Динамика
<<  Спиральная динамика: эволюция ценностей Численные эксперименты в звездной динамике  >>
Динамика корон рассеянных звездных скоплений
Динамика корон рассеянных звездных скоплений
Повышенная плотность числа звезд в широких окрестностях рассеянных
Повышенная плотность числа звезд в широких окрестностях рассеянных
Значительный интерес представляет вопрос о динамике корон рассеянных
Значительный интерес представляет вопрос о динамике корон рассеянных
Для оценки приливных радиусов Rt рассеянных скоплений использовались
Для оценки приливных радиусов Rt рассеянных скоплений использовались
Fukushiga и Heggie (2000) - выполнен теоретический анализ движения
Fukushiga и Heggie (2000) - выполнен теоретический анализ движения
Ross, Mennim и Heggie (1997) - для модели скопления в виде точечной
Ross, Mennim и Heggie (1997) - для модели скопления в виде точечной
Целями данной работы являются: Разработка метода выделения корон в
Целями данной работы являются: Разработка метода выделения корон в
В настоящей работе используются результаты численного моделирования в
В настоящей работе используются результаты численного моделирования в
Фазовые координаты звезд моделей рассеянных звездных скоплений для
Фазовые координаты звезд моделей рассеянных звездных скоплений для
В работах Данилова В.М. (напр
В работах Данилова В.М. (напр
Для отбора звезд короны был применен следующий алгоритм: Из множества
Для отбора звезд короны был применен следующий алгоритм: Из множества
Корона ускоренно расширяется вдоль плоскости (
Корона ускоренно расширяется вдоль плоскости (
1.23±0
1.23±0
Отношение величин sy и sx меняется от 0.82±0
Отношение величин sy и sx меняется от 0.82±0
Динамика корон рассеянных звездных скоплений
Динамика корон рассеянных звездных скоплений
Динамика корон рассеянных звездных скоплений
Динамика корон рассеянных звездных скоплений
Динамика корон рассеянных звездных скоплений
Динамика корон рассеянных звездных скоплений
Здесь v – модуль скорости звезды, - «энергия», приходящаяся на единицу
Здесь v – модуль скорости звезды, - «энергия», приходящаяся на единицу
В модели с постоянными номерами звезд Nc = 93 и Nh = 307; 100 звезд за
В модели с постоянными номерами звезд Nc = 93 и Nh = 307; 100 звезд за
(i=0,1,2,3)
(i=0,1,2,3)
Динамика корон рассеянных звездных скоплений
Динамика корон рассеянных звездных скоплений
В данной работе были выполнены оценки фазовой плотности скопления в
В данной работе были выполнены оценки фазовой плотности скопления в
Все скопление
Все скопление
Таким образом, несмотря на признаки динамической неустойчивости корон:
Таким образом, несмотря на признаки динамической неустойчивости корон:
t=3
t=3
Распределение скоростей звезд в случае функции фазовой плотности,
Распределение скоростей звезд в случае функции фазовой плотности,
Динамика корон рассеянных звездных скоплений
Динамика корон рассеянных звездных скоплений
Необходимо отметить, что общее распределение скоростей звезд короны в
Необходимо отметить, что общее распределение скоростей звезд короны в
Динамика корон рассеянных звездных скоплений
Динамика корон рассеянных звездных скоплений
Отметим, что распределение скоростей звезд в случае функции фазовой
Отметим, что распределение скоростей звезд в случае функции фазовой
К числу признаков гравитационной связанности звезд корон рассеянных
К числу признаков гравитационной связанности звезд корон рассеянных
Динамика корон рассеянных звездных скоплений
Динамика корон рассеянных звездных скоплений
Для анализа гравитационной связанности корон моделей рассеянных
Для анализа гравитационной связанности корон моделей рассеянных
В таблице 2 для моделей скоплений приведены: Nh - число звезд в короне
В таблице 2 для моделей скоплений приведены: Nh - число звезд в короне
Величины N5 и
Величины N5 и
Согласно таблице 2, оценки скорости диссипации звезд короны составляют
Согласно таблице 2, оценки скорости диссипации звезд короны составляют
В случае простой двухточечной модели звездного скопления такие
В случае простой двухточечной модели звездного скопления такие
Динамика корон рассеянных звездных скоплений
Динамика корон рассеянных звездных скоплений
Начальные условия, периоды и времена Ляпунова для орбит
Начальные условия, периоды и времена Ляпунова для орбит
Таким образом, периодические орбиты на расстояниях r>Rt от центра масс
Таким образом, периодические орбиты на расстояниях r>Rt от центра масс
В нашей работе получены следующие основные результаты: 1. Предложен
В нашей работе получены следующие основные результаты: 1. Предложен
3. В интервале расстояний от центра r/Rt [1; 3] в моделях скоплений
3. В интервале расстояний от центра r/Rt [1; 3] в моделях скоплений
5. Для шести моделей рассеянных скоплений получены оценки скорости
5. Для шести моделей рассеянных скоплений получены оценки скорости
Спасибо за внимание
Спасибо за внимание

Презентация: «Динамика корон рассеянных звездных скоплений». Автор: LENOVO USER. Файл: «Динамика корон рассеянных звездных скоплений.ppt». Размер zip-архива: 1303 КБ.

Динамика корон рассеянных звездных скоплений

содержание презентации «Динамика корон рассеянных звездных скоплений.ppt»
СлайдТекст
1 Динамика корон рассеянных звездных скоплений

Динамика корон рассеянных звездных скоплений

В. М. Данилов, С. И. Путков, А. Ф. Селезнев Уральский федеральный университет

Екатеринбург 2013

2 Повышенная плотность числа звезд в широких окрестностях рассеянных

Повышенная плотность числа звезд в широких окрестностях рассеянных

звездных скоплений впервые была отмечена Шепли и Трюмплером в 20-х годах прошлого века. Более детально структура ряда рассеянных и шаровых скоплений была исследована в работах Павла Николаевича Холопова и Натальи Михайловны Артюхиной. На основе этих исследований П.Н.Холопов сделал вывод, что ядра и короны скоплений – это характерная структурная особенность любого скопления.

3 Значительный интерес представляет вопрос о динамике корон рассеянных

Значительный интерес представляет вопрос о динамике корон рассеянных

звездных скоплений – об их устойчивости во внешнем гравитационном поле Галактики, об условиях и скорости ухода звезд из скопления. Согласно оценкам Холопова, короны рассмотренных в его работах скоплений динамически устойчивы в гравитационном поле Галактики. Fellhauer и Heggie (2005) построили и исследовали равновесную эллипсоидальную модель гравитационно несвязанного звездного скопления в приливном поле Галактики. Они смогли построить однородную по плотности модель в состоянии неустойчивого равновесия. Выполненные ими численные эксперименты показывают, что системы с малой плотностью (~1% от фоновой) и начальным размером большой полуоси эллипсоида системы 50 пк на круговой орбите радиусом в 10 кпк в Галактике могут выживать в течение 20 оборотов вокруг галактического центра.

4 Для оценки приливных радиусов Rt рассеянных скоплений использовались

Для оценки приливных радиусов Rt рассеянных скоплений использовались

различные подходы: из условия баланса сил, действующих на пробную звезду скопления вдоль линии, соединяющей центры масс скопления и Галактики, как радиус области устойчивости орбит звезд скопления в поле внешних сил. В этих исследованиях, в частности, было обнаружено (работы Keenan с соавторами и Jefferys), что звезды с «обратными» траекториями в скоплении слабее подвержены возмущающему влиянию поля Галактики и остаются связанными до больших расстояний от центра скопления, чем звезды с «прямыми» траекториями.

5 Fukushiga и Heggie (2000) - выполнен теоретический анализ движения

Fukushiga и Heggie (2000) - выполнен теоретический анализ движения

диссипирующей звезды в окрестностях Лагранжевых точек и получены оценки времени диссипации в зависимости от энергии движения звезды. Для ряда моделей скоплений в этой работе показано, что звезды с энергиями выше критической могут оставаться гравитационно связанными в скоплении в течение очень большого промежутка времени (значительно большего, чем динамическое время). Takahashi и Baumgardt (2012) для описания диссипации звезд в моделях шаровых скоплений использовали энергетический и апоцентрический критерии; в этом случае энергия звезды выше критической и апоцентрическое расстояние звезды больше, чем 2/3 от приливного радиуса Rt. Для звезд, удовлетворяющих этим критериям, показано, что они вполне могут быть снова захвачены скоплением вследствие звездных сближений.

6 Ross, Mennim и Heggie (1997) - для модели скопления в виде точечной

Ross, Mennim и Heggie (1997) - для модели скопления в виде точечной

массы, движущегося по круговой орбите в линеаризованном силовом поле Галактики, получены условия диссипации звезды (условия удаления звезды на бесконечное расстояние от скопления). Представляет интерес использование таких условий для изучения диссипации звезд из корон рассеянных скоплений. Представляет интерес также обсуждение применимости некоторых удобных для использования моделей фазовой плотности числа звезд скопления и его короны в случае более реалистических начальных условий для фазовых координат звезд, чем в работе Fellhauer и Heggie.

7 Целями данной работы являются: Разработка метода выделения корон в

Целями данной работы являются: Разработка метода выделения корон в

моделях рассеянных скоплений. Построение моделей корон для шести численных моделей скоплений, определение параметров корон, изучение кинематики движений звезд в коронах, анализ динамической эволюции корон. Изучение признаков гравитационной связанности звезд короны вплоть до расстояний в несколько приливных радиусов Rt от центра скопления. Оценки скорости диссипации звезд короны с использованием критерия Ross, Mennim, Heggie гравитационной связанности звезды в скоплении.

8 В настоящей работе используются результаты численного моделирования в

В настоящей работе используются результаты численного моделирования в

рамках задачи N тел с N=500 и телами одинаковой массы, полученные в работе Данилова и Дорогавцевой (2008). Использовалась модель потенциала Галактики Кутузова и Осипкова (1980).

В начальный момент времени скопление моделировалось в виде двух однородных шаров с совпадающими центрами масс, представляющих собой ядро и гало скопления (начальный радиус гало брался несколько меньше приливного радиуса скопления).

8200 пк

9 Фазовые координаты звезд моделей рассеянных звездных скоплений для

Фазовые координаты звезд моделей рассеянных звездных скоплений для

разных моментов времени были получены при интегрировании уравнений движения звезд с использованием разностных схем 10-го и 11-го порядков точности на интервале времени , где - время бурной релаксации модели скопления, принятое равным (Aarseth 1974). Расчеты проводились с точностью 15-16 десятичных цифр. Всего были получены 6 численных моделей рассеянных звездных скоплений, отличающихся начальными условиями (от 1 до 6 уменьшается степень нестационарности модели). Система единиц, использующаяся в работе – 1 пк, 1 m?, 1 миллион лет.

10 В работах Данилова В.М. (напр

В работах Данилова В.М. (напр

1997, ПАЖ, 23, 365) показано, что сохранение полной энергии Е, традиционно использующееся в качестве критерия точности вычислений, недостаточно для оценок функции фазовой плотности. К условию Е=const необходимо дополнительно использовать критерий, основанный на статистическом совпадении распределений фазовой плотности, полученных при интегрировании уравнений движения методами 10-го и 11-го порядков. Эти два условия образуют существенно более строгий критерий, но только в этом случае точность вычисления функции фазовой плотности можно считать достаточной для выводов о ее статистических свойствах. При расчете моделей минимальное время, в течение которого выполнялся статистический критерий, равно , что составляет примерно 1.5?108 лет – промежуток, сравнимый со средним временем жизни рассеянного скопления (Wielen R. 1985). Максимальная относительная погрешность вычисления энергии скопления по модулю составляла (1?4)?10?13.

11 Для отбора звезд короны был применен следующий алгоритм: Из множества

Для отбора звезд короны был применен следующий алгоритм: Из множества

номеров звезд модели выделялись подмножества. Подмножество N1 – номера звезд, не уходящих на расстояние более 5 парсек от центра скопления за время ?. Для краткости будем в дальнейшем называть «ядром» подсистему, соответствующую этой группе звезд. Подмножество N2 – номера звезд, не уходящих на расстояние более r2=40пк?4Rt от центра скопления за время ?. В этом случае N1 N2. Исключая из подмножества N2 все номера звезд из N1, находим подмножество номеров звезд короны N h.

Назовем такую модель моделью с постоянными номерами звезд. Эту модель можно уточнить, если в качестве ? использовать меньшую величину, например и определять подмножество Nh на временах . Назовем такую модель моделью с переменными номерами звезд.

12 Корона ускоренно расширяется вдоль плоскости (

Корона ускоренно расширяется вдоль плоскости (

;?) и при образует сплюснутый вдоль оси ? «эллипсоид» со средним отношением равным .

13 1.23±0

1.23±0

10

0.82±0.05

14 Отношение величин sy и sx меняется от 0.82±0

Отношение величин sy и sx меняется от 0.82±0

05 до 1.23±0.10, что, обусловлено вращением "эллипсоида" короны в системе координат (?; ?; ?) в направлении, обратном движению скопления вокруг центра Галактики с периодом млн. лет. Такое вращение короны в данной работе изучалось двумя способами: с помощью двумерных карт распределения поверхностной плотности модели скопления, построенных для ряда близких моментов времени с помощью метода функции-ядра (kernel estimator) ; с помощью зависимостей от времени средних тангенциальных скоростей vt движения звезд ядра и короны.

15 Динамика корон рассеянных звездных скоплений
16 Динамика корон рассеянных звездных скоплений
17 Динамика корон рассеянных звездных скоплений
18 Здесь v – модуль скорости звезды, - «энергия», приходящаяся на единицу

Здесь v – модуль скорости звезды, - «энергия», приходящаяся на единицу

массы звезды, ?1 и ?2 - постоянные, характеризующие силовое поле Галактики в окрестности круговой орбиты скопления, - гравитационный потенциал скопления в точке , - проекция тангенциальной скорости звезды на плоскость ,

Согласно рисункам (c) и (d) в короне преобладают обратные движения звезд.

19 В модели с постоянными номерами звезд Nc = 93 и Nh = 307; 100 звезд за

В модели с постоянными номерами звезд Nc = 93 и Nh = 307; 100 звезд за

время ? уходят от его центра на расстояние большее r2=40 пк, эти звезды формируют приливные хвосты скопления.

Модель 1

При Nc = 109 и Nh = 295

20 (i=0,1,2,3)

(i=0,1,2,3)

21 Динамика корон рассеянных звездных скоплений
22 В данной работе были выполнены оценки фазовой плотности скопления в

В данной работе были выполнены оценки фазовой плотности скопления в

окрестностях каждой звезды с учетом данных о фазовых координатах этой звезды и пяти звезд скопления, ближайших к этой звезде. Такие же оценки фазовой плотности короны скопления получены и для окрестностей звезд короны.

23 Все скопление

Все скопление

Корона

t1 = 2.5

t2 = 3

24 Таким образом, несмотря на признаки динамической неустойчивости корон:

Таким образом, несмотря на признаки динамической неустойчивости корон:

малые плотности в сравнении с критической, размеры намного больше приливного радиуса r2 ? 4Rt, ускоренное расширение корон в интервале расстояний от центра от одного до трех приливных радиусов скопления можно отметить формирование близких к равновесным распределений плотности и фазовой плотности в рассмотренных моделях рассеянных скоплений. Такое временное равновесие корон обусловлено балансом числа звезд, приходящих в корону из центральных областей скопления и уходящих на периферию короны или за ее пределы.

25 t=3

t=3

Скопление

Корона

26 Распределение скоростей звезд в случае функции фазовой плотности,

Распределение скоростей звезд в случае функции фазовой плотности,

показанной на рисунке (а), является сферически симметричным. Рассмотрим функцию ln(F) следующего вида: (1) где ?i – постоянные величины, а - удельный угловой момент движения звезды относительно оси ?. Коэффициенты ?i определяются методом Марквардта при аппроксимации величины ln(F) функцией (1), они приводятся в Таблице 1 для момента времени t=3 . Такая модель для функции фазовой плотности была получена в работе Данилова (2000) в бесстолкновительном приближении при максимизации энтропии скопления и наличии нескольких ограничений (постоянство массы, энергии, углового момента относительно оси ? и кинетической энергии по ?-координате).

27 Динамика корон рассеянных звездных скоплений
28 Необходимо отметить, что общее распределение скоростей звезд короны в

Необходимо отметить, что общее распределение скоростей звезд короны в

моделях 4-6 при t=3 несколько ближе к сферическому, чем в моделях 1-3. Пусть и , где , , - выборочные стандартные отклонения скоростей v?, v?, v? звезд короны от их средних значений. К моменту времени t=3 величины di (i = 1; 2) в моделях 4-6 достигают значений d1?1.12?1.17, d2?0.95?1.15. В случае моделей 1-3, находим: d1?1.19?1.29, d2?0.90?1.05, эти величины показаны в последних столбцах Таблицы 2.

29 Динамика корон рассеянных звездных скоплений
30 Отметим, что распределение скоростей звезд в случае функции фазовой

Отметим, что распределение скоростей звезд в случае функции фазовой

плотности F = F(x), в большей степени соответствует наблюдаемому в численных динамических моделях рассеянных скоплений, чем в случае функции фазовой плотности F = F(?). Исследование поля скоростей моделей скоплений показало, что для звезд короны в моделях 1-6 при t=3?VR характерны движения от центра скопления вдоль оси ? вблизи точек ?=±Rt; ?=?=0, а также движения звезд, соответствующие вращению короны в обратном направлении по сравнению с движением скопления относительно центра Галактики. Такие движения наиболее заметны для звезд короны, расположенных вблизи оси ? в окрестностях точек ?=?=0; ?=±0.5Rt, и постепенно убывают с удалением от центра скопления вдоль оси ?. Это, а также другие характеристики поля скоростей говорят об отсутствии сферической симметрии распределения скоростей в моделях скоплений.

31 К числу признаков гравитационной связанности звезд корон рассеянных

К числу признаков гравитационной связанности звезд корон рассеянных

скоплений вплоть до расстояний ~4Rt от центра скопления можно отнести наличие близких к периодическим обратных средних движений большого числа звезд корон в плоскости (?;?). На рисунке показаны средние траектории трех групп звезд короны для модели 1: Ns = 36, [3.5; 30] пк, Ns = 27, [4; 40] пк, Ns = 6, [5; 40] пк, где Ns – число звезд в группе, ?c и ?c - средние координаты ? и ? звезд в группах. Хорошо видно, что в коронах преобладают обратные движения звезд.

32 Динамика корон рассеянных звездных скоплений
33 Для анализа гравитационной связанности корон моделей рассеянных

Для анализа гравитационной связанности корон моделей рассеянных

скоплений на промежутках времени ? в данной работе использовались условия диссипации звезд, найденные в работе Ross, Mennim, Heggie. При использовании этих условий масса скопления для каждой звезды в момент времени t принималась равной суммарной массе всех звезд, находящихся на расстояниях r, меньших расстояния данной звезды от центра скопления. Для каждой звезды был вычислен промежуток времени ?t, в течение которого удовлетворяются условия диссипации звезды из скопления. Оказалось, что средняя по звездам короны величина принимает значения в интервале от = 0.0004±0.0003 в модели 4 до = 0.0017±0.0006 в модели 1. Для звезд, уходящих за время ? на расстояние r > r2 от центра скопления, в моделях 1-6 величина принимает значения в интервале от =0.0933±0.0251 в модели 4 до = 0.283±0.015 в модели 1.

34 В таблице 2 для моделей скоплений приведены: Nh - число звезд в короне

В таблице 2 для моделей скоплений приведены: Nh - число звезд в короне

N3 и N5 - числа звезд короны, удовлетворяющих условиям диссипации из скопления (Ross, Mennim, Heggie) при t ? 3?VR и t ? 5?VR, соответственно. Величины N3 и N5, указанные в скобках, соответствуют звездам, уходящим на расстояние r > r2 от центра скопления в те же промежутки времени. Пусть q = N5/Nh - доля диссипирующих звезд короны за время 2?VR при (т.к. число звезд короны с расстояниями r < r2 от центра скопления равно Nh при t = 3?VR ). Тогда величину можно рассматривать как оценку средней скорости диссипации звезд из короны при где ?= q/2. В таблице 2 приведена величина ? для корон моделей скоплений, полученная с использованием критерия Ross, Mennim, Heggie. Величины ?, указанные в скобках, определяются звездами, уходящими на расстояние r > r2 от центра скопления при .

35 Величины N5 и

Величины N5 и

, полученные с использованием критерия Ross, Mennim, Heggie и нашего критерия (r<r 2 при t<?) хорошо согласуются между собой.

36 Согласно таблице 2, оценки скорости диссипации звезд короны составляют

Согласно таблице 2, оценки скорости диссипации звезд короны составляют

от 0.03 до 0.23 от числа звезд короны за время бурной релаксации скопления при . Величина d=(Nh?N3)/Nh (это доля звезд короны, гравитационно связанных со скоплением согласно критерию Ross, Mennim, Heggie при t ? ? ) в процентах для моделей 1-6 также приведена в таблице 2. Эта величина составляет (91?99)% и лишь слабо изменяется с переходом от одной модели к другой, что также указывает на гравитационную связанность корон моделей скоплений, рассмотренных в данной работе. Причиной медленного распада корон рассеянных скоплений при r>Rt и может быть существование в скоплениях условий для формирования большого числа периодических орбит и близких к ним траекторий звезд с обратным движением и большими периодами обращения P вокруг центра скопления P?? при энергиях ??0.

37 В случае простой двухточечной модели звездного скопления такие

В случае простой двухточечной модели звездного скопления такие

периодические орбиты легко могут быть обнаружены. В этой модели одна точка соответствует звезде с массой m1 = 1m?, а вторая точка - скоплению с массой m2 = 499m?; центр масс такой модели двигается по круговой орбите радиуса RG = 8200 пк вокруг центра Галактики, как и рассмотренные модели 1-6 скоплений. На рисунке показаны три периодические орбиты звезд с удельными энергиями (на единицу массы звезды) ? = 0.1 (это значительно больше критической энергии ?t, которая для такой двухточечной модели составляет ?t ??0.3236327). Стрелками на рисунке показано начальное направление движения звезды.

38 Динамика корон рассеянных звездных скоплений
39 Начальные условия, периоды и времена Ляпунова для орбит

Начальные условия, периоды и времена Ляпунова для орбит

?t – это значение ?-координаты для границы области устойчивости скопления. * см. Данилов, Чернова (2008).

40 Таким образом, периодические орбиты на расстояниях r>Rt от центра масс

Таким образом, периодические орбиты на расстояниях r>Rt от центра масс

скопления существуют. Это же отмечалось и в работе Ross, Mennim, Heggie. Условия диссипации звезды на орбитах 1-3 не выполняются, следовательно, звезду на этих орбитах можно считать гравитационно связанной в рассмотренной двухточечной модели. Величины P и t? для орбит, показанных на рисунке, вполне сравнимы с величиной ? для рассеянных скоплений. В окрестностях этих орбит вполне может существовать большое число незамкнутых траекторий с обратным движением и с близкими к найденным здесь значениями t?. Промежуток времени движения звезд с такими траекториями вблизи скопления вполне может быть сравним с периодами P для найденных здесь периодических орбит. В моделях 1-6 скоплений действие звезд с такими траекториями на скопление может оказаться существенным. Такие звезды, формируя короны рассеянных скоплений, могут влиять на стабильность скопления, увеличивая сроки его распада в поле сил Галактики.

41 В нашей работе получены следующие основные результаты: 1. Предложен

В нашей работе получены следующие основные результаты: 1. Предложен

метод выделения корон в моделях рассеянных скоплений по данным о траекториях звезд в этих моделях на промежутках времени жизни ? таких скоплений. В состав короны скопления включены звезды, удовлетворяющие условию r<r2 при t ? ?; в состав короны не входят звезды ядра скопления, удовлетворяющие условию r < r1 при t ? ?, где r - расстояние звезды от центра скопления, r1 и r2 - радиусы ядра и короны (в наших расчетах r1 ? 0.5Rt и r2 ? 4Rt). 2. Для шести численных моделей рассеянных скоплений построены модели корон, определены параметры корон, направление и характер их динамической эволюции. В коронах преобладают обратные движения звезд, что вполне согласуется с результатами исследований траекторий звезд скоплений в работах других авторов.

42 3. В интервале расстояний от центра r/Rt [1; 3] в моделях скоплений

3. В интервале расстояний от центра r/Rt [1; 3] в моделях скоплений

отмечено формирование близких к равновесным распределений плотности и фазовой плотности числа звезд. Построены аппроксимации фазовой плотности короны и скопления распределениями, зависящими от линейной комбинации энергии, углового момента относительно оси ? и кинетической энергии по ?-координате. Временное равновесие корон обусловлено балансом числа звезд, приходящих в корону из центральных областей скопления и уходящих на периферию короны или за её пределы. 4. Обнаружены признаки гравитационной связанности звезд короны вплоть до расстояний в ~4Rt от центра скопления (наличие близких к периодическим обратных средних движений большого числа звезд короны в плоскости (?;?); (91 ? 99)% звезд короны на промежутках времени ? удовлетворяют критерию гравитационной связанности Ross, Mennim, Heggie (1997)).

43 5. Для шести моделей рассеянных скоплений получены оценки скорости

5. Для шести моделей рассеянных скоплений получены оценки скорости

диссипации звезд короны: при t>?. Оценки величин , полученные с использованием условий диссипации звезды из скопления Ross, Mennim, Heggie (1997) и условий принадлежности звезды к короне из п.1, хорошо согласуются между собой. 6. В двухточечной модели рассеянного скопления обнаружены и исследованы три неустойчивые периодические орбиты звезд с энергиями ?=0.1(пк/млн.лет)2>0, периодами P и временами Ляпунова t?, сравнимыми с временем жизни рассеянных скоплений ?. Формирование таких орбит и большого числа близких к ним обратных незамкнутых траекторий звезд в рассеянных скоплениях и в численных динамических моделях скоплений вполне может быть причиной формирования корон в таких системах.

44 Спасибо за внимание

Спасибо за внимание

«Динамика корон рассеянных звездных скоплений»
http://900igr.net/prezentacija/fizika/dinamika-koron-rassejannykh-zvezdnykh-skoplenij-185393.html
cсылка на страницу
Урок

Физика

134 темы
Слайды
900igr.net > Презентации по физике > Динамика > Динамика корон рассеянных звездных скоплений