تشکیل یک فراکتال بالا

A & A 413 ، 929-937 (2004) doi: 10. 1051/0004-6361: 20031529

تکامل دینامیکی خوشه های ستاره فراکتال: بقای زیر ساخت

S. P. Goodwin - A. P. Whitworth

گروه فیزیک و نجوم ، دانشگاه کاردیف ، 5 رژه ، کاردیف ، CF24 3YB ، انگلیس

دریافت 16 آوریل 2003 / پذیرفته شده 25 سپتامبر 2003

ما به منظور بررسی تکامل زیر ساخت در خوشه های اخیراً تشکیل شده ، پویایی خوشه های ستاره فراکتال را شبیه سازی می کنیم. پراکندگی سرعت پارامتر اصلی تعیین بقای زیر ساختار است. در خوشه هایی با پراکندگی سرعت اولیه پایین ، فروپاشی متعاقب خوشه تمایل به پاک کردن زیر ساخت دارد ، اگرچه ممکن است برخی از زیر ساخت ها فراتر از مرحله فروپاشی باشند. در خوشه هایی با نسبت ویروسی 0. 5 یا بالاتر ، زیر ساخت اولیه چگالی برای چندین زمان عبور ، تقریباً در همه موارد زنده مانده است. حتی اگر یک خوشه در ابتدا همگن باشد ، اگر با پراکندگی سرعت منسجم متولد شود ، می تواند زیر ساخت و ساز ایجاد کند.

این نتایج نشان می دهد که شرایط اولیه ساده مورد استفاده برای بسیاری از شبیه سازی های پیشرفته N-body می تواند یک مرحله بسیار مهم و چشمگیر از تکامل خوشه ای ستاره را از دست بدهد.

کلمات کلیدی: دینامیک ستاره ای - خوشه ها و انجمن ها: عمومی

به نظر می رسد که بیشتر ستارگان - احتمالاً همه ستاره ها - در خوشه ها شکل می گیرند. تحول پویا آنها از این رو مورد توجه بسیاری قرار دارد. در سالهای اخیر ، کدهایی مانند Nbody 6 (Aarseth 2000) ، که شامل تکامل ستاره ای و از دست دادن انبوه ، تکامل باینری و انتقال انبوه است ، نسل جدیدی از شبیه سازی های "سینک آشپزخانه" را امکان پذیر کرده است (به عنوان مثال Kroupa و همکاران 2001 ؛هورلی و همکاران 2001 ؛ Portegies Zwart و همکاران 2001). با این حال ، شرایط اولیه برای این شبیه سازی ها اغلب بسیار ساده بوده است ، به عنوان مثال مدل های Plummer ، در تضاد آشکار با جزئیات عالی که در مدل سازی تکامل متعاقب آن است.

از طرف دیگر ، مشاهدات خوشه های ستاره نشان می دهد که شرایط اولیه برای تشکیل ستاره بسیار پیچیده و ساختار یافته است ، هم در توزیع گاز مولکولی که ستاره ها از آن شکل می گیرند (به عنوان مثال ویلیامز 1999 و منابع موجود در آن) ، و درتوزیع ستارگان تازه تشکیل شده (به عنوان مثال بیت و همکاران 1998 ؛ گلادوین و همکاران 1999).

Aarseth & Hills (1972) اولین کسی بود که در مورد تکامل خوشه های فروپاشی ستاره با زیر ساختار تحقیق کرد. شبیه سازی آنها با قدرت رایانه موجود به خوشه های 120 ستاره محدود شد. آنها دریافتند که زیر مجموعه در یک بازه زمانی سقوط آزاد نابود شده است. بعداً گودوین (1998) یک خوشه اولیه ویروسی شده با زیر ساخت چگالی و تعداد بیشتری از ستاره ها را مورد بررسی قرار داد. وی دریافت که بیشتر زیر ساخت اولیه در چند بار عبور پاک شده است.

در این مقاله به بررسی تکامل خوشه های ستاره در ابتدا فراکتال می پردازیم تا ببینیم که زیرساخت چه مدت می تواند زنده بماند. مدل های ما شامل خوشه های ستاره ای با پراکندگی سرعت زیاد است ، همانطور که در خوشه ها اندکی پس از بیرون کشیدن گاز باقیمانده آنها انتظار می رود (رجوع کنید به گودوین 1997). علاوه بر این ، ما خوشه های فراکتالی را بررسی می کنیم که در آن زیرساخت چگالی با پراکندگی سرعت منسجم ارتباط دارد ، همانطور که در خوشه هایی که زیر نپد ها از هسته های مولکولی مجزا تشکیل می شوند ، انتظار می رود.

ما پیشنهاد نمی کنیم که خوشه های ستاره لزوماً فراکتال باشند. طیف وسیعی از مقیاس هایی که خوشه های ستاره های جوان در آن زیر مجموعه ای از ساختار را نشان می دهند ، معمولاً بسیار کوچک است ، اغلب کمتر از ترتیب بزرگی است ، بنابراین مفهوم یک فراکتال را نمی توان به شدت استفاده کرد. با این وجود ، فراکتال ها توصیف ساده و یک پارامتری از جمع را ارائه می دهند ، و به همین دلیل ما از آنها استفاده می کنیم.

ما شبیه سازی های N-body خود را بر روی یک تخته انگور 5 انجام می دهیم ، که امکان راه حل بسیار سریع مشکل گرانشی N-Body را فراهم می کند (کاوای و همکاران 2000). ما از یک یکپارچه سازنده N-Body مرتبه اول ساده استفاده می کنیم ، زیرا سرعت تخته انگور - 5 اجازه می دهد تا زمان به اندازه کافی کوچک تنظیم شود که در طول یک شبیه سازی ، کل انرژی سیستم هرگز بیش از 0. 01 درصد تغییر نمی کند، و معمولاً به طور قابل توجهی کمتر از این. از طول نرم شدن کوچک استفاده می شود (به طور کلی از سفارش 1 0-5 در واحدهای کد).

حضور باینری ها در یک خوشه با تغییر پارامترهای ضربه ، تکامل دینامیکی سیستم را تحت تأثیر قرار می دهد. با این حال ، آزمایشات با استفاده از طول نرم کننده مختلف ، نتایج را مستقل از طول نرم کننده نشان می دهد ، حتی اگر به طور قابل توجهی بزرگتر از 1 0-5 متعارف ما باشد. این امر به دلیل آرامش در ابتدای آرامش شدید ، به جای آرامش دو بدن با محوریت است.

توزیع های فراکتال با تعریف U R-Cube با سمت 2 و قرار دادن یک والدین UR در مرکز U R-Cube ایجاد می شود. در مرحله بعد ، ur-cube به زیر مکعب های مساوی تقسیم می شود و کودک در مرکز هر زیر مکعب (نسل اول) قرار می گیرد. به طور معمول ما استفاده می کنیم ، در این صورت 8 کودک زیر و 8 کودک نسل اول وجود دارد. احتمال اینکه کودک به خودی خود پدر و مادر شود ، جایی است که D بعد فراکتال است. برای پایین تر D ، احتمال بالغ شدن کودک برای والدین پایین تر است. کودکانی که بالغ نمی شوند ، همراه با والدین UR حذف می شوند. برای جلوگیری از ساختار آشکارا شبکه شده ، کمی سر و صدای کمی به موقعیت های کودکان باقیمانده اضافه می شود ، و آنها به والدین نسل بعدی تبدیل می شوند ، هر یک از کودکان تخم ریزی می کنند (نسل دوم) در مراکز زیر مجموعه با حجم برابر-کابین ها ، و هر کودک نسل دوم احتمال بلوغ برای والدین شدن دارد. این فرآیند به صورت بازگشتی تکرار می شود تا زمانی که نسل به اندازه کافی بزرگ وجود داشته باشد ، حتی پس از هرس برای تحمیل یک پاکت کروی شعاع 1 در داخل U R-Cube ، کودکان بیشتری نسبت به تعداد مورد نیاز ستاره ها وجود دارند. سپس کودکان به طور تصادفی جمع می شوند تا تعداد مورد نیاز باقی بماند ، و کودکان بازمانده با ستاره های خوشه مشخص می شوند.

ما طیف وسیعی از مدل ها را با و ستاره ها کشف می کنیم. ابعاد فراکتال که ما بررسی می کنیم D = 1. 6 ، 2. 0 ، 2. 6 و 3. 0 است ، زیرا این همه مربوط به 2 D (میانگین تعداد کودکان بلوغ) نزدیک به یک عدد صحیح است. این احتمال عزیمت از بعد فراکتال مشخص شده را کاهش می دهد ، زیرا در الگوریتم ما برای ساخت یک خوشه اولیه تعداد فرزندان بالغ متولد شده برای هر والدین باید یک عدد صحیح باشد.

شبیه سازی های ما با یک پراکندگی سرعت تصادفی شروع می شود ، که یا ناسازگار یا منسجم است. برای پراکندگی سرعت ناهماهنگ ، به هر ذره به اجزای سرعت دکارتی تصادفی از توزیع گاوسی داده می شود و سپس این سرعت ها به گونه ای مقیاس می شوند که نسبت ویروسی مقدار تجویز شده را داشته باشد. به عنوان نسبت انرژی جنبشی کل به بزرگی انرژی پتانسیل گرانشی تعریف شده است. مطابق با خوشه ای است که بلافاصله فرو می ریزد. با تعادل ویروسی مطابقت دارد. مطابق با یک خوشه فوق العاده ویریال (یعنی یکی از مواردی که به تازگی گاز باقیمانده آن را اخراج کرده است).

برای پراکندگی سرعت منسجم ، هر ستاره بیشتر سرعت خود را از درخت خانوادگی خود به ارث می برد. ما ابتدا برای هر کودک بالغ از هر نسل محاسبه می کنیم ، چند ستاره از آن فرود می آیند و این باعث می شود کودک باشد. در مرحله بعد ، با شروع فرزندان نسل اول ، ما به آنها سرعت تصادفی نسبت به U R-Parent می دهیم ، به طوری که آنها یک خوشه ویروسی تشکیل می دهند. ما با فرزندان هر خانواده بعدی به همان روش رفتار می کنیم و به آنها سرعت تصادفی نسبت به والدین می دهیم ، به طوری که آنها یک گروه زیر ویروسی تشکیل می دهند ، اما علاوه بر این ، سرعت والدین را نیز به دست می آورند. این فرایند به صورت بازگشتی تکرار می شود ، و از این رو ستاره های نسل نهایی سرعت های تصادفی را از تمام پیشینیان خود به ارث می برند و پراکندگی سرعت منسجم را می بخشد. سرانجام ، سرعت ها به گونه ای مقیاس بندی می شوند که نسبت ویروسی از مقدار تجویز شده برخوردار باشد.

ما معتقدیم که واقع بینانه ترین پراکندگی سرعت اولیه که از آنها استفاده می کنیم ، منسجم و فوق العاده ویروس () است. شبیه سازی های ما شامل یک مؤلفه گازی نیست ، اما فرض می کنیم که گاز باقیمانده خیلی سریع و اخیراً از خوشه اخراج شده است. اگر ستاره ها قبلاً با گاز باقیمانده در تعادل ویروسی بوده اند ، نسبت ویروسی مؤلفه صرفاً ستاره ای فوق العاده وری است. همچنین به نظر می رسد که سرعت ستارگان به صورت محلی با هم در ارتباط خواهند بود ، با این فرض که هر زیر خوشه ستاره ها از یک هسته مولکولی واحد تشکیل شده است.

هدف اصلی این مقاله بررسی چگونگی سریع ساختاری چگالی اولیه و انسجام سرعت مرتبط با آن است و بازه زمانی معمولی قبل از خوشه می تواند صاف باشد. برای انجام این کار ، ما به یک روش قوی برای اندازه گیری جمع شدن یک خوشه نیاز داریم.

یک روش تعیین تکامل بعد فراکتال خوشه است. با این حال ، این روش دارای اشکالاتی است ، زیرا اندازه گیری ابعاد فراکتال توزیع با یک شیب چگالی شعاعی کلی قوی است. خوشه ها به سرعت یک ساختار HALO هسته را به دست می آورند ، که در آن میانگین جداسازی بین ستاره ها با یک عامل مهم کاهش می یابد. برای تعیین ابعاد جعبه فراکتال یک خوشه ، یک شبکه از سلول ها روی خوشه پوشانده می شوند و تعداد سلول های حاوی حداقل یک ستاره شمارش می شود. این کار تکرار می شود ، با شروع یک شبکه درشت از سلول های بزرگ ، و به شبکه های ظریف تر سلول های کوچکتر ادامه می یابد. سپس جعبه فراکتال با شیب یک طرح از ورود تعداد سلول های اشغال شده در برابر ورود به اندازه سلول معکوس داده می شود. این شیب در نقطه ای که شبکه اشباع می شود ، می چرخد ، یعنی جایی که تعداد سلولهای اشغال شده با تعداد ستاره ها برابر است. کاهش بیشتر اندازه سلول سپس هیچ تفاوتی در اشغال سلول ایجاد نمی کند. با این حال ، در حضور یک گرادیان چگالی ، اشباع هاله قبل از اشباع هسته رخ می دهد و یک رابطه پیچیده ایجاد می کند که تفسیر آن دشوار است. اگر توزیع چگالی شعاعی کلی پیشینی شناخته شود ، ممکن است جبران این امر را جبران کند ، اما به طور کلی اینگونه نیست.

روش ساده ای که ما برای اندازه گیری جمع آوری استفاده می کنیم ، این است که هر ستاره را با چگالی محلی همراه کنیم ، که توسط 5 متر بر ولت 5 داده می شود ، جایی که m جرم ستاره ای است و V 5 حجم کروی است که توسط پنجمین ستاره نزدیک است. در مرحله بعد ما پوسته های کروی با محوریت مرکز جرم ده ستاره متراکم قرار می گیریم و چگالی متوسط را در هر پوسته کار می کنیم. پس از آن زیر ساخت به عنوان ستاره (یا گروه های ستاره) در یک پوسته قابل مشاهده است که چگالی قابل توجهی بالاتر از چگالی متوسط آن پوسته دارد. به عنوان معیار سطح جمع ، از دو عدد ، F 20 و F 50 استفاده می کنیم. F 20 (F 50) کسری از پوسته ها را اندازه گیری می کند که در آن بیش از 20 ٪ (50 ٪) از ستاره ها بیش از 5 برابر چگالی متوسط دارند. سطح بالایی از جمع در مقادیر بزرگ F 20 و F 50 منعکس شده است. ما برآورد چگالی وزنی پیچیده تر و پیچیده تر را آزمایش کردیم (مانند موارد مورد استفاده در شبیه سازی SPH) ، اما تفاوت معنی داری در نتایج پیدا نکردیم.

F 20 و F 50 تا حد زیادی تحت تأثیر آمار تعداد کمی قرار نمی گیرند. تست های انجام شده با خوشه های 1000 ستاره نشان می دهد که برای خوشه های مختلف که نباید دارای جمع قابل توجهی باشند ، به عنوان مثال. یک خوشه چگالی یکنواخت به طور تصادفی توزیع شده ، یک خوشه پلومر به طور تصادفی توزیع شده و یک خوشه فراکتال d = 3. در مقابل ، یک خوشه d = 1. 6 Fractal ، که باید بسیار جمع باشد ، دارد. نتیجه می گیریم که F 20 و F 50 اقدامات مفیدی از جمع شدن هستند. شکل 1 توزیع فراکتال با زیر ساختار آشکار را نشان می دهد ، و نقاط بزرگ نشان می دهد که ستاره ها با این روش 5 برابر چگالی متوسط انتخاب شده اند. آنها به خوبی با زیر ساختاری که چشم انسان مشخص می کند ، همزمان می شوند.

اکنون ما از F 20 و F 50 برای بررسی تکامل و پاک کردن زیر ساخت از یک خوشه در ابتدا فراکتال استفاده می کنیم.

شکل 2 نتایج معمولی را برای تکامل F 20 و F 50 برای خوشه هایی که نسبت ویروسی اولیه دارند (به گونه ای که آنها فروپاشی می کنند) و ابعاد فراکتال اولیه d = 1. 6 ، 2. 0 ، 2. 6 و 3 (کاهش سطح زیر ساخت اولیه) نشان می دهد. در همه این موارد ، پراکندگی سرعت اولیه منسجم است.

زمان در واحدهای N-Body داده می شود ، به گونه ای که G = M = R = 1 ، جایی که M و R کل جرم و شعاع اولیه خوشه هستند. به عنوان مثال ، اگر جرم کل خوشه و شعاع اولیه باشد ، یک بار واحد 1. 5 MYR است (برای جزئیات بیشتر در واحدهای N-Body ، به Heggie & Mathieu 1986 مراجعه کنید).

شکل 2 نشان می دهد که سطح زیر ساخت با گذشت زمان کاهش می یابد و تمام زیر ساخت ها اساساً توسط t = 3 ناپدید شده اند. یک ویژگی جالب افزایش زودگذر در سطح زیر ساخت در خوشه هایی با D بالا (یعنی کسانی که در ابتدا سطح پایین زیر ساخت) دارند. این به دلیل انسجام در زمینه سرعت اولیه است. حتی اگر در ابتدا سطح کمتری از ساختار چگالی وجود داشته باشد ، برای مدت کوتاهی میدان سرعت منسجم ساختاری را تولید می کند. با این حال ، این زیر ساخت دوام چندانی ندارد.

مکانیسم اصلی برای پاک کردن زیر ساخت ، فعل و انفعالات گرانشی بین توده ها است. پتانسیل یک خوشه کلامی بسیار ناهموار است و آرامش خشونت آمیز رخ می دهد و به ستاره ها اجازه می دهد تا در یک بازه زمانی کوتاه به توزیع صاف بپردازند. برخوردهای دو بدن همچنین برای از بین بردن انرژی جنبشی از خوشه اصلی با بیرون کشیدن ستاره ها عمل می کنند. این را می توان در یک هاله به سرعت در حال گسترش ستاره ها در اطراف خوشه اصلی مشاهده کرد ، و یک هسته خوشه ای که اغلب به طور قابل توجهی کوچکتر از اندازه اولیه سیستم است.

شکل 3 به طور مفصل تکامل خوشه D = 2 را از شکل قبلی نشان می دهد. با بازرسی ، تکامل زیر ساخت به خوبی با اقدامات ما F 20 و F 50 شرح داده شده است. در شکل 3 ، توزیع اولیه بسیار کلامی به سرعت از بین می رود. در ابتدا برخی از توده ها پراکنده می شوند ، اما آنهایی که به هم پیوسته اند و بزرگتر از این توده ها سپس توده های اطراف را جذب می کنند. با ادغام بیشتر توده ها ، جمع شدن اولیه پاک می شود. با این حال ، یکی از توده های ادغام به اندازه کافی برای زنده ماندن از فرآیند ادغام اولیه محدود است و در اواخر زمان تا پایین سمت چپ ظاهر می شود. ظهور مجدد این توده افزایش F 20 و F 50 را برای این خوشه در شکل 2 در اطراف t = 2 توضیح می دهد.

شکل 4 تکامل F 20 و F 50 را نشان می دهد ، مانند شکل 2 ، اما برای خوشه هایی با نسبت اولیه ویروسی. خوشه هایی که دارای انرژی جنبشی کافی برای حمایت از خود در برابر فروپاشی کلی هستند ، اما ماهیت کلسیم آنها به این معنی است که تکامل دینامیکی قابل توجهی هنوز اتفاق می افتد. مهمترین ویژگی های شکل 4 زمان طولانی تر برای پاک کردن زیر ساخت و ساز و تداوم زیر ساخت در کل شبیه سازی در خوشه d = 1. 6 است.

انسجام اولیه پراکندگی سرعت در شبیه سازی های بالا مجدداً مسئول افزایش زیر ساختار در اوایل است ، اگرچه این زیر ساخت در یک بازه زمانی چند واحد زمانی پاک می شود (چند MYR در یک خوشه معمولی).

در خوشه d = 1. 6 ، بقای زیر ساخت به دلیل پراکندگی سرعت بالا و انسجام آن است. همانطور که در شکل 5 مشاهده می شود ، خوشه اولیه به سرعت به یک خوشه اصلی و یک زیر خوشه ای پرشور تقسیم می شود ، که دارای سرعت فله کافی برای فرار از زیر خوشه اصلی است ، و به 3 زیر زیر آب کوچک تقسیم می شود. بنابراین.

چنین تکامل برای خوشه های بعد فراکتال کم و برای خوشه های بعد فراکتال بالاتر غیر معمول نیست. نکته اصلی ماهیت منسجم پراکندگی سرعت است. پراکندگی سرعت در زیر یک گروه زیر آن را در برابر فروپاشی نگه می دارد ، و سرعت فله آن به آن کمک می کند تا از ادغام با سایر گروه های زیر جلوگیری کند. از این رو قادر است هویت جداگانه خود را برای مدت طولانی حفظ کند. این در تضاد با موارد مورد بحث در زیر بخش قبلی است ، جایی که فروپاشی تمایل به پاک کردن ساختار و به سرعت دارد.

شکل 6 دوباره F 20 و F 50 را نشان می دهد ، این بار برای خوشه هایی با نسبت ویروسی اولیه ، به گونه ای که گسترش می یابد. در این موارد مشخص است که سطح زیر ساخت به سرعت کاهش نمی یابد. ساختار قابل توجهی در پایان شبیه سازی برای همه d باقی مانده است.

حتی خوشه هایی که ساختار چگالی آنها در ابتدا خیلی کلوپ نیست ، زیرساخت چگالی رشد می کند ، دوباره به دلیل انسجام پراکندگی سرعت اولیه آنها. به طور کلی ، پایین تر D ، توده های بیشتر وجود دارد و آنها کوچکتر هستند. برای H High D اغلب یک خوشه باینری با دو زیر گروه اصلی تشکیل می شود. شکل 7 حالت های نهایی (در t = 5) را برای تحقق مختلف خوشه ها با انواع ابعاد فراکتال اولیه نشان می دهد. تقریباً در تمام خوشه های شبیه سازی هنوز مقدار قابل توجهی از زیر ساختار خوب تعریف شده در t = 5 وجود دارد.(برای کل جرم و شعاع اولیه ، t = 5 مربوط به 5 تا 10 myr است.)

به طور معمول ، توسط t = 5 یک زیر گروه اصلی قابل شناسایی است (به عنوان یک زیر گروه که به طور قابل توجهی بزرگتر از سایر زیر گروه های دیگر است). شکل 7 در بیشتر موارد یک گروه اصلی واضح و روشن با زیر ساختار اطراف را نشان می دهد. در بسیاری از موارد ، زیر ساخت هرگز به طور کلی پاک نمی شود. برخی از توده ها به توده اصلی محدود نمی شوند و بنابراین فرار می کنند. این در خوشه هایی با نسبت اولیه ویروسی بسیار رایج است ، و حتی گاهی اوقات در خوشه هایی با نسبت اولیه ویروسی رخ می دهد. بندرهای فرعی که به زیر گروه اصلی متصل هستند می توانند به عنوان موجودات جداگانه برای مدت زمان قابل توجهی باقی بمانند. ما زیر مجموعه ای از شبیه سازی های خود را تا T = 100 اجرا کردیم و برخی از زیر و سازها را در مدار باقی می مانند. با این حال ، در اکثر موارد ، اثر جزر و مدی از زیر خوشه اصلی هر زیر ساختار محدود را توسط T = 10 یا 20 (تقریباً 10 تا 50 MYR) مختل می کند. این یک خوشه اصلی صاف اما به طور معمول بیضوی است که توسط یک هاله بزرگ و در حال گسترش ستاره ها احاطه شده است. ما با این حال جزئیات این مرحله از تکامل خوشه را با جزئیات بررسی نکردیم.

با توجه به اهمیت بالقوه پراکندگی سرعت منسجم در حفظ - و حتی در حال افزایش - سطح زیر ساخت ، انتظار می رود که خوشه هایی با پراکندگی سرعت ناهماهنگ ، زیرساخت را تا این مدت حفظ کنند. شکل 8 تکامل F 20 و F 50 را برای یک خوشه با نسبت اولیه ویروسی و پراکندگی سرعت ناهماهنگ نشان می دهد. زیر ساخت تقریباً بلافاصله پاک می شود. این شگفت آور است ، زیرا با چنین نسبت ویروسی بزرگی ، هر زیر ساختار چگالی تقریباً فوراً پراکنده می شود.

با این حال ، ما معتقدیم که پراکندگی سرعت منسجم شرایط اولیه قابل قبول است. علت احتمالی زیر ساخت که معمولاً در خوشه های ستاره جوان مشاهده می شود ، تشکیل زیر لایه های ستاره در هسته های مولکولی مجزا است که توسط تلاطم در ابر مولکولی تشکیل می شود. بنابراین انتظار می رود که ستاره های موجود در یک زیر گروه دارای سرعت مشابهی باشند و پراکندگی سرعت با زیرساخت چگالی ارتباط دارد.

نتایج قبلی بر روی خوشه ها با نشان دادن خوشه های نسبتاً غنی و باز (به عنوان مثال ، Pleiades یا Orion) متمرکز شده است. در اینجا ما تأثیر بزرگتر بر بقا یا تخریب زیر ساخت را بررسی می کنیم.

شکل 9 تکامل F 20 و F 50 را برای خوشه هایی با نسبت ویروسی ، پراکندگی سرعت منسجم و d = 1. 6 ، 2 ، 2. 6 و 3 معادل شکل 6 نشان می دهد. شکل 9 یک موضوع مشترک را برای بزرگ نشان می دهد ، یعنی اینکه کاهش در F 20 و F 50 تا حدودی سریعتر از خوشه هایی با کوچک است.

این نتیجه عمدتاً مصنوعاتی از اقدامات تشخیص جمع است. غالباً در خوشه N = 1000 تعداد ذرات موجود در یک سطل شعاعی خاص کوچک است (از نظم چند) ، در حالی که در 10 000 خوشه N = 10. که تعداد آنها (بدیهی است) بسیار بزرگتر است. بنابراین نویز پواسون تأثیر بیشتری بر آمار در خوشه های کم N دارد.

به عنوان نمونه ، دو ، D = 2 خوشه شبیه سازی شدند ، یکی با 10 000 000 و دیگری با 90 درصد ذرات از اولین شبیه سازی که به طور تصادفی برداشته شد. در T = 5 ، خوشه N = 1000 F 20 = 0. 85 و F 50 = 0. 25 و برای N = 10 000 ، F 20 = 0. 70 و F 50 = 0. 05 بود. F-Statistics در شبیه سازی N = 1000 با تأثیر تعداد کم ذرات (5 تا 10) در سطل های شعاعی داخلی افزایش یافته است ، در حالی که خوشه N = 10 000 از این اثر با کمتر از 20 ذره رنج می برددر هر سطلچگالی ذرات در شبیه سازی های کم N نیز نسبت به شبیه سازی های زیاد صاف تر است زیرا شعاع جستجو که در آن 5 ذرات یافت می شود ، معمولاً به طور قابل توجهی بیشتر است. توده های کوچک در شبیه سازی های کم N بیشتر از شبیه سازی های بزرگ بالاتر از چگالی متوسط هستند.

با این وجود ، خوشه های بزرگ هنوز هم سطح قابل توجهی از زیر ساخت را برای چندین زمان عبور حفظ می کنند. این ممکن است توضیحی برای برخی از برآمدگی های غیر عادی مشاهده شده در پروفایل چندین خوشه ستاره LMC باشد (به عنوان مثال مکی و گیلمور 2003).

بررسی مهمترین کلادهای زیر در پایان شبیه سازی ها نشان می دهد که آنها به طور کلی شبیه به خوشه های قدیمی تر هستند. آرامش خوشه ها باعث ایجاد پروفایل های شبیه ساز یا پادشاه ، یعنی یک مشخصات چگالی مرکزی مسطح ، با کاهش شدید در هاله می شود. این به ویژه در خوشه هایی با 10 000 = n روشن است. خوشه نشان داده شده در شکل 5F ، دارای چگالی سطح مرکزی صاف 500 ستاره در واحد در طول شعاع 0. 5 است و به دنبال آن کاهش تقریبی R-2. در هاله های زیر و قابل توجهی وجود دارد که در هاله مشهود است ، که بزرگترین آنها باعث می شود "برآمدگی ها" در مشخصات چگالی سطح ظاهر شوند. برای خوشه هایی با N کم ، روند تشکیل ساختارهای چگالی هسته ای وجود دارد ، اما بسیار واضح تر استبه دلیل سر و صدای کم N

برخی از خوشه ها دارای زیر مجموعه های متمایز و بدون مرز هستند که در تعیین های جمع آوری ما گنجانده شده اند. هنگامی که یک گروه زیر فاصله قابل توجهی از خوشه اصلی طی کرده است ، مشخص خواهد شد (بدون حرکات مناسب) مشخص شود که در همان موقعیت خوشه اصلی شکل گرفته است. بنابراین ممکن است به نظر برسد که آنها خوشه های صاف و جداگانه ای هستند که به طور همزمان تشکیل می شوند ، نه نتیجه تفکیک دینامیکی از همان خوشه اولیه.

مشاهدات مربوط به خوشه های ستاره جوان اغلب توزیع بسیار ناهمگن و کلامی را نشان می دهد. شبیه سازی های ما نشان می دهد که اگر پراکندگی سرعت این خوشه ها کم باشد ، بخش اعظم آن زیر ساخت اولیه در فروپاشی متعاقب پاک می شود (ر. ک: Aarseth & Hills 1972). با این حال ، اگر ، همانطور که ممکن است انتظار داشته باشیم ، پراکندگی سرعت زیاد است ، به گونه ای که این خوشه همچنان پشتیبانی می شود یا حتی گسترش می یابد ، در این صورت سطح قابل توجهی از زیر ساخت می تواند برای چندین زمان عبور زنده بماند. حتی در صورت پراکندگی سرعت اولیه منسجم ، توزیع همگن در ابتدا می تواند زیرساخت رشد کند.

این نتایج دو نتیجه مهم دارد. اول ، خوشه های جوان احتمالاً دستخوش تکامل دینامیکی قابل توجه و سریع می شوند. بنابراین نتیجه گیری در مورد توزیع ستاره اولیه از مشاهدات بسیار دشوار است و باید این ملاحظات را در نظر بگیرد. Taurus نمونه خوبی از یک خوشه جوان و تعبیه شده با سطح بالای زیر ساخت است (Briceno et al. 1993 ؛ Ghez 1993). نتایج ما حاکی از آن است که ، هنگامی که Taurus گاز باقیمانده خود را بیرون می آورد و به یک سیستم خالص N-Body تبدیل می شود ، احتمالاً به سادگی به یک خوشه باز کوچک و متراکم فرو نمی رود. در واقع ، بیشتر احتمال دارد که به دو یا سه خوشه کوچک جدا شود ، که ممکن است در چند MYR به نظر برسد که به طور جداگانه از یکدیگر تشکیل شده اند. همانطور که نشان دادیم ، این به نسبت ویروسی خوشه نهایی (بدون گاز) و به انسجام پراکندگی سرعت بستگی دارد. حتی یک خوشه ای که در ابتدا از نظر ظاهری نسبتاً صاف است ، مانند IC348 (Najita و همکاران 2000) ، ممکن است زیر ساخت و ساز ایجاد شود و در چند MYR بسیار متفاوت به نظر برسد.

دوم ، تکامل سریع دینامیکی در اوایل زندگی یک خوشه نیز هنگام تعیین شرایط اولیه برای شبیه سازی N-body از تکامل خوشه نیز مهم است. شرایط اولیه ساده (مانند حوزه های پلومر) نتواند این مرحله بالقوه مهم تکامل خوشه را ضبط کند. فرآیندهای مانند ضبط یا انحلال باینری ، و بیرون زدگی ستاره ای ، که احتمالاً در چند مورد اول از طول عمر یک خوشه رخ می دهد ، ممکن است به شدت تحت تأثیر زیرساخت چگالی در حال تحول قرار بگیرد و تغییرات دینامیکی که در اینجا شناسایی کرده ایم.

انگور 5 در Grant PPARC PPA/G/S/1998/00642 خریداری شد ، SPG توسط PPARC Grant PPA/G/S/1998/00623 پشتیبانی می شود.

• Aarseth ، S. J. 2000 ، در جهان هرج و مرج ، ویرایش. V. G. Gurzadyan ، & R. Ruffini (علمی جهانی) ، 286 در متن
• Aarseth ، S. J. ، & Hills ، J. G. 1972 ، A& A ، 21 ، 255 در تبلیغات TextNasa
• Bate ، M. R. ، Clarke ، C. J. ، & McCaughrean ، M. J. 1998 ، MNRAS ، 297 ، 1163 در ADS TextNasa
• Briceno ، C. ، Calvet ، N. ، Gomez ، M. ، et al. 1993 ، PASP ، 105 ، 686 در تبلیغات TextNasa
• Ghez ، A. M. ، Neugebauer ، G. ، & Matthews ، K. 1993 ، AJ ، 106 ، 2005 در تبلیغات TextNasa
• Gladwin ، P. P. ، Kitsionas ، S. ، Boffin ، H. M. J. ، & Whitworth ، A. P. 1999 ، MNRAS ، 302 ، 305 در ADS TextNasa
• گودوین ، S. P. 1997 ، Mnras ، 284 ، 785 در تبلیغات TextNasa
• گودوین ، S. P. 1998 ، MNRAS ، 294 ، 47 در تبلیغات TextNasa
• Heggie ، D. C. ، & Mathieu ، R. D. 1986 ، در استفاده از ابر رایانه ها در Dynamics Stellar ، ed. P. Hut ، & S. McMillan (Springer-Verlag) ، 233 در متن
• Hurley ، J. ، Tout ، C. A. ، Aarseth ، S. ، & Pols ، O. R. 2001 ، Mnras ، 323 ، 630 در تبلیغات TextNasa
• Kroupa ، P. ، Aarseth ، S. ، & Hurley ، J. 2001 ، Mnras ، 321 ، 699 در تبلیغات TextNasa
• Kawai ، A. ، Fukushige ، T. ، Makino ، J. ، & Taiji ، M. 2000 ، Pasj ، 52 ، 659 در تبلیغات TextNasa
• Mackey ، A. D. ، & Gilmore ، G. F. 2003 ، Mnras ، 338 ، 85 در تبلیغات TextNasa
• Najita ، J. R. ، Tiede ، G. P. ، & Carr ، J. S. 2000 ، APJ ، 541 ، 977 در تبلیغات TextNasa
• Portegies Zwart ، S. F. ، McMillan ، S. L. W. ، Hut ، P. ، & Makino ، J. 2001 ، Mnras ، 321 ، 199 در تبلیغات TextNasa
• ویلیامز ، جی. 1999 ، در آشفتگی بین ستاره ای ، ویرایش. J. Franco ، و A. Carraminana (جام) ، 190 در متن

کپی رایت ESO 2004