Interested Article - Звёздная динамика
![](/images/008/687/8687374/1.jpg?rand=655768)
![](https://cdn.wafarin.com/avatars/ac575e3eecf0fa410518c2d3a2e7209f.png)
- 2020-07-09
- 1
Звёздная динамика — раздел звёздной астрономии , изучающий движения звёзд под воздействием гравитационных полей . Основными объектами изучения являются двойные и кратные звёзды , рассеянные и шаровые скопления , галактики (в том числе и Млечный Путь ), скопления и сверхскопления галактик как звёздные системы .
Звёздная динамика использует и методы аналитической механики , и методы статистической физики . Это обусловлено тем, что в реальных звёздных системах (без учёта кратных звёзд ) количество объектов зачастую слишком велико даже для методов численного моделирования , не говоря уже об аналитическом решении гравитационной задачи N тел . Учитывая большое количество объектов в звёздной системе, динамика звёзд обычно связана с более глобальными, статистическими свойствами нескольких орбит, а не с конкретными данными о положениях и скоростях отдельных орбит.
Движение звёзд в галактике или в шаровом звёздном скоплении в основном определяется средним распределением других, удалённых звёзд. Звёздные столкновения включают такие процессы, как релаксация, массовая сегрегация, приливные силы и динамическое трение , которые влияют на траектории членов системы.
Звёздная динамика также имеет отношение к физике плазмы . Эти две области широко изучались в 20-ом веке и обе заимствовали математический формализм, первоначально разработанный в области механики жидкости .
Ключевые концепты
Звёздная динамика включает в себя определение гравитационного потенциала значительного количества звёзд. Звёзды могут быть смоделированы как точечные массы, орбиты которых определяются составным взаимодействием друг с другом. Как правило, эти точечные массы представляют звёзды в различных скоплениях или галактиках, таких как скопление галактик или шаровое звёздное скопление . Из 2-ого закона Ньютона , уравнение, описывающее взаимодействия изолированной звёздной системы, можно записать в виде формулы
являющейся формулировкой гравитационной задачи N тел . На любого индивидуального члена системы N гравитирующих тел влияют гравитационные потенциалы остальных . На практике, невозможно вычислить гравитационные потенциалы системы, складывая все точечно-массовые потенциалы в системе, поэтому звёздные динамики разрабатывают потенциальные модели которые могут точно моделировать систему, оставаясь при этом недорогими в вычислительном отношении. Гравитационный потенциал зависит от гравитационного поля :
тогда как плотность тела связана с потенциалом через уравнение Пуассона :
Гравитационные столкновения и релаксация
Звёзды в звёздной системе влияют на траектории друг друга из-за сильных и слабых гравитационных столкновений. Столкновения между двумя звёздами определяются как сильные, если изменение потенциальной энергии больше или равно их начальной кинетической энергии . Сильные столкновения редки, и они, как правило, считаются важными только в плотных звёздных системах, таких как центры шаровых скоплений. Слабые столкновения оказывают более глубокий эффект на эволюцию звёздной системы путем воздействия на траектории многих орбит. Гравитационные столкновения могут быть изучены с помощью концепции релаксации звёзд.
Релаксация — процесс установления статического равновесия в физической системе , состоящей из многих тел. Простой пример, демонстрирующий релаксацию — релаксация двух тел, где орбита звезды изменяется из-за гравитационного взаимодействия с другой звездой. Изначально звезда двигается по орбите с начальной скоростью , перпендикулярной прицельному параметру , т.е. дистанции ближайшего сближения, к звезде, гравитационное поле которой повлияет на исходную орбиту. По законам Ньютона , изменение скорости звезды , примерно равно ускорению при прицельном параметре, умноженному на время ускорения. Время релаксации можно считать временем, которое требуется, что бы сравнялось с , или временем которое требуется, чтобы отклонения в скорости равнялись начальной скорости звезды. Время релаксации для звёздной системы из объектов, с учетом, что прицельный параметр больше прицельного параметра, соответствующего изменению орбиты звезды на 90 градусов (и более), примерно равно
где — время пересечения галактики ( англ . c rossing ), т.е. время, за которое звезда проходит через всю галактику один раз.
Время релаксации идентифицирует бесстолкновительные и столкновительные звёздные системы. Динамика на временных масштабах, меньших времени релаксации, определяется как бесстолкновительная. Они также идентифицированы как системы, в которых звёзды объекта взаимодействуют с гравитационным потенциалом, а не суммой потенциалов точечнs[ масс. Накопленные эффекты релаксации двух тел в галактике могут привести к так называемой массовой сегрегации, когда более массивные звезды собираются около центра скоплений, а менее массивные — выталкиваются к внешним частям скопления.
Связи со статистической механикой и физикой плазмы
Статистический характер звёздной механики происходит от применения кинетической теории газов к звёздным системам такими физиками, как Джеймс Джинс , в начале 20-го века. Уравнения Джинса , описывающие время эволюции звёздной системы в гравитационном поле, аналогичны уравнению Эйлера для идеальной жидкости и были получены из кинетического уравнения Больцмана . Оно было выведено Людвигом Больцманом для объяснения неравновесного поведения термодинамической системы. Как и в статистической механике, в динамике звёзд используются функции распределения, которые инкапсулируют информацию о звёздной системе вероятностным образом. Одночастичная функция распределения в фазовом пространстве, , определяется таким образом, что представляет вероятность нахождения данной звезды с позицией вокруг дифференциального элемента объёма и скоростью вокруг дифференциального элемента объёма . Распределение по функциям нормируется так, что его интегрирование по всем позициям и скоростям будет равно единице. Для столкновительных систем теорема Лиувилля применяется для изучения микросостояния звёздной системы, а также широко используется для изучения различных статистических ансамблей статистической механики.
В физике плазмы кинетическое уравнение Больцмана упоминается как уравнение Власова , используемое для изучения времени эволюции функции распределения плазмы. Принимая во внимание, что Джинс применил бесстолкновительное уравнение Больцмана, наряду с уравнением Пуассона, к системе звёзд, взаимодействующих посредством большой силы тяжести, Анатолий Власов применил уравнение Больцмана с уравнениями Максвелла к системе частиц, взаимодействующих через кулоновскую силу . Оба подхода отделяют себя от кинетической теории газов, вводя дальнодействующие силы для изучения долгосрочной эволюции системы многих частиц. В дополнение к уравнению Власова концепция затухания Ландау в плазме была применена Дональдом Линден-Беллом к гравитационным системам для описания эффектов затухания в сферических звёздных системах.
Приложение
Звёздная динамика в основном используется для изучения распределения масс внутри звёздных систем и галактик. Ранние примеры применения звёздной динамики к скоплениям включают статью Альберта Эйнштейна 1921 года, в которой применена теорема вириала к сферическим звёздным скоплениям, и статью Фрица Цвикки 1933 года, в которой применена теорема вириала конкретно к кластеру Скопление Волос Вероники , который был одним из первоначальных предвестников идеи тёмной материи во Вселенной. Уравнения Джинса использовались для понимания различных данных наблюдений звёздных движений в галактике Млечный Путь. Например, Ян Оорт использовал уравнения Джинса для определения средней плотности вещества в солнечной окрестности, тогда как концепция асимметричного дрейфа возникла из изучения уравнений Джинса в цилиндрических координатах. Звёздная динамика также даёт представление о структуре формирования и эволюции галактик. Динамические модели и наблюдения используются для изучения трёхосной структуры эллиптических галактик и позволяют предположить, что видимые спиральные галактики созданы слиянием галактик. Звёздные динамические модели также используются для изучения эволюции активных ядер галактик и их чёрных дыр, а также для оценки распределения массы тёмной материи в галактиках.
Примечания
- ↑ Murdin Paul. Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. — 2001. — ISBN 978-0750304405 .
- ↑ Binney James. Galactic Dynamics. — 2008. — ISBN 978-0-691-13027-9 .
- Поляченко Евгений Валерьевич. Основы динамики бесстолкновительных систем. — 2015.
- Sparke Linda. Galaxies in the Universe. — 2007. — ISBN 978-0521855938 .
- Lynden-Bell Donald. (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxford University Press , 1962. — No. 124 . — P. 279—296 .
- Einstein Albert. // The Collected Papers of Albert Einstein. — 2002. — № 7 . — С. 230—233 . 14 июня 2018 года.
- Zwicky Fritz. // General Relativity and Gravitation. — 2009. — № 41 . — С. 207—224 . 22 июля 2019 года.
- Choudhuri Arnab Rai. Astrophysics for Physicists. — 2010.
Литература
- / Г.С. Бисноватый-Коган // Физика космоса: Маленькая энциклопедия / Редкол.: Р. А. Сюняев (Гл. ред.) и др. — 2-е изд. — М. : Советская энциклопедия , 1986. — С. 252—258. — 70 000 экз.
- Murdin, Paul. Stellar Dynamics // (англ.) . — Nature Publishing Group , 2001. — P. . — ISBN 978-0750304405 .
Ссылки
- Звёздная динамика // Евклид — Ибсен. — М. : Советская энциклопедия, 1972. — С. 416. — ( Большая советская энциклопедия : [в 30 т.] / гл. ред. А. М. Прохоров ; 1969—1978, т. 9).
- Einstein, Albert. (англ.) // The Collected Papers of Albert Einstein : journal. — 2002. — Vol. 7 . — P. 230—233 .
- Zwicky, Fritz. (англ.) // General Relativity and Gravitation : journal. — 2009. — Vol. 41 , no. 1 . — P. 207—224 . — doi : . — .
![](https://cdn.wafarin.com/avatars/ac575e3eecf0fa410518c2d3a2e7209f.png)
- 2020-07-09
- 1