질량 분리(astronomy)

천문학에서 역동적인 질량 분리는 별 성단 같은 중력 결합 시스템의 무거운 구성원들이 중앙을 향해 이동하는 반면 가벼운 구성원들은 중앙에서 더 멀리 이동하는 경향이 있는 과정이다.

운동 에너지의 등전

성단의 두 구성원이 가까이 마주치는 동안 구성원들은 에너지와 추진력을 모두 교환한다.비록 에너지는 어느 방향으로든 교환할 수 있지만, 두 구성원의 운동에너지가 만나는 동안 균등화하는 통계적 경향이 있다. 이러한 통계적 현상을 장비화라고 하며, 기체의 분자의 예상 운동 에너지가 주어진 온도에서 모두 같다는 사실과 유사하다.

운동에너지는 속도의 제곱에 비례하기 때문에, 등전성은 더 적은 질량의 클러스터 구성원이 더 빨리 움직여야 한다.따라서 더 큰 구성원이 더 낮은 궤도로 가라앉는 경향이 있는 반면, 덜 큰 구성원이 더 높은 궤도로 올라가는 경향이 있을 것이다.

클러스터 구성원의 운동 에너지가 대략적으로 균등화되기까지 걸리는 시간을 클러스터의 이완 시간이라고 한다.두 신체 상호작용을 통해 에너지가 교환된다고 가정하는 이완 시간 척도는 Binney & Tremaine이 교과서에서 대략 다음과 같이 추정했다.

${\displaystyle t_{\mathrm {relax}}}={\frac {N}{8\ln N}\\time t_{\mathrm {cross}\,}$

여기서 $N{\displaystyle }$ ${\displaystyle N}$은 군집 내 별의 수이고 ${\displaystyle {t\mathrm{}}_{}}$ c ${\displaystyle {\mathrm{r}}_{}}$ ${\displaystyle {\mathrm{o}}_{}}$ s$${\$displaystyle t_{\mathrm {cross}}}}}}}$은 항성이 군집을 횡단하는 데 걸리는 일반적인 시간이다$$.이것은 10만 개의 별들로 구성된 반지름 10 파섹을 가진 전형적인 구상 성단의 1억 년의 순서다.한 성단에서 가장 거대한 별들은 덜 거대한 별들보다 더 빨리 분리될 수 있다.이 시간 척도는 별들이 두 개의 가능한 질량(${\displaystyle {}_{}}$ ${\displaystyle {1\mathrm{}}_{}}$ ${\$및$$ ${\displaystyle {m\mathrm{}}_{}}$ 2 ${\$만을 갖는 성단의 Lyman Spitzer가 개발한 장난감 모델을 사용하여 대략적으로 추정할 수 있다.$$이 경우 질량이 더 큰 별(${\displaystyle {질량\mathrm{}}_{}}$ m 1 ${\$은 그 시간에 분리된다.

${\displaystyle t_{\matrm {m_{1}}={\frac {m_{2}}:{m_{1}}\matrm {matrm}\}}$

백색 왜성의 외적인 분리는 이 지역의 HST 연구에서 구상성단 47 투카네에서 관찰되었다.^[2]

원시질량분리

원시질량분리는 군집을 형성할 때 존재하는 질량의 균일하지 않은 분포다.항성 군집이 원시적으로 집단 분리되어 있다는 주장은 일반적으로 처녀화 시간 계산과 군집 연령의 비교에 근거한다.그러나 두 신체 상호작용에 비해 처녀화를 가속화하기 위한 몇 가지 동적 메커니즘이 조사되었다.^[4]항성형성 지역에서는 젊은 성단의 중심에 O형 항성이 우선적으로 위치하는 것이 관찰되는 경우가 많다.

증발

이완 후 일부 저질량 부재의 속도는 클러스터의 탈출 속도보다 클 수 있으며, 이로 인해 이들 부재는 클러스터로 손실된다.이 과정을 증발이라고 한다.(지구에서 수소와 헬륨과 같은 행성에서 나오는 가벼운 기체의 손실을 설명하는 유사한 현상도 있다—장전 후, 대기 상층에 있는 충분한 가벼운 기체의 일부 분자가 행성의 탈출 속도를 초과하여 손실될 것이다.)

증발을 통해 대부분의 열린 클러스터는 결국 소멸되는데, 이는 대부분의 기존 열린 클러스터가 상당히 젊다는 사실에서 알 수 있다.구상 성단은 더 단단하게 묶인 상태로, 내구성이 더 좋은 것으로 보인다.

인 더 갤럭시

은하계 은하의 휴식 시간은 약 10조년으로, 은하 자체의 나이보다 천 배나 많은 순서로 되어 있다.따라서 우리 은하에서 관측된 모든 질량 분리는 거의 원시적이어야 한다.^{[citation needed]}

참고 항목

• n-body 문제 – 물리학과 천체역학의 문제
• 처녀자리 정리 – 통계역학 정리
• 메시에 67 – 암 별자리의 오래된 열린 클러스터
• 윌먼 1호
• 오리온 성운 – 오리온 별자리의 오리온 성운에서 열린 성단
• Westerhout 40 – 서펜스 별자리의 항성 형성 지역

참조

원천

• Ian A. Bonnell, Melvyn B. Davies (1998). "Mass segregation in young stellar clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 295 (3): 691–698. Bibcode:1998MNRAS.295..691B. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01372.x.

• Merritt, David (2013). Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-12101-7. OCLC 820123438.

• Spitzer, Lyman S. (Jr) (1987). Dynamical Evolution of Globular Clusters. Princeton University Press. ISBN 0-691-08309-6.

• White, S. D. M. (April 1977). "Mass segregation and missing mass in the Coma cluster". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 179 (2): 33–41. Bibcode:1977MNRAS.179...33W. doi:10.1093/mnras/179.2.33.