質量分離（天文学）

天文学において、動的質量分離とは、星団などの重力で束縛されたシステムの重いメンバーが中心に向かって移動する傾向があり、軽いメンバーが中心から遠ざかる傾向がある プロセスです。

クラスターの 2 つのメンバーが接近すると、メンバーはエネルギーと運動量の両方を交換します。エネルギーはどちらの方向にも交換できますが、遭遇中に 2 つのメンバーの運動エネルギーが均等になるという統計的な傾向があります。この統計的な現象は等分配と呼ばれ、特定の温度ではガス分子の予想される運動エネルギーがすべて同じであるという事実に似ています。

運動エネルギーは質量に速度の二乗を乗じた値に比例するため、等分配にはクラスター内の質量の小さいメンバーがより速く移動することが必要になります。したがって、質量が大きいメンバーはより低い軌道（つまり、クラスターの中心に近い軌道）に沈む傾向があり、質量の小さいメンバーはより高い軌道に上がる傾向があります。

クラスターメンバーの運動エネルギーがほぼ等しくなるのにかかる時間は、クラスターの緩和時間と呼ばれます。エネルギーが2体相互作用を通じて交換されると仮定した緩和時間スケールは、BinneyとTremaine ^[1]の教科書で次のように 近似されています。

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

ここで は星団内の星の数、は星が星団を横切るのにかかる典型的な時間です。これは、 10 万個の星からなる半径 10パーセクの典型的な球状星団の場合、約 1 億年です。星団内の最も質量の大きい星は、質量の小さい星よりも急速に分離します。この時間スケールは、星が 2 つの質量 (と)しか持たない星団のLyman Spitzerによって開発されたおもちゃのモデルを使用して近似できます。この場合、質量の大きい星 ​​(質量) は、時間 ${\displaystyle N}$${\displaystyle t_{\mathrm {cross} }}$${\displaystyle m_{1}}$${\displaystyle m_{2}}$${\displaystyle m_{1}}$

${\displaystyle t_{\mathrm {m_{1}} }={\frac {m_{2}}{m_{1}}}\times t_{\mathrm {relax} }\ .}$

球状星団47トゥカン座の領域におけるHSTの研究では、白色矮星の外向きの分離が観測された。 ^[2]

原始的質量分離とは、星団形成時に存在する質量の不均一な分布である。星団が原始的に質量分離しているという議論は、通常、ビリアル化の時間スケールと星団の年齢の比較に基づいている。しかし、二体相互作用と比較してビリアル化を加速するいくつかの動的メカニズムが検討されている。^{[4]星形成領域では、} O型星が若い星団の中心に優先的に位置すること がしばしば観察される。

緩和後、低質量メンバーの一部は速度がクラスターの脱出速度を超えることがあり、その結果、これらのメンバーはクラスターから失われます。このプロセスは蒸発と呼ばれます。(同様の現象は、地球からの水素やヘリウムなどの軽いガスが惑星から失われる理由を説明しています。等分配後、大気圏上部の十分に軽いガスの一部の分子は惑星の脱出速度を超えて失われます。)

現存する散開星団のほとんどがかなり若いという事実からもわかるように 、散開星団のほとんどは蒸発によって最終的に消滅します。球状星団はより緊密に結合しているため、より耐久性があるように見えます。

天の川銀河の緩和時間は約 10 兆年で、銀河自体の年齢の 1000 倍に相当します。したがって、私たちの銀河で観測される質量分離は、ほぼ完全に原始的なものであるに違いありません。^{[引用が必要]}

• n体問題 – 物理学と天体力学の問題
• ビリアル定理 – 統計力学の定理
• メシエ67  – かに座の古い散開星団
• ウィルマン 1  – 超低光度矮小銀河
• オリオン大星雲団 – オリオン座のオリオン大星雲にある散開星団
• ヴェスターハウト 40  – へび座の星形成領域

• Ian A. Bonnell、Melvyn B. Davies (1998)。「若い恒星団における質量分離」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 295 ( 3): 691–698。Bibcode :1998MNRAS.295..691B。doi : 10.1046 / j.1365-8711.1998.01372.x。

• メリット、デイビッド（2013）。銀河核のダイナミクスと進化。プリンストン大学出版。ISBN 978-0-691-12101-7. OCLC  820123438.

• スピッツァー、ライマン S. (Jr) (1987)。球状星団の動的進化。プリンストン大学出版局。ISBN 0-691-08309-6。

• ホワイト、 SDM (1977年4月) 。「コマ星団における質量分離と消失質量」。王立天文学会月報。179 (2):33–41。Bibcode :1977MNRAS.179...33W。doi : 10.1093/mnras/179.2.33。