Haben die Sterne in einer Galaxie eine thermische kinetische Energieverteilung?

Ich denke, dafür ist praktisch alles gegeben: viele punktförmige Massen, die Energie pseudozufällig austauschen können, und weit genug Zeit, um ein thermodynamisches Gleichgewicht zu erreichen.

Das großräumige Verteilungsverhalten soll hier natürlich nicht berechnet werden.

Können wir die Galaxien als rotierende Gasscheiben betrachten, wo die Atome des Gases Sterne sind ?

Das System ist in der Lage, Sterne auszuwerfen, sodass nicht einmal die Bedingungen für das Virial-Theorem vollständig erfüllt sind, obwohl Sie es wahrscheinlich einfach mit einer Art Patch-Up-Term anwenden können.
Ja. In Anbetracht der Tatsache, dass der intergalaktische Raum nicht voll von Schurkensternen ist, sollte dieser Ausstoß nicht in großer Zahl stattfinden. Obwohl es vielleicht als Verdunstungsmechanismus angesehen werden könnte, der das System kühlt.
Ein wichtiger Unterschied besteht darin, dass in gasarmen Ellipsoidsystemen die Energieverteilung nicht durch Kollision, sondern durch Austausch von Gravitationsenergie erfolgt. Dies hat die interessante Konsequenz, dass die "Temperatur" der Verteilung entlang verschiedener Achsen unterschiedlich sein kann. Gasreiche Scheibengalaxien sind anders.
@Thriveth Danke, das sind sehr wichtige Informationen! Wenn Sie es in eine Antwort umgewandelt haben, habe ich gerne positiv gestimmt und es vielleicht akzeptiert.
Ich habe eine wichtige Deadline, vielleicht finde ich danach die Zeit, eine Antwort zu schreiben. Aber es ist etwas begraben, habe schon eine ganze Weile nicht mehr mit DM-Kinematik gearbeitet.
@Thriveth Was ist für mich nicht trivial: Warum wird es mit Fluiddynamik beschrieben? Flüssigkeiten sind inkompressibel. Die lokale Sternendichte einer Galaxie kann sich offensichtlich ändern, es gibt keinen Mechanismus, der die Entfernung der Sterne von ihrem Nachbarn festlegt.
Flüssigkeiten sind inkompressibel, Flüssigkeiten nicht :-) Wie Kyle sagte, es ist nicht ganz Fluiddynamik, es leiht sich nur viel von der Fluiddynamik und einiges von der Plasmaphysik und andere Leckerbissen von hier und da.

Antworten (1)

Wenn Sie an der Dynamik von Sternen in einer Scheibe oder einer anderen Konfiguration interessiert sind, ist die gesuchte Gleichung die kollisionsfreie Boltzmann-Gleichung. Es gilt auch für die Dynamik dunkler Materie oder anderer "kollisionsloser Flüssigkeiten". Galaxien haben typischerweise auch eine Gaskomponente (die sich manchmal in einer Scheibe befindet), die mit der üblichen Hydrodynamik modelliert werden sollte.

Ein „Gas“ aus Sternen lässt sich nicht als normale Flüssigkeit modellieren, da der Wirkungsquerschnitt für Kollisionen zwischen Sternen verschwindend klein ist – wenn man beispielsweise zwei Sternhaufen auf Kollisionskurs bringt, kollidiert keiner der Sterne wirklich und die beiden Cluster gehen durcheinander und verformen sich dabei wahrscheinlich ein wenig. Dies steht im Gegensatz dazu, zwei Gaswolken auf Kollisionskurs zu bringen – sie werden sich entschieden nicht durchqueren.

Dies ist die kollisionsfreie Boltzmann-Gleichung (eine der vielen Möglichkeiten zur Auswahl von Variablen und Koordinatensystemen):

∂ F ∂ T + Q ˙ ⋅ ∂ F ∂ Q + P ˙ ⋅ ∂ F ∂ P = 0

F = F ( Q , P , T ) wird als Verteilungsfunktion bezeichnet und beschreibt die Wahrscheinlichkeit, dass ein Teilchen (in diesem Zusammenhang ein Stern) an Phasenraumkoordinaten gefunden wird ( Q , P ) zum Zeitpunkt T . Eine interessante Eigenschaft von durch diese Gleichung beschriebenen Systemen ist, dass ihre Phasenraumdichte erhalten bleibt.

Diese Webseite bietet trotz einiger beschissener Formatierung ein nettes bisschen zusätzliches Detail.

Dieses Buch ist die kanonische Referenz zu diesem Thema im Kontext der Astrophysik.

Danke die Antwort! Vielleicht verstehe ich etwas falsch, aber die Arme der Spiralgalaxien drehen sich (was im Wesentlichen eine Phasenänderung ist und sich von der Rotationsperiode der Sterne um den galaktischen Kern unterscheidet, sie kann vielleicht sogar rückläufig sein), was bedeutet F ist nicht konserviert? Wenn F konserviert wird, warum du gesagt hast F ( Q _ , P _ , T ) und nicht F ( Q _ , P _ ) ?
Daneben: Ja, ich verstehe, dass es kollisionsfrei ist. Aber warum ändert es wirklich etwas? Es gibt ein Vielteilchensystem mit pseudozufälligem Energieaustausch. Die Boltzman-Statistik hat eine sehr klare, rein mathematische, auf Kombinatorik basierende Schlussfolgerung, warum würde sie nicht bleiben?
... Ich denke, es ist besser, wenn ich diese zweite Frage als neue Frage stelle.
F eine Phasenraumdichte ist und zeitlich erhalten bleibt. Die einfache Analogie, die ich kenne, ist diese: Stellen Sie sich einen Marathon vor, bei dem jeder Läufer mit konstanter Geschwindigkeit läuft. Zu Beginn des Rennens herrscht eine hohe räumliche Dichte und eine große Streuung der Geschwindigkeiten. Später im Rennen ist die räumliche Dichte geringer, da sich die Läufer verteilt haben, aber benachbarte Läufer ähnliche Geschwindigkeiten aufweisen. Die Phasenraumdichte von Läufern ist konstant. In diesem 1+1-dimensionalen Beispiel ist dies offensichtlich, wenn Sie die Position gegen die Geschwindigkeit zu verschiedenen Zeiten darstellen und sich die Dichte der Punkte ansehen. In 6D ist das schwieriger.
Außerdem ist es eine Funktion von T weil es im Lagrange-Sinne konserviert ist. Die Phasenraumdichte in der Nähe eines gegebenen Sternteilchens ist konstant, aber nicht an einer festen Koordinatenposition.
Werde deine neue Frage im Auge behalten :)
Fertig ! Danke schön!
Haben die Sterne in einer Galaxie eine thermische kinetische Energieverteilung?
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