Stellare Systeme: Was ist der Unterschied zwischen virialem, dynamischem und thermodynamischem Gleichgewicht?

Ich gehe gerade Binney & Tremaine (2008) alleine durch, um etwas über Sterndynamik zu lernen. Ich habe auch zusätzliche Online-Ressourcen wie dieses Scholarpedia-Wiki durchgesehen .

Bei der Unterscheidung zwischen kollisionsfreien und kollisionsbehafteten Sternsystemen wird häufig das Virialtheorem zusammen mit den Gleichungen für die "Kreuzungszeit" (auch bekannt als "dynamische Zeit") und die "Relaxationszeit" herangezogen. Eine große Galaxie wird als kollisionsfrei bezeichnet, weil ihre Relaxationszeit viele Größenordnungen höher ist als ihr Alter, während ein dichtes Sternsystem (z. B. ein Kugelsternhaufen) kollisionsfrei ist, weil seine Relaxationszeit geringer ist als sein Alter.

Aber was ist die Beziehung zwischen diesem sogenannten „entspannten“ Zustand und dem virialen, dynamischen und thermodynamischen Gleichgewicht? Was bedeuten die drei verschiedenen Arten von Gleichgewichten intuitiv?

Ich habe zum Beispiel gehört, dass man von großen Galaxien ausgeht, dass sie sich im Virialgleichgewicht befinden, und dass die Menschen dann „dynamische Massen“ ableiten (warum nicht „Virialmassen“?). Was würde es brauchen und/oder bedeuten, dass sich eine große elliptische Galaxie nicht nur im Virialgleichgewicht, sondern auch im dynamischen oder thermodynamischen Gleichgewicht befindet?

Antworten (1)

Thermisches Gleichgewicht

Das thermische Gleichgewicht beruht stark auf der Idee der Gleichverteilung von (kinetischer) Energie . In einem Sternsystem bedeutet dies, dass die gesamte kinetische Energie gleichmäßig auf alle Sterne verteilt wird. Dies bedeutet nicht, dass die Geschwindigkeiten alle gleich sind; sie können es nicht, weil nicht alle Massen gleich sind.

Dynamisches Gleichgewicht

Dynamisches Gleichgewicht bedeutet, dass das System über dynamische Zeitskalen stabil ist – im Grunde wird es aufgrund einer gravothermischen Instabilität nicht einem Kernkollaps erliegen. Beachten Sie, dass es für ein System möglicherweise nicht möglich ist, ein thermisches Gleichgewicht zu erreichen, selbst wenn es sich im dynamischen Gleichgewicht befindet. In einem System mit zwei Haupttypen von Sternen muss es die Spitzer-Stabilitätsbedingung erfüllen (siehe Fregeau et al. (2001) und diese Ergebnisse ):

( M 2 M 1 ) ( m 2 m 1 ) 3 / 2 < 0,16
wo M 1 und M 2 sind die Gesamtmassen der Typen 1 und 2.

Virales Gleichgewicht

Viriales Gleichgewicht entsteht, wenn das System das Virialtheorem (siehe Meylan (2000) ) erfüllt, d.h

2 ⟨ T ⟩ + ⟨ v ⟩ = 0
wo T und v sind kinetische und potentielle Energien.

Und beachten Sie, dass das Virialgleichgewicht kein thermisches Gleichgewicht erfordert, da die kinetische Energie auf beliebige Weise auf die Sterne verteilt werden kann.
Vielen Dank an beide, nur um sicherzugehen, dass ich es verstehe: Die Kombination aus thermischem und dynamischem Gleichgewicht ist also "thermodynamisches Gleichgewicht" und beinhaltet eine gleichmäßige Energieverteilung zwischen den Bestandteilen des Systems sowie eine langfristige dynamische Stabilität. Es scheint viel einfacher, mit dem viralen Gleichgewicht zu arbeiten als mit dem thermischen oder dynamischen Gleichgewicht, da es einen langfristigen Zeitmittelwert beinhaltet und es nicht immer klar ist, dass sich ein beobachteter, z. B. Kugelsternhaufen, im thermischen Gleichgewicht befindet. @RobJeffries & HDE: Wird die gravothermische Instabilität und ihre Auswirkungen immer noch intensiv von Astrophysikern untersucht?
@quantumflash Ja, das ist es. Ein weiterer zu berücksichtigender Fall - der Virialsatz versagt, wenn Objekte interne Freiheitsgrade haben. In Clustern bedeutet dies, dass Binärdateien problematisch sind. Es erscheint jetzt auch wahrscheinlich, dass Cluster niemals die Gleichverteilung erreichen.
Sehr geehrter @RobJeffries, können Sie bitte einen netten Überblick oder sogar ein aktuelles Forschungspapier anbieten, das die Idee untersucht, dass Sternhaufen niemals die gleiche Teilung erreichen? Bedeutet dies, dass die Verwendung des Virialsatzes zur Ableitung der Masse eines Kugelsternhaufens nicht ganz richtig ist?
@quantumflash Ich sagte, sie erreichen nie die Equipartition. Sie befinden sich wahrscheinlich (ungefähr) im virialen Gleichgewicht. Das Virialgleichgewicht verlangt nicht, dass die KE gleichmäßig auf die Sterne verteilt ist.
@quantumflash. N-Körper-Simulationen: Spera et al. (2016) arxiv.org/abs/1604.03943 Trenti & van der Marel (2013) arxiv.org/abs/1302.2152 . Ich arbeite an einer Veröffentlichung, die die Ergebnisse der früheren Veröffentlichung anhand von Radialgeschwindigkeitsmessungen in einem reichen offenen Haufen bestätigt.
Sehr cool @RobJeffries! Darf ich nur fragen, wie man genügend N-Körper-Simulationswerkzeuge erlernt, um solche theoretischen Experimente durchführen zu können? Ist es gut genug, Binney & Tremaine zu lesen, und dann sollte ich in der Lage sein, einfache schwerkraftbasierte N-Körper-Simulationen zu programmieren? Und würden N-Körper-Simulationen wie in diesen Artikeln auf meinem eigenen Laptop laufen (z. B. mit Python) oder würden sie Supercomputer benötigen?
@quantumflash Einige Codes sind öffentlich. Ich kann Ihre Geschwindigkeitsfrage nicht kommentieren; es hängt davon ab N . Aber ich würde denken, Sie könnten auf ein paar hundert Sterne beschränkt sein. ast.cam.ac.uk/~sverre/web/pages/nbody.htm
@RobJeffries Nochmals vielen Dank! Also muss man im Allgemeinen diese öffentlichen Codes verwenden, um seine N-Körper-Simulationen durchzuführen? Es ist nicht möglich, einen eigenen N-Körper-Löser in zB Python zu schreiben?
Stellare Systeme: Was ist der Unterschied zwischen virialem, dynamischem und thermodynamischem Gleichgewicht?
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