بخشی از مقاله
چکیده
در این مقاله مجموعه ای از شبیه سازی ها را به منظور مطالعه تاثیر تغییر در قسمت سوم تابع جرم اولیه بر روی نرخ ماندگاری و تحول شعاع نیمه جرم خوشه های ستار ه ای انجام داده ایم. ما مقدار های مربوط به نرخ ستاره زایی، مقیاس زمانی خروج گاز ، مشخصات کهکشان میزبان و کلیه شرایط اولیه برای خوشه های ستاره ای را بر اساس نتایج کارهای قبلی که از طریق مقایسه با شواهد رصدی به دست آمده اند، در نظر گرفته ایم.
از طریق نتایج ما می توان مشاهده نمود که با تخت تر شدن قسمت سوم تابع جرم اولیه که متناظر با افزایش تعداد ستاره های سنگین تر است و مشاهدات رصدی و روابط تحلیلی تایید کننده آن است، زمان انحلال کاهش می یابدو در مقابل شعاع نیمه جرم خوشه افزایش پیدا می کند به وسیله برون یابی حاصل از نتایج مدل های ما که مبتنی بر شواهد رصدی است می توان برای چگونگی تحول خوشه های ستاره ای پیش بینی نمود. در ضمن روابط حاصل از برازش به تحول مربوط به زمان انحلال و شعاع نیمه جرمی در محاسبات تحلیلی و تسریع در یافتن پارامترهای نهایی خوشه کمک شایانی را می کنند.
مقدمه
خوشه های ستار ه ای از مدت ها پیش به عنوان یک آزمایشگاه بسیار مهم برای مطالعه روی پدید ه های نجومی شناخته شده اند. اینکه تقریبا تمامی ستاره ها - حدود هفتاد الی نود درصد - روزی در داخل خوشه شکل گرفته اند یکی از نتایجی است که امروزه از طریق مشاهدات رصدی به طور مکرر به اثبات رسیده است. می توان گفت خوشه های ستار ه ای غوطه ور در گاز به عنوان زادگاه ستاره ها در نظر گرفته می شوند.
در نقطه مقابل بسیاری از مشاهدات رصدی در ابر های مولکولی غول اطراف و ستاره های زمینه نشان می دهد که امروزه اکثر ستاره های کهکشان فارغ از قید خوشه ها هستند. حال چیزی که می تواند پاسخ این دو مطلب به ظاهر متناقض باشد این است که کسر قابل توجهی از خوشه های ستاره ای متولد شده در ابتدای عالم به تدریج در طی گذشت زمان و در اثر عوامل متعدد دچار انحلال شده اند و ستاره های این خوشه ها خود را از قید خوشه آزاد کرده اند، در هرکدام از این خوشه ها امکان دارد شرایط اولیه متفاوتی از قبیل تعداد ستاره های خوشه، جرم کل ، فلزیت و توزیع متفاوتی از ستاره ها وجود داشته باشد، این تجمعات ستاره ای در اثر یک سری مکانیزم هایی همچون آثار کشندی کهکشان میزبان١،گرانش دو جسمی٢، تحولات ستاره ای٣ از بین می روند، همگی این عوامل روی تحول آن ها در زمان های مختلف نقش مهمی را بازی می کنند.
[2] در اصطلاح به این کاهش تدریجی تعداد و جرم ستاره های خوشه انحلال ٤گفته می شود و زمان لازم برای مشاهده این اثر را زمان انحلال می نامند. هدف ما از شبیه سازی این خوشه های ستاره ای یافتن شرایط اولیه و بالاخص تابع جرم اولیه ای است که بتواند پاسخگوی این میزان بالای انحلال خوشه ها در زمان عمر عالم باشد. تابع جرم اولیه ستاره های خوشه یک کمیت مهم در بررسی سیستم های ستاره ای است و از آنجایی که تاثیر گسترده ای روی فرآیند های فیزیکی همچون تحول شیمیایی کهکشان، تحول دینامیکی خوشه های ستاره ای و نرخ ستاره زایی دارد لذا تعیین دقیق آن بسیار حائز اهمیت استخوشه. های ستاره ای از این جهت که شامل یک نمونه نسبتاً بزرگ از ستاره ها با فاصله های مشابه و ترکیب شیمیایی و عمر تقریباً یکسان می باشند، یکی از بهترین محیط ها برای مطالعه تابع جرم اولیه ستاره ها هستند.
علاوه بر آن کسر ستاره های دوتایی در خوشه های ستاره ای نسبتاً کوچک است. کارهایی قبلا در این زمینه انجام یافته که از آن جمله می توان به مقاله سال ٢٠٠٧ بامگارت٥ و کروپا [4] اشاره کرد که به بررسی تاثیر انفجار گاز در تحول خوشه ها برای اولین با در شبیه سازی ها پرداخته اند[3]از مشخصات این کار به تابع جرم اولیه کانونیک٦ کروپا ٢٠٠١٧ می توان اشاره کرد و در ادامه مارکس٨ و همکاران در مقاله سال ٢٠٠٨ به بررسی تاثیر خروج گاز در تابع جرم پرداخته اند [3] مارکس و همکارانش در سال های ٢٠١١ و٢٠١٢ به بررسی دقیق تر و فرمول بندی این مطلب پرداخته است [4] ،[2]، [1] ولی در همه این کارها به بررسی از طریق شبیه سازی با جرم های مختلف پرداخته نشده است.
در مورد تاثیر سهم های مختلف ستاره های سنگین اولین پیشنهاد وجود آن بر می گردد به مقاله ٢٠١٠ مارکس و کروپا که در آن صحبت از تا ثیر سهم ستاره های سنگین به صورت جدی برای اولین مرتبه به میان آمد[1]، که در این مقاله به بررسی نحوه به دست آوردن رابطه شیب تابع جرم در قسمت جرم های سبک با فلزیت و پارامتر مرکز گرایی پرداخته شده است. در ادامه برای یافتن شواهد رصدی در زمینه این مطلب می توان به مقاله مارکس و کروپا سال ٢٠١٢ اشاره کرد که در آن برای یافتن رابطه بین شعاع نیمه جرم و جرم اولیه خوشه ها به بررسی کلیه کارهای رصدی قبلی پرداخته و از طریق برازش رابطه ای کلی را برای این مطلب بیان نموده است، که با دقت بسیار خوبی با نتایج مشاهداتی انطباق دارد.
در واقع می توان در این مقاله کلیه شواهد موید این مطلب که از نظر مشاهداتی ما شاهد چنین سیستم هایی هستیم را دید. اما به بررسی و شبیه سازی و در عین حال به دست آوردن نتایج عددی در هیچ یک از موارد بالا پرداخته نشده است. در مورد اثر انفجار گاز این اثر در واقع به دلیل تحول سریع تر ستاره های سنگین در زمان های کوچکی از اول شکل گیری خوشه اتفاق می افتد[2] ولی در عین کوتاه بودن اثرات آن حتی تا اواخر عمر خوشه همچنان باقی است.[3]
محاسبات
تابع جرم خود در اثر تحول دینامیکی خوشه و نیز تحول ستارهای ستارههای خوشه، متحول میشود. تحول دینامیکی شامل واهلش دو جسمی - فرآیندی که در آن ستاره ها به طور دائم به وسیلهی برخوردهای گرانشی، به تبادل انرژی میپردازند - و نیز اثر میدان کشندی کهکشان میزبان است. با توجه به این فرآیندها، یافتن تابع جرم اولیه کار آسانی نخواهد بود. با استفاده از شبیه سازی مستقیم خوشه ها و اعمال شرایط اولیه ی دلخواه ، میتوان تابع جرم کنونی آنها را بازسازی و با مشاهدات رصدی مقایسه کرد.]١[ با به دست آوردن رابطه تحلیلی برای تحول پارامترهای فیزیکی خوشه میتوان از این روابط برای به دست آوردن سریع تر نتایج تحول خوشه ها بهره برد و بدین ترتیب دیگر نیازی به شبیه سازی های زمانبر رایانه ای نیست.
در کارهای قبلی انجام شده همواره از تابع جرم کانونیک کروپا استفاده شده است و در این کار ما از تابع جرم سه ضابطه ای با پارامتر سوم متغییر یا در اصطلاح بالا-سنگین بهره بردهایم. چیدمان خوشه ها در پنج دسته اصلی با مقادیر متفاوت آلفا در پنج مقدار ۵١٬، ١٬٧، ١٬٩، ٢٬١و ٢٬٣ که هرکدام از خوشه ها دارای جرم اولیه متفاوت از ده تا صد هزار برابر جرم خورشید - میباشد، غیر از این دو مقدار اولیه برای دسته مدل های مختلف مقادیر دیگر یکسان هستند. لازم به توضیح است که شعاع نیمه جرم اولیه از رابطه مارکس- کروپا ٢٠١٢ به دست می آید.
تحول ستارهای توسط روتین های نوشته شده توسط هارلی٩ و همکارانش در کد nbody6 جا سازی شده اند و برای جرم های ستاره ای ٠٬٠٨ تا ١٠٠ برابر جرم خورشید انجام می گیرد.[1] به منظور محاسبه شعاع نیمه جرم اولیه از رابطه ای که به صورت رصدی از بررسی تعداد زیادی از خوشه ها و برازش آن ها در مقاله مارکس، کروپا ٢٠١٢ آمده است استفاده می کنیم.[2] این فرمول یک رابطه برآمده از نتایج رصدی و در ضمن با در نظر گرفتن بهترین برازش های ممکن حال شده است، برای بررسی صحت درستی این رابطه یکی از مطمئن ترین راه ها شبیه سازی خوشه ها با این شرایط اولیه از طریق کد nbody6 و مقایسه نتایج با شرایط کنونی خوشه ها است که ما در این کار به این مطلب پرداختهایم.
