Численные эксперименты в звездной динамике

1. Численные экспериментыв звездной динамике В.В. Орлов СПбГУ

2. Содержание 1. Введение 2. Методика 3. Динамика тройных систем 4. Динамика малых групп звезд и звездных скоплений 5. Динамика галактик 6. Выводы

3. Введение Области применения компьютерных симуляций: • Абстрактные задачи (задача N тел, модельные потенциалы, сплошные среды…). • Реалистичные модели наблюдаемых систем (группы звезд, звездные скопления, галактики, группы и скопления галактик, Метагалактика…). • Моделирование конкретных наблюдаемых объектов (кратные звезды, скопления, галактики и группы галактик…).

4. Введение Теоретические исследования 1) Теория распада тройных и четверных систем. 2) Теории релаксации звездных систем. 3) Теория потенциала. 4) Теории спиральной структуры. 5) Кинетическая теория звездного газа.

5. Где встречается задача N тел 1.Кратные звезды 2. Звездные скопления 3.Галактикии системы галактик 4.Метагалактика 5.Планетные системы 6.Протопланетные облака

6. Методика численного моделирования задачи N тел 1. Прямое численное решение системы дифференциальных уравнений задачи N тел. 2. Методы «частица-ячейка». 3.SPH схемы и химико-динамические модели. 4.Иерархические алгоритмы (tree codes). 5.«Смягчающая» добавка в потенциал. 6.Регуляризация уравнений движения. 7.Специализированные компьютеры серии GRAPE и HARP.

7. Дополнительные эффекты 1. Звездная эволюция 2. Приливное взаимодействие 3. Слияния звезд 4. Внешние поля 5. Динамическое трение о межзвездную среду 6. Аккреция 7. Звездообразование и химическая эволюция

8. Химико-динамические схемы • Решение системы уравнений задачи N тел для звездной составляющей. • Решение системы гидродинамических уравнений для межзвездной среды. • Звездообразование. • Химическая эволюция.

9. Иерархические алгоритмы(tree codes) Система N тел представляется в виде дерева. Листья – отдельные тела. Структуры данных связаны системой указателей в направленный граф от корневой ячейки (всей системы) к листьям. Условие изолированности ячейки l<d, где l– длина стороны ячейки, d – расстояние от частицы до центра масс ячейки, – параметр изолированности.

10. PM и P3M схемы • Вычисление плотности в узлах сетки. • Решение уравнения Пуассона для потенциала. • Вычисление сил в узлах сетки. • Интерполяция сил в точках, где находятся частицы. Адаптивные многосеточные алгоритмы TPM-алгоритмы: сочетание иерархических и сеточных схем

11. Специализированные компьютеры и пакеты • Компьютеры на основе VLSI-микросхемGRAPEиHARP. • ПакетNEMO • ПакетSTARLAB (kira+SeBa) • Программы NBODY1-NBODY6 • ПрограммыCHAIN, QUADиTRIPLE • Суперкомпьютеры и кластеры

12. Путь к реалистичным моделям звездных систем

13. Результаты: • Кратные звезды • Звездные группы и скопления • Галактики • Смешанные звездно-газовые системы

14. Тройные системы: типы движений Системы с E > 0 : • Прохождение одиночных тел • Захват • Пролет – рассеяние • Разрушение двойной – ионизация • Обмен – перезарядка Системы с E < 0 : • Рассеяние • Обмен • Резонансное рассеяние • Устойчивое обращение • Осцилляции и тройные соударения

15. Тройные системы: Устойчивые системы: • Устойчивые иерархические системы • Периодические орбиты • Устойчивые движения в окрестности устойчивых периодических орбит Неустойчивые системы: • Тройное сближение • Простое взаимодействие • Выброс с возвратом • Уход – финальное состояние

16. Гравитационное рассеяние Тесные двойные: |EB| > T Широкие двойные: |EB| < T EB– энергия связи двойной, T– средняя кинетическая энергия звезд поля. Статистическитесные двойные становятся теснее и компоненты сливаются; статистическиширокие двойные становятся шире и разрушаются.

17. Гравитационное рассеяние – сечения ионизации, обмена и захвата Пример сечений (Hut, 1993):

18. Аналитическая аппроксимация сечений пролетов, обменов и резонансного рассеяния(Heggie, Hut, 1993)

19. Пример траекторий в случае резонансного рассеяния (Hut, 1993)

20. Динамика неустойчивых тройных систем • В большинстве случаев – распад • Финальные двойные, как правило, вытянутые:f(e)=2e • Распад, как правило, после тесного тройного сближения тел • Увеличение различия масс ускоряет процесс распада • Увеличение момента вращения замедляет процесс распада • Среди вращающихся систем есть популяция систем с ограниченными движениями

21. Устойчивость тройных систем Критерий Valtonen и Karttunen (2005)

22. Периодические орбиты Минимизация функционала действия Орбита «восьмерка» (Moore, 1993)

23. Прецессия «восьмерки» при малой вариации начальных условий

24. Динамика малых групп • Как правило, эволюция завершается формированием финальной двойной. • Распределение эксцентриситетов f(e)=2e. • В 5-20% случаев образуется устойчивая тройнаяс сильной иерархией ain/aex=1:20. • Орбиты подсистем обычно некомпланарны. • Характеристики финальных двойных и кратных систем согласуются с данными наблюдений широких двойных и кратных. • Скорости ухода звезд из групп достигают десятков км/с (феномен «звезд-бегунов»).

25. Динамика рассеянных звездных скоплений • Формирование структуры ядро-гало • Сегрегация масс • Образование тесных двойных • Неизотермичность • Изотропия в ядре и преобладание радиальных движений на периферии • Релаксация за счет двойных и кратных сближений • Диссипация за счет кратных сближений (в том числе двойных звезд с одиночными и двух двойных)

26. Пример эволюции рассеянного скопления

27. Эффект внешнего поля Галактики

28. Эффект столкновения скоплений (de Oliveira и др. 2000)

29. Динамика изолированных галактикРавновесные модели звездных системРоль резонансов в формировании структуры баров

30. Равновесные модели звездных систем а)Уравнение Больцмана теорема Джинса f(E) - изотропные (по скоростям) модели; f(E, Lz)- осесимметричные модели; f(E, Lz, I3)-осесимметричные модели сσz ≠ σR; Чтобы построить реалистичную модель галактики, необходимо использовать 3-й интеграл движения (Kuijken, Dubinski, 1995). СЛОЖНО ПОСТРОИТЬ МОДЕЛЬ С ПРОИЗВОЛЬНЫМИρdiskиφext. б) Уравнение Больцмана  уравнения Джинса (уравнения звездной гидродинамики) Несколько начальных моментов равновесной функции распределения + предположения о форме f(v)(Hernquist, 1993). РАВНОВЕСИЕ НЕ ГАРАНТИРОВАНО!

31. Итерационный подход (Родионов, Сотникова, 2005) • Задать модель одним из приближенных методов. • Дать ей подстроиться под равновесие, “придерживая” при этом распределение плотности. Модель, сравнительно близкая к равновесию Модель эволюционирует на небольшой шкале времени f(r, v)  fstep(r, v) Создается модель с распределением плотности, как у начальной модели, но с распределением по скоростям, как у немного проэволюционировавшей модели “fnew(r, v) = ρinit(r) + vstep(r)” Модель, близкая к равновесию

32. Тест на равновесие для итерационной модели звездного диска

33. Роль резонансов в формировании структуры баров Орбиты в области за коротацией Семейства орбит x1иx2 в потенциале бара Contopoulos &Papayannopoulos, 1980

34. Орбитальные частоты звезд: W ,  ,  Угловая скорость “узора”:WP l· + m1·W + n·=m2·WP; l, m1, m2, n - целые. РЕЗОНАНС! Резонанс в плоскости диска:W- WP=· l /m

35. Поиск резонансных частиц в N-body моделях (Athanassoula, 2003)

36. Резонансы на “частотной” плоскости (Ceverino & Klypin, 2005)

37. “Портрет” резонанса (Ceverino & Klypin, 2005) ILR CR

38. Обмен угловым моментом (Martinez-Valpuesta, Shlosman & Heller, 2005) “Since the bar is a negative angular momentum perturbation, the more angular momentum is taken from it, the stronger it will grow.” (Athanassoula, 2003)

39. Массивное гало (Ostriker & Peebles, 1973) «Живое» гало в моделях N тел (Athanassoula, 2003) Критерий бароподобной неустойчивости t ≈ 0.14 ± 0.03 t – отношение кинетической энергии вращения диска к гравитационной Массивное гало подавляет образование бара Чем больше резонансных частиц во внешних областях гало и чем меньше дисперсия их скоростей, тем БОЛЬШЕ АМПЛИТУДА БАРА

40. Взаимодействующие галактики

42. Взаимодействующие галактики в далеком скоплении. Хаббловский космический телескоп

43. Приливы и резонансы • Слияния галактик; роль динамическоготрения; преобразование морфологических типов • Ограничения на массу темных гало • Взаимодействие массивной галактики с маломассивным спутником • Каким образом взаимодействие приводит к вспышкам звездообразования?

44. Приливы и резонансы

45. Toomre&Toomre, 1972

46. Хвосты и перемычки NGC 4676 - Мышки J.Barnes

47. Формирование галактик с полярными кольцами (PRGs)

48. Два сценария формирования Аккреция? Schweizer et al, 1983 Reshetnikov & Sotnikova, 1997 Столкновение? Bekki, 1997, 1998

49. Формирование PRG путем аккреции Bournaud & Combes 2002

50. Слияния галактик;роль динамического трения; преобразование морфологических типов