Об одном классе моделей сферических звездных скоплений

Abstract

Даны оценки времени переходов звезд t1⇆2 между гало и ядром в сферических скоплениях вследствие звездных сближений. Выполнено численное интегрирование уравнений гросс-эволюции квазистационарных и нестационарных (в регулярном поле )звездных скоплений. В зависимости от начальных условий возможны три различных типа эволюции структур гало — ядро в квазистационарных звездных скоплениях. Все рассеянные звездные скопления в течение большей части своей жизни эволюционируют вблизи определенной последовательности в пространстве гросс-параметров ξ (отношение радиуса ядра к радиусу гало скопления) и μ (отношение массы ядра к массе гало). Большинство рассеянных скоплений должно концентрироваться вблизи последовательности ξ = ξ(μ) соответствующей балансу скоростей переходов звезд между ядром и гало в ходе релаксации скопления. Обсуждаются результаты сравнения расчетов нашей модели скопления с данными наблюдений и численных экспериментов.

The estimates of the time t1⇆2 of star transitions between halo and core in spherical clusters as a result of stellar encounters are given. Numerical integration of gross-evolution equations for quasi-stationary and nonstationary (in a regular field) stellar clusters has been performed. There are three possible types of «halo-core» structure evolution in the quasi-stationary stellar clusters depending upon the initial conditions. All the open stellar clusters evolve near a certain sequence in the space of gross-parameters ξ and μ during the most of their lifetime. The parameters g and pi are the ratio of core radius to halo radius and the ratio of core mass to halo mass respectively. The majority of open clusters must be concentrated near the sequence ξ = ξ(μ). This sequence corresponds to the balance of rates of transitions between core and halo during the cluster relaxation. The results of comparison of our cluster model calculations with observations and numerical N-body experiments are discussed.