W gwiezdne dynamika jest oddział astrofizyki , który opisuje statystycznie Ruchy Data powodu własnej grawitacji . Główna różnica w mechanice niebieskiej polega na tym, że każda gwiazda ma większy lub mniejszy udział w całkowitym polu grawitacyjnym, podczas gdy mechanika niebieska faworyzuje ciała masywne i ich wpływ na inne ciała. Dynamika gwiazd zwykle skupia się na zagregowanych właściwościach statystycznych kilku orbit, a nie na konkretnych wartościach pozycji i prędkości poszczególnych orbit. Ruch gwiazd w galaktyce lub w gromadzie kulistej zależy głównie od średniego rozkładu innych odległych gwiazd i ma niewielki wpływ na pobliskie gwiazdy.
Ostatnio Symulacje problemu N-ciała stanowiły alternatywę dla starszych metod analitycznych, umożliwiając badaczom badanie systemów, których dane były wcześniej nieobliczalne.
Układ gwiezdny to zbiór gwiazd połączonych grawitacją . Do gromady gwiazd (lokalne stężenia ratingowe) liczy stu do miliona gwiazd, galaktyk w zawierają 10 10 do 10 12 . Zachowanie tych układów jest określone prawami mechaniki Newtona i teorią grawitacji Newtona . Badanie dynamiki układów gwiazdowych stanowi dynamikę gwiazd. Pierwszy system klasyfikacji galaktyk został wprowadzony w 1925 roku przez Edwina Hubble'a na podstawie aspektów ich obrazów. Galaktyki można podzielić na trzy główne klasy: eliptyczne, spiralne i nieregularne.
Duży zasięg grawitacji i powolna „relaksacja” układów gwiezdnych wykluczają użycie konwencjonalnych metod fizyki statystycznej , ponieważ orbity w dynamice gwiazd są znacznie bardziej nieregularne i chaotyczne niż orbity w mechanice niebieskiej.
„Relaks” gwiazd jest proces odchodzenia poszczególne trajektorie gwiazd z tych musieliby jeśli rozkład materii były idealnie gładkie. „Relaksacja dwóch ciał” jest wytwarzana przez indywidualne interakcje gwiazdy i gwiazdy, podczas gdy „gwałtowna relaksacja” jest wynikiem dużej zbiorowej zmiany kształtu układu gwiazd.
Dynamika gwiazd oparta jest na silnych podstawach matematycznych; Podstawowe teorie fizyczne, klasyczna mechanika analityczna, grawitacja Newtona i termodynamika (statystyka) z jednej strony są ściśle związane z matematycznymi gałęziami układów dynamicznych i teorią ergodyczną (która sama jest ściśle powiązana z teorią układów dynamicznych) z drugiej. Możliwość oddziaływań grawitacyjnych i zderzeń prowadzi również do matematycznego potraktowania teorii dyspersji . W rezultacie wielu dynamistów systemów gwiezdnych jest również doświadczonymi matematykami.
To niemiecki astronom Walter Baade w połowie lat czterdziestych zdał sobie sprawę z istnienia różnych populacji gwiazd . Wyróżnia się dwie populacje:
Populacja I jest charakterystyczna dla ramion spiralnych. Składające się na nią przedmioty są młode i bogate w metale. Ich orbity wokół centrum galaktyki są zasadniczo okrągłe z dyspersjami o małej prędkości i tworzą spłaszczone układy.
Populacja II jest charakterystyczna dla składnika sferoidalnego. Składające się na nią obiekty są stare (gromady kuliste) i ubogie w metale. Wykazują niewielką całkowitą rotację, a ich orbity są bardzo mimośrodowe z dużymi rozrzutami prędkości. Stanowią mało lub wcale spłaszczonych systemów.
Nasza galaktyka powstałaby z pierwotnego materiału zawartego w objętości znacznie większej niż jej obecna objętość. Mówi się, że dwa główne składniki galaktyki, komponent sferoidalny i dysk, powstały w wyniku różnych procesów.
Składnik sferoidalny powstał w całości podczas procesu zapadania się, głównie radialnego, trwającego kilkaset milionów lat. Kolejne generacje gwiazd wzbogaciły ośrodek międzygwiazdowy, z którego powstały kolejne pokolenia, ponieważ żywotność masywnych gwiazd jest krótka w porównaniu z czasem trwania kolapsu grawitacyjnego.
Po tym, jak ruchy gazu stały się kołowe w wyniku nieelastycznych zderzeń między obłokami międzygwiazdowymi, a także po zapadnięciu się składnika sferoidalnego, gwiazdy dysku zaczęły formować się z już wzbogaconego materiału. Gwiazdy te narodziłyby się w cienkim dysku o mniej więcej kołowych orbitach i dyspersjach o małej prędkości. Ale później rozrzut prędkości wzrósł z powodu:
Typowa galaktyka zawiera wiele małych układów gwiazd zwanych gromadami gwiazd. Zawierają od stu do miliona gwiazd i rozróżnia się 2 typy: gromady otwarte i gromady kuliste.
Gromady otwarte to układy populacji I. Składają się ze stu do tysiąca gwiazd i mają promień wahający się od 1 do 10 parseków (parsek równy jest 3,085 678 × 10 16 m ). Nasza Galaktyka powinna zawierać 100 000 takich gromad, a znamy tylko tysiąc. Są w większości w wieku poniżej 10 8 lat. Gromady otwarte stopniowo rozpadają się z powodu zaburzeń grawitacyjnych wywołanych przez chmury gazu międzygwiazdowego.
Gromady kuliste są systemami II populacji, zawierają od 10 4 do 10 6 gwiazd i mają promienie od 20 do 50 parseków. Nasza galaktyka zawiera ich około 200.
W celu zbadania ich ruchów w galaktyce gwiazdy są asymilowane lub reprezentowane przez punkty materialne bez rozległości. To przybliżenie, chociaż stosunkowo błędne w najgęstszych obszarach galaktyki , jest jednak uzasadnione dużą zależnością między średnim promieniem gwiazd a ich średnią odległością separacji. Ponieważ galaktyka średniej wielkości zawiera około 10 11 gwiazd, ważne jest przyjęcie statystycznego podejścia do badania takiego układu. Znajomość wymaganych statystyk, funkcja, której tutaj nie przedstawiono, pozwala określić rozmieszczenie gwiazd w układzie gwiazd. Ten rodzaj funkcji różni się w zależności od grupy gwiazd, ponieważ grupy rzeczywiście zostały ustalone na podstawie masy, wieku, typu widmowego, składu chemicznego (i innych kryteriów) gwiazd.
Zwróć uwagę na różnicę między systemami (takimi jak gaz) badanymi w mechanice statystycznej i galaktykach. Te siły działające między cząsteczkami gazu mają bardzo krótki zasięg i dlatego może być zaniedbana. Wręcz przeciwnie, siły grawitacyjne wywierane na gwiazdy galaktyki są ogromne. W galaktyce gwiazda nieustannie doświadcza grawitacji całej galaktyki. Zwykle naukowcy uważają, że gwiazda porusza się ze średnim potencjałem grawitacyjnym, co jest wynikiem rozkładu masy w układzie gwiazd. W Drodze Mlecznej gaz stanowi zaledwie 5% masy gwiazd i ma niewielki wpływ na dynamikę gwiazd.
Prędkości gwiazd są zawsze mierzone w odniesieniu do Słońca , prędkość wektora gwiazdy względem Słońca jest wyprowadzana z dwóch prędkości: prędkości radialnej i prędkości stycznej. Dla informacji, prędkość radialna jest składową prędkości mierzoną w kierunku linii wzroku.