Identificar estrellas binarias en simulación nbody

Este es realmente un problema difícil, pero posiblemente no por la razón que imaginas. El siguiente criterio ingenuo parece en principio muy apropiado:

tome cualquier par de estrellas, reste el movimiento del centro de masa, calcule la cinética ($T$) y gravitacional ($W$) energías y comprobar si

$T + W < 0$.

Si es así, el par está vinculado, de lo contrario no lo está.

¿Cómo puede fallar este criterio? Puedo pensar en tres formas:

1. Incluso en un campo poco poblado, puede haber tres o más estrellas enlazadas. Es bien sabido que los sistemas múltiples son inestables, por lo que establecer cuál de las estrellas permanecerá limitada requiere más análisis. Normalmente, las dos estrellas más pesadas son las que quedan acotadas, porque las más ligeras ganan energía a expensas de la pesada doble, para escapar del sistema acotado.

2. Un par supuestamente no enlazado puede resultar más tarde enlazado después de todo, debido a la pérdida de momento angular. Es bien sabido que la barrera centrífuga, bajo la conservación del momento angular de la nube original en la que se forman las estrellas, es tan alta que casi no debería formarse ninguna estrella. Dado que la gravedad conserva la cantidad total de momento angular, debe haber fuerzas no gravitatorias en el trabajo que lo eliminen del gas que colapsa. Nadie sabe con certeza cuál es el responsable de estos pares, aunque todos afirman que deben ser de origen magnético.

   Por lo tanto, puede suceder que un par dado tenga, inicialmente, tanto momento angular como para violar la condición anterior, pero también puede suceder que todavía se esté eliminando el momento angular (en el momento en que finalicen las simulaciones), por lo que se formarán más pares binarios. de lo que se desprende de sus simulaciones. Dado que esto involucra procesos que son, a partir de ahora, en gran parte especulativos, nadie puede pretender conocer la evolución temporal exacta de estos pares. Este es un elemento fundamental de la ignorancia, por nuestra parte.

3. Por último, y menos probable, en campos abarrotados, las interacciones entre el par (transitorio) y los transeúntes pueden desvincular el binario, a expensas de la energía cinética del transeúnte. En el límite de las estrellas completamente desarrolladas, esto se ha estudiado especialmente en relación con la evolución de las binarias en los cúmulos globulares (GC, véase Dynamical Evolution of Globular Clusters de Lyman Spitzer , especialmente el capítulo 6). Pero hay que tener en cuenta que en los GCs dos circunstancias potencian la relevancia de estas interacciones: las altas densidades estelares (superiores a las de los Cúmulos Abiertos), y las largas escalas temporales disponibles, del orden de un tiempo Hubble frente a los pocos millones años disponibles antes de que las estrellas recién formadas se alejen de sus sitios de formación.

   Aún así, una circunstancia hace que los encuentros de muchos cuerpos sean más efectivos en los cúmulos abiertos, el gran tamaño de las estrellas en formación: cuando un binario se encuentra con un transeúnte, la energía puede descargarse del movimiento cinético del intruso en el calentamiento de marea de cualquier estrella en el binario, para luego ser disipada a través de mecanismos radiativos. Este calentamiento de las mareas ralentiza al intruso, por lo que hace que el contacto dure más y que el impulso transferido a las estrellas en el binario sea más grande. En otras palabras, facilita la desvinculación del binario.

De las anteriores, las objeciones 1 y 3 se mantienen fácilmente bajo control si sus simulaciones no involucran campos abarrotados de manera poco realista (después de todo, los Open Clusters apenas se unen y no duran mucho). Pero la objeción 2 es más fundamental y más difícil de mantener bajo control. Tenga en cuenta que, en la Naturaleza, 1 de cada dos sistemas estelares observados desde la Tierra es binario, por lo que cualquier simulación que resulte en muchos menos binarios que esto probablemente esté contaminada por una contabilidad incorrecta de los pares electromagnéticos.