Sistemas estelares: ¿cuál es la diferencia entre equilibrio virial, dinámico y termodinámico?

Actualmente estoy revisando Binney & Tremaine (2008) por mi cuenta para aprender sobre la dinámica estelar. También he estado examinando recursos en línea adicionales, como este wiki de Scholarpedia .

A menudo, cuando se distingue entre sistemas estelares sin colisión y con colisión, se invoca el teorema virial junto con las ecuaciones para el "tiempo de cruce" (también conocido como "tiempo dinámico") y el "tiempo de relajación". Se dice que una galaxia grande no tiene colisiones porque su tiempo de relajación es muchos órdenes de magnitud mayor que su edad, mientras que un sistema estelar denso (p. ej., un cúmulo globular) es colisivo porque su tiempo de relajación es menor que su edad.

Pero, ¿cuál es la relación entre este estado llamado "relajado" y el equilibrio virial, dinámico y termodinámico? ¿Qué significan intuitivamente los tres tipos diferentes de equilibrio?

Por ejemplo, he oído que se supone que las galaxias grandes están en equilibrio virial y luego la gente deriva "masas dinámicas" (¿por qué no "masas viriales"?). ¿Qué se necesitaría y/o significaría para una gran galaxia elíptica estar no solo en equilibrio virial, sino también en equilibrio dinámico o termodinámico?

Respuestas (1)

Equilibrio termal

El equilibrio térmico se basa en gran medida en la idea de equipartición de la energía (cinética) . En un sistema estelar, esto significa que la energía cinética total se divide por igual entre todas las estrellas. Esto no implica que las velocidades sean todas iguales; no pueden, porque no todas las masas son iguales.

Equilibrio dinámico

El equilibrio dinámico significa que, en escalas de tiempo dinámicas, el sistema es estable; básicamente, no sucumbirá al colapso del núcleo debido a una inestabilidad gravitérmica. Tenga en cuenta que puede que no sea posible que un sistema alcance el equilibrio térmico, incluso si está en equilibrio dinámico. En un sistema con dos tipos principales de estrellas, debe satisfacer la condición de estabilidad de Spitzer (ver Fregeau et al. (2001) y estos resultados ):

( METRO 2 METRO 1 ) ( metro 2 metro 1 ) 3 / 2 < 0.16
donde METRO 1 y METRO 2 son las masas totales de los tipos 1 y 2.

Equilibrio virial

El equilibrio virial se produce cuando el sistema satisface el teorema virial (ver Meylan (2000) ), es decir

2 ⟨ T ⟩ + ⟨ V ⟩ = 0
donde T y V son las energías cinética y potencial.

Y tenga en cuenta que el equilibrio virial no requiere equilibrio térmico porque la energía cinética se puede distribuir entre las estrellas de cualquier manera.
Gracias a ambos, solo para asegurarme de que entiendo: entonces la combinación de equilibrio térmico y dinámico es "equilibrio termodinámico" e implica la equipartición de energía entre los constituyentes del sistema, así como la estabilidad dinámica a largo plazo. Parece mucho más fácil trabajar con el equilibrio virial que con el equilibrio térmico o dinámico porque implica un promedio de tiempo a largo plazo y no siempre está claro que un cúmulo globular observado, por ejemplo, esté en equilibrio térmico. @RobJeffries & HDE: ¿Los astrofísicos siguen estudiando intensamente la inestabilidad gravitérmica y sus implicaciones?
@quantumflash Sí lo es. Otro ejemplo a considerar: el teorema del virial falla cuando los objetos tienen grados de libertad internos. En los clústeres, esto significa que los archivos binarios son problemáticos. Ahora también parece probable que los conglomerados nunca alcancen la equipartición.
Estimado @RobJeffries, ¿puede ofrecer una buena revisión o incluso un trabajo de investigación reciente que explore la idea de que los cúmulos estelares nunca alcanzan la equipartición? ¿Significa esto que usar el teorema virial para derivar la masa de un cúmulo globular no es perfectamente correcto?
@quantumflash Dije que nunca llegan a equipartición. Es probable que estén en equilibrio virial (aproximadamente). El equilibrio virial no exige que la KE se distribuya por igual entre las estrellas.
@quantumflash. Simulaciones de N-cuerpos: Spera et al. (2016) arxiv.org/abs/1604.03943 Trenti y van der Marel (2013) arxiv.org/abs/1302.2152 . Estoy trabajando en un artículo que confirma los resultados del artículo anterior utilizando mediciones de velocidad radial en un cúmulo abierto rico.
¡Muy genial @RobJeffries! ¿Puedo preguntar cómo se aprenden suficientes herramientas de simulación de N-cuerpos para poder llevar a cabo tales experimentos teóricos? ¿Es simplemente leer Binney & Tremaine lo suficientemente bueno, y luego debería poder programar simulaciones simples de N-cuerpo basadas en la gravedad? ¿Y las simulaciones de N-cuerpos como en esos documentos se ejecutarían en mi propia computadora portátil (por ejemplo, usando Python), o necesitarían supercomputadoras?
@quantumflash Algunos códigos son públicos. No puedo comentar sobre su pregunta de velocidad; depende de norte . Pero creo que podría estar limitado a unos pocos cientos de estrellas. ast.cam.ac.uk/~sverre/web/pages/nbody.htm
@RobJeffries ¡Gracias de nuevo! Entonces, ¿generalmente uno necesita usar estos códigos públicos para hacer sus simulaciones de N-cuerpos? ¿No es posible escribir su propio solucionador de N-cuerpo en, por ejemplo, Python?
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