§6.無衝突ボルツマン方程式の平衡解 ★無衝突系の例: 楕円銀河 定常状態としたらどのような 状態か?(平衡解) 現在の力学構造
★平衡解:以下を満たす解 (strong)Jeans定理を応用
★運動の積分 ◎意味があるのは、孤立積分(isolating integral) 積分量に対してある値を満たす軌道を考えたとき、 位相空間でのその軌道の次元が全体に比べて減るとき 例:エネルギー、運動量、角運動量 反例:
○積分の例: 作用ー角変数 Jが積分量 例:1次元調和振動子
○CBEの任意の定常解 運動の積分を通してのみ ★Jeans Theorem ○CBEの任意の定常解 運動の積分を通してのみ 位相空間座標に依存 ○運動の積分の任意の関数 CBEの定常解 証明:
★Strong Jeans Theorem ほとんどすべての軌道が、規則的(regular)であるとき、 定常状態の分布は、3つの独立な孤立積分の関数として あらわされるだろう。 *ただし、3つの基本周期が、通約できない(incommensurable)場合に限る
◎証明
○ほとんどすべての星が規則的運動 位相空間の至る所で、作用ー角変数が存在 例:1次元調和振動子
★定常解の例(Jeans定理の応用) I.球対称
一般には、self-consistentでなくてはいけない。 ★定常解の求め方 一般には、self-consistentでなくてはいけない。 つまり、どんな関数形でも解になるのではなくて、 ポアッソン方程式を満たさなくてはならない。
★Eddington’s formula 前式を次のように書き直す。
★具体例 (1)PolytropesとPlummerモデル
Lane-Emden equation 星の構造を解くときにもよく用いられるもの
一般には、数値計算で解く。 しかし、解析解も存在。 ○n=5の場合: Plummerモデルと呼ばれる *いくつかの球状星団とは一致。 銀河とは合わない
○等温解(isothermal solution)
○Kingモデル *質量が無限大になる等温分布を補正したもの ○Hernquistモデル *楕円銀河の密度分布をかなり良く再現
○Jaffeモデル
○球対称非等方速度分散のモデル 例:Osipkov-Merrittモデル
○球対称でない場合(一般) *軸対称モデル 例:Evansモデル *3軸不等楕円体(大きな楕円銀河) Stackel Potentialモデル 後述
*高精度位置天文観測データがでれば、directに位相空間分布 ◎fの例(今までは簡単な例。一部は正しいかも) ★現実の力学構造は? 観測データとの比較 観測データとの比較 *高精度位置天文観測データがでれば、directに位相空間分布 が比べられる。 ◎fの例(今までは簡単な例。一部は正しいかも) 実際のバルジ、ディスク、ハローは? 一般的なモデルを作成する必要性あり *ハミルトニアン(重力ポテンシャル)をgiven 積分量を評価(Torus construction法など) fの関数形を仮定 モデル作りが必要:力学構造の構築法の開発
§7.緩和と力学構造 例:楕円銀河 十分良い近似で自己重力多体系とみなす。 さらに、 無衝突系 二体散乱による緩和は起こっていない!
しかし、・・・・ *楕円銀河:2体緩和していないが、楕円銀河には いくつかの共通点がある ○密度分布は、ドゥボークルールの1/4則 いくつかの共通点がある ○密度分布は、ドゥボークルールの1/4則 ○回転サポートではない 速度分散の ○ 3軸不等楕円体 非等方性 重力~速度分散による“圧力” 力学構造の詳細は分からないが、共通の特徴がある ある種の“緩和”が起こっている どういう緩和?
★楕円銀河の密度分布(光度分布) ◎ドゥボークルールの1/4則
Surma,Seifert and Bender(1990)
★速度分散の非等方性(回転サポートではない) ★速度分散の非等方性(回転サポートではない) 巨大楕円銀河(L>2.5×1010L )は、ローテーション サポートではなく、速度分散の非等方性により偏平 になっている。
★Tensor Virial Theorem
○Tensor Virial Theoremを用いる ★速度分散、回転速度、偏平度の関係 ○Tensor Virial Theoremを用いる ○簡単のため、z軸周りの軸対称であるとする。 ○銀河の中心方向への視線はx軸と一致するとする。
Binney&Tremaine 「Galactic Dynamics」より
★観測との比較 Binney&Tremaine 「Galactic Dynamics」より
◎巨大な楕円銀河は、回転サポートではない。 速度分散の非等方性により、形態が偏平に 維持されている。 三軸不等であろう。 実際、 速度分散の非等方性により、形態が偏平に 維持されている。 一般には、軸対称とは考えにくい。 三軸不等であろう。 実際、 光度分布を2次元平面にprojectした場合、isophotの twistが見られる。 三軸不等の証拠 Madejsky&Mollenhoff(1990)など
◎以上のように、共通の特徴をもっていることから、 何らかの“緩和”を受けているようである (しかし、2体散乱による緩和ではない) “緩和”するメカニズムは? また、その力学構造は?
★Violent Relaxation: Lynden-Bell(1967) ◎無衝突系の緩和過程 空間的、時間的に激しく振動 microscopic: phase mixing fは保存(Liouvilleの定理)。しかし、それはどんどん小さな スケールでの運動となる。 macroscopic :coarse-grained distribution function “平衡状態”に落ち着く
★Violent Relaxation: Lynden-Bell(1967) 平均重力場の激しい時間的空間的変動による 位相分布のmixing (ハミルトン系のカオスが起こる機構と同様)
★平衡状態での(coarse-grained)分布関数は? ◎Lynden-Bell統計 ○ “非圧縮流体”のように運動 ○ “非圧縮流体”のように運動 ○phase mixing fの要素(element)は、位相空間内を複雑に 運動し、細分化 fを十分小さい要素に分解し、要素は次の条件を満たすものとする。 (1)要素の数は不変 (2)全エネルギーは保存 (3)要素の密度ηは一定:F=η(局所的な密度は非圧縮性のため保存) (4)要素の体積をωとする。
◎位相空間を多くの微細胞(micro-cell)に分割 *微細胞は、十分小さく、その位相体積は、fの要素の位相体積ωとする。 *micro-cellの中にelementが入れば、micro-cellの密度は、η、 さもなくば、0。 ◎興味があるのは、巨視的構造 micro-cellをν個(ν>>1)集めた巨細胞(macro-cell)
○非圧縮性のため、各要素は同一のmicro-cellを示すことは できない。 排他律 ○各要素は区別できるものである。 区別化 よって、場合の数は、
あり F-D分布 Lynden-Bell分布 参考: 区別不可 区別可 排他律なし B-E分布 M-B分布 あり F-D分布 Lynden-Bell分布 *L-D分布の特徴 分布は星の質量に依らない (CBEの形は、星の質量に依らないので)
◎いくつかの数値実験 Lynden-Bell分布と ★問題点 ◎いくつかの数値実験 Lynden-Bell分布と 一致しない deZeeuw et al(1991), Funato et al.(1992), Yanashiro et al.(1992) などなど ◎L-D統計ーーー>Maxwell分布ーーー>等温分布 ーーー>全質量が無限大 Lynden-Bell達は、violent relaxationの不完全性に よって、この問題を回避しようとした (後ででてくる、安定カオスと関連)
◎Lynden-Bell分布でないとすると、実際は どんな分布か? ◎緩和過程はどうなっているか? その続きに行く前に・・・
★r1/4則は説明できるのか? Jaffe(1987), Makino et al.(1989)