疏散星團受分子雲影響之數值模擬

以作者查詢圖書館館藏

、以作者查詢臺灣博碩士

、以作者查詢全國書目

、勘誤回報

、線上人數：11

、訪客IP：13.58.77.98

姓名

呂永明(Yeong-Ming Leu) 查詢紙本館藏

畢業系所

物理學系

論文名稱

疏散星團受分子雲影響之數值模擬
(Simulations Of Open Cluster Impacted by Molecular Clouds)

相關論文

★ 宇宙射線在球形震波的加速	★ 重力透鏡效應造成的類星體-星系關聯與星系-星系相關函數
★ 星際物質演化的研究	★ 宇宙射線在恆星風的自相似解
★ 分子雲演化的二維模型	★ 啞鈴在有心力作用下的運動行為
★ 以2MASS近紅外資料研究太陽附近的疏散星團	★ Gravitational Lensing in Bekenstein's Relativistic MOND
★ 以二微米巡天觀測近紅外資料研究本銀河系結構	★ 橢圓星系中基礎平面及等效半徑的多波段研究
★ 宇宙射線和磁流動力系統之不穩定性	★ 初生星團的生存率
★ 橢圓星系外型與紅移關聯之研究	★ 在不同均功參數下星團的擴散及核心的形成
★ 兩微米巡天數星所取得的銀河系資訊	★ A numerical simulation survey on the outflow from the Galactic center

檔案

[Endnote RIS 格式]

[Bibtex 格式]

[相關文章]

[文章引用]

[完整記錄]

[館藏目錄]

[檢視]

[下載]

本電子論文使用權限為同意立即開放。
已達開放權限電子全文僅授權使用者為學術研究之目的，進行個人非營利性質之檢索、閱讀、列印。
請遵守中華民國著作權法之相關規定，切勿任意重製、散佈、改作、轉貼、播送，以免觸法。

摘要(中)

疏散星團的動力學研究可用來探討銀河結構、恆星的形成及演化等相關天文問題。觀測上常因無法準確得知星團的基本物理量（質量、速度、位置等），造成研究上的困擾；理論分析常透過數值模擬的方式模擬相關的天文問題，這樣的方式相較於觀測比較容易掌握基本物理量，方便資料的分析研究。本文擬採用NBODY2數值模擬程式（Aarseth 2001）模擬分子雲對於一接近疏散星團所造成的影響為何。希冀藉由大量的模擬實驗，找出特定規律或趨勢，並透過相關的物理理論，找出此規律背後的物理意義。
疏散星團的結構特質易經由碰撞的過程而破壞，所以透過數值模擬程式的模擬計算，可知分子雲與疏散星團經由重力作用後的情形，透過近千組的模擬實驗，發現分子雲將影響疏散星團的運行軌道與結構。我們發現疏散星團受分子雲作用的時間，一般趨勢是會隨著碰撞參數變大而變大。疏散星團質心運行軌道之散射角也會隨著碰撞參數而有一定的規律。疏散星團受破壞的程度也會隨著不同的分子雲模型而異。分子雲作用疏散星團的時間會隨著碰撞參數變大而變大。
經由近千組的模擬實驗，得知疏散星團質心的散射角會隨碰撞參數增大有先遞增再遞減的規律，且星團看起來已經變形的相當嚴重，但其質心軌跡跟星團是質點（理論值）的情況差別不大。由於疏散星團的結構被破壞了，也直接的影響到其存活時間，透過平均自由程的概念，可約略估計出疏散星團的存活時間。

摘要(英)

The dynamics of the open cluster can be used to study galactic structure or the evolution of the star and so on. Generally Speaking, we can’t get the precise mass or velocity or position of the open cluster by astronomy observation. For this reason, researchers often use simulations to study the dynamics of open clusters. In this thesis we adopt the NBODY2 Code（Aarseth 2001）to simulate the encounter between open cluster and molecular cloud. We intend to find some experiential rules to describe the dynamics and define some physical insights behind them.
The structure of open cluster can be disrupted by molecular cloud. After about one thousand experiments, we find that the interaction time of the open cluster will increase with impact parameter. We also find that the scattering angle of center mass of the open cluster closely resembles the scattering angle when we treat the open cluster as a point mass. We also use the idea of mean free path to estimate the survival time of the open cluster.

關鍵字(中)

★ 動力學
★ 碰撞
★ 分子雲
★ 疏散星團
★ 數值模擬

關鍵字(英)

★ open cluster
★ molecular cloud
★ encounter
★ simulation

論文目次

摘要
誌謝
1 緒論
1.1 星團與分子雲的簡介
1.2 疏散星團受分子雲作用所造成的影響
1.2.1 運行軌道
1.2.2 演化過程
1.3 目前的研究方式
2 數值模擬程式與測試
2.1 數值模擬程式
2.1.1 NBODY2基本理論
2.1.2 NBODY2程式架構
2.1.3 NBODY2程式使用
2.1.4 NBODY2注意事項
2.2 NBODY2程式測試
2.2.1 星團未加入外位勢的模擬測試
2.2.2 星團加入外位勢的模擬測試
3 結果
3.1 初始條件的設定與測試
3.2 列舉數組模擬與結果 20
4 分析與討論
4.1 不同分子雲模型下的作用時間
4.2 質心軌跡規律性與理論分析
4.3 疏散星團的存活時間與分子雲質量的關係
5 結語與未來展望
5.1 結語
5.2 未來展望
附錄A 弛豫時間（Relaxation Time）
附錄B 潮汐力（Tidal Force）
附錄C 時間尺度（Time Scale）
附錄D 均功定理（Virial Theorem）
附錄E 轉動慣量（Moment Of Inertia ）
附錄F 擬合表（Fitting Table）
參考文獻

參考文獻

Aarseth, S.J., 2001, New Astronomy 6, 277-291.
Ahmad, A., ＆ Cohen, L., 1973, J. Comp. Phys. 12, 389.
Anninos, P., Norman, M. L., & Clarke, D.A., 1994, ApJ 436, 11.
Barnes J.E., ＆ Hut P., 1986, Nature 324, 446.
Binney, J., ＆ Tremaine, S., 1988, Galactic Dynamics, Princeton University
Press, Princeton, New Jersey.
Blitz, L., ＆ Shu, F. H., 1980, ApJ., 238, 148.
Bradely, W., Carroll, B., Dale A., ＆ Ostlie, D.A., 1996, An Introduction To Modern Astrophysics, Addison-Wesley Publishing Company, Inc.
Elmegreen, B.G., 1999, ApJ 451, 675.
Fellhauer, M., Kroupa, P., Baumgardt, H., Bien, R., Boily, C., Spurzem, R., ＆ Wassmer, N., 2000, New Astronomy 5, 305.
Fowles, G.R., ＆ Cassiday, G.L., 1993. Analytical Mechanics, 5th ed., Harcourt Brace College Publishser, Orlando.
Gelato, S., Chernoff, D.F., ＆ Wasserman, I., 1997,ApJ.
Goldstein, H., Poole, C.,＆Safko, J., 2000, Classical Mechanics. Addison-Wesley Publishing Company, Inc.
Heggie, D.C., ＆ Mathieu, R.D., 1986, In:“The Use of Supercomputers in Stellar Dynamics.” Hut, P., McMillan, S.（Eds.） Springer-Verlag, New York. p.233.
Jessop, C., Duncan, M., ＆ Chau, W.Y., 1994, J. Comp. Phys. 115, 339.
Lada, C.J., ＆ Lada, E.A., 2003, ARA&A 41, 57
Makino, J., ＆ Hut, P., 1988, ApJS 68, 833.
Marion, J.B., & Thornton, S.T., 1988, Classical Dynamics Of Particles & Systems 3rd. Harcourt Brace Jovanovich, Inc.
Miller, G.E., ＆Scalo, J.M., 1979, ApJS 41, 513.
Spitzer, L., 1958, ApJ 127, 17.
Splinter, R.J., 1996, MNRAS, 281, 281.
Van Woerden H. et al. (eds.), 1985, The Milky Way Galaxy, 343-344
Villumsen, 1988, ApJS 71, 407.

指導教授

高仲明(Chung-Ming Ko)

審核日期

2004-7-15

推文