从流体力学到星团的 N 体模拟：并合与自转

我们提出一种新方法，为年轻星团的 N 体模拟获取更真实的初始条件。我们从分子云坍缩的流体力学模拟输出出发，其中恒星形成由 sink 粒子建模。在我们的方法中，我们瞬时从这些流体力学模拟输出中移除气体，以模拟由恒星反馈引发的气体包埋阶段结束。然后，我们根据 sink 粒子的质量和位置对其进行分裂或合并，以强制实现真实的初始质量函数。此类初始条件包含关于年轻星团空间分布及运动学与动力学状态更一致的信息，这对恰当研究这些系统至关重要。例如，通过将我们的方法应用于一组先前运行的流体力学模拟，我们发现年轻星团的早期演化受气体移除及子结构的早期干并合影响。这种早期演化要么迅速抹去我们的（子）星团在包埋阶段获得的自转，要么通过子结构并合供给角动量来“助长”它，之后两体弛豫在更长时标上起作用。