年轻大质量星团如何达到其现今的尺寸？

年轻大质量星团如何获得如同我们今天所观测到的形状和大小这一经典问题，至今仍具挑战性。对形成恒星的大质量分子气体云的观测与计算研究均表明，大质量星团的形成主要触发于云内小尺度（$\lesssim0.3$ pc）的纤维状子结构。本研究旨在探讨形如纤维状致密的大质量星团（有效半径 0.1-0.3 pc）如何膨胀 $\gtrsim10$ 倍，且仍保持足够大质量（$\gtrsim10^4 M_\odot$），从而成为我们今天观测到的年轻大质量星团。为此，利用 Sverre Aarseth 最先进的 N 体代码 NBODY7 对模型大质量星团（初始质量 $10^4 M_\odot-10^5 M_\odot$）进行演化。所有计算的星团均随时间膨胀，其尺寸（有效半径）与银河系及其他邻近星系中年龄 $\lesssim100$ Myr 的年轻大质量星团观测值进行比较。研究发现，从上述致密尺寸出发，星团无法依靠自身（即由于两体弛豫、恒星演化质量损失、原初双星及恒星级黑洞的动力学加热）膨胀至年轻大质量星团的观测尺寸；它们始终比观测对象致密得多。这需要额外的机制在星团组装后促进其膨胀。通过进一步的 N 体计算表明，具有 $\approx30$% 恒星形成效率的显著残余气体抛射确实能使新生嵌入星团充分膨胀。本文讨论了当前计算的限制及其影响。