球状星团的弛豫限制蒸发

研究表明，当恒星数目满足 $N>>N_c$（其中 $N_c\simeq 1600$）时，星团的蒸发演化受弛豫过程限制。对于超出逃逸速度的麦克斯韦速度分布，此过程是“明亮的”，因为开尔文-亥姆霍兹时标 $f_H^{-1}t_{relax}$ 短于安巴楚勉-斯皮策时标 $f_N^{-1}t_{relax}$，其中 $f_H>f_N$ 分别表示每个弛豫时间 $t_{relax}$ 内总能量和恒星数目的相对变化。由此得出的孤立星团蒸发寿命 $t_{ev}\simeq 20.5 t_{relax}$ 与福克-普朗克模拟和 N 体模拟结果一致，其中 $t_{relax}$ 用半质量半径表示。我们通过对潮汐球面上势垒的各向异性扰动进行平均来计算灰体因子，并推导出潮汐敏感度 ${d\ln t_{ev}}/{dy}\simeq -1.9$ 至 -0.7，它是维里半径与潮汐半径之比 $y$ 的函数。弛豫限制蒸发适用于银河系中大多数处于坍缩前阶段、恒星数 $N=10^4-10^6$ 的球状星团。它驱动恒星流进入潮汐场，其平均动能相对于星团温度为 0.71。它们的 S 形形态导致在轨道径向方向上，亚轨道流在前，超轨道流在后，两者相距 $3.4\sigma/\Omega$，其中 $\Omega$ 表示轨道角速度，$\sigma$ 表示星团内恒星速度弥散。这些相关性可通过先进的宽视场测光和光谱学进行检验。