Начальную функцию масс шаровых скоплений оценили по звёздным потокам
Астрофизики из Торонто сопоставили космологические симуляции с наблюдениями звёздных потоков и шаровых скоплений Млечного Пути. Так они оценили начальную функцию масс этих скоплений.
Шаровые скопления Млечного Пути за миллиарды лет потеряли заметную часть массы. Приливные силы Галактики вырывают из них звёзды, а маломассивные скопления распадаются целиком. Вырванные звёзды растягиваются вдоль орбиты в тонкие звёздные потоки, которые находят по данным миссии Gaia. Клэр С. Е из Канадского института теоретической астрофизики и Рэймонд Карлберг из Университета Торонто предложили по этим потокам восстанавливать начальную функцию масс скоплений. Статья вышла в The Astrophysical Journal Letters.
Как устроен метод
Авторы взяли космологические симуляции с холодной тёмной материей. В них шаровые скопления добавлены в субгало примерно через 1 млрд лет после Большого взрыва. Для каждого скопления команда проследила, сколько массы оказалось в видимом сегодня потоке и сколько осталось в уцелевшем скоплении. Изначально более массивные скопления оставляют более массивные потоки, но отдают в них меньшую долю своей массы. Заметно влияет и полный момент импульса орбиты. Почти у всех видимых потоков в моделях полный момент импульса превышает 1000 кпк·км/с. Скопления на орбитах с меньшим моментом сильнее страдают от приливного действия диска Галактики и могут терять больше 90% массы.
Найденные в моделях соотношения авторы применили к измеренным массам и моментам импульса реальных потоков и шаровых скоплений. Для потоков массой примерно от 1000 масс Солнца начальная функция масс скоплений получилась убывающей и близкой к степенной, с наклоном α = 1,4 ± 0,05. Если строго опираться на нижние пределы измеренных масс потоков, наклон может доходить примерно до 1,6. Авторы считают, что звёздные потоки можно использовать как новый способ изучать распределение масс шаровых скоплений в ранней Вселенной.
Обычно модели берут распределение молодых массивных скоплений в близкой Вселенной, dN/dM ∝ M^−2. С ним удаётся воспроизвести нынешнее распределение шаровых скоплений Галактики, хотя условия их рождения на больших красных смещениях известны плохо. У нового метода есть ограничения, и авторы их перечисляют. Потоки трудно обнаружить дальше примерно 20 кпк, при встрече с диском они быстро рассеиваются, а алгоритмы поиска настроены на определённые признаки потоков, и это может искажать каталоги. Подробное сравнение смоделированных потоков с каталогом STREAMFINDER с учётом наблюдательного отбора команда отложила на будущее.