Звёздная динамика: различия между версиями

являющейся формулировкой [[Гравитационная задача N тел|гравитационной задачи N тел]]. На любого индивидуального члена системы ''N'' гравитирующих тел '''<math>m_{i}</math>'''влияют гравитационные потенциалы остальных <math>m_{i}</math>. На практике, невозможно вычислить гравитационные потенциалы системы, складывая все точечно-массовые потенциалы в системе, поэтому звёздные динамики разрабатывают потенциальные модели которые могут точно моделировать систему, оставаясь при этом недорогими в вычислительном отношении.<ref name=":1">{{Книга|автор=Binney James|заглавие=Galactic Dynamics|ответственный=|издание=|место=|издательство=|год=2008|страницы=|страниц=|isbn=978-0-691-13027-9|isbn2=}}</ref> Гравитационный потенциал <math>\Phi</math>зависит от гравитационного поля <math>\mathbf{\vec{g}}</math>:

Время релаксации идентифицирует бесстолкновительные и коллизионные звездные системы. Динамика на временных масштабах, меньших времени релаксации, определяется как бесстолкновительная. Они также идентифицированы как системы, в которых звезды объекта взаимодействуют с гравитационным потенциалом, а не суммой потенциалов точечной массы.<ref name=":1" /> Накопленные эффекты релаксации двух тел в галактике могут привести к так называемой массовой сегрегации, когда более массивные звезды собираются около центра скоплений, а менее массивные - выталкиваются к внешним частям скопления.<ref>{{Книга|автор=Sparke Linda|заглавие=Galaxies in the Universe|ответственный=|издание=|место=|издательство=|год=2007|страницы=|страниц=|isbn=978-0521855938|isbn2=}}</ref>