Shaping the Globular Cluster Mass Function by Stellar-Dynamical Evaporation

نظرنا في أن كائن الشبكة الكروية (GCMF) في المجرة يعتمد على كثافة نصف الكتلة (rho_h) في الشكل التالي: يزداد الحجم الانتقالي M_TO مع rho_h بينما ينخفض عرض GCMF. نحن ندعو إلى أن هذا هو العلامة المتوقعة لتآكل الدالة الذروية التي بدأت بالزيادة نحو الأحجام الصغيرة، بشكل أساسي من خلال تبخر الكتل المدفوع من قبل الاستقرار الداخلي الذي يتمثل في الجسيمين الثنائيين. ونجد توافقاً ممتازاً بين GCMF الملاحظ وضمن تبعيته على الكثافة الداخلية rho_h والتركيز المركزي c والمسافة الكروية r_gc ونموذج بسيط في ذلك الذي يقدر سرعات خسارة الحجم المدفوعة من قبل الاستقرار بـ -dM/dt = mu_ev ~ rho_h^{1/2}. وبالذات، نحصل على عدم الحساسية الشهيرة ل M_TO إلى r_gc. هذه الميزة لا تنبع من اعتبارها للحجم الانتقالي ل GCMF كثير الشهرة، ولكن بدلاً من ذلك من التغير المعقول ل M_TO مع rho_h -- النتيجة المتوقعة لتآكل الكتل المدفوع من قبل الاستقرار -- بالإضافة إلى الانحراف الهام في rho_h كدالة على r_gc. وتشير تحليلاتنا إلى نفس النتائج إذا كانت السرعات التبخرية تعتمد على الكثافات المتوسطة الحجمية أو السطحية للكتل داخل الشعاع الطيني، كـ mu_ev ~ rho_t^{1/2} أو mu_ev ~ Sigma_t^{3/4} -- التوصيات البديلة التي تستند إلى الأساليب الفيزيائية ولكنها تتطلب مؤشرات الكتل (rho_t و Sigma_t) التي ليست محددة بشكل جيد أو ملاحظة بسهولة كما هو rho_h. في جميع الحالات، يشير التطبيق اللازم لـ mu_ev لتناسب GCMF إلى أجل الكتل الذي يقع في النطاق القياسي (على الرغم من الانحراف نحو الحد الأدنى من هذا النطاق). ولا تعتمد تحليلاتنا على أي اعتبارات أو معلومات حول الانحياز السرعة في نظام الكتل الكروية.

We show that the globular cluster mass function (GCMF) in the Milky Way depends on cluster half-mass density (rho_h) in the sense that the turnover mass M_TO increases with rho_h while the width of the GCMF decreases. We argue that this is the expected signature of the slow erosion of a mass function that initially rose towards low masses, predominantly through cluster evaporation driven by internal two-body relaxation. We find excellent agreement between the observed GCMF -- including its dependence on internal density rho_h, central concentration c, and Galactocentric distance r_gc -- and a simple model in which the relaxation-driven mass-loss rates of clusters are approximated by -dM/dt = mu_ev ~ rho_h^{1/2}. In particular, we recover the well-known insensitivity of M_TO to r_gc. This feature does not derive from a literal ``universality of the GCMF turnover mass, but rather from a significant variation of M_TO with rho_h -- the expected outcome of relaxation-driven cluster disruption -- plus significant scatter in rho_h as a function of r_gc. Our conclusions are the same if the evaporation rates are assumed to depend instead on the mean volume or surface densities of clusters inside their tidal radii, as mu_ev ~ rho_t^{1/2} or mu_ev ~ Sigma_t^{3/4} -- alternative prescriptions that are physically motivated but involve cluster properties (rho_t and Sigma_t) that are not as well defined or as readily observable as rho_h. In all cases, the normalization of mu_ev required to fit the GCMF implies cluster lifetimes that are within the range of standard values (although falling towards the low end of this range). Our analysis does not depend on any assumptions or information about velocity anisotropy in the globular cluster system.