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[[File:Messier 30 Hubble WikiSky.jpg|thumb|266x266px|很多[[球狀星團]]，像是130億年老的[[M30]]（如圖），有著質量層化。]]

'''質量層化'''是[[天文學]]中被引力束縛系統中的一種動力學過程，例如[[星團]]或[[星系團]]，傾向於大質量的天體移動到中心，而較輕的天體分布在外層。

== 動能的能量平均分配 ==
當星團中的兩個物體靠近時，會彼此交換[[能量]]和[[動量]]。雖然，能量的交換可以是任意方向的，但是在過程上，兩個物體的[[動能]]傾向於均衡，這種統計的現象稱為[[能量均分|均分]]，是類似於預期的氣體分子的動能在給定的溫度下都是相同的事實。

由於動能正比於質量和速度的平方，要均分動能，低質量的天體就需要比較快速的移動速度。因此，質量越大的成員，其軌道往往越低（即軌道越接近集團的質量中心），同時質量越輕的成員傾向於上升至越高的軌道。

星團中成員的動能大致均衡所需要的時間稱為該集團的[[弛豫時間]]。假設能量是經由兩個物體的交互作用下進行交換，在Binney & Tremaine的教科書中提出弛豫時間的近似尺度是：
:<math>t_\mathrm{relax}=\frac {N}{8\ln N}\times t_\mathrm{cross} \ ,</math>
此處<math>N</math>是集團中恆星的數量，<math> t_\mathrm{cross}</math>是一顆恆星跨越集團的典型時間。在半徑10[[秒差距]]，擁有10萬顆恆星的[[球狀星團]]中，典型的時間尺度大約是一億年。在星團中，大質量恆星的層化比低質量恆星更快。時間尺度的近似可以使用[[萊曼·史匹哲]]發展，只有兩個質量體（<math>m_1</math>和<math>m_2</math>）的玩具模型來推導。在這樣的情況下，質量較大的（質量 <math>m_1</math>）層化時間為
:<math>t_\mathrm{m_1}=\frac {m_2}{m_1}\times t_\mathrm{relax} \ .</math>

有人使用[[哈伯太空望遠鏡]]研究[[球狀星團]][[杜鵑座47]]分離在外層區域的[[白矮星]]<ref name=SpaceDaily-2015-05-18>{{cite news |url= http://www.spacedaily.com/reports/Hubble_Catches_Stellar_Exodus_in_Action_999.html |title= Hubble Catches Stellar Exodus in Action |date= 18 May 2015 |publisher= Space Daily |accessdate= 2016-08-21 |archive-date= 2016-08-18 |archive-url= https://web.archive.org/web/20160818213725/http://www.spacedaily.com/reports/Hubble_Catches_Stellar_Exodus_in_Action_999.html |dead-url= no }}</ref>。

== 初發質量層化 ==

[[File:W40 star-forming region.jpg|thumb|在星團的[[恆星形成|恆星形成區]]，像是[[韋斯特豪特40|W 40]]，偶爾也能觀察到質量層化（如圖）<ref name=kuhn10>{{Cite journal| last = Kuhn | first = M. A. | display-authors = etal | year=2010 | title = A Chandra Observation of the Obscured Star-forming Complex W40 | journal = Astrophysical Journal | volume = 725 | issue=2 | pages = 2485–2506 | doi=10.1088/0004-637X/725/2/2485 | bibcode=2010ApJ...725.2485K|arxiv = 1010.5434 }}</ref>。]]

'''初發質量層化'''在星團中的質量分布是不均勻的構造。星團的初發質量層化參數是維里化的程度和星團年齡的時間尺度。然而，相較於二體交互作用，有幾種動力學的機制被認為可以加速維里化<ref name=mcmillan07>{{Cite journal| last = McMillan | first = S. L. | display-authors = etal | year=2007 | title = A Dynamical Origin for Early Mass Segregation in Young Star Clusters | journal = Astrophysical Journal | volume = 655 | issue=1 | pages = L45-L49 | doi=10.1086/511763 | bibcode=2007ApJ...655L..45M|arxiv = astro-ph/0609515 }}</ref>。在恆星形成區經常可以觀察到[[O型星]]優先位於年輕星團的中心。

== 蒸發作用 ==
在弛豫之後，一些低質量成員的速度會大於群體的[[逃逸速度]]，結果是這些成員會從群體中遺失。這個過程稱為''蒸發''。（類似於解釋一些行星損失大氣層中質量較輕的氣體，例如地球上均分後的氫和氦。這些足夠輕的氣體在大氣層的頂端將超過地球上的逃逸速度，因此會丟失。）

經由蒸發，多數的[[疏散星團]]最終會消散，這一現象呈現在現存的疏散星團都很年輕的事實上。[[球狀星團]]顯得更為緊密，似乎能更為持久。

== 在銀河系 ==
[[銀河系]]的弛豫時間大約是10兆年，幾乎是銀河系現在年齡的1,000倍。因此，在我們的星系中觀察到的質量層化現象幾乎完全是初發的。

== 相關條目 == 
*[[N體問題]]
*[[維里定理]]
*[[M67 (疏散星團)|M 67]]
*[[威爾曼1]]
*[[獵戶四邊形星團|獵戶星雲星團]]（Orion Nebula Cluster）
*[[韋斯特豪特40|W 40]]

== 參考資料 ==
{{reflist}}
=== 來源 ===
* {{cite journal
 | author=Ian A. Bonnell, Melvyn B. Davies
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|bibcode = 1998MNRAS.295..691B }}

*{{cite book
  |last = Merritt
  |first = David
  |authorlink = David Merritt
  |title = Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei
  |publisher = Princeton University Press
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  |isbn = 978-0-691-12101-7
  |url = http://www.worldcat.org/title/dynamics-and-evolution-of-galactic-nuclei/oclc/820123438&referer=brief_results#relatedsubjects
  |access-date = 2022-07-24
  |archive-date = 2021-08-05
  |archive-url = https://web.archive.org/web/20210805043426/https://www.worldcat.org/title/dynamics-and-evolution-of-galactic-nuclei/oclc/820123438%26referer%3Dbrief_results#relatedsubjects
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*{{cite book
  |last = Spitzer
  |first = Lyman S. (Jr)
  |title=Dynamical Evolution of Globular Clusters
  |url = https://archive.org/details/dynamicalevoluti0000spit
  |publisher=Princeton University Press
  |date=1987
  |isbn = 0-691-08309-6
}}

* {{cite journal
 | author=White, S. D. M.
 | title=Mass segregation and missing mass in the Coma cluster
 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | date=April 1977
 | volume=179
 | issue=
 | pages=33–41
 | bibcode=1977MNRAS.179...33W
 | doi=10.1093/mnras/179.2.33
}}

[[Category:天體物理學]]
[[Category:引力效應]]