Az ütközésmentes Boltzmann-egyenlet

Az ütközések ritkasága érdekes lehetőséget kínál a galaxist, mint egymással gyakorlatilag nem kölcsönható nagyszámú tömegpontot tekintő statisztikus fizikai leírásmódra. Ez a módszer a galaxis tömegpontjainak eloszlását a hely- és sebességkoordináták alkotta 6 dimenziós fázistérben vizsgálja.

A fázistér egy pontját 6 koordináta jellemzi: $ P = (\mathbf{r},
          \mathbf{v}) = (x,y,z,u,v,w)$. Ennek megfelelően az elemi térfogat: $ d\Gamma =
          d^3\mathbf{r} d^3\mathbf{v}$.

Definiáljuk az $ f(\mathbf{r},
          \mathbf{v}, t)$ sebességeloszlás-függvényt a következő módon:

$\displaystyle
                  \rho(\mathbf{r}) =  \int f(\mathbf{r},
                  \mathbf{v}, t) d^3 \mathbf{v},$ (4.49)

ahol $ \rho$ a tömegsűrűség az r pontban. Az eloszlásfüggvénnyel kifejezve, a (4.13) Poisson-egyenlet az alábbi alakot ölti:

$\displaystyle \triangle \Phi
                  (\mathbf{r},t) =  4 \pi G \int f(\mathbf{r},
                  \mathbf{v}, t) d^3 \mathbf{v}.$ (4.50)

A termodinamikából ismert, hogy az ideális gáz sebességeloszlás-függvénye a Maxwell-Boltzmann-eloszlást követi. Az ideális gázban a részecskék gyakran ütköznek. Ezzel szemben a galaxisok gyakorlatilag ütközésmentes ``gázok''. A galaxisokban ezért f nem maxwelli, és a sebességeloszlás időben állandó, stacionárius lesz. Ilyen stacionárius sebességeloszlásokra jellemző, hogy a sokaságra vonatkozó átlagsebességük zérus:

$\displaystyle \langle
                  \mathbf{v} \rangle =  {{\int \mathbf{v} f
                  d^3 \mathbf{v}...
                  ...t f d^3 \mathbf{v}}} =  {1 \over \rho}
                  \int \mathbf{v} f d^3 \mathbf{v} =  0.$ (4.51)

Mivel f stacionárius, idő szerinti deriváltja eltűnik. f teljes deriváltját a komponensek idő szerinti parciális deriváltjaiként felírva kaphatjuk az ütközésmentes Boltzmann-egyenletet:

$\displaystyle {{df} \over
                  {dt}} =  {{\partial f} \over {\partial x}}
                  {{dx} \ov...
                  ...tial f} \over {\partial \mathbf{v}}} + {{\partial
                  f} \over {\partial t}} =  0,$ (4.52)

ahol kihasználtuk, hogy $ \dot{\mathbf{r}} =
        \mathbf{v}$ és $ \dot{\mathbf{v}} = -
        \nabla \Phi$. Ennek megoldása időben állandó sebességeloszlás-függvény lesz, azaz f = konstans.

A Boltzmann-egyenlet gyakorlati alkalmazásához igen fontos a Jeans-tétel: bármely stacionárius f eloszlásfüggvény csakis a mozgás első integráljainak függvénye lehet.

A Tejútrendszer (és más spirálgalaxisok) tengelyszimmetrikus gravitációs terében a mozgás első integráljai a teljes energia (E) és a tengely irányú impulzusmomentum ($ L_z$):

$\displaystyle E =  {1
                  \over 2} (v_x^2 + v_y^2 + v_z^2) +
                  \Phi      L_z = x
                  v_y - y v_x,$ (4.53)

f tehát a Jeans-tétel értelmében csakis ezek függvénye lehet. Ezek azonban nem elegendőek arra, hogy a Tejútrendszerben tapasztalt aszimmetrikus sebességdiszperziót (4.4.3. fejezet) megmagyarázzák. Feltehetőleg létezik egy harmadik mozgásintegrál is, amelyet azonban mindeddig nem sikerült egyértelműen azonosítani. Ez a harmadik integrál problémája a galaktikus dinamikában.

Kapcsolódó animációk:

Kapcsolódó videók:

Szeged 2013-05-01