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Abstract

We study the evolution of star clusters, starting from their birth in molecular gas clumps until their complete dissolution in the Galactic tidal field. We have combined the “local-density-driven cluster formation” model of Parmentier and Pfalzner (2013) with direct N-body simulations of star clusters following instantaneous expulsion of their residual star-forming gas. Our model clusters are formed with a centrally peaked star-formation efficiency (SFE) profile, that is, the residual gas has a shallower density profile than stars. We build a large grid of simulations covering the parameter space of global SFEs, cluster masses, sizes and galactocentric distances. We study the survivability of our model clusters in the solar neighborhood after instantaneous gas expulsion and find that a minimum global SFE of 15 percent is sufficient to produce a bound cluster. Then studying their long-term evolution we find that our simulations are able to reproduce the cluster dissolution time observed for the solar neighborhood, provided that the cluster population is dominated by those formed with a low global SFE (about 15%). Finally, we find that the cluster survivability after instantaneous gas expulsion, as measured by cluster bound mass fraction at the end of violent relaxation, is independent of the Galactic tidal field impact.

Übersetzung des Abstracts (Deutsch)

Wir untersuchen die Entwicklung von Sternhaufen - von ihrer Geburt in Klumpen aus molekularem Gas bis zu ihrer völligen Auflösung im Gezeitenfeld der Milchstraße. Dazu haben wir Parmentier und Pfalzners (2013) Modell der Sternhaufenentstehung mit direkten N-Körper-Simulationen von Sternhaufen kombiniert, aus denen instantan das bei der Sternentstehung zurüchgebliebene Gas ausgestoßen wurde. Unsere Modell-Sternhaufen besitzen ein Sternentstehungseffizienz-(SFE-)Profil, das im Zentrum des Haufens sein Maximum annimmt. Das bedeutet, dass das zurückgebliebene Gas ein flacheres Dichteprofil als die Sterne hat. Wir erzeugen ein großes Gitter von Simulationen, das von drei Parametern - globale SFE, Masse des Sternhaufens und Galaktozentrische Entfernung - aufgespannt wird. Wir untersuchen, welche unserer Modell-Sternhaufen die instantane Ausstoßung des Gases in der Sonnenumgebung überleben würden. Es zeigt sich, dass eine globale SFE von mindestens 15% nötig ist, damit ein Sternhaufen gravitativ gebunden bleibt. Zudem lässt sich die beobachtete Auflösungszeit von Sternhaufen in der Sonnenumgebung mit unseren Simulationen reproduzieren, falls die Sternhaufenpopulation von Haufen mit niedriger globaler SFE (ca. 15%) dominiert wird. Schließlich können wir zeigen, dass die Überlebensfähigkeit eines Sternhaufen nach instantaner Ausstoßung des Gases, gemessen am Anteil der an den Haufen gebundenen Sterne am Ende der Phase der “violent relaxation”, unabhängig vom Gezeitenfeld der Milchstraße ist.