質量層化

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：

${\displaystyle t_{\mathrm {relax} }={\frac {N}{8\ln N}}\times t_{\mathrm {cross} }\ ,}$

此處${\displaystyle N}$是集團中恆星的數量，${\displaystyle t_{\mathrm {cross} }}$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（${\displaystyle m_{1}}$和${\displaystyle m_{2}}$）的玩具模型來推導。在這樣的情況下，質量較大的（質量 ${\displaystyle m_{1}}$）層化時間為

${\displaystyle t_{\mathrm {m_{1}} }={\frac {m_{2}}{m_{1}}}\times t_{\mathrm {relax} }\ .}$

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[1]。

在星團的恆星形成區，像是W 40，偶爾也能觀察到質量層化（如圖）[2]。

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[3]。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。

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。

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。

• N體問題
• 維里定理
• M 67
• 威爾曼1
• 獵戶星雲星團（Orion Nebula Cluster）
• W 40