Matematyka jest prosta: Gwiazda + inna gwiazda = Większa gwiazda.
Chociaż koncepcyjnie działa to dobrze, nie uwzględnia ekstremalnie dużych odległości między gwiazdami. Nawet w gromadach, w których gęstość gwiazd jest znacznie wyższa niż w głównym dysku, liczba gwiazd na jednostkę objętości jest tak niska, że astronomowie ledwo uwzględniają kolizje. Oczywiście w pewnym momencie gęstość gwiazdowa musi osiągnąć punkt, w którym szansa na zderzenie staje się istotna statystycznie. Gdzie jest ten punkt krytyczny i czy są jakieś miejsca, które mogłyby faktycznie spowodować cięcie?
Na początku opracowywania modeli formacji gwiezdnej konieczność zderzeń gwiezdnych w celu wytworzenia masywnych gwiazd nie była dobrze ograniczona. Wczesne modele formowania poprzez akrecję wskazywały, że akrecja może być niewystarczająca, ale w miarę jak modele stawały się bardziej złożone i przechodziły w trójwymiarowe symulacje, stało się oczywiste, że kolizje po prostu nie były potrzebne do zaludnienia reżimu górnej masy. Pojęcie to wypadło z łaski.
Jednakże pojawiły się dwa ostatnie artykuły, w których badano możliwość, że choć wciąż z pewnością rzadkie, mogą istnieć środowiska, w których prawdopodobne jest wystąpienie kolizji. Podstawowym mechanizmem, który temu pomaga, jest to, że gdy gromady przemykają przez ośrodek międzygwiezdny, nieuchronnie wychwytują gaz i pył, powoli zwiększając masę. Ten wzrost masy spowoduje kurczenie się gromady, zwiększając gęstość gwiazd. Badania sugerują, że aby prawdopodobieństwo kolizji było statystycznie istotne, gromada musiałaby osiągnąć gęstość około 100 milionów gwiazd na parsekundę sześcienną. (Pamiętaj, że parsec wynosi 3,26 roku świetlnego i jest mniej więcej odległością między słońcem a naszą najbliższą sąsiadującą gwiazdą).
Obecnie nigdy nie zaobserwowano tak wysokiego stężenia. Chociaż niektóre z nich są z pewnością spowodowane rzadkością takich gęstości, ograniczenia obserwacyjne prawdopodobnie odgrywają kluczową rolę w utrudnianiu wykrywania takich układów. Aby osiągnąć tak wysoką gęstość, rozróżnienie takich systemów wymagałoby wyjątkowo wysokiej rozdzielczości przestrzennej. Jako takie, symulacje numeryczne bardzo gęstych układów będą musiały zastąpić bezpośrednie obserwacje.
Chociaż niezbędna gęstość jest prosta, trudniejszym tematem jest to, jakie klastry mogłyby spełnić takie kryteria. Aby to zbadać, zespoły piszące najnowsze artykuły przeprowadziły symulacje Monte Carlo, w których mogą zmieniać liczbę gwiazd. Ten typ symulacji jest zasadniczo modelem systemu, który może wielokrotnie grać do przodu z nieco innymi konfiguracjami początkowymi (takimi jak początkowe pozycje gwiazd), a uśredniając wyniki licznych symulacji, przybliżone zrozumienie zachowania się system został osiągnięty. Wstępne badanie sugerowało, że takie gęstości można osiągnąć w gromadach z zaledwie kilkoma tysiącami gwiazd, pod warunkiem, że akumulacja gazu jest wystarczająco szybka (gromady mają tendencję do powolnego rozpraszania się podczas odpędzania pływów, co może przeciwdziałać temu efektowi w dłuższych skalach czasowych). Jednak zastosowany przez nich model zawierał wiele uproszczeń, ponieważ badanie wykonalności takich interakcji było jedynie wstępne.
Nowsze badanie, przesłane wczoraj do arXiv, zawiera bardziej realistyczne parametry i stwierdzono, że ogólna liczba gwiazd w gromadach musiałaby być bliższa 30 000, aby kolizje stały się prawdopodobne. Zespół ten zasugerował również, że należy spełnić więcej warunków, w tym tempo wydalania gazu (ponieważ nie cały gaz pozostanie w gromadzie, jak założyła pierwsza drużyna dla uproszczenia) i stopień segregacji masy (cięższe gwiazdy opadają do środkowe i lżejsze unoszą się na zewnątrz, a ponieważ cięższe są większe, to faktycznie zmniejsza gęstość liczbową, jednocześnie zwiększając gęstość masy). Podczas gdy wiele gromad kulistych może łatwo spełnić ten wymóg numer gwiazd, te inne warunki prawdopodobnie nie zostałyby spełnione. Ponadto gromady kuliste spędzają mało czasu w regionach galaktyki, w których prawdopodobnie napotkaliby wystarczająco duże gęstości gazu, aby umożliwić nagromadzenie wystarczającej masy w niezbędnych skalach czasowych.
Ale czy są jakieś klastry, które mogłyby osiągnąć wystarczającą gęstość? Najgęstszą znaną gromadą galaktyczną jest gromada Arches. Niestety, gromada ta osiąga jedynie skromne ~ 535 gwiazd na sześcienną parsek, wciąż o wiele za niską, aby prawdopodobna była duża liczba zderzeń. Jednak jeden przebieg kodu symulacyjnego z warunkami podobnymi do tych w klastrze Arches przewidywał jedno zderzenie w ciągu ~ 2 milionów lat.
Ogólnie rzecz biorąc, badania te wydają się potwierdzać, że rola zderzeń w tworzeniu masywnych gwiazd jest niewielka. Jak wspomniano wcześniej, metody akrecji wydają się odpowiadać za szeroki zakres mas gwiezdnych. Jednak w wielu młodych gromadach wciąż tworzących gwiazdy rzadko astronomowie znajdują gwiazdy znacznie przekraczające ~ 50 mas Słońca. Drugie badanie w tym roku sugeruje, że ta obserwacja może jeszcze pozostawić miejsce na kolizje, które mogą odegrać nieoczekiwaną rolę.
(UWAGA: Chociaż można zasugerować, że kolizje można również uznać za zachodzące, gdy orbita gwiazd podwójnych rozpada się w wyniku oddziaływań pływowych, takie procesy są ogólnie nazywane „fuzjami”. Termin „kolizja” używany w źródle materiały i ten artykuł jest używany do oznaczenia połączenia dwóch gwiazd, które nie są związane grawitacyjnie).
Źródła:
