Математика проста: Зірка + Інша зірка = Більша зірка.
Хоча концептуально це працює добре, він не враховує надзвичайно великі відстані між зірками. Навіть у скупченнях, де щільність зірок значно більша, ніж у головному диску, кількість зірок на одиницю об'єму настільки мала, що зіткнення астрономи ледве вважають. Звичайно, в якийсь момент зоряна щільність повинна досягати точки, в якій шанс зіткнення стає статистично значущим. Де знаходиться ця переломна точка і чи є місця, які насправді можуть зробити розріз?
На початку розробки моделей зоряного формування необхідність зіркових зіткнень для отримання масивних зірок була недостатньо обмежена. Ранні моделі формування за допомогою аккреції натякали, що аккреція може бути недостатньою, але, оскільки моделі ставали складнішими і переходили на тривимірні симуляції, стало очевидним, що зіткнення просто не потрібно було для заселення верхнього масового режиму. Поняття випало з користі.
Однак, існували два останні документи, які досліджували можливість того, що, хоча це все ще є рідкісним випадком, можуть бути деякі середовища, в яких можливі зіткнення. Основним механізмом, який допомагає в цьому, є думка, що, коли скупчення проносяться міжзоряним середовищем, вони неминуче збирають газ і пил, повільно збільшуються в масі. Це збільшення маси призведе до скорочення скупчення, збільшуючи зоряну щільність. Дослідження припускають, що для того, щоб вірогідність зіткнення була статистично значущою, потрібно було б скупчуватися, щоб досягти щільності приблизно 100 мільйонів зірок на кубічний парсек. (Майте на увазі, парсек - 3,26 світлових років і приблизно відстань між сонцем та нашою найближчою сусідньою зіркою.)
В даний час такої високої концентрації ніколи не спостерігалося. Хоча щось із цього, безумовно, пов’язане з рідкісністю таких густин, обмеження спостереження, ймовірно, відіграють вирішальну роль у ускладненні виявлення таких систем. Якби досягти таких високих густин, для розрізнення таких систем знадобиться надзвичайно висока просторова роздільна здатність. Таким чином, чисельне моделювання надзвичайно щільних систем доведеться замінити прямим спостереженням.
Хоча необхідна щільність є простою, тим складнішою є тема, які види кластерів можуть відповідати таким критеріям. Щоб розслідувати це, команди, що писали останні роботи, провели моделювання Монте-Карло, в яких вони могли змінювати кількість зірок. Цей тип моделювання, по суті, є моделлю системи, якій дозволяється неодноразово грати вперед з дещо різними стартовими конфігураціями (такими як початкові положення зірок) і шляхом усереднення результатів численних моделювань, приблизного розуміння поведінки система досягнута. Початкове дослідження показало, що такої густини можна було досягти в скупченнях з кількома тисячами зірок, якщо накопичення газу було досить швидким (кластери, як правило, повільно розсіюються при відливі приливів, що може протидіяти цьому ефекту на більш тривалих часових масштабах). Однак модель, яку вони використовували, містила численні спрощення, оскільки розслідування доцільності таких взаємодій було лише попереднім.
Найновіше дослідження, завантажене в arXiv вчора, включає більш реалістичні параметри і виявляє, що загальна кількість зірок у кластерах повинна бути ближче до 30 000, перш ніж зіткнення стане можливим. Ця команда також припустила, що існуватиме більше умов, які повинні бути виконані, включаючи швидкість викиду газу (оскільки не весь газ залишатиметься в кластері, як перша команда припустив для простоти) та ступінь масової сегрегації (більш важкі зірки опускаються до центральні та легші плавають назовні, і оскільки важчі розміри більше, це фактично зменшує щільність числа при збільшенні щільності маси). Хоча багато кульових скупчень можуть легко виконати вимогу число Зірок, ці інші умови, ймовірно, не будуть виконані. Крім того, кульові скупчення проводять мало часу в областях галактики, в яких вони, ймовірно, можуть стикатися з достатньо високою щільністю газу, щоб забезпечити накопичення достатньої маси в необхідних часових масштабах.
Але чи є кластери, які могли б досягти достатньої щільності? Найбільш щільний галактичний скупчення відомих - це кластер Arches. На жаль, цей скупчення досягає лише скромних ~ 535 зірок на кубічний парсек, ще дуже низьких, щоб зробити великою кількістю зіткнень. Однак один запуск імітаційного коду з умовами, подібними до кластеру Arches, передбачив одне зіткнення за ~ 2 мільйони років.
Загалом ці дослідження, схоже, підтверджують, що роль зіткнень у формуванні масивних зірок невелика. Як було зазначено раніше, методи нарощування, як видається, пояснюють широкий спектр зоряних мас. Однак у багатьох молодих скупченнях, які все ще утворюють зірки, рідко астрономи виявляють зірок, що значно перевищують ~ 50 сонячних мас. Друге дослідження цього року припускає, що це спостереження все ще може залишити місце для зіткнень, щоб зіграти якусь неочікувану роль.
(ПРИМІТКА. Хоча може бути припущено, що зіткнення можуть також розглядатися як орбіта бінарних зірок, що розпадаються внаслідок припливних взаємодій, такі процеси, як правило, називають "злиттями". Термін "зіткнення", як використовується в джерелі Матеріали і ця стаття використовується для позначення злиття двох зірок, які не гравітаційно пов'язані.)
Джерела:
