Matematika yra paprasta: žvaigždė + kita žvaigždė = didesnė žvaigždė.
Nors konceptualiai tai veikia gerai, neatsižvelgiama į ypač didelius atstumus tarp žvaigždžių. Net klasteriuose, kur žvaigždžių tankis yra žymiai didesnis nei pagrindiniame diske, žvaigždžių skaičius tūrio vienete yra toks mažas, kad susidūrimus vargu ar vertina astronomai. Žinoma, tam tikru momentu žvaigždžių tankis turi pasiekti tašką, kuriame susidūrimo tikimybė tampa statistiškai reikšminga. Kur yra tas taškas ir ar yra vietų, kurios iš tikrųjų galėtų sumažinti?
Kuriant žvaigždžių formavimo modelius, žvaigždžių susidūrimų būtinybė gaminti masyvias žvaigždes nebuvo pakankamai suvaržyta. Ankstyvieji formavimo modeliai, naudojant akrilizaciją, užsiminė, kad akkrecija gali būti nepakankama, tačiau modeliams pasidarius sudėtingesniems ir pereinant į trijų dimensijų modeliavimą, tapo akivaizdu, kad susidūrimai nebuvo būtini norint užpildyti viršutinę masės režimą. Ši mintis iškrito iš palankumo.
Tačiau neseniai buvo paskelbti du dokumentai, kuriuose buvo išnagrinėta galimybė, kad nors ir vis dar tikrai reta, gali būti aplinka, kurioje gali įvykti susidūrimai. Pagrindinis mechanizmas, padedantis tai padaryti, yra supratimas, kad, kai spiečiai sklinda per tarpžvaigždinę terpę, jie neišvengiamai pasiims dujas ir dulkes, lėtai didės masė. Dėl padidėjusios masės klasteris susitraukia, padidėja žvaigždžių tankis. Tyrimai rodo, kad norint, kad susidūrimo tikimybė būtų statistiškai reikšminga, reikia, kad klasteris pasiektų maždaug 100 milijonų žvaigždžių tankį viename kubiniame porūšyje. (Atminkite, kad parsekas yra 3,26 šviesmečio ir yra maždaug atstumas tarp saulės ir artimiausios mūsų kaimynės žvaigždės.)
Šiuo metu tokios didelės koncentracijos niekada nebuvo pastebėta. Nors tai iš dalies lemia tokio tankio retumas, stebėjimo apribojimai greičiausiai vaidina lemiamą vaidmenį, kad tokias sistemas būtų sunku aptikti. Jei būtų pasiektas toks didelis tankis, tokioms sistemoms atskirti prireiktų ypač didelės erdvinės skiriamosios gebos. Taigi skaitmeniniai ypač tankių sistemų modeliai turės pakeisti tiesioginius stebėjimus.
Nors būtinas tankis yra paprastas, sudėtingesnė tema yra tai, kokios grupės galėtų atitikti tokius kriterijus. Norėdami tai ištirti, naujausius straipsnius rašančios komandos atliko Monte Karlo modeliavimą, kuriame galėjo skirtis žvaigždžių skaičius. Šio tipo modeliavimas iš esmės yra sistemos, kuriai leidžiama pakartotinai žaisti su šiek tiek skirtingomis pradinėmis konfigūracijomis (tokiomis kaip pradinės žvaigždžių padėtys), modelis ir, įvertinus daugybės modeliavimo rezultatų vidurkį, apytiksliai suprantama sistema pasiekta. Pradiniame tyrime buvo teigiama, kad tokį tankį galima pasiekti keliose tūkstančiuose žvaigždžių esančiose grupėse, jei dujų kaupimasis yra pakankamai greitas (klasteriai linkę lėtai pasiskirstyti atoslūgio metu; tai gali neutralizuoti šį poveikį ilgesniam laikotarpiui). Tačiau jų panaudotame modelyje buvo daugybė supaprastinimų, nes tokios sąveikos galimybių tyrimas buvo tik preliminarus.
Naujausias tyrimas, įkeltas vakar į „arXiv“, apima realistiškesnius parametrus ir nustato, kad bendras žvaigždžių skaičius klasteriuose turėtų būti artimesnis 30 000, kol susidūrimai bus tikėtini. Ši komanda taip pat pasiūlė, kad yra daugiau sąlygų, kurias reikia įvykdyti, įskaitant dujų išsiskyrimo greitį (nes ne visos dujos liks klasteryje, nes pirmoji komanda manė, kad tai paprastumas) ir masinės segregacijos laipsnį (sunkesnės žvaigždės grimzta į viduriniai ir lengvesni plūduriuoja į išorę ir kadangi sunkesni yra didesni, tai iš tikrųjų sumažina skaičių tankį, tuo pačiu padidindami masės tankį). Nors daugelis rutulinių klasterių gali lengvai patenkinti skaičius žvaigždžių, šios kitos sąlygos greičiausiai nebus įvykdytos. Be to, rutuliniai klasteriai praleidžia mažai laiko galaktikos regionuose, kuriuose jie greičiausiai patirs pakankamai didelį dujų tankį, kad būtų galima sukaupti pakankamai masės reikiamu laikotarpiu.
Bet ar yra grupių, kurios galėtų pasiekti pakankamą tankį? Labiausiai žinomas galaktikos klasteris yra Arkos klasteris. Deja, ši grupė siekia tik kuklias ~ 535 žvaigždes kubiniame porūšyje, vis dar yra per maža, kad būtų galima sukelti daug susidūrimų. Tačiau vienas modeliavimo kodo paleidimas tokiomis sąlygomis, kokios yra Arkos klasteryje, numatė vieną susidūrimą per ~ 2 milijonus metų.
Apskritai šie tyrimai, atrodo, patvirtina, kad susidūrimų vaidmuo formuojant masyvias žvaigždes yra mažas. Kaip minėta anksčiau, atrodo, kad akrizacijos metodai atspindi platų žvaigždžių masių diapazoną. Vis dėlto daugelyje jaunų klasterių, vis dar formuojančių žvaigždes, retai astronomai randa žvaigždžių, kurios viršija ~ 50 Saulės masių. Antrasis šių metų tyrimas leidžia manyti, kad šis pastebėjimas vis dar gali suteikti galimybę susidūrimams atlikti tam tikrą netikėtą vaidmenį.
(PASTABA: Nors gali būti siūloma manyti, kad susidūrimai taip pat gali vykti, nes dvejetainių žvaigždžių orbita suyra dėl potvynio sąveikos, tokie procesai paprastai yra vadinami „susiliejimais“. Šaltinyje vartojama sąvoka „susidūrimas“. medžiagos ir šis straipsnis yra naudojamas žymėti dviejų žvaigždžių, kurios nėra gravitaciniu ryšiu, susiliejimą.)
Šaltiniai:
