Matematikken er enkel: Stjerne + Anden stjerne = Større stjerne.
Selvom dette konceptuelt fungerer godt, tager det ikke hensyn til den ekstremt store afstand mellem stjerner. Selv i klynger, hvor stjernetætheden er markant højere end på hoveddisken, er antallet af stjerner pr. Enhedsvolumen så lav, at kollisioner næppe betragtes af astronomer. Selvfølgelig skal stjernetætheden på et tidspunkt nå et punkt, hvor chancen for en kollision bliver statistisk signifikant. Hvor er det vippepunkt, og er der nogen placeringer, der rent faktisk kan få nedskæringen?
Tidligt i udviklingen af stjernedannelsesmodeller var nødvendigheden af stjernekollisioner for at producere massive stjerner ikke godt begrænset. Tidlige modeller af dannelse via akkretion antydede, at akkretion muligvis er utilstrækkelig, men efterhånden som modeller blev mere komplekse og flyttede ind i tredimensionelle simuleringer, blev det tydeligt, at kollisioner simpelthen ikke var nødvendige for at befolke den øvre masseregime. Forestillingen faldt ud af fordel.
Der har imidlertid været to nylige papirer, der har undersøgt muligheden for, at selvom det bestemt er sjældent, kan der være nogle miljøer, hvor kollisioner sandsynligvis vil forekomme. Den primære mekanisme, der hjælper med dette, er forestillingen om, at når klynger fejer gennem det interstellære medium, vil de uundgåeligt samle gas og støv og langsomt stige i masse. Denne stigende masse vil få klyngen til at krympe, hvilket øger stjernetætheden. Undersøgelserne antyder, at for at sandsynligheden for kollision skal være statistisk signifikant, ville en klynge være påkrævet for at nå en densitet på omtrent 100 millioner stjerner pr. Kubik parsec. (Husk, at en parsec er 3,26 lysår og er omtrent afstanden mellem solen og vores nærmeste nabostjerne.)
I øjeblikket er en sådan høj koncentration aldrig blevet observeret. Selvom noget af dette bestemt skyldes, at sådanne tætheder er sjældne, spiller observationsbegrænsninger sandsynligvis en afgørende rolle i at gøre sådanne systemer vanskelige at opdage. Hvis sådanne høje densiteter skulle opnås, ville det kræve en ekstraordinær høj rumlig opløsning for at skelne sådanne systemer. Som sådan skal numeriske simuleringer af ekstremt tætte systemer erstatte direkte observationer.
Selv om den nødvendige tæthed er enkel, er det vanskeligere emne, hvilke slags klynger der muligvis kan opfylde sådanne kriterier. For at undersøge dette gennemførte holdene, der skrev de nylige artikler, Monte Carlo-simuleringer, hvor de kunne variere antallet af stjerner. Denne type simulering er i det væsentlige en model af et system, der får lov til at spille fremad gentagne gange med lidt forskellige startkonfigurationer (såsom stjernernes startpositioner) og ved gennemsnit af resultaterne af adskillige simuleringer, en omtrentlig forståelse af opførslen af systemet er nået. En første undersøgelse antydede, at sådanne densiteter kunne nås i klynger med så få som nogle få tusinde stjerner, forudsat at gasakkumulering var tilstrækkelig hurtig (klynger har en tendens til at sprede langsomt under tidevandstripping, hvilket kan modvirke denne effekt på længere tidsskalaer). Modellen, de brugte, indeholdt imidlertid adskillige forenklinger, da undersøgelsen af gennemførligheden af sådanne interaktioner blot var foreløbig.
Den nyere undersøgelse, der blev uploadet til arXiv i går, indeholder mere realistiske parametre og finder ud af, at det samlede antal stjerner i klyngerne skulle være tættere på 30.000, før kollisioner blev sandsynlige. Dette team foreslog også, at der var flere betingelser, der skulle være opfyldt, inklusive hastigheder på gasudvisning (da ikke al gas ville forblive i klyngen, som det første hold havde antaget for enkelhed) og graden af massesegregation (tungere stjerner synker til de midterste og lysere flyder udefra, og da tungere er større, reduceres dette antallet af tæthed, mens massetætheden øges). Mens mange kugleformede klynger let kan imødekomme kravet om nummer af stjerner, er disse andre betingelser sandsynligvis ikke opfyldt. Derudover tilbringer kugleformede klynger lidt tid i regioner i galaksen, hvor de sandsynligvis vil støde på tilstrækkelig høje tætheder af gas til at muliggøre ophobning af tilstrækkelig masse på de nødvendige tidsskalaer.
Men er der nogle klynger, der muligvis opnår tilstrækkelig massefylde? Den mest tætte galaktiske klynge, der er kendt, er Arches-klyngen. Desværre når denne klynge kun en beskeden ~ 535 stjerner pr. Kubik parsec, stadig meget for lav til, at et stort antal kollisioner sandsynligvis er. Imidlertid forudsagde en kørsel af simuleringskoden med forhold, der ligner dem i Arches-klyngen, en kollision i ~ 2 millioner år.
Samlet set ser det ud til, at disse undersøgelser bekræfter, at kollisionernes rolle i dannelsen af massive stjerner er lille. Som tidligere påpeget ser tilsyneladelsesmetoder ud til at tage højde for det store udvalg af stjernemasser. I mange unge klynger, der stadig danner stjerner, finder astronomer sjældent stjerner meget over ~ 50 solmasser. Den anden undersøgelse i år antyder, at denne observation endnu kan give plads til kollisioner til at spille en uventet rolle.
(BEMÆRK: Selvom det kan antydes, at kollisioner også kan anses for at finde sted, når bane-stjerners bane falder ned på grund af tidevandsinteraktioner, kaldes sådanne processer generelt "fusioner". Udtrykket "kollision" som brugt i kilden materialer, og denne artikel bruges til at betegne sammenlægningen af to stjerner, der ikke er bundet af tyngdepunktet.)
Kilder:
