Matematica este simplă: Steaua + Altă stea = Steaua mai mare.
În timp ce conceptual funcționează bine, nu ține cont de distanțele extrem de vaste între stele. Chiar și în grupuri, în care densitatea stelelor este semnificativ mai mare decât în discul principal, numărul de stele pe unitatea de volum este atât de scăzut încât coliziunile sunt abia considerate de astronomi. Desigur, la un moment dat densitatea stelară trebuie să ajungă la un punct în care șansa unei coliziuni să devină semnificativă statistic. Unde este punctul de basculare și există anumite locații care ar putea efectua tăierea?
La începutul dezvoltării modelelor stelare de formare, necesitatea coliziunilor stelare pentru a produce stele masive nu a fost bine restrânsă. Modelele timpurii de formare prin acreție au arătat că acreția poate fi insuficientă, dar pe măsură ce modelele au devenit mai complexe și s-au mutat în simulări tridimensionale, a devenit evident că coliziunile pur și simplu nu aveau nevoie pentru a popula regimul de masă superioară. Noțiunea a căzut în favoarea.
Cu toate acestea, au existat două lucrări recente care au explorat posibilitatea ca, deși este încă sigur rar, pot exista anumite medii în care se pot produce coliziuni. Mecanismul principal care ajută la acest lucru este noțiunea că, pe măsură ce grupurile se strecoară prin mediul interstelar, ele vor ridica inevitabil gazul și praful, crescând lent masa. Această masă de creștere va face ca clusterul să se micșoreze, crescând densitatea stelară. Studiile sugerează că, pentru ca probabilitatea de coliziune să fie semnificativă statistic, ar fi necesar un cluster pentru a atinge o densitate de aproximativ 100 de milioane de stele pe parsec cubic. (Rețineți că, un parsec este de 3,26 ani-lumină și este aproximativ distanța dintre soare și steaua noastră cea mai apropiată.)
În prezent, o concentrație atât de mare nu a fost niciodată observată. În timp ce o parte din acest lucru se datorează cu siguranță rarității unor astfel de densități, constrângerile de observație joacă probabil un rol crucial în ceea ce privește dificultatea depistării acestor sisteme. Dacă s-ar realiza astfel de densități mari, ar fi necesară o rezoluție spațială extraordinar de mare pentru a distinge astfel de sisteme. Ca atare, simulările numerice ale sistemelor extrem de dense vor trebui să înlocuiască observațiile directe.
Deși densitatea necesară este simplă, subiectul mai dificil este ce tipuri de grupuri ar putea fi capabile să îndeplinească astfel de criterii. Pentru a investiga acest lucru, echipele care scriu recentele lucrări au efectuat simulări Monte Carlo în care puteau varia numărul de stele. Acest tip de simulare este, în esență, un model al unui sistem care este permis să se redea în mod repetat, cu configurații de pornire ușor diferite (cum ar fi pozițiile inițiale ale stelelor) și prin medierea rezultatelor a numeroase simulări, o înțelegere aproximativă a comportamentului sistem este atins. O investigație inițială a sugerat că astfel de densități ar putea fi atinse în grupuri cu doar câteva mii de stele cu condiția ca acumularea de gaz să fie suficient de rapidă (grupurile au tendința de a se dispersa încet sub bandă mare, ceea ce poate contracara acest efect pe perioade mai lungi). Cu toate acestea, modelul pe care l-au folosit conținea numeroase simplificări, deoarece investigarea fezabilității acestor interacțiuni a fost doar preliminară.
Studiul mai recent, încărcat ieri la arXiv, include parametri mai realisti și constată că numărul total de stele din grupuri ar trebui să fie mai aproape de 30.000 înainte de a se produce coliziunile. Această echipă a sugerat, de asemenea, că ar trebui să fie îndeplinite mai multe condiții, inclusiv ratele de expulzare a gazului (deoarece nu tot gazul va rămâne în grup, așa cum prima echipă își asumase simplitatea) și gradul de segregare a masei (stelele mai grele se scufundă la cele centrale și mai ușoare plutesc spre exterior și din moment ce cele mai grele sunt mai mari, aceasta scade de fapt densitatea numărului în timp ce crește densitatea de masă). În timp ce multe grupări globulare pot îndeplini cu ușurință cerința de număr de stele, aceste alte condiții nu ar fi probabil îndeplinite. Mai mult decât atât, grupurile globulare petrec puțin timp în regiunile galaxiei în care s-ar putea întâlni densități suficient de mari de gaz pentru a permite acumularea de masă suficientă pe perioadele de timp necesare.
Există însă grupuri care ar putea atinge o densitate suficientă? Cel mai dens cluster galactic cunoscut este clusterul Arches. Din păcate, acest grup nu atinge decât o modestă ~ 535 stele per parsec cub, încă mult prea scăzut pentru a face un număr mare de coliziuni. Cu toate acestea, o serie de coduri de simulare cu condiții similare cu cele din clusterul Arches a prezis o coliziune în aproximativ 2 milioane de ani.
În general, aceste studii par să confirme că rolul coliziunilor în formarea stelelor masive este mic. Așa cum am arătat anterior, metodele de acumulare par să țină seama de gama largă de mase stelare. Cu toate acestea, în multe grupări tinere, care încă formează stele, rareori astronomii găsesc stele cu mult peste 50 de mase solare. Al doilea studiu din acest an sugerează că această observație poate lăsa totuși loc pentru coliziuni să joace un rol neașteptat.
(NOTĂ: Deși se poate sugera că coliziunile ar putea fi considerate ca având loc și orbita stelelor binare se descompun din cauza interacțiunilor de maree, astfel de procese sunt denumite în general „fuziuni”. Termenul „coliziune”, așa cum este utilizat în sursă materiale și acest articol este folosit pentru a denatura fuziunea a două stele care nu sunt legate gravitațional.)
surse:
