Τα μαθηματικά είναι απλά: Star + Other star = Μεγαλύτερο αστέρι.
Ενώ εννοιολογικά αυτό λειτουργεί καλά, δεν λαμβάνει υπόψη τις εξαιρετικά μεγάλες αποστάσεις μεταξύ των άστρων. Ακόμη και σε συστάδες, όπου η πυκνότητα των αστεριών είναι σημαντικά υψηλότερη από ό, τι στον κύριο δίσκο, ο αριθμός των αστεριών ανά όγκο μονάδας είναι τόσο χαμηλός που οι αστρονόμοι δεν εξετάζονται ελάχιστα. Φυσικά, κάποια στιγμή η αστρική πυκνότητα πρέπει να φτάσει σε ένα σημείο στο οποίο η πιθανότητα σύγκρουσης καθίσταται στατιστικά σημαντική. Πού είναι αυτό το σημείο ανατροπής και υπάρχουν τοποθεσίες που θα μπορούσαν πραγματικά να κάνουν το κόψιμο;
Νωρίς στην ανάπτυξη αστρικών μοντέλων σχηματισμού, η αναγκαιότητα των αστρικών συγκρούσεων για την παραγωγή τεράστιων αστεριών δεν περιορίστηκε καλά. Τα πρώιμα μοντέλα σχηματισμού μέσω προσαύξησης υπαινίχθηκαν ότι η προσαύξηση μπορεί να είναι ανεπαρκής, αλλά καθώς τα μοντέλα έγιναν πιο περίπλοκα και μετακινήθηκαν σε τρισδιάστατες προσομοιώσεις, έγινε εμφανές ότι οι συγκρούσεις απλά δεν χρειάζονταν για να συμπληρώσουν το καθεστώς της ανώτερης μάζας. Η ιδέα έπεσε από την εύνοια.
Ωστόσο, υπήρξαν δύο πρόσφατες δημοσιεύσεις που διερεύνησαν την πιθανότητα, αν και εξακολουθούν να είναι σπάνιες, να υπάρχουν κάποια περιβάλλοντα στα οποία είναι πιθανό να συμβούν συγκρούσεις. Ο πρωταρχικός μηχανισμός που βοηθά σε αυτό είναι η ιδέα ότι, καθώς οι συστάδες σαρώνουν το διαστρικό μέσο, αναπόφευκτα θα πάρουν αέριο και σκόνη, αυξάνοντας αργά τη μάζα. Αυτή η μάζα αύξησης θα προκαλέσει συρρίκνωση του συμπλέγματος, αυξάνοντας την αστρική πυκνότητα. Οι μελέτες δείχνουν ότι για να είναι στατιστικά σημαντική η πιθανότητα σύγκρουσης, θα χρειαστεί ένα σύμπλεγμα για την επίτευξη πυκνότητας περίπου 100 εκατομμυρίων αστεριών ανά κυβικό parsec. (Λάβετε υπόψη ότι ένα parsec είναι 3,26 έτη φωτός και είναι περίπου η απόσταση μεταξύ του ήλιου και του πλησιέστερου γειτονικού μας αστεριού.)
Επί του παρόντος, μια τέτοια υψηλή συγκέντρωση δεν έχει παρατηρηθεί ποτέ. Ενώ ορισμένα από αυτά οφείλονται σίγουρα στη σπανιότητα τέτοιων πυκνοτήτων, οι περιορισμοί παρατήρησης πιθανότατα διαδραματίζουν καθοριστικό ρόλο στο να καταστήσουν δύσκολα τον εντοπισμό τέτοιων συστημάτων. Εάν επρόκειτο να επιτευχθούν τέτοιες υψηλές πυκνότητες, θα απαιτούσε εξαιρετικά υψηλή χωρική ανάλυση για τη διάκριση τέτοιων συστημάτων. Ως εκ τούτου, οι αριθμητικές προσομοιώσεις εξαιρετικά πυκνών συστημάτων θα πρέπει να αντικαταστήσουν τις άμεσες παρατηρήσεις.
Ενώ η απαιτούμενη πυκνότητα είναι απλή, το πιο δύσκολο θέμα είναι τι είδους συστάδες μπορεί να είναι ικανοί να πληρούν τέτοια κριτήρια. Για να το διερευνήσουν αυτό, οι ομάδες που έγραψαν τις πρόσφατες εργασίες διεξήγαγαν προσομοιώσεις του Μόντε Κάρλο, στις οποίες μπορούσαν να ποικίλλουν τον αριθμό των αστεριών. Αυτός ο τύπος προσομοίωσης είναι ουσιαστικά ένα μοντέλο συστήματος που επιτρέπεται να παίζει επανειλημμένα με ελαφρώς διαφορετικές διαμορφώσεις έναρξης (όπως οι αρχικές θέσεις των αστεριών) και με μέσο όρο των αποτελεσμάτων πολλών προσομοιώσεων, μια κατά προσέγγιση κατανόηση της συμπεριφοράς του επιτυγχάνεται το σύστημα. Μια αρχική έρευνα έδειξε ότι τέτοιες πυκνότητες θα μπορούσαν να επιτευχθούν σε συστάδες με μόλις λίγες χιλιάδες αστέρια, υπό την προϋπόθεση ότι η συσσώρευση αερίου ήταν αρκετά γρήγορη (οι συστάδες τείνουν να διασκορπίζονται αργά υπό παλιρροιακή απογύμνωση που μπορεί να αντισταθμίσει αυτό το αποτέλεσμα σε μεγαλύτερες χρονικές κλίμακες). Ωστόσο, το μοντέλο που χρησιμοποίησαν περιείχε πολλές απλουστεύσεις, καθώς η διερεύνηση της σκοπιμότητας τέτοιων αλληλεπιδράσεων ήταν απλώς προκαταρκτική.
Η πιο πρόσφατη μελέτη, που μεταφορτώθηκε χθες στο arXiv, περιλαμβάνει πιο ρεαλιστικές παραμέτρους και διαπιστώνει ότι ο συνολικός αριθμός των αστεριών στα σμήνη θα πρέπει να είναι πιο κοντά στους 30.000 πριν γίνει πιθανή σύγκρουση. Αυτή η ομάδα πρότεινε επίσης ότι υπήρχαν περισσότερες προϋποθέσεις που θα έπρεπε να ικανοποιηθούν, συμπεριλαμβανομένων των ποσοστών απομάκρυνσης αερίου (καθώς δεν θα παρέμενε όλο το αέριο στο σύμπλεγμα, όπως είχε υποθέσει η πρώτη ομάδα για απλότητα) και ο βαθμός μαζικού διαχωρισμού (τα βαρύτερα αστέρια βυθίζονται σε το κέντρο και τα ελαφρύτερα επιπλέουν προς τα έξω και δεδομένου ότι τα βαρύτερα είναι μεγαλύτερα, αυτό μειώνει πραγματικά την πυκνότητα αριθμού αυξάνοντας ταυτόχρονα την πυκνότητα μάζας). Ενώ πολλά σφαιρικά σμήνη μπορούν εύκολα να ικανοποιήσουν την απαίτηση του αριθμός των αστεριών, αυτές οι άλλες προϋποθέσεις πιθανότατα δεν πληρούνται. Επιπλέον, οι σφαιρικές συστάδες περνούν λίγο χρόνο σε περιοχές του γαλαξία στις οποίες είναι πιθανό να συναντήσουν επαρκώς υψηλές πυκνότητες αερίου για να επιτρέψουν τη συσσώρευση επαρκούς μάζας στα απαραίτητα χρονικά διαστήματα.
Υπάρχουν όμως ομάδες που θα μπορούσαν να επιτύχουν επαρκή πυκνότητα; Το πιο πυκνό γαλαξιακό σύμπλεγμα που είναι γνωστό είναι το σύμπλεγμα Arches. Δυστυχώς, αυτό το σύμπλεγμα φτάνει μόνο ένα μέτριο ~ 535 αστέρια ανά κυβικό parsec, ακόμη πολύ χαμηλό για να κάνει πιθανό μεγάλο αριθμό συγκρούσεων. Ωστόσο, μια εκτέλεση του κώδικα προσομοίωσης με συνθήκες παρόμοιες με αυτές του συμπλέγματος Arches προέβλεπε μία σύγκρουση σε ~ 2 εκατομμύρια χρόνια.
Συνολικά, αυτές οι μελέτες φαίνεται να επιβεβαιώνουν ότι ο ρόλος των συγκρούσεων στο σχηματισμό τεράστιων αστεριών είναι μικρός. Όπως προαναφέρθηκε, οι μέθοδοι συσσώρευσης φαίνεται να αντιπροσωπεύουν το ευρύ φάσμα των αστρικών μαζών. Ωστόσο, σε πολλά νεαρά σμήνη, που εξακολουθούν να σχηματίζουν αστέρια, σπάνια οι αστρονόμοι βρίσκουν αστέρια που υπερβαίνουν τις ~ 50 ηλιακές μάζες. Η δεύτερη μελέτη φέτος δείχνει ότι αυτή η παρατήρηση μπορεί ακόμη να αφήσει περιθώρια για συγκρούσεις για να παίξουν κάποιο απροσδόκητο ρόλο.
(ΣΗΜΕΙΩΣΗ: Αν και μπορεί να προταθεί ότι οι συγκρούσεις θα μπορούσαν επίσης να θεωρηθούν ότι συμβαίνουν καθώς η τροχιά των δυαδικών αστεριών εξασθενεί λόγω παλιρροιακών αλληλεπιδράσεων, τέτοιες διαδικασίες αναφέρονται γενικά ως «συγχωνεύσεις». Ο όρος «σύγκρουση» όπως χρησιμοποιείται στην πηγή υλικό και αυτό το άρθρο χρησιμοποιείται για να υποδηλώσει τη συγχώνευση δύο αστεριών που δεν δεσμεύονται βαρυτικά.)
Πηγές:
