Математика проста: звезда + другая звезда = большая звезда.
Хотя концептуально это работает хорошо, в нем не учитываются чрезвычайно большие расстояния между звездами. Даже в скоплениях, где плотность звезд значительно выше, чем в главном диске, число звезд на единицу объема настолько мало, что астрономы почти не рассматривают столкновения. Конечно, в какой-то момент звездная плотность должна достичь точки, в которой вероятность столкновения становится статистически значимой. Где этот переломный момент и есть ли места, которые могут сделать разрез?
На ранних этапах разработки моделей звездообразования необходимость звездных столкновений для образования массивных звезд не была достаточно ограничена. Ранние модели формирования через аккрецию намекали на то, что аккреция может быть недостаточной, но поскольку модели стали более сложными и перешли в трехмерное моделирование, стало очевидно, что столкновения просто не нужны для заполнения режима верхней массы. Идея вышла из моды.
Тем не менее, были две недавние статьи, в которых исследовалась возможность того, что, хотя это, безусловно, редко, могут быть некоторые среды, в которых могут возникнуть столкновения. Основным механизмом, который помогает в этом, является представление о том, что, когда кластеры проникают в межзвездную среду, они неизбежно будут поглощать газ и пыль, медленно увеличиваясь в массе. Это увеличение массы приведет к сокращению скопления, увеличивая звездную плотность. Исследования показывают, что для того, чтобы вероятность столкновения была статистически значимой, потребуется скопление, чтобы достичь плотности примерно 100 миллионов звезд на кубический парсек. (Имейте в виду, что парсек составляет 3,26 световых года и приблизительно равен расстоянию между Солнцем и нашей ближайшей соседней звездой.)
В настоящее время такой высокой концентрации никогда не наблюдалось. Хотя отчасти это объясняется редкостью таких плотностей, наблюдательные ограничения, вероятно, играют решающую роль в затруднении обнаружения таких систем. Если бы такие высокие плотности были достигнуты, для различения таких систем потребовалось бы чрезвычайно высокое пространственное разрешение. Таким образом, численное моделирование чрезвычайно плотных систем должно заменить прямые наблюдения.
Хотя необходимая плотность проста, более сложная тема - какие кластеры могут соответствовать таким критериям. Чтобы исследовать это, команды, написавшие последние статьи, провели симуляции Монте-Карло, в которых они могли варьировать количество звезд. Этот тип симуляции, по сути, представляет собой модель системы, которой разрешено многократно воспроизводиться вперед с немного различными начальными конфигурациями (такими как начальные положения звезд) и путем усреднения результатов многочисленных симуляций, приближенного понимания поведения Система достигнута. Первоначальное исследование показало, что такие плотности могут быть достигнуты в скоплениях с несколькими тысячами звезд при условии, что накопление газа будет достаточно быстрым (скопления имеют тенденцию медленно рассеиваться при отливе приливов, что может противодействовать этому эффекту в более длительных временных масштабах). Однако модель, которую они использовали, содержала многочисленные упрощения, так как исследование возможности таких взаимодействий было просто предварительным.
Более недавнее исследование, загруженное в arXiv вчера, включает более реалистичные параметры и обнаруживает, что общее количество звезд в скоплениях должно быть ближе к 30000, прежде чем столкновения станут вероятными. Эта группа также высказала предположение, что необходимо выполнить больше условий, в том числе скорости вытеснения газа (поскольку не весь газ останется в скоплении, как предполагала первая группа для простоты), а также степень сегрегации массы (более тяжелые звезды опускаются до центральные и более легкие всплывают наружу, а поскольку более тяжелые больше, это фактически уменьшает числовую плотность, увеличивая при этом массовую плотность). В то время как многие шаровые скопления могут легко удовлетворить требование число звезд, эти другие условия, скорее всего, не будут выполнены. Кроме того, шаровые скопления проводят мало времени в тех областях галактики, в которых они могут столкнуться с достаточно высокими плотностями газа, чтобы обеспечить накопление достаточной массы в необходимых временных масштабах.
Но есть ли кластеры, которые могли бы достичь достаточной плотности? Наиболее плотное из известных галактических скоплений - это арочное скопление. К сожалению, это скопление достигает лишь скромных ~ 535 звезд на кубический парсек, все еще слишком низкое для вероятности большого количества столкновений. Однако один прогон кода моделирования с условиями, аналогичными условиям в кластере Arches, предсказал одно столкновение через ~ 2 миллиона лет.
В целом эти исследования подтверждают, что роль столкновений в формировании массивных звезд невелика. Как указывалось ранее, методы аккреции, по-видимому, учитывают широкий диапазон звездных масс. И все же во многих молодых скоплениях, все еще образующих звезды, астрономы редко находят звезды, значительно превышающие ~ 50 солнечных масс. Второе исследование этого года предполагает, что это наблюдение еще может оставить место для столкновений, чтобы сыграть какую-то неожиданную роль.
(ПРИМЕЧАНИЕ. Хотя можно предположить, что столкновения также могут рассматриваться как происходящие по мере того, как орбита двойных звезд распадается из-за приливных взаимодействий, такие процессы обычно называют «слияниями». Термин «столкновение» используется в источнике. материалы и эта статья используется для обозначения слияния двух звезд, которые не связаны гравитационно.)
Источники:
