Matematik basit: Yıldız + Diğer yıldız = Daha büyük yıldız.
Kavramsal olarak bu iyi çalışıyor olsa da, yıldızlar arasındaki son derece uzak mesafeleri hesaba katmıyor. Yıldız yoğunluğunun ana diskten önemli ölçüde daha yüksek olduğu kümelerde bile, birim hacim başına yıldız sayısı o kadar düşüktür ki çarpışmalar astronomlar tarafından neredeyse hiç dikkate alınmaz. Elbette, bir noktada yıldız yoğunluğu, çarpışma olasılığının istatistiksel olarak anlamlı hale geldiği bir noktaya ulaşmalıdır. Bu devrilme noktası nerede ve gerçekten kesim yapabilecek yerler var mı?
Yıldız oluşum modellerinin geliştirilmesinin başlarında, yıldız çarpışmalarının büyük yıldızlar üretme gerekliliği iyi kısıtlanmamıştı. Toplanma yoluyla erken oluşum modelleri, toplamanın yetersiz olabileceğini ima etti, ancak modeller daha karmaşık hale geldikçe ve üç boyutlu simülasyonlara taşındıkça, çarpışmaların üst kitle rejimini doldurmak için ihtiyaç duyulmadığı anlaşıldı. Fikir gözden düştü.
Ancak, yine de nadiren de olsa, çarpışmaların meydana gelebileceği bazı ortamlar olabileceği olasılığını araştıran iki yeni makale bulunmaktadır. Buna yardımcı olan birincil mekanizma, kümeler yıldızlararası ortamdan geçerken, kaçınılmaz olarak gaz ve tozu toplayacakları, kütlenin yavaşça artacağı düşüncesidir. Bu kütle artışı kümenin küçülmesine ve yıldız yoğunluğunun artmasına neden olur. Çalışmalar, çarpışma olasılığının istatistiksel olarak anlamlı olabilmesi için, her bir küp için yaklaşık 100 milyon yıldız yoğunluğuna ulaşmak için bir kümenin gerekli olacağını göstermektedir. (Bir parsekin 3.26 ışık yılı olduğunu ve kabaca güneş ile en yakın komşu yıldızımız arasındaki mesafedir.)
Şu anda, böyle yüksek bir konsantrasyon hiç gözlemlenmemiştir. Bunların bir kısmı kesinlikle bu tür yoğunlukların nadir olmasına bağlı olmakla birlikte, gözlemsel kısıtlamalar muhtemelen bu tür sistemlerin tespit edilmesini güçleştirmede önemli bir rol oynamaktadır. Eğer bu kadar yüksek yoğunluklara ulaşılsaydı, bu sistemleri ayırt etmek için olağanüstü yüksek uzamsal çözünürlük gerektirecektir. Bu nedenle, son derece yoğun sistemlerin sayısal simülasyonlarının doğrudan gözlemlerin yerini alması gerekecektir.
Gerekli yoğunluk açık olmakla birlikte, daha zor olan konu, ne tür kümelerin bu kriterleri karşılayabileceğidir. Bunu araştırmak için, son makaleleri yazan ekipler yıldız sayısını değiştirebilecekleri Monte Carlo simülasyonları yaptılar. Bu tip bir simülasyon, esasen, biraz farklı başlangıç konfigürasyonları (yıldızların başlangıç pozisyonları gibi) ile tekrar tekrar oynamasına izin verilen ve çok sayıda simülasyonun sonuçlarının ortalamasını alarak, sisteme ulaşıldı. İlk bir araştırma, gaz birikiminin yeterince hızlı olması şartıyla, birkaç bin kadar az yıldız içeren kümelerde bu tür yoğunluklara ulaşılabileceğini düşündürmüştür (kümeler, gelgit sıyırma altında yavaşça dağılma eğilimindedir ve bu da daha uzun zaman dilimleri üzerinde etkide bulunabilir). Bununla birlikte, kullandıkları model, bu tür etkileşimlerin fizibilitesine yönelik soruşturma sadece ön olduğundan, çok sayıda basitleştirme içeriyordu.
Dün arXiv'e yüklenen daha yakın tarihli çalışma, daha gerçekçi parametreler içeriyor ve çarpışmaların gerçekleşmesi için kümelerdeki toplam yıldız sayısının 30.000'e yakın olması gerektiğini buluyor. Bu ekip ayrıca, gaz atılma oranları da dahil olmak üzere tatmin edilmesi gereken daha fazla koşul olduğunu öne sürdü (çünkü ilk gazın basitlik için varsaydığı gibi tüm gaz kümede kalmayacaktı) ve kütle ayrımı derecesi (daha ağır yıldızlar merkez ve daha hafif olanlar dışarıya doğru yüzer ve daha ağır olanlar daha büyük olduğu için, bu aslında kütle yoğunluğunu arttırırken sayı yoğunluğunu azaltır). Birçok küresel küme, numara Bu diğer koşullar büyük olasılıkla karşılanmayacaktır. Dahası, küresel kümeler galaksinin gerekli zaman dilimlerinde yeterli kütle birikimi sağlamak için yeterince yüksek yoğunlukta gazla karşılaşacakları bölgelerde çok az zaman harcarlar.
Ancak yeterli yoğunluğa ulaşabilecek kümeler var mı? Bilinen en yoğun galaktik küme, Kemerler kümesidir. Ne yazık ki, bu küme kübik parsek başına sadece ~ 535 yıldıza ulaşıyor, yine de çok sayıda çarpışma olasılığı çok düşük. Bununla birlikte, Arches kümesindekine benzer koşullara sahip simülasyon kodunun bir çalışması, ~ 2 milyon yıl içinde bir çarpışmayı öngördü.
Genel olarak, bu çalışmalar büyük yıldızların oluşmasında çarpışmaların rolünün küçük olduğunu doğrulamaktadır. Daha önce belirtildiği gibi, toplanma yöntemleri çok çeşitli yıldız kitlelerini açıklamaktadır. Yine de birçok genç kümede, hala yıldızları oluşturan, gökbilimciler nadiren ~ 50 güneş kütlesinden fazla yıldız bulurlar. Bu yılki ikinci çalışma, bu gözlemin, çarpışmaların beklenmedik bir rol oynaması için yer bırakabileceğini gösteriyor.
(NOT: Çarpışmaların aynı zamanda gelgit etkileşimleri nedeniyle ikili yıldızların çürümesi olarak gerçekleşebileceği düşünülebilirken, bu tür süreçlere genel olarak “birleşme” denir. malzemeler ve bu makale, yerçekimi ile bağlı olmayan iki yıldızın birleşmesini belirtmek için kullanılır.)
Kaynaklar:
