Matemātika ir vienkārša: zvaigzne + cita zvaigzne = lielāka zvaigzne.
Kaut arī konceptuāli tas darbojas labi, tajā nav ņemts vērā ārkārtīgi lielais attālums starp zvaigznēm. Pat klasteros, kur zvaigžņu blīvums ir ievērojami lielāks nekā galvenajā diskā, zvaigžņu skaits uz tilpuma vienību ir tik mazs, ka astronomi gandrīz neņem vērā sadursmes. Protams, kādā brīdī zvaigžņu blīvumam jāsasniedz punkts, kurā sadursmes iespēja kļūst statistiski nozīmīga. Kur ir šis apgriešanās punkts un vai ir kādas vietas, kas faktiski varētu samazināt griezumu?
Zvaigžņu veidošanās modeļu izstrādes sākumā zvaigžņu sadursmju nepieciešamība radīt masīvas zvaigznes nebija pietiekami ierobežota. Agrīnie veidošanās modeļi, izmantojot akreciju, liecināja, ka akrecija varētu būt nepietiekama, bet, tā kā modeļi kļuva sarežģītāki un pārgāja trīsdimensiju simulācijās, kļuva skaidrs, ka sadursmes vienkārši nebija vajadzīgas, lai aizpildītu augšējo masu režīmu. Jēdziens izkrita no labvēlības.
Tomēr ir bijuši divi neseni dokumenti, kas izpētījuši iespēju, ka, lai arī tas joprojām ir reti sastopams, tomēr var būt kāda vide, kurā, iespējams, notiks sadursmes. Primārais mehānisms, kas tam palīdz, ir uzskats, ka, kopām slīdot starpzvaigžņu vidē, tās neizbēgami uzņems gāzi un putekļus, lēnām palielinoties masai. Šī masas palielināšanās izraisīs kopas saraušanos, palielinot zvaigžņu blīvumu. Pētījumi liecina, ka, lai sadursmes varbūtība būtu statistiski nozīmīga, būtu nepieciešams, lai klasterim būtu blīvums, kas ir aptuveni 100 miljoni zvaigžņu uz kubisko parseli. (Ņemiet vērā, ka parsec ir 3,26 gaismas gadi un tas ir aptuveni attālums starp sauli un mūsu tuvāko kaimiņu zvaigzni.)
Pašlaik tik augsta koncentrācija nekad nav novērota. Lai gan daļēji tas noteikti ir saistīts ar šāda blīvuma retumu, novērojumu ierobežojumiem, iespējams, ir izšķiroša loma, padarot šādas sistēmas grūti pamanāmām. Ja tiktu sasniegts tik liels blīvums, šādu sistēmu atšķiršanai būtu nepieciešama īpaši augsta telpiskā izšķirtspēja. Tā rezultātā ārkārtīgi blīvu sistēmu skaitliskai simulācijai būs jāaizstāj tiešie novērojumi.
Lai gan nepieciešamais blīvums ir tiešs, grūtāks ir jautājums par to, kāda veida kopas varētu atbilst šādiem kritērijiem. Lai to izpētītu, komandas, kas raksta jaunākos rakstus, veica Montekarlo simulācijas, kurās varēja mainīt zvaigžņu skaitu. Šāda veida simulācija būtībā ir sistēmas modelis, kurai ir atļauts atkārtoti spēlēt uz priekšu ar nedaudz atšķirīgām sākuma konfigurācijām (piemēram, zvaigžņu sākotnējām pozīcijām) un, vidējo rezultātu apkopojot daudzo simulāciju rezultātiem, iegūt aptuvenu izpratni par sistēma ir sasniegta. Sākotnējā izpētē tika ierosināts, ka šādus blīvumus var sasniegt klasteros, kuros ir tikai daži tūkstoši zvaigžņu, ja gāzes uzkrāšanās ir pietiekami ātra (kopām ir tendence lēnām izkliedēties plūdmaiņu noņemšanas laikā, kas var neitralizēt šo efektu ilgākā laika posmā). Tomēr viņu izmantotais modelis saturēja daudzus vienkāršojumus, jo šādas mijiedarbības iespējamības izpēte bija tikai sākotnēja.
Jaunāks pētījums, kas vakar tika augšupielādēts arXiv, ietver reālākus parametrus un atklāj, ka kopējam zvaigžņu skaitam klasteros vajadzētu būt tuvāk 30 000, pirms sadursmes varētu notikt. Šī komanda arī ieteica, ka ir vairāk nosacījumu, kas būtu jāizpilda, ieskaitot gāzes izvadīšanas ātrumu (jo ne visa gāze paliks klasterī, kā pirmā komanda bija uzskatījusi par vienkāršību) un masas segregācijas pakāpi (smagākas zvaigznes grimst līdz centrālais un vieglākais peld uz ārpusi, un, tā kā smagāki ir lielāki, tas faktiski samazina numuru blīvumu, vienlaikus palielinot masas blīvumu). Lai gan daudzas globālās kopas var viegli izpildīt prasību numuru zvaigznes, šie citi nosacījumi, visticamāk, netiks izpildīti. Turklāt riņķveida kopas pavada maz laika galaktikas reģionos, kuros tie, iespējams, sastopas ar pietiekami lielu gāzes blīvumu, lai vajadzīgajā laika posmā varētu uzkrāt pietiekamu masu.
Bet vai ir kādas kopas, kas varētu sasniegt pietiekamu blīvumu? Visblīvākais zināmais galaktiku klasteris ir Arkas klasteris. Diemžēl šī kopas sasniedz tikai pieticīgas ~ 535 zvaigznes uz kubisko parseli, kas joprojām ir pārāk zema, lai varētu radīt lielu skaitu sadursmju. Tomēr simulācijas koda vienā piegājienā ar apstākļiem, kas līdzīgi Arkas klastera apstākļiem, tika prognozēta viena sadursme ~ 2 miljonu gadu laikā.
Šie pētījumi kopumā apstiprina, ka sadursmju loma, veidojot masīvas zvaigznes, ir maza. Kā jau tika norādīts iepriekš, šķietamības metodes, šķiet, ņem vērā plašo zvaigžņu masu diapazonu. Tomēr daudzos jaunos klasteros, kas joprojām veido zvaigznes, reti astronomi atrod zvaigznes, kas pārsniedz ~ 50 saules masas. Otrais pētījums šogad liek domāt, ka šis novērojums vēl var atstāt vietu sadursmēm, lai tām būtu kāda negaidīta loma.
(PIEZĪME: Lai arī var ierosināt, ka varētu uzskatīt, ka sadursmes notiek arī tāpēc, ka plūdmaiņu mijiedarbības dēļ bināro zvaigžņu orbīta samazinās, šādus procesus parasti sauc par “apvienošanos”. Avotā lietots termins “sadursme” materiāli un šis raksts tiek izmantots, lai apzīmētu divu zvaigžņu apvienošanos, kuras nav gravitācijas saites.)
Avoti:
