Matemaatika on lihtne: täht + muu täht = suurem täht.
Ehkki kontseptuaalselt see töötab hästi, ei võta see arvesse tähtede vahelisi äärmiselt suuri vahemaid. Isegi klastrites, kus tähtede tihedus on oluliselt suurem kui põhiketas, on tähtede arv ruumalaühiku kohta nii väike, et kokkupõrkeid astronoomid vaevalt peavad. Muidugi peab tähetihedus mingil hetkel jõudma punktini, kus kokkupõrke võimalus muutub statistiliselt oluliseks. Kus on see pöördepunkt ja kas on mingeid kohti, mis võivad tegelikult lõigata?
Tähekujunduse mudelite väljatöötamise alguses ei olnud tähekombinatsioonide vajalikkus massiivsete tähtede tekitamiseks piisavalt piiratud. Varaste vormimismoodustuste abil vihjati, et akrimine võib olla ebapiisav, kuid kuna mudelid muutusid keerukamaks ja liikusid kolmemõõtmelistesse simulatsioonidesse, selgus, et kokkupõrkeid polnud lihtsalt vaja ülemise massirežiimi asustamiseks. Mõiste langes soosikuks.
Siiski on kahes hiljutises artiklis uuritud võimalust, et kuigi see on kindlasti haruldane, võib siiski esineda keskkondi, kus tõenäoliselt toimuvad kokkupõrked. Esmane mehhanism, mis sellele aitab, on arusaam, et kui kobarad pühivad läbi tähtedevahelise keskkonna, võtavad nad paratamatult gaasi ja tolmu, suurendades aeglaselt massi. Suurenenud mass põhjustab klastri kahanemist, suurendades tähe tihedust. Uuringud näitavad, et selleks, et kokkupõrke tõenäosus oleks statistiliselt oluline, on vaja, et klastri tihedus oleks umbes 100 miljonit tähte kuupmeetri kohta. (Pidage meeles, et parsel on 3,26 valgusaastat ja see on umbkaudu kaugus päikese ja meie lähima naabruses asuva tähe vahel.)
Praegu pole nii suurt kontsentratsiooni kunagi täheldatud. Ehkki osa sellest tuleneb kindlasti selliste tiheduste haruldusest, mängivad vaatluspiirangud tõenäoliselt olulist rolli selliste süsteemide tuvastamise raskendamisel. Nii kõrge tiheduse saavutamiseks on vaja selliste süsteemide eristamiseks erakordselt suurt ruumilist eraldusvõimet. Seetõttu peavad ülitihedate süsteemide arvulised simulatsioonid asendama otseseid vaatlusi.
Ehkki vajalik tihedus on sirgjooneline, on keerulisem teema see, millised klastrid võiksid selliseid kriteeriume täita. Selle uurimiseks viisid hiljuti kirjutanud meeskonnad läbi Monte Carlo simulatsioone, milles nad võisid tähtede arvu varieerida. Seda tüüpi simulatsioon on põhimõtteliselt sellise süsteemi mudel, millel on lubatud korduvalt edasi liikuda veidi erinevate lähtekonfiguratsioonidega (näiteks tähtede algpositsioonid) ja arvukate simulatsioonide tulemuste keskmistamisel saada ligikaudne arusaam süsteem on saavutatud. Esialgne uurimine näitas, et selliste tihedusteni on võimalik jõuda vaid mõne tuhande tähega klastrites, kui gaasi kogunemine on piisavalt kiire (klastrid kipuvad loodete eemaldamise ajal aeglaselt hajuma, mis võib seda mõju pikema aja jooksul neutraliseerida). Nende kasutatud mudel sisaldas siiski arvukalt lihtsustusi, kuna sellise interaktsiooni teostatavuse uurimine oli vaid esialgne.
Eilsesse arXivisse üles laaditud värskem uuring sisaldab realistlikumaid parameetreid ja leiab, et enne kokkupõrgete tõenäosust peaks klastrites olev tähtede koguarv olema lähemal 30 000-le. See meeskond soovitas ka, et oleks veel mitmeid tingimusi, mis peaksid olema täidetud, sealhulgas gaasi väljutamise määrad (kuna kogu gaas ei jääks klastrisse, nagu esimene meeskond oli lihtsuse eeldanud) ja massilise segregatsiooni aste (raskemad tähed vajuvad keskmised ja heledamad hõljuvad väljapoole ja kuna raskemad on suuremad, vähendab see tegelikult arvu tihedust, suurendades samas massi tihedust). Kuigi paljud ümmargused klastrid suudavad hõlpsalt täita number tähtede arvu korral neid muid tingimusi tõenäoliselt ei täideta. Lisaks sellele kulutavad ümmargused klastrid vähe aega galaktika piirkondades, kus nad peaksid tõenäoliselt leidma piisavalt suurt gaasi tihedust, et võimaldada piisava massi kogunemist vajalikul ajal.
Kuid kas on mõni klastrit, mis võib saavutada piisava tiheduse? Kõige tihedam teadaolev galaktiline klaster on Arches klaster. Kahjuks ulatub see klaster vaid tagasihoidliku ~ 535 tärnini kuupmeetri kohta, mis on endiselt liiga madal, et tõenäoline oleks suur arv kokkupõrkeid. Simulatsioonikoodi üks käitamine Archesi klastri tingimustega sarnaste tingimustega ennustas siiski ühte kokkupõrget ~ 2 miljoni aasta jooksul.
Need uuringud näivad üldiselt kinnitavat, et kokkupõrgete roll massiivsete tähtede moodustamisel on väike. Nagu varem märgitud, näib, et akretsioonimeetodid arvestavad suurt hulka tähemasse. Kuid paljudes noortes klastrites, mis moodustavad endiselt tähti, leiavad astronoomid harva tähti, mis ületavad ~ 50 päikesemassi. Selle aasta teine uuring viitab sellele, et see tähelepanek võib siiski jätta kokkupõrgete jaoks ruumi ootamatu rolli mängimiseks.
(MÄRKUS. Ehkki võib arvata, et kokkupõrkeid võiks pidada ka siis, kui loodete vastastikmõju tõttu kahandatavate tähtede orbiit laguneb, nimetatakse neid protsesse üldjuhul „ühinemisteks“. Allikas kasutatud termin „põrumine“ ja seda artiklit tähistatakse kahe tähe, mis pole gravitatsiooniliselt seotud, liitmist.)
Allikad:
