Matematiikka on yksinkertaista: Tähti + Muu tähti = Suurempi tähti.
Vaikka käsitteellisesti tämä toimii hyvin, siinä ei oteta huomioon äärimmäisen suuria etäisyyksiä tähtijen välillä. Jopa klustereissa, joissa tähteiden tiheys on huomattavasti suurempi kuin päälevyllä, tähdet ovat tilavuusyksikköä kohden niin pieniä, että tähtitieteilijät tuskin harkitsevat törmäyksiä. Tietysti jossain vaiheessa tähtitiheyden on saavutettava piste, jossa törmäysmahdollisuudesta tulee tilastollisesti merkitsevä. Missä se tiputuskohta on ja onko paikkoja, jotka saattavat todella tehdä leikkauksen?
Tähtien muodostumismallien kehittämisen varhaisessa vaiheessa tähtien törmäysten välttämättömyyttä massiivisten tähtien tuottamiseksi ei rajoitettu hyvin. Varhaisilla muodostumisella varustetun muodostumisen malleissa vihjattiin, että lisääntyminen saattaa olla riittämätöntä, mutta kun mallit muuttuivat monimutkaisemmiksi ja siirtyivät kolmiulotteisiin simulaatioihin, kävi ilmeiseksi, että törmäyksiä ei yksinkertaisesti tarvinnut asettamaan ylempää massajärjestelmää. Ajatus epäonnistui.
Kaksi viimeaikaista artikkelia on kuitenkin tutkinut mahdollisuutta, että vaikka se onkin varmasti harvinaista, siellä voi olla ympäristöjä, joissa törmäyksiä todennäköisesti tapahtuu. Ensisijainen mekanismi, joka auttaa tätä, on käsitys, että rypäleiden pyyhkiessä tähtienvälisen väliaineen läpi ne väistämättä keräävät kaasua ja pölyä ja lisäävät hitaasti massaa. Tämä massan lisäys aiheuttaa rypäleen kutistumisen lisäämällä tähtitiheyttä. Tutkimukset viittaavat siihen, että törmäyksen todennäköisyyden olevan tilastollisesti merkitsevä, klusterin vaaditaan saavuttavan noin 100 miljoonan tähden tiheys kuutiometriä kohti. (Muista, että parse on 3,26 valovuotta ja se on suunnilleen etäisyys auringon ja lähimmän naapuritähteemme välillä.)
Tällä hetkellä niin suurta pitoisuutta ei ole koskaan havaittu. Vaikka osa tästä johtuu varmasti tällaisten tiheysten harvinaisuudesta, havaintorajoituksilla on todennäköisesti ratkaiseva merkitys sellaisten järjestelmien vaikeuttamisessa. Jos niin korkeat tiheydet halutaan saavuttaa, tällaisten järjestelmien erottamiseen tarvitaan poikkeuksellisen korkea tilallinen resoluutio. Sellaisenaan erittäin tiheiden järjestelmien numeeristen simulaatioiden on korvattava suorat havainnot.
Vaikka tarvittava tiheys on suoraviivainen, vaikeampi aihe on se, millaiset klusterit voisivat täyttää tällaiset kriteerit. Tämän tutkimiseksi viimeaikaisia artikkeleita kirjoittaneet ryhmät tekivät Monte Carlo -simulaatioita, joissa ne saattoivat muuttaa tähtiä. Tämäntyyppinen simulointi on olennaisesti mallia järjestelmästä, jonka sallitaan toistuvasti eteenpäin hieman erilaisilla aloituskokoonpanoilla (kuten tähdet) ja keskiarvoistamalla lukuisten simulaatioiden tulokset, saadaan likimääräinen käsitys järjestelmä on saavutettu. Alkuperäinen tutkimus ehdotti, että sellaiset tiheydet voitaisiin saavuttaa klustereissa, joissa oli vain muutama tuhat tähteä, mikäli kaasun kertyminen oli riittävän nopeaa (klustereilla on taipumus hajota hitaasti vuoroveden poistamisessa, mikä voi estää tätä vaikutusta pidemmissä aikatauluissa). Niiden käyttämä malli sisälsi kuitenkin lukuisia yksinkertaistuksia, koska sellaisen vuorovaikutuksen toteutettavuustutkimus oli vain alustava.
Uudempi, eilen arXiviin ladattu tutkimus sisältää realistisempia parametreja ja toteaa, että klustereiden kokonaismäärän olisi oltava lähempänä 30 000: ta ennen törmäysten todennäköisyyttä. Tämä ryhmä ehdotti myös, että oli enemmän ehtoja, jotka olisi täytettävä, mukaan lukien kaasun karkotusnopeudet (koska kaikki kaasu ei pysyisi klusterissa, kuten ensimmäinen ryhmä oli olettanut yksinkertaisuuden vuoksi) ja massan segregaation aste (raskaammat tähdet upposivat keskimmäiset ja vaaleammat leijuvat ulkopuolelle ja koska raskaammat ovat suurempia, tämä todella vähentää lukumäärän tiheyttä lisäämällä samalla massatiheyttä). Vaikka monet globaalit klusterit voivat helposti täyttää määrä tähdet, nämä muut ehdot eivät todennäköisesti täyty. Lisäksi pallomaiset klusterit viettävät vähän aikaa galaksin alueilla, joilla ne todennäköisesti kohtaavat riittävän korkeat kaasutiheydet, jotta riittävä massa voidaan kerääntyä tarvittaviin ajanjaksoihin.
Mutta onko klustereita, joilla voidaan saavuttaa riittävä tiheys? Tihein tunnettu galaktinen klusteri on Arches-klusteri. Valitettavasti tämä klusteri saavuttaa vain vaatimaton ~ 535 tähteä kuutiometriä kohti, joka on edelleen aivan liian matala, jotta todennäköistä olisi suuri määrä törmäyksiä. Yksi simulaatiokoodin ajo olosuhteissa, jotka olivat samanlaisia kuin Arches-klusterin, ennustivat kuitenkin yhden törmäyksen ~ 2 miljoonalla vuodessa.
Kaiken kaikkiaan nämä tutkimukset näyttävät vahvistavan, että törmäysten rooli massiivisten tähtien muodostamisessa on pieni. Kuten aiemmin todettiin, lisäysmenetelmät näyttävät vastaavan laajaa tähtimassojen valikoimaa. Kuitenkin monissa nuorissa klustereissa, jotka muodostavat edelleen tähtiä, harvoin tähtitieteilijät löytävät tähtiä paljon yli ~ 50 aurinkomassasta. Tämän vuoden toinen tutkimus ehdottaa, että tämä havainto saattaa vielä jättää tilaa törmäyksille olla odottamaton rooli.
(HUOMAUTUS: Vaikka voidaan ehdottaa, että törmäyksiä voidaan myös pitää tapahtuvan, kun binaaristen tähtien kiertorata rapistuu vuorovaikutuksen vuoksi, tällaisia prosesseja kutsutaan yleensä ”sulautumiksi”. Lähdessä käytetty termi ”törmäys” materiaaleja ja tätä artikkelia käytetään kuvaamaan kahden tähden sulautumista, joita ei ole sidottu painovoimaan.)
Lähteet:
