Toán học rất đơn giản: Ngôi sao + Ngôi sao khác = Ngôi sao lớn hơn.
Mặc dù về mặt khái niệm, nó hoạt động tốt, nhưng nó không tính đến khoảng cách cực kỳ lớn giữa các ngôi sao. Ngay cả trong các cụm, nơi mật độ của các ngôi sao cao hơn đáng kể so với trong đĩa chính, số lượng sao trên một đơn vị thể tích thấp đến mức các va chạm hiếm khi được các nhà thiên văn học xem xét. Tất nhiên, tại một số điểm, mật độ sao phải đạt đến điểm mà tại đó cơ hội va chạm sẽ trở nên có ý nghĩa thống kê. Điểm bùng phát đó ở đâu và có vị trí nào thực sự có thể thực hiện việc cắt giảm?
Thời kỳ đầu phát triển các mô hình hình thành sao, sự cần thiết của các va chạm sao để tạo ra các ngôi sao lớn không bị hạn chế nhiều. Các mô hình hình thành ban đầu thông qua quá trình bồi tụ gợi ý rằng quá trình bồi tụ có thể không đủ, nhưng khi các mô hình trở nên phức tạp hơn và chuyển sang mô phỏng ba chiều, rõ ràng là các va chạm chỉ đơn giản là weren cần thiết để đưa vào chế độ đại chúng. Các khái niệm rơi ra khỏi ủng hộ.
Tuy nhiên, đã có hai bài báo gần đây đã khám phá khả năng rằng, trong khi vẫn chắc chắn là hiếm, có thể có một số môi trường trong đó va chạm có thể xảy ra. Cơ chế chính hỗ trợ cho vấn đề này là khái niệm rằng, khi các cụm quét qua môi trường liên sao, chắc chắn chúng sẽ thu khí và bụi, từ từ tăng khối lượng. Khối lượng tăng này sẽ làm cho cụm co lại, làm tăng mật độ sao. Các nghiên cứu cho thấy rằng để xác suất va chạm có ý nghĩa thống kê, một cụm sẽ được yêu cầu phải đạt mật độ khoảng 100 triệu sao trên mỗi phân tích khối. (Hãy nhớ rằng, một Parsec là 3,26 năm ánh sáng và gần bằng khoảng cách giữa mặt trời và ngôi sao lân cận gần nhất của chúng ta.)
Hiện nay, một nồng độ cao như vậy chưa bao giờ được quan sát. Trong khi một số điều này chắc chắn là do sự hiếm của mật độ như vậy, các ràng buộc quan sát có thể đóng một vai trò quan trọng trong việc làm cho các hệ thống như vậy khó bị phát hiện. Nếu đạt được mật độ cao như vậy, nó sẽ đòi hỏi độ phân giải không gian cực cao để phân biệt các hệ thống như vậy. Như vậy, các mô phỏng số của các hệ thống cực kỳ dày đặc sẽ phải thay thế các quan sát trực tiếp.
Mặc dù mật độ cần thiết là đơn giản, nhưng chủ đề khó hơn là các loại cụm có thể có khả năng đáp ứng các tiêu chí như vậy. Để điều tra điều này, các đội viết các bài báo gần đây đã tiến hành mô phỏng Monte Carlo trong đó họ có thể thay đổi số lượng sao. Kiểu mô phỏng này về cơ bản là một mô hình của một hệ thống được phép phát liên tục với các cấu hình bắt đầu hơi khác nhau (chẳng hạn như vị trí ban đầu của các ngôi sao) và bằng cách lấy trung bình các kết quả của nhiều mô phỏng, hiểu biết gần đúng về hành vi của hệ thống đạt được. Một cuộc điều tra ban đầu cho thấy mật độ như vậy có thể đạt được trong các cụm chỉ với vài nghìn ngôi sao được cung cấp tích lũy khí là đủ nhanh (các cụm có xu hướng phân tán chậm dưới sự tước thủy triều có thể chống lại hiệu ứng này trong thời gian dài hơn). Tuy nhiên, mô hình họ sử dụng chứa nhiều đơn giản hóa do việc điều tra tính khả thi của các tương tác đó chỉ là sơ bộ.
Nghiên cứu gần đây hơn, được tải lên arXiv ngày hôm qua, bao gồm các thông số thực tế hơn và thấy rằng tổng số sao trong cụm sao sẽ cần phải ở gần 30.000 trước khi va chạm có thể xảy ra. Nhóm này cũng đề xuất rằng cần có nhiều điều kiện hơn để thỏa mãn bao gồm cả tốc độ thoát khí (vì không phải tất cả khí sẽ tồn tại trong cụm vì nhóm đầu tiên đã giả định cho đơn giản) và mức độ phân tách khối lượng (sao nặng hơn chìm xuống trung tâm và những cái nhẹ hơn trôi ra bên ngoài và vì những cái nặng hơn lớn hơn, điều này thực sự làm giảm mật độ số trong khi tăng mật độ khối). Trong khi nhiều cụm cầu có thể dễ dàng đáp ứng yêu cầu của con số của các ngôi sao, những điều kiện khác có thể sẽ không được đáp ứng. Hơn nữa, các cụm sao cầu dành ít thời gian ở các khu vực của thiên hà, trong đó chúng có khả năng gặp phải mật độ khí đủ cao để cho phép tích lũy đủ khối lượng trong khoảng thời gian cần thiết.
Nhưng có cụm nào có thể đạt được mật độ đủ không? Cụm thiên hà dày đặc nhất được biết đến là cụm Arches. Đáng buồn thay, cụm sao này chỉ đạt mức khiêm tốn ~ 535 sao cho mỗi khối Parsec, vẫn còn quá thấp để tạo ra một số lượng lớn các vụ va chạm. Tuy nhiên, một lần chạy mã mô phỏng với các điều kiện tương tự như trong cụm Arches đã dự đoán một vụ va chạm trong ~ 2 triệu năm.
Nhìn chung, các nghiên cứu này dường như xác nhận rằng vai trò của sự va chạm trong việc hình thành các ngôi sao lớn là nhỏ. Như đã chỉ ra trước đây, các phương pháp bồi tụ dường như chiếm tỷ lệ lớn của các khối sao. Tuy nhiên, trong nhiều cụm sao trẻ, vẫn đang hình thành sao, hiếm khi các nhà thiên văn tìm thấy các ngôi sao vượt quá ~ 50 khối lượng mặt trời. Nghiên cứu thứ hai trong năm nay cho thấy quan sát này có thể vẫn còn chỗ cho các vụ va chạm đóng vai trò bất ngờ.
(LƯU Ý: Mặc dù có thể đề xuất rằng các vụ va chạm cũng có thể được coi là xảy ra khi quỹ đạo của các ngôi sao nhị phân phân rã do tương tác thủy triều, các quá trình đó thường được gọi là sáp nhập giữa các thuật ngữ. tài liệu và bài viết này được sử dụng để biểu thị sự hợp nhất của hai ngôi sao không bị ràng buộc bởi lực hấp dẫn.)
Nguồn:
