Die Mathematik ist einfach: Stern + Anderer Stern = Größerer Stern.
Konzeptionell funktioniert dies zwar gut, berücksichtigt jedoch nicht die extrem großen Entfernungen zwischen Sternen. Selbst in Clustern, in denen die Dichte der Sterne deutlich höher ist als auf der Hauptscheibe, ist die Anzahl der Sterne pro Volumeneinheit so gering, dass Kollisionen von Astronomen kaum berücksichtigt werden. Natürlich muss die Sternendichte irgendwann einen Punkt erreichen, an dem die Wahrscheinlichkeit einer Kollision statistisch signifikant wird. Wo ist dieser Wendepunkt und gibt es Stellen, an denen der Schnitt tatsächlich durchgeführt werden könnte?
Zu Beginn der Entwicklung von Sternentstehungsmodellen war die Notwendigkeit von Sternkollisionen zur Erzeugung massereicher Sterne nicht gut eingeschränkt. Frühe Modelle der Bildung durch Akkretion deuteten darauf hin, dass die Akkretion möglicherweise unzureichend ist. Als die Modelle jedoch komplexer wurden und in dreidimensionale Simulationen übergingen, stellte sich heraus, dass Kollisionen einfach nicht erforderlich waren, um das Regime der oberen Masse zu bevölkern. Der Gedanke geriet in Ungnade.
In jüngster Zeit wurden jedoch zwei Veröffentlichungen veröffentlicht, in denen die Möglichkeit untersucht wurde, dass es, obwohl dies sicherlich noch selten ist, einige Umgebungen gibt, in denen Kollisionen wahrscheinlich sind. Der Hauptmechanismus, der dabei hilft, ist die Vorstellung, dass Cluster beim Durchlaufen des interstellaren Mediums unweigerlich Gas und Staub aufnehmen und langsam an Masse zunehmen. Diese Zunahme der Masse führt dazu, dass der Cluster schrumpft und die Sternendichte erhöht. Die Studien legen nahe, dass ein Cluster eine Dichte von ungefähr 100 Millionen Sternen pro Kubikparsec erreichen muss, damit die Kollisionswahrscheinlichkeit statistisch signifikant ist. (Denken Sie daran, ein Parsec ist 3,26 Lichtjahre und entspricht in etwa der Entfernung zwischen der Sonne und unserem nächsten Nachbarstern.)
Gegenwärtig wurde eine so hohe Konzentration nie beobachtet. Während ein Teil davon sicherlich auf die Seltenheit solcher Dichten zurückzuführen ist, spielen Beobachtungsbeschränkungen wahrscheinlich eine entscheidende Rolle, um solche Systeme schwer zu erkennen zu machen. Wenn solch hohe Dichten erreicht werden sollten, würde es eine außerordentlich hohe räumliche Auflösung erfordern, um solche Systeme zu unterscheiden. Daher müssen numerische Simulationen extrem dichter Systeme direkte Beobachtungen ersetzen.
Während die erforderliche Dichte unkompliziert ist, ist das schwierigere Thema, welche Arten von Clustern in der Lage sein könnten, solche Kriterien zu erfüllen. Um dies zu untersuchen, führten die Teams, die die jüngsten Arbeiten verfassten, Monte-Carlo-Simulationen durch, in denen sie die Anzahl der Sterne variieren konnten. Diese Art der Simulation ist im Wesentlichen ein Modell eines Systems, das wiederholt mit leicht unterschiedlichen Startkonfigurationen (wie den Anfangspositionen der Sterne) und durch Mittelung der Ergebnisse zahlreicher Simulationen ein ungefähres Verständnis des Verhaltens des Systems vorspulen kann System ist erreicht. Eine erste Untersuchung ergab, dass solche Dichten in Clustern mit nur wenigen tausend Sternen erreicht werden können, vorausgesetzt, die Gasakkumulation ist ausreichend schnell (Cluster neigen dazu, sich unter Gezeitenentfernung langsam zu zerstreuen, was diesem Effekt auf längeren Zeitskalen entgegenwirken kann). Das von ihnen verwendete Modell enthielt jedoch zahlreiche Vereinfachungen, da die Untersuchung der Machbarkeit solcher Wechselwirkungen nur vorläufig war.
Die neuere Studie, die gestern auf arXiv hochgeladen wurde, enthält realistischere Parameter und stellt fest, dass die Gesamtzahl der Sterne in den Clustern näher bei 30.000 liegen müsste, bevor Kollisionen wahrscheinlich werden. Dieses Team schlug auch vor, dass mehr Bedingungen erfüllt sein müssten, einschließlich der Gasausstoßraten (da nicht alle Gase im Cluster verbleiben würden, wie das erste Team der Einfachheit halber angenommen hatte) und des Grades der Massentrennung (schwerere Sterne sinken auf) Die mittleren und leichteren schweben nach außen, und da schwerere größer sind, verringert dies tatsächlich die Zahlendichte, während die Massendichte erhöht wird. Während viele Kugelsternhaufen leicht die Anforderung von erfüllen können Nummer von Sternen würden diese anderen Bedingungen wahrscheinlich nicht erfüllt sein. Darüber hinaus verbringen Kugelhaufen wenig Zeit in Regionen der Galaxie, in denen sie wahrscheinlich auf ausreichend hohe Gasdichten treffen würden, um auf den erforderlichen Zeitskalen eine ausreichende Masse anzusammeln.
Aber gibt es Cluster, die eine ausreichende Dichte erreichen könnten? Der dichteste bekannte galaktische Cluster ist der Arches-Cluster. Leider erreicht dieser Cluster nur bescheidene ~ 535 Sterne pro Kubikparsec, immer noch viel zu niedrig, um eine große Anzahl von Kollisionen wahrscheinlich zu machen. Ein Durchlauf des Simulationscodes mit ähnlichen Bedingungen wie im Arches-Cluster sagte jedoch eine Kollision in ~ 2 Millionen Jahren voraus.
Insgesamt scheinen diese Studien zu bestätigen, dass die Rolle von Kollisionen bei der Bildung massereicher Sterne gering ist. Wie bereits erwähnt, scheinen Akkretionsmethoden für das breite Spektrum der Sternmassen verantwortlich zu sein. In vielen jungen Clustern, die immer noch Sterne bilden, finden Astronomen jedoch selten Sterne, die weit über 50 Sonnenmassen liegen. Die zweite Studie in diesem Jahr legt nahe, dass diese Beobachtung möglicherweise noch Raum für Kollisionen lässt, um eine unerwartete Rolle zu spielen.
(HINWEIS: Es kann vermutet werden, dass Kollisionen auch als Zerfall der Umlaufbahn von Doppelsternen aufgrund von Gezeitenwechselwirkungen angesehen werden können. Solche Prozesse werden jedoch im Allgemeinen als „Fusionen“ bezeichnet. Der in der Quelle verwendete Begriff „Kollision“ Materialien und dieser Artikel wird verwendet, um die Verschmelzung von zwei Sternen zu bezeichnen, die nicht gravitativ gebunden sind.)
Quellen:
