الحساب بسيط: Star + Other star = Bigger star.
في حين أن هذا يعمل بشكل جيد من الناحية المفاهيمية ، فإنه لا يأخذ في الاعتبار المسافات الشاسعة للغاية بين النجوم. حتى في العناقيد ، حيث تكون كثافة النجوم أعلى بكثير من القرص الرئيسي ، فإن عدد النجوم لكل وحدة حجم منخفض للغاية لدرجة أن الفلكيين نادرا ما ينظرون في التصادمات. بالطبع ، في مرحلة ما ، يجب أن تصل الكثافة النجمية إلى نقطة تصبح عندها فرصة الاصطدام ذات دلالة إحصائية. أين هي نقطة التحول وهل هناك أي مواقع قد تؤدي بالفعل إلى القطع؟
في وقت مبكر من تطوير نماذج التكوين النجمية ، لم تكن قيود التصادم النجمية لإنتاج نجوم ضخمة مقيدة بشكل جيد. ألمحت النماذج المبكرة للتشكيل عن طريق التراكم إلى أن التراكم قد يكون غير كافٍ ، ولكن عندما أصبحت النماذج أكثر تعقيدًا وانتقلت إلى محاكاة ثلاثية الأبعاد ، أصبح من الواضح أن التصادمات لم تكن مطلوبة ببساطة لملء نظام الكتلة العلوية. سقطت الفكرة من صالح.
ومع ذلك ، كانت هناك ورقتان حديثتان استكشفتا احتمالية وجود بعض البيئات التي من المحتمل أن تحدث فيها تصادمات ، في حين أنها لا تزال نادرة بالتأكيد. الآلية الأساسية التي تساعد في ذلك هي الفكرة القائلة بأنه عندما تجتاح التكتلات وسط الوسط النجمي ، ستلتقط الغاز والغبار حتمًا ، وتزداد كتلتها ببطء. ستؤدي هذه الكتلة الزائدة إلى تقلص الكتلة ، مما يزيد من الكثافة النجمية. تشير الدراسات إلى أنه من أجل احتمالية أن يكون التصادم ذا دلالة إحصائية ، فإن الكتلة ستكون مطلوبة للوصول إلى كثافة تقارب 100 مليون نجم لكل فرسخ مكعب. (ضع في اعتبارك أن بارسيك يبلغ 3.26 سنة ضوئية وهو تقريبًا المسافة بين الشمس وأقرب نجم مجاور لنا.)
في الوقت الحاضر ، لم يلاحظ مثل هذا التركيز العالي. في حين أن بعض هذا يرجع بالتأكيد إلى ندرة مثل هذه الكثافات ، إلا أن قيود المراقبة من المحتمل أن تلعب دورًا حاسمًا في جعل هذه الأنظمة صعبة الاكتشاف. إذا تم تحقيق مثل هذه الكثافات العالية ، فسوف يتطلب ذلك دقة مكانية عالية بشكل غير عادي لتمييز هذه الأنظمة. على هذا النحو ، سيتعين على المحاكاة العددية للأنظمة كثيفة للغاية أن تحل محل الملاحظات المباشرة.
في حين أن الكثافة اللازمة واضحة ومباشرة ، فإن الموضوع الأكثر صعوبة هو أنواع المجموعات التي قد تكون قادرة على تلبية مثل هذه المعايير. للتحقيق في ذلك ، أجرت الفرق التي تكتب الأوراق الأخيرة محاكاة مونت كارلو والتي يمكن أن تتغير فيها أعداد النجوم. هذا النوع من المحاكاة هو في الأساس نموذج لنظام يسمح له بالتقدم للأمام بشكل متكرر مع تكوينات بدء مختلفة قليلاً (مثل المواضع الأولية للنجوم) ومن خلال حساب متوسط نتائج العديد من المحاكاة ، فهم تقريبي لسلوك تم الوصول إلى النظام. اقترح التحقيق الأولي أنه يمكن الوصول إلى مثل هذه الكثافات في عناقيد تحتوي على بضعة آلاف من النجوم بشرط أن يكون تراكم الغاز سريعًا بما فيه الكفاية (تميل العناقيد إلى التشتت ببطء تحت تجريد المد والجزر الذي يمكن أن يقاوم هذا التأثير على جداول زمنية أطول). ومع ذلك ، احتوى النموذج الذي استخدموه على العديد من التبسيط لأن التحقيق في جدوى مثل هذه التفاعلات كان مجرد تمهيدي.
تتضمن الدراسة الأحدث ، التي تم تحميلها إلى arXiv أمس ، معلمات أكثر واقعية وتجد أن إجمالي عدد النجوم في العناقيد يجب أن يكون أقرب إلى 30.000 قبل أن تصبح الاصطدامات محتملة. اقترح هذا الفريق أيضًا أن هناك المزيد من الشروط التي يجب تلبيتها بما في ذلك معدلات طرد الغاز (حيث لن يبقى كل الغاز في الكتلة كما افترض الفريق الأول للبساطة) ودرجة الفصل الجماعي (تغرق النجوم الثقيلة إلى يطفو المركز والأخف إلى الخارج ، وبما أن الأثقل حجمًا أكبر ، فإن هذا يقلل فعليًا من كثافة العدد بينما يزيد من كثافة الكتلة). في حين أن العديد من العناقيد الكروية يمكن أن تلبي بسهولة متطلبات رقم من النجوم ، من المحتمل ألا تتحقق هذه الشروط الأخرى. علاوة على ذلك ، فإن التجمعات الكروية تقضي وقتًا قصيرًا في مناطق المجرة التي من المحتمل أن تواجه فيها كثافة عالية من الغاز بما يكفي لتراكم كتلة كافية في المقاييس الزمنية اللازمة.
ولكن هل هناك أي مجموعات قد تحقق كثافة كافية؟ أكثر مجموعات المجرات كثافة هي مجموعة الأقواس. للأسف ، لا يصل هذا التجمع إلا إلى عدد متواضع ~ 535 نجمة لكل فرسخ مكعب ، وهو لا يزال منخفضًا جدًا بحيث لا يحتمل حدوث عدد كبير من التصادمات. ومع ذلك ، فإن تشغيلًا واحدًا لشفرة المحاكاة مع ظروف مشابهة لتلك الموجودة في مجموعة Arches توقع حدوث تصادم واحد في حوالي 2 مليون سنة.
بشكل عام ، يبدو أن هذه الدراسات تؤكد أن دور التصادمات في تكوين النجوم الضخمة صغير. كما أشرنا سابقًا ، يبدو أن طرق التراكم مسؤولة عن النطاق الواسع من الكتل النجمية. ومع ذلك ، نادرًا ما يجد علماء الفلك في العديد من العناقيد الشابة ، التي لا تزال تشكل نجومًا ، نجومًا تزيد عن 50 كتلة شمسية تقريبًا. تشير الدراسة الثانية هذا العام إلى أن هذه الملاحظة قد تترك حتى الآن مساحة للتصادمات للعب دور غير متوقع.
(ملاحظة: في حين أنه قد يقترح أن التصادمات يمكن اعتبارها تحدث أيضًا حيث يتحلل مدار النجوم الثنائية بسبب تفاعلات المد والجزر ، يشار إلى هذه العمليات عمومًا باسم "الاندماجات". مصطلح "التصادم" كما هو مستخدم في المصدر يتم استخدام المواد وهذه المقالة للدلالة على دمج نجمين غير مرتبطين بالجاذبية.)
مصادر:
