La matemática es simple: Estrella + Otra estrella = Estrella más grande.
Aunque conceptualmente esto funciona bien, no tiene en cuenta las distancias extremadamente vastas entre las estrellas. Incluso en grupos, donde la densidad de estrellas es significativamente mayor que en el disco principal, el número de estrellas por unidad de volumen es tan bajo que los astrónomos apenas consideran las colisiones. Por supuesto, en algún momento la densidad estelar debe alcanzar un punto en el que la posibilidad de una colisión se vuelva estadísticamente significativa. ¿Dónde está ese punto de inflexión y hay algún lugar que realmente pueda hacer el corte?
Al principio del desarrollo de los modelos de formación estelar, la necesidad de colisiones estelares para producir estrellas masivas no estaba bien limitada. Los primeros modelos de formación por acreción insinuaron que la acreción puede ser insuficiente, pero a medida que los modelos se volvieron más complejos y pasaron a simulaciones tridimensionales, se hizo evidente que las colisiones simplemente no eran necesarias para poblar el régimen de la masa superior. La noción cayó en desgracia.
Sin embargo, ha habido dos artículos recientes que han explorado la posibilidad de que, aunque ciertamente es raro, puede haber algunos entornos en los que es probable que ocurran colisiones. El mecanismo principal que ayuda en esto es la noción de que, a medida que los racimos barren a través del medio interestelar, inevitablemente recogerán gas y polvo, aumentando lentamente su masa. Este aumento de masa hará que el racimo se contraiga, aumentando la densidad estelar. Los estudios sugieren que para que la probabilidad de colisión sea estadísticamente significativa, se requeriría un cúmulo para alcanzar una densidad de aproximadamente 100 millones de estrellas por parsec cúbico. (Tenga en cuenta que un parsec mide 3,26 años luz y es aproximadamente la distancia entre el sol y nuestra estrella vecina más cercana).
Actualmente, nunca se ha observado una concentración tan alta. Si bien algo de esto se debe ciertamente a la rareza de tales densidades, las restricciones de observación probablemente juegan un papel crucial para hacer que tales sistemas sean difíciles de detectar. Si se lograran densidades tan altas, se requeriría una resolución espacial extraordinariamente alta para distinguir tales sistemas. Como tal, las simulaciones numéricas de sistemas extremadamente densos tendrán que reemplazar las observaciones directas.
Si bien la densidad necesaria es sencilla, el tema más difícil es qué tipo de grupos podrían ser capaces de cumplir con dichos criterios. Para investigar esto, los equipos que escribieron los documentos recientes realizaron simulaciones de Monte Carlo en las que podían variar el número de estrellas. Este tipo de simulación es esencialmente un modelo de un sistema que puede reproducirse repetidamente con configuraciones iniciales ligeramente diferentes (como las posiciones iniciales de las estrellas) y promediando los resultados de numerosas simulaciones, una comprensión aproximada del comportamiento del Se alcanza el sistema. Una investigación inicial sugirió que tales densidades podrían alcanzarse en grupos con tan solo unos pocos miles de estrellas, siempre que la acumulación de gas fuera lo suficientemente rápida (los grupos tienden a dispersarse lentamente bajo el despojo de las mareas, lo que puede contrarrestar este efecto en escalas de tiempo más largas). Sin embargo, el modelo que utilizaron contenía numerosas simplificaciones ya que la investigación sobre la viabilidad de tales interacciones era meramente preliminar.
El estudio más reciente, subido a arXiv ayer, incluye parámetros más realistas y encuentra que el número total de estrellas en los cúmulos necesitaría estar más cerca de 30,000 antes de que las colisiones sean probables. Este equipo también sugirió que habría más condiciones que deberían cumplirse, incluidas las tasas de expulsión de gas (ya que no todo el gas permanecería en el cúmulo como el primer equipo había asumido por simplicidad) y el grado de segregación masiva (las estrellas más pesadas se hunden a los centros y los más ligeros flotan hacia el exterior y dado que los más pesados son más grandes, esto en realidad disminuye la densidad numérica al tiempo que aumenta la densidad de masa). Si bien muchos cúmulos globulares pueden cumplir fácilmente los requisitos de número de estrellas, estas otras condiciones probablemente no se cumplirían. Además, los cúmulos globulares pasan poco tiempo en regiones de la galaxia en las que es probable que encuentren densidades de gas suficientemente altas para permitir la acumulación de masa suficiente en las escalas de tiempo necesarias.
Pero, ¿hay grupos que puedan alcanzar una densidad suficiente? El cúmulo galáctico más denso conocido es el cúmulo Arches. Lamentablemente, este cúmulo solo alcanza un modesto ~ 535 estrellas por parsec cúbico, todavía demasiado bajo para hacer posible una gran cantidad de colisiones. Sin embargo, una ejecución del código de simulación con condiciones similares a las del grupo Arches predijo una colisión en ~ 2 millones de años.
En general, estos estudios parecen confirmar que el papel de las colisiones en la formación de estrellas masivas es pequeño. Como se señaló anteriormente, los métodos de acreción parecen explicar la amplia gama de masas estelares. Sin embargo, en muchos cúmulos jóvenes, que todavía forman estrellas, rara vez los astrónomos encuentran estrellas que superen las ~ 50 masas solares. El segundo estudio de este año sugiere que esta observación aún puede dejar espacio para que las colisiones desempeñen un papel inesperado.
(NOTA: Si bien se puede sugerir que las colisiones también podrían considerarse como la órbita de las estrellas binarias decae debido a las interacciones de las mareas, tales procesos generalmente se denominan "fusiones". El término "colisión" como se usa en la fuente materiales y este artículo se usa para denotar la fusión de dos estrellas que no están unidas gravitacionalmente).
Fuentes:
