Matematiknya mudah: Bintang + Bintang lain = Bintang lebih besar.
Walaupun secara konseptual ini berfungsi dengan baik, ia gagal mempertimbangkan jarak yang sangat jauh antara bintang. Walaupun dalam kelompok, di mana ketumpatan bintang jauh lebih tinggi daripada pada cakera utama, jumlah bintang per isipadu unit sangat rendah sehingga pertembungan hampir tidak dipertimbangkan oleh ahli astronomi. Sudah tentu, pada suatu ketika ketumpatan bintang mesti mencapai titik di mana peluang untuk perlanggaran menjadi signifikan secara statistik. Di manakah titik tolak itu dan adakah lokasi yang benar-benar boleh memotong?
Pada awal pengembangan model pembentukan bintang, keperluan perlanggaran bintang untuk menghasilkan bintang besar tidak dapat dikekang dengan baik. Model awal pembentukan melalui penambahan mengisyaratkan bahawa penambahan mungkin tidak mencukupi, tetapi ketika model menjadi lebih kompleks dan beralih ke simulasi tiga dimensi, menjadi jelas bahawa perlanggaran tidak diperlukan untuk mengisi rejim massa atas. Gagasan itu tidak disukai.
Namun, ada dua makalah baru-baru ini yang telah meneliti kemungkinan bahawa, walaupun masih jarang berlaku, mungkin ada beberapa lingkungan di mana kemungkinan berlakunya perlanggaran. Mekanisme utama yang membantu dalam hal ini adalah tanggapan bahawa, ketika kelompok menyapu medium antarbintang, mereka pasti akan mengambil gas dan habuk, secara perlahan-lahan akan bertambah besar. Peningkatan jisim ini akan menyebabkan gugus mengecil, meningkatkan ketumpatan bintang. Kajian menunjukkan bahawa agar kemungkinan tumbukan menjadi signifikan secara statistik, sekumpulan diperlukan untuk mencapai kepadatan kira-kira 100 juta bintang per parsec padu. (Perlu diingat, parsec adalah 3,26 tahun cahaya dan kira-kira jarak antara matahari, dan bintang terdekat kita.)
Pada masa ini, kepekatan yang tinggi tidak pernah dapat dilihat. Walaupun sebahagian daripada ini tentu disebabkan oleh ketumpatan yang jarang, kekangan pemerhatian mungkin memainkan peranan penting dalam membuat sistem sedemikian sukar dikesan. Sekiranya kepadatan tinggi seperti itu dapat dicapai, ia memerlukan resolusi spasial yang sangat tinggi untuk membezakan sistem tersebut. Oleh itu, simulasi berangka sistem yang sangat padat harus menggantikan pemerhatian langsung.
Walaupun kepadatan yang diperlukan adalah mudah, topik yang lebih sukar adalah jenis kelompok yang mungkin memenuhi kriteria tersebut. Untuk menyiasat ini, pasukan yang menulis makalah baru-baru ini melakukan simulasi Monte Carlo di mana mereka boleh mengubah bilangan bintang. Jenis simulasi ini pada dasarnya adalah model sistem yang dibenarkan untuk dimainkan berulang kali dengan konfigurasi permulaan yang sedikit berbeza (seperti kedudukan awal bintang) dan dengan rata-rata hasil banyak simulasi, pemahaman yang hampir mengenai tingkah laku sistem tercapai. Siasatan awal menunjukkan bahawa ketumpatan seperti itu dapat dicapai dalam kelompok dengan sekerap beberapa ribu bintang dengan syarat pengumpulan gas cukup cepat (kelompok cenderung tersebar perlahan di bawah pasang surut yang dapat mengatasi kesan ini pada skala waktu yang lebih lama). Namun, model yang mereka gunakan mengandung banyak penyederhanaan kerana penyelidikan terhadap kemungkinan interaksi semacam itu hanya awal.
Kajian terbaru, yang dimuat naik ke arXiv semalam, merangkumi parameter yang lebih realistik dan mendapati bahawa jumlah keseluruhan bintang dalam kelompok perlu lebih dekat dengan 30,000 sebelum kemungkinan berlakunya perlanggaran. Pasukan ini juga mencadangkan bahawa ada lebih banyak syarat yang perlu dipenuhi termasuk kadar pengusiran gas (kerana tidak semua gas akan tetap berada di dalam kluster seperti yang disangka oleh pasukan pertama untuk kesederhanaan) dan tahap pemisahan massa (bintang yang lebih berat tenggelam ke pusat dan yang lebih ringan melayang ke luar dan kerana yang lebih berat lebih besar, ini sebenarnya mengurangkan kepadatan bilangan sambil meningkatkan kepadatan jisim). Walaupun banyak kelompok globular dapat dengan mudah memenuhi syarat nombor bintang, syarat-syarat lain ini mungkin tidak akan dipenuhi. Lebih jauh lagi, gugus globular menghabiskan sedikit masa di kawasan galaksi di mana mereka cenderung menemui ketumpatan gas yang cukup tinggi untuk memungkinkan pengumpulan jisim yang mencukupi pada skala waktu yang diperlukan.
Tetapi adakah kelompok yang mencapai ketumpatan yang mencukupi? Kluster galaksi yang paling padat yang dikenali adalah gugusan Arches. Malangnya, kelompok ini hanya mencapai ~ 535 bintang per parsec padu, masih terlalu rendah untuk membuat sebilangan besar perlanggaran mungkin terjadi. Namun, satu kod simulasi yang dijalankan dengan keadaan yang serupa dengan kelompok Arches memang meramalkan satu perlanggaran dalam ~ 2 juta tahun.
Secara keseluruhan, kajian-kajian ini seolah-olah mengesahkan bahawa peranan perlanggaran dalam membentuk bintang besar adalah kecil. Seperti yang telah dijelaskan sebelumnya, kaedah penambahan sepertinya mencakupi jisim bintang yang luas. Namun dalam banyak kelompok muda, yang masih membentuk bintang, jarang para astronom menemui bintang yang melebihi ~ 50 jisim suria. Kajian kedua tahun ini menunjukkan bahawa pemerhatian ini mungkin memberi ruang untuk perlanggaran memainkan peranan yang tidak dijangka.
(CATATAN: Walaupun dapat disarankan bahawa perlanggaran juga dapat dianggap terjadi ketika orbit bintang binari merosot akibat interaksi pasang surut, proses tersebut umumnya disebut sebagai "penggabungan". Istilah "perlanggaran" seperti yang digunakan dalam sumber bahan dan artikel ini digunakan untuk menunjukkan penggabungan dua bintang yang tidak terikat secara graviti.)
Sumber:
