計算は簡単です：星+その他の星=大きな星。
これは概念的にはうまく機能しますが、星間の非常に大きな距離を考慮に入れることができません。星の密度がメインディスクよりもはるかに高い星団でも、単位体積あたりの星の数は非常に少ないため、天文学者は衝突をほとんど考慮しません。もちろん、ある時点で、星の密度は、衝突の可能性が統計的に有意になるポイントに到達する必要があります。その転換点はどこにあり、実際にカットを行う可能性のある場所はありますか？
恒星形成モデルの開発の初期段階では、大規模な星を生成するための恒星衝突の必要性は十分に制約されていませんでした。降着による初期の形成モデルは、降着が不十分である可能性があることをほのめかしていましたが、モデルがより複雑になり、3次元シミュレーションに移行したため、衝突は単に上部の質量体制に投入する必要がないことが明らかになりました。その考えは支持を失った。
ただし、最近の2つの論文では、確かにまれですが、衝突が発生する可能性のあるいくつかの環境が存在する可能性について検討しています。これを支援する主要なメカニズムは、星間物質をクラスターが掃引するときに、必然的にガスとダストを拾い、質量が徐々に増加するという概念です。この質量の増加により、クラスターが収縮し、恒星の密度が増加します。研究では、衝突の確率が統計的に有意であるためには、クラスターが1立方パーセクあたり約1億個の星の密度に到達する必要があることを示唆しています。 （覚えておいてください、パーセクは3.26光年であり、おおよそ太陽と私たちの最も近い隣接する星の間の距離です。）
現在、このような高濃度は見られません。これのいくつかは確かにそのような密度の希少性によるものですが、観察上の制約はおそらくそのようなシステムを検出することを困難にすることにおいて重要な役割を果たすでしょう。このような高密度が達成されるとすると、そのようなシステムを区別するために非常に高い空間分解能が必要になります。そのため、非常に密度の高いシステムの数値シミュレーションでは、直接の観測を置き換える必要があります。
必要な密度は単純ですが、より難しいトピックは、どのような種類のクラスターがそのような基準を満たすことができるかです。これを調査するために、最近の論文を書いているチームは、星の数を変えることができるモンテカルロシミュレーションを行いました。このタイプのシミュレーションは、基本的に、わずかに異なる開始構成（星の初期位置など）で繰り返し再生できるシステムのモデルであり、多数のシミュレーションの結果を平均化することにより、システムに到達しました。初期の調査では、ガスの蓄積が十分に速い場合、クラスターは数千個の星からなるクラスターで到達できることが示唆されました（クラスターは潮汐ストリッピングの下でゆっくりと分散する傾向があり、長い時間スケールでこの影響を打ち消すことができます）。ただし、そのような相互作用の実現可能性の調査は単なる予備的なものであったため、彼らが使用したモデルには多数の簡略化が含まれていました。
昨日arXivにアップロードされた最近の調査には、より現実的なパラメーターが含まれており、衝突が発生する前に、クラスター内の星の総数が30,000に近づく必要があることがわかりました。このチームはまた、ガスの放出率（最初のチームが単純化のために仮定したようにすべてのガスがクラスター内に留まるわけではないため）および質量分離の程度（より重い星が中心と軽いものは外側に浮かんでいます。重いものは大きいので、これは実際には数密度を減らし、質量密度を増やします。多くの球状星団は、 数 星の場合、これらの他の条件はおそらく満たされないでしょう。さらに、球状星団は、必要なタイムスケールで十分な質量の蓄積を可能にするために十分に高密度のガスに遭遇する可能性が高い銀河の領域でほとんど時間を費やしません。
しかし、十分な密度を達成する可能性のあるクラスターはありますか？知られている最も密度の高い銀河団は、アーチーズ団です。残念なことに、このクラスターは立方パーセクあたりわずか535スターにしか到達しませんが、それでも低すぎて多数の衝突が発生する可能性は低くなります。ただし、Archesクラスターの条件と同様の条件でシミュレーションコードを1回実行した場合、約200万年で1回の衝突が予測されました。
全体として、これらの研究は、大規模な星の形成における衝突の役割が小さいことを確認しているようです。以前に指摘されたように、降着方法は広範囲の恒星の質量を説明しているようです。それでも、まだ星を形成している多くの若い星団では、天文学者が〜50太陽質量をはるかに超える星を見つけることはめったにありません。今年の2番目の研究は、この観測はまだ衝突が予期せぬ役割を果たす可能性を残している可能性があることを示唆しています。
（注：衝突は、潮汐相互作用によって連星の軌道が崩壊するときにも発生すると見なされる可能性があることを示唆しているかもしれませんが、そのようなプロセスは一般に「合併」と呼ばれています。ソースで使用されている「衝突」という用語は材料とこの記事は、重力で束縛されていない2つの星の融合を示すために使用されます。）
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