Le calcul est simple: étoile + autre étoile = étoile plus grande.
Bien que conceptuellement cela fonctionne bien, il ne prend pas en compte les distances extrêmement vastes entre les étoiles. Même dans les grappes, où la densité des étoiles est nettement plus élevée que dans le disque principal, le nombre d'étoiles par unité de volume est si faible que les collisions sont à peine prises en compte par les astronomes. Bien sûr, à un moment donné, la densité stellaire doit atteindre un point où la probabilité d'une collision devient statistiquement significative. Où est ce point de basculement et y a-t-il des endroits qui pourraient réellement faire la coupe?
Au début du développement des modèles de formation stellaire, la nécessité de collisions stellaires pour produire des étoiles massives n'était pas bien limitée. Les premiers modèles de formation par accrétion laissaient entendre que l'accrétion pouvait être insuffisante, mais à mesure que les modèles devenaient plus complexes et évoluaient vers des simulations en trois dimensions, il est devenu évident que les collisions n'étaient tout simplement pas nécessaires pour peupler le régime de masse supérieur. La notion est tombée en disgrâce.
Cependant, deux articles récents ont exploré la possibilité que, même s'ils sont certainement rares, il puisse y avoir des environnements dans lesquels des collisions sont susceptibles de se produire. Le principal mécanisme qui aide à cela est la notion selon laquelle, lorsque les amas traversent le milieu interstellaire, ils vont inévitablement capter du gaz et de la poussière, augmenter lentement de masse. Cette augmentation de masse fera rétrécir l'amas, augmentant la densité stellaire. Les études suggèrent que pour que la probabilité de collision soit statistiquement significative, un amas serait nécessaire pour atteindre une densité d'environ 100 millions d'étoiles par parsec cubique. (Gardez à l'esprit qu'un parsec vaut 3,26 années-lumière et correspond à peu près à la distance entre le soleil et notre étoile voisine la plus proche.)
Actuellement, une concentration aussi élevée n'a jamais été observée. Bien que cela soit certainement dû à la rareté de telles densités, les contraintes d'observation jouent probablement un rôle crucial en rendant ces systèmes difficiles à détecter. Si de telles densités élevées devaient être atteintes, il faudrait une résolution spatiale extraordinairement élevée pour distinguer de tels systèmes. Ainsi, les simulations numériques de systèmes extrêmement denses devront remplacer les observations directes.
Bien que la densité nécessaire soit simple, le sujet le plus difficile est de savoir quels types de grappes pourraient être capables de répondre à ces critères. Pour enquêter sur cela, les équipes écrivant les articles récents ont effectué des simulations de Monte Carlo dans lesquelles elles pouvaient faire varier le nombre d'étoiles. Ce type de simulation est essentiellement un modèle d'un système qui est autorisé à jouer à plusieurs reprises avec des configurations de départ légèrement différentes (telles que les positions initiales des étoiles) et en faisant la moyenne des résultats de nombreuses simulations, une compréhension approximative du comportement du système est atteint. Une enquête initiale a suggéré que de telles densités pouvaient être atteintes dans des grappes avec aussi peu que quelques milliers d'étoiles à condition que l'accumulation de gaz soit suffisamment rapide (les grappes ont tendance à se disperser lentement sous l'effet du décapage des marées, ce qui peut contrebalancer cet effet sur des échelles de temps plus longues). Cependant, le modèle qu'ils ont utilisé contenait de nombreuses simplifications puisque l'enquête sur la faisabilité de telles interactions n'était que préliminaire.
L'étude la plus récente, téléchargée sur arXiv hier, comprend des paramètres plus réalistes et constate que le nombre total d'étoiles dans les amas devrait être plus proche de 30 000 avant que les collisions ne deviennent probables. Cette équipe a également suggéré qu'il y avait plus de conditions qui devraient être remplies, y compris les taux d'expulsion de gaz (car tous les gaz ne resteraient pas dans le cluster comme la première équipe l'avait supposé pour plus de simplicité) et le degré de ségrégation de la masse (les étoiles plus lourdes coulent jusqu'à le centre et les plus légers flottent vers l'extérieur et comme les plus lourds sont plus grands, cela diminue en fait la densité numérique tout en augmentant la densité de masse). Alors que de nombreux amas globulaires peuvent facilement répondre à l'exigence de nombre d'étoiles, ces autres conditions ne seraient probablement pas remplies. De plus, les amas globulaires passent peu de temps dans les régions de la galaxie où ils seraient susceptibles de rencontrer des densités de gaz suffisamment élevées pour permettre l'accumulation d'une masse suffisante aux échelles de temps nécessaires.
Mais existe-t-il des clusters qui pourraient atteindre une densité suffisante? L'amas galactique le plus dense connu est l'amas d'Arches. Malheureusement, cet amas n'atteint qu'une modeste ~ 535 étoiles par parsec cubique, encore beaucoup trop bas pour rendre probable un grand nombre de collisions. Cependant, une exécution du code de simulation avec des conditions similaires à celles du cluster Arches a prédit une collision dans environ 2 millions d'années.
Dans l'ensemble, ces études semblent confirmer que le rôle des collisions dans la formation d'étoiles massives est faible. Comme indiqué précédemment, les méthodes d'accrétion semblent expliquer la large gamme de masses stellaires. Pourtant, dans de nombreux jeunes amas, qui forment encore des étoiles, les astronomes trouvent rarement des étoiles dépassant largement les ~ 50 masses solaires. La deuxième étude de cette année suggère que cette observation pourrait encore laisser la place à des collisions pour jouer un rôle inattendu.
(REMARQUE: Bien qu'il puisse être suggéré que des collisions pourraient également être considérées comme ayant lieu lorsque l'orbite des étoiles binaires se désintègre en raison des interactions de marée, ces processus sont généralement appelés «fusions». Le terme «collision» tel qu'il est utilisé dans la source matériaux et cet article est utilisé pour désigner la fusion de deux étoiles qui ne sont pas liées par gravitation.)
Sources:
