गणित सरल है: स्टार + अन्य स्टार = बड़ा स्टार।
जबकि वैचारिक रूप से यह अच्छी तरह से काम करता है, यह सितारों के बीच बेहद विशाल दूरी को ध्यान में रखने में विफल रहता है। क्लस्टर्स में भी, जहां सितारों की घनत्व मुख्य डिस्क की तुलना में काफी अधिक है, प्रति यूनिट वॉल्यूम में तारों की संख्या इतनी कम है कि टक्कर को खगोलविदों द्वारा स्पष्ट रूप से माना जाता है। बेशक, कुछ बिंदु पर तारकीय घनत्व एक बिंदु तक पहुंचना चाहिए, जिस पर टक्कर का मौका सांख्यिकीय रूप से महत्वपूर्ण हो जाता है। वह टिपिंग प्वाइंट कहां है और क्या वास्तव में कटौती करने वाले कोई स्थान हैं?
तारकीय गठन मॉडल के विकास में प्रारंभिक, बड़े पैमाने पर सितारों का उत्पादन करने के लिए तारकीय टकराव की आवश्यकता अच्छी तरह से विवश नहीं थी। अभिवृद्धि के माध्यम से गठन के शुरुआती मॉडल ने संकेत दिया कि अभिवृद्धि अपर्याप्त हो सकती है, लेकिन जैसे-जैसे मॉडल अधिक जटिल होते गए और तीन आयामी सिमुलेशन में चले गए, यह स्पष्ट हो गया कि टकसालों को ऊपरी द्रव्यमान शासन को आबाद करने की आवश्यकता नहीं थी। धारणा अनुकूल हो गई।
हालांकि, हाल ही में दो पेपर हुए हैं जिन्होंने इस संभावना का पता लगाया है कि, जबकि अभी भी निश्चित रूप से दुर्लभ, कुछ वातावरण हो सकते हैं जिसमें टकराव होने की संभावना है। प्राथमिक तंत्र जो इसमें सहायता करता है, वह धारणा है कि, चूंकि क्लस्टर इंटरस्टेलर माध्यम से स्वीप करते हैं, वे अनिवार्य रूप से गैस और धूल को उठाएंगे, धीरे-धीरे द्रव्यमान में वृद्धि करेंगे। इस वृद्धि द्रव्यमान के कारण क्लस्टर सिकुड़ जाएगा, जिससे तारकीय घनत्व बढ़ जाएगा। अध्ययनों से पता चलता है कि टक्कर के सांख्यिकीय रूप से महत्वपूर्ण होने की संभावना के लिए, एक क्यूबिक पार्सेक प्रति लगभग 100 मिलियन सितारों के घनत्व तक पहुंचने के लिए एक क्लस्टर की आवश्यकता होगी। (ध्यान रखें, एक पारस 3.26 प्रकाश वर्ष है और लगभग सूर्य और हमारे निकटतम पड़ोसी तारे के बीच की दूरी है।)
वर्तमान में, ऐसी उच्च सांद्रता कभी नहीं देखी गई है। हालांकि इस तरह की घनत्वों की दुर्लभता के कारण कुछ निश्चित रूप से हैं, अवलोकन संबंधी बाधाएं ऐसी प्रणालियों का पता लगाने में कठिन भूमिका निभाती हैं। यदि इस तरह के उच्च घनत्व को प्राप्त किया जाना था, तो ऐसी प्रणालियों को अलग करने के लिए असाधारण उच्च स्थानिक संकल्प की आवश्यकता होगी। जैसे, बेहद सघन प्रणालियों के संख्यात्मक सिमुलेशन को प्रत्यक्ष टिप्पणियों को बदलना होगा।
जबकि आवश्यक घनत्व सीधा है, अधिक कठिन विषय यह है कि किस प्रकार के क्लस्टर ऐसे मानदंडों को पूरा करने में सक्षम हो सकते हैं। इसकी जांच करने के लिए, हाल के पत्र लिखने वाली टीमों ने मोंटे कार्लो सिमुलेशन का आयोजन किया, जिसमें वे सितारों की संख्या में भिन्न हो सकते हैं। इस प्रकार का अनुकरण अनिवार्य रूप से एक प्रणाली का एक मॉडल है जिसे थोड़े अलग शुरुआती विन्यास (जैसे सितारों की प्रारंभिक स्थिति) के साथ बार-बार आगे खेलने की अनुमति दी जाती है और कई सिमुलेशन के परिणामों के औसत से, व्यवहार के बारे में अनुमानित समझ। सिस्टम पहुंच गया है। एक प्रारंभिक जांच ने सुझाव दिया कि इस तरह के घनत्वों को गुच्छों में पहुँचाया जा सकता है क्योंकि कुछ हजार तारों के साथ गैस संचय पर्याप्त रूप से तेजी से होता है (गुच्छे धीरे-धीरे ज्वारीय स्ट्रिपिंग के तहत धीरे-धीरे फैलते हैं जो लंबे समय तक इस प्रभाव का मुकाबला कर सकते हैं)। हालांकि, इस तरह के इंटरैक्शन की व्यवहार्यता में जांच के बाद से उन्होंने जिस मॉडल का इस्तेमाल किया, उसमें कई सरलीकरण शामिल थे, यह केवल प्रारंभिक था।
अधिक हाल के अध्ययन, कल ArXiv पर अपलोड किया गया, इसमें अधिक यथार्थवादी पैरामीटर शामिल हैं और पाता है कि टकराव की संभावना बनने से पहले समूहों में कुल तारों की संख्या 30,000 के करीब होने की आवश्यकता होगी। इस टीम ने यह भी सुझाव दिया कि ऐसी और भी शर्तें हैं, जिनमें गैस निष्कासन की दरों सहित संतुष्ट होने की आवश्यकता होगी (चूंकि सभी गैस क्लस्टर में नहीं रहेंगी क्योंकि पहली टीम ने सादगी के लिए मान लिया था) और बड़े पैमाने पर अलगाव की डिग्री (भारी सितारों का डूबना) केंद्र और लाइटर बाहर की ओर तैरते हैं और चूंकि भारी होते हैं, यह वास्तव में द्रव्यमान घनत्व को बढ़ाते हुए संख्या घनत्व कम कर देता है)। जबकि कई गोलाकार क्लस्टर आसानी से आवश्यकता को पूरा कर सकते हैं संख्या सितारों की, इन अन्य शर्तों को पूरा नहीं किया जाएगा। इसके अलावा, गोलाकार क्लस्टर आकाशगंगा के क्षेत्रों में बहुत कम समय बिताते हैं जिसमें वे आवश्यक समयसीमा पर पर्याप्त द्रव्यमान के संचय की अनुमति देने के लिए गैस के पर्याप्त उच्च घनत्व का सामना करने की संभावना रखते हैं।
लेकिन क्या ऐसे कोई समूह हैं जो पर्याप्त घनत्व प्राप्त कर सकते हैं? ज्ञात सबसे घने गेलेक्टिक क्लस्टर आर्चेस क्लस्टर है। अफसोस की बात है, यह क्लस्टर केवल एक मामूली ~ 535 स्टार प्रति क्यूबिक पार्स तक पहुंचता है, फिर भी बड़ी संख्या में टकराव की संभावना बनाने के लिए बहुत कम है। हालांकि, आर्चेस क्लस्टर में उन जैसी स्थितियों के साथ सिमुलेशन कोड का एक रन ~ 2 मिलियन वर्षों में एक टकराव की भविष्यवाणी करता था।
कुल मिलाकर, ये अध्ययन इस बात की पुष्टि करता है कि बड़े पैमाने पर तारों को बनाने में टकराव की भूमिका छोटी है। जैसा कि पहले बताया गया है, अभिवृद्धि विधियाँ तारकीय द्रव्यमानों की व्यापक श्रेणी के लिए लगती हैं। फिर भी कई युवा समूहों में, अभी भी तारे बनते हैं, शायद ही खगोलविदों को ~ 50 सौर द्रव्यमान से अधिक में तारे मिलते हैं। इस वर्ष के दूसरे अध्ययन से पता चलता है कि यह अवलोकन अभी भी कुछ अप्रत्याशित भूमिका निभाने के लिए टकराव के लिए जगह छोड़ सकता है।
(नोट: हालांकि यह सुझाव दिया जा सकता है कि टकराव को भी माना जा सकता है क्योंकि द्विआधारी सितारों की कक्षा ज्वार की परस्पर क्रिया के कारण समाप्त हो जाती है, ऐसी प्रक्रियाओं को आम तौर पर "विलय" के रूप में संदर्भित किया जाता है। शब्द "टकराव" का उपयोग स्रोत के रूप में किया जाता है। सामग्री और इस लेख का उपयोग दो तारों के विलय को निरूपित करने के लिए किया जाता है जो गुरुत्वाकर्षण से बाध्य नहीं हैं।)
सूत्रों का कहना है:
