[論文レビュー] Stellar Collisions in Young Clusters: Formation of (Very) Massive Stars?

Marc Freitag|ArXiv.org|Nov 26, 2007

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 2被引用数 4

ひとこと要約

本稿は、若い獰猛な集団における星の衝突が、衝突的ランウェイを介して（非常に）質量の大きな星（VMS、M* > 150 M☉）を形成するメカニズムとして検討している。星の動力学と流体力学を統合することで、高い密度（>10⁷ pc⁻³）と重力的焦点化が不可欠であることを示し、衝突率は連星相互作用とガス降着によって増幅される。主な結果として、VMSの持続的衝突的成長を可能にするのは非常に豊富な集団に限られ、ガス駆動型コア崩壊がガス放出前の埋め込まれた段階でこれを行う可能性を秘めている。

ABSTRACT

In young star clusters, the density can be high enough and the velocity dispersion low enough for stars to collide and merge with a significant probability. This has been suggested as a possible way to build up the high-mass portion of the stellar mass function and as a mechanism leading to the formation of one or two very massive stars (M > 150 Msun) through a collisional runaway. I quickly review the standard theory of stellar collisions, covering both the stellar dynamics of dense clusters and the hydrodynamics of encounters between stars. The conditions for collisions to take place at a significant rate are relatively well understood for idealised spherical cluster models without initial mass segregation, devoid of gas and composed of main-sequence (MS) stars. In this simplified situation, 2-body relaxation drives core collapse through mass segregation and a collisional phase ensues if the core collapse time is shorter than the MS lifetime of the most massive stars initially present. The outcome of this phase is still highly uncertain. A more realistic situation is that of a cluster still containing large amounts of interstellar gas from which stars are accreting. As stellar masses increase, the central regions of the cluster contracts. This little-explored mechanism can potentially lead to very high stellar densities but it is likely that, except for very rich systems, the contraction is halted by few-body interactions before collisions set in. A complete picture, combining both scenarios, will need to address many uncertainties, including the role of cluster sub-structure, the dynamical effect of interstellar gas, non-MS stars and the structure and evolution of merged stars.

研究の動機と目的

• 若い獰猛な集団における星の衝突が、（非常に）質量の大きな星（M* > 150 M☉）の形成を説明できるかどうかを評価すること。
• 重力的焦点化、連星相互作用、潮汐的捕獲が幾何的断面積を超える衝突率をどのように高めるかを評価すること。
• 残留星間ガスと降着駆動型コア収縮が、ガス放出の前段階で星の密度を衝突可能なレベルまで引き上げる仕組みを検討すること。
• 衝突的ランウェイが単一または少数のVMSを生成する条件を特定すること、連続的な質量関数が生じない理由を明らかにすること。

提案手法

• 理想化された球対称集団における衝突率を推定するため、2体緩和時定数と衝突時定数の式（t_coll ∝ 1/(nσ_rel(r₁+r₂)²)）を用いる。
• 低速度分散における断面積の増幅を反映する重力的焦点化補正（1 + G(m₁+m₂)/(σ_rel²(r₁+r₂))) を適用する。
• 連星相互作用を評価するため、相互作用時定数（t_bin,inter ∝ 1/(nσ_rel a m_bin)）を用い、共鳴的および非共鳴的遭遇を分析する。
• 潮汐的捕獲と共通エンvelope段階が、急速に合体する密な連星を形成する役割を評価する。
• R_sys ∝ M_sys⁻³ により、ガス降着に伴う質量増加が系の収縮を引き起こす、降着駆動型コア収縮を分析する。
• モンテカルロシミュレーションとSPHモデルを用いて、合体の結果と衝突的成長における自己制限効果を研究する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 若い集団において、星の衝突が顕著な割合で発生するのはどのような条件下か、特に質量の大きな星に対して。
• RQ2 連星相互作用と潮汐的捕獲が、単純な幾何的断面積を越えて有効な衝突率をどのように高めるか。
• RQ3 埋め込まれた集団における星間ガスの降着が、コア収縮を引き起こし、衝突的ランウェイを引き起こす密度まで上昇させる可能性はあるか。
• RQ4 衝突的状況における非常に質量の大きな星（VMS）の成長に何が制限要因となり、連続的な質量関数が生じにくいのか。
• RQ5 残留ガスの存在が、コア崩壊と衝突形成のタイミングと効率にどのように影響するか。

主な発見

• 星の衝突率は、10 M☉の星では10⁷ pc⁻³を超える密度、120 M☉の星では10⁶ pc⁻³を超える密度に達した場合にのみ顕著になることが示され、極めて獰猛なコア条件を要する。
• 典型的な集団の速度分散（<1000 km s⁻¹）では、重力的焦点化が幾何的断面積を上回り、衝突確率を高める。
• 連星相互作用は、共鳴的相互作用を介して、単一星の遭遇に比べて有効な衝突率を3〜5倍まで高めることができる。
• 降着駆動型コア収縮は、豊富なシステム（N_sys ≫ 100）において星の密度を衝突可能なレベルまで引き上げる可能性を秘めており、ガス放出前の段階でVMS形成を可能にする。
• 衝突的ランウェイは、合体時定数がVMSの熱時定数未満に下がると自己制限を受けるため、収縮が阻止され、さらなる成長が停止する。
• このメカニズムでは、VMSは1〜2個しか形成されにくく、m_maxとm_raの間には質量関数に顕著なギャップが生じる。これは、利用可能な合体の数が限られているためである。