[논문 리뷰] Stellar Collisions in Young Clusters: Formation of (Very) Massive Stars?

Marc Freitag|ArXiv.org|2007. 11. 26.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 2인용 수 4

한 줄 요약

이 논문은 충돌에 의한 폭주 메커니즘을 통해 (매우) 거대한 별(M* > 150 M☉)을 형성하는 데 있어, 젊고 밀도가 높은 군집 내의 항성 충돌을 조사한다. 항성 역학과 유체역학을 융합하여, 높은 밀도(>10⁷ pc⁻³)와 중력 집중 효과가 필수적임을 보이며, 이는 이중성 상호작용과 기체 질량 증착으로 인해 충돌 빈도가 증가함을 시사한다. 주요 결과는 오직 매우 풍부한 군집에서만 지속적인 충돌 성장이 (매우) 거대한 별을 생성할 수 있으며, 기체에 의한 핵의 붕괴가 기체 제거 이전의 임베디드 단계에서 이 과정을 가능하게 할 수 있음을 밝힌다.

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.

연구 동기 및 목표

• 젊고 밀도가 높은 군집 내 항성 충돌이 (매우) 거대한 별(M* > 150 M☉) 형성에 기여할 수 있는지 평가하기.
• 중력 집중, 이중성 상호작용, tidal capture가 기하학적 단면적을 초월해 충돌 빈도를 증가시키는 역할를 평가하기.
• 잔류 성간 기체와 질량 증착에 의해 유도되는 핵의 수축이 기체 제거 이전에 별의 밀도를 충돌 수준까지 높일 수 있는지 검토하기.
• 충돌에 의한 폭주가 연속적인 질량 함수가 아니라 단일 또는 소수의 (매우) 거대한 별을 생성할 수 있는 조건을 특정하기.

제안 방법

• 이dealized 구형 군집에서 충돌 빈도를 추정하기 위해 2체 상호작용의 수명주기와 충돌 시간스케일 공식(t_coll ∝ 1/(nσ_rel(r₁+r₂)²))을 사용한다.
• 낮은 속도 분산에서의 증가된 단면적을 고려하기 위해 중력 집중 보정(1 + G(m₁+m₂)/(σ_rel²(r₁+r₂)))을 적용한다.
• 이중성 상호작용을 평가하기 위해 상호작용 시간스케일(t_bin,inter ∝ 1/(nσ_rel a m_bin))을 사용하여 공명 및 비공명 상호작용을 분석한다.
• Tidal capture와 공동-envelope 단계가 급속하게 융합하는 밀집 이중성을 형성하는 데 미치는 영향을 평가한다.
• 기체 증착에 의해 유도되는 핵의 수축을 분석하기 위해 R_sys ∝ M_sys⁻³를 사용하며, 이는 기체 증착에 따른 질량 증가가 시스템의 수축을 유도함을 의미한다.
• 몬테카를로 시뮬레이션과 SPH 모델을 사용하여 융합 결과와 충돌 성장의 자가제한 효과를 연구한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 젊은 군집에서 어떤 조건에서 항성 충돌이 상당한 비율로 발생하는가, 특히 거대한 별의 경우에 대해?
• RQ2 이중성 상호작용과 tidal capture는 기하학적 단면적을 초월해 효과적인 충돌 빈도에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ3 임베디드 군집 내 성간 기체의 증착이 핵의 수축을 유도하여 충돌에 의한 폭주를 유도할 수 있는가?
• RQ4 충돌 시나리오에서 매우 거대한 별(VMS)의 성장이 어떤 요소에 의해 제한되며, 연속적인 질량 함수가 불가능한 이유는 무엇인가?
• RQ5 잔류 기체의 존재가 핵의 붕괴 및 충돌 형성의 시기와 효율성에 어떤 영향을 미치는가?

주요 결과

• 10 M☉ 별의 경우 충돌 빈도가 유의미해지기 위해서는 밀도가 10⁷ pc⁻³ 이상이어야 하며, 120 M☉ 별의 경우 10⁶ pc⁻³ 이상이어야 하며, 극단적인 핵 조건이 필요하다.
• 일반적인 군집 속도 분산(<1000 km s⁻¹)에서 중력 집중 효과가 기하학적 단면적을 압도하여 충돌 확률을 증가시킨다.
• 이중성 상호작용은 공명 상호작용을 통해 단일 항성 충돌에 비해 효과적 충돌 빈도를 3~5배 증가시킬 수 있다.
• 기체 증착에 의해 유도되는 핵의 수축은 풍부한 시스템(N_sys ≫ 100)에서 별의 밀도를 충돌 수준까지 높일 수 있으며, 이는 기체 제거 이전에 (매우) 거대한 별 형성 가능성을 높인다.
• 융합 시간스케일이 (매우) 거대한 별의 열역학적 시간스케일 이하로 떨어지면 충돌에 의한 폭주가 자가제한되며, 수축이 억제되고 더 이상 성장이 멈춘다.
• 이 메커니즘을 통해 형성되는 (매우) 거대한 별은 단일 또는 소수에 불과하며, m_max와 m_ra 사이에 질량 함수에 상당한 갭이 존재할 가능성이 크다. 이는 융합 가능성이 제한되어 있기 때문이다.