En stjernekollision er en proces, hvor to stjerner nærmer sig hinanden og under påvirkning af tyngdekraften smelter sammen til et større objekt [1] . Ifølge astronomers beregninger forekommer sådanne begivenheder i kuglehobe i vores galakse omkring én gang hvert 10. tusinde år [2] . Først for nylig har videnskabsmænd været i stand til at observere kollisionen af stjerner [3] . En række stjernekollisioner i en tæt hob på kort tid kan føre til dannelsen af et sort hul [4] .
Enhver stjerne i universet kan kollidere med en anden stjerne, uanset om den stadig er "levende" ( termonukleare fusionsprocesser finder stadig sted i kernen) eller allerede "død" (fusionsprocesser har allerede udtømt sig selv). Sådanne objekter kan være: hvide dværge , neutronstjerner , sorte huller , hovedsekvensstjerner , kæmper og supergiganter . Forskellen i typer af stjerner, i deres masse, temperatur og radius fører til forskellige typer kollisioner eller sammensmeltninger [2] .
Hvide dværge er resterne af stjerner med lav masse. Hvis en hvid dværg er en del af et binært system , kan den som et resultat af tilvækst trække stof fra en satellitstjerne (dette kan enten være en rød kæmpe eller en hovedsekvensstjerne). Massen af en hvid dværg kan således overskride Chandrasekhar-grænsen , hvilket fører til dens gravitationelle kollaps og efterfølgende Type Ia supernovaeksplosion . Men når to hvide dværge kredser om hinanden i tætte baner [5] , reducerer emissionen af gravitationsbølger systemets vinkelmoment og får stjernerne til at nærme sig hinanden i en spiral. Hvis den samlede masse under deres sammensmeltning overstiger Chandrasekhar-grænsen, så er hverken det termiske tryk eller endda trykket af den degenererede elektrongas i stand til at afbalancere tyngdekraften, og gravitationssammenbrud opstår. Det fører til en stigning i tæthed og temperatur i tarmene og begyndelsen af nukleare kulstofforbrændingsreaktioner , som et resultat af hvilke temperaturen stiger endnu mere. En stigning i temperaturen accelererer forløbet af kernereaktioner, men fører ikke til en stigning i tryk og udvidelse af stjernen, da stoffet i hvide dværge er i en degenereret tilstand . Processen får en kædekarakter. Den accelererende reaktion af kernefusion opvarmer hurtigt det indre af den kombinerede stjerne, og dette fører til en supernovaeksplosion [5] . Inden for få sekunder spredes hele stjernestoffet rundt [6] .
Kollisionen af neutronstjerner sker ifølge et scenarie, der minder om kollisionen af hvide dværge. Da to neutronstjerner kredser om hinanden, begynder de at spiralere mod hinanden. Hvis deres samlede masse overstiger Oppenheimer-Volkov-grænsen , fører en sådan kollision til dannelsen af et sort hul. Inden for 1-2 tusindedele af et sekund opstår der et magnetfelt, der er billioner af gange større end Jordens magnetfelt . Astronomer foreslår, at det er denne begivenhed, der fører til fremkomsten af en bestemt slags gammastråleudbrud [7] .
I flere generationer af astronomer har udviklet teorien om stjernekollisioner. Imidlertid har kun udviklingen af teknologi bevist gyldigheden af denne teori.
I 1764 opdagede astronomen Charles Messier stjernehoben nu kaldet Object Messier 30 . I det 20. århundrede kom astronomer til den konklusion, at alderen på denne hob er omkring 13 milliarder år [8] . Ved hjælp af Hubble-teleskopet var det muligt at se nogle af dets stjerner. Ved hjælp af ny teknologi har astronomer opdaget, at nogle stjerner, kendt som " blå efterfælge ", er meget yngre end andre stjerner i hoben [8] . Så antog astronomer, at disse stjerner kun er resultatet af en kollision eller sammensmeltning af stjerner, og dette gav dem yderligere stof til at fortsætte kernefusion, mens de omkringliggende stjerner allerede har udtømt dette stof [8] .
Mens kollisioner af stjerner er ret almindelige i nogle dele af galaksen, er sandsynligheden for Solens deltagelse i denne begivenhed meget lille. Beregningen viser, at Solens kollision med en anden stjerne kan ske en gang hvert 10. 28. år [9] . Til sammenligning er universets alder omkring 10 10 år. Sandsynligheden for at nærme sig andre stjerner til Solen er også lille. Tidsperioden kan bestemmes af formlen:
N ~ 4,2 D 2 Myr -1hvor N er antallet af gange på en million år, som en anden stjerne nærmer sig inden for en afstand D fra Solen, udtrykt i parsec [10] . Til sammenligning er den gennemsnitlige radius af jordens kredsløb, 1 AU. er 4,82 × 10 −6 parsec .
På trods af den lave sandsynlighed for, at Solen er direkte involveret i en sådan begivenhed, kan Jorden blive beskadiget, hvis en sådan kollision sker "ikke langt væk." Hvis sammenstødet af stjerner finder sted inden for 100 lysår fra Jorden, vil det ifølge astronomer ødelægge Jorden [9] . Der er dog ingen stjernehobe i sådan en afstand fra Jorden.