همدم‌های خوب

بیشتر ستاره‌های كهكشان ما، مانند خورشید منزوی نیستند، بلكه در قید گرانش همدم‌های نزدیك به خودند. آیا این ستاره‌ها به همین صورتی كه هستند زاده شده‌اند یا اینكه همدم‌هایشان بعداً به آن‌ها ملحق شده‌اند؟ در ناحیه‌های پرستاره، مانند خوشه‌های كروی، برخورد نزدیك ستاره‌ها به یكدیگر می‌تواند به ایجاد ستاره‌های دوتایی منجر شود. اما در كل كهكشان، برخورد ستاره‌ها با یكدیگر رویداد نادری است و نمی‌تواند موجب ایجاد گروه‌های دو ستاره‌ای یا بیشتر شود. باس به كمك مدل‌های محاسباتی نشان داده است كه اجتماع‌های ستاره‌ای هم می‌توانند در جریان همان رویدادهایی كه به تشكیل ستاره‌های منفرد می‌انجامند ایجاد شوند. به علاوه ساخت گروه حاصل، عمدتاً به حالت اولیه گازی بستگی دارد كه ستاره‌ها از آن به وجود آمده‌اند؛ در نتیجه، مطالعه منظومه‌های چند ستاره‌ای می‌تواند ویژگی‌هایی از نواحی تشكیل ستاره‌ها را آشكار كند، كه از هیچ طریق دیگری قابل وصول نیست. بیشتر گاز موجود در كهكشان‌ها (از جمله در كهكشان خودمان) به صورت ابرهای چگال مولكولی است. عقیده عمومی بر این است كه تكوین ستاره‌ها از طریق رمبش این ماده در ناحیه‌های كوچكی كه از لحاظ گرانشی ناپایدارند، صورت می‌گیرد. از مدت‌ها پیش نظر بر این بود كه گاز در حال انقباض به تعداد كمی پاره مقید تقسیم می‌شود كه هر پاره سرانجام به ستاره‌ای تبدیل خواهد شد. ولی از بررسی‌های عددی اولیه فرضیه تقسیم پاره‌ای، نتایج قاطعی به دست نیامد و این فرضیه هیچگاه به آزمایش‌های پایداری كه بیش از دو عضو داشته باشد منجر نشد.
همه منظومه‌های واقعی با عمر طولانی و با پیش از دو عضو، انتظامی بر اساس سلسله مراتب دارند. مثلاً همه گروه‌های پایدار سه ستاره‌ای، دارای یك زوج ستاره كاملاً مقید بهم و یك ستاره سوم‌اند كه در فاصله‌ای به مراتب بیشتر در مدار می‌گردد. منظومه‌های چند ستاره‌ای كه به این صورت تشكیل نیافته‌اند، از لحاظ دینامیكی ناپایدارند و مآلا از هم می‌پاشند.
پیش ستاره‌ها
باس از الگوریتم محاسباتی تازه‌ای استفاده می‌كند و نشان می‌دهد كه در چه شرایطی منظومه‌های سلسله مراتبی اجرام پیش ستاره‌ای از تقسیم پاره‌ای به وجود می‌آیند. او به بررسی روند تحول ابرهای گازی در حال رمبشی كه حالت‌های اولیه متفاوت دارند می‌پردازند. در بعضی موارد، مدل‌های او به میله‌های نازكی تكامل می‌یابند كه به پاره مستقل از هم تقسیم می‌شوند. باس این پاره‌ها را هسته پیش ستاره‌ها می‌شمارد. این اثر، كه در شبیه سازی‌های قبلی هم دیده شده بود، می‌تواند دست كم علت تكوین برخی از دوتایی‌های كهكشانی باشد. در موارد دیگر، ابرها به جای اینكه به صورت میله در بیایند، شكل قرص‌های نازكی را پیدا می‌كنند كه متعاقباً به دو زوج پاره هسته پیش ستاره‌ای تقسیم می‌شوند. به علاوه، این هسته‌ها انتظامی سلسله مراتبی دارند، به این معنی كه آن‌ها دو تا ستاره دوتایی كاملا منفك را تشكیل می‌دهند كه حاكی از تولد یك چهار قلوی ستاره‌ای پایدار است.
باس می‌گوید كه نتیجه تقسیم پاره‌ای، به نحو حساسی تابع شرایط اولیه گاز است. ابرهایی كه آبستن ایجاد منظومه‌های سلسله مراتبی با بیش از دو ستاره‌اند احتمالاً به تعادل نزدیك بوده‌اند و نسبت به ابرهای خاستگاه دوتایی‌ها، تحول آرام‌تری را از سر گذرانده‌اند. در این صورت، خواص آماری منظومه‌های چند ستاره‌ای، ممكن است وسیله غیر مستقیمی برای فهم شرایط ابرهای مولكولی در كهكشان ما باشد.
بر افزایش
اگر چه محاسبات باس ممكن است مهم باشند، ولی اهمیت نهایی آن‌ها بدون مدل سازی بیشتر، روشن نخواهد شد. جرم هسته پیش ستاره‌ای در چهار قلوهای او 100 تا 200 مرتبه كوچكتر از جرم ستاره‌هایی نظیر خورشید است. برای اینكه این هسته‌ها به اجرامی به جرم خورشید تبدیل شوند باید جرمی صدها برابر خود را از گازی كه در آن محصورند جذب كنند. علاوه بر این، حتی در صورتی كه هسته‌ها نهایتاً این مقدار از گاز را هم حذب كنند. دلیلی وجود ندارد كه دوام طولانی مدت آن‌ها را به عنوان موجدهایی مستقل تضمین كند. باس محطاطانه متذكر می‌شود كه، برهم‌كنش پیش ستاره‌ها با گاز اطرافشان ممكن است باعث شود كه در حركتی مارپیچی به هم نزدیك و در هم ادغام شوند. آهنگ ادغام مناسب با شرایط موجود در نواحی تشكیل ستاره‌ها (نظیر نواحی مورد مطالعه باس) نامعلوم است و فقط با شبیه‌سازی عددی بیشتر می‌توان آن را به دقت براورد كرد. متأسفانه انجام این كار از لحاظ محاسباتی طاقت فرساتر از كاری است كه باس تاكنون انجام داده است: مقیاس‌های زمانی ادغام پیش ستاره‌ها در یكدیگر خیلی طولانی‌تر از مقیاس‌های زمانی پیدایش هسته‌هاست.
آزار دهنده‌ترین مسئله شاید ساختار مشروح گاز قبل از شروع رمبش باشد. در مطالعات باس نیز مانند مطالعات قبلی، فرض می‌شود كه مؤلفه تقارن دوسویی در نمایه‌های چگالی زاویه‌ای ابرها، نسبتاً كوچك است. قدر مسلم اینكه هسته‌های ابرهای مولكولی توزیع یكنواختی ندارند. به طور كلی انتظار می‌رود كه تغییرات چگالی به میزان چند مقیاس زاویه‌ای باشد و معلوم نیست از چنین چیزی الگویی با تقارن دوسویی ناشی شود. اخیراً دوفلیس و سیگالوتی این امكان را بررسی كرده‌اند كه نواحی مستقل از هم گاز در حال رمبش ممكن است باعث ایجاد آثاری با تقارن دوسویی در یكدیگر شوند، درست همان‌طور كه جزرومدهای اقیانوس‌های زمین از بر هم كنش زمین و ماه نتیجه می‌شوند. بسیاری از محاسبات دفلیس و سیگالوتی به منظومه‌های چند ستاره‌ای می‌انجامند ولی ظاهراً هیچكدام آن‌ها سلسله مراتبی نیستند. فقدان منظومه‌های سلسله مراتبی ممكن است تا حدی ناشی از محدودیت‌های روش عددی آن‌ها باشد و به جاست كه تكوین مدل‌های واداشته جزرومدی با استفاده از الگوریتم‌هایی نظیر الگوریتم باس مطالعه شوند. علی رغم همه این اگرها و مگرها، باید تأكید كرد كه نتایج باس اولین قرینه مستقیم بروز ساختارهای سلسله مراتبی از تقسیم پاره‌ای است. اینكه آیا هسته‌های پیش ستاره‌ای او مستقل از هم باقی می‌مانند و به ستاره‌های واقعی تكامل پیدا می‌كنند یا نه، با محاسبات آتی مشخص خواهد شد. فعلاً لازم است ذكر شود كه منظومه‌های چهار ستاره‌ای كمیاب نیستند. تعیین فراوانی واقعی آن‌ها در عمل به دلایل خاص مشكل است. با وجود این، تقریباً یك درصد ستاره‌های رصد شده ممكن است واقعاً چهارتایی تفكیك نشده باشند، یعنی كه چند درصد تمام ستاره‌ها گروه‌های چهارتایی‌اند. در میان مدل‌های باس چندین منظومه چهار ستاره‌ای با ساختار سلسله مراتبی دیده شده است. در چارچوب شبیه سازی‌های موجود می‌توان گفت كه باس با این كار تشكیل ستاره‌های چهار قطبی‌ای مانند μOri، 3337HR، ξUMA را توضیح داده است.