大质量恒星并合中的混合

致密星团早期的演化可能主要由恒星间的近距离相互作用主导，恒星间的物理碰撞可能相当频繁。模拟恒星碰撞事件可能是一项计算密集的任务，因为对该过程的详细计算需要三维流体动力学模拟。我们提出了一种计算成本低廉的方法，该方法基于守恒定律和对恒星并合流体动力学的基本定性理解，通过简单算法近似并合过程，包括激波加热、流体动力学混合和质量损失。该算法依赖阿基米德原理来确定流体在稳定平衡状态下的分布。我们将该方法校准并应用于大质量恒星的并合，因为预计这类并合会发生在年轻且致密的星团中。我们发现，若无微观混合效应，碰撞产物的温度和化学组成剖面可能成为包含质量的二值函数。这种非物理情况可通过模拟碰撞后的微观混合效应来修正。通过这种方式，我们发现相同光谱型恒星之间的对心碰撞会导致显著混合，而不同光谱型恒星（如 B 型和 O 型星，分别约为 $\sim$10 和 $\sim$40\msun）之间的并合则仅经历相对较少的流体动力学混合。