Dada su aclaración en los comentarios, la respuesta probablemente se reduzca a algo que llamamos segregación masiva.
Casi todas las estrellas se forman en grupos que inicialmente están unidos gravitacionalmente debido a los restos de gas del proceso de formación de estrellas. Solo alrededor del 10% del gas en una nube formadora de estrellas finalmente termina en una estrella; el resto solo mantiene el sistema unido hasta que las estrellas y protostars lo apagan. Las estrellas más masivas en el cúmulo tienden a formarse cerca del centro de masa del sistema, o se desplazan hacia él relativamente rápido debido a su masa y a la conservación del impulso en encuentros cercanos con otras estrellas o bolsas de gas denso. Además, el gas que forma las estrellas más masivas en el cúmulo se colapsa más rápido y forma las estrellas más masivas antes. Una vez que las estrellas de mayor masa se han formado, tienden a comenzar a expulsar el gas del cúmulo con sus vientos estelares. Donde los vientos estelares se encuentran con el gas, se forman frentes de choque, y eso puede desencadenar la formación de estrellas adicionales a medida que el gas comprimido se vuelve lo suficientemente denso como para comenzar a fragmentarse y colapsar bajo su propio peso. Entonces esos protostars comienzan a lanzar chorros y salidas propias, contribuyendo a la expulsión de gas.
Una vez que el gas desaparece, generalmente no queda suficiente masa en el cúmulo para mantener unidas a todas las estrellas. Entonces, lo que sucede es que a medida que las estrellas se mueven en sus órbitas aleatorias alrededor del lugar donde solía estar el centro de masa, se ven perturbadas por la gravedad de otras estrellas cercanas y se someten a una serie de hondas gravitacionales. Hay una preferencia estadística para cada interacción de 2 cuerpos para igualar la energía cinética entre ellos, y dado que [math] K = mv ^ 2/2 [/ math], el menos masivo de los 2 cuerpos termina moviéndose más rápido. Con el tiempo, las estrellas menos masivas en el cúmulo alcanzan la velocidad de escape y son expulsadas. A medida que el cúmulo pierde miembros, aún queda menos masa para colgar en las estrellas restantes. La velocidad de escape del cúmulo se reduce, y más estrellas escapan hasta que no quedan estrellas o las que quedan encuentran órbitas estables y unidas alrededor de su centro de masa mutuo.
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En resumen, el vecino solar es escaso porque las estrellas literalmente fueron expulsadas de un cúmulo en direcciones aleatorias.
