खगोलविदों की एक अंतरराष्ट्रीय टीम ने लंबे समय से आयोजित विश्वास को खारिज कर दिया है कि तारे कैसे बनते हैं।
1950 के दशक के बाद से, खगोलविदों का मानना था कि नए जन्मे सितारों के समूह स्टार गठन के समान नियमों का पालन करते हैं, जिसका अर्थ है कि बड़े पैमाने पर सितारों से लेकर हल्के तारों तक का अनुपात आकाशगंगा से आकाशगंगा तक बहुत अधिक था। प्रत्येक तारे के लिए सूर्य से 20 गुना अधिक या उससे बड़ा, उदाहरण के लिए, सूर्य के द्रव्यमान के बराबर या उससे कम 500 तारे होंगे।
“यह एक बहुत उपयोगी विचार था। दुर्भाग्य से यह सच नहीं लगता है, ”बाल्टीमोर में जॉन्स हॉपकिन्स विश्वविद्यालय के टीम अनुसंधान नेता डॉ। जेरहार्ट मेउरर ने कहा।
नव-जन्मे सितारों के इस बड़े वितरण को 'प्रारंभिक सामूहिक कार्य' या IMF कहा जाता है। अधिकांश प्रकाश जो हम आकाशगंगाओं से देखते हैं, वे उच्चतम द्रव्यमान सितारों से आते हैं, जबकि सितारों में कुल द्रव्यमान निम्न द्रव्यमान सितारों का प्रभुत्व है, जिसे देखा नहीं जा सकता है, इसलिए आईएमएफ का अनुमान आकाशगंगाओं के द्रव्यमान का सही निर्धारण करने में है। सितारों की आबादी से प्रकाश की मात्रा को मापने और सितारों की उम्र के लिए कुछ सुधार करने से, खगोलविदों सितारों की कुल आबादी का अनुमान लगाने के लिए आईएमएफ का उपयोग कर सकते हैं।
अलग-अलग आकाशगंगाओं के परिणामों की तुलना केवल तभी की जा सकती है यदि IMF हर जगह एक जैसा हो, लेकिन डॉ। मीरर्स की टीम ने उच्च-द्रव्यमान से निम्न-द्रव्यमान वाले नवजात तारों के अनुपात को आकाशगंगाओं के बीच अलग-अलग दिखाया है। उदाहरण के लिए, छोटी 'बौनी' आकाशगंगाएँ, अपेक्षा से कई कम द्रव्यमान वाले तारे बनाती हैं।
इस खोज पर पहुंचने के लिए, डॉ। मीरर की टीम ने सिडनी, ऑस्ट्रेलिया के पास पार्केस रेडियो टेलीस्कोप के साथ किए गए HIPASS सर्वे (HI पार्केस ऑल स्काई सर्वे) में आकाशगंगाओं का उपयोग किया। एक रेडियो सर्वेक्षण का उपयोग किया गया था क्योंकि आकाशगंगाओं में पर्याप्त मात्रा में तटस्थ हाइड्रोजन गैस, तारों को बनाने के लिए कच्चा माल और तटस्थ हाइड्रोजन रेडियो तरंगों का उत्सर्जन करते हैं।
टीम ने नासा के गैलक्स उपग्रह और चिली में 1.5 मीटर सीटीआईओ ऑप्टिकल टेलीस्कोप का उपयोग करते हुए सर्वेक्षण आकाशगंगाओं में से 103 में दो गठन, पराबैंगनी और एच-अल्फा उत्सर्जन के दो ट्रेलरों को मापा।
अपने तटस्थ हाइड्रोजन के आधार पर आकाशगंगाओं का चयन करते हुए कई अलग-अलग आकृतियों और आकारों की आकाशगंगाओं का एक नमूना दिया, उनके स्टार गठन के इतिहास द्वारा निष्पक्ष।
एच-अल्फा उत्सर्जन से बहुत बड़े पैमाने पर सितारों की उपस्थिति का पता चलता है, जिन्हें ओ तारे कहा जाता है, एक तारे का जन्म जो सूर्य से 20 गुना अधिक द्रव्यमान के साथ होता है।
यूवी उत्सर्जन, ओ सितारों और कम बड़े बी सितारों दोनों का पता लगाता है - कुल मिलाकर, सूर्य के द्रव्यमान से तीन गुना अधिक तारे हैं।
Meurer की टीम ने आकाशगंगा से आकाशगंगा तक UV उत्सर्जन से H-अल्फा के अनुपात को पाया, जिसका अर्थ है कि आईएमएफ ने भी, कम से कम इसके ऊपरी छोर पर किया।
"यह जटिल काम है, और हमें आवश्यक रूप से कई कारकों को ध्यान में रखना चाहिए जो एच-अल्फा के यूवी उत्सर्जन के अनुपात को प्रभावित करते हैं, जैसे कि तथ्य यह है कि बी सितारे ओ सितारों की तुलना में अधिक लंबे समय तक रहते हैं," डॉ। मीरर ने कहा।
डॉ। म्योर की टीम ने सुझाव दिया कि आईएमएफ स्टार बनाने वाले क्षेत्र की भौतिक स्थितियों, विशेषकर गैस दबाव के प्रति संवेदनशील है। उदाहरण के लिए, बड़े पैमाने पर सितारों को उच्च दबाव वाले वातावरण में कसने के लिए बाध्य किया जाता है जैसे कि कसकर बंधे हुए स्टार क्लस्टर।
टीम के परिणाम हाल ही में देखी गई घटनाओं की एक बेहतर समझ की अनुमति देते हैं जो खगोलविदों को हैरान कर रहे हैं, जैसे कि कुछ आकाशगंगाओं के भीतर त्रिज्या के कार्य के रूप में पराबैंगनी प्रकाश के अनुपात में एच-अल्फा के अनुपात की भिन्नता। यह अब समझ में आता है जैसे कि तारकीय मिश्रण त्रिज्या के साथ दबाव गिरता है, ठीक उसी तरह जैसे पृथ्वी पर दबाव ऊंचाई के साथ बदलता रहता है।
यह काम 1987 में फ्रांस में वेरोनिक बुआट और सहयोगियों द्वारा पहले किए गए अस्थायी सुझावों की पुष्टि करता है, और फिर पिछले साल एरिक होवरस्टीन और कार्ल ग्लेज़ेब्रूक द्वारा जॉन्स हॉपकिन्स और स्वाइनबर्न विश्वविद्यालयों से बाहर काम करने के लिए एक अधिक ठोस अध्ययन किया गया था जो समान परिणाम का सुझाव देते थे।
स्रोत: CSIRO
