एक स्टार फैक्ट्री में झलक

छवि क्रेडिट: ईएसओ

यूरोपीय दक्षिणी वेधशाला द्वारा ली गई तस्वीरों की एक नई श्रृंखला में भारी स्टार निर्माण के शुरुआती चरणों में एक दुर्लभ रूप दिखाया गया है। इस बार एक तारे के जीवन में आमतौर पर गैस और धूल के घने बादलों के कारण दृष्टि से अस्पष्ट होता है, लेकिन स्टार क्लस्टर एनजीसी 3603 में, गर्म सितारों से निकलने वाली तारकीय हवा अस्पष्ट सामग्री को नष्ट कर रही है। इस क्लस्टर के अंदर, खगोलविदों को बड़े पैमाने पर प्रोटोस्टार मिल रहे हैं जो केवल 100,000 वर्ष पुराने हैं। यह एक मूल्यवान खोज है क्योंकि यह खगोलविदों को यह समझने में मदद करता है कि भारी स्टार गठन के शुरुआती चरण कैसे शुरू होते हैं - क्या यह गैस और धूल को एक साथ खींचने वाले गुरुत्वाकर्षण के माध्यम से होता है, या कुछ और हिंसक होता है, जैसे छोटे सितारे आपस में टकराते हैं।

विभिन्न दूरबीनों और उपकरणों के साथ एक विशाल अवलोकन के आधार पर, ESO-astronomer Dieter N? Rnberger ने भारी सितारों के निर्माण में बहुत पहले चरणों की पहली झलक प्राप्त की है।

तारकीय विकास के इन महत्वपूर्ण चरणों को आम तौर पर दृश्य से छिपाया जाता है, क्योंकि बड़े पैमाने पर प्रोटॉस्टरों को धूल और गैस के अपने मूल बादलों में गहराई से एम्बेडेड किया जाता है, सभी पर सबसे लंबे तरंग दैर्ध्य पर टिप्पणियों के लिए अभेद्य अवरोध। विशेष रूप से, किसी भी दृश्य या अवरक्त टिप्पणियों ने अभी तक अधिनियम में भारी सितारों को नवजात "पकड़ा" नहीं है और इसलिए संबंधित प्रक्रियाओं के बारे में अब तक कुछ भी ज्ञात नहीं है।

NGC 3603 कॉम्प्लेक्स के केंद्र में एक युवा तारकीय क्लस्टर में आसन्न, गर्म सितारों से मजबूत तारकीय हवाओं के क्लाउड-रैपिंग प्रभाव से लाभ, एक विशाल आणविक बादल के पास स्थित कई वस्तुओं को बोना-फाइड बड़े पैमाने पर प्रोटोस्टार पाया गया, केवल इसके बारे में 100,000 साल पुराना है और अभी भी बढ़ रहा है।

आईआरएस 9 ए-सी नामित इन वस्तुओं में से तीन का और अधिक विस्तार से अध्ययन किया जा सकता है। वे बहुत चमकदार हैं (आईआरएस 9 ए सूर्य से लगभग 100,000 गुना आंतरिक रूप से उज्जवल है), बड़े पैमाने पर (सूर्य के द्रव्यमान का 10 गुना से अधिक) और गर्म (लगभग 20,000 डिग्री)। वे रिश्तेदार ठंडी धूल (लगभग 0? सी) से घिरे हुए हैं, संभवतः इन बहुत ही युवा वस्तुओं के आसपास डिस्क में व्यवस्थित रूप से।

बड़े पैमाने पर सितारों के निर्माण के लिए दो संभावित परिदृश्य वर्तमान में प्रस्तावित हैं, परिस्थितिजन्य सामग्री की बड़ी मात्रा में या मध्यवर्ती जनता के प्रोटॉस्टरों के टकराव (सहूलियत) द्वारा। नई टिप्पणियां अभिवृद्धि का पक्ष लेती हैं, यानी वही प्रक्रिया जो छोटे द्रव्यमान के तारों के निर्माण के दौरान सक्रिय होती है।

बड़े पैमाने पर तारे कैसे बनते हैं?
यह सवाल करना आसान है, लेकिन अभी तक इसका जवाब देना बहुत मुश्किल है। वास्तव में, भारी तारों के निर्माण की ओर ले जाने वाली प्रक्रियाएं [1] वर्तमान में तारकीय खगोल भौतिकी में सबसे अधिक संघर्ष वाले क्षेत्रों में से एक है।

जबकि सूर्य जैसे कम द्रव्यमान वाले सितारों के गठन और शुरुआती विकास से संबंधित कई विवरण अब अच्छी तरह से समझ में आ गए हैं, लेकिन उच्च-द्रव्यमान सितारों के गठन की ओर जाने वाला मूल परिदृश्य अभी भी एक रहस्य बना हुआ है। यह भी ज्ञात नहीं है कि युवा कम-द्रव्यमान सितारों (मुख्य रूप से निकट और मध्य-अवरक्त तरंगदैर्ध्य पर मापे गए रंगों) के व्यक्तिगत चरणों की पहचान करने और उन्हें अलग-अलग करने के लिए इस्तेमाल किए जाने वाले एक ही वेधशाला मानदंड का उपयोग बड़े सितारों के मामले में भी किया जा सकता है।

बड़े पैमाने पर सितारों के गठन के लिए दो संभावित परिदृश्यों का वर्तमान में अध्ययन किया जा रहा है। पहले में, ऐसे तारे बड़ी मात्रा में परिस्थितिजन्य सामग्री के अभिवृद्धि द्वारा बनते हैं; नवजात तारे पर लगा समय के साथ बदलता रहता है। एक अन्य संभावना मध्यवर्ती जनता के प्रोटॉस्टरों के टकराव (सहूलियत) से बनती है, जिससे "गांठ" में तारकीय द्रव्यमान बढ़ जाता है।

दोनों परिदृश्य युवा सितारे के अंतिम द्रव्यमान पर मजबूत सीमाएं लगाते हैं। एक तरफ, अभिवृद्धि प्रक्रिया को किसी तरह बाहरी ऊर्जा के दबाव को दूर करना चाहिए जो स्टार के इंटीरियर में पहली परमाणु प्रक्रियाओं (जैसे, ड्यूटेरियम / हाइड्रोजन जलने) के प्रज्वलन के बाद बनता है, एक बार जब तापमान 10 से अधिक महत्वपूर्ण तापमान से ऊपर हो जाता है। मिलियन डिग्री।

दूसरी ओर, टकरावों से विकास केवल एक घने स्टार क्लस्टर वातावरण में प्रभावी हो सकता है जिसमें तारों के करीबी मुठभेड़ों और टकरावों के लिए एक उच्च संभावना है।

इन दोनों में से कौन सी अधिकता वाली संभावना है?

विशाल तारे एकांत में पैदा होते हैं
ऐसे तीन अच्छे कारण हैं जिन्हें हम उच्च-द्रव्यमान सितारों के शुरुआती चरणों के बारे में बहुत कम जानते हैं:

सबसे पहले, इस तरह के तारों के गठन की साइटें कम द्रव्यमान वाले स्टार गठन की साइटों की तुलना में सामान्य रूप से बहुत अधिक दूर (कई हजारों प्रकाश वर्ष) हैं। इसका मतलब यह है कि उन क्षेत्रों में विवरणों का निरीक्षण करना बहुत अधिक कठिन है (कोणीय संकल्प की कमी)।

अगला, सभी चरणों में, शुरुआती लोग (खगोलविद यहां "प्रोटॉस्टार" का उल्लेख करते हैं), उच्च-द्रव्यमान वाले तारे कम द्रव्यमान वाले सितारों की तुलना में बहुत तेजी से विकसित होते हैं। इसलिए प्रारंभिक गठन के महत्वपूर्ण चरणों में बड़े सितारों को "पकड़" करना अधिक कठिन है।

और, जो भी बदतर है, इस तेजी से विकास के कारण, युवा उच्च-द्रव्यमान वाले प्रोटॉस्टार आमतौर पर अपने नट बादलों में बहुत गहराई से एम्बेडेड होते हैं और इसलिए उनके आंतरिक भाग में परमाणु प्रतिक्रियाएं शुरू होने से पहले (लघु) चरण के दौरान ऑप्टिकल तरंग दैर्ध्य में पता लगाने योग्य नहीं होते हैं। बादल छंटने के लिए बस इतना समय नहीं है - जब पर्दा आखिरकार उठ जाता है, नए तारे के दृश्य की अनुमति देता है, तो यह पहले से ही उन शुरुआती चरणों को पार कर जाता है।

क्या इन समस्याओं के आसपास कोई रास्ता है? ईएसओ-सैंटियागो के डांसर एन? रब्बर ने कहा, "हां", "आपको बस सही जगह देखना है और बॉब डायलन को याद रखना है ...!"। उसने यही किया है।
"जवाब, मेरे दोस्त, हवा से उड़ रहा है ..."

कल्पना कीजिए कि उन उच्च-द्रव्यमान प्रोटॉस्टरों के आसपास अधिकांश अस्पष्ट गैस और धूल को उड़ाने के लिए संभव होगा! यहां तक ​​कि खगोलविदों की सबसे मजबूत इच्छा भी यह नहीं कर सकती है, लेकिन सौभाग्य से अन्य हैं जो इस पर बेहतर हैं!

कुछ उच्च-द्रव्यमान सितारे गर्म सितारों के समूहों के पड़ोस में बनते हैं, अर्थात्, उनके बड़े भाइयों के बगल में। इस तरह के पहले से ही विकसित गर्म तारे ऊर्जावान फोटॉनों का एक समृद्ध स्रोत हैं और प्राथमिक कणों (जैसे "सौर हवा" लेकिन कई बार मजबूत) की शक्तिशाली तारकीय हवाओं का उत्पादन करते हैं जो आसपास के इंटरस्टेलर गैस और धूल के बादलों पर प्रभाव डालते हैं। इस प्रक्रिया से उन बादलों का आंशिक वाष्पीकरण और फैलाव हो सकता है, जिससे "पर्दा उठ सकता है" और हमें उस क्षेत्र के युवा सितारों पर सीधे नज़र डालनी चाहिए, अपेक्षाकृत शुरुआती विकासवादी स्तर पर तुलनात्मक रूप से बड़े पैमाने पर भी।

NGC 3603 क्षेत्र
इस तरह के परिसर NGC 3603 तारकीय क्लस्टर और स्टार बनाने वाले क्षेत्र के भीतर उपलब्ध हैं जो मिल्की वे आकाशगंगा के कैरिना सर्पिल बांह में लगभग 22,000 प्रकाश-वर्ष की दूरी पर स्थित है।

NGC 3603 हमारी आकाशगंगा में सबसे चमकदार, वैकल्पिक रूप से दिखाई देने वाला "HII- क्षेत्र" (यानी आयनित हाइड्रोजन के क्षेत्रों - "ईच-दो") में से एक है। इसके केंद्र में युवा, गर्म और बड़े पैमाने पर सितारों ("ओबी-प्रकार") का एक विशाल समूह है - यह मिल्की वे में ज्ञात विकसित (लेकिन अभी भी अपेक्षाकृत युवा) उच्च-जन सितारों का उच्चतम घनत्व है, cf. ईएसओ पीआर 16/99।

ये गर्म तारे आसपास की गैस और धूल पर महत्वपूर्ण प्रभाव डालते हैं। वे ऊर्जावान फोटॉनों की एक बड़ी मात्रा प्रदान करते हैं जो इस क्षेत्र में इंटरस्टेलर गैस को आयनित करते हैं। इसके अलावा, तेज गति से चलने वाली तेज हवाओं के साथ कई सैकड़ों किमी / सेकेंड की गति पर प्रभाव, सेक और / या आसन्न घने बादलों को, जटिल अणुओं की उनकी सामग्री के कारण "आणविक क्लंप" के रूप में खगोलविदों द्वारा संदर्भित किया जाता है, इनमें से कई "कार्बनिक" हैं। (कार्बन परमाणुओं के साथ)।

आईआरएस 9: नवजात बड़े सितारों का "छिपा हुआ" संघ
“एनजीसी 3603 एमएम 2” नामित इन आणविक क्लैंपों में से एक एनजीसी 3603 क्लस्टर के दक्षिण में 8.5 प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है। पीआर फोटो 16 ए / 03 इस झुरमुट के क्लस्टर-फेसिंग साइड पर स्थित कुछ अत्यधिक अस्पष्ट वस्तुएं हैं, जिन्हें सामूहिक रूप से "NGC 3603 IRS 9" के रूप में जाना जाता है। वर्तमान, बहुत विस्तृत जांच ने उन्हें अत्यंत युवा, उच्च द्रव्यमान वाली तारकीय वस्तुओं के संघ के रूप में चिह्नित करने की अनुमति दी है।

वे कम द्रव्यमान वाले प्रोटोस्टार्स के लिए वर्तमान में ज्ञात एकमात्र उदाहरणों का प्रतिनिधित्व करते हैं, जो अवरक्त तरंग दैर्ध्य में पाए जाते हैं। इसने कई प्रयास किए [2], जो कि विभिन्न तरंगदैर्ध्य पर काम करने वाले अत्याधुनिक उपकरणों के एक शक्तिशाली शस्त्रागार के साथ, इन्फ्रारेड से मिलीमीटर स्पेक्ट्रल क्षेत्र में अपने गुणों को उकेरने का प्रयास करते हैं।

आईआरएस 9 के बहु-स्पेक्ट्रल अवलोकन
शुरू करने के लिए, निकट-अवरक्त इमेजिंग को 8.2-मीटर VLT ANTU दूरबीन, cf पर ISAAC मल्टी-मोड इंस्ट्रूमेंट के साथ प्रदर्शित किया गया था। पीआर फोटो 16 बी / 03 इसने उन सितारों के बीच अंतर करने की अनुमति दी, जो बोना-फाइड क्लस्टर सदस्य हैं और अन्य जो इस दिशा में दिखाई देते हैं ("फील्ड स्टार")। एनजीसी 3603 क्लस्टर की सीमा को मापना संभव था, जो लगभग 18 प्रकाश-वर्ष या 2.5 गुना बड़ा पाया गया था। इन टिप्पणियों ने यह दिखाने के लिए भी काम किया कि कम और उच्च-द्रव्यमान वाले क्लस्टर सितारों के स्थानिक वितरण अलग-अलग हैं, बाद वाले क्लस्टर कोर के केंद्र की ओर अधिक केंद्रित हैं।

ला सिला वेधशाला में स्वीडिश-ईएसओ सबमिलिमिटर टेलीस्कोप (सेस्ट) के माध्यम से मिलीमीटर अवलोकन किए गए थे। सीएस-अणु के वितरण के बड़े पैमाने पर मानचित्रण ने विशाल आणविक बादल में घने गैस की संरचना और गति को दिखाया, जिससे एनजीसी 3603 में युवा सितारे उत्पन्न होते हैं। कुल 13 आणविक गुच्छों का पता लगाया गया और उनके आकार, द्रव्यमान और घनत्व का निर्धारण किया गया। इन अवलोकनों से यह भी पता चला है कि केंद्रीय क्लस्टर में गर्म तारों से तीव्र विकिरण और मजबूत तारकीय हवाओं ने आणविक बादल में "एक गुहा को उकेरा है"; यह तुलनात्मक रूप से खाली और पारदर्शी क्षेत्र अब लगभग 8 प्रकाश-वर्ष मापता है।

मध्य अवरक्त इमेजिंग (तरंग दैर्ध्य 11.9 और 18 मीटर पर) एनजीसी 3603 में चयनित क्षेत्रों से बना था जिसमें ईएसओ 3.6-मीटर टेलीस्कोप पर घुड़सवार TIMMI 2 साधन था। यह एनजीसी 3603 के पहले उप-आर्सेक रिज़ॉल्यूशन मिड-आईआर सर्वेक्षण का गठन करता है और क्षेत्र में गर्म धूल वितरण को दिखाने के लिए विशेष रूप से कार्य करता है। सर्वेक्षण गहन, ऑन-गोइंग स्टार गठन प्रक्रियाओं का एक स्पष्ट संकेत देता है। कई अलग-अलग प्रकार की वस्तुओं का पता लगाया गया था, जिनमें बेहद गर्म वुल्फ-रेएट तारे और प्रोटोस्टार शामिल थे कुल मिलाकर 36 मध्य-आईआर बिंदु स्रोत और फैलाना उत्सर्जन के 42 समुद्री मील की पहचान की गई। सर्वेक्षण किए गए क्षेत्र में, प्रोटॉस्टर आईआरएस 9 ए दोनों तरंग दैर्ध्य पर सबसे चमकदार बिंदु स्रोत पाया जाता है; दो अन्य स्रोत, तत्काल आसपास के क्षेत्र में IRS 9B और IRS 9C नामित हैं, TIMMI 2 छवियों पर भी बहुत उज्ज्वल हैं, आगे संकेत प्रदान करते हैं कि यह अपने आप में प्रोटेस्टर्स के संघ की साइट है।

पीआर फोटो 16 बी / 03 में दिखाए गए आईआरएस 9 क्षेत्र की उच्च-गुणवत्ता वाली छवियों का संग्रह आईआरएस 9 ए-सी, वहां स्थित अत्यधिक अस्पष्ट वस्तुओं की प्रकृति और विकास की स्थिति की जांच करने के लिए अच्छी तरह से अनुकूल है। वे विशाल आणविक क्लाउड कोर NGC 3603 MM 2 के किनारे पर स्थित हैं जो युवा सितारों (PR फोटो 16a / 03) के केंद्रीय क्लस्टर का सामना करते हैं और जाहिर तौर पर हाल ही में उनके द्वारा सबसे अधिक "घातक" गैस और धूल के वातावरण से मुक्त किया गया था पास के उच्च द्रव्यमान वाले तारों से तारकीय हवाएं और ऊर्जावान विकिरण।

संयुक्त डेटा एक स्पष्ट निष्कर्ष पर ले जाता है: आईआरएस 9 ए-सी, प्रोटेस्टर्स के एक विरल संघ के सबसे उज्ज्वल सदस्यों का प्रतिनिधित्व करता है, जो अभी भी परिस्थितिजन्य लिफाफे में एम्बेडेड है, लेकिन प्राचीन आणविक क्लाउड कोर के एक क्षेत्र में, अब मोटे तौर पर "गैस से मुक्त" है। और धूल। इन नवजात तारों की आंतरिक चमक प्रभावशाली है: क्रमशः आईआरएस 9 ए, आईआरएस 9 बी और आईआरएस 9 सी के लिए सूर्य की 100,000, 1000 और 1000 बार।

उनकी चमक और अवरक्त रंग इन प्रोटॉस्टरों के भौतिक गुणों के बारे में जानकारी देते हैं। वे खगोलीय दृष्टि से बहुत छोटे हैं, शायद 100,000 साल से कम उम्र के हैं। वे पहले से ही काफी बड़े पैमाने पर हैं, हालांकि, सूर्य की तुलना में 10 गुना अधिक भारी हैं, और वे अभी भी बढ़ रहे हैं - वर्तमान में सबसे विश्वसनीय सैद्धांतिक मॉडल की तुलना में पता चलता है कि वे अपने लिफाफे से सामग्री को 1 पृथ्वी द्रव्यमान तक की अपेक्षाकृत उच्च दर पर एकत्रित करते हैं। प्रति दिन, अर्थात, 1000 वर्षों में सूर्य का द्रव्यमान।

अवलोकन से संकेत मिलता है कि सभी तीन प्रोटोस्टार्स तुलनात्मक रूप से ठंडी धूल (250 - 270 के आसपास का तापमान, या -20? सी से 0 से? सी) से घिरे हुए हैं। 20,000 - 22,000 डिग्री के क्रम में उनका खुद का तापमान काफी अधिक है।

बड़े पैमाने पर प्रोटोस्टार हमें क्या बताते हैं?
डाइटर एन? रब्बर खुश है: “अब हमारे पास बड़े सितारों के गठन के शुरुआती चरणों की हमारी समझ के लिए आईआरएस 9 ए-सी को एक प्रकार का रोसेटा स्टोन्स के रूप में मानने के तर्क हैं। मुझे कोई अन्य उच्च-जन प्रोटोस्टेलर उम्मीदवारों के बारे में नहीं पता है जो इस तरह के शुरुआती विकासवादी स्तर पर प्रकट हुए हैं - हमें उस क्षेत्र में पर्दा उठाने वाली तारकीय हवाओं के लिए आभारी होना चाहिए! नए निकट और मध्य-अवरक्त अवलोकन हमें तारकीय विकास के इस अत्यंत दिलचस्प चरण में पहली नज़र दे रहे हैं। ”

टिप्पणियों से पता चलता है कि मानदंड (जैसे, इन्फ्रारेड रंग) पहले से ही बहुत युवा (या प्रोटो-) निम्न-जन सितारों की पहचान के लिए स्थापित किए गए हैं, यह स्पष्ट रूप से उच्च-द्रव्यमान सितारों के लिए भी है। इसके अलावा, उनकी चमक (चमकदारता) और तापमान के विश्वसनीय मूल्यों के साथ, आईआरएस 9 ए-सी वर्तमान में उच्च-मास स्टार गठन के मॉडल के लिए महत्वपूर्ण और समझदार परीक्षण मामलों के रूप में काम कर सकता है, विशेष रूप से अभिवृद्धि मॉडल बनाम जमावट मॉडल में।

वर्तमान आंकड़े अभिवृद्धि मॉडल के अनुरूप हैं और आईआरएस 9 ए-सी के तत्काल पड़ोस में मध्यवर्ती चमकदार / द्रव्यमान की कोई वस्तु नहीं मिली है। इस प्रकार, आईआरएस 9 एसोसिएशन के लिए कम से कम, अभिवृद्धि परिदृश्य टक्कर परिदृश्य के खिलाफ इष्ट है।

मूल स्रोत: ESO समाचार रिलीज़