हमारे ब्रह्मांड में कुछ अन्य आकाशगंगाओं की तुलना में, मिल्की वे एक सूक्ष्म चरित्र है। वास्तव में, आकाशगंगाएं हैं जो आकाशगंगा के केंद्रीय आणविक क्षेत्र (CMZ) में गर्म गैस की उपस्थिति के कारण मिल्की वे के रूप में हजारों गुना चमकदार हैं। इस गैस को स्टार गठन के बड़े पैमाने पर फटने से गर्म किया जाता है जो आकाशगंगा के केंद्रक पर सुपरमासिव ब्लैक होल (SMBH) को घेर लेता है।
मिल्की वे के मूल में एक एसबीएस (धनु ए *) भी है और सभी गैसों को नए सितारों को बनाने की आवश्यकता है। लेकिन किसी कारण से, हमारी आकाशगंगा के CMZ में स्टार का निर्माण औसत से कम है। इस चल रहे रहस्य को दूर करने के लिए, खगोलविदों की एक अंतरराष्ट्रीय टीम ने उत्तर की खोज करने के लिए CMZ का एक बड़ा और व्यापक अध्ययन किया, क्योंकि यह क्यों हो सकता है।
"हाई-प्रेशर एनवायरनमेंट में स्टार फॉर्मेशन: गलैक्टिक सेंटर डस्ट रिज का SMA व्यू" शीर्षक से हाल ही में सामने आया अध्ययन रॉयल एस्ट्रोनॉमिकल सोसायटी के मासिक नोटिस। अध्ययन का नेतृत्व संयुक्त ALMA वेधशाला और जापान के राष्ट्रीय खगोलीय वेधशाला के डैनियल वॉकर ने किया था और इसमें कई वेधशालाओं, विश्वविद्यालयों और अनुसंधान संस्थानों के सदस्य शामिल थे।
उनके अध्ययन के लिए, टीम ने सबमिलिमिटर एरे (एसएमए) रेडियो इंटरफेरोमीटर पर भरोसा किया, जो हवाई में मौनाकेआ पर स्थित है। उन्होंने पाया कि CMZ के "डस्ट रिज" में तेरह उच्च-द्रव्यमान कोर का एक नमूना था जो विकास के प्रारंभिक चरण में युवा सितारे हो सकते हैं। ये कोर 50 से 2150 सौर द्रव्यमान वाले होते हैं और इनमें 0.1 - 0.25 पार्सेक (0.326 - 0.815 प्रकाश वर्ष) के रेडी होते हैं।
उन्होंने दो वस्तुओं की उपस्थिति पर भी ध्यान दिया, जो पहले अज्ञात युवा, उच्च-द्रव्यमान प्रोटॉस्टरों में दिखाई देते थे। जैसा कि वे अपने अध्ययन में बताते हैं, इस बात से संकेत मिलता है कि सीएमजेड में सितारों के गठन की दर के बारे में वही है जो उनके दबाव में भारी अंतर होने के बावजूद गैलेक्टिक डिस्क में हैं।
“सभी युवा (पूर्व-यूसीएचआई) प्रतीत होते हैं, जिसका अर्थ है कि वे उच्च-जन सितारों और उप-समूहों की प्रारंभिक स्थितियों का प्रतिनिधित्व करने के लिए प्रमुख उम्मीदवार हैं। हम गैलेक्टिक डिस्क में उच्च द्रव्यमान वाले कोर और बादलों के साथ सभी ज्ञात कोर की तुलना करते हैं और पाते हैं कि वे मोटे तौर पर उनके द्रव्यमान और आकार के मामले में समान हैं, बाहरी दबावों के अधीन होने के बावजूद जो कि परिमाण के कई आदेश अधिक हैं। "
यह निर्धारित करने के लिए कि सीएमजेड में बाहरी दबाव अधिक था, टीम ने गैस और उसके कैनेटीक्स के तापमान को मापने के लिए अणु फार्मलाडिहाइड और मिथाइल साइनाइड की वर्णक्रमीय रेखाएँ देखीं। इनसे संकेत मिला कि गैस का वातावरण अत्यधिक अशांत था, जिसके कारण वे इस निष्कर्ष पर पहुँचे कि सीएमजेड का अशांत वातावरण स्टार बनाने में बाधा उत्पन्न करने के लिए जिम्मेदार है।
जैसा कि वे अपने अध्ययन में बताते हैं, ये परिणाम उनकी पिछली परिकल्पना के अनुरूप थे:
"तथ्य यह है कि>> इन कोर के 80 प्रतिशत ऐसे उच्च दबाव वाले वातावरण में स्टार बनाने वाली गतिविधि के कोई संकेत नहीं दिखाते हैं, जिससे हम यह निष्कर्ष निकाल सकते हैं कि सीएमजेड में स्टार गठन के लिए महत्वपूर्ण वृद्धि हुई घनत्व सीमा के लिए यह और सबूत है।" अशांति। "
इसलिए अंत में, एक सीएमजेड में स्टार गठन की दर न केवल उनके बहुत सारे गैस और धूल पर निर्भर है, बल्कि गैस वातावरण की प्रकृति पर भी निर्भर करती है। ये परिणाम भविष्य में न केवल मिल्की वे, बल्कि अन्य आकाशगंगाओं के भविष्य के अध्ययन की सूचना दे सकते हैं - विशेषकर जब यह उस रिश्ते की बात आती है जो सुपरमासिव ब्लैक होल्स (एसबीएस), स्टार गठन और आकाशगंगाओं के विकास के बीच मौजूद है।
दशकों से, खगोलविदों ने आकाशगंगाओं के केंद्रीय क्षेत्रों का अध्ययन किया है ताकि यह निर्धारित किया जा सके कि यह रिश्ता कैसे काम करता है। और हाल के वर्षों में, खगोलविद परस्पर विरोधी परिणामों के साथ आए हैं, जिनमें से कुछ संकेत देते हैं कि स्टार गठन को एसयूआई की उपस्थिति से गिरफ्तार किया जाता है, जबकि अन्य कोई सहसंबंध नहीं दिखाते हैं।
इसके अलावा, एसयूएस और एक्टिव गेलेक्टिक न्यूक्लियर (एजीएन) की आगे की परीक्षाओं से पता चला है कि एक आकाशगंगा के द्रव्यमान और इसके केंद्रीय ब्लैक होल के द्रव्यमान के बीच कोई संबंध नहीं हो सकता है - एक अन्य सिद्धांत जिसे खगोलविदों ने पहले बताया था।
जैसे, यह समझना कि कैसे और क्यों स्टार गठन आकाशगंगाओं में अलग-अलग प्रतीत होता है जैसे मिल्की वे हमें इन रहस्यमय रहस्यों को जानने में मदद कर सकते हैं। इससे, ब्रह्मांडीय इतिहास के दौरान सितारों और आकाशगंगाओं का विकास कैसे हुआ, इसकी एक बेहतर समझ निश्चित है।
