వికీపీడియా

నక్షత్రాల పుట్టుక

బాహ్య అంతరిక్షంలో ఉండే అణు మేఘాలలో సాంద్రంగా ఉండే ప్రాంతాలు పతనమై, నక్షత్రాలు ఏర్పడటమే నక్షత్రాల పుట్టుక. [1] ఈ ప్రాంతాలని "నక్షత్ర నర్సరీలు" అనీ "నక్షత్రాలు ఏర్పడే ప్రాంతాలు" అనీ అంటారు. నక్షత్రాల నిర్మాణానికి ఆధారమైన ఇంటర్‌స్టెల్లార్ మీడియం (ISM), మహా అణు మేఘాల (జెయింట్ మాలిక్యులర్ క్లౌడ్స్ GMC) అధ్యయనం, వాటి నుండి ఉత్పత్తయ్యే ఆదిమ నక్షత్రాలూ, యువ నక్షత్ర వస్తువుల అధ్యయనం ఖగోళ శాస్త్రంలో ఒక శాఖయైన నక్షత్రాల నిర్మాణంలో భాగం. ఖగోళ శాస్త్రంలోనే మరొక శాఖ అయిన గ్రహ నిర్మాణంతో దీనికి దగ్గరి సంబంధం ఉంటుంది. నక్షత్రాలపుట్టుక సిద్ధాంతం, ఏక నక్షత్రం ఎలా ఏర్పడుతుందో చెప్పినట్లే, జమిలి (బైనరీ) నక్షత్రాల గురించి, ప్రారంభ ద్రవ్యరాశి ఫంక్షన్‌ గురించి కూడా వివరించాలి. నక్షత్రాలు చాలావరకు ఒంటరిగా ఏర్పడవు; సమూహాలుగా ఏర్పడతాయి. వాటిని నక్షత్ర సమూహాలని అంటారు. [2]

నక్షత్ర నర్సరీలు

మార్చు
 
హబుల్ టెలిస్కోప్ తీసిన చిత్రం - దీన్ని సృష్టి స్తంభాలు అని అంటారు. ఈగిల్ నెబ్యులాలో ఉన్న ఈ ధూళి స్తంభాల్లో కొత్త నక్షత్రాలు పుడుతున్నాయి

ఇంటర్‌స్టెల్లార్ మేఘాలు

మార్చు
 
అక్విలాలోని W51 నెబ్యులా - పాలపుంతలోని అతిపెద్ద స్టార్ ఫ్యాక్టరీలలో ఒకటి (2020 ఆగస్టు 25)

పాలపుంత లాంటి స్పైరల్ గాలక్సీల్లో నక్షత్రాలు, నక్షత్ర అవశేషాలు, వాయువుతోటీ, ధూళితోటీ కూడుకున్న ఇంటర్‌స్టెల్లార్ మీడియం (ISM) ఉంటాయి. ఇంటర్‌స్టెల్లార్ మీడియంలో ఒక ఘన సెంటీ మీటరుకు 104 నుండి 106 కణాలుంటాయి. ఇందులో ద్రవ్యరాశి పరంగా దాదాపు 70% హైడ్రోజన్‌ ఉంటుంది. మిగిలిన వాయువులో ఎక్కువ భాగం హీలియం ఉంటుంది. ఈ మీడియంలో చాలా కొద్ది మొత్తాల్లో భారీ మూలకాలు కూడా చేరి ఉంటాయి. గతంలోని నక్షత్రాలు తమ మెయిన్ సీక్వెన్స్ జీవితాంతాన హీలియంను సంలీనం చేసి, తయారు చేసినవే ఈ భారీ మూలకాలు. ఇంటర్‌స్టెల్లార్ మీడియంలో అధిక సాంద్రత ఉండే ప్రాంతాల్లో మేఘాలు ఏర్పడతాయి. ఇవే డిఫ్యూస్ నెబ్యులాలు. [3] ఇక్కడే నక్షత్రాలు పుడతాయి. [4] స్పైరల్ గాలక్సీల లాగా కాకుండా, దీర్ఘవృత్తాకార గాలక్సీలు తమలో ఉండే ఇంటర్‌స్టెల్లార్ మీడియం లోని శీతల భాగాన్ని దాదాపు ఒక బిలియన్ సంవత్సరాల కాలంలో కోల్పోతాయి. ఈ కారణంగా ఈ గాలక్సీల్లో డిఫ్యూస్ నెబ్యులాలు ఏర్పడవు. ఈ గాలక్సీలు ఇతర గాలక్సీలతో విలీనమైనపుడు మాత్రమే డిఫ్యూస్ నెబ్యులాలు ఏర్పడతాయి.

నక్షత్రాలు పుట్టే దట్టమైన నెబ్యులాల్లో హైడ్రోజన్ చాలా వరకు అణు (H2) రూపంలో ఉంటుంది. కాబట్టి ఈ నెబ్యులాలను అణు మేఘాలు (మాలిక్యులర్ క్లౌడ్స్) అంటారు. [4] అణు మేఘాల్లో తంతువులు (ఫిలమెంట్లు) సర్వత్రా వ్యాప్తి చెంది ఉంటాయని హెర్షెల్ స్పేస్ అబ్జర్వేటరీ వెల్లడించింది. నక్షత్రాల నిర్మాణ ప్రక్రియకు కేంద్రంగా ఉన్న దట్టమైన అణు తంతువులు, పరస్పర గురుత్వాకర్షణ బంధంలో ఉండే కోర్‌లుగా విడిపోతాయి (ఫ్రాగ్మెంటేషను). ఈ కోర్‌లలో చాలావరకూ నక్షత్రాలుగా పరిణామం చెందుతాయి. వాయువుల నిరంతర ఎక్రీషన్, ఆకృతిలో వంపు, అయస్కాంత క్షేత్రాలపై ఈ తంతువుల ఫ్రాగ్మెంటేషను పద్ధతి ఆధారపడి ఉంటుంది. సూపర్ క్రిటికల్ ఫిలమెంట్స్‌లో చేసిన పరిశీలనల్లో దట్టమైన కోర్‌ల పాక్షిక-ఆవర్తన గొలుసులు వెలుగులోకి వచ్చాయి. వీటి మధ్య ఉండే ఎడం, ఫిలమెంట్ల లోపలి వెడల్పుకు సాటిగా ఉంటాయి. వీటిలో అవుట్‌ఫ్లోలను వెలువరిస్తున్న ఆదిమ నక్షత్రాలు ఇమిడి ఉంటాయి. [5] అతి శీతలమైన మేఘాల వలన అల్ప-ద్రవ్యరాశి నక్షత్రాలు ఏర్పడతాయని పరిశీలనల్లో తెలుస్తోంది. వీటిని ముందుగా ధూళి మేఘాల గుండా పరారుణ కాంతిలో గమనించవచ్చు. తర్వాత ఈ ధూళి మేఘాలు చెదరిపోయినపుడు వాటిని దృగ్గోచర కాంతిలో గమనించ వీలౌతుంది. సాధారణంగా వెచ్చగా ఉండే భారీ పరమాణు మేఘాల నుండి అన్ని రకాల ద్రవ్యరాశి స్థాయి నక్షత్రాలూ ఉత్పత్తి అవుతాయి. [6] ఈ భారీ పరమాణు మేఘాల్లో సాధారణంగా ప్రతి ఘన సెం.మీ లోను 100 కణాల సాంద్రత ఉంటుంది. ఈ మేఘాల వ్యాసం 100 light-years (9.5×1014 కి.మీ.) వరకు ఉంటుంది. వీటి ద్రవ్యరాశి 6 మిలియన్ల సౌర ద్రవ్యరాశి (M☉) కి సమానంగా ఉండి, సగటు అంతర్గత ఉష్ణోగ్రత 10 కెల్విన్ లు ఉంటుంది. గాలక్సీల ఇంటర్‌స్టెల్లార్ మీడియమ్ మొత్తం ద్రవ్యరాశిలో సగం, ఈ పరమాణు మేఘాల లోనే ఉన్నట్లు కనుగొన్నారు. [7] పాలపుంతలో 6,000 అణు మేఘాలు ఉన్నాయని అంచనా వేసారు. వీటి ద్రవ్యరాశి ఒక్కొక్కటి 100,000 M☉ కి పైబడి ఉంటుంది. [8] భారీ నక్షత్రాలు ఏర్పడుతున్న నెబ్యులాల్లో సూర్యునికి అత్యంత సమీపంలో ఉన్నది, ఓరియన్ నెబ్యులా. ఇది సూర్యుని నుండి 1,300 ly (1.2×1016 కి.మీ.) దూరంలో ఉంది. [9] అయితే, 400–450 కాంతి సంవత్సరాల దూరంలో నున్న ρ ఓఫియుచి క్లౌడ్ కాంప్లెక్స్‌లో అల్ప ద్రవ్యరాశి నక్షత్రాలు ఉద్భవిస్తున్నాయి. [10]

నక్షత్రాల నిర్మాణం జరుగుతున్న మరింత కాంపాక్ట్ ప్రదేశం బోక్ గ్లోబుల్స్. ఇది దట్టమైన వాయువు, ధూళి లతో కూడుకుని ఉన్న అపారదర్శక మేఘావృత ప్రాంతం. దీనికి ఖగోళ శాస్త్రవేత్త బార్ట్ బోక్ పేరు పెట్టారు. ఇవి కూలిపోతున్న పరమాణు మేఘాలతో కలిసి గానీ, స్వతంత్రంగా గానీ ఏర్పడుతూ ఉండవచ్చు. [11] బోక్ గ్లోబుల్స్ సాధారణంగా ఒక కాంతి సంవత్సరం పొడవున ఉండి, కొన్ని సౌర ద్రవ్యరాశుల పాటి ద్రవ్యరాశి కలిగి ఉంటాయి. [12] ప్రకాశవంతమైన ఎమిషన్‌ నెబ్యులాలు లేదా నక్షత్రాల నేపథ్యంలో ఇవి నల్లటి మేఘాల్లాగా కనిపిస్తాయి. సగానికి పైగా బోక్ గ్లోబుల్స్‌లో కొత్తగా నక్షత్రాలు ఉద్భవిస్తున్నట్లు కనుగొన్నారు. [13]

 
ప్రారంభ విశ్వంలో గాలక్సీ అసెంబ్లీ. [14]

క్లౌడ్ పతనం

మార్చు

వాయువు పీడనపు గతిశక్తి దాని లోని అంతర్గత గురుత్వాకర్షక స్థితి శక్తితో సమతుల్యతలో ఉన్నంత వరకు ఇంటర్‌స్టెల్లార్ వాయు మేఘం హైడ్రోస్టాటిక్ సమతుల్యతలో ఉంటుంది. గణితశాస్త్రపరంగా దీన్ని వైరియల్ సిద్ధాంతాన్ని ఉపయోగించి వివరించవచ్చు. దీని ప్రకారం, సమతౌల్యంలో ఉండాలంటే, గురుత్వాకర్షక స్థితి శక్తి, అంతర్గత ఉష్ణ శక్తికి రెండు రెట్లు ఉండాలి. [15] గ్యాస్ పీడనం తట్టుకోలేనంత భారీ పరిమాణంలో మేఘం ఉంటే, మేఘం గురుత్వాకర్షణ పతనానికి లోనవుతుంది. అటువంటి పతనానికి గురయ్యే ద్రవ్యరాశిని జీన్స్ ద్రవ్యరాశి అంటారు. జీన్స్ ద్రవ్యరాశి, మేఘం లోని ఉష్ణోగ్రత, సాంద్రతలపై ఆధారపడి ఉంటుంది. సాధారణంగా ఈ ద్రవ్యరాశి సౌర ద్రవ్యరాశికి కొన్ని వేల నుండి కొన్ని పదుల వేల రెట్ల వరకు ఉంటుంది. [4] మేఘ పతన సమయంలో కొన్ని డజన్ల నుండి పదుల వేల నక్షత్రాలు దాదాపుగా ఏకకాలంలో ఏర్పడతాయి. ఎంబెడెడ్ క్లస్టర్‌లు అనే వాటిలో దీన్ని గమనించవచ్చు. కోర్ పతనం అయ్యాక ఏర్పడే తుది ఉత్పత్తే నక్షత్రాల బహిరంగ సమూహం. (ఓపెన్ క్లస్టర్) [16]

ఆదిమ నక్షత్రం (ప్రోటో స్టార్)

మార్చు
 
లార్జ్ మాగెల్లానిక్ క్లౌడ్‌లో LH 95 స్టెల్లార్ నర్సరీ.

గురుత్వాకర్షక బంధన శక్తిని అధిగమించగలిగినంత కాలం ప్రోటోస్టెల్లార్ మేఘం కూలిపోతూనే ఉంటుంది. ఈ అదనపు శక్తి ప్రధానంగా రేడియేషన్ ద్వారా పోతుంది. అయితే, కూలిపోతున్న మేఘం చివరికి దాని స్వంత రేడియేషన్‌కు అపారదర్శకంగా మారుతుంది. అపుడు శక్తిని ఇతర మార్గాల ద్వారా తొలగించాల్సి ఉంటుంది. మేఘం లోపల ఉన్న ధూళి 60–100 K ఉష్ణోగ్రతల వరకు వేడెక్కుతుంది. ఈ కణాలు సుదూర పరారుణ తరంగదైర్ఘ్యాల వద్ద ప్రసరిస్తాయి. ఈ తరంగ దైర్ఘ్యాల వద్ద మేఘం పారదర్శకంగా ఉంటుంది. ఆ విధంగా ధూళి, మరింత మేఘ పతనానికి దోహదం చేస్తుంది. [17]

పతనం జరిగే సమయంలో మేఘపు సాంద్రత, దాని కేంద్రం వైపు వెళ్ళేకొద్దీ పెరుగుతూ ఉంటుంది. దాంతో మేఘపు మధ్య ప్రాంతం మొదట అపారదర్శకంగా మారుతుంది. సాంద్రత 10−13 g / cm3 ఉన్నప్పుడు ఇది జరుగుతుంది. పతనం ఆగిపోయినపుడు, మొదటి హైడ్రోస్టాటిక్ కోర్ అనే ఒక ప్రధాన ప్రాంతం ఏర్పడుతుంది. వైరియల్ సిద్ధాంతం చెప్పిన రీతిలో ఉష్ణోగ్రతలో పెరుగుదల కొనసాగుతుంది. ఈ అపారదర్శక ప్రాంతం వైపు పతనమౌతున్న వాయువు దానితో ఢీకొంటుంది. దీంతో షాక్ వేవ్‌లు ఏర్పడి కోర్‌ మరింత వేడెక్కుతుంది. [18]

 
అణు మేఘం సెఫియస్ బి లోను, దాని చుట్టుపక్కలా యువ నక్షత్రాలను చూపుతున్న మిశ్రమ చిత్రం.

కోర్ ఉష్ణోగ్రత దాదాపు 2000 K చేరుకున్నప్పుడు, ఉష్ణ శక్తి H2 అణువులను విడదీస్తుంది. [18] దీని తరువాత హైడ్రోజన్, హీలియం పరమాణువులు అయనీకరణం చెందుతాయి. ఈ ప్రక్రియలు సంకోచం లోని శక్తిని గ్రహిస్తాయి. ఇది ఫ్రీ ఫాల్ వేగాల వద్ద కూలిపోయే కాలపరిమాణంతో పోల్చదగిన కాలంలో కొనసాగుతాయి. [19] లోపలికి పడిపోతున్న పదార్థపు సాంద్రత సుమారు 10 −8 g / cm 3 కి చేరుకున్న తర్వాత ఆ పదార్థం, ప్రోటోస్టార్ ద్వారా ప్రసరించే శక్తి తప్పించుకోవడానికి సరిపడినంత పారదర్శకంగా మారుతుంది. ప్రోటోస్టార్ లోపల ఉష్ణప్రసరణ, దాన్నుండి వెలుపలికి వచ్చే రేడియేషన్లు కలిసి నక్షత్రం మరింత సంకోచించటానికి దోహదపడతాయి. [18] మరింత గురుత్వాకర్షణ పతనం జరక్కుండా నిరోధించేంత అంతర్గత పీడనం వచ్చేంతగా వాయువు వేడెక్కేవరకు ఇది కొనసాగుతుంది. ఈ స్థితిని హైడ్రోస్టాటిక్ ఈక్విలిబ్రియం అని పిలుస్తారు. ఈ ఎక్రీషన్ దశ దాదాపుగా పూర్తయ్యేసరికి ఏర్పడిన వస్తువునే ఆదిమ నక్షత్రం (ప్రోటోస్టార్) అంటారు. [4]

 
మన పొరుగున ఉన్న లార్జ్ మాగెల్లానిక్ క్లౌడ్‌ గాలక్సీ లోని వాయు మేఘాలు, నక్షత్ర సంచయాల సంక్లిష్ట నెట్‌వర్క్‌లో భాగమైన N11.

కొత్తగా ఏర్పడిన పరిసర డిస్క్ నుండి పదార్థం ప్రోటోస్టార్‌పై చేరడం పాక్షికంగా కొనసాగుతుంది. సాంద్రత, ఉష్ణోగ్రత తగినంత ఎక్కువగా ఉన్నప్పుడు, డ్యుటీరియం సంలీనం ప్రారంభమవుతుంది. ఫలితంగా వచ్చే రేడియేషను యొక్క బాహ్య పీడనం, పతనాన్ని తగ్గిస్తుంది (కానీ పూర్తిగా ఆపలేదు). పదార్థం ప్రోటోస్టార్‌పై "వర్షిస్తూనే" ఉంటుంది. ఈ దశలో హెర్బిగ్-హారో వస్తువులు అనే బైపోలార్ జెట్‌లు ఉద్భవిస్తాయి. పదిపోతున్న పదార్థపు అదనపు కోణీయ ద్రవ్యవేగాన్ని (యాంగులర్ మొమెంటమ్) బహుశా ఈ జెట్‌లు తొలగించి, నక్షత్రం ఉద్భవం కొనసాగడానికి వీలు కల్పిస్తాయి.

చుట్టుపక్కల ఉన్న వాయువు, ధూళి చెదిరిపోయినపుడు ఎక్రీషన్ ప్రక్రియ ఆగిపోతుంది. అపుడు నక్షత్ర స్థితిని ప్రీ-మెయిన్-సీక్వెన్స్ స్టార్ (PMS స్టార్) గా పరిగణిస్తారు. ఈ వస్తువులలో శక్తికి మూలం గురుత్వాకర్షణ సంకోచం. ప్రధాన శ్రేణి నక్షత్రాలలో నైతే శక్తికి మూలం, హైడ్రోజన్ బర్నింగ్. PMS స్టార్ హెర్ట్జ్‌స్ప్రంగ్-రస్సెల్ (H-R) రేఖాచిత్రంలో హయాషి ట్రాక్‌ను అనుసరిస్తుంది. [20] హయాషి పరిమితిని చేరుకునే వరకు సంకోచం కొనసాగుతుంది. ఆ తర్వాత ఉష్ణోగ్రత స్థిరంగా ఉండటంతో కెల్విన్-హెల్మ్‌హోల్ట్జ్ టైమ్‌స్కేల్‌లో సంకోచం కొనసాగుతుంది. ఆ తర్వాత 0.5 M☉ కంటే తక్కువ ద్రవ్యరాశి ఉన్న నక్షత్రాలు మెయిన్ సీక్వెన్స్‌లో చేరతాయి. మరింత భారీ PMS నక్షత్రాలు, హయాషి ట్రాక్ చివరిలో, దాదాపుగా హైడ్రోస్టాటిక్ సమతౌల్య స్థితిలో హెన్యే ట్రాక్‌ను అనుసరించి నెమ్మదిగా కూలిపోతాయి. [21]

ఎట్టకేలకు, నక్షత్రపు గర్భంలో హైడ్రోజన్ సంలీనం జరగడం మొదలౌతుంది. మిగిలిన ఆవరించిన పదార్థం తొలగి పోతుంది. ఇది ప్రోటోస్టెల్లార్ దశను ముగించి, H-R రేఖాచిత్రంపై నక్షత్రపు మెయిన్ సీక్వెన్స్ దశ మొదలౌతుంది.

దాదాపు 1 M☉ అంతకంటే తక్కువ ద్రవ్యరాశి ఉన్న నక్షత్రాలలో ఈ విధానం బాగా వివరంగా తెలుసు. అధిక ద్రవ్యరాశి నక్షత్రాలలో, నక్షత్రాల నిర్మాణ ప్రక్రియ కాలం చాలా తక్కువగా ఉంటుంది. ప్రక్రియ అంతగా స్పష్టంగా తెలియదు. నక్షత్రాల తదనంతర పరిణామం నక్షత్ర పరిణామంలో భాగంగా అధ్యయనం చేస్తారు.

ప్రోటోస్టార్
 
ప్రోటోస్టార్ అవుట్‌బర్స్ట్ - HOPS 383 (2015).

పరిశీలనలు

మార్చు
 
భారీ, యువ నక్షత్రాల నుండి వర్ధమాన నక్షత్రాల నివాసాలుగా ఉండే దట్టమైన వాయువు స్తంభాల వరకు రూపొందించేఓరియన్ నెబ్యులా. ఇది నక్షత్రాల నిర్మాణానికి ఒక మౌలిక ఉదాహరణ.

దృగ్గోచర పరిధికి బయట ఉన్న తరంగదైర్ఘ్యాలలో పరిశీలించడం ద్వారా మాత్రమే నక్షత్రాల నిర్మాణపు ముఖ్య అంశాలను గమనించవచ్చు. ప్రోటోస్టెల్లార్ దశలో ఉన్న నక్షత్రాలు, GMC (మహా అణు మేఘం) లో మిగిలిపోయిన వాయువు, ధూళిల దట్టమైన మేఘాల మాటున ఉండడంతో అవి కనబడవు. బోక్ గ్లోబుల్స్ అనే ఈ నక్షత్రాల తిత్తులను చుట్టుపక్కల వాయువు నుండి వెలువడే ప్రకాశవంతమైన ఉద్గారాల నేపథ్యంలో చూడవచ్చు. [22] నక్షత్రపు జీవిత ప్రారంభ దశలను పరారుణ కాంతిలో చూడవచ్చు. ఇది కనిపించే కాంతి కంటే సులభంగా ధూళి లోకి చొచ్చుకుపోతుంది. [23] అనేక గాలక్సీ ప్రోటోస్టార్‌లనూ, వాటి మాతృ నక్షత్ర సమూహాలనూ ఆవిష్కరించడానికి, వైడ్-ఫీల్డ్ ఇన్‌ఫ్రారెడ్ సర్వే ఎక్స్‌ప్లోరర్ (WISE) ద్వారా చేసిన పరిశీలనలు చాలా ముఖ్యమైనవి. [24] [25] అటువంటి ఎంబెడెడ్ స్టార్ క్లస్టర్‌లకు ఉదాహరణలు FSR 1184, FSR 1190, కామర్గో 14, కమర్గో 74, మజేస్ 64, మజేస్ 98. [26]

 
నక్షత్రాలు ఏర్పడే ప్రాంతం S106.

అణు మేఘపు నిర్మాణం, ప్రోటోస్టార్ల ప్రభావాలను సమీప-IR శోషణ పటాలలోను (ఇది ఒక యూనిట్ ప్రాంతానికి నక్షత్రాల సంఖ్యను లెక్కించి, సమీపంలోని శోషణ లేని ప్రాంతంతో పోలుస్తుంది). నిరంతర ధూళి ఉద్గారాలు, CO, తదితర అణువుల భ్రమణ పరివర్తనల ద్వారానూ గమనించవచ్చు. ఈ చివరి రెంటినీ మిల్లీమీటర్, సబ్‌మిల్లిమీటర్ పరిధిలో గమనించవచ్చు. ఆదిమ నక్షత్రం, శిశు నక్షత్రం నుండి వచ్చే రేడియేషన్ను ఇన్‌ఫ్రారెడ్ ఖగోళ శాస్త్ర తరంగదైర్ఘ్యాలలో గమనించాలి. ఎందుకంటే నక్షత్రం ఏర్పడే మిగిలిన మేఘాల వల్ల కలిగే శోషణ సాధారణంగా చాలా పెద్దదిగా ఉండి, స్పెక్ట్రం యొక్క దృశ్యమాన భాగంలో దానిని గమనించలేము. భూమి వాతావరణం 20μm నుండి 850μm వరకు దాదపు పూర్తిగా అపారదర్శకంగా ఉంటుంది కాబట్టీ, 200μm - 450μm వద్ద కొద్దిపాటి విండోల్లో మాత్రమే అనుమతిస్తుంది కాబట్టీ దీన్ని గమనించడంలో గణనీయమైన ఇబ్బందులు ఉంటాయి. ఈ పరిధి వెలుపల కూడా, వాతావరణ వ్యవకలన పద్ధతులను తప్పనిసరిగా ఉపయోగించాల్సి ఉంటుంది.

 
NGC 2024 నక్షత్రాలు ఏర్పడే ప్రాంతంలో ఎక్స్-రే ద్వారా యువ నక్షత్రాలు (పర్పుల్) వెల్లడయ్యాయి. [27]

యువ నక్షత్రాలను అధ్యయనం చేయడానికి ఎక్స్-రే పరిశీలనలు ఉపయోగకరంగా ఉన్నాయి. ఎందుకంటే ఈ వస్తువుల నుండి వెలువడే ఎక్స్-రే ఉద్గారాలు ప్రధాన-శ్రేణి (మెయిన్ సీక్వెన్స్) నక్షత్రాల నుండి వెలువడే ఎక్స్-రే ఉద్గారాల కంటే 100 నుండి 100,000 రెట్లు బలంగా ఉంటాయి. [28] ఐన్‌స్టీన్ ఎక్స్-రే అబ్జర్వేటరీ ద్వారా మొదటగా గుర్తించిన ఉద్గారాలు, టి టౌరీ నక్షత్రాల నుండి వెలువడిన ఎక్స్-కిరణాలు. [29] [30] అల్ప ద్రవ్యరాశి నక్షత్రాలలో అయస్కాంత రీకనెక్షన్ వలన నక్షత్ర కరోనా వేడెక్కడం వలన X-కిరణాలు ఉత్పన్నమవుతాయి. అయితే అధిక ద్రవ్యరాశి గల O, ప్రారంభ B-రకం నక్షత్రాలలో నక్షత్ర గాలులలోని సూపర్‌సోనిక్ షాక్‌ల వలన X-కిరణాలు ఉత్పన్నమవుతాయి. చంద్ర ఎక్స్-రే అబ్జర్వేటరీ, XMM-న్యూటన్ లు గమనించే సాఫ్ట్ ఎక్స్-రే శక్తి శ్రేణిలో ఉండే ఫోటాన్‌లను వాయువులు పరిమితంగానే శోషించుకుంటాయి. అందుచేత పై రెండు అబ్సర్వేటరీలు ఇంటర్‌స్టెల్లార్ మీడియంలోకి చొచ్చుకుపోయి పరిశీలించగలవు. పరమాణు మేఘాలలోని నక్షత్రాలను చూడటానికి ఎక్స్-రే లు మరింత ఉపయోగకరంగా ఉంటాయి. [31] ఎక్స్-రే పరిశీలనల ద్వారా, ఓరియన్ నెబ్యులా క్లస్టర్ లోను, టారస్ అణుమేఘం లోనూ ఉన్న నక్షత్ర ద్రవ్యరాశి వస్తువులన్నిటినీ దాదాపు పూర్తిగా లెక్కించగలిగారు. [32] [33]

ఒక్కో నక్షత్రపు పుట్టుకను పాలపుంత గాలక్సీలో మాత్రమే ప్రత్యక్షంగా గమనించవచ్చు. సుదూర గాలక్సీలలో నక్షత్రాల నిర్మాణం మాత్రం దాని ప్రత్యేక వర్ణపట సంతకం ద్వారానే కనుగొన్నారు.

నక్షత్రాలు ఏర్పడే సమూహాలు, యువ గాలక్సీలలో వాయువులు ఎక్కువగా ఉండే కల్లోలమయమైన పదార్థమున్న పెద్ద, దట్టమైన ప్రాంతాలుగా ప్రారంభమవుతాయని తొలి పరిశోధనల్లో తెలిసింది. ఇవి సుమారు 500 మిలియన్ సంవత్సరాల పాటు జీవిస్తాయి. ఇవి గాలక్సీ కేంద్రాన్ని చేరుకుని, గాలక్సీ మధ్యలో ఉబ్బెత్తుగా మారడానికి కారణమౌతాయి. [34]

2014 ఫిబ్రవరి 21 న విశ్వంలో పాలీసైక్లిక్ ఆరోమాటిక్ హైడ్రోకార్బన్‌లను (PAHs) ట్రాక్ చేయడానికి NASA బాగా విస్తారమైన డేటాబేస్‌ను ప్రకటించింది. శాస్త్రవేత్తల ప్రకారం, విశ్వంలో ఉన్న కార్బన్ లో 20% పైచిలుకు భాగం PAHలకు సంబంధించినదై ఉండవచ్చు. ఇది జీవం ఏర్పడటానికి అవసరమైన మౌలిక పదార్థాలు. PAH లు బిగ్ బ్యాంగ్ తర్వాత ఏర్పడినవి, విశ్వమంతటా విస్తృతంగా వ్యాపించి ఉన్నాయి. వీటికి కొత్త నక్షత్రాలు, బాహ్య గ్రహాలతో సంబంధం ఉంటుంది. [35]

2018 ఫిబ్రవరిలో ఖగోళ శాస్త్రవేత్తలు మొదటిసారిగా, రీ అయొనైజేషన్ యుగానికి సంబంధించిన సంకేతాన్ని పరోక్షంగా గుర్తించారు. బిగ్ బ్యాంగ్ జరిగాక 18 కోట్ల సంవత్సరాల తరువాత ఏర్పడిన తొలి నక్షత్రాల నుండి వెలువడిన కాంతి అది. [36]

2019 అక్టోబరు 22 న ప్రచురితమైన ఒక కథనంలో 12.5 బిలియన్ కాంతి సంవత్సరాల దూరంలో, ధూళి మేఘాల మాటున అస్పష్టంగా ఉన్న 3MM-1 అనే భారీ నక్షత్ర నిర్మాణ గాలక్సీ గురించి రాసారు. [37] సౌర ద్రవ్యరాశికి దాదాపు 10 10.8 ఉన్న, ఈ గాలక్సీలో నక్షత్రాల నిర్మాణ రేటు పాలపుంత కంటే 100 రెట్లు ఎక్కువగా ఉంది. [38]

అల్ప ద్రవ్యరాశి, అధిక ద్రవ్యరాశి నక్షత్రాల నిర్మాణం

మార్చు
 
నక్షత్రాలు ఏర్పడే ప్రాంతం వెస్టర్‌హౌట్ 40, సర్పెన్స్-అక్విలా రిఫ్ట్ - కొత్త నక్షత్రాలను కలిగి ఉన్న క్లౌడ్ ఫిలమెంట్‌లు ఈ ప్రాంతంలో ఉంటాయి. [39] [40]

వేర్వేరు ద్రవ్యరాశి గల నక్షత్రాలు కొద్దిగా భిన్నమైన యంత్రాంగాల ద్వారా ఏర్పడతాయని భావిస్తారు. పరిశీలన ద్వారా నిర్థారితమైన అల్ప ద్రవ్యరాశి నక్షత్రాల నిర్మాణ సిద్ధాంతం, పరమాణు మేఘాలలో తిరిగే సాంద్రత పెరిగి గురుత్వాకర్షక పతనం ద్వారా అల్ప ద్రవ్యరాశి నక్షత్రాలు ఏర్పడతాయని వివరిస్తోంది. పైన వివరించినట్లుగా, వాయువు, ధూళిల మేఘం పతనమై ఒక ఎక్రీషన్ డిస్క్ ఏర్పడటానికి దారితీస్తుంది. దీని ద్వారా పదార్థం మధ్యలో ఉండే ప్రోటోస్టార్‌లోకి పంపబడుతుంది. 8 M☉ కంటే ఎక్కువ ద్రవ్యరాశి గల నక్షత్రాల ఉద్భావన విధానం ఇంకా బాగా అర్థం కాలేదు.

భారీ నక్షత్రాలు విపరీతమైన రేడియేషన్‌ను విడుదల చేస్తాయి. ఇది లోపలికి పడుతూ ఉండే పదార్థాన్ని వెనక్కు నెట్టివేస్తుంది. ఈ రేడియేషన్ పీడనం భారీ ప్రోటోస్టార్‌పై జరిగే ఎక్రీషన్ను ఆపడానికి సరిపడేంతగా ఉంటుందని గతంలో భావించారు. తద్వారా కొన్ని పదుల సౌర ద్రవ్యరాశి కంటే పెద్ద నక్షత్రాలను ఏర్పడకుండా నిరోధిస్తుందని భావించారు. [41] ఇటీవలి చేసిన అధ్యయనాల్లో జెట్, అవుట్‌ఫ్లోల ఉత్పత్తి కారణంగా ఒక కుహరం (క్యావిటీ) ఏర్పడుతుందనీ దీని ద్వారా చాలా వరకు రేడియేషను తప్పించుకుని పోతుందనీ, ఎక్రీషన్ చక్రానికి ఆటంకం కలిగించదనీ తేలింది. [42] [43] ప్రస్తుత ఆలోచన ఏమిటంటే, భారీ నక్షత్రాలు కూడా అల్ప ద్రవ్యరాశి గల నక్షత్రాలు ఏర్పడే పద్ధతి లోనే ఏర్పడాతాయి.

కనీసం కొన్ని భారీ ప్రోటోస్టార్‌ల చుట్టూ ఎక్రీషన్ చక్రాలు ఉన్నాయని అనేక ఆధారాలు వెలువడుతూ ఉన్నాయి. భారీ నక్షత్రాల ఉద్భావనకు చెందిన అనేక ఇతర సిద్ధాంతాలను పరిశీలనాత్మకంగా పరీక్షించవలసి ఉంది. వీటిలో, బహుశా చాలా ముఖ్యమైనది స్పర్థాయుత ఎక్రీషన్ సిద్ధాంతం. ఇది అల్ప ద్రవ్యరాశి గల ప్రోటోస్టార్లు భారీ ప్రోటోస్టార్‌లకు "విత్తనాలు" వేస్తాయని ఈ సిద్ధాంతం చెబుతోంది. దీని ప్రకారం, ఇవి ఇతర ప్రోటోస్టార్‌లతో పోటీపడి, ఇవి స్థానికంగా తమ చుట్టూ ఉండే పదార్థంపైననే కాకుండా యావత్తు అణు మేఘం నుండి పదార్థాన్ని లాక్కుంటాయి. [44] [45]

భారీ నక్షత్రాల ఉద్భావానికి సంబంధించిన మరొక సిద్ధాంతం ప్రకారం, అల్ప ద్రవ్యరాశి కలిగిన రెండు లేదా అంతకంటే ఎక్కువ నక్షత్రాల కలయిక ద్వారా కూడా భారీ నక్షత్రాలు ఏర్పడవచ్చు. [46]

ఇవి కూడా చూడండి

మార్చు

మూలాలు

మార్చు
  1. ↑ Stahler, S. W.; Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 3-527-40559-3.
  2. ↑ Lada, Charles J.; Lada, Elizabeth A. (2003-09-01). "Embedded Clusters in Molecular Clouds". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 41 (1): 57–115. arXiv:astro-ph/0301540. Bibcode:2003ARA&A..41...57L. doi:10.1146/annurev.astro.41.011802.094844. ISSN 0066-4146.
  3. ↑ O'Dell, C. R. "Nebula". World Book at NASA. World Book, Inc. Archived from the original on 2005-04-29. Retrieved 2009-05-18.
  4. ↑ 4.0 4.1 4.2 4.3 Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. pp. 195–212. ISBN 0-521-65065-8.
  5. ↑ Zhang, Guo-Yin; André, Ph; Men'shchikov, A.; Wang, Ke (October 2020). "Fragmentation of star-forming filaments in the X-shaped nebula of the California molecular cloud". Astronomy and Astrophysics (in ఇంగ్లీష్). 642: A76. arXiv:2002.05984. Bibcode:2020A&A...642A..76Z. doi:10.1051/0004-6361/202037721. ISSN 0004-6361.
  6. ↑ Lequeux, James (2013). Birth, Evolution and Death of Stars. World Scientific. ISBN 978-981-4508-77-3.
  7. ↑ Alves, J.; Lada, C.; Lada, E. (2001). "Tracing H2 Via Infrared Dust Extinction". Molecular hydrogen in space. Cambridge University Press. p. 217. ISBN 0-521-78224-4.
  8. ↑ Sanders, D. B.; Scoville, N. Z.; Solomon, P. M. (1985-02-01). "Giant molecular clouds in the Galaxy. II – Characteristics of discrete features". Astrophysical Journal, Part 1. 289: 373–387. Bibcode:1985ApJ...289..373S. doi:10.1086/162897.
  9. ↑ Sandstrom, Karin M.; Peek, J. E. G.; Bower, Geoffrey C.; Bolatto, Alberto D.; Plambeck, Richard L. (2007). "A Parallactic Distance of   Parsecs to the Orion Nebula Cluster from Very Long Baseline Array Observations". The Astrophysical Journal. 667 (2): 1161. arXiv:0706.2361. Bibcode:2007ApJ...667.1161S. doi:10.1086/520922.
  10. ↑ Wilking, B. A.; Gagné, M.; Allen, L. E. (2008). "Star Formation in the ρ Ophiuchi Molecular Cloud". In Bo Reipurth (ed.). Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications. arXiv:0811.0005. Bibcode:2008hsf2.book..351W.
  11. ↑ Khanzadyan, T.; Smith, M. D.; Gredel, R.; Stanke, T.; Davis, C. J. (February 2002). "Active star formation in the large Bok globule CB 34". Astronomy and Astrophysics. 383 (2): 502–518. Bibcode:2002A&A...383..502K. doi:10.1051/0004-6361:20011531.
  12. ↑ Hartmann, Lee (2000). Accretion Processes in Star Formation. Cambridge University Press. p. 4. ISBN 0-521-78520-0.
  13. ↑ Smith, Michael David (2004). The Origin of Stars. Imperial College Press. pp. 43–44. ISBN 1-86094-501-5.
  14. ↑ "ALMA Witnesses Assembly of Galaxies in the Early Universe for the First Time". Retrieved 23 July 2015.
  15. ↑ Kwok, Sun (2006). Physics and chemistry of the interstellar medium. University Science Books. pp. 435–437. ISBN 1-891389-46-7.
  16. ↑ Battaner, E. (1996). Astrophysical Fluid Dynamics. Cambridge University Press. pp. 166–167. ISBN 0-521-43747-4.
  17. ↑ Longair, M. S. (2008). Galaxy Formation (2nd ed.). Springer. p. 478. ISBN 978-3-540-73477-2.
  18. ↑ 18.0 18.1 18.2 Larson, Richard B. (1969). "Numerical calculations of the dynamics of collapsing proto-star". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 145 (3): 271–295. Bibcode:1969MNRAS.145..271L. doi:10.1093/mnras/145.3.271.
  19. ↑ Salaris, Maurizio (2005). Cassisi, Santi (ed.). Evolution of stars and stellar populations. John Wiley and Sons. pp. 108–109. ISBN 0-470-09220-3.
  20. ↑ C. Hayashi (1961). "Stellar evolution in early phases of gravitational contraction". Publications of the Astronomical Society of Japan. 13: 450–452. Bibcode:1961PASJ...13..450H.
  21. ↑ L. G. Henyey; R. Lelevier; R. D. Levée (1955). "The Early Phases of Stellar Evolution". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 67 (396): 154. Bibcode:1955PASP...67..154H. doi:10.1086/126791.
  22. ↑ B. J. Bok; E. F. Reilly (1947). "Small Dark Nebulae". Astrophysical Journal. 105: 255. Bibcode:1947ApJ...105..255B. doi:10.1086/144901.

    Yun, Joao Lin; Clemens, Dan P. (1990). "Star formation in small globules – Bart BOK was correct". The Astrophysical Journal. 365: L73. Bibcode:1990ApJ...365L..73Y. doi:10.1086/185891.
  23. ↑ Benjamin, Robert A.; Churchwell, E.; Babler, Brian L.; Bania, T. M.; Clemens, Dan P.; Cohen, Martin; Dickey, John M.; Indebetouw, Rémy; et al. (2003). "GLIMPSE. I. An SIRTF Legacy Project to Map the Inner Galaxy". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 115 (810): 953–964. arXiv:astro-ph/0306274. Bibcode:2003PASP..115..953B. doi:10.1086/376696.
  24. ↑ "Wide-field Infrared Survey Explorer Mission". NASA.
  25. ↑ Majaess, D. (2013). Discovering protostars and their host clusters via WISE, ApSS, 344, 1 (VizieR catalog)
  26. ↑ Camargo et al. (2015). New Galactic embedded clusters and candidates from a WISE Survey, New Astronomy, 34
  27. ↑ Getman, K.; et al. (2014). "Core-Halo Age Gradients and Star Formation in the Orion Nebula and NGC 2024 Young Stellar Clusters". Astrophysical Journal Supplement. 787 (2): 109. arXiv:1403.2742. Bibcode:2014ApJ...787..109G. doi:10.1088/0004-637X/787/2/109.
  28. ↑ Preibisch, T.; et al. (2005). "The Origin of T Tauri X-Ray Emission: New Insights from the Chandra Orion Ultradeep Project". Astrophysical Journal Supplement. 160 (2): 401–422. arXiv:astro-ph/0506526. Bibcode:2005ApJS..160..401P. doi:10.1086/432891.
  29. ↑ Feigelson, E. D.; Decampli, W. M. (1981). "Observations of X-ray emission from T-Tauri stars". Astrophysical Journal Letters. 243: L89–L93. Bibcode:1981ApJ...243L..89F. doi:10.1086/183449.
  30. ↑ Montmerle, T.; et al. (1983). "Einstein observations of the Rho Ophiuchi dark cloud - an X-ray Christmas tree". Astrophysical Journal, Part 1. 269: 182–201. Bibcode:1983ApJ...269..182M. doi:10.1086/161029.
  31. ↑ Feigelson, E. D.; et al. (2013). "Overview of the Massive Young Star-Forming Complex Study in Infrared and X-Ray (MYStIX) Project". Astrophysical Journal Supplement. 209 (2): 26. arXiv:1309.4483. Bibcode:2013ApJS..209...26F. doi:10.1088/0067-0049/209/2/26.
  32. ↑ Getman, K. V.; et al. (2005). "Chandra Orion Ultradeep Project: Observations and Source Lists". Astrophysical Journal Supplement. 160 (2): 319–352. arXiv:astro-ph/0410136. Bibcode:2005ApJS..160..319G. doi:10.1086/432092.
  33. ↑ Güdel, M.; et al. (2007). "The XMM-Newton extended survey of the Taurus molecular cloud (XEST)". Astronomy and Astrophysics. 468 (2): 353–377. arXiv:astro-ph/0609160. Bibcode:2007A&A...468..353G. doi:10.1051/0004-6361:20065724.
  34. ↑ "Young Star-Forming Clump in Deep Space Spotted for First Time". Space.com. 10 May 2015. Retrieved 2015-05-11.
  35. ↑ Hoover, Rachel (February 21, 2014). "Need to Track Organic Nano-Particles Across the Universe? NASA's Got an App for That". NASA. Archived from the original on 2015-09-06. Retrieved February 22, 2014.
  36. ↑ Gibney, Elizabeth (February 28, 2018). "Astronomers detect light from the Universe's first stars - Surprises in signal from cosmic dawn also hint at presence of dark matter". Nature. doi:10.1038/d41586-018-02616-8. Retrieved February 28, 2018.
  37. ↑ Williams, Christina C.; Labbe, Ivo; Spilker, Justin; Stefanon, Mauro; Leja, Joel; Whitaker, Katherine; Bezanson, Rachel; Narayanan, Desika; Oesch, Pascal; Weiner, Benjamin (2019). "Discovery of a Dark, Massive, ALMA-only Galaxy at z ∼ 5–6 in a Tiny 3 mm Survey". The Astrophysical Journal. 884 (2): 154. arXiv:1905.11996. Bibcode:2019ApJ...884..154W. doi:10.3847/1538-4357/ab44aa. ISSN 1538-4357.{{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI (link)
  38. ↑ University of Arizona (22 October 2019). "Cosmic Yeti from the Dawn of the Universe Found Lurking in Dust". UANews (in ఇంగ్లీష్). Retrieved 2019-10-22.
  39. ↑ Kuhn, M. A.; et al. (2010). "A Chandra Observation of the Obscured Star-forming Complex W40". Astrophysical Journal. 725 (2): 2485–2506. arXiv:1010.5434. Bibcode:2010ApJ...725.2485K. doi:10.1088/0004-637X/725/2/2485.
  40. ↑ André, Ph.; et al. (2010). "From filamentary clouds to prestellar cores to the stellar IMF: Initial highlights from the Herschel Gould Belt Survey". Astronomy & Astrophysics. 518: L102. arXiv:1005.2618. Bibcode:2010A&A...518L.102A. doi:10.1051/0004-6361/201014666.
  41. ↑ M. G. Wolfire; J. P. Cassinelli (1987). "Conditions for the formation of massive stars". Astrophysical Journal. 319 (1): 850–867. Bibcode:1987ApJ...319..850W. doi:10.1086/165503.
  42. ↑ C. F. McKee; J. C. Tan (2002). "Massive star formation in 100,000 years from turbulent and pressurized molecular clouds". Nature. 416 (6876): 59–61. arXiv:astro-ph/0203071. Bibcode:2002Natur.416...59M. doi:10.1038/416059a. PMID 11882889.
  43. ↑ R. Banerjee; R. E. Pudritz (2007). "Massive star formation via high accretion rates and early disk-driven outflows". Astrophysical Journal. 660 (1): 479–488. arXiv:astro-ph/0612674. Bibcode:2007ApJ...660..479B. doi:10.1086/512010.
  44. ↑ I. A. Bonnell; M. R. Bate; C. J. Clarke; J. E. Pringle (1997). "Accretion and the stellar mass spectrum in small clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 285 (1): 201–208. Bibcode:1997MNRAS.285..201B. doi:10.1093/mnras/285.1.201.
  45. ↑ I. A. Bonnell; M. R. Bate (2006). "Star formation through gravitational collapse and competitive accretion". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 370 (1): 488–494. arXiv:astro-ph/0604615. Bibcode:2006MNRAS.370..488B. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10495.x.
  46. ↑ I. A. Bonnell; M. R. Bate; H. Zinnecker (1998). "On the formation of massive stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 298 (1): 93–102. arXiv:astro-ph/9802332. Bibcode:1998MNRAS.298...93B. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01590.x.
"https://te.wikipedia.org/w/index.php?title=నక్షత్రాల_పుట్టుక&oldid=4268481" నుండి వెలికితీశారు