अणु बादल और प्रोटोस्टार

Linas Juozenas

तारकीय नर्सरी में नए तारे बनाने के लिए ठंडे, घने गैस और धूल के बादल कैसे संकुचित होते हैं

सितारों के बीच की प्रतीत होने वाली खाली विशालता के बीच, असीम आणविक गैस और धूल के बादल चुपचाप तैर रहे हैं—molecular clouds. ये ठंडे, अंधेरे क्षेत्र अंतरतारकीय माध्यम (ISM) में birthplaces हैं। इनके भीतर, गुरुत्वाकर्षण पदार्थ को इतना केंद्रित कर सकता है कि nuclear fusion शुरू हो जाए, जिससे एक तारे का लंबा करियर शुरू होता है। दसों पार्सेक तक फैले फैले विशाल आणविक समूहों से लेकर संकुचित घने कोर तक, ये तारकीय नर्सरी आकाशगंगीय तारकीय आबादी को नवीनीकृत करने के लिए आवश्यक हैं, जो कम द्रव्यमान वाले लाल बौने और उच्च द्रव्यमान वाले प्रोटोस्टार दोनों का निर्माण करते हैं, जो एक दिन O- या B-प्रकार के तारे के रूप में चमकेंगे। इस लेख में, हम आणविक बादलों की प्रकृति, वे कैसे protostars बनाने के लिए संकुचित होते हैं, और भौतिकी के नाजुक अंतःक्रिया—गुरुत्वाकर्षण, उथल-पुथल, चुंबकीय क्षेत्र—जो तारों के निर्माण की इस मौलिक प्रक्रिया को आकार देते हैं, का अध्ययन करते हैं।

1. आणविक बादल: तारा निर्माण का पालना

1.1 संघटन और परिस्थितियाँ

आणविक बादल मुख्य रूप से हाइड्रोजन अणुओं (H₂) से बने होते हैं, साथ ही हीलियम और भारी तत्वों (C, O, N, आदि) के अंश भी होते हैं। वे आमतौर पर ऑप्टिकल तरंग दैर्ध्य में अंधेरे दिखाई देते हैं क्योंकि धूल के कण तारों की रोशनी को अवशोषित और बिखेरते हैं। सामान्य पैरामीटर:

तापमान: घने क्षेत्रों में लगभग 10–20 K, जो अणुओं को बंधे रहने के लिए पर्याप्त ठंडा है।
घनत्व: कुछ सौ से लेकर प्रति घन सेंटीमीटर कई मिलियन कण (जैसे, औसत ISM से एक मिलियन गुना अधिक घना)।
द्रव्यमान: बादल कुछ सौर द्रव्यमान से लेकर 10⁶ M_⊙ से अधिक तक विशाल आणविक बादलों (GMCs) में फैले हो सकते हैं [1,2]।

ऐसे निम्न तापमान और उच्च घनत्व अणुओं को बनने और बने रहने में सक्षम बनाते हैं, जो ऐसे संरक्षित वातावरण प्रदान करते हैं जहाँ गुरुत्वाकर्षण थर्मल दबाव को पार कर सकता है।

1.2 विशाल आणविक बादल और उपसंरचना

विशाल आणविक बादल—दसों पार्सेक व्यास वाले—जटिल उपसंरचनाओं की मेजबानी करते हैं: फिलामेंट्स, घने क्लंप, और कोर. ये उपक्षेत्र गुरुत्वाकर्षणीय रूप से अस्थिर हो सकते हैं, प्रोटोस्टार्स या छोटे समूहों में पतित हो सकते हैं। मिलीमीटर या उप-मिलीमीटर दूरबीनों (जैसे ALMA) के साथ अवलोकन जटिल फिलामेंटरी नेटवर्क दिखाते हैं जहाँ तारा निर्माण अक्सर केंद्रित होता है [3]। आणविक रेखाएं (CO, NH₃, HCO⁺) और धूल निरंतरता मानचित्र कॉलम घनत्व, तापमान, और गतिशीलता मापने में मदद करते हैं, यह संकेत देते हुए कि उपक्षेत्र कैसे विखंडित या पतित हो रहे हैं।

1.3 बादल पतन के ट्रिगर

केवल गुरुत्वाकर्षण बड़े पैमाने पर पतन शुरू करने के लिए हमेशा पर्याप्त नहीं हो सकता। अतिरिक्त “ट्रिगर” में शामिल हैं:

सुपरनोवा शॉक: फैलते हुए सुपरनोवा अवशेष निकटवर्ती गैस को संपीड़ित कर सकते हैं।
H II क्षेत्र विस्तार: विशाल तारों से आयनकारी विकिरण तटस्थ पदार्थ की शेल को इकट्ठा करता है, उन्हें आसन्न आणविक बादलों में धकेलता है।
स्पाइरल डेंसिटी वेव्स: आकाशगंगीय डिस्क में, गुजरते हुए सर्पिल भुजाएँ गैस को संपीड़ित कर सकती हैं, जिससे विशाल बादल बनते हैं और अंततः तारा समूह बनते हैं [4]।

जबकि सभी तारा निर्माण के लिए बाहरी ट्रिगर आवश्यक नहीं होता, ये प्रक्रियाएँ उन क्षेत्रों में विखंडन और गुरुत्वाकर्षण पतन को तेज कर सकती हैं जो अन्यथा सीमांत रूप से स्थिर होते हैं।

2. संकुचन की शुरुआत: कोर गठन

2.1 गुरुत्वाकर्षण अस्थिरता

जब एक आणविक बादल के आंतरिक द्रव्यमान और घनत्व Jeans mass (वह महत्वपूर्ण द्रव्यमान जिसके ऊपर गुरुत्वाकर्षण थर्मल दबाव को मात देता है) से अधिक हो जाता है, तो वह क्षेत्र संकुचित हो सकता है। Jeans mass तापमान और घनत्व के साथ इस प्रकार बढ़ता है:

M_J ∝ (T^3/2) / (ρ^1/2).

सामान्य ठंडे, घने कोरों में, थर्मल या अशांतिपूर्ण दबाव गुरुत्वाकर्षण संकुचन का विरोध करने के लिए संघर्ष करता है, जिससे तारा निर्माण शुरू होता है [5]।

2.2 अशांति और चुंबकीय क्षेत्रों की भूमिका

अशांति आणविक बादलों में यादृच्छिक गति उत्पन्न करती है, जो कभी-कभी बादल को तत्काल संकुचन से बचाती है, लेकिन स्थानीय संपीड़न को बढ़ावा देती है जो घने कोरों को जन्म देती है। इस बीच, यदि क्षेत्र रेखाएं बादल को पार करती हैं तो चुंबकीय क्षेत्र अतिरिक्त समर्थन प्रदान कर सकते हैं। धूल उत्सर्जन के ध्रुवीकरण या Zeeman विभाजन के प्रेक्षण क्षेत्र की ताकत मापते हैं। अशांति, चुंबकत्व, और गुरुत्वाकर्षण का परस्पर क्रिया अक्सर इन विशाल बादलों में तारा निर्माण की दर और दक्षता निर्धारित करती है [6]।

2.3 टूटना और क्लस्टर

जैसे-जैसे संकुचन आगे बढ़ता है, एक एकल बादल कई घने कोरों में टूट सकता है। यह समझाने में मदद करता है कि अधिकांश तारे क्यों क्लस्टर या समूहों में बनते हैं—साझा जन्म वातावरण कुछ प्रोटोस्टारों से लेकर हजारों सदस्यों वाले समृद्ध तारा समूहों तक हो सकते हैं। क्लस्टर में विभिन्न द्रव्यमान के तारे हो सकते हैं, उपतारकीय ब्राउन ड्वार्फ से लेकर बड़े O-प्रकार के प्रोटोस्टार तक, जो लगभग एक साथ उसी GMC में बने होते हैं।

3. प्रोटोस्टार गठन और चरण

3.1 घने कोर से प्रोटोस्टार तक

प्रारंभ में, बादल के केंद्र में एक घना कोर अपनी ही विकिरण के लिए अपारदर्शी हो जाता है। जैसे-जैसे यह और सिकुड़ता है, गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा मुक्त होती है, जो नवजात प्रोटोस्टार को गर्म करती है। यह वस्तु, जो अभी भी धूल भरे लिफाफे में लिपटी है, अभी हाइड्रोजन संलयन नहीं कर रही है—इसकी चमक मुख्य रूप से गुरुत्वाकर्षण संकुचन से आती है। प्रेक्षणीय रूप से, प्रारंभिक चरण के प्रोटोस्टार इन्फ्रारेड और सब-मिलीमीटर तरंग दैर्ध्य में दिखाई देते हैं, ऑप्टिकल [7] पर भारी धूल अवरोध के कारण।

3.2 प्रेक्षणीय वर्ग (क्लास 0, I, II, III)

खगोलविद अपने प्रोटोस्टारों को उनके धूल उत्सर्जन के स्पेक्ट्रल एनर्जी डिस्ट्रीब्यूशन के आधार पर वर्गीकृत करते हैं:

क्लास 0: सबसे प्रारंभिक चरण। प्रोटोस्टार गहरे लिफाफे में लिपटा होता है, अधिग्रहण दरें उच्च होती हैं, और बहुत कम या कोई तारा प्रकाश सीधे बाहर नहीं निकलता।
क्लास I: लिफाफे का द्रव्यमान अभी भी महत्वपूर्ण है लेकिन क्लास 0 की तुलना में कम है। एक प्रोटोस्टेलर डिस्क उभरता है।
क्लास II: अक्सर T Tauri तारों (कम द्रव्यमान) या Herbig Ae/Be तारों (मध्यम द्रव्यमान) के रूप में पहचाने जाते हैं। ये पर्याप्त डिस्क दिखाते हैं लेकिन कम लिफाफे होते हैं, जिसमें दृश्य या निकट-अवरक्त उत्सर्जन प्रमुख होता है।
क्लास III: एक लगभग डिस्क रहित प्री-मेन-सीक्वेंस तारा। यह प्रणाली लगभग पूरी तरह से विकसित तारे के करीब है, जिसमें केवल एक अवशिष्ट डिस्क है।

ये श्रेणियाँ तारे के गहरे छिपे हुए बचपन से लेकर अधिक प्रकट प्री-मेन-सीक्वेंस तारे तक के मार्ग को दर्शाती हैं, जो अंततः मुख्य अनुक्रम पर हाइड्रोजन जलाते हैं [8]।

3.3 द्विध्रुवीय आउटफ्लो और जेट्स

प्रोटोस्टार आमतौर पर अपने घूर्णन अक्षों के साथ द्विध्रुवीय जेट्स या संकेंद्रित आउटफ्लो लॉन्च करते हैं, जो संभवतः अधिग्रहण डिस्क में मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक प्रक्रियाओं द्वारा संचालित होते हैं। ये जेट्स आसपास के लिफाफे में गुहा बनाते हैं, शानदार हर्बिग–हारो ऑब्जेक्ट्स बनाते हैं। साथ ही, धीमे, चौड़े कोण वाले आउटफ्लो गिरती गैस से अतिरिक्त कोणीय संवेग को हटाते हैं, जिससे प्रोटोस्टार बहुत तेजी से घूमने से बचता है।

4. अधिग्रहण डिस्क और कोणीय संवेग

4.1 डिस्क निर्माण

जैसे-जैसे क्लाउड कोर संकुचित होता है, कोणीय संवेग का संरक्षण गिरते हुए पदार्थ को प्रोटोस्टार के चारों ओर एक घूर्णनशील सर्कमस्टेलर डिस्क में बसने के लिए मजबूर करता है। यह डिस्क, जो गैस और धूल से बनी होती है, दायरे में दसों से सैकड़ों AU हो सकती है। समय के साथ, डिस्क एक प्रोटोप्लैनेटरी डिस्क में विकसित हो सकती है जहां ग्रह निर्माण हो सकता है।

4.2 डिस्क विकास और अधिग्रहण दर

डिस्क से प्रोटोस्टार पर अधिग्रहण डिस्क विस्कोसिटी और MHD टर्बुलेंस (“अल्फा-डिस्क” मॉडल) द्वारा नियंत्रित होता है। सामान्य प्रोटोस्टेलर द्रव्यमान अधिग्रहण दरें 10 हो सकती हैं⁻⁶–10⁻⁵ M_⊙ yr⁻¹जब तारा अंतिम द्रव्यमान के करीब पहुंचता है तो कम होता जाता है। सबमिलिमीटर तरंग दैर्ध्य में डिस्क थर्मल उत्सर्जन का अवलोकन डिस्क द्रव्यमान और रेडियल संरचना को मापने में मदद करता है, जबकि स्पेक्ट्रोस्कोपी स्टार की सतह के निकट अधिग्रहण हॉटस्पॉट्स को प्रकट कर सकती है।

5. विशाल तारा निर्माण

5.1 उच्च-द्रव्यमान प्रोटोस्टार की चुनौतियाँ

विशाल O- या B-प्रकार के तारों का निर्माण अतिरिक्त जटिलताएं प्रस्तुत करता है:

रेडिएशन प्रेशर: एक उच्च-प्रकाशमान प्रोटोस्टार मजबूत बाहरी विकिरण उत्पन्न करता है जो अधिग्रहण को रोक सकता है।
शॉर्ट केल्विन-हेल्महोल्ट्ज टाइमस्केल: विशाल तारे जल्दी उच्च कोर तापमान तक पहुंचते हैं, जबकि वे अभी भी अधिग्रहण कर रहे होते हैं, संलयन को प्रज्वलित करते हैं।
क्लस्टर्ड एनवायरनमेंट्स: विशाल तारे आमतौर पर घने क्लस्टर कोर में बनते हैं, जहां इंटरैक्शन और पारस्परिक फीडबैक (आयनकारी विकिरण, आउटफ्लो) गैस को आकार देते हैं [9]।

5.2 प्रतिस्पर्धी अधिग्रहण और प्रतिक्रिया

भीड़भाड़ वाले क्लस्टर वातावरण में, कई प्रोटोस्टार्स एक ही गैस भंडार के लिए प्रतिस्पर्धा करते हैं। नव निर्मित भारी तारों से आयनकारी फोटॉन और तारकीय हवाएँ पड़ोसी कोर को फोटो-इवैपोरेट कर सकती हैं, जिससे उनके तारा निर्माण में बदलाव या समाप्ति हो सकती है। इन बाधाओं के बावजूद, भारी तारे बनते हैं, हालांकि कम संख्या में, और तारा निर्माण क्षेत्रों में ऊर्जा और समृद्धि उत्पादन में प्रमुख भूमिका निभाते हैं।

6. तारा निर्माण दर और दक्षता

6.1 वैश्विक आकाशगंगीय SFR

आकाशगंगीय पैमाने पर, स्टार फॉर्मेशन दर (SFR) गैस सतह घनत्व के साथ सहसंबंधित होती है—कैनिकट-श्मिट नियम। सर्पिल भुजाओं या बारों में आणविक क्षेत्र विशाल तारा-निर्माण परिसर उत्पन्न कर सकते हैं। बौने अनियमित या कम घनत्व वाले वातावरण में, तारा निर्माण अधिक अनियमित होता है। इस बीच, स्टारबर्स्ट आकाशगंगाएँ तीव्र, अल्पकालिक प्रचुर तारा निर्माण के एपिसोड का अनुभव कर सकती हैं, जो इंटरैक्शन या इनफ्लो द्वारा प्रेरित होते हैं [10]।

6.2 स्टार फॉर्मेशन एफिशिएंसी (SFE)

एक आणविक बादल का सारा द्रव्यमान तारे में नहीं बदलता। अवलोकन सुझाव देते हैं कि एकल बादल में स्टार फॉर्मेशन एफिशिएंसी (SFE) कुछ प्रतिशत से लेकर दसियों प्रतिशत तक हो सकती है। प्रोटोस्टेलर आउटफ्लो, विकिरण, और सुपरनोवा से प्रतिक्रिया बचा हुआ गैस फैलाने या गर्म करने में सक्षम होती है, जिससे आगे का संकुचन रुक जाता है। परिणामस्वरूप, तारा निर्माण एक स्व-नियामक प्रक्रिया है, जो शायद ही कभी पूरे बादलों को एक बार में तारों में बदल देती है।

7. प्रोटोस्टेलर जीवनकाल और मुख्य अनुक्रम की शुरुआत

7.1 समयसीमाएँ

प्रोटोस्टेलर चरण: कम द्रव्यमान वाले प्रोटोस्टार्स कोर हाइड्रोजन संलयन शुरू होने से पहले कुछ मिलियन वर्षों तक संकुचन और अधिग्रहण में व्यतीत कर सकते हैं।
टी टॉरी / प्री-मेन-सीक्वेंस: यह चमकीला प्री-मेन-सीक्वेंस चरण तब तक रहता है जब तक तारा शून्य-आयु मुख्य अनुक्रम (ZAMS) पर स्थिर नहीं हो जाता।
अधिक द्रव्यमान: अधिक द्रव्यमान वाले प्रोटोस्टार्स तेजी से संकुचित होकर हाइड्रोजन जलाते हैं, प्रोटोस्टेलर और मुख्य अनुक्रम चरणों के बीच तेजी से पुल बनाते हुए—कुछ लाख वर्षों के भीतर।

7.2 हाइड्रोजन संलयन की प्रज्वलन

एक बार जब कोर तापमान और दबाव महत्वपूर्ण सीमा तक पहुँच जाते हैं (लगभग 10 मिलियन K प्रोटॉन-प्रोटॉन श्रृंखला के लिए ~1 सौर द्रव्यमान वाले तारों में), तो कोर हाइड्रोजन संलयन शुरू होता है। तब तारा मुख्य अनुक्रम पर स्थिर हो जाता है, और इसके द्रव्यमान के अनुसार लाखों से अरबों वर्षों तक स्थिर रूप से विकिरण करता रहता है।

8. वर्तमान अनुसंधान और भविष्य की दिशाएँ

8.1 उच्च-रिज़ॉल्यूशन इमेजिंग

ALMA, JWST, और बड़े ग्राउंड-आधारित टेलीस्कोप (एडैप्टिव ऑप्टिक्स के साथ) जैसे उपकरण प्रोटोस्टार्स के चारों ओर धूल भरे कोकून को भेदते हैं, डिस्क काइनेमेटिक्स, आउटफ्लो संरचनाओं, और आणविक बादलों में सबसे प्रारंभिक विखंडन को प्रकट करते हैं। संवेदनशीलता और कोणीय संकल्प में आगे सुधार हमारे समझ को गहरा करेगा कि कैसे छोटे पैमाने की उथल-पुथल, चुंबकीय क्षेत्र, और डिस्क प्रक्रियाएं तारे के जन्म के दौरान परस्पर क्रिया करती हैं।

8.2 विस्तृत रसायनशास्त्र

तारकीय गठन क्षेत्र जटिल रासायनिक नेटवर्क की मेजबानी करते हैं, जो जटिल कार्बनिक और प्रीबायोटिक यौगिकों जैसे अणुओं का निर्माण करते हैं। सबमिलिमीटर या रेडियो स्पेक्ट्रा में इन लाइनों का अवलोकन एस्ट्रोकेमिस्टों को डेंस कोर के विकासात्मक चरणों को ट्रेस करने की अनुमति देता है, प्रारंभिक कोलैप्स से लेकर प्रोटोप्लैनेटरी डिस्क गठन तक। यह इस पहेली से जुड़ा है कि ग्रह प्रणाली अपनी प्रारंभिक अस्थिर इन्वेंट्री कैसे इकट्ठा करती हैं।

8.3 बड़े पैमाने के पर्यावरण की भूमिका

आकाशगंगा का पर्यावरण—स्पाइरल आर्म शॉक्स, बार-चालित इनफ्लोज़, या आकाशगंगा इंटरैक्शन से बाहरी रूप से प्रेरित संपीड़न—तारकीय गठन दरों को व्यवस्थित रूप से बदल सकता है। निकट-इन्फ्रारेड धूल मानचित्रण, CO लाइन फ्लक्स, और स्टार क्लस्टर आबादी को मिलाकर भविष्य के बहु-तरंगदैर्ध्य सर्वेक्षण यह उजागर करेंगे कि मॉलिक्यूलर क्लाउड गठन और उसके बाद का कोलैप्स पूरी आकाशगंगाओं के पैमाने पर कैसे होता है।

9. निष्कर्ष

मॉलिक्यूलर क्लाउड कोलैप्स तारकीय जीवन चक्र में महत्वपूर्ण प्रारंभिक बिंदु है, जो ठंडी, धूल भरी इंटरस्टेलर गैस की जेबों को प्रोटोस्टार्स में बदल देता है जो अंततः संलयन को प्रज्वलित करते हैं और आकाशगंगा को प्रकाश, गर्मी, और भारी तत्वों से समृद्ध करते हैं। विशाल क्लाउड्स के गुरुत्वाकर्षण अस्थिरताओं से लेकर डिस्क एक्रीशन और प्रोटोस्टेलर आउटफ्लोज़ के विवरण तक, सितारों का जन्म एक बहु-स्तरीय, जटिल प्रक्रिया है जिसे उथल-पुथल, चुंबकीय क्षेत्रों, और पर्यावरण द्वारा आकार दिया जाता है।

चाहे अलगाव में बन रहे हों या घने क्लस्टर्स के भीतर, कोर कोलैप्स से मेन सीक्वेंस तक का रास्ता ब्रह्मांड में सभी स्टार फॉर्मेशन की नींव है। इन शुरुआती चरणों को समझना—Class 0 स्रोतों की मंद चमक से लेकर चमकीले T Tauri या Herbig Ae/Be चरणों तक—खगोल भौतिकी का एक केंद्रीय लक्ष्य है, जो उन्नत अवलोकनों और परिष्कृत सिमुलेशनों पर आधारित है। इंटरस्टेलर गैस और पूरी तरह से बने सितारों के बीच की खाई को पाटते हुए, मॉलिक्यूलर क्लाउड्स और प्रोटोस्टार्स उन मौलिक प्रक्रियाओं को उजागर करते हैं जो आकाशगंगाओं को जीवित रखती हैं और ग्रहों—और संभावित रूप से जीवन—को अनगिनत तारकीय मेज़बानों के चारों ओर उभरने का रास्ता देती हैं।

References and Further Reading

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