ابتدائی منی-ہیلو اور پروٹو کہکشائیں

Linas Juozenas

پہلی کہکشائیں چھوٹے، تاریک مادے کے “ہیلوز” میں کیسے پیدا ہوئیں۔

آج ہم جو شاندار اسپائرلز اور عظیم بیضوی کہکشائیں دیکھتے ہیں، ان سے بہت پہلے، کائناتی وقت کے آغاز میں چھوٹے، سادہ ڈھانچے موجود تھے۔ جنہیں منی ہیلوز اور پروٹوگیلیکسیز کہا جاتا ہے، یہ ابتدائی اجسام تاریک مادے کے کششی ثقل کے کنوؤں میں بنے، جو تمام بعد کی کہکشاں کی ترقی کے لیے بنیاد فراہم کرتے ہیں۔ اس مضمون میں، ہم دیکھتے ہیں کہ یہ ابتدائی ہیلوز کیسے سکڑے، گیس جمع کی، اور کائنات کو اس کے پہلے ستارے اور کاسمی ڈھانچے کے اجزاء سے بھر دیا۔

1. ریکومبینیشن کے بعد کائنات

1.1 ڈارک ایجز میں داخلہ

بگ بینگ کے تقریباً 380,000 سال بعد، کائنات اتنی ٹھنڈی ہو گئی کہ آزاد الیکٹران اور پروٹون نیوٹرل ہائیڈروجن میں مل گئے—ایک سنگ میل جسے ریکومبینیشن کہا جاتا ہے۔ فوٹونز، جو اب آزاد الیکٹران سے ٹکرا نہیں رہے تھے، آزادانہ طور پر بہنے لگے، جس سے کاسمی مائیکروویو بیک گراؤنڈ (CMB) پیدا ہوا اور نوجوان کائنات زیادہ تر تاریک رہ گئی۔ چونکہ ابھی ستارے بنے نہیں تھے، اس دور کو مناسب طور پر ڈارک ایجز کہا جاتا ہے۔

1.2 بڑھتے ہوئے کثافت کے اتار چڑھاؤ

اپنی مجموعی تاریکی کے باوجود، اس دور میں کائنات میں چھوٹے کثافت کے اتار چڑھاؤ موجود تھے—انفلیشن کے باقیات—جو تاریک مادہ اور معمولی (باریونی) مادے دونوں میں نقش تھے۔ وقت کے ساتھ، کشش ثقل نے ان اتار چڑھاؤ کو بڑھایا، جس سے زیادہ کثیف علاقے مزید ماس کو اپنی طرف کھینچنے لگے۔ آخرکار، چھوٹے تاریک مادے کے گچھے کشش ثقل کے بندھن میں آ گئے، اور پہلے ہیلوز بنے۔ جن کی مخصوص ماس تقریباً 10⁵–10⁶ M_⊙ ہوتی ہے، انہیں اکثر منی ہیلوز کہا جاتا ہے۔

2. تاریک مادہ بطور فریم ورک

2.1 تاریک مادہ کیوں اہم ہے

جدید کاسمولوجی میں، تاریک مادہ معمولی، باریونی مادے کی نسبت تقریباً پانچ گنا زیادہ ہے ماس کے لحاظ سے۔ یہ غیر روشنی بخش ہے اور زیادہ تر کشش ثقل کے ذریعے تعامل کرتا ہے۔ چونکہ تاریک مادہ شعاعی دباؤ کو باریونز کی طرح محسوس نہیں کرتا، اس لیے یہ پہلے ہی سکڑنا شروع ہو گیا، سکافولڈنگ—یا کششی ثقل کے ممکنہ کنوؤں—کی تشکیل دی جہاں بعد میں گیس گری۔

2.2 چھوٹے سے بڑے تک (درجہ وار نمو)

ساختار معیاری ΛCDM ماڈل میں درجہ وار بنتی ہے:

چھوٹے ہیلو پہلے انہدام ہوتے ہیں، جو مل کر بتدریج بڑے نظام بناتے ہیں۔
انضمام بڑے اور گرم ہیلو بناتے ہیں جو زیادہ وسیع ستاروں کی تشکیل کی میزبانی کر سکتے ہیں۔

منی-ہیلو اس طرح پہلا قدم ہیں جو بڑے ڈھانچوں کی طرف لے جاتا ہے، جن میں بونے کہکشائیں، بڑی کہکشائیں، اور کلسٹر شامل ہیں۔

3. ٹھنڈک اور انہدام: منی-ہیلو میں گیس

3.1 ٹھنڈک کی ضرورت

گیس (جو اس ابتدائی مرحلے میں بنیادی طور پر ہائیڈروجن اور ہیلیم ہوتا ہے) کو ستارے بنانے کے لیے مؤثر طریقے سے ٹھنڈا ہونا ضروری ہے۔ اگر گیس بہت گرم ہو تو اس کا اندرونی دباؤ ثقلی انہدام کی مزاحمت کر سکتا ہے۔ ابتدائی کائنات میں— دھات سے پاک اور صرف معمولی مقدار میں لیتھیم کے ساتھ—ٹھنڈک کے راستے محدود تھے۔ بنیادی ٹھنڈک کرنے والا عام طور پر مالیکیولر ہائیڈروجن (H₂) تھا، جو ابتدائی گیس میں مخصوص حالات میں بنتا تھا۔

3.2 مالیکیولر ہائیڈروجن: منی-ہیلو کے انہدام کی کنجی

تشکیل کے طریقے: آزاد الیکٹران، جو جزوی آئنائزیشن کے باقیات تھے، H₂ کی تخلیق میں مدد دیتے تھے۔
کم درجہ حرارت کی ٹھنڈک: H₂ کے رو-وائبریشنل عبور نے گیس کو حرارت خارج کرنے کی اجازت دی، جس سے اس کا درجہ حرارت چند سو کیلون تک گر گیا۔
گھنے کورز میں ٹکڑے ٹکڑے ہونا: جب گیس ٹھنڈی ہوئی، تو یہ تاریک مادے کے ہیلو کی ثقلی صلاحیت میں گہرا اتر گئی، جس سے گھنے مقامات—پروٹوسٹیلر کورز—بن گئے جو بالآخر پاپولیشن III ستاروں کی جائے پیدائش تھے۔

4. پہلے ستاروں کی پیدائش (پاپولیشن III)

4.1 خالص ستاروں کی تشکیل

پہلے سے کوئی ستاروں کی آبادی نہ ہونے کی وجہ سے، منی-ہیلو میں گیس بھاری عناصر سے تقریباً خالی تھی (جسے فلکیات میں عام طور پر “دھاتیں” کہا جاتا ہے)۔ ان حالات میں:

اعلی ماس رینج: کمزور ٹھنڈک اور کم ٹکڑے ٹکڑے ہونے کی وجہ سے، پہلے ستارے انتہائی بڑے ہو سکتے تھے (دسوں سے سینکڑوں شمسی ماس تک)۔
شدید الٹرا وائلٹ تابکاری: بڑے ستارے مضبوط UV شعاعیں پیدا کرتے ہیں، جو ان کے گرد ہائیڈروجن کو آئنائز کر سکتی ہیں، اور ہیلو میں مزید ستاروں کی تشکیل کو متاثر کرتی ہیں۔

4.2 بڑے ستاروں سے فیڈبیک

بڑے پاپولیشن III ستارے عام طور پر چند ملین سال ہی زندہ رہتے تھے پھر سپرنووا یا یہاں تک کہ جوڑی عدم استحکام سپرنووا (اگر وہ ~140 M_⊙ سے زیادہ ہوں) کے طور پر ختم ہوتے تھے۔ ان واقعات کی توانائی کے دو بنیادی نتائج تھے:

گیس کی خرابی: جھٹکے کی لہریں گیس کو گرم کرتی ہیں اور کبھی کبھار اسے منی-ہیلو سے نکال دیتی ہیں، جس سے مقامی طور پر اضافی ستاروں کی تشکیل رک جاتی ہے۔
کیمیائی افزودگی: سپرنووا کے اخراج نے آس پاس کے ماحول کو بھاری عناصر (C, O, Fe) سے بھر دیا۔ ان دھاتوں کی معمولی مقدار بھی اگلی نسل کے ستاروں کی تشکیل پر نمایاں اثر ڈالتی ہے، جو زیادہ مؤثر ٹھنڈک اور کم ماس والے ستاروں کو ممکن بناتی ہے۔

5. پروٹوگیلیکسیز: انضمام اور نمو

5.1 منی-ہیلوز سے آگے

وقت کے ساتھ، منی-ہیلوز مرج ہوئے یا اضافی ماس حاصل کر کے بڑے ڈھانچے بنائے جنہیں پروٹو کہکشائیں کہا جاتا ہے۔ ان کا ماس 10⁷–10⁸ M_⊙ یا اس سے زیادہ تھا اور ان کا وائرل درجہ حرارت (~10⁴ K) زیادہ تھا، جو ایٹمی ہائیڈروجن کولنگ کی اجازت دیتا تھا۔ اس طرح پروٹو کہکشائیں زیادہ ستاروں کی پیدائش کے مراکز تھیں:

زیادہ پیچیدہ اندرونی حرکیات: جیسے جیسے ہیلوز کا ماس بڑھا، گیس کے بہاؤ، گردش کی حمایت، اور فیڈبیک کے اثرات مزید پیچیدہ ہو گئے۔
ابتدائی کہکشائی ڈسکس کی ممکنہ تشکیل: کچھ منظرناموں میں، گیس کی گردش نے چپٹی، گھومتی ہوئی پروٹو-ڈسکس بنائیں، جو موجودہ کہکشاؤں میں دیکھے جانے والے اسپائرل ڈھانچوں کی پیش گوئی کرتی ہیں۔

5.2 ری آئنائزیشن اور بڑے پیمانے پر اثرات

پروٹو کہکشائیں، اپنی نئی بننے والی ستاروں کی آبادیوں کی مدد سے، اہم آئنائزنگ تابکاری فراہم کرتی تھیں جس نے غیر جانبدار بین کہکشائی مادے کو آئنائزڈ میں تبدیل کرنے میں مدد دی—اس عمل کو ری آئنائزیشن کہا جاتا ہے۔ یہ مرحلہ، جو تقریباً ریڈ شفٹ z ≈ 6–10 (اور ممکنہ طور پر اس سے زیادہ) پر محیط ہے، اس بڑے پیمانے پر ماحول کی تشکیل کے لیے اہم ہے جس میں بعد کی کہکشائیں پروان چڑھیں۔

6. منی-ہیلوز اور پروٹو کہکشاؤں کا مشاہدہ

6.1 بلند ریڈ شفٹ کے چیلنجز

تعریف کے مطابق، یہ ابتدائی ترین ساختیں بہت بلند ریڈ شفٹ (z > 10) پر بنی تھیں، جو بگ بینگ کے چند سو ملین سال بعد کے برابر ہیں۔ ان کی روشنی:

مدھم
انتہائی ریڈ شفٹ شدہ انفراریڈ یا طویل تر طول موجوں میں
عارضی، کیونکہ وہ مضبوط فیڈبیک کے تحت تیزی سے ارتقا پذیر ہوتے ہیں

نتیجتاً، اگلی نسل کے آلات کے لیے بھی انفرادی منی-ہیلوز کا براہ راست مشاہدہ مشکل رہتا ہے۔

6.2 بالواسطہ اشارے

مقامی “فوسلز”: لوکل گروپ میں الٹرا-فینٹ ڈوارف کہکشائیں زندہ بچ جانے والے باقیات ہو سکتی ہیں یا ان میں کیمیائی نشانیاں ہو سکتی ہیں جو ابتدائی منی-ہیلوز کی اصل کی طرف اشارہ کرتی ہیں۔
دھات سے غریب ہیلوز کے ستارے: کچھ Milky Way کے ہیلوز کے ستارے کم دھاتیت کے ساتھ غیر معمولی مقدار کے نمونے دکھاتے ہیں، جو ممکنہ طور پر منی-ہیلوز کے ماحول میں Population III سپرنووا سے افزودگی کی عکاسی کرتے ہیں۔
21-cm لائن مشاہدات: LOFAR، HERA، اور مستقبل کے SKA جیسے تجربات 21-cm لائن کے ذریعے غیر جانبدار ہائیڈروجن کا نقشہ بنانے کا ارادہ رکھتے ہیں، جو ممکنہ طور پر ڈارک ایجز اور کاسمی ڈان کے دوران چھوٹے پیمانے کی ساختوں کی تقسیم کو ظاہر کرے گا۔

6.3 JWST اور مستقبل کے دوربینوں کا کردار

یہ James Webb Space Telescope (JWST) کمزور انفراریڈ ذرائع کو بلند ریڈ شفٹ پر دریافت کرنے کے لیے ڈیزائن کیا گیا ہے، جو ابتدائی کہکشاؤں کا قریب سے معائنہ ممکن بناتا ہے جو شاید منی-ہیلوز سے ایک قدم آگے ہوں۔ اگرچہ مکمل طور پر الگ تھلگ منی-ہیلوز پہنچ سے باہر رہ سکتے ہیں، JWST کا ڈیٹا یہ واضح کرے گا کہ تھوڑے بڑے ہیلوز اور پروٹو کہکشائیں کیسے برتاؤ کرتی ہیں، اور بہت چھوٹے سے زیادہ پختہ نظاموں میں تبدیلی پر روشنی ڈالے گا۔

7. جدید ترین سیمولیشنز

7.1 N-Body اور ہائڈروڈائنامیکل طریقے

منی-ہیلوز کو تفصیل سے سمجھنے کے لیے، محققین N-body سمولیشنز (تاریک مادے کے کششی زوال کو ٹریک کرنا) کو ہائڈروڈائنامکس (گیس کی فزکس: ٹھنڈک، ستارہ سازی، رائے دہی کی ماڈلنگ) کے ساتھ ملاتے ہیں۔ یہ سمولیشنز دکھاتی ہیں کہ:

پہلے ہیلوز کا زوال z ∼ 20–30 پر ہوتا ہے، جو کائناتی مائیکروویو بیک گراؤنڈ کی حدود کے مطابق ہے۔
مضبوط رائے دہی کے حلقے تب شروع ہوتے ہیں جب ایک یا دو بڑے ستارے بنتے ہیں، جو قریبی ہیلوز میں ستارہ سازی کو متاثر کرتے ہیں۔

7.2 جاری چیلنجز

کمپیوٹیشنل طاقت میں زبردست ترقی کے باوجود، منی-ہیلوز کی سمولیشنز کو مالیکیولر ہائیڈروجن کی حرکیات، ستارہ سازی کی رائے دہی، اور ٹوٹ پھوٹ کے امکانات کو درست طریقے سے پکڑنے کے لیے انتہائی اعلیٰ ریزولوشن کی ضرورت ہوتی ہے۔ ریزولوشن یا رائے دہی کی چھوٹی چھوٹی تبدیلیاں نتائج کو نمایاں طور پر بدل سکتی ہیں— جیسے ستارہ سازی کی کارکردگی یا افزودگی کی سطح۔

8. منی-ہیلوز اور پروٹو کہکشاؤں کی کائناتی اہمیت

کہکشائی نمو کی بنیاد
- یہ چھوٹے پیش رو پہلے کیمیائی افزودگی کا آغاز کرتے ہیں اور بعد میں بڑے ہیلوز میں زیادہ مؤثر ستارہ سازی کے لیے راہ ہموار کرتے ہیں۔
ابتدائی روشنی کے ذرائع
- اپنے بڑے ماس والے آبادی III کے ستاروں کے ذریعے، منی-ہیلوز نے آئنائزنگ فوٹون بجٹ میں حصہ دیا، جو کائناتی ری آئنائزیشن میں مددگار ثابت ہوا۔
پیچیدگی کے بیج
- تاریک مادے کے ممکنہ کنوؤں، گیس کی ٹھنڈک، اور ستاروں کی رائے دہی کے درمیان تعامل نے ایسے نمونے قائم کیے جو بڑے پیمانے پر دہرائے گئے، اور بالآخر کہکشائی کلسٹرز اور سپرکلسٹرز کی تشکیل کی۔

9. نتیجہ

منی-ہیلوز اور پروٹو کہکشائیں جدید کائنات میں ہم جو پیچیدہ کہکشائیں دیکھتے ہیں ان کی ابتدائی جھلکیاں ہیں۔ ری کومبینیشن کے بعد بننے اور مالیکیولر ہائیڈروجن کولنگ کے ذریعے پروان چڑھنے والے یہ چھوٹے ہیلوز نے پہلے ستارے (آبادی III) کو جنم دیا اور ابتدائی کیمیائی افزودگی کو متحرک کیا۔ وقت کے ساتھ، ہیلوز کے انضمام نے پروٹو کہکشائیں بنائیں، جو زیادہ پیچیدہ ستارہ سازی کے ماحول اور کائناتی ری آئنائزیشن کو فروغ دیتی ہیں۔

اگرچہ ان عارضی ڈھانچوں کا براہِ راست مشاہدہ ایک بہت بڑا چیلنج ہے، اعلیٰ ریزولوشن سمولیشنز، کیمیائی مقدار کے مطالعے، اور JWST اور مستقبل کے SKA جیسے بلند پرواز دوربینوں کا امتزاج آہستہ آہستہ کائنات کے ابتدائی دور کا پردہ اٹھا رہا ہے۔ منی-ہیلوز کو سمجھنا اس لیے ضروری ہے کہ یہ سمجھ سکیں کہ کائنات کیسے روشن ہوئی اور آج ہم جو وسیع کائناتی جال دیکھتے ہیں اس میں کیسے متنوع ہوئی۔

حوالہ جات اور مزید مطالعہ

Bromm, V., & Yoshida, N. (2011). “پہلی کہکشائیں۔” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 49, 373–407.
ایبل، ٹی۔، برائن، جی۔ ایل۔، & نورمن، ایم۔ ایل۔ (2002). “کائنات میں پہلے ستارے کی تشکیل۔” سائنس، 295، 93–98۔
Greif, T. H. (2015). “پہلے ستارے اور کہکشاؤں کی تشکیل۔” Computational Astrophysics and Cosmology, 2, 3.
Yoshida, N., Omukai, K., Hernquist, L., & Abel, T. (2006). “ΛCDM کائنات میں ابتدائی ستاروں کی تشکیل۔” The Astrophysical Journal, 652, 6–25.
چیاکی، جی۔، وغیرہ (2019). “انتہائی دھات سے خالی ستاروں کی تشکیل جو میٹل فری ماحول میں سپرنووا شاکس سے متحرک ہوئی۔” مانتھلی نوٹس آف دی رائل ایسٹرو نومیکل سوسائٹی، 483، 3938–3955۔

← پچھلا مضمون اگلا مضمون →

اوپر واپس

بلاگ پر واپس

ملک/علاقہ

زبان