فیڈبیک اثرات: تابکاری اور ہوائیں

Linas Juozenas

کیسے ابتدائی اسٹاربرسٹ علاقے اور بلیک ہولز نے مزید ستاروں کی تشکیل کو منظم کیا

کائناتی طلوع میں، پہلے ستارے اور ابتدائی بلیک ہولز صرف کائنات کے ابتدائی دور کے غیر فعال باشندے نہیں تھے۔ بلکہ، انہوں نے ایک فعال کردار ادا کیا، اپنے ماحول میں وسیع مقدار میں توانائی اور تابکاری داخل کی۔ یہ عمل—جسے مجموعی طور پر فیڈبیک کہا جاتا ہے—ستاروں کی تشکیل کے چکر پر گہرا اثر ڈالتا ہے، مختلف علاقوں میں گیس کے مزید زوال کو روکنا یا بڑھانا۔ اس مضمون میں، ہم ان طریقہ کاروں کا جائزہ لیتے ہیں جن کے ذریعے ابتدائی اسٹاربرسٹ علاقوں اور ابھرتے ہوئے بلیک ہولز سے نکلنے والی تابکاری، ہوائیں، اور باہر نکلنے والے بہاؤ نے کہکشاؤں کی ترقیاتی راہ کو تشکیل دیا۔

1. منظرنامہ ترتیب دینا: پہلے روشن ذرائع

1.1 ڈارک ایجز سے روشنی کی طرف

کائنات کے ڈارک ایجز کے بعد (وہ دور جو recombination کے بعد آیا جب ابھی تک کوئی روشن اجسام وجود میں نہیں آئے تھے)، پاپولیشن III ستارے تاریک مادے اور خالص گیس کے چھوٹے ہیلوز میں نمودار ہوئے۔ یہ ستارے اکثر بہت بڑے اور انتہائی گرم ہوتے تھے، جو الٹراوائلٹ میں شدید روشنی خارج کرتے تھے۔ تقریباً اسی وقت یا اس کے فوراً بعد، سپرمسیو بلیک ہولز (SMBHs) کے بیج بننا شروع ہو سکتے تھے—شاید براہ راست زوال سے یا بڑے پاپولیشن III ستاروں کے باقیات سے۔

1.2 فیڈبیک کیوں اہم ہے

ایک پھیلتی ہوئی کائنات میں، ستاروں کی تشکیل اس وقت ہوتی ہے جب گیس ٹھنڈی ہو کر کششی طور پر انجماد کر سکے۔ تاہم، اگر ستاروں یا بلیک ہولز سے مقامی توانائی کی فراہمی گیس کے بادلوں کو تباہ کر دے یا ان کا درجہ حرارت بڑھا دے، تو مستقبل کی ستاروں کی تشکیل کو روکا یا مؤخر کیا جا سکتا ہے۔ دوسری طرف، مخصوص حالات میں، جھٹکے اور بہاؤ قریبی گیس کے علاقوں کو سکڑنے پر مجبور کر سکتے ہیں، جو اضافی ستاروں کی تشکیل کو تحریک دیتے ہیں۔ ان مثبت اور منفی فیڈبیک حلقوں کو سمجھنا ابتدائی کہکشاؤں کی تشکیل کی درست تصویر کشی کے لیے ضروری ہے۔

2. تابکاری فیڈبیک

2.1 بڑے ستاروں سے آئنائزنگ photons

بڑے، دھات سے خالی Population III ستارے نے شدید Lyman continuum photons خارج کیے، جو غیر جانبدار ہائیڈروجن کو آئنائز کرنے کے قابل تھے۔ اس سے H II regions بنے—ستارے کے گرد آئنائزڈ بلبلے:

حرارت اور دباؤ: آئنائزڈ گیس تقریباً ~10⁴ K درجہ حرارت تک پہنچتی ہے، جس میں زیادہ حرارتی دباؤ ہوتا ہے۔
Photoevaporation: گرد و نواح کے غیر جانبدار گیس کے بادل ionizing photons کے ذریعے ہائیڈروجن ایٹمز سے الیکٹران نکال کر ختم ہو سکتے ہیں، جس سے وہ گرم اور منتشر ہو جاتے ہیں۔
دباؤ یا تحریک: چھوٹے پیمانے پر، photoionization مقامی Jeans ماس بڑھا کر fragmentation کو روک سکتا ہے؛ بڑے پیمانے پر، ionization fronts قریبی غیر جانبدار جھرمٹوں میں compression کو trigger کر سکتے ہیں، جو ممکنہ طور پر نئے ستاروں کی تشکیل کا سبب بن سکتے ہیں۔

2.2 لائمین-ورنر تابکاری

ابتدائی کائنات میں، Lyman-Werner (LW) photons—جن کی توانائیاں 11.2 سے 13.6 eV کے درمیان تھیں—molecular hydrogen (H₂) کو تحلیل کرنے میں اہم کردار ادا کرتے تھے، جو کم دھات والی گیس کے لیے بنیادی کولنٹ تھا۔ جب ابتدائی ستاروں کے دھماکے یا ایک نوخیز بلیک ہول LW photons خارج کرتا ہے:

H₂ کا تباہ ہونا: اگر H₂ تحلیل ہو جائے، تو گیس آسانی سے ٹھنڈی نہیں ہو سکتی۔
ستاروں کی تشکیل میں تاخیر: H₂ کی کمی گرد و نواح کے mini-halos میں انجماد کو روک سکتی ہے، جو نئے ستاروں کی تشکیل کے آغاز کو مؤثر طریقے سے مؤخر کر دیتی ہے۔
“Halo-to-Halo” اثر: یہ LW فیڈبیک بڑی دوریوں تک پھیل سکتا ہے، یعنی ایک روشن شے متعدد قریبی halos میں ستاروں کی تشکیل پر اثر انداز ہو سکتی ہے۔

2.3 ری آئنائزیشن اور بڑے پیمانے پر حرارت

جب z ≈ 6–10 تک پہنچا، ابتدائی ستاروں اور quasars کی مجموعی پیداوار نے reionized کر دیا تھا intergalactic medium (IGM) کو۔ یہ عمل:

IGM کو گرم کرتا ہے: جب ہائیڈروجن آئنائز ہو جاتا ہے، اس کا درجہ حرارت تقریباً 10⁴ K تک پہنچ سکتا ہے، جو حرارتی دباؤ کو شکست دینے کے لیے کم از کم ہیلے کے ماس کو بڑھا دیتا ہے۔
کہکشاں کی نمو میں تاخیر: کم ماس والے ہیلے اتنی گیس کو مؤثر طریقے سے قید نہیں کر پاتے کہ ستارے بن سکیں، جس سے ستاروں کی تشکیل زیادہ بڑے نظاموں کی طرف منتقل ہو جاتی ہے۔

لہٰذا، ری آئنائزیشن کو ایک بڑے پیمانے پر فیڈبیک واقعہ کے طور پر دیکھا جا سکتا ہے، جو غیر جانبدار کائنات کو آئنائزڈ، گرم ماحول میں تبدیل کرتا ہے اور مستقبل کی ستاروں کی تشکیل کے ماحول کو بدل دیتا ہے۔

3. ستاروں کی ہوا اور سپرنووا

3.1 بڑے ستاروں میں ستاروں کی ہوا

کسی ستارے کے سپرنووا میں زندگی ختم ہونے سے بہت پہلے، یہ طاقتور ستاروں کی ہوا چلا سکتا ہے۔ بڑے دھات سے پاک (پاپولیشن III) ستارے جدید اعلی دھاتیت والے ستاروں کے مقابلے میں کچھ مختلف ہوا کی خصوصیات رکھتے ہوں گے، لیکن کم دھاتیت بھی مکمل طور پر مضبوط ہوا کو نہیں روکتی—خاص طور پر بہت بڑے یا گھومتے ہوئے ستاروں کے لیے۔ یہ ہواں کر سکتی ہیں:

منی-ہیلوں سے گیس نکالتا ہے: اگر ہیلے کی ثقلی صلاحیت کمزور ہو، تو ہواں گیس کے نمایاں حصے کو باہر نکال سکتی ہیں۔
بلبلے بناتا ہے: ستاروں کی ہوا کے “بلبلے” انٹر اسٹیلر میڈیم (ISM) میں گہا بناتے ہیں، ہیلے کے اندر ستاروں کی تشکیل کی شرح کو منظم کرتے ہیں۔

3.2 سپرنووا دھماکے

ایک بڑے ستارے کی زندگی کے اختتام پر، کور-کلاسپ یا پیر-انسٹابیلیٹی سپرنووا زبردست کائنیٹک انرجی خارج کرتا ہے (کور-کلاسپ کے لیے تقریباً 10⁵¹ ارگ، پیر-انسٹابیلیٹی واقعات کے لیے ممکنہ طور پر زیادہ)۔ یہ توانائی:

جھٹکے کی لہریں پیدا کرتا ہے: یہ جھٹکے آس پاس کے گیس کو جمع اور گرم کرتے ہیں، ممکنہ طور پر بعد کے زوال کو روک سکتے ہیں۔
گیس کو مالا مال کرتا ہے: اخراجات نئے بنے ہوئے بھاری عناصر لے کر آتے ہیں، جو ISM کی کیمیا کو نمایاں طور پر بدل دیتے ہیں۔ دھاتیں ٹھنڈک کو بہتر بناتی ہیں، جس سے مستقبل کے ستاروں کے ماس چھوٹے ہوتے ہیں۔
کہکشانی بہاؤ: بڑے ہیلوں یا ابتدائی کہکشاؤں میں، بار بار سپرنووا مل کر وسیع تر بہاؤ یا “ہواں” پیدا کر سکتے ہیں، جو مواد کو بین کہکشانی خلا میں دور تک بھیجتے ہیں۔

3.3 مثبت بمقابلہ منفی فیڈبیک

جبکہ سپرنووا جھٹکے گیس کو منتشر کر سکتے ہیں (منفی فیڈبیک)، وہ قریبی بادلوں کو سکڑنے پر مجبور بھی کر سکتے ہیں، جو کشش ثقل کے زوال کو تحریک دیتا ہے (مثبت فیڈبیک)۔ اس کا اثر مقامی حالات پر منحصر ہے—گیس کی کثافت، ہیلے کا ماس، جھٹکے کے سامنے کی جیومیٹری وغیرہ۔

4. ابتدائی بلیک ہولز سے فیڈبیک

4.1 جمع ہونے کی روشنی اور ہواں

ستاروں کی فیڈبیک سے آگے، جمع ہونے والے بلیک ہول (خاص طور پر اگر وہ کوازارز یا AGN میں تبدیل ہوں) ریڈی ایشن پریشر اور ہواوں کے ذریعے مضبوط فیڈبیک دیتے ہیں:

ریڈی ایشن پریشر: تیزی سے جمع ہونے والے بلیک ہول ماس کو توانائی میں اعلیٰ کارکردگی کے ساتھ تبدیل کرتے ہیں، شدید ایکس رے اور یو وی ریڈی ایشن خارج کرتے ہیں۔ یہ آس پاس کے گیس کو آئنائز یا گرم کر سکتا ہے۔
AGN سے چلنے والے آؤٹ فلو: کوازار کی ہوائیں اور جیٹس گیس کو صاف کر سکتی ہیں، کبھی کبھار کلومیٹر کے پیمانے پر، میزبان کہکشاں میں ستارہ سازی کو منظم کرتی ہیں۔

4.2 کوازارز اور پروٹو-AGN کی پیدائش

ابتدائی مراحل میں، بلیک ہول کے بیج (مثلاً، پاپولیشن III ستاروں کے باقیات یا ڈائریکٹ-کولپس بلیک ہولز) اتنے روشن نہیں تھے کہ اپنے فوری منی ہیلوز کے باہر فیڈبیک پر غالب آ سکیں۔ لیکن جیسے جیسے وہ بڑھے (اکریشن یا مرجرز کے ذریعے)، کچھ اتنی روشنی تک پہنچ سکتے تھے کہ IGM پر نمایاں اثر ڈال سکیں۔ ابتدائی کوازار نما ذرائع یہ کر سکتے تھے:

ری آئنائزیشن کو بڑھانا: ایکسٹرکٹنگ بلیک ہول سے نکلنے والے سخت فوٹون ہیلیم اور ہائیڈروجن کو دور دراز علاقوں میں آئنائز کرنے میں مدد دے سکتے ہیں۔
ستارہ سازی کو روکنا یا چمکانا: طاقتور آؤٹ فلو یا جیٹس مقامی ستارہ ساز بادلوں میں گیس کو اڑا سکتے ہیں یا دبا سکتے ہیں۔

5. ابتدائی فیڈبیک کا بڑے پیمانے پر اثر

5.1 کہکشاں کی نمو کا نظم و نسق

ستاروں کی آبادیوں اور بلیک ہولز سے مجموعی فیڈبیک کہکشاں کے “بیریون سائیکل” کی تعریف کرتا ہے—کتنی گیس برقرار رکھی جاتی ہے، کتنی تیزی سے ٹھنڈی ہو سکتی ہے، اور کب خارج کی جاتی ہے:

گیس کے بہاؤ کو روکنا: اگر آؤٹ فلو یا تابکاری حرارت گیس کو آزاد رکھتی ہے، تو کہکشاں کی ستارہ سازی معتدل رہتی ہے۔
بڑے ہیلوز کے لیے راہ ہموار کرنا: آخرکار، بڑے ہیلوز گہرے ممکنہ کنوؤں کے ساتھ بنتے ہیں، جو فیڈبیک کے باوجود اپنی گیس کو بہتر طریقے سے روک سکتے ہیں، اور اس طرح زیادہ ستارے پیدا کرتے ہیں۔

5.2 کوسمک ویب کی افزودگی

سپرنووا اور AGN سے چلنے والی ہوائیں دھاتوں کو کوسمک ویب میں لے جا سکتی ہیں، بڑے پیمانے پر فلامینٹس اور وُوڈز کو بھاری عناصر کے نشانات سے آلودہ کر دیتی ہیں۔ یہ اس مرحلے کی بنیاد رکھتا ہے جہاں بعد کے کائناتی ادوار میں بننے والی کہکشائیں زیادہ کیمیائی طور پر مالا مال گیس کے ساتھ شروع کر سکیں۔

5.3 ری آئنائزیشن کا ٹائم لائن اور ساخت

اعلی ریڈ شفٹ مشاہدات سے پتہ چلتا ہے کہ ری آئنائزیشن ممکنہ طور پر ایک پیچی عمل تھا، جس میں آئنائزڈ بلبلز ابتدائی ستارہ ساز ہیلوز اور AGN کے کلسٹروں کے گرد پھیل رہے تھے۔ فیڈبیک اثرات—خاص طور پر روشن ذرائع سے—یہ تعین کرنے میں مدد دیتے ہیں کہ IGM کتنی تیزی اور یکسانیت سے آئنائزڈ حالت میں منتقل ہوتا ہے۔

6. مشاہداتی شواہد اور اشارے

6.1 دھات سے غریب کہکشائیں اور بونے نظام

جدید ماہرین فلکیات مقامی مماثلوں کو دیکھتے ہیں—جیسے دھات سے غریب بونے کہکشائیں—یہ دیکھنے کے لیے کہ فیڈبیک کم ماس والے نظاموں میں کیسے کام کرتا ہے۔ بہت سے بونوں میں، شدید ستارہ دھماکے انٹرسٹیلر میڈیم کے بڑے حصے کو باہر نکال دیتے ہیں۔ یہ اس بات کے مترادف ہے جو ابتدائی منی ہیلوز میں ہوا ہوگا جب سپرنووا سرگرمی پہلی بار شروع ہوئی۔

6.2 کوازار اور گاما رے برسٹ مشاہدات

گاما رے برسٹس جو بڑے ستاروں کے انہدام سے اعلی ریڈ شفٹ پر نکلتے ہیں، ماحول کے گیس مواد اور آئنائزیشن کی حالت کو جانچنے کے لیے استعمال کیے جا سکتے ہیں۔ اسی طرح، کوازار جذب لائنیں مختلف ریڈ شفٹ پر IGM کے دھات کے مواد اور درجہ حرارت کی تفصیل دیتی ہیں، جو ستارہ ساز کہکشاؤں سے نکلنے والے بہاؤ کے پیمانے کی نشاندہی کرتی ہیں۔

6.3 اخراج لائن کے نشانات

اسپیکٹروسکوپک نشانات (مثلاً لائمین-α اخراج، دھات کی لائنیں جیسے [O III], C IV) اعلیٰ ریڈ شفٹ کہکشاؤں میں ہواوں یا سپر ببلز کی شناخت میں مدد دیتے ہیں، جو فیڈبیک کے عمل کی براہ راست شہادت فراہم کرتے ہیں۔ جیمز ویب اسپیس ٹیلی سکوپ (JWST) ان خصوصیات کو زیادہ واضح طور پر، حتیٰ کہ مدھم ابتدائی کہکشاؤں میں بھی، قید کرنے کے لیے تیار ہے۔

7. سیمولیشنز: منی ہیلوز سے کائناتی پیمانوں تک

7.1 ہائڈروڈائنامکس + ریڈی ایٹو ٹرانسفر

جدید کائناتی سیمولیشنز (مثلاً FIRE, IllustrisTNG, CROC) ہائڈروڈائنامکس, ستارے بننے، اور ریڈی ایٹو ٹرانسفر کو خود مطابقت کے ساتھ ماڈل کرنے کے لیے ضم کرتے ہیں۔ اس سے محققین کو اجازت ملتی ہے کہ:

یہ معلوم کریں کہ بڑے ستاروں اور AGN سے آئنائزنگ تابکاری مختلف پیمانوں پر گیس کے ساتھ کیسے تعامل کرتی ہے۔
آؤٹ فلو کی پیدائش، ان کی ترسیل، اور یہ کہ وہ بعد میں گیس کے حصول کو کیسے متاثر کرتے ہیں، کو پکڑیں۔

7.2 ماڈل مفروضات کے لیے حساسیت

ماڈل کے نتائج ان مفروضات کی بنیاد پر نمایاں طور پر بدل سکتے ہیں:

ستاروں کا ابتدائی ماس فنکشن (IMF): IMF کا ڈھلوان اور کٹ آف بڑے ستاروں کی تعداد کو متاثر کرتا ہے اور اس طرح تابکاری اور سپرنووا فیڈبیک کی شدت کو بھی۔
AGN فیڈبیک کی ترکیبیں: بلیک ہول کے حصول کی توانائی کو آس پاس کے گیس سے جوڑنے کے مختلف طریقے مختلف آؤٹ فلو کی طاقتوں کا باعث بنتے ہیں۔
دھاتوں کا امتزاج: دھاتیں کتنی تیزی سے پھیلتی ہیں، یہ مقامی ٹھنڈک کے اوقات کو بدل سکتا ہے، جو بعد کی ستارے بنانے پر گہرا اثر ڈالتا ہے۔

8. کیوں فیڈبیک ابتدائی کائناتی ارتقاء کا تعین کرتا ہے

8.1 پہلی کہکشاؤں کی تشکیل

فیڈبیک محض ایک ضمنی اثر نہیں ہے؛ یہ اس کہانی کا مرکزی حصہ ہے کہ چھوٹے ہیلوز کس طرح مل کر پہچانی جانے والی کہکشاؤں میں تبدیل ہوتے ہیں۔ ایک واحد بڑے ستارے کے کلسٹر کے سپرنووا دھماکے یا ایک نوخیز بلیک ہول کا آؤٹ فلو مقامی ستارے بنانے کی کارکردگی کو نمایاں طور پر بدل سکتا ہے۔

8.2 ری آئنائزیشن کی رفتار کا انتظام

کیونکہ فیڈبیک یہ کنٹرول کرتا ہے کہ چھوٹے ہیلوز میں کتنے ستارے بنتے ہیں (اور اس طرح کتنے آئنائزنگ فوٹونز پیدا ہوتے ہیں)، یہ کائناتی ری آئنائزیشن کے ٹائم لائن کے ساتھ جڑا ہوا ہے۔ مضبوط فیڈبیک کے تحت، کم ماس والے کہکشائیں کم ستارے بناتی ہیں، جس سے ری آئنائزیشن سست ہو جاتی ہے۔ کمزور فیڈبیک کے تحت، بہت سے چھوٹے نظام حصہ لے سکتے ہیں، ممکنہ طور پر ری آئنائزیشن کو تیز کرتے ہوئے۔

8.3 سیاروی اور حیاتیاتی ارتقاء کے لیے حالات کا تعین

کائناتی پیمانوں پر بھی وسیع تر، فیڈبیک دھاتوں کی تقسیم کو متاثر کرتا ہے، جو سیاروں کی تشکیل اور بالآخر زندگی کی کیمیا کے لیے ضروری ہیں۔ اس طرح، ابتدائی فیڈبیک کے واقعات نے کائنات کو نہ صرف توانائی سے بلکہ زیادہ ترقی یافتہ کیمیائی ماحول کے خام اجزاء سے بھی بھرنے میں مدد دی۔

9. مستقبل کا منظرنامہ

9.1 اگلی نسل کے مشاہداتی مراکز

JWST: ری آئنائزیشن کے دور کو ہدف بناتے ہوئے، JWST کے انفراریڈ آلات دھول کی تہوں کو ہٹائیں گے اور پہلے ارب سالوں میں ستارہ پھوٹنے والی ہوائیں اور AGN فیڈبیک کو ظاہر کریں گے۔
انتہائی بڑے دوربینیں (ELTs): ان کی ہائی ریزولوشن اسپیکٹروسکوپی کمزور ذرائع کی مزید تفصیل سے فیڈبیک کے آثار (ہوائیں، بہاؤ، دھات کی لائنیں) کو بلند ریڈ شفٹ پر کھول سکتی ہے۔
SKA (اسکوائر کلومیٹر ارے): 21-سینٹی میٹر ٹوموگرافی کے ذریعے، یہ نقشہ بنا سکتا ہے کہ کس طرح آئنائزیشن کے بلبلے ستاروں اور AGN فیڈبیک کے اثر سے پھیل گئے۔

9.2 بہتر شدہ سیمولیشنز اور نظریہ

مزید بہتر سیمولیشنز جن میں بہتر ریزولوشن اور حقیقی طبیعیات (مثلاً، دھول، ہلچل، مقناطیسی میدانوں کا بہتر انتظام) شامل ہوں گے، فیڈبیک کی پیچیدگیوں پر روشنی ڈالیں گے۔ نظریہ اور مشاہدے کے درمیان یہ ہم آہنگی باقی سوالات کو حل کرنے کا وعدہ کرتی ہے—جیسے کہ ابتدائی بونے کہکشاؤں میں بلیک ہول سے چلنے والی ہواؤں کی طاقت کتنی تھی، یا مختصر عرصے کے ستارہ پھوٹنے نے کائناتی جال کو کیسے شکل دی۔

10۔ نتیجہ

ابتدائی کائنات میں فیڈبیک اثرات—تابکاری، ہوائیں، اور سپرنوا/AGN بہاؤ کے ذریعے—کائناتی دروازہ بانوں کی طرح کام کرتے تھے، ستاروں کی تشکیل اور بڑے پیمانے پر ڈھانچے کی ترقی کی رفتار کو کنٹرول کرتے تھے۔ فوٹوآئنائزیشن جو قریبی ہیلوز میں زوال کو روکتا ہے سے لے کر طاقتور بہاؤ جو گیس کو صاف یا دبا دیتے ہیں، یہ عمل مثبت اور منفی فیڈبیک لوپس کا ایک پیچیدہ جال بناتے ہیں۔ مقامی سطح پر مضبوط ہوتے ہوئے، یہ کائناتی جال کے ارتقاء پر بھی اثر انداز ہوتے ہیں، ری آئنائزیشن، کیمیائی افزودگی، اور کہکشاؤں کی درجہ بندی میں اضافہ کو متاثر کرتے ہیں۔

نظریاتی ماڈلز، اعلیٰ ریزولوشن سیمولیشنز، اور جدید دوربینوں سے شاندار مشاہدات کو جوڑ کر، ماہرین فلکیات مسلسل یہ سمجھنے کی کوشش کر رہے ہیں کہ یہ ابتدائی فیڈبیک میکانزم کس طرح کائنات کو روشن کہکشاؤں کے دور میں لے گئے، جو مزید پیچیدہ فلکیاتی ڈھانچوں کے لیے راہ ہموار کرتے ہیں—یہاں تک کہ سیاروں اور زندگی کے لیے ضروری کیمیائی راستے بھی شامل ہیں۔

حوالہ جات اور مزید مطالعہ

چیاردی، بی۔، اور فیراڑا، اے۔ (2005). “پہلے کائناتی ڈھانچے اور ان کے اثرات۔” اسپیس سائنس ریویوز، 116، 625–705۔
Bromm, V., & Yoshida, N. (2011). “پہلی کہکشائیں۔” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 49, 373–407.
موراتوف، اے۔ ایل۔، وغیرہ (2015). “FIRE سیمولیشنز میں تیز، گیس نما بہاؤ: ستاروں کی رائے سے چلنے والی کہکشائی ہوائیں۔” ماہانہ نوٹس آف دی رائل ایسٹرونومیکل سوسائٹی، 454، 2691–2713۔
دایال، پی۔، اور فیراڑا، اے۔ (2018). “ابتدائی کہکشاں کی تشکیل اور اس کے وسیع پیمانے پر اثرات۔” فزکس رپورٹس، 780–782، 1–64۔
ہاپکنز، پی۔ ایف۔، وغیرہ (2018). “FIRE-2 سیمولیشنز: طبیعیات، عددی طریقے، اور طریقہ کار۔” ماہانہ نوٹس آف دی رائل ایسٹرونومیکل سوسائٹی، 480، 800–863۔

← پچھلا مضمون اگلا مضمون →

اوپر واپس جائیں

بلاگ پر واپس

ملک/علاقہ

زبان