مین سیکوئنس ستارے: ہائیڈروجن فیوژن

Linas Juozenas

وہ طویل، مستحکم مرحلہ جہاں ستارے اپنے مرکز میں ہائیڈروجن کو فیوز کرتے ہیں، کششی زوال کو ریڈی ایشن پریشر کے ساتھ متوازن کرتے ہیں

تقریباً ہر ستارے کی زندگی کی کہانی کے مرکز میں مین سیکوئنس ہوتا ہے—ایک ایسا دور جو مستحکم ہائیڈروجن فیوژن سے ستارے کے مرکز میں متعین ہوتا ہے۔ اس طویل مرحلے کے دوران، نیوکلیئر فیوژن سے نکلنے والا ریڈی ایشن پریشر اندر کی طرف کششی قوت کے توازن میں ہوتا ہے، جو ستارے کو ایک طویل عرصے تک توازن اور مستحکم روشنی فراہم کرتا ہے۔ چاہے وہ ایک چھوٹا سرخ بونا ہو جو کھربوں سالوں تک مدھم چمکتا رہے یا ایک بڑا O-type ستارہ ہو جو صرف چند ملین سالوں کے لیے شدید چمک رہا ہو، ہر وہ ستارہ جو ہائیڈروجن فیوژن تک پہنچتا ہے اسے مین سیکوئنس پر سمجھا جاتا ہے۔ اس مضمون میں، ہم یہ سمجھاتے ہیں کہ ہائیڈروجن فیوژن کیسے ہوتا ہے، کیوں مین سیکوئنس کے ستارے اتنے مستحکم ہوتے ہیں، اور کس طرح ماس ان کی آخری تقدیر کا تعین کرتا ہے۔

1. مین سیکوئنس کی تعریف

1.1 Hertzsprung–Russell (H–R) Diagram

ستارے کی H–R ڈایاگرام پر پوزیشن—جو روشنی (یا مطلق میگنیٹیوڈ) کو سطحی درجہ حرارت (یا اسپیکٹرم کی قسم) کے خلاف ظاہر کرتی ہے—اکثر اس کے ارتقائی مرحلے کی نشاندہی کرتی ہے۔ مرکز میں ہائیڈروجن فیوز کرنے والے ستارے ایک ترچھے بینڈ میں جمع ہوتے ہیں جسے مین سیکوینس کہا جاتا ہے:

گرم، روشن ستارے اوپری بائیں جانب (O، B اقسام)۔
ٹھنڈے، مدھم ستارے نچلے دائیں جانب (K، M اقسام)۔

جب ایک پروٹوسٹار مرکز میں ہائیڈروجن فیوژن شروع کرتا ہے، تو وہ زیرو-عمر مین سیکوینس (ZAMS) پر "آجاتا" ہے۔ وہاں سے، اس کا ماس اس کی روشنی، درجہ حرارت، اور مین سیکوینس کی عمر کا تعین کرتا ہے [1]۔

1.2 استحکام کی کنجی

مین سیکوینس ستارے ایک توازن پاتے ہیں—مرکز میں ہائیڈروجن فیوژن سے پیدا ہونے والا ریڈی ایشن پریشر ستارے کے وزن کو کشش ثقل سے بالکل متوازن کرتا ہے۔ یہ مستحکم توازن اس وقت تک برقرار رہتا ہے جب تک مرکز میں ہائیڈروجن کافی حد تک ختم نہ ہو جائے۔ نتیجتاً، مین سیکوینس عام طور پر ستارے کی کل زندگی کا 70–90% نمائندگی کرتا ہے، جو زیادہ ڈرامائی آخری مراحل سے پہلے کا "سنہری دور" ہے۔

2. مرکز ہائیڈروجن فیوژن: اندرونی انجن

2.1 پروٹون-پروٹون چین

تقریباً 1 شمسی ماس یا اس سے کم والے ستاروں کے لیے، پروٹون-پروٹون (p–p) چین مرکز میں فیوژن پر حاوی ہوتا ہے:

پروٹونز ضم ہو کر ڈیوٹیریم بناتے ہیں، جس سے پوزیٹرونز اور نیوٹریونز خارج ہوتے ہیں۔
ڈیوٹیریم ایک اور پروٹون کے ساتھ ضم ہو کر ³He بناتا ہے۔
دو ³He نیوکلیائی مل کر پیدا کرتے ہیں ⁴He اور دو پروٹونز کو آزاد کرنا۔

کیونکہ ٹھنڈے، کم ماس والے ستاروں کے مرکز کے درجہ حرارت کم ہوتے ہیں (~10⁷ K سے چند 10 تک⁷ K)، p–p چین ان حالات میں زیادہ مؤثر ہے۔ اگرچہ ہر ردعمل کا مرحلہ معمولی توانائی خارج کرتا ہے، مجموعی طور پر یہ واقعات سورج جیسے یا چھوٹے ستاروں کو توانائی فراہم کرتے ہیں، جو اربوں سالوں تک مستحکم روشنی کو یقینی بناتے ہیں [2]۔

2.2 بڑے ستاروں میں CNO سائیکل

گرم، زیادہ بڑے ستاروں میں (تقریباً >1.3–1.5 شمسی ماسز)، CNO cycle ہائیڈروجن فیوژن کا بنیادی راستہ بن جاتا ہے:

کاربن، نائٹروجن، اور آکسیجن بطور کیٹالسٹ کام کرتے ہیں، جو پروٹونز کو زیادہ رفتار سے ضم ہونے کے قابل بناتے ہیں۔
مرکز کا درجہ حرارت اکثر ~1.5×10 سے زیادہ ہوتا ہے⁷ K، جہاں CNO سائیکل تیزی سے چلتا ہے، جو وافر نیوٹرینو اور ہیلیم نیوکلئیس پیدا کرتا ہے۔
مجموعی ردعمل وہی ہے (چار پروٹون → ایک ہیلیم نیوکلئیس)، لیکن چین C, N, اور O آئسوٹوپس کے ذریعے چلتی ہے، جو فیوژن کو تیز کرتی ہے [3]۔

2.3 توانائی کی منتقلی: تابکاری اور کنویکشن

مرکز میں پیدا ہونے والی توانائی کو ستارے کی تہوں سے باہر منتقل ہونا ہوتا ہے:

ریڈی ایٹو زون: فوٹون آئنز سے بار بار ٹکرا کر آہستہ آہستہ باہر کی طرف پھیلتے ہیں۔
کنویکٹو زون: ٹھنڈی تہوں میں (یا مکمل کنویکٹو کم ماس والے ستاروں میں)، کنویکشن سیلز توانائی کو سیال کی حرکت کے ذریعے منتقل کرتے ہیں۔

کنویکٹو اور ریڈی ایٹو زونز کی جگہ اور حد ستارے کے ماس پر منحصر ہوتی ہے۔ مثال کے طور پر، کم ماس والے M ڈورف مکمل طور پر کنویکٹو ہو سکتے ہیں، جبکہ سورج کا مرکز ریڈی ایٹو اور بیرونی حصہ کنویکٹو ہوتا ہے۔

3. مین سیکوئنس کی عمر کا ماس پر انحصار

3.1 ریڈ ڈورف سے O ستاروں تک کی عمر

کسی ستارے کا ماس اس بات کا سب سے اہم عنصر ہے کہ وہ مین سیکوئنس پر کتنی دیر تک رہتا ہے۔ تقریباً:

زیادہ ماس والے ستارے (O, B): ہائیڈروجن کو تیزی سے ضم کرتے ہیں۔ ان کی عمر چند ملین سال تک مختصر ہو سکتی ہے۔
درمیانے ماس والے ستارے (F, G): سورج کی طرح، جن کی عمر سیکڑوں ملین سے تقریباً 10 ارب سال تک ہوتی ہے۔
کم ماس والے ستارے (K, M): ہائیڈروجن کو آہستہ آہستہ ضم کرتے ہیں، جن کی عمر کئی ارب سے ممکنہ طور پر کھربوں سال تک ہوتی ہے [4]۔

3.2 ماس-لومی نوسٹی کا تعلق

مین سیکوئنس کی روشنی تقریباً L ∝ M کے تناسب سے بڑھتی ہے^3.5 (اگرچہ مختلف ماس رینجز کے لیے اس کا عدد 3 سے 4.5 کے درمیان مختلف ہو سکتا ہے)۔ زیادہ بڑے ستارے بہت زیادہ روشن ہوتے ہیں، اس لیے وہ اپنے مرکز کے ہائیڈروجن کو تیزی سے ختم کر دیتے ہیں، جس کی وجہ سے ان کی عمر کم ہوتی ہے۔

3.3 زیرو-عمر مین سیکوئنس سے ٹرمینل-عمر مین سیکوئنس تک

جب کوئی ستارہ پہلی بار مرکز میں ہائیڈروجن کو ضم کرنا شروع کرتا ہے، تو ہم اسے زیرو-عمر مین سیکوئنس (ZAMS) کہتے ہیں۔ وقت کے ساتھ، مرکز میں ہیلیم کی راکھ جمع ہو جاتی ہے، جو ستارے کی اندرونی ساخت اور روشنی میں معمولی تبدیلی لاتی ہے۔ ٹرمینل-عمر مین سیکوئنس (TAMS) تک، ستارہ اپنے مرکز کے زیادہ تر ہائیڈروجن کو استعمال کر چکا ہوتا ہے، مین سیکوئنس سے باہر نکلنے اور ریڈ جائنٹ یا سپر جائنٹ مراحل کی طرف ارتقاء کے لیے تیار ہوتا ہے۔

4. ہائیڈرو سٹیٹک توازن اور توانائی کی پیداوار

4.1 باہر کی طرف دباؤ بمقابلہ کشش ثقل

ایک مین سیکوئنس ستارے کے اندر:

حرارتی + تابکاری دباؤ جو فیوژن سے پیدا ہونے والی توانائی سے توازن بناتا ہے
اندر کی طرف کشش ثقل کی قوت ستارے کے ماس کی۔

ریاضیاتی طور پر، یہ توازن hydrostatic equilibrium کے مساوات کے طور پر ظاہر ہوتا ہے:

dP/dr = -ρ (G M(r) / r²)،

جہاں P دباؤ ہے، ρ کثافت ہے، اور M(r) اس رداس r کے اندر بند ماس ہے۔ جب تک مرکز میں کافی ہائیڈروجن موجود ہے، فیوژن اتنی توانائی پیدا کرتا ہے کہ ستارے کی ساخت برقرار رہے بغیر گرنے یا پھٹنے کے [5]۔

4.2 opacity اور ستاروں میں توانائی کی منتقلی

ستارے کے اندرونی مرکب، آئنائزیشن کی حالت، اور درجہ حرارت کا فرق opacity کو متاثر کرتا ہے—یعنی گیس کے ذریعے فوٹونز کی آسانی سے گزرنے کی صلاحیت۔ تابکاری کی منتقلی (بے ترتیب فوٹون بکھراؤ) زیادہ درجہ حرارت اور معتدل کثافت والے اندرونی حصوں میں مؤثر ہوتی ہے، جبکہ اگر opacity بہت زیادہ ہو یا جزوی آئنائزیشن عدم استحکام پیدا کرے تو convection غالب آ جاتا ہے۔ توازن برقرار رکھنے کے لیے ستارہ اپنی کثافت اور درجہ حرارت کی پروفائل کو اس طرح ایڈجسٹ کرتا ہے کہ پیدا ہونے والی چمک سطح سے نکلنے والی چمک کے برابر ہو۔

5. مشاہداتی تشخیص

5.1 طیفی درجہ بندی

مین سیکوئنس پر، ستارے کی spectral type (O, B, A, F, G, K, M) سطحی درجہ حرارت اور رنگ کے ساتھ مطابقت رکھتی ہے:

O, B: گرم (>10,000 K)، روشن، کم عمر والے۔
A, F: درمیانے درجہ حرارت والے، معتدل عمر والے۔
G (سورج کی طرح، 5,800 K)،
K, M: ٹھنڈے (<4,000 K)، کم روشنی والے، ممکنہ طور پر بہت طویل عمر والے۔

5.2 Mass–Luminosity–Temperature

Mass مین سیکوئنس پر ستارے کی luminosity اور surface temperature کا تعین کرتا ہے۔ ستارے کے رنگ (یا طیفی خصوصیات) اور مطلق چمک کا مشاہدہ ماہرین فلکیات کو اس کے ماس اور ارتقائی حالت کا اندازہ لگانے کی اجازت دیتا ہے۔ ان ڈیٹا کو ستاروں کے ماڈلز کے ساتھ ملا کر عمر کے تخمینے، دھاتیت کی حدود، اور ستارے کے مستقبل کے ارتقا کی بصیرت حاصل ہوتی ہے۔

5.3 ستاروں کی ارتقا کے کوڈز اور Isochrones

ستاروں کے گروہ کے رنگ–مقدار کے خاکے کو نظریاتی isochrones (H–R خاکے میں برابر عمر کی لکیریں) کے ساتھ فٹ کر کے، ماہرین فلکیات ستاروں کی آبادیوں کی تاریخ معلوم کر سکتے ہیں۔ مین سیکوئنس ٹرن آف—وہ نقطہ جہاں گروہ کے سب سے بڑے ستارے مین سیکوئنس چھوڑ دیتے ہیں—گروہ کی عمر ظاہر کرتا ہے۔ اس طرح، مین سیکوئنس ستاروں کی تقسیم کا مشاہدہ ستاروں کی ارتقا کے اوقات اور ستاروں کی تشکیل کی تاریخوں کے علم کی بنیاد ہے [6]۔

6. مین سیکوئنس کا اختتام: کور میں ہائیڈروجن کی کمی

6.1 کور کا سکڑنا اور لفافہ کا پھیلاؤ

جب ستارے کے کور میں ہائیڈروجن کم ہو جاتی ہے، تو کور سکڑتا اور گرم ہوتا ہے، جبکہ کور کے گرد ایک ہائیڈروجن جلنے والی شیل روشن ہوتی ہے۔ شیل کے علاقے میں تابکاری دباؤ بیرونی پرتوں کو پھیلنے کا باعث بن سکتا ہے، جس سے ستارہ مین سیکوئنس سے سب جائنٹ اور جائنٹ مراحل میں منتقل ہو جاتا ہے۔

6.2 ہیلیم کی شعلہ افزائی اور پوسٹ-مین سیکوئنس راستے

ماس کے مطابق:

Low and Sun-like Mass Stars (< ~8 M_⊙) ریڈ جائنٹ برانچ پر چڑھتے ہیں، آخر کار کور میں ہیلیم جلاتے ہیں بطور ریڈ جائنٹس یا ہوریزونٹل برانچ ستارے، اور وائٹ ڈوارف کے اختتامی نقطہ پر پہنچتے ہیں۔
Massive Stars سپر جائنٹس میں ارتقاء پاتے ہیں، بھاری عناصر کو فیوز کرتے ہیں یہاں تک کہ کور-کولپس سپرنووا تک پہنچتے ہیں۔

لہٰذا، مین سیکوئنس صرف ستارے کا مستحکم دور نہیں بلکہ وہ بنیاد بھی ہے جس سے ہم اس کے ڈرامائی بعد کے مراحل کی پیش گوئی کرتے ہیں [7]۔

7. خاص کیسز اور تغیرات

7.1 انتہائی کم ماس والے ستارے (ریڈ ڈوارفس)

M dwarfs (0.08–0.5 M_⊙) مکمل طور پر کنوکٹیو ہوتے ہیں، جو ہائیڈروجن کو پورے ستارے میں مکس ہونے دیتے ہیں، جس کی وجہ سے ان کی مین سیکوئنس کی عمر بہت طویل ہوتی ہے—ٹریلین سال تک۔ ان کا کم سطحی درجہ حرارت (تقریباً ~3,700 K سے کم) اور مدھم روشنی انہیں مطالعہ کرنے میں سب سے مشکل بناتی ہے، لیکن یہ کہکشاں میں سب سے عام ستارے ہیں۔

7.2 بہت زیادہ ماس والے ستارے

سب سے اوپر کی حد پر، ~40–50 M_⊙ سے زیادہ ماس والے ستارے طاقتور ستاروں کی ہوائیں اور تابکاری دباؤ ظاہر کر سکتے ہیں، تیزی سے ماس کھو دیتے ہیں۔ کچھ صرف چند ملین سال کے لیے مین سیکوئنس پر مستحکم رہ سکتے ہیں، ممکنہ طور پر Wolf–Rayet ستارے بناتے ہیں، اپنے گرم مرکز کو ظاہر کرتے ہیں اور آخر کار سپرنووا کے طور پر پھٹ جاتے ہیں۔

7.3 میٹالیسٹی کے اثرات

کیمیائی ترکیب (خاص طور پر میٹالیسٹی، یعنی ہیلیم سے بھاری عناصر) اپیسی اور فیوژن کی شرح کو متاثر کرتی ہے، جو مین سیکوئنس کی پوزیشنز کو معمولی طور پر تبدیل کرتی ہے۔ کم میٹال والے ستارے (آبادی II) ایک ہی ماس پر زیادہ نیلے/گرم ہو سکتے ہیں، جبکہ زیادہ میٹالیسٹی زیادہ اپیسی اور ممکنہ طور پر ایک ہی ماس کے لیے ٹھنڈی سطحوں کا باعث بنتی ہے [8]۔

8. کائناتی نقطہ نظر اور کہکشاں کی ارتقاء

8.1 کہکشاں کی روشنی کو ایندھن فراہم کرنا

چونکہ بہت سے ستاروں کے لیے مین سیکوئنس کی عمر بہت طویل ہو سکتی ہے، مین سیکوئنس کی آبادی ایک کہکشاں کی مجموعی روشنی پر غالب ہوتی ہے، خاص طور پر ڈسک کہکشاؤں میں جہاں ستاروں کی تشکیل جاری ہوتی ہے۔ ان ستاروں کی آبادیوں کا مشاہدہ کہکشاں کی عمر، ستاروں کی تشکیل کی شرح، اور کیمیائی ارتقاء کو سمجھنے کے لیے بنیادی ہے۔

8.2 ستاروں کے جھرمٹ اور ابتدائی ماس فنکشن

ستاروں کے جھرمٹوں میں، تمام ستارے ایک ہی وقت کے ارد گرد بنتے ہیں لیکن مختلف ماس کے ساتھ۔ وقت کے ساتھ، سب سے زیادہ بڑے مین سیکوئنس ستارے پہلے الگ ہو جاتے ہیں، جو جھرمٹ کی عمر کو مین سیکوئنس ٹرن آف پر ظاہر کرتے ہیں۔ ابتدائی ماس فنکشن (IMF) یہ طے کرتا ہے کہ کتنے زیادہ اور کم ماس والے ستارے بنتے ہیں، جو جھرمٹ کی طویل مدتی چمک اور فیڈبیک ماحول کا تعین کرتا ہے۔

8.3 شمسی مین سیکوئنس

ہمارا سورج تقریباً 4.6 اربوں سال پرانا، تقریباً اپنے مین سیکوئنس دور کے آدھے راستے پر۔ تقریباً مزید 5 ارب سال میں، یہ مین سیکوئنس چھوڑ دے گا، ریڈ جائنٹ بن جائے گا، پھر آخر کار وائٹ ڈوارف بنے گا۔ یہ مستحکم فیوژن کا مرکزی مرحلہ، جو نظام شمسی کو توانائی فراہم کرتا ہے، اس وسیع اصول کی مثال ہے کہ مین سیکوئنس ستارے اربوں سالوں تک مستحکم حالات فراہم کرتے ہیں—جو سیاروی ترقی اور ممکنہ زندگی کے لیے اہم ہے۔

9. جاری تحقیق اور مستقبل کے بصیرت

9.1 درست ایسٹرو میٹری اور سیسمولوجی

مشنز جیسے Gaia ستاروں کی پوزیشنز اور حرکات کو بے مثال درستگی سے ناپتے ہیں، ماس-روشنائی کے تعلقات اور کلسٹر کی عمروں کو بہتر بناتے ہیں۔ Asteroseismology (مثلاً، Kepler، TESS ڈیٹا) اندرونی ستاروں کی کمپنوں کی جانچ کرتا ہے، جو مرکز کی گردش کی رفتار، مکسنگ کے عمل، اور ہلکے کمپوزیشن گریڈینٹس کو ظاہر کرتا ہے جو مین سیکوئنس ماڈلز کو بہتر بناتے ہیں۔

9.2 غیر معمولی نیوکلیئر راستے

انتہائی حالات یا مخصوص دھاتیت کے لیے، متبادل یا جدید فیوژن کے عمل ہو سکتے ہیں۔ دھات سے غریب ہیلوسٹارز، پوسٹ-مین سیکوئنس اشیاء، یا عارضی مختصر عمر والے بڑے ستاروں کا مطالعہ مختلف ماسز اور کیمیائی ترکیبوں والے ستاروں کے نیوکلیئر راستوں کی وضاحت کرتا ہے۔

9.3 مرجرز اور بائنری تعاملات کا تعلق

قریبی بائنری نظام ماس کا تبادلہ کر سکتے ہیں، ایک ستارے کو مین سیکوئنس پر دوبارہ جوان کر سکتے ہیں یا اسے طویل کر سکتے ہیں (مثلاً، گلوبولر کلسٹرز میں بلو اسٹریگلرز)۔ بائنری ستاروں کی ارتقاء، مرجرز، اور ماس ٹرانسفر پر تحقیق دکھاتی ہے کہ کچھ ستارے عام مین سیکوئنس حدود کو کیسے چالاکی سے بدل سکتے ہیں، جو عالمی H–R ڈایاگرام کی ظاہری شکل کو تبدیل کرتے ہیں۔

10. نتیجہ

مین سیکوئنس ستارے ستاروں کی زندگی کے لازمی، طویل مرحلے کی نمائندگی کرتے ہیں—جہاں ہائیڈروجن فیوژن مرکز میں مستحکم توازن فراہم کرتا ہے، جو کششی زوال کو تابکاری کے بہاؤ کے ساتھ متوازن کرتا ہے۔ ان کا ماس روشنی، عمر، اور فیوژن کے راستے (پروٹون-پروٹون چین بمقابلہ CNO سائیکل) کا تعین کرتا ہے، جو یہ طے کرتا ہے کہ وہ کھربوں سال تک زندہ رہیں گے (ریڈ ڈورف) یا چند ملین میں ختم ہو جائیں گے (بڑے O ستارے)۔ H–R ڈایاگرامز، اسپیکٹروسکوپک ڈیٹا، اور نظریاتی ستاروں کی ساخت کے کوڈز کے ذریعے مین سیکوئنس خصوصیات کا تجزیہ کر کے، ماہرین فلکیات نے ستاروں کی ارتقاء اور کہکشانی آبادیوں کو سمجھنے کے لیے مضبوط فریم ورک قائم کیے ہیں۔

ایک یکساں مرحلے سے بہت دور، مین سیکوئنس بعد کے ستاروں کی تبدیلیوں کے لیے ایک بنیاد کے طور پر کام کرتا ہے—چاہے کوئی ستارہ خوبصورتی سے ریڈ جائنٹ میں پھیل جائے یا سپرنووا کے اختتام کی طرف دوڑے۔ کسی بھی صورت میں، کائنات اپنی مرئی چمک اور کیمیائی افزودگی کا بہت کچھ ان گنت مین سیکوئنس ستاروں کی طویل، مستحکم ہائیڈروجن جلنے کے باعث واجب الادا ہے جو کائنات میں بکھرے ہوئے ہیں۔

حوالہ جات اور مزید مطالعہ

ایڈنگٹن، اے۔ ایس۔ (1926). ستاروں کا داخلی دستور. کیمبرج یونیورسٹی پریس۔ – ستاروں کی ساخت پر ایک بنیادی متن۔
Böhm-Vitense, E. (1958). “Über die Wasserstoffkonvektionszone in Sternen verschiedener Effektivtemperaturen und Leuchtkräfte.” Zeitschrift für Astrophysik, 46, 108–143. – Classic work on stellar convection and mixing.
Clayton, D. D. (1968). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. McGraw–Hill. – Discusses nuclear fusion processes in stellar interiors.
Kippenhahn, R., Weigert, A., & Weiss, A. (2012). Stellar Structure and Evolution, 2nd ed. Springer. – A modern textbook on stellar evolution from formation to late stages.
Stancliffe, R. J., et al. (2016). “The Kepler–Gaia connection: measuring evolution and physics from multi-epoch high-precision data.” Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 128, 051001.
Ekström, S., et al. (2012). “Grids of stellar models with rotation I. Models from 0.8 to 120 Msun at solar metallicity.” Astronomy & Astrophysics, 537, A146.
Salaris, M., & Cassisi, S. (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. John Wiley & Sons. – Comprehensive coverage of stellar evolution modeling and population synthesis.
Massey, P. (2003). “Massive Stars in the Local Group: Implications for Stellar Evolution and Star Formation.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 41, 15–56.

← پچھلا مضمون اگلا مضمون →

اوپر واپس جائیں

بلاگ پر واپس

ملک/علاقہ

زبان