مالیکیولر بادل اور پروٹوسٹار

Linas Juozenas

ستاروں کی نرسریوں میں سرد، گھنے گیس اور دھول کے بادل کس طرح سکڑ کر نئے ستارے بناتے ہیں

ستاروں کے درمیان بظاہر خالی وسیع خلا میں، مالیکیولر گیس اور دھول کے بہت بڑے بادل خاموشی سے تیر رہے ہیں—molecular clouds۔ یہ سرد، تاریک علاقے جو interstellar medium (ISM) میں پائے جاتے ہیں، ستاروں کے birthplaces ہیں۔ ان کے اندر، کشش ثقل مادے کو اتنا مرکوز کر سکتی ہے کہ nuclear fusion شروع ہو جائے، جو ایک ستارے کے طویل کیریئر کا آغاز ہوتا ہے۔ پھیلاؤ والے دیو مالیکیولر کمپلیکس جو کئی parsecs پر محیط ہوتے ہیں سے لے کر کمپیکٹ گھنے کورز تک، یہ stellar nurseries کہکشانی stellar آبادیوں کو تجدید کرنے کے لیے ضروری ہیں، جو کم ماس والے red dwarfs اور زیادہ ماس والے protostars دونوں کو بناتے ہیں جو ایک دن روشن ہو کر O- یا B-type stars کے طور پر چمکیں گے۔ اس مضمون میں، ہم molecular clouds کی نوعیت، ان کے protostars بنانے کے لیے کس طرح سکڑتے ہیں، اور فزکس کے نازک تعامل—کشش ثقل، turbulence، magnetic fields—کا جائزہ لیتے ہیں جو ستاروں کی تشکیل کے اس بنیادی عمل کو شکل دیتا ہے۔

1. Molecular Clouds: The Cradle of Star Formation

1.1 Composition and Conditions

Molecular clouds بنیادی طور پر ہائیڈروجن مالیکیولز (H₂) پر مشتمل ہوتے ہیں، ساتھ ہی ہیلیم اور معمولی بھاری عناصر (C, O, N, وغیرہ) بھی شامل ہوتے ہیں۔ یہ عام طور پر آپٹیکل طول موج میں سیاہ نظر آتے ہیں کیونکہ دھول کے ذرات ستاروں کی روشنی کو جذب اور منتشر کرتے ہیں۔ عام پیرامیٹرز:

Temperatures: گھنے علاقوں میں تقریباً 10–20 K، جو مالیکیولز کو بندھے رہنے کے لیے کافی سرد ہے۔
Densities: چند سو سے لے کر کئی ملین ذرات فی مکعب سینٹی میٹر (مثلاً، اوسط ISM سے لاکھوں گنا زیادہ کثیف)۔
Mass: بادل چند شمسی کمیتوں سے لے کر 10⁶ M_⊙ سے زیادہ تک پھیلے ہو سکتے ہیں giant molecular clouds (GMCs) [1,2]۔

ایسے کم درجہ حرارت اور زیادہ کثافت مالیکیولز کو بننے اور برقرار رہنے کے قابل بناتے ہیں، جو وہ محفوظ ماحول فراہم کرتے ہیں جہاں کشش ثقل حرارتی دباؤ پر قابو پا سکتی ہے۔

1.2 Giant Molecular Clouds and Substructure

دیوہیکل مالیکیولر بادل—جو کئی پارسیک چوڑے ہوتے ہیں—پیچیدہ ذیلی ساختوں کی میزبانی کرتے ہیں: filaments, dense clumps, اور cores۔ یہ ذیلی علاقے ثقلی طور پر غیر مستحکم ہو سکتے ہیں، جو protostars یا چھوٹے جھرمٹوں میں زوال پذیر ہوتے ہیں۔ ملی میٹر یا سب-ملی میٹر دوربینوں (مثلاً ALMA) کے مشاہدات پیچیدہ فلامینٹری نیٹ ورکس ظاہر کرتے ہیں جہاں ستاروں کی تشکیل اکثر مرتکز ہوتی ہے [3]۔ مالیکیولر لائنز (CO, NH₃, HCO⁺) اور دھول کے تسلسل کے نقشے کالم کثافت، درجہ حرارت، اور حرکیات کی پیمائش میں مدد دیتے ہیں، جو ظاہر کرتے ہیں کہ ذیلی علاقے کس طرح ٹوٹ پھوٹ یا زوال پذیر ہو رہے ہیں۔

1.3 Triggers of Cloud Collapse

صرف کشش ثقل ہمیشہ بڑے پیمانے پر زوال شروع کرنے کے لیے کافی نہیں ہو سکتی۔ اضافی “triggers” میں شامل ہیں:

Supernova Shocks: پھیلتے ہوئے سپرنووا کے باقیات قریبی گیس کو دبا سکتے ہیں۔
H II Region Expansion: بڑے ستاروں سے نکلنے والی آئنائزنگ تابکاری غیر جانبدار مواد کی خولوں کو جمع کرتی ہے، انہیں قریبی مالیکیولر بادلوں کی طرف دھکیلتی ہے۔
Spiral Density Waves: کہکشانی ڈسکس میں، گزرنے والے اسپائرل بازو گیس کو دبا سکتے ہیں، جس سے دیو بادل بنتے ہیں اور آخرکار ستاروں کے جھرمٹ بنتے ہیں [4]۔

اگرچہ تمام ستاروں کی تشکیل کے لیے بیرونی محرک کی ضرورت نہیں ہوتی، یہ عمل ان علاقوں میں جہاں استحکام کمزور ہوتا ہے، ٹوٹ پھوٹ اور ثقلی زوال کو تیز کر سکتے ہیں۔

2. سکڑاؤ کا آغاز: مرکز کی تشکیل

2.1 ثقلی عدم استحکام

جب مالیکیولر بادل کے اندرونی ماس اور کثافت کا ایک حصہ Jeans mass (وہ اہم ماس جس سے زیادہ ثقلی دباؤ حرارتی دباؤ پر غالب آ جاتا ہے) سے تجاوز کر جاتا ہے، تو وہ علاقہ سکڑ سکتا ہے۔ Jeans mass درجہ حرارت اور کثافت کے ساتھ اس طرح تناسب رکھتا ہے:

M_J ∝ (T^3/2) / (ρ^1/2).

عام سرد، گھنے مراکز میں، حرارتی یا آشوب دباؤ ثقلی سکڑاؤ کے خلاف مزاحمت کرنے کی کوشش کرتا ہے، جو ستارے کی تشکیل کا آغاز کرتا ہے [5]۔

2.2 آشوب اور مقناطیسی میدانوں کا کردار

آشوب مالیکیولر بادلوں میں بے ترتیب حرکات پیدا کرتا ہے، جو کبھی کبھار بادل کو فوری سکڑاؤ سے بچاتا ہے، لیکن مقامی دباؤ کو بھی بڑھاتا ہے جو گھنے مراکز کو جنم دیتا ہے۔ اس دوران، مقناطیسی میدان اضافی مدد فراہم کر سکتے ہیں اگر میدان کی لکیریں بادل میں داخل ہوں۔ پولرائزڈ دھول کے اخراج یا زیمین سپلٹنگ کے مشاہدات میدان کی طاقت کو ناپتے ہیں۔ آشوب، مقناطیسیت، اور ثقلی تعامل اکثر ان عظیم بادلوں میں ستارے کی تشکیل کی شرح اور کارکردگی کا تعین کرتے ہیں [6]۔

2.3 ٹوٹ پھوٹ اور کلسٹرز

جب سکڑاؤ جاری رہتا ہے، تو ایک واحد بادل کئی گھنے مراکز میں ٹوٹ سکتا ہے۔ یہ اس بات کی وضاحت کرتا ہے کہ زیادہ تر ستارے کیوں کلسٹرز یا گروپوں میں بنتے ہیں—مشترکہ پیدائشی ماحول چند پروٹوسٹارز سے لے کر ہزاروں ارکان والے امیر ستارہ کلسٹرز تک ہو سکتے ہیں۔ کلسٹرز میں مختلف ماس کے ستارے شامل ہو سکتے ہیں، سبسٹیلر براؤن ڈوارف سے لے کر بڑے O-ٹائپ پروٹوسٹارز تک، جو تقریباً ایک ہی وقت میں ایک ہی GMC میں بنتے ہیں۔

3. پروٹوسٹار کی تشکیل اور مراحل

3.1 گھنے مرکز سے پروٹوسٹار تک

ابتدائی طور پر، بادل کے مرکز میں ایک گھنا مرکز اپنی ہی تابکاری کے لیے غیر شفاف ہو جاتا ہے۔ جب یہ مزید سکڑتا ہے، تو ثقلی توانائی خارج ہوتی ہے، جو نوخیز پروٹوسٹار کو گرم کرتی ہے۔ یہ جسم، جو ابھی بھی دھول کے لفافے میں محصور ہے، ابھی ہائیڈروجن کو فیوز نہیں کر رہا—اس کی روشنی زیادہ تر ثقلی سکڑاؤ سے آتی ہے۔ مشاہداتی طور پر، ابتدائی مرحلے کے پروٹوسٹار انفراریڈ اور سب-ملی میٹر طول موجوں میں نظر آتے ہیں، کیونکہ آپٹیکل پر بھاری دھول کی روک تھام ہوتی ہے [7]۔

3.2 مشاہداتی کلاسز (کلاس 0، I، II، III)

ماہِ فلکیات دان اپنے پروٹوسٹارز کو ان کے دھول کے اخراج کی طیفی توانائی کی تقسیم کی بنیاد پر درجہ بندی کرتے ہیں:

کلاس 0: سب سے ابتدائی مرحلہ۔ پروٹوسٹار گہرائی میں لفافے میں محصور ہوتا ہے، حصول کی شرحیں زیادہ ہوتی ہیں، اور بہت کم یا کوئی ستارے کی روشنی براہ راست نکلتی ہے۔
کلاس I: لفافے کا ماس اب بھی اہم ہے لیکن کلاس 0 کے مقابلے میں کم ہے۔ ایک پروٹوسٹیلر ڈسک نمودار ہوتا ہے۔
کلاس II: اکثر T Tauri ستاروں (کم ماس) یا Herbig Ae/Be ستاروں (درمیانی ماس) کے طور پر شناخت کیے جاتے ہیں۔ ان میں نمایاں ڈسک ہوتے ہیں لیکن کم لفافے، اور مرئی یا قریب-انفراریڈ اخراج غالب ہوتا ہے۔
کلاس III: ایک تقریباً بغیر ڈسک والا پری-مین-سیکوئنس ستارہ۔ نظام ایک مکمل طور پر بنے ہوئے ستارے کے قریب ہے، جس میں صرف ایک باقی ماندہ ڈسک ہے۔

یہ زمرے ستارے کے راستے کو گہرائی میں چھپے ہوئے بچپن سے لے کر زیادہ ظاہر شدہ pre-main-sequence ستارے تک، جو آخر کار مین سیکوئنس پر ہائیڈروجن جلاتا ہے، نشان زد کرتے ہیں [8]۔

3.3 بائپولر آؤٹ فلو اور jets

پروٹوسٹار عام طور پر اپنے گھومنے والے محور کے ساتھ bipolar jets یا collimated outflows چھوڑتے ہیں، جو ممکنہ طور پر جذب کی ڈسک میں magnetohydrodynamic عمل سے چلتے ہیں۔ یہ jets آس پاس کے لفافے میں گہا بناتے ہیں، شاندار Herbig–Haro objects تخلیق کرتے ہیں۔ اسی وقت، سست، وسیع زاویہ والے آؤٹ فلو اضافی زاویائی حرکت کو گرتی ہوئی گیس سے ہٹا دیتے ہیں، جس سے پروٹوسٹار بہت تیزی سے گھومنے سے بچتا ہے۔

4. جذب کی ڈسکیں اور زاویائی حرکت

4.1 ڈسک کی تشکیل

جب بادل کا کور سکڑتا ہے، زاویائی حرکت کے تحفظ کی وجہ سے گرتا ہوا مادہ ایک گھومتے ہوئے circumstellar disk میں جمع ہو جاتا ہے جو پروٹوسٹار کے گرد ہوتا ہے۔ یہ ڈسک، جو گیس اور دھول پر مشتمل ہوتی ہے، radius میں دسوں سے سینکڑوں AU تک ہو سکتی ہے۔ وقت کے ساتھ، یہ ڈسک protoplanetary disk میں تبدیل ہو سکتی ہے جہاں سیارے بن سکتے ہیں۔

4.2 ڈسک کی ترقی اور جذب کی شرح

ڈسک سے پروٹوسٹار پر جذب ڈسک کی viscosity اور MHD turbulence (“alpha-disk” ماڈل) کے ذریعے کنٹرول ہوتا ہے۔ عام پروٹوسٹار ماس جذب کی شرحیں 10 ہو سکتی ہیں⁻⁶–10⁻⁵ M_⊙ yr⁻¹، کم ہوتا جاتا ہے جب ستارہ آخری ماس کے قریب پہنچتا ہے۔ سب ملیمیٹر طول موجوں میں ڈسک کی حرارتی روشنی کا مشاہدہ ڈسک کے ماس اور ریڈیئل ساخت کی پیمائش میں مدد دیتا ہے، جبکہ اسپیکٹروسکوپی ستارے کی سطح کے قریب جذب کے ہاٹ اسپاٹس ظاہر کر سکتی ہے۔

5. بڑے ستارے کی تشکیل

5.1 بڑے پروٹوسٹارز کے چیلنجز

بڑے O- یا B-قسم کے ستارے بنانے میں اضافی پیچیدگیاں پیش آتی ہیں:

ریڈی ایشن پریشر: ایک زیادہ روشنی والا پروٹوسٹار مضبوط باہر کی طرف ریڈی ایشن خارج کرتا ہے جو جذب کو روک سکتا ہے۔
مختصر کیلون-ہلمہولٹز ٹائم اسکیل: بڑے ستارے تیزی سے اعلیٰ کور درجہ حرارت تک پہنچتے ہیں، فیوژن کو جلا دیتے ہیں جبکہ ابھی بھی مادہ جذب کر رہے ہوتے ہیں۔
کلسٹرڈ ماحولیات: بڑے ستارے عام طور پر گھنے کلسٹر کورز میں بنتے ہیں، جہاں تعاملات اور باہمی تاثرات (آئنائزنگ ریڈی ایشن، آؤٹ فلو) گیس کی شکل دیتے ہیں [9]۔

5.2 مسابقتی جمع اور فیڈبیک

گنجان کلسٹر ماحول میں، متعدد پروٹوسٹارز ایک ہی گیس کے ذخیرے کے لیے مقابلہ کرتے ہیں۔ نئے بننے والے بڑے ستاروں سے نکلنے والے آئنائزنگ فوٹونز اور ستاروں کی ہوائیں پڑوسی کورز کو photo-evaporate کر سکتی ہیں، ان کی ستارے کی تشکیل کو بدل یا ختم کر سکتی ہیں۔ ان رکاوٹوں کے باوجود، بڑے ستارے بنتے ہیں، اگرچہ کم تعداد میں، اور ستارے بنانے والے علاقوں میں توانائی اور افزودگی کے اخراجات پر غالب ہوتے ہیں۔

6. ستارے کی تشکیل کی شرح اور کارکردگی

6.1 عالمی کہکشانی SFR

کہکشانی پیمانے پر، ستارے کی تشکیل کی شرح (SFR) گیس کی سطحی کثافت کے ساتھ مطابقت رکھتی ہے—Kennicutt–Schmidt قانون۔ سپائرل بازو یا بارز میں مالیکیولر علاقے بڑے ستارے بنانے والے کمپلیکس پیدا کر سکتے ہیں۔ بونے بے قاعدہ یا کم کثافت والے ماحول میں، ستارے کی تشکیل زیادہ بے ترتیب ہوتی ہے۔ دریں اثنا، ستارے کی پیدائش والی کہکشائیں شدید، مختصر مدتی ستارے بنانے کے واقعات کا تجربہ کر سکتی ہیں جو تعاملات یا انفلوز سے متحرک ہوتے ہیں [10]۔

6.2 ستارے کی تشکیل کی کارکردگی (SFE)

مکولیولر بادل میں تمام ماس ستارے نہیں بنتی۔ مشاہدات سے پتہ چلتا ہے کہ ایک بادل میں ستارے کی تشکیل کی کارکردگی (SFE) چند فیصد سے لے کر چند دہائیوں فیصد تک ہو سکتی ہے۔ پروٹوسٹیلر آؤٹ فلو، تابکاری، اور سپرنووا سے ملنے والا فیڈبیک باقی گیس کو منتشر یا گرم کر سکتا ہے، مزید سکڑاؤ کو روک سکتا ہے۔ نتیجتاً، ستارے کی تشکیل ایک خود نظم کرنے والا عمل ہے، جو شاذ و نادر ہی پورے بادل کو ایک بار میں ستاروں میں تبدیل کرتا ہے۔

7. پروٹوسٹیلر عمر اور مین سیکوئنس کا آغاز

7.1 وقت کے پیمانے

پروٹوسٹیلر مرحلہ: کم ماس والے پروٹوسٹارز کور ہائیڈروجن فیوژن کے آغاز سے پہلے چند ملین سال سکڑنے اور جمع کرنے میں گزار سکتے ہیں۔
T Tauri / پری-مین-سیکوئنس: یہ روشن پری-مین-سیکوئنس مرحلہ اس وقت تک جاری رہتا ہے جب تک ستارہ زیرو-عمر مین سیکوئنس (ZAMS) پر مستحکم نہ ہو جائے۔
زیادہ ماس: زیادہ بڑے پروٹوسٹارز تیزی سے سکڑتے اور ہائیڈروجن کو جلاتے ہیں، پروٹوسٹیلر اور مین سیکوئنس مراحل کو تیزی سے جوڑتے ہوئے—چند لاکھ سالوں کے اندر۔

7.2 ہائیڈروجن فیوژن کا آغاز

جب کور کا درجہ حرارت اور دباؤ اہم حدوں تک پہنچ جاتے ہیں (تقریباً 10 ملین K پروٹون-پروٹون چین کے لیے ~1 شمسی ماس والے ستاروں میں)، کور ہائیڈروجن فیوژن شروع ہوتا ہے۔ پھر ستارہ مین سیکوئنس پر مستحکم ہو جاتا ہے، اور اس کی ماس کے مطابق لاکھوں سے اربوں سالوں تک مستحکم تابکاری کرتا رہتا ہے۔

8. موجودہ تحقیق اور مستقبل کی سمتیں

8.1 اعلیٰ قرارداد کی تصویربرداری

ایسے آلات جیسے ALMA، JWST، اور بڑے زمینی دوربینیں (adaptive optics کے ساتھ) پروٹوسٹارز کے گرد دھول بھرے کوکونز کو چیر کر ڈسک کی حرکت، آؤٹ فلو ساختیں، اور مالیکیولر بادلوں میں ابتدائی ٹکڑے ٹکڑے ہونے کو ظاہر کرتے ہیں۔ حساسیت اور زاویائی قرارداد میں مزید بہتری ہماری سمجھ کو گہرا کرے گی کہ کس طرح چھوٹے پیمانے کی ہلچل، مقناطیسی میدان، اور ڈسک کے عمل ستارے کی پیدائش کے دوران ایک دوسرے کے ساتھ تعامل کرتے ہیں۔

8.2 تفصیلی کیمسٹری

ستاروں کی تشکیل کے علاقے پیچیدہ کیمیائی نیٹ ورکس کی میزبانی کرتے ہیں، جو پیچیدہ نامیاتی اور پری بایوٹک مرکبات جیسے مالیکیولز بناتے ہیں۔ سب ملیمیٹر یا ریڈیو اسپیکٹرا میں ان لائنز کا مشاہدہ کرنے سے ایسٹروکیمسٹس کو گھنے کورز کے ارتقائی مراحل کا پتہ چلتا ہے، ابتدائی گراوٹ سے لے کر پروٹوپلینیٹری ڈسک کی تشکیل تک۔ یہ اس معمہ سے جڑا ہے کہ سیاروی نظام اپنی ابتدائی وولیٹائل انوینٹریز کیسے جمع کرتے ہیں۔

8.3 بڑے پیمانے پر ماحول کا کردار

کہکشانی ماحول—سپائرل آرم شاکس، بار سے چلنے والے انفلوز، یا کہکشاں کے تعاملات سے بیرونی طور پر متحرک کمپریشن—ستاروں کی تشکیل کی شرح کو منظم طریقے سے بدل سکتا ہے۔ مستقبل کے کثیر طول موج سروے جو قریب انفراریڈ دھول کی نقشہ سازی، CO لائن فلوکس، اور ستاروں کے کلسٹر کی آبادیوں کو یکجا کریں گے، یہ واضح کریں گے کہ مالیکیولر بادلوں کی تشکیل اور بعد کی گراوٹ پورے کہکشاؤں کے پیمانے پر کیسے ہوتی ہے۔

9. نتیجہ

Molecular cloud collapse ستاروں کی زندگی کے چکر میں اہم آغاز ہے، جو سرد، دھول والے بین النجمی گیس کے حصوں کو protostars میں تبدیل کرتا ہے جو آخرکار فیوژن کو روشن کرتے ہیں اور کہکشاں کو روشنی، حرارت، اور بھاری عناصر سے مالا مال کرتے ہیں۔ دیو بادلوں کی کششی عدم استحکام سے لے کر ڈسک کے جذب اور پروٹوسٹیلر آؤٹ فلو کی تفصیل تک، ستاروں کی پیدائش ایک کثیر پیمانے پر، پیچیدہ عمل ہے جو ہنگامہ، مقناطیسی میدانوں، اور ماحول سے تشکیل پاتا ہے۔

چاہے تنہائی میں بن رہے ہوں یا گھنے کلسٹروں میں، core collapse سے main sequence تک کا راستہ کائنات میں تمام ستاروں کی تشکیل کی بنیاد ہے۔ ان ابتدائی مراحل کو سمجھنا—Class 0 ذرائع کی مدھم چمک سے لے کر روشن T Tauri یا Herbig Ae/Be مراحل تک—فلکیات کا ایک مرکزی مقصد ہے، جو جدید مشاہدات اور پیچیدہ سیمولیشنز پر مبنی ہے۔ بین النجمی گیس اور مکمل طور پر بنے ہوئے ستاروں کے درمیان پل بنانے میں، مالیکیولر بادل اور پروٹوسٹارز ان بنیادی عملوں کو روشن کرتے ہیں جو کہ کہکشاؤں کو زندہ رکھتے ہیں اور سیاروں—اور ممکنہ طور پر زندگی—کو بے شمار ستاروں کے گرد ابھرنے کا راستہ فراہم کرتے ہیں۔

References and Further Reading

Blitz, L., & Williams, J. P. (1999). مالیکیولر بادلوں کی ابتدا اور ارتقاء۔ In Protostars and Planets IV (eds. Mannings, V., Boss, A. P., Russell, S. S.), Univ. of Arizona Press, 3–26.
McKee, C. F., & Ostriker, E. C. (2007). “ستاروں کی تشکیل کا نظریہ۔” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45, 565–687.
André, P., Di Francesco, J., Ward-Thompson, D., et al. (2014). “مالیکیولر بادلوں میں فلامینٹری نیٹ ورکس سے گھنے کورز تک۔” Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 27–51.
Elmegreen, B. G. (2002). “ایک کراسنگ اسپائرل ویو میں ستاروں کی تشکیل۔” The Astrophysical Journal, 577, 206–210.
Jeans, J. H. (1902). “کروی نیبولا کی استحکام۔” Philosophical Transactions of the Royal Society A, 199, 1–53.
Crutcher, R. M. (2012). “مالیکیولر بادلوں میں مقناطیسی میدان۔” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 29–63.
Shu, F., Adams, F. C., & Lizano, S. (1987). “مالیکیولر بادلوں میں ستاروں کی تشکیل: مشاہدہ اور نظریہ۔” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 25, 23–81.
Lada, C. J. (1987). “ستاروں کی تشکیل – OB ایسوسی ایشنز سے پروٹوسٹارز تک۔” IAU Symposium, 115, 1–17.
Zinnecker, H., & Yorke, H. W. (2007). “بڑے ستاروں کی تشکیل کو سمجھنے کی طرف۔” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45, 481–563.
Kennicutt, R. C., & Evans, N. J. (2012). “Milky Way اور قریبی کہکشاؤں میں ستاروں کی تشکیل۔” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 531–608.

← پچھلا مضمون اگلا مضمون →

اوپر واپس جائیں

بلاگ پر واپس

ملک/علاقہ

زبان