Elliptical Galaxies: Formation and Features

Elliptical Galaxies: تشکیل اور خصوصیات

کیسے مرجر اور حرکیاتی آرام دہ حالت بڑے، کروی کہکشائیں بناتی ہیں جن میں پرانی ستاروں کی آبادی ہوتی ہے۔

کائنات کی مختلف کہکشاں اقسام میں، بیضوی کہکشائیں اپنی ہموار، بیضوی شکلوں، نمایاں ڈسک خصوصیات کی کمی، اور پرانے، سرخ تر ستاروں کی آبادی کی وجہ سے نمایاں ہوتی ہیں۔ عام طور پر کلسٹر کے گھنے ماحول میں پائی جاتی ہیں، دیو بیضوی کہکشائیں نسبتاً کمپیکٹ رداس میں کھربوں شمسی ماس کے ستارے رکھ سکتی ہیں۔ پھر یہ بڑے، کروی نظام کیسے بنتے ہیں، اور یہ عام طور پر پرانی ستاروں کی آبادی کیوں رکھتے ہیں؟ اس مضمون میں، ہم بیضوی کہکشاؤں کی اہم خصوصیات، ان کی تشکیل کے پیچھے مرجر سے چلنے والے عمل، اور ان کی ساخت کی تعریف کرنے والی حرکیاتی آرام دہ حالت کا جائزہ لیتے ہیں۔

1. بیضوی کہکشاؤں کی خصوصیات

1.1 شکل اور درجہ بندی

بیضوی کہکشائیں ہبل کے ٹیوننگ فورک اسکیم میں تقریباً کروی (E0) سے لے کر لمبے "سگار نما" (E7) تک ہوتی ہیں۔ اہم مشاہداتی خصوصیات میں شامل ہیں:

  1. ہموار، بغیر کسی خاصیت کے روشنی کے پروفائل – سرپل بازو یا نمایاں دھول کی پٹیوں کے بغیر۔
  2. پرانے، سرخ تر ستاروں کی آبادی – جاری ستارہ سازی بہت کم۔
  3. بے ترتیب ستاروں کے مدار – ستارے ہر سمت میں گردش کرتے ہیں، ایک دباؤ سے حمایت یافتہ (گردشی حمایت یافتہ نہیں) نظام بناتے ہیں۔

بیضوی مختلف روشنی اور ماس میں بھی آتی ہیں، دیو بیضوی (~1012M⊙) کلسٹر کے مرکزوں پر غالب آنے سے لے کر گروپ یا کلسٹر کے کناروں پر مدھم بونے بیضوی (dEs یا dSph) تک۔

1.2 ستاروں کی آبادی اور گیس کا مواد

عام طور پر، بیضوی کہکشائیں کم سرد گیس یا دھول رکھتی ہیں، جن میں ستارہ سازی کی شرح تقریباً صفر ہوتی ہے، جو پرانے، دھات سے بھرپور ستاروں کی بالادستی کو ظاہر کرتی ہے۔ تاہم، کچھ بیضوی (خاص طور پر بڑے کلسٹر بیضوی) میں گرم، ایکس رے خارج کرنے والی گیس وسیع ہیلوز میں ہوتی ہے، اور کچھ میں معمولی مرجرز سے دھول کی باریک پٹیوں یا خولوں کے آثار بھی دکھائی دیتے ہیں [1]۔

1.3 سب سے روشن کلسٹر کہکشائیں (BCGs)

کلسٹر کے مراکز میں سب سے زیادہ روشن اور بڑے بیضوی نظام ہوتے ہیں— سب سے روشن کلسٹر کہکشائیں (BCGs)، کبھی کبھار cD کہکشائیں جن کے وسیع لفافے ہوتے ہیں۔ یہ کہکشائیں کائناتی وقت کے دوران بار بار "کہکشانی آدم خوری" کے ذریعے ماس جمع کر سکتی ہیں، کلسٹر کے اندر آنے والے ارکان کے ساتھ مرجر کر کے واقعی بہت بڑے کروی نظام بناتی ہیں۔

2. تشکیل کے راستے

2.1 ڈسک کہکشاؤں کے اہم مرجر

دوہری بیضوی کہکشاں کی تشکیل کے لیے ایک مرکزی منظر نامہ دو موازنہ وزن کی سرپل کہکشاؤں کا اہم مرجر ہے۔ ایسے تصادم میں:

  • زاویائی حرکت دوبارہ تقسیم ہوتی ہے۔ ستاروں کے مدار بے ترتیب ہو جاتے ہیں، جو کسی بھی موجودہ ڈسک کی ساخت کو تباہ کر دیتے ہیں۔
  • گیس کے بہاؤ ایک مختصر مدتی ستارہ پھوٹ کو توانائی فراہم کر سکتے ہیں، جس کے بعد باقی گیس کا استعمال یا اخراج ہوتا ہے۔
  • مرجر کے باقیات ایک دباؤ سے حمایت یافتہ کروی کہکشاں کے طور پر ابھرتی ہیں—ایک بیضوی [2, 3]۔

سمولیشنز تصدیق کرتی ہیں کہ بڑے مرجر میں شدید آرام کا عمل سطحی برائٹنس پروفائلز اور رفتار کی تقسیم پیدا کر سکتا ہے جو مشاہدہ شدہ ایلیپٹیکل سے مشابہت رکھتے ہیں۔

2.2 متعدد مرجر اور گروپ کا حصول

ایلیپٹیکل کہکشائیں متعدد متسلسل مرجر کے ذریعے بھی بن سکتی ہیں:

  • گروپ ماحول میں سیٹلائٹس کا حصول۔
  • گروپ-گروپ مرجر جو کلسٹر کی تشکیل سے پہلے بڑے ایلیپٹیکل بناتے ہیں۔
  • کچھ ایلیپٹیکل اس طرح کئی چھوٹی کہکشاؤں کے جمع شدہ ستاروں کے ہیلوز کی نمائندگی کرتے ہیں، جو طویل عرصے میں بنتے ہیں۔

2.3 چھوٹے مرجر اور طویل مدتی عمل

کم ڈرامائی واقعات—ایک بڑی کہکشاں کا ایک چھوٹے ساتھی کے ساتھ چھوٹے مرجر—عام طور پر خود سے ایک ڈسک کہکشاں کو مکمل طور پر ایلیپٹیکل میں تبدیل نہیں کرتے۔ تاہم، بار بار چھوٹے مرجر کہکشاں کے مرکز کو آہستہ آہستہ گول کر سکتے ہیں، گیس کی مقدار کم کر سکتے ہیں، اور شکل کو سفیروئڈل کی طرف جھکا سکتے ہیں۔ کچھ ایلیپٹیکل خصوصیات (مثلاً شیلز، جزرے ہوئے ملبے) چھوٹے تعاملات کے نتیجے میں ہو سکتی ہیں جو میزبان کے گرد ستارے پھیلا دیتے ہیں [4]۔

3. ایلیپٹیکل میں حرکی آرام

3.1 شدید آرام

بڑے مرجر کے دوران، جب کہکشائیں ٹکراتی ہیں تو کششی ممکنہ تیزی سے بدلتا ہے۔ یہ شدید آرام کو متحرک کرتا ہے—ستاروں کی توانائیاں اور مدار متحرک وقت کے پیمانے (~108 سال) پر بے ترتیب ہو جاتے ہیں۔ مرجر کے بعد کہکشاں ایک نیا توازن حاصل کرتی ہے، عام طور پر ایک سفیروئڈل تقسیم۔ نتیجتاً، آخری شکل کل زاویائی حرکت، ماس تناسب، اور پیشرو کہکشاؤں کی مدار کی جیومیٹری پر منحصر ہوتی ہے [5]۔

3.2 دباؤ کی مدد بمقابلہ گردش

ڈسکس کے برعکس جو منظم گردش پر انحصار کرتے ہیں، ایلیپٹیکل دباؤ کی مدد سے ہوتے ہیں۔ ستاروں کی بے ترتیب مداروں میں رفتار کی تقسیم کشش ثقل کے خلاف بنیادی مدد فراہم کرتی ہے۔ مشاہدہ شدہ لائن آف سائٹ رفتار کے پروفائلز تصدیق کرتے ہیں کہ زیادہ تر دیو ایلیپٹیکل آہستہ آہستہ گھومتے ہیں اگر گھومتے بھی ہیں، حالانکہ کچھ معتدل گردش یا "غیر متناسب" رفتار کی تقسیم دکھاتے ہیں جو جزوی زاویائی حرکت کی باقیات کی نشاندہی کرتی ہے۔

3.3 آرام دہ پروفائلز

ایلیپٹیکل اکثر Sérsic برائٹنس پروفائل کی پیروی کرتے ہیں (I(r) ∝ e−bn(r/re)1/n)۔ کم روشنی والے ایلیپٹیکل عام طور پر زیادہ تیز کور رکھتے ہیں، جبکہ روشن دیو "کور" یا "کور نما" برائٹنس تقسیمات رکھ سکتے ہیں جو ستاروں کے تصادم، بلیک ہول کی صفائی، یا مرجر کی تاریخ سے بنتی ہیں۔ یہ پروفائلز ہر کہکشاں کے منفرد تشکیل اور آرام دہ راستے کی عکاسی کرتے ہیں [6]۔

4. پرانی ستاروں کی آبادی اور ختم ہونا

4.1 ستاروں کی تشکیل کا بند ہونا

جب ایک ایلیپٹیکل بنتی ہے (خاص طور پر گیس سے بھرپور بڑے مرجر کے ذریعے)، تو دستیاب گیس یا تو اسٹار برسٹ میں استعمال ہو جاتی ہے یا سپرنووا/AGN فیڈبیک کے ذریعے خارج کر دی جاتی ہے، جس سے ستاروں کی تشکیل کا ختم ہونا ہوتا ہے۔ تازہ گیس کی فراہمی کے بغیر، ستاروں کی آبادی عمر رسیدہ ہو جاتی ہے، جس سے کہکشاں کا رنگ سرخ ہو جاتا ہے اور یہ نئے ستاروں کی تشکیل کے لحاظ سے نسبتاً "مردہ" ہو جاتی ہے۔

4.2 دھات سے بھرپور، پرانے ستارے

اسپیکٹروسکوپک مطالعات ظاہر کرتے ہیں کہ بڑے بیضوی کہکشاؤں میں الفا عناصر کی زیادتی (مثلاً O، Mg) ہوتی ہے، جو ابتدائی تیز ستاروں کی تشکیل کی نشاندہی کرتی ہے، جس سے بہت سے ٹائپ II سپرنووے پیدا ہوتے ہیں۔ اربوں سالوں میں، یہ بڑے بیضوی کہکشائیں اعلیٰ دھاتیت جمع کرتی ہیں، جو ان کے ابتدائی ستاروں کے دھماکوں میں متعدد نسلوں کی عکاسی کرتی ہے۔ چھوٹے بیضوی یا بار بار چھوٹے انضمام کے بعد، ستاروں کی تشکیل زیادہ دیر تک جاری رہ سکتی ہے لیکن پھر بھی وسیع ڈسک کہکشاؤں کے مقابلے میں جلد ختم ہو جاتی ہے۔

4.3 AGN فیڈبیک کا کردار

اگر پوسٹ-انضمام باقیات میں ایک فعال طور پر ایندھن حاصل کرنے والا سپرمیسیو بلیک ہول ہو، تو AGN سے چلنے والے بہاؤ کسی بھی باقی گیس کو گرم کرنے یا نکالنے میں مدد دے سکتے ہیں۔ سمولیشنز اس فیڈبیک لوپ کو ایک بیضوی کی گیس سے خالی، سرخ حالت کو مستحکم کرنے میں اہم قرار دیتی ہیں، جو مزید بڑے پیمانے پر ستاروں کی تشکیل کو روکتی ہے [7]۔

5. شکل و ساخت اور حرکی خصوصیات

5.1 باکسی بمقابلہ ڈسکی آئسو فوٹس

اعلیٰ ریزولوشن امیجنگ ظاہر کرتی ہے کہ کچھ بیضوی کہکشائیں باکسی آئسو فوٹس رکھتی ہیں (جو خاکہ نقشوں میں مستطیل نما نظر آتی ہیں) جبکہ دیگر کے پاس ڈسکی آئسو فوٹس ہوتی ہیں (زیادہ نوکیلے سرے)۔ یہ اختلافات ممکنہ طور پر مختلف انضمام کی تاریخوں یا مدار کی غیر مساوات کی عکاسی کرتے ہیں:

  • باکسی بیضوی اکثر زیادہ ماس، مضبوط ریڈیو-لاؤڈ AGN کے ساتھ منسلک ہوتے ہیں، اور ماضی کے بڑے انضمام کے شواہد دکھاتے ہیں۔
  • ڈسکی بیضوی کچھ گردش کی چپٹائی برقرار رکھ سکتے ہیں یا کم پرتشدد ملاقاتوں میں بنے ہوتے ہیں۔

5.2 تیز بمقابلہ آہستہ گھومنے والے

جدید انٹیگرل فیلڈ اسپیکٹروسکوپی (IFS) ظاہر کرتی ہے کہ تمام بیضوی کہکشائیں مکمل طور پر غیر گھومنے والی نہیں ہوتیں۔ تیز گھومنے والے بڑے پیمانے پر گردش دکھا سکتے ہیں جو ایک چپٹی سفیروئڈ کی یاد دلاتی ہے، جبکہ آہستہ گھومنے والے اگر گھومیں بھی تو بہت آہستہ، جن میں بے ترتیب ستاروں کی حرکت غالب ہوتی ہے۔ یہ درجہ بندی بیضوی ذیلی اقسام کو بہتر بنانے میں مدد دیتی ہے اور بیضوی تشکیل کے پیچیدہ راستوں کو ظاہر کرتی ہے [8]۔

6. ماحول اور پیمانے کے تعلقات

6.1 کلسٹرز اور گروپس میں بیضوی کہکشائیں

بیضوی کہکشائیں خاص طور پر کلسٹر کورز اور گھنے گروپ ماحول میں کثرت سے پائی جاتی ہیں، جہاں تعاملات اور انضمام زیادہ ہوتے ہیں۔ کچھ دیو ہیکل بیضوی کہکشائیں Brightest Cluster Galaxies (BCGs) کے طور پر بنتی ہیں جو چھوٹے کلسٹر ممبروں کو نگل کر وسیع ہیلوز اور انٹراکلسٹر روشنی کے ساتھ ختم ہوتی ہیں۔

6.2 پیمانے کے قوانین

بیضوی کہکشائیں نمایاں پیمانے کے تعلقات کی پیروی کرتی ہیں:

  • فیبر-جیکسن تعلق: ستاروں کی رفتار کا پھیلاؤ σ بمقابلہ روشنی (L)۔ روشن بیضوی کہکشائیں زیادہ رفتار کے پھیلاؤ رکھتی ہیں۔
  • بنیادی طیارہ: مؤثر رداس، سطحی چمک، اور رفتار کے پھیلاؤ کو مربوط کرتا ہے، جو کششی ممکنہ اور ستاروں کی آبادی کی خصوصیات کے توازن کو ظاہر کرتا ہے [9]۔

یہ تعلقات بیضوی کہکشاؤں میں ایک یکساں ساختی ارتقاء کے راستے کی گواہی دیتے ہیں، جو غالباً انضمام پر مبنی جمع اور بعد کی آرام پر مبنی ہے۔

7. بونے بیضوی (dE) اور لینٹیکولرز (S0)

7.1 بونے بیضوی اور گولائی نما

بونے بیضوی (dEs) یا بونے گولائی نما (dSphs) کو دیو بیضوی کہکشاؤں کے کم وزن والے رشتہ دار سمجھا جا سکتا ہے۔ یہ اکثر کلسٹروں میں یا بڑی کہکشاؤں کے قریب پائے جاتے ہیں، جن میں پرانے ستارے اور کم گیس ہوتی ہے، ممکنہ طور پر ماحولیاتی اثرات (رام پریشر اسٹرپنگ، ٹائیڈل سٹیرنگ) سے متاثر ہوتے ہیں۔ ان کی تشکیل ممکن ہے کہ بڑے انضمام کے راستے کی نقل نہ کرے، لیکن یہ گھنے ماحول میں مورفولوجیکل تبدیلی سے گزرتے ہیں۔

7.2 لینٹیکولرز (S0)

اگرچہ اکثر "ابتدائی قسم" کی کیٹیگری میں بیضوی کہکشاؤں کے ساتھ شامل کیے جاتے ہیں، لینٹیکولر (S0) کہکشائیں ایک ڈسک رکھتی ہیں لیکن ان میں اسپائرل بازو اور فعال ستارہ سازی نہیں ہوتی۔ یہ اکثر اسپائرل کہکشاؤں سے پیدا ہوتی ہیں جن کی گیس کلسٹر کے ماحول یا معمولی انضمام کی وجہ سے ختم ہو گئی ہو، جو کلاسیکی بیضوی اور اسپائرل کے درمیان مورفولوجیکل خلا کو پُر کرتی ہیں۔

8. اہم سوالات اور مشاہداتی حدود

8.1 اعلی سرخ منتقلی والے آباؤ اجداد

JWST اور بڑے زمینی دوربینوں کے مشاہدات اعلی سرخ منتقلی والے ابتدائی بیضوی تلاش کرتے ہیں—بڑے، کمپیکٹ کہکشائیں جو z ∼ 2–3 پر ہوتی ہیں اور جو بالآخر آج کی دیو بیضوی کہکشاؤں میں تبدیل ہوتی ہیں۔ ان کی ستارہ سازی کی تاریخ، خاموشی کے طریقے، اور انضمام کی شرح کو سمجھنا بیضوی جمع کرنے کے ماڈلز کو بہتر بناتا ہے۔

8.2 تفصیلی حرکیات

انٹیگرل فیلڈ یونٹس (مثلاً MANGA, SAMI, CALIFA) دو جہتی رفتار اور لائن کی شدت کے نقشے بناتے ہیں، جو ذیلی ڈھانچے (جیسے حرکیاتی طور پر الگ کور) یا بیضوی کہکشاؤں میں چھپے ہوئے ڈسک کو ظاہر کرتے ہیں۔ یہ خصوصیات، جدید سیمولیشنز کے ساتھ مل کر، مختلف انضمامی راستوں کو واضح کرتی ہیں جو بیضوی نما نظام پیدا کرتے ہیں۔

8.3 AGN فیڈبیک اور ہیلوز گیس

بیضوی کہکشاؤں کے گرد گرم گیس کے ہیلوز اور ریڈیو موڈ AGN فیڈبیک تحقیق کے فعال شعبے ہیں۔ ایکس رے مشاہدات دکھاتے ہیں کہ مرکزی بلیک ہولز سے میکینیکل آؤٹ فلو کس طرح گہاوں کو پھلاتے ہیں، گیس کی ٹھنڈک اور ستارہ سازی کو کنٹرول کرتے ہیں۔ بلیک ہول کی نشوونما اور حتمی مورفولوجیکل حالت کے درمیان تعامل کو سمجھنا بیضوی کہکشاؤں کی تشکیل کے نظریات کے لیے کلیدی ہے [10]۔

9. نتیجہ

بیضوی کہکشائیں کہکشاؤں کی ارتقاء کی کئی درجہ بندی شدہ نظریات میں ایک بلند مقام کی نمائندگی کرتی ہیں: بڑے، گولائی نما نظام جو اکثر بڑے انضمام اور بعد کی حرکیاتی آرام کے ذریعے بنتے ہیں، جن میں پرانے، دھات سے بھرپور ستارے ہوتے ہیں۔ ان کی نمایاں خصوصیت گیس کی کمی اور جاری ستارہ سازی کی غیر موجودگی ہے، جو بے ترتیب ستاروں کی مداروں کے ساتھ مل کر انہیں ڈسک کہکشاؤں سے ممتاز کرتی ہے۔ کلسٹر کے مرکز میں، یہ دیو بہت بڑے BCGs کے طور پر نظر آتے ہیں، جو چھوٹی کہکشاؤں کے بار بار نگلنے سے تشکیل پاتے ہیں۔ اسی دوران، چھوٹے بیضوی (dEs) اس بات کو اجاگر کرتے ہیں کہ ماحول کیسے بونے کہکشاؤں کو گیس سے محروم یا خاموش کر سکتا ہے، جس سے سادہ گولائی نما شکلیں بنتی ہیں۔

وسیع مشاہدات کے ذریعے—مقامی گروپ کے بونے سے لے کر بلند سرخ شفٹ والے کمپیکٹ اسٹار برٹس تک—اور پیچیدہ سیمولیشنز کے ذریعے، ماہرین فلکیات مسلسل اس بات کو بہتر بنا رہے ہیں کہ یہ "سرخ اور مردہ" کہکشائیں کس طرح مادہ جمع کرتی ہیں، ستاروں کی تشکیل کو روکتی ہیں، اور ابتدائی، زیادہ کثافت والے کائنات کے اشارے رکھتی ہیں۔ آخرکار، بیضوی کہکشائیں ماضی کے انضمام کی کائناتی باقیات کے طور پر کھڑی ہیں، اپنی ساختوں اور ستاروں کی آبادیوں میں کائنات کے سب سے زیادہ توانائی والے تصادمات کا ایک بھرپور ریکارڈ محفوظ کرتی ہیں۔

حوالہ جات اور مزید مطالعہ

  1. گاؤڈفروئج، پی., وغیرہ (1994). "بیضوی کہکشاؤں میں دھول۔ II. دھول کی پٹیوں، بصری رنگوں، اور دور انفراریڈ اخراج۔" دی ایسٹرو نومیکل جرنل, 108, 118–134.
  2. ٹومرے، اے. (1977). "انضمام اور کچھ نتائج۔" کہکشاؤں اور ستاروں کی آبادیوں کی ارتقاء, ییل یونیورسٹی آبزرویٹری، 401–426.
  3. بارنز، جے. ای. (1992). "کہکشاؤں کی تبدیلیاں۔ II. انضمام پذیر ڈسک کہکشاؤں میں گیس ڈائنامکس۔" دی ایسٹروفزیکل جرنل, 393, 484–507.
  4. شویزر، ایف. (1996). "حرکیاتی طور پر گرم ستاروں کے نظام اور انضمام کی شرح۔" کہکشائیں: تعاملات اور متحرک ستاروں کی تشکیل, ساس-فی ایڈوانسڈ کورس 26، اسپرنگر، 105–206.
  5. لینڈن-بیل، ڈی. (1967). "ستاروں کے نظاموں میں پرتشدد آرام کی شماریاتی میکینکس۔" رائل ایسٹرو نومیکل سوسائٹی کے ماہانہ نوٹس, 136, 101–121.
  6. گراہم، اے. ڈبلیو., وغیرہ (1996). "سفیروئڈز کی روشنی کے پروفائلز۔" دی ایسٹرو نومیکل جرنل, 112, 1186–1195.
  7. ہاپکنز، پی. ایف., وغیرہ (2008). "ستاروں کے دھماکوں، کوئسارز، کائناتی ایکس رے پس منظر، بلیک ہولز اور کہکشاں کے سفیروئڈز کی اصل کا متحد، انضمام پر مبنی ماڈل۔" دی ایسٹروفزیکل جرنل سپلیمنٹ سیریز, 175, 356–389.
  8. ایمسلیم، ای., وغیرہ (2011). "اے ٹی ایل اے ایس3D پروجیکٹ – I. 260 ابتدائی قسم کی کہکشاؤں کا حجم محدود نمونہ۔" رائل ایسٹرو نومیکل سوسائٹی کے ماہانہ نوٹس, 414, 888–912.
  9. جورگووسکی، ایس., اور ڈیوِس، ایم. (1987). "بیضوی کہکشاؤں کی بنیادی خصوصیات۔" دی ایسٹروفزیکل جرنل, 313, 59–68.
  10. فیبیان، اے. سی. (2012). "فعال کہکشانی نیوکلی فیڈبیک کے مشاہداتی شواہد۔" سالانہ جائزہ فلکیات اور فلکی طبیعیات, 50, 455–489.

 

← پچھلا مضمون                    اگلا مضمون →

 

 

اوپر واپس جائیں

Back to blog