Molecular Clouds and Protostars

مالیکیولر بادل اور پروٹوسٹار

کیسے سرد، گنجان گیس اور دھول کے بادل ستاروں کی نرسریوں میں نئے ستارے بنانے کے لیے گر کر پروٹوسٹارز بناتے ہیں۔

ستاروں کے درمیان بظاہر خالی وسیع جگہ میں، مالیکیولر گیس اور دھول کے دیوقامت بادل خاموشی سے تیر رہے ہوتے ہیں—مالیکیولر بادل۔ یہ سرد، تاریک علاقے انٹر اسٹیلر میڈیم (ISM) میں ستاروں کی پیدائش گاہیں ہیں۔ ان میں، کشش ثقل مادے کو اتنا مرکوز کر سکتی ہے کہ نیوکلیئر فیوژن شروع ہو جائے، جو ستارے کے طویل کیریئر کا آغاز ہوتا ہے۔ پھیلے ہوئے دیوقامت مالیکیولر کمپلیکسز سے لے کر گنجان چھوٹے کورز تک، یہ ستاروں کے نرسریاں کہلاتی ہیں جو کہ کہکشانی ستاروں کی آبادی کو تازہ کرنے کے لیے ضروری ہیں، کم کمیت والے ریڈ ڈوارفز اور زیادہ کمیت والے پروٹوسٹارز دونوں کو بناتی ہیں جو ایک دن روشن O- یا B-ٹائپ ستارے بنیں گے۔ اس مضمون میں، ہم مالیکیولر بادلوں کی نوعیت، ان کے گر کر پروٹوسٹارز بنانے کے طریقہ کار، اور کشش ثقل، ہلچل، اور مقناطیسی میدانوں کے نازک تعامل کا جائزہ لیتے ہیں جو ستاروں کی تشکیل کے اس بنیادی عمل کو شکل دیتا ہے۔

1. مالیکیولر بادل: ستاروں کی تشکیل کی آغوش

1.1 ترکیب اور حالات

مالیکیولر بادل 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 خصوصیات:

  • درجہ حرارت: گنجان علاقوں میں تقریباً 10–20 K، جو مالیکیولز کو بندھے رہنے کے لیے کافی سرد ہے۔
  • کثافتیں: چند سو سے لے کر کئی ملین ذرات فی مکعب سینٹی میٹر (مثلاً، اوسط ISM سے ایک ملین گنا زیادہ کثیف)۔
  • کمیت: بادل چند شمسی کمیتوں سے لے کر 106 M⊙ سے زیادہ تک پھیلے ہو سکتے ہیں دیوقامت مالیکیولر بادل (GMCs) میں [1,2]۔

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

1.2 دیوقامت مالیکیولر بادل اور ذیلی ڈھانچہ

دیوقامت مالیکیولر بادل—جو کئی پارسیک کے فاصلے پر پھیلے ہوتے ہیں—پیچیدہ ذیلی ڈھانچے رکھتے ہیں: فلامینٹس، گنجان جھرمٹ، اور کورز۔ یہ ذیلی علاقے کششی طور پر غیر مستحکم ہو سکتے ہیں، جو پروٹوسٹارز یا چھوٹے جھرمٹوں میں گر سکتے ہیں۔ ملی میٹر یا سب-ملی میٹر دوربینوں (مثلاً ALMA) کے مشاہدات پیچیدہ فلامینٹری نیٹ ورکس ظاہر کرتے ہیں جہاں ستاروں کی تشکیل اکثر مرکوز 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 رہے ہیں یا گر رہے ہیں۔

1.3 بادل کے انہدام کے محرکات

صرف کشش ثقل بڑے پیمانے پر انہدام شروع کرنے کے لیے ہمیشہ کافی نہیں ہو سکتی۔ اضافی "ٹِرگرز" میں شامل ہیں:

  1. سپرنوا جھٹکے: پھیلتے ہوئے سپرنوا باقیات قریبی گیس کو دبا سکتے ہیں۔
  2. H II خطے کی توسیع: بڑے ستاروں کی آئنائزنگ تابکاری غیر جانبدار مواد کی خولیں جمع کرتی ہے، انہیں قریبی مالیکیولر بادلوں کی طرف دھکیلتی ہے۔
  3. سپائرل ڈینسٹی ویوز: کہکشانی ڈسکوں میں، گزرنے والے سپائرل بازو گیس کو دبا کر عظیم بادل اور آخر کار ستارہ کلسٹرز بناتے ہیں [4]۔

اگرچہ تمام ستاروں کی تشکیل کے لیے بیرونی محرک ضروری نہیں، یہ عمل ٹکڑے ہونے اور ثقلی سکڑاؤ کو تیز کر سکتے ہیں ایسے علاقوں میں جو ورنہ کمزور طور پر مستحکم ہوں۔

2. سکڑاؤ کا آغاز: مرکز کی تشکیل

2.1 ثقلی عدم استحکام

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

MJ ∝ (T3/2) / (ρ1/2).

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

2.2 ہلچل اور مقناطیسی میدانوں کا کردار

مالیکیولر بادلوں میں ہلچل بے ترتیب حرکات پیدا کرتی ہے، جو بعض اوقات بادل کو فوری سکڑاؤ سے بچاتی ہے، لیکن مقامی دباؤ کو بڑھا کر گھاٹے مراکز کی ابتدا کرتی ہے۔ اسی دوران، مقناطیسی میدان اضافی مدد فراہم کر سکتے ہیں اگر میدان کی لکیریں بادل میں داخل ہوں۔ پولرائزڈ گرد کے اخراج یا زیمین سپلٹنگ کے مشاہدات میدان کی شدت ناپتے ہیں۔ ہلچل، مقناطیسیت، اور ثقلی کشش کا باہمی اثر اکثر ان عظیم بادلوں میں ستاروں کی تشکیل کی رفتار اور کارکردگی کا تعین کرتا ہے [6]۔

2.3 ٹکڑے ہونا اور کلسٹرز

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

3. پروٹوسٹار کی تشکیل اور مراحل

3.1 گھاٹے مرکز سے پروٹوسٹار تک

ابتدائی طور پر، بادل کے مرکز میں ایک گھاٹا مرکز اپنی ہی تابکاری کے لیے غیر شفاف ہو جاتا ہے۔ جب یہ مزید سکڑتا ہے، تو ثقلی توانائی خارج ہوتی ہے، جو نو پیدائش پروٹوسٹار کو گرم کرتی ہے۔ یہ جسم، جو ابھی بھی گرد آلود لفافے میں محصور ہے، ابھی ہائیڈروجن کو ضم 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 موج میں نظر آتے ہیں، کیونکہ آپٹیکل [7] پر بھاری گرد کی رکاوٹ ہوتی ہے۔

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

ماہرین فلکیات پروٹوسٹارز کو ان کے دھول کی روشنی کی طیفی توانائی کی تقسیم کی بنیاد پر درجہ بندی کرتے ہیں:

  • کلاس 0: سب سے ابتدائی مرحلہ۔ پروٹوسٹار گہرائی میں لفافے میں لپٹا ہوتا ہے، جمع ہونے کی شرح زیادہ ہوتی ہے، 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 پروٹوسٹار ڈسک نمودار ہوتی ہے۔
  • کلاس II: اکثر T ٹاؤری ستارے (کم ماس) یا ہر بگ Ae/Be ستارے (درمیانی ماس) کے طور پر شناخت کیے جاتے ہیں۔ ان میں نمایاں ڈسک ہوتی ہے لیکن کم لفافہ، اور مرئی یا قریب انفراریڈ روشنی غالب ہوتی ہے۔
  • کلاس III: تقریباً بغیر ڈسک والا قبل از مرکزی تسلسل ستارہ۔ نظام مکمل طور پر بنے ہوئے ستارے کے قریب ہے، صرف ایک باقی ماندہ ڈسک کے ساتھ۔

یہ زمرے ستارے کے راستے کو گہرائی میں چھپے ہوئے بچپن سے لے کر زیادہ ظاہر شدہ قبل از مرکزی تسلسل ستارے تک، جو آخر کار مرکزی تسلسل پر ہائیڈروجن جلاتا ہے، [8] تک نشان زد کرتے ہیں۔

3.3 دو قطبی بہاؤ اور جیٹ

پروٹوسٹار عام طور پر اپنے گھومنے والے محور کے ساتھ دو قطبی جیٹ یا محدود بہاؤ خارج کرتے ہیں، جو غالباً جمع ہونے والی ڈسک میں مقناطیسی ہائیڈروڈائنامک عمل سے چلتے ہیں۔ یہ جیٹ آس پاس کے لفافے میں گہا بناتے ہیں، جو شاندار ہر بگ–ہارو اشیاء تخلیق کرتے ہیں۔ اسی دوران، سست اور وسیع زاویہ والے بہاؤ گرتی ہوئی گیس سے اضافی زاویائی حرکت کو ہٹاتے ہیں، تاکہ پروٹوسٹار بہت تیزی سے نہ گھومے۔

4. جمع ہونے والی ڈسکیں اور زاویائی حرکت

4.1 ڈسک کی تشکیل

جب بادل کا مرکز سکڑتا ہے، زاویائی حرکت کے تحفظ کی وجہ سے گرتا ہوا مادہ پروٹوسٹار کے گرد گھومنے والی گردشی ڈسک میں جمع ہو جاتا ہے۔ یہ ڈسک، جو گیس اور دھول پر مشتمل ہوتی ہے، دسیوں سے سینکڑوں AU کے رداس کی ہو سکتی ہے۔ وقت کے ساتھ، یہ ڈسک ابتدائی سیاروں کی ڈسک میں تبدیل ہو سکتی ہے جہاں سیارے بن سکتے ہیں۔

4.2 ڈسک کی ترقی اور جمع ہونے کی شرح

ڈسک سے پروٹوسٹار پر جمع ہونا ڈسک کی چپکنے والی خصوصیات اور MHD ہلچل (’’الفا-ڈسک‘‘ ماڈل) کے ذریعے کنٹرول ہوتا ہے۔ عام پروٹوسٹار ماس جمع ہونے کی شرح 10 ہو سکتی ہے−6–10−5 M⊙ سال−1، ستارے کے آخری ماس کے قریب پہنچنے پر کم ہوتا جاتا ہے۔ سب ملیمیٹر طول موج میں ڈسک کی حرارتی روشنی کا مشاہدہ ڈسک کے ماس اور شعاعی ساخت کی پیمائش میں مدد دیتا ہے، جبکہ اسپیکٹروسکوپی ستارے کی سطح کے قریب جمع ہونے والے مقامات کو ظاہر کر سکتی ہے۔

5. بڑے ستارے کی تشکیل

5.1 بڑے پیمانے کے پروٹوسٹارز کے چیلنجز

بڑے پیمانے پر O- یا B-قسم کے ستارے بنانا اضافی پیچیدگیاں پیش کرتا ہے:

  • تابکاری کا دباؤ: ایک زیادہ روشنی والا پروٹوسٹار مضبوط باہر کی طرف تابکاری کرتا ہے جو جمع ہونے کے عمل کو روک سکتا ہے۔
  • مختصر کیلون-ہلمہولٹز وقت کا پیمانہ: بڑے ستارے تیزی سے اعلیٰ مرکز درجہ حرارت تک پہنچتے ہیں، فیوژن شروع کرتے ہوئے جب وہ ابھی مادہ جذب کر رہے ہوتے ہیں۔
  • کلسٹر شدہ ماحول: بڑے ستارے عام طور پر گھنے کلسٹر مرکزوں میں بنتے ہیں، جہاں تعاملات اور باہمی تاثرات (آئنائزنگ تابکاری، آؤٹ فلو) گیس کی شکل دیتے ہیں [9]۔

5.2 مقابلہ جاتی جذب اور تاثرات

گنجان کلسٹر ماحول میں، متعدد پروٹوسٹار ایک ہی گیس ذخیرے کے لیے مقابلہ کرتے ہیں۔ نئے بننے والے بڑے ستاروں سے نکلنے والے آئنائزنگ فوٹونز اور ستاروں کی ہوائیں پڑوسی مرکزوں کو فوٹو-ایواپوریشن کر سکتی ہیں، ان کی ستارہ سازی کو بدل یا ختم کر سکتی ہیں۔ ان رکاوٹوں کے باوجود، بڑے ستارے بنتے ہیں، اگرچہ کم تعداد میں، اور ستارہ ساز علاقوں میں توانائی اور مالیکیولر مواد کی فراہمی پر غالب ہوتے ہیں۔

6. ستارہ سازی کی شرح اور کارکردگی

6.1 عالمی کہکشانی SFR

کہکشانی پیمانے پر، ستارہ سازی کی شرح (SFR) گیس کی سطحی کثافت کے ساتھ مطابقت رکھتی ہے—کینیکٹ-شمٹ قانون۔ سرپل بازو یا بارز میں مولیکیولر علاقے بڑے ستارہ ساز کمپلیکس پیدا کر سکتے ہیں۔ بونے بے ترتیب یا کم کثافت والے ماحول میں، ستارہ سازی زیادہ بے قاعدہ ہوتی ہے۔ اسی دوران، ستارہ دھماکہ کہکشائیں شدید، مختصر مدتی ستارہ سازی کے واقعات کا تجربہ کر سکتی ہیں جو تعاملات یا مادہ کے بہاؤ سے شروع ہوتے ہیں [10]۔

6.2 ستارہ سازی کی کارکردگی (SFE)

مکولیولر بادل میں موجود تمام مادہ ستارے نہیں بنتا۔ مشاہدات سے پتہ چلتا ہے کہ ایک بادل میں ستارہ سازی کی کارکردگی (SFE) چند فیصد سے لے کر چند دہائیوں فیصد تک ہو سکتی ہے۔ پروٹوسٹیلر آؤٹ فلو، تابکاری، اور سپرنووا کی رائے سے بچا ہوا گیس منتشر یا گرم ہو سکتا ہے، جو مزید سکڑاؤ کو روک دیتا ہے۔ نتیجتاً، ستارہ سازی 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 کمیت والے پروٹوسٹار چند ملین سال سکڑنے اور مادہ جذب کرنے میں گزار سکتے ہیں اس سے پہلے کہ مرکزی ہائیڈروجن فیوژن شروع ہو۔
  • T ٹوری / 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 کمیت: زیادہ کمیت والے پروٹوسٹار تیزی سے سکڑتے اور ہائیڈروجن کو جلاتے ہیں، پروٹوسٹیلر اور مین سیکوئنس مراحل کے درمیان تیزی سے پل بناتے ہوئے—چند لاکھ سالوں کے اندر۔

7.2 ہائیڈروجن فیوژن کا آغاز

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

8. موجودہ تحقیق اور مستقبل کے رجحانات

8.1 اعلیٰ قرارداد کی تصویربرداری

ایسے آلات جیسے ALMA، JWST، اور بڑے زمینی دوربینیں (ایڈاپٹیو آپٹکس کے ساتھ) پروٹوسٹارز کے گرد گرد آلود کوکونز کو چیر کر ڈسک کی حرکت، آؤٹ فلو کی ساخت، اور مالیکیولر بادلوں میں ابتدائی ٹوٹ پھوٹ کو ظاہر کرتے ہیں۔ حساسیت اور زاویائی قرارداد میں مزید بہتری ستاروں کی پیدائش کے دوران چھوٹے پیمانے کی ہلچل، مقناطیسی میدانوں، اور ڈسک کے عمل کے باہمی تعامل کو سمجھنے میں گہرائی لائے گی۔

8.2 تفصیلی کیمیا

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 ملی میٹر یا ریڈیو اسپیکٹرا میں ان لائنز کا مشاہدہ فلکی کیمیا دانوں کو گھنے کورز کے ارتقائی مراحل کا پتہ لگانے کی اجازت دیتا ہے، ابتدائی کولیپس سے لے کر پروٹوپلینیٹری ڈسک کی تشکیل تک۔ یہ اس معمہ سے جڑا ہے کہ سیاروی نظام اپنی ابتدائی غیر مستحکم ذخائر کیسے جمع کرتے ہیں۔

8.3 بڑے پیمانے پر ماحول کا کردار

کہکشانی ماحول—سپائرل بازو کے جھٹکے، 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 سکتے ہیں۔ مستقبل کے کثیر طول موج سروے جو قریب انفراریڈ گرد کی نقشہ سازی، CO لائن فلوکس، اور ستاروں کے جھرمٹ کی آبادیوں کو یکجا کریں گے، یہ روشن کریں گے کہ مالیکیولر بادل کی تشکیل اور بعد میں کولیپس پورے کہکشاؤں کے پیمانے پر کیسے ہوتا ہے۔

9. نتیجہ

مالیکیولر بادل کا کولیپس ستاروں کی زندگی کے چکر میں اہم آغاز نقطہ ہے، جو سرد، گرد آلود نجمی گیس کے حصوں کو پروٹوسٹارز 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 بے ثباتیوں سے لے کر ڈسک کے جذب اور پروٹوسٹار آؤٹ فلو کی تفصیلات تک، ستاروں کی پیدائش ایک کثیر پیمانے پر، پیچیدہ عمل ہے جو ہلچل، مقناطیسی میدانوں، اور ماحول سے تشکیل پاتا ہے۔

چاہے تنہا بن رہا ہو یا گھنے جھرمٹوں میں، کور کولیپس سے مین سیکوئنس تک کا راستہ کائنات میں تمام ستاروں کی تشکیل کی بنیاد ہے۔ ان ابتدائی مراحل کو سمجھنا—کلاس 0 ذرائع کی مدھم چمک سے لے کر روشن T ٹاؤری یا ہربگ Ae/Be مراحل تک—فلکیات کا ایک مرکزی مقصد ہے، جو جدید مشاہدات اور پیچیدہ سیمولیشنز پر انحصار کرتا ہے۔ بین النجمی گیس اور مکمل طور پر بنے ہوئے ستاروں کے درمیان خلا کو پُر کرتے ہوئے، مالیکیولر بادل اور پروٹوسٹار بنیادی عمل کو روشن کرتے ہیں جو کہ کہکشاؤں کو زندہ رکھتے ہیں اور سیاروں اور ممکنہ طور پر زندگی کے ابھرنے کا راستہ ہموار کرتے ہیں جو بے شمار ستاروں کے میزبانوں کے گرد ہوتے ہیں۔

حوالہ جات اور مزید مطالعہ

  1. Blitz, L., & Williams, J. P. (1999). مالیکیولر بادلوں کی ابتدا اور ارتقا۔ میں پروٹوسٹارز اینڈ پلینٹس IV (ایڈز. Mannings, V., Boss, A. P., Russell, S. S.), یونیورسٹی آف ایریزونا پریس, 3–26.
  2. McKee, C. F., & Ostriker, E. C. (2007). "ستاروں کی تشکیل کا نظریہ۔" سالانہ جائزہ فلکیات اور فلکی طبیعیات, 45, 565–687.
  3. André, P., Di Francesco, J., Ward-Thompson, D., et al. (2014). "مالیکیولر بادلوں میں ریشوں کے نیٹ ورکس سے گھنے کورز تک۔" پروٹوسٹارز اینڈ پلینٹس VI, یونیورسٹی آف ایریزونا پریس, 27–51.
  4. Elmegreen, B. G. (2002). "ایک عبوری اسپائرل ویو میں ستاروں کی تشکیل۔" دی ایسٹروفزیکل جرنل, 577, 206–210.
  5. Jeans, J. H. (1902). "کروی نیبولا کی استحکام۔" فلسفیانہ ٹرانزیکشنز آف دی رائل سوسائٹی A, 199, 1–53.
  6. Crutcher, R. M. (2012). "مالیکیولر بادلوں میں مقناطیسی میدان۔" سالانہ جائزہ فلکیات اور فلکی طبیعیات, 50, 29–63.
  7. Shu, F., Adams, F. C., & Lizano, S. (1987). "مالیکیولر بادلوں میں ستاروں کی تشکیل: مشاہدہ اور نظریہ۔" سالانہ جائزہ فلکیات اور فلکی طبیعیات, 25, 23–81.
  8. Lada, C. J. (1987). "ستاروں کی تشکیل – OB ایسوسی ایشنز سے پروٹوسٹارز تک۔" IAU سمپوزیم, 115, 1–17.
  9. Zinnecker, H., & Yorke, H. W. (2007). "بڑے ستاروں کی تشکیل کو سمجھنے کی طرف۔" سالانہ جائزہ فلکیات اور فلکی طبیعیات, 45, 481–563.
  10. Kennicutt, R. C., & Evans, N. J. (2012). "دہکشاں اور قریبی کہکشاؤں میں ستاروں کی تشکیل۔" سالانہ جائزہ فلکیات اور فلکی طبیعیات, 50, 531–608.

 

← پچھلا مضمون                    اگلا مضمون →

 

 

اوپر واپس

Back to blog