खगोलविदों की एक अंतरराष्ट्रीय टीम ने तारे कैसे बनते हैं, इस बारे में लंबे समय से चली आ रही धारणा को खारिज कर दिया है।
1950 के दशक से, खगोलविदों का मानना था कि नवजात सितारों के समूह ने स्टार गठन के समान नियमों का पालन किया, जिसका अर्थ है कि बड़े सितारों और हल्के सितारों का अनुपात आकाशगंगा से आकाशगंगा तक काफी समान था। प्रत्येक तारे के लिए सूर्य से 20 गुना अधिक विशाल या बड़ा, उदाहरण के लिए, सूर्य के द्रव्यमान के बराबर या उससे कम 500 तारे होंगे।
'यह वास्तव में एक उपयोगी विचार था। दुर्भाग्य से ऐसा लगता है कि यह सच नहीं है, ”बाल्टीमोर में जॉन्स हॉपकिन्स विश्वविद्यालय के टीम रिसर्च लीडर डॉ। गेरहार्ड मेउरर ने कहा।
नवजात तारों के इस बड़े पैमाने पर वितरण को 'आरंभिक द्रव्यमान समारोह' या आईएमएफ कहा जाता है। आकाशगंगाओं से हम जो अधिकांश प्रकाश देखते हैं, वह उच्चतम द्रव्यमान वाले सितारों से आता है, जबकि सितारों में कुल द्रव्यमान में निचले द्रव्यमान वाले सितारों का प्रभुत्व होता है, जिन्हें देखा नहीं जा सकता है, इसलिए आईएमएफ का आकाशगंगाओं के द्रव्यमान को सटीक रूप से निर्धारित करने में प्रभाव पड़ता है। सितारों की आबादी से प्रकाश की मात्रा को मापने और सितारों की उम्र के लिए कुछ सुधार करके, खगोलविद आईएमएफ का उपयोग सितारों की उस आबादी के कुल द्रव्यमान का अनुमान लगाने के लिए कर सकते हैं।
विभिन्न आकाशगंगाओं के परिणामों की तुलना केवल तभी की जा सकती है जब आईएमएफ हर जगह समान हो, लेकिन डॉ. मेउरर की टीम ने दिखाया है कि उच्च-द्रव्यमान से निम्न-द्रव्यमान वाले नवजात सितारों का अनुपात आकाशगंगाओं के बीच भिन्न होता है। उदाहरण के लिए, छोटी 'बौनी' आकाशगंगाएँ अपेक्षा से अधिक कम द्रव्यमान वाले तारे बनाती हैं।
इस खोज पर पहुंचने के लिए, डॉ. मेउरर की टीम ने सिडनी, ऑस्ट्रेलिया के पास पार्क्स रेडियो टेलीस्कोप के साथ किए गए HIPASS सर्वेक्षण (HI पार्क्स ऑल स्काई सर्वे) में आकाशगंगाओं का उपयोग किया। एक रेडियो सर्वेक्षण का उपयोग किया गया था क्योंकि आकाशगंगाओं में पर्याप्त मात्रा में तटस्थ हाइड्रोजन गैस, तारे बनाने के लिए कच्चा माल होता है, और तटस्थ हाइड्रोजन रेडियो तरंगों का उत्सर्जन करता है।
टीम ने नासा के GALEX उपग्रह और चिली में 1.5-m CTIO ऑप्टिकल टेलीस्कोप का उपयोग करके सर्वेक्षण आकाशगंगाओं में से 103 में स्टार गठन, पराबैंगनी और एच-अल्फा उत्सर्जन के दो ट्रैसर को मापा।
अपने तटस्थ हाइड्रोजन के आधार पर आकाशगंगाओं का चयन करने से कई अलग-अलग आकार और आकार की आकाशगंगाओं का एक नमूना मिला, जो उनके स्टार निर्माण इतिहास से निष्पक्ष था।
एच-अल्फा उत्सर्जन ओ सितारों नामक बहुत बड़े सितारों की उपस्थिति का पता लगाता है, एक सितारे का जन्म सूर्य के द्रव्यमान के 20 गुना से अधिक द्रव्यमान के साथ।
यूवी उत्सर्जन, ओ सितारों और कम विशाल बी सितारों दोनों का पता लगाता है - कुल मिलाकर, सूर्य के द्रव्यमान से तीन गुना से अधिक तारे।
Meurer की टीम ने पाया कि H-अल्फा से UV उत्सर्जन का अनुपात आकाशगंगा से आकाशगंगा में भिन्न है, जिसका अर्थ है कि IMF ने भी, कम से कम इसके ऊपरी छोर पर।
'यह जटिल काम है, और हमें आवश्यक रूप से कई कारकों को ध्यान में रखना होगा जो एच-अल्फा के यूवी उत्सर्जन के अनुपात को प्रभावित करते हैं, जैसे तथ्य यह है कि बी सितारे ओ सितारों की तुलना में अधिक समय तक जीवित रहते हैं,' डॉ। मेउरर ने कहा।
डॉ. मेउरर की टीम का सुझाव है कि आईएमएफ स्टार बनाने वाले क्षेत्र की भौतिक स्थितियों, विशेष रूप से गैस के दबाव के प्रति संवेदनशील प्रतीत होता है। उदाहरण के लिए, उच्च दबाव वाले वातावरण में बड़े पैमाने पर तारे बनने की सबसे अधिक संभावना है जैसे कि कसकर बंधे हुए तारा समूह।
टीम के नतीजे हाल ही में देखी गई अन्य घटनाओं की बेहतर समझ की अनुमति देते हैं जो खगोलविदों को परेशान कर रहे हैं, जैसे कुछ आकाशगंगाओं के भीतर त्रिज्या के कार्य के रूप में एच-अल्फा के पराबैंगनी प्रकाश के अनुपात में भिन्नता। यह अब समझ में आता है क्योंकि तारकीय मिश्रण भिन्न होता है क्योंकि दबाव त्रिज्या के साथ गिरता है, ठीक वैसे ही जैसे दबाव पृथ्वी पर ऊंचाई के साथ बदलता रहता है।
यह काम 1987 में फ्रांस में पहले वेरोनिक बुआट और सहयोगियों द्वारा किए गए अस्थायी सुझावों की पुष्टि करता है, और फिर पिछले साल एरिक होवरस्टीन और कार्ल ग्लेज़ब्रुक द्वारा जॉन्स हॉपकिन्स और स्विनबर्न विश्वविद्यालयों से बाहर काम करने वाले एक और अधिक महत्वपूर्ण अध्ययन ने एक ही परिणाम का सुझाव दिया।