तारा निर्माण

तारा निर्माण वह प्रक्रिया है जिसके द्वारा अंतरतारकीय अंतरिक्ष में आणविक बादलों के भीतर घने क्षेत्र, जिन्हें कभी-कभी "तारकीय नर्सरी" या " तारा बनाने वाले क्षेत्र" कहा जाता है, ढह जाते हैं और तारे बनाते हैं। The Formation of Stars Stahler, S. W. Palla, F. Wiley-VCH 2004 3-527-40559-3 Weinheim खगोल विज्ञान की एक शाखा के रूप में, तारा निर्माण में तारे के निर्माण की प्रक्रिया के अग्रदूत के रूप में तारे के बीच के माध्यम (ISM) और विशाल आणविक बादलों (GMC) का अध्ययन शामिल है, और इसके तत्काल उत्पादों के रूप में पहले तारे और युवा तारकीय वस्तुओं का अध्ययन शामिल है। यह खगोल विज्ञान की एक अन्य शाखा ग्रह निर्माण से निकटता से संबंधित है। तारा गठन सिद्धांत, साथ ही एक तारे के गठन के लिए लेखांकन, बाइनरी सितारों के आंकड़ों और प्रारंभिक द्रव्यमान फलन के लिए भी जिम्मेदार होना चाहिए। अधिकांश तारे अलग-अलग नहीं बनते हैं बल्कि तारों के समूह के हिस्से के रूप में बनते हैं जिन्हें स्टार क्लस्टर या तारकीय संघ कहा जाता है। Lada Charles J. Lada Elizabeth A. 2003-09-01 Embedded Clusters in Molecular Clouds Annual Review of Astronomy and Astrophysics 41 1 57–115 astro-ph/0301540 2003ARA&A..41...57L 10.1146/annurev.astro.41.011802.094844 0066-4146 तारकीय नर्सरी बाएँ|अंगूठाकार| हबल टेलिस्कोप छवि को पिलर्स ऑफ़ क्रिएशन के रूप में जाना जाता है , जहाँ ईगल नेबुला में तारे बन रहे हैं तारे के बीच का बादल दाएँ|अंगूठाकार| अक्विला में W51 नेबुला - मिल्की वे में सबसे बड़े स्टार कारखानों में से एक (25 अगस्त, 2020) मिल्की वे जैसी सर्पिल आकाशगंगा में तारे, तारकीय अवशेष और गैस और धूल का एक फैलाना अंतरतारकीय माध्यम (ISM) होता है। तारे के बीच का माध्यम 10 −4 से 10 6 कण प्रति सेमी 3 से बना होता है और आमतौर पर द्रव्यमान द्वारा लगभग 70% हाइड्रोजन से बना होता है, जिसमें अधिकांश शेष गैस हीलियम से युक्त होती है। इस माध्यम को भारी तत्वों की ट्रेस मात्रा से रासायनिक रूप से समृद्ध किया गया है जो हीलियम के संलयन के माध्यम से सितारों से उत्पन्न और निकाले गए थे क्योंकि वे अपने मुख्य अनुक्रम जीवनकाल के अंत से आगे निकल गए थे। तारे के बीच के माध्यम के उच्च घनत्व वाले क्षेत्रों में बादल बनते हैं, या विसरित नीहारिकाएं, http://www.nasa.gov/worldbook/nebula_worldbook.html Nebula O'Dell C. R. World Book at NASA World Book, Inc. https://web.archive.org/web/20050429002503/http://www.nasa.gov/worldbook/nebula_worldbook.html 2005-04-29 2009-05-18 जहां तारे का निर्माण होता है। An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution Prialnik Dina 2000 Cambridge University Press 0-521-65065-8 195–212 true सर्पिलों के विपरीत, एक अण्डाकार आकाशगंगा लगभग एक अरब वर्षों के भीतर अपने अंतरतारकीय माध्यम के ठंडे घटक को खो देती है, जो आकाशगंगा को अन्य आकाशगंगाओं के साथ विलय के अलावा फैलाने वाली नीहारिकाओं के निर्माण से रोकती है। Dupraz, C. Dynamics of Galaxies and Their Molecular Cloud Distributions: Proceedings of the 146th Symposium of the International Astronomical Union Kluwer Academic Publishers घनी नीहारिकाओं में जहां सितारों का उत्पादन हो रहा हैं, बहुत सारा हाइड्रोजन आणविक (एच 2) रूप में है, इसलिए इन नेबुला को आणविक बादल कहा जाता है। हर्शल स्पेस ऑब्जर्वेटरी ने खुलासा किया है कि आणविक बादल में तंतु वास्तव में सर्वव्यापी हैं। घने आणविक तंतु, जो तारे के निर्माण की प्रक्रिया के केंद्र में हैं, गुरुत्वाकर्षण से बंधे हुए कोर में विभाजित हो जाएंगे, जिनमें से अधिकांश सितारों में विकसित होंगे। गैस की निरंतर अभिवृद्धि, ज्यामितीय झुकाव और चुंबकीय क्षेत्र फिलामेंट्स के विस्तृत विखंडन तरीके को नियंत्रित कर सकते हैं। सुपरक्रिटिकल फिलामेंट्स में अवलोकनों ने घने कोर की अर्ध-आवधिक श्रृंखलाओं का खुलासा किया है, जिसमें फिलामेंट की आंतरिक चौड़ाई के बराबर अंतर है, और इसमें बहिर्वाह के साथ सन्निहित पहले तारे शामिल हैं। Zhang Guo-Yin André Ph Men'shchikov A. Wang Ke October 2020 Fragmentation of star-forming filaments in the X-shaped nebula of the California molecular cloud https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020A%26A...642A..76Z/abstract Astronomy and Astrophysics en 642 A76 2002.05984 2020A&A...642A..76Z 10.1051/0004-6361/202037721 0004-6361 अवलोकनों से संकेत मिलता है कि सबसे ठंडे बादल कम द्रव्यमान वाले तारे बनाते हैं, जो पहले बादलों के अंदर अवरक्त में देखे जाते हैं, फिर उनकी सतह पर दिखाई देने वाले प्रकाश में जब बादल फैलते हैं, जबकि विशाल आणविक बादल, जो आमतौर पर गर्म होते हैं, सभी द्रव्यमान के तारे उत्पन्न करते हैं। Birth, Evolution and Death of Stars https://archive.org/details/birthevolutionde0000lequ Lequeux James 2013 World Scientific 978-981-4508-77-3 इन विशाल आणविक बादलों में 100 कण प्रति सेमी 3 विशिष्ट घनत्व, 100 ly km on व्यास, 60 लाख तक का सौर द्रव्यमान ( M ☉ ), और औसत आंतरिक तापमान 10 के तक होता है। आकाशगंगा के कुल द्रव्यमान का लगभग आधा आणविक बादलों में पाया जाता है Molecular hydrogen in space Alves, J. Lada, C. Lada, E. 2001 Cambridge University Press 0-521-78224-4 217 Tracing H2 Via Infrared Dust Extinction और आकाशगंगा में अनुमानित 6,000 आणविक बादल हैं, जिनमें से प्रत्येक 100,000 से ज्यादा भार की हैं।Sanders, D. B. Scoville, N. Z. Solomon, P. M. 1985-02-01 Giant molecular clouds in the Galaxy. II – Characteristics of discrete features Astrophysical Journal, Part 1 289 373–387 1985ApJ...289..373S 10.1086/162897 सूर्य की निकटतम नीहारिका जहां बड़े पैमाने पर तारे बन रहे हैं, ओरियन नेबुला, 1300 ly km on दूर है। Sandstrom, Karin M. Peek J. E. G. Bower Geoffrey C. Bolatto Alberto D. Plambeck Richard L. 2007 A Parallactic Distance of Parsecs to the Orion Nebula Cluster from Very Long Baseline Array Observations The Astrophysical Journal 667 2 1161 0706.2361 2007ApJ...667.1161S 10.1086/520922 हालांकि, ओफियुची बादल परिसर में लगभग 400-450 प्रकाश वर्ष दूर कम द्रव्यमान वाले तारे का निर्माण हो रहा है। Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications Wilking, B. A. Gagné, M. Allen, L. E. 2008 Bo Reipurth Star Formation in the ρ Ophiuchi Molecular Cloud 0811.0005 2008hsf2.book..351W तारे के निर्माण का एक अधिक घना स्थान घने गैस और धूल के अपारदर्शी बादल हैं जिन्हें बोक ग्लोब्यूल्स के रूप में जाना जाता है, जिसका नाम खगोलशास्त्री बार्ट बोक के नाम पर रखा गया है। ये ढहने वाले आणविक बादलों के साथ या संभवतः स्वतंत्र रूप से बन सकते हैं। Khanzadyan, T. Smith, M. D. Gredel, R. Stanke, T. Davis, C. J. February 2002 Active star formation in the large Bok globule CB 34 Astronomy and Astrophysics 383 2 502–518 2002A&A...383..502K 10.1051/0004-6361:20011531 free बोक गोलिकाएँ आमतौर पर एक प्रकाश वर्ष तक के होते हैं और इनमें कुछ कम सौर द्रव्यमान होते हैं । Accretion Processes in Star Formation Hartmann Lee 2000 Cambridge University Press 0-521-78520-0 4 उन्हें काले बादलों के रूप में देखा जा सकता है जो उज्ज्वल उत्सर्जन नीहारिकाओं या पृष्ठभूमि के सितारों से छुपे होते हैं। आधे से अधिक ज्ञात बोक गोलिकाओं में नए बनने वाले तारे पाए गए हैं। The Origin of Stars https://archive.org/details/originstars00smit Smith Michael David 2004 Imperial College Press 1-86094-501-5 43–44 अंगूठाकार| प्रारंभिक ब्रह्मांड में आकाशगंगाओं का जुडना। http://www.eso.org/public/news/eso1530/ ALMA Witnesses Assembly of Galaxies in the Early Universe for the First Time 23 July 2015 बादल का ढहना गैस का एक अंतरतारकीय बादल तब तक हाइड्रोस्टेटिक संतुलन में रहता है जब तक गैस के दबाव की गतिज ऊर्जा आंतरिक गुरुत्वाकर्षण बल की संभावित ऊर्जा के साथ संतुलन में रहती है। गणितीय रूप से यह विरियल प्रमेय का उपयोग करके व्यक्त किया जाता है, जिसमें कहा गया है कि, संतुलन बनाए रखने के लिए, गुरुत्वाकर्षण संभावित ऊर्जा आंतरिक तापीय ऊर्जा के दोगुने के बराबर होनी चाहिए। https://archive.org/details/physicschemistry0000kwok Physics and chemistry of the interstellar medium Kwok Sun 2006 University Science Books 1-891389-46-7 435–437 registration यदि कोई बादल इतना विशाल है कि उसका समर्थन करने के लिए गैस का दबाव अपर्याप्त है, तो बादल गुरुत्वाकर्षण के पतन से गुजरेगा। जिस द्रव्यमान से ऊपर बादल इस तरह के पतन से गुजरेगा उसे जीन्स द्रव्यमान कहा जाता है। जीन्स द्रव्यमान बादल के तापमान और घनत्व पर निर्भर करता है, लेकिन आम तौर पर हजारों से दसियों हजार सौर द्रव्यमान होता है। बादल के ढहने के दौरान दर्जनों से दसियों हज़ार तारे एक साथ कमोबेश एक साथ बनते हैं जो तथाकथित सन्निहित तारकीय समूह में देखे जा सकते हैं। केंद्र के पतन का अंतिम उत्पाद सितारों का एक खुला समूह होता है। Astrophysical Fluid Dynamics https://archive.org/details/astrophysicalflu0000batt Battaner E. 1996 Cambridge University Press 0-521-43747-4 166–167 बाएँ|अंगूठाकार| ओरियन नेबुला परिसर के एएलएमए अवलोकन स्टार जन्म के समय विस्फोटों में अंतर्दृष्टि प्रदान करते हैं। https://www.eso.org/public/news/eso1711/ ALMA Captures Dramatic Stellar Fireworks www.eso.org 10 April 2017 ट्रिगर किए गए तारे के निर्माण https://web.archive.org/web/20241225091320/https://www.upkarnews.com/magnetic-field-news 25 दिसंबर 2024 में , आणविक बादल को संपीड़ित करने और इसके गुरुत्वाकर्षण के पतन की शुरुआत करने के लिए कई घटनाओं में से एक हो सकता है। आण्विक बादल आपस में टकरा सकते हैं, या पास का सुपरनोवा विस्फोट एक ट्रिगर हो सकता है, जो चौंकाने वाले पदार्थ को बहुत तेज गति से बादल में भेज सकता है। (परिणामस्वरूप नए सितारे स्वयं जल्द ही सुपरनोवा का उत्पादन कर सकते हैं, जिससे स्व-प्रसारित तारा निर्माण हो सकता है । वैकल्पिक रूप से, गांगेय टकराव तारे के निर्माण के बड़े पैमाने पर स्टारबर्स्ट को ट्रिगर कर सकते हैं क्योंकि प्रत्येक आकाशगंगा में गैस के बादल ज्वारीय बलों द्वारा संकुचित और उत्तेजित होते हैं। Jog C. J. August 26–30, 1997 Starbursts Triggered by Cloud Compression in Interacting Galaxies बाद वाला तंत्र गोलाकार समूहों के निर्माण के लिए जिम्मेदार हो सकता है। Keto, Eric Ho, Luis C. Lo, K.-Y. December 2005 M82, Starbursts, Star Clusters, and the Formation of Globular Clusters https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_2005-12-20_635_2/page/n331 The Astrophysical Journal 635 2 1062–1076 astro-ph/0508519 2005ApJ...635.1062K 10.1086/497575 एक आकाशगंगा के मूल में एक विशालकाय ब्लैक होल एक गांगेय नाभिक में तारे के निर्माण की दर को विनियमित करने का काम कर सकता है। एक ब्लैक होल जो गिरते हुए पदार्थ को जमा कर रहा है , सक्रिय हो सकता है, और एक टकराए हुए सापेक्षतावादी जेट के माध्यम से एक तेज हवा का उत्सर्जन कर सकता है। यह आगे तारा निर्माण को सीमित कर सकता है। निकट-प्रकाश गति से रेडियो-आवृत्ति-उत्सर्जक कणों को बाहर निकालने वाले विशाल ब्लैक होल भी उम्र बढ़ने वाली आकाशगंगाओं में नए सितारों के निर्माण को रोक सकते हैं। Gralla, Meg etal September 29, 2014 A measurement of the millimetre emission and the Sunyaev–Zel'dovich effect associated with low-frequency radio sources Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Oxford University Press 445 1 460–478 1310.8281 2014MNRAS.445..460G 10.1093/mnras/stu1592 हालाँकि, जेट के चारों ओर रेडियो उत्सर्जन भी तारे के निर्माण को गति प्रदान कर सकता है। इसी तरह, एक कमजोर जेट बादल से टकराने पर तारे के निर्माण को गति प्रदान कर सकता है। अंगूठाकार| बौनी आकाशगंगा ESO 553-46 में आकाशगंगा के निकटतम 1000 या उससे अधिक आकाशगंगाओं के तारा निर्माण की उच्चतम दर है। https://www.spacetelescope.org/images/potw1741a/ Size can be deceptive www.spacetelescope.org 9 October 2017 जैसे ही यह ढहता है, एक आणविक बादल छोटे और छोटे टुकड़ों में एक श्रेणीबद्ध तरीके से टूट जाता है, जब तक कि टुकड़े तारकीय द्रव्यमान तक नहीं पहुंच जाते। इन टुकड़ों में से प्रत्येक में, गिरने वाली गैस गुरुत्वाकर्षण संभावित ऊर्जा की रिहाई से प्राप्त ऊर्जा को दूर कर देती है। जैसे-जैसे घनत्व बढ़ता है, टुकड़े अपारदर्शी हो जाते हैं और इस प्रकार अपनी ऊर्जा को विकीर्ण करने में कम कुशल होते हैं। यह बादल के तापमान को बढ़ाता है और आगे विखंडन को रोकता है। टुकड़े अब गैस के घूमने वाले क्षेत्रों में संघनित हो जाते हैं जो तारकीय भ्रूण के रूप में काम करते हैं। An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution Prialnik Dina 2000 Cambridge University Press 0-521-65937-X 198–199 एक ढहते बादल की इस घटना को अशांति, मैक्रोस्कोपिक प्रवाह, रोटेशन, चुंबकीय क्षेत्र और बादल ज्यामिति के प्रभाव जटिल बनाते हैं। घूर्णन और चुंबकीय क्षेत्र दोनों बादल के ढहने में बाधा डाल सकते हैं। Accretion Processes in Star Formation Hartmann Lee 2000 Cambridge University Press 0-521-78520-0 22 Li, Hua-bai Dowell, C. Darren Goodman, Alyssa Hildebrand, Roger Novak, Giles 2009-08-11 Anchoring Magnetic Field in Turbulent Molecular Clouds https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_2009-10-20_704_2/page/891 The Astrophysical Journal 704 2 891 0908.1549 2009ApJ...704..891L 10.1088/0004-637X/704/2/891 बादल के विखंडन के कारणों में अशांति महत्वपूर्ण है, और छोटे पैमाने पर यह इसके ढहने या पतन को बढ़ावा देती है। Protostars and Planets V Ballesteros-Paredes, J. Klessen, R. S. Mac Low, M.-M. Vazquez-Semadeni, E. 2007 978-0-8165-2654-3 Reipurth, B. 63–80 Molecular Cloud Turbulence and Star Formation Jewitt, D. Keil, K. प्रोटोस्टार (पहला तारा) दाएँ|अंगूठाकार| विशाल मैगेलैनिक बादलों में एलएच 95 तारकीय नर्सरी। जब तक गुरुत्वाकर्षण बाध्यकारी ऊर्जा को समाप्त किया जा सकता है, तब तक एक प्राथमिक तारकीय बादल टूटता रहेगा। यह अतिरिक्त ऊर्जा मुख्य रूप से विकिरण के माध्यम से खो जाती है। हालांकि, ढहने वाला बादल अंततः अपने स्वयं के विकिरण के लिए अपारदर्शी हो जाता है, और ऊर्जा को किसी अन्य माध्यम से हटाया जाना चाहिए। बादल में धूल 60–100 K तापमान तक गर्म हो जाती है, और ये कण दूर अवरक्त में तरंग दैर्घ्य पर विकिरण करते हैं जहां बादल पारदर्शी होता है। इस प्रकार धूल बादल के और पतन की मध्यस्थता करती है। Galaxy Formation https://archive.org/details/galaxyformation0000long Longair M. S. 2008 Springer 978-3-540-73477-2 2nd 478 पतन के दौरान, बादल का घनत्व केंद्र की ओर बढ़ता है और इस प्रकार मध्य क्षेत्र पहले वैकल्पिक रूप से अपारदर्शी हो जाता है। यह तब होता है जब घनत्व लगभग 10−13 g / cm3 होता है। एक कोर क्षेत्र, जिसे पहला हाइड्रोस्टेटिक कोर कहा जाता है, वहां बनता है जहां पतन अनिवार्य रूप से रुका हुआ होता है। यह विरियल प्रमेय द्वारा निर्धारित तापमान में वृद्धि जारी रखता है। इस अपारदर्शी क्षेत्र की ओर गिरने वाली गैस इससे टकराती है और झटके देने वाली तरंगे बनाती है जो इसके केंद्र को और गर्म करती है। Larson Richard B. 1969 Numerical calculations of the dynamics of collapsing proto-star https://archive.org/details/sim_monthly-notices-of-the-royal-astronomical-society_1969_145_3/page/271 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 145 3 271–295 1969MNRAS.145..271L 10.1093/mnras/145.3.271 free बाएँ|अंगूठाकार| आणविक बादल सेफियस बी में और उसके आसपास युवा सितारों को दिखाने वाली समग्र छवि। जब कोर तापमान लगभग 2000 K तक पहुँच जाता है, तो तापीय ऊर्जा एच 2 अणुओं को अलग कर देती है। इसके बाद हाइड्रोजन और हीलियम परमाणुओं का आयनीकरण होता है। ये प्रक्रियाएं संकुचन की ऊर्जा को अवशोषित करती हैं, जिससे यह फ्री फॉल वेलोसिटी पर पतन की अवधि के तुलनीय समय पर जारी रह सकती है। https://archive.org/details/evolutionofstars0000sala Evolution of stars and stellar populations Salaris Maurizio 2005 John Wiley and Sons 0-470-09220-3 Cassisi, Santi 108–109 registration गिरने वाली सामग्री का घनत्व लगभग 10 −8 g / cm 3 तक पहुंच जाने के बाद, वह सामग्री पर्याप्त रूप से पारदर्शी होती है जिससे पहले तारे द्वारा निकलने वाली ऊर्जा बाहर निकल जाती है। प्रोटोस्टार (पहले तारे) के भीतर संवहन और इसके बाहरी विकिरण के संयोजन से तारे को और अनुबंधित करने की अनुमति मिलती है। यह तब तक जारी रहता है जब तक कि आंतरिक दबाव के लिए गैस पर्याप्त गर्म नहीं हो जाती है ताकि आगे गुरुत्वाकर्षण पतन के खिलाफ प्रोटोस्टार का समर्थन किया जा सके- एक स्थिति जिसे हाइड्रोस्टैटिक संतुलन कहा जाता है। जब यह अभिवृद्धि चरण लगभग पूरा हो जाता है, तो परिणामी वस्तु को प्रोटोस्टा (पहले तारे) के रूप में जाना जाता है। दाएँ|अंगूठाकार| N11, हमारी पड़ोसी आकाशगंगा, लार्ज मैगेलैनिक क्लाउड के भीतर गैस बादलों और तारा समूहों के एक जटिल नेटवर्क का हिस्सा है। प्रोटोस्टार पर सामग्री का अभिवृद्धि आंशिक रूप से नवगठित परिस्थितिजन्य डिस्क से जारी है। जब घनत्व और तापमान काफी अधिक होता है, ड्यूटेरियम संलयन शुरू होता है, और परिणामी विकिरण का बाहरी दबाव धीमा हो जाता है (लेकिन रुकता नहीं है)। मेघ युक्त सामग्री प्रोटोस्टार पर "बारिश" करना जारी रखती है। इस चरण में बाइपोलर जेट उत्पन्न होते हैं जिन्हें हर्बिग-हारो वस्तु कहा जाता है। यह संभवत: वह साधन है जिसके द्वारा गिरने वाली सामग्री के अतिरिक्त कोणीय गति को निष्कासित कर दिया जाता है, जिससे तारा बनना जारी रहता है। बाएँ|अंगूठाकार| स्टार गठन क्षेत्र ल्यूपस 3 । https://www.eso.org/public/news/eso1804/ Glory From Gloom www.eso.org 2 February 2018 जब आसपास की गैस और धूल का आवरण फैल जाता है और अभिवृद्धि प्रक्रिया रुक जाती है, तो तारे को प्री-मेन-सीक्वेंस स्टार (पीएमएस स्टार) माना जाता है। मुख्य अनुक्रम सितारों में हाइड्रोजन जलने के विपरीत, इन वस्तुओं का ऊर्जा स्रोत गुरुत्वाकर्षण संकुचन है। पीएमएस स्टार हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल (एच-आर) आरेख पर एक हयाशी पथ का अनुसरण करता है। C. Hayashi 1961 Stellar evolution in early phases of gravitational contraction Publications of the Astronomical Society of Japan 13 450–452 1961PASJ...13..450H संकुचन तब तक जारी रहता है जब तक हयाशी की सीमा समाप्त नहीं हो जाती है, और उसके बाद केल्विन-हेल्महोल्ट्ज़ टाइमस्केल पर संकुचन जारी रहता है और तापमान स्थिर रहता है। 0.5 द्रव्यमान से कम वाले सितारे उसके बाद मुख्य अनुक्रम में शामिल होते हैं। अधिक बड़े पैमाने पर पीएमएस सितारों के लिए, हयाशी ट्रैक के अंत में वे हेनी ट्रैक के बाद धीरे-धीरे हाइड्रोस्टेटिक संतुलन के निकट गिरते या ढहते जाते हैं। L. G. Henyey R. Lelevier R. D. Levée 1955 The Early Phases of Stellar Evolution Publications of the Astronomical Society of the Pacific 67 396 154 1955PASP...67..154H 10.1086/126791 free अंत में, हाइड्रोजन तारे के मूल में फ्यूज होना शुरू हो जाता है, और शेष आवरण सामग्री दूर हो जाती है। यह प्रोटोस्टेलर चरण को समाप्त करता है और एच-आर आरेख पर स्टार का मुख्य अनुक्रम चरण शुरू करता है। 1 या उससे कम के आसपास द्रव्यमान वाले सितारों में प्रक्रिया अच्छी तरह से परिभाषित हैं। उच्च द्रव्यमान वाले सितारों में, तारा निर्माण प्रक्रिया की लंबाई उनके विकास के अन्य समय के बराबर होती है, बहुत कम होती है, और प्रक्रिया इतनी अच्छी तरह से परिभाषित नहीं होती है। तारों के बाद के विकास का अध्ययन तारकीय विकास में किया जाता है। प्रोटोस्टार600x600पिक्सेल प्रोटोस्टार का प्रकोप - HOPS 383 (2015)। टिप्पणियों बाएँ|अंगूठाकार| ओरियन नेबुला बड़े पैमाने पर, युवा सितारों से तारा गठन का एक आदर्श उदाहरण है, जो नेबुला को घने गैस के खंभे को आकार दे रहे हैं जो उभरते सितारों के घर हो सकते हैं। तारे के निर्माण के प्रमुख तत्व नग्न आंखो से नहीं दिखते और अन्य तरंग दैर्घ्य में देखने पर ही उपलब्ध होते हैं। तारकीय अस्तित्व का प्राथमिक चरण लगभग हमेशा आणविक बादलों से छोड़े गए गैस और धूल के घने बादलों के अंदर गहराई में छिपा होता है। अक्सर, ये तारा बनाने वाले कोकून जिन्हें बोक ग्लोब्यूल्स के रूप में जाना जाता है, को आसपास की गैस से उज्ज्वल उत्सर्जन के दूसरी तरफ परछाई में देखा जा सकता है। B. J. Bok E. F. Reilly 1947 Small Dark Nebulae https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1947-03_105_2/page/255 Astrophysical Journal 105 255 1947ApJ...105..255B 10.1086/144901Yun, Joao Lin Clemens Dan P. 1990 Star formation in small globules – Bart BOK was correct The Astrophysical Journal 365 L73 1990ApJ...365L..73Y 10.1086/185891 किसी तारे के जीवन के प्रारंभिक चरणों को अवरक्त प्रकाश में देखा जा सकता है, जो दिखने वाले प्रकाश की तुलना में धूल में अधिक आसानी से प्रवेश कर जाता है। Benjamin, Robert A. Churchwell E. Babler Brian L. Bania T. M. Clemens Dan P. Cohen Martin Dickey John M. Indebetouw Rémy Jackson James M. 8 2003 GLIMPSE. I. An SIRTF Legacy Project to Map the Inner Galaxy https://archive.org/details/sim_astronomical-society-of-the-pacific-publications_2003-08_115_810/page/953 Publications of the Astronomical Society of the Pacific 115 810 953–964 astro-ph/0306274 2003PASP..115..953B 10.1086/376696 इस प्रकार वाइड-फील्ड इन्फ्रारेड सर्वे एक्सप्लोरर (WISE) के अवलोकन कई गांगेय प्रोटोस्टार और उनके मूल तारा समूहों के अनावरण के लिए विशेष रूप से महत्वपूर्ण रहे हैं। http://wise.ssl.berkeley.edu/ Wide-field Infrared Survey Explorer Mission NASA Majaess, D. (2013). Discovering protostars and their host clusters via WISE, ApSS, 344, 1 (VizieR catalog) ऐसे सन्निहित तारा समूहों के उदाहरण हैं एफएसआर 1184, एफएसआर 1190, कैमार्गो 14, कैमार्गो 74, मेज़ेस 64, और मेज़ेस 98। Camargo et al. (2015). New Galactic embedded clusters and candidates from a WISE Survey, New Astronomy, 34 अंगूठाकार| स्टार बनाने वाला क्षेत्र S106। आणविक बादल की संरचना और प्रोटोस्टार के प्रभावों को निकट-आईआर विलुप्त होने के नक्शे (जहां सितारों की संख्या प्रति इकाई क्षेत्र में गिनी जाती है और आकाश के निकट शून्य विलुप्त होने वाले क्षेत्र की तुलना में गिनी जाती है), निरंतर धूल उत्सर्जन और कार्बन मोनोऑक्साइड और अन्य अणुओं के घूर्णी संक्रमण में देखा जा सकता है। ये अंतिम दोनो मिलीमीटर और सबमिलीमीटर रेंज में देखे जाते हैं। प्रोटोस्टार और प्रारंभिक तारे से विकिरण को अवरक्त खगोल विज्ञान तरंग दैर्घ्य में देखा जाना चाहिए, क्योंकि शेष बादल जिसमें तारा बन रहा है, की वजह से विलुप्त होने का कारण आमतौर पर इतना बड़ा होता है कि हम इसे स्पेक्ट्रम के दृश्य भाग में नहीं देख सकते हैं। यह काफी कठिनाइयाँ प्रस्तुत करता है क्योंकि पृथ्वी का वायुमंडल लगभग पूरी तरह से 20μm से 850μm तक अपारदर्शी है, जिसमें 200μm और 450μm पर संकीर्ण खिड़कियां हैं। इस सीमा के बाहर भी, वायुमंडलीय घटाव तकनीकों का उपयोग किया जाना चाहिए। अंगूठाकार| एनजीसी 2024 स्टार-फॉर्मिंग क्षेत्र के अंदर एक्स-रे द्वारा प्रकट युवा सितारे (बैंगनी)। Getman K. etal 2014 Core-Halo Age Gradients and Star Formation in the Orion Nebula and NGC 2024 Young Stellar Clusters Astrophysical Journal Supplement 787 2 109 1403.2742 2014ApJ...787..109G 10.1088/0004-637X/787/2/109 एक्स-रे अवलोकन युवा सितारों के अध्ययन के लिए उपयोगी साबित हुए हैं, क्योंकि इन वस्तुओं से एक्स-रे उत्सर्जन मुख्य-अनुक्रम सितारों से एक्स-रे उत्सर्जन से लगभग 100-100,000 गुना अधिक मजबूत है। Preibisch T. etal 2005 The Origin of T Tauri X-Ray Emission: New Insights from the Chandra Orion Ultradeep Project Astrophysical Journal Supplement 160 2 401–422 astro-ph/0506526 2005ApJS..160..401P 10.1086/432891 टी टॉरी सितारों से एक्स-रे का सबसे पहला पता आइंस्टीन एक्स-रे वेधशाला द्वारा लगाया गया था। Feigelson E. D. Decampli W. M. 1981 Observations of X-ray emission from T-Tauri stars Astrophysical Journal Letters 243 L89–L93 1981ApJ...243L..89F 10.1086/183449 Montmerle T. etal 1983 Einstein observations of the Rho Ophiuchi dark cloud - an X-ray Christmas tree Astrophysical Journal, Part 1 269 182–201 1983ApJ...269..182M 10.1086/161029 कम द्रव्यमान वाले तारों के लिए एक्स-रे चुंबकीय https://web.archive.org/web/20241225091320/https://www.upkarnews.com/magnetic-field-news 25 दिसंबर 2024 पुन: संयोजन के माध्यम से तारकीय कोरोना के गर्म होने से उत्पन्न होते हैं, जबकि उच्च-द्रव्यमान वाले ओ और प्रारंभिक बी-प्रकार के सितारों के लिए तारकीय हवाओं में सुपरसोनिक झटके के माध्यम से एक्स-रे उत्पन्न होते हैं। चंद्रा एक्स-रे वेधशाला और एक्सएमएम-न्यूटन द्वारा कवर की गई नरम एक्स-रे ऊर्जा रेंज में फोटॉन गैस के कारण केवल मध्यम अवशोषण के साथ इंटरस्टेलर माध्यम में प्रवेश कर सकते हैं, जिससे एक्स-रे आणविक बादलों के भीतर तारकीय आबादी को देखने के लिए एक उपयोगी तरंग दैर्घ्य बन जाता है। तारकीय युवाओं के साक्ष्य के रूप में एक्स-रे उत्सर्जन इस बैंड को विशेष रूप से स्टार बनाने वाले क्षेत्रों में सितारों के सेंसर के प्रदर्शन के लिए उपयोगी बनाता है, यह देखते हुए कि सभी युवा सितारों में अवरक्त अतिरिक्तता नहीं होती है। Feigelson E. D. etal 2013 Overview of the Massive Young Star-Forming Complex Study in Infrared and X-Ray (MYStIX) Project Astrophysical Journal Supplement 209 2 26 1309.4483 2013ApJS..209...26F 10.1088/0067-0049/209/2/26 एक्स-रे अवलोकनों ने ओरियन नेबुला क्लस्टर और टॉरस मॉलिक्यूलर क्लाउड में सभी तारकीय-द्रव्यमान वस्तुओं के लगभग पूर्ण सेंसर प्रदान किए हैं। Getman K. V. etal 2005 Chandra Orion Ultradeep Project: Observations and Source Lists Astrophysical Journal Supplement 160 2 319–352 astro-ph/0410136 2005ApJS..160..319G 10.1086/432092 Güdel M. etal 2007 The XMM-Newton extended survey of the Taurus molecular cloud (XEST) Astronomy and Astrophysics 468 2 353–377 astro-ph/0609160 2007A&A...468..353G 10.1051/0004-6361:20065724 अलग-अलग तारों का निर्माण केवल आकाशगंगा में ही प्रत्यक्ष रूप से देखा जा सकता है , लेकिन दूर की आकाशगंगाओं में इसके अद्वितीय वर्णक्रमीय हस्ताक्षर के माध्यम से तारे के गठन का पता लगाया गया है। प्रारंभिक शोध से संकेत मिलता है कि युवा आकाशगंगाओं में अशांत गैस-समृद्ध पदार्थों में विशाल, घने क्षेत्रों के रूप में तारे बनाने वाले झुरमुट शुरू होते हैं, लगभग 500 मिलियन वर्ष जीवित रहते हैं, और एक आकाशगंगा के केंद्रीय उभार का निर्माण करते हुए एक आकाशगंगा के केंद्र में स्थानांतरित हो सकते हैं। http://www.space.com/29333-star-forming-clump-discovery.html Young Star-Forming Clump in Deep Space Spotted for First Time 10 May 2015 Space.com 2015-05-11 21 फरवरी, 2014 को, नासा ने ब्रह्मांड में पॉलीसाइक्लिक एरोमैटिक हाइड्रोकार्बन (पीएएच) पर नज़र रखने के लिए एक बहुत उन्नत डेटाबेस की घोषणा की। वैज्ञानिकों के अनुसार, ब्रह्मांड में 20% से अधिक कार्बन पीएएच के साथ जुड़ा हो सकता है, जो कि जीवन के निर्माण के लिए संभावित प्रारंभिक सामग्री हो सकती है। ऐसा लगता है कि पीएएच बिग बैंग के तुरंत बाद बने हैं, पूरे ब्रह्मांड में व्यापक हैं, और नए सितारों और एक्सोप्लैनेट से जुड़े हैं। http://www.nasa.gov/ames/need-to-track-organic-nano-particles-across-the-universe-nasas-got-an-app-for-that/ Need to Track Organic Nano-Particles Across the Universe? NASA's Got an App for That Hoover Rachel February 21, 2014 NASA February 22, 2014 10 मई 2020 https://web.archive.org/web/20200510124801/https://www.nasa.gov/ames/need-to-track-organic-nano-particles-across-the-universe-nasas-got-an-app-for-that/ dead फरवरी 2018 में, खगोलविदों ने पहली बार, बिग बैंग के लगभग 180 मिलियन वर्ष बाद बनने वाले शुरुआती सितारों से आने वाले प्रकाश को अप्रत्यक्ष https://web.archive.org/web/20241225091320/https://www.upkarnews.com/magnetic-field-news 25 दिसंबर 2024 तरीके से दर्शाने वाले, पुनर्आयनीकरण युग के एक संकेत का पता लगाया। Gibney Elizabeth February 28, 2018 Astronomers detect light from the Universe's first stars - Surprises in signal from cosmic dawn also hint at presence of dark matter. https://www.nature.com/articles/d41586-018-02616-8 Nature 10.1038/d41586-018-02616-8 February 28, 2018 22 अक्टूबर, 2019 को प्रकाशित एक लेख में 3MM-1 का पता लगने की सूचना दी गई, जो लगभग 12.5 अरब प्रकाश वर्ष दूर एक विशाल तारा बनाने वाली आकाशगंगा है, जो धूल के बादलों से ढकी हुई है । Williams Christina C. Labbe Ivo Spilker Justin Stefanon Mauro Leja Joel Whitaker Katherine Bezanson Rachel Narayanan Desika Oesch Pascal 2019 Discovery of a Dark, Massive, ALMA-only Galaxy at z ∼ 5–6 in a Tiny 3 mm Survey The Astrophysical Journal 884 2 154 1905.11996 2019ApJ...884..154W 10.3847/1538-4357/ab44aa 1538-4357 लगभग 10 10.8 सौर द्रव्यमान के द्रव्यमान में , इसने आकाशगंगा की तुलना में लगभग 100 गुना अधिक तारा बनने की दर दिखाई। https://uanews.arizona.edu/story/cosmic-yeti-dawn-universe-found-lurking-dust Cosmic Yeti from the Dawn of the Universe Found Lurking in Dust University of Arizona 22 October 2019 UANews en 2019-10-22 कम द्रव्यमान और उच्च द्रव्यमान तारा निर्माण अंगूठाकार| स्टार बनाने वाला क्षेत्र वेस्टरहाउट 40 और सर्पेंस-अक्विला रिफ्ट - नए सितारों वाले क्लाउड फिलामेंट्स इस क्षेत्र को भरते हैं। Kuhn M. A. etal 2010 A Chandra Observation of the Obscured Star-forming Complex W40 Astrophysical Journal 725 2 2485–2506 1010.5434 2010ApJ...725.2485K 10.1088/0004-637X/725/2/2485 André Ph. etal 2010 From filamentary clouds to prestellar cores to the stellar IMF: Initial highlights from the Herschel Gould Belt Survey Astronomy & Astrophysics 518 L102 1005.2618 2010A&A...518L.102A 10.1051/0004-6361/201014666 माना जाता है कि अलग-अलग द्रव्यमान के तारे थोड़े अलग तंत्र द्वारा बनते हैं। कम द्रव्यमान वाले तारे के निर्माण का सिद्धांत, जो अवलोकन द्वारा अच्छी तरह से मान्य है, बताता है कि कम द्रव्यमान वाले तारे आणविक बादलों के भीतर घूर्णन घनत्व वृद्धि के गुरुत्वाकर्षण पतन से बनते हैं। जैसा कि ऊपर वर्णित है, गैस और धूल के एक घूर्णन बादल के ढहने से एक अभिवृद्धि चक्के का निर्माण होता है जिसके माध्यम से पदार्थ एक केंद्रीय प्रोटोस्टार (प्राथमिक तारे) पर प्रवाहित होता है। 8 से अधिक द्रव्यमान वाले सितारों के लिए तथापि, तारे के निर्माण के तंत्र को अच्छी तरह से नहीं समझा गया है। बड़े पैमाने पर तारे भारी मात्रा में विकिरण उत्सर्जित करते हैं https://web.archive.org/web/20241225091320/https://www.upkarnews.com/magnetic-field-news 25 दिसंबर 2024 जो उसके अंदर गिरने वाली सामग्री के खिलाफ धक्का देते हैं। अतीत में, यह सोचा गया था कि यह विकिरण दबाव बड़े पैमाने पर प्रोटोस्टार पर अभिवृद्धि को रोकने और कुछ दसियों सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले सितारों के निर्माण को रोकने के लिए पर्याप्त हो सकता है। M. G. Wolfire J. P. Cassinelli 1987 Conditions for the formation of massive stars Astrophysical Journal 319 1 850–867 1987ApJ...319..850W 10.1086/165503 हाल के सैद्धांतिक काम से पता चला है कि एक जेट और बहिर्वाह का उत्पादन एक गुहा को साफ करता है जिसके माध्यम से एक विशाल प्रोटोस्टार से अधिकांश विकिरण डिस्क के माध्यम से और प्रोटोस्टार पर अभिवृद्धि को बाधित किए बिना बच सकता है। C. F. McKee J. C. Tan 2002 Massive star formation in 100,000 years from turbulent and pressurized molecular clouds https://archive.org/details/sim_nature-uk_2002-03-07_416_6876/page/58 Nature 416 6876 59–61 astro-ph/0203071 2002Natur.416...59M 10.1038/416059a 11882889 R. Banerjee R. E. Pudritz 2007 Massive star formation via high accretion rates and early disk-driven outflows https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_2007-05-01_660_1/page/n492 Astrophysical Journal 660 1 479–488 astro-ph/0612674 2007ApJ...660..479B 10.1086/512010 वर्तमान सोच यह है कि बड़े पैमाने पर तारे उसी तरह के तंत्र द्वारा बनाने में सक्षम हो सकते हैं जिसके द्वारा कम द्रव्यमान वाले तारे बनते हैं। इस बात के बढ़ते प्रमाण हैं कि कम से कम कुछ बड़े प्राथमिक तारे वास्तव में अभिवृद्धि डिस्क से घिरे हुए हैं। https://web.archive.org/web/20241225091320/https://www.upkarnews.com/magnetic-field-news 25 दिसंबर 2024 बड़े पैमाने पर तारा निर्माण के कई अन्य सिद्धांतों का परीक्षण अवलोकन के रूप में किया जाना बाकी है। इनमें से, शायद सबसे प्रमुख प्रतिस्पर्धी अभिवृद्धि का सिद्धांत है, जो बताता है कि बड़े प्राथमिक तारे को कम द्रव्यमान वाले प्रोटोस्टार द्वारा वस्तु दी जाती है (seeded) जो अन्य प्रोटोस्टार के साथ प्रतिस्पर्धा करते हैं, जो कि केवल एक छोटे से स्थानीय क्षेत्र की बजाय पूर पैतृक आणविक बादल से उर्जा ले रहे होते हैं। । I. A. Bonnell M. R. Bate C. J. Clarke J. E. Pringle 1997 Accretion and the stellar mass spectrum in small clusters https://archive.org/details/sim_monthly-notices-of-the-royal-astronomical-society_1997-02-11_285_1/page/n214 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 285 1 201–208 1997MNRAS.285..201B 10.1093/mnras/285.1.201 free I. A. Bonnell M. R. Bate 2006 Star formation through gravitational collapse and competitive accretion Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 370 1 488–494 astro-ph/0604615 2006MNRAS.370..488B 10.1111/j.1365-2966.2006.10495.x बड़े पैमाने पर तारे के निर्माण का एक अन्य सिद्धांत बताता है कि बड़े पैमाने पर तारे कम द्रव्यमान के दो या दो से अधिक तारों के संयोग से बन सकते हैं। I. A. Bonnell M. R. Bate H. Zinnecker 1998 On the formation of massive stars https://archive.org/details/sim_monthly-notices-of-the-royal-astronomical-society_1998-07-21_298_1/page/93 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 298 1 93–102 astro-ph/9802332 1998MNRAS.298...93B 10.1046/j.1365-8711.1998.01590.x चुंबकीय क्षेत्र और तारे की उम्र https://web.archive.org/web/20241225091320/https://www.upkarnews.com/magnetic-field-news 25 दिसंबर 2024 यह सभी देखें Accretion – Accumulation of particles into a massive object by gravitationally attracting more matter शैम्पेन बहाव प्रतिरूप ब्रह्माँड निर्माण का कालक्रम– ब्रह्मांड का इतिहास और भविष्य सौर मंडल का गठन और विकास – तारकीय बादलों के गुर्त्वीय पतन से सौर मंडल का गठन और उसके बाद का भौगोलीय इतिहास Galaxy formation and evolution – from a homogeneous beginning, the formation of the first galaxies, the way galaxies change over time स्थानीय समूहों में तारा निर्माण क्षेत्रों की सूची – मंदाकिनी आकाशगंगा और अन्य स्थानीय क्षेत्रों में तारा निर्माण वाले क्षेत्रों की सूची। Star formation का रहस्य https://web.archive.org/web/20241225091320/https://www.upkarnews.com/magnetic-field-news 25 दिसंबर 2024 Magnetic Field का प्रभाव https://web.archive.org/web/20241225091320/https://www.upkarnews.com/magnetic-field-news 25 दिसंबर 2024 संदर्भ   श्रेणी:तारकीय खगोलशास्त्र श्रेणी:Pages with unreviewed translations श्रेणी:विकिपरियोजना खगोलशास्त्र लेख