The initial conditions and initial mass functions of Alpha Persei, Pleiades and Praesepe

ब्रह्मांड की कल्पना एक विशाल, हलचल भरे निर्माण स्थल के रूप में करें जहाँ तारे ईंटों की तरह रखे जा रहे हैं। दशकों से, खगोलशास्त्री यह सोचने पर मजबूर रहे हैं कि क्या इन ईंटों के लिए "ब्लूप्रिंट" हर जगह एक समान है। क्या घनी, भीड़भाड़ वाली बस्तियों में स्थित स्टार फैक्ट्रियां, शांत और खुले क्षेत्रों की तुलना में विशाल, भारी तारों और छोटे, हल्के तारों का एक अलग मिश्रण बनाती हैं? यह प्रश्न इनिशियल मास फंक्शन (IMF) के केंद्र में है। IMF को एक रेसिपी कार्ड के रूप में सोचें जो हमें बताता है कि एक क्लस्टर में प्रत्येक आकार के कितने तारे जन्म लेते हैं। यदि रेसिपी सार्वभौमिक है, तो प्रत्येक स्टार क्लस्टर में विशाल, चमकीले दिग्गजों और छोटे, धुंधले बौनों का अनुपात समान होना चाहिए। लेकिन यदि वातावरण के आधार पर रेसिपी बदल जाती है—जैसे कि एक बेकर नमी वाले किचन बनाम सूखे किचन में अधिक आटा इस्तेमाल कर सकता है—तो ब्रह्मांड हमारी सोच से कहीं अधिक विविध है। इसे समझना इसलिए महत्वपूर्ण है क्योंकि विशाल तारों की संख्या ही यह तय करती है कि आकाशगंगाएँ कितनी चमकेंगी, भारी तत्व कैसे निर्मित होंगे, और पीछे किस प्रकार के "तारकीय अवशेष" (जैसे ब्लैक होल) छोड़े जाएंगे।

इस नए अध्ययन में, यूनिवर्सिटी ऑफ क्वींसलैंड के खगोलविदों की एक टीम ने हमारे अपने कॉस्मिक पड़ोस में तीन प्रसिद्ध "स्टार नर्सरीज़" को देखकर इस रेसिपी की जांच करने का निर्णय लिया: अल्फा पेरसेई (Alpha Persei), प्लेएडीज़ (Pleiades), और प्रैसेपे (Praesepe)। ये ओपन क्लस्टर्स हैं, जो तारों के उन ढीले समूहों की तरह हैं जो एक ही गैस के बादल से एक साथ बने हैं। शोधकर्ताओं ने कॉस्मिक जासूसों की तरह काम किया, और तारों की स्थिति और गति का मानचित्रण करने वाले गाइया (Gaia) स्पेस टेलीस्कोप की अविश्वसनीय सटीकता का उपयोग करके तारों की गिनती की और यह पता लगाया कि वे कितने भारी हैं। हालांकि, उन्हें बहुत सावधान रहना था। ठीक वैसे ही जैसे एक फोटोग्राफर गलती से पास खड़े दो लोगों को एक बड़े धब्बे के रूप में धुंधला कर सकता है, टेलीस्कोप अक्सर एक दूसरे की परिक्रमा कर रहे दो तारों को एक एकल, चमकीले तारे के रूप में देख सकते हैं। इससे खगोलशास्त्री धोखा खा सकते हैं कि एक तारा वास्तव में जितना भारी है उससे कहीं अधिक भारी है। टीम ने इन जोड़ों को "अन-ब्लर" करने और वास्तविक गणना प्राप्त करने के लिए चतुर कंप्यूटर सिमुलेशन का उपयोग किया।

एक बार जब उनके पास साफ डेटा आ गया, तो वे केवल इस बात पर नहीं रुके कि क्लस्टर आज कैसे दिखते हैं। वे जानते थे कि लाखों वर्षों में, गुरुत्वाकर्षण एक अराजक डांस फ्लोर की तरह कार्य करता है। भारी तारे स्वाभाविक रूप से केंद्र की ओर झुकते हैं, जबकि हल्के तारे किनारों की ओर धकेल दिए जाते हैं या क्लस्टर से पूरी तरह बाहर निकाल दिए जाते हैं। मूल रेसिपी को देखने के लिए, टीम ने हजारों N-body सिमुलेशन चलाए—जो अनिवार्य रूप से इन क्लस्टर्स के विकास के उच्च-गति वाले मूवी की तरह हैं। उन्होंने इन मूवीज़ को तेज करने के लिए मशीन लर्निंग का उपयोग किया और क्लस्टर्स की वर्तमान स्थिति से पीछे की ओर जाकर यह अनुमान लगाया कि वे अपने शुरुआती दिनों में कैसे दिखते थे।

उन्होंने जो पाया वह बताता है कि ब्रह्मांड की स्टार-फॉर्मेशन रेसिपी उतनी मानक नहीं हो सकती जितनी हम उम्मीद करते थे। टीम ने पाया कि इन तीन क्लस्टर्स में एक "टॉप-लाइट" (top-light) IMF है। रोजमर्रा की भाषा में, इसका अर्थ है कि इनमें कुछ भारी वजन वाले तारे कम हैं। मानक "साल्टर" (Salpeter) रेसिपी (जो एक निश्चित संख्या में विशाल तारों की भविष्यवाणी करती है) की तुलना में, इन क्लस्टर्स में 1 सौर द्रव्यमान ($1 M_{\odot}$) से भारी तारे अपेक्षा से कम हैं। डेटा एक सर्वोत्तम-फिटिंग इनिशियल मास फंक्शन दिखाता है जो एक तीन-चरणीय ब्रेक्ड पावर-लॉ (three-stage broken power-law) वितरण का पालन करता है। रेसिपी में "ब्रेक्स"—जहाँ ढलान बदलती है—0.24–0.50 $M_{\odot}$ और 0.91–1.20 $M_{\odot}$ के बीच के द्रव्यमान पर होते हैं।

इस रेसिपी के ढलान (slopes) काफी विशिष्ट हैं। मध्यम-द्रव्यमान वाले तारों के लिए, ढलान $\alpha_{med} = 1.72 \pm 0.09$ है, और उच्च-द्रव्यमान वाले तारों के लिए, यह $\alpha_{high} = 2.98 \pm 0.22$ है। उच्च-द्रव्यमान वाला ढलान क्लासिक साल्टर मान 2.35 की तुलना में उल्लेखनीय रूप से अधिक तीव्र है, जो इस विचार को पुख्ता करता है कि ये क्लस्टर्स "टॉप-लाइट" (भारी सितारों की कमी वाले) हैं। हालांकि, टीम ने यह भी पाया कि रेसिपी तीनों क्लस्टर्स में पूरी तरह से एक जैसी नहीं है। उनके बीच उच्च-द्रव्यमान वाले ढलान में कुछ "स्कैटर" या भिन्नता है, जिसे $\sigma_{high} = 0.29 \pm 0.16$ के रूप में मापा गया है, जबकि मध्यम-द्रव्यमान वाला ढलान बहुत अधिक सुसंगत है, जिसका विचलन $\sigma_{med} = 0.00 \pm 0.14$ है।

अध्ययन को बाइनरी सितारों (एक दूसरे की परिक्रमा करने वाले जोड़े) की "छिपी हुई" आबादी का भी हिसाब रखना पड़ा। फोटोमेट्री और बेयसियन फ्रेमवर्क में मोंटे कार्लो सिमुलेशन का उपयोग करके, उन्होंने गणना की कि इन क्लस्टर्स में अनरिज़ॉल्व्ड बाइनरी अंश (20.0 ± 0.8)% और (23.8 ± 1.2)% के बीच हैं। जब उन्होंने इन जोड़ों को ठीक किया, तो तारों के द्रव्यमान की तस्वीर और भी स्पष्ट हो गई।

शोधकर्ताओं ने यह भी देखा कि क्लस्टर्स अपने जन्म के बाद से कैसे बदले हैं। उन्होंने पाया कि इन क्लस्टर्स में शुरुआती तारों की संख्या संभवतः 1,100 और 2,100 सिस्टम के बीच थी, जिसमें शुरुआती बाइनरी अंश 24% से 35% के बीच थे। क्लस्टर्स अपने जन्म के समय 4 और 6 pc के 3D हाफ-मास रेडियस के साथ थे। समय के साथ, पुराने क्लस्टर, प्रैसेपे ने डायनेमिकल इवोल्यूशन के कारण अपने कम द्रव्यमान वाले तारों (0.6 $M_{\odot}$ से नीचे) का एक महत्वपूर्ण हिस्सा खो दिया है, जबकि युवा अल्फा पेरसेई और प्लेएडीज़ ने अपनी मूल आबादी को अधिक बनाए रखा है।

तो, इसका क्या अर्थ है? पेपर सुझाव देता है कि इन ओपन क्लस्टर्स में इनिशियल मास फंक्शन वास्तव में उस "सार्वभौमिक" रेसिपी से अलग है जो अक्सर पाठ्यपुस्तकों में सिखाई जाती है। यह व्यापक आकाशगंगा या घने ग्लोबुलर क्लस्टर्स की तुलना में सबसे भारी तारों के मामले में न्यून (deficient) प्रतीत होता है। हालांकि, लेखक यह ध्यान देने में सावधानी बरतते हैं कि यह सार्वभौमिक नियम परिवर्तन का कोई ठोस प्रमाण नहीं है। कम-द्रव्यमान वाला हिस्सा अभी भी थोड़ा अस्पष्ट है क्योंकि यह तारे की चमक को द्रव्यमान में बदलने के लिए उपयोग किए जाने वाले सैद्धांतिक मॉडलों पर बहुत अधिक निर्भर करता है। इसके अलावा, अध्ययन किए गए क्लस्टर्स की कम संख्या और स्टार फॉर्मेशन की अराजक प्रकृति का अर्थ यह भी हो सकता है कि ये अंतर केवल रैंडम किस्मत (स्टोकेस्टिक स्कैटर) के कारण हो सकते हैं न कि किसी मौलिक पर्यावरणीय नियम के कारण।

संक्षेप में, ब्रह्मांड एक "फैक्ट्री लाइन" के बजाय एक "कस्टम बेकर" (विशेष रूप से बनाने वाला) हो सकता है। जबकि स्टार-फॉर्मेशन रेसिपी का मध्य भाग सुसंगत लगता है, ऊपरी हिस्सा (भारी तारे) इस बात पर निर्भर कर सकता है कि वे कहाँ जन्म ले रहे हैं। पूरी तरह से सुनिश्चित होने के लिए, हमें कई और क्लस्टर्स को देखने की आवश्यकता है, लेकिन इस अध्ययन ने यह समझने की दिशा में एक बड़ा, उत्साहजनक कदम उठाया है कि क्यों कुछ स्टार नर्सरीज़ कुछ दिग्गजों को अधिक बनाती हैं।