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गांगेय खगोल विज्ञान

हमारी आकाशगंगा मिल्की वे लगभग चौदह गीगा साल पहले अस्तित्व में आई थी और तब से यह लगातार तारों का निर्माण कर रही है। हमारा सूर्य पाँच गीगा वर्ष पुराना है और यह पूरे मिल्की वे में लगभग सौ अरब सितारों में से एक साधारण तारा है। पृथ्वी पर जीवन का अस्तित्व और संरक्षण मिल्की वे में सौर पड़ोस के तारे के बनने के इतिहास पर निर्भर करता है। हमारी अपनी मिल्की वे आकाशगंगा की सामग्री की जांच करना एरीज में खगोल विज्ञान और खगोल भौतिकी प्रभाग के प्रमुख अनुसंधान क्षेत्रों में से एक है।

इस श्रेणी के अंतर्गत आने वाली ज्योतिषीय समस्याओं में शामिल हैं: एक तारा कैसे बनता है? क्या वे समूहों में या अलगाव में बनते हैं? क्या निम्न और उच्च द्रव्यमान वाले तारे अलग-अलग बनते हैं? यह कैसे विकसित होता है और अपने परिवेश के साथ परस्पर क्रिया करता है? नवगठित तारकीय प्रणालियों का व्यापक वितरण क्या है? सूर्य जैसे तारों की बनने की प्रवृत्ति अधिक होती है और किन अवस्थाओं में ? तारों की आंतरिक संरचना क्या है, और एक तारे से दूसरे तारे में पदार्थ की अभिवृद्धि के दौरान होने वाली उच्च ऊर्जा वाली खगोलीय प्रक्रियाएं क्या हैं?

इन सवालों के समाधान के लिए, एरीज के खगोलविद मिल्की वे में विभिन्न प्रकार की खगोलीय वस्तुओं का अवलोकन कर रहे हैं, उदाहरण के लिए, स्टार क्लस्टर्स, कमेंट्री ग्लोब्यूल्स, हाइड्रोजन क्लाउड्स, एक्स-रे बायनेरिज़, ब्लैक होल, क्रोमोस्फेरिक रूप से सक्रिय सितारे और बहुत कुछ। एरीज के वैज्ञानिक स्टारलाईट में मिली-परिमाण भिन्नताओं का पता लगाने और स्रोतों की गहरी पहचान करने में सक्षम आधुनिक उपकरणों से लैस संस्थान के ऑप्टिकल टेलीस्कोप का उपयोग कर रहे हैं। इसके अतिरिक्त पूर्ण विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम को शामिल करने वाले विभिन्न अंतरिक्ष और जमीन आधारित सुविधाओं से अवलोकन भी किए जाते हैं।

एक परिवर्तनशील तारा वह खगोलीय वस्तु है जो अपनी चमक को मिली-परिमाण से परिमाण के क्रम में कुछ मिनटों से लेकर वर्षों तक बदलती रहती है। इन तारों के अवलोकन का उपयोग उनके द्रव्यमान, त्रिज्या और चमक जैसे मूल्यवान तारकीय मापदंडों का अनुमान लगाने के लिए किया जा सकता है। रोटेशन, तारकीय गतिविधि, आयु और द्रव्यमान के बीच संबंधों की जांच करने और तारकीय स्पंदन मॉडल पर बाधाओं को लागू करने के लिए ये पैरामीटर आवश्यक हैं। वेधशाला की स्थापना के बाद से तारकीय परिवर्तनशीलता में अनुसंधान जारी रखा गया था जब एक ग्रहण करने वाले बाइनरी स्टार एचडी 214419 के स्पेक्ट्रोग्राफिक अवलोकन सफलतापूर्वक प्राप्त किए गए थे। पिछले दो दशकों से, एरीज में अवलोकन सुविधाओं का बड़े पैमाने पर तारकीय परिवर्तनशीलता का अध्ययन करने और आंतरिक संरचना और सितारों के विकास की जांच करने के लिए उपयोग किया जा रहा है।

निम्नलिखित प्रकार के परिवर्तनशील तारों का विस्तार से अध्ययन किया जा रहा है:

  • स्पंदन संबंधी चर
    किसी तारे में स्पंदन आवधिक विस्तार और संकुचन के कारण उत्पन्न होता है। किसी तारे की स्पंदन या दोलन की घटनाएं हमें तारों के आंतरिक और विकास की जांच करने की अनुमति देती हैं, इस तकनीक को एस्टेरोसिज़्मोलॉजी के रूप में जाना जाता है। नैनीताल-केप सर्वेक्षण एआरआईईएस द्वारा 1999 में शुरू किए गए समर्पित सर्वेक्षण कार्यक्रमों में से एक है, जो विभिन्न भौतिक प्रक्रियाओं जैसे रोटेशन, चुंबकीय क्षेत्र की उपस्थिति में उनके वातावरण की जांच करने के लिए रासायनिक रूप से अजीबोगरीब सितारों के क्षुद्रग्रह के लिए है।

  • घूर्णी चर
    हमारे सूर्य की तरह, दूर के तारे गर्म गैस के घूमते हुए गोले हैं। तारे, हालांकि, ठोस क्षेत्रों की तरह नहीं घूमते हैं: विभिन्न अक्षांशों पर क्षेत्र अलग-अलग दरों पर घूमते हैं। उदाहरण के लिए सूर्य के निकटतम तारे के मामले में, भूमध्य रेखा के पास एक पूर्ण चक्कर लगाने में लगभग 25 दिन लगते हैं जबकि ध्रुव के पास लगभग 31 दिन लगते हैं। अत्यधिक सटीक डेटा का उपयोग करके कोई भी विभिन्न अक्षांशों पर उनके घूर्णी प्रोफाइल को निर्धारित कर सकता है और भौतिक घटनाओं को रेखांकित कर सकता है।

  • बाइनरी स्टार्स
    एक द्विआधारी प्रणाली केवल दो तारों का एक समूह है जो द्रव्यमान के एक सामान्य केंद्र के चारों ओर परिक्रमा करते हैं और दोनों गुरुत्वाकर्षण से एक दूसरे से बंधे होते हैं। खगोलविदों के लिए ऐसी प्रणालियाँ महत्वपूर्ण हैं क्योंकि वे तारों के द्रव्यमान को सटीक रूप से निर्धारित करने की अनुमति देती हैं। ग्रहण, प्रलय जैसे द्विआधारी सितारों का अध्ययन मुख्य शोध रुचि है।

  • खुले और गोलाकार तारा समूहों में परिवर्तनशीलता
    तारकीय परिवर्तनशीलता का पता लगाने के लिए स्टार समूहों की व्यापक रूप से जांच की जाती है क्योंकि वे अपने विकासवादी चरणों के आधार पर विभिन्न प्रकार के चर सितारों के जन्म स्थान हैं। जबकि युवा समूह पूर्व-मुख्य अनुक्रम वस्तुओं के अध्ययन की अनुमति देते हैं, मध्यवर्ती आयु समूह डेल्टा-स्कूटी और गामा-डोर प्रकार के चर जैसे छोटी अवधि के चर की जांच करने के लिए महत्वपूर्ण तारकीय आबादी हैं। एरीज, नैनीताल में, भारत के विभिन्न हिस्सों में स्थित विभिन्न 1 से 2 मीटर वर्ग के ऑप्टिकल टेलीस्कोप का उपयोग करके 2009 में गैलेक्टिक खुले और गोलाकार समूहों में चर सितारों की खोज और विशेषता के लिए एक दीर्घकालिक अवलोकन कार्यक्रम शुरू किया गया था। इस कार्यक्रम का मुख्य उद्देश्य अध्ययन के तहत समूहों के भौतिक गुणों का अध्ययन करना और तारकीय और गतिशील विकास की जांच करना है।

तारों का बनना और समय के साथ उनका विकास हमेशा मानव मन की जिज्ञासा का केंद्र बिंदु रहा है। ऐसे अध्ययनों के लिए, खुले और गोलाकार तारा समूहों का उपयोग परीक्षण-तलियों के रूप में किया जाता है। संस्थान में वेधशाला युग से इन शोध विषयों का अनुसरण किया जा रहा है और संस्थान ने महत्वपूर्ण योगदान दिया है और अंतरराष्ट्रीय स्तर पर जाना जाता है। कुछ प्रमुख पहलुओं को नीचे हाइलाइट किया गया है।

  • तारा निर्माण
    (ऊपरी बाएँ) GMRT 1280 रेडियो रूपरेखाएँ + YSOs हर्शल स्तंभ घनत्व मानचित्रों पर आच्छादित हैं। (ऊपर दाएँ) GMRT 680 रेडियो कंटूर + YSOs हर्शल कॉलम डेंसिटी मैप्स पर आच्छादित हैं। समोच्च स्तर 1.0, 2.5, 5, 12, 25, 40, 60 और 90% पीक फ्लक्स घनत्व पर हैं। 610 पर पीक फ्लक्स 0.162 Jy/बीम है। (नीचे बाएं) स्पेक्ट्रल इंडेक्स मैप। (नीचे दाएं): पिक्सेल अनिश्चितता का प्रतिनिधित्व करने वाले AIPS टास्क COMB से संबंधित एरर मैप को पुनर्प्राप्त किया गया।
    बहुत अच्छे स्थानिक विभेदन के साथ लंबी तरंगदैर्घ्य प्रेक्षणों (जैसे निकट-अवरक्त, मध्य-अवरक्त, दूर-अवरक्त, उप-मिलीमीटर, मिलीमीटर, और सेंटीमीटर) में हाल की प्रगति, महान विवरण में स्टार गठन का अध्ययन करने में हमारी मदद करती है। हमारी आकाशगंगा में तारा समूह और H II क्षेत्र, तारा निर्माण की भौतिक प्रक्रियाओं की प्रत्यक्ष खगोलीय जांच के लिए निकटतम प्रयोगशालाएँ हैं। हमारा समूह भारतीय (ARIES 104-cm ST / 1.3-m DFOT / 3.6-m DOT, 2-m HCT और GMRT), इंटरनेशनल (4-m Blanco, 3.6-m TNG, 2.2-m ESO, 1- का उपयोग कर रहा है) m KISO) इन क्षेत्रों का अध्ययन करने के लिए चंद्रा, पैनस्टार, गैया, 2MASS, UKIDSS, स्पिट्जर, WISE, हर्शेल, NVSS और CGPS से अभिलेखीय डेटा के साथ-साथ सुविधाओं का अवलोकन करना। यह समूह विशेष रूप से हमारी आकाशगंगा के विभिन्न क्षेत्रों में तारों के बनने की विधि, तारों के निर्माण पर बड़े पैमाने पर तारों के प्रभाव, प्रारंभिक द्रव्यमान समारोह और तारा समूहों के के-बैंड चमक समारोह आदि का अध्ययन करने में रुचि रखता है। समूह के सदस्यों के शोध कार्य इस प्रकार हैं: 1) तारा समूहों में तारों का निर्माण गैर-साम्य है और यह पांच मिलियन से अधिक वर्षों तक जारी रह सकता है। क्लस्टर में बड़े पैमाने पर तारे के बनने के बाद यह बंद नहीं होता है। 2). बड़े पैमाने पर स्टार से विकिरण प्रतिक्रिया अगली पीढ़ी के स्टार गठन को उनके आसपास के क्षेत्र में ट्रिगर कर सकती है। 3) लगभग ~30 - 0.3 सौर द्रव्यमान के द्रव्यमान रेंज में आईएमएफ के युवा समूहों को लगभग 1-2 सौर द्रव्यमान के विराम के साथ शक्ति कानून द्वारा दर्शाया जा सकता है। इन युवा समूहों में बड़े पैमाने पर अलगाव भी देखा गया है जो कि स्टार गठन प्रक्रिया के कारण ही हो सकता है।

  • तारकीय विकास
    विशाल आणविक बादलों का विखंडन अक्सर एक बाध्य प्रणाली में सैकड़ों से हजारों सितारों वाले तारा समूहों के निर्माण में समाप्त होता है। यह ज्ञात है कि आकाशगंगा में अधिकांश तारे वास्तव में तारा समूहों के भीतर बनते हैं। आकाशगंगा की विस्तृत संरचना को समझने के लिए, हम आकाशगंगा के विभिन्न घटकों का अध्ययन करते हैं जैसे कि अलग-अलग सितारे, तारा समूह, इंटरस्टेलर गैस और धूल आदि। तारा समूह आकाशगंगा के डिस्क और प्रभामंडल में स्थित होते हैं इसलिए इसे सबसे अच्छा उपकरण माना जा सकता है। गैलेक्सी की संरचना और विकास की जांच करने के लिए। तारा समूह दो प्रकार के होते हैं, एक जो शिथिल रूप से बंधे होते हैं और अपेक्षाकृत युवा होते हैं उन्हें खुला तारा समूह कहा जाता है जबकि जो कसकर बंधे होते हैं और काफी पुराने होते हैं उन्हें गोलाकार समूह कहा जाता है। जबकि खुले समूहों का अध्ययन स्टार गठन के इतिहास और मूल सितारा समूहों की प्रकृति को समझने के लिए महत्वपूर्ण है, गैलेक्सी के किनेमैटिक्स की जांच करने के लिए गोलाकार क्लस्टर का गहन ज्ञान महत्वपूर्ण है। स्टार क्लस्टर्स का व्यवस्थित अध्ययन इस प्रकार बड़े पैमाने पर स्टार गठन प्रक्रियाओं को समझने के लिए अद्वितीय अवसर प्रदान करता है जो गैलेक्टिक उभार, गैलेक्टिक डिस्क और गैलेक्टिक हेलो सहित संपूर्ण गैलेक्सी की जांच के लिए आवश्यक है। खगोल भौतिकी के कई क्षेत्रों में तारा समूहों के कीनेमेटिकल अध्ययन की बहुत महत्वपूर्ण भूमिका है। इनमें तारकीय विकास, तारकीय गतिकी और गांगेय विकास प्रमुख हैं। तारा समूहों में उचित गति कई तरह से उपयोगी हो सकती है। उचित गति के मूल लक्ष्यों में से एक क्लस्टर सदस्यों की पहचान करना और फ़ील्ड सितारों से मुक्त रंग-परिमाण आरेख तैयार करना है। चूंकि अधिकांश खुले क्लस्टर गैलेक्टिक डिस्क में एम्बेडेड हैं और फील्ड स्टार संदूषण से प्रभावित होने की संभावना है, इसलिए क्लस्टर के सदस्यों और गैर-सदस्यों के बीच भेदभाव करना आवश्यक है। स्टार क्लस्टर के आंतरिक कीनेमेटिकल अध्ययन का सामान्य उद्देश्य क्लस्टर के तारकीय गतिशील मॉडल का परीक्षण करना है। क्लस्टर द्रव्यमान का अनुमान लगाने के लिए आंतरिक वेग फैलाव उपयोगी हो सकता है।

समूह के सदस्यों को

  • शिक्षा संकाय : जेसी पांडेय, नीलम पंवार, आर. के.एस. यादव, संतोष जोशी, सौरभ, स्नेह लता, वाई.सी. जोशी
  • रिसर्च स्कॉलर्स: एलेक्जेंडर पांचाल, अर्पण घोष, भारती अरोड़ा, गौरव सिंह, गुरप्रीत सिंह, हरमीन कौर, जयानंद मौर्य, निकिता रावत, आकाश पांडे, साधना सिंह, तीर्थेंदु सिन्हा