What is Supercluster? | सुपरक्लस्टर क्या है?
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| Supercluster |
एक सुपरक्लस्टर छोटी आकाशगंगा समूहों या आकाशगंगा समूहों का एक बड़ा समूह है; यह ब्रह्मांड की सबसे बड़ी ज्ञात संरचनाओं में से एक है। मिल्की वे स्थानीय समूह आकाशगंगा समूह का हिस्सा है, जो बदले में कन्या सुपरक्लस्टर का हिस्सा है, जो लानियाका सुपरक्लस्टर का हिस्सा है। सुपरक्लस्टर्स के बड़े आकार और कम घनत्व का मतलब है कि वे समूहों के विपरीत, हबल विस्तार के साथ विस्तार करते हैं। अवलोकनीय ब्रह्मांड में सुपरक्लस्टर्स की संख्या 10 मिलियन होने का अनुमान है।
सुपरक्लस्टर्स का अस्तित्व इंगित करता है कि ब्रह्मांड में आकाशगंगाओं को समान रूप से वितरित नहीं किया गया है; उनमें से अधिकांश समूहों और समूहों में एक साथ तैयार किए गए हैं, जिनमें कुछ दर्जन आकाशगंगाओं के समूह हैं और कई हजार आकाशगंगाएँ हैं। उन समूहों और समूहों और अतिरिक्त पृथक आकाशगंगाओं के रूप में भी बड़ी संरचनाओं को सुपरक्लस्टर्स कहा जाता है।
उनके अस्तित्व को पहली बार जॉर्ज एबेल ने 1958 में आकाशगंगा समूहों के एबेल कैटलॉग में पोस्ट किया था। उन्होंने उन्हें "दूसरे क्रम के क्लस्टर", या समूहों के समूह कहा।
सुपरक्लस्टर्स आकाशगंगाओं की विशाल संरचनाएँ बनाते हैं, जिन्हें "फिलामेंट्स", "सुपरक्लस्टर कॉम्प्लेक्स", "दीवारें" या "शीट्स" कहा जाता है, जो कई सौ मिलियन प्रकाश-वर्ष से लेकर 10 बिलियन प्रकाश-वर्ष के बीच हो सकते हैं, जो 5% से अधिक अवलोकनीय हैं। ब्रम्हांड। ये आज तक ज्ञात सबसे बड़ी संरचनाएं हैं। सुपरक्लस्टर्स के अवलोकन ब्रह्मांड की प्रारंभिक स्थिति के बारे में जानकारी दे सकते हैं, जब ये सुपरक्लस्टर्स बनाए गए थे। सुपरक्लस्टर्स के भीतर आकाशगंगाओं की घूर्णी कुल्हाड़ियों की दिशाओं का अध्ययन उन लोगों द्वारा किया जाता है जो मानते हैं कि वे ब्रह्मांड के इतिहास में आकाशगंगाओं की प्रारंभिक गठन प्रक्रिया में अंतर्दृष्टि और जानकारी दे सकते हैं।
सुपरक्लस्टर्स के बीच अंतःस्थापित अंतरिक्ष की बड़ी संरचनाएँ हैं जहाँ कुछ आकाशगंगाएँ मौजूद हैं। सुपरक्लस्टर्स अक्सर समूहों के समूहों में विभाजित होते हैं जिन्हें आकाशगंगा समूह और क्लस्टर कहा जाता है।
हालांकि ब्रह्मांड में सबसे बड़े ढांचे को सुपरक्लस्टर्स माना जाता है, क्योंकि कॉस्मोलॉजिकल सिद्धांत के अनुसार, सर्वेक्षणों में बड़ी संरचनाएं देखी गई हैं, जिनमें स्लोन ग्रेट वॉल भी शामिल है।
एक खुला क्लस्टर कुछ हजार सितारों तक का एक समूह है जो एक ही विशाल आणविक बादल से बने थे और लगभग एक ही उम्र के हैं। मिल्की वे गैलेक्सी के भीतर 1,100 से अधिक खुले समूहों की खोज की गई है, और कई और मौजूद हैं। वे परस्पर गुरुत्वाकर्षण आकर्षण से बहुत हद तक बंधे होते हैं और वे अन्य गुच्छों और गैस के बादलों के साथ घनिष्ठ मुठभेड़ों से बाधित हो जाते हैं क्योंकि वे गैलेक्टिक केंद्र की परिक्रमा करते हैं। इसके परिणामस्वरूप आकाशगंगा के मुख्य भाग में प्रवासन हो सकता है और आंतरिक निकट मुठभेड़ों के माध्यम से क्लस्टर सदस्यों का नुकसान हो सकता है। खुले समूह आम तौर पर कुछ सौ मिलियन वर्षों तक जीवित रहते हैं, सबसे बड़े पैमाने पर कुछ अरब वर्षों तक जीवित रहते हैं। इसके विपरीत, सितारों के अधिक विशाल गोलाकार समूह अपने सदस्यों पर एक मजबूत गुरुत्वाकर्षण आकर्षण पैदा करते हैं, और अधिक समय तक जीवित रह सकते हैं। ओपन क्लस्टर केवल सर्पिल और अनियमित आकाशगंगाओं में पाए गए हैं, जिसमें सक्रिय सितारा गठन हो रहा है।
युवा खुले समूहों को आणविक बादल के भीतर समाहित किया जा सकता है, जहां से उन्होंने एच II क्षेत्र बनाने के लिए इसे रोशन किया था। समय के साथ, क्लस्टर से विकिरण दबाव आणविक बादल को छितरा देगा। आमतौर पर, गैस के द्रव्यमान का द्रव्यमान का लगभग 10% विकिरण गैसों के प्रवाह को दूर करने से पहले तारों में जमा हो जाएगा।
स्टेलर इवोल्यूशन के अध्ययन में ओपन क्लस्टर्स प्रमुख वस्तुएं हैं। क्योंकि क्लस्टर सदस्य समान आयु और रासायनिक संरचना के हैं, इसलिए उनके गुण पृथक सितारों के लिए अधिक आसानी से निर्धारित होते हैं। कई खुले समूह, जैसे कि प्लीएड्स, हयाड्स या अल्फा पर्सि क्लस्टर, नग्न आंखों से दिखाई देते हैं। कुछ अन्य, जैसे कि डबल क्लस्टर, उपकरणों के बिना बमुश्किल बोधगम्य हैं, जबकि कई और दूरबीन या दूरबीनों का उपयोग करते हुए देखे जा सकते हैं। वाइल्ड डक क्लस्टर, M11, एक उदाहरण है।
एक खुले क्लस्टर का निर्माण एक विशाल आणविक बादल के हिस्से के ढहने के साथ शुरू होता है, गैस का एक ठंडा घना बादल और सूर्य के द्रव्यमान से कई गुना अधिक धूल युक्त होता है। इन बादलों में घनत्व होता है जो कि तटस्थ हाइड्रोजन प्रति घन सेमी के 102 से 106 अणुओं से भिन्न होता है, जिसमें सितारा गठन 104 अणुओं प्रति घन सेमी से अधिक घनत्व वाले क्षेत्रों में होता है। आमतौर पर, मात्रा के अनुसार बादल का केवल 1-10% बाद के घनत्व से ऊपर होता है। गिरने से पहले, ये बादल चुंबकीय क्षेत्र, अशांति और रोटेशन के माध्यम से अपने यांत्रिक संतुलन को बनाए रखते हैं।
कई कारक एक विशाल आणविक बादल के संतुलन को बाधित कर सकते हैं, एक पतन को ट्रिगर कर सकते हैं और स्टार गठन के फटने की शुरुआत कर सकते हैं जिसके परिणामस्वरूप एक खुला क्लस्टर हो सकता है। इनमें पास के सुपरनोवा से झटका तरंगें, अन्य बादलों के साथ टकराव, या गुरुत्वाकर्षण बातचीत शामिल हैं। बाहरी ट्रिगर्स के बिना भी, क्लाउड के क्षेत्र उन स्थितियों तक पहुंच सकते हैं जहां वे पतन के खिलाफ अस्थिर हो जाते हैं। ढहने वाले बादल क्षेत्र कभी-कभी छोटे गुच्छों में पदानुक्रमित विखंडन से गुजरेंगे, जिसमें एक विशेष रूप से घने रूप शामिल हैं, जिसे अवरक्त काले बादलों के रूप में जाना जाता है, जो अंततः कई हजार सितारों के गठन के लिए अग्रणी है। यह तारा निर्माण ढहते हुए बादल में गिरना शुरू हो जाता है, जो प्रोटॉस्टरों को दृष्टि से अवरुद्ध करता है लेकिन अवरक्त अवलोकन की अनुमति देता है। मिल्की वे आकाशगंगा में, खुले समूहों के गठन की दर हर कुछ हजार वर्षों में से एक होने का अनुमान है।
नवगठित तारों का सबसे गर्म और सबसे विशाल, तीव्र पराबैंगनी विकिरण का उत्सर्जन करेगा, जो एच II क्षेत्र का गठन करते हुए, विशाल आणविक बादल के आसपास के गैस को लगातार आयनित करता है। बड़े तारों से तारकीय हवाएं और विकिरण का दबाव गैस में ध्वनि की गति से मेल खाते हुए वेग से गर्म आयनित गैस को निकालना शुरू कर देता है। कुछ मिलियन वर्षों के बाद क्लस्टर अपने पहले कोर-पतन सुपरनोवा का अनुभव करेगा, जो आसपास के क्षेत्र से गैस को बाहर निकाल देगा। ज्यादातर मामलों में ये प्रक्रिया दस मिलियन वर्षों के भीतर गैस के क्लस्टर को बंद कर देगी और आगे कोई स्टार गठन नहीं होगा। फिर भी, परिणामी प्रोटोस्टेलर वस्तुओं में से लगभग आधे को परिस्थितिजन्य डिस्क से घिरा हुआ छोड़ दिया जाएगा, जिनमें से कई में अभिवृद्धि डिस्क होती है।
क्लाउड कोर में केवल 30 से 40 प्रतिशत गैस ही तारों का निर्माण करती है, अवशिष्ट गैस निष्कासन की प्रक्रिया स्टार बनाने की प्रक्रिया के लिए अत्यधिक हानिकारक है। इस प्रकार सभी क्लस्टर महत्वपूर्ण शिशु वजन कम करते हैं, जबकि एक बड़ा अंश शिशु मृत्यु दर से गुजरता है। इस बिंदु पर, एक खुले क्लस्टर का निर्माण इस बात पर निर्भर करेगा कि क्या नवगठित सितारे एक दूसरे से गुरुत्वाकर्षण के लिए बाध्य हैं; अन्यथा एक अनबाउंड तारकीय संघ परिणाम देगा। यहां तक कि जब एक क्लस्टर जैसे कि प्लेइड्स बनता है, तो यह केवल मूल तारों के एक तिहाई हिस्से पर पकड़ सकता है, गैस के निष्कासित होने के बाद शेष अनबाउंड बन जाता है। अपने नटाल क्लस्टर से रिहा हुए युवा सितारे गेलेक्टिक क्षेत्र की आबादी का हिस्सा बन जाते हैं।
क्योंकि अधिकांश अगर सभी तारों में नहीं बनते हैं, तो स्टार क्लस्टर को आकाशगंगाओं के मूलभूत निर्माण खंडों के रूप में देखा जा सकता है। हिंसक गैस-निष्कासन की घटनाएं जो जन्म के समय कई स्टार समूहों को आकार देती हैं और नष्ट करती हैं, आकाशगंगाओं की रूपात्मक और कीनेमेटिक संरचनाओं में उनकी छाप छोड़ती हैं। अधिकांश खुले समूह कम से कम 100 तारे और 50 या अधिक सौर द्रव्यमान वाले होते हैं। सबसे बड़े समूहों में 1e4 से अधिक सौर द्रव्यमान हो सकते हैं, बड़े पैमाने पर क्लस्टर वेस्टरलंड 1 का अनुमान 5e4 सौर द्रव्यमान और R136 का लगभग 5e5, गोलाकार समूहों के लिए होता है। जबकि खुले समूह और गोलाकार क्लस्टर दो काफी अलग समूह बनाते हैं, बहुत दुर्लभ गोलाकार क्लस्टर जैसे कि पालोमर 12 और एक बहुत समृद्ध खुले क्लस्टर के बीच आंतरिक अंतर का एक बड़ा सौदा नहीं हो सकता है। कुछ खगोलविदों का मानना है कि दो प्रकार के स्टार क्लस्टर एक ही बुनियादी तंत्र के माध्यम से बनते हैं, इस अंतर के साथ कि वे परिस्थितियां जो बहुत समृद्ध गोलाकार समूहों के निर्माण की अनुमति देती हैं, जिनमें सैकड़ों हजारों सितारे अब मिल्की वे में प्रबल नहीं हैं।
एक ही आणविक बादल से बाहर निकलने के लिए दो या अधिक अलग-अलग खुले समूहों के लिए आम है। बड़े मैगेलैनिक बादल में, हॉज 301 और आर 136 दोनों ने टारेंटयुला नेबुला की गैसों से बनाई है, जबकि हमारी अपनी आकाशगंगा में, दो प्रमुख क्लस्टरों के आसपास के हेडिड्स और प्रिसेप के अंतरिक्ष के माध्यम से गति का पता लगाता है, जिससे पता चलता है कि उनका गठन लगभग 600 मिलियन साल पहले वही बादल। कभी-कभी, एक ही समय में पैदा होने वाले दो क्लस्टर एक बाइनरी क्लस्टर बनाएंगे। मिल्की वे में सबसे अच्छा ज्ञात उदाहरण NGC 869 और NGC 884 का डबल क्लस्टर है, लेकिन कम से कम 10 और डबल क्लस्टर मौजूद हैं। कई और छोटे और बड़े मैगेलैनिक बादलों में जाना जाता है - वे हमारी स्वयं की आकाशगंगा की तुलना में बाहरी प्रणालियों में पता लगाने में आसान होते हैं क्योंकि प्रक्षेपण प्रभाव मिल्की वे के भीतर असंबंधित समूहों को एक दूसरे के करीब दिखाई दे सकते हैं।
एक खुला क्लस्टर कुछ हजार सितारों तक का एक समूह है जो एक ही विशाल आणविक बादल से बने थे और लगभग एक ही उम्र के हैं। मिल्की वे गैलेक्सी के भीतर 1,100 से अधिक खुले समूहों की खोज की गई है, और कई और मौजूद हैं। वे परस्पर गुरुत्वाकर्षण आकर्षण से बहुत हद तक बंधे होते हैं और वे अन्य गुच्छों और गैस के बादलों के साथ घनिष्ठ मुठभेड़ों से बाधित हो जाते हैं क्योंकि वे गैलेक्टिक केंद्र की परिक्रमा करते हैं। इसके परिणामस्वरूप आकाशगंगा के मुख्य भाग में प्रवासन हो सकता है और आंतरिक निकट मुठभेड़ों के माध्यम से क्लस्टर सदस्यों का नुकसान हो सकता है। खुले समूह आम तौर पर कुछ सौ मिलियन वर्षों तक जीवित रहते हैं, सबसे बड़े पैमाने पर कुछ अरब वर्षों तक जीवित रहते हैं। इसके विपरीत, सितारों के अधिक विशाल गोलाकार समूह अपने सदस्यों पर एक मजबूत गुरुत्वाकर्षण आकर्षण पैदा करते हैं, और अधिक समय तक जीवित रह सकते हैं। ओपन क्लस्टर केवल सर्पिल और अनियमित आकाशगंगाओं में पाए गए हैं, जिसमें सक्रिय सितारा गठन हो रहा है।
युवा खुले समूहों को आणविक बादल के भीतर समाहित किया जा सकता है, जहां से उन्होंने एच II क्षेत्र बनाने के लिए इसे रोशन किया था। समय के साथ, क्लस्टर से विकिरण दबाव आणविक बादल को छितरा देगा। आमतौर पर, गैस के द्रव्यमान का द्रव्यमान का लगभग 10% विकिरण गैसों के प्रवाह को दूर करने से पहले तारों में जमा हो जाएगा।
स्टेलर इवोल्यूशन के अध्ययन में ओपन क्लस्टर्स प्रमुख वस्तुएं हैं। क्योंकि क्लस्टर सदस्य समान आयु और रासायनिक संरचना के हैं, इसलिए उनके गुण पृथक सितारों के लिए अधिक आसानी से निर्धारित होते हैं। कई खुले समूह, जैसे कि प्लीएड्स, हयाड्स या अल्फा पर्सि क्लस्टर, नग्न आंखों से दिखाई देते हैं। कुछ अन्य, जैसे कि डबल क्लस्टर, उपकरणों के बिना बमुश्किल बोधगम्य हैं, जबकि कई और दूरबीन या दूरबीनों का उपयोग करते हुए देखे जा सकते हैं। वाइल्ड डक क्लस्टर, M11, एक उदाहरण है।
एक खुले क्लस्टर का निर्माण एक विशाल आणविक बादल के हिस्से के ढहने के साथ शुरू होता है, गैस का एक ठंडा घना बादल और सूर्य के द्रव्यमान से कई गुना अधिक धूल युक्त होता है। इन बादलों में घनत्व होता है जो कि तटस्थ हाइड्रोजन प्रति घन सेमी के 102 से 106 अणुओं से भिन्न होता है, जिसमें सितारा गठन 104 अणुओं प्रति घन सेमी से अधिक घनत्व वाले क्षेत्रों में होता है। आमतौर पर, मात्रा के अनुसार बादल का केवल 1-10% बाद के घनत्व से ऊपर होता है। गिरने से पहले, ये बादल चुंबकीय क्षेत्र, अशांति और रोटेशन के माध्यम से अपने यांत्रिक संतुलन को बनाए रखते हैं।
कई कारक एक विशाल आणविक बादल के संतुलन को बाधित कर सकते हैं, एक पतन को ट्रिगर कर सकते हैं और स्टार गठन के फटने की शुरुआत कर सकते हैं जिसके परिणामस्वरूप एक खुला क्लस्टर हो सकता है। इनमें पास के सुपरनोवा से झटका तरंगें, अन्य बादलों के साथ टकराव, या गुरुत्वाकर्षण बातचीत शामिल हैं। बाहरी ट्रिगर्स के बिना भी, क्लाउड के क्षेत्र उन स्थितियों तक पहुंच सकते हैं जहां वे पतन के खिलाफ अस्थिर हो जाते हैं। ढहने वाले बादल क्षेत्र कभी-कभी छोटे गुच्छों में पदानुक्रमित विखंडन से गुजरेंगे, जिसमें एक विशेष रूप से घने रूप शामिल हैं, जिसे अवरक्त काले बादलों के रूप में जाना जाता है, जो अंततः कई हजार सितारों के गठन के लिए अग्रणी है। यह तारा निर्माण ढहते हुए बादल में गिरना शुरू हो जाता है, जो प्रोटॉस्टरों को दृष्टि से अवरुद्ध करता है लेकिन अवरक्त अवलोकन की अनुमति देता है। मिल्की वे आकाशगंगा में, खुले समूहों के गठन की दर हर कुछ हजार वर्षों में से एक होने का अनुमान है।
नवगठित तारों का सबसे गर्म और सबसे विशाल, तीव्र पराबैंगनी विकिरण का उत्सर्जन करेगा, जो एच II क्षेत्र का गठन करते हुए, विशाल आणविक बादल के आसपास के गैस को लगातार आयनित करता है। बड़े तारों से तारकीय हवाएं और विकिरण का दबाव गैस में ध्वनि की गति से मेल खाते हुए वेग से गर्म आयनित गैस को निकालना शुरू कर देता है। कुछ मिलियन वर्षों के बाद क्लस्टर अपने पहले कोर-पतन सुपरनोवा का अनुभव करेगा, जो आसपास के क्षेत्र से गैस को बाहर निकाल देगा। ज्यादातर मामलों में ये प्रक्रिया दस मिलियन वर्षों के भीतर गैस के क्लस्टर को बंद कर देगी और आगे कोई स्टार गठन नहीं होगा। फिर भी, परिणामी प्रोटोस्टेलर वस्तुओं में से लगभग आधे को परिस्थितिजन्य डिस्क से घिरा हुआ छोड़ दिया जाएगा, जिनमें से कई में अभिवृद्धि डिस्क होती है।
क्लाउड कोर में केवल 30 से 40 प्रतिशत गैस ही तारों का निर्माण करती है, अवशिष्ट गैस निष्कासन की प्रक्रिया स्टार बनाने की प्रक्रिया के लिए अत्यधिक हानिकारक है। इस प्रकार सभी क्लस्टर महत्वपूर्ण शिशु वजन कम करते हैं, जबकि एक बड़ा अंश शिशु मृत्यु दर से गुजरता है। इस बिंदु पर, एक खुले क्लस्टर का निर्माण इस बात पर निर्भर करेगा कि क्या नवगठित सितारे एक दूसरे से गुरुत्वाकर्षण के लिए बाध्य हैं; अन्यथा एक अनबाउंड तारकीय संघ परिणाम देगा। यहां तक कि जब एक क्लस्टर जैसे कि प्लेइड्स बनता है, तो यह केवल मूल तारों के एक तिहाई हिस्से पर पकड़ सकता है, गैस के निष्कासित होने के बाद शेष अनबाउंड बन जाता है। अपने नटाल क्लस्टर से रिहा हुए युवा सितारे गेलेक्टिक क्षेत्र की आबादी का हिस्सा बन जाते हैं।
क्योंकि अधिकांश अगर सभी तारों में नहीं बनते हैं, तो स्टार क्लस्टर को आकाशगंगाओं के मूलभूत निर्माण खंडों के रूप में देखा जा सकता है। हिंसक गैस-निष्कासन की घटनाएं जो जन्म के समय कई स्टार समूहों को आकार देती हैं और नष्ट करती हैं, आकाशगंगाओं की रूपात्मक और कीनेमेटिक संरचनाओं में उनकी छाप छोड़ती हैं। अधिकांश खुले समूह कम से कम 100 तारे और 50 या अधिक सौर द्रव्यमान वाले होते हैं। सबसे बड़े समूहों में 1e4 से अधिक सौर द्रव्यमान हो सकते हैं, बड़े पैमाने पर क्लस्टर वेस्टरलंड 1 का अनुमान 5e4 सौर द्रव्यमान और R136 का लगभग 5e5, गोलाकार समूहों के लिए होता है। जबकि खुले समूह और गोलाकार क्लस्टर दो काफी अलग समूह बनाते हैं, बहुत दुर्लभ गोलाकार क्लस्टर जैसे कि पालोमर 12 और एक बहुत समृद्ध खुले क्लस्टर के बीच आंतरिक अंतर का एक बड़ा सौदा नहीं हो सकता है। कुछ खगोलविदों का मानना है कि दो प्रकार के स्टार क्लस्टर एक ही बुनियादी तंत्र के माध्यम से बनते हैं, इस अंतर के साथ कि वे परिस्थितियां जो बहुत समृद्ध गोलाकार समूहों के निर्माण की अनुमति देती हैं, जिनमें सैकड़ों हजारों सितारे अब मिल्की वे में प्रबल नहीं हैं।
एक ही आणविक बादल से बाहर निकलने के लिए दो या अधिक अलग-अलग खुले समूहों के लिए आम है। बड़े मैगेलैनिक बादल में, हॉज 301 और आर 136 दोनों ने टारेंटयुला नेबुला की गैसों से बनाई है, जबकि हमारी अपनी आकाशगंगा में, दो प्रमुख क्लस्टरों के आसपास के हेडिड्स और प्रिसेप के अंतरिक्ष के माध्यम से गति का पता लगाता है, जिससे पता चलता है कि उनका गठन लगभग 600 मिलियन साल पहले वही बादल। कभी-कभी, एक ही समय में पैदा होने वाले दो क्लस्टर एक बाइनरी क्लस्टर बनाएंगे। मिल्की वे में सबसे अच्छा ज्ञात उदाहरण NGC 869 और NGC 884 का डबल क्लस्टर है, लेकिन कम से कम 10 और डबल क्लस्टर मौजूद हैं। कई और छोटे और बड़े मैगेलैनिक बादलों में जाना जाता है - वे हमारी स्वयं की आकाशगंगा की तुलना में बाहरी प्रणालियों में पता लगाने में आसान होते हैं क्योंकि प्रक्षेपण प्रभाव मिल्की वे के भीतर असंबंधित समूहों को एक दूसरे के करीब दिखाई दे सकते हैं।
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