Accretion (astrophysics)
खगोल भौतिकी में, संचय एक विशाल वस्तु में कणों का संचय है जो गुरुत्वाकर्षण द्वारा अधिक पदार्थ, आमतौर पर गैसीय पदार्थ, को एक संचय डिस्क में आकर्षित करता है। अधिकांश खगोलीय वस्तुएँ, जैसे कि आकाशगंगाएँ, तारे और ग्रह, संचय प्रक्रियाओं द्वारा बनाए जाते हैं। अवलोकन उल्कापिंडों से बने पृथ्वी और अन्य स्थलीय ग्रहों का संचय मॉडल 1944 में ओटो श्मिट द्वारा प्रस्तावित किया गया था, जिसके बाद विलियम मैकक्रिया (1960) का प्रोटोप्लानेट सिद्धांत और अंत में माइकल वुल्फसन का ग्रहण सिद्धांत था। 1978 में, एंड्रयू प्रेंटिस ने ग्रह निर्माण के बारे में प्रारंभिक लाप्लासियन विचारों को पुनर्जीवित किया और आधुनिक लाप्लासियन सिद्धांत विकसित किया। इनमें से कोई भी मॉडल पूरी तरह से सफल साबित नहीं हुआ और कई प्रस्तावित सिद्धांत वर्णनात्मक थे। ओटो श्मिट द्वारा 1944 के वृद्धि मॉडल को 1969 में विक्टर सैफ्रोनोव द्वारा मात्रात्मक तरीके से आगे विकसित किया गया था। उन्होंने स्थलीय ग्रह निर्माण के विभिन्न चरणों की विस्तार से गणना की। तब से, ग्रहों के संचय का अध्ययन करने के लिए गहन संख्यात्मक अनुकरण का उपयोग करके मॉडल को आगे विकसित किया गया है। अब यह स्वीकार किया जाता है कि तारों का निर्माण अंतरतारकीय गैस के गुरुत्वाकर्षण पतन से होता है। पतन से पहले, यह गैस ज्यादातर आणविक बादलों के रूप में होती है, जैसे कि ओरियन नीहारिका। जैसे-जैसे बादल गिरता है, संभावित ऊर्जा खो देता है, यह गर्म हो जाता है, गतिज ऊर्जा प्राप्त करता है, और कोणीय संवेग का संरक्षण यह सुनिश्चित करता है कि बादल एक चपटी डिस्क-एक्रीशन डिस्क बनाता है। आकाशगंगाओं का संचय बिग बैंग के कुछ लाख साल बाद ब्रह्मांड इस हद तक ठंडा हो गया कि परमाणु बन सकते हैं। जैसे-जैसे ब्रह्मांड का विस्तार और ठंडा होना जारी रहा, परमाणुओं ने पर्याप्त गतिज ऊर्जा खो दी, और काले पदार्थ प्रोटोग्लैक्सी बनाने के लिए पर्याप्त रूप से एकजुट हो गए। जैसे-जैसे आगे वृद्धि होती गई, आकाशगंगाएँ बनती गईं। अप्रत्यक्ष साक्ष्य व्यापक हैं। आकाशगंगाएँ विलय और सुचारू गैस वृद्धि के माध्यम से बढ़ती हैं। तारामंडल के अंदर भी संचय होता है, जिससे तारे बनते हैं। माना जाता है कि तारों का संचय ठंडे आणविक हाइड्रोजन के विशाल बादलों के अंदर बनता है-मोटे तौर पर और व्यास के विशाल आणविक बादल। लाखों वर्षों से, विशाल आणविक बादल गिरने और विखंडित होने की संभावना रखते हैं। ये टुकड़े फिर छोटे, घने कोर बनाते हैं, जो बदले में सितारों में गिर जाते हैं। कोर द्रव्यमान में सूर्य के एक अंश से कई गुना तक होते हैं और इन्हें प्रोटोस्टेलर (प्रोटोसोलर) नीहारिका कहा जाता है। उनके पास व्यास और मोटे तौर पर एक कण संख्या घनत्व है। इसकी तुलना समुद्र तल पर हवा के कण संख्या घनत्व से करें। सौर-द्रव्यमान प्रोटोस्टेलर नीहारिका के प्रारंभिक पतन में लगभग 100,000 वर्ष लगते हैं। प्रत्येक नीहारिका एक निश्चित मात्रा में कोणीय संवेग के साथ शुरू होती है। नीहारिका के मध्य भाग में गैस, अपेक्षाकृत कम कोणीय गति के साथ, तेजी से संपीड़न से गुजरती है और मूल नीहारिका के द्रव्यमान का एक छोटा सा अंश युक्त एक गर्म हाइड्रोस्टैटिक (गैर-संकुचन) कोर बनाती है। यह मूल एक तारा बनने का बीज बनाता है। जैसे-जैसे पतन जारी रहता है, कोणीय संवेग का संरक्षण यह निर्धारित करता है कि गिरने वाले लिफाफे का घूर्णन तेज हो जाता है, जो अंततः एक डिस्क बनाता है। जैसे-जैसे डिस्क से सामग्री का अंतर्वर्धन जारी रहता है, लिफाफा अंततः पतला और पारदर्शी हो जाता है और युवा तारकीय वस्तु (वाई. एस. ओ.) अवलोकन योग्य हो जाती है, शुरू में दूर-अवरक्त प्रकाश में और बाद में दृश्य में। इस समय के आसपास प्रोटोस्टार ड्यूटेरियम को फ्यूज करना शुरू कर देता है। यदि प्रोटोस्टार पर्याप्त रूप से विशाल (ऊपर) है, तो हाइड्रोजन संलयन होता है। अन्यथा, यदि इसका द्रव्यमान बहुत कम है, तो वस्तु भूरे रंग की बौनी बन जाती है। एक नए तारे का यह जन्म पतन शुरू होने के लगभग 100,000 साल बाद होता है। इस स्तर पर वस्तुओं को प्रथम श्रेणी के प्रोटोस्टार के रूप में जाना जाता है, जिन्हें युवा टी टौरी सितारे, विकसित प्रोटोस्टार या युवा तारकीय वस्तु भी कहा जाता है। इस समय तक, बनने वाला तारा पहले से ही अपने द्रव्यमान का अधिकांश हिस्सा बढ़ा चुका है; डिस्क और शेष लिफाफे का कुल द्रव्यमान केंद्रीय वाईएसओ के द्रव्यमान के 10-20% से अधिक नहीं है। अगले चरण में, डिस्क द्वारा एकत्र किए जाने के बाद लिफाफा पूरी तरह से गायब हो जाता है, और प्रोटोस्टार एक शास्त्रीय टी टौरी तारा बन जाता है। उत्तरार्द्ध में संचय डिस्क होती हैं और गर्म गैस का संचय जारी रहता है, जो अपने स्पेक्ट्रम में मजबूत उत्सर्जन रेखाओं द्वारा खुद को प्रकट करता है। पहले वाले के पास संचय डिस्क नहीं है। शास्त्रीय टी तौरी सितारे कमजोर पंक्तिबद्ध टी तौरी सितारों में विकसित होते हैं। यह लगभग 10 लाख वर्षों के बाद होता है। एक शास्त्रीय टी टौरी तारे के चारों ओर डिस्क का द्रव्यमान तारकीय द्रव्यमान का लगभग 1-3% है, और यह प्रति वर्ष 10−7 की दर से संवर्धित होता है। द्विध्रुवीय जेट की एक जोड़ी भी आमतौर पर मौजूद होती है। यह वृद्धि शास्त्रीय टी टौरी तारों के सभी विशिष्ट गुणों की व्याख्या करती हैः उत्सर्जन रेखाओं में मजबूत प्रवाह (तारे की आंतरिक चमक के 100% तक), चुंबकीय गतिविधि, फोटोमेट्रिक परिवर्तनशीलता और जेट। उत्सर्जन रेखाएं वास्तव में तब बनती हैं जब संवर्धित गैस तारे की "सतह" से टकराती है, जो इसके चुंबकीय ध्रुवों के आसपास होती है। जेट वृद्धि के उपोत्पाद हैंः वे अत्यधिक कोणीय गति को दूर ले जाते हैं। शास्त्रीय टी टौरी चरण लगभग 1 करोड़ वर्षों तक चलता है (तथाकथित पीटर पैन डिस्क के केवल कुछ उदाहरण हैं, जहां वृद्धि बहुत लंबी अवधि तक बनी रहती है, कभी-कभी 4 करोड़ से अधिक वर्षों तक चलती है)। डिस्क अंततः केंद्रीय तारे पर वृद्धि, ग्रह गठन, जेट द्वारा निकास और केंद्रीय तारे और आस-पास के सितारों से पराबैंगनी विकिरण द्वारा फोटोवापरेशन के कारण गायब हो जाती है। नतीजतन, युवा तारा एक कमजोर रेखा वाला टी टौरी तारा बन जाता है, जो सैकड़ों लाखों वर्षों में, अपने प्रारंभिक द्रव्यमान पर निर्भर एक साधारण सूर्य जैसे तारे में विकसित होता है। ग्रहों का संचय ब्रह्मांडीय धूल का स्व-संचय बोल्डर के आकार के ग्रहों में कणों के विकास को तेज करता है। अधिक विशाल ग्रह कुछ छोटे ग्रहों को जोड़ते हैं, जबकि अन्य टकराव में टूट जाते हैं। एक्रीशन डिस्क छोटे सितारों के आसपास आम हैं, एक करीबी द्विआधारी में तारकीय अवशेष, या सामग्री से घिरे ब्लैक होल (जैसे कि आकाशगंगाओं के केंद्रों पर)। डिस्क में कुछ गतिशीलता, जैसे गतिशील घर्षण, कक्षीय गैस को कोणीय गति खोने और केंद्रीय विशाल वस्तु पर गिरने की अनुमति देने के लिए आवश्यक हैं। कभी-कभी, इसके परिणामस्वरूप तारकीय सतह संलयन हो सकता है (बोंडी वृद्धि देखें)। स्थलीय ग्रहों या ग्रहों के कोर के निर्माण में, कई चरणों पर विचार किया जा सकता है। सबसे पहले, जब गैस और धूल के कण टकराते हैं, तो वे सूक्ष्म भौतिक प्रक्रियाओं जैसे वैन डेर वाल्स बलों और विद्युत चुम्बकीय बलों द्वारा एकत्रित होते हैं, जिससे माइक्रोमीटर आकार के कण बनते हैं; इस चरण के दौरान, संचय तंत्र प्रकृति में काफी हद तक गैर-गुरुत्वाकर्षण होते हैं। हालांकि, सेंटीमीटर से मीटर की सीमा में ग्रहों के गठन को अच्छी तरह से समझा नहीं गया है, और इस बात का कोई ठोस स्पष्टीकरण नहीं दिया गया है कि इस तरह के अनाज केवल पलटाव के बजाय क्यों जमा होंगे। विशेष रूप से, यह अभी भी स्पष्ट नहीं है कि ये वस्तुएं आकार के ग्रहों में कैसे विकसित होती हैं; इस समस्या को "मीटर आकार बाधा" के रूप में जाना जाता हैः जैसे-जैसे धूल के कण जमने से बढ़ते हैं, वे अपने आसपास के अन्य कणों के संबंध में तेजी से बड़े सापेक्ष वेग प्राप्त करते हैं, साथ ही एक व्यवस्थित आंतरिक प्रवाह वेग, जो विनाशकारी टकराव की ओर ले जाता है, और इस तरह कुल के विकास को कुछ अधिकतम आकार तक सीमित कर देता है। वार्ड (1996) का सुझाव है कि जब धीरे-धीरे चलने वाले अनाज टकराते हैं, तो बहुत कम, लेकिन गैर-शून्य, टकराने वाले अनाज का गुरुत्वाकर्षण उनके भागने में बाधा डालता है। यह भी सोचा जाता है कि अनाज का विखंडन छोटे अनाज को फिर से भरने और डिस्क को मोटा रखने में महत्वपूर्ण भूमिका निभाता है, लेकिन सभी आकारों के ठोस पदार्थों की अपेक्षाकृत उच्च प्रचुरता को बनाए रखने में भी महत्वपूर्ण भूमिका निभाता है। 'मीटर-आकार' बाधा को पार करने के लिए कई तंत्र प्रस्तावित किए गए हैं। कंकड़ की स्थानीय सांद्रता बन सकती है, जो तब गुरुत्वाकर्षण रूप से बड़े क्षुद्रग्रहों के आकार के ग्रहों में गिर जाती है। ये सांद्रता गैस डिस्क की संरचना के कारण निष्क्रिय रूप से हो सकती है, उदाहरण के लिए, किनारों के बीच, दबाव धक्कों पर, एक विशाल ग्रह द्वारा बनाए गए अंतराल के किनारे पर, या डिस्क के अशांत क्षेत्रों की सीमाओं पर। या, कण एक प्रतिक्रिया तंत्र के माध्यम से अपनी एकाग्रता में सक्रिय भूमिका निभा सकते हैं जिसे प्रवाह अस्थिरता के रूप में संदर्भित किया जाता है। एक प्रवाह अस्थिरता में प्रोटोप्लानेटरी डिस्क में ठोस और गैस के बीच बातचीत के परिणामस्वरूप स्थानीय सांद्रता में वृद्धि होती है, क्योंकि छोटे सांद्रता के बाद नए कण जमा होते हैं, जिससे वे बड़े पैमाने पर तंतुओं में विकसित होते हैं। वैकल्पिक रूप से, यदि धूल के संचय के कारण बनने वाले अनाज अत्यधिक छिद्रपूर्ण होते हैं तो उनकी वृद्धि तब तक जारी रह सकती है जब तक कि वे अपने स्वयं के गुरुत्वाकर्षण के कारण ढहने के लिए पर्याप्त बड़े नहीं हो जाते। इन वस्तुओं का कम घनत्व उन्हें गैस के साथ दृढ़ता से जुड़े रहने की अनुमति देता है, जिससे उच्च वेग की टक्करों से बचा जा सकता है जिसके परिणामस्वरूप उनका कटाव या विखंडन हो सकता है। अनाज अंततः पहाड़ के आकार (या बड़े) निकायों को बनाने के लिए एक साथ चिपक जाते हैं जिन्हें ग्रह कहलाता है। ग्रहों के बीच टकराव और गुरुत्वाकर्षण बातचीत लगभग 0.1-1 मिलियन वर्षों में चंद्रमा के आकार के ग्रहों के भ्रूण (प्रोटोप्लानेट) का उत्पादन करने के लिए गठबंधन करती है। अंत में, ग्रहों के भ्रूण 10-100 मिलियन वर्षों में ग्रह बनाने के लिए टकराते हैं। ग्रह इतने विशाल हैं कि पारस्परिक गुरुत्वाकर्षण अंतःक्रियाएँ इतनी महत्वपूर्ण हैं कि उनके विकास की गणना करते समय ध्यान में रखी जा सकती हैं। गैस खिंचाव के कारण छोटे पिंडों के कक्षीय क्षय से विकास में सहायता मिलती है, जो उन्हें भ्रूण की कक्षाओं के बीच फंसने से रोकता है। आगे की टक्कर और संचय स्थलीय ग्रहों या विशाल ग्रहों के मूल की ओर ले जाते हैं। यदि कंकड़ की स्थानीय सांद्रता के गुरुत्वाकर्षण पतन के माध्यम से ग्रहों का गठन होता है, तो ग्रहों के भ्रूण और विशाल ग्रहों के कोर में उनकी वृद्धि कंकड़ की आगे की वृद्धि से प्रभावित होती है। कंकड़ वृद्धि को वस्तुओं द्वारा महसूस की जाने वाली गैस खिंचाव से सहायता मिलती है क्योंकि वे एक विशाल शरीर की ओर तेजी से बढ़ते हैं। गैस खिंचाव कंकड़ को विशाल पिंड के पलायन वेग से नीचे धीमा कर देता है जिससे वे इसकी ओर सर्पिल हो जाते हैं और इससे जुड़ जाते हैं। कंकड़ वृद्धि ग्रहों की वृद्धि की तुलना में 1000 के कारक से ग्रहों के गठन में तेजी ला सकती है, जिससे गैस डिस्क के अपव्यय से पहले विशाल ग्रह बन सकते हैं। फिर भी, कंकड़ वृद्धि के माध्यम से मूल वृद्धि यूरेनस और नेपच्यून के अंतिम द्रव्यमान और संरचनाओं के साथ असंगत प्रतीत होती है। स्थलीय ग्रहों का गठन विशाल गैस ग्रहों से अलग होता है, जिन्हें जोवियन ग्रह भी कहा जाता है। स्थलीय ग्रहों को बनाने वाले कण धातु और चट्टान से बने होते हैं जो आंतरिक सौर मंडल में संघनित होते हैं। हालाँकि, जोवियन ग्रहों की शुरुआत बड़े, बर्फीले ग्रहों के रूप में हुई, जिन्होंने तब सौर नीहारिका से हाइड्रोजन और हीलियम गैस को ग्रहण किया। ग्रहों के इन दो वर्गों के बीच अंतर सौर नीहारिका की हिम रेखा के कारण उत्पन्न होता है। उल्कापिंडों के संचय में क्षुद्रग्रह की उत्पत्ति और विकास के सभी चरणों के दौरान वृद्धि और प्रभावों का रिकॉर्ड होता है; हालाँकि, क्षुद्रग्रह वृद्धि और विकास के तंत्र को अच्छी तरह से समझा नहीं गया है। साक्ष्य बताते हैं कि क्षुद्रग्रहों का मुख्य विकास गैस-सहायता प्राप्त कोंड्रुल्स के वृद्धि के परिणामस्वरूप हो सकता है, जो मिलीमीटर के आकार के गोलाकार होते हैं जो अपने मूल क्षुद्रग्रहों में जमा होने से पहले अंतरिक्ष में पिघली हुई (या आंशिक रूप से पिघली हुई) बूंदों के रूप में बनते हैं। आंतरिक सौर मंडल में, कोंड्रूल वृद्धि शुरू करने के लिए महत्वपूर्ण प्रतीत होते हैं। क्षुद्रग्रहों का छोटा द्रव्यमान आंशिक रूप से 2 ए. यू. से परे अक्षम कोंड्रूल गठन, या प्रोटोस्टार के पास से कोंड्रूल के कम कुशल वितरण के कारण हो सकता है। इसके अलावा, प्रभावों ने क्षुद्रग्रहों के गठन और विनाश को नियंत्रित किया, और उन्हें उनके भूवैज्ञानिक विकास में एक प्रमुख कारक माना जाता है। सौर नीहारिका में कोंड्रूल, धातु के दाने और अन्य घटकों के बनने की संभावना है। ये एक साथ मिलकर मूल क्षुद्रग्रहों का निर्माण करते हैं। इनमें से कुछ पिंड बाद में पिघल गए, जिससे धातु के कोर और ओलिवाइन से भरपूर मेंटल बन गए; अन्य को जलीय रूप से बदल दिया गया। क्षुद्रग्रहों के ठंडा होने के बाद, वे 4.5 अरब वर्षों तक प्रभावों से नष्ट हो गए, या बाधित हो गए। वृद्धि होने के लिए, प्रभाव वेग पलायन वेग के लगभग दोगुने से कम होना चाहिए, जो एक त्रिज्या क्षुद्रग्रह के लिए लगभग है। क्षुद्रग्रह बेल्ट में वृद्धि के लिए सरल मॉडल आम तौर पर मानते हैं कि माइक्रोमीटर के आकार के धूल के कण एक साथ चिपक जाते हैं और धूल की एक घनी परत बनाने के लिए नीहारिका के मध्य तल में बस जाते हैं, जो गुरुत्वाकर्षण बलों के कारण, किलोमीटर के आकार के ग्रहों की एक डिस्क में परिवर्तित हो गया था। लेकिन, कई तर्क बताते हैं कि क्षुद्रग्रह इस तरह से जमा नहीं हुए होंगे। धूमकेतुओं का संचय, या उनके अग्रदूत, बाहरी सौर मंडल में बने, संभवतः ग्रह के निर्माण से लाखों साल पहले। सौर मंडल के निर्माण, गतिशीलता और भूविज्ञान के लिए अलग-अलग प्रभावों के साथ धूमकेतु कैसे और कब बने इस पर बहस की जाती है। त्रि-आयामी कंप्यूटर सिमुलेशन से संकेत मिलता है कि धूमकेतु के नाभिक पर देखी गई प्रमुख संरचनात्मक विशेषताओं को कमजोर धूमकेतुओं के जोड़ीदार कम वेग वृद्धि द्वारा समझाया जा सकता है। वर्तमान में पसंदीदा गठन तंत्र नीहारिका परिकल्पना का है, जिसमें कहा गया है कि धूमकेतु शायद मूल ग्रहों के "निर्माण खंडों" के अवशेष हैं, जिनसे ग्रह विकसित हुए थे। खगोलविदों का मानना है कि धूमकेतु ऊर्ट बादल और बिखरे हुए डिस्क दोनों में उत्पन्न होते हैं। बिखरे हुए डिस्क का निर्माण तब हुआ जब नेपच्यून प्रोटो-कुइपर बेल्ट में बाहर की ओर चला गया, जो उस समय सूर्य के बहुत करीब था, और इसके कारण गतिशील रूप से स्थिर वस्तुओं की एक आबादी बची जो कभी भी इसकी कक्षा (कुइपर बेल्ट उचित) से प्रभावित नहीं हो सकती थी, और एक ऐसी आबादी जिसका पेरिहेलिया इतना करीब है कि नेपच्यून अभी भी उन्हें परेशान कर सकता है क्योंकि यह सूर्य (बिखरे हुए डिस्क) के चारों ओर यात्रा करता है। क्योंकि बिखरे हुए डिस्क गतिशील रूप से सक्रिय है और कुइपर बेल्ट अपेक्षाकृत गतिशील रूप से स्थिर है, बिखरे हुए डिस्क को अब आवधिक धूमकेतुओं के लिए उत्पत्ति के सबसे संभावित बिंदु के रूप में देखा जाता है। क्लासिक ऊर्ट बादल सिद्धांत में कहा गया है कि ऊर्ट बादल, त्रिज्या में मापने वाला एक गोला, सौर नीहारिका के साथ एक ही समय में बनता है और कभी-कभी एक विशाल ग्रह या तारे के पास से गुजरने के रूप में आंतरिक सौर मंडल में धूमकेतु छोड़ता है और गुरुत्वाकर्षण व्यवधान का कारण बनता है। इस तरह के धूमकेतु बादलों के उदाहरण हेलिक्स नेबुला में पहले ही देखे जा चुके होंगे। 67पी/चुर्युमोव-गेरासिमेंको धूमकेतु के लिए रोसेटा मिशन ने 2015 में निर्धारित किया कि जब सूर्य की गर्मी सतह में प्रवेश करती है, तो यह दबी हुई बर्फ के वाष्पीकरण (उदात्तीकरण) को ट्रिगर करती है। जबकि कुछ परिणामी जल वाष्प नाभिक से निकल सकते हैं, इसका 80 प्रतिशत सतह के नीचे परतों में पुनः संघनित होता है। इस अवलोकन का तात्पर्य है कि सतह के करीब उजागर पतली बर्फ से भरपूर परतें धूमकेतु की गतिविधि और विकास का परिणाम हो सकती हैं, और यह कि वैश्विक परतें आवश्यक रूप से धूमकेतु के गठन के इतिहास में जल्दी नहीं होती हैं। जबकि अधिकांश वैज्ञानिकों ने सोचा कि सभी साक्ष्यों से संकेत मिलता है कि धूमकेतुओं के नाभिक की संरचना पिछली पीढ़ी के छोटे बर्फ ग्रहों के मलबे के ढेर को संसाधित करती है, रोसेटा मिशन ने इस विचार को दूर कर दिया कि धूमकेतु अलग-अलग सामग्री के "मलबे के ढेर" हैं। रोसेटा मिशन ने इस विचार की पुष्टि की कि धूमकेतु अलग-अलग सामग्री के "मलबे के ढेर" हैं। ऐसा प्रतीत होता है कि धूमकेतु 100 किलोमीटर के निकायों के रूप में बने हैं, फिर भारी मात्रा में जमीन पर/अपनी वर्तमान अवस्थाओं में फिर से संपर्क करते हैं। अर्ध-तारा संदर्भ खगोल भौतिकी खगोलीय यांत्रिकी सौर मंडल गतिशील सिद्धांत भी देखें।