ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ

ਸਿਤਾਰਾ ਜਨਤਕ ਡਾਟਾਬੇਸ

ਸਿਤਾਰਾ ਜਨਤਕ ਡਾਟਾਬੇਸ


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

ਮੈਨੂੰ ਇੱਕ ਵਿਸ਼ਾਲ ਪੁੰਜ ਡਾਟਾਬੇਸ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੈ ਜਿਸ ਵਿੱਚ ਸੂਰਜ ਤੋਂ ਤਾਰਾ / ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੀ ਦੂਰੀ ਵੀ ਹੈ. ਕੀ ਕੋਈ ਮੈਨੂੰ ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਦੇ ਡੇਟਾਬੇਸ ਦਾ ਨਾਮ ਦੱਸ ਸਕਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਮੈਨੂੰ ਇਹ ਕਿੱਥੋਂ ਮਿਲ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਮੈਨੂੰ ਇਸ ਤੇ ਇੱਕ ਪ੍ਰੋਜੈਕਟ ਕਰਨ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਹੈ. ਜਵਾਬਾਂ ਲਈ ਧੰਨਵਾਦ.


ਆਨ-ਲਾਈਨ ਸਿਮਬੈਡ ਖਗੋਲਿਕ ਡੇਟਾ ਬੇਸ ਦੀ ਜਾਂਚ ਕਰੋ. ਤੁਸੀਂ ਮਾਪਦੰਡ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ ਵੱਖਰੀਆਂ ਸੂਚੀਆਂ ਵੀ ਬਣਾ ਸਕਦੇ ਹੋ (ਜਿਵੇਂ: 10 ਅਤੇ 20 ਪਾਰਸਕ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰਲੇ ਸਾਰੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਸੂਚੀ ਬਣਾਓ (ਪੈਰਾ ਲੈਕਸ ਨੂੰ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਸਾਲ / ਪਾਰਸੈਕਸ = 1 / ਪੈਰਲੈਕਸ ਵਿੱਚ ਬਦਲਣਾ ਹੈ (ਆਰਕਸੇਕ / 1 ਪਾਰਸਿਕ = 3.262 ਐਲਵਾਈ ਵਿੱਚ) ਜੀ 0 ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਕਲਾਸ ਦੇ ਨਾਲ. ਅਤੇ ਜੀ 9 ਨੂੰ 0 ਤੋਂ +30 ਡਿਗਰੀ ਗਿਰਾਵਟ ਤੱਕ) ਇਹ ਬਹੁਤ ਵਧੀਆ ਹੈ ਅਤੇ ਦੂਰੀ ਦੀਆਂ ਕਦਰਾਂ ਕੀਮਤਾਂ, ਚਮਕ, ਧਾਤੂਪਣ ਆਦਿ ਦੀ ਬਹੁਤ ਸਾਰੀ ਸੂਚੀ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ ਅਧਿਐਨ ਅਤੇ ਸਰੋਤ ਨਾਲ ਪੂਰੀ. ਮੈਂ ਹੁਣੇ ਮੁੜ ਵੇਖਿਆ ਅਤੇ ਜਨਤਕ ਸੂਚੀਬੱਧ ਨਹੀਂ ਹੋਏ (ਅਫਸੋਸ). ਮਾਸ ਨੂੰ ਕਿਸੇ ਵੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਸਿੱਧੇ ਤੌਰ 'ਤੇ ਨਹੀਂ ਮਾਪਿਆ ਜਾਂਦਾ (ਸਿਵਾਏ ਬਾਈਨਰੀ ਦੇ ਮਾਮਲੇ ਵਿਚ ਜਿੱਥੇ ਅਸੀਂ ਦੂਰੀ ਜਾਣਦੇ ਹਾਂ). ਮਾਸ ਜ਼ਰੂਰੀ ਤੌਰ' ਤੇ ਹਰਟਜ਼ਪ੍ਰਿੰਗ-ਰਸਲ (ਪੁੰਜ / ਪ੍ਰਕਾਸ਼) ਡਾਇਗਰਾਮ ਤੋਂ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕੀਤੇ ਜਾਂਦੇ ਹਨ ਅਤੇ ਜੇ ਅਸੀਂ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਨੂੰ ਵੇਖ ਕੇ ਉਮਰ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰ ਸਕਦੇ ਹਾਂ ਤਾਂ ਇਸ ਨੂੰ ਸੋਧਿਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਸੋਲ-ਸਟੇਸ਼ਨ ਜਾਂ ਵਿਕੀਪੀਡੀਆ 'ਤੇ ਵਾਪਸ ਜਾਂ ਮੈਨੂੰ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਹਵਾਲੇ ਕਹਿਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ.


ਤਾਰਿਕ ਪੁੰਜ ਦਾ ਡਾਟਾਬੇਸ - ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ

ਸ਼ਾਰਲੋਟਸਵਿੱਲੇ ਵਾ (ਐਸ ਪੀ ਐਕਸ) 24 ਜੂਨ, 2021
ਐਟਾਕਾਮਾ ਲਾਰਜ ਮਿਲੀਮੀਟਰ / ਸਬਮੀਲੀਮੀਟਰ ਐਰੇ (ਏਐਲਐਮਏ) ਦੇ ਨਾਲ ਵੇਖੇ ਗਏ 500 ਤੋਂ ਵੱਧ ਨੌਜਵਾਨ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਲਈ ਡਾਟੇ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ, ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੇ ਪ੍ਰੋਟੋਪਲੇਨੈਟਰੀ ਡਿਸਕ ਦੇ structuresਾਂਚਿਆਂ - ਗ੍ਰਹਿ-ਨਿਰਮਾਣ ਦੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਜੋ ਕਿ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਹਨ - ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿ ਜਨਸੰਖਿਆ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਸਿੱਧਾ ਸੰਪਰਕ ਲੱਭਿਆ ਹੈ. ਸਰਵੇਖਣ ਇਹ ਸਾਬਤ ਕਰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਉੱਚ ਪੁੰਜ ਦੇ ਤਾਰੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਵਿੱਚ "ਪਾੜੇ" ਵਾਲੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਨਾਲ ਘਿਰੇ ਹੋਣ ਦੀ ਸੰਭਾਵਨਾ ਹੈ ਅਤੇ ਇਹ ਪਾੜੇ ਭਿਆਨਕ ਹਨ

ਐਟਾਕਾਮਾ ਲਾਰਜ ਮਿਲੀਮੀਟਰ / ਸਬਮੀਲੀਮੀਟਰ ਐਰੇ (ਏਐਲਐਮਏ) ਦੇ ਨਾਲ ਵੇਖੇ ਗਏ 500 ਤੋਂ ਵੱਧ ਨੌਜਵਾਨ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਲਈ ਡਾਟੇ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ, ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੇ ਪ੍ਰੋਟੋਪਲੇਨੈਟਰੀ ਡਿਸਕ ਦੇ structuresਾਂਚਿਆਂ - ਗ੍ਰਹਿ-ਨਿਰਮਾਣ ਦੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਜੋ ਕਿ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਹਨ - ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿ ਜਨਸੰਖਿਆ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਸਿੱਧਾ ਸੰਪਰਕ ਲੱਭਿਆ ਹੈ.

ਸਰਵੇਖਣ ਇਹ ਸਿੱਧ ਕਰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਉੱਚ ਪੁੰਜ ਦੇ ਤਾਰੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਵਿੱਚ "ਪਾੜੇ" ਵਾਲੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਨਾਲ ਘਿਰੇ ਹੋਣ ਦੀ ਜ਼ਿਆਦਾ ਸੰਭਾਵਨਾ ਹੈ ਅਤੇ ਇਹ ਪਾੜੇ ਸਿੱਧੇ ਤੌਰ 'ਤੇ ਅਜਿਹੇ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਵੇਖੇ ਗਏ ਵਿਸ਼ਾਲ ਅਕਾਰ ਦੇ ਨਾਲ ਜੁੜੇ ਹੋਏ ਹਨ. ਇਹ ਨਤੀਜੇ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੂੰ ਸਮੇਂ ਸਮੇਂ ਤੇ ਵਿੰਡੋ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰਦੇ ਹਨ, ਜਿਸ ਨਾਲ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਇਹ ਅੰਦਾਜ਼ਾ ਲਗਾਇਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ ਕਿ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਗਠਨ ਦੇ ਹਰੇਕ ਪੜਾਅ ਵਿੱਚ ਵਿਦੇਸ਼ੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀਆਂ ਕਿਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੀਆਂ ਹਨ.

ਵਿਕਟੋਰੀਆ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ ਦੇ ਭੌਤਿਕ ਵਿਗਿਆਨ ਅਤੇ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਵਿਭਾਗ ਦੇ ਇਕ ਬੈਂਟਿੰਗ ਸਾਥੀ, ਨੈਨਕੇ ਵੈਨ ਡੇਰ ਮਰੇਲ ਨੇ ਕਿਹਾ, "ਸਾਨੂੰ ਪ੍ਰੋਟੋਪਲੇਨੇਟਰੀ ਡਿਸਕਾਂ ਅਤੇ ਸਟੀਲਰ ਪੁੰਜ ਵਿਚਲੇ ਪਾੜੇ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਇੱਕ ਮਜ਼ਬੂਤ ​​ਸੰਬੰਧ ਮਿਲਿਆ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਵੱਡੇ, ਗੈਸਿ ex ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ ਨਾਲ ਜੋੜਿਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ," ਨਿਨੇਕੇ ਵੈਨ ਡੇਰ ਮਰੇਲ, ਵਿਕਟੋਰੀਆ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ ਦੇ ਭੌਤਿਕ ਵਿਗਿਆਨ ਅਤੇ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਵਿਭਾਗ ਦੇ ਇੱਕ ਬੈਂਟਿੰਗ ਸਾਥੀ ਨੇ ਕਿਹਾ ਬ੍ਰਿਟਿਸ਼ ਕੋਲੰਬੀਆ ਵਿੱਚ, ਅਤੇ ਖੋਜ ਦੇ ਮੁ authorਲੇ ਲੇਖਕ.

"ਉੱਚੇ ਪੁੰਜ ਤਾਰਿਆਂ ਵਿੱਚ ਹੇਠਲੇ ਪੁੰਜ ਤਾਰਿਆਂ ਨਾਲੋਂ ਪਾੜੇ ਦੇ ਨਾਲ ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਤੌਰ ਤੇ ਵਧੇਰੇ ਡਿਸਕ ਹਨ ਜੋ ਕਿ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਵਿੱਚ ਪਹਿਲਾਂ ਤੋਂ ਜਾਣੇ ਜਾਂਦੇ ਸੰਬੰਧਾਂ ਦੇ ਅਨੁਕੂਲ ਹਨ, ਜਿਥੇ ਉੱਚ ਪੁੰਜ ਦੇ ਤਾਰੇ ਅਕਸਰ ਗੈਸ-ਅਲੋਕਿਕ ਐਕਸਪੋਲੇਨੇਟਸ ਦੀ ਮੇਜ਼ਬਾਨੀ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਇਹ ਸੰਬੰਧ ਸਿੱਧੇ ਤੌਰ 'ਤੇ ਸਾਨੂੰ ਦੱਸਦੇ ਹਨ ਕਿ ਗ੍ਰਹਿ-ਨਿਰਮਾਣ ਦੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਵਿੱਚ ਪਾੜੇ ਬਹੁਤ ਹਨ. ਸੰਭਾਵਤ ਤੌਰ ਤੇ ਨੇਪਚਿ massਨ ਪੁੰਜ ਦੇ ਵੱਡੇ ਗ੍ਰਹਿ ਅਤੇ ਇਸ ਤੋਂ ਉੱਪਰ ਦੇ ਕਾਰਨ. "

ਪ੍ਰੋਟੋਪਲੇਨੇਟਰੀ ਡਿਸਕਾਂ ਵਿਚਲੀਆਂ ਗੈਪਾਂ ਨੂੰ ਲੰਬੇ ਸਮੇਂ ਤੋਂ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਗਠਨ ਦੇ ਸਮੁੱਚੇ ਪ੍ਰਮਾਣ ਵਜੋਂ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਰਿਹਾ ਹੈ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਐਕਸੋਪਲੇਨੈਟਸ ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਵਿਚਕਾਰ .ਰਬਿਟਲ ਦੂਰੀ ਦੇ ਕਾਰਨ ਕੁਝ ਸ਼ੱਕ ਪੈਦਾ ਹੋਇਆ ਹੈ.

“ਵਿਗਿਆਨਕਾਂ ਨੇ ਪਹਿਲਾਂ ਪਾੜੇ ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਵਿਚਕਾਰ ਸੰਬੰਧ ਬਾਰੇ ਸ਼ੰਕਾ ਪੈਦਾ ਕੀਤਾ ਹੈ, ਇਸਦਾ ਇਕ ਮੁੱਖ ਕਾਰਨ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਕਈਆਂ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨਕ ਇਕਾਈਆਂ ਦੇ ਵਿਆਪਕ ਚੱਕਰ ਵਿਚ ਐਕਸੋਪਲਾਨੇਟ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਹੁੰਦੇ ਹਨ। ਹਾਲਾਂਕਿ, ਇਕ ਛੋਟੇ ਅਤੇ bitsਰਬੋਟਿਕਸ ਵਿਚ ਇਕ ਤੋਂ ਦਸ ਖਗੋਲਿਕ ਇਕਾਈਆਂ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ, ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਹੁੰਦੇ ਹਨ ਆਮ, "ਗਿਲਜ ਮਲਡਰਜ਼, ਸੈਂਟਿਯਾਗੋ, ਚਿਲੀ ਦੇ ਯੂਨੀਵਰਸਿਡ ਅਡੋਲਫੋ ਇਬਨੇਜ ਵਿਖੇ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਦੇ ਸਹਾਇਕ ਪ੍ਰੋਫੈਸਰ ਅਤੇ ਖੋਜ ਦੇ ਸਹਿ-ਲੇਖਕ ਨੇ ਕਿਹਾ. "ਸਾਨੂੰ ਵਿਸ਼ਵਾਸ ਹੈ ਕਿ ਗ੍ਰਹਿ ਜੋ ਪਾੜੇ ਨੂੰ ਦੂਰ ਕਰਦੇ ਹਨ ਬਾਅਦ ਵਿਚ ਅੰਦਰ ਵੱਲ ਮਾਈਗਰੇਟ ਕਰ ਦੇਣਗੇ."

ਨਵਾਂ ਅਧਿਐਨ ਇਹ ਦਰਸਾਉਣ ਲਈ ਸਭ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਹੈ ਕਿ ਇਨ੍ਹਾਂ ਖੇਤਰਾਂ ਵਿੱਚ ਗੈਪਡ ਡਿਸਕਾਂ ਦੀ ਗਿਣਤੀ ਇੱਕ ਸਿਤਾਰਾ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਵਿੱਚ ਵਿਸ਼ਾਲ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਦੀ ਗਿਣਤੀ ਨਾਲ ਮੇਲ ਖਾਂਦੀ ਹੈ. "ਪਿਛਲੇ ਅਧਿਐਨਾਂ ਤੋਂ ਸੰਕੇਤ ਮਿਲਦਾ ਹੈ ਕਿ ਲੱਭੇ ਗਏ ਵਿਸ਼ਾਲ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਨਾਲੋਂ ਕਈ ਹੋਰ ਗੈਪਡ ਡਿਸਕ ਸਨ," ਮਲਡਰਸ ਨੇ ਕਿਹਾ. "ਸਾਡਾ ਅਧਿਐਨ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਅਲੱਗ ਅਲੱਗ ਅਲੌਕਿਕ ਪੁੰਜ ਉੱਤੇ ਗੱਪੇਡ ਡਿਸਕਾਂ ਦੀ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ ਕਰਨ ਲਈ ਕਾਫ਼ੀ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਹਨ."

ਤਾਲਮੇਲ ਘੱਟ-ਪੁੰਜ ਦੇ ਤਾਰਿਆਂ ਵਾਲੇ ਸਟਾਰ ਪ੍ਰਣਾਲੀਆਂ ਤੇ ਵੀ ਲਾਗੂ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਜਿੱਥੇ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੂੰ ਵੱਡੇ ਪੱਥਰ ਵਾਲੇ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਮਿਲਣ ਦੀ ਵਧੇਰੇ ਸੰਭਾਵਨਾ ਹੁੰਦੀ ਹੈ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਸੁਪਰ-ਅਰਥ ਵੀ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਵੈਨ ਡੇਰ ਮਰੇਲ, ਜੋ ਸਤੰਬਰ 2021 ਤੋਂ ਨੀਦਰਲੈਂਡਜ਼ ਦੀ ਲੀਡਨ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ ਵਿਚ ਸਹਾਇਕ ਪ੍ਰੋਫੈਸਰ ਬਣੇਗਾ, ਨੇ ਕਿਹਾ, “ਹੇਠਲੇ ਪੁੰਜ ਦੇ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਵਿਚ ਵਧੇਰੇ ਪੱਥਰ ਵਾਲੇ ਸੁਪਰ-ਆਰਥਸ ਹੁੰਦੇ ਹਨ - ਇਕ ਧਰਤੀ ਦੇ ਪੁੰਜ ਅਤੇ ਨੇਪਚਿ massਨ ਪੁੰਜ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ, ਬਿਨਾਂ ਪਾੜੇ ਦੇ ਡਿਸਕਾਂ, ਜੋ ਵਧੇਰੇ ਸੰਖੇਪ ਹਨ, ਸੁਪਰ-ਆਰਥਸ ਦੇ ਗਠਨ ਵੱਲ ਲੈ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. "

ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਪੁੰਜ ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿ ਸੰਬੰਧੀ ਜਨਸੰਖਿਆ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਇਹ ਸੰਬੰਧ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੂੰ ਇਹ ਪਛਾਣ ਕਰਨ ਵਿੱਚ ਸਹਾਇਤਾ ਕਰ ਸਕਦਾ ਹੈ ਕਿ ਆਕਾਸ਼ਵਾਣੀ ਦੇ ਪੂਰੇ ਪੱਥਰ ਵਾਲੇ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੀ ਭਾਲ ਵਿੱਚ ਕਿਹੜੇ ਤਾਰੇ ਨਿਸ਼ਾਨਾ ਬਣਾਉਂਦੇ ਹਨ. "ਸਧਾਰਣ ਜਨਤਕ ਨਿਰਭਰਤਾ ਦੀ ਇਹ ਨਵੀਂ ਸਮਝ ਸੂਰਜੀ ਖੇਤਰ ਵਿੱਚ ਧਰਤੀ ਵਰਗੇ ਛੋਟੇ, ਪੱਥਰ ਵਾਲੇ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਦੀ ਭਾਲ ਲਈ ਅਗਵਾਈ ਕਰੇਗੀ," ਮਲਡਰਜ਼, ਜੋ ਨਾਸਾ ਦੁਆਰਾ ਫੰਡ ਪ੍ਰਾਪਤ ਏਲੀਅਨ ਆਰਥਸ ਟੀਮ ਦਾ ਹਿੱਸਾ ਵੀ ਹੈ।

"ਅਸੀਂ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਪੁੰਜ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਜਵਾਨ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਗ੍ਰਹਿ-ਸਰੂਪ ਬਣਾਉਣ ਵਾਲੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਨੂੰ ਪਰਿਪੱਕ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਐਕਸਪੋਲੇਨਟਸ ਨਾਲ ਜੋੜਨ ਲਈ ਕਰ ਸਕਦੇ ਹਾਂ. ਜਦੋਂ ਇਕ ਐਕਸਪਲੇਨੈਟ ਦਾ ਪਤਾ ਲਗਾਇਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਤਾਂ ਗ੍ਰਹਿ ਬਣਾਉਣ ਵਾਲੀ ਸਮਗਰੀ ਆਮ ਤੌਰ ਤੇ ਚਲੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਇਸ ਲਈ ਤਾਰਕ ਪੁੰਜ ਇਕ 'ਟੈਗ' ਹੈ ਜੋ ਸਾਨੂੰ ਦੱਸਦਾ ਹੈ. ਕੀ ਇਹ ਗ੍ਰਹਿ-ਸਰੂਪ ਕਰਨ ਵਾਲਾ ਵਾਤਾਵਰਣ ਇਨ੍ਹਾਂ ਵਿਖਾਵਿਆਂ ਲਈ ਲੱਗ ਸਕਦਾ ਸੀ. "

ਅਤੇ ਇਹ ਸਭ ਕੁਝ ਧੂੜ ਹੈ. "ਗ੍ਰਹਿ ਬਣਨ ਦਾ ਇਕ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਤੱਤ ਧੂੜ ਦੇ ਵਿਕਾਸ ਦਾ ਪ੍ਰਭਾਵ ਹੈ," ਵੈਨ ਡੇਰ ਮਰੇਲ ਨੇ ਕਿਹਾ. "ਵਿਸ਼ਾਲ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਤੋਂ ਬਿਨਾਂ, ਧੂੜ ਹਮੇਸ਼ਾਂ ਅੰਦਰ ਵੱਲ ਵਹਿ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਤਾਰੇ ਦੇ ਨੇੜੇ ਛੋਟੇ, ਪੱਥਰ ਵਾਲੇ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੇ ਗਠਨ ਲਈ ਸਰਵੋਤਮ ਸਥਿਤੀਆਂ ਪੈਦਾ ਕਰਦੀ ਹੈ."

ਮੌਜੂਦਾ ਖੋਜ ਏਐਲਐਮਏ ਦੇ ਉੱਚ-ਰੈਜ਼ੋਲੇਸ਼ਨ ਬੈਂਡ 6 ਅਤੇ ਬੈਂਡ 7 ਐਂਟੀਨਾ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ ਪੁਰਾਣੇ ਅਧਿਐਨਾਂ ਵਿਚ ਵੇਖੀ ਗਈ 500 ਤੋਂ ਵੱਧ ਆਬਜੈਕਟ ਦੇ ਅੰਕੜਿਆਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ ਕੀਤੀ ਗਈ ਸੀ. ਇਸ ਸਮੇਂ, ਏਲਮਾ ਇਕਮਾਤਰ ਦੂਰਬੀਨ ਹੈ ਜੋ ਕਿ ਮਿੱਟੀ ਦੀਆਂ ਮਿੱਟੀ ਦੀਆਂ ਧੂੜ ਦੀ ਉੱਚਿਤ ਐਂਗੂਲਰ ਰੈਜ਼ੋਲੂਸ਼ਨ ਤੇ ਡਿਸਟ੍ਰਿਕ ਡਿਸਕ ਨੂੰ ਹੱਲ ਕਰਨ ਅਤੇ ਇਸਦੇ substਾਂਚੇ, ਜਾਂ ਇਸਦੀ ਘਾਟ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਣ ਲਈ ਵੰਡਣ ਦਾ ਚਿੱਤਰ ਬਣਾ ਸਕਦੀ ਹੈ.

"ਪਿਛਲੇ ਪੰਜ ਸਾਲਾਂ ਵਿੱਚ, ਐਲਐਮਏ ਨੇ ਨੇੜਲੇ ਸਟਾਰ-ਸਰਪ੍ਰਸਤ ਖੇਤਰਾਂ ਦੇ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਸਨੈਪਸ਼ਾਟ ਸਰਵੇਖਣ ਕੀਤੇ ਹਨ ਜਿਸ ਦੇ ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ ਸੈਂਕੜੇ ਡਿਸਕ ਡਸਟ ਮਾਸ, ਆਕਾਰ ਅਤੇ ਰੂਪ ਵਿਗਿਆਨ ਦੇ ਮਾਪ ਹੁੰਦੇ ਹਨ," ਵੈਨ ਡੇਰ ਮਾਰਲ ਨੇ ਕਿਹਾ. "ਵੇਖੀਆਂ ਗਈਆਂ ਡਿਸਕ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ ਦੀ ਵੱਡੀ ਗਿਣਤੀ ਨੇ ਸਾਨੂੰ ਹਜਾਰਾਂ ਲੱਭੀਆਂ ਐਕਸੋਪਲੇਨੈਟਾਂ ਨਾਲ ਪ੍ਰੋਟੈਪਲੇਨੈਟਰੀ ਡਿਸਕਾਂ ਦੀ ਇੱਕ ਅੰਕੜਾ ਤੁਲਨਾ ਕਰਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੱਤੀ ਹੈ. ਇਹ ਪਹਿਲੀ ਵਾਰ ਹੈ ਜਦੋਂ ਏਐਲਐਮਏ ਟੈਲੀਸਕੋਪ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ ਗੈੱਪਡ ਡਿਸਕਾਂ ਅਤੇ ਕੰਪੈਕਟ ਡਿਸਕਾਂ ਦੀ ਇੱਕ ਵਿਸ਼ਾਲ ਪੁੰਜ ਨਿਰਭਰਤਾ ਨੂੰ ਸਫਲਤਾਪੂਰਵਕ ਪ੍ਰਦਰਸ਼ਤ ਕੀਤਾ ਗਿਆ. "

"ਸਾਡੀ ਨਵੀਂ ਖੋਜ ਅਲਐਮਏ ਨਾਲ ਵੇਖੀ ਗਈ ਡਿਸਕਸ ਵਿਚ ਸੁੰਦਰ ਪਾੜੇ ਦੇ structuresਾਂਚੇ ਨੂੰ ਸਿੱਧਾ ਨਾਸਾ ਕੇਪਲਰ ਮਿਸ਼ਨ ਅਤੇ ਹੋਰ ਐਕਸੋਪਲਾਨੇਟ ਸਰਵੇਖਣਾਂ ਦੁਆਰਾ ਲੱਭੇ ਗਏ ਹਜ਼ਾਰਾਂ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਦੀ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾ ਨਾਲ ਜੋੜਦੀ ਹੈ," ਮਲਡਰ ਨੇ ਕਿਹਾ. "ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦਾ ਗਠਨ ਸਾਡੀ ਧਰਤੀ ਦੇ ਮੁੱins ਅਤੇ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਨੂੰ ਉਸ ਸੰਦਰਭ ਵਿੱਚ ਰੱਖਣ ਵਿੱਚ ਸਹਾਇਤਾ ਕਰਦਾ ਹੈ ਜੋ ਅਸੀਂ ਦੂਜੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਵਾਪਰਦਾ ਵੇਖਦੇ ਹਾਂ."

ਐਡ ਬਲੌਕਰਸ, ਅਤੇ ਫੇਸਬੁੱਕ ਦੇ ਵਧਣ ਨਾਲ - ਕੁਆਲਟੀ ਨੈਟਵਰਕ ਇਸ਼ਤਿਹਾਰਬਾਜ਼ੀ ਦੁਆਰਾ ਸਾਡੇ ਰਵਾਇਤੀ ਆਮਦਨੀ ਸਰੋਤ ਲਗਾਤਾਰ ਘਟਦੇ ਜਾ ਰਹੇ ਹਨ. ਅਤੇ ਹੋਰ ਬਹੁਤ ਸਾਰੀਆਂ ਨਿ newsਜ਼ ਸਾਈਟਾਂ ਦੇ ਉਲਟ, ਸਾਡੇ ਕੋਲ ਇੱਕ ਤਨਖਾਹ ਨਹੀਂ ਹੈ - ਉਨ੍ਹਾਂ ਤੰਗ ਕਰਨ ਵਾਲੇ ਯੂਜ਼ਰਨਾਮ ਅਤੇ ਪਾਸਵਰਡ ਨਾਲ.

ਸਾਡੀ ਨਿ newsਜ਼ ਕਵਰੇਜ ਵਿੱਚ ਸਾਲ ਵਿੱਚ 365 ਦਿਨ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਤ ਕਰਨ ਲਈ ਸਮਾਂ ਅਤੇ ਮਿਹਨਤ ਦੀ ਲੋੜ ਹੁੰਦੀ ਹੈ.

ਜੇ ਤੁਸੀਂ ਸਾਡੀਆਂ ਖਬਰਾਂ ਦੀਆਂ ਸਾਈਟਾਂ ਨੂੰ ਜਾਣਕਾਰੀ ਭਰਪੂਰ ਅਤੇ ਲਾਭਦਾਇਕ ਸਮਝਦੇ ਹੋ ਤਾਂ ਕਿਰਪਾ ਕਰਕੇ ਨਿਯਮਤ ਸਮਰਥਕ ਬਣਨ ਤੇ ਵਿਚਾਰ ਕਰੋ ਜਾਂ ਹੁਣ ਇਸ ਦੇ ਲਈ ਯੋਗਦਾਨ ਪਾਓ.

ਸਪੇਸਡੈਲੀ ਸਹਿਯੋਗੀ
Once 5 ਇੱਕ ਵਾਰ ਬਿਲ



ਦੂਜੇ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਉੱਤੇ ਧਰਤੀ ਵਰਗਾ ਬਾਇਓਸਪਿਅਰ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਹੁੰਦਾ ਹੈ
ਲੰਡਨ, ਯੂਕੇ (ਐਸ ਪੀ ਐਕਸ) 23 ਜੂਨ, 2021
ਜਾਣੇ-ਪਛਾਣੇ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਦੇ ਇੱਕ ਨਵੇਂ ਵਿਸ਼ਲੇਸ਼ਣ ਤੋਂ ਪਤਾ ਚੱਲਿਆ ਹੈ ਕਿ ਸੰਭਾਵਤ ਤੌਰ ਤੇ ਰਹਿਣ ਯੋਗ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਉੱਤੇ ਧਰਤੀ ਵਰਗੀ ਸਥਿਤੀ ਪਹਿਲਾਂ ਸੋਚੇ ਗਏ ਨਾਲੋਂ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਹੋ ਸਕਦੀ ਹੈ. ਇਹ ਕੰਮ ਆਕਸੀਜਨ ਅਧਾਰਤ ਫੋਟੋਸਿੰਥੇਸਿਸ ਨੂੰ ਕਿਸੇ ਗ੍ਰਹਿ ਉੱਤੇ ਵਿਕਸਤ ਕਰਨ ਲਈ ਲੋੜੀਂਦੀਆਂ ਸਥਿਤੀਆਂ 'ਤੇ ਕੇਂਦ੍ਰਤ ਕਰਦਾ ਹੈ, ਜੋ ਧਰਤੀ ਉੱਤੇ ਪਾਈਆਂ ਜਾਣ ਵਾਲੀਆਂ ਕਿਸਮਾਂ ਦੇ ਗੁੰਝਲਦਾਰ ਜੀਵ-ਵਿਗਿਆਨ ਨੂੰ ਸਮਰੱਥ ਬਣਾਏਗਾ. ਇਹ ਅਧਿਐਨ ਅੱਜ ਰਾਇਲ ਅਸਟ੍ਰੋਨੋਮਿਕਲ ਸੁਸਾਇਟੀ ਦੇ ਮਾਸਿਕ ਨੋਟਿਸਾਂ ਵਿੱਚ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਤ ਹੋਇਆ ਹੈ। ਸਾਡੀ ਆਪਣੀ ਆਕਾਸ਼-ਗੰਗਾ आकाश ਦੇ ਪੁਸ਼ਟੀ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੀ ਗਿਣਤੀ ਹੁਣ ਹਜ਼ਾਰਾਂ ਵਿੱਚ ਹੈ. ਹਾਲਾਂਕਿ pl. ਹੋਰ ਪੜ੍ਹੋ


ਇਸੇ ਤਰ੍ਹਾਂ ਦੀਆਂ ਗਤੀਵਿਧੀਆਂ ਦੇ ਸੂਝਵਾਨ ਅਤੇ ਬੁੱਧੀਮਾਨ ਪੁੰਜ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਦੀ ਪਛਾਣ ਕੀਤੀ ਗਈ

ਰੋਮ ਦੇ ਇਸਤਿੱਤੁ ਨਾਜ਼ਿਓਨੈਲ ਦਿ ਅਸਟੋਫਿਸਿਕਾ (ਆਈ.ਐੱਨ.ਐੱਫ.) ਦੇ ਖੋਜਕਾਰ ਜੁਆਨ ਏ ਫਰਨ ਅਤੇ ਏਕਿਟੈਂਡੇਜ਼-ਓਂਟੀਵੇਰੋਸ ਅਤੇ ਇੰਸਟੀਟਿutoو ਡੀ ਐਸਟ੍ਰੋਫ ਅਤੇ ਆਈਕਯੂਟਸਿਕਾ ਡੇ ਕੈਨਾਰੀਅਸ (ਆਈਏਸੀ) ਦੇ ਟਿਓ ਮੂ ਐਂਡ ਨਟੀਲਡਿਓਜ਼-ਦਾਰੀਆਸ ਨੇ ਇਕ ਲੇਖ ਲਿਖਿਆ ਹੈ ਜਿਸ ਵਿਚ ਉਹ ਗਤੀਵਿਧੀਆਂ ਦੀਆਂ ਵੱਖਰੀਆਂ ਸਥਿਤੀਆਂ ਦਾ ਵਰਣਨ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੇ ਕੇਂਦਰਾਂ ਵਿੱਚ ਅਲੌਕਿਕ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਦੇ ਇੱਕ ਵਿਸ਼ਾਲ ਨਮੂਨੇ ਦਾ. ਉਹਨਾਂ ਨੇ ਉਹਨਾਂ ਦੇ ਨਜ਼ਦੀਕੀ "ਸੰਬੰਧਾਂ" ਦੇ ਵਰਤਾਓ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ ਉਹਨਾਂ ਨੂੰ ਐਕਸ-ਰੇਅ ਬਾਇਨਰੀਜ ਵਿੱਚ ਸਟਾਰਲਰ ਪੁੰਜ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਦਾ ਵਰਗੀਕ੍ਰਿਤ ਕੀਤਾ ਹੈ. ਲੇਖ ਹਾਲ ਹੀ ਵਿੱਚ ਜਰਨਲ ਵਿੱਚ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਤ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਹੈ ਰਾਇਲ ਅਸਟ੍ਰੋਨੋਮਿਕਲ ਸੁਸਾਇਟੀ ਦੇ ਮਾਸਿਕ ਨੋਟਿਸ (ਐਮ ਐਨ ਆਰ ਏ ਐਸ).

ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ ਚੀਜ਼ਾਂ ਦੇ ਪੁੰਜ ਵਿੱਚ ਹੁੰਦੇ ਹਨ ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਵਿੱਚ ਸੂਰਜ ਦੇ ਪੁੰਜ ਤੋਂ ਸਿਰਫ ਕੁਝ ਗੁਣਾ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਜੋ ਹਜ਼ਾਰਾਂ ਲੱਖਾਂ ਸੂਰਜੀ ਜਨਤਾ ਦੇ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. ਵਿਸ਼ਵਵਿਆਪੀ ਦ੍ਰਿਸ਼ਟੀਕੋਣ ਤੋਂ ਉਹਨਾਂ ਦੀਆਂ ਗਤੀਵਿਧੀਆਂ ਦੇ ਚੱਕਰ ਨੂੰ ਸਮਝਣ ਲਈ ਦਹਾਕਿਆਂ ਤੋਂ ਖੋਜ ਦਾ ਵਿਸ਼ਾ ਰਿਹਾ ਹੈ. ਸਧਾਰਣ ਪੁੰਜ ਦੇ ਇਹ ਇੱਕ ਸਾਥੀ ਤਾਰੇ ਦੇ ਨਾਲ ਬਾਈਨਰੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀਆਂ ਵਿੱਚ ਪਾਏ ਜਾਂਦੇ ਹਨ ਜਿੱਥੋਂ ਉਹ ਗੈਸ ਨੂੰ ਚੂਸਦੇ ਹਨ ਜਿਸਦੀ ਉਹਨਾਂ ਨੂੰ ਆਪਣੀ ਗਤੀਵਿਧੀ ਨੂੰ ਕਾਇਮ ਰੱਖਣ ਲਈ ਲੋੜੀਂਦਾ ਹੈ, ਜਦੋਂ ਕਿ ਅਤਿਅੰਤ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੇ ਕੇਂਦਰਾਂ ਵਿੱਚ ਅਲੌਕਿਕ ਕਿਸਮ ਦੀਆਂ ਕਿਸਮਾਂ ਪਾਈਆਂ ਜਾਂਦੀਆਂ ਹਨ ਅਤੇ ਉਹ ਗੈਸ ਨੂੰ ਭੋਜਨ ਦਿੰਦੇ ਹਨ, ਧੂੜ, ਅਤੇ ਤਾਰੇ ਜੋ ਕਿ ਗਲੈਕਟੀਕਲ ਨਿ nucਕਲੀਅਸ ਦੇ ਗੁਰੂਤਾ ਖੂਹ ਵਿੱਚ ਡਿੱਗਦੇ ਹਨ.

ਸਟਾਰਲ ਪੁੰਜ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਵਿਕਸਤ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀਆਂ ਗਤੀਵਿਧੀਆਂ ਦੇ ਚੱਕਰ ਆਮ ਤੌਰ ਤੇ ਕੁਝ ਮਹੀਨਿਆਂ ਜਾਂ ਸਾਲਾਂ ਦੇ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਜਿਸ ਦੌਰਾਨ ਉਹ ਵੱਖ ਵੱਖ ਰਾਜਾਂ, ਜਾਂ ਪੜਾਵਾਂ ਵਿੱਚੋਂ ਲੰਘਦੇ ਹਨ. ਇਹ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਵਾਧੇ ਵਾਲੇ ਡਿਸਕਸ (ਜਿੱਥੇ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਵਿੱਚ ਡਿੱਗਣ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਗਰਮ ਗੈਸ ਇਕੱਠੀ ਹੁੰਦੀ ਹੈ), ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀਆਂ ਹਵਾਵਾਂ ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੇ ਜੈੱਟਾਂ ਦੇ ਗੁਣਾਂ ਵਿੱਚ ਤਬਦੀਲੀਆਂ ਹਨ. ਇੱਥੇ ਦੋ ਪ੍ਰਮੁੱਖ ਰਾਜ ਹਨ, ਪਹਿਲਾਂ ਪ੍ਰਾਪਤੀ ਡਿਸਕ ਦਾ ਦਬਦਬਾ, ਅਤੇ ਦੂਜਾ ਜੈੱਟ ਦੁਆਰਾ. 'ਨਰਮ' ਸਥਿਤੀ ਨੂੰ ਥਰਮਲ ਨਿਕਾਸ ਦੁਆਰਾ ਡਿਸਕ ਦੇ ਪਲਾਜ਼ਮਾ ਦੁਆਰਾ ਨੋਟ ਕੀਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਜਦੋਂ ਕਿ ਜੈੱਟ ਨੂੰ 'ਸਖਤ' ਸਥਿਤੀ ਵਿਚ ਦੇਖਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਜਦੋਂ ਡਿਸਕ ਠੰ .ਾ ਹੋ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਅਤੇ ਰੇਡੀਓ ਤਰੰਗ ਦਿਸ਼ਾਵਾਂ ਤੇ ਨਿਕਾਸ ਬਹੁਤ ਤੀਬਰ ਹੋ ਜਾਂਦਾ ਹੈ.

ਕਿਉਂਕਿ ਉਹ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਵਿਸ਼ਾਲ ਹਨ, ਅਲੌਕਿਕ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਉੱਤਮ ਪੁੰਜ ਦੇ ਬਰਾਬਰ ਦੇ ਮੁਕਾਬਲੇ ਬਹੁਤ ਹੌਲੀ ਹੌਲੀ ਵਿਕਸਤ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. ਇਸ ਲਈ, ਇਨ੍ਹਾਂ ਵਿੱਚ ਰਾਜਾਂ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ ਅਤੇ ਅਸਥਾਈ ਵਰਤਾਰੇ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਣ ਦਾ ਅਰਥ ਉਹਨਾਂ ਨੂੰ ਲੱਖਾਂ ਸਾਲਾਂ ਤੋਂ ਵੇਖਣਾ ਹੋਵੇਗਾ, ਕਿਉਂਕਿ ਮਨੁੱਖੀ ਜੀਵਨ-ਕਾਲ ਦੌਰਾਨ ਤਬਦੀਲੀਆਂ ਨੂੰ ਮਾਪਣਾ ਬਹੁਤ ਛੋਟਾ ਹੋਵੇਗਾ. ਇਸ ਤੋਂ ਇਲਾਵਾ, ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦਾ ਨਿleਕਲੀਅਸ ਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਸੰਘਣੀ ਆਬਾਦੀ ਵਾਲੇ ਖੇਤਰ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਅਤੇ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਅਤੇ ਧੂੜ ਦੇ ਮਾਸਕ ਦੁਆਰਾ ਰੌਸ਼ਨੀ ਦਾ ਸ਼ੋਸ਼ਣ ਕਰਦੇ ਹਨ ਅਤੇ ਕੇਂਦਰੀ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਏਕ੍ਰਿਸ਼ਨ ਡਿਸਕ ਤੋਂ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਨੂੰ ਲੁਕਾਉਂਦੇ ਹਨ.

ਇਸ ਅਧਿਐਨ ਵਿਚ ਫਰਨ ਐਂਡ ਅਕਿਟੈਂਡੇਜ਼-ਓਂਟੀਵੇਰੋਸ ਅਤੇ ਮੂ & ਨਟੀਲਡਿਓਜ਼-ਦਾਰੀਅਸ ਨੇ ਚੰਗੇ ਅੰਕੜਿਆਂ ਨਾਲ ਸੁਪਰਮੈਸਿਵ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਦੇ ਸੰਭਾਵਤ ਰੂਪਾਂ ਦੀ ਪਛਾਣ ਕਰਨ ਦੇ ਯੋਗ ਹੋਣ ਲਈ 167 ਕਿਰਿਆਸ਼ੀਲ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੇ ਨਮੂਨੇ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕੀਤੀ. ਐਕ੍ਰੀਸ਼ਨ ਡਿਸਕ ਤੋਂ ਨਿਕਾਸ ਦਾ ਸਿੱਧਾ ਪਤਾ ਨਹੀਂ ਲਗਾਇਆ ਜਾ ਸਕਦਾ, ਪਰ ਕੇਂਦਰੀ ਖੇਤਰ ਵਿਚਲੀ ਗੈਸ ਸਪੈਕਟ੍ਰਲ ਲਾਈਨਾਂ ਦੇ ਰੂਪ ਵਿਚ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਨੂੰ ਜਜ਼ਬ ਕਰਦੀ ਹੈ ਅਤੇ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆ ਕਰਦੀ ਹੈ. ਆਕਸੀਜਨ ਅਤੇ ਨੀਓਨ ਦੀਆਂ ਸਤਰਾਂ ਦਾ ਇਸਤੇਮਾਲ ਕਰਨਾ, ਜੋ ਕਿ ਮੱਧ-ਇਨਫਰਾਰੈੱਡ ਵਿਚ ਵੇਖਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਇਹਨਾਂ ਆਬਜੈਕਟ ਵਿਚ ਡਿਸਕ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ ਦੀ ਜਾਂਚ ਕਰਨਾ ਸੰਭਵ ਹੈ. “ਅਧਿਐਨ ਸੁਪਰਮੈਸਿਵ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਵਿਚ ਇਕਰਾਰ ਅਵਸਥਾਵਾਂ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ, ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ ਦੇ ਨਾਲ ਬਹੁਤ ਹੀ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਜਿਹੇ ਅਸੀਂ ਜਾਣਦੇ ਹਾਂ, ਜਿਥੇ 'ਨਰਮ' ਰਾਜ ਦੇ ਸਿਸਟਮ ਇਕ ਚਮਕਦਾਰ ਡਿਸਕ ਰੱਖਦੇ ਹਨ, ਅਤੇ 'ਸਖ਼ਤ' ਸਥਿਤੀ ਵਾਲੇ. ਆਈਐਨਏਐਫ ਦੇ ਇੱਕ ਖੋਜਕਰਤਾ ਜੁਆਨ ਏ ਫਰਨ ਅਤੇ ਏਕਿਟੈਂਡੇਜ਼-ਓਂਟੀਵੇਰੋਸ ਦੱਸਦੇ ਹਨ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਆਈਏਸੀ ਵਿਖੇ ਸਿਖਲਾਈ ਦਿੱਤੀ ਗਈ ਸੀ.

"ਇਹ ਕੰਮ ਪਦਾਰਥ (ਗੈਸ) ਦੇ ਵਿਵਹਾਰ ਨੂੰ ਸਮਝਣ ਲਈ ਇੱਕ ਨਵੀਂ ਵਿੰਡੋ ਖੋਲ੍ਹਦਾ ਹੈ ਜਦੋਂ ਇਹ ਵਿਸ਼ਾਲ ਜਨਤਾ ਦੇ ਨਾਲ ਬਲੈਕ ਹੋੱਲਾਂ ਵਿੱਚ ਡਿੱਗਦਾ ਹੈ, ਅਤੇ ਸੁਪਰਮੈਸਿਵ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਦੇ ਗਤੀਵਿਧੀਆਂ ਦੇ ਚੱਕਰ ਬਾਰੇ ਵਧੇਰੇ ਸਹੀ ਸਮਝ ਵਿੱਚ ਸਹਾਇਤਾ ਕਰਦਾ ਹੈ ਜੋ ਕੇਂਦਰਾਂ ਵਿੱਚ ਹਨ. ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਗਲੈਕਸੀਆਂ, "ਆਈਏਸੀ ਦੇ ਇੱਕ ਖੋਜਕਰਤਾ ਟਿਓ ਮੂ & ਨਟੀਲਡਿਓਜ਼-ਦਾਰੀਆਸ ਜੋੜਦੀਆਂ ਹਨ.


ਪਾੜੇ ਨੂੰ ਧਿਆਨ ਵਿੱਚ ਰੱਖੋ: ਵਿਗਿਆਨੀ ਗ੍ਰਹਿ-ਸਰੂਪ ਬਣਾਉਣ ਵਾਲੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਨਾਲ ਐਕਸੋਪਲੇਨੈਟਾਂ ਨੂੰ ਜੋੜਨ ਲਈ ਬੁੱਧੀਮਾਨ ਪੁੰਜ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦੇ ਹਨ

ਪ੍ਰੋਟੈਪਲੇਨੇਟਰੀ ਡਿਸਕਾਂ ਨੂੰ ਤਿੰਨ ਮੁੱਖ ਸ਼੍ਰੇਣੀਆਂ ਵਿੱਚ ਵੰਡਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ: ਤਬਦੀਲੀ, ਰਿੰਗ, ਜਾਂ ਵਧਾਈ. ਐਟਾਕਾਮਾ ਲਾਰਜ ਮਿਲੀਮੀਟਰ / ਸਬਮਿਲਿਮੀਟਰ ਐਰੇ (ਏਐਲਐਮਏ) ਦੀਆਂ ਇਹ ਗਲਤ ਰੰਗ ਦੀਆਂ ਤਸਵੀਰਾਂ ਇਨ੍ਹਾਂ ਵਰਗੀਕਰਣਾਂ ਨੂੰ ਬਿਲਕੁਲ ਉਲਟ ਦਰਸਾਉਂਦੀਆਂ ਹਨ. ਖੱਬੇ ਪਾਸੇ: ਆਰਯੂ ਲੂਪ ਦੀ ਰਿੰਗ ਡਿਸਕ ਨੂੰ ਨੇਪਚਿ massਨ ਪੁੰਜ ਅਤੇ ਇਕ ਜੁਪੀਟਰ ਪੁੰਜ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਵਿਸ਼ਾਲ ਸਮੂਹਾਂ ਦੁਆਰਾ ਵਿਸ਼ਾਲ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਦੁਆਰਾ ਉੱਕਰੀ ਹੋਈਆਂ ਸਮਝੀਆਂ ਗਈਆਂ ਤੰਗ ਪਾਥਾਂ ਦੁਆਰਾ ਦਰਸਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ. ਮਿਡਲ: J1604.3-2130 ਦੀ ਪਰਿਵਰਤਨ ਡਿਸਕ ਇਕ ਵਿਸ਼ਾਲ ਅੰਦਰੂਨੀ ਖੱਬੀ ਦੁਆਰਾ ਦਰਸਾਈ ਗਈ ਹੈ ਜਿਸ ਬਾਰੇ ਸੋਚਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਗ੍ਰਹਿ ਦੁਆਰਾ ਬੁੱ .ੇ ਤੋਂ ਵੀ ਵਿਸ਼ਾਲ ਵਿਸ਼ਾਲ ਬਣਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਸੁਪਰ-ਜੋਵੀਅਨ ਗ੍ਰਹਿ ਵੀ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਸੱਜੇ ਪਾਸੇ: ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਐਸਜ਼ 104 ਦੀ ਕੌਮਪੈਕਟ ਡਿਸਕ ਵਿਚ ਵਿਸ਼ਾਲ ਗ੍ਰਹਿ ਨਹੀਂ ਹੋਣੇ ਚਾਹੀਦੇ, ਕਿਉਂਕਿ ਇਸ ਵਿਚ ਵਿਸ਼ਾਲ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ ਨਾਲ ਜੁੜੇ ਕਥਨ ਦੇ ਪਾੜੇ ਅਤੇ ਪਥਰਾਟ ਦੀ ਘਾਟ ਹੈ. ਕ੍ਰੈਡਿਟ: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO), ਸ. Dagnello (NRAO)

ਐਟਾਕਾਮਾ ਲਾਰਜ ਮਿਲੀਮੀਟਰ / ਸਬਮੀਲੀਮੀਟਰ ਐਰੇ (ਏਐਲਐਮਏ) ਦੇ ਨਾਲ ਵੇਖੇ ਗਏ 500 ਤੋਂ ਵੱਧ ਨੌਜਵਾਨ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਲਈ ਡਾਟੇ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦੇ ਹੋਏ, ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੇ ਪ੍ਰੋਟੈਪਲੇਨੇਟਰੀ ਡਿਸਕ ਦੇ structuresਾਂਚਿਆਂ ਅਤੇ mdashthe ਗ੍ਰਹਿ-ਬਣਾਉਣ ਵਾਲੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਸਿੱਧੇ ਸਬੰਧ ਦਾ ਪਤਾ ਲਗਾਇਆ ਹੈ ਜੋ ਤਾਰਿਆਂ ਅਤੇ mdashand ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਅੰਕੜੇ ਨੂੰ ਘੇਰਦੇ ਹਨ. ਸਰਵੇਖਣ ਇਹ ਸਿੱਧ ਕਰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਉੱਚ ਪੁੰਜ ਦੇ ਤਾਰੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਵਿੱਚ "ਪਾੜੇ" ਵਾਲੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਨਾਲ ਘਿਰੇ ਹੋਣ ਦੀ ਜ਼ਿਆਦਾ ਸੰਭਾਵਨਾ ਹੈ ਅਤੇ ਇਹ ਪਾੜੇ ਸਿੱਧੇ ਤੌਰ 'ਤੇ ਅਜਿਹੇ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਵੇਖੇ ਗਏ ਵਿਸ਼ਾਲ ਅਕਾਰ ਦੇ ਨਾਲ ਜੁੜੇ ਹੋਏ ਹਨ. ਇਹ ਨਤੀਜੇ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੂੰ ਸਮੇਂ ਸਮੇਂ ਤੇ ਵਿੰਡੋ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰਦੇ ਹਨ, ਜਿਸ ਨਾਲ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਇਹ ਅੰਦਾਜ਼ਾ ਲਗਾਇਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ ਕਿ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਗਠਨ ਦੇ ਹਰੇਕ ਪੜਾਅ ਵਿੱਚ ਵਿਦੇਸ਼ੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀਆਂ ਕਿਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੀਆਂ ਹਨ.

ਵਿਕਟੋਰੀਆ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ ਦੇ ਭੌਤਿਕ ਵਿਗਿਆਨ ਅਤੇ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਵਿਭਾਗ ਦੇ ਇਕ ਬੈਂਟਿੰਗ ਸਾਥੀ, ਨੈਨਕੇ ਵੈਨ ਡੇਰ ਮਰੇਲ ਨੇ ਕਿਹਾ, "ਸਾਨੂੰ ਪ੍ਰੋਟੋਪਲੇਨੇਟਰੀ ਡਿਸਕਾਂ ਅਤੇ ਸਟੀਲਰ ਪੁੰਜ ਵਿਚਲੇ ਪਾੜੇ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਇੱਕ ਮਜ਼ਬੂਤ ​​ਸੰਬੰਧ ਮਿਲਿਆ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਵੱਡੇ, ਗੈਸਿ ex ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ ਨਾਲ ਜੋੜਿਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ," ਨਿਨੇਕੇ ਵੈਨ ਡੇਰ ਮਰੇਲ, ਵਿਕਟੋਰੀਆ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ ਦੇ ਭੌਤਿਕ ਵਿਗਿਆਨ ਅਤੇ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਵਿਭਾਗ ਦੇ ਇੱਕ ਬੈਂਟਿੰਗ ਸਾਥੀ ਨੇ ਕਿਹਾ ਬ੍ਰਿਟਿਸ਼ ਕੋਲੰਬੀਆ ਵਿੱਚ, ਅਤੇ ਖੋਜ ਦੇ ਮੁ authorਲੇ ਲੇਖਕ. "ਉੱਚੇ ਪੁੰਜ ਤਾਰਿਆਂ ਵਿੱਚ ਹੇਠਲੇ ਪੁੰਜ ਤਾਰਿਆਂ ਨਾਲੋਂ ਪਾੜੇ ਦੇ ਨਾਲ ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਤੌਰ ਤੇ ਵਧੇਰੇ ਡਿਸਕ ਹਨ ਜੋ ਕਿ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਵਿੱਚ ਪਹਿਲਾਂ ਤੋਂ ਜਾਣੇ ਜਾਂਦੇ ਸੰਬੰਧਾਂ ਦੇ ਅਨੁਕੂਲ ਹਨ, ਜਿਥੇ ਉੱਚ ਪੁੰਜ ਦੇ ਤਾਰੇ ਅਕਸਰ ਗੈਸ-ਅਲੋਕਿਕ ਐਕਸਪੋਲੇਨੇਟਸ ਦੀ ਮੇਜ਼ਬਾਨੀ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਇਹ ਸੰਬੰਧ ਸਿੱਧੇ ਤੌਰ 'ਤੇ ਸਾਨੂੰ ਦੱਸਦੇ ਹਨ ਕਿ ਗ੍ਰਹਿ-ਨਿਰਮਾਣ ਦੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਵਿੱਚ ਪਾੜੇ ਬਹੁਤ ਹਨ. ਸੰਭਾਵਤ ਤੌਰ ਤੇ ਨੇਪਚਿ massਨ ਪੁੰਜ ਦੇ ਵੱਡੇ ਗ੍ਰਹਿ ਅਤੇ ਇਸ ਤੋਂ ਉੱਪਰ ਦੇ ਕਾਰਨ. "

ਪ੍ਰੋਟੋਪਲੇਨੇਟਰੀ ਡਿਸਕਾਂ ਵਿਚਲੀਆਂ ਗੈਪਾਂ ਨੂੰ ਲੰਬੇ ਸਮੇਂ ਤੋਂ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਗਠਨ ਦੇ ਸਮੁੱਚੇ ਪ੍ਰਮਾਣ ਵਜੋਂ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਰਿਹਾ ਹੈ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਐਕਸੋਪਲੇਨੈਟਸ ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਵਿਚਕਾਰ .ਰਬਿਟਲ ਦੂਰੀ ਦੇ ਕਾਰਨ ਕੁਝ ਸ਼ੱਕ ਪੈਦਾ ਹੋਇਆ ਹੈ. “ਵਿਗਿਆਨਕਾਂ ਨੇ ਪਹਿਲਾਂ ਪਾੜੇ ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਵਿਚਕਾਰ ਸੰਬੰਧ ਬਾਰੇ ਸ਼ੰਕਾ ਪੈਦਾ ਕੀਤਾ ਹੈ, ਇਸਦਾ ਇਕ ਮੁੱਖ ਕਾਰਨ ਇਹ ਹੈ ਕਿ ਕਈਆਂ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨਕ ਇਕਾਈਆਂ ਦੇ ਵਿਆਪਕ ਚੱਕਰ ਵਿਚ ਐਕਸੋਪਲਾਨੇਟ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਹੁੰਦੇ ਹਨ। ਹਾਲਾਂਕਿ, ਇਕ ਛੋਟੇ ਅਤੇ bitsਰਬੋਟਿਕਸ ਵਿਚ ਇਕ ਤੋਂ ਦਸ ਖਗੋਲਿਕ ਇਕਾਈਆਂ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ, ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਹੁੰਦੇ ਹਨ ਆਮ, "ਗਿਲਜ ਮਲਡਰਜ਼, ਸੈਂਟਿਯਾਗੋ, ਚਿਲੀ ਦੇ ਯੂਨੀਵਰਸਿਡ ਅਡੋਲਫੋ ਇਬ ਐਕਟਿ &ਟ ਅਤੇ ਨਟੀਲਡਿਜ ਵਿਖੇ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਦੇ ਸਹਾਇਕ ਪ੍ਰੋਫੈਸਰ ਅਤੇ ਖੋਜ ਦੇ ਸਹਿ-ਲੇਖਕ ਨੇ ਕਿਹਾ. "ਸਾਨੂੰ ਵਿਸ਼ਵਾਸ ਹੈ ਕਿ ਗ੍ਰਹਿ ਜੋ ਪਾੜੇ ਨੂੰ ਦੂਰ ਕਰਦੇ ਹਨ ਬਾਅਦ ਵਿਚ ਅੰਦਰ ਵੱਲ ਮਾਈਗਰੇਟ ਕਰ ਦੇਣਗੇ."

ਨਵਾਂ ਅਧਿਐਨ ਇਹ ਦਰਸਾਉਣ ਲਈ ਸਭ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਹੈ ਕਿ ਇਨ੍ਹਾਂ ਖੇਤਰਾਂ ਵਿੱਚ ਗੈਪਡ ਡਿਸਕਾਂ ਦੀ ਗਿਣਤੀ ਇੱਕ ਸਿਤਾਰਾ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਵਿੱਚ ਵਿਸ਼ਾਲ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਦੀ ਗਿਣਤੀ ਨਾਲ ਮੇਲ ਖਾਂਦੀ ਹੈ. "ਪਿਛਲੇ ਅਧਿਐਨਾਂ ਤੋਂ ਸੰਕੇਤ ਮਿਲਦਾ ਹੈ ਕਿ ਲੱਭੇ ਗਏ ਵਿਸ਼ਾਲ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਨਾਲੋਂ ਕਈ ਹੋਰ ਗੈਪਡ ਡਿਸਕ ਸਨ," ਮਲਡਰਸ ਨੇ ਕਿਹਾ. "ਸਾਡਾ ਅਧਿਐਨ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਅਲੱਗ ਅਲੱਗ ਅਲੌਕਿਕ ਪੁੰਜ ਉੱਤੇ ਗੱਪੇਡ ਡਿਸਕਾਂ ਦੀ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ ਕਰਨ ਲਈ ਕਾਫ਼ੀ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਹਨ."

ਤਾਲਮੇਲ ਘੱਟ-ਪੁੰਜ ਦੇ ਤਾਰਿਆਂ ਵਾਲੇ ਸਟਾਰ ਪ੍ਰਣਾਲੀਆਂ ਤੇ ਵੀ ਲਾਗੂ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਜਿੱਥੇ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੂੰ ਵੱਡੇ ਪੱਥਰ ਵਾਲੇ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਮਿਲਣ ਦੀ ਵਧੇਰੇ ਸੰਭਾਵਨਾ ਹੁੰਦੀ ਹੈ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਸੁਪਰ-ਅਰਥ ਵੀ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਵੈਨ ਡੇਰ ਮਰੇਲ, ਜੋ ਸਤੰਬਰ 2021 ਤੋਂ ਨੀਦਰਲੈਂਡਜ਼ ਦੀ ਲੀਡਨ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ ਵਿਚ ਸਹਾਇਕ ਪ੍ਰੋਫੈਸਰ ਬਣੇਗਾ, ਨੇ ਕਿਹਾ, “ਹੇਠਲੇ ਪੁੰਜ ਦੇ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਕੋਲ ਧਰਤੀ ਦੇ ਪੁੰਜ ਅਤੇ ਨੇਪਚਿ massਨ ਪੁੰਜ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਵਧੇਰੇ ਚੱਟਾਨੇਦਾਰ ਸੁਪਰ-ਆਰਥਸ ਅਤੇ ਐਮਡੈਸ਼ਬੈਟਸ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. ਸੁਪਰ-ਆਰਥਸ ਦਾ ਗਠਨ. "

ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਪੁੰਜ ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿ ਸੰਬੰਧੀ ਜਨਸੰਖਿਆ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਇਹ ਸੰਬੰਧ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੂੰ ਇਹ ਪਛਾਣ ਕਰਨ ਵਿੱਚ ਸਹਾਇਤਾ ਕਰ ਸਕਦਾ ਹੈ ਕਿ ਆਕਾਸ਼ਵਾਣੀ ਦੇ ਪੂਰੇ ਪੱਥਰ ਵਾਲੇ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੀ ਭਾਲ ਵਿੱਚ ਕਿਹੜੇ ਤਾਰੇ ਨਿਸ਼ਾਨਾ ਬਣਾਉਂਦੇ ਹਨ. "ਸਧਾਰਣ ਜਨਤਕ ਨਿਰਭਰਤਾ ਦੀ ਇਹ ਨਵੀਂ ਸਮਝ ਸੂਰਜੀ ਖੇਤਰ ਵਿੱਚ ਧਰਤੀ ਵਰਗੇ ਛੋਟੇ, ਪੱਥਰ ਵਾਲੇ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਦੀ ਭਾਲ ਲਈ ਅਗਵਾਈ ਕਰੇਗੀ," ਮਲਡਰਜ਼, ਜੋ ਨਾਸਾ ਦੁਆਰਾ ਫੰਡ ਪ੍ਰਾਪਤ ਏਲੀਅਨ ਆਰਥਸ ਟੀਮ ਦਾ ਹਿੱਸਾ ਵੀ ਹੈ। "ਅਸੀਂ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਪੁੰਜ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਜਵਾਨ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਗ੍ਰਹਿ-ਸਰੂਪ ਬਣਾਉਣ ਵਾਲੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਨੂੰ ਪਰਿਪੱਕ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਐਕਸਪੋਲੇਨਟਸ ਨਾਲ ਜੋੜਨ ਲਈ ਕਰ ਸਕਦੇ ਹਾਂ. ਜਦੋਂ ਇਕ ਐਕਸਪਲੇਨੈਟ ਦਾ ਪਤਾ ਲਗਾਇਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਤਾਂ ਗ੍ਰਹਿ ਬਣਾਉਣ ਵਾਲੀ ਸਮਗਰੀ ਆਮ ਤੌਰ ਤੇ ਚਲੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਇਸ ਲਈ ਤਾਰਕ ਪੁੰਜ ਇਕ 'ਟੈਗ' ਹੈ ਜੋ ਸਾਨੂੰ ਦੱਸਦਾ ਹੈ. ਕੀ ਇਹ ਗ੍ਰਹਿ-ਸਰੂਪ ਕਰਨ ਵਾਲਾ ਵਾਤਾਵਰਣ ਇਨ੍ਹਾਂ ਵਿਖਾਵਿਆਂ ਲਈ ਲੱਗ ਸਕਦਾ ਸੀ. "

ਅਤੇ ਇਹ ਸਭ ਕੁਝ ਧੂੜ ਹੈ. "ਗ੍ਰਹਿ ਬਣਨ ਦਾ ਇਕ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਤੱਤ ਧੂੜ ਦੇ ਵਿਕਾਸ ਦਾ ਪ੍ਰਭਾਵ ਹੈ," ਵੈਨ ਡੇਰ ਮਰੇਲ ਨੇ ਕਿਹਾ. "ਵਿਸ਼ਾਲ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਤੋਂ ਬਿਨਾਂ, ਧੂੜ ਹਮੇਸ਼ਾਂ ਅੰਦਰ ਵੱਲ ਵਹਿ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਤਾਰੇ ਦੇ ਨੇੜੇ ਛੋਟੇ, ਪੱਥਰ ਵਾਲੇ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੇ ਗਠਨ ਲਈ ਸਰਵੋਤਮ ਸਥਿਤੀਆਂ ਪੈਦਾ ਕਰਦੀ ਹੈ."

ਮੌਜੂਦਾ ਖੋਜ ਏਐਲਐਮਏ ਦੇ ਉੱਚ-ਰੈਜ਼ੋਲੇਸ਼ਨ ਬੈਂਡ 6 ਅਤੇ ਬੈਂਡ 7 ਐਂਟੀਨਾ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ ਪੁਰਾਣੇ ਅਧਿਐਨਾਂ ਵਿਚ ਵੇਖੀ ਗਈ 500 ਤੋਂ ਵੱਧ ਆਬਜੈਕਟ ਦੇ ਅੰਕੜਿਆਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ ਕੀਤੀ ਗਈ ਸੀ. ਇਸ ਸਮੇਂ, ਏਲਮਾ ਇਕਮਾਤਰ ਦੂਰਬੀਨ ਹੈ ਜੋ ਕਿ ਮਿੱਟੀ ਦੀਆਂ ਮਿੱਟੀ ਦੀਆਂ ਧੂੜ ਦੀ ਉੱਚਿਤ ਐਂਗੂਲਰ ਰੈਜ਼ੋਲੂਸ਼ਨ ਤੇ ਡਿਸਟ੍ਰਿਕ ਡਿਸਕਸ ਨੂੰ ਹੱਲ ਕਰਨ ਅਤੇ ਇਸਦੇ substਾਂਚੇ, ਜਾਂ ਇਸਦੀ ਘਾਟ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਣ ਲਈ ਵੰਡਣ ਦੀ ਕਲਪਨਾ ਕਰ ਸਕਦੀ ਹੈ. "ਪਿਛਲੇ ਪੰਜ ਸਾਲਾਂ ਵਿੱਚ, ਐਲਐਮਏ ਨੇ ਨੇੜਲੇ ਸਟਾਰ-ਸਰਪ੍ਰਸਤ ਖੇਤਰਾਂ ਦੇ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਸਨੈਪਸ਼ਾਟ ਸਰਵੇਖਣ ਕੀਤੇ ਹਨ ਜਿਸ ਦੇ ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ ਸੈਂਕੜੇ ਡਿਸਕ ਡਸਟ ਮਾਸ, ਆਕਾਰ ਅਤੇ ਰੂਪ ਵਿਗਿਆਨ ਦੇ ਮਾਪ ਹੁੰਦੇ ਹਨ," ਵੈਨ ਡੇਰ ਮਾਰਲ ਨੇ ਕਿਹਾ. "ਵੇਖੀਆਂ ਗਈਆਂ ਡਿਸਕ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ ਦੀ ਵੱਡੀ ਗਿਣਤੀ ਨੇ ਸਾਨੂੰ ਹਜਾਰਾਂ ਲੱਭੀਆਂ ਐਕਸੋਪਲੇਨੈਟਾਂ ਨਾਲ ਪ੍ਰੋਟੈਪਲੇਨੈਟਰੀ ਡਿਸਕਾਂ ਦੀ ਇੱਕ ਅੰਕੜਾ ਤੁਲਨਾ ਕਰਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੱਤੀ ਹੈ. ਇਹ ਪਹਿਲੀ ਵਾਰ ਹੈ ਜਦੋਂ ਏਐਲਐਮਏ ਟੈਲੀਸਕੋਪ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ ਗੈੱਪਡ ਡਿਸਕਾਂ ਅਤੇ ਕੰਪੈਕਟ ਡਿਸਕਾਂ ਦੀ ਇੱਕ ਵਿਸ਼ਾਲ ਪੁੰਜ ਨਿਰਭਰਤਾ ਨੂੰ ਸਫਲਤਾਪੂਰਵਕ ਪ੍ਰਦਰਸ਼ਤ ਕੀਤਾ ਗਿਆ. "

"ਸਾਡੀ ਨਵੀਂ ਖੋਜ ਅਲਐਮਏ ਨਾਲ ਵੇਖੀ ਗਈ ਡਿਸਕਸ ਵਿਚ ਸੁੰਦਰ ਪਾੜੇ ਦੇ structuresਾਂਚੇ ਨੂੰ ਸਿੱਧਾ ਨਾਸਾ ਕੇਪਲਰ ਮਿਸ਼ਨ ਅਤੇ ਹੋਰ ਐਕਸੋਪਲਾਨੇਟ ਸਰਵੇਖਣਾਂ ਦੁਆਰਾ ਲੱਭੇ ਗਏ ਹਜ਼ਾਰਾਂ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਦੀ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾ ਨਾਲ ਜੋੜਦੀ ਹੈ," ਮਲਡਰ ਨੇ ਕਿਹਾ. "ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦਾ ਗਠਨ ਸਾਡੀ ਧਰਤੀ ਦੇ ਮੁੱins ਅਤੇ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਨੂੰ ਉਸ ਸੰਦਰਭ ਵਿੱਚ ਰੱਖਣ ਵਿੱਚ ਸਹਾਇਤਾ ਕਰਦਾ ਹੈ ਜੋ ਅਸੀਂ ਦੂਜੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਵਾਪਰਦਾ ਵੇਖਦੇ ਹਾਂ."

ਹੋਰ ਜਾਣਕਾਰੀ: "ਸਟਰੱਕਚਰਡ ਡਿਸਕਾਂ ਦਾ ਇੱਕ ਵਿਸ਼ਾਲ ਪੁੰਜ ਨਿਰਭਰਤਾ: ਐਕਸੋਪਲਾਨੇਟ ਡੈਮੋਗ੍ਰਾਫਿਕਸ ਨਾਲ ਇੱਕ ਸੰਭਾਵਤ ਲਿੰਕ," ਐਨ. ਵੈਨ ਡੇਰ ਮਰੇਲ ਅਤੇ ਜੀ. ਮਲਡਰ, ਏਪੀਜੇ, ਡੀਓਆਈ: 10.3847 / 1538-3881 / ac0255, ਪੂਰਵਦਰਸ਼ਨ: arxiv.org/pdf/2104.06838.pdf

ਹਵਾਲਾ: ਪਾੜੇ ਨੂੰ ਧਿਆਨ ਵਿੱਚ ਰੱਖੋ: ਵਿਗਿਆਨੀ ਗ੍ਰਹਿ-ਸਰੂਪ ਬਣਾਉਣ ਵਾਲੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ (2021, 23 ਜੂਨ) ਨੂੰ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਨਾਲ ਜੋੜਨ ਲਈ ਤਾਰਾਂ ਵਾਲੇ ਪੁੰਜ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦੇ ਹਨ (2021, 23 ਜੂਨ) ਨੇ 23 ਜੂਨ 2021 ਨੂੰ https://phys.org/news/2021-06-mind-gap-sci वैज्ञानिक-stellar- ਤੋਂ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕੀਤਾ ভর. html

ਇਹ ਦਸਤਾਵੇਜ਼ ਕਾਪੀਰਾਈਟ ਦੇ ਅਧੀਨ ਹਨ. ਨਿਜੀ ਅਧਿਐਨ ਜਾਂ ਖੋਜ ਦੇ ਉਦੇਸ਼ ਲਈ ਕਿਸੇ ਨਿਰਪੱਖ ਸੌਦੇ ਤੋਂ ਇਲਾਵਾ, ਕਿਸੇ ਵੀ ਹਿੱਸੇ ਨੂੰ ਲਿਖਤੀ ਆਗਿਆ ਤੋਂ ਬਗੈਰ ਦੁਬਾਰਾ ਬਣਾਇਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਸਮੱਗਰੀ ਸਿਰਫ ਜਾਣਕਾਰੀ ਦੇ ਉਦੇਸ਼ਾਂ ਲਈ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕੀਤੀ ਗਈ ਹੈ.


ਦਿ ਦਿ ਗੈਪ: ਵਿਗਿਆਨੀ ਗ੍ਰਹਿ-ਰੂਪ ਬਣਾਉਣ ਵਾਲੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ (ਗ੍ਰਹਿ-ਵਿਗਿਆਨ) ਨਾਲ ਐਕਸੋਪਲੇਨੈਟਾਂ ਨੂੰ ਜੋੜਨ ਲਈ ਤਾਰਕ ਮਾਸ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦੇ ਹਨ.

ਐਟਾਕਾਮਾ ਲਾਰਜ ਮਿਲੀਮੀਟਰ / ਸਬਮੀਲੀਮੀਟਰ ਐਰੇ (ਏਐਲਐਮਏ) ਦੇ ਨਾਲ ਵੇਖੇ ਗਏ 500 ਤੋਂ ਵੱਧ ਨੌਜਵਾਨ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਲਈ ਡਾਟੇ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ, ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੇ ਪ੍ਰੋਟੈਪਲੇਨੈਟਰੀ ਡਿਸਕ ਦੇ structuresਾਂਚਿਆਂ ਅਤੇ # 8211 ਗ੍ਰਹਿ-ਨਿਰਮਾਣ ਦੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਜੋ ਕਿ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਹਨ ਅਤੇ # 8211 ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਅੰਕੜਿਆਂ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਸਿੱਧਾ ਸੰਪਰਕ ਲੱਭਿਆ ਹੈ. ਸਰਵੇਖਣ ਇਹ ਸਿੱਧ ਕਰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਉੱਚ ਪੁੰਜ ਦੇ ਤਾਰੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਵਿੱਚ & # 8220 ਗੈਪਸ ਅਤੇ # 8221 ਵਾਲੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਨਾਲ ਘਿਰੇ ਹੋਣ ਦੀ ਸੰਭਾਵਨਾ ਹੈ ਅਤੇ ਇਹ ਪਾੜੇ ਸਿੱਧੇ ਤੌਰ ਤੇ ਅਜਿਹੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਆਲੇ ਦੁਆਲੇ ਵੇਖੇ ਗਏ ਵਿਸ਼ਾਲ ਐਕਸਪੋਲੇਨੇਟਸ ਦੀ ਉੱਚ ਘਟਨਾ ਨਾਲ ਜੁੜਦੇ ਹਨ. ਇਹ ਨਤੀਜੇ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੂੰ ਸਮੇਂ ਸਮੇਂ ਤੇ ਵਿੰਡੋ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰਦੇ ਹਨ, ਜਿਸ ਨਾਲ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਇਹ ਅੰਦਾਜ਼ਾ ਲਗਾਇਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ ਕਿ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਗਠਨ ਦੇ ਹਰੇਕ ਪੜਾਅ ਵਿੱਚ ਵਿਦੇਸ਼ੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀਆਂ ਕਿਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦੀਆਂ ਹਨ.

& # 8220 ਸਾਨੂੰ ਪ੍ਰੋਟੋਪਲੇਨੇਟਰੀ ਡਿਸਕਸ ਅਤੇ ਸਟੀਲਰ ਪੁੰਜ ਵਿੱਚ ਪਾੜੇ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਇੱਕ ਮਜ਼ਬੂਤ ​​ਸੰਬੰਧ ਮਿਲਿਆ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਵੱਡੇ, ਗੈਸਿਓ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ ਨਾਲ ਜੋੜਿਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ, ਅਤੇ # 8221 ਨੇ ਫਿਜ਼ਿਕਸ ਅਤੇ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਵਿਭਾਗ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਬੈਂਟਿੰਗ ਸਾਥੀ ਨੀਨਕੇ ਵੈਨ ਡੇਰ ਮਰੇਲ ਨੇ ਕਿਹਾ. ਬ੍ਰਿਟਿਸ਼ ਕੋਲੰਬੀਆ ਦੀ ਵਿਕਟੋਰੀਆ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ, ਅਤੇ ਖੋਜ ਦੇ ਮੁ authorਲੇ ਲੇਖਕ. & # 8220 ਵੱਡੇ ਪੁੰਜ ਤਾਰਿਆਂ ਵਿੱਚ ਹੇਠਲੇ ਪੁੰਜ ਤਾਰਿਆਂ ਨਾਲੋਂ ਪਾੜੇ ਦੇ ਨਾਲ ਤੁਲਨਾਤਮਕ ਤੌਰ ਤੇ ਵਧੇਰੇ ਡਿਸਕ ਹਨ, ਐਕਸੋਪਲੇਨੈਟਸ ਵਿੱਚ ਪਹਿਲਾਂ ਤੋਂ ਜਾਣੇ ਜਾਂਦੇ ਸੰਬੰਧਾਂ ਦੇ ਅਨੁਕੂਲ, ਜਿੱਥੇ ਉੱਚ ਪੁੰਜ ਦੇ ਤਾਰੇ ਅਕਸਰ ਗੈਸ-ਅਲੋਕਿਕ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਦੀ ਮੇਜ਼ਬਾਨੀ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਇਹ ਸੰਬੰਧ ਸਿੱਧੇ ਤੌਰ 'ਤੇ ਸਾਨੂੰ ਦੱਸਦੇ ਹਨ ਕਿ ਗ੍ਰਹਿ-ਨਿਰਮਾਣ ਦੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਵਿਚਲਾ ਪਾੜਾ ਸ਼ਾਇਦ ਨੇਪਚਿ massਨ ਪੁੰਜ ਅਤੇ ਉਸ ਤੋਂ ਉਪਰ ਦੇ ਵਿਸ਼ਾਲ ਗ੍ਰਹਿ ਕਰਕੇ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. & # 8221

ਪ੍ਰੋਟੋਪਲੇਨੇਟਰੀ ਡਿਸਕਾਂ ਵਿਚਲੀਆਂ ਗੈਪਾਂ ਨੂੰ ਲੰਬੇ ਸਮੇਂ ਤੋਂ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਗਠਨ ਦੇ ਸਮੁੱਚੇ ਪ੍ਰਮਾਣ ਵਜੋਂ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਰਿਹਾ ਹੈ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਐਕਸੋਪਲੇਨੈਟਸ ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਵਿਚਕਾਰ .ਰਬਿਟਲ ਦੂਰੀ ਦੇ ਕਾਰਨ ਕੁਝ ਸ਼ੱਕ ਪੈਦਾ ਹੋਇਆ ਹੈ. & # 8220 ਮੁ scientistsਲੇ ਕਾਰਨਾਂ ਵਿਚੋਂ ਇਕ ਕਿ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੇ ਪਹਿਲਾਂ ਪਾੜੇ ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਵਿਚਕਾਰ ਸੰਬੰਧ ਬਾਰੇ ਸ਼ੰਕਾਵਾਦੀ ਕੀਤਾ ਹੈ ਕਿ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨ ਦੀਆਂ ਇਕਾਈਆਂ ਦੇ ਕਈ ਯੂਨਿਟਾਂ ਦੇ ਵਿਆਪਕ ਚੱਕਰ ਵਿਚ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਇੱਕ ਤੋਂ ਦਸ ਖਗੋਲਿਕ ਇਕਾਈਆਂ ਦੇ ਵਿੱਚਕਾਰ, ਛੋਟੇ bitsਰਬਿਟਜ਼ ਦੇ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਆਮ ਹਨ, ਅਤੇ # 8221, ਚਿਲੀ ਦੇ ਸੈਂਟਿਯਾਗੋ ਵਿੱਚ ਯੂਨੀਵਰਸਿਡ ਅਡੋਲਫੋ ਇਬਿਜ਼ ਅਤੇ ਖਾਲਿਸਤਾਨੀ ਦੇ ਸਹਾਇਕ ਪ੍ਰੋਫੈਸਰ ਗਿਜ ਮਲਡਰ ਨੇ ਕਿਹਾ. & # 8220 ਸਾਨੂੰ ਵਿਸ਼ਵਾਸ ਹੈ ਕਿ ਵਕਫ਼ਾ ਸਾਫ ਕਰਨ ਵਾਲੇ ਗ੍ਰਹਿ ਬਾਅਦ ਵਿਚ ਅੰਦਰ ਵੱਲ ਮਾਈਗਰੇਟ ਕਰ ਦੇਣਗੇ. & # 8221

ਨਵਾਂ ਅਧਿਐਨ ਇਹ ਦਰਸਾਉਣ ਲਈ ਸਭ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਹੈ ਕਿ ਇਨ੍ਹਾਂ ਖੇਤਰਾਂ ਵਿੱਚ ਗੈਪਡ ਡਿਸਕਾਂ ਦੀ ਗਿਣਤੀ ਇੱਕ ਸਿਤਾਰਾ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਵਿੱਚ ਵਿਸ਼ਾਲ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਦੀ ਗਿਣਤੀ ਨਾਲ ਮੇਲ ਖਾਂਦੀ ਹੈ. & # 8220 ਪ੍ਰਮੁੱਖ ਅਧਿਐਨਾਂ ਨੇ ਸੰਕੇਤ ਦਿੱਤਾ ਕਿ ਵੱ exੇ ਗਏ ਵਿਸ਼ਾਲ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਨਾਲੋਂ ਕਈ ਹੋਰ ਗੈਪਡ ਡਿਸਕ ਸਨ, & # 8221 ਮਲਡਰ ਨੇ ਕਿਹਾ. & # 8220 ਸਾਡਾ ਅਧਿਐਨ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਅਲੱਗ ਅਲੱਗ ਅਲੌਕਿਕ ਪੁੰਜ 'ਤੇ ਗੱਪਡ ਡਿਸਕਾਂ ਦੀ ਬਾਰੰਬਾਰਤਾ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ ਕਰਨ ਲਈ ਕਾਫ਼ੀ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਹਨ. & # 8221

ਤਾਲਮੇਲ ਘੱਟ-ਪੁੰਜ ਦੇ ਤਾਰਿਆਂ ਵਾਲੇ ਸਟਾਰ ਪ੍ਰਣਾਲੀਆਂ ਤੇ ਵੀ ਲਾਗੂ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਜਿੱਥੇ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੂੰ ਵੱਡੇ ਪੱਥਰ ਵਾਲੇ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਮਿਲਣ ਦੀ ਵਧੇਰੇ ਸੰਭਾਵਨਾ ਹੁੰਦੀ ਹੈ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਸੁਪਰ-ਅਰਥ ਵੀ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਵੈਨ ਡੇਰ ਮਰੇਲ, ਜੋ ਸਤੰਬਰ 2021 ਨੂੰ ਨੀਦਰਲੈਂਡਜ਼ ਦੀ ਲੀਡਨ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ ਵਿਚ ਸਹਾਇਕ ਪ੍ਰੋਫੈਸਰ ਬਣੇਗਾ, ਨੇ ਕਿਹਾ, & # 8220 ਘੱਟ ਜਨਤਕ ਤਾਰਿਆਂ ਕੋਲ ਧਰਤੀ ਦੇ ਪੁੰਜ ਅਤੇ ਨੇਪਚਿ massਨ ਪੁੰਜ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਵਧੇਰੇ ਪੱਥਰ ਵਾਲੇ ਸੁਪਰ-ਆਰਥਸ ਅਤੇ # 8211 ਹਨ. ਬਿਨਾਂ ਕਿਸੇ ਪਾੜੇ ਦੇ ਡਿਸਕ, ਜੋ ਵਧੇਰੇ ਸੰਖੇਪ ਹਨ, ਸੁਪਰ-ਆਰਥਸ ਦੇ ਗਠਨ ਵੱਲ ਲੈ ਜਾਂਦੀਆਂ ਹਨ. & # 8221

ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਪੁੰਜ ਅਤੇ ਗ੍ਰਹਿ ਸੰਬੰਧੀ ਜਨਸੰਖਿਆ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਇਹ ਸੰਬੰਧ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੂੰ ਇਹ ਪਛਾਣ ਕਰਨ ਵਿੱਚ ਸਹਾਇਤਾ ਕਰ ਸਕਦਾ ਹੈ ਕਿ ਆਕਾਸ਼ਵਾਣੀ ਦੇ ਪੂਰੇ ਪੱਥਰ ਵਾਲੇ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੀ ਭਾਲ ਵਿੱਚ ਕਿਹੜੇ ਤਾਰੇ ਨਿਸ਼ਾਨਾ ਬਣਾਉਂਦੇ ਹਨ. & # 8220 ਤਾਰਿਕ ਪੁੰਜ ਦੀ ਨਿਰਭਰਤਾ ਦੀ ਇਹ ਨਵੀਂ ਸਮਝ ਸੂਰਜੀ ਖੇਤਰ ਵਿਚ ਧਰਤੀ ਵਰਗੇ ਛੋਟੇ, ਪੱਥਰ ਵਾਲੇ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਦੀ ਭਾਲ ਵਿਚ ਅਗਵਾਈ ਕਰਨ ਵਿਚ ਸਹਾਇਤਾ ਕਰੇਗੀ, ਅਤੇ # 8221, ਮਲਡਰਸ ਨੇ ਕਿਹਾ, ਜੋ ਨਾਸਾ ਦੁਆਰਾ ਫੰਡ ਪ੍ਰਾਪਤ ਏਲੀਅਨ ਆਰਥਸ ਟੀਮ ਦਾ ਹਿੱਸਾ ਵੀ ਹੈ. & # 8220 ਅਸੀਂ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਗ੍ਰਹਿ-ਬਣਾਉਣ ਵਾਲੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਨੂੰ ਪਰਿਪੱਕ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਪ੍ਰਦਰਸ਼ਤ ਕਰਨ ਲਈ ਜੋੜਨ ਲਈ ਤਾਰਾਂ ਵਾਲੇ ਪੁੰਜ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰ ਸਕਦੇ ਹਾਂ. ਜਦੋਂ ਇਕ ਐਕਸੋਪਲਾਨੇਟ ਦਾ ਪਤਾ ਲਗ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਤਾਂ ਗ੍ਰਹਿ ਬਣਾਉਣ ਵਾਲੀ ਸਮਗਰੀ ਆਮ ਤੌਰ ਤੇ ਚਲੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਇਸ ਲਈ ਸਟਾਰਲ ਪੁੰਜ ਇਕ & # 8216 ਟੈਗ ਅਤੇ # 8217 ਹੈ ਜੋ ਸਾਨੂੰ ਦੱਸਦਾ ਹੈ ਕਿ ਗ੍ਰਹਿ ਬਣਾਉਣ ਵਾਲਾ ਵਾਤਾਵਰਣ ਇਨ੍ਹਾਂ ਐਕਸਪੋਲੇਨਟਸ ਲਈ ਕਿਹੋ ਜਿਹਾ ਲੱਗ ਸਕਦਾ ਸੀ. & # 8221

ਅਤੇ ਇਹ ਸਭ ਕੁਝ ਧੂੜ ਹੈ. & # 8220 ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਗਠਨ ਦਾ ਇਕ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਤੱਤ ਧੂੜ ਵਿਕਾਸ ਦੇ ਪ੍ਰਭਾਵ ਹਨ, & # 8221 ਨੇ ਵੈਨ ਡੇਰ ਮਰੇਲ ਨੇ ਕਿਹਾ. & # 8220 ਵਿਸ਼ਾਲ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੇ ਬਾਵਜੂਦ, ਧੂੜ ਹਮੇਸ਼ਾਂ ਅੰਦਰ ਵੱਲ ਵਹਿ ਜਾਵੇਗਾ, ਤਾਰੇ ਦੇ ਨੇੜੇ ਛੋਟੇ, ਪੱਥਰ ਵਾਲੇ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੇ ਗਠਨ ਲਈ ਸਰਵੋਤਮ ਸਥਿਤੀਆਂ ਪੈਦਾ ਕਰ ਰਿਹਾ ਹੈ. & # 8221

ਮੌਜੂਦਾ ਖੋਜ ALMA & # 8217s ਉੱਚ ਰੈਜ਼ੋਲੂਸ਼ਨ ਬੈਂਡ 6 ਅਤੇ ਬੈਂਡ 7 ਐਂਟੀਨਾ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ ਪਿਛਲੇ ਅਧਿਐਨਾਂ ਵਿੱਚ ਵੇਖੀ ਗਈ 500 ਤੋਂ ਵੱਧ ਵਸਤੂਆਂ ਲਈ ਡਾਟੇ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ ਕੀਤੀ ਗਈ ਸੀ. ਇਸ ਸਮੇਂ, ਏਲਮਾ ਇਕੋ ਇਕ ਦੂਰਬੀਨ ਹੈ ਜੋ ਮਿੱਟੀ ਦੀਆਂ ਮਿੱਟੀ ਦੀਆਂ ਧੂੜ ਦੀ ਉੱਚਿਤ ਐਂਗੂਲਰ ਰੈਜ਼ੋਲੂਸ਼ਨ ਤੇ ਡਿਸਟ੍ਰਿਕ ਡਿਸਕਸ ਨੂੰ ਹੱਲ ਕਰਨ ਅਤੇ ਇਸਦੇ substਾਂਚੇ, ਜਾਂ ਇਸਦੀ ਘਾਟ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਣ ਲਈ ਵੰਡਣ ਦੀ ਕਲਪਨਾ ਕਰ ਸਕਦੀ ਹੈ. & # 8220 ਪਿਛਲੇ ਪੰਜ ਸਾਲਾਂ ਦੌਰਾਨ, ਅਲਮਾ ਨੇ ਨੇੜਲੇ ਸਟਾਰ-ਸਰੂਪ ਵਾਲੇ ਖੇਤਰਾਂ ਦੇ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਸਨੈਪਸ਼ਾਟ ਸਰਵੇਖਣ ਕੀਤੇ ਹਨ ਜਿਸ ਦੇ ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ ਸੈਂਕੜੇ ਡਿਸਕ ਧੂੜ ਪੁੰਜ, ਆਕਾਰ ਅਤੇ ਰੂਪ ਵਿਗਿਆਨ ਦੇ ਮਾਪ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, & # 8221 ਵੈਨ ਡੇਰ ਮਰੇਲ ਨੇ ਕਿਹਾ. & # 8220 ਵੱਡੀ ਗਿਣਤੀ ਵਿਚ ਦੇਖੀ ਗਈ ਡਿਸਕ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ ਨੇ ਸਾਨੂੰ ਹਜ਼ਾਰਾਂ ਖੋਜੇ ਗਏ ਐਕਸੋਪਲੇਨੇਟਸ ਨਾਲ ਪ੍ਰੋਟੋਪਲੇਨੈਟਰੀ ਡਿਸਕਾਂ ਦੀ ਅੰਕੜਾ ਤੁਲਨਾ ਕਰਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੱਤੀ ਹੈ. ਇਹ ਪਹਿਲੀ ਵਾਰ ਹੈ ਜਦੋਂ ਐਲਏਐਮਏ ਟੈਲੀਸਕੋਪ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ ਗੈੱਪਡ ਡਿਸਕਾਂ ਅਤੇ ਕੌਮਪੈਕਟ ਡਿਸਕਾਂ ਦੀ ਇੱਕ ਵਿਸ਼ਾਲ ਪੁੰਜ ਨਿਰਭਰਤਾ ਸਫਲਤਾਪੂਰਵਕ ਪ੍ਰਦਰਸ਼ਤ ਕੀਤੀ ਗਈ ਹੈ. & # 8221

& # 8220 ਸਾਡੀਆਂ ਨਵੀਆਂ ਖੋਜਾਂ ਅਲਐਮਏ ਨਾਲ ਵੇਖੀਆਂ ਗਈਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਵਿਚਲੀਆਂ ਸੁੰਦਰ ਪਾੜੇ .ਾਂਚਿਆਂ ਨੂੰ ਸਿੱਧੇ ਤੌਰ ਤੇ ਨਾਸਾ ਕੇਪਲਰ ਮਿਸ਼ਨ ਅਤੇ ਹੋਰ ਐਕਸੋਪਲੇਨੈੱਟ ਸਰਵੇਖਣਾਂ ਦੁਆਰਾ ਲੱਭੇ ਗਏ ਹਜ਼ਾਰਾਂ ਐਕਸੋਪਲੇਨੈਟਸ ਦੀ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾ ਨਾਲ ਜੋੜਦੀਆਂ ਹਨ, ਅਤੇ # 8221 ਨੇ ਕਿਹਾ. & # 8220 ਐਕਸੋਪਲੇਨੈਟਸ ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦਾ ਗਠਨ ਸਾਡੀ ਧਰਤੀ ਦੇ ਮੁੱins ਅਤੇ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੇ ਸੰਦਰਭ ਵਿਚ ਉਹਨਾਂ ਚੀਜ਼ਾਂ ਦੇ ਮੱਦੇਨਜ਼ਰ ਰੱਖਦਾ ਹੈ ਜੋ ਅਸੀਂ ਦੂਜੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਵਾਪਰਦੇ ਵੇਖਦੇ ਹਾਂ. & # 8221

ਫੀਚਰਡ ਚਿੱਤਰ: ਪ੍ਰੋਟੋਪਲੇਨੇਟਰੀ ਡਿਸਕਾਂ ਨੂੰ ਤਿੰਨ ਮੁੱਖ ਸ਼੍ਰੇਣੀਆਂ ਵਿਚ ਵੰਡਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ: ਤਬਦੀਲੀ, ਰਿੰਗ, ਜਾਂ ਵਧਾਈ. ਐਟਾਕਾਮਾ ਲਾਰਜ ਮਿਲੀਮੀਟਰ / ਸਬਮਿਲਿਮੀਟਰ ਐਰੇ (ਏਐਲਐਮਏ) ਦੀਆਂ ਇਹ ਗਲਤ ਰੰਗ ਦੀਆਂ ਤਸਵੀਰਾਂ ਇਨ੍ਹਾਂ ਵਰਗੀਕਰਣਾਂ ਨੂੰ ਬਿਲਕੁਲ ਉਲਟ ਦਰਸਾਉਂਦੀਆਂ ਹਨ. ਖੱਬੇ ਪਾਸੇ: ਆਰਯੂ ਲੂਪ ਦੀ ਰਿੰਗ ਡਿਸਕ ਨੂੰ ਨੇਪਚਿ massਨ ਪੁੰਜ ਅਤੇ ਇਕ ਜੁਪੀਟਰ ਪੁੰਜ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਵਿਸ਼ਾਲ ਸਮੂਹਾਂ ਦੁਆਰਾ ਵਿਸ਼ਾਲ ਗ੍ਰਹਿਾਂ ਦੁਆਰਾ ਉੱਕਰੀ ਹੋਈਆਂ ਸਮਝੀਆਂ ਗਈਆਂ ਤੰਗ ਪਾਥਾਂ ਦੁਆਰਾ ਦਰਸਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ. ਮਿਡਲ: J1604.3-2130 ਦੀ ਪਰਿਵਰਤਨ ਡਿਸਕ ਇਕ ਵਿਸ਼ਾਲ ਅੰਦਰੂਨੀ ਖੱਬੀ ਦੁਆਰਾ ਦਰਸਾਈ ਗਈ ਹੈ ਜਿਸ ਬਾਰੇ ਸੋਚਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਗ੍ਰਹਿ ਦੁਆਰਾ ਬੁੱ .ੇ ਤੋਂ ਵੀ ਵਿਸ਼ਾਲ ਵਿਸ਼ਾਲ ਬਣਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਸੁਪਰ-ਜੋਵੀਅਨ ਗ੍ਰਹਿ ਵੀ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਸੱਜੇ ਪਾਸੇ: ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਐਸਜ਼ 104 ਦੀ ਕੌਮਪੈਕਟ ਡਿਸਕ ਵਿਚ ਵਿਸ਼ਾਲ ਗ੍ਰਹਿ ਨਹੀਂ ਹੋਣੇ ਚਾਹੀਦੇ, ਕਿਉਂਕਿ ਇਸ ਵਿਚ ਵਿਸ਼ਾਲ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ ਨਾਲ ਜੁੜੇ ਕਥਨ ਦੇ ਪਾੜੇ ਅਤੇ ਪਥਰਾਟ ਦੀ ਘਾਟ ਹੈ. © ਅਲਮਾ (ਈਐਸਓ / ਐਨਏਓਜੇ / ਐਨਆਰਓ), ਐਸ. ਡਗਨੇਲੋ (ਐਨਆਰਏਓ)


ਨੌਜਵਾਨ ਹਫੜਾ-ਦਫੜੀ ਵਾਲੀ ਤਾਰਾ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦਾ ਅਧਿਐਨ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਗਠਨ ਦੇ ਰਾਜ਼ ਦੱਸਦਾ ਹੈ

ਚਿੱਤਰ: ਗੈਸ ਦੇ ਗਤੀ ਦੇ ਅੰਕੜਿਆਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ, ਐਲਿਆਸ 2-27 ਨੂੰ ਵੇਖਣ ਵਾਲੇ ਵਿਗਿਆਨੀ ਸਿੱਧੇ ਤੌਰ 'ਤੇ ਨੌਜਵਾਨ ਸਿਤਾਰਾ ਦੀ ਪ੍ਰੋਟੋਪਲੇਨੈਟਰੀ ਡਿਸਕ ਦੇ ਪੁੰਜ ਨੂੰ ਮਾਪਣ ਦੇ ਯੋਗ ਸਨ ਅਤੇ ਸਟਾਰ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਵਿਚ ਗਤੀਸ਼ੀਲ ਵਿਗਾੜ ਨੂੰ ਵੀ ਲੱਭ ਸਕਦੇ ਸਨ. ਹੋਰ ਵੇਖੋ

ਕ੍ਰੈਡਿਟ: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) / ਟੀ. ਪੈਨੈਕ-ਕੈਰੇ ਐਂਡ ਨਟੀਲਡਿਓ (ਯੂਨੀਵਰਸਲਿਡ ਡੀ ਚਿਲੀ), ਬੀ. ਸੈਕਸਟਨ (ਐਨਆਰਏਓ)

ਨੌਜਵਾਨ ਸਟਾਰ ਅਲਿਆਸ 2-27 ਦਾ ਅਧਿਐਨ ਕਰਨ ਲਈ ਐਟਾਕਾਮਾ ਲਾਰਜ ਮਿਲੀਮੀਟਰ / ਸਬਮੀਲੀਮੀਟਰ ਐਰੇ (ਏਐਲਐਮਏ) ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਨ ਵਾਲੇ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਦੀ ਇਕ ਟੀਮ ਨੇ ਪੁਸ਼ਟੀ ਕੀਤੀ ਹੈ ਕਿ ਗ੍ਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਅਸਥਿਰਤਾ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਨਿਰਮਾਣ ਵਿਚ ਇਕ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਭੂਮਿਕਾ ਨਿਭਾਉਂਦੀ ਹੈ, ਅਤੇ ਪਹਿਲੀ ਵਾਰ ਪ੍ਰੋਟੋਪਲੇਨੇਟਰੀ ਡਿਸਕਾਂ ਦੇ ਪੁੰਜ ਨੂੰ ਸਿੱਧੇ ਤੌਰ 'ਤੇ ਮਾਪਿਆ ਗਿਆ ਹੈ ਗੈਸ ਦੇ ਗਤੀਸ਼ੀਲਤਾ ਦੇ ਡੇਟਾ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਨਾ, ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਗਠਨ ਦੇ ਇਕ ਰਹੱਸ ਨੂੰ ਸੰਭਾਵਤ ਰੂਪ ਤੋਂ ਖੋਲ੍ਹਣਾ. ਖੋਜ ਦੇ ਨਤੀਜੇ ਅੱਜ ਦੇ ਦੋ ਪੇਪਰਾਂ ਵਿਚ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਤ ਕੀਤੇ ਗਏ ਹਨ ਐਸਟ੍ਰੋਫਿਜ਼ੀਕਲ ਜਰਨਲ.

ਪ੍ਰੋਟੋਪਲੇਨੇਟਰੀ ਡਿਸਕਸ - ਗੈਸ ਅਤੇ ਧੂੜ ਤੋਂ ਬਣੇ ਗ੍ਰਹਿ-ਰੂਪ ਬਣਾਉਣ ਵਾਲੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਜੋ ਕਿ ਨਵੇਂ ਬਣੇ ਨੌਜਵਾਨ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਹਨ - ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੂੰ ਗ੍ਰਹਿਆਂ ਦੇ ਜਨਮ ਸਥਾਨ ਵਜੋਂ ਜਾਣੀਆਂ ਜਾਂਦੀਆਂ ਹਨ. ਗ੍ਰਹਿ ਬਣਨ ਦੀ ਸਹੀ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆ, ਹਾਲਾਂਕਿ, ਇੱਕ ਰਹੱਸ ਬਣੀ ਹੋਈ ਹੈ. ਨਵੀਂ ਖੋਜ, ਟੇਰੇਸਾ ਪੈਨੈਕ-ਕੈਰੇ ਅਤੇ # 241o ਦੀ ਅਗਵਾਈ ਵਾਲੀ - ਲੀਡੇਨ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ ਅਤੇ ਯੂਰਪੀਅਨ ਦੱਖਣੀ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ ਵਿਚ ਯੂਨੀਵਰਸਿਡੇਡ ਡੀ ਚਿਲੀ ਅਤੇ ਪੀਐਚਡੀ ਦੀ ਇਕ ਤਾਜ਼ਾ ਗ੍ਰੈਜੂਏਟ, ਅਤੇ ਦੋ ਕਾਗਜ਼ਾਂ ਵਿਚੋਂ ਪਹਿਲੇ ਤੇ ਪ੍ਰਾਇਮਰੀ ਲੇਖਕ - ਕੇਂਦਰਤ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਗਠਨ ਦੇ ਰਹੱਸ ਨੂੰ ਖੋਲ੍ਹਣ 'ਤੇ.

ਨਿਰੀਖਣ ਦੇ ਦੌਰਾਨ, ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੇ ਪੁਸ਼ਟੀ ਕੀਤੀ ਕਿ ਅਲੀਅਸ 2-27 ਤਾਰਾ ਪ੍ਰਣਾਲੀ - ਓਫੀਚੁਸ ਤਾਰਾਮੰਡਲ ਵਿੱਚ ਧਰਤੀ ਤੋਂ 400 ਪ੍ਰਕਾਸ਼-ਵਰ੍ਹੇ ਤੋਂ ਘੱਟ ਦੂਰ ਸਥਿਤ ਇੱਕ ਜਵਾਨ ਤਾਰਾ - ਗ੍ਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਅਸਥਿਰਤਾ ਦੇ ਸਬੂਤ ਪ੍ਰਦਰਸ਼ਿਤ ਕਰ ਰਿਹਾ ਸੀ ਜੋ ਗ੍ਰਹਿ ਬਣਨ ਵਾਲੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਵੱਡਾ ਸਮਾਨ ਰੱਖਦਾ ਹੈ ਸਿਸਟਮ ਦੇ ਸਧਾਰਣ ਪੁੰਜ ਦਾ ਭਾਗ. ਪਨੇਕ-ਕੈਰੇ ਅਤੇ # 241o ਨੇ ਕਿਹਾ, "ਗ੍ਰਹਿ ਕਿਵੇਂ ਬਣਦੇ ਹਨ ਇਹ ਸਾਡੇ ਖੇਤਰ ਵਿਚ ਇਕ ਪ੍ਰਮੁੱਖ ਪ੍ਰਸ਼ਨ ਹੈ। ਹਾਲਾਂਕਿ, ਕੁਝ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਪ੍ਰਣਾਲੀਆਂ ਹਨ ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਦਾ ਸਾਨੂੰ ਵਿਸ਼ਵਾਸ ਹੈ ਕਿ ਗ੍ਰਹਿ ਬਣਨ ਦੀ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆ ਨੂੰ ਤੇਜ਼ ਕਰ ਸਕਦਾ ਹੈ," ਪਨੇਕ-ਕੈਰੇ ਅਤੇ # 241o ਨੇ ਕਿਹਾ. “ਸਾਨੂੰ ਏਲੀਅਸ 2-27 ਵਿਚ ਗੁਰੂਤਾ ਦਰਸ਼ਕ ਅਸਥਿਰਤਾ ਦਾ ਸਿੱਧਾ ਪ੍ਰਮਾਣ ਮਿਲਿਆ, ਜੋ ਕਿ ਬਹੁਤ ਹੀ ਦਿਲਚਸਪ ਹੈ ਕਿਉਂਕਿ ਇਹ ਪਹਿਲਾ ਮੌਕਾ ਹੈ ਜਦੋਂ ਅਸੀਂ ਕਿਸੇ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਨੂੰ ਗੰਭੀਰਤਾ ਨਾਲ ਅਸਥਿਰ ਹੋਣ ਦਾ ਗਣਨਾਤਮਕ ਅਤੇ ਬਹੁ-ਵੇਵ-ਲੰਬਾਈ ਪ੍ਰਮਾਣ ਦਰਸਾ ਸਕਦੇ ਹਾਂ। ਏਲੀਅਸ 2-27 ਪਹਿਲਾ ਸਿਸਟਮ ਹੈ ਜੋ ਸਾਰੇ ਬਕਸੇ ਦੀ ਜਾਂਚ ਕਰਦਾ ਹੈ. "

ਏਲੀਅਸ 2-27 ਦੀਆਂ ਵਿਲੱਖਣ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ ਨੇ ਅੱਧੇ ਦਹਾਕੇ ਤੋਂ ਵੱਧ ਸਮੇਂ ਲਈ ਐਲਐਮਏ ਦੇ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਵਿਚ ਇਸ ਨੂੰ ਪ੍ਰਸਿੱਧ ਬਣਾਇਆ ਹੈ. ਸਾਲ 2016 ਵਿੱਚ, ਐਲਐਮਏ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਨ ਵਾਲੇ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਦੀ ਇੱਕ ਟੀਮ ਨੇ ਜਵਾਨ ਤਾਰੇ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਘੁੰਮਦੀ ਧੂੜ ਦੀ ਇੱਕ ਪਿੰਨ ਨੂੰ ਲੱਭਿਆ. ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਘੁੰਮਣ ਦੀਆਂ ਲਹਿਰਾਂ ਦਾ ਨਤੀਜਾ ਆਮ ਤੌਰ ਤੇ ਚੱਕਰਵਾਤ ਦੀਆਂ ਗਲੈੱਕਸੀਆਂ - ਜਿਵੇਂ ਮਿਲਕੀ ਵੇ ਗਲੈਕਸੀ ਦੀ ਪਛਾਣ ਕਰਨ ਵਾਲੀਆਂ ਹਥਿਆਰਾਂ ਦਾ ਉਤਪਾਦਨ ਕਰਨ ਲਈ ਜਾਣਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ - ਪਰ ਉਸ ਸਮੇਂ ਪਹਿਲਾਂ ਕਦੇ ਵੀ ਵਿਅਕਤੀਗਤ ਤਾਰਿਆਂ ਦੇ ਆਸ ਪਾਸ ਨਹੀਂ ਦੇਖਿਆ ਗਿਆ ਸੀ.

"ਅਸੀਂ ਸਾਲ 2016 ਵਿੱਚ ਪਾਇਆ ਕਿ ਏਲੀਅਸ 2-27 ਡਿਸਕ ਦੀ ਪਹਿਲਾਂ ਹੀ ਪੜ੍ਹੇ ਜਾਂਦੇ ਹੋਰ ਪ੍ਰਣਾਲੀਆਂ ਨਾਲੋਂ ਵੱਖਰੀ ਬਣਤਰ ਸੀ, ਜੋ ਕਿ ਪਹਿਲਾਂ ਪ੍ਰੋਟੈਪਨਲੈਟਰੀ ਡਿਸਕ ਵਿੱਚ ਨਹੀਂ ਵੇਖੀ ਜਾਂਦੀ ਸੀ: ਦੋ ਵੱਡੇ ਪੈਮਾਨੇ ਦੀਆਂ ਗੋਲੀਆਂ ਬੰਨ੍ਹਦੀਆਂ ਹਨ. ਗ੍ਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਅਸਥਿਰਤਾ ਇੱਕ ਮਜ਼ਬੂਤ ​​ਸੰਭਾਵਨਾ ਸੀ, ਪਰ ਇਨ੍ਹਾਂ ਦਾ ਮੁੱ origin structuresਾਂਚੇ ਇੱਕ ਭੇਤ ਬਣੇ ਹੋਏ ਸਨ ਅਤੇ ਸਾਨੂੰ ਹੋਰ ਨਿਰੀਖਣ ਦੀ ਜ਼ਰੂਰਤ ਸੀ, "ਲੌਰਾ ਪੀ ਐਂਡ # 233rez, ਯੂਨੀਵਰਸਾਈਡ ਡੀ ਚਿਲੀ ਦੇ ਸਹਾਇਕ ਪ੍ਰੋਫੈਸਰ ਅਤੇ 2016 ਦੇ ਅਧਿਐਨ ਦੇ ਪ੍ਰਮੁੱਖ ਜਾਂਚਕਰਤਾ ਨੇ ਕਿਹਾ. ਸਹਿਯੋਗੀ ਸਾਥੀਆਂ ਦੇ ਨਾਲ, ਉਸਨੇ ਮਲਟੀਪਲ ALMA ਬੈਂਡਾਂ ਵਿੱਚ ਹੋਰ ਨਿਗਰਾਨੀਵਾਂ ਦਾ ਪ੍ਰਸਤਾਵ ਦਿੱਤਾ ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਦਾ ਵਿਸ਼ਲੇਸ਼ਣ ਪੈਨੈਕ-ਕੈਰੇ ਅਤੇ # 241o ਨਾਲ ਉਸਦੇ ਐਮਐਸਸੀ ਦੇ ਹਿੱਸੇ ਵਜੋਂ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਸੀ. ਯੂਨੀਵਰਸਲੈਡ ਡੀ ਚਿਲੀ ਵਿਖੇ ਥੀਸਿਸ.

ਗ੍ਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਅਸਥਿਰਤਾ ਦੀ ਪੁਸ਼ਟੀ ਕਰਨ ਦੇ ਨਾਲ, ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੇ ਉਪਰੋਕਤ ਅਤੇ ਸਿਧਾਂਤਕ ਉਮੀਦਾਂ ਤੋਂ ਪਰੇ ਸਟਾਰ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਵਿੱਚ ਗਤੀਵਿਧੀਆਂ - ਜਾਂ ਗੜਬੜੀਆਂ ਨੂੰ ਪਾਇਆ. ਪਨੇਕ-ਕੈਰੇ & # 241o ਨੇ ਕਿਹਾ, "ਅਜੇ ਵੀ ਆਲੇ ਦੁਆਲੇ ਦੇ ਅਣੂ ਬੱਦਲ ਤੋਂ ਡਿਸਕ ਤੇ ਡਿੱਗਣ ਨਾਲ ਨਵੀਂ ਸਮੱਗਰੀ ਹੋ ਸਕਦੀ ਹੈ, ਜੋ ਕਿ ਹਰ ਚੀਜ ਨੂੰ ਹੋਰ ਹਫੜਾ-ਦਫੜੀ ਬਣਾ ਦਿੰਦਾ ਹੈ," ਪਨੇਕ-ਕੈਰੇ ਨੇ ਕਿਹਾ ਕਿ ਇਸ ਹਫੜਾ-ਦਫੜੀ ਨੇ ਦਿਲਚਸਪ ਵਰਤਾਰੇ ਵਿੱਚ ਯੋਗਦਾਨ ਪਾਇਆ ਹੈ ਜੋ ਪਹਿਲਾਂ ਕਦੇ ਨਹੀਂ ਦੇਖਿਆ ਗਿਆ ਸੀ, ਅਤੇ ਜਿਸ ਲਈ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਦੀ ਕੋਈ ਸਪਸ਼ਟ ਵਿਆਖਿਆ ਨਹੀਂ ਹੈ. "ਏਲੀਅਸ 2-27 ਤਾਰਾ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਗੈਸ structureਾਂਚੇ ਵਿਚ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਅਸਮੈਟ੍ਰਿਕ ਹੈ. ਇਹ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਅਚਾਨਕ ਸੀ, ਅਤੇ ਇਹ ਪਹਿਲੀ ਵਾਰ ਹੈ ਜਦੋਂ ਅਸੀਂ ਪ੍ਰੋਟੋਪਲੇਨੇਟਰੀ ਡਿਸਕ ਵਿਚ ਅਜਿਹੀ ਲੰਬਕਾਰੀ ਅਸਮੈਟਰੀ ਵੇਖੀ."

ਜਾਰਜੀਆ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ ਵਿਚ ਕੰਪਿutਟੇਸ਼ਨਲ ਐਸਟ੍ਰੋਫਿਜਿਕਸ ਦੇ ਸਹਾਇਕ ਪ੍ਰੋਫੈਸਰ ਅਤੇ ਖੋਜ ਦੇ ਸਹਿ-ਲੇਖਕ, ਕੈਸੈਂਡਰਾ ਹਾਲ, ਨੇ ਅੱਗੇ ਕਿਹਾ ਕਿ ਲੰਬਕਾਰੀ ਅਸਮੈਟਰੀ ਅਤੇ ਵੇਲਿਟੀ ਪਰਟੀਰਬਟੇਸ਼ਨ ਦੋਵਾਂ ਦੀ ਪੁਸ਼ਟੀ - ਇਕ ਪ੍ਰੋਟੋਪਲੇਨੇਟਰੀ ਡਿਸਕ ਵਿਚ ਸਪਿਰਲ structureਾਂਚੇ ਨਾਲ ਜੁੜੇ ਪਹਿਲੇ ਵੱਡੇ ਪੈਮਾਨੇ ਦੀਆਂ ਪ੍ਰਤੀਕਰਮ. - ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਨਿਰਮਾਣ ਦੇ ਸਿਧਾਂਤ ਲਈ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਪ੍ਰਭਾਵ ਹਨ. "ਇਹ ਗਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਅਸਥਿਰਤਾ ਦੀ ਇਕ 'ਸਿਗਰਟ ਪੀਣ ਵਾਲੀ ਬੰਦੂਕ' ਹੋ ਸਕਦੀ ਹੈ, ਜੋ ਕਿ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਗਠਨ ਦੇ ਕੁਝ ਅਰੰਭਕ ਪੜਾਵਾਂ ਨੂੰ ਤੇਜ਼ ਕਰ ਸਕਦੀ ਹੈ. ਅਸੀਂ ਪਹਿਲਾਂ 2020 ਵਿਚ ਇਸ ਦਸਤਖਤ ਦੀ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕੀਤੀ ਸੀ, ਅਤੇ ਇਕ ਕੰਪਿutਟੇਸ਼ਨਲ ਐਸਟ੍ਰੋਫਿਜਿਕਸ ਦ੍ਰਿਸ਼ਟੀਕੋਣ ਤੋਂ, ਇਹ ਸਹੀ ਹੋਣ 'ਤੇ ਦਿਲਚਸਪ ਹੈ."

ਪੈਨੈਕ-ਕੈਰੇ & # 241o ਨੇ ਅੱਗੇ ਕਿਹਾ ਕਿ ਜਦੋਂ ਨਵੀਂ ਖੋਜ ਨੇ ਕੁਝ ਸਿਧਾਂਤਾਂ ਦੀ ਪੁਸ਼ਟੀ ਕੀਤੀ ਹੈ, ਇਸ ਨੇ ਨਵੇਂ ਸਵਾਲ ਵੀ ਖੜੇ ਕੀਤੇ ਹਨ. "ਹਾਲਾਂਕਿ ਗਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਅਸਥਿਰਤਾਵਾਂ ਦੀ ਹੁਣ ਤਾਰੇ ਦੇ ਆਲੇ ਦੁਆਲੇ ਦੀ ਧੂੜ ਨਿਰੰਤਰਤਾ ਵਿੱਚ ਸਰਪਲ structuresਾਂਚਿਆਂ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ ਕਰਨ ਦੀ ਪੁਸ਼ਟੀ ਕੀਤੀ ਜਾ ਸਕਦੀ ਹੈ, ਡਿਸਕ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਅੰਦਰੂਨੀ ਪਾੜਾ ਜਾਂ ਗੁੰਮ ਹੋਈ ਸਮੱਗਰੀ ਵੀ ਹੈ, ਜਿਸ ਲਈ ਸਾਡੇ ਕੋਲ ਸਪੱਸ਼ਟ ਵਿਆਖਿਆ ਨਹੀਂ ਹੈ."

ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਨਿਰਮਾਣ ਨੂੰ ਸਮਝਣ ਵਿਚ ਰੁਕਾਵਟਾਂ ਵਿਚੋਂ ਇਕ ਸੀ ਗ੍ਰਹਿ-ਨਿਰਮਾਣ ਕਰਨ ਵਾਲੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਦੇ ਪੁੰਜ ਦੇ ਸਿੱਧੇ ਮਾਪ ਦੀ ਘਾਟ, ਨਵੀਂ ਖੋਜ ਵਿਚ ਹੱਲ ਕੀਤੀ ਗਈ ਇਕ ਸਮੱਸਿਆ. ਬੈਂਡ 3 ਅਤੇ 7 ਨਾਲ ਜੋੜੀ ਐਲਐਮਏ ਬੈਂਡ 6 ਦੀ ਉੱਚ ਸੰਵੇਦਨਸ਼ੀਲਤਾ ਨੇ ਟੀਮ ਨੂੰ ਗਤੀਸ਼ੀਲ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆਵਾਂ, ਘਣਤਾ ਅਤੇ ਇਥੋਂ ਤਕ ਕਿ ਡਿਸਕ ਦੇ ਪੁੰਜ ਦਾ ਵਧੇਰੇ ਧਿਆਨ ਨਾਲ ਅਧਿਐਨ ਕਰਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੱਤੀ. "ਪ੍ਰੋਟੋਪਲੇਨੇਟਰੀ ਡਿਸਕ ਦੇ ਪੁੰਜ ਦੇ ਪਿਛਲੇ ਮਾਪ ਅਸਿੱਧੇ ਅਤੇ ਸਿਰਫ ਧੂੜ ਜਾਂ ਦੁਰਲੱਭ ਆਈਸੋਟੋਪੋਲੋਜ ਤੇ ਅਧਾਰਤ ਸਨ. ਇਸ ਨਵੇਂ ਅਧਿਐਨ ਨਾਲ, ਹੁਣ ਅਸੀਂ ਡਿਸਕ ਦੇ ਸਮੁੱਚੇ ਪੁੰਜ ਪ੍ਰਤੀ ਸੰਵੇਦਨਸ਼ੀਲ ਹਾਂ," ਬੇਨੇਡੇਟਾ ਵਰੋਨੇਸੀ ​​ਨੇ ਕਿਹਾ - ਮਿਲਾਨ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ ਦੇ ਇੱਕ ਗ੍ਰੈਜੂਏਟ ਵਿਦਿਆਰਥੀ ਅਤੇ & # 201cole ਨੌਰਮੇਲ ਸਪ & # 233ਰੀਅਰ ਡੀ ਲਿਓਨ ਵਿਖੇ ਪੋਸਟਡੌਕਟਰਲ ਖੋਜਕਰਤਾ, ਅਤੇ ਦੂਜੇ ਪੇਪਰ ਤੇ ਮੁੱਖ ਲੇਖਕ. "ਇਹ ਖੋਜ ਡਿਸਕ ਪੁੰਜ ਨੂੰ ਮਾਪਣ ਦੇ ਇੱਕ methodੰਗ ਦੇ ਵਿਕਾਸ ਦੀ ਬੁਨਿਆਦ ਰੱਖਦੀ ਹੈ ਜੋ ਸਾਨੂੰ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਨਿਰਮਾਣ ਦੇ ਖੇਤਰ ਵਿੱਚ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਡੀ ਅਤੇ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਧ ਦਬਾਅ ਪਾਉਣ ਵਾਲੀਆਂ ਰੁਕਾਵਟਾਂ ਨੂੰ ਤੋੜਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੰਦੀ ਹੈ. ਗ੍ਰਹਿ-ਨਿਰਮਾਣ ਦੀਆਂ ਡਿਸਕਾਂ ਵਿੱਚ ਮੌਜੂਦ ਪੁੰਜ ਦੀ ਮਾਤਰਾ ਨੂੰ ਜਾਣਨ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦਿੰਦਾ ਹੈ. ਸਾਨੂੰ ਗ੍ਰਹਿ ਪ੍ਰਣਾਲੀਆਂ ਦੇ ਗਠਨ ਲਈ ਉਪਲਬਧ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੀ ਮਾਤਰਾ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕਰਨ ਲਈ, ਅਤੇ ਉਹ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆ ਨੂੰ ਬਿਹਤਰ ਤਰੀਕੇ ਨਾਲ ਸਮਝਣ ਲਈ ਜਿਸ ਦੁਆਰਾ ਉਹ ਬਣਦੇ ਹਨ. "

ਹਾਲਾਂਕਿ ਟੀਮ ਨੇ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਨਿਰਮਾਣ ਵਿਚ ਗਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਅਸਥਿਰਤਾ ਅਤੇ ਡਿਸਕ ਪੁੰਜ ਦੀ ਭੂਮਿਕਾ ਬਾਰੇ ਕਈ ਪ੍ਰਮੁੱਖ ਪ੍ਰਸ਼ਨਾਂ ਦੇ ਜਵਾਬ ਦਿੱਤੇ ਹਨ, ਪਰ ਕੰਮ ਅਜੇ ਤੱਕ ਨਹੀਂ ਹੋ ਸਕਿਆ. "ਗ੍ਰਹਿ ਬਣਦੇ ਹਨ ਦੇ ਅਧਿਐਨ ਕਰਨਾ ਮੁਸ਼ਕਲ ਹੈ ਕਿਉਂਕਿ ਗ੍ਰਹਿ ਬਣਾਉਣ ਲਈ ਲੱਖਾਂ ਸਾਲ ਲੱਗਦੇ ਹਨ. ਇਹ ਤਾਰਿਆਂ ਲਈ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਸਮਾਂ-ਪੱਧਰ ਹੈ, ਜੋ ਹਜ਼ਾਰਾਂ-ਲੱਖਾਂ ਸਾਲ ਜੀਉਂਦੇ ਹਨ, ਪਰ ਸਾਡੇ ਲਈ ਬਹੁਤ ਲੰਬੀ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆ ਹੈ," ਪਨੇਕ-ਕੈਰੇ ਨੇ ਕਿਹਾ. 241o. "What we can do is observe young stars, with disks of gas and dust around them, and try to explain why these disks of material look the way they do. It's like looking at a crime scene and trying to guess what happened. Our observational analysis paired with future in-depth analysis of Elias 2-27 will allow us to characterize exactly how gravitational instabilities act in planet-forming disks, and gain more insight into how planets are formed."

Spiral Arms and a Massive Dust Disk with non-Keplerian Kinematics: Possible Evidence for Gravitational Instability in the Disk of Elias 2-27, Paneque-Carreño et al. ApJ, preview [https:/ / arxiv. org/ pdf/ 2103. 14048. pdf]

A Dynamical Measurement of the Disk Mass in Elias 2-27, Veronesi et al. ApJ, preview [https:/ / arxiv. org/ pdf/ 2104. 09530. pdf]

ਏਟਾਕਾਮਾ ਲਾਰਜ ਮਿਲੀਮੀਟਰ / ਸਬਮਿਲਿਮੀਟਰ ਐਰੇ (ਏਐਲਐਮਏ), ਇੱਕ ਅੰਤਰਰਾਸ਼ਟਰੀ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨ ਸਹੂਲਤ, ਯੂਰਪੀਅਨ ਸੰਗਠਨ ਫਾਰ ਐਸਟ੍ਰੋਨੋਮਿਕਲ ਰਿਸਰਚ ਇਨ ਸਾ Southernਥਰਨ ਹੇਮਸਫੀਅਰ (ਈਐਸਓ), ਯੂਐਸ ਨੈਸ਼ਨਲ ਸਾਇੰਸ ਫਾਉਂਡੇਸ਼ਨ (ਐਨਐਸਐਫ) ਅਤੇ ਨੈਸ਼ਨਲ ਇੰਸਟੀਚਿtesਟਸ ਆਫ ਨੈਚੁਰਲ ਸਾਇੰਸਜ਼ ( ਚਿਲੀ ਗਣਰਾਜ ਦੇ ਸਹਿਯੋਗ ਨਾਲ ਜਾਪਾਨ ਦੇ ਐਨ.ਆਈ.ਐਨ.ਐੱਸ. ALMA is funded by ESO on behalf of its Member States, by NSF in cooperation with the National Research Council of Canada (NRC) and the Ministry of Science and Technology (MOST) and by NINS in cooperation with the Academia Sinica (AS) in Taiwan and the Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI).

ਏਐਲਐਮਏ ਦੇ ਨਿਰਮਾਣ ਅਤੇ ਕਾਰਜਾਂ ਦੀ ਅਗਵਾਈ ਈਐਸਓ ਦੁਆਰਾ ਆਪਣੇ ਸਯੁੰਕਤ ਰਾਜਾਂ ਦੀ ਤਰਫੋਂ ਨੈਸ਼ਨਲ ਰੇਡੀਓ ਐਸਟ੍ਰੋਨਮੀ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ (ਐਨਆਰਏਓ) ਦੁਆਰਾ ਕੀਤੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਜੋ ਐਸੋਸੀਏਟਿਡ ਯੂਨੀਵਰਸਟੀਆਂ, ਇੰਕ. (ਏਯੂਆਈ) ਦੁਆਰਾ ਪ੍ਰਬੰਧਿਤ ਹੈ, ਉੱਤਰੀ ਅਮਰੀਕਾ ਦੀ ਤਰਫੋਂ ਅਤੇ ਜਾਪਾਨ ਦੇ ਨੈਸ਼ਨਲ ਐਸਟ੍ਰੋਨੋਮਿਕ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ (ਐਨਏਓਜੇ) ਦੁਆਰਾ ) ਪੂਰਬੀ ਏਸ਼ੀਆ ਦੀ ਤਰਫੋਂ. ਸੰਯੁਕਤ ਏਐਲਐਮਏ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ (ਜੇਏਓ) ਏਐਲਐਮਏ ਦੇ ਨਿਰਮਾਣ, ਕਾਰਜਸ਼ੀਲਤਾ ਅਤੇ ਸੰਚਾਲਨ ਦੀ ਏਕਤਾ ਅਤੇ ਅਗਵਾਈ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰਦਾ ਹੈ.

Media Contact:

Amy C. Oliver
Public Information Officer, ALMA
Public Information & News Manager, NRAO
+1 434 242 9584
[email protected]

Nicolás Lira
Education and Public Outreach Coordinator
Joint ALMA Observatory, Santiago - Chile
+56 2 2467 6519
[email protected]

ਅਸਵੀਕਾਰਨ: ਏਏਏਐਸ ਅਤੇ ਯੂਰੇਕ ਅਲਰਟ! ਯੂਰੇਕ ਅਲਰਟ ਨੂੰ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ਤ ਕੀਤੀਆਂ ਖ਼ਬਰਾਂ ਦੀ ਸ਼ੁੱਧਤਾ ਲਈ ਜ਼ਿੰਮੇਵਾਰ ਨਹੀਂ ਹਨ! ਸੰਸਥਾਵਾਂ ਦਾ ਯੋਗਦਾਨ ਦੇ ਕੇ ਜਾਂ ਯੂਰਕ ਅਲਰਟ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਦੁਆਰਾ ਕਿਸੇ ਵੀ ਜਾਣਕਾਰੀ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਲਈ.


MaNGA

10,000 nearby galaxies thanks to 17 simultaneous "integral field units" (IFUs), each composed of tightly-packed arrays of optical fibers. MaNGA's goal is to understand the "life history" of present day galaxies from imprinted clues of their birth and assembly, through their ongoing growth via star formation and merging, to their death from quenching at late times.

To answer these questions, MaNGA will provide two-dimensional maps of stellar velocity and velocity dispersion, mean stellar age and star formation history, stellar metallicity, element abundance ratio, stellar mass surface density, ionized gas velocity, ionized gas metallicity, star formation rate and dust extinction for a statistically powerful sample. The galaxies are selected to span a stellar mass interval of nearly 3 orders of magnitude. No cuts are made on size, inclination, morphology or environment, so the sample is fully representative of the local galaxy population. Just as tree-ring dating yields information about climate on Earth hundreds of years into the past, MaNGA's observations of the dynamical structures and composition of galaxies will help unravel their evolutionary histories over several billion years. An overview of the project is presented in Bundy et al. (2015). Additional technical publications are listed in SDSS technical publications.

In bright time the MaNGA instrument is used to observe stars for MaStar, to build a comprehensive optical stellar spectral library. For more information on this stellar library, visit the MaStar survey page.


Stellar mass database - Astronomy

SPARC is a database of 175 late-type galaxies (spirals and irregulars) with Spitzer photometry at 3.6 mu (tracing the stellar mass distribution) and high-quality HI+Halpha rotation curves (tracing the gravitational potential out to large radii). SPARC spans a wide range in stellar masses (5 dex), surface brightnesses (>3 dex), and gas fractions. On this webpage you can download SPARC data and access our scientific publications.

If you are using data from this website in your scientific publications, please cite the SPARC master paper. References to the original HI+Halpha rotation curves are given in Table1.mrt. Please consider citing the original rotation-curve sources if relevant to your publication.

SPARC BUZZ
List of published papers: here.
List of related papers: here.
List of popular articles: here.

BASIC SPARC DATA (from Lelli+2016c)
Galaxy Sample: Table1.mrt (with references to the original rotation-curve data)
Photometric Profiles: zip file (on sky values in mag/arcsec^2 with no corrections for disk inclination or extinction)
Bulge-Disk Decompositions: zip file (uncorrected for inclination, some exponential profiles are extrapolated at large radii)
Bulge Luminosities: Table (WARNING: our decompositions are non-parametric and bulges are linearly extrapolated at large radii)
Newtonian Mass Models: Table2.mrt | zip file (rotation curves, baryonic contributions, inclination-corrected stellar density profiles)

SOFTWARE (NEW!) BayesLineFit: MCMC code in Python-3 to fit a line to data with errors in both coordinates and intrinsic scatter (see Lelli+2019)
Archangel: Galaxy Photometry System for frame cleaning, ellipse fitting, surface brightness profiles, etc. (see Schombert 2007)

SCALING RELATIONS
Baryonic Tully-Fisher Relation: 2019 Data (from Lelli+2019) | 2016 Data (from Lelli+2016a)
Central Surface Density Relation: 2016 Data (from Lelli+2016b)
Radial Acceleration Relation: Binned Data | All Data (same as in Lelli+2017 McGaugh+2016)

FIGURES & VIDEOS
Mass Models for 175 SPARC LTGs: .pdf.zip | .png.zip (from Lelli+2016c)
Mass Models for 16 Rotating ETGs: .pdf.zip | .png.zip (from Lelli+2017a)
Radial Acceleration Relation Video: Video Player | Individual Frames (from Lelli+2017a)
Individual RAR fits to 175 LTGs: .pdf.tar.gz (from Li+2018)

DARK MATTER HALOS Dark Matter Halo Fits: Fit plots | Triangle plots | MCMC Chains (from Li+2020)
HI linewidths vs Halo Mass: WP50_M200.mrt (from Li+2019b)
Empirical Halo Mass Functions: NFW | Einasto | DC14 (from Li+2019b)

EARLY-TYPE GALAXIES DATA (from Lelli+2017a)
Galaxy Sample: ETG_Lelli2017.mrt (drawn from Atlas3D)
Photometric Profiles: zip file (on sky values in mag/arcsec^2 with no corrections for disk inclination or extinction)
Bulge-Disk Decompositions: zip file (uncorrected for inclination, some exponential profiles are extrapolated at large radii)
Mass Models: zip file (velocity data, baryonic contributions, inclination-corrected stellar density profiles)


Stellar mass database - Astronomy

nameਕਿਸਮtext
apogeeDesignSPECTRO Contains the plate design information for APOGEE plates.
This table contains all the design parameters used in designing plates for APOGEE spectra.
apogeeFieldSPECTRO Contains the basic information for an APOGEE field.
This table contains the name, location and number of visits expected for an APOGEE field.
apogeeObjectSPECTRO Contains the targeting information for an APOGEE object.
This table contains all the parameters that went into targeting objects for APOGEE spectra.
apogeePlateSPECTRO Contains all the information associated with an APOGEE plate.
This table contains the parameters for an APOGEE spectral plate
apogeeStarSPECTRO Contains data for an APOGEE star combined spectrum.
This table contains the data in the combined spectrum for an APOGEE star.
apogeeStarAllVisitSPECTRO Links an APOGEE combined star spectrum with all visits for that star.
This is a linking table that links an APOGEE combined star spectrum with all the visits for that star, including good, bad, commsssioning, not, etc.
apogeeStarVisitSPECTRO Links an APOGEE combined star spectrum with the visits used to create it.
This is a linking table that links an APOGEE combined star spectrum with the visits that were used to create the combined spectrum.
apogeeVisitSPECTRO Contains data for a particular APOGEE spectrum visit.
This table corresponds to the data in a single spectrum visit in APOGEE
aspcapStarSPECTRO Contains data for an APOGEE star ASPCAP entry.
This table contains the data in the ASPCAP entry for an APOGEE star.
aspcapStarCovarSPECTRO Contains the covariance information for an APOGEE star ASPCAP entry.
This table contains selected covariance matrix fields for the ASPCAP entry for an APOGEE star.
AtlasOutlinePHOTO Contains a record describing each AtlasOutline object
The table contains the outlines of each object over a 4x4 pixel grid, and the bounding rectangle of the object within the frame.
cannonStarSPECTRO Contains the stellar parameters obtained from the Cannon.
The Cannon (named by David Hogg, after Annie Jump Cannon) is a data-driven approach to determining stellar parameters. This table contains the parameters resulting froom applying that method. More information can be found at https://arxiv.org/abs/1501.07604.
DataConstantsMETA The table stores the values of various enumerated and bitmask columns.
DBColumnsMETA Every column of every table has a description in this table
DBObjectsMETA Every SkyServer database object has a one line description in this table
DBViewColsMETA The columns of each view are stored for the auto-documentation
* means that every column from the parent is propagated.
DependencyMETA Contains the detailed inventory of database objects
The objects are tracked by module
detectionIndexPHOTO Full list of all detections, with associated 'thing' assignment.
Each row in this table corresponds to a single catalog entry, or 'detection' in the SDSS imaging. For each one, this table lists a 'thingId', which is common among all detections of the same object in the catalog.
DiagnosticsMETA This table stores a full diagnostic snapshot of the database.
The table contains the names of all the tables, views, stored procedures and user defined functions in the database. We leave out the Diagnostics itself, QueryResults and LoadEvents, etc these can be dynamically updated. We compute the row counts for each table and view. This is generated by running the stored procedure spMakeDiagnostics. The table was replicated upon the creation of the database into SiteDiagnostics.
emissionLinesPortSPECTRO Emission line kinematics results for SDSS and BOSS galaxies using GANDALF
We fit galaxies using an adaptation of the publicly available Gas AND Absorption Line Fitting (GANDALF, Sarzi et al. 2006) and penalised PiXel Fitting (pPXF, Cappellari & Emsellem 2004). Stellar population models for the continuum are from of Maraston & Strömbäck (2011) and Thomas, Maraston & Johansson (2011).
FieldPHOTO All the measured parameters and calibrations of a photometric field
A field is a 2048x1489 pixel section of a camera column. This table contains summary results of the photometric and calibration pipelines for each field.
FieldProfilePHOTO The mean PSF profile for the field as determined from bright stars.
For the profile radii, see the ProfileDefs table.
FileGroupMapMETA For 'big' databases, maps big tables to their own file groups
In big databases we only put core objects in the primary file group. Other objects are grouped into separate file groups. For really big files, the indices are put in even different groups. This table is truncated in the Task databases.
FIRSTPHOTO SDSS objects that match to FIRST objects have their match parameters stored here
FramePHOTO Contains JPEG images of fields at various zoom factors, and their astrometry.
The frame is the basic image unit. The table contains false color JPEG images of the fields, and their most relevant parameters, in particular the coefficients of the astrometric transformation, and position info. The images are stored at several zoom levels.
galSpecExtraSPECTRO Estimated physical parameters for all galaxies in the MPA-JHU spectroscopic catalogue.
The estimates for stellar mass are derived using the methodology described in Kauffmann et al (2003), applied to photometric data as described in Salim et al (2007). The star formation rates are derived as discussed in Brinchmann et al (2004), but the aperture corrections are done by estimating SFRs from SED fits to the photometry outside the fiber following the methodology in Salim et al (2007).
galSpecIndxSPECTRO Index measurements of spectra from the MPA-JHU spectroscopic catalogue.
For each index, we give our estimate and error bar. Measurements performed as described in Brinchmann et al. 2004.
galSpecInfoSPECTRO General information for the MPA-JHU spectroscopic re-analysis
This table contains one entry per spectroscopic observation It may be joined with the other galSpec tables with the measurements, or to specObjAll, using specObjId. Numbers given here are for the version of data used by the MPA-JHU and may not be in perfect agreement with specObjAll.
galSpecLineSPECTRO Emission line measurements from MPA-JHU spectroscopic reanalysis
The table contains one entry per spectroscopic observation derived as described in Tremonti et al (2004) and Brinchmann et al (2004).
HalfSpaceREGION The constraints for boundaries of the the different regions
Boundaries are represented as the equation of a 3D plane, intersecting the unit sphere. These intersections are great and small circles. THe representation is in terms of a 4-vector, (x,y,z,c), where (x,y,z) are the components of a 3D normal vector pointing along the normal of the plane into the half-scape inside our boundary, and c is the shift of the plane along the normal from the origin. Thus, c=0 constraints represent great circles. If c _r_original suffices (e.g. petro_flux_r_original ), to indicate that these are the original quantities determined for the r-band, without corrections. They differ from the r-band values in the arrays (e.g. petro_flux_r_original ) in those cases where the Petrosian radius was undefined in the r-band. In those cases, the quantities in the arrays assume a Petrosian radius of 5 arcsec.

  • ਫੋਟੋਓਬੀਜ: all primary and secondary objects essentially this is the view you should use unless you want a specific type of object.
  • PhotoPrimary: all photo objects that are primary (the best version of the object).
    • ਤਾਰਾ: Primary objects that are classified as stars.
    • ਗਲੈਕਸੀ: Primary objects that are classified as galaxies.
    • ਅਸਮਾਨ:Primary objects which are sky samples.
    • ਅਣਜਾਣ:Primary objects which are no0ne of the above
    • ਫੋਟੋਓਬੀਜ: all primary and secondary objects essentially this is the view you should use unless you want a specific type of object.
    • PhotoPrimary: all photo objects that are primary (the best version of the object).
      • ਤਾਰਾ: Primary objects that are classified as stars.
      • ਗਲੈਕਸੀ: Primary objects that are classified as galaxies.
      • ਅਸਮਾਨ:Primary objects which are sky samples.
      • ਅਣਜਾਣ:Primary objects which are no0ne of the above

      Columns from OBJID through PSFMAGERR_:
      These are taken directly from photoObjAll

      Columns from PLATEID through SEGUE2_TARGET2:
      These are taken from the specObjAll and sppParams tables for any objects in this file that have matches in that specObjAll. For objects without matches in specObjAll, values are set to -9999. The names from SpecObjAll are unchanged.

      Columns from MATCH through DIST20:
      These are taken from the propermotions table, the USNOB proper motions as recalibrated with the SDSS by Jeff Munn. For objects without matches in the ProperMotions table, values are set to -9999. The names are unchanged from the propermotions table.


      GAMA is a project to exploit the latest generation of ground-based and space-borne survey facilities to study cosmology and galaxy formation and evolution.

      At the heart of this project lies the GAMA spectroscopic survey of

      300,000 galaxies down to r < 19.8 mag over

      286 deg 2 , carried out using the AAOmega multi-object spectrograph on the Anglo-Australian Telescope (AAT) by the GAMA team. This project was awarded 210 nights over 7 years (2008&ndash2014) and the observations are now completed. This survey builds on, and is augmented by, previous spectroscopic surveys such as the Sloan Digital Sky Survey (SDSS), the 2dF Galaxy Redshift Survey (2dFGRS) and the Millennium Galaxy Catalogue (MGC).

      On the imaging side, GAMA uses public data as well as conducting its own campaigns. In addition, the GAMA team has coordinated survey regions and negotiated data sharing agreements with a number of independent imaging survey teams:

      Facility Survey
      Public surveys: Sloan Foundation 2.5m SDSS
      United Kingdom Infrared Telescope (UKIRT) UKIDSS-LAS
      GAMA campaigns: Galaxy Evolution Explorer (GALEX) GALEX-GAMA
      Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) GMRT-GAMA
      Surveys connected to GAMA: VLT Survey Telescope (VST) KiDS
      Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy (VISTA) VIKING
      Canada France Hawaii Telescope (CFHT) CFHTLenS
      Herschel Space Observatory H-ATLAS
      The Australian Square Kilometre Array Pathfinder (ASKAP) DINGO
      X-ray Multi-Mirror Mission (XMM-Newton) XMM-XXL
      Wide field Infra-red Survey Explorer (WISE)

      The main objective of GAMA is to study structure on scales of 1 kpc to 1 Mpc. This includes galaxy clusters, groups, mergers and coarse measurements of galaxy structure (i.e., bulges and discs). It is on these scales where baryons play a critical role in the galaxy formation and subsequent evolutionary processes and where our understanding of structure in the Universe breaks down.

      Our primary goal is to test the CDM paradigm of structure formation. In particular, the key scientific objectives are:

      1. To test modified theories of gravity by measuring the growth rate of structure the CDM model by measuring the halo mass function and galaxy formation models by measuring the star formation efficiency in groups.
      2. To measure the connection between star formation fuelling, stellar mass build-up and feedback processes.
      3. To uncover the detailed mechanisms that govern the build-up of the stellar content of galaxies.
      4. To directly measure the recent galaxy merger rate as a function of mass, mass ratio, local environment and galaxy type.

      To address these goals, GAMA is creating an extraordinary multi-wavelength photometric and spectroscopic dataset with outstanding value to both the large-scale structure and galaxy evolution communities. By virtue of its unrivaled combination of area, spectroscopic depth, high spatial resolution and broad wavelength coverage the GAMA dataset will be uniquely capable of advancing low and intermediate-redshift galaxy studies.

      More details on GAMA and its science case can be found in our proposals (2007, 2010) and in this article.

      The following table provides an overview of the GAMA survey regions.

      Region RA range Dec range Main survey limit
      G02 30.2 - 38.8 &minus10.25 - &minus3.72 r < 19.8
      G09 129.0 - 141.0 &minus2 - +3 r < 19.8
      G12 174.0 - 186.0 &minus3 - +2 r < 19.8
      G15 211.5 - 223.5 &minus2 - +3 r < 19.8
      G23 339.0 - 351.0 &minus35 - &minus30 i < 19.2

      G02 was somewhat redefined during the course of the survey. As a result only the part north of &minus6 deg was observed to high completeness.