ब्रह्मांड की अद्भुत घटना का बनिए गवाह, 'ब्लेज स्टार' में हो सकता है विस्फोट

Blaze Star News:  ब्रह्मांड के बारे में हमारी समझ पर गहरा प्रभाव डालने वाला एक दुर्लभ खगोलीय शो निकट आ रहा है।अब से सितंबर के बीच, टी कोरोना बोरेलिस (टी सीआरबी), जिसे 'ब्लेज़ स्टार' के नाम से जाना जाता है, फट सकता है और एक खगोलीय शो कर सकता है। यह तारा, जो अभी नंगी आँखों से दिखाई नहीं देता, इतना चमकीला हो जाएगा कि यह नंगी आँखों से एक हफ़्ते से ज़्यादा समय तक और दूरबीन से लगभग दो से तीन हफ़्ते तक दिखाई देगा।

लगभग 3000 प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित, टी सीआरबी, जो सामान्यतः एक बहुत ही धुंधला तारा है तथा नंगी आंखों से दिखाई नहीं देता, वह 'नोवा' में विकसित होगा, जो एक तारकीय विस्फोट है, तथा लगभग 80 वर्षों में एक बार पर्याप्त चमकीला हो जाएगा।

कोलकाता के एसएन बोस नेशनल सेंटर फॉर बेसिक साइंसेज में एस्ट्रोफिजिक्स एंड कॉस्मोलॉजी के सहायक प्रोफेसर डॉ. रामकृष्ण दास कहते हैं, "टी सीआरबी उन कुछ नोवा में से एक है, जिन्हें अक्सर विस्फोट करते हुए देखा गया है, मानव जीवनकाल से भी कम समय के अंतराल पर।" "अब तक, हमने अपनी आकाशगंगा में लगभग 10 आवर्ती नोवा का पता लगाया है। आवर्ती नोवा विस्फोट दुर्लभ हैं। इस बार, खगोलविद विभिन्न तरंगदैर्ध्य में अधिक परिष्कृत उपकरणों के साथ आवर्ती नोवा का अध्ययन करने के अवसर का बेसब्री से इंतजार कर रहे हैं।"

(टी सीआरबी कोरोना बोरेलिस के 'क्राउन' के ठीक नीचे स्थित है।)

तारकीय वस्तुओं की दृश्यमान चमक परिमाण में मापी जाती है, जिसमें संख्या जितनी बड़ी होती है, वह उतनी ही मंद होती है। उदाहरण के लिए, रात के आकाश में सबसे चमकीला तारा, सिरियस, का परिमाण -1.46 है, और पूर्णिमा, जो इससे भी अधिक चमकदार है, -13 है। केवल वे तारकीय वस्तुएँ जिनका परिमाण +6 या उससे कम है, नग्न आँखों से दिखाई देती हैं। सामान्य समय में, T CrB का परिमाण +10 है; जब यह नोवा हो जाता है, तो इसकी चमक +2 तक बढ़ने की उम्मीद है।1946 और 1866 में टी सीआरबी के विस्फोट से पहले, अचानक चमक बढ़ गई थी और उसके बाद गतिविधि में कमी आई थी। खगोलविदों ने भी यही संकेत पाया, जो दर्शाता है कि नोवा शायद निकट है।

नोवा क्या है?

रात का आकाश नंगी आँखों से हमारे सिर के ऊपर एक गुंबद की तरह दिखाई देता है। इसलिए, पुराने दिनों में, लोगों ने कल्पना की थी कि ब्रह्मांड गोलाकार है, और तारे इस आकाशीय क्षेत्र से जुड़े हुए हैं। पृथ्वी को इस आकाशीय क्षेत्र के केंद्र में माना जाता था, जिसके चारों ओर सूर्य, चंद्रमा और ग्रह घूमते हैं। जैसे-जैसे पृथ्वी अपनी धुरी पर घूमती है, आकाशीय क्षेत्र के विभिन्न हिस्से ऊपर दिखाई देते हैं। दूरबीन के आविष्कार से पहले, केवल कुछ हज़ार तारे ही ज्ञात थे, जो बिना ऑप्टिकल सहायता के देखे जा सकने लायक चमकीले थे। इन 'स्थिर तारों' की पहचान की गई और उन्हें एक-एक करके सूचीबद्ध किया गया।

लगभग 400 साल पहले, रात के आसमान में अचानक एक 'नया' तारा दिखाई दिया। ओफ़िचस तारामंडल के निचले हिस्से में स्थित, यह इतनी चमक से चमक रहा था कि दिन में भी दिखाई दे रहा था। एक इतालवी विद्वान, लोदोविको डेले कोलोम्बे ने 9 अक्टूबर, 1604 को इसे देखा। इस दृढ़ विश्वास के साथ कि आकाश में कुछ भी नहीं बदल सकता है और सितारों की संख्या वही रहती है, उन्होंने इसके दिखने को नकार दिया। इस बीच, केप्लर ने 17 अक्टूबर, 1604 को प्राग से इस नए तारे का अवलोकन करना शुरू किया और इसे 'स्टेला नोवा' कहा, जिसका लैटिन में अर्थ है 'नया तारा' (नोवा का अर्थ है 'नया')। विभिन्न अवलोकनों से, केप्लर ने साबित किया कि यह वस्तु अन्य तारों जितनी ही दूर थी और इसलिए, यह कोई वायुमंडलीय घटना नहीं थी बल्कि एक नए तारे का वास्तविक रूप था। आज, हम जानते हैं कि केप्लर ने तब जो देखा वह एक दुर्लभ टाइप Ia सुपरनोवा ('टाइप वन ए' पढ़ें) भड़कना था।

तब से, खगोलशास्त्री किसी भी क्षणिक खगोलीय घटना को 'नया तारा' कहते हैं, जो कई दिनों तक चमकीली दिखाई देती है, तथा कुछ सप्ताह या महीनों में धीरे-धीरे फीकी पड़ जाती है।'नोवा' के विभिन्न प्रकार हैं; एक कभी-कभी पाया जाता है, जैसे टी सीआरबी।

टी सीआरबी समय-समय पर क्यों फटता है?

खगोलविदों ने 1866 में और उसके बाद 1946 में टी सीआरबी के चमकने और चमकने को रिकॉर्ड किया है, जिसकी अवधि लगभग 80 साल है। खगोलविदों का अनुमान है कि यह वर्ष तारे के फटने के लिए उपयुक्त है। समय-समय पर फटने वाले तारों को 'पुनरावर्ती नोवा' या संक्षेप में आरएन कहा जाता है।

कल्पना करें कि एक बर्तन में पानी भरा है और उसे स्टोव पर ढक्कन से ढक दिया गया है। जैसे-जैसे पानी गर्म होता है, वह भाप में बदल जाता है। भाप बर्तन के अंदर बनती है क्योंकि ढक्कन उसे बाहर निकलने से रोकता है। धीरे-धीरे, भाप का दबाव तब तक बढ़ता है जब तक कि वह ढक्कन को उठाने के लिए पर्याप्त मजबूत न हो जाए।

ढक्कन उठाने पर भाप निकलती है और दबाव कम हो जाता है। फिर, ढक्कन बर्तन पर वापस आ जाता है और चक्र चलता रहता है, भाप बनती है, भाप को बाहर निकलने देने के लिए ढक्कन उठाया जाता है और दबाव कम हो जाता है।

टी सीआरबी में आवर्ती नोवा भी इसी प्रकार की प्रकृति का है।

एक सितारे का जीवन

दास कहते हैं, "टी सीआरबी एक अकेला तारा नहीं है, बल्कि इसमें दो तारे हैं जो अपने सामान्य गुरुत्वाकर्षण केंद्र को घुमाते हैं। एक तारा बूढ़ा सफेद बौना है, और दूसरा एक लाल विशालकाय तारा है जो मध्य-जीवन संकट से ग्रस्त है।"जैसे हम बच्चे के रूप में जन्म लेते हैं, वयस्कता में बढ़ते हैं, बूढ़े होते हैं और मर जाते हैं, वैसे ही तारों का भी एक जीवन चक्र होता है। सूर्य के द्रव्यमान से आठ गुना से भी कम द्रव्यमान के साथ पैदा हुए तारे एक जीवन चक्र से गुजरते हैं जो उन्हें मुख्य अनुक्रम चरण से लाल विशालकाय चरण और अंततः सफेद ड्राफ्ट के रूप में मृत्यु तक ले जाता है। हमारा सूर्य वर्तमान में मुख्य अनुक्रम चरण में है।

तारे थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन के कारण चमकते हैं; हल्के परमाणु नाभिक भारी नाभिक बनाने के लिए विलीन हो जाते हैं और इस प्रक्रिया में, भारी मात्रा में ऊर्जा छोड़ते हैं। परमाणुओं के नाभिक सकारात्मक रूप से आवेशित होते हैं; इसलिए, आमतौर पर, वे दृढ़ता से प्रतिकर्षित होते हैं और एक दूसरे के पास आने का विरोध करते हैं। लेकिन अगर तापमान और दबाव बहुत अधिक है, तो सकारात्मक रूप से आवेशित नाभिक को विलीन किया जा सकता है, जिससे प्रतिकर्षण बल पर काबू पाया जा सकता है। बृहस्पति के द्रव्यमान से 80 गुना अधिक द्रव्यमान (या सूर्य के द्रव्यमान का लगभग दसवां हिस्सा) वाला एक तारकीय पिंड में थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन को प्रज्वलित करने के लिए दबाव और, परिणामस्वरूप, कोर पर तापमान उत्पन्न करने के लिए पर्याप्त गुरुत्वाकर्षण बल होगा।

अर्थात्, बृहस्पति के द्रव्यमान से 80 गुना अधिक द्रव्यमान वाले तारकीय पिंड चमकेंगे और तारे बन जाएंगे, जबकि कम द्रव्यमान वाले पिंड ठंडे रहेंगे।जब तारे जन्म लेते हैं, तो वे मुख्य रूप से हाइड्रोजन से बने होते हैं। अपने जीवन के मुख्य अनुक्रम चरण के दौरान, चार हाइड्रोजन परमाणु मिलकर हीलियम नाभिक बनाते हैं, जिससे भारी मात्रा में ऊर्जा निकलती है।थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया से ऊष्मीय ऊर्जा निकलती है, जो पदार्थों को धकेलती है जबकि गुरुत्वाकर्षण उन्हें एक साथ रखता है। यह नाजुक संतुलन तारे को बरकरार और चमकदार बनाए रखता है।

जैसे हम जन्म लेते हैं, बूढ़े होते हैं और मर जाते हैं, वैसे ही सितारों का भी जीवन चक्र होता है। अगले पाँच अरब वर्षों में सूर्य एक लाल दानव बन जाएगा, और अगले आठ अरब वर्षों में एक नोवा के रूप में विस्फोट हो जाएगा और सफ़ेद बौना बन जाएगा।हालांकि, जब कोर में हाइड्रोजन खत्म हो जाता है, तो संतुलन खो जाता है। संलयन के लिए कम हाइड्रोजन नाभिक उपलब्ध होने के कारण, थर्मोन्यूक्लियर संलयन धीमा हो जाता है। इसे नियंत्रित रखने के लिए पर्याप्त तापीय गैस दबाव के बिना, गुरुत्वाकर्षण का बोलबाला हो जाता है।

गुरुत्वाकर्षण के दबाव से कोर सिकुड़ जाता है, जिससे अंदर जमा तापीय ऊर्जा निकलती है। यह ऊर्जा बाहर निकलती है और ऊपरी परत को गर्म करती है। इस प्रकार, जब आंतरिक कोर सिकुड़ता है, तो बाहरी परतें फैलती हैं। तारा अपने मध्य-जीवन संकट में है।

लाल दानव की ओर

सिकुड़े हुए कोर में दबाव और तापमान बढ़ेगा, जिससे थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया का दूसरा दौर शुरू होगा। अब, हीलियम कार्बन बनाने के लिए संलयित होगा। ऊष्मीय ऊर्जा बाहरी परत को उड़ा देगी, जिससे तारा फूल जाएगा। फूला हुआ तारा अब पहले चरण से कई हज़ार गुना बड़ा है। इस बिंदु पर, पतला, चिकना तारा एक फूला हुआ विशालकाय बन जाता है। सूर्य लगभग 500 कोर वर्षों में इस अवस्था में पहुँच जाएगा और शुक्र की कक्षा के आकार तक फैल जाएगा।

एक बार फिर, तारा स्थिरता प्राप्त कर लेगा, थर्मोन्यूक्लियर संलयन से ऊष्मीय ऊर्जा उत्पन्न होगी और गुरुत्वाकर्षण इसका प्रतिकार करेगा।जैसे-जैसे तारा फैलता है, उसका सतही क्षेत्रफल बढ़ता है, जिससे सतह पर ऊर्जा नष्ट होती है। इसके परिणामस्वरूप तारे की सतह ठंडी हो जाती है और सफ़ेद या पीले से लाल रंग में बदल जाती है। इन परिवर्तनों के कारण तारा आकार में बड़ा हो जाता है और लाल रंग का दिखाई देता है, इस प्रकार यह लाल दानव बन जाता है।

एक बार फिर, कोर में मौजूद ज़्यादातर हीलियम किसी न किसी चरण में खत्म हो जाएगा। एक बार फिर, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया रुक जाएगी, जिससे गुरुत्वाकर्षण को बढ़त मिलेगी।इस अवस्था में, गुरुत्वाकर्षण कोर को, जो कि आमतौर पर सूर्य का द्रव्यमान होता है, एक पृथ्वी के आकार की वस्तु में बदल देता है जिसे सफ़ेद बौना कहते हैं। सफ़ेद बौने में, कोर में कार्बन की प्रचुरता होती है, जिसमें हीलियम और ऑक्सीजन के नाभिक होते हैं, जो अत्यधिक ऊर्जावान इलेक्ट्रॉनों के समुद्र में तैरते हैं। ऋणात्मक आवेश वाले इलेक्ट्रॉन एक दूसरे को प्रतिकर्षित करते हैं, और यह इलेक्ट्रोस्टैटिक प्रतिकर्षी दबाव सफ़ेद बौने को और अधिक सिकुड़ने से रोकता है।

गुरुत्वाकर्षण और इलेक्ट्रॉनों के इलेक्ट्रोस्टैटिक प्रतिकर्षण के बीच रस्साकशी तारे को व्हाइट ड्वार्फ की स्थिति में रखती है, बशर्ते कि द्रव्यमान 1.4 सौर द्रव्यमान से कम हो। यदि द्रव्यमान अधिक हो जाता है, तो तारा न्यूट्रॉन तारे में बदल जाएगा और यदि द्रव्यमान 3 सौर द्रव्यमान से अधिक है तो यह ब्लैक होल बन जाएगा।

सालों-साल, फंसी हुई गर्मी धीरे-धीरे बाहर निकलती है क्योंकि सफ़ेद बौना ठंडा होता है और धीरे-धीरे धुंधला होता है। आखिरकार, केंद्र में कार्बन की निष्क्रिय गांठ हीरे में क्रिस्टलीकृत हो जाएगी - जिससे वे प्राकृतिक 'आसमान में हीरे' बन जाएंगे। सफ़ेद बौने से निकलने वाली एक्स-रे और पराबैंगनी किरणें आसपास की बाहरी परत से परावर्तित होकर अंतरिक्ष में फैल जाती हैं और उन्हें शानदार ढंग से चमका देती हैं, जिससे 'ग्रहीय नेबुला' के रूप में जाना जाता है।श्वेत वामन उन तारों की अंतिम अवस्था है, जिनका जीवन सूर्य के द्रव्यमान से आठ गुना से भी कम द्रव्यमान के साथ शुरू हुआ था।

टैंगो

दास कहते हैं, "टी सीआरबी एक द्विआधारी प्रणाली है, जिसमें एक विशाल लेकिन छोटा सफेद बौना और दूसरा बड़ा फूला हुआ लाल दानव है, जो लगभग 228 दिनों में एक दूसरे के चारों ओर चक्कर लगाते हैं।"सफ़ेद बौने का द्रव्यमान सूर्य के लगभग बराबर है, लेकिन यह पृथ्वी के आकार के बराबर आयतन में सिकुड़ा हुआ है। इसका गुरुत्वाकर्षण बहुत ज़्यादा है, जो पृथ्वी से 100,000 से 300,000 गुना ज़्यादा है। साथी लाल विशालकाय ग्रह पृथ्वी और सूर्य के बीच की आधी दूरी पर, काफी नज़दीक स्थित है, जो सफ़ेद बौने को गर्म गरमागरम हाइड्रोजन प्लाज़्मा को अपनी ओर आकर्षित करने और खींचने की अनुमति देता है।

साथी से द्रव्यमान के हटने के कारण श्वेत वामन कभी-कभी नवतारा में बदल जाता है; और यदि श्वेत वामन का द्रव्यमान बढ़ जाता है और वह सूर्य के द्रव्यमान से 1.44 गुना अधिक हो जाता है, तो वह एक शानदार सुपरनोवा में विस्फोटित हो जाएगा, तथा अपने पीछे एक न्यूट्रॉन तारा छोड़ जाएगा।

अपने अविश्वसनीय रूप से उच्च घनत्व के कारण, सफ़ेद बौने के पास एक ठोस सतह होती है, जो इसे सामान्य तारों से अलग करती है। साथी तारे से निकाली गई हाइड्रोजन सफ़ेद बौने की सतह पर जमा हो जाती है। जैसे-जैसे अधिक हाइड्रोजन चुराया जाता है, यह एक घनी और मोटी परत बनाता है, जो अंततः उच्च तापमान तक पहुँच जाता है। एक बार जब हाइड्रोजन परत अपने फ़्लैश पॉइंट पर पहुँच जाती है, तो थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएँ होती हैं, जिसके परिणामस्वरूप हाइड्रोजन परत का अचानक और विस्फोटक 'जलना' होता है।

दास कहते हैं, "सूर्य जैसे सामान्य तारों में थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन अभिक्रियाएँ कोर पर होती हैं, लेकिन बहुत धीमी गति से। हालाँकि, रिकरंट नोवा के मामले में, सफ़ेद बौने की सतह पर बहुत कम समय में फ्यूजन होता है, जिसके परिणामस्वरूप बम विस्फोट के समान बहुत अधिक मात्रा में ऊर्जा उत्पन्न होती है।" यह अभिक्रिया कुछ ही मिनटों या घंटों में इतनी ऊर्जा छोड़ती है जितनी सूर्य हज़ार साल में पैदा करता है! बची हुई बिना जली हाइड्रोजन 1,000 किलोमीटर/सेकंड से ज़्यादा की गति से बाहर निकलती है। यही वह प्रक्रिया है जो नोवा की ओर ले जाती है!

हालांकि शक्तिशाली, विस्फोट सफेद बौने को हिलाने या साथी को नुकसान पहुंचाने के लिए पर्याप्त नहीं है; प्रक्रिया खुद को दोहराती है। अधिकांश नोवा के लिए, विस्फोटों के बीच का समय सैकड़ों वर्ष है। लेकिन कुछ के लिए, पुनरावृत्तियों के बीच का समय इतना कम होता है कि हम पैटर्न देख सकते हैं। टी कोरोना बोरेलिस एक "पुनरावर्ती नोवा" है जिसकी आवधिकता मानव जीवनकाल से भी कम है।

खगोलीय प्रेक्षणों के ऐतिहासिक अभिलेखों से हमें ज्ञात है कि टी-सीआरबी का विस्फोट 1866 में तथा पुनः 1946 में हुआ था, तथा इनका पुनरावृत्ति काल लगभग 80 वर्ष रहा।"हालांकि, पुनरावृत्ति घड़ी की तरह नहीं होती है। नोवा तब होता है जब तापमान और दबाव की महत्वपूर्ण मात्रा प्राप्त होती है। ये पदार्थ अभिवृद्धि की दर, सफ़ेद बौने के द्रव्यमान और अन्य चर जैसे कारकों पर निर्भर करते हैं। ये सभी पैरामीटर सफ़ेद बौने के जीवनकाल में बदलते हैं। इसलिए, महत्वपूर्ण स्थिति को प्राप्त करने के लिए आवश्यक समय अलग-अलग होता है," दास बताते हैं। अवलोकनों से, खगोलविदों का अनुमान है कि इस साल कभी भी तारा नोवा हो सकता है।

सेब की गाड़ी को उलट देना

यदि साथी तारे से गैस का रिसाव काफी तेजी से होता है, तो सफ़ेद बौना एक आखिरी बार सुपरनोवा के रूप में विस्फोट करेगा, जो सूर्य से पाँच अरब गुना ज़्यादा चमकेगा। चमक इतनी तीव्र होगी कि यह हफ़्तों या महीनों तक पूरी आकाशगंगा को भी पीछे छोड़ देगी।

यदि संचयन दर तेज़ है, तो सफ़ेद बौने का द्रव्यमान महत्वपूर्ण बिंदु को पार कर सकता है, जो सूर्य के द्रव्यमान का लगभग 1.44 गुना है, जिसे 'चंद्रशेखर सीमा' कहा जाता है (यह नाम भारतीय मूल के अमेरिकी खगोलशास्त्री और नोबेल पुरस्कार विजेता सुब्रह्मण्यन चंद्रशेखर के नाम पर रखा गया है)। जब सफ़ेद बौने का द्रव्यमान इस सीमा को पार कर जाता है, तो गुरुत्वाकर्षण इतना प्रबल हो सकता है कि इलेक्ट्रॉनों का प्रतिकर्षण भी कुचला जा सकता है। इलेक्ट्रॉन और प्रोटॉन आपस में मिल जाते हैं, और तारे का पूरा केंद्र एक बहुत ही भयंकर विस्फोट - सुपरनोवा - में न्यूट्रॉन से भर जाता है।

इस प्रलयकारी घटना से उत्पन्न होने वाले तारे को न्यूट्रॉन तारा कहा जाता है। एक सामान्य न्यूट्रॉन तारे का आकार सिर्फ़ 20 किलोमीटर होता है, जो चेन्नई के आकार के बराबर होता है। इनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से 1.18 से 1.97 गुना अधिक होता है।इस सुपरनोवा को ट्रिगर करने वाली यह बेकाबू परमाणु प्रतिक्रिया 'टाइप Ia' सुपरनोवा कहलाती है। भौतिकी से, हम जानते हैं कि इस घटना से कितना विकिरण निकलेगा और यह कितना चमकीला होगा। प्रकाश स्रोत की चमक उसकी दूरी के वर्ग के अनुसार कम होती जाती है। हम पृथ्वी से दिखाई देने वाली चमक की तुलना करके दूरी की सटीक गणना कर सकते हैं।अरबों तारों वाली आकाशगंगा और सैकड़ों आकाशगंगाओं वाले समूह में, किसी भी समय कम से कम एक प्रकार Ia सुपरनोवा होने की अत्यधिक संभावना है। वास्तव में, वैज्ञानिक ब्रह्मांड के किनारे पर दूर स्थित आकाशगंगाओं और समूहों की दूरी का अनुमान टाइप Ia सुपरनोवा की चमक का अध्ययन करके लगाते हैं, जैसा कि वे हमें दिखाई देते हैं।

भविष्य में कभी भी, T CrB संभवतः एक प्रकार Ia सुपरनोवा के रूप में विस्फोटित होगा।हम यह जानने के लिए उत्सुक हैं कि क्या आवर्ती नोवा हर बार विस्फोट होने पर संचित द्रव्यमान का कुछ हिस्सा बरकरार रखता है। यदि ऐसा है, तो सफेद बौने का द्रव्यमान प्रत्येक नोवा के साथ धीरे-धीरे और लगातार बढ़ेगा। एक स्तर पर, द्रव्यमान चंद्रशेखर सीमा से थोड़ा कम हो सकता है, और यहां तक कि एक छोटा सा संचय भी टाइप Ia सुपरनोवा को ट्रिगर करने के लिए पर्याप्त है।"खगोलविदों का मानना है कि आवर्ती नोवा, टाइप Ia सुपरनोवा के संभावित पूर्वज हैं, जिनका उपयोग अंतरिक्ष में दूरियों को मापने के लिए किया जाता है। हमें अपने सैद्धांतिक मॉडल का समर्थन करने के लिए अवलोकन संबंधी साक्ष्य की आवश्यकता है। दास कहते हैं कि नोवा के घटित होने के दौरान उसका अवलोकन करने का अवसर "टाइप Ia सुपरनोवा के साथ पूर्वज मुद्दों को हल करने के लिए बहुमूल्य जानकारी प्रदान करेगा।"