Tidal disruption event rates across cosmic time: forecasts for LSST, Roman, and JWST and their constraints on the supermassive black hole mass function

ब्रह्मांडीय ब्लैक होल जासूसी कहानी

कल्पना कीजिए कि ब्रह्मांड एक विशाल, हलचल भरे शहर की तरह है जहाँ सबसे शक्तिशाली निवासी सुपरमैसिव ब्लैक होल हैं। ये उन छोटे ब्लैक होल की तरह नहीं हैं जो ढहते हुए सितारों से बनते हैं; ये दिग्गज हैं, जो हमारे सूर्य से लाखों या अरबों गुना भारी हैं, और लगभग हर आकाशगंगा के केंद्र में स्थित हैं। लंबे समय से, खगोलशास्त्री सबसे बड़े, सबसे प्रसिद्ध ब्लैक होल को गिनने में माहिर रहे हैं, लेकिन "मध्यम वर्ग" के ब्लैक होल—जो थोड़े छोटे और हल्के दिग्गज हैं—एक रहस्य बने हुए हैं, विशेष रूप से ब्रह्मांड के शुरुआती दिनों के ब्लैक होल। हम जानते हैं कि वे मौजूद हैं, लेकिन हमें यह नहीं पता कि वास्तव में उनकी संख्या कितनी है या वे कैसे विकसित हुए।

यह जानने के लिए, वैज्ञानिक एक विशिष्ट प्रकार के ब्रह्मांडीय नाटक की तलाश करते हैं जिसे 'टाइडल डिसरप्शन इवेंट' (Tidal Disruption Event) या TDE कहा जाता है। एक TDE को एक ब्रह्मांडीय लूट (celestial mugging) के रूप में सोचें। यदि कोई तारा ब्लैक होल के बहुत करीब चला जाता है, तो ब्लैक होल का गुरुत्वाकर्षण इतना शक्तिशाली होता है कि वह तारे को एक टॉफी के टुकड़े की तरह तब तक खींचता है जब तक कि वह टूट न जाए। यह हिंसक विनाश प्रकाश की एक विशाल, चमकीली चमक पैदा करता है जिसे हम पृथ्वी से देख सकते हैं। इन "लूटों" की आवृत्ति को गिनकर, खगोलशास्त्री यह पता लगा सकते हैं कि अंधेरे में कितने ब्लैक होल छिपे हुए हैं। लेकिन यहाँ एक पेचीदा बात है: समय के साथ ब्रह्मांड में बहुत बदलाव आए हैं। आकाशगंगाएँ आपस में टकराई हैं, तारे अधिक घने हो गए हैं, और धूल खिसक गई है। ब्लैक होल की आबादी को समझने के लिए, हमें इन सभी बदलते हिस्सों को सुलझाना होगा ताकि हम देख सकें कि वास्तव में क्या हो रहा है।

शोध पत्र का मुख्य चित्र

इस शोध पत्र में, खगोलविदों की एक टीम ने एक परिष्कृत "ब्रह्मांडीय क्रिस्टल बॉल" बनाई है जो यह भविष्यवाणी करती है कि जब हम समय में पीछे देखेंगे, तो इन तारे-निगलने वाली घटनाओं की आवृत्ति कितनी होगी। वे एक सरल लेकिन विशाल प्रश्न का उत्तर देना चाहते थे: जैसे-जैसे ब्रह्मांड युवा होता जाता है, सुपरमैसिव ब्लैक होल की संख्या कैसे बदलती है? इसे करने के लिए, उन्होंने केवल ब्लैक होल को नहीं देखा; उन्होंने एक 'सेमी-एम्पिरिकल मॉडल' बनाया, जो एक फैंसी तरीका है यह कहने का कि उन्होंने आज के वास्तविक अवलोकनों को ब्रह्मांड में हुए परिवर्तनों के स्मार्ट अनुमानों के साथ जोड़ा है।

उन्होंने TDE की स्थानीय दर से शुरुआत की जिसे हम वर्तमान सर्वेक्षणों (जैसे ज़्विकी ट्रांजिएंट फैसिलिटी) से जानते हैं और फिर एक श्रृंखला में "फिल्टर्स" लागू किए ताकि यह देखा जा सके कि ब्रह्मांड के इतिहास के विभिन्न बिंदुओं पर दर कैसे बदलेगी। उन्होंने चार मुख्य कारकों पर विचार किया जो TDE दर के लिए 'वॉल्यूम नॉब' की तरह काम करते हैं:

1. ब्लैक होल की आबादी: उन्होंने ब्लैक होल की संख्या में समय के साथ बदलाव के बारे में दो अलग-अलग सिद्धांतों का परीक्षण किया। एक सिद्धांत बताता है कि जैसे-जैसे हम अतीत में जाते हैं, छोटे ब्लैक होल की संख्या तेजी से घटती है, जबकि दूसरा सुझाव देता है कि वे अधिक सामान्य हैं।
2. आकाशगंगाओं का विलय (Galaxy Mergers): आकाशगंगाएँ एक-दूसरे से टकराती हैं, और ये टकराव सितारों को उत्तेजित कर सकते हैं, जिससे उनके खाए जाने की संभावना बढ़ जाती है। यह प्रभाव "कॉस्मिक नून" (लगभग 10 अरब साल पहले, या रेडशिफ्ट $z \sim 2$) के आसपास सबसे मजबूत होता है।
3. तारकीय घनत्व (Stellar Density): प्रारंभिक ब्रह्मांड में, आकाशगंगाएँ छोटी और घनी थीं। इसका मतलब है कि ब्लैक होल के पास तारे अधिक सघन रूप से पैक थे, जिससे TDE की संभावना बढ़ गई।
4. धूल: जैसे-जैसे हम और पीछे देखते हैं, ब्रह्मांड में धूल अधिक होती है, जो TDE की चमकीली चमक को हमारी दृष्टि से छिपा सकती है।

उन्हें क्या मिला

लेखकों ने पाया कि TDE की कहानी केवल ऊपर या नीचे जाने वाली सीधी रेखा नहीं है। इसके बजाय, यह एक रोलरकोस्टर की तरह है। जब उन्होंने इन सभी कारकों को मिलाया, तो उन्होंने भविष्यवाणी की कि जब हम समय में पीछे देखते हैं, तो TDE की दर वास्तव में बढ़ती है, जो "कॉस्मिक नून" ($z \sim 1.2$ से $z \sim 2$) के आसपास अपने शिखर पर पहुँचती है। ऐसा इसलिए होता है क्योंकि घनी आकाशगंगाओं और अधिक बार होने वाले विलयों से मिलने वाला बढ़ावा अस्थायी रूप से इस तथ्य से अधिक होता है कि उस समय ब्लैक होल कम थे। हालाँकि, यदि आप और भी पीछे देखते हैं, उस शिखर से परे, तो दर फिर से गिरने लगती है। क्यों? क्योंकि उन चरम दूरियों पर, वहां इतने ब्लैक होल नहीं हैं जो एक तारे को नष्ट करने के लिए पर्याप्त विशाल हों लेकिन प्रकाश को बाहर निकलने देने के लिए पर्याप्त छोटे हों। ब्लैक होल या तो बहुत दुर्लभ हैं या बहुत विशाल हैं जिन्हें देखा नहीं जा सकता।

महत्वपूर्ण रूप से, शोध पत्र दिखाता है कि इस रोलरकोस्टर का सटीक आकार इस बात पर बहुत निर्भर करता है कि आप ब्लैक होल के विकास के किस सिद्धांत को मानते हैं। यदि आप एक मॉडल (शंकर मॉडल) का उपयोग करते हैं, तो शिखर कम होता है और जल्दी आता है। यदि आप दूसरे (इलिस्ट्रिस सिमुलेशन) का उपयोग करते हैं, तो शिखर ऊँचा होता है और बाद में आता है। इन दोनों मॉडलों के बीच का अंतर बहुत बड़ा है: रेडशिफ्ट $z \sim 3$ तक, TDE की अनुमानित संख्या में 10 गुना का अंतर हो सकता है। इसका मतलब है कि भविष्य में केवल TDE को गिनकर, हम अंततः यह पता लगा सकते हैं कि ब्लैक होल के विकास का कौन सा सिद्धांत सही है।

भविष्य के टेलीस्कोप का पूर्वानुमान

यह शोध पत्र फिर तीन आगामी सुपर-टेलीस्कोप के लिए एक भविष्यवक्ता के रूप में कार्य करता है, यह भविष्यवाणी करता है कि वे कितने TDE पकड़ेंगे:

• LSST (वेरा सी. रुबिन वेधशाला): यह एक "विस्तृत जाल" डालने वाला मछुआरा है। यह आकाश के एक विशाल क्षेत्र को स्कैन करेगा और हर साल हजारों से दस-हजारों TDE खोजने की उम्मीद है। क्योंकि यह बहुत कुछ देखता है, यह ब्लैक होल की आबादी के समग्र आकार को निर्धारित करने के लिए सबसे अच्छा उपकरण होगा, विशेष रूप से उन छोटे, कम द्रव्यमान वाले ब्लैक होल के लिए जिन्हें अन्यथा देखना कठिन होता है।
• रोमन स्पेस टेलीस्कोप: यह एक "हाई-डेफिनिशन" कैमरा है। यह कम TDE देखेगा (शायद साल में कुछ दर्जन से सौ तक), लेकिन वे अधिक स्पष्ट और साफ होंगे। यह समय में और पीछे देख सकता है (अपने $z \sim 2.75$ तक) और उच्च रिज़ॉल्यूशन में मेजबान आकाशगंगाओं को देखने में सक्षम होगा, जिससे वैज्ञानिकों को यह समझने में मदद मिलेगी कि क्या TDE विलय होने वाली आकाशगंगाओं या घने तारा समूहों में हो रहे हैं।
• JWST (जेम्स वेब स्पेस टेलीस्कोप): यह एक "गहरा गोता" लगाने वाला अन्वेषक है। यह एक एकल स्नैपशॉट में संयोग से बहुत कम TDE खोजेगा क्योंकि इसका दृश्य क्षेत्र बहुत छोटा है। हालाँकि, यह ब्रह्मांड के बिल्कुल किनारे ($z > 3$) पर TDE को देखने के लिए एकमात्र टेलीस्कोप है जो पर्याप्त शक्तिशाली है। लेखक सुझाव देते हैं कि यदि JWST एक ही आकाश के हिस्से को बार-बार देखता है, तो यह अंततः ब्लैक होल की पहली पीढ़ी के TDE की एक झलक पकड़ सकता है।

निष्कर्ष

शोध पत्र निष्कर्ष निकालता है कि TDE "लापता" कम द्रव्यमान वाले ब्लैक होल के रहस्य को सुलझाने के लिए एक आदर्श उपकरण हैं। जबकि वर्तमान टेलीस्कोप केवल ब्रह्मांड के एक छोटे से हिस्से को देख सकते हैं, आगामी सर्वेक्षण हमें एक विशाल, सांख्यिकीय नमूना देंगे। विभिन्न दूरियों पर मिलने वाले TDE की संख्या की तुलना करके, हम केवल सितारों के खाए जाने की गिनती नहीं करेंगे; हम उन सुपरमैसिव ब्लैक होल के विकास के इतिहास का मानचित्र बनाएंगे जो हमारे ब्रह्मांड पर शासन करते हैं। लेखक आश्वस्त हैं कि आगामी सर्वेक्षण ब्लैक होल के निर्माण और विकास के बारे में प्रत्यक्ष बाधाएं प्रदान करेंगे, जिससे एक सैद्धांतिक अनुमान एक मापे गए तथ्य में बदल जाएगा।