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Mass and Spin Growth of Very Massive Stars in Star Clusters Potentially Associated with Little Red Dots

गुरुत्वाकर्षण N-बॉडी सिमुलेशन का उपयोग करते हुए, यह अध्ययन प्रदर्शित करता है कि सघन तारा समूहों में अत्यंत विशाल तारे $10^3$ -- $10^4\,M_\odot$ के द्रव्यमान तक बढ़ सकते हैं और अत्यधिक स्पिन प्राप्त कर सकते हैं, जो संभावित रूप से विशाल अभिवृद्धि डिस्क (accretion disks) वाले तेजी से घूमते मध्यवर्ती-द्रव्यमान ब्लैक होल में ढह सकते हैं जो गुरुत्वाकर्षण तरंग घटनाओं GW190521 और GW231123 की व्याख्या कर सकते हैं।

मूल लेखक: Ataru Tanikawa, Masaru Shibata, Kunihito Ioka

प्रकाशित 2026-06-02

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CC BY 4.0

मूल लेखक: Ataru Tanikawa, Masaru Shibata, Kunihito Ioka

मूल पेपर CC BY 4.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/) के तहत लाइसेंस किया गया है। ✨ नीचे दिए गए पेपर की यह व्याख्या AI से तैयार की गई है। इसे लेखकों ने न तो लिखा है, न इसका समर्थन किया है। तकनीकी सटीकता के लिए मूल पेपर देखें। पूरा डिस्क्लेमर पढ़ें

एक ब्रह्मांडीय डांस फ्लोर की कल्पना करें जो इतना भरा हुआ है कि तारे लगातार एक-दूसरे से टकरा रहे हैं। यह अतरू तानिकावा और उनके सहयोगियों के एक नए अध्ययन की पृष्ठभूमि है, जिन्होंने सुपरकंप्यूटर सिमुलेशन का उपयोग करके यह देखने के लिए प्रयोग किया कि क्या होता है जब इन अत्यंत घने समूहों में तारे एक-दूसरे से टकराते हैं।

यहाँ उनके निष्कर्षों की कहानी दी गई है, जिसे सरल अवधारणाओं में विभाजित किया गया है:

"लिटिल रेड डॉट्स" का रहस्य

खगोलविदों ने हाल ही में प्रारंभिक ब्रह्मांड में "लिटिल रेड डॉट्स" (Little Red Dots) नामक अजीब, छोटे, लाल पिंडों को देखा है। कोई भी पूरी तरह से नहीं जानता कि वे क्या हैं। कुछ लोग सोचते हैं कि वे गैस में लिपटे विशाल ब्लैक होल हैं; अन्य सोचते हैं कि वे केवल अविश्वसनीय रूप से घने तारों के समूह हैं। यह शोध पत्र पूछता है: क्या ये एक "सुपर-स्टार" बनाने के लिए तारों के आपस में टकराने का परिणाम हो सकते हैं?

कॉस्मिक पिनबॉल मशीन

शोधकर्ताओं ने चार अलग-अलग प्रकार के घने तारा समूहों का सिमुलेशन किया। उन्होंने दस लाख वर्षों तक यह देखा कि क्या होता है।

सेटअप: इन समूहों में, सबसे बड़े तारे स्वाभाविक रूप से केंद्र में नीचे बैठ जाते हैं, जैसे एक कटोरे के निचले हिस्से में लुढ़कती भारी बॉलिंग बॉल्स।
टक्कर: क्योंकि भीड़ बहुत घनी है, ये भारी तारे आपस में टकराने लगते हैं। टकराकर वापस उछलने के बजाय, वे एक साथ जुड़ जाते हैं (जैसे गीली मिट्टी के दो गोले आपस में मिल जाते हैं)।
परिणाम: यह एक 'रनवे इफेक्ट' (बढ़ता हुआ प्रभाव) पैदा करता है। एक तारा बड़ा होता जाता है, फिर और बड़ा, और फिर अत्यंत विशाल। सिमुलेशन ने दिखाया कि ये "वेरी मैसिव स्टार्स" (VMS) हमारे सूर्य से 1,000 से 10,000 गुना भारी हो सकते हैं।

"पफी" (फूला हुआ) गुप्त सूत्र

इस शोध पत्र का सबसे रोमांचक हिस्सा एक नया मोड़ है जिसे शोधकर्ताओं ने अपने सिमुलेशन में जोड़ा है: द ब्लोटेड स्टेट (सूजन या फूलने की अवस्था)।

आमतौर पर, जब तारे टकराते हैं, तो वे सिकुड़ सकते हैं या सामान्य रह सकते हैं। लेकिन शोधकर्ताओं ने महसूस किया कि टक्कर के बाद, एक तारा "पफी" या फूला हुआ हो सकता है और फैल सकता है, जैसे किसी गुब्बारे में हवा भरी जा रही हो।

उपमा: कल्पना करें कि एक सामान्य तारा एक ठोस मार्बल (कंचा) है। एक "ब्लोटेड" तारा उसी मार्बल के चारों ओर लिपटे एक विशाल, मुलायम तकिए जैसा है।
महत्व: एक मार्बल की तुलना में एक मुलायम तकिया हिट करना बहुत आसान होता है। क्योंकि तारा इतना बड़ा और फूला हुआ है, यह अन्य तारों को बहुत आसानी से पकड़ लेता है।
परिणाम: जब शोधकर्ताओं ने तारों को "पफी" रहने दिया (विशेष रूप से यदि वे अन्य तारों को तेजी से खा रहे हैं), तो अंतिम सुपर-स्टार तीन गुना अधिक भारी रहा जितना कि वह तब होता यदि वह सघन (compact) रहता।

कॉस्मिक टॉप (घूर्णन)

एक और आश्चर्यजनक परिणाम है: ये सुपर-तारे अविश्वसनीय रूप से तेजी से घूमते हैं।

उपमा: एक फिगर स्केटर के बारे में सोचें। जब वे अपने हाथ अंदर खींचते हैं, तो वे तेजी से घूमते हैं। अब, कल्पना करें कि एक स्केटर है जिसे लगातार बगल से आने वाले अन्य स्केटर्स से टक्कर मिलती रहती है। हर बार जब कोई उनसे टकराता है, तो वे और भी तेजी से घूमने लगते हैं।
निष्कर्ष: क्योंकि ये तारे आपस में टकराकर बनते हैं, इसलिए वे उस घूमने वाली ऊर्जा को विरासत में प्राप्त करते हैं। अध्ययन में पाया गया कि ये तारे इतनी तेजी से घूमते हैं कि यदि वे ब्लैक होल में बदल गए, तो वे सबसे चरम, उच्च-गति वाले स्पिनर होंगे।

आगे क्या होगा?

शोध पत्र सुझाव देता है कि जब ये विशाल, सुपर-स्पिनिंग तारे अंततः मरते हैं, तो वे चुपचाप गायब नहीं होते।

वे संभवतः सामग्री के एक विशाल, घूमते हुए डिस्क से घिरे ब्लैक होल में बदल जाते हैं।
यह प्रणाली एक विशाल विस्फोट को ट्रिगर कर सकती है और गुरुत्वाकर्षण तरंगों (स्पेस-टाइम की लहरों) की एक लहर भेज सकती है।
लेखक सुझाव देते हैं कि यह हाल ही में देखे गए कुछ अजीब संकेतों की व्याख्या कर सकता है, जैसे कि रहस्यमय गुरुत्वाकर्षण तरंग घटनाएं जिन्हें GW190521 और GW231123 नाम दिया गया है।

चेतावनी (संभावना)

लेखक सावधानी बरतते हुए कहते हैं कि यह एक "सर्वश्रेष्ठ स्थिति" (best-case scenario) है। उन्होंने टक्कर के दौरान तारे द्रव्यमान या स्पिन को कैसे खो सकते हैं, इसके हर संभावित तरीके को शामिल नहीं किया है। वास्तव में, तारे शायद उतने बड़े या उतने तेज स्पिनर न हों जितना कि सिमुलेशन दिखाता है। हालांकि, इन सीमाओं के साथ भी, यह अध्ययन साबित करता है कि घने तारा समूह विशाल, तेज-घूमने वाले तारे बना सकते हैं जो उन "लिटिल रेड डॉट्स" के पीछे के इंजन हो सकते हैं जिन्हें हम आकाश में देखते हैं।

संक्षेप में: ब्रह्मांड में कॉस्मिक पिनबॉल मशीनें भरी हो सकती हैं जहाँ तारे आपस में टकराते हैं, फूल जाते हैं, पागलों की तरह घूमते हैं, और अंततः उन ब्लैक होल और लहरों में विस्फोट करते हैं जिन्हें समझने की हम कोशिश कर रहे हैं।

तकनीकी सारांश: लिटिल रेड डॉट्स से संभावित रूप से जुड़े स्टार क्लस्टर्स में अत्यंत विशाल तारों का द्रव्यमान और स्पिन विकास

समस्या विवरण
यह अध्ययन घने स्टार क्लस्टर्स के भीतर $\sim 10^2\text{--}10^4 \, M_\odot$ के प्रारंभिक द्रव्यमान वाले अत्यंत विशाल तारों (Very Massive Stars - VMSs) के निर्माण और विकास की जांच करता है। ये क्लस्टर्स "लिटिल रेड डॉट्स" (LRDs) के पूर्वज (progenitors) के रूप में प्रस्तावित किए गए हैं, जो जेम्स वेब स्पेस टेलीस्कोप (JWST) द्वारा हाल ही में पहचाने गए लाल, विशाल और सघन पिंडों की एक आबादी है। जबकि LRDs ब्रॉड एमिशन लाइन्स (broad emission lines) द्वारा विशेषता रखते हैं, उनमें अक्सर पता लगाने योग्य एक्स-रे या रेडियो उत्सर्जन की कमी होती है। LRDs के लिए दो प्राथमिक मॉडल मौजूद हैं: एक "BH एनवेलप मॉडल" (सघन गैस में सन्निहित विशाल ब्लैक होल्स) और एक "केवल-तारा मॉडल" (अत्यंत सघन तारकीय प्रणालियाँ)। दोनों परिदृश्यों में, रनवे तारकीय टकराव (runaway stellar collisions) VMSs के निर्माण के लिए एक संभावित तंत्र है, जो बाद में इंटरमीडिएट-मास ब्लैक होल्स (IMBHs) में परिवर्तित हो सकते हैं।

पिछले संख्यात्मक सिमुलेशन में एक महत्वपूर्ण अंतराल VMSs की टक्कर-पश्चात अवस्था (post-collision state) का उपचार है। तारकीय टकरावों से फूले हुए (bloated) पिंडों के उत्पन्न होने की अपेक्षा की जाती है जो केल्विन-हेल्महोल्ट्ज़ (KH) कालसीमा के दौरान विस्तारित त्रिज्या और निम्न प्रभावी तापमान ( $\sim 5000$ K) के साथ हाय (Hayashi) ट्रैक पर बने रहते हैं। यह फूला हुआ स्वरूप टकराव के क्रॉस-सेक्शन को काफी बढ़ा देता है, जिससे संभावित रूप से और अधिक रनवे विकास की सुविधा मिलती है। हालांकि, पिछले अध्ययनों ने अक्सर उच्च तापमान माना या इस निरंतर सूजन (bloating) को पूरी तरह से ध्यान में नहीं रखा। इसके अतिरिक्त, इन विशिष्ट क्लस्टर स्थितियों के संदर्भ में ऐसे VMSs के स्पिन कोणीय संवेग (spin angular momentum) को—जो उनके पतन की प्रकृति और संभावित गुरुत्वाकर्षण तरंग (GW) संकेतों को निर्धारित करने के लिए महत्वपूर्ण है—व्यापक रूप से ट्रैक नहीं किया गया है।

कार्यप्रणाली (Methodology)
लेखकों ने चार अलग-अलग घने स्टार क्लस्टर मॉडलों के विकास को मॉडल करने के लिए PETAR कोड का उपयोग करके ग्रेविटेशनल $N$ -बॉडी सिमुलेशन किए। सिमुलेशन में निम्नलिखित भौतिक और संख्यात्मक धारणाओं को शामिल किया गया था:

प्रारंभिक स्थितियाँ: क्लस्टर्स ने बिना किसी प्रारंभिक मास सेग्रिगेशन या फ्रैक्टल कॉन्फ़िगरेशन के किंग मॉडल ( $W_0=12$ ) का अनुसरण किया। उन्हें $Z = 2 \times 10^{-3}$ ( $0.1 \, Z_\odot$ ) की धातुता (metallicity) के साथ अलग-थलग प्रणालियों के रूप में माना गया।
तारकीय जनसंख्या: दो प्रारंभिक द्रव्यमान फलन (IMFs) का परीक्षण किया गया: एक मानक क्रूप (Kroupa) IMF और एक "टॉप-हेवी" IMF ( $dN/dm \propto m^{-1}$ $10 \le m/M_\odot \le 150$ के लिए)।
तारकीय विकास: सिमुलेशन में $1280 \, M_\odot$ तक के द्रव्यमान के लिए 1D HOSHI कोड के परिणामों पर आधारित एक कस्टम सिंगल-स्टार इवोल्यूशन मॉडल ("L मॉडल") का उपयोग किया गया। गर्म विशाल तारों और ल्यूमिनस ब्लू वेरिबल्स (LBVs) के लिए तारकीय हवाओं (stellar winds) को BSE पैकेज प्रीस्क्रिप्शन का उपयोग करके मॉडल किया गया।
टकराव भौतिकी (Collision Physics): टकरावों को बिना द्रव्यमान हानि के पूर्णतः चिपचिपा (perfectly sticky) माना गया। विलय होने पर, टक्कर उत्पादों का "पुनर्जीवन" (rejuvenation) हुआ, जिसमें पुनर्जीवन की डिग्री पूर्ववर्ती तारों के द्रव्यमान अनुपात पर निर्भर थी।
फूले हुए अवस्था का कार्यान्वयन: एक प्रमुख कार्यप्रणाली नवाचार टक्कर उत्पादों ( $M > 150 \, M_\odot$ ) के लिए फूले हुए अवस्था का स्पष्ट मॉडलिंग था। तार का त्रिज्या को $T_{\text{eff}} = 5000$ K की प्रभावी तापमान बनाए रखने के लिए स्थिर किया गया, जबकि ल्यूमिनोसिटी को अन-ब्लोटेड (unbloated) अवस्था से संरक्षित किया गया। इसे प्रत्येक क्लस्टर मॉडल के लिए दो सिमुलेशन सेटों पर लागू किया गया: एक जिसमें फूला हुआ अवस्था शामिल था ("Y" प्रत्यय) और एक जिसमें शामिल नहीं था ("N" प्रत्यय)।
पोस्ट-प्रोसेसिंग सत्यापन: लेखकों ने क्रिटिकल थ्रेशोल्ड ( $\dot{M}_{\text{crit}} = 3 \times 10^{-2} \, M_\odot \, \text{yr}^{-1}$ ) से अधिक VMS एक्रेशन दर की जाँच करके फूले हुए अवस्था की धारणा की आत्म-संगति का मूल्यांकन किया, और यह भी देखा कि टक्करों के बीच का समय KH कालसीमा (दोनों फूले हुए और अन-ब्लोटेड त्रिज्या के लिए गणना की गई) से कम रहता है या नहीं।

मुख्य परिणाम
सिमुलेशन ने प्रदर्शित किया कि सभी मॉडलों में रनवे टकराव होते हैं, जिससे $1000 \, M_\odot$ से अधिक द्रव्यमान वाले VMSs का निर्माण होता है।

द्रव्यमान वृद्धि: फूले हुए अवस्था के समावेश ने VMS विकास को महत्वपूर्ण रूप से बढ़ाया। सबसे चरम मामले (मॉडल M6D7H-Y) में, VMS द्रव्यमान $\sim 9.5 \times 10^4 \, M_\odot$ (कुल क्लस्टर द्रव्यमान का लगभग $10\%$ ) तक पहुँच गया, जो 1 Myr के भीतर प्राप्त हुआ। यह अन-ब्लोटेड परिदृश्य (मॉडल M6D7H-N, $\sim 2.4 \times 10^4 \, M_\odot$ ) में प्राप्त द्रव्यमान से लगभग तीन गुना अधिक है। उन मॉडलों में भी जहाँ 0.5 Myr के बाद एक्रेशन दर क्रिटिकल थ्रेशोल्ड से नीचे गिर गई, प्रारंभिक फूली हुई अवस्था ने VMS को गैर-फूली हुई स्थितियों की तुलना में काफी उच्च द्रव्यमान तक पहुँचने में मदद की।
स्पिन विकास: परिणामी VMSs का आयामहीन स्पिन पैरामीटर ( $J c / G M^2$ ) अत्यंत उच्च पाया गया, जो सभी मामलों में 10 से अधिक था। यह तीव्र घूर्णन टकराने वाले तारों के कक्षीय कोणीय संवेग (orbital angular momentum) के VMS के स्पिन कोणीय संवेग में रूपांतरण के कारण है। लेखकों ने एक विश्लेषणात्मक अनुमान (समीकरण 15) निकाला जो सिमुलेशन परिणामों के अनुरूप है, जो दिखाता है कि स्पिन प्रभाव पैरामीटर (impact parameter) के वर्गमूल और टकरावों की संख्या के साथ स्केल करता है।
क्लस्टर निर्भरता: VMS द्रव्यमान अनुपात, प्रारंभिक हाफ-मास रिलैक्सेशन समय के साथ एंटी-कोरिलेटेड (anti-correlated) था। उच्च प्रारंभिक द्रव्यमान घनत्व, टॉप-हेवी IMFs, और कम कुल तारा संख्या (विशिष्ट कॉन्फ़िगरेशन में), अधिक कुशल रनवे विकास के पक्ष में थे।

महत्व और दावे
पेपर का दावा है कि LRD पूर्वजों के समान घने स्टार क्लस्टर्स में बनने वाले VMS स्वाभाविक रूप से अत्यधिक स्पिन वाले होते हैं और $10^3\text{--}10^4 \, M_\odot$ (या विशिष्ट फूले हुए परिदृश्यों में उससे अधिक) की सीमा तक द्रव्यमान प्राप्त कर सकते हैं। लेखक तर्क देते हैं कि ऐसे तेजी से घूमने वाले VMSs, अपने पतन पर, एक विशाल एक्रेशन डिस्क से घिरे ब्लैक होल के निर्माण की उम्मीद करते हैं। यह BH-डिस्क प्रणाली निम्नलिखित के लिए एक संभावित इंजन है:

इलेक्ट्रोमैग्नेटिक ट्रांजिएंट्स: विस्कस एंगुलर मोमेंटम ट्रांसपोर्ट के माध्यम से विस्फोटों को शक्ति प्रदान करना और संभावित रूप से रिलेटिविस्टिक जेट्स (अल्ट्रा-लॉन्ग गामा-रे बर्स्ट) लॉन्च करना।
गुरुत्वाकर्षण तरंगें (Gravitational Waves): विशाल एक्रेशन डिस्क में नॉन-एक्सिसिमेट्रिक अस्थिरताओं के कारण बर्स्ट GWs उत्सर्जित करना, जो संभावित रूप से GW190521 और GW231123 जैसी घटनाओं की व्याख्या कर सकते हैं, जिनमें पेयर-इंस्टेबिलिटी मास गैप में अवशेष द्रव्यमान शामिल हैं।

लेखक स्पष्ट रूप से नोट करते हैं कि उनके परिणाम ऊपरी सीमा (upper limits) का प्रतिनिधित्व करते हैं। सिमुलेशन में टकराव के दौरान द्रव्यमान और कोणीय संवेग की हानि, पोस्ट-मेन-सीक्वेंस विकास, और विशिष्ट VMS विंड मास-लॉस मैकेनिज्म को छोड़ दिया गया है। इसके अलावा, रिजिड रोटेशन (rigid rotation) का अनुमान लगाना एक ओवरएस्टिमेट हो सकता है यदि कोणीय सं belum (angular momentum) का परिवहन (जैसे चुंबकीय क्षेत्रों के माध्यम से) अक्षम है। इन चेतावनियों के बावजूद, अध्ययन निष्कर्ष निकालता है कि फूली हुई अवस्था (bloated state) को ध्यान में रखना LRD-जैसे वातावरण में VMS विकास को सटीक रूप से मॉडल करने के लिए आवश्यक है, और परिणामी पिंड मल्टी-मैसेंजर ट्रांजिएंट्स के लिए मजबूत उम्मीदवार हैं।