Binary neutron star populations across cosmic time: the impact of binary stellar evolution uncertainties

मृत सितारों का ब्रह्मांडीय नृत्य

कल्पना कीजिए कि ब्रह्मांड एक विशाल, अराजक बॉलरूम है जहाँ तारे नर्तक हैं। अधिकांश तारे अकेले नाचते हैं, लेकिन कुछ जोड़ों के रूप में जन्म लेते हैं, जो एक साझा केंद्र के चारों ओर हाथ थामे घूमते हैं। जब ये जोड़े पर्याप्त विशाल होते हैं, तो अंततः उनका ईंधन समाप्त हो जाता है, वे ढह जाते हैं और शानदार सुपरनोवा के रूप में फट जाते हैं। यदि वे बिखरने के बिना विस्फोट से बच जाते हैं, तो वे न्यूट्रॉन तारे बन जाते हैं—पदार्थ के शहर के आकार के गोले जो इतने घने होते हैं कि एक चम्मच का वजन एक अरब टन होगा। कभी-कभी, ये दो न्यूट्रॉन तारे एक तंग कक्षा में बंधे रहते हैं, और एक-दूसरे के करीब आते जाते हैं जब तक कि वे आपस में टकरा नहीं जाते। यह टकराव ब्रह्मांड की सबसे हिंसक घटनाओं में से एक है, जो स्पेस-टाइम में गुरुत्वाकर्षण तरंगों (gravitational waves) की लहरें भेजता है और सोने और प्लेटिनम जैसे भारी तत्वों का निर्माण करता है।

लंबे समय तक, हम अपनी ही आकाशगंगा में इन "बाइनरी न्यूट्रॉन स्टार" जोड़ों के केवल कुछ ही उदाहरणों के बारे में जानते थे, और गुरुत्वाकर्षण-तरंग पहचान के पूरे इतिहास में हमने केवल दो को टकराते हुए देखा था। लेकिन भविष्य बहुत शोर भरा होने वाला है। नए टेलीस्कोप और डिटेक्टर ऑनलाइन आ रहे हैं जो हर साल हजारों ऐसे ब्रह्मांडीय टकरावों को सुन सकेंगे। वैज्ञानिकों के लिए बड़ा सवाल यह है: ये जोड़े आखिर बनते कैसे हैं? यह एक जटिल पहेली है जिसमें यह शामिल है कि तारे द्रव्यमान कैसे खोते हैं, वे बहुत करीब आने पर कैसे परस्पर क्रिया करते हैं, और सुपरनोवा विस्फोट से मिलने वाला "किक" (धक्का) उन्हें कैसे अलग कर देता है। इसे हल करने के लिए, खगोलशास्त्री सुपरकंप्यूटर सिमुलेशन का उपयोग करते हैं जो एक 'कॉस्मिक टाइम मशीन' की तरह काम करते हैं, और लाखों परिदृश्यों को चलाकर देखते हैं कि भौतिकी के कौन से नियम आज हमें दिखने वाले जोड़ों को जन्म देते हैं।

महान ब्रह्मांडीय सिमुलेशन

इस शोध पत्र में, लेखकों मैथ्यू वेनेट और इराना ड्वोर्किन ने इन ब्रह्मांडीय जोड़ों के साथ "क्या होगा अगर" का एक बड़ा खेल खेलने का निर्णय लिया। उन्होंने ब्रह्hell के इतिहास में बाइनरी सितारों के जीवन का अनुकरण करने के लिए COSMIC नामक एक शक्तिशाली कंप्यूटर प्रोग्राम का उपयोग किया। इसे एक वीडियो गेम की तरह समझें जहाँ आप भौतिकी इंजन (physics engine) को बदलकर देख सकते हैं कि कहानी कैसे बदलती है। उन्होंने केवल एक गेम नहीं चलाया; उन्होंने 72 अलग-अलग संस्करण चलाए, जिसमें चार विशिष्ट "नॉब्स" (नियंत्रण बटन) को बदला गया जो कहानी के सबसे अनिश्चित हिस्सों को नियंत्रित करते हैं: तारे द्रव्यमान का आदान-प्रदान कैसे करते हैं, वे अपनी बाहरी परतों को कितनी कुशलता से त्याग सकते हैं, पैदा हुए न्यूट्रॉन तारों को कितना ज़ोरदार धक्का (kick) मिलता है, और वे धक्के वास्तव में कब लगते हैं।

उन्होंने इन सिमुलेशन को 20 अलग-अलग मेटालिसिटी बिन (तारों में तत्वों की "भारीपन" का एक माप, जो बहुत आदिम, धातु-विहीन सितारों से लेकर आधुनिक, धातु-समृद्ध सितारों तक फैला हुआ है) में चलाया ताकि यह देखा जा सके कि वातावरण परिणाम को कैसे प्रभावित करता है। उनका लक्ष्य यह पता लगाना था कि क्या डेटा में कोई सार्वभौमिक संकेत हैं जो हमें बताते हैं कि ये तारे वास्तव में कैसे विकसित होते हैं, या अनिश्चितताएं इतनी बड़ी हैं कि हम एक परिदृश्य को दूसरे से अलग नहीं पहचान सकते।

टकराव के दो मार्ग

टीम ने जो सबसे चौंकाने वाली बात पाई वह यह है कि सभी बाइनरी न्यूट्रॉन तारे एक ही रेसिपी से नहीं आते हैं। इसके बजाय, उन्होंने एक बाइमोडल डिस्ट्रीब्यूशन (bimodal distribution) पाया, जिसका अर्थ है कि तारे दो अलग-अलग समूहों में बँटे हुए हैं और उनके बीच में एक "रेगिस्तान" (खाली स्थान) है।

एक बेकरी की कल्पना करें जो दो बहुत अलग प्रकार के केक बनाती है। एक प्रकार छोटे, हल्के तत्वों से बनता है जो एक सहज, स्थिर प्रक्रिया से गुजरता है। दूसरा प्रकार भारी, बड़े तत्वों का उपयोग करता है जिसे सही आकार में सिकुड़ने के लिए एक अराजक, अव्यवस्थित चरण से गुजरना पड़ता है।

• कम-द्रव्यमान समूह (The Low-Mass Group): ये तारे हल्के होते हैं (हमारे सूर्य के द्रव्यमान का लगभग 6.5 से 9 गुना)। इनका विकास अक्सर सुचारू होता है, जो अक्सर उस अव्यवस्थित "कॉमन एनवेलप" (साझा आवरण) चरण को छोड़ देते हैं जहाँ एक तारा दूसरे को निगल लेता है। वे आमतौर पर एक विशिष्ट प्रकार के सुपरनोवा के रूप में फटते हैं जो एक हिंसक झटके के बजाय एक सौम्य "धक्का" देता है, जिससे जोड़ा एक साथ रहने में मदद मिलती है।
• उच्च-द्रव्यमान समूह (The High-Mass Group): ये भारी वजन वाले (10 से 30 सौर द्रव्यमान) होते हैं। न्यूट्रॉन तारे बनने के लिए, उन्हें एक अराजक "कॉमन एनवेलप" चरण से गुजरना ही होगा। यह एक ब्रह्मांडीय आलिंगन (cosmic hug) की तरह है जहाँ दो तारे आपस में उलझ जाते हैं, और विशाल तारे की बाहरी परतें बाहर निकल जाती हैं। यह प्रक्रिया उनकी कक्षा को नाटकीय रूप से सिकोड़ देती है, जो महत्वपूर्ण है क्योंकि यह उन्हें उनके विस्फोटों के हिंसक धक्कों से बचने में मदद करती है।

उनके बीच का "रेगिस्तान" (लगभग 7 से 10 सौर द्रव्यमान) एक खतरनाक क्षेत्र है। इस सीमा के तारे इतने भारी नहीं होते कि कम-द्रव्यमान समूह के सौम्य धक्के का लाभ उठा सकें, और वे उच्च-द्रव्यमान समूह के अराजक संकुचन से बचने के लिए भी पर्याप्त भारी नहीं होते। वे आमतौर पर अलग हो जाते हैं और कभी बाइनरी न्यूट्रॉन स्टार नहीं बन पाते।

अनिश्चितता के नॉब्स

लेखकों ने पाया कि हालांकि सितारों के प्रकार सुसंगत हैं, लेकिन उनकी संख्या पूरी तरह से इस बात पर निर्भर करती है कि आपने भौतिकी के नॉब्स को कैसे सेट किया है। दो सबसे बड़े कारक हैं:

1. किक प्रिसक्रिप्शन (KICKFLAG): यह नियंत्रित करता है कि नया न्यूट्रॉन तारा जन्म लेते समय कितना ज़ोरदार धक्का पाता है। यदि धक्का बहुत तेज़ है (मानक सेटिंग), तो अधिकांश जोड़े बिखर जाते हैं। यदि धक्का कमजोर है या तारे के द्रव्यमान पर निर्भर है (एक नई सेटिंग), तो बहुत अधिक जोड़े जीवित रहते हैं। यह एकल परिवर्तन बाइनरी न्यूट्रॉन सितारों की संख्या को कई गुना (orders of magnitude) बदल सकता है।
2. कॉमन एनवेलप दक्षता (ALPHA): यह नियंत्रित करता है कि उस अराजक "आलिंगन" चरण के दौरान तारे की बाहरी परतों को उड़ाने के लिए कितनी ऊर्जा की आवश्यकता होती है। यदि दक्षता उच्च है, तो अधिक जोड़े आलिंगन से बच जाते हैं और साथ रहते हैं। यदि यह कम है, तो वे आपस में मिल जाते हैं और नष्ट हो जाते हैं।

सिमुलेशन ने दिखाया कि ये अनिश्चितताएं इतनी बड़ी हैं कि वे अनुमानित बाइनरी न्यूट्रॉन सितारों की संख्या को 100 गुना या उससे अधिक बदल सकती हैं। इसका अर्थ है कि अभी, हम केवल देखे गए कुछ विलयों को देखकर यह निश्चित नहीं हो सकते कि भौतिकी का कौन सा संस्करण सही है।

मेटालिसिटी का मोड़

सिमुलेशन की अराजकता के बावजूद, लेखकों ने कुछ "फिंगरप्रिंट्स" (निशान) पाए जो चाहे वे नॉब्स को कैसे भी सेट करें, दिखाई देते हैं। ये उन पैटर्न में विशिष्ट हैं कि कैसे धातु की मात्रा बदलने के साथ निर्माण दर बदलती है।

• "स्किप" (छोड़ने वाला) फीचर: बहुत कम मेटालिसिटी (प्रारंभिक ब्रह्मांड में), निर्माण दक्षता में भारी गिरावट आती है। ऐसा इसलिए होता है क्योंकि इस चरण में तारे अचानक एक विशिष्ट विकासवादी चरण (First Giant Branch) को छोड़ देते हैं, जो उनके कोर के प्रज्वलन के तरीके के कारण होता है। यह एक तारे द्वारा शॉर्टकट लेने जैसा है जो गलती से बाइनरी जोड़ी बनाने को कठिन बना देता है।
• द वॉबल (Wobble/डगमगाहट): $10^{-3}$ और $7.5 \times 10^{-3}$ के बीच मेटालिसिटी मानों के बीच, निर्माण दर केवल ऊपर या नीचे नहीं जाती है; यह एक गैर-मोनोटोनिक (non-monotonic) तरीके से डगमगाती है। यह इस बात का सीधा परिणाम है कि तारे द्रव्यमान कैसे खोते हैं और वे आपस में कैसे क्रिया करते हैं।

निष्कर्ष

शोध पत्र यह निष्कर्ष निकालता है कि जबकि हमारे पास इस बात का एक अच्छा मानचित्र है कि ये तारे कैसे बन सकते हैं, हम वर्तमान में अनिश्चितता के कोहरे में फंसे हुए हैं। भौतिकी के विभिन्न संयोजन विलयों की बिल्कुल समान संख्या उत्पन्न कर सकते हैं, जिससे यह जानना कठिन हो जाता है कि कौन से नियम वास्तव में सत्य हैं। यह डिजेनेरेसी (degeneracy) की समस्या है—जैसे कि दो अलग-अलग चाबियाँ जो एक ही ताले को खोलती हैं।

वर्तमान में, गुरुत्वाकर्षण-तरंग डिटेक्टर केवल उन बहुत खराब स्थितियों को खारिज कर सकते हैं जहाँ बाइनरी न्यूट्रॉन तारे अत्यंत दुर्लभ होते हैं। इन ब्रह्मांडीय नृत्यों की वास्तविक भौतिकी को समझने के लिए, हमें अगली पीढ़ी के डिटेक्टरों (जिनकी योजना 2030 के दशक के लिए है) का इंतजार करना होगा जो प्रति वर्ष 1,00,000 तक विलय सुन सकेंगे। केवल इस विशाल डेटासेट के साथ, और धातु की मात्रा में बदलाव के बेहतर मापन के साथ ही, हम अंततः उन नॉब्स को ट्यून कर पाएंगे और यह देख पाएंगे कि ये भारी जोड़े वास्तव में कैसे एक साथ आते हैं। तब तक, ब्रह्मांड अपने रहस्यों को छिपाए रखता है, जो सिमुलेशन की अनिश्चितताओं के पर्दे के पीछे छिपे हैं।