Evolution of low-mass He stars and implications for electron-capture supernova formation in close binaries
यह अध्ययन विस्तृत तारकीय और द्विआधारी विकास मॉडलों का उपयोग यह प्रदर्शित करने के लिए करता है कि जबकि घूर्णन का प्रभाव मामूली है, न्यूट्रॉन-तारा साथियों वाले निकटतम द्विआधारी प्रणालियों में इलेक्ट्रॉन-कैप्चर सुपरनोवा का निर्माण प्रारंभिक कक्षीय अवधियों और हीलियम-तारा द्रव्यमान के प्रति अत्यधिक संवेदनशील है, जो अंततः विशिष्ट स्पिन और चुंबकीय गुणों वाले न्यूट्रॉन सितारों का उत्पादन करता है जो बड़े जन्मजात किक (natal kicks) को मानने पर प्रेक्षित गैलेक्टिक डबल न्यूट्रॉन स्टार प्रणालियों को पुनरुत्पादित कर सकते हैं।
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मृत सितारों का ब्रह्मांडीय नृत्य
कल्पना कीजिए कि ब्रह्मांड एक भव्य, अराजक बॉलरूम है जहाँ तारे नर्तक हैं। अधिकांश तारे अकेले नाचते हैं, लेकिन कुछ जोड़े में मिलकर घनिष्ठ जुगलबंदी करते हैं जिन्हें बाइनरी सिस्टम (द्विआधारी प्रणाली) कहा जाता है। इन जोड़ों में, तारे इतने करीब होते हैं कि वे एक-दूसरे के कपड़े, या इस मामले में, उनकी गैस चुराने के लिए हाथ बढ़ा सकते हैं। यह शोध पत्र इनमें से एक नर्तक के जीवन के एक बहुत ही विशिष्ट, नाटकीय क्षण पर केंद्रित है: एक "हीलियम तारा"। एक हीलियम तारे को एक ऐसे तारे के रूप में सोचें जिसने पहले ही अपने हाइड्रोजन की बाहरी परतें खो दी हैं, जैसे कि एक नर्तक जिसने अपने भारी कोट को उतारकर नीचे एक चिकना, चमकता हुआ हीलियम सूट प्रकट कर दिया हो। ये तारे अक्सर एक न्यूट्रॉन तारे के साथ जुड़े होते हैं, जो एक विशाल तारे का अविश्वसनीय रूप से सघन, शहर के आकार का अवशेष है जो बहुत पहले विस्फोट होकर रह गया था।
बड़ा सवाल जिसका उत्तर खगोलविदों को खोजने की कोशिश कर रहे हैं, वह यह है कि: जब यह हीलियम तारा अपने जीवन के अंत तक पहुँचता है तो क्या होता है? क्या यह बस धीरे-धीरे ओझल हो जाता है, या यह फट जाता है? विशेष रूप से, वैज्ञानिक एक दुर्लभ प्रकार के विस्फोट की तलाश कर रहे हैं जिसे "इलेक्ट्रॉन-कैप्चर सुपरनोवा" कहा जाता है। यह सामान्य, उग्र विस्फोट नहीं है; यह एक शांत, अधिक सूक्ष्म पतन है जो तब होता है जब तारे के केंद्र में एक विशिष्ट प्रकार की परमाणु प्रतिक्रिया को ट्रिगर करने के लिए ठीक सही मात्रा में "सामग्री" जमा हो जाती है। यदि हम यह समझ सकें कि ये तारे वास्तव में कैसे विकसित होते हैं, तो हम समझ पाएंगे कि ब्रह्मांड नए न्यूट्रॉन तारे कैसे बनाता है और क्यों उनके कुछ जोड़े (जिन्हें डबल न्यूट्रॉन स्टार कहा जाता है) हमारी आकाशगंगा में एक-दूसरे के चारों ओर घूमते हुए पाए जाते हैं। यह शोध पत्र इन घनिष्ठ जोड़ों के भौतिक विज्ञान की गहराई में उतरता है ताकि यह देख सके कि क्या घूर्णन (रोटेशन), ज्वारीय बल (टाइड्स), और गैस की अदला-बदली इस विशेष प्रकार के विस्फोट की ओर झुकाव पैदा कर सकती है।
अध्ययन: घूमना, दबाव डालना और विस्फोट होना
इस अध्ययन में, लेखकों ने ब्रह्मांडीय वास्तुकारों की तरह काम किया, विस्तृत कंप्यूटर सिमुलेशन बनाए ताकि यह देखा जा सके कि कम द्रव्यमान वाले हीलियम तारे (जिनका वजन हमारे सूर्य के द्रव्यमान से 2.5 से 5 गुना के बीच है) कैसे विकसित होते हैं जब वे एक न्यूट्रॉन तारे के साथ एक करीबी नृत्य में फंसे होते हैं। वे यह देखना चाहते थे कि तीन मुख्य कारक—तारा कितनी तेजी से घूमता है, दोनों तारे गुरुत्वाकर्षण के साथ एक-दूसरे पर कितना खिंचाव डालते हैं (ज्वारीय बल), और वे द्रव्यमान का आदान-प्रदान कैसे करते हैं—तारे के भाग्य को कैसे बदलते हैं।
सबसे पहले, उन्होंने "एकल" हीलियम तारों को देखा। उन्होंने पाया कि भले ही ये तारे बहुत तेजी से घूमते हों, इससे उनकी समग्र कहानी में बहुत अधिक बदलाव नहीं आता है। यह बर्फ पर स्केटिंग करने वाले एक फिगर स्केटर की तरह है; स्पिन थोड़ा आकर्षण जोड़ता है, लेकिन यह तथ्य नहीं बदलता कि वे अभी भी एक फिगर स्केटर ही हैं। घूर्णन के कारण तारे से थोड़ी अधिक गैस बाहर निकली और कुछ रसायनों का मिश्रण हुआ, लेकिन इन छोटे सितारों के लिए, इसका प्रभाव मामूली था।
असली ड्रामा तब हुआ जब उन्होंने हीलियम तारे को एक न्यूट्रॉन तारे के साथ बाइनरी सिस्टम में रखा। यहाँ, दोनों साथियों के बीच की प्रारंभिक दूरी सबसे महत्वपूर्ण थी। लेखकों ने अलग-अलग दूरियों पर शुरू होने वाले जोड़ों के लिए सिमुलेशन चलाया, जो बहुत करीब (0.06 दिन की दूरी) से लेकर व्यापक (2.18 दिन की दूरी) तक थी।
उन्होंने पाया कि जोड़ा जितना करीब से शुरू होता है, हीलियम तारे को उतना ही जल्दी दबाया (squeeze) जाता है। यदि जोड़ा बहुत करीब है, तो हीलियम तारा अपने जीवन के शुरुआती चरण में ही अपना गैस छोड़ना शुरू कर देता है। यह "द्रव्यमान हस्तांतरण" (mass transfer) एक ब्रह्मांडीय वैक्यूम क्लीनर की तरह काम करता है, जो हीलियम तारे को छील देता है। लेखकों ने पाया कि इलेक्ट्रॉन-कैप्चर सुपरनोवा होने के लिए, हीलियम तारे को एक बहुत ही विशिष्ट आकार तक छीलना आवश्यक है। यदि यह बहुत भारी है, तो यह अलग तरह से विस्फोट करेगा; यदि यह बहुत हल्का है, तो यह केवल एक व्हाइट ड्वार्फ (श्वेत वामन) बन जाएगा।
सिमुलेशन ने इन विस्फोटों के लिए एक बहुत ही संकीच "गोल्डिलॉक्स ज़ोन" (एक आदर्श स्थिति) का खुलासा किया। हमारे सूर्य की धातु सामग्री (सोलर मेटालिसिटी) पर, इलेक्ट्रॉन-कैप्चर सुपरनोवा के रूप में समाप्त होने के लिए हीलियम तारे का द्रव्यमान 2.42 और 2.67 M⊙ के बीच होना चाहिए। यदि ब्रह्मांड थोड़ा अधिक "धातु-विहीन" (सूर्य की धातु सामग्री का केवल 0.01 गुना) है, तो यह सीमा थोड़ी बदलकर 2.37 – 2.62 M⊙ हो जाती है। इन छोटी खिड़कियों के बाहर, तारा एक अलग मार्ग अपना लेता है।
जब ये विशिष्ट तारे विस्फोट करते हैं, तो वे पीछे एक नया न्यूट्रॉन तारा छोड़ देते हैं। लेखकों ने गणना की कि ये नए तारे कैसे दिखेंगे। उन्होंने पाया कि परिणामी न्यूट्रॉन तारे 7.7 और 83.8 मिलीसेकंड (ms) की अवधि के साथ घूमेंगे और उनके चुंबकीय क्षेत्र लगभग 10¹² G (गॉस) होंगे। उनकी घूर्णन ऊर्जा 2.6 × 10⁴⁸ और 2.5 × 10⁵⁰ erg के बीच होगी। दिलचस्प बात यह है कि लेखकों ने नोट किया कि यदि आप एक विशिष्ट चुंबकीय तंत्र जिसे "स्प्रूट-टेलर डायनमो" (Spruit–Tayler dynamo) कहा जाता है, को शामिल करते हैं, जो तारे के भीतर ऊर्जा को स्थानांतरित करने में मदद करता है, तो स्पिन और ऊर्जा के मान और भी कम हो सकते हैं। इस तंत्र के बिना, तारे बहुत तेजी से घूमेंगे और बहुत अधिक ऊर्जा धारण करेंगे, लेकिन लेखकों का सुझाव है कि डायनमो संभवतः काम कर रहा है, जिससे चीजें अधिक मध्यम बनी रहती हैं।
अध्ययन ने यह भी देखा कि हमें किस प्रकार का विस्फोट दिखाई देगा। क्योंकि इन सिमुलेशन में मौजूद हीलियम तारों ने अभी भी अपनी हीलियम की त्वचा का एक हिस्सा (0.14 M⊙ और 1.1 M⊙) बरकरार रखा है, इसलिए लेखक सुझाव देते हैं कि ये संभवतः 'टाइप Ib सुपरनोवा' के रूप में दिखाई देंगे, जो अपने प्रकाश में हीलियम दिखाते हैं। हालांकि, उन्होंने स्वीकार किया कि यदि तारा बाद में अपने जीवन में फिर से फैलता है (एक घटना जो अन्य अध्ययनों में देखी गई है), तो यह हीलियम के उस अंतिम हिस्से को भी खो सकता है और 'टाइप Ic सुपरनोवा' की तरह दिख सकता है।
अंत में, टीम ने अपने परिणामों की तुलना हमारी आकाशगंगा में देखे जाने वाले वास्तविक डबल न्यूट्रॉन स्टार सिस्टम से की। उन्होंने सिमुलेशन किया कि क्या होता है जब नया न्यूट्रॉन तारा एक "किक" (विस्फोट से मिलने वाला धक्का) के साथ पैदा होता है। उन्होंने पाया कि यदि आप यह मान लें कि नए तारे को एक मध्यम धक्का ( 50 km s⁻¹ तक) मिलता है, तो उनके सिमुलेशन उन डबल न्यूट्रॉन स्टार्स के कक्षीय पथ और आकृतियों (एक्सेन्ट्रिसिटी) को दोहरा सकते हैं जिन्हें हम वास्तव में देखते हैं। उन्होंने यह भी बताया कि जिन प्रणालियों का कक्षीय काल (ऑर्बिटल पीरियड) लगभग 1.0 दिन से अधिक है, उनके वर्तमान ब्रह्मांड की आयु के भीतर आपस में टकराने की संभावना कम है, जिसका अर्थ है कि वे LIGO जैसे वेधशालाओं द्वारा पता लगाए गए गुरुत्वाकर्षण तरंगों के स्रोत नहीं होंगे।
संक्षेप में, शोध पत्र सुझाव देता है कि इन कम द्रव्यमान वाले हीलियम तारों का भाग्य इस बात पर अविश्वसनीय रूप से संवेदनशील है कि वे अपने न्यूट्रॉन तारे साथी के कितने करीब शुरू होते हैं। यह एक नाजुक संतुलन है जहाँ दूरी या द्रव्यमान में मामूली बदलाव एक शांत ओझल होने, एक मानक विस्फोट, या उस दुर्लभ, विशिष्ट इलेक्ट्रॉन-कैप्चर सुपरनोवा के बीच का अंतर तय कर सकता है जो आकाशगंगा की डबल न्यूट्रॉन स्टार आबादी बनाने में मदद करता है।
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