The Kick Velocities of Neutron Stars in Binary Systems
यह अध्ययन यह प्रदर्शित करने के लिए COMPAS जनसंख्या संश्लेषण कोड का उपयोग करता है कि जबकि अलग थलग पल्सरों के लिए कैलिब्रेट किए गए मानक नेटल किक्स (natal kicks) कई बाइनरी न्यूट्रॉन स्टार प्रणालियों की व्याख्या करते हैं, उच्च-द्रव्यमान वाली बाइनरी में बनने वाले न्यूट्रॉन सितारों के लिए काफी कम किए गए नेटल किक्स को शामिल करने वाले एक मॉडल की आवश्यकता उच्च-द्रव्यमान वाले एक्स-रे बाइनरी और डबल न्यूट्रॉन स्टार्स के प्रेक्षित गुणों को सुसंगत रूप से पुनरुत्पादित करने के लिए है।
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जब एक विशाल तारा अपना ईंधन समाप्त कर देता है, तो वह ढह जाता है और सुपरनोवा के रूप में फट जाता है, जिससे पीछे एक शहर के आकार का अत्यंत सघन पदार्थ का गोला बच जाता है जिसे न्यूट्रॉन स्टार (तारा) कहा जाता है। ये विस्फोट शायद ही कभी पूरी तरह से सममित होते हैं। जिस प्रकार एक रॉकेट पीछे की ओर गैस छोड़कर खुद को आगे बढ़ाता है, उसी प्रकार सुपरनोवा का असमान विस्फोट नवजात न्यूट्रॉन स्टार को एक यादृच्छिक दिशा में धकेल सकता है, जिससे वह सैकड़ों किलोमीटर प्रति सेकंड की गति से अंतरिक्ष में तेजी से भागने लगता है। यदि यह विस्फोट तब होता है जब तारा अभी भी एक जोड़े का हिस्सा है और एक साथी तारे की परिक्रमा कर रहा है, तो यह अचानक लगा झटका दोनों तारों के नृत्य को नाटकीय रूप से बदल सकता है, उनकी कक्षा को खींच सकता है, उनके एक-दूसरे के चक्कर लगाने के समय को बदल सकता है, या उन्हें पूरी तरह से अलग भी कर सकता है। खगोलविदों को लंबे समय से पता है कि अलग-थलग न्यूट्रॉन स्टार्स को ऐसे हिंसक झटके मिलते हैं, लेकिन एक अनसुलझा प्रश्न यह था कि क्या बाइनरी सिस्टम (दोहरे तारा तंत्र) में नियम बदल जाते हैं। क्या साथी तारे की उपस्थिति झटके की तीव्रता को कम करती है, या झटका उतना ही भीषण रहता है?
शोधकर्ताओं के एक दल ने विभिन्न प्रकार के बाइनरी जोड़ों में न्यूट्रॉन स्टार की वास्तविक गतिविधियों की कंप्यूटर सिमुलेशन (कंप्यूटर आधारित अनुकरण) के साथ तुलना करके इसका उत्तर देने का प्रयास किया। उन्होंने न्यूट्रॉन स्टार के पांच अलग-अलग समूहों का अध्ययन किया: गाया (Gaia) अंतरिक्ष दूरबीन द्वारा खोजे गए चौड़े बाइनरी, वे प्रणालियाँ जहाँ एक न्यूट्रॉन स्टार एक छोटे साथी से पोषण प्राप्त करता है, व्हाइट ड्वार्फ (श्वेत वामन) साथी वाले जोड़े, भारी और तेजी से घूमने वाले साथी वाले प्रणालियाँ, और डबल न्यूट्रॉन स्टार जोड़े। हजारों सिमुलेशन चलाकर, जिनमें इस बारे में विभिन्न धारणाएँ थीं कि तारों को कितनी जोर से धक्का दिया जाता है, उन्होंने उस मॉडल को खोजने की कोशिश की जो हमारे आकाशगंगा में देखे गए वास्तविक कक्षीय पथों और गतियों से सबसे सटीक रूप से मेल खाता हो।
शोधकर्ताओं ने पाया कि उत्तर पूरी तरह से इस बात पर निर्भर करता है कि न्यूट्रॉन स्टार के पास किस प्रकार का साथी है। उन न्यूट्रॉन स्टार्स के लिए जो कम द्रव्यमान वाले साथियों के साथ जुड़े हैं, जैसे कि गाया सर्वेक्षण में पाए गए या व्हाइट ड्वार्फ साथियों वाली प्रणालियों में, डेटा एक ऐसी तस्वीर में फिट बैठता है जहाँ न्यूट्रॉन स्टार को एक शक्तिशाली झटका मिलता है, जो अलग-थलग सितारों को मिलने वाले झटकों की ताकत के समान है। हालांकि, चौड़े गाया जोड़ों के विशिष्ट कक्षीय आकारों को समझाने के लिए, सिमुलेशन को एक माध्यमिक, धीमी गति के धक्के की भी आवश्यकता थी जिसे "रॉकेट किक" (रॉकेट जैसा झटका) कहा जाता है, जो तब होता है जब न्यूट्रॉन स्टार समय के साथ अपनी घूर्णन गति कम करता है। इस मजबूत प्रारंभिक झटके और बाद के रॉकेट बूस्ट का संयोजन इन प्रणालियों के देखे गए पथों को सफलतापूर्वक पुनरुत्पादित करता है।
इसके बिल्कुल विपरीत, कहानी पूरी तरह से बदल जाती है जब न्यूट्रॉन स्टार भारी साथियों या डबल न्यूट्रॉन स्टार प्रणालियों के साथ होते हैं। इन जोड़ों के देखे गए कक्षीय पथ और गति को उन्हीं शक्तिशाली झटकों द्वारा नहीं समझाया जा सकता था। इसके बजाय, डेटा दृढ़ता से सुझाव देता है कि जब एक बाइनरी सिस्टम में भारी साथी के साथ न्यूट्रॉन स्टार का निर्माण होता है, तो उसे काफी हल्का झटका मिलता है, जिसकी गति 10 किलोमीटर प्रति सेकंड से कम होती है। यह मामूली सा धक्का कक्षा को बाधित करने के लिए पर्याप्त नहीं है, जिससे जोड़ा करीब बना रहता है और कई डबल न्यूट्रॉन स्टार प्रणालियों में देखी जाने वाली संकीर्ण, गोलाकार कक्षाओं में विकसित होता है। शोधकर्ताओं ने यह भी नोट किया कि इन प्रणालियों में भारी साथी संभवतः सुपरनोवा होने से पहले फटने वाले तारे की बाहरी परतों को हटा देते हैं, जो इस झटके की शक्ति में इस नाटकीय कमी के लिए जिम्मेदार हो सकती है।
हालांकि मॉडल अधिकांश प्रणालियों के लिए अच्छा काम करता था, लेकिन यह कुछ विशिष्ट अपवादों को समझाने में संघर्ष करता रहा। भारी साथियों वाले कुछ न्यूट्रॉन स्टार अत्यधिक दीर्घवृत्ताकार (एलिप्टिकल) कक्षाओं में पाए गए जिन्हें सिमुलेशन आसानी से पुनरुत्पादित नहीं कर सके, जिससे लेखकों ने यह सुझाव दिया कि ये सरल जोड़ों के बजाय ट्रिपल-स्टार सिस्टम (तीन तारों वाले तंत्र) में जटिल अंतःक्रियाओं के माध्यम से बन सकते हैं। इसी तरह, कम द्रव्यमान वाले साथियों वाले कुछ न्यूट्रॉन स्टार ऐसे पथों पर चलते पाए गए जो संकेत देते हैं कि वे हमारी आकाशगंगा के मुख्य डिस्क के बाहर से आए थे, जो उनके निर्माण के इतिहास के बारे में एक अलग संकेत देते हैं। इन अपवादों के बावजूद, यह अध्ययन एक सुसंगत चित्र प्रदान करता है: न्यूट्रॉन स्टार के जन्म की हिंसा एक निश्चित नियम नहीं है बल्कि एक परिवर्तनशील परिणाम है, जो अत्यधिक रूप से इस बात से प्रभावित होता है कि उनका साथ देने वाला कौन है। अकेले या छोटे साथियों के साथ पैदा हुए न्यूट्रॉन स्टार को एक जोरदार धक्का मिलता है, जबकि भारी साथियों के साथ पैदा हुए उन्हें एक हल्का सा स्पर्श मिलता है, जो आज मिल्की वे में देखे जाने वाले विविध बाइनरी सिस्टम के स्वरूप को आकार देता है।
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