Adiabatic evolution of hadronic neutron stars
यह शोध पत्र एक परिमित-तापमान, बीटा-स्थिर हैड्रोनिक समीकरण अवस्था का उपयोग करते हुए स्थिर और घूमते हुए न्यूट्रॉन सितारों के संरचनात्मक गुणों और दीर्घकालिक विकास की गणना करता है, जिसमें हाइपरॉन्स और न्यूट्रिनो ट्रैपिंग को शामिल किया गया है, जो देखे गए विशाल पल्सर और गुरुत्वाकर्षण तरंग टाइडल डिफॉर्मेबिलिटी बाधाओं के साथ निरंतरता सुनिश्चित करता है।
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ब्रह्मांड की गहराइयों में, जहाँ गुरुत्वाकर्षण पदार्थ को ऐसी अवस्थाओं में कुचल देता है जिन्हें पृथ्वी की किसी भी प्रयोगशाला में दोहराया नहीं जा सकता, वहाँ न्यूट्रॉन तारे स्थित हैं। ये उन विशाल तारों के ढहे हुए केंद्र (कोर्स) हैं जो शानदार विस्फोटों के साथ मर गए थे, जिससे पीछे ऐसी घनी वस्तुएं रह गईं जिनका एक चम्मच पदार्थ एक अरब टन वजन रखेगा। दशकों से, वैज्ञानिक इस चरम पदार्थ को नियंत्रित करने वाले नियमों को समझने की कोशिश कर रहे हैं, यह पूछते हुए कि क्या होता है जब आप प्रोटॉन और न्यूट्रॉन को तब तक एक साथ दबाते हैं जब तक कि वे टूटकर अलग न हो जाएं या विचित्र कणों में न बदल जाएं। इसका उत्तर "इक्वेशन ऑफ स्टेट" (अवस्था का समीकरण) में निहित है, जो भौतिक नियमों का एक समूह है जो बताता है कि इन तारकीय अवशेषों के भीतर दबाव और घनत्व एक-दूसरे से कैसे संबंधित हैं। यह संबंध महत्वपूर्ण है क्योंकि यह निर्धारित करता है कि ब्लैक होल में गिरने से पहले एक न्यूट्रॉन तारा कितना भारी हो सकता है, और जब वह घूमता है या जब वह एक तारकीय टक्कर के उग्र अवशेष के रूप में जन्म लेता है, तो वह कैसा व्यवहार करता है। इन नियमों को समझना खगोलविदों को गुरुत्वाकर्षण तरंगों के संकेतों—जो हिंसक ब्रह्मांडीय घटनाओं के कारण अंतरिक्ष-समय में उत्पन्न लहरें हैं—को डिकोड करने और छोड़े गए पिंडों के भाग्य को निर्धारित करने में मदद करता है।
शोधकर्ताओं की एक टीम ने अब इस चरम पदार्थ का एक नया, विस्तृत मानचित्र बनाया है ताकि यह पता लगाया जा सके कि न्यूट्रॉन तारे समय के साथ कैसे विकसित होते हैं, विशेष रूप से उनके हिंसक जन्म के बाद के क्षणों में। उन्होंने दो विशिष्ट परिदृश्यों पर ध्यान केंद्रित किया: एक ढहते हुए विशाल तारे से न्यूट्रॉन तारे का जन्म, और दो न्यूट्रॉन तारों के आपस में टकराने के बाद बचा हुआ अवशेष। दोनों ही मामलों में, नवजात पिंड अविश्वसनीय रूप से गर्म होता है, तेजी से घूमता है, और ट्रैप किए गए न्यूट्रिनो जैसे कणों से भरा होता है जो तुरंत बाहर नहीं निकल पाते। शोधकर्ता जानना चाहते थे कि ये स्थितियाँ तारे की संरचना को कैसे बदलती हैं और क्या यह ठंडा होने और अपने घूमने की गति कम करने के दौरान जीवित रहता है या ब्लैक होल में बदल जाता है। इसे करने के लिए, उन्होंने एक नया मॉडल विकसित किया जो हाइपरॉन की उपस्थिति को ध्यान में रखता है, जो प्रोटॉन और न्यूट्रॉन के भारी 'कजिन' (सगे संबंधी) हैं जो साधारण पदार्थ बनाते हैं, और यह भी कि जब तारा गर्म और घूम रहा होता है तो ये कण कैसे व्यवहार करते हैं।
टीम ने चरम स्थितियों के तहत पदार्थ के व्यवहार का अनुकरण (सिमुलेट) करने के लिए एक परिष्कृत कंप्यूटर मॉडल का उपयोग किया। उन्होंने तारे के आंतरिक भाग का वर्णन तैयार करके शुरुआत की जिसमें न केवल प्रोटॉन और न्यूट्रॉन शामिल थे, बल्कि हाइपरॉन के प्रकट होने की संभावना भी शामिल थी जब घनत्व पर्याप्त उच्च हो जाता है। उन्होंने गर्मी के प्रभावों और इस तथ्य को भी शामिल किया कि एक तारे के जन्म के कुछ समय बाद, न्यूट्रिनो अंदर फंस जाते हैं और बाहर नहीं निकल पाते। अपने सिमुलेशन चलाकर, वे विभिन्न स्थितियों के तहत एक तारा कितना अधिकतम भार सहन कर सकता है, इसकी गणना कर सके। उन्होंने पाया कि हाइपरॉन की उपस्थिति नियमों को महत्वपूर्ण रूप से बदल देती है। एक ठंडे, मृत तारे में, हाइपरॉन जोड़ने से पदार्थ "नरम" (soft) हो जाता है, जिसका अर्थ है कि इसे दबाना आसान है, जिससे वह अधिकतम वजन कम हो जाता है जो तारा ढहने से पहले संभाल सकता है। हालांकि, कहानी तब बदल जाती है जब तारा गर्म होता है और ट्रैप किए गए न्यूट्रिनो से भरा होता है। इस विशिष्ट वातावरण में, फंसे हुए न्यूट्रिनो वास्तव में पदार्थ को "कठोर" (stiff) या दबाने में कठिन बना देते हैं, जिससे तारा उस वजन को संभालने में सक्षम होता है जो वह तब उठा पाता यदि न्यूट्रिनो स्वतंत्र रूप से बाहर निकल पाते।
शोधकर्ताओं ने फिर इस निष्कर्ष को न्यूट्रॉन स्टार अवशेष के जटिल जीवन चक्र पर लागू किया। उन्होंने तारे के विकास की कल्पना चरणों की एक श्रृंखला के रूप में की, जो उसके जन्म के क्षण से शुरू होती है जब वह जंगली तरीके से और विभेदित रूप से (differentially) घूमता है—अर्थात केंद्र बाहरी परतों की तुलना में अलग गति से घूमता है। जैसे-जैसे समय बीतता है, तारा इस विभेदित घूर्णन को खो देता है और एक कठोर घूर्णन में स्थिर हो जाता है, जबकि साथ ही वह ठंडा होता जाता है और अपने फंसे हुए न्यूट्रिनो को खो देता है। टीम ने तारे के अस्तित्व को ट्रैक करने के लिए इस चरण के माध्यम से मार्ग का पता लगाया कि क्या वह स्थिर रहेगा या ढह जाएगा। उन्होंने अपने मॉडल का परीक्षण वास्तविक ब्रह्मांडीय घटनाओं के विरुद्ध किया, विशेष रूप से पृथ्वी पर वेधशालाओं द्वारा पता लगाए गए दो प्रसिद्ध न्यूट्रॉन स्टार टकरावों के गुरुत्वाकर्षण तरंग संकेतों के माध्यम से। इनमें से एक घटना, जिसे GW170817 के रूप में जाना जाता है, में दो तारे शामिल थे जो एक अवशेष बनाने के लिए आपस में मिल गए जो कुछ समय तक बना रहा और फिर ढह गया। दूसरा, GW190425, जिसमें बहुत भारी जोड़ी शामिल थी जो लगभग तुरंत ढह गई।
उनके सिमुलेशन के परिणामों ने दोनों परिणामों के बीच एक स्पष्ट अंतर प्रदान किया। भारी टक्कर, GW190425 के लिए, मॉडल ने पुष्टि की कि अवशेष इतना भारी था कि वह जीवित नहीं रह सका, और चाहे उसके भीतर का पदार्थ हाइपरॉन युक्त हो या नहीं, वह लगभग तुरंत ब्लैक होल में बदल गया। हालांकि, हल्के टकराव, GW170817 के लिए, हाइपरॉन की उपस्थिति ने एक महत्वपूर्ण अंतर पैदा किया। यदि अवशेष साधारण पदार्थ से बना था, तो सिमुलेशन ने सुझाव दिया कि वह कुछ समय के लिए घूमते हुए न्यूट्रॉन तारे के रूप में जीवित रह सकता था और अंततः ढह सकता था। लेकिन यदि अवशेष में हाइपरॉन थे, तो तारा बहुत पहले ब्लैक होल में बदल गया होगा, जैसे ही उसने अपनी तीव्र, विभेदित घूमने की गति खो दी। यह सुझाव देता है कि तारे की आंतरिक संरचना एक 'टाइमर' के रूप में कार्य करती है, जो यह निर्धारित करती है कि एक नवजात न्यूट्रॉन तारा जीवित रहने के लिए कितना समय रख सकता है।
अध्ययन ने यह भी खुलासा किया कि तारा किस तरह घूमता है, इसकी उत्तरजीविता में बड़ी भूमिका होती है। जब एक तारा विभेदित रूप से घूमता है, जिसमें केंद्र सतह की तुलना में बहुत तेजी से घूमता है, तो वह एक समान गति से घूमने वाले तारे की तुलना में बहुत अधिक द्रव्यमान का समर्थन कर सकता है। शोधकर्ताओं ने पाया कि जैसे-जैसे तारा धीमा होता है और एक समान घूर्णन में स्थिर होता है, वह इस अतिरिक्त सहायता को खो देता है। यदि तारा बहुत भारी है, तो सहायता का यह नुकसान ढहने को प्रेरित करता है। टीम ने नोट किया कि तेज़, अराजक स्पिन से धीमे, स्थिर स्पिन में संक्रमण के लिए तारे को अपने कोणीय संवेग (angular momentum) को छोड़ना आवश्यक है, अक्सर अपने द्रव्यमान का कुछ हिस्सा बाहर निकालकर। यदि तारा पर्याप्त संवेग नहीं छोड़ पाता है, तो वह स्थिर नहीं हो पाता है, और ढह जाता है।
अंततः, यह कार्य खगोलविदों को ब्रह्मांड से प्राप्त संकेतों की व्याख्या करने के लिए एक नया उपकरण प्रदान करता है। न्यूट्रॉन स्टार विलय के देखे गए गुणों की उनके विस्तृत सिमुलेशन के साथ तुलना करके, वैज्ञानिक यह अनुमान लगाना शुरू कर सकते हैं कि इन सितारों के केंद्र में किस प्रकार का पदार्थ मौजूद है। शोध का सुझाव है कि यदि हाइपरॉन मौजूद हैं, तो वे न्यूट्रॉन स्टार टकरावों के अवशेषों को पहले के अनुमान की तुलना में बहुत तेज़ी से ब्लैक होल में बदल देंगे। यह अंतर्दृष्टि ब्रह्मांड के सबसे घने पदार्थ की संभावित प्रकृति को सीमित करने में मदद करती है, जिससे हम अस्तित्व के सबसे चरम वातावरण को नियंत्रित करने वाले मौलिक नियमों को समझने के करीब पहुँच रहे हैं। निष्कर्ष इस प्रकार न्यूट्रॉन स्टार के आंतरिक भाग के रहस्य को पूरी तरह से हल नहीं करते हैं, लेकिन वे एक स्पष्ट तस्वीर पेश करते हैं कि गर्मी, स्पिन और कण संरचना कैसे परस्पर क्रिया करती है ताकि यह निर्धारित किया जा सके कि एक नवजात तारा जीवित रहेगा या मर जाएगा।
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