Numerical simulations of low-mass black hole-neutron star mergers with moderate eccentricities
यह शोध पत्र उत्केंद्रित तरंग मॉडल (eccentric waveform models) को मान्य करने और यह प्रदर्शित करने के लिए कम द्रव्यमान वाले, मध्यम उत्केंद्रता वाले ब्लैक होल-न्यूट्रॉन स्टार विलय के संख्यात्मक सिमुलेशन प्रस्तुत करता है कि जहाँ उत्केंद्रता का अवशेष ब्लैक होल पर नगण्य प्रभाव पड़ता है, वहीं यह अवशेष डिस्क द्रव्यमान को महत्वपूर्ण रूप से प्रभावित करती है और मजबूत चुंबकीय क्षेत्र बनने वाली अभिवृद्धि डिस्क (accretion disks) में फंसे -मोड दोलनों को कुशलतापूर्वक कम करते हैं।
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ब्रह्मांड की शांत गूँज के बीच, कभी-कभी दो प्रकार के तारकीय अवशेष आपस में टकराते हैं: एक ब्लैक होल, जो अंतरिक्ष का एक ऐसा क्षेत्र है जो इतना घना है कि वहां से कुछ भी बच नहीं सकता, और एक न्यूट्रॉन स्टार, जो एक मृत तारे का कुचला हुआ कोर है जो इतना सघन है कि उसका एक चम्मच हिस्सा एक अरब टन वजन रखेगा। जब ये दोनों वस्तुएं एक-दूसरे की ओर सर्पिल (स्पाइरल) आकार में बढ़ती हैं, तो वे स्पेस-टाइम के ताने-बाने में लहरें पैदा करती हैं, जिससे गुरुत्वाकर्षण तरंगें निकलती हैं जिन्हें पृथ्वी पर मौजूद उपकरणों द्वारा पकड़ा जा सकता है। वर्षों से, वैज्ञानिक यह मानते आए हैं कि ये टकराव पूर्ण वृत्ताकार (सर्कुलर) पथों में होते हैं, लेकिन हालिया अवलोकन बताते हैं कि कुछ जोड़े लंबे, अंडाकार पथों में चलते हुए आपस में टकरा सकते हैं। यह आकार, जिसे उत्केंद्रता (एक्सीेंट्रिसिटी) कहा जाता है, एक महत्वपूर्ण सुराग है। यदि टकराव एक पूर्ण वृत्त में होता है, तो संभवतः इन तारों का निर्माण अरबों साल पहले साथ में हुआ था और वे धीरे-धीरे एक-दूसरे से दूर हुए। यदि वे एक अंडाकार पथ में टकराते हैं, तो संभवतः उन्हें एक भीड़भाड़ वाले तारा समूह में एक अराजक मुठभेड़ के कारण एक साथ फेंका गया था। इस अंतर को समझना खगोलविदों को ब्रह्मांड के इतिहास और उन हिंसक स्थानों का मानचित्र बनाने में मदद करता है जहाँ तारों का जन्म और मृत्यु होती है।
यह परीक्षण करने के लिए कि हमारे वर्तमान सिद्धांत इस अराजक वास्तविकता के साथ कितनी अच्छी तरह मेल खाते हैं, शोधकर्ताओं की एक टीम ने शक्तिशाली कंप्यूटर सिमुलेशन की एक श्रृंखला चलाई। उन्होंने उन प्रणालियों पर ध्यान केंद्रित किया जहाँ ब्लैक होल अपेक्षाकृत छोटा है, न्यूट्रॉन स्टार के आकार के समान, और जहाँ दोनों वस्तुएं एक महत्वपूर्ण अंडाकार कक्षा के साथ एक-दूसरे के करीब आती हैं। ये विशिष्ट स्थितियाँ इसलिए चुनी गईं क्योंकि वे एक ऐसी स्थिति का प्रतिनिधित्व करती हैं जहाँ अंडाकार आकार इतना मजबूत है कि उसे डिटेक्टरों द्वारा देखा जा सके, फिर भी इतना चरम नहीं है कि भौतिकी की गणना करना असंभव हो जाए। शोधकर्ता यह देखना चाहते थे कि क्या वास्तविक दुनिया के संकेतों की व्याख्या करने वाले गणितीय मॉडल इन अंडाकार टकरावों का सटीक वर्णन कर सकते हैं, और यह देखना चाहते थे कि जब दोनों तारे अंततः आपस में टकराते हैं तो पीछे बचे पदार्थ के साथ क्या होता है।
सिमुलेशन से पता चला कि वर्तमान गणितीय मॉडल टकराव से ठीक पहले के अंतिम क्षणों का वर्णन करने के लिए काफी अच्छी तरह से काम करते हैं, बशर्ते न्यूट्रॉन स्टार बहुत जल्दी टूट न जाए। एक मॉडल, जो दोनों वस्तुओं को अंतरिक्ष में चलती हुई एक एकल प्रणाली के रूप में मानता है, यात्रा के अधिकांश भाग के लिए कंप्यूटर-जनित संकेतों से लगभग पूरी तरह मेल खाता है। हालाँकि, जब शोधकर्ताओं ने केवल 'अप्रोच फेज' (आगमन चरण) का वर्णन करने वाले मॉडलों को देखा, तो उन्होंने पाया कि जैसे-जैसे तारे करीब आते हैं, उनमें विसंगति बढ़ती जाती है। यह सुझाव देता है कि जबकि हमारे उपकरण एक अंडाकार टकराव के शुरुआती चरणों की भविष्यवाणी करने में अच्छे हैं, वे अंतिम सेकंडों के जटिल नृत्य को पकड़ने में संघर्ष करते हैं, विशेष रूप से जब न्यूट्रॉन स्टार ब्लैक होल के गुरुत्वाकर्षण के विनाशकारी खिंचाव को महसूस करने लगता है। दिलचस्प बात यह है कि शोधकर्ताओं ने पाया कि कक्षा के अंडाकार आकार का अंतिम ब्लैक होल पर, जो टक्कर के बाद बचता है, बहुत कम प्रभाव पड़ता है। नए ब्लैक होल का द्रव्यमान और स्पिन उस टक्कर के लगभग समान थे जो एक वृत्ताकार टकराव में देखी जाती, चाहे पथ कितना भी अंडाकार क्यों न हो।
सबसे नाटकीय परिवर्तन टक्कर के बाद छोड़े गए गर्म गैस और मलबे के घूमते हुए डिस्क में हुए। सिमुलेशन में, शोधकर्ताओं ने पाया कि छोड़े गए पदार्थ की मात्रा इस बात पर निर्भर करते हुए दो गुना तक भिन्न हो सकती है कि न्यूट्रॉन स्टार किस सटीक क्षण में टूट गया। यह परिणाम एक सूक्ष्म समय विवरण पर निर्भर करता है: क्या तारा ब्लैक होल के सबसे करीब होने पर टूटता है या उससे सबसे दूर होने पर। इसके अलावा, टीम ने जांच की कि क्या होता है यदि इस बचे हुए गैस को शक्तिशाली चुंबकीय क्षेत्रों के साथ जोड़ा जाए। वास्तविक ब्रह्मांड में, न्यूट्रॉन स्टार अक्सर अत्यधिक चुंबकीय क्षेत्र रखते हैं, और शोधकर्ता जानना चाहते थे कि क्या ये क्षेत्र मलबे के व्यवहार को बदल देंगे। उन्होंने पाया कि जब गैस अत्यधिक चुंबकीय होती है, तो यह कम घनी और अधिक फैली हुई हो जाती है, और गैर-चुंबकीय सिमुलेशन में देखे गए कड़े, संरचित सर्पिल पैटर्न को खो देती है।
शायद सबसे महत्वपूर्ण खोज इस मलबे के डिस्क के भीतर होने वाले कंपन से संबंधित है। वृत्ताकार टकरावों के पिछले अध्ययनों में, वैज्ञानिकों ने एक विशिष्ट प्रकार की तरंग की पहचान की थी, एक 'ट्रैप्ड ऑसिलेशन' (फंसी हुई दोलन), जो डिस्क में आगे-पीछे डोलती है और आवधिक रूप से पदार्थ को ब्लैक होल पर धकेलती है। शोधकर्ता उम्मीद कर रहे थे कि ये तरंगें एक अंडाकार टकराव में अलग तरह से व्यवहार करेंगी, लेकिन उन्होंने पाया कि इन तरंगों की आवृत्ति बिल्कुल वही रही, जो नए ब्लैक होल के द्रव्यमान और स्पिन द्वारा निर्धारित होती है। हालाँकि, जब उन्होंने इसमें मजबूत चुंबकीय क्षेत्र पेश किए, तो ये तरंगें जल्दी ही शांत हो गईं। चुंबकीय दबाव एक भारी कंबल की तरह कार्य करता है, जो कंपनों को इतनी कुशलता से कम (डैम्प) कर देता है कि वे संभवतः देखे जाने से पहले ही गायब हो जाएंगे। इसका तात्पर्य यह है कि यदि खगोलविद कभी इन विशिष्ट लयबद्ध स्पंदनों (पल्स) को किसी वास्तविक टकराव से पहचानते हैं, तो यह एक संकेत होगा कि मलबे का डिस्क दृढ़ता से चुंबकीय नहीं है। इसके विपरीत, यदि डिस्क अत्यधिक चुंबकीय है, तो ये तरंगें छिप जाएंगी, जिससे एक शांत, कम संरचित अवशेष बचेगा।
अध्ययन यह निष्कर्ष निकालता है कि जबकि कक्षा का अंडाकार आकार गुरुत्वाकर्षण तरंगों पर एक स्पष्ट छाप छोड़ता है, यह अंतिम ब्लैक होल या मलबे के डिस्क की मौलिक प्रकृति को नाटकीय रूप से नहीं बदलता है। मुख्य निष्कर्ष यह है कि हमारे वर्तमान मॉडल इन अंडाकार टकरावों को संभालने के लिए तैयार हैं, लेकिन उन्हें आगमन के बिल्कुल अंतिम क्षणों को पकड़ने के लिए सुधार की आवश्यकता है। इसके अतिरिक्त, अवशेषों में मजबूत चुंबकीय क्षेत्रों की उपस्थिति मलबे के लयबद्ध संकेतों को पूरी तरह से छिपा सकती है जिनका उपयोग वैज्ञानिक एक नैदानिक उपकरण के रूप में करने की आशा करते हैं। यह कार्य भविष्य के अवलोकनों के लिए एक महत्वपूर्ण मानचित्र प्रदान करता है, जिससे खगोलविदों को विभिन्न प्रकार के ब्रह्मांडीय टकरावों के बीच अंतर करने और ब्रह्मांड की सबसे हिंसक घटनाओं के अवशेषों को आकार देने वाले छिपे हुए चुंबकीय बलों को समझने में मदद मिलती है।
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