Dynamical stability of Magnetic Supramassive Neutron Stars

न्यूट्रॉन तारे ब्रह्मांड की सबसे घनी वस्तुएं हैं, जो विशाल तारों के फटने के बाद बचे हुए उनके ढहे हुए कोर (केंद्र) होते हैं। उनके पदार्थ का एक अकेला चम्मच एक पहाड़ जितना भारी होगा। ये ब्रह्मांडीय अवशेष अविश्वसनीय रूप से तेजी से घूमते हैं, कभी-कभी प्रति सेकंड सैकड़ों बार, और इनमें से कई इतने शक्तिशाली चुंबकीय क्षेत्रों से गुंथे हुए हैं कि वे सौर मंडल के आधे हिस्से से भी एक क्रेडिट कार्ड को मिटा सकते हैं। जब दो न्यूट्रॉन तारे आपस में टकराते हैं, तो वे मिलकर एक एकल, और भी अधिक विशाल वस्तु बना सकते हैं। यदि यह नया तारा अपने स्वयं के गुरुत्वाकर्षण के कारण ढहने के लिए पर्याप्त भारी है लेकिन अपने तीव्र घूर्णन द्वारा थामे रखा गया है, तो इसे एक 'सुप्रामैसिव न्यूट्रॉन स्टार' (अति-विशाल न्यूट्रॉन तारा) कहा जाता है। ये वस्तुएं क्षणभंगुर और अस्थिर होती हैं; वे कुचलने वाले गुरुत्वाकर्षण बल और बाहरी घूर्णन के धक्का देने वाले बल के बीच एक नाजुक संतुलन में अस्तित्व में रहती हैं। इन तारों के व्यवहार को समझना, विशेष रूप से तब जब उनके चुंबकीय क्षेत्र अपने चरम पर हों, खगोलविदों को अंतरिक्ष-समय की लहरों से लेकर उच्च-ऊर्जा प्रकाश की चमक तक, उनके द्वारा ब्रह्मांड में भेजे जाने वाले हिंसक संकेतों को डिकोड करने में मदद करता है।

शोधकर्ताओं की एक टीम ने अब शक्तिशाली सुपरकंप्यूटरों का उपयोग करके यह सिम्युलेट किया है कि क्या होता है जब इन सुप्रामैसिव तारों को एक सौ क्वैड्रिलियन गौस जितने मजबूत चुंबकीय क्षेत्रों के अधीन रखा जाता है। ऐसा करने के लिए, उन्होंने अंतरिक्ष, समय और पदार्थ को नियंत्रित करने वाले भौतिकी के नियमों का उपयोग करके इन तारों के डिजिटल मॉडल बनाए, और फिर देखा कि वे समय के साथ कैसे विकसित होते हैं। उन्होंने उन तारों से शुरुआत की जो बिखर जाने की सीमा से ठीक पहले की गति से घूम रहे थे, और उनमें एक विशिष्ट मैग्नेटर की शक्ति से लेकर एक तारकीय टक्कर के तुरंत बाद अपेक्षित अत्यधिक क्षेत्रों तक के चुंबकीय क्षेत्र इंजेक्ट किए। लक्ष्य यह देखना था कि क्या ये चुंबकीय बल इन तारों को लंबे समय तक जीवित रहने में मदद करेंगे या क्या वे उन्हें एक विनाशकारी पतन की ओर धकेल देंगे।

सिमुलेशन से पता चला कि इन तारों के भीतर चुंबकीय क्षेत्र स्थिर नहीं हैं; वे अराजक और लगातार बदलते रहते हैं। प्रारंभ में, चुंबकीय क्षेत्र एक सरल, व्यवस्थित पैटर्न में सेट किए गए थे, लेकिन यह व्यवस्था अस्थिर है। एक सेकंड के अंश के भीतर, क्षेत्र उलझने और मुड़ने लगे, और खुद को लूप और सर्पिल के एक जटिल मिश्रण में पुनर्गठित करने लगे। यह प्रक्रिया इतनी तेजी से होती है कि यह तारे के एक एकल चक्कर पूरा करने के समय से भी तेज है। जैसे-जैसे चुंबकीय क्षेत्र मुड़े, उन्होंने एक ब्रह्मांडीय ब्रेक की तरह काम किया, तारे के तेजी से घूमने वाले कोर को पकड़ लिया और उसे धीमा कर दिया, जबकि साथ ही बाहरी परतों की गति बढ़ा दी। इसने एक ऐसी स्थिति पैदा की जहाँ तारे का केंद्र सतह की तुलना में बहुत धीमी गति से घूम रहा था, जिसे 'डिफरेंशियल रोटेशन' (विभेदक घूर्णन) के रूप में जाना जाता है।

उन तारों के लिए जो तुरंत ढहने के लिए पर्याप्त भारी नहीं थे, इस चुंबकीय पुनर्गठन ने एक नई, स्थिर अवस्था की ओर ले जाने का काम किया। तारा टूटा नहीं, न ही वह ब्लैक होल में ढह गया। इसके बजाय, वह एक दीर्घजीवी विन्यास में स्थिर हो गया जहाँ कोर और सतह अलग-अलग दरों पर घूम रहे थे, जिन्हें चुंबकीय तनावों द्वारा थामे रखा गया था। हालाँकि, उन तारों के लिए जो पहले से ही पतन की कगार पर थे, चुंबकीय बलों ने अंतिम ट्रिगर के रूप में कार्य किया। कोर से कोणीय संवेग (angular momentum) को खींचकर, चुंबकीय क्षेत्रों ने उस सहारे को हटा दिया जो तारे के केंद्र को नीचे दबने से रोक रहा था। इसके कारण कोर सिकुड़ गया और तारा चुंबकीय प्रभाव के बिना होने की तुलना में बहुत तेजी से ब्लैक होल में बदल गया।

जब ये तारे ढहे, तो परिणामी ब्लैक होल उम्मीद से काफी अलग थे। हालांकि ब्लैक होल मूल तारों की तुलना में तेजी से घूम रहे थे—कुछ लगभग पचास प्रतिशत तेजी से घूम रहे थे—लेकिन उनके पास कुल स्पिन ऊर्जा वास्तव में कम थी। ऐसा इसलिए था क्योंकि हिंसक पतन और चुंबकीय क्षेत्रों ने तारे के गायब होने से पहले एक महत्वपूर्ण मात्रा में पदार्थ को बाहर निकाल दिया था। यह उत्सर्जित पदार्थ, जो तारे के स्पिन का एक हिस्सा लेकर जाता है, उस ऊर्जा को नए ब्लैक होल द्वारा अवशोषित होने से रोकता है जो तारे के स्पिन को ले जाता है। सिमुलेशन ने दिखाया कि यह उत्सर्जित पदार्थ मुख्य रूप से तारे के भूमध्य रेखा के आसपास बहने वाली हवाओं (winds) के रूप में बाहर निकला, जो प्रति सेकंड कुछ सौर द्रव्यमान की दर से द्रव्यमान को बाहर ले जाता है, हालांकि सिम्युलेट किए गए समय के दौरान खोया गया कुल द्रव्यमान तारे के कुल वजन का एक बहुत छोटा हिस्सा था, जो 10⁻³ सौर द्रव्यमान के क्रम का था।

अध्ययन ने कमजोर चुंबकीय क्षेत्रों वाले तारों और सबसे हिंसक ब्रह्मांडीय घटनाओं में पाए जाने वाले अत्यधिक क्षेत्रों वाले तारों के बीच एक महत्वपूर्ण अंतर को भी उजागर किया। कमजोर क्षेत्रों वाले तारों में, चुंबकीय बल तारे के घूर्णन को महत्वपूर्ण रूप से बाधित करने के लिए बहुत धीमे थे, जिससे चुंबकीय क्षेत्र को तत्काल पतन का कारण बने बिना समय के साथ और मजबूत होने का अवसर मिला। इसके विपरीत, सबसे मजबूत चुंबकीय क्षेत्रों वाले तारों ने एक तीव्र और अशांत पुनर्गठन का अनुभव किया जिसने या तो उन्हें एक नई स्थिति में स्थिर कर दिया या उनके विनाश को तेज कर दिया। शोधकर्ताओं ने पाया कि इन तारों का भाग्य उनके घूमने की गति, उनके घनत्व और उनके चुंबकीय क्षेत्रों की मजबूती के बीच एक नाजुक संतुलन पर निर्भर करता है। यदि चुंबकीय क्षेत्र पर्याप्त मजबूत है और तारा अपने अधिकतम द्रव्यमान सीमा के करीब है, तो चुंबकीय बल तराजू के पलड़े को झुका सकते हैं, जिससे एक स्थिर तारा पलक झपकते ही ब्लैक होल में बदल सकता है।

ये निष्कर्ष न्यूट्रॉन सितारों के जीवन चक्र और उनकी टक्करों के बाद के परिणामों पर एक नया दृष्टिकोण प्रदान करते हैं। वे सुझाव देते हैं कि इन वस्तुओं में चुंबकीय क्षेत्र केवल निष्क्रिय विशेषताएं नहीं हैं बल्कि सक्रिय एजेंट हैं जो तारे की संरचना को नया आकार दे सकते हैं, उसके स्पिन को बदल सकते हैं, और यह निर्धारित कर सकते हैं कि वह जीवित रहेगा या मर जाएगा। सिमुलेशन ब्रह्मांड में देखे जाने वाले कुछ प्रकार के चमकीले, लंबे समय तक चलने वाले ऊर्जा के फ्लैशों के लिए एक संभावित स्पष्टीकरण भी प्रदान करते हैं, जो संभवतः इन नव-निर्मित, विभेदक रूप से घूमने वाले तारों द्वारा संचालित होते हैं, इससे पहले कि वे अंततः ढह जाएं। हालांकि इस अध्ययन में उपयोग किए गए कंप्यूटर मॉडल तारे के जीवन के पहले कुछ क्षणों तक सीमित हैं, वे सबसे चरम वातावरण को नियंत्रित करने वाले बलों के जटिल परस्पर प्रभाव की एक महत्वपूर्ण झलक प्रदान करते हैं। यह कार्य इस बात को रेखांकित करता है कि अंतरिक्ष के निर्वात में भी, चुंबकीय क्षेत्र इतने शक्तिशाली हो सकते हैं कि वे एक तारे की नियति को फिर से लिख सकें।