ماس ٹرانسفر، نووا دھماکے، Type Ia supernovae، اور gravitational wave کے ذرائع کثیر ستارہ نظاموں میں
کائنات میں زیادہ تر ستارے تنہا ارتقا نہیں پاتے—وہ binary یا multiple-star systems میں رہتے ہیں، جو ایک مشترکہ مرکزِ کمیت کے گرد گردش کرتے ہیں۔ ایسے نظام exotic astrophysical phenomena کی ایک وسیع رینج کھولتے ہیں، جیسے کہ mass transfer کے واقعات، nova outbursts، Type Ia supernovae کی پیداوار، اور gravitational wave کے ذرائع۔ تعامل کے ذریعے، ستارے ایک دوسرے کی ارتقا کو نمایاں طور پر بدل سکتے ہیں، روشن عارضی واقعات پیدا کرتے ہیں اور نئے اختتامی مراحل (جیسے غیر معمولی سپرنووا چینلز یا تیزی سے گھومتے نیوٹران ستارے) بناتے ہیں جو تنہا ستاروں میں موجود نہیں ہوتے۔ اس مضمون میں، ہم دیکھتے ہیں کہ بائنریز کیسے بنتے ہیں، ماس کے تبادلے سے نووے اور دیگر دھماکہ خیز واقعات کیسے ہوتے ہیں، سفید بونے کی جمع کاری سے مشہور Type Ia supernova کا طریقہ کار کیسے جنم لیتا ہے، اور کمپیکٹ بائنریز کیسے طاقتور gravitational wave خارج کرنے والے ہوتے ہیں۔
1. بائنری ستاروں کی کثرت اور اقسام
1.1 بائنری فریکشن اور تشکیل
مشاہداتی سروے ظاہر کرتے ہیں کہ ایک نمایاں حصہ—خاص طور پر بڑے ستاروں کے لیے، اکثریت—ستارے binaries میں ہوتے ہیں۔ ستارے بننے والے علاقوں میں متعدد عمل ٹوٹ پھوٹ یا گرفتاری کا باعث بن سکتے ہیں، ایسے نظام پیدا کرتے ہیں جہاں دو (یا زیادہ) ستارے ایک دوسرے کے گرد گردش کرتے ہیں۔ orbital separation، mass ratio، اور initial evolutionary stages پر منحصر، یہ ستارے بالآخر تعامل کر سکتے ہیں، ماس منتقل کر سکتے ہیں یا ضم ہو سکتے ہیں۔
1.2 تعامل کی بنیاد پر درجہ بندی
بائنری ستارے اکثر اس بات کی بنیاد پر درجہ بندی کیے جاتے ہیں کہ وہ کس طرح مواد کا تبادلہ یا اشتراک کرتے ہیں:
- Detached Binaries: ہر ستارے کی بیرونی تہیں اپنے Roche lobe کے اندر ہوتی ہیں، اس لیے ابتدا میں کوئی ماس ٹرانسفر نہیں ہوتا۔
- Semidetached Binaries: ایک ستارہ اپنے Roche lobe سے باہر بہہ رہا ہوتا ہے، اور ماس ساتھی کو منتقل کر رہا ہوتا ہے۔
- Contact Binaries: دونوں ستارے اپنے Roche lobes کو بھر دیتے ہیں، اور ایک مشترکہ لفافہ شیئر کرتے ہیں۔
جب ستارے ارتقا پذیر ہوتے ہیں یا پھیلتے ہیں، تو ایک دفعہ جدا شدہ نظام semidetached بن سکتا ہے، جو ماس ٹرانسفر کے واقعات کو جنم دیتا ہے جو ستاروں کی تقدیر کو گہرائی سے بدل دیتے ہیں [1], [2].
2. بائنریز میں ماس ٹرانسفر
2.1 Roche Lobes اور Accretion
ایک semidetached یا contact نظام میں، سب سے بڑے رداس یا سب سے کم کثافت والا ستارہ اپنے Roche lobe، جو کہ ایک ثقلی مساوی سطح ہے، سے باہر بہہ سکتا ہے۔ گیس inner Lagrangian point (L1) سے گزرتی ہے، اور ساتھی ستارے کے گرد (اگر وہ کمپیکٹ ہو—جیسے کہ سفید بونا یا نیوٹران ستارہ) ایک accretion disk بناتی ہے یا زیادہ بڑے مین-سیکوئنس یا دیو ستارے پر جمع ہوتی ہے۔ یہ عمل کر سکتا ہے:
- جذب کرنے والے کو تیز کریں،
- ڈونر ستارے کی بیرونی تہوں کو اتاریں،
- کمپیکٹ جذب کرنے والوں پر تھرمو نیوکلیئر دھماکوں کو متحرک کریں (مثلاً، نووا، ایکس رے برسٹ)۔
2.2 ارتقائی نتائج
ماس ٹرانسفر بنیادی طور پر ستاروں کی ارتقائی راہوں کو بدل سکتا ہے:
- ایک ستارہ جو ریڈ جائنٹ میں پھیلتا، ممکن ہے کہ اپنا انویلپ قبل از وقت کھو دے، جس سے ایک گرم ہیلیم کور ظاہر ہو (مثلاً، ہیلیم اسٹار بننا)۔
- جذب کرنے والا ساتھی ماس حاصل کر سکتا ہے اور سنگل اسٹار ماڈلز کی پیش گوئی سے زیادہ ماس ٹریک پر منتقل ہو سکتا ہے۔
- شدید صورتوں میں، ماس ٹرانسفر کامن انویلپ مرحلے کا باعث بنتا ہے، جو ممکنہ طور پر بائنری کو ضم کر دیتا ہے یا بڑی مقدار میں مادہ خارج کر دیتا ہے۔
ایسے تعاملات غیر معمولی اختتامی حالتیں پیدا کر سکتے ہیں (مثلاً، ڈبل وائٹ ڈوارف، ٹائپ Ia سپرنووا کے پیش رو، یا یہاں تک کہ ڈبل نیوٹران اسٹار بائنریز)۔
3. نووا دھماکے
3.1 کلاسیکل نووا کا طریقہ کار
کلاسیکل نوو نیم منقطع بائنریز میں ہوتے ہیں جہاں ایک وائٹ ڈوارف ساتھی سے ہائیڈروجن سے بھرپور مادہ جذب کرتا ہے (اکثر مین سیکوئنس یا ریڈ ڈوارف ستارہ)۔ وقت کے ساتھ، وائٹ ڈوارف کی سطح پر ہائیڈروجن کی ایک تہہ بلند کثافت اور درجہ حرارت پر جمع ہوتی ہے، جو آخرکار تھرمو نیوکلیئر بے قابو میں جل اٹھتی ہے۔ نتیجے میں دھماکہ نظام کی چمک کو ہزاروں سے لاکھوں گنا بڑھا سکتا ہے، اور مادہ کو تیز رفتار سے خارج کرتا ہے [3]۔
اہم مراحل:
- جذب: وائٹ ڈوارف پر ہائیڈروجن جمع ہوتا ہے۔
- تھرمو نیوکلیئر ٹرگر: اہم درجہ حرارت/کثافت حاصل ہو جاتی ہے۔
- دھماکہ: سطحی ہائیڈروجن کا اچانک، بے قابو جلنا۔
- اخراج: گرم گیس کا ایک خول خارج ہوتا ہے، جو نووا کی روشنی پیدا کرتا ہے۔
نووا واقعات دہرائے جا سکتے ہیں اگر وائٹ ڈوارف مسلسل مادہ جذب کرتا رہے اور ساتھی مستحکم رہے۔ کچھ کیٹاکلیسمک ویری ایبلز صدیوں یا دہائیوں میں متعدد نووا دھماکوں کے چکر لگاتے ہیں۔
3.2 مشاہداتی خصوصیات
نوو عام طور پر دنوں میں چمک میں اضافہ کرتے ہیں، دنوں سے ہفتوں تک چوٹی پر رہتے ہیں، پھر آہستہ آہستہ مدھم ہو جاتے ہیں۔ اسپیکٹروسکوپی پھیلتے ہوئے اخراج سے اخراجی لائنز ظاہر کرتی ہے۔ کلاسیکل نوو درج ذیل سے مختلف ہوتے ہیں:
- Dwarf novae: ڈسک کی غیر مستحکم حالتوں سے چھوٹے دھماکے،
- Recurrent novae: زیادہ بار بار بڑے دھماکے زیادہ جذب کی شرح کی وجہ سے۔
نوا شیلز آس پاس کے ماحول کو پروسیس شدہ مواد سے مالا مال کرتے ہیں، جن میں کچھ بھاری آئسوٹوپس شامل ہیں جو بے قابو عمل میں بنتے ہیں۔
4. Type Ia سپرنو: سفید بونے کے دھماکے
4.1 تھرمنیوکلئیر سپرنو
ایک Type Ia supernova اپنے سپیکٹرم میں ہائیڈروجن لائنز کی کمی اور زیادہ Si II خصوصیات کے ساتھ نمایاں ہوتا ہے۔ اس کی طاقت ایک white dwarf کے تھرمنیوکلئیر دھماکے سے آتی ہے جو چندر شیکھر حد (~1.4 M⊙) تک پہنچتا ہے۔ کور-کولپس سپرنو کے برعکس، Type Ia ایک بڑے ستارے کے آئرن کور کے گرنے سے نہیں بنتا بلکہ ایک چھوٹے ستارے کے کاربن-آکسیجن سفید بونے کے مکمل جلنے سے بنتا ہے [4], [5]۔
4.2 بائنری پیش رو چینلز
دو اہم منظرنامے:
- Single Degenerate: ایک سفید بونا قریبی بائنری میں ہائیڈروجن یا ہیلیم کو غیر degenerate ساتھی (مثلاً ایک سرخ دیو) سے جذب کرتا ہے۔ اگر یہ ایک اہم ماس حد سے تجاوز کر جائے تو کور میں بے قابو کاربن فیوژن ستارے کے تباہ ہونے کا سبب بنتی ہے۔
- Double Degenerate: دو سفید بونے ضم ہوتے ہیں، کل ماس استحکام کی حد سے تجاوز کر جاتا ہے۔
دونوں راستے ایک کاربن دھماکہ یا deflagration فرنٹ کی طرف لے جاتے ہیں جو بونے ستارے میں پھیلتا ہے، اسے مکمل طور پر آزاد کر دیتا ہے۔ کوئی کمپیکٹ باقی نہیں رہتا—صرف پھیلتی ہوئی راکھ۔
4.3 کائناتی اہمیت
Type Ia supernovae ایک نسبتاً یکساں چوٹی کی روشنی دکھاتے ہیں (معیاری بنانے کے بعد)، جو انہیں بین الکہکشانی فاصلوں کی پیمائش کے لیے “standardizable candles” بناتا ہے۔ کائناتی تیز رفتاری (dark energy) کی دریافت میں ان کا اہم کردار ظاہر کرتا ہے کہ کس طرح بائنری ستارہ فزکس جدید کائناتی بصیرتوں کی بنیاد ہے۔
5. کثیر ستارہ نظاموں میں کششی موج کے ذرائع
5.1 کمپیکٹ آبجیکٹ بائنریز
Neutron stars یا black holes جو بائنریز میں بنتے ہیں، بندھے رہ سکتے ہیں، ممکنہ طور پر کششی موجوں کے اخراج کی وجہ سے لاکھوں سالوں میں ضم ہو سکتے ہیں۔ یہ کمپیکٹ بائنریز (NS–NS, BH–BH, یا NS–BH) کششی موجوں (GWs) کے اہم ذرائع ہیں۔ LIGO, Virgo, اور KAGRA جیسے مشاہداتی مراکز نے پہلے ہی کئی binary black hole انضمام اور چند binary neutron star انضمام (مثلاً GW170817) دریافت کیے ہیں۔ ایسے نظام بڑے ستاروں سے نکلتے ہیں جو قریبی بائنریز میں ہوتے ہیں جو ارتقا پاتے ہیں اور ماس کا تبادلہ کرتے ہیں یا ایک مشترکہ لفافہ مرحلے سے گزرتے ہیں [6], [7]۔
5.2 انضمام کے نتائج
- NS–NS کے انضمام r-process بھاری عناصر پیدا کرتے ہیں ایک kilonova دھماکے میں، جو سونا اور دیگر قیمتی دھاتیں بناتے ہیں۔
- BH–BH کے انضمام خالصتاً کششی موجی واقعات ہوتے ہیں، عام طور پر کوئی برقی مقناطیسی ہم منصب نہیں ہوتا جب تک کہ باقی ماندہ مادہ موجود نہ ہو۔
- NS–BH انضمام ممکنہ طور پر کشش ثقل کی لہریں اور ممکنہ برقی مقناطیسی علامات پیدا کر سکتے ہیں اگر نیوٹران ستارے کی جزر کشی ہو۔
5.3 مشاہداتی دریافتیں
2015 میں GW150914 (ایک BH–BH انضمام) کی دریافت اور بعد کے واقعات نے کثیر پیغام رسان فلکیات میں انقلاب برپا کیا۔ NS–NS انضمام GW170817 (2017) نے r-process نیوکلیوسنتھیسس کے ساتھ براہ راست تعلق ظاہر کیا۔ ڈیٹیکٹر کی حساسیت میں جاری بہتری ایسے عجیب بائنری انضمام کی بڑھتی ہوئی فہرست کا وعدہ کرتی ہے، جو ہر ایک ستاروں کی طبیعیات، نیوکلیوسنتھیسس، اور عمومی اضافیت کے پہلوؤں کو بے نقاب کرتی ہے۔
6. عجیب بائنری اور اضافی مظاہر
6.1 Accreting Neutron Stars (X-Ray Binaries)
قریبی بائنری میں نیوٹران ستارہ اپنے ساتھی سے Roche lobe overflow یا ستارے کی ہوا کے ذریعے مادہ جذب کر سکتا ہے، جس سے X-ray binaries بنتے ہیں (مثلاً Hercules X-1، Cen X-3)۔ نیوٹران ستارے کے قریب شدید کشش ثقل کے میدان accretion ڈسک یا مقناطیسی قطبوں سے روشن ایکس رے اخراج پیدا کرتے ہیں۔ کچھ نظام اگر نیوٹران ستارہ مقناطیسی ہو تو دورانیہ وار دھڑکنیں دکھاتے ہیں—X-ray pulsars۔
6.2 Microquasars اور جیٹ کی تشکیل
اگر کمپیکٹ جسم بلیک ہول ہو، تو بائنری ساتھی سے accretion AGN جیسے جیٹ کی نقل کر سکتا ہے، جس سے “microquasars” بنتے ہیں۔ یہ جیٹ ریڈیو اور ایکس رے میں دیکھے جا سکتے ہیں، جو کوئسارز میں سپرمیسیو بلیک ہول جیٹ کے چھوٹے پیمانے کے متوازی ہیں۔
6.3 Cataclysmic Variables
سفید بونے کے ساتھ مختلف اقسام کے نیم منسلک بائنری موجود ہیں، جنہیں مجموعی طور پر cataclysmic variables کہا جاتا ہے: نووے، ڈوارف نووے، بار بار نووے، پولرز (مضبوط مقناطیسی میدان جو accretion کو راستہ دیتے ہیں)۔ یہ دھماکوں، تیز روشنی کی تبدیلیوں، اور متنوع مشاہداتی علامات کا مظاہرہ کرتے ہیں، جو فلکیات کو معتدل (نووا فلیئرز) سے لے کر شدید (ٹائپ Ia سپرنووا کے پیش رو) تک جوڑتے ہیں۔
7. کیمیائی اور حرکیاتی نتائج
7.1 کیمیائی افزودگی
بائنری نووا دھماکوں یا ٹائپ Ia سپرنووا پیدا کر سکتے ہیں جو حال ہی میں جُڑے ہوئے آئسوٹوپس، خاص طور پر ٹائپ Ia سے لوہے کے گروپ کے عناصر کو خارج کرتے ہیں۔ یہ کہکشاں کی ارتقاء کے لیے اہم ہے: شمسی پڑوس میں لوہے کا تقریباً نصف حصہ ٹائپ Ia سپرنووا سے آتا ہے، جو بڑے سنگل ستاروں کے کور-کولپس سپرنووا کے نتائج کی تکمیل کرتا ہے۔
7.2 ستاروں کی تشکیل کا آغاز
دھماکہ خیز بائنریوں سے نکلنے والے سپرنووا جھٹکے قریبی مالیکیولر بادلوں کو دبا سکتے ہیں، جس سے نئے ستارے جنم لیتے ہیں۔ اگرچہ سنگل اسٹار سپرنووا بھی ایسا کرتے ہیں، لیکن ٹائپ Ia سپرنووا یا کچھ خاص stripped-envelope سپرنووا کی انفرادیت ستارے بننے والے علاقوں میں مختلف کیمیائی یا تابکاری ردعمل پیدا کر سکتی ہے۔
7.3 کمپیکٹ ریمیننٹ آبادیات
قریبی بائنری ارتقاء ڈبل نیوٹران ستارے یا ڈبل بلیک ہولز بنانے کا مرکزی ذریعہ ہے، جو بالآخر کشش ثقل کی لہروں کے ذرائع پیدا کرتا ہے۔ کسی کہکشاں میں انضمام کی شرح r-process کی افزودگی کو متاثر کرتی ہے (خاص طور پر نیوٹران ستارے کے انضمام کے لیے) اور گھنے ستاروں کے جھرمٹوں میں ستاروں کی آبادیوں کو نمایاں طور پر تبدیل کر سکتی ہے۔
8. مشاہداتی اور مستقبل کے امکانات
8.1 بڑے سروے اور ٹائمنگ مہمات
زمینی اور خلائی دوربینیں (مثلاً Gaia، LSST، TESS) لاکھوں بائنریز کی شناخت اور خصوصیات معلوم کرتی ہیں۔ درست ریڈیل رفتاریں، فوٹومیٹرک لائٹ کرورز، اور ایسٹرو میٹرک مدار ماس ٹرانسفر کے واقعات ظاہر کرتے ہیں، جو نووا یا ٹائپ Ia سپرنووا کے ممکنہ پیش رو کی شناخت کرتے ہیں۔
8.2 کششی موج فلکیات
LIGO-Virgo-KAGRA ڈیٹیکٹرز اور برقی مقناطیسی فالو اپ کے درمیان ہم آہنگی حقیقی وقت میں انضمام کرنے والی بائنریز—NS–NS یا BH–BH—کی سمجھ کو انقلاب بخشتی ہے۔ مستقبل میں بہتریوں سے زیادہ بار بار دریافتیں، بہتر مقامات کی نشاندہی، اور ممکنہ طور پر منفرد موج سگنلز پیدا کرنے والے غیر معمولی تین یا چار ستارہ تعاملات کی دریافت ممکن ہو گی۔
8.3 اعلیٰ ریزولوشن اسپیکٹروسکوپی اور نووا سروے
وائڈ-فیلڈ ٹائم ڈومین سروے میں نووا کی دریافت تھرمو نیوکلیئر دوڑ کے ماڈلز کو بہتر بنانے میں مدد دیتی ہے۔ نووا باقیات کی بہتر اسپیکٹرو-امیجنگ خارج شدہ ماس، آئسوٹوپک تناسبات کی پیمائش کر سکتی ہے، اور وائٹ ڈوارف کی ساخت کے بارے میں بصیرت حاصل کر سکتی ہے۔ دریں اثنا، ایکس رے دوربینیں (چاندرا، XMM-Newton، مستقبل کے مشن) نووا شیلز میں جھٹکے کے تعاملات کو ٹریک کرتی ہیں، قریبی بائنریز میں ماس اخراج کے نظریات کو جوڑتی ہیں۔
9. نتائج
بائنری ستارہ نظام فلکیاتی مظاہر کی ایک وسیع دنیا کھولتے ہیں، معمولی ماس کے تبادلے سے لے کر شاندار کائناتی آتشبازی تک:
- ماس ٹرانسفر ستاروں کو ننگا کر سکتا ہے، سطحی دوڑ کو بھڑکا سکتا ہے، یا کمپیکٹ اجسام کو تیز گھما سکتا ہے، جس سے نووے یا ایکس رے بائنریز پیدا ہوتی ہیں۔
- نووا پھٹنے سیمی ڈیٹیکٹڈ بائنریز میں وائٹ ڈوارف کی سطح پر تھرمو نیوکلیئر دھماکے ہوتے ہیں، جبکہ بار بار یا شدید واقعات ٹائپ Ia سپرنووا کی راہ ہموار کر سکتے ہیں اگر وائٹ ڈوارف چندر سیکر حد کے قریب پہنچ جائے۔
- ٹائپ Ia سپرنووے—وائٹ ڈوارف کے تھرمو نیوکلیئر خلل—کوسمولوجی کے لیے اہم فاصلے کے اشارے کے طور پر کام کرتے ہیں اور کہکشاؤں میں آئرن گروپ عناصر کے بڑے ذرائع ہیں۔
- کششی موج کے ذرائع اس وقت پیدا ہوتے ہیں جب نیوٹران ستارے یا بلیک ہولز بائنریز میں گھومتے ہوئے قریب آتے ہیں، جو طاقتور انضمام پر ختم ہوتے ہیں۔ یہ واقعات r-عمل نیوکلیوسنتھیسس (خاص طور پر نیوٹران اسٹار–نیوٹران اسٹار تصادم) یا خالص کششی موج کے سگنلز (بلیک ہول–بلیک ہول) پیدا کر سکتے ہیں۔
بائنریز کائنات کے سب سے زیادہ توانائی والے واقعات کو چلاتے ہیں— سپَرنووے، نووے، کششی موج کے انضمام—جو کہ کہکشاؤں کی کیمیائی ساخت، ستاروں کی آبادیوں کی ساخت، اور یہاں تک کہ کائناتی فاصلے کی سیڑھی کو تشکیل دیتے ہیں۔ جیسے جیسے برقی مقناطیسی اور کششی موج کے طیف میں مشاہداتی صلاحیتیں بڑھتی ہیں، بائنری سے چلنے والے مظاہر کا نقشہ واضح ہوتا جاتا ہے، یہ ظاہر کرتے ہوئے کہ کس طرح کثیر ستارہ نظام منفرد راستے طے کرتے ہیں جو اکیلے ستارے کبھی طے نہیں کر سکتے۔
حوالہ جات اور مزید مطالعہ
- Eggleton, P. (2006). Evolutionary Processes in Binary and Multiple Stars. Cambridge University Press.
- Batten, A. H. (1973). Binary and Multiple Systems of Stars. Pergamon Press.
- Bode, M. F., & Evans, A. (2008). Classical Novae, 2nd ed. Cambridge University Press.
- Hillebrandt, W., & Niemeyer, J. C. (2000). “Type Ia Supernova Explosion Models.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38, 191–230.
- Whelan, J., & Iben, I. Jr. (1973). “Binaries and Supernovae of Type I.” The Astrophysical Journal, 186, 1007–1014.
- Abbott, B. P., et al. (2016). “Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger.” Physical Review Letters, 116, 061102.
- Paczynski, B. (1976). “Common envelope binaries.” In Structure and Evolution of Close Binary Systems (IAU Symposium 73), Reidel, 75–80.
- مالیکیولر بادل اور پروٹوسٹارز
- مین سیکوئنس ستارے: ہائیڈروجن فیوژن
- نیوکلیئر فیوژن کے راستے
- کم ماس والے ستارے: ریڈ جائنٹس اور وائٹ ڈوارفس
- زیادہ ماس والے ستارے: سپر جائنٹس اور کور-کولپس سپرنووے
- نیوٹران ستارے اور پلسارز
- میگنیٹارس: انتہائی مقناطیسی میدان
- ستاروں کے بلیک ہولز
- نیوکلیوسنتھیسس: آئرن سے بھاری عناصر
- دوہری ستارے اور غیر معمولی مظاہر