High-Mass Stars: Supergiants and Core-Collapse Supernovae

زیادہ کمیت والے ستارے: سپر جائنٹس اور کور-کولپس سپرنووے

بڑے ستارے کس طرح نیوکلیئر ایندھن کو تیزی سے جلاتے اور پھٹتے ہیں، اپنے ماحول پر اثر انداز ہوتے ہیں

جبکہ کم ماس والے ستارے نسبتاً نرم طریقے سے سرخ دیو اور سفید بونے میں ارتقاء پاتے ہیں، بڑے ستارے (≥8 M⊙) ایک ڈرامائی طور پر مختلف اور مختصر راستہ اختیار کرتے ہیں۔ وہ اپنے نیوکلیئر ایندھن کو تیزی سے ختم کرتے ہیں، روشن سپرجائنٹس میں پھول جاتے ہیں، اور آخر کار تباہ کن کور-کولپس سپرنووا سے گزرتے ہیں، جو زبردست توانائیاں خارج کرتے ہیں۔ یہ شاندار دھماکے نہ صرف ستارے کی زندگی کا خاتمہ کرتے ہیں بلکہ بین النجمی وسط (ISM) کو بھاری عناصر اور جھٹکے کی لہروں سے مالا مال کرتے ہیں—اس طرح کائناتی ارتقاء میں ایک اہم کردار ادا کرتے ہیں۔ اس مضمون میں، ہم ان بڑے ستاروں کی مین سیکوئنس سے سپرجائنٹ مراحل تک کی ترقی کا نقشہ بنائیں گے، جو دھماکہ خیز کور کولپس میں ختم ہوتی ہے جو نیوٹران ستارے یا بلیک ہولز بناتی ہے، اور بحث کریں گے کہ یہ واقعات کہکشاؤں میں کیسے اثر انداز ہوتے ہیں۔

1. ہائی-ماس ستاروں کی تعریف

1.1 ماس کی حد اور ابتدائی حالات

“ہائی-ماس ستارے” عام طور پر ان کو کہتے ہیں جن کی ابتدائی ماس ≥8–10 M⊙ ہو۔ ایسے ستارے:

  • مین سیکوئنس پر کم عرصہ زندہ رہتے ہیں (چند ملین سال) کیونکہ ان کے کور میں ہائیڈروجن فیوژن بہت تیز ہوتا ہے۔
  • اکثر دیوقامت مالیکیولر بادل کمپلیکسز میں بنتے ہیں، عام طور پر ستاروں کے کلسٹرز کے حصے کے طور پر۔
  • [10]

اس وسیع کلاس کے اندر، سب سے زیادہ بڑے ستارے (O-ٹائپ، ≥20–40 M⊙) آخری زوال سے پہلے ہواؤں کے ذریعے بہت زیادہ ماس کھو سکتے ہیں، جو بعد کے مراحل میں ممکنہ طور پر ولف–رایٹ ستارے بنا سکتے ہیں۔

1.2 تیز مین سیکوئنس جلنا

پیدائش کے وقت، ایک ہائی-ماس ستارے کا کور درجہ حرارت اتنا بڑھ جاتا ہے (~1.5×107 K) کہ ہائیڈروجن فیوژن کے لیے پروٹون-پروٹون چین کی بجائے CNO سائیکل کو ترجیح دیتا ہے۔ CNO سائیکل کی مضبوط درجہ حرارت پر انحصار بہت زیادہ روشنی کو یقینی بناتی ہے، جو شدید تابکاری دباؤ اور مین سیکوئنس پر مختصر عمر کو فروغ دیتی ہے [1,2]۔

2. پوسٹ-مین سیکوئنس: سپرجائنٹ بننا

2.1 کور ہائیڈروجن کا خاتمہ

جب کور ہائیڈروجن ختم ہو جاتی ہے، تو ستارہ مین سیکوئنس سے باہر نکلتا ہے:

  1. کور سکڑنا: فیوژن ایک ہائیڈروجن جلنے والے شیل کی طرف منتقل ہو جاتا ہے جو ایک غیر فعال ہیلیم کور کے گرد ہوتا ہے، ہیلیم کور سکڑتا اور گرم ہوتا ہے، جبکہ لفافہ پھیلتا ہے۔
  2. سپرجائنٹ مرحلہ: ستارے کی بیرونی تہیں پھول جاتی ہیں، کبھی کبھار سورج کے رداس کے سینکڑوں گنا، جس سے ایک سرخ سپرجائنٹ (RSG) یا کچھ دھاتیت / ماس کی حالتوں میں، ایک نیلا سپرجائنٹ (BSG) بنتا ہے۔

ایک ستارہ RSG اور BSG حالتوں کے درمیان ماس-نقصان کی شرحوں، اندرونی مکسنگ، یا شیل جلنے کے واقعات کے مطابق ارتعاش کر سکتا ہے۔

2.2 جدید جلنے کے مراحل

بڑے ستارے کور میں متواتر برننگ مراحل سے گزرتے ہیں:

  • ہیلیم برننگ: کاربن اور آکسیجن پیدا کرتی ہے (ٹرپل-الفا اور الفا-کیپچر ردعمل)۔
  • کاربن برننگ: نیون، سوڈیم، میگنیشیم بہت کم وقت میں پیدا کرتی ہے۔
  • نیون برننگ: آکسیجن اور میگنیشیم پیدا کرتی ہے۔
  • آکسیجن برننگ: سلیکان، سلفر، اور دیگر درمیانے درجے کے عناصر پیدا کرتی ہے۔
  • سلیکان برننگ: آخرکار ایک آئرن (Fe) کور بناتی ہے۔

ہر مرحلہ پچھلے سے تیز ہوتا ہے، بعض اوقات سب سے بڑے ستاروں میں سلیکان برننگ کے لیے چند دن یا ہفتے لگتے ہیں۔ یہ تیز رفتار ترقی ستارے کی بلند روشنی اور توانائی کی ضروریات کی وجہ سے ہوتی ہے [3,4]۔

2.3 ماس کا نقصان اور ہوائیں

سپر جائنٹ مرحلے کے دوران، مضبوط ستارے کی ہوائیں ستارے سے ماس کو اتارتی ہیں، خاص طور پر اگر وہ گرم اور روشن ہو۔ بہت بڑے ستاروں کے لیے، ماس کا نقصان ان کے آخری کور ماس کو نمایاں طور پر کم کر سکتا ہے، جس سے سپرنووا کے نتائج یا بلیک ہول کی تشکیل کی صلاحیت متاثر ہوتی ہے۔ بعض صورتوں میں، ستارہ ولف–رایٹ مرحلے میں داخل ہوتا ہے، جو کیمیائی طور پر پروسیس شدہ تہوں (ہیلیم یا کاربن سے بھرپور) کو ظاہر کرتا ہے جب وہ بیرونی ہائیڈروجن تہوں کو چھوڑ دیتا ہے۔

3. آئرن کور اور کور کا سکڑاؤ

3.1 اختتام کے قریب: آئرن کور کی تشکیل

جب سلیکان برننگ آئرن-پیک عناصر کور میں جمع کرتا ہے، تو مزید خارج حرارت فیوژن ممکن نہیں—آئرن کا فیوژن خالص توانائی جاری نہیں کرتا۔ جب کوئی نیا توانائی کا ذریعہ کشش ثقل کے خلاف مزاحمت کے لیے نہیں ہوتا:

  1. غیر فعال آئرن کور: شیل برننگ سے ماس میں اضافہ ہوتا ہے۔
  2. کور چاندراسیکھر حد سے تجاوز کرتا ہے (~1.4 M⊙)، الیکٹران ڈیجنرسی پریشر ناکام ہو جاتا ہے۔
  3. بے قابو سکڑاؤ: کور ملی سیکنڈز کے عرصے میں سکڑتا ہے، جس سے کثافتیں جوہری سطحوں تک پہنچ جاتی ہیں [5,6]۔

3.2 کور باؤنس اور شاک ویو

جب کور نیوٹران سے بھرپور مادے میں سکڑتا ہے، تو دافعہ جوہری قوتیں اور نیوٹرینو کے اخراجات باہر کی طرف دھکیلتے ہیں، جس سے ایک شاک ویو پیدا ہوتا ہے۔ شاک عارضی طور پر ستارے کے اندر رک سکتا ہے، لیکن نیوٹرینو حرارت (اور دیگر طریقے) اسے دوبارہ زندہ کر سکتے ہیں، جس سے ستارے کا بھاری لفافہ کور-کولپس سپرنووا (قسم II، Ib، یا Ic سطحی ترکیب پر منحصر) میں اڑ جاتا ہے۔ یہ دھماکہ مختصر مدت کے لیے پوری کہکشاؤں کو ماند کر سکتا ہے۔

3.3 نیوٹران اسٹار یا بلیک ہول باقیات

وہ منہدم شدہ کور جو سپرنووا کے بعد باقی رہتا ہے:

  • نیوٹران اسٹار (~1.2–2.2 M⊙) اگر کور کا ماس نیوٹران اسٹار کے مستحکم دائرہ میں ہو۔
  • ستیلر بلیک ہول اگر مرکز کا ماس نیوٹران اسٹار کی زیادہ سے زیادہ حد سے تجاوز کر جائے۔

لہٰذا، اعلیٰ ماس والے ستارے وائٹ ڈوارف پیدا نہیں کرتے بلکہ اس کے بجائے عجیب و غریب کمپیکٹ اجسام—نیوٹران اسٹارز یا بلیک ہولز—پیدا کرتے ہیں، جو آخری مرکز کی حالتوں پر منحصر ہے [7]۔

4. سپرنووا کا دھماکہ اور اثر

4.1 روشنی اور عنصر کی ترکیب

کور-کولپس سپرنووا چند ہفتوں میں اتنی توانائی خارج کر سکتے ہیں جتنی سورج اپنی پوری زندگی میں کرتا ہے۔ یہ دھماکہ بھاری عناصر کی ترکیب بھی کرتا ہے (لوہے سے بھاری، جزوی طور پر جھٹکے میں نیوٹران سے بھرپور ماحول کے ذریعے)، جو انٹرسٹیلر میڈیم کی دھاتیت کو بڑھاتا ہے جب اخراج پھیل جاتا ہے۔ آکسیجن، سلیکان، کیلشیم، اور لوہے جیسے عناصر خاص طور پر ٹائپ II سپرنووا کے باقیات میں کثرت سے پائے جاتے ہیں، جو بڑے ستاروں کی موت کو کائناتی کیمیائی افزودگی سے جوڑتے ہیں۔

4.2 جھٹکے کی لہریں اور ISM کی افزودگی

سپرنووا کا دھماکہ لہریں باہر کی طرف پھیلتی ہیں، آس پاس کے گیس کو دباتی اور گرم کرتی ہیں، جو اکثر نئے ستاروں کی تشکیل کو متحرک کرتی ہیں یا کہکشاں کے اسپائرل بازوؤں یا شیلز کی ساخت کو شکل دیتی ہیں۔ ہر سپرنووا سے نکلنے والے کیمیائی اجزاء مستقبل کی نسلوں کے ستاروں کو بھاری عناصر سے نوازتے ہیں جو سیاروں کی تشکیل اور زندگی کی کیمسٹری کے لیے ضروری ہیں [8]۔

4.3 مشاہداتی اقسام (II, Ib, Ic)

کور-کولپس سپرنووا کو آپٹیکل سپیکٹرا کی بنیاد پر درجہ بندی کیا جاتا ہے:

  • ٹائپ II: سپیکٹرم میں ہائیڈروجن کی لائنیں، ایک سرخ سپر جائنٹ پیشرو کی خصوصیت جو اپنا ہائیڈروجن لفافہ برقرار رکھتا ہے۔
  • ٹائپ Ib: ہائیڈروجن کی کمی لیکن ہیلیم کی لائنیں موجود، اکثر ایک وولف–رائٹ ستارہ جو ہائیڈروجن کا لفافہ کھو چکا ہو۔
  • ٹائپ Ic: ہائیڈروجن اور ہیلیم دونوں ہٹا دیے گئے، ایک ننگا کاربن-آکسیجن مرکز چھوڑ دیا۔

یہ امتیازات ظاہر کرتے ہیں کہ کس طرح مادہ کا نقصان یا بائنری تعامل ستارے کی بیرونی تہوں کو زوال سے پہلے متاثر کرتا ہے۔

5. ماس اور دھاتیت کا کردار

5.1 ماس زندگی کی مدت اور دھماکے کی توانائی کا تعین کرتا ہے

  • بہت اعلیٰ ماس (≥30–40 M⊙): شدید مادہ کا نقصان ستارے کے آخری ماس کو کم کر سکتا ہے، ٹائپ Ib/c سپرنووا پیدا کر سکتا ہے یا اگر ستارہ کافی حد تک چھلنی ہو جائے تو براہ راست بلیک ہول زوال۔
  • درمیانہ اعلیٰ ماس (8–20 M⊙): اکثر سرخ سپر جائنٹس بنتے ہیں، ٹائپ II سپرنووا سے گزرتے ہیں، اور ایک نیوٹران اسٹار چھوڑتے ہیں۔
  • کم اعلیٰ ماس (~8–9 M⊙): ایک الیکٹران کیپچر سپرنووا یا بارڈر لائن نتیجہ پیدا کر سکتا ہے، کبھی کبھار اگر مرکز مکمل طور پر زوال پذیر نہ ہو تو ایک اعلیٰ ماس وائٹ ڈوارف بن سکتا ہے [9]۔

5.2 دھاتیت کے اثرات

دھات سے بھرپور ستارے زیادہ طاقتور تابکاری سے چلنے والی ہوائیں رکھتے ہیں، جو زیادہ مادہ کھو دیتے ہیں۔ دھات سے غریب بڑے ستارے (جو ابتدائی کائنات میں عام تھے) ممکنہ طور پر زوال تک زیادہ مادہ برقرار رکھ سکتے ہیں، جو ممکنہ طور پر زیادہ بڑے بلیک ہولز یا ہائپرنوا واقعات کا باعث بن سکتے ہیں۔ کچھ دھات سے غریب سپر جائنٹس انتہائی بڑے ہونے کی صورت میں (<~140 M⊙) جوڑی عدم استحکام سپرنووا بھی پیدا کر سکتے ہیں، حالانکہ ان کے مشاہداتی شواہد کم ہیں۔

6. مشاہداتی شواہد اور مظاہر

6.1 مشہور سرخ سپر جائنٹس

ایسے ستارے جیسے بیٹلجوس (اوریون) اور انٹارس (اسکورپیس) سرخ سپر جائنٹس کی مثالیں ہیں، جو اتنے بڑے ہیں کہ اگر سورج کی جگہ پر رکھے جائیں تو اندرونی سیاروں کو نگل سکتے ہیں۔ ان کی دھڑکنیں، ماس کے نقصان کے واقعات، اور وسیع گرد آلود لفافے بالآخر کور کے انحطاط کی خبر دیتے ہیں۔

6.2 سپرنووا واقعات

تاریخی روشن سپرنووے جیسے SN 1987A جو لارج میگلانک کلاوڈ میں ہے، یا زیادہ دور کا SN 1993J، دکھاتے ہیں کہ ٹائپ II اور ٹائپ IIb واقعات سپر جائنٹ پیش روؤں سے کیسے پیدا ہوتے ہیں۔ ماہرین فلکیات روشنی کے منحنی خطوط، طیف، اور خارج شدہ مادے کی ترکیب کو ٹریک کرتے ہیں، اور انہیں اعلیٰ درجے کی جلن اور لفافے کی ساخت کے نظریاتی ماڈلز سے ملاتے ہیں۔

6.3 کشش ثقل کی لہریں؟

اگرچہ کور-کولپس سپرنووا سے براہِ راست کشش ثقل کی لہروں کا پتہ لگانا نظریاتی ہے، نظریہ بتاتا ہے کہ دھماکے یا نیوٹران اسٹار کی تشکیل میں عدم توازن لہروں کے جھٹکے پیدا کر سکتا ہے۔ مستقبل کے جدید کشش ثقل کی لہروں کے ڈیٹیکٹر ایسے سگنلز کو پکڑ سکتے ہیں، جو سپرنووا انجن کی عدم توازن کی ہماری سمجھ کو بہتر بنائیں گے۔

7. نتیجہ: نیوٹران اسٹارز یا بلیک ہولز

7.1 نیوٹران اسٹارز اور پلسرز

تقریباً 20–25 M⊙ تک کے ابتدائی ماس والا ستارہ عام طور پر ایک نیوٹران اسٹار چھوڑتا ہے—نیوٹرانز کا ایک انتہائی گھنا مرکز جو نیوٹران ڈیجنرسی پریشر سے قائم رہتا ہے۔ اگر یہ گھوم رہا ہو اور مقناطیسی ہو، تو یہ پلسر کے طور پر ظاہر ہوتا ہے، جو اپنے مقناطیسی قطبوں سے ریڈیو یا دیگر برقی مقناطیسی شعاعیں خارج کرتا ہے۔

7.2 بلیک ہولز

زیادہ بڑے پیش رو یا مخصوص انحطاط کے لیے، کور نیوٹران ڈیجنرسی حدود سے تجاوز کر جاتا ہے، اور ستارے کے ماس والا بلیک ہول بن کر گر جاتا ہے۔ کچھ براہِ راست انحطاط کے منظرنامے ایک روشن سپرنووا کو مکمل طور پر چھوڑ سکتے ہیں یا اگر نیوٹرینو توانائی کم ہو تو ایک مدھم دھماکہ پیدا کرتے ہیں۔ بلیک ہول ایکس رے بائنریز کے مشاہدات ان مخصوص اعلیٰ ماس والے ستاروں کے باقیات کے لیے ان اختتاموں کی تصدیق کرتے ہیں [10]۔

8. کائناتی اور ارتقائی اہمیت

8.1 ستارے بننے کی رائے

بڑے ستاروں کی رائے—ستاروں کی ہوائیں، آئنائزنگ تابکاری، اور سپرنووا جھٹکے—قریبی مالیکیولر بادلوں میں ستارے بننے کی بنیادی شکل دیتے ہیں۔ مقامی سطح پر ستارے بننے کو متحرک یا روکنے والے یہ عمل کہکشاؤں کی شکل اور کیمیائی ارتقاء کے لیے نہایت اہم ہیں۔

8.2 کہکشاؤں کی کیمیائی افزودگی

کور-کولپس سپرنووے آکسیجن، میگنیشیم، سلیکون، اور بھاری الفا عناصر کی اکثریت پیدا کرتے ہیں۔ ستاروں اور نیبیولوں میں ان عنصری مقداروں کے مشاہدات کائناتی کیمیائی تنوع کی تشکیل میں اعلیٰ ماس والے ستاروں کی ارتقاء کی مرکزی حیثیت کی تصدیق کرتے ہیں۔

8.3 ابتدائی کائنات اور دوبارہ آئنائزیشن

کائنات کے ابتدائی دور میں پہلی نسل کے بھاری ستارے (آبادی III) ممکنہ طور پر شاندار سپرنووا یا حتیٰ کہ ہائپرنووا میں ختم ہوئے، مقامی علاقوں کو دوبارہ آئنائز کرتے ہوئے اور دھاتوں کو صاف گیس میں پھیلاتے ہوئے۔ یہ سمجھنا کہ یہ قدیم بھاری ستارے کیسے مرے، ابتدائی کہکشاں کی تشکیل کے مراحل کے ماڈلنگ کے لیے ضروری ہے۔

9. مستقبل کی تحقیق اور مشاہداتی سمتیں

  1. عارضی سروے: اگلی نسل کے سپرنووا تلاشیں (مثلاً Vera C. Rubin Observatory، انتہائی بڑے دوربینیں) ہزاروں مرکز-انھدام سپرنووا دریافت کریں گی، جو پیش رو ستاروں کے ماس کی حدود اور دھماکہ کے میکانزم کو بہتر بنائیں گی۔
  2. کثیر پیغام رسانی فلکیات: نیوٹرینو ڈیٹیکٹرز اور ثقلی موج مشاہدہ گاہیں قریبی مرکز کے انہدام سے سگنلز پکڑ سکتی ہیں، جو سپرنووا کے انجن کی براہ راست بصیرت فراہم کرتی ہیں۔
  3. اعلیٰ ریزولوشن ستاروں کے ماحول کی ماڈلنگ: سپر جائنٹ کے طیفی لائن پروفائلز اور ہوا کے ڈھانچوں کا تفصیلی مطالعہ ماس-نقصان کی شرح کے اندازوں کو بہتر بنا سکتا ہے، جو آخری انجام کی پیش گوئیوں کے لیے اہم ہے۔
  4. ستاروں کے انضمام کے راستے: بہت سے بھاری ستارے بائنری یا کثیر ستاروں میں ہوتے ہیں، ممکنہ طور پر آخری انہدام سے پہلے ضم ہو جاتے ہیں یا مادہ منتقل کرتے ہیں، جس سے سپرنووا کی پیداوار یا بلیک ہول کی تشکیل کے راستے بدل جاتے ہیں۔

10. نتیجہ

بڑے ستاروں کے لیے، مرکزی سلسلے سے آخری تباہ کن انجام تک کا راستہ تیز اور شدید ہوتا ہے۔ یہ ستارے ہائیڈروجن (اور بھاری عناصر) کو تیز رفتاری سے استعمال کرتے ہیں، روشن سپر جائنٹس میں پھول جاتے ہیں اور اپنے مرکز میں آئرن تک اعلیٰ درجے کے فیوژن مصنوعات بناتے ہیں۔ آئرن کے مرحلے پر مزید توانائی پیدا کرنے والے فیوژن کی کمی کی وجہ سے، مرکز کا انہدام ایک شدید سپرنووا میں ہوتا ہے، جس سے مالا مال مواد خارج ہوتا ہے اور نیوٹران اسٹار یا بلیک ہول باقیات جنم لیتی ہیں۔ یہ عمل کائناتی افزودگی، ستاروں کی تشکیل کے تاثرات، اور کائنات میں کچھ سب سے منفرد اجسام—نیوٹران اسٹارز، پلسارز، میگنیٹارز، اور بلیک ہولز—کی تخلیق کے مرکز میں ہے۔ سپرنووا کی روشنی کے منحنی خطوط، طیفی دستخط، اور باقیات کے مشاہدات ان توانائی بخش آخری مراحل کے پیچیدہ پہلوؤں کو ظاہر کرتے رہتے ہیں، جو بھاری ستاروں کی تقدیر کو کہکشاں کی ارتقاء کی جاری کہانی سے جوڑتے ہیں۔

حوالہ جات اور مزید مطالعہ

  1. Maeder, A., & Meynet, G. (2000). “ستاروں کی ارتقاء گردش اور مقناطیسی میدانوں کے ساتھ۔ I۔ بھاری ستاروں کی پیدائش کی تاریخ۔” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38, 143–190.
  2. Chiosi, C., & Maeder, A. (1986). “ستاروں کی ارتقاء اور ستاروں کی آبادیات۔” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 24, 329–375.
  3. Woosley, S. E., & Weaver, T. A. (1995). “بھاری ستاروں کی ارتقاء اور دھماکہ۔ II۔ دھماکہ خیز ہائیڈرودائنامکس اور نیوکلیوسنتھیسس۔” The Astrophysical Journal Supplement Series, 101, 181–235.
  4. Heger, A., Fryer, C. L., Woosley, S. E., et al. (2003). “How Massive Single Stars End Their Life.” The Astrophysical Journal, 591, 288–300.
  5. Bethe, H. A. (1990). “Supernova Mechanisms.” Reviews of Modern Physics, 62, 801–866.
  6. Janka, H.-T. (2012). “Explosion Mechanisms of Core-Collapse Supernovae.” Annual Review of Nuclear and Particle Science, 62, 407–451.
  7. Oppenheimer, J. R., & Volkov, G. M. (1939). “On Massive Neutron Cores.” Physical Review, 55, 374–381.
  8. Smartt, S. J. (2009). “Progenitors of Core-Collapse Supernovae.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 47, 63–106.
  9. Nomoto, K. (1984). “Evolution of 8-10 solar mass stars toward electron capture supernovae. I - Formation of electron-degenerate O + NE + MG cores.” The Astrophysical Journal, 277, 791–805.
  10. Fryer, C. L., & Kalogera, V. (2001). “Theoretical Black Hole Mass Distributions.” The Astrophysical Journal, 554, 548–560.

 

← پچھلا مضمون                    اگلا مضمون →

 

 

اوپر واپس جائیں

بلاگ پر واپس