Low-Mass Stars: Red Giants and White Dwarfs

کم کمیت والے ستارے: ریڈ جائنٹس اور وائٹ ڈوارفس

کور ہائیڈروجن کی کمی کے بعد سورج جیسے ستاروں کا ارتقائی راستہ، جو کمپیکٹ وائٹ ڈوارف کے طور پر ختم ہوتا ہے

جب ایک سورج جیسا ستارہ یا کوئی اور کم ماس ستارہ (تقریباً ≤8 M⊙) اپنی مین سیکوئنس زندگی مکمل کرتا ہے، تو یہ سپرنووا میں پھٹتا نہیں ہے۔ اس کے بجائے، یہ ایک نرم مگر پھر بھی ڈرامائی راستہ اختیار کرتا ہے: ایک ریڈ جائنٹ میں پھولنا، اپنے کور میں ہیلیم کو اشتعال دینا، اور آخرکار اپنی بیرونی تہوں کو چھوڑ کر ایک کمپیکٹ وائٹ ڈوارف چھوڑنا۔ یہ عمل کائنات میں زیادہ تر ستاروں کی تقدیر پر حاوی ہے، بشمول ہمارے سورج کے۔ نیچے، ہم کم ماس ستارے کی پوسٹ مین سیکوئنس ارتقاء کے ہر مرحلے کو دریافت کریں گے، یہ واضح کرتے ہوئے کہ یہ تبدیلیاں ستارے کی اندرونی ساخت، روشنی، اور آخری حالت کو کیسے بدلتی ہیں۔

1. کم ماس ستاروں کی ارتقاء کا جائزہ

1.1 ماس رینج اور عمر

ستارے جنہیں "کم ماس" سمجھا جاتا ہے عام طور پر تقریباً 0.5 سے 8 شمسی ماسز کے درمیان ہوتے ہیں، اگرچہ درست حدیں ہیلیم کے اشتعال اور آخری کور ماس کی تفصیلات پر منحصر ہوتی ہیں۔ اس ماس رینج کے اندر:

  • Core-collapse supernova ممکن نہیں؛ یہ ستارے اتنے بڑے نہیں کہ لوہے کا کور بنا کر گر کر تباہ ہو جائیں۔
  • White dwarf remnants بالآخر نتیجہ ہوتے ہیں۔
  • طویل مین سیکوئنس زندگی: کم ماس والے ستارے اگر 0.5 M⊙ کے قریب ہوں تو مین سیکوئنس پر کئی ارب سال گزار سکتے ہیں، یا سورج جیسے 1 M⊙ ستارے کے لیے تقریباً 10 ارب سال [1]۔

1.2 پوسٹ-مین سیکوئنس ارتقا کا جائزہ

کور ہائیڈروجن کی کمی کے بعد، ستارہ کئی اہم مراحل سے گزرتا ہے:

  1. Hydrogen Shell Burning: ہیلیم کور سکڑتا ہے جبکہ ہائیڈروجن جلنے والی شیل لفافے کو پھیلاتی ہے اور اسے ایک red giant بناتی ہے۔
  2. Helium Ignition: جب کور کا درجہ حرارت کافی بلند ہو جاتا ہے (~108 K)، ہیلیم کا ضم شروع ہوتا ہے، کبھی کبھار دھماکہ خیز طور پر “helium flash” میں۔
  3. Asymptotic Giant Branch (AGB): آخری جلنے کے مراحل جن میں کاربن-آکسیجن کور کے اوپر ہیلیم اور ہائیڈروجن شیل جلنا شامل ہے۔
  4. Planetary Nebula Ejection: ستارے کی بیرونی تہیں نرمی سے خارج ہو جاتی ہیں، ایک خوبصورت نیبولا بناتی ہیں، اور کور ایک white dwarf کے طور پر باقی رہ جاتا ہے [2]۔

2. ریڈ جائنٹ مرحلہ

2.1 مین سیکوئنس چھوڑنا

جب ایک سورج جیسا ستارہ اپنا core hydrogen ختم کر دیتا ہے، تو ضم ایک گرد و نواح کی شیل میں منتقل ہو جاتا ہے۔ غیر فعال ہیلیم کور میں کوئی ضم نہیں ہوتا، یہ کشش ثقل کے تحت سکڑتا ہے اور گرم ہوتا ہے۔ دریں اثنا، ستارے کا outer envelope کافی حد تک پھیل جاتا ہے، جس سے ستارہ بنتا ہے:

  • بڑا اور زیادہ روشن: رداس کئی گنا بڑھ سکتے ہیں، دسوں سے سینکڑوں گنا تک۔
  • ٹھنڈی سطح: پھیلاؤ سطح کا درجہ حرارت کم کرتا ہے، جس سے ستارے کا رنگ سرخ ہو جاتا ہے۔

یوں، ستارہ H–R ڈایاگرام کے red giant branch (RGB) پر ایک Red Giant بن جاتا ہے [3]۔

2.2 ہائیڈروجن شیل جلنا

اس مرحلے میں:

  1. ہیلیم کور کا سکڑنا: ہیلیم ایش کا کور سکڑتا ہے، درجہ حرارت تقریباً 108 K تک بڑھتا ہے۔
  2. شیل جلنا: کور کے بالکل باہر ایک پتلی شیل میں ہائیڈروجن زور شور سے ضم ہوتی ہے، جو اکثر بڑی روشنی پیدا کرتی ہے۔
  3. لفافہ پھیلاؤ: شیل جلنے سے اضافی توانائی لفافے کو پھلاتی ہے۔ ستارہ RGB پر چڑھتا ہے۔

ایک ستارہ سینکڑوں ملین سال ریڈ جائنٹ برانچ پر گزار سکتا ہے، آہستہ آہستہ ایک ڈیجینیریٹ ہیلیم مرکز بناتے ہوئے۔

2.3 The Helium Flash (for ~2 M⊙ or Less)

2 M⊙ یا اس سے کم ماس والے ستاروں میں، ہیلیم مرکز electron degenerate ہو جاتا ہے، یعنی الیکٹرانوں کا کوانٹم دباؤ مزید سکڑاؤ کی مزاحمت کرتا ہے۔ جب درجہ حرارت ایک حد (~108 K) سے تجاوز کر جاتا ہے، تو ہیلیم فیوژن مرکز میں دھماکہ خیز انداز میں شروع ہوتا ہے—ایک helium flash—جو توانائی کا ایک دھماکہ چھوڑتا ہے۔ یہ فلیش ڈیجینیریسی کو ختم کرتا ہے، ستارے کی ساخت کو بغیر تباہ کن لفافہ اخراج کے دوبارہ ترتیب دیتا ہے۔ زیادہ بڑے ستارے ہیلیم کو نرم انداز میں جلاتے ہیں، بغیر فلیش کے [4]۔

3. Horizontal Branch and Helium Burning

3.1 Core Helium Fusion

ہیلیم فلیش یا نرم اشتعال کے بعد، ایک مستحکم helium-burning core بنتا ہے، جو 4He → 12C، 16O کو بنیادی طور پر triple-alpha process کے ذریعے فیوز کرتا ہے۔ ستارہ horizontal branch (کلسٹر HR ڈایاگرامز میں) یا تھوڑے کم ماس کے لیے red clump پر مستحکم ترتیب میں دوبارہ ایڈجسٹ ہوتا ہے [5]۔

3.2 Helium-Burning Timescale

ہیلیم مرکز ہائیڈروجن جلنے کے دور سے چھوٹا اور زیادہ درجہ حرارت والا ہوتا ہے، لیکن ہیلیم فیوژن کم مؤثر ہوتا ہے۔ نتیجتاً، یہ مرحلہ عام طور پر ستارے کی مین سیکوئنس عمر کا تقریباً 10–15% رہتا ہے۔ وقت کے ساتھ، ایک غیر فعال کاربن-آکسیجن (C–O) مرکز بنتا ہے، جو آخرکار کم ماس والے ستاروں میں بھاری عناصر کے فیوژن کو روک دیتا ہے۔

3.3 Onset of Shell Helium Burning

مرکزی ہیلیم ختم ہونے کے بعد، ہیلیم شیل جلنا اب کاربن-آکسیجن مرکز کے باہر شروع ہوتا ہے، ستارے کو asymptotic giant branch (AGB) کی طرف دھکیلتا ہے، جو روشن، ٹھنڈی سطحوں، شدید دھڑکنوں، اور ماس نقصان کے لیے جانا جاتا ہے۔

4. Asymptotic Giant Branch and Envelope Ejection

4.1 AGB Evolution

AGB مرحلے کے دوران، ستارے کی ساخت میں شامل ہیں:

  • C–O Core: غیر فعال، ڈیجینیریٹ مرکز۔
  • He and H Burning Shells: فیوژن کی تہیں دھڑکن نما رویہ پیدا کرتی ہیں۔
  • Enormous Envelope: ستارے کی بیرونی تہیں بہت بڑے رداس تک پھول جاتی ہیں، جس کی سطحی کشش ثقل نسبتاً کم ہوتی ہے۔

ہیلیم شیل میں حرارتی دھڑکنیں متحرک توسیعات کو چلا سکتی ہیں، جو stellar winds کے ذریعے نمایاں ماس نقصان کا باعث بنتی ہیں۔ یہ بہاؤ اکثر شیل فلیشز [6] میں بننے والے کاربن، نائٹروجن، اور s-process عناصر کے ساتھ ISM کو مالا مال کرتا ہے۔

4.2 Planetary Nebula Formation

آخرکار، ستارہ اپنی بیرونی تہوں کو برقرار نہیں رکھ سکتا۔ ایک آخری سپروِنڈ یا دھڑکن سے چلنے والی ماس اخراج گرم مرکز کو بے نقاب کرتی ہے۔ خارج شدہ لفافہ گرم ستارے کے مرکز سے UV تابکاری کے تحت چمکتا ہے، جو ایک planetary nebula بناتا ہے—جو اکثر آئنائزڈ گیس کا پیچیدہ خول ہوتا ہے۔ مرکزی ستارہ مؤثر طور پر ایک proto–white dwarf ہوتا ہے، جو UV میں ہزاروں سال تک شدید چمکتا ہے جب کہ نیبیولا دور پھیلتا ہے۔

5. سفید بونے کا باقیات

5.1 ساخت اور ترکیب

جب خارج شدہ لفافہ منتشر ہو جاتا ہے، تو بچا ہوا degenerate core ایک white dwarf (WD) کے طور پر ظاہر ہوتا ہے۔ عام طور پر:

  • Carbon-Oxygen White Dwarf: ستارے کا آخری کور ماس ≤1.1 M⊙ ہوتا ہے۔
  • Helium White Dwarf: اگر ستارہ نے جلد اپنا لفافہ کھو دیا ہو یا دوہری تعامل میں ہو۔
  • Oxygen-Neon White Dwarf: تھوڑے بھاری ستاروں میں جو WD کی تشکیل کی اوپری حد کے قریب ہوتے ہیں۔

الیکٹران ڈیجینیریسی پریشر WD کو سکڑنے سے بچاتا ہے، زمین کے برابر رداس کے ساتھ، جس کی کثافت 10 ہوتی ہے6–109 g cm−3.

5.2 ٹھنڈا ہونا اور WD کی عمر

ایک سفید بونا باقی ماندہ حرارتی توانائی اربوں سالوں میں خارج کرتا ہے، آہستہ آہستہ ٹھنڈا اور مدھم ہوتا جاتا ہے:

  • ابتدائی چمک معتدل ہوتی ہے، جو زیادہ تر آپٹیکل یا UV میں چمکتی ہے۔
  • دسیوں ارب سالوں میں، یہ مدھم ہو کر “black dwarf” بن جاتا ہے (خیالی، کیونکہ کائنات اتنی پرانی نہیں کہ WD مکمل ٹھنڈا ہو جائے)۔

بغیر نیوکلیئر فیوژن کے، WD کی روشنی کم ہوتی ہے جب یہ ذخیرہ شدہ حرارت خارج کرتا ہے۔ ستارہ کلسٹروں میں WD سلسلے کا مشاہدہ کلسٹر کی عمر کی پیمائش میں مدد دیتا ہے، کیونکہ پرانے کلسٹر میں ٹھنڈے WD ہوتے ہیں [7,8]۔

5.3 دوہری تعاملات اور Nova / Type Ia Supernova

قریبی دوہری نظاموں میں، ایک سفید بونا accrete کر سکتا ہے مادہ ساتھی ستارے سے۔ اس سے پیدا ہو سکتا ہے:

  • Classical Nova: WD کی سطح پر تھرمو نیوکلیئر رن اوے۔
  • Type Ia Supernova: اگر WD کا ماس چاندراسیکھر حد (~1.4 M⊙) کے قریب پہنچ جائے، تو کاربن دھماکہ WD کو مکمل طور پر تباہ کر سکتا ہے، بھاری عناصر بنا کر اور کافی توانائی خارج کر کے۔

لہٰذا، WD مرحلہ کثیر ستارہ نظاموں میں مزید ڈرامائی نتائج رکھ سکتا ہے، لیکن تنہا ہونے پر، یہ بس لا محدود ٹھنڈا ہوتا رہتا ہے۔

6. مشاہداتی شواہد

6.1 Cluster Color–Magnitude Diagrams

اوپن اور گلوبولر کلسٹر کے ڈیٹا میں واضح “Red Giant Branch,” “Horizontal Branch,” اور “White Dwarf Cooling Sequences” نظر آتے ہیں، جو کم ماس والے ستاروں کے ارتقائی راستے کی عکاسی کرتے ہیں۔ مین سیکوئنس ٹرن آف کی عمر اور WD روشنی کی تقسیم کو ناپ کر، ماہرین فلکیات ان مراحل کی نظریاتی عمر کی تصدیق کرتے ہیں۔

6.2 Planetary Nebula Surveys

امیجنگ سروے (مثلاً ہبل یا زمینی دوربینوں کے ساتھ) ہزاروں سیاروی نیبیولا ظاہر کرتے ہیں، جن میں ہر ایک میں ایک گرم مرکزی ستارہ ہوتا ہے جو تیزی سے white dwarf میں تبدیل ہو رہا ہوتا ہے۔ ان کی شکلوں کی مختلف قسم—حلقہ نما سے دو قطبی شکلوں تک—ظاہر کرتی ہے کہ ہوا کی عدم توازن، گردش، یا مقناطیسی میدان کس طرح خارج شدہ گیس کو تراش سکتے ہیں [9]۔

6.3 White Dwarf Mass Distribution

بڑے اسپیکٹروسکوپک سروے سے معلوم ہوتا ہے کہ زیادہ تر WDs 0.6 M⊙ کے گرد جمع ہوتے ہیں، جو درمیانے ماس والے ستاروں کے نظریاتی اندازوں سے مطابقت رکھتا ہے۔ چندریشکر حد کے قریب WDs کی نسبتا کمی بھی ان ستاروں کی ماس رینج سے میل کھاتی ہے جو انہیں بناتے ہیں۔ تفصیلی WD اسپیکٹرم لائنز (مثلاً DA یا DB اقسام) مرکز کی ترکیب اور ٹھنڈک کی عمر بتاتی ہیں۔

7. نتائج اور مستقبل کی تحقیق

Low-mass stars جیسے سورج ہائیڈروجن کے ختم ہونے کے بعد ایک اچھی طرح سمجھا ہوا راستہ اختیار کرتے ہیں:

  1. Red Giant Branch: مرکز سکڑتا ہے، لفافہ پھیلتا ہے، ستارہ سرخ اور روشن ہوتا ہے۔
  2. Helium Burning (Horizontal Branch/Red Clump): مرکز ہیلیم کو جلاتا ہے، ستارہ نیا توازن حاصل کرتا ہے۔
  3. Asymptotic Giant Branch: ڈیجینیریٹ C–O مرکز کے گرد دوہری شیل جلنا، جو شدید ماس لاس اور سیاروی نیبیولا کے اخراج پر منتج ہوتا ہے۔
  4. White Dwarf: ڈیجینیریٹ مرکز ایک کمپیکٹ ستارے کے باقیات کے طور پر رہتا ہے، صدیوں تک ٹھنڈا ہوتا رہتا ہے۔

جاری کام AGB پر ماس لاس کے ماڈلز کو بہتر بناتا ہے، کم دھاتیت والے ستاروں میں ہیلیم فلیشز، اور سیاروی نیبیولا کی پیچیدہ ساخت کو۔ کثیر طول موج سروے، ایسٹروسیزمولوجی، اور بہتر پیرا لیکس ڈیٹا (مثلاً Gaia سے) نظریاتی عمر اور اندرونی ساخت کی تصدیق میں مدد دیتے ہیں۔ دریں اثنا، قریبی بائنری ستاروں کے مطالعے نووے اور ٹائپ Ia سپرنووا کے محرکات کو ظاہر کرتے ہیں، جو بتاتے ہیں کہ تمام WDs خاموشی سے ٹھنڈے نہیں ہوتے—کچھ دھماکہ خیز انجام کا سامنا کرتے ہیں۔

مجموعی طور پر، red giants اور white dwarfs زیادہ تر ستاروں کے آخری ابواب کو سمونے والے ہیں، جو ظاہر کرتے ہیں کہ ہائیڈروجن کی کمی کسی ستارے کی موت نہیں بلکہ ہیلیم جلانے کی طرف ایک ڈرامائی موڑ ہے اور آخرکار ایک ڈیجینیریٹ ستارے کے مرکز کا نرم مدھم ہونا ہے۔ جب ہمارا سورج چند ارب سالوں میں اس راستے پر پہنچے گا، تو یہ ہمیں یاد دلاتا ہے کہ یہ عمل نہ صرف انفرادی ستاروں بلکہ پورے سیاروی نظاموں اور کہکشاؤں کی کیمیائی ارتقا کو بھی تشکیل دیتا ہے۔

حوالہ جات اور مزید مطالعہ

  1. Eddington, A. S. (1926). The Internal Constitution of the Stars. کیمبرج یونیورسٹی پریس.
  2. Iben, I. (1974). “مین سیکوئنس کے اندر اور باہر ستاروں کی ارتقا.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 12, 215–256.
  3. Reimers, D. (1975). “Circumstellar envelopes and mass loss of red giant stars.” Mem. Soc. R. Sci. Liège, 8, 369–382.
  4. Thomas, H.-C. (1967). “The Helium Flash in Red Giant Stars.” Zeitschrift für Astrophysik, 67, 420–428.
  5. Sweigart, A. V., & Gross, P. G. (1978). “Helium mixing in red-giant evolution.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 36, 405–436.
  6. Herwig, F. (2005). “Evolution of Asymptotic Giant Branch Stars.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 43, 435–479.
  7. Koester, D. (2002). “White dwarfs: Researching them in the new millenium.” Astronomy & Astrophysics Review, 11, 33–66.
  8. Winget, D. E., & Kepler, S. O. (2008). “Looking Inside a Star: The Astrophysics of White Dwarfs.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 157–199.
  9. Balick, B., & Frank, A. (2002). “Shapes and Shaping of Planetary Nebulae.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 40, 439–486.

 

← پچھلا مضمون                    اگلا مضمون →

 

 

اوپر واپس جائیں

بلاگ پر واپس