Neutron Stars and Pulsars

نیوٹران ستارے اور پلسارز

کچھ سپرنووا واقعات کے بعد بچ جانے والی گہری، تیزی سے گھومنے والی باقیات، جو تابکاری کی شعاعیں خارج کرتی ہیں

جب بڑے ستارے اپنی زندگی کے اختتام پر کور-کولپس سپرنووا میں پہنچتے ہیں، تو ان کے مرکز انتہائی گہرے اجسام میں سکڑ سکتے ہیں جنہیں نیوٹران اسٹارز کہا جاتا ہے۔ یہ باقیات اتنی کثافت رکھتی ہیں جو ایٹمی نیوکلئیس سے بھی زیادہ ہے، اور ہمارے سورج کے ماس کو تقریباً ایک شہر کے سائز کے گولے میں سمیٹ لیتی ہیں۔ ان نیوٹران اسٹارز میں سے کچھ تیزی سے گھومتے ہیں اور طاقتور مقناطیسی میدان رکھتے ہیں—پلسارز—جو زمین سے قابلِ مشاہدہ تابکاری کی شعاعیں خارج کرتے ہیں۔ اس مضمون میں، ہم دیکھتے ہیں کہ نیوٹران اسٹارز اور پلسارز کیسے بنتے ہیں، وہ کائناتی منظرنامے میں کیا منفرد بناتے ہیں، اور ان کی توانائی بخش خارجیات ہمیں مادے کی حدوں پر انتہائی طبیعیات کی بصیرت کیسے دیتی ہیں۔

1. پوسٹ-سپرنووا تشکیل

1.1 کور کولپس اور نیوٹرانائزیشن

زیادہ ماس والے ستارے (> 8–10 M⊙) آخرکار ایک آئرن کور بناتے ہیں جو مزید خارج حرارت فیوژن کو برقرار نہیں رکھ سکتا۔ جب مرکز کا ماس چاندراسیکھر حد (~1.4 M⊙) کے قریب یا اس سے زیادہ ہو جاتا ہے، تو الیکٹران ڈیجینیریسی پریشر ناکام ہو جاتا ہے، جس سے کور کولپس شروع ہو جاتا ہے۔ چند ملی سیکنڈز میں:

  1. سکڑتا ہوا مرکز پروٹونز اور الیکٹرانز کو نیوٹرانز میں تبدیل کرتا ہے (الٹی بیٹا ڈیکے کے ذریعے)۔
  2. نیوٹران ڈیجینیریسی پریشر مزید سکڑاؤ کو روکتا ہے اگر مرکز کا ماس ~2–3 M⊙ سے کم رہے۔
  3. ایک ری باؤنڈ شاک یا نیوٹرینو سے چلنے والا دھماکہ ستارے کی بیرونی تہوں کو خلا میں کور-کولپس سپرنووا کے طور پر دھکیل دیتا ہے [1,2]۔

مرکز میں بائیں طرف ایک نیوٹران اسٹار ہے—ایک انتہائی گہرا جسم جو عام طور پر ~10–12 کلومیٹر کے رداس کا ہوتا ہے لیکن اس کا ماس 1–2 شمسی ماس ہوتا ہے۔

1.2 ماس اور مساواتِ حالت

بالکل درست نیوٹران اسٹار ماس کی حد ("Tolman–Oppenheimer–Volkoff" حد) معلوم نہیں ہے، لیکن عام طور پر یہ 2–2.3 M⊙ ہوتی ہے۔ اس حد سے اوپر، مرکز مزید سکڑ کر ایک بلیک ہول میں تبدیل ہو جاتا ہے۔ نیوٹران اسٹار کی ساخت نیوکلیئر فزکس اور الٹرا-گہری مادے کے لیے مساواتِ حالت پر منحصر ہے، جو ایک فعال تحقیق کا میدان ہے جو فلکیات کو نیوکلیئر فزکس کے ساتھ جوڑتا ہے [3]۔

2. ساخت اور ترکیب

2.1 نیوٹران ستارے کی سطحیں

نیوٹران ستارے کی سطحی ساخت ہوتی ہے:

  • بیرونی کرسٹ: نیوکلیائی اور ڈیجینیریٹ الیکٹرانز کی جالی پر مشتمل، نیوٹران ڈرپ کثافت تک۔
  • اندرونی کرسٹ: نیوٹران سے بھرپور مادہ، ممکنہ طور پر “نیوکلئیر پاستا” مراحل کی میزبانی کرتا ہے۔
  • کور: بنیادی طور پر نیوٹرانز (اور ممکنہ طور پر عجیب ذرات جیسے ہائپیرونز یا کوارکس) جو سپرا-نیوکلئیر کثافتوں پر ہوتے ہیں۔

کثافتیں 10 سے تجاوز کر سکتی ہیں14 g cm-3 کور میں—ایٹمی نیوکلئیس کے برابر یا اس سے زیادہ۔

2.2 انتہائی مضبوط مقناطیسی میدان

بہت سے نیوٹران ستارے مقناطیسی میدان ظاہر کرتے ہیں جو عام مین سیکوئنس ستاروں سے کہیں زیادہ مضبوط ہوتے ہیں۔ ستارے کا مقناطیسی فلوکس زوال کے دوران دب جاتا ہے، جس سے میدان کی شدت 108–1015 G تک بڑھ جاتی ہے۔ مضبوط میدان میگنیٹارز میں پائے جاتے ہیں، جو شدید دھماکوں اور سطحی دراڑوں (سٹار کویکس) کو چلا سکتے ہیں۔ یہاں تک کہ “عام” نیوٹران ستارے بھی عام طور پر 109–12 G کے میدان رکھتے ہیں [4,5]۔

2.3 تیز رفتار گردش

انگلر مومنٹم کے تحفظ کی وجہ سے نیوٹران ستارے کی گردش تیز ہو جاتی ہے۔ اس طرح، بہت سے نئے پیدا ہونے والے نیوٹران ستارے ملی سیکنڈز سے سیکنڈز کی مدت کے ساتھ گھومتے ہیں۔ وقت کے ساتھ، مقناطیسی بریکنگ اور آؤٹ فلو گردش کو سست کر سکتے ہیں، لیکن نوجوان نیوٹران ستارے “ملی سیکنڈ پلسرز” کے طور پر شروع ہو سکتے ہیں یا بائنریز میں ماس ٹرانسفر کے ذریعے اسپن اپ ہو سکتے ہیں۔

3. پلسرز: کائنات کے لائٹ ہاؤس

3.1 پلسر کا مظہر

ایک پلسر ایک گھومتا ہوا نیوٹران ستارہ ہے جس میں اس کے مقناطیسی محور اور گردش محور کے درمیان عدم موافقت ہوتی ہے۔ مضبوط مقناطیسی میدان اور تیز رفتار گردش بیمز پیدا کرتے ہیں جو برقی مقناطیسی تابکاری (ریڈیو، آپٹیکل، X-ray، یا گاما ریز) کے ہوتے ہیں جو مقناطیسی قطبوں کے قریب سے نکلتے ہیں۔ جب ستارہ گھومتا ہے، یہ بیمز زمین کے قریب لائٹ ہاؤس کی روشنی کی طرح گزرتے ہیں، ہر گردش کے چکر پر پلسز پیدا کرتے ہیں [6]۔

3.2 پلسرز کی اقسام

  • ریڈیو پلسرز: بنیادی طور پر ریڈیو بینڈ میں خارج ہوتے ہیں، جن کی گردش کی مدت بہت مستحکم ہوتی ہے جو تقریباً 1.4 ملی سیکنڈ سے لے کر کئی سیکنڈز تک ہوتی ہے۔
  • X-ray پلسرز: اکثر بائنری نظاموں میں، جہاں نیوٹران ستارہ ساتھی سے مادہ حاصل کرتا ہے، X-ray بیمز یا pulses پیدا کرتا ہے۔
  • ملی سیکنڈ پلسرز: بہت تیز گھومنے والے (چند ملی سیکنڈز کی مدت)، اکثر “spun-up” (ری سائیکل) ہوتے ہیں جو بائنری ساتھی سے accretion کے ذریعے ہوتے ہیں، کائنات کے سب سے درست گھڑیاں جنہیں جانا جاتا ہے۔

3.3 پلسر اسپن-ڈاؤن

پلسار برقی مقناطیسی ٹورکس (ڈپول تابکاری، ہوائیں) کے ذریعے گردش کی توانائی کھو دیتے ہیں، آہستہ آہستہ اپنی گھماؤ کی رفتار کم کرتے ہیں۔ ان کی مدت لاکھوں سالوں میں بڑھتی ہے، اور آخر کار وہ اس وقت مدھم ہو جاتے ہیں جب کہ اصطلاحی “pulsar death line” عبور کر لیتے ہیں۔ کچھ پلسار ونڈ نیبیولا مرحلے میں فعال رہتے ہیں، آس پاس کی گیس کو توانائی دیتے ہیں۔

4. نیوٹران ستارے کے بائنریز اور غیر معمولی مظاہر

4.1 ایکس رے بائنریز

X-ray binaries میں، نیوٹران ستارہ قریبی ساتھی ستارے سے مواد جذب کرتا ہے۔ گرتا ہوا مادہ ایک جذب ڈسک بناتا ہے اور ایکس ریز خارج کرتا ہے۔ اگر ڈسک میں بے ترتیبی ہو تو وقفے وقفے سے دھماکے (transients) ہو سکتے ہیں۔ ان روشن ایکس رے ذرائع کا مشاہدہ نیوٹران ستارے کے ماس، گھماؤ کی فریکوئنسی، اور جذب کی طبیعیات کو جانچنے میں مدد دیتا ہے [7]۔

4.2 پلسار-ساتھی نظام

بائنری پلسار جن میں دوسرا نیوٹران ستارہ یا وائٹ ڈوارف شامل ہوتا ہے، نے General Relativity کے اہم تجربات فراہم کیے ہیں، خاص طور پر کششی لہروں کی خارجگی کی وجہ سے مدار کے زوال کی پیمائش۔ ڈبل نیوٹران ستارے کا نظام PSR B1913+16 (ہلس-ٹیلر پلسار) نے کششی تابکاری کے پہلے بالواسطہ ثبوت ظاہر کیے۔ نئی دریافتیں جیسے “Double Pulsar” (PSR J0737−3039) کشش ثقل کے نظریات کو مزید بہتر کر رہی ہیں۔

4.3 انضمام کے واقعات اور کششی لہریں

جب دو نیوٹران ستارے ایک دوسرے کے گرد گھومتے ہیں، تو وہ kilonova دھماکے پیدا کر سکتے ہیں اور مضبوط gravitational waves خارج کرتے ہیں۔ 2017 میں GW170817 کی تاریخی دریافت نے ایک بائنری نیوٹران ستارے کے نظام کے انضمام کی تصدیق کی، جو کثیر طول موج مشاہدات کے ساتھ ایک کیلونووا سے میل کھاتی ہے۔ یہ انضمام سب سے بھاری عناصر (جیسے سونا یا پلاٹینم) r-process نیوکلیوسنتھیسس کے ذریعے بنا سکتے ہیں، جو نیوٹران ستاروں کو کائناتی فاؤنڈریز کے طور پر نمایاں کرتا ہے [8,9]۔

5. کہکشانی ماحول پر اثرات

5.1 سپرنووا باقیات اور پلسار ونڈ نیبیولے

core-collapse supernova میں نیوٹران ستارے کی پیدائش ایک supernova remnant چھوڑتی ہے—نکالی گئی مواد کی پھیلتی ہوئی خولیں اور ایک جھٹکا سامنے۔ تیزی سے گھومتا ہوا نیوٹران ستارہ ایک pulsar wind nebula (مثلاً، Crab Nebula) بنا سکتا ہے، جہاں پلسار سے آنے والے رشتہ دار ذرات آس پاس کی گیس کو توانائی دیتے ہیں، جو سنکرونٹرون اخراج میں چمکتی ہے۔

5.2 بھاری عناصر کی بیج کاری

سپرنووا دھماکوں یا نیوٹران ستارے کے انضمام میں نیوٹران ستارے کی تشکیل بھاری عناصر کے نئے آئسوٹوپس (جیسے سٹرونٹیم، بیریم، اور بھاری) خارج کرتی ہے۔ یہ کیمیائی افزودگی انٹر اسٹیلر میڈیم میں شامل ہو جاتی ہے، جو بالآخر مستقبل کے ستاروں کی نسلوں اور سیاروی اجسام میں شامل ہو جاتی ہے۔

5.3 توانائی اور تاثرات

فعال پلسار مضبوط particle winds اور مقناطیسی میدان خارج کرتے ہیں جو کائناتی بلبلے پھلا سکتے ہیں، کائناتی ریزے تیز کر سکتے ہیں، اور مقامی گیس کو آئنائز کر سکتے ہیں۔ میگنیٹارز، اپنی انتہائی میدانوں کے ساتھ، دیو ہیکل فلیرز پیدا کر سکتے ہیں جو کبھی کبھار مقامی ISM کو متاثر کرتے ہیں۔ اس طرح، نیوٹران ستارے ابتدائی سپرنووا دھماکے کے بعد بھی اپنے ماحول کی تشکیل جاری رکھتے ہیں۔

6. Observational Signatures and Research

6.1 Pulsar Surveys

ریڈیو دوربینیں (مثلاً Arecibo, Parkes, FAST) تاریخی طور پر آسمان میں پلسرز کے دورانیہ وار ریڈیو پلسز کی تلاش کرتی تھیں۔ جدید ارے اور وقت-ڈومین سروے ملِی سیکنڈ پلسرز کو دریافت کرتے ہیں، کہکشاں میں ان کی آبادی کا جائزہ لیتے ہیں۔ ایکس رے اور گاما رے مشاہدہ گاہیں (مثلاً Chandra, Fermi) اعلی توانائی والے پلسرز اور میگنیٹارز دریافت کرتی ہیں۔

6.2 NICER and Timing Arrays

خلائی مشن جیسے NICER (Neutron star Interior Composition Explorer) جو ISS پر ہے، نیوٹران ستاروں سے ایکس رے پلسیشنز ناپتے ہیں، ماس-ریڈیئس کی حدود کو بہتر بناتے ہوئے ان کے اندرونی مساواتِ حالت کو سمجھنے کے لیے۔ Pulsar Timing Arrays (PTA) مستحکم ملِی سیکنڈ پلسرز کو متحد کرتے ہیں تاکہ کائناتی پیمانے پر سپرماسوِو بلیک ہول بائنریز سے کم فریکوئنسی کشش ثقل کی لہریں دریافت کی جا سکیں۔

6.3 Multi-Messenger Observations

Neutrino اور gravitational wave کی دریافتیں مستقبل کے سپرنووا یا نیوٹران ستاروں کے انضمام سے نیوٹران ستاروں کی تشکیل کے حالات پر براہِ راست روشنی ڈال سکتی ہیں۔ کیلونووا واقعات یا سپرنووا نیوٹرینو کی مشاہدہ سے انتہائی کثافتوں پر جوہری مادے پر بے مثال پابندیاں حاصل ہوتی ہیں، جو فلکیاتی مظاہر کو بنیادی ذراتی طبیعیات سے جوڑتی ہیں۔

7. Conclusions and Future Outlook

Neutron stars اور pulsars ستاروں کی ارتقا کے کچھ انتہائی نتائج کی نمائندگی کرتے ہیں: جب بڑے ستارے گر کر سُکڑ جاتے ہیں، تو وہ صرف تقریباً 10 کلومیٹر چوڑے کمپیکٹ باقیات بناتے ہیں، لیکن ان کے ماس اکثر سورج سے زیادہ ہوتے ہیں۔ یہ باقیات شدید مقناطیسی میدان اور تیز گردشیں رکھتی ہیں، جو پلسرز کی صورت میں برقی مقناطیسی طیف میں تابکاری کی بیم خارج کرتے ہیں۔ ان کی پیدائش سپرنووا دھماکوں میں ہوتی ہے جو کہکشاؤں کو نئے عناصر اور توانائی سے بھر دیتی ہے، ستاروں کی تشکیل اور ISM کی ساخت پر اثر انداز ہوتی ہے۔

دوہری نیوٹران ستاروں کے انضمام سے جو کشش ثقل کی لہریں پیدا کرتے ہیں، لے کر میگنیٹار فلیئرز تک جو گاما ریز میں پوری کہکشاؤں کو مات دیتے ہیں، نیوٹران ستارے فلکیاتی تحقیق کی سرحد پر موجود ہیں۔ جدید دوربینیں اور ٹائمنگ ارے پلسر بیم کی جیومیٹری، اندرونی ساخت، اور انضمام کے واقعات کے عارضی سگنلز کی باریک تفصیلات ظاہر کرتے رہتے ہیں—کائناتی انتہاؤں کو بنیادی طبیعیات سے جوڑتے ہوئے۔ ان شاندار باقیات کے ذریعے، ہم بڑے ستاروں کی زندگی کے آخری ابواب میں جھانکتے ہیں، یہ دریافت کرتے ہوئے کہ موت کس طرح روشن مظاہر کو جنم دیتی ہے اور آنے والے زمانوں کے لیے کائناتی ماحول کو تشکیل دیتی ہے۔

References and Further Reading

  1. Baade, W., & Zwicky, F. (1934). “On Super-novae.” Proceedings of the National Academy of Sciences, 20, 254–259.
  2. Oppenheimer, J. R., & Volkov, G. M. (1939). “On Massive Neutron Cores.” Physical Review, 55, 374–381.
  3. Shapiro, S. L., & Teukolsky, S. A. (1983). Black Holes, White Dwarfs, and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects. Wiley-Interscience.
  4. Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). “Formation of very strongly magnetized neutron stars: Implications for gamma-ray bursts.” The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
  5. Gold, T. (1968). “Rotating neutron stars as the origin of the pulsating radio sources.” Nature, 218, 731–732.
  6. Manchester, R. N. (2004). “Pulsars and their place in astrophysics.” Science, 304, 542–545.
  7. Lewin, W. H. G., van Paradijs, J., & van den Heuvel, E. P. J. (eds.). (1995). X-ray Binaries. Cambridge University Press.
  8. Abbott, B. P., et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration) (2017). “GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral.” Physical Review Letters, 119, 161101.
  9. Drout, M. R., et al. (2017). “Light curves of the neutron star merger GW170817/SSS17a.” Science, 358, 1570–1574.
  10. Demorest, P. B., et al. (2010). “A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay.” Nature, 467, 1081–1083.

 

← پچھلا مضمون                    اگلا مضمون →

 

 

اوپر واپس جائیں

بلاگ پر واپس