Neutron Stars and Pulsars

نیوٹران ستارے اور پلسارز

کچھ سپرنووا واقعات کے بعد بچ جانے والی کثیف، 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 کثیف اجسام میں سکڑ جاتے ہیں جنہیں نیوٹران ستارے کہا جاتا ہے۔ یہ باقیات اتنی کثافت رکھتی ہیں کہ ایک ایٹمی نیوکلئیس سے بھی زیادہ، اور ہمارے سورج کے ماس کو ایک شہر کے سائز کے گولے میں سمیٹ لیتی ہیں۔ ان نیوٹران ستاروں 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 ستارے 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 سمجھ دیتی ہیں۔

1. سپرنووا کے بعد کی تشکیل

1.1 کور کولپس اور نیوٹرانائزیشن

زیادہ ماس والے ستارے (> 8–10 M⊙) آخرکار ایک لوہے کا مرکز بناتے ہیں جو مزید توانائی پیدا کرنے والے فیوژن کو برقرار نہیں رکھ سکتا۔ جب مرکز کا ماس چندراسیکھر 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 ہوتا ہے۔ چند ملی سیکنڈز میں:

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

مرکز میں ایک نیوٹران ستارہ ہوتا ہے—ایک انتہائی کثیف جسم جو عموماً ~10–12 کلومیٹر کے رداس کا ہوتا ہے لیکن اس کا ماس 1–2 شمسی ماس ہوتا ہے۔

1.2 ماس اور معادلہ حالت

بالکل درست نیوٹران ستارے کی حدِ ماس (جو "ٹولمین–اوپنہائمر–وولکوف" حد کہلاتی ہے) معلوم نہیں ہے، لیکن عام طور پر 2–2.3 M⊙ ہوتی ہے۔ اس حد سے اوپر، مرکز مزید سکڑ کر کالا سوراخ بن جاتا ہے۔ نیوٹران ستارے کی ساخت نیوکلیئر فزکس اور الٹرا کثیف مادے کے لیے معادلہ حالت پر منحصر ہے، جو ایک فعال تحقیقاتی میدان ہے جو فلکیات اور نیوکلیئر فزکس کو ملاتا ہے [3]۔

2. ساخت اور ترکیب

2.1 نیوٹران ستارے کی پرتیں

نیوٹران ستارے کی سطح دار ساخت ہوتی ہے:

  • بیرونی پرت: نیوکلیائی اور ڈیجینیریٹ الیکٹرانز کے جالے پر مشتمل، نیوٹران ڈرپ کثافت تک۔
  • اندرونی پرت: نیوٹران سے بھرپور مادہ، ممکنہ طور پر "نیوکلئیر پاستا" مراحل کی میزبانی کرتا ہے۔
  • کور: بنیادی طور پر نیوٹران (اور ممکنہ غیر معمولی ذرات جیسے ہائپیرون یا کوارکس) جو سپرا نیوکلیئر کثافتوں پر ہوتے ہیں۔

کثافتیں 10 سے تجاوز کر سکتی ہیں14 گرام فی سینٹی میٹر-3 کور میں—جو ایٹمی نیوکلئیس کے برابر یا اس سے زیادہ ہوتا ہے۔

2.2 انتہائی طاقتور مقناطیسی میدان

بہت سے نیوٹران اسٹاروں میں عام مین سیکوئنس ستاروں کے مقابلے میں بہت زیادہ مقناطیسی میدان ہوتے ہیں۔ ستارے کا مقناطیسی فلوکس زوال کے دوران دب جاتا ہے، جس سے میدان کی شدت 108–1015 گاؤس تک بڑھ جاتی ہے۔ سب سے زیادہ طاقتور میدان میگنیٹار میں پائے جاتے ہیں، جو شدید دھماکوں اور سطحی دراڑوں (سٹار کویکس) کو جنم دے سکتے ہیں۔ یہاں تک کہ "عام" نیوٹران اسٹاروں میں بھی عموماً 109–12 گاؤس کے میدان ہوتے ہیں [4,5]۔

2.3 تیز گردش

انگلر مومنٹم کے تحفظ کی وجہ سے نیوٹران اسٹار کی گردش تیز ہو جاتی ہے۔ اس لیے، بہت سے نئے پیدا ہونے والے نیوٹران اسٹار ملی سیکنڈ سے سیکنڈ کے دورانیے کے ساتھ گھومتے ہیں۔ وقت کے ساتھ، مقناطیسی بریکنگ اور بہاؤ اس گردش کو سست کر سکتے ہیں، لیکن نوجوان نیوٹران اسٹار "ملی سیکنڈ پلسار" کے طور پر شروع ہو سکتے ہیں یا بائنریز میں مادہ کی منتقلی کے ذریعے گردش تیز کر سکتے ہیں۔

3. پلسار: کائنات کے لائٹ ہاؤس

3.1 پلسار کا مظہر

ایک پلسار ایک گھومتا ہوا نیوٹران اسٹار ہے جس کے مقناطیسی محور اور گردشی محور میں عدم توازن ہوتا ہے۔ مضبوط مقناطیسی میدان اور تیز گردش برقی مقناطیسی شعاعوں کے بیم (ریڈیو، آپٹیکل، ایکس رے، یا گاما ریز) کو پیدا کرتے ہیں جو مقناطیسی قطبوں کے قریب سے نکلتے ہیں۔ جب ستارہ گھومتا ہے، تو یہ بیم زمین کے قریب سے اس طرح گزرتے ہیں جیسے لائٹ ہاؤس کی روشنی، ہر گردش کے چکر پر دھڑکنیں پیدا کرتے ہیں [6]۔

3.2 پلسار کی اقسام

  • ریڈیو پلسار: زیادہ تر ریڈیو بینڈ میں خارج ہوتے ہیں، جن کے گردش کے دورانیے انتہائی مستحکم ہوتے ہیں، تقریباً 1.4 ملی سیکنڈ سے لے کر کئی سیکنڈ تک۔
  • ایکس رے پلسار: اکثر بائنری نظاموں میں، جہاں نیوٹران اسٹار ساتھی سے مادہ حاصل کرتا ہے، اور ایکس رے بیم یا دھڑکنیں پیدا کرتا ہے۔
  • ملی سیکنڈ پلسار: بہت تیز گردش کرنے والے (چند ملی سیکنڈ کے دورانیے)، اکثر بائنری ساتھی سے مادہ حاصل کرکے "اسپن اپ" (دوبارہ چکر لگانا) کیے جاتے ہیں، جو کائنات کے سب سے درست گھڑیاں ہیں۔

3.3 پلسار کی گردش کی کمی

پلسار برقی مقناطیسی ٹارکس (ڈپول ریڈی ایشن، ہوائیں) کے ذریعے اپنی گردش کی توانائی کھو دیتے ہیں، آہستہ آہستہ اپنی گردش کو سست کرتے ہیں۔ ان کے دورانیے لاکھوں سالوں میں بڑھتے ہیں، اور آخرکار "پلسار موت کی لائن" عبور کرتے ہوئے قابلِ شناختی حد سے نیچے چلے جاتے ہیں۔ کچھ پلسار ونڈ نیبیولا مرحلے میں فعال رہتے ہیں، اور آس پاس کے گیس کو توانائی فراہم کرتے ہیں۔

4. نیوٹران اسٹار بائنریز اور غیر معمولی مظاہر

4.1 ایکس رے بائنریز

X-ray بائنریز میں، نیوٹران ستارہ قریبی ساتھی ستارے سے مواد جذب کرتا ہے۔ گرتا ہوا مادہ ایک جذب ڈسک بناتا ہے اور ایکس رے خارج کرتا ہے۔ اگر ڈسک میں بے ترتیبی ہو تو وقفے وقفے سے دھماکے (عارضی) ہو سکتے ہیں۔ ان روشن ایکس رے ذرائع کا مشاہدہ نیوٹران ستارے کے وزن، گھومنے کی رفتار، اور جذب کے طبیعیات کی پیمائش میں مدد دیتا ہے [7]۔

4.2 پلسار-ساتھی نظام

دوہری پلسار جو دوسرے نیوٹران ستارے یا وائٹ ڈوارف کے ساتھ ہوتے ہیں، نے جنرل ریلیٹیویٹی کے اہم تجربات فراہم کیے ہیں، خاص طور پر ثقلی لہروں کے اخراج کی وجہ سے مدار کے زوال کی پیمائش کی۔ دوہری نیوٹران ستارے کا نظام PSR B1913+16 (ہلس-ٹیلر پلسار) نے ثقلی تابکاری کے پہلے بالواسطہ شواہد ظاہر کیے۔ نئی دریافتیں جیسے “ڈبل پلسار” (PSR J0737−3039) کشش ثقل کے نظریات کو مزید بہتر کر رہی ہیں۔

4.3 انضمامی واقعات اور ثقلی لہریں

جب دو نیوٹران ستارے ایک دوسرے کے گرد گھومتے ہیں، تو وہ کائیلونوا دھماکے پیدا کر سکتے ہیں اور مضبوط ثقلی لہریں خارج کرتے ہیں۔ 2017 میں GW170817 کی تاریخی دریافت نے دوہری نیوٹران ستارے کے نظام کے انضمام کی تصدیق کی، جو کائیلونوا کی کثیر طول موج مشاہدات سے میل کھاتی ہے۔ یہ انضمام سب سے بھاری عناصر (جیسے سونا یا پلاٹینم) کو 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

ایک کور-کولپس سپرنووا میں نیوٹران ستارے کی پیدائش کے بعد ایک سپرنووا باقیات رہ جاتی ہے—نکالی گئی مواد کی پھیلتی ہوئی خولیں اور ایک جھٹکا سامنے۔ تیزی سے گھومنے والا نیوٹران ستارہ ایک پلسار ونڈ نیبیولا (مثلاً، کریب نیبیولا) بنا سکتا ہے، جہاں پلسار سے نکلنے والے رشتہ دار ذرات آس پاس کی گیس کو توانائی دیتے ہیں، جو سنکرونٹران اخراج میں چمکتی ہے۔

5.2 بھاری عناصر کی بوناوٹ

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

5.3 توانائی اور تاثرات

فعال پلسار مضبوط ذراتی ہوائیں اور مقناطیسی میدان خارج کرتے ہیں جو کائناتی بلبلے پھلا سکتے ہیں، کائناتی کرنوں کو تیز کر سکتے ہیں، اور مقامی گیس کو آئنائز کر سکتے ہیں۔ میگنیٹارس، اپنے انتہائی میدانوں کے ساتھ، دیو ہیکل فلیئرز 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. مشاہداتی علامات اور تحقیق

6.1 پلسار سروے

ریڈیو دوربینیں (مثلاً اریسیبو، پارکس، FAST) تاریخی طور پر آسمان میں پلسارز کے دورانیہ وار ریڈیو پلسز کی تلاش کرتی تھیں۔ جدید ارے اور وقت کی بنیاد پر سروے ملی سیکنڈ پلسارز کو دریافت کرتے ہیں، جو کہکشاں میں ان کی آبادی کو جانچتے ہیں۔ ایکس رے اور گاما رے مشاہدہ گاہیں (مثلاً چندرا، فرمی) اعلی توانائی والے پلسارز اور میگنیٹارز دریافت کرتی ہیں۔

6.2 NICER اور ٹائمنگ ارے

خلائی مشن جیسے کہ NICER (نیوٹران اسٹار انٹیریئر کمپوزیشن ایکسپلورر) 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 میں مدد دیتے ہیں۔ پلسار ٹائمنگ ارے (PTA) مستحکم ملی سیکنڈ پلسارز 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 کثیر پیغام رسانی مشاہدات

مستقبل کے سپرنووا یا نیوٹران ستاروں کے انضمام سے نیوٹرینو اور کشش ثقل کی لہروں کا پتہ لگانا نیوٹران ستاروں کی تشکیل کے حالات پر براہ راست روشنی ڈال سکتا ہے۔ کیلونووا واقعات یا سپرنووا نیوٹرینو کی مشاہدہ سے انتہائی کثافتوں پر جوہری مادے پر بے مثال پابندیاں ملتی ہیں، جو فلکیاتی مظاہر کو بنیادی ذراتی طبیعیات سے جوڑتی ہیں۔

7. نتائج اور مستقبل کا منظرنامہ

نیوٹران ستارے اور پلسار ستاروں کی ارتقا کے کچھ انتہائی نتائج کی نمائندگی کرتے ہیں: جب بڑے ستارے گر کر سکیڑ جاتے ہیں، تو وہ صرف تقریباً 10 کلومیٹر چوڑے کمپیکٹ باقیات بناتے ہیں، لیکن ان کا وزن اکثر سورج سے زیادہ ہوتا ہے۔ یہ باقیات شدید مقناطیسی میدان اور تیز گردش رکھتے ہیں، جو پلسار 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 انٹرسٹیلر میڈیم 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 دے دیتے ہیں، نیوٹران ستارے فلکیاتی تحقیق کی سرحد پر موجود ہیں۔ جدید دوربینیں اور ٹائمنگ ارے پلسار بیم کی جیومیٹری، اندرونی ساخت، اور انضمام کے عارضی سگنلز کی باریک تفصیلات ظاہر کرتے رہتے ہیں—جو کائناتی انتہاؤں کو بنیادی طبیعیات سے جوڑتے ہیں۔ ان شاندار باقیات کے ذریعے، ہم بھاری 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۔

حوالہ جات اور مزید مطالعہ

  1. Baade, W., & Zwicky, F. (1934). "سپرنووا پر۔" Proceedings of the National Academy of Sciences, 20, 254–259.
  2. Oppenheimer, J. R., & Volkov, G. M. (1939). "بھاری نیوٹران کورز پر۔" 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). "انتہائی مقناطیسی نیوٹران ستاروں کی تشکیل: گاما رے برسٹس کے لیے مضمرات۔" The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
  5. Gold, T. (1968). "گھومتے ہوئے نیوٹران ستارے پلسٹنگ ریڈیو ذرائع کی اصل کے طور پر۔" Nature, 218, 731–732.
  6. Manchester, R. N. (2004). "پلسارز اور ان کی جگہ فلکیات میں۔" Science, 304, 542–545.
  7. Lewin, W. H. G., van Paradijs, J., & van den Heuvel, E. P. J. (eds.). (1995). X-ray Binaries. کیمبرج یونیورسٹی پریس۔
  8. Abbott, B. P., et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration) (2017). "GW170817: دوہری نیوٹران ستارے کے انسپائرل سے کشش ثقل کی لہروں کا مشاہدہ۔" Physical Review Letters, 119, 161101.
  9. Drout, M. R., et al. (2017). "نیوٹران ستارے کے انضمام GW170817/SSS17a کے روشنی کے منحنی خطوط۔" Science, 358, 1570–1574.
  10. Demorest, P. B., et al. (2010). "شاپیرو ڈیلے کے ذریعے ناپا گیا دو سورج کمیت والا نیوٹران ستارہ۔" Nature, 467, 1081–1083.

 

← پچھلا مضمون                    اگلا مضمون →

 

 

اوپر واپس جائیں

Back to blog