मैड्रिड, 19 (यूरोपा प्रेस)
खगोलीय प्रेक्षण की एक नई विधि की मदद से सुपरनोवा की पहली चमक का विश्लेषण, उसके घटित होने के कुछ घंटों के भीतर ही किया जा सकता है, ताकि उसके उद्गम का पता लगाया जा सके।
सुपरनोवा हमारी आँखों को—और खगोलीय उपकरणों को—बिना किसी चेतावनी के आकाश में चमकीली चमक के रूप में दिखाई देते हैं, उन जगहों पर जहाँ कुछ क्षण पहले तक कुछ भी दिखाई नहीं दे रहा था। यह चमक किसी तारे के विशाल विस्फोट के कारण होती है।
अपने अचानक और अप्रत्याशित स्वभाव के कारण, सुपरनोवा का अध्ययन करना लंबे समय से कठिन रहा है, लेकिन आज, आकाश के व्यापक, निरंतर और लगातार सर्वेक्षणों के कारण, खगोलविद लगभग प्रतिदिन नए सुपरनोवा की खोज कर सकते हैं।
हालांकि, इनका तुरंत पता लगाने के लिए प्रोटोकॉल और तरीके विकसित करना महत्वपूर्ण है; तभी हम उन घटनाओं और खगोलीय पिंडों को समझ पाएंगे जिनके कारण ये घटनाएं हुईं।
एक प्रायोगिक अध्ययन में, बार्सिलोना स्थित अंतरिक्ष विज्ञान संस्थान (ICE-CSIC) के लुईस गैलबानी और उनके सहयोगियों ने एक ऐसी पद्धति प्रस्तुत की है जिससे उन्हें सबसे पहले संभव सुपरनोवा स्पेक्ट्रा प्राप्त करने में मदद मिलती है, आदर्श रूप से प्रथम प्रकाश के 48 या 24 घंटों के भीतर। ये परिणाम जर्नल ऑफ कॉस्मोलॉजी एंड एस्ट्रोपार्टिकल फिजिक्स में प्रकाशित हुए हैं।
सुपरनोवा विशाल विस्फोट होते हैं जो किसी तारे के जीवन के अंतिम चरण को चिह्नित करते हैं। इन्हें दो व्यापक श्रेणियों में विभाजित किया जाता है, जो पूर्वज तारे के द्रव्यमान द्वारा निर्धारित होते हैं। अध्ययन के प्रथम लेखक गैलबनी बताते हैं, "थर्मोन्यूक्लियर सुपरनोवा वे तारे होते हैं जिनका प्रारंभिक द्रव्यमान आठ सौर द्रव्यमानों से अधिक नहीं होता।"
"सुपरनोवा से पहले, इन तारों का सबसे उन्नत विकास चरण श्वेत वामन है: बहुत पुराने पिंड जिनका अब कोई सक्रिय, ऊष्मा-उत्पादक केंद्र नहीं है। श्वेत वामन इलेक्ट्रॉन अपकर्ष दाब नामक एक क्वांटम प्रभाव के कारण लंबे समय तक संतुलन में रह सकते हैं।"
अगर ऐसा कोई तारा किसी द्विआधारी प्रणाली में है, तो वह आगे कहता है, वह अपने साथी तारे से पदार्थ अवशोषित कर सकता है। अतिरिक्त द्रव्यमान आंतरिक दबाव को तब तक बढ़ाता है जब तक कि श्वेत वामन सुपरनोवा के रूप में विस्फोटित न हो जाए।
गैलबनी कहते हैं, "दूसरी मुख्य श्रेणी अत्यंत विशाल तारे हैं, जिनका द्रव्यमान आठ सौर द्रव्यमानों से भी अधिक होता है।" ये तारे अपने केंद्रक में नाभिकीय संलयन के कारण चमकते हैं, लेकिन जब तारा उत्तरोत्तर भारी परमाणुओं को जलाकर उस बिंदु तक पहुँच जाता है जहाँ संलयन ऊर्जा उत्पन्न करना बंद कर देता है, तो केंद्रक ढह जाता है। उस बिंदु पर, तारा ढह जाता है क्योंकि गुरुत्वाकर्षण का कोई प्रतिकार नहीं रह जाता; तीव्र संकुचन आंतरिक दबाव को नाटकीय रूप से बढ़ा देता है और विस्फोट को ट्रिगर करता है।
विस्फोट के बाद के शुरुआती घंटों और दिनों में पूर्वज प्रणाली के बारे में प्रत्यक्ष सुराग सुरक्षित रहते हैं: ऐसी जानकारी जो प्रतिस्पर्धी विस्फोट पैटर्न को अलग करने, महत्वपूर्ण मापदंडों का अनुमान लगाने और स्थानीय वातावरण का अध्ययन करने में मदद करती है। गैल्बेनी कहते हैं, "जितनी जल्दी हम इनका पता लगा लेंगे, उतना ही बेहतर होगा।"
दिन या सप्ताह
ऐतिहासिक रूप से, ऐसे प्रारंभिक आँकड़े प्राप्त करना कठिन था क्योंकि अधिकांश सुपरनोवा विस्फोट के कुछ दिनों या हफ़्तों बाद खोजे जाते थे। आधुनिक व्यापक-क्षेत्र, उच्च-गति सर्वेक्षण, जो आकाश के एक बड़े हिस्से को कवर करते हैं और बार-बार उन पर नज़र रखते हैं, उस दृष्टिकोण को बदल रहे हैं और कुछ ही घंटों या दिनों में खोजों को संभव बना रहे हैं। इन सर्वेक्षणों का पूरी तरह से उपयोग करने के लिए अभी भी प्रोटोकॉल और मानदंडों की आवश्यकता है, और गैलबनी की टीम ने ग्रैन टेलीस्कोपियो डी कैनारियस (GTC) के अवलोकनों का उपयोग करके इन नियमों का परीक्षण किया। उनके अध्ययन में 10 सुपरनोवा की रिपोर्ट दी गई है: आधे थर्मोन्यूक्लियर और आधे कोर-पतन। अधिकांश सुपरनोवा अनुमानित विस्फोट के छह दिनों के भीतर, और दो मामलों में, 48 घंटों के भीतर देखे गए थे।
प्रोटोकॉल दो मानदंडों के आधार पर एक त्वरित उम्मीदवार खोज से शुरू होता है: पिछली रात की छवियों में उज्ज्वल संकेत अनुपस्थित होना चाहिए, और नया स्रोत किसी आकाशगंगा के भीतर होना चाहिए। जब दोनों शर्तें पूरी होती हैं, तो टीम स्पेक्ट्रम प्राप्त करने के लिए GTC के OSIRIS उपकरण को सक्रिय करती है।
गैल्बेनी बताते हैं, "सुपरनोवा स्पेक्ट्रम हमें बताता है, उदाहरण के लिए, कि क्या तारे में हाइड्रोजन मौजूद है, जिसका अर्थ है कि हम एक कोर-पतन सुपरनोवा से निपट रहे हैं।"
सुपरनोवा को उसके आरंभिक क्षणों में समझने से उसी वस्तु पर अन्य प्रकार के डेटा की खोज करने की भी अनुमति मिलती है, जैसे कि ज़्विकी ट्रांजिएंट फैसिलिटी (ZTF) से प्राप्त फोटोमेट्री और क्षुद्रग्रह स्थलीय-प्रभाव अंतिम चेतावनी प्रणाली (ATLAS), जिसका उपयोग अध्ययन में किया जाता है।
ये प्रकाश वक्र प्रारंभिक चरण में चमक कैसे बढ़ाते हैं, यह दर्शाते हैं; यदि छोटे उभार दिखाई देते हैं, तो इसका अर्थ यह हो सकता है कि किसी द्विआधारी प्रणाली का कोई अन्य तारा विस्फोट द्वारा अवशोषित हो गया हो। अतिरिक्त सत्यापन अन्य वेधशालाओं से प्राप्त आकाश के उसी क्षेत्र के आँकड़ों पर आधारित है।
चूँकि इस पहले अध्ययन में 48 घंटों में आँकड़े एकत्र किए गए थे, इसलिए लेखक इस निष्कर्ष पर पहुँचे हैं कि इससे भी तेज़ अवलोकन संभव हैं। गैलबनी कहते हैं, "हमने जो अभी प्रकाशित किया है, वह एक पायलट अध्ययन है।"
