अगर बीटलज्यूस अपने साथी को निगलेगा, तो आकाश में एक चमक कौंधेगी

बीटलज्यूस, मृग (ओरायन) तारामंडल के कंधे को चिह्नित करने वाला लाल महादानव तारा, आकाश के सबसे अधिक अध्ययन किए गए तारों में से एक है, जिसकी त्रिज्या सूर्य की लगभग 800 गुना है। दशकों से खगोलविद इस पर बहस करते रहे हैं कि क्या यह कोई साथी छिपाए हुए है: हमारी दृष्टि-रेखा के अनुदिश इसकी गति अजीब ढंग से डोलती है, इसकी चमक में एक लंबा द्वितीयक चक्र है, और यह अप्रत्याशित रूप से तेज़ घूमता है।

हाल के विश्लेषण इन तीनों बातों को एक कम द्रव्यमान वाले साथी तारे से समझाते हैं, जो बीटलज्यूस के फैले हुए बाहरी वायुमंडल के भीतर, लगभग हर छह वर्ष में एक बार, पृथ्वी–सूर्य की दूरी के लगभग 8.6 गुना पर परिक्रमा करता है। अब इसका एक नाम भी है: α Orionis B, या सिवारहा (Siwarha), जिसका अरबी में अर्थ है “उसका कंगन”। दो दूरबीनों ने संभवतः इसकी सीधी झलक देखी है, हालाँकि ये पहचानें अभी अनिश्चित हैं और द्रव्यमान के अनुमान मॉडलों पर निर्भर करते हैं।

मृत्यु की ओर धीमे सर्पिल पर एक साथी

वह कक्षा स्थिर नहीं है। बीटलज्यूस के विशाल, उथल-पुथल भरे बाहरी आवरण में उठने वाले ज्वार घूर्णन और कक्षा के बीच संवेग का आदान-प्रदान करते हैं और कक्षा को सिकोड़ देते हैं। इस बीच यह दानव तारा फूलता ही जा रहा है। अंततः इसकी सतह साथी तक पहुँच जाती है, और छोटा तारा निगल लिया जाता है। इसके बाद आने वाले चरण को खगोलविद साझा आवरण (common envelope) कहते हैं: दो तारे जो एक ही गैसीय पिंड साझा करते हैं।

ऐसे निगलने से एक ज्ञात प्रकार का विस्फोट होता है, दीप्त लाल नोवा (luminous red nova)। हमारी आकाशगंगा में मोटे तौर पर हर दशक में एक ऐसा नोवा होता है, लेकिन अधिकांश कहीं अधिक दूर होते हैं और विस्फोट के बाद ही पकड़े जाते हैं। बीटलज्यूस एक दुर्लभ मामला होगा: एक निकटवर्ती, अच्छी तरह मापा गया तारा, जिसे घटना से पहले ही पकड़ लिया गया है।

यूनिवर्सिटी ऑफ़ कैलिफ़ोर्निया, सांता क्रूज़, न्यूयॉर्क में फ़्लैटिरॉन इंस्टीट्यूट के सेंटर फ़ॉर कम्प्यूटेशनल एस्ट्रोफ़िज़िक्स और सेंटर फ़ॉर एस्ट्रोफ़िज़िक्स | हार्वर्ड एंड स्मिथसोनियन की नौनेत लियोनहार्डेस-बारबोज़ा (Naunet Leonhardes-Barboza) और उनके सहयोगियों ने बीटलज्यूस को 0.7, 1.0 और 2.0 सौर द्रव्यमान वाले साथियों के साथ विकसित किया — ताकि असली साथी के अनिश्चित द्रव्यमान का दायरा आ जाए — और यह निगले जाने के क्षण तक किया। द्रव्यमान के अनुसार, उनके मॉडलों में वह क्षण 7,262, 5,702 या 4,293 वर्षों में आता है। लेखक इन तिथियों को केवल परिमाण-क्रम (order of magnitude) के अनुमान मानते हैं: अशांत आवरण में ज्वार कैसे काम करते हैं, इसकी अनिश्चितता दस गुना या उससे भी अधिक है।

केंद्रक के पास चिथड़े-चिथड़े

निगले जाने के बाद साथी तारा लगातार तेज़ होते सर्पिल पथ पर भीतर की ओर बढ़ता है, अपनी कक्षीय ऊर्जा गैस में उड़ेलता है, जब तक कि दानव तारे का गुरुत्व उसे केंद्र से कुछ सौर त्रिज्याओं की दूरी पर चीर नहीं देता। दो हल्के मामलों में साथी अभी एक युवा तारा है, जो अपने मुख्य, स्थिर चरण में नहीं पहुँचा है, और जिसका आवरण फूला हुआ और कम घनत्व वाला है; 2 सौर द्रव्यमान वाला साथी अधिक सघन है।

टीम ने यह ऊर्जा गैस और विकिरण के एक-आयामी सिमुलेशनों में डाली, जो तारे को पूरी तरह गोल मानते हैं और केवल वही देखते हैं जो केंद्र से दूरी के साथ बदलता है। कुल मिलाकर 6.3 से 13.9 × 10⁴⁸ अर्ग (अर्ग ऊर्जा की एक बहुत छोटी इकाई है) ऊर्जा गहराई में, तारे के उथल-पुथल भरे हाइड्रोजन आवरण (जहाँ गर्म गैस उबलते पानी की तरह ऊपर उठती और नीचे बैठती है) के आधार से नीचे मुक्त होती है — इतनी गहराई पर कि प्रकाश तुरंत बाहर नहीं निकल सकता। इसके बजाय यह ऊर्जा एक दाब-तरंग शुरू करती है, जो तीखी होकर आघात-तरंग बन जाती है और कुछ सौर त्रिज्याओं से बाहर की ओर, केंद्र से लगभग 820 सौर त्रिज्या दूर स्थित सतह तक यात्रा करती है। 1.0 सौर द्रव्यमान वाले मॉडल में इसे सतह तक पहुँचने में लगभग 28 दिन लगते हैं।

शुक्र से अधिक चमकीला, व्याध (सिरियस) से अधिक नीला

जब आघात-तरंग बाहर फूटती है, तो बीटलज्यूस भभक उठता है। शिखर 2.4 से 6.2 × 10⁴¹ अर्ग प्रति सेकंड तक पहुँचता है — सूर्य के उत्सर्जन का लगभग दस करोड़ गुना के क्रम का (चित्र 4 इसे लगभग 10⁸ सौर दीप्ति के पास दिखाता है), जो बीटलज्यूस की आज की अपनी दीप्ति का लगभग 600 से 1,600 गुना है। तेज़ चमक वाला चरण छोटा है: 1.5 से 2 दिन, जिसे उन क्षणों के बीच गिना जाता है जब यह अपने शिखर की आधी चमक पर होता है।

0.7, 1.0 और 2.0 सौर द्रव्यमान वाले साथियों के लिए अनुमानित चमक, शिखर को केंद्र में रखकर। ठोस रेखाओं में चीरे गए साथी का द्रव्यमान और ऊर्जा शामिल है; धराशायी रेखाएँ केवल सर्पिल अंतर्पतन की ऊर्जा गिनती हैं। — चित्र 4, Leonhardes-Barboza et al. (2026), arXiv:2610.31755.

लेखक लिखते हैं कि पृथ्वी से देखने पर यह विस्फोट शुक्र से कई गुना अधिक चमकीला होगा, फिर भी पूर्ण चंद्रमा से मंद रहेगा, और व्याध (सिरियस) को, जो आज के रात्रि-आकाश का सबसे चमकीला तारा है, बहुत पीछे छोड़ देगा। इसका रंग नाटकीय रूप से बदलेगा: जब तक आघात-तरंग भीतर दबी है तब तक लाल, फिर अचानक व्याध से भी अधिक नीला जब गर्म गैस सतह पर पहुँचती है, और फिर से लाल होता हुआ जब बाहर फेंकी गई गैस फैलती और ठंडी होती है।

बाएँ: बीटलज्यूस के मॉडल (रंगीन तारे) प्रेक्षित लाल नोवा के सबसे चमकीले और सबसे छोटे आरंभिक शिखरों के बीच स्थित हैं। दाएँ: रात्रि-आकाश में 1.0 सौर द्रव्यमान वाले मॉडल का अनुमानित पथ, चंद्रमा, शुक्र, बृहस्पति और चमकीले तारों की तुलना में; रंग-पैमाना शिखर से दिनों की गिनती दर्शाता है। — चित्र 5, Leonhardes-Barboza et al. (2026), arXiv:2610.31755.

वह चमक जो अपने शिकार को याद रखती है

साथी जितना भारी, चमक उतनी अधिक: शिखर दीप्ति मोटे तौर पर साथी के द्रव्यमान की 0.93 घात के अनुपात में बढ़ती है, सबसे हल्के और सबसे भारी मॉडल के बीच लगभग 2.5 गुना का अंतर। अवधि मुश्किल से बदलती है, लगभग 35%। इसलिए आरंभिक नीली चमक निगले गए तारे की एक मापने योग्य स्मृति अपने साथ लिए रहती है।

साथी का चिथड़े-चिथड़े होना भी मायने रखता है। यह ऊर्जा जोड़ता है, लेकिन बाहर फेंकी गई गैस में द्रव्यमान भी जोड़ता है, इसलिए हर ग्राम को कम ऊर्जा मिलती है: सिमुलेशनों में, इसे शामिल करने से शिखर केवल सर्पिल अंतर्पतन की ऊर्जा की तुलना में थोड़ा कम हो जाता है।

छह से ग्यारह सूर्यों जितनी गैस

यह विलय लगभग 200 किलोमीटर प्रति सेकंड की गति से 6.15 से 11.19 सौर द्रव्यमान हाइड्रोजन-समृद्ध गैस भी उड़ा देता है — बीटलज्यूस के आवरण का एक बड़ा हिस्सा। एक पारंपरिक ऊर्जा-बजट सूत्र कहता है कि सबसे हल्का साथी कुछ भी बाहर नहीं फेंकेगा; फिर भी सिमुलेशन छह सौर द्रव्यमान से अधिक बाहर फेंक देता है, क्योंकि आघात-तरंगें बाहरी परतों को ऐसे तरीक़ों से धकेलती हैं जिन्हें ऐसा बजट पकड़ नहीं पाता।

उम्मीद है कि बीटलज्यूस का अंत एक सुपरनोवा के रूप में होगा, संभवतः अगले 100,000 वर्षों के भीतर। यदि विलय पहले हुआ, तो वह विस्फोट विलय द्वारा पीछे छोड़ी गई गैस के भीतर होगा।

एक पुराना निशान, धूल और असमान गैस

बीटलज्यूस के अतीत को हर कोई एक ही तरह से नहीं पढ़ता। कुछ शोधकर्ता इसके तेज़ घूर्णन और असामान्य सतही संरचना को किसी साथी के संकेत के बजाय एक पहले हुए विलय के निशान के रूप में देखते हैं। यदि दोनों व्याख्याएँ सही हों, तो बीटलज्यूस का इतिहास अधिक जटिल होना चाहिए, संभवतः कई तारों वाले किसी तंत्र के भीतर; लेखक बीटलज्यूस–सिवारहा जोड़ी पर ही टिके रहते हैं।

यह मॉडल एक-आयामी भी है, जबकि असली विलय असमान और अशांत होता है, और यह उस गैस और धूल को नज़रअंदाज़ करता है जिसे बीटलज्यूस पहले ही छोड़ चुका है। उस पदार्थ से टकराव चमक को फैला देंगे और उसके शिखर को मंद कर देंगे, इसलिए अनुमानित चमक एक अनुमानित ऊपरी सीमा है और अवधियाँ निचली सीमाएँ। घनी धूल विस्फोट को दृश्य प्रकाश में अधिक लाल और मंद बना सकती है, जो इसके बजाय अवरक्त में चमकेगा। हालाँकि, लेखकों द्वारा उद्धृत एक पुराने अनुमान के अनुसार, धूल चमक को केवल थोड़ा लाल करेगी, छिपाएगी नहीं।