सूर्य की ‘दुर्लभ’ श्वेत-प्रकाश ज्वालाएँ हर जगह हैं

सौर ज्वालाएँ (solar flares) चुंबकीय ऊर्जा के अचानक विस्फोट हैं। वे विकिरण, ऊर्जावान कण और प्लाज़्मा बाहर भेजती हैं, जो पूरे सौरमंडल में अंतरिक्ष मौसम (space weather) को संचालित करते हैं। एक विशेष वर्ग सूर्य के दृश्य प्रकाश को भी चमका देता है: श्वेत-प्रकाश ज्वालाएँ (white-light flares)। अभिलेखों में दर्ज पहली ऐसी ज्वाला 1859 में कैरिंगटन (Carrington) और हॉजसन (Hodgson) ने स्वतंत्र रूप से देखी थी।

तब से, उन्हें दुर्लभ और चरम माना जाता रहा है। किसी ज्वाला की अधिकांश ऊर्जा ऊपर कोरोना में मुक्त होती है, और उसका पर्याप्त हिस्सा नीचे ले जाकर उन गहरी परतों को गर्म करना कठिन है जो दृश्य प्रकाश उत्सर्जित करती हैं। ज़मीन से किए गए शुरुआती अध्ययन प्रति वर्ष केवल कुछ ही गिन पाए। NASA की सोलर डायनामिक्स ऑब्ज़र्वेटरी (Solar Dynamics Observatory, SDO) से पहले, केवल लगभग 150 ज्वालाओं को निश्चित रूप से श्वेत-प्रकाश ज्वालाओं के रूप में पहचाना गया था; आज यह गिनती कुछ सौ है, ज़्यादातर सबसे बड़ी श्रेणियों, X और M, की। ज्वालाओं को उनकी एक्स-किरण चमक के आधार पर B, C, M और X श्रेणियों में बाँटा जाता है, सबसे कमज़ोर से सबसे शक्तिशाली तक। एक दूसरा खेमा लंबे समय से इसके उलट तर्क देता आया है: हर ज्वाला श्वेत प्रकाश में चमक सकती है, और दूरबीनों में बस उसे देख पाने लायक़ संवेदनशीलता नहीं थी।

पिक्सेल-दर-पिक्सेल

चीन की राष्ट्रीय खगोलीय वेधशालाओं (National Astronomical Observatories) और चाइना वेस्ट नॉर्मल यूनिवर्सिटी (China West Normal University) के शुआंगहोंग ली (Shuanghong Li), योंगलियांग सोंग (Yongliang Song) और सहयोगियों ने इस प्रश्न का निपटारा SDO के HMI कैमरे से करने की ठानी, जो 15 से अधिक वर्षों से, लगभग आधे आर्कसेकंड (arcsecond) चौड़े पिक्सेलों के साथ (आर्कसेकंड एक बेहद छोटा कोण है, डिग्री का 1/3600 भाग), हर 45 सेकंड में सूर्य की दृश्य सतह की तस्वीर लेता आया है।

उनकी विधि जानबूझकर सरल है। ज्वाला वाले क्षेत्र के हर पिक्सेल के लिए, वे समय के साथ उसकी चमक पर नज़र रखते हैं, धीमी पृष्ठभूमि घटाते हैं, और स्पंदों (pulses) की तलाश करते हैं। यदि ज्वाला के दौरान का सबसे प्रबल स्पंद उससे पहले और बाद के स्पंदों से, उनके बिखराव (scatter) के कम से कम छह गुना से, अलग दिखता है, तो पिक्सेल को चमकता हुआ गिना जाता है। एक या दो पिक्सेल के छिटपुट बिंदु हटा दिए जाते हैं, ताकि कॉस्मिक किरणों की टक्करों और शोरयुक्त पिक्सेलों से बचा जा सके। हर ज्वाला पर एक ही दहलीज़ लागू होती है।

उन्होंने एक कठिन नमूना चुना: जनवरी 2011 और मई 2025 के बीच के 769 सक्रिय क्षेत्र (active regions) — सौर कलंकों के आसपास के वे चुंबकीय इलाक़े जहाँ ज्वालाएँ फूटती हैं — जिन्हें सबसे कम सक्रिय क्षेत्रों में से चुना गया, और जिनमें से हर एक ने दस से कम ज्वालाएँ पैदा कीं। इससे 1,951 ज्वालाएँ मिलीं — 547 B श्रेणी की, जो नमूने की सबसे कमज़ोर श्रेणी है, 1,316 C श्रेणी की, 88 M श्रेणी की, और X श्रेणी की विशाल ज्वाला एक भी नहीं।

हर दो में से एक ज्वाला

1,951 में से 1,012 ज्वालाएँ श्वेत प्रकाश में चमकीं: 51.9%। यह हिस्सा ज्वाला के आकार के साथ बढ़ता है: B श्रेणी के लिए 36.9%, C श्रेणी के लिए 55.9% और M श्रेणी के लिए 85.2%। “पहली बार,” लेखक लिखते हैं, श्वेत-प्रकाश उत्सर्जन B श्रेणी की ज्वालाओं में भी व्यापक पाया गया है।

शांत क्षेत्रों में से दो-तिहाई (769 में से 508) ने कम से कम एक श्वेत-प्रकाश ज्वाला पैदा की। किसी क्षेत्र ने जितनी अधिक ज्वालाएँ पैदा कीं, संभावना उतनी अधिक: एक ज्वाला वाले क्षेत्रों में 43.6%, दो वालों में 68.1%, तीन वालों में 76.5%, चार वालों में 86.1%, और छह या अधिक वालों में लगभग सभी। साल-दर-साल, यह दर नमूने के क्षेत्रों में सौर कलंकों की संख्या के साथ क़रीबी तालमेल में चली (सहसंबंध r ≈ 0.85)। इसने किसी अक्षांश के प्रति कोई झुकाव नहीं दिखाया, और सौर चक्र का अनुसरण किया: चक्र 24 में लगभग 57% ज्वालाएँ, चक्र 25 में अब तक 45%।

आँखों के सामने छिपी हुई

वे इतने लंबे समय तक क्यों छूटी रहीं? चमकते धब्बे, जिन्हें लेखक कर्नेल (kernels) कहते हैं, नन्हे हैं: ज़्यादातर 2 वर्ग आर्कसेकंड से कम (यानी लगभग आठ कैमरा पिक्सेल), और कभी भी 5 वर्ग आर्कसेकंड से अधिक नहीं। वे ज़्यादातर 6 से 16 मिनट टिकते हैं और सतह की चमक केवल 3 से 20% तक बढ़ाते हैं, आमतौर पर 6 से 9% — ठीक उस 8% दहलीज़ के आसपास जिसे कई पुराने अध्ययन किसी पहचान को मान्य मानने के लिए इस्तेमाल करते थे।

सबसे बढ़कर, उनमें से अधिकांश सौर कलंकों के बाहर, शांत सूर्य में स्थित हैं: B श्रेणी की ज्वालाओं के 91.4% कर्नेल, C श्रेणी के 86.1% और M श्रेणी की ज्वालाओं के भी 74.4%। वहाँ, पहले से चमकीली पृष्ठभूमि के सामने, कंट्रास्ट कमज़ोर होता है और आँख से देख पाना कठिन। और जब किसी ज्वाला में कई कर्नेल होते हैं, तो वे आमतौर पर एक-दूसरे से अलग-अलग समय पर चमकते हैं, इसलिए केवल दो तस्वीरों की तुलना करने पर उनमें से कुछ छूट जाते हैं। छोटी ज्वालाओं में ज़्यादातर एक ही कर्नेल होता है; M श्रेणी की ज्वालाओं में आमतौर पर तीन से अधिक।

चमक को क्या तय करता है

हालाँकि, किसी कर्नेल की चमक का ज्वाला की श्रेणी, स्थानीय चुंबकीय क्षेत्र या कर्नेल के आकार से कोई संबंध नहीं दिखता। वह इस बात से जुड़ी है कि कर्नेल कितनी देर टिकता है और उसे चढ़ने में कितना समय लगता है। लेखकों को संदेह है कि ज्वाला के क्षण की चुंबकीय बनावट तय करती है कि गहरा वायुमंडल कितनी कुशलता से गर्म होता है। लगभग आधे कर्नेल ज्वाला के एक्स-किरण संकेत के दो पड़ावों के बीच अपने शिखर पर पहुँचते हैं, जो तापन प्रक्रियाओं के एक मिश्रण का संकेत देता है।

सूर्य से परे

यह खोज हमारे तारे से आगे तक जाती है। सौर श्वेत-प्रकाश ज्वालाएँ दूसरे तारों की ज्वालाओं से मिलती-जुलती हैं, और कमज़ोर तारकीय ज्वालाएँ पूरे तारे के प्रकाश में डूब जाती हैं। लेखकों का सुझाव है कि जिन तारों पर कोई ज्वाला नहीं देखी गई, वे भी सूर्य जितने ही सक्रिय हो सकते हैं। वे अपनी सीमाएँ भी गिनाते हैं: 45 सेकंड से छोटी अवधि की या आधे आर्कसेकंड से छोटी कोई भी चीज़ कैमरे की पकड़ से बच निकलती है, छिटपुट बिंदु हटा दिए गए थे, और नमूने में ज़्यादातर छोटी ज्वालाएँ हैं।

यह अध्ययन, जैसा कि इसके लेखक बताते हैं, कैरिंगटन के प्रेक्षण के 170 से अधिक वर्षों बाद आया है — और उनके जन्म की 200वीं वर्षगाँठ के वर्ष में।