जहाँ एक युवा तारा अपना कार्बन जला डालता है

कार्बन उस जीवन की रीढ़ है जिसे हम जानते हैं: मानव शरीर के शुष्क द्रव्यमान का आधे से अधिक। फिर भी पृथ्वी में इसकी अजीब कमी है। हमारे ग्रह की चट्टानों के समग्र भाग में, द्रव्यमान के अनुपात में, सूर्य की तुलना में, या उस अंतरतारकीय धूल की तुलना में जिससे पृथ्वी जन्मी, लगभग चार परिमाण-कोटि (four orders of magnitude) — दस हज़ार गुना — कम कार्बन है। पराबैंगनी प्रकाश से लेकर ऑक्सीकरण तक, कई व्याख्याएँ प्रस्तावित की गई हैं, लेकिन कोई भी इसे पूरी तरह स्पष्ट नहीं करती।

एक संदिग्ध है ऊष्मा। धूल के कणों में कार्बन कई रूपों में होता है — कालिख जैसा अक्रिस्टलीय (amorphous) कार्बन, हाइड्रोकार्बन, ग्रेफ़ाइट — जो अलग-अलग तापमानों पर टूटते हैं। लगभग 500 केल्विन से, यानी कालिख रेखा (soot line) से, सबसे वाष्पशील रूप निकल जाते हैं; लगभग 1,200 केल्विन तक, अक्रिस्टलीय कार्बन भी ग़ायब हो जाता है। पहले के काम ने अनुमान लगाया था कि यह तपन पृथ्वी के बनने के पहले दस लाख वर्षों के भीतर हुई होगी।

“समय शून्य” पर पकड़ा गया एक तारा

HOPS-68 ओरियन आणविक मेघ (Orion molecular cloud) में एक बहुत युवा तारा है, लगभग 414 पारसेक दूर। उसी टीम के एक सहयोगी अध्ययन ने दिखाया कि इसकी भीतरी डिस्क का मध्य भाग 1,400 केल्विन तक पहुँचता है — इतना गर्म कि सारी धूल वाष्पित हो जाए। हमारा सौरमंडल भी ऐसे एक चरण से गुज़रा था: यह उल्कापिंडों के अभिलेख का “समय शून्य” है, जब युवा सूर्य के पास गर्म गैस से कैल्शियम और ऐलुमिनियम से समृद्ध कण संघनित हुए। उस क्षण के लिए केवल दो युवा, कम द्रव्यमान वाले तारे ज्ञात उम्मीदवार हैं, दोनों ओरियन में।

लाइडन विश्वविद्यालय (Leiden University) में, संयुक्त राज्य अमेरिका और जर्मनी के साझेदारों के साथ, एफ. जे. बैलियो (F. J. Ballieux), एम. के. मैक्क्लूर (M. K. McClure) और सहयोगियों ने अब इसके स्पेक्ट्रम में कार्बन की जाँच की है, जो JWST के मिड-इन्फ्रारेड इंस्ट्रूमेंट (Mid-Infrared Instrument) से लिया गया है, साथ ही ALMA (सब)मिलीमीटर ऐरे (array) के अभिलेखीय आँकड़ों की भी।

हाइड्रोकार्बनों से भरा एक स्पेक्ट्रम

HOPS-68 के प्रकाश पर कई कार्बन अणुओं की उँगलियों के निशान (fingerprints) अंकित हैं:

• गर्म हाइड्रोजन साइनाइड और एसिटिलीन, लगभग 320 और 430 केल्विन पर, बड़ी मात्रा में — दूसरे “समय शून्य” वाले तारे के आसपास की तुलना में लगभग 20 गुना अधिक। ये तारे के सापेक्ष 39 से 53 किलोमीटर प्रति सेकंड की गति से हमारी ओर बढ़ रहे हैं, उस ऑक्सीजन-युक्त गैस की तरह जो डिस्क से बहती एक हवा (disk wind) का पता देती है;
• ठंडे अणु, लगभग 40 से 55 केल्विन पर, जिनमें डाइएसिटिलीन (C₄H₂), मिथाइल मूलक (methyl radical) और कार्बन मोनोसल्फ़ाइड शामिल हैं, संभवतः बाहरी डिस्क में या तारे के बहिर्प्रवाह (outflow) द्वारा तराशी गई गुहा की दीवारों के साथ;
• ट्राइएसिटिलीन (C₆H₂), छह कार्बन परमाणुओं की एक शृंखला, जो किसी युवा तारे के आसपास पहली बार पकड़ी गई है।

ALMA एक और सुराग़ जोड़ता है: C₂H मूलक बहिर्प्रवाह गुहा की दीवारों पर फैला है, और भीतर गिरने के बजाय जेट के साथ बाहर की ओर बढ़ रहा है।

एक कार्बन विनाश क्षेत्र

लेखकों ने एक परिदृश्य प्रस्तावित किया है। कालिख रेखा और उस बिंदु के बीच जहाँ अक्रिस्टलीय कार्बन भी वाष्पित हो जाता है — लगभग 500 से 1,200 केल्विन — वह क्षेत्र है जिसे उन्होंने “दुर्दम्य कार्बन विनाश क्षेत्र” (refractory carbon destruction zone) नाम दिया है: वहाँ, सारा ठोस कार्बन कणों को छोड़कर गैस बन जाता है। HOPS-68 पर, अत्यंत गर्म भीतरी भाग इस क्षेत्र को बाहर की ओर धकेलता है और उसे बड़ा कर देता है। मुक्त हुआ कार्बन फिर या तो तारा निगल लेता है या डिस्क की हवा उसे बहा ले जाती है।

दोनों ही तरह, उस क्षेत्र की धूल जहाँ चट्टानी ग्रह बनते हैं, अपना कार्बन खो देती है। टीम का सुझाव है कि इसी प्रक्रिया ने पृथ्वी की कार्बन-कमी में योगदान दिया हो सकता है। हवा वास्तव में कितना कार्बन हटाती है, यह अभी मापा जाना बाक़ी है।

और दूर, पराबैंगनी प्रकाश एसिटिलीन को तोड़कर C₂H बनाता है, जो और एसिटिलीन से अभिक्रिया करके C₄H₂ और C₆H₂ जैसी लंबी शृंखलाएँ बनाता है। 900 और 1,100 केल्विन के बीच, विनाश क्षेत्र शायद बहुचक्रीय ऐरोमैटिक हाइड्रोकार्बन (polycyclic aromatic hydrocarbons) भी गढ़ सकता है, जैसे किसी लौ में — जिसकी पुष्टि अभी होनी है।

एक प्रोटोस्टार से क्षुद्रग्रहों तक

इस अध्ययन के दो व्यापक परिणाम हैं। पहला, दूसरे युवा तारों के आसपास देखी गई कार्बन शृंखलाओं को आमतौर पर आसपास के आवरण (envelope) से भीतर गिरती गैस का परिणाम माना गया है; HOPS-68 पर वे स्पष्ट रूप से बाहर की ओर बहती हैं, जो सुझाता है कि यह रसायन इसके बजाय बहिर्प्रवाहों का पता दे सकता है।

दूसरा, क्षुद्रग्रहों र्यूगू (Ryugu) और बेनू (Bennu) से लाए गए नमूनों में शृंखला जैसा (“ऐलिफ़ैटिक”, aliphatic) कार्बनिक पदार्थ प्रचुर मात्रा में है। चूँकि HOPS-68 की लंबी शृंखलाएँ हवा के बाहर बनती हैं, वे उड़ाई नहीं जातीं; वे बाद में बाहरी डिस्क पर वापस गिर सकती हैं। लेखकों का सुझाव है कि ऐसी शृंखलाएँ क्षुद्रग्रहों और उल्कापिंडों के कार्बनिक पदार्थ में योगदान दे सकती हैं। अगर ऐसा है, तो HOPS-68 एक ही युवा प्रणाली में उन उल्कापिंड-कणों का बनना और वह कार्बन-समृद्ध पदार्थ, दोनों दिखाएगा जिसमें वे जड़े होते हैं — किसी ग्रह-प्रणाली के पहले छोटे पिंडों के बनने का एक रोसेटा पत्थर (Rosetta stone)।