بلیک ہولز کا سب سے بھاری تصادم دائرے میں نہیں ہوا تھا
23 نومبر 2023 کو ہینفورڈ اور لیونگسٹن میں واقع LIGO رصدگاہوں نے GW231123 ریکارڈ کیا، جو اب تک رپورٹ ہونے والا دو بلیک ہولز کا سب سے بڑا انضمام ہے۔ دائروی مدار فرض کر کے معیاری تجزیے نے سورج کی کمیت کے تقریباً 137 اور 101 گنا کمیتیں دیں، اور دونوں انتہائی تیزی سے گھوم رہے تھے۔
یہ اعداد الجھن پیدا کرتے ہیں۔ چھوٹا بلیک ہول نام نہاد جوڑی عدم استحکام کمیتی خلا (pair-instability mass gap) میں آتا ہے، یعنی کمیتوں کی وہ حد جسے کسی ستارے کا عام انہدام مشکل ہی سے پیدا کر پاتا ہے۔ اس کا ایک حل درجہ وار انضمام (hierarchical merger) ہے: کسی گنجان ماحول، جیسے ستاروں کے گھنے جھرمٹ، میں ایک انضمام کا باقی ماندہ بلیک ہول وہیں رہتا ہے اور بعد میں دوبارہ ضم ہو جاتا ہے۔ مقالہ ایک مفید سراغ کی طرف بھی اشارہ کرتا ہے: جب ملتی جلتی کمیت اور کم گردش والے دو بلیک ہول ضم ہوتے ہیں تو باقی ماندہ عموماً تقریباً 0.7 کی قدر سے گھومتا ہے، اس بے بُعد پیمانے پر جو ماہرینِ طبیعیات استعمال کرتے ہیں، جہاں 1 کے قریب قدریں تقریباً انتہائی گردش کو ظاہر کرتی ہیں۔
صرف چند چکر
GW231123 مختصر تھا: آخری غوطے سے پہلے صرف چند قابلِ پیمائش لہری چکر۔ اس سے اس کی تشریح لہر کی شکل کے ماڈل پر بہت زیادہ منحصر ہو جاتی ہے۔ ایک خاصیت کا تعین خاص طور پر مشکل ہے: بیضویت (eccentricity)، یعنی مدار کتنا بیضوی ہے۔ ثقلی لہروں کا اخراج پرانے، الگ تھلگ جوڑوں کے مدار کو گول کر دیتا ہے، لیکن گنجان ماحول میں قریبی ٹکراؤ کچھ بیضویت باقی چھوڑ سکتے ہیں۔ صرف چند چکروں میں ایک بیضوی مدار گھومتے بلیک ہولز کی لرزش کی نقل کر سکتا ہے۔ اگر کوئی ماڈل بیضویت کو نظرانداز کر دے تو گردشیں اس کی چھاپ کو اپنے اندر جذب کر سکتی ہیں۔
نیچے سے شروع، زیادہ نظر
ووہان یونیورسٹی کے باؤ شیانگ وانگ اور تاؤ یانگ نے، بیجنگ نارمل یونیورسٹی، پوٹسڈیم میں میکس پلانک انسٹی ٹیوٹ برائے ثقلی طبیعیات اور ننگبو یونیورسٹی کے ساتھیوں کے ساتھ مل کر، عوامی ڈیٹا کا ایک ایسے لہری ماڈل سے دوبارہ تجزیہ کیا جو بیضویت اور تقدیمی (precessing) گردش دونوں کی گنجائش رکھتا ہے۔ کلیدی فرق: ہینفورڈ ڈیٹیکٹر کے لیے، جس کا عوامی ڈیٹا ایک عارضی خلل (glitch) سے صاف کیا گیا تھا، انہوں نے 20 کے بجائے 11 ہرٹز سے آغاز کیا۔ کم فریکوئنسی پر بیضویت زیادہ ہوتی ہے، اس لیے سگنل کا یہ ابتدائی حصہ سب سے اہم ہے۔
- مدار کی بیضویت 0.34 نکلتی ہے، جو 5.5 ہرٹز کی فریکوئنسی پر متعین کی گئی ہے۔
- بیضوی ماڈل کو 10.2 کے بیز فیکٹر سے ترجیح حاصل ہے: ڈیٹا کی وضاحت دائروی مدار کے مقابلے میں بیضوی مدار سے تقریباً دس گنا بہتر ہوتی ہے۔
- پچھلے مطالعات کی طرح 20 ہرٹز سے شروع کرنے پر انہیں بہت کم بیضویت ملتی ہے — جو ان مطالعات سے مطابقت رکھتا ہے۔
اس کی جانچ کے لیے انہوں نے بیضوی مدار والا ایک مصنوعی GW231123 بنایا اور اسی طرح اس کا تجزیہ کیا۔ اس کا رویہ بالکل اصل واقعے جیسا تھا: 11 ہرٹز سے واضح طور پر بیضوی، 20 سے بہت کم۔ بہت اونچی فریکوئنسی سے شروع کرنا بیضوی مدار کو چھپا سکتا ہے۔
گردش کی پہیلی سلجھنے لگتی ہے
بیضویت کو شامل کرنے سے سب سے زیادہ تبدیلی چھوٹے بلیک ہول میں آتی ہے۔ اس کی گردش دائروی تجزیے کے 0.90 سے گھٹ کر تقریباً 0.74 رہ جاتی ہے، جو کسی پچھلے انضمام کے باقی ماندہ کے لیے متوقع 0.7 کے قریب ہے۔ مصنوعی سگنل بھی یہی اثر دکھاتا ہے: دائروی سمجھ کر تجزیہ کرنے پر اس کا چھوٹا بلیک ہول اپنی اصل سے زیادہ تیز گھومتا دکھائی دیتا ہے۔
بڑا بلیک ہول دونوں صورتوں میں تیز گھومتا رہتا ہے، اور اس کی کمیت دوسری نسل کے کسی سادہ ماخذ سے مشکل ہی سے میل کھاتی ہے۔ اس لیے دونوں بلیک ہولز کی تاریخیں مختلف ہو سکتی ہیں: چھوٹا ممکنہ طور پر دو پچھلے بلیک ہولز کی اولاد، اور بڑا کسی اور طریقے سے بنا ہوا۔ خطِ نظر میں کسی ثقلی عدسے کے امکان کو شامل کرنے سے بھی بیضوی نتیجہ نہیں بدلتا۔
اس سے کیا بدلتا ہے
پچھلے مطالعات نے جوڑی عدم استحکام کمیتی خلا کی بالائی حد متعین کرنے کے لیے GW231123 کے چھوٹے بلیک ہول کو استعمال کیا تھا۔ مصنفین کا کہنا ہے کہ اگر یہ بلیک ہول خود کسی انضمام کی پیداوار ہے تو اس کی کمیت اکیلے یہ حد طے نہیں کر سکتی۔ 10 کا بیز فیکٹر ثبوت نہیں بلکہ ایک اشارہ ہے — مصنفین خود بتاتے ہیں کہ حقیقتاً بیضوی سگنل بھی، جب سگنل مختصر ہو، ہمیشہ مضبوط ترجیح نہیں دیتے۔ ان کا نتیجہ یہ ہے کہ جب کسی آبادی کی حد چند غیر معمولی واقعات پر ٹکی ہو تو ان واقعات کے پیچھے لہر کی شکل کے مفروضے براہِ راست اہمیت رکھتے ہیں۔