بویاجیان کے ستارے کا غیر معمولی بڑا سیارہ شاید ایک حلقہ پہنے ہوئے ہے

3–4 ستمبر 2019 کو TESS سیٹلائٹ نے KIC 8462852 نامی ایک ستارے کو تقریباً 21 گھنٹے تک اپنی روشنی کا تقریباً 1.1% کھوتے، پھر بحال ہوتے دیکھا۔ یہ کمی ہموار اور متشاکل تھی: بالکل وہی جو کوئی ٹھوس، تقریباً گول جسم اپنے ستارے کے سامنے سے گزرتے ہوئے پیدا کرتا ہے۔ اس ستارے کے لیے یہ ایک نمایاں تبدیلی تھی۔

ایک بے چین ستارے پر ایک صاف کمی

KIC 8462852، جو بویاجیان کے ستارے یا ٹیبی کے ستارے (Tabby’s star) کے نام سے زیادہ مشہور ہے، ویسے ایک عام ستارہ ہے۔ پھر بھی ان چار برسوں میں جب کیپلر مشن نے اس کی نگرانی کی، اس کی روشنی اچانک اور بے قاعدگی سے 15% اور 22% تک گری — کسی بھی سیارے کی پیدا کردہ کمی سے کہیں زیادہ گہری۔ یہ کمیاں نیلی تر روشنی میں زیادہ شدید ہیں، جو کسی ٹھوس جسم کے بجائے دھول کے ذرات کی علامت ہے۔ مجوزہ ذمہ داروں میں بکھرتے دمدار ستاروں سے لے کر نگلے گئے سیارے تک، اور حتیٰ کہ غیر فطری “میگا اسٹرکچرز” (megastructures) تک شامل ہیں؛ کسی کو بھی عمومی قبولیت حاصل نہیں ہوئی۔ سرکردہ ماڈلوں کو ایک ان دیکھے بھاری ساتھی کی ضرورت ہے جس کی کششِ ثقل دھول بنانے والے اجسام کو ایسے مداروں پر بھیجتی ہے جو ستارے کو چھوتے ہوئے گزرتے ہیں۔

مادورگا-فاویئرس (Madurga-Favieres) اور ساتھیوں کے ایک حالیہ مطالعے نے اس صاف عبور (transit) کو محفوظ شدہ شعاعی رفتار (radial velocity) کے ڈیٹا کے ساتھ ملایا: یعنی وہ ننھی آگے پیچھے کی حرکت جو کوئی ساتھی اپنے ستارے پر مسلط کرتا ہے۔ انہیں 9.4 مشتری کمیت (تقریباً 5 اور 14 کے درمیان کہیں) کا ایک ساتھی ملا، جس کا نصف قطر 1.7 ± 0.1 مشتری نصف قطر ہے اور مدار کم از کم تقریباً 1,030 دن کا۔ اگر اس کی تصدیق ہو جائے تو یہ وہی طویل عرصے سے تلاش کیا جانے والا جسم ہو سکتا ہے جو ستارے کے دمدار ستاروں کو حرکت دیتا ہے۔

اپنے وزن کے لحاظ سے بہت چوڑا

بیجنگ کی چنگہوا یونیورسٹی (Tsinghua University) کے ماہرینِ فلکیات وے ژو اور چوانی لیو (Wei Zhu, Quanyi Liu) ان اعداد میں ایک مسئلے کی نشاندہی کرتے ہیں۔ مشتری سے بھاری گیسی دیو کو زیادہ تر سختی سے بھرے ہوئے الیکٹران سہارا دیتے ہیں جو دبائے جانے کی مزاحمت کرتے ہیں؛ جب یہ ٹھنڈا ہو تو کمیت بڑھانے سے اس کا نصف قطر بمشکل بدلتا ہے۔ ماڈل اور ٹھنڈے دیووں کا ناپا گیا کمیت–نصف قطر تعلق متفق ہیں: تقریباً 2 سے 12 مشتری کمیت تک 1.0 سے 1.1 مشتری نصف قطر۔

کسی سیارے کو پھلانے کے معمول کے طریقے یہاں ناکام ہو جاتے ہیں۔ شدید ستاروی روشنی تنگ مداروں پر موجود “گرم مشتریوں” (hot Jupiters) کو پھلا دیتی ہے، لیکن اس ساتھی کا اندازاً درجۂ حرارت صرف تقریباً 270 کیلون ہے، یعنی تقریباً −3 °C۔ تقریباً 1.2 ارب سال کی عمر کے ساتھ یہ ستارہ اتنا پرانا بھی ہے کہ سیارے کی تشکیل سے بچی ہوئی حرارت مدد نہیں کر سکتی۔ لہٰذا 1.7 کا نصف قطر 60–70% زیادہ بڑا ہے۔

لاگ-لاگ چارٹ جس میں سیارے کا نصف قطر کمیت کے مقابلے میں دکھایا گیا ہے، اور بویاجیان کے ستارے b کے لیے ایک سرخ مربع منحنیوں سے کافی اوپر ہے۔ معلوم عبور کرنے والے سیارے کمیت اور نصف قطر کے لحاظ سے: بویاجیان کے ستارے کا ساتھی (سرخ مربع) کسی ٹھنڈے دیو کے متوقع حجم (سیاہ منحنی اور نارنجی پٹی) سے بہت اوپر ہے۔ — شکل 1، Zhu & Liu (2026)، arXiv:2610.34806۔

سائے کا ایک حصہ حلقے میں چھپانا

تجویز جیومیٹری پر مبنی ہے: ایک چھوٹے سیارے کے گرد غیر شفاف حلقہ اضافی ستاروی روشنی روکتا ہے، اور دور سے یہ جوڑا ایک ہی بہت بڑے سیارے جیسا لگتا ہے۔ اس ستارے کے لیے حلقے والا دیو 2018 میں تجویز کیا گیا تھا، لیکن صرف ایک خاکے کے طور پر، حلقے کے کسی پیمانے (parameters) کو ڈیٹا پر موزوں کیے بغیر۔

دونوں ماہرینِ فلکیات نے TESS کے ڈیٹا کا، جو ہر 2 منٹ پر لیا گیا تھا، دوبارہ تجزیہ کیا۔ ایک سادہ کرہ ڈیٹا پر بیٹھ تو جاتا ہے، لیکن اسے تقریباً 1.74 مشتری نصف قطر درکار ہیں اور یہ کمی کے نچلے حصے کے قریب ایک ہلکا، باقاعدہ ساخت والا فرق چھوڑ دیتا ہے۔ پھر انہوں نے عبور کے حساب کے اپنے کوڈ، JoJo، کو ایک ایسے سیارے تک وسعت دی جس کے گرد ایک چپٹا حلقہ ہو جو کسی بھی زاویے سے دکھائی دے۔ انہوں نے سیارے کا حجم اس کی کمیت کے لحاظ سے متوقع حجم، 1.1 مشتری نصف قطر، پر مقرر کیا اور حلقے کو مکمل طور پر غیر شفاف بنایا۔ اس کا بیرونی کنارہ روش حد (Roche limit) کے اندر رہنا ضروری تھا، یعنی وہ فاصلہ جس کے اندر سیارے کی مدوجزری قوتیں ڈھیلے مادے کو جڑ کر چاند بننے نہیں دیتیں؛ اس سے باہر کوئی حلقہ قائم نہیں رہ سکتا۔ تقریباً 5 سیاروی نصف قطر سے آگے پھیلنے والا حلقہ انتہائی غیر اغلب سمجھا جاتا ہے۔

ایک سیدھا کھڑا حلقہ اور پہلو کے بل لیٹا سیارہ

حلقے والے بہترین حل سیارے کے ظاہری حجم کا بیشتر حصہ ایک چوڑے، چپٹے حلقے کے کھاتے میں ڈال دیتے ہیں:

بیرونی کنارہ 3.1 سے 4.4 سیاروی نصف قطر پر، تقریباً روش حد پر؛
تقریباً کنارے کے رخ سے دکھائی دیتا ہوا، سامنے کے رخ سے 78–84° جھکا ہوا؛
ستارے کے آر پار سیارے کے راستے پر تقریباً قائمہ زاویے پر کھڑا۔

چونکہ ہم مدار کو تقریباً کنارے کے رخ سے دیکھتے ہیں (سیارہ اپنے ستارے کے سامنے سے گزرتا ہے)، اس لیے ایسا حلقہ مدار سے تقریباً 80° جھکا ہوا ہے۔ اگر یہ زحل کے حلقوں کی طرح سیارے کے خطِ استوا کے گرد گھومتا ہے تو یہ سپر مشتری (super-Jupiter) یورینس کی طرح پہلو کے بل گھومتا ہے۔ اگر یہ حقیقی ہو تو اتنا قریب ملبے کا حلقہ غالباً ٹوٹے ہوئے دمدار ستاروں یا چھوٹے چاندوں سے مادہ پاتا ہوگا — شاید وہی آبادی جسے ستارے کے پرانے مدھم پڑنے کا ذمہ دار ٹھہرایا جاتا ہے۔

ستارے کو عبور کرتے ہوئے ایک تاریک سیارے کا خاکہ جس کے گرد ایک تنگ، سیدھا کھڑا حلقہ ہے، اس کے نیچے ایک روشنی کا منحنی جس پر دو موزوں کیے گئے ماڈل اور ان کے باقیے (residuals) ہیں۔ حلقے والا بہترین سیارہ ستارے میں داخل ہوتے، اسے عبور کرتے اور اس سے نکلتے ہوئے (اوپر)، TESS کی کمی جس پر حلقے والا ماڈل سرخ اور سادہ کرے والا ماڈل نیلے رنگ میں ہے (درمیان)، اور وہ جو کرہ غیر واضح چھوڑ دیتا ہے (نیچے)۔ — شکل 2، Zhu & Liu (2026)، arXiv:2610.34806۔

تقریباً برابر کا مقابلہ، جس کا فیصلہ طبیعیات کرتی ہے

شماریاتی طور پر مقابلہ قریبی ہے۔ حلقہ عدم مطابقت کے ایک معیاری پیمانے (χ²) کو تقریباً 14 بہتر بناتا ہے، لیکن یہ دو اضافی قابلِ تبدیل پیمانے استعمال کرتا ہے۔ جب اضافی پیمانوں پر جرمانہ عائد کرنے والا ایک معیار (BIC) لاگو کیا جائے تو اس کی برتری سکڑ کر 0.4 سے 1.3 پوائنٹس رہ جاتی ہے: تقریباً برابر۔

حلقے کا رخ زیادہ تر عبور کے وسط کے تقریباً 0.25 دن بعد روشنی میں ایک ہلکے سے دوبارہ اضافے پر منحصر ہے، جو ایک بہت جھکا ہوا حلقہ ستارے کو جلد چھوڑنا شروع کر کے پیدا کرتا ہے۔ لیکن سیارے کا ستارے پر کسی تاریک دھبے کے اوپر سے گزرنا بھی یہی ابھار پیدا کر سکتا ہے: جب تک وہ کسی تاریک قطعے کو ڈھانپے رہتا ہے، وہ کم روشنی چھپاتا ہے۔ مصنفین تسلیم کرتے ہیں کہ اس ابھار کو نکال دیا جائے تو ترجیح الٹ جاتی ہے۔

جو بچتا ہے وہ ایک سادہ دلیل ہے۔ مشاہدہ شدہ مقدار جتنی روشنی روکنے کے لیے حلقے کو کم از کم 1.6 سیاروی نصف قطر تک پھیلنا چاہیے — ایسی کم از کم حد جو یہ فرض کرتی ہے کہ حلقہ بالکل سامنے کے رخ سے دکھائی دے اور سیارے کو چھو رہا ہو۔ زحل کے حلقے کی طرح جھکا ہوا ہو تو اسے کم از کم تقریباً 2.4 کی ضرورت ہے — جو پہلے ہی روش حد کے قریب ہے؛ یہ حد تقریباً 2.5 اور 5 سیاروی نصف قطر کے درمیان ہوتی ہے، اس پر منحصر کہ حلقے کے ذرات سیارے کے مقابلے میں کتنے کثیف ہیں۔ ہر صورت میں، اگر کوئی حلقہ اس نصف قطر کی وضاحت کرتا ہے تو اسے ایک چوڑا حلقہ ہونا چاہیے۔

دونوں تصویریں سب سے زیادہ اس وقت مختلف ہوتی ہیں جب سیارہ ستارے کی ٹکیہ میں داخل ہوتا اور اس سے نکلتا ہے، ستارے کی روشنی کے 10,000 میں چند حصوں کے برابر، جو موجودہ خلائی دوربینوں کی پہنچ میں ہے۔ فی الحال سب کچھ ایک ہی عبور پر منحصر ہے، ایسے ڈیٹا میں جسے مصنفین خود نسبتاً کم معیار کا قرار دیتے ہیں۔