نیوٹرون ستاروں کا ایک تصادم جس کی تیاری میں 12 ارب سال لگے

2017 میں LIGO اور Virgo ڈیٹیکٹرز نے دو نیوٹرون ستاروں کی ثقلی لہریں پکڑیں جو ایک دوسرے کے گرد چکر کھاتے ہوئے آپس میں ضم ہو رہے تھے: GW170817۔ پھر دوربینوں نے خود دھماکا دیکھا، گیما شعاعوں کا ایک جھونکا اور ایک دمکتا کلونووا (kilonova)، کہکشاں NGC 4993 میں۔ اس کے بعد سے نیوٹرون ستاروں کا ایک دوسرا انضمام، GW190425، دریافت ہو چکا ہے، لیکن اس کا مقام ٹھیک سے معلوم نہیں ہو سکا اور کوئی روشنی نہیں ملی۔ چنانچہ GW170817 اب بھی ثقلی لہروں کا واحد واقعہ ہے جسے کسی کہکشاں سے جوڑا جا سکا ہے۔

یہ کہکشاں ایک سراغ ہے۔ کیلیفورنیا یونیورسٹی، سانتا کروز کے Ryan Foley نے اسے یہ پوچھنے کے لیے استعمال کیا کہ ایسے جوڑے ضم ہونے سے پہلے کتنا انتظار کرتے ہیں — اور ایک ایسا جواب پایا جو معمول کی تصویر میں فٹ نہیں بیٹھتا۔

انتظار کا وقت

ماہرینِ فلکیات اسے تاخیری وقت (delay time) کہتے ہیں: ستاروں کی پیدائش اور انضمام کے درمیان کا وقت۔ ایک بار جب دو نیوٹرون ستارے بن جاتے ہیں، تو وہ آہستہ آہستہ اپنی مداری توانائی ثقلی لہروں کی صورت میں کھوتے ہیں۔ اس میں لگنے والا وقت ان کے درمیانی فاصلے کی چوتھی طاقت کے ساتھ بڑھتا ہے، اس لیے قریب پیدا ہونے والے جوڑے جلد ضم ہو جاتے ہیں اور دور پیدا ہونے والے دیر سے۔

ابتدائی فاصلوں کی ایک وسیع قابلِ قبول حد کے لیے اس سے ایک سادہ اصول نکلتا ہے: تاخیری وقت کی فی اکائی انضمامات کی تعداد 1 تقسیم تاخیر کے حساب سے گھٹتی ہے۔ اس میں تقریباً 10 ملین سال کی کم از کم تاخیر شامل کریں، اور آپ کو معیاری (canonical) تقسیم مل جاتی ہے۔ اس کا پیغام: زیادہ تر جوڑے اپنے ستاروں کی پیدائش کے جلد بعد ضم ہو جاتے ہیں، اور بہت کم اربوں سال انتظار کرتے ہیں۔

NGC 4993 کی عمر کا تعین

NGC 4993 ایک “ابتدائی قسم” (early-type) کی کہکشاں ہے، اس زمرے کی جسے ماہرینِ فلکیات S0 کہتے ہیں۔ جس جگہ کلونووا چمکا تھا اس کے قریب نہ تو ستاروں کا کوئی جھرمٹ ہے اور نہ ستارے بننے کا کوئی علاقہ، اس لیے غالب امکان یہ ہے کہ یہ جوڑا انضمام سے بہت پہلے کہکشاں میں کسی اور جگہ بنا تھا۔ چنانچہ Foley نے پوری کہکشاں کے ستاروں کا ماڈل بنایا، اور اس کے لیے بالائے بنفشی سے زیریں سرخ تک 14 رنگوں میں کی گئی پیمائشوں کو Very Large Telescope پر نصب MUSE آلے کے ایک طیف کے ساتھ ملایا۔

یہ فٹ کہکشاں کی تاریخ کو 20 وقتی خانوں میں تقسیم کرتا ہے اور ہر خانے کو آزادانہ طور پر ستارے بنانے دیتا ہے۔ نتیجہ بالکل واضح ہے۔ اس کے ستاروں کی اوسط عمر 12.4 ارب سال ہے (90% اعتماد کے ساتھ 11.7 اور 12.9 کے درمیان)۔ ستاروں کی پیدائش 12.5 اور 13 ارب سال پہلے کے درمیان اپنے عروج پر تھی، سالانہ 54 شمسی کمیت کے نئے ستاروں کے ساتھ، اور پچھلے 9 ارب سال سے ایک شمسی کمیت فی سال سے نیچے رہی ہے۔ کہکشاں کی تقریباً 96% کمیت 10.2 ارب سال پہلے اپنی جگہ پر موجود تھی۔ کہکشاں کے گرد خول تقریباً ایک ارب سال پہلے ایک چھوٹے انضمام کی طرف اشارہ کرتے ہیں، لیکن طیف میں ان نوجوان ستاروں کی کوئی علامت نہیں جو اس سے پیدا ہوئے ہوں گے۔

چنانچہ غالب امکان یہ ہے کہ GW170817 کی تاخیر تقریباً 12 ارب سال تھی۔

1.8% کا امکان

پھر Foley نے اس عمر کو ستاروں کی پیدائش کی کائناتی تاریخ، LIGO-Virgo-KAGRA اشتراک کی ناپی ہوئی انضمام کی شرح، اور دریافت شدہ دونوں انضمامات کے ساتھ ملایا۔

معیاری تقسیم کے تحت، آج دیکھے جانے والے 10 ارب سال کی تاخیر والے ہر انضمام کے مقابلے میں 1 ارب سال کی تاخیر والے تقریباً 2 اور 100 ملین سال کی تاخیر والے 16 انضمام ہونے چاہییں (تاخیری وقت کے یکساں دورانیے کے لیے)۔ کسی دریافت شدہ انضمام کے GW170817 جتنا پرانا ہونے کا امکان صرف 1.8% ہے۔ وجہ سیدھی ہے: NGC 4993 نے اپنے آدھے ستارے 12.6 ارب سال سے بھی پہلے بنا لیے تھے، جبکہ پوری کائنات نے اس وقت تک اپنے ستاروں کا صرف 1.1% بنایا تھا۔

اوسطاً، ماہرینِ فلکیات کو ایسے ایک انضمام کی توقع سے پہلے 55 مزید دریافتوں کی ضرورت ہوتی۔ پھر بھی جس پہلے انضمام کا مقام معلوم ہوا، وہی یہ نایاب صورت نکلا۔

ڈیٹا کس چیز کو ترجیح دیتا ہے

جب کم از کم تاخیر کو آزاد چھوڑ دیا جائے، تو ڈیٹا ایک بہت طویل تاخیر کے حق میں جاتا ہے۔ ایک ایسی تقسیم، جس میں کوئی جوڑا 12.6 ارب سال سے پہلے ضم نہیں ہوتا، معیاری تقسیم پر 40 سے 140 گنا ترجیح پاتی ہے، اس بات پر منحصر کہ انضمام کی شرح کو کس طرح شامل کیا جائے، اور مختصر گیما شعاعی جھونکوں (short gamma-ray bursts) اور ملکی وے کے دوہرے نیوٹرون ستاروں سے اخذ کی گئی تقسیموں پر 80 سے 280 گنا۔ ایک طریقۂ تجزیہ میں کم از کم تاخیر 90% اعتماد کے ساتھ 7.5 ارب سال سے زیادہ ہے۔

نکلنے کے تین راستے

معیاری تصویر کے برقرار رہنے کے لیے ضروری ہے کہ مختصر تاخیر والے انضمام “غائب” ہوں۔ Foley نے تین توضیحات گنوائی ہیں۔

• ممکن ہے جوڑے فرض کیے گئے فاصلے سے کہیں زیادہ دور پیدا ہوتے ہوں۔ 10 ارب سال کی کم از کم تاخیر کا مطلب ہے کہ 1.5 شمسی کمیت کے نیوٹرون ستاروں کا کوئی جوڑا 0.021 فلکیاتی اکائی سے زیادہ قریب سے شروع نہیں ہوتا۔ Foley کے نزدیک یہ بعید از امکان ہے: یہ معلوم دوہرے نیوٹرون ستاروں اور بھاری دوہرے ستاروں سے متصادم ہوگا۔
• ممکن ہے ڈیٹیکٹرز سے بہت سے انضمام چھوٹ گئے ہوں۔ Foley نے اسے انتہائی بعید از امکان قرار دیا ہے۔
• جوڑے بننے کا کوئی اور طریقہ، طویل تاخیر کے ساتھ، معمول کے طریقے کا ہم پلہ یا اس پر غالب ہو سکتا ہے۔

Foley کا جھکاؤ تیسری توضیح کی طرف ہے۔ سب سے امید افزا امیدوار ستاروں کے گھنے جھرمٹ ہیں، جہاں ستاروں کے درمیان ثقلی ٹکراؤ کے ذریعے جوڑے بن سکتے ہیں، جن کی تاخیر کائنات کی عمر کے قریب ہوتی ہے۔ ملکی وے میں معلوم تقریباً 24 دوہرے نیوٹرون ستاروں میں سے ایک تصدیق شدہ اور تین غیر تصدیق شدہ کروی جھرمٹوں (globular clusters) میں موجود ہیں، جو ستاروں کے گھنے جھرمٹ کی ایک قسم ہیں۔ لیکن GW170817 کے مقام پر کوئی جھرمٹ نظر نہیں آیا، اور حالیہ نظریہ جھرمٹوں میں بہت کم انضمامات کی پیش گوئی کرتا ہے: شرح توقع سے زیادہ ہونی چاہیے۔

ایک واقعے سے آگے کی لہریں

اگر انضمام اتنا طویل انتظار کرتے ہیں، تو وہ نوجوان ملکی وے کو ان “r-process” عناصر سے مالا مال کرنے کے لیے بہت دیر سے پہنچتے ہیں جو وہ تیار کرتے ہیں، جیسے یوروپیئم (europium)۔ اور وہ تلاشیں جو ستارے بنانے والی کہکشاؤں کو ترجیح دے کر نئے انضمامات کی روشنی ڈھونڈتی ہیں، شاید سب سے امید افزا کہکشاؤں کو نشانہ نہ بنا رہی ہوں۔ 10 ارب سال کی کم از کم تاخیر کے ساتھ، کائنات کے 10 ارب سال کی ہونے سے پہلے ایسا کوئی انضمام نہیں ہو سکتا تھا، اس لیے مستقبل کے ڈیٹیکٹرز بہت زیادہ فاصلوں پر ان میں سے کہیں کم دیکھیں گے۔

یہ سب کچھ دو واقعات پر قائم ہے، جن میں سے صرف ایک کا مقام معلوم ہے۔ Foley کو توقع ہے کہ مزید دریافتیں تصویر کو زیادہ واضح کریں گی، اور ان کا گمان ہے کہ اصل تقسیم کم از کم تاخیر والے ایک واحد طاقتی قانون (power law) سے کم سادہ ہے۔