جہاں ایک نوجوان ستارہ اپنا کاربن جلا ڈالتا ہے

کاربن زندگی کی اس شکل کی ریڑھ کی ہڈی ہے جسے ہم جانتے ہیں: انسانی جسم کی خشک کمیت کا آدھے سے زیادہ حصہ۔ پھر بھی زمین میں اس کی عجیب سی کمی ہے۔ ہمارے سیارے کی چٹانوں کے بڑے حصے میں، اپنی کمیت کے لحاظ سے، سورج کی نسبت، یا اس بین النجمی گرد کی نسبت جس سے زمین پیدا ہوئی، تقریباً چار درجۂ بزرگی (four orders of magnitude) — یعنی دس ہزار گنا — کم کاربن ہے۔ بالائے بنفشی روشنی سے لے کر تکسید (oxidation) تک کئی توجیہات پیش کی گئی ہیں، مگر کوئی بھی اس کی پوری وضاحت نہیں کرتی۔

ایک مشتبہ عامل حرارت ہے۔ گرد کے ذرات میں کاربن کئی شکلوں میں ہوتا ہے — کاجل نما بے شکل کاربن (amorphous carbon)، ہائیڈروکاربنز، گریفائٹ — جو مختلف درجۂ حرارت پر ٹوٹتی ہیں۔ تقریباً 500 کیلون سے، یعنی کاجل لکیر (soot line) سے، سب سے زیادہ اڑ جانے والی شکلیں نکل جاتی ہیں؛ تقریباً 1,200 کیلون تک بے شکل کاربن بھی ختم ہو جاتا ہے۔ پہلے کے کام کا اندازہ تھا کہ یہ گرمائش زمین کی تشکیل کے پہلے دس لاکھ برسوں کے اندر ہوئی ہو گی۔

“وقتِ صفر” پر پکڑا گیا ایک ستارہ

HOPS-68 اورائن (Orion) کے سالماتی بادل میں ایک بہت نوجوان ستارہ ہے، جو تقریباً 414 پارسیک کے فاصلے پر ہے۔ اسی ٹیم کے ایک ساتھی مطالعے نے دکھایا کہ اس کی اندرونی قرص کا وسطی حصہ 1,400 کیلون تک پہنچتا ہے — اتنا گرم کہ ساری گرد بخارات بن جائے۔ ہمارا نظامِ شمسی بھی ایسے ایک مرحلے سے گزرا تھا: یہ شہابیوں (meteorites) کے ریکارڈ کا “وقتِ صفر” (time zero) ہے، جب کیلشیم اور ایلومینیم سے بھرپور ذرات نوجوان سورج کے قریب گرم گیس سے تکثیف ہو کر بنے۔ اس لمحے کے لیے صرف دو نوجوان، کم کمیت والے ستارے معلوم امیدوار ہیں، اور دونوں اورائن میں ہیں۔

لائیڈن یونیورسٹی (Leiden University) میں، امریکہ اور جرمنی کے شراکت داروں کے ساتھ، F. J. Ballieux، M. K. McClure اور ساتھیوں نے اب اس کے طیف میں موجود کاربن کا جائزہ لیا ہے، جو JWST کے وسط زیریں سرخ آلے (Mid-Infrared Instrument) سے لیا گیا، اور ساتھ ہی ALMA (ذیلی) ملی میٹر صف (array) کے محفوظ شدہ (archival) ڈیٹا کا بھی۔

ہائیڈروکاربنز سے بھرا طیف

HOPS-68 کی روشنی پر بہت سے کاربن سالمات کے نشاناتِ انگشت (fingerprints) ثبت ہیں:

گرم ہائیڈروجن سائنائیڈ اور ایسیٹیلین، تقریباً 320 اور 430 کیلون پر، بڑی مقدار میں — دوسرے “وقتِ صفر” ستارے کے گرد کی نسبت تقریباً 20 گنا زیادہ۔ یہ ستارے کے لحاظ سے 39 سے 53 کلومیٹر فی سیکنڈ کی رفتار سے ہماری طرف آ رہے ہیں، اسی آکسیجن بردار گیس کی طرح جو قرص سے اٹھنے والی ایک ہوا (wind) کا سراغ دیتی ہے؛
ٹھنڈے سالمات، تقریباً 40 سے 55 کیلون پر، جن میں ڈائی ایسیٹیلین (C₄H₂)، میتھائل ریڈیکل (methyl radical) اور کاربن مونو سلفائیڈ شامل ہیں، غالباً بیرونی قرص میں یا اس گہا (cavity) کی دیواروں کے ساتھ جو ستارے کے اخراجی بہاؤ (outflow) نے تراشی ہے؛
ٹرائی ایسیٹیلین (C₆H₂)، چھ کاربن ایٹموں کی ایک زنجیر، جس کا کسی نوجوان ستارے کے گرد پہلی بار سراغ ملا ہے۔

ALMA ایک اور سراغ فراہم کرتا ہے: C₂H ریڈیکل اخراجی بہاؤ کی گہا کی دیواروں پر پھیلا ہوا ہے، اور اندر گرنے کے بجائے جیٹ (jet) کے ساتھ باہر کی طرف حرکت کر رہا ہے۔

کاربن کی تباہی کا ایک زون

مصنفین ایک منظرنامہ تجویز کرتے ہیں۔ کاجل لکیر اور اس مقام کے درمیان جہاں بے شکل کاربن بھی بخارات بن جاتا ہے — تقریباً 500 سے 1,200 کیلون — وہ علاقہ واقع ہے جسے مصنفین نے “حرارت مزاحم کاربن کی تباہی کا زون” (refractory carbon destruction zone) کا نام دیا ہے: وہاں تمام ٹھوس کاربن ذرات کو چھوڑ کر گیس بن جاتا ہے۔ HOPS-68 پر، انتہائی گرم اندرونی علاقہ اس زون کو باہر کی طرف دھکیلتا اور وسیع کرتا ہے۔ آزاد ہونے والا کاربن پھر یا تو ستارہ نگل لیتا ہے یا قرص کی ہوا اسے بہا لے جاتی ہے۔

دونوں صورتوں میں، اس علاقے کی گرد جہاں چٹانی سیارے بنتے ہیں اپنا کاربن کھو دیتی ہے۔ ٹیم کا خیال ہے کہ اسی عمل نے زمین میں کاربن کی کمی میں حصہ ڈالا ہو گا۔ ہوا اصل میں کتنا کاربن ہٹاتی ہے، یہ ابھی ناپنا باقی ہے۔

مزید باہر، بالائے بنفشی روشنی ایسیٹیلین کو توڑ کر C₂H بناتی ہے، جو مزید ایسیٹیلین سے تعامل کر کے C₄H₂ اور C₆H₂ جیسی لمبی زنجیریں بناتا ہے۔ 900 اور 1,100 کیلون کے درمیان، تباہی کا یہ زون شاید کثیر حلقوی خوشبودار ہائیڈروکاربنز (polycyclic aromatic hydrocarbons) بھی ڈھال دے، جیسا کہ کسی شعلے میں ہوتا ہے — یہ بات ابھی تصدیق طلب ہے۔

ایک پروٹوسٹار سے سیارچوں تک

اس مطالعے کے دو وسیع تر نتائج ہیں۔ اول، دوسرے نوجوان ستاروں کے گرد نظر آنے والی کاربن کی زنجیروں کو عموماً گرد و پیش کے غلاف (envelope) سے اندر گرنے والی گیس سے منسوب کیا جاتا رہا ہے؛ HOPS-68 پر وہ واضح طور پر باہر کی طرف بہتی ہیں، جس سے لگتا ہے کہ یہ کیمیا اس کے بجائے اخراجی بہاؤ کا سراغ دے سکتی ہے۔

دوم، سیارچوں Ryugu اور Bennu سے لائے گئے نمونوں میں زنجیر نما (“aliphatic”) نامیاتی مادہ وافر مقدار میں موجود ہے۔ چونکہ HOPS-68 کی لمبی زنجیریں ہوا کے باہر بنتی ہیں، اس لیے وہ اڑائی نہیں جاتیں؛ وہ بعد میں بیرونی قرص پر واپس گر سکتی ہیں۔ مصنفین کا خیال ہے کہ ایسی زنجیریں سیارچوں اور شہابیوں کے نامیاتی مادے میں حصہ ڈال سکتی ہیں۔ اگر ایسا ہے تو HOPS-68 ایک ہی نوجوان نظام میں ان شہابی ذرات کی تشکیل اور وہ کاربن سے بھرپور مادہ، جس میں وہ پیوست ہیں، دونوں دکھائے گا — کسی سیاروی نظام کے اولین چھوٹے اجسام کی تشکیل کے لیے ایک حجرِ رشید (Rosetta stone)۔