مک مينيو کوليو
تارا

تارو (star) رات جو آسمان ۾ چمڪندڙ ٽٻڪن کي چيو ويندو آھي. تارا ڌرتيءَ کان تمام گھڻي مفاصلي تي آھن. سج ڌرتيءَ کي سڀ کان ويجھو تارو آھي. تارا هائڊروجن (Hydrogen) ۽ هيليم (Helium) گيس جا ٺهيل هوندا آهن. انهن جي مرڪز ۾ گرمي پد ڪجهه ڪروڙ ڊگري سينٽي گريڊ هوندو آهي. ايتري گرمي هجڻ جي ڪري هائڊروجن جو فيوزن ري ايڪشن ٿيندو آهي، يعني هائڊروجن جا نيوڪليس پاڻ ۾ ضم ٿي هيليم جا نيوڪليس ٺاهيندا آهن، جنهن سان تمام گھڻي توانائي خارج ٿيندي آهي. اها توانائي ئي پوءِ روشنيءَ جي صورت ۾ تاري مان ٻاهر نڪرندي آهي. تارن جي سطح تي گرمي پد مرڪز جي ڀيٽ ۾ گھڻو گھٽ هوندو آهي ۽ اڪثر ڪري ڪجهه هزار ڊگري سينٽي گريڊ ئي هوندو آهي.

ڪائنات جي بگ بينگ سان شروعات ٿيڻ کانپوءِ ستت ئي تمام وڏي مقدار ۾ هائڊروجن ۽ هيليم عنصر ٺهيا. جڏهن ڪائنات ڦهلجي وڏي ٿي ۽ نتيجي ۾ ٿڌي به ٿي تڏهن انهن عنصرن ڪشش ثقل جي زير اثر پهريان تارا (First Generation Stars) ٺاهيا. تارا جڏهن هائڊروجن استعمال ڪري چڪندا آهن ته پوءِ وري هيليم فيوز ڪري بيريليم (Beryllium) ۽ ڪاربان (Carbon) وغيره ٺاهيندا آهن. هيليم جي خاتمي کانپوءِ ڪاربان ۽ ٻيا عنصر جيڪي تارن ۾ ئي ٺهيا انهن کي فيوز ڪندا آهن ۽ آڪسيجن (Oxygen) ۽ ٻيا عنصر ٺاهيندا آهن. اهو چڪر ائين هلندو رهندو آهي ۽ لوهه (Iron) جي ٺهڻ تي ختم ٿيندو آهي. هن اسٽيج تي تاري جي مرڪز ۾ لوهه ۽ ٻاهرين تهن (Layers) ۾ مٿي بيان ڪيل عنصر هوندا آهن، ڇو ته مٿين تهن ۾ گرمي پد گھٽ هجڻ ڪري فيوزن ري اڪشن نه ٿيندو آهي. لوهه تمام اسٽيبل (stable) هجڻ جي ڪري مرڪز ۾ به فيوز نه ٿيندو آهي. نتيجي ۾ تارو ٿڌو ٿيندو آهي. ٿڌي ٿيڻ جي ڪري ڪشش ثقل غالب اچي ويندي آهي ۽ تارو تمام جلدي سڪڙجي تباهه ٿي ويندو آهي. ان عمل کي سپر نووا ڌماڪو (Supernova Explosion) چئبو آهي. سڪڙجندي تاري جي مرڪز ۾ گرمي پد يڪدم وڌي ويندو آهي ۽ تمام تيزي سان لوهه جي فيوزن به شروع ٿي ويندي آهي. لوه جي فيوزن سان ئي وڏا عنصر جھڙوڪ چاندي، سون، جست، پارو وغيره ٺهندا آهن. هي عمل ايترو تيزي سان ٿيندو آهي جو ٻاهريان تهه گرمي پد جي شديد واڌ جي ڪري تيزي سان پري اڇلجي ويندا آهن ۽ تاري پنهنجي عمر ۾ جيڪي عنصر ٺاهيا هوندا آهن اهي به خلا ۾ پکڙجي ويندا آهن. تاري جا صفا اندريان تهه نيوٽران تاري (Neutron Star) يا بليڪ هول (Blackhole) ۾ تبديل ٿي ويندا آهن ۽ تارو گم ٿي ويندو آهي.

اسان جو سج دير سان ٺهيل (Second Generation Star) تارو آهي جيڪو 5 ارب سال اڳ ٺهيو. سج سان گڏ زمين ۽ ٻيا گرهه (Planets) به ٺهيا. پهرين جنريشن جي تارن جا ٺاهيل عنصر سج، زمين ۽ ٻين گرهن کي ورثي ۾ مليا. اڄ زمين تي موجود سون، چاندي، ٽامو، جست ۽ ٻيا عنصر پهرين جنريشن جي تارن جا ٺاهيل آهن. جانورن ۽ انسان جو رت ڳاڙهو به هڪ ڪيميائي مواد هيمو گلوبن (Haemoglobin) جي ڪري هوندو آهي. هيمو گلوبن ۾ موجود لوهه به انهن پهرين جنريشن جي تارن جو ٺاهيل ئي آهي.

جڏھن اسان رات جو آسمان ڏي ڏسندا آھيون اھي جهرمٽ جي صورت ۾ تارا ٽمڪندي نظر ايندا آھن. تارا گئسن جا تمام وڏا گولا ٿين ٿا جيڪي رات جو چمڪن ٿا. تارن جي انهيءَ ميڙ کي ناکئا ۽ جهاز ران پنهنجي سھولت خاطر نشاني طور استعمال ڪن ٿا. ڪيترائي تارا سدائين پنهنجي ساڳي شڪل ۾ رهن ٿا ۽ هزارن سالن کان اسين انهن کي ڏسون پيا. سائنسدانن دوربينيءَ وسيلي اِهو معلوم ڪيو تہ هر تارو حقيقت ۾ هڪ سج آهي. تارا سج کان کان بہ تمام وڌيڪ پري مفاصلي تي آهن، ان ڪري ننڍا نظر اچن ٿا. ويجهي ۾ ويجهو تارو پڻ زمين کان 37 ڪروڙ لک ڪلوميٽر پري آهي. تارا هڪ ٻرندڙ گولي وانگر ٿين ٿا، پر تمام گهڻي مفاصلي تي هجڻ اھي تمام ننڍڙا نظر اچن ٿا ۽ سھڻي نموني ٽمڪندڙ ۽ چمڪندڙ نظر اچن ٿا. ڪيترائي تارا سالن جا سال ساڳيءَ جاءِ تي رهن ٿا. اسان جو سج بہ ھڪ تارو آھي جيڪو بلڪل 5 ارب سالن کان روشني ڏيئي رھيو آھي ۽ لڳ ڀڳ ايتري عرصي تائين چمڪندو رھندو. رات جو نظر ايندڙ تارا سج کان لکين ڀيرا وڏا آھن پر اھي سج کان تمام گهڻو دور ھجڻ ڪري تمام ننڍا نظر اچن ٿا. انهن تارن جي روشني لکن ڪروڙن سالن جو سفر طئي ڪري اسان وٽ پھچي ٿي.

ڪائنات جي بگ بينگ سان شروعات ٿيڻ کانپوءِ ستت ئي تمام وڏي مقدار ۾ هيڊوجن ۽ هيليم عنصر ٺهيا. جڏهن ڪائنات ڦھلجي وڏي ٿي ۽ نتيجي ۾ ٿڌي ٿي تڏهن انهن عنصرن ڪشش ثقل جي زير اثر پھرين تارا (First Generation Stars) ٺاهيا.

اسان جي ڪائنات جو قطر تقريبن 90 ارب نوري سال آھي ھن ۾ ھڪ کرب کان وڌيڪ ڪھڪشائون موجود آھن ۽ ھر ڪھڪشان ۾ اربين تارا آھن. ڪھڪشائون اسان کان ايتريون دور آھن جو اتي پھچڻ عملي طور تي ناممڪن آھي. تيز ترين خلائي جھازن ۾ پرانھين ڪھڪشائن تي پھچڻ لاء اربين سال درڪار آھن. جنھن ڪھڪشان ۾ اسان رھون ٿا ان ۾ چار کرب تارا پاتا وڃن ٿا ۽ ان مان 20 ارب تارا اسان جي سج وانگر ٿين ٿا. اسان جي ڪھڪشان تقريبن 13 ارب سال پراڻي آھي. ان جي آغاز ۾ تمام گهڻا تارا سپرنووا ٿي ڦاٽي رھيا ھئا پر ٻن ارب سالن کان پوء گرھن جو وجود ممڪن ٿي ويو ۽ جيسين زمين جو تعلق آھي تہ اھا صرف ساڍا چار ارب سال پراڻي آھي. تاري کي سمجهڻ کان پھرين اچو تہ پھرين ڪھڪشان کي سمجهون.

اسانجي ڪائنات ۾ ٻہ هزار ارب ڪهڪشائون موجود آهن جڏهن تہ اسانجي ڪهڪشان ملڪي وي چار سئو ارب ستارن سان هڪ وچ واري ڪهڪشان جو درجو حاصل ڪري ٿي جيڪا نہ تہ وڏي آھي نہ ئي ننڍي. ھبل جي تازين تصويرن مطابق اسان جي ڪھڪشان ملڪي وي جي هڪ حصي برج قوس Sagittarius Arm ۾ واقع آهي. اسان جي ڪھڪشان ان طرح جي گھڻن وڏن وڏن برجن Arms سان ملي ڪري ٺھي آهي ۽ هي برج Arms اسانجي ڪهڪشان جي ۾ موجود بليڪ هول جي گردش ۾ چڪر لڳائي رهيا آهن.

دريا خان سنڌي مطابق اسان جنھن حصي ۾ رهون ٿا، ان کي ستن روشن برجن جو مجموعو جبار ٻانھن Orion Arm چئبو آهي. اوهان کي انکي ريل گاڏي جي ڊٻن جي مثال سان سمجھي سگھو ٿا تہ اسان جبار ٻانھن Orion arm نالي ڊٻي ۾ ويٺل آهيون جڏهن تہ اسانجي پاڙيسري ڊٻي جو نالو برج، قوس ۽ راس آهن جيڪو اسان کي زمين کان عام اک سان ڏيکاربو آهي. اسان جي ڪهڪشان کي ملڪي وي ان ڪري چئبو آهي تہ رات جو ان جو هڪ حصو قوس برج Sagittarius Arm ۾ زمين تھ ڏنڌلي رنگ جو ڏيکاربو آهي. گرمين ۾ اوهان اڌ رات جي وقت زميني تھ تي ان حصي کي ڏسي سگھو ٿا پر ڇو تہ شھرن ۾ گھڻي روشني هوندي آهي جنھن ڪري جديد سروي موجب دنيا ۾ 33 سيڪڙو آبادي لائيٽي خرابي Light Pollution جي ڪري عام اک سان ملڪي وي جي ان حصي کي ناهي ڏسي سگھندي. جيڪڏھن اوھان برج قوس Saggitarius Arm کي عام اک سان ڏسڻ چاهيو ٿا تہ ان لاءِ اوهانکي شھر جي روشني کان پري گرمي جي موسم ۾ اڌ رات جو ويران جڳھ تي وڃڻو پوندو جتي اوهان ان منظر کي ڏسي سگھو ٿا. اسان مٿي پڙهيو تہ سج جبار ٻانھن Orion Arm کيرائين جي مرڪز ۾ موجود بليڪ هول جي گردش چڪر لڳائي رهيو آهي هي هڪ چڪر 23 ڪروڙ سال ۾ مڪمل ٿيندو آهي جڏهن تہ اسان جي سج جو ملڪي وي جي مرڪز کان فاصلو تقريبن 25 هزار نوري سال آهي. اسانجي سج ۽ برج قوس Sagittarius Arm جي درميان گھرا گردشي ڪڪر موجود ٿين ٿا جن جو مايو اسانجي سج کان ڪروڙين گنا وڌيڪ آهي. اهو ئي سبب آھي جو لاتعداد تارا هجڻ باوجود برج قوس Sagittarius Arm ۾ روشن ڏيکاربو ناهن ڇوجو گردش جي ان ڪڪرن جي ڪري انهن تارن جي روشني اسان تائين ناهي پھچي سگھندي. ان گردش ۾ ڪڪرن جي ڊيگھ ٽي سئو نوري سال تائين آهي. انهن ڪڪرن کي Great rift يا Dark rift جي نالي سان سڃاتو وڃي ٿو.

اهڙا ئي گردش جا ڪڪر اسانجي ڪهڪشان جي مرڪز جي ويجهي بہ موجود آهن جنھن سان اسانکي ملڪي وي جو مرڪز عام اک سان ڏيکاربو ناهي. سائنسدانن جي اندازي  مطابق اسان عام اک سان زميني تھ تي نو هزار تارا ڏسي سگھندا آهيون. هي سڀ جا سڀ اسان جي ويجهي هڪ هزار نوري سال جي احاطي ۾ ايندا آهن جڏهن تہ اسان جي ڪھڪشان هڪ کان ٻہ لک نوري سال تي وسي ٿي ان جو مطلب هي آهي تہ ڪائنات ڇڏي اسان پنھنجي ڪھڪشان جو صرف هڪ سيڪڙو حصو عام اک سان ڏسي سگھندا آهيون.

ڪيترن سالن تائين ھي مڃيو پئي ويو تہ تارو اڪلوتو جسم ٿئي ٿو اھو ان ڪري جو اسان جو سج ائين نظر پئي آيو پر جلدي مشاھدي ۾ آيو تہ ڪڏھن ڪڏھن ٻہ يا ٻن کان وڌيڪ تارا پاڻ ۾ ھڪ ٻئي جي ڪشش تحت ھڪ گڏيل مقداري مرڪز Center of mass جي چوڌاري گهمندا رھن ٿا تہ ان کي ڪثرتي تارن جو نظام Multiple star system چيو وڃي ٿو. ڪجھ تارا اھڙا ٿين ٿا جيڪي جيڪي وقت سان گڏ تبديل ٿيندا رھن ٿا اھڙن تارن کي متغير تارا Variable stars چئبو آھي.

تمام ستارا گرم ٽچڪندڙ گئسن جا ٺھيل ٿين ٿا انهن ستارن جا ٻاھريان تھ ايترا خالي ٿين ٿا جو اسان انهن کي گرم ڳاڙھي خلا چئون بيجا نہ ٿيندو. ڪجھ ستارا ايترا گهاٽا ٿين ٿا جو ٻاھرين تھن جي مادي سان ڀريل ھڪ چمچو ڪيئي ٽن وزن جو ٿي سگهي ٿو. گهڻا تڻا ستارا وڌيڪ ھيڊوجن گيس ۽ ٿوري ھيليم گئس جا ٺھيل ٿين ٿا ٻيا عنصر بہ ٿوري مقدار ۾ موجود ٿين ٿا جيئن آڪسيجن ۔ ڪاربان ۔ نيان ۽ نيٽوجن.

تارا ٻن نمونن جا ٿين ٿا.

(1) وزني تارا

(2) ننڍا تارا

(1) وزني تارا

وزني تارا اھي تارا آھن جيڪي سج کان ڏھوڻ  وڏا ٿين ٿا ھي تارا تقريبن ڏھ لک سال ٻارڻ استعمال ڪري ڦڦڙجي نئين Red giant جي شڪل اختيار ڪن ٿا ان کان پوء تاري جو ڍڪ يا مرڪز ختم ٿي وڃي ٿو ان جا ٻھريان تھ ڦاٽي سپرنووا ۾ تبديل ٿي وڃن ٿا جنھن تاري جي ڍڪ جو مايو گهٽ ھجي ان کي نيوٽان تارو ۽ جنھن تاري جي ڍڪ جو مايو وڌيڪ ھجي ان کي ڪارونڀار چئبو آھي.

(2) ننڍا تارا

ھي تارا پھرين ڦڦڙجي پکڙجي ڳاڙھا ديو Red giant بنجن ٿا ۽ پنھنجي ٻاھرين تھن کي خلا ۾ پکيڙي ڇڏن ٿا. ھي تارا سپرنووا وانگر ڦاٽڻ بجاء پنھنجن ٻاھرين تھن سان پنھنجي چوڌاري ھڪ شيل ٺاھن ٿا جو نيبولا گرھ سڏجي ٿو. اندريون ڍڪي تھ سفيد بوني White dwarf وانگر چمڪي ٿو ۽ لکن سالن کان پوء ٿڌو ٿي ڪاري بوني Black dwarf ۾ تبديل ٿي روشني جي نيڪالي بند ڪري ڇڏي ٿو.

تارن جو چمڪڻ :-

گرم ٿين ٿا ۽ ھن شديد گرمي جي ڪري پنھنجي حرارت کي خلا جي سرد اونداھين ۾ پکيڙين ٿا ۽ حرارت روشني جي رٿ تي سوار ٿي اسان وٽ پھچي ٿي ان مظھر کي اسان روشني چئون ٿا.

ستارا ان ڪري گرم ٿين ٿا جو ان ۾ شديد ڪشش جي ڪري ھيڊوجن ۽ ھيليم جا وڏا وڏا ڪڪر ھڪ ٻئي سان رڳڙ جي ڪري حرارت پيدا ڪن ٿا جنھن جي ڪري حرارتي درجي جي وڌندي وڌندي ھڪ ڏينھن ۾ 15 لک پد تي پھچن ٿا جو ھيڊوجن جي فيوزن شروع ٿي وڃي ٿي جنھن جي حرارت ريڊيئيشن جو داٻ بنائي ٿي جيڪا ڪشش جي گرفت جو توازن ڪري ٿي ان حالت کي   Hydro Static Equilibrium چون ٿا ان حالت کي ستارا گهڻي مدت تائين رکن ٿا. ستارن جي چمڪڻ جو راز جوھري رچاء ردعمل Nucear fusion reactin آھي. ستارن ۾ تمام گهڻي گرمي پد جي ڪري ھلڪا ايٽم (ھيڊوجن) ملي ڳرو عنصر ھيليم Helium  ٺاھن ٿا. ھن ردعمل جي ڪري تمام وڌيڪ توانائي روشني ۽ حرارت جي صورت ۾ خارج ٿئي ٿي ان ڪري تارا روشن ڏسڻ ۾ اچن ٿا ھي تارا ھر سيڪنڊ ۾ لکاھا ٽن مادي کي توانائي ۾ تبديل ڪن ٿا. انهن جي عمر جو وڏو راز ھي آھي تہ ھي تمام وڏا ٿين ٿا ۽ تمام وڌيڪ ھيڊوجن رکن ٿا جڏھن جوھري ردعمل Fusion reaction جي لاء ھلڪا عنصر ختم ٿي وڃن ٿا تہ ستارا پنھنجي آخري ڏينھن ۾ داخل ٿين ٿا جتان سپرنووا جو جنم شروع ٿئي ٿو ۽  ڌماڪن جا وڏا ڦاٽ شروع ٿين ٿا.

تارن جو ٺھڻ :-

گهڻائي ستارا ھيڊوجن جا ٺھيل ٿين ٿا. ھڪ ستاري جي چند ارب سال عمر ٿئي ٿي. ستارو جيترو وڏو ھوندو اوتري ان جي عمر گهٽ ھوندي. جيترو ننڍو ھوندو اوترو گهٽ ٻارڻ جي ڪري ان جي عمر وڏي ھوندي. ستارا گئس ۽ آسپاس جي گئسي بادلن مان جنم وٺن ٿا جن کي اسان بونا تارا Nebula star چئون ٿا. بونن تارا اندر ۽ آسپاس گئس جي باھمي ڪشش جي ڪري پاڻ ۾ ٽڪرائيندا رھن ٿا ايستائين جو ان ٽڪراء جي ڪري ڌوڙي بادل ۽ گئس سڪڙجڻ شروع ڪن ٿا. ائين ھڪ ٻار ستارو پيدا ٿئي ٿو جنھن کي پروٽو اسٽار Proto star چيو وڃي ٿو. ھاڻي ھي ٻار ستارو پنھنجي اندر دٻاء جي ڪري تمام وڌيڪ گهاٽو ۽ تمام وڌيڪ حرارت جي درجي تي پھچي ٿو. آخرڪار نيم ستاري جو درجو ايترو وڌيڪ ٿي وڃي ٿو جو ان جي اندر خودڪار ايٽمي ڌماڪا شروع ٿي وڃن ٿا تہ ان وقت ان کي مڪمل ستاري جو درجو ملي وڃي ٿو. اسان کي معلوم آھي ستارا ھيڊوجن جا ٺھيل ٿين ٿا. ھر ستاري جي اندر ارتقائي مرحلا ھلندا رھن ٿا.

بٺي ۾ جيئن آڳ جلي ٿي ان مان گرمي نڪري ٿي گرمي کي لوھ جذب ڪري ٿو گرمي کي جذب ڪندي لوھ جا ايٽم تمام پرجوش ٿي وڃن ٿا پرجوش ٿيڻ جي ڪري ايٽم ۾ موجود اليڪٽران تبديل ڪن ٿا جڏھن ھي اليڪٽران واپس پنھنجي آربٽ ۾ پھچن ٿا تہ ھي حاصل شدھ توانائي کي فوٽان جي صورت ۾ خارج ڪن ٿا ھي فوٽان برقي چقمقي ٻني جو حصو ٿين ٿا.

ھاڻي ستارن تي غور ڪجي. اھي جوھري رچ ردعمل جي مدد سان ابتدائي مرحلن ۾ نموني ھيڊوجن مان ھيليم ٺھندي رھي ٿي ھي مرحلو پروٽان پروٽان کان ٿيندو ھيليم تائين پھچي ٿو ان دوران پھرئين مرحلي جنھن ۾ پروٽان پروٽان سان ملن ٿا تہ نيوٽيڻا ۽ پازيٽران خارج ٿين ٿا پازيٽران جواخراج ان ۾ موجود پروٽان کي نيوٽران ۾ تبديل ڪري ٿو جنھن سان ھيڊوجن جو آئسوٽاپ ٻٽوپ Deuterium  ٺھي ٿو جيڪو سنگل پروٽان سان ٻيھر ملي ٿو ۽ ھيليم ٽٽوپ Tritium جو ايٽم بنجي ٿو. ان کان پوء ھيليم گئس ٺھي ٿي (پر ان دوران پروٽان خارج ٿئي ٿو) ان دوران فوٽان (گاما ريز) خارج ٿئي ٿي جنھن کي اسان روشني چئون ٿا ۽ ستارن ۾ بہ اھي رد عمل ٿين ٿا. ھيڊوجن جلي جلي ھيليم ۾ تبديل ٿيندا رھن ٿا. گرمي پد ۽ گهاٽائي ايتري گهڻي ٿي وڃي ٿي جو ھيڊوجن مان تبديل ٿيندڙ ھيليم بہ ھيڊوجن سان گڏ جلڻ شروع ٿي وڃي ٿي جنھن جي ڪري تاري جي گرمي ۽ شدت اڃان وڌيڪ وڌي وڃي ٿي. ھاڻي وقت گذرڻ سان گڏ گڏ ھيليم جي راک ڪاربان جي صورت ۾ ستاري جي مرڪز ۾ جمع ٿيڻ شروع ٿيو وڃي ٿي. ھيليم مان جڙندڙ راک يعني ڪاربان جڏھن ستاري جي مرڪز ۾ خاص مقدار کان وڌي وڃي ٿي تہ ستارو ھڪ ڌماڪي سان ڦڦڙجي تمام وڏي ڳاڙھي ديو Red giant جي صورت اختيار ڪري ٿو ۽ پنھنجي جسامت کان ڪيئي ڀيرا وڌيڪ وڌي وڃي ٿو.

جيڪڏھن جسامت وڏي ھجي تہ وڏا عنصر ٺھڻ لڳن ٿا ۽ ان جوھري ردعمل Fusion reaction جي ڪري زيادھ مادو ھجڻ جي وجھ کي ڪشش سڏيو پئي ويو پر ھي دعوا درست ناھي فزڪس جا ماھرن ان فيڪٽر کي ماپي ڏٺو آھي پوء بہ ھي عمل ممڪن ٿي نٿو سگهي ان ڪري فزڪس جا ماھر ان کي ڪوانٽم ٽنلنگ افيڪٽ چون ٿا جنھن ۾ ملين مان ھڪ ذرو سرنگھ جيئن خال وارو ٿي وڃي ٿو جي ڪشش ھجي ھا ھي ردعمل نہ ٿئي ھا.

لوھ مان نڪرندڙ ڳاڙھي رنگ جي فوٽان ۽ ستارن کان ايندڙ سفيد روشني ۾ موجود ڳاڙھا فوٽان ھڪ رنگ جا ٿين ٿا ھڪ ئي ٻني جا ذرا آھن ھڪ ئي ويولينٿ جا ٿين ٿا مگر انهن جي اخراج جي مقدار ۾ تمام وڏو فرق ٿئي ٿو. ھاڻي ھي پروٽو اسٽار پنھنجي دٻاء جي ڪري تمام وڌيڪ گهاٽا ۽ تمام وڌيڪ درجہ حرارت تي پھچن ٿا.

جيڪڏھن ستارو ننڍو گهٽ مايي وارو ھجي تہ ھن حالت ۾ ان ۾ ھيڊوجن جو رچاء گهٽ ٿيندو ڇوجو ان ۾ ھيڊوجن گهٽ ھوندي نتيجي طور ننڍو ستارو پنھنجي ھيڊوجن جي گهٽ ٻارڻ جي ڪري گهڻي عرصي تائين رھي ويندو ۽ زيادھ عرصو جيئندو.

جيڪڏھن ستارو وڌيڪ وڏو ھوندو تہ ان کي گهڻو گرمي پد ھوندو تہ جيئن وڌيل ڪشش کي توازن ۾ رکي جنھن لاء ھن کي وڌيڪ ھيڊوجن درڪار ھوندي ۽ نتيجن گهڻي ھيڊوجن جي ٻرڻ ڪري ھي جلدي فنا جي درجي کي ڇھندو.

ڪي k قسم جا ستارا سڀ کان مايي ۾ ننڍا ٿين ٿا انهن جي عمر ڪائنات جي موجودھ عمر کان بہ وڌيڪ ٿئي ٿي ان ڪري اڄ تائين  ڪنھن k قسم جي تباھ شدھ ستاري جو مشاھدو ناھي ڪيو ويو.

جيڪڏھن ستارو اسان جي سج جيترو ھجي تہ اھو سڪڙڻ لڳي ٿو ۽ سفيد بونو سيارو ٿي وڃي ٿو جنھن جي ھڪ چانھن جي چمچي جي وزن جي وزن جي برابر مادي جو وزن ڪيئي ٽن تائين پھچي سگهي ٿو. ان جي ابتڙ جيڪڏھن ستاري جو وزن اسان جي سج کان ڏھ ڀيرا وڌيڪ ھجي تہ ھڪ ٻيو ڌماڪو ٿئي ٿو ۔ ھي ڌماڪو ڪائنات جي پرانھن علائقن کي روشن ڪري ڇڏي ٿو جنھن کي سپر نووا چيو وڃي ٿو. سپر نووا جا شڪار تارا پنھنجي موت جي وقت اسان جي سج کان ھڪ سو ارب ڀيرا وڌيڪ روشني ۽ توانائي خارج ڪن ٿا. ان کان پوء اھو ستارو ڪارونڀار ۾ تبديل ٿي وڃي ٿو انهي ڪارونڀار کي بليڪ ھول سڏيو وڃي ٿو. جڏھن ڪوبہ ستارو موت جي قريب ھجي ۽ جيڪڏھن اھو ستارو سج کان ڏيڍ سو ڀيرا وڌيڪ وڏو ھجي تہ ان جو ڌماڪو سپرنووا کان بہ وڏو ٿئي ٿو جنھن کي ھائپر نووا سڏيو وڃي ٿو. ھائپرنووا ايتري قدر وڏو ڌماڪيدار ٿئي ٿو جو منٽ ۾ ايڏي توانائي خارج ڪري ٿو جيتري توانائي اسان جو سج سٺ ارب سالن ۾ خارج ڪري ٿو. ھائپرنووا مان ايتري قدر خطرناڪ ۽ طاقتور شعاع نڪرن ٿا جو ساڍا ست ھزار نوري سال کان پري ئي اسان جي زمين تي زندگي جو صفايو ڪري سگهن ٿا يعني جيڪڏھن ھائپرنووا اسان جي زمين کان ساڍا ست ھزار نوري سال جي دوري تي ھجي تہ ھائپر ڌماڪي جا شعاع جن کي ڳاما شعاعي ڌماڪا سڏيو وڃي ٿو اھي زمين تي قيامت برپا ڪري ڇڏين.

تارن جي چمڪ ۽ وٿي

فلڪياتي ماهر تارن جي چمڪ ناپڻ لاءِ (Magnitude scale مقداري پيماني) جو استعمال ڪندا آهن جيڪو هيفارڪس جي وقت کان 190ع کان 120ع اڳ مسيح کان هلندو پيو اچي قديم فلڪياتي ماهر تارن کي انھن جي چمڪ وسيلي ڇھن درجن ۾ ورهايو هئو جنھن ۾ سڀ کان گھڻي چمڪ واري تارن کي first Magnitude Scale يعني پھرين مقداري پيماني واري درجي جا تارا چيو ويو جيڪي ٿورا گھٽ چمڪ وارا هئا انھن کي ٻئي ۽ انھي ريت انکان گھٽ چمڪندڙن تارن جي ٽين درجي وارن ائين ڇھ اي مقداري درجا بڻايا ويا ان اصول موجب جنھن تاري جو درجاتي نمبر جيترو ننڍو هوندو هئو اهو اوترو وڌيڪ چمڪ وارو ۽ جنھن جو جيترو وڌيڪ اهو گهٽ چمڪندڙ چورائبو هئو جديد فلڪيات ۾ بہ اهو طريقو آهي جيڪي ان کان وڌيڪ صحيح اندازن تائين تارن جي چمڪ ناپيندا آهن ڪجھ هتي اسان مثال رکنداسين تارو Theta Leonis ٽين درجي ۾ هوندي بہ انجو درجاتي نمبر 3.34 آهي جيڪو صحيح آهي ڪجھ تارا ايترا چمڪندڙ آهن جو انھن جو درجاتي نمبر گھڻو گھٽ آهي ۽ انھي ريت سيرس Sirius نالي تارو جيڪو سڀ کان وڌيڪ چمڪندڙ تارو آهي انجو درجاتي نمبر منفي 1.47 آهي انھي طرح جديد فلڪياتدانن گھٽ چمڪندڙ تارن واري پاسي ۾ بہ واڌارو ڪيو آهي سڀ کان گھٽ چمڪندڙ تاري جو درجاتي نمبر ڇھ آهي پر جيڪڏهن اسان دوربين جو استعمال ڪريون تہ اسان انکان بہ گھٽ چمڪندڙ تارا ڏسي سگھون ٿا ائين اسانکي انکان بہ وڌيڪ وڏو درجاتي نمبر ڪتب ڪرڻو پوندو جيڪو ان تارن کي بيان ڪري ان عددن کي Apparent Visual Magnitude يعني ايم وي ظاهري ڏسجڻ واري مقدار جي نالي سان سڃاتو ويندو آهي ۽ هي اسانکي ٻڌائيندي آهي تہ تارا زمين کان ڪيئن ڏيکاربا آهن جيڪي تارا گھڻو وڌيڪ پري آهن اهوئي گھٽ چمڪندڙ ۽ جيڪي ويجھو اهو وڌيڪ چمڪندڙ نظر ايندو آهي ظاهري ڏسجڻ واري مقدار وٿين کي نظر انداز ڪندي آهي ۽ خالي اسانکي اهو ٻڌائيندي آهي جيڪو زمين کان ڪيئن ڏيکاربا آهن پر اڄڪلھ جديد فلڪيات ۾ اسانکي وڌيڪ صحيح طريقن سان تارن جي چمڪ ناپيون آهن ان لاءِ اسان تاري جي روشني کي توانائي جي وهڪري جو طريقو ڪتب ڪندا آهيون ان طريقي سان اسان تاري جي روشني جي وهڪري کي ناپيندا آهيون جنھن کي هڪ ميٽر اسڪوائر عراضي ۾ هڪ سيڪنڊ ۾ گذاريو ويندو آهي ۽ هي طريقو ئي اسانکي تارن جي چمڪ جي باري ۾ صحيح معلومات ڏيندي آهي

[1] 28 آڪٽوبر 2019 8:56 منٽن تي رکيو ويو سائنس جي دنيا

حوالاسنواريو