सूर्य की मृत्यु

सूर्य कैसे फूलकर लाल दानव बनेगा, फिर श्वेत वामन बनकर मंद पड़ जाएगा

कदम-दर-कदम

आज का सूर्य

सूर्य 4.6 अरब वर्ष पुराना है, अपने जीवन के लगभग आधे पड़ाव पर। हर सेकंड उसका केंद्र लगभग 60 करोड़ टन हाइड्रोजन को हीलियम में बदलता है, और इससे निकलने वाली ऊर्जा उसे चमकाए रखती है।

केंद्र की गहराई में, लगभग 1.5 करोड़ °C पर, हाइड्रोजन के नाभिक टकराकर हीलियम में जुड़ जाते हैं। हर बार थोड़ा द्रव्यमान गायब होकर ऊर्जा बन जाता है, जैसा आइंस्टीन का E = mc² कहता है: हर सेकंड लगभग चालीस लाख टन। इस ऊर्जा को हमें दिखने वाली सतह तक पहुँचने में हज़ारों वर्ष लगते हैं।

किसी तारे को बूढ़ा होते देखने के लिए कोई अरबों वर्ष इंतज़ार नहीं कर सकता, पर इसकी ज़रूरत भी नहीं। आकाश सूर्य जितने द्रव्यमान वाले तारों से भरा है, जो जन्म से मृत्यु तक जीवन के हर चरण में पकड़े गए हैं। तारों के काम करने के कंप्यूटर मॉडल, जो इन सब पर जाँचे गए हैं, आगे की कहानी बताते हैं।

यहाँ के आकार, तापमान और समय क्लाउस-पेटर श्रोडर और रॉबर्ट कॉनन स्मिथ के सूर्य के ऐसे ही एक मॉडल से हैं, जो उसे तब तक देखता है जब तक वह अपनी आख़िरी बाहरी परत नहीं छोड़ देता।

और चमकीला, और चमकीला

जैसे-जैसे केंद्र में हीलियम जमा होता है, सूर्य धीरे-धीरे चमकीला होता जाता है, हर अरब वर्ष में लगभग 10%। लगभग एक अरब वर्ष में यह पृथ्वी के महासागरों को उबालकर उड़ा देने के लिए काफ़ी होगा।

हीलियम, यानी सूर्य की आग की राख, केंद्र में जमा होती है। इससे केंद्र और कसकर दबता और गरम होता है, इसलिए हाइड्रोजन तेज़ी से जुड़ता है और सूर्य ज़्यादा चमकता है। जन्म के समय वह आज की चमक का केवल लगभग 70% चमकता था।

हरा छल्ला रहने योग्य क्षेत्र है, जहाँ पृथ्वी जैसा ग्रह तरल पानी रख सकता है। सूर्य के चमकीला होने पर छल्ला बाहर खिसकता है। लगभग एक अरब वर्ष में इसका भीतरी किनारा पृथ्वी को पार कर जाता है: हवा जलवाष्प से भर जाती है, जो और गर्मी रोकती है, और महासागर उबलने लगते हैं। ऊँचाई पर धूप पानी को तोड़ देती है, और उसका हाइड्रोजन अंतरिक्ष में निकल जाता है।

इस चरण के अंत तक, आज से लगभग 5.4 अरब वर्ष बाद, सूर्य आज से लगभग दोगुना चमकीला होगा, और रहने योग्य क्षेत्र मंगल की कक्षा तक खिसक चुका होगा।

केंद्र का ईंधन ख़त्म

लगभग 5.4 अरब वर्ष में केंद्र का हाइड्रोजन ख़त्म हो जाता है। केंद्र सिकुड़कर गरम होता है, उसके चारों ओर एक खोल में हाइड्रोजन जलता रहता है, और सूर्य की बाहरी परतें फूलने लगती हैं।

बीच में ईंधन न बचने पर हीलियम का केंद्र अपने को संभाल नहीं पाता और सिकुड़ने लगता है। दबने से वह गरम होता है, और वह गर्मी उसके चारों ओर एक पतले खोल में हाइड्रोजन सुलगा देती है, जो केंद्र से कहीं तेज़ जलता है।

अतिरिक्त ऊर्जा सूर्य की बाहरी परतों को बाहर धकेलती है। फैलते हुए वे ठंडी होती हैं, इसलिए सूर्य पीले-सफ़ेद से नारंगी की ओर बदलता है। बिंदीदार घेरा उसका आज का आकार दिखाता है।

हर तारा इस मोड़ पर तब पहुँचता है जब उसके केंद्र का हाइड्रोजन ख़त्म हो जाता है, और तारा जितना भारी, उतनी जल्दी। सूर्य से दोगुने द्रव्यमान वाला तारा यहाँ लगभग एक अरब वर्ष में पहुँचता है; सबसे छोटे लाल वामन खरबों वर्षों तक चमकते रहेंगे, ब्रह्मांड की अब तक की उम्र से कहीं ज़्यादा।

लाल दानव

उसकी सतह पर गुरुत्व आज से लगभग एक लाख गुना कमज़ोर होगा। वहाँ उबलती गैस कुछ विशाल कोशिकाओं में उठती है, हर एक लगभग पृथ्वी से सूर्य की दूरी जितनी चौड़ी। 2017 में चिली के VLT दूरबीन ने लाल दानव पाई¹ ग्रुइस पर ऐसी कोशिकाएँ देखीं।

इतनी कमज़ोर पकड़ में सतह आसानी से उड़ जाती है। तेज़ हवा सूर्य का एक-तिहाई द्रव्यमान उसके सबसे बड़े होने से पहले ही उड़ा ले जाती है। उन्हें खींचने वाला द्रव्यमान घटने से ग्रहों की कक्षाएँ चौड़ी हो जाती हैं।

पृथ्वी का भाग्य

उससे बहुत पहले पृथ्वी एक झुलसी, पिघली दुनिया होगी: जब सूर्य आज से हज़ार गुना चमकीला होगा, तो पृथ्वी तक पहुँचने वाली गर्मी चट्टान पिघलाने के लिए काफ़ी होगी।

दानव तारे के पास का ग्रह उस पर एक उभार उठाता है, जैसे चंद्रमा पृथ्वी के महासागरों में ज्वार उठाता है। उस उभार का खिंचाव ग्रह को धीमा करता है, और वह सर्पिल होकर भीतर गिरता है। श्रोडर और स्मिथ के मॉडल में यह पृथ्वी की कक्षा के चौड़ा होने पर भारी पड़ता है, और पृथ्वी शुक्र के दस लाख वर्ष बाद निगली जाती है।

दूसरे मॉडल, जिनमें द्रव्यमान का नुक़सान अलग है, पृथ्वी को चौड़ी कक्षा में बच निकलने देते हैं। मुक़ाबला बहुत क़रीबी है, और जवाब इस पर निर्भर है कि दानव तारे द्रव्यमान कैसे खोते हैं, जिसे अब भी मापा जा रहा है।

हीलियम चमक

शिखर पर केंद्र लगभग 10 करोड़ °C तक पहुँचता है और उसका हीलियम एकदम से, एक चमक में, जुड़ने लगता है। फिर सूर्य आज के आकार के लगभग 11 गुना तक सिकुड़ता है और दस करोड़ से ज़्यादा वर्षों तक हीलियम जलाता है।

हीलियम को कार्बन और ऑक्सीजन में जुड़ने के लिए लगभग 10 करोड़ °C चाहिए। तब तक सूर्य का हीलियम केंद्र इतना कसकर भरा होता है कि गरम होने पर वह गैस की तरह फैलकर ठंडा नहीं होता। इसलिए हीलियम जुड़ना शुरू होते ही बेक़ाबू हो जाता है: कुछ सेकंड तक केंद्र लगभग पूरी आकाशगंगा जितनी ऊर्जा बनाता है।

इसमें से कुछ भी बाहर नहीं निकलता। ऊर्जा केंद्र को ढीला करने में लग जाती है, और सतह पर कुछ नहीं दिखता। फिर केंद्र शांति से हीलियम जलाता है, और सूर्य स्थिर हो जाता है, लाल दानव से कहीं छोटा, पर अब भी आज से लगभग 50 गुना चमकीला।

इस चरण के तारे आम हैं। तारों के रंग और चमक के चार्ट पर वे एक झुंड में जमा होते हैं, या पुराने तारा-गुच्छों में एक पट्टी में कतार बनाते हैं, जिसे खगोलविद क्षैतिज शाखा कहते हैं।

फिर से दानव

जब केंद्र का हीलियम भी ख़त्म होता है, सूर्य फिर से दानव बनकर फूलता है, इस बार कार्बन और ऑक्सीजन के केंद्र के चारों ओर। लगभग हर एक लाख वर्ष में उसके जलते खोल भड़कते हैं, और वह अपनी बाहरी परतें उछाल देता है।

अब हीलियम कार्बन-ऑक्सीजन केंद्र के चारों ओर एक खोल में जलता है, और हाइड्रोजन उसके बाहर दूसरे खोल में। दोनों बारी-बारी से काम करते हैं: हाइड्रोजन का खोल हीलियम जमा करता है, जब तक हीलियम का खोल भड़क नहीं उठता, इसे ऊष्मीय स्पंद कहते हैं, और फिर सब शांत हो जाता है।

इस बार सूर्य आज के आकार के लगभग 180 गुना तक बढ़ता है, लाल दानव से छोटा, इसलिए मंगल और उसके आगे के ग्रह बच जाते हैं। वह बचे द्रव्यमान का लगभग पाँचवाँ हिस्सा गैस और धूल की धीमी हवा में खो देता है।

ऐसे मरते दानव गैस और धूल के खोलों में लिपटे रहते हैं। लाल दानव आर स्कल्प्टोरिस के चारों ओर ALMA दूरबीन ने ऐसे ही एक स्पंद में उछला खोल देखा है। हमारी आकाशगंगा की बहुत-सी धूल ऐसी हवाओं में बनी।

चमकता बादल

ग्रहीय नीहारिकाओं का ग्रहों से कोई लेना-देना नहीं: शुरुआती दूरबीनों में वे ग्रहों जैसी गोल दिखती थीं। हमारी आकाशगंगा में हज़ारों ज्ञात हैं, और हर एक सूर्य जैसे तारे की आख़िरी साँस है।

खुला केंद्र ज़्यादातर पराबैंगनी प्रकाश में चमकता है, जो गैस के परमाणुओं से इलेक्ट्रॉन छीन लेता है। जब परमाणु फिर इलेक्ट्रॉन पकड़ते हैं, हर तत्व अपने रंगों में चमकता है: गरम केंद्र के पास ऑक्सीजन हरा-नीला, और दूर हाइड्रोजन और नाइट्रोजन लाल। यहाँ के रंग असली नीहारिकाओं की तरह इसी क्रम पर चलते हैं।

लंबे समय तक खगोलविद मानते रहे कि सूर्य जितना हल्का तारा दिखने लायक़ नीहारिका नहीं बना सकता: उसका केंद्र बहुत धीरे गरम होगा, और गैस रोशन होने से पहले बिखर जाएगी। 2018 में छपे नए मॉडल दिखाते हैं कि वह काफ़ी तेज़ी से गरम होता है। सूर्य की नीहारिका धुंधली होगी, पर दूसरी आकाशगंगाओं से देखी जा सके इतनी चमकीली।

गैस दसियों किलोमीटर प्रति सेकंड की रफ़्तार से बाहर उड़ती है। लगभग 10,000 वर्षों के बाद वह चमकने के लिए बहुत विरल हो जाती है और आकाशगंगा में बिखर जाती है, जहाँ शायद कभी नए तारों और ग्रहों का हिस्सा बने।

श्वेत वामन

श्वेत वामन इतना घना है कि उसका एक चम्मच लगभग एक कार जितना भारी होगा। उसे सिर्फ़ उसके इलेक्ट्रॉन थामे रखते हैं: प्रकृति जितना पास आने दे उतने सटे हुए, वे और दबाए जाने का विरोध करते हैं।

इलेक्ट्रॉन जो थाम सकते हैं उसकी भी सीमा है। कोई श्वेत वामन लगभग 1.4 सूर्यों से भारी नहीं हो सकता: उससे ऊपर वे भी हार मान लेते हैं, और तारा और ढह जाता है।

रात के आकाश के सबसे चमकीले तारे का साथी, सिरियस बी, ऐसा ही श्वेत वामन है, लगभग सूर्य जितना भारी और पृथ्वी से छोटा।

धीरे-धीरे मंद

बचे हुए ग्रह श्वेत वामन की परिक्रमा आज से लगभग दोगुनी चौड़ी कक्षाओं में करते हैं। अरबों वर्षों में वह ठंडा और मंद होता जाता है। ब्रह्मांड के किसी भी श्वेत वामन को अभी अंधेरा होने का समय नहीं मिला है।

श्वेत वामन केवल अपनी बची गर्मी से चमकता है। पहले वह तेज़ी से ठंडा होता है, फिर धीरे और धीरे। सबसे पुराने ज्ञात श्वेत वामन लगभग दस अरब वर्षों से ठंडे हो रहे हैं और अब भी हल्का चमकते हैं। ठंडा, अँधेरा काला वामन बनने में ब्रह्मांड की अब तक की उम्र से कहीं ज़्यादा समय लगेगा।

कई श्वेत वामनों पर चट्टानी धूल गिरती है, उनके क्षुद्रग्रहों और ग्रहों का मलबा। कुछ के पास अब भी ग्रह हैं: 2020 में श्वेत वामन WD 1856+534 की परिक्रमा करता बृहस्पति जितना बड़ा ग्रह मिला।