FAST द्वारा खोजा गया पल्सर एक दुर्लभ त्रि-तारा प्रणाली का खुलासा करता है, जिसमें एक तारा अब भी विकसित हो रहा है

तीसरा तारा एक असामान्य पल्सर घड़ी का रहस्य समझाता है

एक पल्सर, जो प्रति सेकंड लगभग 312 बार घूमता है, उसके चारों ओर हर आठ दिन में चक्कर लगाने वाला एक श्वेत बौना तारा और सूर्य के लगभग बराबर द्रव्यमान वाला एक तारा, जिसकी कक्षा की अवधि 73.5 वर्ष है, मिलकर तारों की एक असाधारण दुर्लभ तिकड़ी बनाते हैं। चीनी और यूरोपीय खगोलविदों ने स्वतंत्र रूप से PSR J0435+3233 के आसपास इस प्रणाली की पहचान की है। इससे पता चला है कि पल्सर के घूर्णन में दिख रहा असामान्य बदलाव मुख्यतः दूर स्थित साथी तारे के गुरुत्वाकर्षण का प्रभाव है।

चाइनीज एकेडमी ऑफ साइंसेज की नेशनल एस्ट्रोनॉमिकल ऑब्जर्वेटरीज़ ने 9 अक्टूबर 2026 को इन निष्कर्षों की घोषणा की। इसी के साथ ये निष्कर्ष द एस्ट्रोफिजिकल जर्नल लेटर्स में प्रकाशित हुए। इसकी खोज की घोषणा के मुताबिक, यह दो तारकीय साथियों वाले पल्सर तंत्र की दूसरी पुष्ट मिसाल है और ऐसी पहली पुष्ट मूलभूत प्रणाली है, जिसमें एक साथी अब भी सामान्य तारकीय विकास की प्रक्रिया से गुजर रहा है।

यह अंतर महत्वपूर्ण है। पहले से ज्ञात मिलती-जुलती प्रणाली PSR J0337+1715 में एक पल्सर और दो श्वेत बौने तारे हैं। J0435+3233 में बाहरी साथी अभी सघन अवशेष नहीं बना है। शोधकर्ताओं ने इसकी पहचान G-प्रकार के उपदानव तारे के रूप में की है। इसका तापमान सूर्य के समान है और यह हाइड्रोजन जलाने की अपनी मुख्य अवस्था से आगे बढ़ना शुरू कर चुका है।

इस खोज से यह समझ भी बदलती है कि खगोलविद पल्सर की समय-संबंधी मापों की व्याख्या कैसे करते हैं। इसकी मापी गई घूर्णन अवधि हर साल लगभग एक नैनोसेकंड बढ़ती है, जो तुलनीय मिलीसेकंड पल्सरों में देखी गई दर से करीब 100 गुना अधिक है। नए विश्लेषण के अनुसार, इस असामान्य बदलाव का कारण बाहरी तारे से प्रेरित गति है, न कि न्यूट्रॉन तारे के अपने धीमे पड़ने की गति का सीधा माप।

2020 में खोज से तीन-तारों वाली व्याख्या तक

चीन के फाइव हंड्रेड मीटर एपर्चर स्फेरिकल टेलीस्कोप, जिसे FAST के नाम से जाना जाता है, ने 8 जून 2020 को अपने कॉमेंसल रेडियो एस्ट्रोनॉमी FAST सर्वे के दौरान पहली बार J0435+3233 का पता लगाया। इसके बाद की निगरानी से पुष्टि हुई कि पल्सर का एक निकट साथी है और उसके समय-संबंधी व्यवहार की पूरी व्याख्या के लिए अधिक जानकारी जरूरी है।

यह जांच कई वर्षों तक चली। पल्सर को अन्य तरंगदैर्घ्यों पर दिखाई देने वाली वस्तुओं से जोड़ने के लिए टीमों ने रेडियो अवलोकनों और सार्वजनिक खगोलीय अभिलेखागार का इस्तेमाल किया:

• 8 जून 2020: FAST ने पहली बार PSR J0435+3233 का पता लगाया।
• लगभग पांच वर्षों के दौरान: FAST की निगरानी में 179 अवलोकन सत्रों से पल्स आगमन के 192 माप प्राप्त हुए।
• अप्रैल 2026: आंतरिक द्वितारा प्रणाली और उसके असामान्य समय-संबंधी व्यवहार की पहचान करने वाले निष्कर्ष नेचर एस्ट्रोनॉमी में प्रकाशित हुए।
• 9 अक्टूबर 2026: नेशनल एस्ट्रोनॉमिकल ऑब्जर्वेटरीज़ ने द एस्ट्रोफिजिकल जर्नल लेटर्स में प्रकाशित त्रि-तारा प्रणाली के निष्कर्षों की घोषणा की।

179 सत्रों और 192 मापों का अंतर शोधपत्र में आंकड़ों के वर्णन से जुड़ा है, न कि एक ही चीज़ की दो परस्पर विरोधी गणनाओं से। रेडियो समय-मापन विश्लेषण लगभग 4.9 वर्षों का है।

चीनी जांच में ज़ोंगलिन यांग, हान जिनलिन और कई संस्थानों के उनके सहकर्मी शामिल थे। जर्मनी, नीदरलैंड, फ्रांस और यूनाइटेड किंगडम के वैज्ञानिकों वाली एक अलग यूरोपीय टीम भी स्वतंत्र रूप से तीसरे तारे के बारे में इसी मूल निष्कर्ष पर पहुंची।

दो बिल्कुल अलग कक्षाएं

J0435+3233 एक पदानुक्रमित त्रि-तारा प्रणाली है। इसका मतलब है कि दो पिंड अपेक्षाकृत निकट जोड़ी बनाते हैं, जबकि तीसरा उनसे काफी अधिक दूरी पर उस जोड़ी की परिक्रमा करता है। यहां आंतरिक जोड़ी में पल्सर, यानी किसी विशाल तारे के पतन से बना न्यूट्रॉन तारा, और हीलियम श्वेत बौना तारा शामिल हैं। श्वेत बौना कम द्रव्यमान वाले तारे का सघन अवशेष है।

पल्सर हर 3.20 मिलीसेकंड में एक चक्कर लगाता है। इसकी आंतरिक कक्षा की अवधि 8.0 दिन है और उत्केंद्रता 0.00016 है, यानी कक्षा लगभग वृत्ताकार है। उत्केंद्रता बताती है कि कक्षा कितनी खिंची हुई है: शून्य का अर्थ वृत्ताकार कक्षा है, जबकि एक के करीब पहुंचते मान अधिक लंबी कक्षाओं का संकेत देते हैं।

बाहरी तारे की कक्षा इससे बहुत अलग है। इसकी उत्केंद्रता 0.598 है, जिसे वेधशाला की घोषणा में 0.6 तक पूर्णांकित किया गया है, और इसकी अवधि 73.5 वर्ष है। बताई गई दोनों अवधियों के आधार पर, बाहरी तारा एक चक्कर पूरा करने में लगभग उतना समय लेता है जितने में आंतरिक जोड़ी 3,350 चक्कर लगाती है।

दोनों कक्षाओं के तल भी एक-दूसरे के सापेक्ष झुके हुए हैं। विश्लेषण में दो संभावित विन्यास हैं: एक में पारस्परिक झुकाव लगभग 85 डिग्री और दूसरे में करीब 54 डिग्री है। पहले विन्यास में कक्षाएं लगभग समकोण पर होंगी। शोधकर्ताओं का मानना है कि तीनों पिंडों के बीच लगातार गुरुत्वाकर्षण प्रभाव के बावजूद, इतनी दूर-दूर स्थित यह व्यवस्था लंबे समय तक स्थिर रह सकती है।

दिखाई देने वाली मंदी भ्रामक क्यों थी

पल्सर से निकलने वाली किरणें उसके घूमने के दौरान पृथ्वी के सामने से गुजरती हैं और नियमित अंतराल पर पल्स पैदा करती हैं। खगोलविद घूर्णन और गति का पता लगाने के लिए इन पल्सों के पहुंचने का समय मापते हैं। उनके बीच के अंतराल में बदलाव तारे के वास्तविक घूर्णन परिवर्तन को दिखा सकता है, लेकिन यह पल्सर के पृथ्वी की ओर या उससे दूर त्वरित होने का नतीजा भी हो सकता है।

इस प्रणाली में दूर का तारा आंतरिक द्वितारा जोड़ी पर गुरुत्वाकर्षण बल लगाता है, जब ये पिंड अपने साझा द्रव्यमान केंद्र के चारों ओर घूमते हैं। यह गति पल्सों के देखे गए अंतराल को बदल देती है। इसी त्वरण से आंतरिक कक्षा का दिखाई देने वाला समय भी प्रभावित होना चाहिए।

शोधकर्ताओं ने पाया कि पल्सर की घूर्णन आवृत्ति और आंतरिक द्वितारा कक्षा की आवृत्ति में अंशात्मक बदलाव लगभग 99% तक मेल खाते हैं। यह करीबी मेल घूर्णन ऊर्जा के असामान्य रूप से तेज आंतरिक क्षय के बजाय एक साझा गुरुत्वाकर्षण कारण का समर्थन करता है।

दिखाई देने वाली मंदी की पहले की व्याख्याओं में प्रबल चुंबकीय क्षेत्र या असामान्य निर्माण प्रक्रिया का संकेत दिया गया था। त्रि-तारा प्रणाली के नए विश्लेषण से स्पष्ट होता है कि केवल इस अवलोकन के आधार पर क्या निष्कर्ष निकाले जा सकते हैं: शोधपत्र के मुताबिक, पल्सर की वास्तविक आंतरिक मंदी को सीधे मापना संभव नहीं है, क्योंकि उसका प्रभाव बाहरी कक्षीय गति के साथ मिला हुआ है। इसलिए हर साल एक नैनोसेकंड की मापी गई वृद्धि को इसी परिमाण की वास्तविक आंतरिक मंदी का प्रमाण नहीं माना जा सकता।

दिखाई देने वाला साथी और विरल गामा किरणें

टीम ने FAST के अवलोकनों को Gaia, Pan-STARRS और 2MASS के दृश्य तथा अवरक्त आंकड़ों और फर्मी गामा-रे स्पेस टेलीस्कोप के अवलोकनों के साथ जोड़ा। इन मापों से शोधकर्ता अदृश्य रेडियो घड़ी को एक दिखाई देने वाले तारकीय साथी और गामा किरणों के स्रोत से जोड़ सके।

इसका दृश्य समकक्ष Gaia DR3 171833395176138240 है। आकाश में इसकी स्थिति और गति, पल्सर की मापी गई स्थिति और गति से मेल खाती हैं। Gaia के लंबन माप के अनुसार यह प्रणाली लगभग 2.1 किलोपारसेक दूर है, जिसमें 0.4 किलोपारसेक की अनिश्चितता है। यह दूरी करीब 6,850 प्रकाश वर्ष के बराबर है।

तारे का अनुमानित तापमान 5,854 केल्विन और चमक सूर्य की लगभग 2.1 गुना है। इसके तारकीय गुणों के आधार पर इसका द्रव्यमान 0.98 सौर द्रव्यमान आंका गया है, जिसमें 0.12 की अनिश्चितता है। ये माप सूर्य के समान द्रव्यमान और तापमान वाले, लेकिन विकास के अगले चरण में पहुंच चुके साथी तारे की पहचान का समर्थन करते हैं।

फर्मी कैटलॉग का स्रोत 4FGL J0435.5+3232 पल्सर से केवल 0.8 आर्कमिनट दूर है। शोधकर्ताओं ने FAST के समय-मापन मॉडल का इस्तेमाल करके फोटॉनों को घूर्णन का चरण सौंपा और गामा-किरण पल्सों की पुष्टि की। व्यावहारिक रूप से, उन्होंने जांचा कि क्या विरल उच्च-ऊर्जा संकेत पल्सर के दोहराते घूर्णन के साथ मेल खाते हैं।

वेधशाला की घोषणा के अनुसार, फर्मी के 18 वर्षों के अभिलेखीय अवलोकनों में इस्तेमाल किए जा सकने वाले 160 फोटॉन थे, यानी औसतन हर महीने करीब एक फोटॉन मिला। शोधपत्र में संयुक्त विश्लेषण के लिए गामा-किरण समय-मापन की अवधि 16.7 वर्ष बताई गई है। ये आंकड़े क्रमशः अभिलेख में शामिल अवलोकनों और विश्लेषण में उपयोग की गई मापन अवधि को दर्शाते हैं। घूर्णन मॉडल पर्याप्त सटीक होने पर इतने विरल संकेत भी रेडियो अवलोकनों से कहीं अधिक लंबी समय-सीमा का अध्ययन संभव बनाते हैं।

सटीक माप के बावजूद दो विन्यास संभव

चीनी टीम का त्रि-तारा प्रणाली पर शोधपत्र रेडियो और गामा-किरण समय-मापन, आंतरिक कक्षा में बदलाव, Gaia के माप और बाहरी तारे से जुड़ी सीमाओं को जोड़ता है। इसमें शापिरो विलंब भी शामिल है, यानी साथी तारे के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र से गुजरते समय प्रकाश को लगने वाला अतिरिक्त समय।

नेशनल एस्ट्रोनॉमिकल ऑब्जर्वेटरीज़ के अनुसार, चीनी विश्लेषण ने स्वतंत्र यूरोपीय विश्लेषण की तुलना में कक्षीय मापदंड लगभग दस गुना अधिक सटीकता से निर्धारित किए। संस्था ने इस सुधार का श्रेय तीनों तारों के बीच गुरुत्वाकर्षण प्रभावों और कई सापेक्षतावादी प्रभावों के मॉडलिंग को दिया। दोनों टीमों के निष्कर्षों का मेल प्रणाली की पहचान का समर्थन करता है, जबकि बची हुई ज्यामितीय संभावनाएं दिखाती हैं कि इसका पूरा विन्यास अभी विशिष्ट रूप से तय नहीं हुआ है।

लगभग 85 डिग्री के पारस्परिक झुकाव वाले विन्यास में मापे गए द्रव्यमान हैं:

• पल्सर: 1.16 सौर द्रव्यमान, जिसमें 0.05 की अनिश्चितता है।
• आंतरिक श्वेत बौना: 0.273 सौर द्रव्यमान, जिसमें 0.008 की अनिश्चितता है।
• बाहरी तारा: 0.91 सौर द्रव्यमान, जिसमें 0.05 की अनिश्चितता है।

लगभग 54 डिग्री के झुकाव वाले वैकल्पिक विन्यास में पल्सर का अनुमानित द्रव्यमान 1.34 सौर द्रव्यमान, श्वेत बौने का 0.305 और बाहरी तारे का 1.13 सौर द्रव्यमान है। इन आंकड़ों में अनिश्चितता क्रमशः 0.15, 0.023 और 0.07 है। ये वैकल्पिक मॉडल-आधारित समाधान हैं, इस बात का प्रमाण नहीं कि किसी तारे का द्रव्यमान बदल गया है।

साझा जन्म और उसका कठिन बचाव

शोधकर्ता इस उत्पत्ति को सबसे संभावित मानते हैं कि तीनों तारे एक ही बादल से साथ बने। यह प्रणाली आकाशगंगा के सामान्य क्षेत्र में है, न कि तारों के किसी सघन समूह में। इसलिए बाद में हुई करीबी मुठभेड़ों के जरिए इसका बनना कम स्वाभाविक व्याख्या है। इसका मूलभूत तारकीय उद्गम एक विकासक्रम संबंधी निष्कर्ष है, न कि प्रत्यक्ष रूप से देखा गया घटनाक्रम।

प्रस्तावित इतिहास के अनुसार, मूल तारों में सबसे विशाल का द्रव्यमान सूर्य से करीब 20 गुना था। उसका ईंधन तेजी से खत्म हुआ और वह विस्फोटित हो गया, जिससे अब पल्सर के रूप में दिख रहा न्यूट्रॉन तारा बना। आंतरिक श्वेत बौने के पूर्वज तारे का शुरुआती द्रव्यमान सूर्य से कई गुना था। लगभग एक सौर द्रव्यमान वाला बाहरी तारा धीरे-धीरे विकसित हुआ।

न्यूट्रॉन तारे के जन्म के बाद प्रणाली का बचना तय नहीं था। सुपरनोवा प्रणाली से द्रव्यमान निकाल देता है और नवजात न्यूट्रॉन तारे को वेग का झटका दे सकता है। इन दोनों प्रभावों से बहु-तारकीय प्रणाली टूट सकती है। विकासक्रम के विश्लेषण में अनुमान है कि बिना किसी झटके वाले परिदृश्य में भी प्रणाली के एक साथ बंधे रहने की संभावना केवल लगभग 35% थी। इससे पता चलता है कि इसके बचने के लिए कितनी कठिन परिस्थितियां जरूरी थीं।

बाहरी तारे की अधिक दूरी ने उसे निकट जोड़ी के विकास से अलग रखने में मदद की, लेकिन सुपरनोवा के गुरुत्वाकर्षण संतुलन बदलने पर केवल दूरी से बचाव की गारंटी नहीं मिलती। इसलिए मौजूदा विन्यास एक संभावित साझा उत्पत्ति और विनाशकारी तारकीय मृत्यु से सफलतापूर्वक गुजरने, दोनों का रिकॉर्ड है।

अनुमानित अंतिम अवस्था कम नाटकीय है। यांग और उनके सहलेखक अपने सार में संभावित नतीजे का वर्णन करते हैं:

आखिरकार यह न्यूट्रॉन तारे और दो श्वेत बौनों वाली प्रणाली में विकसित होगी।

इस बदलाव के लिए कोई तारीख नहीं बताई गई है। यह तारों के विकास की समय-सीमा से जुड़ा पूर्वानुमान है, न कि मौजूदा अवलोकन अभियान के दौरान होने वाली घटना।

यह प्रणाली गुरुत्वाकर्षण के बारे में क्या बता सकती है

दो तारकीय साथियों वाला पल्सर यह मापने का अवसर देता है कि बहुत अलग आंतरिक संरचनाओं वाले पिंडों पर गुरुत्वाकर्षण कैसे असर करता है। न्यूट्रॉन तारा बेहद छोटे आयतन में बहुत अधिक द्रव्यमान समेटे होता है, जबकि श्वेत बौना और उपदानव तारा बहुत कम सघन होते हैं।

नेशनल एस्ट्रोनॉमिकल ऑब्जर्वेटरीज़ इस प्रणाली को प्रबल समतुल्यता सिद्धांत की जांच के संभावित प्रयोगस्थल के रूप में देखती है। सरल शब्दों में, यह सिद्धांत पूछता है कि क्या बाहरी गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र में पिंड एक ही तरह गिरते हैं, भले ही उनका अपना गुरुत्वीय बंधन बहुत अलग हो। बाहरी साथी आंतरिक जोड़ी के लिए ऐसा गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र उपलब्ध कराता है।

पल्सों के बार-बार किए गए माप शोधकर्ताओं को अनुमानित और देखी गई गति के बीच बेहद छोटे अंतर खोजने में मदद कर सकते हैं। हालांकि, इस मौजूदा खोज के साथ किसी नए परीक्षण के नतीजे की घोषणा नहीं की गई है और न ही यह सामान्य सापेक्षता के विरुद्ध प्रमाण है। इससे एक ऐसी प्रणाली की पहचान हुई है, जहां मापे जा सकने वाले प्रभाव भविष्य में परीक्षणों में मदद कर सकते हैं।

इस प्रणाली की दुर्लभता के दावे की भी एक सीमा है। J0435+3233 को दो तारकीय साथियों वाला दूसरा पुष्ट पल्सर त्रि-तारा तंत्र बताया गया है। ग्रहों या बेहद कम द्रव्यमान वाले बाहरी पिंड वाली पल्सर प्रणालियां एक अलग श्रेणी हैं। इससे पहले की तारकीय मिसाल J0337+1715 गुरुत्वाकर्षण परीक्षणों में मदद कर चुकी है; विकसित हो रहा उपदानव तारा J0435+3233 को एक अलग उदाहरण बनाता है।

किन सवालों के जवाब बाकी हैं

शोधकर्ताओं ने 73.5 वर्ष की बाहरी कक्षा का केवल एक हिस्सा देखा है। गामा-किरण समय-मापन की अवधि इस कक्षा का करीब 23% और रेडियो अवधि लगभग 7% कवर करती है। ये हिस्से बताते हैं कि लंबा अभिलेखीय रिकॉर्ड क्यों उपयोगी है और आगे अवलोकन जारी रखना क्यों महत्वपूर्ण है।

Gaia के माप और पल्सर समय-मापन से अनुमानित दूरी का आकाश पर प्रक्षेप लगभग 11,000 प्रकाश-सेकंड है, जिसमें 2,000 प्रकाश-सेकंड की अनिश्चितता है। उनकी सापेक्ष गति संकेत देती है कि आकाश में यह दूरी घट रही है। यह प्रक्षेपित माप है, तारे और आंतरिक जोड़ी के बीच की पूरी दूरी नहीं।

शोधपत्र में यह चेतावनी भी दी गई है कि कक्षीय गति से Gaia के लंबन माप में व्यवस्थित त्रुटि आ सकती है। बाहरी कक्षा को स्पष्ट रूप से ध्यान में रखकर की गई लंबी निगरानी दूरी के अनुमान को बेहतर बना सकती है और दो संभावित विन्यासों में फर्क करने में मदद दे सकती है।

इन विकल्पों को सुलझाने की कोई समय-सीमा या नए गुरुत्वाकर्षण परीक्षण का कार्यक्रम घोषित नहीं किया गया है। अब तक जो स्थापित हुआ है, वह एक दुर्लभ संरचना है: तेजी से घूमता न्यूट्रॉन तारा, निकट परिक्रमा करता हीलियम श्वेत बौना और दूर स्थित उपदानव तारा, जिसका गुरुत्वाकर्षण समय-मापन के उलझाने वाले बदलावों को समझाता है।

मुख्य बातें

• FAST ने 8 जून 2020 को PSR J0435+3233 की खोज की; त्रि-तारा प्रणाली के निष्कर्ष 9 अक्टूबर 2026 को घोषित हुए।
• पल्सर हर 3.2 मिलीसेकंड में घूमता है और श्वेत बौने के साथ लगभग वृत्ताकार आठ-दिवसीय कक्षा साझा करता है।
• सूर्य के लगभग बराबर द्रव्यमान वाला उपदानव तारा लंबी 73.5 वर्ष की बाहरी कक्षा में घूमता है।
• बाहरी साथी पल्सों के अंतराल में दिख रहे असामान्य रूप से बड़े बदलाव को समझाता है; वास्तविक आंतरिक मंदी सीधे निर्धारित नहीं की गई है।
• चीनी और यूरोपीय टीमों ने स्वतंत्र रूप से इस तारकीय तिकड़ी की पुष्टि की, लेकिन दो कक्षीय विन्यास अब भी संभव हैं।
• यह प्रणाली भविष्य में गुरुत्वाकर्षण परीक्षणों के लिए संभावित उम्मीदवार है और अनुमान है कि अंततः इसमें एक न्यूट्रॉन तारा और दो श्वेत बौने होंगे।