ब्रह्मांड का भविष्य

आज चमकने वाले तारे भी दूर के भविष्य में बदल जाएंगे

ब्रह्मांड के भविष्य पर विचार करने से एक व्यापक क्रम दिखाई देता है: तारे लंबे समय तक चमकते हैं, आकाशगंगाएं बदलती हैं और तारों के अवशेष धीरे-धीरे अधिक हो जाते हैं। सूर्य जैसे तारों का जीवन समाप्त होने के बाद भी बहुत अधिक समय तक चमकने वाले तारे बचे रहेंगे। नए तारे बनाने के लिए उपलब्ध गैस कम होने पर, तारों का जन्म भी धीरे-धीरे दुर्लभ होने की उम्मीद है।

खगोलविद अलग-अलग उम्र और द्रव्यमान वाले तारों, तेजी से तारे बनाने वाली आकाशगंगाओं और पुराने तारों से भरपूर आकाशगंगाओं का अवलोकन करते हैं। इनके गुणों की तुलना भौतिक नियमों पर आधारित गणनाओं से करने पर पता चलता है कि समय के साथ ये पिंड कैसे बदलते हैं। उन्हीं गणनाओं को वर्तमान से बहुत आगे तक बढ़ाकर भविष्य का अनुमान लगाया जाता है।

सूर्य बहुत फूलने के बाद एक छोटा अवशेष छोड़ जाएगा

आज सूर्य अपने केंद्र में नाभिकीय संलयन से चमकता है, जहां हाइड्रोजन के नाभिक मिलकर हीलियम के नाभिक बनाते हैं। केंद्र में इस प्रक्रिया को बनाए रखने के लिए उपलब्ध हाइड्रोजन घटने पर तारे की आंतरिक संरचना भी बदलती है। तारकीय विकास के मॉडल अनुमान लगाते हैं कि सूर्य लगभग 5 अरब वर्ष और अपने केंद्र में हाइड्रोजन का संलयन जारी रखेगा। इसके बाद वह लाल दानव अवस्था की ओर बढ़ेगा, जिसमें उसकी बाहरी परतें बहुत फैलती हैं।

फैला हुआ सूर्य आसपास के ग्रहों का वातावरण बहुत बदल देगा। सूर्य की रोशनी कितनी बढ़ती है और उसकी बाहरी परतें कितनी दूर तक फैलती हैं, इससे ग्रहों को मिलने वाली गर्मी भी बदलेगी। पृथ्वी कब जीवों के रहने के लिए कठिन जगह बन जाएगी और क्या अंत में वह सूर्य के भीतर चली जाएगी, ये अलग-अलग जांचने वाले प्रश्न हैं।

इसके बाद सूर्य के अपनी बाहरी सामग्री अंतरिक्ष में छोड़कर एक छोटा, गर्म केंद्र पीछे छोड़ जाने का अनुमान है। यही श्वेत बौना है। यह अवशेष भी बची हुई गर्मी बाहर निकालते हुए लंबे समय तक चमकेगा। लगभग 5 अरब वर्ष का आंकड़ा आज से उस अवधि को बताता है जिसमें सूर्य के केंद्र में हाइड्रोजन का संलयन जारी रहने का अनुमान है। यह उसके श्वेत बौना बनने या पूरी रोशनी खो देने की तारीख नहीं है।

छोटे और मंद तारे सूर्य से कहीं अधिक समय तक चमक सकते हैं

सूर्य के श्वेत बौना बनने के बाद भी दूसरे तारे चमकते रह सकते हैं। किसी तारे का जीवन केवल उसके पास मौजूद हाइड्रोजन की मात्रा पर नहीं, बल्कि उसे इस्तेमाल करने की गति पर भी निर्भर करता है। सूर्य से कम द्रव्यमान वाले लाल बौने कम दर से ऊर्जा छोड़ते हैं। इसलिए कम ईंधन होने पर भी वे अधिक समय तक चमक सकते हैं।

बहुत कम द्रव्यमान वाले तारों में गर्म सामग्री ऊपर उठती है और ठंडी सामग्री नीचे आती है, जिससे अंदर का बड़ा हिस्सा आपस में मिलता रहता है। इस गति को संवहन कहते हैं। इससे बाहरी हिस्सों की हाइड्रोजन भी केंद्र तक पहुंचती है और तारा अपनी हाइड्रोजन के अधिक हिस्से का उपयोग कर सकता है। कम द्रव्यमान वाले तारों के कुछ मॉडल कई लाख करोड़ वर्षों तक का जीवन सुझाते हैं।

एक लाख करोड़ वर्ष, यानी दस खरब वर्ष, दस हज़ार गुना दस करोड़ वर्ष के बराबर हैं। यह ब्रह्मांड की वर्तमान उम्र, लगभग 13.8 अरब वर्ष, से कहीं अधिक है। इसी कारण इतने लंबे जीवन वाले तारे को जन्म से जीवन के अंत तक पहुंचते हुए अभी तक नहीं देखा जा सका है।

बहुत कम द्रव्यमान वाले लाल बौने के अंदर लंबे समय में हाइड्रोजन के हीलियम में बदलने के बाद, वह ऐसे विकास क्रम पर चल सकता है जिसमें उसकी सतह अधिक गर्म हो जाती है। इसे सैद्धांतिक नीले बौने की अवस्था कहते हैं। यह भविष्य की ऐसी अवस्था है जिसे अभी देखा नहीं गया है, और सभी लाल बौनों के इसी रास्ते पर चलने की धारणा सही नहीं होगी।

आकाशगंगाओं में नए तारे बनाने के लिए गैस कम होती जाती है

हबल और ALMA दूरबीनों ने बहुत कम नए तारे बनाने वाली दूर की आकाशगंगाओं में ठंडी गैस की कमी के प्रमाण पाए हैं। ये भविष्य की आकाशगंगाओं की तस्वीरें नहीं हैं, लेकिन तारों के जन्म के लिए जरूरी सामग्री और परिस्थितियों को समझने के संकेत देती हैं।

तारों के जन्म के लिए ऐसी परिस्थितियां जरूरी हैं जिनमें ठंडी गैस एक जगह इकट्ठी हो सके। कुछ गैस तारों के भीतर पहुंचकर लंबे समय तक वहीं रहती है और तारों का जीवन समाप्त होने के बाद भी कुछ सामग्री अवशेषों में रह जाती है। तारों की रोशनी और उनसे निकलती सामग्री के प्रवाह कुछ गैस को गर्म कर सकते हैं या उसे आकाशगंगा से बाहर धकेल सकते हैं। इससे उस गैस का फिर इकट्ठा होना कठिन हो जाता है।

तारे अपने जीवन के दौरान कुछ सामग्री अंतरिक्ष में लौटा देते हैं। यह फिर ठंडी होकर इकट्ठी हो जाए तो नए तारों की सामग्री बन सकती है। लेकिन शुरुआत की सारी गैस हर बार वापस नहीं आती। ब्रह्मांड के पर्याप्त लंबे समय तक फैलते रहने की धारणा वाले दीर्घकालीन मॉडल अनुमान लगाते हैं कि नए तारों का जन्म कम होता जाएगा और लंबे जीवन वाले तारों तथा अवशेषों का अनुपात बढ़ेगा।

हर आकाशगंगा एक ही तरह से नहीं बदलती। आकाशगंगाओं के पास से गुजरने या आपस में मिल जाने पर गैस दब सकती है और कुछ समय के लिए अधिक तेजी से नए तारे बन सकते हैं। इसलिए ऐसी समय-सारणी नहीं बनाई जा सकती जिसमें हर आकाशगंगा में तारों का जन्म एक ही दिन रुक जाए।

हमारी आकाशगंगा और एंड्रोमेडा का विलय कब हो सकता है, यह भी तय नहीं है। परिणाम आकाशगंगाओं की गति के माप और पड़ोसी आकाशगंगाओं के गुरुत्व को गणना में शामिल करने के तरीके पर निर्भर करते हैं। 2025 के अध्ययन और उसके बाद आए 2026 के अध्ययन ने भी विलय की अलग-अलग संभावनाएं बताई हैं। इसी कारण इस घटना को भविष्य की किसी निश्चित तारीख पर अवश्य होने वाली घटना के रूप में नहीं दिखाया गया है।

बचे हुए श्वेत बौने बहुत लंबे समय तक ठंडे होते हैं

तारों की मृत्यु के बाद सभी पिंड गायब नहीं हो जाते। श्वेत बौने, न्यूट्रॉन तारे और ब्लैक होल जैसे अवशेष बचे रह सकते हैं। श्वेत बौना अपने केंद्र के संलयन से ऊर्जा पाने वाले तारकीय जीवन के समाप्त होने के बाद, संचित गर्मी बाहर निकालते हुए धीरे-धीरे मंद पड़ता है।

इस ठंडा होने को बहुत दूर के भविष्य तक बढ़ाकर देखें तो ऐसे श्वेत बौने की कल्पना की जा सकती है जो लगभग कोई रोशनी नहीं देता। इस सैद्धांतिक अवस्था को काला बौना कहते हैं। माना जाता है कि ब्रह्मांड अभी इतना पुराना नहीं है कि श्वेत बौने इतने ठंडे हो गए हों, और कोई काला बौना मिला भी नहीं है।

लगभग रोशनी न देने का अर्थ ठीक परम शून्य तापमान तक पहुंचना नहीं है। सामग्री के अंदर होने वाले बदलाव और आसपास से मिलने वाली ऊर्जा भी ठंडा होने पर असर डालते हैं। इसलिए काला बौना बनने में लगने वाले समय को एक ही सटीक संख्या में बताना कठिन है।

भविष्य जितना दूर हो, अनजानी शर्तें उतनी महत्वपूर्ण होती हैं

सूर्य के दानव तारा बनने और फिर अवशेष छोड़ने के अनुमान को कई तारों के अवलोकन तथा तारकीय विकास के सिद्धांत से परखा जाता है। कई लाख करोड़ वर्ष बाद के तारों या उससे भी अधिक समय से ठंडे हो रहे अवशेषों का अध्ययन करने में यह जांचना जरूरी है कि आज परखी गई भौतिकी कहीं अधिक लंबे समय में कैसे काम करेगी। दोनों तरह के अनुमान गणनाओं पर आधारित हैं, लेकिन उन्हें सीधे अवलोकनों से मिलाने की गुंजाइश अलग है।

भविष्य में पूरे ब्रह्मांड का विस्तार कैसे बदलेगा, यह भी एक महत्वपूर्ण शर्त है। तेज होते विस्तार को समझाने के लिए प्रस्तावित डार्क एनर्जी की प्रकृति अभी ज्ञात नहीं है। पदार्थ बनाने वाले कण हमेशा स्थिर रहेंगे या नहीं, जैसे प्रश्न भी बहुत दूर के भविष्य के अवशेषों की गणनाओं को प्रभावित कर सकते हैं।

इसलिए इस लेख के दृश्य न तो तय भविष्य की तस्वीरें हैं, न बराबर समय-अंतराल वाली समयरेखा। ये समझाने वाले मॉडल हैं जो आज देखे गए पिंडों से शुरू करके संभावित बदलाव और आगे जांची जाने वाली शर्तें दिखाते हैं। तारों और आकाशगंगाओं के बदलावों से आगे, पूरा ब्रह्मांड आखिर किस अवस्था में पहुंचेगा, यह एक अलग प्रश्न है।

स्रोत

• NASA Science — मुख्य अनुक्रम में सूर्य का बचा हुआ जीवन और तारों के प्रकार
• Laughlin और सहकर्मी — बहुत कम द्रव्यमान वाले तारे के विकास का मॉडल
• NASA Science — आकाशगंगाओं की परस्पर क्रिया और तारों का निर्माण
• NASA Hubble — ठंडी गैस की कमी वाली आकाशगंगाओं के अवलोकन
• ESA Gaia — श्वेत बौनों का ठंडा होना और आंतरिक बदलाव
• Adams और Laughlin — खगोलीय पिंडों का दीर्घकालीन विकास और मॉडल की धारणाएं
• Sawala और सहकर्मी — हमारी आकाशगंगा और एंड्रोमेडा के विलय की अनिश्चितता
• Wu और सहकर्मी — आकाशगंगाओं के विलय के अनुमान पर 2026 का अनुवर्ती अध्ययन
• NASA Science — डार्क एनर्जी और भविष्य के विस्तार की अनसुलझी शर्तें