अंतरिक्ष में पानी की यात्रा

पानी के बिना, पृथ्वी पर जीवन मौजूद नहीं हो सकता था जैसा कि आज है। ब्रह्मांड में पानी के इतिहास को समझना यह समझने के लिए महत्वपूर्ण है कि पृथ्वी जैसे ग्रह कैसे बने। खगोलविद आमतौर पर अंतरिक्ष में अलग-अलग अणुओं के रूप में बनने से लेकर ग्रहों की सतह पर आराम करने की जगह तक पानी की यात्रा को "पानी के निशान" के रूप में संदर्भित करते हैं।

पगडंडी इंटरस्टेलर माध्यम में हाइड्रोजन और ऑक्सीजन गैस के साथ शुरू होती है और ग्रहों पर महासागरों और बर्फ की टोपियों के साथ समाप्त होती है, बर्फीले चंद्रमा गैस दिग्गजों और बर्फीले धूमकेतुओं और क्षुद्रग्रहों की परिक्रमा करते हैं जो सितारों की परिक्रमा करते हैं। इस पगडंडी का आरंभ और अंत देखने में आसान है, लेकिन मध्य एक रहस्य बना हुआ है। मैं एक खगोलशास्त्री हूं जो रेडियो और इन्फ्रारेड टेलीस्कोप से अवलोकन का उपयोग करके सितारों और ग्रहों के गठन का अध्ययन करता है। एक नए पेपर में, मेरे सहयोगियों और मैं पानी के निशान के पहले छिपे हुए मध्य भाग से बने पहले माप का वर्णन करते हैं और इन निष्कर्षों का पृथ्वी जैसे ग्रहों पर पाए जाने वाले पानी के लिए क्या मतलब है।

ग्रह कैसे बनते हैं

तारों और ग्रहों का निर्माण आपस में जुड़ा हुआ है। तथाकथित "अंतरिक्ष की शून्यता" - या इंटरस्टेलर माध्यम - वास्तव में बड़ी मात्रा में गैसीय हाइड्रोजन, अन्य गैसों की थोड़ी मात्रा और धूल के कण होते हैं। गुरुत्वाकर्षण के कारण, अंतरातारकीय माध्यम के कुछ हिस्से अधिक सघन हो जाएंगे क्योंकि कण एक दूसरे को आकर्षित करते हैं और बादलों का निर्माण करते हैं। जैसे-जैसे इन बादलों का घनत्व बढ़ता है, परमाणु अधिक बार टकराने लगते हैं और बड़े अणुओं का निर्माण करते हैं, जिसमें पानी भी शामिल है जो धूल के दानों पर बनता है और धूल को बर्फ में ढक देता है। तारे तब बनने लगते हैं जब ढहने वाले बादल के हिस्से एक निश्चित घनत्व तक पहुँच जाते हैं और हाइड्रोजन परमाणुओं को आपस में जोड़ना शुरू करने के लिए पर्याप्त गर्म हो जाते हैं।

चूँकि गैस का केवल एक छोटा सा अंश नवजात प्रोटोस्टार में शुरू में ढह जाता है, बाकी गैस और धूल कताई, नवजात तारे के चारों ओर चक्कर लगाते हुए सामग्री की एक चपटी डिस्क बनाती है। खगोलविद इसे प्रोटो-ग्रहीय डिस्क कहते हैं। जैसे ही बर्फीले धूल के कण एक प्रोटो-प्लेनेटरी डिस्क के अंदर एक दूसरे से टकराते हैं, वे आपस में टकराने लगते हैं। यह प्रक्रिया जारी रहती है और अंततः अंतरिक्ष की परिचित वस्तुओं जैसे क्षुद्रग्रह, धूमकेतु, पृथ्वी जैसे चट्टानी ग्रह और बृहस्पति या शनि जैसे गैस दिग्गजों का निर्माण करती है।

दो सिद्धांत

दो संभावित रास्ते हैं जो हमारे सौर मंडल में पानी ले सकते थे। पहला, जिसे रासायनिक वंशानुक्रम कहा जाता है, वह है जब मूल रूप से इंटरस्टेलर माध्यम में बनने वाले पानी के अणुओं को बिना किसी बदलाव के प्रोटो-प्लेनेटरी डिस्क और उनके द्वारा बनाए गए सभी निकायों तक पहुँचाया जाता है। दूसरे सिद्धांत को रासायनिक रीसेट कहा जाता है। इस प्रक्रिया में, प्रोटो-ग्रहीय डिस्क और नवजात तारे के निर्माण से निकलने वाली गर्मी पानी के अणुओं को तोड़ देती है, जो प्रोटो-ग्रहीय डिस्क के ठंडा होने पर फिर से सुधर जाते हैं। इन सिद्धांतों का परीक्षण करने के लिए, मेरे जैसे खगोलविद सामान्य पानी और एक विशेष प्रकार के पानी के बीच के अनुपात को देखते हैं जिसे अर्ध-भारी पानी कहा जाता है। पानी आमतौर पर दो हाइड्रोजन परमाणुओं और एक ऑक्सीजन परमाणु से बना होता है। अर्ध-भारी पानी एक ऑक्सीजन परमाणु, एक हाइड्रोजन परमाणु और ड्यूटेरियम के एक परमाणु से बना होता है - हाइड्रोजन का एक भारी समस्थानिक जिसके नाभिक में एक अतिरिक्त न्यूट्रॉन होता है। अर्ध-भारी से सामान्य पानी का अनुपात पानी के निशान पर एक मार्गदर्शक प्रकाश है - अनुपात को मापने से खगोलविदों को पानी के स्रोत के बारे में बहुत कुछ पता चल सकता है।

रासायनिक मॉडल और प्रयोगों से पता चला है कि एक प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क की तुलना में ठंडे इंटरस्टेलर माध्यम में लगभग 1,000 गुना अधिक अर्ध-भारी पानी का उत्पादन होगा। इस अंतर का अर्थ है कि किसी स्थान पर अर्ध-भारी से सामान्य पानी के अनुपात को मापकर खगोलविद यह बता सकते हैं कि वह पानी रासायनिक विरासत या रासायनिक रीसेट मार्ग से चला गया या नहीं।

ग्रह के निर्माण के दौरान पानी को मापना धूमकेतु में अर्ध-भारी से सामान्य पानी का अनुपात लगभग पूरी तरह से रासायनिक विरासत के अनुरूप होता है, जिसका अर्थ है कि अंतरिक्ष में पहली बार बनाए जाने के बाद से पानी में कोई बड़ा रासायनिक परिवर्तन नहीं हुआ है। पृथ्वी का अनुपात विरासत और रीसेट अनुपात के बीच कहीं बैठता है, जिससे यह स्पष्ट नहीं होता है कि पानी कहाँ से आया है।

वास्तव में यह निर्धारित करने के लिए कि ग्रहों पर पानी कहाँ से आता है, खगोलविदों को एक गोल्डीलॉक्स प्रोटो-प्लैनेटरी डिस्क खोजने की आवश्यकता थी - एक जो पानी के अवलोकन की अनुमति देने के लिए सही तापमान और आकार है। ऐसा करना अविश्वसनीय रूप से कठिन साबित हुआ है। पानी के गैस होने पर अर्ध-भारी और सामान्य पानी का पता लगाना संभव है; दुर्भाग्य से खगोलविदों के लिए, प्रोटो-प्लांटरी डिस्क का विशाल बहुमत बहुत ठंडा होता है और इसमें ज्यादातर बर्फ होती है, और इंटरस्टेलर दूरी पर बर्फ से पानी के अनुपात को मापना लगभग असंभव है।

2016 में एक सफलता मिली, जब मेरे सहयोगी और मैं एक दुर्लभ प्रकार के युवा सितारे के चारों ओर प्रोटो-ग्रहीय डिस्क का अध्ययन कर रहे थे जिसे फू ओरियोनिस सितारे कहा जाता है। अधिकांश युवा तारे अपने चारों ओर के प्रोटो-ग्रहीय डिस्क से पदार्थ का उपभोग करते हैं। एफयू ओरियोनिस सितारे अद्वितीय हैं क्योंकि वे विशिष्ट युवा सितारों की तुलना में लगभग 100 गुना तेजी से पदार्थ का उपभोग करते हैं और परिणामस्वरूप, सैकड़ों गुना अधिक ऊर्जा का उत्सर्जन करते हैं।

इस उच्च ऊर्जा उत्पादन के कारण, FU ओरियोनिस सितारों के चारों ओर प्रोटो-ग्रहीय डिस्क बहुत अधिक तापमान तक गर्म हो जाती हैं।

सोर्स : thehansindia