আমাদের নিজেদের ছায়াপথেই নিউট্রন তারার সংঘর্ষ?

দুটি নিউট্রন তারা মিলিত হলে সংঘর্ষটি নিউট্রন-সমৃদ্ধ পদার্থ ছুড়ে দেয়, যা দ্রুত নিউট্রন গ্রহণের — r-প্রক্রিয়ার — মাধ্যমে লোহার চেয়ে ভারী মৌল তৈরি করে। এরপর যে ঝলক দেখা দেয় তাকে বলে কিলোনোভা। আমাদের ছায়াপথে এমন মিলন বিরল: লেখকেরা প্রতি বছরে ১০⁻⁵ থেকে ১০⁻⁴ হার উল্লেখ করেছেন, তাই শত শত সুপারনোভা অবশেষের বিপরীতে কিলোনোভা অবশেষ থাকার কথা মাত্র হাতে গোনা কয়েকটি। এখনো পর্যন্ত একটিও শনাক্ত হয়নি।

গামা-রশ্মির আকাশে এক অনাথ

নামিবিয়ার H.E.S.S. টেলিস্কোপগুলো ২০০৪–২০১৩ সালে ছায়াপথের তলের জরিপে অতি-উচ্চ শক্তির গামা রশ্মির ৭৮টি উৎস পেয়েছিল; এর ৩০টির এখনো কোনো ব্যাখ্যা নেই। এদের একটি, HESS J1507−622, আলাদা করে চোখে পড়ে। এটি ছায়াপথের তলের প্রায় ৩.৫ ডিগ্রি নিচে, এই উৎসগুলোর বেশিরভাগের চেয়ে অনেক দূরে। এটি সংহত (প্রায় ০.৩ ডিগ্রি চওড়া), স্থিতিশীল, এবং ফার্মি উপগ্রহে দেখা GeV পরিসর থেকে H.E.S.S.-এ দেখা TeV পরিসর পর্যন্ত উজ্জ্বল।

অথচ নিম্নতর শক্তিতে প্রায় কিছুই নেই: মিলে যাওয়ার মতো কোনো এক্স-রে আভা নেই, কোনো রেডিও খোলস নেই, কোনো পালসার নেই। প্রচলিত দুই সন্দেহভাজনই হোঁচট খায়। একটি পালসার বায়ু নীহারিকার (পালসার উইন্ড নেবুলা) জন্য একটি পালসার দরকার, যা কেউ খুঁজে পায়নি, এবং প্রায় ১০ কিলোপারসেকের বেশি দূরত্বে এর শক্তির হিসাব অসম্ভব হয়ে দাঁড়ায়। একটি সুপারনোভা অবশেষে খোলস দেখা যাওয়ার কথা, আর সেটি সাধারণত সেই তলের কাছেই থাকে যেখানে তার তারাটির জন্ম।

H.E.S.S.-এর ৩০টি অশনাক্ত উৎস (কালো বৃত্ত) এবং ৩১০টি জ্ঞাত সুপারনোভা অবশেষ (ধূসর বিন্দু); HESS J1507−622 হলো লাল তারা, তলের অনেক নিচে। — চিত্র ১, সরমা ও অন্যান্য (২০২৬), arXiv:2609.38341।

ইলেকট্রন, প্রোটন নয়

বেইজিংয়ের ইনস্টিটিউট অব হাই এনার্জি ফিজিক্সের প্রান্তিক সরমা, শিলু ওয়াং ও তাঁদের সহকর্মীরা, নটর ডেম বিশ্ববিদ্যালয়ে রেবেকা সারম্যানের দলের সঙ্গে মিলে, এমন একটি ধারণায় ফিরে গেছেন যা H.E.S.S. দল ২০১১ সালে তুলেছিল এবং পরে বাদ দিয়েছিল। তখন আপত্তি ছিল শক্তি নিয়ে: প্রোটন দিয়ে গামা রশ্মি তৈরি করতে অযৌক্তিক রকম শক্তিশালী একটি বিস্ফোরণ লাগত।

নতুন মডেলটি তার বদলে ইলেকট্রন ব্যবহার করে। প্রসারমান ধ্বংসাবশেষের অভিঘাত-তরঙ্গে (শক) ত্বরান্বিত হয়ে এরা মহাজাগতিক অণুতরঙ্গ পটভূমির ফোটনগুলোকে গামা-রশ্মির শক্তিতে তুলে দেয়। প্রোটন এখানে এমনিতেও অকেজো: উৎসের চারপাশের গ্যাস এতই পাতলা — প্রতি হাজার ঘন সেন্টিমিটারে প্রায় একটি কণা — যে একটি প্রোটন কিছুতে ধাক্কা খাওয়ার আগে প্রায় ১১ গিগাপারসেক পথ পাড়ি দেবে।

তলের বাইরের অবস্থানটিও খাপ খায়। একজোড়া নিউট্রন তারা জন্মের সময় একটি ধাক্কা পায়; সেকেন্ডে ১০–১০০ কিমি বেগে ছায়াপথের স্ফীতি (বাল্জ) ছেড়ে এলে এই জায়গায় পৌঁছাতে তার ১০ কোটি থেকে ১০০ কোটি বছর লাগবে, যা এমন জোড়ার মিলনের আগের সাধারণ বিলম্বের সঙ্গে সামঞ্জস্যপূর্ণ।

তরুণ, আর দেখা যাওয়ার মতো যথেষ্ট কাছে

উৎসটির আকার ও উজ্জ্বলতার সঙ্গে মিলিয়ে মডেলটি একে ৩.৮ থেকে ১৪.৩ কিলোপারসেক দূরে রাখে এবং এর বয়স দেয় ২০০ থেকে ৩,০০০ বছর, ১,০০০ বছরের কম বয়সের দিকে ঝোঁক রেখে। এর পূর্বাভাসিত রেডিও ও এক্স-রে আভা বর্তমানের প্রতিটি ঊর্ধ্বসীমার নিচে থাকে।

০.২, ০.৫, ১ ও ৩ হাজার বছর বয়সের জন্য মডেল করা নির্গমন: অণুতরঙ্গ ফোটন বিক্ষিপ্ত করা ইলেকট্রন (নীল) ফার্মি ও H.E.S.S.-এর উপাত্তের সঙ্গে মেলে; কমলা উঁচু অংশটি ক্ষয়িষ্ণু r-প্রক্রিয়ার নিউক্লিয়াসের MeV সংকেত। — চিত্র ৩, সরমা ও অন্যান্য (২০২৬), arXiv:2609.38341।

GW170817 মিলনের মাপে হিসাব করলে, এমন একটি কিলোনোভা তার শীর্ষে −০.৮ থেকে −৩.২ আপাত মানে (ম্যাগনিচিউড) পৌঁছাত, যা উজ্জ্বলতম গ্রহগুলোর সমতুল্য। তাহলে কোনো ঐতিহাসিক নথি নেই কেন? লেখকেরা তিনটি কারণ দিয়েছেন: কিলোনোভা দিনে প্রায় ১.১ ম্যাগনিচিউড করে ম্লান হয়, তাই দৃশ্যটি নয় দিনেরও কম স্থায়ী ছিল; উৎসটির বিষুবলম্ব (ডেক্লিনেশন) −৬২°, যা চীন, জাপান, মিশর ও ইউরোপের সুনথিভুক্ত আকাশ-পর্যবেক্ষকদের নাগালের বাইরে; আর ধুলো একে ম্লান করে থাকতে পারে।

একে ধরার তিনটি উপায়

• সদ্য তৈরি ভারী নিউক্লিয়াসের তেজস্ক্রিয় ক্ষয় থেকে আসা MeV গামা রশ্মি: NuSTAR বা আসন্ন COSI-এর পক্ষে অতি ক্ষীণ, তবে অবশেষটি প্রায় ১,০০০ বছরের কম বয়সী হলে MeVGRO-র মতো পরবর্তী প্রজন্মের যন্ত্রের নাগালে।
• একটি আলোক-প্রতিধ্বনি (লাইট ইকো): আন্তঃনাক্ষত্রিক ধুলোয় প্রতিফলিত মূল ঝলক, প্রতি বর্গ আর্কসেকেন্ডে ২৭–৩৩ ম্যাগনিচিউড, যা বড় টেলিস্কোপ ও রুবিন মানমন্দিরের নাগালে। এটি এমনকি বিস্ফোরণটির নিজের বর্ণালিও উন্মোচন করতে পারে।
• উষ্ণ ধুলো থেকে আসা মধ্য-অবলোহিত (মিড-ইনফ্রারেড) আভা, এবং দৃষ্টিরেখায় কোনো ঘন মেঘ থাকলে সম্ভবত নিউট্রিনো।

গবেষণাপত্রটি বিদ্যমান উপাত্তের ওপর গড়া একটি অনুকল্পই রয়ে গেছে, এবং লেখকেরা জোর দিয়ে বলেছেন যে কেবল গামা-রশ্মির বর্ণালি দিয়ে কিলোনোভা অবশেষকে তার প্রতিদ্বন্দ্বীদের থেকে আলাদা করা যায় না। এই চিহ্নগুলোর কোনো একটি দেখা দিলে, ছায়াপথটি নিজের দোরগোড়াতেই গবেষণার জন্য একটি কিলোনোভা অবশেষ হাজির করবে — এমন এক সুযোগ, যাকে লেখকেরা নজিরবিহীন বলেছেন।