SkyFlux
पास से देखने पर कुछ सफ़ेद बौने तारे हरे, गुलाबी या बैंगनी दिखेंगे: नया अध्ययन
प्रकाशित · अपडेट:
सफ़ेद बौने सूर्य जैसे तारों के घने अवशेष हैं, और हम आम तौर पर उन्हें सफ़ेद या हल्के नीले रंग का मानते हैं। वारविक विश्वविद्यालय के मार्क हॉलैंड्स के नेतृत्व में हुए एक अध्ययन में, जो 15 अक्टूबर 2026 को शोध-पत्रिका RAS Techniques and Instruments में प्रकाशित हुआ, यह गणना की गई है कि अगर कोई प्रेक्षक इतने पास हो कि उसे सफ़ेद बौने का बिंब दिखाई दे, तो वह तारा उसे किस रंग का दिखेगा। ज़्यादातर सफ़ेद बौने सचमुच सफ़ेद हैं: सूर्य के सबसे नज़दीकी 152 सफ़ेद बौनों में से मोटे तौर पर हर तीस में से लगभग एक का रंग तपकर चमकते किसी पिंड के रंग से साफ़ अलग है; ये गिने-चुने तारे गुलाबी या पीले दिखते हैं। ख़ास तौर पर चुने गए कुछ दुर्लभ तारों में टीम को एक ऐसा तारा भी मिला, जो साफ़ तौर पर हरा दिखेगा।
अध्ययन में क्या किया गया
टीम ने दो तरह के नमूनों पर काम किया। पहले नमूने में सूर्य से 20 पारसेक (लगभग 65 प्रकाश वर्ष) के भीतर के सभी 152 ज्ञात सफ़ेद बौने हैं; इससे पता चलता है कि आम सफ़ेद बौना कैसा होता है, और इस नमूने की सीमा दूरी से तय होती है, चमक से नहीं। दूसरी तरह के नमूनों में ऐसे समूह हैं, जिन्हें चरम उदाहरण दिखाने के लिए ख़ास तौर पर चुना गया: 36 कार्बन-समृद्ध सफ़ेद बौने; 36 ऐसे, जिनमें सोडियम, कैल्शियम और मैग्नीशियम जैसे भारी तत्व भरपूर हैं (खगोलविद हीलियम से भारी हर तत्व को धातु कहते हैं, लेकिन इस समूह में कार्बन को नहीं गिना गया है); और 15 बहुत ठंडे सफ़ेद बौने, जिनके वायुमंडल में हाइड्रोजन और हीलियम का मिश्रण है। हर तारे के रंग की गणना या तो अवलोकन से मिले उसके स्पेक्ट्रम से की गई, या ऐसे मॉडल स्पेक्ट्रम से, जो तारे के मापे गए तापमान और संघटन से मेल खाता है। स्पेक्ट्रम तारे का वह प्रकाश है, जिसे तरंगदैर्घ्य के हिसाब से अलग-अलग कर दिया गया हो। टीम ने हर स्पेक्ट्रम पर CIE 1931 वर्ण सुमेलन फलन लागू किए। यह अंतरराष्ट्रीय मानक बताता है कि दिन के उजाले में मनुष्य की आँख हर तरंगदैर्घ्य पर कितनी प्रतिक्रिया देती है। फिर नतीजे को sRGB में बदला गया, यानी उस रंग-प्रणाली में, जिससे स्क्रीनें रंग दिखाती हैं।
नतीजे में रंगत और संतृप्ति (रंग कितना गाढ़ा है) मिलती हैं, चमक नहीं। कोई भी सफ़ेद बौना इतना पास नहीं है कि हम उसका बिंब देख सकें, इसलिए ये गणना से निकाले गए रंग हैं, तस्वीरें नहीं।
ज़्यादातर सफ़ेद बौने सचमुच सफ़ेद हैं
नमूने के आम सफ़ेद बौने का वर्ण ताप लगभग 6,800 K है (शोधपत्र में 6,768 K)। वर्ण ताप वह तापमान है, जिस पर तपकर चमकता एक आदर्श पिंड, यानी कृष्णिका (ब्लैक बॉडी), ठीक यही रंग दिखाएगा। यह रंग दिन के उजाले के क़रीब, बहुत हल्की आभा वाला सफ़ेद है। नीली आभा वाले सफ़ेद बौनों की जानी-पहचानी छवि सबसे गरम सफ़ेद बौनों से बनी है: वे ज़्यादा चमकीले होते हैं, इसलिए जो सर्वेक्षण सबसे चमकीले पिंड चुनते हैं, उनमें ऐसे तारे अपने असली अनुपात से ज़्यादा संख्या में शामिल हो जाते हैं। शोधपत्र के लेखकों के अनुसार सफ़ेद बौनों को आम तौर पर नीला दिखाने का चलन उनकी सही तस्वीर पेश नहीं करता।
152 में से 147 तारों का रंग कृष्णिका के रंगों के क़रीब है। तापमान बढ़ने के साथ कृष्णिका का रंग एक तय क्रम में बदलता है: लाल से सफ़ेद होते हुए नीले तक। सूर्य का रंग भी इसी क्रम में आता है। बाक़ी पाँच इस क्रम से बाहर हैं: दो पीले हैं और तीन गुलाबी, जबकि हरा इनमें एक भी नहीं है। 152 में से पाँच का मतलब 3.3% है। शोधपत्र का अनुमान है कि कुल मिलाकर सभी सफ़ेद बौनों में से 3.4% का रंग, यानी लगभग तीस में से एक का, तपकर चमकते पिंड के रंग से साफ़ अलग होता है; छोटे नमूने की अनिश्चितता को ध्यान में रखें तो यह आँकड़ा मोटे तौर पर 2% से 5% के बीच है। असामान्य रंग दुर्लभ हैं, लेकिन वे सचमुच मौजूद हैं।
हरा तारा: WD J1330+6435
शोधपत्र में सबसे चटक हरा तारा WD J1330+6435 है, जो लगभग 4,240 K (क़रीब 4,000 °C) का एक ठंडा सफ़ेद बौना है। यह सूर्य के सबसे नज़दीकी 152 सफ़ेद बौनों में नहीं, बल्कि 36 धातु-समृद्ध सफ़ेद बौनों के समूह में शामिल है। इसके हीलियम वाले वायुमंडल में सोडियम, कैल्शियम और लिथियम के अंश हैं। दूसरे ऐसे सफ़ेद बौनों की तरह यहाँ भी ये तत्व तारे के अपने ग्रह-तंत्र के उस चट्टानी मलबे से आए हैं, जो तारे पर गिर चुका है। सोडियम नारंगी रोशनी सोख लेता है और कैल्शियम बैंगनी, इसलिए तारे का प्रकाश लगभग 500 नैनोमीटर पर सबसे प्रबल होता है (एक नैनोमीटर, nm, मीटर का एक अरबवाँ हिस्सा है)। शोधपत्र इससे बनने वाले रंग को “शार्ट्रूज़ ग्रीन” कहता है, यानी पीला-हरा।
इस हरे रंग के बारे में दो बातें ध्यान में रखनी चाहिए। पहली, यह मॉडल से निकाला गया रंग है: लेखकों ने अवलोकन से मिले एक स्पेक्ट्रम पर मॉडल बैठाया, और उस स्पेक्ट्रम को वे ख़ुद कुछ हद तक रव (शोर) वाला बताते हैं, इसलिए असली रंग थोड़ा अलग हो सकता है। दूसरी, यह तारा अनोखा नहीं है: 36 धातु-समृद्ध सफ़ेद बौनों में से दो और तारे, WD J0851+1543 और WD J1351+2645, भी हरे दिखते हैं, हालाँकि उनका हरा रंग कहीं ज़्यादा हल्का है। कुछ सुर्ख़ियाँ WD J1330+6435 को पहला हरा तारा कहती हैं। शोधपत्र इतना बड़ा दावा नहीं करता। वह बस इतना कहता है कि लेखकों की जानकारी में सफ़ेद बौने के अलावा किसी और तारे के हरा दिखने का दावा कभी नहीं किया गया। हम इतना ही कहते हैं: लेखकों ने जिन सफ़ेद बौनों की जाँच की, उनमें इसका हरा रंग सबसे चटक है।
गुलाबी, पीला, फ़िरोज़ी और बैंगनी
गुलाबी और सैल्मन-गुलाबी रंग उन सफ़ेद बौनों के हैं, जिनके वायुमंडल में कार्बन है। शोधपत्र में सिमुलेशन से बनी छवियों में WD J0902+2010 गुलाबी है, और 14.73 पारसेक यानी लगभग 48 प्रकाश वर्ष दूर स्थित WD J1011+2845 गहरा सैल्मन-गुलाबी, यानी नारंगी आभा वाला गुलाबी। इसका ज़्यादातर प्रकाश 600 nm से अधिक तरंगदैर्घ्यों (नारंगी और लाल) पर है, और शोधपत्र के अनुसार आँख को दिखने वाले रंग के हिसाब से यह संभवतः अब तक ज्ञात सबसे लाल तारा है। यह उसके दिखने वाले रंग की बात है, इसकी नहीं कि वह कितना ठंडा है: उसका तापमान, लगभग 4,300 K, हरे तारे के तापमान के आसपास है। 36 कार्बन-समृद्ध सफ़ेद बौनों में सबसे गरम तारे हल्के नीले दिखते हैं, उनसे थोड़े ठंडे कुछ तारे हल्के बैंगनी, और ज़्यादातर ठंडे तारे गुलाबी की अलग-अलग रंगतों में दिखते हैं, जबकि कुछ आड़ू जैसे रंग के दिखते हैं।
152 के नमूने में शामिल दोनों पीले सफ़ेद बौने भी हरे तारे की तरह धातु-समृद्ध हैं। फ़िरोज़ी रंग एक अलग समूह में दिखता है: बहुत ठंडे सफ़ेद बौने, जिनके वायुमंडल में हाइड्रोजन और हीलियम का मिश्रण है, और जिनमें हाइड्रोजन अणुओं और हीलियम परमाणुओं की टक्करें दृश्य प्रकाश का कुछ हिस्सा सोख लेती हैं। शोधपत्र में ऐसे 15 तारों को अलग से चुनकर उनका अध्ययन किया गया, इसलिए ये 15 तारे कोई प्रतिनिधि नमूना नहीं हैं।
घनत्व रंग क्यों बदल देता है
वजह वायुमंडल है। सफ़ेद बौने की बाहरी परत को गुरुत्वाकर्षण इतनी ज़ोर से दबाता है कि सबसे ठंडे तारों में उसका घनत्व लगभग 1 g/cm³ तक पहुँच जाता है, मोटे तौर पर पानी जितना। ऐसी घनी गैस में धातु परमाणुओं की सबसे प्रबल अवशोषण रेखाएँ फैलकर दसियों से लेकर सैकड़ों नैनोमीटर तक चौड़ी पट्टियाँ बन जाती हैं। तब सोडियम या कैल्शियम का छोटा-सा अंश भी स्पेक्ट्रम में सिर्फ़ एक पतली रेखा नहीं बनाता, बल्कि प्रकाश से पूरा एक रंग ही हटा सकता है।
- सोडियम नारंगी रोशनी सोखता है और कैल्शियम बैंगनी; जो बचता है, वह हरा है।
- कार्बन के अणु दृश्य स्पेक्ट्रम के बीच वाले हिस्से में चौड़ी पट्टियों में प्रकाश सोखते हैं, जिससे थोड़े ज़्यादा गरम तारे हल्के बैंगनी दिखते हैं। सबसे ठंडे और सबसे घने वायुमंडलों में घनत्व (और कम से कम एक तारे में शायद चुंबकीय क्षेत्र भी) इन पट्टियों का आकार बिगाड़ देता है, और रंग गुलाबी हो जाता है।
- सबसे ठंडे मिश्रित वायुमंडलों में हाइड्रोजन और हीलियम की टक्करें रंग को फ़िरोज़ी की ओर ले जाती हैं।
क्या आप ये रंग देख सकते हैं?
नहीं। इनमें से कोई भी तारा नंगी आँखों से नहीं दिखता, और दूरबीन से देखने पर भी मद्धिम रोशनी में हमारी आँखें रंग ठीक से नहीं पहचान पातीं, इसलिए इन रंगों को भरोसे के साथ परखा नहीं जा सकेगा। और अगर इन तारों को पास से देखा जा सके, तो वे किसी भी स्क्रीन की क्षमता से कहीं ज़्यादा चमकीले होंगे। ये रंग प्रकाश की भौतिकी के आधार पर निकाले गए हैं, इसलिए यहाँ बताई गई किसी भी बात की जाँच आज रात आकाश देखकर नहीं की जा सकती।
स्रोत और लाइसेंस
- Hollands, Gänsicke, Tremblay और Koester, Any colour you like: the diverse chromaticities of white dwarfs, RAS Techniques and Instruments 5, rzag069 (2026) — विधि, नमूने (20 पारसेक के भीतर 152 सफ़ेद बौने, जिनमें से पाँच के रंग कृष्णिका के रंगों से काफ़ी अलग हैं), 6,768 K की माध्यिका, 3.4% के अनुमान, WD J1330+6435 और WD J1011+2845 के आँकड़ों, घनत्वों और चित्र के रंग-कोडों का मुख्य स्रोत यही लेख है। यह 15 अक्टूबर 2026 को CC BY 4.0 के तहत खुली पहुँच वाले लेख के रूप में प्रकाशित हुआ। https://doi.org/10.1093/rasti/rzag069
- वारविक विश्वविद्यालय की प्रेस विज्ञप्ति, 15 अक्टूबर 2026 — सरल भाषा में दिए गए विवरण और तीन रंगों वाले सारांश के लिए इसका इस्तेमाल किया गया। इसमें दिए गए आँकड़े (151 और 146) शोधपत्र के आँकड़ों (152 और 147) से अलग हैं, इसलिए हम शोधपत्र के आँकड़े लेते हैं। इसके चित्रों के साथ कोई लाइसेंस नहीं बताया गया है, इसलिए उनका इस्तेमाल नहीं किया गया। https://warwick.ac.uk/news/pressreleases/astronomers-reveal-true-colours-of-white-dwarf-stars/
- arXiv:2610.18966, शोधपत्र का प्रीप्रिंट — शोधपत्र के पाठ में दी गई शब्दावली और संख्याओं की जाँच के लिए इसे पढ़ा गया। https://arxiv.org/abs/2610.18966
