नासा की अगली महान वेधशाला दूर की दुनियाओं में महासागरों को उनकी चमक से खोज सकती है

5,500 से अधिक एक्सोप्लैनेट, फिर भी कोई पुष्ट एलियन महासागर नहीं

एक्सोप्लैनेट की गिनती अब 5,500 पुष्ट दुनियाओं को पार कर चुकी है, और उनमें से दर्जनों ग्रह अपने मूल तारों के रहने योग्य क्षेत्र के भीतर हैं — वह समशीतोष्ण पट्टी जहाँ तरल पानी, कम से कम सिद्धांत रूप में, संभव है। फिर भी इस लगातार बढ़ते नमूने के बावजूद, खगोलविदों ने कभी किसी अन्य ग्रह पर तरल महासागर का निश्चित रूप से पता नहीं लगाया है। अपेक्षा और प्रमाण के बीच यही अंतराल एक नए अध्ययन का लक्ष्य है।

यह शोध एरिज़ोना विश्वविद्यालय की एलेनर कॉर्निश और टायलर रॉबिन्सन से आया है। उनका पेपर arXiv पर प्री-प्रिंट के रूप में उपलब्ध है और इसे Astrophysical Journal में जमा किया गया है। दूर के वायुमंडल की रसायन विज्ञान को सीधे मापने की कोशिश करने के बजाय, ये दोनों एक ऐसे संकेत की खोज करते हैं जो विशिष्ट और ज्यामितीय दोनों है: वह "ग्लिंट" जो कोई ग्रह दूरबीन की ओर वापस भेजता है जब सितारों की रोशनी उसके पानी पर तिरछे कोण से पड़ती है।

ग्लिंट: पानी द्वारा वापस भेजा गया दर्पण जैसा संकेत

जिसे भौतिकविद् औपचारिक रूप से स्पेक्युलर रिफ्लेक्शन कहते हैं, वह हर उस व्यक्ति से परिचित है जो सूर्यास्त के समय समुद्र तट पर खड़ा हुआ है। जब सूर्य का प्रकाश समुद्र पर कम कोण से पड़ता है, तो क्षितिज सुनहरी चमक की एक शानदार चमक से भर उठता है — महासागर कुछ क्षण के लिए पानी के गहरे पिंड की तरह कम और पॉलिश की हुई धातु की चादर की तरह अधिक व्यवहार करता है।

ऐसा करने वाला पानी ही एकमात्र पदार्थ नहीं है। सोना, सही कोण से देखने पर, एक प्रसिद्ध ग्लिंट उत्पन्न करता है। लेकिन पानी का व्यवहार एक सामान्य ग्रहीय सतह के बाकी हिस्सों की तुलना में तीव्रता से अलग दिखता है। रेत, चट्टान और मिट्टी वे हैं जिन्हें भौतिकविद् लैम्बर्टियन सतहें कहते हैं: वे आने वाले प्रकाश को हर दिशा में काफी समान रूप से बिखेरती हैं, इसलिए कोई भी एकल देखने की ज्यामिति उन्हें अचानक चमकता नहीं बनाती।

इसके बजाय पानी कुछ हद तक दर्पण की तरह व्यवहार करता है। सीधे ऊपर से देखने पर, प्रकाश ज्यादातर सीधे उसमें समा जाता है या केवल कमजोर रूप से परावर्तित होता है। लेकिन जब प्रकाश सतह से उथले कोण पर मिलता है, तो एक बड़ा हिस्सा उन नियमों के अनुसार परावर्तित होता है जिन्हें भौतिकविद् अच्छी तरह समझते हैं। यही कोणीय निर्भरता ग्लिंट को इतना आकर्षक लक्ष्य बनाती है: यह एक ऐसा संकेत है जो केवल एक विशिष्ट ज्यामिति के तहत दिखाई देता है, और केवल तभी जब वहाँ वास्तव में कोई परावर्तक तरल मौजूद हो।

देखने का कोण ही सब कुछ क्यों है

किसी एक्सोप्लैनेट के लिए, ग्लिंट के लिए आवश्यक उथले कोण की ज्यामिति उसके अर्धचंद्र चरण के दौरान होती है। उस समय, एक पर्यवेक्षक ज्यादातर ग्रह के रात्रि पक्ष को देखता है और दिन के पक्ष का केवल एक पतला टुकड़ा प्रकाशित होता है। उन परिस्थितियों में महासागर से टकराने वाली आने वाली तारों की रोशनी लगभग सीधे दूरबीन में वापस उछल सकती है, जिससे ग्रह अन्यथा की तुलना में नाटकीय रूप से अधिक चमकीला दिखाई देता है।

यह प्रभाव क्षणभंगुर और चरण-निर्भर है, यही कारण है कि यह उपयोगी है। नंगी चट्टान का एक टुकड़ा इसे नकली नहीं बना सकता। एक मोटी, एकसमान बादल की परत इसे छिपा सकती है। एक चमक जो किसी ग्रह की कक्षीय ज्यामिति के साथ-साथ प्रकट और गायब होती है, यह एक मजबूत संकेत है कि सतह पर कुछ चिकना और परावर्तक बैठा है।

यह तकनीक पहले ही काम कर चुकी है — बस एक्सोप्लैनेट पर नहीं

स्पेक्युलर ग्लिंट कोई सैद्धांतिक जिज्ञासा नहीं है। इसे पहले दो बहुत अलग परिवेशों में देखा गया है:

• टाइटन: 2009 में, कैसिनी अंतरिक्ष यान ने शनि के सबसे बड़े चंद्रमा की सतह पर बिखरी हाइड्रोकार्बन झीलों से परावर्तित एक स्पेक्युलर ग्लिंट का पता लगाया।
• पृथ्वी: दशकों पहले, कार्ल सागन सहित शोधकर्ताओं की एक टीम ने पृथ्वी की गैलीलियो फ्लाई-बाय का उपयोग करके हमारे ही महासागरों से आने वाली ग्लिंट को देखा।

दूसरे शब्दों में, भौतिकी सिद्ध है और अवलोकन की अवधारणा वास्तविक लक्ष्यों पर प्रदर्शित की जा चुकी है। जो अभी तक नहीं हुआ है वह इसे किसी अन्य तारे की परिक्रमा करने वाले ग्रह पर लागू करना है, जहाँ संकेत बहुत कमजोर होता है और ग्रह मैप की गई सतह के बजाय प्रकाश का एक अविभाजित बिंदु होता है। यही अंतराल नया काम संबोधित करता है।

वायुमंडलीय मॉडल को नया रूप देना: rfast और Cox-Munk का मिलन

यह परखने के लिए कि क्या ग्लिंट को वास्तव में शोर भरे एक्सोप्लैनेट डेटा से निकाला जा सकता है, एरिज़ोना के शोधकर्ताओं ने rfast नामक एक मौजूदा वायुमंडलीय मॉडलिंग उपकरण का रुख किया। उन्होंने इसे ग्लिंट डिटेक्शन के उद्देश्य से संशोधित किया, और इसमें Cox-Munk महासागर मॉडल नामक एक घटक जोड़ा।

Cox-Munk दृष्टिकोण मायने रखता है क्योंकि एक वास्तविक महासागर कभी भी सही दर्पण नहीं होता। हवा लगातार सतह को झुर्रीदार बनाती है, अनगिनत छोटे तरंग पहलुओं को थोड़े अलग कोणों पर झुकाती है। ये लहरें ग्लिंट को फैला देती हैं और बदल देती हैं कि दूरबीन तक कितना प्रकाश वापस पहुँचता है। अपने सिमुलेशन में हवा की गति और तरंग व्यवहार को शामिल करके, शोधकर्ता न केवल यह मॉडल कर सके कि ग्लिंट मौजूद है या नहीं, बल्कि यह भी कि वास्तविक परिस्थितियों में चमक कितनी चमकदार और कितनी चौड़ी दिखाई देगी।

महत्वपूर्ण रूप से, संशोधित उपकरण ने अच्छा प्रदर्शन किया। शोधकर्ताओं ने पाया कि अपेक्षाकृत उच्च शोर सीमाओं पर भी — यानी, तब भी जब डेटा एक आदर्श अवलोकन की तुलना में काफी अधिक गड़बड़ हो — मॉडल ग्रहों के बीच अंतर करने में सक्षम साबित हुआ। यह परिणाम महत्वपूर्ण है क्योंकि वास्तविक एक्सोप्लैनेट माप हमेशा तारकीय चमक, उपकरण शोर और किसी ग्रह के प्रकाश को उसके तारे से अलग करने की बेहद कठिनाई से दूषित होते हैं।

तरंगें खोज को जटिल क्यों बनाती हैं — और मजबूत भी

तरंग क्रिया दोनों तरफ काटती है। एक अशांत समुद्र ग्लिंट को कोणों की एक व्यापक श्रेणी में बिखेरता है, जो चमक की चरम चमक को कमजोर कर सकता है। लेकिन जिस तरह हवा सतह को खुरदुरा बनाती है, वह एक पूर्वानुमेय, कोण-निर्भर हस्ताक्षर भी उत्पन्न करती है। उस हस्ताक्षर को समझना ही किसी डिटेक्शन को यादृच्छिक चमक से अलग करने की अनुमति देता है, और यही कारण है कि एक सुस्थापित महासागर मॉडल को वायुमंडलीय सिमुलेशन में आयात करना एक तकनीकी विवरण से अधिक है।

हाइसियन वर्ल्ड्स और बड़े दांव

ग्लिंट की खोज जल-समृद्ध ग्रहों के बारे में एक व्यापक और तेजी से जीवंत बहस से जुड़ती है। एक श्रेणी जिसने ध्यान खींचा है, वह तथाकथित "हाइसियन" दुनियाएँ हैं — ऐसे ग्रह जो हाइड्रोजन-समृद्ध आकाश के नीचे पूरी तरह से महासागरों से ढके हो सकते हैं। यदि ऐसी दुनियाएँ मौजूद हैं, तो वे ग्लिंट डिटेक्शन के लिए प्रमुख उम्मीदवार होंगी, क्योंकि एक ग्लोब-व्यापी महासागर बिखरी हुई झील या समुद्र की तुलना में बहुत अधिक परावर्तक सतह प्रदान करता है।

इनाम केवल सौंदर्यपरक नहीं है। तरल महासागर की पुष्टि सौरमंडल से परे किसी ग्रह पर सतही जल का पहला प्रत्यक्ष प्रमाण होगा, जो रहने योग्यता की बातचीत को मॉडलिंग और अनुमान से अवलोकन के करीब ले जाएगा। यह भविष्य के वायुमंडलीय अध्ययनों के लिए लक्ष्य सूची को भी तेज करेगा, क्योंकि पुष्ट महासागर वाला ग्रह बायोसिग्नेचर की तलाश के लिए उस ग्रह की तुलना में कहीं अधिक आकर्षक स्थान है जो केवल सही तापमान पट्टी में बैठा है।

चमक को वास्तव में देखने में क्या लगेगा

किसी एक्सोप्लैनेट से ग्लिंट का पता लगाने के लिए धैर्य और एक विशिष्ट प्रकार के उपकरण की आवश्यकता होती है। खगोलविदों को किसी ग्रह की पूरी कक्षीय चक्र के दौरान निगरानी करनी होगी, और चमक की एक ऐसी स्पाइक देखनी होगी जो अर्धचंद्र ज्यामिति के साथ-साथ प्रकट और फीकी हो। संकेत सूक्ष्म है, जो बड़े संग्रहण क्षेत्र, स्थिर प्रकाशिकी और किसी ग्रह के मंद प्रकाश को उसके तारे की जबरदस्त चमक से अलग करने की क्षमता पर विशेष महत्व देता है।

यहीं नासा की अगली पीढ़ी की महान वेधशालाएँ प्रासंगिक हो जाती हैं। ग्लिंट विधि का वादा यह है कि इसके लिए किसी ग्रह की डिस्क को हल करने या उसके वायुमंडल को अणु-दर-अणु चित्रित करने की आवश्यकता नहीं है। इसके लिए सही समय पर चमक में बदलाव मापने की आवश्यकता है — एक तुलनात्मक रूप से सरल अवलोकन जो पर्याप्त शक्तिशाली भविष्य की दूरबीन सिद्धांत रूप में बार-बार कर सकती है।

इसमें से कुछ भी गारंटीकृत नहीं है। बादल, धुंध, मोटे वायुमंडल और उपकरण प्रणालीगत प्रभाव सभी इस प्रभाव को छिपा सकते हैं या नकल कर सकते हैं, और पेपर के सकारात्मक परिणाम डिटेक्शन के बजाय मॉडलिंग से आते हैं। लेकिन यह दृष्टिकोण उस भौतिकी पर टिका है जिसे पहले ही टाइटन और पृथ्वी पर मान्य किया जा चुका है, और नया rfast-आधारित काम सुझाव देता है कि संकेत उन शोर स्तरों को पार कर सकता है जिनका खगोलविदों को वास्तव में सामना करना पड़ता है। एक ऐसे क्षेत्र के लिए जिसने तीन दशक एक भी महासागर की पुष्टि किए बिना दुनियाओं की सूची बनाने में बिताए हैं, परावर्तित तारों की रोशनी की एक सही समय पर चमक वह सफलता हो सकती है जो अंततः इस प्रश्न को हल कर दे।

यह लेख Universe Today की रिपोर्टिंग पर आधारित है। मूल लेख पढ़ें।