10 में से 9 सिमुलेशनों में बिखर जाते हैं सौरमंडल के विशाल ग्रह

बृहस्पति, शनि, अरुण और वरुण को लंबे समय से सौरमंडल की सबसे टिकाऊ व्यवस्था माना जाता रहा है—कक्षाओं का ऐसा तंत्र, जिसके ब्रह्मांड से भी कई गुना अधिक समय तक बने रहने की उम्मीद थी। नए सिमुलेशन बताते हैं कि सूर्य, अपने अंत के दौरान, खुद ही इस व्यवस्था को तोड़ देगा; सबसे अधिक संभावना है कि वह श्वेत बौना बनने के लगभग एक अरब वर्ष के भीतर ऐसा करेगा।

इसकी वजह सूर्य के द्रव्यमान घटाने का तरीका है। पहले की गणनाओं में माना गया था कि मृत्यु की ओर बढ़ता सूर्य अपनी बाहरी परतों को किसी धीमे रिसाव की तरह समान रूप से छोड़ेगा, जिससे हर कक्षा फैल तो जाएगी, लेकिन ग्रहों का क्रम नहीं बिगड़ेगा। Caltech के कॉन्स्टैन्टिन बातीगिन (Konstantin Batygin) और जिम फुलर (Jim Fuller), तथा University of Michigan के फ्रेड एडम्स (Fred Adams) का नया काम उन साक्ष्यों से शुरू होता है जिनके अनुसार मरते हुए तारे अपने आवरण को अलग-अलग, असममित झटकों में बाहर फेंकते हैं। हर झटका सूर्य को हल्का-सा धकेलता है और ग्रह इनमें से हर धक्के को महसूस करते हैं।

सैकड़ों अनुकरणित भविष्यों में ये धक्के जुड़ते गए। जिन परिस्थितियों को लेखक अवलोकनों के सबसे निकट मानते हैं, उनमें श्वेत बौने के बनने तक लगभग 40% अनुकरणित सौरमंडल पहले ही टूट-फूट चुके थे या बुरी तरह अस्त-व्यस्त हो गए थे, और करीब दस में से नौ तीन अरब वर्ष के भीतर विघटित हो गए। कुछ सिमुलेशनों में शनि को सौरमंडल से पूरी तरह बाहर फेंक दिया गया। अन्य में अरुण और वरुण ने अपनी जगहें बदल लीं।

यदि यह निष्कर्ष सही ठहरता है, तो सौरमंडल का अंत किसी गुजरते हुए तारे से होने वाली दूरस्थ दुर्घटना नहीं रह जाता। वह सूर्य की मृत्यु की प्रक्रिया का ही हिस्सा बन जाता है, और यही तर्क आकाशगंगा के लगभग हर ग्रह-तंत्र तक पहुंचता है, क्योंकि लगभग सभी तारे अपना जीवन श्वेत बौने के रूप में समाप्त करते हैं।

मरणासन्न सूर्य अपने ही ग्रहों को क्यों धकेलता है

लगभग 5 अरब वर्षों में सूर्य लाल दानव बनकर फैल जाएगा और अपने दानवीय चरणों के दौरान वह अपना करीब 46% द्रव्यमान खो देगा। उन्हें बांधे रखने वाला द्रव्यमान कम होने पर ग्रह बाहर की ओर खिसकेंगे। समान द्रव्यमान-हानि वाले चित्र में हर कक्षा लगभग 1.85 गुना बढ़ती है, इसलिए बाहरी सौरमंडल हमारे परिचित सौरमंडल की एक बड़ी और धीमी प्रतिकृति बन जाता है।

द्रव्यमान-हानि के समान न होने का संकेत Gaia से मिलता है, जो European Space Agency का तारों का मानचित्रण करने वाला उपग्रह है। बहुत अधिक दूरी पर एक-दूसरे की परिक्रमा करने वाले तारों के युग्मों को ट्रैक करते हुए खगोलविदों ने पाया कि नवजात श्वेत बौने ऐसे चलते हैं मानो उन्हें लगभग 0.75 किमी प्रति सेकंड, यानी करीब 2,700 किमी/घंटा, का एक धक्का लगा हो। जो तारा हर दिशा में बराबर ढंग से गैस छोड़ता, उसे कोई धक्का मिलता ही नहीं।

प्रमुख व्याख्या, हाल में फुलर द्वारा प्रस्तावित एक रूपरेखा, यह है कि लाल दानव का आवरण उसकी बाहरी परतों में होने वाले मंथन से प्रेरित अलग-अलग प्लूमों में निकलता है। कई दर्पणों के प्रकाश को जोड़ने वाली दूरबीनें पहले ही बूढ़े होते दानव तारों के आसपास अलग-अलग, बदलते हुए धूल के बादल दिखा चुकी हैं। हर प्लूम तारे को किसी यादृच्छिक दिशा में हल्का-सा धकेलता है और ये धक्के मिलकर अवलोकित वेग-धक्का पैदा करते हैं।

ग्रहों के लिए सूर्य को लगा धक्का एक ही समय में हर कक्षा को लगा धक्का है। अध्ययन के संदर्भ मामले में सूर्य को कुछ मीटर प्रति सेकंड के लगभग 4,600 प्रतिघात मिलते हैं, जिनका माध्यिका मान करीब 7 m/s है। अलग-अलग देखें तो वे बेहद छोटे हैं। चूंकि वे हर ग्रह की कक्षा में यादृच्छिक बिंदुओं पर पड़ते हैं, वे एक-दूसरे को निरस्त नहीं करते और कक्षाएं भटकने लगती हैं। लेखक लिखते हैं, “जब आवरण टुकड़ों में निकलता है, तो सब कुछ बदल जाता है।”

यह कैसे किया गया

टीम ने rebound का इस्तेमाल किया, जो व्यापक रूप से प्रयुक्त ओपन-सोर्स कोड है और पिंडों की परस्पर गुरुत्वाकर्षण के तहत गति की गणना करता है; इसे MESA से निर्मित सूर्य के विकास के एक मॉडल के साथ जोड़ा गया, जो तारकीय-विकास का मानक प्रोग्राम है। चारों विशाल ग्रहों की शुरुआत उनकी मौजूदा स्थितियों और वेगों से हुई, और फिर उस मॉडल पथ के अनुसार सूर्य ने द्रव्यमान खोया।

पहले नियंत्रण प्रयोग हुआ। समान द्रव्यमान-हानि वाले 60 से अधिक रन में परिणाम कभी नहीं बदला: कक्षाएं फैलीं, ग्रहों की परिक्रमण अवधियों के अनुपात स्थिर रहे और तंत्र अरबों वर्षों तक स्थिर बना रहा।

फिर शोधकर्ताओं ने द्रव्यमान-हानि को टुकड़ों में बांट दिया। उन्होंने 672 सिमुलेशन चलाए, जिनमें निकाले गए गैस के हर पिंड का आकार सूर्य के द्रव्यमान के एक करोड़वें हिस्से से लेकर एक दस-हजारवें हिस्से तक बदला गया, और यह भी बदला गया कि झटके सूर्य के सभी दानवीय चरणों से गुजरते हैं या केवल अंतिम चरण से, जिसे asymptotic giant branch कहा जाता है। इसके बाद हर अंतिम अवस्था को, बिना किसी गुजरते तारे या अन्य बाहरी व्यवधान के, और 3 अरब वर्षों तक ट्रैक किया गया।

10¹⁸ वर्षों से घटकर करीब एक अरब वर्ष

जिन संख्याओं की जगह ये निष्कर्ष ले रहे हैं, वे बहुत विशाल हैं। अनुमान था कि अकेले अराजकता को अरुण की कक्षा अस्थिर करने में लगभग 10¹⁸ वर्ष, यानी एक अरब अरब वर्ष लगेंगे। गुजरते तारों को शामिल करने पर, जिनके लिए फैली हुई कक्षाएं आसान निशाना होती हैं, अनुमान घटकर 30 से 100 अरब वर्ष के बीच रह गया था। ब्रह्मांड की आयु लगभग 13.8 अरब वर्ष है।

लेखकों की पसंदीदा अंशशोधन स्थिति में सौरमंडल अब श्वेत बौने के बनने के लगभग एक अरब वर्ष बाद अपने आप खुलने-बिखरने लगता है—पहले विघटनकारी गुजरते तारे की अपेक्षित प्रतीक्षा से सौ गुना जल्दी। सबसे उग्र रन में वरुण की कक्षा लगभग 0.5 की उत्केन्द्रता तक खिंच गई, यानी सूर्य से उसकी दूरी निकटतम और दूरतम बिंदु के बीच तीन गुना बदलती।

समस्या हमेशा सूर्य के मरने की प्रक्रिया पूरी होने का इंतजार नहीं करती। पसंदीदा परिदृश्य के 48 में से 37 रन में द्रव्यमान-हानि समाप्त होने से पहले ही कक्षाएं एक-दूसरे को काटने लगीं; सबसे शुरुआती मामला तब का था जब सूर्य अभी भी अपने वर्तमान द्रव्यमान का 89% रखने वाला लाल दानव था। एक उदाहरण में श्वेत बौने के जन्म के 25 लाख वर्षों के भीतर शनि बाहर निकल गया, जबकि अरुण और वरुण एक-दूसरे से बंधे रह गए।

आइज़ैक न्यूटन (Isaac Newton) को संदेह था कि बृहस्पति और शनि का पारस्परिक खिंचाव अंततः ग्रहों की व्यवस्था को बिगाड़ देगा। बाद में लाप्लास और लाग्रांज ने दिखाया कि उनके सन्निकटन के स्तर पर कक्षाएं केवल दोलन करती हैं, और तीन सदियों की गणनाओं ने इस फैसले को लगातार और दूर धकेला। लेखक निष्कर्ष निकालते हैं, “न्यूटन की कल्पित अस्थिरता आखिरकार वास्तविक है। वे केवल दोषी के बारे में गलत थे।”

हर परिणाम विनाशकारी नहीं था। कुछ रन में ग्रहों के युग्म अनुनादों में फंस गए—लयबद्ध कक्षीय पैटर्न, जो सौरमंडल में कभी नहीं रहे: बृहस्पति और शनि 5:2 अनुपात में, या अरुण की हर दो परिक्रमाओं पर वरुण की एक परिक्रमा। 672 में से 8 सिमुलेशनों में दोनों युग्म एक साथ फंसे थे। ये बंधे हुए तंत्र अधिक सुरक्षित नहीं थे और सबसे अधिक सूक्ष्म-विभाजित रन में वे दूसरों की तुलना में थोड़ा कम बार जीवित रहे।

सिमुलेशन किन सवालों का समाधान नहीं करते

सब कुछ एक ऐसी मात्रा पर निर्भर करता है जिसे किसी ने सीधे नहीं मापा है: बाहर निकलने वाली गैस की हर फुहार कितनी बड़ी है। यदि सूर्य अपना आवरण अपने द्रव्यमान के एक करोड़वें हिस्से या उससे छोटे पिंडों में छोड़ता है, तो झटकों का औसत काफी हद तक निकल जाता है और सौरमंडल अपने ही विस्तृत संस्करण के रूप में बचा रहता है। पिंडों का आकार सौर द्रव्यमान के करीब एक लाखवें हिस्से तक पहुंचते ही उग्र परिणाम हावी होने लगते हैं।

Gaia के वेग-धक्कों से पिंडों के आकार तक पहुंचने वाला सेतु भी एक व्याख्या है। इसमें माना गया है कि ये धक्के अनेक स्वतंत्र निष्कासनों से आते हैं। लेखक तर्क देते हैं कि मापी गई सीमा का निचला सिरा भी, 0.25 किमी प्रति सेकंड, ऐसे पिंडों की ओर संकेत करता है जो पहले ही उग्र क्षेत्र में हैं। वे यह भी रेखांकित करते हैं कि उनका मुख्य परिदृश्य झटकों को asymptotic giant branch से आगे तक फैलाता है, जबकि यही वह चरण है जिसके लिए मॉडल सबसे बेहतर ढंग से अंशशोधित है। झटकों को केवल इसी चरण तक सीमित करने पर लाल दानव अवस्था के दौरान होने वाला हर शुरुआती विघटन समाप्त हो गया, फिर भी 83% तंत्र 3 अरब वर्षों के भीतर अस्थिर हो गए।

यह काम भीतरी ग्रहों को अलग रखता है। इसमें केवल चार विशाल ग्रहों को ट्रैक किया गया है, इसलिए बुध, शुक्र, पृथ्वी और मंगल गणना का हिस्सा नहीं हैं। पहले के अध्ययनों ने बुध के अपने जोखिम को लगभग 1% बताया है: यह संभावना है कि सूर्य के अपने मौजूदा, हाइड्रोजन जलाने वाले चरण से बाहर निकलने से पहले उसकी कक्षा अस्थिर हो जाए।

यह सिद्धांत ऐसी भविष्यवाणियां भी करता है जिन्हें खगोलविद परख सकते हैं। यदि मरते हुए तारे नियमित रूप से अपने ग्रहों को ढीला कर देते हैं, तो युवा श्वेत बौनों के साथ मुक्त-तैरते ग्रहों की एक आबादी होनी चाहिए। इन सिमुलेशनों में विशाल ग्रहों को आपस में टकराकर चकनाचूर होने की अपेक्षा कहीं अधिक बार बाहर फेंका गया, और जो मलबा श्वेत बौनों पर गिरता है वह मुख्यतः चट्टानी पिंडों से आना चाहिए, न कि विशाल ग्रहों से; यह अब तक प्रदूषित श्वेत बौनों में मापी गई चट्टानी सामग्री से मेल खाता है।

सूर्य की मृत्यु और ग्रहों के बारे में आम सवाल

क्या सूर्य के मरने पर सौरमंडल बिखर जाएगा?

इन सिमुलेशनों के अनुसार, विशाल ग्रहों के मामले में संभवतः हां। यदि सूर्य अपनी बाहरी परतें हजारों अलग-अलग झटकों में खोता है, जैसा कि श्वेत बौनों के वेग-धक्के संकेत देते हैं, तो श्वेत बौने के बनने के 3 अरब वर्षों के भीतर लगभग दस में से नौ अनुकरणित तंत्र अस्थिर हो गए। समान द्रव्यमान-हानि में ग्रह स्थिर रहे।

सूर्य कब लाल दानव बनेगा?

लगभग 5 अरब वर्षों में। सूर्य तब अपने दानवीय चरणों में अपना करीब 46% द्रव्यमान खोएगा और अंततः लगभग 0.54 सौर द्रव्यमान के श्वेत बौने के रूप में समाप्त होगा। अध्ययन में विघटन इसी द्रव्यमान-हानि के दौरान या उसके बाद के कुछ अरब वर्षों में होते हैं।

श्वेत बौने का वेग-धक्का क्या है?

यह वह छोटा वेग है जो किसी तारे को श्वेत बौना बनते समय मिलता हुआ प्रतीत होता है—चौड़े तारकीय युग्मों के Gaia मापों के अनुसार करीब 0.75 किमी प्रति सेकंड। वेग-धक्के का अर्थ है कि तारे ने अपनी गैस असमान ढंग से खोई, और हर असमान झटका कक्षा में मौजूद किसी भी ग्रह को भी हल्का-सा धकेलता है।

क्या शनि को सचमुच सौरमंडल से बाहर फेंका जा सकता है?

कुछ सिमुलेशनों में, हां। एक रन में श्वेत बौने के बनने के 25 लाख वर्षों के भीतर शनि बाहर निकल गया। विशाल ग्रहों में टकरावों की तुलना में निष्कासन अधिक सामान्य थे, इसलिए खोए हुए ग्रह मुक्त-तैरते संसारों के रूप में आकाशगंगा में भटकेंगे।

आगे क्या होगा

यह अध्ययन arXiv पर एक प्रीप्रिंट के बाद सितंबर 2026 में The Astrophysical Journal Letters में प्रकाशित हुआ और 12 अक्टूबर को इसे व्यापक कवरेज मिली। इसके केंद्रीय आंकड़े को श्वेत बौनों के वेग-धक्कों के अधिक Gaia मापों तथा दानव तारे गैस कैसे बाहर निकालते हैं, इसके बेहतर मॉडलों से अधिक सटीक बनाया जा सकता है। लेखक उन ग्रहों और मलबे की ओर भी इशारा करते हैं जो अब श्वेत बौनों के आसपास मिल रहे हैं और जो हर तारे की मृत्यु का रिकॉर्ड हैं; इसलिए वहां गिना गया हर नया तंत्र यह जांचता है कि सूर्य के विशाल ग्रह विनाश के लिए अभिशप्त हैं या केवल बड़े होने वाले हैं।

संदर्भ: Batygin et al., “Terminal Instability of the Solar System Triggered by Stochastic Solar Mass Loss,” The Astrophysical Journal Letters, 2026. DOI: 10.3847/2041-8213/aea290

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