યુગ્મતારાઓ : પરસ્પર આકર્ષણબળને લીધે સંકળાયેલ બે તારાઓનું યુગ્મ. વિશ્વમાં આપણા સૂર્ય જેવા એકાકી તારાઓ તો કુલ તારાઓના 30 ટકા જેટલા જ છે. 70 ટકા તારાઓ તો બે કે તેથી વધુ તારાઓના, પરસ્પરના ગુરુત્વાકર્ષણબળ વડે સંકળાયેલ જૂથમાં આવેલા કે યુગ્મતારાઓ છે. ગુરુત્વાકર્ષણબળના પ્રભાવ નીચે કક્ષાગતિની કેટલીક ખાસિયતોને કારણે નજીક નજીક આવેલ તારાઓ બેના યુગ્મસ્વરૂપે જ હોય. જૂથના અન્ય તારા આવા યુગ્મથી પ્રમાણમાં વધુ દૂર હોઈ શકે, અલબત્ત સમગ્ર જૂથ ગુરુત્વાકર્ષણ વડે સંકળાયેલ હોય. અહીં આપણે ફક્ત બે તારાના યુગ્મ વિશે વાત કરીશું. આવા યુગ્મના તારાઓ જો સૂર્યથી બુધના અંતર જેવા અંતરે એટલે કે ફક્ત થોડા કરોડ કિલોમીટરના અંતરે જ હોય તો તે પરસ્પર, દિવસથી માંડીને કલાકો જેટલા સમયે કક્ષા-ભ્રમણ કરતા હોય, પરંતુ જો તે સૂર્યથી પ્લૂટોથી અબજો કિલોમીટરના અંતરે હોય તો આ પરસ્પર કક્ષાનો ભ્રમણ-સંબંધ દસકાઓથી માંડી સેંકડો વર્ષો જેટલો મોટો પણ હોઈ શકે.
યુગ્મતારાઓનું પરસ્પર કક્ષા-ભ્રમણ ગુરુત્વાકર્ષણબળને કારણે હોવાથી, કક્ષાના ભ્રમણકાળ અને કક્ષાના તારાઓના અંતર પરથી તેમનાં દળ તારવી શકાય છે, અને તારાઓનાં દળ તારવવા માટે આ એકમાત્ર પદ્ધતિ છે. આ કારણથી યુગ્મતારાઓની કક્ષાનો અભ્યાસ ખગોળ-વિજ્ઞાનમાં ખાસ અગત્યનો છે. જો આપણે તારાઓનાં દળ M1 અને M2ને સૂર્યના દળના પ્રમાણમાં દર્શાવીએ; તેમની વચ્ચેના સરેરાશ અંતર ‘a’ને સૂર્ય-પૃથ્વીના અંતર ખગોળીય એકમ(astronomical unit)માં દર્શાવીએ અને ભ્રમણકાળ ‘P’ને વર્ષમાં દર્શાવીએ તો તેમની વચ્ચેનો સંબંધ, કેપ્લરના કક્ષાગતિના નિયમ અનુસાર
તારાઓ માટે વ્યક્તિગત M1 અને M2 તારવવા માટે, કક્ષાના ઝીણવટભર્યા અભ્યાસથી તેમનાં, કક્ષાગતિ દરમિયાન સામાન્ય ગુરુત્વબિંદુ(bary center)થી અંતર નક્કી કરવાં જરૂરી છે.
યુગ્મતારાઓ પૂરતા દૂર હોય તો તે મોટા દૂરબીનમાં અલગ જણાતાં બિંદુઓ જેવા જણાય, પરંતુ જો કોણીય માપમાં એક આર્ક સેક્ધડથી પણ ઓછા અંતરે હોય તો તે આવા પ્રતિબિંબમાં અલગ ના જણાય. પરંતુ જો પૃથ્વીનું સ્થાન આવા તારાઓની કક્ષાગતિના સમતલથી મોટા ખૂણે ના હોય, તો આવા તારાઓ વારાફરતી પૃથ્વીની નજીક આવતા અને દૂર જતા જણાય. આ કારણે ઉદભવતા ડૉપ્લર (Dopller) ચલનને કારણે તેમના વર્ણપટની રેખાઓ બેવડાયેલી અને આવર્તકાલીન ચલન દર્શાવતી જણાય છે. આમ વર્ણપટના અભ્યાસ દ્વારા તેમનું યુગ્મસ્વરૂપ તારવી શકાય છે. આવા તારાઓને વર્ણપટીય યુગ્મ (spectroscopic binary) કહેવાય.
જો સંયોગવશાત્ પૃથ્વી આવા તારાઓની ભ્રમણકક્ષાના સમતલમાં જ આવેલી હોય તો કક્ષા-ભ્રમણ દરમિયાન પૃથ્વી પરથી જોતાં તારાઓ વારાફરતી એકમેકનું ગ્રહણ કરતા જણાય, જે તેમની સંયુક્ત તેજસ્વિતામાં જણાતા ફેરફાર દ્વારા તારવી શકાય. આવા તારાઓના સમય સાથે તેજસ્વિતામાં જણાતા ફેરફારમાં બે લઘુતમ જણાય છે. જ્યારે તેજસ્વી તારો ઝાંખા તારા વડે ઢંકાયેલ હોય ત્યારે તેજસ્વિતામાં મોટો ઘટાડો નોંધાય અને જ્યારે ઝાંખો તારો તેજસ્વી તારા વડે ઢંકાય ત્યારે ઓછો ઘટાડો જણાય. આ પ્રકારના અભ્યાસ પરથી તારાઓના દળ ઉપરાંત તેમના ભૌતિકીય સ્વરૂપનો ઊંડો અભ્યાસ થઈ શકે છે. આ પ્રકારના તારાઓને ગ્રહણકારી યુગ્મ (eclipsing binary) કહેવાય છે અને યયાતિમંડળ(Perseus)નો ‘આલ્ગોલ’ નામે ઓળખાતો આવો તારો ઘણો જાણીતો છે.
નજીક નજીક આવેલા યુગ્મતારાઓ જ્યારે ઉત્ક્રાંતિમાં આગળ વધીને રાક્ષસી સ્વરૂપ ધારણ કરે ત્યારે વિસ્તૃત થયેલા તારાનું દ્રવ્ય તેના જોડીદાર પર પ્રપાત થઈ શકે અને આ કારણે તેમની ઉત્ક્રાંતિમાં અવનવી ઘટનાઓ સર્જાય છે. આ પ્રકારની ઘટનાઓમાં ક્ષ(X)-વિકિરણોનું ઉત્સર્જન કરતાં યુગ્મો, નોવા પ્રકારનો વિસ્ફોટક તેજવિકાર દર્શાવતા તારાઓ અને મિલિસેકન્ડ પલ્સાર જેવી ઘટનાઓનો સમાવેશ થાય છે. અલ્ગોલ તારા માટે પણ આવી, જોડીદાર સાથેના દ્રવ્યની આપ-લેના પરિણામે સર્જાયેલ ‘અલ્ગોલ વિસંવાદ’ તરીકે ખગોળમાં જાણીતી ઘટના સર્જાઈ છે.
એક આર્ક સેકન્ડથી વધુ નજીક આવેલ યુગ્મના તારાઓનાં મોટા દૂરબીન વડે લેવાયેલ પ્રતિબિંબ, અલગ બિંદુઓ જેવાં નથી જણાતાં, જેનું કારણ પૃથ્વીના વાતાવરણ વડે સર્જાતા વિક્ષોભો છે. પરંતુ speckle interferometry નામે ઓળખાતી એક આધુનિક અવલોકન-પદ્ધતિ દ્વારા તેમનું યુગ્મસ્વરૂપ તારવી શકાય છે. મોટા દૂરબીન દ્વારા લેવાયેલ તારાનાં પ્રતિબિંબ, જો સેકન્ડના ત્રીસમા ભાગ જેવા ટૂંક સમયમાં લેવાય તો તે ‘દાણાદાર’ એટલે કે ‘speckled’ જણાય છે, અને યુગ્મતારાઓમાં આ ‘દાણા’ બેવડાયેલ જણાય છે.
‘વાસ્તવિક’ યુગ્મતારાઓની ઉપરાંત આકસ્મિક રીતે જ બે તારાઓ આપણી દૃષ્ટિરેખામાં એકદમ નજીક જણાય, પરંતુ વાસ્તવમાં તે એકબીજાથી ઘણા દૂર હોય. આવાં યુગ્મોને ‘આભાસી યુગ્મ’ કહેવાય છે.
જ્યોતીન્દ્ર ન. દેસાઈ