ستارے اور کہکشائیں

کروڑوں، اربوں ستاروں، گرد و غبار اور گیسوں پر مشتمل سحابیوں (Nebulae) کے نظام کو کہکشاں کہتے ہیں۔ ہماری اپنی کہکشاں کے علاوہ دُوربین کی مدد سے اب تک 10 ارب کہکشاؤں کا سراغ لگایا جا چکا ہے، جن میں سے صرف تین ننگی آنکھ سے دِکھائی دیتی ہیں۔٭

٭ بغیر دُوربین ننگی آنکھ سے نظر آنے والی کہکشائیں یہ ہیں:
1۔ ’بڑا میجلینک بادل‘ جو ہم سے 1,70,000 نوری سال دُور ہے۔
2۔ ’چھوٹامیجلینک بادل‘ جو ہم سے 1,90,000 نوری سال دُور ہے۔
3۔ ’اینڈرومیڈا‘ (M31) جو ہم سے 22,00,000 نوری سال دُور ہے۔ مترجم

سِتارے

ہمارے سورج سمیت تمام ستارے گیسوں سے مرکّب گولے ہیں، جو نیوکلیائی دھماکوں (Nuclear Fusions) سے پیدا شدہ توانائی کا اِخراج کرتے ہیں۔ چھوٹے سے چھوٹے ستارے کی کمیّت شمسی کمیّت کا 0.06 واں حصہ جبکہ سب سے بڑی جسامت کے ستارے کی کمیّت شمسی کمیّت سے 100 گنا زیادہ تک ہوتی ہے۔ واضح رہے کہ ایک شمسی کمیّت سورج کی کمیّت کے برابر ہوتی ہے۔ کسی ستارے کی خصوصیات اور اُس کی گردِش کے راستوں کا اِنحصار کافی حد تک اُس کی کمیّت پر ہوتا ہے۔

ستارے گرد اور گیس کے اُن بادلوں میں تشکیل پاتے ہیں جنہیں ’سحابیہ‘ (Nebula) کہتے ہیں۔ سحابیئے میں موجود گیس اور گرد و غبار باہمی کشش کی وجہ سے آپس میں ٹکرا کر اندھیرے علاقوں کو جنم دیتے ہیں، جنہیں’پروٹو سٹار‘ (Protostar) کہا جاتا ہے٭۔ جوں جوں ’پروٹو سٹار‘ باہم ٹکراتے جاتے ہیں وہ کثیف اور شدید گرم ہوتے جاتے ہیں۔ آخر کار وہ اِتنے گرم ہو جاتے ہیں کہ نیوکلئیر فیوژن (خود کار ایٹمی دھماکوں) کا آغاز کر سکیں اور یوں وہ مکمل طور پر ستارہ بن جاتے ہیں۔

٭ خلاء کی وُسعتوں میں پائے جانے والے گیس اور گرد و غبار کے کثیف اور مدوّر بادل جو کسی ستارے کی تشکیل کے دَوران اُس کی سب سے پہلی اور ناقابلِ دِید حالت ہوتی ہے۔ یہ نہایت سرخ ہوتے ہیں اور اُن کی موجودگی کا پتہ اُن سے نکل کر کائنات میں ہر سُو بکھرنے والی زیریں سرخ (Infra Red) شعاعوں سے چلایا جاتا ہے۔ ہمارے سورج کی یہ تشکیلی حالت آج سے تقریباً ایک لاکھ سے دس لاکھ سال قبل تک تھی۔ مترجم

کہکشاں

امریکی ماہرِفلکیات ایڈوِن ہبل (Edwin Hubble) نے کہکشاؤں کی درجہ بندی کیلئے ایک نظام وضع کیا تھا جو ابھی تک زیرِ استعمال ہے۔ اُس نے کہکشاؤں کی بنیادی اَقسام کے تین گروپ تشکیل دیئے:

1. بیضوی کہکشائیں (Elliptical Galaxies)
2. چکردار کہکشائیں (Spiral Galaxies)
3. بے قاعدہ کہکشائیں (Irregular Galaxies)

1۔ بیضوِی کہکشاں

بیضوِی کہکشاؤں کی مُتعدّد اَقسام ہیں، وہ بالکل گول شکل (E0) سے لے کر اِنتہائی چپٹی (E7) تک پائی جاتی ہیں۔

2۔ چکردار کہکشاں

یہ کہکشائیں ایس اے، ایس بی اور ایس سی (Sa, Sb, Sc) طرز پر مختلف اَقسام پر مشتمل ہیں۔ اِن کی یہ تقسیم اِس بات پر منحصر ہے کہ کسی کہکشاں کے (ستاروں سے بھرے) بازُو کس قدر سختی کے ساتھ لِپٹے ہوئے ہیں۔ کچھ کہکشاؤں کے بازُو مرکزی سلاخ کے آخری سِرے سے نکلے ہوئے دِکھائی دیتے ہیں۔ اِن مزاحمت شدہ کہکشاؤں کو ایس بی اے، ایس بی بی، اور ایس بی سی (Sba, Sbb, Sbc) جیسے ناموں سے پکارا جاتا ہے۔

3۔ بے قاعدہ کہکشاں

جن کہکشاؤں کی شکل بیضوِی یا چکردار نہ ہو بے قاعدہ کہکشائیں کہلاتی ہیں۔

ہماری کہکشاں

ہماری اپنی کہکشاں جس میں ہماری زمین اور نظامِ شمسی واقع ہے، ملکی وے (Milky Way) کہلاتی ہے۔ (اسے عربی میں ’مجرّہ‘ اور ہندی میں ’آکاس گنگا‘ کہتے ہیں) یہ تقریباً 10 ارب ستاروں پر مشتمل ایک معمولی درجے کی ’چکردار کہکشاں‘ ہے، جس کے ایک بازو (Orion Arm) میں ہمارا سورج (اپنے معروف نظامِ شمسی سمیت) واقع ہے۔اُس کا قطر تقریباً ایک لاکھ نوری سال ہے اور سورج اُس کے مرکز سے 30 ہزار نوری سال دُور واقع ہے۔ سورج سے قریب ترین ستارہ ’پروگزیما سنچری‘ (Proxima Centauri) اُس سے 4.2 نوری سال کی مسافت پر ہے۔ ہماری کہکشاں (اپنے تمام ستاروں اور اُن کے نظام ہائے سیارگان سمیت) گردِش میں ہے اور سورج اپنی گردِش کا ایک چکر تقریباً 22 کروڑ 50 لاکھ سال میں مکمل کرتا ہے۔ اِس دَورانیئے کو بعض اَوقات ’ کائناتی سال‘ (Cosmic Year) کے نام سے بھی موسوم کیا جاتا ہے۔

کچھ کہکشائیں اِنتہائی مُستعد ہوتی ہیں اور بڑی مِقدار میں شعاع ریزی(Radiation) بھی کرتی ہیں۔ اُن میں سے ایک طاقتور ریڈیائی کہکشاں Centaurus A. ہے۔ ٭

٭ ایک بیضوی کہکشاں، جو ایک کروڑ نوری سال کی مسافت پر مجمع النجوم Centaurus میں پائی جاتی ہے۔ وہ ایک طاقتور ریڈیائی منبع ہے۔ ’نیو جنرل کیٹلاگ‘ کے مطابق اُس کا نمبر ’این جی سی 5128‘ ہے۔ مترجم

قواسرز

قواسرز بہت بعید اور اِنتہائی رَوشن اَجرامِ سماوِی ہیں۔اُن کے بارے میں خیال کیا جاتا ہے کہ وہ مُتحرّک و مُستعِد کہکشاؤں کے مرکز (Nuclei) ہیں۔ اُن کی بے پناہ طاقت شائد اُن کے مرکز میں موجود بڑے بڑے سیاہ شگافوں (Black Holes) کی وجہ سے ہو۔ اب تک کا دریافت شدہ سب سے بڑا قواسر’پی کے ایس2000 منفی 300‘ ہے، خیال کیا جاتا ہے کہ وہ زمین سے 13 ارب نوری سال دُور واقع ہے۔٭

٭ کائنات کی بے پناہ وُسعتوں میں پائے جانے والے اَجرام جو کثیر توانائی کے خاصے چمکدار منبع ہوتے ہیں، ’قواسرز‘ کہلاتے ہیں۔ وہ ’ایکس ریز‘ سے ’ریڈیو ویوز‘ تک محیط مختلف طولِ موج (Wave Lenth) کی لہروں کا اِخراج کرتے ہیں، جن میں قابلِ دِید شعاعیں بھی شامل ہوتی ہیں۔ اُنہیں سب سے پہلے 1963ء میں دریافت کیا گیا۔ ہر قواسر بہت زیادہ ریڈشفٹ ظاہر کرتا ہے اور اگر وہ ایسا کائناتی پھیلاؤ کے سبب کرتا ہے تو اس کا مطلب یہ ہو گا کہ ’قواسرز‘ کائنات کے قدیم ترین اور بعید ترین اَجرام ہیں۔ کچھ اَیسے شواہد بھی مشاہدے میں آئے ہیں جن سے خیال کیا جاتا ہے کہ اُن کے اندر سیاہ شگاف بھی پائے جاتے ہیں۔ چونکہ وہ کائنات میں سب سے زیادہ چمکدار اَجرام ہیں اِس لئے اُنہیں اِنتہائی فاصلوں سے بھی دیکھا جا سکتا ہے۔ حتیٰ کہ اُن کی مدد سے کائنات کے ماضی میں جھانکنا بھی ممکن ہے۔ ایک اچھا ریڈشفٹ چھوڑنے والے ’قواسر‘ کی مدد سے ہم کائنات کے ساڑھے 13 ارب سال قدیم دَور کا مُشاہدہ کر سکتے ہیں۔ گویا ’قواسرز‘ ایسے اَجرام ہیں جو ہمیں کائنات کے بچپن کا مُشاہدہ کرواتے ہیں۔ مترجم

ثنائی، مُتکثّراور مُتغیّرستارے

ستاروں کی 75فیصد سے زائد اکثریت ثنائی اور متکثّر نظامِ ثوابت (Binary & Multiple Star System) میں شامل ہے۔

1۔ ثنائی ستارے

اِن سے مُراد دو ستاروں کا ایسا جوڑاہوتا ہے جس میں دونوں باہمی کشش کے مُشترکہ مرکز (Centre Mass) کے گِرد مدار میں آگے پیچھے گردِش کرتے ہیں۔ دونوں ستارے اپنی ہر ایک گردِش کے دَوران ایک بار دُوسرے کو اپنے پیچھے چھپا کر اُس کی روشنی کو زمین کی طرف آنے سے روک دیتے ہیں ، جس کی وجہ سے اُن کی روشنی میں مُسلسل کمی و بیشی ہوتی رہتی ہے۔ پہلے پہل ثنائی ستاروں کی دریافت اِسی وجہ سے عمل میں آئی تھی۔

2۔ مُتکثّر ستارے

کچھ ستارے (دو کی بجائے) بہت سے ستاروں کا مجموعہ ہوتے ہیں ، اُنہیں ’مُتکثّر ستارے‘(Multiple Stars)کہتے ہیں۔ مِثال کے طور پر بُرج جوزا (Gemini Constellation) میں موجود ستارہ ’کیسٹر‘ (Castor) (اِسی طرح کے) 6مختلف حصوں (ستاروں) پرمشتمل ہے۔٭

٭ ستارہ ’کیسٹر‘ ہم سے 47 نوری سال کی دُوری پر واقع ہے۔ بظاہر وہ ایک ہی ستارہ دِکھائی دیتا ہے، دَرحقیقت وہ 6 ستاروں کا مجموعہ ہے۔ عام دُوربین کی مدد سے دیکھنے پر یہ صرف 2 ستاروں کا مجموعہ دِکھائی دیتا ہے جبکہ بڑی دُوربین کی مدد سے اُس کے باقی اَجزا بھی نظر آنے لگتے ہیں۔ مترجم

3۔ مُتغیّر ستارے

اکثر ستارے اپنی مُستقل چمک رکھتے ہیں جبکہ کچھ ستاروں کی چمک میں کمی و بیشی ہوتی رہتی ہے، انھیں ’متغیر ستارے‘ (Variable Stars)کہا جاتا ہے۔ ممکن ہے کہ اُن کی روشنی میں یہ تغیّر ہمارے زاویۂ نگاہ کی وجہ سے ہو جیسا کہ ثنائی ستاروں کے ایک دُوسرے کو اپنے پیچھے چھپانے کی وجہ سے ہوتا ہے۔ دیگراَسباب میں یہ بھی ممکن ہے کہ ایسا ستارے کی اندرونی تبدیلیوں اور توانائی کے اِخراج میں کمی کے سبب ہو۔ مُتغیّر ستاروں میں تبدیلی کا یہ عمل چند گھنٹوں سے لے کر کئی سال تک محیط ہو سکتا ہے۔

سِتاروں کا اِرتقاء اور سیاہ شگاف

کسی ستارے کا نشوونما پانے کا طریق اُس کی کمیّت پر منحصر ہوتا ہے۔ ایسے ’پروٹوسٹارز‘ (Protostars) جن کی کمیّت ہمارے سورج کی نسبت صرف 0.06 فیصد ہوتی ہے، کبھی بھی اِتنے گرم نہیں ہو سکتے کہ اُن میں نیو کلیائی ردِّعمل شروع ہو سکے٭۔ 0.06 فیصد سے 1.4 فیصد تک کی کمیّت پر مشتمل ستارے تیزی سے اصلی (نیوکلیائی) تسلسل کی طرف چلے آتے ہیں، جو کم از کم 10 ارب سال تک جاری رہ سکتا ہے۔ جب ہائیڈروجن کا میسر ذخیرہ اِستعمال ہو چکا ہوتا ہے تو سِتارے کا مرکز سکڑتا ہے، جس کے نتیجے میں اُس کا درجۂ حرارت 10 کروڑ سینٹی گریڈ (18کروڑ فارن ہائیٹ) تک بڑھ جاتا ہے۔ اِس قدر حرارت کے ردِّعمل میں ہیلئم فیوژن شروع کر دیتی ہے اور سِتارہ پھول کر ’سرخ ضخّام‘ (Red Giant) بن جاتا ہے٭٭۔ عام (طور پر) سرخ ضخّام (پھول کر) ہمارے سورج کی نسبت سائز میں 100 گنا (بڑے) ہو جاتے ہیں۔ آخرکار سِتارے کی بیرونی تہیں متحرک سحابیئے (Planetary Nebula) کو تشکیل دے کر تحلیل ہو جاتی ہیں۔ پھر سِتارے کا مرکزہ سکڑ کر سفید بونے تارے (White Dwarf) میں تبدیل ہو جاتا ہے۔ سفید بونا تارہ عام طور پر ہمارے سورج سے 100 گنا چھوٹا ہوتا ہے۔٭٭٭

٭ یہاں ’نیوکلیائی ردِّعمل‘ سے مراد 0.06فیصد سے زیادہ کمیت کے حامل ’پروٹوسٹارز‘ کے اندر ہونے والا وہ جوہری عمل ہے جس میں اُس کا درجۂ حرارت کم و بیش ڈیڑھ کروڑ سینٹی گریڈ تک جا پہنچتا ہے۔ اِس قدر شدید درجۂ حرارت پر ہائیڈروجن جل کر ہیلیئم میں تبدیل ہونے لگتی ہے اور ستارے روشنی اور حرارت خارج کرنا شروع کر دیتے ہیں۔ مترجم

٭٭ ستاروں میں موجود ’ہائیڈروجن‘ خودکار اَیٹمی دھماکوں سے جل جل کر ’ہیلئم‘ میںتبدیل ہوتی رہتی ہے۔ بعدازاں شدّتِ حرارت کے سبب ہیلئم بھی جلنا شروع کر دیتی ہے اور ’ کاربن‘ پیدا کرنے لگتی ہے۔کاربن کی تہہ ستارے کے مرکز میں جمع ہونے لگتی ہے۔ہائیڈروجن اور ہیلئم کے جلنے کے اِس دُہرے عمل سے ستارے کی حرارت میں مزید شدّت آ جاتی ہے اور اُس کی سطح زوردار دھماکوں سے پھول جاتی ہے۔ اُس پھولے ہوئے ستارے کو ’سرخ ضخّام‘ (Red Giant) کا نام دیا جاتا ہے۔ سرخ ضخّام بننے پر ستارہ جہاں حجم میں بہت زیادہ بڑھ چکا ہوتا ہے وہاںاُس کے درجۂ حرارت اور چمک میں تیزی سے کمی واقع ہو جاتی ہے۔ مترجم

٭٭٭ مرتے ہوئے ستارے کی ’سرخ ضخّام‘ کے بعد کی حالت میں ستارے کو ’سفید بو1ا‘ کہا جاتا ہے۔اس دوران اُس کی جسامت اصل ستارے کی نسبت تقریباً 80 فیصد رہ جاتی ہے۔ یہ مرتے ہوئے ستارے کی آخری حالتوں میں سے ایک ہے جس میں ستارہ آہستہ آہستہ ٹھنڈا اور مدھم ہوتا چلا جاتا ہے۔ مترجم

وہ ستارے جن کی کمیّت سورج کے مقابلے میں %1.4 سے %4.2 کے درمیان ہوتی ہے، نسبتاً زیادہ تیزی سے نشو و نما پاتے ہیں اور کم عمری میں ہی مرجاتے ہیں٭۔ ’سرخ ضخّام‘ کا مرحلہ شروع ہونے سے قبل تقریباً 10 لاکھ سال وہ معمول کے سِتاروں کی طرح زندگی گزارتے ہیں۔ درجۂ حرارت میں مسلسل اِضافہ ہوتا رہتا ہے جس کی بناء پر بھاری عناصر تشکیل پانے لگتے ہیں، تآنکہ 70کروڑ سینٹی گریڈ (ایک ارب 26 کروڑ فارن ہائیٹ) درجۂ حرارت پر لوہا بھی پیدا ہو جاتا ہے۔ تب ستارہ ایک ’عظیم نوتارہ‘ (Supernova) کے دھماکے کے ذریعے ٹکڑے ٹکڑے ہو کر گردوغبار اور گیس کے عظیم پھیلتے ہوئے بادل کی صورت اِختیار کر لیتا ہے٭٭۔

٭ ستاروں میں موجود ہائیڈروجن کے ہیلئم میں تبدیل ہونے کا عمل چھوٹے ستاروں میں کئی ارب سال تک جاری رہتا ہے جبکہ بڑے ستاروں کو اپنا وُجود برقرار رکھنے کے لئے یہ عمل اِنتہائی تیزی سے سراِنجام دینا پڑتا ہے۔ یہی وجہ ہے کہ بڑے ستارے اپنا اِیندھن بہت جلدی ختم کر لیتے ہیں اور چھوٹے ستاروں کی نسبت بہت جلد ’سرخ اَضخم‘ (Red Super Giant) بن جاتے ہیں۔ مترجم

٭٭ ہمارے سورج کی نسبت جسامت میں 1.4 گنا سے بڑا ستارہ ایک عرصہ تک ’سرخ اَضخم‘ (Red Super Giant) کی حالت میں رہنے کے بعد’ عظیم نوتارہ‘ کی صورت میں ایک سیکنڈ سے بھی کم مدت میں اچانک پھٹتا ہے۔ یہ ’عظیم نوتارہ‘ ایک قلیل مدت کے لئے پوری کہکشاں سے بھی زیادہ روشنی خارج کرتا ہے۔ بعض دفعہ مخصوص وُجوہات کی بناء پر یہ دھماکہ ایک سے زائد بار بھی ہو سکتا ہے۔ ’عظیم نوتارہ‘ کے دھماکوں کے بعد ستارہ اپنی جسامت کے پیشِ نظر اِرتقائی عمل طے کرتے ہوئے ’نیوٹران تارے‘ یا ’سیاہ شگاف‘ میں تبدیل ہو جاتا ہے۔ مترجم

اُس بادل کے مرکز میں 10 سے 20کلومیٹر (6سے 10میل) قطر پر مشتمل ایک چھوٹا نیوٹران سِتارہ باقی بچ رہتا ہے۔٭ یہ ستارہ اِنتہائی تیز محورِی گردِش کرتا ہے اور اُس کی کمیّت ناقابلِ یقین حد تک بڑھ جاتی ہے، زمین کے مقابلے میں اُس کی کمیّت 10ہزار کھرب گنا زیادہ ہوتی ہے۔ ان (4.2 گنا شمسی) کمیّت سے بڑے سِتاروں کا اِرتقاء اِس سے بھی زیادہ حیران کن ہوتا ہے۔ اُن کی زندگی کا اِنجام عموماً ’سیاہ شگاف‘ (Black Hole) کی صورت میں ہوتا ہے، جو اِس قدر کثیف ہوتا ہے کہ روشنی بھی اُس سے فرار اِختیار نہیں کر سکتی ٭٭۔ سیاہ شگافوں کا علم آس پاس کی اَشیاء پر اُ ن کی کشش کے اَثرات کے باعث ممکن ہو سکا ہے۔

٭ وہ ستارے جن کی اصل کمیت ہمارے سورج سے 1.4 گنا سے لے کر 4.2 گنا تک زیادہ ہو وہ ’سرخ اَضخم‘ اور ’عظیم نوتارہ‘ کے مراحل سے گزرنے کے بعد ’نیوٹران ستارہ‘ بن جاتے ہیں۔ یہ جسامت میں بہت چھوٹے اور کثیف ہوتے ہیں اور زیادہ تر نیوٹرانوں پر مُشتمل ہوتے ہیں۔ اُن کی موجودگی کا پتہ ’ پلسر‘ (Pulser) کی صورت میں چلایا جاتا ہے۔ بہت زیادہ چھوٹی جسامت اور اِنتہائی طاقتور قوتِ کشش کے حامل نیوٹران ستارے عام طور پر اِنتہائی تیز رفتار سے۔۔ ۔ ایک سیکنڈ میں کئی کئی سو مرتبہ۔۔ ۔ محورِی گردِش کرتے ہیں۔ اُن کا بیرونی خول اصل لوہے سے 10,000 گنا کثیف لوہے پر مُشتمل ہوتا ہے جس کے نیچے مائع حالت میں نیوٹران پائے جاتے ہیں۔ مترجم

٭٭ ’سپرنووَا‘ کی حالت کو پہنچنے والے 3 شمسی کمیتوں سے بڑے ستارے جب اپنا اِیندھن صرف کر چکتے ہیں تو وہ ’سیاہ شگاف‘ میں تبدیل ہو جاتے ہیں۔ سیاہ شگاف اِس قدر زبردست قوتِ کشش کے حامل ہوتے ہیں کہ روشنی سمیت کوئی بھی شے اُن سے فرار اِختیار نہیں کر سکتی۔ یہی وجہ ہے کہ وہ ناقابلِ دِید ہوتے ہیں۔ تاہم اُن کے قریب کسی دُوسرے ستارے کی موجودگی سے اُن کا پتہ چلانا ممکن ہے۔ سیاہ شگاف اپنے آس پاس موجود ستاروں سے اُن کا گیسی مادّہ کھینچ لیتے ہیں۔ وہ گیسیں۔۔ ۔ ۔۔ ۔ سیاہ شگاف کی طرف گِرتے ہوئے اُس کے گِرد اِنتہائی تیز حتیٰ کہ روشنی کی رفتار سے گردش کرنے لگتی ہیں۔ اِس اثناء میں وہ شدید گرم ہو کر ’ایکس ریز‘ کا اِخراج بھی کرتی ہیں جن کی مدد سے اُن کا سراغ لگانا ممکن ہو سکا ہے۔ سیاہ شگاف کی اصل حدُود کو ’واقعاتی اُفق‘ (Event Horizon) کہا جاتا ہے۔ مادّہ جب ’اِیونٹ ہوریزن‘ میں گرتا ہے تو وہ کسی دُوسرے بُعد، دُوسری کہکشاں یا دُوسری کائنات میں جا نکلتا ہے۔ سیاہ شگاف اپنی بے پناہ قوتِ کشش کے باعث اِس قدر دَب چکے ہوتے ہیں کہ ہمارے سورج سے 3 گنا زیادہ کمیّت کے حامل ستارے سے بننے والے عام سیاہ شگاف کا رداس سکڑ کر محض 9 کلومیٹر رہ جاتا ہے۔ جوں جوں مادّہ سیاہ شگاف میں گِرتا چلا جاتا ہے اُس کا سائز بھی اُسی تناسب سے بڑا ہوتا جاتا ہے۔ خیال کیا جاتا ہے کہ سیاہ شگاف کسی ستارے کے مادّے سے اُس وقت تشکیل پذیر ہوتا ہے جب ایک بڑا ستارہ اپنی کششِ ثقل کے باعث مکمل طور پر دَب جاتا ہے۔ زمان و مکان اُس میں فنا ہو جاتے ہیں اور ستارے کا مادّہ دب کر لامحدود کثافت کی حامل اِکائی کو جنم دیتا ہے۔ ایک ارب شمسی کمیت کے حامل سیاہ شگافوں کے بارے میں خیال کیا جاتا ہے کہ وہ قواسرز کو توانائی بہم پہنچانے کا منبع ہیں۔ تمام سیاہ شگاف ستاروں کی تباہی سے ہی پیدا نہیں ہوتے۔ ’بِگ بینگ‘ کے دوران کائنات کے کچھ خطے اِس قدر دَب گئے تھے کہ اُنہوں نے’ اِبتدائی سیاہ شگافوں‘ (Primordial Black Holes) کو تشکیل دیا۔ یہ مکمل طور پر سیاہ بھی نہیں ہوتے کیونکہ شعاعیں اُن کے ’واقعاتی اُفق‘ میں سے باہر نکل آتی ہیں، تاہم سیاہ شگاف کی یہ قسم نہایت گرم ہوتی ہے۔

ایکس ریز کا منبع Cygnus X۔1 شاید ایک بڑے ستارے اور ایک سیاہ شگاف پر مشتمل ہو٭۔ مادّہ اُس ستارے سے سیاہ شگاف کی طرف کھنچتا چلا جاتا ہو گا اور گرم بھی ہو جاتا ہو گا (اور اُس کھنچاؤ کے ساتھ ساتھ) وہ شعاعیں بھی خارِج کرتا ہو گا۔

٭ مجمع النجوم دجاجہ (Cygnus Constellation) میں واقع ایکس ریز کے۔۔ ۔۔۔ ۔ اِخراج کا عظیم منبع، جس کے بارے میں خیال کیا جاتا ہے کہ وہ ایک سیاہ شگاف اور ایک نیلے اَضخم (Blue Supergiant) ستارے پر مشتمل ہے۔ اس سیاہ شگاف کی کمیّت ہمارے سورج کے مقابے میں 8 گنا زیادہ ہے جبکہ حجم محض 40 میل قطر پر مشتمل ہے۔ وہ اپنے پڑوسی ستارے کا مادّہ کھینچ کر اُسے رفتہ رفتہ اپنے اندر ضم کرتا چلا جا رہا ہے۔