നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം II- പ്രാങ് നക്ഷത്ര ദശ

അങ്ങനെ കഴിഞ്ഞപോസ്റ്റില്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് നമ്മളെപ്പോലെയൊക്കെ തന്നെ ജനനവും മരണവും ഉണ്ടെന്നു നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കി. ഇനി ഇതിന്റെ വിശദാംശങ്ങളിലേക്ക് കടക്കാം. എങ്ങനെയാണ് ഒരു നക്ഷത്രം ജനിക്കുന്നത്, അതിന്റെ ജീവിതം എങ്ങനെ ജീവിക്കുന്നത്, അവസാനം എങ്ങനെ മൃതിയടയുന്നു.? ഇതൊക്കെ തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കും. ഈ പോസ്റ്റില്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജനനത്തെ കുറിച്ച് മനസ്സിലാക്കാം.
ഇനിയുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദ്ര്യമാനവും, ആരവും, Luminosity യും ഒക്കെ സൌര ഏകകത്തിലാണ് പറയുക. അതായത് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം സൂര്യനെക്കാള്‍ എത്ര കൂടുതലാണ്/കുറവാണ്, അല്ലെങ്കില്‍ നക്ഷത്രം സൂര്യനേക്കാള്‍ എത്ര വലുതാണ് / ചെറുതാണ്,അതുമല്ലെങ്കില്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ Luminosity സൂര്യനെക്കാള്‍ എത്ര കൂടുതലാണ് /കുറവാണ് എന്നിങ്ങനെ. സൂര്യന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തെ M_๏ എന്ന ചിഹ്നം കൊണ്ടും, ആരത്തെ R_๏ എന്ന ചിഹ്നം കൊണ്ടും Luminosity-യെ L_๏ എന്ന ചിഹ്നം കൊണ്ടും ആണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. അപ്പോള്‍ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം 2.5 M_๏ ആണെന്നു പറഞ്ഞാല്‍ അത് സൂര്യന്റെ 2.5 ഇരട്ടി ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള നക്ഷത്രം ആണെന്നു വരുന്നു. അതേ പോലെ തന്നെ മറ്റുള്ളതും.

നക്ഷത്രാന്തരീയ മാദ്ധ്യമം (Interstellar medium)

നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കെല്ലാം ഒരു തുടക്കം ഉണ്ടെങ്കില്‍ അത് എങ്ങനെ? എവിടെ നിന്ന്? ഇതാണ് നാം ആദ്യമായി അന്വേഷിക്കുന്നത്.
ഒരു ദ്രുതവീക്ഷണത്തില്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് ഇടയിലുള്ള സ്ഥലം, അതായത് നക്ഷത്രാന്തരീയ ഇടം (Interstellar space), ശൂന്യമാണ് എന്നു തോന്നാം എങ്കിലും പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് പിറക്കാന്‍ പാകത്തില്‍ എന്തെങ്കിലും ഉണ്ടായിരിക്കണം. അല്ലെങ്കില്‍ ഇപ്പോഴും പുതുനക്ഷത്രങ്ങള്‍ ജനിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കില്ലല്ലോ. ഈ നക്ഷത്രാന്തരീയ ഇടത്തെ ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ സൂക്ഷമമായി നിരീക്ഷിച്ചപ്പോള്‍ അവിടെ ചെറു ദ്രവകണികകളും, വാതകങ്ങളും,മറ്റു ധൂളീപടലങ്ങളും നിറഞ്ഞിരിക്കുന്നതായി കണ്ടു. ഈ വസ്തുക്കളെ എല്ലാത്തിനേയും ചേര്‍ത്തു അവര്‍ നക്ഷത്രാന്തരീയ മാദ്ധ്യമം (Interstellar medium)എന്നു വിളിച്ചു.

നീഹാരിക (nebula)

നക്ഷത്രാന്തര മാദ്ധ്യമവും നക്ഷത്രങ്ങളും പരസ്പര ബന്ധമില്ലാത്ത വിഭിന്ന വസ്തുക്കള്‍ അല്ല. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ജനിക്കുകയും വളരുകയും ചെയ്യുന്ന ഇടമാണ് നക്ഷത്രാന്തര മാദ്ധ്യമം. നക്ഷത്രാന്തര ഇടത്തില്‍ ഘന സെന്റിമീറ്ററിനു 10 അണുക്കളോളം കാണും. സാധാരണ വാതക തന്മാത്രകളെ പോലെ ഈ ഭാഗത്തെ കണികകളും അണുക്കളുമെല്ലാം നിരന്തര ചലനത്തിലാണ്. ചലനത്തിനിടയില്‍ രണ്ട് കണികകള്‍ വളരെ അടുത്തെത്തുമ്പോള്‍ അവ തമ്മിലുള്ള ആകര്‍ഷണം കൂടുകയും അവ ഒരുമിച്ചു ചേരുകയും ചെയ്യുന്നു. രണ്ട് കണിക ചേര്‍ന്നുണ്ടായ ഈ പുതുകണികയോട് മറ്റൊന്നു കൂടി കൂടിചേരാന്‍ ഇടയാകാം. ഇങ്ങനെ ക്രമേണ ലക്ഷക്കണക്കിനു വര്‍ഷം കൊണ്ട് അത് കണികകളുടെ വലിയ ഒരു ശേഖരം ആയി മാറുന്നു. ചില പ്രത്യേക അവസരത്തില്‍ നക്ഷത്രാന്തരീയ മാദ്ധ്യമത്തിലെ വാതകങ്ങളുടെ ഈ കണികാ ശേഖരത്തെ ഒരു മേഘ പടലമായി കാണാവുന്നതാണ്. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഇത്തരം വാതക പടലത്തെ നെബുല(Nebula)എന്നു വിളിക്കുന്നു. മലയാളത്തില്‍ നീഹാരിക എന്നാണ് പേര്. ഈ നീഹാരികള്‍ നമുക്ക് നക്ഷത്രാന്തരീയ മാദ്ധ്യമത്തെ കുറിച്ചുള്ള തെളിവുകള്‍ തരുന്നു. ഹബ്ബിള്‍ ദൂരദര്‍ശിനി ഉപയോഗിച്ച് എടുത്ത eagle nebula-യുടെ ഒരു ചിത്രം താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്നത് നോക്കൂ.

ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: നാസാ വെബ്ബ് സൈറ്റ്

ഒരു ലക്ഷണമൊത്ത നീഹാരികയ്ക്ക് 1000 കണക്കിനു സൂര്യന്മാരുടെ ഭാരവും 35 പ്രകാശവര്‍ഷത്തോളം വ്യാപ്തിയും ഉണ്ടാകും. അതിന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ 75 % ഹൈഡ്രജനും 24 % ഹീലിയവും 1 % മറ്റ് മൂലകങ്ങളും ധൂളീപടലങ്ങളും ആയിരിക്കും. മറ്റൊരു നീഹാരികയായ കുതിരതല നീഹാരികയുടെ (horsehead nebula) ചിത്രം കാണൂ.

ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: നാസാ വെബ്ബ് സൈറ്റ്

നീഹാരികയില്‍ നിന്ന് നക്ഷത്രജനനത്തിനുള്ള ഭ്രൂണം

പക്ഷെ എങ്ങിനെയാണ് നീഹാരികയില്‍ നിന്നു ഒരു നക്ഷത്രം പിറക്കുക? അതാണ് നമ്മള്‍ ഇനി പഠിക്കുവാന്‍ പോകുന്നത്. മുകളില്‍ പറഞ്ഞതു പോലെ നീഹാരിക ഒരു പടലമായി മാത്രം നില്‍ക്കുകയാണെങ്കില്‍ അതില്‍ നിന്ന് നക്ഷത്രം പിറവിയെടുക്കില്ല. മാത്രമല്ല ഏത് വാതക പടലവും സ്വതന്ത്രമായി പോകാനാണ് ശ്രമിക്കുക. അപ്പോള്‍ നക്ഷത്രം ഉണ്ടാകണം എങ്കില്‍ ഈ പടലം ചുരുങ്ങണം. ഇങ്ങനെ ചുരുങ്ങണം എങ്കില്‍ പടലത്തിനു ആവശ്യത്തിനു ദ്രവ്യമാനം ഉണ്ടായിരിക്കണം. അപ്പോള്‍ വാതക പടലത്തിനു സങ്കോചിക്കാന്‍ അതിന്റെ പുറത്തേക്കുള്ള തള്ളലിനെ അതിജീവിക്കാന്‍ അതിന്റെ ഗുരുത്വബലത്തിനു കഴിയണം. വാതകപടലത്തിന്റെ സാന്ദ്രത കൂടിയ പ്രദേശത്ത് ഇത്തരം ചുരുങ്ങലിനു സാധ്യത ഉണ്ട്.അതായത് വാതകപടലത്തിന്റെ സാന്ദ്രത കൂടിയ പ്രദേശത്ത് ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം അതിന്റെ പുറത്തേക്കുള്ള തള്ളലിനെ അതിജീവിക്കുന്നു. അങ്ങനെ വാതകപടലം അകത്തേക്ക് ചുരുങ്ങാന്‍ തുടങ്ങുന്നു. ഇത് നക്ഷത്രജനനത്തിനുള്ള ഭ്രൂണം ആണ്. (മനുഷ്യരുടെ ജനനം പോലെ തന്നെ).
ഈ നക്ഷത്രഭ്രൂണത്തിനു ഗുരുത്വാകര്‍ഷബലം കൂടും. അതിനാല്‍ അത് കൂടുതല്‍ കണികകളെ തന്നിലേക്ക് വലിച്ചടുപ്പിക്കും. ഭ്രൂണാവസ്ഥയിലുള്ള കുഞ്ഞ് തന്റെ അമ്മയില്‍ നിന്നു തന്റെ വളര്‍ച്ചയ്ക്ക് വേണ്ട ആഹാരം എടുക്കന്നതുപോലെ തന്നെ. ഭ്രൂണകേന്ദ്രത്തിലേക്കുള്ള ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം മൂലം കണികകള്‍ ഉരഞ്ഞുരഞ്ഞ് നീങ്ങും. ഇത് മൂലവും ഭ്രൂണത്തിന്റെ വലിപ്പം വര്‍ദ്ധിക്കുന്നതു കാരണവും ഈ നക്ഷത്ര ഭ്രൂണത്തിന്റെ താപനില കൂടുന്നു.ഈ സമയത്തും സമീപത്തുള്ള നക്ഷത്രാന്തരീയ മാദ്ധ്യമത്തില്‍ നിന്ന് പദാര്‍ത്ഥം നിഹാരികയിലേക്ക് ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം മൂലം കൂട്ടിചേര്‍ക്കപ്പെട്ടുകൊണ്ടിരിക്കും.
നീഹാരികയിലെ പദാര്‍ത്ഥത്തിന്റെ അകത്തേക്കുള്ള ചുരുങ്ങല്‍ ആദ്യമൊക്കെ തടസ്സം ഒന്നും ഇല്ലാതെ മുന്നേറും. പക്ഷെ ഈ ചുരുങ്ങല്‍ തുടരും തോറും അതിലുള്ള വാതകങ്ങളുടെ വേഗതയും, സാന്ദ്രതയും, താപനിലയും വര്‍ദ്ധിക്കും. ഈ ഈ ചുരുങ്ങല്‍ മൂലം ഗുരുത്വ ഊര്‍ജ്ജം താപോര്‍ജ്ജമായി മാറും. ഇതു മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന ഊര്‍ജ്ജം താപസംവഹനം (convection) എന്ന പ്രക്രിയയിലൂടെ പുറത്തേക്ക് വ്യാപിച്ച് പുറം പാളികളെ ചൂടു പിടിപ്പിക്കുന്നു. ഇതോടെ നീഹാരികയില്‍ നിന്നു ഒരു പ്രാങ് നക്ഷത്രം (protostar) പിറവിയെടുക്കുന്നു. അമ്മയുടെ ഗര്‍ഭത്തില്‍ ഭ്രൂണം മൂന്നാമത്തെയോ നാലാമത്തെയോ മാസത്തില്‍ മനുഷ്യരൂപം പ്രാപിച്ച് കുഞ്ഞിന്റെ ലിംഗം നിര്‍ണ്ണിയിക്കാവുന്ന ഘട്ടത്തെ നമുക്ക് ഈ ദശയോട് ഉപമിക്കാം.
നീഹാരികയുടെ ദ്രവ്യമാനം ആയിരക്കണക്കിനു സൂര്യന്മാരുടെ ദ്രവ്യമാനത്തിനു തുല്യമായതു കൊണ്ടും അതിലെ പദാര്‍ത്ഥം പല സ്ഥലത്തായി കേന്ദ്രീകരിച്ചിരിക്കുന്നതു കൊണ്ടും ഒരു നീഹാരികയില്‍ നിന്നു നിരവധി പ്രാങ് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ പിറവിയെടുക്കും.
ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം മൂലമുള്ള ഈ ചുരുങ്ങലില്‍ ഉടനീളം പ്രാങ് നക്ഷത്രം അതിന്റെ ഗുരുത്വ ഊര്‍ജ്ജം താപോര്‍ജ്ജമാക്കി മാറ്റുന്നു. ഈ താപോര്‍ജ്ജത്തില്‍ ഒരു ഭാഗം താപസംവഹനത്തിലൂടെ പുറത്തേക്ക് വ്യാപിക്കുന്നു. ബാക്കി ഭാഗം പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആന്തരിക താപനില ഉയര്‍ത്തുന്നു. ഇങ്ങനെ ആന്തരിക താപനില വര്‍ദ്ധിച്ച് ഏകദേശം 50,000 K ആകുമ്പോള്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ അണുക്കള്‍ അയണീകൃതമാകുന്നു. അതായത് ഹൈഡ്രജന്‍ അണുവിലെ ബാഹ്യ ഇലക്‌ട്രോണ്‍ അണുവില്‍ നിന്ന് വേര്‍പെടും. അങ്ങനെ ഹൈഡ്രജന്‍ അണുകേന്ദ്രങ്ങളും ഇലക്‌ട്രോണുകളും വെവ്വേറെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന പദാര്‍ത്ഥത്തിന്റെ നാലാമത്തെ അവസ്ഥയായ പ്ലാസ്‌മയിലേക്ക് എത്തിച്ചേരുന്നു.

ഗുരുത്വബലവും വാതക മര്‍ദ്ദവും തമ്മില്‍ ബലപരീക്ഷണം

പ്രാങ് നക്ഷത്ര കേന്ദ്രത്തിലേക്ക് അണുക്കളെ കൂട്ടിചേര്‍ക്കുന്ന പ്രക്രിയയ്ക്ക് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ accretion എന്നാണ് പറയുക. പലതരത്തിലുള്ള പ്രതി പ്രവര്‍ത്തനങ്ങള്‍ പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉള്ളില്‍ നടക്കുന്നതിനാല്‍ അത് സ്ഥിരത കൈവരിക്കുന്നില്ല.പ്രാങ് നക്ഷത്രം ഒരു പൂര്‍ണ്ണ നക്ഷത്രം ആയി മാറണം എങ്കില്‍ അത് ഒരു സമതുലിതാവസ്ഥ (equilibrium) കൈവരിക്കണം. എന്താണ് സമതുലിതാവസ്ഥ അഥവാ equilibrium? അത് ഒരു സമീകരണം (balance) ആണ്. നമ്മുടെ ഉദാഹരണത്തില്‍ ഇവിടെ അത് അണുക്കളെ നക്ഷത്രകേന്ദ്രത്തിലേക്ക് വലിച്ചടുപ്പിക്കുന്ന ഗുരുത്വാകര്‍ഷണവും (gravitational force) നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉള്ളില്‍ നിന്നുള്ള താപവും (heat)വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളും (electromagnetic waves) പുറത്തേക്ക് തള്ളുന്ന വാതക മര്‍ദ്ദവും (gas pressure) തമ്മിലുള്ള ഒരു സമീകരണം ആണ്.
ഈ സമീകരണത്തില്‍ എത്തിചേരുക അല്പം ബുദ്ധിമുട്ടുള്ള കാര്യമാണ്. അങ്ങനെ ഒരു സമതുലിതാവസ്ഥയില്‍ എത്തിചേരാന്‍ പറ്റിയില്ലെങ്കില്‍ പ്രാങ് നക്ഷത്രം പിറക്കുന്നതിനു മുന്‍പേ മരണമടയുന്നു (ചാപിള്ളകളെ പോലെ).

സമതുലിതാവസ്ഥ (equilibrium) ഗുരുത്വവും വാതക മര്‍ദ്ദവും തമ്മിലുള്ള ബലപരീക്ഷണമാണ്. അത് എങ്ങനെയാണ് പ്രവൃത്തിക്കുന്നത് എന്ന് നോക്കാം.

1. ഗുരുത്വം വാതകങ്ങളേയും ധൂളികളേയും മറ്റ് കണികകളേയും കേന്ദ്രത്തിലേക്ക് വലിച്ചടുപ്പിക്കുന്നു
2. കേന്ദ്രത്തില്‍ വാതകങ്ങളിലെ അണുക്കള്‍ തമ്മിലുള്ള കൂട്ടിയിടി മൂലം താപനില വര്‍ദ്ധിക്കുന്നു
3. കൂടുതല്‍ അണുക്കള്‍ കേന്ദ്രത്തിലേക്ക് എത്തുമ്പോള്‍ അവിടുത്തെ സാന്ദ്രത വര്‍ദ്ധിക്കുന്നു
4. അണുക്കള്‍ തമ്മിലുള്ള കൂട്ടിയിടിയും സാന്ദ്രയും വര്‍ദ്ധിക്കുന്നതു മൂലം വാതക മര്‍ദ്ദം കൂടുന്നു
5. ഇങ്ങനെ ഉണ്ടാകുന്ന വാതകമര്‍ദ്ദം പ്രാങ് നക്ഷത്രം ഗുരുത്വആകര്‍ഷണം മൂലം തകര്‍ന്നടിയുന്നത് തടയുന്നു
6. ഇങ്ങനെ ലക്ഷക്കണക്കിനു വര്‍ഷത്തെ ബലപരീക്ഷണത്തിനു ശേഷം വാതകമര്‍ദ്ദം = ഗുരുത്വബലം ആകുമ്പോള്‍ accretion എന്ന പ്രക്രിയയ്ക്ക് അവസാനമാകുന്നു. അതായത് വാതകമര്‍ദ്ദം, ഗുരുത്വബലത്തിനു സമമാകുമ്പോള്‍ പ്രാങ് നക്ഷത്രം സമതുലിതാവസ്ഥ കൈവരിക്കുന്നു.

ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഈ സമതുലിതാവസ്ഥയെ hydrostatic equilibrium എന്നാണ് വിളിക്കുന്നത്. താഴെയുള്ള ചിത്രം ശ്രദ്ധിക്കൂ.

ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: Pearson Prentice Hall

പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ വിധി തീരുമാനിക്കപ്പെടുന്നു

accretion എന്ന പ്രക്രിയ പൂര്‍ത്തിയാകുന്നതോടെ ഗുരുത്വബലം സ്ഥിരമായി നില്‍ക്കും. അപ്പോള്‍ വാതകമര്‍ദ്ദത്തെ മാറ്റുന്ന എന്ത് പ്രക്രിയ ആണ് പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തില്‍ നടക്കുന്നത്? വാതകമര്‍ദ്ദം രണ്ട് കാര്യങ്ങളെ ആശ്രയിച്ച് ഇരിക്കുന്നു. ഒന്ന് ഉന്നതമായ താപനില (ഇത് അണുക്കളെ തമ്മില്‍ കൂട്ടിയിടിപ്പിക്കുന്നു), രണ്ട് ഉന്നതമായ വാതക സാന്ദ്രത (കുറഞ്ഞ സ്ഥലത്ത് കൂടുതല്‍ അണുക്കള്‍). ഈ സമയത്ത് പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ രൂപാന്തരത്തിനു രണ്ട് സാധ്യത ആണ് ഉള്ളത്.

1. അണുസംയോജനം നടക്കുവാന്‍ ആവശ്യമായ ഉന്നതമായ താപനിലയില്‍ (critical temperature) പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിനു എത്താന്‍ പറ്റുകയാണെങ്കില്‍ പ്രാങ് നക്ഷത്രം അതിന്റെ പരിണാമത്തിന്റെ അടുത്ത ഘട്ടത്തിലേക്ക് (മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം) കടക്കുന്നു.
2. അണുസംയോജനം നടക്കുവാന്‍ ആവശ്യമായ ഉന്നതമായ താപനിലയില്‍ പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിനു എത്താന്‍ പറ്റാതിരിക്കുകയാണെകില്‍ അത് ഹൈഡ്രജന്‍ പൂരിതമായ ഒരു വസ്തു ആയി മാറുന്നു. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഈ വസ്തുവിനെ തവിട്ടുകുള്ളന്‍ (brown dwarf) എന്നു വിളിക്കുന്നു. (കൂടുതല്‍ വിവരങ്ങള്‍ താഴെ).

ദശലക്ഷക്കണക്കിനു വര്‍ഷങ്ങള്‍ കൊണ്ട്, തുടര്‍ച്ചയായ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണവും ചുരുങ്ങലും കാരണം താപനില ഒരു കോടി കെല്‍‌വിനോളം ആകും.ഇത്രയും ഉയര്‍ന്ന താപനിലയില്‍ അണുസംയോജനം (Nuclear fusion) - ഹൈഡ്രജന്‍ അണുകേന്ദ്രങ്ങള്‍ സംയോജിച്ച് ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രം ആയി മാറുന്ന പ്രക്രിയ- ആരംഭിക്കും. ഈ ഘട്ടത്തില്‍ പ്രാങ് നക്ഷത്രം ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം (Main Sequence Star) ആയി മാറി അതിന്റെ ജീവിത ദശയുടെ അടുത്ത ഘട്ടത്തിലേക്ക് കടക്കുന്നു.

പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിനു മുഖ്യധാരനക്ഷത്രം ആകാന്‍ വേണ്ട സമയം

പ്രാങ് നക്ഷത്രം ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം ആയി മാറാന്‍ വേണ്ട സമയം ആ പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തെ ആശ്രയിച്ച് ഇരിക്കുന്നു. പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം കൂടുതല്‍ ആണെങ്കില്‍ അതിന്റെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ ബലവും കൂടുതല്‍ ആയിരിക്കും. അതിനാല്‍ ചുരുങ്ങലിന്റെ വേഗതയും വര്‍ദ്ധിക്കും. നമ്മുടെ സൂര്യന്‍ ഏതാണ്ട് 3 കോടി വര്‍ഷം കൊണ്ടാണ് പ്രാങ് നക്ഷത്ര ദശയില്‍ നിന്ന് മുഖ്യധാരാ ദശയിലേക്ക് എത്തിചേര്‍ന്നത്.
പക്ഷെ ഒരു 15 M_๏ (15 സൂര്യന്മാരുടെ ദ്രവ്യമാനം ഉള്ളത്) ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള ഒരു പ്രാങ് നക്ഷത്രം വെറും 1.6 ലക്ഷം വര്‍ഷം കൊണ്ട് ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം ആയി മാറും. മറിച്ച് ഒരു 0.2 M_๏ ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള ഒരു പ്രാങ് നക്ഷത്രം 100 കോടി വര്‍ഷം കൊണ്ടേ ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം ആയി മാറുകയുള്ളൂ.
100 M_๏ ഓ അതില്‍ കൂടുതലോ ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള ഒരു പ്രാങ് നക്ഷത്രം ഒരിക്കലും ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം ആയി പരിണമിക്കില്ല. ഇത്തരം പ്രാങ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ആന്തരിക താപ നില വളരെയധികം വര്‍ദ്ധിച്ച് പുറത്തേക്കുള്ള മര്‍ദ്ദം ഗുരുത്വബലത്തെ അതിജീവിച്ച് പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ പുറത്തേക്ക് ഭിന്നിപ്പിച്ചു കളയുന്നു. ഇതു മൂലം ഇത്തരം പ്രാങ് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ പിറവിയിലേ മരണമടയുന്നു. (ചില കുഞ്ഞുങ്ങള്‍ പിറവിയിലേ മരണമടയുന്നതു പോലെ).
അതേ പോലെ 0.08 M_๏ ഓ അതില്‍ കുറവോ ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഒരിക്കലും ഹൈഡ്രജന്‍ അണുകേന്ദ്രങ്ങള്‍ അണുസംയോജനം വഴി ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രം ആയി മാറാനുള്ള താപനില കൈവരിക്കുന്നില്ല. ഇത്തരത്തിലുള്ള പ്രാങ് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ പൂരിതമായ ഒരു വസ്തുവായി മാറും. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഇത്തരം വസ്തുവിനെ തവിട്ടു കുള്ളന്‍ (brown dwarf) എന്നു വിളിക്കുന്നു.
ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ ഒരു പ്രാങ് നക്ഷത്രം ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം ആയി പരിണമിക്കണമെങ്കില്‍ അതിന്റെ ദ്രവ്യമാനം 0.08 M_๏നും 100 M_๏-നും ഇടയില്‍ ആയിരിക്കണം.ദ്രവ്യമാനം കൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ താരതമ്യേനെ കുറവായിരിക്കും.
അങ്ങനെ നമ്മള്‍ നക്ഷത്രം ജനിക്കുന്നതു വരെയുള്ള ചരിത്രം മനസ്സിലാക്കി. ബാക്കി ചരിത്രം തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍.

ആധാര പ്രമാണങ്ങള്‍

ഈ ലേഖനം എഴുതുന്നതിനു റെഫറന്‍സിനു വേണ്ടി ഉപയോഗിച്ച ചില ആധാര പ്രമാണങ്ങള്‍

1. മാനം മഹാത്ഭുതം. കേരള ശാസ്ത്ര സാഹിത്യ പരിഷത്ത്
2. Universe, Kaufmann and Freedman, W H Freeman and Company, New York
3. പ്രപഞ്ച രേഖ, പി. പരമേശ്വരന്‍, ശാസ്ത്ര സാഹിത്യ പരിഷത്ത് പ്രസിദ്ധീകരണം
4. NASA website

കഅബയുടെ മുകളിൽ മലക്കിറങ്ങുന്നതിന്റെ വീഡിയോ ദൃശ്യം

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം തലക്കാലത്തേക്ക് നിർത്തിവെക്കുന്നു. കാരണം ഇങ്ങനെ ഒരു വീഡിയോ കയ്യിൽ വന്നപ്പോൾ ഒരു കൗതുകം തോന്നി.  ഒറ്റ നോട്ടത്തിൽ തന്നെ എനിക്ക് മനസ്സിലായി ഇതെങ്ങനെയായിരിക്കും നിർമ്മിച്ചതെന്ന്.  ഇതെങ്ങനെ നിർമ്മിച്ചതായിരിക്കുമെന്ന് ആർക്കെങ്കിലും പറയാമോ? 

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം I - ആമുഖം

(വിജ്ഞാനം ആരുടേയും തറവാട്ടുസ്വത്തല്ലെന്നും അതിനാൽ തന്റെ ഏത് രചനയും ആർക്കും കോപ്പിയടിക്കാമെന്നും തന്റേടത്തോടെ പറഞ്ഞ ഒരു വലിയ മനുഷ്യന്റെ (ഷിജുവിന്റെ) ബ്ളോഗിൽ നിന്നു പകർത്തിയതാണ്‌ ഈപോസ്റ്റുകൾ. 2009 ഏപ്രിൽ മുതൽ നിലച്ചുപോയ ഈ ബ്ളോഗ് ഖഗോളശാസ്ത്രം പഠിക്കുന്നവർക്കും സർവോപരി ഭൗതികവാദികൾക്കും വളരെ പ്രയോജനകരമാവും എന്ന് തോന്നിയതിനാൽ പകർത്തുന്നു.)

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം I - ആമുഖം

ഇനിയുള്ള കുറച്ചു പോസ്റ്റുകളില്‍ നക്ഷത്രപരിണാമം അഥവാ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം ആണ് നമ്മള്‍ പഠിക്കുവാന്‍ പോകുന്നത്. പോപ്പുലര്‍ അസ്ട്രോണമി പുസ്തകങ്ങള്‍ പലപ്പോഴും നക്ഷത്രപരിണാമം തമോഗര്‍ത്തം (Black hole) എന്ന ഒരൊറ്റ വസ്തുവില്‍ കേന്ദ്രീകരിച്ച് പിന്നെ അതുമായി ബന്ധപ്പെട്ട കുറച്ച് ത്വത്വശാസ്ത്രവും പറഞ്ഞ് ഈ വിഷയത്തെ വഴിതിരിച്ചുവിടുകയാണ് പതിവ്. പൊതുവെ നക്ഷത്രപരിണാമത്തിന്റെ എല്ലാ ദശകളും ലളിതമായി വിവരിക്കുന്ന പുസ്തകങ്ങളും കുറവാണ്. ഉള്ളവ തന്നെ നക്ഷത്രത്തിന്റെ അന്ത്യദശയില്‍ കേന്ദ്രീകരിച്ച് ഒടുവില്‍ Black hole-ലേക്ക് വഴുതി വീണ് ഈ പ്രക്രിയകളുടെ പുറകിലുള്ള ശാസ്ത്രം പഠിപ്പിക്കാന്‍ വിട്ടുപോവുകയും ചെയ്യുന്നു.
എന്റെ ഉദ്ദേശം അതല്ല. നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജനനം മുതല്‍ മരണം വരെയുള്ള ശാസ്ത്രം കുറച്ച് വിശദമായി കൈകാര്യം ചെയ്യാനാണ് എന്റെ എളിയ ശ്രമം.
അതിനു സഹായകരമായ ചില ഉപാധികള്‍ ആണ് കഴിഞ്ഞ 20 ഓളം പോസ്റ്റുകളില്‍ നമ്മള്‍ പരിചയപ്പെട്ടത്. പ്രത്യേകിച്ച് കഴിഞ്ഞ നാലഞ്ച് പോസ്റ്റുകളില്‍ പരിചയപ്പെട്ട HR ആരേഖവും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗികരണവും ഒക്കെ ഇനി നമുക്ക് ഇടയ്ക്കിടക്ക് പരാമര്‍ശിക്കേണ്ടി വരും. അതിനാല്‍ അത് വായിച്ചിട്ടില്ലാത്തവര്‍ അത് വായിച്ചിട്ട് നക്ഷത്രപരിണാമത്തിന്റെ ഈ ലേഖനപരമ്പരയിലേക്ക് വരാന്‍ അപേക്ഷ.
ബ്ലോഗ് ആയതു കൊണ്ട് നമുക്ക് പുസ്തകങ്ങള്‍ക്ക് ഇല്ലാത്ത പല സൌകര്യവും ഈ വിഷയം പഠിക്കുമ്പോള്‍ ഉണ്ട്. നമുക്ക് സമയമോ സ്ഥലമോ സൌകര്യമോ വായനക്കാരുടെ എണ്ണമോ ഒന്നും ഒരു പ്രശ്നമല്ല. മാത്രമല്ല ധാരാളം ചിത്രങ്ങളും അനിമേഷനുകളും മറ്റും ഉപയോഗിക്കാമെന്ന സൌകര്യവും ഇവിടെ ഉണ്ട്. സംശയം കമെന്റുകള്‍ ആയി ചോദിക്കുവാന്‍ ഉള്ള സൌകര്യം ഉണ്ട്. ലേഖനത്തില്‍ തെറ്റു വന്നാല്‍ അത് തിരുത്തി പുനഃ‍പ്രസിദ്ധീകരിക്കുവാന്‍ ഉള്ള സൌകര്യം ഉണ്ട്. മാത്രമല്ല പിന്നിട് എന്തെങ്കിലും കൂട്ടിച്ചേര്‍ക്കണം എന്നു തോന്നിയാല്‍ അതിനുള്ള സൌകര്യവും ഉണ്ട്. അതിനാല്‍ തന്നെ നക്ഷത്രപരിണാമത്തിന്റെ എല്ലാ ദശകളും സാമാന്യം വിശദമായി എന്നാല്‍ ഗണിതം ഉപയോഗിക്കാതെ (കഴിയുന്നതും) ലളിതമായി വിവരിക്കുവാന്‍ ആണ് എന്റെ എളിയ ശ്രമം. അതിനാല്‍ തന്നെ “നക്ഷത്ര പരിണാമത്തിന്റെ” ഈ പോസ്റ്റുകള്‍ ഏഴോളം ഭാഗം വരുന്ന തുടരന്‍ ആയിരിക്കും (എത്ര പോസ്റ്റ് കൊണ്ട് ഈ വിഷയം പൂര്‍ണ്ണമായി വിശദീകരിക്കാന്‍ പറ്റും എന്ന് കൃത്യമായി പറയാന്‍ ഇപ്പോള്‍ എനിക്കാവുന്നില്ല. എങ്കിലും ഒരു ഏഴു പോസ്റ്റുകൊണ്ട് തീര്‍ക്കാന്‍ പറ്റും എന്നാണ് എന്റെ അനുമാനം.)

ആമുഖം

ഒരു നക്ഷത്രം എങ്ങനെ ജനിക്കുന്നു. അത് എങ്ങനെ ജീവിക്കുന്നു? അതിന്റെ അവസാനം എങ്ങനെ? നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിതകഥകളിലേക്ക് ഒരു എത്തി നോട്ടമാണ് ഇനിയുള്ള കുറച്ചു ലേഖനങ്ങള്‍.
ജീവിതകഥകളോ? അതേ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിത കഥ അതിന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നതിനാല്‍ എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കും ഒരേ ജീവിത കഥയല്ല പറയാനുള്ളത്.
നക്ഷത്രങ്ങളെകുറിച്ചുള്ള പഠനത്തില്‍ ഏറ്റവും രസകരമായത് അവയുടെ പരിണാമത്തെ കുറിച്ചുള്ള പഠനമാണ്. ഒരു നക്ഷത്രത്തെ മാത്രം പഠിച്ച് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം ഉണ്ടാക്കാന്‍ നമുക്ക് പറ്റില്ല. കാരണം നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിത ദൈര്‍ഘ്യം മനുഷ്യവര്‍ഗ്ഗത്തിന്റേയോ നമ്മുടെ ഭൂമിയുടെ തന്നെയോ പ്രായത്തേക്കാള്‍ എത്ര എത്രയോ ഇരട്ടിയാണ്. അതിനാല്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ വിവിധ ജീവിത ഘട്ടങ്ങളില്‍ ഉള്ള പല പല നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിതം പഠിച്ച് ഈ പഠനങ്ങള്‍ ക്രോഡീകരിച്ചാണ് അവയുടെ ജീവിത കഥ മെനഞ്ഞെടുത്തത്.
ആദ്യം നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് എങ്ങനെയാണ് നമ്മളെപോലെ ജനനവും ജീവിതവും മരണവും ഉണ്ടെന്നും, പല തരം നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉണ്ടെന്ന് മനസ്സിലാക്കുന്നത് എന്നും നോക്കാം. ഒരു ഉദാഹരണം വഴി ഇതു മനസ്സിലാക്കാന്‍ ശ്രമിക്കാം.
ഒരു അന്യഗ്രഹ ജീവി ഭൂമിയില്‍ സന്ദര്‍ശനത്തിനു വന്നു എന്നിരിക്കട്ടെ. അവര്‍ ആദ്യം കുറച്ച് ഇരു കാലികളെ ആവും കാണുക. രൂപത്തിലും ഭാവത്തിലും എല്ലാം ഒരേ പോലെ ഇരിക്കുന്നവര്‍. (സിനിമകളില്‍ അന്യഗ്രഹ ജീവികള്‍ക്കു ഒരേ രൂപവും ഭാവവും ഉള്ളതു പോലെ.) എന്നാല്‍ കുറച്ച് ശ്രദ്ധിച്ചു പഠിക്കുമ്പോള്‍ ഈ ഇരുകാലികള്‍ രണ്ട് തരം ഉണ്ടെന്ന് അവര്‍ക്ക് മനസ്സിലാകുന്നു. ആണും പെണ്ണും. പിന്നീട് അവരില്‍ കറുത്തവരും വെളുത്തവരും ഉണ്ടെന്നു മനസ്സിലാകുന്നു. കുറച്ച് കൂടി ശ്രദ്ധിച്ചു പഠിക്കുമ്പോള്‍ ഇവരില്‍ വിവിധ പ്രായത്തില്‍ ഉള്ളവര്‍ ഉണ്ടെന്ന് മനസ്സിലാകുന്നു. കുഞ്ഞുങ്ങള്‍, ബാലര്‍, കൌമാരക്കാര്‍, യൌവനക്കാര്‍, മദ്ധ്യവയസ്കര്‍, വൃദ്ധര്‍ എന്നിങ്ങനെ. വൃദ്ധര്‍ പെട്ടന്ന് മരിക്കുന്നു.ചില ഗര്‍ഭധാരണം ചാപിള്ള ആയി പോകുന്നു. വേറെ ചിലര്‍ അകാലത്തില്‍ ചരമമടയുന്നു. ഇതൊക്കെ ഓരോന്നും സൂക്ഷമായി പഠിക്കുമ്പോള്‍ അവര്‍ക്ക് മനസ്സിലാക്കുന്നു.
അപ്പോള്‍ ഇത്രയും പറഞ്ഞത് ഒരു വര്‍ഗ്ഗത്തിന്റെ ജീവിത കഥ അറിയണമെങ്കില്‍ ആ വര്‍ഗ്ഗത്തെ മൊത്തമായി സൂക്ഷ്മമായി പഠിച്ചാല്‍ മതി.
ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാരും ചെയ്തത് ഇതു തന്നെയാണ്. വിവിധ ജീവിതഘട്ടങ്ങളില്‍ ഉള്ള നിരവധി നക്ഷത്രങ്ങളെ കുറിച്ച് പഠിച്ച് അവര്‍ നിഗമനങ്ങളില്‍ എത്തി ചേര്‍ന്നു. ഇങ്ങനെ പഠിച്ചപ്പോള്‍ അവര്‍ എത്തിചേര്‍ന്ന നിഗമനങ്ങള്‍ ചേര്‍ത്തു വച്ചപ്പോള്‍ നക്ഷത്ര പരിണാമത്തിനു നാലു സുപ്രധാന ഘട്ടങ്ങള്‍ ഉണ്ടെന്നു മനസ്സിലായി. അവ താഴെ പറയുന്ന ആണ്.

1. പ്രാങ് നക്ഷത്ര ദശ (Protostar phase)
2. മുഖ്യധാര ദശ (Main Sequence phase)
3. മുഖ്യധാരാനന്തര ദശ (Post Main Sequence phase)
4. അന്ത്യ ദശ (End phase)

ഇത് നമ്മുടെ ജീവിതത്തിലെ ശൈശവം, യുവത്വം, മദ്ധ്യവയസ്സ്, വാര്‍ദ്ധക്യം എന്നീ നാല് ഘട്ടങ്ങളോട് ഒരു പരിധി വരെ തുലനം ചെയ്യാം.
തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ ഇവ ഒരോന്നിനേയും നമുക്ക് വിശദമായി പരിചയപ്പെടാം. പോസ്റ്റുകളില്‍ അവിടവിടെ ഭൌതീക ശാസ്ത്രത്തിലെ ചില സംജ്ഞകളെ പരാമര്‍ശിക്കേണ്ടി വരും. കഴിയുന്നതും ലളിതമായ ഭാഷയില്‍ ഗണിതമില്ലാതെ ഓരോന്നും നമുക്ക് പരിചയപ്പെടാം.
http://www.nasa.gov/

പുരുഷമേൽകോയ്മയുടെ അസഹിഷ്ണുത

By AP

RIYADH, Saudi Arabia (AP) — A report given to a high-level advisory group in Saudi Arabia claims that allowing women in the kingdom to drive could encourage premarital sex, a rights activist said Saturday.

The ultraconservative stance suggests increasing pressure on King Abdullah to retain the kingdom's male-only driving rules despite international criticism.

Rights activist Waleed Abu Alkhair said the document by a well-known academic was sent to the all-male Shura Council, which advises the monarchy. The report by Kamal Subhi claims that allowing women to drive will threaten the country's traditions of virgin brides, he said. The suggestion is that driving will allow greater mixing of genders and could promote sex.

Saudi women have staged several protests defying the driving ban. The king has already promised some reforms, including allowing women to vote in municipal elections in 2015.
(news)

ഇത് കേട്ടാൽ തോന്നും സൗദി അറേബ്യയിലെ പെണ്ണുങ്ങളെ മുഴുവൻ ചാരിത്ര്യവതികളാക്കി നിർത്തുന്നത് കേവലം പിൻസീറ്റ് ഡ്രൈവിങ്ങ് ആണെന്ന്. വ്യഭിചരിക്കാൻ വിചാരിക്കുന്ന ഒരാൾക്ക് പൊതുവെ ഏറ്റവും വളക്കൂറുള്ള മണ്ണാണ്‌ സൗദി. മുഖം പുറത്ത്കാണിക്കാത്ത സ്ത്രീക്ക് എന്ത് തോന്നിവാസമാണ്‌ ചെയ്യാനാവാത്തത്. പരസ്യമായി കക്കാനും വേലിചാടാനുമാണ്‌ ‘കൂടുതലായും’ ഈ വസ്ത്രം അവരെ സഹായിക്കുന്നത്. (ഇത് പൊതുവായുള്ള അഭിപ്രായ പ്രകടനമല്ല. സൗദി സ്ത്രീകൾ ലോകത്തിന്റെ മറ്റേതു ഭാഗത്തുള്ള സ്ത്രീകളേക്കാൾ മെച്ചമാണെന്നോ മോശമാണെന്നൊ ഈയുള്ളവന്‌ അഭിപ്രായമില്ല) സ്ത്രീകൾ സ്വയം ഡ്രൈവു ചെയ്യുന്നതിനേക്കാൾ മികച്ചതാണ്‌ വിദേശികളായ അന്യപുരുഷന്മാരുടെ കൂടെ യാത്രചെയ്യുന്നത് എന്ന കണ്ട്പിടുത്തത്തിന്‌ ‘ഉളുപ്പി’ല്ലായ്മയ്ക്കുള്ള ദേശീയ അവാർഡ് കൊടുക്കണം. സ്വയം ഡ്രൈവിങ്ങ് ലൈംഗിക ക്ഷമത വർദ്ധിപ്പിക്കും എന്ന കണ്ടുപിടുത്തത്തിനാണ്‌ ഈ അവാർഡ്.

ഇത് തികഞ്ഞ പുരുഷമേൽകോയ്മയുടെ അസഹിഷ്ണുതയല്ലാതെ മറ്റൊന്നുമല്ല. ഇത് പക്ഷെ അധിക കാലം തുടരാനാവില്ല. ധാരാളം പെൺകുട്ടികൾ സമരമാർഗമെന്ന നിലയിൽ വിലക്ക് ലംഘിച്ച് ഡ്രൈവ് ചെയ്യാൻ തുടങ്ങിയിട്ടുണ്ട്. വിവരസാങ്കേതിക വിദ്യ പല പ്രത്യയശാസ്ത്രങ്ങളുടേയും കടക്കൽ കത്തിയാണ്‌.
റാനിയ എന്നൊരു സ്ത്രീ പറഞ്ഞു “ഞങ്ങൾ ഇന്നല്ലെങ്കിൽ നാളെ ഡ്രൈവ് ചെയ്യുക തന്നെ ചെയ്യും. മറ്റെല്ലാ രാജ്യങ്ങളിലും പെണ്ണുങ്ങൾ ജീവിതത്തിന്റെ ഭാഗമാകിയ പല കാര്യങ്ങൾക്കും ഇപ്പോഴും സമരം ചെയ്യേണ്ടിവരുന്നത് എത്ര കഷ്ടമാണ്‌”
സ്ത്രീകൾക്ക് തൊഴിൽ മേഖലകൾ വർദ്ധിപ്പിച്ചു കൊടുക്കാൻ ശ്രമിക്കുന്ന സർക്കാറിന്‌ അവരെ വണ്ടിയോടിക്കാൻ സമ്മതിക്കാതെ എങ്ങനെ ശരിയായി ഇത് നടപ്പിലാക്കാനാവും? പക്ഷെ രാജാവ് ഇക്കാര്യത്തിൽ വളരെ കാര്യമായി ചിന്തിക്കുന്നത് കൊണ്ടാവണം സ്ത്രീകളുടെ വോട്ടവകാശവും ഡ്രൈവിങ്ങും വൈകാതെ നടപ്പിലാക്കും എന്ന് പ്രഖ്യാപിച്ചത്. ഇത് പാരമ്പര്യവാദികൾക്ക് ഒരു അടിയാണ്‌.