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.
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.
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.
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.
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.
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.
- ഗുരുത്വം വാതകങ്ങളേയും ധൂളികളേയും മറ്റ് കണികകളേയും കേന്ദ്രത്തിലേക്ക് വലിച്ചടുപ്പിക്കുന്നു
- കേന്ദ്രത്തില്‍ വാതകങ്ങളിലെ അണുക്കള്‍ തമ്മിലുള്ള കൂട്ടിയിടി മൂലം താപനില വര്‍ദ്ധിക്കുന്നു
- കൂടുതല്‍ അണുക്കള്‍ കേന്ദ്രത്തിലേക്ക് എത്തുമ്പോള്‍ അവിടുത്തെ സാന്ദ്രത വര്‍ദ്ധിക്കുന്നു
- അണുക്കള്‍ തമ്മിലുള്ള കൂട്ടിയിടിയും സാന്ദ്രയും വര്‍ദ്ധിക്കുന്നതു മൂലം വാതക മര്‍ദ്ദം കൂടുന്നു
- ഇങ്ങനെ ഉണ്ടാകുന്ന വാതകമര്‍ദ്ദം പ്രാങ് നക്ഷത്രം ഗുരുത്വആകര്‍ഷണം മൂലം തകര്‍ന്നടിയുന്നത് തടയുന്നു
- ഇങ്ങനെ ലക്ഷക്കണക്കിനു വര്‍ഷത്തെ ബലപരീക്ഷണത്തിനു ശേഷം വാതകമര്‍ദ്ദം = ഗുരുത്വബലം ആകുമ്പോള്‍ accretion എന്ന പ്രക്രിയയ്ക്ക് അവസാനമാകുന്നു. അതായത് വാതകമര്‍ദ്ദം, ഗുരുത്വബലത്തിനു സമമാകുമ്പോള്‍ പ്രാങ് നക്ഷത്രം സമതുലിതാവസ്ഥ കൈവരിക്കുന്നു.
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.- അണുസംയോജനം നടക്കുവാന്‍ ആവശ്യമായ ഉന്നതമായ താപനിലയില്‍ (critical temperature) പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിനു എത്താന്‍ പറ്റുകയാണെങ്കില്‍ പ്രാങ് നക്ഷത്രം അതിന്റെ പരിണാമത്തിന്റെ അടുത്ത ഘട്ടത്തിലേക്ക് (മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം) കടക്കുന്നു.
- 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).
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- മാനം മഹാത്ഭുതം. കേരള ശാസ്ത്ര സാഹിത്യ പരിഷത്ത്
- Universe, Kaufmann and Freedman, W H Freeman and Company, New York
- പ്രപഞ്ച രേഖ, പി. പരമേശ്വരന്‍, ശാസ്ത്ര സാഹിത്യ പരിഷത്ത് പ്രസിദ്ധീകരണം
- NASA website
This comment has been removed by the author.
ReplyDeleteWonderful Blog!!
ReplyDeleteThanks for the effort!! way to Go !!
ശാസ്ത്രം മനുഷ്യന് !
ശാസ്ത്രം ജനനന്മയ്ക്ക് !
ശാസ്ത്രം സാമൂഹ്യ വിപ്ലവത്തിന് !
എല്ലാ ആശംസകളും.പിന്തുണയും !!!
Thank you
ReplyDelete