മുഖ്യധാരാദശ
കഴിഞ്ഞ രണ്ട് പോസ്റ്റുകളില്‍ നിന്നു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജനനം വരെയുള്ള കഥ നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കി. ഇനി തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ അതിനു ശേഷമുള്ള കഥകള്‍ നമ്മള്‍ക്ക് പഠിക്കാം. ഒരു പ്രാങ് നക്ഷത്രം ഹൈഡ്രജന്‍ എരിച്ച് ഊര്‍ജ്ജ ഉല്പാദനം തുടങ്ങുന്ന ഘട്ടത്തില്‍ ആ നക്ഷത്രം ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം (main sequence star) ആയി മാറും എന്ന് കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില്‍ നിന്ന് നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കി. ഈ സമയമാണ് ഒരു നക്ഷത്രം പിറന്നു വീഴുന്നത് എന്നു പറയാം.
1H1 + 1H1 + 1H1 + 1H1 -> 2He4 + 2 e + 2 nu (e) + energy
സംയോജനം നടക്കുന്നതിനു മുന്‍പുള്ള നാല് ഹൈഡ്രജന്‍ അണുകേന്ദ്രങ്ങളുടെ മൊത്തം ദ്രവ്യമാനം = 4 X 1.007825 amu = 4.0313 amu
സംയോജനം നടന്നതിനു ശേഷം ഉള്ള ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രത്തിന്റേയും 2 പോസിട്രോണിന്റേയും മൊത്തം ദ്രവ്യമാനം = 4.00370 amu
ദ്രവ്യമാനത്തില്‍ വന്ന വ്യത്യാസം = 4.0313 amu - 4.00370 amu = 0.027599 amu
(amu എന്നത് അണുക്കളുടെ ദ്രവ്യമാനം പറയാന്‍ വേണ്ടി ഉപയോഗിക്കുന്ന ഒരു ഏകകമാണ്. 1 amu = 1.6604 X 10-27 kg ആണ്. അതിനാല്‍ 0.027599 amu എന്നത് 4.58 X 10-29 kg ആണ്)
ദ്രവ്യമാനത്തില്‍ വന്ന വ്യത്യാസം ഐന്സ്റ്റീന്റെ സമവാക്യം അനുസരിച്ച് ഊര്‍ജ്ജം ആയി മാറുന്നു. അതായത് E = mc2 = 4.58 X 10-29 X (3 X 108)2 Joules = 4.122 X 10-12 Joulesസത്യത്തില്‍ മുകളില്‍ കാണിച്ചിരിക്കുന്നത് പോലെ അത്ര ലളിതമല്ല നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നടക്കുന്ന ഊര്‍ജ്ജോല്‍‌പാദനത്തിന്റെ വഴി. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദ്രവ്യമാനം അനുസരിച്ച് പല വിധത്തിലുള്ള സങ്കീര്‍ണ്ണമായ പ്രക്രിയകളാണ് ഓരോ നക്ഷത്രത്തിലും നടക്കുന്നത്. അവയില്‍ ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ടത് (i) Proton-Proton chain-ഉം (ii) CNO Cycle-ഉം ആണ്.
നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നടക്കുന്ന ന്യൂക്ലിയര്‍ സംയോജന പ്രക്രിയകളെ കുറിച്ചുള്ള വിശദമായ ലേഖനം അന്വേഷണം എന്ന ബ്ലോഗില്‍ വിശദമായി കൈകാര്യം ചെയ്ത് തുടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. കുറച്ചു കൂടി ഉയര്‍ന്ന ഭൌതീക സംജ്ഞകള്‍ ഉള്‍പ്പെടുന്നതിലാണ് അത് വേറെ ഒരു ലേഖനം ആക്കിയത്. മാത്രമല്ല അണു സംയോജന സമവാക്യങ്ങള്‍ ചിലര്‍ക്ക് ദുര്‍ഗ്രാഹ്യമായി തോന്നാം. അതിനാലാണ് അത് ലേഖനത്തിന്റെ മുഖ്യ ഭാഗത്തു നിന്നു അടര്‍ത്തിയത്. പിന്നെ നമ്മുടെ ഈ ലേഖനത്തിന്റെ തുടര്‍ച്ചയെ ബാധിക്കാതെയും നോക്കണമല്ലോ. അണുസംയോജനവും അതുമായി ബന്ധപ്പെട്ട എല്ലാ സംശയവും ആ ബ്ലോഗില്‍ ചോദിക്കുക. അതിനെ കുറിച്ച് വിശദമായി അറിയുവാന്‍ താല്‌പര്യം ഉള്ളവര്‍ മറ്റേ ബ്ലോഗിലെ ഈ വിഷയത്തെകുറിച്ച് തുടര്‍ച്ചയായി വരുന്ന പോസ്റ്റുകള്‍ വായിക്കുക.
ഈ ലേഖനത്തില്‍ നമ്മള്‍ അണു സംയോജന സമവാക്യങ്ങളെ കുറിച്ച് വലിയതായി വ്യാകുലപ്പെടേണ്ട കാര്യമില്ല. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഊര്‍ജ്ജം ഉല്പാദനം നടത്തുന്നത് അണുസംയോജനം എന്ന പ്രക്രിയ വഴി ആണ് എന്നു മാത്രം അറിഞ്ഞാല്‍ മതി.
സ്വയം ഊര്‍ജ്ജ ഉല്പാദനം തുടങ്ങന്നതോടെ നക്ഷത്രം പ്രകാശിക്കുന്നു. ഈ സമയത്തുള്ള നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം (Zero Age Main Sequence mass) ആണ് അതിന്റെ പിന്നീടുള്ള ജീവചരിത്രം തീരുമാനിക്കുന്നത്. നക്ഷത്രം പ്രകാശിക്കാന്‍ തുടങ്ങുന്നതോടെ അതിന്റെ Luminosity (തേജസ്സ്) കണക്കാക്കാന്‍ നമുക്ക് പറ്റും. Luminosity-യും ഉപരിതല താപനിലയും അറിഞ്ഞാല്‍ നമുക്ക് നക്ഷത്രത്തിന്റെ HR-ആരേഖത്തിലുള്ള സ്ഥാനം കണ്ടെത്താം. (HR-ആരേഖത്തെ കുറിച്ചുള്ള വിവരത്തിനു HR- ആരേഖം എന്ന പോസ്റ്റ് കാണുക.) ഇങ്ങനെ പ്രാങ് നക്ഷത്ര ദശയില്‍ നിന്ന് മുഖ്യധാര നക്ഷത്ര ദശയിലേക്ക് കാലെടുത്തു വയ്ക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളെ HR-ആരേഖത്തിലെ മുഖ്യധാരാ നാടയിലെ Zero Age Main Sequence band എന്ന രേഖയില്‍ കാണാവുന്നതാണ്.
അപ്പോള്‍ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിതം ശരിക്കും ആരംഭിക്കുന്നത് അത് ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം ആകുമ്പോഴാണ്. നമ്മള്‍ പിറന്നു വീഴുമ്പോള്‍ നമ്മുടെ ജീവിതം ആരംഭിക്കുന്നതു പോലെ. ഇപ്രകാരം ജ്വലിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രത്തില്‍ പ്രധാനമായും രണ്ട് ബലങ്ങളാണ് വര്‍ത്തിക്കുന്നത്. ഒന്ന് ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം. അത് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉള്ളിലേക്ക് മര്‍ദ്ദം ചെലുത്തുന്നു. രണ്ട് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉള്ളില്‍ നിന്നു പുറത്തേക്ക് പ്രവഹിക്കുന്ന ഊര്‍ജ്ജകിരണങ്ങളുടെ പുറത്തേക്കുള്ള മര്‍ദ്ദം. ഇവ രണ്ടും സമതുലിതാവസ്ഥയില്‍ ആയിരിക്കുന്നയിടത്തോളം നക്ഷത്രം സാധാരണ നിലയില്‍ ജ്വലിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കും. കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില്‍ ഇതുമായി ബന്ധപ്പെട്ട ചിത്രം കൊടുത്തിട്ടുണ്ട്. അത് കാണുക.
Image courtsey: http://aspire.cosmic-ray.org/labs/star_life/starlife_main.html
കാമ്പ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഗുരുത്വ“കേന്ദ്രം“ ആയി വര്‍ത്തിക്കുന്നു. അത് അതീവ സാന്ദ്രവും ചൂടും ഉള്ളതാണ്. കാമ്പിനെ ചുറ്റിയുള്ള പുറം പാളി ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും ചേര്‍ന്ന വാതകപാളിയാണ്. ഈ വാതകപാളി കാമ്പില്‍ ഉല്‍‌പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന താപത്തെ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തിലേക്ക് എത്തിക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തില്‍ നിന്ന് താപത്തിന്റേയും വെളിച്ചത്തിന്റേയും രൂപത്തില്‍ ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തേക്ക് പ്രവഹിക്കുന്നു.
നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിതലക്ഷ്യം തന്നെ സമതുലിതാവസ്ഥയില്‍ (equilibriuim) നില്‍‌ക്കുക എന്നതാണ്. സമതുലിതാവസ്ഥ എന്നത് കൊണ്ട് നക്ഷത്രത്തില്‍ വ്യത്യാസം ഒന്നും വരുന്നില്ല എന്നല്ല അര്‍ത്ഥം. മറിച്ച് വ്യത്യാസങ്ങള്‍ തമ്മില്‍ ഒരു സമതുലിതാവസ്ഥ ഉണ്ട് എന്നാണ്. ഒരു സ്ഥിരനക്ഷത്രത്തില്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പില്‍ നിന്ന് പുറത്തേക്ക് പ്രവഹിക്കുന്ന വാതകമര്‍ദ്ദവും പുറഭാഗത്തുള്ള അണുക്കളെ കാമ്പിലേക്ക് വലിച്ചടിപ്പിക്കുന്ന ഗുരുത്വബലവും തമ്മില്‍ ഒരു സന്തുലിതാവസ്ഥ ഉണ്ട് എന്നാണ് ഇതിനു അര്‍ത്ഥം. മറ്റൊരു വിധത്തില്‍ പറഞ്ഞാല്‍ ഈ രണ്ട് ബലങ്ങളും തുല്യമായിരിക്കുന്നിടത്തോളം കാലം നക്ഷത്രം സ്ഥിരമായിരിക്കും. അണുസംയോജനം വഴി ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തുവിട്ടു കൊണ്ടേ ഇരിക്കും.
ഒരു നക്ഷത്രം ആദ്യം സമതുലിതാവസ്ഥയില്‍ എത്തുമ്പോള്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ അണുക്കളെ എരിച്ച് (സംയോജിപ്പിച്ച്) ഹീലിയം അണുക്കള്‍ ഉണ്ടാക്കി ആണ് ഊര്‍ജ്ജം ഉല്‍‌പാദിപ്പിക്കുന്നത്.
നമുക്ക് ഇത്തരത്തില്‍ ജ്വലിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കുന്ന നക്ഷത്രത്തില്‍ നടക്കുന്ന പ്രക്രിയകളെ അഞ്ച് ഘട്ടമായി വിഭജിക്കാം.
ജ്വലിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലതാപനിലയിലും തേജസ്സിലും ആ നക്ഷത്രം പരിണമിക്കുന്നതിനനുസരിച്ച് ക്രമേണ വ്യത്യാസം വരികയും HR-ആരേഖത്തില്‍ ആ നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്ഥാനം Zero Age Main Sequence രേഖയില്‍ നിന്നു ക്രമേണ അകലുകയും ചെയ്യുന്നു. വിവിധ ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ മുഖ്യധാരാ ദശയില്‍ അവ പരിണമിക്കുന്നതിനനുസരിച്ച് HR-ആരേഖത്തില്‍ അവയ്ക്ക് വരുന്ന വ്യത്യാസം താഴെയുള്ള ചിത്രത്തില്‍ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു.
സൂര്യന്‍ ഇപ്പോള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന തേജസ്സ് ഉണ്ടാക്കാന്‍ ഓരോ സെക്കന്റിലും ഏകദേശം 6 X 10 11kg ഹൈഡ്രജന്‍ അണുക്കള്‍ സംയോജിച്ച് ഹീലിയം ആയി മാറണം. ഭൂമിയിലെ അളവ് വെച്ച് ഇതു ഭീമാകാരമായ ഒരു സംഖ്യ ആണെങ്കിലും സൂര്യന്‍ ഈ നിലയില്‍ കത്താന്‍ തുടങ്ങിയിട്ട് 500 കോടി കൊല്ലം കഴിഞ്ഞു. ഇനി ഒരു 500 കോടി കൊല്ലം കൂടി ഈ നിലയിലുള്ള കത്തല്‍ തുടരുകയും ചെയ്യും. അപ്പോള്‍ സൂര്യനിലുള്ള ഹൈഡ്രജന്റെ അളവ് എത്രത്തോളം ഭീമമാണ് എന്ന് ഊഹിക്കാമല്ലോ.
ഒരു നക്ഷത്രം എത്രകാലം മുഖ്യധാരാ ദശയില്‍ ജീവിക്കും എന്നത് ആ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം അനുസരിച്ച് ഇരിക്കുന്നു. ഭീമന്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ അതിവേഗം ഇന്ധനം ഉപയോഗിക്കുകയും അതിനാല്‍ അവയുടെ മുഖ്യധാര ദശ പെട്ടെന്ന് അവസാനിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. പക്ഷെ ചെറു നക്ഷത്രങ്ങള്‍ വളരെ സാവധാനമേ ഇന്ധനം ഉപയോഗിക്കുകയുള്ളൂ. അതിനാല്‍ അവയുടെ മുഖ്യധാരാജീവിത കാലവും കൂടുതല്‍ ആയിരിക്കും.
ഉദാഹരണത്തിനു ഒരു 25 M നക്ഷത്രം വെറും 10 ലക്ഷം വര്‍ഷം കൊണ്ട് അതിന്റെ ഇന്ധനം ഉപയോഗിച്ച് തീരുന്നു. പക്ഷെ ചില ലഘു താരങ്ങള്‍ 10,000 കോടി കൊല്ലവും അതിലധികവും ജീവിക്കുന്നു. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഇപ്പോഴത്തെ പ്രായം ഏതാണ്ട് 1300 കോടി കൊല്ലം മാത്രമായതു കൊണ്ട് ചില ലഘുതാരങ്ങള്‍ അവയുടെ ശൈശവ കാലം പോലും പിന്നിട്ടിട്ടില്ല എന്ന് അര്‍ത്ഥം!
അപ്പോള്‍ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ മുഖ്യധാരാ ദശ അവസാനിക്കുന്നത് ഊര്‍ജ്ജ ഉല്‌പാദനത്തിനുള്ള അതിന്റെ ഇന്ധനം തീരുമ്പോഴാണ് എന്നു നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കി. അപ്പോള്‍ ഇന്ധനം തീര്‍ന്നതിനുശേഷം നക്ഷത്രത്തിനു എന്തു സംഭവിക്കുന്നു? നക്ഷത്രത്തിന്റെ മുഖ്യധാരാന്തര ജീവിതത്തെകുറിച്ചാണ് ഇനിയുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ നമ്മള്‍ പഠിക്കുവാന്‍ പോകുന്നത്. അത്യന്തം ആവേശകരമായ വിവരങ്ങളാണ് ഇനി നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കാന്‍ പോകുന്നത്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിതകഥകളിലൂടെ ഉള്ള അത്ഭുത യാത്ര നമ്മള്‍ തുടരുകയാണ്.
അണുസംയോജന പ്രക്രിയ
നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പില്‍ നടക്കുന്ന അണുസംയോജന പ്രകിയകള്‍ മൂലം 4 ഹൈഡ്രജന്‍ അണുകേന്ദ്രങ്ങള്‍ സംയോജിച്ച് ഒരു ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രം ഉണ്ടാകുന്നു. ഇപ്രകാരം ഉണ്ടാകുന്ന ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം 4 ഹൈഡ്രജന്‍ അണുകേന്ദ്രങ്ങളുടെ ദ്രവ്യമാനത്തേക്കാള്‍ അല്‍‌പം കുറവായിരിക്കും. ദ്രവ്യമാനത്തിലുള്ള ഈ വ്യത്യാസം ഐന്സ്റ്റീന്റെ E = mc2 എന്ന സമവാക്യം അനുസരിച്ച് ഊര്‍ജ്ജം ആയി മാറും. ഈ പ്രക്രിയയുടെ വിശദാംശങ്ങള്‍ താഴെ.1H1 + 1H1 + 1H1 + 1H1 -> 2He4 + 2 e + 2 nu (e) + energy
സംയോജനം നടക്കുന്നതിനു മുന്‍പുള്ള നാല് ഹൈഡ്രജന്‍ അണുകേന്ദ്രങ്ങളുടെ മൊത്തം ദ്രവ്യമാനം = 4 X 1.007825 amu = 4.0313 amu
സംയോജനം നടന്നതിനു ശേഷം ഉള്ള ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രത്തിന്റേയും 2 പോസിട്രോണിന്റേയും മൊത്തം ദ്രവ്യമാനം = 4.00370 amu
ദ്രവ്യമാനത്തില്‍ വന്ന വ്യത്യാസം = 4.0313 amu - 4.00370 amu = 0.027599 amu
(amu എന്നത് അണുക്കളുടെ ദ്രവ്യമാനം പറയാന്‍ വേണ്ടി ഉപയോഗിക്കുന്ന ഒരു ഏകകമാണ്. 1 amu = 1.6604 X 10-27 kg ആണ്. അതിനാല്‍ 0.027599 amu എന്നത് 4.58 X 10-29 kg ആണ്)
ദ്രവ്യമാനത്തില്‍ വന്ന വ്യത്യാസം ഐന്സ്റ്റീന്റെ സമവാക്യം അനുസരിച്ച് ഊര്‍ജ്ജം ആയി മാറുന്നു. അതായത് E = mc2 = 4.58 X 10-29 X (3 X 108)2 Joules = 4.122 X 10-12 Joulesസത്യത്തില്‍ മുകളില്‍ കാണിച്ചിരിക്കുന്നത് പോലെ അത്ര ലളിതമല്ല നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നടക്കുന്ന ഊര്‍ജ്ജോല്‍‌പാദനത്തിന്റെ വഴി. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദ്രവ്യമാനം അനുസരിച്ച് പല വിധത്തിലുള്ള സങ്കീര്‍ണ്ണമായ പ്രക്രിയകളാണ് ഓരോ നക്ഷത്രത്തിലും നടക്കുന്നത്. അവയില്‍ ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ടത് (i) Proton-Proton chain-ഉം (ii) CNO Cycle-ഉം ആണ്.
നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നടക്കുന്ന ന്യൂക്ലിയര്‍ സംയോജന പ്രക്രിയകളെ കുറിച്ചുള്ള വിശദമായ ലേഖനം അന്വേഷണം എന്ന ബ്ലോഗില്‍ വിശദമായി കൈകാര്യം ചെയ്ത് തുടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. കുറച്ചു കൂടി ഉയര്‍ന്ന ഭൌതീക സംജ്ഞകള്‍ ഉള്‍പ്പെടുന്നതിലാണ് അത് വേറെ ഒരു ലേഖനം ആക്കിയത്. മാത്രമല്ല അണു സംയോജന സമവാക്യങ്ങള്‍ ചിലര്‍ക്ക് ദുര്‍ഗ്രാഹ്യമായി തോന്നാം. അതിനാലാണ് അത് ലേഖനത്തിന്റെ മുഖ്യ ഭാഗത്തു നിന്നു അടര്‍ത്തിയത്. പിന്നെ നമ്മുടെ ഈ ലേഖനത്തിന്റെ തുടര്‍ച്ചയെ ബാധിക്കാതെയും നോക്കണമല്ലോ. അണുസംയോജനവും അതുമായി ബന്ധപ്പെട്ട എല്ലാ സംശയവും ആ ബ്ലോഗില്‍ ചോദിക്കുക. അതിനെ കുറിച്ച് വിശദമായി അറിയുവാന്‍ താല്‌പര്യം ഉള്ളവര്‍ മറ്റേ ബ്ലോഗിലെ ഈ വിഷയത്തെകുറിച്ച് തുടര്‍ച്ചയായി വരുന്ന പോസ്റ്റുകള്‍ വായിക്കുക.
ഈ ലേഖനത്തില്‍ നമ്മള്‍ അണു സംയോജന സമവാക്യങ്ങളെ കുറിച്ച് വലിയതായി വ്യാകുലപ്പെടേണ്ട കാര്യമില്ല. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഊര്‍ജ്ജം ഉല്പാദനം നടത്തുന്നത് അണുസംയോജനം എന്ന പ്രക്രിയ വഴി ആണ് എന്നു മാത്രം അറിഞ്ഞാല്‍ മതി.
Zero Age Main Sequence Star
ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ അണുസംയോജനം വഴി ഊര്‍ജ്ജ ഉല്പാദനം ആരംഭിക്കുന്നതോടെ പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തില്‍ നിന്ന് ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം പിറവിയെടുക്കുന്നു. ഇങ്ങനെ പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തില്‍ നിന്ന് പിറവിയെടുക്കുന്ന മുഖ്യധാര നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിതത്തിന്റെ ഈ ദശയ്ക്ക് Zero Age Main Sequence Phase (ZAMS Phase) എന്നാണ് പറയുന്നത്. നക്ഷത്രത്തെ Zero Age Main Sequence Star (ZAMS Star) എന്നും പറയുന്നു.സ്വയം ഊര്‍ജ്ജ ഉല്പാദനം തുടങ്ങന്നതോടെ നക്ഷത്രം പ്രകാശിക്കുന്നു. ഈ സമയത്തുള്ള നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം (Zero Age Main Sequence mass) ആണ് അതിന്റെ പിന്നീടുള്ള ജീവചരിത്രം തീരുമാനിക്കുന്നത്. നക്ഷത്രം പ്രകാശിക്കാന്‍ തുടങ്ങുന്നതോടെ അതിന്റെ Luminosity (തേജസ്സ്) കണക്കാക്കാന്‍ നമുക്ക് പറ്റും. Luminosity-യും ഉപരിതല താപനിലയും അറിഞ്ഞാല്‍ നമുക്ക് നക്ഷത്രത്തിന്റെ HR-ആരേഖത്തിലുള്ള സ്ഥാനം കണ്ടെത്താം. (HR-ആരേഖത്തെ കുറിച്ചുള്ള വിവരത്തിനു HR- ആരേഖം എന്ന പോസ്റ്റ് കാണുക.) ഇങ്ങനെ പ്രാങ് നക്ഷത്ര ദശയില്‍ നിന്ന് മുഖ്യധാര നക്ഷത്ര ദശയിലേക്ക് കാലെടുത്തു വയ്ക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളെ HR-ആരേഖത്തിലെ മുഖ്യധാരാ നാടയിലെ Zero Age Main Sequence band എന്ന രേഖയില്‍ കാണാവുന്നതാണ്.
അപ്പോള്‍ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിതം ശരിക്കും ആരംഭിക്കുന്നത് അത് ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം ആകുമ്പോഴാണ്. നമ്മള്‍ പിറന്നു വീഴുമ്പോള്‍ നമ്മുടെ ജീവിതം ആരംഭിക്കുന്നതു പോലെ. ഇപ്രകാരം ജ്വലിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രത്തില്‍ പ്രധാനമായും രണ്ട് ബലങ്ങളാണ് വര്‍ത്തിക്കുന്നത്. ഒന്ന് ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം. അത് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉള്ളിലേക്ക് മര്‍ദ്ദം ചെലുത്തുന്നു. രണ്ട് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉള്ളില്‍ നിന്നു പുറത്തേക്ക് പ്രവഹിക്കുന്ന ഊര്‍ജ്ജകിരണങ്ങളുടെ പുറത്തേക്കുള്ള മര്‍ദ്ദം. ഇവ രണ്ടും സമതുലിതാവസ്ഥയില്‍ ആയിരിക്കുന്നയിടത്തോളം നക്ഷത്രം സാധാരണ നിലയില്‍ ജ്വലിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കും. കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില്‍ ഇതുമായി ബന്ധപ്പെട്ട ചിത്രം കൊടുത്തിട്ടുണ്ട്. അത് കാണുക.
സമതുലിതാവസ്ഥ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിത ലക്ഷ്യം
താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഘടന നോക്കൂ. നക്ഷത്രത്തിനു അടിസ്ഥാനപമായി രണ്ട് ഭാഗമാണ് ഉള്ളത്. ഒന്ന് അണുസംയോജന പ്രക്രിയകള്‍ നടക്കുകയും ഊര്‍ജ്ജം ഉല്‍‌പാദിപ്പിക്കപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പ് (Core). രണ്ട് കാമ്പിനെ ചുറ്റിയുള്ള വാതക പാളി (Outer gaseous shell).
Image courtsey: http://aspire.cosmic-ray.org/labs/star_life/starlife_main.html
കാമ്പ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഗുരുത്വ“കേന്ദ്രം“ ആയി വര്‍ത്തിക്കുന്നു. അത് അതീവ സാന്ദ്രവും ചൂടും ഉള്ളതാണ്. കാമ്പിനെ ചുറ്റിയുള്ള പുറം പാളി ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും ചേര്‍ന്ന വാതകപാളിയാണ്. ഈ വാതകപാളി കാമ്പില്‍ ഉല്‍‌പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന താപത്തെ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തിലേക്ക് എത്തിക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തില്‍ നിന്ന് താപത്തിന്റേയും വെളിച്ചത്തിന്റേയും രൂപത്തില്‍ ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തേക്ക് പ്രവഹിക്കുന്നു.
നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിതലക്ഷ്യം തന്നെ സമതുലിതാവസ്ഥയില്‍ (equilibriuim) നില്‍‌ക്കുക എന്നതാണ്. സമതുലിതാവസ്ഥ എന്നത് കൊണ്ട് നക്ഷത്രത്തില്‍ വ്യത്യാസം ഒന്നും വരുന്നില്ല എന്നല്ല അര്‍ത്ഥം. മറിച്ച് വ്യത്യാസങ്ങള്‍ തമ്മില്‍ ഒരു സമതുലിതാവസ്ഥ ഉണ്ട് എന്നാണ്. ഒരു സ്ഥിരനക്ഷത്രത്തില്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പില്‍ നിന്ന് പുറത്തേക്ക് പ്രവഹിക്കുന്ന വാതകമര്‍ദ്ദവും പുറഭാഗത്തുള്ള അണുക്കളെ കാമ്പിലേക്ക് വലിച്ചടിപ്പിക്കുന്ന ഗുരുത്വബലവും തമ്മില്‍ ഒരു സന്തുലിതാവസ്ഥ ഉണ്ട് എന്നാണ് ഇതിനു അര്‍ത്ഥം. മറ്റൊരു വിധത്തില്‍ പറഞ്ഞാല്‍ ഈ രണ്ട് ബലങ്ങളും തുല്യമായിരിക്കുന്നിടത്തോളം കാലം നക്ഷത്രം സ്ഥിരമായിരിക്കും. അണുസംയോജനം വഴി ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തുവിട്ടു കൊണ്ടേ ഇരിക്കും.
ഒരു നക്ഷത്രം ആദ്യം സമതുലിതാവസ്ഥയില്‍ എത്തുമ്പോള്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ അണുക്കളെ എരിച്ച് (സംയോജിപ്പിച്ച്) ഹീലിയം അണുക്കള്‍ ഉണ്ടാക്കി ആണ് ഊര്‍ജ്ജം ഉല്‍‌പാദിപ്പിക്കുന്നത്.
നമുക്ക് ഇത്തരത്തില്‍ ജ്വലിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കുന്ന നക്ഷത്രത്തില്‍ നടക്കുന്ന പ്രക്രിയകളെ അഞ്ച് ഘട്ടമായി വിഭജിക്കാം.
- കാമ്പില്‍ അണുസംയോജനം നടക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തില്‍ ഗുരുത്വ ബലം = വാതക മര്‍ദ്ദം (നക്ഷത്രം സമതുലിതാവസ്ഥയില്‍)
- കാമ്പില്‍ ഇന്ധനം തീരുന്നു
- ഇന്ധനം തീരുന്നതോടെ കാമ്പില്‍ അണുസംയോജം നിലയ്ക്കുന്നു. അതോടെ താപനില കുറയുന്നു.
- ഗുരുത്വബലം മേല്‍കൈനേടുന്നു. പുറം പാളികളില്‍ നിന്ന് വാതകം കാമ്പിലേക്ക് വലിച്ചടുപ്പിക്കപ്പെടുന്നു.
- കൂടുതല്‍ അണുക്കളും കൂടുതല്‍ കൂട്ടിയിടിയും മൂലം കാമ്പിലെ സാന്ദ്രത വര്‍ദ്ധിക്കുന്നു താപനില വര്‍ദ്ധിക്കുന്നു. അതോടെ കാമ്പില്‍ അണുസംയോജനം പുനഃരാരംഭിക്കുന്നു. പിന്നേയും ഒന്നാമത്തെ ഘട്ടം മുതല്‍ ആരംഭിക്കുന്നു. ഈ ചാക്രിക പ്രക്രിയ തുടരുന്നു.
മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രവും HR-ആരേഖവും
ജ്വലിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലതാപനിലയിലും തേജസ്സിലും ആ നക്ഷത്രം പരിണമിക്കുന്നതിനനുസരിച്ച് ക്രമേണ വ്യത്യാസം വരികയും HR-ആരേഖത്തില്‍ ആ നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്ഥാനം Zero Age Main Sequence രേഖയില്‍ നിന്നു ക്രമേണ അകലുകയും ചെയ്യുന്നു. വിവിധ ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ മുഖ്യധാരാ ദശയില്‍ അവ പരിണമിക്കുന്നതിനനുസരിച്ച് HR-ആരേഖത്തില്‍ അവയ്ക്ക് വരുന്ന വ്യത്യാസം താഴെയുള്ള ചിത്രത്തില്‍ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു.
Image Courtsey: The Universe, Kaumann, WH Freeman and Company NewYork.
ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ ഒരു നക്ഷത്രം പരിണമിക്കുന്നതിനനുസരിച്ച് HR-ആരേഖത്തിലുള്ള ആ നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്ഥാനവും ക്രമേണ മാറുന്നു. അതു കൊണ്ടാണ് HR-ആരേഖത്തെകുറിച്ചുള്ള പോസ്റ്റില്‍ HR-ആരേഖം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിത രേഖയാണെന്നു പറഞ്ഞത്. മറ്റൊരു വിധത്തില്‍ പറഞ്ഞാല്‍ HR-ആരേഖത്തില്‍ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്ഥാനം നോക്കിയിട്ട് അത് ജീവിതത്തിന്റെ ഏത് ദശയില്‍ ആണെന്ന് പറയാന്‍ പറ്റും. അതാണ് HR-ആരേഖത്തിനു നക്ഷത്രപരിണാമത്തെകുറിച്ചുള്ള പഠനത്തില്‍ ഇത്ര പ്രാധാന്യം.സൂര്യനും മുഖ്യധാരാ ദശയും
നമ്മുടെ സൂര്യന്‍ എല്ലാ ലക്ഷണങ്ങളും ഒത്തിണങ്ങിയ ഒരു മുഖ്യധാര നക്ഷത്രം ആണ്. 500 കോടി കൊല്ലങ്ങള്‍ക്ക് മുന്‍പ് സൂര്യന്‍ അതിന്റെ മുഖ്യധാര ദശ ആരംഭിച്ചപ്പോള്‍ അതിന്റെ തേജസ്സ് ഇപ്പോഴുള്ളതിന്റെ 70 % ശതമാനം മാത്രമായിരുന്നു. ഇനി ഒരു 500 കോടി കൊല്ലം കഴിഞ്ഞ് സൂര്യന്‍ അതിന്റെ മുഖ്യധാരാ ദശ അവസാനിപ്പിക്കുമ്പോള്‍ അതിന്റെ തേജസ്സ് ഇപ്പോഴുള്ളതിന്റെ രണ്ടിരട്ടി ആയിരിക്കും.സൂര്യന്‍ ഇപ്പോള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന തേജസ്സ് ഉണ്ടാക്കാന്‍ ഓരോ സെക്കന്റിലും ഏകദേശം 6 X 10 11kg ഹൈഡ്രജന്‍ അണുക്കള്‍ സംയോജിച്ച് ഹീലിയം ആയി മാറണം. ഭൂമിയിലെ അളവ് വെച്ച് ഇതു ഭീമാകാരമായ ഒരു സംഖ്യ ആണെങ്കിലും സൂര്യന്‍ ഈ നിലയില്‍ കത്താന്‍ തുടങ്ങിയിട്ട് 500 കോടി കൊല്ലം കഴിഞ്ഞു. ഇനി ഒരു 500 കോടി കൊല്ലം കൂടി ഈ നിലയിലുള്ള കത്തല്‍ തുടരുകയും ചെയ്യും. അപ്പോള്‍ സൂര്യനിലുള്ള ഹൈഡ്രജന്റെ അളവ് എത്രത്തോളം ഭീമമാണ് എന്ന് ഊഹിക്കാമല്ലോ.
ഒരു നക്ഷത്രം എത്രകാലം മുഖ്യധാരാ ദശയില്‍ ജീവിക്കും എന്നത് ആ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം അനുസരിച്ച് ഇരിക്കുന്നു. ഭീമന്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ അതിവേഗം ഇന്ധനം ഉപയോഗിക്കുകയും അതിനാല്‍ അവയുടെ മുഖ്യധാര ദശ പെട്ടെന്ന് അവസാനിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. പക്ഷെ ചെറു നക്ഷത്രങ്ങള്‍ വളരെ സാവധാനമേ ഇന്ധനം ഉപയോഗിക്കുകയുള്ളൂ. അതിനാല്‍ അവയുടെ മുഖ്യധാരാജീവിത കാലവും കൂടുതല്‍ ആയിരിക്കും.
ഉദാഹരണത്തിനു ഒരു 25 M നക്ഷത്രം വെറും 10 ലക്ഷം വര്‍ഷം കൊണ്ട് അതിന്റെ ഇന്ധനം ഉപയോഗിച്ച് തീരുന്നു. പക്ഷെ ചില ലഘു താരങ്ങള്‍ 10,000 കോടി കൊല്ലവും അതിലധികവും ജീവിക്കുന്നു. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഇപ്പോഴത്തെ പ്രായം ഏതാണ്ട് 1300 കോടി കൊല്ലം മാത്രമായതു കൊണ്ട് ചില ലഘുതാരങ്ങള്‍ അവയുടെ ശൈശവ കാലം പോലും പിന്നിട്ടിട്ടില്ല എന്ന് അര്‍ത്ഥം!
അപ്പോള്‍ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ മുഖ്യധാരാ ദശ അവസാനിക്കുന്നത് ഊര്‍ജ്ജ ഉല്‌പാദനത്തിനുള്ള അതിന്റെ ഇന്ധനം തീരുമ്പോഴാണ് എന്നു നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കി. അപ്പോള്‍ ഇന്ധനം തീര്‍ന്നതിനുശേഷം നക്ഷത്രത്തിനു എന്തു സംഭവിക്കുന്നു? നക്ഷത്രത്തിന്റെ മുഖ്യധാരാന്തര ജീവിതത്തെകുറിച്ചാണ് ഇനിയുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ നമ്മള്‍ പഠിക്കുവാന്‍ പോകുന്നത്. അത്യന്തം ആവേശകരമായ വിവരങ്ങളാണ് ഇനി നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കാന്‍ പോകുന്നത്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിതകഥകളിലൂടെ ഉള്ള അത്ഭുത യാത്ര നമ്മള്‍ തുടരുകയാണ്.
"കോപ്പിയടിക്കാനുള്ള അവകാശം
ReplyDelete2006 മുതല്‍ പ്രസിദ്ധീകരിക്കുന്ന ഈ ബ്ലൊഗിലെ ഓരോ വാക്കും എനിക്കു മുന്നേ പോയ സുമനസ്സുകളുടെ പ്രവര്‍ത്തനഫലമായി എനിക്കു സൌജന്യമായി ലഭിച്ചതാണു. എനിക്കു സൌജന്യമായി കിട്ടിയ അറിവുകള്‍ ഞാന്‍ എന്നെ കൊണ്ട് ആവുന്ന വിധത്തില്‍ പങ്ക് വെയ്ക്കുന്നു. അതിനാല്‍ ഈ ബ്ലൊഗിലെ ഏതു പോസ്റ്റും ആര്‍ക്കും ഏതു വിധത്തിലും വിജ്ഞാനം പകര്‍ന്നു കൊടുക്കാന്‍ ഉപയോഗിക്കാം. വിജ്ഞാനം സ്വതന്ത്രമാവണം എന്നതാണു എന്റെ ആഗ്രഹം."
shiju