പരിണാമത്തിനുള്ള തെളിവുകൾ

(പരിണാമത്തിനു ഇന്നുള്ള തെളിവുകൾ  ഇനി ഇമ്മാതിരി ചെറിയ ലേഖനങ്ങളിൽ ഒതുക്കാനാവില്ല. എന്നാൽ, പരിണാമം ശരിയാണെന്നു തെളിയിക്കാൻ ഏതെങ്കിലും ഒറ്റ തെളിവു തന്നെ ധാരാളം.)

ഫോസ്സിൽ തെളിവുകൾ 

ചാൾസ് ഡാർവിൻ  450 പേജുള്ള ഗ്രന്ഥത്തിൽ വെറും 11% മാത്രമെ ഫോസ്സിലുകളിൽ നിന്നുള്ള തെളിവുകളെ ആശ്രയിച്ചീട്ടുള്ളൂ തന്റെ വാദത്തിന്‌ ഉപോത്ഭലകമായിട്ട്. കാരണം, ഫോസിലുകൾ ഉണ്ടാകാനും കണ്ടെത്താനുമുള്ള സാധ്യത വളരെ പ്രയാസമേറിയതാണ്‌.  എന്നാൽ ഇന്ന് സ്ഥിതി കുറേകൂടി മെച്ചപ്പട്ടിട്ടുണ്ട്. നാളെ ഇതിലും മാറും. കൂടാതെ നിഷേധിക്കാൻ സാധ്യമല്ലാത്ത തെളിവുകളുമായി ജനിതകാശാസ്ത്രം പിച്ചവെച്ചു വരികയാണ് .

നമ്മുടെ മ്യൂസിയങ്ങളിലുള്ള ലക്ഷക്കണക്കിന്‌ ഫോസിലുകളിൽ ഒന്നുപോലും പരിണാമം തെളിയിക്കാൻ പര്യാപ്തമല്ല. ഹാറൂൺ യഹിയ. 

പരിണാമത്തിനു ഫോസ്സിൽ തെളിവുകൾ  തന്നെ വേണം എന്ന് വാശി പിടിക്കുന്നവർക്ക്

പരിണാമം എല്ലാ അർഥത്തിലും തെളിയിക്കാനാവശ്യമായ അനവധി ഫോസിലുകൾ ഇന്നു  നമ്മുടെ മ്യൂസിയങ്ങളിലുണ്ട് . കൂടുതൽ കിട്ടിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്നു. പ്രശ്നം സൃഷ്ടിവാദികൾ അത് അംഗീകരിക്കുന്നില്ല എന്നതാണ്‌. എന്നാൽ അതിന്‌ അവർ നിരത്തുന്ന വാദങ്ങൾ ദുർബലമാണ്‌. 

പരിണാമം ശരിയാണെന്നു തെളിയിക്കാൻ ഒറ്റ ജീവിയുടെ പരിണാമ ദിശയിലെ ഫോസിൽ മതിയാകും. കാരണം, ആ ഒരു ജീവിയെ മാത്രം പരിണാമത്തിനു വിട്ടുകൊടുത്തു മറ്റുള്ളവയെ എല്ലാം ദൈവം സൃഷ്ടിച്ചു എന്ന് പറയാനാകില്ലല്ലോ. എന്നാൽ പരിണാമം തെറ്റാണെന്നു തെളിയിക്കാൻ ഇന്നുജീവിച്ചിരിപ്പുള്ള 86 ലക്ഷം സ്പീഷീസുകളുടെ പരിണാമ വഴിയിലെ ഫോസിലുകളും മതിയാവില്ല. മണ്മറഞ്ഞു പോയ എത്രയോ സ്പീഷീസുകളുണ്ട്. പരിണാമ വിരുദ്ധരുടെ വാദം  

ഏതാണ്ട്  'താങ്കൾ കൊല ചെയ്തു എന്ന് തെളിയിക്കാൻ സംഭവം കണ്ട നാല് സാക്ഷികളുണ്ട്. അതിന്റെ ബലത്തിൽ താങ്കൾ കുറ്റവാളിയാണെന്നു ഈ കോടതി വിധിക്കുന്നു',   അപ്പോൾ പ്രതി, 'യുവർ ഓണർ, ഈ സംഭവം കണ്ടിട്ടില്ലാത്ത നാനൂറു സാക്ഷികളെ ഞാൻ ഹാജറാക്കാം. എന്നെ വെറുതെ വിടണം' എന്ന് പറയുമ്പോലെയാണ്.

അതിനാൽ തന്നെ ഹാറൂണ്‍ യഹിയയുടെ (ഒന്നാം വോള്യം മാത്രം  അഞ്ചുകിലോയ്ക്കടുത്തു തൂക്കംവരും. മൊത്തം മൂന്നു വോള്യങ്ങൾ) 'അറ്റ്ലസ് ഓഫ് ക്രിയേഷനിലെ' ചിത്രങ്ങളൊന്നും പരിണാമം തെറ്റാണെന്നു തെളിയിക്കാൻ പര്യാപ്തമല്ല. കൂട്ടത്തിൽ ചിലർ  എവിടെ നിന്നോ  കിട്ടിയ ഒരു തലയോട്ടിയും പിടിച്ച് 'ഹരിച്ചന്ദ്ര' സിനിമയിൽ    'ആത്മവിദ്യാലയമേ' എന്ന പാട്ടു രംഗത്തിൽ  തിക്കുറിശി പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്ന പോലെ പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നതും പരിണാമം തെറ്റാണെന്നു തെളിയിക്കാൻ പര്യാപ്തമാകുകയില്ല. പരിണാമത്തിൽ ഓരോ ജീവിക്കും ഓരോ ചരിത്രമാണുള്ളത്. ചിലവ  വളരെ പെട്ടെന്ന് പരിണാമത്തിനു വഴങ്ങുമ്പോൾ ചിലവ കാലങ്ങളോളം പിടിച്ചു നില്ക്കുന്നു. അപ്പോൾ പോലും അങ്ങനെ മാറ്റത്തിനു വിധേയമാകുന്നില്ല എന്ന് പറയുന്ന ജീവികളും ഒരു പൂർവീകനിൽ നിന്ന് നിരവധി വ്യത്യസ്ഥ  വർഗ്ഗങ്ങളെ ഉത്പാദിപ്പിച്ചിട്ടുണ്ടാവും . പരിണാമ  വിരുദ്ധർ  പരിണാമത്തിനെതിരായി  ചൂണ്ടിക്കാട്ടുന്ന തുമ്പിയിലും  ഞണ്ടിലുമൊക്കെ  നിരവധി വിഭാഗങ്ങളെ നമുക്ക് കാണാനാകും.  ഇത് ഒരു പരിണാമ നിഗമനമാണ്  (Prediction)

ഉദാഹരണങ്ങൾ 

1) പക്ഷി  

ഉരഗം പക്ഷിയിലേക്കുമാറുന്നതിനുള്ള നല്ല തെളിവാണ്‌ ‘ആർകിയോപ്റ്റിരിക്സ്’. ഇവയ്ക്ക് ചിറകുകളുള്ളതിനാൽ പക്ഷി തന്നെയാണെന്നും അതിനാൽ വർഗങ്ങൾക്കിടയിലുള്ള ജീവിയായി ഇവയെ പരിഗണിക്കാനാവില്ലെന്നുമാണ്‌ എതിർവാദം. 

ഇവയ്ക്ക് ചിറകുകളുണ്ടെന്നും ഇവ പക്ഷി അഥവാ പറവയിൽ പെടുത്താമെന്നും പറയുന്നതിനെ  പരിണാമവാദികൾ നിഷേധിക്കേണ്ടതില്ല. എന്നാൽ, അതോടൊപ്പം അവയ്ക്ക് പല്ലുകളും ഉരഗത്തെപ്പോലെ നീണ്ട വാലും ഉണ്ടായിരുന്നു. അവയുടെ നാസാരന്ദ്രങ്ങൾ പക്ഷികളെപോലെ കൊക്കിനു മുകളിലായിരുന്നില്ല, ഉരഗങ്ങളെ പോലെ കൊക്കിനു മുൻവശത്തായിരുന്നു. ഇങ്ങനെ അനവധി കാരണങ്ങളാലൊക്കെ അവ അർദ്ധ ഉരഗങ്ങൾകൂടിയായിരുന്നു. ചുരുക്കത്തിൽ ഉരഗ-പറവ സങ്കരം. ഇത് സൃഷ്ടിവാദികൾ സമ്മതിക്കുകയില്ല. എങ്കിൽ ഒരുജീവി മറ്റൊന്നായി മാറുന്നതിന്റെ ‘ഇടജീവി’കളുടെ ലക്ഷണങ്ങൾ എന്തൊക്കെയായിരിക്കണം എന്ന് അവർ വിശദീകരിക്കുകയുമില്ല. 

2) കുതിര

കുതിരയുടെ പരിണാമം തെളിയിക്കാനാവശ്യമായ  ഫോസ്സിലുകൾ ഏതാണ്ട് പൂർണമായി തന്നെ  നമ്മുടെ  മ്യൂസിയങ്ങളിലെ ശേഖരത്തിൽ  ഇന്നുണ്ട്. അവ ഇയോഹിപ്പസ് മുതൽ (52 മി, ഇവയുടെ അഞ്ചു വിരലുകളിൽ മൂന്നെണ്ണം മാത്രമേ നിലത്തു ഊന്നിയിരുന്നുള്ളൂ) ഓറോഹിപ്പസ്  (50 മി ഇവയ്ക്ക് നാല് വിരലുകൾ മുങ്കാലിലും മൂന്നെണ്ണം പിന്നിലും) എപ്പിഹിപ്പാസ് (47 മി) മെസോഹിപ്പസ് (32-24 മി, ഇവയുടെ രണ്ടു വിരലുകൾ പൂർണമായും ഉപയോഗശൂന്യമായിരുന്നു ) മിയോഹിപ്പസ് (36 മി) കലോബറ്റിപസ് , പരാഹിപ്പാസ് (നടവിരൽ കാണാത്തതും വലിയതും ) മെറിചിപ്പസ്, പ്ലിയോഹിപ്പാസ്,  ദിനോഹിപ്പാസ്, പ്ലസിപ്പാസ് (3.5 മി) ഇക്വിസ് , ആധുനിക കുതിരകൾ വരെ  (ഇവിടെ കാൽ വിരലുകളുടെ പരിണാമം മാത്രം  സൂചിപ്പിക്കുന്നത് ആ അവയവം കുതിരയെ മറ്റു സമാന  ജീവികളിൽ നിന്ന് മാറ്റിനിർത്തുന്നതും അവയുടെ ക്രമാനുഗതമായ  മാറ്റം കാണിക്കാനുമാണു. സമാനമായ മാറ്റം എല്ലാ അവയവത്തിലും സംഭവിച്ചിട്ടുണ്ട്. വിശദീകരണ ബാഹുല്യം ഒഴിവാക്കാൻ അവ വിട്ടു കളഞ്ഞതാണ്)

2013 - ഇൽ സീക്വൻസ്  ചെയ്യപ്പെട്ട 7.75 ലക്ഷം വർഷം പഴക്കമുള്ള കുതിരയുടെ ഡി എൻ എ കാണിക്കുന്നത് 45 ലക്ഷം വർഷം മുൻപ് കുതിര, കഴുത , സീബ്ര എന്നിവയ്ക്ക് ഒരു പൊതുപൂർവീകൻ ഉണ്ടായിരുന്നു എന്നാണ്.  

3) മനുഷ്യൻ 

(ഇതാണല്ലോ പ്രധാനവും ആളുകൾക്ക്  കൂടുതൽ ജിജ്ഞാസയുണ്ടാക്കുന്നതും) 

മനുഷ്യ പരിണാമം തെളിയിക്കാനാവശ്യമായ ഫോസ്സിലുകൾ ഇന്ന് നമുക്കുണ്ട്. എന്നാൽ, പരിണാമ വിരുദ്ധർ അവ അംഗീകരിക്കാതെ പിൽട് ദൌണ്‍, നെബ്രാസ്കാ തുടങ്ങിയ ചില തട്ടിപ്പുകൾ ആഘോഷിക്കുകയാണ്.

മനുഷ്യപരിണാമത്തിന്റെ ഇടജീവികളായി പരിഗണിക്കപ്പെടുന്ന ഫോസിലുകളിലും സൃഷ്ടിവാദികളുടെ വാദം ഇതു പോലെ ദുർബലമാകുന്നത്കാണാം. ഈ ഫോസിലുകൾ വർഗീകരിക്കുന്നതിലും തരം തിരിക്കുന്നതിലും സൃഷ്ടിവാദികൾ തമ്മിൽ കടുത്ത അഭിപ്രായവ്യത്യാസമുണ്ട്. 

ഉദാഹരണത്തിന്‌ ജാവ, പെക്കിങ്ങ് മനുഷ്യരുടെ ഫോസിലുകൾ സൃഷ്ടിവാദികളായ ക്യുസ്സൊ (1998)ഗ്വിഷ് (1979, 1985)ബൗഡൻ (1981) മെന്റൊൻ (1988) തുടങ്ങിയവരെല്ലാം ആൾക്കുരങ്ങുവർഗങ്ങളിൽ പെടുത്തിയപ്പോൾ മെഹ്ലറ്റ് (1996)ബെകർ (1976) റ്റയ്‌ലർ, വാൻ ബെബ്ബർ (1995, 1996) ലെബനൊവ് (1992) ലൈൻ (2005) തുടങ്ങിയവരെല്ലാം ഇവയെ മനുഷ്യവർഗത്തില്പെടുത്തി. 

ഒരു ഫോസിൽ കുരങ്ങിന്റേതാണോ മനുഷ്യന്റേതാണൊ എന്ന് പരിഗണിക്കുന്നതിന്‌ ഫോസിൽ വിദഗ്ധർക്ക് അഭിപ്രായവ്യത്യാസമുണ്ടാകുന്നത് എന്തുകൊണ്ടാണെന്ന് ജിം ഫോളി (‘ഫോസിൽ ഹോമിനിഡി’ന്റെ കർത്താവ്) ചോദിച്ചു. അവ മനുഷ്യന്റെയും കുരങ്ങിന്റേയും ഇടയിൽപെടുന്നത് കൊണ്ടുതന്നെ. 

4) കൃത്രിമ നിർദ്ധാരണം (Artificial Selection) 

നമ്മൾ ഇന്നുപയോഗിക്കുന്ന പല  പച്ചക്കറികളും   ധാന്യങ്ങളും കർഷകർ അവരുടെ വിളകളിൽ  ഇടപെട്ടു പരിണമിപ്പിച്ചെടുത്തതാണു. അതായത് പരിണാമം ഒരൽപം ക്ഷമയുണ്ടെങ്കിൽ നമുക്ക് തന്നെ പരീക്ഷിച്ചറിയാനാവും. ചുരുക്കം ചില ഉദാഹരണങ്ങൾ. നെല്ല്, നായ്ക്കൾ, കാബേജ് വർഗ്ഗങ്ങൾ എല്ലാം,  തുടങ്ങി എണ്ണിയാലൊടുങ്ങാത്ത ഇനങ്ങൾ നാം കൃഷിയിടങ്ങളിൽ വികസിപ്പിച്ചിട്ടുണ്ട്. അതൊക്കെ ഇനിയും സാധ്യമാണ്. 

(പരിണാമത്തിലെ അറിവുകളാണ് ഐഡ്സു പോലുള്ള രോഗങ്ങൾക്കുള്ള  ഫലപ്രഥമായ മരുന്ന് നിര്മ്മിക്കാൻ ശാസ്ത്രത്തിനു സഹായകരം. ഈ ഭാഗത്തേക്ക് ഇപ്പോൾ കടക്കുന്നില്ല, എന്നാൽ ഇമ്മാതിരി പരിണാമ അറിവുകളിൽ നിന്ന് ഉത്പാദിപ്പിക്കുന്ന ഉപകാരപ്രഥമായ ഭൌതിക സൌകര്യങ്ങൾ സ്വീകരിക്കുന്നതിനുള്ള ക്യൂവിൽ ആദ്യം തിരക്ക് കൂട്ടുന്നത് പരിണാമവിരുദ്ധരായിക്കും . ഇത് അനുഭവം നമ്മെ പഠിപ്പിക്കുനതാണു. ഒരു പക്ഷെ പരിണാമത്തെ അന്ന് അവർ തെറി പറയുന്നുണ്ടാകും)

ഓരോ വ്യക്തിയും മറ്റൊന്നിൽ നിന്ന് എന്തെങ്കിലും ചെറിയ സ്വഭാവവൈവിദ്ധ്യങ്ങൾ പ്രകടിപ്പിക്കുന്നു. ഈ വൈവിദ്ധ്യങ്ങളെ ശ്രദ്ധാപൂർവം വികസിപ്പിച്ചാണു പുതിയ ഇനങ്ങളെ ഉത്പാദിപ്പിക്കുന്നത്. ഈ വ്യതിയാനങ്ങളെ ഉപയോഗപ്പെടുത്തിയാണ് ഡി എൻ എ ടെസ്റ്റുകൾ നാം നടത്തുന്നത്. നമ്മുടെ സഹോദരനാണെന്നും പറഞ്ഞു ആരെങ്കിലും അവകാശവാദമുന്നയിച്ചാൽ ഇക്കാലത്ത് സാക്ഷിമൊഴികളോ സാഹചര്യത്തെളിവുകളോ അന്വേഷിക്കുകയല്ല കോടതി,  മറിച്ച് ഡി എൻ  എ ടെസ്റ്റ്‌ നടത്തുകയാണ്. പരിണാമ വിരുദ്ധരും അത് അംഗീകരിക്കും. അത് പരിശോധിക്കുന്നത് ജനിതകപരമായി ഈ വ്യക്തികൾ തമ്മിൽ എത്ര വ്യതിയാനം/ സാമ്യം ഉണ്ടെന്നാണു. അത് നോക്കി ഈ രണ്ടു വ്യക്തികളും ഒരു പൊതുപൂർവീകനെ ജനിതകപരമായി പങ്കു വെയ്ക്കുന്നു/ ഇല്ല എന്ന് കൃത്യമായി പറയാം. ഇങ്ങനെ ഒരു കേസ്സു ചിമ്പാൻസി കൊടുത്താലും ഇത് തന്നെയാണു നടപടിക്രമം. ചിമ്പാൻസികളും നാമും തമ്മിലുള്ള ജനിതകപരമായ രണ്ടു ശാതമാനം വ്യതിയാനം പൊതുപൂർവീകനിൽ നിന്ന് ഈ ജീവികൾക്കുള്ള വ്യതിയാനം പരിശോധിച്ചാൽ അറിയാം നാം എത്രമാത്രം കുരങ്ങുകളുമായി ജനിതകഘടകങ്ങൾ പങ്കുവെയ്ക്കുന്നുണ്ടെന്നു. (ഉദാഹരണം പൊതുപൂർവീകനും മനുഷ്യനും തമ്മിലുള്ള വ്യതിയാനം ചിമ്പും മനുഷ്യനും തമ്മിൽ ഇന്നുള്ള രണ്ട് ശതമാനം തന്നെ ആയിരുന്നെങ്കിൽ നാം ചിമ്പാൻസിയുടെ മക്കളാകും. അപ്പോൾ ചിമ്പാന്സികൾക്ക്  പൊതുപൂർവീകനിലേക്കുള്ള അകലം പൂജ്യമായിരിക്കും. പൊതുപൂർവീകനിൽനിന്ന് നമുക്കുള്ള വ്യതിയാനം പൂജ്യമാണെങ്കിൽ ചിമ്പാൻസികൾ നമ്മുടെ മക്കളാകും)    ഈ   ഇത്രയും ജ്ഞാനം ആർജ്ജിച്ചിട്ടും ചിലർക്ക്  ഹോക്സുകളിലാണു വിശ്വാസം. (ഹോക്സ് വ്യവസായം വൻ സാമ്പത്തികമൊഴുകുന്ന രംഗമാണ്. അമേരിക്കയിൽ പരിണാമം കഴിഞ്ഞാൽ അടുത്ത സ്ഥാനം പരിസ്ഥിതിനാശത്തിൽ മനുഷ്യന്റെ ഇടപെടലിന് ഒരു പങ്കുമില്ല എന്ന പ്രചാരണത്തിനാണത്രെ)   ഇത്രയും സൗകര്യങ്ങൾ ശാസ്ത്രം ചെയ്തിട്ടും ചിലർക്ക് ശാസ്ത്രത്തിനു ഇന്ന്  കഴിയാത്ത 0.1 ശതമാനം കാര്യങ്ങളിൽ ഗണപതിയേയോ മറ്റേതെങ്കിലും ദൈവത്തെയോ ആണു വിശ്വാസം. എന്നാൽ അവർ ചിന്തിക്കുന്നില്ലേ പണ്ട് ഈ 99.9 ശതമാനം കാര്യങ്ങളും അവര്ക്ക് ദൈവങ്ങളായിരുന്നു നിർവഹിച്ചിരുന്നത് എന്ന്. അതിൽ നിന്ന് ഈ സർവ ശക്തദൈവങ്ങളെ 0.1 ശതമാനത്തിലേക്ക് ശാസ്ത്രം അടിച്ചൊതുക്കിയെങ്കിൽ ചിന്തിക്കുന്നവർക്ക്  ദൃഷ്ടാന്തത്തിനു അത് തന്നെ ധാരാളം.

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം II- പ്രാങ് നക്ഷത്ര ദശ

കടപ്പാട് ഷിജുവിന്റെ ബ്ലോഗ് 

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