ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിതം എങ്ങനെയാണ് അവസാനിക്കുന്നത്? ഇന്ധനമെല്ലാം എരിഞ്ഞു തീര്‍ന്നതിനു ശേഷം അതിനു എന്തു സംഭവിക്കുന്നു? അതാണ് തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ നിന്നു നമ്മള്‍ മനസ്സിലക്കാന്‍ പോകുന്നത്.
Planetary Nebula
കഴിഞ്ഞ രണ്ട് പോസ്റ്റില്‍ നിന്ന് മുഖ്യധാരാനന്തര ദശയില്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ചുവന്ന ഭീമന്‍ ആകുന്ന ഘട്ടത്തില്‍ അതിന്റെ പുറം പാളികള്‍ വികസിക്കുന്നു എന്നും, പക്ഷെ അതോടൊപ്പം അതിന്റെ കാമ്പ് സങ്കോചിക്കുകയും ചെയ്യും എന്നു നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കി. ഇങ്ങനെ പുറത്തേയ്ക്ക് വികസിച്ചു വരുന്ന പുറം‌പാളികള്‍ വിവിധ പ്രവര്‍ത്തനങ്ങള്‍ മൂലം നക്ഷത്രത്തില്‍ നിന്നു അടര്‍ന്നു പോകും. ഇങ്ങനെ അടര്‍ന്നു പോകുന്ന ഭാഗത്തിനാണ് Planetary Nebula എന്നു പറയുന്നത്. Planetary Nebula എന്നാണ് പേരെങ്കിലും ഇതിനു Planet-മായി ബന്ധമൊന്നും ഇല്ല. ഇതിനു ejection nebula എന്നാണ് വിളിക്കേണ്ടത് എന്നു ചില ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് വാദിക്കുന്നു. 95 % നക്ഷത്രങ്ങളും ഇങ്ങനെ ഒരു ദശയിലൂടെ കടന്നു പോകും എന്നാണ് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാരുടെ അഭിപ്രായം. ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് വളരെയധികം പ്ലാനെറ്ററി നെബുലകളെ കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. ചില Planetary Nebula-കളുടെ ചിത്രം താഴെ കൊടുക്കുന്നു.
വിവിധ പ്ലാനെറ്ററി നെബുലകളുടെ ചിത്രങ്ങള്‍. ചിത്രങ്ങള്‍ക്ക് എല്ലാം കടപ്പാട് നാസയുടെ ഇമേജ് ഗാലറി.
കാമ്പ് അവശേഷിക്കുന്നു
പ്ലാനെറ്ററി നെബുലയിലൂടെ പുറം‌പാളികള്‍ നഷ്ടപ്പെട്ടാല്‍ പിന്നെ നക്ഷത്രത്തില്‍ കാമ്പ് മാത്രം ആണ് അവശേഷിക്കുക.
പിറവിയിലും പിന്നീടുള്ള ദശകളിലും വൈവിധ്യമുള്ള പ്രത്യേകതകള്‍ കാണിക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങള്‍ പക്ഷെ അതിന്റെ അവസാ‍നത്തില്‍ വെള്ളക്കുള്ളന്‍ (White dwarf), ന്യൂട്രോണ്‍ താരം (Neutron Star), തമോഗര്‍ത്തം (Black Hole) എന്നീ മൂന്നു വസ്തുക്കളില്‍ ഒന്നായോ അല്ലെങ്കില്‍ പ്ലാനെറ്ററി നെബുല എന്ന് ദശ വരെ പോലും എത്താതെ ഒരു സൂപ്പര്‍നോവ (Super Nova) ആയി തീര്‍ന്ന് ഒരു പൊടി പോലും അവശേഷിപ്പിക്കാതെ മറയുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ വസ്തുകളെ ഓരോന്നായി നമുക്ക് പരിചയപ്പെടാം.
വെള്ളക്കുള്ളന്‍
ഒരു ലഘു താരത്തിന്റെ ഊര്‍ജ്ജ ഉല്‍‌പാദനം അതിന്റെ കാമ്പ് ഹീലിയം / കാര്‍ബണ്‍ ആയി തീരുന്നതോടെ അവസാനിക്കുന്നു എന്ന് നമ്മള്‍ ഇതിനു മുന്‍പുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ നിന്നു മനസ്സിലാക്കി. അടുത്ത ന്യൂക്ലിയര്‍ പ്രക്രിയ ആരംഭിക്കുവാന്‍ വേണ്ട താപം ഉല്‍‌പാദിപ്പിക്കുവാന്‍ ലഘുതരത്തിനു കഴിയാതെ വരുന്നു. കാമ്പില്‍ ഊര്‍ജ്ജ ഉല്‍‌പാദനം നിലയ്ക്കുന്നതോടെ കാമ്പ് തണുക്കാനും അതു മൂലം കാമ്പ് സങ്കോചിക്കാനും തുടങ്ങുന്നു.
പോളീ മര്‍ദ്ദം
സങ്കോചം മൂലം കാമ്പിലെ പദാര്‍ത്ഥത്തിന്റെ സാന്ദ്രതയും താപവും വര്‍ദ്ധിക്കുന്നു.അത്യുഗ്രമായ താപവും മര്‍ദ്ദവും ഉള്ള ഈ ഘട്ടത്തില്‍ കാമ്പ് ചുരുങ്ങി കൊണ്ടേ ഇരിക്കും. സാന്ദ്രത വര്‍ദ്ധിച്ച് ഇനി ഒരു ചുരുങ്ങല്‍ സാധിക്കാത്ത വിധത്തില്‍ കാമ്പിലെ ഇലക്ട്രോണുകള് തമ്മില്‍ അടുക്കുന്നു. അതോടെ സങ്കോചം നിലയ്ക്കുന്നു. അതിനു കാരണം Pauli's exclusion principle എന്ന നിയമം ആണ്. ഈ നിയമം അനുസരിച്ച് ഒന്നിലേറെ ഇലക്ട്രോണുകള്ക്ക് ഒരേ സമയം ഒരേ ഊര്‍ജ്ജാവസ്ഥയില്‍ ഇരിക്കാന്‍ പറ്റില്ല. തന്മൂലം ഇലക്‍ട്രോണുകളെല്ലാം വ്യത്യസ്ത ഊര്‍ജ്ജ അവസ്ഥകളില്‍ ആയിരിക്കുവാന്‍ ശ്രമിക്കുന്നു. ഒരു നക്ഷത്രത്തിലെ കോടാനുകോടി ഇലക്ട്രോണുകള്ക്ക് വ്യത്യസ്ത ഊര്‍ജ്ജാവസ്ഥ ഉണ്ടാകണം എങ്കില്‍ അവയെല്ലാം അതിവേഗം ചലിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കണമല്ലോ. ഈ ചലനം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന അത്യധികമായ ഉയര്‍ന്ന മര്‍ദ്ദത്തെ
പോളീ മര്‍ദ്ദം എന്നു പറയുന്നു. ഈ മര്‍ദ്ദം ആണ് സങ്കോചത്തെ തടയുന്നത്.
ഇത്തരത്തില്‍ ഇലക്‌ട്രോണിന്റെ പോളി മര്‍ദ്ദം മൂലം സങ്കോചം അവസാനിക്കുന്ന പ്രക്രിയയെ ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്
"electron degeneracy"അഥവാ
ഇലക്‌ട്രോണ്‍ അപഭ്രഷ്ടം എന്നു പറയുന്നു. ഇലക്‌ട്രോണ്‍ അപഭ്രഷ്ടം മൂലം സങ്കോചം നിലച്ച് സന്തുലിതാവസ്ഥയില്‍ എത്തിയ ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളെ ആണ്
വെള്ളകുള്ളന്‍ അഥവാ White dwarf എന്ന് വിളിക്കുന്നത്. സാധാരണ വാതകകങ്ങള്‍ സങ്കോചിക്കുമ്പോള്‍ ഇത്തരം ഒരു പ്രശ്നം അല്ല. കാരണം എല്ലാ ഊര്‍ജ്ജനിലകളും പ്രാപിക്കുവാന്‍ ആവശ്യമായ ഇലക്ട്രോണുകള് ഉണ്ടാവില്ല. പക്ഷെ ഈ അവസ്ഥയില്‍ ഉള്ള ഒരു നക്ഷത്രത്തില്‍ അതില്‍ ഉള്ള ഇലക്ട്രോണുകള് എല്ലാം ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം മൂലം വലിച്ചടുപ്പിക്കപ്പെടും. അതിനാല്‍ എല്ലാ ഊര്‍ജ്ജനിലകളിലും ഇലക്‌ടോണുകളാല്‍ നിറയപ്പെടും. അങ്ങനെ എല്ലാ ഉര്‍ജ്ജനിലകളിലും ഇലക്‌ട്രോണുകളാല്‍ നിറയപ്പെട്ടാല്‍ നക്ഷത്രം
അപഭ്രഷ്ടം ആകുന്നു.
അപഭ്രഷ്ട പദാര്‍ത്ഥത്തിനു ചില പ്രത്യേക സവിശേഷതകള്‍ ഉണ്ട്. ഉദാഹരണത്തിനു
വെള്ളക്കുള്ളന്റെ ദ്രവ്യമാനം കൂടും തോറും അതിന്റെ വ്യാസം കുറയുന്നു. അതിനു കാരണം ദ്രവ്യമാനം കൂടുതല്‍ ഉള്ള വെള്ളക്കുള്ളനില്‍ ഇലക്‌ടോണുകള്‍ കൂടുതല്‍ വലിച്ചടുപ്പിച്ചാലേ ഗുരുത്വാകര്‍ഷ്ഗണത്തെ അതിജീവിക്കുവാനുള്ള മര്‍ദ്ദം കിട്ടൂ എന്നതിനാലാണ്.
| Degerenacy/Degenerate matterനെ കുറിച്ച് ഇതില്‍ കൂടുതല്‍ ഇപ്പോള്‍ വിശദീകരിക്കുന്നില്ല. ആര്‍ക്കെങ്കിലും താല്‍‌പര്യം ഉണ്ടെങ്കില്‍ അത് വേറെ ഒരു പോസ്റ്റ് ആയി ഇടാം. |
ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് ഇതു വരെ കണ്ടെത്തിയ വെള്ളക്കുള്ളന്മാരുടെ ഉപരിതല താപനില 5000 K മുതല്‍ 70,000 K വരെ നീളുന്ന വിപുലമായ ഒരു റേഞ്ചില്‍ ആണ്. എങ്കിലും കൂടുതല്‍ എണ്ണത്തിന്റേയും ഉപരിതല താപനില 6000 K ന്റേയും 8 000 K ന്റേയും ഇടയില്‍ ആണ്.
നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെട്രത്തെ കുറിച്ചുള്ള പോസ്റ്റില്‍ നിന്ന് ഉപരിതല താപനില ഇത്രയും വരുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെട്രല്‍ ക്ലാസ് F, G യും ഒക്കെ ആണെന്ന് മനസ്സിലാക്കിയല്ലോ. അപ്പോള്‍ ഈ സ്‌പെട്രല്‍ ക്ലാസ്സില്‍ ഉള്ള വസ്തു വെളുത്ത പ്രഭയോടെ ആണ് പ്രകാശിക്കുക. അതു കൊണ്ടാണ് ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് വെളുത്തക്കുള്ളന്‍ എന്ന പേരു വീണത്. മാത്രമല്ല ആദ്യകാലത്ത് കണ്ടെത്തിയ ഭൂരിഭാഗം വെള്ളക്കുള്ളന്മാരുടേയും ഉപരിതല താപനില ഈ റേഞ്ചില്‍ ആയിരുന്നു. പിന്നിട് കണ്ടെത്തിയ പല വെള്ളക്കുള്ളന്മാരും നിറം വെള്ള മാത്രം ആയിരുന്നില്ല.
സൌരയൂഥത്തിനു സമീപം കുറേയധികം വെള്ളക്കുള്ളന്മാരെ കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്.പക്ഷെ അത് ഒന്നും തന്നെ നഗ്നനേത്രം കൊണ്ട് കാണാവുന്ന തരത്തില്‍ ഉള്ള പ്രകാശം ചൊരിയുന്നില്ല. ആകാശത്തിലെ ഏറ്റവും പ്രകാശം ഉള്ള നക്ഷത്രമായ
സിറിയസ് ഒരു Binary star അണെന്ന് മുന്‍പുള്ള ഒരു പോസ്റ്റില്‍ സൂചിപ്പിച്ചിരുന്നുവല്ലോ. ഈ നക്ഷത്രത്തിന്റെ കൂട്ടാളി നക്ഷത്രമായ
Sirius B ആണ് ആദ്യമായി കണ്ടെത്തിയ വെള്ളക്കുള്ളന്മാരില്‍ പ്രധാനി. ആ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഒരു ചിത്രം ഇതോടൊപ്പം കൊടുക്കുന്നു
ചന്ദ്രശേഖര്‍ സീമ
എന്നാല്‍ ദ്രവ്യമാനം കൂടിയ നക്ഷത്രമാണെങ്കില്‍ പോളീമര്‍ദ്ദത്തിനും നക്ഷത്രത്തിന്റെ സങ്കോചത്തെ തടഞ്ഞു നിര്‍ത്താന്‍ പറ്റാതെ വരും. അപ്പോള്‍ ഒരു നക്ഷത്രം മൃതിയടയുമ്പോള്‍ അത് വെള്ളക്കുള്ളന്‍ ആയി മാറണം എങ്കില്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിനു ഒരു പരിധി ഉണ്ടെന്നു വരുന്നു. ഈ ദ്രവ്യമാനപരിധി 1.44 M
๏ (സൂര്യന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ 1.44 ഇരട്ടി വരെ) ആയിരിക്കും എന്ന് പ്രശസ്ത ജ്യോതിര്‍ ഭൌതീക ശാസ്ത്രജ്ഞനായ
സുബ്രഹ്മണ്യം ചന്ദ്രശേഖര്‍ കണക്കുക്കൂട്ടലിലൂടെ കണ്ടെത്തി. അതിനാല്‍ ഈ ദ്രവ്യമന പരിധിയ്ക്ക്
ചന്ദ്രശേഖര്‍ സീമ (Chandrasekhar limit)എന്നു പറയുന്നു. ഇതനുസരിച്ച് ദ്രവ്യമാനം 1.44 M
๏ വരെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളേ വെള്ളക്കുള്ളന്മാര്‍ ആയി മാറൂ. നമ്മുടെ സൂര്യന്റെ ദ്രവ്യമാനം ഈ പരിധിക്ക് ഉള്ളിലായത് കൊണ്ട് സൂര്യനും അതിന്റെ അന്ത്യദശയില്‍ ഒരു വെള്ളക്കുള്ളന്‍ ആയി മാറും.
വെള്ളക്കുള്ളന്റെ അകത്തുള്ള പദാര്‍ത്ഥം degenerate ആയ ഇലക്‌ട്രോണുകളുടെ കടലില്‍ ഒഴുകി നടക്കുന്ന അയണീകൃത കാര്‍ബണ്‍ ആയിരിക്കും. ഇപ്രകാരം വെള്ളകുള്ളനായി തീര്‍ന്ന ഒരു നക്ഷത്രം തണുക്കുമ്പോള്‍ അതിലെ കണികകളുടെ ചലനവേഗത കുറയുകയും കണികകള്‍ തമ്മിലുള്ള ഇലക്‌ട്രോണിക ബലം താപ ബലത്തെ അതി ജീവിക്കുകയും ചെയ്യും. അതോടെ അയോണുകളുടെ സ്വതന്ത്ര ചലനം അവസാനിക്കുന്നു. ചില ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാരുടെ അഭിപ്രായത്തില്‍ കാലക്രമേണ ഈ അയോണുകള്‍ ഒരു ക്രിസ്റ്റലില്‍ ഉള്ളതു പോലെ ക്രമമായി അടുക്കപ്പെടുന്നു. degenerate ആയ ഇലക്ട്രോണുകള് ഈ ക്രിസ്റ്റലില്‍ സ്വതന്ത്രമായി ചലിക്കുന്നു. വജ്രം ക്രിസ്റ്റല്‍ രൂപത്തിലുള്ള കാര്‍ബണ്‍ ആണെന്ന് നമുക്കറിയാമല്ലോ. ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ കാര്‍ബണ്‍ കാമ്പ് ഉള്ള ഒരു തണുത്ത വെള്ളക്കുള്ളന്‍ ഒരു അതീഭീമ വജ്രത്തോട് സദൃശ്യം ആയിരിക്കും. ഭൂമിക്ക് അടുത്ത് വല്ലതും ഒരു തണുത്ത വെള്ളക്കുള്ളന്‍ ഉണ്ടായിരുന്നു എങ്കില്‍ അവിടെ പോയി വജ്രം വെട്ടി എടുക്കാമായിരുന്നു അല്ലേ. :)
അപ്പോള്‍ അന്ത്യദശയില്‍ ദ്രവ്യമാനം1.44 M
๏ വരെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ വെള്ളക്കുള്ളന്മാര്‍ ആയി തീര്‍ന്നു ജീവിതം അവസാനിപ്പിക്കും എന്ന് നമ്മള്‍ ഈ പോസ്റ്റില്‍ നിന്നു മനസ്സിലാക്കി. അപ്പോള്‍ അതില്‍ കൂടുതല്‍ ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളോ. അതാണ് തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ വിശദീകരിക്കുന്നത്.
