നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം VI - ന്യൂട്രോണ്‍ താരം

From Shiju Alex

ചന്ദ്രശേഖര്‍സീമയ്ക്കു മുകളില്‍ ദ്രവ്യമാനമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമം

മുഖ്യധാരാനന്തര ദശയ്ക്കു ശേഷം (Post Main sequence phase) സൂര്യന്റെ 1.44 ഇരട്ടി വരെ ദ്രവ്യമാനമുള്ള (1.44 M_๏ = ചന്ദ്രശേഖര്‍ സീമ) നക്ഷത്രങ്ങള്‍ വെള്ളക്കുള്ളന്മാരായി തീര്‍ന്നു അവയുടെ ജീവിതം അവസാനിക്കും എന്ന് നമ്മള്‍ കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില്‍ നിന്നു മനസ്സിലാക്കി. അങ്ങനെയെങ്കില്‍ ചന്ദ്രശേഖര്‍സീമയില്‍ കൂടുതല്‍ ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് അവയുടെ അന്ത്യത്തില്‍ എന്ത് സംഭവിക്കും. അതാണ് ഇനിയുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍‍ വിവരിക്കുന്നത്. ദ്രവ്യമാനം കൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ മുന്‍പ് വിവരിച്ച പ്രക്രികകള്‍ മൂലം കാമ്പ് എരിഞ്ഞ് ഓരോ പുതിയ മൂലകം നിര്‍മ്മിക്കുകയും അങ്ങനെ അവസാനം ഇരുമ്പ് ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്നതോടെ അതിന്റെ ഊര്‍ജ്ജോല്പാദനം അവസാനിക്കുന്നതായും നമ്മള്‍ ഇതിനകം മനസ്സിലാക്കി. എന്തു കൊണ്ടാണ് ഇരുമ്പ് ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്നതോടെ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ഊര്‍ജ്ജോല്പാദനം അവസാനിക്കുന്നതും എന്തു കൊണ്ടാണ് ഇരുമ്പിനു മുകളിലുള്ള മൂലകങ്ങള്‍ അണുസംയോജനം വഴി ഉല്‍‌പാദിപ്പിക്കാന്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് കഴിയാത്തതും എന്നും മനസ്സിലാക്കാന്‍അണുസംയോജനവും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഊര്‍ജ്ജ ഉല്‌പാദനവും എന്ന പോസ്റ്റ് കാണുക.

ഫോട്ടോ ഡിസിന്റഗ്രേഷന്‍ (Photodisintegration)

കാമ്പിലെ ഊര്‍ജ്ജോല്‍പ്പാദനം നിലയ്ക്കുന്നതോടെ കാമ്പ് ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം മൂലം സങ്കോചിക്കുവാന്‍ തുടങ്ങുന്നു. ഇപ്രകാരം സങ്കോചം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന ഊര്‍ജ്ജം നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പിലെ താപനില 5 X 10⁹ K ആയി ഉയര്‍ത്തുന്നു. ഈ താപനില ഉണ്ടാക്കുന്ന ഗാമാ കിരണങ്ങള്‍ ഇരുമ്പിന്റെ ന്യൂക്ലിയസ്സുമായി കൂട്ടിയിടിച്ച് ഗാമാ കണങ്ങളും മറ്റും‍ ഉണ്ടാക്കുന്നു.
ഈ പ്രക്രിയയ്ക്ക് ഫോട്ടോ ഡിസിന്റഗ്രേഷന്‍ (Photodisintegration) എന്നു പറയുന്നു. അതായത് ഉയര്‍ന്ന അണുസംഖ്യയുള്ള മൂലകങ്ങള്‍ ഉന്നതോര്‍ജ്ജ ഫോട്ടോണുകളുമായി കൂട്ടിയിടിച്ച് അടിസ്ഥാനകണികകള്‍ ആയ പ്രോട്ടോണ്‍ ന്യൂട്രോണ്‍, ആല്‍ഫാ കണങ്ങള്‍ എന്നിവ ഒക്കെ പുറത്ത് വിട്ട് അണുസംഖ്യയുള്ള മൂലകങ്ങള്‍ ആയി മാറുന്ന പ്രക്രിയ. ഇതു മൂലം നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പ് അതീവ സാന്ദ്രമാവുകയും ഋണ ചാര്‍ജ്ജുള്ള ഇലക്‌ട്രോണുകള്‍ ധന ചാര്‍ജ്ജുള്ള പ്രോട്ടോണുകളുമായി ചേര്‍ന്ന് ന്യൂട്രല്‍ ചാര്‍ജ്ജുള്ള ന്യൂട്രോണുകള്‍ ഉണ്ടാകുന്നു.
ഈ സംയോജനത്തില്‍ ന്യൂട്രോണിനോടൊപ്പം ഉണ്ടാകുന്ന ന്യൂട്രോണിനോ എന്ന കണിക നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പിലെ ഊര്‍ജ്ജവും വഹിച്ചു കൊണ്ട് പുറത്തേയ്ക്ക് പ്രവഹിക്കുന്നു. ഇതു മൂലം കാമ്പ് തണുക്കുകയും അതിനാല്‍ സങ്കോചത്തിന്റെ വേഗത വര്‍ദ്ധിച്ച് കൂടുതല്‍ താപം ഉളവായി മുകളില്‍ വിവരിച്ച പ്രക്രിയ വളരെ വേഗത്തില്‍ നടക്കുന്നു.

ന്യൂട്രോണ്‍ അപഭ്രഷ്ടം (Neutron degeneracy)

അവസാനം ഈ പ്രക്രിയ മൂലം ന്യൂട്രോണുകളുടെ എണ്ണം വര്‍ദ്ധിച്ച് ഇനി കൂടുതല്‍ ചുരുങ്ങാന്‍ പറ്റാത്ത വിധത്തില്‍ കാമ്പ് സാന്ദ്രമാകുന്നു. ഇതിനു കാരണം നാം മുന്‍പ് പരിചയപ്പെട്ട പോളിയുടെ നിയമം അനുസരിച്ചാണ്. ഇതുമൂലം ഉണ്ടാകുന്ന പോളീ മര്‍ദ്ദം നക്ഷത്രത്തിന്റെ സങ്കോചത്തെ തടയുന്നു. ഇത്തരത്തില്‍ ന്യൂട്രോണിന്റെ മര്‍ദ്ദം മൂലം സങ്കോചം അവസാനിക്കുന്ന പ്രക്രിയയ്ക്ക് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ന്യൂട്രോണ്‍ അപഭ്രഷ്ടം (Neutron degeneracy) എന്നു പറയുന്നു.

ന്യൂട്രോണ്‍ താരം

സങ്കോചം നിലച്ച് ന്യൂട്രോണ്‍ അപഭ്രഷ്ടം മൂലം ഉള്ള മര്‍ദ്ദം കൊണ്ട് നക്ഷത്രത്തിന്റെ സങ്കോചത്തെ തടഞ്ഞ് സമതുലിതാവസ്ഥയില്‍ എത്തുന്ന ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളെ ആണ് ന്യൂട്രോണ്‍ താരം എന്നു പറയുന്നത്.

സൂപ്പര്‍നോവ

ന്യൂട്രോണ്‍ അപഭ്രഷ്ടം മൂലം ഈ ഘട്ടത്തില്‍ കാമ്പിന്റെ ചുരുങ്ങല്‍ വളരെ പെട്ടെന്ന് നിലയ്ക്കുമ്പോള്‍ കാമ്പില്‍ നിന്നു പുറപ്പെടുന്ന അതിഭീമ മര്‍ദ്ദതരംഗങ്ങള്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ പുറം‌പാളികളെ ഭിന്നിപ്പിച്ചു കളഞ്ഞ് ഉഗ്രസ്ഫോടനം ഉണ്ടാക്കുന്നു. ഇപ്രകാരം ഉണ്ടാകുന്ന അത്യുഗ്ര സ്ഫോടനത്തെയാണ് സൂപ്പര്‍നോവ എന്നു പറയുന്നത്. (സൂപ്പര്‍നോവയെ കുറിച്ച് കൂടുതല്‍ കാര്യങ്ങള്‍ നമ്മള്‍ ഈ ലേഖനപരമ്പരയുടെ അവസാന ഭാഗത്തില്‍ മനസ്സിലാക്കും.)

ന്യൂട്രോണ്‍ താരത്തിന്റെ ഘടന
ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്:വിക്കിപ്പീഡിയ

ന്യൂട്രോണ്‍ താരത്തിനു വേണ്ടിയുള്ള തിരച്ചില്‍-പള്‍സാറുകളെ കണ്ടെത്തുന്നു

പതിറ്റാണ്ടുകളോളം ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ സൂപ്പര്‍നോവങ്ങളെ കുറിച്ച് സൈദ്ധാന്തികമായി സംസരിച്ചു കൊണ്ടേ ഇരുന്നു എങ്കിലും അവര്‍ക്ക് അതിനുള്ള തെളിവുകള്‍ ഒന്നും കിട്ടിയിരുന്നില്ല. ന്യൂട്രോണ്‍ താരത്തെ എവിടെ എങ്ങനെ തിരയണം എന്നു പോലും അവര്‍ക്ക് അറിയുമായിരുന്നില്ല.
അവസാനം 1967 നവമ്പറില്‍ ഇംഗ്ലണ്ടിലെ ഒരു റേഡിയോ ടെലിസ്കോപ്പ് ഒരു പ്രത്യേക തരത്തില്‍ റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ഒരു അപരിചിത വസ്തുവിനെ കണ്ടെത്തി. Joycelyn Bell എന്ന ഗവേഷവിദ്യാര്‍ത്ഥിനി തന്റെ ഗവേഷണഫലങ്ങള്‍ വിശകലനം ചെയ്തപ്പോല്‍ ഈ റേഡിയോ വസ്തു ഒരോ 1.33 സെക്കന്റിലും ഓരോ റേഡിയോ സ്പന്ദനം വീതം അയക്കുന്നു എന്നു കണ്ടെത്തി. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഇതു ഏതോ അന്യ ഗ്രഹജീവിയുടെ പ്രവര്‍ത്തനം ആയിരിക്കും എന്നാണ് ആദ്യം കരുതിയത്. പക്ഷെ പിന്നീട് നടത്തിയ പഠനങ്ങള്‍ ഈ വാദത്തെ തള്ളിക്കളഞ്ഞു. 1968 ജനുവരിയില്‍ വ്യത്യസ്ത റേഡിയോ ഫ്രീക്വന്‍സി ഉള്ള വേറെ ഒരു റേഡിയോ വസ്തുവിനെ കണ്ടെത്തി. ഇപ്രകാരം ക്രമീകൃതമായ സ്പന്ദനമുള്ള റേഡിയോ ഉറവിടത്തെ ജ്യോതിശാസ്തജ്ഞന്മാര്‍ പള്‍സാറുകള്‍ (Pulsar- Pulsating Radio Source) എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഈ പള്‍സാറുകള്‍ പതിറ്റാണ്ടുകളായി ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ തിരഞ്ഞു കൊണ്ടിരിക്കുന്ന ന്യൂട്രോണ്‍ താരങ്ങളാണ് എന്നു പിന്നീടു മനസ്സിലായി. ഇതോടപ്പമുള്ള ചിത്രത്തില്‍ SN 1054 എന്ന സൂപ്പര്‍നോവയുടെ അവശിഷ്ടമായ ക്രാബ് നെബുലയുടെ ഹബ്ബിള്‍ ടെലിസ്കോപ്പ് ചിത്രം കൊടുത്തിരിക്കുന്നു. ചൈനീസ്, അറബ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ AD 1054-ല്‍ ക്രാബ് നെബുലയ്ക്ക് കാരണമായ ഈ സൂപ്പര്‍നോവയെ കണ്ടതായി ചരിത്രം ഉണ്ട്.

ചിത്രത്തിന്റെ നടുക്ക് സൂപ്പനോവാ സ്ഫോടനത്തിനു കാരണമായ നക്ഷത്രത്തിന്റെ അവശിഷ്ടമായ പള്‍സാറിനെ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ കണ്ടെത്തിയിരിക്കുന്നു. PSR B 0531+21 എന്ന പള്‍സറിനെ ഈ ചിത്രത്തില്‍ ചൂണ്ടിക്കാണിച്ചിരിക്കുന്നു. ഇതിന്റെ വ്യാസം വെറും 10 കിലോമീറ്ററും ദ്രവ്യമാനം 3.9782 X 10³⁰ kg ഉം ആണ്. വലിപ്പത്തിലുള്ള ഈ ചെറുപ്പം കൊണ്ടുതന്നെ ഭൂമിയില്‍ നിന്ന് ഇത്തരം വസ്തുക്കളെ സാധാര‍ണ നിരീക്ഷിണ സംവിധാനം ഉപയോഗിച്ചു കണ്ടുപിടിക്കാന്‍ പറ്റില്ല. അതുകൊണ്ടു തന്നെയാണ് ഇവ ഇത്രനാള്‍ നമ്മുടെ കണ്ണില്‍പെടാതെ ഇരുന്നതും.
ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: www.zombiedefense.org

ഏതാണ്ട് 1.44 M_๏ മുതല്‍ 8 M_๏ വരെ ദ്രവ്യമാനമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളാണ് ഇങ്ങനെ ന്യൂട്രോണ്‍ താരമായി മാറുക. ഇതു ഒരു ഏകദേശ കണക്ക് മാത്രം ആണ്. അപ്പോള്‍ സ്വാഭാവികമായും അടുത്ത ചോദ്യം വരുന്നു. അങ്ങനെയാണെങ്കില്‍ 8 M_๏നു മുകളില്‍ ദ്രവ്യമാനമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് എന്തു സംഭവിക്കും? അതിന്റെ വിശദാംശങ്ങള്‍ അടുത്ത പോസ്റ്റില്‍.