Thursday, December 21, 2006

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം II- പ്രാങ് നക്ഷത്ര ദശ

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 Mനും 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

Friday, December 15, 2006

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം I - ആമുഖം

ഇനിയുള്ള കുറച്ചു പോസ്റ്റുകളില്‍ നക്ഷത്രപരിണാമം അഥവാ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം ആണ് നമ്മള്‍ പഠിക്കുവാന്‍ പോകുന്നത്. പോപ്പുലര്‍ അസ്ട്രോണമി പുസ്തകങ്ങള്‍ പലപ്പോഴും നക്ഷത്രപരിണാമം തമോഗര്‍ത്തം (Black hole) എന്ന ഒരൊറ്റ വസ്തുവില്‍ കേന്ദ്രീകരിച്ച് പിന്നെ അതുമായി ബന്ധപ്പെട്ട കുറച്ച് ത്വത്വശാസ്ത്രവും പറഞ്ഞ് ഈ വിഷയത്തെ വഴിതിരിച്ചുവിടുകയാണ് പതിവ്. പൊതുവെ നക്ഷത്രപരിണാമത്തിന്റെ എല്ലാ ദശകളും ലളിതമായി വിവരിക്കുന്ന പുസ്തകങ്ങളും കുറവാണ്. ഉള്ളവ തന്നെ നക്ഷത്രത്തിന്റെ അന്ത്യദശയില്‍ കേന്ദ്രീകരിച്ച് ഒടുവില്‍ Black hole-ലേക്ക് വഴുതി വീണ് ഈ പ്രക്രിയകളുടെ പുറകിലുള്ള ശാസ്ത്രം പഠിപ്പിക്കാന്‍ വിട്ടുപോവുകയും ചെയ്യുന്നു.

എന്റെ ഉദ്ദേശം അതല്ല. നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജനനം മുതല്‍ മരണം വരെയുള്ള ശാസ്ത്രം കുറച്ച് വിശദമായി കൈകാര്യം ചെയ്യാനാണ് എന്റെ എളിയ ശ്രമം.

അതിനു സഹായകരമായ ചില ഉപാധികള്‍ ആണ് കഴിഞ്ഞ 20 ഓളം പോസ്റ്റുകളില്‍ നമ്മള്‍ പരിചയപ്പെട്ടത്. പ്രത്യേകിച്ച് കഴിഞ്ഞ നാലഞ്ച് പോസ്റ്റുകളില്‍ പരിചയപ്പെട്ട HR ആരേഖവും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗികരണവും ഒക്കെ ഇനി നമുക്ക് ഇടയ്ക്കിടക്ക് പരാമര്‍ശിക്കേണ്ടി വരും. അതിനാല്‍ അത് വായിച്ചിട്ടില്ലാത്തവര്‍ അത് വായിച്ചിട്ട് നക്ഷത്രപരിണാമത്തിന്റെ ഈ ലേഖനപരമ്പരയിലേക്ക് വരാന്‍ അപേക്ഷ.

ബ്ലോഗ് ആയതു കൊണ്ട് നമുക്ക് പുസ്തകങ്ങള്‍ക്ക് ഇല്ലാത്ത പല സൌകര്യവും ഈ വിഷയം പഠിക്കുമ്പോള്‍ ഉണ്ട്. നമുക്ക് സമയമോ സ്ഥലമോ സൌകര്യമോ വായനക്കാരുടെ എണ്ണമോ ഒന്നും ഒരു പ്രശ്നമല്ല. മാത്രമല്ല ധാരാളം ചിത്രങ്ങളും അനിമേഷനുകളും മറ്റും ഉപയോഗിക്കാമെന്ന സൌകര്യവും ഇവിടെ ഉണ്ട്. സംശയം കമെന്റുകള്‍ ആയി ചോദിക്കുവാന്‍ ഉള്ള സൌകര്യം ഉണ്ട്. ലേഖനത്തില്‍ തെറ്റു വന്നാല്‍ അത് തിരുത്തി പുനഃ‍പ്രസിദ്ധീകരിക്കുവാന്‍ ഉള്ള സൌകര്യം ഉണ്ട്. മാത്രമല്ല പിന്നിട് എന്തെങ്കിലും കൂട്ടിച്ചേര്‍ക്കണം എന്നു തോന്നിയാല്‍ അതിനുള്ള സൌകര്യവും ഉണ്ട്. അതിനാല്‍ തന്നെ നക്ഷത്രപരിണാമത്തിന്റെ എല്ലാ ദശകളും സാമാന്യം വിശദമായി എന്നാല്‍ ഗണിതം ഉപയോഗിക്കാതെ (കഴിയുന്നതും) ലളിതമായി വിവരിക്കുവാന്‍ ആണ് എന്റെ എളിയ ശ്രമം. അതിനാല്‍ തന്നെ “നക്ഷത്ര പരിണാമത്തിന്റെ” ഈ പോസ്റ്റുകള്‍ ഏഴോളം ഭാഗം വരുന്ന തുടരന്‍ ആയിരിക്കും (എത്ര പോസ്റ്റ് കൊണ്ട് ഈ വിഷയം പൂര്‍ണ്ണമായി വിശദീകരിക്കാന്‍ പറ്റും എന്ന് കൃത്യമായി പറയാന്‍ ഇപ്പോള്‍ എനിക്കാവുന്നില്ല. എങ്കിലും ഒരു ഏഴു പോസ്റ്റുകൊണ്ട് തീര്‍ക്കാന്‍ പറ്റും എന്നാണ് എന്റെ അനുമാനം.)

ആമുഖം

ഒരു നക്ഷത്രം എങ്ങനെ ജനിക്കുന്നു. അത് എങ്ങനെ ജീവിക്കുന്നു? അതിന്റെ അവസാനം എങ്ങനെ? നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിതകഥകളിലേക്ക് ഒരു എത്തി നോട്ടമാണ് ഇനിയുള്ള കുറച്ചു ലേഖനങ്ങള്‍.

ജീവിതകഥകളോ? അതേ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിത കഥ അതിന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നതിനാല്‍ എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കും ഒരേ ജീവിത കഥയല്ല പറയാനുള്ളത്.

നക്ഷത്രങ്ങളെകുറിച്ചുള്ള പഠനത്തില്‍ ഏറ്റവും രസകരമായത് അവയുടെ പരിണാമത്തെ കുറിച്ചുള്ള പഠനമാണ്. ഒരു നക്ഷത്രത്തെ മാത്രം പഠിച്ച് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം ഉണ്ടാക്കാന്‍ നമുക്ക് പറ്റില്ല. കാരണം നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിത ദൈര്‍ഘ്യം മനുഷ്യവര്‍ഗ്ഗത്തിന്റേയോ നമ്മുടെ ഭൂമിയുടെ തന്നെയോ പ്രായത്തേക്കാള്‍ എത്ര എത്രയോ ഇരട്ടിയാണ്. അതിനാല്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ വിവിധ ജീവിത ഘട്ടങ്ങളില്‍ ഉള്ള പല പല നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിതം പഠിച്ച് ഈ പഠനങ്ങള്‍ ക്രോഡീകരിച്ചാണ് അവയുടെ ജീവിത കഥ മെനഞ്ഞെടുത്തത്.

ആദ്യം നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് എങ്ങനെയാണ് നമ്മളെപോലെ ജനനവും ജീവിതവും മരണവും ഉണ്ടെന്നും, പല തരം നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉണ്ടെന്ന് മനസ്സിലാക്കുന്നത് എന്നും നോക്കാം. ഒരു ഉദാഹരണം വഴി ഇതു മനസ്സിലാക്കാന്‍ ശ്രമിക്കാം.

ഒരു അന്യഗ്രഹ ജീവി ഭൂമിയില്‍ സന്ദര്‍ശനത്തിനു വന്നു എന്നിരിക്കട്ടെ. അവര്‍ ആദ്യം കുറച്ച് ഇരു കാലികളെ ആവും കാണുക. രൂപത്തിലും ഭാവത്തിലും എല്ലാം ഒരേ പോലെ ഇരിക്കുന്നവര്‍. (സിനിമകളില്‍ അന്യഗ്രഹ ജീവികള്‍ക്കു ഒരേ രൂപവും ഭാവവും ഉള്ളതു പോലെ.) എന്നാല്‍ കുറച്ച് ശ്രദ്ധിച്ചു പഠിക്കുമ്പോള്‍ ഈ ഇരുകാലികള്‍ രണ്ട് തരം ഉണ്ടെന്ന് അവര്‍ക്ക് മനസ്സിലാകുന്നു. ആണും പെണ്ണും. പിന്നീട് അവരില്‍ കറുത്തവരും വെളുത്തവരും ഉണ്ടെന്നു മനസ്സിലാകുന്നു. കുറച്ച് കൂടി ശ്രദ്ധിച്ചു പഠിക്കുമ്പോള്‍ ഇവരില്‍ വിവിധ പ്രായത്തില്‍ ഉള്ളവര്‍ ഉണ്ടെന്ന് മനസ്സിലാകുന്നു. കുഞ്ഞുങ്ങള്‍, ബാലര്‍, കൌമാരക്കാര്‍, യൌവനക്കാര്‍, മദ്ധ്യവയസ്കര്‍, വൃദ്ധര്‍ എന്നിങ്ങനെ. വൃദ്ധര്‍ പെട്ടന്ന് മരിക്കുന്നു.ചില ഗര്‍ഭധാരണം ചാപിള്ള ആയി പോകുന്നു. വേറെ ചിലര്‍ അകാലത്തില്‍ ചരമമടയുന്നു. ഇതൊക്കെ ഓരോന്നും സൂക്ഷമായി പഠിക്കുമ്പോള്‍ അവര്‍ക്ക് മനസ്സിലാക്കുന്നു.

അപ്പോള്‍ ഇത്രയും പറഞ്ഞത് ഒരു വര്‍ഗ്ഗത്തിന്റെ ജീവിത കഥ അറിയണമെങ്കില്‍ ആ വര്‍ഗ്ഗത്തെ മൊത്തമായി സൂക്ഷ്മമായി പഠിച്ചാല്‍ മതി.

ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാരും ചെയ്തത് ഇതു തന്നെയാണ്. വിവിധ ജീവിതഘട്ടങ്ങളില്‍ ഉള്ള നിരവധി നക്ഷത്രങ്ങളെ കുറിച്ച് പഠിച്ച് അവര്‍ നിഗമനങ്ങളില്‍ എത്തി ചേര്‍ന്നു. ഇങ്ങനെ പഠിച്ചപ്പോള്‍ അവര്‍ എത്തിചേര്‍ന്ന നിഗമനങ്ങള്‍ ചേര്‍ത്തു വച്ചപ്പോള്‍ നക്ഷത്ര പരിണാമത്തിനു നാലു സുപ്രധാന ഘട്ടങ്ങള്‍ ഉണ്ടെന്നു മനസ്സിലായി. അവ താഴെ പറയുന്ന ആണ്.

  1. പ്രാങ് നക്ഷത്ര ദശ (Protostar phase)
  2. മുഖ്യധാര ദശ (Main Sequence phase)
  3. മുഖ്യധാരാനന്തര ദശ (Post Main Sequence phase)
  4. അന്ത്യ ദശ (End phase)

ഇത് നമ്മുടെ ജീവിതത്തിലെ ശൈശവം, യുവത്വം, മദ്ധ്യവയസ്സ്, വാര്‍ദ്ധക്യം എന്നീ നാല് ഘട്ടങ്ങളോട് ഒരു പരിധി വരെ തുലനം ചെയ്യാം.

തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ ഇവ ഒരോന്നിനേയും നമുക്ക് വിശദമായി പരിചയപ്പെടാം. പോസ്റ്റുകളില്‍ അവിടവിടെ ഭൌതീക ശാസ്ത്രത്തിലെ ചില സംജ്ഞകളെ പരാമര്‍ശിക്കേണ്ടി വരും. കഴിയുന്നതും ലളിതമായ ഭാഷയില്‍ ഗണിതമില്ലാതെ ഓരോന്നും നമുക്ക് പരിചയപ്പെടാം.

Monday, December 11, 2006

HR ആരേഖം (HR Diagram)

സ്‌റ്റെല്ലാര്‍ സ്‌പെക്ട്രത്തേയും Luminosityയേയും അതോടൊപ്പം സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണത്തേയും പരിചയപ്പെട്ടുകഴിഞ്ഞ നമ്മള്‍ക്ക് അടുത്തതായി പരിചയപ്പെടാനുള്ള ഒരു പ്രധാന ജ്യോതിശാസ്ത്രപഠന സഹായി ആണ് HR digaram അഥവാ HR ആരേഖം. ഈ പോസ്റ്റില്‍ അതിനെ പരിചയപ്പെടുത്തുന്നു.

Hertzspurg, Russel എന്ന രണ്ട് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ സ്വതന്ത്രമായി 1912-ല്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ Luminosityയും ഉപരിതലതാപനിലയും തമ്മിലുള്ള ബന്ധത്തെപറ്റി നിരവധി പഠനങ്ങള്‍ നടത്തി. അവര്‍ തങ്ങള്‍ക്കു ലഭിച്ച വിവരങ്ങളില്‍ നിന്നു ചില നിഗമനങ്ങളില്‍ എത്തിചേര്‍ന്നു. പഠനം നടത്തിയ ഓരോ നക്ഷത്രത്തിന്റേയും ഉപരിതല താപനിലയും Luminosity-യും ഉപയോഗിച്ച് അവര്‍ ഒരു graph-ല്‍ ഉണ്ടാക്കി. ഇതാണ് HR ആരേഖം (HR Diagram) എന്ന് അറിയപ്പെടുന്നത്. അതിന്റെ ഒരു ചിത്രം താഴെ കൊടുക്കുന്നു.

ഈ രേഖാരൂപത്തിന്റെ ഏറ്റവും വലിയ പ്രത്യേകത അതിലുള്ള data points ആരേഖത്തില്‍ അവിടവിടെ വെറുതെ ചിതറിക്കിടക്കുക അല്ല; മറിച്ച് പലസ്ഥലത്ത് പ്രത്യേകതരത്തില്‍ കേന്ദ്രീകരിച്ച് കിടക്കുക എന്നുള്ളതാണ്. ഈ രേഖാചിത്രം ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിന്റെ പഠനത്തിനു അത്യാവശ്യം വേണ്ട ഒരു ഉപകരണമായി പിന്നീട് മാറി. HR ആരേഖത്തിന്റെ കുറച്ചുകൂടി വിശദീകരണങ്ങള്‍ ഉള്ള വേറെ ഒരു ചിത്രം താഴെ.


Image courtsey: http://cse.ssl.berkeley.edu/

HR ആരേഖത്തിന്റെ കുറുകേകിടക്കുന്ന നാടയില്‍(Band) ആകാശത്തിലെ ഭൂരിഭാഗം നക്ഷത്രങ്ങളും വരുന്നു. ഈ നാടയെ Main Sequence band (MS നാട) എന്നു പറയുന്നു. ഈ നാട മുകളില്‍ ഇടത്തേ അറ്റത്തുനിന്ന് ചൂടുകൂടിയ നീലനക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നു തൂടങ്ങി താഴെ വലത്തേ മൂലയില്‍ ഉള്ള തണുത്ത ചുവന്ന നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ അവസാനിക്കുന്നു. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഭൌതീക പ്രത്യേകതകള്‍ മൂലം അത് ഈ നാടയില്‍ ആണ് ഉള്‍പ്പെടുന്നത് എങ്കില്‍ അത്തരം നക്ഷത്രത്തെ മുഖ്യധാര നക്ഷത്രം (Main Sequence star) എന്നു പറയുന്നു. നമ്മള്‍ ഇന്നു ആകാശത്തു കാണുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ഭൂരിഭാഗവും ഈ വിഭാഗത്തിലാണ് പെടുക, ഉദാഹരണത്തിനു സൂര്യന്‍, സിറിയസ്, വേഗ ഇതൊക്കെ മുഖ്യധാര നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ആണ്.

HR ആരേഖത്തില്‍ മുകളില്‍ വലത്തേ മൂലയില്‍ വേറെ രണ്ട് പ്രധാന grouping കാണുന്നു. Super Giantsഎന്നും Giants എന്നും ആണ് ഈ grouping-ന്റെ പേര്. Luminosity വളരെ കൂടുതലും എന്നാല്‍ താരതമ്യേന തണുത്തതുമായ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ആണ് ഈ രണ്ട് grouping-ലും വരുന്നത്. Luminosity 103 നു (അതായതു സൂര്യന്റെ 103 ഇരട്ടി Luminosity ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍) മുകളിലുള്ളതും ദ്രവ്യമാനം 100 M๏ ഓളം(സൂര്യന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ 100 ഇരട്ടി) വരുന്നതും എന്നാല്‍ താരതമ്യേന തണുത്തതുമായ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ആണ് Super Giants എന്ന വിഭാഗത്തില്‍ വരുന്നത്. Luminosity 102 മുതല്‍ Luminosity 103 വരേയും ദ്രവ്യമാനം 10 M๏ സൂര്യന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ 10 ഇരട്ടി) വരെ വരുന്നതും ആയ തണുത്ത നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ആണ് Giantsഎന്ന വിഭാഗത്തില്‍ വരുന്നത്. തിരുവാതിര നക്ഷത്രം Super Giant നക്ഷത്രത്തിനും, Aldebaran Giant നക്ഷത്രത്തിനും ഉദാഹരണമാണ്.

HR ആരേഖത്തില്‍ വേറെ ഒരു പ്രധാന grouping ഉള്ളത് ഇടത്തേ മൂലയില്‍ Main Sequence band-നു താഴെയാണ്. ഈ സമൂഹത്തില്‍ പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളെ വെള്ളക്കുള്ളന്മാര്‍ (White Dwarfs) എന്നാണ് വിളിക്കുന്നത്. ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ താപനില കൂടുതല്‍ ആണെങ്കിലും Luminosity കുറവായിരിക്കും.

(Main Sequence, Super Giants, Giants, White Dwarf ഇവയുടെ ശരിക്കുള്ള നിര്‍വചനങ്ങളും വിശദീകരണങ്ങളും തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍.)

വ്യത്യസ്ത തരത്തിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉണ്ട് എന്നതാണ് HR ആരേഖത്തില്‍ നിന്നു നമുക്ക് ലഭിയ്ക്കുന്ന ഒന്നാമത്തെ പാഠം. ഉദാഹരണമായി പറഞ്ഞാല്‍ മനുഷ്യരുടെ ഇടയില്‍ വ്യത്യസ്ത നിറത്തിലുള്ള ആളുകള്‍ ഉണ്ട് എന്ന് പറയുന്നതു മാതിരി ഉള്ള ഒരു വ്യത്യസ്തത അല്ല മറിച്ച് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിതത്തിലെ വിവിധ ഘട്ടങ്ങളെ ആണ് ഇത് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. അതായത് നമ്മുടെ ജീവിതത്തിനു ബാല്യം, യൌവനം, മധ്യവയസ്സ്, വൃദ്ധത എന്നിങ്ങനെ പല ഘട്ടങ്ങള്‍ ഉള്ളതു പോലെ. ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിത രേഖ ആണ് HR ആരേഖം എന്നു പറയാം.

Main Sequence, Super Giants, Giants, White Dwarf ഇവയെകുറിച്ചൊക്കെ നമ്മള്‍ക്ക് തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ പോസ്റ്റുകളില്‍ നിന്നു മനസ്സിലാക്കാം. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമത്തെ കുറിച്ച് പഠിക്കുമ്പോള്‍ HR ആരേഖത്തിനുള്ള പ്രാധാന്യം നിങ്ങള്‍ക്ക് മനസ്സിലാകും. തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ നമ്മള്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവചരിത്രം ആണ് പഠിക്കാന്‍ പോകുന്നത്.

Friday, December 08, 2006

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം

ആമുഖം

നക്ഷത്രങ്ങള്‍ വളരെയധികം ദൂരത്തായതു കൊണ്ട് അതിന്റെ ഭൌതീകഘടനയും താപനിലയും അതിലുള്ള രാസസംയുക്തങ്ങളും മറ്റു വിവരങ്ങളും എല്ലാം അതില്‍ നിന്നു വരുന്ന വിദ്യുത് കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ പഠിക്കുന്നതിലൂടെ മാത്രമേ നമുക്കു മനസ്സിലാക്കാന്‍ പറ്റുകയുള്ളൂ. ഇങ്ങനെ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നു വരുന്ന പ്രകാശത്തെ സൂക്ഷ്മമായി പഠിക്കുന്ന ശാസ്ത്രശാഖയാണ് stellar spectroscopy. അതിന്റെ ചില പ്രാഥമികമായ വിവരങ്ങള്‍ ആണ് കഴിഞ്ഞ കുറച്ചു പോസ്റ്റുകളില്‍ നിന്നു നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കിയത്.

ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നു വരുന്ന പ്രകാശം സൂക്ഷമമായി പഠിച്ചപ്പോള്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രം എല്ലാം ഒരേ പോലെ അല്ല എന്നു കണ്ടു. ഉദാഹരണത്തിനു ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ വളരെ ശക്തമാണ്. പക്ഷെ സൂര്യനെ പോലുള്ള മറ്റു ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ വളരെ ദുര്‍ബലം ആണെന്നും പകരം അതില്‍ കാത്സിയം, ഇരുമ്പ്, സോഡിയം തുടങ്ങിയ ചില മൂലകങ്ങളുടെ absorption രേഖകള്‍ക്കാണ് പ്രാമുഖ്യം എന്നു കണ്ടു. ഇനി വേറെ ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ടൈറ്റാനിയം ഓക്സൈഡ് പോലുള്ള ചില തന്മാത്രകള്‍ ഉണ്ടാക്കുന്ന absorption രേഖകള്‍ക്കാണ് പ്രാമുഖ്യം എന്നും കണ്ടു. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ഉള്ള ഈ വൈവിധ്യത്തെ വിശദീകരിക്കാന്‍ ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഈ വൈവിധ്യം അനുസരിച്ചു തന്നെ നക്ഷത്രങ്ങളെ വര്‍ഗ്ഗീകരിച്ചു. ഇതാണ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം എന്ന് അറിയപ്പെടുന്നത്. നമുക്ക് ഇതിന്റെ വിശദാംശങ്ങള്‍ ഈ പോസ്റ്റില്‍ നിന്നു മനസ്സിലാക്കാം.

ചൂടുള്ള ഒരു വസ്തു (black body) continous spectrum ആണ് ഉണ്ടാക്കുക എന്നു നമ്മള്‍ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ കൂറിച്ചുള്ള പോസ്റ്റില്‍ നിന്നു മനസ്സിലാക്കി. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാര്യമെടുത്താല്‍ അതിന്റെ അകം പാളികളില്‍ ആണ് ഈ continous spectrum ഉണ്ടാകുന്നത്. അവിടെ വാതകങ്ങള്‍ വളരെ ചൂടുള്ളതും സാന്ദ്രവും ആയിരിക്കും. ഈ continous spectrum ഉള്ള വികിരണം താരതമ്യേനെ തണുത്തതും സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞതുമായ പുറം പാളിയിലൂടെയും നക്ഷത്രത്തിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിലൂടെയും പുറത്തേക്ക് വരുമ്പോള്‍ ഈ continous spectrum ത്തില്‍ absorption രേഖകള്‍ ഉണ്ടാകുന്നു. പുറം പാളിയിലും അന്തരീക്ഷത്തിലുമുള്ള വാതകങ്ങള്‍ ചില പ്രത്യേക തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള വികിരണങ്ങള്‍ ആഗിരണം ചെയ്യുന്നതുകൊണ്ടാണ് ഇങ്ങനെ absorption രേഖകള്‍ ഉണ്ടാകുന്നത്. ഏത് തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള രേഖകള്‍ക്ക് ആണ് absorption സംഭവിച്ചിരിക്കുന്നത് എന്ന് പുറം പാളിയിലും അന്തരീക്ഷത്തിലുമുള്ള വാതകങ്ങള്‍ക്ക് അനുസരിച്ച് ഇരിക്കും. ഇതിനെ കുറിച്ചൊക്കെ നമ്മള്‍ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ കൂറിച്ചുള്ള പോസ്റ്റില്‍ നിന്നു മനസ്സിലാക്കി.

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം നടത്തിയിരിക്കുന്നത് വിവിധ absorption രേഖകളുടെ കടുപ്പം അനുസരിച്ചാണ്. സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകളുടെ വീതി ആ നക്ഷത്രത്തില്‍ എത്ര അണുക്കള്‍ ഒരു പ്രത്യേക തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള വികിരണം ആഗിരണം ചെയ്യാന്‍ പാകത്തില്‍ ഉള്ളതായിരിക്കും എന്നതിനെ ആശ്രയിച്ച് ഇരിക്കുന്നു. ഒരു പ്രത്യേക മൂലകം കൂടുതല്‍ ഉണ്ടെങ്കില്‍ അത് ആഗിരണം ചെയ്യുന്ന വികിരണത്തിന്റെ രേഖകള്‍ക്ക് ബലം കൂടുതല്‍ ആയിരിക്കും. ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിലെ മൂലകങ്ങളും അതിന്റെ അളവും absorption രേഖകള്‍ ഏതൊക്കെ എത്ര ബലത്തില്‍ ആണ് എന്ന് നിര്‍ണ്ണയിക്കുന്നത്.

The Harvard Spectral Classification

ഇതാണ് ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം. ഇത് 1800കളുടെ പകുതിയില്‍ ചില ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തിലെ ഹൈഡ്രജന്‍ ബാമര്‍ രേഖകളുടെ ബലം അനുസരിച്ച് ഉണ്ടാക്കിയ വര്‍ഗ്ഗീകണത്തിന്റെ ഒരു വകഭേദം ആണ്. 1800കളുടെ പകുതിയിലെ വര്‍ഗ്ഗീകരണത്തില്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ ബാമര്‍ രേഖകളുടെ ബലം അനുസരിച്ച് നക്ഷത്ര സ്‌പെക്ട്രത്തിനു A മുതല്‍ P വരെയുള്ള വിവിധ അക്ഷരം കൊടുക്കുകയാണ് ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ചെയ്തത്. അന്നത്തെ ശാസ്ത്രത്തിനു ഈ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വരകളെ ഒന്നും വിശദീകരിക്കാന്‍ കഴിഞ്ഞില്ല. പിന്നീട് ഇതിനെ ശാസ്ത്രീയമായി വര്‍ഗ്ഗീകരിക്കുന്ന ചുമതല Harward College Observatory-യിലെ ചില ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ഏറ്റെടുത്തു. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ Edward C. Pickering ആണ് ഇതിനു മേല്‍നോട്ടം വഹിച്ചത്. വെറും ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകളെ മാത്രം അടിസ്ഥാനമാക്കാതെ എല്ലാ പ്രധാനപ്പെട്ട രേഖകളേയും ഉള്‍പ്പെടുത്തി വളരെ വിപുലമായ ഒരു പഠനം ആണ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ഇതിനു വേണ്ടി നടത്തിയത്. അമേരിക്കന്‍ ധനാഢ്യനും ഡോക്ടറും അതോടൊപ്പം ഒരു അമെച്വര്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനും ആയ Henry Draper ആണ് ഇതിനു വേണ്ട പണം മൊത്തം ചിലവഴിച്ചത്. ഇത് Harward project എന്ന പേരില്‍ ആണ് അറിയപ്പെട്ടത്.

ഇവരുടെ ശാസ്ത്രീയ പഠനത്തിന്റെ ഫലമായി ആദ്യം പറഞ്ഞ വര്‍ഗ്ഗീകരണത്തില്‍ ഉണ്ടായിരുന്ന (A മുതല്‍ P വരെയുള്ള) പലതിനേയും ഒഴിവാക്കുകയും വേറെ ചിലതിനെ ഒന്നിച്ചാക്കുകയും ചെയ്തു. ബാക്കി ഉണ്ടായിരുന്ന സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗത്തെ OBAFGKM എന്ന ക്രമത്തില്‍ ശാസ്ത്രീയമായി അടുക്കി. ഇതിനെ എളുപ്പത്തിലെ ഓര്‍മിക്കാന്‍ ഒരു സൂത്ര വാക്യം ഉണ്ട്. Oh Be A Fine Girl Kiss Me! (Girl-നെ Kissചെയ്യാന്‍ മടിയുള്ളവര്‍ക്ക് Girlന്റെ സ്ഥാനത്തു Guy എന്നാക്കാം). എന്തായാലും ഈ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം ക്രമത്തില്‍ ഓര്‍ത്താല്‍ മതി.

ആ സംഘത്തില്‍ ഉണ്ടായിരുന്ന Annie Jump Cannon എന്ന ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞ ഈ OBAFGKM എന്ന സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗത്തെ വീണ്ടും ചെറു സ്‌പെക്ട്രല്‍ തരങ്ങള്‍ (Spectral types) ആയി തരം തിരിക്കുന്നത് വളരെ ഉപയോഗപ്രദം ആണെന്നു കണ്ടു. (മറ്റു ശാസ്ത്രശാഖകള്‍ പോലെ അല്ല; മറ്റു പല വനിതകളും ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തില്‍ കാര്യമായ സംഭാവന നല്‍കിയിട്ടുണ്ട്. അതിനെ കുറിച്ച് പിന്നീട് ഒരു പോസ്റ്റ് ഇടാം.). ഇങ്ങനെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ തരം ഉണ്ടാക്കാന്‍ ഒരോ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗത്തോടും ഒപ്പം 0 മുതല്‍ 9വരെയുള്ള സംഖ്യകള്‍ കൊടുക്കുകയാണ് Annie Jump Cannon ചെയ്തത്. ഉദാഹരണത്തിനു F സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗ (Spectral Class) ത്തില്‍ F0, F1, F2, F3, F4....F9 എന്നിങ്ങനെ പത്തു സ്‌പെക്ട്രല്‍ തരം (Stectral Type) ഉണ്ട്. F9 കഴിഞ്ഞാല്‍ G0, G1,...എന്നിങ്ങനെ പോകും സ്‌പെക്ട്രല്‍ തരങ്ങള്‍. ഇങ്ങനെയുള്ള വര്‍ഗ്ഗീകരണത്തില്‍ ഉള്ള ചില പ്രധാനപ്പെട്ട നക്ഷത്ര സ്‌പെക്ട്രങ്ങള്‍ കാണൂ.

Image courtsey: www.astro.uu.se

ഒരു സ്‌പെക്ട്രല്‍ തരത്തില്‍ നിന്നു അടുത്തതിലേക്ക് വളരെ സുഗമമായി ആണ് രേഖകളുടെ വിന്യാസം എന്നു നമുക്ക് കാണാവുന്നതാണ്. ഉദാഹരണത്തിനു ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ B0 യില്‍ നിന്നു A0യിലേക്ക് പോകുമ്പോള്‍ ബലം പ്രാപിച്ചു വരുന്നതു കാണാം. A0യില്‍ നിന്ന് പിന്നേയും മുന്നോട്ട് പോകുമ്പോള്‍ രേഖകളുടെ ബലം കുറഞ്ഞു വരുന്നതായും G0 സ്‌പെക്ട്രല്‍ തരം ആകുമ്പോഴേക്ക് ഈ രേഖകള്‍ ഇല്ലാതാകുന്നതും കാണാം. സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ കാത്സ്യത്തിന്റേയും ഇരുമ്പിന്റേയും absorption രേഖകള്‍ക്ക് പ്രാമുഖ്യം ഉള്ള സൂര്യന്‍ ഒരു G2 നക്ഷത്രമാണ്.

Harward projectന്റെ നിഗമനങ്ങള്‍ എല്ലാം കൂടി ക്രോഡീകരിച്ച് 1918ന്റേയും 1924ന്റേയും ഇടയ്ക്ക് Henry Draper Catalogue പ്രസിദ്ധീകരിച്ചു. ഈ കാറ്റലോഗിനെ കുറിച്ച് നമ്മള്‍ നക്ഷത്ര കാറ്റലോഗുകള്‍ എന്ന പോസ്റ്റില്‍ പഠിച്ചിരുന്നുവല്ലോ. ഏതാണ്ട് 2,25,300 നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വിവരം ഇതില്‍ ഉണ്ട്. ഇതില്‍ ഓരോ നക്ഷത്രത്തിന്റേയും സ്‌പെക്ട്രം Annie Jump Cannon നേരിട്ട് പരിശോധിച്ച് തരംതിരിച്ചതാണ്. (എന്തൊരു കഠിന പ്രയത്നം അതിനു പുറകില്‍ ഉണ്ടാകും അല്ലേ. അതിനാല്‍ തന്നെ ഈ വനിതയ്ക്ക് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാരുടെ ഇടയില്‍ ഒരു പ്രത്യേക സ്ഥാനം ഉണ്ട്.)

ഈ കാറ്റലോഗ് പ്രസിദ്ധീകരിച്ച സമയം ഭൌതീകശാസ്ത്രത്തില്‍ വളരെ വിപ്ലവകരമായ കണ്ടുപിടുത്തങ്ങള്‍ നടന്നിരുന്ന കാലഘട്ടം ആയിരുന്നു. റതര്‍ഫോര്‍ഡും ബോറും ഒക്കെ അണുക്കളെകുറിച്ചും അണുകേന്ദ്രങ്ങളെകുറിച്ചും പുത്തന്‍ വിവരങ്ങള്‍ ശാസ്ത്രലോകത്തിനു സംഭാവന ചെയ്തു. അണുക്കളെ കുറിച്ചുള്ള ഈ കണ്ടുപിടുത്തങ്ങള്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രം വിശദീകരിക്കുന്നതിനുള്ള ചില ഉപാധികള്‍ (സൈദ്ധാന്തികപരമായും ഗണിതപരമായും) ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ക്ക് സമ്മാനിച്ചു.

ഇന്ത്യയുടെ സംഭാവന

ഇവിടെയാണ് നമ്മുടെ രാജ്യത്തില്‍ നിന്നുള്ള കാര്യമായ ഒരു സംഭാവന വരുന്നത്. അക്കാലത്തെ പ്രമുഖ ഇന്ത്യന്‍ ഭൌതീകശാസ്ത്രജ്ഞനായ മേഘനാഥ് സാഹ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉപരിതല താപനിലയും അതിന്റെ സ്‌പെക്ട്രവും തമ്മില്‍ എങ്ങനെ ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു എന്ന് വിശദീകരിക്കുന്നതില്‍ വിജയിച്ചു. OBAFGKM എന്ന സ്‌പെക്ട്രല്‍ ക്രമീകരണം യഥാര്‍ത്ഥത്തില്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലതാപനിലയുടെ വളരെ ക്രമാഗതമായ ഒരു ക്രമീകരണം ആണെന്ന് അദ്ദേഹം തെളിയിച്ചു. അതായത് O സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗത്തില്‍ ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഏറ്റവും താപനില കൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ആണെന്ന് അദ്ദേഹം സിദ്ധാന്തിച്ചു. ഈ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗത്തിന്റെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ഉള്ളതു മാതിരി ഉള്ള absorption രേഖകള്‍ ഉണ്ടാക്കണമെങ്കില്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതല താപനില 25,000 K നു മുകളില്‍ ആയിരിക്കണം എന്ന് അദ്ദേഹം തെളിയിച്ചു. അതേ പോലെ M സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗത്തില്‍ ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉപരിതല താപനില കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ (3000 K നോടടുത്ത്‍) ആണെന്നും അദ്ദേഹം തെളിയിച്ചു.

നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതല താപനിലയും സ്‌പെക്ട്രവും തമ്മിലുള്ള ബന്ധം

എന്തുകൊണ്ടാണ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉപരിതലതാപനിലയും അതിന്റെ സ്‌പെക്ട്രവും തമ്മില്‍ ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത് എന്നറിയാന്‍ ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകളുടെ കാര്യം നോക്കാം. ഹൈഡ്രജന്‍ ആണ് ഈ പ്രപഞ്ചത്തില്‍ ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ ഉള്ള മൂലകം. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ മൂന്നില്‍ നാലു ഭാഗത്തില്‍ കൂടുതല്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ ആണ് ഉള്ളത്. പക്ഷെ അത് കൊണ്ട് എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രങ്ങളില്‍ ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ ഉണ്ടാകണം എന്നില്ല. നമ്മള്‍ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ഉണ്ടാവുന്നത് എങ്ങനെ? എന്ന പോസ്റ്റില്‍ നിന്നു ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ എങ്ങനെയാണ് ഉണ്ടാവുന്നത് എന്ന് മനസ്സിലാക്കി.അതായത് n=2 എന്ന ഓര്‍ബിറ്റില്‍ നിന്നു മറ്റു ഉയര്‍ന്ന് ഓര്‍ബിറ്റുകളിലേക്ക് ഇലക്ട്രോണ്‍ മാറ്റപ്പെടുമ്പോഴാണ് ഹൈഡ്രജന്‍ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ ഉണ്ടാകുന്നത്.

പക്ഷെ താപനില 10,000 K നു മേല്‍ ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നു വരുന്ന അതീവ ഊര്‍ജ്ജപൂരിതമായ ഫോട്ടോണുകള്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ അണുവില്‍ നിന്ന് ഇലക്ട്രോണിനെ വേര്‍പെടുത്തും. അതായത് ഹൈഡ്രജന്‍ ആണുക്കള്‍ അയണീകൃതമാകും. ഹൈഡ്രജനിലെ ഒരേ ഒരു ഇലക്ട്രോണിനെ നഷ്ടപ്പെട്ടാല്‍ പിന്നെ അതിനു സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകള്‍ ഉണ്ടാക്കാന്‍ പറ്റില്ല. അതിനാല്‍ ഇത്തരം താപനിലകൂടിയ (10,000 K നു മേല്‍) നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ ഉണ്ടാകില്ല അല്ലെങ്കില്‍ വളരെ ദുര്‍ബലം ആയിരിക്കും.


അതേപോലെ താപനില 9000 K നു വളരെ താഴെ ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നു വരുന്ന ഫോട്ടോണുകള്‍ക്ക് ഹൈഡ്രജന്‍ അണുവിലെ ഇലക്ട്രോണിനെ n=1 എന്ന ഓര്‍ബിറ്റില്‍ നിന്നു n=2 എന്ന ഓര്‍ബിറ്റിലേക്ക് എത്തിക്കുവാന്‍ വേണ്ട ഊര്‍ജ്ജം ഉണ്ടാകില്ല, n=2 എന്ന ഓര്‍ബിറ്റില്‍ നിന്നു മറ്റ് ഉയര്‍ന്ന ഓര്‍ബിറ്റുകളിലേക്ക് ഇലക്ട്രോണ്‍ പോകുമ്പോഴാണാല്ലോ ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ ഉണ്ടാകുന്നത്. പക്ഷെ അതിനു സാധിക്കാത്തതു കൊണ്ട് ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളിലും ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ ഉണ്ടാകില്ല.

ചുരുക്കിപറഞ്ഞാല്‍ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ ഉണ്ടാകണമെങ്കില്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ താപനില കുറഞ്ഞത് ഹൈഡ്രജന്‍ അണുവിലെ ഇലക്ട്രോണിനെ ഉദ്ദീപിച്ച് n=1 എന്ന ഓര്‍ബിറ്റില്‍ നിന്നു n=2 എന്ന ഓര്‍ബിറ്റിലേക്ക് എത്തിക്കുവാന്‍ വേണ്ടത്ര ഉയര്‍ന്നതായിരിക്കണം; പക്ഷെ ഈ താപനില ഹൈഡ്രജന്‍ അണുക്കളില്‍ നിന്നു ഇലക്ട്രോണിനെ വേര്‍പെടുത്തുന്ന തരത്തില്‍ (അയണീകൃതമാക്കുന്ന തരത്തില്‍) ഉയര്‍ന്നതാകരുത് താനും. താപനില 9000 K നോടടുത്ത നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ആണ് ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ വളരെ ശക്തമായി കാണുന്നത്. ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗം A0നും A5നും ഇടയ്ക്ക് വരും.

ഇതേപോലെ തന്നെയാണ് മറ്റ് ഓരോ മൂലകത്തിന്റേയും സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകളുടെ കഥ. ഉദാഹരണത്തിനു താപനില 25,000 Kനോടടുത്ത നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ന്യൂട്രല്‍ ഹീലിയത്തിന്റെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകള്‍ വളരെ ശക്തമാണ്. പക്ഷെ താപനില 30,000 Kനോടടുക്കുമ്പോള്‍ ഹീലിയത്തിന്റെ ഒരു ഇലക്ട്രോണിനെ ഫോട്ടോണുകള്‍ വേര്‍പ്പെടുത്തും (അയണീകൃതമാകും). അതിനാല്‍ ന്യൂട്രല്‍ ഹീലിയത്തിന്റെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകള്‍ ദുര്‍ബലമാകും.

സൂര്യനെപോലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ (താപനില 6000 K നോടടുത്ത്) കാല്‍‌സിയത്തിന്റെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകള്‍ ആണ് വളരെ ശക്തം. വിവിധമൂലകങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ തരവും, സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകളുടെ ശക്തിയും ഉപരിതല താപനിലയുമായി ഉള്ള ബന്ധവും എല്ലാംകാണിക്കുന്ന ഒരു ചിത്രം ഇതാ തഴെ കൊടുക്കുന്നു.

Image Courtsey: Universe, Kaufamn

ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും ഒഴിച്ചുള്ള എല്ലാ മൂലകങ്ങളേയും ലോഹങ്ങളായാണ് (metal) വിശേഷിപ്പിക്കുന്നത്. രസതന്ത്രജ്ഞരും മറ്റ് ശാസ്ത്രജ്ഞരും നിര്‍വചിക്കുന്ന തരത്തില്‍ ഉള്ള ലോഹങ്ങള്‍ അല്ല ഇത്. ഒരു രസതന്ത്രജ്ഞന് സോഡിയവും ഇരുമ്പും ലോഹങ്ങള്‍ ആണ് പക്ഷെ കാര്‍ബണും ഓക്സിജനും അല്ല താനും. പക്ഷെ ഒരു ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനു ഇതെല്ലാം ലോഹങ്ങള്‍ ആണ്. ഈ നിര്‍വചനം അനുസരിച്ച് താപനില 10,000 Kനില്‍ കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ലോഹങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകള്‍ ആണ് ശക്തം. ഉപരിതല താപനില 6000K-നും 8000K-നും ഇടയ്ക്കുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ അയണീകൃത ലോഹങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകള്‍ക്കാണ് പ്രാമുഖ്യം. അതേ സമയം ഉപരിതല താപനില 4000K-നും 5000K-നും ഇടയ്ക്കുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ന്യൂട്രല്‍ ലോഹങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകള്‍ക്കാണ് പ്രാമുഖ്യം. 4000 K-നു താഴെ ഉപരിതല താപനില ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ അണുക്കള്‍ കൂടിച്ചേര്‍ന്ന് തന്മാത്രകള്‍ ആയിരിക്കുവാന്‍ പറ്റും. അതിനാല്‍ ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ TiO-പോലുള്ള ചില തന്മാത്രകളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകള്‍ക്കാണ് പ്രാമുഖ്യം.

താഴെയുള്ള പട്ടിക വിവിധ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗവും താപനിലയുമായുള്ള ബന്ധത്തെകുറിച്ചും ഓരോ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗത്തിലും ഉള്ള സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകളെകുറിച്ചുമുള്ള വിവരങ്ങള്‍ തരുന്നു.


സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗംനിറംഉപരിതല താപനിലസ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകളുടെ പ്രത്യേകതകള്‍ഉദാഹരണങ്ങള്‍
OBlue> 25,000 Kഹീലിയത്തിന്റെ അയണീകൃത രേഖകള്‍10 Lacertra
BBlue11,000 - 25,000ന്യൂട്രല്‍ ഹീലിയത്തിന്റെ രേഖകള്‍Rigel
Spica
ABlue7,500 - 11,000A0 നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ ശക്തം. അവിടെ നിന്നു മുന്നോട്ട് ഈ രേഖകളുടെ ശക്തി കുറഞ്ഞു വരുന്നുSirius Vega
FBlue to White6,000 - 7,500ലോഹങ്ങളുടെ രേഖകള്‍ പ്രകടമായി തുടങ്ങുന്നു.CanopusProcyon
GWhite to Yellow5,000 - 6,000സൂര്യനെ പോലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രം. ന്യൂട്രല്‍ ലോഹങ്ങളുടെ രേഖകള്‍ പ്രകടമാകുന്നുSun Capella
KOrange to Red3,500 - 5,000ലോഹങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകള്‍ കൂടുതല്‍ പ്രകടമാകുന്നുArcturus Aldebaran
MRed< 3,500തന്മാത്രകളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകളുടെ സാന്നിദ്ധ്യംBetelgeuse, ആntares

The Yerkes Spectral Classification or Luminosity Classification

നമ്മള്‍ ഇതിനു മുന്‍പ് പരിചയപ്പെട്ട Harvard Spectral Classification സ്‌പെക്ട്രത്തിനു താപനിലയുമായുള്ള ബന്ധം മാത്രമേ കണക്കിലെടുത്തുള്ളൂ. പക്ഷെ കുറച്ചുകൂടി കൃത്യമായ തരം തിരിവിനു നക്ഷത്രത്തിന്റെ Luminosity കൂടി കണക്കിലെടുക്കണം. കാരണം ഒരേ ഉപരിതല താപനില ഉള്ള രണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് വ്യത്യസ്തമായ Luminosity ഉണ്ടാകാം. അതിനാല്‍ Luminosity അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള വേറൊരു വര്‍ഗ്ഗീകരണം കൂടി ഉണ്ടായി. അത് Yerkes Spectral Classification അല്ലെങ്കില്‍ MKK (Morgan, Keenan and Kellman) Classification അതുമല്ലെങ്കില്‍ Luminosity Classification എന്ന് അറിയപ്പെടുന്നു. ഈ വര്‍ഗ്ഗീകരണത്തില്‍ ആറ് Luminosity classes താഴെ പറയുന്നവ ആണ്. ഈ വര്‍ഗ്ഗീകരണത്തില്‍ വിവിധ തരങ്ങള്‍ക്ക് റോമന്‍ സംഖ്യകള്‍ കൊടുക്കുകയാണ് പതിവ്.

  • I Super giants
  • II - Bright giants
  • III - Normal giants
  • IV - Sub giants
  • V - Dwarfs (Main Sequence stars)
  • VI - Sub dwarfs
  • VII - White dwarfs

ഇതില്‍ കാണുന്ന giants, Super giants, Main Sequence stars തുടങ്ങിയവയെല്ലാം പല തരം നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ആണ്. ഇവയെ വിശദമായി തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ പരിചയപ്പെടാം. ഇതില്‍ Super giants നെ പിന്നെയും തരം തിരിച്ച് Bright super giants (Ia), Normal Super Giants (Ib) എന്നു അടയാളപ്പെടുത്താറുണ്ട്.

ഈ വര്‍ഗ്ഗികരണത്തില്‍ സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകളുടെ രൂപവും ശക്തിയും ഉപയോഗിച്ച് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതല ഗുരുത്വം കണക്കു കൂട്ടിയെടുക്കുകയാണ് ചെയ്യുന്നത്. ഒരു ഭീമന്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതല gravitational acceleration ഒരു കുള്ളന്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റേതിനേക്കാള്‍ കുറവായിരിക്കും. g = G M / R2 എന്ന സമവാക്യം അനുസരിച്ച് ആണ് ഇത്. അതായത് കുള്ളന്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആരം ഭീമന്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആരത്തേക്കാള്‍ കുറവായതു കൊണ്ട്.

ഉപസംഹാരം

ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം പറയുകയാണെങ്കില്‍ രണ്ടു വര്‍ഗ്ഗീകരണവും ചേര്‍ത്താണ് പറയുക. ഉദാഹരണത്തിനു സൂര്യന്റെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം G2 V ആണ്. അതായത് Harvard Spectral Classification പ്രകാരം സൂര്യന്‍ G2 സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗത്തിലും Luminosity Classification പ്രകാരം സൂര്യന്‍ V സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗത്തിലും ആണ് പെടുക എന്നാണ് ഇതിനര്‍ത്ഥം.

രണ്ട് വര്‍ഗ്ഗീകരണവും രണ്ട് വ്യത്യസ്ത വിവരങ്ങളാണ് തരുന്നത്. അതിനാല്‍ തന്നെ ഒന്ന് മറ്റേതിനു പകരമാവില്ല. ഇനി ഇപ്പോള്‍ സൂര്യന്‍ ഒരു G2 V, തിരുവാതിര (Betelgeuse) ഒരു M2Ib, റീഗല്‍ ഒരു B8Ia, സിറിയസ് ഒരു A0V നക്ഷത്രമാണെന്ന് ഒക്കെ ആരെങ്കിലും പറഞ്ഞാലോ എവിടെയെങ്കിലും വായിച്ചാലോ അതിന്റെ അര്‍ത്ഥം നിങ്ങള്‍ക്ക് മനസ്സിലാകും എന്നു വിശ്വസിക്കുന്നു. അതിനു നിങ്ങള്‍ക്ക് കഴിഞ്ഞാല്‍ ഈ പോസ്റ്റ് അതിന്റെ ലക്ഷ്യം നേടി.