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.

2 comments:

പുഴയോരം said...

1. സൂര്യന്‍ എങ്ങനെ ജി2 ആയെന്ന് ചിത്രത്തെ ആസ്പദമാക്കി വിശദീകരിച്ചാല്‍ നന്നായിരുന്നു.

2. നമ്മള്‍ xxxxxxഎന്ന പോസ്റ്റില്‍ നിന്നു ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ എങ്ങനെയാണ് ഉണ്ടാവുന്നത് എന്ന് മനസ്സിലാക്കി.

പോസ്റ്റ് ലിങ്ക് ചെയ്യാന്‍ മറന്നോ? മൂന്നു പോസ്റ്റും ഒരുമിച്ചാണോ ഇട്ടത്..

Harvard Spectral Classification അത്ര വിശദമായി മനസിലായില്ലെങ്കിലും നക്ഷത്ര ഉപരിതലതാപനിലയുമായി സ്പെക്ട്രത്തിന്റെ ബന്ധം മനസിലായി.. പോസ്റ്റ് മനസിലാക്കാന്‍ അല്‍പ്പം ബുദ്ധിമുട്ടുണ്ടായി.. രണ്ടാവര്‍ത്തി കൂടി വായിച്ചു നോക്കാം

ഷിജു അലക്സ്‌‌: :Shiju Alex said...

1. സൂര്യന്‍ എങ്ങനെ ജി2 ആയെന്ന് ചിത്രത്തെ ആസ്പദമാക്കി വിശദീകരിച്ചാല്‍ നന്നായിരുന്നു.

അത് വളരെ എളുപ്പമല്ലെ സുനില്‍. Harvard Spectral Classification പ്രകാരം സൂര്യന്റെ സ്‌പെക്‍ട്രല്‍ തരം G2 ആണ്. ഒരോ സ്‌പെക്‍ട്രല്‍ തരത്തിലും ഉള്ള രേഖകളും unique ആണ്. സൂര്യന്റേത് G2 സ്‌പെക്‍ട്രല്‍ തരത്തില്‍ ഉള്ള സ്‌പെക്‍ട്രവുമായി വളരെ കൃത്യമായി ചേര്‍ന്നു. അതിനാല്‍ അത് Harvard Spectral Classification പ്രകാരം ഒരു G2 നക്ഷത്രം ആയി. അതേ പോലെ Luminosity Classification പ്രകാരം സൂര്യന്റെ സ്‌പെക്‍ട്രല്‍ തരം V ആണ്. അതിനാല്‍ സൂര്യന്‍ ഒരു G2V നക്ഷത്രം ആണ്.
Luminosity Classification-നില്‍ നിന്നു നമുക്ക് സൂര്യന്‍ ഒരു Dwarf Main Sequence നക്ഷത്രം ആണ് എന്നു കൂടി മനസ്സിലാകുന്നു.

2. നമ്മള്‍ xxxxxxഎന്ന പോസ്റ്റില്‍ നിന്നു ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ എങ്ങനെയാണ് ഉണ്ടാവുന്നത് എന്ന് മനസ്സിലാക്കി.
പോസ്റ്റ് ലിങ്ക് ചെയ്യാന്‍ മറന്നോ? മൂന്നു പോസ്റ്റും ഒരുമിച്ചാണോ ഇട്ടത്..


സംഭവം ലിങ്ക് ചെയ്യാന്‍ വിട്ടതാണ്. ഇപ്പോള്‍ ശരിയാക്കിയിട്ടുണ്ട്. എന്തായാലും ഒരാള്‍ എങ്കിലും ലേഖനം ശ്രദ്ധയോടെ വായിക്കുന്നു എന്നത് സന്തോഷം ഉള്ള കാര്യമാണ്.

മൂന്നു പോസ്റ്റും ഒരുമിച്ചൊന്നും അല്ല ഇട്ടത്. ഒരോന്നിന്റെ ഇടയ്ക്കും 3 ദിവസ്ത്തെ ഇടവേള എങ്കിലും ഉണ്ടായിരുന്നു.