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

16 comments:

മലയാളം 4 U said...

ഷിജൂ,
ലേഖനം നന്നായി എന്നു പറഞ്ഞാല്‍ എനിക്ക് ലഭിച്ച വായനയുടെ അനുഭവം പൂറ്ണമാകില്ല. അതിനാല്‍ ഈ മലയാളം ബ്ലോഗില്‍ ഒരു ഇംഗ്ലീഷ് കമന്റ്. Very Very Intersting. നക്ഷത്രങ്ങളെ പറ്റി ധാരാളം എഴുതൂ

Physel said...

ഷിജു, മനോഹരമായിരിക്കുന്നു...നക്ഷത്രങ്ങളെ പോലെ തന്നെ. തുടരുക

ഷിജു അലക്സ്‌‌: :Shiju Alex said...

ക്രിസ്‌മസും ന്യൂ ഇയറും ഒക്കെ പ്രമാണിച്ച് ഈ ബ്ലോഗ്ഗ് കുറച്ച് നാളത്തേക്ക് അടച്ചു പൂട്ടുകയാണ്.

നാട്ടില്‍ ഒന്നു പോകുന്നു. ജനുവരി 10-ഓടു കൂടി മാത്രമേ തിരിച്ചെത്തൂ. പക്ഷെ ഏന്തെങ്കിലും കമെന്റുകള്‍ക്കോ സംശയങ്ങള്‍ക്കോ ഉള്ള മറുപടി അത് കാണുന്ന മുറയ്ക്ക് ഇടാം.

നന്ദി
ഷിജു അലക്സ്

പുഴയോരം said...

ഇതില്‍ പ്രതിപാദിച്ചിരിക്കുന്ന വിഷയങ്ങളെപ്പറ്റി ഒരു ഏകദേശരൂപം മാത്രമേ എനിക്ക് ഉണ്ടായിരുന്നുള്ളൂ. ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തെക്കുറിച്ചുള്ള പുസ്തകങ്ങളില്‍ ജനനം മുതല്‍ മരണം വരെയുള്ള എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളെയും അവിയല്‍ പരുവത്തിലാണ് ഞാന്‍ ഇതുവരെ കണ്ടിട്ടുള്ളത്.. ഷിജുവിന്റെ വിവരണം ക്രമമായതുകൊണ്ട് ഏതു കൊച്ചുകുട്ടിക്കും മനസിലാക്കാന്‍ സാധിക്കും.. അഭിനന്ദനങ്ങള്‍..

കല്ലേച്ചി|kallechi said...

ഇതില്‍ പ്രതിപാദിച്ചിരിക്കുന്ന വിഷയങ്ങളെപ്പറ്റി ഒരു ഏകദേശരൂപം മാത്രമേ എനിക്ക് ഉണ്ടായിരുന്നുള്ളൂ. ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തെക്കുറിച്ചുള്ള പുസ്തകങ്ങളില്‍ ജനനം മുതല്‍ മരണം വരെയുള്ള എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളെയും അവിയല്‍ പരുവത്തിലാണ് ഞാന്‍ ഇതുവരെ കണ്ടിട്ടുള്ളത്.. ഷിജുവിന്റെ വിവരണം ക്രമമായതുകൊണ്ട് ഏതു കൊച്ചുകുട്ടിക്കും മനസിലാക്കാന്‍ സാധിക്കും
this is mine too

കല്ലേച്ചി|kallechi said...

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.
സംശയം നമ്പര്‍ ഒന്ന്‌
ഇവിടെ പ്ലാസ്മാവസ്തയില്‍ ഇലക്ട്രോണുകള്‍ വേര്‍പെട്ട ഹൈഡ്രജന്റെ പ്രോട്ടോണുകള്‍ പരസ്പരം കൂടിയോജിച്ച്‌ ഹീലിയമാകുന്നതിന്‌ എന്ത്‌ ശക്തിയാണ്‌ ഉപയോഗിക്കുന്നത്‌? കാരണം, രണ്ട്‌ പ്രോട്ടോണുകള്‍ കൂടിച്ചേരുന്നതില്‍ അവയിലെ സമാന ബലങ്ങള്‍ (പോസിറ്റീവ്‌) തടയില്ലേ? സമാന ബലങ്ങള്‍ വികര്‍ഷിക്കുന്നു എന്നാണല്ലോ പാഠം. ഈ ബലങ്ങളെ അതിജയിക്കാന്‍ കേവലം ഗുരുത്വാകര്‍ഷണത്തിനാകുമോ? ബലങ്ങള്‍ എന്നുപയോഗിച്ചത്‌, ന്യൂക്ലിയര്‍ അതിബലവും വിദ്യുത്‌കാന്തിക ബലവും ചേര്‍ത്താണ്‌.

സംശയം നമ്പര്‍ രണ്ട്‌.
സ്വതന്ത്രമാകുന്ന ഇലക്ട്രോണുകള്‍ക്കെന്തു സംഭവിക്കും? അവ പ്രകാശ രൂപത്തില്‍ പുറത്തേക്ക്‌ നിര്‍ഗളിക്കുകയാണോ? എങ്കില്‍ സ്വതന്ത്രമായ പ്രോടോണുകള്‍ കൂടിച്ചേര്‍ണ്ണുണ്ടാകുണ്ണാ ഹീലിയത്തിന്‌ അതിന്റെ സമതുലനം നിലനിര്‍ത്താനാവശ്യമായ നാല്‌ ഇലക്ട്രോണുകള്‍ എവിടെ നിന്ന്‌ ലഭിക്കും? -കഥ അടുത്ത ലക്കങ്ങളില്‍ തുടര്‍ന്നു വായിക്കാമെങ്കില്‍ ഇപ്പോള്‍ ഉത്തരം പറയണമെന്നില്ല.-

ചില നിര്‍ദ്ദേശങ്ങള്‍
ഹൈഡ്രജനെ കുറിച്ചു പറയുമ്പോള്‍ "ബാഹ്യ ഇലക്ട്രോണ്‍" എന്ന്‌ പറയണമോ? ഇലക്ട്രോണ്‍ പോരെ. ഹൈഡ്രജന്‍ ആറ്റത്തില്‍ പുറത്തല്ലാതെ അകത്ത്‌ ഇലക്ട്രോണില്ലല്ലോ. ഈ "ബാഹ്യം" എന്നത്‌ "ആന്തരം" എന്നുള്ളതിനെ ധ്വനിപ്പിക്കുന്നുണ്ട്‌. അതായത്‌ ആറ്റത്തിന്‌ പുറത്തും അകത്തും ഇലക്ട്രോണ്‍ ഉണ്ട്‌ എന്ന്‌.
"ലുമിനോസിറ്റി" എന്നതിന്‌ അര്‍ഥം ചോദിച്ചിരുന്നല്ലോ. "തേജസ്സ്‌" എന്ന്‌ പറയാമെന്നു തോന്നുന്നു. എന്റെ ഭാഷയില്‍ ഇതിനു "പ്രകാശാനന്ദ" എന്നും പറയും.
പല വിവര്‍ത്തകരും ഇക്വേഷന്‍ എന്നതിന്റെ മലയാളമായിട്ടാണ്‌ സമീകരണം ഉപയോഗിച്ചു കണ്ടിട്ടുള്ളത്‌. ബാലന്‍സ്‌ എന്നതിന്‌ സമനില ആണെന്നുതോന്നുന്നു ഉപയോഗിച്ചുകാണുന്നത്‌. ശാസ്ത്രത്തില്‍ കാര്യഗ്രഹണത്തിന്‌ ഒരുപക്ഷെ ഷിജുവിന്റെ മെത്തേഡ്‌ നന്നായിരിക്കും എന്ന്‌ തോന്നുന്നു. ഒരു കണക്കിന്‌ എല്ലാ പദങ്ങള്‍ക്കും മലയാളം തപ്പിപ്പോകുന്നതിലും നല്ലത്‌ കേട്ടു പഴകിയ ഇംഗ്ലീഷിനെ മലയാളമാണെന്നു്‌ കരുതി അങ്ങ്‌ കാച്ചലാണ്‌.

ഷിജു അലക്സ്‌‌: :Shiju Alex said...

കൊള്ളാം. കല്ലേച്ചിയുടെ ചോദ്യങ്ങള്‍ ഒക്കെ നന്നായിരിക്കുന്നു. കുറച്ച് പേര്‍ സീരിയസായി ലേഖനം വായിക്കുവാന്‍ തുടങ്ങുന്നു എന്നുള്ളത് സന്തോഷം തന്നെ. അപ്പോള്‍ ഞാനും കുറച്ച് സീരിയസാകാം. ഇനി ലേഖനം എഴുതുന്നതിനു മുന്‍പ് കുറച്ച് കൂടി തയ്യാറെടുക്കണം. അല്ലങ്കില്‍ നിങ്ങളുടെ ചോദ്യത്തിനു ഉത്തരം തരാന്‍ കഴിഞ്ഞില്ലെങ്കിലോ? ഇനി ചോദ്യങ്ങള്‍ക്കുള്ള ഉത്തരങ്ങള്‍.

സംശയം നമ്പര്‍ 1
ഇവിടെ പ്ലാസ്മാവസ്തയില്‍ ഇലക്ട്രോണുകള്‍ വേര്‍പെട്ട ഹൈഡ്രജന്റെ പ്രോട്ടോണുകള്‍ പരസ്പരം കൂടിയോജിച്ച്‌ ഹീലിയമാകുന്നതിന്‌ എന്ത്‌ ശക്തിയാണ്‌ ഉപയോഗിക്കുന്നത്‌? കാരണം, രണ്ട്‌ പ്രോട്ടോണുകള്‍ കൂടിച്ചേരുന്നതില്‍ അവയിലെ സമാന ബലങ്ങള്‍ (പോസിറ്റീവ്‌) തടയില്ലേ? സമാന ബലങ്ങള്‍ വികര്‍ഷിക്കുന്നു എന്നാണല്ലോ പാഠം. ഈ ബലങ്ങളെ അതിജയിക്കാന്‍ കേവലം ഗുരുത്വാകര്‍ഷണത്തിനാകുമോ? ബലങ്ങള്‍ എന്നുപയോഗിച്ചത്‌, ന്യൂക്ലിയര്‍ അതിബലവും വിദ്യുത്‌കാന്തിക ബലവും ചേര്‍ത്താണ്‌.

സംശയം നമ്പര്‍ രണ്ട്‌
സ്വതന്ത്രമാകുന്ന ഇലക്ട്രോണുകള്‍ക്കെന്തു സംഭവിക്കും? അവ പ്രകാശ രൂപത്തില്‍ പുറത്തേക്ക്‌ നിര്‍ഗളിക്കുകയാണോ? എങ്കില്‍ സ്വതന്ത്രമായ പ്രോടോണുകള്‍ കൂടിച്ചേര്‍ണ്ണുണ്ടാകുണ്ണാ ഹീലിയത്തിന്‌ അതിന്റെ സമതുലനം നിലനിര്‍ത്താനാവശ്യമായ നാല്‌ ഇലക്ട്രോണുകള്‍ എവിടെ നിന്ന്‌ ലഭിക്കും? -കഥ അടുത്ത ലക്കങ്ങളില്‍ തുടര്‍ന്നു വായിക്കാമെങ്കില്‍ ഇപ്പോള്‍ ഉത്തരം പറയണമെന്നില്ല.-


പ്ലാസ്മാവസ്ഥയില്‍ ആയ ഉടനെ ഫ്യൂഷന്‍ നടക്കും എന്ന ഞാന്‍ ലേഖനത്തില്‍ പറഞ്ഞിട്ടില്ലല്ലോ. ഈ ലേഖനത്തില്‍ പ്രാങ് നക്ഷത്രദശയ്ക്കാണ് പ്രാധ്യാന്യം നല്‌കിയിരിക്കുന്നത്. ലേഖനത്തില്‍ പറഞ്ഞിരിക്കുന്നതു പോലെ പ്രാങ്ങ് നക്ഷത്രം പിറവിയെടുക്കുന്നത് “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. “

പിന്നീടുള്ള വിവരണം ഒക്കെ ഈ ദശയില്‍ നിന്ന് അടുത്ത ദശയിലേക്ക് പോകുമ്പോള്‍ ഉള്ള പല പ്രക്രിയകള്‍ ആണ്. താപനില 50,000 K ആകുമ്പോള്‍ ഫ്യൂഷന്‍ ആരംഭിക്കുന്നില്ല. 50,000 K-നില്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ അണുക്കള്‍ അയണീകൃതമാവുക മാത്രമാണ് ചെയ്യുന്നത്. അതായത് അവിടെ അത് പദാര്‍ത്ഥത്തിലെ നാലാമത്തെ അവസ്ഥയിലേക്ക് പ്രവേശിക്കുന്നു. എന്നാന്‍ ഈ താപനില കൊണ്ടുന്നും ഫ്യൂഷന്‍ ആരംഭിക്കില്ല. ലേഖനത്തില്‍ തന്നെ പിന്നീട് ഒരിടത്ത് വിവരിച്ചിരിക്കുന്നതു പോലെ. “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.“


അതായത് ഫ്യൂഷന്‍ ആരംഭിക്കാന്‍ ഏതാണ്ട് ഒരു കോടി കെല്‍‌വിന്‍ താപനില വേണം. ഇവിടെയാണ് പ്രാങ് നക്ഷത്രം അതിന്റെ ജിവിതത്തിലെ അടുത്ത ദശയിലേക്ക് (മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം) കടക്കുന്നത്. നമ്മുടെ അടുത്ത പോസ്റ്റ് ഈ ദശയെ വിശദമായി കൈകാര്യം ചെയ്യും അപ്പോള്‍ തങ്കളുടെ രണ്ട് ചോദ്യത്തിനും ഉത്തരം കിട്ടും.

പക്ഷെ താങ്കളുടെ ചോദ്യത്തിനും വളരെ തൃപ്‌തികരമായ ഉത്തരം തരണം എങ്കില്‍ കുറച്ച് ന്യൂക്ലിയര്‍ ഫിസ്സിക്സും കൈകാര്യം ചെയ്യണം എന്നു തോന്നുന്നു. അത് വേണോ? ലേഖനം പലര്‍ക്കും ദുര്‍ഗ്രാഹ്യം ആകില്ലേ. അല്ലെങ്കില്‍ ആ ഭാഗം മാത്രമെടുത്ത് ആപേക്ഷികാ സിദ്ധാന്തത്തിന്റെ കാര്യത്തില്‍ ചെയ്തതുപോലെ എന്റെ മറ്റേ ബ്ലോഗ്ഗില്‍ വേറെ ഒരു പോസ്റ്റ് ആയി ഇടാം. എന്തു പറയുന്നു. കാരണം ഈ ലേഖനത്തിന്റെ continuity നഷ്ടപ്പെടുത്തരുത് എന്ന് എനിക്കുണ്ട്.

ഹൈഡ്രജനെ കുറിച്ചു പറയുമ്പോള്‍ "ബാഹ്യ ഇലക്ട്രോണ്‍" എന്ന്‌ പറയണമോ? ഇലക്ട്രോണ്‍ പോരെ. ഹൈഡ്രജന്‍ ആറ്റത്തില്‍ പുറത്തല്ലാതെ അകത്ത്‌ ഇലക്ട്രോണില്ലല്ലോ.

ഹൈഡ്രജനെ കുറിച്ച് അങ്ങനെ പറയേണ്ടെങ്കിലും സാധാരണ അങ്ങനെ ഒരു രീതിയാണ് ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ സ്വീകരിച്ച് വരുന്നത്. ബാക്കി എല്ലാത്തിനും അങ്ങനെ പറയണം എന്നതയിരിക്കാം കാരണം. എന്തയാലും ഒന്നു കൂടി പഠിച്ചിട്ട് വിശദമായ ഉത്തരം തരാം. പഠിച്ചതൊക്കെ മറന്നു കല്ലേച്ചി.

"ലുമിനോസിറ്റി" എന്നതിന്‌ അര്‍ഥം ചോദിച്ചിരുന്നല്ലോ. "തേജസ്സ്‌" എന്ന്‌ പറയാമെന്നു തോന്നുന്നു. എന്റെ ഭാഷയില്‍ ഇതിനു "പ്രകാശാനന്ദ" എന്നും പറയും.

BLACK HOLE ആണ് ഇതിനു ചൂണ്ടിക്കാണിക്കാന്‍ പറ്റിയ ഒരു ഉദാഹരണം. മലയാളം ശാസ്ത്രപുസ്തകങ്ങളില്‍ ഈ വാക്കിനു
ഉപയോഗിക്കുന്ന മലയാളം വാക്കുകള്‍ നോക്കൂ. തമോഗര്‍ത്തം, ഇരുണ്ട ഗര്‍ത്തം, തമോഗഹ്വരം, കറുത്ത ദ്വാരം, തമോദ്വാരം ....ഇങ്ങനെ അസംഖ്യം. ഏതെങ്കിലും ഒരെണ്ണം മര്യാദ്യയ്ക്ക് ഉപയോഗിച്ചിരുന്നു എങ്കില്‍ വായനക്കാര്‍ക്കുള്ള കണ്‍ഫ്യൂഷന്‍ ഒഴിവാക്കാമായിരുന്നു. ശാസ്ത്ര-സാങ്കേതിക വാക്കുക്കളുടെ കാര്യത്തില്‍ ഇതൊക്കെ ക്രോഡീകരിച്ച് നമുക്ക് ഒരു സമവായത്തില്‍ എത്താന്‍ കഴിയുന്ന എന്തെങ്കിലും ഒരു സംഘടനയോ കൂട്ടായ്മയോ ഉണ്ടായിരുന്നു എങ്കില്‍ എത്ര നന്നായിരുന്നു.

പല വിവര്‍ത്തകരും ഇക്വേഷന്‍ എന്നതിന്റെ മലയാളമായിട്ടാണ്‌ സമീകരണം ഉപയോഗിച്ചു കണ്ടിട്ടുള്ളത്‌.

Equation ന്റെ മലയാളം “സമവാക്യം“ അല്ലേ? ഇനിയിപ്പം അല്ലെങ്കിലും Equation എന്ന വാക്കിനോട് ചെര്‍ന്നുനില്‍ക്കുന്ന അര്‍ത്ഥം ആണ് “സമവാക്യം“ എന്നത്.

എനിക്കു ഇനിയുള്ള ലേഖനങ്ങളില്‍ equilibrium എന്ന വാക്കിനു നല്ല ഒരു മലയാളം വാക്ക് കൂടിയേ കഴിയൂ. “സമതുലിതാവസ്ഥ“ അതിന്റെ അര്‍ത്ഥത്തോട് ചേര്‍ന്നു നില്‍ക്കുന്നു എന്നു തോന്നിയതിനാലാണ് അത് എടുത്തത്. ആ വാക്ക് എങ്ങനെയുണ്ട്.


ഒരു അവധിക്കാല മൂഡില്‍ ആയതിനാല്‍ ചോദ്യങ്ങള്‍ക്ക് ഉടനെ മറുപടി പ്രതീക്ഷിക്കില്ല എന്നു കരുതുന്നു.ഇനി ജനുവരി പത്തോടുകൂടി മാത്രമേ തിരിച്ച് പൂനെയിലേക്കുള്ളൂ. പറ്റിയാല്‍ അതിനുമുന്‍പ് ഒരു പോസ്റ്റ് കൂടി ഇടാന്‍ ശ്രന്മിക്കാം .

ഷിജു അലക്സ്‌‌: :Shiju Alex said...

ലുമിനോസിറ്റി" എന്നതിന്‌ അര്‍ഥം ചോദിച്ചിരുന്നല്ലോ. "തേജസ്സ്‌" എന്ന്‌ പറയാമെന്നു തോന്നുന്നു. എന്റെ ഭാഷയില്‍ ഇതിനു "പ്രകാശാനന്ദ" എന്നും പറയും.

ഇതിനു റ്റൈപ്പ് ചെയ്തതല്ല താങ്കള്‍ക്ക് ഉത്തരം ആയി തന്നത്. Luminosity-ക്ക് "തേജസ്സ്‌" എന്നു പറയാവോ. “പ്രകാശതീവ്രത“ എന്നും പറയാമെന്ന് ആരോ പറഞ്ഞ്ത് ഓര്‍ക്കുന്നു. അപ്പോള്‍ പിന്നെ “Brightness“ ന് എന്തു പറയും. അതിനും “പ്രകാശതീവ്രത“ എന്നു പറയാമല്ലോ. സത്യത്തില്‍ ഇതൊക്കെ മലയാളം പോപ്പുലര്‍ ശാസ്ത്രപുസ്തകക്കാര്‍ കൊണ്ടുവന്ന തെറ്റിദ്ധാരണകളാണ്. രണ്ട് എഴുത്തുകാര്‍ ഒരു വാക്കിന്റെ കാര്യത്തില്‍ യോജിക്കില്ല. Mr. ഗോപാലന്‍, Luminosity-ക്ക് പ്രകാശതീവ്രത എന്നു പറഞ്ഞാല്‍ Mr. മാത്യു Luminosity-ക്ക് പ്രഭ എന്നു പറയും. ഒരാള്‍ “Brightness“ ന് ഉപയോഗിച്ച് വാക്ക് മറ്റെയാള്‍ Luminosity-ക്ക് ഉപയോഗിക്കും. ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ വായനക്കാരെ എങ്ങനെയൊക്കെ തെറ്റിദ്ധരിപ്പിക്കാമോ അതൊക്കെ അവര്‍ ചെയ്യും. അങ്ങനെ ഒരു കണ്‍ഫ്യൂഷന്‍ ഉണ്ടാക്കാന്‍ താല്‌പര്യം ഇല്ലാത്തതു കൊണ്ടാണ് ഞാന്‍ Luminosity-ക്ക് ഇംഗ്ലീഷ് തന്നെ ഉപയോഗിച്ചത്.

ഇത് ഇതിനു മാത്രമല്ല മറ്റ് പല വാക്കുകള്‍ക്കും ഉണ്ട്. ചില വാക്കുകള്‍ വായിച്ചാല്‍ അതാണോ ഇത് എന്ന് വര്‍ണ്ണ്യത്തില്‍ ആശങ്ക ആണ്.

BLACK HOLE ആണ് ഇതിനു ചൂണ്ടിക്കാണിക്കാന്‍ പറ്റിയ ഒരു ഉദാഹരണം. മലയാളം ശാസ്ത്രപുസ്തകങ്ങളില്‍ ഈ വാക്കിനു
ഉപയോഗിക്കുന്ന മലയാളം വാക്കുകള്‍ നോക്കൂ. തമോഗര്‍ത്തം, ഇരുണ്ട ഗര്‍ത്തം, തമോഗഹ്വരം, കറുത്ത ദ്വാരം, തമോദ്വാരം ....ഇങ്ങനെ അസംഖ്യം. ഏതെങ്കിലും ഒരെണ്ണം മര്യാദ്യയ്ക്ക് ഉപയോഗിച്ചിരുന്നു എങ്കില്‍ വായനക്കാര്‍ക്കുള്ള കണ്‍ഫ്യൂഷന്‍ ഒഴിവാക്കാമായിരുന്നു. ശാസ്ത്ര-സാങ്കേതിക വാക്കുക്കളുടെ കാര്യത്തില്‍ ഇതൊക്കെ ക്രോഡീകരിച്ച് നമുക്ക് ഒരു സമവായത്തില്‍ എത്താന്‍ കഴിയുന്ന എന്തെങ്കിലും ഒരു സംഘടനയോ കൂട്ടായ്മയോ ഉണ്ടായിരുന്നു എങ്കില്‍ എത്ര നന്നായിരുന്നു.

വിശ്വപ്രഭ viswaprabha said...

മുന്‍പത്തെ ഒരു കമന്റ്
qw_er_ty

ഷിജു അലക്സ്‌‌: :Shiju Alex said...

ഈ കമെന്റ് ഞാന്‍ കണ്ടിരുന്നു വിശ്വേട്ടാ. പക്ഷെ അത്ര ഉറപ്പില്ലാത്ത സ്ഥിതിയ്ക്ക് ഉപയോഗിക്കാന്‍ മഠിച്ചു എന്നേ ഉള്ളൂ. ഇനി ഇപ്പോള്‍ രണ്ട് പേര്‍ പറഞ്ഞ സ്ഥിതിക്ക് ഞാന്‍ Luminosityക്ക് “തേജസ്സ്” എന്ന വാക്ക് ഉപയോഗിക്കട്ടെ. ആര്‍ക്കെങ്കിലും എതിരഭിപ്രായം ഉണ്ടോ?

പുഴയോരം said...

ഷിജുവിന്റെ ഓഫീസില്‍ ബ്ലോഗര്‍ ബ്ലോക്ക് ചെയ്തിരിക്കുകയാണല്ലോ.. ഇതു അടച്ചു പൂട്ടുമോ?

വിശ്വപ്രഭ viswaprabha said...

പ്രിയ വായനക്കാരേ,

അവധി കഴിഞ്ഞ് ഷിജു തിരിച്ചെത്തി. പക്ഷേ ഷിജുവിന്റെ ജോലിസ്ഥലത്ത് ഇന്റര്‍നെറ്റിലെ പ്രസക്തമായ എല്ലാ ഡൊമെയിനുകളും ( ബ്ലോഗറും പീകെബ്ലോഗ് തുടങ്ങിയവയും അടക്കം) ബ്ലോക്കുചെയ്യപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. അതിനാല്‍ തല്‍ക്കാലത്തേക്ക് അദ്ദേഹത്തിന് ബ്ലോഗുകള്‍ / പോസ്റ്റുകള്‍ / കമന്റുകള്‍ എന്നിവയില്‍ പങ്കെടുക്കുവാന്‍ നിര്‍വ്വാഹമില്ല.


ഇവിടെ അറിയിക്കാനായി ഷിജു ഈ-മെയിലായി അയച്ചുതന്ന കമന്റ് ഇങ്ങനെ:

സുഹൃത്തുക്കളെ ക്ഷമിക്കുക.



എന്റെ ഓഫീസില്‍ ബ്ലോഗ് സ്‌പോട്ട് ബ്ലോക്ക് ചെയ്തു. അതിനാലാണ് പോസ്റ്റ് ഇടാന്‍ താമസം. പക്ഷെ താമസിയാതെ അടുത്ത പോസ്റ്റുമായി എത്താം.



വീട്ടിലേക്ക് ബ്രോഡ് ബാന്‍ഡിനു അപേക്ഷിച്ചിട്ടുണ്ട്. അത് കിട്ടിയാലുടന്‍ (സര്‍ക്കാര്‍ കാര്യം മുറപോലെ എന്നല്ലേ) പരിപാടി ആരംഭിക്കും.



അടുത്ത പോസ്റ്റ് ഞാന്‍ എഴുതികൊണ്ടിരിക്കുകയാണ്. താമസിയാതെ പുറത്തുനിന്നു ബ്രൌസ് ചെയ്തിട്ടായാലും അത് പോസ്റ്റ് ചെയ്യുന്നതായിരിക്കും. അല്ലാതെ ബ്ലോഗ് അടച്ചു പൂട്ടുകയൊന്നും ഇല്ല.



ഓഫീസില്‍ നിന്നുള്ള ബ്ലോഗ്ഗിങ്ങ് ഇനി എന്തായാലും നടക്കില്ല.


നന്ദി

ഷിജു

സിയ said...

പ്രിയ ഷിജു,
താങ്കളുടെ വിജ്ഞാന പ്രദമായ ഈ ബ്ലോഗിലൂടെ ഒരോട്ടപ്രദക്ഷിണം നടത്താറുണ്ടായിരുന്നെങ്കിലും വിശദമായി വായിക്കാന്‍ സമയം കിട്ടാഞ്ഞതിനാല്‍ കമന്റ് ഇടാന്‍ കഴിഞ്ഞിരുന്നില്ല. ഈ വിഷയത്തില്‍ തല്പരരായവര്‍ക്ക് എന്തു മാത്രം അനുഗ്രഹമാണ് ഈ ബ്ലോഗ്...ഈ വിഷയത്തില്‍ ഒട്ടും ഗ്രാഹ്യമില്ലാത്ത എന്നെപ്പോലുള്ളവര്‍ക്ക് ഒരുത്തമ റെഫറന്‍സ്. എല്ലാ ആശംസകളും നന്മകളും നേരുന്നു.

കുറുമാന്‍ said...

ഷിജു, ലേഖനങ്ങള്‍ എല്ലാം വായിക്കാറുണ്ട്. ഇത്തരം ലേഖനങ്ങള്‍ക്ക് കമന്റ് വക്കാനുള്ള ത്രാണി ഇല്ലാത്തതിനാല്‍ കമന്റ് വക്കാറില്ല.

താങ്കളുടെ ഓഫീസില്‍ ബ്ലോഗ് ബ്ലോക്കാക്കി എന്ന കാടത്തരത്തിനെതിരെ, ശക്തമായി പ്രതിഷേദിക്കുന്നു

Arun said...

നക്ഷത്രങ്ങളെല്ലാം പിറക്കുന്നത് ഒരേ പ്രക്രിയയിലൂടെയാണല്ലോ. പിന്നെങ്ങനെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദ്രവ്യമാനത്തില്‍ ഇത്രയധികം വ്യത്യാസം വരുന്നു? അഥവാ ഒരേ നീഹാരികയില്‍ തന്നെ പല ദ്രവ്യമാനമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ എങ്ങനെ ഉണ്ടാകുന്നു?

Monsoon-Raga said...

Dear Shiju,
ആകാശത്തെ നക്ഷ്ത്രങളോളം നന്ദി. വളരെ വൈകി, അടുത്തിടെയാണ് ഈ ലേഖനങള്‍ ശ്രദ്ധയില്‍‌പെട്ടത്. വളരെ ലളിതവും, വിജ്നാനപ്രദവുമായ ലേഖനങളാണ്. നന്ദി.