Wednesday, August 15, 2007

സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം

മലയാളം വിക്കിപീഡിയയില്‍ ഇടാനായി തയ്യാറാക്കി വന്ന ലേഖനം ആണ് ഇതു. പക്ഷെ വിക്കിയില്‍ ഇടുന്നതിനു മുന്‍പ് ബ്ലോഗിലെ വായനക്കാരുടെ നിര്‍ദ്ദേശങ്ങളും പുതിയ അറിവുകളും കൂടി ഉള്‍പ്പെടുത്താം എന്നു കരുതി ഇവിടെ പോസ്റ്റുന്നു. വിക്കിയില്‍ ഇടണമെങ്കില്‍ ഇതു ഒന്ന് പുനഃക്രമീകരിച്ച് എഴുതണം മാത്രമല്ല കൂടുതല്‍ വിവരണങ്ങള്‍ ചേര്‍ക്കണം. ഈ വിഷയത്തില്‍ അറിവുള്ളവര്‍ സഹായിച്ചാല്‍ നമുക്ക് ഇതു മലയാളം വിക്കിപീഡിയയിലെ മികച്ച ലേഖനങ്ങളില്‍ ഒന്നാക്കാം.

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഊര്‍ജ്ജ ഉല്‌പാദനം - ഭാഗം രണ്ട് എന്ന പോസ്റ്റില്‍ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നടക്കുന്ന അണുസംയോജന പ്രക്രിയകളുടെ വിശദാംശങ്ങള്‍ പരിചയപ്പെടുത്തിയിരുന്നുവല്ലോ. അതില്‍ സൂര്യനെ പോലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ 85%നും വരുന്നത് ‍Proton- Proton Chain ന്റെ ശാഖയായ PPI വഴിയാണ് എന്നു പറഞ്ഞിരുന്നു. ആ പ്രക്രിയയുടെ ആകെ ഫലം താഴെ ഉള്ള സമീകരണം വഴി സൂചിപ്പിക്കാം.

41H + 3H ---------> 4He + 2γ + 2e+ 2νe

ഈ പ്രക്രിയയുടെ ആകമാന ഫലം 4 ഹൈഡ്രജന്‍ അണുകേന്ദ്രങ്ങള്‍ സംയോജിച്ച് ഒരു ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രം ഉണ്ടായി ഊര്‍ജ്ജവും പുറത്തു വിടുന്നു എന്നാകുന്നു. അതോടൊപ്പം രണ്ട് പോസിട്രോണും രണ്ട് ന്യൂട്രിനോയും ഈ പ്രക്രിയയുടെ ഫലമായി ഉണ്ടാകുന്നു.

ഊര്‍ജ്ജോല്പാദനത്തോടൊപ്പം പുറത്തു വരുന്ന ന്യൂട്രിനോ എന്ന കണികകയെ പഠിക്കുന്നത് വളരെ പ്രയോജനപ്രദം ആണെന്ന് 1950കളില്‍ തന്നെ മനസ്സിലാകിയിരുന്നു. ന്യൂട്രിനോ പ്രപഞ്ചത്തിലെ അടിസ്ഥാനകണികകളില്‍ ഒന്നാണ്. അതിനെ ν എന്ന ഗ്രീക്ക് അക്ഷരം കൊണ്ടാണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. മനുഷ്യന്‍ ഏറ്റവും കുറച്ച് മനസ്സിലാക്കിയ അടിസ്ഥാന കണികയും ഇതാണ്.

ന്യൂട്രിനോയ്ക്ക് ഏറ്റവും സാമ്യം ഉള്ളത് ഇലക്ട്രോണ്‍ എന്ന കണികയുമായാണ്. പക്ഷെ ഒരു പ്രധാന വ്യത്യാസം ഉണ്ട്. ന്യൂട്രിനോ ഇലക്ടോണിനെപോലെ ഇലക്ട്രിക്ക് ചാര്‍ജ്ജ് വഹിക്കുന്നില്ല. ചാര്‍ജ്ജ് ഇല്ലാത്തതിനാല്‍ തന്നെ ഇലക്ട്രോണിനെ പോലെ അതിനെ വിദ്യുത്‌കാന്തിക ബലങ്ങള്‍ ഒന്നും ഇതിനെ ബാധിക്കില്ല. അതിനാല്‍ തന്നെ പദാര്‍ത്ഥങ്ങളില്‍ കൂടെ ഒരു പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനവും കൂടാതെ ഈ കണിക കടന്നു പോകും. ന്യൂട്രിനോയുടെ ഈ പ്രത്യേകത മൂലം അതിനെ പിടിച്ചെടുത്ത് പരീക്ഷണങ്ങള്‍ക്ക് വിധേയമാക്കുന്നത് അതീവ ശ്രമകരം ആണ്. Standard Model of Particle Physics അനുസരിച്ച് ന്യൂട്രിനോകള്‍ക്ക് ദ്രവ്യമാനം ഇല്ല.

മൂന്നു തരത്തിലുള്ള ന്യൂട്രിനോകള്‍ ആണ് ഉള്ളത്. ഭൌതിക ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ന്യൂട്രിനോയുടെ തരം എന്നു പറയുന്നതിനു പകരം ഫ്ലേവര്‍ എന്നാണ് പറയുക. അതായത് ന്യൂട്രിനോയ്ക്ക് മൂന്നു ഫ്ലേവര്‍ ഉണ്ടെന്നു പറയും. ഇലക്ട്രോണ്‍ ന്യൂട്രിനോ, മ്യു‌വോണ്‍ ന്യൂട്രിനോ, ടാവു ന്യൂട്രിനോ എന്നിവയാണ് അത്.

ഇനി സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോയെ സംബന്ധിച്ച ഒരു പ്രധാന പ്രശ്നത്തിലേക്ക്. ശാസ്ത്രജ്ഞരെ ദശാബ്ദങ്ങളോളം കുഴക്കിയ പ്രശ്നം ആയിരുന്നു ഇതു. എന്താണ് ഈ പ്രശ്നം എന്നും അതു എങ്ങനെ പരിഹരിച്ചു എന്നും ഈ പോസ്റ്റില്‍ വിശദീകരിക്കാന്‍ ശ്രമിക്കാം.

എന്താണ് സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം

ഇരുപതാം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ തുടക്കത്തില്‍ തന്നെ ഹൈഡ്രജന്‍ ഹീലിയം ആയി മാറുന്ന അണുസംയോജന പ്രക്രിയ ആണ് സൂര്യന്റെ ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ ഉറവിടം എന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ മനസ്സിലാക്കിയിരുന്നു. അണുസംയോജനം എന്ന ന്യൂക്ലിയാര്‍ പ്രക്രിയ ആണ് സൂര്യന്റെ ഊര്‍ജ്ജ സ്രോതസ്സ് എന്നും അതിനാല്‍ തന്നെ ഭൂമിയിലെ ജീവന്റെ നിലനില്‍പ്പിനു ആധാരം എന്നും പറയാം.

ഓരോ പ്രാവശ്യവും മുകളില്‍ പറഞ്ഞ ന്യൂക്ലിയാര്‍ പ്രക്രിയകള്‍ നടക്കുമ്പോള്‍ 2 ന്യൂട്രിനോകള്‍ ഉണ്ടാവുന്നു. ന്യൂട്രിനോ പദാര്‍ഥവുമായി പ്രതിവര്‍ത്തിക്കില്ല. ഭൂമിയിലൂടെ ഓരോ സെക്കന്റിലും കടന്നു പോയ് കൊണ്ടിരിക്കുന്ന കോടി കണക്കിനു ന്യൂട്രിനോക്കളില്‍ ഏറ്റവും കൂടിയാല്‍ ഒരെണ്ണം മാത്രം മാത്രമായിരിക്കും പദാര്‍ഥവുമായി പ്രതിപ്രവര്‍ത്തിക്കുക.

പദാര്‍ത്ഥവുമായി പ്രതിപ്രവര്‍ത്തിക്കാത്ത ഈ ഒരു ഗുണം മൂലം തന്നെ സൂര്യന്റെ കാമ്പില്‍ അണു സംയോജനം മൂലം ഉത്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന ന്യൂട്രിനോകള്‍ സൂര്യന്റെ കാമ്പില്‍ നിന്ന് വളരെ പെട്ടെന്ന് തന്നെ രക്ഷപ്പെടും. അതിനാല്‍ തന്നെ സൂര്യന്റെ കാമ്പില്‍ നിന്ന് വരുന്ന ഇത്തരം ന്യൂട്രിനോകള്‍ സൂര്യന്റെ കാമ്പിനെ കുറിച്ച് പഠിക്കാനുള്ള ഒരു ഉത്തമ ഉപാധിയാണ്.

മൂന്നു തരത്തിലുള്ള ന്യൂട്രിനോകള്‍ ഉണ്ടെങ്കിലും സൂര്യന്റെ കാമ്പില്‍ മുകളില്‍ വിവരിച്ച പ്രക്രിയ മൂലം ഇലക്ട്രോണ്‍ ന്യൂട്രിനോ മാത്രമാണ് ഉണ്ടാവുന്നത്। ഭൂമിയില്‍ എത്തുന്ന ന്യൂട്രിനോകളുടെ സിംഹഭാഗവും സൂര്യനില്‍ നിന്നാണ് വരുന്നത്। നമ്മുടെ ശരീരത്തിലൂടെ ഓരോ സെക്കന്റിലും 50,000 കോടി സോളാര്‍ ഇലക്ടോണ്‍ ന്യൂട്രിനോകള്‍ കടന്നു പോകുന്നുണ്ട് എന്നാണ് കണക്ക്. പക്ഷെ അതൊന്നും നമ്മളില്‍ ഒരു മാറ്റവും വരുത്തില്ല. കാരണം ന്യൂട്രിനോ പദാര്‍ത്ഥവുമായി പ്രതിപ്രവത്തിക്കില്ല എന്നത് തന്നെ കാരണം.

ന്യൂട്രിനോകളെ കാണാതാവുന്നു

1964-ല്‍ പ്രശസ്ത ഭൌതീക ശാസ്ത്രജ്ഞരായ ജോണ്‍ ബക്കാള്‍, റെയ്മണ്ട് ഡേവിഡ് ജൂനിയര്‍ എന്നിവര്‍ ചേര്‍ന്ന് 4 ഹൈഡ്രജന്‍ അണുക്കള്‍ സംയോജിച്ചു ഒരു ഹീലിയം അണുവാകുന്ന പ്രക്രിയയിലൂടെ തന്നെയാണോ സൂര്യന്‍ ഊര്‍ജ്ജം ഉല്പാദിപ്പിക്കുന്നത് എന്ന സിദ്ധാന്തം പരീക്ഷണങ്ങള്‍ക്ക് വിധേയമാക്കുവാന്‍ തീരുമാനിച്ചു. അവരുടെ പരീക്ഷണത്തിന്റെ ഉദ്ദേശം മുകളില്‍ വിവരിച്ച ഇക്വേഷന്‍ പോലെ തന്നെയാണോ സൂര്യന്‍ ഊര്‍ജ്ജം ഉല്പാദിപ്പിക്കുന്നത് എന്ന് അറിയുക ആയിരുന്നു.

സൂര്യന്‍ ഒരു സെക്കന്റില്‍ ഉണ്ടാക്കുന്ന വിവിധ ഊര്‍ജ്ജമുള്ള ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണം കമ്പ്യൂട്ടര്‍ സിമുലേഷനും മറ്റും ഉപയോഗിച്ച് ജോണ്‍ ബാക്കല്‍ തന്റെ സഹപ്രവര്‍ത്തകരുമൊത്ത് കണക്കു കൂട്ടിയെടുത്തു. മാത്രമല്ല ഈ സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോകളില്‍ എത്ര എണ്ണം ഭൂമിയില്‍ എത്തും എന്നും അവര്‍ കണക്കാ‍ക്കി. ക്ലോറിന്‍ അടിസ്ഥാനമായ ക്ലീനിംഗ് ഫ്ലൂയിഡിഡ് (C2Cl4) നിറച്ച ഒരു വലിയ ടാങ്കില്‍ സൂര്യനില്‍ നിന്ന് എത്തുന്ന സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോകള്‍ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തിച്ച് എത്ര റേഡിയോ ആക്ടീവ് ആര്‍ഗണ്‍ അണുക്കള്‍ (37Ar) ഉണ്ടാകും എന്നും അവര്‍ കണക്കുകൂട്ടിയെടുത്തു. ഒരു മാസം കൊണ്ട് ഏതാണ്ട് 45 റേഡിയോ ആക്ടീവ് ആര്‍ഗണ്‍ അണുക്കള്‍ (37Ar) ഈ സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോകള്‍ ഉണ്ടാകും എന്നായിരുന്നു അവരുടെ കണക്കുക്കൂട്ടല്‍.

ഈ വിധത്തിലുള്ള കണക്കുകൂട്ടല്‍ ചില വിദഗ്ദന്മാര്‍ക്ക് വിചിത്രമായി തോന്നിയെങ്കിലും ഈ പരീക്ഷണം വിഭാവനം ചെയ്ത റെയ്മണ്ട് ഡേവിഡ് ജൂനിയറിനു തന്റെ നിഗമനങ്ങളിലും കണക്കുകൂട്ടലിലും പൂര്‍ണ്ണ വിശ്വാസം ഉണ്ടായിരുന്നു.

1968-ല്‍ ഈ പരീക്ഷണത്തിന്റെ ഫലങ്ങള്‍ പുറത്തു വിട്ടു। എല്ലാവരേയും അത്ഭുതപ്പെടുത്തി കൊണ്ട് തങ്ങള്‍ കണക്കുകൂട്ടിയതിന്റെ മൂന്നിലൊന്ന് (ഏതാണ്ട് 15ഓളം) ആര്‍ഗണ്‍ അണുക്കളെ മാത്രമേ അവര്‍ക്ക് കണ്ടെത്താന്‍ കഴിഞ്ഞുള്ളൂ। സിദ്ധാന്തപരമായി പ്രവചിച്ച ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണവും പരീക്ഷണം ചെയ്തപ്പോള്‍ കിട്ടിയ എണ്ണവും തമ്മിലുള്ള പൊരുത്തക്കേട് ശാസ്ത്രലോകത്ത് ഏറ്റവും വലിയ നിഗൂഡതകളില്‍ ഒന്നായി അവശേഷിച്ചു। ഇതാണ്‍ പില്‍ക്കാലത്ത് The Solar Neutrino Proble എന്ന പേരില്‍ പ്രശസ്തമായത്.

ചില വ്യാഖ്യാനങ്ങള്‍

ഈ നിഗൂഡതയ്ക്ക് പരിഹാരം കാണുന്നതിനു മൂന്നു വ്യത്യസ്ത വ്യാഖ്യാനങ്ങള്‍ നിര്‍ദ്ദേശിക്കപ്പെട്ടു.

  1. ആദ്യത്തേത് സ്വാഭാവികമായും സിദ്ധാന്തപരമായ കണക്കുകൂട്ടലുകള്‍ തെറ്റാണെന്നായിരുന്നു. ഇതു രണ്ട് തരത്തില്‍ ആവാം. ഒന്നുകില്‍ പ്രവചിച്ച ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണം തെറ്റായിരുന്നു. അല്ലെങ്കില്‍ റേഡിയോ ആക്ടീവ് ആര്‍ഗണ്‍ അണുക്കളുടെ ഉത്പാദന നിരക്ക് കണക്കുകൂട്ടിയത് തെറ്റായിരുന്നു.
  2. രണ്ടാമത്തെ വ്യാഖ്യാനം റേയുടെ പരീക്ഷണ സംവിധാനം തന്നെ തെറ്റാണെന്നായിരുന്നു.
  3. മൂന്നാമാത്തെ വ്യാഖ്യാനം ഒരേസ‌മയം ഏറ്റവും ആശങ്കാകുലവും പ്രതീക്ഷാനിര്‍ഭരവും ആയിരുന്നു. അതായത് നമ്മള്‍ ഇതു വരെ ന്യൂട്രിനോയെ കുറിച്ച് പൂര്‍ണ്ണമായും മനസ്സിലാക്കുകയോ, ഉന്നത ദൂരങ്ങള്‍ താണ്ടുമ്പോള്‍ ന്യൂട്രിനോ എങ്ങനെ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തിക്കുന്നു എന്നതിനെ കുറിച്ചു മനസ്സിലാക്കാനോ സാധിച്ചിട്ടില്ല.

സിദ്ധാന്തപരമായ കണക്കുക്കൂട്ടലുകള്‍ അടുത്ത 20 വര്‍ഷത്തിനുള്ളില്‍ ജോണ്‍ ബെക്കാലും സഹ പ്രവര്‍ത്തകരും പല തവണ പല വിധത്തില്‍ കണക്കു കൂട്ടി അതിന്റെ സ്വീകാര്യത ബോദ്ധ്യപ്പെട്ടു. അതിനാല്‍ ഒന്നാമത്തെ സാദ്ധ്യത തള്ളി കളഞ്ഞു.

അതേ പോലെ റേ തന്റെ പരീക്ഷണത്തിന്റെ കൃത്യത കൂട്ടി. മാത്രമല്ല മറ്റു പല വിധത്തിലുള്ള പരീക്ഷണങ്ങളും റേ നടത്തി. എല്ലാത്തിലും ഒരേ ഫലം തന്നെയായിരുന്നു. അതിനാല്‍ രണ്ടാമത്തെ വ്യാഖ്യാനവും തള്ളി. ഇതിനും പുറമേ ലോകത്തിന്റെ വേറെ പല പരീക്ഷണശാലകളിലും വേറെ ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ പല തരത്തിലുള്ള പുതിയ പരീക്ഷണ സംവിധാനങ്ങള്‍ ഒരുക്കി. പക്ഷെ അതില്‍ നിന്നു ഒക്കെ ലഭിച്ച പരീക്ഷണഫലം ഒന്നു തന്നെയായിരുന്നു. അതായത് പ്രവചിച്ചതിന്റെ മൂന്നിലൊന്ന് ന്യൂട്രിനോകളെ മാത്രമേ ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ക്ക് കണ്ടെത്താന്‍ കഴിഞ്ഞുള്ളൂ . സിദ്ധാന്തവും പരീക്ഷണഫലവും തമ്മിലുള്ള പൊരുത്തക്കേട് മാത്രം അവശേഷിച്ചു.


മൂന്നാമത്തെ വിശദീകരണം ആണ് പിന്നീട്. 1969-ല്‍ തന്നെ സോവിയറ്റ് യൂണിയനിലെ Bruno Pontecorvo, Vladmir Gribov എന്നീ രണ്ട് ഭൌതീക ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ന്യൂട്രിനോ നമ്മള്‍ ഇതു വരെ മനസിലാക്കിയതിനു വിരുദ്ധമായി ആണ് പെരുമാറുക എന്ന് സിദ്ധാന്തിച്ചു. വളരെ കുറച്ച് ഭൌതീക ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ മാത്രമേ ഇവരുടെ വിശദീകരണം അന്ന് കാര്യമായി എടുത്തുള്ളൂ. പക്ഷെ കാലക്രമേണ അവരുടെ സിദ്ധാന്തമാണ് ശരി എന്നതിലേക്ക് കാര്യങ്ങള്‍ നീങ്ങി കൊണ്ടിരുന്നു.

തെളിവുകള്‍ പുതിയ ഫിസിക്സിനെ അനുകൂലിച്ചു

ആദ്യത്തെ പരീക്ഷണഫലം പ്രസിദ്ധീകരിച്ച് 21 വര്‍ഷത്തിനു ശേഷം 1989-ല്‍ ഒരു ജപ്പാന്‍-അമേരിക്കന്‍ സംയുക്ത പരീക്ഷണ സംവിധാനം ജപ്പാനില്‍ സ്ഥാപിച്ചു. ഈ പരീക്ഷണ ഗ്രൂപ്പ് Kamiokande എന്നാണ് അറിയപ്പെട്ടത്. ശുദ്ധ ജലം ഉപയോഗിച്ചു കൊണ്ടുള്ള ഒരു ഡിറ്റക്ടര്‍ ആണ് Kamiokande ഉപയോഗിച്ചത്. സൂര്യനിലെ അണുസം‌യോജന പ്രക്രിയയില്‍ ഒരു പ്രത്യേക ന്യൂക്ലിയര്‍ പ്രക്രിയയില്‍ ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന ഉന്നതോര്‍ജ്ജ ന്യൂട്രിനോയുടെ എണ്ണം അളക്കുക്ക എന്നതായിരുന്നു Kamiokandeന്റെ ഉദ്ദേശം. റേയുടെ പരീക്ഷണഫലം പോലെ തന്നെ ഇതിന്റെ പരീക്ഷണ ഫലത്തിലും സിദ്ധാന്തവുമായുള്ള പൊരുത്തക്കേട് തുടര്‍ന്നു. പക്ഷെ Kamiokandeന്റെ പരീക്ഷണ ഫലം ശാസ്ത്രജ്ഞരെ പിന്നേയും അത്ഭുതപ്രാന്തരാക്കി. പൊരുത്തക്കേട് കുറവായിരുന്നു എന്നതാണ് അതിനു കാരണം. മൂന്നിലൊന്നിനു പകരം ഏതാണ്ട് പകുതി ന്യൂട്രിനോകളെ ഡിറ്റക്ട് ചെയ്യാന്‍ Kamiokande പരീക്ഷണത്തിനു പറ്റി. (ഇതിനുള്ള കാരണം പുറകേ വ്യക്തമാകും).

അടുത്ത ഒരു ദശകത്തില്‍ (1990-കളില്‍) മൂന്നു വ്യത്യസ്ത വിധത്തിലുള്ള പരീക്ഷണങ്ങള്‍ വിവിധ പരീക്ഷണഗ്രൂപ്പുകള്‍ ലോകത്തിന്റെ വിവിധ ഭാഗങ്ങളില്‍ നടത്തി. ഇറ്റലിയിലും റഷ്യയിലും നടന്ന പരീക്ഷണങ്ങളില്‍ ഗാലിയം ഉള്‍ക്കൊള്ളുന്ന ഭീമന്‍ ഡിറ്റക്ടറുകള്‍ ആണ് ഉപയോഗിച്ചത്. ഇറ്റലിയില്‍ നടന്ന പരീക്ഷണം GALLEX എന്നും റഷ്യയില്‍ നടന്നത് SAGEഎന്നും ആണ് അറിയപ്പെട്ടത്. ഈ പരീക്ഷണങ്ങള്‍ക്കും താഴ്ന്ന ഊര്‍ജ്ജമുള്ള ന്യൂട്രോനോകളില്‍ മൂന്നിലൊന്നിനെ മാത്രമേ കണ്ടെത്താന്‍ പറ്റിയുള്ളൂ.

GALLEX, SAGE പരീക്ഷണങ്ങളിലെ ഡിറ്റക്ടര്‍ താഴ്ന്ന ഊര്‍ജ്ജമുള്ള ന്യൂട്രിനോകള്‍ക്ക് സംവേദനമുള്ളതാണ് എന്ന യാഥാര്‍ത്ഥ്യം വളരെ പ്രാധാന്യം ഉള്ളതാണെന്ന് ജോണ്‍ ബാക്കല്‍ അഭിപ്രായപ്പെടുന്നു. താഴ്ന്ന ഊര്‍ജ്ജമുള്ള ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണം ഉന്നതോര്‍ജ്ജമുള്ള ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണത്തെ അപേക്ഷിച്ച് കൃത്യതയോടു കൂടി കണക്കാക്കാം എന്നതാണ് അതിനു കാരണം.

GALLEX, SAGE പരീക്ഷണങ്ങള്‍ക്ക് പുറമേ ജപ്പാനില്‍ Kamiokandeന്റെ പരീക്ഷണസംവിധാനത്തില്‍ ചില പരിഷ്കാരങ്ങള്‍ വരുത്തി Super-Kamiokande എന്ന ഒരു പുതിയ detector ഉണ്ടാക്കി. ഇതു ഉപയോഗിച്ച് ഉന്നതോര്‍ജ്ജമുള്ള ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണം പിന്നേയും അളന്നു. Kamiokandeന്റെ പരീഷണഫലം ആവര്‍ത്തിക്കുയാണ് ചെയ്തത്. അതായത് സൂര്യനില്‍ നിന്നു പുറപ്പെടുന്ന ന്യൂട്രിനോകളില്‍ ഏതാണ്ട് പകുതിയോളം ഭൂമിയിലെ ഡിറ്റക്ടറുകളില്‍ എത്തുമ്പോഴേക്ക് അപ്രത്യക്ഷമാകുന്നു.

സിദ്ധാന്തവും പരീക്ഷണഫലവും തമ്മിലുള്ള പൊരുത്തക്കേട് തുടര്‍ന്നു. സൂര്യനില്‍ നിന്നു പുറപ്പെടുന്ന ന്യൂട്രിനോകളില്‍ കുറച്ച് എണ്ണത്തിനു അതിന്റെ യാത്രയ്ക്കിടയില്‍ എന്തോ സംഭവിക്കുന്നു എന്ന വ്യാഖ്യാനത്തിനു ശക്തി പ്രാപിച്ചു. 1990-ല്‍ Hans Betheയും John Bachall -യും ഇതൊക്കെ വിശദീകരിക്കുന്നതിനു പുതിയ ഒരു ന്യൂട്രിനോ ഫിസിക്സ് അത്യാവശ്യം ആണെന്ന് സിദ്ധാന്തിച്ചു.

പരിഹാരം

2001 ജൂണ്‍ 18-നു കനേഡിയന്‍, അമേരിക്കന്‍, ബ്രിട്ടീഷ് ശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ ഒരു സംഘം നാടകീയമായ ഒരു പ്രഖ്യാപനം നടത്തി. സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം പരിഹരിച്ചിരിക്കുന്നു.

ആയിരം ടണ്ണോളം ഘനജലം അടങ്ങുന്ന ഒരു ഡിറ്റക്ടര്‍ ഉപയോഗിച്ചു നടത്തിയ പരീക്ഷണ ഫലങ്ങള്‍ അവര്‍ പുറത്തുവിട്ടു. കാനഡയിലെ സാന്‍ബറിയിലുള്ള ഒരു നിക്കല്‍ ഖനിയില്‍ സ്ഥാപിച്ച ഈ ഡിറ്റക്ടര്‍ SNO detector എന്ന പേരില്‍ ആണ് അറിയപ്പെട്ടത്. ശുദ്ധജലം ഉപയോഗിച്ചു Kamiokande, Super-Kamiokande കളില്‍ നടത്തിയ ഉന്നതോര്‍ജ്ജ ന്യൂട്രിനോ പരീക്ഷണഫലങ്ങള്‍ ശസ്ത്രജ്ഞര്‍ SNO detector-ല്‍ ഘനജലം ഉപയോഗിച്ച് നടത്തിയ പരീക്ഷണ ഫലവുമായി താരതമ്യം ചെയ്തു.

SNO detectorന്റെ ഏറ്റവും വലിയ പ്രത്യേകത അതു ഇലക്ട്രോണ്‍ ന്യൂട്രിനോയ്ക്കു പുറമേ മ്യുവോണ്‍ ന്യൂട്രിനോയ്ക്കും ടാവു ന്യൂട്രിനോയ്ക്കും സംവാദന ക്ഷമമായിരുന്നു എന്നതാണ്.

ഇലക്ട്രോണ്‍ ന്യൂട്രിനോകള്‍ക്ക് മാത്രം സംവേദനക്ഷമമായ വിധത്തിലാണ് SNO detectorലെ പരീക്ഷണ സംവിധാനം ആദ്യം ഉപയോഗിച്ചത്. സിദ്ധാന്തത്തിലൂടെ പ്രവചിച്ചിരുന്ന ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണത്തിന്റെ മൂന്നിലൊന്ന് (മുന്‍പു നടത്തിയിരുന്ന പല പരീക്ഷണങ്ങളുടേയും അതേ ഫലം) എണ്ണം മാത്രമേ ഈ പരീക്ഷണത്തിനും ഡിറ്റക്ട് ചെയ്യുവാന്‍ പറ്റിയുള്ളൂ. പിന്നീട് SNO detector മൂന്നു തരം ന്യൂട്രിനോകളേയും ഒരുമിച്ച് സംവേദനക്ഷമമാകുന്ന വിധത്തില്‍ ക്രമീകരിച്ചു. ശാസ്ത്രജ്ഞരെ അത്ഭുതപ്പെടുത്തി കൊണ്ട് അവര്‍ക്ക് കിട്ടിയ ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണം Solar model of physics പ്രവചിച്ചിരുന്ന എണ്ണത്തിനു തുല്യമാകുന്നു എന്നു കണ്ടു. അതായത് ഈ നൂറ്റാണ്ടിലെ ഒരു പ്രധാന ശാസ്ത്ര നിഗൂഡത പരിഹരിച്ചിരിക്കുന്നു.

Super-Kamiokande ഡിറ്റക്ടറില്‍ ഇലക്ടോണ്‍‍ ന്യൂടിനോയ്ക്കു പുറമേ ഒരു ചെറിയ അളവില്‍ മറ്റു രണ്ടു തരം ന്യൂടിനോകളെ കൂടി ഡിറ്റക്ട് ചെയ്യാനുള്ള സൌകര്യം ഉണ്ടായിരുന്നു. അതിനാലാണ് സോളാര്‍ മോഡല്‍ പ്രവചിച്ചതിന്റെ 50% ന്യൂട്രിനോകളെ കണ്ടെത്താന്‍ അതിനു പറ്റിയത്.

സ്റ്റാന്‍ഡേര്‍ഡ് മോഡല്‍ ഓഫ് പാര്‍ട്ടിക്കിള്‍ ഫിസിക്സ് (SMPP) ശരിയാണെങ്കില്‍ SNO detectorലെ പരീക്ഷണ ഫലവും Super-Kamiokande-ലെ പരീക്ഷണ ഫലവും തുല്യമാകണം. മാത്രമല്ല എല്ലാ ന്യൂടിനോകളും ഇലക്ട്രോണ്‍ ന്യൂടിനോകളും ആകണം. പക്ഷെ രണ്ട് പരീക്ഷണ ഫലങ്ങളും വ്യത്യസ്തമായിരുന്നു. അതിന്റെ അര്‍ത്ഥം വ്യക്തമാണ്. SMPP തെറ്റാണ് അല്ലെങ്കില്‍ നവീകരിക്കണം.

Super-Kamiokande-യുടേയും SNO-യുടേയും പരീക്ഷണ ഫലങ്ങള്‍ ക്രോഡീകരിച്ച് SNO സംഘം മൂന്നു തരത്തിലുള്ള ന്യൂടിനോകളുടേയും ഒന്നു ചേര്‍ന്നതിന്റെ കണക്കും ഇലക്ടോണ്‍ ന്യൂടിനോയുടെ മാത്രം കണക്കും എടുത്തു. മൂന്നു തരത്തിലുള്ള ന്യൂടിനോകളുടേയും ഒന്നു ചേര്‍ന്നതിന്റെ കണക്ക് സ്റ്റാന്‍ഡേര്‍ഡ് മോഡല്‍ ഓഫ് പാര്‍ട്ടിക്കിള്‍ ഫിസിക്സ് പ്രവചിച്ച കണക്കുമായി പൊരുത്തപ്പെട്ടു. ഈ മൊത്തം കണക്കില്‍ ഇലക്ടോണ്‍ ന്യൂട്രിനോയുടെ എണ്ണം മൊത്തം ന്യൂടിനോകല്‍ഊടെ എണ്ണത്തിന്റെ മൂന്നിലൊന്നായിരുന്നു.

സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം, ന്യൂട്രിനോയുടെ ഗുണഗണങ്ങളെ പറ്റി നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കിയതിന്റെ പരിമതി മൂലം ഉറവെടുത്ത ഒരു പ്രശ്നം ആണ്. Standard Model of Particle Physics അനുസരിച്ച് മുന്നു തരത്തിലുള്ള ന്യൂട്രിനോകള്‍ ആണ് ഉള്ളത്. ഇലക്ട്രോണ്‍ ന്യൂട്രിനോ, മ്യൂവോണ്‍ ന്യൂട്രിനോ, ടാവു ന്യൂട്രിനോ. ഇതില്‍ ഇലക്ടോണ്‍ ന്യൂട്രിനോ ആണ് സൂര്യനില്‍ നടക്കുന്ന അണുസംയോജന പ്രക്രിയയില്‍ ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്നത്. Standard Model of Particle Physics അനുസരിച്ച് ന്യൂട്രിനോകള്‍ക്ക് ദ്രവ്യമാനം ഇല്ല മാത്രമല്ല ഒരു തരത്തില്‍ നിന്നു മറ്റൊരു തരം ആയി മാറാനും പറ്റില്ല (അതായത് ഫ്ലേവര്‍ മാറില്ല).

പക്ഷെ 1990 കളില്‍ ഭൌതീക ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ന്യൂട്രിനോയ്ക്ക് ദ്രവ്യമാനം (not massless) ഉണ്ടെന്നും അതിനു ഒരു തരത്തില്‍ നിന്നു മറ്റൊരു തരം ആയി മാറാനും (types are invarient) കഴിയും എന്ന് സിദ്ധാന്തിച്ചു. സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം ഉണ്ടായത് തന്നെ ന്യുട്രിനോയുടെ ഫ്ലേവര്‍ മാറല്‍ ഗുണം (type variation) മൂലമാണെന്നു ഇന്നു പഠനങ്ങള്‍ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. അതിനാല്‍ സൂര്യനില്‍ നിന്നു പുറപ്പെട്ട ഇലക്ട്രോണ്‍ ന്യൂടിനോകളുടെ ഒരു ഭാഗം ഈ ഫ്ലേവര്‍ മാറല്‍ പരിപാടി മൂലം മ്യൂവോണ്‍ ന്യൂട്രിനോ, ടാവു ന്യൂട്രിനോകള്‍ ആയി മാറി. ന്യൂടിനൊയുടെ ഈ തരം മാറല്‍ പരിപാടി ന്യൂട്രിനോ ഓസിലേഷന്‍‌സ് എന്ന പേരില്‍ അറിയപ്പെടുന്നു.

ചുരുക്കത്തില്‍, ന്യൂട്രിനോ ഓസിലേഷന്‍സ് എന്ന പ്രതിഭാസം മൂലമാണ് സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം ഒരു നിഗൂഡതയായി ശാസ്ത്രജ്ഞരെ നാലു ദശാബ്ദത്തോളം കുഴക്കിയത്. നമ്മുടെ യന്ത്ര സംവിധാനങ്ങള്‍ക്ക് ഒന്നും അളക്കാന്‍ പറ്റാത്ത അത്ര ചെറിയ ദ്രവ്യമാനം ആണ് ന്യൂട്രിനോയ്ക്ക് ഉള്ളത്. ഭാവിയില്‍ അതിനു കഴിയുന്ന വിധത്തില്‍ നമ്മുടെ സാങ്കേതികത വികസിക്കും എന്നു പ്രതീക്ഷിക്കാം.

ന്യൂട്രിനോ ഓസിലേഷന്‍സിനെ പറ്റി കൂടുതല്‍ കാര്യങ്ങള്‍ വേറൊരു പോസ്റ്റില്‍.

Saturday, May 12, 2007

സൂപ്പര്‍നോവയ്ക്ക് പേരിടുന്നത് എങ്ങനെ?

"SN 2006gy - പുതിയ ഒരു സൂപ്പര്‍ നോവാ സ്ഫോടനം" എന്ന പോസ്റ്റില്‍ ശ്രീ. ചള്ളിയന്‍ ഒരു സംശയം ചോദിച്ചു

ചള്ളിയാന്‍ said...
ഈ SN, gy എന്നൊക്കെയുളള പേരിനു പിന്നിലെന്താ? ശ്രീ നാരായണ ഗുരു അല്ലല്ലോ? :)

അതായത് ഈ സൂപ്പര്‍ നോവകള്‍ക്ക് പേരിടുന്നത് എങ്ങനെയാണ് എന്ന്. അതിനുള്ള ഉത്തരം ആണ് ഈ പോസ്റ്റ്.

നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് പേരിടുന്നത് എങ്ങനെ?

കുറേ നാള്‍ മുന്‍പ് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കും മറ്റ് ഖഗോള വസ്തുക്കള്‍ക്കും പേരിടുന്നത് എങ്ങനെയാണ് എന്നതിനെ കുറിച്ച് നാലു ഭാഗങ്ങളായി ലേഖനം ജ്യോതിശാസ്ത്ര ബ്ലോഗില്‍ എഴുതിയിരുന്നു. അതിലേക്കുള്ള ലിങ്കുകള്‍ ഇതാ.

  1. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് പേരിടുന്നത്‌ എങ്ങനെ?- ഭാഗം ഒന്ന്
  2. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് പേരിടുന്നത്‌ എങ്ങനെ?- ഭാഗം രണ്ട്
  3. ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലെ കാറ്റലോഗുകള്‍-ഭാഗം ഒന്ന്
  4. ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലെ കാറ്റലോഗുകള്‍-ഭാഗം രണ്ട്

ഈ ലേഖനങ്ങളില്‍ പ്രധാനമായും നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് പേരിടുന്ന വിവിധ രീതികളെ കുറിച്ച് വിശദീകരിക്കനാണ് ശ്രമിച്ചത്. അതിനാല്‍ തന്നെ സൂപ്പര്‍ നോവ, ന്യൂട്രോണ്‍ താരം, തമോ ഗര്‍ത്തം, ഗാലക്സികള്‍ എന്നിങ്ങനെയുള്ള വിവിധ ഖഗോളവസ്തുക്കളുടെ പേരീടീലിന്റെ വിശദാംശങ്ങളിലേക്ക് നമ്മള്‍ പോയില്ല.

ഈ പോസ്റ്റില്‍ സൂപ്പര്‍ നോവകള്‍ക്ക് എങ്ങനെയാണ് പേരിടുന്നത് എന്നു മനസ്സിലാക്കാം.

സൂപ്പര്‍നോവയ്ക്ക് പേരിടുന്നത് എങ്ങനെ?

പേരിന്റെ ഒന്നാം ഭാഗം

ആദ്യമായി സൂപ്പര്‍ നോവകള്‍ക്ക് എല്ലാം അതിന്റെ പേരിന്റെ മുന്നില്‍ SN എന്നു ചേര്‍ക്കും. ഇതു Super Nova എന്നുള്ളതിന്റെ ചുരുക്കം ആണ്. അല്ലാതെ Sree Narayanaguru വോ SN ട്രസ്റ്റോ ഒന്നും ഇല്ല. :)

പേരിന്റെ രണ്ടാം ഭാഗം

രണ്ടാമതായി സൂപ്പര്‍ നോവകള്‍ക്ക് എല്ലാം പേരിന്റെ ഒപ്പം പ്രസ്തുത സൂപ്പര്‍നോവ കണ്ടെത്തിയ വര്‍ഷവും ചേര്‍ക്കും. 1987-ല്‍ കണ്ടെത്തിയ സൂപ്പര്‍ നോവയ്ക്ക് SN 1987, 2006-ല്‍ കണ്ടെത്തിയതിനു SN 2006 എന്നിങ്ങനെ. ഇപ്പോള്‍ SN 2006gy എന്ന സൂപ്പര്‍നോവയുടെ പേരിലെ SN 2006 എന്ന ആദ്യഭാഗം എങ്ങനെ വന്നു എന്നു മനസ്സിലായി കാണുമല്ലോ.

പേരിന്റെ മൂന്നാം ഭാഗം

ഇനി പേരിന്റെ ബാക്കി ഭാഗം എങ്ങനെ വന്നു എന്നു നോക്കാം.

ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ സൂപ്പര്‍നോവകളെ കുറിച്ചുള്ള നിരന്തര ഗവേഷണത്തിലാണ്. എല്ലാ വര്‍ഷവും നൂറുകണക്കിനു പുതിയ സൂപ്പര്‍ നോവകളെ നമ്മുടെ ഗാലക്സിയായ ആകാശഗംഗയിലും മറ്റു സമീപ ഗാലക്സികളിലും കണ്ടെത്തുന്നു. ഇപ്പോള്‍ NGC 1260 എന്ന ഗാലക്സിയില്‍ സൂപ്പര്‍നോവയെ കണ്ടെത്തിയതു പോലെ തന്നെ. നമ്മുടെ നിരീക്ഷണ സംവിധാനങ്ങള്‍ മെച്ചപ്പെടുന്നതു കൊണ്ട് ഓരോ വര്‍ഷവും കണ്ടെത്തുന്ന സൂപ്പര്‍ നോവകളുടെ എണ്ണവും കൂടി കൊണ്ടിക്കുകയാണ്.

പക്ഷെ നൂറുകണക്കിനു സൂപ്പര്‍ നോവകള്‍ക്ക് പേരിടുമ്പോള്‍ പ്രശ്നം ആകും. അതിനാല്‍ സൂപ്പര്‍നോവയ്ക്ക് പേരിടാന്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ നമ്മുടെ മോട്ടോര്‍ വാഹന വകുപ്പിന്റെ സഹായം തേടി. :)

ഒരു വര്‍ഷം ആദ്യമായി കാണുന്ന നക്ഷത്രത്തിനു പേരിന്റെ ഒപ്പം A എന്നു ചേര്‍ത്തു. അപ്പോള്‍ 2006-ല്‍ ആദ്യമായി കണ്ടെത്തിയ സൂപ്പര്‍നോവയെ SN2006A എന്നു വിളിച്ചു. രണ്ടാമതു കണ്ടെത്തിയതിനെ SN2006B എന്നു വിളിച്ചു. മൂന്നാമതു കണ്ടെത്തിയതിനെ SN2006C എന്നു വിളിച്ചു അങ്ങനെ.

പക്ഷെ അപ്പോള്‍ ഒരു പ്രശ്നം ഉണ്ട്. ഒരു വര്‍ഷം 26 സൂപ്പര്‍നോവയെ കണ്ടെത്തി അതിനു SN2006Z എന്നു പേരിട്ടു കഴിഞ്ഞാല്‍ ഇങ്ങനെ പേരിടാനുള്ള അക്ഷരങ്ങള്‍ കഴിഞ്ഞു. അപ്പോഴാണ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ വണ്ടികള്‍ക്ക് പേരിടുന്നതു പോലെ സൂപ്പര്‍നോവകള്‍ക്കും പേരിടാന്‍ തുടങ്ങിയത്.

SN2006Z നു ശേഷം കണ്ടെത്തുന്ന സൂപ്പര്‍ നോവയ്ക്ക് (അതയത് ആ വര്‍ഷത്തെ 27ആമത്തെ സൂപ്പനോവയെ) SN2006aa എന്നു പേര്‍ വിളിച്ചു. 28ആമത്തെ സൂപ്പര്‍നോവയെ SN2006ab എന്നു വിളിച്ചു.അങ്ങനെ ഈ സീരീസ് aa,ab, ac........az വരെ. അതു കഴിഞ്ഞാല്‍ ba,bb,bc...bz വരെ. അങ്ങനെ 182 സൂപ്പര്‍നോവകളെ കണ്ടെത്തിയാല്‍ പിന്നെ g series ആരംഭിക്കും. SN2006ga, SN2006gb.... എന്നിങ്ങനെ.

അങ്ങനെ നമ്മുടെ കഥാനായകന്‍ SN 2006gy എന്ന സൂപ്പര്‍ നോവയെ കണ്ടെത്തിയത് 2006 സെപ്റ്റംബറില്‍ ആയിരുന്നു. അപ്പോഴേക്ക്അതിനു മുന്‍പ് 206 സൂപ്പര്‍നോവയെ കണ്ടെത്തിരുന്നു. അതിനാല്‍ നമ്മുടെ കഥാനായകനു SN 2006gy എന്ന പേര്‍ കിട്ടി.

എല്ലാ കണ്ടെത്തലും ശരിയാവണം എന്നില്ല

ചിലപ്പോള്‍ ആദ്യം സൂപ്പര്‍നോവയായി നാമകരണം ചെയ്യപ്പെടുന്ന ചില ഖഗോളവസ്തുക്കള്‍ പിന്നീട് വേറെ എന്തെങ്കിലും ഖഗോളവസ്തുകളാണ് എന്നു തിരിച്ചറിയപ്പെടാറുണ്ട്. അങ്ങേനെയുള്ള അവസരത്തില്‍ അത്തരം വസ്തുക്കളെ സൂപ്പര്‍നോവകയുടെ പട്ടികയില്‍ നിന്നു ഒഴിവാക്കും. പക്ഷെ അപ്പോള്‍ നിലവിലുള്ള പട്ടിക റീ നമ്പര്‍ ചെയ്യുകയില്ല. അത് നിലവിലുള്ള സംഖ്യയില്‍ നിന്നു തന്നെ മുന്നോട്ട് എണ്ണും.

പഴയകാലത്ത് കണ്ടെത്തിയ ഒരു സൂപ്പര്‍നോവ

സൂപ്പര്‍ നോവയെ കുറിച്ചുള്ള പോസ്റ്റില്‍പരിയപ്പെടുത്തിയ SN 1054 എന്ന സൂപ്പര്‍ നോവ ഇതേ പോലെ ക്രിസ്തുവര്‍ഷം 1054-ല്‍ പൊട്ടിത്തെറിച്ചതാണ്. ഇതിനെ കുറിച്ച് ചൈനീസ്, അറബ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ രേഖപ്പെടുത്തിറയിട്ടുണ്ട്. അതിനാല്‍ അതിനെ SN 1054 എന്നു വിളിച്ചു.

2006ലെ സൂപ്പനോവകളുടെ പട്ടിക

2006-ല്‍ കണ്ടെത്തിയ പ്രധാനപ്പെട്ട സൂപ്പര്‍ നോവകളുടെ ഒരു പട്ടിക ഈ ലിങ്കില്‍ ഉണ്ട്.

ഉപസംഹാരം

ചുരുക്കത്തില്‍ ഒരു സൂപ്പര്‍നോവയെ നാമകരണം ചെയ്യുന്നത് പ്രസ്തുത സൂപ്പര്‍ നോവയെ ഭൂമിയില്‍ നമ്മള്‍ ഏതു വര്‍ഷം ആദ്യമായി കണ്ടു എന്നതിനെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയാണ്. അല്ലാതെ സ്ഫോടനം എപ്പോള്‍ നടന്നു എന്നതിനെ ആധാരമാക്കി അല്ല. ഇപ്പോള്‍ സൂപ്പര്‍നോവയെ നാമകരണം ചെയ്യുന്നത് എങ്ങനെയാണെന്ന് എല്ലാവര്‍ക്കും മനസ്സിലായി എന്നു വിശ്വസിക്കട്ടെ.

Wednesday, May 02, 2007

സൂപ്പര്‍ നോവ (Supernova)


കഴിഞ്ഞ ഒന്‍‌പതു ഭാഗമായി തുടര്‍ന്നു വന്നിരുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം എന്ന ഈ ലേഖന പരമ്പര ഈ ലേഖനത്തോടെ സമാപിക്കുന്നു. ഈ ലേഖനം 5 വര്‍ഷങ്ങള്‍ക്ക് മുന്‍പ് എഴുതിയതാണ്. പക്ഷെ ഇപ്പോള്‍ ബ്ലോഗ് വഴിയാണ് ഇതിനു വെളിച്ചം കാണാനുള്ള ഭാഗ്യം ഉണ്ടായത്. :)

ഒരു ഭീമന്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പില്‍ അണുപ്രക്രിയകള്‍ മൂലം ഇരുമ്പ് ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്നതോടെ കാമ്പിന്റെ എരിയല്‍ അവസാനിക്കുന്നതായി നമ്മള്‍ ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രത്തെകുറിച്ചുള്ള പോസ്റ്റില്‍ നിന്നു മനസ്സിലാക്കി. എന്തു കൊണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ അണുസം‌യോജനം മൂലം ഇരുമ്പിനു മുകളില്‍ ഉള്ള മൂലകങ്ങള്‍ ഉത്പാദിപ്പിക്കുവാന്‍ കഴിയുകയില്ല എന്നു മനസ്സിലാക്കാന്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഊര്‍ജ്ജ ഉലപാദനം എന്ന പോസ്റ്റും കാണുക.

അങ്ങനെയെങ്കില്‍ ഇരുമ്പിനു മുകളില്‍ ഉള്ള മൂലകങ്ങള്‍ ഈ പ്രപഞ്ചത്തില്‍ എങ്ങനെ ഉണ്ടായി? അതിനുള്ള ഉത്തരം ആണ് സൂപ്പര്‍നോവയെ കുറിച്ചുള്ള പഠനങ്ങള്‍ നമ്മള്‍ക്ക് തരുന്നത്.

കാമ്പ് ഇരുമ്പായി തീര്‍ന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ പരിണാമം

കാമ്പ് ഇരുമ്പായി തീര്‍ന്ന ഒരു ഭീമന്‍ നക്ഷത്രത്തില്‍ ഊര്‍ജ്ജൗല്പാദനത്തിനുള്ള ഒരേ ഒരു വഴി സങ്കോചം മൂലം ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന താപം ആണ്. ഇപ്രകാരം സങ്കോചം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന താപം കാമ്പിലെ താപനില 5 X 10 9 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.

ഈ പ്രക്രിയയില്‍ ന്യൂട്രോണിനോടൊപ്പം ഉണ്ടാകുന്ന ന്യൂട്രിനോ എന്ന കണിക കാമ്പിലെ ഊര്ജ്ജം പുറത്തേക്ക് കൊണ്ട് പോകുന്നു. ഇതു മൂലം കാമ്പ് തണുക്കുകയും സങ്കോചം വേഗത്തില്‍ നടന്ന് കൂടുതല്‍ ഇലക്‌ട്രോണുകള്‍ പ്രോട്ടോണുകളുമായി ചേര്‍ന്നു കൂടുതല്‍ ന്യൂട്രോണുകള്‍ ഉണ്ടാവുന്നു. അങ്ങനെ കാമ്പിലെ ന്യൂട്രോണുകളുടെ എണ്ണം പിന്നേയും വര്‍ദ്ധിക്കുന്നു.

കാമ്പ് ദൃഡമാകുന്നു

ഈ പ്രക്രിയകള്‍ മൂലം ഒരു ഘട്ടത്തില്‍ കാമ്പിലെ ന്യൂട്രോണിന്റെ സാന്ദ്രത അണുകേന്ദ്രത്തിലെ സാന്ദ്രതയോട് തുല്യമാകുന്നു. ഇങ്ങനെ അണുകേന്ദ്ര സാന്ദ്രതയോട് തുല്യമാകുന്ന ഘട്ടത്തില്‍ കാമ്പ് വളരെ പെട്ടെന്ന് ഉറച്ച് ദൃഡമാകുന്നു. അതായത് കാമ്പിനെ സങ്കോചം വളരെ പെട്ടെന്ന് നിലയ്ക്കുന്നു. ഈ പെട്ടെന്നുള്ള നിലയ്ക്കല്‍ മൂലം കാമ്പിനെ പുറത്തുള്ള പാളികളിലേക്ക് അതി ശക്തമായ മര്‍ദ്ദതരംഗങ്ങള്‍ പായുന്നു.

മര്‍ദ്ദതരംഗങ്ങള്‍ പുറത്തേക്ക് പായുന്നു

ഈ സന്ധിദ്ധ ഘട്ടത്തില്‍ മുന്‍‌പു വിവരിച്ച പ്രക്രിയകള്‍ മൂലമുള്ള കാമ്പിനെ തണുക്കല്‍ മൂലം കാമ്പിന്റെ തണുക്കല്‍ മൂലം കാമ്പിന്റെ ചുറ്റുമുള്ള പാളികളിലെ പദാര്‍ത്ഥം പ്രകാശത്തിന്റെ 15% വരെ വേഗത്തില്‍ കാമ്പിലേക്ക് അടുക്കും. ഇങ്ങനെ കാമ്പിലേക്ക് അടുക്കുന്ന പദാര്‍ത്ഥം, കാമ്പ് ഉറച്ച് ദൃഡമാകുന്നതു മൂലം പുറത്തേക്ക് വരുന്ന അതിശക്തമായ മര്‍ദ്ദതരംഗവുമായി കൂട്ടിയിടിക്കുന്നു. തല്‍ഫലമായി ഒരു നിമിഷാര്‍ത്ഥത്തിനുള്ളില്‍ കാമ്പിലേക്ക് നീങ്ങി കൊണ്ടിരുന്ന പദാര്‍ത്ഥം, ഈ അതി ശക്തമയ മര്‍ദ്ദതരംഗം മൂലവും കാമ്പില്‍ നിന്നു പുറത്തേക്ക് വരുന്ന ന്യൂട്രിനോകളുടെ അതി ശക്തമായ ഊര്‍ജ്ജ പ്രവാഹം മൂലവും നേരെ എതിര്‍ ദിശയില്‍ പുറത്തേക്ക് പായുന്നു.

നക്ഷത്രം പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നു

ഇങ്ങനെ പുറത്തേക്ക് പായുന്ന തരംഗം സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞ പുറം പാളികളുമായി സന്ധിക്കുന്നതു മൂലം അതിന്റെ വേഗത പിന്നേയും വര്‍ദ്ധിക്കുന്നു. കുറച്ച് മണിക്കൂറുകള്‍ക്കുള്ളില്‍ ഈ മര്‍ദ്ദതരംഗം നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തില്‍ എത്തുകയും അതിന്റെ പുറം പാളികളെ അത്യുഗ്രമായ ഒരു സ്ഫോടനത്തില്‍ പുറത്തേക്ക് ഭിന്നിപ്പിച്ചു കളയുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ അത്യുഗ്ര സ്ഫോടനം ഉണ്ടാക്കുന്ന പ്രക്രിയയില്‍ 1046 J ഊര്‍ജ്ജം വരെ ഉണ്ടാകുന്നു. ഇപ്രകാരം ഒരു നക്ഷത്രത്തില്‍ നടക്കുന്ന അത്യുഗ്ര സ്ഫോടനത്തെയാണ് സൂപ്പര്‍ നോവ എന്നു പറയുന്നത്.

സൂപ്പര്‍ കമ്പ്യൂട്ടറുകള്‍ ഉപയോഗിച്ചു നടത്തിയ പരീക്ഷണത്തില്‍ ഒരു 25 M നക്ഷത്രം അതിന്റെ 95% പദാര്‍ത്ഥം വരെ സൂപ്പര്‍ നോവ സ്ഫോടനത്തിലൂടെ ചുറ്റുമുള്ള നക്ഷത്രാന്തരീയ ഇടത്തേക്ക് തള്ളുന്നു എന്നു പഠനങ്ങള്‍ തെളിയിക്കുന്നു.

ന്യൂക്ലിയാര്‍ പ്രക്രിയകളുടെ ശ്രേണിക്ക് തിരി കൊളുത്തുന്നു

സൂപ്പര്‍നോവ സ്ഫോടനം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന അതി ഭീമമായ ഊര്‍ജ്ജം ന്യൂക്ലിയാര്‍ പ്രക്രിയകളുടെ ഒരു ശ്രേണിക്ക് തന്നെ തിരി കൊളുത്തുന്നു. ഇതു മൂലം കാമ്പിന്റെ കത്തല്‍ കൊണ്ട് ഉല്‍‌പാദിപ്പിക്കുവാന്‍ സാധിക്കാത്ത ഇരുമ്പിനു മുകളില്‍ ഉള്ള എല്ലാ മൂലകങ്ങളും സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്നു. ഇരുമ്പിന്റെ മുകളില്‍ ഉള്ള മൂലകങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകുമ്പോള്‍ ഊജ്ജം ആഗിരണം ചെയ്യുന്നു എന്ന് നമ്മള്‍ ഇതിനകം മനസ്സിലാക്കിയല്ലോ. ഈ പ്രക്രിയക്ക് വേണ്ട ഊര്‍ജ്ജം സൂപ്പര്‍നോവ സ്ഫോടനത്തില്‍ ഉണ്ടാകുന്ന ഊര്‍ജ്ജത്തില്‍ നിന്നു ലഭ്യമാകുന്നു. താഴെ‍ ഒരു സൂപ്പര്‍ നോവാ സ്ഫോടനത്തിന്റെ സൂപ്പര്‍കമ്പ്യൂട്ടര്‍ ഉപയോഗിച്ചു ചെയ്ത സിമുലേഷന്റെ വീഡിയോ കാണാവുന്നതാണ്.

സൂപ്പര്‍ നോവാ സ്ഫോടനത്തിന്റെ സൂപ്പര്‍ കമ്പ്യൂട്ടര്‍ ഉപയോഗിച്ചു ചെയ്ത സിമുലേഷന്റെ ഒരു വീഡിയോ.
വീഡിയോയ്ക്കു കടപ്പാട്: ചന്ദ്ര എക്സ്-റേ ഒബ്‌സര്‍വേറ്ററി http://chandra.harvard.edu/about/axaf_mission.html

നമ്മളെല്ലാം സൂപ്പര്‍നോവയുടെ ബാക്കിപത്രം

അതീവ ഊര്‍ജ്ജ പൂരിതമായ സൂപ്പര്‍നോവയുടെ മര്‍ദ്ദതരംഗങ്ങള്‍ മാത്രമാണ് ഉയര്‍ന്ന മൂലകങ്ങളായ Zinc, Copper, Tin, Gold, Mercury, Lead തുടങ്ങിയവ സൃഷ്ടിക്കുന്നതിനുള്ള ഏക മാര്‍ഗ്ഗം.ഈ മൂലകങ്ങള്‍ എല്ലാം ഇന്നു ഭൂമിയില്‍ കാണപ്പെടുന്നുണ്ട്. അതിനര്‍ഥം നമ്മുടെ സൗരയൂഥവും, ഭൂമിയും എന്തിനധികം നമ്മുടെ ഓരോരുത്തരുടേയും ശരീരം വരേയും മുന്‍പ് ജീവിച്ച് സൂപ്പര്‍നോവ ആയി മൃതിയടഞ്ഞ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഭാഗങ്ങള്‍ ഉള്‍ക്കൊള്ളുന്നു എന്നാണ്.

സൂപ്പര്‍ നോവ സ്ഫോടനം നമ്മുടെ കാലഘട്ടത്തില്‍ തന്നെ ദര്‍ശിക്കാനുള്ള ഒരു അപൂര്‍വ്വ ഭാഗ്യം നമുക്ക് ഉണ്ടായി. 1987 -ല്‍ സ്രാവ് (Dorado)എന്ന നക്ഷത്ര രാശിയിലെ Sanduleak -69 202 എന്ന നക്ഷത്രം സൂപ്പര്‍ നോവയായി മാറി. ഈ നക്ഷത്രം 169,000 പ്രകാശവര്‍ഷം അകലെയാണ്. ഇതു 167,000 B.C-ത്തില്‍ സൂപ്പര്‍നോവയായി പൊട്ടിത്തെറിച്ചു. ഈ സൂപ്പര്‍ നോവയില്‍ നിന്നുള്ള പ്രകാശം 169,000 വര്‍ഷങ്ങള്‍ സഞ്ചരിച്ച് അവസാനം 1987 ഫെബ്രുവരി 23-നു ഭൂമിയില്‍ എത്തി. പ്രസ്തുത നക്ഷത്രം സൂപ്പര്‍നോവയായി പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നതിനു മുന്‍പും പിന്‍പും ഉള്ള ചിത്രങ്ങള്‍ താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്നു.

SN 1987A എന്ന സൂപ്പര്‍ നോവയുടെ സ്ഫോടനത്തിന്റെ മുന്‍പും പിന്‍പും ഉള്ള ചിത്രം.
ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: http://www.aao.gov.au/images/captions/aat050.html

ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രത്തെ കുറിച്ചുള്ള പോസ്റ്റില്‍ പരിചയപ്പെടുത്തിയ ക്രാബ് നെബുലയ്ക്ക് കാരണമായ നക്ഷത്രവും ഇതേ പോലെ സൂപ്പര്‍ നോവയായി പൊട്ടിത്തെറിച്ചതാണ്. അതിന്റെ ഒരു സിമുലേഷനും താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്നു.

ചൈനീസ് അറബ് ജ്യോതിശസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഈ സൂപ്പര്‍നോവയെ കണ്ടതായി രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുണ്ട്. ഈ നക്ഷത്രം നമ്മില്‍ നിന്നു 6300 പ്രകാശവര്‍ഷം അകലെയായിരുന്നു. അതിനാല്‍ തന്നെ ഈ സ്ഫോടനം അതീവ തീവ്രതയോടെ 1054 - ല്‍ അന്നത്തെ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞമാര്‍ക്ക് നിരീക്ഷിക്കാന്‍ പറ്റി.ഈ സൂപ്പര്‍ നോവയുടെ പ്രകാശ തീവ്രത കാരണം 23 ദിവസം പകല്‍ വെളിച്ചത്തില്‍ പോലും അത് ദൃശ്യമായിരുന്നത്രേ. 653 ദിവസത്തോളം രാത്രിയിലും കാണാന്‍ കഴിഞ്ഞിരുന്നു എന്നാണ് ആ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞ്മാര്‍ രേഖപ്പെടുത്തിയിരിക്കുന്നത്.

SN 1054 എന്ന സൂപ്പര്‍ നോവാ സ്ഫോടനത്തിന്റെ കമ്പ്യൂട്ടര്‍ സിമുലേഷന്‍

ഒരു സൂപ്പര്‍നോവ സ്ഫോടനത്തിനു ശേഷം ബാക്കിയാകുന്ന കാമ്പ് പരിണമിച്ചാണ് ന്യൂട്രോണ്‍ താരങ്ങളും തമോഗര്‍ത്തങ്ങളും എല്ലാം ഉണ്ടാകുന്നത്. അതിനെ കഴിഞ്ഞ രണ്ട് പോസ്റ്റിലൂടെ പരിചയപ്പെടുത്തിയിരുന്നല്ലോ.

ഇതോടെ ഈ ലേഖന പരമ്പര സമാപിച്ചു.

Wednesday, April 25, 2007

തമോഗര്‍ത്തം (Black Hole)

മുഖ്യധാരാനന്തര ദശയ്ക്കു ശേഷം (Post Main sequence phase) സൂര്യന്റെ 1.44M ഇരട്ടി ദ്രവ്യമാനത്തില്‍ (ചന്ദ്രശേഖര്‍ സീമ) കൂടുതല്‍ ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ന്യൂട്രോണ്‍ താരമായി തീര്‍ന്നു അവയുടെ ജീവിതം അവസാനിക്കും എന്ന് കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില്‍ നിന്നു നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കി.

പക്ഷെ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം വളരെ കൂടുതല്‍ ആണെങ്കില്‍ (8M മുകളില്‍. ഇതു കൃത്യമായ കണക്കല്ല. ഈ ദ്രവ്യമാനപരിധിയെകുറിച്ച് ഇപ്പോഴും പഠനങ്ങള്‍ നടക്കുന്നതേ ഉള്ളൂ. പിന്നെ ഈ ദ്രവ്യമാനം സൂപ്പര്‍നോവാ സ്ഫോടനത്തില്‍ എത്ര ദ്രവ്യം നഷ്ടപ്പെടുന്നു എന്നതിനേയും ആശ്രയിച്ചു ഇരിക്കുന്നു. അതിനാല്‍ കൃത്യമായ ഒരു അതിര്‍ വരമ്പ് കൊടുക്കാമോ എന്ന് സംശയം ആണ്.) ന്യൂട്രോണ്‍ അപഭ്രഷ്ട മര്‍ദ്ദത്തിനും ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന സങ്കോചത്തെ തടഞ്ഞു നിര്‍ത്താന്‍ സാധിക്കാതെ വരും. പദാര്‍ത്ഥത്തിന്റെ അതിഭീമമായ മര്‍ദ്ദം മൂലം നക്ഷത്രം കൂടുതല്‍ ഞെരിഞ്ഞമരും. ഇതു മൂലം നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതല ഗുരുത്വം അതിഭീമമാ‍യി വര്‍ദ്ധിക്കുന്നു. ഗുരുത്വബലം അതിഭീമമായി വര്‍ദ്ധിച്ച് അതിലെ വിടുതല്‍ പ്രവേഗം (Escape velocity) പ്രകാശത്തിന്റെ പ്രവേഗത്തിനു തുല്യമാകുന്നു. അതോടെ പ്രകാശത്തിനു പോലും അതില്‍ നിന്നു പുറത്തുകടക്കാന്‍ പറ്റാതാകും. ഈ അവസ്ഥയില്‍ പ്രകാശത്തിനു പോലും പുറത്തു കടക്കാന്‍ കഴിയാതെ നക്ഷത്രം അപ്രത്യക്ഷം ആകുന്നു.

(പ്രകാശം ഗുരുത്വത്തിനു വിധേയമാകുന്നതും മറ്റും വിശദീകരിക്കുന്നതിനു ഐന്‍‌സ്റ്റീന്റെ സാമാന്യ ആപേക്ഷികാ സിദ്ധാന്തം (General theory of relativity) ആവശ്യമാണ്. അതിന്റെ സങ്കീര്‍ണ്ണതകളിലേക്ക് പോയില്ലെങ്കിലും മുകളിലെ ചോദ്യത്തിനു ലളിതമായ ഒരു വിശദീകരണം ആര്‍ക്കെങ്കിലും താല്‍‌പര്യം ഉണ്ടെങ്കില്‍ മാത്രം വേറെ ഒരു പോസ്റ്റില്‍‍ വിശദീകരിക്കാം.)

ഈ അവസ്ഥയില്‍ ഉള്ള നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആരം (Radius),
Rs = 2GM/c2
എന്ന സമവക്യം കൊണ്ട് സൂചിപ്പിക്കാം. ഈ ആരത്തെ Schwarchild's radius എന്നു പറയുന്നു. പ്രകാശരശ്മിക്ക് പുറത്ത് കടക്കാന്‍ വയ്യാത്തതു കൊണ്ടു Rsനു അകത്തു നടക്കുന്ന ഒരു പ്രവൃത്തിയും പുറമേക്ക് ദൃശ്യമാകില്ല. അതു കൊണ്ട് തന്നെ ഈ വിധത്തില്‍ മൃതിയടഞ്ഞ നക്ഷത്രത്തെ നമുക്ക് നേരിട്ട് നിരീക്ഷിക്കാന്‍ പറ്റില്ല.ഈ അവസ്ഥയില്‍ ആയ നക്ഷത്രത്തിന്റെ അകത്തു നടക്കുന്ന എല്ലാ പ്രവൃത്തിയും (Event) പുറത്തേയ്ക്ക് മറഞ്ഞിരിക്കുന്നതിനാല്‍ ഈ അതിര്‍ത്തിയെ സംഭവ സീമ (Event Horizon) എന്നു പറയുന്നു. ഇപ്രകാരം അന്ത്യദശയിലേക്ക് എത്തപ്പെട്ട നക്ഷത്രങ്ങളെ ആണ് തമോഗര്‍ത്തം (Black Hole) എന്നു വിളിക്കുന്നത്.

അതിഭീമഗുരുത്വം തമോഗര്‍ത്ത‍ത്തിനു സമീപത്തുള്ള എന്തിനേയും ബാധിക്കുന്നു. സ്ഥലം (Space) പോലും അതിഭീമഗുരുത്വത്തിന്റെ സ്വാധീനത്താല്‍ വളയുന്നു. സ്ഥലത്തിന്റെ വളയല്‍ പക്ഷെ തമോഗര്‍ത്തത്തോട് മാത്രം ബന്ധപ്പെട്ട കാര്യം അല്ല. ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള ഏതൊരു വസ്തുവിന്റെ അരികിലും സ്ഥലത്തിനു വളവ് സംഭവിക്കും. അതിന്റെ വിശദാംശങ്ങളിലേക്ക് പിന്നീട് ഒരിക്കല്‍ വരാം.

തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍ യഥാര്‍ത്ഥത്തില്‍ നിലനില്‍ക്കുന്നുണ്ടോ. ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ അങ്ങനെ കരുതുന്നു. സംഭവസീമയ്ക്ക് പുറത്തേക്ക് പ്രകാശം വരാത്തതു കൊണ്ട് തമോഗര്‍ത്തത്തെ നേരിട്ടു നിരീക്ഷിക്കാന്‍ നമുക്കു മാര്‍ഗ്ഗമില്ല.അതിന്റെ അതിഭീമ ഗുരുത്വം സമീപത്തുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ചെലുത്തുന്ന സ്വാധീനം നിരീക്ഷിക്കുക മാത്രം ആണ് നമുക്ക് അങ്ങേയറ്റം ചെയ്യാനുള്ളത്.

ദ്വന്ദ്വ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ (binary stars) ഇത്തരത്തിലുള്ള നിരീക്ഷണത്തിനു നമ്മെ സഹായിക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിനു ഒരു ദ്വന്ദ്വ നക്ഷത്രകൂട്ടത്തിലെ ഒരു നക്ഷത്രം ഒരു തമോഗര്‍ത്തം ആയി മാറി എന്നിരിക്കട്ടെ. ഈ തമോഗര്‍ത്തം അതിന്റെ അതി ഭീമ ഗുരുത്വം ഉപയോഗിച്ച് സഹനക്ഷത്രത്തിലെ പദാര്‍ത്ഥം അതിലേക്ക് വലിച്ചടുപ്പിക്കും. സഹ നക്ഷത്രത്തിലെ പദാര്‍ത്ഥം ഇപ്രകാരം ഗുരുത്വം മൂലം തമോദ്വാരത്തിലേക്ക് വലിച്ചടുപ്പിക്കുമ്പോള്‍ അണുക്കള്‍ തമ്മില്‍ കൂട്ടിയിടിച്ച് തല്‍ഫലമായുണ്ടാകുന്ന താപം മൂലം എക്സ് കിരണങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകുന്നു. ഈ എക്സ് കിരണത്തെ എക്സ് റേ ടെലിസ്ക്പോപ്പ് ഉപയോഗിച്ച് നമുക്ക് നിരീക്ഷിക്കാം. നാസ കുറച്ച് വര്‍ഷങ്ങള്‍ക്ക് മുന്‍പ് വിക്ഷേപിച്ച ചന്ദ്ര എക്സ് റേ ഒബ്സര്‍വേറ്ററി (ഇന്ത്യക്കാരനായ സുബ്രമണ്യം ചന്ദ്രശേഖറിന്റെ സ്മരണാര്‍ത്ഥം) ഇത്തരം നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ക്ക് വേണ്ടി വിക്ഷേപിച്ചതാണ്.Cygnus X-1, LMCX3 എന്നീ രണ്ട് എക്സ് റേ ഉറവിടങ്ങള്‍ക്ക് സമീപമുള്ള വസ്തുക്കള്‍ തമോഗര്‍ത്തം ആണെന്ന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ വിശ്വസിക്കുന്നു.

ദ്വന്ദ്വനക്ഷത്ര സമൂഹത്തിലെ ഒരു നക്ഷത്രം തമോഗര്‍ത്തം ആയി മാറിയാല്‍ സഹനക്ഷത്രത്തിലെ പദാര്‍ത്ഥം അതിലേക്ക് വലിച്ചടുപ്പിക്കുന്നത് ചിത്രകാരന്റെ ഭാവനയില്‍
ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്:നാസാ

ആധുനിക ഭൌതീകശാസ്ത്രത്തിലെ ഏറ്റവും അതി വിചിത്രമായ ഒരു ആശയമായി തമോഗര്‍ത്തങ്ങളെ കുറിച്ചുള്ള പഠനം മാറി. ത്വത്വ ചിന്തകര്‍ക്കും സാമാന്യ ജനത്തിനും തമോഗര്‍ത്തം പലവിധകാരണങ്ങളാല്‍ ഇഷ്ടവിഷയമാണ്.

ആദ്യകാലത്ത് തമോഗര്‍ത്തങ്ങളെ കുറിച്ചുള്ള പഠനങ്ങള്‍ പല ശാസ്ത്രജ്ഞരും സംശയത്തോടെ ആണ് വീക്ഷിച്ചിരുന്നതെങ്കിലും ഇന്നു ആകാശത്തു കാണുന്ന ഭീമന്‍ താരങ്ങളില്‍ പലതും ഭാവിയില്‍ തമോഗര്‍ത്തം ആയി പരിണമിക്കും എന്ന് പിന്നീടുള്ള പഠനങ്ങള്‍ തെളിയിച്ചു.

ഇതിനൊക്കെ അപ്പുറം അമ്പരിപ്പിക്കുന്നതായിട്ടുള്ളത് പല ഗാലക്സികളുടേയും കേന്ദ്രത്തില്‍ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന ലക്ഷക്കണക്കിനു സൂര്യന്മാരുടെ ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള ഭീമന്‍ തമോഗര്‍ത്തങ്ങളെ കുറിച്ചുള്ള പഠനം ആണ്. നമ്മുടെ സ്വന്തം ഗാലക്സിയായ ആകാശഗംഗയുടെ കേന്ദ്രത്തിലും ഒരു ഭീമന്‍ തമോഗര്‍ത്തം ആണെന്നാണ് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ കരുതുന്നത്. ഈ അതിഭീമ തമോഗര്‍ത്തത്തെകുറിച്ചുള്ള പഠനങ്ങള്‍ നടന്നു കൊണ്ടിരിക്കുന്നതേ ഉള്ളൂ. ‍

തമോഗര്‍ത്തം എന്നതിനെ കുറിച്ചും അതിന്റെ ഘടനയെ പറ്റിയും മറ്റും കൂടുതല്‍ അറിയുവാന്‍ താല്‍‌പര്യം ഉള്ളവര്‍ ഉണ്ടെങ്കില്‍ മാത്രം അത് വിശദീകരിക്കുന്ന വേറെ ഒരു പോസ്റ്റ് ഇടാം. ഇപ്പോള്‍ നക്ഷത്ര പരിണാമത്തിന്റെ വിവിധഘട്ടങ്ങള്‍ പരിചയപ്പെടുത്തുക എന്ന ഉദ്ദേശമേ ഉള്ളൂ. അതിനാല്‍ കൂടുതല്‍ സിദ്ധാന്തങ്ങളിലേക്കും വിശദീകരണങ്ങളിലേക്കും പോകുന്നില്ല.

Monday, April 16, 2007

ന്യൂട്രോണ്‍ താരം

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 മനസ്സിലാക്കാന്‍ അണുസംയോജനവും 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 Mനു മുകളില്‍ ദ്രവ്യമാനമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് എന്തു സംഭവിക്കും? അതിന്റെ വിശദാംശങ്ങള്‍ അടുത്ത പോസ്റ്റില്‍.

Monday, March 19, 2007

വെള്ളക്കുള്ളന്‍

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം VI - അന്ത്യദശ-വെള്ളക്കുള്ളന്‍

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

Sirius- B വെള്ളക്കുള്ളന്റെ ഒരു ഉദാഹരണം. ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട് നാസയുടെ ഇമേജ് ഗാലറി.

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.

Wednesday, March 07, 2007

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം V

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം V - മുഖ്യധാരാനന്തര ദശ (തുടരുന്നു)

മുഖ്യധാരാനന്തര ദശയില്‍ (Post main sequence phase) നക്ഷത്രത്തില്‍ shell hydrogen burning മൂലം നക്ഷത്രത്തിന്റെ വലിപ്പം വര്‍ദ്ധിപ്പിക്കുകയും അത് ഒരു ചുവന്ന ഭീമനായി തീരുകയും ചെയ്യും എന്ന് നമ്മള്‍ കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില്‍ നിന്ന് മനസ്സിലാക്കി. ഈ shell hydrogen burning മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന ഹീലിയവും കാമ്പിലേക്കു കൂട്ടിച്ചേര്‍ക്കപ്പെട്ടു കൊണ്ടിരിക്കും. അവിടുത്തെ സാന്ദ്രതയും വര്‍ദ്ധിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കും. കാമ്പില്‍ നിന്ന് പുറത്തേയ്ക്ക് ഊര്‍ജ്ജപ്രവാഹം ഇല്ലാത്തതിനാല്‍ അവിടെ ഗുരുത്വബലം മേല്‍ക്കൈ നേടുകയും കാമ്പ് സങ്കോചിക്കുകയും ചെയ്യും.

Helium Flash

പക്ഷേ ചുവന്ന ഭീമന്റെ കാമ്പിലുള്ള ഹീലിയം സംയോജിച്ച് അടുത്ത ഉയര്‍ന്ന മൂലകം ഉണ്ടാകണം എങ്കില്‍ കാമ്പിലെ താപനില വളരെയധികം ഉയര്‍ന്നതായിരിക്കണം. കാമ്പിന്റെ സങ്കോചം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന താപനില ഏതാണ്ട് 108 K ആകുമ്പോള്‍ ഹീലിയം എരിച്ച് ഊര്‍ജ്ജ ഉല്‍‌പാദനം തുടങ്ങും. ഈ പ്രക്രിയക്കാണ് ഹീലിയം ഫ്ലാഷ് (Helium Flash) എന്നു പറയുന്നത്. അതായത് ഹീലിയത്തിന്റെ എരിയല്‍ തുടങ്ങുന്ന ഘട്ടം.

ഒരു സാധാരണ ലഘുതാരത്തിന്റെ ജീവിതത്തില്‍ ഈ രണ്ട് തരത്തിലുള്ള എരിയല്‍ മാത്രമേ ഉണ്ടാവൂ. Carbon, Oxygen ഉം ആണ് ഇതു മൂലം അങ്ങേയറ്റം ഉല്‍‌പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന മൂലകങ്ങള്‍.

ഉയര്‍ന്ന ദ്രവ്യന്മാനം ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമം

ഒരു ലഘുതാരവും ഭീമതാരവും തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസം ഹീലിയം കാമ്പിന്റെ കത്തല്‍ അവസാനിക്കുന്നതോടെ തെളിയുന്നു. ലഘുതാരങ്ങളിലെ കാര്‍ബണ്‍ കാമ്പ് തുടര്‍ന്ന് എരിഞ്ഞ് മറ്റ് ഉയര്‍ന്ന മൂലകങ്ങള്‍ ഉല്‍‌പാദിപ്പിക്കുവാന്‍ തക്ക ചൂട് കൈവരിക്കുവാന്‍ സാധിക്കാതെ അതിനെ ജീവിതത്തിന്റെ അന്ത്യ ദശയിലേക്ക് കടക്കുന്നു. പിണ്ഡം വളരെ കുറഞ്ഞ ചില താരങ്ങള്‍ക്ക് ഹീലിയം എരിക്കുവാന്‍ ഉള്ള താപനില തന്നെ കൈവരിക്കുവാന്‍ സാധിക്കാതെ ജീവിതത്തിന്റെ അടുത്ത ദശയിലേക്ക് കടക്കുന്നു.

പക്ഷെ നക്ഷത്രം ഒരു ഭീമതാരം ആണെങ്കില്‍ തെര്‍മോന്യൂക്ലീയര്‍ പ്രക്രിയകളുടെ അടുത്ത ഘട്ടത്തിലേക്ക് അതിന്റെ കാര്‍ബണ്‍ കാമ്പ് പ്രവേശിക്കും. സങ്കോചം മൂലം കാമ്പിന്റെ താപനില 6 X 108 K -നില്‍ എത്തുമ്പോള്‍ കാമ്പിലെ കാര്‍ബണ്‍ എരിഞ്ഞ് മറ്റ് ഉയര്‍ന്ന മൂലകങ്ങളായ Oxygen, Neon, Sodium, Magnesium, Silicon മുതലായവ ഉല്‍‌പാദിപ്പിക്കുവാന്‍ തുടങ്ങും. കാര്‍ബണ്‍ കാമ്പ് എരിഞ്ഞു തീര്‍ന്നതിനു ശേഷം സംകോചം മൂലം കാമ്പിലെ താപനില 10 9 K-നില്‍ എത്തുമ്പോള്‍ Neon എരിയുവാന്‍ തുടങ്ങും. തുടര്‍ന്ന് താപനില 1.5 X 10 9 K -നില്‍ എത്തുമ്പോള്‍ Oxyegen-ഉം 2.7 X 10 9 K -നില്‍ എത്തുമ്പോള്‍ Silicon-ഉം എരിയാന്‍ തുടങ്ങും.

Onion Structure

ഇത്തരത്തിലുള്ള ഓരോ പുതിയ ജ്വലനവും ഒരു ഭീമന്‍ താരത്തിന്റെ കാമ്പില്‍ ഓരോ പുതിയ പാളികള്‍ സൃഷ്ടിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കും. അങ്ങനെ നിരവധി ഘട്ടങ്ങള്‍ക്ക് ശേഷം ഒരു ഭീമന്‍ താരത്തിന്റെ അകം ഘടന ഒരു ഉള്ളിയോട് സദൃശം ആയിരിക്കും. ഈ ഘടനയ്ക്ക് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ onion structure of a postmain sequence star എന്നാണ് പറയുന്നത്. താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്ന ചിത്രം നോക്കൂ. മുഖ്യധാരാനന്തര ദശയില്‍ ഉള്ള ഒരു ഭീമന്‍ താരത്തിന്റെ താരത്തിന്റെ അകഘടന ഇതില്‍ കാണുന്നതു പോലെ ആയിരിക്കും.

Onion structure of a high mass post main sequence star
ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട് :http://astronomy.nmsu.edu/

അണുസംയോജനത്തിനു അവസാനമാകുന്നു

ഒരു ഭീമന്‍ താരത്തിനു അതിന്റെ ഘടനയോട് ഇങ്ങനെ പാളികള്‍ അനന്തമായി കൂടിച്ചേര്‍ക്കാനാവില്ല. ഒരു മൂലകം എരിഞ്ഞ് ഊര്‍ജ്ജം ഉല്‍‌പാദിപ്പിക്കണമെങ്കില്‍ അതിന്റെ അണുകേന്ദ്രങ്ങള്‍ തമ്മില്‍ സംയോജിക്കുമ്പോള്‍ ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തു വിടണം. പക്ഷെ മുകളില്‍ വിവരിച്ച പ്രക്രിയകള്‍ മൂലം അവസാനം ഇരുമ്പ് ഉല്‍‌പാദിപ്പിച്ചു കഴിഞ്ഞാല്‍ ഈ പ്രക്രിയയ്ക്ക് അവസാനമാകുന്നു. അതിന്റെ കാരണം ഇരുമ്പിന്റെ സംയോജനം ഊര്‍ജ്ജം ആഗിരണം ചെയ്യുന്ന ഒരു പ്രക്രിയ ആണ് എന്നതാണ്. ഇതിനെകുറിച്ചുള്ള കൂടുതല്‍ വിവരത്തിനു അണുസംയോജനവും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഊര്‍ജ്ജ ഉല്‌പാദനവും എന്ന പോസ്റ്റ് നോക്കൂ. ബന്ധനോര്‍ജ്ജം (Binding energy) എന്നാല്‍ എന്താണെന്നു മനസ്സിലായെങ്കില്‍ ഇരുമ്പിനു മുകളില്‍ ഉള്ള മൂലകങ്ങള്‍ എന്തു കൊണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ അണുസംയോജനം മൂലം സൃഷ്ടിക്കപ്പെടില്ല എന്നു നമുക്ക് മനസ്സിലാക്കാം. അതിനാല്‍ സംയോജനം മൂലം ഇരുമ്പിനു മുകളിലുള്ള മൂലകങ്ങള്‍ നിര്‍മ്മിക്കാന്‍ സാധിക്കാതെ വരുന്നു. അങ്ങനെ കാമ്പ് ഇരുമ്പായി തീരുന്നതോടെ നക്ഷത്രങ്ങളിലെ അണുസംയോജന പ്രക്രിയക്ക് അവസാനമാകുന്നു.

നക്ഷത്രത്തിന്റെ HR ആരേഖത്തിലൂടെ ഉള്ള യാത്ര

ഈ പ്രക്രിയകള്‍ ഒക്കെ നടക്കുമ്പോള്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ തേജ്ജസിലും വ്യത്യാസം വന്നു കൊണ്ടിരിക്കും. തേജസ്സില്‍ വ്യത്യാസം വന്നാല്‍ HR ആരേഖത്തിലെ അവയുടെ സ്ഥാനത്തിനും വ്യത്യാസം വരും എന്ന് നമുക്ക് അറിയാമല്ലോ. അതിനാല്‍ ഈ പല വിധ പ്രക്രിയകളിലൂടെ കടന്നു പോകുന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്ഥാനങ്ങള്‍ നമ്മള്‍ HR ആരേഖത്തില്‍ രേഖപ്പെടുത്തുക ആണെങ്കില്‍ ആ നക്ഷത്രം HR ആരേഖത്തിലൂടെ പലവിധത്തില്‍ നീങ്ങി കളിക്കുന്നത് കാണാം. താഴെയുള്ള ചിത്രം നോക്കൂ.

മുഖ്യധാരാനന്തര ദശയില്‍ ആരേഖത്തില്‍ കൂടി നക്ഷത്രം നടത്തുന്ന ചലനം വ്യക്തമാക്കുന്ന ഒരു ചിത്രം
ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്:
http://outreach.atnf.csiro.au/

ഈ ചിത്രത്തില്‍ വ്യത്യസ്ത ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ HR ആരേഖത്തിലൂടെ നടത്തുന്ന ചുറ്റിക്കളി നമുക്ക് കാണാവുന്നതാണ്. സൂര്യന്‍ ഇങ്ങനെ ഒരു ദശയില്‍ ആകുമ്പോള്‍ അതിന്റെ ചുറ്റിക്കളി എങ്ങനെ ആയിരിക്കും എന്ന് ഇതില്‍ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു.

നിങ്ങള്‍ക്ക് ഇപ്പോള്‍ സ്വാഭാവികമായും ഉയര്‍ന്നു വരാവുന്ന ഒരു സംശയം ഉണ്ട്. അണുസംയോജനം മൂലം നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ഇരുമ്പിനു മുകളില്‍ ഉള്ള മൂലകങ്ങള്‍ ഉണ്ടാവുകയില്ല എന്ന് ഈ പോസ്റ്റില്‍ നിന്നും മറ്റേ ബ്ലോഗ്ഗിലെ പോസ്റ്റില്‍ നിന്നും മനസ്സിലാക്കാം. പഷെ അങ്ങനെയാനെങ്കില്‍ ഇരുമ്പിനു മുകളില്‍ ഉള്ള മൂലകങ്ങള്‍ ഈ പ്രപഞ്ചത്തില്‍ എങ്ങനെയുണ്ടായി. അതിനുള്ള ഉത്തരം തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ ലഭിയ്ക്കും‍. ഇനി നമ്മള്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അന്ത്യദശയിലേക്ക് കടക്കുക ആണ്.

കൂടുതല്‍ വായനയ്ക്ക്

ഒരു പുറം കണ്ണി

Monday, February 26, 2007

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം IV

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം IV- മുഖ്യധാരാനന്തര ദശ

ഇത് ഈ ബ്ലോഗ്ഗിലെ ഇരുപത്തിഅഞ്ചാമത്തെ പോസ്റ്റാണ്. ഈ ബ്ലോഗ് ആരംഭിയ്ക്കുമ്പോള്‍ ഇത്ര ലേഖനങ്ങള്‍ എഴുതാന്‍ കഴിയും എന്ന് ഒരിക്കലും ഞാന്‍ പ്രതീക്ഷിച്ചിരുന്നില്ല. പ്രത്യേകിച്ച് ഓരോ ലേഖനവും എഴുതാന്‍ വേണ്ടി വരുന്ന effort ആലോചിക്കുമ്പോള്‍. ഇപ്പോഴും ഇത് എത്ര നാള്‍ മുന്‍പോട്ട് പോകാന്‍ കൊണ്ടും പോകാന്‍ കഴിയും എന്നതിനെ കുറിച്ച് എനിക്ക് വലിയ ഊഹം ഇല്ല. റെഫറന്‍‌സിനുള്ള മെറ്റീരിയലുകള്‍ കിട്ടാത്താണ് പ്രശ്നം. ഈ പോസ്റ്റില്‍ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ മുഖ്യധാര ദശയ്ക്ക് ശേഷമുള്ള ചുവന്ന ഭീമന്‍ എന്ന അവസ്ഥയെ പരിചയപ്പെടുത്തുന്നു.ഉമേഷേട്ടന്റെ അഭ്യര്‍ഥന മാനിച്ച് ചിത്രം വരച്ചുള്ള വിശദീകരണം കുറച്ചിട്ടുണ്ട്. എന്നാലും ഒരെണ്ണം ഇതില്‍ ഉപയോഗിക്കേണ്ടി വന്നു. :)

ചുവന്ന ഭീമന്‍

ഒരു പ്രാങ്നക്ഷത്രം Hydrostatic equilibrium നേടിയെടുക്കുന്നതോടെ അതിന്റെ‍ ഹൈഡ്രജന്‍ അണുക്കള്‍ സംയോജിച്ച് ഊര്‍ജ്ജ ഉല്‍‌പാദനം തുടങ്ങുകയും, അതോടെ ആ നക്ഷത്രം ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം ആയി മാറുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ സമയത്താണ് ഒരു നക്ഷത്രം ശരിക്കും ജനിക്കുന്നത് എന്നും ഈ അവസ്ഥയില്‍ ഉള്ള നക്ഷത്രത്തെ Zero Age Main sequence Star (ZAMS) എന്നും പറയുന്നു. ഇതൊക്കെ കഴിഞ്ഞ 3 പോസ്റ്റുകളില്‍ നിന്നു നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കി. നക്ഷത്രത്തിനു ഈ Hydrostatic equilibrium കാത്തു സൂക്ഷിക്കുവാന്‍ കഴിയുന്ന കാലത്തോളം അത് മുഖ്യധാര ദശയില്‍ കഴിയുന്നു. ഒരു നക്ഷത്രം അതിന്റെ ജീവിതത്തില്‍ ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ ചിലവഴിക്കുന്ന ദശയും ഇതു തന്നെ. അതിനാലാണ് HR ആരേഖത്തിലെ മുഖ്യധാരാ ദശയുടെ നാടയില്‍ നമ്മള്‍ ഏറ്റവും അധികം നക്ഷത്രങ്ങളെ കാണുന്നത്.

അപ്പോള്‍ മുഖ്യധാരാ ദശ വരെയുള്ള കാര്യങ്ങള്‍ നമ്മള്‍ കഴിഞ്ഞ മൂന്നു പോസ്റ്റുകളില്‍ നിന്നു മനസ്സിലാക്കി. പക്ഷെ ഒരു നക്ഷത്രത്തിനു അനന്തമായി ഇങ്ങനെ മുഖ്യധാരാ ദശയില്‍ തുടരാന്‍ പറ്റില്ല. നമ്മള്‍ക്ക് ചിരംജീവി ആയി ഇരിക്കണം എന്ന് ആഗ്രഹം ഉണ്ടെങ്കിലും അത് നടക്കാത്തതു പോലെ തന്നെ. മുഖ്യധാരാ ദശയുടെ അന്ത്യത്തില്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പിലുള്ള ഹൈഡ്രജന്‍ മൊത്തം ഉപയോഗിച്ചു തീരുകയും അതോടെ അവിടുത്തെ ഹൈഡ്രജന്റെ എരിയല്‍ അവസാനിക്കുകയും ചെയ്യും.

Shell Hydrogen Burning

പക്ഷെ ഈ അവസ്ഥയിലും‍ നക്ഷത്രത്തില്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ എരിയുന്നുണ്ടാകും പക്ഷെ അത് മുഖ്യധാരാ ദശയിലെ പോലെ കാമ്പിലല്ല മറിച്ച് കാമ്പിനെ ചുറ്റിയുള്ള വാതക പാളിയിലാണ്. ഇങ്ങനെ ഉള്ള എരിയലിനു Shell Hydrogen Burning എന്നാണ് പറയുന്നത്. ആദ്യം ഈ എരിയല്‍ കാമ്പിനോട് അടുത്തു കിടക്കുന്ന വാതക പാളിയില്‍ മാത്രമേ നടക്കുകയുള്ളൂ. കാമ്പിലെ ഹൈഡ്രജന്‍ എരിഞ്ഞു തീരുന്നതോടെ നക്ഷത്രത്തിന്റെ Hydrostatic equilibrium-ത്തിനു ഇളക്കം തട്ടുന്നു. ഊര്‍ജ്ജ ഉല്‍‌പാദനം നിലയ്ക്കുന്നതോടെ പുറത്തേക്കുള്ള ഊര്‍ജ്ജ കിരണങ്ങളുടെ പ്രവാഹം നിലയ്ക്കുന്നു. തന്മൂലം ഗുരുത്വആകര്‍ഷണം മേല്‍‌ക്കൈ നേടുകയും ചെയ്യുകയും നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പ് സങ്കോചിക്കാന്‍ തുടങ്ങുകയും ചെയ്യുന്നു. കാമ്പിനു പുറത്തുള്ള വാതക പാളികളും സംങ്കോചിക്കുന്നു. കാമ്പിനോട് അടുത്തുള്ള പാളികള്‍ കൂടുതല്‍ വേഗത്തില്‍ സംങ്കോചിക്കുന്നു. ഈ സങ്കോചം മൂലം താപം വര്‍ദ്ധിച്ച് അത് പുറത്തേയ്ക്ക് പ്രവഹിക്കുന്നു. ഈ താപപ്രവാകം കാമ്പിനു ചുറ്റുമുള്ള ഹൈഡ്രജന്‍ പാളിയെ ചൂടുപിടിപ്പിക്കുകയും തന്മൂലം പുറം പാളികളിലെ ഹൈഡ്രജന്‍ സംയോജിച്ച് ഹീലിയം ആയി മാറി ഈ ഹീലിയം കാമ്പിലേക്ക് കൂട്ടിചേര്‍ക്കപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ ഘട്ടത്തില്‍ ഒരു ഹീലിയം കാമ്പും അതിനു ചുറ്റും ഹൈഡ്രജന്‍ എരിയുന്ന പാളിയുമുള്ള അവസ്ഥയിലേക്ക് നക്ഷത്രം മാറ്റപ്പെടുന്നു.

ഈ പ്രക്രിയ തുടരുമ്പോള്‍ കാമ്പില്‍ നിന്നു പുറത്തേക്ക് വരുന്ന അതിഭീമമായ താപത്തിന്റെ മര്‍ദ്ദം മൂലം നക്ഷത്രം വികസിക്കുകയും അതിന്റെ തേജസ്സ് (Luminosity) വളരെയധികം വര്‍ദ്ധിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. സ്വാഭാവികമായും നക്ഷത്രം വികസിക്കുമ്പോള്‍ അതിന്റെ ഉപരിതല താപനില കുറയുമല്ലോ. ഉപരിതല താപ നില ഏതാണ്ട് 3500 K എത്തുമ്പോള്‍ നക്ഷത്രം ചുവന്ന പ്രഭയോടെ പ്രകാശിക്കുന്നു. ഈ അവസ്ഥയില്‍ ആയ നക്ഷത്രത്തെയാണ് ചുവന്ന ഭീമന്‍ (Red Giant) എന്ന് വിളിക്കുന്നത്.

3500 K എത്തുമ്പോള്‍ എന്തുകൊണ്ടാണ് ചുവപ്പ് നിറം വരുന്നത് എന്നറിയാനും താപനിലയും നിറവും തമ്മിലുള്ള ബന്ധം മനസ്സിലാക്കാനും വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളും ജ്യോതിശാസ്ത്രവും, വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ഉണ്ടാവുന്നത് എങ്ങനെ, എന്നീ പോസ്റ്റുകള്‍ സന്ദര്‍ശിക്കുക.

അപ്പോള്‍ കാമ്പിലെ ഹൈഡ്രജന്‍ മൊത്തം തീര്‍ന്ന് ജീവിതത്തിന്റെ അടുത്ത ദശയിലേക്ക് കാലെടുത്തു വയ്ക്കുന്ന മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രത്തെ ആണ് ചുവന്ന ഭീമന്‍ എന്നു പറയുന്നത്. ഓറിയോണ്‍ രാശിയിലുള്ള തിരുവാതിര (Betelgeuse) നക്ഷത്രം ഈ ദശയില്‍ ഉള്ള നക്ഷത്രത്തിനു ഉദാഹരണം ആണ്.


തിരുവാതിര നക്ഷത്രം ഒരു ചുവന്ന ഭീമന്‍ നക്ഷത്രം ആണ്.
ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: നാസയുടെ വെബ്ബ് സൈറ്റ്

സൂര്യനും ചുവന്നഭീമനാകും!

മുകളിലെ വിവരണത്തില്‍ നിന്നു ഈ ദശയില്‍ ഉള്ള നക്ഷത്രത്തെ എന്തു കൊണ്ട് ചുവന്ന ഭീമന്‍ എന്നു പറയുന്നു എന്നു മനസ്സിലാക്കാമല്ലോ. നമ്മൂടെ സൂര്യന്‍ അതിന്റെ ജീവിതത്തിന്റെ മുഖ്യധാരാ ദശയില്‍ ആണെന്നു കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില്‍ സൂചിപ്പിച്ചിരുന്നുവല്ലോ. അപ്പോള്‍ നമ്മൂടെ സൂര്യന്റെ കാമ്പില്‍ ഇപ്പോള്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ എരിഞ്ഞു കൊണ്ടിരിക്കുകയാണ്. ഇനി ഒരു 500 കോടി കൊല്ലം കൂടി എരിയാനുള്ള ഇംധനം സൂര്യന്റെ കാമ്പില്‍ ഉണ്ട്. പക്ഷെ കാമ്പിലുള്ള ഹൈഡ്രജന്‍ തീര്‍ന്നു കഴിഞ്ഞാല്‍ നമ്മുടെ സൂര്യനും മുകളില്‍ വിവരിച്ച പോലെ ഒരു ചുവന്ന ഭീമന്‍ ആകും. അതായത് സൂര്യന്റെ വ്യാസം വര്‍ദ്ധിക്കും. അതിന്റെ വ്യാസം വര്‍ദ്ധിച്ച് അത് ബുധനേയും ശുക്രനേയും ഒക്കെ വിഴുങ്ങി കളയും. ഏകദേശം ഭൂമിയുടെ അടുത്ത് വരെ അതിന്റെ വ്യാസം വര്‍ദ്ധിക്കും. സൂര്യനില്‍ നിന്നു വരുന്ന അത്യുഗ്ര ചൂടിനാല്‍ ഭൂമിലെ എല്ലാം ഭസ്മമായി പോകും സമുദ്രമൊക്കെ വറ്റിപോകും. പക്ഷെ അതിനു മുന്‍പ് തന്നെ മനുഷ്യന്‍ വേറെ ഏതെങ്കിലും ഒരു ഗ്രഹത്തിലേക്ക് ചേക്കേറും എന്ന് നമ്മള്‍ക്ക് വിവ്ഹാരിക്കാം. ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ സൂര്യന്‍ ഒരു ചുവന്ന ഭീമനാകുന്ന ഘട്ടത്തില്‍ അതിനെ ചുറ്റുന്ന ഗ്രഹങ്ങളെ ഒക്കെ വിഴുങ്ങി കളയുകയോ അതിന്റെ അന്തരീക്ഷം ഒക്കെ ആകെ മാറ്റി മറിക്കുകയോ ചെയ്യും. താഴെയുള്ള ചിത്രം കാണുക.

സൂര്യന്റെ ഇപ്പോഴത്തെ വലിപ്പവും ചുവന്ന ഭീമന്‍ ആവുമ്പോഴത്തെ വലിപ്പവും
This image was copied from Nick Strobel's Astronomy Notes. But it is rendered to suite the requirements of this article.

മുഖ്യധാരാനന്തര ദശയുടെ വിശേഷങ്ങള്‍ അവസാനിച്ചിട്ടില്ല. അത് അടുത്ത പോസ്റ്റില്‍ തുടരും.

Monday, February 12, 2007

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം III- മുഖ്യധാരാ ദശ

അങ്ങനെ ഒരു ഇടവേളയ്ക്കു ശേഷം മലയാളം ബ്ലോഗിങ്ങിന്റെ ലോകത്തേയ്ക്ക് മടങ്ങി വരുന്നു. ഇവിടെ ബ്ലോഗ് സ്‌പോട്ട് ബ്ലോക്ക് ചെയ്തതായിരുന്നു പ്രശ്നം. ഈ ലേഖനം ഒന്നര മാസത്തിനു മുന്‍‌പേ പൂര്‍ത്തിയായിരുന്നു. പക്ഷെ ബ്ലോക്കിങ്ങ് കാരണം പ്രസിദ്ധീകരിക്കാന്‍ പറ്റിയില്ല. പിന്നെ ജോലിസ്ഥലത്തും നല്ല തിരക്കായിരുന്നു. എന്തായാലും മെയിലിലൂടെയും മറ്റും ക്ഷേമാന്വേഷണങ്ങള്‍ അറിയിക്കുകയും വേണ്ട പിന്തുണതരികയും ചെയ്ത എല്ലാവര്‍ക്കും നന്ദി.

മുഖ്യധാരാദശ

കഴിഞ്ഞ രണ്ട് പോസ്റ്റുകളില്‍ നിന്നു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജനനം വരെയുള്ള കഥ നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കി. ഇനി തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ അതിനു ശേഷമുള്ള കഥകള്‍ നമ്മള്‍ക്ക് പഠിക്കാം. ഒരു പ്രാങ് നക്ഷത്രം ഹൈഡ്രജന്‍ എരിച്ച് ഊര്‍ജ്ജ ഉല്‍‌പാദനം തുടങ്ങുന്ന ഘട്ടത്തില്‍ ആ നക്ഷത്രം ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം (main sequence star) ആയി മാറും എന്ന് കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില്‍ നിന്ന് നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കി. ഈ സമയമാണ് ഒരു നക്ഷത്രം പിറന്നു വീഴുന്നത് എന്നു പറയാം.

അണുസംയോജന പ്രക്രിയ

നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പില്‍ നടക്കുന്ന അണുസംയോജന പ്രകിയകള്‍ മൂലം 4 ഹൈഡ്രജന്‍ അണുകേന്ദ്രങ്ങള്‍ സംയോജിച്ച് ഒരു ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രം ഉണ്ടാകുന്നു. ഇപ്രകാരം ഉണ്ടാകുന്ന ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം 4 ഹൈഡ്രജന്‍ അണുകേന്ദ്രങ്ങളുടെ ദ്രവ്യമാനത്തേക്കാള്‍ അല്‍‌പം കുറവായിരിക്കും. ദ്രവ്യമാനത്തിലുള്ള ഈ വ്യത്യാസം ഐന്‍സ്റ്റീന്റെ E = mc2 എന്ന സമവാക്യം അനുസരിച്ച് ഊര്‍ജ്ജം ആയി മാറും. ഈ പ്രക്രിയയുടെ വിശദാംശങ്ങള്‍ താഴെ.

1H1 + 1H1 + 1H1 + 1H1 -> 2He4 + 2 e + 2 nu (e) + energy

സംയോജനം നടക്കുന്നതിനു മുന്‍പുള്ള നാല് ഹൈഡ്രജന്‍ അണുകേന്ദ്രങ്ങളുടെ മൊത്തം ദ്രവ്യമാനം = 4 X 1.007825 amu = 4.0313 amu

സംയോജനം നടന്നതിനു ശേഷം ഉള്ള ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രത്തിന്റേയും 2 പോസിട്രോണിന്റേയും മൊത്തം ദ്രവ്യമാനം = 4.00370 amu


ദ്രവ്യമാനത്തില്‍ വന്ന വ്യത്യാസം = 4.0313 amu - 4.00370 amu = 0.027599 amu


(amu എന്നത് അണുക്കളുടെ ദ്രവ്യമാനം പറയാന്‍ വേണ്ടി ഉപയോഗിക്കുന്ന ഒരു ഏകകമാണ്. 1 amu = 1.6604 X 10-27 kg ആണ്. അതിനാല്‍ 0.027599 amu എന്നത് 4.58 X 10-29 kg ആണ്)

ദ്രവ്യമാനത്തില്‍ വന്ന വ്യത്യാസം ഐന്‍‌സ്റ്റീന്റെ സമവാക്യം അനുസരിച്ച് ഊര്‍ജ്ജം ആയി മാറുന്നു. അതായത് E = mc2 = 4.58 X 10-29 X (3 X 108)2 Joules = 4.122 X 10-12 Joules

സത്യത്തില്‍ മുകളില്‍ കാണിച്ചിരിക്കുന്നത് പോലെ അത്ര ലളിതമല്ല നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നടക്കുന്ന ഊര്‍ജ്ജോല്‍‌പാദനത്തിന്റെ വഴി. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദ്രവ്യമാനം അനുസരിച്ച് പല വിധത്തിലുള്ള സങ്കീര്‍ണ്ണമായ പ്രക്രിയകളാണ് ഓരോ നക്ഷത്രത്തിലും നടക്കുന്നത്. അവയില്‍ ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ടത് (i) Proton-Proton chain-ഉം (ii) CNO Cycle-ഉം ആണ്.

നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നടക്കുന്ന ന്യൂക്ലിയര്‍ സംയോജന പ്രക്രിയകളെ കുറിച്ചുള്ള വിശദമായ ലേഖനം അന്വേഷണം എന്ന ബ്ലോഗില്‍ വിശദമായി കൈകാര്യം ചെയ്ത് തുടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. കുറച്ചു കൂടി ഉയര്‍ന്ന ഭൌതീക സംജ്ഞകള്‍ ഉള്‍പ്പെടുന്നതിലാണ് അത് വേറെ ഒരു ലേഖനം ആക്കിയത്. മാത്രമല്ല അണു സംയോജന സമവാക്യങ്ങള്‍ ചിലര്‍ക്ക് ദുര്‍ഗ്രാഹ്യമായി തോന്നാം. അതിനാലാണ് അത് ലേഖനത്തിന്റെ മുഖ്യ ഭാഗത്തു നിന്നു അടര്‍ത്തിയത്. പിന്നെ നമ്മുടെ ഈ ലേഖനത്തിന്റെ തുടര്‍ച്ചയെ ബാധിക്കാതെയും നോക്കണമല്ലോ. അണുസംയോജനവും അതുമായി ബന്ധപ്പെട്ട എല്ലാ സംശയവും ആ ബ്ലോഗില്‍ ചോദിക്കുക. അതിനെ കുറിച്ച് വിശദമായി അറിയുവാന്‍ താല്‌പര്യം ഉള്ളവര്‍ മറ്റേ ബ്ലോഗിലെ ഈ വിഷയത്തെകുറിച്ച് തുടര്‍ച്ചയായി വരുന്ന പോസ്റ്റുകള്‍ വായിക്കുക.

ഈ ലേഖനത്തില്‍ നമ്മള്‍ അണു സംയോജന സമവാക്യങ്ങളെ കുറിച്ച് വലിയതായി വ്യാകുലപ്പെടേണ്ട കാര്യമില്ല. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഊര്‍ജ്ജം ഉല്‍‌പാദനം നടത്തുന്നത് അണുസംയോജനം എന്ന പ്രക്രിയ വഴി ആണ് എന്നു മാത്രം അറിഞ്ഞാല്‍ മതി.

Zero Age Main Sequence Star

ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ അണുസംയോജനം വഴി ഊര്‍ജ്ജ ഉല്‌പാദനം ആരംഭിക്കുന്നതോടെ പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തില്‍ നിന്ന് ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം പിറവിയെടുക്കുന്നു. ഇങ്ങനെ പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തില്‍ നിന്ന് പിറവിയെടുക്കുന്ന മുഖ്യധാര നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിതത്തിന്റെ ഈ ദശയ്ക്ക് Zero Age Main Sequence Phase (ZAMS Phase) എന്നാണ് പറയുന്നത്. നക്ഷത്രത്തെ Zero Age Main Sequence Star (ZAMS Star) എന്നും പറയുന്നു.

സ്വയം ഊര്‍ജ്ജ ഉല്‌പാദനം തുടങ്ങന്നതോടെ നക്ഷത്രം പ്രകാശിക്കുന്നു. ഈ സമയത്തുള്ള നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം (Zero Age Main Sequence mass) ആണ് അതിന്റെ പിന്നീടുള്ള ജീവചരിത്രം തീരുമാനിക്കുന്നത്. നക്ഷത്രം പ്രകാശിക്കാന്‍ തുടങ്ങുന്നതോടെ അതിന്റെ Luminosity (തേജസ്സ്) കണക്കാക്കാന്‍ നമുക്ക് പറ്റും. Luminosity-യും ഉപരിതല താപനിലയും അറിഞ്ഞാല്‍ നമുക്ക് നക്ഷത്രത്തിന്റെ HR-ആരേഖത്തിലുള്ള സ്ഥാനം കണ്ടെത്താം. (HR-ആരേഖത്തെ കുറിച്ചുള്ള വിവരത്തിനു HR- ആരേഖം എന്ന പോസ്റ്റ് കാണുക.) ഇങ്ങനെ പ്രാങ് നക്ഷത്ര ദശയില്‍ നിന്ന് മുഖ്യധാര നക്ഷത്ര ദശയിലേക്ക് കാലെടുത്തു വയ്ക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളെ HR-ആരേഖത്തിലെ മുഖ്യധാരാ നാടയിലെ Zero Age Main Sequence band എന്ന രേഖയില്‍ കാണാവുന്നതാണ്.


അപ്പോള്‍ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിതം ശരിക്കും ആരംഭിക്കുന്നത് അത് ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം ആകുമ്പോഴാണ്. നമ്മള്‍ പിറന്നു വീഴുമ്പോള്‍ നമ്മുടെ ജീവിതം ആരംഭിക്കുന്നതു പോലെ. ഇപ്രകാരം ജ്വലിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രത്തില്‍ പ്രധാനമായും രണ്ട് ബലങ്ങളാണ് വര്‍ത്തിക്കുന്നത്. ഒന്ന് ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം. അത് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉള്ളിലേക്ക് മര്‍ദ്ദം ചെലുത്തുന്നു. രണ്ട് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉള്ളില്‍ നിന്നു പുറത്തേക്ക് പ്രവഹിക്കുന്ന ഊര്‍ജ്ജകിരണങ്ങളുടെ പുറത്തേക്കുള്ള മര്‍ദ്ദം. ഇവ രണ്ടും സമതുലിതാവസ്ഥയില്‍ ആയിരിക്കുന്നയിടത്തോളം നക്ഷത്രം സാധാരണ നിലയില്‍ ജ്വലിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കും. കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില്‍ ഇതുമായി ബന്ധപ്പെട്ട ചിത്രം കൊടുത്തിട്ടുണ്ട്. അത് കാണുക.

സമതുലിതാവസ്ഥ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിത ലക്ഷ്യം

താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഘടന നോക്കൂ. നക്ഷത്രത്തിനു അടിസ്ഥാനപമായി രണ്ട് ഭാഗമാണ് ഉള്ളത്. ഒന്ന് അണുസംയോജന പ്രക്രിയകള്‍ നടക്കുകയും ഊര്‍ജ്ജം ഉല്‍‌പാദിപ്പിക്കപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പ് (Core). രണ്ട് കാമ്പിനെ ചുറ്റിയുള്ള വാതക പാളി (Outer gaseous shell).

Image courtsey: http://aspire.cosmic-ray.org/labs/star_life/starlife_main.html

കാമ്പ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഗുരുത്വ“കേന്ദ്രം“ ആയി വര്‍ത്തിക്കുന്നു. അത് അതീവ സാന്ദ്രവും ചൂടും ഉള്ളതാണ്. കാമ്പിനെ ചുറ്റിയുള്ള പുറം പാളി ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും ചേര്‍ന്ന വാതകപാളിയാണ്. ഈ വാതകപാളി കാമ്പില്‍ ഉല്‍‌പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന താപത്തെ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തിലേക്ക് എത്തിക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തില്‍ നിന്ന് താപത്തിന്റേയും വെളിച്ചത്തിന്റേയും രൂപത്തില്‍ ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തേക്ക് പ്രവഹിക്കുന്നു.

നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിതലക്ഷ്യം തന്നെ സമതുലിതാവസ്ഥയില്‍ (equilibriuim) നില്‍‌ക്കുക എന്നതാണ്. സമതുലിതാ‍വസ്ഥ എന്നത് കൊണ്ട് നക്ഷത്രത്തില്‍ വ്യത്യാസം ഒന്നും വരുന്നില്ല എന്നല്ല അര്‍ത്ഥം. മറിച്ച് വ്യത്യാസങ്ങള്‍ തമ്മില്‍ ഒരു സമതുലിതാവസ്ഥ ഉണ്ട് എന്നാണ്. ഒരു സ്ഥിരനക്ഷത്രത്തില്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പില്‍ നിന്ന് പുറത്തേക്ക് പ്രവഹിക്കുന്ന വാതകമര്‍ദ്ദവും പുറഭാഗത്തുള്ള അണുക്കളെ കാമ്പിലേക്ക് വലിച്ചടിപ്പിക്കുന്ന ഗുരുത്വബലവും തമ്മില്‍ ഒരു സന്തുലിതാവസ്ഥ ഉണ്ട് എന്നാണ് ഇതിനു അര്‍ത്ഥം. മറ്റൊരു വിധത്തില്‍ പറഞ്ഞാല്‍ ഈ രണ്ട് ബലങ്ങളും തുല്യമായിരിക്കുന്നിടത്തോളം കാലം നക്ഷത്രം സ്ഥിരമായിരിക്കും. അണുസംയോജനം വഴി ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തുവിട്ടു കൊണ്ടേ ഇരിക്കും.

ഒരു നക്ഷത്രം ആദ്യം സമതുലിതാവസ്ഥയില്‍ എത്തുമ്പോള്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ അണുക്കളെ എരിച്ച് (സംയോജിപ്പിച്ച്) ഹീലിയം അണുക്കള്‍ ഉണ്ടാക്കി ആണ് ഊര്‍ജ്ജം ഉല്‍‌പാദിപ്പിക്കുന്നത്.

നമുക്ക് ഇത്തരത്തില്‍ ജ്വലിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കുന്ന നക്ഷത്രത്തില്‍ നടക്കുന്ന പ്രക്രിയകളെ അഞ്ച് ഘട്ടമായി വിഭജിക്കാം.

  1. കാമ്പില്‍ അണുസംയോജനം നടക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തില്‍ ഗുരുത്വ ബലം = വാതക മര്‍ദ്ദം (നക്ഷത്രം സമതുലിതാവസ്ഥയില്‍)
  2. കാമ്പില്‍ ഇന്ധനം തീരുന്നു
  3. ഇന്ധനം തീരുന്നതോടെ കാമ്പില്‍ അണുസംയോജം നിലയ്ക്കുന്നു. അതോടെ താപനില കുറയുന്നു.
  4. ഗുരുത്വബലം മേല്‍കൈനേടുന്നു. പുറം പാളികളില്‍ നിന്ന് വാതകം കാമ്പിലേക്ക് വലിച്ചടുപ്പിക്കപ്പെടുന്നു.
  5. കൂടുതല്‍ അണുക്കളും കൂടുതല്‍ കൂട്ടിയിടിയും മൂലം കാമ്പിലെ സാന്ദ്രത വര്‍ദ്ധിക്കുന്നു താപനില വര്‍ദ്ധിക്കുന്നു. അതോടെ കാമ്പില്‍ അണുസംയോജനം പുനഃരാരംഭിക്കുന്നു. പിന്നേയും ഒന്നാമത്തെ ഘട്ടം മുതല്‍ ആരംഭിക്കുന്നു. ഈ ചാക്രിക പ്രക്രിയ തുടരുന്നു.

നക്ഷത്രത്തിന്റെ 90 % നവും ഹൈഡ്രജന്‍ ആയതിനാല്‍ ഇങ്ങനെ അണുസംയോജനം വഴി ഊര്‍ജ്ജം ഉല്‍‌പാദിപ്പിച്ച് സമതുലിതാവസ്ഥയില്‍ ഇരിക്കുന്നിടത്തോളം കാലം നക്ഷത്രം സ്ഥിരമായിരിക്കും. നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഈ ദശയെ ആണ് നമ്മള്‍ മുഖ്യധാരാ ദശ എന്ന് പറയുന്നത്.

മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രവും HR-ആരേഖവും


ജ്വലിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലതാപനിലയിലും തേജസ്സിലും ആ നക്ഷത്രം പരിണമിക്കുന്നതിനനുസരിച്ച് ക്രമേണ വ്യത്യാസം വരികയും HR-ആരേഖത്തില്‍ ആ നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്ഥാനം Zero Age Main Sequence രേഖയില്‍ നിന്നു ക്രമേണ അകലുകയും ചെയ്യുന്നു. വിവിധ ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ മുഖ്യധാരാ ദശയില്‍ അവ പരിണമിക്കുന്നതിനനുസരിച്ച് HR-ആരേഖത്തില്‍ അവയ്ക്ക് വരുന്ന വ്യത്യാസം താഴെയുള്ള ചിത്രത്തില്‍ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു.

Image Courtsey: The Universe, Kaumann, WH Freeman and Company NewYork.

ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ ഒരു നക്ഷത്രം പരിണമിക്കുന്നതിനനുസരിച്ച് HR-ആരേഖത്തിലുള്ള ആ നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്ഥാനവും ക്രമേണ മാറുന്നു. അതു കൊണ്ടാണ് HR-ആരേഖത്തെകുറിച്ചുള്ള പോസ്റ്റില്‍ HR-ആരേഖം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിത രേഖയാണെന്നു പറഞ്ഞത്. മറ്റൊരു വിധത്തില്‍ പറഞ്ഞാല്‍ HR-ആരേഖത്തില്‍ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്ഥാനം നോക്കിയിട്ട് അത് ജീവിതത്തിന്റെ ഏത് ദശയില്‍ ആണെന്ന് പറയാന്‍ പറ്റും. അതാണ് HR-ആരേഖത്തിനു നക്ഷത്രപരിണാമത്തെകുറിച്ചുള്ള പഠനത്തില്‍ ഇത്ര പ്രാധാന്യം.

സൂര്യനും മുഖ്യധാരാ ദശയും

നമ്മുടെ സൂര്യന്‍ എല്ലാ ലക്ഷണങ്ങളും ഒത്തിണങ്ങിയ ഒരു മുഖ്യധാര നക്ഷത്രം ആണ്. 500 കോടി കൊല്ലങ്ങള്‍ക്ക് മുന്‍പ് സൂര്യന്‍ അതിന്റെ മുഖ്യധാര ദശ ആരംഭിച്ചപ്പോള്‍ അതിന്റെ തേജസ്സ് ഇപ്പോഴുള്ളതിന്റെ 70 % ശതമാനം മാത്രമായിരുന്നു. ഇനി ഒരു 500 കോടി കൊല്ലം കഴിഞ്ഞ് സൂര്യന്‍ അതിന്റെ മുഖ്യധാരാ ദശ അവസാനിപ്പിക്കുമ്പോള്‍ അതിന്റെ തേജസ്സ് ഇപ്പോഴുള്ളതിന്റെ രണ്ടിരട്ടി ആയിരിക്കും.

സൂര്യന്‍ ഇപ്പോള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന തേജസ്സ് ഉണ്ടാക്കാന്‍ ഓരോ സെക്കന്റിലും ഏകദേശം 6 X 10 11kg ഹൈഡ്രജന്‍ അണുക്കള്‍ സംയോജിച്ച് ഹീലിയം ആയി മാറണം. ഭൂമിയിലെ അളവ് വെച്ച് ഇതു ഭീമാകാരമായ ഒരു സംഖ്യ ആണെങ്കിലും സൂര്യന്‍ ഈ നിലയില്‍ കത്താന്‍ തുടങ്ങിയിട്ട് 500 കോടി കൊല്ലം കഴിഞ്ഞു. ഇനി ഒരു 500 കോടി കൊല്ലം കൂടി ഈ നിലയിലുള്ള കത്തല്‍ തുടരുകയും ചെയ്യും. അപ്പോള്‍ സൂര്യനിലുള്ള ഹൈഡ്രജന്റെ അളവ് എത്രത്തോളം ഭീമമാണ് എന്ന് ഊഹിക്കാമല്ലോ.

ഒരു നക്ഷത്രം എത്രകാലം മുഖ്യധാരാ ദശയില്‍ ജീവിക്കും എന്നത് ആ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം അനുസരിച്ച് ഇരിക്കുന്നു. ഭീമന്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ അതിവേഗം ഇന്ധനം ഉപയോഗിക്കുകയും അതിനാല്‍ അവയുടെ മുഖ്യധാര ദശ പെട്ടെന്ന് അവസാനിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. പക്ഷെ ചെറു നക്ഷത്രങ്ങള്‍ വളരെ സാവധാനമേ ഇന്ധനം ഉപയോഗിക്കുകയുള്ളൂ. അതിനാല്‍ അവയുടെ മുഖ്യധാരാജീവിത കാലവും കൂടുതല്‍ ആയിരിക്കും.

ഉദാഹരണത്തിനു ഒരു 25 M നക്ഷത്രം വെറും 10 ലക്ഷം വര്‍ഷം കൊണ്ട് അതിന്റെ ഇന്ധനം ഉപയോഗിച്ച് തീരുന്നു. പക്ഷെ ചില ലഘു താരങ്ങള്‍ 10,000 കോടി കൊല്ലവും അതിലധികവും ജീവിക്കുന്നു. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഇപ്പോഴത്തെ പ്രായം ഏതാണ്ട് 1300 കോടി കൊല്ലം മാത്രമായതു കൊണ്ട് ചില ലഘുതാരങ്ങള്‍ അവയുടെ ശൈശവ കാലം പോലും പിന്നിട്ടിട്ടില്ല എന്ന് അര്‍ത്ഥം!

അപ്പോള്‍ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ മുഖ്യധാരാ ദശ അവസാനിക്കുന്നത് ഊര്‍ജ്ജ ഉല്‌പാദനത്തിനുള്ള അതിന്റെ ഇന്ധനം തീരുമ്പോഴാണ് എന്നു നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കി. അപ്പോള്‍ ഇന്ധനം തീര്‍ന്നതിനുശേഷം നക്ഷത്രത്തിനു എന്തു സംഭവിക്കുന്നു? നക്ഷത്രത്തിന്റെ മുഖ്യധാരാന്തര ജീവിതത്തെകുറിച്ചാണ് ഇനിയുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ നമ്മള്‍ പഠിക്കുവാന്‍ പോകുന്നത്. അത്യന്തം ആവേശകരമായ വിവരങ്ങളാണ് ഇനി നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കാന്‍ പോകുന്നത്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിതകഥകളിലൂടെ ഉള്ള അത്ഭുത യാത്ര നമ്മള്‍ തുടരുകയാണ്.