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.