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