പുനർജ്ജനിക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങൾ

രാംലാൽ ഉണ്ണികൃഷ്ണൻ 

നക്ഷത്രനിബിഢമായ ആകാശം പുരാതന കാലംമുതൽ തന്നെ കാല്പനികതയുടെയും ശാസ്ത്രാന്വേഷണത്തിന്റെയും തലങ്ങളിൽ ഒരേപോലെ മനുഷ്യമനസ്സിനെ ഉദ്ദീപിപ്പിച്ചിട്ടുള്ളതാണ്. ഋതുഭേദങ്ങളറിയാനും, ദിക്കുകൾ നിർണയിക്കാനും, കലണ്ടറുകളില്ലാത്ത കാലത്ത് കൃഷിക്കായി ഞാറ്റുവേല പോലുള്ള കാലഗണനകൾക്കായും തുടങ്ങി നമ്മുടെ സാമൂഹിക, സാംസ്കാരിക അഭിവൃദ്ധിയിൽ നിർണ്ണായകമായ പങ്കുവഹിച്ച ഒട്ടനവധി കാര്യങ്ങൾക്ക് നമ്മുടെ പൂർവ്വികർ ആശ്രയിച്ചിരുന്നത് നക്ഷത്രങ്ങളെയാണെന്നതിനാൽ, അവയെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനത്തിന്റെ ചരിത്രം മനുഷ്യരാശിയുടെ പുരോഗതിയുടേതു കൂടിയാണ്. നിഗൂഢമായ ആകാശഗോളങ്ങളിൽനിന്നും ഏറെക്കുറെ പരിചിതമായ വസ്തുക്കളായി ആധുനിക ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രം നക്ഷത്രങ്ങളെ മാറ്റിയെങ്കിലും മൗലികമായ പല ചോദ്യങ്ങളും ഇന്നും  അവശേഷിക്കുന്നു.

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ മരണം

വളരെ വലുതും അതീവ  ദ്രവ്യമാനമുള്ളതുമായ നക്ഷത്രങ്ങൾ അവയുടെ അസ്തിത്വത്തിന്റെ അവസാന ഘട്ടത്തിൽ തമോഗർത്തങ്ങളും (black holes) സൂപ്പർനോവകളും (supernova) മറ്റുമായി പരിണമിക്കുമ്പോൾ, സൂര്യനുൾപ്പടെ ശരാശരി  മാസ്സുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ നക്ഷത്രങ്ങൾ കാലക്രമേണയുള്ള പരിണാമത്തിനൊടുവിൽ അണുസംയോജന (nuclear fusion) പ്രക്രിയ അവസാനിച്ച്, ബാഹ്യപാളികൾ (outer layers) പ്ലാനെറ്ററി നെബുല (planetary nebula) എന്നറിയപ്പെടുന്ന മനോഹരമായ പ്രതിഭാസത്തിൽ പുറംതള്ളിക്കൊണ്ട് അതിസാന്ദ്രമായ കാമ്പ് (core) മാത്രം അവശേഷിക്കുന്ന നഗ്നനേത്രങ്ങൾക്ക് അദൃശ്യമായ, വെള്ളക്കുള്ളൻ അഥവാ വൈറ്റ് ഡ്വാർഫ് (white dwarf) എന്ന ഘട്ടത്തിലെത്തുന്നു.

ഇവ തുടർന്നങ്ങോട്ട് ക്രമേണ തണുത്തുകൊണ്ട് ഇതേ അവസ്ഥയിൽ തന്നെ അഗോചരമായി അവശേഷിക്കുകയാണ് പതിവെന്നതിനാൽ ഈ ഘട്ടത്തെ സാധാരണഗതിയിൽ സൂര്യസമാനമായ (sun-like; low to intermediate mass) നക്ഷത്രങ്ങളുടെ മരണമായി കണക്കാക്കുന്നു. ആകാശഗംഗയിലെ (Milky Way – ഏതാണ്ട് 97% നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും അന്ത്യം ഈവിധത്തിലാകുമെന്നാണ് ശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ അനുമാനം.

പുനർജ്ജനി നക്ഷത്രങ്ങൾ 

എന്നാൽ ചുരുക്കം ചില നക്ഷത്രങ്ങൾ ഈ ദശയിൽ എത്തിയതിനു ശേഷം വീണ്ടും ജ്വലനം ആരംഭിക്കുന്നതായി നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. 1919 മുതൽ തന്നെ ഈ ഘട്ടത്തിലാണെന്നു വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളിൽ അപൂർവം ചിലതിൽ വിചിത്രമായ തീക്ഷ്ണതാ വ്യതിയാനങ്ങൾ കണ്ടെത്തപ്പെട്ടിരുന്നെങ്കിലും സൂക്ഷ്മമായ നിരീക്ഷണം സാധ്യമാക്കുന്ന ടെലിസ്കോപ്പുകളുടെയും മറ്റും അഭാവം മൂലം ഏകദേശം ഒരു നൂറ്റാണ്ടിനിപ്പുറം തൊണ്ണൂറുകളുടെ അവസാനത്തോടെയാണ് അത്തരം വ്യതിയാനങ്ങൾക്ക് കാരണമായ പ്രക്രിയകളെപ്പറ്റി ശാസ്ത്രലോകം ഗൗരവമായി പഠിച്ചു തുടങ്ങുന്നത്. ജാപ്പനീസ് അമച്ച്വർ വാനനിരീക്ഷകൻ യൂകിയോ സകുറായ് (Yukio Sakural) 1995-ൽ ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ (Milky Way) കേന്ദ്രദിശയിൽ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന ധനു (Sagittarius) രാശിയിൽ കണ്ടെത്തിയ സാകുറായ്സ് ഒബ്ജക്റ്റ് (Sakurai’s Object, V4334 Sagittari) ആണ്  ‘പുനർജ്ജനി നക്ഷത്രങ്ങൾ’ (born-again stars) എന്ന് ഇപ്പോൾ വിളിക്കപ്പെടുന്ന ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ആദ്യം കണ്ടെത്തപ്പെട്ടത്.

മേൽസൂചിപ്പിച്ചപോലെ പ്ലാനെറ്ററി നെബുലകളാൽ ആവരണം ചെയ്യപ്പെട്ട് മുമ്പേതന്നെ ഒരാവർത്തി ജ്വലനമസ്തമിച്ചു കഴിഞ്ഞ ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളിൽ പുനർജ്വലനം ആരംഭിക്കുന്നത് ഹീലിയം ഫ്ലാഷ് (Helium flash) എന്ന പ്രതിഭാസത്തിലൂടെയാണ്. ബാഹ്യപാളികൾ (outer layers) പുറംതള്ളിയതിനുശേഷം സമ്പന്നമായ ബാക്കിയാവുന്ന മരണപ്പെട്ട കേന്ദ്രപിണ്ഡത്തിന്റെ (core mass) പുറംതട്ടിൽ അപൂർവ്വമായി നിശ്ചിത അളവിൽ കൂടുതൽ ഹീലിയവും (Helium) ഹൈഡ്രജനും (Hydrogen) അവശേഷിച്ചാൽ, ആ ഹൈഡ്രജൻ അണുസംയോജനം (nuclear fusion) വഴി ക്രമേണ ഹീലിയമായി മാറുകയും, അതുവഴി മൊത്തം ഹീലിയത്തിന്റെ അളവ് അതിന്റെ തുടർസംയോജനത്തിനാവശ്യമായ നിലയിലേക്ക് എത്തിച്ചേരുകയും ചെയ്യുന്നു. തത്ഭവമായി ഇത്തരം വൈറ്റ് ഡ്വാർഫുകളുടെ പുറംതട്ടിൽ മൂന്നു ഹീലിയം ആറ്റങ്ങൾ കൂടിച്ചേർന്ന് കാർബൺ (Carbon) രൂപപ്പെടുന്ന ആണവ പ്രക്രിയ (triple-alpha process) വളരെ തീക്ഷ്ണവും സ്ഫോടനാത്മകവുമായി ആരംഭിക്കുകയും നക്ഷത്രം നാടകീയമായി പുനർജ്ജനിക്കുകയും (born-again) ചെയ്യുന്നു.

ഭൂരിപക്ഷം വൈറ്റ് ഡ്വാർഫ് നക്ഷത്രങ്ങളിലും ഇത്തരത്തിൽ ഹീലിയവും ഹൈഡ്രജനും അവശേഷിക്കാത്തതിനാൽ പുനർജനന പ്രക്രിയ അസാധ്യമാകുന്നു. ആകെയുള്ള വൈറ്റ് ഡ്വാർഫുകളുടെ നാലിലൊന്നുമാത്രമേ ഇത്തരത്തിൽ പുനർജനിക്കൂ എന്നാണ് നിലവിലെ കണക്കുകൾ സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. ക്ഷീരപഥത്തിൽ മാത്രം മൊത്തമായുള്ള വൈറ്റ് ഡ്വാർഫുകളുടെ എണ്ണം ആയിരം കോടി കടക്കുമെന്നിരിക്കെ നാലിലൊന്നുതന്നെ വളരെ വലിയ സംഖ്യയാകുന്നു എന്നിരുന്നാലും, വിരലിലെണ്ണാവുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളിൽ മാത്രമേ ഈ പ്രതിഭാസം നാളിതുവരെ വാസ്തവത്തിൽ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടുള്ളൂ. ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രപരമായി തുലോം തുച്ഛമായ ഏകദേശം നൂറോളം വർഷങ്ങൾ മാത്രമാണ് ഇത്തരം പുനർജനന ഘട്ടങ്ങളുടെ ആയുസ്സെന്നതിനാൽ ഇവയെ നിരീക്ഷിച്ചു കണ്ടെത്തുക അത്യന്തം ക്ലേശകരമാണെന്നതാണ് ഇതിനു കാരണം. ഒരു സാധാരണ നക്ഷത്രം അതിന്റെ ജനനം മുതൽ അവസാന ഘട്ടം വരെയുള്ള ദശകളിലൂടെ കടന്നു പോകാൻ  നൂറുകണക്കിന് കോടി വർഷങ്ങൾ എടുക്കുമ്പോൾ, പുനർജ്ജനി നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ത്വരിതമായ വികാസം അന്യഥാ സുദീർഘമായ നക്ഷത്രപരിണാമത്തിന്റെ (stellar evolution) സുപ്രധാന ദശകളെ വെറും നൂറ്റാണ്ടുകളുടെ സമയക്രമത്തിലേക്ക് ചുരുക്കുന്നു എന്നതും ഈ നക്ഷത്രങ്ങളെ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രത്തിന്റെ മൂലതത്ത്വങ്ങൾ അനാവരണം ചെയ്യാനുതകുന്ന പരീക്ഷണശാലകളാക്കുന്നു.

പുതിയ കണ്ടെത്തലുകൾ 

ലോകോത്തര ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്ര ഗവേഷണ പ്രസാധകരായ ആസ്ട്രോഫിസിക്കൽ ജേർണൽ ലെറ്റേഴ്സിൽ (Astrophysical Journal Letters) 2022 ജനുവരിയിൽ പ്രസിദ്ധീകരിച്ച പ്രബന്ധത്തിലൂടെ പുനർജ്ജനി നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പുതിയ സവിശേഷതകൾ അനാവരണം ചെയ്തിരിക്കുകയാണ് ഒരുകൂട്ടം ഗവേഷകർ.

നിലവിൽ ലോകത്തിലെ ഏറ്റവും മികച്ച റേഡിയോ ടെലിസ്കോപ്പായ ചിലിയിലെ അൽമ (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array  – ALMA) ഉപയോഗിച്ച് ഇവർ നടത്തിയ നിരീക്ഷണങ്ങൾക്കൊടുവിൽ, ചരിത്രത്തിലാദ്യമായി, പുനർജനിച്ച ഒരു നക്ഷത്രത്തിൽനിന്നും വരുന്ന തന്മാത്രാപ്രസരണം (molecular emission) കണ്ടെത്താനായി. അക്വില (Aquila മലയാളം: ഗരുഡൻ) നക്ഷത്രരാശിയിൽ (constellation) ഭൂമിയിൽനിന്നും 13,000 പ്രകാശവർഷം അകലെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന “V605 അക്വിലെ” (V605 Aquilae) എന്ന പുനർജ്ജനി നക്ഷത്രത്തെയാണ് ഇവർ നിരീക്ഷിച്ചത്.

തിരുവോണം നക്ഷത്രം സ്ഥിതിചെയ്യുന്നതും ഇതേ അക്വില നക്ഷത്രരാശിയിലാണ് എന്നതും കൗതുകകരമാണ്. (ചിത്രത്തിലെ ആൽഫാ, ബീറ്റാ, ഗാമാ (, , ), എന്നീ മൂന്ന് നക്ഷത്രങ്ങൾ ചേർന്നതാണ് തിരുവോണം). കാർബൺ മോണോക്സൈഡടക്കം (CO) നാല് വ്യത്യസ്ത രാസപദാർത്ഥങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള റേഡിയോ വികിരണമാണ് V605 അക്വിലെയിൽ ഇപ്പോൾ കണ്ടെത്തിയിരിക്കുന്നത്. നക്ഷത്രത്തിനു ചുറ്റുമുള്ള സ്പേസിൽ ഈ പദാർത്ഥങ്ങൾ വിതരണം ചെയ്യപ്പെട്ടിരിക്കുന്ന ഭൗതികഘടനയുടെ (spatial distribution) ചിത്രവും ഇതോടൊപ്പം ഉയർന്ന റെസൊല്യൂഷനിൽ (high-resolution) പകർത്തിയിട്ടുണ്ട്. പ്രതീക്ഷകളിൽ നിന്നും വ്യത്യസ്തമായി, പരന്നതും അതിവേഗം വികസിക്കുന്നതുമായ ഡിസ്ക് (flat, rapidly expanding disc) ആകൃതിയിലും, അതോടൊപ്പം ഡിസ്റ്റിന്റെ പ്രതലത്തിൽ നിന്നും എതിർദിശകളിലേക്ക് വേഗത്തിൽ നീങ്ങുന്ന രണ്ടു ജെറ്റ് (jet) പ്രവാഹങ്ങളിലുമായാണ് (outflow) ഈ നക്ഷത്രത്തിന് ചുറ്റും മോളിക്യുലാർ ഗ്യാസും (molecular gas) ധൂളിയും (dust) വിന്യസിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നതെന്ന് ഈ  നിരീക്ഷണങ്ങൾ തെളിയിച്ചു.

ഇത്തരം വിന്യാസഘടനകൾ എങ്ങനെ സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്നു എന്ന ചോദ്യത്തിന്  ഭാഗികമായ ഒരു ഉത്തരവും ഇവർ നൽകുന്നു. പുനർജ്ജനി നക്ഷത്രങ്ങൾ ഓരോന്നും ഓരോ ഒറ്റ നക്ഷത്രങ്ങളാകുന്നതിനു പകരം ഇരട്ട (binary) നക്ഷത്രങ്ങളാകാം എന്നതാണ് ഇവർ മുന്നോട്ടുവെക്കുന്ന ആശയം. ഇത്തരം ബൈനറി സിസ്റ്റങ്ങളിൽ വൈറ്റ് ഡ്വാർഫ് ആയിക്കഴിഞ്ഞ നക്ഷത്രം ഹീലിയം ഫ്ലാഷിലൂടെ കടന്നുപോകുമ്പോളുണ്ടാകുന്ന ദ്രുതഗതിയിലുള്ള വികാസത്താൽ ജോടിയെ പൂർണമായും ഗ്രസിക്കുകയും (engulf), പങ്കാളി നക്ഷത്രം അതിന്റെ ഭ്രമണപഥത്തിലൂടെയുള്ള ചലനത്തിനൊപ്പം ഈ പുതുദ്രവ്യത്തെ വലിച്ചിഴയ്ക്കുക വഴി മേല്പറഞ്ഞ പരന്ന, വികസിക്കുന്ന ഡിസ്ക് ആകൃതിയിലേക്ക് അതിനെ വ്യാപിപ്പിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ പ്രതിഭാസം V605 അക്വിലെയിൽ ദൃശ്യമായതുപോലെയുള്ള അതിശക്തമായ ജെറ്റുകൾ പങ്കാളി നക്ഷത്രത്തിൽനിന്നും ഉത്ഭവിക്കുവാനും കാരണമാകുന്നു.

ഇത്തരം സ്രോതസ്സുകളെപ്പറ്റി കൂടുതൽ ആഴത്തിൽ അറിയാൻ വിശദമായ തുടർനിരീക്ഷണങ്ങളും സൈദ്ധാന്തിക പഠനങ്ങളും ആവശ്യമാണ്. പുനർജ്ജനി നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ചുറ്റുമുള്ള പദാർത്ഥങ്ങളുടെ ഭൗതികഘടനയും രാസപ്രവർത്തനങ്ങളും കൂടുതൽ ആഴത്തിൽ മനസ്സിലാക്കാൻ സകറായ്സ് ഒബ്ജക്റ്റിനെ (Sakurai’s Object) അൽമ ഒബ്സർവേറ്ററി (ALMA Observatory) യിലെ ടെലിസ്കോപ്പുകൾഉപയോഗിച്ച് കൂടുതൽ സൂക്ഷ്മതയയോടെ അവലോകനം ചെയ്യുന്നതി രേഖ തയ്യാറാക്കിവരുകയാണ് സംഘം. ഭാവിയിൽ V605 അക്വിലയെ അമേരിക്കയിലെ വെരി ലാർജ് അറേ (VLA) ടെലിസ്കോപ്പുപയോഗിച്ച് ഉയർന്ന തരംഗദൈർഘ്യങ്ങളിൽ (long-wavelength) ചലിക്കാനുള്ള പദ്ധതിയും ഇവർക്കുണ്ട്.

---

സ്വീഡനിലെ ചാൽമേർസ് സാങ്കേതിക സർവകലാശാലയിലും (Chalmers University of Technology) ഓൺസാല സ്‌പേസ് ഒബ്‌സർവേറ്ററിയിലും (Onsala Space Observatory) രണ്ടാം വർഷ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്ര ഗവേഷക വിദ്യാർത്ഥിയാണ് കൊല്ലം സ്വദേശിയായ ലേഖകൻ

---

അധികവായനയ്ക്ക്

1. First Images of the Molecular Gas around a Born-again Star Revealed by ALMA, Daniel Tofoya et.al. The Astrophysical Journal Letters, Jan 24, 2022.

---

2.നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജനനവും മരണവും