നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജനനവും മരണവും

Read Time:11 Minute

ഡോ. ഡി.എസ്.വൈശാഖന്‍ തമ്പി

അസി.പ്രൊഫസ്രര്‍, എം.ജികോളേജ്, തിരുവനന്തപുരം

നക്ഷത്രങ്ങള്‍ എന്നോ ജനിച്ചവയും ഭാവിയില്‍ മരിക്കുന്നവയുമാണ്.

നെബുലകൾ എന്നു വിളിക്കുന്ന അതിഭീമൻ വാതകപടലങ്ങളിൽ നിന്നാണ് നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപംകൊള്ളുന്നത്. ഹൈഡ്രജൻ, ഹീലിയം തുടങ്ങിയ വാതകങ്ങളും അതിസൂക്ഷ്മ പൊടിപടലങ്ങളും ചേർന്ന് ലക്ഷക്കണക്കിന് പ്രകാശവർഷങ്ങൾ ദൂരേക്കു വരെ വ്യാപിച്ചു കിടക്കുന്നവയാണ് നെബുലകൾ.

നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും മറ്റും രൂപീകരണം

നെബുലകള്‍ക്കിടയിൽ എപ്പോഴെങ്കിലും ഒരു പ്രക്ഷുബ്ധത ഉണ്ടാകുമ്പോൾ ചിലയിടങ്ങളിൽ ഒന്നിലധികം കണികകൾ പതിവിലും കൂടുതൽ അടുത്തുവരാം. ആ സമയത്ത് അവയ്ക്കിടയിലെ ഗുരുത്വാകർഷണബലം കൂടുകയും അവ പരസ്പരം ഒട്ടിച്ചേരുകയും ചെയ്യും. അങ്ങനെ ഒട്ടിച്ചേർന്നുണ്ടാകുന്ന കഷണത്തിന് കൂടുതൽ ദ്രവ്യമാനം (mass) ഉണ്ടായിരിക്കും.

അപ്പോൾ വര്‍ധിച്ച ശക്തിയോടെ അതു ചുറ്റുമുള്ള കണികകളിൽ ഗുരുത്വാകർഷണം പ്രയോഗിക്കാൻ തുടങ്ങും. അതിന്റെ ഫലമായി ചുറ്റുമുള്ള കണികകൾ അതിലേക്ക് ആകർഷിക്കപ്പെടും. കൂടുതൽ കണികകൾ വന്നുചേരുന്തോറും ആ കഷണത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനവും അതിനനുസരിച്ച് അതിന്റെ ഗുരുത്വാകർഷണബലവും കൂടിക്കൊണ്ടിരിക്കുമല്ലോ. ഈ കഷണം ഒരു പരിധിയിലധികം വലുതായാൽ ഗുരുത്വാകർഷണം ഉപരിതലത്തിലുള്ള ദ്രവ്യത്തെ അതിന്റെതന്നെ കേന്ദ്രത്തിലേക്ക് വലിക്കാൻ തുടങ്ങും.

സ്വന്തം ഗുരുത്വാകർഷണം കാരണം അകത്തേക്ക് ഞെരുങ്ങുന്നതോടെ അത് ഗോളാകൃതി കൈവരിക്കും. അപ്പോഴും അതു കൂടുതൽ കണികകളെ ആകർഷിച്ച് വലിപ്പം കൂട്ടിക്കൊണ്ടിരിക്കും. വലിപ്പം കൂടുന്നതിനനുസരിച്ച് അകത്തേയ്ക്കുള്ള ഞെരുക്കവും കൂടും. ഇങ്ങനെ ഞെരിഞ്ഞുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന വാതകഗോളത്തിന്റെ കേന്ദ്രഭാഗത്ത് തീവ്രമായ മർദം ഉണ്ടായിരിക്കും. അവിടെ കണികകൾ പരസ്പരം കൂട്ടിയുരസി താപനില കൂടാൻ തുടങ്ങും. ഈ പ്രക്രിയകൾ പടിപടിയായി ശക്തിപ്രാപിച്ചുവരും.

ന്യൂക്ലിയര്‍ ഫ്യൂഷന്റെ തുടക്കം

ഉള്ളിലെ താപനില ഒരു പരിധിക്കപ്പുറം ഉയർന്നാൽ മറ്റൊരു ഭൗതികപ്രതിഭാസം അവിടെ രംഗപ്രവേശം ചെയ്യും. പ്രപഞ്ചത്തിലെ വാതകപടല ങ്ങളിൽ സിംഹഭാഗവും ഹൈഡ്രജൻ ആയതിനാല്‍ അത്യധികം ഉയർന്ന താപനിലകളിൽ ഹൈഡ്രജൻ ന്യൂക്ലിയസുകൾ പരസ്പരം കൂടിച്ചേർന്ന് ഹീലിയം ന്യൂക്ലിയസുകളായി മാറും. ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ എന്നാണ് ഈ പ്രക്രിയയുടെ പേര്. അകക്കാമ്പിലെ (inner core) താപനില ഏതാനും ലക്ഷം ഡിഗ്രി വരെ ഉയരുമ്പോൾ, ഈ വാതകഗോളത്തിനുള്ളില്‍ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ ആരംഭിക്കും. ഇത് അത്യധികം ഊർജം പുറത്തേക്കുവിടുന്ന പ്രക്രിയയാണെന്ന് അറിയാമല്ലോ. അതോടെ താപനില പിന്നെയും ഉയരും. അങ്ങനെ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ നടക്കുന്ന നിരക്കും സ്വതന്ത്രമാക്കപ്പെടുന്ന ഊർജവും കൂടും. ഫ്യൂഷൻ ഊർജം ഈ ഗോളത്തിന്റെ ഉള്ളിൽനിന്ന് പുറത്തേക്കുവരാൻ ശ്രമിക്കും.

ഇത്തരം പ്രക്രിയകൾ തുടർന്നുകൊണ്ടേയിരുന്നാൽ എന്തു സംഭവിക്കും? ഗുരുത്വാകർഷണം അകത്തേക്കു ഞെരുക്കുന്നതുവഴിയാണ് ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ തുടങ്ങിയത്. എന്നാൽ, അതിൽനിന്നുണ്ടാകുന്ന ഊർജം അതിനെ പ്രതിരോധിച്ച് പുറത്തേക്കുതള്ളാൻ തുടങ്ങും. ഗോളത്തിന്റെ വലിപ്പവും അകത്തെ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷന്റെ നിരക്കും ഒരു പ്രത്യേക അനുപാതത്തിൽ എത്തുമ്പോൾ രണ്ടു മർദവും തുല്യമാകും. അതായത്, ഗുരുത്വാകർഷണത്തിന്റെ അകത്തേക്കുള്ള ഞെരുക്കവും ഫ്യൂഷൻ ഊർജത്തിന്റെ പുറത്തേക്കുള്ള തള്ളലും സമമായി ആ ഗോളം സന്തുലനാ വസ്ഥയിൽ എത്തും. അതു സ്ഥിരമായിനിന്ന് ഊർജം ഉല്പാദിപ്പിച്ച് പുറത്തേക്കു വിട്ടുകൊണ്ടിരിക്കും. അത്തരമൊരു വാതകഗോളത്തെയാണ് നക്ഷത്രം എന്നുവിളിക്കുന്നത്. കോടിക്കണക്കിന് വർഷങ്ങളെടുത്താണ് ഇത്തരമൊരു നക്ഷത്രരൂപീകരണം നടക്കുന്നത്. ഒരു നെബുലയ്ക്കുള്ളിൽ നിരവധി നക്ഷത്രങ്ങൾ ഉണ്ടായിവരുന്നത് ഒരുമിച്ചായിരിക്കും. അതുകൊണ്ട്, നെബുലകളെ ‘നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഈറ്റില്ലങ്ങൾ’ എന്നു വിളിക്കാറുണ്ട്.

സൂര്യനിലെ ന്യൂക്ലിയാര്‍ ഫ്യൂഷന്‍ പ്രക്രിയ കടപ്പാട് euro-fusion.org

ഹീലിയം ന്യൂക്ലിയസുകളുടെ ഫ്യൂഷന്‍

ഒരു നക്ഷത്രത്തിലെ ഫ്യൂഷൻ അനന്തമായി തുടരാനൊക്കില്ല. അതിനാവശ്യമായ ഇന്ധനത്തിന്റെ ശേഖരം തീരുന്നതുവരെ മാത്രമേ അതു നടക്കൂ. സംയോജിപ്പിക്കാൻ ഹൈഡ്രജൻ ന്യൂക്ലിയസുകള്‍ ഇല്ലാത്ത അവസ്ഥ വരുമ്പോൾ ഫ്യൂഷന്റെ നിരക്ക് കുറഞ്ഞ് നക്ഷത്രം പിന്നെയും അകത്തേക്കു ഞെരുങ്ങും. ഈ ഞെരുക്കം കാരണം വീണ്ടും താപനില ഉയരുന്നു. അവിടെവെച്ച് ഹീലിയം ന്യൂക്ലിയസുകൾ ചേർന്ന് കാർബൺ ന്യൂക്ലിയസുകളും പിന്നീട് നൈട്രജൻ, ഓക്സിജൻ ന്യൂക്ലിയസുകളും ആയി മാറുന്ന അടുത്ത ഘട്ടം ഫ്യൂഷൻ പ്രവർത്തനം ആരംഭിക്കുകയായി.

ഹീലിയം ഫ്യൂഷന്‍ (Triple-alpha process) കടപ്പാട് വിക്കിപീഡിയ

ഇങ്ങനെ കുറേക്കാലംകൂടി നക്ഷത്രം അതിന്റെ ‘ജീവിതം’ തുടരും. പക്ഷേ, ഇതു പഴയതുപോലെ ഒരുപാട് കാലമൊന്നും പോകില്ല. ഈ ‘വാർധക്യാവസ്ഥ’ ചെന്നുനില്ക്കുന്നത് കാർബൺ, നൈട്രജൻ തുടങ്ങിയ ന്യൂക്ലിയസുകളെ കൂട്ടിയോജിപ്പിക്കാൻ ആവശ്യമായ മർദം ചെലുത്താൻ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഗുരുത്വാകർഷണ ഞെരുക്കം പോരാതെ വരുന്നിട ത്താണ്. അതോടെ ഫ്യൂഷൻ നില്ക്കുന്നു. അതുവരെ ഉണ്ടാക്കിയ ഫ്യൂഷൻ ഊർജത്തിന്റെ ബാക്കി പതിയെ പുറത്തേക്കു വിട്ടുകൊണ്ട് നിലനില്ക്കുകയാണ് ചെയ്യുന്നത്. അപ്പോള്‍ ആ നക്ഷത്രം മരിച്ചതായി നാം കണക്കാക്കുന്നു. ഈ അവസ്ഥയെ വെള്ളക്കുള്ളൻ (white dwarf) എന്നാണ് വിളിക്കുന്നത്. ഏതാണ്ട് അഞ്ഞൂറ് കോടി വർഷം കഴിയുമ്പോൾ നമ്മുടെ സൂര്യനും ഒരു വെള്ളക്കുള്ളനായി മാറും.

സൂപ്പര്‍നോവകള്‍

എന്നാൽ, എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളും വെള്ളക്കുള്ളന്മാരായി മാറില്ല. സൂര്യനെക്കാള്‍ പതിനഞ്ചോ ഇരുപതോ മടങ്ങ് ദ്രവ്യമാനമുള്ള ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക്, നൈട്രജനെക്കാള്‍ വലിപ്പമുള്ള ന്യൂക്ലിയസുകളെ സംയോജിപ്പിക്കാനുള്ള മർദം ചെലു ത്താനാകും. അവയുടെ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ ഇരുമ്പ് (iron) ന്യൂക്ലിയസുകൾ ഉണ്ടാകുന്നതുവരെ നീളും. പക്ഷേ, ന്യൂക്ലിയസിന്റെ സവിശേഷതയനുസരിച്ച് ഇരുമ്പാണ് ഏറ്റവും സ്ഥിരതയുള്ള ന്യൂക്ലിയസ്. അതിനപ്പുറം വലിപ്പമുള്ള ന്യൂക്ലിയസുകളെ യോജിപ്പിച്ചാൽ ഊർജം സ്വതന്ത്രമാകുകയില്ല. മറിച്ച് ഊർജം അങ്ങോട്ട് കൊടുക്കണം. അതിനാല്‍, നക്ഷത്രങ്ങൾക്കുള്ളിലെ ഫ്യൂഷൻ ഇരുമ്പിൽ അവസാനിക്കും. ഈ ഘട്ടത്തിൽ, നക്ഷത്രം അതിന്റെ ഭീമൻ ദ്രവ്യമാനം കാരണം പൊടുന്നനെ ഉള്ളിലേക്ക് ഞെരിയുകയും ഒരു പൊട്ടിത്തെറിയിൽ കലാശിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇതിനെയാണ് സൂപ്പർനോവകൾ എന്നുവിളിക്കുന്നത്.

ചന്ദ്ര എക്സ്റേ ടെലിസ്കോപ്പ് എടുത്ത കെപ്ലറുടെ സൂപ്പർനോവയുടെ അവശിഷ്ടത്തിന്റെ (SN 1604) ഫാൾസ് കളർ ചിത്രം. കടപ്പാട് : വിക്കിപീഡിയ

സൂപ്പർനോവകളിൽവെച്ച്, ആ നക്ഷത്രം അതുവരെ പുറത്തുവിട്ടുകൊണ്ടിരുന്ന മൊത്തം ഊർജത്തെക്കാൾ പല മടങ്ങ് ഊർജം ഒറ്റയടിക്ക് സ്വതന്ത്രമാക്കും. ആ ഊർജത്തിലാണ് ഇരുമ്പിനപ്പുറമുള്ള എല്ലാ വലിയ ആറ്റങ്ങളും ഉണ്ടാകുന്നത്. സൂപ്പർനോവകളിൽവെച്ച് നക്ഷത്രദ്രവ്യ ത്തിന്റെ നല്ലൊരു പങ്ക് പുറത്തേക്ക് ചിതറിപ്പോകും. അവസാനം ശേഷിക്കുന്നത് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമോ തമോഗർത്തമോ ആയിരിക്കും. കൂട്ടത്തിൽ ദ്രവ്യമാനം കുറഞ്ഞവയാണ് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമാകുന്നത്. അവയിൽ ന്യൂട്രോൺ കണങ്ങൾ മാത്രമേയുണ്ടാകൂ. അതിലും ദ്രവ്യമാനം കൂടിയ മൃതനക്ഷത്രങ്ങൾ പ്രകാശത്തെപ്പോലും പുറത്തേക്കുവിടാത്ത അവസ്ഥയിൽ എത്തിച്ചേരും. അവയെയാണ് തമോഗർത്തങ്ങൾ (black holes) എന്നുവിളിക്കുന്നത്.