നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പാട്ട്

രാജീവ് പാട്ടത്തിൽ

യു.കെ.യിലെ റഥർഫോർഡ് ആപ്പിൾട്ടൺ ലബോറട്ടറിയിൽ പ്രൊഫസർ, പ്ലാസ്മാ ആക്സിലറേറ്റർ ഡിവിഷൻ മേധാവി

ഭൂമിയുടെ സ്വന്തം നക്ഷത്രമായ സൂര്യൻ പ്രണവമന്ത്രം ഉരുക്കഴിക്കുന്നുണ്ടെന്ന് നാസ കണ്ടെത്തിയെന്നു പറഞ്ഞ് കിരൺ ബേദി ഈയിടെ വാർത്തകളിൽ സജീവമായിരുന്നല്ലോ. പതിവുപോലെ വാട്ട്സ്ആപ്പ് യൂണിവേഴ്സിറ്റികളിലും മറ്റ് സോഷ്യൽമീഡിയ പ്ലാറ്റ്‌ഫോമുകളിലും ഇത് വലിയ ആഘോഷമായി മാറി. അനുകൂലിച്ചും എതിർത്തും, പരിഹസിച്ചും മറ്റും കുറേ ദിവസങ്ങളോളം സൂര്യന്റെ നാമജപഘോഷം നീണ്ടുപോയി. നാസക്ക് ഇതു വിശദീകരിച്ച് ഒരു ട്വിറ്റർ ഫീഡ് ഇറക്കേണ്ടിയും വന്നു.1

സൂര്യനും മറ്റു നക്ഷത്രങ്ങൾക്കും  ശബ്ദമുണ്ടാക്കാനുള്ള കഴിവുണ്ടോ?

ഉണ്ട് എന്നു തന്നെയാണ് ഉത്തരം. നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് മാത്രമല്ല, വലിയ ഗ്രഹങ്ങൾക്കു പോലും ഇതിനുള്ള കഴിവുണ്ട്. അതിൽ ഓംകാരവും സംഗീതവുമൊക്കെ ആരോപിക്കുന്നത് നമ്മുടെ ഭാവനക്കനുസരിച്ചിരിക്കും. ഒന്നുറപ്പാണ് – നക്ഷത്രങ്ങൾ അവയുടെ ജനനം മുതൽ മരണം വരെ വാതോരാതെ ശബ്ദിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്നുണ്ട്. അതെന്തുകൊണ്ടാണെന്ന് നോക്കാം.

നക്ഷത്രങ്ങളുടെയെല്ലാം തുടക്കം നെബുലകളിൽ  ഹൈഡ്രജൻ ഗ്യാസിന്റെയും ധൂളികളുടേയും  ഒരു വലിയ കൂട്ടമായിട്ടാണ്. ഇവ കൂടിച്ചേർന്ന് വലുതായി വരുന്നതിനോടൊപ്പം ആ നക്ഷത്രക്കുഞ്ഞുങ്ങളുടെ (പ്രോട്ടോസ്റ്റാർ എന്നാണ് ഇതിന്റെ പേര്) ഗുരുത്വാകർഷണബലവും കൂടിവരും.  ഈ ബലം കൊണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കുള്ളിലെ ദ്രവ്യം വളരെ ചൂടുപിടിച്ച അവസ്ഥയിലായിരിക്കും. ഇതെങ്ങനെയാണ് സംഭവിക്കുന്നത് എന്നറിയാൻ കുറച്ച് സ്റ്റാറ്റിസ്റ്റിക്കൽ മെക്കാനിക്സ്2 അറിയണം. അതിന് എം. എസ്സി ക്ലാസുകൾ വരെയെങ്കിലും കാത്തിരുന്നേ പറ്റൂ. നമ്മുടെ ഉപയോഗത്തിന് ഇത്രമാത്രം മനസ്സിലാക്കിയാൽ മതി – പ്രോട്ടോസ്റ്റാറുകളിലെ വാതകതന്മാത്രകൾ അടുത്തടുത്ത് വരുന്തോറും അവയുടെ ഗുരുത്വാകർഷണബലം കൂടുന്നു – അതായത് ഗുരുത്വാകർഷണ സ്ഥിതികോർജ്ജം (Gravitational Potential Energy) കുറയുന്നു.

ഈഗിള്‍ നെബുലയുടെ ഹബിള്‍ ടെലസ്ക്കോപ്പ് പകര്‍ത്തിയ ചിത്രം കടപ്പാട് :NASA, ESA,

ഊർജ്ജസംരക്ഷണ നിയമമനുസരിച്ച് നക്ഷത്രങ്ങൾക്കുള്ളിലെ തന്മാത്രകളുടെ ഗതികോർജ്ജം (Kinetic Energy) അതുകൊണ്ടു തന്നെ കൂടി വരും. ഈ ഗതികോർജ്ജമാണ് നക്ഷത്രങ്ങളെ ചൂടുപിടിപ്പിക്കുന്നത്. നക്ഷത്രങ്ങൾ വളരെ ഭാരമേറിയതാണ് എന്നറിയാമല്ലോ (മാസ്സീവ് -അതായത് വളരെ പിണ്ഡമുള്ളത് -എന്നാണ് ശരിക്ക് പറയേണ്ടത്). കൂടുതൽ കൂടുതൽ ദ്രവ്യത്തെ ആകർഷിച്ച് നക്ഷത്രക്കുഞ്ഞുങ്ങൾ വലുതാവുന്തോറും അവയുടെ പിണ്ഡം കൂടി വരും. തന്മൂലം അവയുടെ താപനിലയും. മറ്റൊരു തരത്തിൽ പറഞ്ഞാൽ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ചൂട് അവയുടെ മാസ് – പിണ്ഡം – കാരണമാണ്.

നക്ഷത്രത്തിനുള്ളിലേക്ക് പോവുന്തോറും ഈ ചൂട് കൂടിക്കൂടി വരും. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉള്ളിൽ, നടുക്കാണ് അവയുടെ സ്ഥിതികോർജ്ജം ഏറ്റവും കുറവ് – അതുകൊണ്ടു തന്നെ ഏറ്റവും കൂടുതൽ താപനിലയും. ഉദാഹരണമായി സൂര്യന്റെ ഏറ്റവും പുറത്തു തന്നെ ഏകദേശം 6000 ഡിഗ്രി സെൽഷ്യസ് ചൂടുണ്ട്. സൂര്യന്റെ ഉള്ളിലേക്കെത്തുന്തോറും ഇത് കൂടി വരും.

നക്ഷത്രങ്ങൾക്കുള്ളിലെ താപനില ഉയരുന്തോറും അവക്കുള്ളിലെ ആറ്റങ്ങൾ – പ്രധാനമായും ഹൈഡ്രജൻ ആറ്റങ്ങൾ – അതീവ ശക്തിയിൽ കൂട്ടിയിടിക്കാൻ തുടങ്ങും.  ഈ ചൂട് ഏകദേശം പതിനഞ്ചു ദശലക്ഷം ഡിഗ്രി കെൽ‌വിൻ ഒക്കെ ആയിക്കഴിയുമ്പോൾ ഈ ഹൈഡ്രജൻ ആറ്റങ്ങളുടെ കൂട്ടിയിടി ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷനിൽ കലാശിക്കും. ഭാരം കുറഞ്ഞ മൂലകങ്ങൾ കൂടിച്ചേർന്ന് ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങള്‍ ഉണ്ടാവുമ്പോൾ – ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസ് എന്നാണ് ഇതിന് പറയുന്നത്3 –  കുറച്ച് ദ്രവ്യം ഊർജ്ജമായി മാറുന്ന പ്രക്രിയയാണ് ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ. നാമുൾപ്പെടെയുള്ള നമ്മുടെ പ്രപഞ്ചം – നമ്മുടെ ശരീരമുൾപ്പെടെ – നാമിന്നു കാണുന്ന വിധത്തിൽ  ആയതിൽ  നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉള്ളിലെ ഈ ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസിന് ചെറുതല്ലാത്ത പങ്കുണ്ട്. അതിലേക്ക് വഴിയേ വരാം. നാലു ഹൈഡ്രജൻ ആറ്റങ്ങൾ കൂടിച്ചേർന്ന് കൂടുതൽ ഭാരമുള്ള ഹീലിയമായി മാറുന്നതാണ് ഏറ്റവും എളുപ്പമുള്ള ഫ്യൂഷൻ. അതുകൊണ്ടുതന്നെ നക്ഷത്രങ്ങൾ അവയുടെ ജീവിതത്തിന്റെ ഭൂരിഭാഗവും ഹൈഡ്രജനെ ഹീലിയമാക്കിയാണ് നിലനിൽക്കുന്നത്. ഈ ഫ്യൂഷന്റെ ഉപോൽപ്പന്നങ്ങളാണ്  ഹീലിയവും ഭാരം കൂടിയ മറ്റു മൂലകങ്ങളും. ഇങ്ങനെ  ഫ്യൂഷൻ വഴി പുറത്തു വരുന്ന  ഈ ഊർജ്ജവും തൽഫലമായുണ്ടാവുന്ന മർദ്ദവുമാണ് നക്ഷത്രങ്ങളെ അവയുടെ ഗുരുത്വാകർഷണബലത്തിൽ ചുരുങ്ങിപ്പോകാതിരിക്കാൻ സഹായിക്കുന്നത്.

നക്ഷത്രങ്ങളിലെ പാട്ടുപെട്ടി

നക്ഷത്രങ്ങൾക്കുള്ളിലെ കൊടുംചൂടിൽ ദ്രവ്യം ഖരം, ദ്രാവകം, വാതകം തുടങ്ങിയ നാം സാധാരണ കാണുന്ന അവസ്ഥകളിലൊന്നുമല്ല സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്. ആറ്റങ്ങളിലെ ഇലക്ട്രോണുകൾ വേർപെട്ട, ദ്രവ്യത്തിന്റെ നാലാമത്തെ അവസ്ഥയായ പ്ലാസ്മയാണ് നക്ഷത്രങ്ങൾക്കുള്ളിൽ ഉണ്ടാവുക. പോസിറ്റീവ് ചാർജ്ജുള്ള അയോണുകളുടേയും നെഗറ്റീവ് ചാർജ്ജുള്ള ഇലക്ട്രോണുകളുടേയും ഒരു സൂപ്പാണ് ഈ പ്ളാസ്മാ സ്റ്റേറ്റ്. നമുക്കറിയാവുന്ന പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ തൊണ്ണൂറ്റൊമ്പതു ശതമാനവും പ്ലാസ്മ അവസ്ഥയിലാണ്; സൂര്യനടക്കമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുൾപ്പെടെ. ഈ ചാർജ്ജുള്ള കണികകൾ മൂലം അതിശക്തമായ വൈദ്യുതകാന്തിക മണ്ഡലങ്ങളും അന്തരീക്ഷ മർദ്ദത്തിന്റെ ആയിരം കോടി മടങ്ങു വരെയൊക്കെയുള്ള അതികഠിനമായ മർദ്ദവും നക്ഷത്രങ്ങൾക്കുള്ളിൽ സൃഷ്ടിക്കപ്പെടും.4 നക്ഷത്രങ്ങൾക്കുള്ളിലെ കാന്തികമണ്ഡലങ്ങളിലും അതികഠിനമായ ചൂടിലും മർദ്ദത്തിലും പെട്ട്  പലപല സാന്ദ്രതയിലുള്ള പ്ലാസ്മാ പാളികൾ (plasma density layers) തുടർച്ചയായി അങ്ങോട്ടുമിങ്ങോട്ടും നീങ്ങിക്കൊണ്ടിരിക്കും.

Plasma Plumes and coronal rains കടപ്പാട് nasa

വായുവിലുണ്ടാവുന്ന കമ്പനങ്ങളാണ് നാം ശബ്ദമായി കേൾക്കുന്നത് എന്നറിയാമല്ലോ. ഇതേപോലെ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കുള്ളിലെ പ്ലാസ്മയുടെ ചലനങ്ങളും ശബ്ദമുണ്ടാക്കും. പക്ഷേ ഈ ശബ്ദങ്ങൾ നമുക്ക് നേരിട്ട് കേൾക്കാവുന്ന ഫ്രീക്വൻസികളേക്കാളും വളരെക്കൂടിയവ ആയിരിക്കും .നമുക്ക് കേൾക്കാൻ പറ്റുന്ന ഫ്രീക്വൻസി റേഞ്ച് എന്നു പറയുന്നത് ഇരുപതു മുതൽ ഇരുപതിനായിരം ഹെർട്സ് (20Hz – 20,000Hz) വരെ ആണ്.5 ഇതിനപ്പുറമുള്ള ഫ്രീക്വൻസികൾ മനുഷ്യന് കേൾക്കാൻ വയ്യെങ്കിലും അതിന് കഴിവുള്ള മൃഗങ്ങളുണ്ട്. ഉദാഹരണമായി വവ്വാലിനും ഡോൾഫിനുമൊക്കെ 150,000Hz വരെയുള്ള ശബ്ദങ്ങൾ കേൾക്കാൻ പറ്റും. നക്ഷത്രങ്ങൾക്കുള്ളിലുണ്ടാവുന്ന ശബ്ദങ്ങളുടെ ഫ്രീക്വൻസി ഇതിലുമെത്രയോ അധികമാണ്. നമുക്ക് കേൾക്കാൻ പറ്റുന്നതിന്റെ മില്യൺ മുതൽ ട്രില്യൺ മടങ്ങുവരെയുള്ള ഫ്രീക്വൻസിയിൽ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് നാമം ജപിക്കാനാകും. ടെറാഹേർട്സ് (THz) എന്നാണ് ഈ ശബ്ദങ്ങളുടെ ഫ്രീക്വൻസിയെ പറയുന്നത്. നമ്മുടെ എഫ് എം റേഡിയോയുടെയൊക്കെ ട്രാൻസ്മിഷന്റെ ലക്ഷക്കണക്കിനു മടങ്ങ് വലിയ ഫ്രീക്വന്സിയിലുള്ള ഇത്തരം ശബ്ദങ്ങൾക്ക് ഡിഫൻസ് – സെക്യൂരിറ്റി രംഗങ്ങളിൽ ഒരുപാട് അപ്ലിക്കേഷനുകൾ ഉണ്ട്.6

നക്ഷത്രങ്ങൾ നമുക്ക് കേൾക്കാൻ പറ്റുന്ന തരത്തിലുള്ള ശബ്ദമുണ്ടാക്കിയാലും നമുക്കത്  കേൾക്കാനാവുമോ? നമുക്കും നമ്മുടെ ഏറ്റവുമടുത്ത നക്ഷത്രമായ സൂര്യനുമിടയിലുള്ള ദൂരം പോലും ഭൂരിഭാഗവും വാക്വമാണെന്നറിയാമല്ലോ. ശബ്ദത്തിന് വാക്വത്തിൽക്കൂടി കടന്നുപോവാൻ പറ്റാത്തതുകൊണ്ട് നമുക്ക് സൂര്യന്റെ ഈ പാട്ടുകൾ നേരിട്ട് കേൾക്കാൻ വയ്യ. പക്ഷേ സാറ്റലൈറ്റുകളിലുള്ള ചില പ്രത്യേക പ്രോബുകൾ ഉപയോഗിച്ച് സൂര്യനിലേയും മറ്റും പ്ലാസ്മാ ചലനങ്ങളെ ശബ്ദമാക്കി മാറ്റി നമുക്ക് അവയുടെ പാട്ടു കേൾക്കാം.7

സ്പേസിലൊന്നും പോവാതെ തന്നെ നമുക്ക്  ഈ പാട്ടു കേൾക്കാൻ വഴിയുണ്ടോ?

ഉണ്ട്. പക്ഷേ, നക്ഷത്രങ്ങളെ ഇങ്ങോട്ട്, ഭൂമിയിലേക്ക് വരുത്തേണ്ടി വരും.

ലേസറുകളുടെ വരവ് 

സൂര്യനെപ്പോലെയുള്ള ഒരു നക്ഷത്രത്തെ മുഴുവനായും സൂര്യന്റെ നൂറിലൊരംശം മാത്രം വ്യാസമുള്ള ഭൂമിയിൽ ഉണ്ടാക്കാൻ സാധ്യമല്ലെന്ന് ഏതു കൊച്ചു കുട്ടിക്കും ആലോചിച്ചാൽ മനസ്സിലാകും. പക്ഷേ സൂര്യനുള്ളിലെ ചില അവസ്ഥകൾ ഭൂമിയിൽ ഉണ്ടാക്കാൻ കഴിയുമോ?

കഴിഞ്ഞ ദശകത്തിൽ വികസിച്ചു വന്ന അതി തീവ്രമായ പ്രകാശം പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന (ultra-intense) ലേസർ ടെക്‌നോളജി ഉപയോഗിച്ച് സൂര്യന്റേയും മറ്റു നക്ഷത്രങ്ങളുടേയും  ഉള്ളിലെ താപനില, മർദ്ദം, തുടങ്ങി നക്ഷത്രങ്ങളെ ജ്വലിപ്പിക്കുന്ന ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ വരെ ലബോറട്ടറികളിലുണ്ടാക്കാൻ ഇന്ന് സാധ്യമാണ്. ഇതെങ്ങനെയാണ് സാധിക്കുന്നതെന്ന് നോക്കാം

Some high-power lasers can create conditions equivalent to focusing all the sunlight falling on earth onto a pin-head

തീവ്രമായ പ്രകാശമെന്ന് പറഞ്ഞല്ലോ? പ്രകാശത്തെ എത്രത്തോളം തീവ്രമാക്കാം? കുട്ടിക്കാലത്ത് ലെൻസ് വെച്ച് സൂര്യപ്രകാശം ഫോക്കസ് ചെയ്ത് പഞ്ഞിയും കടലാസും കത്തിക്കാൻ ശ്രമിച്ചത് ഓർമ്മയുണ്ടോ? ലെൻസിന്റെ വലിപ്പം കൂടിക്കൂടി വരുന്തോറും കൂടുതൽ വെളിച്ചം ഫോക്കസിൽ വരുകയും പഞ്ഞി എളുപ്പത്തിൽ കത്തുകയും ചെയ്യും. അപ്പോൾ ഭൂമിയുടെ അത്രയും വലിപ്പമുള്ള ഒരു ലെൻസ് കൊണ്ട് ഈ പരീക്ഷണം ആവർത്തിച്ചാലോ? അത്തരം ഒരു ലെൻസിന്റെ ഫോക്കസിൽ ഉണ്ടാവുന്ന ചൂട് എത്രവരുമെന്ന് ഊഹിക്കാമോ? സൂര്യനെപ്പോലെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉള്ളിലെ ചൂടിന് സമമായിരിക്കുമത് – നേരത്തേ പറഞ്ഞതുപോലെ  ദശലക്ഷക്കണക്കിന്  ഡിഗ്രി സെൽഷ്യസ് വരെയൊക്കെ.

യുകെയിലെ റഥർഫോർഡ് ആപ്പിൾട്ടൺ ലബോറട്ടറിയിലുള്ള ഒരു ഹൈ-പവർ ലേസർ

ഇത് ഒരു സയൻസ് ഫിക്ഷനാണെന്ന് തോന്നുന്നുണ്ടോ? അല്ല. ചില പ്രത്യേകതരം ലേസറുകൾ ഉപയോഗിച്ച് ഇത്തരം കുട്ടിസ്സൂര്യന്മാരെ ലബോറട്ടറികളിൽ ഉണ്ടാക്കാൻ ഇന്ന് സാധ്യമാണ്. സാധാരണ പ്രകാശത്തെ അപേക്ഷിച്ച് ലേസറുകൾക്ക് ചില പ്രത്യേകതകളുണ്ട്. ചൂട്, ഘർഷണം തുടങ്ങി പല കാരണങ്ങൾ കൊണ്ടും ഊർജ്ജം സംഭരിച്ചു വെക്കുന്ന ആറ്റങ്ങൾ ആ അധിക ഊർജ്ജത്തെ പുറം തള്ളുമ്പോഴാണ് നാം സാധാരണ കാണുന്ന മിക്ക പ്രകാശരശ്മികളും വരുന്നത്. എന്നാൽ നമ്മുടെ വീട്ടിലുള്ള ബൾബിലോ ട്യൂബ് ലൈറ്റിലോ ഒക്കെയുള്ള ആറ്റങ്ങൾ വളരെ സ്‌പൊണ്ടേനിയസ് ആയി, പല സമയത്താണ് പ്രകാശം പുറത്തുവിടുന്നത്. കോടിക്കണക്കിന് ആറ്റങ്ങൾ ഇങ്ങനെ ചെയ്യുന്നതിനാൽ നമുക്ക് ബൾബുകൾ മിന്നിക്കത്തുന്നതായി തോന്നുന്നില്ല എന്നേയുള്ളൂ. എന്നാൽ ലേസറുകളിലാകട്ടെ അവയിലെ ആറ്റങ്ങൾ എല്ലാം ഒന്നിച്ച്, ഒരേ സമയത്ത് അവയുടെ അധികമുള്ള ഊർജ്ജം പ്രകാശരശ്മികളായി പുറത്തുകളയുന്നു.8 ടെംപോറൽ കോഹിറൻസ് (temporal coherence) എന്ന ഈ പ്രത്യേകതയാണ് ലേസറുകളെ മറ്റു പ്രകാശസ്രോതസ്സുകളിൽ നിന്ന് വേർതിരിക്കുന്നത്.9

നമ്മുടെ സിഡിപ്ലെയർ മുതൽ ലോഹങ്ങൾ മുറിക്കാനും വെൽഡ് ചെയ്യാനും വരെ ലേസറുകൾ ഇന്നുപയോഗിക്കുന്നുണ്ടെങ്കിലും  ഭൂമിയിൽ സൂര്യന്മാരെ ഉണ്ടാക്കാൻ ഉപയോഗിക്കുന്ന ലേസറുകൾ ഒരു പ്രത്യേക തരത്തിലുള്ളവയാണ്. ഹൈ-പവർ ലേസറുകൾ എന്നാണ് ഇവയെ പൊതുവേ പറയുന്നത്. പവർ = എനർജി/ സമയം എന്ന സമവാക്യം നാം സ്‌കൂളിൽ പഠിച്ചിട്ടുണ്ട്. ഇതനുസരിച്ച് തീവ്രതയേറിയ പ്രകാശമുണ്ടാക്കാൻ ചെയ്യേണ്ടത് കഴിയുന്നത്ര പ്രകാശകണങ്ങളെ കഴിയുന്നത്ര ചെറിയ സമയം കൊണ്ട് പുറത്തു വിടുകയാണ്. ഇത്തരം പൾസുകളുടെ ദൈർഘ്യം കുറയുന്തോറും ലേസറുകളുടെ പവർ അല്ലെങ്കിൽ പ്രകാശതീവ്രത കൂടുന്നു. ഇന്ന് ലഭ്യമായ മിക്ക ഹൈ പവർ ലേസറുകളും നമുക്ക് ചിന്തിക്കാനാവുന്നതിലും ചെറിയ – സെക്കന്റിന്റെ മില്യൺ-ബില്യൺ അംശത്തിലൊന്നു മാത്രം (അതായത് ദശാംശത്തിനു ശേഷം പതിനാലു പൂജ്യം) ദൈർഘ്യമുള്ള പൾസുകൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നവയാണ്.10 വേറൊരു തരത്തിൽ പറഞ്ഞാൽ ഇത്തരം ചെറിയ പൾസുകൾ ഉണ്ടാക്കാനുള്ള കഴിവാണ് ഇത്തരം ലേസറുകളെ അത്യധികം പവർഫുള്ളാക്കുന്നത്.

ഇങ്ങനെയുള്ള കുഞ്ഞുപൾസുകൾ ഉണ്ടാക്കാൻ പല തരംഗദൈർഘ്യ (wavelength) ത്തിലുള്ള പ്രകാശകണങ്ങൾ ആവശ്യമാണ്. ഇങ്ങനെ ഒരുപാട് പ്രകാശകണങ്ങളെ ഒറ്റയടിക്ക് ഒരു ചെറുപൾസിൽ ആംപ്ലിഫിക്കേഷൻ വഴി ഒതുക്കിക്കഴിഞ്ഞാൽ അത് ആ ലേസറിനെത്തന്നെ നശിപ്പിക്കാൻ പോന്ന ശക്തിയുള്ളതാവാൻ സാധ്യതയുണ്ട്. അങ്ങനെ വരാതിരിക്കാൻ ഈ പൾസിന്റെ നീളം കൂട്ടുകയാണ് ആദ്യം ചെയ്യുന്നത്. പൾസിൽ പല തരംഗദൈർഘ്യങ്ങൾ ( wave lengths)ഉണ്ടെന്ന് പറഞ്ഞല്ലോ. ഓരോ വേവ് ലെങ്തും ഓരോ കളറാണ്. നാം സൂര്യപ്രകാശത്തിൽ ഒരു പ്രിസമോ സിഡിയോ പിടിച്ചാൽ അതിലെ ഏഴുനിറങ്ങളും കാണുന്നതു പോലെ ഈ പൾസിലെ ഓരോ കളറിനെയും വേർതിരിച്ചെടുക്കാൻ കഴിയും. അടുത്ത പടി ഓരോ നിറത്തെയും വ്യത്യസ്ത ദൂരം സഞ്ചരിപ്പിക്കുകയാണ്. അങ്ങനെ വരുമ്പോൾ ആ പൾസിലെ ഓരോ കളറും വരുന്നത് പല പല സമയത്താവും. അതായത് ആ പൾസിന്റെ നീളം കൂടി എന്നർത്ഥം. ഇനി ഇതിനെ ധൈര്യപൂർവം ആംപ്ലിഫൈ ചെയ്യാം – അതായത് കൂടുതൽ പ്രകാശകണങ്ങൾ ഈ നീളമേറിയ പൾസിലേക്ക് കൂട്ടിച്ചേർക്കാം. നമുക്കാവശ്യമുള്ള എനർജി പൾസിന് ആയിക്കഴിഞ്ഞാൽ തിരിച്ച് അതിലെ വ്യത്യസ്ത നിറങ്ങളെ പലദൂരങ്ങളിൽ സഞ്ചരിപ്പിച്ച് പൾസിനെ തിരിച്ച് ചെറുതാക്കുകയും ചെയ്യാം. ഇങ്ങനെ പൾസിനെ നീളം കൂട്ടിയും കുറച്ചും ഷേപ്പ് ചെയ്യാനുള്ള ടെക്‌നോളജി – Chirped Pulse Amplification- ഡെവലപ്പ് ചെയ്തതിനാണ് ഡോണ സ്‌ട്രിക്‌ലൻഡിനും ജറാർഡ് മുറോയ്ക്കും കൂടി കഴിഞ്ഞവർഷത്തെ ഫിസിക്സിലെ നൊബേൽ സമ്മാനം ലഭിച്ചത്.11

ഭൂമിയിലെ നക്ഷത്രങ്ങൾ

ഏതുതരം പ്രകാശവും ഇലക്ട്രോമാഗ്നറ്റിക് തരംഗങ്ങളാണെന്ന് അറിയാമല്ലോ. ഇത്തരം ലേസറുകളിലെ പ്രകാശവും വ്യത്യസ്തമല്ല. ഇത്തരം ലേസറുകളെ  നമ്മളുടെ മുടിനാരിന്റെ നൂറിലൊരംശം സ്ഥലത്ത് ഫോക്കസ് ചെയ്യുകയാണെന്ന് സങ്കൽപ്പിക്കുക. അതിനർത്ഥം അതീവ ശക്തിയുള്ള ഇലക്ട്രിക്ക് ഫീൽഡുകൾ ആ ഫോക്കസിലുണ്ടാക്കുക എന്നതാണ്. ആറ്റങ്ങളെ ആറ്റങ്ങളായി നിർത്തുന്ന, പോസിറ്റീവ് ചാർജ്ജുള്ള ന്യൂക്ലിയസ്സും നെഗറ്റിവ് ചാർജ്ജുള്ള ഇലക്ട്രോണുകളും തമ്മിലുള്ള ആകർഷണബലത്തിന്റെ പല മടങ്ങ് ശക്തിയുള്ള ഇലക്ട്രിക്ക് ഫീൽഡുകളെ നമുക്കിന്ന് ഇത്തരം ലേസറുകളുപയോഗിച്ച് ഉണ്ടാക്കാം. ഫലം, ഇത്തരം ലേസറുകളുടെ ഫോക്കസ്സിൽ നാം എന്തു വെച്ചാലും അവയിലെ ആറ്റങ്ങൾ  വിഘടിച്ച്  ഇലക്ട്രോണുകളും അയോണുകളുമടങ്ങുന്ന പ്ലാസ്മയായി മാറും. അതു കൂടാതെ പ്ലാസ്മയിലെ ഇലക്ട്രോണുകളും അയോണുകളും ലേസർ പ്രകാശത്തിന്റെ ഇലക്ട്രിക് ഫീൽഡുകളിൽ അതിശക്തിയായി നീങ്ങാൻ തുടങ്ങും. ഇത്തരം കണികകളുടെ ചലനമാണ് നാം സാധാരണ ചൂട് എന്നു വിളിക്കുന്ന പ്രതിഭാസം. ഈ പ്ലാസ്മ കണങ്ങളുടെ ചലനം  ഇത്തരം ലേസറുകളുടെ ഫോക്കസ്സിൽ  നക്ഷത്രങ്ങൾക്കുള്ളിലേതുപോലുള്ള  ദശലക്ഷക്കണക്കിന് ഡിഗ്രി ചൂടൊക്കെ ഉണ്ടാക്കാൻ പര്യാപ്തമാണ്. അതായത് അവിടെ ഒരു കുഞ്ഞു നക്ഷത്രം ജനിക്കുകയാണ്.12

ലാബിലുണ്ടാക്കുന്ന പ്ലാസ്മയിലെ കമ്പനങ്ങളെ ഒപ്റ്റിക്കൽ പ്രോബുകൾ വെച്ച് പഠിക്കുന്നതിന്റെ രേഖാചിത്രം. © American Physical Society

ലാബിലുണ്ടാക്കുന്ന ഇത്തരം കുട്ടിസ്സൂര്യന്മാരുടെ ഗുണം നമുക്ക് പെട്ടെന്ന് പരിശോധിക്കാനും അപഗ്രഥിക്കാനും കഴിയാത്ത അസ്‌ട്രോഫിസിക്കൽ പ്രതിഭാസങ്ങളെ ഒരളവുവരെയെങ്കിലും പഠിക്കാൻ ഇവ സഹായകമാവുന്നു എന്നാണ്. നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ടാക്കുന്ന ശബ്ദം തന്നെ ഉദാഹരണം. യുകെയിലെ റഥർഫോർഡ് ആപ്പിൾടൺ ലാബും യോർക്ക് യൂണിവേഴ്‌സിറ്റിയും ബോംബെയിലെ ടാറ്റാ ഇൻസ്റ്റിറ്റ്യൂട്ട് ഓഫ് ഫണ്ടമെന്റൽ റിസർച്ചും (TIFR) ചേർന്ന് നടത്തിയ ഒരു പരീക്ഷണം ഇതാണ് പരിശോധിച്ചത്.13  ടിഐഎഫ്ആറിലെ ഹൈ പവർ ലേസർ ഉപയോഗിച്ച് ലാബിലുണ്ടാക്കിയ ഇത്തരമൊരു കൊച്ചു നക്ഷത്രത്തെ ഒപ്റ്റിക്കൽ പ്രോബുകൾ കൊണ്ട് പഠിക്കുമ്പോഴാണ് പ്ലാസ്മയിലുണ്ടാവുന്ന അതിവേഗത്തിലുള്ള ഈ കമ്പനങ്ങൾ ശാസ്ത്രജ്ഞർ കണ്ടെത്തിയത്. ടെറാഹേർട്സ് (THz) റേഞ്ചിലുള്ള ഈ കമ്പനങ്ങളാണ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പാട്ടായി പുറത്തു വരുന്നത്.14

നക്ഷത്രങ്ങൾ മരിക്കുമ്പോൾ

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജനനവും ജീവിതവും മാത്രമല്ല, അവയുടെ മരണവും ലബോറട്ടറികളിൽ പുനരാവിഷ്‌കരിക്കാനാവും.

പൊതുവേ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അവസാനം അത്ര വർണ്ണശബളമൊന്നുമല്ല. നക്ഷത്രങ്ങൾക്കുള്ളിലെ  ഫ്യൂഷൻ എനർജിയാണ് അവയുടെ പിണ്ഡം കൊണ്ടുള്ള ഗുരുത്വാകർഷണ ബലത്തെ അതിജീവിച്ച് നക്ഷത്രങ്ങളെ നക്ഷത്രങ്ങളായി നിലനിർത്തുന്നതെന്ന് പറഞ്ഞല്ലോ.  നക്ഷത്രങ്ങളെ  സാധാരണ  ജ്വലിപ്പിക്കുന്ന ഹൈഡ്രജൻ ആറ്റങ്ങളെല്ലാം ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ  വഴി ആവർത്തനപ്പട്ടികയിലെ കൂടുതൽ വലിയ ഹീലിയം,  കാർബൺ, മുതലായ ആറ്റങ്ങളായി  മാറിത്തുടങ്ങുമ്പോൾത്തന്നെ   നക്ഷത്രങ്ങളുടെ മരണം ഒരു കണക്കിന്‌ ആരംഭിക്കുന്നു എന്നു പറയാം. ഈ ആറ്റങ്ങളൊക്കെ  വീണ്ടും ഫ്യൂഷന് വിധേയമായി വലിയ പങ്കും കൂടുതൽ ഭാരമുള്ള ഇരുമ്പായി മാറിക്കഴിയുമ്പോൾ  ഫ്യൂഷൻ ദുർബലമാകുന്നു. അതു കൊണ്ടുണ്ടാവുന്ന എനർജിക്ക് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഗുരുത്വാകര്ഷണബലത്തെ അതിജീവിക്കാനുള്ള കഴിവ് നഷ്ടമാവുന്നു. ഫലം, അതിശക്തമായ ഗുരുത്വാകർഷണബലത്തിൽ ഈ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ചുരുങ്ങാൻ തുടങ്ങും.  സാധാരണ നക്ഷത്രങ്ങളൊക്കെ ഇങ്ങനെ വെള്ളക്കുള്ളന്മാരും കറുത്ത കുള്ളന്മാരുമൊക്കെയായി  മാറുകയാണ്  പതിവ്. പക്ഷേ സൂര്യനെക്കാൾ പതിന്മടങ്ങ് ഭാരമേറിയ ചില നക്ഷത്രങ്ങൾ സൂപ്പർനോവകളായി മാറിയാണ് അവയുടെ ജീവിതമവസാനിപ്പിക്കുന്നത്. അവയുടെ ഉൾഭാഗത്ത്  – കോറിൽ – ഉണ്ടായിരിക്കുന്ന ഇരുമ്പിന്റെയും മറ്റ് ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങളുടെയും ആറ്റങ്ങൾ അതിശക്തമായ ഗുരുത്വാകർഷണബലത്തിൽ കൂട്ടിയിടിക്കപ്പെടുമ്പോഴുണ്ടാവുന്ന അതിശക്തിയായ പൊട്ടിത്തെറിയാണ് ഇവയെ സൂപ്പർനോവകളായി മാറ്റുന്നത്. ഈ കൂട്ടിയിടിയും അതുവഴിയുണ്ടാവുന്ന ന്യൂക്ലിയർ ചെയിൻ റിയാക്ഷനുകളുമാണ് ഇരുമ്പിനേക്കാൾ ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങളൊക്കെ ഉണ്ടാക്കിയതും ഉണ്ടാക്കിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്നതും. ഒരു തരത്തിൽപ്പറഞ്ഞാൽ ഇത്‌ വായിക്കുന്ന നമ്മളുടെ ശരീരത്തിലും നമ്മുടെ ഫോണിലും കമ്പ്യൂട്ടറിലുമുള്ള ഒരുപാട് ആറ്റങ്ങൾ ഇങ്ങനെ പല പല സൂപ്പർനോവകളിലൂടെ കടന്നുപോയവയാണ്. ശരിക്കും താരസന്തതികളാണ് നമ്മൾ.15

കാശ്മീരിനടുത്ത് കണ്ടെത്തിയ സൂപ്പർനോവയുടേതെന്ന് കരുതപ്പെടുന്ന ശിലാചിത്രം കടപ്പാട് © Journal of Astronomical History and Heritage

ഒരു മൈക്രോസെക്കന്റിൽ ബില്യൺ ഡിഗ്രി സെൽഷ്യസ് വരെയൊക്കെയുള്ള താപനിലയിലെത്തുന്ന ഇത്തരം പൊട്ടിത്തെറികൾ മൂലമുണ്ടാവുന്ന സൂപ്പർനോവകൾ ആകാശത്തിലെ ഏറ്റവും പ്രകാശമുള്ള നക്ഷത്രമായി അവസാനത്തെ ആളിക്കത്തലിലെത്തും.  ഭൂമിയോട് താരതമ്യേന അടുത്തതാണെങ്കിൽ പകൽസമയത്തുകൂടി കാണാനാവുന്ന വിധം തിളക്കമുള്ളതാവാൻ  പോലും ചില സൂപ്പർനോവകൾക്ക് കഴിയും. നമ്മുടെ ഗാലക്സിയായ ആകാശഗംഗയിൽത്തന്നെ ഇത്തരം അനവധി സൂപ്പർനോവകൾ ഉണ്ടായിട്ടുണ്ട് – ഉണ്ടായിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്നുമുണ്ട്. അവയെല്ലാം വളരെ ദൂരെയായതിനാൽ നമുക്ക് നഗ്നനേത്രങ്ങൾ കൊണ്ട്, പ്രത്യേകിച്ചും പകൽ സമയത്ത് കാണാൻ സാധിക്കുന്നില്ലെന്നേയുള്ളൂ. 1006-ലും, 1054-ലും, അതു കഴിഞ്ഞ്  1572-ലുമൊക്കെ  നമുക്ക് ഭൂമിയിൽ നിന്ന് പകൽ സമയത്ത് കാണാൻ സാധിക്കുന്നതരത്തിലുള്ള സൂപ്പർനോവകൾ  ഉണ്ടായിരുന്നു എന്നാണ്  . മുകളിൽ കൊടുത്തിരിക്കുന്ന  ചിത്രം നോക്കൂ. ഏകദേശം ആറായിരം വർഷം പഴക്കമുള്ള, പാറയിൽ കോറിയിട്ടിരിക്കുന്ന ഈ ചിത്രം   കാഷ്മീരിനടുത്തുള്ള ആർക്കിയോളജിക്കൽ സൈറ്റിൽ നിന്ന് കണ്ടെടുത്തതാണ്. അതിലെ രണ്ടു സൂര്യന്മാരെ ശ്രദ്ധിച്ചോ? അതിലൊരെണ്ണം അക്കാലത്തുണ്ടായ, ഭൂമിയിൽ നിന്ന് പകൽവെളിച്ചത്തിൽപ്പോലും കാണാൻ പറ്റുന്ന തരത്തിൽ പ്രകാശിച്ചിരുന്ന HB9 എന്ന ഒരു സൂപ്പർനോവയാണ് എന്നാണ് ശാസ്ത്രജ്ഞർ അനുമാനിക്കുന്നത്.17 , 16

കാസിയോപ്പിയ സൂപ്പർനോവ അവശിഷ്ടങ്ങളുടെ എക്സ്-റേ ചിത്രം © Chandra X-ray Observatory, NASA

ലാബിലെ സൂപ്പർനോവ 

ഈ പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഏറ്റവും പ്രകാശമുള്ള ലൈറ്റ് ഹൗസുകളായ സൂപ്പർനോവകളെക്കുറിച്ച് നാം ഇനിയും മനസ്സിലാക്കി വരുന്നേയുള്ളൂ. ഉദാഹരണമായി  ഈ ചിത്രം നോക്കൂ. ഏകദേശം 11000 പ്രകാശവർഷങ്ങൾക്കകലെയുള്ള കാസിയോപ്പിയ – എ എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഒരു സൂപ്പർനോവയാണിത്. നഗ്നനേത്രങ്ങൾ കൊണ്ട്  കാണാൻ സാധ്യമല്ലാത്ത ഇതിനെ പഠിക്കാൻ  സാറ്റലൈറ്റുകളിൽ ഘടിപ്പിച്ച എക്സ്റേ ക്യാമറകളാണ് ഉപയോഗിക്കുന്നത്. നാസയുടെ ചന്ദ്ര ഒബ്സർവേറ്ററി എടുത്ത കാസിയോപ്പിയ – എ-യുടെ എക്സ്റേ പടമാണിത്.

സൂപ്പർനോവയെ ലാബിൽ സൃഷ്ടിച്ചപ്പോൾ © Nature Publishing Group

ഈ പടത്തിൽ നാം ആദ്യം ശ്രദ്ധിക്കുന്ന ഒരു കാര്യം അത് ഏകതാനമല്ല (homogeneous) എന്നാണ്. അതിൽ ഒരുപാട് സ്ട്രക്ച്ചറുകൾ – ഘടനകൾ – ഉണ്ട്. ഇതെടുത്തത് എക്സ്റേ കാമറ വെച്ചാണെന്ന് പറഞ്ഞല്ലോ. അപ്പോൾ ഇതിൽക്കാണുന്ന സ്ട്രക്ച്ചറുകളുടെ അർത്ഥം ഈ സൂപ്പർനോവയിൽ നിന്നുള്ള എക്സ്റേ വികിരണങ്ങൾ ഏകതാനമായല്ല പുറപ്പെടുന്നതെന്നാണ്. ഒരു നക്ഷത്രം അതിന്റെ സ്വന്തം ഗുരുത്വാകർഷണ ബലത്തിൽ ക്രഞ്ച് ചെയ്ത ഷോക്കു കൊണ്ടുണ്ടാവുന്ന സൂപ്പർനോവകളിൽ നിന്നുള്ള വികിരണങ്ങളിൽ   എന്തുകൊണ്ടാണ് ഇത്തരം സ്ട്രക്ച്ചറുകൾ ഉണ്ടാവുന്നതെന്ന് ശാസ്ത്രലോകത്തിന് ഈയടുത്താണ് മനസ്സിലായത്. അതും ലേസറുകളുടെ സഹായത്തോടെ.

കാസിയോപ്പിയ – എ-യെ ലബോറട്ടറിയിൽ പുനർനിർമ്മിക്കാൻ ഓക്സ്ഫോർഡ് യൂണിവേഴ്സിറ്റിയിലെ ശാസ്ത്രജ്ഞർ ചെയ്തത് നേരത്തേ പറഞ്ഞ പോലുള്ള അതീവശക്തിയുള്ള ഒരു ലേസർ ഒരു ഗ്യാസ് ചേമ്പറിൽ വെച്ചിരിക്കുന്ന ഏതാനും  മൈക്രോണുകൾ മാത്രം വീതിയുള്ള  കാർബൺ ദണ്ഡുകളിലേക്ക് ഫോക്കസ് ചെയ്യുകയായിരുന്നു. റഥർഫോർഡ് ആപ്പിൾട്ടൺ ലബോറട്ടറിയിലെ വൾക്കൻ എന്നു പേരുള്ള പെറ്റവാട്ട് ലേസറാണ് ഇതിനുപയോഗിച്ചത്.18 ഒരു സെക്കന്റിന്റെ ലക്ഷം-കോടിയിലൊരംശം സമയം കൊണ്ട് മില്യൺ ഡിഗ്രി സെൽഷ്യസിലേക്കെത്തുന്ന ഈ കാർബൺ ദണ്ഡുകളിലെ പ്ലാസ്മ ചുറ്റും കൂടിയിരിക്കുന്ന വാതകത്തിൽ  ഷോക്ക് വേവുകൾ ഉണ്ടാക്കുന്നു – നമ്മുടെ സൂപ്പർനോവയെപ്പോലെ. സൂപ്പർനോവകളുടെ പൊട്ടിത്തെറിയിലുണ്ടാവുന്ന  സ്ട്രക്ച്ചറുകളെപ്പറ്റി പഠിക്കാൻ  ഈ ഷോക്ക് വേവുകൾ ഒരു പ്ലാസ്റ്റിക് വലയിലൂടെ കടന്നുപോകുമ്പോഴുണ്ടാവുന്ന ടർബുലൻസുകളെ  പഠിക്കുകയാണ് ഈ ടീം ചെയ്തത്.19 ടർബുലന്‍സുണ്ടാവുമ്പോൾ പ്ലാസ്മയിലെ കാന്തികമണ്ഡലങ്ങളും വർദ്ധിക്കുന്നുണ്ടെന്ന് അവർ കണ്ടെത്തി. ഈ കാന്തികമണ്ഡലങ്ങൾ പ്ലാസ്മയിലെ ചാർജുള്ള കണങ്ങളെ വർത്തുളാകൃതിയിൽ ചലിപ്പിക്കുകയും അതുമൂലം എക്സ് -റേ വികിരണങ്ങൾ ഉണ്ടാക്കുകയും ചെയ്യും. അതായത്, സൂപ്പർനോവയിലെ ഷോക്കുകൾ കൊണ്ടുണ്ടാവുന്ന ടർബുലൻസ് സൃഷ്ടിക്കുന്ന കാന്തികമണ്ഡലങ്ങളാണ് നാം കാണുന്ന സ്ട്രക്ച്ചറുകൾക്ക് കാരണം.

2014 -ലെ ഏറ്റവും വലിയ പത്തു സയന്റിഫിക് ബ്രേക്ക്ത്രൂകളിൽ ഒന്നായിട്ടാണ് ഭൗതികലോകം ഇതിനെ വിശേഷിപ്പിച്ചത്.20

നക്ഷത്രങ്ങളെയും മറ്റ് ജ്യോതിർഗോളങ്ങളെയും പറ്റി കൂടുതലറിയാൻ വരുംകാല ഹൈപവർ ലേസറുകൾ സഹായിക്കുമെന്ന് ഉറച്ചു വിശ്വസിക്കാം.


  1. twitter.com/NASA/status/
  2. www-astro.physics.ox.ac.uk/~podsi/stars_summary.pdf
  3.  Burbidge, E. M.; Burbidge, G. R.; Fowler, W.A.; Hoyle, F. (1957). “Synthesis of the Elements in Stars”  Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547–650.
  4. Galloway, D. J. & Weiss, N. O. (1981), “Convection and magnetic fields in stars”,Astrophysical Journal, 243; 945-953.
  5. 20Hz to 20kHz (Human Audio Spectrum)
  6. John F Federici et al., “THz imaging and sensing for security applications—explosives, weapons and drugs” 2005 Semicond. Sci. Technol. 20 S266
  7. NASA | Sounds of the Sun (Low Frequency)
  8. Einstein, “Zur Quantentheorie der Strahlung”, Physikalische Zeitschrift XVIII, 121 (1917) (first prediction of stimulated emission)
  9. R. Paschotta, Field Guide to Lasers, SPIE Press, Bellingham, WA (2008).
  10. Femtosecond Laser Pulses – Principles and Experiments, Claude Rulliere, Springer-Verlag New York (2005)
  11. Donna Strickland and Gerard Mourou, “Compression of amplified chirped optical pulses”, Optics Communications 56, 219 (1985)
  12. W. L. Kruer, The Physics of Laser-Plasma Interactions (Addison-Wesley, Reading, MA, 1988).
  13. Amitava Adak et al., “Terahertz Acoustics in hot dense laser-plasmas”,  Phys. Rev. Lett. 114, 115001 (2015);
  14. https://www.thehindu.com/…/tifr-star-sou…/article7032496.ece
  15. See, for example, https://imagine.gsfc.nasa.gov/science/objects/stars1.html
  16. Iqbal, N., et al., “Some early astronomical sites in the Kashmir region”
  17. Journal of Astronomical History and Heritage 12, 61 – 65 (2009).
  18. Super Intense Laser – Backstage Science
  19. Meinecke, J., Doyle, H., Miniati, F. et al. Turbulent amplification of magnetic fields in laboratory laser-produced shock waves. Nature Phys 10, 520–524 (2014)
  20. https://physicsworld.com/a/lasers-ignite-supernovae-in-the-lab/
High power laserഹൈ-പവർ ലേസർ