പ്രണവ് മാനങ്ങത്ത്
‘നക്ഷത്രങ്ങൾ ഉണ്ടാകുക അല്ലല്ലോ, ഉണ്ടാക്കുകയല്ലേ?’ എന്ന് സരോജ്‌കുമാര്‍ സ്റ്റൈലില്‍ ചോദിക്കുന്നവര്‍ക്കുള്ള പ്രണാമം ആദ്യമേ നല്‍കിക്കൊണ്ട് തുടങ്ങാം!
വളരെ സങ്കീർണ്ണമായ പ്രക്രിയയിലൂടെയാണ് ഒരു നക്ഷത്രം രൂപപ്പെടുന്നത്. നക്ഷത്ര രൂപീകരണത്തിൽ ഉൾപ്പെട്ടിട്ടുള്ള പ്രതിഭാസങ്ങൾ മുഴുവനായി മനസ്സിലാക്കാൻ നമുക്ക് ഇനിയും കഴിഞ്ഞിട്ടില്ല. ഇന്നും നൂറു കണക്കിന് ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ഉത്തരമന്വേഷിക്കുന്ന ചോദ്യവുമാണത്. എങ്കിലും നക്ഷത്ര രൂപീകരണത്തിൽ ഉൾപ്പെട്ടിട്ടുള്ള ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട മൂന്ന് കാര്യങ്ങൾ നമുക്ക് മനസ്സിലാക്കാൻ കഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. ഗുരുത്വാകർഷണ ബലവും വാതകങ്ങളുടെ ഗതികാ സിദ്ധാന്തവും (kinetic theory of gases) പിന്നെ അണുസംയോജനവും (Nuclear Fusion) ആണ് അവ.
നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപപ്പെടുന്നത് വലിയ മേഘങ്ങളില്‍ നിന്നാണ്. തന്മാത്ര മേഘങ്ങൾ (molecular clouds) എന്ന് വിളിക്കുന്ന ഇത്തരം മേഘങ്ങൾ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ എല്ലായിടത്തും കാണാം. വളരെ വലിപ്പമേറിയ ഇത്തരം മേഘങ്ങളുടെ വലുപ്പം അളക്കുന്നത് പാർ സെക് (par sec ) എന്ന ദൂരമാപിനിയിലാണ്. ഒരു പാർ സെക് എന്ന് പറഞ്ഞാൽ ഏകദേശം 31 ലക്ഷം കോടി കിലോമീറ്റർ വരും! അതായത് സൂര്യനിൽ നിന്നും ഭൂമിയിലേക്കുള്ള ദൂരത്തിന്റെ ഒരു ലക്ഷം മടങ്ങ്! ഈ ഭീമാകാരങ്ങളായ മേഘങ്ങൾ നിർമിക്കപ്പെട്ടിട്ടുള്ളത് പ്രധാനമായും ഹൈഡ്രജൻ, ഹീലിയം എന്നീ തന്മാത്രകൾ ചേർന്നാണ്. മറ്റു മൂലകങ്ങൾ ഉണ്ടാകുന്നത് പ്രപഞ്ചം ഉണ്ടായി കുറെ കഴിഞ്ഞാണ്. അതുകൊണ്ട് തന്നെ ആദ്യകാല മേഘങ്ങളിൽ അവയുടെ അളവ് കുറവാകും. എന്നാൽ പ്രപഞ്ചത്തിന് പ്രായം ഏറെയുള്ള സ്ഥലത്താണ് മേഘം എങ്കിൽ അവിടെ മറ്റ് മൂലകങ്ങൾ കാണാൻ സാധിക്കും. ഈ തന്മാത്രകൾക്കെല്ലാം പിണ്ഡം (mass) ഉണ്ട്. പിണ്ഡം ഉള്ള എല്ലാ വസ്തുക്കളും ഗുരുത്വ ബലത്താൽ ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. അതുകൊണ്ട് തന്നെ അവ പരസ്പരം ആകർഷിക്കുന്നു. ഈ ആകർഷണമാണ് നക്ഷത്ര രൂപീകരണത്തിലെ പ്രധാന പങ്ക് വഹിക്കുന്നത്. പരസ്പര ഗുരുത്വാകർക്ഷണം (self gravity) ഈ മേഘങ്ങളെ ഗോളാകൃതിയിലേക്ക് മാറ്റുന്നു.
ഇനിയാണ് സംഭവമാകെ ചൂട് പിടിക്കുന്നത്. ഗുരുത്വബലം തന്മാത്ര ഗോളത്തെ അതിന്റെ കേന്ദ്രത്തിലേക്ക് ആകർഷിക്കുന്നു. തന്മൂലം ഗോളത്തിന്റെ വലുപ്പം കുറഞ്ഞ് വരുന്നു. എന്നാൽ അതിന്റെ പിണ്ഡം ആകട്ടെ, മാറുന്നുമില്ല. അതുകൊണ്ട് തന്നെ വാതക ഗോളത്തിന്റെ സാന്ദ്രത (density) വർദ്ധിക്കുന്നു. ഈ സമയത്താണ് അടുത്ത ആള്‍ ഗോദയിലേക്ക് രംഗപ്രവേശനം ചെയ്യുന്നത്, വാതകങ്ങളുടെ ഗതിക സിദ്ധാന്തം (മൂപ്പർ ആദ്യമേ അവിടെയുണ്ട്. എങ്കിലും ഈ പ്രക്രിയയിൽ ഇപ്പോഴാണ് മൂപ്പർക്ക് ഒരു വിലയൊക്കെ കിട്ടുന്നത്!)
അടിസ്ഥാനപരമായി ഇതൊരു വാതക ഗോളം ആയതിനാൽ, എല്ലാ വാതകങ്ങളെപ്പോലെ, പത്താം ക്‌ളാസിൽ പഠിച്ച ഐഡിയൽ, ഗ്യാസ് നിയമം (PV =nRT ) ഇവയ്ക്കും അനുസരിക്കേണ്ടതായി വരും. ഇതൊരു ലളിതവൽക്കരിച്ച രൂപമാണ്.ശരിക്കും ഒന്നുകൂടെ സങ്കീർണ്ണമായ പൊളിട്രോപിക് (polytropic) നിയമങ്ങളാണ് ഈ വാതക ഗോളങ്ങൾ അനുസരിക്കുക. എങ്കിലും നമ്മുടെ ആവശ്യത്തിന് ഐഡിയൽ ഗ്യാസ് നിയമം മതി. ഈ നിയമ പ്രകാരം വാതകങ്ങളുടെ സാന്ദ്രത കൂടുന്നതനുസരിച്ച് അവയുടെ മർദ്ദവും (pressure), താപനിലയും (temperature) കൂടും. ഇത്രയും നേരം ഗുരുത്വബലം മാത്രം ഉണ്ടായിരുന്ന സ്ഥലത്തേക്കാണ് മർദ്ദം കടന്നു വരുന്നത്. വാതകമർദ്ദം മൂലം മർദ്ദം കൂടിയ സ്ഥലത്തു നിന്നും കുറഞ്ഞ സ്ഥലത്തേക്ക് ഒരു ബലം ഉണ്ടാകുന്നു. ഈ ബലം ഗുരുത്വബലത്തിന് എതിരായി പ്രവർത്തിക്കുകായും ചെയ്യുന്നു. ഗുരുത്വവും മർദ്ദവും തമ്മിലുള്ള ഈ വടംവലിയിൽ ആദ്യം ഗുരുത്വത്തിന് മുൻ‌തൂക്കം ലഭിക്കുമെങ്കിലും, പിന്നീട് വാതകത്തിന്റെ സാന്ദ്രത കൂടുന്നതനുസരിച്ച് മർദ്ദം കൂടുകയും അവസാനം വടം അങ്ങോട്ടും ഇങ്ങോട്ടും നീങ്ങാത്ത അവസ്ഥയിൽ എത്തി നിൽക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇപ്പോൾ വാതക ഗോളത്തിന് സ്ഥിരമായ ഒരു വലിപ്പം ഉണ്ടായിക്കഴിഞ്ഞിരിക്കുന്നു.
ഇതിനിടയിൽ മറ്റൊന്ന് കൂടെ സംഭവിക്കുന്നുണ്ട്. സാന്ദ്രത കൂടുന്നതിനൊപ്പം വാതകത്തിന്റെ താപനിലയും കൂടുന്നു. ഏറ്റവും സാന്ദ്രത കൂടിയ കേന്ദ്ര ഭാഗത്ത് താപനില വളരെ കൂടി പത്തു ലക്ഷം ഡിഗ്രി സെൽഷ്യസിനെക്കാൾ കൂടുന്നു. ഈ താപനിലയിൽ മൂന്നാമത്തെ ആൾ കടന്നു വരുന്നു; അണുസംയോജനം (nuclear fusion). ഇത്രയും ഉയർന്ന താപനിലയിൽ ഹൈഡ്രജൻ അണു കേന്ദ്രങ്ങൾ പരസ്പരം അടുത്ത് വരികയും അവ സംയോജിച്ചു ഹീലിയം ആറ്റം ഉണ്ടാകുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ പ്രവർത്തനത്തിനൊപ്പം വളരെയധികം ഊർജ്ജം പുറന്തള്ളപ്പെടും. (ഹൈഡ്രജൻ ബോംബിന്റെ പ്രവർത്തനം ഈ പ്രതിഭാസത്തെ അടിസ്ഥാനപ്പെടുത്തിയാണ്.) പുറന്തള്ളപ്പെടുന്ന ഊർജ്ജം വാതക ഗോളത്തിന്റെ കേന്ദ്രഭാഗത്തെ മറ്റ് ആറ്റങ്ങൾ ആഗിരണം ചെയ്യുകയും അവയും സ്വയം അണുസംയോജനത്തിന് വിധേയമാവുകയും ചെയ്യും. ഇങ്ങനെ അണുസംയോജനം ചെയ്ത് ഊർജ്ജം സ്വയം സൃഷ്ടിക്കുന്ന അവസ്ഥയിലേക്ക് വാതക ഗോളം എത്തുമ്പോളാണ് നാം അതിനെ ‘നക്ഷത്രം ‘ എന്ന് വിളിക്കുന്നത്.
നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കേന്ദ്രഭാഗത്ത് സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്ന ഊർജ്ജത്തിന്റെ ഒരു ചെറിയ ശതമാനം, സംവഹനം,വികിരണം എന്നീ പ്രവർത്തനങ്ങളിലൂടെ നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രതലത്തിലേക്ക് കൈമാറ്റം ചെയ്യപ്പെടും. ഇവ നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രതലത്തിലുള്ള തന്മാത്രകളാൽ ആഗിരണം ചെയ്യപ്പെടുകയും പിന്നീട് പുനർവികിരണം ചെയ്യപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ ഊർജ്ജം, വെദ്യുതകാന്തിക വികിരണത്തിന്റെ രൂപത്തിൽ പുറന്തള്ളപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ തരംഗങ്ങളുടെ ഒരു ചെറിയ വിഭാഗമാണ് നാം കാണുന്ന ദൃശ്യപ്രകാശം. ഇതാണ് നാം രാത്രിയിൽ നക്ഷത്രങ്ങളെ നോക്കുമ്പോൾ കാണുന്നത്!
(പ്രണവ് ക്യാനഡയിലെ University of Western Ontarioയില്‍ Astrophysics-ല്‍ ഗവേഷകനാണ്)
(Azhimukham believes in promoting diverse views and opinions on all issues. They need not always conform to our editorial positions)
