നക്ഷത്രം
വിക്കിപീഡിയ, ഒരു സ്വതന്ത്ര വിജ്ഞാനകോശം.
 |
ലേഖനത്തില്‍ ആധാരമാക്കാവുന്ന പ്രമാണങ്ങള്‍ ഇല്ല/കുറവാണ്. അവ ചേര്‍ക്കാന്‍ താങ്കള്‍ക്ക് സഹായിക്കാവുന്നതാണ്. |
സ്വയം കത്തിജ്വലിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന വാതകഗോളങ്ങളാണ് നക്ഷത്രങ്ങള്‍. ഭീമമായ ഊര്‍ജ്ജം ഉത്പാദിപ്പിച്ചുകൊണ്ട് ഹൈഡ്രജന്‍ അണുമര്‍മ്മങ്ങള്‍(നൂക്ലിയസ്) ഹീലിയം അണുമര്‍മ്മങ്ങളാകുന്ന അണുസംയോജന പ്രക്രിയയാണ് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കുള്ളില്‍ നടക്കുന്നത്. അവിശ്വസനീയമായ പിണ്ഡമാവും നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കുണ്ടാവുക.
ഉള്ളടക്കം |
[തിരുത്തുക] നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ടാകുന്നത്
നക്ഷത്രാന്തരീയ ഇടം (Interstellar space) മേഘപടലങ്ങള്‍ സാവധാനം കൂടിച്ചേര്‍ന്ന് നീഹാരികാ(നെബൂലകള്‍) രൂപം പ്രാപിക്കുന്നു. നീഹാരികകള്‍ക്ക് ലക്ഷം കോടി കിലോമീറ്ററുകള്‍ വ്യാസമുണ്ടാകും. നീഹാരികകളുടെ ആന്തരഗുരുത്വാകര്‍ഷണം മൂലം അവ കറങ്ങിത്തുടങ്ങുന്നു. തത്ഫലമായി ഹൈഡ്രജന്‍ കണങ്ങള്‍ പലഭാഗങ്ങളിലായി ഉരുണ്ടുകൂടുന്നു. ഇത്തരം വന്‍ വാതകപിണ്ഡങ്ങള്‍ സ്വയം കറങ്ങുന്നതോടൊപ്പം സങ്കോചിച്ചുകൊണ്ടുമിരിക്കും. ഹൈഡ്രജന്‍ ആറ്റങ്ങള്‍ തമ്മിലുള്ള ദൂരം കുറയും തോറും അവതമ്മിലുള്ള ആകര്‍ഷണബലം വര്‍ദ്ധിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കും. അതിനനുസരിച്ച് മര്‍ദ്ദവും, ഊഷ്മാവും, സാന്ദ്രതയും വര്‍ദ്ധിക്കും ഊഷ്മാവ് ഒന്നരക്കോടി കെല്‍‌വിന്‍ എന്ന പരിധി കടക്കുമ്പോള്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ അണുസംയോജനം(Nuclear fusion) എന്ന പ്രക്രിയക്ക് തുടക്കമാവും. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കൂട്ടത്തിനു [അവലംബം ചേര്‍ക്കേണ്ടതുണ്ട്] നക്ഷത്രകദംബങ്ങള്‍എന്നു വിളിക്കുന്നു. മഹാവിസ്ഫോടനത്തിനു ശേഷം 5 ലക്ഷം വര്‍ഷങ്ങള്‍ക്കു ശേഷമാണ് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ആദ്യം രൂപം കൊണ്ടത്. പിന്നീട് നൂറുകോടി യോളം വര്‍ഷങ്ങള്‍ [അവലംബം ചേര്‍ക്കേണ്ടതുണ്ട്] കൂടി കഴിഞ്ഞാണ് ആദ്യ ഗാലക്സികള്‍ ഉണ്ടായത്.
[തിരുത്തുക] ആന്തരപ്രവര്‍ത്തനം
ഇരുപതാം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ തുടക്കത്തില്‍ വരെ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ വന്‍ കല്‍ക്കരിച്ചൂളകള്‍ ആണെന്നാണ് കരുതിയിരുന്നത്. ആല്‍ബര്‍ട്ട് ഐന്‍സ്റ്റീന്‍ മുന്നോട്ടു വച്ച ദ്രവ്യ-ഊര്‍ജ്ജ സമീകരണതത്വം അതുവരെ നക്ഷത്രങ്ങളെക്കുറിച്ചുണ്ടായിരുന്ന ആശയക്കുഴപ്പം നീക്കി. ഉന്നത മര്‍ദ്ദത്തില്‍ നാലു ഹൈഡ്രജന്‍ കണങ്ങള്‍ കൂടി ചേര്‍ന്ന് ഒരു ഹീലിയം കണമുണ്ടാവുകയാണ് ചെയ്യുന്നത്. കൂടിചേരുമ്പോള്‍ ഒരു ചെറിയ അളവ് ദ്രവ്യം നഷ്ടപ്പെടും. നഷ്ടപ്പെടുന്ന ദ്രവ്യം ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ രൂപത്തില്‍ പുറത്തു വരുന്നു. നക്ഷത്രത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തിലാണ് അണുസംയോജനം നടക്കുന്നത്. ഹൈഡ്രജന്‍ ബോംബിലും സമാനപ്രവര്‍ത്തനമാണ് നടക്കുന്നത്.
[തിരുത്തുക] ചുവപ്പുഭീമന്‍
.jpg/200px-Betelgeuse_star_(Hubble).jpg)
നക്ഷത്ര കാമ്പിലെ ഹൈഡ്രജന്‍ തീരുമ്പോള്‍ ഹീലിയം കാമ്പ് സങ്കോചിക്കുകയും അതേസമയം പുറമേയുള്ള ഹൈഡ്രജന്‍ ഭാഗം വികസിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. നക്ഷത്രത്തിന്റെ വലിപ്പം അമ്പത് ഇരട്ടിയോളം വര്‍ദ്ധിക്കും. പുറത്തുവിടുന്ന ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ അളവുകുറയുകയും ചെയ്യുന്നു. ചുവന്ന പ്രകാശമാവും ഉണ്ടാവുക. ഈ അവസ്ഥയെ ചുവപ്പുഭീമന്‍(Red Giant) എന്നു വിളിക്കുന്നു.
[തിരുത്തുക] അവസാനം
കോടിക്കണക്കിനു വര്‍ഷങ്ങള്‍ ഊര്‍ജ്ജോത്പാദനത്തിനാവശ്യമുള്ള ഹൈഡ്രജന്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കുള്ളിലുണ്ട്. നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രായമേറുമ്പോള്‍ അകക്കാമ്പ് മുഴുവന്‍ ഹീലിയം കൊണ്ടു നിറയും. അതോടെ ജ്വലനം പുറം‌പാളിയിലേക്ക് മാറിത്തുടങ്ങുന്നു.
[തിരുത്തുക] ചന്ദ്രശേഖര്‍സീമയിലും കുറവുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില്‍
ചന്ദ്രശേഖര്‍ സീമയിലും കുറവ് പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിലും കൂടുതലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിലും ഇനിയുള്ള പ്രവര്‍ത്തനങ്ങള്‍ വ്യത്യസ്തമാണ്.
[തിരുത്തുക] വെള്ളക്കുള്ളന്‍
ചുവപ്പുഭീമന്‍ അവസ്ഥയില്‍ അതിവേഗം ഊര്‍ജ്ജനഷ്ടം ഉണ്ടാകുമെങ്കിലും ചുരുങ്ങിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്ന അകക്കാമ്പില്‍ മര്‍ദ്ദവും താപവും ഏറിക്കൊണ്ടിരിക്കും താ‍പനില പതിനാലുകോടി കെല്‍‌വിനാകുമ്പോള്‍ മൂന്നു ഹീലിയം കണമര്‍മ്മങ്ങള്‍ ഒന്നുചേര്‍ന്ന് കാര്‍ബണ്‍ കണമര്‍മ്മമുണ്ടാവും, ഇതിനോട് വീണ്ടുമൊരു ഹീലിയം കൂടിച്ചേര്‍ന്ന് ഓക്സിജനും ഉണ്ടാകും. ഈ അണുസംയോജനങ്ങളും ഊര്‍ജ്ജപ്രസരണം നടത്തുകയും നക്ഷത്രം പുനരുജ്ജീവിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. വീണ്ടും കോടിക്കണക്കിനു വര്‍ഷങ്ങള്‍ കഴിയുമ്പോള്‍ പുറം‌സ്തരത്തിലെ ഹൈഡ്രജന്‍ വിസരിച്ചു പോകുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കുള്ളില്‍ കാര്‍ബണും ഓക്സിജനും നിറയും ഊര്‍ജ്ജനിര്‍ഗ്ഗമനം കുറയും നക്ഷത്രം വെള്ളപ്രകാശം പ്രസരിപ്പിക്കാന്‍ തുടങ്ങും ഇത്തരം വൃദ്ധനക്ഷത്രങ്ങളെ വെള്ളക്കുള്ളന്‍ എന്നു വിളിക്കുന്നു.
[തിരുത്തുക] ചന്ദ്രശേഖര്‍സീമയിലും കൂടുതലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില്‍
ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ സാന്ദ്രത വര്‍ദ്ധിച്ച് വര്‍ദ്ധിച്ച് ഹീലിയം ആദ്യം കാര്‍ബണും ഓക്സിജനുമാവുന്നു. കനത്തപിണ്ഡം മൂലമുള്ള ആകര്‍ഷണബലം നക്ഷത്രത്തെ വീണ്ടും സങ്കോചിപ്പിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കും. അതിനാല്‍ പുതിയ കണമര്‍മ്മങ്ങള്‍ രൂപം കൊള്ളും കാര്‍ബണ്‍ കണമര്‍മ്മങ്ങള്‍ ചേര്‍ന്ന് നിയോണ്‍(z=10), മഗ്നീഷ്യം(z=12) എന്നിവയുണ്ടാകുന്നു. ഓക്സിജന്‍ കണമര്‍മ്മങ്ങള്‍ചേര്‍ന്ന് സിലിക്കണ്‍(z=14) സള്‍ഫര്‍(z=16) എന്നിവയുണ്ടാകുന്നു. വീണ്ടും സിലിക്കണ്‍ കണമര്‍മ്മങ്ങള്‍ യോജിച്ച് ഇരുമ്പും(z=26) സൃഷ്ടിക്കപ്പെടും. ഇതുകൂടാതെ ആറ്റമികഭാരം 26 വരെയുള്ള എല്ലാ മൂലകങ്ങളും വ്യത്യസ്ത അളവുകളില്‍ ഉണ്ടാകുന്നു. ഇരുമ്പിലെത്തുമ്പോള്‍ നക്ഷത്രത്തിലെ സ്വാഭാവിക അണുസംയോജനങ്ങള്‍ അവസാനിക്കുന്നു.
ഒടുവില്‍ കാമ്പൊരു തിളക്കുന്ന ഇരുമ്പുണ്ടയാകുന്നു. ഈ ഇരുമ്പു നക്ഷത്രവും സ്വയം സങ്കോചിക്കാനുള്ള ശ്രമത്തിലാകും. പിണ്ഡത്തിനനുസരിച്ച് ന്യൂട്രോണുകള്‍ വിസര്‍ജ്ജിക്കുന്ന ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രമോ തമോദ്വാരമോ ആയി നക്ഷത്രങ്ങള്‍ മാറുന്നു. ചിലപ്പോള്‍ ഇവ പൊട്ടിത്തെറിക്കാറുമുണ്ട്. പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്ന അവസ്ഥയെ സൂപ്പര്‍നോവ എന്നു വിളിക്കുന്നു. അവശേഷിക്കുന്ന പിണ്ഡം വീണ്ടും ചുരുങ്ങാന്‍ തുടങ്ങുന്നു. പൊട്ടിത്തെറിക്കുമ്പോള്‍ ലഭ്യമാകുന്ന ഊര്‍ജ്ജത്തെ ഉപയോഗപ്പെടുത്തി അവശിഷ്ടപിണ്ഡത്തില്‍ വീണ്ടും അണുസംയോജനം നടക്കുന്നു. ഇങ്ങിനെ അണുവികിരണ സ്വഭാവമുള്ള യുറേനിയം(z=92) വരെയുള്ള മൂലകങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകുന്നു. കൂടുതല്‍ ഭാരമുള്ളവയും ഉണ്ടാവുമെങ്കിലും അസ്ഥിരമായവ ആയതിനാല്‍ നിലനില്‍ക്കില്ല.
[തിരുത്തുക] ആധാരസൂചിക
[തിരുത്തുക] കുറിപ്പുകള്‍
[തിരുത്തുക] പുറത്തേക്കുള്ള കണ്ണികള്‍
- http://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html
- http://encarta.msn.com/encyclopedia_761557483/Star_(astronomy).html
- How Stars Work at HowStuffWorks
- Query star by identifier, coordinates or reference code. Centre de Données astronomiques de Strasbourg
- Star, World Book @ NASA
- Portraits of Stars and their Constellations. University of Illinois
- How To Decipher Classification Codes. Astronomical Society of South Australia
