← പ്രപഞ്ചവും മനുഷ്യനും

പ്രപഞ്ചവും മനുഷ്യനും
ഗ്രന്ഥകർത്താവ്	കെ. വേണു
രാജ്യം	ഇന്ത്യ
ഭാഷ	മലയാളം
വിഭാഗം	ശാസ്ത്രസാഹിത്യം
വര്‍ഷം	1970
മാദ്ധ്യമം	അച്ചടി
പുറങ്ങള്‍	346
വായനക്കാരുടെ പ്രതികരണങ്ങള്‍	ഇവിടെ രേഖപ്പെടുത്തുക

അനന്തവിശാലമായ വിശ്വമേഖലകളുടെ അറ്റം കണ്ടെത്താനുള്ള നമ്മുടെ നഗ്നനേത്രങ്ങളുടെ ശ്രമം എല്ലായ്പ്പോഴും പരാജയപ്പെടുന്നു. തെളിഞ്ഞ രാത്രികളിൽ ആകാശത്തു ചിതറിക്കിടക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങൾക്കിടയിലൂടെ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ സീമയെ കണ്ടെത്താൻ ശ്രമിക്കുന്തോറും നമ്മുടെ ചിന്താശക്തി തളർന്നുപോവുകയല്ലാതെ ഉത്തരത്തിലെത്തുകയില്ല. ഇതു നഗ്നനേത്രങ്ങളുടെ മാത്രം നിസ്സഹായതയല്ല. ആധുനികശാസ്ത്രം ആവിഷ്കരിച്ചിട്ടുള്ള ഏറ്റവും ആധുനികമായ ഉപകരണങ്ങളോടുകൂടി ഈ പ്രശ്നത്തെ നേരിടുന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞന്റെ സ്ഥിതിയും അന്തിമവിശകലനത്തിൽ ഇതുതന്നെയാണു്. നമ്മുടെ നഗ്നനേത്രങ്ങൾകൊണ്ടു് കാണാൻ കഴിയുന്നതിനെ അപേക്ഷിച്ചു് ലക്ഷക്കണക്കിനു് മടങ്ങ് അധികം നക്ഷത്രങ്ങളെയും അതിനനുസൃതമായ വിദൂരമേഖലകളെയും കണ്ടെത്താൻ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനു് കഴിയുന്നുണ്ടു്. പക്ഷേ, അതുകൊണ്ടും പ്രശ്നമവസാനിക്കുന്നില്ല. വിശ്വവിശാലതയുടെ ഒരു ചെറു കോണിൽ മാത്രമാണു് ഈ ഉപകരണങ്ങളുടെയെല്ലാം പര്യവേക്ഷണമേഖലകളൊതുങ്ങി നിൽക്കുന്നതു്.

മിന്നാമിനുങ്ങുകളെപ്പോലെ രാത്രിയുടെ ഇരുണ്ട പശ്ചാത്തലത്തിൽ ആകാശത്തു് ചിതറിക്കിടക്കുന്ന തേജോബിന്ദുക്കളെല്ലാം, നാം സാധാരണ കരുതുന്നപോലെ ഒറ്റപ്പെട്ട നക്ഷത്രങ്ങളല്ല. അവയിൽ പലതും ലക്ഷക്കണക്കിനും കോടിക്കണക്കിനും നക്ഷത്രങ്ങൾ ചേർന്നുള്ള വമ്പിച്ച നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങൾ അഥവാ ഗാലക്സികളോ, നക്ഷത്രങ്ങളും ഭീമാകാരങ്ങളായ വാതകധൂളിമേഘങ്ങളും ചേർന്നുള്ള നെബുലകളോ ആണു്. കാലിഫോർണിയയിലെ മൗണ്ടു് പലോമറിലുള്ള 200-ഇഞ്ചു് ദൂരദർശിനിയിലൂടെ നോക്കിയാൽ നൂറുകോടിയോളം ഗാലക്സികളെ കാണാൻ കഴിയും! അതായതു് 30,000,000,000,000,000,000,000 (30 സെക്സ്ടി മില്യൺ) നാഴികയോളം ദൂരം! എന്നാൽ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ അനന്തവിശാലമായ വിസ്തൃതിയെക്കുറിച്ചോർക്കുമ്പോൾ ഇതെത്രയോ നിസ്സാരം! ആ നിസ്സീമ മേഖലകളിൽ ചിതറിക്കിടക്കുന്ന നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങളിൽ ഒരു ചെറിയ അംശം മാത്രമാണു് ഈ ദൂരദർശിനിയിലൂടെ കാണാൻ കഴിയുന്നതെന്നോർക്കണം. ഈ ദൃശ്യമേഖലയെയും വിട്ടു് പതിന്മടങ്ങ് അകലത്തിലുള്ള ഗാലക്സികളെയും നെബുലകളെയും കുറിച്ചു്, വിവിധതരത്തിലുള്ള ആധുനികോപകരണങ്ങളുടെ സഹായത്തോടെ പഠിക്കാനിന്നു കഴിയുന്നുണ്ടു്. ഇതിന്റെയെല്ലാം അടിസ്ഥാനത്തിൽ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ സാമാന്യഘടനയെക്കുറിച്ചും പൊതുസ്വഭാവങ്ങളെക്കുറിച്ചും കുറെയെല്ലാം മനസ്സിലാക്കാൻ നമുക്കിന്നു കഴിയും.

അതീവ വിശാലമായ ഈ മേഖലകളിൽ നക്ഷത്രങ്ങളും നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങളും തമ്മിലുള്ള അകലവും വിസ്തൃതിയും മറ്റും അളക്കുന്നതിനു് നമ്മുടെ ഭൂമിയിലെ മാനദണ്ഡങ്ങൾ തികച്ചും അപര്യാപ്തങ്ങളാണു്. ഇവിടെ, കഴിഞ്ഞ അദ്ധ്യായത്തിൽ വിവരിച്ച സ്ഥലകാലാനുസ്യുതി നമ്മുടെ സഹായത്തിനെത്തുന്നു. സ്ഥലവും കാലവും തികച്ചും അഭേദ്യങ്ങളായതിനാൽ സ്ഥലത്തെ കാലംകൊണ്ടും കാലത്തെ സ്ഥലംകൊണ്ടും അളക്കാൻ നമുക്കു കഴിയും. ജ്യോതിശാസ്ത്രപരമായ പ്രശ്നങ്ങൾ കൈകാര്യം ചെയ്യുന്നതിനു് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാർ ഉപയോഗിക്കുന്നതു് ഈ തത്ത്വം തന്നെയാണു്. പ്രകാശത്തിന്റെ സഞ്ചാരസമയമാണു് ഇവിടെ ദൂരമളക്കാനുള്ള മാനദണ്ഡമായി ഉപയോഗിക്കുന്നതു്. ഒരു വർഷത്തിൽ പ്രകാശം സഞ്ചരിക്കുന്ന ദൂരത്തെ ഒരു പ്രകാശവർഷം എന്നു പറയുന്നു. പ്രകാശം സെക്കന്റിൽ 186,300 നാഴിക സഞ്ചരിക്കുമെന്നതുകൊണ്ടു് ഒരു വർഷത്തിൽ അതു് 5,878,000,000,000 നാഴിക സഞ്ചരിക്കും. ഒരു പ്രകാശ വർഷമെന്നു പറയുന്നതു് ഇതിനെയാണു്. ഇത്തരത്തിലുള്ള ആയിരക്കണക്കിനും ലക്ഷക്കണക്കിനും പ്രകാശവർഷങ്ങളാണു് നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങൾ തമ്മിലും ഒറ്റയ്ക്കുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ തമ്മിലുമുള്ള അകലം.

അനേകം പ്രകാശവർഷങ്ങൾ ദൂരത്തിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെയാണു് നാം ആകാശത്തിലേക്കു് നോക്കുമ്പോൾ കാണുന്നതു്. നാം വീക്ഷിക്കുന്ന ഒരു നക്ഷത്രം ആയിരം പ്രകാശവർഷം അകലെയാണെങ്കിൽ ആയിരം വർഷം മുമ്പുള്ള ആ നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രതിബിംബമാണു് നാം കാണുന്നതെന്നു വരുന്നു. കാരണം, ആയിരം വർഷം സഞ്ചരിച്ചതിനു ശേഷമാണല്ലോ ആ പ്രകാശരശ്മികൾ നമ്മുടെ കണ്ണിലെത്തിച്ചേരുന്നതു്. ഇപ്പോൾ ആ നക്ഷത്രത്തിൽനിന്നു പുറപ്പെടുന്ന പ്രകാശരശ്മികൾ ഇനി ആയിരം വർഷങ്ങൾക്കുശേഷം അതിനെ വീക്ഷിക്കുന്ന ഒരാൾക്കേ കാണാൻ കഴിയൂ. അപ്പോൾ, ലക്ഷക്കണക്കിനു് പ്രകാശവർഷം ദൂരെയുള്ള പല നക്ഷത്രങ്ങളും, നാം കാണുന്ന സമയത്തു്, വമ്പിച്ച രൂപഭേദങ്ങൾക്കു് വിഷയീഭവിച്ചിട്ടുണ്ടായിരിക്കാം. പത്തുലക്ഷം പ്രകാശവർഷങ്ങൾക്കപ്പുറമുള്ള ഒരു നക്ഷത്രത്തെ നാമിന്നു കാണുന്നുവെന്നിരിക്കട്ടെ. നാമതിനെ കണ്ടുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന അവസരത്തിൽ അതു് അതേപോലെ അവിടെ നിലനിൽക്കണമെന്നില്ല. പത്തുലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്കു മുമ്പുണ്ടായിരുന്ന ആ നക്ഷത്രത്തെയായിരിക്കും നാമിപ്പോൾ കാണുക. അതു് ഈ കാലത്തിനിടക്കു് പല പരിവർത്തനങ്ങൾക്കും വിധേയമാവുകയോ ആ സ്ഥാനത്തുനിന്നു് അപ്രത്യക്ഷമാവുക പോലുമോ ചെയ്തിരിക്കാം. അതിവിദൂരമേഖലകളെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനത്തിൽ നമുക്കനുഭവപ്പെടുന്ന പ്രധാനപ്പെട്ട ഒരു പരിമിതിയാണിതു്.

ഗാലക്സികളുടെ ഘടന

നമുക്കു ദൃശ്യമായതും ഊഹിക്കാവുന്നതുമായ ഭൗതികപ്രപഞ്ചത്തിന്റെ പശ്ചാത്തലം മുഴുവനും നെബുലകളാൽ നിറയപ്പെട്ടതാണു്. മറ്റൊരു വിധത്തിൽ പറഞ്ഞാൽ, പ്രപഞ്ചഘടനയിലെ ഇഷ്ടികകളാണ് നെബുലകൾ. പലപ്പോഴും നെബുലകളും ഗാലക്സികളും തമ്മിൽ അതീവ സാദൃശ്യം പുലർത്തുന്നതുകൊണ്ടു് സാധാരണയായി ഗാലക്സികളെയും നെബുലകളെന്നു തന്നെ വിളിച്ചുവരുന്നു. നമ്മുടെ ഭൂമി കൂടി ഉൾപ്പെടുന്ന സൗരയൂഥം സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന ഗാലക്സിയുടെ പേരാണു് ക്ഷീരപഥം. വളരെ ചെറിയ ഗാലക്സികളിൽ പെടുന്നതാണിതു്. ഇത്തരം ഗാലക്സികളിൽതന്നെ പ്രത്യേകം നെബുലകളെ കാണാം. ഗാലക്സ്യാന്തര നെബുലകളെന്നു് ഇവയെ വിളിക്കാം. എന്നാൽ ബഹുഭൂരിപക്ഷം നെബുലകളും ഗാലക്സികൾക്കു് പുറത്തു് നിലകൊള്ളുന്നവയാണു്. തന്മൂലം ഇവയെ ഗാലക്സീ ബാഹ്യ നെബുലകളെന്നു വിളിക്കാം.

നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടുള്ള നൂറുകോടിയില്പരം നെബുലകളിൽ ബഹുഭൂരിപക്ഷവും, ഫോട്ടോകളിൽ പതിയുന്നതു് മങ്ങിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രതിബിംബങ്ങൾ പോലെയാണു്. ഒട്ടേറെ നെബുലകൾ കൂടുതൽ പ്രകാശമുള്ളവയാണു്. എങ്കിലും അവയുടെ പ്രതിബിംബങ്ങൾ വളരെ ചെറുതായതിനാൽ സൂക്ഷ്മ പഠനങ്ങൾക്കു് അവ സഹായകമല്ല. ഗാലക്സിയുടെ ഘടനയെക്കുറിച്ചുള്ള നമ്മുടെ അറിവു് അധികവും വന്നിട്ടുള്ളതു്, അത്യധികം ഉജ്ജ്വലമായ ഏതാനും ശതം നക്ഷത്രങ്ങളെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനങ്ങളിൽനിന്നാണു്.

ഏറ്റവും പ്രകാശം കൂടിയ നെബുലകളിൽ അധികവും മധ്യഭാഗത്തുള്ള കേന്ദ്രീകൃതസഞ്ചയത്തിനു് ചുറ്റും ഏറെക്കുറെ സമമിതമായി ചുറ്റിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്നവയാണു്. അതുകൊണ്ടു് ഇവയെ ‘നിയമിത’ ഗാലക്സികളെന്നു് വിളിക്കുന്നു. നിയമിതഗാലക്സികൾ രണ്ടുവിഭാഗമുണ്ടു്. ‘അണ്ഡാകാരങ്ങളും’ ‘സർപ്പിലങ്ങളും’. ആദ്യകാലങ്ങളിൽ കരുതിയിരുന്നതിൽനിന്നു് വ്യത്യസ്തമായി, അണ്ഡാകാര ഗാലക്സികളാണു് സർപ്പിലഗാലക്സികളെക്കാൾ കൂടുതലെന്നു് ഇപ്പോൾ വ്യക്തമായിട്ടുണ്ടു്. നമ്മോടടുത്തുള്ള പതിനെട്ടു ഗാലക്സികളിൽ പത്തെണ്ണം അണ്ഡാകാരങ്ങളാണെന്നു കാണാം.

അണ്ഡാകാരനെബുലകളിൽ ഗോളരൂപത്തിലുള്ളവ മുതൽ അല്പം നീളത്തിലുള്ളവ വരെയുണ്ടു്. ഇവയിൽ സാധാരണയായി ധൂളിപടലങ്ങളുണ്ടാവില്ല. പക്ഷേ, ചിലപ്പോൾ അവ്യക്തമായ ചില വസ്തുസഞ്ചയങ്ങൾ അവയ്ക്കിടയിൽ കാണാം. പ്രതിബിംബങ്ങളുടെ രൂപത്തെയും പ്രകാശതീവ്രതയെയും അടിസ്ഥാനമാക്കിയും ഈ നെബുലകളെ തരം തിരിക്കാറുണ്ടു്.

സർപ്പിലനെബുലകൾ രണ്ടുതരത്തിലുണ്ടു് — സാധാരണ സർപ്പിലങ്ങളും ബാർ–സർപ്പില­ങ്ങളും. പൊതുവിൽ ഇവയ്ക്കു രണ്ടു സർപ്പിലഭുജങ്ങളുണ്ടായിരിക്കും. സാധാരണ സർപ്പിലനെബുലകളിൽ ഭുജങ്ങൾ കേന്ദ്രീകൃതഭാഗത്തുനിന്നു് രണ്ടുവശത്തുമായി പതുക്കെ പുറത്തോട്ടു തള്ളിനിൽക്കുന്നു. അതേസമയം ബാർ–സർപ്പിലനെബുലകളിൽ കേന്ദ്രഘനീകൃതഭാഗത്തിനു കുറുകെയുള്ള ദണ്ഡുപോലെയുള്ള നെബുലാസഞ്ചയത്തിന്റെ എതിരറ്റങ്ങളിൽനിന്നു കുത്തനെ പുറത്തോട്ടു തള്ളിനിൽക്കുന്ന വയാണു് ഭുജങ്ങൾ. ബാർ–സർപ്പിലങ്ങളെ അപേക്ഷിച്ചു് ഇരട്ടി സാധാരണ സർപ്പിലങ്ങളുണ്ടെന്നു കരുതപ്പെടുന്നു.

ഏതാണ്ടു് 50 വർഷങ്ങൾക്കു മുമ്പുവരെ അണ്ഡാകാരനെബുലകളുടെ യഥാർത്ഥഘടനയെക്കുറിച്ചു വ്യക്തമായ ധാരണകളൊന്നുമുണ്ടായിരുന്നില്ല. 1944–ൽ ബേഡ് എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞൻ നമ്മുടെ ക്ഷീരപഥത്തിലെ ഒരു അൻഡ്രോമീഡ (ഉത്രട്ടാതി)യുടെ സർപ്പിലഭുജങ്ങളുടെ ഘടന വ്യക്തമാവും വിധമുള്ള ചിത്രങ്ങളെടുക്കുകയുണ്ടായി. അതുവഴി അവയിൽ നിലനിന്നിരുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ യഥാർത്ഥപ്രകൃതം വ്യക്തമായി. സർപ്പിലഭുജങ്ങളിൽ നിലനിന്നിരുന്ന ഉജ്ജ്വലനക്ഷത്രങ്ങളുടെ ശോഭനിമിത്തമാണു് അടുത്തുള്ള അണ്ഡാകാരനെബുലകൾ വെറും വേർതിരിക്കപ്പെടാത്ത വസ്തുസഞ്ചയങ്ങൾ പോലെ മങ്ങി കാണപ്പെട്ടിരുന്നതു്. ഇതുമൂലം രണ്ടുതരം നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങളുണ്ടെന്നു കരുതേണ്ടിവന്നു. സൂര്യന്റെ പ്രാന്തപ്രദേശങ്ങളിലും മറ്റുമുള്ളതുപോലത്തെ അതിദീപ്തങ്ങളും ഉപരിതലത്തിൽ ഉയർന്ന താപനിലയുള്ളതുമായ നക്ഷത്രങ്ങളടങ്ങുന്ന സമൂഹം I; ഗോളാകാരകൂട്ടങ്ങളിൽ കണ്ടുവരുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളും RR ലൈറേനക്ഷത്രങ്ങളും അടങ്ങുന്ന സമൂഹം II (ഒരു ദിവസത്തിൽ കുറഞ്ഞ കാലഘട്ടത്തിൽ പ്രകാശതീവ്രതയിൽ കാര്യമായ വ്യത്യാസം വരുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളെയാണു് RR ലൈറേനക്ഷത്രങ്ങളെന്നു വിളിക്കുന്നതു്); സർപ്പിലനെബുലകളുടെയും അണ്ഡാകാരനെബുലകളുടെയും കേന്ദ്രസ്ഥാനത്തു സാധാരണയായി കണ്ടുവരുന്നതു് സമൂഹം II–ൽ പെട്ട നക്ഷത്രങ്ങളെയാണു്. അതേസമയം സർപ്പിലഭുജങ്ങളിൽ രണ്ടു സമൂഹത്തിൽ പെട്ടവയുമുണ്ടായിരിക്കും; സമൂഹം I–ൽ പെട്ടവയായിരിക്കും അധികമെന്നുമാത്രം. പല അനിയമിത ഗാലക്സികളും സമൂഹം I–ൽ പെട്ട നക്ഷത്രങ്ങളടങ്ങിയവയാണു്; പക്ഷേ അവയോടു ചേർന്നുള്ള ഗോളാകാരഗണങ്ങളിൽ അധികവും സമൂഹം I–ൽ പെട്ടവയായിരിക്കും.

അനിയമിത ഗാലക്സികളിൽ ഏറ്റവും നന്നായി അറിവായിട്ടുള്ളതു് നമ്മുടെ ഏറ്റവും അടുത്ത അയൽക്കാരായ മെഗല്ലൻ മേഘങ്ങളാണു്. പതിനഞ്ചാം നൂറ്റാണ്ടിൽ മെഗല്ലനും മറ്റും നടത്തിയ സാഹസിക സമുദ്രയാത്രയ്ക്കിടയിൽ ഗുഡ്ഹോപ്പു് മുനമ്പിനരികെ അവരെത്തിയപ്പോഴാണു് ഈ നക്ഷത്രമേഘങ്ങൾ ആദ്യമായി മനുഷ്യദൃഷ്ടിയിൽപ്പെടുന്നതു്. അതുകൊണ്ടാണു് അവയ്ക്കു മെഗല്ലൻ-മേഘങ്ങളെന്നു പേരുവന്നതു്. അവ ഏതാണ്ടു് 150,000 പ്രകാശവർഷങ്ങൾ ദൂരെയാണെന്നു കരുതപ്പെടുന്നു. നമ്മുടെ ഗാലക്സികൂടി ഉൾക്കൊള്ളുന്ന ‘പ്രാദേശിക സംഘം’ എന്നു വിളിക്കപ്പെടുന്ന ഒരു വിഭാഗം ഗാലക്സി സമൂഹത്തിലെ ചെറിയൊരു നെബുലാഗണത്തിൽ പെട്ടതാണു് മെഗല്ലൻ-മേഘങ്ങൾ. സൂര്യനിൽനിന്നും 20 ലക്ഷം പ്രകാശവർഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ പെടുന്ന ഏതാണ്ടു് 20-ഓളം ഗാലക്സികളും ഈ സംഘത്തിൽ പെടുന്നു. ഈ നെബുലാഗണത്തിനു പുറത്തു്, അടുത്ത സർപ്പില നെബുലകളുൾപ്പെടുന്ന രണ്ടു സെറ്റുകളുണ്ടു്. ഒന്നിൽ നമ്മുടെ ഗാലക്സികളും മെഗ% ല്ലൻ-മേഘങ്ങളുമുൾപ്പെടുന്നു. ആൻഡ്രോമിഡ എം. 31-ലെ വലിയ നെബുലയും മറ്റേ മൂന്നെണ്ണത്തിലൊന്നാണു്.

ക്ഷീരപഥം

നമ്മുടെ ഗാലക്സിയെ ആകാശഗംഗ എന്നും ക്ഷീരപഥം എന്നുമെല്ലാം വിളിച്ചുവരുന്നു. നമ്മുടെ ഗാലക്സിയെ ശരിയായവിധം നിരീക്ഷിക്കാൻ പറ്റാത്ത സ്ഥാനത്താണു് നമ്മുടെ നില. സൗരയൂഥം സ്ഥിതിചെയ്യുന്നതു് നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ പുറംപാളികളിലാണു്. മാത്രമല്ല ധൂളിപടലങ്ങൾ നിറഞ്ഞ ഒരു പ്രദേശത്താണു് നാം സ്ഥിതിചെയ്യുന്നതെന്നതുകൊണ്ടു് ഈ ഗാലക്സിയുടെ മറ്റു മേഖലകൾ ഒരു ദിശയിൽ കൂടിയും അധികദൂരം കാണാൻ നമുക്കു കഴിയില്ല. ഈ ധൂളിപടലം ഏറ്റവും കട്ടിയിൽ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നതു് ഗാലക്സിയുടെ കേന്ദ്രത്തിലേയ്ക്കുള്ള ദിശയിലാണു്. ബാഹ്യമേഖലകളിലെ മറ്റു പല ഗാലക്സികളിലുമുള്ളതുപോലെ നമ്മുടെ ഗാലക്സിക്കു ചുറ്റും ഒരു ആച്ഛാദനവലയം ഉണ്ടെന്നു കരുതപ്പെടുന്നു.

വളരെ ദൂരെ ചെന്നുനിന്നു് നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിലേയ്ക്കു നാം നോക്കുകയാണെങ്കിൽ അതു വൃത്താകാരത്തിൽ പരന്ന ഒരു ബഹൃത്തായ നക്ഷത്രസഞ്ചയമാണെന്നേ തോന്നൂ. അതിന്റെ പരിധികളിൽനിന്നു് ഒട്ടേറെ സർപ്പിലഭുജങ്ങൾ പുറത്തോട്ടു തള്ളിനില്ക്കുന്നതും കാണാം. ഇങ്ങനെയൊരു ഭുജത്തിലാണു് നമ്മുടെ സൗരയൂഥം സ്ഥിതിചെയ്യുന്നതു്. ഈ നക്ഷത്രസഞ്ചയത്തിന്റെ പ്രധാന തലത്തിലെ വ്യാസമേതാണ്ടു് 100,000 പ്രകാശവർഷങ്ങളാണെന്നു കണക്കാക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഇതുംവിട്ടു് ഏതാണ്ടു് 15,000 പ്രകാശവർഷങ്ങൾ വരെയുള്ള മേഖലകളിൽ അസംഖ്യം നക്ഷത്രങ്ങൾ ചിന്നിച്ചിതറി കിടക്കുന്നു. സൂര്യൻ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന സ്ഥാനത്തു് ഈ ഗാലക്സിയിൽ ഏതാണ്ടു് 3000 പ്രകാശവർഷങ്ങൾ കനത്തിലാണു് നക്ഷത്രങ്ങൾ നിലകൊള്ളുന്നതു്. കേന്ദ്രസ്ഥാനത്താകട്ടെ, 15,000 പ്രകാശവർഷം കനത്തിലാണു് നക്ഷത്രങ്ങൾ തിങ്ങിനിറഞ്ഞു നില്ക്കുന്നതു്. ഈ കേന്ദ്രവൃത്തത്തിന്റെ പരിധിവിട്ടു് ഏതാണ്ടു് 10,000 പ്രകാശവർഷങ്ങൾക്കകലെയാണു് സൂര്യൻ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നതു്.

മറ്റെല്ലാ ഗാലക്സികളെയുംപോലെ നമ്മുടെ ഗാലക്സിയും നിരന്തരം അതിവേഗത്തിൽ ചലിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുകയാണു്. മണിക്കൂറിൽ അഞ്ചുലക്ഷം മൈലാണു് നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ ചലനവേഗത. ഇതുകൂടാതെയാണു് നാം സൂര്യനു ചുറ്റും മണിക്കൂറിൽ അറുപത്തെണ്ണായിരം മൈൽ വേഗത്തിൽ സഞ്ചരിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്നതു്. മാത്രമല്ല, ഭൂമധ്യരേഖയോടടുത്തു ജീവിക്കുന്ന നാം മണിക്കൂറിൽ ആയിരത്തിലേറെ നാഴിക വേഗത്തിലാണു് സദാ ഭ്രമണം ചെയ്തുകൊണ്ടിരിക്കുന്നതു്.

നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ നക്ഷത്രങ്ങൾ മാത്രമല്ല ഉള്ളതു്. ദീപ്തവും ഇരുണ്ടതുമായ മേഘങ്ങൾകൂടിയുണ്ടു്. ഈ ഗാലക്സിയിൽ നാം സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന പ്രദേശത്തുള്ള വസ്തുസഞ്ചയത്തിൽ പകുതിയും വ്യാപൃതവും സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞതുമായ ആച്ഛാദനവസ്തുക്കളുടെ രൂപത്തിലാണെന്നു കരുതപ്പെടുന്നു. ഇതിൽ ബഹുഭൂരിപക്ഷവും വാതകങ്ങളാണു്; പ്രധാനമായും ഹൈഡ്രജൻ കൂടാതെ ഒരു ശതമാനത്തോളം പൊടിപടലങ്ങളും. ഇങ്ങനെയുള്ള നക്ഷത്രാന്തരവസ്തുക്കൾ ഊഹാതീതമാം വണ്ണം നേർത്ത തോതിലാണുള്ളതു്. നാം ശൂന്യാകാശമെന്നു വിളിക്കുന്ന മേഖലകളിലെല്ലാം ഈ വസ്തുക്കൾ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. ഒരു ഘനസെന്റിമീറ്ററിൽ ഒരു ആറ്റം എന്നുള്ള തോതിലാണു് ഈ പ്രാപഞ്ചികമേഖലകളിൽ പദാർത്ഥം നിലനിൽക്കുന്നതു്! പക്ഷേ ഇതു് എല്ലായിടത്തും ഈ രീതിയിലല്ല. പലയിടത്തും കനത്ത മേഘങ്ങളുടെ രൂപത്തിലാണു് ഈ നക്ഷത്രാന്തരവസ്തുക്കൾ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നതു്. നൂറുകണക്കിനു് പ്രകാശവർഷങ്ങൾ വിസ്തൃതിയുള്ള പല മേഘപാളികളെയും നമ്മുടെ ഗാലക്സിക്കുള്ളിൽതന്നെ കണ്ടെത്താവുന്നതാണു്.

ക്ഷീരപഥത്തിനുള്ളിൽ തന്നെ ഒട്ടേറെ നെബുലകളുണ്ടു്. പക്ഷേ, ഇവ നമ്മുടെ ഗാലക്സിക്കു പുറത്തുള്ള നെബുലകളിൽനിന്നു വ്യത്യസ്തമാണു്. ബാഹ്യനെബുലകൾ ക്ഷീരപഥത്തോടു് ഏറെക്കുറെ സദൃശ്യമായതിനാൽ അവയെയും ഗാലക്സികളെന്നാണു വിളിക്കുന്നതെന്നു നേരത്തേ ചൂണ്ടിക്കാട്ടിയിട്ടുണ്ടല്ലോ. അതിൽനിന്നു വ്യത്യസ്തമായി നമ്മുടെ ഗാലക്സിക്കുള്ളിലുള്ള നെബുലകളെ ഗ്രഹനെബുലകളെന്നാണു വിളിക്കുന്നതു്. അവ ഗ്രഹങ്ങളെപ്പോലെ ചലിക്കുന്നില്ലെങ്കിലും ഈ ഗ്രഹനെബുലകളുടെ കേന്ദ്രത്തിൽ ഒരു മങ്ങിയ നക്ഷത്രമുണ്ടായിരിക്കും. ഈ നെബുലകളിൽ പലതും വലയാകൃതിയിലായിരിക്കും. കേന്ദ്രത്തിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉത്തേജനം നിമിത്തം ഈ വലയാവരണവും ദീപ്തമാനമാകും. ഈ നെബുലകളുടെ വ്യാസം പലപ്പോഴും സൂര്യനിൽനിന്നു ഭൂമിയിലേക്കുള്ള ദൂരത്തിന്റെ പതിനായിരം മടങ്ങായിരിക്കും! എങ്കിലും അവയുടെ ദ്രവ്യമാനം സൂര്യന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ അഞ്ചിലൊന്നിൽ താഴെയായിരിക്കുംതാനും. ഇതിനു കാരണമുണ്ടു്. ഈ നെബുലകൾ പ്രകാശം വമിക്കുന്ന വെറും നിർവാതഘടനകളത്രെ. അവ അത്യന്തം വലുതായതുകൊണ്ടാണു് നാം അവയെ കാണാനിടയാവുന്നതു്. വാസ്തവത്തിൽ നമ്മുടെ ദൃഷ്ടിയിൽ പെടാൻ വയ്യാത്തത്ര സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞ സ്ഥിതിയിലാണു് അവയിലെ പദാർത്ഥസഞ്ചയങ്ങൾ.

ഗ്രഹനെബുലകൾക്കു നിയതമായ രൂപമുണ്ടു്. അവ സ്വന്തം കേന്ദ്രത്തിൽനിന്നുകൊണ്ടു് ഭ്രമണം നടത്തുന്നതിനാൽ ആ രൂപം എന്നും നിലനിർത്തുകയും ചെയ്യുന്നു. എന്നാൽ നിയതരൂപമില്ലാത്തതും വ്യാപൃതവുമായ നെബുലകളാണു് നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ ഇവയെക്കാളധികമുള്ളതു്. ഇവ രണ്ടുതരമുണ്ടു്: ദീപ്തങ്ങളും ഇരുണ്ടവയും. ദീപ്തപ്രസരിത നെബുലകളിൽ ജ്വലിക്കുന്ന മേഘങ്ങൾ തോന്നിയമാതിരി ചലിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുകയാണു്. ഇവ പ്രകാശം വമിക്കുന്നതായി തോന്നാൻ കാരണം അവയോടു ചേർന്നുള്ള ഒന്നോ അതിലധികമോ നക്ഷത്രങ്ങളാണെന്നു കരുതപ്പെടുന്നു. അതേസമയം നക്ഷത്രങ്ങളില്ലാത്ത വാതക–ധൂളിപടലങ്ങൾ ഇരുണ്ടതായി കാണപ്പെടുന്നു. സാധാരണയായി ഇരുണ്ട നെബുലകളാണു് ദീപ്തനെബുലകളെക്കാളധികമുള്ളതു്. നെബുലകളിൽ പരമാണുക്കളും തന്മാത്രകളും ധൂളികണികകളും വലിയ കണികകളുമെല്ലാം ഉൾപ്പെടുന്നു. നെബുലകളുടെ അവ്യക്തരൂപത്തിനു പ്രധാന കാരണം ധൂളിപടലങ്ങളാണു്. ഇവയുടെ തോതു് പല നെബുലകളിലും വ്യത്യസ്തമായിരിക്കും.

നക്ഷത്രങ്ങൾ പലതരം

നക്ഷത്രങ്ങൾ പ്രധാനമായും മൂന്നു തരത്തിൽ കണ്ടുവരുന്നു: പ്രധാനാനുക്രമനക്ഷത്രങ്ങൾ, രക്തരാക്ഷസന്മാർ, വെള്ളക്കുള്ളന്മാർ. ആദ്യത്തെ വിഭാഗത്തിൽപ്പെട്ടവയാണു് ഏറ്റവും അധികമുള്ളതു്. സൂര്യൻ അതിൽപ്പെട്ട ഒരു ഇടത്തരക്കാരനാണു്. അവയുടെ വലിപ്പം ഏറെക്കുറെ സമാനമാണു്; ചെറിയ തോതിലുള്ള വ്യത്യാസമുണ്ടാവാമെങ്കിലും. ഈ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കു ദ്രവ്യമാനം കൂടുതലാണെങ്കിൽ അവയുടെ ദീപ്തിയും വർദ്ധിച്ചിരിക്കും. ദ്രവ്യമാനം കുറഞ്ഞവ താരതമ്യേന മങ്ങിയവയുമായിരിക്കും. ഏറ്റവും പ്രകാശമേറിയ പ്രധാനാനുക്രമനക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉപരിതല താപനില അത്യധികം ഉയർന്നതായിരിക്കും. നീലയോ നീലകലർന്ന വെളുപ്പോ ആയിരിക്കും ഇവയുടെ നിറം. രക്തരാക്ഷസന്മാരും വെള്ളക്കുള്ളന്മാരും തികച്ചും വ്യത്യസ്തങ്ങളാണു്. രക്തരാക്ഷസന്മാരുടെ പ്രകാശം ഉജ്ജ്വലമാണെങ്കിലും അവയുടെ ഉപരിതല താപനില താരതമ്യേന കുറവാണു്. തന്മൂലം, അവ അത്യധികം വലിയവയാണു്. ഈ വിഭാഗത്തിലെ ഏറ്റവും വലിയവയും ഏറ്റവും പ്രകാശമേറിയതുമായ അന്റാരിസും (തൃക്കേട്ട) ബൈറ്റൽഗ്യുസും (തിരുവാതിര) അതിരാക്ഷസന്മാരാണു്. വെള്ളക്കുള്ളന്മാരാകട്ടെ കുറഞ്ഞ പ്രകാശമുള്ളവയും ഉയർന്ന ഉപരിതല താപനിലയുള്ളവയുമാണു്. അവ വലിപ്പത്തിന്റെ കാര്യത്തിൽ ഗ്രഹങ്ങളോടു് താരതമ്യപ്പെടുത്താവുന്നവയാണു്. വെള്ളക്കുള്ളന്മാരെക്കാൾ ചെറിയ കറുത്ത കുള്ളന്മാരെയും ആകാശത്തു കാണാവുന്നതാണു്. പക്ഷേ, അവ പ്രകാശിക്കാത്തതുകൊണ്ടു് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കൂട്ടത്തിൽ പെടുത്താൻ കഴിയില്ല.

ഈ വിവിധതരം നക്ഷത്രങ്ങളിലെ വസ്തുസഞ്ചയത്തിന്റെ സാന്ദ്രതയിൽ വിപുലമായ വൈവിധ്യം കണ്ടുവരുന്നു. സൂര്യന്റെ ശരാശരി സാന്ദ്രത ജലത്തിന്റെ സാന്ദ്രതയേക്കാൾ അല്പം കൂടുതലാണു്; അതേസമയം ഭീമാകാരനായ ഉത്രട്ടാതിയുടേതു് ജലത്തിന്റെ സാന്ദ്രതയുടെ പത്തുലക്ഷത്തിലൊരംശത്തേക്കാൾ കുറവാണു്! മറിച്ചു് ഒരു വെള്ളക്കുള്ളന്റെ ശരാശരി സാന്ദ്രത ജലത്തിന്റേതിനേക്കാൾ ലക്ഷം മടങ്ങ് കൂടുതലാണു്.

ഇവയെ കൂടാതുള്ള ഒരു വിഭാഗം നക്ഷത്രങ്ങളാണു് അസ്ഥിരനക്ഷത്രങ്ങൾ. ഇവയുടെ ദീപ്തി ആവർത്തികമായി മാറിക്കൊണ്ടിരിക്കും. ഇവ പ്രധാനമായും രണ്ടുതരമുണ്ടു്: പ്രകമ്പനാസ്ഥിരനക്ഷത്രങ്ങളും സ്ഫോടനാസ്ഥിരനക്ഷത്രങ്ങളും. പ്രകമ്പനാസ്ഥിരങ്ങളുടെ കാലയളവു് അരമണിക്കൂർ മുതൽ ആയിരം വർഷം വരെ വ്യത്യാസപ്പെട്ടുകൊണ്ടിരിക്കുന്നു. ഒരു ദിവസത്തിൽ കൂടുതലുള്ളവയെല്ലാം ഏകരൂപമായ ഒരു വിഭാഗത്തിലുൾപ്പെടുന്നു. അവയെ

RR ലൈറേ അസ്ഥിരങ്ങളെന്നും വിളിക്കുന്നു. ഒരു ദിവസത്തിൽ കൂടുതലുള്ളവയെല്ലാം ‘ക്ലാസിക്കൽ സെഫീഡുകൾ’ എന്നു വിളിക്കുന്നു. 

സ്ഫോടനാസ്ഥിരനക്ഷത്രങ്ങൾ അഥവാ നോവകൾ അതിവേഗത്തിലും വമ്പിച്ച തോതിലും ദീപ്തി വർദ്ധിപ്പിക്കുന്നു. ഇങ്ങനെ പ്രകാശസ്ഫുരണത്തിലുണ്ടാകുന്ന വർദ്ധനവു് പലപ്പോഴും പതിനായിരം മുതൽ പത്തുലക്ഷം മടങ്ങുവരെയായിരിക്കും. ഈ വമ്പിച്ച പ്രകാശവർദ്ധനവുണ്ടാകുന്നതാകട്ടെ ഒന്നൊ രണ്ടോ ദിവസം മുതൽ രണ്ടോ മൂന്നോ ആഴ്ചകൾവരെയുള്ള കാലഘട്ടത്തിനിടയ്ക്കാണു്. അതിനു ശേഷം ആദ്യം അതിവേഗത്തിലും പിന്നീടു് പതുക്കെയും പ്രകാശം കുറഞ്ഞുവരുന്നു. സാധാരണയായി ഇത്തരം നോവാസ്ഫോടനം ഓരോ നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും ജീവിതത്തിൽ ഒരിക്കൽ മാത്രമേ ഉണ്ടാകുന്നുള്ളു എന്നു കരുതപ്പെടുന്നു. പക്ഷേ, ഈ നിഗമനം സ്ഥിരീകരിക്കപ്പെടാൻ തക്ക തെളിവുകൾ ലഭ്യമായിട്ടില്ല.

നോവാവിസ്ഫോടനസമയത്തു് നക്ഷത്രങ്ങൾ അത്യധികം വികസിക്കുന്നതായി കാണപ്പെടുന്നു. ഈ സ്ഫോടനത്തിനുശേഷം പല നോവകളുടെയും ചുറ്റും നെബുലപോലെയുള്ള ആവരണങ്ങൾ വമിക്കപ്പെട്ട നക്ഷത്രവസ്തുക്കളാൽ രൂപീകൃതമാകുന്നതു നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ടു്. ഇത്തരം സ്ഫോടനമുണ്ടാകുന്നതിനു കാരണമെന്താണെന്നു കണ്ടുപിടിക്കേണ്ടിയിരിക്കുന്നു. സ്ഥിരസ്ഥിതാവസ്ഥയിൽ ഒരു നക്ഷത്രം സ്ഥിതിചെയ്യുമ്പോൾ അതിനുള്ളിൽ പുറത്തുനിന്നും ചുമത്തപ്പെടുന്ന ഗുരുത്വാകർഷണമർദ്ദവും വാതകങ്ങളുടെയും റേഡിയോ പ്രസരങ്ങളുടെയും മർദ്ദവും തമ്മിൽ ഒരു സന്തുലനം നിലനിൽക്കേണ്ടതതാവശ്യമാണു്. ഏതെങ്കിലും ഭാഗത്തു് ഈ സന്തുലിതാവസ്ഥയ്ക്കു തകരാറു സംഭവിച്ചാൽ പെട്ടെന്നു് വമ്പിച്ച തോതിൽ നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്നു് ഊർജവും വസ്തുക്കളും പുറത്തേക്കു വമിക്കുകയും സന്തുലിതാവസ്ഥയിൽ പ്രകടമായൊരു മാറ്റം ഉണ്ടാവുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇങ്ങനെ മുക്തമാക്കപ്പെടുന്ന ഊർജം നക്ഷത്രത്തിനുള്ളിലെ വാതകത്തെ കൂടുതൽ തപിപ്പിക്കുകയും, അതു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലപാളികളെ വികസിപ്പിക്കുകയും ചെയ്യും.

എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളും ഇത്തരമൊരു നോവാഘട്ടത്തിലൂടെ കടന്നുപോകേണ്ടതുണ്ടോ എന്നുള്ള പ്രശ്നത്തിനു് ഇന്നും ഉത്തരം ലഭിച്ചിട്ടില്ല. ചിലരങ്ങിനെ കരുതുന്നുണ്ടു്. മറ്റു ചിലരുടെ അഭിപ്രായത്തിൽ ചില പ്രത്യേക നക്ഷത്രങ്ങൾ മാത്രമേ ഈ ഘട്ടത്തിലൂടെ കടന്നുപോകുന്നുള്ളു. പക്ഷേ, വിവിധ മേഖലകളിൽ ഉണ്ടായിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്ന നോവകളുടെ എണ്ണം നോക്കുമ്പോൾ അതൊരു സാധാരണ പ്രതിഭാസമാണെന്നു കരുതേണ്ടിവരും. ഒരിക്കൽ നമ്മുടെ സൂര്യനും പെട്ടെന്നു നോവഘട്ടത്തിലേയ്ക്കു പ്രവേശിക്കുകയാണെങ്കിൽ അതോടുകൂടി ഭൂമിയുടെയും മറ്റു ഗ്രഹങ്ങളുടെയും അന്ത്യം കുറിച്ചതുതന്നെ.

സ്ഫോടനനക്ഷത്രങ്ങളിൽ ഒരു പ്രത്യേക വർഗ്ഗത്തെ സൂപ്പർനോവകളെന്നു പറയുന്നു. ഇവയുടെ സ്ഫോടനവും അതോടൊപ്പമുണ്ടാകുന്ന പ്രകാശസ്ഫുരണവും അപാരമാണു്. സൂപ്പർനോവകൾ അവയുടെ പരമാവധി വികസിതാവസ്ഥയിൽ സൂര്യനെക്കാൾ ഒരു കോടി മുതൽ പത്തുകോടി മടങ്ങുവരെ പ്രകാശമുള്ളവയായിരിയ്ക്കും. നൂറു പ്രകാശവർഷങ്ങൾക്കകലെയാണു് ഒരു സൂപ്പർനോവ ഉണ്ടാകുന്നതെങ്കിൽ ഒരു പൂർണ്ണചന്ദ്രന്റെ പ്രകാശം നമുക്കപ്പോൾ ലഭ്യമാകും. സാധാരണ നോവകൾ നമ്മുടെ ക്ഷീരപഥത്തിൽ മാസത്തിലൊരിയ്ക്കലെന്ന ക്രമത്തിലെങ്കിലും കണ്ടുവരുമ്പോൾ സൂപ്പർനോവകൾ നാനൂറുവർഷം കൂടുമ്പോഴും മറ്റുമാണത്രെ പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നതു്.

സാധാരണ നോവകളിൽ സ്ഫോടനമുണ്ടാകുമ്പോൾ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ബാഹ്യതലങ്ങളിലുള്ള വസ്തുക്കൾ മാത്രമാണു് പുറത്തേയ്ക്കു വമിയ്ക്കുന്നതു്. എന്നാൽ സൂപ്പർനോവകളിൽ പുറം‌പാളികളിൽ നിന്നു മാത്രമല്ല, ആന്തരിക തലങ്ങളിൽ നിന്നുകൂടി വസ്തുക്കൾ പുറത്തുചാടുന്നു. ഇത്തരം പൊട്ടിത്തെറികളുടെ പ്രാരംഭഘട്ടങ്ങളിൽ സെക്കന്റിൽ 5000 കി. മീറ്റർ വേഗത്തിലാണു് വസ്തുക്കൾ വമിയ്ക്കപ്പെടുന്നതെന്നു കണക്കാക്കിയിരിയ്ക്കുന്നു. കർക്കിടക നെബുല ഇപ്പോഴും സെക്കന്റിൽ 1000 കി. മീറ്റർ എന്ന കണക്കിനു വികസിച്ചുകൊണ്ടിരിയ്ക്കുകയാണു്. ഇപ്പോൾ ഈ നെബുലയുടെ വ്യാസം ഏതാണ്ടു് ആറു പ്രകാശവർഷത്തോളം വരും.

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം

മുകളിൽ വിവരിച്ച വിവിധ തരത്തിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ ഇന്നു പ്രപഞ്ചത്തിലെങ്ങും നിലനിൽക്കുന്നുണ്ടു്. ഈ വിവിധജാതി നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്നെന്നും അതേപടി നിലനിൽക്കുന്നവയാണോ? ഒരിയ്ക്കലുമല്ല. അവ നിരന്തരം പരിവർത്തന വിധേയമായിക്കൊണ്ടിരിയ്ക്കുകയാണു്. വാസ്തവത്തിൽ ഈ വിവിധജാതി നക്ഷത്രങ്ങൾ ഓരോ നക്ഷത്രവും കടന്നു പോകുന്ന വിവിധ ഘട്ടങ്ങളെയാണു് പ്രതിനിധാനം ചെയ്യുന്നതു്. നമ്മുടെ ജീവതത്തിലെന്നപോലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിതത്തിലുമുണ്ടു് ശൈശവവും കൗമാരവും യൗവനവും വാർദ്ധക്യവുമെല്ലാം.

എങ്ങനെയാണു് ഒരു നക്ഷത്രം ഉടലെടുക്കുന്നതു? പ്രപഞ്ചത്തിൽ ഏറ്റവും കൂടുതലുള്ള മൂലകങ്ങളാണു് നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും അടിസ്ഥാനഘടകങ്ങളെന്നതിൽ സംശയമില്ല. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ തൊണ്ണൂറ്റൊമ്പതു് ശതമാനവും ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവുമാണു്. ഇതിൽ തന്നെ ഹൈഡ്രജനാണു് അധികം. ഏറ്റവും പ്രാഥമിക മൂലകം ഹൈഡ്രജനാണെന്ന നിഗമനത്തിനു് ഇന്നു് ഏറെക്കുറെ അംഗീകാരം ലഭിച്ചിട്ടുമുണ്ടു്. ഹൈഡ്രജൻ നക്ഷത്രങ്ങളിലും മറ്റും മാത്രമല്ല നിലനിൽക്കുന്നതു്. നാം ശൂന്യാകാശമെന്നു വിളിയ്ക്കുന്ന അതിവിപുലമായ നക്ഷത്രാന്തരമേഖലകളിലും പദാർത്ഥകണികകൾ—പ്രധാനമായും ഹൈഡ്രജൻ — നിലനിൽക്കുന്നുണ്ടു്. വാസ്തവത്തിൽ ഈ മേഖലയുടെ വിസ്തൃതി അപാരമായതിനാൽ ഇവിടങ്ങളിൽ നന്നേ വിരളമായി കാണുന്ന പദാർത്ഥകണികകളെല്ലാം കൂട്ടിച്ചേർത്താൽ അതു് പ്രപഞ്ചത്തിലിന്നുള്ള എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും ഗ്രഹങ്ങളുടെയും മറ്റും ദ്രവ്യമാനത്തേക്കാൾ കൂടുതലായിരിക്കുമത്രേ.

ഇതു വിരൽ ചൂണ്ടുന്നതു് സുപ്രധാനമായ ഒരു വസ്തുതയിലേക്കാണു്. അതായതു് പ്രപഞ്ചത്തിലെങ്ങും പദാർത്ഥം വ്യാപരിച്ചുകിടക്കുന്നു; ഈ പദാർത്ഥം ചില ചില കേന്ദ്രങ്ങളിൽ ശേഖരിക്കപ്പെട്ടതിന്റെ ഫലമാണു് നക്ഷത്രങ്ങളും ഗാലക്സികളും നെബുലകളും മറ്റും. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ വിവിധ മേഖലകളിൽ തടിച്ചുകൂടിയ വാതകപടലങ്ങളാണു് വാസ്തവത്തിൽ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജന്മസ്ഥലം. ഈ നക്ഷത്രങ്ങളാണു് പ്രപഞ്ചത്തിൽ ഇന്നു കാണുന്ന എല്ലാ മൂലകങ്ങളുടെയും ഉറവിടം. അവിടെവച്ചു ഹൈഡ്രജൻ ഹീലിയമാവുകയും അതു പിന്നീടു് ഓക്സിജനും കാർബണും നിയോണുമായി മാറുകയും ചെയ്യുന്നു. നിയോൺ ക്രമേണ മഗ്നീഷ്യം, സിലിക്കോൺ, ഫോസ്ഫറസു്, കാത്സ്യം, ഇരുമ്പു്, നിക്കൽ തുടങ്ങിയ മൂലകങ്ങളായും മാറുന്നു.

ഭീമാകാരങ്ങളായ വാതകമേഘങ്ങൾ വിവിധ മേഖലകളിൽ കേന്ദ്രീകരിക്കുകയും, വർദ്ധിച്ച പ്രവേഗത്തോടെ ചുറ്റിക്കറങ്ങിക്കൊണ്ടിരിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. അങ്ങനെയുള്ള വമ്പിച്ച വാതകമേഘങ്ങളിൽതന്നെ, വിവിധ ഭാഗങ്ങളിൽ വസ്തുസഞ്ചയങ്ങൾ വീണ്ടും കേന്ദ്രീകരിക്കുന്നതിന്റെ ഫലമായി അവ വ്യത്യസ്ത നക്ഷത്രങ്ങളായി തീരുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങളാവാത്ത വസ്തുസഞ്ചയങ്ങൾ വാതകപാളികളായും നെബുലകളായും അവയ്ക്കിടയിൽ നിലകൊള്ളുന്നു.

ഇത്തരത്തിൽ രൂപംകൊള്ളുന്ന നക്ഷത്രങ്ങൾ ആദ്യകാലത്തു് താരതമ്യേന സാന്ദ്രത കൂടിയവയും അതാര്യമായവയുമാണു്. ഗുരുത്വാകർഷണം നിമിത്തം സങ്കോചിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന വാതകഗോളങ്ങളാണവ. സമ്മർദത്തിന്റെ വർദ്ധനവനുസരിച്ചു് അവയുടെ ആന്തരികതലത്തിലെ താപനില വർദ്ധിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കും. ആദ്യമാദ്യം പരമാണുകേന്ദ്രങ്ങളുടെ പ്രവേഗം മറ്റു കണികകളിലേയ്ക്കു തുളച്ചുകയറാൻ തക്ക ശക്തി നേടിയിട്ടുണ്ടാവില്ല. താപനില ഏതാണ്ടു് പത്തുലക്ഷം ഡിഗ്രി സെന്റിഗ്രേഡായി ഉയരുന്നതോടെ ആദ്യത്തെ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ രാസപ്രക്രിയകൾ നടക്കുന്നു. ഈ പ്രക്രിയ മൂലമുണ്ടാകുന്ന ഊർജം സങ്കോചത്തെ മന്ദീഭവിപ്പിക്കുന്നു. പക്ഷേ, ഡ്യുട്ടീരിയം താരതമ്യേന വളരെ ചെറിയ തോതിലേ നിലനിൽക്കുന്നുള്ളു എന്നതുകൊണ്ടു് അവ വേഗത്തിൽ പ്രവർത്തിച്ചു തീരുന്നു. അപ്പോൾ നക്ഷത്രോപരിതലം വീണ്ടും പഴയപടി സങ്കോചിക്കാൻ തുടങ്ങും. താപം വീണ്ടും വർദ്ധിക്കുന്നതോടെ വീണ്ടും രാസപ്രക്രിയകൾ നടക്കുകയും മറ്റു പല മൂലകങ്ങളും ഹീലിയമായി മാറുകയും ചെയ്യുന്നു.

താപനില എഴുപതുലക്ഷം ഡിഗ്രിയിലെത്തുമ്പോൾ ഹൈഡ്രജന്റെ രാസപ്രക്രിയകൾ ആരംഭിക്കുന്നു. നക്ഷത്രാന്തരീക്ഷത്തിൽ ഏറ്റവും കൂടുതലുള്ളതു് ഹൈഡ്രജനായതിനാൽ ഈ പ്രവർത്തനകാലഘട്ടം നീണ്ടുനിൽക്കുന്നു. താപനില കൂടുന്നതോടെ വിക്ഷേപിക്കപ്പെടുന്ന ഊർജത്തിന്റെ അളവും കൂടുന്നു. സങ്കോചം തുടർന്നുകൊണ്ടിരിക്കുന്നതിനാൽ ആന്തരികോഷ്മാവും ബഹിർഗമിക്കുന്ന ഊർജവും കൂടിക്കൂടി വരുന്നു. താപനില കൂടുന്നതുമൂലമുണ്ടാകുന്ന വാതകമർദ്ദം ഗുരുത്വാകർഷണവുമായി സമാനതയിലെത്തുകയും സങ്കോചം നിലയ്ക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. അങ്ങനെ നക്ഷത്രം ഏറെക്കുറെ സന്തുലിതാവസ്ഥയിലെത്തിച്ചേരുന്നു. ദ്രവ്യമാനം കൂടുതലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ആന്തരികോഷ്മാവിന്റെ വർദ്ധനവു് പ്രകാശത്തെ വർദ്ധിപ്പിക്കാനുതകുന്നു. ഇന്നു നിലവിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ വലിയൊരു വിഭാഗം ഈ ഘട്ടത്തിലെത്തിയവയാണു്. ഇവയെയാണു് പ്രധാനാനുക്രമനക്ഷത്രങ്ങൾ എന്നു മുകളിൽ സൂചിപ്പിച്ചിട്ടുള്ളതു്. നമ്മുടെ സൂര്യനും ഈ നിലയിലെത്തിയിട്ടുള്ള ഒരു നക്ഷത്രമാണു്. ഇതിനെ കൗമാരാവസ്ഥയെന്നു വേണമെങ്കിൽ വിളിക്കാം.

ഇനിയങ്ങോട്ടു് സൂര്യനിലുണ്ടാകാനിടയുള്ള മാറ്റങ്ങളെന്തെല്ലാമാണെന്നു് പരിശോധിച്ചാൽ, ഒരു സാധാരണ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവചരിത്രമെന്താണെന്നു് വ്യക്തമാകും. ഏതാണ്ടു് നൂറുകോടി വർഷങ്ങൾ കഴിയുമ്പോഴേക്കും സൂര്യൻ യുവത്വത്തിലെത്തും. അപ്പോൾ അതിന്റെ വലിപ്പം കുറയുമെങ്കിലും പ്രകാശത്തിന്റെയും ഊർജത്തിന്റെയും തോതു വർദ്ധിക്കും. അന്നു് ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ ഏറ്റവും ഉജ്ജ്വലനക്ഷത്രങ്ങളിലൊന്നായിത്തീരും സൂര്യൻ.

ഒരു മുന്നൂറു കോടി വർഷങ്ങൾ കഴിയുമ്പോഴേക്കും സൂര്യനു മധ്യവയസ്സാകും. അപ്പോഴേയ്ക്കും സൂര്യന്റെ കേന്ദ്രത്തിലുള്ള ഹൈഡ്രജൻ മുഴുവൻ ഹീലിയമായി മാറിക്കഴിഞ്ഞിരിക്കും. ഇതിനുശേഷം അതു് സങ്കോചിക്കുകയല്ല; മറിച്ചു വികസിക്കാൻ തുടങ്ങും. വികാസത്തിന്റെ ഫലമായി അതു് ഒരു ഭീമാകാര നക്ഷത്രമായിത്തീരും. നിറം ചുവപ്പാകുകയും ചെയ്യും. ഈ ഘട്ടത്തിലെ തൃക്കേട്ട, തിരുവാതിര തുടങ്ങിയ നക്ഷത്രങ്ങളെപ്പോലെ സൂര്യനും ഒരു രക്തരാക്ഷസനായിത്തീരും. ഇന്നു് ആകാശത്തു കാണുന്ന രക്തരാക്ഷസന്മാരെല്ലാം സൂര്യനെപ്പോലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വാർദ്ധക്യത്തിനു മുമ്പുള്ള ഘട്ടത്തെയാണു് പ്രതിനിധീകരിക്കുന്നതു്. സൂര്യൻ ഇങ്ങനെ ഒരു രക്തരാക്ഷസനാവുന്ന ഘട്ടത്തിൽ അതിനു ചുറ്റുമുള്ള ഗ്രഹങ്ങളെല്ലാം തന്നെ നാമാവശേഷമാകാതെ തരമില്ല. അതു വികസിച്ചു് സൗരയൂഥമേഖല മുഴുവനും നിറയുന്നതിനു മുമ്പുതന്നെ വർദ്ധിച്ച താപത്തിൽപെട്ടു് ഗ്രഹങ്ങളെല്ലാം ചാമ്പലായിത്തീരും.

രക്തരാക്ഷസന്മാർ ഒരു പരിധിവരെയെത്തിയാൽ, അതായതു കത്തിജ്വലിക്കുന്ന ഇന്ധനം ഏറെക്കുറെ ഉപയോഗിച്ചുതീരുമ്പോൾ, അവ വീണ്ടും സങ്കോചിക്കാൻ നിർബ്ബന്ധിതരായിത്തീരും. സങ്കോചത്തിന്റെ ഫലമായി വീണ്ടും ആഭ്യന്തരമർദ്ദം വർദ്ധിക്കുമ്പോൾ ഈ ഘട്ടത്തിലെത്തുന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ ചൂടു വർദ്ധിച്ചുതുടങ്ങും. പണ്ടത്തെ മങ്ങിയ ചുവപ്പുനിറം ജ്വലിക്കുന്ന ചുവപ്പായും, അതു പിന്നെ വെള്ളയും വെള്ള നീലയുമായും തീരും. പിന്നെയും ഏതാനും കോടിവർഷങ്ങൾ കൂടി കഴിയുമ്പോഴേയ്ക്കു് ഈ അവസ്ഥയിലെത്തിയ സൂര്യൻ ഒരു വെള്ളക്കുള്ളനായി തീരും. ഈ ഘട്ടത്തിൽ വലിപ്പത്തിൽ അതു ഭൂമിയോടടുത്തു വരുമെങ്കിലും അതിന്റെ ഘനത്വം ഭൂമിയുടേതിനെക്കാൾ പത്തുലക്ഷം മടങ്ങ് വർദ്ധിച്ചിരിക്കും. ഇന്നു് പ്രപഞ്ചത്തിൽ കാണാവുന്ന വെള്ളക്കുള്ളന്മാരെല്ലാം ഈ വാർദ്ധക്യദശയുടെ പ്രതിനിധികളാണു്.

വെള്ളക്കുള്ളന്മാരുടെ പ്രകാശവും ചൂടും കാലക്രമത്തിൽ കുറഞ്ഞു കുറഞ്ഞുവരികയും അതു എന്നെന്നേയ്ക്കുമായി മൃതാവസ്ഥയിലെത്തുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ ഘട്ടത്തിലെത്തിയവരെയാണു് കറുത്ത കുള്ളന്മാരെന്നു വിളിക്കുന്നതു്. നമ്മുടെ ഗാലക്സികളിൽ ഏറെക്കുറെ പന്ത്രണ്ടു സജീവ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കു് ഒരു കറുത്ത കുള്ളൻ വീതമുണ്ടു്. എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും ഗതി ഇതാണെങ്കിൽ, പ്രപഞ്ചം ഈ കറുത്ത കുള്ളന്മാരെക്കൊണ്ടു് നിറയുകയില്ലേ?

പക്ഷേ എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളും ഈ ഗതി പിന്തുടരുന്നില്ല. നേരത്തെ സൂചിപ്പിച്ച സൂപ്പർനോവകളും മറ്റും ഇതിനപവാദമാണു്. യൗവ്വനാവസ്ഥ കഴിഞ്ഞു സൂപ്പർനോവകളാകുന്ന നക്ഷത്രങ്ങൾ പൊട്ടിച്ചിതറി കർക്കിടകനെബുലയെപ്പോലുള്ള വമ്പിച്ച നെബുലകളായി മാറുന്നു. ഇത്തരം നെബുലകളും, കറുത്ത കുള്ളന്മാരാകുന്നതുവരെ മറ്റു നക്ഷത്രങ്ങൾ വമിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കുന്ന പദാർത്ഥസഞ്ചയങ്ങളും പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ വിവിധ മേഖലകളിൽ ഒത്തുകൂടി പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കും ഗാലക്സികൾക്കും ജന്മമേകുന്നു.

ഗാലക്സികളുടെ പരിണാമം

നമ്മുടെ ക്ഷീരപഥത്തെപ്പോലുള്ള ഗാലക്സികൾ ഒറ്റയടിക്കു് രൂപം പ്രാപിച്ചതാണെന്നു മുമ്പു കരുതിയിരുന്നു. എന്നാലതു് ശരിയല്ലെന്നതാണു് അടുത്തകാലത്തെ ഗവേഷണങ്ങൾ തെളിയിക്കുന്നതു്. ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ എല്ലാ മേഖലകളിലും നിലനിൽക്കുന്ന വസ്തു സഞ്ചയങ്ങൾ ഒരേ രൂപത്തിലുള്ളവയല്ല. ക്ഷീരപഥം പരന്നു വൃത്താകാരത്തിലുള്ള ഒരു സർപ്പിലമാണെന്നു് നേരത്തെ വ്യക്തമാക്കിയിട്ടുണ്ടല്ലോ. ഇതിന്റെ പരിധികളിലുള്ള സർപ്പിലഭുജങ്ങളിൽ ഹൈഡ്രജൻ വാതകത്തിന്റെ വമ്പിച്ച കേന്ദ്രഭാഗങ്ങളിൽ വാതകം തീരെ ഇല്ലെന്നുതന്നെ പറയാം. ഗാലക്സിയിലുള്ള രണ്ടുതരം നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങളെക്കുറിച്ചു് മുകളിൽ സൂചിപ്പിച്ചിട്ടുണ്ടു്. കേന്ദ്രഭാഗത്തുള്ള സമൂഹങ്ങളിൽപെട്ട നക്ഷത്രങ്ങൾ കൂടുതൽ പ്രായം ചെന്നവയാണു്. അതേസമയം സർപ്പിലഭുജങ്ങളിലുള്ള സമൂഹം I–ൽ പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങൾ ചെറുപ്പക്കാരും.

സമൂഹം I–ൽ പെട്ട നക്ഷത്രങ്ങളുള്ള കേന്ദ്രഭാഗത്തു് വാതകങ്ങളില്ലാത്തതു് അവയുടെ ഉത്ഭവകാലത്തെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. അതായതു്, അവിടെയുണ്ടായിരുന്ന വാതകപടലങ്ങളെല്ലാം ആരംഭകാലത്തിൽതന്നെ നക്ഷത്രരൂപീകരണത്തിനായി വിനിയോഗിക്കപ്പെട്ടതിന്റെ ഫലമായി, വാതകം കുറഞ്ഞുവരികയും അവിടെ പുതുതായി നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ടാവുകയും ചെയ്തു. അതേസമയം, സർപ്പിലഭുജങ്ങളിൽ വാതകപടലങ്ങൾ സമൃദ്ധമായി നിലനിൽക്കുന്നതുകൊണ്ടു് അവിടെ ഇപ്പോഴും നക്ഷത്രങ്ങൾ ജന്മമെടുത്തുകൊണ്ടിരിക്കുന്നു. ക്ഷീരപഥത്തിലെപ്പോലെതന്നെ മറ്റു നെബുലകളിലും സ്ഥിതി ഇതാണു്. തന്മൂലം, സർപ്പിലഭുജങ്ങളിലും കേന്ദ്ര മേഖലയിലും നിലനിൽക്കുന്ന ഈ വ്യത്യസ്ത അവസ്ഥകൾ ഗാലക്സികളുടെ പരിണാമത്തിലെ രണ്ടു ഘട്ടങ്ങളായി കണക്കാക്കാവുന്നതാണു്.

അണ്ഡാകാരനെബുലകൾ പലതും, ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ കേന്ദ്രഭാഗത്തോടു് സദൃശമായ ഘടനയോടുകൂടിയവയാണു്. കാലക്രമത്തിൽ ഇത്തരം നെബുലകളിലുണ്ടാകുന്ന ചില സ്ഫോടനപ്രക്രിയകളുടെ ഫലമായി, അവയിൽനിന്നു് പുറപ്പെടുന്നവയായിരിക്കാം സർപ്പിലഭുജങ്ങൾ, അണ്ഡാകാരനെബുലകൾ കൂടുതൽ പരന്നുവരികയും ക്രമത്തിൽ ക്ഷീരപഥത്തെപ്പോലുള്ള സർപ്പിലഗാലക്സികളാവുകയും ചെയ്യുന്നു. അങ്ങനെ ഈ നിഗമനമനുസരിച്ചു് അണ്ഡാകാരനെബുലകളും സർപ്പിലനെബുലകളും ഗാലക്സികളുടെ പരിണാമത്തിലെ രണ്ടു ഘട്ടങ്ങളാണു്.