Google Search Engine

தலைப்புகளில் தேட

தேதிவாரியாக பதிவுகள்

October 2011
S M T W T F S
« Sep   Nov »
 1
2345678
9101112131415
16171819202122
23242526272829
3031  

Archives

Visitors since 22-3-13

Free counters!
இதனை நண்பர்களுக்கு அறிமுகப்படுத்த இதனை நண்பர்களுக்கு அறிமுகப்படுத்த அச்செடுக்க அச்செடுக்க 2,319 முறை படிக்கப்பட்டுள்ளது!

நட்சத்திரங்கள்

இரவில் மின்னும் நட்சத்திரங்களைப் பார்க்கிறோம். அவைகளுக்கும் மனிதர்களைப் போல் பிறப்பு, முதுமை, இறப்பு உண்டு. நட்சத்திரங்களின் ஆயுட்காலத்தில் அவற்றின் நிறம் மாறுகிறது. பிரகாசம் மாறுகிறது. பரிமாணமும் மாறுகிறது. நட்சத்திரம் ஒன்றின் ஆயுட்காலம் பல நூறு கோடி ஆண்டு அளவிலுள்ளது.

நட்சத்திரங்கள் எப்படி பிறக்கின்றன? அதாவது அவை எப்படி உருவாகின்றன?

அண்டைவெளியில் நட்சத்திரங்களுக்கு இடையேயுள்ள இடத்தில் ஒன்றுமில்லை என்று தோன்றலாம். உண்மையில் அப்படியில்லை. நட்சத்திரக் கூட்டங்களுக்கிடையிலுள்ள காலியிடங்களில் வாயு, தூசு போன்ற பொருட்களும் மண்டிக் கிடக்கின்றன. இதனைத் தூசு முகில் என்று குறிப்பிடலாம்.

இவ்விதத் தூசு முகிலிலிருந்துதான் நட்சத்திரம் பிறக்கிறது. குறிப்பிட்ட சூழ்நிலைகளில் இத்தூசு முகில் இப்பொருட்களின் இடையிலான ஈர்ப்புச் சக்தி காரணமாகச் சுருங்க ஆரம்பிக்கிறது. தூசு முகிலில் அடங்கிய பொருட்கள் மையத்தை நோக்கித் திரள ஆரம்பிக்கின்றன. அப்படி ஏற்படும் போது அத்திரளில் வெப்பம் அதிகரிக்கிறது. அக்குறிப்பிட்ட கட்டத்தில் வெப்பம் சுமார் 10 மில்லியன் டிகிரி செண்டிகிரேட்டை எட்டுகிறது.

ஆரம்பத் தூசு முகிலில் அடங்கிய வாயுவில் பெரும் பகுதி ஹைட்ரஜனே. எனவே, இம்மிகுந்த வெப்பத்தில் ஹைட்ரஜன் அணுக்கள் அணுச்சேர்க்கை (Nuculear Fusion) மூலம் ஹீலியமாக மாறுகின்றன. அப்போது பிரம்மாண்டமான சக்தியும் ஒளியும் வெளிப்பட ஆரம்பிக்கின்றன. இவ்விதமாக நட்சத்திரம் தோன்றுகிறது.

சூரியனில் அணுச்சேர்க்கை மூலம் ஹைட்ரஜன் ஹீலியமாக மாறுவதன் விளைவாகத்தான் சூரியனிடமிருந்து நாம் வெப்பத்தயும் ஒளியையும் பெறுகிறோம்.

ஒரு நட்சத்திரத்தில் முதலில் ஹைட்ரஜன் ஹீலியமாகிறது. ஹைட்ரஜன் அனைத்தும் தீர்ந்த பிறகு அந்த நட்சத்திரம் உள் ஒடுங்கி, கொஞ்சம் கொஞ்சமாக உட்தளர்ந்து அதன் பரிமாணமும் ஒடுங்கிப் போகும். அதனால் உட்புற அழுத்தம் அதிகரிக்கும். அழுத்தம் அதிகரிப்பதால் வெப்பம் உயரும். பிரகாசம் அதிகரிக்கும். அக்கட்டத்தில் ஹீலியம் அணுக்கள் வேறு அணுக்களாக மாறும். அதன் வாயிலாக நட்சத்திரம் சக்தியையும் வெப்பத்தயும் பெறும்.

இப்படி நடந்து வருகையில் நட்சத்திரம் தன் நடுத்தர வயதைத் தாண்டி முதுமையை நெருங்கும். பின் மடியும். இவ்வாறு மடிகின்ற நட்சத்திரங்கள் “குள்ள”(Dwarf) நட்சத்திரங்களாக அல்லது நியூட்ரான் (Neutron), பல்சார் (Pulsars), கருப்பு ஓட்டை நட்சத்திரம் (Black Holes Stars) என இவைகளில் ஒன்றாக மாறும்.

கிட்டத்தட்ட சூரியனின் அளவுள்ள நட்சத்திரம் இறுதியில் “வெள்ளைக் குள்ளன்” (White Dwarf) நட்சத்திரமாகி விடும். சூரியனை விட பெரிதாக உள்ள, ஆனால் சூரியனை விட இரு மடங்கு பரிமாணத்திற்கு மேல் இராத நட்சத்திரங்கள் நியூட்ரான் அல்லது பல்சார் நட்சத்திரங்களாக மாறும். சூரியனை விட பல மடங்கு பெரிய நட்சத்திரங்கள் கருப்பு ஓட்டைகளாக மாறும்.

சூரியனைப் போன்ற ஒரு நட்சத்திரத்தில் உள்ள பொருட்கள் அணுச் சேர்க்கை மூலம் மேலும் மேலும் எரிந்து பொருட்கள் குறையும் போது அது உள் ஒடுங்குகிறது. அதாவது அதன் பரிமாணம் குறைகிறாது. வெள்ளைக் குள்ளன் நட்சத்திரம் ஒன்றின் பரிமாணம் பூமியின் அளவே இருக்கலாம். ஆனால் அந்நட்சத்திரம் அடர்த்தி அதிகமுடையதாயிருக்கும். ஒரு ஸ்பூன் பொருளின் எடை ஒரு டன் அளவில் இருக்கும்.

வெள்ளைக் குள்ளன் நட்சத்திரம் பொதுவில் அதிகப் பிரகாசம் கொண்டது. அதன் மேற்புற வெப்பம் மிக அதிகமாயிருக்கும் வெள்ளைக்குள்ளன் அதே வடிவில் பல லட்சம் ஆண்டுகள் நீடிக்கும். இறுதியில் அது வெப்பத்தை இழந்து அவிந்து போய் விடும். அதன் பின் அதில் சாம்பல்தான் மிஞ்சி நிற்கும். ஒளியற்ற அது கருப்புக் குள்ளனாக (Black Dwarf) தனது வாழ்க்கையை முடித்துக் கொள்ளும்.

நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் அனேகமாக முற்றிலும் நியூட்ரான்களைக் கொண்டதாகும். இந் நட்சத்திரத்தின் ஒரு ஸ்பூன் பொருள் பல கோடி டன் எடையுள்ளதாயிருக்கும். இதன் ஈர்ப்புச் சக்தி பூமிக்குள்ள ஈர்ப்புச்சக்தியை விடப் பல நூறு கோடி மடங்கிற்கு இருக்கும். நமது அண்டத்திலிலுள்ள கோடான கோடி நட்சத்திரங்களில் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் சுமார் 10 லட்சம் உள்ளதாய் மதிப்பிடப்பட்டுள்ளது.

இறுதியில் கறுப்பு ஓட்டைகளாக மடியும் நட்சத்திரங்கள் உண்மையில் ஓட்டைகளல்ல. அவை மிக மிக அடர்த்தி கொண்டவை. மிகவும் ஒடுங்கியவை. சூரியனை விட மிகப் பெரிய நட்சத்திரங்கள் கறுப்பு ஓட்டைகளாக முடிகின்றன. இவற்றின் ஈர்ப்புச் சக்தியும் மிக அதிகம். இந் நட்சத்திரத்திலிருந்து ஒளி கூட வெளியே போக முடியாத அளவுக்கு இவ்வித நட்சத்திரம் ஈர்ப்புச் சக்தி கொண்டது.

நட்சத்திரங்களிலேயே இவைதான் மிகச் சிறியவை. மிக அடர்த்தி கொண்டவை. இந் நட்சத்திரம் தனது பயங்கர ஈர்ப்புச் சக்தியால் அருகிலிருக்கக் கூடிய நட்சத்திரத்தையும் தன் பக்கம் ஈர்த்துக் கொண்டு அதனை விழுங்க ஆரம்பித்து விடும். சுற்றிலும் உள்ள பொருட்கள் ஓட்டையில் விழுவது போல அதில் விழுவதால் “ஓட்டை” எனப் பெயர் ஏற்பட்டது.

சூரியன் ஒரு கறுப்பு ஓட்டையாக இருந்தால் அதன் குறுக்களவு இரண்டு மைல்கள்தானிருக்கும்.

சூரியன் ஒரு ஒற்றை நட்சத்திரம் ஆகும். மொத்தமுள்ள நட்சத்திரங்களில் 25 சதவிகிதம் ஒற்றை நட்சத்திரங்கள், 33 சதவிகிதம் இரட்டை நட்சத்திரங்கள் ஆகும். மீதி நட்சத்திரங்கள் இரண்டுக்கும் மேற்பட்ட குழுவைக் கொண்டிருக்கும்.

நட்சத்திரங்களின் நிறங்களை வைத்துத்தான் அவற்றை ஓ, ஏ, பி, எப், ஜி, கே, எம் என வகை பிரித்துள்ளனர். ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறத்துக்கும் அதன் மேற்புறமுள்ள வெப்பத்துக்கும் இடையேயுள்ள தொடர்பை வைத்து இவ்வகைகள் பிரிக்கப்படுகிறது. நட்சத்திரத்தின் அதாவது ஓ ரக நட்சத்திரத்தின் மேற்புற வெப்பம் மிக அதிகம். அதாவது 63 ஆயிரம் டிகிரி பாரன்ஹீட். பி ரகத்தின் வெப்பம் அதை விடச் சற்றுக் குறைவு. இப்படிப் படிப்படியாகக் குறைகிறது. மேலே கூறிய வரிசையில் எம் ரக நட்சத்திரத்தின் மேற்புற வெப்பம் சுமார் 6 ஆயிரம் டிகிரி பாரன்ஹீட்.

ஓ முதல் எம் வரையிலுள்ள நட்சத்திரங்கள் பிரதான வரிசையை (Main Sequence) சேர்ந்த வகையாகக் குறிப்பிடப்படுகிறது.

சூரியன் ஜி வகையைச் சேர்ந்த நட்சத்திரமாகும். சூரியன் மஞ்சள் நிறமுடையது. மேற்படி பட்டியலில் அடங்காமல் விதிவிலக்காக இருக்கிற நட்சத்திர வகைகலும் உள்ளன.

“செம்பூத நட்சத்திரங்கள்” (Red Giants) இவ்வகையைச் சேர்ந்தவை. செம்பூத நட்சத்திரங்கள் அவற்றின் பெய்ருக்கேற்றாற் போல் சிகப்பு நிறம் கொண்டவை. வடிவத்திலும் மிகப் பிரம்மாணடமானவை. “பிடால்ஜீஸ்” (Betalgeuse) என்னும் நட்சத்திரம் ஒரு செம்பூத நட்சத்திரமாகும்.

“வெள்ளைக் குள்ளன்” (White Dwarf) நட்சத்திரங்களும் பிரதான வரிசையில் அடங்காதவை. பரிமாணத்தில் சுருங்கிப் போன இவை வெண்மை ஒளியை விடுகிறது.

“மங்கிப் பொங்கும் நட்சத்திரம்” என ஒரு வகை நட்சத்திரம் (Variable Stars) உள்ளது. இவைகளில் குறிப்பிடத்தக்கது இவ்வகையினைச் சேர்ந்த டெல்டா செஃபை (Delta Cephei) எனும் நட்சத்திரம். இவ்வகை நட்சத்திரம் செஃபைடஸ் என்றும் கூறப்படுகின்றன.

நோவா(Novae) வகை நட்சத்திரங்களின் ஒளி சில நாள் இடைவெளியில் மிகவும் அதிகரித்துப் பிறகு மங்குகிறது. இவைகளில் சூப்பர் நோவா நட்சத்திரங்களின் ஒளி பல மடங்கு அதிகமாய் மங்குகிறது. ஒரு நட்சத்திரம் வெடிக்கும் போது சூப்பர் நோவா காணப்படுகிறது. கி.பி.1054, 1572, 1604 ஆண்டுகளில் இந்த சூப்பர் நோவா நட்சத்திரங்கள் தெரிந்தன.

பல்சார் வகை நட்சத்திரங்கள் சக்தி மிக்க ரேடியோ அலைகளை வெளியிடுகின்றன. மிகப் பெரிய பல்சாரின் அளவு (குறுக்காக) 12 ஆயிரம் கிலோ மீட்டருக்கு அதிகமில்லை. மிகச் சிறிய பல்சாரின் குறுக்களவு 1200 கிலோ மீட்டர்.

குவாசார்கள் (Quasars) எனும் நட்சத்திரம் அல்ட்ரா வயலட் வரிசையிலும், ரேடியோ அலை வரிசையிலும் சக்தியை வெளிப்படுத்துகிறது. Quassi-Stellar Radio Sources எனும் நீண்ட ஆங்கிலச் சொற்றொடரின் சுருக்கமே குவாசர். இதுவரை 350 குவாசர்களிருப்பதாகத்தான் தெரிகிறது. குவாசரிலிருந்து கிளம்பும் ஒளி பூமியை வந்தடைய சுமார் 200 கோடி ஆண்டுகளாகும்.

வானில் வால் நட்சத்திரமும் (Comet) சில சமயங்களில் தோன்றுகிறது. இந் நட்சத்திரம் தோன்றினால் அரசனுக்கு ஆபத்து, போர் மூளும், நோய்கள் வரும் என்றெல்லாம் மூட நம்பிக்கை பழங்காலத்திலிருந்து இன்றுவரை இருந்து வருகிறது.

வால் நட்சத்திரம் என்பது உண்மையில் நட்சத்திரமே இல்லை. வால் நட்சத்திரம் சூரியக் குடும்பத்தைச் சேர்ந்தது. வால் நட்சத்திரங்கள் சூரியக் குடும்பத்தில் அடங்காப் பிடாரிகள் என்பார்கள். சுமாராக ஆயிரம் வால் நட்சத்திரங்கள் இருப்பதாகக் கணக்கிடப்பட்டுள்ளது. இவைகளில் என்கே வால் நட்சத்திரம், ஹாலி வால் நட்சத்திரம், பியலா வால் நட்சத்திரம் என அந்த நட்சத்திரங்களைக் கண்டு பிடித்தவர்களின் பெயர்களே வைக்கப்பட்டு இருக்கிறது.

என்கே வால் நட்சத்திரம் 3.3 ஆண்டுகளுக்கு ஒரு முறை நம்மை சந்தித்து விட்டுச் செல்கிறது. ஹாலி நட்சத்திரம் சுமார் 76 ஆண்டுகளுக்கு ஒரு முறை வருவதாகும். 1910 ஆம் ஆண்டில் ஹாலி வால் நட்சத்திரம் வந்த போது பூமியானது அவ்வால் நட்சத்திரத்தின் வாலுக்குள்ளாகவே நுழைந்து சென்றது. அதனால் பூமிக்கோ மக்களுக்கோ எவ்விதத் தீங்கும் ஏற்படவில்லை. 1986-ல் வந்த போதும் எந்த பாதிப்புமில்லை…

நன்றி: கணேஷ் அரவிந்த் – முத்துக்கமலம்.காம்