மனிதனும் நட்சத்திரப் பயணங்களும்- அறிவியல் -பாகம் 16 - கருந்துளைகள் 05 - 08.

SN 1987a – சூப்பர்நோவா எச்சம் – 160000 ஒளியாண்டுகள் தூரத்தில் இருக்கும் பெரிய மகிலன் முகில் விண்மீன்பேரடையில் இருக்கிறது

0000000000000000000000000000000

நட்சத்திரங்களின் வாழ்க்கை என்பது அதன் இறப்போடு முடிவதில்லை. நட்சத்திரங்கள், தனது எரிபொருளை, அதாவது ஐதரசனை முடிக்கும் வரை முதன்மைத் தொடர் பருவத்திலேயே இருக்கும். பொதுவாக நட்சத்திரத்தில் இருக்கும் ஐதரசன் அனைத்தும் ஹீலியமாக மாறியவுடன் நட்சத்திரத்தின் அணுக்கருச் செயற்பாடு முடிவுக்கு வருகிறது, இந்நிலையில் நட்சத்திரத்தின் அளவை தக்கவைத்திருக்கும் வெளிநோக்கிய அழுத்த சக்தியும் இல்லாமல் போகவே, நட்சத்திரத்தின் திணிவினால் உருவாகிய ஈர்ப்புசக்தியை வெல்லமுடியாமல் நட்சத்திரத்தின் மையப்பகுதி சுருங்கத் தொடங்கும். இவ்வாறு சுருங்குவதால் மையப்பகுதியின் வெப்பநிலை மேலும் அதிகரித்து நட்சத்திரத்தின் மேற்பகுதி வெளிநோக்கி விரிவடையும். இப்படி விரிவடைவதால் இந்த வெளிப்பகுதியின் வெப்பநிலை குறைவடையும். இவ்வாறு விரிவடையும் நட்சத்திரம் சிவப்பரக்கன் (red giant) எனப்படும்.

இன்னும் கிட்டத்தட்ட ஐந்து பில்லியன் வருடங்களில், நமது சூரியனும் ஒரு சிவப்பரக்கன் ஆக மாறிவிடும். இந்த சிவப்பரக்கனின் மேற்பகுதிக்குள் நமது பூமியின் சுற்றுப்பாதையும் அடங்கிவிடும், அதாவது நமது சூரியன் சிவப்பரக்கனாக மாறும் போது அது நமது பூமியையே விழுங்கும் அளவிற்கு பெருத்துவிடும்.

சில நட்சத்திரங்கள் போதுமானளவு திணிவுடயதாக இருப்பின், இவ்வாறு ஐதரசன் அனுப்பிணைவுச் செயல்பாடு முடிந்தவுடன் சுருங்கும் மையப்பகுதி போதுமானளவு பெரிதாக இருப்பதனால், ஐதரசனில் இருந்து வந்த ஹீலியமும் அணுப்பிணைவுச் செயல்பாட்டுக்கு உட்பட்டு மேலும் திணிவு அதிகமான மூலகங்களை தோற்றுவிக்கிறது, இந்தச் செயல்பாடு இரும்பு உருவாகும் வரை நடைபெறுகிறது.

ஐதரசனில் இருந்து இரும்பு வரை, படிப்படியாக நிகழும் அணுப்பிணைவுச் செயல்பாட்டின் மூலம் மேலதிக் சக்தி உருவாகும், இதுவே நட்சத்திரங்களின் மூலசக்தி, அனால் இரும்பை அணுப்பிணைவுக்கு உட்படுத்தும் போது மேலதிக சக்தி உருவாகாது, மாறக இரும்பை அனுப்பிணைவுக்கு உட்படுத்தவே மேலதிக சக்தி வேண்டும், இதனால்தான் ஐதரசனில் இருந்து ஹீலியம், அதிலிருந்து லிதியம் என்று தொடக்கி நடக்கும் அணுப்பிணைவுச் செயல்பாடு இறுதியாக இரும்பை அடைந்தவுடன் முடிவுக்கு வருகிறது.

ஹீலியத்தில் இருந்து படிப்படியாக இரும்பு உருவாகும் வரையான அணுப்பிணைவு சொற்ப காலத்திலேயே நடந்து முடிவதால், நட்சத்திரத்தின் மையப்பகுதியின் ஸ்திரத்தன்மை குலையும். இது அந்த நட்சத்திரத்தின் புறப்பபகுதிகளை வெளிநோக்கி பீச்சி எரியும், சில வேளைகளில் பிரகாசமாக எரியும், மற்றும் சிலவேளைகளில் அப்படியே மெதுவாக இறந்துவிடும்.

இவ்வாறு ஒரு நட்சத்திரம் பல்வேறு பட்ட விதங்களில் இறப்பதற்கு காரணம் அதன் திணிவு ஆகும், ஒரு நட்சத்திரத்தின் திணிவைப் பொறுத்து அதன் இறுதிக்காலமும் தீர்மானிக்கப்படும்.

இனி நட்சத்திரத்தின் திணிவைப்பொறுத்து, அதன் இறுதிக்காலத்தின் பின் எவ்வாறு மாறுகிறது என்று பார்க்கலாம்.

சராசரி திணிவுகொண்ட நட்சத்திரங்கள், அதாவது நமது சூரியனது அளவு, அல்லது சூரியனைப்போல 1.4 மடங்கு வரை திணிவுகொண்ட நட்சத்திரங்கள், இறுதியாக வெள்ளைக்குள்ளன் என்ற நிலையை அடைகிறது.

நட்சத்திரத்தின் புறப்பகுதிகள் அனைத்தும் வெளிநோக்கி வீசப்பட்டு, இறுதியாக நட்சத்திரத்தின் மையப்பகுதி மாத்திரம் எஞ்சி இருக்கும். இந்த மையப்பகுதி அண்ணளவாக நமது பூமியின் அளவில் இருக்கும்.

கழுதை தேய்ந்து கட்டெறும்பு ஆவது போல (?!), எவ்வளவு பெரிய சூரியனைப் போன்ற நட்சத்திரம் சுருங்கி பூமியின் அளவை அடையும். இதுவே வெள்ளைக்குள்ளன். இது மேலும் தனது சொந்த ஈர்ப்புசக்தியால் சுருங்குவதில்லை. அதற்கு காரணம் இலத்திரன் அழுத்தம் ஆகும்.

ஓர் வெள்ளைக்குள்ளனாக மாறிய நட்சத்திரத்தில் என்ன நிகழ்கிறது என்று நமக்கு குவாண்டம் இயற்பியல் விளக்குகிறது. அணுவை வேகமாக சுற்றும் இலத்திரன்கள் ஒருவிதமான அழுத்தத்தை உருவாக்குகின்றன, இந்த அழுத்தம், வெள்ளைக்குள்ளன் மேலும் சுருங்குவதை தடுக்கிறது.

அதேபோல மையப்பகுதியின் திணிவு அதிகமாக இருப்பின், அதன் அடர்த்தியும் அதிகமாக இருக்கும், ஆகவே, திணிவு அதிகமான வெள்ளைக்குள்ளன் அளவில் சிறியதாகவும், திணிவு குறைவான வெள்ளைக்குள்ளன் ஒப்பீட்டு அளவில் பெரியதாகவும் இருக்கும்.

ஆனால் ஒரு நட்சத்திரத்தின் மையப்பகுதியின் திணிவு, சூரியனின் திணிவைப்போல 1.4 மடங்கைவிட அதிகமாக இருப்பின், அல்லது மொத்த நட்சத்திரத்தின் திணிவு சூரிய திணிவைப்போல எட்டு மடங்குக்கு மேல் இருப்பின், அதன் விதி இன்னும் உக்கிரமாக இருக்கும்! மீயோளிர் நட்சத்திர வெடிப்பு / சூப்பர்நோவா எனப்படும் மிகப்பிரமாண்டமான வெடிப்புடன் குறிப்பிட்ட நட்சத்திரம் தனது நிலையை இழக்கிறது.

முன்னர் கூறியது போல, ஒரு நட்சத்திரம், ஐதரசனில் இருந்து படிப்படியாக அணுக்கரு இணைவு மூலம் அதன் மையப்பகுதி இரும்பாக மாறியவுடன், மேற்கொண்டு அணுகருஇணைவு மூலம் சக்தியை உருவாக்க முடியாத நட்சத்திரம், தனது அளவை பேணத்தேவையான அழுத்தத்தை இழக்கிறது. மையப்பகுதியின் திணிவு 1.4 சூரியத் திணிவைவிட அதிகமாக இருக்கும் போது, அதன் ஈர்ப்பு விசையை தாங்காமல், கிட்டத்தட்ட 10000 கிலோமீட்டர் விட்டமான நட்சத்திரத்தின் மையப்பகுதி, 50 கிலோமீட்டருக்கும் சிறிதாக சுருங்குகிறது. அவ்வேளையில் அதன் வெப்பநிலை 100 பில்லியன் பாகை செல்சியஸ்வரை அதிகரிக்கிறது. இவ்வாறு சுருங்கும் போது, நட்சத்திரத்தின் மேற்பகுதியும் சுருங்கினாலும், அதிகூடிய வெப்பநிலையால், திடீரென பெரிதாக விரிந்து, அளவுக்கதிகமான சக்தியை வெளியிட்டு வெடிக்கிறது.

சில சூப்பர்நோவாக்கள் ஒரு சில வாரங்கள் வரை இவ்வாறு அளவுக்கதிகமான சக்தியை வெளியிடும். இவ்வாறு வெளியிடும் சக்தி மிக மிக அதிகம் என்பதால் அந்த சூப்பர்நோவா தானிருக்கும் விண்மீன் பேரடையை (galaxy) விட மிகப்பிரகாசமாக ஒளிரும்.

இவ்வாறு சூப்பர்நோவாவாக முடிந்த நட்சத்திரத்தில் இன்னும் ஒரு பகுதி எஞ்சி இருக்கும், அதுதான் மிகச் சிறிதாக சுருங்கிய அந்த நட்சத்திரத்தின் மையப்பகுதி. நட்சத்திரத்தின் திணிவிற்கு ஏற்ப அந்த மய்யப்பகுதியானது ஒன்றில் நியூட்ரான் நட்சத்திரமாகவோ அல்லது கருந்துளை ஆகவோ மாறும்

0000000000000000000000000000

நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் ஒரு அறிமுகம்-கருந்துளைகள்- 06.

இயற்கையின் விநோதங்களில் கருந்துளையைப் போலவே, இன்னொரு முடிவில் தொக்கி நிற்பது இந்த நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள். சூரியனை விட பெரிய நட்சத்திரங்கள், கிட்டத்தட்ட அந்த நட்சத்திரங்களின் மையப்பகுதி, நமது சூரியனைப்போல 1.4 தொடக்கம் 3 மடங்கு திணிவுள்ளதாய் அமையும்போது, அதனது எரிபொருளை முடித்துக்கொண்டு மீயோளிர் நட்சத்திர பெருவெடிப்பாக (சூப்பர்நோவா) சிதற, அதன் மையப்பகுதியில் எஞ்சி இருப்பது இந்த நியூட்ரான் நட்சத்திரமாகும்.

இந்த நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் அளவு மிக மிக சிறிது. ஏன் இவ்வளவு சிறிதாக இருக்கிறது என்று பார்ப்பதற்கு, முதலில் ஏன் இந்த பெயர், நியூட்ரான் நட்சத்திரம்? ஆராய்வோம்.

நாம் பார்க்கும், உணரும் என எல்லா பொருட்களும் அணுக்களால் தான் ஆக்கப்பட்டுள்ளது. அணுக்களை நாம் அடிப்படை ஆக்கக்கூறு என்று கருதலாம், ஆனாலும் அணுக்கள் என்பது தனிப்பட்ட வஸ்து அல்ல. அணுக்கள் கூட, நியூட்ரான், ப்ரோடான், ஏலேக்ட்ரோன் போன்ற துணிக்கைகள் ஒன்று சேர்ந்து உருவாக்கப்பட்டவை. மேலும் ஒரு தகவல், இந்த நியூட்ரான், ப்ரோடான் துணிக்கைகளும், குவார்க் எனப்படும் இன்னும் சிறிய துணிக்கைகள் ஒன்று சேர்ந்து ஆக்கப்பட்டவை. (இன்னுமொரு உபரித்தகவல்: இந்த குவார்க் துணிக்கைகள் கூட ஸ்ட்ரிங் எனப்படும், குவர்க்கை விட பல கோடிக்கணக்கான மடங்கு சிறிய ஸ்ட்ரிங் எனப்படும் அமைப்பினால் உருவாக்கப்பட்டது என்று இயற்பியலில் ஒருவகையான, ஸ்ட்ரிங் இயற்பியல் கோட்பாடு சொல்கிறது!)

விசயத்துக்கு வருவோம், ஆக எம்மை, இந்த சூரியனை, இந்த சூரியனை போல எல்லா நட்சத்திரங்களையும் ஆக்கியுள்ள கட்டமைப்பு அணுக்களால் ஆனது. அணுவின் கட்டமைப்பை பற்றி இங்கு பார்க்கவேண்டும். ஒரு அணுவின் மையப்பகுதியில் அணுக்கரு காணப்படும், அது ப்ரோடான், நியூட்ரான் ஆகியவற்றால் ஆக்கப்பட்டிருக்கும். இந்த அணுக்கருவை சுற்றி இலத்திரன்கள் ஒரு முகில் போல சுழன்றுகொண்டிருக்கும். இந்தப் பாடப்புத்தகங்களில் காட்டுவது போன்று அணுக்கருவை சுற்றிவரும் இலத்திரன்களை, சூரியனை சுற்றி வரும் கோள்களைப்போல காட்டமுடியாது (ஏன்?).

இங்கு கவனிக்க வேண்டிய விடயம், ஒரு அணுவின் திணிவில் 99.9 வீதமான திணிவு, அணுக்கருவில் தான் இருக்கும், ஆனால், அனுகருவை சுற்றிவரும் இலத்திரன் முகிலின் அளவோடு ஒப்பிடும் போது ஒரு லட்சத்தில் ஒரு பங்கு மட்டுமே அணுக்கருவின் அளவு இருக்கும். ஒரு ஒப்பீட்டை சொல்கிறேன். ஒரு அணுவை, கிரிக்கெட் மைதானத்தின் அளவு பெரிதாகினால், அணுக்கருவின் அளவு வெறும் கிரிக்கெட் பந்தின் அளவில் மாத்திரமே இருக்கும், இந்தப்பந்தை, அணுகரு என்று கொண்டு, அதை மைதானத்தின் நடுப்பகுதியல் வைத்தால், இந்த் இலத்திரன்கள், அந்த மைதானத்தின் வெளி எல்லையில் சுற்றிவரும். இப்போது உங்களுக்கு அணுவின் கட்டமைப்பில் எவ்வளவு இடைவெளி இருக்கிறது என்று புரிந்திருக்கும். ஆக, அணுவில் கிட்டத்தட்ட 99.99% வெற்றுவெளியே இருக்கிறது!

ஒரு கால்பந்து மைதானத்தின் அளவுள்ள கல்லொன்றில் இருக்கும் அணைத்து அணுக்களில் இருந்தும் இந்த இடைவெளியை நீங்கிவிட்டால், அந்தக்கல்லானது கிட்டத்தட்ட ஒரு மண் துணிக்கையின் அளவிற்கு வந்துவிடும், ஆனால் அதன் திணிவு நான்கு மில்லியன் டன்! இதே விளையாட்டுதான் இந்த நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களிலும் நிகழ்கிறது.

சூப்பர்நோவாவின் பின் மையப்பகுதியில் எஞ்சி இருக்கும் நியூட்ரான் நட்சத்திரம்.

போதுமானளவு பெரிய நட்சத்திரங்கள் சூப்பர்நோவாவாக வெடிக்கும் போது, மிஞ்சும் மய்யப்பகுதின் ஈர்ப்புவிசையால், அங்கிருக்கும் அணுக்கள் ஒன்றுக்கொன்று மிக அருகில் வர, அணுக்களில் உள்ள இடைவெளி குறைகிறது, அதேபோல எதிர் ஏற்றம் கொண்ட இலத்திரன்கள், நேர் ஏற்றம் கொண்ட ப்ரோட்டன்களுடன் இணைந்து நியூட்ரான்களாக மாறி, கடைசியாக அங்கு வெறும் நியூட்ரான்கள் மட்டுமே எஞ்சி இருக்கும். இந்த நியூட்ரான்கள் இடைவெளி இன்றி ஒன்றுக்கொன்று மிக அருகில் இருப்பதால், இந்த நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் அளவில் மிகச்சிறிதாக இருக்கும், கிட்டத்தட்ட 10km இலிருந்து 30km வரையான விட்டத்தைகொண்டிருக்கும். ஆனாலும் இவற்றின் திணிவு மிக மிக அதிகம், மேற்சொன்ன விளையாட்டு மைதான அளவுள்ள கல்லின் உதாரணத்தை கொண்டு ஒப்பிட்டு பாருங்கள்.

இந்த நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களுக்கு ஒரு விசித்திர பண்பு உண்டு, அதுதான் அதற்கு இருக்கும் மிக மிக வலிமையான காந்தப்புலம் அதாவது பூமிக்கு இருப்பதை போல, ஆனாலும் பூமியின் காந்தபுலத்தை காட்டிலும், நூறு ட்ரில்லியன் மடங்கு அதிகமான கந்தப்புலத்தை இந்த, பூமியன் அளவில் ஆயிரத்தில் ஒரு பங்கே உள்ள நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் கொண்டுள்ளன.

இந்த அளவுக்கதிகமான காந்த சக்தி, நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களுக்கு மிகப்பெரிய சக்தியை வழங்குகிறது.

000000000000000000000000000000

இயற்கையை வளைக்கும் மின்காந்தப்புலம் கருந்துளைகள்- 07.

நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் மிகுந்த காந்தப்புலத்தை கொண்டவை, சொல்லப்போனால் இந்த பிரபஞ்சத்தில் அதிகூடிய காந்தப்புலத்தை கொண்ட அமைப்பாக இந்த நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களே காணப்படுகின்றன. அதிலும் மக்னட்டார் (Magnetar) எனப்படும் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் பூமியின் காந்தப்புலத்தைப்போல குவார்ட்ட்ரில்லியன் மடங்கு (குவார்ட்ட்ரில்லியன் என்பது, 1இக்கு பின்னால் 15 பூஜியங்கள் வரும் இலக்கம்!) அதிகமான காந்தபுலத்தை கொண்டுள்ளன.

ஏன் இந்த நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் இப்படி அதிகூடிய காந்தப்புலத்தை கொண்டுள்ளன? பாப்போம்.

சாதாரணமாக நட்சத்திரங்களுக்கு குறைந்தளவு காந்தப்புலம் இருக்கும், இவ்வாறு காந்தபுலம் இருக்கும் நட்சத்திரம் ஒன்று சூப்பர்நோவாவாக அழியும் போது, இந்த நட்சத்திரத்தின் மையப்பகுதி சுருங்குவதால், அதற்கு இருக்கும் காந்தப்புலமும் சேர்ந்தே சுருங்குகிறது. இவாறு சுருங்கும் போது, இந்த காந்தபுலத்தின் வீரியம், சுருங்கிய வீதத்தின் அடிப்படையில் அதிகரிக்கும்.

நண்டு நேபுலா – அதன் மையத்தில் ஒரு துடிப்பலை

சரி, ஒரு உதாரணம் மூலம் விளக்குகிறேன், நமது சூரியனுக்கு இருக்கும் காந்தப்புலத்தின் அளவைக்கொண்ட (சூரியனது சராசரி மேற்பரப்பு காந்தபுலம் கிட்டத்தட்ட 5 Gauss, பூமியின் மேற்பரப்பில் காந்தபுலம், கிட்டத்தட்ட 1 Gauss, என்னடா, சூரியனது காந்தபுலம் அவ்வளவுதானா என எண்ணவேண்டாம், சூரியன் பூமியை விட பலமடங்கு பெரியது, ஆகவே அதன் மொத்த காந்தபுலத்தின் சக்தி பூமியை விட பலமடங்கு அதிகம்) ஒரு நட்சத்திரம், நியூட்ரான் நட்சத்திரமாக சுருங்கும் போது, அதன் காந்தபுலத்தின் வீரியம் கிட்டத்தட்ட சுருங்கிய விகிதமான 1.25×1014 மடங்காக அதிகரிக்கும். அதாவது 1 Gauss ஆரம்ப காந்தப்புலம், 56 மில்லியன் Gauss களாக அதிகரிக்கும்.

ஆனால் சூரியனது அளவுகொண்ட ஒரு நட்சத்திரம் தான் சூப்பர்நோவாவாக வெடிக்காதே, சாதரணமாக அவ்வாறு வெடிக்கக்கூடிய நட்சத்திரம் 100 Gauss வரை மேற்பரப்பு காந்தபுலத்தை கொண்டிருக்கும், அவ்வாறு 100 Gauss அளவு காந்தபுலத்தை கொண்டுள்ள நட்சத்திரம் வெடித்து நியூட்ரான் நட்சத்திரம் உருவாகும் போது அதன் காந்தப்புலம் கிட்டத்தட்ட 1 ட்ரில்லியன் Gauss வரை அதிகரிக்கும்! கீழ் வரும் அட்டவணையில் பிரபஞ்சத்தில் உள்ள பல்வேறுபட்ட அமைப்புகளுக்கு இருக்ககூடிய அண்ணளவான காந்தபுலத்தின் அளவை குறிபிட்டுள்ளேன்.

பிரபஞ்சக்காந்தபுலத்தின் அளவு 

0.00001 Gauss 

சூரியப்புயல் 

0.00005 Gauss 

வின்மீனிடை முகில்கள் 

0.001 Gauss 

பூமியின் மேற்பரப்பு 

1 Gauss 

சூரியனது மேற்பரப்பு 

5 Gauss 

பாரிய நட்சத்திரம் 

100 Gauss 

குளிர்சாதனப்பெட்டியின் கதவில் ஓட்டும் காந்தம் 

100 Gauss 

சூரியப்புள்ளியின் புலம் 

1000 Gauss 

வியாழனின் காந்தபுலம் 

1000 Gauss 

காந்தபுலம் அதிகம் கொண்ட நட்சத்திரம் (BD+54 2846) 

12,000 Gauss 

வெள்ளைக்குள்ளன் 

1,000,000 Gauss 

நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பு 

1,000,000,000,000 Gauss 

மக்னட்டார் 

1,000,000,000,000,000 Gauss 

துடிப்பலைகள் / பல்சார்கள் (Pulsar)

நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களுக்கு இன்னுமொரு பண்பு உண்டு. இவை மிக வேகமாக சுழலக்கூடியவை. இவ்வாறு சுழலும் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள், பல்சார் / துடிப்பலை (Pulsar) என அழைக்கப்படுகிறது. ஏற்க்கனவே அதிக சக்திவாய்ந்த காந்தப்புலத்தைக் கொண்டுள்ள இந்த நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள், மிக வேகமாக சுற்றும் போது, ஒரு சக்திவாய்ந்த டைனமோ போல செயல்பட்டு, மிக மிக அதிகமான மின்சக்தியை தோற்றுவிக்கிறது. சர்வசாதாரணமாக ஒரு பல்சார் குவார்ட்ட்ரில்லியன் வோல்ட் மின்னழுத்த வேறுபாட்டை உருவாக்கும். இவை கிட்டத்தட்ட பூமியில் தோன்றும் மின்னல்களில் உள்ள மின்னழுத்த வேறுபாட்டை விட 30 மில்லியன் மடங்கு அதிகம்!

துடிப்பலையின் துருவத்தில் இருந்து வெளிப்படும் கதிர்வீச்சு

இவ்வாறு தோன்றிய மிக அதிகமான மின்அழுத்த வேறுபாடு மற்றும் அதிகளவான காந்தபுலம், உயர் சக்திகொண்ட துகள்களை தோற்றுவிக்கிறது. இந்த துகள்கள், ரேடியோ அலைவீச்சில் இருந்து காமா அலைவீச்சு வரை மிக சக்திவாய்ந்த கதிர்வீச்சை தோற்றுவிக்கிறது. இந்த கதிர்வீச்சு இந்த துடிப்பலை நட்சத்திரத்தின் துருவங்களிநூடாக ஒரு கலங்கரைவிளக்கத்தில் உள்ள ஒளி போல . இருபக்கமும் பாயும், அதேவேளை இந்த துடிப்பலை நட்சத்திரம் வேகமாக சுற்றிக்கொண்டு இருப்பதனால், இந்த இரண்டு துருவங்களிலும் இருந்து வரும் கதிர்வீச்சு பூமிக்கு விட்டு விட்டு வருவதால் இதற்கு துடிப்பலை என்று பெயர் வந்தது.

இங்கு மிக முக்கியமான விடயம், துடிப்பலைகளின் துருவங்கள் பூமியை நோக்கி இருந்தால் மட்டுமே, எம்மால் இந்த துடிப்பலை நட்சத்திரங்களை பார்க்கமுடியும். அதாவது, நீங்கள் கடலில் கப்பலில் பயணிக்கும் போது, கலங்கரைவிளக்கம் இருக்கும் பக்கத்தை பார்த்தல் தான் அதன் ஒளி தெரிவதைப்போல.

இந்த துடிப்பலைகள் முதன் முதலில் 1967இல் தான் கண்டுபிடிக்கப்பட்டது. இன்றுவரை கிட்டத்தட்ட ஆயிரம் துடிப்பலை நட்சத்திரங்களை நாம் கண்டறிந்துள்ளோம். அதிலும் குறிப்பாக நண்டு நெபுலாவில் உள்ள துடிப்பலை மிக சக்திவாய்ந்த ஒரு துடிப்பலை, அண்ணளவாக 6000 ஒளியாண்டுகள் தூரத்தில் உள்ள இந்த துடிப்பலை, ஒரு செக்கனுக்கு 30 தடைவைகள் துடிக்கிறது (அப்படியென்றால், ஒரு செக்கனுக்கு 15 தடவைகள் தனது அச்சில் சுழல்கிறது என்று பொருள்!)

இப்படி மிக வேகமாக சுழலும் துடிப்பலை நட்சத்திரங்கள் காலத்திற்கும் தொடந்து சுற்றிக்கொண்டு இருப்பதில்லை. இந்த துடிப்பலையில் இருந்து வெளிவரும் கதிர்வீச்சு காரணமாக காலப்போக்கில் இந்த நட்சத்திரங்களின் சுழற்ச்சி வேகம் குறைகிறது. துடிப்பலையின் சுழற்ச்சி வேகம் ஒரு கட்டத்தை விட குறையும்பொது, துருவங்களில் இருந்துவரும் கதிர்வீச்சு நின்றுவிடும் (சைக்கில் டைனமோவை நினைத்துப்பாருங்கள், ஒரு அளவு வேகத்தைவிட குறைவாக நீங்கள் பயணிக்கும் பொது, டைனமோ மூலம் ஒளிரும் முன்விளக்கு அணைந்துவிடும்). அண்ணளவாக ஒரு துடிப்பலை நட்சத்திரம் ஒன்று உருவாக்கி, 10இல் இருந்து 100 மில்லியன் வருடங்களில் அதன் “துடிப்பலை நின்றுவிடும்.

ஆக, வானியலாளர்கள், இந்தப் பிரபஞ்சத்தில் உருவாகிய துடிப்பலைகளில் 99% ஆனவை ஏற்கனவே அணைந்துவிட்டது (துடிப்பதை நிறுத்திவிட்டது) என கருதுகின்றனர், ஏனெனில் பிரபஞ்சம் தோன்றி 13.7 பில்லியன் வருடங்கள் ஆகிறதே!

நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களைப்பற்றி நிறைய விடயங்களை பார்த்துவிட்டோம், முடிப்பதற்கு முன் இறுதியாக ஒருவிடயம்.

நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் சிலவேளைகளில் இரட்டை நட்சத்திரதொகுதியில் தோன்றலாம். இப்படி இரட்டை நட்சத்திரங்களில் ஒன்று நியூட்ரான் நட்சத்திரமாகும் பட்சத்தில், மற்றைய நட்சத்திரத்தில் இருக்கும் வஸ்துக்களை இந்த நியூட்ரான் நட்சத்திரம் உறுஞ்சத்தொடங்கிவிடும். இவ்வாறு உறுஞ்சப்படும் வாயுக்கள், துணிக்கைகள், இந்த நியூட்ரான் நட்சதிரத்தை சுற்றி மிக வேகமாக சுழலும் ஒரு தகட்டைப்போல உருவெடுத்துவிடும். இவ்வாறு மிகவேகமாக சுழலும் தட்டு, அதிகளவான எக்ஸ் கதிர்வீச்சை உருவாகுகிறது.

அருகில் இருக்கும் நட்சத்திரத்தை உருஞ்சும் நியூட்ரான் நட்சத்திரம்

பிரபஞ்சத்தில் உள்ள எல்லா நட்சத்திர வகைகளையும் விட, கருந்துளைக்கு மிக ஒத்த பண்புகளை கொண்டது இந்த நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் தான். ஆனால் அவைகூட கருந்துளையின் வில்லத்தனத்திற்கு ஏணி வைத்தும் எட்டிப்பார்க முடியாதளவு தள்ளியே இருக்கிறது.

00000000000000000000000000000

வரலாறு மாறுமோ?கருந்துளைகள் - 08

நமது சூரியனை விட 1.4 தொடக்கம் 3 மடங்கு திணிவுள்ள மையப்பகுதியை கொண்ட நட்சத்திரங்கள் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களாக மாறும் என்று நாம் பார்த்தோம். அப்படியென்றால் ஒரு நட்சத்திரத்தின் மையப்பகுதியின் திணிவு 3 சூரியத் திணிவைவிட அதிகமாக இருப்பின் என்ன நடக்கும்?

ஒரே வார்த்தையில் அது கருந்துளையாகிவிடும் என்று சொல்லவிடாமல், அது எவ்வாறு நடைபெறுகிறது என்று படிப் படியாக பாப்போம்.

நான் முன்னரே சொன்னதுபோல, கருந்துளைக்கான ஐடியா, நியூட்டன் காலத்திலேயே இருந்திருந்தாலும், ஐன்ஸ்டீனின் பொதுச் சார்புக் கோட்பாடே முதன் முதலில் கருந்துளை இருப்பதற்கான கணித ரீதியான சமன்பாடுகளை வெளிக்கொண்டு வந்தது. 1915இல் ஐன்ஸ்டீன் தனது சார்புக் கோட்பாட்டை வெளியிட்டாலும், அவரது சார்புச் சமன்பாடுகளுக்கு தீர்வை முதன் முதலில் கண்டவர், கார்ல் சுவர்ட்சில்ட் (Karl Schwarzschild 1873 – 1916). கார்லிற்கு பின்னர் வேறு பலரும் இந்த தீர்வை உறுதிப் படுத்தினாலும், இன்று இந்த தீர்வு “சுவர்ட்சில்ட் ஆரை” (Schwarzschild radius) என அழைக்கப் படுகிறது.

சுவர்ட்சில்ட் ஆரை என்றால் என்னவென்று பார்த்துவிடுவோம். அதாவது, சுவர்ட்சில்ட் ஆரை என்பது ஒரு கோளத்தின் ஆரை – ஒரு பொருளின் திணிவை, இந்த சுவர்ட்சில்ட் ஆரை அளவுள்ள கோளத்தின் அளவுக்கு சுருக்கினால், இக் கோளத்தின் விடுபடு திசைவேகம் (escape velocity) ஒளியின் வேகமாக இருக்கும்! ஆக அந்தக் கோளத்தில் இருந்து ஒளியும் தப்பிக்க முடியாது. 1920 களில் சுவர்ட்சில்ட் இதை வெளியிட்ட போது, ஒருவரும் இதை கருந்துளைகளோடு ஒப்பிட்டு பார்க்கவில்லை. பெரும்பாலான கணிதவியலாலர்களும், இயற்பியலாளர்களும் இது பொதுச் சார்புக் கோட்பாட்டில் உள்ள ஒரு முரண்பட்டு என்றே கருதினர். அனால் 1931இல் சுப்பிரமணியன் சந்திரசேகர் ஒரு புதிய பாதையை தொடக்கிவிட்டார்.

சுபிரமணியன் சந்திரசேகர்

சுப்பிரமணியன் சந்திரசேகர் (1910-1995) – கருந்துளைகள் சார்ந்த இயற்பியல் விதிகளுக்கான முன்னோடியான கணிதவியல் சமன்பாடுகளை நிறுவியதற்காக நோபல் பரிசு பெற்ற ஒரு தமிழர்! இந்தியாவில் பிறந்து வளர்ந்து, சிகாகோ பல்கலைகழகத்தில் பேராசிரியராக இருந்தவர். இவர் கருந்துளைகள் பற்றிய ஆராய்ச்சிக்கு என்ன செய்தார் என்று பார்ப்போம்.

வெள்ளைக் குள்ளன் (white dwarf) என்று ஒரு வகையான நட்சத்திரங்களைப் பற்றி முன்பு சொல்லியிருந்தேன் (வெள்ளைக்குள்ளனைப் பற்றி பாகம் 5 இல் பார்த்துள்ளோம்). இந்த வெள்ளைக் குள்ளனின் அளவு சூரிய திணிவில் 1.44 மடங்குக்கு அதிகமாக இருக்க முடியாது என்று சந்திரசேகர், பொதுச் சார்புக் கோட்பாட்டு விதிகளைப் பயன்படுத்தி கணக்கிட்டார், அதுவும் தனது 19ஆவது வயதில்! (தற்போது நீங்கள் திறந்திருக்கும் வாயை மூடிக்கொள்ளலாம்). இன்று இந்த திணிவின் அளவு சந்திரசேகர் வரையறை என்று அழைகப்படுகிறது. புதிய ஆய்வின் படி, தற்போது ஏற்றுக்கொள்ளப்பட்ட இந்த திணிவின் அளவு 1.39 சூரியத் திணிவுகளாகும்.

நாம் ஏற்கனவே பார்த்தபடி (பாகம் 5இல்), ஒரு வெள்ளைக்குள்ளனாக மாறிய நட்சத்திரம் தனது ஈர்ப்புவிசையால் மேலும் சுருங்காமல் அதன் நிலையை பேணுவதற்கு இலத்திரன்களின் அழுத்தம் காரணம். அப்படியென்றால், சந்திரசேகரின் கணக்குப்படி, ஒரு நட்சத்திரத்தின் மய்யப்பகுதியின் திணிவு 1.44 மடங்கு சூரியத்திணிவைவிட அதிகமாக இருப்பின், இலத்திரன்களின் அழுத்தம் கூட, அதன் ஈர்ப்பு விசைக்கு தாக்கு பிடிக்காது. ஆகவே அந்த நட்சத்திரம் முடிவிலி அளவு சுருங்கிவிடும்! அல்லது எவ்வளவு தூரம் சுருங்கும் என பொ.சா.கோவை வைத்து கணக்கிட முடியாது என்று சந்திரசேகர் காட்டினார்.

ஆர்தர் எடிங்க்டன்

வில்லன் இல்லாவிட்டால் கதை சூடுபிடிக்காதல்லவா! வந்துவிட்டார் வில்லன் ஆர்தர் எடிங்க்டன் (Arthur Eddington). சந்திரசேகர் இவரிடம்தான் ஆராய்ச்சி உதவியாளராக இருந்தார். சந்திரசேகரின் இந்த கணிதவியல் முடிவை எடிங்க்டன் ஏற்றுக் கொள்ளவில்லை. அப்போதிருந்த பெரும்பாலான இயற்பியலாளர்கள் போல, கருந்துளை என்று ஒன்று இயற்கையில் இருக்கும் என எடிங்க்டன் நம்ம்பவில்லை, அதுவொரு பொ.சா.கோவில் உள்ள ஒரு கணிதவியல் முரண்பாடு என்றே அவர் கருதினார். ஆனால் இப்போது சந்திரசேகரின் ஆராய்ச்சி முடிவு, கருந்துளைகள் போன்ற அமைப்பு கட்டாயம் பிரபஞ்சத்தில் இருக்கும் என்று சொல்லுகிறதே. முடியாது! முடியவே முடியாது!! நிச்சயமாக, இதைப் போல நட்சத்திரங்கள் முடிவிலியளவு சிறிதாக சுருங்குவதை தடுக்க இயற்கையில், இன்னும் நாம் கண்டுபிடிக்கப்படாத ஒரு விதி இருக்கும் என்று நம்பினார்.

பழைய தமிழ் பட வில்லன், நம்பியார் போல கையைப் பிசைந்துகொண்டே, “என்னடா சந்திரசேகரா, நான் என்ன செய்ய சொன்னா நீ என்ன செய்து வச்சிருக்கே?” என்று கேட்டது மட்டுமல்லாது, சந்திரசேகரின் ஆராச்சி துறையே மாற்றிவிட்டார். எடிங்க்டன் அப்போது மிகப் புகழ்பெற்ற ஒரு அறிவியலாளராக இருந்ததனால், சந்திரசேகரின் ஆராய்ச்சி முடிவில் உடன்பட்ட பவுளி (Pauli), போர் (Bohr) போன்ற இயற்பியலாளர்களும் சந்திரசேகருக்கு சாதகமாக குரல்கொடுக்கவில்லை. அப்படி அவர்கள் குரல்கொடுத்திருந்தால், வரலாறு சற்றேமாறித்தான் போயிருக்கும்.

ரோபர்ட் ஓபன்கைமர்

சிறிது காலத்திற்கு சந்திரசேகரின் வரையறை மற்றும் அவரது ஆராய்ச்சி, இயற்பியல் சமூகத்தால் மறக்கப்படிருந்தாலும், 1939 களில் ரோபர்ட் ஓபன்கைமர் (Robert Oppenheimer) என்ற இயற்பியலாளர், அவர்தான் முதல் அணுகுண்டை உருவாகிய புண்ணியவான் (அனுகுண்டின் தந்தை என்றும் செல்லமாக அழைகிறார்கள்??!!), 1.4 சூரியத்திணிவை விட அதிகமாகவும், அதேவேளை 3 சூரியத்திணிவை விட குறைவாகவும் இருந்தால், அந்த நட்சத்திரம் நியூட்ரான் நட்சத்திரமாக மாறும் அதேவேளை, ஒரு நட்சத்திரத்தின் மையப்பகுதியின் திணிவு 3 சூரியத் திணிவைவிட அதிகமாக இருப்பின், இயற்கையில் இருக்ககூடிய எந்தவொரு விதியும், அந்த நட்சத்திரம் சுருங்கி கருந்துளையாவதை தடுக்கமுடியாது என நிறுவினார். அதுமட்டுமல்லாது, ஓபன்கைமருடன் அவரது சகாக்களும் சேர்ந்து சுவர்ட்சில்ட் ஆரை அளவுள்ள அளவிற்கு அந்த நட்சத்திரங்கள் வரும்போது, அந்தக் கோளத்தினுள் துடிக்கும் நேரமும் நின்றுவிடும் என்றும் கூறினார். இதனால் அந்த நட்சத்திரங்களுக்கு இவர்கள் “உறைந்த நட்சத்திரங்கள்” என்று பெயரும் வைத்தனர்.

நன்றி : https://parimaanam.wordpress.com