നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമം എങ്ങനെയുണ്ട്

പ്രകൃതിയിലെ ഏതൊരു ശരീരത്തെയും പോലെ, നക്ഷത്രങ്ങൾ മാറ്റമില്ലാതെ തുടരരുത്. അവർ ജനിക്കുകയും വികസിക്കുകയും ഒടുവിൽ 'മരിക്കുകയും' ചെയ്യുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമം ശതകോടിക്കണക്കിന് വർഷം എടുക്കും, എന്നാൽ അവയുടെ രൂപപ്പെടലിൻറെ സമയം സംബന്ധിച്ച് തർക്കങ്ങൾ ഉണ്ട്. മുമ്പ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാർ തങ്ങളുടെ "ജനനം" നക്ഷത്ര ജ്വലനത്തിന് ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ ആവശ്യമാണെന്ന് വിശ്വസിച്ചു, പക്ഷെ വളരെക്കാലം മുൻപ് ഗ്രേറ്റ് ഓറിയോൺ നെബുലയിൽ നിന്നും ആകാശ ആകാശത്തിന്റെ ഫോട്ടോകൾ ലഭിച്ചു. കുറച്ചു വർഷങ്ങളായി ഒരു ചെറിയ നക്ഷത്രവ്യൂഹമുണ്ടായിരുന്നു.

1947 ലെ ഫോട്ടോഗ്രാഫുകളിൽ ഒരു നക്ഷത്ര ചിഹ്നമുള്ള ഒരു ചെറിയ സംഘം ഈ സ്ഥലത്ത് രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുണ്ട്. 1954 ആയപ്പോഴേയ്ക്കും അവരിൽ ചിലർ ഒരുകാലത്ത് അപ്രത്യക്ഷരായിരുന്നു, അഞ്ചു വർഷങ്ങൾക്കു ശേഷം ഈ വസ്തുക്കൾ വിഭജിതമായി വേർതിരിക്കപ്പെട്ടു. അങ്ങനെ ആദ്യമായി നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പിറവി ജനിക്കുകയും ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ മുന്നിൽ അക്ഷരാർഥത്തിൽ കടന്നുപോകുകയും ചെയ്തു.

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഘടനയും പരിണാമവും എങ്ങനെ ആരംഭിക്കുന്നുവെന്നും അവയുടെ മാനദണ്ഡം, മാനദണ്ഡങ്ങൾ, ജീവിതം തുടങ്ങിയവ എങ്ങനെ ആരംഭിക്കാമെന്നും നമുക്ക് പരിശോധിക്കാം.

പാരമ്പര്യമായി, ശാസ്ത്രജ്ഞർ വിശ്വസിക്കുന്നത് നക്ഷത്ര ഗ്യാസ്-പൊടി മീഡിയം മേഘങ്ങളുടെ കാന്തികതഫലമായി നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപം കൊണ്ടെന്നാണ്. ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തികളുടെ സ്വാധീനത്തിൻ കീഴിൽ, ഘടനയിൽ വളഞ്ഞ മേഘരൂപങ്ങളിൽ നിന്ന് ഒരു ഓക്സിക വാതക ബോൾ രൂപം കൊള്ളുന്നു. അതിന്റെ ആന്തരിക മർദ്ദം അതിനെ കംപ്രസ്സുചെയ്യുന്ന ഗുരുത്വാകർഷണ ബലത്തെ നിലനിർത്താൻ കഴിയില്ല. ക്രമേണ, സ്റ്റെല്ലാർ ഇന്റീരിയർ താപനില വർദ്ധിക്കുന്നതും പഞ്ഞിയിൽ ചൂട് വാതകത്തിന്റെ സമ്മർദ്ദവും ബാഹ്യശക്തികളെ സമതുലിതമാക്കുന്നുവെന്നതിനൊപ്പം ഈ പന്ത് ചുരുങ്ങുന്നു. അതിനുശേഷം കംപ്രഷൻ നിർത്തുന്നു. ഈ പ്രക്രിയയുടെ സമയദൈർഘ്യം നക്ഷത്രത്തിന്റെ പിണ്ഡത്തെ ആശ്രയിച്ചാണ്. ഇത് സാധാരണ രണ്ട് മുതൽ നൂറു ദശലക്ഷം വർഷം വരെയാണ്.

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഘടന അവരുടെ അന്തർഭാഗത്ത് വളരെ ഉയർന്ന താപനില കൈവരിക്കുന്നു, ഇത് തുടർച്ചയായ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രക്രിയകൾക്ക് കാരണമാകുന്നു (ഹൈഡ്രജുകൾ രൂപപ്പെടുകയും അവയെ ഹീലിയമായി മാറുകയും ചെയ്യുന്നു). ഈ പ്രക്രിയകൾ ആണ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ തീവ്ര ഇമിഷൻ. ഹൈഡ്രജന്റെ വിതരണം അവർ ചെലവഴിക്കുന്ന സമയം അവരുടെ പിണ്ഡത്താൽ നിർണ്ണയിക്കപ്പെടുന്നു. റേഡിയേഷന്റെ ദൈർഘ്യം ഇതിലുണ്ട്.

ഹൈഡ്രജന്റെ കരുതൽ കുറയുകയാണെങ്കിൽ, നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമം ചുവന്ന ഭീമന്റെ രൂപത്തിൽ എത്തിച്ചേരുന്നു . ഇത് ഇങ്ങനെ സംഭവിക്കുന്നു. ഊർജ്ജം വിച്ഛേദിച്ച ശേഷം, ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തികൾ അണുകേന്ദ്രത്തെ ചുരുക്കുകയാണ് ചെയ്യുന്നത്. ഈ സാഹചര്യത്തിൽ, നക്ഷത്രത്തിന്റെ വലിപ്പം ഗണ്യമായി വർദ്ധിക്കുന്നു. തെർമോന്യൂക്ലിയക് പ്രതിപ്രവർത്തനം തുടരുന്നതോടൊപ്പം പ്രകാശത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തിൽ ഒരു നേർത്ത പാളിയിലും പ്രകാശം കൂടി വരുന്നു.

ഹീലിയം കോർ കരാറിന്റെ താപനിലയിലും ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രങ്ങൾ കാർബൺ അണുകേന്ദ്രങ്ങളിലേക്ക് മാറ്റിയതുമൊക്കെയാണ് ഈ പ്രക്രിയയെ അനുഗമിക്കുന്നത്.

പ്രവചനങ്ങൾ പറയുന്നതനുസരിച്ച്, എട്ട് ബില്യൺ വർഷത്തിൽ നമ്മുടെ സൂര്യൻ ഒരു ചുവന്ന ഭീമനായി മാറും. ഈ കേസിന്റെ ആരത്തിന്റെ വ്യാസാർദ്ധം നിരവധി പതിനായിരക്കണക്കിന് മടങ്ങ് വർദ്ധിക്കും, നിലവിലെ ഇൻഡിക്കേറ്ററുകളുമായി താരതമ്യം ചെയ്യുമ്പോൾ പ്രകാശം നൂറുകണക്കിന് തവണ വളരും.

ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആയുസ്സ്, നേരത്തെ സൂചിപ്പിച്ചതുപോലെ അതിന്റെ പിണ്ഡത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. സൗരോർജ്ജത്തേക്കാൾ കുറവാണ് വസ്തുക്കൾ, സാമ്പത്തികമായി തങ്ങളുടെ ആണവ ഇന്ധനത്തിന്റെ കരുതൽ "ചെലവഴിക്കുന്നത്" , അതിനാൽ അവർക്ക് പതിനായിരക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾക്കായി പ്രകാശിക്കും.

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമം വെള്ളക്കുള്ളൻമാരുടെ രൂപവത്കരണത്തോടെ അവസാനിക്കുന്നു . സൂര്യന്റെ പിണ്ഡത്തിനു തൊട്ടുപിന്നിൽ നിൽക്കുന്നവരോടൊപ്പമാണ് ഇത് സംഭവിക്കുന്നത്, i. അതിൽ 1.2 കവിയരുത്.

ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങൾ ഒരു ഭരണം പോലെ തങ്ങളുടെ ആണവ ഇന്ധനത്തിന്റെ ദ്രുതഗതിയിൽ തുടച്ചുമാറ്റുന്നു. ബാഹ്യ ഷെല്ലുകളുടെ ഡംപിങ്ങുകൾ മൂലം പ്രത്യേകിച്ച്, പിണ്ഡത്തിന്റെ ഒരു വലിയ നഷ്ടമാണ് ഇത്. തത്ഫലമായി, ക്രമേണ തണുപ്പുള്ള കേന്ദ്രഭാഗം മാത്രമേ അവശേഷിക്കുന്നുള്ളൂ. കാലക്രമേണ ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങൾ അവയുടെ വികിരണം അവസാനിപ്പിക്കുകയും അദൃശ്യമാകുകയും ചെയ്യും.

ചിലപ്പോൾ സാധാരണ പരിണാമവും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഘടനയും തടസ്സം സൃഷ്ടിക്കുന്നു. മിക്കപ്പോഴും തെർമോന്യൂക്ലിയർ ഇന്ധനം തീർന്നിട്ടുള്ള ഭീമമായ വസ്തുക്കളെ സംബന്ധിച്ചുള്ളതാണ് മിക്കപ്പോഴും ഇത്. അപ്പോൾ അവർ ന്യൂട്രോൺ, സൂപ്പർനോവസ് അല്ലെങ്കിൽ തമോദ്വാരങ്ങളായി മാറാം . ഈ വസ്തുക്കളെക്കുറിച്ച് കൂടുതൽ ശാസ്ത്രജ്ഞർ പഠിക്കുന്നതോടെ കൂടുതൽ പുതിയ ചോദ്യങ്ങൾ ഉയർന്നുവരുന്നു.