ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രം

വിക്കിപീഡിയ, ഒരു സ്വതന്ത്ര വിജ്ഞാനകോശം.

ഗുരുത്വാകര്‍ഷണഫലമായി തകര്‍ന്നടിയുന്ന പിണ്ഡമേറിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ബാക്കിപത്രമാണ്‌ ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍‍. ടൈപ്പ് II നക്ഷത്രം, ടൈപ്പ് lb അല്ലെങ്കില്‍ ടൈപ്പ് lc എന്നീതരത്തില്‍പ്പെട്ട സൂപ്പര്‍നോവ സ്ഫോടനങ്ങളുടെ ഫലമായാണ് ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രം രൂപപ്പെടുന്നത്. ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദ്രവ്യത്തിന്റെ ഭൂരിഭാഗവും ന്യൂട്രോണുകളായിരിക്കും അത് കൊണ്ടാണവയ്ക്ക് ഈ പേര്‌ കൈവന്നത്. ഉയര്‍ന്ന താപനിലയാണ്‌ ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങല്‍ക്കുണ്ടാവുക. ഊര്‍ജോല്‍പാദനം നിലയ്ക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അന്ത്യത്തിന്റെ വിവിധ രൂപങ്ങളിലൊന്നാണിത്.

സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ 1.35 മുതല്‍ 2.1 മടങ്ങ് വരെയായിരിക്കും സാധാരണയായി ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദ്രവ്യമാനം. വ്യാസാര്‍ദ്ധം 20 കി.മീ നും 10 കി.മീ നു ഇടയിലായിരിക്കും, ഇതുമായി താരതമ്യം ചെയ്യുമ്പോള്‍ സൂര്യന്‌ 30,000 മുതല്‍ 70,000 വരെ ഇരട്ടി വലുപ്പമുണ്ട്. അത്കൊണ്ട് തന്നെ അവയുടെ ശരാശരി സാന്ദ്രത 8.4×10¹⁶ മുതല്‍ 1×10¹⁸ കി.ഗ്രാം/ക്യുബിക്‍ മീറ്റ്ര്‍ വരെയായിരിക്കും, ഇത് അണുകേന്ദ്രത്തിന്റെ സാന്ദ്രതയായ 3×10¹⁷ കി.ഗ്രം/ക്യുബിക്മീറ്റര്‍ നോട് താരതമ്യപ്പെടുത്താവുന്നതണ്‌. അവയുടെ സാന്ദ്രത ഉപരിതലത്തില്‍ 1×10⁹ കി.ഗ്രം/ക്യുബിക്മീറ്ററില്‍ താഴെ നിന്ന് തുടങ്ങി ഉള്ളിലേക്ക് പോകുംതോറും കൂടിവരികയും 6 മുതല്‍ 8×10¹⁷ കി.ഗ്രാം/ക്യുബിക്മീറ്റ്ര്‍ വരെ എത്തുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ ഉയര്‍ന്ന സാന്ദ്രത മൂലം ഒരു ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രത്തില്‍ നിന്നുള്ള ഒരു സ്പൂണ്‍ ദ്രവ്യത്തിന്‌ ദശലക്ഷക്കണക്കിന്‌ ആനകളുടെ പിണ്ഡമുണ്ടാകും.

1.44 സൗരപിണ്ഡം (ചന്ദ്രശേഖര്‍ പരിധി) വരെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ വെള്ളകുള്ളന്മാരായിതീരുകയാണ്‌ ചെയ്യുക; സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ 2 മടങ്ങിനു മുകളില്‍ 3 മടങ്ങ് വരെ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ക്വാര്‍ക്ക് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ആയിതീരുമെന്നു കരുതുന്നു. 5 നു മുകളില്‍ സൗരപിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ജീവിതകാലത്തിന്റെ അവസാനം ഗുരുത്വപരമായ തകര്‍ന്നടിയലിനു വിധേയമായി തമോദ്വാരമായി തീരും.

[തിരുത്തുക] രൂപീകരണം

ഭാരം കൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സൂപ്പര്‍നോവ സ്ഫോടനത്തിനു ശേഷം അവയുടെ കാമ്പ് ഞെരുങ്ങി ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രമായി പരിണമിക്കുന്നു, അവ അവയുടെ കോണീയ പരിക്രമണം നിലനിര്‍ത്തുകയും ചെയ്യുന്നു. മുമ്പത്തെ അവസ്ഥയേക്കാള്‍ വളരെ കുറഞ്ഞ വാസാര്‍ദ്ധം മാത്രമേ ഉണ്ടാകുന്നുള്ളൂ എന്നതിനാല്‍ ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രരൂപീകരണത്തോടെ അവ ഉയര്‍ന്ന വളരെ ഉയര്‍ന്ന ഭ്രമണനിരക്കിലായിരിക്കും, ഇത് കാലക്രമേണ പതിയെ കുറഞ്ഞുവരികയും ചെയ്യുന്നു. 1.40 മില്ലി സെക്കന്റ് മുതല്‍ 30 സെക്കന്റ് വരെയാണ് ഇവയുടെ ഭ്രമണവേഗത. ഉയര്‍ന്ന സാന്ദ്രതകാരണമായി ഇവയുടെ ഉപരിതല ഗുരുത്വാകഷണവും വളരെ ഉയര്‍ന്നതായിരിക്കും, 7 x 10¹² m/s² വരെയാകും ഇത് സാധാരണ ഏതാനും 10¹² m/s² ആയിര്‍ക്കും (അതായത് ഭൂമിയുടേതിന്റെ 10¹¹ മടങ്ങ്). ഇത്രയും വലിയ ഗുരുത്വമുണ്ടാകുന്നതിനാല്‍ തന്നെ അവയുടെ നിശ്ക്രമണ പ്രവേഗം ഏതാണ്ട് 100,000 കി.മീ/സെക്കന്റ് നു അടുത്ത് വരും ഇത് പ്രകാശവേഗതയുടെ 33% ശതമാനാമാണ്‌. ഒരു ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആകര്‍ഷണത്തില്‍ പെട്ട് അതിന്റെ ഉപരിതലത്തിലേക്ക് പതിക്കുന്ന് ദ്രവ്യത്തിന്റെ വേഗത വളരെപ്പെട്ടെന്ന് ത്വരിതപ്പെടുന്നു. ഉയര്‍ന്ന വേഗതയില്‍ പതിക്കുന്നതോടെ വസ്തു നിര്‍മ്മിക്കപ്പെട്ട ആറ്റങ്ങള്‍ തകര്‍പ്പെടുകയും അവ ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യത്തിന്റെ സമാന അവസ്ഥയിലാവുകയും ചെയ്യുന്നു.

[തിരുത്തുക] ഭൗതിക ഗുണങ്ങള്‍

ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രത്തിനെ ഗുരുത്വ പ്രകാശവ്യതിചലനത്തിനെ മാതൃക. പ്രകാശം വളഞ്ഞുസഞ്ചരിക്കുന്നതിനാല്‍ പകുതിയില്‍ കൂടുതല്‍ ഭാഗം ദൃശ്യമാകും (ഒരോ കള്ളിയും 30 ഡിഗ്രി ബൈ 30 ഡിഗ്രി ആണ്‌). ഇവിടെ ചിത്രത്തില്‍ കാണുന്ന വ്യാസാര്‍ദ്ധം നക്ഷത്രത്തിന്റെ യഥാര്‍ത്ഥ വ്യാസ്യാര്‍ദ്ധത്തിന്റെ ഇരട്ടിയായി കാണപ്പെടുന്നതാണ്‌.

ഉപരിതല ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം ഭൂമിയുടെ 2 × 10¹¹ മടങ്ങും, നിശ്ക്രമണ പ്രവേഗം പ്രകാശവേഗതയുടെ മൂന്നിലൊന്നിനു അടുത്തുമാണ്‌. ഈ ശക്തമായ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ ക്ഷേത്രം ഗ്രാവിറ്റേഷനല്‍ ലെന്‍സായി വര്‍ത്തിക്കും, ഇതിനാല്‍ നക്ഷത്രം പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന വികിരണങ്ങള്‍ വളഞ്ഞുസഞ്ചരിക്കുന്നതുവഴി ഉപരിതലത്തില്‍ സാധാരണ നിലയില്‍ ദൃശ്യമാകാത്ത ഭാഗങ്ങള്‍ക്കൂടി ദൃശ്യമാകാന്‍ കാരണമാകുന്നു.

[തിരുത്തുക] അവലംബം

ജ്യോതിശാസ്ത്രവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട ഈ ലേഖനം അപൂര്‍ണ്ണമാണ്‌. ഇതു വികസിപ്പിക്കുവാന്‍ സഹായിക്കുക.