വെള്ളക്കുള്ളന്
വിക്കിപീഡിയ, ഒരു സ്വതന്ത്ര വിജ്ഞാനകോശം.
ദ്രവ്യമാനം കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങള് അവയുടെ പരിണാമത്തിന്റെ അന്ത്യത്തില് എത്തിചേരാവുന്ന അവസ്ഥകളീല് ഒന്നാണു വെള്ളക്കുള്ളന്. സാധാരണനിലയില് ചന്ദ്രശേഖര് സീമയില് താഴെ ദ്രവ്യമാനമുള്ള എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളും അവയുടെ പരിണാമത്തിന്റെ അന്ത്യദശയില് വെള്ളക്കുള്ളന്മാരായി മാറും. സൂര്യനും അതിന്റെ അന്ത്യദശയില് വെള്ളക്കുള്ളനായി മാറും എന്നു സൈദ്ധാന്തിക പഠനങ്ങള് തെളിയിക്കുന്നു.
ലാന്റോവുവിന്റെ നിരീക്ഷണമനുസരിച്ച് അധികവലിപ്പമില്ലാത്ത നക്ഷത്രങ്ങള് വെള്ളക്കുള്ളന്മാരായിതീരുന്നു. ഏതാനും മൈല് മാത്രം വലിപ്പമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഈ അവസ്ഥ താരതമ്യേന തണുത്തതായിരിക്കും. എന്നാല് ഇവയുടെ പരിണാമത്തിന്റെ ആദ്യപാദങ്ങള് മറ്റുള്ളവയില് നിന്ന് ഭിന്നമല്ല. ഉള്ളിലുള്ള വൈദ്യുത് കാന്തിക വികര്ഷണം ഗുരുത്വാകര്ഷണത്തിനു തുല്ല്യമാവുന്ന അവസ്ഥയില് ചുരുങ്ങല് അവസാനിക്കുന്നു. കാരണം അത്രയ്ക്കു പിണ്ഡമേ അതിലടങ്ങിയിട്ടുള്ളൂ. ഇത്തരം ആയിരക്കണക്കിന് വെള്ളക്കുള്ളന്മാര് നമ്മുടെ ആകാശഗംഗയിലുണ്ട്.
ഉള്ളടക്കം |
[തിരുത്തുക] ലഘുതാരത്തിന്റെ വെള്ളക്കുള്ളനായുള്ള പരിണാമം
ഒരു ലഘു താരത്തിന്റെ ഊര്ജ്ജ ഉല്പാദനം അതിന്റെ കാമ്പ് ഹീലിയം അല്ലെങ്കില് കാര്ബണ് ആയി തീരുന്നതോടെ അവസാനിക്കുന്നു . അടുത്ത ന്യൂക്ലിയര് പ്രക്രിയ ആരംഭിക്കുവാന് വേണ്ട താപം ഉല്പാദിപ്പിക്കുവാന് ലഘുതാരത്തിനു കഴിയാതെ വരുന്നു.
കാമ്പില് ഊര്ജ്ജ ഉല്പാദനം നിലയ്ക്കുന്നതോടെ കാമ്പ് തണുക്കാനും അതു മൂലം സങ്കോചിക്കാനും തുടങ്ങുന്നു. സങ്കോചം മൂലം കാമ്പിലെ പദാര്ത്ഥത്തിന്റെ സാന്ദ്രതയും താപവും വര്ദ്ധിക്കുന്നു.അത്യുഗ്രമായ താപവും മര്ദ്ദവും ഉള്ള ഈ ഘട്ടത്തില് കാമ്പ് ചുരുങ്ങി കൊണ്ടേ ഇരിക്കും. സാന്ദ്രത വര്ദ്ധിച്ച് ഇനി ഒരു ചുരുങ്ങല് സാധിക്കാത്ത വിധത്തില് കാമ്പിലെ ഇലക്ട്രോണുകള് തമ്മിലടുക്കുന്നു. അതോടെ സങ്കോചം നിലയ്ക്കുന്നു. അതിനു കാരണം Pauli's exclusion principle ആണ്. ഈ നിയമം അനുസരിച്ച് ഒന്നിലേറെ ഇലക്ട്രോണുകള്ക്ക് ഒരേ സമയം ഒരേ ഊര്ജ്ജാവസ്ഥയില് ഇരിക്കാന് പറ്റില്ല. തന്മൂലം ഇലക്ട്രോണുകളെല്ലാം വ്യത്യസ്ത ഊര്ജ്ജ അവസ്ഥകളില് ആയിരിക്കുവാന് ശ്രമിക്കുന്നു. ഒരു നക്ഷത്രത്തിലെ കോടാനുകോടി ഇലക്ട്രോണുകള്ക്ക് വ്യത്യസ്ത ഊര്ജ്ജാവസ്ഥ ഉണ്ടാകണം എങ്കില് അവയെല്ലാം അതിവേഗം ചലിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കണമല്ലോ. ഈ ചലനം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന അത്യധികമായ ഉയര്ന്ന മര്ദ്ദത്തെ പോളീ മര്ദ്ദം എന്നു പറയുന്നു. ഈ മര്ദ്ദം ആണു സങ്കോചത്തെ തടയുന്നത്.
ഇത്തരത്തില് ഇലക്ട്രോണിന്റെ പോളി മര്ദ്ദം മൂലം സങ്കോചം അവസാനിക്കുന്ന പ്രക്രിയയെ ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് ഇലക്ട്രോണ് അപഭ്രഷ്ടത (electron degeneracy)എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഇലക്ട്രോണ് അപഭ്രഷ്ടത മൂലം സങ്കോചം നിലച്ച് സന്തുലിതാവസ്ഥയില് എത്തിയ ഇത്തരം നക്ഷത്രത്തെ ആണ് വെള്ളക്കുള്ളന് അഥവാ White dwarf എന്ന് വിളിക്കുന്നത്. സാധാരണ വാതകങ്ങള് സങ്കോചിക്കുമ്പോള് ഇത്തരം ഒരു പ്രശ്നം ഇല്ല. കാരണം എല്ലാ ഊര്ജ്ജനിലകളും പ്രാപിക്കുവാന് ആവശ്യമായ ഇലക്ട്രോണുകള് ഉണ്ടാവില്ല. പക്ഷെ ഈ അവസ്ഥയില് ഉള്ള നക്ഷത്രത്തില് അതിലുള്ള ഇലക്ട്രോണുകള് എല്ലാം ഗുരുത്വാകര്ഷണം മൂലം വലിച്ചടുപ്പിക്കപ്പെടും. അതിനാല് ഇലക്ടോണുകള് സാദ്ധ്യമായ എല്ലാ ഊര്ജ്ജനിലകളും പ്രാപിക്കും. അങ്ങനെ ഇലക്ട്രോണുകള് എല്ലാ ഉര്ജ്ജനിലകളും പ്രാപിച്ചു കഴിഞ്ഞ നക്ഷത്രം അപഭ്രഷ്ടം ആകുന്നു.
അപഭ്രഷ്ട പദാര്ത്ഥത്തിനു ചില സവിശേഷതകള് ഉണ്ട്. ഉദാഹരണത്തിനു വെള്ളക്കുള്ളന്റെ ദ്രവ്യമാനം കൂടും തോറും അതിന്റെ വ്യാസം കുറയുന്നു. അതിനു കാരണം ദ്രവ്യമാനം കൂടുതല് ഉള്ള വെള്ളക്കുള്ളന് ഇലക്ടോണുകള് കൂടുതല് വലിച്ചടുപ്പിച്ചാലേ ഗുരുത്വാകര്ഷണത്തെ അതിജീവിക്കുവാനുള്ള മര്ദ്ദം കിട്ടൂ എന്നതാണ്. ഈ ഒരു കാരണം കൊണ്ടാവണം ഇതിന്റെ പേരില് കുള്ളന് എന്ന വാക്കു കടന്നു വന്നത്.
[തിരുത്തുക] ചന്ദ്രശേഖര് സീമ
ദ്രവ്യമാനം കൂടിയ നക്ഷത്രമാണെങ്കില് പോളീമര്ദ്ദത്തിനും നക്ഷത്രത്തിന്റെ സങ്കോചത്തെ തടഞ്ഞു നിര്ത്താന് പറ്റാതെ വരും. അപ്പോള് ഒരു നക്ഷത്രം മൃതിയടയുമ്പോള് അത് വെള്ളക്കുള്ളന് ആയി മാറണമെങ്കില് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിനു ഒരു പരിധി ഉണ്ടെന്നു വരുന്നു. ഈ ദ്രവ്യമാനപരിധി 1.44 M๏ (സൂര്യന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ 1.44 ഇരട്ടി വരെ) ആയിരിക്കും എന്ന് പ്രശസ്ത ജ്യോതിര് ഭൌതീക ശാസ്ത്രജ്ഞനായ സുബ്രഹ്മണ്യം ചന്ദ്രശേഖര് കണക്കുക്കൂട്ടലിലൂടെ കണ്ടെത്തി. അതിനാല് ഈ ദ്രവ്യമന പരിധിയ്ക്ക് ചന്ദ്രശേഖര് സീമ (Chandrasekhar limit) എന്നു പറയുന്നു. ഇതനുസരിച്ച് ദ്രവ്യമാനം 1.44 M๏ വരെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളേ വെള്ളക്കുള്ളന്മാര് ആയി മാറൂ. നമ്മുടെ സൂര്യന്റെ ദ്രവ്യമാനം ഈ പരിധിക്ക് ഉള്ളിലായത് കൊണ്ട് സൂര്യനും അതിന്റെ അന്ത്യദശയില് ഒരു വെള്ളക്കുള്ളന് ആയി മാറും.
[തിരുത്തുക] വെള്ളക്കുള്ളന്മാരുടെ കണ്ടെത്തല്
ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് ഇതു വരെ കണ്ടെത്തിയ വെള്ളക്കുള്ളന്മാരുടെ ഉപരിതല താപനില 5000 K മുതല് 70,000 K വരെ നീളുന്ന വിപുലമായ ഒരു പരിധിയില് ആണ്. എങ്കിലും കൂടുതല് എണ്ണത്തിന്റേയും ഉപരിതല താപനില 6000 K ന്റേയും 8 000 K ന്റേയും ഇടയില് ആണ്. ഉപരിതല താപനില ഇത്രയും വരുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെട്രല് ക്ലാസ് F, G യും ആയിരിക്കും. ഈ സ്പെട്രല് ക്ലാസ്സില് ഉള്ള വസ്തു വെളുത്ത പ്രഭയോടെ ആണ് പ്രകാശിക്കുക. അതു കൊണ്ടാണ് ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങള്ക്ക് വെളുത്തക്കുള്ളന് എന്ന പേരു വീണത്. മാത്രമല്ല ആദ്യകാലത്ത് കണ്ടെത്തിയ ഭൂരിഭാഗം വെള്ളക്കുള്ളന്മാരുടേയും ഉപരിതല താപനില ഈ പരിധിയില് ആയിരുന്നു. പക്ഷെ പിന്നിട് കണ്ടെത്തിയ പല വെള്ളക്കുള്ളന്മാരും നിറം വെള്ള മാത്രം ആയിരുന്നില്ല.
[തിരുത്തുക] വെള്ളക്കുള്ളനിലെ പദാര്ത്ഥം
വെള്ളക്കുള്ളന്റെ അകത്തുള്ള പദാര്ത്ഥം degenerate ആയ ഇലക്ട്രോണുകളുടെ കടലില് ഒഴുകി നടക്കുന്ന അയണീകൃത കാര്ബണ് ആയിരിക്കും. ഇപ്രകാരം വെള്ളകുള്ളനായി തീര്ന്ന ഒരു നക്ഷത്രം തണുക്കുമ്പോള് അതിലെ കണികകളുടെ ചലനവേഗത കുറയുകയും കണികകള് തമ്മിലുള്ള ഇലക്ട്രോണിക ബലം താപ ബലത്തെ അതി ജീവിക്കുകയും ചെയ്യും. അതോടെ അയോണുകളുടെ സ്വതന്ത്ര ചലനം അവസാനിക്കുന്നു. ചില ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാരുടെ അഭിപ്രായത്തില് കാലക്രമേണ ഈ അയോണുകള് ഒരു ക്രിസ്റ്റലില് ഉള്ളതു പോലെ ക്രമമായി അടുക്കപ്പെടുന്നു. degenerate ആയ ഇലക്ട്രോണുകള് ഈ ക്രിസ്റ്റലില് സ്വതന്ത്രമായി ചലിക്കുന്നു. വജ്രം ക്രിസ്റ്റല് രൂപത്തിലുള്ള കാര്ബണ് ആണെന്ന് നമുക്കറിയാമല്ലോ. ചുരുക്കത്തില് കാര്ബണ് കാമ്പ് ഉള്ള ഒരു തണുത്ത വെള്ളക്കുള്ളന് ഒരു അതീഭീമ വജ്രത്തോട് സദൃശം ആയിരിക്കും.
[തിരുത്തുക] വെള്ളക്കുള്ളന്റെ പരിണാമം
മാറ്റത്തിനു വിധേയമാവാതെ നിലനില്ക്കുന്ന ഒരു അവസ്ഥയല്ല വെള്ളക്കുള്ളന്റേത്. കൂടുതല് പദാര്ത്ഥങ്ങള് ഈ അവസ്ഥയിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില് നിക്ഷേപിച്ചാല് വലിപ്പം കൂടുകയല്ല കുറയുകയാണ് ചെയ്യുന്നത്. അവയുടെ സാന്ദ്രത ഭൂമിയെ അപേക്ഷിച്ച് 5000 മുതല് 5 കോടി മടങ്ങുവരെ വര്ദ്ധിക്കുന്നു. ഞരുങ്ങല് മൂലം റേഡിയേഷന് വര്ദ്ധിക്കുകയും നീല കലര്ന്ന വെള്ളയോ നീലയോ നിറത്തില് ഇവ പ്രത്യക്ഷമാവുകയും ചെയ്യും. അവസാനം ഊര്ജ്ജം നഷ്ടപ്പെട്ടു വെള്ള നിറവും ക്രമേണ വെള്ള, മഞ്ഞ, ഓറഞ്ച്, ചുവപ്പ് നിറങ്ങളിലെത്തുന്നു. പിന്നീട് കറുത്ത കുള്ളന്മാരിലേക്ക്മാറുന്നു. ഈ അവസ്ഥയില് അതിനടുത്ത് എത്തിപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രാദിയായ ആകാശ പദാര്ത്ഥങ്ങള് വലിച്ചെടുത്ത് ഒരു പൊട്ടിത്തെറിയോ അല്ലെങ്കില് ന്യൂട്രോണ് നക്ഷത്രം എന്ന അവസ്ഥയിലേക്കോ ഇതു മാറുന്നു.
[തിരുത്തുക] കൂടുതല് വായനയ്ക്ക്
പൊതുവായതു
- White Dwarf Stars, Steven D. Kawaler, in Stellar remnants, S. D. Kawaler, I. Novikov, and G. Srinivasan, edited by Georges Meynet and Daniel Schaerer, Berlin: Springer, 1997. Lecture notes for Saas-Fee advanced course number 25. ISBN 3-540-61520-2.
ഭൗതികശാസ്ത്രം
- Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects, Stuart L. Shapiro and Saul A. Teukolsky, New York: Wiley, 1983. ISBN 0-471-87317-9.
- Physics of white dwarf stars, D. Koester and G. Chanmugam, Reports on Progress in Physics 53 (1990), pp. 837–915.
- White dwarf stars and the Chandrasekhar limit, Dave Gentile, Master's thesis, DePaul University, 1995.
- Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition, sciencebits.com. Discusses how to find mass-radius relations and mass limits for white dwarfs using simple energy arguments.
Variability
- Asteroseismology of white dwarf stars, D. E. Winget, Journal of Physics: Condensed Matter 10, #49 (December 14, 1998), pp. 11247–11261. DOI 10.1088/0953-8984/10/49/014.
Magnetic field
- Magnetism in Isolated and Binary White Dwarfs, D. T. Wickramasinghe and Lilia Ferrario, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 112, #773 (July 2000), pp. 873–924.
Frequency
- White Dwarfs and Dark Matter, B. K. Gibson and C. Flynn, Science 292, #5525 (June 22, 2001), p. 2211. DOI 10.1126/science.292.5525.2211a.
Observational
- Testing the White Dwarf Mass-Radius Relation with HIPPARCOS, J. L. Provencal, H. L. Shipman, Erik Hog, P. Thejll, The Astrophysical Journal 494 (February 20, 1998), pp. 759–767.
- Discovery of New Ultracool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey, Evalyn Gates, Geza Gyuk, Hugh C. Harris, Mark Subbarao, Scott Anderson, S. J. Kleinman, James Liebert, Howard Brewington, J. Brinkmann, Michael Harvanek, Jurek Krzesinski, Don Q. Lamb, Dan Long, Eric H. Neilsen, Jr., Peter R. Newman, Atsuko Nitta, and Stephanie A. Snedden, The Astrophysical Journal 612, #2 (September 2004), pp. L129–L132.
- Villanova University White Dwarf Catalogue WD, G. P.McCook and E. M. Sion.
- Dufour, P.; Liebert, James; Fontaine, G.; Behara, N. (2007). "Rare White dwarf stars with carbon atmospheres". Nature 450: 522-524. Retrieved on 2008-01-02.
|
|||||||||||||||||
 |
ജ്യോതിശാസ്ത്രവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട ഈ ലേഖനം അപൂര്ണ്ണമാണ്. ഇതു വികസിപ്പിക്കുവാന് സഹായിക്കുക. |
