സൂര്യന്റെ ഒന്നോ രണ്ടോ ഇരട്ടി പിണ്ഡം എന്ന പരിധിക്കകത്തു തന്നെ വെളുത്ത കുള്ളനെക്കാൾ വളരെ ചെറുതായ മറ്റൊരു അന്തിമ അവസ്‌ഥയും നക്ഷത്രങ്ങൾക്കുണ്ടാവാമെന്ന്‌ ലണ്ടോവ്‌ ചൂണ്ടിക്കാട്ടി. ഇലക്‌ട്രോണുകൾക്കു പകരം ന്യൂട്രോണുകളും പ്രോട്ടോണുകളും തമ്മിലുള്ള വ്യാവർത്തനത്ത്വ വികർഷണമാണ്‌ ഈ നക്ഷത്രങ്ങളെ താങ്ങിനിർത്തുന്നത്‌ അതിനാൽ ഇവയെ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്നു വിളിക്കുന്നു.
ഇവർക്ക്‌ ഇരുപതു നാഴികകളോളം വ്യാസവും ഘന ഇഞ്ചിന്‌ നൂറു കണക്കിന്‌ ദശലക്ഷം ടൺ സാന്ദ്രതയുമുണ്ടായിരിക്കും. ഇവയെപ്പറ്റി ആദ്യമായി പ്രവചിക്കപ്പെട്ട കാലത്ത്‌ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തെ നിരീക്ഷലക്കാൻ യാതൊരു വഴിയുമുണ്ടായിരുന്നില്ല. വളരെക്കാലത്തിനു ശേഷമാണ്‌ അവയെ ശരിക്കും കണ്ടെത്തിയത്‌.
നേരെമറിച്ച്‌ ചന്ദ്രശേഖർ പരിധിക്കു മുകളിൽ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ ഇന്ധനം തീരുന്ന ഘട്ടത്തിലെത്തുമ്പോൾ ഒരു ഗുരുതരമായ പ്രശ്‌നം അഭിമുഖീകരിക്കേണ്ടി വരും. ചിലപ്പോൾ അവ പൊട്ടിത്തെറിക്കുകയോ കുറേ പിണ്ഡം പുറന്തള്ളുകയോ ചെയ്‌ത്‌ ചന്ദ്രശേഖർ പരിധിയുടെ താഴെ കൊണ്ടുവന്ന്‌ ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ച ഒഴിവാക്കും. പക്ഷെ എത്ര വലിയ നക്ഷത്രമായാലും ശരി, എല്ലയ്‌പ്പോഴും ഇത്‌ സംഭവിക്കുമെന്ന്‌ വിശ്വസിക്കുവാൻ പ്രയാസമാണ്‌. ഭാരം കുറക്കണമെന്ന്‌ അതിന്‌ എങ്ങനെ അറിയാൻ കഴിയും? ഇനി എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കും തകർച്ച ഒഴിവാക്കാനാവശ്യമായ ഭാരം കുറ്‌ക്കാൻ സാധിച്ചുവെങ്കിൽത്തന്നെ, നാം ഒരു വെളുത്ത നക്ഷത്രത്തിന്റെയോ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിന്റേയോ ഭാരം കുട്ടി ചന്ദ്രശേഖർ പരിധിക്കുമുകളിൽ കൊണ്ടുവരികയാണെങ്കിൽ എന്തു സംഭവിക്കും? അത്‌ അനന്ത സാന്ദ്രതയിലേക്ക്‌ ചുരുങ്ങുമോ? ഇത്താരമൊരു സാദ്ധ്യത എഡ്‌ഡിങ്ങ്‌ടണെ നടുക്കിക്കളഞ്ഞു. അദ്ദേഹം ചന്ദ്രശേഖറിന്റെ നിഗമനം വിശ്വസിക്കുവാൻ വിസമ്മതിച്ചു. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്‌ ഒരു ബിന്ദുവിലേക്ക്‌ ചുരുങ്ങുക തീർത്തും അസാദ്ധ്യമാണെന്നദ്ദേഹം കരുതി. മിക്ക ശാസ്‌ത്രജ്‌ഞ്ഞരുടെയും വീക്ഷണം ഇതായിരുന്നു. ഐൻസ്‌റ്റീൻ തന്നെ നക്ഷത്രങ്ങൾ പൂജ്യം വലുപ്പത്തിലേക്ക്‌ ചുരുങ്ങുകയില്ലെന്ന്‌ വാദിച്ചുകൊണ്ട്‌ ഒരു പ്രബന്ധമെഴുതി. മറ്റു ശാസ്‌ത്രജ്‌ഞ്ഞരുടെ, പ്രത്യേകിച്ചും തന്റെ പഴയ ഗുരുനാഥനും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഘടനയെ സംബന്ധിച്ച വിഷയത്തിൽ ഒരു പ്രമാണുകനുമായ എഡ്‌ഡിങ്ങ്‌ടൺന്റെ എതിർപ്പുകൾ ചന്ദ്രശേഖറെ ഈ വഴിക്കുള്ള ഗവേഷണം ഉപേക്ഷിക്കുവാൻ നിർബന്ധിതനാകുകയും അദ്ദേഹം നക്ഷത്രക്കൂട്ട
ങ്ങളുടെ സഞ്ചാരം തുടങ്ങിയ മറ്റു ജ്യോതിശാസ്‌ത്രപ്രശ്‌നങ്ങളിലേക്ക്‌ ശ്രദ്ധ തിരിക്കുകയും ചെയ്‌തു. എന്നാൽ 1983 അദ്ദേഹത്തിന്‌ നോബൽ സമ്മാനം നല്‌കിയത്‌, ഭാഗികമായെങ്കിലും തണുത്ത നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പിണ്ഡപരിധിയെക്കുറിച്ചുള്ള അദ്ദേഹത്തിന്റെ ആദ്യകാല ഗവേഷണത്തിനായിരുന്നു.
വ്യാവർത്തനതത്വത്തിന്‌ ചന്ദ്രശേഖർ പരിധിക്കു മുകളിൽ വലുപ്പമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ തകർച്ച തടയാനാവില്ലെന്ന്‌ ചന്ദ്രശേഖർ തെളിയിച്ചിട്ടുണ്ട്‌. പക്ഷെ അത്തരം ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്‌ സാമാനന്യ ആപേക്ഷിക സിദ്ധാന്തപ്രകാരം എന്തു സംഭവിക്കുമെന്നു കണ്ടെത്തുക എന്ന പ്രശ്‌നം പരിഹരിച്ചത്‌, 1939ൽ റോബർട്ട്‌ ഓപ്പൻഹൈമർ എന്ന അമേരിക്കൻ യുവാവാണ്‌. പക്ഷെ അദ്ദേഹത്തിന്റെ നിഗമനം സൂചിപ്പിച്ചത്‌, അന്നത്തെ ദുരദർശനികൾ കൊണ്ട്‌ കണ്ടെത്താവുന്ന വിധത്തിലുള്ള അനന്തരഫലങ്ങളൊന്നുമുണ്ടാവില്ലെന്നാണ്‌. അപ്പോഴേക്കും രണ്ടാം ലോകമഹായുദ്ധം പൊട്ടിപ്പുറപ്പെടുകയും ഓപ്പൺഹൈമർ തന്നെ അണുബോംബ്‌ പദ്ധതിയിൽ വ്യാപൃതനാവുകയും ചെയ്‌തു. യുദ്ധത്തിനു ശേഷം മിക്ക ശാസ്‌ത്രജ്‌ഞ്ഞരും അണുവിന്റെയും അതിന്റെ അണുകേന്ദ്രത്തിന്റെയും സുക്ഷ്‌മ രൂപത്തിൽ എന്തു സംഭവിക്കുന്നു എന്ന പ്രശ്‌നത്തിൽ കുടുങ്ങിപ്പോയതിനാൽ ഗുരുത്വാകർഷണതകർച്ച പൊതുവേ വിസ്‌മരിക്കപ്പെട്ടു. എന്നാൽ 1960 കളിൽ ആധുനിക സാങ്കേതികതയുടെ സഹായത്താൽ സാദ്ധ്യമായ വർദ്ധിച്ച തോതിലും വ്യാപ്‌തിയിലും ഉണ്ടായ ജ്യോതിശാസ്‌ത്ര നിരീക്ഷണങ്ങൾ ജ്യോതിശാസ്‌ത്രത്തിന്റേയും പ്രപഞ്ചശാസ്‌ത്രത്തിന്റെയും സ്‌ഥൂലരൂപത്തിലെ പ്രശ്‌നങ്ങളിലുള്ള താല്‌പര്യം പുനരുജ്ജീവിപ്പിച്ചു. ഓപ്പൺഹൈമറയുടെ ഗവേഷണങ്ങൾ വീണ്ടും കണ്ടെടുക്കപ്പെടുകയും പലരാലും വിപുലീകരിക്കപ്പെടുകയും ചെയ്‌തു.
ഓപ്പൻഹൈമറുടെ ഗവേഷണങ്ങളിൽ നിന്നും ഇന്ന്‌ നമുക്ക്‌ ലഭിച്ചിട്ടുള്ള ചിത്രം ഇതാണ്‌. നക്ഷത്ത്രിന്റെ ഗുരുത്വാകർഷണ വലയം, സ്‌ഥലസമയത്തിൽ പ്രകാശരശ്‌മികളുടെ പാതയെ നക്ഷത്രമില്ലാത്ത അവസ്ഥയിലുള്ള പാതയിൽ നിന്നും വ്യതിചലിപ്പിക്കുന്നു. പ്രകാശകോണാകൃതികൾ (അഥവാ, അവയുടെ മുകളറ്റത്ത്‌ നിന്നും പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന പ്രകാശ സ്‌പന്ദങ്ങളുടെ സ്‌ഥലത്തിലും സമയത്തിലും സമയത്തിലും സമയത്തിലുമുള്ള പാതകൾ) നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തോടടുക്കുമ്പോൾ അല്‌പം ഉള്ളിലേക്ക്‌ വളയുന്നു. ഇത്‌ സൂര്യഗ്രഹണ സമയത്ത്‌ വിദൂരനക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശരശ്‌മികൾ വളയുന്നതിൽ നിന്നും കാണാവുന്നതാണ്‌ നക്ഷത്രം ചുരുങ്ങുമ്പോൾ അതിന്റെ ഉപരിതലത്തിലുള്ള ഗുരുത്വാകർഷണ വലയം കൂടുതൽ ശക്തമാവുകയും പ്രകാശകോണാകൃതികൾ അകത്തേക്ക്‌ കൂടുതൽ വളവുകയും ചെയ്യുന്നത്‌ പ്രകാശത്തിന്‌ പുറത്തു കടക്കാൻ കൂടുതൽ ബുദ്ധിമുട്ടുണ്ടാക്കുകയും ദൂരെയുള്ള ഒരു നിരീക്ഷകന്‌ പ്രകാശം കൂടുതൽ മങ്ങിയും ചുവപ്പുമായി കാണപ്പെടുകയും ചെയ്യും. ഒടുവിൽ നക്ഷത്രം ഒരു നിർണ്ണായക വ്യസത്തിലേക്ക്‌ ചുരുങ്ങുമ്പോൾ ഉപരിതലത്തിലെ ഗുരുത്വാകർഷണ വലയം അത്യധികം ശക്തമാവുകയും പ്രകാശകോണുകൾ അത്യധികം അകത്തേക്ക്‌ വളയുകയും ചെയ്യുന്നതിനാൽ പ്രകാശത്തിന്‌ പുറത്ത്‌ കടക്കാൻ കഴിയാതെ വരും (ചിത്രം 6.1) അപേക്ഷികസിദ്ധാന്ത പ്രകാരം പ്രകാശത്തിനേക്കാൾ വേഗത്തിൽ ഒന്നിനും സഞ്ചരിക്കുവാനാവില്ല. അപ്പോൾ പ്രകാശത്തിന്‌ രക്ഷപ്പെടാൻ പറ്റില്ലെങ്കിൽ മറ്റൊന്നും പറ്റില്ല. എല്ലാം ഗുരുത്വാകർഷണത്താൽ പിന്നിലേക്ക്‌ വലിച്ചടുക്കപ്പെടും. അങ്ങനെ ഇവിടെ നിന്നും ഒന്നിനും ദൂരെയുള്ള മറ്റൊരു നിരീക്ഷണത്താൽ പിന്നിലേക്ക്‌ വലിച്ചെടുക്കപ്പെടും. അങ്ങനെ ഇവിടെ നിന്നും ഒന്നിനും ദൂരെയുള്ള മറ്റൊരു നിരീക്ഷകന്റെ അടുത്തെത്താൻ പറ്റാത്ത ഒരു സംഭവനിര അഥവാ സ്‌ഥലസമയത്തിന്റെ ഒരു മേഖല രൂപം കൊള്ളുന്നു. ഈ മേഖലയെയാണ്‌ നാം ഇപ്പോൾ തമോഗർത്തം എന്നു വിളിക്കുന്നത്‌. ഇതിന്റെ അതിർത്തിയെ സംഭവ ചക്രവാളം എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഇവിടെയാണ്‌ തമോഗർത്തത്തിൽ നിന്നു രക്ഷപ്പെടാനാവാത്ത പ്രകാശരശ്‌മികളുടെ പാതകളവസാനിക്കുന്നത്‌.
Generated from archived content: samayam16.html Author: stephen_hoking
