മഹാസ്‌ഫോടനത്തിന്‌ ശേഷം ഏതാനും മണിക്കൂറുകൾക്കകം ഹീലിയത്തിന്റെയും മറ്റ്‌ മൂലകങ്ങളുടേയും ഉൽപാദനം നിലച്ചിരിക്കണം. അതിനുശേഷം അടുത്ത ഒരു ദശലക്ഷവർഷങ്ങളോളം കാര്യമായൊന്നും സംഭവിക്കാതെ വെറുതെ വികസിച്ചുകൊണ്ടിരുന്നിരിക്കണം. ഒടുവിൽ, ഊഷ്‌മാവ്‌ ഏതാനും ആയിരം ഡിഗ്രികളായി താഴുകയും ഇലക്‌ട്രോണുകൾക്കും അണുകേന്ദ്രങ്ങൾക്കും, അവ തമ്മിലുള്ള വൈദ്യുതകാന്ത ആകർഷണം ഭേദിക്കാൻ വേണ്ട ഊർജ്ജം ഇല്ലാതാവുകയും ചെയ്‌തപ്പോൾ അവ സംയോജിച്ച്‌ അണുക്കൾ ഉണ്ടാവാൻ തുടങ്ങി. പ്രപഞ്ചം മൊത്തത്തിൽ വികാസവും തണുക്കലും തുടർന്നിരിക്കണം. പക്ഷെ, ശരാശരിയേക്കാൾ കൂടുതൽ സാന്ദ്രതയുള്ള പ്രദേശങ്ങളിൽ അധികം വരുന്ന ഗുരുത്വാകർഷണം മൂലം വികാസം കൂടുതൽ സാവധാനത്തിലായിരുന്നിരിക്കണം. ഇത്‌ അന്തിമമായി ചില പ്രദേശങ്ങളിൽ വികാസം നിർത്തുകയും അവ വീണ്ടും സങ്കോചിക്കുന്നതിന്‌ കാരണമാവുകയും ചെയ്‌തിരിക്കണം. അവ സങ്കോചിക്കുമ്പോൾ ഈ പ്രദേശങ്ങൾക്കു പുറത്തുളള ദ്രവ്യങ്ങളുടെ ഗുരുത്വാകർഷണം ഇവയെ ചെറുതായി കറക്കുകയും ചെയ്‌തിരിക്കാം. സങ്കോചിക്കുന്ന പ്രദേശം ചെറുതാവും തോറും അവയുടെ ഭ്രമണം കൂടുതൽ ദ്രുതഗതിയിലും, ഹിമത്തിൽ നിന്ന നിൽപ്പിൽ കറങ്ങിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്ന സ്‌കെയ്‌റ്റ്‌ അഭ്യാസി കൈകൾ ദേഹത്തേക്ക്‌ ഒതുക്കുമ്പോൾ കൂടുതൽ വേഗത്തിൽ കറങ്ങുന്നതുപോലെ അന്തിമമായി ഈ പ്രദേശം വേണ്ടത്ര ചെറുതാവുമ്പോൾ ഗുരുത്വാകർഷണത്തെ തുലനം ചെയ്യുന്നത്ര വേഗത്തിൽ കറങ്ങുകയും ഈ വിധത്തിൽ തളിക പോലുള്ള കറങ്ങുന്ന നക്ഷ്യത്രവ്യൂഹങ്ങൾ ജന്മമെടുക്കുകയും ചെയ്‌തു. ഈ ഭ്രമണം സംഭവിക്കാതെ പോയ മറ്റു പ്രദേശങ്ങൾ ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള നക്ഷത്രവ്യൂഹങ്ങൾ എന്ന്‌ പറയുന്ന അണ്‌ഢാകൃതിയിലുള്ള വസ്‌തുക്കളായി മാറും. പ്രദേശം ചുരങ്ങുന്നത്‌ ഇവയിൽ അവസാനിക്കും, കാരണം, നക്ഷത്രവ്യൂഹത്തിന്റെ ഒറ്റയൊറ്റ ഭാഗങ്ങൾ അതിന്റെ കേന്ദ്രബിന്ദുവിന്‌ ചുറ്റും സ്‌ഥിരതയോടെ ഭ്രമണം ചെയ്യുമെങ്കിലും നക്ഷത്രവ്യൂഹത്തിന്‌ ഒട്ടാകെ ഒരു ഭ്രമണമുണ്ടായിരിക്കുകയില്ല.
സമയം നീങ്ങുന്നതനുസരിച്ച്‌ നക്ഷത്രവ്യൂഹത്തിലെ ഹൈഡ്രജൻ, ഹീലിയം വാതകങ്ങൾ വിഭജിച്ച്‌ ചെറിയ മേഘങ്ങളാവുകയും അവ സ്വന്തം ഗുരുത്വാകർഷണത്താൽ ചുരുങ്ങുകയും ചെയ്യും. ഇവ ചുരുങ്ങുകയും അവയിലെ അണുക്കൾ പരസ്‌പരം കൂട്ടിമുട്ടുകയും ചെയ്യുമ്പോൾ വാതകത്തിന്റെ ഊഷ്‌മാവ്‌ ഉയരുകയും ഒടുവിൽ അത്‌ സംയോജന പ്രക്രിയ തുടങ്ങുന്നതുവരെ എത്തുകയും ചെയ്യും. ഇത്‌ ഹൈഡ്രജനെ ഹീലിയമാക്കി മാറ്റുകയും അങ്ങനെ പുറത്തുവിടുന്ന താപം, മർദ്ദം ഉയർത്തുകയും അത്‌ മേഘങ്ങൾ വീണ്ടും ചുരുങ്ങുന്നത്‌ തടയുകയും ചെയ്യും. ഈ അവസ്‌ഥയിൽ അവ നമ്മുടെ സൂര്യനെപ്പോലെ ഹൈഡ്രജൻ കത്തിച്ച്‌ ഹീലിയമാക്കി മാറ്റി തൽഫലമായുണ്ടാവുന്ന ഊർജ്ജം ചൂടും പ്രകാശവുമായി വികിരണം ചെയ്‌തുകൊണ്ട്‌ വളരെക്കാലം സ്‌ഥിരമായി നില്‌ക്കും. കൂടുതൽ ഭീമാകാരണങ്ങളായ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക്‌ അവയുടെ കൂടുതൽ ശക്തമായ ഗുരുത്വാകർഷണം സംതുലനം ചെയ്യുന്നതിന്‌ കൂടൂതൽ താപം ആവശ്യമായി വരുകയും അതിനാൽ സംയോജനപ്രക്രിയ കൂടുതൽ വേഗതയിൽ നടക്കുകയും, അവയിലെ ഹൈഡ്രജൻ വെറും പത്തുകോടി വർഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ തന്നെ കത്തിച്ചുതീർക്കുകയും ചെയ്യും. അപ്പോൾ അവ അല്‌പം ചുരുങ്ങുകയും ചൂടുകൂടുകയും ചെയ്യുമ്പോൾ ഹീലിയം കൂടുതൽ ഖനമുള്ള കാർബൺ അല്ലെങ്കിൽ ഓക്‌സിജൻ പോലുള്ള ഖനമുള്ള മൂലകങ്ങളായി മാറും. ഇത്‌, പക്ഷെ, കൂടുതൽ ഊർജ്ജം പുറത്തു വിടുകയില്ല. അതിനാൽ തമോഗർത്തങ്ങളെ കുറിച്ചുള്ള അദ്ധ്യായത്തിൽ വിവരിച്ച പോലെ ഒരു പ്രതിസന്ധി ഉടലെടുക്കും. പിന്നെ എന്തു സംഭവിക്കുന്നുവെന്ന്‌ പൂർണ്ണമായും വ്യക്തമല്ല. പക്ഷെ, സംഭാവ്യമെന്ന്‌ തോന്നുന്നത്‌ നക്ഷത്രത്തിന്റെ മദ്ധ്യപ്രദേശം ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമോ, തമോഗർത്തമോ പോലെ അതിസാന്ദ്രമായ അവസ്‌ഥയിലേക്കു ചുരുങ്ങുമെന്നാണ്‌. നക്ഷത്രത്തിന്റെ പുറഭാഗങ്ങൾ ചിലപ്പോൾ സൂപ്പർനോവ എന്ന്‌ വിളിക്കുന്ന അത്യുഗ്രമായ ഒരു സ്‌ഫോടനത്താൽ തെറിച്ചുപോകും. ഈ സമയത്ത്‌ നക്ഷത്രവ്യൂഹത്തിലെ മറ്റു നക്ഷത്രങ്ങളേക്കാൾ ഇതിന്‌ തിളക്കമുണ്ടാവും നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആയുസ്സിന്റെ അന്ത്യത്തിൽ ഉൽപ്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന ഖനമുള്ള മൂലകങ്ങളിൽ കുറച്ച്‌ നക്ഷത്രവ്യൂഹത്തിലെ വാതകത്തിലേക്ക്‌ തിരിച്ചെറിയപ്പെടും. ഇത്‌ അടുത്ത തലമുറയിലെ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കുള്ള അസംസ്‌കൃതവസ്‌തുവായി ഭവിക്കും. നമ്മുടെ സൂര്യനിൽ ഏകദേശം 2 ശതമാനം ഈ ഖനമേറിയ മൂലകങ്ങളുണ്ട്‌. കാരണം, അത്‌‍്‌ ഏകദേശം അഞ്ഞൂറ്‌ കോടതി വർഷങ്ങൾക്കു മുമ്പ്‌ നേരത്തെയുള്ള ഒരു സൂപ്പർ നോവയിൽ നിന്നുള്ള അവശിഷ്‌ടങ്ങളടങ്ങിയ കറങ്ങുന്ന വാതകമേഘത്തിൽ നിന്നും രൂപംകൊണ്ട്‌ രണ്ടാമത്തേയോ മൂന്നാമത്തേയോ തലമുറയിൽപ്പെട്ട നക്ഷത്രമാണ്‌. ആ മേഘത്തിലെ മിക്ക വാതകവും സൂര്യന്റെ സൃഷ്‌ടിക്കായി ഉപയോഗിക്കപ്പെട്ടു. പക്ഷെ, ഒരു ചെറിയ ഭാഗം ഖനമേറിയ മൂലകങ്ങൾ കൂടിച്ചേർന്ന്‌ സൂര്യനെ ചുറ്റുന്ന ഭൂമിയെപ്പോലുള്ള ഗ്രഹങ്ങളായി മാറി.
Generated from archived content: samayam25.html Author: stephen_hoking
