சந்திரசேகரின் வரம்பு!
------------------------------------
பி இளங்கோ சுப்பிரமணியன்
நியூட்டன் அறிவியல் மன்றம்
-------------------------------------------------
தமிழரும் இந்தியருமான இயற்பியலாளர் சுப்பிரமணியன் சந்திரசேகர்
(Subramanian Chandrasekhar 1910-1995) அமெரிக்கக் குடியுரிமை பெற்றவர்.
இவர் 1983ஆம் ஆண்டிற்கான இயற்பியல் நோபல் பரிசைப் பெற்றார்.
சென்னை மாநிலக் கல்லூரியில் இளங்கலை இயற்பியல் படித்த இவர் கேம்பிரிட்ஜ் பல்கலையில் இயற்பியலில் முனைவர் பட்டம் பெற்றார்.
இவர் சர் சி வி ராமனின் உறவினர் ஆவார்.
இவரின் பெயரால் அமைந்த சந்திரசேகர் வரம்பு
(Chandrasekhar Limit) விண்ணியற்பியலில் மிகவும்
அடிப்படையான ஒரு கோட்பாடாகும். 1930ல் இவர் உருவாக்கிய
இந்தக் கோட்பாட்டுக்கு, 50 ஆண்டுகள் கழித்து 1983ல்
நோபல் பரிசு கிடைத்தது. வில்லியம் ஏ ஃபௌலர் என்னும் இன்னொரு இயற்பியலாளரும் இவரும் பரிசைப் பகிர்ந்து கொண்டனர்.
வெள்ளைக் குள்ளன்:
--------------------------------
சந்திரசேகர் வரம்பு என்றால் என்ன என்று புரிந்து கொள்ள
வேண்டுமெனில் நட்சத்திரங்களைப் பற்றி நன்கு அறிந்திருக்க
வேண்டும். மனிதர்களைப் போன்றே நட்சத்திரங்களுக்கும்
பிறப்பு, வளர்ச்சி, வாழ்வு, இறப்பு ஆகிய அனைத்தும் உண்டு.
இவை அனைத்தும் பரிணாம வளர்ச்சியின் (evolution) மூலமாக
நடைபெறுபவை.
குறைந்த நிறை உடைய ஒரு நட்சத்திரமானது தனது அந்திம
காலத்தில் சிவப்பு ராட்சசன் (Red giant) என்னும் வகையைச் சேர்ந்த நட்சத்திரமாக மாறக்கூடும். அல்லது வெள்ளைக் குள்ளன் (white dwarf)
வகையைச் சேர்ந்த நட்சத்திரமாக மாறும். நிறை அதிகமான சில நட்சத்திரங்கள் கருந்துளைகளாகக் கூட (black holes) மாறுகின்றன.
பொதுவாக தமது அந்திம காலத்தில் வெள்ளைக் குள்ளனாக மாறும்
நட்சத்திரங்கள் அனைத்தும் நிறை குறைந்தவையே.
ஒரு வெள்ளைக் குள்ளன் வகை நட்சத்திரத்தின் நிறை (mass)
அதிகபட்சமாக எவ்வளவு இருக்கும்? அதன் வரம்பு என்ன?
இதைக் கண்டறிந்தார் சந்திர சேகர். அதன்படி
நிலையாக இருக்கக்கூடிய ஒரு வெள்ளைக்குள்ளனின்
(stable white dwarf) நிறையானது நமது சூரியனின் நிறையைப்
போல 1.4 மடங்கு நிறை இருக்கும். இதுவே சந்திரசேகர்
வரம்பு ஆகும். இதன் பொருள் என்னவெனில் சூரியனின்
நிறையின் 1.4 மடங்கை விட அதிகமான நிறையை ஒரு
வெள்ளைக்குள்ளன் கொண்டிருக்குமானால், அது
நிலையானதாக இருக்க இயலாது; அது வீழ்ந்து விடும்
(will collapse) என்பதே.
அதாவது சூரியனின் நிறையின் 1.4 மடங்கை விட அதிகமான
நிறையைக் கொண்டிருக்கும் ஒரு வெள்ளைக்குள்ளன்
சூப்பர்நோவா வெடிப்பு என்னும் வெடிப்புக்கு இலக்காகி
நியூட்ரான் நட்சத்திரமாக மாறும். இன்னொரு வாய்ப்பும்
உள்ளது. வெள்ளைக்குள்ளனின் நிறை மேற்கூறியதை விட
மிகவும் அதிகமாக இருந்தால் அது கருந்துளையாக மாறவும் கூடும்.
சூரியனின் நிறை என்ன? சற்றுத் தோராயமாக 2 x 10^30 kg ஆகும்.
துல்லியமாகப் பார்த்தால் 1.988 47 x 10^30 kg ஆகும்.
இவ்வாக்கியங்களில் சூரியனின் நிறை அறிவியல் குறியீட்டு
முறையில் (scientific notation) கூறப்பட்டு உள்ளது. தமிழில் உள்ள
லட்சம், கோடி என்னும் இரு சொற்களை மட்டும் கொண்டு
பெரிய எண்களைக் குறிக்க இயலாது. எனவே அறிவியல்
குறியீட்டு முறையைப் பயன்படுத்துவது தவிர்க்க இயலாதது.
சூரியனின் நிறையை அறிந்து கொண்டோம். இதைப்போல்
1.4 மடங்கு நிறையே சந்திர சேகர் வரம்பாகும் என்பதையும்
நாம் அறிவோம். அது எவ்வளவு என்று கணக்கிட்டால்,
1.4 x 2 x 10^30 kg = 2.8 x 10^30 kg என்ற விடை நமக்குக்
கிடைக்கிறது. அதாவது சந்திரசேகர் வரம்பின் தற்கால
மதிப்பு (modern value) சற்றுத் தோராயமாக 2.8 x 10^30 kg ஆகும்.
வெள்ளைக்குள்ளன் நட்சத்திரத்திற்கான சந்திரசேகர் வரம்பு
1.4 சூரிய நிறை என்பதை அறிந்தோம். ஒரு நியூட்ரான்
நட்சத்திரத்திற்கான அதிகபட்ச சந்திரசேகர் வரம்பு
3 சூரிய நிறை ஆகும்.
வெள்ளைக்குள்ளன் என்றால் என்ன? அந்திம காலத்தில் உள்ள
நட்சத்திரமான வெள்ளைக்குள்ளன் தாழ்நிலை
ஒளிர்திறன் (low luminosity) உடையது. வெள்ளை நிறத்தில்
ஒளிரும். மங்கலாகவே ஒளிரும். சூரிய நிறையை ஒட்டியது.
பூமியின் ஆரத்தோடு ஒப்பிடத்தக்க அளவு சிறிய ஆரம் உடையது.
(பூமியின் ஆரம் 6378 கிமீ; இது பூமத்திய ரேகைப் பகுதியின்
ஆரம்).
மேற்கூறிய தரவுகள் வெளிப்படுத்தும் ஓர் உண்மையை
வாசகர்கள் கவனிக்க வேண்டும். வெள்ளைக் குள்ளனின்
நிறை சூரிய நிறையோடு ஒப்பிடத் தக்கது. உண்மையில்
சூரிய நிறையை விட 1.4 மடங்கு அதிகம். (பூமியின் நிறை
6x 10^24 kg மட்டுமே என்பதை ஒப்பிட்டுப் பார்க்கவும்).
ஆனால் வெள்ளைக்குள்ளனின் பரிமாணங்கள் (dimensions) சிறியவை; பூமியுடன் ஒப்பிடும் அளவுக்குச் சிறியவை. இதன் விளைவாக,
அதிக நிறையும் குறைந்த கொள்ளளவும் கொண்டிருப்பதால்
வெள்ளைக்குள்ளனின் அடர்த்தி மிகவும் பிரம்மாண்டமானதாக
இருக்கும். அதாவது தண்ணீரின் அடர்த்தியைப் போல
பத்து லட்சம் மடங்கு அதிகமான அடர்த்தியைக்
கொண்டிருக்கும். (தண்ணீரின் அடர்த்தி = 1 gram/cc).
நட்சத்திரங்களின் பிறப்பு!
----------------------------------------
வாயுக்களும் தூசிகளும் நமது காலக்சி முழுதும் நிறைந்து
மேகக்கூட்டங்கள் போலத் திரண்டு காணப்படுகின்றன.
பிற காலக்சிகளிலும் இதே நிலைதான். காலக்சிகளுக்கு
இடையிலான வெளியெங்கும் (interstellar space) இவ்வாறு
வாயுக்கள் தூசுகளின் மேகக்கூட்டம் நிறைந்திருக்கும்.
இவையே நெபுலா (nebula) என்று அழைக்கப் படுகின்றன.
நெபுலாவின் மையப்பகுதியானது (core) மிகவும் அடர்த்தி
உள்ளதாகவும் அதிக வெப்பம் கொண்டதாகவும் இருக்கும்.
கணக்கற்ற நட்சத்திரங்கள் பிறப்பதற்குத் தேவையான
பிரம்மாண்டமான நிறையை உடையது நெபுலா.
இதுவே நட்சத்திரங்களின் பிறப்பிடம் ஆகும்.
தனிமங்களின் அட்டவணையில் (periodic table of elements)
முதல் இரண்டு இடங்களில் இருக்கும் ஹைட்ரஜுனும்
ஹீலியமும் மிகவும் லேசான தனிமங்கள். இவை
அழுத்தப்படும்போதும் நசுங்கும்போதும் போதிய அழுத்தம்
கிடைக்கும்போது, இவற்றின் உட்கருக்கள் (nuclei) ஒன்றோடொன்று
சேர்ந்து விடுகின்றன. அதாவது இவ்விரு லேசான தனிமங்களும்
அணுக்கருச் சேர்க்கை என்னும் அணுக்கரு வினைக்கு (nuclear fusion)
ஆட்பட்டு விடுகின்றன. எல்லா நெபுலாக்களிலும்
ஹைட்ரஜன்-ஹீலியம் மூலக்கூறுகள் நிறைந்திருக்கும்.
சிலவற்றில் ஹீலியத்தை விட நன்கு கனமான தனிமங்களின்
மூலக்கூறுகளும் நிறைந்திருக்கும்.
பெருவாரியான நெபுலாக்களில் 90% ஹைட்ரஜுனும்
10%க்குச் சற்றுக் குறைவான ஹீலியமும் இருக்கும்.
கார்பன், நைட்ரஜன், கால்சியம், இரும்பு போன்ற
கனமான தனிமங்கள் 0.1% என்ற அளவில் இருக்கும்.
பூமியில் இருந்து 700 ஒளியாண்டுகள் தொலைவில்
ஹெலிக்ஸ் நெபுலா (Helix Nebula) உள்ளது. இது கும்ப ராசி
(Aquarius constellation) மண்டலத்தில் உள்ளது. மிகவும் அதிகமாக
ஒளிப்படம் எடுக்கப்பட்ட நெபுலா இது. ஹப்பிள் விண்வெளித்
தொலைநோக்கி பலமுறை இந்த நெபுலாவை மிகச்
சிறப்பாகப் படமெடுத்து உள்ளது. கணக்கற்ற நட்சத்திரங்களின்
தாய்வீடு இது ஆகும்.
நட்சத்திரங்களின் 7 கட்ட வாழ்க்கை!
---------------------------------------------------------
மனிதர்களைப் போன்றே நட்சத்திரங்களும் பிறக்கின்றன; வாழ்கின்றன;
இறக்கின்றன. எனினும் மனித வாழ்க்கையில் இருந்து கால அளவில்
இவை வேறுபடுகின்றன. மனித வாழ்க்கையானது பொதுவாக
ஓராண்டு முதல் நூறாண்டுக்குள் அடங்கி விடுவது. நட்சத்திரங்களின்
வாழ்க்கையில் பில்லியன் ஆண்டுகள் என்பது சர்வ சாதாரணம்.
(1 பில்லியன் = 100 கோடி).
பிறப்பு முதல் இறப்பு வரையிலான நட்சத்திரங்களின் வாழ்க்கை
7 கட்டங்களைக் கொண்டது.
1) ராட்சத வாயு மேகங்களில் இருந்து பிறத்தல்.
2) வாயுத் துகள்களின் இயக்கம் காரணமாக வெப்ப ஆற்றல்
உருவாகி முன்மாதிரி நட்சத்திரம் (proto star) உருவாதல்.
3) வெப்ப ஆற்றல் மென்மேலும் அதிகரித்தல். எனினும் அணுக்கருச் சேர்க்கைக்குத் தேவையான அளவு வெப்பத்தை இக்கட்டத்தில்
நட்சத்திரங்கள் பெறுவதில்லை. இக்கட்டம் சுமார் 100 மில்லியன்
ஆண்டுகள் (10 கோடி ஆண்டுகள்) வரை நீடிக்கும்.
4) நான்காம் கட்டத்தில் நட்சத்திரமானது வயதுக்கு வந்து விடுகிறது.
வெப்ப ஆற்றலானது அணுக்கருச் சேர்க்கைக்குத் தேவையான
அளவு அதிகரித்து விடுகிறது. இக்கட்டத்தில் நட்சத்திரமானது
முக்கியத் தொடர் வரிசை நட்சத்திரம் (Main sequence star) என்று
பெயர் பெற்று விடுகிறது.
5) ஐந்தாம் கட்டத்தில் நட்சத்திரத்தின் அந்திம காலம் தொடங்கி
விடுகிறது. ஹைட்ரஜன் அணுக்கள் ஹீலியம் அணுக்களாக
மாறி விடுவதால் ஹைட்ரஜன் எரிபொருளுக்குப் பற்றாக்குறை
ஏற்பட்டு அணுக்கரு வினைகள் நின்று போகின்றன. இதனால்
நட்சத்திரமானது வெப்ப ஆற்றலை வெகுவாக இழந்து
விரிவடையத் தொடங்கி சிவப்பு ராட்சசன் (Red giant phase) என்னும்
முதுமை நிலையை அடைந்து விடுகிறது.
6) நட்சத்திரம் விரிவடைவதன் விளைவாக கனமான தனிமங்களின்
அணுக்கருச் சேர்க்கை இக்கட்டத்தில் நடைபெறுகிறது.
கார்பன் முதற்கொண்டு தனிமங்களின் அட்டவணையில்
(Periodic table) அணு எண் 26 வரையிலான அதாவது
இரும்பு வரையிலான கனமான தனிமங்கள் அணுக்கருச்
சேர்க்கை (nuclear fusion) மூலமாக இக்கட்டத்தில் உருவாகின்றன.
7) இறுதிக் கட்டமான ஏழாம் கட்டம் நட்சத்திரங்கள்
இறக்கும் கட்டம் ஆகும். பெரு நிறை உடைய நட்சத்திரங்கள்
நியூட்ரான் நட்சத்திரமாகவோ கருந்துளையாகவோ
வெடித்து விடுகின்றன. குறைவான நிறை உடைய
நட்சத்திரங்கள் வெள்ளைக் குள்ளனாகி (white dwarf)
விடுகின்றன. நட்சத்திரங்களின் வாழ்க்கைச் சக்கரம்
பிறப்பு முதல் இறப்பு வரை இவ்வாறு ஏழு கட்டங்களைக்
கொண்டதாக இருந்து வருகிறது.
இவற்றையெல்லாம் ஆய்வு செய்து உண்மைகளைக்
கண்டறிந்து தம் பெயரிலான சந்திரசேகர் வரம்பைக்
கண்டறிந்த இந்தியரும் தமிழருமான இயற்பியலாளர்
சந்திரசேகரைப் போற்றுவோம்.
****************************************************
கருத்துகள் இல்லை:
கருத்துரையிடுக