776
തിരുത്തലുകൾ
"ഹാലി ധൂമകേതുവിനു സ്വാഗതം" എന്ന താളിന്റെ പതിപ്പുകൾ തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസം
പരിഷത്ത് വിക്കി സംരംഭത്തിൽ നിന്ന്
ഹാലി ധൂമകേതുവിനു സ്വാഗതം (മൂലരൂപം കാണുക)
11:37, 2 നവംബർ 2013-നു നിലവിലുണ്ടായിരുന്ന രൂപം
, 11:37, 2 നവംബർ 2013തിരുത്തലിനു സംഗ്രഹമില്ല
| വരി 149: | വരി 149: | ||
---- | ---- | ||
'''കേന്ദ്രബിന്ദു:-''' സൂര്യൻ അത്യന്തം സജീവമായ ഒരു ഗോളമാണ്. അണുസംയോജനപ്രകൃയകളാണ് അതിന്റെ എല്ലാ ചൈതന്യത്തിന്റെയും ഉറവിടം. | '''കേന്ദ്രബിന്ദു:-''' സൂര്യൻ അത്യന്തം സജീവമായ ഒരു ഗോളമാണ്. അണുസംയോജനപ്രകൃയകളാണ് അതിന്റെ എല്ലാ ചൈതന്യത്തിന്റെയും ഉറവിടം. | ||
---- | |||
==ക്ലാസ്-7== | |||
===ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്വകാര്യ ജീവിതം=== | |||
# പ്രപഞ്ചത്തെ ശൂന്യാകാശം എന്നു പറയാറുണ്ടെങ്കിലും അതു ശൂന്യമല്ല. പ്രോട്ടോണുകൾ അവിടെയുമുണ്ട്. ഒരു ഘനമീറ്റർ വ്യാപ്തത്തിൽ ചിലപ്പോൾ ഒന്നേ ഉണ്ടായിരിക്കൂ. ചിലപ്പോൾ അതിലും കുറവ്. പക്ഷേ ഊഹിക്കാനാവാത്തത്ര വലുതാണ് പ്രപഞ്ചം. | |||
# പ്രപഞ്ചമാകെ ഗുരുത്വാകർഷണത്തിന്റേതായ ഒരു മണ്ഡലമാണ്, അതിന്റെ ശക്തിയിൽ പ്രാദേശികമായ ഏറ്റക്കുറച്ചിലുകൾ ഉണ്ടാകുന്നു. തരംഗങ്ങൾ ഉണ്ടാകുന്നു. പ്രാദേശികമായ ഘനത്വം വർദ്ധിക്കുന്നു. ഇത് പ്രാദേശിക ഗുരുത്വാകർഷണത്തെ ശക്തിപ്പെടുത്തുന്നു. ഇത് പ്രാദേശികമായ ദ്രവ്യസ്വരൂപണത്തിലേക്കു നയിക്കുന്നു. ഗുരുത്വാർകഷണത്തിന്റെ ഫലമായി കുറെ പ്രദേശത്തെ ദ്രവ്യം കേന്ദ്രത്തിലേക്കു ഇടിഞ്ഞു വീഴുന്നു--സങ്കോചിക്കുന്നു എന്നു പറയാം. | |||
# ചിലയിടങ്ങളിൽ പ്രോട്ടോണുകളുടെയും മറ്റു മൂലകങ്ങളുടെയും അസാധാരണമായ കേന്ദ്രീകരണം കാണുന്നു. ഒരു തരത്തിലുള്ള പുകപടലം പോലിരിക്കും. ഇവയെ പൊതുവെ നെബുലകൾ എന്നു പറയുന്നു. | |||
# മുകളിൽ (പാരഗ്രാഫ്-2) പറഞ്ഞ ഇടിഞ്ഞു വീഴൽ(Collaps) ഒരു ഘട്ടമെത്തുമ്പോൾ ആന്തരികമർദ്ദം വർദ്ധിച്ച് മന്ദീകരിക്കപ്പെടുകയും അവസാനം നില്ക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഒരു തരം സന്തുലാവസ്ഥയിൽ എത്തുന്നു. പക്ഷെ ഇതിനകം കേന്ദ്രത്തിലെ താപനില ഗണ്യമായി ഉയർന്നിരിക്കും. | |||
# ഒരു പ്രത്യേക വസ്തു രൂപം കൊണ്ടിരിക്കുന്നു. ഇതിനെ "നക്ഷത്ര ഭ്രൂണം" എന്നു വിളിക്കാം. ഈ ഭ്രൂണത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം വളരെ കൂടുതലായിരിക്കും. സൂര്യന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ അനേകമടങ്ങായിരിക്കാം. കുറഞ്ഞുമിരിക്കാം. പലേ പ്രാദേശികസാഹചര്യങ്ങളെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കും ഇത്. പിന്നീടുള്ള വികാസഗതി നിർണ്ണയിക്കുന്നത് തുടക്കത്തിലുണ്ടായിരുന്ന ഈ ദ്രവ്യമാനമാണ്. | |||
# സൂര്യന്റെതിനേക്കാൾ വളരെ കൂടുതലാണ് ദ്രവ്യമാനമെങ്കിൽ സങ്കോചഫലമായുണ്ടാവുന്ന കേന്ദ്രതാപനില അണുകേന്ദ്രപ്രക്രിയ ആരംഭിക്കാൻ തക്കവണ്ണം ഒരിക്കലും ഉയരുകയില്ല. മങ്ങിയ ചുവപ്പുനിറത്തോടുകൂടിയ ഒരു ഗോളമായി കുറെ കാലം വർത്തിക്കും. അതിനു ശേഷം മങ്ങി മങ്ങി ഇല്ലാതായി തീരുന്നു. | |||
# ഏതാണ്ട് സൂര്യന്റെ ദ്രവ്യമാനമുള്ള നക്ഷത്രഭ്രൂണങ്ങളിൽ സങ്കോചഫലമായ കേന്ദ്രതാപനില ഏതാണ്ട് ഒരു കോടി ഡിഗ്രിവരെ ഉയരുന്നു. അണുസംയോജനം ആരംഭിക്കുന്നു. ഹൈഡ്രജൻ അണുകേന്ദ്രങ്ങൾ സംയോജിച്ച് ഹീലിയം ഉണ്ടാവുന്നു. കുറെ കാലം ഇങ്ങനെ തുടരും. കുറെക്കഴിയുമ്പോൾ മദ്ധ്യഭാഗത്തെ ഹൈഡ്രജൻ കഴിയുന്നു. നക്ഷത്രം വീണ്ടും സങ്കോചിക്കുന്നു. താപനില വീണ്ടും കൂടുന്നു. അവസാനം ഏതാണ്ട് പത്തു കോടി ആവുമ്പോൾ ഹീലിയം അണുക്കൾ സംയോജിക്കാൻ തുടങ്ങുന്നു. കാർബൺ ഉണ്ടാകുന്നു. ഹീലിയം മുഴുവൻ കാർബണായി മാറിയാൽ അവസാനം ശ്വേതവാമനനും(white dwarf) പിന്നെ കൃഷ്ണവാമനനും ആയിത്തീരുന്നു. | |||
# സൂര്യന്റെ പല മടങ്ങു ദ്രവ്യമാനമുള്ള നക്ഷത്രഭ്രൂണം മേലപറഞ്ഞ ഘട്ടങ്ങളിലൂടെ കടന്നു പോയ ശേഷം വീണ്ടും സങ്കോചം നടക്കുകയും താപനില 70കോടി ഡിഗ്രി എത്തുമ്പോൾ കാർബൺ അണുക്കളുമായി ചേർന്ന് ഓക്സിജൻ ഉണ്ടാകുന്നു. 100ഡിഗ്രിയിൽ ഓക്സിജൻ അണുക്കൾ സംയോജിച്ച് സിലിക്കണും 300ഡിഗ്രിയിൽ ഇരുമ്പും ഉണ്ടാകുന്നു. പിന്നീട് പൊട്ടിയമർച്ച (Implosion) നടക്കും. അത് നക്ഷത്രം ആകെ പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നതിലേക്ക് നയിക്കുന്നു--സൂപ്പർനോവ. അവശേഷിക്കുന്ന കാതൽ ന്യൂട്രോൺ നിമ്മിതമായിരിക്കും. | |||
# ചില സന്ദർഭങ്ങളിൽ ഇതിന്റെ ഘനത്വം അത്ര അധികമായിത്തീരുകയും നിഷ്‌ക്രമണവേഗം പ്രകാശവേഗത്തെക്കാൾ കൂടുതലാവുകയും ഒരു തമോദ്വാരം രൂപം കൊള്ളുകയും ചെയ്യുന്നു. | |||
---- | |||
'''കേന്ദ്രബിന്ദു:-''' നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ഒരു പരിണാമമുണ്ട്. ഈ പരിണാമഗതി തുടക്കത്തിലേ ഉണ്ടായിരുന്ന ദ്രവ്യമാനത്തിൽ നിശ്ചയിക്കപ്പെടുന്നു. അന്ത്യം ശ്വേതവാമനൻ, ന്യൂട്രോൺ ദ്വാരം എന്നിവയൊക്കെ ആകാം. | |||
---- | ---- | ||
