സൂര്യൻ നിന്ന്​ കത്തുകയാണോ? സൂര്യൻ ഉണ്ടായത് എങ്ങനെ?

സൂര്യനിൽ എങ്ങനെ ഊർജോൽപാദനം നടക്കുന്നു എന്നറിയാൻ ആദ്യം മനസ്സിലാക്കേണ്ടത് സൂര്യൻ എങ്ങനെ ഉണ്ടായി എന്നാണ്. സൂര്യനടക്കമുള്ള എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളും പിറവിയെടുക്കുന്നത് നെബുലകൾ എന്നറിയപ്പെടുന്ന വൻ വാതകപടലങ്ങളിൽനിന്നാണ്. എല്ലാ ദിശകളിലേക്കും നിരവധി ലക്ഷം പ്രകാശവർഷം ദൂരേക്ക് വ്യാപിച്ചുകിടക്കുന്ന ഭീമൻ വാതകപടലങ്ങളാണ് നെബുലകൾ. എന്നാൽ, സൂര്യൻ ഒരു നെബുലയിൽനിന്ന് നേരിട്ട് രൂപംകൊണ്ടതല്ല, മറിച്ച് സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിൽ നശിച്ച അതിഭീമനായ ഒരു നക്ഷത്രത്തി​െൻറ അവശിഷ്​ട നെബുലയിൽനിന്നാണ് സൂര്യൻ ജനിച്ചത് എന്നാണ് കരുതപ്പെടുന്നത്. ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളെ രണ്ടാം തലമുറ നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്നു പറയുന്നു. ഭാരംകൂടിയ മൂലകങ്ങൾ സൂര്യനിൽ കാണപ്പെടുന്നതിൽനിന്നാണ് ഇത് അനുമാനിക്കുന്നത്.

പരികൽപനയും തെളിവും

നെബുലകളിലെ മുഖ്യഘടകം ഹൈഡ്രജനായിരിക്കും. ഇവയിൽ ഏതാനും ഹൈഡ്രജൻ ആറ്റങ്ങൾ ചേരാൻ (Condense) തുടങ്ങുന്നതാണ് നക്ഷത്രജനനത്തി​െൻറ തുടക്കം (ഇതി​െൻറ കാരണം ശാസ്ത്രലോകത്തിന് ഇന്നും വ്യക്തമല്ല). ജപ്പാൻകാരനായ ചുഷീറോ ഹയാഷി എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞൻ ഒരു പരികൽപന എന്ന നിലക്ക് അവതരിപ്പിച്ചതാണ് ഈ സിദ്ധാന്തം. എന്നാൽ, ഇന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാർക്ക് ഇത് നേരിട്ട് നിരീക്ഷിക്കാൻ കഴിയുന്നുണ്ട്. ഹബ്ബിൾ സ്പേസ് ടെലിസ്കോപ്​ എടുത്ത വിവിധ നെബുലകളുടെ ചിത്രങ്ങളിൽ നക്ഷത്രരൂപവത്​കരണത്തി​െൻറ വിവിധ ഘട്ടങ്ങൾ ദൃശ്യമാണ്. ഹബ്ബിൾ പകർത്തിയ പ്രസിദ്ധമായ ഓറിയോൺ നെബുലയുടെ ചിത്രമാണിത്. ഇതിൽ പിറവിയെടുത്തുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന വിവിധ ദശകളിലുള്ള ലക്ഷക്കണക്കായ നക്ഷത്രങ്ങളെ കാണാം. ഓറിയോൺ നക്ഷത്രഗണത്തി​െൻറ വാളി​െൻറ ഭാഗത്ത് കാണുന്ന നെബുലയാണ് ഓറിയോൺ നെബുല.

നക്ഷത്രം രൂപപ്പെടുന്നു

നെബുലകളിൽ ഘനീഭവിച്ച് കൂടിച്ചേർന്ന വാതകകണങ്ങൾക്ക് ഒറ്റക്കൊറ്റക്ക് നിൽക്കുന്ന കണങ്ങളെക്കാൾ പിണ്ഡം (mass) കൂടുമല്ലോ. അതുമൂലം അവയുടെ ഗുരുത്വാകർഷണശേഷിയും കൂടും. അപ്പോൾ അവ സമീപത്തെ മറ്റു കണങ്ങളെക്കൂടി ആകർഷിച്ച് വരുതിയിലാക്കും. അങ്ങനെ പിണ്ഡവും ഗുരുത്വാകർഷണവും പിന്നെയും കൂടും. ഈ പ്രക്രിയ അങ്ങനെ തുടരും. ദശലക്ഷക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾകൊണ്ട് ഇതൊരു ഭീമൻ വാതകഗോളമായി മാറും. ഇതോടെ കേന്ദ്രഭാഗത്തെ മർദം ഭൂമിയിലെ അന്തരീക്ഷമർദത്തി​െൻറ ബില്യൺകണക്കിന് ഇരട്ടിയായി വർധിക്കും. ഒപ്പം ഇതി​െൻറ കേന്ദ്രഭാഗത്തെ താപനിലയും ദശലക്ഷക്കണക്കിന് കെൽവിനായി ഉയരും. ഇതിലേക്ക് പതിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന കണങ്ങളുടെ ഗതികോർജമാണ് താപോർജമായി പരിണമിക്കുന്നത്. ഈ അവസ്ഥയിൽ ഇതിന് പ്രാഗ്​നക്ഷത്രം (protostar) എന്നു പറയുന്നു.

ഊർജോൽപാദനം തുടങ്ങുന്നു

പ്രാഗ്​നക്ഷത്രത്തി​െൻറ കേന്ദ്രത്തിലെ അത്യധികമായ താപം, മർദം എന്നിവമൂലം ദ്രവ്യം പ്ലാസ്മാവസ്ഥയിലായിരിക്കും (ചാർജുള്ള ആറ്റങ്ങൾ). താപനിലയും മർദവും വീണ്ടും ഉയരുമ്പോൾ ഹൈഡ്രജൻ ന്യൂക്ലിയസുകൾ കൂടിച്ചേർന്ന് ഹീലിയം ന്യൂക്ലിയസുകൾ രൂപംകൊള്ളുന്നു. അണുസംലയനം (Nuclear fusion) എന്ന ഈ പ്രക്രിയ വഴി ഊർജോൽപാദനം ആരംഭിക്കുകയായി. ഇതോടെ പ്രാഗ്​നക്ഷത്രം ഒരു യഥാർഥ നക്ഷത്രമായി മാറുന്നു. ഭാരം കുറഞ്ഞ ന്യൂക്ലിയസുകൾ കൂടിച്ചേർന്ന് ഭാരം കൂടിയ ന്യൂക്ലിയസുകൾ രൂപംകൊള്ളുന്ന പ്രക്രിയയാണ് ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ. ഇങ്ങനെ കൂടിച്ചേരുന്നത് ഹൈഡ്രജൻ ന്യൂക്ലിയസുകളാകുമ്പോൾ അതിന് ഹൈഡ്രജൻ ഫ്യൂഷൻ എന്നു പറയും. സൂര്യ​െൻറ ദ്രവ്യത്തി​െൻറ 71 ശതമാനം ഹൈഡ്രജനും 26.5 ശതമാനം ഹീലിയവും 2.5 ശതമാനം മറ്റു പല മൂലകങ്ങളും ചേർന്നതുമാണ്. ഹൈഡ്രജൻ ഫ്യൂഷൻ വഴിയാണ് സൂര്യനിൽ ഹീലിയം ഉണ്ടായത്.

അതിശയകരമായ ചില കണക്കുകൾ

നാല്​ ഹൈഡ്രജൻ ന്യൂക്ലിയസുകൾ സംയോജിച്ച് ഒരു ഹീലിയം ന്യൂക്ലിയസായി മാറുന്ന ഹൈഡ്രജൻ ഫ്യൂഷൻ വഴിയാണ് സൂര്യനിൽ ഊർജോൽപാദനം നടക്കുന്നത്. ഈ പ്രക്രിയയിൽ 0.07 ശതമാനം പിണ്ഡം ഊർജമായി മാറുന്നു. ഒരു സെക്കൻഡിൽ ഇപ്രകാരം ഏകദേശം 60 കോടി ടൺ ഹൈഡ്രജൻ 59.6 കോടി ടൺ ഹീലിയമായി മാറുന്നുണ്ട്. ഇതി​െൻറ ഫലമായി ഓരോ സെക്കൻഡിലും 40 ലക്ഷം ടൺ ദ്രവ്യമാണ് ഊർജമായി മാറുന്നത്. അങ്ങനെ ഒരോ സെക്കൻഡിലും 3.8×1026 ജൂൾ ഊർജമാണ് സൂര്യൻ പുറത്തുവിടുന്നത്. ഇത് ഭൂമിയിൽ ഒരു സെക്കൻഡിലെ മൊത്തം ഊർജവിനിയോഗത്തി​െൻറ പത്തു ലക്ഷം മടങ്ങാണ്. ഇനി മറ്റൊരു കണക്ക് നോക്കാം. കഴിഞ്ഞ 10,000 വർഷങ്ങൾക്കിടക്ക് മാനവരാശി ഉപയോഗിച്ചുതീർത്ത മൊത്തം ഊർജത്തെക്കാളും കൂടുതലാണ് ഓരോ സെക്കൻഡിലും സൂര്യൻ പുറത്തുവിടുന്ന ഊർജത്തി​െൻറ ഏകദേശ അളവ്!

കൈവിടാൻ മടിച്ച് മടിച്ച്...

സൂര്യ​െൻറ കേന്ദ്രഭാഗത്ത് (Core) ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ വഴി ഉണ്ടാകുന്ന ഊർജം സൂര്യനിൽനിന്നും പുറത്തുകടക്കാൻ ലക്ഷക്കണക്കിന് വർഷമെടുക്കും. കേന്ദ്രത്തിൽ രൂപപ്പെടുന്ന അത്യധികം ഊർജം ഉൾക്കൊള്ളുന്ന ഗാമാരശ്മികൾപോലും പ്രകാശവേഗത്തിൽ (സെക്കൻഡിൽ മൂന്ന​​ു ലക്ഷം കി.മീ.) സഞ്ചരിച്ചിട്ടും പുറത്തെത്തുക ലക്ഷക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾ കഴിഞ്ഞാണ്. സൂര്യനിലെ അത്യധികമായ പദാർഥസാന്ദ്രതയാണ് അതിനു കാരണം. സൂര്യനിലെ ഞെരിഞ്ഞമർന്നിരിക്കുന്ന കണങ്ങളിൽ തട്ടിയും തടഞ്ഞും, പ്രതിപതിച്ചും ദിശമാറിയും സഞ്ചരിച്ചുവേണം അവക്ക് പുറത്തെത്താൻ. അപ്പോഴേക്കും ഊർജത്തി​െൻറ വലിയൊരു പങ്ക് നഷ്​ടപ്പെട്ട് അത് ദൃശ്യപ്രകാശം, അൾട്രാവയലറ്റ്, ഇൻഫ്രാറെഡ്, റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾ എന്നിവയെല്ലാമായി പരിവർത്തിക്കപ്പെടുകയും ചെയ്യും.

സൂര്യ​െൻറ ഭാവി

സൂര്യനിൽ ഹൈഡ്രജൻ ഫ്യൂഷൻ തുടങ്ങിയിട്ട് ഏകദേശം 460 കോടി വർഷങ്ങളായി. ഇനിയും 500 കോടി വർഷംകൂടി അണുസംലയനം നടത്താൻ വേണ്ടത്ര ഹൈഡ്രജൻ സൂര്യനിൽ ബാക്കിയുണ്ട്. പിന്നീടും ഹീലിയം ന്യുക്ലിയസുകളുടെ ഫ്യൂഷൻ വഴി കാർബൺ രൂപപ്പെടുന്നതിലൂടെ സൂര്യനിലെ ഊർജോൽപാദനം തുടരും. 1000 കോടി വർഷം പ്രായമാകുമ്പോഴേക്കും സൂര്യൻ ഒരു ചുവപ്പ് ഭീമനായും 1200 കോടി വർഷമാകുമ്പോഴേക്കും ഒരു വെള്ളക്കുള്ളനുമായും മാറും.