പ്രൊഫ.കെ.പാപ്പൂട്ടി എഴുതിയ ഭൂമിയുണ്ടായതെങ്ങനെ എന്ന പുസ്തകത്തിലെ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കിടയിൽ എന്താണുള്ളത് ? എന്ന ഭാഗം പി.ഡി.എഫ്. വായിക്കാം.

നക്ഷത്രങ്ങൾക്കിടയിൽ എന്താണുള്ളത് ?

നക്ഷത്രങ്ങൾക്കിടയിലുള്ള വിശാലമേഖലകൾ മിക്കവാറും ശൂന്യമാണ് എന്നാണ് ഒരുകാലത്തു  ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ കരുതിയിരുന്നത്. എന്നാൽ പിന്നീട് ഒരു കാര്യം വ്യക്തമായി; ആകാശത്തു നക്ഷത്രങ്ങൾ കാണാത്ത വലിയ മേഖലകൾ കാണപ്പെടുന്നുണ്ട്. ആ ദിശയിൽ ശരിക്കും നക്ഷത്രങ്ങളൊന്നും ഇല്ലാഞ്ഞിട്ടല്ല, മറിച്ച് നക്ഷത്രങ്ങളെ മറച്ചുകൊണ്ട് പൊടിപടലങ്ങൾ വലിയ അളവിൽ ഉള്ളതുകൊണ്ടാണ് ഇങ്ങനെ കാണുന്നത്. അപ്പോൾ നക്ഷത്രാന്തരമേഖല ശൂന്യമാണെന്ന് കരുതാൻ വയ്യ. ഇൻഫ്രാറെഡും റേഡിയോ തരംഗങ്ങളും സ്വീകരിക്കാൻ കഴിയുന്ന തരം ടെലിസ്കോപ്പുകൾ വന്നതോടെ കാര്യങ്ങൾ മാറിമറിഞ്ഞു. ദൃശ്യപ്രകാശത്തിനു ശൂന്യമെന്നു തോന്നിയ ഇവിടെ വാതകങ്ങളും ധൂളികളും ധാരാളമുണ്ടെന്ന് ടെലിസ്കോപ്പുകൾ എടുത്ത ചിത്രങ്ങൾ നമുക്കു കാണിച്ചുതന്നു. ആകാശഗംഗയുടെ മൊത്തം പിണ്ഡത്തിന്റെ 20 ശതമാനത്തോളം നക്ഷത്രാന്തര പദാർഥങ്ങളാണ് എന്നാണിപ്പോൾ കരുതപ്പെടുന്നത്. 

നക്ഷത്രാന്തരപദാർഥങ്ങളിൽ 99 ശതമാനവും വാതകങ്ങളാണ് എന്നിപ്പോൾ നമുക്കറിയാം. അതിൽത്തന്നെ ഭൂരിഭാഗവും ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും. HII മേഖല എന്നറി പ്പെടുന്ന ഉത്സർജനനെബുലകളാണ് (Emission nebula) ഇതിൽ ഏറ്റവും ശ്രദ്ധേയം. താപനില കൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കു (hot stars) ചുറ്റുമാണിവ കാണപ്പെടുക. ഒറയൺ നെബുല, റോസറ്റെനെബുല തുടങ്ങിയവ നല്ല ശോഭയോടെ കാണപ്പെടുന്ന HII മേഖലകളാണ്. ഒറയൺ നെബുല എങ്ങനെയാണു ശോഭിക്കുന്നത് എന്നു നോക്കാം. 

ഈ നെബുലയ്ക്കുള്ളിൽ നക്ഷത്രങ്ങൾ ജനിച്ചു കഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. അതിൽ ട്രപ്പീസിയം നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്നറിയപ്പെടുന്ന നാലെണ്ണം അത്യധികം ചൂടുളളവയാണ്. അവയിൽനിന്ന് പുറപ്പെടുന്ന അൾട്രാവയലറ്റ് രശ്മികൾ ചുറ്റുമുള്ള വാതക നെബുലയിലെ ഹൈഡ്രജൻ ആറ്റങ്ങളെ അയണീകരിക്കും; അതായത്, ഇലക്ട്രോണുകളെയും പ്രോട്ടോണുകളെയും വേർപെടുത്തും. പിന്നീട് പ്രോട്ടോണുകൾ ഇലക്ട്രോണുകളെ പിടിച്ചെടുത്ത് വീണ്ടും ഹൈഡജൻ ആറ്റമായി മാറുമ്പോൾ ഊർജം ഫോട്ടോണിന്റെ രൂപത്തിൽ പുറന്തള്ളും. ഹൈഡ്രജന്റെ അയണീകരണവും പുനസംയോജനവും നിരന്തരം നടന്നു കൊണ്ടിരിക്കുന്നതിനാൽ നെബുല പ്രകാശിതമാകുന്നു. വാതകത്തിന്റെ താപനില 10,000Kനു മുകളിലാണെങ്കിൽ, നക്ഷത്രപ്രകാശം വാതകത്തെ അയണീകരിക്കുന്ന നിരക്കും പുനസംയോജനനിരക്കും സന്തുലിതമാകും. ഇതാണ് H II ( H TWO എന്നാണ് ഉച്ചാരണം ) മേഖല. ഇതിനു പുറത്ത് താപനില കുറഞ്ഞ, അയണീകരണം വലിയ തോതിൽ നടക്കാത്ത ഹൈഡ്രജൻ വാതകമുള്ള മേഖലയുമുണ്ടാകും. ഇതിനെ H II. മേഖല എന്നു വിളിക്കും. 

നെബുല ഉൾക്കൊള്ളുന്ന നക്ഷത്രങ്ങൾ എത്രമാത്രം അൾട്രാവയലറ്റ് പ്രകാശം പുറത്തുവിടുന്നു എന്നതാണ് HII മേഖലകളുടെ വലിപ്പം തീരുമാനിക്കുന്നത്. നാലോ അഞ്ചോ പ്രകാശവർഷം മുതൽ 200-300 പ്രകാശവർഷം വരെ വലുപ്പമുള്ള HII മേഖലകൾ നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിലുണ്ട്. അതിതാപമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ അനേകം എണ്ണം പലപ്പോഴും കൂട്ടമായി പിറക്കുന്നതുകൊണ്ട്, അവയ്ക്കു ചുറ്റുമുള്ള HII മേഖലകൾ അന്യോന്യം കൂടിച്ചേരാറുമുണ്ട്.

H II മേഖലയ്ക്കു പുറത്തുള്ള നെബുല വളരെ സാന്ദ്രത കൂടിയതും തണുത്തതും ആണെങ്കിൽ അവിടെ ഹൈഡ്രജൻ തന്മാത്രാരൂപത്തിൽ (H) ആയിരിക്കും. അപ്പോൾ അതിനെ തന്മാത്രാമേഘം എന്നാണു പറയുക. ഉള്ളിലെ HII മേഖലയിൽ നിന്നു വരുന്ന പ്രകാശത്തെ ചുറ്റുമുള്ള തന്മാത്രാമേഘം ആഗിരണം ചെയ്യുന്നതുമൂലം H II മേഖലയെ കാണാൻ സാധിച്ചെന്നു വരില്ല. എന്നാൽ തന്മാത്രാമേഘത്തിൽ ഉൾപ്പെട്ട പൊടിപടലങ്ങൾ ഊർജം ആഗിരണം ചെയ്ത് ഇൻഫ്രാറെഡ് വികിണങ്ങൾ പുറത്തുവിടുന്നതുകൊണ്ട് ഇൻഫ്രാറെഡ് ടെലിസ്കോപ്പുകളിൽ ആ മേഖല ദൃശ്യമായിരിക്കും. ക്രമേണ നക്ഷതഊർജം സ്വീകരിച്ച് HII മേഖല പുറത്തേക്കു വ്യാപിക്കുകയും തന്മാത്രാമേഘം ക്രമേണ അയണീകരണത്തിനു വിധേയമാവുകയും ചെയ്യും. അങ്ങനെ, നക്ഷത്രമുണ്ടായിക്കഴിഞ്ഞ് 10,000 മുതൽ 100,000 വരെ കൊല്ലംകൊണ്ട് HII മേഖല തന്മാത്രാ മേഘത്തെ പിളർന്ന് പുറത്തേക്കു ദൃശ്യമാകും. ഒറയൺ നെബുല ഇപ്പോൾ ഈ ഘട്ടത്തിലാണുള്ളത്. അതു തുടർന്നും വികസിച്ച് റോസറ്റെ നെബുലപോലെ വളരെ വലുതാകാം. എന്നാൽ, അതീവതാപനിലയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ ഒന്നോ രണ്ടോ കോടി വർഷങ്ങൾ കൊണ്ടു കത്തിത്തീർന്ന് നശിക്കുന്നതിനാൽ ഇത്തരം നെബുലകൾ ക്രമേണ മങ്ങിപ്പോകും. അല്ലെങ്കിൽ, നെബുലയ്ക്കുള്ളിൽ പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ ജനിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കണം. 

നക്ഷത്രാന്തര വാതകങ്ങളുടെ അവസ്ഥകൾ 

നെബുലകളെ 18-ാം നൂറ്റാണ്ടിൽത്തന്നെ തിരിച്ചറിഞ്ഞ് തുടങ്ങിയിരുന്നുവെങ്കിലും നക്ഷത്രാന്തരസ്പേസിൽ എല്ലായിടത്തും നേർത്ത വാതകങ്ങളുണ്ടെന്ന തിരിച്ചറിവ് ആദ്യമായുണ്ടായത് 1904-ലാണ്. ഹാർട്ട്മാൻ എന്ന വാനനിരീക്ഷകൻ സ്പെക്ട്രോസ്കോപിക് പഠനങ്ങളിലൂടെ സ്പേസിൽ കാൽസിയത്തിന്റെ സാന്നിധ്യം കണ്ടെത്തുകയായിരുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങളിൽനിന്നു വരുന്ന പ്രകാശത്തിൽനിന്ന് ചില തരംഗങ്ങൾ അപ്രത്യക്ഷമാകുന്നതായി ഹാർട്ട്മാൻ കണ്ടെത്തി. സ്പേസിലെ അയണീകൃതകാൽസിയം ഈ തരംഗങ്ങളെ ആഗിരണം ചെയ്തു നീക്കുന്നതിനാലായിരുന്നു ഇത്. 

തുടർന്ന്, മറ്റുതരം ആറ്റങ്ങളെയും തിരിച്ചറിയാൻ കഴിഞ്ഞു. അതിൽ ഏറ്റവും ശ്രദ്ധേയമായ സംഭവം, ഹൈഡ്രജൻ ആറ്റങ്ങൾ 21 സെ. മീ. തരംഗദൈർഘ്യമുള്ള റേഡിയോതരംഗങ്ങൾ ഉത്സർജിക്കുമെന്ന് 1944-ൽ വാൻഡി ഹൂൽസ്റ്റ് നടത്തിയ പ്രവചനവും തുടർന്ന് അതു കണ്ടെത്തിയതുമാണ്. നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽനിന്നും മറ്റു ഗാലക്സികളിൽ നിന്നും വരുന്ന 21 സെ.മീ. തരംഗങ്ങൾ നക്ഷത്രാന്തരവാതകങ്ങളെ നിരീക്ഷിക്കൽ വളരെ എളുപ്പമാക്കിത്തീർത്തു. 

ആറ്റങ്ങൾക്കു പുറമേ പലതരത്തിലുള്ള തന്മാതകളെയും 1930കളിൽ നക്ഷത്രാന്തരമാധ്യമങ്ങളിൽ കണ്ടെത്താൻ കഴിഞ്ഞു. ഹൈഡ്രോകാർബണുകളായ CH (Methylidyne), CH*(അയണീകൃത തന്മാത്ര), CN (Cyanogen) മുതലായവ ഇതിൽപെടും. 1968നുശേഷം റേഡിയോ ടെലിസ്കോപ്പുകൾ നിലവിൽ വന്നതോടെ നക്ഷത്രാന്തരജലതന്മാത്രകളും അമോണിയയും തിരിച്ചറിയാൻ കഴിഞ്ഞു. ഇന്നിപ്പോൾ 80 ഓളം തന്മാതകളെ (ചിലതൊക്കെ 13 ആറ്റങ്ങൾ വരെ സംയോജിച്ചിട്ടുണ്ടായവ) ബഹിരാകാശത്ത് കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. നക്ഷത്രാന്തരസ്പേസിൽ വാതകസാന്ദ്രത വളരെ കുറഞ്ഞ, സുതാര്യമേഖലകളിൽ തന്മാത്രകൾ വളരെ കുറവും ആറ്റങ്ങൾ താരതമ്യേന കൂടുതലും ആയിരിക്കും. കാരണം, നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള അൾട്രാ വയലറ്റ് ഫോട്ടോണുകൾ തന്മാത്രകളെ ഇടിച്ച് ആറ്റങ്ങളെ വേർപെടുത്തും. സാന്ദ്രത കുറവായതിനാൽ പുനഃസംയോജനം എളുപ്പവുമല്ല. എന്നാൽ സാന്ദ്രത കൂടിയ, ഇരുണ്ട തന്മാത്രാമേഘങ്ങളിൽ തന്മാത്രകൾ ആയിരിക്കും ഏറെയും. നക്ഷത്രരൂപീകരണത്തിൽ പ്രധാന പങ്കുവഹിക്കുന്നത് ഇവയാണ്. തന്മാത്രാ മേഘങ്ങളിൽ ഭൂരിഭാഗവും ഹൈഡ്രജൻ തന്മാത്രകളാണ്. എണ്ണത്തിൽ അടുത്ത സ്ഥാനം CO തന്മാത്ര കൾക്കാണ് – ഏകദേശം 50,000ൽ ഒന്ന് എന്ന കണക്കിൽ. അടുത്ത സ്ഥാനം ജലതന്മാത്രകൾക്കാണ്. മറ്റുള്ളവ നന്നേ കുറവും.

നക്ഷത്രാന്തരവാതകങ്ങൾ പല സാന്ദ്രതയിലും താപനിലയിലും ഉണ്ടാവാം. അയണീകൃതനിലയും (എത്ര ഇലക്ട്രോണുകൾ നഷ്ടമായി എന്നതനുസരിച്ച്.) പലതാകാം. താഴ്ന്ന താപനിലയും ഉയർന്ന സാന്ദ്രതയും ഉള്ള മേഘങ്ങളുടെ (clouds) ഭാഗമായാണു നക്ഷത്രാന്തര വാതകങ്ങളിൽ പകുതി കാണപ്പെടുന്നത്. ഇതിൽ ഏറ്റവും സാന്ദ്രതയേറിയ തന്മാത്രാമേഘങ്ങളുടെ താപനില വളരെ വളരെ കുറവാണ്, ഏകദേശം 10K (-263°C) ന് അടുത്തു മാത്രം. സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞ മേഘങ്ങളിൽ ഹൈഡ്രജൻ അണുരൂപത്തിലാവും നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിലേക്കു വന്നാൽ കേന്ദ്രത്തിൽനിന്ന് സൂര്യനെക്കാൾ കൂടിയ അകലങ്ങളിൽ, അണുരൂപത്തിലുള്ള മേഘങ്ങളാണ് കൂടുതൽ. കുറഞ്ഞ അകലങ്ങളിൽ തന്മാത്രാമേഘങ്ങളും. സൂര്യനു സമാനമായ ദൂരങ്ങളിൽ രണ്ടുതരം മേഘങ്ങളും ഏതാണ്ടു തുല്യമാണ്. 

വാതകമേഘങ്ങൾക്കിടയിലുള്ള വിശാല സ്പേസിലാകട്ടെ വാതകസാന്ദ്രത വളരെ കുറവാണ്. പക്ഷേ താപനില വളരെ വളരെ ഉയർന്നതായിരിക്കും. താപനിലയനുസരിച്ച് ഇവയെ രണ്ടാക്കാം. ശരാശരി താപനില 10,000K ന് അടുത്തുള്ള മേഖലകളെ “ചൂടുള്ള മേഖലകളെന്നും അതിലും വളരെ ഉയർന്ന (10 ലക്ഷം K വരെ) താപനില ഉള്ളവയെ “അതിതമേഖലകളെന്നും വിളിക്കാം. അതീവതാപമുള്ള ഇത്തരം മേഖലകളിൽനിന്നും എക്സ്-റേ കിരണങ്ങൾ പുറത്തു വന്നുകൊണ്ടിരിക്കും. സൂപ്പർനോവ (Supernova) പോലുള്ള വലിയ നക്ഷത്രസ്ഫോടനങ്ങൾ സംഭവിക്കുമ്പോഴാണ് അതിതവും എന്നാൽ വളരെ നേർത്തതുമായ വാതകമേഖലകൾ രൂപപ്പെടുന്നത്. ഒരു നക്ഷത്രം പൊട്ടിത്തെറിക്കുമ്പോൾ (സൂപ്പർനോവ) ഷോക്ക് തരംഗങ്ങൾ ചുറ്റിലും വ്യാപിക്കും. ഈ തരംഗങ്ങളിൽപ്പെട്ട് വാതകങ്ങൾ തൂത്തുവാരപ്പെട്ടുപോകും. ഇങ്ങനെയുള്ളയിടങ്ങളിലാണ് പ്രകാശവർഷങ്ങൾ വിസ്തൃതിയിലുള്ള കുമിളകളുടെ രൂപത്തിൽ (bub- bles) അതിതപ്തമേഖലകൾ സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്നത് എന്നാണു കരുതുന്നത്. 

നക്ഷത്രാന്തരവാതകത്തിന്റെ ശരാശരി സാന്ദ്രത വളരെ വളരെ ചെറുതാണ്; ഒരു ക്യൂബിക് മീറ്ററിൽ 3 ലക്ഷം കണങ്ങൾ മാത്രം. അതിതപ്തമേഖലകളിൽ ഇത് വെറും 300 കണങ്ങൾ വരെ താഴാം. ഹൈഡ്രജൻ അണുരൂപത്തിൽ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന HI മേഖലകൾ എന്നറിയപ്പെടുന്ന മേഘങ്ങളിൽ (താപനില ഏകദേശം 80 K) സാന്ദ്രത ക്യൂബിക് മീറ്ററിൽ 5 കോടി കണങ്ങൾക്കടുത്തായിരിക്കും. ഇത്തരമൊരു മേഘപടലത്തിന്റെ ആകെ ദ്രവ്യമാനം സൂര്യന്റെ മാസിന്റെ 0.1 മുതൽ 1000 ഇരട്ടി വരെയാകാം. ഇത്തരം മേഘങ്ങൾ നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ ധാരാളമുണ്ട്. തന്മാത്രാമേഘങ്ങളിൽ (താപനില 10 K യ്ക്കടുത്ത്) സാന്ദ്രത ഘനമീറ്ററിൽ 1000 കോടി തന്മാത്രകൾവരെയാകാം. ചില വലിയ തന്മാത്രാമേഘ ക്കൂട്ടങ്ങൾക്ക് 5 ലക്ഷം സൗരപിണ്ഡംവരെ ദ്രവ്യമാനം ഉള്ളതായും കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. 

ഒരു തന്മാത്രാമേഘത്തിലെ ഓരോ ക്യൂബിക് മീറ്ററിലും ശരാശരി ആയിരം കോടി തന്മാത്രകൾ വീതം ഉണ്ടാകും എന്നു പറഞ്ഞാൽ വലിയ ഒരു സംഖ്യയായി നമുക്കു തോന്നാമെങ്കിലും ഭൂമിയിലെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ സാന്ദ്രതയുമായി താരതമ്യം ചെയ്യുമ്പോൾ ഇതു തീർത്തും നിസ്സാരമാണെന്നു മനസ്സിലാകും. ഭൂമിയുടെ താഴെ തലത്തിലുള്ള അന്തരീക്ഷത്തിലെ ഓരോ ക്യൂബിക് മീറ്ററിലും ശരാശരി 3 x10^25 (30,000 കോടി കോടി കോടി) തന്മാത്രകൾ കാണും!! അതായത്, ഒരു തന്മാത്രാമേഘത്തിന്റെ 30 കോടി കോടി ഇരട്ടിയാണ് നമുക്കുചുറ്റുമുള്ള അന്തരീക്ഷസാന്ദ്രത!! എന്നിട്ടും ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷം സുതാര്യമായിരിക്കുകയും തന്മാത്രാമേഘങ്ങൾ കറുത്ത്, അതാര്യാവസ്ഥയിൽ ആയിരിക്കുകയും ചെയ്യുന്നത് എന്തുകൊണ്ടാണ്? കാരണമിതാണ്: ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷത്തിന് കനം നന്നെക്കുറവാണ്; നൂറു കിലോമീറ്ററിനപ്പുറം ഏതാണ്ട് ഇല്ല എന്നു തന്നെ പറയാം. സൂര്യപ്രകാശത്തിന്റെ 95 ശതമാനവും അന്തരീക്ഷതന്മാത്രകളിൽ തട്ടി ചിതറിപ്പോകാതെ കടന്നുപോരും. എന്നാൽ, അനേകം പ്രകാശവർഷങ്ങൾ വലുപ്പമുള്ള ഒരു തന്മാത്രാമേഘത്തിലൂടെ കടന്നുവരുന്ന പ്രകാശകണങ്ങളെല്ലാം എവിടെയെങ്കിലും വെച്ച് ഏതെങ്കിലും തന്മാത്രകളിൽ തട്ടിച്ചിതറിപ്പോകും. റേഡിയോ തരംഗങ്ങളും ഒരു പരിധി വരെ ഇൻഫ്രാറെഡും വലിയ നഷ്ടമില്ലാതെ കടന്നു പോരും. അതുകൊണ്ട് തന്മാത്രാമേഘങ്ങളുടെ ഉള്ളു കാണാൻ റേഡിയോ, ഇൻഫ്രാറെഡ് ടെലിസ്കോപ്പുകൾക്കേ കഴിയൂ. 

ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞർ ഏറ്റവും നന്നായി പഠിച്ചിട്ടുള്ള H II മേഖല ഒറയൺ നെബുലയാണ്. ഗലീലിയോ ആദ്യമായി വാനനിരീക്ഷണത്തിന് ടെലിസ്കോപ്പ് പ്രയോജനപ്പെടുത്തി രണ്ടു വർഷം കഴിയുമ്പോഴേക്കും തന്നെ, 1611 ൽ, നിക്കൊളാസ് ക്ലോഡ് ഫാബി ഈ നെബുലയെ തിരിച്ചറിഞ്ഞു കഴിഞ്ഞിരുന്നു. ക്രിസ്റ്റ്യൻ ഹൈജൻസും 1659ൽ, അദ്ദേഹത്തിന്റെ സിസ്റ്റമാ സാറ്റേർണിയം എന്ന ഗ്രന്ഥത്തിൽ ഒറയൺ നെബുലയെ സംബന്ധിച്ച വിവരണം നല്കിയിരിക്കുന്നതു കാണാം. ചൂടു പിടിച്ച ഹൈഡ്രജൻ ആറ്റങ്ങൾ ഉത്സർജിക്കുന്ന ചുവപ്പു വർണത്തിലാണ് ഒറയൺ നെബുല കാണപ്പെടുന്നത്. ഉദ്ദേശം 1344 പ്രകാശവർഷം അകലെയാണതിന്റെ സ്ഥാനം. H II മേഖലയെ അണയീകരിച്ച് പ്രശോഭിതമാക്കുന്ന ട്രപ്പീസിയം നക്ഷത്രങ്ങൾക്കു താഴെ, “ഗൾഫ് എന്ന പേരിൽ അറിയപ്പെടുന്ന ഒരു ഇരുണ്ട മേഖലയുണ്ട്. ഹൈഡ്രജൻ അയണീകരിക്കപ്പെടാത്ത ഇടം (HI മേഖല) ആണത്. ഏതാണ്ട് പതിനായിരം കൊല്ലം കൊണ്ട് ഇന്ന് നമ്മൾ കാണുന്ന ഒറയൺ നെബുലയുടെ ശോഭയുള്ള ഭാഗം വിസരിച്ചുപോയി കാണാതായേക്കും. എന്നാൽ ഇപ്പോൾ കാണുന്ന നെബുലയ്ക്കു പിന്നിൽ നക്ഷത്രരൂപീകരണം നടക്കുന്ന പുതിയ രണ്ടു മേഖലകൾ ഇതിനകം കാണാൻ കഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. ഇങ്ങനെയുണ്ടാകുന്ന പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കു ചുറ്റും പുതിയ H II മേഖലയും രൂപപ്പെട്ടേക്കും. 

നക്ഷത്രാന്തര ധൂളികൾ 

നക്ഷത്രാന്തരമാധ്യമത്തിന്റെ ഒന്നോ രണ്ടോ ശതമാനം മാത്രം വരുന്ന ഘടകമാണ് ധൂളികൾ. ഒരു മില്ലിമീറ്ററിന്റെ ആയിരത്തിലൊരംശം മാത്രം (ഒരു മൈക്രോമീറ്റർ) വലുപ്പമുള്ള ഈ ധൂളീകണങ്ങൾക്ക് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രത്തിലുള്ള പങ്ക് വളരെ വലുതാണ്. വലിപ്പത്തിൽ ചെറുതാണെങ്കിലും എണ്ണത്തിൽ വലുതായതിനാൽ അവർക്ക് നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശത്തെ വരെ തടയാൻ കഴിയും. ആകാശഗംഗയുടെ പല ഭാഗങ്ങളും നക്ഷത്രങ്ങളില്ലാത്ത ഇരുണ്ട മേഖലകൾപോലെ കാണപ്പെടുന്നതിന്റെ കാരണവും ഇതുതന്നെയാണ്. ഭാഗികമായി ആഗിരണം വഴിയും ഭാഗികമായി വിസരണം (scattering) വഴിയുമാണ് അവ നക്ഷത്രപ്രകാശത്തെ തടയുന്നത്. പ്രകാശത്തെ ആഗിരണം ചെയ്യുക മൂലം ചെറുകണങ്ങളുടെ ഈ സമൂഹം ക്രമേണ ചൂടുപിടിക്കുകയും ഇൻഫ്രാറെഡ് പ്രകാശം പുറത്തുവിടുകയും ചെയ്യും. ധൂളികളടങ്ങിയ മേഘത്തിന്റെ ഒരു വശത്ത് ഒരു നക്ഷത്രമുണ്ടെങ്കിൽ, അതിൽനിന്നുള്ള പ്രകാശം നെബുലയിൽ തട്ടിച്ചിതറി നമ്മുടെ കണ്ണിലെത്തിയെന്നു വരാം. അപ്പോൾ ആ നെബുലയെ നമുക്കു കാണാൻ കഴിയും. അത്തരം നെബുലയെ പ്രതിഫലനനെബുല (Reflection nebula) എന്നാണു വിളിക്കുക. വിസരണനിരക്ക് നീലരശ്മികൾക്കു കൂടുതലായതുകൊണ്ട് ഇവയെ നീലനിറത്തിലാണു കാണുക.

മാനത്തെ ഏറ്റവും ശ്രദ്ധേയമായ ധൂളീപടങ്ങളിലൊന്ന് സിഗ്നസ്-അക്വില രാശികളിലായി പടർന്നു കിടക്കുന്ന വൻവിള്ളൽ’ (Great Rift) എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഭാഗമാണ്. ആകാശഗംഗയിലെ ഒരു വിള്ളൽ പോലെ തോന്നും ഇതുകണ്ടാൽ. പ്രകാശത്തെ കടത്തിവിടാത്ത, ധൂളികൾ നിറഞ്ഞ മേഘങ്ങളെ പൊതുവേ ഇരുണ്ട നെബുല’ (dark nebula) എന്നാണ് വിളിക്കുക. ധൂളീമേഘങ്ങൾ എന്നും ഇവയെ വിളിക്കാറുണ്ടെങ്കിലും ഇവയിൽ ധൂളിയെക്കാൾ വളരെക്കൂടുതൽ ഉണ്ടാവുക വാതകങ്ങൾ തന്നെയാണ്. നക്ഷത്രനിബിഡമായ ഒരു മേഖലയിലോ ശോഭയുള്ള ഒരു വലിയ H II മേഖലയ്ക്കു മുന്നിലോ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നെങ്കിൽ മാത്രമേ ഇരുണ്ട നെബുലയുടെ സാന്നിധ്യം നമുക്കറിയാൻ കഴിയൂ. ഒറയണിൽത്തന്നെയുള്ള ഹോഴ്സ്ഡ് നെബുല ശ്രദ്ധേയമാകുന്നത് അതിന് പിന്നിലെ ഉത്സർജനനെലയ്ക്കു മുന്നിൽ, ഒരു കറുത്ത കുതിരത്തലപോലെ, പൊടിപടലങ്ങൾ നിറഞ്ഞ മേഘം കിടക്കുന്നതു കൊണ്ടാണ്. റോസറ്റ നെബുലയ്ക്കു മുന്നിലും കരീന നെബുലയ്ക്കു മുന്നിലുമെല്ലാം ഇരുണ്ട നെബുലകൾ തലങ്ങും വിലങ്ങും കിടക്കുന്നതു ശ്രദ്ധിക്കുക. ഈഗിൾ നെബുലയിൽ തൂണുകൾ പോലെ കാണുന്നതും ധൂളികൾ നിറഞ്ഞ മേഘങ്ങൾ തന്നെ. 

കാർത്തിക നക്ഷത്രങ്ങളെ (Pleiades) ടെലിസ്കോപ്പിലൂടെ നോക്കിയാൽ, അവയ്ക്കു ചുറ്റും നീലനിറത്തിൽ, മഞ്ഞുപോലെ നേർത്ത മേഘം കാണാം. ഇത് പ്രതിഫലനനെബുലയ്ക്ക് നല്ല ഉദാഹരണമാണ്. നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്ന് എല്ലാ വർണങ്ങളിലുമുള്ള പ്രകാശം സമീപ നെബുലയിൽ വീഴുമെങ്കിലും പൊടിപടലങ്ങൾ നീലയെ കൂടുതൽ വിസരിപ്പിക്കുന്നതു കൊണ്ടാണ് നെബുല നീലനിറത്തിൽ കാണപ്പെടുന്നത്. 

ധനുരാശിയിൽ കാണപ്പെടുന്ന ട്രിഫിഡ് ഇളം ചുവപ്പുനിറത്തിലുള്ള ഒരു ഉത്സർജന നെബുലയാണെങ്കിലും അതിനോടുചേർന്ന് നീലനിറത്തിൽ കാണ .പ്പെടുന്നത് ഒരു പ്രതിഫലനനെബുലയാണ്. യഥാർഥത്തിൽ, ഉത്സർജനനെബുലയിൽ നിന്ന് പ്രതിഫലന നെബുലയെ തിരിച്ചറിയാനുള്ള മാർഗം ഈ നിറ വ്യത്യാസം തന്നെയാണ്. 

മേഘങ്ങളിൽ മാത്രമല്ല ധൂളികളുള്ളത്, നക്ഷത്രാന്തരസ്പേസിലാകെയുണ്ട്. ഇവ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നു വരുന്ന പ്രകാശത്തെ ആഗിരണം ചെയ്യുന്നതു കാരണം രണ്ടു ഫലങ്ങളുണ്ടാകുന്നു. ഒന്ന്, ഓരോ രണ്ടായിരം പാർസെക്ക് ദൂരം സഞ്ചരിക്കുമ്പോഴും പ്രകാശത്തിന്റെ തീവ്രത ആറിലൊന്നായി കുറയുന്നു. അത്രയും ദൂരെയുള്ള ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ശോഭ ആറിലൊന്നായി കുറയുമെന്നാണ് ഇതിനർഥം. രണ്ട്, നീലപ്രകാശം കൂടുതൽ വിസരിച്ചു പോകുന്നതുകൊണ്ട് വിദൂര നക്ഷത്രങ്ങളുടെ നിറം കൂടുതൽ ചുവപ്പു കലർന്നതായനുഭവപ്പെടുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന്, 3000 പാർക് അകലെയുള്ള ഒരു നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്ന് 6% ചുവപ്പ് പ്രകാശം നമ്മുടെ കണ്ണിലെത്തുമെങ്കിൽ വെറും 2.5% മാതാണ് നീലപ്രകാശം എത്തുന്നത്. നക്ഷത്രാന്തര 266362m20 (Interstellar extinction) നക്ഷത്രാന്തര ശോണനമെന്നും (Interstellar reddening) ആണ് ഈ പ്രതിഭാസങ്ങൾ യഥാക്രമം അറിയപ്പെടുന്നത്. 

തരംഗദൈർഘ്യം കൂടുംതോറും വിസരണം കുറയും. അതിനാൽ ഇൻഫ്രാറെഡ് തംരഗങ്ങളും റേഡിയോ തരംഗങ്ങളും വലിയ മാറ്റം കൂടാതെ നമുക്കരികിലെത്തും. ഗാലക്സിയുടെ വിദൂരഭാഗങ്ങളെക്കുറിച്ച് നമുക്കിന്നറിയാവുന്ന കാര്യങ്ങളിൽ ഏറെയും ഈ തരംഗങ്ങളുടെ നിരീക്ഷണങ്ങളിലുടെ ലഭിച്ചവയാണ്. എന്തു പദാർഥം കൊണ്ടാണ് നക്ഷത്രാന്തരധൂളികൾ നിർമ്മിച്ചിരിക്കുന്നത്? എന്താവും അവയുടെ ഘടന? ഇതൊക്കെയായിരിക്കും അടുത്ത ചോദ്യം. 

ധൂളിയിലെ ഏറ്റവും വലിയ കണത്തിന് ഒരു ബാക്റ്റീരിയയുടെ വലുപ്പം (ഏകദേശം 1/2 മൈക്രോമീറ്റർ) എന്നാണു കണക്കാക്കിയിട്ടുള്ളത്. ഏതാനും ദശ കോടി ആറ്റങ്ങൾ ചേർന്നാലേ ഇത്രയും വലുപ്പം വരൂ. ചിലത് ഭൂമിയിലെ പാറകളിലടങ്ങിയ തരം സിലിക്കേറ്റുകൾ അടങ്ങിയവയാണ്. മറ്റുചിലതിൽ കരിയുടെ രൂപത്തിലുള്ള കാർബൺ ആണുള്ളത്. പിന്നെ സിലിക്കൺ, അലുമിനിയം, മഗ്നീഷ്യം, കാൽസിയം, ഇരുമ്പ് തുടങ്ങിയ ഭാരിച്ച മൂലകങ്ങളും ധൂളികളിലുണ്ട്. ഇവയിലേതെങ്കിലും ചേർന്നുണ്ടാകുന്ന ഒരു ചെറുകാമ്പിനുചുറ്റും നേർത്ത ഹിമപാളിയും ഉണ്ടാകും. നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള കണികാപ്രവാഹവും (Stellar Wind) ഗ്രഹ നെബുലകളും സൂപ്പർനോവകളുമാണ് ഇത്തരം വസ്തുക്കളെ നക്ഷത്രാന്തര സ്പേസിൽ എത്തിക്കുന്നത്. 

വന്ധ്യനെബുലകൾ 

മുഖ്യമായും മൂന്നുതരം നെബുലകളെക്കുറിച്ചാണ് നാം ഇതുവരെ ചർച്ച ചെയ്തത്. H II മേഖലകളും പ്രതിഫലനനെബുലകളും ഇരുണ്ട നെബുലകളും. ഇവ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കു ജന്മം നൽകിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്നതോ ജന്മം നൽകാൻ സാധ്യതയുള്ളതോ ആയ നെബുലകളാണ്. എന്നാൽ നക്ഷത്രങ്ങൾ മരിക്കുമ്പോഴും നെബുലകൾക്കു ജന്മം നൽകാം. ഗ്രഹനെബുലകളും (Planetary nebula) സൂപ്പർനോവാ അവശിഷ്ടങ്ങളും അക്കുട്ടത്തിൽപ്പെടുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങൾക്കു ജന്മം നൽകാൻ സാധ്യതയില്ലാത്ത നെബുലകളാണിവ. അതിനാലാണ് വന്ധ്യനെബുലകൾ എന്നു വിളിക്കുന്നത്. 

പ്ലാനറ്ററി നെബുല 

ചില ചൂടേറിയ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കു ചുറ്റും ഏതാണ്ട് വൃത്താകാരത്തിൽ കാണപ്പെടുന്ന വാതകപടലമാണ് പ്ലാനറ്ററി നെബുല അഥവാ ഗ്രഹനെബുല എന്നറി യപ്പെടുന്നത്. 18-ാം നൂറ്റാണ്ടിൽ വില്യം ഹെർഷൽ ആണ് ഈ പേര് നല്കിയത്. ഗ്രഹമണ്ഡലംപോലെ തോന്നിയതുകൊണ്ടു നൽകിയ പേരാവാം. എന്നാൽ, ഗ്രഹങ്ങളുമായി ഇവയ്ക്ക് യാതൊരു ബന്ധവുമില്ല. മധ്യത്തിലുള്ള മൃതനക്ഷത്രത്തിന്റെ അൾട്രാവയലറ്റ് വികിരണങ്ങളേറ്റ് ഉത്തേജിതമാകുന്ന വാതകങ്ങൾ റേഡിയോ, ഇൻഫ്രാറെഡ്, ദൃശ്യതരംഗങ്ങൾ ഉത്സർജിക്കുന്നതുമൂലമാണ് നെബുല ദൃശ്യമാകുന്നത്. മധ്യത്തിലെ നക്ഷത്രം, ചില പ്ലാനറ്ററി നെബുലകളിൽ നീല നിറത്തിൽ കാണപ്പെടും. മറ്റു ചിലതിൽ അതു തീർത്തും അദൃശ്യമായിരിക്കും. അവയുടെ താപനില 30,000 കെൽവിൻ മുതൽ ഒരു ലക്ഷം കെൽവിൻ വരെ ആകാമെങ്കിലും വലുപ്പം തീരെ കുറവായതുകൊണ്ടാണ് ചിലപ്പോൾ അദൃശ്യമാകുന്നത്. 

SN 1987 A

ആകാശഗംഗയിൽ ഒരു സൂപ്പർ നോവ ദൃശ്യമായിട്ട് നാലു നൂറ്റാണ്ടിലേറെയായി. (അവസാനമായി കണ്ടത് 1604 ൽ കെപ്ലർ ആണ്). എന്നാൽ, നമ്മുടെ തൊട്ടടുത്ത രൂപരഹിത ഗാലക്സിയായ ലാർജ് മലനിക് ക്ലൗഡിൽ 1987-ൽ ദൃശ്യമായ സൂപ്പർനോവ വിശദമായ പഠനങ്ങൾക്ക് വിധേയമാക്കുകയുണ്ടായി. ഈ സൂപ്പർ നോവ അറിയപ്പെടുന്നത് ‘സൂപ്പർ നോവ 1987A (SN1987A) എന്നാണ്. സാധാരണഗതിയിൽ സൂപ്പർനോവയെ നമ്മൾ കാണുക, പൊട്ടിത്തെറിയുടെ പാരമ്യത്തിലാണ്; പ്രാരംഭഘട്ടം നാമറിയാതെ പോകും. എന്നാൽ കഴിഞ്ഞ നൂറ്റാണ്ടിന്റെ അന്ത്യഘട്ടത്തിൽ മികച്ച ന്യൂട്രിനോ നിരീക്ഷണനിലയങ്ങൾ നിലവിൽ വന്നതുകൊണ്ട്, നക്ഷത്ര തുടക്കത്തിൽത്തന്നെ വൻ ന്യൂട്രിനോപ്രവാഹം വഴി സൂചന ലഭിക്കുകയും ലോകത്തിലെ വലിയ ടെലിസ്കോപ്പുകൾ പലതും അങ്ങോട്ട് തിരിക്കാൻ കഴിയുകയും ചെയ്തു. അങ്ങനെ, തുടക്കം മുതലേ സ്ഫോടനം നിരീക്ഷിക്കാൻ കഴിഞ്ഞു. സ്ഫോടനശേഷമുളള സൂപ്പർനോവയുടെ അവസ്ഥയാണ് ചിത്രത്തിൽ.

പ്ലാനറ്ററി നെബുലയുടെ പിണ്ഡം സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ പത്തിലൊന്നോ അതിൽ അല്പം കൂടുതലോ ആകാം. സൂര്യനെപ്പോലെ പിണ്ഡം കുറഞ്ഞ നക്ഷതങ്ങൾക്ക് ചുവപ്പുഭീമൻ അവസ്ഥ കഴിഞ്ഞാൽ സംഭവിക്കുന്ന മാറ്റങ്ങളാണ് പ്ലാനറ്ററി നെബുലയിൽ കലാശിക്കുന്നത് (പേജ് 38ലെ ബോക്സ് കാണുക). ഏതാണ്ട് 1000 മുതൽ 10,000വരെ വർഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ ഒരു ചുവപ്പുഭീമൻ നക്ഷത്രത്തിന്റെ പുറത്തെ അടരുകൾ ക്രമേണ വികസിച്ച് അകന്നു തുടങ്ങും. തുടർന്ന് ഏതാണ്ട് അത്രയും കാലംകൊണ്ട് നെബുല ശ്രദ്ധേയമായിത്തീരുകയും, ക്രമേണ വികസിച്ച് അദൃശ്യമാവുകയും അവശിഷ്ടനക്ഷത്രം ഒരു വെള്ളക്കുള്ളനായി (White dwarf) മാറുകയും ചെയ്യും. 

ഹെലിക്സ് പ്ലാനറ്ററി നെബുല മനോഹരമായ കാഴ്ചയാണ്. ടെലിസ്കോപ്പിലൂടെ ഏതാണ്ട് ചന്ദ്രന്റെയത്ര വലുപ്പത്തിൽ ദൃശ്യമാകുന്ന ഈ നെബുലയുടെ യഥാർഥവ്യാസം 4 പ്രകാശവർഷത്തോളം വരും! അതിന്റെ ഉൾഭാഗത്തെ നീല-പച്ചനിറം ഓക്സിജനും നൈട്രജനും നടത്തുന്ന ഉത്സർജനം മൂലമാണ്. ചുവപ്പുനിറം ഹൈഡ്രജൻ സൃഷ്ടിക്കുന്നതും. നെബുലയുടെ നടുക്ക് അതിന് ഊർജം നൽകുന്ന മൃതനക്ഷത്രത്തെ നീലനിറത്തിൽ കാണാം. 

സൂപ്പർനോവാ അവശിഷ്ടങ്ങൾ.

നക്ഷത്രങ്ങൾ നശിച്ച് ഉണ്ടാകുന്ന നെബുലകളിൽ ഏറെ പഠനം നടന്നിട്ടുള്ള ഒരു വിഭാഗമാണ് സൂപ്പർനോവാ അവശിഷ്ടങ്ങൾ. സൂര്യന്റെ പല മടങ്ങ് പിണ്ഡമുള്ള ഭാരിച്ച നക്ഷത്രങ്ങൾ ഏതാനും കോടി വർഷംകൊണ്ട് കാമ്പിലെ ഹൈഡ്രജൻ കത്തിത്തീർന്ന് ഇടിഞ്ഞമരുകയും തുടർന്ന് പൊട്ടിത്തെറിക്കുകയും ചെയ്യുന്ന പ്രതിഭാസമാണ് ടൈപ്പ് II സൂപ്പർനോവ. അപ്പോൾ അവയുടെ ശോഭ അനേക ദശലക്ഷം സൂര്യശോഭയ്ക്കു തുല്യമായിരിക്കും. വിദൂര ഗാലക്സികളിലായാൽപ്പോലും അവ ദൃശ്യമാകും. 

1885-ൽ ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സിയിൽ പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ട ഒരു സൂപ്പർനോവയ്ക്ക് ഗാലക്സിയുടെ മൊത്തം പ്രകാശത്തിന്റെ നാലിലൊന്ന് പ്രകാശം ഉണ്ടായിരുന്നുവത്രേ! മറ്റു ഗാലക്സികളിൽ കഴിഞ്ഞ 1000 വർഷത്തിനുള്ളിൽ 600ലേറെ സൂപ്പർനോവകൾ ദൃശ്യമായിട്ടുണ്ടെങ്കിലും നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ നാലെ .ണ്ണമേ കാണാൻ കഴിഞ്ഞിട്ടുള്ളൂ. 1006, 1054, 1572 (ടൈക്കോ ബാഹി കണ്ട സൂപ്പർനോവ), 1604 (കെപ്ലർ കണ്ട സൂപ്പർനോവ) എന്നീ വർഷങ്ങളിൽ ആണ് അവ ദൃശ്യമായത്. വേറെയും അനേകമെണ്ണം സംഭവിച്ചിരി ക്കുമെന്നും ആകാശഗംഗയിലെ ധൂളീപടലം കാരണം അവയെ കാണാൻ കഴിയാത്തതാണെന്നും അനുമാനിക്കുന്നു. 

1054-ൽ ഇടവംരാശിയിൽ പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ട നക്ഷത സ്ഫോടനം(സൂപ്പർനോവ) ചൈനീസ് വാനനിരീക്ഷകർ അന്ന് രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുണ്ട്. ശുക്രന്റെ പല മടങ്ങ് ശോഭയോടെ കാണപ്പെട്ട അത് സംഭവിച്ചത് ഏതാണ്ട് 6500 പ്രകാശവർഷം അകലെയാണ്. അതിന്റെ സ്ഥാനത്താണ് ഇപ്പോൾ പ്രശസ്തമായ കാബുല ഉള്ളത്. 

പൊട്ടിത്തെറിച്ച നക്ഷത്രത്തിന്റെ ബാഹ്യകവചം ഇന്നൊരു ഉത്സർജ്ജന നെബുലയാണ്. ഞണ്ടിന്റെ രൂപ ത്തിൽ, 8×12 പ്രകാശവർഷം വലുപ്പത്തിൽ വ്യാപിച്ചു കിടക്കുകയാണിത്. പൊട്ടിത്തെറിക്കു ശേഷമുള്ള നക്ഷത്രഭാഗം ഇന്നൊരു പൾസാർ ആണ്, സെക്കൻഡിൽ 30 തവണ ഭ്രമണം നടത്തുന്ന പൾസാർ. 

നക്ഷത്രസ്ഫോടനം വഴി സൃഷ്ടിക്കപ്പെട്ട പദാർഥങ്ങൾ സെക്കന്റിൽ ഏകദേശം 10,000 കി.മീ. വേഗത്തിലാണ് വികസിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്നത്. ഇങ്ങനെ വികസിക്കുമ്പോൾ ചുറ്റുമുള്ള നക്ഷത്രാന്തരസ്ഥലത്ത് സമ്മർദ്ദതരംഗങ്ങൾ ഉണ്ടാവുകയും പദാർഥങ്ങൾ ഉയർന്ന താപനിലയിലേക്ക് എത്തുകയും ചെയ്യും. ഇത് ഉയർന്ന ഊർജമുള്ള പ്രകാശം പുറത്തുവരാൻ കാരണമാകും. മുഖ്യമായും എക്സ്റേ ഉത്സർജനമാണു നടക്കുന്നത്. ഇനിയും ഏകദേശം പതിനായിരം വർഷത്തോളം കാബ് നെബുലയെ കാണാൻ കഴിയും എന്നാണു പ്രതീക്ഷ. അപ്പോഴേക്കും നെബുലയുടെ വികാസവേഗം വളരെ കുറഞ്ഞുപോകും. അതോടെ നിലയ്ക്കും. 

വെയ്ൽ നെബുല -ഏകദേശം 30,000 വർഷം മുമ്പ് സിഗ്നസ് രാശിയിൽ ദൃശ്യമായതെന്നു കരുതുന്ന ഒരു സൂപ്പർ നോവയുടെ അവശിഷ്ടമാണ് വെയ്ൽ (മൂടുപടം) നെബുല. ഇത് വളരെ നേർത്തുപോയിരിക്കുന്നു.

ഏകദേശം 30,000 വർഷം മുമ്പു നടന്ന ഒരു സൂപ്പർനോവയുടെ അവശിഷ്ടമാണ് സിഗ്നസ് രാശിയിലെ വെയ്ൽ നെബുല (Veil nebula). ഒരു മൂടുപടം പോലെ നേർത്തുപോയ ഈ നെബുലയുടെ വികാസ വേഗം ഇപ്പോൾ 120 കി.മീ./സെ. മാത്രമാണ്. 

പ്ലാനറ്ററിനെബുലകളും സൂപ്പർനോവാ അവശിഷ്ടങ്ങളുമൊന്നും നേരിട്ടു നക്ഷത്രങ്ങൾക്കു ജന്മം നൽകില്ല. അതിനാൽ വന്ധ്യനെബുലകൾ എന്നാണ് ഇവയെ വിളിക്കുന്നത്. എന്നാൽ ഇവ മറ്റൊരു തരത്തിൽ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജനനത്തിനു സഹായിക്കുന്നുണ്ട്. നക്ഷത്ര ജ്വലനം നടക്കുമ്പോളാണ് ഭാരം കൂടിയ ആറ്റങ്ങൾ ഫ്യൂഷൻ വഴി സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്നത്. ഇരുമ്പ് വരെ അണുസംഖ്യയുള്ള എല്ലാത്തരം ആറ്റങ്ങളും നക്ഷത്രക്കാമ്പിൽ നിർമ്മിക്കപ്പെടും. നക്ഷത്രം മരിച്ച്, അതിന്റെ ബാഹ്യഅടരുകൾ പ്ലാനറ്ററി നെബുലയായി അകന്നു പോയി, നക്ഷത്രാന്തരമാധ്യമത്തിന്റെ ഭാഗമാകുമ്പോൾ ഈ ആറ്റങ്ങളെല്ലാം അതിലുണ്ടാകും. 

എന്നാൽ ഭീമനക്ഷത്രങ്ങൾ സൂപ്പർനോവകളായി പൊട്ടിച്ചിതറുമ്പോഴാകട്ടെ, അപ്പോഴത്തെ അതീവമർദ്ദത്തിലും താപനിലയിലും സംഭവിക്കുന്ന ഫ്യൂഷൻ വഴി എല്ലാത്തരം മൂലകങ്ങളും (ഇരുമ്പിനെക്കാൾ അണുസംഖ്യ വളരെ കൂടുതലുള്ളവ ഉൾപ്പെടെ) സൃഷ്ടിക്കപ്പെടും. അവയും ഒടുവിൽ നക്ഷത്രാന്തര മധ്യമത്തിൽ ലയിക്കും. ഈ മാധ്യമത്തിൽനിന്ന് പിന്നീട് പുതിയ നെബുല ഉരുത്തിരിഞ്ഞുവരികയോ, ഇപ്പോൾത്തന്നെ നിലവിലുള്ള നെബുല കൂടുതൽ സാന്ദ്രമാവുകയോ ചെയ്യാം. അവിടെ പിന്നീട് പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ ജനിക്കുകയും സാധ്യമാണ്. ഇങ്ങനെ ജനിക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളിലും, അവയ്ക്ക് ഗ്രഹമണ്ഡല ങ്ങളുണ്ടാകുന്നുവെങ്കിൽ ആ ഗ്രഹങ്ങളിലും, ഭാരിച്ച മൂലകങ്ങൾ ആദ്യമേ ഉണ്ടായിരിക്കും. ഒരു നക്ഷത സ്ഫോടനം മറ്റു നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പിറവിക്ക് ഇടയാക്കിയേക്കാമെന്നാണ് ഇതു സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. ഇതു സംഭവിക്കാതെ, വന്ധ്യമായി അവശേഷിക്കുന്നവയാണ് വെയ്ൽ നെബുല പോലുള്ളവ. 

ഭാരിച്ച മൂലകങ്ങളുള്ള നക്ഷത്ര-ഗ്രഹമണ്ഡലങ്ങൾ മറ്റൊരു വിധത്തിലും ജനിക്കാം. സൂര്യന്റെ അനേകമടങ്ങ് (ഇരുപതോ മുപ്പതോ അതിലധികമോ മടങ്ങ് ആകാം.) പിണ്ഡമുള്ള ഒരു നക്ഷത്രം ഒരു ആദിമഭീമനെബുലയിൽ നിന്ന് ജനിക്കുകയും അതിന്റെ കാമ്പിൽ വലിയ അളവിൽ ഫ്യൂഷൻ നടക്കുകയും ചെയ്യാം. ആ നക്ഷത്രം വളരെ വേഗം അസന്തുലിതമാവു കയും പൊട്ടിച്ചിതറുകയും ചെയ്യും. ഇത്തരം നക്ഷത്രരൂപീകരണവും പൊട്ടിത്തെറിയും ഏതാനും ശതകോടി വർഷങ്ങൾക്കു മുമ്പ് സാധാരണമായിരുന്നിരിക്കണം. ഇത്തരം സ്ഫോടനങ്ങളിൽ ചിതറിത്തെറിക്കുന്ന പദാർഥത്തിൽ ഏറിയപങ്കും ജ്വലനം നടക്കാത്ത ഹൈഡ്രജനും ചെറിയ അളവിൽ ഭാരിച്ച മൂലകങ്ങളും ആയിരിക്കും. അതുകൊണ്ടു ജ്വലനം പൂർത്തിയാകാത്ത ഇത്തരം സൂപ്പർനോവാ അവശിഷ്ടങ്ങളിൽനിന്ന് വീണ്ടും നക്ഷത്രങ്ങൾ ജനിക്കാം. ഇത്തരം രണ്ടാംതലമുറ നക്ഷത്രങ്ങളിലും ഭാരിച്ച മൂലകങ്ങൾ ഉണ്ടായിരിക്കുമെന്നു വ്യക്തം. 

ചുരുക്കത്തിൽ, ഭാരിച്ച മൂലകങ്ങൾ കൂടുതലുള്ള (ലോഹസമൃദ്ധം- metal rich) നക്ഷത്രങ്ങൾ ഏതെങ്കിലും തരത്തിലുള്ള സൂപ്പർനോവകളുടെ ഫലമായുണ്ടാകുന്നവയാണ്. ഇവ താരതമ്യേന പ്രായം കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങളായിരിക്കും. “ഒന്നാം സമഷ്ടി (Population |) നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്നോ രണ്ടാംതലമുറ നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്നോ ആണ് ഇവ അറിയപ്പെടുന്നത്. നമ്മുടെ സൂര്യനും സൗരയൂഥവും രണ്ടാം തലമുറയിൽപ്പെടും എന്നു വ്യക്തമാണ്. ഗാലക്സികളുടെ സർപ്പിളഭുജങ്ങളിലാണ് ഇത്തരം (ഒന്നാം സമഷ്ടി നക്ഷത്രങ്ങൾ ഏറെയും കാണപ്പെടുന്നത്. ഗാലക്സികളുടെ മധ്യവീർപ്പിൽ (Central bulge) രണ്ടാം സമഷ്ടി (പ്രായമേറിയ, ലോഹദരിദ്ര) നക്ഷത്രങ്ങൾ ആണ് ബഹുഭൂരിപക്ഷവും. (ശ്രദ്ധിക്കുക: ഒന്നാം സമഷ്ടിനക്ഷത്രങ്ങൾ എന്നു വിളിക്കപ്പെടുന്നത് പ്രായം കുറഞ്ഞ, രണ്ടാം തലമുറയിൽപെട്ട നക്ഷത്രങ്ങളെയാണ്.)