പ്രൊഫ.കെ.പാപ്പൂട്ടി എഴുതിയ കുറിപ്പ്

പലതരം നെബുലകളെ മനസ്സിലാക്കിയ നിലയ്ക്ക് ഇനി നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജനനം മനസ്സിലാക്കുക എളുപ്പമാണ്. അതിനു സഹായിക്കുന്ന ധാരാളം സൂചനകൾ നക്ഷത്രനിരീക്ഷണത്തിൽ നിന്നുതന്നെ കിട്ടും. ഓരോ വർഷവും ആകാശഗംഗയിൽ 3 മുതൽ 5 വരെ സൗരപിണ്ഡം (MΘ) വരുന്ന നക്ഷത്രാന്തര വാതകങ്ങൾ നക്ഷത്രമായി മാറുന്നുണ്ട്. ഇവയിൽ മിക്കതും സൂര്യനോളമോ അതിൽക്കുറവോ പിണ്ഡമുള്ളവയാണ്. എന്നുമാത്രമല്ല, അധികവും ഇരട്ടകളായോ ചെറുകൂട്ടങ്ങളായോ ആണ് ജനിക്കുന്നതും. സൂര്യനെപ്പോലെ ഒറ്റ നക്ഷത്രങ്ങൾ അപൂർവമായേ ജനിക്കുന്നതായി കാണുന്നുള്ളൂ. എന്നാൽ, ചെറുകൂട്ടങ്ങളിൽ നക്ഷത്രങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള ബന്ധനം കുറവായതു കൊണ്ട്, അവ പതുക്കെ മോചനം നേടി ഒറ്റകളാകുന്നതിന്റെ സൂചനയുമുണ്ട്. 

നക്ഷത്രരൂപീകരണം സംബന്ധിച്ച, പ്രത്യേകിച്ച് ഗ്രഹമണ്ഡലമുള്ള നക്ഷത്രവ്യവസ്ഥകളുടെ ഉത്ഭവം സംബന്ധിച്ച, ധാരാളം സൂചനകൾ സൗരയൂഥത്തെ സൂക്ഷ്മമായി നിരീക്ഷിച്ചാൽ കിട്ടും. സൗരയൂഥത്തിന്റെ പ്രത്യേകതകൾ പഠിക്കുകയാണ് ആദ്യം വേണ്ടത്. 

1. ഗ്രഹങ്ങളുടെയെല്ലാം പരിക്രമണതലവും സൂര്യന്റെ ഭ്രമണ തലവും ഏതാണ്ട് ഒന്നാണ്. 6 ഡിഗ്രിയോളം കനമുള്ള തകിടു പോലെയാണ് ഗ്രഹമണ്ഡലം സൂര്യനു ചുറ്റുമായി കിടക്കുന്നത്. 
2. ഗ്രഹങ്ങളെല്ലാം ഒരേ ദിശയിലാണ് (അപ്രദക്ഷിണദിശ – anticlock wise direction) സൗരകേന്ദ്രത്തെ ചുറ്റുന്നത്. സൂര്യനും മിക്ക ഗ്രഹങ്ങളും (ശുകനും യുറാനസും ഒഴികെ) സ്വയംഭ്രമണം ചെയ്യുന്നതും ഇതേ ദിശയിലാണ്. 
3. ഉപഗ്രഹങ്ങൾ ഗ്രഹങ്ങളെ ചുറ്റുന്നതിലും അവ സ്വയംഭ്രമണം ചെയ്യുന്നതിലും ഇതേ ക്രമം കാണാം. (ചെറിയ ഉപഗ്രഹങ്ങൾ കുറെയെണ്ണം ഇതിന് അപവാദമാണ്). 
4. സൗരയൂഥത്തിന്റെ മൊത്തം പിണ്ഡത്തിന്റെ 99.867% സൂര്യനിലാണു സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്. 
5. സൂര്യന് അടുത്തുള്ള നാലു ഗ്രഹങ്ങൾ (ബുധൻ, ശുക്രൻ, ഭൂമി, ചൊവ്വ ഘടനയിൽ സമാനമാണ്. ഉള്ളിൽ ഇരുമ്പും മറ്റു ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങളും ചേർന്ന കാമ്പും പുറത്ത് ഉറച്ച സിലിക്കേറ്റ് പാറയും. വിദൂരങ്ങളായ നാലു ഗ്രഹങ്ങൾ (വ്യാഴം, ശനി, യുറാനസ്, നെപ്റ്റ്യൂൺ) ഭീമാകാര വാതകഗോളങ്ങളാണ്. ഇരുമ്പ് അടങ്ങിയ കാമ്പ് ഇവയ്ക്കും ഉണ്ടാകുമെങ്കിലും ഹൈഡ്രജൻ, ഹീലിയം, മീതെയ്ൻ തുടങ്ങിയ വാതകങ്ങൾ ഘനീഭവിച്ചുണ്ടായതാണ് ഇവയുടെ ഗ്രഹ ശരീരത്തിന്റെ സിംഹഭാഗവും. 
6. ഗ്രഹമണ്ഡലത്തിനപ്പുറം, അതിന്റെ അനേകശതം മടങ്ങ് ദൂരത്തോളം വ്യാപിച്ചു കിടക്കുന്ന ഊർട് ക്ലൗഡ് ഉണ്ട്. 70%ത്തോളം ഹിമവും ബാക്കി ധൂളികളും പാറകളും അടങ്ങിയ അശുദ്ധഹിമഗോളങ്ങൾ (Dirty ice balls) അനേകായിരം കോടി എണ്ണം സൂര്യനെ ചുറ്റി സഞ്ചരിക്കുന്ന മേഖലയാണിത്. ഓരോന്നിനും ഏതാനും മീറ്റർ മുതൽ നിരവധി കിലോമീറ്റർ വരെ വലുപ്പമുണ്ടാകും. ഇവ എല്ലാ ദിശയിലും സഞ്ചരിക്കുന്നുണ്ട്. 
7.  നെപ്റ്റ്യൂണിനപ്പുറം പ്ലൂട്ടോ പോലുള്ള കുള്ളൻ ഗ്രഹങ്ങൾ (Dwarf planets) അടങ്ങിയ കുയ്പർ ബെൽറ്റ് (Kuiper belt) എന്ന മേഖലയുണ്ട്. അക്കൂട്ടത്തിൽ പ്ലൂട്ടോയെക്കാൾ വലിയവയും തീരെ ചെറിയവയും ഉണ്ട്. 
8. ഗ്രഹങ്ങളുടെ വലിപ്പത്തിൽ ഒരു ക്രമം കാണാം. ബുധൻ തീരെ ചെറുത്, ശുക്രൻ അതിലും വലുത്, ഭൂമി കൂടുതൽ വലുത്. എങ്കിൽ ചൊവ്വ ഭൂമിയെക്കാൾ വലുതായിരിക്കും എന്നുവേണമല്ലോ പ്രതീക്ഷിക്കാൻ. കാരണം അതു കഴിഞ്ഞു വരുന്ന വ്യാഴം വളരെ വലുതാണ്. എന്നാൽ ചൊവ്വ ഭൂമിയുടെ പത്തിലൊന്നേ വരുന്നുള്ളൂ. 
9. ദൂരത്തിലും ഇതുപോലൊരു ക്രമവും ക്രമക്കേടും കാണാം. സൂര്യനിൽനിന്ന് ഗ്രഹങ്ങളിലേക്കുള്ള ഏകദേശ ദൂരം സൗരദൂരത്തിൽ പ്രസ്താവിക്കുന്ന പ്രശസ്തമായ സൂത്രവാക്യമാണ് ബോഡ് – ടിറ്റിയസ് നിയമം (Bode – Titius law): d = (N+4)/10 AU; N = 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96… 

N = 0 എടുത്താൽ ബുധനിലേക്കുള്ള ദൂരം 0.4 AU = 0.4 x 15 കോടി = 6 കോടി കിലോമീറ്റർ എന്നുകിട്ടും. ഇതുപോലെ N = 3 ന് ശുക്രദൂരവും N = 6 ന് ഭൂദൂരവും N = 12 ന് ചൊവ്വയുടെ ദൂരവും നൽകാൻ കഴിയും. എന്നാൽ N = 24 ന്റെ സ്ഥാനത്ത് ഒരു ഗ്രഹമില്ല. പകരം നിരവധി ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ (Asteroids) ആണുള്ളത്. N = 48 ൽ വ്യാഴദൂരവും തുടർന്ന് ശനി, യുറാനസ് എന്നിവയുടെ ദൂരങ്ങളും കിട്ടും. എന്തുകൊണ്ട് ഛിന്ന ഗ്രഹങ്ങളുടെ സ്ഥാനത്ത് ഒരു ഗ്രഹം ഉണ്ടായില്ല? 

സൗരയൂഥത്തിന്റെ ഉത്ഭവം സംബന്ധിച്ച് ഒരു സിദ്ധാന്തം ആവിഷ്കരിക്കുമ്പോൾ മുൻപ് പറഞ്ഞ സവിശേഷതകൾ വിശദീകരിക്കാൻ അതിനു കഴിയണം. അതുപോലെ, ഏതൊരു നക്ഷത്രയൂഥത്തിന്റെയും ഉത്ഭവം വിശദമായി മനസ്സിലാക്കാനും ഈ സവിശേഷതകളെ ദിശാസൂചകങ്ങളായി പരിഗണിക്കേണ്ടതാണ്. 

നക്ഷത്രമേഘങ്ങളുടെ കാമ്പുകൾ 

വളരെ താഴ്ന്ന താപനിലയിൽ (~10 K) ഉള്ള സാന്ദ്രത കൂടിയ നെബുലകളാണ് തന്മാത്രാമേഘങ്ങളെന്നും അവയിൽ ഹൈഡ്രജനും മറ്റു വാതകങ്ങളും തന്മാത്രാവസ്ഥയിൽ ആയിരിക്കുമെന്നും നാം കണ്ടുകഴിഞ്ഞു. അവസാധാരണ പ്രകാശത്തിന് അതാര്യമായതുകൊണ്ട് അവയുടെ ഉള്ളുകാണാൻ റേഡിയോ ദൂരദർശിനികളോ ഇൻഫ്രാറെഡ് ദൂരദർശിനികളോ വേണം. 

മിക്ക തന്മാത്രാമേഘങ്ങളും ഒറ്റയ്ക്കല്ല കാണപ്പെടുന്നത്. വലിയ തന്മാത്രാ മേഘസമുച്ചയങ്ങളുടെ (Giant molecular cloud complexes) ഭാഗമായിരിക്കും ഇവയെല്ലാം. വളരെ വലുതാണ് ഈ സമുച്ചയങ്ങൾ. 30 പ്രകാശവർഷം മുതൽ 300 പ്രകാശവർഷം വരെയാണു വലിപ്പം; സൂര്യന്റെ 10 ലക്ഷം ഇരട്ടി ദ്രവ്യമാനവും! ഇത്തരം ആയിരക്കണക്കിനു മേഘസമുച്ചയങ്ങൾ നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ തന്നെയുണ്ട്! 

അതിൽ നമ്മോട് ഏറ്റവും അടുത്തു കിടക്കുന്ന (ഉദ്ദേശം 1100 പ്ര.വ. അകലെ) ഒറയൺ സമുച്ചയത്തിൽ ഏതാനും ഡസൻ നക്ഷത്രങ്ങൾ ജനിച്ചുകഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ടെന്നും, അതിൽപെട്ട ട്രപ്പീസിയം എന്നറിയപ്പെടുന്ന നാല് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അൾട്രാവയലറ്റ് രശ്മികളിൽ നിന്ന് ഊർജം സ്വീകരിച്ച് പ്രകാശം ഉത്സർജിക്കുന്ന ഒറയൺ നെബുല ഒരു H II മേഖലയാണെന്നും നാം കണ്ടു. 

സൂക്ഷ്മമായി നിരീക്ഷിക്കുമ്പോൾ, തന്മാത്രാ മേഘ സമുച്ചയത്തിലെ മേഘങ്ങൾക്കിടയിലും വിടവുകൾ കാണാം. വാതകവും ധൂളിയുമടങ്ങിയ ഓരോ മേഘവും സൂര്യന്റെ ആയിരം മുതൽ പതിനായിരം ഇരട്ടി വരെ ദ്രവ്യമാനമുണ്ടെന്നും മനസ്സിലാക്കാം. തന്മാത്രാമേഘങ്ങളുടെ കാമ്പുകൾ (Cores) ആണ് നക്ഷത്രങ്ങൾ ഉണ്ടാവുന്ന ഇടങ്ങൾ. 10Kന്റെ അടുത്തു താപനിലയും 0.3 പ്രകാശവർഷം വ്യാസവും 10 സൗരപിണ്ഡത്തിൽ താഴെ ദ്രവ്യമാനവും ഉള്ള തണുത്ത കാമ്പുകൾ മുതൽ 30-100K താപനിലയും 10 പ്രകാശവർഷം വരെ വ്യാസവും 10-1000 സൗരപിണ്ഡം വരെ ദ്രവ്യമാനവുമുള്ള ചൂടു കൂടിയ കാമ്പുകൾവരെ ഇവയിൽ കാണാം. 

ചില കാമ്പുകളിൽനിന്ന് ഇൻഫ്രാറെഡ് കിരണങ്ങൾ വരുന്നതുകാണാം. അവിടെ തീവ്രമായ പ്രവർത്തനങ്ങൾ നടക്കുന്നതിന്റെ സൂചനയാണത്. അത്തരം കാമ്പുകളാണ് പ്രോട്ടോസ്റ്റാറുകൾ അഥവാ പ്രാഗ് നക്ഷത്രങ്ങൾ. ചൂടുള്ള കാമ്പുകളിൽ സൂര്യനെക്കാൾ ഭാരിച്ച നക്ഷത്രങ്ങളോ ചിലപ്പോൾ അനേകം നക്ഷത്രങ്ങൾ തന്നെയോ രൂപമെടുക്കാം. തണുത്ത കാമ്പുകളിൽ മിക്കപ്പോഴും സൂര്യസമാനമായ ഒറ്റനക്ഷത്രങ്ങൾ ആണ് ജനിക്കാറ്. 

മേഘക്കാമ്പുകളുടെ രൂപീകരണവും പ്രോട്ടോസ്റ്റാറുകളുടെ ജനനവും 

തന്മാത്രാമേഘങ്ങളിൽ സാന്ദ്രത കൂടിയ കാമ്പുകൾ എങ്ങനെയാണു രൂപപ്പെടുന്നത് എന്ന് ഇപ്പോഴും കൃത്യമായറിയില്ല. അവയ്ക്കുള്ളിലെ വാതകങ്ങളുടെ ഒഴുക്കിൽ ചിലയിടങ്ങൾ കൂടുതൽ മർദ്ദിതമാകുന്നതിനാലാകാം. അല്ലെങ്കിൽ ഒരു സമീപനക്ഷത്രത്തിൽനിന്നു ശക്തിയോടെ പുറന്തള്ളപ്പെടുന്ന പദാർഥത്തിന്റെ (Stellar ejection) സമ്മർദ്ദം കൊണ്ടാകാം. അതെങ്ങനെ ആയാലും, കാമ്പും അതിനു ചുറ്റുമുള്ള വാതകമേഘവും ഒരു ഘട്ടത്തിൽ ഗുരുത്വബലം കാരണം സങ്കോചിക്കാൻ നിർബന്ധിതമാകുന്നു. സങ്കോചത്തെ പതുക്കെയാക്കുന്ന ഘടകം നക്ഷത്രാന്തര സ്പേസിൽ നിലനിൽക്കുന്ന ചെറിയ കാന്തികമണ്ഡലമാണെന്നും അതില്ലായിരുന്നുവെങ്കിൽ തന്മാത്രാമേഘങ്ങൾ മിക്കതും ചുരുങ്ങി നക്ഷത്രങ്ങളായി കഴിഞ്ഞേനേ എന്നുമാണ് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞർ അനുമാനിക്കുന്നത്. 

കാമ്പിലേക്ക് ഗുരുത്വബലം കാരണം മന്ദഗതിയിൽ വന്നുപതിക്കുന്ന നെബുലയിലെ പദാർഥങ്ങൾ കാമ്പിന്റെ ദ്രവ്യമാനവും സാന്ദ്രതയും ഗുരുത്വബലവും വർധിപ്പിക്കുന്നു. ഇതിന്റെ ഫലമായി കാന്തിക മണ്ഡലത്തെ അതിജീവിച്ച് ചുറ്റുപാടുനിന്നും കൂടുതൽ വാതകങ്ങളെയും ധൂളികളെയും പിടിച്ചെടുക്കാൻ അതിനു കഴിയുന്ന അവസ്ഥ വന്നുചേരും. അതോടെ നെബുലയുടെ സങ്കോചം വേഗത്തിലാകുന്നു. ഈ അവസ്ഥ പ്രാപിക്കാൻ ഒരു തന്മാത്രാമേഘം പത്തുലക്ഷം മുതൽ ഒരു കോടി കൊല്ലംവരെ എടുത്തേക്കാമെങ്കിലും അതു പ്രാപിച്ചുകഴിഞ്ഞാൽ, അടുത്ത ഒന്നോ രണ്ടോ ലക്ഷം വർഷം കൊണ്ട് അതിന്റെ കാമ്പ് ഒന്നോ അതിലേറെയോ പ്രോട്ടോസ്റ്റാറുകൾക്കു ജന്മം നൽകിയിരിക്കും. 

ഒരു മേഘക്കാമ്പിലെ മർദ്ദവും താപവും വർധിച്ച് ഹൈഡ്രജൻഫ്യൂഷൻ ആരംഭിക്കുന്നതിനു മുമ്പുള്ള ഘട്ടമാണ് പ്രോട്ടോസ്റ്റാറുകൾ അഥവാ പ്രാഗ്നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്നറിയപ്പെടുന്നത്. നെബുല അതിന്റെ കാമ്പിലേക്കു പതിക്കുമ്പോൾ സ്വതന്ത്രമാകുന്ന ഗുരുത്വ ഊർജം താപോർജമായി മാറുന്നതുമൂലം വലിയ അളവിൽ ഇൻഫ്രാറെഡ്വികിരണങ്ങളും ചെറിയ അളവിൽ മറ്റു വികിരണങ്ങളും പുറന്തള്ളാൻ പ്രാനക്ഷത്രങ്ങൾക്കു കഴിയും. ഗുരുത്വപതനം (Gravitational collapse) എന്നാണ് നെബുലയുടെ ഈ ദ്രുതസങ്കോചം അറിയപ്പെടുന്നത്. അതിന്റെ ഘട്ടങ്ങൾ ഏതാണ്ട് ഈ വിധമാണ്. 

തന്മാത്രാമേഘം സങ്കോചിക്കുമ്പോൾ തന്മാത്രകൾ തമ്മിലുള്ള ഘർഷണവും കൂട്ടിയിടിയും ശക്തമാകുന്നു. കാമ്പിലെ താപനില ഉയരുന്നു. നെബുലയുടെ ഗുരുത്വ ഊർജമാണ് ഇങ്ങനെ താപോർജമായി മാറുന്നത്. കാമ്പ് സുതാര്യമായിരിക്കുന്നിടത്തോളം, അതിൽ നിന്നുള്ള ഇൻഫ്രാറെഡ് വികിരണങ്ങൾ പുറത്തേക്കു നഷ്ടപ്പെടും. അതിനാൽ കാമ്പ് തുടക്കത്തിൽ വളരെയൊന്നും ചൂടാകുകയില്ല. അതുകൊണ്ടു വാതകമർദ്ദവും വല്ലാതെ കൂടുന്നില്ല. എന്നാൽ കാമ്പിന്റെ പിണ്ഡം കൂടുന്നതുമൂലം ക്രമേണ ഗുരുത്വപതനത്തിനു വേഗം കൂടാൻ തുടങ്ങും. 

ഒടുവിൽ, കാമ്പിൽ സാന്ദ്രത ഒരു പരിധി കടക്കുമ്പോൾ അത് അതാര്യമായിത്തുടങ്ങും. പുറത്തേക്കു സുഗമമായി പൊയ്ക്കൊണ്ടിരുന്ന ഇൻഫ്രാറെഡ് കിരണങ്ങൾക്ക് അതോടെ തടസ്സം നേരിടും. ചൂടിനെ പുറത്തു കളയാനാവാതെ വരുന്നതോടെ അകത്തെ താപനില കൂടാൻ തുടങ്ങും. അതോടെ മർദ്ദവും കൂടിവരും. അവസാനം പുറത്തേക്കുള്ള മർദ്ദവും അകത്തേക്കുള്ള ഗുരുത്വബലവും തുല്യമാകുന്നതോടെ നിലയ്ക്കും. സങ്കോചം തുടക്കത്തിൽ ഒരു പ്രോട്ടോസ്റ്റാറിന് സൂര്യപിണ്ഡത്തിന്റെ നൂറിലൊന്നോ അതിൽ താഴെയോ ആകാം പിണ്ഡം. സങ്കോചം നിലച്ചാലും അതിലേക്ക് നെബുലയിൽ നിന്ന് പദാർഥം തുടർന്നും പതിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കും. പക്ഷേ, ഇത് എന്നെന്നും തുടരാൻ കഴിയില്ല. പ്രോട്ടോസ്റ്റാറിന്റെ കേന്ദ്രഭാഗത്തെ താപനിലയും ഊർജവും ഉയർന്നുയർന്ന് അവസാനം ന്യൂക്ലിയാർ ഫ്യൂഷൻ തുടങ്ങാനാവശ്യമായ താപനിലയിലേക്ക് എത്തിച്ചേരും. അതോടെ ഫ്യൂഷൻ ആരംഭിക്കും. അപ്പോൾ അവിടെനിന്ന് പുറത്തേക്ക് വികിരണങ്ങളുടെയും ഊർജമേറിയ കണങ്ങളുടെയും പ്രവാഹം ആരംഭിക്കുന്നു. പദാർഥകണങ്ങളുടെ പ്രവാഹത്തെ MAGMAMo (Stellar wind solar wind Cole) എന്നു വിളിക്കാം. വികിരണപ്രവാഹവും നക്ഷത്രവാതവും ചേർന്ന് നെബുലയുടെ തുടർന്നുള്ള പതനത്തെ അഥവാ ഗുരുത്വപതനത്തെ തടയുന്നു. 

ഫ്യൂഷൻ ആരംഭിക്കുന്നതോടെ പ്രാക്ഷത്രം ഒരു യഥാർഥനക്ഷത്രമായി മാറിക്കഴിഞ്ഞു. പക്ഷേ, അപ്പോഴും അതിനെ പുറത്തേയ്ക്കു കാണാൻ കഴിയണമെന്നില്ല. കാരണം, ചുറ്റും വലിയ കനത്തിൽ തണുത്ത നെബുലയുണ്ട്. എന്നാൽ നക്ഷത്രവാതത്തിന്റെ തള്ളൽമൂലം പതുക്കെ നെബുല വികസിച്ചു തുടങ്ങും. അവസാനം നേർത്തുനേർത്ത് സുതാര്യമാകും. അതോടെ നക്ഷത്രം ദൃശ്യമാകും. 

ഒരു പ്രോട്ടോസ്റ്റാർ സങ്കോചിച്ച് നക്ഷത്രമായി മാറുന്നതുവരെയുള്ള ഘട്ടം കെൽവിൻ-ഹെംഹോൾട്സ് സങ്കോചം (Kelvin-Helmholtz Contraction) എന്നാണ് അറിയപ്പെടുന്നത്. ഗുരുത്വഊർജം ഘർഷണം വഴി താപമായി മാറുകയും അങ്ങനെ കാമ്പിലെ താപനിലയും മർദ്ദവും വേണ്ടത്ര ഉയർന്ന് ഫ്യൂഷൻ ആരംഭിക്കുകയും ചെയ്യുന്നതുവരെയാണ് ഈ ഘട്ടം. തുടർന്ന് ഊർജോല്പാദനത്തിന്റെ മുഖ്യസ്രോതസ്സ് ഫ്യൂഷൻ ആയി കഴിയുന്നതോടെ അതൊരു മുഖ്യശ്രേണീ നക്ഷത്രം (Main sequence star) ആയി മാറി എന്നു പറയും. 

കെൽവിൻ-ഹെം ഹോട്സ് സങ്കോചം എത്ര കാലം നീണ്ടുനിൽക്കും എന്നു തീരുമാനിക്കുന്നത് തന്മാത്രാ മേഘത്തിലെ കാമ്പിന്റെ പിണ്ഡമാണ്. സൂര്യൻ മുഖ്യ ശ്രേണിയിലെത്താൻ ഒരു കോടി വർഷം എടുത്തിരിക്കും എന്നു കണക്കാക്കുന്നു. പിണ്ഡം കൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ഇതിലും കുറഞ്ഞ കാലമേ വേണ്ടൂ, പിണ്ഡം കുറഞ്ഞവ കൂടുതൽ കാലമെടുക്കും. ഭീമനക്ഷത്രങ്ങൾ വളരെ വേഗം മുഖ്യശ്രേണിയിലെത്തുന്നതുകൊണ്ട്, ചുറ്റുമുള്ള നെബുല അകന്നു പോകാൻ കൂടുതൽ കാലമെടുക്കും; അതു കഴിഞ്ഞ അവ ദൃശ്യമാകൂ. ദൃശ്യമാകുന്നത് ഉയർന്ന ശോഭ യോടെ ആയിരിക്കുമെന്നുമാത്രം. ഭാരം കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ചിലതിനെ പ്രാക്ഷതാവസ്ഥയിൽ തന്നെ കണ്ടുതുടങ്ങിയെന്നും വരും. 

പ്ലാനറ്ററി ഡിസ്ക് 

പ്രായം നന്നെ കുറഞ്ഞ ഒറ്റനക്ഷത്രങ്ങൾക്കു ചുറ്റും തളികരൂപത്തിൽ (Disk-shaped) വാതക-ധൂളീപടലം കാണപ്പെടുന്നുണ്ട്. ഈ തളികയിലാണ് പിന്നീട് ഗ്രഹങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളുന്നത് എന്നു കരുതപ്പെടുന്നു. തളികയുടെ രൂപീകരണം ഏതാണ്ട് ഇപ്രകാരമാണ്: 

എല്ലാ തന്മാത്രാമേഘങ്ങളും സ്വയംഭ്രമണം ചെയ്യുന്നുണ്ട്. (എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളും ഗ്രഹങ്ങളും എല്ലാ പ്രപഞ്ചവസ്തുക്കളും സ്വയംഭ്രമണത്തിനു വിധേയമാണ്). സാധാരണ ഗതിയിൽ ഒരു തന്മാത്രാമേഘം ഏതാനും ദശലക്ഷം വർഷം കൊണ്ടാണ് ഒരു കറക്കം പൂർത്തിയാക്കുക. എന്നാൽ ഗുരുത്വാകർഷണം മൂലം കാമ്പ് ചുരുങ്ങാൻ തുടങ്ങുമ്പോൾ ഭ്രമണ വേഗം വർദ്ധിക്കാൻ തുടങ്ങും. കോണീയസംവേഗം (angular momentum) സംരക്ഷിക്കാൻ ഇതാവശ്യമാണ്. കോണീയസംവേഗസംരക്ഷണനിയമം (conservation of angular momentum) എന്നാണ് ഇത് അറിയപ്പെടുന്നത്. 

സ്പേസിൽ പ്രകാശവർഷങ്ങളോളം വിസ്തൃതിയിൽ വ്യാപിച്ചു കിടക്കുന്ന, ഒരക്ഷത്തിൽ കറങ്ങുന്ന ഇത്തരം ഒരു തന്മാത്രാമേഘം ഗുരുത്വാകർഷണം മൂലം ചുരുങ്ങുന്ന ചിത്രം സങ്കല്പിച്ചു നോക്കൂ. എല്ലാ ഭാഗത്തുനിന്നും ഗുരുത്വബലം അതിന്റെ കേന്ദ്രത്തിലേക്ക് വാതകങ്ങളെ വലിച്ചടുപ്പിക്കും. നെബുലയുടെ കറക്കം കാരണം അപകേന്ദ്രബലവും (Centrifugal force) ഉണ്ടാകും. അപകേന്ദ്രബലം പക്ഷേ നെബുലയിലെ പദാർഥങ്ങളെ പുറത്തേക്കു തള്ളാനാണു ശ്രമിക്കുക. ഈ രണ്ടു ബലങ്ങളുടെയും പരിണതബലമാണ് കേന്ദ്രത്തിലേക്ക് നെബുലാപദാർഥങ്ങളെ വലിച്ചടുപ്പിക്കുന്നത്. അക്ഷത്തിൽനിന്നും അകലുംതോറും അപകേന്ദ്രബലം കൂടുതലായിരിക്കും. അവിടെ കേന്ദ്രത്തിലേക്കുള്ള പരിണതബലം കുറയും. തന്മൂലം കേന്ദ്രത്തിലേക്കുള്ള മിച്ചബലം (പരിണതബലം) തന്മാത്രാമേഘത്തിന്റെ മധ്യമേഖലയിൽ കുറവും ധ്രുവങ്ങളോടടുക്കുംതോറും കൂടുതലും ആയിരിക്കും. അതിനാൽ, മേഘം ക്രമേണ ധ്രുവങ്ങളുടെ ദിശയിൽ കൂടുതൽ ചുരുങ്ങി മധ്യമേഖല പരന്ന്, ഒരു തളികരൂപം കൈക്കൊള്ളുന്നു. ഭൂമിയെ രണ്ടു ധ്രുവങ്ങളിലും പിടിച്ചമർത്തി തളികയാക്കുന്നതിനു സമാനമായ ഒരു പ്രവർത്തനമാണ് ഇവിടെ നടക്കുന്നത്. ചുരുങ്ങുന്നതിനൊപ്പം തളികയുടെ കറക്കത്തിന്റെ വേഗം കൂടുന്നതുകൊണ്ട്, ചുരുങ്ങൽ മുഖ്യമായും ധ്രുവങ്ങളുടെ ദിശയിലാകും. പദാർഥങ്ങൾ മേഘക്കാമ്പിൽ ഉയർന്ന സാന്ദ്രത ആർജ്ജിക്കുകയും അവിടെ പ്രാശ്നക്ഷത്രം ജനിക്കുകയും ചെയ്യും. പ്രാത്രത്തിനു ചുറ്റുമുള്ള ഡിസ്കിൽനിന്നു വളരെ സാവധാനം മാത്രമേ നെബുലാപതനം ഉണ്ടാകുന്നുള്ളൂ. 

പ്രാശ്നക്ഷത്രം വേണ്ടത്ര താപനിലയും മർദ്ദവും ആർജ്ജിച്ച്, അതിൽ ഫ്യൂഷൻ തുടങ്ങുമ്പോൾ, അതിൽ നിന്നുള്ള വികിരണമേറ്റ് ഡിസ്കിലെ സമീപഭാഗത്തുള്ള വാതകങ്ങളും ധൂളികളും ദൂരേക്കു തൂത്തുവാരപ്പെടും. അപ്പോൾ നക്ഷത്രത്തിനും തളികയ്ക്കും ഇടയിൽ ഒരു വിടവ് പ്രത്യക്ഷമാകും.

ടി – ടൗറിയും ബീറ്റാ പിക്റ്റോറിസും 

3 സൗരപിണ്ഡത്തിൽ കുറഞ്ഞതും മുഖ്യശ്രേണിയിലേക്കു പ്രവേശിക്കുന്നതിനു മുമ്പുള്ളതുമായ പ്രാശ്നക്ഷത്രങ്ങളാണ് ടി-ടൗറി (T-Tauri) നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്നറിയപ്പെടുന്നത്. ഇടവം (Taurus) രാശിയിലാണ് ഇത്തരം ഒരു നക്ഷത്രത്തെ ആദ്യമായി കണ്ടെത്തിയത് എന്നതിനാലാണ് ഈ വിഭാഗത്തിൽപ്പെട്ട നക്ഷത്രങ്ങളെല്ലാം ടി ടൗറി എന്നറിയപ്പെടുന്നത്. ഇവ തീവ് മായ ഇൻഫ്രാറെഡ് വികിരണങ്ങൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നവയാണ്. നക്ഷത്രത്തെ ചുറ്റിക്കറങ്ങുന്ന ധൂളീ വാതകത്തളികയിൽ നിന്നാണതു വരുന്നത്. ഈ ധൂളീപടലം നക്ഷത്രത്തിൽനിന്ന് വളരെ അകലെവരെ, അനേകശതം സൗരദൂരത്തോളം വ്യാപിച്ചുകിടക്കുന്നതായി സമീപകാലത്ത് കണ്ടെത്തുകയുണ്ടായി. ഏതാണ്ട് 10 കോടിക്കൊല്ലം കൊണ്ട് ഇത്തരം പ്രാക്ഷങ്ങൾ മുഖ്യ ശ്രേണീ നക്ഷത്രങ്ങളായി മാറും എന്നാണു കണക്കാക്കുന്നത്. സൂര്യന്റെ 1000 മടങ്ങുവരെ പ്രകാശം (മുഖ്യമായും എക്സ്റേയും റേഡിയോതരംഗങ്ങളും) ഇവ ഉത്സർജി ക്കുന്നതായാണ് കാണുന്നത്. ഒന്നു മുതൽ 12 വരെ ദിവസംകൊണ്ട് അവ ഒരു കറക്കം പൂർത്തിയാക്കും. പല ടി-ടൗറി നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും ഡിസ്കിൽ ഗ്രഹരൂപീകരണം നടക്കുന്നതിന്റെ അടയാളങ്ങൾ ദൃശ്യ ടി-ടൗറി ഘട്ടം കഴിഞ്ഞ്, മുഖ്യ ശ്രേണിയിലേക്ക് പ്രവേശിച്ചു കഴിഞ്ഞ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉദാഹരണമാണ് ബീറ്റാ പിക്റ്റോറിസ് (Beta Pictoris) നക്ഷത്രം. പീർ രാശിയിൽ തിളക്കത്തിൽ രണ്ടാം സ്ഥാനത്തുള്ള ഈ നക്ഷത്രം നമ്മ ളിൽനിന്ന് 63.4 പ്രകാശവർഷം അകലെയാണ്. അതിന്റെ പിണ്ഡം സൂര്യന്റെ 1.75 ഇരട്ടിയും ജ്യോതി സൂര്യന്റെ 8.7 ഇരട്ടിയും ആണ്. മുഖ്യ ശ്രേണീ നക്ഷത്രമായിട്ട് ഏകദേശം 1 – 2 കോടി വർഷമേ ആയിട്ടുള്ളൂ. അതിന്റെ ചുറ്റുമുള്ള തളികാരൂപം ശ്രദ്ധേയമാണ്. അതിൽ ഗ്രഹശകലങ്ങളും ഗ്രഹങ്ങളും രൂപപ്പെട്ടു കഴിഞ്ഞതിന്റെ അടയാളങ്ങൾ ഹിപ്പാർക്കോസ് നിരീക്ഷണനിലയം കണ്ടെത്തുകയുണ്ടായി. ഗ്രഹങ്ങ ളിലൊന്ന് സൂര്യനിൽനിന്ന് ശനിയിലേക്കുള്ളത്ര ദൂരത്തിലാണ്. പുറമേ നിന്ന് സൗരയൂഥത്തിൽ എത്തിച്ചേരുന്ന വലിയ ഉൽക്കകളിൽ (mete orites) ഏറിയപങ്കും ബീറ്റാ പിക്റ്റോ റിസിൽ നിന്നാണ് വരുന്നത്. 

ടി-ടൗറി നക്ഷത്രങ്ങളെയും ബീറ്റാ പിക്റ്റോറിസ് പോലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെയും സൂക്ഷ്മമായി പഠിച്ചതിൽ നിന്ന്, ഗ്രഹമണ്ഡലങ്ങളുടെ രൂപീകരണത്തെ സംബന്ധിച്ച് വിലപ്പെട്ട വിവരങ്ങൾ ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് ലഭിച്ചിട്ടുണ്ട്. 2700-ലധികം നക്ഷത ങ്ങൾക്കു ചുറ്റും ഗ്രഹങ്ങളെ കണ്ടെത്താനും അതിലുമെത്രയോ കൂടുതൽ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ഗ്രഹമണ്ഡലങ്ങളുടെ സൂചനകൾ ലഭിക്കാനും ഇതിനകം (2017 ജൂൺ) ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് കഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. കെപ്ലർ, ഹിപ്പാർക്കോസ് എന്നീ നിരീക്ഷണ ഉപഗ്രഹങ്ങളാണ് ഇതു സാധ്യമാക്കിയത്. അടുത്ത ഏതാനും വർഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ നാം തിരിച്ചറിഞ്ഞ ഗ്രഹയൂഥങ്ങളുടെ എണ്ണം അനേകായിരമായി കൂടും എന്നതു തീർച്ചയാണ്. സൗരേതരഗ്രഹവേട്ട വാന നിരീക്ഷകരുടെ ഒരു പുതിയ സാഹസികമേഖലയായി മാറിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്നു. 

പക്ഷേ, ഇപ്പോഴും നമുക്ക് അടുത്തറിയാവുന്ന, എപ്പോൾ വേണമെങ്കിലും നിരീക്ഷണവിധേയമാക്കാവുന്ന, ഏക നക്ഷത്ര-ഗ്രഹവ്യൂഹം സൗരയൂഥമാണ്. അതുകൊണ്ട്, അതിനെ മാതൃകയാക്കിക്കൊണ്ടാണ് നമ്മുടെ പഠനങ്ങളെല്ലാം മുന്നേറുന്നത്. സൗരയൂഥത്ത നമുക്ക് ഒന്നു സൂക്ഷ്മമായി പരിശോധിക്കാം.

നക്ഷത്രങ്ങളിലെ ഊർജോല്പാദനവും മൂലകങ്ങളുടെ സൃഷ്ടിയും 

എല്ലാ മുഖ്യശ്രേണീ നക്ഷത്രങ്ങളിലും (Main sequence stars) ഊർജോല്പാദനം നടക്കുന്നത് ഹൈഡ്രജൻഫ്യൂഷൻ എന്ന പ്രക്രിയ യിലൂടെയാണ്. നാല് ഹൈഡ്രജൻ ആറ്റങ്ങൾ ചേർന്ന് ഹീലിയമായി മാറുകയും അതിനിടെ, അവയുടെ പിണ്ഡത്തിന്റെ 0.7% ഊർജമായി മാറുകയും (E = MC ^2 എന്ന സമവാക്യം അനുസരിച്ച് ആണ് ചെയ്യുന്നത്. ഹൈഡ്രജന്റെ അണുകേന്ദ്രമായ പ്രോട്ടോണുകൾ ആണ് അന്യോന്യം ചേർന്ന് സംലയിക്കേണ്ടത്. അവ തമ്മിൽ ശക്തമായ വൈദ്യുതവികർഷണം ഉള്ളതു കൊണ്ട്, ഉയർന്ന താപനിലയിലും മർദ്ദത്തിലും മാത്രമേ ഇതു സംഭവിക്കുകയുള്ളൂ. 

പല ഘട്ടങ്ങളിലൂടെ, വളരെ മന്ദഗതിയിലാണ് ഫ്യൂഷൻ നടക്കുക. സൂര്യനെപ്പോലെ ഭാരം കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങ ളിൽ P – P ചക്രം എന്ന പ്രക്രിയയ്ക്കും ഭാരം കൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ CNO ചക്രം എന്ന പ്രക്രിയയ്ക്കും ആണ് പ്രാമുഖ്യം. P – Pചക്രം (H – H ചക്രം എന്നും വിളിക്കും.) ഇപ്രകാരം ചിത്രീകരിക്കാം. 

(H – ഹൈഡ്രജന്റെ അണുകേന്ദ്രം, 2H – ഭാരിച്ച ഹൈഡ്രജൻ അഥവാ ഡ്യൂട്ടേറിയം) 

രണ്ടു ഹൈഡ്രജൻ തന്മാത്രകൾ അഥവാ പ്രോട്ടോണുകൾ കൂട്ടിമുട്ടുന്നു. അതിലൊന്ന്, ഒരു പോസിട്രോണും (e+) ന്യൂട്രിനോയും (v) പുറത്തുവിട്ടുകൊണ്ട് സ്വയം ഒരു ന്യൂട്രോണായി മാറും. അത് പ്രോട്ടോണുമായി ചേർന്ന് ഡ്യൂട്ടേറിയം (2H) ഐസോടോപ്പുണ്ടാവും. ഇതുവീണ്ടും മറ്റൊരു പ്രോട്ടോണുമായി ചേർന്ന് ഹീലിയം-3(He) ആയി മാറുന്നു. ഇതേ രീതിയിൽ സൃഷ്ടിക്കപ്പെട്ട മറ്റൊരു 3He മായി ഇതു കൂട്ടി മുട്ടുമ്പോൾ ഒരു ഹീലിയം-4 ( 4He) അണുകേന്ദ്രവും രണ്ടു സ്വതന്ത്ര പ്രോട്ടോണുകളും ഉണ്ടാകുന്നു. ഈ പ്രക്രിയയിലൂടെ ആകെ 28 MeV ഊർജവും സൃഷ്ടിക്കപ്പെടും. (1 Mev = 1.6 x 10^-13 joule) 

CNO ചക്രത്തിന്റെയും അന്തിമഫലം വ്യത്യസ്തമല്ല. കാർബൺ, നൈട്രജൻ എന്നീ അണുകേന്ദ്രങ്ങളുടെ സഹാ യത്തോടെ നാല് 1H ചേർന്ന് ഒരു 4He ഉണ്ടാവുകയും 28 Mev ഊർജം സ്വതന്ത്രമാവുകയും ചെയ്യുന്നു. 

സൂര്യന്റെ കാമ്പിൽ ഓരോ സെക്കന്റിലും 60 കോടിയോളം ടൺ ഹൈഡ്രജനാണ് ഹീലിയമായി മാറുന്നത്. സൂര്യനിലെ മൊത്തം ഹൈഡ്രജന്റെ അളവ് 10,000 കോടി വർഷത്തേക്കു ജ്വലിക്കാൻ വേണ്ടത്രയുണ്ടെങ്കിലും അതിന്റെ 10% മാത്രമേ കാമ്പിൽ ജ്വലനക്ഷമമായ താപനിലയിലും മർദ്ദത്തിലും സ്ഥിതിചെയ്യുന്നുള്ളൂ. അതുകൊണ്ട് സൂര്യന് ഏതാണ്ട് 1000 കോടി വർഷം മാത്രമാണ് ആയുസ്സ്; ഇപ്പോൾ മധ്യവയസ്സിനോടടുക്കുന്നു. 

ഭാരമേറിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഊർജോല്പാദനനിരക്ക് വളരെ ഉയർന്നതായിരിക്കും. നക്ഷത്രപിണ്ഡം M ആണെങ്കിൽ, ഊർജോല്പാദന നിരക്ക് M3.5 ന് ആനുപാതികമായിരിക്കും. അതായത്, സൂര്യന്റെ ഇരട്ടി പിണ്ഡമുള്ള ഒരു നക്ഷത്രം സൂര്യന്റെ 12 ഇരട്ടിയോളം ഊർജം ഓരോ സെക്കന്റിലും ഉല്പാദിപ്പിക്കുകയും ആറിലൊന്നു കാലം മാത്രം ജീവിച്ചിരിക്കുകയും ചെയ്യും. സൂര്യന്റെ പത്തിരട്ടി പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രമാകട്ടെ 3000 ഇരട്ടിയിലേറെ ഊർജം ഉത്സർജിച്ചു കൊണ്ട് 300-ലൊന്നു കാലം മാത്രം ജീവിച്ചിരിക്കും! 

നക്ഷത്രക്കാമ്പിലെ ഹൈഡ്രജന്റെ അളവ് പകുതിയിൽ കുറഞ്ഞാൽ (ബാക്കി ഹീലിയമായി മാറിക്കഴിഞ്ഞാൽ ജ്വലനം തീർത്തും കുറയും. അതോടെ പുറത്തേക്കുള്ള വികിരണമർദ്ദം ഇല്ലാതാവുകയും അതുമൂലം ഗുരുത്വബലം കൊണ്ട് വീണ്ടും ചുരുങ്ങാൻ തുടങ്ങുകയും ചെയ്യും. 

ചുരുങ്ങുമ്പോൾ ഗുരുത്വഊർജം സ്വതന്ത്രമാകുന്നതുവഴി താപനില വീണ്ടും ഉയരും. അപ്പോൾ ജ്വലനനിരക്ക് കുറയാതെ നില്ക്കും. പക്ഷേ ചൂടുകൂടുന്നതിനാൽ നക്ഷത്രം വികസിക്കും. സൂര്യൻ മുഖ്യശ്രേണിയിൽ പ്രവേശിച്ചപ്പോൾ ഉണ്ടായിരുന്നതിലും 40% വലുപ്പവും 25% പ്രകാശതീവ്രതയും ഒടുവിലാകുമ്പോൾ കൂടും എന്നാണു കണക്കാക്കുന്നത്. വർദ്ധന വളരെ മന്ദഗതിയിൽ ആയതിനാൽ നമുക്ക് ഉടൻ വേവലാതിപ്പെടേണ്ട കാര്യമില്ല! 

ഹൈഡ്രജൻ ഫ്യൂഷൻ തീരെ നടക്കാതായാൽ കാമ്പ് പെട്ടെന്നു ചുരുങ്ങും; താപനില വളരെ വളരെ ഉയരും. അപ്പോൾ, കാമ്പിനു പുറത്തുള്ള മർദ്ദം കുറഞ്ഞ മേഖലയിലും ഫ്യൂഷൻ ആരംഭിക്കും. അതുവഴിയുണ്ടാകുന്ന ഹീലിയവും കാമ്പിലെത്തും. പുറത്തേക്ക് ഫ്യൂഷൻ വ്യാപിക്കുംതോറും നക്ഷത്രം വീർത്തു വരും. ഏറ്റവും പുറത്തെ ഭാഗം നേർത്ത്, തണുത്ത് ചുവപ്പുനിറത്തിൽ കണ്ടുതുടങ്ങും. ഇതാണ് ചുവപ്പുഭീമൻ (Red Giant) എന്ന അവസ്ഥ. ഒറയണിലെ തിരുവാതിര ഒരു ചുവപ്പുഭീമനാണ്. സൂര്യനെപ്പോലുള്ള ചെറുതും ഇടത്തരവുമായ നക്ഷത്രങ്ങൾ, പുറം അടരുകൾ ഓരോന്നായി വീർത്ത് അകന്നുപോയി ഒരു പ്ലാനിറ്ററി നെബുലയായി മാറുകയും നക്ഷത്രക്കാമ്പ് ഒരു വെള്ളക്കുള്ളനായി അവശേഷിക്കുകയും ചെയ്യും. (തിരുവാതിര ഈ ഗണത്തിൽപ്പെടില്ല. അതു സൂപ്പർനോവയായി പൊട്ടിത്തെറിക്കും.). 

സൂര്യന്റെ അഞ്ചോ ആറോ ഇരട്ടി പിണ്ഡമുള്ള ഒരു നക്ഷത്രമെടുത്താൽ, അന്ത്യനാളുകളിൽ അതിന്റെ കാമ്പിലെ ഹീലിയത്തിന്റെ അളവ് വളരെ കൂടുതൽ ആയിരിക്കും. ചുവപ്പുഭീമൻ ഘട്ടത്തിൽ, ജ്വലനം പുറത്തേക്കു വ്യാപിക്കുമ്പോൾ കൂടുതൽ ഹീലിയം നിർമിക്കപ്പെട്ട് കാമ്പിലേക്കു പതിക്കും. കാമ്പിനുമാത്രം സൂര്യനെക്കാൾ പല മടങ്ങ് പിണ്ഡം ഉണ്ടാകും. അവിടെ താപനില 10കോടി K വരെ ഉയരുന്നതോടെ, 3 ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രങ്ങൾ കൂടിച്ചേർന്ന് കാർബൺ ആയി മാറുന്ന “ട്രിപ്പിൾ ആൽഫാ പ്രതിപ്രവർത്തനം’ ആരംഭിക്കും. അതുവഴി വളരെയധികം ഊർജം ഉല്പാദിപ്പിക്കുകമാത്രമല്ല, കാമ്പിലെ കണങ്ങളുടെ എണ്ണം ചുരുങ്ങുകയും ചെയ്യും. ഇതു താപനില പിന്നെയും കൂട്ടും. താപനില 30കോടി K എത്തു ന്നതോടെ ഹീലിയം ഫ്ളാഷ് എന്ന പ്രതിഭാസമായതുമാറും. കാമ്പിലെ ഹീലിയത്തിലെ വലിയ പങ്ക് ഒന്നിച്ച് കാർബണായി മാറി ഊർജത്തിന്റെ മഹാപ്രവാഹം സൃഷ്ടിക്കുന്ന പ്രവർത്തനമാണിത്. എന്നാൽ ഇതൊന്നും പുറത്തേക്ക് ദൃശ്യമാകില്ല; കാരണം, അപ്പോൾ ആ ചുവപ്പു ഭീമന്റെ വലുപ്പം 1AU ൽ കൂടുതലും ശോഭ (ചുവപ്പ് മുഖ്യം) 1000 സൂര്യനു തുല്യവും ആയിരിക്കും.

ഭാരിച്ച നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ഹീലിയം ഫ്ളാഷുകൊണ്ടും കാര്യങ്ങൾ അവസാനിക്കില്ല. ഹീലിയവും കാർബണും ചേർന്ന് (12C +Hc, = 10 ) 160g) ഓക്സിജൻ ഉണ്ടാകും. വീണ്ടും ഹീലിയം അതിനോടു ചേരാം. കൂടാതെ, ചാർജില്ലാത്തതിനാൽ, ന്യൂട്രോണുകൾക്ക് ഏത് അണു കേന്ദ്രത്തിലേക്കും നുഴഞ്ഞുകയറാം. അവിടെയെത്തിയാൽ ബീറ്റാ ശോഷണം വഴി പ്രോട്ടോണായി മാറാം. അങ്ങനെ, ഇരുമ്പുവരെയുള്ള (A അണുസംഖ്യ 26) ഏതു മൂലകവും നക്ഷത്രക്കാമ്പിൽ സൃഷ്ടിക്കപ്പെടാം. ഒപ്പം ഊർജവും സൃഷ്ടിക്കപ്പെടും. ഇരുമ്പിനെക്കാൾ ഭാരിച്ച മൂലകങ്ങൾ ഉണ്ടാകുമ്പോൾ ഊർജം സൃഷ്ടിക്കപ്പെടില്ലെന്നു മാത്രമല്ല, ഊർജം അങ്ങോട്ടു നൽകേണ്ടിയും വരും. അതിനാൽ നക്ഷത്രക്കാമ്പിൽ അവയൊന്നും സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്നില്ല. 

ഒടുവിൽ പറഞ്ഞ പ്രക്രിയകൾ നടക്കുന്നത് ചുരുങ്ങിയ കാലം കൊണ്ടാണ്. അപ്പോഴെല്ലാം നക്ഷത്രം ചുരുങ്ങുകയും താപനില ഉയരുകയും ചെയ്തുകൊണ്ടിരിക്കും. ഒടുവിൽ കാമ്പിലെ ഉന്നതമർദ്ദത്തിൽ, ഇലക്ട്രോണും പ്രോട്ടോണും ചേർന്ന്, വിപരീ ബീറ്റാശോഷണം എന്ന പ്രക്രിയയിലൂടെ ന്യൂട്രോണു കളായിത്തീരുകയും കാമ്പ് ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമായി മാറുകയും ചെയ്യും. കാമ്പ് ചെറിയൊരു വലുപ്പത്തിലേക്ക് ഇടിഞ്ഞമരും. പുറത്ത് വികസിതാവസ്ഥയിലുള്ള ചുവപ്പു ഭീമൻ ആവരണവും ഇടിഞ്ഞമരും. അപ്പോഴുണ്ടാകുന്ന അതിഭീമമായ മർദ്ദത്തിലും താപനിലയിലും ഇടിഞ്ഞമർന്ന പദാർഥമാകെ ഫ്യൂഷനു വിധേയമാകും. ഓരോ അണുകേന്ദ്രവും അനേകം ന്യൂട്രോണുകളെ സ്വീകരിച്ച് പ്രോട്ടോണുകളായി മാറുക വഴി എല്ലാത്തരം മൂലകങ്ങളും (ഇരുമ്പിനെക്കാൾ ഭാരിച്ച, പ്രകൃതിയിൽ ലഭ്യമായ എല്ലാം) സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുകയും ചെയ്യും. അതി തീവ്രമായ ഊർജപ്രവാഹത്തിൽ പുറം അടരാകെ ചിതറിത്തെറിച്ചുപോകും. അനേകകോടി സൂര്യന്റെ പ്രകാശം (ഏറെയും ഗാമ വികിരണങ്ങൾ) ആ പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്ന നക്ഷത്രത്തിൽനിന്ന് പുറത്തുവരും. ഇതാണ് സൂപ്പർ നോവ എന്നറിയപ്പെടുന്നത്. സൂപ്പർനോവകളുടെ അവശേഷിക്കുന്ന കാമ്പ് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമോ തമോഗർത്തമോ (Black hole) ആയിരിക്കാം. 

സൂപ്പർനോവ സ്‌ഫോടനത്തിന്റെ ഫലമായുണ്ടാകുന്ന നെബുലയിൽ എല്ലാ മൂലകങ്ങളും ഉണ്ടാകും. He, C, O, Si, Fe തുടങ്ങിയവ വലിയ അളവിലുണ്ടാകും. എന്നാൽ മിക്കതും സ്വതന്ത്ര അവസ്ഥയിൽ ആവില്ല. HO, CO2, SiO2, Fe SO, തുടങ്ങിയ അനേകം 4 സംയുക്തങ്ങളുടെ രൂപത്തിലായിരിക്കും. ഇത്തരം നെബുലകൾ കൂടിക്കലർന്ന തന്മാത്രാമേഘങ്ങളിൽ നിന്ന് നക്ഷത്രവും ഗ്രഹവും രൂപപ്പെടുമ്പോൾ അവയിലെല്ലാം CO, HO, ഇരുമ്പ്, സിലിക്കേറ്റുകൾ തുടങ്ങിയവ ധാരാളമുണ്ടാകും.