നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അന്ത്യം സംബന്ധിച്ച് ഇന്ത്യന്‍ വംശജനായ സുബ്രഹ്മണ്യന്‍ ചന്ദ്രശേഖറാണ് 1930-ല്‍ ആദ്യ കണ്ടുപിടുത്തം നടത്തിയത്. ആപേക്ഷികതാ സിദ്ധാന്തവും ക്വാണ്ടംഭൗതികവും കൂട്ടിയിണക്കി നടത്തിയ ആ മുന്നേറ്റം ശരിക്കുമൊരു തുടക്കമായിരുന്നു

----------------------

ങ്ങനെയാവും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അന്ത്യം? നമുക്ക് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള നക്ഷത്രമായ സൂര്യന്റെ കാര്യം പരിഗണിക്കാം. 500 കോടി വര്‍ഷമാണ് സൂര്യന്റെ പ്രായം. ഇനി 500 കോടി വര്‍ഷംകൂടി എരിയാനുള്ള ഇന്ധനം-ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും-സൂര്യനിലുണ്ട്. അതു കഴിഞ്ഞാല്‍?

'നക്ഷത്രമരണ'ത്തിന്റെ കാര്യത്തില്‍ ശരിയായ ആദ്യ ഉത്തരം ലഭിക്കുന്നത് 1930-ലാണ്. ഇന്ത്യന്‍ വംശജന്‍ സുബ്രഹ്മണ്യന്‍ ചന്ദ്രശേഖര്‍ ആയിരുന്നു ആ മുന്നേറ്റം നടത്തിയത്. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം അഥവാ പിണ്ഡം (mass) സൂര്യന്റേതിന് 1.4 മടങ്ങോ, അതില്‍ കുറവോ ആണെങ്കില്‍ ഇന്ധനം തീരുമ്പോള്‍ അത് 'വെള്ളക്കുള്ളന്‍' (white dwarf) ആയി മാറും. ഇതാണ് ചന്ദ്രശേഖര്‍ നടത്തിയ കണ്ടെത്തല്‍. ഇതു പ്രകാരം സൂര്യന്റെ അന്ത്യവും വെള്ളക്കുള്ളന്‍ ആയിട്ടാകും. നക്ഷത്രഭൗതികത്തില്‍ ദൂരവ്യാപകമായ സ്വാധീനം ചെലുത്താന്‍ പോന്ന ഒന്നായിരുന്നു 'ചന്ദ്രശേഖര്‍ പരിധി' (Chandrasekhar limit) എന്നറിയപ്പെടുന്ന ആ കണ്ടെത്തല്‍. 

ഒരുത്തരം പുതിയ ചോദ്യങ്ങള്‍ സൃഷ്ടിക്കും, ശാസ്ത്രത്തിന്റെ രീതി അതാണ്. ചന്ദ്രശേഖര്‍ നടത്തിയ കണ്ടെത്തലിന്റെ കാര്യത്തിലും അതുതന്നെ സംഭവിച്ചു. 'ചന്ദ്രശേഖര്‍ പരിധി'ക്ക് മുകളിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അന്ത്യം എങ്ങനെയാവും? 

Subrahmanyan Chandrasekhar
സുബ്രഹ്മണ്യന്‍ ചന്ദ്രശേഖര്‍.
Pic Credit: American Institute of Physics

അമേരിക്കയിലെ ബെര്‍ക്കലിയില്‍ കാലിഫോര്‍ണിയ യൂണിവേഴ്‌സിറ്റിയില ഗവേഷകനായിരുന്ന ജെ. റോബര്‍ട്ട് ഓപ്പണ്‍ഹൈമറും വിദ്യാര്‍ഥികളും 1930-കളുടെ അവസാനം ഈ ചോദ്യത്തിന് സൈദ്ധാന്തികതലത്തില്‍ ഉത്തരം കണ്ടെത്തി. (അമേരിക്ക ആറ്റംബോംബുണ്ടാക്കാന്‍ രൂപംനല്‍കിയ 'മാന്‍ഹാട്ടന്‍ പ്രോജക്ടി'ന്റെ തലവന്‍ ഓപ്പണ്‍ഹൈമര്‍ ആയിരുന്നു). വെള്ളക്കുള്ളന്‍ ആകാന്‍ കഴിയാത്ത നക്ഷത്രങ്ങളെ, എന്നുവെച്ചാല്‍ 'ചന്ദ്രശേഖര്‍ പരിധി'ക്ക് മുകളിലുള്ളവയെ കാത്തിരിക്കുന്നത് രണ്ടു വിധികളാണ്-ന്യൂട്രോണ്‍ താരം, തമോഗര്‍ത്തം എന്നിങ്ങനെ! 

സൂര്യനെക്കാള്‍ നാലു മുതല്‍ എട്ടു മടങ്ങുവരെ വലുപ്പമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍, ഇന്ധനം തീരുന്ന ഘട്ടത്തില്‍ സൂപ്പര്‍നോവ (Supernova) സ്‌ഫോടനത്തിന് വിധേയമാകുകയും, നക്ഷത്രത്തിന്റെ ബാഹ്യപാളികള്‍ സ്‌ഫോടനത്തിന്റെ ശക്തിയില്‍ ചിതറിത്തെറിക്കുകയും, അകക്കാമ്പ് ഭീമമായ ഗുരുത്വബലത്താല്‍ നൊടിയിടയില്‍ ഉള്ളിലേക്ക് ഞെരുങ്ങിയമര്‍ന്ന്, അതിലെ ഇലക്ട്രോണുകളും പ്രോട്ടോണുകളും ചേര്‍ന്ന് ന്യൂട്രോണുകളായി മാറുകയും ചെയ്യും. സൂര്യനിലേതിലും കൂടുതല്‍ ദ്രവ്യം വെറും 30 കിലോമീറ്റര്‍ വ്യാസമുള്ള ഗോളത്തില്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുകയാണ് ന്യൂട്രോണ്‍ താരത്തിന്റെ കാര്യത്തില്‍ സംഭവിക്കുക. അതിഭീമമായ സാന്ദ്രതയാകും അതിലെ ദ്രവ്യത്തിനുള്ളത് (ഈ പംക്തിയില്‍ ന്യൂട്രോണ്‍ താരങ്ങളെക്കുറിച്ചുള്ള മുന്‍ലേഖനം കാണുക). 

Robert Oppenheimer
റോബര്‍ട്ട് ഓപ്പണ്‍ഹൈമര്‍. Pic Credit:
Los Alamos National Laboratory/Wikimedia Commons

സൂര്യനെക്കാള്‍ 15 മടങ്ങ് അല്ലെങ്കില്‍ അതില്‍ കൂടുതല്‍ ദ്രവ്യമാനമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് ന്യൂട്രോണ്‍ താരമെന്ന വിധിയും അസാധ്യം. ഇന്ധനം തീരുമ്പോള്‍ അതിഭീമമായ ഗുരുത്വബലത്താല്‍, ചുറ്റുമുള്ള സ്‌പേസിനെപ്പോലും വക്രീകരിച്ച് വലിച്ചടുപ്പിച്ച് അനന്തമായി ചുരുങ്ങി അവ തമോഗര്‍ത്തമാകും. തമോഗര്‍ത്തങ്ങളിലെ 'പലായന പ്രവേഗം' (escape velocity) പ്രകാശവേഗത്തെക്കാള്‍ കൂടുതലാണ്. അതിനാല്‍, പ്രകാശത്തിനു പോലും രക്ഷപ്പെടാനാകാത്ത അവസ്ഥ സംജാതമാകും. ഫലത്തില്‍ ദൃശ്യപ്രപഞ്ചത്തില്‍ നിന്ന് ആ നക്ഷത്രം അപ്രത്യക്ഷമാകും!

മൂന്നുവിധത്തില്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് 'അന്ത്യം' സംഭവിക്കാം എന്നാണ് മേല്‍ വിവരിച്ചതില്‍ നിന്ന് വ്യക്തമാകുന്നത്-വെള്ളക്കുള്ളന്‍, ന്യൂട്രോണ്‍ താരം, തമോഗര്‍ത്തം എന്നിങ്ങനെ. വലുപ്പമാണ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ അന്ത്യം നിശ്ചയിക്കുന്നതില്‍ പ്രധാനഘടകം. കാരണം, വലുപ്പം വര്‍ധിക്കുമ്പോള്‍ ഗുരുത്വബലത്തിന്റെ സ്വാധീനം വര്‍ധിക്കും. 

ജ്വലിക്കുന്ന കാലത്ത് അതിഭീമമായ ഗുരുത്വബലം ചെറുത്ത് നിലനില്‍ക്കാന്‍ നക്ഷത്രത്തെ സഹായിക്കുന്നത്, അതിലെ വാതകസമ്മര്‍ദ്ദവും വികിരണ സമ്മര്‍ദ്ദവും (Radiation pressure) ആണ്. ഇന്ധനം തീര്‍ന്ന് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജ്വലനം അവസാനിക്കുന്നതോടെ വികിരണസമ്മര്‍ദ്ദം നാമമാത്രമാകുന്നു. വാതകസമ്മര്‍ദ്ദത്തിന് മാത്രം ഗുരുത്വബലത്തെ ചെറുക്കാനാകാത്ത സ്ഥിതിവരും. ഗുരുത്വബലത്തിന്റെ പിടിയില്‍ നക്ഷത്രം ചുരുങ്ങാന്‍ തുടങ്ങും.

ഇത്രയും ശരി, പ്രശ്‌നമില്ല. പക്ഷേ, നക്ഷത്രങ്ങള്‍ എവിടെ വരെ ചുരുങ്ങും? അതായിരുന്നു കീറാമുട്ടി! 

Neutron Star, Supernova
ന്യൂട്രോണ്‍ താരം രൂപപ്പെടുന്ന സൂപ്പര്‍നോവ സ്‌ഫോടനം. Pic Credit: NASA, ESA.

ഇരുപതാംനൂറ്റാണ്ടിന്റെ ആദ്യ പതിറ്റാണ്ടുകളില്‍ 'വെള്ളക്കുള്ളന്‍' നക്ഷത്രങ്ങളെ തിരിച്ചറിഞ്ഞത്, നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അന്ത്യത്തെപ്പറ്റി വലിയ ചര്‍ച്ചകള്‍ക്ക് വഴിവെച്ചു. ഇന്ധനം തീരുന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ അന്ത്യഘട്ടമാകണം വെള്ളക്കുള്ളന്‍ എന്ന ധാരണ ശക്തമായെങ്കിലും, അന്നത്തെ അറിവുവെച്ച് അത് വിശദീകരിക്കാന്‍ കഴിയുമായിരുന്നില്ല. നക്ഷത്രഭൗതിക രംഗത്തെ അതികായനായ ആര്‍തര്‍ എഡിങ്ടണ്‍ പോലും ഇക്കാര്യത്തില്‍ പരാജയപ്പെട്ടു. അണുസംയോജനം (nuclear fusion) ആണ് നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നടക്കുന്നതെന്ന കാര്യം ആദ്യമായി തിരിച്ചറിഞ്ഞ ശാസ്ത്രജ്ഞനാണ് എഡിങ്ടണ്‍. 

കേംബ്രിഡ്ജില്‍ എഡിങ്ടന്റെ സഹപ്രവര്‍ത്തകനായിരുന്ന റാല്‍ഫ് എച്ച്. ഫൗളര്‍, ക്വാണ്ടംഭൗതികത്തിന്റെ സാധ്യത ഉപയോഗിച്ച് വെള്ളക്കുള്ളന്‍ അവസ്ഥയ്ക്ക് വിശദീകരണം നല്‍കി. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഇന്ധനം എരിഞ്ഞുതീര്‍ന്ന് ചുരുങ്ങുന്നതോടെ, കോടിക്കണക്കിന് ഇലക്ട്രോണുകള്‍ തിങ്ങിഞെരുങ്ങിയ അവസ്ഥയാണുണ്ടാവുക. ഒരു പരിധി കഴിഞ്ഞാല്‍, നക്ഷത്രം ചുരുങ്ങുന്നത് ക്വാണ്ടംസമ്മര്‍ദം (degeneracy pressure) വഴി ഇലക്ട്രോണുകള്‍ ചെറുക്കും. അതുകൊണ്ട് വെള്ളക്കുള്ളന്‍മാര്‍ക്ക് പൂര്‍ണമായും ഇല്ലാതാകേണ്ടി വരുന്നില്ല. ഇതാണ് ഫൗളര്‍ എത്തിയ നിഗമനം. ആധുനിക ക്വാണ്ടംഭൗതികത്തിന്റെ മൂലക്കല്ലുകളില്‍ ഒന്നായ 'പൗളിയുടെ ബഹിഷ്‌ക്കരണ തത്വം' (Pauli exclusion principle) അനുസരിച്ചായിരുന്നു ആ വിശദീകരണം. 

ക്വാണ്ടംഭൗതികം അനുസരിച്ച് രണ്ടുതരം കണങ്ങളാണ് പ്രപഞ്ചത്തെ ഭരിക്കുന്നത്-ഫെര്‍മിയോണുകളും (Fermions),  ബോസോണുകളും (Bosons). 'ഫെര്‍മി-ഡിറാക് സ്റ്റാറ്റിസ്റ്റിക്‌സ്' ബാധകമായ കണങ്ങളാണ് ഫെര്‍മിയോണുകള്‍, 'ബോസ്-ഐന്‍സ്‌റ്റൈന്‍ സ്റ്റാറ്റിസ്റ്റിക്‌സ്' അനുസരിക്കുന്നവ ബോസോണുകളും (ഇതിലെ ബോസ്, ഇന്ത്യന്‍ ശാസ്ത്രജ്ഞനായ സത്യേന്ദ്രനാഥ് ബോസിനെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു). പദാര്‍ഥകണങ്ങളായ ഇലക്ട്രോണ്‍, പ്രോട്ടോണ്‍, ന്യൂട്രോണ്‍ തുടങ്ങിയവ ഫെര്‍മിയോണുകളും, ബലത്തിന് നിദാനമായ ഫോട്ടോണുകള്‍, ഗ്ലുവോണുകള്‍ തുടങ്ങിയവ ബോസോണുകളുമാണ്. 

ഇതില്‍, ഫെര്‍മിയോണുകള്‍ പൗളിയുടെ ബഹിഷ്‌ക്കരണ തത്വം അനുസരിക്കുന്ന കണങ്ങളാണ്. പ്രപഞ്ചത്തില്‍ ഏതെങ്കിലും രണ്ട് ഇലക്ട്രോണുകള്‍ക്ക് (ഫെര്‍മിയോണുകള്‍ക്ക്) സമാനമായ ക്വാണ്ടംനില അഥവാ ഊര്‍ജ്ജനില ഒരേ സമയം കൈവരിക്കാന്‍ കഴിയില്ല എന്നാണ് ബഹിഷ്‌ക്കരണ തത്വം പറയുന്നത്.  

വെള്ളക്കുള്ളന്‍ നക്ഷത്രങ്ങളെപ്പറ്റി തന്റെ നിഗമനങ്ങള്‍ 1926-ല്‍ 'ഓണ്‍ ഡെന്‍സ് മാറ്റര്‍' ('On Dense Matter') എന്ന പ്രബന്ധത്തിലാണ് ഫൗളര്‍ വിശദീകരിച്ചത്. എന്നാല്‍, ക്വാണ്ടംസമ്മര്‍ദ്ദം വിശദീകരിക്കുന്നിടത്ത്, അതുമായി ബന്ധപ്പെട്ട മുഴുവന്‍ സംഗതികളും ഫൗളര്‍ പരിഗണിച്ചിട്ടില്ല എന്നു മനസിലാക്കിയിടത്താണ് ചന്ദ്രശേഖറുടെ പ്രതിഭ പ്രവര്‍ത്തിച്ചത്. ക്വാണ്ടംഭൗതികം അനുസരിച്ച് ഏതുതരം കണങ്ങളും ചില വേളകളില്‍ തരംഗസ്വഭാവം കാട്ടും. അതുപോലെ തന്നെ, ഏത് തരംഗവും ചില വേളകളില്‍ കണികാസ്വഭാവം പ്രകടിപ്പിക്കും. എന്നുവെച്ചാല്‍, കണങ്ങളും തരംഗവും ഒരേ നാണയത്തിന്റെ രണ്ടു വശങ്ങളാണ്. ഇതുപ്രകാരം ഇലക്ട്രോണ്‍ കണമാണ്, അതേസമയം തരംഗസ്വഭാവം കാട്ടുകയും ചെയ്യുന്നു. 

Death of Stars, Neutron Star
ന്യൂട്രോണ്‍ താരം. Pic Credit: NASA

വെള്ളക്കുള്ളനിലെ സാന്ദ്രത ഭൂമിയിലെ ശിലയുടെ പതിനായിരം മടങ്ങ് കൂടുതല്‍ എന്നാണ് കണക്കാക്കിയിട്ടുള്ളത്. ഒരോ ആറ്റത്തിന്റെയും ന്യൂക്ലിയസിന് ചുറ്റുമുള്ള ഇലക്ട്രോണ്‍ മേഖല പതിനായിരം മടങ്ങ് ചുരുങ്ങിയാലേ ഇത് സാധ്യമാകൂ. ഒരോ ഇലക്ട്രോണിനും അനുവദനീയമായ 'ഇടം' അങ്ങനെ പരിമിതപ്പെടുമ്പോള്‍, ഇലക്ട്രോണ്‍ തരംഗവും അതിനനുസരിച്ച് ചുരുങ്ങേണ്ടി വരും. എന്നുവെച്ചാല്‍, ഇലക്ട്രോണിന്റെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം കുറയും. തരംഗദൈര്‍ഘ്യം കുറയുമ്പോള്‍ കണങ്ങള്‍ ഉയര്‍ന്ന ഊര്‍ജം കൈവരിക്കും (ഉദാഹരണം, എക്‌സ്‌റേ ഫോട്ടോണ്‍). അതിന്റെ ഫലമായി ഇലക്ട്രോണുകള്‍ ഉന്നതവേഗത്തില്‍ സ്വന്തം ഇടത്തിനുള്ളില്‍ ചലിക്കാനാരംഭിക്കും. ഇലക്ട്രോണുകളുടെ ഈ ചലനമാണ് ക്വാണ്ടംസമ്മര്‍ദ്ദത്തിന് അടിസ്ഥാനം. ഈ ചലനം (degenerate motion) മെല്ലെയാക്കാന്‍ ദ്രവ്യത്തെ തണുപ്പിച്ചതുകൊണ്ട് കാര്യമില്ല. ഒന്നിനും അത് നിര്‍ത്താനാവില്ല. ക്വാണ്ടംഭൗതിക നിയമങ്ങള്‍ക്കനുസരിച്ച് ഇലക്ട്രോണുകള്‍ അങ്ങനെ ചലിക്കാന്‍ പ്രേരിപ്പിക്കപ്പെടുകയാണ്. 

ഇലക്ട്രോണുകള്‍ സൃഷ്ടിക്കുന്ന ക്വാണ്ടംസമ്മര്‍ദ്ദവും ഗുരുത്വബലവും തമ്മിലുള്ള സംതുലനത്തിന്റെ എല്ലാ വിശദാംശങ്ങളും ഫൗളര്‍ പരിശോധിച്ചിട്ടില്ല എന്നകാര്യം ചന്ദ്രശേഖര്‍ ശ്രദ്ധിച്ചു. വെള്ളക്കുള്ളന്റെ പ്രതലത്തില്‍ നിന്ന് ഉള്ളിലേക്ക് പോകുമ്പോള്‍ സാന്ദ്രത, മര്‍ദ്ദം, ഗുരുത്വബലം എന്നിവയ്ക്കുണ്ടാകുന്ന വ്യതിയാനം ഫൗളര്‍ കണക്കിലെടുത്തിട്ടില്ല. ഇക്കാര്യങ്ങള്‍ കൂടി പരിഗണിക്കുമ്പോള്‍, വെള്ളക്കുള്ളന്റെയുള്ളില്‍ ഇലക്ട്രോണുകളുടെ ചലനവേഗം അസ്വസ്ഥതയുണ്ടാക്കുന്ന വിധം ഉയരുന്ന കാര്യം ചന്ദ്രശേഖര്‍ മനസിലാക്കി. ക്വാണ്ടംനിയമങ്ങള്‍ അനുസരിക്കുന്ന കണങ്ങളാണെങ്കില്‍ കൂടി, ചലനവേഗം വര്‍ധിക്കുമ്പോള്‍ അവയ്ക്ക് ഐന്‍സ്റ്റൈന്‍ 1905-ല്‍ രൂപംനല്‍കിയ വിശിഷ്ട ആപേക്ഷികതാ സിദ്ധാന്തം കൂടി ബാധകമാകും. ഫൗളര്‍ തന്റെ കണക്കുകൂട്ടലില്‍ ക്വാണ്ടംനിയമം മാത്രമേ പരിഗണിച്ചിട്ടുള്ളൂ. 

ഉയര്‍ന്ന ദ്രവ്യമാനമുള്ള വെള്ളക്കുള്ളന്‍മാരുടെ കാര്യത്തില്‍ ആപേക്ഷികതയുടെ ഫലംകൂടി പരിഗണിച്ചാലേ ചിത്രം പൂര്‍ണമാകൂ എന്ന് ചന്ദ്രശേഖര്‍ തിരിച്ചറിഞ്ഞു. തികച്ചും അപ്രതീക്ഷിതമായ കണ്ടെത്തലായിരുന്നു അത്. 'ആപേക്ഷികത ഉള്‍പ്പെടാതെയുള്ള ക്വാണ്ടംസമ്മര്‍ദം' (non-relativistic degeneracy) ഫൗളര്‍ പരിഗണിച്ചപ്പോള്‍, 'അപേക്ഷികതയുള്‍പ്പെട്ട ക്വാണ്ടംസമ്മര്‍ദം' (relativistic degeneracy) ആണ് ചന്ദ്ര കണ്ടെത്തിയത്. അതുപ്രകാരമാണ്, നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് വെള്ളക്കുള്ളന്‍ ആകാന്‍ ആവശ്യമായ ദ്രവ്യമാന പരിധി ചന്ദ്രശേഖര്‍ കണ്ടെത്തിയത്. 

ഇത് വെള്ളക്കുള്ളന്‍മാരുടെ കാര്യം. കൂടുതല്‍ വലിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് എന്താണ് സംഭവിക്കുക? അവയ്ക്ക് ഗുരുത്വബലം കൂടുതലാകയാല്‍, നക്ഷത്രം ചുരുങ്ങുന്നത് ചെറുക്കാന്‍ ഇലക്ട്രോണുകളുടെ ക്വാണ്ടംസമ്മര്‍ദ്ദം കൊണ്ട് കഴിയാതെ വരും. ഇലക്ട്രോണുകളും പ്രോട്ടോണുകളും ഞരിഞ്ഞമര്‍ന്ന് ന്യൂട്രോണുകളാകും. ന്യൂട്രോണുകളും ഫെര്‍മിയോണ്‍ വിഭാഗത്തില്‍ പെടുന്ന കണമായതിനാല്‍, പൗളിയുടെ ബഹിഷ്‌ക്കരണ തത്വം അവയ്ക്കും ബാധകമാണ്. അതുപ്രകാരം, ന്യൂട്രോണുകളുടെ ക്വാണ്ടംസമ്മര്‍ദ്ദം ഗുരുത്വബലത്തെ ചെറുക്കും. അത്യധികം സാന്ദ്രതയുള്ള ന്യൂട്രോണ്‍ താരമായി അത്തരം നക്ഷത്രങ്ങള്‍ മാറും. 

Black Hole
കമ്പ്യൂട്ടര്‍ ആല്‍ഗരിതം ഉപയോഗിച്ച് നാസ തയ്യാറാക്കിയ തമോഗര്‍ത്ത ചിത്രം. Pic Credit: NASA

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദ്രവ്യമാനം ആ പരിധിയും കവിയുമ്പോള്‍ ഗുരുത്വബലത്തോട് പിടിച്ചുനില്‍ക്കാന്‍ ന്യൂട്രോണുകളുടെ ക്വാണ്ടംസമ്മര്‍ദ്ദത്തിനും കഴിയാതെ വരും. അപ്പോഴാണ്, ചുറ്റുമുള്ള സ്‌പെസിനെപ്പോലും വക്രീകരിച്ച് വലിച്ചടുപ്പിച്ച് തമോഗര്‍ത്തമായി നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ദൃശ്യപ്രപഞ്ചത്തില്‍ നിന്ന് അപ്രത്യക്ഷമാവുക!

വെള്ളക്കുള്ളന്‍മാരുടെ കാര്യത്തില്‍ ചന്ദ്രശേഖര്‍ നടത്തിയ കണ്ടെത്തലാണ്, നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അന്ത്യം സംബന്ധിച്ച സാധ്യതകള്‍ മുന്നോട്ടുവെച്ചത്. പക്ഷേ, ചന്ദ്രശേഖറിന്റെ കണ്ടെത്തല്‍ അംഗീകരിക്കാന്‍, നക്ഷത്രഭൗതികത്തിലെ അതികായനായ ആര്‍തര്‍ എഡിങ്ടണ്‍ വിസമ്മതിച്ചു. ആ കണ്ടെത്തലിന്റെ പേരില്‍ ചന്ദ്രശേഖറെ പരിഹസിക്കാനും എഡിങ്ടണ്‍ മറന്നില്ല. ചന്ദ്രശേഖര്‍ വ്യക്തിപരമായി നേരിട്ട തിരിച്ചടി നക്ഷത്രഭൗതികത്തിന്റെ മുന്നോട്ടുള്ള ഗതിയെയും പ്രതികൂലമായി സ്വാധീനിച്ചു. കടുത്ത നിരാശയോടെ ചന്ദ്രശേഖര്‍ ആ ഗവേഷണമേഖല തന്നെ വിട്ടു, ബ്രിട്ടനില്‍ നിന്ന് അമേരിക്കയിലേക്ക് കുടിയേറി. നക്ഷത്രഭൗതികത്തിലെ മറ്റ് പ്രശ്‌നങ്ങളാണ് ഷിക്കാഗോയില്‍ വെച്ച് ആ ഗവേഷകന്‍ പിന്നീട് പഠിച്ചത്. 

Arthur Eddington
ആര്‍തര്‍ എഡിങ്ടണ്‍. Pic Credit:
Wikimedia Commons

എഡിങ്ടണല്ല, ചന്ദ്രശേഖര്‍ തന്നെയാണ് ശരിയെന്ന് കാലം തെളിയിച്ചു. പില്‍ക്കാലത്ത് തിരിച്ചറിഞ്ഞ വെള്ളക്കുള്ളന്‍മാരെല്ലാം 'ചന്ദ്രശേഖര്‍ പരിധി' അനുസരിക്കുന്നവ ആയിരുന്നു. കേംബ്രിഡ്ജ് ഗവേഷക ജോസലിന്‍ ബെല്‍ 1967-ല്‍ ആദ്യമായി ന്യൂട്രോണ്‍ താരത്തെ കണ്ടെത്തിയതും, നൊബേല്‍ പ്രഖ്യാപനത്തില്‍ അവര്‍ തഴയപ്പെട്ട കാര്യവും കഴിഞ്ഞ ലേഖനത്തില്‍ സൂചിപ്പിച്ചിരുന്നല്ലോ. 1960-കളുടെ അവസാനത്തോടെ തമോഗര്‍ത്തങ്ങളും യാഥാര്‍ഥ്യം തന്നെയെന്ന ധാരണയിലേക്ക് ശാസ്ത്രലോകം എത്തി. കമ്പ്യൂട്ടര്‍ മാതൃകാപഠനങ്ങള്‍ അക്കാര്യം സ്ഥിരീകരിച്ചു. 

1975-ല്‍ തന്റെ പൂര്‍ണശ്രദ്ധയും തമോഗര്‍ത്തങ്ങളുടെ പഠനത്തിലേക്ക് ചന്ദ്രശേഖര്‍ തിരിച്ചുവിട്ടു. അതിന്റെ ഫലമായിരുന്നു 1983-ല്‍ അദ്ദേഹം പ്രസിദ്ധീകരിച്ച 'ദി മാത്തമാറ്റിക്കല്‍ തിയറി ഓഫ് ബ്ലാക്ക് ഹോള്‍സ്' എന്ന ആധികാരിക ഗ്രന്ഥം. ആ വര്‍ഷം തന്നെയാണ് ചന്ദ്രശേഖര്‍ക്ക് നൊബേല്‍ പുരസ്‌കാരവും ലഭിച്ചത്, അദ്ദേഹം 53 വര്‍ഷം മുമ്പ് നടത്തിയ മുന്നേറ്റത്തിന്!

1999-ല്‍ നാസ വിക്ഷേപിച്ച ബഹിരാകാശ എക്‌സ്‌റേ ഒബ്‌സര്‍വേറ്ററിക്ക് ചന്ദ്രശേഖറുടെ പേരാണിട്ടത്-'ചന്ദ്ര എക്‌സ്‌റേ ഒബ്‌സര്‍വേറ്ററി'. തന്റെ പേരിലുള്ള ആ എക്‌സ്‌റേ ഒബ്‌സര്‍വേറ്ററി വിക്ഷേപിക്കുന്നതോ, തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍ക്കും ന്യൂട്രോണ്‍ താരങ്ങള്‍ക്കും വെള്ളക്കുള്ളന്‍മാര്‍ക്കും വ്യക്തമായ തെളിവുകള്‍ അത് കണ്ടെത്തുന്നതോ കാണാന്‍ ചന്ദ്രശേഖര്‍ ജീവിച്ചിരുന്നില്ല. എണ്‍പത്തിയഞ്ചാം വയസില്‍ 1995 ഓഗസ്റ്റ് 21-ന് ആ ഗവേഷകന്‍ വിടവാങ്ങി.

അവലംബം -

* Black Holes & Time Wraps - Einstein's Outrageous Legacy (1994). By Kip Thorne. W.W.Norton, New York
* Empire of the Stars (2006). By Arthur Miller. Abacus, London
* Asimov's New Guide to Science - A Revised Edition (1984). By Isaac Asimov. Penguin Books, London.
* Relativistic Shapiro delay measurements of an extremely massive millisecond pulsar. By H.T.Cromartie. et al. Nature Astronomy, Sept 16, 2019. 

* മാതൃഭൂമി നഗരം പേജില്‍ പ്രസിദ്ധീകരിച്ചത്

Content Highlights: Death of Stars, White Dwarf, Neutron Star, Black Hole, Supernova, Astrophysics, Subrahmanyan Chandrasekhar, Robert Oppenheimer