# ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം

**ഇംഗ്ലീഷ് വിലാസം**

Radiation from the pulsar PSR B1509-58, a rapidly spinning neutron star, makes nearby gas glow in X-rays (gold, from Chandra) and illuminates the rest of the nebula, here seen in infrared (blue and red, from WISE).
ഗുരുത്വാകർഷണ ഫലമായി തകർന്നടിയുന്ന പിണ്ഡമേറിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ബാക്കിപത്രമാണ്‌ **ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ**‍. ടൈപ്പ് II നക്ഷത്രം, ടൈപ്പ് lb അല്ലെങ്കിൽ ടൈപ്പ് lc എന്നീ തരത്തിൽപ്പെട്ട സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളുടെ ഫലമായാണ് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം രൂപപ്പെടുന്നത്. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദ്രവ്യത്തിന്റെ ഭൂരിഭാഗവും ന്യൂട്രോണുകളായിരിക്കും അത് കൊണ്ടാണിവയ്ക്ക് ഈ പേര്‌ കൈവന്നത്. ഉയർന്ന താപനിലയാണ്‌ ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങൾക്കുണ്ടാവുക. ഊർജ്ജോൽപാദനം നിലയ്ക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അന്ത്യത്തിന്റെ വിവിധ രൂപങ്ങളിലൊന്നാണിത്.

സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ 1.35 മുതൽ 2.1 മടങ്ങ് വരെയായിരിക്കും സാധാരണയായി ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദ്രവ്യമാനം. വ്യാസാർദ്ധം 20 കി.മീ നും 10 കി.മീ നു ഇടയിലായിരിക്കും. ഇതുമായി താരതമ്യം ചെയ്യുമ്പോൾ സൂര്യന്‌ 30,000 മുതൽ 70,000 വരെ ഇരട്ടി വലിപ്പമുണ്ട്. അതുകൊണ്ട് തന്നെ അവയുടെ ശരാശരി സാന്ദ്രത 8.4×1016 മുതൽ 1×1018 കി.ഗ്രാം/ക്യുബിക് മീറ്റർ വരെയായിരിക്കും. ഇതു അണുകേന്ദ്രത്തിന്റെ സാന്ദ്രതയായ 3×1017 കി.ഗ്രം/ക്യുബിക്മീറ്ററിനോടു താരതമ്യപ്പെടുത്താവുന്നതാണ്‌. അവയുടെ സാന്ദ്രത ഉപരിതലത്തിൽ 1×109 കി.ഗ്രം/ക്യുബിക്മീറ്ററിൽ താഴെ നിന്ന് തുടങ്ങി ഉള്ളിലേക്ക് പോകും തോറും കൂടിവരികയും 6 മുതൽ 8×1017 കി.ഗ്രാം/ക്യുബിക്മീറ്റർ വരെ എത്തുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ ഉയർന്ന സാന്ദ്രത മൂലം ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്നുള്ള ഒരു സ്പൂൺ ദ്രവ്യത്തിന്‌ ദശലക്ഷക്കണക്കിന്‌ ആനകളുടെ പിണ്ഡമുണ്ടാകും.

1.44 സൗരപിണ്ഡം (ചന്ദ്രശേഖർ പരിധി) വരെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ വെള്ളകുള്ളന്മാരായി തീരുകയാണ്‌ ചെയ്യുക. സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ 2 മടങ്ങിനു മുകളിൽ 3 മടങ്ങ് വരെ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ ക്വാർക്ക് നക്ഷത്രങ്ങൾ ആയിത്തീരുമെന്നു കരുതുന്നു. 5 നു മുകളിൽ സൗരപിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ ജീവിതകാലത്തിന്റെ അവസാനം ഗുരുത്വപരമായ തകർന്നടിയലിനു വിധേയമായി തമോദ്വാരമായി തീരും.

## രൂപവത്കരണം

ഭാരം കൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിനു ശേഷം അവയുടെ കാമ്പ് ഞെരുങ്ങി ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമായി പരിണമിക്കുന്നു, അവ അവയുടെ കോണീയ പരിക്രമണം നിലനിർത്തുകയും ചെയ്യുന്നു. മുമ്പത്തെ അവസ്ഥയേക്കാൾ വളരെ കുറഞ്ഞ വ്യാസാർദ്ധം മാത്രമേ ഉണ്ടാകുന്നുള്ളൂ എന്നതിനാൽ ന്യൂട്രോൺനക്ഷത്ര രൂപവത്കരണത്തോടെ അവ ഉയർന്ന വളരെ ഉയർന്ന ഭ്രമണനിരക്കിലായിരിക്കും, ഇത് കാലക്രമേണ പതിയെ കുറഞ്ഞുവരികയും ചെയ്യുന്നു. 1.40 മില്ലി സെക്കന്റ് മുതൽ 30 സെക്കന്റ് വരെയാണ് ഇവയുടെ ഭ്രമണവേഗത. ഉയർന്ന സാന്ദ്രതകാരണമായി ഇവയുടെ ഉപരിതല ഗുരുത്വാകഷണവും വളരെ ഉയർന്നതായിരിക്കും, 7 x 1012 m/s² വരെയാകും ഇത് സാധാരണ ഏതാനും 1012 m/s² ആയിരിക്കും (അതായത് ഭൂമിയുടെതിന്റെ 1011 മടങ്ങ്). ഇത്രയും വലിയ ഗുരുത്വമുണ്ടാകുന്നതിനാൽ തന്നെ അവയുടെ നിശ്ക്രമണ പ്രവേഗം ഏതാണ്ട് 100,000 കി.മീ/സെക്കന്റ് നു അടുത്ത് വരും ഇത് പ്രകാശവേഗതയുടെ 33% ശതമാനമാണ്‌. ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആകർഷണത്തിൽപ്പെട്ട് അതിന്റെ ഉപരിതലത്തിലേക്ക് പതിക്കുന്ന ദ്രവ്യത്തിന്റെ വേഗത വളരെപ്പെട്ടെന്ന് ത്വരിതപ്പെടുന്നു. ഉയർന്ന വേഗതയിൽ പതിക്കുന്നതോടെ വസ്തു നിർമ്മിക്കപ്പെട്ട ആറ്റങ്ങൾ തകർപ്പെടുകയും അവ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യത്തിന്റെ സമാന അവസ്ഥയിലാവുകയും ചെയ്യുന്നു. നക്ഷത്രപരിണാമത്തിന്റെ അവസാന ഘട്ടത്തിൽ കാമ്പിലെ ഇരുമ്പിന് മർദ്ദം താങ്ങാനാകാതെ വരും. അപ്പോൾ അതിലെ ഇലക്ട്രോണുകളും പ്രോട്രോണുകളും ചേർന്ന് ന്യൂട്രോണുകളായി മാറുന്നു. ഈ കാമ്പാണ് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമായി മാറുന്നത്.

## ഭൗതിക ഗുണങ്ങൾ

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഗുരുത്വ പ്രകാശവ്യതിചലനത്തിന്റെ മാതൃക. പ്രകാശം വളഞ്ഞുസഞ്ചരിക്കുന്നതിനാൽ പകുതിയിൽ കൂടുതൽ ഭാഗം ദൃശ്യമാകും (ഒരോ കള്ളിയും 30 ഡിഗ്രി ബൈ 30 ഡിഗ്രി ആണ്‌). ഇവിടെ ചിത്രത്തിൽ കാണുന്ന വ്യാസാർദ്ധം നക്ഷത്രത്തിന്റെ യഥാർത്ഥ വ്യാസാർദ്ധത്തിന്റെ ഇരട്ടിയിൽ കാണപ്പെടുന്നതാണ്‌.
ഉപരിതല ഗുരുത്വാകർഷണം ഭൂമിയുടെ 2 × 1011 മടങ്ങും, നിശ്ക്രമണ പ്രവേഗം പ്രകാശവേഗതയുടെ മൂന്നിലൊന്നിനു അടുത്തുമാണ്‌. ഈ ശക്തമായ ഗുരുത്വാകർഷണക്ഷേത്രം 'ഗ്രാവിറ്റേഷനൽ ലെൻസ്' ആയി വർത്തിക്കും. ഇതിനാൽ നക്ഷത്രം പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന വികിരണങ്ങൾ വളഞ്ഞു സഞ്ചരിക്കുന്നതു വഴി ഉപരിതലത്തിൽ സാധാരണ നിലയിൽ ദൃശ്യമാകാത്ത ഭാഗങ്ങൾക്കൂടി ദൃശ്യമാകാൻ കാരണമാകുന്നു.

## അവലംബം