ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സി !

 

നമ്മുടെ സ്വന്തം ക്ഷീരപഥത്തോട് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള പ്രധാന ഗാലക്സിയാണിത്, ഏകദേശം 2.5 ദശലക്ഷം പ്രകാശവർഷം അകലെയാണ് ഇത്. ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സിയെക്കുറിച്ചുള്ള ചില രസകരമായ വസ്തുതകൾ ഇതാ:

- ക്ഷീരപഥം, ട്രയാംഗുലം, നിരവധി ചെറിയ ഗാലക്സികൾ എന്നിവ ഉൾപ്പെടുന്ന ലോക്കൽ ഗ്രൂപ്പ് ഓഫ് ഗാലക്സികളിലെ ഏറ്റവും വലിയ അംഗമാണിത്.

- ക്ഷീരപഥത്തിലെ 200-400 ബില്യൺ നക്ഷത്രങ്ങളുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സിയിൽ ഒരു ട്രില്യൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നതായി കണക്കാക്കപ്പെടുന്നു.

- ഇത് മണിക്കൂറിൽ ഏകദേശം 250,000 മൈൽ വേഗതയിൽ നമ്മെ സമീപിക്കുന്നു, ഏകദേശം 4.5 ബില്യൺ വർഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ ഇത് ക്ഷീരപഥവുമായി കൂട്ടിയിടിക്കും.

- ക്ഷീരപഥം പോലെയുള്ള ഒരു സർപ്പിള ഗാലക്സിയാണ് ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സി, കേന്ദ്രത്തിൽ വെളിയിലേക്ക് ഉന്തിനിൽക്കുന്ന ഭാഗം , നക്ഷത്രങ്ങൾ, വാതകം, പൊടി എന്നിവയുടെ സർപ്പിള ഭുജങ്ങളും ഉണ്ട്.

ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സിയുടെ മധ്യഭാഗത്ത് ഏകദേശം 1.5 x 10^8 സൗരപിണ്ഡമുള്ള ഒരു സൂപ്പർമാസിവ് ബ്ലാക്ക് ഹോൾ (SMBH) ഉണ്ടെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. ഗാലക്സിയുടെ ഘടനയിലും പരിണാമത്തിലും ഈ SMBH ഒരു പ്രധാന പങ്ക് വഹിക്കുന്നുണ്ടെന്ന് വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു.

ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സിയുടെ മധ്യഭാഗത്ത് ഗാലക്സിയുടെ ആദ്യകാലങ്ങളിൽ രൂപം കൊണ്ടതായി കരുതപ്പെടുന്ന പഴയ ലോഹ സമ്പുഷ്ടമായ നക്ഷത്രങ്ങൾ ഉൾപ്പെടെ ധാരാളം നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ട്. ഗാലക്സിയുടെ മധ്യഭാഗത്ത് ഒരു ഇരട്ട ന്യൂക്ലിയസ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ നിരീക്ഷിച്ചിട്ടുണ്ട്, ഇത് ഒരു ചെറിയ ഗാലക്സിയുമായുള്ള മുൻകാല ലയനത്തിന്റെ ഫലമാണെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു.

ഗാലക്സികളുടെ രൂപീകരണത്തെയും പരിണാമത്തെയും കുറിച്ചുള്ള ഉൾക്കാഴ്ചകൾ നൽകാൻ ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സിയുടെ കേന്ദ്രത്തിന് കഴിയുമെന്നതിനാൽ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് ഇത് വളരെ താൽപ്പര്യമുള്ളതാണ്.

ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സി (M31) നൂറുകണക്കിന് കോടിക്കണക്കിന് നക്ഷത്രങ്ങളുള്ള ഒരു വലിയ സർപ്പിള ഗാലക്സിയാണ്. ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സിയിലെ ചില ശ്രദ്ധേയമായ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ഇവ ഉൾപ്പെടുന്നു:

- നീല നക്ഷത്രങ്ങൾ: ഗാലക്സിയുടെ സർപ്പിള ഭുജങ്ങളിൽ നിരവധി ഇളം ചൂടുള്ള നീല നക്ഷത്രങ്ങൾ ദൃശ്യമാണ്.

- ചുവന്ന ഭീമന്മാർ: ഗാലക്സിയിലുടനീളം പഴയതും തണുത്തതുമായ ചുവന്ന ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങൾ കാണപ്പെടുന്നു.

- വേരിയബിൾ നക്ഷത്രങ്ങൾ: സെഫീഡുകൾ പോലുള്ള വിവിധ തരം വേരിയബിൾ നക്ഷത്രങ്ങളെക്കുറിച്ച് ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സിയിൽ പഠിച്ചിട്ടുണ്ട്.

ശ്രദ്ധേയമായ ഒരു നക്ഷത്രം മിറ-തരം വേരിയബിൾ നക്ഷത്രമായ ആർഎസ് ആൻഡ്രോമിഡയാണ്. എന്നിരുന്നാലും, ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സിയിലെ വ്യക്തിഗത നക്ഷത്രങ്ങൾ അതിന്റെ വലിയ ദൂരം (ഏകദേശം 2.5 ദശലക്ഷം പ്രകാശവർഷം അകലെ) കാരണം പഠിക്കുന്നത് വെല്ലുവിളി നിറഞ്ഞതാണ്.

ആൻഡ്രോമിഡ നക്ഷത്രസമൂഹത്തിൽ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന മിറ-ടൈപ്പ് വേരിയബിൾ നക്ഷത്രമാണ് ആർ‌എസ് ആൻഡ്രോമിഡേ. പ്രധാന സ്വഭാവസവിശേഷതകളിൽ ഇവ ഉൾപ്പെടുന്നു:

- വേരിയബിൾ സ്വഭാവം: വലുപ്പത്തിലും താപനിലയിലുമുള്ള മാറ്റങ്ങൾ കാരണം ആർ‌എസ് ആൻഡ്രോമിഡേയുടെ തെളിച്ചം ഇടയ്ക്കിടെ വ്യത്യാസപ്പെടുന്നു.

- മിറ-ടൈപ്പ് വേരിയബിളുകൾ: പരിണാമത്തിന്റെ അവസാന ഘട്ടങ്ങളിലെ ചുവന്ന ഭീമന്മാരാണ് ഈ നക്ഷത്രങ്ങൾ, താപ പൾസേഷനുകൾ അനുഭവിക്കുന്നു.

നക്ഷത്ര പരിണാമത്തെയും സ്പന്ദനങ്ങളെയും പഠിക്കുന്ന ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് ആർ‌എസ് ആൻഡ്രോമിഡേയുടെ വേരിയബിളിറ്റി ഇതിനെ ഒരു രസകരമായ വസ്തുവാക്കി മാറ്റുന്നു.

ആന്തരികമോ ബാഹ്യമോ ആയ ഘടകങ്ങൾ കാരണം തെളിച്ചത്തിൽ മാറ്റം വരുത്തുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളാണ് വേരിയബിൾ നക്ഷത്രങ്ങൾ. 

തരങ്ങളിൽ ഇവ ഉൾപ്പെടുന്നു:

- ആന്തരിക വേരിയബിളുകൾ: പൾസേഷനുകൾ (ഉദാ. സെഫീഡുകൾ, മിറ വേരിയബിളുകൾ) അല്ലെങ്കിൽ സ്ഫോടനങ്ങൾ (ഉദാ. സൂപ്പർനോവകൾ) പോലുള്ള നക്ഷത്ര ഗുണങ്ങൾ മൂലമുണ്ടാകുന്ന മാറ്റങ്ങൾ.

- ബാഹ്യ വേരിയബിളുകൾ: ഗ്രഹണങ്ങൾ (ഉദാ. ഗ്രഹണ ബൈനറികൾ) അല്ലെങ്കിൽ നക്ഷത്ര ഭ്രമണം പോലുള്ള ബാഹ്യ ഘടകങ്ങൾ മൂലമുണ്ടാകുന്ന മാറ്റങ്ങൾ.

നക്ഷത്ര ഗുണങ്ങൾ, ദൂരങ്ങൾ, പരിണാമം എന്നിവ പഠിക്കാൻ വേരിയബിൾ നക്ഷത്രങ്ങൾ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരെ സഹായിക്കുന്നു.

ചില ശ്രദ്ധേയമായ വേരിയബിൾ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ഇവ ഉൾപ്പെടുന്നു:

1. സെഫീഡ് വേരിയബിളുകൾ: കോസ്മിക് ദൂരങ്ങൾ അളക്കുന്നതിന് "സ്റ്റാൻഡേർഡ് " ആയി ഉപയോഗിക്കുന്നു.

2. മിറ വേരിയബിളുകൾ: വലിയ വ്യാപ്തി മാറ്റങ്ങൾ കാണിക്കുന്ന ദീർഘകാല വേരിയബിളുകൾ.

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രൂപീകരണം മുതൽ മരണം വരെയുള്ള ജീവിത ചക്രത്തെയാണ് നക്ഷത്ര പരിണാമം സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. പ്രധാന ഘട്ടങ്ങളിൽ ഇവ ഉൾപ്പെടുന്നു:

നക്ഷത്ര പരിണാമം ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ പിണ്ഡത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു, അത് അതിന്റെ ആയുസ്സ്, താപനില, അവസാന ഘട്ടങ്ങൾ (വെള്ള കുള്ളൻ, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം അല്ലെങ്കിൽ തമോദ്വാരം) എന്നിവയെ സ്വാധീനിക്കുന്നു.

നക്ഷത്ര പരിണാമത്തിന്റെ ഘട്ടങ്ങൾ, പിണ്ഡത്തിന്റെ പങ്ക്, സൃഷ്ടിക്കപ്പെട്ട മൂലകങ്ങൾ എന്നിവ നമുക്ക് ഘട്ടങ്ങൾ ആയി പരിശോധിക്കാം :

ഘട്ടങ്ങൾ:

1. പ്രോട്ടോസ്റ്റാർ: തകരുന്ന തന്മാത്രാ മേഘത്തിൽ നിന്നാണ് ഒരു നക്ഷത്രം രൂപം കൊള്ളുന്നത്.

2. പ്രധാന ശ്രേണി: നക്ഷത്രങ്ങൾ ഹൈഡ്രജനെ ഹീലിയമായി സംയോജിപ്പിക്കുകയും ഊർജ്ജം പുറത്തുവിടുകയും ചെയ്യുന്നു.

3. ചുവന്ന ഭീമൻ: ഹൈഡ്രജൻ ഇന്ധനം കുറയുമ്പോൾ നക്ഷത്രങ്ങൾ വികസിക്കുകയും കാർബൺ, ഓക്സിജൻ പോലുള്ള ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങളിലേക്ക് ഹീലിയം സംയോജിപ്പിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു.

4. ഹീലിയം ഫ്ലാഷ്: ചില നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ഒരു ചെറിയ ഹീലിയം സംയോജന കുതിപ്പ് അനുഭവപ്പെടുന്നു.

5. വെളുത്ത കുള്ളൻ: നക്ഷത്രങ്ങൾ പുറം പാളികൾ പുറന്തളി , ചൂടുള്ളതും ഒതുക്കമുള്ളതുമായ ഒരു കാമ്പ് അവശേഷിപ്പിക്കുന്നു.

6. സൂപ്പർനോവകൾ: ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങൾ പൊട്ടിത്തെറിച്ച് മൂലകങ്ങളെ ചിതറിക്കുന്നു.

7. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം അല്ലെങ്കിൽ തമോദ്വാരം: ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങൾ ഈ സാന്ദ്രമായ അവശിഷ്ടങ്ങൾ രൂപപ്പെടുത്തിയേക്കാം.

പിണ്ഡത്തിന്റെ പങ്ക്:

- കുറഞ്ഞ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ (സൂര്യനെപ്പോലെ): കൂടുതൽ കാലം ജീവിക്കുന്നു, വെളുത്ത കുള്ളന്മാരായി മാറുന്നു.

- ഇടത്തരം പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ: ഹീലിയം മിന്നലുകൾ അനുഭവപ്പെടാം, വെളുത്ത കുള്ളന്മാരായി മാറുന്നു.

- ഉയർന്ന പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ: ഹ്രസ്വകാല, സൂപ്പർനോവകളിൽ അവസാനിക്കുന്നു, ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളോ തമോദ്വാരങ്ങളോ ഉണ്ടാകാൻ സാധ്യതയുണ്ട്.

സൃഷ്ടിച്ച മൂലകങ്ങൾ:

- ഹൈഡ്രജൻ മുതൽ ഹീലിയം വരെ: പ്രധാന ശ്രേണി നക്ഷത്രങ്ങൾ ഹൈഡ്രജനെ ഹീലിയമായി സംയോജിപ്പിക്കുന്നു.

- ഹീലിയം മുതൽ കാർബൺ/ഓക്സിജൻ വരെ: ചുവന്ന ഭീമന്മാർ ഹീലിയത്തെ ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങളാക്കി സംയോജിപ്പിക്കുന്നു.

- ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങൾ: സൂപ്പർനോവകൾ ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസ് വഴി ഇരുമ്പ്, നിക്കൽ, ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങൾ തുടങ്ങിയ മൂലകങ്ങളെ സൃഷ്ടിക്കുകയും ചിതറിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു.

നക്ഷത്ര പരിണാമം ഗാലക്സികളുടെ രാസഘടനയെ രൂപപ്പെടുത്തുന്നു, ഗ്രഹങ്ങളുടെയും ജീവന്റെയും രൂപീകരണത്തെ സ്വാധീനിക്കുന്നു.

നക്ഷത്രങ്ങൾ അവയുടെ കോറുകളിലെ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളിലൂടെ ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങൾ സൃഷ്ടിക്കുന്ന പ്രക്രിയയാണ് സ്റ്റെല്ലാർ ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസ്. പ്രധാന വശങ്ങളിൽ ഇവ ഉൾപ്പെടുന്നു:

- ഹൈഡ്രജൻ സംയോജനം: നക്ഷത്രങ്ങൾ ഹൈഡ്രജനെ ഹീലിയത്തിലേക്ക് സംയോജിപ്പിക്കുകയും ഊർജ്ജം പുറത്തുവിടുകയും ചെയ്യുന്നു.

- ഹീലിയം സംയോജനം: ഉയർന്ന താപനിലയിൽ, ഹീലിയം കാർബൺ, നൈട്രജൻ, ഓക്സിജൻ തുടങ്ങിയ ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങളായി സംയോജിക്കുന്നു.

- ആൽഫ പ്രക്രിയ: തുടർച്ചയായ ഹീലിയം ന്യൂക്ലിയുകൾ (ആൽഫ കണികകൾ) പിടിച്ചെടുക്കപ്പെടുകയും നിയോൺ, മഗ്നീഷ്യം, ഇരുമ്പ് തുടങ്ങിയ മൂലകങ്ങൾ രൂപപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്നു.

- എസ്-പ്രക്രിയ: മന്ദഗതിയിലുള്ള ന്യൂട്രോൺ പിടിച്ചെടുക്കൽ ബേരിയം, സ്ട്രോൺഷ്യം പോലുള്ള ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങൾ സൃഷ്ടിക്കുന്നു.

- ആർ-പ്രക്രിയ: പലപ്പോഴും സൂപ്പർനോവകളിൽ ദ്രുത ന്യൂട്രോൺ പിടിച്ചെടുക്കൽ സ്വർണ്ണം, യുറേനിയം, പ്ലൂട്ടോണിയം തുടങ്ങിയ മൂലകങ്ങൾ രൂപപ്പെടുന്നു.

സ്റ്റെല്ലാർ ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസ് ഇന്റർസ്റ്റെല്ലാർ മാധ്യമത്തെ ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങളാൽ സമ്പുഷ്ടമാക്കുന്നു, ഇത് ഗ്രഹങ്ങളുടെയും ജീവന്റെയും രൂപീകരണത്തെ സ്വാധീനിക്കുന്നു.

നക്ഷത്ര ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസിന്റെ ഗാലക്സി പരിണാമത്തിലെ സ്വാധീനം പ്രധാനമാണ്:

- ഭാരമേറിയ മൂലക സമ്പുഷ്ടീകരണം: നക്ഷത്രങ്ങൾ ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങളെ സൃഷ്ടിക്കുകയും ചിതറിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു, ഇത് നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തെ സമ്പുഷ്ടമാക്കുന്നു.

- ഗാലക്സി രാസ പരിണാമം: നക്ഷത്രങ്ങളുടെ തുടർച്ചയായ തലമുറകൾ ഗാലക്സിയുടെ രാസഘടനയെ രൂപപ്പെടുത്തുന്നു.

- ഗ്രഹ രൂപീകരണം: ഗ്രഹ രൂപീകരണത്തിനും സാധ്യതയുള്ള ജീവന്റെയും ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങൾ അത്യാവശ്യമാണ്.

- ഗാലക്സി പരിണാമം: നക്ഷത്ര ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസ് ഗാലക്സി ഘടനയെയും നക്ഷത്ര രൂപീകരണ നിരക്കുകളെയും മൊത്തത്തിലുള്ള പരിണാമത്തെയും സ്വാധീനിക്കുന്നു.

കോടിക്കണക്കിന് വർഷങ്ങളായി ക്ഷീരപഥത്തെയും മറ്റ് ഗാലക്സികളെയും രൂപപ്പെടുത്തിയ ഈ പ്രക്രിയയാണ് ഇന്ന് നാം നിരീക്ഷിക്കുന്ന വൈവിധ്യമാർന്ന നക്ഷത്രങ്ങൾ, ഗ്രഹങ്ങൾ, ഖഗോള വസ്തുക്കൾ എന്നിവ സൃഷ്ടിച്ചത്.

ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സി (M31) യും ക്ഷീരപഥവും തമ്മിലുള്ള ഒരു പ്രവചിക്കപ്പെട്ട ഗാലക്സി കൂട്ടിയിടിയാണ് ആൻഡ്രോമിഡ-ക്ഷീരപഥ കൂട്ടിയിടി. പ്രധാന വശങ്ങളിൽ ഇവ ഉൾപ്പെടുന്നു:

- കൂട്ടിയിടിയുടെ ഗതി: ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സി മണിക്കൂറിൽ ഏകദേശം 250,000 മൈൽ വേഗതയിൽ ക്ഷീരപഥത്തെ സമീപിക്കുന്നു.

- സമയരേഖ: ഏകദേശം 4.5 ബില്യൺ വർഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ കൂട്ടിയിടി സംഭവിക്കുമെന്ന് പ്രതീക്ഷിക്കുന്നു.

- ഗാലക്സി ലയനം: കൂട്ടിയിടി ഒരു വലിയ ലയനത്തിന് കാരണമാകും, ഇത് ഒരു ഭീമൻ ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഗാലക്സി രൂപപ്പെടാൻ സാധ്യതയുണ്ട്.

- നക്ഷത്ര രൂപീകരണം: കൂട്ടിയിടി നക്ഷത്ര രൂപീകരണത്തിന് കാരണമാവുകയും പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുകയും ചെയ്തേക്കാം.

നക്ഷത്രങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള വലിയ ദൂരം കണക്കിലെടുക്കുമ്പോൾ കൂട്ടിയിടി നമ്മുടെ സൗരയൂഥത്തെ നേരിട്ട് ബാധിക്കില്ല എന്ന് അനുമാനിക്കപ്പെടുന്നു .