మన విశ్వం

సూక్ష్మంలో బ్రహ్మాండం..

 సుమారు 14 బిలియన్ల సంవత్సరాల క్రితం ఈ అనంత విశ్వం, అంతరిక్షం, ద్రవ్యం, శక్తి అన్నీ ఒకే బిందువులో అత్యధిక ఉష్ణోగ్రత వద్ద, అత్యంత శక్తితో ఇమిడి ఉండేవి. దీన్ని ‘బిగ్‌ బ్యాంగ్‌’ సిద్ధాంతం వివరిస్తుంది. ప్రస్తుతం ఉన్న ఈ విశ్వం ఎలా మొదలైందో తెలిపే ఒక కాస్మోలాజికల్‌ నమూనాగా ఈ సిద్ధాంతాన్ని పరిగణిస్తారు.

 బిందువు కంటే అతిచిన్న పరిమాణంలో, అత్యధిక ఉష్ణోగ్రత వద్ద ఉన్న విశ్వంలో ప్రకృతిలోని ప్రాథమిక బలాలన్నీ ఏకమై ద్రవ్యాన్ని బంధించాయని ఈ సిద్ధాంతం అంచనా వేస్తోంది. 

 బిగ్‌ బ్యాంగ్‌ లేదా మహా విస్పోటనం వల్ల ప్రస్తుతం మనం చూస్తున్న వివిధ ఖగోళ వస్తువులు ఏర్పడి, అవి ఒకదానికొకటి దూరంగా విస్తరించడం మొదలైంది. 

 విశ్వం విస్తరించడం అనే ధర్మం ఇంకా కొనసాగుతూనే ఉంది.

 బిగ్‌ బ్యాంగ్‌కి ముందు సమయం లేదా అంతరిక్షం అనేవి లేవు. విశ్వం మొత్తం పరిమాణం పెరుగుతున్న బెలూన్‌పై ఉండే బిందువుల్లా విస్తరిస్తోంది. దీనికి ఎలాంటి కేంద్రం లేదు.

 విశ్వం వ్యాప్తి చెందుతోందని డాప్లర్‌ ప్రభావం, హబుల్‌ సూత్రాలు నిరూపించాయి. 

 వ్యాపిస్తున్న విశ్వం చిత్రాన్ని వెనక్కి (సంకోచ స్థితికి) తీసుకుపోతే, ఏదో ఒక తొలి కాలం విలువ వద్ద ఒక బిందువు దగ్గరకు కుంచించుకు పోతుందని జార్జెస్‌ లిమాయిటర్‌ అనే శాస్త్రవేత్త పేర్కొన్నాడు. అందుకు అనుగునంగా మొదటిసారి 1927లో బిగ్‌ బ్యాంగ్‌ సిద్ధాంతాన్ని ప్రతిపాదించాడు.

 

నక్షత్ర జననం 

 నక్షత్ర రాశుల మధ్య ఉండే పెద్ద వాయు లేదా ధూళి మేఘాలను నిహారికలు (Nebulae) అంటారు. ఇవి గురుత్వాకర్షణ బలం వల్ల కుంచించుకుపోయి బృహత్‌ అణు మేఘాలుగా (gaint molecular clouds) ఏర్పడతాయి. వీటి ద్రవ్యరాశి పది లక్షల సౌరద్రవ్యరాశులకు సమానం. ఇలాంటివి పాలపుంతలో వేల సంఖ్యలో ఉన్నాయి.

 మేఘాలు కుంచించుకు పోవడం వల్ల వాటి కేంద్ర భాగంలో ఉష్ణోగ్రత, పీడనం విలువలు అధికంగా పెరుగుతాయి. అధిక ఉష్ణోగ్రత వద్ద కేంద్ర భాగంలోని హైడ్రోజన్‌ కేంద్రకాలు సంలీనం (fusion) చెందుతాయి. ఈ ప్రక్రియలో హీలియం వాయువుతో పాటు వికిరణం (కాంతి) రూపంలో అధిక శక్తి విడుదల అవుతుంది.

 కుంచించుకుపోయిన స్వయం ప్రకాశిత మేఘమే నక్షత్రం.

 

పునరపి జననం.. పునరపి మరణం

 నక్షత్రాలు పెద్ద ధూళి, వాయు మేఘాల నుంచి ఏర్పడతాయి. ఇవి తమ జీవిత కాలం మొత్తం హైడ్రోజన్‌ను ఎక్కువగా మండించి, చివరి దశలో మరణిస్తాయి. 

 నక్షత్రాలు విస్పోటనం చెంది లేదా ఇతర పద్ధతుల ద్వారా తమ ద్రవ్యరాశిని తిరిగి నక్షత్ర రాశుల మధ్య ఉండే ఖాళీ ప్రదేశానికి ఇస్తాయి.

 నక్షత్ర విస్పోటనం (సూపర్‌ నోవా) వల్ల నిహారికలు ఏర్పడొచ్చు. ఇవి తిరిగి నక్షత్రాల పుట్టుకకు కారణం అయ్యే అవకాశం ఉంది. 

నక్షత్ర మరణ సమయంలో మిగిలిపోయిన, మండుతున్న శకలం చల్లారి, సంకోచం చెంది కృష్ణబిలంగా కూడా మారే అవకాశం ఉంది. 

 నక్షత్రం ఏ రూపంలోకి పరివర్తనం చెందాలనే విషయాన్ని దాని ద్రవ్యరాశి నిర్ణయిస్తుంది.

 సూర్యుడి జీవితకాలం సుమారు 10 బిలియన్ల సంవత్సరాలు, ఇందులో ఇప్పటి వరకు 4.5 బిలియన్ల సంవత్సరాల కాలం గడిచింది. 

 నక్షత్రాల ద్రవ్యరాశికి కొలమానం సూర్యుడి ద్రవ్యరాశి (M_s). నక్షత్రం ద్రవ్యరాశి సుమారు 0.08 Ms నుంచి 150 Ms వరకు ఉంటుంది.

 అధిక ద్రవ్యరాశితో ఉండే నక్షత్రాల్లో గురుత్వాకర్షణ ఎక్కువగా ఉంటుంది. దీని వల్ల నక్షత్ర కేంద్రకంలో అధిక పీడనం, ఉష్ణోగ్రతలు ఉంటాయి. ఇవి నీలి రంగులో ఉంటాయి.

 అధిక ద్రవ్యరాశితో ఉండే నక్షత్రాలకు ఎక్కువ ఇంధనం లభిస్తుంది. తక్కువ ద్రవ్యరాశి ఉన్న నక్షత్రాలతో పోలిస్తే అవి త్వరగా తమ ఇంధనాన్ని మండిస్తాయి.

 అధిక ద్రవ్యరాశి నక్షత్రం మిలియన్ల సంవత్సరాలు జీవిస్తే, అల్పద్రవ్యరాశి ఉన్నది బిలియన్ల సంవత్సరాలు జీవిస్తుంది.

 

నక్షత్ర జీవిత చక్రం

 నక్షత్ర జీవిత దశలు దాని ద్రవ్యరాశిపై ఆధారపడి ఉంటాయి. అతి తక్కువ ద్రవ్యరాశితో ఉండే నక్షత్రాలు  0.08 Ms హైడ్రోజన్‌ సంలీన చర్యను జరపలేవు. కాబట్టి వాటిని నక్షత్రాలుగా పరిగణించలేం. ఇవి గురుత్వాకర్షణ వల్ల కుంచించుకుపోతూ, శక్తిని వికిరణం చెందిస్తాయి. వీటిని గోధుమ రంగు మరుగుజ్జు (Brown dwarfs) అంటారు.

 8 M_s కంటే ఎక్కువ ద్రవ్యరాశితో ఉండే నక్షత్రాలను ప్రధాన శ్రేణి (Main sequence) నక్షత్రాలు అంటారు. మనకు కనిపించే నక్షత్రాల్లో 90% ఈ కోవకు చెందినవే. వీటిలో హైడ్రోజన్‌ స్థిర గతితో (Steady state) ఎక్కువ కాలం మండుతుంది. మార్పులు చాలా నిదానంగా వస్తాయి. ఇవి అధిక వేడి, ద్రవ్యరాశితోపాటు నీలిరంగులో నిరంతరం ప్రకాశిస్తాయి. సూర్యుడు కూడా ప్రధాన శ్రేణి నక్షత్రమే.

 నక్షత్రం మధ్య భాగం (Core) లో హైడ్రోజన్‌ ఇంధనం ఖాళీ అయ్యాక, అది ప్రధాన క్రమాన్ని వీడి, వివిధ రూపాల్లోకి పరివర్తనం చెందుతుంది. 

 ప్రధాన క్రమం తర్వాత నక్షత్రం రెండు విధాలుగా పరిణామం చెందుతుంది. ఈ విధానం నక్షత్రం ద్రవ్యరాశిపై ఆధారపడుతుంది. అది నక్షత్ర ద్రవ్యరాశి 8 M_s కంటే ఎక్కువ లేదా తక్కువ అనే అంశం నిర్ణయిస్తుంది.

 

న్యూట్రాన్‌ స్టార్‌ 

 8 నుంచి 25 M_s ద్రవ్యరాశితో ఉండే ప్రధాన క్రమ నక్షత్రం సూపర్‌నోవాగా విస్పోటనం చెందితే, దాని బాహ్య వలయంలోని ద్రవ్యరాశి మొత్తం అంతరాళంలోకి వెళ్లిపోతుంది. మిగిలిన కోర్‌ ద్రవ్యరాశి 1.5 నుంచి 2.7 M_s  ఉంటే అది ‘న్యూట్రాన్‌ స్టార్‌’గా మారుతుంది. 

 వీటిలోని ఎలక్ట్రాన్లు ప్రోటాన్లతో కలిసిపోయి న్యూట్రాన్లుగా మారతాయి. కోర్‌ మొత్తం అధిక సాంద్రతలో ఉంటుంది. 

 పెద్ద నక్షత్రం నుంచి విడిపోయిన న్యూట్రాన్‌   స్టార్‌ కోణీయ ద్రవ్యవేగ నిత్యత్వ నియమాన్ని పాటించడానికి వేగంగా ఆత్మభ్రమణం చెందుతుంది.

 కొన్ని రకాల న్యూట్రాన్‌ నక్షత్రాలు పల్సర్‌ ్బశ్యిః(్చ౯్శలుగా మారతాయి. వీటిలో అయస్కాంత అక్షంతో భ్రమణాక్షం ఏకీభవించదు. దీని వల్ల క్షేత్ర రేఖల దిశల్లో ఎన్నో ఆవేశిత కణాలు తిరుగుతాయి. దీంతో అవి రేడియో తరంగాలను విడతల వారీగా మెరుపుల్లా విడుదల చేస్తాయి.

 

కృష్ణ బిలం (Black Hole)

ప్రధాన శ్రేణి నక్షత్రాల ద్రవ్యరాశి 25 లీ( కంటే ఎక్కువైనప్పుడు సూపర్‌ నోవా విస్పోటనం చెందుతుంది. దీని వల్ల విడిపోయిన కోర్‌ ద్రవ్యరాశి న్యూట్రాన్‌ నక్షత్రం కంటే ఎక్కువ ఉంటే అది కృష్ణ బిలంగా మారుతుంది.

 కృష్ణ బిలం ద్రవ్యరాశి కనీసం 3 లీ( కంటే ఎక్కువ ఉంటుంది. న్యూట్రాన్‌ డిజెనరసి (degeneracy) పీడనం కంటే గురుత్వ బలం ఎక్కువగా ఉంటే, కోర్‌ ఒక బిందువు పరిమాణానికి కుంచించుకుపోతుంది. దీని వల్ల దాని సాంద్రత, గురుత్వం అనంతం అవుతాయి. వీటి నుంచి కాంతి కూడా తప్పించుకుని పోలేదు. కాబట్టి ఇవి నల్లగా కనిపిస్తాయి. అందుకే వీటిని కృష్ణ బిలాలుగా పిలుస్తారు.

 

గెలాక్సీ

 నక్షత్రాలు, వాటి మధ్య ఉండే వాయువు, ధూళి, కృష్ణ బిలాలు మొదలైనవాటిని అత్యధిక సంఖ్యలో కలిగి ఉండే సముదాయాన్ని గెలాక్సీ అంటారు. 

 గురుత్వ బలాలు గెలాక్సీలోని వాటిని బంధించి ఉంచుతాయి. ఇవి అంతరిక్షంలో బిలియన్ల సంఖ్యలో ఉన్నాయి. మన సౌర వ్యవస్థ పాలపుంత గెలాక్సీ (Milky Way Galaxy)కి చెందింది. 

 ఆకారం ఆధారంగా గెలాక్సీలను మూడు రకాలుగా విభజించారు. అవి:

1. సర్పిలాకార (Spiral) గెలాక్సీ 

2. దీర్ఘవృత్తాకార (Elliptical) గెలాక్సీ 

3. క్రమరహిత (Irregular) గెలాక్సీ

 పాలపుంత సర్పిలాకార గెలాక్సీకి చెందింది

 కొన్ని గెలాక్సీలు కలిసి గెలాక్సీల సముదాయం (Cluster) ఏర్పడుతుంది. ఉదాహరణకు పాలపుంత గెలాక్సీ స్థానిక (Local) గ్రూప్‌నకు చెందింది. లోకల్‌ గ్రూప్‌లో సుమారు 20 గెలాక్సీలు ఉన్నాయి.

 మన పాలపుంతకు అతి సమీపంలో ఉన్నది ఆండ్రోమెడా గెలాక్సీ (Andromeda Galaxy).

 గెలాక్సీల సముదాయాలు కొన్ని వేల సంఖ్యలో ఉన్నట్లు శాస్త్రవేత్తల అంచనా. కొన్ని గెలాక్సీల క్లస్టర్లను కలిపి సూపర్‌ క్లస్టర్లుగా పేర్కొంటారు

 నక్షత్ర రాశుల మధ్య ఉండే ప్రదేశం (Interstellar medium) వాయువు (99%), ధూళి  (1%) తో నిండి ఉంటుంది.

M > 8 M_s

 నక్షత్రం మధ్యభాగంలో అధిక హైడ్రోజన్‌ సంలీనం, ఎక్కువ ఉష్ణోగ్రతల వల్ల హీలియం కేంద్రకాలు సంలీనం అవుతాయి. ఇవి తిరిగి ఆక్సిజన్, నియాన్, సిలికాన్, ఇనుము కేంద్రకాలుగా పరివర్తనం చెందుతాయి.

 కోర్‌ సంకోచిస్తే, బాహ్య వలయం వ్యాకోచిస్తుంది.

 బాహ్య వలయం ఉష్ణోగ్రత సుమారు 3 నుంచి 4 వేల కెల్విన్‌ ఉంటుంది. ఈ దశలో నక్షత్రం పెద్దగా, ఎరుపు రంగులో కనిపిస్తుంది.  దీన్నే Red Gaint Phase అంటారు.

 కోర్‌ మధ్య భాగంలోకి స్థిరంగా ఉండే ఇనుము చేరితే సంలీనం ఆగిపోతుంది. గురుత్వంలో అది సంకోచించుకుపోతే బాహ్య వలయం ఒక్క సారిగా విస్పోటనం చెందుతుంది. దీన్నే ‘సూపర్‌నోవా’ అంటారు. దీని వెలుగు మొత్తం గెలాక్సీ కంటే ఎక్కువ ప్రకాశవంతంగా ఉంటుంది. వీటిని మనం చూడొచ్చు.