கருந்துளை black hole பற்றிய விரிவான ஆய்வு கட்டுரை பகுதி1

 சில வருடங்களுக்கு முன்புதான் கருந்துளைகள் பற்றி  மனித குலம்  அறிந்து கொண்டது. ஆனால் இரு நூற்றாண்டுகளாக அதன் பேச்சு மறைமுகமாக அடிபட்டுக்கொண்டிருந்தது, சுமார் ஒரு 200 வருடங்களுக்கு முன்பு  ஒளியை ( light ) பற்றி இரு கருத்துக்கள் நிலவி வந்தன. முதலாவது ஒளி என்பது  துகள்களாகவும்(particles), அடுத்தது ஒளியை அலைகளாகவும்(waves) கருதி வந்தனர். ஒருவேளை ஒளி என்பது அலைகளின் பண்புகளை கொண்டது என்றால்  ஈர்ப்பு விசை அதிகம் இருக்கும் இடத்தில்  ஒளிஅலைகள் எவ்வாறு செயல்படும் என்பது நாம் தெளிவாக கூற முடியாது, ஒருவேளை  ஒளி என்பது துகள்களின் பண்புகளை கொண்டது என்றால் உருதியாக கூற முடியும் அது நிச்சயம் ஈர்ப்பு விசை உள்ள இடத்தில் மற்ற பொருட்கள் எவ்வாறு  பாதிக்கப்படுகிறதோ அதுபோல ஒளி துகள்களும் பாதிக்கபட்டு ஈர்க்கப்படும். குவாண்டம் இயக்கவியலின் மூலம் நாம் உணரப்பட்டது என்னவென்றால் ஒளி என்பது இந்த இரண்டு  பண்புகளையும் அடிப்படையாக கொண்டது, அதாவது அலை துகள்கள்(waves particles)

1783ல் ஜான் மைக்கேல் என்பவர் லண்டன் ராயல் சோசைட்டியில் ஒரு கடிதம் ஒன்றை எழுதினார் அதில் ஒரு குறிப்பிட்ட நட்சத்திரங்கள் அதிக ஈர்ப்பு சக்தியை பெற்று இருப்பதாகவும், அந்த நட்சத்திரத்தின் எல்லையை கடக்கும் மற்ற ஒளி துகள்கள் அந்த நட்ச்சத்திரத்தின் ஈர்ப்பு சக்தியால் ஈர்க்கப்படுவதாகவும் தெரிவித்தார். இது போல இந்த பிரபஞ்சம் பல நட்சத்திரங்களை கொண்டுள்ளது என்றும், அந்த வகையான நட்சத்திரங்களை நம்மால் காண முடிவதில்லை காரணம் அந்த நட்சத்திரத்தின் ஈர்ப்பு விசை அதன் அருகில் உள்ள எந்த ஒரு பொருட்களையும் விட்டு வைப்பதில்லை( ஒளிதுகள்களை கூட விட்டு வைப்பதில்லை )என்று குறிப்பிடு இருந்தார். அந்த மர்ம்ம ஈர்ப்பு இராட்சசனை தான் நாம் கருந்துளை (black hole) என்கிறோம் காரணம் விண்வெளியில் அது கண்களுக்கு தட்டுபடாத மர்ம பொருள்.

ஒளிதுகள் ஈர்ப்பு விசையால் பாதிக்கப்படுகிறது என்ற கருத்தை பல விஞ்ஞானிகள் ஏற்க மறுத்தனர். பிரன்சு விஞ்ஞானியான Michell என்பவர் தன்னுடைய பதிவில் ஒளி துகள்கள் ஈர்ப்பு சக்திகளால் ஈர்க்கப்படுகிறது என்பது வேடிக்கை மற்றும் பைத்தியகாரதனமாக உள்ளது, ஒரு துப்பாக்கி முனையில் இருந்து அதிவேகத்தில் புறப்படும் குண்டை  ஈர்ப்பு விசை திரும்ப கீழே இழுப்பதை போல எப்பொழுதும் நிலையான வேகத்தில் செல்லும் ஒளியை நியூட்டனின் ஈர்ப்பு விதி எப்படி ஈர்க்க முடியும்? என குறிப்பிட்டு இருந்தார்.  எப்பொழுதும் நிலையான வேகத்தில்  செல்லும் ஒளியை ஈர்ப்பு சக்தி எப்படி கவர்கிறது என்ற புதிரை 1915ல் Einstein னின் பொது சார்பியல் கோட்பாட்டு வரும் வரை  விஞ்ஞானிகளால் புரிந்துகொள்ள முடியவில்லை.

கருந்துளைகளை பற்றி உணர்வுப்பூர்வமாக புரிந்துகொள்ள முதலில் நட்சத்திரங்களின் வாழ்க்கை சுழற்சி முறையை (Life cycle)  பற்றி புரிந்துகொள்ளுதல் அவசியம். ஒரு பெரும் தொகையான ஹைட்ரஜன் அணுக்கள் ஈர்ப்பு விசையின் விளைவால் சுழன்று அதன் உஷ்ணம் அதிகரித்து ஹைட்ரஜன் அணுக்கள் ஒன்றோடு ஒன்று இணைந்து ஹீலியன் அணுவாக மாறும். ( அணு எண்ணை தெரிந்து வைத்து இருந்தால் அது எந்த தனிமத்தின்  அணுக்கள் என்பதை எளிதாக கூறிவுட  முடியும், அணுக்களின் அணு எண்களை தீர்மானிப்பது அந்த அணுக்களில் உள்ள புரோட்டானின் எண்ணிக்கையை பொருத்து அமையும்,

ஹைட்ரஜன் அணுவின் அணு எண் 1 காரணம் அதன் மையக்கருவில் ஒரே ஒரு புரோட்டான் மட்டுமே உள்ளது. இரண்டு ஹைட்ரஜன்  அணுக்கள் இனைந்தால் அது ஹீலியமாக மாறும் ஹீலியம் அணுவின் மையக்கருவில் இரு புரோட்டான்கள் இருக்கும் இதன் அணு எண் 2) இப்பொது புரிகிறதல்லவா?

 அப்படி அனைத்து ஹைட்ரஜன் அணுக்களும் ஒன்றோடு ஒன்று இணைந்து ஹீலியம் அணுக்களாக உருமாறுவதன் விளைவால் தான் சூரியனில் இருந்து அதிக சக்தியையே நாம் இன்றும் வெப்பமாக  உணர்கிறோம். இது ஒரு கட்டுபடுத்தப்பட்ட ஹைட்ரஜன் குண்டை போன்றது. மிகுதியான வெப்பம்  ஈர்ப்பு விசையை சமநிலையின் வைத்திருக்கும் வரை வாயுக்களின் அழுத்தத்தை அதிகரிக்கும். நட்சத்திரம் இந்த நிலையில் நீண்ட காலம் வாழ்ந்து கொண்டிருக்கும் மற்றும் அணுசக்தியின் எதிர்வினையால் வெளிபடும் வெப்பம்  ஈர்ப்பு விசையை சமமாக வைக்க உதவும்.

நமது சூரியன் 5ஆயிரம் மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு தேவையான எரிபொருளை வைத்துள்ளது. ஆனால்  நிறை அதிகம் கொண்ட பெரிய நட்சத்திரங்கள் தன்னுடைய  எரிபொருளை விரைவாக தீர்த்துவிடும். பெரிய நட்சத்திரங்களை விட குறைந்த நிறை கொண்ட நட்ச்சத்திரங்கள் தான் அதிக நாட்கள் இருக்கும், நமது சூரியனும் நடுதர நட்சத்திரமே. ஒரு நட்சத்திரம் தன் எரிபொருளை தீர்த்துவிட்டால்  மெதுவாக குளிர்ச்சி அடையும் பின்பு சுருங்கும் நிலையை அடையும்.

1928 ஆம் ஆண்டில், பிரிட்டிஷ் வானியலாளர் சர் ஆர்தர் எடிங்டன் உடன் கேம்பிரிட்ஜில் படிப்பதற்கு சுப்ரமணியன் சந்திரசேகர் என்ற இந்திய பட்டதாரி மாணவர் இந்தியாவில் இருந்து பயணம் செய்தார். எடிங்டன் சார்பியல் கோட்பாட்டை நன்கு புரிந்துகொண்ட தேர்ச்சி பெற்ற நபர். 1920 வது களில் ஒரு பத்திரிக்கையாளர் இந்த உலகத்தில் ஐன்ஷ்டீனின் சார்பியல் கோட்பாட்டை புரிந்துகொண்டவர்கள் வெறும் மூன்று பேர் மட்டும் தான் என குறிப்பிட்டு இருந்தார். அதற்கு எடிங்டன் அந்த மூன்றாம் நபர் யார்  என்பதை பார்க்க ஆவலாக உள்ளேன் என பதில் அளித்து இருந்தார்.

 சந்திரசேகர் பயணம்  முழுவதும் நட்சத்திரங்களை பற்றி  ஆராய்ச்சி செய்த படியே சென்றார். ஒரு நட்சத்திரத்தில் அதன் எரிபொருட்கள் தீர்ந்த பின்  அந்த நட்சத்திரத்தின் வளி மண்டலதில் உள்ள அற்றல் விரிவடந்து மற்றும் அதன் matter ஈர்ப்பு விசையினால் ஈர்க்கப்பட்டு  சுருங்குகின்றது. விளக்கமாக சொல்ல போனால் அதன் அணுக்கள் ஒன்றொடு ஒன்று இருகிய நிலையை அடைகிறது ஆனால் இதில் முக்கியமாக “பவுலி விலக்கு கொள்கை” ( Pauli exclusion principle ) யை மனதில் வைத்துக்கொள்ள வேண்டும். பவுலி விலக்கு கொள்கை கூறுவது என்ன வென்றால் இரண்டு துகள்கள்( electron ) ஒரே நிலை மற்றும் அதே திசைவேகம் ஆகிய இரண்டையும் கொண்டிருக்க முடியாது. எனவே துகள்கள் மிகவும் மாறுபட்ட வேகங்களை கொண்டிருக்க வேண்டும், அந்த துகள்களை ஒரே நிலையில் இருக்க செய்ய முயற்சித்தாலும் அந்த துகள்களை விலகி போக செய்கிறது. pauli விலக்கு விதியின் படி ஒரு பொருளின் மேல் ஏற்படும் ஈர்ப்பு விசையின் அழுத்தம் அந்த பொருட்களில் உள்ள எலக்ட்ரான்களின் மீதும்  அழுத்தத்தை ஏற்படுத்தும், அந்த அழுத்ததால் எற்படக்கூடிய எலக்ட்ரானின் விலக்கு விசை எதிர் வினையாற்றி ஒரு மைய விசையை ஏற்படுத்தும். அதாவது ஈர்ப்பு விசைக்கும் எலக்ட்ரான்களின் எதிர் விசைக்கும் எற்படுகின்ற மைய விசை அந்த நட்சத்திரத்தை  ஒரு குறிபிட்ட விட்டம் கொண்டதாக இருக்க செய்யும்.

இதில் சந்திர சேகர் ஒரு கருத்தை வைத்திருந்தார் அதாவது என்னதான் எலக்ட்ரான் (electron) எதிர்வினையாற்றினாலும் அந்த எதிர் வினைக்கு ஒரு வரம்பு உள்ளதை உணர்ந்தார். நட்சத்திரத்தின் ஈர்ப்பு விசை எலக்ட்ரான்களுக்கு இடையே உள்ள எதிர்விசையை மிஞ்சுமாயின் அது White dwarf ஆக மாறும். தெளிவாக கூறினால் நட்சத்திரதின் ஈர்ப்பு விசையால்  எலக்ட்ரான்களுக்கு இடையே நடக்கும் போராட்டத்தில்  ஈர்ப்பு விசை வெற்றி பெற்றால் அந்த நட்சத்திரம் சுருங்கி White dwarf ஆகா மாறும். குறைந்த அல்லது நடுத்தர நிறை கொண்ட  நட்சத்திரம் மட்டுமே  white dwarf ஆக மாறும்.

விண்வெளியில்  உள்ள அதிகபட்ச நட்சத்திரங்கள் அதன் இறுதி கட்டத்தில் white dwarf ஆகவே மாறும். இந்த white dwarf நட்சத்திரங்களின் ஆரம்(radius)சில ஆயிரம் மைல் தொலைவையே கொண்டிருக்கும் அதாவது நமது சூரியன் white dwarf ஆக மாறினால் கிட்ட தட்ட நம் பூமியின் வடிவத்தை  ஒத்ததாக இருக்கும். அனால்  இந்த நட்சத்திரத்தில்  ஒரு கன அங்குலத்தில்  அதன் அழுத்தம் பல நூறு டன் இருக்கும் என்றால் எந்த அளவு இந்த நட்சத்திரம் சுருங்கியுள்ளது என்று பாருங்கள்! White dwarf ற்கு ஒரு சரியான உதாரணம்  canis major என்னும் நட்சத்திர கூட்டமைபில்(constellation ) உள்ள சிரியஷ் A என்னும் பிரகாசமான நட்சத்திரத்தின் அருகில் உள்ள அதன் பங்காளி சிரியஷ் B என்று அழைக்கப்படக் கூடிய white dwarf மிகச் சிறந்த உதாரணம்.

சூரியனை விட 1.4 மடங்கு அதிக நிறை கொண்ட நட்சத்திரங்கள் இறுதியில்  நியூட்ரான்  நட்சத்திரமாக(neutron star) அல்லது கருதுளையாக( black hole) மாறும், இதையே சந்திரசேகர் எல்லை (chandrasekar limit) என அழைக்கின்றோம். chandrasekar limit யை விட குறைவான எடை கொண்ட  நட்சத்திரங்கள் தான் white dwarf ஆகவே மாறும். நமது சூரியன் கூட வருங்கால white dwarf தான்.

நியூட்ரான்  நட்சத்திரம் white dwarf வை விட மிக சிறியதாக இருந்தாலும் இதன் ஆரம் 1000 மையில்  அளவுடையதாக தா இங்கு Pauli விலக்கு கொள்கை white dwarf நட்சத்திரத்தில் எலக்ட்ரான்களுக்கு இடையே நடப்பதை விட  நியூட்ரான்களுக்கும் புரோட்டான்களுக்கும் இடையே அமையும். இப்போது புரிகிறதல்லவா இதற்கு ஏன் நியூட்ரான் நட்சத்திரம் என பெயர் வர காரணம்.