ബ്ലൂ സ്ട്രാഗ്ലർ സ്റ്റാർ: Collinder 261-ലെ നക്ഷത്ര പുനരുജ്ജീവനം

വാർത്തകളിൽ എന്തിനുവേണ്ടി?

പശ്ചാത്തലം

തണുത്ത മേഘങ്ങൾക്കുള്ളിലെ വാതകവും പൊടിയും ഗുരുത്വാകർഷണം മൂലം ചുരുങ്ങുമ്പോഴാണ് നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപപ്പെടുന്നത്.

ഒരു യുവ നക്ഷത്രം അതിൻ്റെ ജീവിതത്തിൻ്റെ ഭൂരിഭാഗവും പ്രധാന ശ്രേണിയിലാണ് (main sequence) ചെലവഴിക്കുന്നത്.

ഈ ഘട്ടത്തിൽ, അതിൻ്റെ കാമ്പ് ഹൈഡ്രജനെ ഹീലിയമാക്കി മാറ്റുന്നു. അതേസമയം അതിൻ്റെ പിണ്ഡം താപനില, തിളക്കം, ആയുസ്സ് എന്നിവയെ നിയന്ത്രിക്കുന്നു.

നക്ഷത്ര ക്ലസ്റ്റർ എന്നാൽ എന്ത്?

ഒരു star cluster-ൽ സമാനമായ പദാർത്ഥങ്ങളിൽ നിന്ന് ജനിച്ച നക്ഷത്രങ്ങൾ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു.

ക്ലസ്റ്റർ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് സാധാരണയായി ഒരേ പ്രായവും ദൂരവുമാണുള്ളത്. ഇത് ക്ലസ്റ്ററുകളെ ഉപയോഗപ്രദമായ പ്രകൃതിദത്ത ലബോറട്ടറികളാക്കുന്നു.

ക്ഷീരപഥത്തിനുള്ളിലെ ഒരു പഴയ ഓപ്പൺ ക്ലസ്റ്ററാണ് Collinder 261.

ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ ക്ലസ്റ്റർ നക്ഷത്രങ്ങളെ എങ്ങനെ താരതമ്യം ചെയ്യുന്നു?

ഒരു കളർ-മാഗ്നിറ്റ്യൂഡ് ഡയഗ്രാമിൽ അവർ തിളക്കത്തെ നിറത്തിന് നേരെ രേഖപ്പെടുത്തുന്നു. കാരണം നിറം ഉപരിതല താപനിലയെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു.

ചൂടുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ പൊതുവെ നീലനിറത്തിൽ കാണപ്പെടുന്നു. അതേസമയം തണുത്ത നക്ഷത്രങ്ങൾ പ്രധാന ശ്രേണി പാറ്റേണിൻ്റെ ചുവപ്പ് ഭാഗം രൂപപ്പെടുത്തുന്നു.

പ്രധാന ശ്രേണിയുടെ ടേൺഓഫ് എന്താണ്?

ഏറ്റവും ഭാരമേറിയ ക്ലസ്റ്റർ നക്ഷത്രങ്ങൾ ആദ്യം കാമ്പിലെ ഹൈഡ്രജൻ ഉപയോഗിക്കുന്നു. തുടർന്ന് പിന്നീടുള്ള ഘട്ടങ്ങൾക്കായി അവ പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ നിന്ന് പുറത്തുപോകുന്നു.

പുറപ്പെടുന്ന ഈ പോയിൻ്റാണ് main-sequence turnoff. ഇതിൻ്റെ സ്ഥാനം ഒരു ക്ലസ്റ്ററിൻ്റെ പ്രായം കണക്കാക്കാൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരെ സഹായിക്കുന്നു.

ബ്ലൂ സ്ട്രാഗ്ലർ നക്ഷത്രം എന്താണ്?

ഒരു blue straggler star ടേൺഓഫിനേക്കാൾ നീലനിറത്തിലും തിളക്കത്തിലും കാണപ്പെടുന്നു.

അതിനാൽ ഇത് അയൽ നക്ഷത്രങ്ങളെ അപേക്ഷിച്ച് കൂടുതൽ ചെറുപ്പവും ഭാരമേറിയതുമായി കാണപ്പെടുന്നു. ഇത് “സ്ട്രാഗ്ലർ” പ്രഹേളിക സൃഷ്ടിക്കുന്നു.

നക്ഷത്രം അതിൻ്റെ പ്രായം പുനഃസജ്ജീകരിച്ചിട്ടില്ല, പകരം അത് പുതിയ പദാർത്ഥം നേടുകയോ ഒരു ലയനത്തിലൂടെ രൂപപ്പെടുകയോ ചെയ്തു.

ബ്ലൂ സ്ട്രാഗ്ലറുകൾ എപ്പോഴാണ് തിരിച്ചറിഞ്ഞത്?

അമേരിക്കൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ അലൻ സാൻഡേജ് 1953-ൽ മെസ്സിയർ 3 എന്ന ഗ്ലോബുലാർ ക്ലസ്റ്ററിൽ അസാധാരണമായ നീല നക്ഷത്രങ്ങളെ തിരിച്ചറിഞ്ഞു.

പിന്നീടുള്ള പഠനങ്ങൾ വ്യത്യസ്ത ക്ലസ്റ്ററുകളിൽ ബ്ലൂ സ്ട്രാഗ്ലറുകളെ കണ്ടെത്തി.

ഒരു ബ്ലൂ സ്ട്രാഗ്ലർ എങ്ങനെ രൂപപ്പെടാം?

സംഘം ഏത് സിസ്റ്റമാണ് പഠിച്ചത്?

Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) Input Catalog (TIC) ഈ സിസ്റ്റത്തെ 327546480 ആയി പട്ടികപ്പെടുത്തുന്നു.

ഭൂമിയിൽ നിന്ന് ഏകദേശം 9,500 പ്രകാശവർഷം അകലെയാണ് ഇത് സ്ഥിതിചെയ്യുന്നത്.

ഇതിൻ്റെ ഹോസ്റ്റ് ക്ലസ്റ്ററിന് ഏകദേശം ഏഴ് ബില്യൺ വർഷം പഴക്കമുണ്ട്. സിസ്റ്റം ഒരു സെമി-ഡിറ്റാച്ച്ഡ് ബൈനറിയാണ്.

സെമി-ഡിറ്റാച്ച്ഡ് ബൈനറി എന്താണ്?

ഒരു ബൈനറി സിസ്റ്റത്തിൽ അവയുടെ പൊതുവായ കേന്ദ്രത്തെ ചുറ്റുന്ന രണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങൾ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു.

ഓരോ നക്ഷത്രവും റോഷ് ലോബ് എന്നറിയപ്പെടുന്ന ചുറ്റുമുള്ള ഗുരുത്വാകർഷണ മേഖലയെ നിയന്ത്രിക്കുന്നു.

ഈ സിസ്റ്റത്തിലെ ഒരു നക്ഷത്രം അതിൻ്റെ റോഷ് ലോബ് നിറയ്ക്കുന്നു.

അതിനുശേഷം ദ്രവ്യം ഒരു ആന്തരിക ബാലൻസ് പോയിൻ്റിലൂടെ പങ്കാളിയിലേക്ക് കടക്കുന്നു.

അളന്ന ഗുണവിശേഷങ്ങൾ

ഉദ്ധരിച്ച റൊട്ടേഷൻ മൂല്യം ഒരു പ്രൊജക്റ്റഡ് വെലോസിറ്റിയാണ്. ഇതിൻ്റെ വ്യാഖ്യാനം ഭാഗികമായി കാഴ്ചയുടെ ആംഗിളിനെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു.

ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ പ്രക്രിയ എങ്ങനെ കണ്ടെത്തി?

യുണൈറ്റഡ് സ്റ്റേറ്റ്സ് National Aeronautics and Space Administration (NASA) ആണ് TESS പ്രവർത്തിപ്പിക്കുന്നത്.

• TESS മാറിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്ന തിളക്കം അളന്നു. അതിൻ്റെ ലൈറ്റ് കർവ് ഭ്രമണപഥത്തിലുടനീളം ആവർത്തിച്ചുള്ള വ്യതിയാനങ്ങൾ വെളിപ്പെടുത്തി.
• യൂറോപ്യൻ സതേൺ ഒബ്സർവേറ്ററി മാറിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്ന റേഡിയൽ പ്രവേഗം അളന്നു. ആ അളവുകൾ ഓരോ നക്ഷത്രവും ഭൂമിയിലേക്കും പുറത്തേക്കും എങ്ങനെ ചലിക്കുന്നുവെന്ന് കണ്ടെത്തി.
• ശക്തമായ X-rays സ്വതന്ത്രമായി സജീവ അക്രീഷനെ സൂചിപ്പിച്ചു.

Accretion എന്നാൽ ഒരു ഖഗോള വസ്‌തുവിലേക്ക് പദാർത്ഥം ശേഖരിക്കപ്പെടുന്ന പ്രക്രിയയാണ്.

പരിണാമ മാതൃക എന്താണ് നിർദ്ദേശിക്കുന്നത്?

സിസ്റ്റത്തിന് ഏകദേശം 5.46 ബില്യൺ വർഷം പഴക്കമുള്ളപ്പോൾ പിണ്ഡ കൈമാറ്റം ആരംഭിച്ചതായി മോഡലിംഗ് സൂചിപ്പിക്കുന്നു.

ക്ലസ്റ്ററിന് ഇപ്പോൾ ഏകദേശം ഏഴ് ബില്യൺ വർഷം പഴക്കമുണ്ട്.

അതുകൊണ്ട്, ഏകദേശം 1.5 ബില്യൺ വർഷമായി കൈമാറ്റം തുടരുകയാണ്.

സ്വീകരിക്കുന്ന നക്ഷത്രം കൂടുതൽ ഭാരമുള്ളതും അസാധാരണമാംവിധം പ്രകാശമുള്ളതുമായി മാറി.

ഈ കണ്ടെത്തൽ പ്രധാനമായിരിക്കുന്നത് എന്തുകൊണ്ട്?

• തുടരുന്ന രൂപീകരണ സമയത്ത് ഇത് ഒരു ബ്ലൂ സ്ട്രാഗ്ലറിനെ കണ്ടെത്തുന്നു. കൂടാതെ ഇത് ബൈനറി മാസ്-ട്രാൻസ്ഫർ പാതയെ നേരിട്ട് പിന്തുണയ്ക്കുന്നു.
• പഴയ ബൈനറി പരിണാമ മാതൃകകൾ പരിശോധിക്കാൻ ഇത് സഹായിക്കുന്നു. ചില ക്ലസ്റ്റർ നക്ഷത്രങ്ങൾ അപ്രതീക്ഷിതമായി ചെറുപ്പമായി കാണപ്പെടുന്നത് എന്തുകൊണ്ടാണെന്ന് ഇത് വിശദീകരിക്കുന്നു.
• ഭ്രമണം, അക്രീഷൻ, X-ray പുറന്തള്ളൽ എന്നിവയെക്കുറിച്ചുള്ള ധാരണ മെച്ചപ്പെടുത്താൻ ഇത് സഹായിക്കുന്നു.

ഈ പഠനം The Astrophysical Journal Letters-ൽ പ്രസിദ്ധീകരിച്ചു.

ഉപസംഹാരം

പ്രായമായ ഒരു നക്ഷത്രത്തെ ഒരു പങ്കാളി പുനരുജ്ജീവിപ്പിക്കുന്നതിൻ്റെ അപൂർവ്വവും നേരിട്ടുള്ളതുമായ തെളിവ് ഈ സിസ്റ്റം നൽകുന്നു.