ಗುರುತ್ವಾತ್ಮಕ ಕುಸಿತ

ಗುರುತ್ವಾತ್ಮಕ ಕುಸಿತ ಎಂದರೆ ತನ್ನ ಸ್ವಂತ ಗುರುತ್ವದ ಕಾರಣದಿಂದ ಒಂದು ಆಕಾಶಕಾಯವು ಸಂಕುಚಿಸುವುದು. ಇದು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಒಳಕ್ಕೆ, ಗುರುತ್ವ ಕೇಂದ್ರದೆಡೆಗೆ ಸೆಳೆಯುವ ಪ್ರವೃತ್ತಿ ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ.^[೧]

ನಕ್ಷತ್ರವೆಂದರೆ, ತಾತ್ವಿಕವಾಗಿ ಗುರುತ್ವದ ಸಂಕೋಚನಶೀಲ ಬಲಕ್ಕೂ (contractive force), ವಿಕಿರಣದ ವ್ಯಾಕೋಚನಶೀಲ ಬಲಕ್ಕೂ (expansive force) ನಡುವೆ ಏರ್ಪಡುವ ಗತ್ಯಾತ್ಮಕ ಸಮತೋಲ. ಗುರುತ್ವವನ್ನು ಮೀರಿ ವಿಕಿರಣ ಜಿಗಿದರೆ ನಕ್ಷತ್ರದ ಗಾತ್ರ ಉಬ್ಬುತ್ತದೆ. ವಿಕಿರಣವನ್ನು ಮೀರಿ ಗುರುತ್ವ ಅಮರಿಸಿದರೆ ಗಾತ್ರ ಕುಗ್ಗುತ್ತದೆ. ಈ ಎರಡನೆಯದೇ ನಕ್ಷತ್ರ ಕುಸಿತ (ನಿಪತನ), ಅಂದರೆ ನಕ್ಷತ್ರ ಇಲ್ಲವೇ ಬೇರೆ ಯಾವುದೇ ಆಕಾಶಕಾಯ ಪ್ರಾರಂಭಿಕ ಪ್ರಸಾಮಾನ್ಯ ಗಾತ್ರದಿಂದ ನೂರಾರು ಪಟ್ಟು ಇಲ್ಲವೇ ಸಾವಿರಾರು ಪಟ್ಟು ಅಲ್ಪ ಗಾತ್ರಕ್ಕೆ ತೀವ್ರವಾಗಿ ಅಂತಃಸ್ಫೋಟಿಸುವಿಕೆ. ಅತಿಘನವಾದ ಅಥವಾ ಅತಿಸಾಂದ್ರತೆಯುಳ್ಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ನ್ಯೂಟನ್ನನ ನಿಯಮ ಉಲ್ಲಂಘಿಸುತ್ತವೆಂದು ಸಾರ್ವತ್ರಿಕ ಸಾಪೇಕ್ಷತಾ ಸಿದ್ಧಾಂತ ನಿರೂಪಿಸುತ್ತದೆ. ಅಂಥ ಘನ ವಸ್ತುಗಳಲ್ಲಿ ಅಥವಾ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣ ಬಲ ಕಲ್ಪನೆಗೂ ಮೀರಿದ ಆಂತರಿಕ ಒತ್ತಡಗಳಿಗಿಂತಲೂ ಅಧಿಕವಾಗಿದ್ದು ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣ ಕುಸಿತವನ್ನು ಅನುಭವಿಸುತ್ತವೆ. ಇದರಿಂದಾಗಿ ಅವುಗಳ ಗಾತ್ರ ಸರಿಸುಮಾರು ಶೂನ್ಯವೇ ಆಗಿ ಸಾಂದ್ರತೆ ಅತ್ಯಧಿಕವಾಗುತ್ತದೆ.

ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಅಂತ್ಯಕಾಲ

ಸೂರ್ಯನಂಥ ಸಾಧಾರಣ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಆಕರ್ಷಕ ಗುರುತ್ವಾತ್ಮಕ ಬಲಗಳನ್ನು ಉಷ್ಣದ ಒತ್ತಡ ಸಮತೋಲನದಲ್ಲಿಡುತ್ತದೆ. ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಹೊರಸೂಸುವ ಉಷ್ಣದ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಎಲ್ಲಿಯವರೆಗೆ ಉಷ್ಣ ಬೈಜಿಕ (ಥರ್ಮೋನ್ಯೂಕ್ಲಿಯರ್) ಕ್ರಿಯೆಗಳು ಪುನಃ ಭರ್ತಿ ಮಾಡುತ್ತವೆಯೋ ಅಂದರೆ ನಕ್ಷತ್ರ ಸಂಕುಚಿತಗೊಳ್ಳುವುದನ್ನು ತಡೆಯತ್ತವೆ. ಕೋಟ್ಯಂತರ ವರ್ಷಗಳ ಅವಧಿಯಲ್ಲಿ ನಕ್ಷತ್ರ ಉಷ್ಣಬೈಜಿಕ ಕ್ರಿಯೆಯಿಂದ ತನ್ನ ಇಂಧನವೆಲ್ಲವನ್ನೂ ವ್ಯಯ ಮಾಡಿದ ಬಳಿಕ ಉಷ್ಣದ ಒತ್ತಡವನ್ನು ಸಮತೋಲದಲ್ಲಿಡಲು ಅದಕ್ಕೆ ಸಾಧ್ಯವಾಗುವುದಿಲ್ಲ. ಆಗ ಕುಸಿತ (ಸಂಪೀಡನೆ) ಪ್ರಾರಂಭವಾಗುತ್ತದೆ. ಯಾವ ಕ್ರಾಂತಿರಾಶಿಯ ಮೇಲೆ ಮೋಡವು ಇಂತಹ ಕುಸಿತಕ್ಕೆ ಒಳಗಾಗುತ್ತದೆಯೊ ಆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗೆ ಜೀನ್ಸ್ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ (Jeans mass) ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ಈ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯು ಮೋಡದ ತಾಪಮಾನ ಮತ್ತು ಸಾಂದ್ರತೆಯನ್ನು ಅವಲಂಬಿಸಿರುತ್ತದೆ, ಆದರೆ ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಸೌರ ರಾಶಿಯ ಸಾವಿರಾರು ಅಥವಾ ಹತ್ತಾರು ಸಾವಿರಾರು ಪಟ್ಟು ಇರುತ್ತದೆ.^[೨] ಈ ಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಅಂತಿಮ ಆಕಾರ ಉಷ್ಣ ಬೈಜಿಕ ವಿಕಾಸದ ಕೊನೆಯ ಘಟ್ಟದಲ್ಲಿರುವ ಜಡವಸ್ತುವಾಗಿರುತ್ತದೆ. ಈ ವಸ್ತುವಿನ ಸಾಂದ್ರತೆ ಅತಿಯಾಗಿದ್ದು ಅಕ್ಕಪಕ್ಕದ ಪರಮಾಣುಗಳ ಅಥವಾ ಬೀಜಾಣುಗಳ ಪ್ರತಿಯೊಂದು ಧಾತುವಿನ ಒತ್ತಡವು ಉಷ್ಣದ ಒತ್ತಡವನ್ನು ಮೀರಿಸುತ್ತದೆ. ಅಂತಿಮ ಆಕಾರದ ರಚನೆಯನ್ನು ಸ್ಥಿತಿ ಸಮೀಕರಣ ಅಂದರೆ ಸಿದ್ಧಾಂತದಿಂದ ನಿರೂಪಿಸಿದ ಸ್ಥಿತಿಸಮೀಕರಣ ಪ್ರಕಾರ ಉಷ್ಣಬೈಜಿಕ ವಿಕಾಸದ ಕೊನೆಯಲ್ಲಿ ಸ್ವಲ್ಪ ಕಡಿಮೆ ಸಾಂದ್ರತೆಯ ಜಡವಸ್ತು ಅತಿ ನಿರ್ಬಂಧಿತ ಪರಮಾಣುವಾದ ⁵⁶Fe (ಕಬ್ಬಿಣ) ಆಗಿರುತ್ತದೆ; ಮತ್ತು ಒತ್ತಡ ಬಹಳವಾಗಿ ಘನಸ್ಥಿತಿ ಬಲಗಳ ಅಂಶವಾಗಿರುತ್ತದೆ. ಕಬ್ಬಿಣವನ್ನು ಮತ್ತಷ್ಟು ಸಂಪೀಡಿಸಿದಾಗ ⁵⁶Fe ಪರಮಾಣುಗಳ ಕಕ್ಷೆಯ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನುಗಳು ಒತ್ತಡ ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ಘನಸ್ಥಿತಿ ಬಲಗಳ ಅಂಶ ಕುಗ್ಗುತ್ತದೆ; ಆದರೆ ಪೌಲಿಯ ತತ್ತ್ವದ ಪ್ರಕಾರ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನುಗಳು ಮತ್ತಷ್ಟು ಒಟ್ಟಿಗೆ ಸಂಪೀಡಿಸಲು ವಿರೋಧ ವ್ಯಕ್ತಪಡಿಸುತ್ತವೆ. ಈ ರೀತಿ ಒತ್ತಡ ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ಆದಷ್ಟೂ ಘನಸ್ಥಿತಿ ಬಲ ಕ್ಷಯವಾಗುತ್ತದೆ; ಕಕ್ಷೆಯ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನುಗಳೇ ಸಂಪೂರ್ಣವಾಗಿ ಒತ್ತಡಕ್ಕೆ ಪ್ರೇರಕವಾಗಿ ಫರ್ಮಿ ವಿಕೃತ ಅನಿಲದ (ಫರ್ಮಿ ಡೀಜನರೇಟರ್ ಗ್ಯಾಸ್) ರೂಪವನ್ನು ಹೊಂದುತ್ತದೆ; ಮತ್ತು ಇವು ⁵⁶Fe ಬೀಜಾಣುಗಳ ಸುತ್ತ ಸಮುದಾಯವಾಗಲು ಹವಣಿಸುತ್ತಿರುತ್ತವೆ. ಅನಂತರ ಈ ಸಮುದಾಯ ಕಡಿಮೆಯಾಗಿ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನುಗಳ ಸಮುದ್ರದಲ್ಲಿ ಬೀಜಾಣುಗಳು ಸ್ವತಂತ್ರವಾಗಿ ಚಲಿಸುತ್ತಿರುತ್ತವೆ. ಫರ್ಮಿ ಅನಿಲ ಮತ್ತು ⁵⁶Fe ಬೀಜಾಣುಗಳನ್ನು ಮತ್ತಷ್ಟು ಸಂಪೀಡಿಸಿದಾಗ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನುಗಳು ಬಲವಂತವಾಗಿ ⁵⁶Fe ಬೀಜಾಣುಗಳಲ್ಲಿ ನೂಕಲ್ಪಟ್ಟು ಪ್ರೋಟಾನುಗಳ ಜತೆಗೂಡಿ ನ್ಯೂಟ್ರಾನುಗಳಾಗಿ ಪರಿವರ್ತನೆ ಹೊಂದುತ್ತವೆ. ಈ ರೀತಿ ಬೀಜಾಣುಗಳಲ್ಲಿ ನ್ಯೂಟ್ರಾನುಗಳ ಸಂಖ್ಯೆ ಅಧಿಕವಾಗುತ್ತದೆ; ಮತ್ತು ಅತಿ ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ನ್ಯೂಟ್ರಾನುಗಳು ಬೀಜಾಣುಗಳಿಂದ ಹೊರಹೊಮ್ಮುತ್ತವೆ; ಜಡವಸ್ತು ಅತಿಸಾಂದ್ರ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ಅನಿಲವಾಗಿ ಮಾರ್ಪಾಡಾಗುತ್ತದೆ. ಇಂಥ ಮೃತ ನಕ್ಷತ್ರದಲ್ಲಿ (ಡೆಡ್ ಸ್ಟಾರ್) ಸ್ಥಿತಿ ಸಮೀಕರಣದ ಪ್ರಕಾರದ ಒತ್ತಡಕ್ಕೆ ಸಮವಾಗಿ ಸಂಪೀಡಿತ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣ ಬಲವಿರುವಂತೆ ಜಡವಸ್ತು ಹಂಚಲ್ಪಟ್ಟಿರುತ್ತದೆ. ಒಂದು ಮೃತ ನಕ್ಷತ್ರದ ಎರಡು ಸ್ಥಿರ ವಿನ್ಯಾಸಗಳೆಂದರೆ ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜ ಮತ್ತು ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು. ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜಗಳಲ್ಲಿ ಗುರುತ್ವವನ್ನು ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ಅವನತಿ ಒತ್ತಡವು ವಿರೋಧಿಸುತ್ತದೆ.^[೩]

ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ಸಮುದ್ರದಲ್ಲಿ ಸ್ವೇಚ್ಛೆಯಾಗಿ ತಿರುಗಾಡುತ್ತಿರುವ ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯಸ್‍ಗಳಿಂದ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜಗಳು ಮಾಡಲ್ಪಟ್ಟಿರುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಪ್ರಮುಖವಾಗಿ ನೂಟ್ರಾನ್ ಅನಿಲದ್ದಾಗಿರುತ್ತವೆ (ಇದಕ್ಕೆ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ರಾಶಿ ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ)^[೪]. ಈ ಕುಸಿದ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ರಾಶಿಯ ಸಾಂದ್ರತೆ ಸುಮಾರು 6.65×10¹⁷ ಕೆ.ಜಿ/ಮೀ³ ನಷ್ಟಿರುತ್ತದೆ.^[೫] ಆದರೆ ಎಲ್ಲ ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯರ್ ಇಂಧನವನ್ನು ವ್ಯಯ ಮಾಡಿದ ನಕ್ಷತ್ರದ ಅಂತಿಮ ಭವಿಷ್ಯವು ಆ ನಕ್ಷತ್ರ ಎಷ್ಟು ಸ್ಥೂಲವಾಗಿದೆ ಮತ್ತು ಅದು ತನ್ನ ಅಂತಿಮ ಸ್ಥಿತಿಯನ್ನು ಹೊಂದುವ ಮುನ್ನ ಎಷ್ಟು ರಾಶಿಯನ್ನು ಹೊರಸೂಸುತ್ತದೆ ಎಂಬುದರ ಮೇಲೆ ಅವಲಂಬಿಸಿರುತ್ತದೆ. 1.2 ಸೌರ ರಾಶಿ (ಸೋಲಾರ್ ಮಾಸ್) ಅಥವಾ ಅದಕ್ಕಿಂತ ಕಡಿಮೆಯಷ್ಟು ಬಿಟ್ಟು ಮತ್ತೆಲ್ಲವನ್ನು ಈ ನಕ್ಷತ್ರ ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯರ್ ಇಂಧನ ವ್ಯಯವಾಗುವ ಮುನ್ನವೇ ಹೊರಸೂಸಿದ್ದರೆ ಅಂಥ ನಕ್ಷತ್ರ ಕುಸಿಯುವುದಿಲ್ಲ ಮತ್ತು ಅದು ಅಂತಿಮವಾಗಿ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜವಾಗಿ ಪರಿವರ್ತನೆ ಹೊಂದುತ್ತದೆ. ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯರ್ ಇಂಧನವೆಲ್ಲವೂ ವ್ಯಯವಾದ ಬಳಿಕವೂ 1.2 ಸೌರ ರಾಶಿಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ಇದ್ದ ಪಕ್ಷದಲ್ಲಿ ಆ ನಕ್ಷತ್ರ ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜವಾಗಿ ಪರಿವರ್ತನೆ ಹೊಂದಲು ಸಾಧ್ಯವಿಲ್ಲ. ಏಕೆಂದರೆ ಆಗ ಅದು ಅತಿ ಸ್ಥೂಲವಾಗಿರುತ್ತದೆ. ಬದಲಾಗಿ ಅದು ಪ್ರಥಮದಲ್ಲಿ ಸಾಧುವಾಗಿ ಒಂದು ರೀತಿ ಸಂಕುಚಿತವಾಗಿ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜದ ಕಡೆ ಗಮಿಸುತ್ತದೆ. ಆದರೆ ಮಧ್ಯಭಾಗದ ಸಾಂದ್ರತೆ ಸುಮಾರು 10⁹ ಗ್ರಾಮ್/ಸಿ. ಸಿ ಗಳಷ್ಟಾದಾಗ ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯರ್ ಪರಿವರ್ತನೆಗಳು ಇದನ್ನು ಉತ್ಪಾತದ ತುಡಿತವನ್ನಾಗಿ ಪರಿರ್ತಿಸುತ್ತವೆ. ಇದರಿಂದಾಗಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಗರ್ಭ ಬೇರ್ಪಟ್ಟು ಅತಿ ವೇಗದಿಂದ (ಸುಮಾರು ಬೆಳಕಿನ ವೇಗದಷ್ಟು) ಕುಸಿಯುತ್ತದೆ; ಮತ್ತು ಇದರ ಸುತ್ತಲಿನ ಭಾಗ ಇದರ ಹಿಂದಯೇ ಚಲಿಸುತ್ತಿರುತ್ತದೆ. ಬೃಹನ್ನಕ್ಷತ್ರದ ಸುದೀರ್ಘ ಬದುಕಿನ ಅಂತಿಮ ಹಂತದಲ್ಲಿ ಸಂಭವಿಸುವ ಗುರುತ್ವ ವಿಜಯ.

ಇದರ ತರುವಾಯ ನಕ್ಷತ್ರದ ವಿಕಾಸ ಬಹುವಾಗಿ ಅದರ ಗರ್ಭ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಒಂದು ನಿರ್ದಿಷ್ಟವಾದ M_mas ಗಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಇದೆಯೋ ಇಲ್ಲವೋ ಎಂಬುದರ ಮೇಲೆ ಅವಲಂಬಿಸಿರುತ್ತದೆ. M_mas ಗಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಇದ್ದ ಪಕ್ಷದಲ್ಲಿ ಮಹಾನೋವ ಸಿಡಿತದಿಂದಾಗಿ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗುತ್ತದೆ.^[೬]

ಆದರೆ ಕುಸಿಯುತ್ತಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರ ಗರ್ಭದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ M_mas ಗಿಂತ ಜಾಸ್ತಿಯಾಗಿದ್ದಲ್ಲಿ ಯಾವುದೇ ಆಂತರಿಕ ಒತ್ತಡಕ್ಕಿಂತ ಅಧಿಕವಾಗಿ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣ ಬಲಗಳಿರುತ್ತವೆ. ಇದರಿಂದಾಗಿ ಕುಸಿತವನ್ನು ತಡೆಯಲು ಅಸಾಧ್ಯ ಮತ್ತು ಗಾತ್ರ ಶೂನ್ಯವಾಗಿ ಅಪರಿಮಿತವಾಗುತ್ತದೆ. ಸಾರ್ವತ್ರಿಕ ಸಾಪೇಕ್ಷತಾ ಸಿದ್ಧಾಂತ ನಿರೂಪಿಸುವ ಶೂನ್ಯಗಾತ್ರಕ್ಕೆ ಕುಸಿಯುವ ಚಲನಕ್ರಿಯೆಯನ್ನು ಚಿತ್ರದಲ್ಲಿ ತೋರಿಸಬಹುದು. ಆ ಚಿತ್ರದಲ್ಲಿ ನೀಟ ದಿಶೆಯಲ್ಲಿ ಕಾಲವನ್ನೂ, ಕ್ಷಿತಿಜೀಯ ದಿಶೆಯಲ್ಲಿ ಅರೀಯ ದೂರವನ್ನೂ (radial distance) ಗುರುತಿಸಬಹುದು. ಅರೀಯ ಬೆಳಕಿನ ಕಿರಣಗಳಿಂದ 45⁰ ರೇಖೆಗಳಲ್ಲಿ ಚಲಿಸುವ ಹಾಗೆ ಕಾಲ ಮತ್ತು ದೂರದ ಪರಿಣಾಮಗಳನ್ನು ಆಯ್ದುಕೊಳ್ಳಲಾಗುತ್ತದೆ. ಆದರೆ ನಕ್ಷತ್ರದ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣದ ಕ್ಷೇತ್ರ ಆಕಾಶಕಾಲದ ಜ್ಯಾಮಿತಿಯನ್ನು ಪಾಲಿಸುವ ಕಾರಣ ಸ್ವೇಚ್ಛೆಯಾಗಿ ಚಲಿಸುತ್ತಿರುವ ಕಣಗಳು ಸರಳರೇಖೆಯಲ್ಲಿ ಚಲಿಸುವುದಿಲ್ಲ, ಕುಸಿಯುತ್ತಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರದ ಮೇಲ್ಭಾಗ ತೋರಿಸುವ ವಕ್ರರೇಖೆಯ ದಿಕ್ಕಿನಲ್ಲಿ ಚಲಿಸುತ್ತವೆ; ಮತ್ತು ಇಂಥ ನಕ್ಷತ್ರದ ಸುತ್ತ ನಿರ್ದಿಷ್ಟ ತ್ರಿಜ್ಯದಲ್ಲಿ ಸುತ್ತುತ್ತಿರುವ ವೀಕ್ಷಕ ಅತಿಪರವಲಯದಲ್ಲಿ ಚಲಿಸುತ್ತವೆ. ಕುಸಿಯುತ್ತಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರ ಶೂನ್ಯಗಾತ್ರದ ವೈಚಿತ್ರ್ಯವನ್ನು (ಕ್ರಕಚ ಮಾಡಿ ತೋರಿಸಿರುವ ಅತಿಪರವಲಯ) ಆಕಾಶಕಾಲದಲ್ಲಿ ಉತ್ಪತ್ತಿ ಮಾಡುತ್ತದೆ. ಇದು ನಕ್ಷತ್ರವನ್ನೇ ಕಬಳಿಸುತ್ತದೆ. ಈ ವೈಚಿತ್ರ್ಯಕ್ಕೆ ಶ್ವಾರ್ಜ಼್‌ಚೈಲ್ ವೈಚಿತ್ರ್ಯ ಎಂದು ಹೆಸರು. ಯಾವುದೇ ವಸ್ತುವಾಗಲಿ ಈ ವೈಚಿತ್ರ್ಯವನ್ನು ಹೊಕ್ಕ ಪಕ್ಷದಲ್ಲಿ ಅದು ಅಲ್ಲೇ ನಾಶ ಹೊಂದುತ್ತದೆ.

ಕುಸಿಯುತ್ತಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರದ ಮೇಲ್ಭಾಗದಿಂದ ಕುಸಿತದ ಮುನ್ನಡೆಯ ಬಗ್ಗೆ ಒಬ್ಬ ಮನುಷ್ಯನು ಬೆಳಕಿನ ಸಂಜ್ಞೆಗಳನ್ನು (ವಕ್ರವಾದ 45⁰ ರೇಖೆಗಳು) ಪರಿಭ್ರಮಿಸುತ್ತಿರುವ ಒಬ್ಬ ವೀಕ್ಷಕನಿಗೆ ಕಳುಹಿಸುತ್ತಿದ್ದಾನೆಂದು ಇಟ್ಟುಕೊಳ್ಳೋಣ. ನಕ್ಷತ್ರದ ಗಾತ್ರ ಸಣ್ಣದಾಗುತ್ತ ಒಂದು ನಿರ್ದಿಷ್ಟವಾದ ಶ್ವಾರ್ಜ಼್‌ಚೈಲ್ಡ್ ತ್ರಿಜ್ಯ Rsch ಗೆ ಎಂದರೆ,^[೭]^[೮]

$Rsch={\frac {2GM_{star}}{c^{2}}}=1.476\left({\frac {M_{star}}{M_{sun}}}\right)km.$

ಇದಕ್ಕೆ ಸಮಾನವಾಗುತ್ತ ಹೋದಹಾಗೆ ಸಂಜ್ಞೆಗಳು ಮನುಷ್ಯನಿಂದ ಸಮಾಂತರವಾಗಿ ಕಳುಹಿಸಲ್ಪಟ್ಟರೂ ಸುತ್ತುತ್ತಿರುವ ವೀಕ್ಷಕನಿಗೆ ನಿಧಾನವಾಗಿ ತಲುಪುತ್ತವೆ. ಮತ್ತು Rsch ತ್ರಿಜ್ಯವನ್ನು ತಲುಪುವ ಮುನ್ನ ಕಳುಹಿಸಿದ ಸಂಜ್ಞೆ ಅಪರಿಮಿತ ಕಾಲಾವಧಿಯ ಮೇಲೆ ತಲುಪುತ್ತದೆ. ನಕ್ಷತ್ರದ ತ್ರಿಜ್ಯ Rsch ಆದಾಗ ಅಥವಾ ಅದಕ್ಕಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಆದಾಗ ಕಳುಹಿಸಿದ ಸಂಜ್ಞೆಗಳು ತಲುಪುವುದೇ ಇಲ್ಲ. ಸಂಜ್ಞೆ ಹಾಗೂ ಅದನ್ನು ಕಳುಹಿಸಿದ ಮನುಷ್ಯ ಎರಡೂ ವೈಚಿತ್ರ್ಯದಲ್ಲಿ ನಾಶ ಹೊಂದುತ್ತವೆ. ಆದ್ದರಿಂದ ಸುತ್ತುತ್ತಿರುವ ವೀಕ್ಷಕನಿಗೆ ಕುಸಿಯುತ್ತಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರ Rsch ಯನ್ನು ತಲುಪುತ್ತಿರುವ ಹಾಗೆ ಕಾಣುತ್ತದೆ; ಮತ್ತು Rsch ಬಗ್ಗೆ ಯಾವ ವೈಶಿಷ್ಟ್ಯವೂ ಕಾಣುವುದಿಲ್ಲ. ಆದರೆ ನಕ್ಷತ್ರದ ಮೇಲಿರುವ ವ್ಯಕ್ತಿ Rsch ಯನ್ನು ತಲುಪಿದ ಕ್ಷಣ ಮಾತ್ರದಲ್ಲಿ ವೈಚಿತ್ರ್ಯದಲ್ಲಿ ನಾಶ ಹೊಂದುತ್ತಾನೆ. ಕುಸಿತ ಸಂಪೂರ್ಣವಾಗಿ, ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣದ ಉಬ್ಬರವಿಳಿತದ ಬಲಗಳು ವ್ಯಕ್ತಿಯನ್ನು ಶಿರೋಪಾದಗಳ ನಡುವೆ ಹಿಗ್ಗಿಸಿ ನುಚ್ಚುನೂರು ಮಾಡುತ್ತವೆ. ಈ ವೈಚಿತ್ರ್ಯದ ಹತ್ತಿರ ಉಬ್ಬರವಿಳಿತದ ಬಲಗಳು ಅಪರಿಮಿತವಾಗಿ ವ್ಯಕ್ತಿಯ ದೇಹವನ್ನು ರಬ್ಬರಿನ ತುಂಡಿನಂತೆ ಹಿಗ್ಗಿಸಿ ಏಕ ಕಾಲದಲ್ಲಿ ಶೂನ್ಯ ಗಾತ್ರ ಮತ್ತು ಅಪರಿಮಿತ ಸಾಂದ್ರತೆಯ ಸ್ಥಿತಿಗೆ ಕರೆದೊಯ್ಯುತ್ತವೆ. ಆದರೆ ಇಂಥ ಸ್ಥಿತಿಗೆ ಹೋದಾಗ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಏನಾಗುತ್ತದೆಂಬುದನ್ನು ಇನ್ನೂ ತೆರೆದ ಪ್ರಶ್ನೆಯಾಗಿಯೇ ಉಳಿದಿದೆ. ಅತಿ ಸಾಂದ್ರತೆಯ ಸ್ಥಿತಿಗೆ ಹೋದಾಗ ಘನವಸ್ತು ವಿಕಿರಣವಾಗಿ (ರೇಡಿಯೇಷನ್) ಪರಿವರ್ತನೆ ಹೊಂದಬಹುದು ಎಂದು ವ್ಹೀಲರ್ ಸೂಚಿಸಿದ್ದಾನೆ. ಆದರೆ ಸಾರ್ವತ್ರಿಕ ಸಾಪೇಕ್ಷತಾ ಸಿದ್ಧಾಂತದ ಪ್ರಕಾರ ಈ ರೀತಿಯ ವೈಚಿತ್ರ್ಯವನ್ನು ಕಲ್ಪಿಸಿಕೊಳ್ಳಬಹುದಾದರೂ ಸುಮಾರು 10⁹ ಗ್ರಾಂ/ಸಿಸಿ.ಯಷ್ಟು ಸಾಂದ್ರತೆಯಾದಾಗ ಅಭಿಜಾತ ಸಾರ್ವತ್ರಿಕ ಸಾಪೇಕ್ಷತಾ ಸಿದ್ಧಾಂತದ ನಿಯಮಗಳು ಪಾಲನೆಯಲ್ಲಿರುವುವೇ? ಆಗ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣ ಕ್ಷೇತ್ರವನ್ನು ಕ್ವಾಂಟೀಕರಿಸಬೇಕಾಗುತ್ತದೆ. ಸಾರ್ವತ್ರಿಕ ಸಾಪೇಕ್ಷತಾ ಸಿದ್ಧಾಂತದ ಮತ್ತು ಕ್ವಾಂಟಮ್ ಸಿದ್ಧಾಂತಗಳನ್ನು ಒಂದುಗೂಡಿಸಬೇಕಾಗುತ್ತದೆ. ಒಟ್ಟಿನಲ್ಲಿ ಸದ್ಯಕ್ಕೆ ಹೊಸ ಮತ್ತು ಸದ್ಯಕ್ಕೆ ಅಜ್ಞಾತವಾಗಿರುವ ಭೌತ ನಿಯಮಗಳನ್ನು ಈ ಪ್ರಶ್ನೆಯಲ್ಲಿ ಉತ್ತರಿಸಬೇಕು, ಅಷ್ಟೇ.

ಇಲ್ಲಿಯವರೆಗೆ ಶೂನ್ಯಗಾತ್ರಕ್ಕೆ ಕುಸಿಯುತ್ತಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರವನ್ನು ಗಮನಿಸಿಲ್ಲ. ಆದರೆ ತಾತ್ತ್ವಿಕ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು ಇಂಥ ಪ್ರಕೃತಿ ಘಟನೆ ಆಗುವ ಸಂಭಾವ್ಯತೆ ಬಹಳವಾಗಿದೆ ಎಂದು ನಂಬಿದ್ದಾರೆ.

ಉಲ್ಲೇಖಗಳು

↑ Pilchin, Lev Eppelbaum, Izzy Kutasov, Arkady (2013). Applied geothermics (Aufl. 2014 ed.). Berlin, Heidelberg: Springer Berlin Heidelberg. p. 2. ISBN 9783642340239.{{cite book}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
↑ Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. pp. 198–199. ISBN 0-521-65937-X.
↑ And theoretically Black dwarfs – but: "...no black dwarfs are expected to exist in the universe yet"
↑ Gandolfi, Stefano; Gezerlis, Alexandros; Carlson, J. (2015-10-19). "Neutron Matter from Low to High Density". Annual Review of Nuclear and Particle Science (in ಇಂಗ್ಲಿಷ್). 65 (1): 303–328. arXiv:1501.05675. Bibcode:2015ARNPS..65..303G. doi:10.1146/annurev-nucl-102014-021957. ISSN 0163-8998.
↑ Carroll & Ostlie 2017, p. 578.
↑ Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). "How Massive Single Stars End Their Life". Astrophysical Journal. 591 (1): 288–300. arXiv:astro-ph/0212469. Bibcode:2003ApJ...591..288H. doi:10.1086/375341. S2CID 59065632.
↑ Kutner, Marc Leslie (2003). Astronomy: a physical perspective (2nd ed.). Cambridge, U.K.; New York: Cambridge University Press. p. 148. ISBN 978-0-521-82196-4.
↑ Guidry, M. W. (2019). Modern general relativity: black holes, gravitational waves, and cosmology. Cambridge; New York, NY: Cambridge University Press. p. 92. ISBN 978-1-107-19789-3.

ಗ್ರಂಥಸೂಚಿ

Carroll, B. W.; Ostlie, D. A. (2017). An Introduction to Modern Astrophysics (2nd ed.). Cambridge University Press. ISBN 978-1-108-42216-1.

[1] Pilchin, Lev Eppelbaum, Izzy Kutasov, Arkady (2013). Applied geothermics (Aufl. 2014 ed.). Berlin, Heidelberg: Springer Berlin Heidelberg. p. 2. ISBN 9783642340239.{{cite book}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)

[2] Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. pp. 198–199. ISBN 0-521-65937-X.

[3] And theoretically Black dwarfs – but: "...no black dwarfs are expected to exist in the universe yet"

[4] Gandolfi, Stefano; Gezerlis, Alexandros; Carlson, J. (2015-10-19). "Neutron Matter from Low to High Density". Annual Review of Nuclear and Particle Science (in ಇಂಗ್ಲಿಷ್). 65 (1): 303–328. arXiv:1501.05675. Bibcode:2015ARNPS..65..303G. doi:10.1146/annurev-nucl-102014-021957. ISSN 0163-8998.

[FOOTNOTECarrollOstlie2017578-5] Carroll & Ostlie 2017, p. 578.

[heger-6] Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). "How Massive Single Stars End Their Life". Astrophysical Journal. 591 (1): 288–300. arXiv:astro-ph/0212469. Bibcode:2003ApJ...591..288H. doi:10.1086/375341. S2CID 59065632.

[7] Kutner, Marc Leslie (2003). Astronomy: a physical perspective (2nd ed.). Cambridge, U.K.; New York: Cambridge University Press. p. 148. ISBN 978-0-521-82196-4.

[8] Guidry, M. W. (2019). Modern general relativity: black holes, gravitational waves, and cosmology. Cambridge; New York, NY: Cambridge University Press. p. 92. ISBN 978-1-107-19789-3.

[೧]

[೨]

[೩]

[೪]

[೫]

[೬]

[೭]

[೮]