ဆောင်းပါး ခေါင်းစဉ်မှာ အများ နားလည်လွယ်တဲ့ “အလေးချိန်” လို့ သုံးနှုန်း လိုက်ပေမယ့် တကယ်တမ်းက ကျွန်တော်တို့ တိုင်းတာက ကြယ်တွေရဲ့ “ဒြပ်ထု (mass)” ကို တိုင်းတာ ဖြစ်ပါတယ်။
စကြာဝဠာ ထဲက အရာဝတ္ထု အားလုံး နီးပါးမှာ ဒြပ်ထု (mass) ရှိပါတယ်။ စကြာဝဠာ ထဲမှာ အသေးငယ်ဆုံး ဖြစ်ကြတဲ့ အက်တမ်တွေ၊ အက်တမ်ထက် သေးတဲ့ အမှုန်တွေ ကနေပြီး ဂြိုဟ်တွေ၊ ကြယ်တွေ၊ ဂလက်ဆီ ကြီးတွေအထိ အားလုံးနီးပါး ဒြပ်ထု ရှိကြပါတယ်။
အခုထိ သိပ္ပံ ပညာရှင်တွေ ရှာဖွေ တွေ့ရှိ ခဲ့ပြီး သမျှမှာ ဒြပ်ထု မရှိတာ ဆိုလို့ ဖိုတွန် (photon) တွေနဲ့ ဂလူယွန် (gluon) နှစ်မျိုးပဲ ရှာဖွေ တွေ့ရှိ ပါသေးတယ်။
နက္ခတ်ပညာ လေ့လာရာမှာ စကြာဝဠာ ထဲက အရာဝတ္ထု တွေရဲ့ ဒြပ်ထုကို သိဖို့ အရေး ကြီးပါတယ်။ ဒါပေမယ့် စကြာဝဠာ ထဲက ဂြိုဟ်တွေ၊ လတွေ၊ ကြယ်တွေနဲ့ ဂလက်ဆီ တွေဟာ အလွန်ပဲ အလှမ်း ဝေးလှပါတယ်။ သူတို့ကို ကိုင်တွယ် ထိတွေ့လို့ မရသလို ထိတွေ့လို့ ရခဲ့ရင်တောင် ပေါက်ချိန်စက်လို စက်ပေါ်တင်ပြီး ချိန်ဖို့က မဖြစ်နိုင် ပါဘူး။ ဒီတော့ ပညာရှင် တွေအနေနဲ့ ဒီ ကြယ်တွေ ရဲ့ ဒြပ်ထု ပမာဏကို တိုင်းဖို့ သမားရိုးကျ မဟုတ်တဲ့ နည်းစနစ် တွေကို အသုံးပြု ကြရပါတယ်။
ကြယ်တွေရဲ့ ဒြပ်ထု
ကြယ်တွေဟာ ကြီးမားတဲ့ ဒြပ်ထု ရှိကြပါတယ်။ အရပ်စကားနဲ့ ပြောရင် အလွန် အင်မတန် လေးလံ လှပါတယ်။ ဒါပေမယ့် ဘာလို့ ကြယ်တွေရဲ့ ဒြပ်ထုကို သိပ္ပံ ပညာရှင် တွေ သိလို ရတာပါလဲ။
ဒီ ကြယ်တွေရဲ့ ဖြစ်ပေါ် မွေးဖွားလာပုံ၊ တဖြည်းဖြည်း ဆင့်ပွားပြောင်းလဲ လာပုံနဲ့ နောက်ဆုံး သေဆုံးသွားပုံ တွေအထိ သိနိုင်ဖို့ ကြယ်တွေရဲ့ ဒြပ်ထု ပမာဏကို သိဖို့ အလွန် အရေး ကြီးပါတယ်။
တနည်းအားဖြင့် ကြယ်တစင်းရဲ့ အတိတ်၊ ပစ္စုပ္ပန် နဲ့ အနာဂါတ် ကို သိနိုင်ဖို့ဆို သူ့ရဲ့ ဒြပ်ထု ပမာဏကို သိဖို့ လိုအပ်ပါတယ်။
သိပ္ပံ ပညာရှင် တွေဟာ ကြယ်တွေရဲ့ ဒြပ်ထု ပမာဏကို သိနိုင်ဖို့ နည်းလမ်း ပေါင်းစုံကို အသုံးပြုပြီး ခန့်မှန်း တွက်ချက် ကြပါတယ်။
ဒီ အထဲက နည်းလမ်း တစ်ခုကတော့ အိုင်းစတိုင်းရဲ့ နှိုင်းရ သီအိုရီက ပြောတဲ့ ဆွဲအား မှန်ဘီလူး (Gravitational lensing) ဆိုတဲ့ နည်းလမ်းပဲ ဖြစ်ပါတယ်။
ဒီနည်းမှာ ကြယ်တွေရဲ့ ဒြပ်ထုကြောင့် ဖြစ်လာတဲ့ ဆွဲငင်အားဟာ သူ့အနားက ဖြတ်သွားတဲ့ အလင်းကို အနည်းငယ် ကွေးညွတ် သွားစေပါတယ်။ ဒီလို ကွေးညွတ် သွားတာဟာ ဘာနဲ့ တူလဲဆိုတော့ မှန်ဘီလူးကို ဖြတ်သွားတဲ့ အလင်း ယိုင်သွားပုံနဲ့ ဆင်တူပါတယ်။ ဒါ့ကြောင့်လဲ သူ့ကို ဆွဲအား မှန်ဘီလူးလို့ ခေါ်တာ ဖြစ်ပါတယ်။
ဒီလို ယိုင်သွား တာဟာ သိပ်မသိသာ ပေမယ့် အနုစိတ်တဲ့ နက္ခတ် လေ့လာရေး ကိရိယာ တွေနဲ့ တိုင်းတာလို့ ရပါတယ်။ ဒီလို အလင်း ကွေးသွားတာကို ကြည့်ပြီး မူရင်း ကြယ်ရဲ့ ဒြပ်ထုကို ပြန် တွက်ချက်လို့ ရပါတယ်။
ဒါပေမယ့် ဒီနည်းက ကြယ်တိုင်းရဲ့ ဒြပ်ထုကိုတော့ တိုင်းဖို့ မဖြစ်နိုင် ပါဘူး။ ဒီတော့ ကြယ်တွေရဲ့ ဒြပ်ထုကို တွက်ဖို့ အခြား နည်းလမ်း မျိုးစုံကို အသုံး ပြုကြရပါတယ်။
ကြယ်အမွှာ စုံတွဲတွေက စတယ်
အဝေးမှာ ရှိတဲ့ ကြယ်တွေရဲ့ ဒြပ်ထုကို တိုက်ရိုက် တိုင်းဖို့ မဖြစ်နိုင် တာမို့ သွယ်ဝိုက်တဲ့ နည်းလမ်းတွေကို အသုံးပြု ကြရပါတယ်။
ဒီလို တိုင်းတာရာမှာ နက္ခတ် ပညာရှင် တွေဟာ ပထမဆုံး တစ်လုံးကို တစ်လုံး လှည့်ပတ်နေတဲ့ binary stars ခေါ် ကြယ်အမွှာ စုံတွဲ တွေကို အရင် တိုင်းတာ ကြပါတယ်။
ဒီ အမွှာ စုံတွဲတွေ တစ်ခုနဲ့ တစ်ခု ပတ်တဲ့ အရှိန် နဲ့ ပတ်ဖို့ ကြာချိန်ဟာ သူတို့ တစ်ခုနဲ့ တစ်ခု ဘယ်လောက် ဝေးလဲ ဆိုတာနဲ့ သူတို့ရဲ့ ဒြပ်ထုပေါ် အဓိက မူတည် နေပါတယ်။
အကယ်လို့ ဒီ ကြယ်စုံတွဲရဲ့ တစ်ခုနဲ့ တစ်ခု အကွာအဝေး နဲ့ ပတ်ဖို့ ကြာချိန် (orbital period) ကိုသာ သိမယ်ဆိုရင် ဒီကနေ အခြေခံပြီး သူတို့ နှစ်စင်းရဲ့ ဒြပ်ထုကို ပြန်ပြီး တွက်လို့ ရမှာ ဖြစ်ပါတယ်။
ဒီနည်းကို အသုံးပြုပြီး ကြယ်တွေရဲ့ ဒြပ်ထုကို ရှာဖွေရာမှာလဲ ကြယ်စုံတွဲ အမွှာပူး တွေရဲ့ ဒြပ်ထုကိုပဲ ရှာဖွေလို့ ရပါတယ်။ ကြယ်တစ်စင်းထဲ ရှိနေတဲ့ ကြယ်တွေရဲ့ ဒြပ်ထုကိုတော့ ရှာဖွေဖို့ မဖြစ်နိုင် ပါဘူး။
ကြယ်များ၏ ဒြပ်ထုအား တွက်ချက်ခြင်း
ဒါပေမယ့် ဒီလို ကြယ်စုံတွဲတွေကို လေ့လာရင်း ကနေ နက္ခတ် ပညာရှင် တွေဟာ ကြယ်တွေရဲ့ ထူးခြားချက်ကို ရှာဖွေ တွေ့ရှိ ခဲ့ကြပါတယ်။
ကြယ်တွေရဲ့ အလင်းအား (luminosity) နဲ့ အပူချိန် (temperature) တို့ဟာ သူတို့ရဲ့ ဒြပ်ထုနဲ့ ဆက်စပ် နေတယ် ဆိုတာကို ရှာဖွေ တွေ့ရှိ ခဲ့ကြပါတယ်။
ဒြပ်ထုနည်းတဲ့ ကြယ်တွေက ထွက်တဲ့ အပူချိန်ဟာ ဒြပ်ထု ကြီးမားတဲ့ ကြယ်တွေရဲ့ အပူချိန်ထက် လျှော့နည်းနေ တာကို နက္ခတ် ပညာရှင်တွေ တွေ့ရှိ ခဲ့ကြပါတယ်။ (ကြယ်တစင်းရဲ့ အပူကို ဒီကြယ်ရဲ့ အရောင်ကို ကြည့်ပြီး သိနိုင်ပါတယ်။ အပူချိန် နည်းတဲ့ ကြယ်တွေဟာ အနီရောင် သန်းပြီး အပူချိန် မြင့်လာ တာနဲ့ အမျှ အဝါရောင်၊ အဖြူရောင် နဲ့ အပြာရောင် တွေ အဖြစ် ပြောင်းလဲ သွားပါတယ်။)
ကြယ်အမွှာ စုံတွဲတွေရဲ့ အပူချိန် နဲ့ အလင်းပြင်းအားကို ဂရပ်ဆွဲ ကြည့်တဲ့ အခါ အောက်က ပုံမှာ မြင်ရတဲ့ ဂရပ်မျိုး ရလာပါတယ်။ ဒီ ဂရပ်ကို ဟာတ်စပရမ်း-ရပ်ဆဲလ် ဒိုင်ယာဂရမ် (Hertzsprung-Russell Diagram) လို့ အမည် ပေးထားပါတယ်။
ဒီ ပုံမှာ ဘယ်ဖက်က ဒေါင်လိုက် ဝင်ရိုးဟာ အလင်းပြင်းအားကို ပြပြီး အပေါ်ရောက်လေ ပြင်းအား များလေ ဖြစ်ပါတယ်။
ရေပြင်ညီ ဝင်ရိုးကတော့ အပူချိန်ကို ပြပြီး ဘယ်ဖက်က အပူချိန် မြင့်ပြီး ညာဖက်ကို အပူချိန် ကျဆင်း သွားပါတယ်။
ဒီ ပုံမှာ ဘယ်ဖက် အပေါ်ဒေါင့် ကနေ ညာဖက် အောက်ထောင့် အထိ တန်းစီနေတဲ့ ကြယ်တွေကို “ပင်မ အစဉ်တန်း ကြယ်များ (Main sequence stars)” တွေလို့ ခေါ်ပါတယ်။
ကြယ်တစ်လုံးရဲ့ ဒြပ်ထုကို သိချင်ရင် သူ့ရဲ့ အပူချိန် (အရောင်) နဲ့ အလင်းအား ကို ကြည့်ပြီး ဒီ ပုံက ကြယ်တွေနဲ့ တိုက်ဆိုင် စစ်ဆေး ပြီး ဒီကြယ်ရဲ့ ဒြပ်ထုကို ဆုံးဖြတ် နိုင်ပါတယ်။
ဒီနည်းအားဖြင့် တစ်လုံးထဲ ရှိတဲ့ ကြယ်တွေရဲ့ ဒြပ်ထုကိုလဲ တွက်ချက်လို့ ရလာပါတယ်။
ကြယ်များ၏ ဆင့်ကဲဖြစ်စဉ်
နက္ခတ် ပညာရှင် တွေဟာ ကြယ်တွေ မွေးဖွားလာပုံ၊ ကြီးထွားလာပုံ နဲ့ သေဆုံး သွားကြပုံ တွေနဲ့ ပတ်သက်လို့ အသေးစိတ် လေ့လာ ထားနိုင် ခဲ့ကြပါတယ်။
ဒီလို ကြယ်တစ်လုံးရဲ့ ဘဝ ဖြစ်စဉ်ကို “ကြယ်ဆင့်ကဲ ဖြစ်စဉ် (Stellar evolution)” လို့ ခေါ်ပါတယ်။
ဒီ ကြယ် ဆင့်ကဲ ဖြစ်စဉ်က အဖြစ်အပျက် တွေဟာ ဒီ ကြယ်ကို မွေးဖွား လာခဲ့စဉ်က ရှိခဲ့တဲ့ ဒြပ်ထုနဲ့ အများကြီး သက်ဆိုင် နေပါတယ်။
ဒါပေမယ့် ကြယ်တွေဟာ သူတို့ရဲ့ ဒြပ်ထုကို ဘဝ တစ်သက်တာလုံး တစ်သမတ်ထဲ ထိန်းသိမ်းထား နိုင်တာတော့ မဟုတ်ပါဘူး။ ကြယ်တွေ အိုမင်း ရင့်ရော် လာတာနဲ့ အမျှ သူတို့ရဲ့ ဒြပ်ထု ပမာဏ ကလဲနည်းပါး သွားပါတယ်။
ကြယ်တွေရဲ့ သက်တမ်း ကုန်ဆုံး သွားချိန်မှာတော့ ကြယ်ကြီးတွေဟာ ဆူပါနိုဗာ ခေါ်တဲ့ ပြင်းထန်တဲ့ ကြယ်ပေါက်ကွဲ မှုကြီး ဖြစ်ပြီး နိဂုံး ချုပ်သွားကြပါတယ်။
ဒါပေမယ့် နေ နဲ့ အရွယ်အစား သိပ်မကွာတဲ့ ကြယ်တွေကျတော့ ဒီလို ပြင်းထန်တဲ့ ကြယ်ပေါက်ကွဲမှု ဖြစ်မလာ ကြပါဘူး။ ဒီအစား White dwarf ခေါ်တဲ့ ကြယ်ဖြူပု တွေအနေနဲ့ ဇာတ်သိမ်း သွားကြပါတယ်။
နေထက် ဒြပ်ထု ကြီးတဲ့ ကြယ်ကြီးတွေဟာ ဆူပါနိုဗာ ပေါက်ကွဲမှု ဖြစ်ပြီးတဲ့နောက် နျူထရွန် ကြယ် (neutron star) တွေ အဖြစ် ဇတ်သိမ်း သွားပါတယ်။ ဒါပေမယ့် နေထက် အဆမတန် ဒြပ်ထု ကြီးတဲ့ ကြယ်ကြီးတွေ ကတော့ ဆူပါနိုဗာ ပေါက်ကွဲမှု အပြီးမှာ black hole (တွင်းနက်ကြီး) တွေ အဖြစ် ပြောင်းလဲလို့ သွားကြပါတယ်။
ဒါ့ကြောင့် ကြယ်တစင်းရဲ့ ဒြပ်ထုကို သိခြင်းအားဖြင့် ဒီကြယ်ရဲ့ ဘဝဖြစ်စဉ်ကို သိနိုင်သလို ဒီကြယ် ဘယ်လို အဆုံးသတ် သွားမလဲ ဆိုတာကိုလဲ သိနိုင်မှာ ဖြစ်ပါတယ်။
Ref: How to Figure out the Mass of a Star