நட்சத்திரங்கள்: நட்சத்திர உருவாக்கம், வரலாறு மற்றும் வகைப்பாடு பற்றிய உண்மைகள்

A group of stars is called a globular cluster. This globular cluster NGC 6380 is located approximately 35,000 light-years from Earth.

நட்சத்திரங்களின் குழுவானது குளோபுலர் கிளஸ்டர் எனப்படும். இந்த குளோபுலர் கிளஸ்டர் NGC 6380 பூமியிலிருந்து சுமார் 35,000 ஒளி ஆண்டுகள் தொலைவில் உள்ளது. (பட கடன்: ESA/Hubble & NASA, E. Noyola)

நட்சத்திரங்கள் பிளாஸ்மாவின் மாபெரும், ஒளிரும் கோளங்கள். அவற்றில் பில்லியன்கள் உள்ளன — நமது சொந்த சூரியன்

உட்பட —

பால்வீதி விண்மீன் மண்டலத்தில்

பில்லியன் கணக்கான விண்மீன் திரள்கள் உள்ளன. . இதுவரை, நூற்றுக்கணக்கான நட்சத்திரங்களும் அவற்றைச் சுற்றி வரும் கிரகங்களைக் கொண்டிருப்பதாக அறிந்தோம். நட்சத்திரங்கள் எவ்வாறு உருவாகின்றன?

This image from the Hubble Space Telescope shows pockets of star formation. The glow is created by hydrogen gas reacting with light from nearby stars.

ஹப்பிள் விண்வெளி தொலைநோக்கியின் இந்த படம் நட்சத்திர உருவாக்கத்தின் பாக்கெட்டுகளைக் காட்டுகிறது. ஹைட்ரஜன் வாயு அருகிலுள்ள நட்சத்திரங்களின் ஒளியுடன் வினைபுரிவதால் பளபளப்பு உருவாக்கப்படுகிறது.

(பட கடன்: ESA/Hubble, NASA, L. Ho) ஒரு நட்சத்திரம் ஒரு ராட்சத, மெதுவாக சுழலும் மேகத்திலிருந்து உருவாகிறது, அது முற்றிலும் அல்லது கிட்டத்தட்ட முழுவதுமாக ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியத்தால் ஆனது. அதன் சொந்த காரணமாக ஈர்ப்பு விசை , மேகம் உள்நோக்கி சரியத் தொடங்குகிறது, மேலும் அது சுருங்கும்போது, அது மேலும் மேலும் விரைவாகச் சுழல்கிறது, வெளிப்புறப் பகுதிகள் வட்டுகளாக மாறும் அதே வேளையில் உள் பகுதிகள் தோராயமாக கோளக் கட்டியாக மாறும்.

படி நாசா, இந்த சரியும் பொருள் வெப்பமாகவும் அடர்த்தியாகவும் வளர்ந்து, பந்து வடிவ புரோட்டோஸ்டாரை உருவாக்குகிறது. புரோட்டோஸ்டாரில் உள்ள வெப்பம் சுமார் 1.8 மில்லியன் டிகிரி ஃபாரன்ஹீட் (1 மில்லியன் டிகிரி செல்சியஸ்) அடையும் போது, பொதுவாக ஒன்றையொன்று விரட்டும் அணுக்கருக்கள் ஒன்றாக இணைகின்றன, மேலும் நட்சத்திரம் எரிகிறது. அணுக்கரு இணைவு இந்த அணுக்களின் வெகுஜனத்தின் ஒரு சிறிய அளவை அசாதாரண ஆற்றலாக மாற்றுகிறது – உதாரணமாக, 1 கிராம் நிறை முழுவதுமாக ஆற்றலாக மாற்றப்பட்டால் அது தோராயமாக 22,000 டன் TNT வெடிப்புக்கு சமமாக இருக்கும்.

நட்சத்திர பரிணாமம்

தி நட்சத்திரங்களின் வாழ்க்கைச் சுழற்சிகள் பெரும்பாலும் அவற்றின் ஆரம்ப வெகுஜனத்தை அடிப்படையாகக் கொண்ட வடிவங்களைப் பின்பற்றுகின்றன. சூரியனை விட பாதி முதல் எட்டு மடங்கு நிறை கொண்ட சூரியன் போன்ற இடைநிலை-நிறை நட்சத்திரங்கள், எட்டு சூரிய வெகுஜனங்களுக்கு மேல் அதிக நிறை கொண்ட நட்சத்திரங்கள் மற்றும் குறைந்த நிறை நட்சத்திரங்கள் பத்தில் இருந்து பாதி சூரிய நிறை அளவு கொண்டவை. ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறை அதிகமாகும், நாசாவின் கூற்றுப்படி, பொதுவாக அதன் ஆயுட்காலம் குறைவு. சூரிய வெகுஜனத்தின் பத்தில் ஒரு பங்கிற்கும் குறைவான பொருள்கள் அணுக்கரு இணைவைத் தூண்டுவதற்கு போதுமான ஈர்ப்பு விசையைக் கொண்டிருக்கவில்லை – சில

பழுப்பு குள்ளர்கள்.ஒரு இடைநிலை-நிறை நட்சத்திரமானது சுமார் 6,750 டிகிரி F (3,725 டிகிரி C) மேற்பரப்பு வெப்பநிலையுடன் ஒரு புரோட்டோஸ்டாராக சரிவதற்கு சுமார் 100,000 ஆண்டுகள் எடுக்கும் மேகத்துடன் தொடங்குகிறது. ஹைட்ரஜன் இணைவு தொடங்கிய பிறகு, முடிவு ஒருT-Tauri நட்சத்திரம், பிரகாசத்தில் ஏற்ற இறக்கமான ஒரு மாறி நட்சத்திரம். அணுக்கரு இணைவு மூலம் உருவாகும் ஆற்றலின் விரிவாக்கம் அதன் சுருக்கத்தால் சமப்படுத்தப்படும் வரை சுமார் 10 மில்லியன் ஆண்டுகளாக இந்த நட்சத்திரம் சரிந்து கொண்டே இருக்கிறது ஈர்ப்பு, அதன் பிறகு அது ஒரு முதன்மை நட்சத்திரம் அதன் மையத்தில் உள்ள ஹைட்ரஜன் இணைவினால் அதன் முழு ஆற்றலையும் பெறுகிறது.

நட்சத்திர வாழ்க்கை சுழற்சி: இந்த சுழற்சியின் உச்சியில் ஒரு சூப்பர்நோவா நடைபெறுகிறது, குப்பைகளை வெளியிடுகிறது. சூப்பர்நோவா எச்சம் புதிய நட்சத்திரங்களை உருவாக்க விண்மீன் ஊடகத்துடன் இணைகிறது.

(பட கடன்: கெட்டி இமேஜஸ்)

அத்தகைய நட்சத்திரத்தின் நிறை எவ்வளவு அதிகமாக இருக்கிறதோ, அவ்வளவு விரைவாக அது அதன் ஹைட்ரஜன் எரிபொருளைப் பயன்படுத்தும், மேலும் அது முக்கிய வரிசையில் இருக்கும். மையத்தில் உள்ள அனைத்து ஹைட்ரஜனும் ஹீலியத்தில் இணைக்கப்பட்ட பிறகு, நட்சத்திரம் விரைவாக மாறுகிறது – அணுக்கதிர்வீச்சு அதை எதிர்க்காமல், ஈர்ப்பு விசையை உடனடியாக நட்சத்திரத்தின் மையத்தில் நசுக்கி, நட்சத்திரத்தை விரைவாக வெப்பப்படுத்துகிறது. இதனால் நட்சத்திரத்தின் வெளிப்புற அடுக்குகள் பெரிதாக விரிவடைந்து, குளிர்ச்சியாகவும், சிவப்பு நிறமாகவும் ஒளிரும், நட்சத்திரத்தை

சிவப்பு ராட்சத. ஹீலியம் மையத்தில் ஒன்றாக இணைக்கத் தொடங்குகிறது, மேலும் ஹீலியம் மறைந்தவுடன், மையமானது சுருங்கி வெப்பமடைகிறது, ஒருமுறை நட்சத்திரத்தை விரிவுபடுத்துகிறது. அதை முன்பை விட நீலமாகவும் பிரகாசமாகவும் ஆக்குகிறது, அதன் வெளிப்புற அடுக்குகளை வீசுகிறது. வாயு மங்கலின் விரிவடையும் ஷெல்களுக்குப் பிறகு, மீதமுள்ள கோர் எஞ்சியிருக்கும், ஒருவெள்ளை குள்ள இது பெரும்பாலும் கார்பன் மற்றும் ஆக்சிஜனைக் கொண்டுள்ளது, ஆரம்ப வெப்பநிலை சுமார் 180,000 டிகிரி F (100,000 டிகிரி C). வெள்ளைக் குள்ளர்களுக்கு இணைவதற்கு எரிபொருள் இல்லை என்பதால், அவை குளிர்ச்சியாகவும், குளிர்ச்சியாகவும் பல பில்லியன் ஆண்டுகளில் வளர்ந்து கருப்பு குள்ளர்கள் கண்டறிய முடியாத அளவுக்கு மயக்கம். நேரடி அறிவியல்.

அதிக நிறை நட்சத்திரம் உருவாகிறது மற்றும்விரைவில் இறந்துவிடுகிறார். இந்த நட்சத்திரங்கள் வெறும் 10,000 முதல் 100,000 ஆண்டுகளில் புரோட்டோஸ்டார்களில் இருந்து உருவாகின்றன. பிரதான வரிசையில் இருக்கும்போது, அவை சூடாகவும் நீலமாகவும் இருக்கும், சூரியனைப் போல சுமார் 1,000 முதல் 1 மில்லியன் மடங்கு ஒளிரும் மற்றும் தோராயமாக 10 மடங்கு அகலமாக இருக்கும். முக்கிய வரிசையை விட்டு வெளியேறும்போது, அவர்கள் ஒரு பிரகாசமான This image from the Hubble Space Telescope shows pockets of star formation. The glow is created by hydrogen gas reacting with light from nearby stars. சிவப்பு சூப்பர்ஜெயண்ட் மற்றும் இறுதியில் கார்பனை கனமான தனிமங்களாக இணைக்கும் அளவுக்கு வெப்பமாகிறது. ஏறக்குறைய 10,000 ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு இத்தகைய இணைவு, அதன் விளைவாக சுமார் 3,800 மைல்கள் (6,000 கிமீ) அகலம் கொண்ட ஒரு இரும்புக் கரு உருவாகிறது, மேலும் எந்த ஒரு இணைவும் அதை விடுவிப்பதற்குப் பதிலாக ஆற்றலைச் செலவழிக்கும் என்பதால், அதன் அணுக் கதிர்வீச்சு இனி எதிர்க்க முடியாது என்பதால், நட்சத்திரம் அழிந்தது. ஈர்ப்பு விசை. வானியலாளர்கள் ஒரு நட்சத்திரத்தின் இறப்பைப் பற்றி அறிய சூப்பர்நோவா எச்சங்களை ஆய்வு செய்கின்றனர்.

(பட கடன்: NASA/CXC/SAO)

ஒரு நட்சத்திரம் 1.4 சூரிய வெகுஜனங்களுக்கு மேல் அடையும் போது, எலக்ட்ரான் அழுத்தம் மையத்தை மேலும் சரிவதற்கு எதிராக ஆதரிக்க முடியாது என்று நாசா தெரிவித்துள்ளது. விளைவு ஒரு சூப்பர்நோவா. ஈர்ப்பு விசையானது மையத்தை சரியச் செய்து, மைய வெப்பநிலையை கிட்டத்தட்ட 18 பில்லியன் டிகிரி F (10 பில்லியன் டிகிரி C) ஆக உயர்த்தி, இரும்பை நியூட்ரான்கள் மற்றும் நியூட்ரினோக்களாக உடைக்கிறது. சுமார் ஒரு வினாடியில், மையமானது சுமார் ஆறு மைல்கள் (10 கிமீ) அகலமாகச் சுருங்கி, பிழியப்பட்ட ஒரு ரப்பர் பந்தைப் போல மீண்டும் எழுகிறது, நட்சத்திரத்தின் வழியாக ஒரு அதிர்ச்சி அலையை அனுப்புகிறது, இது வெளிப்புற அடுக்குகளில் இணைவை ஏற்படுத்துகிறது. நட்சத்திரம் பின்னர் வகை II சூப்பர்நோவாவில் வெடிக்கிறது. மீதமுள்ள நட்சத்திர மையமானது தோராயமாக மூன்று சூரிய நிறைகளை விட குறைவாக இருந்தால், அது ஒரு ஆக மாறும் நியூட்ரான் நட்சத்திரம் ஏறக்குறைய முற்றிலும் நியூட்ரான்கள் மற்றும் கண்டறியக்கூடிய ரேடியோ துடிப்புகளை வெளியேற்றும் சுழலும் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் பல்சர்கள். நட்சத்திர மையமானது மூன்று சூரிய நிறைகளை விட பெரியதாக இருந்தால், அறியப்பட்ட எந்த சக்தியும் அதன் சொந்த ஈர்ப்பு விசைக்கு எதிராக அதை ஆதரிக்க முடியாது, மேலும் அது ஒரு கருப்பு துளை .

குறைந்த நிறை நட்சத்திரம் ஹைட்ரஜன் எரிபொருளை மிகவும் மந்தமாக பயன்படுத்துகிறது, அவை முக்கியமாக பிரகாசிக்க முடியும்- 100 பில்லியன் முதல் 1 டிரில்லியன் ஆண்டுகள் வரையிலான நட்சத்திரங்களின் வரிசை – பிரபஞ்சத்தின் வயது சுமார் 13.7 பில்லியன் ஆண்டுகள் என்பதால் நாசா, இதன் பொருள் குறைந்த நிறை நட்சத்திரம் இதுவரை இறக்கவில்லை. இன்னும், வானியலாளர்கள் இந்த நட்சத்திரங்களைக் கணக்கிடுகின்றனர், இது சிவப்பு குள்ளர்கள் , ஹைட்ரஜனைத் தவிர வேறு எதையும் இணைக்க மாட்டார்கள். அவர்கள் ஒருபோதும் சிவப்பு ராட்சதர்களாக மாற மாட்டார்கள். மாறாக, அவர்கள் இறுதியில் வெள்ளை குள்ளர்களாகவும் பின்னர் கருப்பு குள்ளர்களாகவும் மாற வேண்டும்.

நட்சத்திர அவதானிப்புகளின் வரலாறு பதிவுசெய்யப்பட்ட நாகரீகத்தின் விடியலில் இருந்து, நட்சத்திரங்கள் மதத்தில் முக்கிய பங்கு வகித்தன மற்றும் வழிசெலுத்தலுக்கு இன்றியமையாதவை என்று நிரூபித்தது

சர்வதேச வானியல் ஒன்றியம். வானியல் , வானத்தைப் பற்றிய ஆய்வு, அறிவியலில் மிகவும் பழமையானதாக இருக்கலாம்.தொலைநோக்கியின் கண்டுபிடிப்பு மற்றும் இயக்கம் மற்றும் ஈர்ப்பு விதிகளின் கண்டுபிடிப்பு 17 ஆம் நூற்றாண்டு நட்சத்திரங்கள் சூரியனைப் போன்றது, அனைத்தும் ஒரே இயற்பியல் விதிகளுக்குக் கீழ்ப்படிகின்றன என்பதை உணரத் தூண்டியது. 19 ஆம் நூற்றாண்டில், புகைப்படம் எடுத்தல் மற்றும்ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபி — அலைநீளங்களின் ஆய்வு பொருள்கள் வெளியிடும் ஒளி – தொலைதூரத்திலிருந்து நட்சத்திரங்களின் கலவைகள் மற்றும் இயக்கங்களை ஆராய்வதை சாத்தியமாக்கியது, இது வளர்ச்சிக்கு வழிவகுத்தது வானியற்பியல் . 1937 ஆம் ஆண்டில், முதல் ரேடியோ தொலைநோக்கி கட்டப்பட்டது, இது நட்சத்திரங்களிலிருந்து கண்ணுக்கு தெரியாத கதிர்வீச்சைக் கண்டறிய வானியலாளர்களுக்கு உதவுகிறது. முதல் காமா-கதிர் தொலைநோக்கி 1961 இல் தொடங்கப்பட்டது, இது நட்சத்திர வெடிப்புகள் பற்றிய ஆய்வுக்கு முன்னோடியாக இருந்தது (சூப்பர்நோவா) . 1960 களில், வானியலாளர்கள் பலூன் மூலம் பரவும் தொலைநோக்கிகளைப் பயன்படுத்தி அகச்சிவப்பு அவதானிப்புகளைத் தொடங்கினர், அவற்றின் வெப்ப உமிழ்வுகளின் அடிப்படையில் நட்சத்திரங்கள் மற்றும் பிற பொருட்களைப் பற்றிய தகவல்களைச் சேகரித்தனர்; முதல் அகச்சிவப்பு தொலைநோக்கி (அகச்சிவப்பு வானியல் செயற்கைக்கோள்) 1983 இல் ஏவப்பட்டது.

ரேடியோ தொலைநோக்கிகளில் இருந்து வரும் ரேடியோ அலைகள் மேகங்கள் வழியாக சென்று அவதானிக்க முடியும். நட்சத்திரங்கள்.

(பட கடன்: கெட்டி இமேஜஸ்)

மைக்ரோவேவ் உமிழ்வுகள் முதன்முதலில் 1992 இல் விண்வெளியில் இருந்து ஆய்வு செய்யப்பட்டது, நாசாவின் காஸ்மிக் மைக்ரோவேவ் பேக்ரவுண்ட் எக்ஸ்ப்ளோரர் (COBE) செயற்கைக்கோள். (நுண்ணலை உமிழ்வுகள் பொதுவாக இளம் பிரபஞ்சத்தின் தோற்றத்தை ஆய்வு செய்யப் பயன்படுகின்றன, ஆனால் அவை எப்போதாவது நட்சத்திரங்களைப் படிக்கப் பயன்படுகின்றன.) 1990 இல், முதல் விண்வெளி அடிப்படையிலான ஆப்டிகல் தொலைநோக்கி,ஹப்பிள் ஸ்பேஸ் டெலஸ்கோப், பிரபஞ்சத்தின் ஆழமான, மிக விரிவான புலப்படும்-ஒளி காட்சியை வழங்கும்.

நிச்சயமாக, பல ஆண்டுகளாக மேம்பட்ட கண்காணிப்பு நிலையங்கள் (அனைத்து அலைநீளங்களிலும்) உள்ளன, மேலும் சக்திவாய்ந்தவை திட்டமிடப்பட்டுள்ளன. சில எடுத்துக்காட்டுகள் மிக பெரிய தொலைநோக்கி (ELT), இது அகச்சிவப்பு மற்றும் ஒளியியல் அலைநீளங்களில் 2024 இல் அவதானிப்புகளைத் தொடங்க திட்டமிடப்பட்டுள்ளது. மேலும், நாசாவின் ஜேம்ஸ் வெப் விண்வெளி தொலைநோக்கி – ஹப்பிளின் வாரிசாகக் கருதப்படுகிறது – அகச்சிவப்பு அலைநீளங்களில் உள்ள நட்சத்திரங்களை ஆய்வு செய்ய 2018 இல் தொடங்கப்படும். The Orion constellation was named after a hunter in Greek mythology. Its pattern was likened to a person holding a bow and arrow. நட்சத்திரங்களுக்கு எப்படிப் பெயரிடப்பட்டது?

பண்டைய கலாச்சாரங்கள் வானங்களில் மனிதர்கள், விலங்குகள் அல்லது பொதுவான பொருட்களை ஒத்த வடிவங்களைக் கண்டன – விண்மீன்கள் உருவங்களைக் குறிக்க வந்தவை புராணத்தில் இருந்து, ஓரியன் வேட்டைக்காரன், கிரேக்க புராணங்களில் ஒரு ஹீரோ.

வானியலாளர்கள் இப்போது பெரும்பாலும் நட்சத்திரங்களின் பெயர்களில் விண்மீன்களைப் பயன்படுத்துகின்றனர். சர்வதேச வானியல் ஒன்றியம், வானப் பொருட்களுக்கு பெயர்களை வழங்குவதற்கான உலக அதிகாரம், அதிகாரப்பூர்வமாக அங்கீகரிக்கிறது 88 விண்மீன்கள். பொதுவாக, ஒரு விண்மீன் கூட்டத்தின் பிரகாசமான நட்சத்திரம் அதன் அறிவியல் பெயரின் ஒரு பகுதியாக கிரேக்க எழுத்துக்களின் முதல் எழுத்தான “ஆல்ஃபா” ஆகும். ஒரு விண்மீன் தொகுப்பில் உள்ள இரண்டாவது பிரகாசமான நட்சத்திரம் பொதுவாக “பீட்டா” என்றும், மூன்றாவது பிரகாசமான “காமா” என்றும், அனைத்து கிரேக்க எழுத்துக்களும் பயன்படுத்தப்படும் வரை, பின்னர் எண்ணியல் பெயர்கள் பின்பற்றப்படும். This image from the Hubble Space Telescope shows pockets of star formation. The glow is created by hydrogen gas reacting with light from nearby stars.

ஓரியன் விண்மீன் கூட்டத்திற்கு பெயரிடப்பட்டது கிரேக்க புராணங்களில் ஒரு வேட்டைக்காரனுக்குப் பிறகு. அதன் வடிவம் வில்லும் அம்பும் வைத்திருக்கும் ஒரு நபருக்கு ஒப்பிடப்பட்டது.

(பட கடன்: கெட்டி இமேஜஸ்)

Aநட்சத்திரங்களின் எண்ணிக்கை பழங்காலத்திலிருந்தே பெயர்களைக் கொண்டுள்ளது – Betelgeuse , எடுத்துக்காட்டாக, “கை (அல்லது அக்குள்) அரபு மொழியில் ராட்சதர். இது ஓரியனில் உள்ள பிரகாசமான நட்சத்திரம், அதன் அறிவியல் பெயர் ஆல்பா ஓரியோனிஸ். மேலும், பல ஆண்டுகளாக வெவ்வேறு வானியலாளர்கள் தனித்துவமான எண் அமைப்புகளைப் பயன்படுத்தும் நட்சத்திர பட்டியல்களைத் தொகுத்துள்ளனர். ஹென்றி டிராப்பர் கேடலாக்,

ஒரு முன்னோடியின் பெயரால் பெயரிடப்பட்டது ஆஸ்ட்ரோஃபோட்டோகிராபி, 272,150 நட்சத்திரங்களுக்கு நிறமாலை வகைப்பாடு மற்றும் தோராயமான நிலைகளை வழங்குகிறது மற்றும் அரை நூற்றாண்டுக்கும் மேலாக வானியல் சமூகத்தால் பரவலாகப் பயன்படுத்தப்படுகிறது. பட்டியல் Betelgeuse ஐ HD 39801 என குறிப்பிடுகிறது.

பிரபஞ்சத்தில் பல நட்சத்திரங்கள் இருப்பதால், IAU புதிய நட்சத்திரங்களுக்கு வேறுபட்ட அமைப்பைப் பயன்படுத்துகிறது. பெரும்பாலானவை நட்சத்திர வகையைக் குறிக்கும் சுருக்கம் அல்லது நட்சத்திரத்தைப் பற்றிய தகவல்களைப் பட்டியலிடும் ஒரு அட்டவணை, அதைத் தொடர்ந்து குறியீடுகளின் குழுவைக் கொண்டிருக்கும். உதாரணமாக, PSR J1302-6350 ஒரு பல்சர் ஆகும், எனவே PSR. 1302 மற்றும் 6350 ஆகியவை பூமியில் பயன்படுத்தப்படும் அட்சரேகை மற்றும் தீர்க்கரேகை குறியீடுகளைப் போன்ற ஆயத்தொலைவுகளாக இருக்கும் போது, J2000 எனப்படும் ஒரு ஒருங்கிணைப்பு அமைப்பு பயன்படுத்தப்படுகிறது என்பதை J வெளிப்படுத்துகிறது.சமீப ஆண்டுகளில், வானியல் சமூகத்தின் அழைப்புகளுக்கு மத்தியில் நட்சத்திரங்களுக்கான பல பெயர்களை IAU முறைப்படுத்தியது. IAU 14 நட்சத்திரப் பெயர்களை முறைப்படுத்தியது. 2015 “Name ExoWorlds” போட்டி, உலகெங்கிலும் உள்ள அறிவியல் மற்றும் வானியல் கிளப்புகளின் பரிந்துரைகளை எடுத்துக்கொள்கிறது.பின்னர் 2016 இல், IAU ஒப்புதல் அளித்தது This image shows the region around NGC 1399 and NGC 1404. 227 நட்சத்திரப் பெயர்கள் , பெரும்பாலும் பழங்காலத்திலிருந்தே அதன் முடிவை எடுப்பதில் குறிப்புகளை எடுத்துக் கொள்கின்றன. நட்சத்திரப் பெயர்கள் மற்றும் எழுத்துப்பிழைகளில் உள்ள மாறுபாடுகளைக் குறைப்பதே இலக்காக இருந்தது (உதாரணமாக, “ஃபார்மல்ஹாட்” 30 பதிவு செய்யப்பட்ட மாறுபாடுகளைக் கொண்டிருந்தது.) இருப்பினும், நீண்டகாலப் பெயர் “ஆல்ஃபா சென்டாரி” – ஒரு பிரபலமான நட்சத்திரத்தைக் குறிக்கிறது நான்கு கிரகங்களைக் கொண்ட அமைப்பு புவியிலிருந்து ஒளி ஆண்டுகள் – ரிகல் கென்டாரஸால் மாற்றப்பட்டது.

பைனரி நட்சத்திரங்கள் மற்றும் பிற மடங்குகள்

இந்தப் படம் NGC 1399 மற்றும் NGC 1404ஐச் சுற்றியுள்ள பகுதியைக் காட்டுகிறது. (பட கடன்: நாசா/ சந்திரா எக்ஸ்ரே ஆய்வுக்கூடம்)

நமதுசூரிய குடும்பத்தில் ஒரே ஒரு நட்சத்திரம் உள்ளது, நமது சூரியனைப் போன்ற பெரும்பாலான நட்சத்திரங்கள் தனித்தவை அல்ல, ஆனால் இரு நட்சத்திரங்கள், அங்கு இரண்டு நட்சத்திரங்கள் அல்லது பல நட்சத்திரங்கள் ஒன்றையொன்று சுற்றுகின்றன. உண்மையில், நமது சூரியனைப் போன்ற நட்சத்திரங்களில் மூன்றில் ஒரு பங்கு மட்டுமே உள்ளது, அதே சமயம் மூன்றில் இரண்டு பங்கு மடங்குகள் – உதாரணமாக, நமது சூரிய குடும்பத்திற்கு மிக நெருக்கமான அண்டை நாடு, Proxima Centauri

, Alpha Centauri A மற்றும் Alpha Centauri B ஆகியவற்றை உள்ளடக்கிய பல அமைப்புகளின் ஒரு பகுதியாகும். இருப்பினும், நமது சூரியனைப் போன்ற G வகுப்பு நட்சத்திரங்கள் நாம் பார்க்கும் அனைத்து நட்சத்திரங்களிலும் 7% மட்டுமே உள்ளன – பொதுவாக அமைப்புகளுக்கு வரும்போது, நமது 30 சதவிகிதம் சார்லஸ் ஜே. ஹார்வர்ட்-ஸ்மித்சோனியன் வானியற்பியல் மையம்

இரண்டு புரோட்டோ ஸ்டார்கள் ஒன்றுக்கொன்று அருகில் உருவாகும்போது இரும நட்சத்திரங்கள் உருவாகின்றன. இந்த ஜோடியின் ஒரு உறுப்பினர், வெகுஜன பரிமாற்றம் எனப்படும் ஒரு செயல்பாட்டில் பொருளை அகற்றி, போதுமான அளவு நெருக்கமாக இருந்தால், அதன் துணையை பாதிக்கலாம். உறுப்பினர்களில் ஒருவர் நியூட்ரான் நட்சத்திரம் அல்லது கருந்துளையை விட்டு வெளியேறும் மாபெரும் நட்சத்திரமாக இருந்தால், ஒரு எக்ஸ்ரே பைனரி

உருவாகலாம், இதில் இருந்து பொருள் இழுக்கப்படும் விண்மீன் எச்சத்தின் துணை மிகவும் சூடாக இருக்கும் – 1 மில்லியன் F (555,500 C) க்கும் அதிகமான வெப்பம் மற்றும் X-கதிர்களை வெளியிடும். பைனரியில் ஒரு வெள்ளை குள்ளம் இருந்தால், ஒரு துணையிடமிருந்து வெள்ளை குள்ளனின் மேற்பரப்பில் இழுக்கப்படும் வாயு நோவா எனப்படும் ஃபிளாஷில் வன்முறையில் இணைகிறது. சில சமயங்களில், குள்ளன் இடிந்து விழுவதற்குப் போதுமான வாயு உருவாகி, அதன் கார்பனை உடனடியாக உருகச் செய்து, குள்ளமானது ஒரு வகை I சூப்பர்நோவாவில் வெடித்துச் சிதறுகிறது, இது ஒரு விண்மீனை சில மாதங்களுக்கு மிஞ்சும். நட்சத்திரங்களின் முக்கிய பண்புகள்

பிரகாசம்

வானியலாளர்கள் நட்சத்திர பிரகாசத்தை அளவு மற்றும் ஒளிர்வு.

ஒரு நட்சத்திரத்தின் அளவு 2,000 ஆண்டுகளுக்கும் மேலான அளவுகோலை அடிப்படையாகக் கொண்டது, இது கிமு 125 இல் கிரேக்க வானியலாளர் ஹிப்பார்க்கஸால் வடிவமைக்கப்பட்டது. நாசாவின் கூற்றுப்படிகேளுங்கள் மற்றும் வானியற்பியல்

. பூமியில் இருந்து பார்க்கும் பிரகாசத்தின் அடிப்படையில் நட்சத்திரங்களின் குழுக்களை அவர் எண்ணினார் – பிரகாசமான நட்சத்திரங்கள் முதல் அளவு நட்சத்திரங்கள் என்று அழைக்கப்பட்டன, அடுத்த பிரகாசமானவை இரண்டாவது அளவு, மற்றும் ஆறாவது அளவு வரை, மங்கலானவை தெரியும். இப்போது வானியலாளர்கள் ஒரு நட்சத்திரத்தின் பிரகாசத்தை பூமியிலிருந்து பார்க்கும்போது அதன் வெளிப்படையான அளவு என்று குறிப்பிடுகிறார்கள், ஆனால் பூமிக்கும் நட்சத்திரத்திற்கும் இடையிலான தூரம் பாதிக்கலாம். அதிலிருந்து ஒருவர் பார்க்கும் ஒளி, அவர்கள் இப்போது ஒரு நட்சத்திரத்தின் உண்மையான பிரகாசத்தை முழு அளவு என்ற வார்த்தையைப் பயன்படுத்தி விவரிக்கிறார்கள், இது பூமியிலிருந்து 10 பார்செக்குகள் அல்லது 32.6 ஒளி ஆண்டுகள் தொலைவில் இருந்தால் அதன் வெளிப்படையான அளவு என்னவாக இருக்கும் என்பதன் மூலம் வரையறுக்கப்படுகிறது. அளவு அளவுகோல் இப்போது ஆறுக்கும் அதிகமாகவும் ஒன்றுக்கும் குறைவாகவும் உள்ளது, எதிர்மறை எண்களில் கூட இறங்குகிறது – இரவு வானத்தில் பிரகாசமான நட்சத்திரம் சிரியஸ், வெளிப்படையான அளவு -1.46.

இரவு வானத்தில் உள்ள பிரகாசமான நட்சத்திரமான சைரஸ், சிரியஸ் பி, பாரிய வெள்ளைக் குள்ளன் மற்றும் சிரியஸ் ஏ, ஏ-வகை முக்கிய வரிசை நட்சத்திரம் ஆகியவற்றைக் கொண்ட பைனரி நட்சத்திரமாகும்.

(பட கடன்: கெட்டி)

ஒளிர்வு என்பது ஒரு நட்சத்திரத்தின் சக்தி – அது ஆற்றலை வெளியிடும் விகிதம். சக்தி பொதுவாக வாட்களில் அளவிடப்படுகிறது என்றாலும் – உதாரணமாக, சூரியனின் ஒளிர்வு 400 டிரில்லியன் டிரில்லியன் வாட்ஸ்— ஒளிர்வு ஒரு நட்சத்திரம் பொதுவாக சூரியனின் ஒளிர்வின் அடிப்படையில் அளவிடப்படுகிறது. எடுத்துக்காட்டாக, ஆல்பா சென்டாரி ஏ சூரியனை விட சுமார் 1.3 மடங்கு ஒளிரும். முழுமையான அளவிலிருந்து ஒளிர்வைக் கண்டறிய, முழுமையான அளவு அளவில் ஐந்தின் வேறுபாடு, ஒளிர்வு அளவுகோலில் 100 காரணிக்கு சமம் என்று கணக்கிட வேண்டும் – எடுத்துக்காட்டாக, 1 இன் முழுமையான அளவு கொண்ட ஒரு நட்சத்திரம் 100 மடங்கு ஒளிரும். 6 இன் முழுமையான அளவு கொண்ட ஒரு நட்சத்திரம்.ஒரு நட்சத்திரத்தின் பிரகாசம் அதன் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை மற்றும் அளவைப் பொறுத்தது.நிறம்

நட்சத்திரங்கள் சிவப்பு நிறத்தில் இருந்து மஞ்சள் நிறத்தில் இருந்து நீலம் வரை பல்வேறு வண்ணங்களில் வருகின்றன. ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறம் மேற்பரப்பு வெப்பநிலையைப் பொறுத்தது.

ஒரு நட்சத்திரம் ஒற்றை நிறத்தைக் கொண்டிருப்பதாகத் தோன்றலாம், ஆனால் உண்மையில் பரந்த அளவிலான வண்ணங்களை வெளியிடுகிறது. , ரேடியோ அலைகள் மற்றும் அகச்சிவப்பு கதிர்கள் முதல் புற ஊதா கதிர்கள் மற்றும் காமா கதிர்கள் வரை அனைத்தையும் உள்ளடக்கியது. வெவ்வேறு தனிமங்கள் அல்லது சேர்மங்கள் வெவ்வேறு நிறங்கள் அல்லது ஒளியின் அலைநீளங்களை உறிஞ்சி வெளியிடுகின்றன, மேலும் ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறமாலையைப் படிப்பதன் மூலம், அதன் கலவை என்னவாக இருக்கும் என்பதைக் கண்டறிய முடியும். மேற்பரப்பு வெப்பநிலை

வானியலாளர்கள் எனப்படும் ஒரு அலகில் நட்சத்திர வெப்பநிலையை அளவிடவும் கெல்வின், பூஜ்ஜியம் K வெப்பநிலையுடன் (“முழு பூஜ்யம் “) மைனஸ் 273.15 டிகிரி C, அல்லது மைனஸ் 459.67 டிகிரி F. அடர் சிவப்பு நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை சுமார் 2,500 K (2,225 C மற்றும் 4,040 F); ஒரு பிரகாசமான சிவப்பு நட்சத்திரம், சுமார் 3,500 K (3,225 C மற்றும் 5,840 F); சூரியன் மற்றும் பிற மஞ்சள் நட்சத்திரங்கள், சுமார் 5,500 K (5,225 C மற்றும் 9,440 F); ஒரு நீல நட்சத்திரம், சுமார் 10,000 K (9,725 C மற்றும் 17,540 F) முதல் 50,000 K (49,725 C மற்றும் 89,540 F) வரை.

சூரியனின் வெப்பநிலை மேற்பரப்பில் சுமார் 10,000 டிகிரி F (5,500 டிகிரி C) உள்ளது

(பட கடன்: கெட்டி இமேஜஸ்)

ஒரு நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பு வெப்பநிலையானது அதன் வெகுஜனத்தைப் பொறுத்து அதன் பிரகாசத்தையும் நிறத்தையும் பாதிக்கிறது. குறிப்பாக, ஒரு நட்சத்திரத்தின் ஒளிர்வு வெப்பநிலை நான்காவது சக்திக்கு விகிதாசாரமாகும். உதாரணமாக, இரண்டு நட்சத்திரங்கள் ஒரே அளவில் இருந்தாலும் ஒன்று கெல்வினில் மற்றொன்றை விட இரண்டு மடங்கு வெப்பமாக இருந்தால், முந்தையது பிந்தையதை விட 16 மடங்கு ஒளிரும்.

தொடர்புடையது: சூரியன் எவ்வளவு சூடாக இருக்கிறது?அளவு

வானியலாளர்கள் பொதுவாக நான் நட்சத்திரங்களின் அளவை உறுதிப்படுத்தவும் நமது சூரியனின் ஆரம். உதாரணமாக, ஆல்பா சென்டாரி A ஆனது 1.05 சூரிய ஆரங்கள் (ஆரம் பன்மை) ஆரம் கொண்டது. நட்சத்திரங்களின் அளவு 12 மைல் (20 கிலோமீட்டர்) அகலம் கொண்ட நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் முதல் சூரியனின் விட்டத்தை விட சுமார் 1,000 மடங்கு பெரிய சூப்பர்ஜெயண்ட்கள் வரை இருக்கும்.

ஒரு நட்சத்திரத்தின் அளவு அதன் பிரகாசத்தை பாதிக்கிறது. குறிப்பாக, ஒளிர்வு என்பது ஆரம் சதுரத்திற்கு விகிதாசாரமாகும். உதாரணமாக, இரண்டு நட்சத்திரங்கள் ஒரே வெப்பநிலையைக் கொண்டிருந்தால், ஒரு நட்சத்திரம் மற்றொன்றை விட இரண்டு மடங்கு அகலமாக இருந்தால், முந்தையது பிந்தையதை விட நான்கு மடங்கு பிரகாசமாக இருக்கும்.நிறை

வானியலாளர்கள் ஒரு நட்சத்திரத்தின் வெகுஜனத்தை

சூரிய நிறை

, நமது சூரியனின் நிறை. உதாரணமாக, ஆல்பா சென்டாரி A என்பது 1.08 சூரிய நிறை.

ஒரே மாதிரியான வெகுஜனங்களைக் கொண்ட நட்சத்திரங்கள் வெவ்வேறு அடர்த்திகளைக் கொண்டிருப்பதால் அவை ஒரே அளவில் இருக்காது. எடுத்துக்காட்டாக, சிரியஸ் பி என்பது சூரியனைப் போன்ற அதே நிறை ஆனால் 90,000 மடங்கு அடர்த்தியானது, மேலும் அதன் விட்டம் ஐம்பதில் ஒரு பங்கு மட்டுமே.ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறை மேற்பரப்பு வெப்பநிலையை பாதிக்கிறது.

வானத்தின் இந்த அகன்றக் காட்சி அரோ அண்ட் தி பிரைட் ஸ்டார் சிஸ்டம் ஆல்ஃபா சென்டாரி டிஜிட்டல் ஸ்கை சர்வே 2 இன் ஒரு பகுதியான புகைப்படப் படங்களிலிருந்து உருவாக்கப்பட்டது.

(பட கடன்: ESO/Digitized Sky Survey 2 ஒப்புகை: Davide De Martin)

காந்த புலம் நட்சத்திரங்கள் சுழலும் பந்துகள் ரோலிங், மின்சாரம் சார்ஜ் செய்யப்பட்ட வாயு, இதனால் பொதுவாக காந்தப்புலங்களை உருவாக்குகிறது. சூரியனைப் பொறுத்தவரை, அதன் காந்தப்புலம் சிறிய பகுதிகளில் அதிக அளவில் குவிந்து, வரையிலான அம்சங்களை உருவாக்குவதை ஆராய்ச்சியாளர்கள் கண்டுபிடித்துள்ளனர். சூரியப் புள்ளிகள் ஃபிளேர்ஸ் மற்றும் கரோனல் மாஸ் எஜெக்ஷன்ஸ் எனப்படும் கண்கவர் வெடிப்புகள். ஹார்வர்ட்-ஸ்மித்சோனியன் வானியற்பியல் மையத்தில் நடத்தப்பட்ட ஆய்வில், நட்சத்திரத்தின் சுழற்சி விகிதத்துடன் சராசரி நட்சத்திர காந்தப்புலம் அதிகரிக்கிறது மற்றும் நட்சத்திரத்தின் வயதுக்கு ஏற்ப குறைகிறது.உலோகம்

தி ஒரு நட்சத்திரத்தின் உலோகத்தன்மை அது கொண்டிருக்கும் “உலோகங்களின்” அளவை அளவிடுகிறது – அதாவது, ஹீலியத்தை விட கனமான எந்த தனிமமும்.மூன்று தலைமுறை நட்சத்திரங்கள் இருக்கலாம் உலோகத்தன்மையின் அடிப்படையில் உள்ளன. “உலோகங்கள்” இல்லாத பிரபஞ்சத்தில் பிறந்த மக்கள்தொகை III நட்சத்திரங்களின் பழமையான தலைமுறை எதுவாக இருக்க வேண்டும் என்பதை வானியலாளர்கள் இன்னும் கண்டுபிடிக்கவில்லை. இந்த நட்சத்திரங்கள் இறந்தபோது, அவை அண்டவெளியில் கனமான கூறுகளை வெளியிட்டன, மக்கள்தொகை II நட்சத்திரங்கள் ஒப்பீட்டளவில் சிறிய அளவுகளை உள்ளடக்கியது. இவற்றில் பல இறந்தபோது, அவை அதிக கனமான தனிமங்களை வெளியிட்டன, மேலும் நமது சூரியனைப் போன்ற இளைய மக்கள்தொகை I நட்சத்திரங்களில் அதிக அளவு கனமான தனிமங்கள் உள்ளன.நட்சத்திர வகைப்பாடு

நட்சத்திரங்கள் பொதுவாக மோர்கன்-கீனன் எனப்படும் நிறமாலையில் வகைப்படுத்தப்படுகின்றன. அல்லது MK அமைப்பு, படி ஐரோப்பிய தெற்கு கண்காணிப்பகம் எட்டு நிறமாலை வகுப்புகள் உள்ளன, ஒவ்வொன்றும் மேற்பரப்பு வெப்பநிலைகளின் வரம்பிற்கு ஒத்தவை – வெப்பமானவை முதல் குளிர்ச்சியானவை வரை, இவை O, B, A, F, G, K, M மற்றும் L. ஒவ்வொரு நிறமாலை வகுப்பிலும் 10 நிறமாலை வகைகள் உள்ளன, வெப்பமானவற்றுக்கான எண் 0 முதல் குளிரான எண் 9 வரை.

நட்சத்திரங்களும் மோர்கன்-கீனனின் கீழ் அவற்றின் ஒளிர்வு மூலம் வகைப்படுத்தப்படுகின்றன. அமைப்பு. நட்சத்திரங்களின் மிகப்பெரிய மற்றும் பிரகாசமான வகுப்புகள் மிகக் குறைந்த எண்களைக் கொண்டுள்ளன, அவை ரோமானிய எண்களில் கொடுக்கப்பட்டுள்ளன – Ia ஒரு பிரகாசமான சூப்பர்ஜெயண்ட்; Ib, a supergiant; II, ஒரு பிரகாசமான ராட்சத; III, ஒரு மாபெரும்; IV, ஒரு துணை மற்றும் V, ஒரு முக்கிய வரிசை அல்லது குள்ள.

ஒரு முழுமையான MK பதவி நிறமாலை வகை மற்றும் ஒளிர்வு வகுப்பு இரண்டையும் உள்ளடக்கியது – உதாரணமாக, சூரியன் ஒரு G2V.

நட்சத்திர அமைப்பு

This image from the Hubble Space Telescope shows pockets of star formation. The glow is created by hydrogen gas reacting with light from nearby stars.

சூரியனின் அமைப்பு மற்றும் மண்டலங்களின் விளக்கம்.

(பட கடன்: ESA&NASA/SOHO)

நட்சத்திரத்தின் அமைப்பு பெரும்பாலும் ஒரு வெங்காயத்தைப் போன்ற மெல்லிய உள்ளமைக்கப்பட்ட ஓடுகளின் வரிசையாகக் கருதப்படலாம்.