ವಿಷಯಕ್ಕೆ ಹೋಗು

ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು

ವಿಕಿಪೀಡಿಯದಿಂದ, ಇದು ಮುಕ್ತ ಹಾಗೂ ಸ್ವತಂತ್ರ ವಿಶ್ವಕೋಶ
ಸಿರಿಯಸ್ ಅವಳಿ ತಾರಾ ಮಂಡಲದ ಹಬಲ್ (ಅಮೆರಿಕೆಯ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶ ವಿಜ್ಞಾನಿ)ಚಿತ್ರ, ಇದರಲ್ಲಿ ಸಿರಿಯಸ್ Bಯನ್ನು ಸ್ಪಷ್ಟವಾಗಿ ವ್ಯತ್ಯಾಸ ತಿಳಿಯಬಹುದು (ಎಡಭಾಗದಲ್ಲಿ ಕೆಳಗಡೆ)

ಒಂದು ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರ ವೆಂದರೆ, ತಮ್ಮ ಸಮಾನ ರಾಶಿಕೇಂದ್ರದ ಸುತ್ತ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುವ ಎರಡು ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನೊಳಗೊಂಡ ತಾರಾ ಮಂಡಲವಾಗಿದೆ. ಅತ್ಯಂತ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ನಕ್ಷತ್ರವನ್ನು ಪ್ರಾಥಮಿಕ ತಾರೆಯೆಂದು ಹಾಗು ಮತ್ತೊಂದು ಅದರ ಸಹತಾರೆ ಯೆಂದು, ಅಲ್ಲದೇ ಹತ್ತಿರವಿರುವ, ಕಮ್ಸ್ ,[೧] ಅಥವಾ ದ್ವಿತೀಯಕ ತಾರೆ ಗಳೆಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ೧೯ನೇ ಶತಮಾನದ ಆರಂಭ ಮತ್ತು ಇಂದಿನವರೆಗಿನ ಸಂಶೋಧನೆಗಳು, ಹಲವು ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಅವಳಿ ತಾರಾ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳು ಅಥವಾ ಎರಡಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ತಾರೆಗಳಿರುವ ತಾರಾ ಮಂಡಲದ ಭಾಗವಾಗಿರುತ್ತವೆ, ಎಂದು ಸೂಚಿಸಿದೆ. ಇದನ್ನು ಬಹು ತಾರಾ ಮಂಡಲ ಗಳೆಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರ ಎಂಬ ಪದದೊಂದಿಗೆ ಪರ್ಯಾಯವಾಗಿ ಜೋಡಿ ನಕ್ಷತ್ರ ಎಂಬ ಪದವನ್ನೂ ಬಳಸಬಹುದು. ಆದರೆ ಹೆಚ್ಚು ವ್ಯಾಪಕವಾಗಿ, ಈ ಜೋಡಿ ನಕ್ಷತ್ರವು ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗಿರಬಹುದು ಅಥವಾ ಯಾವುದೇ ಭೌತಿಕ ಸಂಬಂಧ ಹೊಂದಿರದಿದ್ದರೂ, ಭೂಮಿಯಿಂದ ನೋಡಿದಾಗ ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಒಟ್ಟಾಗಿ ಕಂಡುಬರುವ ಎರಡು ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿರುವ ಗೋಚರ, ದೃಗ್ವೈಜ್ಞಾನಿಕ ಜೋಡಿ ನಕ್ಷತ್ರ ವಾಗಿರಲೂಬಹುದು. ಒಂದು ಜೋಡಿ ನಕ್ಷತ್ರ, ಅದರ ಅಂಶಗಳಲ್ಲದೇ ಸಾಕಷ್ಟು ವಿಭಿನ್ನ ನೈಜ ಚಲನೆಗಳು ಅಥವಾ ಕಿರಣ ರಾಶಿಯ ರೇಡಿಯಲ್ ವೇಗಗಳು, ಅಥವಾ ಲಂಬನ ಮಾಪನಗಳು, ಅಲ್ಲದೇ ಎರಡು ಪ್ರಮುಖ ಅಂಶಗಳು ಭೂಮಿಯಿಂದ ಸಾಕಷ್ಟು ವಿಭಿನ್ನ ಅಂತರಗಳನ್ನು ತೋರ್ಪಡಿಸಿ ಪ್ರಕಟಿಸುತ್ತಿದ್ದರೆ, ದೃಗ್ವೈಜ್ಞಾನಿಕವೆಂದು ನಿರ್ಣಯಿಸಬಹುದು. ಬಹುತೇಕ ಪರಿಚಿತ,ಗೋಚರ ಜೋಡಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಅವಳಿ ತಾರಾ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳ ಪರಿಮಿತಿ ಹೊಂದಿವೆಯೇ ಅಥವಾ ದೃಗ್ವೈಜ್ಞಾನಿಕ ಜೋಡಿಯಿಂದ ಪರಿಮಿತಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿವೆಯೇ ಎಂಬುದು ಇನ್ನೂ ತೀರ್ಮಾನವಾಗಿಲ್ಲ. ಅವಳಿ ತಾರಾ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳು ಖಭೌತವಿಜ್ಞಾನದಲ್ಲಿ ಬಹಳ ಪ್ರಮುಖವಾಗಿವೆ, ಏಕೆಂದರೆ ಅದರ ಪರಿಭ್ರಮಣದ ಮಾಪನಗಳು, ಅವುಗಳ ಅಂಗ ತಾರೆಗಳ ರಾಶಿಗಳನ್ನು ನೇರವಾಗಿ ನಿರ್ಧರಿಸಲು ಸಹಾಯ ಮಾಡುತ್ತವೆ, ಇದಕ್ಕೆ ಅನುಕ್ರಮವಾಗಿ ಇತರ ನಾಕ್ಷತ್ರ ಪ್ರಮಿತಿಗಳಾದ ತ್ರಿಜ್ಯ ಪರಿಧಿ ಹಾಗು ಸಾಂದ್ರತೆಯನ್ನು ಪರೋಕ್ಷವಾಗಿ ಅಂದಾಜಿಸಬೇಕಾಗುತ್ತದೆ. ಇದು ಸಂಯೋಜಿತ ಮಾಸ್-ಲುಮಿನೊಸಿಟಿ ರಿಲೇಶನ್ಶಿಪ್(MLR)ನ್ನೂ(ಒಟ್ಟು ಪ್ರಕಾಶಮಾನದ ಸಂಬಂಧ) ಸಹ ನಿರ್ಧರಿಸುತ್ತದೆ. ಇದರಿಂದ ಏಕನಕ್ಷತ್ರಗಳ ದೃವ್ಯರಾಶಿಯ ಸಮೂಹಗಳನ್ನು ಅಂದಾಜಿಸಬಹುದು. ಅವಳಿ ತಾರೆಗಳನ್ನು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ದೃಗ್ವೈಜ್ಞಾನಿಕವಾಗಿ ಪತ್ತೆ ಮಾಡಲಾಗುತ್ತದೆ, ಈ ವಿಧಾನವನ್ನು ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಅವಳಿ ತಾರೆಗಳೆಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ಹಲವು ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಅವಳಿ ತಾರೆಗಳು, ಹಲವಾರು ಶತಮಾನಗಳ ಅಥವಾ ಸಹಸ್ರವರ್ಷಗಳಷ್ಟು ದೀರ್ಘಾವಧಿಯ ಕಕ್ಷೆಯ ಅವಧಿಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ; ಹಾಗು ಈ ರೀತಿಯಾಗಿ ಅನಿಶ್ಚಿತ ಅಥವಾ ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ತಿಳಿದಿರದ ಕಕ್ಷೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ. ಕೆಲವು ಪರೋಕ್ಷ ತಾಂತ್ರಿಕ-ವಿಧಾನಗಳ ಮೂಲಕವೂ ಸಹ ಇವುಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆ ಮಾಡಬಹುದು, ಉದಾಹರಣೆಗೆ ರೋಹಿತ ದರ್ಶನ(ರೋಹಿತ ದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ ಅವಳಿ ತಾರೆಗಳು ) ಅಥವಾ ಖಗೋಳಮಿತಿ(ಖಗೋಳಮಿತಿಯ ಅವಳಿ ತಾರೆಗಳು ). ಅವಳಿ ತಾರೆಯು, ನಮ್ಮ ಕಣ್ಣಿಗೆ ಕಾಣುವ ರೇಖೆಯುದ್ದಕ್ಕೂ ಸಮತಲದ ಕಕ್ಷೆಯಲ್ಲಿ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುತ್ತಿದ್ದರೆ, ಅದರ ಅಂಶಗಳು ಪರಸ್ಪರ ಕಾಂತಿಗುಂದಬಹುದು. ಹಾಗು ಸಂಕ್ರಮಣಗೊಳ್ಳಬಹುದು; ಈ ಜೋಡಿಗಳನ್ನು ಕಾಂತಿಹೀನ ಅವಳಿ ತಾರೆಗಳೆಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ, ಅಥವಾ, ಗ್ರಹಣಗಳು ಹಾಗು ಸಂಕ್ರಮಣಗಳ ಅವಧಿಯಲ್ಲಿನ ಪ್ರಕಾಶದಲ್ಲಿ ಉಂಟಾಗುವ ಬದಲಾವಣೆಯಿಂದ ಪತ್ತೆ ಮಾಡಬಹುದು, ದ್ಯುತಿಮಾಪನದ ಅವಳಿ ತಾರೆಗಳು . ಅವಳಿ ತಾರಾ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳಲ್ಲಿರುವ ಅಂಶಗಳು ಬಹಳ ಸಮೀಪದಲ್ಲಿದ್ದರೆ ಅವುಗಳು ತಮ್ಮ ಪರಸ್ಪರ ಬಾಹ್ಯ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ವಾಯುಮಂಡಲವನ್ನು ಗುರುತ್ವವಾಗಿ ವಿರೂಪಗೊಳಿಸಬಹುದು. ಕೆಲವು ಪ್ರಕರಣಗಳಲ್ಲಿ, ನಿಕಟ ಅವಳಿ ತಾರಾ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳು ರಾಶಿಯನ್ನು ಪರಸ್ಪರ ವಿನಿಮಯ ಮಾಡಿಕೊಳ್ಳಬಹುದು. ಇದು ಏಕ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ತಲುಪಲು ಸಾಧ್ಯವಿರದ ಹಂತಗಳಿಗೆ ಅವುಗಳ ವಿಕಾಸವನ್ನು ರೂಪಿಸುತ್ತದೆ. ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಉದಾಹರಣೆಗಳಲ್ಲಿ ಅಲ್ಗೋಲ್(ಕಾಂತಿಹೀನ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರ), ಕ್ಷೀರಪಥದಲ್ಲಿರುವ ಸಿರಿಯಸ್, ಹಾಗು ಸಿಗ್ನಸ್ X-೧(ಇದಕ್ಕೆ ಬಹುಶಃ ಬ್ಲ್ಯಾಕ್ ಹೋಲ್(ಕಪ್ಪುಕುಳಿ) ಒಂದು ಸದಸ್ಯ ಕಾಯವಾಗಿರಬಹುದು). ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು, ಹಲವು ಗ್ರಹದ ನೀಹಾರಿಕೆಗಳಲ್ಲಿ ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿರುವ ಶಿರಗಳ ಮಾದರಿಯಲ್ಲಿರುತ್ತವೆ.(ಧೂಮಕೇತುವಿನ ತಲೆಯ ಘನಭಾಗ) ಹಾಗು ನೋವಗಳು(ನವ್ಯ ತಾರೆಗಳು) ಹಾಗು Ia ಸೂಪರ್ ನೋವ ಮಾದರಿ ಎರಡರ ಮಾತೃಕೆಗಳಾಗಿರುತ್ತವೆ.

ಆವಿಷ್ಕಾರ

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಅವಳಿ ಎಂಬ ಪದವು, ಮೊದಲ ಬಾರಿಗೆ ತಮ್ಮ ಲೇಖನ ಬರಹದ ಸಂದರ್ಭದಲ್ಲಿ ಸರ್ ವಿಲ್ಲಿಯಮ್ ಹರ್ಸ್ಚೆಲ್ ರಿಂದ ೧೮೦೨ರಲ್ಲಿ,[೨] ಬಳಕೆಯಾಗಿದೆ:[೩]

If, on the contrary, two stars should really be situated very near each other, and at the same time so far insulated as not to be materially affected by the attractions of neighbouring stars, they will then compose a separate system, and remain united by the bond of their own mutual gravitation towards each other. This should be called a real double star; and any two stars that are thus mutually connected, form the binary sidereal system which we are now to consider.

ಆಧುನಿಕ ವ್ಯಾಖ್ಯಾನದ ಪ್ರಕಾರ, ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರ ವೆಂಬ ಪದವು ಸಾಧಾರಣವಾಗಿ ಒಂದು ಸಮಾನ ರಾಶಿಕೇಂದ್ರದ ಸುತ್ತ ಸುತ್ತುವ ಜೋಡಿ ತಾರೆಗಳಿಗೆ ನಿರ್ಭಂಧಿತವಾಗಿದೆ. ಒಂದು ದೂರದರ್ಶಕದ ಅಥವಾ ವ್ಯತಿಕರಣಮಾಪನದ ಮೂಲಕ ನಿರೂಪಿತವಾಗುವ ವಿಧಾನಗಳನ್ನು ಬಳಸಿ ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳೆಂದು ಧೃಡಪಡಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ.[೪][೫][೬] ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಹೆಚ್ಚಿನವಕ್ಕೆ ಒಂದು ಸಂಪೂರ್ಣ ಪರಿಭ್ರಮಣವನ್ನು ಇಂದಿನವರೆಗೆ ಗುರುತಿಸಲಾಗಿಲ್ಲ. ಅವುಗಳು ವಕ್ರಪಥ ಅಥವಾ ಪಾರ್ಶ್ವ ಚಾಪದುದ್ದಕ್ಕೂ ಹಾದು ಹೋಗುವುದನ್ನು ಗಮನಿಸಲಾಗಿದೆ.[೭]

ಸಾಧಾರಣವಾಗಿ ಹೆಚ್ಚು ಬಳಕೆಯಾಗುವ ಜೋಡಿ ತಾರಾ ಎಂಬ ಪದವನ್ನು ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಒಟ್ಟಾಗಿ ಕಂಡುಬರುವ ತಾರಾ ಜೋಡಿಗಳಿಗೆ ಬಳಸಲಾಗುತ್ತದೆ.[೨] ಈ ವ್ಯತ್ಯಾಸವನ್ನು ಇಂಗ್ಲಿಷ್ ಭಾಷೆಯನ್ನು ಹೊರತುಪಡಿಸಿ ಇತರ ಭಾಷೆಗಳಲ್ಲಿ ವಿರಳವಾಗಿ ಗುರುತಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ.[೪] ಜೋಡಿ ತಾರೆಗಳು ಅವಳಿ ತಾರಾ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳಾಗಿರಬಹುದು ಅಥವಾ ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಒಟ್ಟಾಗಿ ಕಂಡುಬರುವ ಕೇವಲ ಎರಡು ನಕ್ಷತ್ರಗಳಾಗಿರಬಹುದು ಆದರೆ ಸೂರ್ಯನಿಂದ ವ್ಯಾಪಕವಾಗಿ ವಿಭಿನ್ನ ವಾಸ್ತವಿಕ ಅಂತರಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ. ನಂತರದ್ದನ್ನು ದೃಗ್ವೈಜ್ಞಾನಿಕ ಯುಗ್ಮಗಳು ಅಥವಾ ದೃಗ್ವೈಜ್ಞಾನಿಕ ಜೋಡಿಗಳೆಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ.[೮] ದೂರದರ್ಶಕದ ಸಂಶೋಧನೆಯಾದ ನಂತರದಲ್ಲಿ, ದ್ವಿಗುಣಿತ ತಾರೆಗಳ ಹಲವು ಜೋಡಿಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆ ಮಾಡಲಾಗಿದೆ. ಆರಂಭಿಕ ಉದಾಹರಣೆಗಳಲ್ಲಿ ಮಿಜರ್ ಹಾಗು ಅಕ್ರುಕ್ಸ್ ಗಳು ಸೇರಿವೆ.(ಇವುಗಳನ್ನು ಕುದುರೆ ಮತ್ತು ಸವಾರ ಎನ್ನಲಾಗಿದೆ.) ಬಿಗ್ ಡಿಪ್ಪರ್ ನಲ್ಲಿ (ಸಪ್ತಋಷಿ ತಾರಾ ಅನುಕ್ರಮಣಿಕೆಯಲ್ಲಿ)ಕಂಡುಬರುವ ಮಿಜರ್(ಅರ್ಸಾ ಮೇಜರ್), ಜೋಡಿತಾರೆಯೆಂದು ಗಿಯೋವನ್ನಿ ಬಟ್ಟಿಸ್ಸ್ಟ ರಿಚ್ಸಿಯೋಲಿ ೧೬೫೦ರಲ್ಲಿ ಮೊದಲ ಬಾರಿಗೆ ಗಮನಿಸಿದರು.[೯][೧೦](ಹಾಗು ಬಹುಶಃ ಇದಕ್ಕೂ ಮುಂಚೆ ಬೆನೆಡೆಟ್ಟೋ ಕಾಸ್ಟೆಲ್ಲಿ ಹಾಗೂ ಗೆಲಿಲಿಯೋ ಇದನ್ನು ಗಮನಿಸಿದ್ದಿರಬಹುದು).[೧೧] ಸದರನ್ ಕ್ರಾಸ್ ನಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುವ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ಸದರನ್ ಸ್ಟಾರ್ ಅಕ್ರುಕ್ಸ್, ಜೋಡಿತಾರೆಯೆಂದು ೧೬೮೫ರಲ್ಲಿ ಫಾದರ್ ಫೊಂತೆನಿ ಪತ್ತೆ ಹಚ್ಚಿದರು.[೯] ಜಾನ್ ಮಿಚೆಲ್, ೧೭೬೭ರಲ್ಲಿ ಜೋಡಿತಾರೆಗಳು ಭೌತಿಕವಾಗಿ ಪರಸ್ಪರ ಅಂಟಿಕೊಂಡಿರಬಹುದೆಂದು ಮೊದಲ ಬಾರಿಗೆ ಸೂಚಿಸುತ್ತಾರೆ, ಬಹುಶಃ ಪಂಕ್ತಿಯು ಸಣ್ಣದಿರುವ ಕಾರಣದಿಂದಾಗಿ ಇದು ಉಂಟಾಗಬಹುದೆಂದು ವಾದಿಸುತ್ತಾರೆ.[೧೨][೧೩] ವಿಲ್ಲಿಯಮ್ ಹರ್ಸ್ಚೆಲ್, ೧೭೭೯ರಲ್ಲಿ ಜೋಡಿತಾರೆಗಳ ಬಗ್ಗೆ ತಮ್ಮ ಗಮನ ಹರಿಸುತ್ತಾರೆ; ಹಾಗು ತರುವಾಯ ಸುಮಾರು ೭೦೦ ಜೋಡಿತಾರೆಗಳ ಬಗ್ಗೆ ಸೂಚಿಗಳನ್ನು ಪ್ರಕಟಿಸುತ್ತಾರೆ.[೧೪] ೧೮೦೩ರ ಸುಮಾರಿಗೆ, ಸುಮಾರು ೨೫ ವರ್ಷಗಳ ಅವಧಿಯಲ್ಲಿ ಹಲವಾರು ಜೋಡಿ ತಾರೆಗಳ ಪರಸ್ಪರ ಸ್ಥಾನಗಳಲ್ಲಾದ ಬದಲಾವಣೆಯನ್ನು ಅವರು ಗಮನಿಸುತ್ತಾರೆ, ಜೊತೆಗೆ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳಿರಬೇಕೆಂಬ ತೀರ್ಮಾನಕ್ಕೆ ಬರುತ್ತಾರೆ.[೧೫] ಆದಾಗ್ಯೂ, ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಮೊದಲ ಕಕ್ಷವನ್ನು, ೧೮೨೭ರವರೆಗೆ, ಫೆಲಿಕ್ಸ್ ಸವರಿ xi ಅರ್ಸೆ ಮಜೋರಿಸ್ ನ ಕಕ್ಷವನ್ನು ಗುರುತಿಸುವವರೆಗೆ ಅದನ್ನು ಪರಿಗಣಿಸಲಾಗಿರಲಿಲ್ಲ.[೧೬] ಆ ಅವಧಿಗಾಗಲೇ, ಹೆಚ್ಚಿನ ಹಲವು ಜೋಡಿತಾರೆಗಳ ಬಗ್ಗೆ ಪಟ್ಟಿಮಾಡಿ ಸೂಚಿ ತಯಾರಿಸಲಾಗಿತ್ತು. ಯುನೈಟೆಡ್ ಸ್ಟೇಟ್ಸ್ ನೇವಲ್ ಅಬ್ಸರ್ವೇಟರಿ ಸಂಕಲಿಸಿದ ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಜೋಡಿತಾರೆಗಳ ದತ್ತಾಂಶ ಸಂಗ್ರಹವಾದ ವಾಶಿಂಗ್ಟನ್ ಡಬಲ್ ಸ್ಟಾರ್ ಕ್ಯಾಟಲಾಗ್,ಒಟ್ಟು ಜೋಡಿ ತಾರೆಗಳ ೧೦೦,೦೦೦ ಜೋಡಿಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿದೆ,[೧೭] ಅಲ್ಲದೇ ಇದು ದೃಗ್ವೈಜ್ಞಾನಿಕ ಯುಗ್ಮಗಳು ಹಾಗು ಅವಳಿ ತಾರೆಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿದೆ. ಕಕ್ಷಗಳು, ಈ ಜೋಡಿತಾರೆಗಳ ಕೆಲವು ಸಾವಿರಗಳಷ್ಟಿರುತ್ತವೆ,[೧೮] ಜೊತೆಗೆ ಹೆಚ್ಚಿನವುಗಳನ್ನು ವಾಸ್ತವವಾಗಿ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಅಥವಾ ದೃಗ್ವೈಜ್ಞಾನಿಕ ಜೋಡಿ ತಾರೆಗಳೆಂದು ಖಚಿತಪಡಿಸಲಾಗಿಲ್ಲ.[೧೯] ಇದನ್ನು ಜೋಡಿ ತಾರೆಗಳ ಪರಸ್ಪರ ಚಲನೆಯನ್ನು ಗಮನಿಸುವುದರ ಮೂಲಕ ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದಾಗಿದೆ. ಚಲನೆಯು ಕಕ್ಷದ ಒಂದು ಭಾಗವಾಗಿದ್ದರೆ ಅಥವಾ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಸಮಾನವಾದ ರೇಡಿಯಲ್ ವೇಗಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದರೆ ಹಾಗು ಅವುಗಳ ನೈಜ ಚಲನೆಯು ಅವುಗಳ ಸಮರೂಪದ ನೈಜ ಚಲನೆಗಿಂತ ನಿಧಾನವಾಗಿದ್ದರೆ, ಜೋಡಿಯು ಬಹುಶಃ ಭೌತಿಕವಾಗಿರಬಹುದು.[೨೦] ಜೋಡಿ ತಾರೆಗಳ ವೀಕ್ಷಕರಿಗೆ ಉಳಿಯುವ ಒಂದು ಆಯ್ಕೆಯೆಂದರೆ, ಗುರುತ್ವದ ಸಂಪರ್ಕ ಸಾಬೀತುಪಡಿಸುವ ಅಥವಾ ನಿರಾಧಾರಪಡಿಸುವ ಸಾಕಷ್ಟು ವೀಕ್ಷಣೆಯನ್ನು ಪಡೆದುಕೊಳ್ಳುವುದು.

ವರ್ಗೀಕರಣಗಳು

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ವೀಕ್ಷಣಾ ವಿಧಾನಗಳು

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಅವುಗಳ ವೀಕ್ಷಣಾ ವಿಧಾನವನ್ನು ಅನುಸರಿಸಿ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ನಾಲ್ಕು ವಿಧಗಳಾಗಿ ವರ್ಗೀಕರಿಸಲಾಗಿದೆ: ಚಾಕ್ಷುಕವಾಗಿ, ವೀಕ್ಷಣೆ ಮೂಲಕ, ರೋಹಿತ ದರ್ಶನದ ಮೂಲಕ, ರೋಹಿತದ ಗೆರೆಗಳಲ್ಲಾಗುವ ಆವರ್ತಕ ಬದಲಾವಣೆಗಳು; ದ್ಯುತಿಮಾಪನದ ಮೂಲಕ, ಗ್ರಹಣದಿಂದ ಕಾಂತಿಯಲ್ಲಿ ಉಂಟಾಗುವ ಬದಲಾವಣೆಗಳು; ಅಥವಾ ಖಗೋಳಮಿತಿಯ ಮೂಲಕ, ಒಂದು ಗೋಚರವಾಗದ ಸಹತಾರೆಯಿಂದ ನಕ್ಷತ್ರದ ಸ್ಥಾನದಲ್ಲಿ ಉಂಟಾಗುವ ವಿಚಲನವನ್ನು ಮಾಪನ ಮಾಡುವ ಮೂಲಕ ತಿಳಿದುಕೊಳ್ಳಬಹುದಾಗಿದೆ.[೪][೨೧] ಯಾವುದೇ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಈ ವರ್ಗಗಳಲ್ಲಿನ ಹಲವಾರು ಗುಂಪಿಗೆ ಸೇರಬಹುದು, ರೋಹಿತದರ್ಶನದ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ ಹಲವಾರು ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು, ಕಾಂತಿಹೀನ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳೂ ಸಹ ಆಗಿವೆ.

ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಒಂದು ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವು, ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗಿದ್ದು, ಎರಡು ಅಂಶಗಳ ನಡುವಿನ ಕೋನೀಯ ವಿಯೋಜನೆಯು, ದೂರದರ್ಶಕದ, ಅಥವಾ ಹೆಚ್ಚು ಸಾಮರ್ಥ್ಯವುಳ್ಳ ದುರ್ಬೀನಿನ ಮೂಲಕ ಜೋಡಿತಾರೆಯಾಗಿ ವೀಕ್ಷಿಸಲು ಸಹಕಾರಿಯಾಗಿದೆ. ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಪತ್ತೆಗೆ ದೂರದರ್ಶಕದ ಪೃಥಕ್ಕರಣ ಸಾಮರ್ಥ್ಯವು ಒಂದು ಪ್ರಮುಖ ಅಂಶವಾಗುತ್ತದೆ, ಹಾಗು ದೂರದರ್ಶಕಗಳು ದೊಡ್ಡದಾಗುತ್ತಿದ್ದಂತೆ ಅವುಗಳ ಸಾಮರ್ಥ್ಯವು ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತದೆ, ಇದರಿಂದ ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಹೆಚ್ಚಿನ ಸಂಖ್ಯೆಯಲ್ಲಿ ವೀಕ್ಷಿಸಬಹುದು. ಎರಡೂ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಪ್ರಕಾಶವೂ ಸಹ ಒಂದು ಪ್ರಮುಖ ಅಂಶವಾಗುತ್ತದೆ, ಅವುಗಳ ಪ್ರಖರತೆಯಿಂದಾಗಿ, ಕಡಿಮೆ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗಿಂತ ಅವುಗಳನ್ನು ಪ್ರತ್ಯೇಕವಾಗಿ ವಿಯೋಜಿಸಲು ಕಷ್ಟಕರವಾಗುತ್ತದೆ. ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಪ್ರಕಾಶಮಾನ ನಕ್ಷತ್ರವು ಪ್ರಾಥಮಿಕ ತಾರೆಯಾದರೆ, ಅದಕ್ಕಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಪ್ರಖರತೆಯ ನಕ್ಷತ್ರವನ್ನು ದ್ವಿತೀಯಕ ತಾರೆಯೆಂದು ಪರಿಗಣಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಕೆಲವೊಂದು ಪ್ರಕಟಣೆಗಳಲ್ಲಿ(ಅದರಲ್ಲೂ ವಿಶೇಷವಾಗಿ ಹಳೆಯ ಪ್ರಕಟಣೆಗಳು), ಕಡಿಮೆ ಪ್ರಖರತೆಯನ್ನು ಉಳ್ಳ ಒಂದು ದ್ವಿತೀಯಕ ತಾರೆಯನ್ನು ಕಮ್ಸ್ ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗಿದೆ (ಬಹುವಚನ ಕಾಮಿಟ್ಸ್ ;ಆಂಗ್ಲ:companion.) ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಒಂದೇ ತೆರನಾದ ಸಮರೂಪದ ಪ್ರಖರತೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದರೆ, ಪ್ರಾಥಮಿಕ ತಾರೆಯನ್ನು ಗೋಚರಿಸುವಿಕೆಯ ಮೇಲೆ ವಾಡಿಕೆಯಂತೆ ಸ್ವೀಕರಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ.[೨೨] ಪ್ರಾಥಮಿಕ ತಾರೆಗೆ ಸಂಬಂಧಿಸಿದಂತೆ ದ್ವಿತೀಯಕ ತಾರೆಯ ಅಂಚಿನ ಮೂಲೆ ಕೋನ ಸ್ಥಾನವನ್ನು ಎರಡು ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ನಡುವಿನ ಕೋನೀಯ ಅಂತರದೊಂದಿಗೆ ಒಟ್ಟಾಗಿ ಮಾಪನ ಮಾಡಲಾಗುತ್ತದೆ. ವೀಕ್ಷಣಾ ಸಮಯವನ್ನೂ ಸಹ ದಾಖಲಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಕಾಲಾಂತರದಲ್ಲಿ ಸಾಕಷ್ಟು ಸಂಖ್ಯೆಯ ವೀಕ್ಷಣೆಗಳನ್ನು ದಾಖಲಿಸಿಕೊಂಡ ನಂತರ, ಅವುಗಳನ್ನು ಅವುಗಳ ಉಗಮದಲ್ಲಿ ಪ್ರಾಥಮಿಕ ತಾರೆಯೊಂದಿಗೆ ಧ್ರುವೀಯ ನಿರ್ದೇಶನಾಂಕಗಳಲ್ಲಿ ಗುರುತಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ, ಜೊತೆಗೆ ಈ ಬಿಂದುಗಳ ಮೂಲಕ ಹೆಚ್ಚು ನಿರೀಕ್ಷಿತ ದೀರ್ಘವೃತ್ತಾಕಾರವನ್ನು ನಿರೂಪಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ, ಈ ಮೂಲಕವಾಗಿ ಕೆಪ್ಲರನ ಲಾಸ್ ಆಫ್ ಏರಿಯಾಸ್ ನಿಯಮಗಳು ಸಮರ್ಪಕವಾಗಿ ಪಾಲಿಸಲ್ಪಡುತ್ತವೆ. ಈ ದೀರ್ಘವೃತ್ತಾಕಾರವನ್ನು ಸುವ್ಯಕ್ತ ದೀರ್ಘವೃತ್ತಾಕಾರ ವೆಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ, ಜೊತೆಗೆ ಆಕಾಶದ ಸಮತಲದಲ್ಲಿ ಪ್ರಾಥಮಿಕ ತಾರೆಗೆ ಸಂಬಂಧಿಸಿದಂತೆ ದ್ವಿತೀಯಕ ತಾರೆಯ ವಾಸ್ತವಿಕ ದೀರ್ಘವೃತ್ತಾಕಾರದ ಕಕ್ಷೆಯ ಪ್ರಕ್ಷೇಪಣವಾಗಿದೆ. ಪ್ರಕ್ಷೇಪಣೆಗೊಂಡ ಈ ದೀರ್ಘವೃತ್ತಾಕಾರದಿಂದ ಕಕ್ಷದ ಸಂಪೂರ್ಣ ಅಂಶಗಳನ್ನು ಗಣಿಸಬಹುದಾಗಿದೆ, ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ದಿಗಾಭಾಸದ ಹೊರತು, ಅರೆ-ಪ್ರಧಾನ ಅಕ್ಷವನ್ನು ಕೇವಲ ಕೋನೀಯ ಏಕಮಾನಗಳಲ್ಲಿ ಮಾತ್ರ ವಿವರಿಸಬಹುದಾಗಿದೆ, ಹಾಗು ಈ ಮೂಲಕ ಅವುಗಳು ರಚನೆಗೊಂಡ ಅಂತರವನ್ನು ತಿಳಿದುಕೊಳ್ಳಬಹುದಾಗಿದೆ.[೫]

ರೋಹಿತದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಕೆಲವೊಂದು ಬಾರಿ, ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಏಕೈಕ ಸಾಕ್ಷ್ಯವು, ಅದರಿಂದ ಉತ್ಸರ್ಜಿತವಾದ ಬೆಳಕಿನ ಮೇಲೆ ಡಾಪ್ಲರ್ ಇಫೆಕ್ಟ್ ಮೂಲಕ ಒದಗುತ್ತದೆ.(ತರಂಗಾಂತರ ಅಳೆಯುವ ನಿಯಮ) ಈ ಪರಿಸ್ಥಿತಿಗಳಲ್ಲಿ, ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವು ಜೋಡಿತಾರೆಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿರುತ್ತದೆ, ಇದರಲ್ಲಿ ಪ್ರತಿ ನಕ್ಷತ್ರದಿಂದ ಉತ್ಸರ್ಜಿತವಾದ ಬೆಳಕಿನಲ್ಲಿರುವ ರೋಹಿತದ ರೇಖೆಗಳು ಮೊದಲು ನೀಲಿ ಬಣ್ಣಕ್ಕೆ, ನಂತರ ಕೆಂಪು ಬಣ್ಣಕ್ಕೆ ವರ್ಗಾವಣೆಯಾಗುತ್ತವೆ. ಏಕೆಂದರೆ ಪ್ರತಿಯೊಂದು ಮೊದಲು ನಮ್ಮ ಮೂಲಕ ಹಾದು ನಂತರದಲ್ಲಿ ನಮ್ಮಿಂದ ದೂರ ಹೋಗುತ್ತದೆ, ಇದು ಅವುಗಳ ಸಮಾನ ರಾಶಿಕೇಂದ್ರದ ಸುತ್ತ, ಅವುಗಳ ಸಮಾನ ಕಕ್ಷಕ ಅವಧಿಯೊಂದಿಗೆ ಚಲಿಸುತ್ತದೆ. ಇಂತಹ ರಚನೆಗಳಲ್ಲಿ, ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ನಡುವಿನ ಪ್ರತ್ಯೇಕ ವಿಯೋಜನೆಯು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಬಹಳ ಸಣ್ಣದಾಗಿರುತ್ತದೆ, ಹಾಗು ಕಕ್ಷದ ವೇಗವು ಉನ್ನತ ಮಟ್ಟದ್ದಾಗಿರುತ್ತದೆ. ಕಕ್ಷದ ಸಮತಲವು, ಕಣ್ಣಿಗೆ ಗೋಚರವಾಗುವ ರೇಖೆಗೆ ಲಂಬವಾಗಿರದ ಹೊರತು, ಕಕ್ಷದ ವೇಗಗಳು, ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ರೇಖೆಗಳ ಅಂಶಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿರುತ್ತವೆ. ಅಲ್ಲದೇ ರಚನೆಯಲ್ಲಿ ವೀಕ್ಷಣೆಗೊಳಗಾದ ರೇಡಿಯಲ್ ವೇಗವು ಕಾಲಕಾಲಕ್ಕೆ ಬದಲಾವಣೆಯಾಗುತ್ತಿರುತ್ತದೆ. ರೇಡಿಯಲ್ ವೇಗವನ್ನು, ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ರೋಹಿತದ ರೇಖೆಗಳು ಡಾಪ್ಲರ್ ವರ್ಗಾವಣೆಯಾಗುವುದನ್ನು ರೋಹಿತಮಾಪಕದ ಮೂಲಕ ಮಾಪನ ಮಾಡಬಹುದಾಗಿದೆ, ಈ ವಿಧಾನದಲ್ಲಿ ಪತ್ತೆ ಮಾಡಲಾದ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ರೋಹಿತದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬಂದ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರ ಗಳೆಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ಇದರಲ್ಲಿ ಹೆಚ್ಚಿನವುಗಳನ್ನು, ದೂರದರ್ಶಕವು ಅತ್ಯಧಿಕ ಪೃಥಕ್ಕರಣ ಸಾಮರ್ಥ್ಯವನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದರೂ ಸಹ ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವೆಂದು ನಿರೂಪಿಸಲಾಗುವುದಿಲ್ಲ. ಕೆಲವು ರೋಹಿತದರ್ಶಕ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ, ಎರಡೂ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ರೋಹಿತದ ರೇಖೆಗಳು ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರವಾಗುತ್ತವೆ. ಅಲ್ಲದೇ ರೇಖೆಗಳು ಪರ್ಯಾಯವಾಗಿ ದ್ವಿಗುಣ ಹಾಗು ಒಂದಾಗಿರುತ್ತವೆ. ಇಂತಹ ರಚನೆಯನ್ನು ಎರಡು-ರೇಖೆಗಳುಳ್ಳ ರೋಹಿತದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವೆಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ.(ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ "SB೨" ಎಂದು ಸೂಚಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ). ಇತರ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳಲ್ಲಿ, ಕೇವಲ ಒಂದು ನಕ್ಷತ್ರದ ರೋಹಿತವು ಕಂಡು ಬರುತ್ತದೆ ಹಾಗು ರೋಹಿತದಲ್ಲಿನ ರೇಖೆಗಳು ಕಾಲಕಾಲಕ್ಕೆ ನೀಲಿ ಬಣ್ಣದೆಡೆಗೆ, ನಂತರ ಕೆಂಪು ಬಣ್ಣದೆಡೆಗೆ ತಿರುಗುತ್ತವೆ. ಇಂತಹ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಏಕ-ರೇಖೆಯ ರೋಹಿತದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವೆಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ ("SB೧"). ರೋಹಿತದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಕಕ್ಷವನ್ನು, ರಚನೆಯ ಒಂದು ಅಥವಾ ಎರಡೂ ಅಂಶಗಳ ರೇಡಿಯಲ್ ವೇಗದ ದೀರ್ಘಸರಣಿ ವೀಕ್ಷಣೆಯ ಮೂಲಕ ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದಾಗಿದೆ. ವೀಕ್ಷಣೆಗಳನ್ನು ಕಾಲಕ್ಕೆ ವಿರುದ್ಧವಾಗಿ ಗುರುತಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ, ಹಾಗು ಇದರ ಪರಿಣಾಮವಾಗಿ ಉಂಟಾಗುವ ತಿರುವಿನ ವಕ್ರಾಕೃತಿಯಿಂದ ಅವಧಿ ನಿರ್ಧಾರವಾಗುತ್ತದೆ. ಕಕ್ಷವು ವೃತ್ತಾಕಾರವಾಗಿದ್ದರೆ, ವಕ್ರವನ್ನು ಸೈನ್ ವಕ್ರವಾಗಿರುತ್ತದೆ. ಕಕ್ಷವು ದೀರ್ಘವೃತ್ತಾಕಾರವಾಗಿದ್ದರೆ, ವಕ್ರದ ಆಕಾರವು, ದೀರ್ಘವೃತ್ತಾಕಾರದ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆಯನ್ನು ಅವಲಂಬಿಸಿರುತ್ತದೆ. ಅಲ್ಲದೇ ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ರೇಖೆಯ ಉಲ್ಲೇಖದೊಂದಿಗೆ ಪ್ರಧಾನ ಅಕ್ಷದ ಸ್ಥಾನ ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ. ಅರೆ-ಪ್ರಧಾನ ಅಕ್ಷ a ಹಾಗು ಕಕ್ಷ ಸಮತಲ i ನ ವ್ಯತ್ಯಾಸವನ್ನು ಪ್ರತ್ಯೇಕವಾಗಿ ನಿರ್ಧರಿಸುವುದು ಅಸಾಧ್ಯ. ಆದಾಗ್ಯೂ, ಅರೆ-ಪ್ರಧಾನ ಅಕ್ಷದ ಉತ್ಪನ್ನ ಹಾಗು ವ್ಯತ್ಯಾಸದ ಸೈನ್ (ಅಂದರೆ a ಸೈನ್ i ) ಅನ್ನು ತ್ರಿಕೋನ ಮಿತಿಯ ರೇಖೀಯ ಏಕಮಾನಗಳಲ್ಲಿ ನೇರವಾಗಿ ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದಾಗಿದೆ.(ಉದಾಹರಣೆಗೆ., ಕಿಲೋಮೀಟರ್ ಗಳು). ಇತರ ಮಾರ್ಗಗಳ ಮೂಲಕ a ಅಥವಾ i ಎರಡರಲ್ಲಿ ಒಂದನ್ನು, ಕಾಂತಿಹೀನ ಅವಳಿ ತಾರಾವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳಲ್ಲಿ ಕಂಡು ಬರುವಂತೆ ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದಾಗಿದೆ; ಕಕ್ಷಕ್ಕಾಗಿ ಒಂದು ಪರಿಪೂರ್ಣ ಪರಿಹಾರವನ್ನು ಗುರುತಿಸಬಹುದಾಗಿದೆ.[೨೩] ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಹಾಗು ದೂರದರ್ಶಕ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ ಎರಡೂ ರೀತಿಯಲ್ಲಿನ ಗೋಚರ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಬಹಳ ವಿರಳ, ಹಾಗು ಇದರ ಬಗೆಗಿನ ಮಾಹಿತಿಯು ಬಹಳ ಅಮೂಲ್ಯವಾಗಿದೆ. ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು, ದಶಕಗಳಿಂದ ಹಿಡಿದು ಶತಮಾನಗಳವರೆಗೆ ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಯಥಾರ್ಥವಾದ ವಿಯೋಜನೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ; ಪರಿಣಾಮವಾಗಿ, ರೋಹಿತದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ಮಾಪನ ಮಾಡಲು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಅವುಗಳ ಸುತ್ತುವ ಕಕ್ಷದ ವೇಗವು ಬಹಳ ಕಡಿಮೆಯಿರುತ್ತದೆ. ಇದಕ್ಕೆ ವಿರುದ್ಧವಾಗಿ, ರೋಹಿತದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ತಮ್ಮ ಕಕ್ಷದಲ್ಲಿ ವೇಗವಾಗಿ ಚಲಿಸುತ್ತವೆ; ಏಕೆಂದರೆ ಅವುಗಳು ಬಹಳ ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿ ಸಂಯೋಜನೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ, ಇವುಗಳು ಬಹಳ ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿ ಸಂಯೋಜನೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಕಾರಣದಿಂದಾಗಿ ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವೆಂದು ಗುರುತಿಸಲು ಬಹಳ ಕಷ್ಟಕರವಾಗುತ್ತದೆ. ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಹಾಗು ರೋಹಿತದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ಕಂಡು ಬರುವ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ತುಲನಾತ್ಮಕವಾಗಿ ಭೂಮಿಗೆ ಸಮೀಪದಲ್ಲಿರಬೇಕು.

ಕಾಂತಿಹೀನ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]
ಒಂದು ಕಾಂತಿಹೀನ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರ, ಪ್ರಖರತೆಯಲ್ಲಾಗುವ ಬದಲಾವಣೆಯ ಸೂಚನೆಯೊಂದಿಗೆ.[೨೪][೨೫]

ಒಂದು ಕಾಂತಿಹೀನ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರ ವು, ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗಿದ್ದು, ಇದರಲ್ಲಿ ಎರಡು ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಕಕ್ಷ ಸಮತಲವು, ವೀಕ್ಷಕನ ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ರೇಖೆಗೆ ಸಮೀಪದಲ್ಲಿರುತ್ತದೆ, ಇವುಗಳ ಅಂಶಗಳು ಪರಸ್ಪರ ಗ್ರಹಣಗಳಿಗೆ ಒಳಪಡುತ್ತವೆ. ಈ ಸನ್ನಿವೇಶದಲ್ಲಿ, ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವು, ರೋಹಿತದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವೂ ಸಹ ಆಗಿರುತ್ತದೆ; ಹಾಗು ರಚನೆಯ ದಿಗಾಭಾಸವು ಕಂಡುಬರುತ್ತದೆ, ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ವಿಶ್ಲೇಷಣೆಗೆ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವು ಬಹಳ ಅಮೂಲ್ಯವೆನಿಸಿದೆ.[೨೬] ಕಾಂತಿಹೀನ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಕ್ಕೆ ಅಲ್ಗೋಲ್ ಒಂದು ಉತ್ತಮ ಉದಾಹರಣೆಯಾಗಿದೆ.[೨೭] ಕಳೆದ ದಶಕದಲ್ಲಿ, ಕಾಂತಿಹೀನ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಮೂಲಭೂತ ಪ್ರಮಿತಿಗಳ ಮಾಪನವು, ೮ ಮೀಟರ್ ಉತ್ತಮ ದರ್ಜೆಯ ದೂರದರ್ಶಕದೊಂದಿಗೆ ಸಾಧ್ಯವಾಯಿತು. ಇದು ಅವುಗಳಿಗೆ ಉತ್ತಮ ಮಟ್ಟದ ಪ್ರಕಾಶದ ತೀವ್ರತೆಯನ್ನು ಅಳೆಯುವ ಮಾಪನವಾಗಿ ಬಳಸಲು ಕಾರ್ಯಸಾಧ್ಯವಾಗಿಸುತ್ತದೆ. ಇತ್ತೀಚಿಗೆ, ಇವುಗಳನ್ನು LMC, SMC, ಆಂಡ್ರೋಮೇಡ ತಾರಾಗಣ ಹಾಗು ಟ್ರೈಆಂಗ್ಯುಲಂ ತಾರಾಗಣದ ನೇರ ಅಂತರವನ್ನು ಅಂದಾಜಿಸಲು ಬಳಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಕಾಂತಿಹೀನ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು, ತಾರಾಗಣದ ಅಂತರವನ್ನು ಅಳೆಯಲು, ಒಂದು ಹೊಸ ಸುಧಾರಿತ ೫% ನಿಖರತೆಯ ಮಟ್ಟದೊಂದಿಗೆ ಒಂದು ನೇರ ವಿಧಾನವನ್ನು ಒದಗಿಸುತ್ತವೆ.[೨೮] ಕಾಂತಿಹೀನ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ವ್ಯತ್ಯಾಸಗೊಳ್ಳುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಾಗಿರುತ್ತವೆ. ಬೆಳಕಿನ ಪ್ರತ್ಯೇಕ ಅಂಶಗಳಲ್ಲಿ ಉಂಟಾಗುವ ಬದಲಾವಣೆಯು ಇದಕ್ಕೆ ಕಾರಣವಲ್ಲ, ಆದರೆ ಗ್ರಹಣಗಳು ಇದಕ್ಕೆ ಕಾರಣವಾಗುತ್ತವೆ. ಕಾಂತಿಹೀನ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಬೆಳಕಿನ ವಕ್ರವು, ಹೆಚ್ಚುಕಡಿಮೆ ಸ್ಥಿರ ಬೆಳಕಿನ ಅವಧಿಯ ಮೂಲಕ ತೀವ್ರತೆಯ ಆವರ್ತಕ ಬಿಂದುವಿನೊಂದಿಗೆ ವಿಶಿಷ್ಟ ಜೋಡಣೆಯಾಗಿರುತ್ತದೆ. ಒಂದು ನಕ್ಷತ್ರಕ್ಕಿಂತ ಮತ್ತೊಂದು ನಕ್ಷತ್ರವು ದೊಡ್ಡದಾಗಿದ್ದರೆ, ಒಂದು ಸಂಪೂರ್ಣ ಗ್ರಹಣದಿಂದ ಅಸ್ಪಷ್ಟವಾದರೆ, ಮತ್ತೊಂದು ಕಂಕಣಾಕಾರದ ಗ್ರಹಣದಿಂದಲೂ ಅಸ್ಪಷ್ಟವಾಗುತ್ತದೆ. ಕಾಂತಿಹೀನ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಕಕ್ಷಕ ಅವಧಿಯನ್ನು ಬೆಳಕಿನ ವಕ್ರದಿಂದ ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದಾಗಿದೆ, ಹಾಗು ಪ್ರತ್ಯೇಕ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ತುಲನಾತ್ಮಕ ಗಾತ್ರಗಳನ್ನು ಕಕ್ಷದ ತ್ರಿಜ್ಯದ ಪರಿಮಿತಿಯೊಳಗೆ ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದಾಗಿದೆ, ಇದನ್ನು ಸಮೀಪದ ನಕ್ಷತ್ರದ ಮಂಡಲವು ದೂರದಲ್ಲಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರದ ಮಂಡಲದ ಮೇಲೆ ಜಾರಿದಾಗ ಪ್ರಖರತೆಯು ಹೇಗೆ ತಕ್ಷಣವೇ ಬದಲಾಗುತ್ತದೆಂಬುದನ್ನು ವೀಕ್ಷಿಸುವ ಮೂಲಕ ತಿಳಿದುಕೊಳ್ಳಬಹುದಾಗಿದೆ. ಇದು ರೋಹಿತದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವೂ ಸಹ ಆಗಿದ್ದರೆ, ಕಕ್ಷೆಯ ಅಂಶಗಳನ್ನೂ ಸಹ ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದು, ಹಾಗು ನಕ್ಷತ್ರ ಸಮೂಹವನ್ನು ಸುಲಭವಾಗಿ ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದು, ಇದರರ್ಥ ಇಂತಹ ಪರಿಸ್ಥಿತಿಗಳಲ್ಲಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ತುಲನಾತ್ಮಕ ಸಾಂದ್ರತೆಗಳನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದಾಗಿದೆ.[೨೯]

ಖಗೋಳಮಿತಿಯ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು, ಕೆಲವು ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಅಂತರಿಕ್ಷದ ಒಂದು ಖಾಲಿ ಜಾಗದ ಸುತ್ತ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುತ್ತಿರುವಂತೆ ಕಂಡುಬರುತ್ತವೆ ಎಂದು ಪತ್ತೆ ಮಾಡಿದ್ದಾರೆ. ಖಗೋಳಮಿತಿಯ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಪರಸ್ಪರ,ತುಲನಾತ್ಮಕವಾಗಿ ಸಮೀಪದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಾಗಿದ್ದು, ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಒಂದು ಬಿಂದುವಿನ ಸುತ್ತ ಬುಗುರಿಯಂತೆ ತೂಗಾಡುತ್ತಿರುವಂತೆ ಕಂಡುಬರುವುದರ ಜೊತೆಗೆ ಯಾವುದೇ ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಸಹತಾರೆಯೂ ಕಂಡುಬರುವುದಿಲ್ಲ. ಸಾಧಾರಣ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ಬಳಕೆಯಾಗುವ ಗಣಿತ ನಿಯಮವನ್ನೇ, ಕಾಣೆಯಾದ ಸಹತಾರೆಯ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ, ಸಮೂಹವನ್ನು ನಿರ್ಣಯಿಸಲು ಬಳಕೆ ಮಾಡಬಹುದು. ಸಹತಾರೆಯು ಬಹಳ ನಿಸ್ತೇಜವಾಗಿರಬಹುದು, ಈ ಕಾರಣದಿಂದಾಗಿ ಅದನ್ನು ಪ್ರಸಕ್ತದಲ್ಲಿ ಕಂಡುಹಿಡಿಯಲಾಗುವುದಿಲ್ಲ ಅಥವಾ ಅದರ ಪ್ರಾಥಮಿಕ ನಕ್ಷತ್ರದ ಪ್ರಖರತೆಯಿಂದ ಮುಚ್ಚಲ್ಪಟ್ಟಿರುತ್ತದೆ, ಅಥವಾ ಇದು ಸ್ವಲ್ಪವೇ ಅಥವಾ ಯಾವುದೇ ವಿದ್ಯುತ್ಕಾಂತೀಯ ವಿಕಿರಣವನ್ನು ಹೊರಸೂಸುವ ವಸ್ತುವಾಗಿರಬಹುದು, ಉದಾಹರಣೆಗೆ ಒಂದು ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ತಾರೆ.[೩೦] ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ತಾರೆಯ ಸ್ಥಾನವನ್ನು ಎಚ್ಚರಿಕೆಯಿಂದ ಮಾಪನ ಮಾಡಲಾಗುತ್ತದೆ ಹಾಗು ಬದಲಾವಣೆಯನ್ನು, ಅದರ ಪ್ರತಿರೂಪದ ಗುರುತ್ವದದ ಪ್ರಭಾವದ ಕಾರಣದಿಂದಾಗಿ ಗುರುತಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ನಕ್ಷತ್ರದ ಸ್ಥಾನವನ್ನು, ಹೆಚ್ಚು ದೂರದಲ್ಲಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ಹೋಲಿಸಿದರೆ ಸತತವಾಗಿ ಮಾಪನ ಮಾಡಲಾಗುತ್ತದೆ, ಜೊತೆಗೆ ಸಂಬಂಧಿತ ಸ್ಥಾನದಲ್ಲಾಗುವ ಆವರ್ತಕ ವರ್ಗಾವಣೆಯನ್ನು ತಪಾಸಣೆ ಮಾಡಲಾಗುತ್ತದೆ. ಮಾದರಿಯಾಗಿ ಈ ವಿಧದ ಮಾಪನ ವಿಧಾನವನ್ನು ಕೇವಲ ಸಮೀಪದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಮೇಲೆ ನಡೆಸಬಹುದಾಗಿದೆ, ಉದಾಹರಣೆಗೆ ೧೦ ಪಾರ್ಸೆಕ್(ಅಂತರತಾರಾ ಪ್ರದೇಶದ ದೂರಗಳನ್ನು ಅಳೆಯಲು ಬಳಸುವ ವಿಧಾನ) ಗಳೊಳಗಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು. ಸಮೀಪದ ತಾರೆಗಳು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ತುಲನಾತ್ಮಕವಾಗಿ ಅಧಿಕ ನೈಜ ಚಲನೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ. ಈ ರೀತಿಯಾಗಿ ಖಗೋಳಮಿತಿಯ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಆಕಾಶದಾಚೆಗೂ ತರಂಗಾಂತರದ ಪಥವಾದ ಸೈನಸಾಯ್ಡ್ ನ್ನು ಅನುಸರಿಸುತ್ತಿರುವಂತೆ ಕಂಡುಬರುತ್ತವೆ. ಸಹತಾರೆಯು, ನಕ್ಷತ್ರದ ಸ್ಥಾನದಲ್ಲಿ ಒಂದು ಗಮನಾರ್ಹ ಸ್ಥಳಬದಲಾವಣೆಯನ್ನು ಸಾಕಷ್ಟು ಅಗಾಧ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಉಂಟು ಮಾಡುವಂತಿದ್ದರೆ, ಆಗ ಇದರ ಉಪಸ್ಥಿತಿಯನ್ನು ನಿರೂಪಿಸಬಹುದು. ಒಂದು ಸಾಕಷ್ಟು ದೀರ್ಘಕಾಲಿಕ ಅವಧಿಯಲ್ಲಿ ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ನಕ್ಷತ್ರದ ಚಲನೆಯ ಒಂದು ನಿಖರ ಖಗೋಳಮಿತಿಯ ಮಾಪನಗಳು, ಸಹತಾರೆಯ ಸಮೂಹದ ಬಗೆಗಿನ ಮಾಹಿತಿ ಹಾಗು ಅದರ ಕಕ್ಷಕ ಅವಧಿಯನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದಾಗಿದೆ.[೩೧] ಸಹತಾರೆಯು ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರವಾಗದಿದ್ದರೂ, ರಚನೆಯ ವೈಶಿಷ್ಟ್ಯತೆಗಳನ್ನು ಕೆಪ್ಲರ್ ನ ನಿಯಮಗಳನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಂಡು ಮಾಡುವ ವೀಕ್ಷಣೆಯಿಂದ ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದಾಗಿದೆ.[೩೨] ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆ ಮಾಡುವ ಈ ವಿಧಾನವನ್ನು, ನಕ್ಷತ್ರದ ಸುತ್ತ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುವ ಸೂರ್ಯಮಂಡಲದ ಆಚೆಗೂ ಕಂಡುಬರುವ ಗ್ರಹಗಳನ್ನು ಗುರುತಿಸಲು ಬಳಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಆದಾಗ್ಯೂ, ಈ ಮಾಪನವನ್ನು ನಡೆಸಲು ಬೇಕಾಗುವ ಅಗತ್ಯತೆಗಳು ಬಹಳ ನಿರ್ಬಂಧಕರವಾಗಿರುತ್ತವೆ. ಇದಕ್ಕೆ ಕಾರಣ ಸಾಮೂಹಿಕ ನಿಷ್ಪತ್ತಿಯಲ್ಲಿ ಉಂಟಾಗುವ ವ್ಯತ್ಯಾಸ, ಹಾಗು ಗ್ರಹದ ಪರಿಭ್ರಮಣೆಗೆ ಬೇಕಾಗುವ ದೀರ್ಘಾವಧಿ. ಒಂದು ನಕ್ಷತ್ರದ ಸ್ಥಾನ ವರ್ಗಾವಣೆಯ ಪತ್ತೆಯು ಬಹಳ ನಿರ್ಬಂಧಕರವಾದ ವಿಜ್ಞಾನವಾಗಿದೆ, ಹಾಗು ಅಗತ್ಯ ಖಚಿತತೆಯನ್ನು ಪಡೆಯಲು ಕಷ್ಟಕರವಾಗಿದೆ. ಆಕಾಶದ ದೂರದರ್ಶಕಗಳು ಭೂಮಿಯ ವಾತಾವರಣದಲ್ಲಿ ಉಂಟಾಗುವ ಮಸುಕಿನ ಪರಿಣಾಮವನ್ನು ತಡೆಗಟ್ಟುತ್ತವೆ. ಇದು ಹೆಚ್ಚು ಕರಾರುವಾಕ್ಕಾದ ಪೃಥಕ್ಕರಣವನ್ನು ಉಂಟುಮಾಡುತ್ತದೆ.

ಒಟ್ಟು ರಚನೆಯ ವಿಧಾನದ ನಿರೂಪಣೆ

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]
ಭೂಮಿಯ ಮೇಲ್ಮೈ ವ್ಯತ್ಯಾಸಗೊಳಿಸುವ ಕ್ರಿಯೆ, ಕಲಾವಿದನ ಕಲ್ಪನೆಯಲ್ಲಿ

ಮತ್ತೊಂದು ವರ್ಗಾವಣೆಯು, ಅವುಗಳ ಗಾತ್ರಗಳಿಗೆ ಸಂಬಂಧಿಸಿದಂತೆ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಅಂತರದ ಮೇಲೆ ಆಧಾರಿತವಾಗಿದೆ:[೩೩] ಬೇರ್ಪಟ್ಟ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು , ಅವಳಿ (ಜೋಡಿ)ನಕ್ಷತ್ರಗಳಾಗಿದ್ದು ಅದರ ಪ್ರತಿ ಅಂಶವೂ ಅಲ್ಲಿನ ರೋಚೆ ಲೋಬ್ ನಲ್ಲಿರುತ್ತದೆ, ಅಂದರೆ ನಕ್ಷತ್ರದ ಗುರುತ್ವ ಎಳೆತವು, ಇತರ ಅಂಶಗಳಿಗಿಂತ ದೊಡ್ಡದಾಗಿರುತ್ತದೆ. ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಒಂದರ ಮೇಲೊಂದು ಯಾವುದೇ ಪ್ರಮುಖ ಪರಿಣಾಮ ಬೀರುವುದಿಲ್ಲ; ಹಾಗು ಇವುಗಳು ಸಾಮಾನ್ಯ ಅರ್ಥದಲ್ಲಿ, ಪ್ರತ್ಯೇಕವಾಗಿ ಹುಟ್ಟಿಕೊಳ್ಳುವುದಿಲ್ಲ. ಹಲವು ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಈ ವರ್ಗಕ್ಕೆ ಸೇರ್ಪಡೆಯಾಗುವುದಿಲ್ಲ. ಅರ್ಧಬೇರ್ಪಟ್ಟ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು , ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಾಗಿದ್ದು, ಇದರಲ್ಲಿ ಒಂದು ಅಂಶವು ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ರೋಚೆ ಲೋಬ್ ನ್ನು ಭರ್ತಿ ಮಾಡಿದರೆ ಮತ್ತೊಂದು ಮಾಡುವುದಿಲ್ಲ. ಅಂಶವನ್ನು ಭರ್ತಿ ಮಾಡುವ ರೋಚೆ ಲೋಬ್ ನ ಮೇಲ್ಮೈ ಅನಿಲವು (ದಾತ)ಮತ್ತೊಂದಕ್ಕೆ ಸ್ಥಾನಾಂತರವಾಗುತ್ತದೆ, ಆಗ ಅದು ಒಟ್ಟುಗೂಡಿದ ನಕ್ಷತ್ರ. ಸಾಮೂಹಿಕ ಸ್ಥಾನಾಂತರವು, ರಚನೆಯ ಹುಟ್ಟನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸುತ್ತದೆ. ಹಲವು ಪರಿಸ್ಥಿತಿಗಳಲ್ಲಿ, ಒಳಗೆ ಹರಿದುಬರುವ ಅನಿಲವು, ಸಂಚಯಿಸುವ ನಕ್ಷತ್ರದ ಸುತ್ತ ಸಂಚಯನ ಮಂಡಲವನ್ನು ರೂಪಿಸುತ್ತದೆ. ಸಂಪರ್ಕ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರ ವು, ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಒಂದು ಮಾದರಿಯಾಗಿದ್ದು, ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಎರಡೂ ಅಂಶಗಳು ಅವುಗಳ ರೋಚೆ ಲೋಬ್ ಗಳನ್ನೂ ಭರ್ತಿ ಮಾಡುತ್ತವೆ. ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ವಾತಾವರಣದ ಮೇಲಿನ ಭಾಗವು ಸಮಾನವಾದ ಆವರಣ ವನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ, ಇದು ಎರಡೂ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಸುತ್ತುವರೆದಿರುತ್ತದೆ. ಆವರಣದ ಘರ್ಷಣವು ಕಕ್ಷದ ಚಲನೆಯನ್ನು ಒಡೆದು ಹಾಕಿದಾಗ, ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಅಂತಿಮವಾಗಿ ಒಟ್ಟುಗೂಡಬಹುದು.[೩೪]

ಕ್ಯಾಟಕ್ಲೈಸ್ಮಿಕ್(ಭೂಮಿಯ ಮೇಲ್ಮೈ ವ್ಯತ್ಯಾಸಗೊಳಿಸುವ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆ) ಅಸ್ಥಿರತೆಗಳು ಹಾಗು ಎಕ್ಸ್ ರೆ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ರಚನೆಯು, ವೈಟ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್(ಬಹಳ ಸಾಂದ್ರತೆಯುಳ್ಳ ಒಂದು ಸಣ್ಣ ನಕ್ಷತ್ರ), ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ತಾರೆ ಅಥವಾ ಬ್ಲ್ಯಾಕ್ ಹೋಲ್(ಕಪ್ಪುಕುಳಿ) ನಂತಹ ಸಾಂದ್ರೀಕೃತ ವಸ್ತುಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿದ್ದರೆ, ಇತರ ನಕ್ಷತ್ರದ(ದಾತ) ಅನಿಲವು ಸಾಂದ್ರೀಕೃತ ವಸ್ತುವಿನ ಮೇಲೆ ಸಂಚಯಗೊಳ್ಳಬಹುದು. ಇದು ಗುರುತ್ವದ ಸಂಭಾವ್ಯ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಬಿಡುಗಡೆ ಮಾಡುತ್ತದೆ. ಇದು ಅನಿಲವನ್ನು ಹೆಚ್ಚು ಶಾಖಗೊಳಿಸಲು ಕಾರಣವಾಗುತ್ತದೆ ಹಾಗು ವಿಕಿರಣವನ್ನು ಬಿಡುಗಡೆ ಮಾಡುತ್ತದೆ. ಕ್ಯಾಟಕ್ಲೈಸ್ಮಿಕ್ ಅಸ್ಥಿರತೆಗಳು, ವೈಟ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್ ನಂತಹ ಸಾಂದ್ರೀಕೃತ ವಸ್ತುವು ಇಂತಹ ರಚನೆಗಳ ಉದಾಹರಣೆಯಾಗಿದೆ.[೩೫] ಎಕ್ಸ್ ರೆ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ, ಸಾಂದ್ರೀಕೃತ ವಸ್ತುವು ಒಂದು ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ತಾರೆಯಾಗಿರಬಹುದು ಅಥವಾ ಒಂದು ಬ್ಲ್ಯಾಕ್ ಹೋಲ್ ಆಗಿರಬಹುದು. ಈ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು, ದಾನಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಸಮೂಹದ ಪ್ರಕಾರವಾಗಿ(ಕಡಿಮೆಮತ್ತು ಹೆಚ್ಚು ತೂಕದ) ಲೋ-ಮಾಸ್ ಅಥವಾ ಹೈ-ಮಾಸ್ ಎಂದು ವರ್ಗೀಕರಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಎಕ್ಸ್ ರೆ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಹೈ-ಮಾಸ್ ಒಂದು ಸಣ್ಣ, ಆರಂಭಿಕ ಮಾದರಿಯ ದಾನಿ ನಕ್ಷತ್ರವನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿರುತ್ತದೆ. ಇದು ಅದರ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ವಾಯುವಿನಿಂದ ಸಮೂಹವನ್ನು ವರ್ಗಾವಣೆ ಮಾಡುತ್ತದೆ, ಎಕ್ಸ್ ರೆ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ ಲೋ ಮಾಸ್ (ಕಡಿಮೆ ಗಾತ್ರದ)ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಅರ್ಧಬೇರ್ಪಟ್ಟ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಾಗಿರುತ್ತವೆ. ಇದರಲ್ಲಿ ನಂತರದ ಮಾದರಿಯ ದಾನಿ ನಕ್ಷತ್ರದಿಂದ ಅನಿಲವು ರೋಚೆ ಲೋಬ್ ನ್ನು ಮೀರಿ ಹರಿಯುತ್ತದೆ ಹಾಗು ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ತಾರೆ ಅಥವಾ ಬ್ಲ್ಯಾಕ್ ಹೋಲ್ ನೆಡೆಗೆ ಬೀಳುತ್ತದೆ.[೩೬] ಪ್ರಸಕ್ತ, ಎಕ್ಸ್ ರೆ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಉತ್ತಮ ಉದಾಹರಣೆಯೆಂದರೆ, ಎಕ್ಸ್ ರೆ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ ಹೈ ಮಾಸ್ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವಾದ ಸಿಗ್ನಸ್ X-೧ ಸಿಗ್ನಸ್ X-೧ನಲ್ಲಿ, ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರವಾಗದ ಸಹತಾರಾ ಸಮೂಹವನ್ನು ನಮ್ಮ ಸೂರ್ಯನಿಗಿಂತ ಒಂಬತ್ತು ಪಟ್ಟು ದೊಡ್ಡದಾಗಿದೆಯೆಂದು ಪರಿಗಣಿಸಲಾಗಿದೆ.[೩೭] ಇದು, ಒಂದು ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ತಾರೆಯ ಗರಿಷ್ಠ ತಾತ್ತ್ವಿಕ ಸಮೂಹಕ್ಕಿಂತ ಟೋಲ್ಮನ್-ಒಪ್ಪನ್ಹೆಯಿಮರ್-ವೋಲ್ಕೊಫ್ಫ್ ಮಿತಿಗಿಂತಲೂ ಅತ್ಯುನ್ನತವಾಗಿದೆ. ಈ ರೀತಿಯಾಗಿ ಇದನ್ನು ಬ್ಲ್ಯಾಕ್ ಹೋಲ್(ಕಪ್ಪುಕುಳಿ) ಎಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಇದು ವ್ಯಾಪಕವಾಗಿ ನಂಬಲಾದಂತಹ ಮೊದಲ ವಸ್ತುವೆನಿಸಿದೆ.[೩೮]

ಕಕ್ಷಕ ಅವಧಿ

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಕಕ್ಷಕ ಅವಧಿಯು ಉದಾಹರಣೆಗೆ ಕೆಲ ದಿನಗಳ ಕಾಲ ಮಾತ್ರವಲ್ಲದೆ (ಬೀಟಾ ಲಯ್ರೆಯ ನಕ್ಷತ್ರ ಪತನದ ಅಂಶಗಳು), ನೂರಾರು, ಸಾವಿರ ವರ್ಷಗಳಿರಬಹುದು.(ಆಲ್ಫಾ ಸೆಂಟುರಿ ABಯ ಸುತ್ತಲಿರುವ ಕೆಂಪು ಕಿರು ನಕ್ಷತ್ರ,ಪ್ರಾಕ್ಸಿಮ ಸೆಂಟುರಿ)

ಅಂಕಿತಗಳು (ನಾಮಾಂಕಿತಗಳು)

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಅಂಶಗಳು ಉತ್ತರ ಪ್ರತ್ಯಯ A ಹಾಗು B ಯ ಮೂಲಕ ರಚನೆಯ ಹೆಸರಿಗೆ ಅನುಬಂಧವಾಗಿ ಸೂಚಿತವಾಗುತ್ತವೆ. A ಪ್ರಾಥಮಿಕ ತಾರೆಯಾಗಿ ಸೂಚಿತವಾದರೆ B ದ್ವಿತೀಯಕ ತಾರೆಯಾಗಿ ಸೂಚಿತವಾಗುತ್ತದೆ. ಉತ್ತರ ಪ್ರತ್ಯಯ,ಅಂತ್ಯದಲ್ಲಿ AB ಯನ್ನು ಜೋಡಿ ಸೂಚಿಸಲು ಬಳಸಬಹುದು.(ಉದಾಹರಣೆಗೆ, ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರ α ಸೆಂಟುರಿ AB, ಸೆಂಟುರಿ A ಹಾಗು α ಸೆಂಟುರಿ Bಯನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿರುತ್ತದೆ.) ಹೆಚ್ಚಿನ ಅಕ್ಷರಗಳಾದ C , D , ಮುಂತಾದವುಗಳನ್ನು ಎರಡಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚಿನ ತಾರೆಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳಿಗೆ ಬಳಸಬಹುದು.[೩೯] ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವು ಬಾಯರ್ ಹೆಸರನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಪರಿಸ್ಥಿತಿಗಳಲ್ಲಿ ಹಾಗು ವ್ಯಾಪಕವಾಗಿ ಪ್ರತ್ಯೇಕಗೊಂಡಾಗ, ಜೋಡಿಯಲ್ಲಿನ ಸದಸ್ಯರುಗಳು ಅಧಿಲೇಖಗಳೊಂದಿಗೆ ಮೇಲ್ಬರಹದ ಹೆಸರನ್ನು ಪಡೆಯುತ್ತವೆ. ಇದಕ್ಕೆ ಒಂದು ಉದಾಹರಣೆಯೆಂದರೆ ζ ರೆಟಿಕ್ಯುಲಿ, ಇದರ ಅಂಶಗಳೆಂದರೆ ζ೧ ರೆಟಿಕ್ಯುಲಿ ಹಾಗು ζ೨ ರೆಟಿಕ್ಯುಲಿ.[೪೦] ಜೋಡಿ ತಾರೆಗಳೂ ಸಹ ಸಂಕ್ಷಿಪ್ತ ರೂಪದ ಮೂಲಕ ಹೆಸರನ್ನು ಪಡೆದುಕೊಂಡಿವೆ, ಇದು ಸೂಚ್ಯಾಂಕ ಸಂಖ್ಯೆಯೊಂದಿಗೆ ಇದನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿದವರ ಹೆಸರನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ.[೪೧] ಉದಾಹರಣೆಗೆ, α ಸೆಂಟುರಿ, ಇದು ಜೋಡಿತಾರೆಯೆಂದು ೧೬೮೯ರಲ್ಲಿ ಫಾದರ್ ರಿಚುಡ್ ಪತ್ತೆ ಮಾಡಿದರು, ಹಾಗು ಈ ರೀತಿಯಾಗಿ ಇದು RHD ೧ ಎಂಬ ಹೆಸರನ್ನು ಪಡೆದುಕೊಂಡಿದೆ.[೯][೪೨] ಈ ಆವಿಷ್ಕಾರದ ಸಂಕೇತಗಳನ್ನು ವಾಶಿಂಗ್ಟನ್ ಡಬಲ್ ಸ್ಟಾರ್ ಕ್ಯಾಟಲಾಗ್ ನಲ್ಲಿ ಕಾಣಬಹುದು.[೪೩]

ವಿಕಸನ

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ರಚನೆ

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಎರಡು ಏಕ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ನಡುವೆ ಗುರುತ್ವ ಹೀರಿಕೆಯ ಮೂಲಕ ಕೆಲವು ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಸೃಷ್ಟಿಯಾಗುವುದು ಅಸಾಧ್ಯ, ಇಂತಹ ಘಟನೆ ಸಂಭವಿಸಿರುವ ಬಗ್ಗೆ ಬಹಳ ಕಡಿಮೆ ಉದಾಹರಣೆಗಳು ದೊರಕುತ್ತವೆ.(ಮತ್ತೊಂದು ಅಂಗವನ್ನು ಹೀರಿಕೊಳ್ಳುವ ಒಂದು ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಅಂಗವನ್ನು ಶಕ್ತಿಸ್ಥಾಯಿತ್ವವು ವರ್ಜಿಸುವ ಕಾರಣದಿಂದಾಗಿ ಇದಕ್ಕೆ ವಾಸ್ತವವಾಗಿ ಮೂರು ವಸ್ತುಗಳ ಅಗತ್ಯವಿರುತ್ತದೆ.) ಹಾಗು ಅಧಿಕ ಸಂಖ್ಯೆಯ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು, ಇದು ರಚನಾ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯಲ್ಲಿ ಪ್ರಾಥಮಿಕ ಹಂತವಾಗಲಾರದು. ಅಲ್ಲದೆ, ಹಿಂದಿನ ಪ್ರಧಾನ ಸರಣಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ವೀಕ್ಷಣೆಯು, ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ನಕ್ಷತ್ರ ರಚನೆಯ ಅವಧಿಯಲ್ಲೇ ಸೃಷ್ಟಿಯಾಗುತ್ತವೆ ಎಂಬ ಸಿದ್ಧಾಂತವನ್ನು ಬೆಂಬಲಿಸುತ್ತದೆ. ಆದ್ಯನಕ್ಷತ್ರಗಳ ರಚನೆಯ ಸಂದರ್ಭದಲ್ಲಾಗುವ ಆಣ್ವಿಕ ಧೂಮರಾಶಿಯ ವಿಘಟನೆಯು, ಅವಳಿನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಅಥವಾ ಬಹು ತಾರಾ ಮಂಡಲ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯ ರಚನೆಯ ಬಗ್ಗೆ ಇರುವ ಒಂದು ಸ್ವೀಕಾರಯೋಗ್ಯ ವಿವರಣೆಯಾಗಿದೆ.[೪೪][೪೫] ಮೂರು ಅಂಗ ಸಮಸ್ಯೆಯ ಪರಿಣಾಮದಲ್ಲಿ, ಮೂರು ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ತುಲನಾತ್ಮಕ ಗುಂಪಿನಲ್ಲಿರುತ್ತವೆ, ಹಾಗು ಅಂತಿಮವಾಗಿ ಮೂರು ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಒಂದನ್ನು ರಚನೆಯಿಂದ ನಿಷ್ಕಾಸಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಜೊತೆಗೆ, ಮುಂದಕ್ಕೆ ಯಾವುದೇ ಮಹತ್ವದ ವಿಚಲಿತತೆಯು ಸಂಭವಿಸುವುದಿಲ್ಲವೆಂದು ಅರಿತ ನಂತರ, ಉಳಿದ ಎರಡು ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಂದ ಒಂದು ಸ್ಥಿರವಾದ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ರಚನೆಯಾಗುತ್ತದೆ.

ಸಾಮೂಹಿಕ ಸ್ಥಾನಾಂತರತೆ ಹಾಗು ಸಂಚಯ

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ತನ್ನ ವಿಕಸನದ ಅವಧಿಯಲ್ಲಿ ಪ್ರಧಾನ ಸರಣಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಗಾತ್ರವು ಅಧಿಕಗೊಳ್ಳುವುದರಿಂದ, ಇದು ಒಂದು ಹಂತದಲ್ಲಿ ತನ್ನ ರೋಚೆ ಲೋಬ್ ನ್ನು ಹೆಚ್ಚಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ, ಇದರರ್ಥ, ಇದರ ಕೆಲ ವಸ್ತುಗಳು, ಸಹತಾರೆಯ ಗುರುತ್ವ ಎಳೆತವು ಅದಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚಾಗಿರುವ ಪ್ರದೇಶಕ್ಕೆ ಮುನ್ನುಗ್ಗುತ್ತದೆ.[೪೬] ಇದರ ಪರಿಣಾಮವಾಗಿ ವಸ್ತುವು ಒಂದು ನಕ್ಷತ್ರದಿಂದ ಮತ್ತೊಂದಕ್ಕೆ ರೋಚೆ ಲೋಬ್ ಓವರ್ ಫ್ಲೋ(RLOF) ಎಂಬ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯ ಮೂಲಕ ವರ್ಗಾವಣೆಯಾಗುತ್ತದೆ, ಇದು ನೇರ ಪರಿಣಾಮದಿಂದ ಅಥವಾ ಒಂದು ಸಂಚಯನ ಮಂಡಲದ ಮೂಲಕ ಹೀರಿಕೆಯಾಗುತ್ತದೆ. ಈ ವರ್ಗಾವಣೆ ಸಂಭವಿಸುವ ಗಣಿತಶಾಸ್ತ್ರೀಯ ಬಿಂದುವನ್ನು ಮೊದಲ ಲಗ್ರಂಗಿಯನ್ ಬಿಂದು ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ.[೪೭] ಸಂಚಯನ ಮಂಡಲವು ಅತ್ಯಂತ ಪ್ರಖರತೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುವುದು, ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಸಾಮಾನ್ಯ ಅಂಶವಾಗಿದೆ. (ಹಾಗು ಈ ರೀತಿಯಾಗಿ ಕೆಲವೊಂದು ಬಾರಿ ಕೇವಲ ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರವಾಗಿರುತ್ತದೆ).

ರಾಶಿ ವರ್ಗಾವಣೆಗೆ ಒಳಪಡುತ್ತಿರುವ ಕಾಂತಿಹೀನ ಅವಳಿ ತಾರಾ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯ ಒಂದು ಅನಿಮೇಶನ್ ಚಿತ್ರಣ

ಇತರ ಅಂಶಗಳಿಗೆ ವರ್ಗಾವಣೆಯಾಗಲು ಎಲ್ಲ ಹೇರಳ ವಸ್ತುವು ಒಂದು ನಕ್ಷತ್ರದ ರೋಚೆ ಲೋಬ್ ನ ಆಚೆಗೂ ಶೀಘ್ರದಲ್ಲಿ ಬೆಳವಣಿಗೆಯಾದರೆ, ವಸ್ತುವು ಇತರ ಲಗ್ರಂಗೆ ಬಿಂದುಗಳು ಅಥವಾ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ವಾತವಾಗಿ ರಚನೆಯಿಂದ ಹೊರಬರುತ್ತದೆ. ಈ ರೀತಿ ಪರಿಣಾಮಕಾರಿಯಾಗಿ ಎರಡೂ ಅಂಶಗಳಿಗೆ ಬೇರ್ಪಡಿಕೆಯಾಗುತ್ತದೆ.[೪೮] ನಕ್ಷತ್ರದ ವಿಕಸನವು ಅದರ ಸಮೂಹದಿಂದ ನಿರ್ಧಾರವಾಗುವ ಕಾರಣದಿಂದ, ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯು ಎರಡೂ ಜೋಡಿತಾರೆಗಳ ವಿಕಸನದ ಮೇಲೆ ಪರಿಣಾಮ ಬೀರುತ್ತದೆ; ಅಲ್ಲದೇ ಏಕ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ತಲುಪಲಾರದ ಹಂತಗಳನ್ನು ಸೃಷ್ಟಿಸುತ್ತವೆ.[೪೯][೫೦] ಕಾಂತಿಹೀನ ತ್ರಯಾತ್ಮಕ ಅಲ್ಗೋಲ್ ಬಗ್ಗೆ ನಡೆಸಲಾದ ಸಂಶೋಧನೆಗಳು ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ವಿಕಸನ ಸಿದ್ಧಾಂತದಲ್ಲಿ ಅಲ್ಗೋಲ್ ವಿರೋಧಾಭಾಸ ಕ್ಕೆ ಎಡೆ ಮಾಡಿಕೊಡುತ್ತವೆ: ಆದಾಗ್ಯೂ ಅದೇ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ರಚನೆಯಾಗುವ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಅಂಶಗಳು, ಹಾಗು ಸಾಂದ್ರತೆಯುಳ್ಳ ತಾರೆಗಳು, ಕಡಿಮೆ ಸಾಂದ್ರತೆಯುಳ್ಳ ತಾರೆಗಳು ಬಹಳ ಬೇಗನೆ ವಿಕಸನ ಹೊಂದುತ್ತವೆ, ಹೆಚ್ಚು ಸಾಂದ್ರತೆಯುಳ್ಳ ಅಂಶ ಅಲ್ಗೋಲ್ A ಇಂದಿಗೂ ಪ್ರಧಾನ ಸರಣಿಯಲ್ಲಿರುವುದನ್ನು ಗಮನಿಸಲಾಗಿದೆ. ಈ ನಡುವೆ, ವಿಕಾಸವಾದ ನಂತರದ ಹಂತದಲ್ಲಿ ಕಡಿಮೆ ಸಾಂದ್ರತೆಯುಳ್ಳ ಅಲ್ಗೋಲ್ B ಸಬ್ ಜೈಂಟ್ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗಿದೆ. ಈ ವಿರೋಧಾಭಾಸವನ್ನು ಸಾಮೂಹಿಕ ಸ್ಥಾನಾಂತರ[[ದಿಂದ ಬಗೆಹರಿಸಬಹುದಾಗಿದೆ: ಹೆಚ್ಚು ಸಾಂದ್ರತೆಯುಳ್ಳ ನಕ್ಷತ್ರವು ಒಂದು ಸಬ್ ಜೈಂಟ್ ಆಗಿ, ತನ್ನ [[ರೋಚೆ ಲೋಬ್ ನ್ನು ಭರ್ತಿ ಮಾಡಿಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ, ಹಾಗು ಹೆಚ್ಚಿನ ರಾಶಿಯು ಇತರ ನಕ್ಷತ್ರಕ್ಕೆ ವರ್ಗಾವಣೆಯಾಗುತ್ತದೆ, ಇದು ಪ್ರಧಾನ ಸರಣಿಯಲ್ಲಿ ಉಳಿಯುತ್ತದೆ.]] ಅಲ್ಗೋಲ್ ಗೆ ಸದೃಶವಾದ ಕೆಲ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ, ವಾಸ್ತವವಾಗಿ ಅನಿಲದ ಹರಿವನ್ನು ಕಾಣಬಹುದು.[೫೧]

ನಿಯಂತ್ರಣ ಮೀರಿದವುಗಳು ಹಾಗು ಪ್ರಖರ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]
ಚಿತ್ರ:Main tycho remnant full.jpg
SN 1572 ಸೂಪರ್ ನೋವದ ಅವಶೇಷಗಳ ಒಂದು ಸಂಯೋಜಿತ ಚಿತ್ರಣ

ತಮ್ಮ ಅಸ್ತಿತ್ವದ ಅವಧಿಯಲ್ಲಿ ಪರಸ್ಪರ ನಕ್ಷತ್ರಗಳೊಂದಿಗೆ ಗುರುತ್ವ ಸಂಪರ್ಕವನ್ನು ಕಳೆದುಕೊಳ್ಳುವಲ್ಲಿ ವ್ಯಾಪಕವಾಗಿ ಬೇರ್ಪಟ್ಟ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ಸಾಧ್ಯವಾಗುತ್ತದೆ, ಇದು ಬಾಹ್ಯ ವಿಚಲಿತತೆಯ ಪರಿಣಾಮವಾಗಿದೆ. ಅಂಶಗಳು ನಂತರ ಏಕ ತಾರೆಗಳಾಗಿ ವಿಕಸನಗೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ಎರಡು ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ನಡುವಿನ ಸಮೀಪದ ಮುಖಾಮುಖಿಯು, ಎರಡೂ ರಚನೆಗಳಲ್ಲಿ ಗುರುತ್ವಾ ಭೇದನವನ್ನೂ ಸಹ ಉಂಟುಮಾಡಬಹುದು. ಜೊತೆಗೆ ಕೆಲ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಅಧಿಕ ವೇಗಗಳಲ್ಲಿ ನಿಷ್ಕಾಸಿಸುತ್ತವೆ, ಇದು ರನ್ ಅವೆ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ದಾರಿ ಮಾಡಿಕೊಡುತ್ತದೆ.[೫೨][೫೩] ಒಂದು ವೈಟ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್ ತನ್ನ ರೋಚೆ ಲೋಬ್ ನ್ನೂ ಮೀರುವ ಸಮೀಪದ ಸಹ ತಾರೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದರೆ, ವೈಟ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್, ನಕ್ಷತ್ರದ ಬಾಹ್ಯ ವಾತಾವರಣದಿಂದ ನಿಧಾನವಾಗಿ ಅನಿಲಗಳನ್ನು ಸಂಚಯಿಸುತ್ತದೆ. ಇವುಗಳು ತಮ್ಮ ತೀವ್ರತರವಾದ ಗುರುತ್ವದಿಂದ ವೈಟ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್ ನ ಮೇಲ್ಮೈಯಲ್ಲಿ ಅಡಕವಾಗುತ್ತವೆ. ಅಧಿಕ ತಾಪಮಾನಕ್ಕೆ ಸಂಪೀಡನಗೊಂಡು ಶಾಖವನ್ನು ಪಡೆಯುತ್ತವೆ, ಈ ರೀತಿಯಾಗಿ ಹೆಚ್ಚಿನ ವಸ್ತುವನ್ನು ಒಳಕ್ಕೆ ಎಳೆದುಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ವೈಟ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್ ಕುಸಿದ ವಸ್ತುವನ್ನು(ಅತ್ಯಂತ ಹೆಚ್ಚಿನ ಒತ್ತಡ ಮತ್ತು ಉಷ್ಣತೆಗಳ ಕಾರಣ ಪರಮಾಣುಗಳು ಬಹುಮಟ್ಟಿಗೆ ತಮ್ಮ ಇಲೆಕ್ಟ್ರಾನುಗಳನ್ನು ಕಳೆದುಕೊಂಡು ದಟ್ಟವಾಗಿ ಸೇರಿಕೊಂಡಿರುವುದು) ಒಳಗೊಂಡಿರುತ್ತದೆ, ಹಾಗು ಇದು ಶಾಖಕ್ಕೆ ಹೆಚ್ಚಿನ ಪ್ರತಿಕ್ರಿಯೆಯನ್ನು ತೋರುವುದಿಲ್ಲ. ಈ ನಡುವೆ ಸಂಚಯನಗೊಂಡ ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ಈ ರೀತಿಯಾಗುವುದಿಲ್ಲ. CNO ಚಕ್ರದ(ತಾರೆಗಳು ಜಲಜನಕವನ್ನು ಹೀಲಿಯಮ್ ಮಾಡುವ ಚಕ್ರೀಯ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆ) ಮೂಲಕ ಮೇಲ್ಮೈಯಲ್ಲಿ ಸ್ಥಿರ ವಿಧಾನದಲ್ಲಿ ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ಸಮ್ಮಿಳನವಾಗಬಹುದು. ಈ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯಲ್ಲಿ ಬಿಡುಗಡೆಯಾದ ಅಗಾಧ ಪ್ರಮಾಣದ ಶಕ್ತಿಯು, ವೈಟ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್ ನ ಮೇಲ್ಮೈಯಿಂದ ಉಳಿದ ಅನಿಲಗಳನ್ನು ಹೊರದೂಡುತ್ತದೆ. ಪರಿಣಾಮವಾಗಿ ಬೆಳಕಿನ ತೀವ್ರ ಪ್ರಖರತೆಯು ಸ್ಫೋಟಗೊಳ್ಳುತ್ತದೆ; ಇದನ್ನು ನೋವ ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ.[೫೪] ತೀವ್ರತರವಾದ ಪರಿಸ್ಥಿತಿಗಳಲ್ಲಿ ಈ ಘಟನೆಯು ವೈಟ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್ ಗೆ ಚಂದ್ರಶೇಖರ್ ಲಿಮಿಟ್ ನ್ನೂ ಮೀರುತ್ತದೆ; ಹಾಗು ಸಂಪೂರ್ಣ ನಕ್ಷತ್ರವನ್ನು ನಾಶಮಾಡುವ ಸೂಪರ್ ನೋವವನ್ನು ಸರಣಿಕ್ರಿಯಾ ಪ್ರವರ್ತಕವನ್ನಾಗಿ ಮಾಡುತ್ತದೆ, ಜೊತೆಗೆ ಇದು ರನ್ ಅವೇಗಳನ್ನು ಉಂಟುಮಾಡುವ ಮತ್ತೊಂದು ಕಾರಣವಾಗಿದೆ.[೫೫][೫೬] ಈ ಘಟನೆಯ ಒಂದು ಉದಾಹರಣೆಯೆಂದರೆ ಸೂಪರ್ ನೋವ SN ೧೫೭೨, ಇದನ್ನು ತೈಚೋ ಬ್ರಾಹೆ ಗಮನಿಸಿದರು. ಈ ಘಟನೆಯ ಅಲ್ಪಾವಶೇಷದ ಚಿತ್ರವನ್ನು ಇತ್ತೀಚಿಗೆ ಹಬ್ಬಲ್ ಸ್ಪೇಸ್ ಟೆಲಿಸ್ಕೋಪ್ ಸೆರೆಹಿಡಿದಿದೆ.

ಖಭೌತವಿಜ್ಞಾನ

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]
ಅವಳಿ ತಾರೆಯ ಒಂದು ಕೃತಕ ಉದಾಹರಣೆ, ಎಲಿಪ್ಸೀಯ ಕಕ್ಷಗಳಲ್ಲಿ ಒಂದು ಸಮಾನವಾದ ಬ್ಯಾರಿಸೆಂಟರ್ ನ ಸುತ್ತ ಎರಡು ಕಾಯಗಳು ಸದೃಶವಾದ ರಾಶಿ ಕಕ್ಷವನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ.

ಒಂದು ದೂರದಲ್ಲಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರದ ಸಮೂಹವನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸಲು ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರಿಗೆ ಉತ್ತಮ ವಿಧಾನವನ್ನು ಒದಗಿಸುತ್ತದವೆ. ಅವುಗಳ ನಡುವಿನ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣ ಎಳೆತವು ಅವುಗಳ ಸಮಾನ ರಾಶಿಕೇಂದ್ರದ ಸುತ್ತ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುವಂತೆ ಮಾಡುತ್ತದೆ. ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಕಕ್ಷಕ ಮಾದರಿಯಿಂದ, ಅಥವಾ ರೋಹಿತದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ರೋಹಿತದಲ್ಲಿ ಉಂಟಾಗುವ ಕಾಲ ಬದಲಾವಣೆಗಳಿಂದ, ನಕ್ಷತ್ರದ ರಾಶಿಯನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದಾಗಿದೆ. ಈ ರೀತಿಯಾಗಿ, ನಕ್ಷತ್ರದ ಗೋಚರದ (ತಾಪಮಾನ ಹಾಗು ತ್ರಿಜ್ತ್ಯ) ಹಾಗು ಅದರ ಸಮೂಹದ ನಡುವಿನ ಸಂಬಂಧವನ್ನು ಗುರುತಿಸಬಹುದಾಗಿದೆ. ಇದು ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಸಮೂಹವನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸಲು ಅವಕಾಶ ಮಾಡಿಕೊಡುತ್ತದೆ. ಏಕೆಂದರೆ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ದೊಡ್ಡ ಪ್ರಮಾಣವು ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳಲ್ಲಿರುತ್ತದೆ; ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ರಚನಾ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯನ್ನು ಅರ್ಥಮಾಡಿಕೊಳ್ಳುವಲ್ಲಿ ವಿಶೇಷವಾಗಿ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯನ್ನು ಅರ್ಥಮಾಡಿಕೊಳ್ಳುವುದು ಬಹಳ ಮುಖ್ಯವಾಗುತ್ತದೆ. ವಿಶೇಷವಾಗಿ, ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಅವಧಿ ಹಾಗು ಸಮೂಹಗಳು, ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳ ಕೋನೀಯ ಆವೇಗದ ಬಗ್ಗೆ ತಿಳಿಸುತ್ತವೆ. ಭೌತವಿಜ್ಞಾನದಲ್ಲಿ ಇದು ಸಂರಕ್ಷಿತ ಪ್ರಮಾಣವಾದ ಕಾರಣದಿಂದ, ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು, ಅಲ್ಲದೇ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಯಾವ ಪರಿಸ್ಥಿತಿಗಳಲ್ಲಿ ರಚನೆಯಾಗಿವೆ ಎಂಬುದರ ಬಗ್ಗೆ ಸೂಚನೆಯನ್ನು ನೀಡುತ್ತದೆ.

ಸಂಶೋಧನೆಯಿಂದಾದ ಆವಿಷ್ಕಾರಗಳು

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಮಿಲ್ಕಿ ವೇ ತಾರಾ ಮಂಡಲದಲ್ಲಿ ಸರಿಸುಮಾರು ೧/೩ ತಾರೆಗಳು ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರ ಅಥವಾ ಬಹು ತಾರೆಗಳಾಗಿವೆಯೆಂದು ಅಂದಾಜಿಸಲಾಗಿದೆ;ಅದು ಉಳಿದ ೨/೩ರಷ್ಟು ಏಕ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿದೆ.[೫೭] ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಪರಿಭ್ರಮಣದ ಅವಧಿ ಹಾಗು ಅದರ ಕಕ್ಷದ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆಯ ನಡುವೆ ನೇರವಾದ ಪರಸ್ಪರ ಸಂಬಂಧಗಳಿವೆ. ಜೊತೆಗೆ ಕಡಿಮೆ ಅವಧಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳು ಕಡಿಮೆ ವಿಕೇಂದ್ರೀಯತೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ. ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಯಾವುದೇ ಸಂಭಾವ್ಯ ಬೇರ್ಪಡಿಕೆಯೊಂದಿಗೆ ಪತ್ತೆಮಾಡಬಹುದು, ವಾಸ್ತವವಾಗಿ ಒಂದರೊಂದಿಗೆ ಮತ್ತೊಂದು ತೀರ ಸಮೀಪದಲ್ಲಿ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುವ ಜೋಡಿಗಳಿಂದ ಹಿಡಿದು, ಬೇರ್ಪಟ್ಟು ಬಹಳ ದೂರದಲ್ಲಿರುವ ತಾರೆಗಳು, ಇವುಗಳ ಸಂಬಂಧವನ್ನು ಆಕಾಶದ ಮೂಲಕ ಕೇವಲ ಸಮಾನ ನೈಜ ಚಲನೆಯಿಂದ ಸೂಚಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಗುರುತ್ವವಾಗಿ ಪರಿಮಿತಗೊಂಡಿರುವ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳಲ್ಲಿ, ಅವಧಿಗಳ ಲಾಗ್ ನಾರ್ಮಲ್ ಡಿಸ್ಟ್ರಿಬ್ಯೂಶನ್ ಎಂದು ಕರೆಯಲ್ಪಡುವ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯು ಅಸ್ತಿತ್ವದಲ್ಲಿರುತ್ತದೆ. ಈ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳಲ್ಲಿ ಬಹುತೇಕವಾದವು ಸುಮಾರು ೧೦೦ ವರ್ಷಗಳ ಅವಧಿಗೆ ಪರಿಭ್ರಮಣ ಮಾಡುತ್ತವೆ. ನಕ್ಷತ್ರ ರಚನೆಯ ಅವಧಿಯಲ್ಲಿ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ರಚನೆಯಾಗುತ್ತವೆಂಬ ಸಿದ್ಧಾಂತಕ್ಕೆ ಇದು ಸಹಾಯಕವಾದ ಸಾಕ್ಷಿಯಾಗಿದೆ.[೫೮] ಸಮಾನ ಪ್ರಖರತೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಎರಡು ನಕ್ಷತ್ರ ಜೋಡಿಗಳು, ಸಮಾನವಾದ ರೋಹಿತದ ಮಾದರಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ. ಪ್ರಖರತೆಯು ಭಿನ್ನವಾಗಿರುವ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳಲ್ಲಿ, ಹೆಚ್ಚು ಪ್ರಖರತೆಯುಳ್ಳ ನಕ್ಷತ್ರವು ಅತಿ ದೊಡ್ಡ ಜೈಂಟ್ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗಿದ್ದರೆ ಮಸುಕಾದ ನಕ್ಷತ್ರವು ನೀಲಿ ಬಣ್ಣವಾಗಿರುತ್ತದೆ, ಹಾಗು ಹೆಚ್ಚು ಪ್ರಖರತೆಯುಳ್ಳ ನಕ್ಷತ್ರವು ಪ್ರಧಾನ ಸರಣಿಗೆ ಸೇರಿದ್ದರೆ ನಕ್ಷತ್ರವು ಕೆಂಪು ಬಣ್ಣದಲ್ಲಿರುತ್ತದೆ.[೫೯]

ಕಲಾವಿದನ ಅಭಿಪ್ರಾಯದಲ್ಲಿ HD 188753 Ab(ಮೇಲ್ಭಾಗದಲ್ಲಿ ಎಡಕ್ಕೆ)ಗ್ರಹದ ಚಂದ್ರನಿಂದ ಕಂಡುಬರುವ ದೃಶ್ಯಾವಳಿ(ಆಧಾರಕಲ್ಪನೆ), ಇದು ತ್ರಿವಳಿ ತಾರಾ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯನ್ನು ಪರಿಭ್ರಮಿಸುತ್ತದೆ.ಅತ್ಯಂತ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ಸಹತಾರೆಯು ಕ್ಷಿತಿಜದ ಸ್ವಲ್ಪ ಕೆಳಭಾಗದಲ್ಲಿದೆ.

ನಕ್ಷತ್ರದ ಪುಂಜವನ್ನು ಕೇವಲ ಅದರ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯಿಂದ ಮಾತ್ರ ನೇರವಾಗಿ ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದು. ಗುರುತ್ವಾ ಮಸೂರಗಳಾಗಿ ಕಾರ್ಯ ನಿರ್ವಹಿಸುವ ಸೂರ್ಯ ಹಾಗು ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಹೊರತುಪಡಿಸಿ, ಇದನ್ನು ಕೇವಲ ಅವಳಿ ಹಾಗು ಬಹು ತಾರಾ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳಲ್ಲಿ ಮಾಡಬಹುದು, ಇದು ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು, ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಒಂದು ಪ್ರಮುಖ ವರ್ಗವನ್ನಾಗಿ ಮಾಡುತ್ತದೆ. ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಪರಿಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿ, ರಚನೆಯ ಪರಿಭ್ರಮಣ ಹಾಗು ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಲಂಬನವು ನಿರ್ಧಾರವಾದ ನಂತರ, ಎರಡು ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಸಂಘಟಿತ ಸಮೂಹವನ್ನು ಕೆಪ್ಲೇರಿಯನ್ ಹಾರ್ಮೋನಿಕ್ ಲಾನ ನೇರ ಅನ್ವಯದೊಂದಿಗೆ ಪಡೆಯಬಹುದಾಗಿದೆ.[೬೦] ದುರದೃಷ್ಟವಶಾತ್, ಒಂದು ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ನಕ್ಷತ್ರ ಅಥವಾ ಒಂದು ಕಾಂತಿಹೀನ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗಿರದ ಹೊರತು ರೋಹಿತದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಸಂಪೂರ್ಣ ಪರಿಭ್ರಮಣವನ್ನು ಪಡೆಯುವುದು ಅಸಾಧ್ಯ, ಈ ರೀತಿಯಾಗಿ ಈ ವಸ್ತುಗಳು ಸಮೂಹದಿಂದಲೇ ಜಂಟಿ ಉತ್ಪನ್ನದ ನಿರ್ಧಾರವಾಗುತ್ತದೆ ಹಾಗು ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ರೇಖೆಗೆ ಸಂಬಂಧಿಸಿದಂತೆ ಸೈನ್ ನ ಕೋನ ಪ್ರವಣತೆಯು ಸಾಧ್ಯ. ಕಾಂತಿಹೀನ ನಕ್ಷತ್ರಗಳೂ ಆಗಿರುವ ರೋಹಿತದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಪರಿಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿ, ನಿರ್ದಿಷ್ಟತೆಗಳಿಗೆ ಒಂದು ಸಂಪೂರ್ಣ ಪರಿಹಾರವನ್ನು ರಚನೆಯ ಎರಡೂ ಸದಸ್ಯರುಗಳಿಂದ ಪಡೆಯುವುದು ಸಾಧ್ಯ.(ಸಮೂಹ, ಸಾಂದ್ರತೆ, ಗಾತ್ರ, ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆ, ಹಾಗು ಸರಾಸರಿ ಗಾತ್ರ).

ಗ್ರಹಗಳು

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ವೈಜ್ಞಾನಿಕ ಕಾದಂಬರಿಗಳು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಅಥವಾ ತ್ರಯಾತ್ಮಕ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಗ್ರಹಗಳನ್ನು ಕಥಾವಸ್ತುವಾಗಿ ಬಳಸಿಕೊಂಡಿವೆ. ಉದಾಹರಣೆಗೆ ಜಾರ್ಜ್ ಲುಕಾಸ್ ಅವರ ಸ್ಟಾರ್ ವಾರ್ಸ್ ನ ಟಟೂಯಿನೆ, ಹಾಗು ಒಂದು ಗಮನಾರ್ಹ ಕಥೆ, ನೈಟ್ ಫಾಲ್, ಸಹ ಆರು-ನಕ್ಷತ್ರ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯ ಹಿನ್ನೆಲೆಯಲ್ಲಿ ನಡೆಯುತ್ತದೆ. ವಾಸ್ತವವಾಗಿ, ಯಾಂತ್ರಿಕ ಕಾರಣಗಳಿಗಾಗಿ ಕೆಲವು ಕಕ್ಷದ ಶ್ರೇಣಿಗಳು ಅಸಾಧ್ಯವಾಗುತ್ತವೆ.(ಗ್ರಹವು ಅದರ ಕಕ್ಷದಿಂದ ತುಲನಾತ್ಮಕವಾಗಿ ವೇಗದಿಂದ ಹೊರದೂಡಲ್ಪಡುತ್ತದೆ, ಇದು ಒಟ್ಟಾರೆ ರಚನೆಯಿಂದ ನಿಷ್ಕಾಸಿಬಹುದು ಅಥವಾ ಹೆಚ್ಚು ಆಂತರಿಕ ಅಥವಾ ಬಾಹ್ಯ ಕಕ್ಷದ ಶ್ರೇಣಿಗೆ ವರ್ಗಾವಣೆಯಾಗಬಹುದು), ಈ ನಡುವೆ ಇತರ ಕಕ್ಷಗಳು ಅಂತಿಮ ಜೀವಗೋಳಕ್ಕೆ ಪ್ರಬಲ ಸವಾಲನ್ನು ಒಡ್ಡುತ್ತವೆ, ಇದಕ್ಕೆ ಕಾರಣ ಕಕ್ಷದ ವಿವಿಧ ಭಾಗಗಳಲ್ಲಿ ಮೇಲ್ಮೈ ತಾಪಮಾನದಲ್ಲಾಗುವ ತೀವ್ರತರವಾದ ಬದಲಾವಣೆಗಳು. ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಒಂದು ನಕ್ಷತ್ರದ ಸುತ್ತ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುವ ಗ್ರಹಗಳು "S-ಮಾದರಿ"ಯ ಪರಿಭ್ರಮಣೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿವೆಯೆಂದು ಹೇಳಲಾಗುತ್ತದೆ, ಎರಡೂ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಸುತ್ತ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುವ ಗ್ರಹಗಳು "P-ಮಾದರಿ" ಅಥವಾ "ಸರ್ಕಂಬೈನರಿ" ಪರಿಭ್ರಮಣವನ್ನು ಹೊಂದಿವೆಯೆಂದು ಹೇಳಲಾಗುತ್ತದೆ. ಸ್ಥಿರ ಪರಿಭ್ರಮಣ ಶ್ರೇಣಿಯೊಳಗೆ ೫೦–೬೦%ನಷ್ಟು ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ವಾಸಯೋಗ್ಯ ಭೂಮಂಡಲದ ಗ್ರಹಗಳಿಗೆ ಸಹಾಯಮಾಡುವಷ್ಟು ಸಮರ್ಥವಾಗಿವೆ.[೬೧] ಅವಳಿ ಸಹತಾರೆಯು ವಾಸ್ತವವಾಗಿ ಗ್ರಹ ರಚನೆಯ ಪ್ರಮಾಣವನ್ನು ಸ್ಥಿರ ಕಕ್ಷದ ವಲಯಗಳಿಂದ ಸುಧಾರಣೆ ಮಾಡುತ್ತದೆ. ಇದು ಪ್ರೋಟೋಪ್ಲ್ಯಾನೆಟರಿ ಮಂಡಲವನ್ನು ಅಲ್ಲಾಡಿಸುವ ಮೂಲಕ, ಒಳಗಿರುವ ಪ್ರೋಟೋಪ್ಲ್ಯಾನೆಟ್ ಗಳ ಸಂಚಯನ ಪ್ರಮಾಣವನ್ನು ಅಧಿಕಗೊಳಿಸುತ್ತದೆ.[೬೧] ಬಹು ತಾರಾ ಮಂಡಲದಲ್ಲಿ ಗ್ರಹಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆಹಚ್ಚುವ ಕಾರ್ಯವು ಹೆಚ್ಚುವರಿ ತಾಂತ್ರಿಕ ಸಮಸ್ಯೆಗಳನ್ನು ಹುಟ್ಟುಹಾಕುತ್ತದೆ. ಇದು ಬಹಳ ಅಪರೂಪವಾಗಿ ಕಂಡುಬರುವುದಕ್ಕೆ ಇದೇ ಕಾರಣವಿರಬಹುದು.[೬೨] ಉದಾಹರಣೆಗಳಲ್ಲಿ ವೈಟ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್-ಪಲ್ಸರ್ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರ PSR B೧೬೨೦-೨೬, ಸಬ್ ಜೈಂಟ್ - ರೆಡ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರ ಗಾಮ ಸೆಫೇಯಿ, ಹಾಗು ವೈಟ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್-ರೆಡ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರ NN ಸರ್ಪೆನ್ಟಿಸ್ ಗಳು ಸೇರಿವೆ. ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಸುತ್ತಲೂ ಕಂಡುಬರುವ ಹೆಚ್ಚು ಗ್ರಹಗಳ ಬಗ್ಗೆ ಮಾಹಿತಿಯು ದಿ ಫೇಸಸ್ ಡಿಫರೆನ್ಷಿಯಲ್ ಆಸ್ಟ್ರೋಮೆಟ್ರಿ ಡಾಟಾ ಆರ್ಚಿವ್. V. ಕ್ಯಾಂಡಿಡೇಟ್ ಸಬ್ ಸ್ಟೆಲ್ಲಾರ್ ಕಂಪ್ಯಾನಿಯನ್ಸ್ ಟು ಬೈನರಿ ಸಿಸ್ಟಮ್ಸ್ ನಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುತ್ತದೆ, ಸಂಪಾದನೆ, ಮುಸ್ಟರ್ಸ್ಪಾಗ್ಹ್ ಮತ್ತಿತರರು. ಈ ಹಿಂದೆ ಪರಿಚಿತವಾಗಿದ್ದ ಹದಿನಾಲ್ಕು ಗ್ರಹ ರಚನೆಗಳ ಬಗೆಗಿನ ಒಂದು ಅಧ್ಯಯನವು, ಇದರಲ್ಲಿ ಮೂರು ರಚನೆಗಳು ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಾಗಿದ್ದವೆಂದು ಪತ್ತೆ ಮಾಡಿದೆ. ಎಲ್ಲ ಗ್ರಹಗಳು, ಪ್ರಾಥಮಿಕ ತಾರೆಯ ಸುತ್ತಲೂ S-ಮಾದರಿಯಲ್ಲಿ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುತ್ತಿದ್ದವೆಂದು ಕಂಡುಬಂದಿತು. ಈ ಮೂರು ಪರಿಸ್ಥಿತಿಗಳಲ್ಲಿ ದ್ವಿತೀಯಕ ತಾರೆಯು, ಪ್ರಾಥಮಿಕ ತಾರೆಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ನಿಸ್ತೇಜವಾಗಿತ್ತು; ಹಾಗು ಈ ಅಂಶವು ಹಿಂದೆ ಪತ್ತೆಯಾಗಿರಲಿಲ್ಲ. ಈ ಆವಿಷ್ಕಾರವು ಗ್ರಹ ಹಾಗು ಪ್ರಾಥಮಿಕ ನಕ್ಷತ್ರ ಎರಡರ ಪರಿಮಿತಿಯ ಮರುಗಣನೆಗೆ ಅವಕಾಶ ಮಾಡಿಕೊಟ್ಟಿತು.[೬೩]

ಉದಾಹರಣೆಗಳು

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]
ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಅಲ್ಬಿರೆಯೋದ ಎರಡು ಸ್ಫುಟ ಅಂಶಗಳು

ಅಂಶಗಳ ನಡುವಿನ ಭಾರಿ ಅಂತರ, ಹಾಗು ಬಣ್ಣಗಳಲ್ಲಿನ ವ್ಯತ್ಯಾಸವು, ಅಲ್ಬಿರೆಯೋವನ್ನು ಅತ್ಯಂತ ಸುಲಭವಾಗಿ ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರವಾಗುವ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವನ್ನಾಗಿಸಿದೆ. ಅತ್ಯಂತ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ತಾರೆ, ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಕ್ಕೆ ಹತ್ತಿರವಾದ ಮೂರನೇ ಅತ್ಯಂತ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ತಾರೆ ಸಿಗ್ನಸ್, ವಾಸ್ತವವಾಗಿ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಕ್ಕೆ ಬಹಳ ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿದೆ. ಸಿಗ್ನಸ್ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದಲ್ಲಿ, ಎಕ್ಸ್ ರೆ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ, ಬ್ಲ್ಯಾಕ್ ಹೋಲ್ ಎಂದು ಪರಿಗಣಿತವಾಗುವ ಸಿಗ್ನಸ್ X-೧ ಸಹ ಕಂಡುಬರುತ್ತದೆ. ಇದು ಹೈ-ಮಾಸ್ ಎಕ್ಸ್ ರೆ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗಿದ್ದು, ಇದರ ದೃಗ್ವೈಜ್ಞಾನಿಕ ಪ್ರತಿರೂಪವು ಒಂದು ಚಂಚಲ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗಿರುತ್ತದೆ.[೬೪] ಸಿರಿಯಸ್ ಮತ್ತೊಂದು ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗಿದ್ದು ರಾತ್ರಿ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಅತ್ಯಂತ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ತಾರೆಯಾಗಿದೆ. ಜೊತೆಗೆ ಇದರ ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಸ್ಪಷ್ಟ ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆಯು −೧.೪೬ ಆಗಿದೆ. ಇದು ಕಾನಿಸ್ ಮೇಜರ್ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುತ್ತದೆ. ೧೮೪೪ರಲ್ಲಿ ಫ್ರೆಡ್ರಿಚ್ ಬೆಸ್ಸೆಲ್ ಸಿರಿಯಸ್ ಅನ್ನು ಒಂದು ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವೆಂದು ತರ್ಕಿಸುತ್ತಾರೆ. ೧೮೬೨ರಲ್ಲಿ ಅಲ್ವನ್ ಗ್ರಹಾಮ್ ಕ್ಲಾರ್ಕ್ ಸಹತಾರೆಯನ್ನು ಪತ್ತೆ ಹಚ್ಚಿದರು.(ಸಿರಿಯಸ್ B; ಸಿರಿಯಸ್ A ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ತಾರೆ) ೧೯೧೫ರಲ್ಲಿ ಮೌಂಟ್ ವಿಲ್ಸನ್ ಅಬ್ಸರ್ವೇಟರಿಯ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು ಸಿರಿಯಸ್ B ಒಂದು ವೈಟ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್ ಎಂದು ನಿರ್ಣಯಿಸಿದರು, ಇದನ್ನು ಮೊದಲ ಬಾರಿಗೆ ಪತ್ತೆ ಮಾಡಲಾಯಿತು. ಹಬ್ಬಲ್ ಸ್ಪೇಸ್ ಟೆಲಿಸ್ಕೋಪ್ ನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಂಡು ೨೦೦೫ರಲ್ಲಿ, ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು ಸಿರಿಯಸ್ B 12,000 km (7,456 mi)ರಷ್ಟು ವ್ಯಾಸವನ್ನು, ಜೊತೆಗೆ ಸೂರ್ಯನ ೯೮%ರಷ್ಟು ರಾಶಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುವುದಾಗಿ ನಿರ್ಣಯಿಸಿದರು.[೬೫] ಕಾಂತಿಹೀನ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಒಂದು ಉದಾಹರಣೆಯೆಂದರೆ ಔರಿಗ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದಲ್ಲಿರುವ ಅತ್ಯಂತ ದೊಡ್ಡ ತಾರಾ ಪುಂಜ ಎಪ್ಸಿಲನ್ ಔರಿಗಾಯೆ. ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಅಂಶವು ರೋಹಿತದ ವರ್ಗ F೦ಗೆ ಸೇರುತ್ತದೆ, ಮತ್ತೊಂದು (ಕಾಂತಿಹೀನ) ಅಂಶವು ದ್ರುಷ್ಟಿಗೊಚರವಾಗುವುದಿಲ್ಲ. ಇಂತಹ ಮುಂದಿನ ಗ್ರಹಣವು ೨೦೦೯–೨೦೧೧ರ ನಡುವೆ ಸಂಭವಿಸುತ್ತದೆ, ಹಾಗು ಈ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯ ಬಗ್ಗೆ ಬೆಳಕು ಚೆಲ್ಲುವ ಮತ್ತಷ್ಟು ಮಾಹಿತಿಗಳು ವ್ಯಾಪಕವಾದ ವೀಕ್ಷಣೆಗಳಿಂದ ಹೊರಬರಬಹುದೆಂಬ ಭರವಸೆ ಹೊಂದಲಾಗಿದೆ. ಮತ್ತೊಂದು ಕಾಂತಿಹೀನ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವೆಂದರೆ ಬೀಟಾ ಲೈರೆ, ಇದು ಲೈರ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದಲ್ಲಿರುವ ಅರ್ಧ ಬೇರ್ಪಟ್ಟ ಅವಳಿ ತಾರಾ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಾಗಿದೆ. ಇತರ ಕುತೂಹಲಕಾರಿ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ೬೧ ಸಿಗ್ನಿ(ಸಿಗ್ನಸ್ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದ ಒಂದು ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರ), ಇದು ಎರಡು K ವರ್ಗದ (ಕಿತ್ತಳೆ) ಪ್ರಧಾನ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಂದ ರಚಿತವಾಗಿದೆ, ೬೧ ಸಿಗ್ನಿ A ಹಾಗು ೬೧ ಸಿಗ್ನಿ ಬ, ಇದು ತನ್ನ ದೊಡ್ಡದಾದ ನೈಜ ಚಲನೆಗೆ ಹೆಸರಾಗಿದೆ), ಪ್ರೋಕ್ಯೋನ್(ಕಾನಿಸ್ ಮೈನರ್ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದ ಅತ್ಯಂತ ಪ್ರಜ್ವಲ ತಾರೆ ಹಾಗು ರಾತ್ರಿ ಸಮಯ ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುವ ಎಂಟನೆ ಅತ್ಯಂತ ಪ್ರಕಾಶಮಾನ ತಾರೆ, ಇದು ಒಂದು ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗಿದ್ದು, ಒಂದು ಪ್ರಧಾನ ತಾರೆಯೊಂದಿಗೆ ನಿಸ್ತೇಜವಾದ ವೈಟ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್ ಸಹತಾರೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ), SS ಲಸೆರ್ಟಯೆ(ಒಂದು ಕಾಂತಿಹೀನ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗಿದ್ದು ಕಾಂತಿಹೀನತೆಯನ್ನು ಕಳೆದುಕೊಂಡಿದೆ), V೯೦೭ Sco (ಒಂದು ಕಾಂತಿಹೀನ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗಿದ್ದು ನಿಲುಗಡೆಯಾಗಿ, ಪುನಶ್ಚೇತನಗೊಂದು, ಮತ್ತೆ ನಿಲುಗಡೆಯಾಯಿತು.) ಹಾಗು BG ಗೆಮಿನೋರಂ(ಒಂದು ಅವಳಿ ತಾರೆಯಾಗಿದ್ದು ತನ್ನ ಕಕ್ಷದ ಸುತ್ತಲೂ K೦ ನಕ್ಷತ್ರದೊಂದಿಗೆ ಒಂದು ಬ್ಲ್ಯಾಕ್ ಹೋಲ್ ನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿದೆ ಎಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗಿದೆ).

ಬಹು ತಾರೆಗಳ ಬಗ್ಗೆ ಉದಾಹರಣೆಗಳು

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ರಚನೆಯಲ್ಲಿ ಎರಡು ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚಿನ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿದ್ದರೆ ಬಹು ತಾರೆಗಳೆಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ಬಹಳ ಗಮನಾರ್ಹವಾದ ತ್ರಯಾತ್ಮಕ ರಚನೆಯೆಂದರೆ ಅಲ್ಗೋಲ್(ಇದನ್ನು ಬಹಳ ಕಾಲದವರೆಗೂ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವೆಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತಿತ್ತು.) ಇದು ಪರ್ಸೆಯಸ್ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದಲ್ಲಿ ನೆಲೆಯಾಗಿದೆ. ರಚನೆಯ ಎರಡು ಅಂಶಗಳು ಪರಸ್ಪರ ಕಾಂತಿಗುಂದುತ್ತವೆ. ಅಲ್ಗೋಲ್ ನ ತೀವ್ರತೆಯಲ್ಲಿನ ಬದಲಾವಣೆಯನ್ನು ಮೊದಲ ಬಾರಿಗೆ ೧೬೭೦ರಲ್ಲಿ ಜೆಮಿನಿಯಾನೋ ಮೊಂಟನರಿ ದಾಖಲಿಸಿಕೊಂಡರು. ಅಲ್ಗೋಲ್ ಎಂಬ ಪದವು "ಪ್ರಚಂಡ ತಾರೆ" ಎಂಬ ಅರ್ಥವನ್ನು ನೀಡುತ್ತದೆ. (ಅರೇಬಿಕ್: الغولಆಲ್-ಘುಲ್ ನಿಂದ), ಇದರ ವಿಚಿತ್ರವಾದ ಚಲನೆಯಿಂದ ಬಹುಶಃ ಇದಕ್ಕೆ ಈ ಹೆಸರನ್ನು ನೀಡಲಾಗಿದೆ. ಮತ್ತೊಂದು ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ತ್ರಯಾತ್ಮಕ ನಕ್ಷತ್ರವೆಂದರೆ ಆಲ್ಫಾ ಸೆಂಟುರಿ, ಇದು ಸೆಂಟೌರಸ್ ನ ದಕ್ಷಿಣ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುತ್ತದೆ. ಇದು ರಾತ್ರಿ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುವ ನಾಲ್ಕನೇ ಅತ್ಯಂತ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ತಾರೆಯನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿದೆ. ಇದರ ಸ್ಪಷ್ಟ ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆಯು −೦.೦೧ ಆಗಿದೆ. ಈ ರಚನೆಯು, ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ವಾಸಯೋಗ್ಯ ಗ್ರಹಗಳ ಶೋಧನೆಯಲ್ಲಿ ಪರಿಗಣನೆಯಾಗುವುದಿಲ್ಲವೆಂಬ ವಾಸ್ತವವನ್ನೂ ಸಹ ಒತ್ತಿಹೇಳುತ್ತದೆ. ಆಲ್ಫಾ ಸೆಂಟುರಿ A ಹಾಗು B, ಅತ್ಯಂತ ಸಮೀಪದ ಮಾರ್ಗ ೧೧ AU ಅಂತರವನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ, ಹಾಗು ಎರಡೂ ಸ್ಥಿರವಾದ ಅಸ್ತಿತ್ವಯೋಗ್ಯ ವಲಯಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರಬೇಕು.[೬೬] ತ್ರಯಾತ್ಮಕ (ಮೂರು)ಕ್ಕಿಂತಲೂ ಹೆಚ್ಚಿನ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಬಗೆಗೂ ಸಹ ಉದಾಹರಣೆಗಳಿವೆ: ಕ್ಯಾಸ್ಟರ್ ಆರು ನಕ್ಷತ್ರಗಳಷ್ಟು ತಾರಾ ವ್ಯವಸ್ಥೆ ಹೊಂದಿದ್ದು, ಜೆಮಿನಿ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದ ಎರಡನೇ ಅತ್ಯಂತ ಪ್ರಕಾಶಮಾನ ತಾರೆಯಾಗಿದೆ. ಹಾಗು ರಾತ್ರಿ ಸಮಯ ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುವ ಅತ್ಯಂತ ಪ್ರಕಾಶಮಾನ ತಾರೆಯಾಗಿದೆ. ಖಗೋಳವಿಜ್ಞಾನರೀತ್ಯಾ, ಕ್ಯಾಸ್ಟರ್ ಅನ್ನು ೧೭೧೯ರಲ್ಲಿ ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರವೆಂದು ಆವಿಷ್ಕರಿಸಲಾಯಿತು. ಕ್ಯಾಸ್ಟರ್ ನ ಪ್ರತಿ ಅಂಶಗಳು ಸ್ವತಹ ರೋಹಿತದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ ತಾರೆಯಾಗಿದೆ. ಕ್ಯಾಸ್ಟರ್ ಒಂದು ಮಸುಕಾದ ಹಾಗು ಬಹುತೇಕ ಬೇರ್ಪಟ್ಟ ಸಹತಾರೆಯನ್ನೂ ಸಹ ಹೊಂದಿದೆ, ಇದು ಸಹ ರೋಹಿತದರ್ಷಕದ ಮೂಲಕ ಕಂಡುಬರುವ ಅವಳಿ ತಾರೆಯಾಗಿದೆ.

ಇವನ್ನೂ ಗಮನಿಸಿ

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]
  • ಕಾಲ್ಪನಿಕ ಕಾದಂಬರಿಗಳಲ್ಲಿ ಬರುವ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು
  • ದ್ವಿಮಾನ ಪದ್ಧತಿ(ಖಗೋಳವಿಜ್ಞಾನ)
  • ಪರಿಭ್ರಮಣದ ಬ್ರೌನಿಯನ್ ಚಲನೆ(ಖಗೋಳವಿಜ್ಞಾನ)

ಟಿಪ್ಪಣಿಗಳು ಮತ್ತು ಆಕರಗಳು

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]
  1. ↑ ಉಚ್ಚಾರಿತ/ˈkoʊmiːz/
  2. ↑ ೨.೦ ೨.೧ ದಿ ಬೈನರಿ ಸ್ಟಾರ್ಸ್ , ರಾಬರ್ಟ್ ಗ್ರ್ಯಾಂಟ್ ಐಟ್ಕೆನ್, ನ್ಯೂಯಾರ್ಕ್: ಡೋವರ್, ೧೯೬೪, ಪುಟ.ix.
  3. ↑ ಪುಟ. ೪೮೧, ಕ್ಯಾಟಲಾಗ್ ಆಫ್ 500 ನೆಬ್ಯುಲೆ, ನೆಬ್ಯುಲಸ್ ಸ್ಟಾರ್ಸ್, ಪ್ಲ್ಯಾನೆಟರಿ ನೆಬ್ಯುಲೆ, ಹಾಗು ಕ್ಲಸ್ಟರ್ಸ್ ಆಫ್ ಸ್ಟಾರ್ಸ್; ವಿಥ್ ರಿಮಾರ್ಕ್ಸ್ ಆನ್ ದಿ ಕನ್ಸ್ಟ್ರಕ್ಷನ್ ಆಫ್ ದಿ ಹೆವೆನ್ಸ್, ವಿಲ್ಲಿಯಮ್ ಹರ್ಸ್ಚೆಲ್, ಫಿಲಾಸಫಿಕಲ್ ಟ್ರ್ಯಾನ್ಸ್ಸ್ಯಾಕ್ಷನ್ಸ್ ಆಫ್ ದಿ ರಾಯಲ್ ಸೊಸೈಟಿ ಆಫ್ ಲಂಡನ್ ,೯೨ (೧೮೦೨), ಪುಟಗಳು. ೪೭೭–೫೨೮.
  4. ↑ ೪.೦ ೪.೧ ೪.೨ Heintz, W. D. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. pp. 1–2. ISBN 9027708851.
  5. ↑ ೫.೦ ೫.೧ "Visual Binaries". University of Tennessee.
  6. ↑ "Binary and Variable Stars". Journey Through the Galaxy.
  7. ↑ Heintz, W. D. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. p. 5. ISBN 9027708851.
  8. ↑ Heintz, W. D. (1978). Double Stars. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. p. 17. ISBN 9027708851.
  9. ↑ ೯.೦ ೯.೧ ೯.೨ ದಿ ಬೈನರಿ ಸ್ಟಾರ್ಸ್ , ರಾಬರ್ಟ್ ಗ್ರ್ಯಾಂಟ್ ಐಟ್ಕೆನ್, ನ್ಯೂಯಾರ್ಕ್: ಡೋವರ್, ೧೯೬೪, ಪುಟ. ೧.
  10. ↑ ಸಂಪುಟ. 1, ಭಾಗ 1, ಪುಟ. 422, ಆಲ್ಮ ಗೆಸ್ಟಮ್ ನೋವಂ Archived 2011-08-10 ವೇಬ್ಯಾಕ್ ಮೆಷಿನ್ ನಲ್ಲಿ., ಗಿಯೋವನ್ನಿ ಬಟ್ಟಿಸ್ಸ್ಟ ರಿಚ್ಸಿಯೋಲಿ, ಬೋನೋನಿಯಯೇ: ಎಕ್ಸ್ ಟೈಪೋಗ್ರಾಫಿಯ ಹಾಯೆರೆಡಿಸ್ ವಿಕ್ಟೊರಿಜ್ ಬೆನಾಟಿಜ್, ೧೬೫೧.
  11. ↑ ಏ ನ್ಯೂ ವ್ಯೂ ಆಫ್ ಮಿಜರ್ Archived 2008-03-07 ವೇಬ್ಯಾಕ್ ಮೆಷಿನ್ ನಲ್ಲಿ., ಲೆಯೋಸ್ ಒಂಡ್ರಾ, ಮೇ ೨೬, ೨೦೦೭ರಲ್ಲಿ ಸಂಕಲನಗೊಂಡಿದೆ
  12. ↑ ಪುಟಗಳು. ೧೦–೧೧, ಅಬ್ಸರ್ವಿಂಗ್ ಅಂಡ್ ಮೆಷರಿಂಗ್ ಡಬಲ್ ಸ್ಟಾರ್ಸ್ , ಬಾಬ್ ಆರ್ಗೈಲ್, ಸಂಪಾದನೆ., ಲಂಡನ್: ಸ್ಪ್ರಿಂಗರ್, ೨೦೦೪, ISBN ೧-೮೫೨೩೩-೫೫೮-೦.
  13. ↑ ಪುಟಗಳು. ೨೪೯–೨೫೦, ಆನ್ ಇನ್ಕ್ವೈರಿ ಇಂಟು ದಿ ಪ್ರೋಬಬಲ್ ಪರಾಲಾಕ್ಸ್, ಅಂಡ್ ಮ್ಯಾಗ್ನಿಟ್ಯೂಡ್ ಆಫ್ ದಿ ಫಿಕ್ಸೆಡ್ ಸ್ಟಾರ್ಸ್, ಫ್ರಂ ದಿ ಕ್ವಾನ್ಟಿಟಿ ಆಫ್ ಲೈಟ್ ವ್ಹಿಚ್ ದೆಯ್ ಆಫೋರ್ಡ್ ಅಸ್, ಅಂಡ್ ದಿ ಪರ್ಟಿಕ್ಯುಲರ್ ಸರ್ಕಂಸ್ಟೆನ್ಸಸ್ ಆಫ್ ದೆಯರ್ ಸಿಚುಯೇಶನ್, ಜಾನ್ ಮಿಚೆಲ್ ,ಫಿಲೋಸೋಫಿಕಲ್ ಟ್ರ್ಯಾನ್ಸ್ಸ್ಯಾಕ್ಷನ್ಸ್ (೧೬೮೩-೧೭೭೫) ೫೭ (೧೭೬೭), ಪುಟಗಳು. ೨೩೪–೨೬೪.
  14. ↑ Heintz, W. D. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. p. 4. ISBN 9027708851.
  15. ↑ ಜೋಡಿ ತಾರೆಗಳ ತುಲನಾತ್ಮಕ ಪರಿಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿ ಕಳೆದ ಇಪ್ಪತ್ತೈದು ವರ್ಷಗಳಲ್ಲಿ ಸಂಭವಿಸಿದ ಬದಲಾವಣೆಗಳ ವಿವರಣೆ; ಇದು ಉಂಟಾಗುವ ಕಾರಣದ ಬಗ್ಗೆ ಒಂದು ತನಿಖೆ, ವಿಲ್ಲಿಯಮ್ ಹರ್ಸ್ಚೆಲ್, ಫಿಲಾಸಫಿಕಲ್ ಟ್ರ್ಯಾನ್ಸ್ಸ್ಯಾಕ್ಷನ್ಸ್ ಆಫ್ ದಿ ರಾಯಲ್ ಸೊಸೈಟಿ ಆಫ್ ಲಂಡನ್ ೯೩ (೧೮೦೩), ಪುಟಗಳು. ೩೩೯–೩೮೨.
  16. ↑ ಪುಟ. ೨೯೧, ಫ್ರೆಂಚ್ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು, ದೃಷ್ಟಿಗೋಚರ ಜೋಡಿತಾರೆಗಳು ಹಾಗು ಜೋಡಿತಾರೆಗಳ ಕಾರ್ಯ ತಂಡ, ಸೊಸೈಟೆ ಆಸ್ಟ್ರೋನಾಮಿಕ್ ಡೆ ಫ್ರಾನ್ಸ್, E. ಸೌಲಿ, ದಿ ಥರ್ಡ್ ಪೆಸಿಫಿಕ್ ರಿಮ್ ಕಾನ್ಫಾರೆನ್ಸ್ ಆನ್ ರೀಸೆಂಟ್ ಡೆವಲಪ್ಮೆಂಟ್ ಆಫ್ ಬೈನರಿ ಸ್ಟಾರ್ ರಿಸರ್ಚ್ , ಸಮ್ಮೇಳನದ ಚಟುವಟಿಕೆಗಳನ್ನು ಚಿಯಾಂಗ್ ಮೈ ವಿಶ್ವವಿದ್ಯಾಲಯ, ಥೈ ಆಸ್ಟ್ರೋನಾಮಿಕಲ್ ಸೊಸೈಟಿ ಹಾಗು ಯೂನಿವರ್ಸಿಟಿ ಆಫ್ ನೆಬ್ರಾಸ್ಕ-ಲಿಂಕನ್, ಚಿಯಾನ್ ಮೈ, ಥೈಲ್ಯಾಂಡ್ ನಲ್ಲಿ ಆಯೋಜಿಸಿತು, ೨೬ ಅಕ್ಟೋಬರ್- ೧ ನವೆಂಬರ್ ೧೯೯೫, ASP ಕಾನ್ಫಾರೆನ್ಸ್ ಸೀರಿಸ್ ೧೩೦ (೧೯೯೭), ಸಂಪಾದನೆ. ಕಾಮ್-ಚಿಂಗ್ ಲೆಯುಂಗ್, ಪುಟಗಳು. ೨೯೧–೨೯೪, Bibcode: 1997ASPC..130..291S.
  17. ↑ "ಇಂಟ್ರೋಡಕ್ಷನ್ ಅಂಡ್ ಗ್ರೋಥ್ ಆಫ್ ದಿ WDS", ದಿ ವಾಶಿಂಗ್ಟನ್ ಡಬಲ್ ಸ್ಟಾರ್ ಕ್ಯಾಟಲಾಗ್ Archived 2008-09-17 ವೇಬ್ಯಾಕ್ ಮೆಷಿನ್ ನಲ್ಲಿ., ಬ್ರಿಯಾನ್ D. ಮೇಸನ್, ಗ್ಯಾರಿ L. ವೈಕಾಫ್, ಹಾಗು ವಿಲ್ಲಿಯಮ್ I. ಹಾರ್ಟ್ಕೊಪ್ಫ್, ಖಗೋಳಮಿತಿ ವಿಭಾಗ, ಯುನೈಟೆಡ್ ಸ್ಟೇಟ್ಸ್ ನೇವಲ್ ಅಬ್ಸರ್ವೇಟರಿ, ಆಗಸ್ಟ್ ೨೦, ೨೦೦೮ರಲ್ಲಿ ಆನ್ಲೈನ್ ಮೂಲಕ ಸಂಕಲಿಸಲಾಗಿದೆ.
  18. ↑ ಸಿಕ್ಸ್ತ್ ಕ್ಯಾಟಲಾಗ್ ಆಫ್ ಆರ್ಬಿಟ್ಸ್ ಆಫ್ ವಿಶುವಲ್ ಬೈನರಿ ಸ್ಟಾರ್ಸ್ Archived 2009-04-12 ವೇಬ್ಯಾಕ್ ಮೆಷಿನ್ ನಲ್ಲಿ., ವಿಲ್ಲಿಯಮ್ I. ಹಾರ್ಟ್ಕಾಪ್ಫ್ ಹಾಗು ಬ್ರಿಯಾನ್ D. ಮಸೋನ್, ಯುನೈಟೆಡ್ ಸ್ಟೇಟ್ಸ್ ನೇವಲ್ ಅಬ್ಸರ್ವೇಟರಿ, ಆಗಸ್ಟ್ ೨೦, ೨೦೦೮ರಲ್ಲಿ ಆನ್ಲೈನ್ ಮೂಲಕ ಸಂಕಲಿಸಲಾಗಿದೆ.
  19. ↑ ದಿ ವಾಶಿಂಗ್ಟನ್ ಡಬಲ್ ಸ್ಟಾರ್ ಕ್ಯಾಟಲಾಗ್ Archived 2011-02-14 ವೇಬ್ಯಾಕ್ ಮೆಷಿನ್ ನಲ್ಲಿ., ಬ್ರಿಯಾನ್ D. ಮಸೋನ್, ಗ್ಯಾರಿ L. ವೈಕಾಫ್, ಹಾಗು ವಿಲ್ಲಿಯಮ್ I. ಹಾರ್ಟ್ಕಾಪ್ಫ್, ಯುನೈಟೆಡ್ ಸ್ಟೇಟ್ಸ್ ನೇವಲ್ ಅಬ್ಸರ್ವೇಟರಿ ಡಿಸೆಂಬರ್ ೨೦, ೨೦೦೮ರಲ್ಲಿ ಆನ್ಲೈನ್ ಮೂಲಕ ಸಂಕಲಿಸಲಾಗಿದೆ.
  20. ↑ Heintz, W. D. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. pp. 17–18. ISBN 9027708851.
  21. ↑ "Binary Stars". Cornell Astronomy.
  22. ↑ ದಿ ಬೈನರಿ ಸ್ಟಾರ್ಸ್ , ರಾಬರ್ಟ್ ಗ್ರ್ಯಾಂಟ್ ಐಟ್ಕೆನ್, ನ್ಯೂಯಾರ್ಕ್: ಡೋವರ್, ೧೯೬೪, ಪುಟ. ೪೧.
  23. ↑ Herter, T. "Stellar Masses". Cornell University.
  24. ↑ [43]
  25. ↑ [44]
  26. ↑ Bruton, D. "Eclipsing Binary Stars". Stephen F. Austin State University. Archived from the original on 2019-09-16. Retrieved 2010-12-03.
  27. ↑ Bruton, D. "Eclipsing Binary Stars". Stephen F. Austin State University. Archived from the original on 2019-09-16. Retrieved 2010-12-03.
  28. ↑ Bonanos, Alceste Z. (2006). "Eclipsing Binaries: Tools for Calibrating the Extragalactic Distance Scale". Binary Stars as Critical Tools and Tests in Contemporary Astrophysics, International Astronomical Union. Symposium no. 240, held 22–25 August 2006 in Prague, Czech Republic, S240, #008.
  29. ↑ Worth, M. "Binary Stars". Stephen F. Austin State University. Archived from the original (PowerPoint) on 2016-01-10. Retrieved 2010-12-03.
  30. ↑ Bock, D. "Binary Neutron Star Collision". NCSA. Archived from the original on 2007-06-26. Retrieved 2010-12-03.
  31. ↑ Asada, H. (೨೭ September ೨೦೦೪). "Inversion formula for determining parameters of an astrometric binary". arXiv:astro-ph/0409613. {{cite journal}}: Check date values in: |date= (help); Cite journal requires |journal= (help); Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
  32. ↑ "Astrometric Binaries". University of Tennessee.
  33. ↑ Nguyen, Q. "Roche model". San Diego State University. Archived from the original on 2007-03-23. Retrieved 2010-12-03.
  34. ↑ Voss, R. (2003). "Galactic distribution of merging neutron stars and black holes". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 342: 1169–1184. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06616.x. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)CS1 maint: unflagged free DOI (link)
  35. ↑ Robert Connon Smith (2006). "Cataclysmic Variables". Contemporary Physics. 47 (6): 363–386. doi:10.1080/00107510601181175. {{cite journal}}: Unknown parameter |month= ignored (help)
  36. ↑ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ಸ್ಟಾರ್ ಎಕ್ಸ್ ರೆ ಬೈನರೀಸ್ Archived 2008-12-10 ವೇಬ್ಯಾಕ್ ಮೆಷಿನ್ ನಲ್ಲಿ., ಏ ಸಿಸ್ಟಮ್ಯಾಟಿಕ್ ಸರ್ಚ್ ಆಫ್ ನ್ಯೂ ಎಕ್ಸ್ ರೆ ಪಲ್ಸೇಟರ್ಸ್ ಇನ್ ROSAT ಫೀಲ್ಡ್ಸ್ , ಗಿಯಾನ್ ಲುಕಾ ಇಸ್ರೇಲ್, Ph. D. ಥೆಸಿಸ್, ಟ್ರಿಯೆಸ್ಟೆ, ಅಕ್ಟೋಬರ್ ೧೯೯೬.
  37. ↑ Iorio, Lorenzo (July 24, 2007). "On the orbital and physical parameters of the HDE 226868/Cygnus X-1 binary system". E-print. 315: 335. doi:10.1007/s10509-008-9839-y. Retrieved 2008-03-14.
  38. ↑ ಬ್ಲ್ಯಾಕ್ ಹೋಲ್ಸ್, ಇಮ್ಯಾಜಿನ್ ದಿ ಯೂನಿವರ್ಸ್!, NASA. ಆಗಸ್ಟ್ ೨೨, ೨೦೦೮ರಲ್ಲಿ ಆನ್ಲೈನ್ ಮೂಲಕ ಸಂಕಲಿಸಲಾಗಿದೆ.
  39. ↑ Heintz, W. D. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. p. 19. ISBN 9027708851.
  40. ↑ "Binary and Multiple Star Systems". Lawrence Hall of Science at the University of California.
  41. ↑ ಪುಟಗಳು. ೩೦೭–೩೦೮, ಅಬ್ಸರ್ವಿಂಗ್ ಅಂಡ್ ಮೆಶರಿಂಗ್ ಡಬಲ್ ಸ್ಟಾರ್ಸ್ , ಬಾಬ್ ಆರ್ಗೈಲ್, ಸಂಪಾದನೆ., ಲಂಡನ್: ಸ್ಪ್ರಿಂಗರ್, ೨೦೦೪, ISBN ೧-೮೫೨೩೩-೫೫೮-೦.
  42. ↑ ಎಂಟ್ರಿ ೧೪೩೯೬-೬೦೫೦, ಪತ್ತೆದಾರಣ ಸಂಕೇತ RHD ೧AB,ದಿ ವಾಶಿಂಗ್ಟನ್ ಡಬಲ್ ಸ್ಟಾರ್ ಕ್ಯಾಟಲಾಗ್ Archived 2007-08-03 ವೇಬ್ಯಾಕ್ ಮೆಷಿನ್ ನಲ್ಲಿ., ಯುನೈಟೆಡ್ ಸ್ಟೇಟ್ಸ್ ನೇವಲ್ ಅಬ್ಸರ್ವೇಟರಿ. ಆಗಸ್ಟ್ ೨೦, ೨೦೦೮ರಲ್ಲಿ ಆನ್ಲೈನ್ ನಿಂದ ಸಂಕಲಿಸಲಾಗಿದೆ.
  43. ↑ ರೆಫರೆನ್ಸಸ್ ಅಂಡ್ ಡಿಸ್ಕವರರ್ ಕೋಡ್ಸ್, ಯುನೈಟೆಡ್ ಸ್ಟೇಟ್ಸ್ ನೇವಲ್ ಅಬ್ಸರ್ವೇಟರಿ. ಆಗಸ್ಟ್ ೨೦, ೨೦೦೮ರಲ್ಲಿ ಆನ್ಲೈನ್ ಮೂಲಕ ಸಂಕಲಿಸಲಾಗಿದೆ.
  44. ↑ Boss, A.P. (1992). "Formation of Binary Stars". In (eds.) J. Sahade, G.E. McCluskey, Yoji Kondo (ed.). The Realm of Interacting Binary Stars. Dordrecht: Kluwer Academic. p. 355. ISBN 0-7923-1675-4. {{cite book}}: |editor= has generic name (help)CS1 maint: multiple names: editors list (link)
  45. ↑ Tohline, J.E. "The Formation of Common-Envelope, Pre-Main-Sequence Binary Stars". Louisiana State University. Archived from the original on 2016-06-04. Retrieved 2010-12-03. {{cite web}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
  46. ↑ Kopal, Z. (1989). The Roche Problem. Kluwer Academic.
  47. ↑ "ಕಾಂಟ್ಯಾಕ್ಟ್ ಬೈನರಿ ಸ್ಟಾರ್ ಎನ್ವಲಪ್" ಜೆಫ್ಫ್ ಬ್ರಯಾಂಟ್ ರಿಂದ, ವೊಲ್ಫ್ರಂ ಡೆಮಾನ್ಸ್ಟ್ರೇಶನ್ಸ್ ಪ್ರಾಜೆಕ್ಟ್.
  48. ↑ "ಮಾಸ್ ಟ್ರ್ಯಾನ್ಸ್ಫರ್ ಇನ್ ಬೈನರಿ ಸ್ಟಾರ್ ಸಿಸ್ಟಂ" ಜೆಫ್ಫ್ ಬ್ರಯಾಂಟ್ ಹಾಗು ವಯ್ಲೇನ ಮ್ಯಾಕ್ಕಲ್ಲಿ, ವೊಲ್ಫ್ರಂ ಡೆಮಾನ್ಸ್ಟ್ರೇಶನ್ಸ್ ಪ್ರಾಜೆಕ್ಟ್.
  49. ↑ Boyle, C.B. (1984). "Mass transfer and accretion in close binaries - A review". Vistas in Astronomy. 27: 149–169. doi:10.1016/0083-6656(84)90007-2.
  50. ↑ Vanbeveren, D. (2001). The Brightest Binaries. Springer. {{cite book}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
  51. ↑ Blondin, J. M. "Mass Transfer in the Binary Star Algol". American Museum of Natural History. {{cite web}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
  52. ↑ "Enigma of Runaway Stars Solved". European Southern Observatory. Archived from the original on 2008-05-16. Retrieved 2010-12-03.
  53. ↑ Hoogerwerf, R. (2000). "The Origin of Runaway Stars". Astrophysical Journal. 544: L133. doi:10.1086/317315. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
  54. ↑ Prialnik, D. (2001). "Novae". Encyclopaedia of Astronomy and Astrophysics. pp. 1846–1856.
  55. ↑ Icko, I. (1986). "Binary Star Evolution and Type I Supernovae". Cosmogonical Processes. p. 155.
  56. ↑ Fender, R. "Relativistic outflows from X-ray binaries (a.k.a. `Microquasars')". arXiv:astro-ph/0109502. {{cite journal}}: Cite journal requires |journal= (help)
  57. ↑ ಮೋಸ್ಟ್ ಮಿಲ್ಕಿ ವೇ ಸ್ಟಾರ್ಸ್ ಆರ್ ಸಿಂಗಲ್, ಹಾರ್ವರ್ಡ್-ಸ್ಮಿತ್ ಸೋನಿಯನ್ ಸೆಂಟರ್ ಫಾರ್ ಆಸ್ಟ್ರೋಫಿಸಿಕ್ಸ್
  58. ↑ Hubber, D.A. "Binary Star Formation from Rotational Fragmentation" (PDF). School of Physics and Astronomy, Cardiff. Archived from the original (PDF) on 2008-04-14. Retrieved 2010-12-03. {{cite web}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
  59. ↑ Schombert, J. "Birth and Death of Stars". University of Oregon. Archived from the original on 2006-09-19. Retrieved 2010-12-03.
  60. ↑ "Binary Star Motions". Cornell Astronomy.
  61. ↑ ೬೧.೦ ೬೧.೧ Elisa V. Quintana, Jack J. Lissauer (2007). "Terrestrial Planet Formation in Binary Star Systems". arXiv:0705.3444v1. 
  62. ↑ Schirber, M (17 May 2005). "Planets with Two Suns Likely Common". Space.com.
  63. ↑ Daemgen; Hormuth, F.; Brandner, W.; Bergfors, C.; Janson, M.; Hippler, S.; Henning, T.; et al. (2009). "Binarity of transit host stars - Implications for planetary parameters" (PDF). Astronomy and Astrophysics. 498: 567–574. doi:10.1051/0004-6361/200810988. {{cite journal}}: Explicit use of et al. in: |author= (help)
  64. ↑ "The First Black Hole". University of Toronto.
  65. ↑ McGourty, C. (2005-12-14). "Hubble finds mass of white dwarf". BBC News. Retrieved 2010-01-01.
  66. ↑ "Planetary Systems can form around Binary Stars". Carnegie Institute. 2006.


ಬಾಹ್ಯ ಕೊಂಡಿಗಳು

[ಬದಲಾಯಿಸಿ]
Listen to this article (2 parts) · (info)
Spoken Wikipedia
This audio file was created from a revision of the "ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು" article dated 2006-06-21, and does not reflect subsequent edits to the article. (Audio help)
The Wikibook Glossary of Astronomical Terms has a page on the topic of: binary star
Wikimedia Commons has media related to Binary stars.
"https://kn.wikipedia.org/w/index.php?title=ಅವಳಿ_ನಕ್ಷತ್ರಗಳು&oldid=1222670" ಇಂದ ಪಡೆಯಲ್ಪಟ್ಟಿದೆ