ನಕ್ಷತ್ರ

ವಿಕಿಪೀಡಿಯ ಇಂದ
ಇಲ್ಲಿಗೆ ಹೋಗು: ಸಂಚರಣೆ, ಹುಡುಕು

ಪರಿವಿಡಿ

ಪೀಠಿಕೆ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ನಾಸಾದ ಚಿತ್ರ: ಇಡೀ ಅವರೋಹಿತ-ಆಕಾಶದ ಸಮೀಪದ ಪಕ್ಷಿನೋಟ; ಕ್ಷೀರಪಥ-ಮಧ್ಯೆ ಇದೆ; ಅಸಂಖ್ಯ ಗ್ಯಾಲಕ್ಸಿಗಳ ವಿತರಣೆ ತೋರಿಸುತ್ತದೆ. ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡ(ಗ್ಯಾಲಕ್ಸಿ)ಗಳನ್ನು ಕೆಂಪುಬಣ್ಣದಲ್ಲಿ ತೋರಿಸಿದೆ. (2MASS LSS chart-NEW Nasa)
ದೊಡ್ಡ ಮೆಗೆಲ್ಯಾನಿಕ್ ಮೋಡದ ಒಂದು ನಕ್ಷತ್ರ ರಚನೆ ಪ್ರದೇಶ.
  • ವಿಶ್ವದ ಸೃಷ್ಟಿ ಸುಮಾರು 12 ರಿಂದ 20 ಬಿಲಿಯನ್ ಅಥವಾ 1200-2000ಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳ ಹಿಂದೆ ಪ್ರಾರಂಭ ಆಗಿರಬೇಕೆಂದು ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ತರ್ಕಿಸಿದ್ದರು. ಆದರೆ ಇತ್ತೀಚಿನ ಸಂಶೋಧನೆಗಳ ನಂತರ ನಮ್ಮ ವಿಶ್ವದ ವಿಕಾಸದ ಆರಂಭ ಸುಮಾರು 13.75ಬಿಲಿಯನ್ ಅಥವಾ 1375± 0.11% ಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳ ಹಿಂದೆ ಪ್ರಾರಂಭವಾಗಿರ ಬೇಕೆಂದು ತರ್ಕಿಸಿದ್ದಾರೆ. ಬಹಳಷ್ಟು ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ಇದಕ್ಕೆ ಹೆಚ್ಚಿನ ಸಹಮತ ಹೊಂದಿದ್ದಾರೆ. ಆ ಆರಂಭದ ಕ್ಷಣವನ್ನು ಮಹಾಸ್ಪೋಟವೆದು ಕರೆದಿದ್ದಾರೆ. ಆದ್ದರಿಂದ ಮಹಾಸ್ಪೋಟದ ಸಮಯದಿಂದ ಲೆಕ್ಕ ಹಾಕಿದರೆ ನಮ್ಮ ವಿಶ್ವದ ವಯಸ್ಸು ಸುಮಾರು 1375 (±11%) ಕೋಟಿ ವರ್ಷ,ಯಾ 1378 ವರ್ಷ ಎಂದು ಹೇಳಬಹುದು. ಆ ಒಂದು ಸೂಕ್ಷ್ಮಾತಿ ಸೂಕ್ಷ್ಮ ಉಪಕಣ ಪ್ರಭಾಣು, ಫೋಟಾನ್-(ಪ್ರೋಟಾನಿನ ಒಳಗಿನ ಬೀಜಗಳಲ್ಲೊಂದು) ಸ್ಪೋಟಗೊಂಡು ಕೆಲವೇ ಸೆಕೆಂಡಿನಲ್ಲಿ ಅಗಾಧ ಶಾಖದಿಂದ ಕುದಿದು 30 ನಿಮಿಷಗಳಲ್ಲಿ ಕುದಿಯುತ್ತಿರುವ ದೊಡ್ಡ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದ ಉಂಡೆಯಾಗಿ, ಕ್ರಮೇಣ ಶಾಖವನ್ನು ಕಡಿಮೆ ಮಾಡಿಕೊಳ್ಳತ್ತಾ ಕಡಿಮೆ ಮಾಡಿಕೊಳ್ಳತ್ತಾ ಈ ವಿಶಾಲ ವಿಶ್ವದ ಮತ್ತು ಅದರಲ್ಲಿ ತುಂಬಿರುವ ಕೋಟಿ ಕೋಟಿ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡಗಳ ರಚನೆಗೆ ಕಾಣವಾಯಿತು. ಒಂದೊಂದು ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದಲ್ಲಿಯೂ ಕೋಟಿ ಕೋಟಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿವೆ. ನಾವಿರುವ ಎಂದರೆ ನಮ್ಮ ಸೂರ್ಯ ಅಥವಾ ಸೌರಮಂಡಲವಿರುವ ಈ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡಕ್ಕೆ ಆಕಾಶಗಂಗೆ ಅಥವಾ ಕ್ಷೀರಪಥವೆಂದು ಕರೆಯುವರು. ಈ ನಮ್ಮ ಕ್ಷೀರಪಥವೆಂಬ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದಲ್ಲಿ ಸುಮಾರು 200 ರಿಂದ 400 ಶತಕೋಟಿಗಳ ನಡುವಿನ ಸಂಖ್ಯೆಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಇವೆ; ಮತ್ತು ಅದು ಕನಿಷ್ಠ 100 ಶತಕೋಟಿ (ಬಿಲಿಯನ್) ಗ್ರಹಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ. ನಿಖರತೆಯು ಕಷ್ಟ, ವಿಶೇಷವಾಗಿ ದೂರದಲ್ಲಿರುವ ಕಡಿಮೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಅವಲಂಬಿಸಿದೆ[೧](ಸೂರ್ಯನ ಸ್ಥಾನ:[[೯]][೨]
  • ಸೂರ್ಯನೂ ಒಂದು ಮದ್ಯಮ ಗಾತ್ರದ ಮಧ್ಯ ವಯಸ್ಸಿನ ನಕ್ಷತ್ರ. ಅವನ ಜನನವೂ ಮಹಾಸ್ಪೋಟದ ಸುಮಾರು 850ಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳ ನಂತರ ಆಗಿದೆ.ಸೌರವ್ಯೂಹವು ಒಂದು ದೈತ್ಯ ಅಂತರತಾರಾ ಆಣ್ವಿಕ ಮೋಡದ (interstellar molecular cloud) ಗುರುತ್ವ ಕುಸಿತದಿಂದ 4.6 ಶತಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳ ಹಿಂದೆ (4.568 ಶತಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳ ಹಿಂದೆ) ರೂಪುಗೊಂಡಿತು ಎಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗಿದೆ-(ಸುಮಾರು 500ಕೋಟಿ).

ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಜನನ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಹಬಲ್ ದೂರದರ್ಶಕವು ಕಂಡಂತೆ-(ಸ್ಟಾರ್) ಈಗಲ್ ಜ್ಯೋತಿರ್ಮೇಘದ ಕಂಬಗಳ ರೂಪ
  • ನಕ್ಷತ್ರವೊಂದು ಹುಟ್ಟುವುದು ಅನೇಕ ಸಹಸ್ರ ಸಂವತ್ಸರಗಳ ಕ್ರಿಯೆ. ಈ ಕ್ರಿಯೆ ಕೆಲವೇ ಹಂತಗಳಲ್ಲಿ ಸಾಗುತ್ತವೆ. ಸೂರ್ಯನೇ ಭೂಮಿಗೆ ಹತ್ತಿರದ ನಕ್ಷತ್ರ. ಅದು ಒಂದು ಮಧ್ಯಮ ಗಾತ್ರದ ತಾರೆ ತನ್ನ ಗುರುತ್ವದಿಂದಲೇ ಒಟ್ಟುಗೂಡಿದ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದ ಹೊಳೆಯುವ ಗೋಳ. ಇತರ ಅನೇಕ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಭೂಮಿಯಿಂದ ಬರಿಗಣ್ಣಿಗೆ ರಾತ್ರಿ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಅಪಾರ ವೇಗದ ಚಲನೆ ಇದ್ದರೂ ಹೊಳೆಯುವ ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಸ್ಥಿರ ಬಂದುಗಳಂತೆ ಕಾಣಿಸುತ್ತವೆ. ಕಾರಣ ಅವು ಭೂಮಿಯಿಂದ ಅಪಾರ ದೂರ ಇವೆ.
  • ನಕ್ಷತ್ರದ ಮೊದಲ ರೂಪ ಜ್ಯೋತಿರ್ಮೇಘ (nebula). ಈ ಜ್ಯೋತಿರ್ಮೇಘವು ಧೂಳು, ಜಲಜನಕ, ಹೀಲಿಯಮ್ ಮತ್ತು ಇತರ ಅಯಾನೀಕೃತ ಅನಿಲಗಳ ಒಂದು ಅಂತರತಾರಾ ಮೋಡವು. ಒಂದು ನಕ್ಷತ್ರದ ಜೀವನದ ಆರಂಭ-ಜನನವು ಜ್ಯೋತಿರ್ಮೇಘದ ಕುಸಿತದಿಂದ ಆಗುತ್ತದೆ. ಜ್ಯೋತಿರ್ಮೇಘವು ಭಾರವಾದ ಮೂಲವಸ್ತುಗಳಾದ ಹೀಲಿಯಂ ಮತ್ತು ಪ್ರಾಥಮಿಕವಾಗಿ ಅತ್ಯಲ್ಪ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಜಲಜನಕವನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿರುತ್ತದೆ. ಯಾವಾಗ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಅನಿಲರೋಪದ ಜ್ಯೋತಿರ್ಮೇಘದ ಒಳಭಾಗವು ಸಾಕಷ್ಟು ದಟ್ಟವಾದ ಗುರುತ್ವದ ಕಾರಣ ಕುಸಿತ ಆರಂಭವಾದಾಗ, ಪರಮಾಣು ಸಮ್ಮಿಳನ ಮೂಲಕ ಜಲಜನಕ (ಹೈಡ್ರೋಜನ್} ತಡೆಯಿಲ್ಲದೆ ಹೀಲಿಯಂ ಆಗಿ ಪರಿವರ್ತಿತವಾಗುತ್ತದೆ. ಈ ಪರಿವರ್ತನೆ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯಲ್ಲಿ ಶಕ್ತಿಯು ಬಿಡುಗಡೆ ಆಗುತ್ತದೆ. ನಕ್ಷತ್ರದ ಆಂತರಿಕ ಭಾಗದಲ್ಲಿ ಉಳಿದ ವಿಕಿರಣ ಮತ್ತು ಸಂವಾಹಕ ಶಾಖದ ವರ್ಗಾವಣೆಯ ವಿಧಾನಗಳನ ಮೂಲಕ ಕೇಂದ್ರ ಬೀಜದಿಂದ (ಕೋರ್) ಬಿಡುಗಡೆಯಾದ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ದೂರ ಒಯ್ಯುತ್ತದೆ. ನಕ್ಷತ್ರದ ಆಂತರಿಕ ಒತ್ತಡ ಅದರ ಗುರುತ್ವದಿಂದ ಅದು ಮತ್ತಷ್ಟು ಕುಸಿತ ಉಂಟಾಗುವುದನ್ನು ತಡೆಯುತ್ತದೆ. ಯಾವಾಗ ಅಂತರಂಗದಲ್ಲಿ ಜಲಜನಕ ಇಂಧನ ಬರಿದಾಗಿರುತ್ತದೆಯೋ ಆಗ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಸೂರ್ಯನ 0.4 ರಷ್ಟು ಹೆಚ್ಚಿನ ಪ್ರಮಾಣದ್ದಾಗುತ್ತದೆಯೋ, ಆಗ ಅದು ಕೆಂಪು ದೈತ್ಯ ಆಗಲು ಹಿಗ್ಗುತ್ತದೆ. ನಕ್ಷತ್ರ ಕೆಲವು ಸಂದರ್ಭಗಳಲ್ಲಿ, ಬೀಜದ ಭಾರವಾದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಒಳಬೀಜದ ಸುತ್ತಲೂ ತೊಗಟೆ ಅಥವಾ ಚಿಪ್ಪುಗಳನ್ನಾಗಿ ಪರಿವರ್ತಿಸುತ್ತದೆ. ಹೀಗೆ ಅದು ಒಂದು ದೈತ್ಯ ಅಂತರತಾರಾ ಆಣ್ವಿಕ ಮೋಡದ (interstellar molecular cloud) ಗುರುತ್ವ ಕುಸಿತದಿಂದ ಉಂಟಾಗುವುದು.

ಜ್ಯೋತಿರ್ಮೇಘ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಸಂಪೂರ್ಣ ಓರಿಯನ್'ಜ್ಯೋತಿರ್ಮೇಘ(ನೆಬ್ಯುಲಾ): ಗೋಚರ ಬೆಳಕು ಮತ್ತು.ಅತಿಗೆಂಪು ಒಂದು ಸಂಯುಕ್ತ ಚಿತ್ರ.
  • ನಮ್ಮ ಕ್ಷೀರಪಥದಲ್ಲಿಯೇ ಅಂಚಿನಲ್ಲಿರುವ ಭೂಮಿಗೆ ಹತ್ತಿರವಿರುವ ಒರಿಯನ್ ಜ್ಯೋತಿರ್ಮೇಘ (ನೆಬುಲ) {Orion Nebula- Messier 42, M42, or NGC 1976)} ನಮ್ಮಿಂದ 1,344 ± 20 ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷಗಳು ದೂರವಿದೆ. ಅದು 24 ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷಗಳ ವಿಸ್ತಾರ ಇರಬಹುದು ಎಂದು ಗಣಿಸಲಾಗಿದೆ. ಅದು ನಮಗೆ ಕಾಣುವ ಅತ್ಯಂತ ಪ್ರಕಾಶಮಾನ ಜ್ಯೋತಿರ್ಮೇಘ.ಓರಿಯನ್ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದಕ್ಷಿಣ ಓರಿಯನ್ನ ಬೆಲ್ಟ್ ಎಂಬಲ್ಲಿ ಓರಿಯನ್' ಜ್ಯೋತಿರ್ಮೇಘವಿದೆ. ಇದು ಒಟ್ಟು ಸೂರ್ಯನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ 2000 ದಷ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಹೊಂದಿರುವ ಜ್ಯೋತಿರ್ಮೇಘ. ಇದು ಹೆಲಿಕ್ಸ್ ನೆಬುಲ (Helix NebulaNGC 7293,), 700 ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷ ದೂರದಲಿದ್ದು 2.5 ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷ ವಿಸ್ತೀರ್ಣ ಹೊಂದಿದೆ. ಇವುಗಳ ಅಗಾಧವಾದ ವ್ಯಾಪ್ತಿ ಹಾಗು ವಸ್ತು ಪ್ರಮಾಣ, ತೀವ್ರ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯನ್ನು ಸೃಷ್ಟಿ ಮಾಡುತ್ತದೆ. ಇದೇ ನಕ್ಷತ್ರದಲ್ಲಿ ಶಕ್ತಿಯ ಉಗಮಕ್ಕೆ ನಾಂದಿ.[೩][೪]

ತಾರಾ ಬೆಳವಣಿಗೆಯ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಲೋ-ಮಾಸ್ (ಎಡ ಚಕ್ರ) ಮತ್ತು ಹೈ ಮಾಸ್ (ಬಲ ಚಕ್ರ) ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ವಿಕಸನ, ಇಟಾಲಿಕ್ಸ್ ಉದಾಹರಣೆಗಳು
  • ಒಂದು ಭ್ರೂಣನಕ್ಷತ್ರ (ಪ್ರೋಟೊಸ್ಟಾರ್ - protostar ) ಒಂದು ಚಿಕ್ಕ ನಕ್ಷತ್ರ. ಅದು ಪೋಷಕ ಆಣ್ವಿಕ ಮೋಡವನ್ನು(molecular cloud.) ಒಟ್ಟಾಗಿ ಜೋಡಿಸಲು ಆರಂಭಿಸಿರುತ್ತದೆ. ಭ್ರೂಣಾವಸ್ತೆಯ ಹಂತದ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ವಿಕಸನ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯಲ್ಲಿ ಮೊದಲ ಹಂತವಾಗಿದೆ. [1] ಒಂದು ಸೌರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ನಕ್ಷತ್ರವು ಅದರ ವಿಕಸನಕ್ಕೆ ತೆಗೆದುಕೊಳ್ಳುವ ಕಾಲ 1,000,000 ವರ್ಷಗಳ ಅವಧಿಯದ್ದಾಗಿರುತ್ತದೆ. ಈ ಹಂತವು ಆಣ್ವಿಕ ಮೋಡದ ಮೊದಲ ಸ್ವಯಂ ಗುರುತ್ವ ಬಲದಿಂದ ಕುಸಿದಾಗ ಆರಂಭವಾಗುತ್ತದೆ. ಈ ಭ್ರೂಣ ತಾರೆ (ಪ್ರೋಟೊಸ್ಟಾರ್) ಒಳಬೀಳುವ ಅನಿಲವನ್ನು ಮತ್ತೆ ಹೊರ ಚಿಮ್ಮುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ನಂತರ ಕಣ್ಣಿಗೆ ಕಾಣುವ ‘ಪೂರ್ವ ಮುಖ್ಯ ಅನುಕ್ರಮ ತಾರೆ’ ಆಗುವುದು. ನಂತರ ಒಂದು ಗೋಚರ ಪ್ರಧಾನ ಅನುಕ್ರಮ ತಾರೆಯಾಗಿ ಈ ಸರಣಿ ಕ್ರಿಯೆ ಕೊನೆಗೊಳ್ಳುತ್ತದೆ.
  • ಅಂತ್ಯ:ನಕ್ಷತ್ರ ಹಿಗ್ಗಿದಂತೆ ತನ್ನ ಕೆಲವು ಭಾಗ ದ್ರವ್ಯರಾಸಿಯ ಅಂಶಗಳನ್ನು, ಅಂತರತಾರಾ ಪರಿಸರಕ್ಕೆ, ಎಸೆಯುತ್ತದೆ. ಅದು ನಂತರ ಮರುಬಳಕೆಯ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯಿಂದ ಹೊಸ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಉಗಮಕ್ಕೆ ಕಾರಣವಾಗುತ್ತದೆ. ಏತನ್ಮಧ್ಯೆ, ನಕ್ಷತ್ರದ ಬೀಜ ಒಂದು ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಅವಶೇಷ ಆಗುತ್ತದೆ. ಅದು ಒಂದು ವೈಟ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್ ಆಗಬಹುದು, ಇಲ್ಲವೇ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗಬಹುದು, ಅಥವಾ ಸಾಕಷ್ಟು ಅಗಾಧ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ದ್ರವ್ಯರಾಸಿ ಇದ್ದಲ್ಲಿ ಒಂದು ಕಪ್ಪು ಕುಳಿಯಾಗಬಹುದು. [೫][೬][೭].

ಮೂಲಧಾತುಗಳ ಉತ್ಪತ್ತಿ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

  • ನಕ್ಷತ್ರವು ತನ್ನ ಜೀವನದಲ್ಲಿ ಕನಿಷ್ಠ ಕೆಲವು ಕಾಲ ಹೊಳೆಯುತ್ತದೆ. ಇದಕ್ಕೆ ನಕ್ಷತ್ರದ ಕೇಂದ್ರದ ತಿರುಳಿನಲ್ಲಿ (ಕೋರ್) ಜಲಜನಕವು ಹೀಲಿಯಂ ಗೆ ಉಷ್ಟ ವೇಗೋತ್ಕರ್ಷದ ಅಣು ಸಮ್ಮಿಳನ (ಥರ್ಮೋನ್ಯುಕ್ಲಿಯರ್ ಫ್ಯೂಷನ್)ಮೂಲಕ ಪರಿವರ್ತನೆಯಾಗುತ್ತಿರುವುದೇ ಕಾರಣ. ಇದರಿಂದ ನಕ್ಷತ್ರದ ಶಕ್ತಿಯು ಬಿಡುಗಡೆಯಾಗಿ ಆಂತರಿಕ ಭಾಗದಿಂದ ಹೊರ ಹಾದುಹೋಗುವಂತೆ ಮಾಡುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ನಂತರ ಅದನ್ನು ಹೊರ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶಕ್ಕೆ ಹೊರಸೂಸುತ್ತದೆ. ಬಹುತೇಕ ನಕ್ಷತ್ರದ ಜೀವಿತಾವಧಿಯಲ್ಲಿ ಪ್ರಾಕೃತಿಕವಾಗಿ ಉದ್ಭವಿಸಿರುವ ಹೀಲಿಯಂಗಿಂತ ಭಾರವಾದ ಮೂಲಧಾತುಗಳು ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಅಣುಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯಿಂದ(ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯೊಸಿಂಥೆಸಿಸ್'ನಿಂದ) ಉಂಟಾಗಿವೆ ಮತ್ತು ಕೆಲವೊಮ್ಮೆ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು,ಸ್ಫೋಟಗೊಳ್ಳುವುದರಿಂದಾದ ಮಹಾನವ್ಯದ ಅಣುಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯಿಂದಲೂ ಮೂಲಧಾತುಗಳು ಉತ್ತ್ತಿಯಾಗುತ್ತವೆ.

೨೦೧೬ರ ಸಂಶೋಧನೆ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಉಗಮಕ್ಕೆ ಸಣ್ಣ ಗ್ಯಾಲಾಕ್ಷಿ ಇಂಧನ ಬಳಕೆ
  • ಬೆಂಗಳೂರು ಮತ್ತು ಪುಣೆಯ ಮೂವರು ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳ ತಂಡ ದೈತ್ಯ ಮೀಟರ್ ವೈವ್ ರೇಡಿಯೊ ಟೆಲಿಸ್ಕೋಪ್ ಬಳಸಿ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದ ಒಂದು ಭಾಗವನ್ನು ಶೋಧಿಸಿದೆ. ಗ್ಯಾಲಕ್ಸಿಗಳ ಇತಿಹಾಸ ಕೆದಕುವ ಮೂಲಕ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಇಂಧನದ ಬಗ್ಗೆ ಮಹತ್ವದ ಮಾಹಿತಿಯನ್ನು ಕಲೆ ಹಾಕಿದೆ.

ಸುಮಾರು ಒಂಬತ್ತು ಶತಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳ ಹಿಂದೆ ವಿಶ್ವದ ಪ್ರಾರಂಭದಲ್ಲಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಉಗಮಕ್ಕೆ ಬೇಕಾಗುವ ಬಹುತೇಕ ಇಂಧನವು ಸಣ್ಣ ಗ್ಯಾಲಕ್ಸಿಗಳಲ್ಲಿತ್ತು ಎಂದು ಭಾರತೀಯ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು ಕಂಡುಹಿಡಿದಿದ್ದಾರೆ.

  • ಬೆಂಗಳೂರಿನ ಪ್ರತಿಷ್ಠಿತ ರಾಮನ್ ರಿಸರ್ಚ್ ಇನ್‌ಸ್ಟಿಟ್ಯೂಟ್‌ನ (ಆರ್ ಆರ್ ಐ)ನ ಶಿವ್ ಸೇಥಿ ಮತ್ತು ಕೆ. ಎಸ್. ದ್ವಾರಕಾನಾಥ್ ಹಾಗೂ ಪುಣೆಯ ನಾಷನಲ್ ಸೆಂಟರ್ ಫಾರ್ ರೇಡಿಯೊ ಆಸ್ಟ್ರೋಫಿಸಿಕ್ಸ್‌ನಲ್ಲಿರುವ ನಿಸ್ಸಿಂ ಕಾನೆಕರ್ ಅವರ ತಂಡವು ‘ದೈತ್ಯ ಮೀಟರ್ ವೈವ್ ರೇಡಿಯೊ ಟೆಲಿಸ್ಕೋಪ್ ಬಳಸಿ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದ ಒಂದು ಭಾಗವನ್ನು ಶೋಧಿಸಿದ್ದಾರೆ.
A Quintuplet of ALMA Antennas —‘ದೈತ್ಯ ಮೀಟರ್ ವೈವ್ ರೇಡಿಯೊ ಟೆಲಿಸ್ಕೋಪ್ ಮಾದರಿ
  • ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ಬೇಕಾದ ಇಂಧನವಾದ ನ್ಯೂಟ್ರಲ್ ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ನಿಂದ ಹೊರಹೊಮ್ಮುವ ಸಂಕೇತಗಳನ್ನು ಪರೀಕ್ಷಿಸಿ ಗ್ಯಾಲಕ್ಸಿಗಳ ಬಹಳ ಹಿಂದಿನ ಇತಿಹಾಸದ ಬಗ್ಗೆ ಆಳವಾದ ಒಳನೋಟಗಳನ್ನು ಪಡೆಯಲು ಸಾಧ್ಯವಾಗಿದೆ.
  • ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದ ವಿವಿಧ ಪ್ರದೇಶಗಳ ಅನೇಕ ವೀಕ್ಷಣೆ ಆಧರಿಸಿ ಖಗೋಳದಲ್ಲಿ ಅತಿ ದೂರವಿರುವ ಗ್ಯಾಲಕ್ಸಿಗಳಲ್ಲಿನ ಅನಿಲದ ಬಗ್ಗೆ ಈ ಹಿಂದೆ ಎಂದೂ ಪಡೆಯದ ಅತಿ ಸೂಕ್ಷ್ಮ ಸಂಕೇತಗಳನ್ನು ಈ ತಂಡ ಪಡೆದಿದೆ.
  • ವಿಶ್ವದ (ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ) ವಯಸ್ಸು ಹೆಚ್ಚಾದಂತೆ,ವಿಶ್ವದಲ್ಲಿ ಸುಮಾರು ಮುಕ್ಕಾಲು ಪಾಲು ತೂಕ ಹೊಂದಿರುವ ಈ ಇಂಧನ, ಹೇಗೆ ವಿಕಸಿತಗೊಳ್ಳುತ್ತದೆ ಎಂದು ತಿಳಿದಿಲ್ಲ.
  • ಇಲ್ಲಿಯವರೆಗೂ ನಡೆದ ಹಲವಾರು ಸಂಶೋಧನೆಗಳಲ್ಲಿ ಪರೋಕ್ಷವಾದ ವಿಧಾನಗಳನ್ನು ಬಳಸಲಾಗಿತ್ತು. ಇದರಲ್ಲಿ ಒಂದು ಬಗೆಯ ಫಲಿತಾಂಶ ಇಂತಹ ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ಬೃಹತ್ ಗ್ಯಾಲಕ್ಸಿಗಳಲ್ಲಿ ಮಾತ್ರ ಇದರ ಇರುವಿಕೆಯನ್ನು ಸ್ಪಷ್ಟಪಡಿಸಿದರೆ, ಇನ್ನು ಹಲವು ತಂತ್ರಾಂಶಗಳಿಂದ ಹೊಮ್ಮಿದ ಫಲಿತಾಂಶಗಳು ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ಬೇಕಾಗುವ ಹೆಚ್ಚಿನ ಇಂಧನವು ಸಣ್ಣ ಗ್ಯಾಲಕ್ಸಿಗಳಲ್ಲಿ ಇರುತ್ತವೆ ಎಂದು ಸೂಚಿಸಿತ್ತು.
  • ಸುಮಾರು ಒಂಬತ್ತು ಶತಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳ ಹಿಂದೆ ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ಅನಿಲವು ಬೃಹತ್ ಗ್ಯಾಲಕ್ಸಿಗಳಲ್ಲಿ ಇರಲೇ ಇಲ್ಲ ಎನ್ನುವುದು ಈಗ ಭಾರತೀಯ ಖಗೋಳತಜ್ಞರ ಮಾಪನಗಳಿಂದ ತಿಳಿದುಬಂದಿದೆ.
  • ಸಂಶೋಧಕರು ಈ  ಮಾಹಿತಿಯನ್ನು ಆಧರಿಸಿ ‘ಖಗೋಳದಲ್ಲಿನ ನ್ಯೂಟ್ರಲ್ ಅನಿಲದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಸಾಂದ್ರತೆ’ಯನ್ನು ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡವು ‘ಕೇವಲ’ ಶತ ಕೋಟಿ ವರ್ಷವಾಗಿದ್ದಾಗ ಪರೀಕ್ಷಿಸಿದ್ದಾರೆ (ಇಂದು ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡಕ್ಕೆ ಹದಿಮೂರು ಶತಕೋಟಿಯಷ್ಟು ವಯಸ್ಸಾಗಿದೆ).
  • ಇದರಿಂದ ತಿಳಿದುಬಂದಿರುವುದು ಏನೆಂದರೆ ಬಹಳಷ್ಟು ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ಅನಿಲವು ಬೃಹತ್ ಗ್ಯಾಲಕ್ಸಿಗಳಲ್ಲ, ಆದರೆ ಸಣ್ಣ ಗ್ಯಾಲಕ್ಸಿಗಳಲ್ಲಿ ಹೆಚ್ಚಿದ್ದುವು ಎಂದು.

ರೇಡಿಯೊ ಇಂಟರ್ಫೆರೋಮೀಟರ್[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

  • ಈ ಮೂರು ಜನ ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳ ತಂಡ ಒಂದು ಬಗೆಯ ರೇಡಿಯೊ ಇಂಟರ್ಫೆರೋಮೀಟರ್ ಆದ ಸಾಧನವನ್ನು ಬಳಸಿದ್ದಾರೆ. ಇದು 45 ಮೀಟರ್ ವ್ಯಾಸ ಹೊಂದಿರುವ ಸುಮಾರು ಮೂವತ್ತು ಇಂತಹ ಆಂಟೆನಾಗಳಿರುವ ಬೃಹತ್ ಮಾಪನ ಉಪಕರಣ. ಇದು ಪುಣೆಯಿಂದ 25 ಕಿಮಿ ದೂರದಲ್ಲಿದೆ.
  • ಇದು ವಿಶ್ವದಲ್ಲೇ ಅತಿ ದೊಡ್ಡದಾದ ಇಂತಹ ಇಂಟರ್ಫೆರೋಮೀಟರ್ ಆಗಿದೆ. ಇದು ಅಂತರರಾಷ್ಟ್ರೀಯ ದರ್ಜೆಯಾಗಿದ್ದು, ವಿಶ್ವ ಮಟ್ಟದ ಸಂಶೋಧಕರೂ ಬಳಸುತ್ತಿದ್ದಾರೆ. ಇದನ್ನು ಇನ್ನು ಪ್ರಬಲಗೊಳಿಸಲಾಗುತ್ತಿದ್ದು ಅಂತರರಾಷ್ಟ್ರೀಯ ಮಟ್ಟದಲ್ಲಿ ತನ್ನ ಪ್ರಾತಿನಿಧ್ಯವನ್ನು ಉಳಿಸಿಕೊಳ್ಳಲು ಪೂರಕವಾಗಿದೆ.

(ಗುಬ್ಬಿ ಲ್ಯಾಬ್ಸ್‌:- ಸಂಶೋಧನಾ ಚಟುವಟಿಕೆಗಳ ಬಗ್ಗೆ ವ್ಯವಹರಿಸುವ ಸಾಮಾಜಿಕ ಉದ್ಯಮ)[೮]

ಹೆಚ್ ಆರ್ ರೇಖಾಚಿತ್ರ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಆಲ್ಫಾ ಮಕರ- ಅವಳಿ ತಾರೆ
  • ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು ನಕ್ಷತ್ರದ ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆ ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಅದರ ಚಲನೆಯನ್ನು ಗಮನಿಸುವುದರ ಮೂಲಕ, ಹಾಗು ವರ್ಣಪಟಲದ ಪರಿಶೀಲನೆ ಮೂಲಕ ಅದರ ಕಾಂತಿವರ್ಗವನ್ನು ಗುರುತಿಸಿ, ಅದರ ಒಟ್ಟಾರೆ , ವಯಸ್ಸು, ಲೋಹೀಯ (ಲೋಹ ಸಂಬಂಧ) ಗುಣ (ರಾಸಾಯನಿಕ ಸಂಯೋಜನೆ)ಮೊದಲಾದ ಅನೇಕ ಗುಣಗಳನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸಬಲ್ಲರು. ನಕ್ಷತ್ರ ಒಟ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಅದರ ವಿಕಾಸದ ಮತ್ತು ಅಂತಿಮ ಗತಿಯ ವಿಚಾರ ನಿರ್ಧರಿಸುವ ಪ್ರಮುಖ ವಿಷಯ. ನಕ್ಷತ್ರದ ವ್ಯಾಸ ಮತ್ತು ತಾಪಮಾನ, ಪರಿಸರದಿಂದ ಅದರ ಭ್ರಮಣ (ಆವರ್ತನ), ಚಲನೆ, ಜೀವನದಲ್ಲಾದ ಬದಲಾವಣೆಗಳನ್ನು ಅದರಿಂದ ತಿಳಿಯಬಹುದು ಇತರ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಸೇರಿದಂತೆ ಅದರ ಗುಣಲಕ್ಷಣಗಳನ್ನು ಅರಿಯಬಹುದು. ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆಗೆ ಸಂಬಂಧಿಸಿದಂತೆ ಅನೇಕ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ತಾಪಮಾನದ ನಕ್ಷೆಯನ್ನು ತಯಾರಿಸಲಾಗಿದೆ., ಅದು ಹರ್ಟ್ಜ್ಸ್ಪ್ರಂಗ್-ರಸ್ಸೆಲ್ ನಕ್ಷೆ (ಹೆಚ್ ಆರ್ ರೇಖಾಚಿತ್ರ)(Hertzsprung–Russell diagram = H–R diagram) ಎಂಬ ತಾರಾ ವಿಷಯ-ವಿವರದ ನಕ್ಷೆ. ರೇಖಾಚಿತ್ರವು ನಿರ್ದಿಷ್ಟ ನಕ್ಷತ್ರದ ವಯಸ್ಸು ಮತ್ತು ವಿಕಾಸಾತ್ಮಕ ಸ್ಥಿತಿಯನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸಲು ಸಹಾಯವಾಗುವುದು.
  • ಒಂದು ನಕ್ಷತ್ರದದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಸೂರ್ಯನಿಗಿಂತ 0.4 ಪಟ್ಟು ಹೆಚ್ಚು ಇದ್ದರೆ, ಅದು ವಿಸ್ತರಿಸಿದಾಗ ಕೆಂಪು ದೈತ್ಯ ಆಗುವುದು. .

ಅವಳಿತಾರೆ (ಬೈನರಿ)[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

  • ಅವಳಿತಾರೆ (ಬೈನರಿ) ಮತ್ತು ಬಹು ತಾರಾ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳಲ್ಲಿ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣದಿಂದ ಪರಸ್ಪರ ಬದ್ಧವಾಗಿರುತ್ತವೆ, ಮತ್ತು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಸ್ಥಿರ ಕಕ್ಷೆಗಳಲ್ಲಿ ಪರಸ್ಪರ ಸುತ್ತುತ್ತವೆ. ಅವು ಎರಡು ಅಥವಾ ಹೆಚ್ಚಿನ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿರುತ್ತವೆ. ಅಂತಹ ಎರಡು ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ತುಲನಾತ್ಮಕವಾಗಿ ಹತ್ತಿರ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುತ್ತವೆ, ಹಾಗಿದ್ದಾಗ ಅವುಗಳ ಪರಸ್ಪರ ಗುರುತ್ವ ಮತ್ತು ಅವುಗಳ ವಿಕಸನದ ಮೇಲೆ ಮಹತ್ವದ ಪರಿಣಾಮ ಬೀರುತ್ತವೆ. ಇಂತಹ ಅವಳಿತಾರೆ ಬಹು ತಾರಾ ವ್ಯವಸ್ಥೆ ಒಂದು ಹೆಚ್ಚಿನ ಗುರುತ್ವಬಲದ ಸೆಳೆತಕ್ಕೆ ಒಳಗಾಗಿ, ಅದರ ಭಾಗವಾಗಿ ತಾರಾಪುಂಜದ ಅಥವಾ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ(ಗ್ಯಾಲಕ್ಸಿಯ)ರಚನೆಗೆ,ಕಾರಣವಾಗುತ್ತದೆ. [೯]

ತಾರಾ ಅವಲೋಕನದ ಇತಿಹಾಸ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ದಿಗ್ವೆತ್ಯಾಸ ತಂತ್ರ:-:ಭೂಮಿಯು ಸೂರ್ಯನನ್ನು ಪ್ರದಕ್ಷಿಣೆಮಾಡುವಾಗ , ಜನವರಿ ೧ ರಂದು ಮತ್ತು ಜುಲೈ ೧ ರಂದು ಈ ಎರಡು ಬಿಂದುಗಳಿಂದ ನೋಡಿದಾಗ, ಎರಡು ಕಡೆ ಭೂಮಿಯ ಕೇಂದ್ರಗಳಿಂದ ಸೂರ್ಯನ ಕೇಂದ್ರದ ಮೂಲಕ ಹಾದು ಹೋಗುವ ಒಂದು ಉದ್ದವಾದ ತಲರೇಖೆ ಸಿಗುವುದು; ಅದರ ತುದಿಬಿಂದುಗಳಿಂದ ತಾರೆಯನ್ನು ವೀಕ್ಷಿಸಿದಾಗ ಸಮಭುಜ ತ್ರಿಕೋನದ ಕೋನಗಳು ಉಂಟಾಗುವುದು. ಅದರ ಆಧಾರದ ಮೇಲೆ ತ್ರಿಕೋನಮಿತಿ ಗಣಿತ (trignometry) ವಿಧಾನದಿಂದ ದೂರವನ್ನು ಅಳೆಯಬಹುದು. ಆದರೆ ತೀರಾ ದೂರದ ನಕ್ಷತ್ರದ ದೂರಅಳೆಯಲು ಆಗದು-ಕಾರಣ ದಿಗ್ವೆತ್ಯಾಸ ತೀರಾ ಕಡಿಮೆಯಿದ್ದು ಅಳತೆಗೆ ಸಿಗದು.Parallax
  • ಐತಿಹಾಸಿಕವಾಗಿ, ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ವಿಶ್ವದಾದ್ಯಂತ ನಾಗರಿಕತೆಯಲ್ಲಿ ಪ್ರಮುಖ ಪಾತ್ರ ವಹಿಸಿವೆ. ಅವು ಧಾರ್ಮಿಕ ಪದ್ಧತಿಗಳ ಭಾಗವಾಗಿವೆ. ಪ್ರಾಚೀನರು ಆಕಾಶ ಪರಶೀಲನೆ(ಸಂಚರಣೆ) ಮತ್ತು ಒಂದು ನಿರ್ದಿಷ್ಟ ದೃಷ್ಟಿಕೋನವನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದರು. ಅನೇಕ ಪ್ರಾಚೀನ ಖಗೋಳ ಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಶಾಶ್ವತವಾಗಿ ಸ್ವರ್ಗೀಯ ಗೋಳದಲ್ಲಿ ಅಂಟಿಕೊಂಡಿರುತ್ತವೆ ಎಂದು ನಂಬಿದ್ದರು, ಅವು ಬದಲಾವಣೆ ಇಲ್ಲದವು ಎಂದು ನಂಬಿದ್ದರು. ರೂಢಿಯಂತೆ,ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳಾಗಿ ಗುಂಪುಮಾಡಿ ಹೆಸರಿಸಿದ್ದರು. ಅವುಗಳನ್ನು ಕ್ಯಾಲೆಂಡರ್ಗಳನ್ನು ರಚಿಸಲು ಬಳಸಲಾಗಿತ್ತು. ಗ್ರಹಗಳು ಮತ್ತು ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಹಿನ್ನೆಲೆಯಲ್ಲಿ (ಮತ್ತು ಕ್ಷಿತಿಜದ ವಿರುದ್ಧ) ಸೂರ್ಯನ ಚಲನೆಯ ಕಕ್ಷೆಯನ್ನು ಕ್ಯಾಲೆಂಡರ್ಗಳನ್ನು ರಚಿಸಲು ಬಳಸಿಕೊಂಡಿದ್ದರು. ಇದು ಕೃಷಿಯ ಕೆಲಸಗಳನ್ನು ನಿಯಂತ್ರಿಸಲು ಬಳಸಬಹುದಿತ್ತು. ಹಾಲಿ ವಿಶ್ವದ ಸುಮಾರು ಎಲ್ಲೆಡೆ ಬಳಸಲಾಗುತ್ತಿರವ ಗ್ರೆಗೋರಿಯನ್ ಕ್ಯಾಲೆಂಡರ್’ ಒಂದು ಸೂರ್ಯನನ್ನು ಆಧರಿಸಿದ ಸೌರ ಕ್ಯಾಲೆಂಡರ್. ಅದು ಭೂಮಿಯ ಓರೆ-ಕೋನವುಳ್ಳ ಅಕ್ಷದಲ್ಲಿ ಸೂರ್ಯನನ್ನು ಪರಿಭ್ರಮಣ ಮಾಡುವುದಕ್ಕೆ ಸಂಬಂಧಿಸಿದಂತೆ ತಯಾರಿಸಿದ ಕ್ಯಾಲೆಂಡರ್.[೧೦]
  • 1838 ರಲ್ಲಿ ಫ್ರೆಡ್ರಿಚ್ ಬೆಸ್ಸೆಲ್ ನಿಂದ ನಕ್ಷತ್ರUದ ಮೊದಲಬಾರಿ ದಿಗ್ವೆತ್ಯಾಸ ತಂತ್ರವನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಂಡು ದೂರವನ್ನು ಮಾಪನ ಮಾಡಲಾಯಿತು. ಅದು 11.4 ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷಗಳ ದೂರದ 61 ಸಿಗ್ನಿ ಎಂಬ ನಕ್ಷತ್ರ. ಈ ಮಾಪನಗಳು ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ದೂರ ದೂರ ಪ್ರತ್ಯೇಕತೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದು ವ್ಯಾಪಕವಾಗಿ ಹರಡಿದೆ ಎಂದು ಪ್ರದರ್ಶಿಸಿದರು. ದ್ಯುತಿವಿದ್ಯುತ್ ಫೋಟೋಮೀಟರ್ (photoelectric photometer) ತಂತ್ರ ಅಭಿವೃದ್ಧಿಯಿಂದ ಅನೇಕ ತರಂಗಾಂತರ ಅಂತರಮಾಪನದಲ್ಲಿ ತಾರೆಗಳ ನಿಖರವಾದ ಗಾತ್ರ /ಪ್ರಮಾಣದ ಮಾಪನಕ್ಕೆ ಕಾರಣವಾಯಿತು. 1921 ರಲ್ಲಿ ಆಲ್ಬರ್ಟ್ ಎ ಮೈಕೆಲ್ಸನ್ ಮೌಂಟ್ ವಿಲ್ಸನ್ ವೀಕ್ಷಣಾಲಯದ ಹೂಕರ್ ದೂರದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ವಿದ್ಯುತ್ತರಂಗದ ಆಧಾರದ ಮೇಲೆ (ಇಂಟರ್ಫೆರೋಮೀಟರ್/interferometer ) ಪ್ರದರ್ಶಿಸಿದರು. ದ್ಯುತಿವಿದ್ಯುತ್ ಫೋಟೋಮೀಟರ್ (photoelectric photometer) ತಂತ್ರ ಅಭಿವೃದ್ಧಿಯಿಂದ ಅನೇಕ ತರಂಗಾಂತರ ಅಂತರಮಾಪನ ತಾರೆಗಳ ನಿಖರವಾದ ಗಾತ್ರ/ಪ್ರಮಾಣದ ಮಾಪನಕ್ಕೆ ಕಾರಣವಾಯಿತು. 1921 ರಲ್ಲಿ ಆಲ್ಬರ್ಟ್ ಎ ಮೈಕೆಲ್ಸನ್ ಮೌಂಟ್ ವಿಲ್ಸನ್ ವೀಕ್ಷಣಾಲಯದ ಹೂಕರ್ ದೂರದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ವಿದ್ಯುತ್ತರಂಗದ ಆಧಾರದ ಮೇಲೆ (ಇಂಟರ್ಫೆರೋಮೀಟರ್/interferometer ) ಬಳಸಿಕೊಂಡು ಒಂದು ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ವ್ಯಾಸವನ್ನು ಮೊದಲಬಾರಿಗೆ ಅಳತೆ ಮಾಡಿದ.
  • ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಹೊರತುಪಡಿಸಿ ಸ್ಥಳೀಯ ಗುಂಪಿನ ಪ್ರತ್ಯೇಕ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಪ್ರಾಥಮಿಕವಾಗಿ ಪರಿಶೀಲಿಸಲಾಯಿತು, ಇದು ವಿಶೇಷವಾಗಿ ಕ್ಷೀರಪಥದ ಗೋಚರ ಭಾಗಕ್ಕೆ ಸೀಮಿತವಗಿದೆ. ಆದರೆ ಭೂಮಿಯಿಂದ, ಕನ್ಯಾರಾಶಿ ನಕ್ಷತ್ರ ಸಮೂಹದಲ್ಲಿರುವ ಎಂ 100 ನಕ್ಷತ್ರಲೋಕದ(ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ)ಲ್ಲಿ 100 ದಶಲಕ್ಷ ಬೆಳಕಿನ ವರ್ಷಗಳ ದೂರದಲ್ಲಿ ಕೆಲವು ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಕಂಡಿವೆ. ಸ್ಥಳೀಯ ಸ್ಟಾರ್ ಸಮೂಹಗಳ (Supercluster)ಲ್ಲಿ ನಕ್ಷತ ಪುಂಜಗಳನ್ನು ನೋಡಲು ಸಾಧ್ಯ, ಪ್ರಸ್ತುತ ದೂರದರ್ಶಕಗಳು ಸ್ಥಳೀಯ ಗುಂಪಿನಲ್ಲಿ ಮಸುಕಾದ ಪ್ರತ್ಯೇಕ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ವೀಕ್ಷಿಸಲು ಸಾಧ್ಯವಾಗುತ್ತದೆ
  • ಆದಾಗ್ಯೂ, ಕ್ಷೀರಪಥದ ಸ್ಥಳೀಯ ನಕ್ಷತ್ರ ಸಮೂಹದ ಹೊರಗೆ, ಪ್ರತ್ಯೇಕ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಅಥವಾ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಸಮೂಹಗಳು ಪತ್ತೆಯಾಗಿಲ. ಏಕ ಮಾತ್ರ ಅಪವಾದವೆಂದರೆ ಒಂದು ಮಸುಕಾದ ಅತ್ಯಂತ ದೂರದ ತಾರಾ ಪುಂಜವನ್ನು ಗಮನಿಸಿದಾಗ ಒಂದು ಶತಕೋಟಿ ಬೆಳಕಿನ ವರ್ಷಗಳ ದೂರದಲ್ಲಿರುವ ಅದರಲ್ಲಿ, ಅನೇಕ ಸಾವಿರಾರು ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡ ಒಂದು ದೊಡ್ಡ ತಾರಾ ಪುಂಜವು ಗೊಚರಿಸಿದೆ.[೧೧] [೧೨]

ಕೆಲವು ಮಾಪನದ ಏಕಮಾನಗಳು[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

  • ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ನಿಯತಾಂಕಗಳನ್ನು ಅಂತರರಾಷ್ಟ್ರೀಯ ಮಾನದಲ್ಲಿ /ಘಟಕಗಳಲ್ಲಿ ಅಥವಾ ಮೆಟ್ರಿಕ್ (ಸಿಜಿಎಸ್’ವಿಧಾನ) ಘಟಕಗಳಲ್ಲಿ ವ್ಯಕ್ತ ಮಾಡಬಹುದು, ಇಲ್ಲಿ ಸೂರ್ಯ ಗುಣಲಕ್ಷಣಗಳನ್ನು ಆಧರಿಸಿ, ಸೌರ ಘಟಕಗಳ ಸಾಮೂಹಿಕ, ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆ, ಹಾಗು ತ್ರಿಜ್ಯಗಳನ್ನು ವ್ಯಕ್ತಪಡಿಸಲು ಅತ್ಯಂತ ಅನುಕೂಲಕರ. ಆದ್ದರಿಂದ ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಸೌರ ಘಟಕಗಳನ್ನು ಉಪಯೋಗಿಸಲಾಗುವುದು.
  • ಸೌರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ: M☉=ಎಂ.☉ = 1,9891 ್ಠ 1030 ಕೆಜಿ [53]
  • ಸೌರ ಪ್ರಭೆ: L⊙ = ಎಲ್ ⊙ = 3,827 ್ಠ 1026 ವಾಟ್ [53]
  • ಸೌರ ತ್ರಿಜ್ಯ R⊙ = ಆರ್⊙ = 6,960 ್ಠ 108 ಮೀ [54]
  • ದೈತ್ಯ ನಕ್ಷತ್ರ ದಂತಹವುಗಳ ದೂರ ಅಥವಾ ಯುಗಳ ನಕ್ಷತ್ರ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯ ಅರೆ-ಪ್ರಧಾನ ಅಕ್ಷದ ತ್ರಿಜ್ಯ, ದೊಡ್ಡ ಉದ್ದಗಳು, ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಭೂಮಿ ಮತ್ತು ಸೂರ್ಯನ ಮಧ್ಯದ ದೂರ (150 ಮಿಲಿಯನ್ ಕಿ.ಮೀ ಅಥವಾ 93 ದಶಲಕ್ಷ ಮೈಲುಗಳು).) - ಖಗೋಳ ಮಾನದಲ್ಲಿ ವ್ಯಕ್ತಪಡಿಸಲಾತ್ತದೆ.

ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ರಚನೆ ಮತ್ತು ವಿಕಾಸ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

  • ನಕ್ಷತ್ರ ರಚನೆಯು ಹೆಚ್ಚಿನ ಸಾಂದ್ರತೆ ಆಣ್ವಿಕ ಮೋಡದ ಒಳಗೆ ಗುರುತ್ವ ಅಸ್ಥಿರತೆಯ ಪ್ರದೇಶಗಳ ಅಂತರತಾರಾ ಮಾಧ್ಯಮದಲ್ಲಿ ವಿವಿಧ ಆಣ್ವಿಕ ಮೋಡಗಳಲ್ಲಿ - ಉಂಟಾಗುವ ಘರ್ಷಣೆ, ಮತ್ತು ಬೃಹತ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ವಿಕಿರಣದಿಂದ ಕುಸಿಯುವಿಕೆ (ಕಂಪ್ರೆಷನ್) ಪ್ರಚೋದನೆಯಿಂದ ಅಥವಾ ಗುಳ್ಳೆಗಳು ವಿಸ್ತರಿಸುವುಉದರಿಂದ ಆರಂಭವಾಗುತ್ತದೆ , ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ, ಆಣ್ವಿಕ ಮೋಡಗಳ ಅಥವಾ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳಪರಸ್ಪರ ಘರ್ಷಣೆಯಿಂದಲೂ ಆಗುತ್ತದೆ (ಸ್ಟಾರ್’ಬಸ್ರ್ಟಮಾಹಿತಿ). ಒಂದು ಪ್ರದೇಶದಲ್ಲಿ ‘ಜೀನ್ಸ್’ ಅಸ್ಥಿರತೆಯ ಮಾನದಂಡವನ್ನು ಪೂರೈಸಲು ದ್ರವ್ಯರಾಸಿ ಸಾಕಷ್ಟು ಸಾಂದ್ರತೆಯನ್ನು ತಲುಪಿದಾಗ, ಅದು ತನ್ನ ಸ್ವಂತ ಗುರುತ್ವ ಬಲದಿಂದ ಕುಸಿಯಲಾಂಭಿಸುತ್ತದೆ.
ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ನರ್ಸರಿ; ಸರಿಸುಮಾರು 500 ಯುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಗುಂಪು Westerhout 40ಹತ್ತಿರ ನೆಲೆಗೊಂಡಿದೆ.
  • ಆಣ್ವಿಕ ಮೋಡ ಕುಸಿತಕ್ಕೆ ಒಳಗಾದಾಗ ದಟ್ಟವಾದ ಧೂಳು ಮತ್ತು ಅನಿಲ ರೂಪವು "ಬೊಕ್ ಗುಳಿಗೆಗಳ" ರೂಪ ಹೊಂದುತ್ತದೆ. ಹೀಗೆ ಒಂದು ಗೋಳಕ ಕುಸಿತ ಮತ್ತು ಸಾಂದ್ರತೆ ಹೆಚ್ಚಾದಂತೆ, ಗುರುತ್ವ ಶಕ್ತಿ ಶಾಖವಾಗಿ ಪರಿವರ್ತಿಸವುದು;ಮತ್ತು ತಾಪಮಾನ ಏರುತ್ತದೆ. ಭ್ರೂಣತಾರಾ ಮೋಡ ಸುಮಾರು ಜಲಸಮಸ್ಥಿತಿಯ (ದ್ರವಸ್ಥಿತಿ ಸಮತೋಲನ) ತಲುಪಿದಾಗ ಇದರಿಂದ, ಒಂದು ಭ್ರೂಣತಾರೆ ಕೇಂದ್ರ ಬೀಜದಲ್ಲಿ ಆವಿರ್ಭವುಸುತ್ತದೆ. ಈ ಪೂರ್ವ ಪ್ರಧಾನ ಸರಣಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಸುತ್ತಲೂ ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಭ್ರೂಣ-ಗ್ರಹ ತಟ್ಟೆಗಳು ಇರುತ್ತವೆ; ಇದಕ್ಕೆ ಮುಖ್ಯವಾಗಿ ಗುರುತ್ವ ಶಕ್ತಿಯ ಪರಿವರ್ತನೆ ಕ್ರಿಯೆ ನಡೆಯುತ್ತದೆ. ಗುರುತ್ವ ಸಂಕೋಚನದ ಅವಧಿ ಸುಮಾರು 1 ರಿಂದ 1. 5 ಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳ ಕಾಲ ಇರುತ್ತದೆ.
  • ಸುಮಾರು 500 ಯುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಗುಂಪು ಹತ್ತಿರದ W 40 ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ನರ್ಸರಿಯಲ್ಲಿ ನೆಲೆಗೊಂಡಿದೆ. 2 ಎಂ.☉ಗೂ(ಸೂರ್ಯನ ತೂಕ) ಕಡಿಮೆಯ ಆರಂಭಿಕ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು, ಟಿ- ಟೌರಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳೆಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ಹೆಚ್ಚಿನ ಪ್ರಮಾಣದ ದ್ರವ್ಯರಾಸಿಯವು ಹೆರ್ಬಿಗ್ ಆಇ /ಬಿಇ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು. ಈ ಹೊಸದಾಗಿ ರೂಪುಗೊಂಡ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಸುತ್ತುತ್ತಾ ತಮ್ಮ ಅಕ್ಷದ ಉದ್ದಕ್ಕೂ ಅನಿಲ ಜೆಟ್ ಹೊರಸೂಸುತ್ತವೆ. ಅದರಿಂದ ತಾರೆಗಳ ಕೋನೀಯ ಸ್ಥಿತಿ ಕುಸಿತವಾಗಿ ಆವೇಗವು ಕಡಿಮೆಯಾಗುವುದು. ಜ್ಯೋತಿರ್ಮೇಘದಂತೆ ಸಣ್ಣ ತೇಪೆಗಳೊಂದಿಗೆ(ರಂದ್ರಗಳು) ಕಾಣುವುದು. ಇವನ್ನು ಹೆರ್ಬಿಗ್-ಹಾರೊ ವಸ್ತುಗಳು ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ಸಂಯೋಜನೆಯಲ್ಲಿ ಈ ಜೆಟ್ಗಳು, ಹತ್ತಿರದ ಬೃಹತ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಜೊತೆ ವಿಕಿರಣ, ತಾರಾ ರಚನೆಯಕಾಲದ ಸುತ್ತಮುತ್ತಲಿನ ಮೋಡಗಳನ್ನು ಓಡಿಸಲು ಸಹಾಯ ಮಾಡಬಹುದು. ಇದು ನಮ್ಮ ಕ್ಷೀರಪಥದ ಹತ್ತಿರದ ನಾಕ್ಷತ್ರಿರಚನೆಯಲ್ಲಿತೋಡಗಿರುವ ಜ್ಯೋತಿರ್ಮೇಘ. ಇದು ಭೂಮಿಯಿಂದ ಸುಮಾರು 1600 (ly) ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷದೂರದಲ್ಲಿದೆ.
  • ಹೆಚ್ಚಿನ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಅವಳಿ ತಾರಾ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳ ಸದಸ್ಯರಾಗಿರುತ್ತವೆ , ಮತ್ತು ಆ ದ್ವಂದ್ವ ತಾರಾ ಗುಣಗಳು ಅವು ರಚನೆಯಾದ ಪರಿಸ್ಥಿತಿಗಳ ಪರಿಣಾಮವಾಗಿದೆ. ಅನಿಲ ಮೋಡದ ಕುಸಿದು ನಕ್ಷತ್ರವಾಗಿ ರೂಪಗೊಳ್ಳಲು ಅದರ ಅಕ್ಷೀಯ ಆವೇಗ ಕಳೆದುಕೊಳ್ಳುವುದು. ಅನೇಕ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಮೋಡದ ವಿಘಟನೆ ಯಿಂದ. ಆದಿಸ್ವರೂಪದ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಕೋನೀಯ ಆವೇಗವನ್ನು ನಿಕಟ ಭೇಟಿಗಳ ಸಂದರ್ಭದಲ್ಲಿ ಬೇರೆಯ ತಾರೆಗಳಿಗೆ ವಿತರಿಸುತ್ತದೆ, ಯುವ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಗೊಂಚಲುಗಳಲ್ಲಿ ಇತರ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಪರಸ್ಪರ ಗುರುತ್ವದಿಂದ ಕೆಲವು ಕೋನೀಯ ಆವೇಗವನ್ನು ವರ್ಗಾಯಿಸುತ್ತವೆ. ಈ ಪರಸ್ಪರ ಕ್ರಿಯೆಗಳು ಗಟ್ಟಿ ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಹೆಚ್ಚು ಭದ್ರವಾದ ಸ್ಥಿತಿಗೆ ಕಾರಣವಾಗುವುದು. ಪ್ರತ್ಯೇಕ (ಮೃದು) ಅವಳಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಬೇರ್ಪಡಲೂ ಕಾರಣವಾಗುವುದು. ಈ ಅವಳಿತಾರಾ ಪ್ರತ್ಯೇಕತೆಯು ತಾರೆಗಳ ಸಂಖ್ಯೆಯ ಹೆಚ್ಚಳಕ್ಕೆ ಕಾರಣವಾಗುತ್ತದೆ. [೧೩]

ಅತಿ ದೊಡ್ಡ ತಾರೆ ಮತ್ತು ಅತಿ ಚಿಕ್ಕ ತಾರೆ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

UY Scuti ಯುವೈ ಸ್ಕೂಟಿ ವಿಸ್ತರಿದ್ದು. 07 September 2014
ಅತೀ ದೊಡ್ಡ ತಾರೆ
  • ಯುವೈ ಸ್ಕೂಟಿ (UY Scuti) ಅತಿ ದೊಡ್ಡ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ಕೆಂಪು ದೈತ್ಯ ತಾರೆ. ಸ್ಕೂಟಮ್ (Scutum) ತಾರಾಪುಂಜದಲ್ಲಿದ್ದು ಸದಾ ಬದಲಿಸುತ್ತಾ ಮಿಡಿಯುತ್ತರುತ್ತದೆ (ಕುಗ್ಗು-ಹಿಗ್ಗುವಿಕೆ) ಇದರ ತ್ರಿಜ್ಯದ ಲೆಕ್ಕದಲ್ಲಿ ಇದುವರೆಗೆ ನಮಗೆ ಗೊತ್ತಿರುವ ಅತಿ ದೊಡ್ಡ ತಾರೆ ಎನ್ನಬಹುದು. ಅಲ್ಲದೆ ಅತ್ಯಂತ ಹೆಚ್ಚು ಹೊಳೆಯುವ ತಾರೆ. ಇದು ಅಂದಾಜು ಸರಾಸರಿ 1,708 ಸೌರ ತ್ರಿಜ್ಯಗಳ ದೊಡ್ಡ ತ್ರಿಜ್ಯ ವುಳ್ಳದ್ದು., ಅಥವಾ 2.4 ಶತಕೋಟಿ ಕಿಮೀ (; 15.9 ಖ.ಮಾ. 1.5 ಶತಕೋಟಿ ಮೈಲಿ) ವ್ಯಾಸವನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ತಾರೆ. ; ಹೀಗೆ ಅದರ ಗಾತ್ರ ಅಥವಾ ಪರಿಮಾಣ 5.0 ಬಿಲಿಯನ್ ಸೂರ್ಯನಷ್ಟು. ಇದು ಭೂಮಿಯಿಂದ ಸರಿಸುಮಾರು 2.9 ಕಿಲೋಪಾರಸೆಕ್’ಗಳ (9,500 ಬೆಳಕಿನ ವರ್ಷಗಳ) ದೂರದಲ್ಲಿದೆ. ಇದನ್ನು ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಕೇಂದ್ರದಲ್ಲಿ ಇರಿಸಿದರೆ, ಅದರ ದ್ಯುತಿಗೋಳವು ಕನಿಷ್ಠ ಗುರುವಿನ ಕಕ್ಷೆಯಯನ್ನು ಮೀರುವುದು ಎಂದು ಹೇಳಬಹುದು.(ತ್ರಿಜ್ಯ ಖಚಿತವಾಗಿ ತಿಳಿದಿಲ್ಲ ಆದರೂ ಸರಿಸುಮಾರು ಹಾಗಿದೆ)
  • ಸೂರ್ಯ ಒಂದು ಬಟಾಣಿಯಷ್ಟಿದೆ ಎಂದುಕೊಂಡರೆ ಈ ಸ್ಕೂಟಿ ತಾರೆ ಒಂದು ಫುಟ್`ಬಾಲ್'ನಷ್ಟಿರುವುದು ಎನ್ನಬಹುದು. [೧೪]
WOH G64-ಡಬ್ಳ್ಯು ಒ.ಎಚ್.ಜಿ64

ಎರಡನೇ ಅತೀ ದೊಡ್ಡ ತಾರೆ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

  • ಡಬ್ಳ್ಯು ಒ.ಎಚ್.ಜಿ64 (WOH G64) ತಾರೆಯು ಡೊರ್ಯಾಡೊ (Dorado)ಎಂಬ ದೊಡ್ಡ ಮೆಗೆಲ್ಯಾನಿಕ್ ಮೋಡದ ದಕ್ಷಿಣ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದಲ್ಲಿರುವ ಎರಡನೇ ಅತಿದೊಡ್ಡ ಕೆಂಪು ದೈತ್ಯನಕ್ಷತ್ರ. ಇದು ಭೂಮಿಯಿಂದ 168,000 ಬೆಳಕು ವರ್ಷಗಳ ದೂರದಲ್ಲಿದೆ ಮತ್ತು ಸೂರ್ಯನ 1,540 ಪಟ್ಟು ತ್ರಿಜ್ಯ ಹೊಂದಿದೆ ಅಥವಾ 1.07 ಶತಕೋಟಿ ಕಿಲೋಮೀಟರ್ (7.14 ಖ.ಮಾ.ತ್ರಿಜ್ಯ ಹೊಂದಿದೆ),. ಇದು ನಮಗೆ ಗೊತ್ತಿರುವ ಅತಿದೊಡ್ಡ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಒಂದಾಗಿದೆ. ಸೂರ್ಯನಿಗಿಂತ 3.65 ಶತಕೋಟಿ ಪಟ್ಟು ದೊಡ್ಡ ಗಾತ್ರ/ ಪರಿಮಾಣ ಹೊಂದಿರುವ ಇದನ್ನು ಸೌರವ್ಯೂಹದ ಕೇಂದ್ರದಲ್ಲಿ ಇರಿಸಿದರೆ ನಕ್ಷತ್ರದ ಮೇಲ್ಮೈ ಗುರು ಗ್ರಹವನ್ನು ಮುಳುಗಿಸಬಹುದು.Levesque, [೧೫]

List of largest stars

ಅತಿ ಚಿಕ್ಕ ತಾರೆಗಳು[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

A simulated image of Sirius A and B using Celestia

List of least voluminous stars

ಮೊದಲನೇ ಚಿಕ್ಕ ತಾರೆ
ಸಿರಿಯಸ್ A ಮತ್ತು B
  • ಸಿರಿಯಸ್ (Sirius)ಯು, ಭೂಮಿಯಿಂದ ನೋಡಿದಾಗ ರಾತ್ರಿ ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ನಕ್ಷತ್ರ (ನಕ್ಷತ್ರ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಲ್ಲಿ).ಅದರ ಕಾಂತಿವರ್ಗ -1,46 (ದೃಶ್ಯ ಗೋಚರ ಪ್ರಮಾಣವು), ಇದು ಕ್ಯನೊಪಸ್'ನ ಸುಮಾರು ಎರಡರಷ್ಟು ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ನಕ್ಷತ್ರ. ಕ್ಯನೊಪಸ್'ಇದರ ನಂತರದ ಪ್ರಕಾಶಮಾನ ತಾರೆಯಾಗಿದೆ. ಹೆಸರು "ಸಿರಿಯಸ್" "ಪ್ರಜ್ವಲಿಸುವ" ಅಥವಾ "ದಾಹಕ" ಎಂಬ ಗ್ರೀಕ್ ಪದದಿಂದ ಪಡೆಯಲಾಗಿದೆ. ತಾರಾವ್ಯವಸ್ಥೆಯಲ್ಲಿ ಇದು ಬೇಯರ್ ಅಂಕಿತವನ್ನು ಪಡೆದಿದೆ:ಅದು 'ಆಲ್ಫಾ ಕ್ಯಾನಿಸ್ ಮಜೋರಿಸ್' (Alpha Canis Majoris (α CMa)) ಹೊಂದಿದೆ. ಅದು ಬರಿಗಣ್ಣಿಗೆ ಒಂದೇ ನಕ್ಷತ್ರ ಎನಿಸಿದರೂ, ವಾಸ್ತವವಾಗಿ 'ರೋಹಿತದ(ಕಾಂತಿವರ್ಗ) ಮಾದರಿಯ A1V' ಒಂದು ಬಿಳಿಕುಬ್ಜ- ಪ್ರಧಾನ ಶ್ರೇಣಿಯ ತಾರೆಯನ್ನು (ಅನುಕ್ರಮ ಸ್ಟಾರ್) ಒಳಗೊಂಡಿರುವ ಅವಳಿ ತಾರಾ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಾಗಿದೆ. ಅದನ್ನು (ದೊಡ್ಡದು)ಸಿರಿಯಸ್ A ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ, ಮತ್ತು ಡಿಎ2 ಕಾಂತಿವರ್ಗದ (ರೋಹಿತದ DA2) ಮಾದರಿಯ ಒಂದು ಮಸುಕಾದ ವೈಟ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್ ಒಡನಾಡಿಯನ್ನು 'ಸಿರಿಯಸ್ ಬಿ' ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ಅದರ ಜೊತೆಗಾರ ಸಿರಿಯಸ್ A ಯನ್ನು ಬೇರ್ಪಡಿಸುವ ದೂರ 8.2 ಮತ್ತು 31.5 ಖ.ಮಾ. ನಡುವೆ ಬದಲಾಗುತ್ತಿರುತ್ತದೆ.
  • ಸಿರಿಯಸ್ A ಸೂರ್ಯನ (M☉) ಸುಮಾರು ಎರಡರಷ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಹೊಂದಿದೆ ಮತ್ತು 1.42 ಸಂಪೂರ್ಣ ಕಾಂತಿವರ್ಗದ ಪ್ರಕಾಶ (ದೃಶ್ಯ ಪ್ರಮಾಣವನ್ನು) ಹೊಂದಿದೆ. ಸೂರ್ಯನಿಗಿಂತಲೂ 25 ಬಾರಿ ಹೆಚ್ಚು ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾಗಿದೆ. ಈ ಅವಳಿ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯ ವಯಸ್ಸು 200 ಮತ್ತು 300 ದಶಲಕ್ಷ ವರ್ಷ.
  • ಸಿರಿಯಸ್ A :ತೂಕ-ಗಾತ್ರಗಳು ಸೂರ್ಯನಿಗೆ ಹೋಲಿಸಿದೆ;

[೧೬]

ಪ್ರೋಕ್ಯೋನ್ ಸ್ಥಾನ

ಎರಡನೇ ಚಿಕ್ಕ ತಾರೆ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಪ್ರೋಕ್ಯೋನ್ 
  • ಪ್ರೋಕ್ಯೋನ್'Procyon ತಾರೆಯು ಕಾನಿಸ್ ಮೈನರ್' ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜದಲ್ಲಿ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ತಾರೆ. ಬರಿಗಣ್ಣಿಗೆ, ಇದು ಒಂದೇ ನಕ್ಷತ್ರದಂತೆ ಕಾಣುವುದು. ದೃಶ್ಯದಲ್ಲಿ ರಾತ್ರಿ ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುವ ಎಂಟನೆ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾಗಿ ಕಾಣುತ್ತದೆ. ಕಾಂತಿವರ್ಗದಲ್ಲಿ (ರೋಹಿತದ)0.34 ಗೋಚರ ಪ್ರಮಾಣವುಳ್ಳದ್ದು. ಆದರೆ ಅದು ಒಂದು ಅವಳಿ ತಾರಾ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಾಗಿದೆ. ಆದರೆ ಇದು ಪ್ರಧಾನ ಶ್ರೇಣಿಯ (ಮುಖ್ಯ ಅನುಕ್ರಮ ಸ್ಟಾರ್) ಒಳಗೊಂಡಿರುವ ಒಂದು ಬಿಳಿಕುಬ್ಜವುಳ್ಳ ಅವಳಿ ತಾರಾ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯೆಂದು ವರ್ಗೀಕರಿಸಲಾಗಿದೆ. ಕಾಂತಿವರ್ಗದ (ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರಮ್ ಟೈಪ್) ಎಫ್ 5 ಐವಿ V, ಪ್ರೋಕ್ಯೋನ್ ಹೆಸರಿನ, ಮತ್ತು (ರೋಹಿತದ) DQZ ಮಾದರಿಯ ಕಾಂತಿವರ್ಗದ 'ಪ್ರೋಕ್ಯೋನ್ ಬಿ' ಎಂಬ ಒಂದು ಮಸುಕಾದ ಬಿಳಿಕುಬ್ಜ (ವೈಟ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್] ಒಡನಾಡಿಯಾಗಿದೆ.
  • ಇದರ ಹೆಚ್ಚಿನ ಕಾಂತಿ ಸಹಜದ್ದಲ್ಲ; ಆದರೆ ಅದು ಭೂಮಿಯ ಸಾಮೀಪ್ಯದಿಂದ ಬಂದುದು. ಯುರೋಪಿಯನ್ ಸ್ಪೇಸ್ ಏಜೆನ್ಸಿಯ ಹಿಪಾರ್ಕೋಸ್ ಖಗೋಳಮಿತಿ ಉಪಗ್ರಹದಿಂದ ದೂರವನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸಿದ್ದಾರೆ. ಅದು ಸೂರ್ಯನಿಂದ ಕೇವಲ 11,46 ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷಗಳ (3.51 parsecs), ದೂರದಲ್ಲಿದೆ.

[೧೭]

ಪ್ರಧಾನ ಶ್ರೇಣಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

Main sequence

  • ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ತಿರುಳಿನ ಬಳಿ ಉನ್ನತ ಉಷ್ಣಾಂಶದಲ್ಲಿ ಮತ್ತು ಉನ್ನತ ವತ್ತಡದಲ್ಲಿ ಜಲಜನಕವನ್ನು ಪ್ರತಿಕ್ರಿಯೆಗಳಿಂದ ಹೀಲಿಯಂಗೆ ಸಂಯೋಜನೆ ಮಾಡುವ ಯಾ ಬೆಸೆಯುವಿಕೆಯ ಕ್ರಿಯೆಯಲ್ಲಿ ತಮ್ಮ ಅಸ್ತಿತ್ವದ /ಆಯುವಿನ ಸುಮಾರು 90% ರಷ್ಟು ಭಾಗವನ್ನು ವ್ಯಮಾಡುತ್ತವೆ. ಇಂತಹ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಮುಖ್ಯ ಅನುಕ್ರಮಸಂಖ್ಯಯ ತಾರೆಗಳು ಎಂದು ಹೇಳಲಾಗುತ್ತದೆ, ಮತ್ತು ಅವುಗಳನ್ನು ಕುಬ್ಜ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ
  • ಪ್ರಧಾನ ಶ್ರೇಣಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಎರಡು ಮುಖ್ಯ ಶಾಖೆಗಳಿವೆ. ಪ್ರಧಾನ ಶ್ರೇಣಿಯ ಕೆಂಪುತಾರೆಗಳು-ಕುಬ್ಜತಾರೆಗಳು. ಕೆಂಪುತಾರೆಗಳಲ್ಲಿ ಮಹಾ ಕಾಂತಿಯ ಭೃಹತ್'ತಾರೆಗಳಿವೆ (Giant branch). ಇವುಗಳಿಗೆ ರಕ್ತಬೃಹತ್'ತಾರೆಗಳೆಂದು ಹೆಸರು.ಎಂ.ವರ್ಗದ ತಾರೆಗಳಲ್ಲಿ ೧೦ ನೆಯ ವರ್ಗಾಂಕಕ್ಕಿಂತ ಕಡಿಮೆಕಾಂತಿಯ ಕುಬ್ಜತಾರೆಗಳಿರುತ್ತವೆ. ಇಲ್ಲವೇ ೧ನೆಯ ವರ್ಗಾಂಕಕ್ಕಿಂತ ಅಧಿಕ ಕಾಂತಿಯ ಪೆಡಂಭೂತ ತಾರೆಗಳಾಗಿರುತ್ತವೆ. ಮದ್ಯದ ಎಂ.ವರ್ಗದ ತಾರೆ ಒಂದೂ ಇಲ್ಲ. ಕೆ.ಜಿ.ಎಫ್.ವರ್ಗದ ತಾರೆಗಳಲ್ಲಿಯೂ ಬೃಹತ್'ತಾರೆಗಳಿವೆ.(ತಾರೆಗಳ ವರ್ಣ ಮತ್ತು ವರ್ಗದ ವುಷಯ ಮುಂದೆ ಹೇಳಿದೆ).[೧೮]
  • ಶೂನ್ಯ ವಯಸ್ಸಿನಿಂದ ಮುಖ್ಯ ಅನುಕ್ರಮ ಪ್ರಾರಂಭವಾಗುವ, ನಕ್ಷತ್ರದ ಒಳಭಾಗದಲ್ಲಿರುವ ಹೀಲಿಯಂ ಪ್ರಮಾಣವು ಏಕಪ್ರಕಾರವಾಗಿ ತಿರುಳಿನಲ್ಲಿ ನಿಧಾನವಾಗಿ ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತದೆ, ನಕ್ಷತ್ರದ ತಿರುಳಿನಲ್ಲಿ ಪರಮಾಣು ಸಂಯೋಜನೆಯ ದರ ಹೆಚ್ಚಿದಂತೆ ಉಷ್ಣಾಂಶವು ಮತ್ತು ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆ ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತದೆ. ಉದಾಹರಣೆಗೆ, ಸೂರ್ಯ ಅದರ 46೦ ಕೋಟಿ (4.6 × 109) ವರ್ಷಗಳ ಹಿಂದಿನಿಂದ ಈವರೆಗೆ ಈ ಬಗೆಯ ಕ್ರಿಯೆಯ ಮೂಲಕ ಮುಖ್ಯ ಅನುಕ್ರಮ ತಾರೆಯ ಸ್ಥಿತಿ ತಲುಪಲು, ಅಂದಾಜು ಸುಮಾರು 40% ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆಯನ್ನು ಹೆಚ್ಚಿಸಿಕೊಂಡಿದೆ.[೧೯]
  • ಪ್ರತಿ ನಕ್ಷತ್ರವೂ ನಿರಂತರವಾಗಿ ಹೊರಹರಿವು ಉಂಟುಮಾಡುವ, ಒಂದು ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ವಾಯುವಿನ ಕಣಗಳನ್ನು ಉತ್ಪಾದಿಸುತ್ತದೆ, ಮತ್ತು ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶಕ್ಕೆ ಆ ಅನಿಲದ ಕಣಗಳನ್ನು ಸತತ ಹೊರಸೂಸುತ್ತದೆ. ಹೆಚ್ಚಿನ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ದ್ರವ್ಯನಷ್ಟ ಒಟ್ಟಾರೆ ತೀರಾ ಕಡಿಮೆ. ಸೂರ್ಯ ಪ್ರತಿ ವರ್ಷ 10-14 ಎಂ☉ ಅಥವಾ ಅದರ ಸಂಪೂರ್ಣ ಜೀವಿತಾವಧಿಯ ಮೇಲೆ ತನ್ನ ಒಟ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಸುಮಾರು 0.01% ನಷ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಕಳೆದುಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಆದಾಗ್ಯೂ, ಬೃಹತ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು 10-7 10-5 ಎಂ☉ ನಷ್ಟು ಪ್ರತಿ ವರ್ಷ ಗಮನಾರ್ಹವಾಗಿ ಅವುಗಳ ವಿಕಸನವನ್ನು ಬಾಧಿಸುವಷ್ಟು ಕಳೆದುಕೊಳ್ಳಬಹುದು. 50 ಎಂ☉ಗೂ (ಸೂರ್ಯನ 50ರಷ್ಟು) ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಆರಂಭಗೊಳ್ಳುವ ಹೆಚ್ಚು ದೊಡ್ಡ ತಾರೆ ತನ್ನ ಜೀವಿತದ 'ಪ್ರಧಾನ ಅನುಕ್ರಮತಾರಾಪಟ್ಟದ' ಕಾಲದಲ್ಲಿ ತನ್ನ ಒಟ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಅರ್ಧದಷ್ಟನ್ನು ಕಳೆದುಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಅವು ಬಹಳ ಕಡಿಮೆ.ಅವನ್ನು ವೂಲ್ಫ್ ರಾಯತ್'ತಾರೆ (ವೃಕೋದರ ತಾರೆ) ಎನ್ನುತ್ತಾರೆ. (Such stars are called Woolf-Rayet stars and are very rare)[೨೦]

ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಕುಸಿತ - ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜ - ಕೃಷ್ಣಕುಬ್ಜ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

  • ನಕ್ಷತ್ರದ ತಿರುಳು ಕುಗ್ಗುತ್ತದೆಯೋ ಆಗ ಮೇಲ್ಮೈ ವಿಕಿರಣದ ತೀವ್ರತೆ ಹೆಚ್ಚುತ್ತದೆ, ಇದು ಅನಿಲದ ಹೊರಪದರದ ಮೇಲಿನ (ಹೊರ ಶೆಲ್ ಮೇಲೆ) ಆ ವತ್ತಡ ಹೊರಪದರವನ್ನು ದೂರ ತಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಅದರಿಂದ ಅದು ಗ್ರಹ ಜ್ಯೋತಿಪಟಲವಾಗಿ (planetary nebula) ಮಾರ್ಪಡುತ್ತದೆ. ವಿಕಿರಣ (ರೇಡಿಯೇಶನ್) ಒತ್ತಡದಿಂದ ಬಾಹ್ಯ ವಾತಾವರಣಕ್ಕೆ ಚೆಲ್ಲಿದ ನಂತರ ಅದರ ದ್ರವ್ಯ ರಾಸಿ 1.4 ಎಂ.☉ ಗೂ ಕಡಿಮೆ, ಅದು ಒಂದು ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜ (ವೈಟ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್) ಎಂಬ ರೂಪ ತಾಳುತ್ತದೆ. ಅದು ಭೂಮಿಯ ಗಾತ್ರದಷ್ಟಿರುವುದು. ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜ ಮತ್ತಷ್ಟು ಕುಗ್ಗಲು ಗುರುತ್ವ ಕೊರತೆ ಅದನ್ನು ತಡೆಯುತ್ತದೆ. ಈಗ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜ ತಿರುಳಿನಲ್ಲಿ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ಕಳೆದುಕೊಂಡ ನಂತರ ಒಳಗೆ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾ ಇಲ್ಲ; ಯಾವುದೇ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಪ್ಲಾಸ್ಮಾದ ಚೆಂಡು ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ.. ಆದರೆ ಇದು ಅಲ್ಲ. ಅಂತಿಮವಾಗಿ ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜ ದೀರ್ಘ ಕಾಲದ ನಂತರ ಒಂದು ಮಸುಕಾದ ಕೃಷ್ಣ ಕುಬ್ಜ (ಬ್ಲ್ಯಾಕ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್ಸ್) ಅಗುತ್ತದೆ.

ಬೃಹತ್ತಾದ ತಾರೆಯ ಅವಸಾನ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

TheCrab Nebula, ಒಂದು ಮಹಾನವ್ಯದ ಅವಶೇಷ: ಮೊದಲು ಸುಮಾರು ಕ್ರಿ.ಶ. 1050ರಲ್ಲಿ ಗಮನಿಸಲಾಯಿತು
  • ದೊಡ್ಡ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಕಬ್ಬಿಣದ ತಿರುಳು ತೀರಾ ದೊಡ್ಡದಾಗುವವರೆಗೆ ಅಣುಸಮ್ಮಿಳನ ಮುಂದುವರಿಯುತ್ತದೆ (ಎಂ.☉1.4 ಕ್ಕೂ ಹೆಚ್ಚು). ಆಗ ಇದು ತನ್ನದೇ ಆದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಭರಿಸಲಾರದು. ಆಗ ಅದು ತಕ್ಷಣದ ಕುಸಿತಕ್ಕೆ ಒಳಗಾಗುವುದು. ಅದರ ತಿರುಳಿನಲ್ಲಿರುವ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳನ್ನು ಪ್ರೋಟಾನ್ಗಳೊಳಗೆ ತಳ್ಳಿದಾಗ ಅವು ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳಾಗಿ ರೂಪುಗೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್’ಗಳು ಮತ್ತು ಗಾಮಾ ಕಿರಣಗಳು ಸ್ಪೋಟಗೊಂಡು ಬೀಟಾ (ನಾಶ)ಕೊಳೆಯುವಿಕೆಯು (beta decay)ವಿಮುಖ ಚಾಲನೆ ಕೊಡುವುದು. ಅದರ ತಿರುಳು(ಕೋರ್)ಇದ್ದಕ್ಕಿದ್ದಂತೆ ಕುಸಿಯುವುದರಿಂದ ಆದ ತೀವ್ರ ಸಂಚಲನ (ಈ ಹಠಾತ್ ಕುಸಿತಕ್ಕೆ) ಅಳಿದುಳಿದ ತಾರೆಯ ಸ್ಪೋಟಕ್ಕೆ ಕಾರಣವಾಗುತ್ತದೆ; ಅದರಿಂದ ಮಹಾನವ್ಯ(supernova) ಉದಯಿಸುತ್ತದೆ. ಈ ಬೃಹತ್'ತಾರಾ ಸ್ಫೋಟವು ಇಡೀ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡವನ್ನೇ (ಗ್ಯಾಲಕ್ಸಿಯನ್ನೇ) ಬೆಳಗುವಂತೆ ಮಾಡಬಹುದು. ಒಂದು ಮಹಾನವ್ಯದ ಆರಂಭದ ಸ್ಫೋಟವು ನಕ್ಷತ್ರದ ಹೊರ ಪದರಗಳನ್ನು ದೂರ ತಳ್ಳಿ ಕೇವಲ (ಏಡಿ)ಕರ್ಕ-ಜೋತಿರ್ಮೇಘ (ಕ್ರ್ಯಾಬ್ ನೆಬ್ಯುಲಾ)ದಂತಹ ಅವಶೇಷವನ್ನು ಬಿಡುವುದು.
ವೋಲ್ಫ್-ರಾಯೆತ್ ತಾರಾ ಅವಶೇಷ;ಜ್ಯೋತಿರ್ಮೇಘ M1-67 ಹಬಲ್ ದೂರದರ್ಶಕದ ಚಿತ್ರWR 124
  • ಒಂಬತ್ತು ಸೌರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಾದ ಬೃಹತ್’ತಾರೆಗಳು ತಮ್ಮ ಹೀಲಿಯಂ ಉರಿಯುವ ಹಂತದಲ್ಲಿ, ಹೆಚ್ಚು ಕೆಂಪುದೈತ್ಯತರೆಯಾಗಲು ಹಿಗ್ಗುತ್ತವೆ. ಇದರ ತಿರುಳಿನಲ್ಲಿ ಇಂಧನ ಖಾಲಿಯಾದಾಗ, ಅವು ಹೀಲಿಯಂಗಿಂತ ಭಾರವಾದ ಬೌತವಸ್ತುಗಳನ್ನು ಉತ್ಪಾದಿಸುವ ಕ್ರಿಯೆಯನ್ನು ಮುಂದುವರೆಸುತ್ತವೆ. ತಾರೆಯ ತಿರುಳು ತೀವ್ರ ಸಂಕೋಚನಗೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಆಗ ತಾಪಮಾನವು ಒತ್ತಡದ ಇಂಗಾಲವನ್ನು ಬೆಸೆಯಲು(ಪ್ಯೂಸ್) ಸಾಕಷ್ಟು ಏರುತ್ತದೆ. ನಿಯಾನ್ -ಆಮ್ಲಜನಕದಿಂದ ಉತ್ತೇಜನಗೊಂಡು ಅನುಕ್ರಮ ಹಂತಗಳಲ್ಲಿ ಸಿಲಿಕಾನ್ ಆಗುವುದರಲ್ಲಿ ಮುಗಿಯುವುದು. ಅದು ನಕ್ಷತ್ರದ ಜೀವನದ ಕೊನೆ.

[೨೧]

  • ತಾರೆಯ ಒಳಗೆ ಈರುಳ್ಳಿಯ-ಪದರ ಚಿಪ್ಪುಗಳಲ್ಲಿ ಭಾರಿ ಸಮ್ಮಿಳನ ಕ್ರಿಯಾ-ಸರಣಿಯ ಉದ್ದಕ್ಕೂ ಮುಂದುವರೆಯುತ್ತದೆ. ಹಿಂದೆ ಹೇಳಿದಂತೆ ದೈತ್ಯ ತಾರೆಗಳು ಕಬ್ಬಿಣದ ಉತ್ಪಾದನೆಗೆ ಪ್ರಾರಂಭಿಸಿದಾಗ ಅವುಗಳ ಅಂತಿಮ ಹಂತ ಸಂಭವಿಸುತ್ತದೆ. ಇತರೆ ವಸ್ತುಗಳಿಗಿಂತ ಕಬ್ಬಿಣದ ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯಸ್ಗಳು ಹೆಚ್ಚು ಬಿಗಿಯಾಗಿ ಬಂಧವಳ್ಳವು. ಆದ್ದರಿಂದ ಯಾವುದೇ ಭಾರವಾದ ಅಣುಬೀಜಗಳು (ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯಸ್ಗಳು)ಕಬ್ಬಿಣ ಅಥವಾ ಅದನ್ನು ಮೀರಿದ ವಸ್ತುವಿದ್ದಾಗ ಯಾವುದೇ ಅಣುಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯ ಸಮ್ಮಿಳನ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಸ್ವಲ್ಪವೂ ಬಿಡುಗಡೆ ಮಾಡುವುದಿಲ್ಲ. ತುಲನಾತ್ಮಕವಾಗಿ, ಬಹಳ ವಯಸ್ಸಾದ ಬೃಹತ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಒಳಗೆ ನಿಷ್ಕ್ರಿಯ ಕಬ್ಬಿಣದ ದೊಡ್ಡ ತಿರುಳು (ಕೇಂದ್ರ) ಸಂಗ್ರಹವಾಗುತ್ತದೆ.
  • ಅಂತಿಮ ಸ್ಥಿತಿ: ಇವುಗಳಲ್ಲಿ ಕೆಲವು ದಟ್ಟವಾದ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ವಾಯುವಿನಿಂದ ಕಾಯಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ. ಅವನ್ನು ವೃಕೋದರತಾರೆ-ವೋಲ್ಫ್-ರಾಯೆತ್’(Wolf-Rayet) ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ.[೨೨]

ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ವರ್ಣವರ್ಗಗಳು[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

(Spectral type)

ಮೋರ್ಗಾನ್-ಕೀನನ್ (ಎಂಕೆ) ವ್ಯವಸ್ಥೆ; ಒ, ಬಿ, ಎ, ಎಫ್, ಜಿ, ಅಕ್ಷರಗಳ ಕೆ, ಮತ್ತು ಎಂ,(ಅತ್ಯಂತ ಶಾಖದ ಓ ಮಾದರಿ ತುದಿಗೆ ಅತ್ಯಂತ ತಂಪಾದ ಎಂ-ಮಾದರಿ) ಒಂದು ಅನುಕ್ರಮವನ್ನು ಬಳಸಿ.
  • ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ದೂರವನ್ನು ಸಹಜ ಕಾಂತಿವರ್ಗ ಮತ್ತು ಕಾಂತಿವರ್ಗಾಂಕಗಳ ಸಹಾಯದಿಂದ ಖಭೌತ ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ಕಂಡುಹಿಡಿಯಬಲ್ಲರು. ಕಣ್ಣಿಗೆ ಕಾಣುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಅವುಗಳ ಕಾಂತಿಗೆ ಅನುಗುಣವಾಗಿ ಆರು ವರ್ಗಗಳಾಗಿ ವಿಂಗಡಿಸಲಾಗಿದೆ. ಕಾಂತಿಯ ವರ್ಗಾಂಕವು ವಿಲೋಮರೀತಿಯಲ್ಲಿ ವೃದ್ಧಿಸುತ್ತದೆ. ಉದಾಹರಣೆಗೆ ಪ್ರಥಮ ವರ್ಗದ ತಾರೆ ರೋಹಿಣೀ ತಾರೆಯ 2/5 (0.3981) ರಷ್ಟು ಕಡಿಮೆ ಕಾಂತಿ ತಾರೆಯನ್ನು ದ್ವಿತೀಯ ವರ್ಗತಾರೆ ಎನ್ನುತ್ತಾರೆ. ಅದರ 2/5ರಷ್ಟು ಕಾಂತಿಯದು 3 ನೇವರ್ಗ. ಒಂದು ಕಾಂತಿ ವರ್ಗ ಏರಿದರೆ ಅದರ ಕಾಂತಿ 2/5ರಷ್ಟು ಇಳಿಯುತ್ತದೆ. ಅದೇ ಒಂದು ಇಳಿದರೆ 2.512 (5/2) ರಷ್ಟು ಏರುತ್ತದೆ. ಇದು ವರ್ಗಕ್ರಮದಲ್ಲಿ ವಿಲೋಮವಾಗಿ ವರ್ತಿಸುತ್ತದೆ. ಆದ್ದರಿಂದ ಸೂರ್ಯನ ಸಹಜ ಕಾಂತಿವರ್ಗ -26.7; ಪೂರ್ಣಚಂದ್ರನದು -1.6; ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ನಮಗೆ ಕಾಣುವ ಕಾಂತಿ ವ್ಯತ್ಯಾಸಕ್ಕೆ ಅವುಗಳ ಸಹಜಕಾಂತಿಗಳ ವ್ಯತ್ಯಾಸ ಕಾರಣವಲ್ಲ. ಅವುಗಳ ದೂರವೇ ಕಾರಣ.(the Morgan–Keenan (MK) system using the letters O, B, A, F, G, K, and M, a sequence from the hottest (O type) to the coolest (Mtype).
  • ಸಮೀಕ್ಷೆಗೆ ಸಿಕ್ಕಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಬಹಳ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ವರ್ಗಾಂಕವು -5 , ಇವುಗಳ ಪ್ರಕಾಶ ಸೂರ್ಯನಿಗಿಂತ 10,000 ಪಾಲು ಹೆಚ್ಚು. ಸಹಜ ಕಾಂತಿವರ್ಗಾಂಕ ಮತ್ತು ಕಾಂತಿವರ್ಗಾಂಕಗಳನ್ನು ಗುಣಿಸಿ ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ದೂರವನ್ನು ಸಾಕಷ್ಟು ನಖರವಾಗಿ ಕಂಡುಹಿಡಿಯಬಲ್ಲರು. ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಬೇರೆ ಬೇರೆ ವರ್ಣಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. ಕೆಲವು ನೀಲಿ,ಬಿಳಿ, ಪಚ್ಚೆ, ಚಿನ್ನದ ಮಣಿಯಂತೆ ಹಳದಿ, ಕಿತ್ತಳೆ ಬಣ್ಣ, ರಕ್ತವರ್ನ ಇತ್ಯಾದಿ. ಇದನ್ನು ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ವರ್ಣಪಟಲಗ್ರಾಹಕದ (ಸ್ಪೆಕ್ಟೋಗ್ರಾಪ್) ಮೂಲಕ ತಾರೆಗಳ ನಿರ್ಧಿಷ್ಟ ವರ್ಣವನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿಯುತ್ತಾರೆ. ಇದರಿಂದ ಅವುಗಳಲ್ಲಿರುವ ಅನಿಲ, ವಸ್ತುಗಳನ್ನು ಗುರುತಿಸುವರು. ಖಭೌತವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ತಾರೆಗಳನ್ನು ಸ್ಥೂಲವಾಗಿ ವರ್ಣವರ್ಗಗಳಿಗೆ ಅನುಸಾರ 10 ವಿಭಾಗ ಮಾಡಿದ್ದಾರೆ. ಅವು ಕ್ರಮವಾಗಿ ಇಂಗ್ಲಿಷ್ ಅಕ್ಷರ: ಒ, ಬಿ, ಎ, ಎಫ್, ಜಿ, ಕೆ, ಎಮ್. (ಆರ್, ಎನ್, ಎಸ್.-ಇದು ಈಗ ಬದಲಾವಣೆ ಆಗಿದ್ದು ಎಲ್.ಟಿ. ಎರಡೇ ಅಕ್ಷರಗಳನ್ನು ಉಪಯೋಗಿಸಿದೆ.) ಇದರ ಒಂದೊಂದು ವರ್ಗವನ್ನೂ 10 ಉಪವರ್ಗವಾಗಿ ವಿಂಗಡಿಸಿದ್ದಾರೆ. ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಶೇಕಡಾ 99 ರಷ್ಟು ಬಿ ಯಿಂದ ಎಮ್ ವರೆಗಿನ ಆರು ವರ್ಗಗಳಲ್ಲಿ ಸೇರುತ್ತವೆ. (ಈ ಚಿತ್ರದಲ್ಲಿ ೧೦ನೇ ವರ್ಗ ಕೈಬಿಟ್ಟಿದೆ)
  • ಉದಾಹರಣೆಗೆ:
  • ಎ ಬಿಳಿಯ ತಾರೆಗಳು ಜಲಜನಕದ ತಾರೆಗಳು; ಇವುಗಳ ವರ್ಣಪಟಲದಲ್ಲಿ ಜಲಜನಕದ ರೇಖೆಖೆಗಳು ಎದ್ದು ಕಾಣುತ್ತವೆ.
  • ಎಫ್ ತಾರೆಗಳು ಹಳದಿ ಮಿಶ್ರ ಬಿಳಿಯ ತಾರೆಗಳು. ಕ್ಯಾಲ್ಸಿಯಂ ಹೆಚ್ಚು ಇದೆ ಎಂದು ತೀರ್ಮಾನಿಸಿದ್ದಾರೆ. ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ಈ ಕಾಂತಿವರ್ಗಾಂಕ ನಿಯಮದಿಂದ ಸಾವಿರಾರು ತಾರೆಗಳ ದೂರವನ್ನು ದಿಗ್ವೆತ್ಯಾಸದಿಂದ ಕಂಡುಹಿಡಿದಂತೆಯೇ ಸಾಕ್ಷು ನಿಷ್ಕøಷ್ಟವಾಗಿ ಕಂಡು ಹಿಡಿದಿದ್ದಾರೆ. ಕೆಲವು ತಾರೆಗಳು ಹೆಚ್ಚು ಕಡಿಮೆಯಾಗುತ್ತಿರುತ್ತವೆ. ಅವುಗಳ ದೂರವನ್ನು ಕಂಡು ಹಿಡಿಯಲೂ óಷೇಪ್ಲಿ ಎಂಬುವವನು ನಿಯಮವನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿದಿದ್ದಾನೆ.೧೩

ವಿಧಾನ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಖಗೋಳವಿಜ್ಞಾನದಲ್ಲಿ, ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ವರ್ಗೀಕರಣ ಅವುಗಳ ವರ್ಣ ವಿಭಜನೆ (ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರಲ್) ಗುಣಲಕ್ಷಣಗಳನ್ನು ಆಧರಿಸಿ ಮಾಡಿದೆ. ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ವರ್ಗೀಕರಣ. ನಕ್ಷತ್ರದಿಂದ ಬಂದ ವಿದ್ಯುತ್ಕಾಂತೀಯ ವಿಕಿರಣವನ್ನು ಒಂದು ವರ್ಣಪಟಲ (ಪ್ರಿಸಮ್) ಅಥವಾ ವಿವರ್ತನೆ ಹೀರಿಕೆಯ ರೇಖೆಗಳ ವೈವಿಧ್ಯಗೊಂಡ ಬಣ್ಣಗಳ ವರ್ಣವಿಭಜನೆ (ಕಾಮನಬಿಲ್ಲು) ಪ್ರದರ್ಶನದ ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರಮ್ ಒಳಗೆ ಜಾಲರಿಮಾಡಿ ಅದನ್ನು ವಿಭಜಿಸುವ ಮೂಲಕ ವಿಶ್ಲೇಷಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಪ್ರತಿಯೊಂದು ಬಣ್ಣದ ಸಾಲೂ ನಿರ್ದಿಷ್ಟ ರಾಸಾಯನಿಕ ಅಂಶದ ಅಯಾನು ಹೇರಳವಾಗಿರುವುದನ್ನು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ. ಅದರ ಮುಖ್ಯ ಫಲಿತಾಂಶವನ್ನು ಕೆಳಗೆಕೊಟ್ಟಿದೆ.[೨೩] ಟೇಬಲ್'ಗೆ: Stellar classification[೨೪]

ತಾರಾವರ್ಗ ವಿವರ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ವರ್ಗ ಶಾಖ-ಪ್ರಮಾಣ ತಾರೆಯ ನಿಗದಿತ ಬಣ್ಣ ವಾಸ್ತವಿಕ ಸ್ಪಷ್ಟ ಬಣ್ಣ ಪ್ರಧಾನ ಶ್ರೇಣಿ-ಸೂರ್ಯತ್ರಿಜ್ಯ ಪ್ರಧಾನ ಶ್ರೇಣಿ-ಸೂರ್ಯದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಮುಖ್ಯ ಅನುಕ್ರಮ ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆ ಜಲಜನಕ ರೇಖೆ ಎಲ್ಲದರ ಭಿನ್ನಾಂಶ
O ≥ 30,000 K ನೀಲಿ ನೀಲಿ ≥ 16 M☉≥ 6.6 R☉≥ 30,000 L☉ ದುರ್ಬಲ ~0.00003%
B 10,000–30,000 K ನೀಲಿ ಬಿಳಿ ಆಳವಾದ ನೀಲಿ ಬಿಳಿ 2.1–16 M☉ 1.8–6.6 R☉ 25–30,000 L☉ ಮಧ್ಯಮ 0.13%
A 7,500–10,000 K ಬಿಳಿ ನೀಲಿ ಬಿಳಿ 1.4–2.1 M☉ 1.4–1.8 R☉ 5–25 L☉ ಪ್ರಬಲ 0.6%
F 6,000–7,500 K ಹಳದಿ, ಬಿಳಿ ಬಿಳಿ 1.04–1.4 M☉ 1.15–1.4 R☉ 1.5–5 L☉ ಮಧ್ಯಮ 3%
G 5,200–6,000 K ಹಳದಿ ಹಳದಿ ಬಿಳಿ 0.8–1.04 M☉ 0.96–1.15 R☉ 0.6–1.5 L☉ ದುರ್ಬಲ 7.6%
K 3,700–5,200 K ಕಿತ್ತಳೆ ಮಸುಕಾದ ಹಳದಿ ಕಿತ್ತಳೆ 0.45–0.8 M☉ 0.7–0.96 R☉ 0.08–0.6 L☉ ಅತ್ಯಂತ ದುರ್ಬಲ 12.1%
M 2,400–3,700 K ಕೆಂಪು ತಿಳಿ ಕಿತ್ತಳೆ ಕೆಂಪು 0.08–0.45 M☉ ≤ 0.7 R☉ ≤ 0.08 L☉ ಅತ್ಯಂತ ದುರ್ಬಲ 76.45%

ತಾರಾವರ್ಗ ನಕ್ಷೆಯ ವಿವರಣೆ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ವರ್ಗ ಒ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಉದಾ:ಝೀಟಾ ಪಪ್ಪೀಸ್;Zeta Puppis
  • ವರ್ಗ ಒ (O-type:Class O) ವಿಭಾಗದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಆತಿ ಶಾಖದವು; ಅತ್ಯಂತ ಪ್ರಕಾಶವುಳದಳ್ಳವು. ಅವುಗಳು ಸೂಸುವ ವಿಕಿರಣ ಹೆಚ್ಚು ಅಲ್ಟ್ರಾವಯಲೆಟ್ ಶ್ರೇಣಿಯವು. ಈ ಬಗೆಯ ಪ್ರಮುಖ ಪ್ರಧಾನ ಸ್ರೇಣಿಯ-ನಕ್ಷತ್ರಗಳು( ದೈತ್ಯ); ಅಪರೂಪವಾಗಿ ಇವೆ. ಸೌರ ನೆರೆಹೊರೆಯಲ್ಲಿ 3,000,000 ದಲ್ಲಿ ಒಂದು ಮಾತ್ರಾ (0.00003%). ಇವು ಮುಖ್ಯ-ಪ್ರಧಾನ ಸ್ರೇಣಿಯ ಒ ಟೈಪ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಾಗಿವೆ. ಬೃಹತ್ ಶ್ರೇಣಿಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಕೆಲವು ಈ ರೋಹಿತದ ವರ್ಗ ಸೇರಿವೆ.
  • ಸೂರ್ಯ ಜಿ (G) ಬಗೆಯ ನಕ್ಷತ್ರ. ಅದರ ಮೇಲ್ಮೈಶಾಖ ಸೊಮಾರು 6000 ಡಿಗ್ರಿ ಕೆ. ಇದರ ಶಾಖ 30,000 ಡಿಗ್ರಿ ಕೆ. ಸೂರ್ಯನ 5 ರಷ್ಟು ಹೆಚ್ಚು ಶಾಖದ್ದು. ಒ ಟೈಪ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ತುಂಬಾ ಬಿಸಿ; ಬೇಗ ಬೇಗ ತಮ್ಮ ಜಲಜನಕ ಇಂಧನ ಬಳಸುವ ಮೂಲಕ ತಿರುಳನ್ನು ಬೇಗನೆ ದಹಿಸುತ್ತವೆ, ಆದ್ದರಿಂದ ಅವು ಮುಖ್ಯ ಅನುಕ್ರಮ ವಿಭಾಗದಿಂದ ಹೊರಬರುವ ಮೊದಲ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು.

ವರ್ಗ ಬಿ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಅಲುದ್ರಾ (Aludra ಕ್ಯಾನಿಸ್ ಮೇಜರ್ನಲ್ಲಿ ಕಾಣಬಹುದು ಒಂದು B5 ಅತಿದೊಡ್ಡದೈತ್ಯ (ಕಲಾವಿದನ ಅಭಿಪ್ರಾಯದಲ್ಲಿ.)
  • ವರ್ಗ ಬಿ ವಿಭಾಗ: (B-type: Class B)ಬಿ ಮಾದರಿಯ ಪ್ರಧಾನ ಅನುಕ್ರಮ ತಾರೆ ನೀಲಿ ದೈತ್ಯ ಮತ್ತು ನೀಲಿ ಅತಿದೊಡ್ಡದೈತ್ಯ. ಬಿ ಟೈಪ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಬಹಳ ಹೊಳೆಯುವ ತಾರೆಗಳು ಮತ್ತು ನೀಲಿ ಬಣ್ಣದವು. ಇವು ಅವರ ಉಪಜಾತಿಯಲ್ಲಿ ವರ್ಣರೇಖೆ B2 ಅತ್ಯಂತ ಪ್ರಮುಖವಾದವು ಅದು ತಟಸ್ಥ ಹೀಲಿಯಂ, ಮತ್ತು ಮಧ್ಯಮ ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ರೇಖೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ. O-ಮತ್ತು B-ವಿಧದ (ಬಿ ಟೈಪ್) ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಅತಿ ಕ್ರಿಯಾಶೀಲ, ಆದ್ದರಿಂದ ಇಂಧನವನ್ನೆಲ್ಲಾ ಬೇಗ ಖಾಲಿಮಾಡುತ್ತವೆ; ಹಾಗಾಗಿ ಕಡಿಮೆ ಕಾಲ ಬಾಳುತ್ತವೆ.
  • ಈ ತಾರಾವರ್ಗಗಳನ್ನು ಪುನಹ 10 ಉಪವರ್ಗಗಳಾಗಿ ವಿಂಗಡಿಸಲಾಗಿದೆ - B1, B2, B3, B4,...10B ಹೀಗೆ)

ವರ್ಗ ಎ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

Fomalhaut, ಫೋಮಲಾಟ್ ಒಂದು, A3 ಮುಖ್ಯ ಅನುಕ್ರಮ ನಕ್ಷತ್ರ.
  • ವರ್ಗಎ ವಿಭಾಗದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು(A-type:Class A) ಸಾಮಾನ್ಯ ಬರಿಗಣ್ಣಿಗೆ ಕಾಣುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಸಾಲಿಗೆ ಸೇರಿವೆ. ಎ ಮಾದರಿಯ ಪ್ರಧಾನ ಅನುಕ್ರಮ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಬಿಳುಪು ಅಥವಾ ನೀಲಿ ಬಿಳಿ ಬಣ್ಣದವು.. ಅವು ಪ್ರಬಲ ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ರೇಖೆಗಳು, A0 ಮೂಲಕ ಗರಿಷ್ಠ, ಮತ್ತು ಅಯಾನೀಕೃತ ಲೋಹಗಳ ರೇಖೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ-((Fe II, Mg II, Si II) at a maximum at A5. ); ಅದರಲ್ಲಿ A5 ಗರಿಷ್ಠ ಪ್ರಮಾಣ ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ.
  • A3 ಪ್ರಧಾನ ಅನುಕ್ರಮ ನಕ್ಷತ್ರ ಫೋಮಲಾಟ್ ತಾರೆ ಹೊಸದಾಗಿ ಕಂಡುಹಿಡಿದದ್ದು; ಭೂಮಿಯಂತಹ ಕಕ್ಷೆಯ ಗ್ರಹ ಇದೆ. ಸುಮಾರು ಅದು ನಮ್ಮ ಸೂರ್ಯನ 15 ರಷ್ಟು ಪ್ರಕಾಶವುಳ್ಳದ್ದು, ಅದಕ್ಕೂ ಹೆಚ್ಚು ಶಾಖದ್ದು.ಚಿತ್ರ->

ವರ್ಗ ಎಫ್[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ವರ್ಗ ಎಫ್ :(F-type:Class F)ಈ- ಮಾದರಿಯವು ಪ್ರಧಾನ ಅನುಕ್ರಮ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು. ಕ್ಯನೊಪಸ್, ಈ ಮಾದರಿಯ ಮಹಾದೈತ್ಯ ತಾರೆ. ಮತ್ತು ರಾತ್ರಿ ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಎರಡನೇ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ನಕ್ಷತ್ರ. ಎಫ್ ವಿಭಾಗದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಸಿಎɪɪ (Ca II)ರ ಎಚ್ ಮತ್ತು ಕೆ ವರ್ಣಪಟಲ ರೇಖೆಗಲನ್ನು ಧೃಡಪಡಿಸುವ ಹಾಗಿವೆ. ತಟಸ್ಥ ಲೋಹಗಳ (ಫೆ ɪ, ಸಿಆರ್ɪ -Fe I, Cr I) ಕೊನೆಯಲ್ಲಿ ಎಫ್ ನ ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರಮ‍್ ಅಯಾನೀಕೃತ ಲೋಹದ ರೇಖೆಗಳನ್ನು ಪಡೆಯಲು ಆರಂಭಿಸಿವೆ. ಅವುಗಳ ವರ್ಣಪಟಲ ದುರ್ಬಲ ಜಲಜನಕ ರೇಖೆಗಳನ್ನು ಮತ್ತು ಅಯಾನೀಕೃತ ಲೋಹಗಳ ಕುರುಹು ಹೊಂದಿವೆ. ಅವುಗಳ ಬಣ್ಣ ಬಿಳಿ. ಸೌರ ನೆರೆಹೊರೆಯಲ್ಲಿ ಈ ಬಗೆಯ ಎಫ್ ಪ್ರಧಾನ ಸರಣಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು 33 (3.03%) ರಲ್ಲಿ 1 ರಂತೆ ಇವೆ.

ವರ್ಗ ಜಿ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಸೂರ್ಯ, ಒಂದು ಮಾದರಿ G2 ಪ್ರಧಾನ ಶ್ರೇಣಿ ತಾರೆ (main-sequence star)
  • ವರ್ಗ ಜಿ :(G-type:Class G) ಜಿ ಮಾದರಿಯ ತಾರೆಗಳು ಮುಖ್ಯ ಅನುಕ್ರಮ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಮತ್ತು ಹಳದಿ ಪ್ರಧಾನ ಶ್ರೇಣಿ ತಾರೆ. ಸೂರ್ಯ ಒಂದು ಪಕ್ಕಾ ಜಿ 2 ಮುಖ್ಯ ಅನುಕ್ರಮ ತಾರೆ. ಸೂರ್ಯ ಸೇರಿದಂತೆ ಜಿ ವಿಭಾಗದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು, ಪ್ರಮುಖವಾಗಿ ಎಚ್ ಮತ್ತು ಕೆ 2 (H and K lines of Ca II) ರೇಖೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. ಇದು ಸಿಎ 2 (Ca II)ರೇಖೆ ಎದ್ದು ಕಾಣುವುದು. ಅವು ಎಫ್ ಶ್ರೇಣಿಗಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಜಲಜನಕ ರೇಖೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ, ಜೊತೆಗೆ ಅಯಾನೀಕೃತ ಲೋಹಗಳು ಜೊತೆಗೆ, ಅವು ತಟಸ್ಥ ಲೋಹಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. ಸಿಎಚ್ ಅಣುಗಳ (CH molecules) ಜಿ ಬ್ಯಾಂಡ್’ಗಳಲ್ಲಿ ಪ್ರಮುಖ ವಿದ್ಯುತ್ ತ್ತರಂಗ ಬದPಲಾವಣೆ ಕಾಣುವುದು. ವರ್ಗ ಜಿ ಮುಖ್ಯ-ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಸೌರ ನೆರೆಹೊರೆಯಲ್ಲಿ ಸುಮಾರು 7.5% ನಷ್ಟು ಇವೆ; ಅವು 13ರಲ್ಲಿ ಒಂದು ಇರುವುದು.
  • ಜಿ ಯು "ಹಳದಿ ಎವಲ್ಯೂಷನರಿ ಶೂನ್ಯ" ಕ್ಕೆ ಆತಿಥೇಯ. ಪ್ರಧಾನ ಶ್ರೇಣಿ ತಾರೆಗಳು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಒ ಅಥವಾ ಬಿ (ನೀಲಿ) ಮತ್ತು ಕೆ ಅಥವಾ ಎಮ್ (ಕೆಂಪು) ನಡುವೆ ಬದಲಾಗುತ್ತಿರುತ್ತವೆ. ಅವು ಹೀಗೆ ಬದಲಾಗುತ್ತಿರುವಾಗ, ಅವು ಹಳದಿ ಪ್ರಧಾನ ಶ್ರೇಣಿಯ ಜಿ ವರ್ಗೀಕರಣದಲ್ಲಿ ಬಹಳ ಕಾಲ ಉಳಿಯುವುದಿಲ್ಲ. ಕಾರಣ ಪ್ರಧಾನ ಶ್ರೇಣಿಯ 'ಜಿ' ಸ್ಥಿತಿ ಒಂದು ಅತ್ಯಂತ ಅಸ್ಥಿರ ಸ್ಥಿತಿಯಾಗಿದೆ.

ವರ್ಗ ಕೆ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

[Arcturus],ಆರಕ್ಚುರಸ್'ಕೆ1.5 ಮಹಮಹಾದೈತ್ಯತಾರೆ(a K1.5 giant)
  • ವರ್ಗ ಕೆ:(K-type:Class K)ಕೆ ಕೌಟುಂಬಿಕತೆ ಪ್ರಧಾನ ಅನುಕ್ರಮ ತಾರೆ. ಕೆ ಟೈಪ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಕಿತ್ತಳೆ ಬಣ್ಣದವು. ಸೂರ್ಯನಿಗಿಂತ ಸ್ವಲ್ಪ ತಂಪಾದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು. ಈ ಬಗೆಯ ಪ್ರಧಾನ-ಸರಣಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಸೌರ ನೆರೆಹೊರೆಯಲ್ಲಿ 12% ರಷ್ಟು ಇವೆ ; ಅಂದರೆ ಸುಮಾರು ಎಂಟು ತಾರೆಗಳಿಗೆ ಒಂದು ತಾರೆ ಇದೆ. ಕೆ' ವರ್ಗದ ದೈತ್ಯ ತಾರೆಗಳಿಂದ ಹಿಡಿದು ಆರ್’ಡಬ್ಳ್ಯು ಸೇಫಾಯಿ (RW Cephei) ಯಂಥ ಮಹಾದೈತ್ಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಇವೆ, ಮತ್ತು ಆರ್ಕ್ಟರಸ್’’ (Arcturus), ಅಂತಹ ಮಹಮಹಾದೈತ್ಯಗಳೂ ಇವೆ. ಆಲ್ಫಾ ಸೆಂಟುರಿಯಂಥ (Alpha Centauri B) ಕಿತ್ತಳೆ ಕುಬ್ಜಗಳು, ಬಿ ರೀತಿಯ ಪ್ರಧಾನ ಅನುಕ್ರಮ ತಾರೆಗಳು.
  • ಆ ಎಲ್ಲಾ ತಾರೆಗಳೂ ಅತಿಹೆಚ್ಚು ದುರ್ಬಲ ಹೈಡ್ರೋಜನ್ ವರ್ಣರೇಖೆಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ ಮತ್ತು ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ತಟಸ್ಥ ಲೋಹಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. (ಕಬ್ಬಿಣ 1, ಮ್ಯಾ 1, ಸಿ 1 (Mn I, Fe I, Si I).. ಕೊನೆಯ ಹಂತದಲ್ಲಿ ಕೆ’ ಸ್ರೇಣಿಯವು ಟೈಟಾನಿಯಂ ಆಕ್ಸೈಡ್ ಆಣ್ವಿಕದ ಮೂಲಕ ಬಂಧ(ಬ್ಯಾಂಡ್) ಉಳಿಯುವುದು. ಕೆ' ವರ್ಣವರ್ಗ (ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರಮ್) ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಸಂಭಾವ್ಯ ವಾಸಯೋಗ್ಯ ವಲಯದ ಒಳಗೆ ಗ್ರಹಗಳು ಪರಿಭ್ರಮಿಸುವುದಲ್ಲದೆ, ಜೀವನ ವಿಕಾಸವಾಗುತ್ತಿರುವ ಸಾಧ್ಯತೆಗಳನ್ನು ಹೆಚ್ಚಿಸುತ್ತದೆ.

[೨೫]

ವರ್ಗ ಎಮ್[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

UY Scuti, an M4 supergiant-ಒಂದು ಮಹಮಹಾದೈತ್ಯ ತಾರೆ ಎಮ್'4
  • ವರ್ಗ ಎಮ್ :(M- type:Class M)ಕೆಂಪು ಕುಬ್ಜ, ಕೆಂಪು ದೈತ್ಯ ಮತ್ತು ಕೆಂಪು ಮಹಮಹಾದೈತ್ಯ ಇವೆಲ್ಲಾ ಈವರ್ಗದಲ್ಲಿವೆ. ಯು.ವೈ.ಸ್ಕುಟಿ -ಒಂದು ಎಮ್4 ಮಹಮಹಾದೈತ್ಯ ತಾರೆ. ವರ್ಗ ಎಂ' ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಅತ್ಯಂತ ಹೆಚ್ಚು ಇವೆ. ಸೌರ ನೆರೆಹೊರೆಯಲ್ಲಿ ವರ್ಗ ಎಂ' ತಾರೆಗಳು- ಪ್ರಧಾನ-ವರ್ಗದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಸುಮಾರು 76% ಇವೆ; ಆದಾಗ್ಯೂ, ವರ್ಗ ಎಂ' ಮುಖ್ಯ-ನಕ್ಷತ್ರಗಳು (ಕೆಂಪು ಕುಬ್ಜ) ಪ್ರಕಾಶದಲ್ಲಿ ಸಾಕಷ್ಟು ಕಡಿಮೆಯಿರುವಂಥವು; ಅವು ಕಡಿಮೆ ಕಾಂತಿವರ್ಗದವು. ಸಲಕರಣೆ ರಹಿತವಾಗಿ ಬರಿ ಕಣ್ಣಿಗೆ ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಕಾಣದು. ನೋಡಲು ದೂರದರ್ಶಕ ಬೇಕು. (ತೀರಾ ಶುದ್ಧ ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಕಾಣುವ ಸಾಧ್ಯತೆ ಇದೆ). ಒ’- ವರ್ಗ ಪ್ರಧಾನ ಅನುಕ್ರಮ ತಾರೆ, ಎಮ್’ಒ’ವಿ ಲಾಕಾಯಿಲೆ 8760 (M0V Lacaille 8760), 6.6 ಪ್ರಮಾಣ ಕಾಂತಿವರ್ಗದ ಪ್ರಕಾಶದ್ದು, (ಒಳ್ಳೆಯ ಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿ ಬರಿ ಕಣ್ಣಿನ ಗೋಚರ ಸಾದ್ಯ. ಗೋಚರ ಪ್ರಮಾಣವು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ 6.5 ಕಾಂತಿವರ್ಗದ್ದು ಅದರ ಮೇಲಿನದು ಬರಿಕಣ್ಣಗೆ ಗೋಚರವೆಂದು ಹೇಳಲಾಗಿದೆ.).
  • ಅತಿ ಹೆಚ್ಚಿನ ಎಂ' ವರ್ಗದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಕೆಂಪು ಕುಬ್ಜಗಳು; ಅತಿದೈತ್ಯ ಮತ್ತು ಕೆಲವು ಮಹಾದೈತ್ಯ ; ಉದಾ: ವಿವೈ ಕ್ಯಾನಿಸ್ ಮಜೋರಿಸ್, ಆಂಟಾರಿಸ್ ಮತ್ತು ಬೆಟೆಲ್ಗ್ಯೂಸ್ನ.( VY Canis Majoris, Antares and Betelgeuse). ಆದಾಗ್ಯೂ ಕೆಲವು ಇದಲ್ಲದೆ, ಸಹ ಎಂ’ ವರ್ಗದ ಬಿಸಿಯಾಗಿರುವ ಕೆಂಪು-ಕಂದು ಕುಬ್ಜಗಳು (ಬ್ರೌನ್ ಡ್ವಾರ್ಪ್) ವರ್ಗ ಎಂ’ ಶ್ರೇಣಿಯ ಕೊನೆಯಲ್ಲಿ ಇವೆ. ಇವು 6.5 ರಿಂದ 9.5 ಕಾಂತಿವರ್ಗದ ಶ್ರೇಣಿಯವು. ಎಂ'. ವರ್ಗದ ನಕ್ಷತ್ರವು ರೋಹಿತ ಆಕ್ಸೈಡ್ ಕಣಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ. ವಿಶೇಷವಾಗಿ ಟಿಐಒ{TiO-Titanium(II)}oxide) ಪಟ್ಟಿಗಳು ವರ್ಣಪಟಲದಲ್ಲಿ ಗೋಚರವಾಗುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಎಲ್ಲಾ ತಟಸ್ಥ ಲೋಹಗಳು ಇರುವುವು. ಆದರೆ ಜಲಜನಕ ಹೀರಿಕೆಯ (absorption lines of hydrogen) ರೇಖೆಗಳು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಇರುವುದಿಲ್ಲ. ಎಂ' ವರ್ಗದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಟಿಐಒ ಪಟ್ಟಿ (ಬ್ಯಾಂಡ್) ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿರುತ್ತವೆ. ಎಮ್ 5 ಮಾದರಿಯಲ್ಲಿ. ವೆನೆಡಿಯಂɪɪ ವರ್ಣಪಟಲದ ಗೋಚರ ಹೆಚ್ಚು ಪ್ರಬಲವಾಗಿದೆ. ಎಂ' ವರ್ಗದ ಕೊನೆಯಲ್ಲಿ ಆಕ್ಸೈಡ್ ಬ್ಯಾಂಡ್ ಇರುತ್ತದೆ,[೨೬]

ನಕ್ಷತ್ರ ರಚನೆ-ಹೊಸ ಅಧ್ಯಯನ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

  • ವಿಶ್ವ (ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡಗಳು) ನಿಧಾನವಾಗಿ ಸ್ವಚ್ಛಗೊಳ್ಳುತ್ತಿದೆ! ವಿವಿಧ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳಲ್ಲಿ (ಗೆಲಾಕ್ಸಿ) ಸೃಷ್ಟಿಯಾಗುತ್ತಿ ರುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಅಂತರಿಕ್ಷದಲ್ಲಿರುವ ದೂಳು, ಕಸವನ್ನು ನುಂಗುತ್ತಿವೆ. ಇದರಿಂದಾಗಿ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದಲ್ಲಿನ ದೂಳು ಕಣಗಳು ಕಡಿಮೆಯಾಗುತ್ತಿವೆ ಎಂದು ಹೊಸ ಅಧ್ಯಯನ ಹೇಳಿದೆ.
  • ಭೂಮಿಯ ವಾತಾವರಣದಲ್ಲಿ ದೂಳಿನ ಕಣಗಳು ಇರುವಂತೆ ನಿರ್ವಾತ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದಲ್ಲೂ ಸೌರ ದೂಳಿನ ಕಣಗಳಿವೆ. ಬ್ರಿಟನ್ನಿನ ಕಾರ್ಡಿಫ್‌ ವಿಶ್ವವಿದ್ಯಾಲಯದ ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳ ನೇತೃತ್ವದ ತಂಡ ಈ ಬಗ್ಗೆ ಅಧ್ಯಯನ ನಡೆಸಿದ್ದಾರೆ. 1,200 ಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳ ಹಿಂದೆ ರೂಪುಗೊಂಡಿದ್ದ ನಕ್ಷತ್ರ ಪುಂಜಗಳ ಉಗಮದ ಬಗ್ಗೆ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದಲ್ಲಿರುವ ಹರ್ಶೆಲ್‌ ದೂರದರ್ಶಕವನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಂಡು ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ಅಧ್ಯಯನ ನಡೆಸಿದ್ದಾರೆ. ನಂತರ, ಇತ್ತೀಚೆಗೆ ರಚನೆಗೊಂಡಿರುವಂತಹ ಗೆಲಾಕ್ಸಿಗಳೊಂದಿಗೆ ಅವುಗಳನ್ನು ಹೋಲಿಕೆ ಮಾಡಿದ್ದಾರೆ. ಈಗಿನ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡಕ್ಕೆ ಹೋಲಿಸಿದರೆ ಹಿಂದೆ ಭಾರಿ ವೇಗವಾಗಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಸೃಷ್ಟಿಯಾಗುತ್ತಿದ್ದವು ಎಂಬುದು ಅಧ್ಯಯನದಿಂದ ಗೊತ್ತಾಗಿದೆ. ಅಂತರಿಕ್ಷದಲ್ಲಿ ಭಾರಿ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಹರಡಿಕೊಂಡಿದ್ದ ದೂಳನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಂಡು ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಕಡಿಮೆ ಅವಧಿಯಲ್ಲೇ ರೂಪು ತಳೆಯುತ್ತಿದ್ದವು. ಈಗ ದೂಳಿನ ಪ್ರಮಾಣ ಕಡಿಮೆ ಯಾಗಿರುವುದರಿಂದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಉಗಮ ನಿಧಾನವಾಗುತ್ತಿದೆ ಎಂದು ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ವಿಶ್ಲೇಷಿಸಿದ್ದಾರೆ.
  • ದೂಳು: ಸಣ್ಣ ಸಣ್ಣ ಕಣಗಳಿಂದ ಕೂಡಿರುವ ದೂಳು, ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ನಡುವೆ ಕಂಡು ಬರುತ್ತದೆ. ನಕ್ಷತ್ರ ಮತ್ತು ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳ ಉಗಮಕ್ಕೆ ಅಂತರಿಕ್ಷದಲ್ಲಿರುವ ದೂಳು ಮತ್ತು ಅನಿಲ ಮೂಲವಸ್ತುಗಳು. ಇವುಗಳನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಂಡೇ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ರೂಪುಗೊಳ್ಳುತ್ತವೆ.
  • ಸ್ಪಂಜಿನ ರೀತಿಯಲ್ಲೂ ಕಾರ್ಯ ನಿರ್ವಹಿಸುವ ಈ ದೂಳಿನ ಹೊದಿಕೆಗಳು, ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಹೊರಸೂಸುವ ಬೆಳಕಿನಲ್ಲಿ ಅರ್ಧದಷ್ಟನ್ನು ಹೀರಿಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ಈ ಕಾರಣದಿಂದಾಗಿ ದೂಳಿನ ಹಿಂದೆ ಇರುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು, ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳನ್ನು ಸಾಮಾನ್ಯ ದೂರದರ್ಶಕಗಳ ಮೂಲಕ ನೋಡುವುದಕ್ಕೆ ಸಾಧ್ಯವಿಲ್ಲ. ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದಲ್ಲಿ ಕಣ್ಣಿಗೆ ಕಾಣದ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳ ಬಗ್ಗೆ ಅಧ್ಯಯನ ನಡೆಸುವುದಕ್ಕಾಗಿಯೇ ಹರ್ಶೆಲ್‌ ದೂರದರ್ಶಕವನ್ನು 2009ರಲ್ಲಿ ಉಡಾವಣೆ ಮಾಡಲಾಗಿದೆ.
  • ಇನ್‌ಫ್ರಾರೆಡ್‌ ಕಿರಣವನ್ನು ಹೊರ ಸೂಸುವ ಮೂಲಕ ಈ ದೂರದರ್ಶಕವು ಅಂತರಿಕ್ಷದಲ್ಲಿರುವ ದೂಳನ್ನು ಪತ್ತೆಹಚ್ಚುವ ಸಾಮರ್ಥ್ಯ ಹೊಂದಿದೆ. ಅದರಿಂದ ದೂಳಿನ ಹೊದಿಕೆಯ ಹಿಂದಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಮತ್ತು ಗೆಲಾಕ್ಸಿಗಳ ಇರುವಿಕೆ ಮೇಲೆ ಬೆಳಕು ಚೆಲ್ಲುತ್ತಿದೆ.[೨೭]

ಭೂಮಿ ಮತ್ತು ಸೂರ್ಯರಿಗೆ ಅತಿ ಸಮೀಪದ ನಕ್ಷತ್ರ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

  • ಪ್ರಾಕ್ಸಿಮ ಸೆಂಟುರಿ (ಲ್ಯಾಟಿನ್'ನಲ್ಲಿ "ಹತ್ತಿರದ [ಸ್ಟಾರ್] ಸೆಂಟೌರಸ್ ನ") ಇದು ಒಂದು ಕೆಂಪು ಕುಬ್ಜ, ಸಣ್ಣದು, ಕಡಿಮೆ ತೂಕದ್ದು. ಸೂರ್ಯನಿಂದ ಬಗ್ಗೆ 4.25 ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷಗಳ, ದೂರದಲ್ಲಿದೆ, 'ಜಿ-ಮೇಘದ' ಒಳಭಾಗದ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದಲ್ಲಿ ಸೆಂಟೌರಸ್ ತಾರಾಪುಂಜದಲ್ಲದೆ. ಇದು ಸ್ಕಾಟಿಷ್’ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞ ರಾಬರ್ಟ್ ಇನ್ಸ್ ನು (ನಿರ್ದೇಶಕ) ದಕ್ಷಿಣ ಆಫ್ರಿಕಾದಲ್ಲಿ ಯೂನಿಯನ್ ವೀಕ್ಷಣಾಲಯದ ಮೂಲಕ 1915 ರಲ್ಲಿ ಕಂಡುಹಿಡಿದನು, ಇದು ಈಗ ತಿಳಿದಿರುವಮತೆ ಸುರ್ಯನಿಗೆ ಅತಿ ಹತ್ತಿರದ ತಾರೆ. ಇದು ಬರಿಗಣ್ಣಿನಲ್ಲಿ ಸ್ಪಷ್ಟವಾಗಿ ಕಾಣದ ತುಂಬಾ ಮಸುಕಾದ ತಾರೆ. ಆದರೂ ಅದರ ಕಾಂತಿವರ್ಗ 11,05. ಎರಡು ಮತ್ತು ಮೂರನೇ ಹತ್ತಿರದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಾದ ಬೈನರಿ ಆಲ್ಫಾ ಸೆಂಟುರಿಗೆ ಇದರ ದೂರ 0,237 +/- 0,011ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷ. (15,000 +/- 700 ಖ.ಮಾ.). ಪ್ರಾಕ್ಸಿಮ ಸೆಂಟುರಿ ಆಲ್ಫಾ ಸೆಂಟುರಿ (ಎ ಮತ್ತು ಬಿ,) ಜೊತೆ ತ್ರಿವಳಿ ತಾರಾ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿರವ ಸಾಧ್ಯತೆಯಿದೆ; ಆದರೆ ಅದರ ಕಕ್ಷೆಯ ಅವಧಿಯು 500,000 ವರ್ಷಗಳಿಗೂ ಹೆಚ್ಚಿಗೆ ಇರಬಹುದು.
  • ಭೂಮಿಗೆ ಪ್ರಾಕ್ಸಿಮ ಸೆಂಟುರಿ ತಾರೆ ಹತ್ತಿರವಿರುವ ಕಾರಣದಿಂದಾಗಿ, ಅದರ ಕೋನ ವ್ಯಾಸವನ್ನು ನೇರವಾಗಿ ಅಳತೆ ಮಾಡಬಹುದಾಗಿದೆ. ಅದರ ವ್ಯಾಸ ಸೂರ್ಯನ ಏಳನೇ ಒಂದು ಭಾಗ. ಅದರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಸೂರ್ಯನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ(ಎಂ.☉) ಎಂಟನೇ ಒಂದು ಭಾಗ. ಅದರ ಸರಾಸರಿ ಸಾಂದ್ರತೆ ಸೂರ್ಯನ 40 ರಷ್ಟು. ಆದರೆ ಇದು ಸೂರ್ಯನಿಗಿಂತ ಸರಾಸರಿ ಕಡಿಮೆ ಪ್ರಕಾಶಮಾನತೆ ಹೊಂದಿದೆ.

[೨೮]

PIA18003-ನಾಸಾ: ಸೂರ್ಯನ ಸಮೀಪದ ತಾರೆಗಳು; ಸೌರಮಂಡಲವು ಕೇಂದ್ರದಲ್ಲದೆ; Stars Near Sun-20140425-2

ಆಕಾಶದ ತಾರೆಗಳ ಬಗೆಗೆ ಕವಿಯ ಉದ್ಗಾರ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

The Star
Twinkle, twinkle, little star,
How we wonder what you are.
Up above the world so high,
Like a diamond in the sky.
When the glorious sun has set,
And the grass with dew is wet,
Then you show your little light,
Twinkle, twinkle, all the night.
When the golden sun doth rise,
Fills with shining light the skies,
Then you fade away from sight,
Shine no more 'till comes the night.
  • by Jane Taylor, "The Star".

{{'ಮೇಲೆ ನೋಡೆ ಕಣ್ಣ ತಣಿಪ ನೀಲ ಪಟದಿ ವಿವಿಧ ರೂಪಜಾಲಗಳನು ಬಣ್ಣಿಸಿರ್ಪ ಚಿತ್ರಚತುರನಾರ್'[ಕವಿ ?]}}

ನೋಡಿ[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

-ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜ//ನಕ್ಷತ್ರ//ನಕ್ಷತ್ರಕೂಟ//xxನಕ್ಷತ್ರ ಸಮೂಹxx// ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ ಹೊನಲು//ಸೆಂಟಾರ್ ಗ್ರಹಾಭ// ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹಗಳ ಮೇಲೆ ವಸಾಹತು //ಅವಶೇಷ ತಟ್ಟೆ//ಮುಖ್ಯ ಹೊನಲಿನ ಧೂಮಕೇತು//ಟ್ರೋಜನ್ ಕ್ಷುದ್ರಗ್ರಹ(ಇವುಗಳನ್ನೆಲ್ಲಾ ಸರಿಪಡಿಸುವ/ವ್ಯಾಖ್ಯಾನಿಸುವ ಅಗತ್ಯವಿದೆ)

  1. ಇರಾಸ್
  2. ಕ್ಷುದ್ರ ಗ್ರಹ
  3. ೪೩೩ ಇರೊಸ್
  4. ಕ್ಷೀರಪಥ
  5. ಸೌರಮಂಡಲ
  6. ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡ

ಉಲ್ಲೇಖಗಳು[ಬದಲಾಯಿಸಿ]

  1. http://www.space.com/29270-milky-way-size-larger-than-thought.html
  2. Simon Singh (2005). Big Bang: The Origin of the Universe. Harper Perennial. p. 560.
  3. Ripley, George; Dana, Charles A., eds. (1879). "Nebula". The American Cyclopædia.
  4. Nancy Atkinson (4 October 2012). "Eye-Like Helix Nebula Turns Blue in New Image". Universe Today.
  5. Bahcall, John N. (June 29, 2000). "How the Sun Shines". Nobel Foundation. Retrieved 2006-08-30.
  6. Richmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. Retrieved 2006-08-04.
  7. "Stellar Evolution & Death". NASA Observatorium. Archived from the original on 2008-02-10. Retrieved 2006-06-08
  8. ನಕ್ಷತ್ರಗಳ-ಉಗಮಕ್ಕೆ-ಸಣ್ಣ-ಗ್ಯಾಲಕ್ಸಿ-ಇಂಧನ-ಬಳಕೆ
  9. Iben, Icko, Jr. (1991). "Single and binary star evolution". Astrophysical Journal Supplement Series 76: 55–114.
  10. Tøndering, Claus. "Other ancient calendars"
  11. "Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet[[೧]]
  12. "UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away [[೨]]
  13. Mengel, J. G.; et al. (1979). "Stellar evolution from the zero-age main sequence". Astrophysical Journal Supplement Series 40: 733–791.
  14. "UY Scuti - Universe Guide:[[೩]]
  15. E. M.; Massey, P.; Plez, B.; Olsen, K. A. G. (2009). "The Physical Properties of the Red Supergiant Woh G64: The Largest Star Known?[[೪]]
  16. "Sirius B [[೫]]
  17. Provencal, J. L.; et al. (2002), "Procyon B: Outside the Iron Box", The Astrophysical Journal 568[[೬]]
  18. ಜಗತ್ತುಗಳ ಹುಟ್ಟು ಸಾವು:ಆರ್.ಎಲ್.ನರಸಿಂಹಯ್ಯ-ಮೈಸೂರು.
  19. Astrophysical Journal Supplement Series 40:733–791
  20. http://certificate.ulo.ucl.ac.uk/modules/year_one/ROG/stellar_evolution/conWebDoc.727.html
  21. http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html
  22. Tylenda, R.; Acker, A.; Stenholm, B. (1993). "Wolf-Rayet Nuclei of Planetary Nebulae - Observations and Classification". Astronomy and Astrophysics Supplement 102: 595.
  23. T. J. Dupuy & A. L. Kraus (2013). "Distances, Luminosities, and Temperatures of the Coldest Known Substellar Objects". Science. published online 5 September 201
  24. Tables VII, VIII, Empirical bolometric corrections for the main-sequence, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 46 (November 1981), pp. 193–237,
  25. Sota, A.; Apellániz, J. Maíz; Morrell, N. I.; Barbá, R. H.; Walborn, N. R.; Gamen, R. C.; Arias, J. I.; Alfaro, E. J. (2014). "The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (Gosss). Ii. Bright Southern Stars". The Astrophysical Journal Supplement Series 211
  26. Garrison, R. F. (1994). "A Hierarchy of Standards for the MK Process". Astronomical Society of the Pacific 60:
  27. 02/07/2016:prajavani: ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದಲ್ಲಿ ಕಡಿಮೆಯಾಗುತ್ತಿದೆ ದೂಳು![[೭]]
  28. "A Family Portrait of the Alpha Centauri System: VLT Interferometer Studies the Nearest Stars". ESO. Retrieved May 10, 2016.[[೮]]
"https://kn.wikipedia.org/w/index.php?title=ನಕ್ಷತ್ರ&oldid=713522" ಇಂದ ಪಡೆಯಲ್ಪಟ್ಟಿದೆ