നക്ഷത്രങ്ങൾ എങ്ങനെയാണ് രൂപപ്പെടുന്നത്

പ്രപഞ്ചത്തിൽ നക്ഷത്രങ്ങൾ എങ്ങനെ രൂപപ്പെടുന്നു

പ്രപഞ്ചത്തിൽ ഉടനീളം നമുക്ക് ആകാശ നിലവറ രൂപപ്പെടുന്ന എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളും കാണാം. എന്നിരുന്നാലും, പലർക്കും നന്നായി അറിയില്ല നക്ഷത്രങ്ങൾ എങ്ങനെയാണ് രൂപപ്പെടുന്നത്. ഈ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ഉത്ഭവവും അവസാനവും ഉണ്ടെന്ന് നിങ്ങൾ അറിഞ്ഞിരിക്കണം. ഓരോ തരം നക്ഷത്രങ്ങൾക്കും വ്യത്യസ്ത രൂപീകരണമുണ്ട്, ആ രൂപീകരണത്തിനനുസരിച്ച് സ്വഭാവസവിശേഷതകളുമുണ്ട്.

ഈ ലേഖനത്തിൽ, നക്ഷത്രങ്ങൾ എങ്ങനെ രൂപപ്പെടുന്നു, അവയുടെ സ്വഭാവസവിശേഷതകൾ, പ്രപഞ്ചത്തിന് അവയുടെ പ്രാധാന്യം എന്നിവയെക്കുറിച്ച് ഞങ്ങൾ നിങ്ങളോട് പറയാൻ പോകുന്നു.

എന്താണ് നക്ഷത്രങ്ങൾ

നക്ഷത്രങ്ങൾ എങ്ങനെയാണ് രൂപപ്പെടുന്നത്

വാതകം (പ്രധാനമായും ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും) നിർമ്മിതമായ ഒരു ജ്യോതിശാസ്ത്ര വസ്തുവാണ് നക്ഷത്രം. ഗുരുത്വാകർഷണം കംപ്രസ്സുചെയ്യാനുള്ള പ്രവണതയും വാതക മർദ്ദം വികസിക്കുന്നതും മൂലമുള്ള സന്തുലിതാവസ്ഥ. ഈ പ്രക്രിയയിൽ, ഒരു നക്ഷത്രം അതിന്റെ കാമ്പിൽ നിന്ന് ധാരാളം ഊർജ്ജം ഉത്പാദിപ്പിക്കുന്നു, അതിൽ ഹൈഡ്രജനിൽ നിന്ന് ഹീലിയവും മറ്റ് മൂലകങ്ങളും സമന്വയിപ്പിക്കാൻ കഴിയുന്ന ഒരു ഫ്യൂഷൻ റിയാക്ടർ ഉണ്ട്.

ഈ സംയോജന പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളിൽ, പിണ്ഡം പൂർണ്ണമായും സംരക്ഷിക്കപ്പെടുന്നില്ല, പക്ഷേ ഒരു ചെറിയ അംശം ഊർജ്ജമായി പരിവർത്തനം ചെയ്യപ്പെടുന്നു. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ പിണ്ഡം വളരെ വലുതാണ്, ഏറ്റവും ചെറുത് പോലും, ഓരോ സെക്കൻഡിലും അത് പുറത്തുവിടുന്ന ഊർജ്ജത്തിന്റെ അളവും.

പ്രധാന സവിശേഷതകൾ

നക്ഷത്ര രൂപീകരണം

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രധാന സവിശേഷതകൾ ഇവയാണ്:

  • മാസാ: വളരെ വേരിയബിൾ, സൂര്യന്റെ പിണ്ഡത്തിന്റെ ഒരു അംശം മുതൽ സൂര്യന്റെ പിണ്ഡത്തിന്റെ പലമടങ്ങ് പിണ്ഡമുള്ള സൂപ്പർമാസിവ് നക്ഷത്രങ്ങൾ വരെ.
  • താപനില: എന്നതും ഒരു വേരിയബിളാണ്. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രകാശമാനമായ പ്രതലമായ ഫോട്ടോസ്ഫിയറിൽ താപനില 50.000-3.000 K പരിധിയിലാണ്. അതിന്റെ കേന്ദ്രത്തിൽ താപനില ദശലക്ഷക്കണക്കിന് കെൽവിനിലെത്തും.
  • വർണ്ണം: താപനിലയും ഗുണനിലവാരവുമായി അടുത്ത ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ചൂട് കൂടുന്തോറും അതിന്റെ നിറം നീല നിറമായിരിക്കും, അത് തണുത്തതാണെങ്കിൽ അത് ചുവപ്പായിരിക്കും.
  • തെളിച്ചം: ഇത് നക്ഷത്ര വികിരണത്തിന്റെ ശക്തിയെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു, സാധാരണയായി യൂണിഫോം അല്ല. ഏറ്റവും ചൂടേറിയതും വലുതുമായ നക്ഷത്രങ്ങളാണ് ഏറ്റവും തിളക്കമുള്ളത്.
  • വ്യാപ്‌തി: ഭൂമിയിൽ നിന്ന് നോക്കിയാൽ അതിന്റെ പ്രകടമായ തെളിച്ചം.
  • പ്രസ്ഥാനം: നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് അവയുടെ മണ്ഡലവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട് ആപേക്ഷിക ചലനവും അതുപോലെ ഭ്രമണ ചലനവുമുണ്ട്.
  • പ്രായം: ഒരു നക്ഷത്രത്തിന് പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ പ്രായം (ഏകദേശം 13 ബില്യൺ വർഷം) അല്ലെങ്കിൽ ഒരു ബില്യൺ വർഷം പ്രായമാകാം.

നക്ഷത്രങ്ങൾ എങ്ങനെയാണ് രൂപപ്പെടുന്നത്

നെബുല

ഗ്യാസിന്റെയും കോസ്മിക് പൊടിയുടെയും ഭീമാകാരമായ മേഘങ്ങളുടെ ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ചയാണ് നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപപ്പെടുന്നത്, അവയുടെ സാന്ദ്രത നിരന്തരം ചാഞ്ചാടുന്നു. ഈ മേഘങ്ങളിലെ പ്രധാന വസ്തുക്കൾ തന്മാത്രാ ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും ഭൂമിയിൽ അറിയപ്പെടുന്ന എല്ലാ മൂലകങ്ങളുടെയും ചെറിയ അളവുകളാണ്.

ബഹിരാകാശത്ത് ചിതറിക്കിടക്കുന്ന പിണ്ഡത്തിന്റെ പിണ്ഡം ഉണ്ടാക്കുന്ന കണങ്ങളുടെ ചലനം ക്രമരഹിതമാണ്. എന്നാൽ ചിലപ്പോൾ സാന്ദ്രത ഒരു നിശ്ചിത ഘട്ടത്തിൽ ചെറുതായി വർദ്ധിക്കുകയും കംപ്രഷൻ ഉണ്ടാക്കുകയും ചെയ്യുന്നു.

വാതകത്തിന്റെ മർദ്ദം ഈ കംപ്രഷൻ നീക്കം ചെയ്യാൻ ശ്രമിക്കുന്നു, എന്നാൽ തന്മാത്രകളെ ബന്ധിപ്പിക്കുന്ന ഗുരുത്വാകർഷണം ശക്തമാണ്, കാരണം കണങ്ങൾ പരസ്പരം അടുത്താണ്, ഇത് ഫലത്തെ പ്രതിരോധിക്കുന്നു. കൂടാതെ, ഗുരുത്വാകർഷണം കൂടുതൽ പിണ്ഡം വർദ്ധിപ്പിക്കും. ഇത് സംഭവിക്കുമ്പോൾ, താപനില ക്രമേണ വർദ്ധിക്കുന്നു.

ഇപ്പോൾ ലഭ്യമായ എല്ലാ സമയത്തും ഈ വലിയ ഘനീഭവിക്കൽ പ്രക്രിയ സങ്കൽപ്പിക്കുക. ഗുരുത്വാകർഷണം റേഡിയൽ ആണ്, അതിനാൽ തത്ഫലമായുണ്ടാകുന്ന ദ്രവ്യത്തിന്റെ മേഘത്തിന് ഗോളാകൃതിയിലുള്ള സമമിതി ഉണ്ടായിരിക്കും. അതിനെ പ്രോട്ടോസ്റ്റാർ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. കൂടാതെ, ദ്രവ്യത്തിന്റെ ഈ മേഘം നിശ്ചലമല്ല, പകരം ദ്രവ്യം ചുരുങ്ങുമ്പോൾ വേഗത്തിൽ കറങ്ങുന്നു.

കാലക്രമേണ, വളരെ ഉയർന്ന ഊഷ്മാവിലും ഭീമമായ സമ്മർദ്ദത്തിലും ഒരു കാമ്പ് രൂപപ്പെടും, അത് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഫ്യൂഷൻ റിയാക്ടറായി മാറും. ഇതിന് ഒരു നിർണായക പിണ്ഡം ആവശ്യമാണ്, എന്നാൽ അത് സംഭവിക്കുമ്പോൾ, നക്ഷത്രം സന്തുലിതാവസ്ഥയിൽ എത്തുകയും അതിന്റെ മുതിർന്ന ജീവിതം ആരംഭിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു.

നക്ഷത്ര പിണ്ഡവും തുടർന്നുള്ള പരിണാമവും

കാമ്പിൽ സംഭവിക്കാവുന്ന പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ അതിന്റെ പ്രാരംഭ പിണ്ഡത്തെയും നക്ഷത്രത്തിന്റെ തുടർന്നുള്ള പരിണാമത്തെയും ആശ്രയിച്ചിരിക്കും. സൂര്യന്റെ പിണ്ഡത്തിന്റെ 0,08 മടങ്ങിൽ താഴെയുള്ള പിണ്ഡത്തിന് (ഏകദേശം 2 x 10 30 കി.ഗ്രാം), കാമ്പ് ജ്വലിക്കാത്തതിനാൽ നക്ഷത്രങ്ങളൊന്നും ഉണ്ടാകില്ല. അങ്ങനെ രൂപപ്പെടുന്ന വസ്തു ക്രമേണ തണുക്കുകയും ഘനീഭവിക്കൽ ഇല്ലാതാകുകയും തവിട്ട് കുള്ളനെ ഉത്പാദിപ്പിക്കുകയും ചെയ്യും.

മറുവശത്ത്, പ്രോട്ടോസ്റ്റാർ വളരെ പിണ്ഡമുള്ളതാണെങ്കിൽ, ഒരു നക്ഷത്രമാകാൻ ആവശ്യമായ സന്തുലിതാവസ്ഥയിൽ എത്താൻ അതിന് കഴിയില്ല, അതിനാൽ അത് അക്രമാസക്തമായി തകരും.

നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപപ്പെടാനുള്ള ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ചയുടെ സിദ്ധാന്തം ബ്രിട്ടീഷ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനും പ്രപഞ്ച ശാസ്ത്രജ്ഞനുമായ ജെയിംസ് ജീൻസ് (1877-1946) ആണ്, അദ്ദേഹം പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ സ്ഥിരതയുള്ള സിദ്ധാന്തം വികസിപ്പിച്ചെടുത്തു. ഇന്ന്, ദ്രവ്യം നിരന്തരം സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്ന ഈ സിദ്ധാന്തം മഹാവിസ്ഫോടന സിദ്ധാന്തത്തിന് അനുകൂലമായി ഉപേക്ഷിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു.

നക്ഷത്ര ജീവിത ചക്രം

വാതകവും കോസ്മിക് പൊടിയും ചേർന്ന നെബുലകളുടെ ഘനീഭവിക്കുന്ന പ്രക്രിയ മൂലമാണ് നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപപ്പെടുന്നത്. ഈ പ്രക്രിയയ്ക്ക് സമയമെടുക്കും. നക്ഷത്രം അന്തിമ സ്ഥിരത കൈവരിക്കുന്നതിന് 10-15 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ് ഇത് സംഭവിച്ചതായി കണക്കാക്കപ്പെടുന്നു. വികസിക്കുന്ന വാതകത്തിന്റെ മർദ്ദവും ഗുരുത്വാകർഷണത്തിന്റെ കംപ്രസ്സീവ് ബലവും സന്തുലിതമായിക്കഴിഞ്ഞാൽ, നക്ഷത്രം പ്രധാന ശ്രേണി എന്നറിയപ്പെടുന്നതിലേക്ക് പ്രവേശിക്കുന്നു.

അതിന്റെ പിണ്ഡത്തെ ആശ്രയിച്ച്, നക്ഷത്രം ഹെർട്സ്പ്ലാൻ-റസ്സൽ ഡയഗ്രാമിന്റെ ഒരു വരിയിൽ ഇരിക്കുന്നു, അല്ലെങ്കിൽ ചുരുക്കത്തിൽ HR ഡയഗ്രം. നക്ഷത്ര പരിണാമത്തിന്റെ വിവിധ രേഖകൾ കാണിക്കുന്ന ഒരു ഡയഗ്രം ഇതാ, അവയെല്ലാം നക്ഷത്രത്തിന്റെ പിണ്ഡത്താൽ നിർണ്ണയിക്കപ്പെടുന്നു.

നക്ഷത്ര പരിണാമ രേഖ

ചാർട്ടിന്റെ മധ്യത്തിലൂടെ കടന്നുപോകുന്ന ഏകദേശം ഡയഗണൽ ആകൃതിയിലുള്ള ഒരു പ്രദേശമാണ് പ്രധാന സീരീസ്. അവിടെ, ഒരു ഘട്ടത്തിൽ, പുതുതായി രൂപംകൊണ്ട നക്ഷത്രങ്ങൾ അവയുടെ പിണ്ഡത്തിനനുസരിച്ച് പ്രവേശിക്കുന്നു. ഏറ്റവും ചൂടുള്ളതും തിളക്കമുള്ളതും ഏറ്റവും പിണ്ഡമുള്ളതുമായ നക്ഷത്രങ്ങൾ മുകളിൽ ഇടതുവശത്താണ്, അതേസമയം തണുത്തതും ചെറുതുമായവ താഴെ വലതുവശത്താണ്.

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമത്തെ നിയന്ത്രിക്കുന്ന പരാമീറ്ററാണ് പിണ്ഡം, പലതവണ പറഞ്ഞിട്ടുള്ളതാണ്. സത്യത്തിൽ, വളരെ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ പെട്ടന്ന് ഇന്ധനം തീരും, അതേസമയം ചെറിയ, തണുത്ത നക്ഷത്രങ്ങൾ, ചുവന്ന കുള്ളൻമാരെപ്പോലെ, കൂടുതൽ ശ്രദ്ധയോടെ കൈകാര്യം ചെയ്യുക.

മനുഷ്യരെ സംബന്ധിച്ചിടത്തോളം, ചുവന്ന കുള്ളന്മാർ ഏറെക്കുറെ ശാശ്വതമാണ്, അറിയപ്പെടുന്ന ചുവന്ന കുള്ളന്മാരൊന്നും മരിച്ചിട്ടില്ല. പരിണാമത്തിന്റെ ഫലമായി മറ്റ് ഗാലക്സികളിലേക്ക് നീങ്ങിയ നക്ഷത്രങ്ങളാണ് പ്രധാന ശ്രേണി നക്ഷത്രങ്ങളോട് ചേർന്ന് നിൽക്കുന്നത്. ഈ രീതിയിൽ, ഭീമാകാരവും അതിഭീമവുമായ നക്ഷത്രങ്ങൾ മുകളിലും വെളുത്ത കുള്ളൻ താഴെയുമാണ്.

ഈ വിവരങ്ങൾ ഉപയോഗിച്ച് നിങ്ങൾക്ക് നക്ഷത്രങ്ങൾ എങ്ങനെ രൂപം കൊള്ളുന്നു, അവയുടെ സ്വഭാവസവിശേഷതകൾ എന്തൊക്കെയാണെന്നും മറ്റും കൂടുതലറിയാൻ കഴിയുമെന്ന് ഞാൻ പ്രതീക്ഷിക്കുന്നു.


ലേഖനത്തിന്റെ ഉള്ളടക്കം ഞങ്ങളുടെ തത്ത്വങ്ങൾ പാലിക്കുന്നു എഡിറ്റോറിയൽ എത്തിക്സ്. ഒരു പിശക് റിപ്പോർട്ടുചെയ്യാൻ ക്ലിക്കുചെയ്യുക ഇവിടെ.

അഭിപ്രായമിടുന്ന ആദ്യയാളാകൂ

നിങ്ങളുടെ അഭിപ്രായം ഇടുക

നിങ്ങളുടെ ഇമെയിൽ വിലാസം പ്രസിദ്ധീകരിച്ചു ചെയ്യില്ല.

*

*

  1. ഡാറ്റയുടെ ഉത്തരവാദിത്തം: മിഗുവൽ ഏഞ്ചൽ ഗാറ്റൻ
  2. ഡാറ്റയുടെ ഉദ്ദേശ്യം: സ്പാം നിയന്ത്രിക്കുക, അഭിപ്രായ മാനേജുമെന്റ്.
  3. നിയമസാധുത: നിങ്ങളുടെ സമ്മതം
  4. ഡാറ്റയുടെ ആശയവിനിമയം: നിയമപരമായ ബാധ്യതയല്ലാതെ ഡാറ്റ മൂന്നാം കക്ഷികളുമായി ആശയവിനിമയം നടത്തുകയില്ല.
  5. ഡാറ്റ സംഭരണം: ഒസെന്റസ് നെറ്റ്‌വർക്കുകൾ (ഇയു) ഹോസ്റ്റുചെയ്യുന്ന ഡാറ്റാബേസ്
  6. അവകാശങ്ങൾ: ഏത് സമയത്തും നിങ്ങളുടെ വിവരങ്ങൾ പരിമിതപ്പെടുത്താനും വീണ്ടെടുക്കാനും ഇല്ലാതാക്കാനും കഴിയും.