LexiconShiftInnovations/SinhalaWikipediaArticles huggingface dataset:
විද්‍යාඥයන් නව තාරකා ඇති විය හැකි යැයි අවදානයෙන් සිටියෝය. ක්‍රි.ව.185 දී අද්භූත තාරකා පිළිබඳ අධ්‍යනය කිරීමට හා රචනා කිරීමට මූලික වූයේ ඔවුන් වන අතර වර්තමානයේ SN185 ලෙස හඳුන්වනු ලබයි. වාර්තාගත ඉතිහාසයෙහි තාරකා සම්බන්ධව හොඳන්ම කැපී පෙනුනු අංගය වූයේ SN1006 අද්භූත තාරකාව වන අතර 1006 දී ඊජිප්තියානු තාරකා විද්‍යාඥ අල් ඉබ්න් රිඩ්වාන් සහ තවත් චීන තාරකා විද්‍යාඥයන් කිහිප දෙනෙකු විසින් එය අධ්‍යනය කිරීම සහ එය පිළිබඳ රචනා කිරීම සිදු කරන ලදී.කකුළු නිහාරිකාවකට උපත දුන්, SN1054 අද්භූත තාරකාවද අධ්‍යනය කරන ලද්දේ චීන සහ ඉස්ලාමීය තාරකා විද්‍යාඥයන් විසිනි.මධ්‍යකාලීන තාරකා විද්‍යාඥයන් විසින් බොහෝ තාරකා සඳහා අරාබි නාමයන් ලබා දුන් අතර ඒවා අදටත් භාවිතයෙහි පවතී. තවද ඔවුන් විසින් තාරකා වල ස්ථානයන් ගණනය කල හැකි තාරකා විද්‍යාත්මක උපකරණ බොහෝමයක් නිපදවන ලදී. සිජ් තාරකා නාමාවලි නිෂ්පාදනය සඳහා ප්‍රථම විශාල නිරීක්ෂණ මධ්‍යස්ථානයද ඔවුන් විසින් ගොඩ නගන ලදී. මේවා අතරින් ස්ථාවර තාරකා පිළිබඳ ග්‍රන්ථය රචනා කරන ලද්දේ තාරකා, තරු පොකුරු(ඔමක්රෝගන් වෙලෝරම් බ්රොකීගේ පොකුරු ඇතුළුව), සහ මන්දාකිණි(ඇන්ඩ්රොමීඩා චක්‍රාවාටය) ඇතුළුව විශා
ල ප්‍රමාණයක් සොයා ගන්නා ලද පර්සියානු තාරකා විද්‍යාඥ අබ්ඩ් අල්-රාහ්මන් අල්-සුෆි විසිනි. 11 වන සියවසේදී අබු රේහන් බිරුනි නැමැති පර්සියානු ජාතික බහුශාස්ත්‍රඥ විද්වතා විසින්, කිරිසයුර චක්‍රාවාටය, වළාකුල් වැනි තාරකා වල ලක්ෂණ සහිත කැබලි රාශියක් ලෙස විස්තර කල අතර, තවද 1019 දී චන්ද්‍රග්‍රහණය අතරතුර විවිධ තාරකා වල අක්ශාංශ පිළිබඳවද සඳහන් කරන ලදී.කිරි සයුර සෑදී ඇත්තේ බොහෝ තාරකා සම්පූර්ණයෙන්ම පාහේ එකිනෙක ස්පර්ශ වීමෙන් බවත්,උපචන්ද්‍රීය ද්‍රව්‍ය වලින් වර්තනය නිසා ඇතිවන අඛණ්ඩ ප්‍රතිබිම්භයක් ලෙස දර්ශණය වන බවත් අන්දාලුසියානු තාරකා විද්‍යාඥ ඉබ්න් බජ්ජාහ් විසින් යෝජනා කල අතර ඔහුගේ බ්‍රහස්පති සහ අඟහරු අතර සම්බන්ධය නිරීක්ශණය සාක්ෂියක් ලෙස උපුටා දක්වයි.ටයිකෝ බ්‍රාහි වැනි ආදී යුරෝපියානු තාරකා විද්‍යාඥයන් විසින් රාත්‍රී අහසෙහි අලුත් තාරකා හඳුනාගත් අතර ආකාශයන් නොවෙනස්ව පවතින බවද ඉදිරිපත් කළේය. ආදී ග්‍රීක දාර්ශණිකයන් වන ඩිමොක්‍රිටස්, එපිකරස් සහ ෆකර් අල්-දින් අල් -රාzසි වැනි මධ්‍යකාලීන ඉස්ලාමීය විශ්වන්‍යායික වේදීන් විසින් ඉදිරිපත් කරන ලද අදහස,තාරකා සූර්යයා මෙන් බවත් ඒවා වටා ඇති කක්ශයන්ගේ පෘථිවිය වැනි තවත් ග්‍ර
හ ලෝක පැවතිය හැකි බවත්,1954 දී ජියෝ බෘනෝ විසින් ඉදිරිපත් කරන ලදී. මීළඟ සියවසේ සිට තාරකා වල පැවත්ම සූර්යයාගේ වැනි යැයි යන අදහසට තාරකා විද්‍යාඥයන් එකඟතාවයකට පැමිණියෝය. මෙම තාරකා සෞරග්‍රහ මණ්ඩලය මත ශුද්ධ ගුරුත්වාකර්ශණ බලපෑමක් ඇති නොකරන්නේ ඇයිද යන්න පැහැදිලි කිරීමට,තාරකා සෑම දිශාවකටම සමානව පැතිරී ඇතැයි යන්න අයිසැක් නිව්ටන් විසින් ඉදිරිපත් කළ අතර එය රිචඩ් බෙන්ට්ලි නැමැති දේවධර්මධරයාට හටගත් අදහසක් විය. සමීපව පිහිටි අචල තරු යුගලයක යථා චලිතයෙහි ප්‍රථම මිනුම් එඩ්මන්ඩ් හැලේ ප්‍රකාශයට පත් කළ අතර ටොලමි සහ හිපාර්චස් යන ග්‍රීක තාරකා විද්‍යාඥයන්ගේ කාලයේ සිට ඔවුන්ගේ ස්ථානයන් වෙනස් වී ඇති බවත් නිරූපණය කරන ලදී.අසම්පාත මිනුම්, අහසෙහි තාරකා වල අති විශාල වශයෙන් සිදුවන ඈත් වීම නිරූපණය කළේය. අහසෙහි තාරකාවල ව්‍යාප්තිය නිර්ණය කිරීමට උත්සහා කළ ප්‍රථම තාරකා විද්‍යාඥයා වූයේ විලියම් හර්ෂල්ය. ඔහු විසින් 1780 ගණන් වලදී දිශා 600කට පරිමාණ මාලාවක් පවත්වන ලද අතර දර්ශණ පථයෙහි සෑම රේඛාවකම නිරීක්ෂණය වන තරු ගණනය කිරීම සිදු කරන ලදී. මෙය මගින් ඔහු, කිරි සයුරෙහි මධ්‍යය දෙසට, අහසෙහි එක් දිශාවකට ක්‍රමයෙන් වැඩි වන තාරකා සංඛ්‍යා
ව අපෝහනය කළේය. ඔහුගේ පුතා වන ජෝන් හර්ෂල්, ඔහුගේ මෙම අධ්‍යනයන් දකුණු අර්ධ ගෝලයෙහි නැවත සිදු කළ අතර, එම දිශාවටම අනුරූපී වැඩි වීමක් සොයා ගන්නා ලදී. ඔහුගේ අනෙක් කෞෂල්‍යන් වලට අමතරව,සමහර තාරකා දර්ශණ පථයෙහි හුදෙක් එකම රේඛාවෙහි නොපිහිටන බවද යුගල තාරකා පද්ධති සාදන භෞතික සහයකයන් සොයා ගැනීම සඳහාද විලියම් හර්ෂල් අවදානයට ලක් විය. ජෝසප් හොන් ෆ්‍රවුන්හොෆර් සහ ඇන්ජෙලෝ සෙචී තාරීය වර්ණාවලි පිළිබඳ විද්‍යාවෙහි පුරෝගාමී වූහ. ඔවුන් සිරියස් සිට සූර්යයා දක්වා තාරකා වර්ණාවලි සංසන්දනයෙන්,ශක්තියෙහි සහ අවශෝෂණ රේඛාවන්ගේ- වායුගෝලය මගින් නිශ්චිත සංඛ්‍යාතයන් අවශෝෂණය නිසා ඇති වන තාරීය වර්ණාවලි වල අඳුරු රේඛාවන්ගේ වෙනස්කම් සොයාගත්තෝය.1985 දී තරු වර්ණාවලි වර්ග වලට කාණ්ඩ කිරීම සෙචී විසින් සිදු කරන ලද්දේය. කෙසේ වුවත්, තාරීය වර්ගීකරණ ක්‍රමයෙහි නවීන සංස්කරණය වැඩි දියුණු කරන ලද්දේ ඇනී ජේ. කැනොන් විසින් 1900 ගණන් අතරතුරදීය.ද්විත්ව තරු නිරීක්ෂණය 19 වන සියවස අතරතුරදී වර්ධනයවන වැදගත්කමක් ලබා ගත්තේය.1834 දී ෆෙඩ්‍රික් බෙසල් විසින් සිරියස් තාරකාවෙහි යථා චලිතයෙහි සිදුවන වෙනස්කම් නිරීක්ෂණය කළ අතර සැඟවුණු සහයකයා අනුමාන කළේය. 1899 දී
දින 104ක කාල සීමාවක් තුල මිzසාර් තාරකාවෙහි වර්ණාවලි රේඛාවල ආවර්තික විභේදනය නිරීක්ෂණය කරන අවස්ථාවේදී එඩ්වර්ඩ් පිකරින් විසින් ප්‍රථම වර්ණාවලීක්ෂ යුගලය සොයාගත්තේය. බොහෝ යුගල තාරකා පද්ධතිවල සවිස්තර නිරීක්ෂණ විලියම් ස්ටෲව් සහ එස්.ඩබ්. බර්න්හැම් වැනි තාරකා විද්‍යාඥයන් විසින් එකතු කරන ලද අතර කාක්ෂික අංගයන්ගේ ගණනයෙන් තාරකාවන්ගේ ස්කන්ධයන් නිර්ණය කිරීමට ඉඩ ලබා දෙන ලදී. 1827දී ෆීලික්ස් සේවරි විසින් දුරේක්ෂ නිරීක්ෂණ වලින්, යුගල තාරකා වල කාක්ෂික ආරම්භය පිළිබඳ ගැටලුවට ප්‍රථම විසඳුම නිර්මාණය කරන ලදී.20 වන සියවසේදී තරු පිළිබඳ විද්‍යාත්මක අධ්‍යනයේ වර්ධනය වන ශීඝ්‍ර ප්‍රගමනයක් දක්නට ලැබිණි. ඡායාරූප වටිනා තාරකා විද්‍යාත්මක උපකරණයක් බවට පත් විය.කාර්ල් ස්ක්වාස්චයිල්ඩ් තරුවක වර්ණයද එම නිසා එහි උෂ්ණත්වයද සොයාගත් අතර, ඡායාරූපී විශාලත්වය දෘශ්‍ය විශාලත්වයට එදිරිව සංසංදනයෙන් එය නිර්ණය කරගත හැකි විය. තරංග ආයාම ප්‍රාන්තර කිහිපයක විශාලත්වයෙහි ඉතා නිවැරදි මිනුම් ලබා ගැනීමට ප්‍රකාශවිද්‍යුත් ප්‍රකාශමානයෙහි වර්ධනය ඉඩ ප්‍රස්ථාව ලබා දෙන ලදී. 1921 දී ඇල්බර්ට් ඒ. මයිකල්සන් විසින් හූකර් දුරේක්ශයෙහි නිරෝධමානය උපයෝගී කරගෙන ත
ාරීය විශ්කම්භයෙහි මිනුම් ප්‍රථම වරට නිර්මාණය කරන ලදී. තාරකාවල භෞතික පදනම මත, වැදගත් සංකල්පිත කාර්යයක් 20 වන සියවසේ මුල් දශක තුලදී සිදු විය.1913දී හර්ට්ස්ප්‍රන්ග් රසල් ප්‍රස්ථාරය සංවර්ධනය වූ අතර තාරකාභෞතික විද්‍යාත්මක අධ්‍යනය වේගයෙන් ඉදිරියට ගෙන යන ලදී. තාරීය විකසනය සහ තරු වල අභ්‍යන්තරය පැහැදිලි කිරීමට සාර්ථක ආකෘති සංවර්ධනය විය. තාරකා වල වර්ණාවලිද, ක්වොන්ටම් භෞතික විද්‍යාවේ ප්‍රගතිය හරහා සාර්ථකව පැහැදිලි කළ හැකි විය. මෙය තාරීය වායුගෝලයේ රසායනික සංයුතිය නිර්ණය කිරීමට අවස්ථාව සලසාදේ.අද්භූත තාරකාව හැර, අපගේ ප්‍රාදේශීය මන්දාකිණි කාණ්ඩය තුලද,තවද විශේෂයෙන් කිරි සයුරෙහි දෘශ්‍ය කොටසෙහිද තනි තනි තාරකා මූලික වශයෙන් නිරීක්ෂණය ලදී. සමහර තාරකා, පෘථිවියෙන් ආලෝක වර්ශ මිලියන සියයක් පමණ ඈතින් පිහිටි වර්ගෝ වලාවෙහි මන්දාකිණි 100ක් තුල නිරීක්ෂණය කරන ලදී. ප්‍රාදේශීය සුපිරි වලාව තුල තාරකා වලාවන් දැකිය හැකි අතර ප්‍රාදේශීය වලාව තුල දීප්තියෙන් හීන තනි තනි තාරකා වර්තමාන දුරේක්ශ මගින් මූලිකව නිරීක්ෂණය කළ හැක. ආලෝක වර්ෂ මිලියන සිය ගණනක් ඈතින් වනතුරු වඩාත්ම ඈතින් පිහිටි තාරකා නිශ්චය කරන ලදී. කෙසේ වුවත්, මන්දාකිණි
වල ප්‍රාදේශීය සුපිරිවලාවන්ට එපිටින් තනි තනි තරු හෝ තරු වලාවන් නිරීක්ෂණය කර නොමැත. එකම අත් හැර දමන ලද්ද වනුයේ ආලෝක වර්ශ බිලියනයක් ඈතින් පිහිටි තාරකා සිය දහස් ගණනක් අඩංගු විශාල තාරකා වලාවක දීප්තියෙන් අඩු ප්‍රතිබිම්භයයි. - කලින් නිරීක්ෂණය කරන ලද වඩාත්ම ඈතින් පිහිටි තාරකා වලාවට ඇති දුර ප්‍රමාණය මෙන් දස ගුණයක්පදවි නාමයන්තාරකා මණ්ඩල පිළිබඳ සංකල්පය බැබිලෝනියානු කාලසීමාවෙහි සිට පැවත එන ලද්දක් ලෙස පැහැදිලිය. පුරාණ ආකාශ නිරීක්ෂකයන් රටාවන් නිර්මාණය කරන විශිෂ්ට තරු සැකසුම් සංකල්පනය කරන ලද අතර,ඔවුන් මේවා ස්වභාදහමෙහි විශේෂ ලක්ෂණ සමග හෝ ඔවුන්ගේ පුරාවෘත්ත සමග සම්බන්ධ කළෝය. මෙවැනි සැකසුම් වලින් දොළහක් සූර්යයාගේ ගමන් පථය දිගේ පිහිටන අතර මේවා නක්ෂත්‍ර විද්‍යාවෙහි මූලික පදනම විය. වඩාත් ඉස් මතු වී පෙනෙන තනිව පිහිටන තාරකා වලින් බොහෝමයකට, විශේෂයෙන් අරාබි හෝ ලතින් පදවි නාමයන් සමග නම් ලබා දෙන ලදී.ඇතැම් තාරකා මණ්ඩල සහ සූර්යයා මෙන්ම තාරකා සියල්ලම එකට ගත් කල ඒවාටම සුවිශේෂ වූ පුරාවෘත්ත පවතී. ආදී ග්‍රීකයන්ට, ඇතැම් තාරකා, ග්‍රහලෝක(ග්‍රීක πλανήτης (planētēs), "සංචාරකයා" යන අර්ථය ), මෙන් හඳුනාගෙන සිටි
අතර, විවිධ වැදගත් දෙවියන් නියෝජනය කිරීම සඳහා බුධ,සිකුරු,අඟහරු, බ්‍රහස්පති සහ සෙනසුරු වැනි ග්‍රහලෝක වල නම් යොදා ගැනිනි. ( යුරේනස් සහ නෙප්චූන්ද ග්‍රීක සහ රෝම දෙවිවරු වනමුත් මෙම ග්‍රහලෝක වල අඩු දීප්තතාව නිසා, මේවා පුරාතන යුගයේදී දැන සිටියේ නැත. ඔවුන්ගේ නම් යොදන ලද්දේ පසුකාලීන තාරකාවිද්‍යාඥයන් විසිනි. )ආසන්න වශයෙන් 1600 දී, තාරකා මණ්ඩල වල නම්, අහසෙහි අනුරූප ප්‍රදේශ වල තාරකා නම් කිරීම සඳහා යොදා ගැනිනි. ජර්මානු තාරකා විද්‍යාඥ ජොහෑන් බේයර් තරු සිතියම් මාලාවක් නිර්මාණය කළ අතර එක් එක් තාරකා මණ්ඩලවල තරුවල තරාතිරම් ලෙස ග්‍රීක අකුරු භාවිතා කරන ලදී. පසුව තරුවල දකුණට ආරෝහණය පාදක කරගනිමින් අංක ක්‍රමයක් නිර්මාණය කරන ලද අතර ජෝන් ෆ්ලැම්ස්ටීඩ්ගේ "Historia coelestis Britannica" ( 1712 වැනි මුද්‍රණය ) නැමැති ග්‍රන්ථයේ තරු නාමාවලියටද ඇතුලත් කරන ලදී. එමගින් මෙම අංක ක්‍රමය ෆ්ලැම්ස්ටීඩ් පදවිය හෝ ෆ්ලැම්ස්ටීඩ් අංකකරණය ලෙස හඳුන්වනලදී.අභ්‍යාවකාශ නීතිය යටතේ, අභ්‍යාවකාශ සංවිධාන නාමකරණය සඳහා ඇති අන්තර්ජාතික වශයෙන් පිළිගත් එකම අධිකාරිය වන්නේ අන්තර්ජාතික තාරකා විද්‍යාත්මක සහයෝගීතාව(IAU )යි. පෞද්ගලික ආයතන ගණනාවක් තරු
වල නම් විකිණීමේ යෙදී සිටින අතර බ්‍රිතාන්‍ය පුස්තකාලය විසින් ලියාපදිංචි නොකළ වෙළඳ සමාගම් ලෙස ඒවා හඳුන්වනු ලබයි. කෙසේවුවත්, IAU ආයතනය මෙවැනි වාණිජමය ක්‍රියා වලින් ඈත්වී සිටින අතර මෙම නම් පිළිගැනීම හෝ භාවිතා කිරීමද සිදු නොකරයි. එවැනි තරු නම් කිරීම සිදු කරනු ලබන ආයතනයක් ලෙස අන්තර්ජාතික තාරකා ලියාපදිංචි කාර්යාලය (ISR) හැඳින්විය හැකි අතර, එය 1980 ගණන් වලදී,යොදන ලද නාමය කූට ක්‍රියාවක් මගින් නිල ලෙස ප්‍රකාශයට පත් කිරීම සම්බන්ධයෙන් චෝදනා ලැබීය. මෙම වර්තමානයේ අත්හිටුවා තිබෙන අන්තර්ජාතික තාරකා ලියාපදිංචි කාර්යාලයේ ක්‍රියාව වංචාවක් සහ ප්‍රෝඩාවක් ලෙස අවිධිමත් ලෙස නම් කළ අතර නිව්යෝර්ක් නගරයේ පාරිභෝගික කටයුතු දෙපාර්තමේන්තුව මගින් අන්තර්ජාතික තාරකා ලියාපදිංචි කාර්යාලයට විරුද්ධව වංචාකාරී වෙළඳ ක්‍රියාවක යෙදීම සම්බන්ධයෙන් උල්ලංඝනය කිරීමක් නිකුත් කරනලදී.මිනුම් ඒකකබොහෝ තරු සම්බන්ධ පරාමිතීන් සම්මත අන්තර්ජාතික ඒකක වලින් ප්‍රකාශයට පත් කර ඇතිමුත්, සෙ.ග්‍රෑ.ත ඒකකද භාවිතා කෙරිණි ( උදා.දීප්තිය තත්පරයකට අර්ග වලින් ප්‍රකාශ කිරීම ). ස්කන්ධය, දීප්තිය සහ අරය සාමාන්‍යයෙන් සූර්ය ඒකක වලින් දෙන අතර ඒවා සූර්යය
ාගේ ලක්ෂණ පදනම් කරගෙන ඇත:සූර්ය ස්කන්ධය:M⊙=1.9891×1030{\displaystyle {\begin{smallmatrix}M_{\odot }=1.9891\times 10^{30}\end{smallmatrix}}} kgසූර්ය දීප්තිය:L⊙=3.827×1026{\displaystyle {\begin{smallmatrix}L_{\odot }=3.827\times 10^{26}\end{smallmatrix}}} wattsසූර්ය අරය:R⊙=6.960×108{\displaystyle {\begin{smallmatrix}R_{\odot }=6.960\times 10^{8}\end{smallmatrix}}} mයෝධ තරු වල අරයන් හෝ යුගල තරු පද්ධති වල අඩ-මහා අක්ෂය වැනි විශාල දිග ප්‍රමාණයන්,බොහෝවිට තාරකා විද්‍යාත්මක ඒකක (AU) වලින් ප්‍රකාශයට පත් කර ඇත - ආසන්න වශයෙන් පොළව සහ සූර්යයා අතර මධ්‍යන්‍යය දුර ප්‍රමාණය (කි.මී. මිලියන 150 හෝ මයිල මිලියන 93).නිර්මාණය සහ විකසනයප්‍රධාන ලිපිය: තාරීය විකසනයතරු නිර්මාණය වීම සිදුවන්නේ අන්තර් තාරීය මාධ්‍යයක ඉහළ ඝනත්වයක් ඇති විස්තීර්ණ වූ ප්‍රදේශ තුල වුවත්,ඝනමය රික්ත කුටියක අභ්‍යන්තරයට වඩා තවමත් ඝනත්වය අඩුය. මෙම ප්‍රදේශ අණුක වලාවන් ලෙස හඳුන්වන අතර වැඩි වශයෙන් හයිඩ්‍රජන් සමග හීලියම
් 23 -    28% පමණ සහ සුළු ප්‍රතිශතයක් බරින් වැඩි මූලද්‍රව්‍යද අන්තර්ගතවේ. ඔරායන් නිහාරිකාව එවැනි තාරකා නිර්මාණයවන ප්‍රදේශයකට උදාහරණයකි. අතිවිශාල තාරකා අණුක වලාවලින් නිර්මාණය වන්නාසේ, ඒවා ප්‍රබල ලෙස එම වලාවන් දීප්තිමත් කරනු ලබයි. තවද ඒවා හයිඩ්‍රජන් අයනීකරණය කරන අතර H II ප්‍රදේශයක් නිර්මාණය කරනු ලබයි.මූලතාරකා නිර්මාණයප්‍රධාන ලිපිය: තාරීය විකසනයතරුවක් නිර්මාණය වීම ආරම්භ වන්නේ අණුක වලාවක් තුල ගුරුත්වාකර්ශණ අස්ථායිතාවක් ඇතිවීමත් සමග වන අතර බොහෝවිට අද්භූත තාරකා වලින් නිකුත්වන කම්පන තරංග වලින් (අති විශාල තාරීය පිපිරීම්) හෝ මන්දාකිණි දෙකක සංඝට්ටනය (තරුපිපුරුම් මන්දාකිණියක් තුල මෙන්) තුලින් ක්‍රියාරම්භය සිදු වේ. පදාර්ථයෙහි ඝනත්වය ජීන්ස් අස්ථායිතාව සඳහා නිර්ණායක තෘප්ත කිරීමට ප්‍රමාණවත් තරමට ප්‍රදේශය එළඹි පසු, එය තම ගුරුත්වාකර්ශණ බලය නිසා බිඳවැටීමට පටන් ගනී.ඝන වූ අණුක වලාවක් තුලින් තාරකාවක උප්පතිය පිළිබඳ කලාකරුවකුගේ සංකල්පය. NASA රූප සටහනවලාව බිඳවැටෙන විට, ඝන බවට පත් වූ දූවිලි සහ වායු වලින් සෑදුනු එක් එක් ගුළි, බොක් ගෝලිකාවන් ලෙස දැන සිටින දෙය නිර්මාණය කරනු ලබයි. ගෝලිකාව බිඳවැටෙන
විට සහ ඝනත්වය ඉහළ යන විට, ගුරුත්වාකර්ශණ ශක්තිය තාපය බවට පරිවර්තනය වන අතර උෂ්ණත්වය ඉහළයෑම සිදුවේ. මූලතාරීය වලාව ආසන්න වශයෙන් ද්‍රවස්ථිති සමතුලිතතාව වැනි ස්ථායි තත්වයකට ළඟා වී ඇති විට, හරයේදී මූලතාරකාව සකස්වීම සිදු වේ. මෙම පූර්ව-ප්‍රධාන තරු අනුක්‍රමය බොහෝවිට මූලග්‍රහ තැටියකින් වටකොට පවතී.ගුරුත්වාකර්ශණ සංකෝචනය සිදුවන කාලසීමාව අවුරුදු මිලියන 10-15 පමණ කාලයකින් අවසන් වීම සිදුවේ.මුලදී සූර්ය ස්කන්ධ 2 කට වඩා අඩු තරු T Tauri තරු ලෙස හඳුන්වනු ලබන අතර විශාලතර ස්කන්ධයක් පවතින ඒවා Herbig Ae/Be තරු ලෙස හඳුන්වනු ලබයි. මෙම අලුතින් උපන් තාරකා ඔවුන්ගේ භ්‍රමණ අක්ෂය ඔස්සේ වායු ක්ෂේපයන් විමෝචනය කිරීම, ඇතැම්විට බිඳ වැටෙන තරුවෙහි කෝණික ගම්‍යතාවය අඩු කරන අතර හර්බිග්-හැරෝ ද්‍රව්‍ය ලෙස හඳුන්වන කුඩා නොපැහැදිලි අනුපොකුරු ඇතිකිරීමට හේතු වේ.මෙම ක්ෂේපයන්, අසල පිහිටි අති විශාල තරු වලින් නිකුත් කරන විකිරණ සමග සංයෝජනය වී, තරුව නිර්මාණය වන විට අවට පිහිටි වළාව ඉවතට ගෙනයෑමට උපකාරී විය හැක.ප්‍රධාන අනුක්‍රමයතරු තමන්ගේ ජීවිත කාලයෙන් 90% පමණ ගත වන්නේ හීලියම් නිෂ්පාදනය කිරීමට හරය ආසන්නයේ ඉහළ-උෂ්ණත්ව සහ ඉහළ-පීඩන
ප්‍රතික්‍රියාවලදී හයිඩ්‍රජන් සංයෝජනය වෙමින්ය. එවැනි තරු ප්‍රධාන අනුක්‍රමයෙහි පිහිටන බව පැවසෙන අතර ඩ්වාෆ් තරු ලෙස හඳුන්වනු ලබයි. ශූන්‍යය-වයසින් ප්‍රධාන අනුක්‍රමය ආරම්භ වන අතර, තරුවෙහි හරයෙහි ඇති හීලියම් ප්‍රමාණය ක්‍රමයෙන් වර්ධනය වීම සිදුවේ.සූර්යයා(මධ්‍යය) ඇතුලුව තරු කිහිපයක් සඳහා හර්ට්ස්ප්‍රන්ග් - රසල් ප්‍රස්ථාරයෙහි උදාහරණයක්. ( පහත "වර්ගීකරණය" බලන්න.)vteතරුEvolutionFormationPre-main-sequence starMain sequenceRed giant branchHorizontal branchAsymptotic giant branchDredge-upInstability stripRed clumpPG1159 starMira variablePlanetary nebulaProtoplanetary nebulaLuminous red novaLuminous blue variableWolf–Rayet starStellar populationSupernovaSupernova impostorHypernovaHertzsprung–Russell diagramColor–color diagramProtostarsMolecular cloudH II regionBok globuleYoung stellar objectHerbig–Haro objectHayashi trackHenyey trackOrionT TauriFU OrionisHerbig Ae/BeLuminosity classSubdwarfDwarfBlueRedWhiteYellowBlackBrownSubgiantGiantBlueRedBright gi
antSupergiantBlueRedYellowHypergiantYellowBlue stragglerVariable starSpectralclassificationOBAFGKMBeOBSubdwarf OSubdwarf BLate-typeChemically peculiarAmAp/BpOscillatingBariumCarbonCHCNExtreme heliumLambda BoötisLeadMercury-manganeseSShellTechnetiumRemnantsWhite dwarfකලු වාමන තරු (Black dwarf)Helium planetNeutron starPulsarBinaryX-rayX-ray binaryX-ray bursterMagnetarStellar black holeCompact starQuarkStrangePreonPlanckExoticStellar core: EF Eridani BTheoretical starsDark-matter starDark-energy starBlack starGravastarFrozen starQ starQuasi-starThorne–Żytkow objectIron starBlitzarNucleosynthesisDeuterium burningLithium burningProton–proton chainCNO cycleHelium flashTriple-alpha processCarbon burningNeon burningOxygen burningAlpha processSilicon burningS-processR-processFusorNovaRemnantsStructureCoreConvection zoneMicroturbulenceOscillationsRadiation zoneAtmospherePhotosphereStarspotChromosphereCo
ronaStellar windBubbleAsteroseismologyEddington luminosityKelvin–Helmholtz mechanismPropertiesDesignationDynamicsEffective temperatureKinematicsMagnetic fieldMagnitudeAbsoluteMassMetallicityRotationUBV colorVariabilityStar systemsBinaryContactCommon envelopeMultipleAccretion diskStar clusterOpen clusterGlobular clusterSuper star clusterPlanetary systemEarth's Solar SystemEarth-centricobservation ofPole starCircumpolar starMagnitudeApparentExtinctionPhotographicColorRadial velocityProper motionParallaxPhotometric-standard starListsStar namesArabicChineseExtremesMost massiveHighest temperatureLargest volumeSmallest volumeBrightestHistoricalMost luminousNearestNearest brightStars with exoplanetsBrown dwarfsWhite dwarfsMilky Way novaeNotable supernovaeSupernova candidatesSupernova remnantsPlanetary nebulaeTimeline of stellar astronomyRelated articlesSubstellar objectBrown dwarfSub-brown dwarfPlanetGalactic yearGalaxyS
uperclusterHelioseismologyGuest starConstellationAsterismGravityIntergalactic starInfrared dark cloudStarfieldCategory:Stars ·  Star ද්වාරයසරල ද්‍රව්‍යයක් මත ක්‍රියා කරන ස්ථිරතාපී ක්‍රියාවලියක් නිසා පරිමා වැඩිවීමක් සිදුවේ නම් ක්‍රියාකාරී ද්‍රව්‍යයේ අභ්‍යන්තර ශක්තිය අත්‍යාවශ්‍යයෙන්ම පහල යයි.ප්‍රතිවර්ත්‍ය ස්ථිර තාපී ක්‍රියාවලියකට යටත් වන පරිපූර්ණ තරලයක් සඳහා (මෙහිදී එන්ට්‍රොපි ජනනයක් සිදු නොවේ) ගණිතමය සමීකරණය පහත දැක්වේ.PVγ=constant{\displaystyle PV^{\gamma }=\operatorname {constant} \qquad }මෙහි P යනු පීඩනය ද,  V යනු පරිමාව ද වන අතරγ=CPCV=α+1α,{\displaystyle \gamma ={C_{P} \over C_{V}}={\frac {\alpha +1}{\alpha }},}මෙහි CP{\displaystyle C_{P}}  යනු නියත පීඩනය යටතේ විශිෂ්ට තාපය ද, CV{\displaystyle C_{V}} යනු නියත පරිමා තත්ව යටතේ විශිෂ්ට තාපය ද වේ. වැසුමේ නිදහස් භාවයේ අංශක සංඛ්‍යාව 2න් බෙදූ විට α{\displaystyle \alpha } ලැබේ. (ඒක පරමාණුක වායු සඳහා 3/2, ද්වී පරමාණුක වායු සඳහා 5/
2) මේ අනුව එක් පරමාණුක පරිපූර්ණ වායුවක් සඳහා γ=5/3{\displaystyle \gamma =5/3} ද ද්වී පරමාණුක වායුවක (වාතයේ ප්‍රධාන සංඝටක වන නයිට්‍රජන් හෝ ඔක්සිජන් වැනි වායු) සඳහා γ=7/5{\displaystyle \gamma =7/5} ද වේ. කෙසේ නමුත් මෙම සූත්‍ර‍යන් පෞරාණික භෞතික විද්‍යාවේ දී සලකනු ලබන පරිපූර්ණ වායු සඳහා පමණක් වලංගු වන අතර බෝස් - අයින්ස්ටයින් හෝ ෆර්මි වායූන් සඳහා යෙදිය නොහැක.T යනු නිරපේක්ෂ උෂ්ණත්වය වේ නම්, ප්‍රතිවර්ත්‍ය ස්ථිරතාපී ක්‍රියාවලියක් සඳහාPγ−1T−γ=constant{\displaystyle P^{\gamma -1}T^{-\gamma }=\operatorname {constant} }VTα=constant{\displaystyle VT^{\alpha }=\operatorname {constant} }යන සමීකරණ යුගලය ද සත්‍ය වේ.මෙය පහත පරිදි ද ලිවිය හැක.TVγ−1=constant{\displaystyle TV^{\gamma -1}=\operatorname {constant} }සන්තතික සූත්‍රය ව්‍යුත්පන්න කිරීමස්ථිරතාපී ක්‍රියාවලියක් අර්ථ දැක්වීමේ දී පද්ධතිය සඳහා තාප හුවමාරුව ශුන්‍ය වේ යැයි (δQ = 0) යැයි කියනු ලැබේ. එවිට තාප ගති විද්‍යාවේ පළමු නියමය ඇසුරින් පහත සමීකරණය ල
බා ගත හැක.(1)dU+δW=δQ=0{\displaystyle {\text{(1)}}\qquad dU+\delta W=\delta Q=0}මෙහි dU යනු පද්ධතියේ අභ්‍යන්තර ශක්ති වෙනස වන අතර δW  යනු පද්ධතිය මඟින් කෙ‍රුණු කාර්යය වේ. ‍බාහිරින් පද්ධතිය වෙත ශක්තිය ලැබීමත් (δQ)  සිදු නොවන බැවින් පද්ධතිය මඟින් සිදු කරන ඕනෑම කාර්යයක් δW සඳහා එහි අභ්‍යන්තර ශක්තිය (U)  වැය කළ යුතුය. පද්ධතිය මඟින් සිදු කළ පීඩන - පරිමා කාර්යය (δW)  පහත ලෙස අර්ථ දැක්විය හැක.(2)δW=−PdV.{\displaystyle {\text{(2)}}\qquad \delta W=-P\,dV.}කෙසේ නමුත් ස්ථිරතාපී ක්‍රියාවලියක් තුළ දී P  නියතව නොපවතින අතර ඒ වෙනුවට එය V සමඟ විචලනය වේ.ස්ථිරතාපී ක්‍රියාවලිය ක්‍රියාත්මක වීමේ දී dP හා dV අගයන් අතර පවතින සම්බන්ධය දැන සිටීම අවශ්‍ය වේ.පරිපූර්ණ වායුවක් සඳහා අභ්‍යන්තර ශක්තිය පහත සමීකරණය මඟින් දෙනු ‍ලැබේ.(3)U=αnRT{\displaystyle {\text{(3)}}\qquad U=\alpha nRT}මෙහි R යනු සර්වත්‍ර වායු නියතයද, n යනු පද්ධතිය තුළ අඩංගු මවුල සංඛ්‍යාවද (නියතයකි)වේ.ඉහත (3) සමීකරණ අවකලනය කිරීමෙන් සහ එය පරිපූර්ණ වායු නියමය , PV = nRT යෙදීමෙන්,
(4)dU=αnRdT=αd(PV)=α(PdV+VdP).{\displaystyle {\text{(4)}}\qquad dU=\alpha nR\,dT=\alpha \,d(PV)=\alpha (P\,dV+V\,dP).}යන සමීකරණය ලැබෙන අතර, මෙම (4) වැනි සමීකරණය බොහෝ විට  dU=nCVdT{\displaystyle dU=nC_{V}\,dT} යනුවෙන් ප්‍රකාශ කෙරේ. CV=αR{\displaystyle C_{V}=\alpha R} වීම එයට හේතුවයි.දැන් (1) සමිකරණයට (2) සහ (4) යන සමීකරණ ආදේශයෙන් පහත සමීකරණය ලබා ගත හැක.−PdV=αPdV+αVdP{\displaystyle -P\,dV=\alpha P\,dV+\alpha V\,dP\,}මෙය තවදුරටත් සරල කළ විට ,−(α+1)PdV=αVdP{\displaystyle -(\alpha +1)P\,dV=\alpha V\,dP\,}  යන සමීකරණය ලැබේ.දැන් මෙහි දෙපසම PV  මඟින් බෙදූ විට පහත සමීකරණය ලබා ගත හැක.−(α+1)dVV=αdPP.{\displaystyle -(\alpha +1){dV \over V}=\alpha {dP \over P}.}සමීකරණයේ වම් පස සහ දකුණු පස V0 සිට V ට සහ P0 සිට  P ට අනුකලනය කර පදයන්හි පිහිටුම අතුරුමාරු කිරීමෙන්,ln⁡(PP0)=−α+1αln⁡(VV
0).{\displaystyle \ln \left({P \over P_{0}}\right)={-{\alpha +1 \over \alpha }}\ln \left({V \over V_{0}}\right).}  යන සමීකරණය ලැබේ.දෙපසම ඝාතීයකරණය කරන්න.(PP0)=(VV0)−α+1α,{\displaystyle \left({P \over P_{0}}\right)=\left({V \over V_{0}}\right)^{-{\alpha +1 \over \alpha }},}අනතුරුව ඍණ ලකුණ ඉවත් කිරීමෙන් පහත සමීකරණය ලබා ගත හැක.(PP0)=(V0V)α+1α.{\displaystyle \left({P \over P_{0}}\right)=\left({V_{0} \over V}\right)^{\alpha +1 \over \alpha }.}ඒ අනුව,(PP0)(VV0)α+1α=1{\displaystyle \left({P \over P_{0}}\right)\left({V \over V_{0}}\right)^{\alpha +1 \over \alpha }=1} දPVα+1α=P0V0α+1α=PVγ=constant.{\displaystyle PV^{\alpha +1 \over \alpha }=P_{0}V_{0}^{\alpha +1 \over \alpha }=PV^{\gamma }=\operatorname {constant} .}  ද වේ.විවික්ත සූත්‍රය ව්‍යුත්පන්න කිරීම,පද්
ධතිය 1 අවස්ථාවේ සිට 2 අවස්ථාව දක්වා මනින ලද ශක්ති වෙනස(1)δU=αRn2T2−αRn1T1=αR(n2T2−n1T1){\displaystyle {\text{(1)}}\qquad \delta U=\alpha Rn_{2}T_{2}-\alpha Rn_{1}T_{1}=\alpha R(n_{2}T_{2}-n_{1}T_{1})}  ට සමාන වේ.ඊට  සමගාමීව එම ක්‍රියාවලියේ ප්‍රතිඵලයක් ලෙස සිදුවන පීඩන පරිමා වෙනස්කම් නිසා සිදුවන කාර්යය ප්‍රමාණය(2)δW=P2V2−P1V1{\displaystyle {\text{(2)}}\qquad \delta W=P_{2}V_{2}-P_{1}V_{1}}  ට සම වේ.කෙසේ නමුත් ක්‍රියාවලිය ස්ථිරතාපී විය යුතු බැවින් පහත සමීකරණය ද සත්‍ය වේ.(3)δU+δW=0{\displaystyle {\text{(3)}}\qquad \delta U+\delta W=0}(1) හා (2) සමීකරණ 3හි අදේශ කළ විට ප්‍රතිඵලය ලෙස පහත සමීකරණ යුගලෙන් 1ක් ලබා ගත හැක.αR(n2T2−n1T1)+(P2V2−P1V1)=0{\displaystyle \alpha R(n_{2}T_{2}-n_{1}T_{1})+(P_{2}V_{2}-P_{1}V_{1})=0\qquad \qquad \qquad }හෝ(P2V2−P1V1
)−(n2T2−n1T1)=αR{\displaystyle {\frac {(P_{2}V_{2}-P_{1}V_{1})}{-(n_{2}T_{2}-n_{1}T_{1})}}=\alpha R\qquad \qquad \qquad }මවුලීය ප්‍රමාණයෙහි වෙනසක් සිදු නොවේ යැයි උපකල්පනය කරයි නම් (බොහෝ විට ප්‍රායෝගික තත්වය යටතේ මෙය සත්‍ය වේ) සමීකරණය පහත පරිදි තවදුරටත් සරල කළ හැක.(P2V2−P1V1)−(T2−T1)=αnR{\displaystyle {\frac {(P_{2}V_{2}-P_{1}V_{1})}{-(T_{2}-T_{1})}}=\alpha nR\qquad \qquad \qquad }http://en.wikipedia.org/wiki/Adiabatic_process#Ideal_gas_.28reversible_case_only.29මෙම ලිපිය හෝ ලිපි කොටස ලෝවාමහාපාය සමඟ ඒකාබද්ධ කිරීමට යෝජිතය. (සංවාදය)මහල් නවයකින් යුත් ලෝවා මහාපාය (ක්‍රි.පූ තුන්වැනි සියවස) එකල අති දර්ශනීය ගොඩනැගිල්ලක්ව තිබෙන්නට ඇත. එහි දැවවලින් කළ රාමු, ගල් කුළුණු අධාරක මත පිහිටුවා තිබුණේය. සුදු පැහැයෙන් පිරියම් කරන ලද්දේය. තඹවලින් කරන ලද දීප්තිමත් උළු සහිත වහල මුදුණේ කොත් කැරැල්ලක් විය.  'චුම්බකම්'යනුවෙන් හඳුන්වන ලද අකුණු සන්නායකයක්ද සවිකර තිබුණේය. මෙම සන්නා
යකය තනා තිබු‍ණේ ඇම්බර්වලින් සහ තෝරමල්ලිවලිනි. පරාල නිමවා තිබුණේ තල් ගසක ක‍‍‍දෙනි. එහි උස අඩි 162  (මී. 49) ක් වු අතර ගෙබිම වර්ග අඩි 179316 නොහොත් වර්ග මිටර් 16659 ක වපසරියකින් යුක්ත විය. 9000 ක් භික්ෂූන් වහන්සේලාට හිඳ ගැනීමේ ඉඩකඩ තිබුණි. මෙම අති විශාල ගෙබිම් පරාසය වර්තමාන ශ්‍රී ලංකාවේ සැලසුම්කරුවන් පවා විෂ්මයට පත් කරනු ඇතැයි රෝලන්ඩ් සිල්වා 1981 දී ප්‍රකාශ කළේය.   උළු සෙවිලි වහලමෙම ගොඩනැගිල්ලේ විශේෂතම අංගය වූයේ බාල්ක සහ පරාල මත පිහිටුවා තිබුණු උළු සෙවිලි වහලයි. රතු, සුදු, කහ, කොළ, නිල්, පැහැගත් උළු සෙවිලි කරන ලද වහලවල් ක්‍රි.පූ. 3 වෙනි ශත වර්ෂයේදි ද තිබුණේය. එසේම ලෝකඩවලින් නිමැවූ උළු ද එහි තිබුණේය. ආරෝග්‍යශාලාමිහින්තලේ සහ පොළොන්නරුවේ තිබුණු භික්ෂු ආරෝග්‍යශාලාවලින්, ආරෝග්‍යශාලා ගෘහ නිර්මාණ ශිල්පය ගැන කිසියම් අදහසක් ඇති කර ගත හැකිය. මෙම රෝහල්වල සැළසුම් කොළඹ ජාතික කෞතුකාගාරයේදී දැක බලා ගත හැක. මේවායේ පිටත සහ ඇතුළත ශාලාවල් තිබුණි. ආයත චතුරස්‍රාකාර වූ ඇතුල් ශාලාවේ නාන කාමර, වැසිකිලි හා කුටි පේළි තිබුණු අතර එක් පැත්තකින් පමණක් පිටවීමේ දොරටු තිබුණි. එක් කුටියක් ඖෂධීය
නාන කාමරයකි. ආලාහන පිරිවෙනෙහි කුටි වෙනුවට තිබුණේ දිගැති සයනාගාරයන්ය. පිටත ශාලාව දාන ශාලාවකින්ද, උණු ජලය ස්නානය සඳහා කුටියකින්ද, ගබඩා කාමරවලින් සහ බෙහෙත් ශාලාවකින්ද යුක්ත විය. රෝහල වටා ආරක්ෂක පවුරක් තිබුණි. ජනෙල්වලට අමතරව විවෘත අංගන දෙකක් තිබූ ගොඩනැගිලි තුළට මනා වාතාශ්‍රයක් ලැබෙනු පිණිසයි. නිවාසවරිච්චි බිත්ති සහිත ක්‍රි.පූ. 450 දී පමණ තැනුණු නිවසක නටබුන් කිරිඳි ඔය ආසන්න ප්‍රදේශයකදී සොයාගෙන තිබේ. තවත් එකක් වීරවිල අඳල්ලේ දී සොයා ගෙන ඇත. ක්‍රි.ව.50 සිට 400 දක්වා කාලය තුළ තනන ලද නිවෙස් පිළිබඳ සාක්ෂි වලගම්පත්තුවෙන් සොයා ගෙන තිබේ. කුස්සියේ පාවිච්චි කරන ලද උපකරණ තවමත් තිබේ. මධ්‍යතන යුගයේ ධනවත් අයගේ නිවෙස් විශාල වූ අතර ගලෙන් සහ හුණු බදාම යොදා තනා, වහලට උළු සෙවිලි කර බිත්තිවලට සුදු පැහැ ආලේප කර තිබුණි. දොර ජනෙල් යෙදූ කාමර සහ අමුත්තන් සඳහා වෙන් වූ කාමර ද, ජනෙල්වලට උඩින් වා කවුළු ද, දොරවල්වලට අගුළු, අසව් සරනේරු, ආදිය ද තිබුණි. නිවෙස්වලට සඳලු තල හා මිදුල් එක් කර තිබුණි. වී කෙටීම සඳහා වෙනම කාමර ද ගබඩා කාමරය නොහොත් අටුවක් ද කරත්තය තැබීම පිණිස මඩු ද තිබුණි. වැසිකිලිද මෙහිදී සඳහන් කළ යුතු
අතර සෑම නිවෙසකටම කුඩා මුළු තැන්ගෙයක් ද විය.             කොඩිය   ජාතික ගීය  HOns Heemecht " අපේ මව්බිම"                සිතියම      අගනුවර සහ විශාලම නගරය  ලක්සම්බර්ග්     දකුණු දේශාංශ 49 36' නැගෙනහිර දේෂාංශ 6 7'   රාජ්‍ය භාෂාව  ජර්මානු, ප්‍රංශ, ලක්සම්බර්ගියානු   රාජ්‍ය  පාර්ලිමේන්තු ප්‍රජාතන්ත්‍රවාදය සහ ව්‍යවස්ථාදායක ආදිපාද වසම   මහා ආදිපාදවරයා   මහා ආදිපාද හෙන්රි   අගමැති  ජීන් ක්ලෝව්ඩ් ජන්කර්   නිදහස  ප්‍රංශ අධිරාජ්‍යය සිට - 9 ජුලි 1815            වර්ග ප්‍රමාණය   එකතුව  වර්ග කිලෝමීටර 2.586 (108)     වර්ග සැතපුම් 998.6   ජලය (%)  නොසැලකේ               ජනගහනය   2009 තක්සේරුව  502 202   ඝනත්වය  වර්ග කිලෝමීටර 194.1     වර්ග සැතපුම් 501.3   දළ ජාතික නිෂ්පාදිතය  2008 තක්සේරුව   එකතුව  ඩොලර් බිලියන 40.091   සාමාන්‍ය  ඩොලර් 4.756   දළ ජාතික නිෂ්පාදිතය (සාමාන්‍ය)  2008 තක්සේරුව   එකතුව  ඩොලර් බිලියන 55.024   සාමාන්‍ය  ඩොලර් 113 044   මානව සංවර්ධන දර්ශකය HDI (2007)  0.960 (ඉතා ඉහළ)   මුදල්  යුරෝ (E) (EVR)   මං තීරුව  දකුණ   අන්තර්ජාල TLD  .lu3   දුරකථන සංකේත  352 ලක්සම්බර්ග් ආදිපාද වසම බටහ
ිර යුරෝපයේ පිහිටි රටකි. එහි මායිම් බෙල්ජියම, ප්‍රංශය සහ ජර්මනිය අතර වේ. එහි ජනගහනය මිලියන භාගයක් පමණ වන අතර වර්ග කි.මී. 2586 (වර්ග සැතපුම් 999) පමණ වේ. එහි නියෝජ්‍ය පාර්ලිමේන්තු ප්‍රජාතන්ත්‍රවාදයන් හා ව්‍යවස්ථාදායක ‍රාජාණ්ඩුවක් පවතී. එය පාලනය කර ඇත්තේ ආදිපාදවරයෙකි. එය ලෝකයේ පවතින එකම රාජකීය ආදිපාද වසමයි. එහි සංවර්ධිත ආර්ථිකයක් හා ලෝකයේ ඉහළම ඒක පුද්ගල දළ ජාතික නිෂ්පාදනයක් පවතී. මෙය ඉතිහාසයේ රෝමානු යුගයේ බලකොටුවක් සේ පැවතුන අතර මුල් මධ්‍ය යුගයේ ප්‍රංශ මාලිගාවක් සේ පැවතුණි. එය ස්පාඤ්ඤ මාවතේ පැවති ආරක්ෂක මුර කුටියක් වන අතර, ස්පාඤ්ඤය යුරෝපයේ බලය නතු කරගෙන සිටි අතර, 16 හා 17 ශතවර්ෂවල බටහිර අර්ධ ගෝලයට හා  ඉන් ඔබ්බට බලපෑමක් ඇති කළේය. ලක්සම්බර්ග් යුරෝපානු සංගමය, නේටෝ, OECD, එක්සත් ජාතීන්ගේ සංගමය, බෙනිලන්ස් සහ බටහිර යුරෝපානු සංගමයේ සාමාජිකයෙකි. ලක්සම්බර්ග් අගනුවර  එහි තිබෙන විශාලතම නගරය වන අතර යුරෝපානු සංගමයේ සංස්ථා හා ඒජන්සි පිහිටා ඇත. ‍එය පිහිටා ඇත්තේ ‍රෝමානු යුරෝපයේ නව ජර්මන් යු‍රෝපයේ සංස්කෘතිකමය බෙදීම තුලය. ලක්සම්බර්ග් භාෂා 3 ක් භාවිතා කරන රටකි. ජර්මන්, ප්‍රංශ හා ලක්ස්සම්බර්ග නිල භාෂාවන් වේ.