තරු

තාරකාවක් යනු, එහි  ගුරුත්වය විසින්ම බැඳ තබා ගන්නාවූ දීප්ත ප්ලාස්මා ගෝලයකි. තරුවක ආයු කාලය අවසානයේ එය තුල පිරිහුණු පදාර්ථ ප්‍රමාණයක්ද අඩංගු වේ. පෘථිවියට ළඟම තාරකාව සූර්යයා වන අතර පෘථිවිය මත ඇති ශක්තියෙන් බොහෝ ප්‍රමාණයක මූලාශ්‍රය වනුයේ සූර්යයාය. අනෙකුත් තාරකා රාත්‍රි කාලයේදී පෘථිවියට දර්ශනය වන අතර සූර්යයා වඩා දීප්තියෙන් නොබබළන අවස්ථාවන්හිදී හෝ වායුගෝලීය සංසිද්ධි වලින් අවහිර නොවූ අවස්ථාවන්හිදී අචල දීප්තිමත් ලක්ෂ්‍ය සමූහයක් ලෙස බොහෝ විට දැක ගත හැක. ඉතිහාසයෙහි අහසේ වඩා හොඳින් මතු වී පෙනුනු තාරකා එකට එකතු කොට තාරකා රාශි සහ තාරකා මණ්ඩල වශයෙන් හඳුනාගත් අතර වඩාත්ම දීප්තිමත් තාරකා සුදුසු ලෙස නම් කරනු ලැබීය. තාරකා විද්‍යාඥයින් විසින් සකස් කරන ලද සවිස්තර තාරකාවන්ගේ නාමාවලිය සම්මත වූ තාරකාවන්ගේ තත්වයන් පිළිබඳ විස්තර අඩංගු වේ.

අවම වශයෙන් තරුවක ආයු කාලයෙහි එක් කොටසකදී හෝ එහි මධ්‍යයේ පවතින හයිඩ්‍රජන්, තාපන්‍යෂ්ටික විලයනයෙන් මුදා හරින ශක්තිය තරුවෙහි අභ්‍යන්තරය හරහා ගමන් කර පිටත අවකාශයට නිකුත් කිරීම නිසා එහි දීප්තිය විහිදීම සිදු වේ. තාරකාවක ජීවිත කාලය තුල සිදුවන තාරීය න්‍යෂ්ටිකසංස්ලේශණය හෝ තාරකා පිපිරීමට ලක් වන අවස්ථාවේදී සිදුවන අද්භූත තාරකා න්‍යෂ්ටිකසංස්ලේශණය මගින් ස්වභාවිකව පවතින හීලියම් වලට වඩා බරින් වැඩි මූලද්‍රව්‍ය සියල්ලක්ම පාහේ නිර්මාණය වීම සිදු වේ. තාරකා විද්‍යාඥයන් හට තාරකාවක වර්ණාවලිය, දීප්තිය සහ අභ්‍යවකාශය තුලින් චලිතය නිරීක්ෂණය කිරීම මගින් තාරකාවක ස්කන්ධය, වයස, රසයනික සංයෝජනය සහ තවත් අනෙකුත් ගුණාංග නිර්ණය කර ගත හැක. තාරකාවක සම්පූර්ණ ස්කන්ධය එහි පරිණාමයෙහි හා අවසාන ඉරණමෙහි ප්‍රධානතම නිර්ණායකය වේ. පරිණාමීය ඉතිහාසය, විශ්කම්භය, පරිභ්‍රමණය, සංචලනය සහ උෂ්ණත්වය මගින් තාරකාවක අනෙකුත් ලක්ෂණ නිර්ණය කරනු ලබයි. බොහෝ තාරකා වල උෂ්ණත්වය, එහි දීප්තියට එදිරිව අඳින ලද ප්‍රස්තාරය, හර්ට්ස්ප්‍රන්ග් - රසල් ප්‍රස්තාරය (H - R ප්‍රස්තාරය) ලෙස හඳුන්වන අතර එය තාරකාවක වයස සහ පරිණාමීය තත්වය නිර්ණය කිරීමට උපකාරී වේ. 

මූලික වශයෙන් හීලියම් සමග හයිඩ්‍රජන් සහ බරින් වැඩි මූලද්‍රව්‍ය) සුලු ප්‍රමාණ වලින් සෑදුනු බිඳ වැටෙන ද්‍රව්‍යමය වළාකුලක් ලෙස තාරකාවක ආරම්භය සිදුවේ. තාරකා මධ්‍යය අවශ්‍ය පමණට ඝන වූ පසු න්‍යෂ්ටික විලයන ක්‍රියාවලිය මගින් හයිඩ්‍රජන් වලින් කොටසක් හීලියම් බවට ක්‍රමයෙන් පරිවර්තනය වේ. තාරකාවෙහි අභ්‍යන්තරයෙහි අවශේෂ ශක්තිය විකිරණශීලී සහ සංවාහී ක්‍රියාවලි වල සංයෝජනයක් ලෙස එහි මධ්‍යයෙන් ඉවතට ගෙන යනු ලබයි. තාරකාවෙහි අභ්‍යන්තර පීඩනය එය තවදුරටත් එහි ගුරුත්වාකර්ශණය යටතේ බිඳ වැටීමෙන් වලකනු ලබයි. තාරකාවක හරයෙහි ඇති හයිඩ්රජන් ඉන්ධන අඩපණ වූ පසු, එම තාරකා වල ස්කන්ධය අවම වශයෙන් සූර්යයාගේ ස්කන්ධයෙන් 0.4ගුණයක් වන අතර රතු යෝධයකු බවට පත් වීමට ප්‍රසාරණය වීම සිදු වේ. තවද ඇතැම් අවස්ථාවලදී බරින් වැඩි මූලද්‍රව්‍ය තාරකාවෙහි හරයෙහි හෝ හරය අවට ඇති කවච වලදී විලයනය වීම සිදු වේ. පසුව තාරකාව පිරිහුනු තත්වයකට පත් වන අතර පදාර්ථයෙන් කොටසක් තාරකා අතර පවත්නා පරිසරය බවට ප්‍රතිචක්‍රීකරණය කර වැඩි ප්‍රමාණයක් බරින් වැඩි මූලද්‍රව්‍ය වලින් සමන්විත තාරකා නව පරම්පරාවක් ඇති කරනු ලබයි.

යුගල සහ බහු තාරකා පද්ධති ගුරුත්වාකර්ශණ බලයෙන් බැඳුනු තාරකා දෙකකින් හෝ වැඩි ප්‍රමාණයකින් සමන්විත වන අතර ඒවා එකිනෙක වටා ස්ථායි කක්ෂ වල චලනය වීම සිදු වේ.එවැනි තාරකා දෙකකට සාපේක්ෂ වශයෙන් සමීප කක්ෂ ඇති විට ඒවායේ ගුරුත්වාකර්ශණ අන්තර් ක්‍රියාව ඒවායේ පරිණාමය කෙරෙහි සැලකිය යුතු බලපෑමක් ඇති කළ හැකිය. තාරකා වලට පොකුරු හෝ මන්දාකිණි වැනි තරමක් විශාල ගුරුත්වාකර්ශණ බන්ධන ආකෘතිද පිහිටවා ගත හැකිය.

 නිරීක්ෂණ ඉතිහාසය 
ඓතිහාසිකව, ලොව පුරා ශිෂ්ටාචාර වලට තාරකා වැදගත් වී ඇත.ඒවා ආගමික සිරිත් වල කොටසක් ලෙස පැවති අතර දිශානතිය දැක්වීම සඳහාද භාවිතා කෙරිණි. බොහෝ අතීත තාරකා විද්‍යාඥයන් තාරකා ස්ථිරව දිව්‍යමය ප්‍රදේශයකට සම්බන්ධ වී ඇති බව සහ ඒවා වෙනස් කළ නොහැකි බව විශ්වාස කළෝය. පොදු සම්මතයකට අනුකූලව තාරකා විද්‍යාඥයන් විසින් තාරකා , තාරකා මණ්ඩල වලට කාණ්ඩ කල අතර ඒවා ග්‍රහලෝක වල චලිතය සහ සූර්යයාගේ අධ්‍යාහාර පිහිටීම හඳුනා ගැනීමට භාවිත කළෝය. පසුබිම් තාරකා වලට එදිරිව සූර්යයාගේ චලිතය දින දර්ශණ නිර්මාණය කිරීම සඳහා යොදා ගත් අතර කෘෂිකාර්මික කටයුතු පාලනය සඳහාද එය භාවිතා කෙරිණි. වර්තමානයේ ලෝකයේ සෑම තැනකම පාහේ භාවිතා වන ජෝර්ජියානු දින දර්ශණය, සූර්ය දින දර්ශණයක් වන අතර සූර්යයාට සාපේක්ෂව පෘථිවියෙහි භ්‍රමණ අක්ෂයේ ආනතිය මත පදනම් වී ඇත.

පැරණිතම නිවැරදි ලෙස දාතම දරණ තරු සිතියම ක්‍රි.පූ.1534 හි ඊජිප්තියානු තාරකා ශාස්ත්‍රයෙහි සඳහන් වේ. පැරණිතම තාරකා නාමාවලිය ක්‍රි.පූ. දෙවන සහශ්‍රයෙහි මෙසපොතේමියාවේ විසූ පුරාණ බැබිලෝනියානු තාරකා විද්‍යාඥයන් විසින් සම්පාදනය කරන ලද්දකි.

ග්‍රීක තාරකා ශාස්ත්‍රයෙහි ප්‍රථම තාරකා නාමාවලිය, ආසන්න වශයෙන් ක්‍රි.පූ.300 දී ටිමෝකරිස්ගේ සහයෝගයෙන් ඇරිස්ටිලස් විසින් නිර්මාණය කරන ලද්දකි. හිපාර්චස්ගේ තාරකා නාමාවලියෙහි තාරකා 1200 අඩංගු වන අතර ටොලෙමිගේ තාරකා නාමාවලිය සකස් කිරීමට භාවිතා කරන ලදී. පළමු වාර්තාගත නෝවාව හිපාර්චස් විසින් සොයා ගන්නා ලදී. වර්තමානයේ භාවිතා වන බොහෝ තාරකා මණ්ඩලවල සහ තාරකාවල නාමයන් ග්‍රීක තාරකා විද්‍යාවෙන් පැවත ගෙන එන ඒවාය.

අහසෙහි නොවෙනස් ස්වභාවයක් පෙනෙන්නට තිබියදී පවා චීන තාරකා 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 විශාල 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 ග්‍රහ 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 සංඛ්‍යාව 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 තාරීය 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 ගුණයක්

 පදවි නාමයන් 
තාරකා 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 තරුවල 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 ඒකක 
බොහෝ 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 සූර්යයාගේ ලක්ෂණ පදනම් කරගෙන ඇත:

{|
|සූර්ය ස්කන්ධය:
| kg
|-
|සූර්ය දීප්තිය:
| watts
|-
|සූර්ය අරය:
| m
|}

යෝධ 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 විකසනය 

තරු 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 හීලියම් 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 නිර්මාණය 

තරුවක් 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.

වලාව 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 අනුක්‍රමය 
තරු 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.
පහත "වර්ගීකරණය" බලන්න.)

ප්‍රවර්ගය:තරු
ප්‍රවර්ගය:Galaxce