നക്ഷത്രം

200px|thumb
ഭൂമിയുടെ ഏറ്റവും സമീപത്തുള്ള നക്ഷത്രമാണ് സൂര്യൻ‌

ഉയർന്ന തിളക്കത്തോടെയുള്ള പ്ലാസ്മ ഗുരുത്വബലത്താൽ ചേർന്നുള്ള ഭീമൻ ഗോളമാണ് **നക്ഷത്രം** അഥവാ വാനമീൻ.ജീവിതാന്ത്യത്തോടെ അതിന്റെ ദ്രവ്യത്തിന്റെ ഒരു ഭാഗം അപഭ്രംശ ദ്രവ്യമായിട്ടുണ്ടാകും. ഭൂമിയോട് ഏറ്റവും അടുത്ത് കിടക്കുന്ന നക്ഷത്രമാണ് സൂര്യൻ, ഭൂമിയിലെ ഭൂരിഭാഗം ഊർജ്ജത്തിന്റേയും ഉറവിടം സൂര്യനാണ്. സൂര്യന്റെ അസാന്നിദ്ധ്യമുള്ള രാത്രിയിൽ മറ്റ് അന്തരീക്ഷ പ്രതിഭാസങ്ങൾ തടസ്സമാകാതെ വരുമ്പോൾ നക്ഷത്രങ്ങൾ ദൃശ്യമാകുന്നു. ചരിത്രപരമായി ഖഗോളത്തിൽ കാണപ്പെടുന്ന പ്രധാന നക്ഷത്രങ്ങളെ ചേർത്ത് ചില രൂപങ്ങൾ കല്പിക്കുകയും രാശികളായി തിരിക്കുകയും ചെയ്തിരിക്കുന്നു. മാത്രമല്ല ജന്മനക്ഷത്രങ്ങളായി ഇവയെ ഗണിക്കപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്നു. അവയിൽ പ്രധാനപ്പെട്ട നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് പ്രത്യേകം നാമങ്ങൾ നൽകപ്പെടുകയും ചെയ്തു. വിവിധ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ പല തരത്തിലുള്ള നക്ഷത്ര കാറ്റലോഗുകൾ തയ്യാറാക്കിയിട്ടുണ്ട്. അവയുപയോഗിച്ച് ഓരോ നക്ഷത്രത്തിന്റെയും കൃത്യമായ സ്ഥാനം മനസ്സിലാക്കാം.

ഭീമമായ ഊർജ്ജം ഉത്പാദിപ്പിച്ചുകൊണ്ട് ഹൈഡ്രജൻ അണുകേന്ദ്രങ്ങൾ(ന്യൂക്ലിയസ്) ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രങ്ങളാകുന്ന അണുസംയോജന പ്രക്രിയയാണ് നക്ഷത്രങ്ങൾക്കുള്ളിൽ നടക്കുന്നത്. ഇതുവഴി ധാരാളം ഊർജ്ജം ഉണ്ടാകുന്നു. ഈ ഊർജ്ജം താപവും പ്രകാശവുമായി ബാഹ്യാകാശത്തിലേക്കു പ്രസരിക്കുന്നു. സൂര്യനിൽ നിന്നും ഇത്തരത്തിൽ വമിക്കുന്ന കിരണപ്രസരം ആണ് ഭൂമിയിൽ ജീവൻ നിലനിർത്തുന്നതിനു വേണ്ടിയുള്ള ഊർജ്ജത്തിന്റെ ഉറവിടം. ഹീലിയത്തെക്കാൾ ഭാരമുള്ള ഏതാണ്ട് എല്ലാ മൂലകങ്ങളും ഉണ്ടായിട്ടുള്ളത് നക്ഷത്രങ്ങളിലെ അണുസംയോജനം വഴിയാണ്.

ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാർ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രായം, പിണ്ഡം, രാസസംയോഗം എന്നിവ കണക്കാക്കുന്നത് നക്ഷത്രത്തിന്റെ വർണ്ണരാജി (spectrum), പ്രകാശമാനം (luminosity), ബഹിരാകാശത്തിലെ അതിന്റെ ചലനം എന്നിവ കണക്കാക്കിയാണ്. നക്ഷത്രത്തിന്റെ മറ്റ് ഭൗദ്ധിക ഗുണങ്ങൾ അളക്കുന്നത് അതിന്റെ വക്രതുള ചലനം (കറക്കം), വ്യാസം, താപനില എന്നിവ കണക്കാക്കിയാണ്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ താപനിലയും പ്രകാശമാനവും അക്ഷങ്ങളിൽ എടുത്ത് വരയ്ക്കുന്ന ഗ്രാഫിന് ഹേഴ്സ്പ്രങ്ങ്- റസ്സൽ ചിത്രം (Hertzsprung-Russell diagram) എന്നു പറയുന്നു. ഈ ചിത്രമാണ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രായവും, പരിണാമ ചരിത്രവും പഠിക്കാൻ ഉപയോഗിക്കുന്നത്.

പരിണാമകാലത്ത് നക്ഷത്രം ഹൈഡ്രജന്റെയും ഹീലിയത്തിന്റെയും മിശ്രിതമായിരിക്കും. കുറഞ്ഞ അളവിൽ ഘനമൂലകങ്ങളും കാണും. നക്ഷത്രത്തിന്റെ സാന്ദ്രമായ ഉൾഭാഗത്ത് ഹൈഡ്രജൻ അണുസംയോജനം മൂലം ഹീലിയം ആയി മാറുന്നു. ഇപ്രകാരം ഉണ്ടായ ഊർജ്ജം പ്രസരം, അല്ലെങ്കിൽ താപസംവഹനം മൂലം പുറത്തേക്കു വമിക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തിനുള്ളിലെ ഭീമമായ ആന്തരിക മർദ്ദം അതിനെ സ്വന്തം ഗുരുത്വാകർഷണം മൂലം പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നതിൽ നിന്നും തടയുന്നു. ഹൈഡ്രജൻ ഇന്ധനം തീർന്നാൽ സൂര്യന്റെ 0.4 മടങ്ങ് എങ്കിലും ഭാരമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ ചുവന്ന ഭീമൻ ആയി മാറുന്നു. 

ഇരട്ട നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്ന വാക്ക് ഗുരുത്വാകർഷണം മൂലം ബന്ധിപ്പിക്കപ്പെട്ട രണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങളെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. അവ പരസ്പരം ഭ്രമണം ചെയ്തുകൊണ്ടിരിക്കും. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സമൂഹത്തെ താരസമൂഹം എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഭൂമി ഉൾപ്പെട്ട താരസമൂഹമാണ് ക്ഷീരപഥം.

## ചരിത്രം
[right|300px|thumb|വലിയ മഗല്ലാനിക് ക്ലൗഡിൽ നക്ഷത്രം രൂപപ്പെടുന്ന പ്രദേശം [വലിയ മഗല്ലാനിക് മേഘം. NASA/ESA image.]]
ചരിത്രത്തിൽ എല്ലാ സംസ്കാരങ്ങൾക്കും നക്ഷത്രങ്ങൾ പ്രധാനപ്പെട്ടവയാണെന്ന് കാണാം. അവ മതപരമായ ആചാരങ്ങളോട് ഇഴുകിച്ചേർന്നു കിടക്കുന്നു. അനാദി കാലം മുതൽക്കേ കപ്പൽ യാത്രയ്ക്കും ദിശ അറിയുന്നതിനും നക്ഷത്രങ്ങളെയാണ് ആശ്രയിച്ചുപോരുന്നത്. പുരാതന ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ ആകാശത്തു പതിച്ചു വച്ച ഗോളങ്ങളാണ് നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്ന് കരുതി പോന്നിരുന്നു. അവയ്ക്ക് ആദിയും അന്ത്യവും ഇല്ല എന്നും വിശ്വസിച്ചിരുന്നു.അവയെ നക്ഷത്രഗണങ്ങളാക്കി വിഭജിക്കുകയും ഗ്രഹങ്ങളുടെ ആപേക്ഷിക ചലനം അളക്കാൻ അവയെ ഉപയോഗിക്കുകയും ചെയ്തിരുന്നു.  നക്ഷത്രങ്ങൾക്കെതിരായുള്ള സൂര്യന്റെ ആപേക്ഷിക ചലനം നിരീക്ഷിച്ചാണ് കലണ്ടർ ഉണ്ടാക്കിയിരുന്നത്. ഈ കലണ്ടർ പ്രകാരമാണ് കൃഷിയിറക്കുന്നതിനും മറ്റുമുള്ള തിയതി നിശ്ചയിച്ചിരുന്നത്. ലോകമെമ്പാടും പ്രചാരമുള്ള ഗ്രിഗോറിയൻ കലണ്ടർ ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണാക്ഷത്തിനോട് സൂര്യന്റെ ആപേക്ഷിക ചലനത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കി നിർമിച്ചതാണ്.

നിലവിലുള്ളതിൽ വച്ച് കൃത്യതയാർന്ന ഏറ്റവും പഴയ നക്ഷത്ര ചാർട്ട് 1534-ൽ ഈജിപ്തിൽ വരയ്ക്കപ്പെട്ടതാണ്. അറിയപ്പെട്ടവയിൽ വച്ച് ആദ്യത്തെ നക്ഷത്ര കാറ്റലോഗ് ശേഖരിച്ചത് പുരാതന മെസപ്പൊട്ടോമിയയിലെ  ബാബിലോണിയൻ വാനനിരീക്ഷകരാണ്. ബി. സി. 2 ആം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ അവസാനകാലത്താണ് ആണ് ഇവ ശേഖരിക്കപ്പെട്ടത്.

ഗ്രീസിലെ ആദ്യ നക്ഷത്ര കാറ്റലോഗ് തയ്യാറാക്കിയത് അരിസ്റ്റിലസ് ആണ്. തിമോഷാരിസിന്റെ സഹായത്തോടെ 300 ബി.സിയിലാണ് ഇത് വരയ്ക്കപ്പെട്ടത്. ഹിപ്പാർക്കസ് എന്ന ഗ്രീക്ക് വാനനിരീക്ഷകൻ 1020 നക്ഷത്രങ്ങൾ ഉൾക്കൊള്ളുന്ന കാറ്റലോഗ് തയ്യാറാക്കുകയുണ്ടായി. പിന്നീട് ടോളമിയുടെ നക്ഷത്ര കാറ്റലോഗ് ഹിപ്പാർക്കസ് ശേഖരിച്ച വിവരങ്ങൾ കൂടി ചേർത്താണ് തയ്യാറാക്കപ്പെട്ടത്. ഹിപ്പാർക്കസ് തന്നെയാണ് ആദ്യ നോവയെ കണ്ടുപിടിച്ചതും. ഇന്നു നിലവിലുള്ള ഭൂരിഭാഗം താരസമൂഹങ്ങളുടെയും നാമം ഗ്രീക്ക് ഭാഷയിൽ നിന്നും ഉരുത്തിരിഞ്ഞതാണ്.
ആകാശഗോളങ്ങൾ സ്ഥായിയാണെന്ന് വിശ്വസിച്ചിരുന്ന ചീനക്കാർ പക്ഷെ പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ ഉണ്ടാവുന്നത് സ്വാഭാവികമാണെന്നു വിശ്വസിച്ചു പോന്നിരുന്നു.  185 എ.ഡി. യിൽ ആദ്യമായി സൂപ്പർനോവയെ നിരീക്ഷിച്ചതും രേഖപ്പെടുത്തിയതും ചീനക്കാരായിരുന്നു. ഇന്ന് എസ്.എൻ 185 എന്ന പേരിൽ അറിയപ്പെടുന്ന സൂപ്പർനോവയെ ആണ് ചീനക്കാർ നിരീക്ഷിച്ച് രേഖപ്പെടുത്തിയിരുന്നത്. ചരിത്രത്തിലെ ഏറ്റവും പ്രകാശമാനമായ എസ്. എൻ 1006 എന്ന സൂപ്പർനോവ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടത് 1006-ൽ ആയിരുന്നു. നിരീക്ഷണം നടത്തിയത് ഈജിപ്ഷ്യൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ അലി ഇബ്ൻ റിദ്വാൻ ആയിരുന്നു. ക്രാബ് നെബുലയ്ക്ക് ജന്മം നൽകിയ എസ്.എൻ. 1054 സൂപ്പർനോവയെ അനവധി ചീനക്കാരും അറബികളും നിരീക്ഷിച്ചിരുന്നു.

മധ്യകാല ഇസ്ലാമിക ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് നൽകിയ പേരുകൾ ഇന്നും ഉപയോഗത്തിലുണ്ട്. ഇവർ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്ഥാനം നിർണ്ണയിക്കാൻ ആവശ്യമായ പലതരം ഉപകരണങ്ങൾ അവർ കണ്ടുപിടിച്ചിരുന്നു.'സിജ്' നക്ഷത്ര കാറ്റലോഗുകൾ നിർമ്മിക്കാൻ വേണ്ടി അവർ ഒരു വാനനിരീക്ഷണകേന്ദ്രം തന്നെ തുറക്കുകയുണ്ടായി.
പേർഷ്യൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ അബ്ദ് അൽ റഹ്മാൻ അൽ സൂഫി 964-ൽ എഴുതിയ 'സ്ഥിര നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പുസ്തകത്തിൽ'(The Book of Fixed stars)പല നക്ഷത്ര സമൂഹങ്ങളെയും(ഓമിക്രോൺ വെലോറം, ബ്രോക്കായുടെ താരസമൂഹം എന്നിവ) ഗാലക്സികളെയും(ആൻഡ്രോമീഡ) പരാമർശിച്ചിട്ടുണ്ട്. 11 ആം നൂറ്റാണ്ടിലെ പേർഷ്യൻ വാനനിരീക്ഷകൻ അബു റൈഹാൻ ബിറൂനി ക്ഷീരപഥത്തെ നെബുലകളുടെ സ്വഭാവമുള്ള അനേകം കണികകളുടെ കൂട്ടം എന്നു വിശേഷിപ്പിച്ചു. 1019-ലെ ചന്ദ്രഗ്രഹണത്തിന്റെ രേഖാംശം രേഖപ്പെടുത്തുകയും ചെയ്തു.

ആൻഡുലേഷ്യൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ഇബ്ൻ ബജ്ജ ക്ഷീരപഥത്തെ തമ്മിൽ തൊട്ടുരുമ്മി നിൽക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കൂട്ടം എന്നു വിശേഷിപ്പിച്ചു. ഇവയിൽ നിന്നും പ്രസരിക്കുന്ന രശ്മികൾക്ക് അപവർത്തനം സംഭവിക്കുന്നതിനാലാവാം ഇവ തൊട്ടടുത്ത് നിൽക്കുന്നതു പോലെ തോന്നുന്നത് എന്ന് വിശദീകരിക്കുകയും ചെയ്തു.1106-1007 എ.ഡിയിൽ വ്യാഴത്തിന്റെയും ചൊവ്വയുടെയും ഗ്രഹനില നിരീക്ഷിച്ച ശേഷമായിരുന്നു അദ്ദേഹം ഈ നിഗമനത്തിലെത്തിയത്.

ടൈക്കോ ബ്രാഹി മുതലായ ആദ്യകാല യൂറോപ്യൻ ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാർ പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളെ കണ്ടുപിടിക്കുകയും സ്വർഗ്ഗം(ആകാശം) സ്ഥായിയല്ല എന്ന് അഭിപ്രായപ്പെടുകയും ചെയ്തു. പുരാതന ഗ്രീക്ക് ചിന്തകരായ ഡെമോക്രിറ്റസ് എപ്പിക്യൂറസ്, ഇസ്ലാമിക വാനശാസ്ത്രജ്ഞനായ ഫക്ർ-അൽ-ദിൻ-അൽ-റാസി എന്നിവർ പറഞ്ഞതു പോലെ നക്ഷത്രങ്ങൾ സൂര്യന്മാർ തന്നെയാണെന്നും, അവയ്ക്കു ചുറ്റും ഭൂമിയെപ്പോലുള്ള ഗ്രഹങ്ങൾ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നുണ്ടെന്നും ജിയോർഡാനോ ബ്രൂണോ(1584) എന്ന യൂറോപ്യൻ ശാസ്ത്രജ്ഞൻ വാദിച്ചു.

17ആം നൂറ്റാണ്ടോടെ നക്ഷത്രങ്ങൾ ദൂരെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന സൂര്യന്മാരാണെന്ന് ശാസ്ത്രലോകത്തിൽ പരക്കെ വിശ്വസിക്കപ്പെട്ടു. ഈ നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്തുകൊണ്ട് ഭൂമിയെ ഗുരുത്വാകർഷണ ബലം ഉപയോഗിച്ച് ആകർഷിക്കുന്നില്ല എന്ന ചോദ്യത്തിന് ഉത്തരം നൽകിയത് സർ. ഐസക്ക് ന്യൂട്ടൺ ആയിരുന്നു. എല്ലാ ദിശയിലും നക്ഷത്രങ്ങൾ തുല്യമായി വ്യാപിച്ചു കിടക്കുകയാണെന്നും, അവയുടെ ആകർഷണബലം എല്ലാ ദിശയിൽ നിന്നും തുല്യമായി ഉണ്ടെന്നും, അതിനാൽ ആകെ ബലം ശൂന്യമാണെന്നും ആദ്യകാല ചിന്തകൻ റിച്ചാർഡ് ബെന്റ്ലിയുടെ ആശയം കടമെടുത്തുകൊണ്ട് അദ്ദേഹം പറഞ്ഞു.

ഇറ്റാലിയൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ജെമിനിയാനോ മൊണ്ടാനറി, ആൽഗോൾ എന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രകാശമാനതയിൽ വ്യതിയാനം വരുന്നുണ്ടെന്ന് കണ്ടെത്തി. എഡ്മണ്ട് ഹാലി നക്ഷത്രങ്ങൾ സ്ഥിരാവസ്ഥയിലല്ലെന്നും അവ ഗ്രീക്ക് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരായ ടോളമിയും ഹിപ്പോക്രാറ്റിസിന്റെയും കാലത്തുള്ള സ്ഥാനത്തല്ല പല നക്ഷത്രങ്ങളും ഇപ്പോളുള്ളതെന്നും വ്യക്തമാക്കി. ഫ്രെഡ്രിക്ക് ബെസ്സെൽ 1838-ൽ പാരലാക്സ് സാങ്കേതികവിദ്യ ഉപയോഗിച്ച് ആദ്യമായി ഒരു നക്ഷത്രത്തിലേക്കുള്ള (61 സിഗ്നി-11.4 പ്രകാശവർഷം) ദൂരം അളന്നു. പാരലാക്സ് സാങ്കേതികവിദ്യ ഉപയോഗിച്ച് ആകാശഗോളങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള ദൂരം വളരെ വലുതാണെന്നും കണ്ടെത്തി.
[thumb|220px|left|People have seen patterns in the stars since ancient times This 1690 depiction of the constellation of [Leo (constellation)|Leo, the lion, is by Johannes Hevelius.]]
വില്ല്യം ഹെർഷൽ ആകാശത്തെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വിന്യാസത്തെ പറ്റി പഠനം നടത്തി. 600 വ്യത്യസ്ത ദിശകളിൽ നിന്ന് അദ്ദേഹം നക്ഷത്രങ്ങളെ നിരീക്ഷിച്ചു. ആകാശത്തിന്റെ ഒരു കോണിലേക്ക് മാത്രം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സംഖ്യ ക്രമമായി കൂടുന്നുണ്ടെന്ന് അദ്ദേഹം മനസ്സിലാക്കി. അദ്ദേഹത്തിന്റെ മകൻ ജോൺ ഹെർഷൽ ദക്ഷിണാർദ്ധഗോളത്തിൽ സമാന നിരീക്ഷണം നടത്തി അതേ നിഗമനത്തിൽ എത്തിച്ചേർന്നു. ദ്വിതനക്ഷത്രങ്ങളെപ്പറ്റിയും അദ്ദേഹം പ്രവചിച്ചു. 

നക്ഷത്ര വർണ്ണരാജിയെപ്പറ്റി പഠിക്കുന്ന ശാസ്ത്രശാഖയ്ക്ക് വലിയ സംഭാവനകൾ നൽകിയത് ജോസഫ് വോൺ ഫ്രോണോഫർ, ഏഞ്ജലോ സാക്കി എന്നീ രണ്ട് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാരാണ്. സൈറിസ് മുതലായ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വർണ്ണരാജി സൂര്യന്റേതുമായി താരതമ്യം ചെയ്തപ്പോൾ അവയിലെ ആഗിരണ രേഖകളുടെ(അന്തരീക്ഷം ചില പ്രത്യേക ഫ്രീക്വൻസികളെ ആഗിരണം ചെയ്യുന്നതു കാരണം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വർണ്ണരാജിയിലുള്ള ഇരുണ്ട രേഖകൾ) ശക്തിയും എണ്ണവും വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നതു കണ്ടു.1865-ൽ സാക്കി വർണ്ണരാജിയുടെ അടിസ്ഥാനത്തിൽ നക്ഷത്രങ്ങളെ പലവിധമായി തരം തിരിച്ചു.  എന്നാൽ ആധുനിക രീതിയിലുള്ള വർഗ്ഗങ്ങളായി തരം തിരിക്കൽ നടത്തിയത് ആനി ജെ കാനോൺ ആണ്.
ഇരട്ടനക്ഷത്രങ്ങളെ നിരീക്ഷിക്കുന്നതിൽ ശാസ്ത്രലോകം ശ്രദ്ധ കേന്ദ്രീകരിച്ചു തുടങ്ങിയത് 19 ആം നൂറ്റാണ്ടോടെയാണ്. 1834-ൽ ഫ്രെഡ്രിക് ബെസ്സെൽ സൈറസ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ചലനം സൂക്ഷ്മമായി നിരീക്ഷിച്ച് അതിന്റെ കാണപ്പെടാതിരുന്ന ഇരട്ടയെ കണ്ടെത്തി. എഡ്വാർഡ് പിക്കറിങ് 1899-ൽ 104 ദിവസം മിസാർ നക്ഷത്രത്തെ നിരീക്ഷിച്ച് ആദ്യത്തെ സ്പെക്ട്രൊസ്കോപ്പിക ബൈനറിയെ കണ്ടുപിടിച്ചു. പിന്നീട് വില്യം സ്ട്രൂവെ, എസ്.ഡബ്ള്യൂ ബർണാം എന്നീ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ പല ദ്വിതനക്ഷത്രങ്ങളെയും നിരീക്ഷിക്കുകയും അവയുടെ പിണ്ഡം വർത്തുള ചലനത്തെ ആധാരമാക്കി കണക്കുകൂട്ടുകയും ചെയ്തു. ദൂരദർശനിയിലൂടെയുള്ള നിരീക്ഷണത്തിലൂടെ ദ്വിതനക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഭ്രമണപഥം നിർണയിക്കാനുള്ള സാങ്കേതികവിദ്യ 1827-ൽ ഫെലിക്സ് സാൽവേറിയാണ് മുന്നോട്ടുവച്ചത്.

ഇരുപതാം നൂറ്റാണ്ടിൽ വാനനിരീക്ഷണ മേഖലയിൽ പല പുതിയ കുതിച്ചുചാട്ടങ്ങളും ഉണ്ടായി. കാൾ ഷ്വാസ്ചൈൽഡ് എന്ന ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞൻ, നക്ഷത്രത്തിന്റെ നിറമനുസരിച്ച് അതിന്റെ താപനിലയിൽ വ്യത്യാസം ഉണ്ടാകാം എന്നു കണ്ടെത്തി. ഫോട്ടോഇലക്ട്രിക് ഫോട്ടോമീറ്റർ കണ്ടുപിടിച്ചതിനു ശേഷം പല തരംഗദൈർഘ്യ ഇടവേളകളിലെയും വളരെ കൃത്യമായ അളവുകൾ എടുക്കാൻ സാധിച്ചു. 1921-ൽ ആൽബർട്ട് എ മൈക്കിൾസൺ എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞൻ ഹുക്കർ ദൂരദർശിനിയിലെ ഇൻഫറോമീറ്റർ ഉപയോഗിച്ച് ആദ്യമായി ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആരം കണക്കാക്കി.

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഭൗതികശാസ്ത്രത്തെ കുറിച്ചുള്ള ആധികാരിക പഠനങ്ങൾ കൂടുതലും നടന്നിട്ടുള്ളത് 20 ആം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ ആദ്യ ദശകങ്ങളിലാണ്. 1913-ൽ ഹേഴ്സ്പ്രങ്-റസ്സൽ ചിത്രങ്ങൾ വികസിപ്പിച്ചെടുത്തതിനുശേഷം ഈ മേഖലയിൽ വൻ കുതിപ്പാണുണ്ടായത്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജനനത്തെപ്പറ്റിയും, പരിണാമത്തെപ്പറ്റിയും, അവയുടെ ഉൾഭാഗത്തെപ്പറ്റിയും വിശദീകരിക്കുന്ന അനേകം മാതൃകകൾ ഉണ്ടാക്കപ്പെട്ടു. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വർണ്ണരാജി ക്വാണ്ടം ഭൗതികശാസ്ത്രത്തിലൂടെ വിശദീകരിക്കപ്പെട്ടു. ഈ കണ്ടെത്തലിന്റെ ഫലമായി നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രാസഘടനയെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനങ്ങളിൽ കൂടുതൽ വെളിച്ചം വീണു.

സൂപ്പർനോവകൾ ഒഴികെയുള്ള ഒറ്റപ്പെട്ട നക്ഷത്രങ്ങളെ നമുക്കുചുറ്റുമുള്ള പ്രാദേശിക ഗാലക്സികളിലാണ് കണ്ടെത്തിയിട്ടുള്ളത്. ഇവയിൽ കൂടുതലും ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ ദൃശ്യമായ ഭാഗങ്ങളിലാണ് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്. എന്നാൽ ചില നക്ഷത്രങ്ങൾ കന്നി താരസമൂഹത്തിലെ M100 ഗാലക്സിയിലാണുള്ളത്. ഇവ ഭൂമിയിൽ നിന്ന് ഏകദേശം 100 മില്ല്യൺ  പ്രകാശവർഷം അകലത്തിലാണുള്ളത്. പ്രാദേശിക സൂപ്പർക്ളസ്റ്ററുകളിൽ  താരസമൂഹങ്ങളെ കാണാൻ സാധിക്കും.

ഇപ്പോൾ നിലവിലുള്ള തരം ദൂരദർശിനികൾ ഉപയോഗിച്ച് പ്രാദേശിക സൂപ്പർക്ളസ്റ്ററിലെ 100 മില്ല്യൺ പ്രകാശവർഷം അകലെയുള്ള തിളക്കം കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങൾ വരെ നിരീക്ഷിക്കാൻ സാധിക്കും.   എന്നാൽ പ്രാദേശിക സൂപ്പർക്ളസ്റ്ററിനു പുറത്തുള്ള ഗാലക്സികളിലെ ഒറ്റപ്പെട്ട നക്ഷത്രങ്ങളോ താരസമൂഹങ്ങളോ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടില്ല. ഇതിന് ഒരേയൊരു അപവാദം ഒരു ബില്ല്യൺ പ്രകാശവർഷം അകലെയുള്ള ഒരു വലിയ നക്ഷത്രസമൂഹത്തെ നിരീക്ഷിക്കാൻ പറ്റിയതും അതിന്റെ മങ്ങിയ ചിത്രം എടുക്കാൻ കഴിഞ്ഞതുമാണ്.

## നാമകരണം
താരസമൂഹം എന്ന സങ്കൽപ്പം ബാബിലോണിയൻ കാലഘട്ടം മുതലേ ഉണ്ടായിരുന്നു. പ്രാചീന വാനനിരീക്ഷകർ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്ഥാനങ്ങൾ നിരീക്ഷിക്കുകയും അവ പ്രത്യേക പാറ്റേണുകളായി കാണപ്പെടുന്നുണ്ടെന്നു മനസ്സിലാക്കുകയും ചെയ്തിരുന്നു. ഇങ്ങനെ ഉണ്ടാകുന്ന പാറ്റേണുകളെ പ്രകൃതിയിലെ സംഭവവികാസങ്ങളോടോ മിത്തുകളോടോ ബന്ധപ്പെടുത്തി നാമകരണം ചെയ്തിരുന്നു.  ഇത്തരത്തിൽ നാമകരണം ചെയ്യപ്പെട്ട പന്ത്രണ്ട്  താരസമൂഹങ്ങളാണ് ജ്യോതിഷത്തിന്റെ അടിസ്ഥാനം. തിളക്കം കൂടുതലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്കും അറബിക് അഥവാ ലത്തീൻ നാമങ്ങൾ നൽകിയിരുന്നു.പല താരസമൂഹങ്ങളെപ്പറ്റിയും സൂര്യനെപ്പറ്റിയും പലതരം മിത്തുകൾ പ്രചരിച്ചിരുന്നു. പുരാതന ഗ്രീക്കുകാർ ചില ആകാശഗോളങ്ങൾ നക്ഷത്രങ്ങളല്ല എന്നു മനസ്സിലാക്കുകയും അവയ്ക്ക് 'ഗ്രഹം' എന്ന് പേർ നൽകുകയും ചെയ്തു. ഗ്രീക്ക് മിത്തുകളിലെ പ്രമുഖ ദേവതകളെ ഉദ്ധരിച്ച് ഗ്രഹങ്ങൾക്ക് മെർക്കുറി (ബുധൻ), വീനസ് (ശുക്രൻ), മാർസ് (ചൊവ്വ), ജൂപ്പിറ്റർ (വ്യാഴം), സാറ്റേൺ (ശനി) എന്നീ പേരുകൾ നൽകി. (യുറാനസ്, നെപ്റ്റ്യൂൺ എന്നിവ ഗ്രീക്ക്-റോമൻ ദേവതകളാണെങ്കിലും അവയ്ക്ക് പേരുകൾ നൽകിയത് ആധുനിക ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരാണ്. ഈ ഗ്രഹങ്ങളുടെ പ്രകാശമാനത കുറവായതുകൊണ്ട് പുരാതന വാനനിരീക്ഷകർ ഇവയെ നിരീക്ഷിച്ചിരുന്നില്ല).

താരസമൂഹത്തിന്റെ പേര് കൂടെ ഉപയോഗിച്ച് അവയുടെ ആകാശത്തിലെ സ്ഥാനം വ്യക്തമാക്കപ്പെടും വിധമുള്ള പേരുകളാണ് ആധുനിക ശാസ്ത്രജ്ഞർ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് നൽകിയത്. ജെർമൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ജൊഹാൻ ബേയർ നക്ഷത്ര ഭൂപടങ്ങളുടെ ഒരു ശ്രേണി തന്നെ നിർമ്മിച്ചു. ഓരോ താരസമൂഹത്തിലെ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കും ഗ്രീക്ക് അക്ഷരങ്ങൾ നാമമായി നൽകി.ഇതിനുശേഷം നക്ഷത്രത്തിന്റെ വലത്തോട്ടുള്ള കയറ്റം ആധാരമാക്കി സംഖ്യയിടുന്ന രീതി ജോൺ ഫ്ലാംസ്റ്റീഡ് കണ്ടുപിടിച്ചു.
*ഹിസ്റ്റോറിയ സെലെസ്റ്റിസ് ബ്രിട്ടാണിക്ക* (1712ലെ ലക്കം)എന്ന പുസ്തകത്തിലാണ് ഫ്ലാംസ്റ്റീഡ് ഈ ആശയം മുന്നോട്ട് വച്ചത്. ഈ സംഖ്യാരീതി ഫ്ലാംസ്റ്റീഡ് നംബറിങ് എന്ന പേരിൽ പിൽക്കാലത്ത് അറിയപ്പെട്ടു.
ബഹിരാകാശ നിയമം പ്രകാരം ആകാശഗോളങ്ങളെ നാമകരണം ചെയ്യാനുള്ള അധികാരം അന്താരാഷ്ട്ര ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിയനിൽ (IAU) നിക്ഷിപ്തമാണ്. എന്നാലും പല സ്വകാര്യ കമ്പനികളും പുതിയതായി കണ്ടുപിടിച്ച നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പേരുകൾ വിൽക്കാൻ രംഗത്തിറങ്ങിയിട്ടുണ്ട്. ഇത് നിയന്ത്രിതമല്ലാത്ത വാണിജ്യ സംരംഭം ആണെന്നാണ് ബ്രിട്ടീഷ് ഗ്രന്ഥശാല ഔദ്യോഗികമായി പ്രഖ്യാപിച്ചു.

ഐ.എ.യു ഇത്തരം സ്വകാര്യ കമ്പനികളെയും, അവർ നൽകുന്ന പേരുകളെയും അംഗീകരിക്കുന്നില്ല. ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളെ നാമകരണം ചെയ്യുന്ന ഒരു സംരംഭം ആണ് അന്താരാഷ്ട്ര നക്ഷത്ര റെജിസ്ട്രി. 1980കളിൽ  താരനാമകരണത്തിനുള്ള ഔദ്യോഗിക സംഘടന തങ്ങൾ ആണെന്ന് വരുത്തിത്തീർക്കാൻ ഇവർ നടത്തിയ ശ്രമം വിവാദമായിരുന്നു. ന്യൂയോർക്കിലെ ഉപഭോക്തൃ ക്ഷേമ കോടതി, അറിവോടുകൂടിയുള്ള ചതിക്ക് ഈ സംരംഭത്തിനെതിരെ അന്യായം ഫയൽ ചെയ്യുകയുണ്ടായി.

## അളവുകളും അളവുകോലുകളും
താരങ്ങളുടെ പല ഭൗദ്ധിക ഗുണങ്ങളും എസ്.ഐ. യൂണിറ്റുകളിലാണ് സാധാരണഗതിയിൽ അളക്കാറ്. എന്നാൽ സി.ജി.എസ്. യൂണിറ്റുകളും (ഉദാ: പ്രകാശമാനത - എർഗ് പ്രതി സെക്കന്റ്) ഉപയോഗത്തിലുണ്ട്. പിണ്ഡം, പ്രകാശമാനത, ആരം എന്നിവ സോളാർ യൂണിറ്റുകളിലും അളക്കാറുണ്ട്.
:

ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ആരം, ദ്വിത നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അർധദീർഘാക്ഷം( semi-major axis)  പോലുള്ള വലിയ ദൂരങ്ങൾ ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റുകളിൽ ആണ് അളക്കാറ്. ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റ് എന്നാൽ സൂര്യനും ഭൂമിയും തമ്മിലുള്ള ശരാശരി ദൂരമാണ്.(150 മില്ല്യൺ കിലോമീറ്റർ അഥവാ 93 മില്ല്യൺ മൈലുകൾ)

## ജനനവും പരിണാമവും
നക്ഷത്രങ്ങൾ അതിസാന്ദ്രമായ അന്തർനക്ഷത്ര മാധ്യമത്തിലാണ്( interstellar medium ) ജനിക്കുന്നത്. പക്ഷെ ഇവിടുത്തെ സാന്ദ്രത വാക്വം ചേമ്പറിനേക്കാൾ കുറവാണ് താനും. ഇത്തരം പ്രവിശ്യകളെ തന്മാത്രാമേഘങ്ങൾ (molecular clouds) എന്നാണ് വിളിക്കുക. ഇത്തരം തന്മാത്രാമേഘങ്ങളുടെ രാസഘടന ഇപ്രകാരമാണ് - ഭൂരിഭാഗം ഹൈഡ്രജൻ, 23-28% ഹീലിയം, കുറഞ്ഞ അളവിൽ ഘനമൂലകങ്ങൾ എന്നിങ്ങനെ.നക്ഷത്രം ജനിക്കുന്ന ഇത്തരം പ്രവിശ്യകൾക്ക് ഒരു ഉദാഹരണമാണ് ഓറിയോൺ നീഹാരിക. ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങൾ തന്മാത്രാമേഘപടലത്തിൽ നിന്നാണ് ഉണ്ടാവുന്നത് എന്നതുകൊണ്ടുതന്നെ അവ മേഘപടലത്തെ പ്രകാശപൂരിതമാക്കുന്നു. ഇവ ഹൈഡ്രജനെ അയോണീകരിക്കുന്നു. ഇപ്രകാരം H II ഉണ്ടാവുന്നു.

നക്ഷത്രാന്തരീയ ഇടം‍ (Interstellar space) മേഘപടലങ്ങൾ സാവധാനം കൂടിച്ചേർന്ന് നീഹാരികകൾ(നെബുലകൾ) രൂപം പ്രാപിക്കുന്നു. നീഹാരികകൾക്ക് ലക്ഷം കോടി കിലോമീറ്ററുകൾ വ്യാസമുണ്ടാകും. നീഹാരികകളുടെ ആന്തരഗുരുത്വാകർഷണം മൂലം അവ കറങ്ങിത്തുടങ്ങുന്നു. തത്ഫലമായി ഹൈഡ്രജൻ കണങ്ങൾ പലഭാഗങ്ങളിലായി ഉരുണ്ടുകൂടുന്നു. ഇത്തരം വൻ വാതകപിണ്ഡങ്ങൾ സ്വയം കറങ്ങുന്നതോടൊപ്പം സങ്കോചിച്ചുകൊണ്ടുമിരിക്കും. ഹൈഡ്രജൻ ആറ്റങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള ദൂരം കുറയും തോറും അവതമ്മിലുള്ള ആകർഷണബലം വർദ്ധിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കും. അതിനനുസരിച്ച് മർദ്ദവും, ഊഷ്മാവും, സാന്ദ്രതയും വർദ്ധിക്കും ഊഷ്മാവ് ഒന്നരക്കോടി കെൽ‌വിൻ എന്ന പരിധി കടക്കുമ്പോൾ ഹൈഡ്രജൻ അണുസംയോജനം(Nuclear fusion) എന്ന പ്രക്രിയക്ക് തുടക്കമാവും. 

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കൂട്ടത്തിനു നക്ഷത്രകദംബങ്ങൾ എന്നു വിളിക്കുന്നു. മഹാവിസ്ഫോടനത്തിനു ശേഷം 5 ലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്കു ശേഷമാണ് നക്ഷത്രങ്ങൾ ആദ്യം രൂപം കൊണ്ടത്. പിന്നീട് 200 കോടി യോളം വർഷങ്ങൾ കൂടി കഴിഞ്ഞാണ് ആദ്യ ഗാലക്സികൾ ഉണ്ടായത്.

### പ്രാകൃതതാരം (Protostar)
[thumb|right|300px|Artist's conception of the birth of a star within a dense [molecular cloud. *NASA image*]]

തന്മാത്രാ മേഘങ്ങളിൽ ഗുരുത്വാകർഷണ അസന്തുലിതാവസ്ഥ ഉണ്ടാവുമ്പോൾ നക്ഷത്രം ജനിക്കുകയായി. ഈ അസന്തുലിതാവസ്ഥയ്ക്കുള്ള പ്രധാന കാരണം സൂപ്പർനോവകളിൽ നിന്നുള്ള ഷോക്ക് തരംഗങ്ങളോ (ഭീമൻ താരസ്ഫോടനം) ഗാലക്സികൾ തമ്മിലുള്ള കൂട്ടിമുട്ടലോ (സ്റ്റാർബേസ്റ്റ് ഗാലക്സിയിൽ സംഭവിച്ച പോലെ) ആണ്.സാന്ദ്രത കൂടി, ജീൻസ് അസന്തുലിതാവസ്ഥയിൽ എത്തിച്ചേരാനുള്ള മാനദണ്ഡം പാലിച്ചാൽ അവ സ്വന്തം ഗുരുത്വാകർഷണം മൂലംചുരുങ്ങാൻ തുടങ്ങുന്നു.ഈ മേഘപടലം ചുരുങ്ങിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്ന വേളയിൽ പൊടിപടലങ്ങളും വാതകങ്ങളും ചേർന്ന് ബോക് ഗോളങ്ങൾ ഉണ്ടാകുന്നു. ഈ ഗോളങ്ങൾ ചുരുങ്ങുമ്പോൾ സാന്ദ്രത കൂടുകയും അവയിലെ ഗുരുത്വാകർഷണ ഊർജ്ജം താപോർജ്ജമായി മാറുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇപ്രകാരം താപനില ഉയരുന്നു. ഇങ്ങനെ ഉണ്ടായ പ്രാകൃതതാര മേഘപടലം പതിയെ സന്തുലിതാവസ്ഥയിൽ എത്തിച്ചേരുന്നു. പ്രാകൃതതാരമാണ് ഈ മേഘപടലത്തിന്റെ ഉൾഭാഗത്തുണ്ടാവുക. 

പ്രീ മെയിൻ ശ്രേണിയിൽപ്പെട്ട നക്ഷത്രങ്ങൾക്കു ചുറ്റും പലപ്പോഴും ഒരു പ്രാകൃതഗ്രഹ( protoplanetary disk) ഡിസ്കും ഉണ്ടാവാറുണ്ട്. ഗുരുത്വാകർഷണത്തിന്റെ ഫലമായി ഉണ്ടാകുന്ന ഈ ചുരുങ്ങൽ ഏതാണ്ട് 10-15 മില്ല്യൺ വർഷങ്ങൾ നീണ്ടുനിൽക്കും. 
2 സോളാർ പിണ്ഡത്തിലും കുറവു ഭാരമുള്ള ആദ്യതാരങ്ങളെ ടി. ടൗറി( T Tauri ) നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്നു വിളിക്കുന്നു. 2 സോളാർ പിണ്ഡത്തെക്കാൾ ഭാരമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ ഹെർബിഗ് Ae/Be നക്ഷത്രങ്ങൾ (Herbig Ae/Be stars) എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഈ പുതു നക്ഷത്രങ്ങൾ അവയുടെ ഭ്രമണാക്ഷത്തിന് സമാന്തരമായി വാതക ജെറ്റുകൾ പുറത്തുവിടുന്നു. 

ഇതു മൂലം അവയുടെ വർത്തുള ആക്കം (angular momentum) കുറഞ്ഞേക്കാം. തൽഫലം ചെറിയ തുരുത്തുകളായ നീഹാരികകണങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളുന്നു. ഇവയെ ഹെർബിഗ്-ഹാരോ വസ്തുക്കൾ (Herbig-Haro objects) എന്ന് വിളിക്കുന്നു. വാതകജെറ്റുകളോടൊപ്പം അടുത്തുള്ള ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വികിരണങ്ങളും പ്രാകൃതനക്ഷത്രത്തിനു ചുറ്റുമുള്ള മേഘപടലത്തെ നീക്കുന്നു.

### പ്രധാന ശ്രേണി
നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിതകാലത്തിന്റെ 90 ശതമാനത്തോളവും ഉയർന്ന താപനിലയിലും മർദ്ദത്തിലും ഹൈഡ്രജൻ അണുകേന്ദ്രങ്ങൾ കൂടിച്ചേർന്ന് ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രം ഉണ്ടാകുന്നു. നക്ഷത്രത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തിലാണ് ഈ പ്രതിപ്രവർത്തനം നടക്കുന്നത്. ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങൾ പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ പെട്ടവയാണെന്നു പറയപ്പെടുന്നു.പ്രധാനശ്രേണി നക്ഷത്രങ്ങളെ കുള്ളൻ നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്നു വിളിക്കുന്നു. പൂജ്യം പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ നിന്നും നക്ഷത്രത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തിലുള്ള ഹീലിയത്തിന്റെ അനുപാതം കൂടി വരുന്നു. അണുസംയോജനം മൂലം താപനിലയും പ്രകാശമാനവും കൂടുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന്, സൂര്യന്റെ പ്രകാശമാനത കഴിഞ്ഞ 4.6 ബില്ല്യൺ വർഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ 40% വർദ്ധിച്ചതായി കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്.

എല്ലാ നക്ഷത്രവും പദാർഥങ്ങളുടെ തുടർച്ചയായ പ്രവാഹം പുറത്തേക്കു വമിപ്പിക്കുന്നു. ഇതിനെ സ്റ്റെല്ലാർ പ്രവാഹം എന്നു പറയുന്നു. ഇത്തരത്തിൽ വരുന്ന ദ്രവ്യനഷ്ടം വളരെ ചെറുതാണ്. സൂര്യൻ പ്രതിവർഷം 10-14 സോളാർ പിണ്ഡം അഥവാ അതിന്റെ ആയുഷ്കാലത്തിൽ ആകെ പിണ്ഡത്തിന്റെ 0.01 ശതമാനം ഇത്തരത്തിൽ നഷ്ടപ്പെടുത്തുന്നു. എന്നാൽ വളരെ വലിയ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ പ്രതിവർഷം 10-7 മുതൽ 10-5 സോളാർ പിണ്ഡം ദ്രവ്യനഷ്ടം ഉണ്ടാവുന്നു. ദ്രവ്യനഷ്ടം നക്ഷത്രത്തിന്റെ പരിണാമത്തെ സാരമായി ബാധിക്കുന്നു. 50 സോളാർ മാസിൽ തുടങ്ങുന്ന നക്ഷത്രങ്ങൾ പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ തുടരുന്ന കാലഘട്ടത്തിൽ അതിന്റെ പിണ്ഡത്തിന്റെ പകുതിയും നഷ്ടപ്പെടുത്തുന്നു.
[left|thumb|360px|An example of a [Hertzsprung–Russell diagram for a set of stars that includes the Sun (center).]]
നക്ഷത്രം എത്ര കാലം പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ തുടരും എന്നത് അതിലടങ്ങിയിരിക്കുന്ന ഇന്ധനത്തിന്റെ അളവിനെയും, ഇന്ധനം ഉപയോഗിച്ചു തീരുന്നതിന്റെ പ്രവേഗവും അനുസരിച്ചിരിക്കും. അതായത്, നക്ഷത്രത്തിന്റെ പിണ്ഡവും പ്രകാശമാനതയുമാണ് പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ അതു തുടരുന്ന കാലഘട്ടത്തെ നിശ്ചയിക്കുന്നതെന്നർഥം. സൂര്യന്റെ ഈ കാലഘട്ടം ഏതാണ്ട് 1010 വർഷങ്ങൾ ആണ്.വലിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ പെട്ടെന്ന് ഇന്ധനം കത്തിച്ചു തീർക്കുന്നതുകൊണ്ട് അല്പായുസ്സുകളാണ്. ചുവന്ന കുള്ളൻ എന്നു പേരുള്ള ചെറിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ വളരെ പതിയെ മാത്രമേ ഇന്ധനം ഉപയോഗിച്ചു തീർക്കൂ. അതിനാൽ അവയ്ക്ക് 10-100 ബില്ല്യൺ വർഷങ്ങൾ ആയുസ്സുണ്ടാകും. എന്നാൽ, ബ്രഹ്മാണ്ഡത്തിന്റെ ഇപ്പോഴത്തെ പ്രായം 13.7 ബില്ല്യൺ വർഷങ്ങൾ മാത്രമാണ്.അതുകൊണ്ട് ഒറ്റ ചുവന്ന കുള്ളൻ പോലും എരിഞ്ഞു തീർന്നിട്ടില്ലെന്ന നിഗമനത്തിൽ ശാസ്ത്രലോകം എത്തിച്ചേർന്നിരിക്കുന്നു. നക്ഷത്രപരിണാമത്തിൽ പിണ്ഡം മാത്രമല്ല പ്രധാന പങ്കു വഹിക്കുന്നത്. ഹീലിയത്തെക്കാൾ ഭാരക്കൂടുതലുള്ള മൂലകങ്ങളുടെ സാന്നിധ്യം പരിണാമഗതിയെ ബാധിച്ചേക്കാം.

ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൽ ഹീലിയത്തെക്കാൾ ഭാരക്കൂടുതലുള്ള മൂലകങ്ങളെയെല്ലാം ലോഹങ്ങൾ എന്നു വിളിക്കുന്നു.അവയുടെ രാസസാന്ദ്രതയെ മെറ്റാലിസിറ്റി എന്നു വിളിക്കുന്നു. നക്ഷത്രം കത്തിത്തീരാൻ എടുക്കുന്ന സമയം, കാന്തികവലയം, സ്റ്റെല്ലാർ പ്രവാഹത്തിന്റെ തീക്ഷ്ണത എന്നിവ മെറ്റാലിസിറ്റിയെ ആശ്രയിച്ച് വ്യത്യാസപ്പെടുന്ന ഘടകങ്ങളാണ്.  പോപുലേഷൻ 1 ഗണത്തിൽ പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് പോപ്പുലേഷൻ 2 ഗണത്തിൽ പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളെക്കാൾ മെറ്റാലിസിറ്റി കൂടുതലായിരിക്കും.

### പ്രധാനശ്രേണിക്ക് ശേഷം
0.4 സോളാർ മാസെങ്കിലും പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കേന്ദ്രത്തിലെ ഹൈഡ്രജൻ തീരുമ്പോൾ അവയുടെ പുറത്തുള്ള പാളികൾ തണുക്കൂകയും നക്ഷത്രം ഒരു ചുവന്ന ഭീമനായി മാറുകയും ചെയ്യുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന്, 5 ബില്ല്യൺ വർഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ സൂര്യൻ ഒരു ചുവന്ന ഭീമനാകുമ്പോൾ അതിന്റെ ആരം വല്ലാതെ കൂടുകയും ഏകദേശം 1 ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റാകുകയും (150 മില്ല്യൺ കി.മീ.) ചെയ്യുന്നു. ഇത് സൂര്യന്റെ നിലവിലുള്ള ആരത്തിന്റെ ഏതാണ്ട് 250 ഇരട്ടിയാണ്. ചുവന്ന ഭീമനാകുമ്പോൾ സൂര്യന്റെ ഇപ്പോഴുള്ള പിണ്ഡത്തിന്റെ 30 ശതമാനത്തോളം നഷ്ടപ്പെടും.

2.25 സോളാർ മാസുള്ള ചുവന്ന ഭീമന്റെ കേന്ദ്രത്തിനു ചുറ്റുമുള്ള ഷെല്ലിന്റെ പാളിയിൽ കൂടി അണുസംയോജനം നടക്കുന്നു. കാലക്രമേണ അകക്കാമ്പ്  ചുരുങ്ങുകയും ഹീലിയം ഫ്യൂഷൻ നടക്കാൻ കെൽപ്പുള്ളതാകുകയും ചെയ്യുന്നു. പിന്നീട് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആരം വളരെ കുറയുകയും അതിന്റെ പ്രതല താപനില വളരെയധികം കൂടുകയും ചെയ്യുന്നു. വലിയ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ കേന്ദ്രഭാഗം ഹൈഡ്രജൻ അണുസംയോജനവും ചുറ്റുപാടും ഹീലിയം അണുസംയോജനവും ആണ് നടക്കുന്നത്.  കേന്ദ്രഭാഗത്തെ ഹീലിയം കത്തിത്തീർന്നാൽ പിന്നീട് അണുസം യോജനം നടക്കുക കാർബൺ ഓക്സിജൻ ഷെല്ലിലാണ്. പിന്നീടുള്ള പരിണാമം ചുവന്ന കുള്ളന്റേതുപോലെയാണ്, പക്ഷെ കൂടിയ പ്രതല താപനിലയിലായിരിക്കും എന്നു മാത്രം.

### ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങൾ
ഹീലിയം കത്തുന്ന കാലഘട്ടത്തിൽ 9 സോളാർ മാസിൽ അധികം പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ ചുവന്ന ഭീമൻ കുള്ളന്മാരായി (red supergiants) മാറുന്നു.ഹീലിയം ഇന്ധനം തീർന്നാൽ മറ്റ് ഘനമൂലകങ്ങൾ അണുസംയോജനത്തിലേർപ്പെടുന്നു. കാർബൺ അണുസം യോജനത്തിന് അനുയോജ്യമാവുന്നതു വരെ നക്ഷത്രകേന്ദ്രത്തിന്റെ താപനിലയും മർദ്ദവും കൂടുന്നു. ഈ പ്രക്രിയ തുടരുകയും, പിന്നീട് നിയോൺ, ഓക്സിജൻ, സിലിക്കൺ എന്നീ മൂലകങ്ങളും ഇന്ധനമായി ഉപയോഗിക്കപ്പെടുന്നു.

അങ്ങനെ പല പാളികളായി പല ഇന്ധനങ്ങളും എരിഞ്ഞുതീരുന്നു. ഓരോ ഷെല്ലിലും ഓരോ മൂലകമായിരിക്കും ഉണ്ടാകുക. ഏറ്റവും പുറത്തെ ഷെല്ലിൽ ഹൈഡ്രജനും അതിനു തൊട്ട് മുൻപത്തേതിൽ ഹീലിയവും, അതിനു കീഴെ മറ്റെല്ലാ മൂലകങ്ങളും പാളികളായി സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നു.   
അവസാനത്തെ പ്രക്രിയ ഇരുമ്പ് ഉല്പാദനമാണ്. മറ്റേത് ഘനമൂലകങ്ങളെക്കാലും ഇരുമ്പ് അണുകേന്ദ്രത്തിൽ അണു ആകർഷണബലം (nuclear force of attraction)വളരെ കൂടുതലാകയാൽ ഇരുമ്പിന്റെ അണുസം യോജനം ഊർജ്ജം പുറം തള്ളുന്നതിനു പകരം ഊർജ്ജം വലിച്ചെടുക്കുകയാണ് ചെയ്യുന്നത്. 
[right|thumb|[Betelgeuse is a red supergiant star approaching the end of its life cycle]]
ഭാരം കുറഞ്ഞ അണുകേന്ദ്രങ്ങളെക്കാളും ആകർഷണബലം കൂടുതലുള്ളതുകൊണ്ട് അവയിൽ നിന്നും വിഘടനം വഴി ഊർജ്ജം പുറംതള്ളുന്നതും സാധ്യമല്ല. പ്രായം കൂടിയ, ഭീമാകാരങ്ങളായ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കേന്ദ്രത്തിൽ ഇരുമ്പ് അലസമായി വന്നടിയുന്നു. ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ഘനം കൂടിയ മൂലകങ്ങൾ പ്രതലത്തിലെത്തുകയും, വൂൾഫ്- റയറ്റ് നക്ഷത്രങ്ങൾ ഉണ്ടാവുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളിൽ സാന്ദ്രമായ സ്റ്റെല്ലാർ പ്രവാഹം ഉണ്ടാകുകയും, തൽഫലമായി അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ പുറം പാളി അടർന്നു പോകുകയും ചെയ്യുന്നു.

#### ചുവപ്പുഭീമൻ
നക്ഷത്ര കാമ്പിലെ ഹൈഡ്രജൻ തീരുമ്പോൾ ഹീലിയം കാമ്പ് സങ്കോചിക്കുകയും അതേസമയം പുറമേയുള്ള ഹൈഡ്രജൻ ഭാഗം വികസിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. നക്ഷത്രത്തിന്റെ വലിപ്പം അമ്പത് ഇരട്ടിയോളം വർദ്ധിക്കും. പുറത്തുവിടുന്ന ഊർജ്ജത്തിന്റെ അളവുകുറയുകയും ചെയ്യുന്നു. ചുവന്ന പ്രകാശമാവും ഉണ്ടാവുക. ഈ അവസ്ഥയെ ചുവപ്പുഭീമൻ(Red Giant) എന്നു വിളിക്കുന്നു.

### അവസാനം
പരിണമിച്ച ശരാശരി ഭാരമുള്ള നക്ഷത്രത്തിന്റെ പുറംപാളികൾ അടർന്നുവീഴുന്നു. ഇവ പ്ളാനറ്ററി നെബുലകളായി മാറുന്നു. 

#### ചന്ദ്രശേഖർസീമയിലും കുറവുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ
പുറംപാളി അടർന്നു വീണതിനു ശേഷം നക്ഷത്രത്തിന്റെ പിണ്ഡം 1.4 സോളാർ മാസിലും താഴെയാണെങ്കിൽ അതു ഏകദേശം ഭൂമിയുടെ വലിപ്പമുള്ള വളരെ ചെറിയ ആകാശഗോളമായി രൂപാന്തരം പ്രാപിക്കുന്നു. ഇത്തരത്തിൽ ഉണ്ടാവുന്ന ഗോളങ്ങളെ വെള്ളക്കുള്ളൻ എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഇതിലടങ്ങിയിരിക്കുന്ന ഇലക്ട്രോൺ ഇല്ലാത്ത ദ്രവ്യം പ്ളാസ്മയല്ലെങ്കിലും പ്ളാസ്മാഗോളങ്ങൾ എന്നാണ് ഇവയെ വിളിക്കുന്നത്. വെള്ളക്കുള്ളന്മാർ വളരെക്കാലത്തിനു ശേഷം കറുത്ത കുള്ളന്മാരായി മാറുന്നു.

##### വെള്ളക്കുള്ളൻ
ചുവപ്പുഭീമൻ അവസ്ഥയിൽ അതിവേഗം ഊർജ്ജനഷ്ടം ഉണ്ടാകുമെങ്കിലും ചുരുങ്ങിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്ന അകക്കാമ്പിൽ മർദ്ദവും താപവും ഏറിക്കൊണ്ടിരിക്കും താ‍പനില പതിനാലുകോടി കെൽ‌വിനാകുമ്പോൾ മൂന്നു ഹീലിയം കണമർമ്മങ്ങൾ ഒന്നുചേർന്ന് കാർബൺ കണമർമ്മമുണ്ടാവും, ഇതിനോട് വീണ്ടുമൊരു ഹീലിയം കൂടിച്ചേർന്ന് ഓക്സിജനും ഉണ്ടാകും. ഈ അണുസംയോജനങ്ങളും ഊർജ്ജപ്രസരണം നടത്തുകയും നക്ഷത്രം പുനരുജ്ജീവിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. വീണ്ടും കോടിക്കണക്കിനു വർഷങ്ങൾ കഴിയുമ്പോൾ പുറം‌സ്തരത്തിലെ ഹൈഡ്രജൻ വിസരിച്ചു പോകുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങൾക്കുള്ളിൽ കാർബണും ഓക്സിജനും നിറയും ഊർജ്ജനിർഗ്ഗമനം കുറയും നക്ഷത്രം വെള്ളപ്രകാശം പ്രസരിപ്പിക്കാൻ തുടങ്ങും ഇത്തരം വൃദ്ധനക്ഷത്രങ്ങളെ വെള്ളക്കുള്ളൻ എന്നു വിളിക്കുന്നു.

#### ചന്ദ്രശേഖർസീമയിലും കൂടുതലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ
[thumb|200px|left|The [Crab Nebula, remnants of a supernova that was first observed around 1050 AD]]
1.4 സോളാർ മാസിലും അധികം ഭാരമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ഇരുമ്പ് അകക്കാമ്പ് ക്രമാതീതമായി വലുതാവുകയും അതേത്തുടർന്ന് ഇരുമ്പിന്റെ ഭാരത്തെ അതിനു താങ്ങാൻ കഴിയാതെ വരികയും ചെയ്യുന്നു. ഈ അകക്കാമ്പ്  ചുരുങ്ങുകയും ഇലക്ട്രോണുകളും പ്രോട്ടോണുകളും കൂട്ടിമുട്ടി ഇൻവേഴ്സ് ബീറ്റാ പ്രതിപ്രവർത്തനം നടന്ന് ന്യൂട്രീനോകളും ന്യൂട്രോണുകളും ഉണ്ടാവുന്നു. ഇങ്ങനെ ഉണ്ടാവുന്ന ഷോക്ക് തരംഗം മൂലം നക്ഷത്രത്തിന്റെ ബാക്കിഭാഗം പൊട്ടിത്തെറിച്ച് സൂപ്പർനോവകൾ ഉണ്ടാവുന്നു. സൂപ്പർ നോവകൾ വളരെയധികം പ്രകാശം പുറത്തുവിടുകയാൽ അതു സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന ഗ്യാലക്സി ക്ഷണികനേരത്തേക്കെങ്കിലും സൂപ്പർനോവയുടെ പ്രഭാവലയത്തിൽ മങ്ങിപ്പോകുന്നു. ക്ഷീരപഥത്തിൽ ഇത്തരം പ്രക്രിയ നടന്നപ്പോൾ അതിനെ 'പുതുനക്ഷത്രത്തിന്റെ പിറവി' എന്നാണ് പുരാതന വാനനിരീക്ഷകർ വിശേഷിപ്പിച്ചത്.
സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിൽ നക്ഷത്രത്തിലടങ്ങിയിരിക്കുന്ന ദ്രവ്യത്തിന്റെ ഭൂരിഭാഗവും ചിതറിപ്പോകുന്നു. ഇത്തരത്തിൽ ഉണ്ടായതാണ് ക്രാബ് നെബുല. ബാക്കിയുള്ള ദ്രവ്യം ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമായി മാറുന്നു. എന്നാൽ 4 സോളാർ മാസിലും അധികം പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ തമോഗർത്തങ്ങളായാണ് മാറുക.  ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ദ്രവ്യം സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത് 'ന്യൂട്രോൺ ഡീജനറേറ്റ് മാറ്റർ' എന്ന അവസ്ഥയിലാണ്.

കേന്ദ്രത്തിൽ QCD ദ്രവ്യമായിരിക്കും ഉണ്ടാകുക. തമോദ്വാരങ്ങളിൽ ദ്രവ്യം ഏതവസ്ഥയിലാണ് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നതെന്ന് ഇതുവരെ അറിവായിട്ടില്ല. 
നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നും അടർന്നു വീഴുന്ന ഘനമൂലകങ്ങൾ പാറക്കല്ലുള്ള ഗ്രഹങ്ങളായി മാറുന്നു. അന്തർസ്റ്റെല്ലാർ മാധ്യമം ഉണ്ടാവുന്നതിൽ പ്രധാന പങ്കു വഹിക്കുന്നത് സ്റ്റെല്ലാർ പ്രവാഹവും സൂപ്പർനോവകളിൽ നിന്നും വരുന്ന ചിതറിയ ദ്രവ്യവുമാണ്.

## വിന്യാസം
ഏക നക്ഷത്രങ്ങൾക്കു പുറമെ രണ്ടോ അതിലധികമോ നക്ഷത്രങ്ങൾ ഗുരുത്വാകർഷണ ബലം മൂലം തമ്മിൽ പ്രദക്ഷിണം ചെയ്യുന്ന അവസ്ഥ സാധാരണമാണ്. വളരെ സാധാരണമായി കണ്ടുവരുന്നവ ദ്വന്ദ്വനക്ഷത്രങ്ങളാണ്.എന്നാൽ മൂന്നോ അതിലധികമോ നക്ഷത്രങ്ങളുള്ള നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങളും കാണപ്പെടുന്നു. ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ സ്ഥിരതയ്ക്കു വേണ്ടി വലിയ നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങൾ തമ്മിൽ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന ദ്വന്ദ്വനക്ഷത്രങ്ങളുടെ ചെറു സമൂഹങ്ങളായി നിലനിൽക്കുന്നു. വലിയ സമൂഹങ്ങളായ നക്ഷത്ര ക്ളസ്റ്ററുകൾ കാണപ്പെടുന്നു.
ഏറ്റവും കൂടുതലായി കാണപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങൾ ദ്വന്ദ്വനക്ഷത്രങ്ങളാണ്.  ഇത്തരം ക്ളസ്റ്ററുകളിൽ വിരലിലെണ്ണാവുന്ന നക്ഷത്രങ്ങൾ മുതൽ നൂറായിരക്കണക്കിനു നക്ഷത്രങ്ങൾ വരെ ഉണ്ടാകാം.
[right|thumb|250px|A [white dwarf star in orbit around Sirius (artist's impression). *NASA image*]]

ഗുരുത്വാകർഷണം മൂലം തമ്മിൽ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന മൾട്ടിപ്പിൾ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കൂട്ടങ്ങളാണ് പ്രപഞ്ചത്തിൽ കൂടുതലും എന്നതായിരുന്നു അനുമാനം. എന്നാൽ  O,B തരങ്ങളിൽ പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കാര്യത്തിൽ മാത്രമാണ് ഈ അനുമാനം ശരിയാവുക. ചെറുനക്ഷത്രങ്ങളിൽ കൂടുതലും ഏകമായി നിലകൊള്ളുന്നവയാണ്. 75 ശതമാനം ചുവന്ന കുള്ളന്മാരും ഏകമായി നിലകൊള്ളുന്നു. പ്രപഞ്ചത്തിലെ 85 ശതമാനത്തോളം നക്ഷത്രങ്ങളും ചുവന്ന കുള്ളന്മാരാണെന്നിരിക്കെ ക്ഷീരപഥത്തിലെ ഭൂരിഭാഗം നക്ഷത്രങ്ങളും ജനനം മുതൽ ഏകനക്ഷത്രങ്ങളാണ്.
നക്ഷത്രങ്ങൾ പ്രപഞ്ചത്തിൽ തുല്യമായി വിന്യസിച്ചിരിക്കുകയല്ല. അവ പൊടിപടലങ്ങൾക്കും വാതകങ്ങൾക്കുമിടയിൽ ഗ്യാലക്സികളായി നിലകൊള്ളുന്നു. സാധാരണയായി ഒരു ഗ്യാലക്സിയിൽ ലക്ഷം കോടി നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ടാകും.  എന്നാൽ ഗ്യാലക്സികൾക്കു പുറത്തും നക്ഷത്രങ്ങളെ കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. 100 ബില്ല്യണിലധികം ഗ്യാലക്സികൾ പ്രപഞ്ചത്തിലുണ്ട്. ആകെ ഏതാണ്ട് 70 സെക്സ്റ്റില്ല്യൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ  (7×1022) പ്രപഞ്ചത്തിൽ ദർശിക്കാവുന്നതാണ്. 

സൂര്യനു ശേഷം ഭൂമിക്ക് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള നക്ഷത്രം പ്രോക്സിമാ സെഞ്ചുറി ആണ്. ഈ നക്ഷത്രം ഭൂമിയിൽ നിന്നും 4.2 പ്രകാശവർഷം (39.9 ട്രില്ല്യൺ കി.മീ) അകലെയാണ്. ഒരു സ്പേസ് ഷട്ടിലിൽ സെക്കന്റിൽ 8 കി. മീ എന്ന നിരക്കിൽ സഞ്ചരിച്ചാൽ അവിടെ എത്തിച്ചേരണമെങ്കിൽ ഏതാണ്ട് 150, 000 വർഷങ്ങൾ എടുക്കും. 
നക്ഷത്രങ്ങൾ തമ്മിൽ ഭീമമായ അകലം ഉള്ളതുകൊണ്ട് അവ തമ്മിൽ കൂട്ടിമുട്ടലുകൾ ഉണ്ടാവുക വിരളമാണ്.  ഗ്ളോബുലാർ ക്ളസ്റ്ററുകളുടെ കേന്ദ്രത്തിലും ഗാലക്ടിക് കേന്ദ്രത്തിലും നക്ഷത്രങ്ങൾ തിങ്ങി നിൽക്കുന്നു. ഗ്യാലക്ടിക ഹാലോകളിൽ നക്ഷത്രങ്ങൾ തമ്മിൽ വളരെയധികം ദൂരം അകലം പാലിക്കുന്നു.

ഗ്യാലക്ടിക ന്യൂക്ളിയസിനു പുറത്ത് നക്ഷത്രങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള അകലം ഭീമമായതുകൊണ്ട് കൂട്ടിമുട്ടലുകൾ വിരളമാണ്. കൂട്ടിമുട്ടലുകളുടെ ഫലമായി നീല സ്റ്റാഗ്ളറുകൾ ഉണ്ടാവുന്നു. ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് മറ്റ് നക്ഷത്രങ്ങളെക്കാളും പ്രതല താപനിലയും പ്രകാശമാനതയും കൂടുതലായിരിക്കും.

## നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രത്യേകതകൾ
നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്വഭാവം നിർണ്ണയിക്കുന്നത് അതിന്റെ പിണ്ഡമാണ്. നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രകാശമാനതയും, വലിപ്പവും, ഉൽഭവവും, ജീവിതകാലവും, വിധിയും പിണ്ഡത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു.
### വയസ്സ്
ഭൂരിഭാഗം നക്ഷത്രങ്ങൾക്കും 1-10 ബില്ല്യൺ വർഷങ്ങൾ പ്രായമുണ്ട്. ചില നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് 13.7 ബില്യൺ വർഷങ്ങൾ (പ്രപഞ്ചത്തിന്റെയത്രയും) പ്രായമുണ്ട്. കണ്ടെത്തിയതിൽ വച്ച് ഏറ്റവും പഴയ നക്ഷത്രം HE 1523-0901 ആണ്. ഈ നക്ഷത്രത്തിന്റെ വയസ്സ് 13.2 വർഷങ്ങൾ ആണെന്ന് കണക്കാക്കിയിരിക്കുന്നു.
വലിയ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ആയുസ്സ് കുറവായിരിക്കും. കാരണം അവയുടെ കേന്ദ്രത്തിൽ വളരെയധികം മർദ്ദം ഉണ്ടാകുന്നു. ഇതുമൂലം നക്ഷത്രത്തിലടങ്ങിയിരിക്കുന്ന ഹൈഡ്രജൻ വേഗത്തിൽ കത്തിത്തീരുന്നു. ഏറ്റവും വലിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ശരാശരി ആയുസ്സ് ഒരു മില്ല്യൺ വർഷമാണ്.

### രാസഘടന
ക്ഷീരപഥത്തിലെ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ഏതാണ്ട് 71% ഹൈഡ്രജനും 27% ഹീലിയവുമാണുള്ളത്. ഒരു ചെറിയ ഭാഗം ഘനമൂലകങ്ങളാണ്. ഘനമൂലകങ്ങളുടെ ഭാരം കണക്കാക്കുന്നത് ഇരുമ്പിന്റെ അംശം എത്രയെന്നു കണക്കാക്കിയാണ്. ഇരുമ്പ് സർവസാധാരണ മൂലകമായതുകൊണ്ടും അതിന്റെ അവശോഷണ വർണ്ണരാജി അളക്കാൻ എളുപ്പമായതുകൊണ്ടുമാണ് ഇരുമ്പിനെ തിരഞ്ഞെടുത്തിരിക്കുന്നത്. നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ടാകുന്ന തന്മാത്രാമേഘങ്ങളിൽ സൂപ്പർനോവാ സ്ഫോടനങ്ങൾ ഉണ്ടാവുന്ന മുറയ്ക്ക് ഘനമൂലകങ്ങൾ ഉണ്ടാകുന്നു. അതിനാൽ രാസഘടന അളക്കുന്നവഴിയാണ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ വയസ്സ് നിശ്ചയിക്കാറ്. ഘനമൂലകങ്ങളുടെ അളവു നോക്കി നക്ഷത്രത്തിനു ഗ്രഹസമുച്ചയം ഉണ്ടോ എന്നും പ്രവചിക്കാൻ സാധിക്കും.

### വ്യാസം
വലിപ്പത്തിന്റെ കാര്യത്തിൽ നക്ഷത്രങ്ങൾ പല സ്വഭാവങ്ങൾ കാണിക്കുന്നു. മിക്ക നക്ഷത്രങ്ങളും ഭൂമിയിൽ നിന്ന് അനേകം പ്രകാശവർഷങ്ങൾ അകലെയാണ്. സൂര്യനൊഴികെ മറ്റെല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളും തിളങ്ങുന്നതായി അനുഭവപ്പെടുന്നതിന്റെ കാരണം ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ പ്രത്യേകതയാണ്. സൂര്യൻ ഭൂമിയുടെ അടുത്ത് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നതുകൊണ്ട് ഡിസ്ക് ആകൃതിയിൽ കാണപ്പെടുന്നു. സൂര്യൻ കഴിഞ്ഞാൽ ഭൂമിയിൽ നിന്നും വീക്ഷിക്കുമ്പോൾ ഏറ്റവും വലുതായി കാണപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രം ആർ. ഡൊറാഡസ് ആണ്.
ഈ നക്ഷത്രത്തിന്റെ വക്രതുള വ്യാസം 0.057 ആർക് സെക്കന്റുകൾ ആണ്.നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വക്രതുള വ്യാസം വളരെ ചെറുതാകയാൽ സാധാരണ ഭൂതല ടെലസ്കോപ്പുകളിലൂടെ നോക്കുമ്പോൾ അവയെ വ്യക്തമായി നിരീക്ഷിക്കുക സാധ്യമല്ല. അതിനാൽ ഇന്റർഫെറൊമീറ്റർ ടെലസ്കോപ്പുകളാണ് ഇതിനായി സാധാരണ ഉപയോഗിക്കാറ്. ഒക്കൾട്ടേഷൻ എന്ന പ്രക്രിയയിലൂടെയാണ് പല നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും വക്രതുള ആരം കണക്കാക്കാറ്.
ചന്ദ്രനാൽ മറയ്ക്കപ്പെടുമ്പോൾ ഉണ്ടാവുന്ന പ്രകാശമാനതയിലെ വ്യതിയാനം അളന്നാണ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ വക്രതുള വ്യാസം കണക്കാക്കുന്നത്.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വലിപ്പം 20 മുതൽ 40 വരെ കിലോമീറ്ററുകൾ ആണ്. എന്നാൽ ഓറിയോൺ നക്ഷത്രസമൂഹത്തിലെ അതിഭീമനായ ബീറ്റൽഗ്യൂസ് (Betelgeuse) നക്ഷത്രത്തിന്റെ വലിപ്പം സൂര്യന്റേതിന്റെ 650 ഇരട്ടിയാണ് (0.9 ബില്ല്യൺ കിലോമീറ്ററുകൾ). എന്നാൽ ഈ നക്ഷത്രത്തിന് സൂര്യനെക്കാൾ സാന്ദ്രത കുറവാണ്.

### ചലനം
സൂര്യന് ആപേക്ഷികമായുള്ള ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ചലനം നിരീക്ഷിച്ചാൽ അതിന്റെ ഉൽഭവവും വയസ്സും ഘടനയും പരിണാമവും വരെ കണ്ടുപിടിക്കാനാവും.നക്ഷത്രത്തിന്റെ റേഡിയൽ വേഗത അളക്കുന്നത് അവയുടെ വർണ്ണരാജിയിലെ ഡോപ്പ്ളർ വ്യതിയാനം കണക്കിലെടുത്താണ്. റേഡിയൽ വേഗതയുടെ യൂണിറ്റ് കിലോമീറ്റർ പെർ സെക്കന്റുകൾ ആണ്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ചലനം കൃത്യമായി അളക്കുന്നത് ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റായ വർഷത്തിൽ മില്ലിആർക്ക് സെക്കന്റുകളിൽ ആണ്.

നക്ഷത്രത്തിന്റെ പാരലാക്സ് അളന്ന് അതിനെ വേഗതയുടെ മാനത്തിലേക്ക് മാറ്റിയാൽ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ചലനത്തെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനം സാധ്യമാവും.
നക്ഷത്രത്തിന്റെ രണ്ടുതരം വേഗതയും കണക്കാക്കിയാൽ അതിന്റെ ത്രിമാന വേഗത (സൂര്യനെ അപേക്ഷിച്ച്) കണക്കാക്കാനാവും. സാധാരണഗതിയിൽ പോപ്പുലേഷൻ I നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് പോപ്പുലേഷൻ II നക്ഷത്രങ്ങളെക്കാളും വേഗത കുറവായിരിക്കും. പോപ്പുലേഷൻ 2 നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഭ്രമണപഥമാണ്. 

### കാന്തിക മണ്ഡലം

നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആന്തരിക ഭാഗങ്ങളിൽ സംവഹനം നടക്കുന്ന മേഖലകളിലാണ് കാന്തികമണ്ഡലങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളുന്നത്. ചാലക പ്ലാസ്മയുടെ ഈ ചലനം ഒരു ഡൈനാമോ പോലെ പ്രവർത്തിക്കുകയും നക്ഷത്രത്തിനകത്തേക്ക് വ്യാപിക്കുന്ന കാന്തികമണ്ഡലം രൂപപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്നു. നക്ഷത്രത്തിന്റെ പിണ്ഡത്തിനും രാസസംയോഗത്തിനുമനുസരിച്ച് കാന്തികമണ്ഡലത്തിന്റെ പ്രബലത വ്യത്യാസപ്പെടുന്നു. കാന്തിക പ്രതല പ്രവർത്തനത്തിന്റെ അളവ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഭ്രമണത്തിന്റെ തോതിനേ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. ഈ പ്രതലപ്രവർത്തനം മൂലം നക്ഷത്രകളങ്കങ്ങൾ ഉണ്ടാകുന്നു. പ്രബലമായ കാന്തികമണ്ഡലവും സാധാരണത്തിൽ കുറഞ്ഞ പ്രതലോഷ്മാവുമുള്ള മേഖലകളാണ് നക്ഷത്രകളങ്കങ്ങൾ. Coronal loops are arching magnetic fields that reach out into the corona from active regions. കാന്തിക പ്രവർത്തനത്തിന്റെ ഫലമായി പുറം തള്ളപ്പെടുന്ന ഉന്നതോർജ്ജകണങ്ങളുടെ പെട്ടെന്നുള്ള ആവിർഭാവമാണ്  Stellar flares. പ്രായം കുറഞ്ഞതും നിരന്തരം ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നതുമായ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് അവയുടെ കാന്തികമണ്ഡലത്തിന്റെ ഫലമായി, ഉയർന്ന പ്രതല പ്രവർത്തനം കാണിക്കാനുള്ള പ്രവണത ഉണ്ടാകും. നക്ഷത്രത്തിന്റെ താരക്കാറ്റിനു മുകളിൽ കാന്തികമണ്ഡലം  പ്രവർത്തിക്കുകയും  നക്ഷത്രത്തിന് പ്രായമേറുന്നതിനനുസരിച്ച് അതിന്റെ ഭ്രമണനിരക്ക് കുറക്കുന്ന ഒരു നിയന്ത്രണമായി വർത്തിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു.  അതിന്റെ ഫലമായി സൂര്യനെ പോലുള്ള പ്രായമായ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് കുറഞ്ഞ ഭ്രമണനിരക്കും പ്രതലപ്രവർത്തനവുമായിരുക്കും ഉണ്ടാകുക. മെല്ലെ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രവർത്തനനിരക്കിൽ ചാക്രികമായ വ്യതിയാനം സംഭവിക്കുകയും ചിലപ്പോൾ കുറേകാലത്തേക്ക് നിലക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഉദാഹരണമായി, Maunder minimum സമയത്ത്  സൂര്യൻ  70 കൊല്ലത്തോളം ഏകദേശം സൌരകളങ്കപ്രവർത്തനം തീരെയില്ലാത്ത അവസ്ഥയിലായിരുന്നു.

### പിണ്ഡം

സൂര്യന്റെ പിണ്ഡത്തിന്റെ 100-150 മടങ്ങ് പിണ്ഡമുള്ള ഈറ്റ കരിന അറിയപ്പെടുന്നതിൽ വച്ച് പിണ്ഡമേറിയ നക്ഷത്രങ്ങളിലൊന്നാണ്. ഇതിന്റെ ആയുസ്സ് വളരെ കുറവാണ്-വെറും ചില ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ മാത്രം. പ്രപഞ്ചത്തിൽ ഈ കാലഘട്ടത്തിൽ 150 സൌരപിണ്ഡമാണ് നക്ഷത്രപിണ്ഡത്തിന്റെ പരിധി എന്ന് കമാന നക്ഷത്ര സമൂഹത്തിന്റെ പഠനങ്ങൾ നിർദ്ദേശിക്കുന്നു. ഇതിനുള്ള കാരണം കൃത്യമായി അറിവായിട്ടില്ല. എന്നാൽ ശൂന്യാകാശത്തിലേക്ക് വാതകങ്ങൾ പുറം തള്ളാതെ നക്ഷത്രാന്തരീക്ഷത്തിലൂടെ കടന്നു പോകാൻ കഴിയുന്ന തേജസ്സിന്റെ ഏറ്റവും ഉയർന്ന അളവിനെ നിർവചിക്കുന്ന എഡ്ഡിംഗ്ടൺ തേജസ്സ് ആണ് ഇതിന്റെ ഭാഗികമായ കാരണം. എന്തായാലും ഈ പരിധിയെ ചോദ്യമുനയിലാക്കിക്കൊണ്ട് RMC 136a എന്ന നക്ഷത്രസമൂഹത്തിലുള്ള R136a1 എന്ന താരത്തിന് 265 സൌരപിണ്ഡം ഉള്ളതായി കണക്കാക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു
.

ലിഥിയത്തേക്കാൾ ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങളുടെ പൂർണമായ അസ്സാന്നിധ്യം മൂലം മഹാവിസ്ഫോടനത്തിന് ശേഷം ആദ്യമായി രൂപപ്പെട്ട താരങ്ങൾ ഒരു പക്ഷെ 300 സൌരപിണ്ഡത്തോളമോ അതിലും കൂടുതലോ വലുതായിരുന്നിരിക്കാം. കാലങ്ങൾക്ക് മുന്നേ തന്നെ നാമാവശേഷമായ ഈ അതിഭീമന്മാരായ പോപുലേഷൻ III നക്ഷത്രങ്ങളുടെ തലമുറ ഇന്ന് സൈദ്ധാന്തികമായി മാത്രം നിലനിൽക്കുന്നു.

വ്യാഴത്തിന്റെ 93 മടങ്ങ് മാത്രം പിണ്ഡമുള്ള എ.ബി.ഡൊറാഡസിന്റെ ഒരു സഹനക്ഷത്രമായ എ.ബി ഡൊറാഡസ് സി ആണ് അകക്കാമ്പിൽ അണുസംയോജനം നടക്കുന്ന ഏറ്റവും ചെറിയ അറിയപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രം. സൂര്യന് സമാനമായ മെറ്റാലിസിറ്റി ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അകക്കാമ്പിൽ അണുസംയോജനം തുടരാൻ വേണ്ട ഏറ്റവും കുറഞ്ഞ പിണ്ഡം സൈദ്ധാന്തികമായി വ്യാഴത്തിന്റെ പിണ്ഡത്തിന്റെ 75 മടങ്ങായി കണക്കാക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഏറ്റവും മങ്ങിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അടുത്തിടെ നടന്ന ചില പഠനങ്ങൾ ചുരുങ്ങിയ നക്ഷത്രവലിപ്പം സുറ്യന്റെ 8.3 ശതമാനമാണ് എന്ന് കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. വ്യാഴത്തിന്റെ 87 മടങ്ങ് വരും ഇത്.  ചെറിയ വസ്തുക്കൾ തവിട്ടു കുള്ളൻ എന്നറിയപ്പെടുന്നു. താരങ്ങൾക്കും വാതകഭീമന്മാർക്കും ഇടയിൽ കാണപ്പെടുന്ന കൃത്യമായി നിർവചിച്ചിട്ടില്ലാത്ത ചാരമേഖലയിൽ ആണ് അവ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്.

ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആരവും പിണ്ഡവും ചേർന്നാണ് പ്രതലഗുരുത്വം നിർണയിക്കുന്നത്. ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് പ്രധാന ശ്രേണിയിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളേക്കാൾ പ്രതലഗുരുത്വം കുറവാണ്. എന്നാൽ വെള്ളക്കുള്ളനെ പോലുള്ള ക്ഷയിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന നിബിഡതാരങ്ങളിൽ സ്ഥിതി മറിച്ചാണ്. , പ്രതലഗുരുത്വത്തിന് നക്ഷത്രത്തിന്റെ വർണരാജിയെ സ്വാധീനിക്കാൻ കഴിവുണ്ട്. ഉയർന്ന ഗുരുത്വം അവശോഷണരേഖകളുടെ വിസ്താരം വർദ്ധിപ്പിക്കുന്നു.

### ഭ്രമണം
സുമാറായി സ്പെക്ട്രോസ്കോപി ഉപയോഗിച്ചും കൂടുതൽ കൃത്യമായി നക്ഷത്രകളങ്കങ്ങളുടെ ഭ്രമണനിരക്ക് നിരീക്ഷിച്ചും ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഭ്രമണനിരക്ക് കണ്ടു പിടിക്കാവുന്നതാണ്. പ്രായം കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ദ്രുതഗതിയിലുള്ള ഭ്രമണനിരക്കാണ് ഉള്ളത്. മധ്യരേഖയിൽ സെക്കന്റിൽ 100കി.മീയിൽ അധികം വരും ഇത്. ഉദാഹരണമായി ബി വിഭാഗം നക്ഷത്രങ്ങളിൽപെട്ട ആക്കെനാർ എന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ മധ്യരേഖാപ്രവേഗം സെക്കന്റിൽ 225 കി.മീയോ അതിലധികമോ ആണ്. അതിന്റെ ഫലമായി ഇതിന്റെ മധ്യരേഖാവ്യാസം ധ്രുവങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള അകലത്തേക്കാൾ 50% കൂടുതലാണ്. ഈ ഭ്രമണനിരക്ക്, നക്ഷത്രം പൊട്ടി വേറിടാനുള്ള ആപൽസന്ധി പ്രവേഗമായ സെക്കന്റിൽ  300 കി.മീ എന്ന നിരക്കിന് തൊട്ടു താഴെയാണ്.  സൂര്യൻ 25-35 ദിവസങ്ങളിലൊരിക്കൽ, സെക്കന്റിൽ 1.994 എന്ന മധ്യരേഖാ പ്രവേഗത്തോട് കൂടി ഒരു ഭ്രമണം പൂർത്തിയാക്കുന്നു. ഒരു നക്ഷത്രം പ്രധാനശ്രേണീതാരമായി പരിണമിക്കുമ്പോൾ അതിന്റെ ഭ്രമണനിരക്ക് സാകൂതമായി കുറക്കുന്നതിൽ കാന്തികമണ്ഡലവും നക്ഷത്രക്കാറ്റും പങ്കു വഹിക്കുന്നു.

Degenerate നക്ഷത്രങ്ങൾ നിബിഡദ്രവ്യമാനമായി ചുരുങ്ങുന്നതിന്റെ ഫലമായി ഭ്രമണം ദ്രുതഗതിയിലാകുന്നു. എന്നിരുന്നാലും കോണീയ ആക്കത്തിന്റെ സംരക്ഷണമനുസരിച്ച് നാം പ്രതീക്ഷിക്കുന്നതിലും കുറവായിരിക്കും ഭ്രമണത്തിലുള്ള ഈ വർദ്ധനവ്. നക്ഷത്രവാതത്തിന്റെ ഫലമായ ദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ നഷ്ടം മൂലം താരത്തിന്റെ കോണിയ ആക്കത്തിൽ കാര്യമായ കുറവ് സംഭവിക്കുന്നതിനാലാണിത്. വികിരണങ്ങളുടെ പുറംതള്ളൽ മൂലം പൾസറുകളുടെ ഭ്രമണനിരക്ക് ക്രമമായി കുറയുന്നു.

### ഊഷ്മാവ്

ഒരു പ്രഥമശ്രേണീതാരത്തിന്റെ പ്രതലോഷ്മാവ് നിർണയിക്കുന്നത് അതിന്റെ ആരവും കാമ്പിനകത്തെ ഊർജ്ജോത്പാദനനിരക്കും ആണ്. നക്ഷത്രത്തിന്റെ വർണ ഇന്ഡെക്സിൽ നിന്നാണ് ഇത് മിക്കവാറും കണക്കാക്കാറുള്ളത്.  സാധാരണ നിലയിൽ നക്ഷത്രത്തിന്റെ അതേ തേജസ്സ്/പ്രതല വിസ്തീർണ്ണം നിരക്കിൽ ഊർജ്ജ വികിരണം നടത്തുന്ന ഒരു മാതൃകാ ബ്ലാക്ക് ബോഡിയുടെ ഫലത്തിലുള്ള ഊഷ്മാവായാണ് ഇത് കൊടുക്കാറുള്ളത്. ഫലത്തിലുള്ള ഊഷ്മാവ് വെറും പ്രാതിനിധ്യം വഹിക്കുന്ന വിലയാണ് എന്നത് ശ്രദ്ധിക്കേണ്ടിയിരിക്കുന്നു. എന്നിരുന്നാലും താരങ്ങളുടെ ഊഷ്മാവിന് കാമ്പിൽ നിന്നുള്ള അകലം വർദ്ധിക്കുന്നതിനനുസരിച്ച് കുറഞ്ഞു വരുന്ന ഒരു ചെരിവുമാനം ഉണ്ട്. നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പിനകത്തെ ഊഷ്മാവ് അനേകം മില്ല്യൺ കെൽവിനുകളാണ്.

താരോഷ്മാവ് മൂലകങ്ങളുടെ ഊർജ്ജീകരണത്തിന്റെ നിരക്കിനെ നിർണയിക്കുന്നു. തദ്ഫലമായി വർണരാജിയിൽ വിശേഷമായ അവശോഷണരേഖകൾ രൂപപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രതലോഷ്മാവും അതിന്റെ absolute magnitudഉം അവശോഷണ സവിശേഷതകളുമാണ് താരങ്ങളുടെ വർഗീകരണത്തിന് ഉപയോഗിക്കുന്നത്.

ഭീമമായ പ്രഥമശ്രേണീ താരങ്ങൾക്ക് 50,000 കെൽവിൻ പ്രതലോഷ്മാവുണ്ടാകാം. സൂര്യനെപ്പോലുള്ള ചെറിയ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ചുരുക്കം ആയിരങ്ങൾ മാത്രമേ പ്രതലോഷ്മാവ് കാണുകയുള്ളൂ. ചുവപ്പ് ഭീമന്മാർക്ക് ഏകദേശം 3,600 K യോളം വരുന്ന താരതമ്യേന കുറഞ്ഞ പ്രതലോഷ്മാവാണ് ഉണ്ടാവുക. എങ്കിലും കൂടിയ പുറം പ്രതല വിസ്തീർണം മൂലം തേജസ്സ് കൂടുതലായിരിക്കും.

## വികിരണം
### തേജസ്സ്

## തരം തിരിക്കൽ
നിലവിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ തരം തിരിക്കുന്ന രീതി ഇരുപതാം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ തുടക്കത്തിലാണ് ആദ്യമായി ഉപയോഗിച്ചു തുടങ്ങിയത്. ഹൈഡ്രൊജൻ രേഖയുടെ ശക്തിക്കനുസരിച്ച് നക്ഷത്രങ്ങളെ A മുതൽ Q വരെ വിഭാഗങ്ങളാക്കി തരം തിരിച്ചിരിക്കുന്നു. എന്നാൽ ഹൈഡ്രൊജൻ രേഖകളുടെ ശക്തിയെ നിർണ്ണയിക്കുന്ന പ്രധാന ഘടകം താപനില ആണെന്നത് അന്നറിവുണ്ടായിരുന്നില്ല. 

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വർണ്ണരാജിയുടെ സ്വഭാവമനുസരിച്ച് O വിഭാഗം മുതൽ M വിഭാഗം വരെ തരം തിരിച്ചിരിക്കുന്നു. ഓ വിഭാഗത്തിൽ പെട്ട നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ചൂടു കൂടുതലും എം വിഭാഗത്തിൽ പെടുന്നവയ്ക്ക് പൊതുവേ ചൂടു കുറവും ആയിരിക്കും. പ്രതലതാപനിലയുടെ അവരോഹണക്രമത്തിൽ നക്ഷത്രങ്ങളെ O, B, A, F, G, K, M എന്നു തരം തിരിച്ചിരിക്കുന്നു.എന്നാൽ ഈ തരം തിരിക്കലിൽ ഉൾപ്പെടുത്താൻ കഴിയാത്ത, വളരെ വിരളമായ വർണ്ണരാജിയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ പ്രത്യേകം തരം തിരിക്കുന്നു. ഇവയിൽ പ്രധാനപ്പെട്ടവ  L,T എന്നീ തരങ്ങളാണ്. ബ്രൗൺ കുള്ളന്മാരെയും കുറഞ്ഞ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെയും തരം തിരിക്കാനാണ് ഈ പ്രത്യേക വിഭാഗങ്ങൾ ഉപയോഗിക്കുന്നത്.
ഓരോ അക്ഷരത്തിനും പൂജ്യം മുതൽ ഒൻപതു വരെ,താപനിലയുടെ അവരോഹണക്രമത്തിൽ പത്ത് ഉപവിഭാഗങ്ങൾ ഉണ്ട്. 
പ്രകാശമാനതയുടെ അടിസ്ഥാനത്തിലും നക്ഷത്രങ്ങളെ തരം തിരിക്കാവുന്നതാണ്. പൂജ്യം മുതൽ ഏഴു വരെ ആണ് ഈ തരം തിരിക്കൽ. 0-ത്തിൽ ഹൈപ്പർ ഭീമന്മാർ, III-ൽ ഭീമന്മാർ,  V-ൽ പ്രധാന ശ്രേണിയിലെ കുള്ളന്മാർ, VII-ൽ വെള്ളക്കുള്ളന്മാർ എന്നിങ്ങനെയാണ് തരം തിരിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത്. പ്രപഞ്ചത്തിൽ ഇന്നുള്ളവയിലെ ഭൂരിഭാഗം നക്ഷത്രങ്ങളും പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ പെട്ടവയാണ്. ഉദാഹരണത്തിന്, സൂര്യൻ ശരാശരി വലിപ്പവും താപനിലയുമുള്ള, പ്രധാനശ്രേണിയിലെ G2V മഞ്ഞക്കുള്ളനാണ്.

## ആന്തരപ്രവർത്തനം
ഇരുപതാം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ തുടക്കത്തിൽ വരെ നക്ഷത്രങ്ങൾ വൻ കൽക്കരിച്ചൂളകൾ ആണെന്നാണ് കരുതിയിരുന്നത്. ആൽബർട്ട് ഐൻസ്റ്റീൻ മുന്നോട്ടു വച്ച ദ്രവ്യ-ഊർജ്ജ സമീകരണ-തത്വം അതുവരെ നക്ഷത്രങ്ങളെക്കുറിച്ചുണ്ടായിരുന്ന ആശയക്കുഴപ്പം നീക്കി. ഉന്നത മർദ്ദത്തിൽ നാലു ഹൈഡ്രജൻ കണങ്ങൾ കൂടി ചേർന്ന് ഒരു ഹീലിയം കണമുണ്ടാവുകയാണ് ചെയ്യുന്നത്. കൂടിച്ചേരുമ്പോൾ ഒരു ചെറിയ അളവ് ദ്രവ്യം നഷ്ടപ്പെടും. നഷ്ടപ്പെടുന്ന ദ്രവ്യം ഊർജ്ജത്തിന്റെ രൂപത്തിൽ പുറത്തു വരുന്നു. നക്ഷത്രത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തിലാണ് അണുസംയോജനം നടക്കുന്നത്. ഹൈഡ്രജൻ ബോംബിലും സമാനപ്രവർത്തനമാണ് നടക്കുന്നത്.

## ഇതും കാണുക
* CNO ചക്രം

## അവലംബം

## പുറത്തേക്കുള്ള കണ്ണികൾ
* http://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html 
* How Stars Work at HowStuffWorks
* Query star by identifier, coordinates or reference code. Centre de Données astronomiques de Strasbourg
* Star, World Book @ NASA 
* Portraits of Stars and their Constellations . University of Illinois
* How To Decipher Classification Codes. Astronomical Society of South Australia

വർഗ്ഗം:നക്ഷത്രങ്ങൾ
വർഗ്ഗം:നക്ഷത്രജ്യോതിശാസ്ത്രം