தனு நட்சத்திர மேகம்
*அபிள் விண்வெளித் தொலைநோக்கியால் எடுக்கப்பட்ட, பால்வெளி விண்மீன் பேரடையிலுள்ள, தனு நட்சத்திர மேகத்தின் இப் படத்தில் நூற்றுக்கணக்கான நட்சத்திரங்கள் தெரிகின்றன.*
**விண்மீன்**, **உடு**, **நாள்மீன்**, அல்லது **நட்சத்திரம்** (*star*) என்பது விண்வெளியில் காணப்படும், ஒரு பெரிய ஒளிரும் கோளமாகும். இவை பாரிய அளவு வளிகளாலும் பிளாசுமாகளினாலும் ஆக்கப்பட்டுள்ளன. பூமிக்கு மிகவும் அண்மையிலுள்ள விண்மீன் சூரியன் ஆகும். இரவுநேர வானத்தில் புள்ளிபோல் தெரியும் நட்சத்திரங்கள் கண்சிமிட்டுவதுபோல் தெரிவது பூமியின் வளிமண்டலத்தின் தாக்கத்தினால் ஆகும். பூமிக்கு அருகிலுள்ள நட்சத்திரம் சூரியன் ஆகும். எனினும் சூரியன் பூமிக்கு மிக அண்மையில் உள்ளதால் மற்றைய விண்மீன்களைப் போலல்லாது வட்டமான தட்டுப்போல் தெரிகிறதோடு மட்டுமன்றி பகலில் வெளிச்சமும் தருகிறது. அணுக்கரு இணைவு வினை நிகழும் பொழுது விண்மீன்களில் இருந்து எராளமான ஆற்றல் வெளிவிடப்படுன்றது; பொதுவாக அனைத்து விண்மீன்களும் ஒளி, வெப்பம், புற ஊதாக் கதிர்கள், ஊடு (எக்சு ரே) - கதிர்கள் மற்றும் வேறு பல கதிர் வீச்சுக்களை உற்பத்தி செய்கின்றன. உடுக்களில் அதிகமாக ஐதரசனும், ஈலியமுமே காணப்படுகின்றது. அங்கு ஐதரசன் அணுக்கரு இணைவு மூலம் ஈலியமாக மாறும் செயற்பாடு இடம்பெறும்.

அண்டத்தில் பல பில்லியன் கணக்கான விண்மீன் பேரடைகள் (Galaxy) உள்ளன. ஒவ்வொரு விண்மீன் பேரடையிலும் 100 பில்லியனுக்கும் அதிகமான விண்மீன்கள் உள்ளன.

சூரிய மண்டலத்துக்கு வெளியே பூமிக்கு அண்மையிலுள்ள நட்சத்திரம் புரொக்சிமா செண்டோரி என்பதாகும். இது பூமியிலிருந்து 4.2 ஒளியாண்டுகள் (4 இலட்சம் கோடி கிலோமீட்டர்கள்) தொலைவில் உள்ளது. அதாவது இந்த நட்சத்திரத்திலிருந்து வரும் ஒளி பூமியை வந்தடைய 4.2 ஆண்டுகள் ஆகும். அறியப்பட்டுள்ள அண்டவெளியில் 70 கோடி கோடி கோடி (70,00,00,00,00,00,00,00,00,00,000) நட்சத்திரங்கள் இருக்கக்கூடுமென மதிப்பிடப்பட்டுள்ளது. வரலாற்று ரீதியாக முக்கியமான உடுக்கள் அனைத்தும் உடுத்தொகுதிகளாகவும், கதிர்வங்களாகவும் (asterisms) குழுப்படுத்தப்பட்டுள்ளன. எனினும் மிகத் தெளிவான இரவு வானில் ஒரு மனிதனுடைய வெற்றுக்கண்ணுக்கு 600 - 3,000 தென்படும்.

விண்மீன்கள் தம் வாழ்க்கையின் இறுதி நிலையை அடையும் போது ஈலியத்தை காபன், ஒட்சிசன் போன்ற வேறு சில பாரிய இரசாயன மூலகங்களாக மாற்ற முற்படும். இதன்போது அணுக்கரு இணைவு வினை அளவுக்கு அதிகமான ஆற்றலை உற்பத்தியாக்கும். இந்த ஆற்றல் விண்மீனை மிகவும் வெப்பமாக்கச் செய்யும். விண்மீன்களால் உற்பத்தி செய்யப்பட்ட சக்தி கதிர்வீச்சாக மாறிச்செல்லும். இவ்வாரு மாறிச்செல்லும் சக்தி அல்லது ஆற்றல் மின்காந்தக் கதிவீச்சு என அழைக்கப்படும்.

விண்மீனின் வாழ்க்கை
-------------------

அபிள் தொலைநோக்கியின் பார்வையில் "ஆக்கத்தின் தூண்கள்" - கழுகு விண்முகிலில் விண்மீன்கள் உருவாகும் இடம்.

விண்மீன்கள் தம் வாழ்க்கையில் முக்கிய பாகங்களைக் கொண்டுள்ளன. அவை,

1. ஒண்முகிலிலிருந்து முகிழ்மீன் உருவாதல்
2. நிலையான விண்மீனாக மாறுதல்
3. தளர்தல்

### நெபுலாவிலிருந்து முகிழ் மீன் உருவாதல்

முதன்மைக் கட்டுரை: விண்மீன் படிமலர்ச்சி
#### விண்மீன் உருவாதல்

விண்மீன்களின் பிறப்பு விண்மீன் பேரடைகளினால் அண்டத்தில் சிதற விடப்படும் பாரிய மூலக்கூற்று முகில்களில் இருந்து ஆரம்பமாகின்றது. இப்பாரிய மூலக்கூற்று முகில்கள் **நெபுலா** (nebulae) என அழைக்கப்படும். இந்த நெபுலாக்கள் ஈர்ப்புவிசையினால் தாமாகவே நீண்டு ஒடுங்குகின்றன. அவை சிறியதாய் வந்தபின் வேகமாக சுழல்வதோடு மட்டுமின்றி வெப்பநிலையையும் அதிகரிக்கச் செய்கின்றன. இதற்கு *கோண உந்த அழிவின்மை* (Conservation of angular momentum) என்பதே காரணம் ஆகும். இவ்வாறே ஒரு புதிய விண்மீன் உருவாகின்றது. ஒரு புதிய விண்மீனில் அழுத்தம் (Pressure) உருவாதலே விண்மீனுடைய வெப்பநிலையையும் அதிகரிக்கச் செய்கின்றது. இப்பருவம் **முகிழ்மீன்** (Protostar) என அழைக்கப்படுகின்றது.

##### நெபுலாக்கள்

முதன்மைக் கட்டுரை: நெபுலா
நெபுலாக்கள் பிரதானமாக ஐதரசன்,ஈலியம் முதலான வாயுக்களைக் கொண்டதாகவும், பல ஒளியாண்டுகள் நீள அகலம் கொண்டதாயுமிருக்கும்.

### நிலையான விண்மீனாதல்

ஒரு முகிழ்மீன் ஒன்று அன்னச்சூழவுள்ள பாரிய மூலக்கூற்று முகில்களின் மிகுதிகளை வைத்துத் தன் பருமனை அதிகரிக்க முயற்சிக்கும் இப்பருவமே **நிலையான விண்மீன்** எனப்படும். முகிழ்மீன் ஒரு நிலையான விண்மீனாவதற்கு அதன் இரு முக்கிய விசைகளும் சமன்பட வேண்டும். முகிழ்மீன் தன் சுய ஈர்ப்பு விசையால் சுருங்கத் தொடங்கும். முகிழ்மீனில் உள்ள ஐதரசன் அணுக்கள் இணைந்து ஈலியம் அணுக்களாக மாறும் போது பெருமளவு ஆற்றல் உண்டாகி முகிழ்மீன் விரிவடையவும் முயற்சிக்கும். சில கோடி ஆண்டுகளில் இரண்டு விசைகளும் சமமானவுடன் அளவில் பெருமளவு மாற்றம் ஏற்படாது. அவ் விண்மீன் பில்லியன் வருடங்களாக ஐதரசனை ஈலியமாக மாற்றும் செயற்பாட்டை மேற்கொண்டு ஒளியை வெளிவிட்டுக்கொண்டே இருக்கும். விண்மீனின் அளவைப் பொறுத்து எண்பது முதல் தொண்ணூறு சதவீதம் ஐதரசன் அணுக்கள் தீரும் வரை இதே அளவு நீடிக்கும். விசை சமன்பட்டதில் இருந்து இந்நிலையை அடையும் வரையே நிலையான விண்மீனாக இருக்க முடியும். சூரியன் ஒரு நிலையான விண்மீன் ஆகும்.

### தளர்ச்சியும் அழிவும்

விண்மீனின் அளவைப் பொறுத்து எண்பது முதல் தொண்ணூறு விழுக்காடு ஐதரசன் அணுக்கள் தீர்ந்த பிறகு விண்மீனின் வீங்கும் ஆற்றல் குறைவதால் சுய ஈர்ப்பு விசையின் மூலம் சுருங்கும் ஆற்றல் அதிகரிக்கும். இவ்வாறு இது சுருங்கும் போது அந்த விண்மீனின் மொத்த எடையை பொருத்து அது பல்வேறு நிலைகளை அடைகிறது. அவை,

1. சூரியன் அளவுக்கு எடையுள்ள விண்மீன்கள் சில கோடி வருடங்கள் சிவப்பு அரக்கனாக இருந்து விட்டு பின்பு வெண் குறுமீனாக மாறிவிடும்.
2. அதுவே சூரியன் அளவுக்கு எடையுள்ள விண்மீன் இரட்டை விண்மீன்களில் ஒன்றாக இருந்தால் அதில் குறுமீன் வெடிப்பு ஏற்பட்டு பிற்பாடு வெண் குறுமீனாக மாறிவிடும்.
3. சூரியனை விட இரண்டு அல்லது மூன்று மடங்கு எடையுள்ள விண்மீன்கள் கருங்குழியாக மாறிவிடும்.
4. சூரியனை விட ஐந்தில் இருந்து எட்டு மடங்கு எடையுள்ள விண்மீன்கள் மீயொளிர் விண்மீன் வெடிப்பை நிகழ்த்திவிட்டு நொதுமி விண்மீனாக மாறிவிடும்.
5. சூரியனை விட பத்தில் இருந்து நாற்பது மடங்கு எடையுள்ள விண்மீன்கள் மீயொளிர் விண்மீன் வெடிப்பை நிகழ்த்திவிட்டு கருங்குழியாக மாறிவிடும்.

எனினும் பொதுவாக சூரியன் போன்ற விண்மீன்களின் தளர்ச்சியை எடுத்துக்கொண்டால்; ஐதரசன் தீர்ந்து கொண்டு செல்ல ஈலியம் அதிகரித்துச் செல்லும். இறுதியில் ஈலியம் விண்மீனின் உள் அகணிவரை (Core) நீடிக்கும். இதன் போது விண்மீனினுடை வெப்பநிலை மேலும் பலமடங்காக அதிகரிக்க அதனுடைய பருமனும் பலமடங்காக (250 மடங்கு) அதிகரிக்கும். உதாரணமாக நம் சூரியன் செவ்வாய்க் கோள் இருக்கும் இடம் வரை அதிகரிக்கும். இந்நிலை **சிவப்பு அரக்கன்** (Red giant) அல்லது *செவ்வசுரன்* என அழைக்கப்படும். சில காலத்தின் பின் சிவப்பு அரக்கன் வெடித்துச் சிதறி அகிலத்தில் விடப்படும். இவ்வாறு வெடித்துச் சிதறிய செவ்வசுரனின் வெளிப்பகுதி **கோள் நெபுலா** (planetary nebula) என அழைக்கப்படும். இக்கோள் நெபுலா உதிர்ந்து போய் ஒரு சிறிய விண்மீனாக தோற்றம் பெறுகின்றது. அச்சிறு உடுவின் மத்திய பகுதி **வெண் குறுமீன்** (White dwarf) அல்லது வெண்ணிறக் குள்ளன் என அழைக்கப்படும். இவை பல ஆண்டுகளுக்குப் பின் மிகவும் குளிர்மையாக இருக்கும். இறுதியில் அவை கறுப்பு நிறமாக வந்து எவ்விதமான ஆற்றலையும் வெளிவிடாது. இதற்கு **கருப்பு விண்மீன்** (Black dwarf) அல்லது *கருங்குள்ளன்* என அழைக்கப்படும். இவ்வாறு இல்லாமல் சூரியனை விட பருமனில் அதிகமாய் உள்ள விண்மீன்கள் மேலே குறிப்பிட்டது போன்று, சூரியன் போன்ற விண்மீன்களின் பரிணாமப் பாதையில் அன்றி வெவ்வேறு பரிணாமப் பாதைகளைக் கொண்டுள்ளன.

#### கருப்பு விண்மீன்கள்

அண்டத்தில் கரும்பொருள் விண்மீன்களின் பங்கு
கருங்குழியாக மாறிய விண்மீன்கள் அண்டத்தில் குறிப்பிட்ட அளவில் அறியப்பட்டுள்ளன. காட்சிக்குட்பட்ட பேரண்டத்தில் தற்போதைய கருப்பு விண்மீன்கள் இருபத்து மூன்று விழுக்காடு உள்ளன. இதுவே இன்னும் 1,300 கோடி ஆண்டுகளுக்குப் பின்னர் அறுபத்து மூன்று விழுக்காடாக மாறிவிடும்.

தோற்றம்
-------

### பிரகாசம்

கி.மு 150 ஆம் ஆண்டில் கிரேக்க வானியலாளரான இப்பார்க்கசு உடுக்களின் பிரகாசத்தை வைத்து அவற்றை ஆறு பிரிவுகளாகப் பிரித்துள்ளார். இதற்கு *மேக்னியூட் அளவு முறை* என்று பெயர்.

மேற்கோள்கள்
-----------

1. ↑  "They are composed largely of gas and plasma, a superheated state of matter composed of subatomic particles.". *தேசிய புவியியல் கழகம்*.. பார்த்த நாள்: 16 May 2014.
2. ↑  "Stars are cosmic energy engines that produce heat, light, ultraviolet rays, x-rays, and other forms of radiation.". *தேசிய புவியியல் கழகம்*.. பார்த்த நாள்: 16 May 2014.
3. ↑  "No one knows how many stars exist, but the number would be staggering. Our universe likely contains more than 100 billion galaxies, and each of those galaxies may have more than 100 billion stars.". *தேசிய புவியியல் கழகம்*.. பார்த்த நாள்: 16 May 2014.
4. 1 2  "Yet on a clear, dark night Earth's sky reveals only about 3,000 stars to the naked eye.". *தேசிய புவியியல் கழகம்*.. பார்த்த நாள்: 16 May 2014.
5. ↑  "In time, gravity causes these clouds to condense and collapse in on themselves. As they get smaller, the clouds spin faster because of the conservation of angular momentum—the same principle that causes a spinning skater to speed up when she pulls in her arms.Building pressures cause rising temperatures inside such a nascent star, and nuclear fusion begins when a developing young star's core temperature climbs to about 27 million degrees Fahrenheit (15 million degrees Celsius).Young stars at this stage are called protostars.". *தேசிய புவியியல் கழகம்*.. பார்த்த நாள்: 16 May 2014.
6. ↑  "As they develop they accumulate mass from the clouds around them and grow into what are known as main sequence stars. Main sequence stars like our own sun exist in a state of nuclear fusion during which they will emit energy for billions of years by converting hydrogen to helium.". *தேசிய புவியியல் கழகம்*.. பார்த்த நாள்: 16 May 2014.
7. ↑  "As stars move toward the end of their lives much of their hydrogen has been converted to helium. Helium sinks to the star's core and raises the star's temperature—causing its outer shell to expand. These large, swelling stars are known as red giants. The red giant phase is actually a prelude to a star shedding its outer layers and becoming a small, dense body called a white dwarf. White dwarfs cool for billions of years, until they eventually go dark and produce no energy. At this point, which scientists have yet to observe, such stars become known as black dwarfs. A few stars eschew this evolutionary path and instead go out with a bang—detonating as supernovae. These violent explosions leave behind a small core that may become a neutron star or even, if the remnant is large enough, a black hole.". *தேசிய புவியியல் கழகம்*.. பார்த்த நாள்: 16 May 2014.

மூல நூல்
--------

* வான சாஸ்திரம், வேங்கடம், விகடன் பிரசுரம், ISBN 978-81-89936-22-8.

வெளி இணைப்பு
------------

* கணேஷ் அரவிந்த் எழுதிய நட்சத்திரமே...! நட்சத்திரமே...!! கட்டுரை பரணிடப்பட்டது 2009-01-25 at the வந்தவழி இயந்திரம்
* தமிழ் மொழி விண்வெளி தகவல்