smcproject/ml-wiki-sentences huggingface dataset:
ഏകദേശം 5.4 ബില്യൻ വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം സൂര്യന്റെ കാമ്പ് അതിന്റെ ചുറ്റുമുള്ള ഷെല്ലിൽ ഹൈഡ്രജൻ സംയോജനം നടത്താൻ തക്കവിധം ചൂടാകും.
ഇത് നക്ഷത്രത്തിന്റെ പുറം പാളികൾ വളരെയധികം വികസിക്കാൻ ഇടയാക്കും.
കൂടാതെ നക്ഷത്രം അതിന്റെ ജീവിതത്തിന്റെ അടുത്ത ഘട്ടമായ ചുവപ്പുഭീമൻ ആയി മാറുകയും ചെയ്യും.
7.5 ബില്യൺ വർഷങ്ങൾ കഴിയുമ്പോൾ സൂര്യന്റെ വ്യാസം 1.2 AU- ആയിരിക്കും.
—ഇപ്പോഴത്തെ വലിപ്പത്തിന്റെ 256 ഇരട്ടി.
ചുവന്ന ഭീമൻ അവസ്ഥയിൽ ഉപരിതല വിസ്തീർണ്ണം വർധിച്ചതിന്റെ ഫലമായി സൂര്യന്റെ ഉപരിതല താപനില ഇപ്പോഴുള്ളതിനേക്കാൾ  വളരെ താഴ്ന്നതായിരിക്കും.
ഏകദേശം 2600 കെൽവിൻ അപ്പോൾ അതിന്റെ താപനില.
തിളക്കമാകട്ടെ ഇപ്പോഴുള്ളതിന്റെ 2,700 മടങ്ങ് വർദ്ധിക്കുകയും ചെയ്യും.
ഈ സമയത്ത് സൂര്യനിൽ നിന്ന് ശക്തമായ സൗങ്ങൾ രൂപപ്പെടും, ഇത് അതിന്റെ പിണ്ഡത്തിന്റെ 33% വരെ പറത്തിക്കളയും.
ഈ കാലമാവുമ്പോഴേക്കും ശനിയുടെ ഉപഗ്രഹമായ ടൈറ്റൻ ജീവൻ നിലനിർത്താൻ ആവശ്യമായ ഉപരിതല താപനില കൈവരിക്കാൻ സാധ്യതയുണ്ട്.
സൂര്യൻ വികസിക്കുമ്പോൾ അത് ബുധൻ , ശുക്രൻ എന്നീ ഗ്രഹങ്ങളെ വിഴുങ്ങും.
ഭൂമിയുടെ കാര്യം എന്താകുമെന്ന് വ്യക്തമല്ല.
സൂര്യൻ ഭൂമിയുടെ നിലവിലെ ഭ്രമണപഥത്തെ വലയം ചെയ്യുമെങ്കിലും, സൂര്യന്റെ പിണ്ഡം നഷ്ടപ്പെടുന്നത് കാരണം അതിന്റെ ഗരുത്വാകർഷണം ദുർബലമാകുകയും ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഭ്രമണപഥം കൂടുതൽ കൂടുതൽ പുറത്തേക്ക് നീങ്ങാൻ ഇടയാക്കുകയും ഭൂമി സൂര്യനിൽ നിന്ന് കൂടുതൽ അകലേക്ക് മാറുകയും ചെയ്തേക്കാം.
എന്നാൽ 2008-ലെ ഒരു പഠനം സൂചിപ്പിക്കുന്നത്  ഭൂമി വിഴുങ്ങപ്പെടാൻ സാധ്യതയുണ്ടെന്നാണ്.
വികാസത്തിന്റെ ഘട്ടത്തിനുശേഷം, വാസയോഗ്യമായ മേഖല ബാഹ്യ സൗരയൂഥത്തിലേക്കും കൈപ്പർ-ബെൽറ്റിലേക്കും മാറും.
ഇതിനർത്ഥം, പ്ലൂട്ടോയിലെയും ഷാരോണിലെയും ഉപരിതല താപനില മഞ്ഞ് ഉരുകുന്നതിന് ആവശ്യമുള്ള അളവിലുള്ളതായിരിക്കും എന്നാണ്.
പ്ലൂട്ടോയിലും ചാരോണിലും ഉപരിതല താപനില 0 °C ആയിരിക്കും.
സബ്ലിമേഷൻ മൂലം അപ്പോഴേക്കും പ്ലൂട്ടോയ്ക്ക് അതിന്റെ മീഥേൻ പാളി നഷ്ടമായിട്ടുണ്ടാകും.
പ്ലൂട്ടോ വളരെ ചെറുതായതിനാലും കാന്തികമണ്ഡലം വളരെ ദുർബലമായതിനാലും സൂര്യനിൽ നിന്നും വരുന്ന ചാർജ്ജിത കണങ്ങളെ തടയാനാവില്ല.
ഈ സമയത്ത് സൗരപ്രവർത്തനങ്ങൾ വളരെയേറെ വർദ്ധിക്കുന്നതു കൊണ്ടും പ്ലൂട്ടോക്ക് അതിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തെ പിടിച്ചു നിർത്താനാവില്ല.
പ്ലൂട്ടോയിലേയും ഷാരോണിലേയും ഹിമം ആവിയായി ബഹിരാകാശത്തേക്ക് നഷ്ടപ്പെടും.
അവസാനം ഇവയുടെ ശിലാരൂപത്തിലുള്ള കാമ്പ് മാത്രം അവശേഷിക്കും.
ഇങ്ങനെ രണ്ടിനും അവയുടെ പിണ്ഡത്തിന്റെ 30-40% നഷ്ടപ്പെടും.
ക്രമേണ സൗരകേന്ദ്രത്തിനു ചുറ്റുമുള്ള ഷെല്ലിൽ കത്തുന്ന ഹൈഡ്രജൻ കാമ്പിന്റെ പിണ്ഡം വർദ്ധിക്കും.
അത് നിലവിലെ സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ 45% ആവും.
ഈ ഘട്ടത്തിൽ സാന്ദ്രതയും താപനിലയും വളരെ ഉയർന്നതായിത്തീരും.
ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രങ്ങൾ സംയോജിച്ച് കാർബൺ ആയിമാറുന്ന പ്രകൃയ ആരംഭിക്കും.
ഇത് ഒരു ഹീലിയം ഫ്ലാഷിലേക്ക് നയിക്കും.
തുടർന്ന് സൂര്യന്റെ വലിപ്പം വളരെയേറെ ചുരുങ്ങും.
അതിന്റെ തെളിച്ചം ഏകദേശം 54 മടങ്ങ് വരെ കുറയുകയും അതിന്റെ ഉപരിതല താപനില ഏകദേശം 4770 കെൽവിൻ ആയി വർദ്ധിക്കുകയും ചെയ്യും.
സൂര്യൻ ഒരു തിരശ്ചീന ഭീമനായി മാറും.
ഇപ്പോൾ ഹൈഡ്രജൻ കത്തിന്നതു പോലെ അതിന്റെ കാമ്പിൽ ഹീലിയം കത്താൻ തുടങ്ങുന്നു.
ഹീലിയം ഫ്യൂസിംഗ് ഘട്ടം 100 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ മാത്രമേ നിലനിൽക്കൂ.
പിന്നീട് അതിന്റെ പുറം പാളികളിലെ ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും ഉപയോഗിക്കാൻ തുടങ്ങും.
അത് രണ്ടാം തവണയും വികസിക്കുകയും അസിംപ്റ്റോട്ടിക് ഭീമൻ എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഒന്നായി മാറുകയും ചെയ്യും.
അപ്പോൾ സൂര്യന്റെ തിളക്കം വീണ്ടും വർദ്ധിക്കുകയും താപനില കുറഞ്ഞ് ഏകദേശം 3500 കെൽവിനിലേക്ക് എത്തുകയും ചെയ്യും.
ഈ ഘട്ടം ഏകദേശം 30 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ നീണ്ടുനിൽക്കും.
അതിനുശേഷം 1,00,000 വർഷത്തിനുള്ളിൽ സൂര്യന്റെ ശേഷിക്കുന്ന പുറം പാളികൾ തെറിച്ചു പോകുകയും ഒരു ഗ്രഹനെബുലയായി രൂപപ്പെടുകയും ചെയ്യും.
പുറന്തള്ളപ്പെടുന്ന പദാർത്ഥത്തിൽ സൂര്യന്റെ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളാൽ ഉൽപ്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന ഹീലിയവും കാർബണും അടങ്ങിയിരിക്കും.
ഭാവി തലമുറയിലെ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കായി നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തെ ഭാരമുള്ള മൂലകങ്ങളാൽ സമ്പുഷ്ടമാക്കുകയും ചെയ്യുന്നു.
റിങ് നെബുല .
സൂര്യനും അവസാനം ഇതുപോലെ ഒരു ഗ്രഹനീഹാരികയായി മാറും.
ഇത് താരതമ്യേന ശാന്തമായി സംഭവിക്കുന്ന ഒന്നാണ്.
ഒരു സൂപ്പർനോവയ്ക്ക് സമാനമായതല്ല.
സൂര്യൻ അതിന്റെ പരിണാമത്തിന്റെ ഭാഗമായി സൂപ്പർനോവ ഘട്ടത്തിലൂടെ കടന്നുപോകാൻ കഴിയാത്തത്ര ചെറുതാണ്.
സൂര്യന്റെ ഈ അവസാനകാലത്ത് സൗരവാതത്തിന്റെ വേഗതയിൽ വൻതോതിലുള്ള വർദ്ധനവ് കാണും.
എന്നാൽ ഒരു ഗ്രഹത്തെ പൂർണ്ണമായും നശിപ്പിക്കാനുള്ള ശേഷി ഇതിനുണ്ടാവില്ല.
എന്നിരുന്നാലും, സൂര്യന്റെ പിണ്ഡം നഷ്ടപ്പെടുന്നത് മൂലമുണ്ടാകുന്ന ഗരുത്വവ്യതിയാനം അതിജീവിക്കുന്ന ഗ്രഹങ്ങളിൽ ചിലത് കൂട്ടിയിടിക്കുന്നതിനും ചിലത് സൗരയൂഥത്തിൽ നിന്ന് പുറന്തള്ളപ്പെടുന്നതിനും മറ്റുള്ളവ ടൈഡൽ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളാൽ വിഘടിക്കപ്പെടുന്നതിനും ഇടയാക്കും.
അതിനുശേഷം, സൂര്യൻ ഒരു വെളുത്ത കുള്ളൻ നക്ഷത്രമായി മാറും.
ഇത് വളരെയേറെ സാന്ദ്രമായ ഒരു അവസ്ഥയാണ്.
അതിന്റെ യഥാർത്ഥ പിണ്ഡം ഇപ്പോഴുള്ളതിന്റെ 54% ആയിരിക്കും.
എന്നാൽ ഭൂമിയുടെ വലിപ്പം മാത്രമേ കാണുകയുള്ളു.
തുടക്കത്തിൽ ഈ വെളുത്ത കുള്ളൻ നക്ഷത്രത്തിന് ഇപ്പോൾ സൂര്യനുള്ളതിനേക്കാൾ 100 മടങ്ങ് പ്രകാശമുണ്ടായിരിക്കും.
ഇത് പൂർണ്ണമായും കാർബണും ഓക്സിജനും അടങ്ങിയതായിരിക്കും.
എന്നാൽ ഈ മൂലകങ്ങളെ സംയോജിപ്പിക്കാൻ ആവശ്യമായ താപനിലയിൽ ഒരിക്കലും എത്തുകയുമില്ല.
വെളുത്ത കുള്ളൻ സൂര്യൻ ക്രമേണ തണുക്കുകയും തിളക്കം കുറഞ്ഞു പോകുകയും ചെയ്യും.
സൂര്യൻ മരിക്കുമ്പോൾ ഗ്രഹങ്ങൾ, ധൂമകേതുക്കൾ, ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ തുടങ്ങിയ പരിക്രമണ വസ്തുക്കളിൽ അതിന്റെ ഗുരുത്വാകർഷണം അതിന്റെ പിണ്ഡനഷ്ടം മൂലം ദുർബലമാകും.
ശേഷിക്കുന്ന എല്ലാ ഗ്രഹങ്ങളുടെയും ഭ്രമണപഥങ്ങൾ വികസിക്കും.
ശുക്രൻ, ഭൂമി, ചൊവ്വ എന്നിവ അപ്പോഴും നിലനിൽക്കുന്നുണ്ടെങ്കിൽ അവയുടെ ഭ്രമണപഥങ്ങൾ ഏകദേശം 1.4 AU, 1.9 AU, 2.8 AU എന്ന ക്രമത്തിലായിരിക്കും.
അവയും ബാക്കിയുള്ള മറ്റ് ഗ്രഹങ്ങളും ഇരുണ്ടതും തണുപ്പുള്ളതുമായ ഗോളങ്ങളായി മാറും.
യാതൊരു തരത്തിലുള്ള ജീവനും ഉണ്ടായിരിക്കില്ല.
ഗ്രഹങ്ങൾ സൂര്യനെ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നത് തുടരുമെങ്കിലും ഗുരുത്വാകർഷണം കുറയുന്നതു കാരണം അവയുടെ വേഗതയും സൂര്യനിൽ നിന്നുള്ള ദൂരവും കൂടിവരും.
രണ്ട് ബില്യൺ വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം സൂര്യന്റെ കാമ്പിലെ കാർബണും ഓക്സിജനും ഘനീഭവിക്കുകയും ശേഷിക്കുന്ന പിണ്ഡത്തിന്റെ 90% വും ഒരു ക്രിസറ്റലീകരിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു.
ഒടുവിൽ ഏകദേശം 1 ക്വാഡ്രില്യൺ വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം സൂര്യൻ പൂർണ്ണമായും പ്രകാശിക്കുന്നത് അവസാനിപ്പിച്ച് ഒരു കറുത്ത കുള്ളനായി മാറും.
താരാപഥ പ്രതിപ്രവർത്തനം ആകാശഗംഗയിൽ സൗരയൂഥത്തിന്റെ സ്ഥാനം
താരാപഥ കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്ന് ഏകദേശം 30,000 പ്രകാശവർഷം അകലെയായി ഒരു വൃത്താകൃതിയിലുള്ള പരിക്രമണപഥത്തിലൂടെ സൗരയൂഥം സഞ്ചരിക്കുന്നുണ്ട്.
അതിന്റെ വേഗത ഏകദേശം സെക്കന്റിൽ 220 കിലോമീറ്ററാണ്.
സൗരയൂഥത്തിന് താരാപഥ കേന്ദ്രത്തിന് ചുറ്റും ഒരു പരിക്രമണം 
പൂർത്തിയാക്കാൻ ആവശ്യമായ കാലയളവിനെയാണ് കോസ്മിക്‌ വർഷം എന്നു പറയുന്നത്.
ഇത് ഏകദേശം 220-250 ദശലക്ഷം ഭൗമവർഷങ്ങൾ വരും.
സൗരയൂഥം അതിന്റെ രൂപീകരണത്തിനു ശേഷം കുറഞ്ഞത് 20 പരിക്രമണങ്ങളെങ്കിലും പൂർത്തിയാക്കിയിട്ടുണ്ട്.
ഫോസിൽ പഠനങ്ങളുടെ അടിസ്ഥാനത്തിൽ സൗരയൂഥത്തിന്റെ പരിക്രമണത്തിന് ഭൂമിയിലെ ജീവികളുടെ വംശനാശവുമായി ബന്ധമുണ്ട് എന്ന് ചില ശാസ്ത്രജ്ഞർ നിരീക്ഷിച്ചിട്ടുണ്ട്.
ഗാലക്‌സിയുടെ കേന്ദ്രത്തെ ചുറ്റുമ്പോൾ സൂര്യന് ഉണ്ടാകുന്ന ലംബമായ ആന്ദോളനങ്ങൾ അതിന്റെ ഗാലക്‌സിയുടെ തലത്തിലൂടെയുള്ള ലംബമായ ചലനത്തിന് കാരണമാകുമെന്ന് ഒരു സിദ്ധാന്തം അനുമാനിക്കുന്നു.
ഇതിന്റെ ഭാഗമായി സൂര്യന്റെ ഭ്രമണപഥം ഗാലക്‌സി ഡിസ്കിന് പുറത്തേക്ക് നീങ്ങുമ്പോൾ ഗാലക്സിയിലെ ടൈഡൽ‍ സ്വാധീനം ദുർബലമാകാൻ കാരണമാകുന്നു.
ഗാലക്സി ഡിസ്കിലേക്ക് പ്രവേശിക്കുമ്പോൾ കൂടുതൽ ശക്തമാകുകയും ചെയ്യും.
ഇത് ഓരോ 20-25 മില്യൺ വ‍ർഷത്തിലും സംഭവിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കുന്നു.
ഗണിതമാതൃകകൾ അനുസരിച്ച് ഇത് ഊർട്ട് മേഘത്തിൽ നിന്നുള്ള ധൂമകേതുക്കൾ സൗരയൂഥത്തിനുള്ളിലേക്ക് ഒഴുകുന്നതിന് ഇടയാക്കുന്നു.
ഇത് വിനാശകരമായ ആഘാതങ്ങളുടെ സാധ്യത വർദ്ധിപ്പിക്കുന്നു.
എന്നാൽ മറ്റു ചിലർ വാദിക്കുന്നത് സൂര്യൻ നിലവിൽ ഗാലക്‌സിയുടെ തലത്തോട് അടുത്താണെന്നും എന്നിട്ടും അവസാനത്തെ വലിയ വംശനാശം 15 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ് സംഭവിച്ചു എന്നുമാണ്.
അതിനാൽ, സൂര്യന്റെ ലംബ സ്ഥാനത്തിന് അത്തരം ആനുകാലിക വംശനാശത്തെ വിശദീകരിക്കാൻ കഴിയില്ല.
പകരം സൂര്യൻ ഗാലക്സിയുടെ സർപ്പിള കൈകളിലൂടെ കടന്നുപോകുമ്പോഴാണ് വംശനാശം സംഭവിക്കുന്നത് എന്നാണ് ഇവർ പറയുന്നത്.
വളരെ ഉയർന്ന തോതിൽ തന്മാത്രാമേഘങ്ങളും നീലഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങളും അടങ്ങിയിട്ടുള്ള ഈ സർപ്പിളകരങ്ങൾ അവയുടെ ഉയർന്ന ഗുരുത്വാകർഷണം മൂലം ഊർട്ട് മേഘത്തെ സ്വാധീനിക്കാൻ സാധ്യതയുണ്ട്.
ഗാലക്‌സികളുടെ കൂട്ടിയിടിയും സൗരയൂഥത്തിന്റെ തകർച്ചയും
പ്രപഞ്ചത്തിലെ ബഹുഭൂരിപക്ഷം ഗാലക്‌സികളും ക്ഷീരപഥത്തിൽ നിന്ന് അകലുകയാണെങ്കിലും ഗാലക്‌സികളുടെ പ്രാദേശിക ഗ്രൂപ്പിലെ ഏറ്റവും വലിയ അംഗമായ ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്‌സി സെക്കന്റിൽ ഏകദേശം 120 കിലോമീറ്റർ വേഗതയിൽ ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ അടുത്തേക്ക് നീങ്ങുകയാണ്.
4 ബില്യൺ വർഷത്തിനുള്ളിൽ ആൻഡ്രോമിഡയും ക്ഷീരപഥവും കൂട്ടിയിടിക്കും.
അത് ഈ ഗാലക്സികളുടെ രൂപത്തിൽ മാറ്റം വരുത്തും.
ഇങ്ങനെ സംഭവിക്കുകയാണെങ്കിൽ സൗരയൂഥം ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ പുറത്തേക്ക് നീങ്ങാനുള്ള സാധ്യത 12% ആണെന്ന് കണക്കാക്കിയിരിക്കുന്നു.
ഇതിന്റെ തുടർച്ചയായി സൗരയൂഥം ആൻഡ്രോമീഡയുടെ ഭാഗമായി മാറാനുള്ള സാധ്യതയുമുണ്ട്.
ഇതിന് 3% സാധ്യതയാണ് കണക്കാക്കുന്നത്.
തുടർച്ചയായ ആഘാതങ്ങൾ ഇതിനെ പുറംതള്ളുന്നതിനുള്ള സാധ്യത 30% ആയി വർദ്ധിപ്പിക്കുന്നു.
ഈ താരാപഥങ്ങളുടെ കേന്ദ്രത്തിലുള്ള തമോഗർത്തങ്ങളും ലയിച്ച് ഒന്നാവും.
ഒടുവിൽ ഏകദേശം 6 ബില്യൺ വർഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ ക്ഷീരപഥവും ആൻഡ്രോമിഡയും ഒരു ഭീമാകാരമായ ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഗാലക്‌സിയായി അവരുടെ ലയനം പൂർത്തിയാക്കും.
ലയന സമയത്ത് ധാരാളം വാതകം ഉണ്ടെങ്കിൽ, വർദ്ധിച്ച ഗുരുത്വാകർഷണം വാതകത്തെ പുതിയതായി രൂപപ്പെടുന്ന ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഗാലക്സിയുടെ മധ്യഭാഗത്തേക്ക് വലിച്ചെടുക്കുന്നു.
ഇത് വളരെ കുറഞ്ഞ കാലം കൊണ്ട് കൂടുതൽ നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളുന്ന പ്രതിഭാസത്തിന് കാരണമായേക്കാം.
സ്റ്റാർബർസ്റ്റ് എന്നാണ് ഈ പ്രതിഭാസം അറിയപ്പെടുന്നത്.
കൂടാതെ ഉള്ളിലേക്ക് വീഴുന്ന വാതകം പുതുതായി രൂപംകൊണ്ട തമോദ്വാരത്തെ പോഷിപ്പിക്കുകയും അതിനെ ഒരു സജീവ ഗാലക്സി ന്യൂക്ലിയസാക്കി മാറ്റുകയും ചെയ്യും.
ഈ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ സൗരയൂഥത്തെ പുതിയ ഗാലക്‌സിയുടെ പുറം വലയത്തിലേക്ക് തള്ളിവിടും.
ഈ കൂടിച്ചേരലിന്റെ ഭാഗമായുണ്ടാവുന്ന വികിരണങ്ങൾ സൗരയൂഥത്തെ കാര്യമായി ബാധിക്കാൻ സാധ്യതയില്ല.
ഈ കൂട്ടിയിടി സൗരയൂഥത്തിലെ ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഭ്രമണപഥത്തിൽ മാറ്റം വരുത്തുമെന്നത് പൊതുവായ തെറ്റിദ്ധാരണയാണ്.
സൗരയൂഥത്തിനു സമീപത്തു കൂടി കടന്നുപോകുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഗുരുത്വാകർഷണത്തിന് ഗ്രഹങ്ങളെ നക്ഷത്രാന്തരീയ സ്ഥലത്തേക്ക് വലിച്ചിടാൻ കഴിയുമെന്നത് ശരിയാണെങ്കിലും നക്ഷത്രങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള അകലം വളരെ വലുതായതു കൊണ്ട് ക്ഷീരപഥം-ആൻഡ്രോമിഡ കൂട്ടിയിടി ഏതെങ്കിലും പ്രത്യേക നക്ഷത്രവ്യവസ്ഥയെ തകർക്കുന്നതിനുള്ള സാധ്യത വളരെ കുറവാണ്.
സൗരയൂഥത്തെ മൊത്തത്തിൽ ഈ സംഭവങ്ങൾ ബാധിക്കാമെങ്കിലും സൂര്യനും ഗ്രഹങ്ങളും തമ്മിലുള്ള ബന്ധത്തെ ഇതു തകർക്കുമെന്ന് പ്രതീക്ഷിക്കുന്നില്ല.
എങ്കിലും ദീർഘകാലാടിസ്ഥാനത്തിൽ മറ്റൊരു നക്ഷത്രവുമായി കൂട്ടിയിടിക്കാനുള്ള സാധ്യത കൂടുന്നുണ്ട് എന്ന വസ്തുത കാണാതിരുന്നുകൂട.
പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ അന്ത്യമായി കണക്കാക്കുന്ന മഹാശൈത്യം സംഭവിക്കുന്നില്ല എന്നു കരുതിയാൽ അടുത്തു കൂടി കടന്നുപോകുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഗുരുത്വാകർഷണം 1 ക്വാഡ്രില്യൺ (10 15 ) വർഷത്തിനുള്ളിൽ മരിച്ച സൂര്യനെ അതിന്റെ ശേഷിക്കുന്ന ഗ്രഹങ്ങളിൽ നിന്ന് പൂർണ്ണമായും നീക്കം ചെയ്യുമെന്ന് കണക്കുകൂട്ടലുകൾ സൂചിപ്പിക്കുന്നു.
ഇത് സൗരയൂഥത്തിന്റെ അവസാനത്തെ അടയാളപ്പെടുത്തുന്നു.
സൂര്യനും ഗ്രഹങ്ങളും നിലനിൽക്കുമെങ്കിലും, സൗരയൂഥം അതിന്റെ യഥാർത്ഥമായ അർത്ഥത്തിൽ ഇല്ലാതാകും.
റേഡിയോമെട്രിക് ഡേറ്റിംഗ് ഉപയോഗിച്ചാണ് സൗരയൂഥത്തിന്റെ രൂപീകരണത്തിന്റെ കാലം മനസ്സിലാക്കിയിരിക്കുന്നത്.
സൗരയൂഥത്തിന് 4.6 ബില്യൺ വർഷം പഴക്കമുണ്ടെന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞർ കണക്കാക്കുന്നു.
ഭൂമിയിലെ അറിയപ്പെടുന്ന ഏറ്റവും പഴക്കം ചെന്ന ധാതുകണങ്ങൾക്ക് ഏകദേശം 4.4 ബില്യൺ വർഷം പഴക്കമുണ്ട്.
ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലം മണ്ണൊലിപ്പ് , അഗ്നിപർവ്വതങ്ങൾ , പ്ലേറ്റ് ടെക്റ്റോണിക്സ് എന്നിവയാൽ നിരന്തരം പുനർരൂപകൽപ്പന ചെയ്യപ്പെടുന്നതിനാൽ ഇത്രയും പഴക്കമുള്ള പാറകൾ അപൂർവമാണ്.
സൗരയൂഥത്തിന്റെ പ്രായം കണക്കാക്കാൻ ശാസ്ത്രജ്ഞർ സൗരനെബുല ഘനീഭവിക്കുന്ന സമയത്ത് രൂപംകൊണ്ട ഉൽക്കാശിലകൾ ഉപയോഗിക്കുന്നു.
മിക്കവാറും എല്ലാ ഉൽക്കാശിലകൾക്കും ( കാന്യോൺ ഡയാബ്ലോ ഉൽക്കാശില കാണുക) 4.6 ബില്യൺ വർഷം പഴക്കമുള്ളതായി കണ്ടെത്തി.
അതുകൊണ്ട് സൗരയൂഥത്തിന് ഇത്രയും പഴക്കമെങ്കിലും ഉണ്ടായിരിക്കുമെന്ന് കണക്കാക്കുന്നു.
മറ്റ് നക്ഷത്രങ്ങളെ വലയം ചെയ്തു കിടക്കുന്ന ഡിസ്കുകളുടെ പഠനങ്ങളും സൗരയൂഥത്തിന്റെ രൂപീകരണത്തിന് ഒരു കാലനിർണ്ണയത്തിന് വളരെയധികം സഹായിച്ചിട്ടുണ്ട്.
ഒരുലക്ഷത്തിനും മൂന്നുലക്ഷത്തിനും ഇടയിൽ പ്രായമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് വാതകത്താൽ സമ്പുഷ്ടമായ ഡിസ്കുകൾ ഉണ്ട്.
അതേസമയം 10 മില്ല്യൺ വർഷത്തിലധികം പഴക്കമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ഇത്തരത്തിലുള്ള വാതകവലയമില്ല.
ഹെലൻ ഡിക്കി
ഹെലൻ ഡിക്കി (1913-1988) ദേശീയ പ്രശസ്തയായ പൾമണോളജിസ്റ്റായിരുന്നു .
ഇംഗ്ലീഷ്: Helen Dickie.
വിസ്കോൺസിൻ ഗ്രാമത്തിൽ ജനിച്ച അവർ വിസ്കോൺസിൻ-മാഡിസൺ സർവകലാശാലയിൽ നിന്ന് ബിഎയും (1935) മെഡിക്കൽ ബിരുദവും (1937) നേടി, മെഡിക്കൽ സ്കൂൾ ക്ലാസിൽ ഒന്നാമതായിരുന്നു.
ലോസ് ഏഞ്ചൽസ് കൗണ്ടി ഹോസ്പിറ്റലിൽ നിന്നും വിസ്കോൺസിൻ ജനറൽ ഹോസ്പിറ്റലുകളിൽ നിന്നും ബിരുദാനന്തര പരിശീലനം നേടിയ ശേഷം, അവൾ വിസ്കോൺസിൻ-മാഡിസൺ യൂണിവേഴ്സിറ്റിയിൽ തിരിച്ചെത്തി, 1943-ൽ ഫാക്കൽറ്റിയിൽ ചേർന്നു, അവിടെ അവൾ തന്റെ ഔദ്യോഗിക ജീവിതം ചെലവഴിച്ചു; 1973-ൽ അവർ പൾമണറി വിഭാഗത്തിന്റെ തലവനാക്കുകയും 1983 ൽ വിരമിക്കുന്നതുവരെ ആ റോളിൽ സേവനമനുഷ്ഠിക്കുകയും ചെയ്തു.
വിസ്കോൺസിനിലെ തന്റെ കരിയറിൽ ഉയർന്ന തോതിൽ വിദ്യാർത്ഥികൾ ക്ഷയരോഗത്തിന് ഇരയാകുന്നത് അവർ ശ്രദ്ധിച്ചു.
തൽഫലമായി, കാമ്പസിൽ രോഗം തടയുന്നതിലും രോഗനിർണയം നടത്തുന്നതിലും ചികിത്സിക്കുന്നതിലും അവൾ ഒരു നേതാവായി മാറി, ഇത് സർവകലാശാലയിൽ ക്ഷയരോഗം ഒരുമാതിരി ഇല്ലാതാക്കുന്നതിലേക്ക് നയിച്ചു.
വിസ്കോൺസിൻ സംസ്ഥാനത്തെ കർഷകർക്ക് വേണ്ടിയും അവൾ അത് ചെയ്തു.
കർഷകന്റെ ശ്വാസകോശത്തെക്കുറിച്ചുള്ള പ്രധാന പഠനങ്ങളും അവർ നടത്തി.
അവളുടെ പ്രവർത്തനങ്ങൾ അവൾക്ക് നിരവധി അവാർഡുകളും പദവികളും നേടിക്കൊടുത്തു.
1974-ൽ അമേരിക്കൻ കോളേജ് ഓഫ് ഫിസിഷ്യൻസിന്റെ മാസ്റ്ററായി അവർ തിരഞ്ഞെടുക്കപ്പെട്ടു, 1983-ൽ വിസ്കോൺസിൻ യൂണിവേഴ്‌സിറ്റി – മാഡിസൺ അലുമ്‌നി സൈറ്റേഷൻ ലഭിച്ച ആദ്യ വനിതയുമായിരുന്നു.
1986-ൽ അമേരിക്കൻ ലംഗ് അസോസിയേഷന്റെ സീനിയർ കൗൺസിലിലേക്ക് അവർ തിരഞ്ഞെടുക്കപ്പെട്ടു, കൂടാതെ വിസ്കോൺസിൻ തൊറാസിക് സൊസൈറ്റിയുടെയും മിസിസിപ്പി തൊറാസിക് സൊസൈറ്റിയുടെയും പ്രസിഡന്റായിരുന്നു.
സമയ സങ്കീർണ്ണത (കമ്പ്യൂട്ടർ ശാസ്ത്രം) ഇംഗ്ലീഷ് വിലാസം https://ml.wikipedia.org/wiki/Time_Complexity സമയ സങ്കീർണ്ണത കണക്കാക്കാൻ സാധാരണ ഉപയോഗിയ്ക്കുന്ന ഫലനങ്ങളുടെ ആരേഖങ്ങൾ.
X അക്ഷത്തിൽ ഇന്പുട് വിലകളുടെ വലിപ്പവും Y അക്ഷത്തിൽ അതിനനുസരിച്ചുള്ള വരികളുടെ എണ്ണവും കാണിച്ചിരിയ്ക്കുന്നു.
കമ്പ്യൂട്ടർ ശാസ്ത്രത്തിൽ ഒരു അൽഗോരിതം ഓടിയ്ക്കാനുള്ള സമയം കണക്കാക്കാൻ ഉപയോഗിയ്ക്കുന്ന ഒരു അളവാണ് സമയ സങ്കീർണ്ണത.
സാധാരണയായി അൽഗോരിതത്തിലെ ഒരു പ്രാഥമിക വരി ഓടിച്ചു നോക്കാൻ ഒരു നിശ്ചിത സമയം വേണമെന്ന് സങ്കൽപ്പിയ്ക്കുന്നു.
അതിനുശേഷം ഒരു അൽഗോരിതത്തിൽ എത്ര പ്രാഥമിക വരികൾ (elementary steps) ഉണ്ടെന്നു എണ്ണിനോക്കിയാണ് അതിനെ ഈ നിശ്ചിത സമയം കൊണ്ട് ഗുണിച്ചാണ്‌ സമയ സങ്കീർണ്ണതയുടെ മതിപ്പുവില (estimate) നിശ്ചയിയ്ക്കുന്നത്.
സാധാരണയായി ഒരു അൽഗോരിതത്തിലേക്കുള്ള ഇൻപുട്ടിന്റെ വിലകൾക്ക് പല വലിപ്പം ആകാം.
അതിനാൽ ഈ വിലകളിലെ ഏറ്റവും വലിയ വലിപ്പമുള്ള വില കൊടുത്താൽ എന്തു സംഭവിയ്ക്കും എന്ന് നോക്കിയാണ് (worst case complexity അഥവാ ഉച്ച സങ്കീർണ്ണത ) അതിന്റെ പ്രകടനം വിലയിരുത്തുന്നത്.
ചില അവസരങ്ങളിൽ അൽഗോരിതങ്ങളുടെ ശരാശരി  സങ്കീർണ്ണത (average time complexity) യും കണക്കിലെടുക്കാറുണ്ട്.
രണ്ടവസ്ഥയിലും സമയ സങ്കീർണ്ണത ഇൻപുട്ട് വിലയുടെ വലിപ്പത്തിന്റെ (size of input) ഒരു ഫലനം (function) ആയാണ് എഴുതുന്നത്.
എന്നാൽ ഈ ഫലനം എത്രയാണെന്ന് കൃത്യമായി ഗണിച്ചെടുക്കാൻ എളുപ്പമല്ല.
അതിനാൽ ഇതിന്റെ സൂത്രവാക്യം കൃത്യമായി എഴുതുന്നതിനു പകരം ഇന്പുട് വിലകളുടെ വലിപ്പം കൂടുംതോറും അൽഗോരിതത്തിന്റെ ഓടുന്ന വരികളുടെ എണ്ണം എത്ര വേഗതയിൽ കൂടുന്നു എന്നുള്ള ഒരു മതിപ്പുവിലയാണ് സാധാരണയായി കണക്കാക്കാറുള്ളത്.
ഇതിനെ സമയ സങ്കീർണ്ണതയുടെ അസംപാത സ്വഭാവം (asymptotic behavior, അഥവാ ട്രെൻഡ്) കണക്കാക്കുന്നു എന്നു പറയാം.
ഉദാഹരണത്തിന് ഇൻപുട്ട് വിലകളുടെ വലിപ്പത്തിന്റെ വർഗത്തിനനുസരിച്ച് ഒരു അൽഗോരിതത്തിലെ ഓടുന്ന വരികളുടെ എണ്ണം കൂടുന്നുണ്ടെങ്കിൽ (proportional to the square) അതിന്റെ സമയ സങ്കീർണ്ണത ദ്വിമാനം ആണെന്ന് പറയുന്നു.
ഇനി ഈ ഫലനത്തിന് ഏകമാനമായ ഒരു പദം കൂടി ഉണ്ടെങ്കിലും (ഉദാ : n 2 + 5 n {\displaystyle n^{2}+5n} ) ഏറ്റവും വലിയ മാനം മാത്രമേ കണക്കിലെടുക്കുന്നുള്ളൂ.
ബാക്കിയെല്ലാം ഒഴിവാക്കും.
സാധാരണയായി സമയ സങ്കീർണ്ണത "വലിയ ഓ പ്രതീകം" (big O notation) എന്ന സങ്കേതം ഉപയോഗിച്ചാണ് രേഖപ്പെടുത്തുന്നത്.
നേരത്തെ കാണിച്ച ഒരു ഫലനത്തിലെ ഏറ്റവും വലിയ ഘാതം ഉൾകൊള്ളുന്ന പദം (അഥവാ ഏറ്റവും വലിയ പദം, ചിലപ്പോൾ ഫലനങ്ങൾ ബഹുപദം (polynomial) തന്നെ ആകണമെന്നില്ല.
എക്സ്പോണെൻഷ്യൽ, ഫാക്ടോറിയൽ തുടങ്ങി അതിവേഗം വളരുന്ന പദങ്ങൾ ആകാം) മാത്രം ഉൾക്കൊള്ളിച്ചുള്ള ഒരു പ്രതീകമാണിത്.
ഉദാഹരണം ഇൻപുട്ട് വിലകളുടെ വലിപ്പം n {\displaystyle n} (ഇൻപുട്ടിനെ രേഖപ്പെടുത്താൻ എത്ര ബിറ്റുകൾ വേണമെന്നുള്ളതിന്റെ കണക്ക്) ആണെങ്കിൽ സമയ സങ്കീർണ്ണത O ( n ) , {\displaystyle O(n),} O ( n log ⁡ n ) , {\displaystyle O(n\log n),} O ( n α ) , {\displaystyle O(n^{\alpha }),} O ( 2 n ) , {\displaystyle O(2^{n}),} തുടങ്ങിയവ ആണെന്ന് എഴുതാം.
ചില സന്ദർഭങ്ങളിൽ സമയ സങ്കീർണ്ണതയെ പ്രതീകങ്ങളില്ലാതെ തന്നെ രേഖീയം(linear, O ( n ) {\displaystyle O(n)} ), പോളിനോമിയൽ/ബഹുപദം( O ( n α ) {\displaystyle O(n^{\alpha })} for some constant α ≥ 1 {\displaystyle \alpha \geq 1} ), എക്സ്പോണെൻഷ്യൽ ( O ( 2 n ) {\displaystyle O(2^{n})} ) എന്നൊക്കെയും വിശേഷിപ്പിയ്ക്കാറുണ്ട്.
സാധാരണ കണ്ടുവരുന്ന സമയ സങ്കീർണ്ണതകളുടെ പട്ടിക
താഴെ കൊടുത്തിരിയ്ക്കുന്ന പട്ടികയിൽ സാധാരണ കണ്ടുവരുന്ന സമയ സങ്കീർണ്ണതകൾ വിവരിച്ചിട്ടുണ്ട്.
ഈ പട്ടികയിൽ താഴേയ്ക്ക് പോകുന്തോറും തന്നിരിയ്ക്കുന്ന ഒരു ഇന്പുട് വിലയുടെ വലിപ്പത്തിനനുസരിച്ചുള്ള സമയ സങ്കീർണ്ണതയുടെ അളവ് കൂടിക്കൊണ്ടിരിയ്ക്കും.
മുകളിലെ ആരേഖവും ശ്രദ്ധിയ്ക്കുക.
എക്സ്പോണെൻഷ്യൽ, ഫാക്ടോറിയൽ സമയ സങ്കീർണ്ണത എത്തുംതോറും സമയ സങ്കീർണ്ണതയുടെ അളവ് ഭയാനകമായ രീതിയിൽ കൂടും.
പേര് സങ്കീർണ്ണതാ ക്ലാസ് സമയ സങ്കീർണ്ണത ( T ( n )) ഉദാഹരണം ഈ സങ്കീർണ്ണതയുള്ള അൽഗോരിതങ്ങളുടെ ഉദാഹരണങ്ങൾ സ്ഥിരസമയം
(constant time) O (1) 10 ഒരു സംഖ്യ ഒറ്റയാണോ ഇരട്ടയാണോ എന്നു നിശ്ചയിയ്ക്കാനുള്ള അൽഗോരിതം.
എത്ര വലിയ സംഖ്യ ഇന്പുട് ആയി കൊടുത്താലും ഇത് ഒരൊറ്റ ചെക്ക് ഉപയോഗിച്ച് കണ്ടു പിടിയ്ക്കാം (എത്ര വലിയ സംഖ്യയാണെങ്കിലും ആ സംഖ്യയുടെ അവസാന ബിറ്റ് 1 ആണെങ്കിൽ ഒറ്റ, അല്ലെങ്കിൽ ഇരട്ട) inverse Ackermann time O ( α ( n )) Amortized time per operation using a disjoint set iterated logarithmic time O (log* n ) Distributed coloring of cycles ലോഗ്- ലോഗരിതമിക് സമയം O (log log n ) Amortized time per operation using a bounded priority queue ലോഗരിതമിക് സമയം DLOGTIME O (log n ) log n , log( n 2 ) ബൈനറി തിരയൽ പോളി ലോഗരിതമിക് സമയം poly(log n ) (log n ) 2 fractional power O ( n c ) where 0 c 1 n 1/2 , n 2/3 ഒരു kd ട്രീയിൽ തിരയാനുള്ള അൽഗോരിതം രേഖീയ സമയം O ( n ) n ക്രമരഹിതമായ ഒരു അടുക്കിലെ ഏറ്റവും വലിയ അംഗത്തെ തിരയുന്ന അൽഗോരിതം.
ഇവിടെ ഏറ്റവും കൂടിയ അവസ്ഥയിൽ എല്ലാ അംഗങ്ങളെയും ഓരോ പ്രാവശ്യം സന്ദർശിച്ച് അത് ഇതുവരെയുള്ള വലിയ സംഖ്യയേക്കാൾ വലുതാണോ എന്ന് നോക്കണം.
അതായത് n അംഗങ്ങൾ ഉണ്ടെങ്കിൽ ആ നമ്പറിന് ആനുപാതികമാണ് എത്ര പ്രാവശ്യം ചെക്ക് ചെയ്യണം എന്നത്.
"n log star n" time O ( n log* n ) Seidel's polygon triangulation algorithm.
അവാസ്തവ രേഖീയ സമയം O ( n log n ) n log n , log n !
സംഖ്യകളെ പരസ്പരം താരതമ്യം ചെയ്തു ചെയ്യാവുന്ന ക്രമീകരണ അൽഗോരിതങ്ങളിൽ (sorting algorithms) എത്താവുന്ന പരമാവധി വേഗത .
ഡിസ്ക്രീറ്റ് ഫ്യൂറിയേ ട്രാൻസ്‌ഫോം എന്ന വളരെ പ്രധാനപ്പെട്ട അൽഗോരിതത്തിനും ഇതേ സങ്കീർണ്ണതയാണ്.
ദ്വിമാന സമയം O ( n 2 ) n 2 ബബ്ബിൾ ക്രമീകരണം, ഒരു കൂട്ടം ഇടകലർന്ന സോക്‌സുകളെ തമ്മിൽ തമ്മിൽ ജോഡി ചേർക്കൽ തുടങ്ങിയവ.
10 വ്യത്യസ്ത ജോഡി കളറുകൾ ഉള്ള സോക്‌സുകൾ ഇടകലർത്തി ഇട്ടിരിയ്ക്കുന്ന ഒരു സഞ്ചിയിൽ നിന്നും എല്ലാ സോക്‌സുകളെയും എങ്ങനെ ജോഡി ആക്കും?
ആദ്യം ഏതെങ്കിലും ഒരു സോക്സ്‌ എടുക്കുക.
അതിനുശേഷം സഞ്ചിയിൽ നിന്നും അതിനു പറ്റിയ മറ്റേ സോക്സ്‌ കണ്ടു പിടിയ്ക്കുക.
അതായത് ഓരോ സോക്‌സിനും അതിനു പറ്റിയ മറ്റേ സോക്സ്‌ കണ്ടെത്താൻ ഏറ്റവും മോശം അവസ്ഥയിൽ 10 പ്രാവശ്യം സഞ്ചിയിൽ നോക്കണം.
ആയിരക്കണക്കിന് സോക്‌സുകൾ ഉള്ള അവസ്ഥയിൽ ഇതിന്റെ അസിംപാത സ്വഭാവം ദ്വിമാനം O ( n 2 ) ആകുന്നു.
എന്നാൽ ഈ സോക്‌സുകൾ കളറിന്റെ അടിസ്ഥാനത്തിൽ ആദ്യം ക്രമീകരിച്ചാൽ അത് ഇതിലും വേഗത്തിൽ ചെയ്യാം.
ക്രമീകരണത്തിന്റെ ഏറ്റവും മികച്ച സമയ സങ്കീർണ്ണത O ( n log n ) ആണ്.
അതിന് ശേഷം O ( n ) സങ്കീർണ്ണതയോടെ ഓരോരോ ജോഡി ആയി പുറത്തെടുക്കാം.
അതായത് സങ്കീർണ്ണതയുടെ ഫലനം O ( n log n + n ).
ഇതിലെ വില കുറഞ്ഞ പദം ഒഴിവാക്കാം.
അതായത് സോക്സ്‌ പുറത്തെടുക്കാനുള്ള ഏറ്റവും മികച്ച അൽഗോരിതത്തിന്റെ സങ്കീർണ്ണത O ( n log n ) ആണ്.
ത്രിമാന സമയം O ( n 3 ) n 3 രണ്ടു ചതുരമൂശകളെ പരസ്പരം ഗുണിയ്ക്കുന്ന അൽഗോരിതം.
ബഹുപദ സമയം അഥവാ പോളിനോമിയൽ സമയം (polynomial time) P 2 O (log n ) = poly( n ) n , n log n , n 10 രേഖീയ ഉത്തമീകരണം (linear programming) പരിഹരിയ്ക്കാനുള്ള കർമാകറിന്റെ അൽഗോരിതം; എ.കെ.എസ്. അഭാജ്യതാപരിശോധന അവാസ്തവ ബഹുപദ സമയം അഥവാ അവാസ്തവ പോളിനോമിയൽ സമയം quasi-polynomial time QP 2 poly(log n ) n log log n , n log n Best-known O(log 2 n )-approximation algorithm for the directed Steiner tree problem.
sub-exponential time
(first definition) SUBEXP O (2 n ε ) for all ε 0 O (2 log n log log n ) Assuming complexity theoretic conjectures, BPP is contained in SUBEXP.
(second definition) 2 o ( n ) 2 n 1/3 ഒരു സംഖ്യയെ ഘടകക്രിയ ചെയ്തു അതിന്റെ ഘടകങ്ങൾ കണ്ടു പിടിയ്ക്കാനുള്ള ഏറ്റവും മികച്ച അൽഗോരിതം, രണ്ടു ഗ്രാഫുകൾ ഒന്ന് തന്നെയാണോ എന്ന് കണ്ടുപിടിയ്ക്കാനുള്ള ഏറ്റവും മികച്ച അൽഗോരിതം exponential time
(with linear exponent) E 2 O ( n ) 1.1 n , 10 n ട്രാവലിങ് സേൽസ്‌മാൻ അൽഗോരിതം(traveling salesman problem) ഡൈനാമിക് പ്രോഗ്രാമിങ്(dynamic programming) ഉപയോഗിച്ച് പരിഹരിയ്ക്കാനുള്ള സമയം എക്സ്പോണെൻഷ്യൽ സമയം EXPTIME 2 poly( n ) 2 n , 2 n 2 ഒരു ഗണത്തിന്റെ എല്ലാ ഉപഗണങ്ങളും കണ്ടു പിടിയ്ക്കാനുള്ള അൽഗോരിതം ഫാക്ടോറിയൽ സമയം O ( n !) n !
ട്രാവലിങ് സേൽസ്‌മാൻ അൽഗോരിതം(traveling salesman problem) ഏറ്റവും കഷ്ടമേറിയ രീതിയിൽ (brute force method) ഉപയോഗിച്ച് പരിഹരിയ്ക്കാനുള്ള സമയം double exponential time 2-EXPTIME 2 2 poly( n ) 2 2 n Deciding the truth of a given statement in Presburger arithmetic അവലംബങ്ങൾ
നക്ഷത്രപ്രകാശം ഇംഗ്ലീഷ് വിലാസം https://ml.wikipedia.org/wiki/Starlight നക്ഷത്രനിബിഡമായ ആകാശത്തെ ആകാശഗംഗയും ഒരു ഉൽക്കയും
നക്ഷത്രങ്ങൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന പ്രകാശമാണ് സ്റ്റാർലൈറ്റ് അഥവാ നക്ഷത്രപ്രകാശം .
സൂര്യൻ ഒഴികെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള ദൃശ്യമാകുന്ന വൈദ്യുതകാന്തിക വികിരണത്തെയാണ് ഇത് സാധാരണയായി സൂചിപ്പിക്കുന്നത്.
രാത്രിയിൽ ഭൂമിയിൽ നിന്ന് ഇത് നിരീക്ഷിക്കാനാകും,  നക്ഷത്രപ്രകാശത്തിന്റെ ഒരു ഘടകം ഭൂമിയിൽ നിന്ന് പകൽ സമയത്ത് നിരീക്ഷിക്കാനാകും.
പകൽസമയത്ത് സൂര്യന്റെ നക്ഷത്ര വെളിച്ചത്തിന് ഉപയോഗിക്കുന്ന പദമാണ് സൂര്യപ്രകാശം.
രാത്രികാലങ്ങളിൽ, ചന്ദ്രപ്രകാശം , പ്ലാനറ്റ്ഷൈൻ , രാശിചക്രങ്ങൾ എന്നിവയുൾപ്പെടെയുള്ള മറ്റ് സൗരയൂഥ വസ്തുക്കളിൽ നിന്നുള്ള സൗര പ്രതിഫലനങ്ങളെ ആൽബിഡോ എന്ന് വിളിക്കുന്നു.
ഫോട്ടോമെട്രി, സ്റ്റെല്ലാർ സ്പെക്ട്രോസ്കോപ്പി എന്നിവയുൾപ്പെടെ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിന്റെ പല മേഖലകൾക്കും ദൂരദർശിനിയിലൂടെ നക്ഷത്രവെളിച്ചം നിരീക്ഷിക്കുന്നത് പ്രധാനമാണ്.
നക്ഷത്രതെളിച്ചം കൃത്യമായി അളക്കാൻ കഴിയുന്ന ഒരു ദൂരദർശിനിയോ ഉപകരണമോ ഹിപ്പാർക്കസിന് ഇല്ലായിരുന്നു, അതിനാൽ അദ്ദേഹം കണ്ണുകൊണ്ട് കണക്കെടുപ്പ് നടത്തി, തെളിച്ചത്തിന് അനുസരിച്ച് നക്ഷത്രങ്ങളെ ആറ് വിഭാഗങ്ങളായി തരംതിരിച്ച് അതിനെ മാഗ്നിറ്റ്യൂഡുകൾ എന്ന് വിളിച്ചു.
തന്റെ കാറ്റലോഗിലെ ഏറ്റവും തിളക്കമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ ഫസ്റ്റ്-മാഗ്നിറ്റ്യൂഡ് നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്ന് അദ്ദേഹം പരാമർശിച്ചു.
കവിത , ജ്യോതിശാസ്ത്രം, സൈനിക തന്ത്രം എന്നിവയുൾപ്പെടെ വൈവിധ്യമാർന്ന പ്രവർത്തനങ്ങളെ സ്വാധീനിക്കുന്ന വ്യക്തിഗത അനുഭവത്തിന്റെയും മനുഷ്യ സംസ്കാരത്തിന്റെയും ശ്രദ്ധേയമായ ഭാഗമാണ് സ്റ്റാർലൈറ്റ്.
അമേരിക്കൻ സൈന്യം മികച്ച നക്ഷത്ര കാഴ്ച്ച നൽകുന്ന ഒരു സ്റ്റാർലൈറ്റ് സ്കോപ്പ് വികസിപ്പിക്കാൻ 1950 കളിൽ  ദശലക്ഷക്കണക്കിന് ഡോളറാണ് ചെലവഴിച്ചത്.
മുമ്പ് വികസിപ്പിച്ച സജീവ ഇൻഫ്രാറെഡ് സിസ്റ്റങ്ങളായ സ്നിപ്പർസ്കോപ്പിന് വിപരീതമായി, ഇത് ഒരു നിഷ്ക്രിയ ഉപകരണമായിരുന്നു, അതിനാൽ കാണാൻ കൂടുതൽ പ്രകാശം ആവശ്യമില്ല.
നിരീക്ഷിക്കാവുന്ന പ്രപഞ്ചത്തിലെ നക്ഷത്ര വെളിച്ചത്തിൻ്റെ ശരാശരി നിറം മഞ്ഞകലർന്ന വെളുപ്പ് നിറമാണ്, അതിന് കോസ്മിക് ലാറ്റെ എന്ന പേര് നൽകിയിട്ടുണ്ട്.
സ്റ്റെല്ലാർ സ്പെക്ട്രയുടെ പരിശോധനയായ സ്റ്റാർ‌ലൈറ്റ് സ്പെക്ട്രോസ്കോപ്പിയിൽ പ്രസിദ്ധനാണ് ജോസഫ് ഫ്രാൻ‌ഹോഫർ (1814).
കണ്ടിന്യൂവസ് സ്പെക്ട്രം , എമിഷൻ സ്പെക്ട്രം , അബ്സോർപ്ഷൻ സ്പെക്ട്രം എന്നിങ്ങനെ മൂന്ന് പ്രധാന സ്പെക്ട്ര തരങ്ങൾ അടങ്ങിയതാണ് സ്റ്റാർലൈറ്റ്.
സ്റ്റാർലൈറ്റ് പ്രകാശം മനുഷ്യന്റെ കണ്ണിന് കാണാൻ കഴിയുന്ന ഏറ്റവും കുറഞ്ഞ പ്രകാശവുമായി (~0.1 mlx) യോജിക്കുന്നു, അതേപോലെ മൂൺലൈറ്റ് മനുഷ്യന്റെ കണ്ണിന്റെ മിനിമം കളർ വിഷൻ പ്രകാശവുമായി (~ 50 mlx) യോജിക്കുന്നു.
ഏറ്റവും പഴയ സ്റ്റാർലൈറ്റ്
ഇതുവരെ തിരിച്ചറിഞ്ഞ ഏറ്റവും പഴയ നക്ഷത്രങ്ങളിലൊന്നായ 6,000 പ്രകാശവർഷം അകലെയുള്ള SMSS J031300.36−670839.3 നക്ഷത്രം 13.8 ബില്ല്യൺ വർഷം അല്ലെങ്കിൽ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ അതേ പ്രായത്തിൽ പഴക്കമുള്ളതാണെന്ന് നിർണ്ണയിക്കപ്പെട്ടു.
ഭൂമിയിൽ നിന്ന് കാണാനാകുന്ന നക്ഷത്ര വെളിച്ചത്തിൽ ഈ നക്ഷത്രം ഉൾപ്പെടും.
നൈറ്റ് ഫോട്ടോഗ്രഫിയിൽ പ്രധാനമായും സ്റ്റാർലൈറ്റ് പ്രകാശിപ്പിക്കുന്ന വിഷയങ്ങളുടെ ഫോട്ടോഗ്രാഫിയും ഉൾപ്പെടുന്നു.
രാത്രി ആകാശത്തിന്റെ ചിത്രങ്ങൾ നേരിട്ട് എടുക്കുന്നതും ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിന്റെ ഭാഗമാണ്.
മറ്റ് ഫോട്ടോഗ്രാഫി പോലെ, ശാസ്ത്രത്തിനും / അല്ലെങ്കിൽ ഒഴിവുസമയ വിനോദത്തിനും ഇത് ഉപയോഗിക്കാം.
ഫോട്ടോഗ്രഫി വിഷയങ്ങളിൽ രാത്രിയിലെ മൃഗങ്ങൾ ഉൾപ്പെടുന്നു.
മിക്ക കേസുകളിലും സ്റ്റാർ‌ലൈറ്റ് ഫോട്ടോഗ്രാഫിയിൽ ചന്ദ്രപ്രകാശത്തിന്റെ ആഘാതം മനസിലാക്കേണ്ടതുണ്ട്.
പോളറൈസേഷൻ
സ്റ്റാർലൈറ്റ് തീവ്രത അതിന്റെ പോളറൈസേഷന്റെ പ്രവർത്തനമാണെന്ന് നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടു.
താരാപഥ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന് ലംബമായി നീളുന്ന ഇന്റർസ്റ്റെല്ലാർ പൊടികളിൽ നിന്ന് ചിതറുന്നതിലൂടെ സ്റ്റാർലൈറ്റ് ഭാഗികമായി രേഖീയമായി പോളറൈസേഷന് വിധേയമാകുന്നു.
ഈ പോളറൈസേഷൻ ദിശ ഗാലക്സി കാന്തികക്ഷേത്രത്തെ മാപ്പ് ചെയ്യാൻ ഉപയോഗിക്കാം.
പോളറൈസേഷൻ അളവ് 1,000 പാർസെക് അകലെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് 1.5% എന്ന ക്രമത്തിലാണ്.
സാധാരണയായി, സർക്കുലർ പോളറൈസേഷൻ്റെ വളരെ ചെറിയ ഭാഗം നക്ഷത്ര വെളിച്ചത്തിൽ കാണപ്പെടുന്നു.
സെർ‌കോവ്സ്കി, മാത്യൂസൺ, ഫോർഡ് എന്നിവർ യു‌ബി‌വി‌ആർ ഫിൽ‌റ്ററുകൾ ഉപയോഗിച്ച് 180 നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പോളറൈസേഷൻ കണക്കാക്കിയപ്പോൾ R ഫിൽറ്ററിൽ പരമാവധി ഫ്രാക്ഷണൽ സർക്കുലർ പോളറൈസേഷൻ q = 6 × 10 − 4 {\displaystyle q=6\times 10^{-4}} ആണെന്ന് അവർ കണ്ടെത്തി.
ഇന്റർസ്റ്റെല്ലാർ മീഡിയം ഒപ്റ്റിക്കലായി നേർത്തതാണ് എന്നതാണ് ഇതിന് വിശദീകരണം.
ഒരു കിലോപാർസെക് കോളത്തിലൂടെ സഞ്ചരിക്കുന്ന സ്റ്റാർലൈറ്റ് മാഗ്നിറ്റൂഡ് ഓഫ് എക്സ്റ്റിൻഷന് വിധേയമാകുന്നു, അതിനാൽ ഒപ്റ്റിക്കൽ ഡെപ്ത് ~ 1 ആകും.
1 ന്റെ ഒപ്റ്റിക്കൽ ഡെപ്ത് ഒരു ശരാശരി സ്വതന്ത്ര പാതയുമായി യോജിക്കുന്നു.
അതിനാൽ ശരാശരി, ഒരു സ്റ്റാർലൈറ്റ് ഫോട്ടോൺ ഒരൊറ്റ ഇന്റർസ്റ്റെല്ലാർ ഗ്രെയിനിൽ നിന്ന് ചിതറുന്നു.
ഒന്നിലധികം സ്‌കാറ്ററിംഗിന് (ഇത് വൃത്താകൃതിയിലുള്ള പോളറൈസേഷൻ ഉണ്ടാക്കുന്നു) സാധ്യത വളരെ കുറവാണ്.
ആദ്യകാല തരത്തിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശത്തിന് ഇൻട്രിൻസിക് പോളറൈസേഷൻ വളരെ കുറവാണ്.
കെമ്പും സഹപ്രവർത്തകരും, 3 × 10 − 7 {\displaystyle 3\times 10^{-7}} സെൻസിറ്റിവിറ്റിയിൽ സൂര്യന്റെ ഒപ്റ്റിക്കൽ പോളറൈസേഷൻ അളന്നു; അവർ p (ലീനിയർ പോളറൈസേഷന്റെ ഫ്രാക്ഷൻ) കൂടാതെ q q {\displaystyle q} (സർക്കുലർ പോളറൈസെഷന്റെ ഫ്രാക്ഷൻ) എന്നിവ രണ്ടിനും ഉയർന്ന പരിധി 10 − 6 {\displaystyle 10^{-6}} കണ്ടെത്തി.
വിവിധ ദിശകളിലുള്ള നീളമേറിയ ഇന്റർസ്റ്റെല്ലാർ പൊടിയിൽ തട്ടി തുടർച്ചയായി ചിതറിക്കുന്നതിലൂടെ ഇന്റർസ്റ്റെല്ലാർ മാധ്യമത്തിന് പോളറൈസ് ചെയ്യാത്ത പ്രകാശത്തിൽ നിന്ന് സർക്കുലർ പോളറൈസ്ഡ് (സിപി) പ്രകാശം സൃഷ്ടിക്കാൻ കഴിയും.