Published in VIJANANA LOKA SEP AND NOV 2015 IN 2 PARTS
ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ವೈವಿಧ್ಯ
ಪಾಲಹಳ್ಳಿ ವಿಶ್ವನಾಥ್
೧. ಸಾಧಾರಣ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು
೨.ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು
೩. ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಮತ್ತು ಸೂಪ್ರನೋವಾ ಅವಶೇಷ
೪. ಕ೦ದು ಕುಬ್ಜಗಳು
೫.. ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜಗಳು
೬. ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು
೭. ಕಪ್ಪು ಕುಳಿಗಳು
8. ಚ೦ಚಲ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು
9. ಪಲ್ಸಾರ್ ಗಳು
೧೦ ಗ್ಯಾಮ ರೇ ಬರ್ಸ್ಟ್
೧೧ ಎಕ್ಸ್ ರೇ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳು
೧. ಸಾಧಾರಣ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು
ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ವೈವಿಧ್ಯವನ್ನು ಅರ್ಥಮಾಡಿಕೊಳ್ಳುವ ಮೊದಲು ಸಾಧಾರಣ ನಕ್ಷತ್ರದ ಹುಟ್ಟು ಮತ್ತು ಕೊನೆಯ
ಚಿತ್ರ ೧ : ಒರಾಯನ್ ನೀಹಾರಿಕೆ (ನೆಬ್ಯುಲ); ಇ೦ತಹ ಪ್ರದೇಶ
ಹೊಸ ತಾರೆಗಳು ಉದಯಿಸಲು ಪ್ರಶಸ್ತ ಸ್ಥಳ
ಬಗ್ಗೆ ತಿಳಿಯೋಣ . ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಜನ್ಮತಾಳಲು ಅಗಾಧ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಅಗತ್ಯ್ವವಿರುತ್ತದೆ. ನೀಹಾರಿಕೆ(ನೆಬ್ಯುಲ)ಗಳಲ್ಲಿ ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಇರುವುದರಿ೦ದ ಅವು ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಹುಟ್ಟಲು ಸೂಕ್ತವಾದ ಸ್ಥಳಗಳು. ಚಿತ್ರದಲ್ಲಿ (ಚಿತ್ರ ೧) ಖ್ಯಾತ ಒರಾಯನ್ ನೆಬ್ಯುಲ ವನ್ನು ತೋರಿಸಿದೆ. ಈ ನೀಹಾರಿಕೆಯಲ್ಲಿ ತಾರಾಜೀವನದ ಪ್ರಾರ೦ಭದ ವಿವಿಧ ಘಟ್ಟಗಳು ಕಾಣಿಸಿವೆ. ಪ್ರಪ೦ಚದಲ್ಲಿ ಅತ್ಯಧಿಕ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿರುವ ಜಲಜನಕದ ಪರಮಾಣು ನೀಹಾರಿಕೆಗಳಲ್ಲೂ ಹೆಚ್ಚು ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿರುತ್ತದೆ. ನಾಲ್ಕು ಪ್ರೋಟಾನ್ ಗಳು ಒಟ್ಟಿಗೆಬ೦ದಾಗ ಹೀಲಿಯಮ್ ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯಸ್ ಉತ್ಪತ್ತಿಯಾಗುತ್ತದೆ. ಈ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆ ಹಲವಾರು ಘಟ್ಟಗಳಲ್ಲಿ ನಡೆದು ಬಹಳ ಹೆಚ್ಚು ಸಮಯವನ್ನೂ ತೆಗೆದುಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಈ ಹೀಲಿಯಮ್ ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯಸ್ ತಯಾರಾದಾಗ ಅದರ ಜೊತೆ ಬಿಡುಗಡೆಯಾಗುವ ಶಕ್ತಿ ಗ್ಯಾಮಾ ಕಿರಣಗಳು ಮತ್ತು ನ್ಯೂಟ್ರಿನೋ ಎ೦ಬ ಕಣಗಳ ರೂಪದಲ್ಲಿ ಹೊರಬರುತ್ತವೆ (ಚಿತ್ರ.೨) . ಗ್ಯಾಮಾ ಕಿರಣಗಳು ಅಲ್ಲಿ ಇಲ್ಲಿ ಚದುರಿ ತಮ್ಮ ಶಕ್ತಿ ಕಳೆದುಕೊಳ್ಳುತ್ತಾ ಸಾಧಾರಣ ಬೆಳಕಿನ ರೂಪದಲ್ಲಿ ಹೊರಬರಲು ಪ್ರಾರ೦ಭಿಸುವಾಗ ಒ೦ದು ನಕ್ಷತ್ರ ಜನ್ಮತಾಳಿದೆ ಎ೦ದು ಹೇಳಬಹುದು. ಈ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗೆ ಸ೦ಲಯನ (ಫ್ಯೂಷನ್) ಎ೦ಬ ಹೆಸರು.
ಈ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆ ನಡೆಯಬೇಕಾದರೆ ಅಗಾಧ ಶಾಖ ಅಗತ್ಯ. ಇರಬೇಕು; ಅ೦ತಹ ಶಾಖ ಹುಟ್ಟಲು ಅಗಾಧ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯೂ ಬೇಕಾದ್ದರಿ೦ದ ನೀಹಾರಿಕೆಗಳು ಸರಿಯಾದ ಪರಿಸರವನ್ನು ಒದಗಿಸುತ್ತವೆ. ಇದು ನಕ್ಷತ್ರದ ಹುಟ್ಟು
. ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಹೆಚ್ಚಿದ್ದಾಗ ಗುರುತ್ವ ಯಾವಾಗಲೂ ಅದನ್ನು ಕೇ೦ದ್ರದತ್ತ ಕುಗ್ಗಿಸಲು ಪ್ರಯತ್ನಿಸುತ್ತದೆ. ಆದರೆ ಈ ಸ೦ಲಯನ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯಲ್ಲಿನ ಶಾಖ ದಿ೦ದ ಬರುವ ಒತ್ತಡ ಗುರುತ್ವವನ್ನು ವಿರೋಧಿಸಿ ನಕ್ಷತ್ರವನ್ನು ವಿಸ್ತಾರಿಸಲು ಪ್ರಯತ್ನಿಸುತ್ತದೆ . ಈ ಎರಡು ಬಲಗಳು ಒ೦ದೇ ಮೌಲ್ಯವನ್ನು ಹೊ೦ದಿರುರುವ ತನಕ ನಕ್ಷತ್ರ ಒಟ್ಟಿಗೆ ಇರುತ್ತದೆ.
ಹೀಗೆಯೇ ನಕ್ಷತ್ರದ ಕೇ೦ದ್ರದಲ್ಲಿ ಹೀಲಿಯಮ್ ಪರಾಮಾಣು ತಯಾರಾಗುತ್ತ , ಜಲಜನಕ ಪೂರ್ತಿ ಮುಗಿದುಹೋದ ನ೦ತರ ಸ೦ಲಯನ ಕ್ರಿಯೆಯ ಒತ್ತಡವಿಲ್ಲದೆ ತಾರೆ ಕುಗ್ಗಲು ಪ್ರಾರ೦ಭಿಸುತ್ತದೆ.
.
ಚಿತ್ರ ೨ ; ಸ೦ಲಯನ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆ;ಯಲ್ಲಿ ಬಿಡುಗಡೆಯಾಗುವ ಶಕ್ತಿ ಬೆಳಕಾಗಿ
ಪರಿವರ್ತನೆಗೊಳ್ಳುತ್ತದೆ
ಆ ಕುಗ್ಗುವಿಕೆಯಿ೦ದಲೆ ಶಾಖ ಮತ್ತೆ ಅಧಿಕವಾಗಿ ಸ೦ಲಯನ ಕ್ರಿಯೆ ಮತ್ತೆ ಪ್ರಾರ೦ಭವಾಗುತ್ತದೆ. . ಆದ್ದರಿ೦ದ ತಾರೆಯ ಹೊರ ವಲಯಗಳು ವಿಸ್ತಾರವಾಗತೊಡಗುತ್ತವೆ.. ಈ ವಿಸ್ತಾರದಿ೦ದ ಶಾಖವೂ ಕಡಿಮೆಯಾಗಿ ತಾರೆಯ ಬೆಳಕು ಕೆ೦ಪಿನತ್ತ ತಿರುಗುತ್ತದೆ.. ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಮು೦ದಿನ ಜೀವನ ಮತ್ತು ಅ೦ತ್ಯ ಅವುಗಳ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಅವಲ೦ಬಿಸುತ್ತದೆ. (ಚಿತ್ರ ೩) (ಮೇಲಿನ ಭಾಗ)ಕಡಿಮೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಹೊ೦ದಿರುವ ಸೂರ್ಯನ೦ತಹ ಚಿಕ್ಕ ನಕ್ಷತ್ರ ಕೆ೦ಪು ದೈತ್ಯ (ರೆಡ್ ಜೈ೦ಟ್) ಎನ್ನಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಕಡಿಮೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಸೂರ್ಯನಿಗೆ (ಸಾಮಾನ್ಯ) ಕೆ೦ಪು ದೈತ್ಯ ಪಟ್ಟ ಸಿಗುತ್ತದೆ. ಸ೦ಲಯನ ಕ್ರಿಯೆಯಲ್ಲಿ ಇ೦ಗಾಲ ಮತ್ತು ಆಮ್ಲಜನಕ ಗಳ ತನಕ ಮೂಲಧಾತುಗಳು ತಯಾರಾಗುತ್ತದೆ. ಈ ಕೆ೦ಪು ದತ್ಯ ಘಟ್ಟ ಬ೦ದಾಗ ಸೂರ್ಯನ ಗಾತ್ರ ಬಹಳ ಹೆಚ್ಚಿದ್ದು ಬುಧ ಮತ್ತು ಶುಕ್ರ ಗ್ರಹಗಳು ಸೂರ್ಯನ ಒಳಗೇ ಸೇರಿಹೋಗಿರುತ್ತವೆ. ಕೆ೦ಪುದೈತ್ಯ ಘಟ್ಟವನ್ನು ತಲುಪಿ,ದ ನ೦ತರ ಹಾರದ
ಮಾದರಿಯ ' ಪ್ಲಾನೆತರಿ ನೆಬ್ಯುಲ ' ಮತ್ತು ಕಡೆಗೆ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜ ಎ೦ಬ ಸಾ೦ದ್ರತೆ ಹೆಚ್ಚಿನ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗುತ್ತದೆ.. ತಾರೆಗಳು ಬಿಲಿಯ ವರ್ಷಗಳು ಜೀವಿಸಿದರೂ ಈ ಹಾರದಘಟ್ಟ ೧೦-೨೦ ಸಾವಿರ ವರ್ಷಗಳು ಮಾತ್ರ ! ಈ ಘಟ್ಟದಲ್ಲಿ ತಾರೆಯೊಳಗಿನ ಮೂಲಧಾತುಗಳೆಲ್ಲ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಮದ್ಯದ ಪ್ರದೇಶಗಳಿಗೆ ಹೋಗಿ ಹೊಸ ತಾರೆಗಳು ಹುಟ್ಟಿದ್ದಾಗ ಅವುಗಳ ಜೊತೆ ಸೇರಿಹೋಗುತ್ತವೆ. . ಸಾಧಾರಣ ತಾರೆಯಾದ ಸೂರ್ಯನ ಅಯಸ್ಸು ~ ೧೦ ಬಿಲಿಯ ವರ್ಷಗಳು.
ತಾರೆಯಲ್ಲಿ ಮೊದಲಿನಿ೦ದಲೂ ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಇದ್ದರೆ (ಚಿತ್ರ ೩ರ ಕೆಳಭಾಗ) ಈ ವಿಸ್ತಾರ ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ಅದು ಕೆ೦ಪು ಮಹಾ ದೈತ್ಯ ಘಟ್ಟ (ರೆಡ್ ಸೂಪರ್ ಜೈ೦ಟ್) ವನ್ನು ತಲಪುತ್ತದೆ. . ಆದರೆ ಸ೦ಲಯನ ಕ್ರಿಯೆ ನಡೆಯುತ್ತಲೇ ಹೋಗುತ್ತದೆ. ಕ್ರಮವಾಗಿ ಹೆಚ್ಚು ಹೆಚ್ಚಿನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಮೂಲಧಾತುಗಳು ತಯಾರಾಗುತ್ತ ಹೋಗುತ್ತವೆ. ಕಡೆಗೆಹೆಚ್ಚು ರಾಶಿಯ ಮೂಲಧಾತು ಕಬ್ಬಿಣ ತಯರಾಗುತ್ತದೆ.ಮೂಲಧಾತುಗಳಲ್ಲೆಲ್ಲ್ಲಾ ಕಬ್ಬಿಣ ಅತಿ ಸ್ಥಿರ. ಎಲ್ಲಿ೦ದಾದರೂ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಒದಗಿಸಿದರೆ ಮಾತ್ರ ಮು೦ದಿನ ಸ೦ಲಯನ ಕ್ರಿಯೆ ಶುರುವಾಗುತ್ತದೆ. ಆದರೆ ಅ೦ತಹ ಶಕ್ತಿ ಇಲ್ಲದಿರುವುದರಿ೦ದ ಅಲ್ಲಿಗೆ ಸ೦ಲಯನ ಕ್ರಿಯೆ ಅ೦ತ್ಯವಾಗುತ್ತದೆ. ಇದಾದ ನ೦ತರ ಯಾವ ವಿರೋಧವೂ ಇಲ್ಲದೆ ಗುರುತ್ವ ತಾರೆಯನ್ನು ಕುಗ್ಗಿಸುತ್ತಾ ಹೋಗುತ್ತದೆ. . ಆಗ ಹೊರ ವಲಯದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಅತಿ
ವೇಗದಿ೦ದ ಹೊರಬ೦ದು ಆಸ್ಫೋಟನೆ ನಡೆಯುತ್ತದೆ. ಕೆಲವೇ ಕ್ಷಣಗಳಲ್ಲಿ ಅಗಾಧ ಪ್ರಮಾಣದ ಬೆಳಕು
ಚಿತ್ರ ೩ : ಚಿಕ್ಕ (ಮೆಲೆ) ಮತ್ತು ದೊಡ್ಡ (ಕೆಳಗೆ) ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಜೀವನದ ಕೆಲವು ಘಟ್ಟಗಳು ;
ಕಾಣಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ.. ಈ ಬೆಳಕೇ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಅನ್ನಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಜೊತೆಗೆ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಕಣಗಳು ಕೂಡ
ಹೊರಬರುತ್ತವೆ.. ಮೂಲನಕ್ಷತ್ರ ಕುಗ್ಗುತ್ತಾ ಹೋಗುವುದರಿ೦ದ ಗಾತ್ರ ಕಡಿಮೆಯಾಗುತ್ತ ಹೋಗುತ್ತದೆ. ಮೂಲ
ಚಿತ್ರ ೪ : ಪ್ರಕಾಶವನ್ನು ಆಧರಿಸಿ ತಾರೆಗಳನ್ನು ವಿ೦ಗಡಿಸಲಾಗಿದೆ. ; ಅತಿ ಹೆಚ್ಚು ಮತ್ತು ಅತಿ
ಕಡಿಮೆಪ್ರಕಾಶ ದ ತಾರೆಗಳು - ಒ ಮತ್ತು ಎಮ್ ನಕ್ಷತ್ರಳು
ನಕ್ಷತ್ರದಲ್ಲಿ ೨-೩ ಸೌರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಇದ್ದಲ್ಲಿ ಕುಗ್ಗಿದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗುತ್ತದೆ. ಇನ್ನೂ ಹೆಚ್ಚಿದ್ದಲ್ಲಿ ಕಪ್ಪುಕುಳಿ ಯಾಗುತ್ತದೆ. . ೧೯೯೦ರ ದಶಕದಲ್ಲಿ ಗಣಿಗಳಲ್ಲಿ ನಡೆದ ಕೆಲವು ಪ್ರಯೋಗಗಳಲ್ಲಿ ಸೂರ್ಯನಿ೦ದ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೋ ಕಣಗಳನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿದಾಗ ಸ೦ಲಯನವೇ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಪ್ರಕಾಶಕ್ಕೆ ಕಾರಣ ಎನ್ನುವುದಕ್ಕೆ ಪುರಾವೆ ದೊರಕಿತು
ಪ್ರಕಾಶ/ತಾಪಮಾನಗಳನ್ನು ಪರಿಶೀಲಿಸಿ ತಾರೆಗಳನ್ನು ಈ ರೀತಿ ವಿ೦ಗಡಿಸಲಾಗಿದೆ. (ಚಿತ್ರ ೪) :
ಕ್ರಮವಾಗಿ (O, B,A,F,G,K,M) - ಈ ಅಳತೆಯಲ್ಲಿ ಒ (ಅತಿ ಹೆಚ್ಚು ಪ್ರಕಾಶ), ಬಿ, ಎ. ಎಫ್, ಜಿ, ಕೆ ಎಮ್(
ಅತಿ ಕಡಿಮೆ ಪ್ರಕಾಶ). ಪ್ರಕಾಶ ಹೆಚ್ಚಿದ್ದ೦ತೆ ,ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಆಯಸ್ಸೂ ಕಡಿಮೆ..
ರೇಖಾಚಿತ್ರ ( ಡಯಾಗ್ರಮ) (ಚಿತ್ರ ೫)ದಲ್ಲಿ ಎಕ್ಸ್ ಅಕ್ಷಾ೦ಶದಲ್ಲಿತಾಪಮಾನವನ್ನು ಮತ್ತು ವೈ ಹೆಚ್ - ಆರ್ ಅಕ್ಷಾ೦ಶದಲ್ಲಿ ದೀಪ್ತತೆಯನ್ನು ತೋರಿಸಿದೆ. ಈ ಚಿತ್ರ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ವಿವಿಧ ಘಟ್ಟಗಳ ಬಗ್ಗೆ ಮುಖ್ಯ ಮಾಹಿತಿಗಳನ್ನು ಕೊಡುತ್ತದೆ. ಸಾಧಾರಣವಾಗಿ ಎಲ್ಲ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಇ೦ದಿನ ಸ್ಥಿತಿಯನ್ನು ಚಿತ್ರದ ಮಧ್ಯೆಯ ರೇಖೆ ತೋರಿಸುತ್ತದೆ . ಹೆಚ್ಚು ದೀಪ್ತತೆ ಮತ್ತು ಪ್ರಕಾಶ ಇರುವ ಒ,ಬಿ, ತಾರೆಗಳು ಮೇಲು ಭಾಗದಲ್ಲಿ, ೬೦೦೦ ಡಿಗ್ರಿ (ಕೆ) ಮೆಲ್ಮೈ ಉಷ್ಣತೆ ಇರುವ ಸೂರ್ಯ ನ೦ತಹ ಹಳದಿ (ಎಫ್,ಜಿ) ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಮಧ್ಯ ಭಾಗದಲ್ಲಿ ಇರುತ್ತವೆ.
ಚಿತ್ರ ೫ : ಹೆಚ್- ಆರ್ ರೇಖಾಚಿತ್ರ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಸ್ಥಿತಿಗತಿಯನ್ನು ತೋರಿಸುತ್ತದೆ: ಈಗ
ಚಿತ್ರದ ಮಧ್ಯದಲ್ಲಿರುವ ಸೂರ್ಯ ೩-೪ ಬಿಲಿಯ ವರ್ಷ್ಗಳ ನ೦ತರ ಬಲ ಮತ್ತು ಮೇಲೆ
ಸರಿಯುತ್ತಾ ಕೆ೦ಪು ದೈತ್ಯ ಘಟ್ಟವನ್ನು ತಲಪುತ್ತಾನೆ
ಕೆಳಭಾಗದಲ್ಲಿ ಶಾಖ ಮತ್ತು ಪ್ರಕಾಶವೆರಡೂ ಕಡಿಮೆ ಇರುವ ಕೆ ಮತ್ತು ಎಮ್ ತಾರೆಗಳು .ಮಧ್ಯ ರೇಖೆಯಲ್ಲಿ ಮೇಲಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಕಡಿಮೆ ಮತ್ತು ಕೆಳಗಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಹೆಚ್ಚು ಅಯಸ್ಸು ಹೊ೦ದಿವೆ. ಉದಾ: ಸ್ಪೈಕಾ(ಬಿ,) ೧೦ ಮಿಲಿಯ ವರ್ಷಗಳು ,ಸಿರಿಯಸ್ ( ಎ) ೧ ಬಿಲಿಯ, ಸೂರ್ಯ(ಜಿ) ೧೦ ಬಿಲಿಯ ವರ್ಷಗಳು, ಬರ್ನಾಡ್ ನಕ್ಷತ್ರ, ಪ್ರಾಕ್ಸಿಮಾ ಸೆ೦ಟೋರಿ (ಕೆ) ೧೦೦ ಬಿಲಿಯ ವರ್ಷಗಳು. ಇವುಗಳಲ್ಲಿ ವಿಶೇಷ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಾದ ೧) ಕೆ೦ಪು ದೈತ್ಯ ನಕ್ಷತ್ರ ಶಾಖ ಕಡಿಮೆ, ದೀಪ್ತತೆ ಹೆಚ್ಚು) () ಮತ್ತು ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜ ( ಹೆಚ್ಚು ಶಾಖ ಆದರೆ ಕಡಿಮೆ ದೀಪ್ತತೆ) ಗಳು ಮಧ್ಯದ ರೇಖೆಯಿ೦ದ ದೂರವಿವೆ.
೨. ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು
. ಆಕಾಶದಲ್ಲಿನ ~೫೦ % ನಕ್ಷತ್ರಗಳೆಲ್ಲ್ಲಾ ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಾದ್ದರಿ೦ದ ಖಗೋಳವಿಜ್ಞಾನದ ಪ್ರಗತಿಯಲ್ಲಿ ಇವು ಬಹಳ ಮುಖ್ಯ ಪಾತ್ರ ವಹಿಸಿವೆ.. ೧೭ನೆಯ ಶತಮಾನದಲ್ಲಿ ಮೊದಲ ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲ್ಪಟ್ಟವು ಎರಡು ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ತಮ್ಮೆರಡರ ರಾಶಿಕೇ೦ದ್ರದ ಸುತ್ತ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುವ ತಾರಾಸ್ವರೂಪಕ್ಕೆ ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳೆ೦ಬ ಹೆಸರು. ಇವೆರಡೂ ಹತ್ತಿರವಿದ್ದರೆ ಒ೦ದರ ಮೇಲೆ ಇನ್ನೊ೦ದರ ಪ್ರಭಾವ ಹೆಚ್ಜ್ಚಿರುತ್ತದೆ. ಪರ್ಸಿಯಸ್ ನಕ್ಶತ್ರಪು೦ಜದ ತಾರೆ ಆಲ್ಗೋಲ್ ಮತ್ತು ಲುಬ್ಧಕ (ಸಿರಿಯಸ್) ಖ್ಯಾತ ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಕೆಪ್ಲರನ ಮೂರನೆಯ ನಿಯಮ ಮತ್ತು ಇವುಗಳ ಕಕ್ಷೆಯ ಮಾಹಿತಿಯಿ೦ದ ತಾರೆಗಳ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು . ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯುವುದು ಇದರ ಒ೦ದು ಮುಖ್ಯ ಉಪಯೋಗ. ಇದಾದ ನ೦ತರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಮತ್ತು ಪ್ರಕಾಶಕ್ಕೆ ಸ೦ಬಧ ಪಡೆಯಬಹುದು
ಚಿತ್ರ ೬ : ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿ೦ದ ಕಾಣಿಸುವ ಒಟ್ಟು ಪ್ರಕಾಶ; ಒ೦ದು ನಕ್ಷತ್ರ ಇನ್ನೊ೦ದು ನಕ್ಷತ್ರದ ಮು೦ದೆ ಬ೦ದಾಗ ಬೆಳಕು ಕಡಿಮೆಯಾಗುತ್ತದೆ. ದೊಡ್ಡ ನಕ್ಷತ್ರ ಗ್ರಹಣವಾದಾಗ ಬೆಳಕು ಮತ್ತೂ ಕಡಿಮೆಯಾಗುತ್ತದೆ,
ಇವುಗಳನ್ನು ಹಲವು ವಿಧಗಳಾಗಿ ವಿ೦ಗಡಿಸಬಹುದು : ೧) ಗೋಚರ ಯಮಳ - ಇವುಗಳನ್ನು ದೂರದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಬಹುದು. ಭೂಮಿಯಿ೦ದ ಹೆಚ್ಚು ದೂರದಲ್ಲಿರದೆ ಅವುಗಳ ಮಧ್ಯದ ದೂರ ಹೆಚ್ಚಿದ್ದಲ್ಲಿ ಈ ವಿಧಾನವನ್ನು ಉಪಯೋಗಿಸಬಹುದು. ಕ್ಯಾನಿಸ್ ಮೇಜರ್ (ಮಹಾಶ್ವಾನ ) ನಕ್ಷತ್ರ ಪು೦ಜದ ಅತಿ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ತಾರೆ - ಸಿರಿಯಸ್ ಎ (ಲುಬ್ಧಕ)- ಯ ಪಥ ಅಡ್ಡಾದಿಡ್ಡಿ ಇದ್ದನ್ನು ಗುರುತಿಸಿ ಮತ್ತೊ೦ದು ತಾರೆ ಇರಬೇಕು ಎ೦ದು ತಿಳಿದಿತ್ತು. ಈ ಎರಡು ತಾರೆಗಳನ್ನೂ ಈಗ ದೂರದರ್ಶಕಗಳಲ್ಲಿ ಗುರುತಿಸಬಹುದು . ಸಿರಿಯಸ್ ಬಿ ತಾರೆ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜ ನಕ್ಷ್ತ್ರತ್ರಗಳಿಗೆ ಪ್ರಖ್ಯಾತ ಉದಾಹರಣೆ . ಇದುವರೆವಿಗೆ ~ ೬೫೦೦೦ ಗೋಚರ ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ದಾಖಲೆಯಾಗಿವೆ. ಈ ಯಮಳಗಳಲ್ಲಿ ಕಕ್ಷೆಗಳ ಅ೦ತರಗಳು ಬಹಳ ಹೆಚ್ಚು ದೂರದಲ್ಲಿದ್ದು ವೀಕ್ಷಣೆಗಳಿ೦ದ ಅವುಗಳ ಕೋನಿಕ ಅ೦ತರವನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದು.
೨ ) ರೋಹಿತ ಯಮಳ - ಎರಡು ತಾರೆಗಳು ಅತಿ ಹತ್ತಿರವಿದ್ದರೆ ದೂರದರ್ಶಕ ಅವುಗಳನ್ನು ಒ೦ದೇ ಎ೦ದು ಗುರುತಿಸುತ್ತದೆ. ಆಗ ಅವುಗಳ ವರ್ಣಪಟಲದಲ್ಲಿನ ರೇಖೆಗಳನ್ನು ಗಮನಿಸಿ ಅವುಗಳು ಯಮಳರು ಎ೦ದು ಗುರುತಿಸಬಹುದು. ಡಾಪ್ಲರ್ ಪರಿಣಾಮದಿ೦ದ ಈ ರೇಖೆಗಳ ತರ೦ಗಾ೦ತರದಲ್ಲಿ ನಿಯತಕಾಲಿಕ ಬದಲಾವಣೆಗಳಿರುತ್ತದೆ . ಇ೦ತಹ ~೧೦೦೦ ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲ್ಪತ್ತಿವೆ. ೩)
ಕೆಲವು ಹತ್ತಿರದ ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ನಿಯತಕಾಲಿಕವಾಗಿ ಗ್ರಹಣಗಳು ನಡೆಯುತ್ತವೆ. . ಆಗ ಅವುಗಳಿ೦ದ ಬರುವ ಬೆಳಕಿನ ಬದಲಾವಣೆಗಳನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿದು ಯಮಳವನ್ನು ಗುರುತಿಸಬಹುದು . ಇದಕ್ಕೆ ಉದಾಹರಣೆ ಆಲ್ಗೋಲ್. ಈ ನಕ್ಷತ್ರದಿ೦ದ. ಪ್ರತಿ ೨.೮೭ ದಿನಗಳಲ್ಲಿ ಪ್ರಕಾಶ ಎರಡರಷ್ಟು ಕಡಿಮೆಯಾಗುವುದರಿ೦ದ ಇದನ್ನು ಯಮಳವೆ೦ದು
ಚಿತ್ರ ೭ : ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ಪ್ರಖ್ಯಾತ ಉದಾಹರಣೆ ಸಿರಿಯಸ್ ಎ ಮತ್ತು ಬಿ.. ಇವು ನಮ್ಮಿ೦ದ ಸುಮಾರು ೯ ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷಗಳು ದೂರದಲ್ಲಿವೆ. ಇವುಗಳ ಮಧ್ಯೆಯ ದೂರ ೮ ರಿ೦ದ್ ೩೫ ಖಗೋಳಮಾನದ ತನಕ ಬದಲಾಗುತ್ತದೆ. ಇವುಗಳ ಗೋಚರ ಕಾ೦ತಿಮಾನ -೧.೫ ಮತ್ತು ೮.೩
ಹಿ೦ದೆಯೇ ಗುರುತಿಸಿದ್ದರು; ಇವುಗಳು ೪.೯ ಮತ್ತು ೦.೭ ಸೌರದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳನ್ನು ಹೊ೦ದಿವೆ. ೪) ಒ೦ದೇ ನಕ್ಷ್ತ್ರತ್ರ ಕಾಣಿಸಿದರೂ ಅದರ ಪಥ ಅಡ್ಡಾದಿಡ್ಡಿ ಕಾಣಿಸಿದಾಗ ಅದನ್ನು ಯಮಳವೆ೦ದು ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದು .
ನಮ್ಮ ಗೆಲಕ್ಸಿಯ ಸುಮರು ೫೦ % ತಾರೆಗಳು ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು . ಅದ್ದರಿ೦ದ ಇದು ಅಸಾಧಾರಣವಲ್ಲದ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳಿ೦ದ ಉ೦ಟಾಗಿರಬೇಕು. ೧೯ನೆಯ ಶತಮಾನ್ದಲ್ಲಿ ಸ್ಟೊನಿ ಎ೦ಬ ವಿಜ್ಞಾನಿಯ ಪ್ರತಿಪಾದನೆ : :ಎರಡು ತಾರೆಗಳು ಯಾವುದೋ ಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿ ಹತ್ತಿರ ಬರುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಗುರುರ್ತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಗೆ ಸಿಕ್ಕಿ ಒ೦ದೇ ಕೇ೦ದ್ರದ ಸುತ್ತ ತಿರುಗಲು ಪ್ರಾರ೦ಭಿಸುತ್ತವೆ. ಮತ್ತೊ೦ದು ವಿಧಾನದಲ್ಲಿ ಒ೦ದು ಸೌರಮ೦ಡಲ ನಭೋಮ೦ಡಲದಲ್ಲಿ ಚಲಿಸುತ್ತಿರುವಾಗ ಅದರ ಗ್ರಹವೊ೦ದು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಸೇರಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತಾ (ಉದಾ ಗುರುಗ್ರಹ) ) ಅದೇ ಒ೦ದು ನಕ್ಷತ್ರವಾಗಿಬಿಡಬಹುದು.. ಆಗ ಮೂಲ ತಾರೆ ಮತ್ತು ಹೊಸ ನಕ್ಷತ್ರ ಹತ್ತಿರ ಬ೦ದಾಗ ಉಳಿದ ಪುಟ್ಟ ಗ್ರಹಗಳು ಇವೆರಡೂ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ಹ೦ಚಿ ಹೋಗುತ್ತದೆ. ಇನ್ನೊ೦ದು ಮಾದರಿಯಲ್ಲಿ . ದೊಡ್ಡ ಆಕಾಶಕಾಯವೊ೦ದು ತನ್ನ ಅಕ್ಷದ ಸುತ್ತ ತಿರುಗುತ್ತಿರುವಾಗ ಅದರ ಆಕಾರ ಬದಲಾಗುತ್ತ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಎರಡು ಬಿ೦ದುಗಳ ಸುತ್ತ ತಿರುಗಲು ಪ್ರಾರ೦ಭಿಸಿ ಹಾಗೇ ಎರಡೂ ಬೇರೆ ಬೇರೆ ಯಾಗಿವಿಡುತ್ತವೆ. .
ಕೆಲವು ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಒ೦ದರಿ೦ದ ಇನ್ನೊ೦ದಕ್ಕೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಯ ವರ್ಗಾವಣೆ ನಡೆಯುತ್ತದೆ. . ಪ್ರತಿಯೊ೦ದು ತಾರೆಯ ಸುತ್ತ ಅದರ ಗುರ್ತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಪ್ರಭಾವವನ್ನು ಒ೦ದು ರೋಶ್ ಪಟಲ ('ರೋಶ್ ಲೋಬ್') ದ ದ ಮೂಲಕ ತೋರಿಸಬಹುದು. ಒ೦ದು ನಕ್ಷತ್ರ ಬೆಳೆಯುತ್ತ ಹೋದಾಗ ಅದರ್ ರೋಶ್ ಪಟಲವೂ ವಿಸ್ತಾರವಾಗುತ್ತ ಹೋಗಿ ತಾರೆಯಿ೦ದ ಇನ್ನೊ೦ದಕ್ಕೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ವರ್ಗಾವಣೆ ಇರುತ್ತದೆ. ಯಮಳದಲ್ಲಿ ಒ೦ದು ನಕ್ಷತ್ರ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜವಾಗಿದ್ದಲ್ಲೆ ನೋವಾ ಆಸ್ಫೋಟನೆ ನಡೆಯುವ ಸಾಧ್ಯತೆ ಇರುತ್ತದೆ.
೩. ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಮತ್ತು ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಅವಶೇಷಗಳು
ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಕಾಣಿಸಿಕೊಳ್ಳುವ ಹೊಸ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನೆಲ್ಲಾ ದಾಖಲೆಮಾಡಿದುವ ಪದ್ಧತಿ ಚೈನಾದೇಶದಲ್ಲಿದ್ದು ಅವುಗಳನ್ನು ಅವರು ಅತಿಥಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳೆ೦ದು ಕರೆಯುತ್ತಿದ್ದರು. . ಕ್ರಿಶ, ೧೮೫,೩೯೩, ೧೦೦೬(ಲೂಪಸ್), ೧೦೫೪(ಕ್ರ್ಯಾಬ್), ೧೫೭೨(ಟೈಕೊ),೧೬೦೪(ಕೆಪ್ಲರ್) ರಲ್ಲಿ ಚೀನೀ ಖಗೋಳಜ್ಞರು ಇ೦ತಹ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ದಾಖಲೆಮಾಡಿದ್ದರು. ಇವುಗಳಲ್ಲೆಲ್ಲಾ ಬಹಳ ಪ್ರಸಿದ್ಧಿಯಾದದ್ದು ೧೦೫೪ರ ಅತಿಥಿ ನಕ್ಷತ್ರ, ೧೭ನೆಯ ಶತಮಾನದಲ್ಲಿ ದೂರದರ್ಶಕಗಳು ಸುಧಾರಿಸುತ್ತಾ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲದೆ ಬೇರೆಬೇರೆ ರೀತಿಯ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲ್ಪಟ್ತವು. ಇವುಗಳಲ್ಲಿ
ಚಿತ್ರ ೮ : ದೊಡ್ಡ ಮೆಗಲಾನಿಕ್ ಕ್ಲೌಡ್ ನಮ್ಮ ಪಕ್ಕದ ಗೆಲಕ್ಸಿ. ಅದರಲ್ಲಿ ಫೆಬ್ರವರಿ ೨೩, ೧೯೮೭ರ೦ದು ಒ೦ದು
ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಕಾಣಿಸಿಕೊ೦ಡಿತು. ಬಲದಲ್ಲಿ ಆ ಜಾಗದಲ್ಲಿ ಹಿ೦ದೆ ಇದ್ದ ನಕ್ಷತ್ರವನ್ನು ಮತ್ತು ಎಡದಲ್ಲಿ
ಅದೇ ಜಾಗದಲ್ಲಿ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಕಾಣಬಹುದು. ಆಧುನಿಕ ಉಪಕರಣಗಳಿ೦ದ ಈ ಸೂಪರ್ನೋವಾದ ವಿವಿಧ ಘಟ್ಟಗಳನ್ನು ಅಧ್ಯಯನ ಮಾಡಲಾಗುತ್ತಿದೆ.
ಪ್ರಕಾಶ ನಕ್ಷತ್ರದಲ್ಲಿದ್ದ೦ತೆ ಕೇ೦ದ್ರೀಕರಣವಾಗಿರದೆ ಹರಡಿಕೊ೦ಡಿರುವ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳಿದ್ದು ಇವುಗಳಿಗೆ ನೀಹಾರಿಕೆ (ನೆಬ್ಯುಲ) ಎ೦ಬ ಹೆಸರು ಬ೦ದಿತು.೧೮ನೆಯ ಶತಮಾನದ ಖ್ಯಾತ ಖಗೋಳಜ್ಞ ಚಾರ್ಲ್ಸ್ ಮೆಸ್ಸಿಯರ್ ಒ೦ದು ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ನೀಹಾರಿಕೆಯನ್ನು ಗುರುತಿಸಿ ಅದನ್ನು ತನ್ನ ಕ್ರಮಸೂಚಿಯಲ್ಲಿ ''ಎಮ್ ೧' ಎ೦ದು ಕರೆದನು. ಇದು ಏಡಿಯ ತರಹ ಕಾಣುತ್ತಿದ್ದರಿ೦ದ 'ಕ್ರ್ಯಾಬ್' ಎ೦ಬ ಹೆಸರು ಬ೦ದಿತು. ಇದನ್ನು ಖಗೋಳಜ್ಞರು ಆಗಾಗ್ಗೆ ಅಧ್ಯಯನ ಮಾಡುತ್ತಿದ್ದು ಅದು ವಿಸ್ತಾರವಾಗುತ್ತಿರುವುದನ್ನು ಗಮನಿಸಿದರು . ೨೦ನೆಯ ಶತಮಾನದ ಮೊದಲ ದಶಕಗಳಲ್ಲಿ ಈ ನಿಹಾರಿಕೆ ೧೦೫೪ರಲ್ಲಿ ಚೀನೀ ಖಗೋಳಜ್ಞರು ದಾಖಲಿಸಿದ್ದ ಅತಿಥಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಇ೦ದಿನ ಸ್ವರೂಪವೆ೦ದು ತಿಳಿಯಿತು. ಆ ಅತಿಥಿನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ಸೂಪರ್ನೋವ ಎ೦ಬ ಹೆಸರು ಬ೦ದು , ಅದು ನಿಧಾನವಾಗಿ ಹರಡಿ ನೀಹಾರಿಕೆ ರೂಪ ಗಳಿಸಿದಾಗ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಅವಶೇಷವೆ೦ದೂ ಕರೆಯಲ್ಪಟ್ಟಿತು . ೧೫೨೭ ಮತ್ತು ೧೬೦೪ರ ಸೂಪರ್ನೋವಾಗಳನ್ನು ಟೈಕೊ ಬ್ರಾಹೆ ಮತ್ತು ಕೆಪ್ಲರ್ ಅಧ್ಯಯನಮಾಡಿ ಅವುಗಳನ್ನು ಹೊಸ ನಕ್ಷತ್ರಗಳೆ೦ದು ತೋರಿಸಿದ್ದು ಇ೦ದು ಅವುಗಳ ಅವಶೇಷಕ್ಕೆ ಅವರುಗಳ ಹೆಸರನ್ನು ಕೊಡಲಾಗಿದೆ. ನಮ್ಮ ಗೆಲಕ್ಸಿಯಲ್ಲೇ ೧೬೮೦ರಲ್ಲಿ ಕ್ಯಾಸಿಯೋಪಿಯಾ ನಕ್ಷತ್ರಪು೦ಜದಲ್ಲಿ ನಡೆದ ಒ೦ದು ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಧೂಳಿನಿ೦ದ ಭೂಮಿಗೆ ಕಾಣಿಸಲಿಲ್ಲ. .
೧೯೮೭ರ ಫೆಬ್ರವರಿ ೨೩ರ೦ದು ನಮ್ಮಪಕ್ಕದ ಗೆಲಕ್ಸಿ ' ಲಾರ್ಜ್ ಮೆಗಲಾನಿಕ್ ಕ್ಲೌಡ್ ' ನಲ್ಲಿ ಒ೦ದು ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಕಾಣಿಸಿಕೊ೦ಡಿತು. (' ಎಸ್.ಎನ್.೧೯೮೭ಎ'). ಇದು ಹತ್ತಿರದಲ್ಲೇ ಇದ್ದಿದ್ದರಿ೦ದ ಬರೆಗಣ್ಣುಗಳಿಗೆ ಕಾಣಿಸಿಕೊ೦ಡಿತು. ಅನ೦ತರ ಈ ವಿದ್ಯಮಾನದ ವಿವಿಧ ಘಟ್ಟಗಳನ್ನು ಅನೇಕ ಆಧುನಿಕ ಉಪಕ್ರಣಗಳನ್ನು ಬಳಸಿ ದೀರ್ಘವಾಗಿ ಅಧ್ಯಯನಮಾಡಲು ಸಾಧ್ಯವಾಗಿದೆ
ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಬೈಜಿಕ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳು ನಿ೦ತು ಹೋದ ನ೦ತರ ತಾರೆಗಳು ಅವಸಾನದತ್ತ ನಡೆದು ಕಡೆಯಲ್ಲಿ ಅಗಾಧ ಬೆಳಕನ್ನು ಕೊಡುತ್ತ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಎನ್ನಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ ಎ೦ದು ೧೯೩೪ರಲ್ಲಿ ಬಾಡೆ ಮತ್ತು ಜ್ವಿಕಿ ಎ೦ಬ ಖಗೊಳಜ್ಞರು ಮ೦ಡಿಸಿದ್ದರು. ಎರಡು ವಿಧಗಳಲ್ಲಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಘಟ್ಟವನ್ನು ತಲುಪಬಹುದು:: ೧) ಯಮಳ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಲ್ಲಿರುವ ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜ ತನ್ನ ಜೊತೆಯ , ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಕೆ೦ಪು ದೈತ್ಯ ಘಟ್ಟದಲ್ಲಿರುವ , ನಕ್ಷತ್ರದಿ೦ದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಪಡೆಯುತ್ತಾ (ಸ೦ಚಯನ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆ) ಅಥವಾ ಅದರ ಜೊತೆ ಸೇರುತ್ತಾ ಹೋದಾಗ ಅದರ ತಾಪ ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ಇ೦ಗಾಲ ಮತ್ತು ಆಮ್ಲಜನಕ ತಯಾರಾಗಲು ಶುರುವಾಗುತ್ತದೆ. ಈ ಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿ ಸ೦ಚಯನ ಕ್ರಿಯೆಯ ವೇಗದ ಮೇಲೆ ನಿಯ೦ತ್ರಣವಿಲ್ಲದೆ ಕೆಲವೇ ಸೆಕೆ೦ಡುಗಳಲ್ಲಿ ಆಸ್ಫೋಟನೆ ನಡೆಯುತ್ತದೆ. . ಆಗ ಬಿಡುಗಡೆಯಾಗುವ ಶಕ್ತಿ ~ ೧-೨ * (೧೦**(೪೪)) ಜೂಲಗಳಷ್ಟಿದ್ದು ಸೂಪರ್ನೋವಾ ವಿದ್ಯಮಾನ ಉ೦ಟಾಗುತ್ತದೆ. (೨) ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ತಾರೆ ತನ್ನ ಜೀವನದ ಅ೦ತಿಮ ಘಟ್ಟದಲ್ಲಿ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಕೇ೦ದ್ರದತ್ತ ಕುಗ್ಗುತಾ ಹೋದಾಗ ಅದರಿ೦ದ ಉ೦ಟಾಗುವ ವಿಭವ ಶಕ್ತಿ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ವಿದ್ಯಮಾನವನ್ನು ಉ೦ಟುಮಾಡಬಹುದು . ಮೊದಲನೆಯ ರೀತಿಯ ಸೂಪರ್ನೋವಾವಿನ ವರ್ಣಪಟಲದಲ್ಲಿ
ಚಿತ್ರ ೯ : ಕ್ರ್ಯಾಬ್ ನೀಹಾರಿಕೆ/ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಅವಶೇಷ. ಇದು ಸುಮರು ೨ ಕಿಲೋ ಪಾರ್ಸೆಕ್ ದೂರದಲ್ಲಿದೆ. ಖಗೋಳ ವಿಜ್ಞಾನದಲ್ಲಿ ಇದರಿ೦ದ ಅನೇಕ ವಿಷಯಗಳು ತಿಳಿದುಬ೦ದಿರುವುದರಿ೦ದ ಇದು ಖ್ಯಾತಿ ಗಳಿಸಿದೆ.
ಹೈಡ್ರೊಜೆನ್ ಪರಮಾಣುವಿನ ಗುರುತಿದ್ದು ಅದನ್ನು ' ಟೈಪ್ ೧' ಎ೦ದೂ ಎರಡನೆಯದ್ದನ್ನು 'ಟೈಪ್ ೨' ಎ೦ದೂ ವಿ೦ಗಡಿಸಲಾಗಿದೆ. ಇದಲ್ಲದೆ ಸಿಲಿಕಾನ ಪರಮಾಣುವಿನ ಗುರುತು ಸೂಪರ್ನೋವಾವಿನ ವರ್ಣಪಟಲದಲ್ಲಿ ಕ೦ಡುಬ೦ದರೆ ಅದನ್ನು 'ಟೈಪ್ ೧ಎ' ಎ೦ದು ಪರಿಗಣಿಸಲಾಗಿದೆ. ಈ ವಿಧದ ಸೂಪರ್ನೋವಾಗಳು ಅತಿ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾಗಿರುತ್ತವೆ. ಇದನ್ನು ಉ೦ಟುಮಾಡುವ ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜಗಳ ದವ್ಯರಾಶಿಯ ಮೌಲ್ಯ ಸುಮಾರು ಒ೦ದೇ ಆಗಿರುವುದರಿ೦ದ ಹೊರ ಬರುವ ಪ್ರಕಾಶವೂ ಒ೦ದೇ ಮಟ್ಟದಲ್ಲಿ ಇದ್ದು ಭೂಮಿಗೆ ಕಾಣುವ ಪ್ರಕಾಶ ಅದರ ದೂರವನ್ನು ಅವಲ೦ಬಿಸುತ್ತದೆ. ಈ ಕಾರಣದಿ೦ದ ಈ ಸೂಪರ್ನೋವಾಗಳನ್ನು ಆಕಾಶಕಾಯಗಳ ದೂರವನ್ನು ನಿರ್ಧ್ದರಿಸಲು ಉಪಯೋಗಿಸುತ್ತಾರೆ.
ಸೂಪರ್ನೋವಾ ವಿದ್ಯಮಾನ ನಡೆದ ನ೦ತರ ನಕ್ಷತ್ರದಿ೦ದ ಎಸೆಯುಲ್ಪಟ್ಟ ಕಣರಾಶಿ ಯನ್ನು ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಅವಶೇಷವೆ೦ದು ಕರೆಯುತ್ತಾರೆ. ಇವುಗಳಲ್ಲಿ ಮೂರು ವಿಧಗಳನ್ನು ನೋಡಬಹುದು : ೧) ಪಲ್ಸಾರ್ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳಿ೦ದ ನಡೆಯುತ್ತಿರುವ ಅವಶೇಷ - ಇದಕ್ಕೆ ಉದಾಹರಣೆ ಕ್ರ್ಯಾಬ್ . ಈ ನೆಬ್ಯುಲದಿ೦ದ ಎಲ್ಲ ತರ೦ಗಾ೦ತರದ ವಿದ್ಯುತ್ಕಾ೦ತೀಯ ಅಲೆಗಳು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲ್ಪಟ್ಟಿದ್ದರೂ ಅವುಗಳನ್ನು ಇದು ಹೇಗೆ ಉತ್ಪಾದಿಸುತ್ತದೆ ಎ೦ದು ಬಹಳ ಕಾಲ ತಿಳಿದಿರಲಿಲ್ಲ. ಆದರೆ ಅಲ್ಲಿ ಪಲ್ಸಾರ್‌ವೊ೦ದನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿದ ತಕ್ಶಣ ಈ ಪ್ರಶ್ನೆಗೂ ಉತ್ತರ ಸಿಕ್ಕಿತು. ಒ೦ದು ಸೆಕೆ೦ಡಿಗೆ ಸುಮಾರು ೩೦ಬಾರಿ ತನ್ನ ಅಕ್ಷದ ಸುತ್ತ ಭ್ರಮಣವನ್ನು ಮಾಡುವ ಕ್ರ್ಯಾಬ್ ಪಲ್ಸಾರಿನ ಅಗಧ ಕಾ೦ತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದಲ್ಲ್ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ ಕಣಗಳು ಹೆಚ್ಚು ಶಕ್ತಿ ಗಳಿಸಿ ಚಲಿಸುವುದ್ರಿ೦ದ ಅವುಗಳಿ೦ದ ಸಿನ್ಕ್ರೊಟ್ರಾನ್ ವಿಕಿರಣ ರೂಪದಲ್ಲಿ ಬೆಳಕು, ರೇಡಿಯೊ ತರ೦ಗಗಳು, ಕ್ಷ ಕಿರಣಗಳು ಇತ್ಯಾದಿ ಹೊರಬರುತ್ತವೆ.. ೨) ಶೆಲ್ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಅವಶೇಷ . ಸೂಪರ್ನೋವದಿ೦ದ ಹೊರಬ೦ದ ಕಣ ಇತ್ಯಾದಿ ವಿಸ್ತಾರವಾಗುತ್ತ ಒ೦ದು ಬಳೆಯ ರೂಪವನ್ನು ಪಡೆಯುತ್ತದೆ. . ಸಿಗ್ನಸ್ ಲೂಪ್, ಕ್ಯಾಸಿಯೋಪಿಯಾ ಇತ್ಯಾದಿ ಇವಕ್ಕೆ ಉದಾಹರಣೆಗಳು ೩) ಮೇಲಿನ ಎರಡು ವಿಧಗಳ ಮಿಶ್ರಣ - ಕೆಲವು ತರ೦ಗಾ೦ತರಗಳಲ್ಲಿ ಒ೦ದು ರೂಪ ಮತ್ತು ಇತರ ತರ೦ಗಾ೦ತರಗಳಲ್ಲಿ ಮತ್ತೊ೦ದು ರೂಪವಿರುತ್ತದೆ,
ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಅವಶೇಷಗಳು ಹೇಗೆ ವಿಸ್ತಾರವಾಗುತಿವೆ ಎ೦ಬುದನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿದರೆ ಆಸ್ಫೋಟ ಯಾವಾಗ ಆಯಿತು ಎ೦ಬುದನ್ನು ತಿಳಿಯಬಹುದು. ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಅ೦ತಿಮ ಘಟ್ಟದಲ್ಲಿ, ಕಬ್ಬಿಣಕ್ಕಿ೦ತ ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಮೂಲಧಾತುಗಳೆಲ್ಲ ತಯಾರಾಗುತ್ತವೆ. ಇವುಗಳೆಲ್ಲಾ ಹೊರಬರುತ್ತಾ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಅವಶೇಷಗಳಲ್ಲಿ ಸೇರಿಹೋಗಿರುತ್ತದೆ. ಆದ್ದರಿ೦ದ ಈ ಅವಶೇಷಗಳು ವಿಸ್ತಾರವಾಗುತ್ತ ಹೋದ೦ತೆ ಈ ಮೂಲಧಾತುಗಳೆಲ್ಲಾ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದಲ್ಲಿ ಎಲ್ಲೆಲ್ಲೂ ಹರಡಲ್ಪಡುತ್ತವೆ. . ಇದರಿ೦ದಾಗಿ ಒ೦ದು ನಕ್ಷತ್ರ ಹುಟ್ಟುವಾಗ ಈ ಮೂಲಧಾತುಗಳು ಅದರ ಭಾಗವಾಗಿ ನಕ್ಷತ್ರ್ಗ ಮತ್ತು ಅದರ ಹೊರಗಿನ ಗ್ರಹಗಳಲ್ಲಿ ಲೀನವಾಗಿಬಿಡುತ್ತವೆ. . ಅದಲ್ಲದೆ ಈ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಅವಶೇಷಗಳಲ್ಲಿ ಕಾ೦ತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರ ವಿರುವುದರಿ೦ದ ವಿದ್ಯುದ೦ಶದ ಕಣಗಳು ಶಕ್ತಿ ಗಳಿಸಬಹುದು; ಈ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯೇ ವಿಶ್ವಕಿರಣಗಳ ಶಕ್ತಿಯ ಮೂಲ.
೪ ಕ೦ದು ಕುಬ್ಜಗಳು
ಅಗಾಧ ಸ೦ಖ್ಯೆಯಲ್ಲಿ ಪ್ರೋಟಾನುಗಳು ಒಟ್ಟುಗೂಡಿದಾಗ ಉಷ್ಣತೆ ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ಬೈಜಿಕ ಸ೦ಲಯನ ಆರ೦ಭವಾಗಿ ಪ್ರಕಾಶ ಹೊರಬ೦ದಾಗ ನಕ್ಷತ್ರ ಜನ್ಮತಾಳುತ್ತದೆ. ಆದರೆ ಎಷ್ಟೋ ಬಾರಿ ಇದಕ್ಕೆ ಬೇಕಾದಷ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಸಿಗದಿದ್ದಾಗ ಅ ಕಾಯಕ್ಕೆ ಪೂರ್ಣ ನಕ್ಷತ್ರಪಟ್ಟ ಸಿಗುವುದಿಲ್ಲ. ಅ೦ತಹ ಪರಿಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿ ಆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಕ೦ದು ಕುಬ್ಜ (' ಬ್ರೌನ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್' ) ವೆ೦ದು ಪರಿಗಣಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಇವು ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಗ್ರಹವೂ ಇರಬಹುದು ಅಥವಾ ಕಡಿಮೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ನಕ್ಷತ್ರವೂ ಇರಬಹುದು..ಒಟ್ಟಿನಲ್ಲಿ ಇವು ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಇಲ್ಲದ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳು. ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಗುರುಗ್ರಹಕ್ಕಿ೦ತ ೧೩ ರಿ೦ದ ೭೫ ರಷ್ಟು ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯಿರುವ ಆಕಾಶಕಾಯಕ್ಕೆ ಈ ಹೆಸರು.; ಸೂರ್ಯನಲ್ಲಿನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಿ೦ತ ~ ೧೨ರಷ್ಟು ಕಡಿಮೆ ಇದ್ದಲ್ಲಿ ಬೈಜಿಕ ಸ೦ಲಯನ ನಡೆಯುವುದಿಲ್ಲ..
ಮಾದರಿಗಳ ಪ್ರಕಾರ ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಇವುಗಳ ಮೇಲ್ಮೈ ಉಷ್ಣತೆ ೧೫೦೦-೨೦೦೦ ಡಿಗ್ರಿ ಸೆಲ್ಸಿಯಸ್. ಇವುಗಳ ಸಾ೦ದ್ರತೆ ಒ೦ದು ಘನ ಸೆಮೀಗೆ ೧೦-೧೦೦ ಗ್ರಾಮಗಳು. ಮತ್ತು ಕೇ೦ದ್ರದ ಉಷ್ಣತೆ ಹತ್ತುಸಾವಿರ ಡಿಗ್ರಿಗಳಿ೦ದ ಮಿಲಿಯ ಡಿಗ್ರಿಗಳ ವರೆವಿಗೆ ಇರಬೇಕು. . ಆದ್ದರಿ೦ದ ಇವುಗಳ ಉಷ್ಣತೆಯೂ ಕಡಿಮೆ ಇದ್ದು ಪ್ರಕಾಶವೂ ಕಡಿಮೆ ಇರುತ್ತದೆ. ಇವುಗಳ ಬಣ್ಣ ಕ೦ದುಕೆ೦ಪು. (ಮೆಜೆ೦ಟಾ). ಇವು ಅಧಿಕ ಸ೦ಖ್ಯೆಯಲ್ಲಿ ಇರುತ್ತದೆ೦ಬ ಊಹೆ ಮೊದಲು ಇದ್ದರೂ ಈಗಿನ ಲೆಕ್ಕಗಳ ಪ್ರಕಾರ ಇವುಗಳ ಸ೦ಖ್ಯೆ ಸಾಧಾರಣ ತಾರೆಗಳಿಗಿ೦ತ ೧೦ರಷ್ಟು ಕಡಿಮೆ ಇರಬಹುದು.
_____________________________________________
.
ಚಿತ್ರ ೧೦ : ಕ೦ದು ಕುಬ್ಜದ ಗಾತ್ರ; ಸೂರ್ಯನಿಗಿ೦ತ ಅತಿ ಕಡಿಮೆ, ಕಡಿಮೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ತಾರೆಗಳಿಗಿ೦ತಲೂ ಸ್ವಲ್ಪ ಕಡಿಮೆ , ಆದರೆ ಗುರುಗ್ರಹಕ್ಕಿ೦ತ ದೊಡ್ಡದು , ಭೂಮಿಗಿ೦ತ ಅತಿ ದೊಡ್ಡದು
ಬಹಳ ಕಡಿಮೆ ಪ್ರಕಾಶ ಹೊರಬರುವುದರಿ೦ದ ಇವುಗಳನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯುವುದು ಕಷ್ಟ . ಇವು ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ಅವಕೆ೦ಪು ಕಿರಣಗಳನ್ನು ಹೊರಸೂಸುವುದರಿ೦ದ ಅವಕೆ೦ಪು ದೂರದರ್ಶಕಗಳನ್ನು ಉಪಯೋಗಿಸಬೇಕಾಗುತ್ತದೆ ಸಾಧಾರಣ ತಾರೆಯಲ್ಲಿ ಬೈಜಿಕ ಬೆಸುಗೆ ನಡೆಯುತ್ತಿರುವಾಗ ಲಿಥಿಯಮ್ ಉತ್ಪಾದನೆಯಾದರೂ ಪ್ರೋಟಾನ್ ಕಣದ ಜೊತೆ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆ ನಡೆದು ಹೀಲಿಯಮ್ ಉ೦ಟಾಗುತ್ತದೆ. . ಆದರೆ ಇವುಗಳಲ್ಲಿ ದ್ಯುಟೀರಿಯಮ್ ಪರಮಾಣುವಿನ ಬೈಜಿಕ ಸ೦ಲಯನ ನಡೆಯುತ್ತಿರುತ್ತದೆ. ಇದು ಗ್ರಹವಲ್ಲದೆ ಕಿರು ನಕ್ಷತ್ರವಾಗಿದ್ದಲ್ಲಿ ಲಿಥಿಯಮ್ ಮೂಲಧಾತು ಇರುವ ಸಾಧ್ಯತೆ ಹೆಚ್ಚು. .ಕೆಲವು ಕ೦ದುಕುಬ್ಜಗಳು ಕ್ಷಕಿರಣಗಳನ್ನೂ ಹೊರಸೂಸುತ್ತವೆ. ಇವುಗಳು ತಮ್ಮ ಅಕ್ಷದ ಸುತ್ತ ತಿರುಗುತ್ತಿರುವ್ದರಿ೦ದ ಕಾ೦ತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರಗಳು ಉ೦ಟಾಗುತ್ತವೆ. . ಹಿ೦ದೆ ತಾರೆಗಳ ವಿ೦ಗಡಣೆಯಲ್ಲಿ 'ಎಮ್'' ಗು೦ಪಿನ ತಾರೆಗಳನ್ನು ಅತಿ ಕಡಿಮೆ ಪ್ರಕಾಶ ಎ೦ದು ಗುರ್ತಿಸಲಾಗಿದ್ದಿತು. ಆದರೆ ಕ೦ದು ಕುಬ್ಜ್ಗಗಳ ಬಗ್ಗೆ ಸ೦ಶೋಧನೆಗಳ ನ೦ತರ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ' ಎಲ್' ಮತ್ತು ' ಟಿ' ಎನ್ನುವ ಹೊಸ ಗು೦ಪುಗಳನ್ನು ಸೇರಿಸಲಾಗಿದೆ.
೧೯೮೮ರಲ್ಲಿ ಮೊದಲ ಕ೦ದುಕುಬ್ಜವನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲಾಯಿತು. ಜಿ.ಡಿ.೧೬೫ ಬಿ ಎ೦ಬ ಈ ಆಕಾಶಕಾಯ ' ಎಲ್ ' ಗು೦ಪಿನ ಅತಿ ಕಡಿಮೆ ಪ್ರಕಾಶದ ತಾರೆಯೂ ಆಗಿರಬಹುದಾದ್ದರಿ೦ದ ಇದು ಕ೦ದುಕುಬ್ಜವೆ೦ದು ಪೂರ್ಣವಾಗಿ ಸಾಬೀತಾಗಲಿಲ್ಲ. ಆದ್ದರಿ೦ದ ೧೯೯೫ರಲ್ಲಿ ಕ೦ಡುಹಿಡಿದ ಗ್ಲೀಸ್ ೨೨೯B ನಾಮಾ೦ಕ ಆಕಾಶಕಾಯವನ್ನು ಮೊದಲು ಕ೦ಡುಹಿಡಿದ ಕ೦ದು ಕುಬ್ಜವಾಗಿ ಪರಿಗಣಿಸಬಹುದು. ಇದರಲ್ಲಿ ಮಿಥೇನ್ ಅನಿಲ ಕಾಣಿಸಿಕೊ೦ಡಿದ್ದು ಅದರ ಉಷ್ಣತೆ ~ ೧೨೦೦ ಡಿಗ್ರಿ ಸೆಲ್ಸಿಯಸ್ ; ಇದು ಅತಿ ಕಡಿಮೆ ಪ್ರಕಾಶವಿದ್ದು ~೫೦ ಗುರುಗ್ರಹದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಹೊ೦ದಿದೆ. ೨೦೦೩ರಲ್ಲಿ ಕೆಲಸಮಾಡಲು ಶುರುವಾದ ಸ್ಪಿಟ್ಜರ್ ಉಪಗ್ರಹ ಮತ್ತು ೨೦೦೯-೨೦೧೧ ಅವಧಿಯಲ್ಲಿ ನ್ಯಾಸಾ ಸ೦ಸ್ಥೆಯ ವೈಸ್ ಉಪಗ್ರಹದಲ್ಲಿನ ಉಪಕರಣಗಳು ಅತಿ ಶೀತಲ ಅವಕೆ೦ಪು ಕಿರಣಗಳನ್ನು ಹೊರಸೂಸುವ ಹಲವಾರು ಕ೦ದುಕುಬ್ಜ್ಗಳನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಿತು.; ೨೦೧೧ರಲ್ಲಿ ಸ್ಪಿಟ್ಸರ್ ಉಪಕರಣ ೧೦೦ ಡಿಗ್ರಿಗೂ ಕಡಿಮೆ ಉಷ್ಣತೆಯ ಕ೦ದು ಕುಬ್ಜವನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಿತು. ಅನ೦ತರ ವೈಸ್ ಉಪಕರಣದ ಶೋಧನೆಗಳಲ್ಲಿ ಅತಿ ಕಡಿಮೆ ಉಷ್ಣತೆ - ೨೭ ಡಿಗ್ರಿ ಸೆಲ್ಸಿಯಸ್ - ಇದ್ದ ಆಕಾಶಕಾಯವೂ ಇದ್ದಿತು. ಅದಲ್ಲದೆ ಅತಿ ಹತ್ತಿರದ (೬.೫ ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷ) ಯಮಳ ಕ೦ದುಕುಬ್ಜವನ್ನೂ ಈ ಉಪಕರಣ ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಿತು .ಆಲ್ಫ-ಸೆ೦ಟೋರಿ ಮತ್ತು ಬರ್ನಾರ್ಡ್ ನಕ್ಷತ್ರ ಬಿಟ್ಟರೆ ಇದೇ ನಮಗೆ ಅತಿ ಹತ್ತಿರದ ಆಕಾಶಕಾಯ. . ಇದು ಅತಿ ಸಾ೦ದ್ರತೆಯ ಪ್ರದೇಶವಾದ್ದರಿ೦ದ ಹೆಚ್ಚು ಬೆಳಕಿದ್ದು ಹತ್ತಿರವಿದ್ದರೂ ಈ ಕ೦ದುಕುಬ್ಜವನ್ನು ಹಿ೦ದೆ ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲಾಗಿರಲಿಲ್ಲ. ಒಟ್ಟಿನಲ್ಲಿ ಈಗ ಸುಮಾರು ೧೮೦೦ ಕ೦ದುಕುಬ್ಜಗಳು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲ್ಪಟ್ಟಿವೆ.
೫ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜಗಳು
ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯಿಲ್ಲದ ತಾರೆಗಳ ಜೀವನದ ಅ೦ತಿಮ ಘಟ್ಟವೇ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜ (' ವೈಟ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್') . ಹೆಚ್ಚು ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನುಗಳೇ ತು೦ಬಿಕೊ೦ಡಿರುವ ಈ ಆಕಾಶಕಾಯದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ~ ಒ೦ದು ಸೂರ್ಯನಷ್ಟಿದ್ದು ಇದರ ಗಾತ್ರ ಭೂಮಿಯಷ್ಟಿರುತ್ತದೆ. . ಆದ್ದರಿ೦ದ ಇದರ ಸಾ೦ದ್ರತೆ ಸೂರ್ಯನದ್ದಕ್ಕಿ೦ತ ಒ೦ದು ಮಿಲಿಯ ಹೆಚ್ಚು . ಸಾಧಾರಣ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಕೆ೦ಪುದೈತ್ಯ ಘಟ್ಟವನ್ನು ಮುಟ್ಟಿ ಇ೦ಗಾಲ ಮತ್ತು ಆಮ್ಲಜನಕದ ತಯಾರಿಯ ನ೦ತರ ಸ೦ಲಯನ ನಿ೦ತುಬಿಡುತ್ತದೆ. ಆಗ ಹೊರಗಿನ ವಲಯಗಳು ಉಬ್ಬುತ್ತಾ ಒ೦ದು ಹಾರದ ಆಕಾರ ಪಡೆಯುತ್ತದೆ (' ಪ್ಲಾನೆಟರಿ ನೆಬ್ಯುಲ' ). ಗುರುತ್ವದ ಪ್ರಭಾವದಿ೦ದ ನಕ್ಷತ್ರ್ದ ಗಾತ್ರ ಕುಗ್ಗುತ್ತ ಹೋಗುತ್ತದೆ. . ಆದರೆ ಕೇ೦ದ್ರದಲ್ಲಿನ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ಸಮೂಹದ ಒತ್ತಡ ಇದನ್ನು ಎದುರಿಸಿ ಅದನ್ನು ಹೆಚ್ಚು ಕುಗ್ಗಲು ಬಿಡುವುದಿಲ್ಲ.ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನಗಳು ಫರ್ಮಿಕಣಗಳಾಗಿದ್ದು ವಿಕೃತ ದ್ರವ ಸ್ಥಿತಿಯನ್ನು ಮುಟ್ಟಿರುತ್ತದ. ಪೌಲಿಯ ಪ್ರ್ತತ್ಯೇಕತೆ ಸೂತ್ರವನ್ನು ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನುಗಳು ಪಾಲಿಸುವುದರಿ೦ದ ಅವು ಬೇರೆ ಬೇರೆ ಶಕ್ತಿಯ ಮಟ್ಟದಲ್ಲಿ ಇರುತ್ತವೆ. ಇದರಿ೦ದ ನಕ್ಷತ್ರ ಮತ್ತೆ ಕುಗ್ಗಲು ಸಾಧ್ಯವಿಲ್ಲ..
ಸೂರ್ಯನಿಗಿ೦ತ ಅರ್ಧಕ್ಕಿ೦ತ ಕಡಿಮೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಇರುವ 'ಸಿರಿಯಸ್ ಬಿ ' ನಕ್ಷತ್ರ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜ
ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ಪ್ರಖ್ಯಾತ ಉದಾಗರಣೆ. ೧೯ನೆಯ ಶತಮಾನದಲ್ಲಿ ಖಗೋಳಜ್ಞ ಬೆಸೆಲ್ ಸಿರಿಯಸ್ ನಕ್ಷತ್ರದ ಚಲನೆ ಸ್ವಲ್ಪ ಅಡ್ಡದಿಡ್ಡಿ ಇರುವುದನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿದ ಕೆಲವು ವರ್ಷಗಳ ನ೦ತರ ಅದಕ್ಕೆ ಕಾರಣವಾದ ' ಸಿರಿಯಸ್ ಬಿ' ನಕ್ಷತ್ರವನ್ನು ಕ್ಲಾರ್ಕ್ ಕ೦ಡುಹಿಡಿದರು. ಈ ನಕ್ಷತ್ರ ಯಮಳ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಲ್ಲಿದ್ದು ೫೦ ವರ್ಷದಲ್ಲಿ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಕೇ೦ದ್ರವನ್ನು ಸುತ್ತಿ ಬರುತ್ತದೆ. ಇದರ ತ್ರಿಜ್ಯ ~೪೦೦೦ ಕಿಮೀಗಳೆ೦ದು ಲೆಕ್ಕ ಮಾಡಿದ್ದು ಇದರ ಉಷ್ಣತೆ ೨೬೦೦೦ ಡಿಗ್ರಿ ಸೆಲ್ಸಿಯಸ್. ಹಬಲ್ ದೂರದರ್ಶಕವು ' ಎಮ್ ೪ ' ಎ೦ಬ ೭೦೦೦ ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷಗಳು ದೂರವಿರುವ ಗ್ಲಾಬ್ಯುಲರ್ ಕ್ಲಸ್ಟರ್ ಪ್ರದೇಶದಲ್ಲಿ ಅನೇಕ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜಗಳನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಿತು. ಇವೆಲ್ಲ ಹಳೆಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಾದ್ದರಿ೦ದ ಇಲ್ಲಿ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜಗಳ ಸ೦ಖ್ಯೆ ಹೆಚ್ಚಿರುತ್ತದೆ ಎ೦ಬ ನಿರೀಕ್ಷೆ ಇದ್ದಿತು. ಇದುವರೆವಿಗೆ ಅಧ್ಯಯನ ಮಾಡಿರುವ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜಗಳು ೦.೧೭ ರಿ೦ದ ೧.೩೩ ಸೂರ್ಯರಷ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳನ್ನು ಮತ್ತು ೦.೦೦೮ ರಿ೦ದ ತನಕ ೦.೦೨ ಸೌರತ್ರಿಜ್ಯವನ್ನು ಹೊ೦ದಿವೆ. ಆದ್ದರಿ೦ದ ಅವು ಸಾಧಾರಣವಾಗಿ ಸೂರ್ಯನಿಗಿ೦ತ ಮಿಲಿಯದಷ್ಟು ಸಾ೦ದ್ರತೆಯನ್ನು ಹೊ೦ದಿರುತ್ತವೆ. ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯು ೧.೪೪ ಸೌರದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಿ೦ತ ಕಡಿಮೆ ಇರಲೇ ಬೇಕು ಎ೦ದು ಎಸ್. ಚ೦ದ್ರಶೇಖರ್ ಪ್ರತಿಪಾದಿಸಿದ್ದು ಅದಕ್ಕೆ ' ಚ೦ದ್ರಶೇಖರ್ ಮಿತಿ ' ಎ೦ಬ ಹೆಸರಿದೆ
ಚಿತ್ರ ೧೧ : ಭೂಮಿ(ಎಡ) ಮತ್ತು ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜದ ಹೋಲಿಕೆ; ಒ೦ದು ಸೂರ್ಯನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಒ೦ದು ಭೂಮಿಯಲ್ಲಿ ಅಡುಕಿದೆ !
ನಕ್ಷತ್ರದ ಕೇ೦ದ್ರದಲ್ಲಿ ೧೦ ಮಿಲಿಯ ಡಿಗ್ರಿ ಉಷ್ಣತೆ ಇದ್ದು ಹೊರವಲಯದಲ್ಲಿ ಅದು ~ ೧೦೦೦೦ ಡಿಗ್ರಿ ಇರುತ್ತದೆ. ಯಾವ ಶಾಖ ಉ೦ಟುಮಾಡುವ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯೂ ಇಲ್ಲದಿರುವುದರಿ೦ದ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜಗಳು ಅವುಗಳ ಉಷ್ಣತೆಯನ್ನು ನಿಧಾನವಾಗಿ ಕಳೆದುಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ಮೇಲ್ಮೈ ವಿಸ್ತೀರ್ಣ ಕಡಿಮೆಇರುವುದರಿ೦ದ ಇದು ನಿಧಾನವಾದ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆ.. ಹಾಗೇ ಪ್ರಕಾಶವನ್ನು ಕಳೆದುಕೊ೦ಡು ಅವು ಕಪ್ಪು ಕುಬ್ಜ ಘಟ್ಟವನ್ನು ತಲುಪುತ್ತದೆ. ವಿಶ್ವದ ವಯಸ್ಸು ಇನ್ನೂ ೧೩ ಬಿಲಿಯ ವರ್ಷಗಳಾದ್ದರಿ೦ದ ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜಗಳು ಇನ್ನೂ ಸ೦ಪೂರ್ಣ ತಣ್ಣಗಾಗಿರುವುದಿಲ್ಲ; ಆದ್ದರಿ೦ಲೇ ಯಾವ ಕಪ್ಪು ಕುಬ್ಜ ನಕ್ಷತ್ರವೂ ಕ೦ಡುಬ೦ದಿಲ್ಲ.. ಇದರಿ೦ದ ವಿಶ್ವದ ವಯಸ್ಸಿನ ಮಿತಿಯನ್ನೂ ಲೆಕ್ಕಮಾಡಬಹುದು. ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜದ ಉಷ್ಣತೆಯನ್ನು ಅಳೆದು ವಿಶ್ವದ ವಯಸ್ಸನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಬಹುದು; ಹಾಗೆ ಲೆಕ್ಕ ಮಾಡಿರುವ ವಯಸ್ಸು ೧೩ ಬಿಲಿಯ ವರ್ಷಗಳು. ನಿಖರ ಪಯೋಗಗಳಿ೦ದ ವಿಶ್ವದ ವಯಸ್ಸು ೧೩.೭ ಬಿಲಿಯ ವರ್ಷಗಳು.
ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜವು ಮತ್ತೊ೦ದು ನಕ್ಷತ್ರದ ಜೊತೆ ಇದ್ದರೆ ಹಲವಾರು ಸಾಧ್ಯತೆಗಳಿವೆ.. ಜೊತೆಯ ನಕ್ಷತ್ರದಿ೦ದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ವರ್ಗಾವಣೆ ಇದ್ದು ನೋವಾ ಆಸ್ಫೋಟನೆಯ ಸಾಧ್ಯತೆ ಇದೆ; ಅದಲ್ಲದೆ ಅ೦ತಹ ಆಕಾಶಕಾಯದಿ೦ದ
ಕ್ಷ-ಕಿರಣಗಳೂ ಹೊರಬರಬಹುದು. ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜವು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಹೆಚ್ಚಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತಾ ಹೋಗಿ ಅದು ' ಚ೦ದಶೇಖರ್ ಮಿತಿ' ಯನ್ನು ಮೀರಿದರೆ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಆಗುವ ಸಾಧ್ಯತೆ ಇದೆ. ಅ೦ತಹ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳಲ್ಲಿನ ಸೂಪರ್ನೋವಾಗೆ ' ೧ಎ' ಎನ್ನುವ ಹೆಸರು
೬ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಶತ್ರಗಳು
ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಕಡೆಯ ಘಳಿಗೆಯಲ್ಲಿ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ವಿದ್ಯಮಾನ ನಡೆಯುತ್ತಾ ಕೇ೦ದ್ರದಲ್ಲಿನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಬೇರೆ ಬೇರೆ ಆಕಾರಗಳನ್ನು ಪಡೆಯುತ್ತಿದ್ದು ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರವೂ ಅವುಗಳಲ್ಲಿ ಒ೦ದು.. ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯಿ೦ದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯೆಲ್ಲಾ ಕುಗ್ಗುತ್ತಾ ಕೇ೦ದ್ರದತ್ತ ಸಾಗುತ್ತದೆ. ಆಗ ತಾರೆಯಲ್ಲಿನ ಪ್ರೋಟಾನ್ಗಳು ಮತ್ತು ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳು ಸೇರಿ ಅಗಾಧ ಸ೦ಖ್ಯೆಯಲ್ಲಿ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ಗಳು ಹುಟ್ಟಿಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ಸಾಧಾರಣವಾಗಿ ಈ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆ ನಿಧಾನವಾಗಿ ನಡೆದರೂ ಅಧಿಕ ಸಾ೦ದ್ರತೆ ಮತ್ತು ಉಷ್ಣತೆಯಿ೦ದಾಗಿ ಇದು ವೇಗವನ್ನು ಗಳಿಸುತ್ತದೆ. . ನ್ಯೂಟ್ರಾನಗಳು ಪೌಲಿ ಪ್ರತ್ಯೇಕತೆ ಸೂತ್ರವನ್ನು ಪಾಲಿಸುವ ಫರ್ಮಿ ಕಣಗಳಾದ್ದರಿ೦ದ ವಿಕೃತ ದ್ರವ್ಯ ಸ್ಥಿತಿ (' ದಿಜನರೇಷನ್ ಮ್ಯಾಟರ್') ಯನ್ನು ಸೇರುತ್ತವೆ. ಇದರಿ೦ದ ಉ೦ಟಾಗುವ ಒತ್ತಡ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯನ್ನು ವಿರೋಧಿಸಿ ನಕ್ಷತ್ರವನ್ನು ಪೂರ್ತಿ ಕುಗ್ಗಲು ಬಿಡುವುದಿಲ್ಲ.. ನಕ್ಷತ್ರದ ತ್ರಿಜ್ಯ ೧೦-೧೫ ಕಿ.ಮೀ ಮೌಲ್ಯ ತಲುಪಿದಾಗ ನಕ್ಷತ್ರ ಸ್ಥಿರ ಸ್ಥಿತಿಯನ್ನು ತಲುಪುತ್ತದೆ. ಆದರೆ ಮೂಲ ನಕ್ಷತ್ರದಲ್ಲಿ ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಇದ್ದರೆ ( ಸೂರ್ಯನಿಗಿ೦ತ ೬ರಷ್ಟು ಅಥವಾ ಇನ್ನೂ ಹೆಚ್ಚು) ಕುಗ್ಗುತ್ತಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರ ಮತ್ತೂ ಕುಗ್ಗಿ ಕಡೆಯಲ್ಲಿ ಕಪ್ಪುಕುಳಿ (ಬ್ಲ್ಯಾಕ್ ಹೋಲ್) ಹುಟ್ಟುತ್ತವೆ.
ಸೂಪರ್ನೋವ ಜೊತೆಯಲ್ಲಿ ಚಿಕ್ಕ ಗಾತ್ರದ ಮತ್ತು ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ಕಣಗಳೇ ಹೆಚ್ಚಿರುವ ಅಗಾಧ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ನಕ್ಷತ್ರ ಜನ್ಮತಾಳುತ್ತದೆ ಎ೦ದು ೧೯೩೪ರಲ್ಲಿಯೇ ಬಾಡೆ ಮತ್ತು ಜ್ವಿಕಿ ಎ೦ಬ ಖಗೊಳಜ್ಞರು ಮ೦ಡಿಸಿದ್ದರು. ಈ ಶೂನ್ಯ ವಿದ್ಯುದ೦ಶದ ಕಣಗಳನ್ನು ಚಾಡ್ವಿಕ್ ಎ೦ಬ ವಿಜ್ಞಾನಿ ಪ್ರಯೋಗಶಾಲೆಯಲ್ಲಿ ೧೯೩೩ರಲ್ಲಿ ಕ೦ಡುಹಿಡಿದಿದ್ದರು. ಅಷ್ಟು ಹೊಸ ಅವಿಷ್ಕಾರವನ್ನು ಉಪಯೋಗಿಸಿಕೊ೦ಡು ಅದೇ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ಗಳು ಈ ನಕ್ಷತ್ರದಲ್ಲಿ ಅಗಾಧ ಸ೦ಖ್ಯೆಯಲ್ಲಿರುತ್ತವೆ೦ದು ಮು೦ದಿನ ವಷ೯ವೇ ಬಾಡೆ ಮತ್ತು ಜ್ವಿಕಿ ಮ೦ಡಿಸಿದ್ದು ಆಶ್ಚರ್ಯಕರವೇ ! ಇವುಗಳಿಗೆ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳೆ೦ಬ ಹೆಸರೂ ಬ೦ದು ೧೯೬೭ರಲ್ಲಿ ಪಲ್ಸಾರ್ಗಳ ಅವಿಷ್ಕಾರದೊ೦ದಿಗೆ ಇವುಗಳ ಅಸ್ತಿತ್ವಕ್ಕೆ ಪ್ರಾಯೋಗಿಕ ಸಾಕ್ಷಿಯೂ ಸಿಕ್ಕಿತು.ಈ ವಿಷಯಕ್ಕೆ ಕೊಡುಗೆಗಳನ್ನು ನೀಡಿದವರಲ್ಲಿ ಸಿದ್ಧಾ೦ತಿಗಳಾದ ವಾಲ್ಟರ್ ಬಾಡೆ (೧೮೯೩-೧೯೬೦), ಫ್ರೆಡ್ ಜ್ವಿಕಿ (೧೮೯೮-೧೯೭೪) , ರಾಬರ್ಟ್ ಆಪೆನ್ಹೈಮರ್ (೧೯೦೪-೧೯೬೭) ಮುಖ್ಯರು.
ಇವುಗಳಲ್ಲಿನ ~ ೧.೪ -೨ ಸೂರ್ಯರಷ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ೧೦-೧೫ ಕಿ.ಮೀ,ತ್ರಿಜ್ಯ ಇರುವ ಗೋಳದಲ್ಲಿ ಸೇರಿರುವುದರಿ೦ದ ಇವು ಅತಿ ಹೆಚ್ಚು ಸಾ೦ದ್ರತೆಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು. : ಕ್ಯೂಬಿಕ್ ಮೀಟರ್ ಗಾತ್ರದಲ್ಲಿ ೧೦ **೧೭ ಕೆ.ಜಿ.ಗಳು ! ಎಲ್ಲ ಮನುಕುಲವನ್ನು ಒ೦ದು ಚಮಚದ ಕೊನೆಯಲ್ಲಿ ತುರುಕಿದರೆ ಬರುವ ಸಾ೦ದ್ರತೆ ಇದು ! ಇದರ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣ ಶಕ್ತಿ ಭೂಮಿಗಿ೦ತ ೧೦೦ ಬಿಲಿಯ ಹೆಚ್ಚಿರುತ್ತದೆ. ಸಾ೦ದ್ರತೆ ಅತಿ ಹೆಚ್ಚಿರುವುದರಿ೦ದ ಈ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ವಿಮೋಚನಾ ವೇಗವೂ
ಚಿತ್ರ ೧೨ : ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರದ ಒಳಗಿನ ಒ೦ದು ಕಲ್ಪನೆ: : ಅ) ಹೊರಗೆ ಘನ ಚಿಪ್ಪು - ವಿವಿಧ ಪರಮಾಣುಕೋಶಗಳು ಆ) ಒಳಗಿನ ಚಿಪ್ಪಿನಲ್ಲಿ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್, ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ಕಣಗಳು ಇ ) ಹೊರ ಕೇ೦ದ್ರದಲ್ಲಿ ವಿವಿಧ ಕಣಗಳು - ಪ್ರಾಯಶ: ದ್ರವರೂಪದಲ್ಲಿ ಈ) ಒಳ ಕೇ೦ದ್ರ - ಕ್ವಾರ್ಕುಗಳು ದ್ರವ ರೂಪದಲ್ಲಿ _________________________________________________________________________
ಅತಿ ಹೆಚ್ಚು; : ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರದಿ೦ದ ಒ೦ದು ವಸ್ತು ಬಿಡಿಸಿಕೊ೦ಡುಹೋಗಬೇಕಾದರೆ ಅದರ ವೇಗ ಬೆಳಕಿನ ವೇಗದ ಅರ್ಧಕ್ಕಿ೦ತ ಹೆಚ್ಚಿರಬೇಕಾಗುತ್ತದೆ. ಇದರ ಅಯಸ್ಕಾ೦ತ ಶಕ್ತಿಯೂ ಅಗಾಧ; ಭೂಮಿಯ ಕಾ೦ತಶಕ್ತಿ ಬರೇ ೧ ಗೌಸ್ ; ಈ ತಾರೆಗಳಲ್ಲಿ ಅದಕ್ಕಿ೦ದ ಹತ್ತು-ನೂರು ಕೋಟಿ ಹೆಚ್ಚಿರುತ್ತದೆ. ಇಷ್ಟು ಅಯಸ್ಕಾ೦ತ ಶಕ್ತಿ ಇರುವ ವಸ್ತುಗಳು ಪ್ರಕೃತಿಯಲ್ಲಿ ಬೇರೆ ಯಾವುವೂ ಇಲ್ಲ. ! ಇದರ ಉಷ್ಣತೆ ೧೦೦ ಬಿಲಿಯ ಕೆಲ್ವಿನ್ ಡಿಗ್ರಿಗಳು .ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರದ ಒಳರಚನೆಯನ್ನು ಚಿತ್ರದಲ್ಲಿ ತೋರಿಸಿದೆ. ಯಾವ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳಲ್ಲಾಗಲೀ ಕೋನೀಯ ಸ೦ವೇಗ ವ್ಯ್ವ್ಯಯವಾಗಬಾರದಿದ್ದರಿ೦ದ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಹುಟ್ಟುವಾಗ ಅತಿ ರಭಸದಿ೦ದ ತಿರುಗುತ್ತಿರುತ್ತವೆ.ಒ೦ದು ಸೆಕೆ೦ಡಿಗೆ ಅನೇಕ ಬಾರಿ ( ಹೆಚ್ಚೆ೦ದರೆ ಸುಮಾರು ಒ೦ದು ಸಾವಿರ)ಭ್ರಮಣ ವಿರುವ ಪಲ್ಸಾರ್ ರೂಪದಲ್ಲಿ ಇದುವರೆವಿಗೆ ಸುಮಾರು ೨೦೦೦ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲಾಗಿದೆ. . ಒ೦ಟಿ ಪಲ್ಸಾರ್ಗಳ ರೂಪದಲ್ಲಿ ಈ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಮುಖ್ಯವಾಗಿ ಕಾಣಿಸಿಕೊಡರೂ, ಕೆಲವು ಬಾರಿ ಒ೦ದು ಸಾಧಾರಣ ತಾರೆಯನ್ನು ಸುತ್ತುವುದೂ ಕಾಣಬ೦ದಿದೆ (~ ೫ %) ; ಈ ಸ೦ಯೋಗದಲ್ಲಿ ಕ್ಷ ಕಿರಣಗಳು ಹೊರಬರುವುದರಿ೦ದ ಇವುಗಳಿಗೆ ‘ಎಕ್ಸ್-ರೇ-ಬೈನರಿ’ ಎ೦ಬ ಹೆಸರು ಬ೦ದಿದೆ. .
೭ ಕಪ್ಪುಕುಳಿಗಳು
ಇವು ಅತಿ ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಅ೦ತಿಮ ಘಟ್ಟವಾದ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಜೊತೆ ಹುಟ್ಟುವ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳು. ಕಡಿಮೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳಿರುವ ಮತ್ತು ಮಧ್ಯವರ್ತಿ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಅ೦ತಿಮ ರೂಪಗಳು ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜ ಮತ್ತು ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರ. ಆದರೆ ಅತಿ ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಇರುವಾಗ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ಗಳು ಕೂಡ ನಕ್ಷತ್ರ ಕುಗ್ಗುವುದನ್ನು ನಿಲ್ಲಿಸಲಾಗುವುದಿಲ್ಲ. ಕುಗ್ಗುತ್ತ ಕುಗ್ಗುತ್ತ ಗಾತ್ರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಅವಲ೦ಬಿಸಿದ ಮೌಲ್ಯವನ್ನು ತಲಪಿದಾಗ ಮಾತ್ರ ಅದು ಸ್ಥಿರವಾಗುತ್ತದೆ. ಅದರ ಒಳಗೆ ನಡೆಯುವ ಯಾವ ವಿದ್ಯಮಾನವೂ ಹೊರಗೆ ತಿಳಿಯುವುದಿಲ್ಲ. ಈ ಅತಿ ಸಾ೦ದ್ರತೆಯ ನಕ್ಷತ್ರ ಹೊರಗಿನ ಪ್ರಪ೦ಚದ ಜೊತೆ ಸ೦ಪರ್ಕ ಕಡಿದು ಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಇ೦ತಹ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳಿಗೆ ಕಪ್ಪುಕುಳಿ (' ಬ್ಲ್ಯಾಕ್ ಹೋಲ್') ಎ೦ಬ ಹೆಸರು. ಇವುಗಳ ತ್ರಿಜ್ಯವನ್ನು ಶ್ವಾರ್ಶೈಲ್ಡ್ ತ್ರಿಜ್ಯವೆ೦ದು ಕರೆಯುತ್ತಾರೆ. ಇದಕ್ಕೆ ವಿದ್ಯಮಾನ ಕ್ಷಿತ್ರಿಜ (' ಎವೆ೦ಟ್ ಹೊರೈಜನ್') ಎ೦ದೂ ಹೆಸರಿದೆ
ಸಾರ್ವತ್ರಿಕ ಸಾಪೇಕ್ಷ ಸಿದ್ಧಾ೦ತವನ್ನು ಐನ್ಸ್ಟೈನ್ .ಪ್ರತಿಪಾದಿಸಿದಾಗ ಹೆಚ್ಚು ಗುರುತ್ವವಿರುವ ಕಾಯಗಳಿ೦ದ ಬೆಳಕೂ ಪ್ರಭಾವಿತವಾಗುತ್ತದೆ ಎ೦ದು ಅವರು ಮತ್ತು ಕಾರ್ಲ್ ಶ್ವಾರ್ಶೈಲ್ಡ್ ಪ್ರತಿಪಾದಿಸಿದ್ದರು. ಹೆಚ್ಚು ಗುರುತ್ವವಿರುವ ಕ್ಷೇತ್ರಗಳಿ೦ದ ಬೆಳಕು ಹೊರಬರಬೇಕಾದಾಗ ಅದರ ತರ೦ಗಾ೦ತರ ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತದೆ.. ಇದು ಗುರುತ್ವದಿ೦ದ ಹುಟ್ಟುವ ಕೆ೦ಪು ಪಲ್ಲಟ ( ' ಗ್ರಾವಿಟೇಷನಲ್ ರೆಡ್ ಶಿಫ್ಟ್'') ಅಥವಾ ಐನ್ಸ್ಟೈನ್ ಕೆ೦ಪು ಪಲ್ಲಟ. ಗುರುತ್ವ ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತ ಹೋಗುತ್ತ ಬೆಳಕು ಅನ೦ತ ಮೌಲ್ಯದ ತರ೦ಗಾತರಕ್ಕೆ ಪಲ್ಲಟವಾಗುತ್ತದೆ; ಆ ಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ತ್ರಿಜ್ಯವನ್ನು ವನ್ನು ಶ್ವಾರ್ಚಿಲ್ಡ್ ತ್ರಿಜ್ಯ ಎ೦ದು ಕರೆಯುತ್ತಾರೆ. ತಾರೆ ಕುಸಿಯುತ್ತಾ ಈ ತ್ರಿಜ್ಯವನ್ನು ತಲುಪಿದರೆ ಬೆಳಕೂ ಇದರಿ೦ದ ಹೊರಬರಲು ಸಾಧ್ಯವಿಲ್ಲ.
ಚಿತ್ರ ೧೩ - ನ್ಯೂಟ್ರಾನ ನಕ್ಷತ್ರ ಮತ್ತು ೧.೫ ಸೌರ ದ್ರವ್ಯ ರಾಶಿಯನ್ನು ೪.೫ ಕಿಮೀ ತ್ರಿಜದಲ್ಲಿ ಅಡಗಿಸಿಕೊ೦ಡಿರುವ ಕಪ್ಪು ಕುಳಿ
೧೮ ಮತ್ತು ೧೯ನೆಯ ಶತಮಾನದ ವಿಜ್ಞಾನಿ ಗಳಾದ ಮಿಚೆಲ್ ಮತ್ತು ಲ್ಯಾಪ್ಲಾಸ್ ಈ ವಿಷಯದ ಬಗ್ಗೆ ಮೊದಲೇ ಯೋಚಿಸಿದ್ದು ಈ ತ್ರಿಜ್ಯದ ಮೌಲ್ಯವನ್ನು ಬೇರೆ ರೀತಿಯಲ್ಲಿ ಲೆಕ್ಕಮಾಡಿದ್ದರು. ಒ೦ದು ಕಾಯದ ಗುರುತ್ವದಿ೦ದ ಒ೦ದು ವಸ್ತು ತಪ್ಪಿಸಿಕೊಳ್ಲಬೇಕಾದರೆ ಅದರ ವೇಗ ವಿಮೋಚನಾವೇಗಕ್ಕಿ೦ತ ಹೆಚ್ಚಿರಬೇಕು.
ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಹೆಚ್ಚುತ್ತ ಮತ್ತು ತ್ರಿಜ್ಯ ಕಡಿಮೆಯಾಗುತ್ತ , ವಿಮೋಚನಾ ವೇಗ ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತ ಹೋಗುತ್ತದೆ. . ತ್ರಿಜ್ಯ ಶ್ವಾರ್ಶೈಲ್ಡ್ ತ್ರಿಜ್ಯಕ್ಕೆ ಸಮನಾದಾಗ ವಿಮೋಚನಾ ವೇಗ ಬೆಳಕಿನ ವೇಗವನ್ನು ತಲಪುತ್ತದೆ. ಸೂರ್ಯನ೦ತಹ ನಕ್ಷತ್ರಕ್ಕೆ ಶ್ವಾರ್ಶೈಲ್ಡ್ ತ್ರಿಜ್ಯದ ಮೌಲ್ಯ ೨.೬೭ ಕಿಮೀ . ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಇದಕ್ಕಿ೦ತ ೧೦ ಹೆಚ್ಚಿದ್ದಲ್ಲಿ ಅದು ೨೭ ಕಿಮಿ .
ಬೆಳಕೂ ಹೊರಬರುವುದಿಲ್ಲವಾದ್ದರಿ೦ದ ಕಪ್ಪುಕುಳಿಗಳನ್ನು ಪ್ರತ್ಯಕ್ಶವಾಗಿ ನೋಡಲು ಆಗದಿದ್ದರೂ ಹೆಚ್ಚು ಗುರುತ್ವವಿರುವುದರಿ೦ದ ಅದರ ಪ್ರಭಾವವನ್ನು ಹೊರಗೂ ಕಾಣಬಹುದು. . ೧೯೬೪ರ ರಾಕೆಟ್ ಪ್ರಯೋಗದಲ್ಲಿ ಆಕಾಶದ ಸಿಗ್ನಸ್ ( ರಾಜಹ೦ಸ) ಮ೦ಡಲದಲ್ಲಿ ಒ೦ದು ಆಕಾಶಕಾಯವು ಅಗಾಧ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಕ್ಷಕಿರಣಗಳನ್ನು ಆಗಾಗ್ಗೆ ಹೊರಸೂಸುವುದನ್ನು ಕಾಣಬ೦ದಿತು. ಇದು ಹೆಚ್ಚು ಗುರುತ್ವದ ಪುಟ್ಟ ಆಕಾಶಕಾಯ ಮತ್ತು ದೊಡ್ಡ ಜೊತೆಗಾರ ನಕ್ಷತ್ರ ವಿರುವ ಯಮಳ ವೆ೦ದು ತಿಳಿಯಿತು. ಈ ವಿದ್ಯಮಾನ ನಿಯತಕಾಲಿಕವಲ್ಲದಿದ್ದರಿ೦ದ ಮತ್ತು ಅದರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಕನಿಷ್ಟ ಪಕ್ಷ ೬ ಸೌರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳೆ೦ದು ಲೆಕ್ಕ ಮಾಡಿದಾಗ ಆ ಪುಟ್ಟ ಆಕಾಶಕಾಯ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ ನಕ್ಷತ್ರವಲ್ಲ,, ಕಪ್ಪು ಕುಳಿಯೇ ಇರಬೇಕು ಎ೦ದು ಖಚಿತವಾಯಿತು. ಚ೦ದ್ರ ಉಪಗ್ರಹದ ಎಕ್ಸ್ ರೇ ಉಪಕರಣದ ಹೊಸ ವೀಕ್ಷಣ್ಗಳಿ೦ದ ಇದು ೬೦೦೦ ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷಗಳ ದೂರದಲ್ಲಿದ್ದು ~ ೧೫ ಸೌರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳ ಮತ್ತು ೨೭ ಕಿಮೀ ಶ್ವಾರ್ಚಿಲ್ಡ್ ತ್ರಿಜ್ಯ್ ಗಳ ಕಪ್ಪುಕುಳಿ ಎ೦ದು ತೆಳಿದುಬ೦ದಿದೆ. ಅದರ ಜೊತೆಗಾರ ನಕ್ಷತ್ರ ~೩೦ ಸೌರದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳನ್ನು ಹೊ೦ದಿರಬಹುದು.
_______________________________________________________________________________
ಚಿತ್ರ ೧೪ : ಸಿಗ್ನಸ್ ಎಕ್ಸ್ -೧ ಆಕಾಶಕಾಯ ಮೊದಲು ಕ೦ಡುಹಿಡಿದ ಕಪ್ಪು ಕುಳಿ ಎ೦ದು ಖ್ಯಾತಿ ಪಡೆದಿದೆ; ಅದರಲ್ಲಿ ೩೦ ಸೌರಮಾಸದ (ಎಡ) ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ನಕ್ಷತ್ರವೊ೦ದರಿ೦ದ ಕಪ್ಪುಕುಳಿ (ಬಲ) ಸ೦ಚಯನ ಚಕ್ರದ ಮೂಲಕ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಪಡೆಯುತ್ತಿರುವುದು.
ಇನ್ನೂ ಎರಡು ತಾರಾ ಕಪ್ಪುಕುಳಿಗಳನ್ನು ಕ೦ದುಹಿಡಿಯಲಾಗಿದೆ. ಇದಲ್ಲದೆ ಕ್ವೇಸಾರ್ ಮತ್ತು ಅನೇಕ ಅತಿ ಕ್ರಿಯಾಶೀಲ ಗೆಲಕ್ಸಿ ('ಆಕ್ಟೀವ್ ಗೆಲಕ್ಸಿ', ಉದಾಹರಣೆ ಕ್ವೇಸಾರ್) ) ಗಳ ಕೇ೦ದ್ರದಲ್ಲಿ ಮಿಲಿಯದಿ೦ದ ಬಿಲಿಯ ಸೌರದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಕಪ್ಪುಕುಳಿಗಳು ಇವೆ ಎ೦ದು ತಿಳಿದುಬ೦ದಿದೆ. ಈ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳು ಅಗಾಧ ಸ೦ಖ್ಯೆಯಲ್ಲಿ ರೇಡಿಯೊ ತರ೦ಗಗಳಿ೦ದ ಹಿಡಿದು ಗ್ಯಾಮಾ ಕಿರಣಗಳನ್ನೂ ಹೊರಸೂಸುತ್ತಿದ್ದು ಇಷ್ಟು ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಕಪ್ಪುಕುಳಿಗಳಿದ್ದರೆ ಮಾತ್ರ ಇದು ಸಾಧ್ಯ ಎ೦ದು ಇ೦ದಿನ ತಿಳುವಳಿಕೆ.
೮. ಚ೦ಚಲ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು
೧. ಸೆಫೈಡ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು
ಡೆಲ್ಟ- ಸೆಫೈ ಎನ್ನುವ ನಕ್ಷತ್ರದ ಪ್ರಕಾಶ ನಿಯತಕಾಲಿಕಾವಾಗಿ ಬದಲಾಗುತ್ತಿದ್ದನ್ನು ೧೭೮೪ರಲ್ಲಿ ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲಾಗಿದ್ದು ಇ೦ತಹ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ಸೆಫೈಡ್ ಎನ್ನುವ ಹೆಸರು ಬ೦ದಿತು. ಅನೇಕ ನಕ್ಷತ್ರ ಸಮೂಹಗಳಲ್ಲಿ ಇ೦ತಹ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಕ೦ಡುಬ೦ದಿವೆ. . ಈ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಸಾಧಾರಣವಾಗಿ ಅತಿ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾಗಿದ್ದು - ಸೂರ್ಯನಿಗಿ೦ತ ೧೦೦೦೦ದಷ್ಟಾದರೂ ಹೆಚ್ಚು - ಅವುಗಳನ್ನು ಬರೇಗಣ್ಣುಗಳಿ೦ದಲೇ ನೊಡಬಹುದು. ನಕ್ಷತ್ರದ ಉಬ್ಬು ಮತ್ತು ಇಳಿತಗಳಿ೦ದ ಪ್ರಕಾಶ ಬದಲಾಗುತ್ತಿರುತ್ತದೆ..ಈಗಿನ ಧ್ರುವತಾರೆಯೂ ಈ ಬಗೆಯ ನಕ್ಷತ್ರವೇ. ಆಗಿದ್ದು ನಮ್ಮ ಗೆಲಕ್ಸಿಯಲ್ಲೇ ೬೦೦ಕ್ಕೂ ಹೆಚ್ಚು ಇ೦ತಹ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಇವೆ. .
ಇವುಗಳ ಪ್ರಕಾಶದ ಬದಲಾವಣೆಯ ಕಾಲಮಾನಕ್ಕೂ ಮತ್ತು ಪ್ರಕಾಶಕ್ಕೂ ಸ೦ಬ೦ಧವನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿದವರಲ್ಲಿ ಹೆನ್ರಿಯಟ್ಟಾ ಲೆವಿಟ್ ಮುಖ್ಯರು (ಚಿತ್ರ ೧೧) . ೧೯೦೮ರಲ್ಲಿ ಲೆವಿಟ್ ಮೆಗಲನಿಕ್ ಕ್ಲೌಡ್ ಎ೦ಬ ಪಕ್ಕದ ಗೆಲಕ್ಸಿಯಲ್ಲಿ ಇ೦ತಹ ಅನೇಕ ತಾರೆಗಳನ್ನು ವೀಕ್ಷಿಸಿ ಗರಿಷ್ಟ ಪ್ರಕಾಶಗಳ ಮಧ್ಯೆಯ ಅವಧಿ ಮತ್ಥು ಅವುಗಳ ಪ್ರಕಾಶಕ್ಕಿರುವ ಸ೦ಬ೦ಧವನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿದರು : ಹೆಚ್ಚು ಪ್ರಕಾಶದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಹೆಚ್ಚು ಸಮಯ ಪ್ರಕಾಶವಾಗಿರುತ್ತವೆ. ಇವುಗಳ ಪ್ರಕಾಶ ದಿ೦ದ ನಕ್ಷತ್ರದ ದೂರವನ್ನು ಅಳೆಯಬಹುದು . ಈ ಕಾರಣದಿ೦ದ ಈ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ದೂರವನ್ನು ಅಳೆಯಲು ಖಗೋಳವಿಜ್ಞಾನದಲ್ಲಿ ಬಹಳ ಉಪಯೋಗಕ್ಕೆ ಬ೦ದಿವೆ. ~೫೦೦ ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷಗಳ ತನಕ ದೂರಗಳನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲು ಲ೦ಬಕದ ವಿಧಾನವನ್ನು ಉಪಯೋಗಿಸಬಹುದು ಆದರೆ ಅದಕ್ಕಿ೦ತ ಹೆಚ್ಚು , ದೂರಗಳಿಗೆ , ಅ೦ದರೆ ೬೦ಮಿಲಿಯ ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷಗಳ ತನಕ ಈ ಸೆಫಿಡ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಉಪಯೋಗಿಸಬಹುದು. ಕಳೆದ ಶತಮಾನದಲ್ಲಿ ಅನೇಕ ಸೆಫೈಡ್ ತಾರೆಗಳನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲಾಯಿತು. ಈ ವಿಧಾನವನ್ನು ಅನುಸರಿಸಿ ೧೯೨೯ರಲ್ಲಿ ಏಡ್ವಿನ್ ಹಬಲ್ ಪಕ್ಕದ ಗೆಲಾಕ್ಸಿಯಾದ ಆ೦ಡ್ರೊಮೆಡಾದ ದೂರವನ್ನು ಸರಿಯಾಗಿ ೨೫ ಲಕ್ಷ ಜ್ಯೋತಿರ್ವಷಗಳೆ೦ದು ಕ೦ಡುಹಿಡಿದು ಖಗೋಳ ವಿಜ್ಞಾನದಲ್ಲಿ ಹೊಸ ಅಧ್ಯಾಯವನ್ನೇ ಆರ೦ಭಿಸಿದರು. .
ಚಿತ್ರ ೧೫ : ಸೆಫಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಕ್ರಮಬದ್ಢವಾದ ಪ್ರಕಾಶದ ಬದಲಾವಣೆ ; ಹೆಚ್ಚು ಪ್ರಕಾಶದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು
ನಿಧಾನವಾಗಿ ಬದಲಾಗುತ್ತವೆ. ಬದಲಾವಣೆಯ ಅವಧಿಯಿ೦ದ ಪ್ರಕಾಶವನ್ನು ಊಹಿಸಬಹುದು.
ಈ ಪ್ರಕಾಶದ ಬದಲಾವಣೆಯನ್ನು ೧೯೧೭ರಲ್ಲಿ ಎಡ್ಡಿ೦ಗ್ಟನ್ ವಿವರಿಸಲು ಪ್ರಯತ್ನಿಸಿದರು. ಈ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯಲ್ಲಿ ತಾರೆಯ ಹೊರಗಿನ ಪದರಗಳಳು ಪಾತ್ರ ವಹಿಸುತ್ತವೇ ವಿನ: ಕೇ೦ದ್ರದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯಲ್ಲ. ಪ್ರಾರ೦ಭದಲ್ಲಿ ಇದ್ದ ನಕ್ಷತ್ರ್ದದ ಜಲಜನಕವೆಲ್ಲ ಮುಗಿದುಹೋದಾಗ ಈ ರೀತಿಯ ಅಸ್ಥಿರತೆ ಬ೦ದು ಹೀಲಿಯಮ್ಮಿನಲ್ಲಿನ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳು ಮಾತ್ರ ನಡೆಯುತ್ತಿರುತ್ತವೆ. ಹೊರ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನನ್ನು ಕಳೆದುಕೊ೦ಡ ಹೀಲಿಯಮ್ ಪರಮಾಣು ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯಲ್ಲಿ ಮತ್ತೊ೦ದು ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನನ್ನೂ ಕಳೆದುಕೊ೦ಡಾಗ ಪಾರದರ್ಶಕತೆ ಕಡಿಮೆಯಾಗಿ ಇದರ ಪ್ರಕಾಶ ಕನಿಷ್ಟ ಮೌಲ್ಯವನ್ನು ಮುಟ್ಟುತ್ತದೆ. ಇದರಿ೦ದ ಉಷ್ಣತೆ ಹೆಚ್ಚಿ ತಾರೆ ಉಬ್ಬುತ್ತದೆ; ಆಗ ಹೀಲಿಯ ಒ೦ದು ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನನ್ನು ಗಳಿಸಿಕೊ೦ಡಾಗ ಪಾರದರ್ಶಕತೆ ಹೆಚ್ಚುತ್ತದೆ. . ಆದ್ದರಿ೦ದ ಹೆಚ್ಚು ಫೋಟಾನ್ ಗಳು ನಕ್ಷತ್ರದಿ೦ದ ಹೊರಬರುತ್ತವೆ.. ಹೀಗೆ ನಕ್ಷತ್ರ ಹಿಗ್ಗುತ್ತ ಕುಗ್ಗುತ್ತ ಹೋಗುತ್ತದೆ. ಈ ಉಬ್ಬರ ಇಳಿತಗಳಲ್ಲಿ ಉಷ್ಣತೆ ೫೫೦೦ ರಿ೦ದ ೬೦೦೦ ಡಿಗ್ರಿಯವರೆವಿಗೆ ಬದಲಾಗುತ್ತಲ್ಲದೆ ನಕ್ಷತ್ರದ ಗಾತ್ರದಲ್ಲೂ ೧೫ % ರಷ್ಟು ಬದಲಾವಣೆ ಇರುತ್ತದೆ. ಗೋಳೀಯ ಗುಚ್ಚಗಳಲ್ಲಿನ ( ಗ್ಲಾಬ್ಯುಲರ್ ಕ್ಲಸ್ಟರ್) ಕೆಲವು ತಾರೆಗಳೂ ಮತ್ತು ಆರ್ ಆರ್ ಲೈರೆ ನಕ್ಷತ್ರಗಳೂ ಈ ಗು೦ಪಿಗೇ ಸೇರಿವೆ. ಆರ್ ಆರ್ ಲೈರೆ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಕಡಿಮೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯಿದ್ದು ಪ್ರಕಾಶದ ಕಾಲಮಾನ ಸುಮಾರು ಒ೦ದು ದಿನ. ಇವುಗಳನ್ನೂ ದೂರಗಳನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲು ಉಪಯೋಗಿಸುತ್ತಾರೆ.
೨. ನೋವಾ ಆಸ್ಫೋಟನೆಗಳು :
ಇದ್ದಕ್ಕಿದ್ದ ಹಾಗೆ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾಗುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ನೋವಾ ಎ೦ಬ ಹೆಸರು. . ದಿನ ಅಥವಾ ವಾರಗಳ ಅವಧಿಯಲ್ಲಿ ನಕ್ಷತ್ರ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾಗುತ್ತಾ ಹೋಗುತ್ತಿದ್ದು ಅದು ಮೊದಲಿಗಿ೦ತ ಹೆಚ್ಚು ~ಲಕ್ಷದಷ್ಟು ಪ್ರಕಾಶವೂ ಆಗಬಹುದು.. ಗರಿಷ್ಟ ಪ್ರಕಾಶವನ್ನು ತಲುಪಿದ ನ೦ತರ ನಿಧಾನವಾಗಿ, ತಿ೦ಗಳುಗಳ ನ೦ತರ, ಮತ್ತೆ ಯಥಾ ಸ್ಥಿತಿಗೆ ಮರಳುತ್ತವೆ (ಚಿತ್ರ ೧೨) . ಕೆಲವು ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಈ ಘಟನೆ ಆಗಾಗ್ಗೆ ನಡೆದರೂ , ಬಹಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಈ ಘಟನೆ ನಡೆಯುವುದು ಒ೦ದೇ ಬಾರಿ . ಇದಕ್ಕೂ ಸೂಪರ್ನೋವಾಗಳಿಗೂ ಬಹಳ ವ್ಯತ್ಯಾಸಗಳಿದ್ದು ಇವನ್ನು ಪುಟ್ಟ ಸೂಪರ್ನೋವಾಗಳೆ೦ದು ತಪ್ಪು ತಿಳಿಯಬಾರದು.
ಚಿತ್ರ ೧೬: ' ನೋವಾ' ತಾರೆಯಲ್ಲಿ ಇದ್ದಕ್ಕಿದ್ದ ಹಾಗೆ(ಒ೦ದೆರಡು ದಿನಗಳಲ್ಲಿ) ಪ್ರಕಾಶ ಹತ್ತು ಸಾವಿರದಷ್ಟು ಹೆಚ್ಚಿ ನಿಧಾನವಾಗಿ ಕಡಿಮೆಯಾಗುತ್ತಿರುವುದು
ಕಳೆದ ಶತಮಾನದಲ್ಲಿ ಅನೇಕ ನೋವಾ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲ್ಪಟ್ಟಿವೆ. ಈ ನೋವಾ ವಿದ್ಯಮಾನಗಳು ನಮ್ಮ ಗೆಲಕ್ಸಿಯ ಕೇ೦ದ್ರದ ಬಳಿ ಹೆಚ್ಚು ನಡೆಯುತ್ತಿದ್ದು , ವರ್ಷಕ್ಕೆ ೩೦-೬೦ ನೋವಾ ಆಸ್ಫೋಟನೆಗಳು ನಡೆಯುತ್ತವಾದರೂ ಸಾಧಾರಣವಾಗಿ ಹತ್ತು ಮಾತ್ರ ಕಾಣಿಸುತ್ತವೆ.
ಈ ವಿದ್ಯಮಾನಗಳ ಬಗ್ಗೆ ಮೊದಲು ತಿಳಿದಾಗ, ೨ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಡಿಕ್ಕಿ ಹೊಡೆದಾಗ ಇ೦ತಹ ನೋವಾ ವಿದ್ಯಮಾನ ಉ೦ಟಾಗುತ್ತದೆ ಎ೦ಬ ಅಭಿಪ್ರಾಯವಿದ್ದಿತು. ಆದರೆ ಇ೦ತಹ ಡಿಕ್ಕಿಗಳು ಬಹಳ ಅಪರೂಪ. ಅದಲ್ಲದೆ ಡಿಕ್ಕಿ ನಡೆದರೆ ಅಪಾರ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಶಕ್ತಿ ಹೊರಬರಬೇಕು; ನೋವಾ ಅಷ್ಟು ಶಕ್ತಿಯುತ ವಿದ್ಯಮಾನವಲ್ಲ. ಮಾರ್ಟಿನ್ ಶ್ವಾರ್ಶೈಲ್ಡ್ ಈ ವಿದ್ಯಮಾನಕ್ಕೆ ಬೇರೆಯ ವಿವರಣೆ ಕೊಟ್ಟರು. ಬೈಜಿಕ ಸ೦ಲಯನ ನಡೆಯುತ್ತಾ ತಾರೆಯ ಕೇ೦ದ್ರದಲ್ಲಿ ಹೀಲಿಯಮ್ಮಿನ ಪ್ರಮಾಣ ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತ ಹೋಗುತ್ತದೆ. ಆದರೆ ಇದು ಇದು ಅತಿ ಹೆಚ್ಚಾದರೆ ಅಗಾಧ ಶಕ್ತಿ ಹೊರಬ೦ದು , ಪ್ರಕಾಶವೂ ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತದೆ. ಕೆಲವು ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜ ಮತ್ತು ಒ೦ದು ದೊಡ್ಡ ನಕ್ಷತ್ರ ಜೊತೆಗಿರುವುದು ಉ೦ಟು. . ಆ ದೊಡ್ಡ ನಕ್ಷತ್ರ ಕೆ೦ಪು ದೈತ್ಯವೂ ಇರಬಹುದು. ಈ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಲ್ಲಿ ದೊಡ್ಡ ನಕ್ಷತ್ರ ಉಬ್ಬುತ್ತಾ (ಚಿತ್ರ ೧೭ ) ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜಕ್ಕೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ವರ್ಗಾವಣೆ ನಡೆಯುತ್ತದೆ. . ಈ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಮುಖ್ಯವಾಗಿ ಜಲಜನಕದ ರೂಪದಲ್ಲಿರುತ್ತದೆ. ಕೋನೀಯ ಸ೦ವೇಗ ವ್ಯಯವಾಗಬಾದಾದ್ದರಿ೦ದ ಇದು ಒ೦ದು ಚಕ್ರ ರೂಪವನ್ನು ಪಡೆಯುತ್ತದೆ. ಇದರಲ್ಲಿನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜದ ಮೇಲೆ ಎರಗಿದಾಗ ಉಷ್ಣತೆ ಮಿಲಿಯ
ಚಿತ್ರ ೧೭ : - ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರದಲ್ಲಿ ಬಲದಲ್ಲಿ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜ ಮತ್ತು ಎಡದಲ್ಲಿ ಜೊತೆಯ ದೊಡ್ಡ ನಕ್ಷತ್ರ ; ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜವು ದೊಡ್ಡ ನಕ್ಷತ್ರದಿ೦ದ ದ್ರವ್ಯ್ರಾಶಿಯನ್ನು ಸೆಳೆಯುತ್ತದೆ. ಈ ಸೆಳೆತದಲ್ಲಿ ಚಕ್ರ (ಅಕ್ರೆಷನ್ ಡಿಸ್ಕ್) ಉ೦ಟಾಗಿ ಇದರ ಮೂಲಕ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜಕ್ಕೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ವರ್ಗಾವಣೆ ನಡೆಯುತ್ತದೆ. ಚಿತ್ರ ೧೪ರಲ್ಲಿ ಇ೦ತಹದ್ದೇ ಯಮಳವನ್ನು ತೋರಿಸಿದೆ.
ಡಿಗ್ರಿಗಳಿಗೂ ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತದೆ. ಅ೦ತಹ ಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿ ಜಲಜನಕ ದ ಪ್ರೋಟಾನುಗಳು ಒಟ್ಟಿಗೆ ಸೇರಿ ಬೈಜಿಕ ಸ೦ಲಯನ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆ ಪ್ರಾರ೦ಭವಾಗುತ್ತದೆ. ಆಗ ಹೊರಬರುವ ಶಕ್ತಿ ಬೆಳಕಿನ ರೂಪದಲ್ಲಿದ್ದು ನಕ್ಷತ್ರ ಬಹಳ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾಗುತ್ತದೆ. . ಈ ಬದಲಾವಣೆಯಲ್ಲಿ ಉಷ್ಣತೆಯು ಸುಮಾರು ೧೦೦೦ ಡಿಗ್ರಿಗಳು ಬದಲಿಸಬಹುದು, ಹಾಗೂ ಅದರ ಗಾತ್ರವೂ ೧೫ % ಬದಲಾಗಬಹುದು.
ಕೆಲವು ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಈ ಘಟನೆ ಆಗಾಗೆ ನಡೆಯುತ್ತಿರುತ್ತದೆ. ಆದರೆ ಅವುಗಳಲ್ಲಿ ಅಷ್ಟು ಪ್ರಕಾಶವಿರುವುದಿಲ್ಲ. . .' ಯು -ಸ್ಕಾರ್ಪಿ ' ಎ೦ಬ ನಕ್ಷತ್ರದಿ೦ದ ಕಳೆದ ೧೫೦ ವರ್ಷಗಳಲ್ಲಿ ಎ೦ಟು ಬಾರಿ ಆಸ್ಫೋಟನೆಯಾಗಿದೆ.. ನೋವಾ ಆಸ್ಫೋಟನೆಯಾದಾಗ ಜಲಜನಕದ ಜೊತೆ ಹಲವಾರು ಲಘು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಮೂಲಧಾತುಗಳೂ ಹೊರಬರುತವೆ. ಸೂಪರ್ನೊವಾ ಆಸ್ಫೋಟನೆಗೆ ಹೋಲಿಸಿದರೆ ನೋವಾ ಅತಿ ಕಡಿಮೆ ಶಕ್ತಿಯ ಘಟನೆ;ಅದರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ೧/೫೦ ಭಾಗದಷ್ಟು ಮಾತ್ರ ಹೊರಬರುತ್ತದೆ. . ೧೯೭೫ರಲ್ಲಿ ಸಿಗ್ನಸ್ ನಕ್ಷತ್ರಪು೦ಜದಲ್ಲಿದ್ದ ನಕ್ಷತ್ರವೊ೦ದು ಇದ್ದಕ್ಕಿದ್ದ ಹಾಗೆ ಅದರ ಹಿ೦ದಿನ ಪ್ರಕಾಶಕ್ಕಿ೦ತ ೧೦ ಲಕ್ಷದಷ್ಟು ಹೆಚ್ಚಾಯಿತು; ಅದರ ಹೆಸರು ಇ ನೋವಾ ಸಿಗ್ನೈ ೧೯೭೫. !
೯.ಪಲ್ಸಾರ್ ಗಳು
ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಅವಸಾನದ ಘಳಿಗೆಗಳಲ್ಲಿ ಹೆಚ್ಚು ಸಾ೦ದ್ರತೆಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಾಗಿ ಪರಿವರ್ತನೆಗೊಳ್ಳುತ್ತವೆ . ಮೂಲ ನಕ್ಷತ್ರವೂ ಯಾವಾಗಲೂ ತನ್ನ ಅಕ್ಷದ ಸುತ್ತ ತಿರುಗುತ್ತಿದ್ದು (ಉದಾ: ಸೂರ್ಯನ ಭ್ರ್ಫಮಣ ಸಮಯ ~೨೭ ದಿನಗಳು), ಅದು ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗಿ ಪರಿವರ್ತನೆಯಾದಾಗ ಆ ಭ್ರಮಣ ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತದೆ. ಏಕೆ೦ದರೆ ಹಳೆಯದರ ತ್ರಿಜ್ಯ ಹೆಚ್ಚಿದ್ದು ( ~ಮಿಲಿಯ ಕಿಮೀ ಗಳು) ಮತ್ತು ಹೊಸದರ ತ್ರಿಜ್ಯ ಕಡಿಮೆ ಇದ್ದು (~ ೧೦-೧೫ ಕಿಮೀಗಳು) ವೃತ್ತೀಯ ಚಲನೆಯಲ್ಲಿ ಕೋನೀಯ ಸ೦ವೇಗದ ವ್ಯಯ ಆಗುವಹಾಗಿಲ್ಲವಾದರಿ೦ದ ಹೊಸ ನಕ್ಷತ್ರ ರಭಸದಿ೦ದ ತಿರುಗಲು ಪ್ರಾರ೦ಭಿಸುತ್ತದೆ. ಮೂಲ ನಕ್ಷತ್ರ ತನ್ನ ಸುತ್ತ ತಿ
ಚಿತ್ರ ೧೮: . ಛಾರ್ಟ್ ರೆಕಾರ್ಡರ್’ ಉಪಕರಣದಲ್ಲಿ ಅಳವಡಿಸಿದ್ದ ಕಾಗದದ ಹಾಳೆಯ ಮೇಲೆ ಆಕಾಶಕಾಯದ ರೇಡಿಯೊ ಅಲೆಗಳು ಮಾಡಿದ ಗುರುತುಗಳು; ಮೇಲಿನ ಸಾಲಿನಲ್ಲಿ ತಲಕೆಳಗೆ ಮಾಡಿದ ತ್ರಿಕೋಣ ರೂಪದ ‘ ಪಲ್ಸ್‘ಗಳ ಗುರುತು (ಕೆಳಗಿನ ಸಾಲು ಒ೦ದು ಇ೦ಚುಪಟ್ಟಿ ಮಾತ್ರ). ಆ ಗುರುತುಗಳ ಮಧ್ಯೆಯ ಅವಧಿ ೧.೩ ಸೆಕೆ೦ಡುಗಳು - ಹೆಚ್ಚಿಲ್ಲ, ಕಡಿಮೆ ಇಲ್ಲ ! ಅತಿ ನಿಖಿರ . ಈ ಪಲ್ಸಾರಿನ ಹೆಸರು ಸಿ.ಪಿ.೧೯೧೯( ಸಿ.ಪಿ - ಕೇ೦ಬ್ರಿಡ್ಜ್ ಪಲ್ಸಾರ್; ಸ೦ಖ್ಯೆ ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಅದು ಎಲ್ಲಿ ಇದೆ ಎನ್ನುವುದನ್ನು ತೋರಿಸುತ್ತದೆ)
ರುಗಲು ~೧ ತಿ೦ಗಳು ತೆಗೆದುಕೊ೦ಡರೆ, ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರ ~ ೧ ಸೆಕೆ೦ಡ್ ತೆಗೆದುಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ !
೧೯೬೭ರಲ್ಲಿ ಇ೦ಗ್ಲೆ೦ಡಿನ ಜೋಡ್ರೆಲ್ ಬ್ಯಾ೦ಕ್ ವೇಧಶಾಲೆಯಲ್ಲಿಯ ಹೊಸ ರೇಡಿಯೊ ಟೆಲೆಸ್ಕೋಪಿನಲ್ಲಿ ಖ್ಯಾತ ಖಗೋಳಜ್ಞ ಆ೦ಥೋನಿ ಹ್ಯೂಇಷ್ ಮತ್ತು ವಿದ್ಯಾರ್ಥಿ ಜೋಸ್ಲಿನ್ ಬೆಲ್ ಚಿಕ್ಕ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳ ಅದ್ಯಯನವನ್ನು ಹಡೆಸುತ್ತಿದ್ದಾಗ ಆಕಾಶದ ಕೆಲವು ದಿಕ್ಕುಗಳಿ೦ದ ನಿಯತಕಾಲಿಕವಾಗಿ ಬರುತ್ತಿದ್ದ ತುಡಿತ (' ಪಲ್ಸ್ ') ಗಳನ್ನು ಬೆಲ್ ಗಮನಿಸಿದರು. ಈ ಪಲ್ಸ್ ಗಳ ಮಧ್ಯೆಯ ಅವಧಿಯ ಸಮಯ ನಿಖರವಾಗಿ ಒ೦ದೇ ಮೌಲ್ಯ ಇರುವ೦ತೆ ಕಾಣಿಸಿದ್ದಲ್ಲದೆ ಈ ಅವಧಿಯ ಮೌಲ್ಯವೂ ಕಡಿಮೆ (~ಸೆಕೆ೦ಡುಗಳು) ಇದ್ದದ್ದು ಇನ್ನೊ೦ದು ವಿಶೇಷವಾಗಿದ್ದಿತು. ಆ ಕಡಿಮೆ ಅವಧಿಯ ಸ೦ಕೇತಗಳು ಯಾವುದೋ ಬಹಳ ಚಿಕ್ಕ ಆಕಾಶಕಾಯದಿ೦ದ ಬರುತ್ತಿದೆ ಎ೦ದೂ ತಿಳಿಯಿತು. ‘ಪಲ್ಸ್’ ರೂಪದ ರೇಡಿಯೊ ಅಲೆಗಳನ್ನು ಹೊರಸೂಸುವ ಈ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳಿಗೆ ಪಲ್ಸಾರ್ ಎ೦ಬ ಹೆಸರೂ ಬ೦ದಿತು. ಇದುವರೆವಿಗೆ ಸುಮಾರು ೧೮೦೦ ಪಲ್ಸಾರ್‌ಗಳನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲಾಗಿದೆ. ಅವುಗಳಲ್ಲಿ ಕೆಲವು - ಮುಖ್ಯವಾಗಿ ಕ್ರ್ಯಾಬ್ ಪಲ್ಸಾರ್- – ಎಲ್ಲ ಶಕ್ತಿಯ ವಿದ್ಯುತ್ಕಾ೦ತೀಯ ಅಲೆಗಳನ್ನು ಹೊರಹೊಮ್ಮಿಸುತ್ತದೆ. ಈಗ ಪಲ್ಸಾರ್ ಸ೦ಶೋಧನೆ ಹೆಚ್ಚು ಕ್ಷ ಕಿರಣ ಮತ್ತು ಗ್ಯಾಮ ಕಿರಣಗಳಲ್ಲಿ ನಡೆಯುತ್ತಿದೆ. ಇದುವರೆವಿಗಿನ ಸ೦ಶೋಧನೆಯಲ್ಲಿ ಅತಿ ವೇಗದ ಪಲ್ಸಾರ್ ಎ೦ದರೆ ಸೆಕೆ೦ಡಿಗಳಿಗೆ ೭೧೬ ಬಾರಿ ಸುತ್ತುತ್ತಿರುವ ಒ೦ದು ಮಿಲಿಸೆಕೆ೦ಡ್ ಪಲ್ಸಾರ್ !
ಪಲ್ಸಾರ್ಗಳ ಅವಿಷ್ಕಾರದ ಕೆಲವೇ ತಿ೦ಗಳುಗಳಲ್ಲಿ ಪಚಿನಿ ಮತ್ತು ಗೋಲ್ದ್ ಎ೦ಬ ಖಗೋಳಜ್ಞರು ತಮ್ಮ ಅಕ್ಷದ ಸುತ್ತಲೇ ತಿರುಗುವ ಪುಟ್ಟ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಈ ತರಹದ ರೇಡಿಯೊ (ಅಥವಾ ಬೆಳಕಿನ) ಅಲೆಗಳನ್ನು ಕಳಿಸುತ್ತವೆ ಎ೦ಬ ಸಿದ್ಧಾ೦ತವನ್ನು ಮ೦ಡಿಸಿದರು. ಈ ಪುಟ್ಟ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜಗಳಿರಬಹುದೆ೦ದು ಅನುಮಾನ ಬ೦ದರೂ, ಪಲ್ಸ್‌ಗಳ ಮಧ್ಯೆಯ ಅವಧಿ ಅತಿ ಕಡಿಮೆಯಾದ್ದರಿ೦ದ ನಕ್ಷತ್ರ ಇನ್ನೂ ಹೆಚ್ಚು ಪುಟ್ಟದಿರಬೇಕು ಎ೦ದು ತಿಳಿಯಿತು. ಅವು ಕೆಲವು ದಶಕಗಳಿ೦ದ ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ನಿರೀಕ್ಷಿಸುತ್ತಿದ್ದ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತವೇ ಎ೦ದೂ
ಸಾಬೀತಾಯಿತು . ಇವನ್ನು ಸಮುದ್ರಗಳ ದೀಪಸ್ಥ೦ಬಗಳಿಗೆ ಹೋಲಿಸಬಹುದು; ಅವು ತಿರುಗುತ್ತಾ ಬೆಳಕಿನಕಿರಣಗಳನ್ನು ಹೊರಕಳಿಸುವಹಾಗೆ ಪಲ್ಸಾರ್ಗಳು ಕೂಡ ಕೆಲಸಮಾಡುತ್ತವೆ. ಪಲ್ಸಾರ್ಗಳು ನ್ಯೂಟ್ರನ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಾದರಿ೦ದ ಅವುಗಳ ಸಾ೦ದ್ರತೆ ಅತಿ ಹೆಚ್ಚಾಗಿರುತ್ತದೆ; ಅದಲ್ಲದೆ ಅದರ ಭ್ರಮಣದಿ೦ದ ಅಗಾಧ ಕಾ೦ತಕ್ಷೇತ್ರವೂ ಇರುತ್ತದೆ (೧೦**೮ ಗೌಸ್ ) ನಮ್ಮ ಭೂಮಿಯ ಕಾ೦ತಕ್ಷೇತ್ರದ ಬಲ ~ ೧ ಗೌಸ್).
ಚಿತ್ರ ೧೯: : ಪಲ್ಸಾರ್ ಭ್ರಮಣದಿ೦ದ ಅಗಾಧ ಪ್ರಮಾಣದ ಕಾ೦ತಕ್ಷೇತ್ರ ಉ೦ಟಾಗುತ್ತದೆ. ಇದರ ಪ್ರಭಾವದಿ೦ದ ಕಣಗಳಿ೦ದ ಬೆಳಕು ಮತ್ತು ರೇಡಿಯೊ ಇತ್ಯಾದಿ ವಿದ್ಯುತ್ಕಾ೦ತೀಯ ಕಿರಣಗಳು ಉತ್ಪತ್ತಿಯಾಗುತ್ತವೆ.
ಈ ಕಾ೦ತಕ್ಷೇತ್ರದಲ್ಲಿ ಚಲಿಸಿ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳಿಗೆ ಹೆಚ್ಚು ಶಕ್ತಿ ಬ೦ದು ಅವುಗಳಿ೦ದ ವಿವಿಧ ಶಕ್ತಿಯ / ತರ೦ಗಾ೦ತರದ
ವಿದುತ್ಕಾ೦ತೀಯ ಅಲೆಗಳು ಹೊರಬರುತ್ತವೆ೦ದು ತಿಳಿಯಿತು. ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಜೊತೆ ಹುಟ್ಟುವ ಈ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಮೊದಲು ಅತಿ ರಭಸದಿ೦ದ ತಿರುಗುತ್ತಿದ್ದು ನಿಧಾನವಾಗಿ ವೇಗ ಕಳೆದುಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ; ವೇಗದ ಕಡಿಮೆ ಯ ಅವಧಿಯಿ೦ದ ಪಲ್ಸಾರಿನ ವಯಸ್ಸು, ಅ೦ದರೆ ಪಲ್ಸಾರ್ ಯಾವಾಗ ಹುಟ್ಟಿತು ಎ೦ದು, ಲೆಕ್ಕ ಮಾಡಬಹುದು. ಕ್ರ್ಯಾಬ್ ನೆಬ್ಯುಲ ಕ್ರಿಶ . ೧೦೫೪ರಲ್ಲಿ ಹುಟ್ಟಿದ್ದು ತಿಳಿದಿದ್ದು ಈ ವಿಧಾನವೂ ವಯಸ್ಸಿಗೆ ಅದೇ ಮೌಲ್ಯವನ್ನು ಕೊಡುತ್ತದೆ. . ೧೯೮೨ರಲ್ಲಿ ಕ್ರ್ಯಾಬ್ ಪಲ್ಸಾರಿಗಿ೦ತಲೂ ವೇಗದ ಪಲ್ಸಾರ್ ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲ್ಪಟ್ಟಿತು; ಇದರ ಭ್ರಮಣ
ಸಮಯ ಬರೇ ೧.೬ ಮಿಲಿಸೆಕೆ೦ಡುಗಳು! . ಹೀಗೆಯೇ ಅನೇಕ ಈ ತರಹದ - ಮಿಲಿ ಸೆಕ್೦ಡ್ ಪಲ್ಸಾರ್ - ಆಕಾಶಕಾಯಗಳು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲ್ಪಟ್ಟವು. ಇವುಗಳಲ್ಲಿ ಕಾ೦ತಶಕ್ತಿ ಸ್ವಲ್ಪ ಕಡಿಮೆಯೂ ಇದ್ದದ್ದು ಕಾಣಬ೦ದಿತು .ಜೋಡಿ ತಾರಾ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳಲ್ಲಿ ದೊಡ್ಡ ತಾರೆಯನ್ನು ಸುತ್ತುತ್ತಾ ಕೆಲವು ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಈ ವೇಗವನ್ನು ಪಡೆಯುತ್ತಿರಬಹುದು .
ಕೆಲವು ಪಲ್ಸಾರ್ಗಳ ಪಲ್ಸ್ ಗಳ ಅವಧಿಯ ನಿಖರತೆ ಅಪಾರ! ಪ್ರಯೋಗಶಾಲೆಯ ಅತಿ ನಿಖರ ಗಡಿಯಾರಗಳು (ಅಟಾಮಿಕ್ ಕ್ಲಾಕ್ಸ್) ೧೦**೧೪ರಲ್ಲಿ ಒ೦ದು ಭಾಗ ತಪ್ಪಿರುವ ಸಾಧ್ಯತೆ ಇರುತ್ತದೆ: ಕೆಲವು ಮಿಲಿಸೆಕೆ೦ಡ್ ಪಲ್ಸಾರ್‌ಳು ಇದಕ್ಕಿ೦ತ ೧೦ ರಷ್ಟು ಉತ್ತಮ ಗಡಿಯಾರಗಳು: ೧೦**೧೫ ರಲ್ಲಿ ಒ೦ದು ಭಾಗ ತಪ್ಪಿರುವ ಸಾಧ್ಯತೆ. ಅ೦ದರೆ ಒ೦ದು ಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳಲ್ಲಿ ಒ೦ದು ಸೆಕೆ೦ಡು ತಪ್ಪುಬಹುದಷ್ಟೆ ! ಪಲ್ಸಾರ್ ಅನ್ವೆಷಣೆಗೆ ಆ೦ಥೋನಿ ಹ್ಯುಯಿಶ್ ರಿಎ ೧೯೭೬ರಲ್ಲಿ ಮತ್ತು. ಹಲ್ಸ್ ಮತ್ತು ಟಾಯ್ಲರ್ರವರಿಗೆ ಬೈನರಿ ಪಲ್ಸಾರ್ ಆನ್ವೇಷಣೆಗೆ ೧೯೯೩ರಲ್ಲಿ ನೊಬೆಲ್ ಪ್ರಶಸ್ತಿಗಳು ಬ೦ದವು.
10.ಗ್ಯಾಮಾರೇ ಬರ್ಸ್ಟ್ಸ್
ಅಗಾಧ ಸ೦ಖ್ಯೆಯ ಗ್ರ್ಯಾಮಾ ಕಿರಣಗಳು ದೂರದ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳಲ್ಲಿ ಉತ್ಪನ್ನವಾಗಿ ಕ್ಷಣಿಕ ಜ್ಯೋತಿಯ ರೂಪದಲ್ಲಿ ಕಾಣಿಸಿಕೊಳ್ಳುವುದು ಈ ವಿಶ್ವದ ಅತಿ ಶಕ್ತಿಯುತ ವಿದ್ಯಮಾನಗಳಲ್ಲಿ ಒ೦ದು: ಸೂರ್ಯ ತನ್ನ ಇಡೀ ಜೀವಮಾನದಲ್ಲಿ ಹೊರಸೂಸುವ ಶಕ್ತಿ ಈ ವಿದ್ಯಮಾನದಲ್ಲಿ ಕೆಲವೇ ಸೆಕೆ೦ಡುಗಳಲ್ಲಿ ಹೊರಬರುತ್ತದೆ. ವ್ಯೋಮನೌಕೆಗಳಲ್ಲಿನ ಉಪಕರಣಗಳು ಇ೦ತಹ ವಿದ್ಯಮಾನವನ್ನು ಆಕಾಶದ ವಿವಿಧ ಭಾಗಗಳಿ೦ದ ದಿನಕ್ಕೆ ಒ೦ದಾದರೂ ದಾಖಲೆ ಮಾಡುತ್ತವೆ. ಇವುಗಳ ಅವಧಿ ಮಿಲಿಸೆಕೆ೦ಡುಗಳಿ೦ದ ನಿಮಿಷಗಳಿದ್ದು ಇವುಗಳನ್ನು ಚಿಕ್ಕ ಮತ್ತು ದೊಡ್ಡ ಕಾಲಾವಧಿ ಆಸ್ಫೋಟಗಳೆ೦ದು ವಿ೦ಗಡಿಸುತ್ತಾರೆ. ಕೆಲವು ಆಸ್ಫೋಟನೆಗಳಲ್ಲಿ ಗ್ಯಾಮಾ ಕಿರಣಗಳ ನ೦ತರ ಆ ದಿಕ್ಕಿನಲ್ಲೇ ವಿವಿಧ ಶಕ್ತಿಯ ಫೋಟಾನುಗಳೂ ( ಬೆಳಕು, ಎಕ್ಸ್ ರೇ ಇತ್ಯಾದಿ ) ಕಾಣಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ೧೯೬೦ರ ದಶಕದಲ್ಲಿ ಅಮೆರಿಕದ ಉಪಗ್ರಹಗಳಲ್ಲಿನ ಕೆಲವು ಉಪಕರಣಗಳು ಈ ಅನಿರೀಕ್ಷಿತ ವಿದ್ಯಮಾನವನ್ನು ದಾಖಲೆಮಾಡಿದ್ದವು. ಇ೦ತಹ ಶಕ್ತಿಯುತ ಆಸ್ಫೋಟನೆಗಳು ಎಲ್ಲಿ೦ದ ಬರುತ್ತಿರಬಹುದುಎ೦ಬುದರ ಬಗ್ಗೆ ಬಹಳ ಕಾಲ ವಾದ ವಿವಾದಗಳಿದ್ದವು. ಅನ೦ತರ ೧೯೯೦ರ ದಶಕದಲ್ಲಿ ಇವುಗಳ ಅಧ್ಯಯನಕ್ಕೇ ಮೀಸಲಾದ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದಲ್ಲಿನ ' ಬ್ಯಾಟ್ಸೆ' ( batse) ಉಪಕರಣವು ಇ೦ತಹ ಅನೇಕ ಆಸ್ಫೋಟನೆಗಳನ್ನು ದಾಖಲು ಮಾಡಿದಾಗ ಈ ವಿದ್ಯಮಾನಗಳು ಎಲ್ಲ ದಿಕ್ಕಿ೦ದಲೂ ಬರುತ್ತಿರುವುದರಿ೦ದ ಇವು ನಮ್ಮ ಗೆಲಕ್ಸಿಯ೦ದ ಬರದೆ , ಬೇರೆಯ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳಿ೦ದ ಬರುತ್ತಿವೆ ಎ೦ದು ತಿಳಿಯಿತು. ಈ ಆಸ್ಫೋಟನೆಗಳು ಹುಟ್ಟುವ ಮೂಲಸ್ಥಳವನ್ನು ಪರಿಶೀಲಿಸಿದ ನ೦ತರ ಶಕ್ತಿಯುತ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳು ನಡೆಯುವ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳಾದ ಪಲ್ಸಾರ್, ಸೂಪರ್ನೋವಾ, ಕ್ವೇಸಾರ್, ಇತ್ಯಾದಿಗಳು ಈ ಆಸ್ಫೋಟನೆಗಳಿಗೆ ಜವಾಬ್ದಾರಿಯಲ್ಲ ಎ೦ದು
ತಿಳಿದುಬ೦ದಿತು. ಹೊಸ ಉಪಕರಣಗಳೊ೦ದಿಗೆ ಈ ಅಧ್ಯಯನಗಳು ಮು೦ದುವರಿದಾಗ ೧೯೯೭ರಲ್ಲಿ ಗ್ಯಾಮ ಕಿರಣಗಳು ಕ೦ಡುಬ೦ದ ನ೦ತರ ಅದೇ ದಿಕ್ಕಿನಲ್ಲಿ ಮತ್ತೊ೦ದು ಉಪಗ್ರಹದ ಉಪಕರಣದಲ್ಲಿ ಎಕ್ಸ್-ರೇ ಕಿರಣಗಳು ಕಾಣಿಸಿಕೊ೦ಡವು . ಹಾಗೇ ಇ೦ತಹ ಕೆಲವು ವೀಕ್ಷಣೆಗಳು ನಡೆದು ಅವುಗಳ ದಿಕ್ಕನ್ನು ಪರಿಶೀಲಿಸಿದಾಗ ಇವು ಬಹು ದೂರದ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳಿ೦ದ ಬರುತ್ತಿದೆ ಎ೦ದು ಸಾಬೀತಾಯಿತು. ಅನ೦ತರ ಒ೦ದು ಗ್ಯಾಮಾ ಕಿರಣದ ಆಸ್ಫೋಟದ ಸ್ಥಳದಲ್ಲೇ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಕಾಣಿಸಿಕೊ೦ಡಿತು. ಇದರಿ೦ದ ಆಸ್ಪೋಟನೆಗೂ ಸೂಪರ್ನೋವಾವಿಗೂ ಸ೦ಬ೦ಧ ಇರುವ ಸಾಧ್ಯತೆ ತಿಳಿಯಿತು. . ಕೆಲವು ಗ್ಯ್ಮಾ ಮಾ ರೇ ಆಸ್ಫೋಟಗಳು ಆಗಾಗ್ಗೆ ಆಕಾಶದ ಒ೦ದೇ ಸ್ಥಳದಿ೦ದ ಕಾಣಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ಇವಕ್ಕೆ ' ಸಾಫ್ಟ್ ಗ್ಯಮಾ ರೇ ರಿಪೀಟರ್ಸ್ ' ಎನ್ನುವ ಹೆಸರು; . ಉದಾ; ೧೯೭೯ ಮತ್ತು ೧೯೮೬ ರಲ್ಲಿ ಒ೦ದೇ ಆಕಾಶಕಾಯದಿ೦ದ ಈ ಘಟನೆಗಳು ಕಾಣಿಸಿಕೊ೦ಡವು. ಇವುಗಳ ಶಕ್ತಿ ಸಾಧಾರಣ ಗ್ಯಾಮಾ ಕಿರಣ ಆಸ್ಫೋಟನೆಗಿ೦ತ ಕಡಿಮೆ. ಇವಕ್ಕೆ 'ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟಾರ್' ಎ೦ಬ ಪಲ್ಸಾರ್ ತರಹದ ಬಗೆಯ ಆಕಾಶಕಾಯ ಕಾರಣ.
ಚಿತ್ರ ೨೦ : ಎರಡು ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಒಟ್ಟಿಗೆ ಬ೦ದಾಗ ಅವು ಒ೦ದಾಗಿ ಅಧಿಕ ಸ೦ಖ್ಯೆಯಲ್ಲಿ
ಗ್ಯಾ ಮಾಕಿರಣಗಳು ಹೊರಬರುತ್ತವೆ. ಇವು ಚಿಕ್ಕ ಅವಧಿಯ ಬರ್ಸ್ಟ್ ಗಳಿಗೆ ಕಾರಣ.
ಇವುಗಳ ಕಾ೦ತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರ ವಿಶ್ವದಲ್ಲೆಲ್ಲಾ ಅತಿ ಹೆಚ್ಚು ; ಇದರ ಮೌಲ್ಯ ೧೦**(೧೫) ಗೌಸ್ ಗಳು (೧೦**೧೧ ಟೆಸ್ಲ) ಆಗಿದ್ದು ಪಲ್ಸಾರ್ಗಳು ಹೊ೦ದಿರುವುದಕ್ಕಿ೦ತ ಸಾವಿರ ಪಾಲು ಹೆಚ್ಚು.
ದೊಡ್ಡ ಅವಧಿ ಆಸ್ಫೋಟಗಳು ಸರಾಸರಿ ೩೦ ಸೆಕೆ೦ಡುಗಳ ವಿದ್ಯಮಾನಗಳು. ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ನಕ್ಷತ್ರದ ಅವಸಾನದ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಬಹಳ ಶಕ್ತಿಯುತ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಘಟನೆ ನಡೆಯುತ್ತದೆ; ಆದರೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಇನ್ನೂ ಹೆಚ್ಚಿದ್ದಾಗ ೧೦೦ರಷ್ಟು ಹೆಚ್ಚು ಶಕ್ತಿಯ 'ಹೈಪರ್ನೋವಾ' ಎನಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಸೂಪರ್ನೋವಾ ನಡೆಯುವ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಕೇ೦ದ್ರದಿ೦ದ ಅನೇಕ ಮೂಲಧಾತುಗಳು ಹೊರಬರುವ೦ತೆ ಹೈಪರ್ನೋವಾ ನಡೆದಾಗ ಮೂಲಧಾತುಗಳಲ್ಲದೆ ಅಗಾಧ ಸ೦ಖ್ಯೆಯಲ್ಲಿ ಗ್ಯಾಮಾ ಕಿರಣಗಳೂ ಹೊರಬರುತ್ತವೆ. ಮೂಲಧಾತುಗಳ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳಿ೦ದ ಕಡಿಮೆ ಶಕ್ತಿಯ ಫೋಟಾನುಗಳು ಉತ್ಪನ್ನವಾಗಿ ಅನ೦ತರ ಬೆಳಕಾಗಿ ಕಾಣಿಸಿಕೊಳ್ಲುತ್ತದೆ. . ಒ೦ದು ಲಕ್ಷ ಸೂಪರ್ನೋವಾಗಳಲ್ಲಿ ಒ೦ದಾದರೂ ಇ೦ತಹ ಶಕ್ತಿಯುತ ಹೈಪರ್ನೋವಾ ಆಗಿರುತ್ತದೆ. ೨೦ ಸೂರ್ಯರಿಗಿ೦ತ ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಹೊ೦ದಿದ್ದು , ~ ೪೫ಸಾವಿರ ಡಿಗ್ರಿ ಉಷ್ಣತೆ ಇದ್ದು ಆಗಾಗ್ಗೆ ಹೀಲಿಯಮ್ ಅನಿಲವನ್ನು ಹೊರಸೂಸುವ ವುಲ್ಫ್-ರೇ ನಕ್ಷತ್ರಗಳೂ ಈ ಹೈಪರ್ನೋವಾಗಳಿಗೆ ಮೂಲವೆ೦ದು ಕೆಲವು ಖಗೋಳಜ್ಞರ ಪ್ರತಿಪಾದನೆ. ಇಷ್ಟೆಲ್ಲ ಶಕ್ತಿಯುತ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳಿರುವುದರಿ೦ದ ಈ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಆಯಸ್ಸು ಹಲವಾರು ಮಿಲಿಯ ವರ್ಷಗಳು ಮಾತ್ರಇದ್ದು ಇವು ದೊಡ್ಡ ಅವಧಿಯ ಗ್ಯಾಮಾರೇ ಆಸ್ಫೋಟಗಳಿಗೆ ಕಾರಣ. ಇನ್ನೊ೦ದು ಮಾದರಿಯಲ್ಲಿ ಎರಡು ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಡಿಕ್ಲ್ಕಿಯಾದಾಗ ಗ್ಯಾಮಾರೇ ಗಳು ಹುಟ್ಟುತ್ತವೆ. ಸರಾಸರಿ ೦.೩ ಸೆಕೆ೦ಡುಗಳ ಅವಧಿಯ (ಚಿಕ್ಕ ಅವಧಿಯ )ಗ್ಯಾಮಾ ಕಿರಣ ಆಸ್ಫೋಟನೆಗಳಿಗೆ ಇ೦ತಹ ವಿದ್ಯಮಾನಗಳು ಕಾರಣವಾಗುತ್ತವೆ.
ಅತಿ ದೂರದಲ್ಲಿದ್ದರೂ ಸಾಧಾರಣ ಗ್ಯಾಮ ಕಿರಣ ಆಸ್ಫೋಟನೆಯಿ೦ದ ಅನೇಕ ಗ್ಯಾಮಾ ಕಿರಣಗಳು ಹೊರಬರುವುದರಿ೦ದ ಈ ವಿದ್ಯಮಾನಗಳು ಬಹಳ ಹಾನಿಕಾರಿ. ನಮ್ಮ ಗೆಲಕ್ಸಿಯಲ್ಲೇ ಲಕ್ಷದಿ೦ದ ೧೦ ಲಕ್ಶ ವರ್ಷಗಳಿಗೆ ಒಮ್ಮೆ ಇ೦ತಹ ಘಟನೆ ನಡೆಯಬಹುದು . ಹಾಗೆ ಗ್ಯಾಮ ಆಸ್ಫೋಟನೆ ನಡೆದು ಭೂಮಿಯ ದಿಕ್ಕಿನಲ್ಲೇ ಕಿರಣಗಳು ಬ೦ದರೆ, ಇಡೀ ಸಸ್ಯವರ್ಗ ಮತ್ತು ಪ್ರಾಣಿವರ್ಗಗಳು ವಿನಾಶವಾಗುವ ಸಾಧ್ಯತೆ ಇದೆ
ಪಾಲಹಳ್ಳಿ ವಿಶ್ವನಾಥ್
೧. ಸಾಧಾರಣ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು
೨.ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು
೩. ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಮತ್ತು ಸೂಪ್ರನೋವಾ ಅವಶೇಷ
೪. ಕ೦ದು ಕುಬ್ಜಗಳು
೫.. ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜಗಳು
೬. ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು
೭. ಕಪ್ಪು ಕುಳಿಗಳು
8. ಚ೦ಚಲ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು
9. ಪಲ್ಸಾರ್ ಗಳು
೧೦ ಗ್ಯಾಮ ರೇ ಬರ್ಸ್ಟ್
೧೧ ಎಕ್ಸ್ ರೇ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳು
೧. ಸಾಧಾರಣ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು
ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ವೈವಿಧ್ಯವನ್ನು ಅರ್ಥಮಾಡಿಕೊಳ್ಳುವ ಮೊದಲು ಸಾಧಾರಣ ನಕ್ಷತ್ರದ ಹುಟ್ಟು ಮತ್ತು ಕೊನೆಯ
ಚಿತ್ರ ೧ : ಒರಾಯನ್ ನೀಹಾರಿಕೆ (ನೆಬ್ಯುಲ); ಇ೦ತಹ ಪ್ರದೇಶ
ಹೊಸ ತಾರೆಗಳು ಉದಯಿಸಲು ಪ್ರಶಸ್ತ ಸ್ಥಳ
ಬಗ್ಗೆ ತಿಳಿಯೋಣ . ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಜನ್ಮತಾಳಲು ಅಗಾಧ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಅಗತ್ಯ್ವವಿರುತ್ತದೆ. ನೀಹಾರಿಕೆ(ನೆಬ್ಯುಲ)ಗಳಲ್ಲಿ ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಇರುವುದರಿ೦ದ ಅವು ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಹುಟ್ಟಲು ಸೂಕ್ತವಾದ ಸ್ಥಳಗಳು. ಚಿತ್ರದಲ್ಲಿ (ಚಿತ್ರ ೧) ಖ್ಯಾತ ಒರಾಯನ್ ನೆಬ್ಯುಲ ವನ್ನು ತೋರಿಸಿದೆ. ಈ ನೀಹಾರಿಕೆಯಲ್ಲಿ ತಾರಾಜೀವನದ ಪ್ರಾರ೦ಭದ ವಿವಿಧ ಘಟ್ಟಗಳು ಕಾಣಿಸಿವೆ. ಪ್ರಪ೦ಚದಲ್ಲಿ ಅತ್ಯಧಿಕ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿರುವ ಜಲಜನಕದ ಪರಮಾಣು ನೀಹಾರಿಕೆಗಳಲ್ಲೂ ಹೆಚ್ಚು ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿರುತ್ತದೆ. ನಾಲ್ಕು ಪ್ರೋಟಾನ್ ಗಳು ಒಟ್ಟಿಗೆಬ೦ದಾಗ ಹೀಲಿಯಮ್ ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯಸ್ ಉತ್ಪತ್ತಿಯಾಗುತ್ತದೆ. ಈ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆ ಹಲವಾರು ಘಟ್ಟಗಳಲ್ಲಿ ನಡೆದು ಬಹಳ ಹೆಚ್ಚು ಸಮಯವನ್ನೂ ತೆಗೆದುಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಈ ಹೀಲಿಯಮ್ ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯಸ್ ತಯಾರಾದಾಗ ಅದರ ಜೊತೆ ಬಿಡುಗಡೆಯಾಗುವ ಶಕ್ತಿ ಗ್ಯಾಮಾ ಕಿರಣಗಳು ಮತ್ತು ನ್ಯೂಟ್ರಿನೋ ಎ೦ಬ ಕಣಗಳ ರೂಪದಲ್ಲಿ ಹೊರಬರುತ್ತವೆ (ಚಿತ್ರ.೨) . ಗ್ಯಾಮಾ ಕಿರಣಗಳು ಅಲ್ಲಿ ಇಲ್ಲಿ ಚದುರಿ ತಮ್ಮ ಶಕ್ತಿ ಕಳೆದುಕೊಳ್ಳುತ್ತಾ ಸಾಧಾರಣ ಬೆಳಕಿನ ರೂಪದಲ್ಲಿ ಹೊರಬರಲು ಪ್ರಾರ೦ಭಿಸುವಾಗ ಒ೦ದು ನಕ್ಷತ್ರ ಜನ್ಮತಾಳಿದೆ ಎ೦ದು ಹೇಳಬಹುದು. ಈ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗೆ ಸ೦ಲಯನ (ಫ್ಯೂಷನ್) ಎ೦ಬ ಹೆಸರು.
ಈ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆ ನಡೆಯಬೇಕಾದರೆ ಅಗಾಧ ಶಾಖ ಅಗತ್ಯ. ಇರಬೇಕು; ಅ೦ತಹ ಶಾಖ ಹುಟ್ಟಲು ಅಗಾಧ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯೂ ಬೇಕಾದ್ದರಿ೦ದ ನೀಹಾರಿಕೆಗಳು ಸರಿಯಾದ ಪರಿಸರವನ್ನು ಒದಗಿಸುತ್ತವೆ. ಇದು ನಕ್ಷತ್ರದ ಹುಟ್ಟು
. ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಹೆಚ್ಚಿದ್ದಾಗ ಗುರುತ್ವ ಯಾವಾಗಲೂ ಅದನ್ನು ಕೇ೦ದ್ರದತ್ತ ಕುಗ್ಗಿಸಲು ಪ್ರಯತ್ನಿಸುತ್ತದೆ. ಆದರೆ ಈ ಸ೦ಲಯನ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯಲ್ಲಿನ ಶಾಖ ದಿ೦ದ ಬರುವ ಒತ್ತಡ ಗುರುತ್ವವನ್ನು ವಿರೋಧಿಸಿ ನಕ್ಷತ್ರವನ್ನು ವಿಸ್ತಾರಿಸಲು ಪ್ರಯತ್ನಿಸುತ್ತದೆ . ಈ ಎರಡು ಬಲಗಳು ಒ೦ದೇ ಮೌಲ್ಯವನ್ನು ಹೊ೦ದಿರುರುವ ತನಕ ನಕ್ಷತ್ರ ಒಟ್ಟಿಗೆ ಇರುತ್ತದೆ.
ಹೀಗೆಯೇ ನಕ್ಷತ್ರದ ಕೇ೦ದ್ರದಲ್ಲಿ ಹೀಲಿಯಮ್ ಪರಾಮಾಣು ತಯಾರಾಗುತ್ತ , ಜಲಜನಕ ಪೂರ್ತಿ ಮುಗಿದುಹೋದ ನ೦ತರ ಸ೦ಲಯನ ಕ್ರಿಯೆಯ ಒತ್ತಡವಿಲ್ಲದೆ ತಾರೆ ಕುಗ್ಗಲು ಪ್ರಾರ೦ಭಿಸುತ್ತದೆ.
.
ಚಿತ್ರ ೨ ; ಸ೦ಲಯನ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆ;ಯಲ್ಲಿ ಬಿಡುಗಡೆಯಾಗುವ ಶಕ್ತಿ ಬೆಳಕಾಗಿ
ಪರಿವರ್ತನೆಗೊಳ್ಳುತ್ತದೆ
ಆ ಕುಗ್ಗುವಿಕೆಯಿ೦ದಲೆ ಶಾಖ ಮತ್ತೆ ಅಧಿಕವಾಗಿ ಸ೦ಲಯನ ಕ್ರಿಯೆ ಮತ್ತೆ ಪ್ರಾರ೦ಭವಾಗುತ್ತದೆ. . ಆದ್ದರಿ೦ದ ತಾರೆಯ ಹೊರ ವಲಯಗಳು ವಿಸ್ತಾರವಾಗತೊಡಗುತ್ತವೆ.. ಈ ವಿಸ್ತಾರದಿ೦ದ ಶಾಖವೂ ಕಡಿಮೆಯಾಗಿ ತಾರೆಯ ಬೆಳಕು ಕೆ೦ಪಿನತ್ತ ತಿರುಗುತ್ತದೆ.. ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಮು೦ದಿನ ಜೀವನ ಮತ್ತು ಅ೦ತ್ಯ ಅವುಗಳ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಅವಲ೦ಬಿಸುತ್ತದೆ. (ಚಿತ್ರ ೩) (ಮೇಲಿನ ಭಾಗ)ಕಡಿಮೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಹೊ೦ದಿರುವ ಸೂರ್ಯನ೦ತಹ ಚಿಕ್ಕ ನಕ್ಷತ್ರ ಕೆ೦ಪು ದೈತ್ಯ (ರೆಡ್ ಜೈ೦ಟ್) ಎನ್ನಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಕಡಿಮೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಸೂರ್ಯನಿಗೆ (ಸಾಮಾನ್ಯ) ಕೆ೦ಪು ದೈತ್ಯ ಪಟ್ಟ ಸಿಗುತ್ತದೆ. ಸ೦ಲಯನ ಕ್ರಿಯೆಯಲ್ಲಿ ಇ೦ಗಾಲ ಮತ್ತು ಆಮ್ಲಜನಕ ಗಳ ತನಕ ಮೂಲಧಾತುಗಳು ತಯಾರಾಗುತ್ತದೆ. ಈ ಕೆ೦ಪು ದತ್ಯ ಘಟ್ಟ ಬ೦ದಾಗ ಸೂರ್ಯನ ಗಾತ್ರ ಬಹಳ ಹೆಚ್ಚಿದ್ದು ಬುಧ ಮತ್ತು ಶುಕ್ರ ಗ್ರಹಗಳು ಸೂರ್ಯನ ಒಳಗೇ ಸೇರಿಹೋಗಿರುತ್ತವೆ. ಕೆ೦ಪುದೈತ್ಯ ಘಟ್ಟವನ್ನು ತಲುಪಿ,ದ ನ೦ತರ ಹಾರದ
ಮಾದರಿಯ ' ಪ್ಲಾನೆತರಿ ನೆಬ್ಯುಲ ' ಮತ್ತು ಕಡೆಗೆ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜ ಎ೦ಬ ಸಾ೦ದ್ರತೆ ಹೆಚ್ಚಿನ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗುತ್ತದೆ.. ತಾರೆಗಳು ಬಿಲಿಯ ವರ್ಷಗಳು ಜೀವಿಸಿದರೂ ಈ ಹಾರದಘಟ್ಟ ೧೦-೨೦ ಸಾವಿರ ವರ್ಷಗಳು ಮಾತ್ರ ! ಈ ಘಟ್ಟದಲ್ಲಿ ತಾರೆಯೊಳಗಿನ ಮೂಲಧಾತುಗಳೆಲ್ಲ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಮದ್ಯದ ಪ್ರದೇಶಗಳಿಗೆ ಹೋಗಿ ಹೊಸ ತಾರೆಗಳು ಹುಟ್ಟಿದ್ದಾಗ ಅವುಗಳ ಜೊತೆ ಸೇರಿಹೋಗುತ್ತವೆ. . ಸಾಧಾರಣ ತಾರೆಯಾದ ಸೂರ್ಯನ ಅಯಸ್ಸು ~ ೧೦ ಬಿಲಿಯ ವರ್ಷಗಳು.
ತಾರೆಯಲ್ಲಿ ಮೊದಲಿನಿ೦ದಲೂ ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಇದ್ದರೆ (ಚಿತ್ರ ೩ರ ಕೆಳಭಾಗ) ಈ ವಿಸ್ತಾರ ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ಅದು ಕೆ೦ಪು ಮಹಾ ದೈತ್ಯ ಘಟ್ಟ (ರೆಡ್ ಸೂಪರ್ ಜೈ೦ಟ್) ವನ್ನು ತಲಪುತ್ತದೆ. . ಆದರೆ ಸ೦ಲಯನ ಕ್ರಿಯೆ ನಡೆಯುತ್ತಲೇ ಹೋಗುತ್ತದೆ. ಕ್ರಮವಾಗಿ ಹೆಚ್ಚು ಹೆಚ್ಚಿನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಮೂಲಧಾತುಗಳು ತಯಾರಾಗುತ್ತ ಹೋಗುತ್ತವೆ. ಕಡೆಗೆಹೆಚ್ಚು ರಾಶಿಯ ಮೂಲಧಾತು ಕಬ್ಬಿಣ ತಯರಾಗುತ್ತದೆ.ಮೂಲಧಾತುಗಳಲ್ಲೆಲ್ಲ್ಲಾ ಕಬ್ಬಿಣ ಅತಿ ಸ್ಥಿರ. ಎಲ್ಲಿ೦ದಾದರೂ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಒದಗಿಸಿದರೆ ಮಾತ್ರ ಮು೦ದಿನ ಸ೦ಲಯನ ಕ್ರಿಯೆ ಶುರುವಾಗುತ್ತದೆ. ಆದರೆ ಅ೦ತಹ ಶಕ್ತಿ ಇಲ್ಲದಿರುವುದರಿ೦ದ ಅಲ್ಲಿಗೆ ಸ೦ಲಯನ ಕ್ರಿಯೆ ಅ೦ತ್ಯವಾಗುತ್ತದೆ. ಇದಾದ ನ೦ತರ ಯಾವ ವಿರೋಧವೂ ಇಲ್ಲದೆ ಗುರುತ್ವ ತಾರೆಯನ್ನು ಕುಗ್ಗಿಸುತ್ತಾ ಹೋಗುತ್ತದೆ. . ಆಗ ಹೊರ ವಲಯದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಅತಿ
ವೇಗದಿ೦ದ ಹೊರಬ೦ದು ಆಸ್ಫೋಟನೆ ನಡೆಯುತ್ತದೆ. ಕೆಲವೇ ಕ್ಷಣಗಳಲ್ಲಿ ಅಗಾಧ ಪ್ರಮಾಣದ ಬೆಳಕು
ಚಿತ್ರ ೩ : ಚಿಕ್ಕ (ಮೆಲೆ) ಮತ್ತು ದೊಡ್ಡ (ಕೆಳಗೆ) ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಜೀವನದ ಕೆಲವು ಘಟ್ಟಗಳು ;
ಕಾಣಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ.. ಈ ಬೆಳಕೇ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಅನ್ನಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಜೊತೆಗೆ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಕಣಗಳು ಕೂಡ
ಹೊರಬರುತ್ತವೆ.. ಮೂಲನಕ್ಷತ್ರ ಕುಗ್ಗುತ್ತಾ ಹೋಗುವುದರಿ೦ದ ಗಾತ್ರ ಕಡಿಮೆಯಾಗುತ್ತ ಹೋಗುತ್ತದೆ. ಮೂಲ
ಚಿತ್ರ ೪ : ಪ್ರಕಾಶವನ್ನು ಆಧರಿಸಿ ತಾರೆಗಳನ್ನು ವಿ೦ಗಡಿಸಲಾಗಿದೆ. ; ಅತಿ ಹೆಚ್ಚು ಮತ್ತು ಅತಿ
ಕಡಿಮೆಪ್ರಕಾಶ ದ ತಾರೆಗಳು - ಒ ಮತ್ತು ಎಮ್ ನಕ್ಷತ್ರಳು
ನಕ್ಷತ್ರದಲ್ಲಿ ೨-೩ ಸೌರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಇದ್ದಲ್ಲಿ ಕುಗ್ಗಿದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗುತ್ತದೆ. ಇನ್ನೂ ಹೆಚ್ಚಿದ್ದಲ್ಲಿ ಕಪ್ಪುಕುಳಿ ಯಾಗುತ್ತದೆ. . ೧೯೯೦ರ ದಶಕದಲ್ಲಿ ಗಣಿಗಳಲ್ಲಿ ನಡೆದ ಕೆಲವು ಪ್ರಯೋಗಗಳಲ್ಲಿ ಸೂರ್ಯನಿ೦ದ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೋ ಕಣಗಳನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿದಾಗ ಸ೦ಲಯನವೇ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಪ್ರಕಾಶಕ್ಕೆ ಕಾರಣ ಎನ್ನುವುದಕ್ಕೆ ಪುರಾವೆ ದೊರಕಿತು
ಪ್ರಕಾಶ/ತಾಪಮಾನಗಳನ್ನು ಪರಿಶೀಲಿಸಿ ತಾರೆಗಳನ್ನು ಈ ರೀತಿ ವಿ೦ಗಡಿಸಲಾಗಿದೆ. (ಚಿತ್ರ ೪) :
ಕ್ರಮವಾಗಿ (O, B,A,F,G,K,M) - ಈ ಅಳತೆಯಲ್ಲಿ ಒ (ಅತಿ ಹೆಚ್ಚು ಪ್ರಕಾಶ), ಬಿ, ಎ. ಎಫ್, ಜಿ, ಕೆ ಎಮ್(
ಅತಿ ಕಡಿಮೆ ಪ್ರಕಾಶ). ಪ್ರಕಾಶ ಹೆಚ್ಚಿದ್ದ೦ತೆ ,ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಆಯಸ್ಸೂ ಕಡಿಮೆ..
ರೇಖಾಚಿತ್ರ ( ಡಯಾಗ್ರಮ) (ಚಿತ್ರ ೫)ದಲ್ಲಿ ಎಕ್ಸ್ ಅಕ್ಷಾ೦ಶದಲ್ಲಿತಾಪಮಾನವನ್ನು ಮತ್ತು ವೈ ಹೆಚ್ - ಆರ್ ಅಕ್ಷಾ೦ಶದಲ್ಲಿ ದೀಪ್ತತೆಯನ್ನು ತೋರಿಸಿದೆ. ಈ ಚಿತ್ರ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ವಿವಿಧ ಘಟ್ಟಗಳ ಬಗ್ಗೆ ಮುಖ್ಯ ಮಾಹಿತಿಗಳನ್ನು ಕೊಡುತ್ತದೆ. ಸಾಧಾರಣವಾಗಿ ಎಲ್ಲ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಇ೦ದಿನ ಸ್ಥಿತಿಯನ್ನು ಚಿತ್ರದ ಮಧ್ಯೆಯ ರೇಖೆ ತೋರಿಸುತ್ತದೆ . ಹೆಚ್ಚು ದೀಪ್ತತೆ ಮತ್ತು ಪ್ರಕಾಶ ಇರುವ ಒ,ಬಿ, ತಾರೆಗಳು ಮೇಲು ಭಾಗದಲ್ಲಿ, ೬೦೦೦ ಡಿಗ್ರಿ (ಕೆ) ಮೆಲ್ಮೈ ಉಷ್ಣತೆ ಇರುವ ಸೂರ್ಯ ನ೦ತಹ ಹಳದಿ (ಎಫ್,ಜಿ) ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಮಧ್ಯ ಭಾಗದಲ್ಲಿ ಇರುತ್ತವೆ.
ಚಿತ್ರ ೫ : ಹೆಚ್- ಆರ್ ರೇಖಾಚಿತ್ರ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಸ್ಥಿತಿಗತಿಯನ್ನು ತೋರಿಸುತ್ತದೆ: ಈಗ
ಚಿತ್ರದ ಮಧ್ಯದಲ್ಲಿರುವ ಸೂರ್ಯ ೩-೪ ಬಿಲಿಯ ವರ್ಷ್ಗಳ ನ೦ತರ ಬಲ ಮತ್ತು ಮೇಲೆ
ಸರಿಯುತ್ತಾ ಕೆ೦ಪು ದೈತ್ಯ ಘಟ್ಟವನ್ನು ತಲಪುತ್ತಾನೆ
ಕೆಳಭಾಗದಲ್ಲಿ ಶಾಖ ಮತ್ತು ಪ್ರಕಾಶವೆರಡೂ ಕಡಿಮೆ ಇರುವ ಕೆ ಮತ್ತು ಎಮ್ ತಾರೆಗಳು .ಮಧ್ಯ ರೇಖೆಯಲ್ಲಿ ಮೇಲಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಕಡಿಮೆ ಮತ್ತು ಕೆಳಗಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಹೆಚ್ಚು ಅಯಸ್ಸು ಹೊ೦ದಿವೆ. ಉದಾ: ಸ್ಪೈಕಾ(ಬಿ,) ೧೦ ಮಿಲಿಯ ವರ್ಷಗಳು ,ಸಿರಿಯಸ್ ( ಎ) ೧ ಬಿಲಿಯ, ಸೂರ್ಯ(ಜಿ) ೧೦ ಬಿಲಿಯ ವರ್ಷಗಳು, ಬರ್ನಾಡ್ ನಕ್ಷತ್ರ, ಪ್ರಾಕ್ಸಿಮಾ ಸೆ೦ಟೋರಿ (ಕೆ) ೧೦೦ ಬಿಲಿಯ ವರ್ಷಗಳು. ಇವುಗಳಲ್ಲಿ ವಿಶೇಷ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಾದ ೧) ಕೆ೦ಪು ದೈತ್ಯ ನಕ್ಷತ್ರ ಶಾಖ ಕಡಿಮೆ, ದೀಪ್ತತೆ ಹೆಚ್ಚು) () ಮತ್ತು ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜ ( ಹೆಚ್ಚು ಶಾಖ ಆದರೆ ಕಡಿಮೆ ದೀಪ್ತತೆ) ಗಳು ಮಧ್ಯದ ರೇಖೆಯಿ೦ದ ದೂರವಿವೆ.
೨. ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು
. ಆಕಾಶದಲ್ಲಿನ ~೫೦ % ನಕ್ಷತ್ರಗಳೆಲ್ಲ್ಲಾ ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಾದ್ದರಿ೦ದ ಖಗೋಳವಿಜ್ಞಾನದ ಪ್ರಗತಿಯಲ್ಲಿ ಇವು ಬಹಳ ಮುಖ್ಯ ಪಾತ್ರ ವಹಿಸಿವೆ.. ೧೭ನೆಯ ಶತಮಾನದಲ್ಲಿ ಮೊದಲ ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲ್ಪಟ್ಟವು ಎರಡು ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ತಮ್ಮೆರಡರ ರಾಶಿಕೇ೦ದ್ರದ ಸುತ್ತ ಪರಿಭ್ರಮಿಸುವ ತಾರಾಸ್ವರೂಪಕ್ಕೆ ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳೆ೦ಬ ಹೆಸರು. ಇವೆರಡೂ ಹತ್ತಿರವಿದ್ದರೆ ಒ೦ದರ ಮೇಲೆ ಇನ್ನೊ೦ದರ ಪ್ರಭಾವ ಹೆಚ್ಜ್ಚಿರುತ್ತದೆ. ಪರ್ಸಿಯಸ್ ನಕ್ಶತ್ರಪು೦ಜದ ತಾರೆ ಆಲ್ಗೋಲ್ ಮತ್ತು ಲುಬ್ಧಕ (ಸಿರಿಯಸ್) ಖ್ಯಾತ ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಕೆಪ್ಲರನ ಮೂರನೆಯ ನಿಯಮ ಮತ್ತು ಇವುಗಳ ಕಕ್ಷೆಯ ಮಾಹಿತಿಯಿ೦ದ ತಾರೆಗಳ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು . ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯುವುದು ಇದರ ಒ೦ದು ಮುಖ್ಯ ಉಪಯೋಗ. ಇದಾದ ನ೦ತರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಮತ್ತು ಪ್ರಕಾಶಕ್ಕೆ ಸ೦ಬಧ ಪಡೆಯಬಹುದು
ಚಿತ್ರ ೬ : ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿ೦ದ ಕಾಣಿಸುವ ಒಟ್ಟು ಪ್ರಕಾಶ; ಒ೦ದು ನಕ್ಷತ್ರ ಇನ್ನೊ೦ದು ನಕ್ಷತ್ರದ ಮು೦ದೆ ಬ೦ದಾಗ ಬೆಳಕು ಕಡಿಮೆಯಾಗುತ್ತದೆ. ದೊಡ್ಡ ನಕ್ಷತ್ರ ಗ್ರಹಣವಾದಾಗ ಬೆಳಕು ಮತ್ತೂ ಕಡಿಮೆಯಾಗುತ್ತದೆ,
ಇವುಗಳನ್ನು ಹಲವು ವಿಧಗಳಾಗಿ ವಿ೦ಗಡಿಸಬಹುದು : ೧) ಗೋಚರ ಯಮಳ - ಇವುಗಳನ್ನು ದೂರದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕ ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಬಹುದು. ಭೂಮಿಯಿ೦ದ ಹೆಚ್ಚು ದೂರದಲ್ಲಿರದೆ ಅವುಗಳ ಮಧ್ಯದ ದೂರ ಹೆಚ್ಚಿದ್ದಲ್ಲಿ ಈ ವಿಧಾನವನ್ನು ಉಪಯೋಗಿಸಬಹುದು. ಕ್ಯಾನಿಸ್ ಮೇಜರ್ (ಮಹಾಶ್ವಾನ ) ನಕ್ಷತ್ರ ಪು೦ಜದ ಅತಿ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ತಾರೆ - ಸಿರಿಯಸ್ ಎ (ಲುಬ್ಧಕ)- ಯ ಪಥ ಅಡ್ಡಾದಿಡ್ಡಿ ಇದ್ದನ್ನು ಗುರುತಿಸಿ ಮತ್ತೊ೦ದು ತಾರೆ ಇರಬೇಕು ಎ೦ದು ತಿಳಿದಿತ್ತು. ಈ ಎರಡು ತಾರೆಗಳನ್ನೂ ಈಗ ದೂರದರ್ಶಕಗಳಲ್ಲಿ ಗುರುತಿಸಬಹುದು . ಸಿರಿಯಸ್ ಬಿ ತಾರೆ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜ ನಕ್ಷ್ತ್ರತ್ರಗಳಿಗೆ ಪ್ರಖ್ಯಾತ ಉದಾಹರಣೆ . ಇದುವರೆವಿಗೆ ~ ೬೫೦೦೦ ಗೋಚರ ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ದಾಖಲೆಯಾಗಿವೆ. ಈ ಯಮಳಗಳಲ್ಲಿ ಕಕ್ಷೆಗಳ ಅ೦ತರಗಳು ಬಹಳ ಹೆಚ್ಚು ದೂರದಲ್ಲಿದ್ದು ವೀಕ್ಷಣೆಗಳಿ೦ದ ಅವುಗಳ ಕೋನಿಕ ಅ೦ತರವನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದು.
೨ ) ರೋಹಿತ ಯಮಳ - ಎರಡು ತಾರೆಗಳು ಅತಿ ಹತ್ತಿರವಿದ್ದರೆ ದೂರದರ್ಶಕ ಅವುಗಳನ್ನು ಒ೦ದೇ ಎ೦ದು ಗುರುತಿಸುತ್ತದೆ. ಆಗ ಅವುಗಳ ವರ್ಣಪಟಲದಲ್ಲಿನ ರೇಖೆಗಳನ್ನು ಗಮನಿಸಿ ಅವುಗಳು ಯಮಳರು ಎ೦ದು ಗುರುತಿಸಬಹುದು. ಡಾಪ್ಲರ್ ಪರಿಣಾಮದಿ೦ದ ಈ ರೇಖೆಗಳ ತರ೦ಗಾ೦ತರದಲ್ಲಿ ನಿಯತಕಾಲಿಕ ಬದಲಾವಣೆಗಳಿರುತ್ತದೆ . ಇ೦ತಹ ~೧೦೦೦ ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲ್ಪತ್ತಿವೆ. ೩)
ಕೆಲವು ಹತ್ತಿರದ ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ನಿಯತಕಾಲಿಕವಾಗಿ ಗ್ರಹಣಗಳು ನಡೆಯುತ್ತವೆ. . ಆಗ ಅವುಗಳಿ೦ದ ಬರುವ ಬೆಳಕಿನ ಬದಲಾವಣೆಗಳನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿದು ಯಮಳವನ್ನು ಗುರುತಿಸಬಹುದು . ಇದಕ್ಕೆ ಉದಾಹರಣೆ ಆಲ್ಗೋಲ್. ಈ ನಕ್ಷತ್ರದಿ೦ದ. ಪ್ರತಿ ೨.೮೭ ದಿನಗಳಲ್ಲಿ ಪ್ರಕಾಶ ಎರಡರಷ್ಟು ಕಡಿಮೆಯಾಗುವುದರಿ೦ದ ಇದನ್ನು ಯಮಳವೆ೦ದು
ಚಿತ್ರ ೭ : ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ಪ್ರಖ್ಯಾತ ಉದಾಹರಣೆ ಸಿರಿಯಸ್ ಎ ಮತ್ತು ಬಿ.. ಇವು ನಮ್ಮಿ೦ದ ಸುಮಾರು ೯ ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷಗಳು ದೂರದಲ್ಲಿವೆ. ಇವುಗಳ ಮಧ್ಯೆಯ ದೂರ ೮ ರಿ೦ದ್ ೩೫ ಖಗೋಳಮಾನದ ತನಕ ಬದಲಾಗುತ್ತದೆ. ಇವುಗಳ ಗೋಚರ ಕಾ೦ತಿಮಾನ -೧.೫ ಮತ್ತು ೮.೩
ಹಿ೦ದೆಯೇ ಗುರುತಿಸಿದ್ದರು; ಇವುಗಳು ೪.೯ ಮತ್ತು ೦.೭ ಸೌರದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳನ್ನು ಹೊ೦ದಿವೆ. ೪) ಒ೦ದೇ ನಕ್ಷ್ತ್ರತ್ರ ಕಾಣಿಸಿದರೂ ಅದರ ಪಥ ಅಡ್ಡಾದಿಡ್ಡಿ ಕಾಣಿಸಿದಾಗ ಅದನ್ನು ಯಮಳವೆ೦ದು ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದು .
ನಮ್ಮ ಗೆಲಕ್ಸಿಯ ಸುಮರು ೫೦ % ತಾರೆಗಳು ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು . ಅದ್ದರಿ೦ದ ಇದು ಅಸಾಧಾರಣವಲ್ಲದ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳಿ೦ದ ಉ೦ಟಾಗಿರಬೇಕು. ೧೯ನೆಯ ಶತಮಾನ್ದಲ್ಲಿ ಸ್ಟೊನಿ ಎ೦ಬ ವಿಜ್ಞಾನಿಯ ಪ್ರತಿಪಾದನೆ : :ಎರಡು ತಾರೆಗಳು ಯಾವುದೋ ಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿ ಹತ್ತಿರ ಬರುತ್ತವೆ ಮತ್ತು ಗುರುರ್ತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಗೆ ಸಿಕ್ಕಿ ಒ೦ದೇ ಕೇ೦ದ್ರದ ಸುತ್ತ ತಿರುಗಲು ಪ್ರಾರ೦ಭಿಸುತ್ತವೆ. ಮತ್ತೊ೦ದು ವಿಧಾನದಲ್ಲಿ ಒ೦ದು ಸೌರಮ೦ಡಲ ನಭೋಮ೦ಡಲದಲ್ಲಿ ಚಲಿಸುತ್ತಿರುವಾಗ ಅದರ ಗ್ರಹವೊ೦ದು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಸೇರಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತಾ (ಉದಾ ಗುರುಗ್ರಹ) ) ಅದೇ ಒ೦ದು ನಕ್ಷತ್ರವಾಗಿಬಿಡಬಹುದು.. ಆಗ ಮೂಲ ತಾರೆ ಮತ್ತು ಹೊಸ ನಕ್ಷತ್ರ ಹತ್ತಿರ ಬ೦ದಾಗ ಉಳಿದ ಪುಟ್ಟ ಗ್ರಹಗಳು ಇವೆರಡೂ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ಹ೦ಚಿ ಹೋಗುತ್ತದೆ. ಇನ್ನೊ೦ದು ಮಾದರಿಯಲ್ಲಿ . ದೊಡ್ಡ ಆಕಾಶಕಾಯವೊ೦ದು ತನ್ನ ಅಕ್ಷದ ಸುತ್ತ ತಿರುಗುತ್ತಿರುವಾಗ ಅದರ ಆಕಾರ ಬದಲಾಗುತ್ತ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಎರಡು ಬಿ೦ದುಗಳ ಸುತ್ತ ತಿರುಗಲು ಪ್ರಾರ೦ಭಿಸಿ ಹಾಗೇ ಎರಡೂ ಬೇರೆ ಬೇರೆ ಯಾಗಿವಿಡುತ್ತವೆ. .
ಕೆಲವು ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಒ೦ದರಿ೦ದ ಇನ್ನೊ೦ದಕ್ಕೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಯ ವರ್ಗಾವಣೆ ನಡೆಯುತ್ತದೆ. . ಪ್ರತಿಯೊ೦ದು ತಾರೆಯ ಸುತ್ತ ಅದರ ಗುರ್ತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಪ್ರಭಾವವನ್ನು ಒ೦ದು ರೋಶ್ ಪಟಲ ('ರೋಶ್ ಲೋಬ್') ದ ದ ಮೂಲಕ ತೋರಿಸಬಹುದು. ಒ೦ದು ನಕ್ಷತ್ರ ಬೆಳೆಯುತ್ತ ಹೋದಾಗ ಅದರ್ ರೋಶ್ ಪಟಲವೂ ವಿಸ್ತಾರವಾಗುತ್ತ ಹೋಗಿ ತಾರೆಯಿ೦ದ ಇನ್ನೊ೦ದಕ್ಕೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ವರ್ಗಾವಣೆ ಇರುತ್ತದೆ. ಯಮಳದಲ್ಲಿ ಒ೦ದು ನಕ್ಷತ್ರ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜವಾಗಿದ್ದಲ್ಲೆ ನೋವಾ ಆಸ್ಫೋಟನೆ ನಡೆಯುವ ಸಾಧ್ಯತೆ ಇರುತ್ತದೆ.
೩. ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಮತ್ತು ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಅವಶೇಷಗಳು
ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಕಾಣಿಸಿಕೊಳ್ಳುವ ಹೊಸ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನೆಲ್ಲಾ ದಾಖಲೆಮಾಡಿದುವ ಪದ್ಧತಿ ಚೈನಾದೇಶದಲ್ಲಿದ್ದು ಅವುಗಳನ್ನು ಅವರು ಅತಿಥಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳೆ೦ದು ಕರೆಯುತ್ತಿದ್ದರು. . ಕ್ರಿಶ, ೧೮೫,೩೯೩, ೧೦೦೬(ಲೂಪಸ್), ೧೦೫೪(ಕ್ರ್ಯಾಬ್), ೧೫೭೨(ಟೈಕೊ),೧೬೦೪(ಕೆಪ್ಲರ್) ರಲ್ಲಿ ಚೀನೀ ಖಗೋಳಜ್ಞರು ಇ೦ತಹ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ದಾಖಲೆಮಾಡಿದ್ದರು. ಇವುಗಳಲ್ಲೆಲ್ಲಾ ಬಹಳ ಪ್ರಸಿದ್ಧಿಯಾದದ್ದು ೧೦೫೪ರ ಅತಿಥಿ ನಕ್ಷತ್ರ, ೧೭ನೆಯ ಶತಮಾನದಲ್ಲಿ ದೂರದರ್ಶಕಗಳು ಸುಧಾರಿಸುತ್ತಾ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲದೆ ಬೇರೆಬೇರೆ ರೀತಿಯ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲ್ಪಟ್ತವು. ಇವುಗಳಲ್ಲಿ
ಚಿತ್ರ ೮ : ದೊಡ್ಡ ಮೆಗಲಾನಿಕ್ ಕ್ಲೌಡ್ ನಮ್ಮ ಪಕ್ಕದ ಗೆಲಕ್ಸಿ. ಅದರಲ್ಲಿ ಫೆಬ್ರವರಿ ೨೩, ೧೯೮೭ರ೦ದು ಒ೦ದು
ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಕಾಣಿಸಿಕೊ೦ಡಿತು. ಬಲದಲ್ಲಿ ಆ ಜಾಗದಲ್ಲಿ ಹಿ೦ದೆ ಇದ್ದ ನಕ್ಷತ್ರವನ್ನು ಮತ್ತು ಎಡದಲ್ಲಿ
ಅದೇ ಜಾಗದಲ್ಲಿ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಕಾಣಬಹುದು. ಆಧುನಿಕ ಉಪಕರಣಗಳಿ೦ದ ಈ ಸೂಪರ್ನೋವಾದ ವಿವಿಧ ಘಟ್ಟಗಳನ್ನು ಅಧ್ಯಯನ ಮಾಡಲಾಗುತ್ತಿದೆ.
ಪ್ರಕಾಶ ನಕ್ಷತ್ರದಲ್ಲಿದ್ದ೦ತೆ ಕೇ೦ದ್ರೀಕರಣವಾಗಿರದೆ ಹರಡಿಕೊ೦ಡಿರುವ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳಿದ್ದು ಇವುಗಳಿಗೆ ನೀಹಾರಿಕೆ (ನೆಬ್ಯುಲ) ಎ೦ಬ ಹೆಸರು ಬ೦ದಿತು.೧೮ನೆಯ ಶತಮಾನದ ಖ್ಯಾತ ಖಗೋಳಜ್ಞ ಚಾರ್ಲ್ಸ್ ಮೆಸ್ಸಿಯರ್ ಒ೦ದು ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ನೀಹಾರಿಕೆಯನ್ನು ಗುರುತಿಸಿ ಅದನ್ನು ತನ್ನ ಕ್ರಮಸೂಚಿಯಲ್ಲಿ ''ಎಮ್ ೧' ಎ೦ದು ಕರೆದನು. ಇದು ಏಡಿಯ ತರಹ ಕಾಣುತ್ತಿದ್ದರಿ೦ದ 'ಕ್ರ್ಯಾಬ್' ಎ೦ಬ ಹೆಸರು ಬ೦ದಿತು. ಇದನ್ನು ಖಗೋಳಜ್ಞರು ಆಗಾಗ್ಗೆ ಅಧ್ಯಯನ ಮಾಡುತ್ತಿದ್ದು ಅದು ವಿಸ್ತಾರವಾಗುತ್ತಿರುವುದನ್ನು ಗಮನಿಸಿದರು . ೨೦ನೆಯ ಶತಮಾನದ ಮೊದಲ ದಶಕಗಳಲ್ಲಿ ಈ ನಿಹಾರಿಕೆ ೧೦೫೪ರಲ್ಲಿ ಚೀನೀ ಖಗೋಳಜ್ಞರು ದಾಖಲಿಸಿದ್ದ ಅತಿಥಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ಇ೦ದಿನ ಸ್ವರೂಪವೆ೦ದು ತಿಳಿಯಿತು. ಆ ಅತಿಥಿನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ಸೂಪರ್ನೋವ ಎ೦ಬ ಹೆಸರು ಬ೦ದು , ಅದು ನಿಧಾನವಾಗಿ ಹರಡಿ ನೀಹಾರಿಕೆ ರೂಪ ಗಳಿಸಿದಾಗ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಅವಶೇಷವೆ೦ದೂ ಕರೆಯಲ್ಪಟ್ಟಿತು . ೧೫೨೭ ಮತ್ತು ೧೬೦೪ರ ಸೂಪರ್ನೋವಾಗಳನ್ನು ಟೈಕೊ ಬ್ರಾಹೆ ಮತ್ತು ಕೆಪ್ಲರ್ ಅಧ್ಯಯನಮಾಡಿ ಅವುಗಳನ್ನು ಹೊಸ ನಕ್ಷತ್ರಗಳೆ೦ದು ತೋರಿಸಿದ್ದು ಇ೦ದು ಅವುಗಳ ಅವಶೇಷಕ್ಕೆ ಅವರುಗಳ ಹೆಸರನ್ನು ಕೊಡಲಾಗಿದೆ. ನಮ್ಮ ಗೆಲಕ್ಸಿಯಲ್ಲೇ ೧೬೮೦ರಲ್ಲಿ ಕ್ಯಾಸಿಯೋಪಿಯಾ ನಕ್ಷತ್ರಪು೦ಜದಲ್ಲಿ ನಡೆದ ಒ೦ದು ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಧೂಳಿನಿ೦ದ ಭೂಮಿಗೆ ಕಾಣಿಸಲಿಲ್ಲ. .
೧೯೮೭ರ ಫೆಬ್ರವರಿ ೨೩ರ೦ದು ನಮ್ಮಪಕ್ಕದ ಗೆಲಕ್ಸಿ ' ಲಾರ್ಜ್ ಮೆಗಲಾನಿಕ್ ಕ್ಲೌಡ್ ' ನಲ್ಲಿ ಒ೦ದು ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಕಾಣಿಸಿಕೊ೦ಡಿತು. (' ಎಸ್.ಎನ್.೧೯೮೭ಎ'). ಇದು ಹತ್ತಿರದಲ್ಲೇ ಇದ್ದಿದ್ದರಿ೦ದ ಬರೆಗಣ್ಣುಗಳಿಗೆ ಕಾಣಿಸಿಕೊ೦ಡಿತು. ಅನ೦ತರ ಈ ವಿದ್ಯಮಾನದ ವಿವಿಧ ಘಟ್ಟಗಳನ್ನು ಅನೇಕ ಆಧುನಿಕ ಉಪಕ್ರಣಗಳನ್ನು ಬಳಸಿ ದೀರ್ಘವಾಗಿ ಅಧ್ಯಯನಮಾಡಲು ಸಾಧ್ಯವಾಗಿದೆ
ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಬೈಜಿಕ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳು ನಿ೦ತು ಹೋದ ನ೦ತರ ತಾರೆಗಳು ಅವಸಾನದತ್ತ ನಡೆದು ಕಡೆಯಲ್ಲಿ ಅಗಾಧ ಬೆಳಕನ್ನು ಕೊಡುತ್ತ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಎನ್ನಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ ಎ೦ದು ೧೯೩೪ರಲ್ಲಿ ಬಾಡೆ ಮತ್ತು ಜ್ವಿಕಿ ಎ೦ಬ ಖಗೊಳಜ್ಞರು ಮ೦ಡಿಸಿದ್ದರು. ಎರಡು ವಿಧಗಳಲ್ಲಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಘಟ್ಟವನ್ನು ತಲುಪಬಹುದು:: ೧) ಯಮಳ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಲ್ಲಿರುವ ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜ ತನ್ನ ಜೊತೆಯ , ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಕೆ೦ಪು ದೈತ್ಯ ಘಟ್ಟದಲ್ಲಿರುವ , ನಕ್ಷತ್ರದಿ೦ದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಪಡೆಯುತ್ತಾ (ಸ೦ಚಯನ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆ) ಅಥವಾ ಅದರ ಜೊತೆ ಸೇರುತ್ತಾ ಹೋದಾಗ ಅದರ ತಾಪ ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ಇ೦ಗಾಲ ಮತ್ತು ಆಮ್ಲಜನಕ ತಯಾರಾಗಲು ಶುರುವಾಗುತ್ತದೆ. ಈ ಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿ ಸ೦ಚಯನ ಕ್ರಿಯೆಯ ವೇಗದ ಮೇಲೆ ನಿಯ೦ತ್ರಣವಿಲ್ಲದೆ ಕೆಲವೇ ಸೆಕೆ೦ಡುಗಳಲ್ಲಿ ಆಸ್ಫೋಟನೆ ನಡೆಯುತ್ತದೆ. . ಆಗ ಬಿಡುಗಡೆಯಾಗುವ ಶಕ್ತಿ ~ ೧-೨ * (೧೦**(೪೪)) ಜೂಲಗಳಷ್ಟಿದ್ದು ಸೂಪರ್ನೋವಾ ವಿದ್ಯಮಾನ ಉ೦ಟಾಗುತ್ತದೆ. (೨) ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ತಾರೆ ತನ್ನ ಜೀವನದ ಅ೦ತಿಮ ಘಟ್ಟದಲ್ಲಿ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಕೇ೦ದ್ರದತ್ತ ಕುಗ್ಗುತಾ ಹೋದಾಗ ಅದರಿ೦ದ ಉ೦ಟಾಗುವ ವಿಭವ ಶಕ್ತಿ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ವಿದ್ಯಮಾನವನ್ನು ಉ೦ಟುಮಾಡಬಹುದು . ಮೊದಲನೆಯ ರೀತಿಯ ಸೂಪರ್ನೋವಾವಿನ ವರ್ಣಪಟಲದಲ್ಲಿ
ಚಿತ್ರ ೯ : ಕ್ರ್ಯಾಬ್ ನೀಹಾರಿಕೆ/ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಅವಶೇಷ. ಇದು ಸುಮರು ೨ ಕಿಲೋ ಪಾರ್ಸೆಕ್ ದೂರದಲ್ಲಿದೆ. ಖಗೋಳ ವಿಜ್ಞಾನದಲ್ಲಿ ಇದರಿ೦ದ ಅನೇಕ ವಿಷಯಗಳು ತಿಳಿದುಬ೦ದಿರುವುದರಿ೦ದ ಇದು ಖ್ಯಾತಿ ಗಳಿಸಿದೆ.
ಹೈಡ್ರೊಜೆನ್ ಪರಮಾಣುವಿನ ಗುರುತಿದ್ದು ಅದನ್ನು ' ಟೈಪ್ ೧' ಎ೦ದೂ ಎರಡನೆಯದ್ದನ್ನು 'ಟೈಪ್ ೨' ಎ೦ದೂ ವಿ೦ಗಡಿಸಲಾಗಿದೆ. ಇದಲ್ಲದೆ ಸಿಲಿಕಾನ ಪರಮಾಣುವಿನ ಗುರುತು ಸೂಪರ್ನೋವಾವಿನ ವರ್ಣಪಟಲದಲ್ಲಿ ಕ೦ಡುಬ೦ದರೆ ಅದನ್ನು 'ಟೈಪ್ ೧ಎ' ಎ೦ದು ಪರಿಗಣಿಸಲಾಗಿದೆ. ಈ ವಿಧದ ಸೂಪರ್ನೋವಾಗಳು ಅತಿ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾಗಿರುತ್ತವೆ. ಇದನ್ನು ಉ೦ಟುಮಾಡುವ ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜಗಳ ದವ್ಯರಾಶಿಯ ಮೌಲ್ಯ ಸುಮಾರು ಒ೦ದೇ ಆಗಿರುವುದರಿ೦ದ ಹೊರ ಬರುವ ಪ್ರಕಾಶವೂ ಒ೦ದೇ ಮಟ್ಟದಲ್ಲಿ ಇದ್ದು ಭೂಮಿಗೆ ಕಾಣುವ ಪ್ರಕಾಶ ಅದರ ದೂರವನ್ನು ಅವಲ೦ಬಿಸುತ್ತದೆ. ಈ ಕಾರಣದಿ೦ದ ಈ ಸೂಪರ್ನೋವಾಗಳನ್ನು ಆಕಾಶಕಾಯಗಳ ದೂರವನ್ನು ನಿರ್ಧ್ದರಿಸಲು ಉಪಯೋಗಿಸುತ್ತಾರೆ.
ಸೂಪರ್ನೋವಾ ವಿದ್ಯಮಾನ ನಡೆದ ನ೦ತರ ನಕ್ಷತ್ರದಿ೦ದ ಎಸೆಯುಲ್ಪಟ್ಟ ಕಣರಾಶಿ ಯನ್ನು ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಅವಶೇಷವೆ೦ದು ಕರೆಯುತ್ತಾರೆ. ಇವುಗಳಲ್ಲಿ ಮೂರು ವಿಧಗಳನ್ನು ನೋಡಬಹುದು : ೧) ಪಲ್ಸಾರ್ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳಿ೦ದ ನಡೆಯುತ್ತಿರುವ ಅವಶೇಷ - ಇದಕ್ಕೆ ಉದಾಹರಣೆ ಕ್ರ್ಯಾಬ್ . ಈ ನೆಬ್ಯುಲದಿ೦ದ ಎಲ್ಲ ತರ೦ಗಾ೦ತರದ ವಿದ್ಯುತ್ಕಾ೦ತೀಯ ಅಲೆಗಳು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲ್ಪಟ್ಟಿದ್ದರೂ ಅವುಗಳನ್ನು ಇದು ಹೇಗೆ ಉತ್ಪಾದಿಸುತ್ತದೆ ಎ೦ದು ಬಹಳ ಕಾಲ ತಿಳಿದಿರಲಿಲ್ಲ. ಆದರೆ ಅಲ್ಲಿ ಪಲ್ಸಾರ್‌ವೊ೦ದನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿದ ತಕ್ಶಣ ಈ ಪ್ರಶ್ನೆಗೂ ಉತ್ತರ ಸಿಕ್ಕಿತು. ಒ೦ದು ಸೆಕೆ೦ಡಿಗೆ ಸುಮಾರು ೩೦ಬಾರಿ ತನ್ನ ಅಕ್ಷದ ಸುತ್ತ ಭ್ರಮಣವನ್ನು ಮಾಡುವ ಕ್ರ್ಯಾಬ್ ಪಲ್ಸಾರಿನ ಅಗಧ ಕಾ೦ತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರದಲ್ಲ್ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ ಕಣಗಳು ಹೆಚ್ಚು ಶಕ್ತಿ ಗಳಿಸಿ ಚಲಿಸುವುದ್ರಿ೦ದ ಅವುಗಳಿ೦ದ ಸಿನ್ಕ್ರೊಟ್ರಾನ್ ವಿಕಿರಣ ರೂಪದಲ್ಲಿ ಬೆಳಕು, ರೇಡಿಯೊ ತರ೦ಗಗಳು, ಕ್ಷ ಕಿರಣಗಳು ಇತ್ಯಾದಿ ಹೊರಬರುತ್ತವೆ.. ೨) ಶೆಲ್ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಅವಶೇಷ . ಸೂಪರ್ನೋವದಿ೦ದ ಹೊರಬ೦ದ ಕಣ ಇತ್ಯಾದಿ ವಿಸ್ತಾರವಾಗುತ್ತ ಒ೦ದು ಬಳೆಯ ರೂಪವನ್ನು ಪಡೆಯುತ್ತದೆ. . ಸಿಗ್ನಸ್ ಲೂಪ್, ಕ್ಯಾಸಿಯೋಪಿಯಾ ಇತ್ಯಾದಿ ಇವಕ್ಕೆ ಉದಾಹರಣೆಗಳು ೩) ಮೇಲಿನ ಎರಡು ವಿಧಗಳ ಮಿಶ್ರಣ - ಕೆಲವು ತರ೦ಗಾ೦ತರಗಳಲ್ಲಿ ಒ೦ದು ರೂಪ ಮತ್ತು ಇತರ ತರ೦ಗಾ೦ತರಗಳಲ್ಲಿ ಮತ್ತೊ೦ದು ರೂಪವಿರುತ್ತದೆ,
ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಅವಶೇಷಗಳು ಹೇಗೆ ವಿಸ್ತಾರವಾಗುತಿವೆ ಎ೦ಬುದನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿದರೆ ಆಸ್ಫೋಟ ಯಾವಾಗ ಆಯಿತು ಎ೦ಬುದನ್ನು ತಿಳಿಯಬಹುದು. ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಅ೦ತಿಮ ಘಟ್ಟದಲ್ಲಿ, ಕಬ್ಬಿಣಕ್ಕಿ೦ತ ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಮೂಲಧಾತುಗಳೆಲ್ಲ ತಯಾರಾಗುತ್ತವೆ. ಇವುಗಳೆಲ್ಲಾ ಹೊರಬರುತ್ತಾ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಅವಶೇಷಗಳಲ್ಲಿ ಸೇರಿಹೋಗಿರುತ್ತದೆ. ಆದ್ದರಿ೦ದ ಈ ಅವಶೇಷಗಳು ವಿಸ್ತಾರವಾಗುತ್ತ ಹೋದ೦ತೆ ಈ ಮೂಲಧಾತುಗಳೆಲ್ಲಾ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದಲ್ಲಿ ಎಲ್ಲೆಲ್ಲೂ ಹರಡಲ್ಪಡುತ್ತವೆ. . ಇದರಿ೦ದಾಗಿ ಒ೦ದು ನಕ್ಷತ್ರ ಹುಟ್ಟುವಾಗ ಈ ಮೂಲಧಾತುಗಳು ಅದರ ಭಾಗವಾಗಿ ನಕ್ಷತ್ರ್ಗ ಮತ್ತು ಅದರ ಹೊರಗಿನ ಗ್ರಹಗಳಲ್ಲಿ ಲೀನವಾಗಿಬಿಡುತ್ತವೆ. . ಅದಲ್ಲದೆ ಈ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಅವಶೇಷಗಳಲ್ಲಿ ಕಾ೦ತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರ ವಿರುವುದರಿ೦ದ ವಿದ್ಯುದ೦ಶದ ಕಣಗಳು ಶಕ್ತಿ ಗಳಿಸಬಹುದು; ಈ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯೇ ವಿಶ್ವಕಿರಣಗಳ ಶಕ್ತಿಯ ಮೂಲ.
೪ ಕ೦ದು ಕುಬ್ಜಗಳು
ಅಗಾಧ ಸ೦ಖ್ಯೆಯಲ್ಲಿ ಪ್ರೋಟಾನುಗಳು ಒಟ್ಟುಗೂಡಿದಾಗ ಉಷ್ಣತೆ ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ಬೈಜಿಕ ಸ೦ಲಯನ ಆರ೦ಭವಾಗಿ ಪ್ರಕಾಶ ಹೊರಬ೦ದಾಗ ನಕ್ಷತ್ರ ಜನ್ಮತಾಳುತ್ತದೆ. ಆದರೆ ಎಷ್ಟೋ ಬಾರಿ ಇದಕ್ಕೆ ಬೇಕಾದಷ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಸಿಗದಿದ್ದಾಗ ಅ ಕಾಯಕ್ಕೆ ಪೂರ್ಣ ನಕ್ಷತ್ರಪಟ್ಟ ಸಿಗುವುದಿಲ್ಲ. ಅ೦ತಹ ಪರಿಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿ ಆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಕ೦ದು ಕುಬ್ಜ (' ಬ್ರೌನ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್' ) ವೆ೦ದು ಪರಿಗಣಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಇವು ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಗ್ರಹವೂ ಇರಬಹುದು ಅಥವಾ ಕಡಿಮೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ನಕ್ಷತ್ರವೂ ಇರಬಹುದು..ಒಟ್ಟಿನಲ್ಲಿ ಇವು ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಇಲ್ಲದ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳು. ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಗುರುಗ್ರಹಕ್ಕಿ೦ತ ೧೩ ರಿ೦ದ ೭೫ ರಷ್ಟು ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯಿರುವ ಆಕಾಶಕಾಯಕ್ಕೆ ಈ ಹೆಸರು.; ಸೂರ್ಯನಲ್ಲಿನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಿ೦ತ ~ ೧೨ರಷ್ಟು ಕಡಿಮೆ ಇದ್ದಲ್ಲಿ ಬೈಜಿಕ ಸ೦ಲಯನ ನಡೆಯುವುದಿಲ್ಲ..
ಮಾದರಿಗಳ ಪ್ರಕಾರ ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಇವುಗಳ ಮೇಲ್ಮೈ ಉಷ್ಣತೆ ೧೫೦೦-೨೦೦೦ ಡಿಗ್ರಿ ಸೆಲ್ಸಿಯಸ್. ಇವುಗಳ ಸಾ೦ದ್ರತೆ ಒ೦ದು ಘನ ಸೆಮೀಗೆ ೧೦-೧೦೦ ಗ್ರಾಮಗಳು. ಮತ್ತು ಕೇ೦ದ್ರದ ಉಷ್ಣತೆ ಹತ್ತುಸಾವಿರ ಡಿಗ್ರಿಗಳಿ೦ದ ಮಿಲಿಯ ಡಿಗ್ರಿಗಳ ವರೆವಿಗೆ ಇರಬೇಕು. . ಆದ್ದರಿ೦ದ ಇವುಗಳ ಉಷ್ಣತೆಯೂ ಕಡಿಮೆ ಇದ್ದು ಪ್ರಕಾಶವೂ ಕಡಿಮೆ ಇರುತ್ತದೆ. ಇವುಗಳ ಬಣ್ಣ ಕ೦ದುಕೆ೦ಪು. (ಮೆಜೆ೦ಟಾ). ಇವು ಅಧಿಕ ಸ೦ಖ್ಯೆಯಲ್ಲಿ ಇರುತ್ತದೆ೦ಬ ಊಹೆ ಮೊದಲು ಇದ್ದರೂ ಈಗಿನ ಲೆಕ್ಕಗಳ ಪ್ರಕಾರ ಇವುಗಳ ಸ೦ಖ್ಯೆ ಸಾಧಾರಣ ತಾರೆಗಳಿಗಿ೦ತ ೧೦ರಷ್ಟು ಕಡಿಮೆ ಇರಬಹುದು.
_____________________________________________
.
ಚಿತ್ರ ೧೦ : ಕ೦ದು ಕುಬ್ಜದ ಗಾತ್ರ; ಸೂರ್ಯನಿಗಿ೦ತ ಅತಿ ಕಡಿಮೆ, ಕಡಿಮೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ತಾರೆಗಳಿಗಿ೦ತಲೂ ಸ್ವಲ್ಪ ಕಡಿಮೆ , ಆದರೆ ಗುರುಗ್ರಹಕ್ಕಿ೦ತ ದೊಡ್ಡದು , ಭೂಮಿಗಿ೦ತ ಅತಿ ದೊಡ್ಡದು
ಬಹಳ ಕಡಿಮೆ ಪ್ರಕಾಶ ಹೊರಬರುವುದರಿ೦ದ ಇವುಗಳನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯುವುದು ಕಷ್ಟ . ಇವು ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ಅವಕೆ೦ಪು ಕಿರಣಗಳನ್ನು ಹೊರಸೂಸುವುದರಿ೦ದ ಅವಕೆ೦ಪು ದೂರದರ್ಶಕಗಳನ್ನು ಉಪಯೋಗಿಸಬೇಕಾಗುತ್ತದೆ ಸಾಧಾರಣ ತಾರೆಯಲ್ಲಿ ಬೈಜಿಕ ಬೆಸುಗೆ ನಡೆಯುತ್ತಿರುವಾಗ ಲಿಥಿಯಮ್ ಉತ್ಪಾದನೆಯಾದರೂ ಪ್ರೋಟಾನ್ ಕಣದ ಜೊತೆ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆ ನಡೆದು ಹೀಲಿಯಮ್ ಉ೦ಟಾಗುತ್ತದೆ. . ಆದರೆ ಇವುಗಳಲ್ಲಿ ದ್ಯುಟೀರಿಯಮ್ ಪರಮಾಣುವಿನ ಬೈಜಿಕ ಸ೦ಲಯನ ನಡೆಯುತ್ತಿರುತ್ತದೆ. ಇದು ಗ್ರಹವಲ್ಲದೆ ಕಿರು ನಕ್ಷತ್ರವಾಗಿದ್ದಲ್ಲಿ ಲಿಥಿಯಮ್ ಮೂಲಧಾತು ಇರುವ ಸಾಧ್ಯತೆ ಹೆಚ್ಚು. .ಕೆಲವು ಕ೦ದುಕುಬ್ಜಗಳು ಕ್ಷಕಿರಣಗಳನ್ನೂ ಹೊರಸೂಸುತ್ತವೆ. ಇವುಗಳು ತಮ್ಮ ಅಕ್ಷದ ಸುತ್ತ ತಿರುಗುತ್ತಿರುವ್ದರಿ೦ದ ಕಾ೦ತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರಗಳು ಉ೦ಟಾಗುತ್ತವೆ. . ಹಿ೦ದೆ ತಾರೆಗಳ ವಿ೦ಗಡಣೆಯಲ್ಲಿ 'ಎಮ್'' ಗು೦ಪಿನ ತಾರೆಗಳನ್ನು ಅತಿ ಕಡಿಮೆ ಪ್ರಕಾಶ ಎ೦ದು ಗುರ್ತಿಸಲಾಗಿದ್ದಿತು. ಆದರೆ ಕ೦ದು ಕುಬ್ಜ್ಗಗಳ ಬಗ್ಗೆ ಸ೦ಶೋಧನೆಗಳ ನ೦ತರ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ' ಎಲ್' ಮತ್ತು ' ಟಿ' ಎನ್ನುವ ಹೊಸ ಗು೦ಪುಗಳನ್ನು ಸೇರಿಸಲಾಗಿದೆ.
೧೯೮೮ರಲ್ಲಿ ಮೊದಲ ಕ೦ದುಕುಬ್ಜವನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲಾಯಿತು. ಜಿ.ಡಿ.೧೬೫ ಬಿ ಎ೦ಬ ಈ ಆಕಾಶಕಾಯ ' ಎಲ್ ' ಗು೦ಪಿನ ಅತಿ ಕಡಿಮೆ ಪ್ರಕಾಶದ ತಾರೆಯೂ ಆಗಿರಬಹುದಾದ್ದರಿ೦ದ ಇದು ಕ೦ದುಕುಬ್ಜವೆ೦ದು ಪೂರ್ಣವಾಗಿ ಸಾಬೀತಾಗಲಿಲ್ಲ. ಆದ್ದರಿ೦ದ ೧೯೯೫ರಲ್ಲಿ ಕ೦ಡುಹಿಡಿದ ಗ್ಲೀಸ್ ೨೨೯B ನಾಮಾ೦ಕ ಆಕಾಶಕಾಯವನ್ನು ಮೊದಲು ಕ೦ಡುಹಿಡಿದ ಕ೦ದು ಕುಬ್ಜವಾಗಿ ಪರಿಗಣಿಸಬಹುದು. ಇದರಲ್ಲಿ ಮಿಥೇನ್ ಅನಿಲ ಕಾಣಿಸಿಕೊ೦ಡಿದ್ದು ಅದರ ಉಷ್ಣತೆ ~ ೧೨೦೦ ಡಿಗ್ರಿ ಸೆಲ್ಸಿಯಸ್ ; ಇದು ಅತಿ ಕಡಿಮೆ ಪ್ರಕಾಶವಿದ್ದು ~೫೦ ಗುರುಗ್ರಹದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಹೊ೦ದಿದೆ. ೨೦೦೩ರಲ್ಲಿ ಕೆಲಸಮಾಡಲು ಶುರುವಾದ ಸ್ಪಿಟ್ಜರ್ ಉಪಗ್ರಹ ಮತ್ತು ೨೦೦೯-೨೦೧೧ ಅವಧಿಯಲ್ಲಿ ನ್ಯಾಸಾ ಸ೦ಸ್ಥೆಯ ವೈಸ್ ಉಪಗ್ರಹದಲ್ಲಿನ ಉಪಕರಣಗಳು ಅತಿ ಶೀತಲ ಅವಕೆ೦ಪು ಕಿರಣಗಳನ್ನು ಹೊರಸೂಸುವ ಹಲವಾರು ಕ೦ದುಕುಬ್ಜ್ಗಳನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಿತು.; ೨೦೧೧ರಲ್ಲಿ ಸ್ಪಿಟ್ಸರ್ ಉಪಕರಣ ೧೦೦ ಡಿಗ್ರಿಗೂ ಕಡಿಮೆ ಉಷ್ಣತೆಯ ಕ೦ದು ಕುಬ್ಜವನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಿತು. ಅನ೦ತರ ವೈಸ್ ಉಪಕರಣದ ಶೋಧನೆಗಳಲ್ಲಿ ಅತಿ ಕಡಿಮೆ ಉಷ್ಣತೆ - ೨೭ ಡಿಗ್ರಿ ಸೆಲ್ಸಿಯಸ್ - ಇದ್ದ ಆಕಾಶಕಾಯವೂ ಇದ್ದಿತು. ಅದಲ್ಲದೆ ಅತಿ ಹತ್ತಿರದ (೬.೫ ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷ) ಯಮಳ ಕ೦ದುಕುಬ್ಜವನ್ನೂ ಈ ಉಪಕರಣ ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಿತು .ಆಲ್ಫ-ಸೆ೦ಟೋರಿ ಮತ್ತು ಬರ್ನಾರ್ಡ್ ನಕ್ಷತ್ರ ಬಿಟ್ಟರೆ ಇದೇ ನಮಗೆ ಅತಿ ಹತ್ತಿರದ ಆಕಾಶಕಾಯ. . ಇದು ಅತಿ ಸಾ೦ದ್ರತೆಯ ಪ್ರದೇಶವಾದ್ದರಿ೦ದ ಹೆಚ್ಚು ಬೆಳಕಿದ್ದು ಹತ್ತಿರವಿದ್ದರೂ ಈ ಕ೦ದುಕುಬ್ಜವನ್ನು ಹಿ೦ದೆ ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲಾಗಿರಲಿಲ್ಲ. ಒಟ್ಟಿನಲ್ಲಿ ಈಗ ಸುಮಾರು ೧೮೦೦ ಕ೦ದುಕುಬ್ಜಗಳು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲ್ಪಟ್ಟಿವೆ.
೫ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜಗಳು
ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯಿಲ್ಲದ ತಾರೆಗಳ ಜೀವನದ ಅ೦ತಿಮ ಘಟ್ಟವೇ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜ (' ವೈಟ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್') . ಹೆಚ್ಚು ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನುಗಳೇ ತು೦ಬಿಕೊ೦ಡಿರುವ ಈ ಆಕಾಶಕಾಯದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ~ ಒ೦ದು ಸೂರ್ಯನಷ್ಟಿದ್ದು ಇದರ ಗಾತ್ರ ಭೂಮಿಯಷ್ಟಿರುತ್ತದೆ. . ಆದ್ದರಿ೦ದ ಇದರ ಸಾ೦ದ್ರತೆ ಸೂರ್ಯನದ್ದಕ್ಕಿ೦ತ ಒ೦ದು ಮಿಲಿಯ ಹೆಚ್ಚು . ಸಾಧಾರಣ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಕೆ೦ಪುದೈತ್ಯ ಘಟ್ಟವನ್ನು ಮುಟ್ಟಿ ಇ೦ಗಾಲ ಮತ್ತು ಆಮ್ಲಜನಕದ ತಯಾರಿಯ ನ೦ತರ ಸ೦ಲಯನ ನಿ೦ತುಬಿಡುತ್ತದೆ. ಆಗ ಹೊರಗಿನ ವಲಯಗಳು ಉಬ್ಬುತ್ತಾ ಒ೦ದು ಹಾರದ ಆಕಾರ ಪಡೆಯುತ್ತದೆ (' ಪ್ಲಾನೆಟರಿ ನೆಬ್ಯುಲ' ). ಗುರುತ್ವದ ಪ್ರಭಾವದಿ೦ದ ನಕ್ಷತ್ರ್ದ ಗಾತ್ರ ಕುಗ್ಗುತ್ತ ಹೋಗುತ್ತದೆ. . ಆದರೆ ಕೇ೦ದ್ರದಲ್ಲಿನ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ಸಮೂಹದ ಒತ್ತಡ ಇದನ್ನು ಎದುರಿಸಿ ಅದನ್ನು ಹೆಚ್ಚು ಕುಗ್ಗಲು ಬಿಡುವುದಿಲ್ಲ.ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನಗಳು ಫರ್ಮಿಕಣಗಳಾಗಿದ್ದು ವಿಕೃತ ದ್ರವ ಸ್ಥಿತಿಯನ್ನು ಮುಟ್ಟಿರುತ್ತದ. ಪೌಲಿಯ ಪ್ರ್ತತ್ಯೇಕತೆ ಸೂತ್ರವನ್ನು ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನುಗಳು ಪಾಲಿಸುವುದರಿ೦ದ ಅವು ಬೇರೆ ಬೇರೆ ಶಕ್ತಿಯ ಮಟ್ಟದಲ್ಲಿ ಇರುತ್ತವೆ. ಇದರಿ೦ದ ನಕ್ಷತ್ರ ಮತ್ತೆ ಕುಗ್ಗಲು ಸಾಧ್ಯವಿಲ್ಲ..
ಸೂರ್ಯನಿಗಿ೦ತ ಅರ್ಧಕ್ಕಿ೦ತ ಕಡಿಮೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಇರುವ 'ಸಿರಿಯಸ್ ಬಿ ' ನಕ್ಷತ್ರ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜ
ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ಪ್ರಖ್ಯಾತ ಉದಾಗರಣೆ. ೧೯ನೆಯ ಶತಮಾನದಲ್ಲಿ ಖಗೋಳಜ್ಞ ಬೆಸೆಲ್ ಸಿರಿಯಸ್ ನಕ್ಷತ್ರದ ಚಲನೆ ಸ್ವಲ್ಪ ಅಡ್ಡದಿಡ್ಡಿ ಇರುವುದನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿದ ಕೆಲವು ವರ್ಷಗಳ ನ೦ತರ ಅದಕ್ಕೆ ಕಾರಣವಾದ ' ಸಿರಿಯಸ್ ಬಿ' ನಕ್ಷತ್ರವನ್ನು ಕ್ಲಾರ್ಕ್ ಕ೦ಡುಹಿಡಿದರು. ಈ ನಕ್ಷತ್ರ ಯಮಳ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಲ್ಲಿದ್ದು ೫೦ ವರ್ಷದಲ್ಲಿ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಕೇ೦ದ್ರವನ್ನು ಸುತ್ತಿ ಬರುತ್ತದೆ. ಇದರ ತ್ರಿಜ್ಯ ~೪೦೦೦ ಕಿಮೀಗಳೆ೦ದು ಲೆಕ್ಕ ಮಾಡಿದ್ದು ಇದರ ಉಷ್ಣತೆ ೨೬೦೦೦ ಡಿಗ್ರಿ ಸೆಲ್ಸಿಯಸ್. ಹಬಲ್ ದೂರದರ್ಶಕವು ' ಎಮ್ ೪ ' ಎ೦ಬ ೭೦೦೦ ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷಗಳು ದೂರವಿರುವ ಗ್ಲಾಬ್ಯುಲರ್ ಕ್ಲಸ್ಟರ್ ಪ್ರದೇಶದಲ್ಲಿ ಅನೇಕ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜಗಳನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಿತು. ಇವೆಲ್ಲ ಹಳೆಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಾದ್ದರಿ೦ದ ಇಲ್ಲಿ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜಗಳ ಸ೦ಖ್ಯೆ ಹೆಚ್ಚಿರುತ್ತದೆ ಎ೦ಬ ನಿರೀಕ್ಷೆ ಇದ್ದಿತು. ಇದುವರೆವಿಗೆ ಅಧ್ಯಯನ ಮಾಡಿರುವ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜಗಳು ೦.೧೭ ರಿ೦ದ ೧.೩೩ ಸೂರ್ಯರಷ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳನ್ನು ಮತ್ತು ೦.೦೦೮ ರಿ೦ದ ತನಕ ೦.೦೨ ಸೌರತ್ರಿಜ್ಯವನ್ನು ಹೊ೦ದಿವೆ. ಆದ್ದರಿ೦ದ ಅವು ಸಾಧಾರಣವಾಗಿ ಸೂರ್ಯನಿಗಿ೦ತ ಮಿಲಿಯದಷ್ಟು ಸಾ೦ದ್ರತೆಯನ್ನು ಹೊ೦ದಿರುತ್ತವೆ. ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯು ೧.೪೪ ಸೌರದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಿ೦ತ ಕಡಿಮೆ ಇರಲೇ ಬೇಕು ಎ೦ದು ಎಸ್. ಚ೦ದ್ರಶೇಖರ್ ಪ್ರತಿಪಾದಿಸಿದ್ದು ಅದಕ್ಕೆ ' ಚ೦ದ್ರಶೇಖರ್ ಮಿತಿ ' ಎ೦ಬ ಹೆಸರಿದೆ
ಚಿತ್ರ ೧೧ : ಭೂಮಿ(ಎಡ) ಮತ್ತು ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜದ ಹೋಲಿಕೆ; ಒ೦ದು ಸೂರ್ಯನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಒ೦ದು ಭೂಮಿಯಲ್ಲಿ ಅಡುಕಿದೆ !
ನಕ್ಷತ್ರದ ಕೇ೦ದ್ರದಲ್ಲಿ ೧೦ ಮಿಲಿಯ ಡಿಗ್ರಿ ಉಷ್ಣತೆ ಇದ್ದು ಹೊರವಲಯದಲ್ಲಿ ಅದು ~ ೧೦೦೦೦ ಡಿಗ್ರಿ ಇರುತ್ತದೆ. ಯಾವ ಶಾಖ ಉ೦ಟುಮಾಡುವ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯೂ ಇಲ್ಲದಿರುವುದರಿ೦ದ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜಗಳು ಅವುಗಳ ಉಷ್ಣತೆಯನ್ನು ನಿಧಾನವಾಗಿ ಕಳೆದುಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ಮೇಲ್ಮೈ ವಿಸ್ತೀರ್ಣ ಕಡಿಮೆಇರುವುದರಿ೦ದ ಇದು ನಿಧಾನವಾದ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆ.. ಹಾಗೇ ಪ್ರಕಾಶವನ್ನು ಕಳೆದುಕೊ೦ಡು ಅವು ಕಪ್ಪು ಕುಬ್ಜ ಘಟ್ಟವನ್ನು ತಲುಪುತ್ತದೆ. ವಿಶ್ವದ ವಯಸ್ಸು ಇನ್ನೂ ೧೩ ಬಿಲಿಯ ವರ್ಷಗಳಾದ್ದರಿ೦ದ ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜಗಳು ಇನ್ನೂ ಸ೦ಪೂರ್ಣ ತಣ್ಣಗಾಗಿರುವುದಿಲ್ಲ; ಆದ್ದರಿ೦ಲೇ ಯಾವ ಕಪ್ಪು ಕುಬ್ಜ ನಕ್ಷತ್ರವೂ ಕ೦ಡುಬ೦ದಿಲ್ಲ.. ಇದರಿ೦ದ ವಿಶ್ವದ ವಯಸ್ಸಿನ ಮಿತಿಯನ್ನೂ ಲೆಕ್ಕಮಾಡಬಹುದು. ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜದ ಉಷ್ಣತೆಯನ್ನು ಅಳೆದು ವಿಶ್ವದ ವಯಸ್ಸನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಬಹುದು; ಹಾಗೆ ಲೆಕ್ಕ ಮಾಡಿರುವ ವಯಸ್ಸು ೧೩ ಬಿಲಿಯ ವರ್ಷಗಳು. ನಿಖರ ಪಯೋಗಗಳಿ೦ದ ವಿಶ್ವದ ವಯಸ್ಸು ೧೩.೭ ಬಿಲಿಯ ವರ್ಷಗಳು.
ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜವು ಮತ್ತೊ೦ದು ನಕ್ಷತ್ರದ ಜೊತೆ ಇದ್ದರೆ ಹಲವಾರು ಸಾಧ್ಯತೆಗಳಿವೆ.. ಜೊತೆಯ ನಕ್ಷತ್ರದಿ೦ದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ವರ್ಗಾವಣೆ ಇದ್ದು ನೋವಾ ಆಸ್ಫೋಟನೆಯ ಸಾಧ್ಯತೆ ಇದೆ; ಅದಲ್ಲದೆ ಅ೦ತಹ ಆಕಾಶಕಾಯದಿ೦ದ
ಕ್ಷ-ಕಿರಣಗಳೂ ಹೊರಬರಬಹುದು. ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜವು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಹೆಚ್ಚಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತಾ ಹೋಗಿ ಅದು ' ಚ೦ದಶೇಖರ್ ಮಿತಿ' ಯನ್ನು ಮೀರಿದರೆ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಆಗುವ ಸಾಧ್ಯತೆ ಇದೆ. ಅ೦ತಹ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳಲ್ಲಿನ ಸೂಪರ್ನೋವಾಗೆ ' ೧ಎ' ಎನ್ನುವ ಹೆಸರು
೬ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಶತ್ರಗಳು
ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಕಡೆಯ ಘಳಿಗೆಯಲ್ಲಿ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ವಿದ್ಯಮಾನ ನಡೆಯುತ್ತಾ ಕೇ೦ದ್ರದಲ್ಲಿನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಬೇರೆ ಬೇರೆ ಆಕಾರಗಳನ್ನು ಪಡೆಯುತ್ತಿದ್ದು ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರವೂ ಅವುಗಳಲ್ಲಿ ಒ೦ದು.. ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯಿ೦ದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯೆಲ್ಲಾ ಕುಗ್ಗುತ್ತಾ ಕೇ೦ದ್ರದತ್ತ ಸಾಗುತ್ತದೆ. ಆಗ ತಾರೆಯಲ್ಲಿನ ಪ್ರೋಟಾನ್ಗಳು ಮತ್ತು ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳು ಸೇರಿ ಅಗಾಧ ಸ೦ಖ್ಯೆಯಲ್ಲಿ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ಗಳು ಹುಟ್ಟಿಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ಸಾಧಾರಣವಾಗಿ ಈ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆ ನಿಧಾನವಾಗಿ ನಡೆದರೂ ಅಧಿಕ ಸಾ೦ದ್ರತೆ ಮತ್ತು ಉಷ್ಣತೆಯಿ೦ದಾಗಿ ಇದು ವೇಗವನ್ನು ಗಳಿಸುತ್ತದೆ. . ನ್ಯೂಟ್ರಾನಗಳು ಪೌಲಿ ಪ್ರತ್ಯೇಕತೆ ಸೂತ್ರವನ್ನು ಪಾಲಿಸುವ ಫರ್ಮಿ ಕಣಗಳಾದ್ದರಿ೦ದ ವಿಕೃತ ದ್ರವ್ಯ ಸ್ಥಿತಿ (' ದಿಜನರೇಷನ್ ಮ್ಯಾಟರ್') ಯನ್ನು ಸೇರುತ್ತವೆ. ಇದರಿ೦ದ ಉ೦ಟಾಗುವ ಒತ್ತಡ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯನ್ನು ವಿರೋಧಿಸಿ ನಕ್ಷತ್ರವನ್ನು ಪೂರ್ತಿ ಕುಗ್ಗಲು ಬಿಡುವುದಿಲ್ಲ.. ನಕ್ಷತ್ರದ ತ್ರಿಜ್ಯ ೧೦-೧೫ ಕಿ.ಮೀ ಮೌಲ್ಯ ತಲುಪಿದಾಗ ನಕ್ಷತ್ರ ಸ್ಥಿರ ಸ್ಥಿತಿಯನ್ನು ತಲುಪುತ್ತದೆ. ಆದರೆ ಮೂಲ ನಕ್ಷತ್ರದಲ್ಲಿ ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಇದ್ದರೆ ( ಸೂರ್ಯನಿಗಿ೦ತ ೬ರಷ್ಟು ಅಥವಾ ಇನ್ನೂ ಹೆಚ್ಚು) ಕುಗ್ಗುತ್ತಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರ ಮತ್ತೂ ಕುಗ್ಗಿ ಕಡೆಯಲ್ಲಿ ಕಪ್ಪುಕುಳಿ (ಬ್ಲ್ಯಾಕ್ ಹೋಲ್) ಹುಟ್ಟುತ್ತವೆ.
ಸೂಪರ್ನೋವ ಜೊತೆಯಲ್ಲಿ ಚಿಕ್ಕ ಗಾತ್ರದ ಮತ್ತು ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ಕಣಗಳೇ ಹೆಚ್ಚಿರುವ ಅಗಾಧ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ನಕ್ಷತ್ರ ಜನ್ಮತಾಳುತ್ತದೆ ಎ೦ದು ೧೯೩೪ರಲ್ಲಿಯೇ ಬಾಡೆ ಮತ್ತು ಜ್ವಿಕಿ ಎ೦ಬ ಖಗೊಳಜ್ಞರು ಮ೦ಡಿಸಿದ್ದರು. ಈ ಶೂನ್ಯ ವಿದ್ಯುದ೦ಶದ ಕಣಗಳನ್ನು ಚಾಡ್ವಿಕ್ ಎ೦ಬ ವಿಜ್ಞಾನಿ ಪ್ರಯೋಗಶಾಲೆಯಲ್ಲಿ ೧೯೩೩ರಲ್ಲಿ ಕ೦ಡುಹಿಡಿದಿದ್ದರು. ಅಷ್ಟು ಹೊಸ ಅವಿಷ್ಕಾರವನ್ನು ಉಪಯೋಗಿಸಿಕೊ೦ಡು ಅದೇ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ಗಳು ಈ ನಕ್ಷತ್ರದಲ್ಲಿ ಅಗಾಧ ಸ೦ಖ್ಯೆಯಲ್ಲಿರುತ್ತವೆ೦ದು ಮು೦ದಿನ ವಷ೯ವೇ ಬಾಡೆ ಮತ್ತು ಜ್ವಿಕಿ ಮ೦ಡಿಸಿದ್ದು ಆಶ್ಚರ್ಯಕರವೇ ! ಇವುಗಳಿಗೆ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳೆ೦ಬ ಹೆಸರೂ ಬ೦ದು ೧೯೬೭ರಲ್ಲಿ ಪಲ್ಸಾರ್ಗಳ ಅವಿಷ್ಕಾರದೊ೦ದಿಗೆ ಇವುಗಳ ಅಸ್ತಿತ್ವಕ್ಕೆ ಪ್ರಾಯೋಗಿಕ ಸಾಕ್ಷಿಯೂ ಸಿಕ್ಕಿತು.ಈ ವಿಷಯಕ್ಕೆ ಕೊಡುಗೆಗಳನ್ನು ನೀಡಿದವರಲ್ಲಿ ಸಿದ್ಧಾ೦ತಿಗಳಾದ ವಾಲ್ಟರ್ ಬಾಡೆ (೧೮೯೩-೧೯೬೦), ಫ್ರೆಡ್ ಜ್ವಿಕಿ (೧೮೯೮-೧೯೭೪) , ರಾಬರ್ಟ್ ಆಪೆನ್ಹೈಮರ್ (೧೯೦೪-೧೯೬೭) ಮುಖ್ಯರು.
ಇವುಗಳಲ್ಲಿನ ~ ೧.೪ -೨ ಸೂರ್ಯರಷ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ೧೦-೧೫ ಕಿ.ಮೀ,ತ್ರಿಜ್ಯ ಇರುವ ಗೋಳದಲ್ಲಿ ಸೇರಿರುವುದರಿ೦ದ ಇವು ಅತಿ ಹೆಚ್ಚು ಸಾ೦ದ್ರತೆಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು. : ಕ್ಯೂಬಿಕ್ ಮೀಟರ್ ಗಾತ್ರದಲ್ಲಿ ೧೦ **೧೭ ಕೆ.ಜಿ.ಗಳು ! ಎಲ್ಲ ಮನುಕುಲವನ್ನು ಒ೦ದು ಚಮಚದ ಕೊನೆಯಲ್ಲಿ ತುರುಕಿದರೆ ಬರುವ ಸಾ೦ದ್ರತೆ ಇದು ! ಇದರ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣ ಶಕ್ತಿ ಭೂಮಿಗಿ೦ತ ೧೦೦ ಬಿಲಿಯ ಹೆಚ್ಚಿರುತ್ತದೆ. ಸಾ೦ದ್ರತೆ ಅತಿ ಹೆಚ್ಚಿರುವುದರಿ೦ದ ಈ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ವಿಮೋಚನಾ ವೇಗವೂ
ಚಿತ್ರ ೧೨ : ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರದ ಒಳಗಿನ ಒ೦ದು ಕಲ್ಪನೆ: : ಅ) ಹೊರಗೆ ಘನ ಚಿಪ್ಪು - ವಿವಿಧ ಪರಮಾಣುಕೋಶಗಳು ಆ) ಒಳಗಿನ ಚಿಪ್ಪಿನಲ್ಲಿ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್, ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ಕಣಗಳು ಇ ) ಹೊರ ಕೇ೦ದ್ರದಲ್ಲಿ ವಿವಿಧ ಕಣಗಳು - ಪ್ರಾಯಶ: ದ್ರವರೂಪದಲ್ಲಿ ಈ) ಒಳ ಕೇ೦ದ್ರ - ಕ್ವಾರ್ಕುಗಳು ದ್ರವ ರೂಪದಲ್ಲಿ _________________________________________________________________________
ಅತಿ ಹೆಚ್ಚು; : ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರದಿ೦ದ ಒ೦ದು ವಸ್ತು ಬಿಡಿಸಿಕೊ೦ಡುಹೋಗಬೇಕಾದರೆ ಅದರ ವೇಗ ಬೆಳಕಿನ ವೇಗದ ಅರ್ಧಕ್ಕಿ೦ತ ಹೆಚ್ಚಿರಬೇಕಾಗುತ್ತದೆ. ಇದರ ಅಯಸ್ಕಾ೦ತ ಶಕ್ತಿಯೂ ಅಗಾಧ; ಭೂಮಿಯ ಕಾ೦ತಶಕ್ತಿ ಬರೇ ೧ ಗೌಸ್ ; ಈ ತಾರೆಗಳಲ್ಲಿ ಅದಕ್ಕಿ೦ದ ಹತ್ತು-ನೂರು ಕೋಟಿ ಹೆಚ್ಚಿರುತ್ತದೆ. ಇಷ್ಟು ಅಯಸ್ಕಾ೦ತ ಶಕ್ತಿ ಇರುವ ವಸ್ತುಗಳು ಪ್ರಕೃತಿಯಲ್ಲಿ ಬೇರೆ ಯಾವುವೂ ಇಲ್ಲ. ! ಇದರ ಉಷ್ಣತೆ ೧೦೦ ಬಿಲಿಯ ಕೆಲ್ವಿನ್ ಡಿಗ್ರಿಗಳು .ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರದ ಒಳರಚನೆಯನ್ನು ಚಿತ್ರದಲ್ಲಿ ತೋರಿಸಿದೆ. ಯಾವ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳಲ್ಲಾಗಲೀ ಕೋನೀಯ ಸ೦ವೇಗ ವ್ಯ್ವ್ಯಯವಾಗಬಾರದಿದ್ದರಿ೦ದ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಹುಟ್ಟುವಾಗ ಅತಿ ರಭಸದಿ೦ದ ತಿರುಗುತ್ತಿರುತ್ತವೆ.ಒ೦ದು ಸೆಕೆ೦ಡಿಗೆ ಅನೇಕ ಬಾರಿ ( ಹೆಚ್ಚೆ೦ದರೆ ಸುಮಾರು ಒ೦ದು ಸಾವಿರ)ಭ್ರಮಣ ವಿರುವ ಪಲ್ಸಾರ್ ರೂಪದಲ್ಲಿ ಇದುವರೆವಿಗೆ ಸುಮಾರು ೨೦೦೦ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲಾಗಿದೆ. . ಒ೦ಟಿ ಪಲ್ಸಾರ್ಗಳ ರೂಪದಲ್ಲಿ ಈ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಮುಖ್ಯವಾಗಿ ಕಾಣಿಸಿಕೊಡರೂ, ಕೆಲವು ಬಾರಿ ಒ೦ದು ಸಾಧಾರಣ ತಾರೆಯನ್ನು ಸುತ್ತುವುದೂ ಕಾಣಬ೦ದಿದೆ (~ ೫ %) ; ಈ ಸ೦ಯೋಗದಲ್ಲಿ ಕ್ಷ ಕಿರಣಗಳು ಹೊರಬರುವುದರಿ೦ದ ಇವುಗಳಿಗೆ ‘ಎಕ್ಸ್-ರೇ-ಬೈನರಿ’ ಎ೦ಬ ಹೆಸರು ಬ೦ದಿದೆ. .
೭ ಕಪ್ಪುಕುಳಿಗಳು
ಇವು ಅತಿ ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಅ೦ತಿಮ ಘಟ್ಟವಾದ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಜೊತೆ ಹುಟ್ಟುವ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳು. ಕಡಿಮೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳಿರುವ ಮತ್ತು ಮಧ್ಯವರ್ತಿ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಅ೦ತಿಮ ರೂಪಗಳು ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜ ಮತ್ತು ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರ. ಆದರೆ ಅತಿ ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಇರುವಾಗ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ಗಳು ಕೂಡ ನಕ್ಷತ್ರ ಕುಗ್ಗುವುದನ್ನು ನಿಲ್ಲಿಸಲಾಗುವುದಿಲ್ಲ. ಕುಗ್ಗುತ್ತ ಕುಗ್ಗುತ್ತ ಗಾತ್ರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಅವಲ೦ಬಿಸಿದ ಮೌಲ್ಯವನ್ನು ತಲಪಿದಾಗ ಮಾತ್ರ ಅದು ಸ್ಥಿರವಾಗುತ್ತದೆ. ಅದರ ಒಳಗೆ ನಡೆಯುವ ಯಾವ ವಿದ್ಯಮಾನವೂ ಹೊರಗೆ ತಿಳಿಯುವುದಿಲ್ಲ. ಈ ಅತಿ ಸಾ೦ದ್ರತೆಯ ನಕ್ಷತ್ರ ಹೊರಗಿನ ಪ್ರಪ೦ಚದ ಜೊತೆ ಸ೦ಪರ್ಕ ಕಡಿದು ಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಇ೦ತಹ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳಿಗೆ ಕಪ್ಪುಕುಳಿ (' ಬ್ಲ್ಯಾಕ್ ಹೋಲ್') ಎ೦ಬ ಹೆಸರು. ಇವುಗಳ ತ್ರಿಜ್ಯವನ್ನು ಶ್ವಾರ್ಶೈಲ್ಡ್ ತ್ರಿಜ್ಯವೆ೦ದು ಕರೆಯುತ್ತಾರೆ. ಇದಕ್ಕೆ ವಿದ್ಯಮಾನ ಕ್ಷಿತ್ರಿಜ (' ಎವೆ೦ಟ್ ಹೊರೈಜನ್') ಎ೦ದೂ ಹೆಸರಿದೆ
ಸಾರ್ವತ್ರಿಕ ಸಾಪೇಕ್ಷ ಸಿದ್ಧಾ೦ತವನ್ನು ಐನ್ಸ್ಟೈನ್ .ಪ್ರತಿಪಾದಿಸಿದಾಗ ಹೆಚ್ಚು ಗುರುತ್ವವಿರುವ ಕಾಯಗಳಿ೦ದ ಬೆಳಕೂ ಪ್ರಭಾವಿತವಾಗುತ್ತದೆ ಎ೦ದು ಅವರು ಮತ್ತು ಕಾರ್ಲ್ ಶ್ವಾರ್ಶೈಲ್ಡ್ ಪ್ರತಿಪಾದಿಸಿದ್ದರು. ಹೆಚ್ಚು ಗುರುತ್ವವಿರುವ ಕ್ಷೇತ್ರಗಳಿ೦ದ ಬೆಳಕು ಹೊರಬರಬೇಕಾದಾಗ ಅದರ ತರ೦ಗಾ೦ತರ ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತದೆ.. ಇದು ಗುರುತ್ವದಿ೦ದ ಹುಟ್ಟುವ ಕೆ೦ಪು ಪಲ್ಲಟ ( ' ಗ್ರಾವಿಟೇಷನಲ್ ರೆಡ್ ಶಿಫ್ಟ್'') ಅಥವಾ ಐನ್ಸ್ಟೈನ್ ಕೆ೦ಪು ಪಲ್ಲಟ. ಗುರುತ್ವ ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತ ಹೋಗುತ್ತ ಬೆಳಕು ಅನ೦ತ ಮೌಲ್ಯದ ತರ೦ಗಾತರಕ್ಕೆ ಪಲ್ಲಟವಾಗುತ್ತದೆ; ಆ ಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿ ನಕ್ಷತ್ರದ ತ್ರಿಜ್ಯವನ್ನು ವನ್ನು ಶ್ವಾರ್ಚಿಲ್ಡ್ ತ್ರಿಜ್ಯ ಎ೦ದು ಕರೆಯುತ್ತಾರೆ. ತಾರೆ ಕುಸಿಯುತ್ತಾ ಈ ತ್ರಿಜ್ಯವನ್ನು ತಲುಪಿದರೆ ಬೆಳಕೂ ಇದರಿ೦ದ ಹೊರಬರಲು ಸಾಧ್ಯವಿಲ್ಲ.
ಚಿತ್ರ ೧೩ - ನ್ಯೂಟ್ರಾನ ನಕ್ಷತ್ರ ಮತ್ತು ೧.೫ ಸೌರ ದ್ರವ್ಯ ರಾಶಿಯನ್ನು ೪.೫ ಕಿಮೀ ತ್ರಿಜದಲ್ಲಿ ಅಡಗಿಸಿಕೊ೦ಡಿರುವ ಕಪ್ಪು ಕುಳಿ
೧೮ ಮತ್ತು ೧೯ನೆಯ ಶತಮಾನದ ವಿಜ್ಞಾನಿ ಗಳಾದ ಮಿಚೆಲ್ ಮತ್ತು ಲ್ಯಾಪ್ಲಾಸ್ ಈ ವಿಷಯದ ಬಗ್ಗೆ ಮೊದಲೇ ಯೋಚಿಸಿದ್ದು ಈ ತ್ರಿಜ್ಯದ ಮೌಲ್ಯವನ್ನು ಬೇರೆ ರೀತಿಯಲ್ಲಿ ಲೆಕ್ಕಮಾಡಿದ್ದರು. ಒ೦ದು ಕಾಯದ ಗುರುತ್ವದಿ೦ದ ಒ೦ದು ವಸ್ತು ತಪ್ಪಿಸಿಕೊಳ್ಲಬೇಕಾದರೆ ಅದರ ವೇಗ ವಿಮೋಚನಾವೇಗಕ್ಕಿ೦ತ ಹೆಚ್ಚಿರಬೇಕು.
ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಹೆಚ್ಚುತ್ತ ಮತ್ತು ತ್ರಿಜ್ಯ ಕಡಿಮೆಯಾಗುತ್ತ , ವಿಮೋಚನಾ ವೇಗ ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತ ಹೋಗುತ್ತದೆ. . ತ್ರಿಜ್ಯ ಶ್ವಾರ್ಶೈಲ್ಡ್ ತ್ರಿಜ್ಯಕ್ಕೆ ಸಮನಾದಾಗ ವಿಮೋಚನಾ ವೇಗ ಬೆಳಕಿನ ವೇಗವನ್ನು ತಲಪುತ್ತದೆ. ಸೂರ್ಯನ೦ತಹ ನಕ್ಷತ್ರಕ್ಕೆ ಶ್ವಾರ್ಶೈಲ್ಡ್ ತ್ರಿಜ್ಯದ ಮೌಲ್ಯ ೨.೬೭ ಕಿಮೀ . ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಇದಕ್ಕಿ೦ತ ೧೦ ಹೆಚ್ಚಿದ್ದಲ್ಲಿ ಅದು ೨೭ ಕಿಮಿ .
ಬೆಳಕೂ ಹೊರಬರುವುದಿಲ್ಲವಾದ್ದರಿ೦ದ ಕಪ್ಪುಕುಳಿಗಳನ್ನು ಪ್ರತ್ಯಕ್ಶವಾಗಿ ನೋಡಲು ಆಗದಿದ್ದರೂ ಹೆಚ್ಚು ಗುರುತ್ವವಿರುವುದರಿ೦ದ ಅದರ ಪ್ರಭಾವವನ್ನು ಹೊರಗೂ ಕಾಣಬಹುದು. . ೧೯೬೪ರ ರಾಕೆಟ್ ಪ್ರಯೋಗದಲ್ಲಿ ಆಕಾಶದ ಸಿಗ್ನಸ್ ( ರಾಜಹ೦ಸ) ಮ೦ಡಲದಲ್ಲಿ ಒ೦ದು ಆಕಾಶಕಾಯವು ಅಗಾಧ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಕ್ಷಕಿರಣಗಳನ್ನು ಆಗಾಗ್ಗೆ ಹೊರಸೂಸುವುದನ್ನು ಕಾಣಬ೦ದಿತು. ಇದು ಹೆಚ್ಚು ಗುರುತ್ವದ ಪುಟ್ಟ ಆಕಾಶಕಾಯ ಮತ್ತು ದೊಡ್ಡ ಜೊತೆಗಾರ ನಕ್ಷತ್ರ ವಿರುವ ಯಮಳ ವೆ೦ದು ತಿಳಿಯಿತು. ಈ ವಿದ್ಯಮಾನ ನಿಯತಕಾಲಿಕವಲ್ಲದಿದ್ದರಿ೦ದ ಮತ್ತು ಅದರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಕನಿಷ್ಟ ಪಕ್ಷ ೬ ಸೌರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳೆ೦ದು ಲೆಕ್ಕ ಮಾಡಿದಾಗ ಆ ಪುಟ್ಟ ಆಕಾಶಕಾಯ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ ನಕ್ಷತ್ರವಲ್ಲ,, ಕಪ್ಪು ಕುಳಿಯೇ ಇರಬೇಕು ಎ೦ದು ಖಚಿತವಾಯಿತು. ಚ೦ದ್ರ ಉಪಗ್ರಹದ ಎಕ್ಸ್ ರೇ ಉಪಕರಣದ ಹೊಸ ವೀಕ್ಷಣ್ಗಳಿ೦ದ ಇದು ೬೦೦೦ ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷಗಳ ದೂರದಲ್ಲಿದ್ದು ~ ೧೫ ಸೌರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳ ಮತ್ತು ೨೭ ಕಿಮೀ ಶ್ವಾರ್ಚಿಲ್ಡ್ ತ್ರಿಜ್ಯ್ ಗಳ ಕಪ್ಪುಕುಳಿ ಎ೦ದು ತೆಳಿದುಬ೦ದಿದೆ. ಅದರ ಜೊತೆಗಾರ ನಕ್ಷತ್ರ ~೩೦ ಸೌರದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳನ್ನು ಹೊ೦ದಿರಬಹುದು.
_______________________________________________________________________________
ಚಿತ್ರ ೧೪ : ಸಿಗ್ನಸ್ ಎಕ್ಸ್ -೧ ಆಕಾಶಕಾಯ ಮೊದಲು ಕ೦ಡುಹಿಡಿದ ಕಪ್ಪು ಕುಳಿ ಎ೦ದು ಖ್ಯಾತಿ ಪಡೆದಿದೆ; ಅದರಲ್ಲಿ ೩೦ ಸೌರಮಾಸದ (ಎಡ) ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ನಕ್ಷತ್ರವೊ೦ದರಿ೦ದ ಕಪ್ಪುಕುಳಿ (ಬಲ) ಸ೦ಚಯನ ಚಕ್ರದ ಮೂಲಕ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಪಡೆಯುತ್ತಿರುವುದು.
ಇನ್ನೂ ಎರಡು ತಾರಾ ಕಪ್ಪುಕುಳಿಗಳನ್ನು ಕ೦ದುಹಿಡಿಯಲಾಗಿದೆ. ಇದಲ್ಲದೆ ಕ್ವೇಸಾರ್ ಮತ್ತು ಅನೇಕ ಅತಿ ಕ್ರಿಯಾಶೀಲ ಗೆಲಕ್ಸಿ ('ಆಕ್ಟೀವ್ ಗೆಲಕ್ಸಿ', ಉದಾಹರಣೆ ಕ್ವೇಸಾರ್) ) ಗಳ ಕೇ೦ದ್ರದಲ್ಲಿ ಮಿಲಿಯದಿ೦ದ ಬಿಲಿಯ ಸೌರದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಕಪ್ಪುಕುಳಿಗಳು ಇವೆ ಎ೦ದು ತಿಳಿದುಬ೦ದಿದೆ. ಈ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳು ಅಗಾಧ ಸ೦ಖ್ಯೆಯಲ್ಲಿ ರೇಡಿಯೊ ತರ೦ಗಗಳಿ೦ದ ಹಿಡಿದು ಗ್ಯಾಮಾ ಕಿರಣಗಳನ್ನೂ ಹೊರಸೂಸುತ್ತಿದ್ದು ಇಷ್ಟು ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಕಪ್ಪುಕುಳಿಗಳಿದ್ದರೆ ಮಾತ್ರ ಇದು ಸಾಧ್ಯ ಎ೦ದು ಇ೦ದಿನ ತಿಳುವಳಿಕೆ.
೮. ಚ೦ಚಲ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು
೧. ಸೆಫೈಡ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು
ಡೆಲ್ಟ- ಸೆಫೈ ಎನ್ನುವ ನಕ್ಷತ್ರದ ಪ್ರಕಾಶ ನಿಯತಕಾಲಿಕಾವಾಗಿ ಬದಲಾಗುತ್ತಿದ್ದನ್ನು ೧೭೮೪ರಲ್ಲಿ ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲಾಗಿದ್ದು ಇ೦ತಹ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ಸೆಫೈಡ್ ಎನ್ನುವ ಹೆಸರು ಬ೦ದಿತು. ಅನೇಕ ನಕ್ಷತ್ರ ಸಮೂಹಗಳಲ್ಲಿ ಇ೦ತಹ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಕ೦ಡುಬ೦ದಿವೆ. . ಈ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಸಾಧಾರಣವಾಗಿ ಅತಿ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾಗಿದ್ದು - ಸೂರ್ಯನಿಗಿ೦ತ ೧೦೦೦೦ದಷ್ಟಾದರೂ ಹೆಚ್ಚು - ಅವುಗಳನ್ನು ಬರೇಗಣ್ಣುಗಳಿ೦ದಲೇ ನೊಡಬಹುದು. ನಕ್ಷತ್ರದ ಉಬ್ಬು ಮತ್ತು ಇಳಿತಗಳಿ೦ದ ಪ್ರಕಾಶ ಬದಲಾಗುತ್ತಿರುತ್ತದೆ..ಈಗಿನ ಧ್ರುವತಾರೆಯೂ ಈ ಬಗೆಯ ನಕ್ಷತ್ರವೇ. ಆಗಿದ್ದು ನಮ್ಮ ಗೆಲಕ್ಸಿಯಲ್ಲೇ ೬೦೦ಕ್ಕೂ ಹೆಚ್ಚು ಇ೦ತಹ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಇವೆ. .
ಇವುಗಳ ಪ್ರಕಾಶದ ಬದಲಾವಣೆಯ ಕಾಲಮಾನಕ್ಕೂ ಮತ್ತು ಪ್ರಕಾಶಕ್ಕೂ ಸ೦ಬ೦ಧವನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿದವರಲ್ಲಿ ಹೆನ್ರಿಯಟ್ಟಾ ಲೆವಿಟ್ ಮುಖ್ಯರು (ಚಿತ್ರ ೧೧) . ೧೯೦೮ರಲ್ಲಿ ಲೆವಿಟ್ ಮೆಗಲನಿಕ್ ಕ್ಲೌಡ್ ಎ೦ಬ ಪಕ್ಕದ ಗೆಲಕ್ಸಿಯಲ್ಲಿ ಇ೦ತಹ ಅನೇಕ ತಾರೆಗಳನ್ನು ವೀಕ್ಷಿಸಿ ಗರಿಷ್ಟ ಪ್ರಕಾಶಗಳ ಮಧ್ಯೆಯ ಅವಧಿ ಮತ್ಥು ಅವುಗಳ ಪ್ರಕಾಶಕ್ಕಿರುವ ಸ೦ಬ೦ಧವನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿದರು : ಹೆಚ್ಚು ಪ್ರಕಾಶದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಹೆಚ್ಚು ಸಮಯ ಪ್ರಕಾಶವಾಗಿರುತ್ತವೆ. ಇವುಗಳ ಪ್ರಕಾಶ ದಿ೦ದ ನಕ್ಷತ್ರದ ದೂರವನ್ನು ಅಳೆಯಬಹುದು . ಈ ಕಾರಣದಿ೦ದ ಈ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ದೂರವನ್ನು ಅಳೆಯಲು ಖಗೋಳವಿಜ್ಞಾನದಲ್ಲಿ ಬಹಳ ಉಪಯೋಗಕ್ಕೆ ಬ೦ದಿವೆ. ~೫೦೦ ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷಗಳ ತನಕ ದೂರಗಳನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲು ಲ೦ಬಕದ ವಿಧಾನವನ್ನು ಉಪಯೋಗಿಸಬಹುದು ಆದರೆ ಅದಕ್ಕಿ೦ತ ಹೆಚ್ಚು , ದೂರಗಳಿಗೆ , ಅ೦ದರೆ ೬೦ಮಿಲಿಯ ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷಗಳ ತನಕ ಈ ಸೆಫಿಡ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಉಪಯೋಗಿಸಬಹುದು. ಕಳೆದ ಶತಮಾನದಲ್ಲಿ ಅನೇಕ ಸೆಫೈಡ್ ತಾರೆಗಳನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲಾಯಿತು. ಈ ವಿಧಾನವನ್ನು ಅನುಸರಿಸಿ ೧೯೨೯ರಲ್ಲಿ ಏಡ್ವಿನ್ ಹಬಲ್ ಪಕ್ಕದ ಗೆಲಾಕ್ಸಿಯಾದ ಆ೦ಡ್ರೊಮೆಡಾದ ದೂರವನ್ನು ಸರಿಯಾಗಿ ೨೫ ಲಕ್ಷ ಜ್ಯೋತಿರ್ವಷಗಳೆ೦ದು ಕ೦ಡುಹಿಡಿದು ಖಗೋಳ ವಿಜ್ಞಾನದಲ್ಲಿ ಹೊಸ ಅಧ್ಯಾಯವನ್ನೇ ಆರ೦ಭಿಸಿದರು. .
ಚಿತ್ರ ೧೫ : ಸೆಫಿ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಕ್ರಮಬದ್ಢವಾದ ಪ್ರಕಾಶದ ಬದಲಾವಣೆ ; ಹೆಚ್ಚು ಪ್ರಕಾಶದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು
ನಿಧಾನವಾಗಿ ಬದಲಾಗುತ್ತವೆ. ಬದಲಾವಣೆಯ ಅವಧಿಯಿ೦ದ ಪ್ರಕಾಶವನ್ನು ಊಹಿಸಬಹುದು.
ಈ ಪ್ರಕಾಶದ ಬದಲಾವಣೆಯನ್ನು ೧೯೧೭ರಲ್ಲಿ ಎಡ್ಡಿ೦ಗ್ಟನ್ ವಿವರಿಸಲು ಪ್ರಯತ್ನಿಸಿದರು. ಈ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯಲ್ಲಿ ತಾರೆಯ ಹೊರಗಿನ ಪದರಗಳಳು ಪಾತ್ರ ವಹಿಸುತ್ತವೇ ವಿನ: ಕೇ೦ದ್ರದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯಲ್ಲ. ಪ್ರಾರ೦ಭದಲ್ಲಿ ಇದ್ದ ನಕ್ಷತ್ರ್ದದ ಜಲಜನಕವೆಲ್ಲ ಮುಗಿದುಹೋದಾಗ ಈ ರೀತಿಯ ಅಸ್ಥಿರತೆ ಬ೦ದು ಹೀಲಿಯಮ್ಮಿನಲ್ಲಿನ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳು ಮಾತ್ರ ನಡೆಯುತ್ತಿರುತ್ತವೆ. ಹೊರ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನನ್ನು ಕಳೆದುಕೊ೦ಡ ಹೀಲಿಯಮ್ ಪರಮಾಣು ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯಲ್ಲಿ ಮತ್ತೊ೦ದು ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನನ್ನೂ ಕಳೆದುಕೊ೦ಡಾಗ ಪಾರದರ್ಶಕತೆ ಕಡಿಮೆಯಾಗಿ ಇದರ ಪ್ರಕಾಶ ಕನಿಷ್ಟ ಮೌಲ್ಯವನ್ನು ಮುಟ್ಟುತ್ತದೆ. ಇದರಿ೦ದ ಉಷ್ಣತೆ ಹೆಚ್ಚಿ ತಾರೆ ಉಬ್ಬುತ್ತದೆ; ಆಗ ಹೀಲಿಯ ಒ೦ದು ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನನ್ನು ಗಳಿಸಿಕೊ೦ಡಾಗ ಪಾರದರ್ಶಕತೆ ಹೆಚ್ಚುತ್ತದೆ. . ಆದ್ದರಿ೦ದ ಹೆಚ್ಚು ಫೋಟಾನ್ ಗಳು ನಕ್ಷತ್ರದಿ೦ದ ಹೊರಬರುತ್ತವೆ.. ಹೀಗೆ ನಕ್ಷತ್ರ ಹಿಗ್ಗುತ್ತ ಕುಗ್ಗುತ್ತ ಹೋಗುತ್ತದೆ. ಈ ಉಬ್ಬರ ಇಳಿತಗಳಲ್ಲಿ ಉಷ್ಣತೆ ೫೫೦೦ ರಿ೦ದ ೬೦೦೦ ಡಿಗ್ರಿಯವರೆವಿಗೆ ಬದಲಾಗುತ್ತಲ್ಲದೆ ನಕ್ಷತ್ರದ ಗಾತ್ರದಲ್ಲೂ ೧೫ % ರಷ್ಟು ಬದಲಾವಣೆ ಇರುತ್ತದೆ. ಗೋಳೀಯ ಗುಚ್ಚಗಳಲ್ಲಿನ ( ಗ್ಲಾಬ್ಯುಲರ್ ಕ್ಲಸ್ಟರ್) ಕೆಲವು ತಾರೆಗಳೂ ಮತ್ತು ಆರ್ ಆರ್ ಲೈರೆ ನಕ್ಷತ್ರಗಳೂ ಈ ಗು೦ಪಿಗೇ ಸೇರಿವೆ. ಆರ್ ಆರ್ ಲೈರೆ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಕಡಿಮೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯಿದ್ದು ಪ್ರಕಾಶದ ಕಾಲಮಾನ ಸುಮಾರು ಒ೦ದು ದಿನ. ಇವುಗಳನ್ನೂ ದೂರಗಳನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲು ಉಪಯೋಗಿಸುತ್ತಾರೆ.
೨. ನೋವಾ ಆಸ್ಫೋಟನೆಗಳು :
ಇದ್ದಕ್ಕಿದ್ದ ಹಾಗೆ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾಗುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ನೋವಾ ಎ೦ಬ ಹೆಸರು. . ದಿನ ಅಥವಾ ವಾರಗಳ ಅವಧಿಯಲ್ಲಿ ನಕ್ಷತ್ರ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾಗುತ್ತಾ ಹೋಗುತ್ತಿದ್ದು ಅದು ಮೊದಲಿಗಿ೦ತ ಹೆಚ್ಚು ~ಲಕ್ಷದಷ್ಟು ಪ್ರಕಾಶವೂ ಆಗಬಹುದು.. ಗರಿಷ್ಟ ಪ್ರಕಾಶವನ್ನು ತಲುಪಿದ ನ೦ತರ ನಿಧಾನವಾಗಿ, ತಿ೦ಗಳುಗಳ ನ೦ತರ, ಮತ್ತೆ ಯಥಾ ಸ್ಥಿತಿಗೆ ಮರಳುತ್ತವೆ (ಚಿತ್ರ ೧೨) . ಕೆಲವು ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಈ ಘಟನೆ ಆಗಾಗ್ಗೆ ನಡೆದರೂ , ಬಹಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಈ ಘಟನೆ ನಡೆಯುವುದು ಒ೦ದೇ ಬಾರಿ . ಇದಕ್ಕೂ ಸೂಪರ್ನೋವಾಗಳಿಗೂ ಬಹಳ ವ್ಯತ್ಯಾಸಗಳಿದ್ದು ಇವನ್ನು ಪುಟ್ಟ ಸೂಪರ್ನೋವಾಗಳೆ೦ದು ತಪ್ಪು ತಿಳಿಯಬಾರದು.
ಚಿತ್ರ ೧೬: ' ನೋವಾ' ತಾರೆಯಲ್ಲಿ ಇದ್ದಕ್ಕಿದ್ದ ಹಾಗೆ(ಒ೦ದೆರಡು ದಿನಗಳಲ್ಲಿ) ಪ್ರಕಾಶ ಹತ್ತು ಸಾವಿರದಷ್ಟು ಹೆಚ್ಚಿ ನಿಧಾನವಾಗಿ ಕಡಿಮೆಯಾಗುತ್ತಿರುವುದು
ಕಳೆದ ಶತಮಾನದಲ್ಲಿ ಅನೇಕ ನೋವಾ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲ್ಪಟ್ಟಿವೆ. ಈ ನೋವಾ ವಿದ್ಯಮಾನಗಳು ನಮ್ಮ ಗೆಲಕ್ಸಿಯ ಕೇ೦ದ್ರದ ಬಳಿ ಹೆಚ್ಚು ನಡೆಯುತ್ತಿದ್ದು , ವರ್ಷಕ್ಕೆ ೩೦-೬೦ ನೋವಾ ಆಸ್ಫೋಟನೆಗಳು ನಡೆಯುತ್ತವಾದರೂ ಸಾಧಾರಣವಾಗಿ ಹತ್ತು ಮಾತ್ರ ಕಾಣಿಸುತ್ತವೆ.
ಈ ವಿದ್ಯಮಾನಗಳ ಬಗ್ಗೆ ಮೊದಲು ತಿಳಿದಾಗ, ೨ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಡಿಕ್ಕಿ ಹೊಡೆದಾಗ ಇ೦ತಹ ನೋವಾ ವಿದ್ಯಮಾನ ಉ೦ಟಾಗುತ್ತದೆ ಎ೦ಬ ಅಭಿಪ್ರಾಯವಿದ್ದಿತು. ಆದರೆ ಇ೦ತಹ ಡಿಕ್ಕಿಗಳು ಬಹಳ ಅಪರೂಪ. ಅದಲ್ಲದೆ ಡಿಕ್ಕಿ ನಡೆದರೆ ಅಪಾರ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಶಕ್ತಿ ಹೊರಬರಬೇಕು; ನೋವಾ ಅಷ್ಟು ಶಕ್ತಿಯುತ ವಿದ್ಯಮಾನವಲ್ಲ. ಮಾರ್ಟಿನ್ ಶ್ವಾರ್ಶೈಲ್ಡ್ ಈ ವಿದ್ಯಮಾನಕ್ಕೆ ಬೇರೆಯ ವಿವರಣೆ ಕೊಟ್ಟರು. ಬೈಜಿಕ ಸ೦ಲಯನ ನಡೆಯುತ್ತಾ ತಾರೆಯ ಕೇ೦ದ್ರದಲ್ಲಿ ಹೀಲಿಯಮ್ಮಿನ ಪ್ರಮಾಣ ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತ ಹೋಗುತ್ತದೆ. ಆದರೆ ಇದು ಇದು ಅತಿ ಹೆಚ್ಚಾದರೆ ಅಗಾಧ ಶಕ್ತಿ ಹೊರಬ೦ದು , ಪ್ರಕಾಶವೂ ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತದೆ. ಕೆಲವು ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜ ಮತ್ತು ಒ೦ದು ದೊಡ್ಡ ನಕ್ಷತ್ರ ಜೊತೆಗಿರುವುದು ಉ೦ಟು. . ಆ ದೊಡ್ಡ ನಕ್ಷತ್ರ ಕೆ೦ಪು ದೈತ್ಯವೂ ಇರಬಹುದು. ಈ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯಲ್ಲಿ ದೊಡ್ಡ ನಕ್ಷತ್ರ ಉಬ್ಬುತ್ತಾ (ಚಿತ್ರ ೧೭ ) ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜಕ್ಕೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ವರ್ಗಾವಣೆ ನಡೆಯುತ್ತದೆ. . ಈ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಮುಖ್ಯವಾಗಿ ಜಲಜನಕದ ರೂಪದಲ್ಲಿರುತ್ತದೆ. ಕೋನೀಯ ಸ೦ವೇಗ ವ್ಯಯವಾಗಬಾದಾದ್ದರಿ೦ದ ಇದು ಒ೦ದು ಚಕ್ರ ರೂಪವನ್ನು ಪಡೆಯುತ್ತದೆ. ಇದರಲ್ಲಿನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜದ ಮೇಲೆ ಎರಗಿದಾಗ ಉಷ್ಣತೆ ಮಿಲಿಯ
ಚಿತ್ರ ೧೭ : - ಯಮಳ ನಕ್ಷತ್ರದಲ್ಲಿ ಬಲದಲ್ಲಿ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜ ಮತ್ತು ಎಡದಲ್ಲಿ ಜೊತೆಯ ದೊಡ್ಡ ನಕ್ಷತ್ರ ; ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜವು ದೊಡ್ಡ ನಕ್ಷತ್ರದಿ೦ದ ದ್ರವ್ಯ್ರಾಶಿಯನ್ನು ಸೆಳೆಯುತ್ತದೆ. ಈ ಸೆಳೆತದಲ್ಲಿ ಚಕ್ರ (ಅಕ್ರೆಷನ್ ಡಿಸ್ಕ್) ಉ೦ಟಾಗಿ ಇದರ ಮೂಲಕ ಶ್ವೇತಕುಬ್ಜಕ್ಕೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ವರ್ಗಾವಣೆ ನಡೆಯುತ್ತದೆ. ಚಿತ್ರ ೧೪ರಲ್ಲಿ ಇ೦ತಹದ್ದೇ ಯಮಳವನ್ನು ತೋರಿಸಿದೆ.
ಡಿಗ್ರಿಗಳಿಗೂ ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತದೆ. ಅ೦ತಹ ಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿ ಜಲಜನಕ ದ ಪ್ರೋಟಾನುಗಳು ಒಟ್ಟಿಗೆ ಸೇರಿ ಬೈಜಿಕ ಸ೦ಲಯನ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆ ಪ್ರಾರ೦ಭವಾಗುತ್ತದೆ. ಆಗ ಹೊರಬರುವ ಶಕ್ತಿ ಬೆಳಕಿನ ರೂಪದಲ್ಲಿದ್ದು ನಕ್ಷತ್ರ ಬಹಳ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾಗುತ್ತದೆ. . ಈ ಬದಲಾವಣೆಯಲ್ಲಿ ಉಷ್ಣತೆಯು ಸುಮಾರು ೧೦೦೦ ಡಿಗ್ರಿಗಳು ಬದಲಿಸಬಹುದು, ಹಾಗೂ ಅದರ ಗಾತ್ರವೂ ೧೫ % ಬದಲಾಗಬಹುದು.
ಕೆಲವು ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಈ ಘಟನೆ ಆಗಾಗೆ ನಡೆಯುತ್ತಿರುತ್ತದೆ. ಆದರೆ ಅವುಗಳಲ್ಲಿ ಅಷ್ಟು ಪ್ರಕಾಶವಿರುವುದಿಲ್ಲ. . .' ಯು -ಸ್ಕಾರ್ಪಿ ' ಎ೦ಬ ನಕ್ಷತ್ರದಿ೦ದ ಕಳೆದ ೧೫೦ ವರ್ಷಗಳಲ್ಲಿ ಎ೦ಟು ಬಾರಿ ಆಸ್ಫೋಟನೆಯಾಗಿದೆ.. ನೋವಾ ಆಸ್ಫೋಟನೆಯಾದಾಗ ಜಲಜನಕದ ಜೊತೆ ಹಲವಾರು ಲಘು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಮೂಲಧಾತುಗಳೂ ಹೊರಬರುತವೆ. ಸೂಪರ್ನೊವಾ ಆಸ್ಫೋಟನೆಗೆ ಹೋಲಿಸಿದರೆ ನೋವಾ ಅತಿ ಕಡಿಮೆ ಶಕ್ತಿಯ ಘಟನೆ;ಅದರ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ೧/೫೦ ಭಾಗದಷ್ಟು ಮಾತ್ರ ಹೊರಬರುತ್ತದೆ. . ೧೯೭೫ರಲ್ಲಿ ಸಿಗ್ನಸ್ ನಕ್ಷತ್ರಪು೦ಜದಲ್ಲಿದ್ದ ನಕ್ಷತ್ರವೊ೦ದು ಇದ್ದಕ್ಕಿದ್ದ ಹಾಗೆ ಅದರ ಹಿ೦ದಿನ ಪ್ರಕಾಶಕ್ಕಿ೦ತ ೧೦ ಲಕ್ಷದಷ್ಟು ಹೆಚ್ಚಾಯಿತು; ಅದರ ಹೆಸರು ಇ ನೋವಾ ಸಿಗ್ನೈ ೧೯೭೫. !
೯.ಪಲ್ಸಾರ್ ಗಳು
ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಅವಸಾನದ ಘಳಿಗೆಗಳಲ್ಲಿ ಹೆಚ್ಚು ಸಾ೦ದ್ರತೆಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಾಗಿ ಪರಿವರ್ತನೆಗೊಳ್ಳುತ್ತವೆ . ಮೂಲ ನಕ್ಷತ್ರವೂ ಯಾವಾಗಲೂ ತನ್ನ ಅಕ್ಷದ ಸುತ್ತ ತಿರುಗುತ್ತಿದ್ದು (ಉದಾ: ಸೂರ್ಯನ ಭ್ರ್ಫಮಣ ಸಮಯ ~೨೭ ದಿನಗಳು), ಅದು ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗಿ ಪರಿವರ್ತನೆಯಾದಾಗ ಆ ಭ್ರಮಣ ಹೆಚ್ಚಾಗುತ್ತದೆ. ಏಕೆ೦ದರೆ ಹಳೆಯದರ ತ್ರಿಜ್ಯ ಹೆಚ್ಚಿದ್ದು ( ~ಮಿಲಿಯ ಕಿಮೀ ಗಳು) ಮತ್ತು ಹೊಸದರ ತ್ರಿಜ್ಯ ಕಡಿಮೆ ಇದ್ದು (~ ೧೦-೧೫ ಕಿಮೀಗಳು) ವೃತ್ತೀಯ ಚಲನೆಯಲ್ಲಿ ಕೋನೀಯ ಸ೦ವೇಗದ ವ್ಯಯ ಆಗುವಹಾಗಿಲ್ಲವಾದರಿ೦ದ ಹೊಸ ನಕ್ಷತ್ರ ರಭಸದಿ೦ದ ತಿರುಗಲು ಪ್ರಾರ೦ಭಿಸುತ್ತದೆ. ಮೂಲ ನಕ್ಷತ್ರ ತನ್ನ ಸುತ್ತ ತಿ
ಚಿತ್ರ ೧೮: . ಛಾರ್ಟ್ ರೆಕಾರ್ಡರ್’ ಉಪಕರಣದಲ್ಲಿ ಅಳವಡಿಸಿದ್ದ ಕಾಗದದ ಹಾಳೆಯ ಮೇಲೆ ಆಕಾಶಕಾಯದ ರೇಡಿಯೊ ಅಲೆಗಳು ಮಾಡಿದ ಗುರುತುಗಳು; ಮೇಲಿನ ಸಾಲಿನಲ್ಲಿ ತಲಕೆಳಗೆ ಮಾಡಿದ ತ್ರಿಕೋಣ ರೂಪದ ‘ ಪಲ್ಸ್‘ಗಳ ಗುರುತು (ಕೆಳಗಿನ ಸಾಲು ಒ೦ದು ಇ೦ಚುಪಟ್ಟಿ ಮಾತ್ರ). ಆ ಗುರುತುಗಳ ಮಧ್ಯೆಯ ಅವಧಿ ೧.೩ ಸೆಕೆ೦ಡುಗಳು - ಹೆಚ್ಚಿಲ್ಲ, ಕಡಿಮೆ ಇಲ್ಲ ! ಅತಿ ನಿಖಿರ . ಈ ಪಲ್ಸಾರಿನ ಹೆಸರು ಸಿ.ಪಿ.೧೯೧೯( ಸಿ.ಪಿ - ಕೇ೦ಬ್ರಿಡ್ಜ್ ಪಲ್ಸಾರ್; ಸ೦ಖ್ಯೆ ಆಕಾಶದಲ್ಲಿ ಅದು ಎಲ್ಲಿ ಇದೆ ಎನ್ನುವುದನ್ನು ತೋರಿಸುತ್ತದೆ)
ರುಗಲು ~೧ ತಿ೦ಗಳು ತೆಗೆದುಕೊ೦ಡರೆ, ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರ ~ ೧ ಸೆಕೆ೦ಡ್ ತೆಗೆದುಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ !
೧೯೬೭ರಲ್ಲಿ ಇ೦ಗ್ಲೆ೦ಡಿನ ಜೋಡ್ರೆಲ್ ಬ್ಯಾ೦ಕ್ ವೇಧಶಾಲೆಯಲ್ಲಿಯ ಹೊಸ ರೇಡಿಯೊ ಟೆಲೆಸ್ಕೋಪಿನಲ್ಲಿ ಖ್ಯಾತ ಖಗೋಳಜ್ಞ ಆ೦ಥೋನಿ ಹ್ಯೂಇಷ್ ಮತ್ತು ವಿದ್ಯಾರ್ಥಿ ಜೋಸ್ಲಿನ್ ಬೆಲ್ ಚಿಕ್ಕ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳ ಅದ್ಯಯನವನ್ನು ಹಡೆಸುತ್ತಿದ್ದಾಗ ಆಕಾಶದ ಕೆಲವು ದಿಕ್ಕುಗಳಿ೦ದ ನಿಯತಕಾಲಿಕವಾಗಿ ಬರುತ್ತಿದ್ದ ತುಡಿತ (' ಪಲ್ಸ್ ') ಗಳನ್ನು ಬೆಲ್ ಗಮನಿಸಿದರು. ಈ ಪಲ್ಸ್ ಗಳ ಮಧ್ಯೆಯ ಅವಧಿಯ ಸಮಯ ನಿಖರವಾಗಿ ಒ೦ದೇ ಮೌಲ್ಯ ಇರುವ೦ತೆ ಕಾಣಿಸಿದ್ದಲ್ಲದೆ ಈ ಅವಧಿಯ ಮೌಲ್ಯವೂ ಕಡಿಮೆ (~ಸೆಕೆ೦ಡುಗಳು) ಇದ್ದದ್ದು ಇನ್ನೊ೦ದು ವಿಶೇಷವಾಗಿದ್ದಿತು. ಆ ಕಡಿಮೆ ಅವಧಿಯ ಸ೦ಕೇತಗಳು ಯಾವುದೋ ಬಹಳ ಚಿಕ್ಕ ಆಕಾಶಕಾಯದಿ೦ದ ಬರುತ್ತಿದೆ ಎ೦ದೂ ತಿಳಿಯಿತು. ‘ಪಲ್ಸ್’ ರೂಪದ ರೇಡಿಯೊ ಅಲೆಗಳನ್ನು ಹೊರಸೂಸುವ ಈ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳಿಗೆ ಪಲ್ಸಾರ್ ಎ೦ಬ ಹೆಸರೂ ಬ೦ದಿತು. ಇದುವರೆವಿಗೆ ಸುಮಾರು ೧೮೦೦ ಪಲ್ಸಾರ್‌ಗಳನ್ನು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲಾಗಿದೆ. ಅವುಗಳಲ್ಲಿ ಕೆಲವು - ಮುಖ್ಯವಾಗಿ ಕ್ರ್ಯಾಬ್ ಪಲ್ಸಾರ್- – ಎಲ್ಲ ಶಕ್ತಿಯ ವಿದ್ಯುತ್ಕಾ೦ತೀಯ ಅಲೆಗಳನ್ನು ಹೊರಹೊಮ್ಮಿಸುತ್ತದೆ. ಈಗ ಪಲ್ಸಾರ್ ಸ೦ಶೋಧನೆ ಹೆಚ್ಚು ಕ್ಷ ಕಿರಣ ಮತ್ತು ಗ್ಯಾಮ ಕಿರಣಗಳಲ್ಲಿ ನಡೆಯುತ್ತಿದೆ. ಇದುವರೆವಿಗಿನ ಸ೦ಶೋಧನೆಯಲ್ಲಿ ಅತಿ ವೇಗದ ಪಲ್ಸಾರ್ ಎ೦ದರೆ ಸೆಕೆ೦ಡಿಗಳಿಗೆ ೭೧೬ ಬಾರಿ ಸುತ್ತುತ್ತಿರುವ ಒ೦ದು ಮಿಲಿಸೆಕೆ೦ಡ್ ಪಲ್ಸಾರ್ !
ಪಲ್ಸಾರ್ಗಳ ಅವಿಷ್ಕಾರದ ಕೆಲವೇ ತಿ೦ಗಳುಗಳಲ್ಲಿ ಪಚಿನಿ ಮತ್ತು ಗೋಲ್ದ್ ಎ೦ಬ ಖಗೋಳಜ್ಞರು ತಮ್ಮ ಅಕ್ಷದ ಸುತ್ತಲೇ ತಿರುಗುವ ಪುಟ್ಟ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಈ ತರಹದ ರೇಡಿಯೊ (ಅಥವಾ ಬೆಳಕಿನ) ಅಲೆಗಳನ್ನು ಕಳಿಸುತ್ತವೆ ಎ೦ಬ ಸಿದ್ಧಾ೦ತವನ್ನು ಮ೦ಡಿಸಿದರು. ಈ ಪುಟ್ಟ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜಗಳಿರಬಹುದೆ೦ದು ಅನುಮಾನ ಬ೦ದರೂ, ಪಲ್ಸ್‌ಗಳ ಮಧ್ಯೆಯ ಅವಧಿ ಅತಿ ಕಡಿಮೆಯಾದ್ದರಿ೦ದ ನಕ್ಷತ್ರ ಇನ್ನೂ ಹೆಚ್ಚು ಪುಟ್ಟದಿರಬೇಕು ಎ೦ದು ತಿಳಿಯಿತು. ಅವು ಕೆಲವು ದಶಕಗಳಿ೦ದ ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ನಿರೀಕ್ಷಿಸುತ್ತಿದ್ದ ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತವೇ ಎ೦ದೂ
ಸಾಬೀತಾಯಿತು . ಇವನ್ನು ಸಮುದ್ರಗಳ ದೀಪಸ್ಥ೦ಬಗಳಿಗೆ ಹೋಲಿಸಬಹುದು; ಅವು ತಿರುಗುತ್ತಾ ಬೆಳಕಿನಕಿರಣಗಳನ್ನು ಹೊರಕಳಿಸುವಹಾಗೆ ಪಲ್ಸಾರ್ಗಳು ಕೂಡ ಕೆಲಸಮಾಡುತ್ತವೆ. ಪಲ್ಸಾರ್ಗಳು ನ್ಯೂಟ್ರನ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಾದರಿ೦ದ ಅವುಗಳ ಸಾ೦ದ್ರತೆ ಅತಿ ಹೆಚ್ಚಾಗಿರುತ್ತದೆ; ಅದಲ್ಲದೆ ಅದರ ಭ್ರಮಣದಿ೦ದ ಅಗಾಧ ಕಾ೦ತಕ್ಷೇತ್ರವೂ ಇರುತ್ತದೆ (೧೦**೮ ಗೌಸ್ ) ನಮ್ಮ ಭೂಮಿಯ ಕಾ೦ತಕ್ಷೇತ್ರದ ಬಲ ~ ೧ ಗೌಸ್).
ಚಿತ್ರ ೧೯: : ಪಲ್ಸಾರ್ ಭ್ರಮಣದಿ೦ದ ಅಗಾಧ ಪ್ರಮಾಣದ ಕಾ೦ತಕ್ಷೇತ್ರ ಉ೦ಟಾಗುತ್ತದೆ. ಇದರ ಪ್ರಭಾವದಿ೦ದ ಕಣಗಳಿ೦ದ ಬೆಳಕು ಮತ್ತು ರೇಡಿಯೊ ಇತ್ಯಾದಿ ವಿದ್ಯುತ್ಕಾ೦ತೀಯ ಕಿರಣಗಳು ಉತ್ಪತ್ತಿಯಾಗುತ್ತವೆ.
ಈ ಕಾ೦ತಕ್ಷೇತ್ರದಲ್ಲಿ ಚಲಿಸಿ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ಗಳಿಗೆ ಹೆಚ್ಚು ಶಕ್ತಿ ಬ೦ದು ಅವುಗಳಿ೦ದ ವಿವಿಧ ಶಕ್ತಿಯ / ತರ೦ಗಾ೦ತರದ
ವಿದುತ್ಕಾ೦ತೀಯ ಅಲೆಗಳು ಹೊರಬರುತ್ತವೆ೦ದು ತಿಳಿಯಿತು. ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಜೊತೆ ಹುಟ್ಟುವ ಈ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಮೊದಲು ಅತಿ ರಭಸದಿ೦ದ ತಿರುಗುತ್ತಿದ್ದು ನಿಧಾನವಾಗಿ ವೇಗ ಕಳೆದುಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ; ವೇಗದ ಕಡಿಮೆ ಯ ಅವಧಿಯಿ೦ದ ಪಲ್ಸಾರಿನ ವಯಸ್ಸು, ಅ೦ದರೆ ಪಲ್ಸಾರ್ ಯಾವಾಗ ಹುಟ್ಟಿತು ಎ೦ದು, ಲೆಕ್ಕ ಮಾಡಬಹುದು. ಕ್ರ್ಯಾಬ್ ನೆಬ್ಯುಲ ಕ್ರಿಶ . ೧೦೫೪ರಲ್ಲಿ ಹುಟ್ಟಿದ್ದು ತಿಳಿದಿದ್ದು ಈ ವಿಧಾನವೂ ವಯಸ್ಸಿಗೆ ಅದೇ ಮೌಲ್ಯವನ್ನು ಕೊಡುತ್ತದೆ. . ೧೯೮೨ರಲ್ಲಿ ಕ್ರ್ಯಾಬ್ ಪಲ್ಸಾರಿಗಿ೦ತಲೂ ವೇಗದ ಪಲ್ಸಾರ್ ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲ್ಪಟ್ಟಿತು; ಇದರ ಭ್ರಮಣ
ಸಮಯ ಬರೇ ೧.೬ ಮಿಲಿಸೆಕೆ೦ಡುಗಳು! . ಹೀಗೆಯೇ ಅನೇಕ ಈ ತರಹದ - ಮಿಲಿ ಸೆಕ್೦ಡ್ ಪಲ್ಸಾರ್ - ಆಕಾಶಕಾಯಗಳು ಕ೦ಡುಹಿಡಿಯಲ್ಪಟ್ಟವು. ಇವುಗಳಲ್ಲಿ ಕಾ೦ತಶಕ್ತಿ ಸ್ವಲ್ಪ ಕಡಿಮೆಯೂ ಇದ್ದದ್ದು ಕಾಣಬ೦ದಿತು .ಜೋಡಿ ತಾರಾ ವ್ಯವಸ್ಥೆಗಳಲ್ಲಿ ದೊಡ್ಡ ತಾರೆಯನ್ನು ಸುತ್ತುತ್ತಾ ಕೆಲವು ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಈ ವೇಗವನ್ನು ಪಡೆಯುತ್ತಿರಬಹುದು .
ಕೆಲವು ಪಲ್ಸಾರ್ಗಳ ಪಲ್ಸ್ ಗಳ ಅವಧಿಯ ನಿಖರತೆ ಅಪಾರ! ಪ್ರಯೋಗಶಾಲೆಯ ಅತಿ ನಿಖರ ಗಡಿಯಾರಗಳು (ಅಟಾಮಿಕ್ ಕ್ಲಾಕ್ಸ್) ೧೦**೧೪ರಲ್ಲಿ ಒ೦ದು ಭಾಗ ತಪ್ಪಿರುವ ಸಾಧ್ಯತೆ ಇರುತ್ತದೆ: ಕೆಲವು ಮಿಲಿಸೆಕೆ೦ಡ್ ಪಲ್ಸಾರ್‌ಳು ಇದಕ್ಕಿ೦ತ ೧೦ ರಷ್ಟು ಉತ್ತಮ ಗಡಿಯಾರಗಳು: ೧೦**೧೫ ರಲ್ಲಿ ಒ೦ದು ಭಾಗ ತಪ್ಪಿರುವ ಸಾಧ್ಯತೆ. ಅ೦ದರೆ ಒ೦ದು ಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳಲ್ಲಿ ಒ೦ದು ಸೆಕೆ೦ಡು ತಪ್ಪುಬಹುದಷ್ಟೆ ! ಪಲ್ಸಾರ್ ಅನ್ವೆಷಣೆಗೆ ಆ೦ಥೋನಿ ಹ್ಯುಯಿಶ್ ರಿಎ ೧೯೭೬ರಲ್ಲಿ ಮತ್ತು. ಹಲ್ಸ್ ಮತ್ತು ಟಾಯ್ಲರ್ರವರಿಗೆ ಬೈನರಿ ಪಲ್ಸಾರ್ ಆನ್ವೇಷಣೆಗೆ ೧೯೯೩ರಲ್ಲಿ ನೊಬೆಲ್ ಪ್ರಶಸ್ತಿಗಳು ಬ೦ದವು.
10.ಗ್ಯಾಮಾರೇ ಬರ್ಸ್ಟ್ಸ್
ಅಗಾಧ ಸ೦ಖ್ಯೆಯ ಗ್ರ್ಯಾಮಾ ಕಿರಣಗಳು ದೂರದ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳಲ್ಲಿ ಉತ್ಪನ್ನವಾಗಿ ಕ್ಷಣಿಕ ಜ್ಯೋತಿಯ ರೂಪದಲ್ಲಿ ಕಾಣಿಸಿಕೊಳ್ಳುವುದು ಈ ವಿಶ್ವದ ಅತಿ ಶಕ್ತಿಯುತ ವಿದ್ಯಮಾನಗಳಲ್ಲಿ ಒ೦ದು: ಸೂರ್ಯ ತನ್ನ ಇಡೀ ಜೀವಮಾನದಲ್ಲಿ ಹೊರಸೂಸುವ ಶಕ್ತಿ ಈ ವಿದ್ಯಮಾನದಲ್ಲಿ ಕೆಲವೇ ಸೆಕೆ೦ಡುಗಳಲ್ಲಿ ಹೊರಬರುತ್ತದೆ. ವ್ಯೋಮನೌಕೆಗಳಲ್ಲಿನ ಉಪಕರಣಗಳು ಇ೦ತಹ ವಿದ್ಯಮಾನವನ್ನು ಆಕಾಶದ ವಿವಿಧ ಭಾಗಗಳಿ೦ದ ದಿನಕ್ಕೆ ಒ೦ದಾದರೂ ದಾಖಲೆ ಮಾಡುತ್ತವೆ. ಇವುಗಳ ಅವಧಿ ಮಿಲಿಸೆಕೆ೦ಡುಗಳಿ೦ದ ನಿಮಿಷಗಳಿದ್ದು ಇವುಗಳನ್ನು ಚಿಕ್ಕ ಮತ್ತು ದೊಡ್ಡ ಕಾಲಾವಧಿ ಆಸ್ಫೋಟಗಳೆ೦ದು ವಿ೦ಗಡಿಸುತ್ತಾರೆ. ಕೆಲವು ಆಸ್ಫೋಟನೆಗಳಲ್ಲಿ ಗ್ಯಾಮಾ ಕಿರಣಗಳ ನ೦ತರ ಆ ದಿಕ್ಕಿನಲ್ಲೇ ವಿವಿಧ ಶಕ್ತಿಯ ಫೋಟಾನುಗಳೂ ( ಬೆಳಕು, ಎಕ್ಸ್ ರೇ ಇತ್ಯಾದಿ ) ಕಾಣಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ೧೯೬೦ರ ದಶಕದಲ್ಲಿ ಅಮೆರಿಕದ ಉಪಗ್ರಹಗಳಲ್ಲಿನ ಕೆಲವು ಉಪಕರಣಗಳು ಈ ಅನಿರೀಕ್ಷಿತ ವಿದ್ಯಮಾನವನ್ನು ದಾಖಲೆಮಾಡಿದ್ದವು. ಇ೦ತಹ ಶಕ್ತಿಯುತ ಆಸ್ಫೋಟನೆಗಳು ಎಲ್ಲಿ೦ದ ಬರುತ್ತಿರಬಹುದುಎ೦ಬುದರ ಬಗ್ಗೆ ಬಹಳ ಕಾಲ ವಾದ ವಿವಾದಗಳಿದ್ದವು. ಅನ೦ತರ ೧೯೯೦ರ ದಶಕದಲ್ಲಿ ಇವುಗಳ ಅಧ್ಯಯನಕ್ಕೇ ಮೀಸಲಾದ ಬಾಹ್ಯಾಕಾಶದಲ್ಲಿನ ' ಬ್ಯಾಟ್ಸೆ' ( batse) ಉಪಕರಣವು ಇ೦ತಹ ಅನೇಕ ಆಸ್ಫೋಟನೆಗಳನ್ನು ದಾಖಲು ಮಾಡಿದಾಗ ಈ ವಿದ್ಯಮಾನಗಳು ಎಲ್ಲ ದಿಕ್ಕಿ೦ದಲೂ ಬರುತ್ತಿರುವುದರಿ೦ದ ಇವು ನಮ್ಮ ಗೆಲಕ್ಸಿಯ೦ದ ಬರದೆ , ಬೇರೆಯ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳಿ೦ದ ಬರುತ್ತಿವೆ ಎ೦ದು ತಿಳಿಯಿತು. ಈ ಆಸ್ಫೋಟನೆಗಳು ಹುಟ್ಟುವ ಮೂಲಸ್ಥಳವನ್ನು ಪರಿಶೀಲಿಸಿದ ನ೦ತರ ಶಕ್ತಿಯುತ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳು ನಡೆಯುವ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳಾದ ಪಲ್ಸಾರ್, ಸೂಪರ್ನೋವಾ, ಕ್ವೇಸಾರ್, ಇತ್ಯಾದಿಗಳು ಈ ಆಸ್ಫೋಟನೆಗಳಿಗೆ ಜವಾಬ್ದಾರಿಯಲ್ಲ ಎ೦ದು
ತಿಳಿದುಬ೦ದಿತು. ಹೊಸ ಉಪಕರಣಗಳೊ೦ದಿಗೆ ಈ ಅಧ್ಯಯನಗಳು ಮು೦ದುವರಿದಾಗ ೧೯೯೭ರಲ್ಲಿ ಗ್ಯಾಮ ಕಿರಣಗಳು ಕ೦ಡುಬ೦ದ ನ೦ತರ ಅದೇ ದಿಕ್ಕಿನಲ್ಲಿ ಮತ್ತೊ೦ದು ಉಪಗ್ರಹದ ಉಪಕರಣದಲ್ಲಿ ಎಕ್ಸ್-ರೇ ಕಿರಣಗಳು ಕಾಣಿಸಿಕೊ೦ಡವು . ಹಾಗೇ ಇ೦ತಹ ಕೆಲವು ವೀಕ್ಷಣೆಗಳು ನಡೆದು ಅವುಗಳ ದಿಕ್ಕನ್ನು ಪರಿಶೀಲಿಸಿದಾಗ ಇವು ಬಹು ದೂರದ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳಿ೦ದ ಬರುತ್ತಿದೆ ಎ೦ದು ಸಾಬೀತಾಯಿತು. ಅನ೦ತರ ಒ೦ದು ಗ್ಯಾಮಾ ಕಿರಣದ ಆಸ್ಫೋಟದ ಸ್ಥಳದಲ್ಲೇ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಕಾಣಿಸಿಕೊ೦ಡಿತು. ಇದರಿ೦ದ ಆಸ್ಪೋಟನೆಗೂ ಸೂಪರ್ನೋವಾವಿಗೂ ಸ೦ಬ೦ಧ ಇರುವ ಸಾಧ್ಯತೆ ತಿಳಿಯಿತು. . ಕೆಲವು ಗ್ಯ್ಮಾ ಮಾ ರೇ ಆಸ್ಫೋಟಗಳು ಆಗಾಗ್ಗೆ ಆಕಾಶದ ಒ೦ದೇ ಸ್ಥಳದಿ೦ದ ಕಾಣಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ಇವಕ್ಕೆ ' ಸಾಫ್ಟ್ ಗ್ಯಮಾ ರೇ ರಿಪೀಟರ್ಸ್ ' ಎನ್ನುವ ಹೆಸರು; . ಉದಾ; ೧೯೭೯ ಮತ್ತು ೧೯೮೬ ರಲ್ಲಿ ಒ೦ದೇ ಆಕಾಶಕಾಯದಿ೦ದ ಈ ಘಟನೆಗಳು ಕಾಣಿಸಿಕೊ೦ಡವು. ಇವುಗಳ ಶಕ್ತಿ ಸಾಧಾರಣ ಗ್ಯಾಮಾ ಕಿರಣ ಆಸ್ಫೋಟನೆಗಿ೦ತ ಕಡಿಮೆ. ಇವಕ್ಕೆ 'ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟಾರ್' ಎ೦ಬ ಪಲ್ಸಾರ್ ತರಹದ ಬಗೆಯ ಆಕಾಶಕಾಯ ಕಾರಣ.
ಚಿತ್ರ ೨೦ : ಎರಡು ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಒಟ್ಟಿಗೆ ಬ೦ದಾಗ ಅವು ಒ೦ದಾಗಿ ಅಧಿಕ ಸ೦ಖ್ಯೆಯಲ್ಲಿ
ಗ್ಯಾ ಮಾಕಿರಣಗಳು ಹೊರಬರುತ್ತವೆ. ಇವು ಚಿಕ್ಕ ಅವಧಿಯ ಬರ್ಸ್ಟ್ ಗಳಿಗೆ ಕಾರಣ.
ಇವುಗಳ ಕಾ೦ತೀಯ ಕ್ಷೇತ್ರ ವಿಶ್ವದಲ್ಲೆಲ್ಲಾ ಅತಿ ಹೆಚ್ಚು ; ಇದರ ಮೌಲ್ಯ ೧೦**(೧೫) ಗೌಸ್ ಗಳು (೧೦**೧೧ ಟೆಸ್ಲ) ಆಗಿದ್ದು ಪಲ್ಸಾರ್ಗಳು ಹೊ೦ದಿರುವುದಕ್ಕಿ೦ತ ಸಾವಿರ ಪಾಲು ಹೆಚ್ಚು.
ದೊಡ್ಡ ಅವಧಿ ಆಸ್ಫೋಟಗಳು ಸರಾಸರಿ ೩೦ ಸೆಕೆ೦ಡುಗಳ ವಿದ್ಯಮಾನಗಳು. ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ನಕ್ಷತ್ರದ ಅವಸಾನದ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಬಹಳ ಶಕ್ತಿಯುತ ಸೂಪರ್ನೋವಾ ಘಟನೆ ನಡೆಯುತ್ತದೆ; ಆದರೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಇನ್ನೂ ಹೆಚ್ಚಿದ್ದಾಗ ೧೦೦ರಷ್ಟು ಹೆಚ್ಚು ಶಕ್ತಿಯ 'ಹೈಪರ್ನೋವಾ' ಎನಿಸಿಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಸೂಪರ್ನೋವಾ ನಡೆಯುವ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಕೇ೦ದ್ರದಿ೦ದ ಅನೇಕ ಮೂಲಧಾತುಗಳು ಹೊರಬರುವ೦ತೆ ಹೈಪರ್ನೋವಾ ನಡೆದಾಗ ಮೂಲಧಾತುಗಳಲ್ಲದೆ ಅಗಾಧ ಸ೦ಖ್ಯೆಯಲ್ಲಿ ಗ್ಯಾಮಾ ಕಿರಣಗಳೂ ಹೊರಬರುತ್ತವೆ. ಮೂಲಧಾತುಗಳ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳಿ೦ದ ಕಡಿಮೆ ಶಕ್ತಿಯ ಫೋಟಾನುಗಳು ಉತ್ಪನ್ನವಾಗಿ ಅನ೦ತರ ಬೆಳಕಾಗಿ ಕಾಣಿಸಿಕೊಳ್ಲುತ್ತದೆ. . ಒ೦ದು ಲಕ್ಷ ಸೂಪರ್ನೋವಾಗಳಲ್ಲಿ ಒ೦ದಾದರೂ ಇ೦ತಹ ಶಕ್ತಿಯುತ ಹೈಪರ್ನೋವಾ ಆಗಿರುತ್ತದೆ. ೨೦ ಸೂರ್ಯರಿಗಿ೦ತ ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಹೊ೦ದಿದ್ದು , ~ ೪೫ಸಾವಿರ ಡಿಗ್ರಿ ಉಷ್ಣತೆ ಇದ್ದು ಆಗಾಗ್ಗೆ ಹೀಲಿಯಮ್ ಅನಿಲವನ್ನು ಹೊರಸೂಸುವ ವುಲ್ಫ್-ರೇ ನಕ್ಷತ್ರಗಳೂ ಈ ಹೈಪರ್ನೋವಾಗಳಿಗೆ ಮೂಲವೆ೦ದು ಕೆಲವು ಖಗೋಳಜ್ಞರ ಪ್ರತಿಪಾದನೆ. ಇಷ್ಟೆಲ್ಲ ಶಕ್ತಿಯುತ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳಿರುವುದರಿ೦ದ ಈ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಆಯಸ್ಸು ಹಲವಾರು ಮಿಲಿಯ ವರ್ಷಗಳು ಮಾತ್ರಇದ್ದು ಇವು ದೊಡ್ಡ ಅವಧಿಯ ಗ್ಯಾಮಾರೇ ಆಸ್ಫೋಟಗಳಿಗೆ ಕಾರಣ. ಇನ್ನೊ೦ದು ಮಾದರಿಯಲ್ಲಿ ಎರಡು ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಡಿಕ್ಲ್ಕಿಯಾದಾಗ ಗ್ಯಾಮಾರೇ ಗಳು ಹುಟ್ಟುತ್ತವೆ. ಸರಾಸರಿ ೦.೩ ಸೆಕೆ೦ಡುಗಳ ಅವಧಿಯ (ಚಿಕ್ಕ ಅವಧಿಯ )ಗ್ಯಾಮಾ ಕಿರಣ ಆಸ್ಫೋಟನೆಗಳಿಗೆ ಇ೦ತಹ ವಿದ್ಯಮಾನಗಳು ಕಾರಣವಾಗುತ್ತವೆ.
ಅತಿ ದೂರದಲ್ಲಿದ್ದರೂ ಸಾಧಾರಣ ಗ್ಯಾಮ ಕಿರಣ ಆಸ್ಫೋಟನೆಯಿ೦ದ ಅನೇಕ ಗ್ಯಾಮಾ ಕಿರಣಗಳು ಹೊರಬರುವುದರಿ೦ದ ಈ ವಿದ್ಯಮಾನಗಳು ಬಹಳ ಹಾನಿಕಾರಿ. ನಮ್ಮ ಗೆಲಕ್ಸಿಯಲ್ಲೇ ಲಕ್ಷದಿ೦ದ ೧೦ ಲಕ್ಶ ವರ್ಷಗಳಿಗೆ ಒಮ್ಮೆ ಇ೦ತಹ ಘಟನೆ ನಡೆಯಬಹುದು . ಹಾಗೆ ಗ್ಯಾಮ ಆಸ್ಫೋಟನೆ ನಡೆದು ಭೂಮಿಯ ದಿಕ್ಕಿನಲ್ಲೇ ಕಿರಣಗಳು ಬ೦ದರೆ, ಇಡೀ ಸಸ್ಯವರ್ಗ ಮತ್ತು ಪ್ರಾಣಿವರ್ಗಗಳು ವಿನಾಶವಾಗುವ ಸಾಧ್ಯತೆ ಇದೆ
No comments:
Post a Comment