விண்மீன்: திருத்தங்களுக்கு இடையிலான வேறுபாடு

[[படிமம்:Eagle nebula pillars.jpg|thumb|right|150px|ஹபிள்அபிள் தொலைநோக்கியின் பார்வையில் “ஆக்கத்தின் தூண்கள்” - கழுகு விண்முகிலில் விண்மீன்கள் உருவாகும் இடம்]].

விண்மீன்களின் பிறப்பு [[விண்மீன் பேரடை]]களினால் அண்டத்தில் சிதற விடப்படும் பாரிய மூலக்கூற்று முகில்களில் இருந்து ஆரம்பமாகின்றது. இப்பாரிய மூலக்கூற்று முகில்கள் '''[[நெபுலா]]''' (nebulae) என அழைக்கப்படும்.<ref name="nebulae"/> இந்த நெபுலாக்கள் ஈர்ப்புவிசையினால் தாமாகவே நீண்டு ஒடுங்குகின்றன. அவை சிறியதாய் வந்தபின் வேகமாக சுழல்வதோடு மட்டுமின்றி வெப்பநிலையையும் அதிகரிக்கச் செய்கின்றன. இதற்கு ''கோண உந்த அழிவின்மை'' (Conservation of angular momentum) என்பதே காரணம் ஆகும். இவ்வாறே ஒரு புதிய விண்மீன் உருவாகின்றது. ஒரு புதிய விண்மீனில் [[அழுத்தம்]] (Pressure) உருவாதலே விண்மீனுடைய வெப்பநிலையையும் அதிகரிக்கச் செய்கின்றது. இப்பருவம் '''[[முகிழ் மீன்|முகிழ்மீன்]]''' (Protostar) என அழைக்கப்படுகின்றது.<ref name="Protostar">{{cite news | url=http://science.nationalgeographic.com/science/space/universe/stars-article/ | title= In time, gravity causes these clouds to condense and collapse in on themselves. As they get smaller, the clouds spin faster because of the conservation of angular momentum—the same principle that causes a spinning skater to speed up when she pulls in her arms.Building pressures cause rising temperatures inside such a nascent star, and nuclear fusion begins when a developing young star's core temperature climbs to about 27 million degrees Fahrenheit (15 million degrees Celsius).Young stars at this stage are called protostars. | work=[[தேசிய புவியியல் கழகம்]] | date= | accessdate=16 May 2014}}</ref>

[[நெபுலா]]க்கள் பிரதானமாக [[ஐதரசன்]],[[ஈலியம்|ஹீலியம்]] முதலான வாயுக்களைக் கொண்டதாகவும், பல ஒளியாண்டுகள் நீள அகலம் கொண்டதாயுமிருக்கும்.

ஒரு முகிழ்மீன் ஒன்று ஹன்னச்சூழவுள்ளஅன்னச்சூழவுள்ள பாரிய மூலக்கூற்று முகில்களின் மிகுதிகளை வைத்துத் தன் பருமனை அதிகரிக்க முயற்சிக்கும் இப்பருவமே '''நிலையான விண்மீன்''' எனப்படும். முகிழ்மீன் ஒரு நிலையான விண்மீனாவதற்கு அதன் இரு முக்கிய விசைகளும் சமன்பட வேண்டும். முகிழ்மீன் தன் சுய ஈர்ப்பு விசையால் சுருங்கத் தொடங்கும். முகிழ்மீனில் உள்ள [[ஐதரசன்]] அணுக்கள் இணைந்து [[ஈலியம்]] அணுக்களாக மாறும் போது பெருமளவு ஆற்றல் உண்டாகி முகிழ்மீன் விரிவடையவும் முயற்சிக்கும். சில கோடி ஆண்டுகளில் இரண்டு விசைகளும் சமமானவுடன் அளவில் பெருமளவு மாற்றம் ஏற்படாது. அவ் விண்மீன் பில்லியன் வருடங்களாக ஐதரசனை ஹீலியமாகஈலியமாக மாற்றும் செயற்பாட்டை மேற்கொண்டு ஒளியை வெளிவிட்டுக்கொண்டே இருக்கும். விண்மீனின் அளவைப் பொறுத்து எண்பது முதல் தொண்ணூறு சதவீதம் [[ஐதரசன்]] அணுக்கள் தீரும் வரை இதே அளவு நீடிக்கும். விசை சமன்பட்டதில் இருந்து இந்நிலையை அடையும் வரையே நிலையான விண்மீனாக இருக்க முடியும். [[சூரியன்]] ஒரு நிலையான விண்மீன் ஆகும்.<ref name=" Main sequence stars">{{cite news | url=http://science.nationalgeographic.com/science/space/universe/stars-article/ | title= As they develop they accumulate mass from the clouds around them and grow into what are known as main sequence stars. Main sequence stars like our own sun exist in a state of nuclear fusion during which they will emit energy for billions of years by converting hydrogen to helium. | work=[[தேசிய புவியியல் கழகம்]] | date= | accessdate=16 May 2014}}</ref>

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

எனினும் பொதுவாக சூரியன் போன்ற விண்மீன்களின் தளர்ச்சியை எடுத்துக்கொண்டால்; [[ஐதரசன்]] தீர்ந்து கொண்டு செல்ல ஹீலியம்ஈலியம் அதிகரித்துச் செல்லும். இறுதியில் [[ஹீலியம்ஈலியம்]] விண்மீனின் உள் அகணிவரை (Core) நீடிக்கும். இதன் போது விண்மீனினுடை வெப்பநிலை மேலும் பலமடங்காக அதிகரிக்க அதனுடைய பருமனும் பலமடங்காக (250 மடங்கு) அதிகரிக்கும். உதாரணமாக நம் [[சூரியன்]] செவ்வாய்க் கோள் இருக்கும் இடம் வரை அதிகரிக்கும். இந்நிலை '''[[சிவப்பு அரக்கன்]]''' (Red giant) அல்லது ''செவ்வசுரன்'' என அழைக்கப்படும். சில காலத்தின் பின் சிவப்பு அரக்கன் வெடித்துச் சிதறி அகிலத்தில் விடப்படும். இவ்வாறு வெடித்துச் சிதறிய செவ்வசுரனின் வெளிப்பகுதி '''கோள் நெபுலா''' (planetary nebula) என அழைக்கப்படும். இக்கோள் நெபுலா உதிர்ந்து போய் ஒரு சிறிய விண்மீனாக தோற்றம் பெறுகின்றது. அச்சிறு உடுவின் மத்திய பகுதி '''[[வெண் குறுமீன்]]''' (White dwarf) அல்லது வெண்ணிறக் குள்ளன் என அழைக்கப்படும். இவை பல ஆண்டுகளுக்குப் பின் மிகவும் குளிர்மையாக இருக்கும். இறுதியில் அவை கறுப்பு நிறமாக வந்து எவ்விதமான சக்தியையும்ஆற்றலையும் வெளிவிடாது. இதற்கு '''கருப்பு விண்மீன்''' (Black dwarf) அல்லது ''கருங்குள்ளன்'' என அழைக்கப்படும். இவ்வாறு இல்லாமல் சூரியனை விட பருமனில் அதிகமாய் உள்ள விண்மீன்கள் மேலே குறிப்பிட்டது போன்று, சூரியன் போன்ற விண்மீன்களின் பரிணாமப் பாதையில் அன்றி வெவ்வேறு பரிணாமப் பாதைகளைக் கொண்டுள்ளன.<ref name=" Life cyecle of stars such as sun">{{cite news | url=http://science.nationalgeographic.com/science/space/universe/stars-article/ | title= As stars move toward the end of their lives much of their hydrogen has been converted to helium. Helium sinks to the star's core and raises the star's temperature—causing its outer shell to expand. These large, swelling stars are known as red giants. The red giant phase is actually a prelude to a star shedding its outer layers and becoming a small, dense body called a white dwarf. White dwarfs cool for billions of years, until they eventually go dark and produce no energy. At this point, which scientists have yet to observe, such stars become known as black dwarfs. A few stars eschew this evolutionary path and instead go out with a bang—detonating as supernovae. These violent explosions leave behind a small core that may become a neutron star or even, if the remnant is large enough, a black hole. | work=[[தேசிய புவியியல் கழகம்]] | date= | accessdate=16 May 2014}}</ref>

[[கருங்குழி]]யாக மாறிய விண்மீன்கள் அண்டத்தில் குறிப்பிட்ட அளவில் அறியப்பட்டுள்ளன. [[காட்சிக்குட்பட்ட பேரண்டம்|காட்சிக்குட்பட்ட பேரண்டத்தில்]] தற்போதைய கருப்பு விண்மீன்கள் இருபத்திஇருபத்து மூன்று சதவீதம்விழுக்காடு உள்ளன. இதுவே இன்னும் 1,300 கோடி ஆண்டுகளுக்குப் பின்னர் அறுபத்திஅறுபத்து மூன்று சதவீதமாகவிழுக்காடாக மாறிவிடும்.