තාරකා බිහිවීම සඳහා අවශ්‍ය සාධක – තාරකාවක සම්භවය සහ විකාශය 3

තාරකාවල වර්ණාවලි ශ්‍රේණිය, දීප්තිය සහ විශාලත්වය

තාරකා විද්‍යාඥයන් විසින් තාරකාවල වර්ණාවලිය අනුව ඒවා ශ්‍රේණි ගත කර ඇත. මුලින්ම මෙම ශ්‍රේණි ගත කිරීම සිදුවූයේ තාරකාවල වර්ණාවලියේ හයිඩ්‍රජන් අවශෝෂක වර්ණාවලි රේඛාවේ (Hydrogen absorption line) ප්‍රබලතාවය අනුවය. මෙහිදී ඉංගී්‍රසි හෝඩියේ A B C D E F G H I J K L M N O P ලෙස හයිඩ්‍රජන් වර්ණාවලි රේඛාවේ ප්‍රබලතාවය අඩුවෙන පිළිවෙලින් තාරකා ශ්‍රේණිගත කරන ලදි. පසුව මෙම ශ්‍රේණිගත කිරීම තාරකාවල වර්ණාවලියේ සියළුම වර්ණාවලි රේඛාවල සාපේක්‍ෂ ප්‍රබලතාව සලකා නැවත සංශෝධනය කරන ලදි. ඒ අනුව වර්ණාවලි රේඛාවල ප්‍රබලතාවය අනුව O B A F G K M ලෙස භාවිතා කරනු ලැබේ. තවද මෙම ශ්‍රේණිගත කිරීම සියුම් ලෙස සිදුකිරීමට එක් ශ්‍රේණියක් තව දුරටත් 0 සිට 9 දක්වා උපශ්‍රේණි වලට ද ඛෙදා වෙන් කරන ලදි. වර්ණාවලි ශ්‍රේණිය තාරකාවල මතුපිට උෂ්ණත්වය මත රඳා පවතී. උෂ්ණත්වය වැඩිම තරු O වන අතර ශ්‍රේණියේ පහළට යන විට උෂ්ණත්වය ද අඩූවේ. නිල් වර්ණයෙන් යුතු තරුවල උෂ්ණත්වය අධික වන අතර රතු වර්ණයේ යුතු තරුවල උෂ්ණත්වය අඩු අගයක් ගනී.

තරුවෙන් පිටවන සම්පූර්ණ ආලෝක ප්‍රමාණය එහි දීප්තිය (Luminosity) ලෙස හදුන්වමු. තවද තරු එහි දීප්තිය අනුව ශ්‍රේණිගත කිරීම සඳහා විශාලත්ව පරිමාණයක් (Magnitude Scale) භාවිතා කරමු. මෙම විශාලත්ව පරිමාණය (m) තරු 2ක දීප්තිය හෙවත් ස්‍රාවය (f) ඇසුරෙන් පහත පරිදි අර්ථ දක්වනු ලැබේ.

m₁ –m_{2    =} -2.5 log f_1/f₂

vega තාරකාවේ විශාලත්වය m = 0 ලෙස අර්ථ දක්වා ඇත. මේ විශාලත්ව පරිමාණයට අනුව වැඩි දීප්තිය ඇති තරුවලට විශාලත්ව පරිමාණයේ අඩු අගයක් ලැබේන අතර අඩු දීප්තිය ඇති තරුවලට විශාලත්ව පරිමාණයේ වැඩි අගයක් ලැබේ. දෘෂ්‍ය විශාලත්වය යනු රාත්‍රී අහසේ තරුවක දීප්තියයි. තාරකාවක නිරපේක්ෂ විශාලත්වය යනු එය පාර්සෙක් 10 (ආලෝක වර්ෂ32.6)- දුරින් ඇති විට එහි දෘෂ්‍ය විශාලත්වයයි.

දැන් අපි තාරකාවල විවිධ පරිනාමී අවධීන් නියෝජනය කරන වැදගත් වන ප්‍රස්ථාරයක් පිළිබඳව සලකා බලමු. හර්ට්ස්ප්‍රන්ග්ජ්රසල් (Hertzsprung- Russell ) නමැති තාරකා විද්‍යාඥයන් දෙදෙනා තරුවල නිරපේක්‍ෂ විශාලත්වය හා එහි වර්ණාවලි ශ්‍රේණි පිළිබද් ප්‍රස්ථාරයක් අදින ලදි. මෙය හර්ට්ස්ප්‍රන්ග්ජ්රසල් සටහන ලෙස (HR diagram) හදුන්වමු. තරුවක දීප්තිය පිළිබද තවත් මිනුමක් වන එහි නිරපෙක්ශ විශාලත්වය හා එහි වර්ණාවලි වර්ගය සදහා පදනම වන තාරකාවේ මතුපිට උශ්නත්වය භාවිතයෙන්ද  H R  රූප සටහන ගොඩ නෑගිය හෑක. රූප සටහනේ බොහෝ තරු ඈතෑම් ප්‍රදේශ වල නෑඹුරු වේ රූප සටහනේ වමේ සිට පහල දකුණ දක්වා ඈති විකර්ණ රේඛාවේ පිහිටා ඈති තරු ප්‍රධාන අනුක්‍රමය ලෙස හෑදින්වේ

ප්‍රධාන අනුක්‍රමයට ඉහලින් අති තරු ශ්‍රේණි පහත දෑක්වෙන පරිදි ඒවායේ දිප්තිය අනුව වර්ගීකරණය කර ඈත

I- ඉතා දීප්තිමත් සුපිරි යෝධයන්
I- දීප්තියෙන් අඩු සුපිරි යෝධයන්
II- දීප්තිමත් යෝධයන්
III- සාමාන්‍ය යෝධයන්
IV- උප යෝධයන්
V – ප්‍රධාන අනුක්‍රමයේ තරු (සාමාන්‍ය තරු)

දෑන් අපි අණුක වලාවක් නව තාර්කාවක් බවට පරිවර්ථනය කිරීමේ කි්‍රයාවලියේදී සටහනෙ ප්‍රොටෝ තරුව පිහිටන අයුරු සලකා බලමු. අණුක වලාකුළ එහි ගුරුත්වාකර්ශනය යටතේ හැකිළීමට පටන් ගත් විට එහි අඩු උෂ්නත්වය හේතුවෙන් එය රූප සටහනේ පහළ දකුණු කෙලවරේ පිහිටයි අණුක වලාකුළු හැකිළීමට පටන් ගන්නා විට උෂ්ණත්වය වැඩි වන අතර එහි දීප්තිය ද වැඩි වේ. එවිට එය ්‍ය-ඍ සටහනෙහි වමට සහ ඉහළට ගමන් කරයි. අණුක වලාව හැකිලෙන විට එහි උෂ්ණත්වය වැඩි වුවද එහි ප්‍රමාණය කුඩා වන නිසා එහි දීප්තිය අඩුවේ. (උෂ්නත්වය හා ප්‍රමාණය යන දෙකම මත දීප්තිය රදා පවතින බැවින්) එබැවින් එය හැකිලෙන අනුක වළාකුල රූප සටහනේ වමට හා මදක් පහලට ගමන් කරයි. න්‍යෂ්ටික ප්‍රතිකි්‍රයා ආරම්භයෙන් පසුව ප්‍රොටෝ තරුව H -R සටහනෙහි ප්‍රධාන අනුක්‍රමණ මතට පැමිණෙයිි.

අප සූර්යයාගේ ස්කන්ධය (Mo) මෙන් 0.08 ගුණයක් අති ප්‍රොටෝ තරුවක් කිසිවිටෙකත් ප්‍රතික්‍රියා ආරම්භ කිරිමට ප්‍රමාණවත් උෂ්නත්වයකට ළගා වීමට නොහෑකි වේ එවැනි තරු දුඹුරු වාමන තාරු ලෙස හඳුන්වනු ලබයි. මේ වස්තූන් සැබැ තරු ලෙස නොසැලැකේ. ගුරුත්වාකර්ෂණ සංකෝචනය මගින් නිකුත් කරන උෂ්නත්වය නිසා ඒවා බැබලේ. මෙම දුඹුරු වාමන තාරකා H-R සටහනෙහි ප්‍රධාන අනුක්‍රමයට නොපැමණේ.

100Mo වඩා වැඩි ස්කන්ධයක් ඇති තරුවල මධ්‍යයයේ ඉතා අධික උෂ්ණත්වයක් ඇති අතර න්‍යෂ්ටික ප්‍රතිකි්‍රයා මඟින් ජනනය වන විකිරණ පීඩනය එහි ගුරුත්වාකර්ෂණ බලයට වඩා ප්‍රබල වේ. මෙී තාරකාව අස්ථායි වන අතර එහි ඇති වායු හා දූවිලි පිපුරුමක් ලෙස අභ්‍යවකාශයට මුදා හරිනු ලබයි. ඊටා කැරිනා (Eta Carina) තාරකාව එවැනි තාරකාවකට උදාහරණයකි. බරින් වැඩි ස්කන්ධයක් ඇති මේ තාරකා ප්‍රධාන අනුක්‍රමය වෙත නොපැමිණේ.

ප්‍රධාන අනුක්‍රමයට තාරකාවක් පැමිණීමට ගතවන කාලය :-

ස්කන්ධය               කාලය (වසර)
0.5 Mo                     100×106
1.0 Mo                       30×106
2 Mo                            8×106
5 Mo                         0.7×106
15Mo                      0.16×106

ශුන්‍ය ආයුකාල ප්‍රධාන අනුක්‍රමයේ (Zero Age Main Sequence -ZAMS) ගත කරන තාරකාවක ආයු කාලය තීරණය වන්නේ තාරකාවක ආරම්භක ස්කන්ධයෙනි. වැඩි ස්කන්ධයක් ඇති තරුවක මධ්‍යයේ ඉතා ඉහළ උෂ්නත්වයක් ඇති බැවින් ඒවා මධ්‍යයේ න්‍යෂ්ටික ප්‍රතික්‍රියා සිදු වන සීග්‍රතාව ද ඉහලය. වැඩි ස්කන්ධයක් ඇති තාරකා වල න්‍යෂ්ටික ප්‍රතිකි්‍රයා සඳහා අමතර ස්කන්ධය ලබා ගත හැකි වුවද මේ තාරකා ඉතා ඉක්මනින් ZAMS වලින් ඉවත්ව න්‍යෂ්ටික ඉන්ධන වේගයෙන් පරිභෝජනය කරමින් ඔවුන්ගේ ජීවිතයේ අවසාන අවස්ථා කරා එළඹේ. අඩු ස්කන්ධයක් ඇති තරුවල න්‍යෂ්ටික ප්‍රතිකි්‍රයා සිදුවන සීග්‍රතාවය අඩු බැවින් ඒවා ප්‍රධාන අනුක්‍රමයෙහි තම ජීවිත චක්‍රයේ දිගු කාලයක් රෑදී සිටී. තාරකාව ප්‍රධාන අනුක්‍රමයෙහි ගත කරන කාල සීමාව එහි ආරම්භක ස්කන්ධයේ ඝනකයට ප්‍රතිලෝමව සමානුපාතික වේ.

තරුව ප්‍රධාන අනුක්‍රමයේ ගත කරන කාලය ∞ 1 (තරුවේ ස්කන්ධය)3

ස්කන්ධය (සූර්යයාගේ ස්කන්ධය මෙන්)         වර්ණාවලි ශ්‍රේණිය                    ප්‍රධාන අනුක්‍රමය මත කාලය (අවුරුදු)

තාරකාව ප්‍රධාන අනුක්‍රමයේ පවතින විට එය ද්‍රවගතික සමතුලිතතාවයේ පවතී. (Hydrostatic equilibrium) අප තරැවක ඕනෑම ස්ථරයක් සැලකූ විට එම ස්ථරයේ ඇති පදාර්ථ ගුරැත්වාකර්ෂන බලය යටතේ තාරකාවට ආකර්ෂණය වන අතර අභ්‍යන්තර විකිරණ පීඩනය මගින් මේ ස්ථරය පිටතට තල්ලූ වේ. මේ බලවල සමතුලිතතාව හේතුවෙන් තාරකාව ස්ථාවරව පවතී.

තාරකාවක හරයේ ඇති විය හැකි න්‍යෂ්ටික විලයනය ප්‍රතිකි්‍රයාව එහි හරයේ උෂ්ණත්වය මත රඳා පවතී.

න්‍යෂ්ටික ප්‍රතිකි්‍රයාව උෂ්ණත්වය

1. ප්‍රෝටෝන-ප්‍රෝටෝන චක්‍රය 8×10^{6 0}K
2. කාබන්-නයිට්‍රජන්-ඔක්සිජන් චක්‍රය 20×10^{6 0}K
3. ත්‍රිත්ව ඇල්ෆ අංශු ප්‍රතිකි්‍රයාව 100×106^{6 0}K
4. කාබන් දහනය 600×10^{6  0}K