விண்மீன்கள் உருவாக்கம்

விண்மீன்கள் உருவாக்கம் (Star formation) என்பது அண்டவெளியில் பரவிக்கிடக்கும் மூலக்கூற்று முகில்கள் சுருங்கி அடர்த்தியாகி மின்மப் பந்து போன்ற ஓர் அமைப்பைப் பெறுதல் ஆகும். இதைப் பற்றிய கல்வி வானியலில் ஒரு பகுதியாக அமைகின்றது. விண்மீன்களுக்கு இடையே உள்ள இடைவெளியில் அமைந்துள்ள மூலக்கூற்று முகில்களில் (giant molecular clouds) இருந்து எவ்வாறு இளவிண்மீன்களும், விண்மீன்களும் கோள்களும் உருவாகின்றன என்பவை இவற்றில் அடங்குகின்றன. நுண்ணிய தாதுப்பொருட்கள், மூலகங்கள், வளிமங்கள் என்பன மூலக்கூற்று முகில்களில் காணப்படுகின்றன. விண்மீன்கள் உருவாகும் போதே அவற்றின் இறப்பும் தீர்மானிக்கப்படுகின்றன. விண்மீன்களின் அளவைப் பொறுத்து அவற்றின் ஆயுட்காலம் தீர்மானிக்கப்படுகின்றது. சிறிய விண்மீன்கள் குறைந்த ஆயுட்காலமும் பெரிய விண்மீன்கள் கூடிய ஆயுட்காலமும் கொண்டுள்ளன.^[1]^[2]^[3]

விண்மீனிடை முகில்கள்

சுருள் விண்மீன் திரள் (spiral galaxy) போன்ற பால் வழியில் (Milky Way) விண்மீன்கள், விண்மீன் துகள்கள், கூறுகள் போன்றவை காணப்படுகின்றன. இவைகளுக்கு இடையே உள்ள முகில்கள் தம்மகத்தே ஐதரசன் (71%), ஈலியம் (27%) மற்றும் வேறு வளிமங்களைக் கொண்டுள்ளன, மிகவும் அடர்த்தியாக உள்ள இத்தகைய நிலை நெபுலம் அல்லது வான்புகையுரு (nebula) என அழைக்கப்படுகிறது. இதிலிருந்தே விண்மீன்கள் உருவாகுகின்றன. இங்கு பெரும்பான்மையான ஐதரசன் மூலக்கூற்றுவடிவில் காணப்படுவதால் மூலக்கூற்று முகில்களென அழைக்கப்படுகின்றன. இவை சுழன்று கொண்டிருக்கும். எல்லா விண்மீன்களும் மூலக்கூற்று முகில்களில் இருந்தே தோன்றுகின்றன.

பெரியதாக உள்ள இத்தகைய அமைப்புகள் பெருமூலக்கூற்று முகில்கள் எனப்படுகின்றன. இவற்றின் அடர்த்தி ஒரு கன சென்டிமீட்டருக்கு 100 துகள்கள் ஆகும், விட்டம் 100 ஒளியாண்டுகள் (9.5×1014 கிலோமீட்டர்), திணிவு 6 மில்லியன் சூரியத் திணிவு. இவை மிகவும் வெப்பம் குறைந்து குளிர்ச்சியாகக் காணப்படுபவை. இவற்றின் சராசரி உள் வெப்பநிலை 10 K (கெல்வின்) (-263 செல்சியஸ்). இவை அடர்த்தியாகக் காணப்படுவதால் ஒளிபுகவிடாத் தன்மையுடையனவாக உள்ளன, இதனால் இவற்றை இருள் வான்புகையுரு (Dark nebula) என அழைப்பர். இதனால் சாதாரண ஒளி தொலைநோக்கியால் இவற்றைக் காண முடியாது; அகச்சிவப்பு தொலைநோக்கிகளால் இவற்றை நோக்க முடியும்.

எமது சூரியனுக்கு அருகாமையில் உள்ள, மிகப்பெரிய விண்மீன்கள் உருவாகும் வான்புகையுரு ஓரியன் நெபுலா (Orion Nebula) ஆகும். இது 1300 ஒளியாண்டுகள் தூரத்தில் உள்ளது. ஆனால் சிறிய அளவு விண்மீன்கள் உருவாகும் ரோ ஒபியுச்சி முகில் சிக்கல் 400-450 ஒளியாண்டுகள் தூரத்தில் உள்ளது.

விண்மீன்களின் உருவாக்கம்

வளி அழுத்தத்தின் இயக்க ஆற்றலும் உள்நோக்கிய ஈர்ப்பு விசையின் நிலை ஆற்றலும் சமநிலையில் உள்ளதால் மூலக்கூற்று முகிலில் உள்ள வாயுக்கள் நீர்நிலைச் சமநிலையில் உள்ளன. இவ்வகை முகில் திரள்களில் வளி அழுத்தம் ஈர்ப்பு விசைக்கு ஈடுகொடுக்காமல் போகுமாயின் சமநிலை குழம்புகின்றது, மையப்பகுதியை நோக்கிய ஈர்ப்பு விசையின் நிலை ஆற்றல் அதிகமாக இருக்கும்பட்சத்தில் ஈர்ப்பின் காரணமாக அந்த முகில் திரள் சுருங்கத் தொடங்குகின்றது. ஜீன்ஸ் திணிவு என அழைக்கப்படும் ஒரு குறிப்பிட்ட திணிவுக்கு மேலே உள்ள முகில் திரளில் இத்தகைய சுருக்கம் நிகழும்.

ஈர்ப்பு விசையால் மூலக்கூற்று முகில் சுருங்குவதற்குப் பல்வேறு உந்துதல்கள் உள்ளன: அவை, இரு மூலக்கூற்று முகில்கள் ஒன்றுடன் ஒன்று மோதுவது அல்லது அருகாமையில் ஏற்பட்ட மீயோளிர் விண்மீன் வெடிப்பின் (சுப்பர் நோவா) மூலம் ஏற்பட்ட அதிர்ச்சி அலைகள். இவை தவிர, இரு விண்மீன்திரள்களின் மோதுதலால் பெருந்தொகையான மிகைவிண்மீன் குழாம் வெளி (starbursts) உருவாகுகின்றது. உருவாக்கத்தின் எச்சந்தர்ப்பத்திலும் வெப்ப வலு தேவை என்பது குறிப்பிடத்தக்கது. ஏதோ ஒரு விண்மீனின் வெடிப்பு புதியதொரு விண்மீனை உருவாக்குகின்றது என்பது குறிப்பிடத்தக்கது.

மையப்பகுதியின் ஈர்ப்பால் முகிலில் ஏற்படும் சுருக்கம் எல்லாப்பொருட்களையும் மையத்தை நோக்கி இழுக்கின்றது. இதன்போது முகில் சிறுதுண்டுகளாக உடைபடுகின்றது; இவை ஒளிபுகவிடும் தன்மை கொண்டவை. இவ்வாறு சிறுசிறு துண்டுகளாக உடைபட்ட ஒவ்வொன்றும் தனித்தனியான விண்மீன் திணிவை அடைகின்றன. அவற்றின் சுருக்கம் தொடர்ந்து நடக்கும். இதுவே ஒரு பால்வழியில் பல விண்மீன்கள் அமைவதற்கான காரணம் ஆகும். இதன் போது அழுத்தம், அடர்த்தி, வெப்பம் (60 – 100 K) என்பன அதிகரித்துக்கொண்டே செல்லுகின்றது.

இவ்வாறு தனித்துப்போன ஒரு ஒழுங்கான உருவம் அற்ற துண்டுகள், சுழன்று கொண்டிருக்கும் முகில் திரளிலிருந்து தனிப்பட்டு தமக்குரிய பிரத்தியேகமான ஈர்ப்புச்சக்தியைப் பெற்றுக்கொள்கின்றன. இவை மேலும் சுருங்கும்போது தட்டை வடிவத்தைப் பெறுகின்றன. எமது சூரியக்குடும்பத்தின் அளவை ஒத்த ஒவ்வொரு துண்டிலும் இருந்து ஒரு புதிய விண்மீன் மற்றும் அதனைச் சுற்ற வரும் கோள்கள் உருவாக இருக்கின்றது.

முகிழ்மீன்

உள்நோக்கிய ஈர்ப்பு விசையின் ஆற்றல் உள்ளவரைச் சுருங்கிக்கொண்டே இருக்கும், ஈர்ப்பு விசை அற்றுப்போகும் சந்தர்ப்பத்தில் சுருங்குதல் நின்றுவிடுகின்றது. இந்தச் சம்பவத்தின்போது மையப்பகுதி அடர்த்தி கூடியதாக மாறுவதால் அவை மீண்டும் ஒளிபுகவிடாத் தன்மை உடையனவாக மாறுகின்றன. இவ்வாறான மையக் பகுதியில் உள்ள அடர்த்தி கூடிய கோளவடிவம் பெற்றவை முகிழ்மீன்கள் அல்லது மூல விண்மீன்கள் (Protostar) எனும் முதல் விண்மீன் நிலை ஆகும். இந்தச் செயற்பாட்டுக்குப் பத்து மில்லியன் ஆண்டுகள் தேவைப்படுகின்றது.

முகிழ்மீன்கள் உருவாகியதன் பின்னர் வெளிப்பகுதியில் உள்ள வாயுக்கள் முகிழ்மீனை நோக்கி அவற்றுள் உட்செல்கின்றது. இதனால் முகிழ்மீனின் அளவு பெருக்கின்றது. உள்ளே நுழையும் வாயுக்கள் இயக்க ஆற்றலை வெப்ப வடிவில் வெளிப்படுத்துகின்றது, கருவப்பகுதியின் வெப்பநிலை 2000 கெல்வின்களை அண்மித்ததும், வெப்ப வலுவால் ஐதரசன் (H2) பிரிகின்றது; ஐதரசன் அயனாக்கம் பெறுகின்றது. மேலும் முகிழ்மீனின் கருவப்பகுதியில் அழுத்தம் அதிகரிக்கின்றது. இவை பல மில்லியன் வருடங்கள் நிகழ்ந்து கொண்டிருக்கும்.

T-டோரி படிநிலை

ஏர்ட்சுபிரங் – ரசல் வரைபடம் (Hertzsprung–Russell diagram)

கருவக அடர்த்தி, வெப்பம் (10 மில்லியன் கெல்வின்கள்) என்பன போதுமான அளவுக்கு வரும் நிலையில் கரு இணைவு நிகழும். இதன்போது ஐதரசன் அணுக்கள் ஒன்றுடன் ஒன்று சேர்ந்து, முதலில் டியூட்ரியம், பின்னர் ஹீலியம் உருவாகும். இந்நிலையில் மிக்க வலிமையான விண்மீன் வளிமப்பாய்வு (stellar wind) உருவாகுகின்றது, இது பொருட்கள் மேலும் வெளியிலிருந்து சேருவதைத் தடுக்கின்றது. இந்த நிலையில் உள்ள விண்மீன் ஐதரசன் எரியும் விண்மீன் ஆக உள்ளபோது, விண்மீன் வளிமப்பாய்வு விண்மீனின் இரு முனைகளிலிருந்து வெளியேற்றப்படும். இந்நிலையை T-டோரி படிநிலையென அழைப்பர். முகிழ்மீனைச் சுற்றியுள்ள ஒளி உட்புகா தட்டு, விண்மீன்சூழ் வட்டு (circumstellar disk) எனப்படுகின்றது. இது பின்னர் முதற் கோள் தட்டு (Protoplanatory disk) எனப்படுகின்றது. இதிலிருந்தே கோள்கள் உருவாகின்றன.

T-டோரி (T-Tauri) படிநிலையில் உள்ள இள விண்மீன் தனது திணிவை இழப்பதன் மூலம் அடுத்த படிநிலையான முதன்மைத் தொடர் விண்மீன் (main sequence star) நிலையை அடைகின்றது. இவற்றின் திணிவைப் பொறுத்து வெவ்வேறு வகையை (செங்குள்ள அல்லது செங்குறு விண்மீன், வெண் குள்ள விண்மீன் போன்றவை) அடைகின்றன. ஏர்ட்சுபிரங் – ரசல் விளக்கப்படம் (Hertzsprung–Russell diagram) இவற்றை விளக்குகின்றது.

ஒரு முகிழ்மீனின் திணிவு 0.08 சூரியத்திணிவை விடக் குறைவாக இருந்தால், அவற்றில் கரு இணைவு ஏற்பட முடியாது, ஏனெனில் அதற்குத் தேவையான வெப்பநிலை இங்கு உருவாகாது. இச்சந்தர்ப்பத்தில் இம்முகிழ்மீன் விண்மீனாகப் பிறப்பெடுக்க முடியாது, எனவே விண்மீனுக்கும் கோள்களுக்கும் இடையேயான நிலையில் (எமது வியாழன் கோள் போன்று) காலத்தைக் கழிக்கவேண்டியதுதான். இவை பழுப்புக் குள்ளன் (brown dwarf) என்று அழைக்கப்படுகின்றன.

உசாத்துணைகள்

மேற்கோள்கள்

↑ Stahler, S. W. & Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 3-527-40559-3.
↑ Lada, Charles J.; Lada, Elizabeth A. (2003-09-01). "Embedded Clusters in Molecular Clouds". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 41 (1): 57–115. doi:10.1146/annurev.astro.41.011802.094844. பன்னாட்டுத் தர தொடர் எண்:0066-4146. Bibcode: 2003ARA&A..41...57L.
↑ O'Dell, C. R. "Nebula". World Book at NASA. World Book, Inc. Archived from the original on 2005-04-29. Retrieved 2009-05-18.