இரும விண்மீன்

கட்டற்ற கலைக்களஞ்சியமான விக்கிப்பீடியாவில் இருந்து.
தாவிச் செல்லவும்: வழிசெலுத்தல், தேடல்
இரட்டை விண்மீன் உடன் குழப்பிக் கொள்ளாதீர்கள்.
சிரியஸ் இருமை நட்சத்திரம். இதில் சிரியஸ் பி (கீழ் இடது) தெளிவாய் தெரியக் காணலாம்

இரும விண்மீன் அல்லது இருமை விண்மீன் (binary star) என்பது ஒரே பொருண்மை மையத்தை வட்டப்பாதையில் சுற்றிவரும் இரண்டு விண்மீன்கள் கொண்ட அமைப்பு ஆகும். இதில் கூடுதல் வெளிச்சமான விண்மீன் முதன்மை விண்மீன் என்றும், இன்னொன்று அதன் துணை விண்மீன் அல்லது துணை[1] என்றும் அழைக்கப்படுகின்றன.

வானத்தில் சில விண்மீன்கள் இரட்டையாக தென்படும். ஆரம்பத்தில் மானிடர் இது காட்சிப் பிழை என நினைத்ததுண்டு. ஆனால் அவை உண்மையாகவே இரும விண்மீன்கள் என்று பின்னர் தான் கண்டறியப்பட்டது.[2]

விண்வெளியின் அநேக விண்மீன்களும் இருமை விண்மீன் தொகுதிகளின் பாகமாகவோ அல்லது இரண்டுக்கும் மேற்பட்ட நட்சத்திரங்கள் கொண்ட பல்நட்சத்திரத் தொகுதி களின் பாகமாகவோ இருப்பதை ஆய்வுகள் காட்டுகின்றன. இரட்டை நட்சத்திரம் என்னும் பிரயோகமும் பல சமயங்களில் இருமை நட்சத்திரம் என்கிற பிரயோகத்திற்குப் பதிலாகப் பயன்படுத்தப்படுகிறது. ஆனால் பொதுவாக ஒரு இரட்டை நட்சத்திரம் என்பது இருமை நட்சத்திரமாகவும் இருக்கலாம், அல்லது பூமியில் இருந்து பார்த்தால் அருகருகே தெரிவதாய் அமைந்திருக்கிற ஆயினும் தங்களுக்குள் எந்த வித தொடர்பும் இல்லாதிருக்கிற காட்சி இரட்டை நட்சத்திர ங்களைக் குறிப்பதாகவும் இருக்கலாம். அந்த இரண்டு தனித்தனி நட்சத்திரங்களின் முறை இயக்கங்கள், ஆரத் திசைவேகங்கள் மற்றும் இடமாறுதோற்ற அளவீடுகள் ஆகியவற்றைக் கொண்டு அவை காட்சி இரட்டைகளா என்பது தீர்மானிக்கப்படுகிறது. அநேக இரட்டை நட்சத்திரங்கள் இருமை நட்சத்திரங்களா அல்லது காட்சி இரட்டைகளா என்பது இன்னும் கண்டறியப்படாத நிலையில் தான் இருக்கிறது.

வானியற்பியலில் இருமை நட்சத்திரத் தொகுதிகள் மிக முக்கியமானவை ஆகும். ஏனென்றால் அவற்றின் சுற்றுவட்டப் பாதைகளை அளவிடுவதன் மூலமாகத் தான் அத்தொகுதியில் இருக்கும் நட்சத்திரங்களின் நிறைகள் நேரடியாய் அளவிடப்படுகின்றன. அதிலிருந்து தான் ஆரம் மற்றும் அடர்த்தி போன்ற துணையலகுகள் கண்டறியப்படுகின்றன.

இருமை நட்சத்திரங்கள் பல சமயங்களில் ஒளியியல் ரீதியாகக் கண்டறியப்படுகின்றன. அச்சமயத்தில் அவை காட்சி இருமைகள் என அழைக்கப்படுகின்றன. பல காட்சி இருமை நட்சத்திரங்கள் பல நூற்றாண்டுகள் கால அளவுடைய அல்லது அதனையும் விட நீளமான சுற்றுவட்டப் பாதை கொண்டவை என்பதால் அவை பற்றி அதிகமாய் அறியப்படவில்லை. நிறமாலையியல் (நிறமாலையியல் இருமைகள் ) அல்லது வான்பொருளியக்க அளவியல் (வான்பொருளியக்க அளவீட்டு இருமைகள் ) போன்ற மறைமுகமான வழிகளின் மூலமும் கண்டறியப்படலாம். நமது பார்வைக் கோட்டில் உள்ள ஒரு தளத்தில் ஒரு இருமை நட்சத்திரத் தொகுதி சுற்றி வருமானால், அவை இரண்டும் ஒன்றையொன்று மறைப்பதும் கடப்பதும் நிகழும். அத்தகைய இணை கிரகண இருமை நட்சத்திரம் என்றோ அல்லது ஒளி அளவியல் இருமை நட்சத்திரம் என்றோ அழைக்கப்படுகின்றன.

ஒரு இருமைத் தொகுதியின் இரண்டு நட்சத்திரங்களும் கூடுதல் நெருக்கமான தொலைவில் இருந்தால், அவை ஒன்றுகொன்று சக வளிமண்டலத்தைச் சிதறடிக்கும். சில சந்தர்ப்பங்களில் இந்த நெருக்கமான இருமை நட்சத்திரங்கள் நிறையைப் பரிவர்த்தனை செய்து கொள்வதும் நிகழும். அல்கால் (கிரகண இருமை), சிரியஸ், மற்றும் சிக்னஸ் எக்ஸ்-1 ஆகியவற்றை இருமை நட்சத்திரங்களுக்கான சில உதாரணங்களாய்க் கூறலாம்.

கண்டுபிடிப்பு[தொகு]

இந்த இருமை நட்சத்திரம் என்னும் வார்த்தைப் பயன்பாட்டை முதன்முதலில் சர் வில்லியம் எர்செல் 1802[3] ஆம் ஆண்டில் பயன்படுத்தினார்.[4]

நவீன வரையறையின் கீழ் இருமை நட்சத்திரம் என்பது பொதுவாக ஒரு பொதுவான பொருண்மை மையத்தைச் சுற்றி வரும் நட்சத்திரங்களின் ஒரு இணையைக் குறிப்பிட மட்டுமே பயன்படுத்தப்படுகிறது. ஒரு தொலைநோக்கி கொண்டோ அல்லது கணிதத்தேற்ற வழிமுறைகள் கொண்டோ அறியப்படும் இருமை நட்சத்திரங்கள் காட்சி இருமை நட்சத்திரங்கள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன.[5][6][7][8]

Gwiazda podwójna zaćmieniowa schemat.svg

இரட்டை நட்சத்திரம் என்னும் சொற்றொடர் வானத்தில் நெருக்கமாய் தோற்றமளிக்கும் நட்சத்திரங்களை குறிக்கும் பொதுவான ஒன்றாகும்.[3][5] இரட்டை நட்சத்திரங்கள் இருமை நட்சத்திரங்களாகவும் இருக்கலாம். அல்லது வானத்தில் அருகருகே தோற்றமளிப்பதாயும் உண்மையில் சூரியனிலிருந்து வெவ்வேறு தூரங்களில் இருப்பவையாகவும் இருக்கலாம். இரண்டாவது வகையையே ஒளியியல் இரட்டைகள் என்றோ அல்லது ஒளியியல் இணை என்றோ அழைக்கிறோம்.[9]

தொலைநோக்கி கண்டுபிடிக்கப்பட்டதில் இருந்து, பல இரட்டை நட்சத்திர இணைகள் கண்டுபிடிக்கப்பட்டுள்ளன. மிசார் மற்றும் அகுரக்ஸ் ஆகியவை ஆரம்ப உதாரணங்கள் ஆகும்.[10][10][11][12]

ஜான் மிசெல் தான் முதன்முதலில் 1767 ஆம் ஆண்டில் இரட்டை நட்சத்திரங்கள் ஒன்றுடன் ஒன்று தொடர்புபட்டவையாக இருக்கலாம் என்று வாதிட்டார்.[13][14] 1779 ஆம் ஆண்டில் வில்லியம் ஹெர்செல் இரட்டை நட்சத்திரங்களை ஆராயத் துவங்கினார். அதன்பின் அவர் சுமார் 700 இரட்டை நட்சத்திரங்கள் பற்றிய தொகுப்பினை வெளியிட்டார்.[15] 1803 ஆம் ஆண்டிற்குள்ளாக பல இரட்டை நட்சத்திரங்களில், இரண்டு நட்சத்திரங்களுக்கும் இடையிலான சார்பியல் நிலை மாற்றங்களை அவரால் அடையாளம் காண முடிந்தது.[16] அதிலிருந்து அவர் இருமை நட்சத்திரங்கள் என்கிற ஒரு கருத்தாக்கத்திற்கு வந்தார். ஆயினும் 1827 ஆம் ஆண்டு வரை ஒரு இருமை நட்சத்திரத்தின் முதல் சுற்றுவட்டப் பாதை கணக்கிடப்பட முடியாமலே தான் இருந்து வந்தது. அந்த ஆண்டில் தான் பெலிக்ஸ் சாவரி என்னும் அறிஞர் சி உர்சே மெசாரி (Xi Ursae Majoris) என்னும் இருமை நட்சத்திரத்தின் சுற்றுவட்டப் பாதையை கணக்கிட்டார்.[17] அதுமுதல், இன்னும் பல இரட்டை நட்சத்திரங்கள் வகைப்படுத்தப்பட்டுள்ளதோடு அளவுகள் கணக்கிடப்பட்டும் வந்துள்ளன. அமெரிக்க கடற்படை ஆய்வகம் தொகுத்துள்ள வாசிங்டன் இரட்டை நட்சத்திர பட்டியல் என்னும் ஒரு பட்டியலில் ஒரு இலட்சத்திற்கும் அதிகமான இரட்டை நட்சத்திரங்கள்[18] இடம்பெற்றுள்ளன. இவற்றில் ஒரு சில ஆயிரங்களிலான இரட்டை நட்சத்திரங்களுக்கு மட்டுமே சுற்று வட்டப் பாதைகள் அறியப்பட்டுள்ளன.[19] அநேகமானவை இருமை நட்சத்திரங்களா அல்லது காட்சி இரட்டை நட்சத்திரங்களா என்பது இன்னும் உறுதியாகக் கூற முடியவில்லை.[20] இணைகளின் சார்பியல் நகர்வினைக் கவனிப்பதன் மூலமாக இதனைக் கண்டறிய முடியும்.[21] இரட்டை நட்சத்திரங்களை ஆய்வு செய்பவர்களுக்கு அவற்றுக்கு இடையிலான ஈர்ப்புசக்தியின் தொடர்பை நிரூபிப்பது அல்லது மறுப்பதென்பது முக்கியமான பணியாக இருந்து வருகிறது.

வகைப்பாடுகள்[தொகு]

ஆய்வு வழிமுறைகள்[தொகு]

இருமை நட்சத்திரங்களை ஆய்வு செய்யும் வழியைப் பொறுத்து அவற்றை நான்கு வகையாகப் பிரிக்கலாம். காட்சிரீதியாக ஆராய்தல், நிறமாலைக் கணக்கீட்டு சாதனத்தின் மூலம் நிறமாலைக் கோடுகளில் ஏற்படும் மாற்றங்களைக் கொண்டு ஆராய்தல், ஒளியியல்ரீதியாக கிரகணத்தால் ஒளிர்வில் உருவாகும் மாற்றங்களைக் கொண்டு ஆராய்தல், வானவியல்ரீதியாக ஒரு நட்சத்திரத்தின் இடநிலையில் ஏற்பட்டிருக்கும் மாற்றத்தைக் கொண்டு அளவிடுதல் ஆகிய நான்கு வழிமுறை ஆய்வின் அடிப்படையில் அவை வகைப்படுத்தப்படுகின்றன.[5][22] ஒரு இருமை நட்சத்திரம் மேற்கூறியவற்றில் பல வகுப்புகளின் கீழ் இடம்பெறலாம். உதாரணமாக பல நிறமாலைரீதியான இருமை நட்சத்திரங்கள் கிரகண இருமைகளாகவும் உள்ளன.

காட்சி இருமைகள்[தொகு]

ஒரு காட்சி இருமை நட்சத்திரம் என்பது தொலைநோக்கியில் பார்க்கும்போது அல்லது உயர்சக்தி இரட்டைத் தொலைநோக்காடி வழியே பார்க்கும்போது இரட்டை நட்சத்திரமாய் தோன்றக் கூடிய அளவுக்கு பாக நட்சத்திரங்களுக்கு இடையே கோணப் பிளவினை கொண்ட இருமை நட்சத்திரம் ஆகும். தொலைநோக்கியின் தீர்வுத்திறன் காட்சி இருமை நட்சத்திரங்களைக் கண்டறிவதில் முக்கியமான காரணி ஆகும். எனவே தொலைநோக்கிகள் பெரியதாகவும் சக்திவாய்ந்ததாகவும் இருந்தால் கூடுதலான எண்ணிக்கையில் காட்சி இருமைகளைக் காண முடியும். இரண்டு பாக நட்சத்திரங்களின் ஒளிர்வும் முக்கியமானதொரு காரணியாகும்.

ஒரு காட்சி இருமை நட்சத்திரத்தில் ஒளிர்வு மிகுந்ததை முதன்மை நட்சத்திரம் என்கிறோம். மங்கலானதை இரண்டாம் நட்சத்திரம் என்கிறோம். இரண்டு நட்சத்திரங்களுமே ஒரே ஒளிர்வு அளவைக் கொண்டிருக்குமாயின், கண்டறிபவர் கூறுவதே முதன்மை நட்சத்திரமாக ஏற்றுக் கொள்ளப்படுகிறது.[23]

முதன்மை நட்சத்திரத்துடன் இரண்டாம் நட்சத்திரம் கொண்டிருக்கும் இடநிலைக் கோணமும், அத்துடன் இரண்டு நட்சத்திரங்களுக்கும் இடையிலான கோண இடைவெளியும் கணக்கிடப்படுகின்றன. அவற்றுக்கான கால அளவும் பதிவு செய்யப்படுகிறது. ஒரு குறிப்பிட்ட காலகட்டத்தில் போதுமான எண்ணிக்கையில் இந்த அளவீடுகளைக் குறித்துக் கொண்ட பிறகு அவை முனைவு அச்சுத்தூரங்களில் குறிக்கப்படுகின்றன. கெப்லரின் கோள் இயக்க விதிகள் பூர்த்தி செய்யப்படும் வகையில் இந்த புள்ளிகள் ஒரு நீள்வட்டக் கோட்டினால் இணைக்கப்படுகின்றன. இந்த நீள்வட்டம் வெளித்தோற்ற நீள்வட்டம் என்று அழைக்கப்படுகிறது. இது வான் தளத்தில் முதன்மை நட்சத்திரத்துடன் இரண்டாவது நட்சத்திரம் கொண்டிருக்கக் கூடிய உண்மையான நீள்வட்ட சுற்றுப் பாதையின் எறியம் ஆகும். இந்த எறிய நீள்வட்டத்தில் இருந்து சுற்றுவட்டப் பாதையின் முழுமையான கூறுகளும் கணக்கிடப்பட முடியும்.[6]

நிறமாலையியல் இருமைகள்[தொகு]

சில சமயங்களில், ஒரு இருமை நட்சத்திரத்திற்கான ஒரே சான்று அது வெளியிடும் ஒளியில் ஏற்படும் டாப்ளர் விளைவில் இருந்து தோன்றுகிறது. இந்த சந்தர்ப்பங்களில், இந்த இருமையில் இருக்கும் நட்சத்திர இணையில், ஒவ்வொரு நட்சத்திரத்தில் இருந்தும் உமிழப்படும் ஒளியில் உள்ள நிறமாலைக் கோடுகளானவை முதலில் நம்மை நோக்கி வரும்போது நீலத்தை நோக்கியும் பின்பு நம்மிடம் இருந்து விலகிச் செல்லும்போது சிவப்பை நோக்கியும் நகரும். அதன் பொதுப் பொருண்மை மையத்தை சுற்றிய இயக்கத்தின் போது இது நிகழும்.

இந்த அமைப்புகளில், நட்சத்திரங்களுக்கு இடையிலான பிரிப்பு பொதுவாக மிகச் சிறியதாய் இருக்கும். சுற்றுவட்டப் பாதை திசைவேகம் மிக அதிகமாய் இருக்கும். நட்சத்திரங்களின் நிறமாலைக் கோடுகளின் டாப்ளர் நகர்வைக் கொண்டு நிறமாலைக் கருவி மூலமாக ஆரத் திசைவேகம் கண்டறியப்பட முடியும் என்பதால், இந்த வகையில் கண்டறியப்படுகிற இருமை நட்சத்திரங்கள் நிறமாலையியல் இருமை நட்சத்திரங்கள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. இவற்றில் அநேகமானவை தீர்வுத்திறன் அதிகம் படைத்த தொலைநோக்கிகளாலும் காட்சி இருமைகளாகக் கண்டு தெளிய முடியாதவையாக இருக்கும்.

சில நிறமாலையியல் இருமை நட்சத்திரங்களில், இரண்டு நட்சத்திரங்களில் இருந்து வரும் நிறமாலைக் கோடுகளும் காணக் கூடியதாய் இருக்கும். அக்கோடுகள் இரட்டையானாகவும் ஒற்றையானதாகவும் மாறி மாறி இருக்கும். இத்தகையதொரு அமைப்பை இரட்டைக் கோட்டு நிறமாலையியல் இருமை நட்சத்திரம் என்கிறோம். மற்ற அமைப்புகளில், இருமை நட்சத்திரங்களில் ஒன்றின் நிறமாலைக் கோடுகள் மட்டுமே காணக் கூடியதாய் இருக்கும். அக்கோடுகள் குறிப்பிட்ட கால இடைவெளியில் நீலத்தை நோக்கி நகர்வதும் பின் சிவப்பை நோக்கி நகர்வதுமாய் மீண்டும் மீண்டும் நிகழும். இத்தகைய நட்சத்திரங்கள் ஒற்றைக் கோட்டு நிறமாலையியல் இருமை நட்சத்திரங்கள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன.

ஒரு நிறமாலையியல் இருமை நட்சத்திரத்தின் இரண்டு நட்சத்திரங்களின் ஆரத் திசைவேகங்களையும் தொடர்ந்து குறித்து அதிலிருந்து அதன் சுற்றுவட்டப் பாதை கண்டறியப்படுகிறது. இந்த அளவுகள் காலத்திற்கு நிகரான அச்சுக் கோட்டில் குறிக்கப்பட்டு வளைகோடு உருவாகிறது. இந்த சுற்றுப்பாதை வட்டமாய் இருந்தால் அப்போது வளைகோடு சைன் வளைகோடாக இருக்கும். சுற்றுவட்டப் பாதை நீள்வட்டமாய் இருக்குமானால், வளைகோட்டின் வடிவம் நீள்வட்டத்தின் வட்டவிலகல் தூரத்தையும் பார்வைக் கோட்டுடன் பிரதான அச்சு கொண்டிருக்கும் நோக்குநிலையையும் பொருத்து அமையும்.

அரைப் பிரதான அச்சு a மற்றும் சுற்றுவட்டப் பாதை தளத்தின் சாய்வு i ஆகியவற்றைத் தனித்தனியாய் கண்டறிவது சாத்தியமில்லாதது. ஆயினும் அரைப் பிரதான அச்சு மற்றும் சாய்வின் சைன் மதிப்பு ஆகியவற்றின் பெருக்குத்தொகையை (a sin i ) நேரடியாக நேர் அலகுகளில் (அதாவது கிலோமீட்டர்களில்) கண்டறியலாம். கிரகண இருமைகளில் போல a அல்லது i வேறு வகையாய் கண்டறியப்பட முடிந்தால், சுற்றுவட்டப் பாதைக்கான ஒரு முழுமையான தீர்வைக் கண்டறியலாம்.[24]

ஒரே சமயத்தில் காட்சி இருமைகளாகவும் நிறமாலையியல் இருமைகளாகவும் இருக்கக் கூடிய நட்சத்திரங்கள் அபூர்வமானவை. காட்சி இருமைகள் பெரும்பாலும் பெரிய கால அளவுப் பிரிப்புகளைக் கொண்டிருக்கும். கணக்கிடக் கூடிய அளவு பத்தாண்டுகள் முதல் நூறாண்டுகள் வரை இருக்கும். இவை பொதுவாக நிறமாலைக் கருவி கொண்டு கணக்கிட முடியாத அளவு சிறிய அளவிலான சுற்றுவட்டப்பாதை வேகம் கொண்டிருக்கும். இதற்கு நேரெதிரான வகையில், நிறமாலையியல் இருமை நட்சத்திரங்களோ தங்களது சுற்றுவட்டங்களில் மிக வேகமாய் நகரும். ஏனென்றால் அவை காட்சி இருமைகளாய் காண முடியாத அளவுக்கு நெருக்கமான தூரத்தில் இருக்கும். இவ்வாறாக, ஒரே சமயத்தில் காட்சி இருமைகளாகவும் மற்றும் நிறமாலையியல் இருமைகளாகவும் இருக்கிறதென்றால் அவை ஒப்பீட்டளவில் பூமிக்கு நெருக்கமான தூரத்தில் இருக்க வேண்டும்.

கிரகண இருமைகள்[தொகு]

செறிவு வேறுபாடு காட்டப்படுகிற கிரகண இருமை நட்சத்திரம்.[25][26]

இரண்டு நட்சத்திரங்களின் சுற்றுவட்டத் தளம் பார்வைக் கோட்டுடன் நெருக்கமாய் அமைந்திருக்கக் கூடிய ஒரு இருமை நட்சத்திரம் கிரகண இருமை நட்சத்திரம் என்று அழைக்கப்படுகிறது.[27] அல்கோல் கிரகண இருமை நட்சத்திரத்துக்கான சிறந்த உதாரணமாகும்.[28]

சென்ற தசாப்தத்தில், கிரகண இருமைகளின் அடிப்படை அளவுருக்களை கணக்கிடுவது 8 மீட்டர் கண்ணாடித் தொலைநோக்கிகளைக் கொண்டே சாத்தியப்படுவதாய் இருந்தது.[29]

ஒரு கிரகண இருமையின் ஒளி வளைகோடானது கொஞ்ச காலத்திற்கு தொடர்ந்து ஒரே ஒளியளவைக் கொண்டிருந்தபின், கொஞ்சகொஞ்சமாய் ஒளியடர்த்தி குறைந்து செல்லும் வகையில் அமைந்திருக்கும். இரண்டு நட்சத்திரங்களில் ஒன்று மற்றொன்றை விட மிகப்பெரியதாய் இருந்தால், ஒன்று ஒரு முழுக் கிரகணத்தால் மறைக்கப்படும். இன்னொன்று வலைய மறைப்பால் மறைவுறும்.

ஒரு கிரகண இருமை நட்சத்திரத்தின் சுற்றுவட்டப் பாதைக் காலத்தை ஒரு ஒளி வளைகோட்டை ஆய்வதன் மூலம் கண்டறியலாம். அத்துடன் அதனைக் கொண்டு அந்த இரண்டு தனித்தனி நட்சத்திரங்களின் ஒப்பீட்டு அளவுகளும் கண்டறியப்பட முடியும். அந்த இருமை நட்சத்திரம் நிறமாலையியல் இருமை நட்சத்திரமாகவும் இருக்குமானால், சுற்றுவட்டப் பாதை கூறுகளும் கண்டறியக் கூடியதாய் இருக்கும். அத்துடன் நட்சத்திரங்களின் நிறையும் ஓரளவு எளிதாய் கண்டறியப்பட முடியும். இதனால் நட்சத்திரங்களின் ஒப்பீட்டு அடர்த்திகளும் கண்டறியப்பட முடியும்.[30]

வானியக்க அளவீட்டு இருமைகள்[தொகு]

வானியக்க அளவீட்டு இருமைகள் சார்பியலாய் அருகருகே அமைந்திருக்கும் நட்சத்திரங்கள் ஆகும். சாதாரண இருமை நட்சத்திரங்களுக்கு பயன்படுத்தும் கணிதத்தையே கண்ணுக்கு மறைந்து காணப்படும் நட்சத்திரத்தின் நிறையைக் காண்பதற்கும் பயன்படுத்தலாம். இந்த சக நட்சத்திரம் மங்கலான ஒளியுடன் இருப்பதால் கண்டறியமுடியாத வண்ணமிருக்கலாம். அல்லது இது மின்காந்த கதிர்வீச்சை வெளியிடாத அல்லது மிகக் கொஞ்சமாக வெளியிடுகிற ஒரு பொருளாகவும் இருக்கலாம். ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தை இதற்கு நாம் உதாரணமாகக் கூற முடியும்.[31]

புலப்படும் நட்சத்திரத்தின் நிலையானது கவனமாய் மதிப்பிடப்படுகிறது. ஏனென்றால் அதன் சக நட்சத்திரத்தினால் உருவாகும் ஈர்ப்பினால் அது வேறுபடும். தூரத்தில் இருக்கும் மற்ற நட்சத்திரங்களில் இருந்து நட்சத்திரத்தின் தூரம் மீண்டும் மீண்டும் அளவிடப்பட்டு இடநிலையில் ஏற்படுகின்ற நகர்வு ஆய்வு செய்யப்பட வேண்டும்.

சக நட்சத்திரமானது போதுமான அளவு பெரியதாய் இருந்தால் அதன் இருப்பை அளவீடுகளின் மூலம் கண்டறிய முடியும். புலப்படுகின்ற நட்சத்திரத்தின் வானியக்க அளவீடுகளை போதுமான காலத்திற்கு மீண்டும் மீண்டும் எடுப்பதன் மூலம், சக நட்சத்திரம் மற்றும் அதன் சுற்றுவட்டப் பாதை காலம் ஆகியவை குறித்த விவரங்களை கண்டறிய முடியும்.[32] அந்த சக நட்சத்திரம் கண்ணுக்குப் புலப்படவில்லை எனினும் கூட, அந்த அமைப்பின் குணநலன்களை கெப்லரின் கோள் இயக்க விதிகள் கொண்டு கண்டறிய முடியும்.[33]

இருமை நட்சத்திரங்களைக் கண்டறிவதற்கான இந்த வழிமுறை சூரியக் குடும்பத்தைக் கடந்த கிரகங்களைக் கண்டறிவதற்கும் பயன்படுகிறது. ஆயினும் இந்த அளவீடுகள் கூடுதல் துல்லியமானதாய் இருக்க வேண்டும். ஒரு நட்சத்திரத்தின் நகர்வைக் கண்டறிவது என்பது நுட்பமான அறிவியல் ஆகும். விண்வெளித் தொலைநோக்கிகள் பூமியின் வளிமண்டலத்தால் விளையக் கூடிய மங்கலாக்கும் விளைவைத் தவிர்த்து கூடுதல் துல்லியமான தீர்வினை வழங்கலாம்.

தூர அடிப்படையிலான வகைப்பாடு[தொகு]

பிரளய மாறி அமைப்பின் ஒரு சித்தரிப்பு

நட்சத்திரங்களின் அளவுகள் மற்றும் தூரம் ஆகியவற்றின் அடிப்படையில் இன்னொரு வகைப்பாடு அமைந்திருக்கிறது:[34]

பிரிந்துபட்ட இருமை களில் ஒன்று இன்னொன்றின் மீது ஏற்படுத்தும் தாக்கம் அதிகமாய் இருக்காது. ஆனால் இரண்டும் ரோச் மடல்கள் அமைப்புக்குள் இருக்கும். அநேக இருமை நட்சத்திரங்கள் இந்த வகுப்பைச் சேர்ந்தவை.

பாதி-பிரிந்துபட்ட இருமை நட்சத்திர ங்களில் ஒன்று ரோச் மடல்களுக்குள் நிரப்புகிறது. இன்னொன்று அவ்வாறு செய்வதில்லை. ரோச் மடல்களில் இடத்தை நிரப்பும் நட்சத்திரத்தால் வெளியேற்றப்படும் வாயு அடுத்த நட்சத்திரத்திற்கு கடத்தப்படுகிறது.

ஒரு தொடர்பு இருமை யில் இரண்டு நட்சத்திரங்களுமே ரோச் மடல்களை இடம்நிரப்பும். இரண்டு நட்சத்திரங்களைச் சுற்றியும் ஒரு பொதுவான வளிமண்டலப் பகுதி உருவாகிறது. இந்த பகுதியின் விளிம்பில் ஏற்படும் உராய்வானது சுற்றுவட்டப் பாதை இயக்கத்தைத் தடுக்கும்போது இந்த நட்சத்திரங்கள் இறுதியில் ஒன்றாய் இணையக் கூடும்.[35]

பிரளய மாறிகள் மற்றும் ஊடுகதிர் இருமைகள்[தொகு]

ஒரு இருமை நட்சத்திரத்தில் வெள்ளைக் குள்ள நட்சத்திரம், நியூட்ரான் நட்சத்திரம் அல்லது கரும் புள்ளி ஆகியவை போன்ற ஏதேனும் ஒரு மிகச் சிறிய பொருள் உடன் இருக்கும்போது, கொடை நட்சத்திரத்தில் இருந்தான வாயு அந்த பொருள் மீது திரளும். இது ஈர்ப்பு நிலையாற்றலை வெளிப்படுத்தி வாயுவைச் சூடுபடுத்தி கதிர்வீச்சை வெளியிடச் செய்யும்.[36] ஊடுகதிர் இருமைகளில், அந்த மிகச் சிறிய பொருளானது ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரமாகவோ அல்லது ஒரு கரும் புள்ளியாகவோ இருக்கலாம். கொடை நட்சத்திரத்தின் நிறையைப் பொருத்து இந்த நட்சத்திரங்கள் குறைந்த நிறை அல்லது உயர்ந்த நிறை இருமைகளாக வகைப்படுத்தப்படுகின்றன.[37] ஊடுகதிர் இருமைக்கான சிறந்த உதாரணமாக உயர்ந்த நிறை ஊடுகதிர் சிக்னஸ் எக்ஸ்-1 இருமையைக் குறிப்பிடலாம். சிக்னஸ் எக்ஸ்-1 இருமையில் புலப்படாத சக நட்சத்திரத்தின் நிறை சூரியனின் நிறையைக் காட்டிலும் ஒன்பது மடங்கானதாய் இருக்கலாம் என நம்பப்படுகிறது.[38][39]

சுற்றுவட்டப் பாதை அலைவுநேரம்[தொகு]

சுற்றுவட்டப் பாதை அலைவுநேரம் சில நாட்களாகவும் இருக்கலாம். நூறாயிரம் ஆண்டுகளாகவும் இருக்கலாம்.

குறிப்புமுறைகள்[தொகு]

இருமை நட்சத்திரங்கள் A மற்றும் B ஆகிய பின்னொட்டுடன் குறிப்பிடப்படுகின்றன. A என்பது முதன்மை நட்சத்திரத்தையும் B என்பது இரண்டாம் நட்சத்திரத்தையும் குறிக்கிறது. ஒரு இணையைக் குறிப்பதற்கு AB என்ற பின்னொட்டு பயன்படுத்தப்படுகிறது. இரண்டு நட்சத்திரங்களுக்கும் மேல் உள்ள தொகுதிகளுக்கு C , D போன்று கூடுதலான எழுத்துகள் பயன்படுத்தப்படலாம்.[40] பேயர் குறிப்பீடு கொண்ட இருமை நட்சத்திரங்களில் மேலொட்டுகள் பயன்படுத்தப்படுகின்றன. உதாரணமாக ζ1 ரெடிகுலி மற்றும் ζ2 ரெடிகுலி ஆகியவை ζ ரெடிகுலி இருமை நட்சத்திரத்தின் பாக நட்சத்திரங்கள் ஆகும்.[41]

இரட்டை நட்சத்திரங்களைக் கண்டறிந்தவர்களின் முதலாம் எழுத்தும் ஒரு சுட்டு எண்ணுடன்[42] குறிப்பிடப்படுவதுண்டு. உதாரணமாக, α செண்டாரி நட்சத்திரம் ஒரு இரட்டை நட்சத்திரம் என்பதை ரிசாடு பாதிரியார் 1689 ஆம் ஆண்டில் கண்டுபிடித்தார். எனவே அது RHD 1 என்று குறிப்பிடப்படுகிறது.[10][43] கண்டறிந்தவர்களுக்கான சுருக்கக் குறியீடுகளை வாஷிங்டன் இரட்டை நட்சத்திரப் பட்டியலில் காணலாம்.[44]

படிமலர்ச்சி[தொகு]

உருவாக்கம்[தொகு]

இரண்டு தனித்தனி நட்சத்திரங்களின் இடையில் ஏற்படும் ஈர்ப்புவிசை மூலமாக சில இருமை நட்சத்திரங்கள் உருவாவது சாத்தியம் தான் என்றாலும் இந்த நிகழ்வு அபூர்வமாய் நடக்கக் கூடிய ஒன்று. இருமை நட்சத்திரங்கள் மிக அதிக அளவில் இருப்பதை கொண்டு பார்க்கும்போது இது இருமை நட்சத்திரங்கள் உருவாவதற்கான முதன்மையான முறையாக இருக்க முடியாது. அத்துடன் இருமை நட்சத்திரங்களை ஆய்வு செய்கையில் நட்சத்திர உருவாக்கங்களின் போதே இருமை நட்சத்திரங்களும் உருவாகியிருந்திருக்க வேண்டும் என்கிற கருத்தும் எழுகிறது. நட்சத்திர உருவாக்கத்தின் போது மூலக்கூறு மேகம் சிதறி இருமை நட்சத்திரங்கள் உருவாகி இருக்கலாம் என்பது இருமை நட்சத்திரங்கள் அல்லது பல்நட்சத்திரத் தொகுதிகள் உருவானதற்கான ஏற்றுக் கொள்ளத்தக்க விளக்கமாய் இருக்கிறது.[45][46]

மூன்று நட்சத்திரத் தொகுதியில் மூன்று நட்சத்திரங்களுமே கணிசமான நிறையுடன் இருக்கும் போது, இறுதியில் மூன்றில் ஒரு நட்சத்திரம் அத்தொகுதியில் இருந்து வெளியேற்றப்படுகிறது. எஞ்சிய இரண்டும் ஒரு இருமை நட்சத்திரத்தை உருவாக்குகின்றன.

நிறை மாற்றம்[தொகு]

ஒரு பிரதான வரிசை நட்சத்திரம் அதன் படிமலர்ச்சியின் போது அளவு பெரிதாகையில், ஒரு சமயத்தில் ரோச் மடல் அளவையும் விட அது அதிகமாய் இருக்கலாம். இதனால் அதன் நிறையில் கொஞ்சம் அதன் சக நட்சத்திரத்தின் ஈர்ப்பு இழுவிசை மிகுதியாய் இருக்கும் பகுதிக்குள் வரலாம்.[47] இதன் விளைவாக ரோச் மடல் மிகைவழிதல் (RLOF) முறையின் மூலமாக ஒரு நட்சத்திரத்தில் இருந்து இன்னொரு நட்சத்திரத்திற்கு நிறை இடம்பெயரும். இந்தப் பெயர்ச்சி நடைபெறும் கணிதப் புள்ளி முதலாவது லக்ரேஞ்சியன் புள்ளி என்று அழைக்கப்படுகிறது.[48]

நிறைப் பெயர்வுக்கு ஆட்செல்லும் கிரகண இருமை நட்சத்திர அமைப்பு குறித்த ஒரு விளக்க அசைவூட்டம்

ரோச் மடல்களில் நிரம்பாத உபரியான நிறை அனைத்தும் கடத்தப்படும் வகையில் ஒரு நட்சத்திரம் வெகு வேகமாய் வளருமானால், அப்போது அந்த நிறை பிற லேக்ரேஞ்சிய புள்ளிகள் வழியாகவோ அல்லது விண்வெளிக் காற்று வழியாகவோ அந்த தொகுதியை விட்டு வெளியேறுவதற்கும் வாய்ப்பிருக்கிறது.[49] ஒரு நட்சத்திரத்தின் படிமலர்ச்சி அதன் நிறையால் தீர்மானிக்கப்படுவதால், இந்த நிகழ்முறையானது இரண்டு நட்சத்திரங்களின் படிமலர்ச்சியையும் பாதிக்கிறது. இதன்மூலம் தனித்தனி நட்சத்திரங்களால் எட்ட முடியாத கட்டங்களை உருவாக்குகிறது.[50][51]

கிரகண மும்மை அல்கால் குறித்த ஆய்வுகள் விண்வெளிப் படிமலர்ச்சி தத்துவத்தில் உள்ள அல்கால் புதிருக்கு இட்டுச் செல்கின்றன. ஒரு இருமை நட்சத்திரத்தின் பாக நட்சத்திரங்கள் ஒரே சமயத்தில் உருவாகின்றன என்றாலும், பெரும் நட்சத்திரங்கள் நிறை குறைந்த நட்சத்திரங்களை விடவும் வெகு துரிதமாய் படிமலர்ச்சியுறுகின்றன என்றாலும், அல்கால் A பிரதான வரிசையில் உள்ளதையும் குறைந்த நிறை கொண்ட அல்கால் B ஒரு பிந்தைய படிமலர்ச்சிக் கட்ட நட்சத்திரமாகவும் உள்ளது கண்டறியப்பட்டது. இந்த புதிருக்கு நிறை பெயர்வு நிகழ்முறை மூலமாக தீர்வு காணப்பட முடியும். பெரும் நிறை நட்சத்திரம் ரோச் மடல்களை நிரப்புகளையில் அதன் நிறையில் அநேக பகுதி இன்னொரு நட்சத்திரத்திற்குக் கடத்தப்படுகிறது. அல்காலை ஒத்த சில இருமை நட்சத்திரங்களில், வாயுப் பாய்வை காண முடியும்.[52]

ஓடு நட்சத்திரங்களும் நோவாக்களும்[தொகு]

மிகப் பரந்த இடைவெளி கொண்ட இருமை நட்சத்திரங்கள் தங்களது வாழ்நாளில் ஈர்ப்பு சக்தி தொடர்பை இழப்பதும் சாத்தியமே. அப்போது அந்த பாக நட்சத்திரங்கள் தனித்தனி நட்சத்திரங்களாய் படிமலர்ச்சியுறச் செல்லும். இரண்டு இருமை அமைப்புகளுக்கு இடையிலான ஒரு நெருக்கமான சந்திப்பு இரண்டின் ஈர்ப்பு விசையிலும் பாதிப்பு ஏற்படுத்தவும் செய்யலாம். இதில் சில நட்சத்திரங்கள் உயர் திசைவேகங்களில் தூக்கி வீசப்படலாம். இதில் தான் ஓடு நட்சத்திரங்கள் உருவாகின்றன.[53][54]

ரோச் மடல்களில் இருந்து வழியும் ஒரு நட்சத்திரத்தின் அருகே ஒரு வெள்ளைக் குள்ள பொருள் இருந்தால் அப்போது அந்த நட்சத்திரத்தில் இருந்து வரும் வாயுக்களை அந்த பொருள் தொடர்ந்து திரட்டிக் கொண்டிருக்கும். இவை வெள்ளைக் குள்ள பொருளின் மேற்பரப்பின் மீது தீவிரமான ஈர்ப்பினால் பொதிந்து அழுத்தப்பட்டு மிக உயர்ந்த வெப்பநிலைகளுக்கு வெப்பமுறும். வெள்ளைக் குள்ள பொருள் வெப்பத்திற்கு பெருமளவில் வளைந்து கொடுக்காது. என்றாலும் மேற்சேரும் ஹைட்ரஜன் அப்படியல்ல. மேற்பரப்பில் ஹைட்ரஜன் சேர்க்கை தொடர்ந்து நடைபெற்று பெருமளவிலான வெப்ப ஆற்றல் பொருளின் மேற்பரப்பில் இருந்து வெளியேறலாம். இதன் விளைவாக மிகப் பிரகாசமான ஒளிவெள்ளம் தோன்றும். இதனை நோவா என்கிறோம்.[55]

சிற்சில சந்தர்ப்பங்களில் இந்த நிகழ்வினால் வெள்ளைக் குள்ள பொருள் சந்திரசேகர் வரம்பைத் தாண்டி ஒட்டு மொத்த நட்சத்திரத்தையும் அழிக்கக் கூடிய ஒரு மீயொளிர் விண்மீன் வெடிப்புக்குத் தூண்டலாம். இதுவும் ஓடு நட்சத்திரங்களுக்கான இன்னொரு சாத்தியமான காரணம் ஆகும்.[56][57]

வானியற்பியல்[தொகு]

ஒரு இருமை நட்சத்திரத்தின் செயற்கையாய் வடிவமைக்கப்பட்ட உதாரணம்.

ஒரு தூரத்து நட்சத்திரத்தின் நிறையைக் கண்டுபிடிப்பதற்கு சிறந்த வழிமுறையை வானியல் அறிஞர்களுக்கு இருமை நட்சத்திரங்கள் அளிக்கின்றன. அவற்றுக்கு இடையிலான ஈர்ப்புவிசை அவற்றை பொதுப் பொருண்மை மையத்தை சுற்றி வருமாறு செய்கிறது. ஒரு புலப்படும் இருமை நட்சத்திரத்தின் சுற்றுவட்டப் பாதை பதிவேடுகளில் இருந்து அதன் நட்சத்திரங்களின் நிறை கண்டறியப்பட முடியும். இந்த வழியில் நட்சத்திரத்தின் தோற்றத்திற்கும் (வெப்பநிலை மற்றும் ஆரம்) அதன் நிறைக்கும் இடையிலான உறவு கண்டறியப்பட முடியும்.

நட்சத்திரங்களின் பெரும் பகுதி இருமை நட்சத்திர அமைப்புகளுக்குள் இருப்பதால் அவை எவ்வாறு உருவாகின்றன என்பதைப் புரிந்து கொள்வது முக்கியமானதாக அமைகிறது. குறிப்பாக, இருமை நட்சத்திரங்களின் அலைவுநேரமும் நிறைகளும் அந்த அமைப்பின் கோண உந்தத்தின் அளவினைக் குறித்து கூறுகின்றன.

ஆராய்ச்சி கண்டறிவுகள்[தொகு]

பால்வெளியில் உள்ள நட்சத்திரங்களில் மூன்றில் ஒரு பங்கு இருமை நட்சத்திரங்கள் அல்லது பல்நட்சத்திரத் தொகுதி என்றும் எஞ்சிய மூன்றில் இரண்டு பங்கு தனித்தனி நட்சத்திரங்கள் என்றும் மதிப்பிடப்படுகிறது.[58]

ஒரு இருமை நட்சத்திரத்தில் சுற்றுவட்ட அலைவுநேரத்திற்கும் சுற்றுவட்டப்பாதையின் மையப்பிறழ்ச்சிக்கும் இடையில் ஒரு நேரடியான இடையுறவு உள்ளது. குறைவான அலைவுநேரம் உள்ள தொகுதிகள் சிறிய மையப்பிறழ்ச்சியைக் கொண்டிருக்கும். இருமை நட்சத்திரங்களில் இரண்டுக்கும் இடையிலான இடைவெளி மிக நெருக்கமானதாகவும் இருக்கலாம், மிகத் தொலைவானதாகவும் இருக்கலாம்.[59]

இரண்டு நட்சத்திரங்களுமே சமமான ஒளிர்வைக் கொண்டிருக்கும் இணைகளில், அவை ஒரே நிறமாலைக் கோட்டு வகையானதாகவும் இருக்கின்றன. ஒளிர்வு நிலை வேறுபட்ட தொகுதிகளில், பிரகாசமான நட்சத்திரம் மிகப் பெரிய நட்சத்திரமாய் இருந்தால் மங்கலான நட்சத்திரம் நீலமாகவும், அது பிரதான வரிசை நட்சத்திரமாய் இருந்தால் சிவப்பானதாகவும் இருக்கும்.[60]

HD 188753 Ab (மேல் இடது) என்னும் கிரகத்தின் துணைக்கோளில் இருந்து [கற்பனை] பார்ப்பதாக அமைந்த ஒரு கலைஞரின் சித்தரிப்பு

ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறை அதன் ஈர்ப்பு விசையில் இருந்து தான் நேரடியாகக் கண்டறியப்பட முடியும். சூரியன் மற்றும் ஈர்ப்பு ஆடிகளாகச் செயல்படும் நட்சத்திரங்கள் தவிர்த்து, இது இருமை நட்சத்திரங்களிலும் பல்நட்சத்திரத் தொகுதிகளிலும் மட்டுமே செய்யப்பட முடியும். இது இருமை நட்சத்திரங்களின் முக்கியத்துவத்தை உணர்த்துகிறது. ஒரு காட்சி இருமை நட்சத்திரத்தில், தொகுதியின் சுற்றுவட்டப் பாதையும் விண்வெளி இடமாறுதோற்றமும் கண்டறியப்பட்டால், பின் கெப்லரின் கோள் இயக்க விதிகளை நேரடியாகப் பயன்படுத்தி இரண்டு நட்சத்திரங்களின் கூட்டு நிறையைக் கண்டறிய முடியும்.[61]

துரதிர்ஷ்டவசமாக, ஒரு நிறமாலையியல் இருமை காட்சி இருமையாகவோ அல்லது கிரகண இருமையாகவோ இல்லாவிடில் அதன் முழுமையான சுற்றுவட்டப் பாதையைக் கண்டறிவது சாத்தியமில்லை. எனவே இவற்றில் இருந்து நிறை மற்றும் சாய்வுக் கோணத்தின் சைன் மதிப்பின் பெருக்கல் மதிப்பையே கண்டறிவது சாத்தியமாகும். கிரகண இருமைகள் நிறமாலை இருமைகளாகவும் இருக்கக் கூடிய சந்தர்ப்பங்களில் இரண்டு நட்சத்திரங்களின் அளவுகளையும் (நிறை, அடர்த்தி, அளவு, ஒளியடர்த்தி மற்றும் சுமாரான தோற்றவடிவம்) முழுமையாகக் கண்டறிய முடியும்.

கிரகங்கள்[தொகு]

விஞ்ஞானக் கற்பனைகள் பொதுவாக இருமை நட்சத்திர அல்லது மும்மை நட்சத்திர கிரக அமைவையே களமாகக் கொள்கின்றன. நைட்ஃபால் என்னும் பிரபலக் கதை ஆறு நட்சத்திரத் தொகுதியை எடுத்துக் கொள்கிறது. யதார்த்தத்தில் சில சுற்றுவட்டப்பாதை அளவுகள் சாத்தியமற்றதாகும். ஏனென்றால் சில சுற்றுவட்டப் பாதைகள் உயிர்க்கோளத்திற்கு தீவிரமான சவால்களை வழங்குகின்றன. ஒரு இருமை நட்சத்திர இணையில் ஒரு நட்சத்திரத்தை சுற்றி வரும் கிரகங்கள் ”S-வகை” சுற்றுகள் எனப்படுகின்றன. இரண்டு நட்சத்திரங்களையும் சுற்றி வருபவை ”P-வகை” அல்லது ”சுற்றுஇருமை” எனப்படுகின்றன. இருமை நட்சத்திரங்களில் 50-60% வரை நிலையான சுற்றுவட்டப்பாதை வரம்புகளுக்குள் உயிர்வாழும் கிரகங்களை ஆதரிக்கக் கூடியவை என்று மதிப்பிடப்படுகிறது.[62][62]

பல்நட்சத்திரத் தொகுதிகளில் கிரகங்களைக் கண்டறிவதென்பது கூடுதலாய் தொழில்நுட்ப சிக்கல்களை அறிமுகப்படுத்துகிறது.[63]

முன்னதாக அறியப்பட்டிருந்த பதினான்கு கிரக அமைப்புகளில் செய்யப்பட்ட ஆய்வு ஒன்று இவற்றில் மூன்று அமைப்புகள் இருமை அமைப்புகள் என்பதைக் கண்டறிந்தது. எல்லா கிரகங்களுமே முதன்மை நட்சத்திரத்தைச் சுற்றிவரும் S-வகை சுற்றுப் பாதைகளில் இருப்பது கண்டறியப்பட்டது. இந்த மூன்று கிரக அமைப்புகளில் இரண்டாம் நட்சத்திரம் முதன்மை நட்சத்திரத்தை விட மங்கலானதாய் இருந்ததால் முன்னர் அறியப்படாததாய் இருந்தது. இந்த கண்டறிவு கிரகத்துக்கும் மற்றும் முதன்மை நட்சத்திரத்துக்கும் அளவீடுகளை மறுகணக்கீடு செய்ய உதவியது.[64]

உதாரணங்கள்[தொகு]

அல்பிரியோவின் இரண்டு பிரித்தறியத்தக்க பாக நட்சத்திரங்கள்

அல்பிரியோ மிக எளிதாய்க் காணக் கூடிய காட்சி இருமை நட்சத்திரங்களில் ஒன்றாகும். இரண்டு நட்சத்திரங்களுக்கு இடையிலான தூரமும் நிற வித்தியாசமும் கண்டுகொள்ள எளிதாக்குகின்றன. இதில் சிக்னஸ் என்னும் நட்சத்திரக் கூட்டத்தில் இருக்கும் மூன்றாவது பிரகாசம் மிகுந்த நட்சத்திரமும் ஒரு இருமை நட்சத்திரமே ஆகும். சிக்னஸ் எக்ஸ்-1 என்கிற கரும்புள்ளியாகக் கருதப்படுகிற ஊடுகதிர் ஆதாரமும் சிக்னஸ் நட்சத்திரக் கூட்டத்தில் அமைந்திருப்பதாகும். இது உயர்நிறை ஊடுகதிர் இருமை நட்சத்திரம் ஆகும்.[65] சிரியஸ் என்பது இன்னுமொரு இருமை நட்சத்திரம். இது இரவு வானில் மிகப் பிரகாசமாய் ஒளிரும் ஒன்று. இது கனிஸ் மேஜர் என்னும் நட்சத்திரக் கூட்டத்தில் அமைந்துள்ளது. 1844 ஆம் ஆண்டில் பிரெடரிக் பெசல் தான் சிரியஸ் ஒரு இருமை நட்சத்திரம் என்பதைக் கண்டறிந்தார். 1862 ஆம் ஆண்டில் ஆல்வன் கிரகாம் கிளார்க் அதன் சக நட்சத்திரத்தைக் கண்டறிந்தார். 1915 ஆம் ஆண்டில் மவுண்ட் வில்சன் ஆய்வகம் சிரியஸ் பி ஒரு வெள்ளைக் குள்ள நட்சத்திரம் என்பதைக் கண்டறிந்தது. அது 12,000 km (7,456 mi) விட்டம் கொண்டிருந்ததையும் சூரியனின் நிறையில் 98% கொண்டிருந்ததையும் 2005 ஆம் ஆண்டில் வானியல் அறிஞர்கள் ஹபிள் விண் தொலைநோக்கியைப் பயன்படுத்திக் கண்டறிந்தனர்.[66]

ஆரிகா நட்சத்திரக் கூட்டத்தில் அமைந்திருக்கும் எப்சிலன் ஆரிகே ஒரு கிரகண இருமை நட்சத்திரத்திற்கான உதாரணம் ஆகும். இதில் புலப்படும் நட்சத்திரம் F0 என்னும் நிறமாலையியல் வகுப்பிற்கு உரியதாகும். இன்னொரு நட்சத்திரம் புலப்படாதது. பீட்டா லைரே என்பது இன்னொரு கிரகண இருமை நட்சத்திரம் ஆகும். இது லைரா என்னும் நட்சத்திரக் கூடத்தில் இடம்பெற்றிருக்கும் பாதிப் பிரிந்த இருமை நட்சத்திர அமைப்பு.

61 சிக்னி (சிக்னஸ் நட்சத்திரக் கூட்டத்தில் இருக்கும் ஒரு இருமை நட்சத்திரம்), புரோசியான் (கேனிஸ் மேஜர் நட்சத்திரக் கூட்டத்தின் ஒளிர்வுமிக்க நட்சத்திரம்), SS லாசெர்டே (கிரகண இருமை நட்சத்திரம்), V907 Sco (கிரகண இருமை நட்சத்திரம்) மற்றும் BG ஜெமினோரம் (இதுவும் ஒரு கிரகண இருமை நட்சத்திரம்) ஆகியவை பிற சுவாரசியமான இருமை நட்சத்திரங்களில் இடம்பெறுபவை ஆகும்.

பல்நட்சத்திரங்கள்[தொகு]

இரண்டு நட்சத்திரங்களுக்கும் கூடுதலாய் உள்ள தொகுதிகளை பல்நட்சத்திரத் தொகுதிகள் என்கிறோம். அல்கால் என்பது மிகக் குறிப்பிடத்தக்க மும்மை நட்சத்திரம் ஆகும். இது பெர்சியஸ் என்னும் நட்சத்திரக் கூட்டத்தில் உள்ளது. இந்த தொகுதியில் இருக்கும் இரண்டு நட்சத்திரங்கள் ஒன்றையொன்று மறைக்கின்றன. அல்காலின் செறிவு மாறுபாடு 1670 ஆம் ஆண்டில் ஜெமினியானோ மோண்டனாரி என்பவர் மூலம் பதிவு செய்யப்பட்டது. அல்கால் என்றால் அரபு மொழியில் “பூத நட்சத்திரம் ” என்பது பொருள். ஆல்பா செண்டாரி இன்னுமொரு புலப்படுகிற மும்மை நட்சத்திரம் ஆகும். இது செண்டாரஸ் என்னும் தெற்கு நட்சத்திரக் கூட்டத்தில் அமைந்துள்ளது. உயிர் வாழத்தக்க கிரகங்களைத் தேடும் முயற்சியில் இருமை நட்சத்திரங்கள் உதவி செய்யும் என்பதை இந்த அமைப்பு எடுத்துக் காட்டுகிறது. ஆல்பா செண்டாரி ஏ மற்றும் பி இரண்டும் நிலையான உயிர்வாழக் கூடிய பகுதிகளைக் கொண்டிருக்க வேண்டும் என்று நம்பப்படுகிறது.[67]

மூன்றுக்கும் அதிகமான நட்சத்திரங்களைக் கொண்ட தொகுதிகளும் உண்டு. கேஸ்டர் என்பது ஒரு ஆறு நட்சத்திரங்கள் கொண்ட தொகுதி ஆகும். இது தான் ஜெமினி நட்சத்திரக் கூட்டத்தில் பிரகாசம் மிகுந்த இரண்டாவது நட்சத்திரம் ஆகும். வானியல்ரீதியாக கேஸ்டர் ஒரு காட்சி இருமை நட்சத்திரமாக 1719 ஆம் ஆண்டில் கண்டுபிடிக்கப்பட்டது. கேஸ்டரின் பாக நட்சத்திரங்கள் ஒவ்வொன்றும் நிறமாலையியல் இருமைகளாகும். கேஸ்டர் நட்சத்திரத்திற்கு ஒரு மங்கலான சக நட்சத்திரம் உண்டு. இதுவும் ஒரு நிறமாலையியல் இருமை நட்சத்திரம் ஆகும்.

மேலும் பார்க்கவும்[தொகு]

குறிப்புகள் மற்றும் குறிப்புதவிகள்[தொகு]

  1. Pronounced /ˈkoʊmiːz/
  2. வான சாஸ்திரம், வேங்கடம், விகடன் பிரசுரம், ப-69, இரட்டை நட்சத்திரங்கள், ISBN 978 8189936228
  3. 3.0 3.1 The Binary Stars , Robert Grant Aitken, New York: Dover, 1964, p. ix.
  4. p. 481, Catalogue of 500 New Nebulae, Nebulous Stars, Planetary Nebulae, and Clusters of Stars; With Remarks on the Construction of the Heavens, William Herschel, Philosophical Transactions of the Royal Society of London ,92 (1802), pp. 477–528.
  5. 5.0 5.1 5.2 Heintz, W. D. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. பக். 1–2. ISBN 9027708851. 
  6. 6.0 6.1 "Visual Binaries". University of Tennessee.
  7. "Binary and Variable Stars". Journey Through the Galaxy.
  8. Heintz, W. D. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. p. 5. ISBN 9027708851. 
  9. Heintz, W. D. (1978). Double Stars. D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. p. 17. ISBN 9027708851. 
  10. 10.0 10.1 10.2 The Binary Stars , Robert Grant Aitken, New York: Dover, 1964, p. 1.
  11. Vol. 1, part 1, p. 422, Almagestum Novum, Giovanni Battista Riccioli, Bononiae: Ex typographia haeredis Victorij Benatij, 1651.
  12. A New View of Mizar, Leos Ondra, accessed on line May 26, 2007.
  13. pp. 10–11, Observing and Measuring Double Stars , Bob Argyle, ed., London: Springer, 2004, ISBN 1-85233-558-0.
  14. pp. 249–250, An Inquiry into the Probable Parallax, and Magnitude of the Fixed Stars, from the Quantity of Light Which They Afford us, and the Particular Circumstances of Their Situation, John Michell,Philosophical Transactions (1683–1775) 57 (1767), pp. 234–264.
  15. Heintz, W. D. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. p. 4. ISBN 9027708851. 
  16. Account of the Changes That Have Happened, during the Last Twenty-Five Years, in the Relative Situation of Double-Stars; With an Investigation of the Cause to Which They Are Owing, William Herschel, Philosophical Transactions of the Royal Society of London 93 (1803), pp. 339–382.
  17. p. 291, French astronomers, visual double stars and the double stars working group of the Société Astronomique de France, E. Soulié, The Third Pacific Rim Conference on Recent Development of Binary Star Research , proceedings of a conference sponsored by Chiang Mai University, Thai Astronomical Society and the University of Nebraska-Lincoln held in Chiang Mai, Thailand, 26 October-1 November 1995, ASP Conference Series 130 (1997), ed. Kam-Ching Leung, pp. 291–294, Bibcode: 1997ASPC..130..291S.
  18. "Introduction and Growth of the WDS", The Washington Double Star Catalog, Brian D. Mason, Gary L. Wycoff, and William I. Hartkopf, Astrometry Department, United States Naval Observatory, accessed on line August 20, 2008.
  19. Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars, William I. Hartkopf and Brian D. Mason, United States Naval Observatory, accessed on line August 20, 2008.
  20. The Washington Double Star Catalog, Brian D. Mason, Gary L. Wycoff, and William I. Hartkopf, United States Naval Observatory. Accessed on line December 20, 2008.
  21. Heintz, W. D. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. பக். 17–18. ISBN 9027708851. 
  22. "Binary Stars". Cornell Astronomy.
  23. The Binary Stars , Robert Grant Aitken, New York: Dover, 1964, p. 41.
  24. Herter, T. "Stellar Masses". Cornell University.
  25. [43]
  26. [44]
  27. Bruton, D.. "Eclipsing Binary Stars". Stephen F. Austin State University.
  28. Bruton, D. "Eclipsing Binary Stars". Stephen F. Austin State University.
  29. Bonanos, Alceste Z. (2006). "Eclipsing Binaries: Tools for Calibrating the Extragalactic Distance Scale". Binary Stars as Critical Tools and Tests in Contemporary Astrophysics, International Astronomical Union. Symposium no. 240, held 22–25 August 2006 in Prague, Czech Republic, S240, #008. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0610923. 
  30. Worth, M. "Binary Stars" (PowerPoint). Stephen F. Austin State University.
  31. Bock, D. "Binary Neutron Star Collision". NCSA.
  32. Asada, H.; T. Akasaka, M. Kasai (27 September 2004). Inversion formula for determining parameters of an astrometric binary. arXiv:astro-ph/0409613. 
  33. "Astrometric Binaries". University of Tennessee.
  34. Nguyen, Q. "Roche model". San Diego State University.
  35. Voss, R.; T.M. Tauris (2003). "Galactic distribution of merging neutron stars and black holes". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 342: 1169–1184. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06616.x. http://arxiv.org/abs/0705.3444. 
  36. Robert Connon Smith (November 2006). "Cataclysmic Variables". Contemporary Physics 47 (6): 363–386. doi:10.1080/00107510601181175. http://adsabs.harvard.edu/abs/2007astro.ph..1654C. 
  37. Neutron Star X-ray binaries, A Systematic Search of New X-ray Pulsators in ROSAT Fields , Gian Luca Israel, Ph. D. thesis, Trieste, October 1996.
  38. Iorio, Lorenzo (July 24, 2007). "On the orbital and physical parameters of the HDE 226868/Cygnus X-1 binary system". E-print 315: 335. doi:10.1007/s10509-008-9839-y. http://adsabs.harvard.edu/abs/2007arXiv0707.3525I. பார்த்த நாள்: 2008-03-14. 
  39. Black Holes, Imagine the Universe!, NASA. Accessed on line August 22, 2008.
  40. Heintz, W. D. (1978). Double Stars. Dordrecht: D. Reidel Publishing Company. p. 19. ISBN 9027708851. 
  41. "Binary and Multiple Star Systems". Lawrence Hall of Science at the University of California.
  42. pp. 307–308, Observing and Measuring Double Stars , Bob Argyle, ed., London: Springer, 2004, ISBN 1-85233-558-0.
  43. Entry 14396-6050, discoverer code RHD 1AB,The Washington Double Star Catalog, United States Naval Observatory. Accessed on line August 20, 2008.
  44. References and discoverer codes, The Washington Double Star Catalog, United States Naval Observatory. Accessed on line August 20, 2008.
  45. Boss, A.P. (1992). "Formation of Binary Stars". in (eds.) J. Sahade, G.E. McCluskey, Yoji Kondo. The Realm of Interacting Binary Stars. Dordrecht: Kluwer Academic. p. 355. ISBN 0-7923-1675-4. 
  46. Tohline, J.E.; J.E. Cazes, H.S. Cohl. "The Formation of Common-Envelope, Pre-Main-Sequence Binary Stars". Louisiana State University.
  47. Kopal, Z. (1989). The Roche Problem. Kluwer Academic. 
  48. "Contact Binary Star Envelopes" by Jeff Bryant, Wolfram Demonstrations Project.
  49. "Mass Transfer in Binary Star Systems" by Jeff Bryant with Waylena McCully, Wolfram Demonstrations Project.
  50. Boyle, C.B. (1984). "Mass transfer and accretion in close binaries – A review". Vistas in Astronomy 27: 149–169. doi:10.1016/0083-6656(84)90007-2. 
  51. Vanbeveren, D.; W. van Rensbergen, C. de Loore (2001). The Brightest Binaries. Springer. 
  52. Blondin, J. M.; M. T. Richards, M. L. Malinowski. "Mass Transfer in the Binary Star Algol". American Museum of Natural History.
  53. "Enigma of Runaway Stars Solved". European Southern Observatory.
  54. Hoogerwerf, R.; J.H.J. de Bruijne, P.T. de Zeeuw (2000). "The Origin of Runaway Stars". Astrophysical Journal 544: L133. doi:10.1086/317315. 
  55. Prialnik, D. (2001). "Novae". Encyclopaedia of Astronomy and Astrophysics. பக். 1846–1856. 
  56. Icko, I. (1986). "Binary Star Evolution and Type I Supernovae". Cosmogonical Processes. p. 155. 
  57. Fender, R.. Relativistic outflows from X-ray binaries (a.k.a. `Microquasars')]. arXiv:astro-ph/0109502. 
  58. Most Milky Way Stars Are Single, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
  59. Hubber, D.A.; A.P. Whitworth. "Binary Star Formation from Rotational Fragmentation" (PDF). School of Physics and Astronomy, Cardiff.
  60. Schombert, J.. "Birth and Death of Stars". University of Oregon.
  61. "Binary Star Motions". Cornell Astronomy.
  62. 62.0 62.1 வார்ப்புரு:Cite arXiv
  63. Schirber, M (17 May 2005). "Planets with Two Suns Likely Common". Space.com. http://www.space.com/scienceastronomy/050517_binary_stars.html. 
  64. Daemgen et al.; Hormuth, F.; Brandner, W.; Bergfors, C.; Janson, M.; Hippler, S.; Henning, T. (2009). "Binarity of transit host stars – Implications for planetary parameters". Astronomy and Astrophysics 498: 567–574. doi:10.1051/0004-6361/200810988. http://www.mpia.de/homes/henning/Publications/daemgen.pdf. 
  65. "The First Black Hole". University of Toronto.
  66. McGourty, C. (2005-12-14). "Hubble finds mass of white dwarf". BBC News. http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/4528586.stm. பார்த்த நாள்: 2010-01-01. 
  67. "Planetary Systems can form around Binary Stars". Carnegie Institute (2006).

வெளி இணைப்புகள்[தொகு]

"https://ta.wikipedia.org/w/index.php?title=இரும_விண்மீன்&oldid=1856533" இருந்து மீள்விக்கப்பட்டது