செங்குறுமீன்

கட்டற்ற கலைக்களஞ்சியமான விக்கிப்பீடியாவில் இருந்து.
தாவிச் செல்லவும்: வழிசெலுத்தல், தேடல்
பிராக்சிமா செண்டாரி,சூரியனுக்கு அருகில் 4.2 ஒளியாண்டு தொலைவில் உள்ள செங்குறுமீன்

செங்குறுமீன் (red dwarf) என்பது சிறிய, குளிர்ந்த K அல்லது M கதிர்நிரல் அமைந்த முதன்மை வரிசை விண்மீனாகும். இதன் பொருண்மை 0.075 முதல் 0.50 பகுதி சூரியப் பொருண்மையுடன் அமைகிறது. வெப்பநிலை 4,000 பாகை K அளவினும் குறைவாக அமைகிறது.

இவை பால்வழியில் சூரியனுக்கு அருகே பரவலாக பரவியுள்ளவையாகும். இவை ஒளிர்மைகுன்றியுள்ளதால் இவற்றை எளிதாகக் காணமுடிவதில்லை. வெற்றுக்கண்ணால் இவற்றில் ஒன்றைக்கூட புவியில் இருந்து பார்க்கமுடிவதில்லை.[1] பிராக்சிமா செண்டாரி சூரியனுக்கு மிக அருகில் உள்ள செங்குறுமீன் ஆகும். இது M5 வகையினதாகும். இதன் பொலிவு 11.05 . அடுத்து, இதேபோல 20 விண்மீன்கள் சூரியனுக்கு நெருக்கமாக உள்ளன. இவற்றுக்கும் அடுத்தபடியாக, மேலும் 30 விண்மீன்கள் சூரியனுக்கு நெருக்கமாக உள்ளன

சில மதிப்பீடுகளின்படி, நம் பால்வழியில் இவை முக்கால் பகுதியாக அமைகின்றன.[2]


விண்மீன் படிமங்கள் 0.35 சூரியப் பொருண்மை உள்ள செங்குறுமீன்கள் முழுமையாக வெப்பச் சுழற்சி கொண்டவை எனக் காட்டுகின்றன.[3] எனவே நீரகத்தின் வெப்ப அணுக்கருப் இணைவால் உருவாகும் எல்லியம் வெப்பச் சுழற்சியால் விண்மீனின் முழுவதிலும் தொடர்ந்து கலந்திடுவதால் அதன் நடுவில் அகடேதும் உருவாவது தவிர்க்கப்படுகிறது.இதனால் இவை முதுவாக வளர்கின்றன. எப்போதும் நிலையான பொலிவையும் கதிர்நிரலையும் பெற்றுள்ளன. கோட்பாட்டளவில், இவை தம் எரிபொருள் தீரும்வரை சில டிரில்லியன் ஆண்டுகள் வரை நீடித்து வாழவல்லன. ஒப்பீட்டளவில் புடவியின் அகவை சிறிதாக அமைவதால், மிக முழுவளர்ச்சி பெற்ற கட்டச் செங்குறுமீன்கள் இப்போது நிலவவில்லை.

பான்மைகள்[தொகு]

செங்குறுமீன்கள் மிக குறைந்த பொருண்மை உள்ளவை.[4]இதனால் அதன் அகட்டில் குறைந்த வெப்பநிலையே நிலவும். எனவே முன்மி-முன்மி தொடர்வினையால் நிகழும் நீரகத்தில் இருந்து எல்லியம் உருவாகும் அணுப்பிணைப்பு ஆற்றல்வீதம் மிகவும் குறைவான வேகத்திலேயே நிகழும். எனவே இவை அருகலான ஒளியையே உமிழும். சிலவேளைகளில் இது சூரிய ஆற்றலில் 10,000 இல் ஒரு பகுதியளவுக்குக் குறையும். மிகப்பெரிய செங்குறுமீன்களான HD 179930, HIP 12961, Lacaille 8760) போன்றவைகூட சூரிய ஒளிர்மையில் 10% ஒளிர்மையே பெற்றுள்ளன.[5]

பொதுவாக 0.35 சூரியப் பொருண்மையினும் குறைந்த பொருண்மையுள்ள செங்குறுமீன் ஆற்றலை அகட்டில் இருந்து மேற்பரப்புக்கு வெப்பச் சுழற்சியால் கடத்துகின்றன. ஒப்பீட்டளவில் வெ ப்பநிலையை விட உயர் அடர்த்தி வாய்ந்த உட்பகுதியின் ஒளியூடுறுவாமையால் வெப்பச் சுழற்சி ஏற்படுகிறது. எனவே கதிர்வீச்சால் நிகழும் ஆற்றல் கடத்தல் குறைவதால், வெப்பச் சுழற்சி அகட்டில் இருந்து மேற்பரப்புக்கு ஆற்றல் கடத்தும் முதன்மை நிகழ்வாகிறது.இப்பொருண்மை அளவுள்ள செங்குறுமீன்களின் அகட்டின் ஒருபகுதியில் வெப்பச் சுழற்சி நிகழாது.[6]

செங்குறுமீனின் பொருண்மையைசூரியப் பொருண்மையுடன் ஒப்பிட்டு வரைந்த செங்குறுமீனின் முன்கணித்த முதன்மைவரிசை வாழ்நாள்[7]

சூரியனைப் போன்ற பெரிய விண்மீன்களோடு ஒப்பிடும்போது, பிந்திய கட்டச் செங்குறுமீன்கள் முற்றிலும் வெப்பச் சுழற்சி கொண்டுள்ளதால் அதன் அகட்டில் எல்லியம் திரள்வதில்லை . இவை தம் முதன்மை வரிசையை விட்டு வெளியேறுவதற்குள் பேரளவு நீரகத்தை எரிக்கலாம்.இதனால் இவற்றின் வாழ்நாள் புடவியின் அகவையை விட கூடுதலாக அமைகிறது.மேலும் 0.80 சூரியப் பொருண்மையை விடக் குறைந்த பொருண்மயுள்ள விண்மீன்கள் முதன்மை வரிசையில் இருந்து வெளியேற நேரமே கிடைப்பதில்லை. இவற்றின் பொருண்மை குறையும்போது வாழ்நாள் கூடுகிறது. சூரியப் பொருண்மைக்கும் இவற்றின் பொருண்மைக்கும் உள்ள விகிதத்தின் நாற்படியாக இவற்றின் வாழ்நாள் மாறுவதால் இவை சூரியனின் வாழ்நாளான 10 பில்லியன் ஆண்டுகளை விடக் கூடுதலாகி விடுகிறது. எனவே 0.10 சூரியப் பொருண்மைகொண்ட செங்குறுமீன் 10 டிரில்லியன் ஆண்டுகள் வரை வாழும் வாய்ப்புள்ளது.[4][8] செங்குறுமீனின் நீரகம் எரிய எரிய, அணுப்பிணைப்பின் வீதமும் குறையும். எனவே அதன் அகடு சுருங்கி ஈர்ப்பலைகளை வெளியிடுவ்தால் அளவுச்சுருக்கம் வெப்ப ஆற்றலாக மாற்றப்படும். இவ்வெப்பம் விண்மீன் முழுவத்ற்கும் வெப்பச் சுழற்சியால் கடத்தப்படும்.[9]


பான்மைகள்[10]
விண்மீன்
வகை
பொருண்மை
(சூரியப் பொருண்மை)
ஆரம்
(சூரிய ஆரம்)
ஒளிர்மை
(சூரிய ஒளிர்மை)
Teff
(K)
M0V 60% 62% 7.2% 3,800
M1V 49% 49% 3.5% 3,600
M2V 44% 44% 2.3% 3,400
M3V 36% 39% 1.5% 3,250
M4V 20% 26% 0.55% 3,100
M5V 14% 20% 0.22% 2,800
M6V 10% 15% 0.09% 2,600
M7V 9% 12% 0.05% 2,500
M8V 8% 11% 0.03% 2,400
M9V 7.5% 8% 0.015% 2,300

கணினி ஆய்வுகளின்படி செங்குறுமீனாக அவை சூரியப் பொருண்மையில் 9.25 பகுதி பொருண்மை கொண்டனவாக அமையவேண்டும்; இதைவிட குறைந்த பொருண்மையுள்ளவை அகவை முதிரும்போது அவற்றின் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை கூடி ஒளிர்மையில் நீலக் குறுமீன் (செங்குறுமீன் கட்டம்) ஆகிறது. மேலும் கடைசியாக வெண் குறுமீன் ஆகிவிடும்.[7]

விண்மீனின் பொருண்மை குறையும்போது அதன் படிமலர்ச்சிக் காலம் கூடும்; எடுத்துகாட்டாக, 0.16 பங்கு சூரியப் பொருண்மை கொண்ட செங்குறளி, அருகில் உள்ள பர்னார்டு விண்மீன் நிகர்த்த செங்குறுமீன் முதன்மை வரிசையில் 2.5 டிரில்லியன் ஆண்டுகளும் பின்னர் நீலக் குறளியாக ஐந்து பில்லியன் ஆண்டுகளும் நிலவும். நீலக் குறுமீனின் பொலிவு சூரியனின் பொலிவில் மூன்றில் ஒரு பங்காகும். இதன் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை 6,500 முதல் 8,500 பாகை கெல்வின் அமையும்.[7]

கூடுதல் பொருண்மையுள்ள விண்மீன்கள் முதன்மை வரிசையை விட்டு விலகிய பிறகும் குறைந்த பொருண்மைகொண்ட செங்குறுமீன்கள் முதன்மை வரிசையிலேயே இருப்பதால் விண்மீன் கொத்துகளின் அகவை, விண்மீன்கள் முதன்மை வரிசையை விட்டு அகலும் பொருண்மையை வைத்தேமதிப்பிடப் படுகின்றன. இது விண்மீன் கொத்துகளின் அகவையை மிகவும் குறைவாக்க் கணிக்கிறது. எனவே புடவிய்ன் அகவையும் குறைகிறது. மேலும் பால்வழிக்குள்ளான கட்டமைப்புகளின் கால அளவுகோலையும், அதவது பால்வழிக் கோளகம், பால்வழி வளிம வட்டம், பால்வழி வட்டு ஆகியவற்றின் கால அளவுகோலையும் குறைக்கிறது.

பொன்மத் தன்மையுள்ள தனிமங்கள் கொண்ட செங்குறுமீன்கள் நிலவாமை 2009 இல் இருந்து இதுவரை தீர்க்கபடவில்லை என்பது மருமமாகவே இதுவரை உள்ளது. (வானியலில் பொன்மத்தன்மை நீரகம், எல்லியம் தவிர்த்த பிற உயர்தனிமங்களைக் குறிப்பிடும்.) பெருவெடிப்பு அண்டப் படிமத்தின்படி, முதல் தலைமுறை விண்மீன்கள் நீரகமும் எல்லியமும் ம்ட்டுமே பெற்றிருக்கும். வேண்டுமால் அவற்றில் சற்றே கல்லியம் அருகலாக நிலவலாம். இவை செங்குறுமீன்களையும் உள்ளடக்கினால் அவை இன்று கட்புலனாக வேண்டும். ஆனால், இதுவரை ஏதும் இனங்காணப்படவில்லை. பொன்மத்தன்மையற்ற விண்மீன்களே பேரளவில் உருவாகி அவை வேகமாக எரிந்து எச்சமாக உயர்தனிமங்களுடன் செங்குறுமீன்களாக எஞ்சலாம் என்பதே பெரிதும்வ்ரும்பும் விளக்கம் ஆகும். மாற்று விளக்கங்கள், சுழி பொன்மத்தன்மை செங்குறுமீன்கள் மங்கலானவை. எனவே அவை எண்ணிக்கையில் சிலவாகவே அமையலாம். இவையும் உடுக்கணப் படிமலர்ச்சிப் படிமங்களுக்கு முரண்பட்டு அமைவதால் அவை உருவாக வாய்ப்பே இல்லாமலும் போகலாம் எனத் தரப்படுகின்றன

கோள்கள்[தொகு]

செங்குறுமீனின் ஓவியம். இதுவே புடவியிலும் சூரியனுக்கு அருகில் உள்ள உடுக்கணவெளியிலும் பரவலக்க் கானப்படுகிறது. செங்குறுமீன் என அழைக்கப்பட்டாலும் இதன் மேற்பரப்பு வெப்பநிலையால் பார்க்கும்போது இது வெளிர்சிவப்பு நிறத்தில் காணப்படும்

பல செங்குறுமீன்களைச் சுற்றிப் புறவெளிக்கோள்கள் வட்டணைகளில் வலம் வருகின்றன என்றாலும் வியாழன் அளவு பெரிய கோள்கள் அருகியே காணப்படுகின்றன. பல்வேறுவகை விண்மின்களின் டாப்ளர் அளக்கைகள் வழியாக சூரியனைப் பொன்று இரட்டை மடங்கு பொருண்மைகொண்ட விண்மீன்காலில் ஆறில் ஒன்றில் மட்டுமே ஒன்று அல்லது அதற்கும் மேற்பட்ட வியாழன் அளவு கோள்கள் அமைந்துள்ளன. சூரியன் நிகர்த்த கோள்களில் 16 இல் ஒன்றிலும் செங்குறுமீன்களில் 50 இல் ஒன்றிலும் இந்நிலைமை அமைகிறது. ஆனால் செங்குறுமீன்களின் நுண்வில்லை முறை அளக்கைகளில் நெப்டியூன் நிகர்த்த பொருண்மையுள்ள கோள்கள் மூன்றில் ஒன்றில் காணப்படுகின்றன. [11] HARPS வழி நோஈடுகளில் இருந்து செங்குறுமீன்களில் 40% அளவு விண்மீன்களில் மீப்புவி வகை கோள்கள் வாழ்தவு மண்டலத்தில் சுற்றிவருவது அறியப்பட்டுள்ளது. இவற்றின் மேற்பரப்பில் நீர்ம நிலைத் தண்ணீர் நிலவும் வாய்ப்புள்ளது.[12]

கிளீசு581 எனும் செங்குறுமீனில் 4 முதல் 6 வரையிலான புறக்கோள்கள் சுற்றிவருதல் 2000 முதல் 2010 வரையிலான கால இடைவெளியில் கண்டறியப்பட்டுள்ளது. இக்கோள் நெப்டியூன் அளவு பொருண்மையும் அதாவது, புவியைப்போல 16 மடங்கு பொருண்மையும்கொண்டுள்ளது|link=y}}).இது தனது விண்மீனில் இருந்து 6 மில்லியன் கி.மீ தொலைவில் அதாவது, 0.4 வானியல் அலகு தொலைவில் சுற்றிவருகிறது. இதன் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை 150 பாகை செல்சியசு ஆக மதிப்பிடப்பட்டுள்ளது. என்றாலும் இது மங்கலான பொலிவோடே அமைகிறது. மேலும் 2006 இல் 5.5 புவிப்பொருண்மைகொண்ட இதைவிடச் சிறிய புறக்கோள் ஓகிள்-2005-BLG-390L செங்குறுமீனைச் சுற்றி வருதல் கண்டறியப்பட்டுள்ளது; இது தன் விண்மீனில் இருந்து 390 மில்லியன் கி.மீ தொலைவில் அதாவது, 2.6 வானியல் அலகு தொலைவில் சுற்றிவருகிறது இதன் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை −220°C (56 K) ஆக மதிப்பிடப்பட்டுள்ளது.

கிளிசு 581 விண்மீனைச் சுற்றிவரும் கிளீசு 581 c எனும் புறவெளிக்கோள் 2007 இல் கண்டுபிடிக்கப்பட்டுள்ளது. இது புவியைப் போல 5.36 மடங்கு சிறுமப் பொருண்மை கொண்டதாக இதன் கண்டுபிடிப்பாளர்களான இசுடீபன் உத்ரி குழுவினரால் மதிப்பிடப்பட்டுள்ளது.இதுவே முதன்மை வரிசையில் நிலவும் விண்மீனினைச் சுற்றிவரும் முதல் மிகச் சிறிய புறச்சூரியக் கோளாகும் . பின்னர் கிளீசு 581 d எனும் வாழ்தகவுள்ள கோள் கண்டறியப்பட்டுள்ளது. (மேலும் சிறிய கோள்கள் PSR B1257+12 எனும் ஒரு நொதுமி விண்மீனைச் சுற்றிவருகின்றன.) இதன் ஆரம் புவியைப் போல 1.5 மடங்காகும் என்று இதன் கண்டுபிடிப்பாளர்கள் மதிப்பிட்டுள்ளனர்.

கிளீசு 581 c, கிளீசு d ஆகிய கோள்கள் தம் விண்மீனின் வாழ்தகவு மண்டலத்திலேயே அமைந்துள்ளன. இவையே இதுவரை கண்டறியப்பட்டுள்ள வாழ்தகவு மண்டலத்தில் உள்ள புறக்கோள்கள் ஆகும்.[13] கிளீசு 581 g, 2010 இல் கண்டறியப்பட்டுள்ளது[14] இது வாழ்தகவு மண்டலத்தில் வட்ட்த்துக்கு அணுக்கமான வட்டணையில் சுற்றிவருகிறது. என்றாலும் இந்தக் கோளின் நிலவல் இப்போது கேள்விக்குள்ளாக்கப்பட்டுள்ளது.[15]

வாழ்தகவு மண்டலம்[தொகு]

செங்குறுமீனின் வாழ்தகவு மண்டலத்தில் இரு நிலாக்களுடன் வட்டணையில் சுற்றிவரும் கோளின் ஓவியம்.

செங்குறுமீன்களின் கோளமைப்புகளின் வாழ்தகவு வாய்ப்பு விவாதத்தில் உள்ளது. இவை பேரெண்ணிக்கையில் இருந்தாலும் நீண்ட வாழ்நாளைப் பெற்றிருந்தாலும், இவற்றில் உயிரினம் வாழத்தகும் வாய்ப்பு பல காரணிகளால் அரிதாகிறது. முதலாவதாக, வாழ்தகவு மண்டலக் கோள்கள் தம் தாய்விண்மீனுக்கு மிக அருகில் அமைவதால் அவை ஓங்கலான ஓதவிசையால் ஒரே புறமாக விண்மீனை நோக்கியுள்ளபடி கட்டிப் பிடிக்கப்படும். எனவே கோளின் ஒருபாதி பகலாகவும் மறுபாதி இரவாகவும் எப்போதும் அமையும். எனவே இருபக்கங்களுக்கும் இடையில் உள்ள வெப்பநிலை வேறுபாடுகள் பேரளவாக இருக்கும். இந்நிலைமை புவியில் உயிர்தோன்றிப் படிமலர்ந்து வாழ்வதைப் போல அங்கு நிகழ்தலை அரிதாக்கும்.. இத்தகைய கோள்களில் வளிமண்டல நிலவலிலும் பல சிக்கல்கள் உள்ளன: தொடர் இரவுப் பகுதி அவற்றின் வளிமண்டல வளிமங்களை உறையவைக்கும். தொடர் பகல் பகுதி கட்டாந்தரை போல உலர்ந்து விடும். மாறாக, அண்மைக் கோட்பாடுகள் தடித்த வளிமண்டலமே கடலோ நிலவும்போது அது கோளைச் சுற்றி வெப்பத்தைக் கடத்திப் பரவவிடும் என முன்வைக்கின்றன. மேலும் அதைச் சுற்றிவரும் நிலா அமைந்தால் அவ்விடம் வாழ்தகவுடையதாக இருக்க வாய்ப்புண்டு. இது கோளுடன் கட்டுண்டு சுற்றுவதால் கோளின் ஓதவிசைக் கட்டுறுதலை புறந்தள்ளிவிடும் என எதிர்பார்க்கப்படுகிறது. எனவே நிலா அதைச் சுற்றிவருவதால் அந்தக் கோளில் இரவு பகல் சுழற்சி ஏற்பட்டு அதனால் கோள்முழுவதிலும் வெப்பம் பரவிவிடும் எனவும் கூறப்படுகிறது.

செங்குறுமீன்கள் தம் கதிர்வீச்சை அகச்சிவப்புக் கதிரொளியாகவே வெளியிடுகின்றன. ஆனால் புவி நிலைத்திணைகள் (தாவரங்கள்) கட்புலனாகும் கதிர்நிரல் சார்ந்த ஒளிப்பகுதியையே பெரும்பாலும் பயன்படுத்துகின்றன. மேலும் இவை புற ஊதாக் கதிர் ஒளியை வெளியிடுவதில்லை. உயிர் நிலைத்து வாழ இப்பகுதி ஒளி தேவைப்படும்போது இதுவும் ஒரு சிக்கலாகும். மேலும் உடுக்கண ஆற்றல் வெளியீட்டின் வேறுபடுந்திறமும் உயிர் உருவாக்கத்திற்கு எதிர்நிலை தாக்கங்களை விளைவிக்கலாம். அதோடு இவை கரும்புள்ளிகளால் கவிந்துள்ளதால் 40% கதிர்வீச்சை ஒரேநேரத்தில் ஒரு மாதம்வரை கூட மறைத்துவிடும் வாய்ப்புள்ளது. மாறாக, இவற்றில் சுடர்தெறிப்பு வகைச் செங்குறுமீன்கள் சில மணித்துளிகளிலேயே இருமடங்கு பொலிவார்ந்த கதிர்வீச்சை உமிழவல்லனவாக அமைகின்றன. எனவே இக்கதிர்வீச்சு வேறுபாடும் கூட செங்குறுமீன் அருகில் உள்ள கோளில் உயிர்தோன்றி நிலைக்க குந்தகமாகி விடலாம். பெர்க்கேலியில் உள்ள கலிபோர்னியா பல்கலைக்கழகத்தின் கிபோர் பாசுரிஎன்பார் இவற்றின் விண்மீன் சுடர்தெறிப்புகள் நடுவிலும் செங்குறுமீன் அருகில் உள்ள கோள்களில் வளிமண்டலம் நிலவ வாய்ப்புண்டு என்கிறார்.[16] என்றாலும் அண்மை ஆய்வுகள் இவ்வகை விண்மீன்களில் தொடர்ந்த உயர் ஆற்றல் சுடர்தெறிப்புகளும் மீஉயர் காந்தப் புலங்களும் அமையப் பெறுவதால் உயிர்வாழ்தகவு வாய்ப்பைக் குறைத்துவிடுவதாக அறிவிக்கின்றன. ஆனால் இந்நிலை கருதப்படும் குறிப்பிட்ட விண்மீனைச் சார்ந்ததா அல்லது இவ்வகை விண்மீன்கள் அனைத்துக்கும் பொதுவாகப் பொருந்துவதா என்பது இனிதான் தீர்மானிக்கப்பட வேண்டியதாகவே உள்ளது.[17]

கதிர்நிரல் செந்தரம்[தொகு]

மையத்தின் வலது புறத்தில் கிளைசே 623 b கோள்

M-வகை விண்மீன்களின் கதிர்நிரல் செந்தரம் மாறிவந்தாலும் 1990 களில் நிலையானது. இதற்கான காரணம் மிக அருகில் உள்ள M வகைக் குறுமீன்களின் பொலிவும் மங்கலாக இருப்பதே ஆகும். இடைநிலை, பிந்தைய M வகைக் குறுமீன்கள் மட்டுமே கடந்த பத்தாண்டுகளில் ஆய்வில் கருதப்பட்டன. இந்நிலை வானியல் நுட்பங்களின் வளர்ச்சியால் அதாவது, ஒளிப்பட நுட்பங்களில் இருந்து மின்னூட்டப் பிணிப்பு கருவிகள் ஊடாக அகச்சிவப்புக் கதிர் அணிகள் வரையிலான வளர்ச்சியால் கட்டுப்படுத்தப் பட்டதாலேயாகும்.

திருத்திய யெர்க்கேசு வான்வரைபடம் (Johnson & Morgan 1953)[18] 2 M-வகை கதிர்நிரல் செந்தர விண்மீன்களை மட்டுமே பட்டியலிட்டுள்ளது: HD 147379 (M0 V) and HD 95735/இலாலண்டே 21185 (M2 V). பிந்தைய செந்தர பெருந்தொகுப்புகளில் வகைபாட்டு வல்லுனர்களால் HD 147379 செந்தர வகையில் கருதப்பட்டாலும், இலாலண்டே 21185மட்டுமே இன்னமும் M2 V வகைக்கான முதன்மையான செந்தரமாகக் கொள்ளப்படுகிறது.[19] இராபர்ட் கேரிசன் M குறுமீன்களுக்கு செந்தரமெதையும் சுட்டுவதில்லை; ஆனால் இலாலண்டே 21185 மடுமே M2 V வகைக்கான செந்தரமாக பல தொகுப்புகளிலும் சுட்டப்படுகிறது.[18][20][21] மார்கனும் கீனானும் 1973 இல் மீள்பார்வையிட்ட மார்கன் - கீனான் வகைபாட்டில் M வகைக் குறுமீன்களுக்கான செந்தரங்கள் தரப்படவில்லை. செங்குறுமீன்களுக்கான செந்தரங்களை இவர்கள் 1979 களின் இடைப்பகுதியிலேயே வெளியிட்டனர்.(1976).[22] போயெழ்சாரும் இவற்றுக்கான செந்தரங்களை வெளியிட்டார் (1976).[23] ஆனாலும் இச்செந்தரங்களுக்கிடையில் ஒற்றுமை எதும் நிலவவில்லை. பின்னர் 1980 களில் மேலும் குளிர்வான விண்மீன்கள் இனங்கணப்பட்டுள்ளன. எனவே M வகைக் குறுமீன்களின் செந்தரங்களைத் திருத்தப்படவேண்டிய தேவை நிலவுவது தெளிவாகிறது. Building primarily upon the Boeshaar standards, a group at Steward Observatory (Kirkpatrick, Henry, & McCarthy 1991)[24] filled in the spectral sequence from K5 V to M9 V. It is these M type dwarf standard stars which have largely survived intact as the main standards to the modern day. There have been negligible changes in the M dwarf spectral sequence since 1991.கூடுதல் M வகைக் குறுமீன்களின் செந்தரங்கள் 2002 இல் என்றி குழுவினரால் த்குக்கப்பட்டுள்ளது. [25]அண்மையில் டி. கிர்க்பாட்ரிக் M வகைக் குறுமீன் விண்மீன்களின் வகைபாட்டையும் செந்தர விண்மின்களையும் கிரே, கார்பல்லி ஆகியோரின் 2009 தனிவரைவு நூலில் மீள்பார்வையிட்டுள்ளார்.[26] M-வகைக் குறுமீனின் கதிர்நிரல் செந்தரங்களாவன: GJ 270 (M0 V), GJ 229A (M1 V), இலாலண்டே 21185 (M2 V), கிளீசு 581 (M3 V), GJ 402 (M4 V), GJ 51 (M5 V), வுல்ஃப் 359 (M6 V), வான் பீசுபுரோயெக் 8 (M7 V), VB 10 (M8 V), LHS 2924 (M9 V).


மேலும் காண்க[தொகு]

வார்ப்புரு:வானியல் வலைவாசல்

மேற்கோள்கள்[தொகு]

  1. "The Brightest Red Dwarf", by Ken Croswell (Accessed 6/7/08)
  2. Exoplanets near red dwarfs suggest another Earth nearer, 6 February 2013, Jason Palmer, BBC, retrieved at 11 April 2013
  3. Reiners, A.; Basri, G. (March 2009). "On the magnetic topology of partially and fully convective stars". Astronomy and Astrophysics 496 (3): 787–790. doi:10.1051/0004-6361:200811450. Bibcode: 2009A&A...496..787R. 
  4. 4.0 4.1 Richmond, Michael (November 10, 2004). "Late stages of evolution for low-mass stars". Rochester Institute of Technology. பார்த்த நாள் 2007-09-19.
  5. Chabrier, G.; Baraffe, I.; Plez, B. (1996). "Mass-Luminosity Relationship and Lithium Depletion for Very Low Mass Stars". Astrophysical Journal Letters 459 (2): L91–L94. doi:10.1086/309951. Bibcode: 1996ApJ...459L..91C. 
  6. Padmanabhan, Thanu (2001). Theoretical Astrophysics. Cambridge University Press. பக். 96–99. ISBN 0-521-56241-4. 
  7. 7.0 7.1 7.2 Adams, Fred C.(2004). "Red Dwarfs and the End of the Main Sequence". Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets, 46–49, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica.
  8. Fred C. Adams; Gregory Laughlin (1996). "A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects". Reviews of Modern Physics 69 (2): 337–372. doi:10.1103/RevModPhys.69.337. Bibcode: 1997RvMP...69..337A. 
  9. Koupelis, Theo (2007). In Quest of the Universe. Jones & Bartlett Publishers. ISBN 0-7637-4387-9. 
  10. Kaltenegger, Lisa; Traub, Wesley A. (June 2009). "Transits of Earth-like Planets". The Astrophysical Journal 698 (1): 519–527. doi:10.1088/0004-637X/698/1/519. Bibcode: 2009ApJ...698..519K. 
  11. J. A. Johnson (2011). "The Stars that Host Planets". Sky & Telescope (April): 22–27. 
  12. Billions of Rocky Planets in Habitable Zones Around Red Dwarfs European Southern Observatory March 28, 2012
  13. Major Discovery: New Planet Could Harbor Water and Life By Ker Than (Staff Writer) 24 April 2007 SPACE.com
  14. "Scientists find potentially habitable planet near Earth". Physorg.com. பார்த்த நாள் 2013-03-26.
  15. வார்ப்புரு:Cite arXiv
  16. Scientific American, "Red Star Rising", Mark Alpert, 2005 November 7
  17. Gizmodo, "This Stormy Star Means Alien Life May Be Rarer Than We Thought", George Dvorsky, 2015, November 19
  18. 18.0 18.1 Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas H.L. Johnson & W.W. Morgan, 1953, Astrophysical Journal, 117, 313
  19. MK ANCHOR POINTS, Robert F. Garrison
  20. The Perkins Catalog of Revised MK Types for the Cooler Stars, P.C. Keenan & R.C McNeil, "Astrophysical Journal Supplement Series" 71 (October 1989), pp. 245–266.
  21. A standard stellar spectral sequence in the red/near-infrared – Classes K5 to M9 Kirkpatrick, J. D.; Henry, Todd J.; McCarthy, Donald W., Jr., 1991, Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 77, Nov. 1991, p. 417
  22. An atlas of spectra of the cooler stars: Types G,K,M,S, and C. Part 1: Introduction and tables P.C. Keenan & R.C. McNeil, 1976, Columbus: Ohio State University Press
  23. The spectral classification of M-dwarf stars Boeshaar, P.C, 1976, Ph.D. Thesis Ohio State Univ., Columbus.
  24. A standard stellar spectral sequence in the red/near-infrared – Classes K5 to M9 Kirkpatrick, J. D.; Henry, Todd J.; McCarthy, Donald W., Jr., 1991, Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 77, Nov. 1991, p. 417-440
  25. The Solar Neighborhood. VI. New Southern Nearby Stars Identified by Optical Spectroscopy Henry, Todd J.; Walkowicz, Lucianne M.; Barto, Todd C.; Golimowski, David A., 2002, The Astronomical Journal, Volume 123, Issue 4, pp. 2002–2009
  26. Stellar Spectral Classification Richard O. Gray and Christopher J. Corbally, 2009, Princeton University Press. ISBN 978-0-691-12511-4
பிழை காட்டு: <ref> tag defined in <references> has group attribute "" which does not appear in prior text.
குறிப்புகள்
  • A. Burrows; W. B. Hubbard; D. Saumon; J. I. Lunine (1993). "An expanded set of brown dwarf and very low mass star models". Astrophysical Journal 406 (1): 158–171. doi:10.1086/172427. Bibcode: 1993ApJ...406..158B. 

வெளி இணைப்புகள்[தொகு]

"https://ta.wikipedia.org/w/index.php?title=செங்குறுமீன்&oldid=2038669" இருந்து மீள்விக்கப்பட்டது