This site is not complete. The work to converting the volumes of സര്‍വ്വവിജ്ഞാനകോശം is on progress. Please bear with us
Please contact webmastersiep@yahoo.com for any queries regarding this website.
Reading Problems? see Enabling Malayalam
നക്ഷത്രങ്ങള്‍ (ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രം)
സര്‍വ്വവിജ്ഞാനകോശം സംരംഭത്തില്‍ നിന്ന്
ഉള്ളടക്കം |
നക്ഷത്രങ്ങള്‍ (ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രം)
Stars
ആകാശത്ത് തിളങ്ങിനില്ക്കുന്ന സ്വയം പ്രകാശമുള്ള വസ്തുക്കള്‍. സൂര്യന്‍ ഒരു നക്ഷത്രമാണ്. സൂര്യനെപ്പോലെ ചെറുതും വലുതുമായ കോടാനുകോടി നക്ഷത്രങ്ങള്‍ പ്രപഞ്ചത്തിലുണ്ട്. ക്ഷീരപഥം എന്ന് അറിയപ്പെടുന്ന, പതിനായിരം കോടി(1011)യിലേറെ നക്ഷത്രങ്ങളുള്ള നമ്മുടെ താരാപഥ(Galaxy)ത്തിലെ ഒരു സാധാരണ അംഗമാണ് സൂര്യന്‍. സൂര്യനെ കൂടാതെ അയ്യായിരത്തോളം നക്ഷത്രങ്ങളെ നഗ്നനേത്രങ്ങള്‍കൊണ്ട് കാണാം. വലിയ ദൂരദര്‍ശിനികളിലൂടെ അനേകകോടി നക്ഷത്രങ്ങളെ കാണാന്‍ കഴിയും. നമ്മുടെ താരാപഥം പോലെ പതിനായിരം കോടിയോളം (1011) താരാപഥങ്ങള്‍ വേറെയുമുണ്ട്. അതായത്, അറിയപ്പെട്ട പ്രപഞ്ചത്തിലാകെ ചുരുങ്ങിയത് പത്തുകോടി കോടി കോടി (1022) നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ടെന്നു സാരം. അവ താരാപഥങ്ങളായും (Galaxies) താരാപഥങ്ങളുടെ കൂട്ടങ്ങളായും (Group of Galaxies) കൂട്ടങ്ങളുടെ കൂട്ടങ്ങളായും (Clusters of Galaxies) ഉപരികൂട്ടങ്ങളായും (Super clusters) പ്രപഞ്ചത്തില്‍ വിന്യസിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു.
[[Image:|190px|left|thumb|]]
ക്ഷീരപഥത്തിന് ഒരു ലക്ഷം പ്രകാശവര്‍ഷം വ്യാസവും മധ്യഭാഗത്ത് 20,000 പ്രകാശവര്‍ഷം കനവും ആണുള്ളത്. (ഒരു പ്രകാശവര്‍ഷം = 1 സെക്കന്‍ഡില്‍ 3 ലക്ഷം കി.മീ. വേഗത്തില്‍ പ്രകാശം ഒരു വര്‍ഷംകൊണ്ട് സഞ്ചരിക്കുന്ന ദൂരം.) സൂര്യന്‍ ഇത്രത്തോളം വിപുലമായ സംവിധാനത്തില്‍ വിതറിക്കിടക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ഒന്നായതുകൊണ്ട്, അതിനടുത്തുള്ള ഭൂമിയില്‍നിന്നു നോക്കിയാല്‍ മുഴുവന്‍ നക്ഷത്രങ്ങളെയും നമുക്ക് കാണാന്‍ കഴിയുകയില്ല. അതുകൊണ്ട് നമ്മുടെ താരാപഥത്തിന്റെ രൂപം കാഴ്ചയില്‍ എങ്ങനെയിരിക്കുമെന്ന് അറിയാന്‍ മാര്‍ഗമില്ല. നക്ഷത്രദൂരങ്ങളുടെയും മറ്റു നിരീക്ഷണ ഫലങ്ങളുടെയും അടിസ്ഥാനത്തില്‍ മധ്യഭാഗം പരന്ന ഗോളാകൃതിയും ചുറ്റും പരന്ന തളികയുടെ ആകൃതിയുമുള്ള ഒരു രൂപമായിട്ടാണ് ഇതിനെ കണക്കാക്കുന്നത്-ഏകദേശം രണ്ട് ബുള്‍സ് ഐ(Bull's eye)കള്‍ ചുവടു ചേര്‍ത്ത് വച്ചാലുള്ള രൂപം പോലെയോ, കഥകളിയിലെ ശിങ്കിടിക്കാരന്റെ ഇലത്താളങ്ങള്‍ രണ്ടും ചേര്‍ത്ത് വച്ച രൂപം പോലെയോ ഉള്ള ആകൃതി. താരാപഥത്തെ അതിനുള്ളില്‍ത്തന്നെ നിന്ന് നോക്കുന്നതുകൊണ്ട് താരാപഥകേന്ദ്രത്തിനപ്പുറത്തുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ അദൃശ്യങ്ങളാകും. ഭൂരിപക്ഷം നക്ഷത്രങ്ങളും സാന്ദ്രമായ തളികയുടെ കേന്ദ്രത്തോടു ചേര്‍ന്ന ഭാഗത്തായതിനാല്‍ ദൂരാധിക്യംകൊണ്ട് അവ പ്രകാശമാനമായ ധൂളീപടലങ്ങളുടെ നേര്‍ത്ത മേഘങ്ങള്‍പോലെ കാണപ്പെടുന്നു. ജൂലായ്, ആഗസ്റ്റ്, സെപ്തംബര്‍ മാസങ്ങളില്‍ സന്ധ്യയ്ക്കു ആകാശത്തിനു കുറുകെ ക്ഷീരധാരപോലെ ഇത് കാണപ്പെടും. അതുകൊണ്ടാണ് ഇതിന് ക്ഷീരപഥം എന്ന പേരുണ്ടായത്. യഥാര്‍ഥത്തില്‍ നമ്മുടെ താരാപഥം പതിനായിരം കോടി നക്ഷത്രങ്ങളെ മുകളില്‍ വിവരിച്ച ആകൃതിയില്‍ വിന്യസിച്ചിട്ടുള്ള ഒരു സഞ്ചയമാണ്. ക്ഷീരപഥമാകട്ടെ നമ്മുടെ കാഴ്ചയില്‍ പ്പെടുന്ന അതിന്റെ ഒരു ഭാഗവും.
നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജനനം.
പൊതുവേ പറഞ്ഞാല്‍, നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് ജനനവും ജീവിതവും മരണവുമുണ്ട്. ഒരു നക്ഷത്രം ജനിക്കുന്ന പ്രക്രിയ ഇങ്ങനെ സംഗ്രഹിക്കാം: അനന്തമായ ബഹിരാകാശം പൂര്‍ണമായും ശൂന്യമല്ല. ഒരു ഘന സെ.മീ.-ല്‍ ഒരു ആറ്റം എന്ന നിരക്കില്‍ സാന്ദ്രത വളരെ കുറഞ്ഞ വാതകവും ഘനീഭവിച്ച ചെറുകണങ്ങളുംകൊണ്ടു നിറഞ്ഞതാണ് അത്. ഈ വാതകവും പൊടിപടലങ്ങളും ചേര്‍ന്ന് ബഹിരാകാശത്തിന്റെ ചില ഭാഗങ്ങളില്‍ കൂടുതല്‍ സാന്ദ്രതയുള്ള ഭീമാകാരമായ മേഘപാളികളുണ്ടാകും. നീഹാരികകള്‍ (Nebulae) എന്നാണിവ അറിയപ്പെടുന്നത്. കൂടുതലായും ഹൈഡ്രജന്‍ തന്മാത്രകളും ഹീലിയവും ധൂളീ കണികകളും ചേര്‍ന്ന ഈ മേഘപടലങ്ങളില്‍നിന്നാണ് സാധാരണയായി നക്ഷത്രം ജനിക്കുന്നത്.
മാനത്തു കാണപ്പെടുന്ന നെബുലകള്‍ സാധാരണയായി മൂന്ന് തരമാണ്: നക്ഷത്രസ്ഫോടനം(Supernova explosion)മൂലം തകര്‍ന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പുറംഅടരുകള്‍ ചിതറിത്തെറിച്ചുണ്ടാകുന്നവ; പ്രപഞ്ചാരംഭം മുതല്ക്കേയുള്ള നേര്‍ത്ത നെബുലകള്‍; താരതമ്യേന സാന്ദ്രതകൂടിയ തന്മാത്രാമേഘങ്ങള്‍ (Molecular clouds). ഇവയില്‍ തന്മാത്രാമേഘങ്ങളിലാണ് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ജനിക്കുന്നത്.
നക്ഷത്രം രൂപംകൊണ്ടുവരുമ്പോള്‍ മേഘങ്ങളുടെ സാന്ദ്രത ഘന സെ.മീ.-ന് ഏതാനും എണ്ണം എന്ന ക്രമത്തില്‍നിന്ന് 1000 കോടി കോടി കോടി (1024) എന്ന ക്രമത്തിലേക്ക് വര്‍ധിപ്പിക്കും. ഇത്തരം ഒരു വര്‍ധന അഥവാ സാന്ദ്രീകരണം നടത്തുവാന്‍ പ്രപഞ്ചത്തില്‍ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണത്തിനു മാത്രമേ കഴിയൂ. സാന്ദ്രത കുറവാണെങ്കിലും വിപുലമായ വിന്യാസം ഉള്ളതുകൊണ്ട് മേഘപടലം ഗുരുത്വാകര്‍ഷണത്താല്‍ സങ്കോചിക്കുന്നു. ഈ സങ്കോചം തന്മാത്രാമേഘത്തിന്റെ കേന്ദ്രഭാഗത്തെ താപനില വര്‍ധിപ്പിക്കുന്നു. താപനില കൂടുമ്പോള്‍ തന്മാത്രകളുടെ ചലനവേഗം കൂടുന്നു. അത് വര്‍ധിച്ച ഒരു ആന്തരിക മര്‍ദത്തിന് വഴിയൊരുക്കുന്നു. ഈ ആന്തരിക മര്‍ദം ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം സൃഷ്ടിക്കുന്ന സങ്കോചപ്രവണതയെ പ്രതിരോധിക്കുന്നു. സങ്കോചപ്രക്രിയ തുടരണമെങ്കില്‍ ആന്തരിക മര്‍ദത്തെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ മര്‍ദം അതിജീവിക്കണം. വേണ്ടിടത്തോളം ഉയര്‍ന്ന താപനില ഉണ്ടെങ്കില്‍ മാത്രമേ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം മൂലമുണ്ടാകുന്ന തകര്‍ന്നടിയലിനെ പ്രതിരോധിക്കാന്‍ കഴിയൂ. ഇതിന്റെ അര്‍ഥം സങ്കോചംവഴി വേണ്ടത്ര താപനില സൃഷ്ടിക്കുവാനും ആ താപനിലമൂലമുണ്ടാകുന്ന ആന്തരിക മര്‍ദത്തെ അതിജീവിക്കുവാനും ആവശ്യമായത്ര ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം ലഭ്യമാകണം. അതിനാകട്ടെ മേഘത്തിന് അനുയോജ്യമായ അളവില്‍ ഭാരം ഉണ്ടായിരിക്കണം. അതായത് ഒരു സന്ദിഗ്ധ ഭാരം (Critical mass) തന്മാത്രാമേഘങ്ങള്‍ക്കുണ്ടെങ്കിലേ നക്ഷത്രരൂപീകരണം നടക്കൂ. കൂടിയ താപനിലയിലുള്ള മേഘപടലങ്ങള്‍ക്ക് കൂടിയ സന്ദിഗ്ധ ഭാരം ഉണ്ടായിരിക്കണം.
ഭാരംകുറഞ്ഞ ഒന്നിലധികം മേഘപാളികള്‍ ഒന്നിച്ചുചേര്‍ന്നാല്‍ മൊത്തമായ ഭാരം കൂടും. എന്നാല്‍, താപനില അപ്രകാരം കൂടുകയില്ല. അത്തരം സാഹചര്യങ്ങളിലും സാമാന്യം വലിയ മേഘപടലത്തിന്റെ താപനില ഏതെങ്കിലും കാരണവശാല്‍ പെട്ടെന്ന് കുറയുമ്പോഴും അതു സങ്കോചിച്ച് നക്ഷത്രരൂപവത്കരണത്തിനുള്ള കളമൊരുങ്ങാറുണ്ട്. സൂര്യഭാരത്തിന്റെ ആയിരം മടങ്ങില്‍ കൂടുതല്‍ ഭാരവും ഏകതാനമായ (homogenous) സ്വഭാവവുമുള്ള മേഘങ്ങളില്‍ ഏത് സാഹചര്യത്തിലും ഗുരുത്വാകര്‍ഷണബലം ആന്തരിക മര്‍ദത്തെ അതിജീവിക്കാം. അങ്ങനെയുള്ള സന്ദര്‍ഭങ്ങളില്‍ മേഘം ഗുരുത്വാകര്‍ഷണപരമായി അസ്ഥിരമാവുകയും അതു ചുരുങ്ങി പ്രത്യേകം പ്രത്യേകം ഭാഗങ്ങളായിത്തീരുകയും ചെയ്യുന്നു.
അടുത്തകാലത്ത് (പ്രാപഞ്ചിക നിരക്കുവച്ച്) ഉണ്ടായ നക്ഷത്രങ്ങളെല്ലാം ഇപ്പോഴും നീഹാരികകളുമായി ബന്ധപ്പെട്ടു സ്ഥിതിചെയ്യുന്നതായി കാണാം. മുഖ്യമായും ഹൈഡ്രജനും കുറഞ്ഞ അളവില്‍ ഹീലിയവും അടങ്ങിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അതേ രാസഘടന തന്നെയാണ് നീഹാരികകള്‍ക്കുമുള്ളത്. ഈ വസ്തുതയാണ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഈറ്റില്ലം നീഹാരികകളാണെന്ന നിഗമനത്തിലേക്കു നയിച്ചത്. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ അവയുടെ പരിണാമത്തിന്റെ വിവിധ ഘട്ടങ്ങളില്‍ ദ്രവ്യത്തെ നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തിലേക്കു പുറന്തള്ളും. ചിലപ്പോഴൊക്കെ ഇപ്രകാരം സംഭവിക്കുന്നത് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉള്ളില്‍ നടക്കുന്ന താപആണവ (Thermonuclear) പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനങ്ങളുടെ ഫലമായിട്ടാണ്. നക്ഷത്രക്കാറ്റ്(Stellar wind)കൊണ്ടും, വിശേഷിച്ച് സൂപ്പര്‍നോവ പൊട്ടിത്തെറിയുടെ ഗുരുത്വതരംഗങ്ങള്‍കൊണ്ടും ചലനാത്മകമായ ഒരു വസ്തുവായിട്ടാണ് മാധ്യമം നിലനില്ക്കുന്നത്. മാധ്യമത്തിന്റെ രൂപവും ഘടനയും, നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജനനവും മരണവുമനുസരിച്ച് മാറിക്കൊണ്ടിരിക്കും.
നമ്മുടെ താരാപഥത്തിലെ നക്ഷത്രാന്തരമാധ്യമത്തിന്റെ വ്യാപ്തിയും ഭാരവും താരതമ്യം ചെയ്താല്‍ അതിന്റെ സാന്ദ്രത വളരെ കുറവാണെന്നു കാണാം. നാം ശ്വസിക്കുന്ന വായുവില്‍ ഒരു ഘന സെ.മീ.-ന് ഒരു ലക്ഷം കോടി കോടി (1019) കണികകളുള്ളപ്പോള്‍ നക്ഷത്രാന്തരമാധ്യമത്തില്‍ ഇത് ഘന സെ. മീ.-ന് ഒന്നോ അല്പം അധികമോ മാത്രമേയുള്ളൂ. പരീക്ഷണശാലയില്‍ കൃത്രിമമായി സൃഷ്ടിക്കുന്ന ശൂന്യതയില്‍പ്പോലും ഒരു ഘന സെ.മീ.-ല്‍ പത്ത് കണികകളെങ്കിലും കാണും.
നക്ഷത്രാന്തരമാധ്യമത്തെക്കുറിച്ചുള്ള നമ്മുടെ അറിവിനെ കൂടുതല്‍ പരിപുഷ്ടമാക്കിയത് അത് പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന സാധാരണ പ്രക്രാശം മാത്രമല്ല; എക്സ്-റേ (X-rays), അള്‍ട്രാവയലറ്റ് രശ്മികള്‍ (Ultraviolet rays), ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് രശ്മികള്‍ (Infrared rays), റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ (Radio waves)എന്നിവയ്ക്കും അതില്‍ കാര്യമായ പങ്കുണ്ട്. അവയുടെ വര്‍ണരാജികളെ(spectra)യും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അപഗ്രഥനത്തിന് ഉപയോഗിക്കുന്നു.
നക്ഷത്രം ജനിക്കുന്നത് ദ്രവ്യസാന്ദ്രത വളരെ കുറഞ്ഞതും തികച്ചും സുതാര്യവുമായ മാധ്യമത്തില്‍ നിന്നാണെങ്കിലും അതിന്റെ ജനനകാലം ഇപ്പോഴും നിഗൂഢമായ കാലഘട്ടമാണ്. ഈ ഘട്ടത്തെക്കുറിച്ച് ലഭിച്ചിട്ടുള്ള നിരീക്ഷണ വിവരങ്ങള്‍ വളരെ അവ്യക്തമാണ്. സാധാരണഗതിയില്‍ മുഖ്യശ്രേണി(Main Sequence)യിലും ശോണഭീമ (Red Giant) അവസ്ഥയിലും ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ മാത്രമേ നമുക്ക് കാണാന്‍ കഴിയൂ. താരതമ്യേന പ്രകാശം കുറഞ്ഞവയെങ്കിലും വെളുത്ത കുള്ളന്മാരെ(White Dwarf)യും ഒരുവിധം കാണാം. ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്ര(Neutron Star)ങ്ങളുടെ കാര്യത്തിലും സാമാന്യ വിശദാംശങ്ങള്‍ പഠിക്കുവാന്‍ നമുക്ക് കഴിയുന്നു. എന്നാല്‍ ജന്മമെടുത്തുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന, ആദിരൂപനക്ഷത്രങ്ങള്‍ (Proto stars) എന്നറിയപ്പെടുന്നവയെ സംബന്ധിച്ച വിവരങ്ങളറിയുവാന്‍ പ്രയാസമാണ്. അവ നക്ഷത്രാന്തര പൊടിപടലങ്ങളില്‍ മൂടിക്കിടക്കുന്നതാണ് അതിനു കാരണം. അവയില്‍നിന്ന് പ്രകാശരശ്മികള്‍ പുറപ്പെട്ടുവന്നാല്‍പ്പോലും പൊടിപടലങ്ങളാല്‍ തടയപ്പെട്ടുപോകും.
താപഗതിക (Thermodynamic) തത്ത്വങ്ങളുടെയും ചില നിരീക്ഷണങ്ങളുടെയും അടിസ്ഥാനത്തില്‍ എത്തിച്ചേരാവുന്ന നിഗമനം ഇതാണ് : ഗുരുത്വാകര്‍ഷണഫലമായി വാതകം സാന്ദ്രീകരിക്കുന്നതിലൂടെ പ്രാഗ്നക്ഷത്രങ്ങളുടെ താപനില ഉയര്‍ന്ന് ഒരുഘട്ടമെത്തുമ്പോള്‍ അത് ആദ്യം മൈക്രോവേവ് തരംഗങ്ങളെയും പിന്നീട് താപരശ്മികളെയും ഉത്സര്‍ജിക്കുന്നു. താപനില 2000-3000 K ആകുമ്പോള്‍ പ്രാഗ്നക്ഷത്രം ചുവന്ന പ്രകാശം പുറപ്പെടുവിക്കുമെങ്കിലും ചുറ്റുമുള്ള ധൂളിപടലം അതിനെ ആഗിരണം ചെയ്യുന്നതുകൊണ്ട് പ്രാഗ്നക്ഷത്രത്തെ നമുക്ക് കാണുവാന്‍ കഴിയുന്നില്ല. എന്നാല്‍ ഊര്‍ജം ആഗിരണം ചെയ്ത ധൂളിപടലം ചൂടുപിടിച്ച് താപരശ്മികളെ പുനരുത്സര്‍ജിക്കുന്നതുകൊണ്ട് പ്രാഗ്നക്ഷത്രത്തിന്റെ സാന്നിധ്യം നമുക്ക് അറിയുവാന്‍ കഴിയുന്നു.
പ്രാഗ്നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് യഥാര്‍ഥ നക്ഷത്രരൂപത്തിലെത്തുന്നതിന് വ്യാപ്തിയിലും സാന്ദ്രതയിലും വലിയ മാറ്റം വരേണ്ടതുണ്ട്. മാത്രമല്ല, അവയ്ക്കു രൂപംനല്കിയ വസ്തുക്കളുടെ സ്വഭാവമനുസരിച്ച് ഈ രൂപാന്തരണത്തില്‍ വ്യത്യാസങ്ങളും കാണും. മേഘരൂപത്തില്‍നിന്ന് ചുരുങ്ങി നക്ഷത്രമാകുന്ന പ്രക്രിയ എങ്ങനെ ആരംഭിക്കുന്നുവെന്നതിനെക്കുറിച്ചുള്ള സിദ്ധാന്തപരമായ അപഗ്രഥനത്തിന് അനേകം വൈതരണികള്‍ ഉണ്ട്. അതുകൊണ്ട് ഇക്കാര്യത്തില്‍ ഒരു ഏകദേശ ചിത്രം ലഭ്യമാക്കുവാന്‍ മാത്രമേ നമുക്ക് കഴിയൂ.
തികച്ചും ഏകതാനവും നിശ്ചിത സാന്ദ്രതയുള്ളതുമായ നക്ഷത്രാന്തരമാധ്യമം സ്വാഭാവികമായി അസ്ഥിര(unstable)മാണ്. ഒരു ചെറിയ ശല്യം (മറ്റൊരു നെബുലയുടെ വന്നുചേരല്‍, ഒരു അന്യവസ്തുവിന്റെ കടന്നുപോകല്‍ ഇങ്ങനെ ഏതെങ്കിലും) ഉണ്ടായാല്‍ അത് അസ്ഥിരമാവുകയും സ്വന്തം ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ ബലത്തിന്റെ സ്വാധീനംമൂലം താരതമ്യേന കുറഞ്ഞ സാന്ദ്രതയുള്ള മേഘപടലങ്ങളും അവയ്ക്കു നടുവിലായി കൂടിയ സാന്ദ്രതയുള്ള മേഘപടലങ്ങളുമായി വിഭജിക്കപ്പെടുകയും ചെയ്യും. ഒരു മേഘപടലം ചുരുങ്ങുമ്പോള്‍ അതിന്റെ താപനില ഉയരുകയും പുറത്തേക്കുള്ള മര്‍ദം കൂടുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ മര്‍ദം ഗുരുത്വാകര്‍ഷണബലം കൊണ്ടുണ്ടാകുന്ന അകത്തേക്കുള്ള മര്‍ദത്തെ ചെറുത്ത് മേഘപടലത്തെ സമതുലിതാവസ്ഥ(equilibrium condition)യില്‍ നിര്‍ത്തുവാന്‍ ശ്രമിക്കുന്നു. മേഘപടലം ഏറെ ഭാരിച്ചതും അതിന്റെ ആദ്യ താപനില സാമാന്യം താഴ്ന്നതുമാണെങ്കില്‍ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ ബലം ആന്തരിക മര്‍ദത്തെ അതിജീവിച്ച് മാധ്യമത്തെ ഞെരുക്കി സങ്കോചിപ്പിക്കും. (യഥാര്‍ഥ സ്ഥിതി ഇതില്‍നിന്ന് കൂടുതല്‍ സങ്കീര്‍ണമായേക്കാം.) അതായത് നക്ഷത്രരൂപവത്കരണ പ്രക്രിയയെ നിയന്ത്രിക്കുന്നത് എതിര്‍ദിശകളിലെ രണ്ട് ബലങ്ങളാണ്. ഗുരുത്വാകര്‍ഷണംമൂലം ഉള്ളിലേക്കു പ്രവര്‍ത്തിക്കുന്ന ബലവും, ആന്തരിക മര്‍ദം മൂലം സങ്കോചപ്രക്രിയയെ പ്രതിരോധിക്കുന്ന ബലവും മേഘപടലത്തെ ശീതീകരിക്കുന്നതില്‍ വാതക മാധ്യമത്തിലടങ്ങിയിട്ടുള്ള പൊടിപടലം നിര്‍ണായകമായ പങ്ക് വഹിക്കും. ഇത് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ രൂപം പ്രാപിച്ചുവരുന്ന ഭാഗത്തിനെ മറ്റു നക്ഷത്രങ്ങളില്‍നിന്നു വരുന്ന അള്‍ട്രാവയലറ്റ് രശ്മികളില്‍നിന്ന് രക്ഷിക്കുന്നു. പൊടിപടലം ഒരു രക്ഷാകവചമായി പ്രവര്‍ത്തിച്ചില്ലെങ്കില്‍ അള്‍ട്രാവയലറ്റ് രശ്മികള്‍ ഉണ്ടാക്കുന്ന താപനിലാവര്‍ധന മേഘപടലത്തിലെ മര്‍ദം വര്‍ധിപ്പിക്കുകയും ഗുരുത്വാകര്‍ഷണബലംമൂലം ഉണ്ടാകുന്ന സങ്കോചത്തെ തടസ്സപ്പെടുത്തുകയും ചെയ്യും. തന്മൂലം നക്ഷത്രരൂപവത്കരണം അസാധ്യമാകും. തന്മാത്രകള്‍ക്ക് ഘനീഭവിക്കാനുള്ള കേന്ദ്രങ്ങളായി പ്രവര്‍ത്തിക്കേണ്ടതും ഈ പൊടിപടലങ്ങളാണെന്നുള്ളത് അവയുടെ പ്രാധാന്യം വര്‍ധിപ്പിക്കുന്നു.
രണ്ട് തന്മാത്രകളോ ആറ്റങ്ങളോ കൂട്ടിമുട്ടുമ്പോള്‍ അവയുടെ ഗതികോര്‍ജം (kinetic energy) താത്കാലികമായി മാധ്യമത്തിലെ ഉത്തേജനോര്‍ജമായി (excitation energy) മാറുന്നു. ഈ ഉത്തേജനോര്‍ജം ആറ്റങ്ങളെയും തന്മാത്രകളെയും ഉത്തേജിപ്പിക്കുന്നു. അവ തിരിച്ച് പഴയ അവസ്ഥയിലേക്കു വരുമ്പോള്‍ ഊര്‍ജമിച്ചം ഫോട്ടോണു(photon)കളായി വികിരണോര്‍ജരൂപത്തില്‍ പുറത്തുപോകുന്നു. ഈ ഊര്‍ജ നഷ്ടം മാധ്യമത്തെ തണുപ്പിക്കുന്നു. അതുമൂലം ആന്തരിക മര്‍ദം കുറയുന്നു. അതോടെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണബലമുണ്ടാക്കുന്ന സങ്കോചത്തെ ചെറുത്തുനിര്‍ത്തുവാന്‍ ആന്തരിക മര്‍ദത്തിനു കഴിയാതെ വരുന്നു. ഇതിന്റെ ഫലമായി മാധ്യമം ചുരുങ്ങുന്നു.
മാധ്യമത്തിന്റെ സങ്കോചത്തിനു തുടക്കം കുറിക്കുന്ന ബാഹ്യപ്രവര്‍ത്തനങ്ങള്‍ വേറെയുമുണ്ട്. സമീപത്തുണ്ടായ ഒരു നക്ഷത്രസ്ഫോടനത്തിന്റെ ഷോക്ക് തരംഗങ്ങളോ (shock waves) ഒരു താരാപഥത്തിന്റെ സര്‍പ്പിള ഹസ്ത(spiral arm)മുണ്ടാക്കുന്ന സാന്ദ്രതാ തരംഗമോ (density wave), ബെര്‍ണാര്‍ഡ് വസ്തുക്കള്‍ (Bernard Objects) എന്നും ബോക്ക് ഗ്ലോബ്യൂള്‍സ് (Bok Globules) എന്നും അറിയപ്പെടുന്ന മേഘപടലങ്ങളില്‍ സങ്കോചമുണ്ടാക്കാറുണ്ട്. ഉയര്‍ന്ന സാന്ദ്രതയും താപനിലയും ഉള്ള ഇത്തരം ഭാഗങ്ങള്‍ പ്രാഗ്നക്ഷത്രങ്ങളാണ്. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ കൂട്ടങ്ങളായിട്ടാവാം രൂപപ്പെടുന്നത്. കാരണം ഒരു മേഘപടലത്തില്‍ത്തന്നെ അനേകം നക്ഷത്രങ്ങളെ രൂപവത്കരിക്കാനുള്ള ദ്രവ്യം കാണും. കുറഞ്ഞൊരു കാലംകൊണ്ട് ഈ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഒന്നൊന്നായി പരിണാമം പ്രാപിക്കുന്നു. പുതുതായി ഉണ്ടായ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കുതന്നെ മറ്റു നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രൂപവത്കരണത്തെ ത്വരിതപ്പെടുത്തുവാന്‍ കഴിയും. ഉദാഹരണത്തിന് അതിഭീമ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന വികിരണോര്‍ജ(radiative energy)ത്തിന്റെ സമ്മര്‍ദം നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമം സങ്കോചിക്കുന്നതിന്റെ ആക്കം കൂട്ടും. മാധ്യമത്തിന്റെ പിണ്ഡം ഒരു നിര്‍ണായക അളവില്‍ കൂടുതലായാല്‍ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണംകൊണ്ട് കൂടുതല്‍ സാന്ദ്രതയുള്ള കഷണങ്ങളാവുകയും ഒടുവില്‍ പ്രാഗ്രൂപ നക്ഷത്രങ്ങളായി പരിണമിക്കുകയും ചെയ്യും. പിന്നീട് ഇവ മുഖ്യശ്രേണിയിലേക്കു കടക്കുകയും അവയില്‍ നിന്നുണ്ടാകുന്ന വികിരണോര്‍ജം ചുറ്റുമുള്ള മേഘപടലങ്ങളെ സങ്കോചിപ്പിച്ച് വീണ്ടും പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ രൂപവത്കൃതമാകുന്നതിന് സഹായിക്കുകയും ചെയ്യും.
ഒരു നക്ഷത്രത്തില്‍നിന്ന് സെക്കന്‍ഡില്‍ ഏതാനും കി.മീ. വേഗത്തില്‍ സഞ്ചരിച്ചു വരുന്ന നക്ഷത്രവാതത്തിലെ ദ്രവ്യം (മുഖ്യമായും പ്രോട്ടോണുകളും ആല്‍ഫാകണങ്ങളും അടങ്ങിയ ഒരു പ്രവാഹമാണ് നക്ഷത്രവാതം. ഉദാ. സൗരവാതം) അടുത്തുള്ള നക്ഷത്രാന്തരമാധ്യമത്തില്‍ തട്ടി അതിനെ സങ്കോചിപ്പിച്ച് നക്ഷത്ര രൂപവത്കരണത്തിനുള്ള സാധ്യത വര്‍ധിപ്പിക്കാറുണ്ട്. ഭാരിച്ച നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രൂപവത്കരണം മുകളില്‍ വിവരിച്ചതില്‍നിന്നു വ്യത്യസ്തമാണ്. അത് ഒരുതരം ശൃംഖലാ പ്രവര്‍ത്തനമാണ്. തന്മാത്രാ സഞ്ചയങ്ങളുടെ പരിധികളിലുണ്ടാകുന്ന ഭീമന്മാരായ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉദ്ദേശം ഒരു ദശലക്ഷം വര്‍ഷങ്ങള്‍ക്കുശേഷം ശക്തമായ അള്‍ട്രാവയലറ്റ് രശ്മിപ്രവാഹമുണ്ടാക്കുന്നു. ഈ പ്രവാഹം ചുറ്റുമുള്ള മാധ്യമത്തെ അയോണീകരിക്കുകയും (ionize) താപനില ഉയര്‍ത്തുകയും അതുവഴി ഹൈഡ്രജന്‍ II മേഖലകളുണ്ടാവുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ H-II മേഖലകള്‍ അള്‍ട്രാവയലറ്റ് (UV) രശ്മിപ്രവാഹം ഉണ്ടാക്കുന്ന വികിരണ മര്‍ദത്തിന്റെ സഹായത്താല്‍ തന്മാത്രാമേഘപാളികളില്‍ കടന്ന് അവയെ കമ്പന തരംഗങ്ങള്‍കൊണ്ട് സങ്കോചിപ്പിക്കുന്നു. ഈ പ്രകമ്പിത മേഖലയ്ക്കും വികസിക്കുന്ന H-II മേഖലയ്ക്കുമിടയിലുള്ള നേരിയ പാളിയില്‍ അനേകം പുതിയ ഭാരിച്ച നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഇതോടെ രൂപംകൊള്ളുന്നു. ഈ പ്രവര്‍ത്തനം ദ്രവ്യം അടിഞ്ഞുകൂടുന്നതിനെ ത്വരിതപ്പെടുത്തുകയും വീണ്ടും പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ രൂപവത്കരിക്കുന്നതിന് വഴിയൊരുക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. നക്ഷത്രാന്തര മേഘപടലങ്ങളുടെ നേരിയ ഒരു ശതമാനം മാത്രമേ ഈ വിധത്തില്‍ നക്ഷത്രങ്ങളായി രൂപാന്തരപ്പെടുന്നുള്ളൂ. ഓറിയോണ്‍ നീഹാരിക (Orion Nebula) ഇത്തരം രൂപവത്കരണ പ്രക്രിയയ്ക്ക് ഉദാഹരണമാണ്.
പ്രാഗ്രൂപ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ രൂപംപ്രാപിക്കുന്ന പ്രക്രിയയുടെ ഘട്ടങ്ങളെ ഇങ്ങനെ വിശദമാക്കാം. മേഘപാളികളായി വേര്‍പെട്ട, വളരെ സാവകാശം കറങ്ങുന്ന, നക്ഷത്രാന്തര വാതകം ക്രമേണ ചുരുങ്ങുവാന്‍ ആരംഭിക്കുന്നു. ചുരുങ്ങുമ്പോള്‍ തന്മാത്രാമേഘത്തിന്റെ കറക്കത്തിന്റെ വേഗം കൂടുന്നു. ഇപ്പോള്‍ മൂന്ന് ബലങ്ങള്‍ അതില്‍ പ്രവര്‍ത്തിക്കുന്നു. ഒന്ന്, ഗുരുത്വബലം ഉള്ളിലേക്ക്; രണ്ട്, കാമ്പില്‍ താപം വര്‍ധിക്കുന്നതുമൂലമുള്ള മര്‍ദം പുറത്തേക്ക്; മൂന്ന്, കറക്കംമൂലമുള്ള അപകേന്ദ്രബലം (Centrifugal force) അക്ഷത്തിനു ലംബദിശയില്‍ പുറത്തേക്ക്. ഈ മൂന്നാമത്തെ ബലം ഭ്രമണാക്ഷത്തിനു സമാന്തരദിശയില്‍ അനുഭവപ്പെടാത്തതുമൂലം ആ ദിശയില്‍ മേഘപാളികള്‍ക്ക് എളുപ്പം സങ്കോചിക്കാന്‍ കഴിയുന്നു. തന്മൂലം, ക്രമേണ അത് ഒരു ഡിസ്ക്കിന്റെ രൂപം കൈക്കൊള്ളുന്നു. ഡിസ്ക്കിന്റെ കാമ്പില്‍ സാന്ദ്രതയും താപനിലയും കൂടിയ പ്രാഗ്നക്ഷത്രം ജനിക്കുന്നു. ഈ സ്ഥിതിയില്‍ പ്രാഗ്നക്ഷത്രങ്ങള്‍ താപ രശ്മികളെ ബഹിര്‍ഗമിപ്പിക്കുകയും ഡ്യൂട്ടീരിയത്തെ ജ്വലിപ്പിക്കുവാന്‍ വേണ്ടത്ര ചൂടുള്ളതായിത്തീരുകയും പുറത്തേക്കു വീശുന്ന തീവ്രമായ പ്രവാഹത്തിന് രൂപംകൊടുക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ശക്തമായ ഈ പ്രവാഹം പ്രാഗ്നക്ഷത്രത്തിനു ചുറ്റുമുള്ള മേഘപാളികളുടെ ഏറിയപങ്കിനെയും നിര്‍ഗമിപ്പിക്കുന്നു. ഈ നിര്‍ഗമനം പ്രധാനമായും പ്രാഗ്നക്ഷത്രത്തിന്റെ ചുറ്റുമുള്ള ദ്രവ്യ തളികയ്ക്ക് ലംബമായിട്ടാണ് കാണപ്പെടുന്നത്. ആധുനിക സിദ്ധാന്തമനുസരിച്ച് ഈ പ്രവാഹമുണ്ടാകുന്നത് ഭാഗികമായി പ്രാഗ്നക്ഷത്രം രൂപംകൊണ്ടുതുടങ്ങുമ്പോള്‍ വാതകപൊടിപടലത്തിലെ കാന്തികമണ്ഡലത്തിലുണ്ടാകുന്ന വക്രീകരണം കൊണ്ടാണ്. പ്രാഗ്നക്ഷത്രത്തില്‍നിന്ന് ചിലപ്പോഴൊക്കെ ജെറ്റുപോലെ കാണപ്പെടുന്ന ഈ പ്രവാഹം നക്ഷത്രരൂപവത്കരണത്തിന് അനിവാര്യമാണ്. ഇത് അധികമുള്ള കോണീയസംവേഗത്തെ (angular momentum) കുറച്ച് അതുവഴി ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം മൂലമുണ്ടാകുന്ന സങ്കോചപ്രക്രിയയെ പ്രതിരോധിക്കുന്ന അപകേന്ദ്രബലത്തെ കുറയ്ക്കുന്നു. ഏതാനും ദശലക്ഷം വര്‍ഷംകൊണ്ട് ചുറ്റുമുള്ള ദ്രവ്യമാകെ ഉപയോഗിക്കപ്പെട്ടുകഴിയുമ്പോള്‍ പ്രവാഹം നിലയ്ക്കുന്നു. അതോടെ പ്രാഗ്നക്ഷത്രങ്ങളില്‍നിന്ന് പ്രകാശ രശ്മികള്‍ക്ക് പുറത്തുകടക്കാന്‍ കഴിയും. തന്മൂലം നമുക്ക് അവയെ കാണാന്‍ കഴിയുന്നു.
മുകളില്‍പ്പറഞ്ഞ അവസ്ഥയിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ ടി-ടൌറി (T-Tauri) നക്ഷത്രങ്ങളെന്നാണ് വിളിക്കുന്നത്. ഇടവം രാശിയിലെ (Constellation Taurus) ഇത്തരത്തില്‍പ്പെട്ട ഒരു നക്ഷത്രത്തെ മാതൃകയാക്കിയാണ് ഈ പേരുണ്ടായത്. ഇവയെ യുവതാരാകൃതി വസ്തുക്കള്‍ (Young Stellar Objects-Y.S.O.) ആയിട്ടാണ് കണക്കാക്കുന്നത്. ദൃശ്യ, താപ രശ്മികളെ ബഹിര്‍ഗമിപ്പിക്കുന്നവയും മുഖ്യശ്രേണിയില്‍ എത്തുന്നതിനു മുമ്പുള്ള പരിണാമാവസ്ഥയില്‍ എത്തിനില്ക്കുന്നവയുമാണ് യുവതാരാകൃതി വസ്തുക്കള്‍. ഇവയ്ക്ക് സൂര്യന്റെ അഞ്ചിലൊന്നു മുതല്‍ മൂന്നിരട്ടി വരെ പിണ്ഡമുണ്ടാകും. ടി-ടൗറി നക്ഷത്രങ്ങളില്‍നിന്ന് അതിവേഗം പ്രവഹിക്കുന്ന ദ്രവ്യകണങ്ങളാണ് ഹെര്‍ബിഗ്-ഹാരോ വസ്തുക്കള്‍ (Herbig-Haro-Objects). പ്രാഗ്നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ദൃശ്യമാകുന്ന മുറയ്ക്ക് അവയെ H-R രേഖാചിത്രത്തിന്റെ താഴറ്റത്തിനു മുകളിലായി ക്രമപ്പെടുത്തും.
ഇതിനെത്തുടര്‍ന്ന് പരിണാമത്തിന്റെ അടുത്ത ഘട്ടമായ ഹയാഷി (Hayashi) ശാഖയിലേക്ക് അവ പോകുന്നു. സൂര്യന്റെ പകുതിയില്‍ കുറഞ്ഞ ഭാരമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ 3500 K ചൂടിലുള്ള ലംബമായ പാതയിലൂടെ മുഖ്യശ്രേണിയിലെത്തുന്നു. അതില്‍ കൂടുതല്‍ ഭാരമുള്ളവ ഇടത്തോട്ട് ചരിഞ്ഞാണ് മുഖ്യശ്രേണിയിലെത്തുന്നത്. രേഖാചിത്രത്തില്‍ തിരശ്ചീനമായി ഇടത്തോട്ടുള്ള നീക്കം സങ്കോചത്തെ സൂചിപ്പിക്കുന്നതുകൊണ്ട് നക്ഷത്രത്തിന്റെ താപനില ഉയരുന്നതായി മനസ്സിലാക്കാം.
പ്രാഗ്നക്ഷത്രത്തിന്റെ സങ്കോച പ്രക്രിയ അതിന്റെ താപനിലയും സാന്ദ്രതയും ഉയര്‍ന്ന് ഹൈഡ്രജനെ ഹീലിയമാക്കി മാറ്റാന്‍ കഴിയുന്ന അവസ്ഥയിലെത്തുമ്പോള്‍ അവസാനിക്കുന്നു. ഹൈഡ്രജന്‍ ഹീലിയമായി മാറുന്ന ആണവസംശ്ലേഷണ പ്രക്രിയ(Thermonuclear fusion reaction)യിലൂടെ ലഭ്യമാകുന്ന ഊര്‍ജം നക്ഷത്രത്തില്‍ ശക്തമായ ആന്തരിക മര്‍ദം സൃഷ്ടിച്ച് ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ മര്‍ദത്തെ പ്രതിരോധിക്കുകയും നക്ഷത്രത്തെ സമതുലിതാവസ്ഥയില്‍ എത്തിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇതാണ് ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ പിറവിയും മുഖ്യശ്രേണിയിലേക്കുള്ള പ്രവേശനാവസ്ഥയും. ഇതിനെ സാംസ് (ZAMS-Zero Age Main Sequence) എന്നു വിളിക്കുന്നു. സൂര്യനോളം വലുപ്പമുള്ള ഒരു സാധാരണ നക്ഷത്രം രൂപവത്കൃതമാകാന്‍ പത്തുകോടി വര്‍ഷമെടുക്കുമെങ്കില്‍ ഭാരിച്ച ഒരു നക്ഷത്രം രൂപംകൊള്ളുന്നതിന് കേവലം ഒരു ലക്ഷം വര്‍ഷം മതിയാകും.
നക്ഷത്രക്കാമ്പിന്റെ താപനില ഉയര്‍ന്ന് 1.5-2 കോടി ഡിഗ്രി ആകുമ്പോള്‍ ആണവസംശ്ലേഷണ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനം ആരംഭിക്കുന്നു. അങ്ങനെയാണ് പ്രാഗ്നക്ഷത്രം മുഖ്യശ്രേണിയിലെ നക്ഷത്രമായിത്തീരുന്നത്.
നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വര്‍ഗീകരണം (Classification of stars)
നക്ഷത്രങ്ങളെ അവയുടെ ദൃശ്യശോഭയുടെയും (apparent brightness) കേവലശോഭയുടെയും അടിസ്ഥാനത്തില്‍ വര്‍ഗീകരിക്കാറുണ്ട്. ഗ്രീക്ക് ശാസ്ത്രജ്ഞനായ ഹിപ്പാര്‍ക്കസ്സ് ആറ് ദൃശ്യ കാന്തിമാന (Visual magnitude) വിഭാഗങ്ങളായി അന്ന് അറിയപ്പെട്ട നക്ഷത്രങ്ങളെ എല്ലാം വിഭജിച്ചതു മുതല്ക്കാണിതിന്റെ തുടക്കം. ഏറ്റവും ശോഭകൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങളെ ഒന്നാം കാന്തിമാനതാരങ്ങളെന്നും കഷ്ടിച്ചുകാണാന്‍ പറ്റിയ മങ്ങിയ നക്ഷത്രങ്ങളെ ആറാം കാന്തിമാന താരങ്ങളെന്നും കണക്കാക്കി. മറ്റുള്ളവയെ, ശോഭയുടെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍, 2 മുതല്‍ 5 വരെയുള്ള കാന്തിമാനങ്ങളില്‍ ഉള്‍ പ്പെടുത്തി. ശോഭ കുറയുന്നതിനനുസരിച്ച് കാന്തിമാനം കൂടുന്നു. മനുഷ്യദൃഷ്ടി വസ്തുക്കളുടെ ശോഭ കണക്കാക്കുന്നത് ലോഗരിതമിക് ക്രമത്തിലാണെന്നും രണ്ടു നക്ഷത്രങ്ങള്‍ തമ്മിലുള്ള കാന്തിമാന വ്യത്യാസം ഒന്നാണെങ്കില്‍ കാന്തിമാനം കുറഞ്ഞതിന് കാന്തിമാനം കൂടിയ നക്ഷത്രത്തെ അപേക്ഷിച്ച് 2.512 ഇരട്ടി ശോഭ ഉണ്ടായിരിക്കുമെന്നും 18-ാം ശ.-ത്തില്‍ വില്യം ഹെര്‍ഷല്‍ കണ്ടെത്തി. അതനുസരിച്ച് ആറാം കാന്തിമാനതാരത്തിന്റെ (2.512)5 = 100 ഇരട്ടി ശോഭ ഒന്നാം കാന്തിമാനതാരത്തിനുണ്ടായിരിക്കും. കാന്തിമാനത്തിന് 'm'എന്ന സൂചകം ഉപയോഗിക്കുന്നു.
നക്ഷത്രജ്യോതി (Luminosity of stars) കൃത്യമായി അളക്കാനുള്ള മാര്‍ഗം വികസിച്ചുവന്നപ്പോള്‍ ഒന്നാം കാന്തിമാനഗണത്തില്‍പ്പെട്ട നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ പലതിനും യഥാര്‍ഥത്തില്‍ വളരെ കൂടുതല്‍ ജ്യോതിയുണ്ടെന്നു ബോധ്യമായി. അപ്പോള്‍ കാന്തിമാനത്തിന് നെഗറ്റീവ് സംഖ്യ നല്കേണ്ടിവന്നു. ഉദാഹരണത്തിന് സിറിയസ് നക്ഷത്രത്തിന് m=-1.4 -ഉം, ശുക്രന് (ഏറ്റവും ശോഭയുള്ളപ്പോള്‍)m=-4ഉം ധ്രുവനക്ഷത്രത്തിന് m= +2 -ഉം യുറാനസ്സിന് m= 5.5 -ഉം ആണ് എന്നു കണക്കാക്കിയിരിക്കുന്നു.
ദൃശ്യകാന്തിമാനവും ദൃശ്യശോഭയും ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ യഥാര്‍ഥശോഭയുടെ അളവല്ല, കാരണം അത് നക്ഷത്രദൂരം പരിഗണിക്കുന്നില്ല. ഉദാ. വളരെ ശോഭയോടെ കാണപ്പെടുന്ന സിറിയസ്സ് നക്ഷത്രത്തെക്കാള്‍ അനേകായിരം ഇരട്ടി ജ്യോതിയുള്ള റീഗല്‍ നക്ഷത്രം ദൃശ്യശോഭയില്‍ സിറിയസ്സിനു താഴെയാണ്, കാരണം അത് സിറിയസ്സിനെക്കാള്‍ 60 ഇരട്ടിയോളം അകലെയാണ്. എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളെയും ഒരേ അകലത്തില്‍, സൗകര്യത്തിനുവേണ്ടി 10 പാര്‍സെക് അഥവാ 32.6 പ്രകാശവര്‍ഷം അകലത്തില്‍, സങ്കല്പിച്ചാല്‍ അവയുടെ ദൃശ്യശോഭ എന്താകുമായിരുന്നു എന്നു കണക്കാക്കുന്നതിനെയാണ് കേവലകാന്തികമാനം (absolute magnitude) എന്നു പറയുന്നത്. M എന്ന സൂചകം കൊണ്ടാണ് അതിനെ കുറിക്കുന്നത്. M=m-5log(d/10) എന്ന് എഴുതാം. d= നക്ഷത്രദൂരം പാര്‍സെക്കില്‍.
നക്ഷത്രങ്ങളെ വര്‍ഗീകരിക്കാനുപയോഗിക്കുന്ന കൂടുതല്‍ ശാസ്ത്രീയമായ രീതിയാണ് സ്പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗീകരണം (spectral classification). നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉത്സര്‍ജിക്കുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ സ്പെക്ട്രം ആണ് ഇതിനടിസ്ഥാനം. സ്പെക്ട്രം ആകട്ടെ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതല താപനിലയെ ആശ്രയിച്ചുമിരിക്കും. ചുരുക്കത്തില്‍ നക്ഷത്ര താപനിലയെ ആസ്പദമാക്കിയുള്ള വര്‍ഗീകരണമാണിത്. ഹാര്‍വാഡ് സര്‍വകലാശാലയിലെ ഇ.സി.പിക്കറിങ്, എ.ജെ. കാനണ്‍ തുടങ്ങിയവര്‍ ആണ് ഇതിന് മുന്‍കൈയെടുത്തത് എന്നതിനാല്‍ ഹാര്‍വാഡ് ക്ലാസ്സിഫിക്കേഷന്‍ എന്നും ഇത് അറിയപ്പെടുന്നു. ഇതില്‍ ഓരോ വര്‍ഗത്തെയും ഒരു പ്രത്യേക അക്ഷരംകൊണ്ടാണ് നാമകരണം ചെയ്തിരിക്കുന്നത്. O എന്നു തുടങ്ങി B,A,F,G,K,M,R,N,S എന്ന ക്രമത്തില്‍ (താപനില കൂടിയതില്‍നിന്ന് കുറഞ്ഞതിലേക്ക്) ഇവയെ വര്‍ഗീകരിച്ചിട്ടുണ്ട്. O,R,N,S വിഭാഗങ്ങളില്‍ പ്പെട്ടവ വളരെ വിരളമാണ്. ഒരേ വര്‍ഗത്തില്‍ പ്പെട്ടവയുടെ വര്‍ണരാജികളിലെ വ്യത്യാസം അറിയാന്‍ മുകളില്‍ പറഞ്ഞ ഓരോ വര്‍ഗത്തെയും വീണ്ടും ഉപവര്‍ഗങ്ങളായി തിരിച്ചിട്ടുണ്ട്. O1,O1,O2.....O9 ; B0,B1,B2....B9 ; A0,A1,A2.......A9 എന്നിങ്ങനെ. ഉദാ. G വിഭാഗത്തിലെ ഏറ്റവും ചൂടുള്ള നക്ഷത്രത്തെ G0 ആയും ചൂടു കുറഞ്ഞതിനെ G9 ആയും തിരിച്ചിരിക്കുന്നു. സൂര്യന്‍ ഒരു G2 നക്ഷത്രമാണ്. O5-ല്‍ കൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങളെ (O0-O4) ഇതുവരെ കണ്ടെത്തിയിട്ടില്ല.
ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജ്യോതി (luminosity) അതിന്റെ ഉപരിതല വിസ്തീര്‍ണ(4πr2)ത്തിനും താപനിലയുടെ നാലാം വര്‍ഗത്തിനും (T4) ആനുപാതികമായിരിക്കും. വര്‍ണരാജിവര്‍ഗീകരണംപോലെ ജ്യോതിയുടെ അടിസ്ഥാനത്തിലും നക്ഷത്രങ്ങളെ ക്രമീകരിക്കാറുണ്ട്. ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ ജ്യോതിയുള്ള അതിഭീമന്മാര്‍ (Super giants) വര്‍ഗം I-ല്‍ പ്പെടും. ഇവയെക്കാള്‍ ജ്യോതി കുറഞ്ഞ ഭീമനക്ഷത്ര(Giants)ങ്ങള്‍ വര്‍ഗം II-ലും അതിലും കുറഞ്ഞവ III-ലും പെടും. ഉപഭീമന്മാര്‍ (Sub giants) വര്‍ഗം IV-ല്‍ പെടുമ്പോള്‍ കുള്ളന്മാരുടെ സ്ഥാനം വര്‍ഗം V-ലാണ്. H-R രേഖാചിത്രത്തില്‍ മുഖ്യധാരയ്ക്ക് നേരെ താഴെയുള്ളതാണ് വര്‍ഗം VI. അതിലും താഴെയുള്ള വെളുത്ത കുള്ളന്മാരെ അവയുടെ ചില സ്വഭാവവിശേഷങ്ങള്‍ കാരണം സാധാരണയായി വര്‍ഗം VII ആയി പരിഗണിക്കാറുണ്ട്.
ഹെര്‍ട്സ്പ്രങ്-റസ്സല്‍ രേഖാചിത്രം (H-R diagram)
20-ാം ശ.-ത്തിന്റെ തുടക്കത്തില്‍ ഡാനിഷ് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനായ എയ്നാര്‍ ഹെര്‍ട്സ്പ്രങ്ങും അമേരിക്കന്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനായ ഹെന്റി നോറിസ് റസ്സലും, അന്യോന്യം അറിയാതെ, ഒരു പ്രത്യേക രീതിയില്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്ര വിഭാഗങ്ങളെയും അവയുടെ കേവലകാന്തിമാനങ്ങളെയും ഒരു ഗ്രാഫില്‍ അടയാളപ്പെടുത്തി. ഈ അടയാളങ്ങളുടെ വിതരണം ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാരില്‍ വലിയ താത്പര്യം ഉളവാക്കി. ബഹുഭൂരിഭാഗം നക്ഷത്രങ്ങളും മുകളില്‍ ഇടത്തുനിന്ന് തുടങ്ങി താഴെ വലത്തെ അറ്റംവരെ ഒരു വളഞ്ഞ നാടപോലെ കിടന്നു. സ്പെക്ട്ര വിഭാഗം നക്ഷത്ര താപനിലയും കേവലകാന്തിമാനം നക്ഷത്രജ്യോതിയും (ഉത്സര്‍ജിക്കുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ അളവ്) സൂചിപ്പിക്കുന്നതുകൊണ്ട് ഇതു കാണിക്കുന്നത് ഏറ്റവുമധികം ചൂടും ജ്യോതിയുമുള്ള O വിഭാഗം നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ തുടങ്ങി കുറഞ്ഞ ചൂടും ജ്യോതിയുമുള്ള M വിഭാഗം നക്ഷത്രങ്ങള്‍വരെ തുടര്‍ച്ചയായി അവ വിതരണം ചെയ്യപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു എന്നാണ്. ഈ നക്ഷത്രങ്ങളെ മുഖ്യശ്രേണീ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ (Main Sequence stars) എന്നു വിളിക്കുന്നു. മകം, വേഗ, സിറിയസ് മുതലായ ചൂടേറിയ നീല നക്ഷത്രങ്ങള്‍ മധ്യഭാഗത്തിനുമുകളിലും സൂര്യന്‍ (G2 വിഭാഗം) ഏതാണ്ട് മധ്യത്തിലും പ്രോക്സിമാ സെന്റോറി മുതലായവ അതിനു താഴെയും അടയാളപ്പെടുത്തുന്നു. മുഖ്യശ്രേണിക്കുമീതെ, ഏതാണ്ട് മധ്യത്തില്‍ നിന്ന് മുകളിലേക്ക് (G,K,M വിഭാഗങ്ങളില്‍ പ്പെട്ട) ഭീമന്മാരുടെ സ്ഥാനമാണ്. നക്ഷത്രത്തിന്റെ വലുപ്പം കൂടുന്നതുകൊണ്ടാണ് ഇവയ്ക്ക് ജ്യോതി കൂടുന്നത്. ആള്‍ഡിബരണ്‍, ചോതി, മിറാ മുതലായ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഈ വിഭാഗത്തില്‍ വരുന്നു. ഏറ്റവും മുകളില്‍ (ചിത്രത്തില്‍ കാണിച്ചിട്ടില്ല) അതി ഭീമന്മാരുടെ മേഖലയാണ്. തിരുവാതിര, തൃക്കേട്ട മുതലായവയുടെ സ്ഥാനം ഇവിടെയാണ്. ഏറ്റവും ചുവട്ടില്‍ വെള്ളക്കുള്ളന്മാര്‍ (White dwarfs) കിടക്കുന്നു; തീര്‍ത്തും ശോഭ കുറഞ്ഞ, ചൂടേറിയ മൃതനക്ഷത്രങ്ങള്‍.
H-R ചിത്രത്തിന്റെ പ്രാധാന്യം, അവ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജനനത്തെയും പരിണാമഘട്ടങ്ങളെയും സംബന്ധിച്ച് വിലയേറിയ വിവരങ്ങള്‍ തരുന്നു എന്നതാണ്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിതത്തില്‍ ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ കാലം അവ ചെലവഴിക്കുന്നത് മുഖ്യശ്രേണിയില്‍ ആയതുകൊണ്ടാണ് നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ഭൂരിഭാഗവും ആ വിഭാഗത്തില്‍ കാണപ്പെടുന്നത് എന്നു വ്യക്തം.
ചിത്രത്തില്‍ കാണിച്ചിരിക്കുന്നത് ഹിപ്പാര്‍കോസ് (Hipparcos) ഉപഗ്രഹം അളന്നു തിട്ടപ്പെടുത്തിയ 100 പാര്‍സെക് ദൂരം വരെയുള്ള 15,000-ഓളം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ H-R ചിത്രമാണ്.
നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിതം
നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവകാല പഠനത്തില്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രത്തിന് ഒട്ടേറെ പരിമിതികളുണ്ട്. അയ്യായിരം വര്‍ഷത്തെ പഴക്കം ഈ ശാസ്ത്രശാഖയ്ക്കുണ്ടെങ്കിലും പ്രപഞ്ചത്തിന്റെയും നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും പ്രായംവച്ച് നോക്കുമ്പോള്‍ ഇത് വളരെ ചെറിയ ഒരു കാലയളവാണ്. അയ്യായിരം വര്‍ഷങ്ങള്‍ക്കു മുമ്പ് നമ്മുടെ പൂര്‍വികര്‍ ആകാശത്ത് നക്ഷത്രങ്ങളെ എവിടെ, എങ്ങനെ കണ്ടിരുന്നുവോ ഏതാണ്ട് അതേ സ്ഥലത്തും രീതിയിലും തന്നെയാണ് നമ്മളും അവയെ കാണുന്നത്. പ്രാപഞ്ചിക അടിസ്ഥാനത്തിലെ വളരെ ചെറിയ ഈ കാലയളവിനുള്ളില്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്ഥാനങ്ങളിലോ രാസഭൗതിക ഗുണങ്ങളിലോ കാര്യമായ മാറ്റമൊന്നുമുണ്ടാകുന്നില്ല. ഒരു സസ്യശാസ്ത്രജ്ഞന്‍ ഒരു മണിക്കൂര്‍ നേരം വനത്തിലൂടെ നടന്ന് അതിനുള്ളിലെ വൃക്ഷങ്ങളുടെ വളര്‍ച്ചയും നാശവും പഠിക്കുവാന്‍ ശ്രമിക്കുന്നപോലെയാണ് കഴിഞ്ഞ 5000 വര്‍ഷങ്ങളായി നമ്മള്‍ നടത്തിയ ശ്രമവും. ഒരു മണിക്കൂറിനുള്ളില്‍ ഒരു വൃക്ഷത്തിനുണ്ടാകുന്ന വളര്‍ച്ച കണ്ടറിയുവാന്‍ സാധ്യമല്ല. എന്നാല്‍ വളര്‍ച്ചയുടെയും നാശത്തിന്റെയും പല ഘട്ടങ്ങളില്‍ നില്ക്കുന്ന അനവധി വൃക്ഷങ്ങളില്‍നിന്ന് ലഭ്യമാകുന്ന വിവരങ്ങളുടെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ അവയുടെ മുഴുവന്‍ ജീവിതചക്രവും മനസ്സിലാക്കാന്‍ നമുക്ക് കഴിയുന്നു. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെയും നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും കാര്യത്തില്‍ ഈ സമീപനം തന്നെയാണ് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രം സ്വീകരിച്ചിട്ടുള്ളത്. എല്ലാ പ്രായത്തിലും അവസ്ഥയിലുമുള്ള അനവധി നക്ഷത്രങ്ങളെ അപഗ്രഥിച്ച് പരിണാമഗതിയുടെ ആകെ രൂപം സംബന്ധിച്ച നിഗമനങ്ങളിലെത്തുന്നു. ഭൂമിയുടെ ജീവതന്ത്രപരവും ഭൂഗര്‍ഭശാസ്ത്രപരവുമായ പരിണാമങ്ങളുടെ വിവരങ്ങള്‍ ഇക്കാര്യത്തില്‍ നമ്മെ വളരെ സഹായിച്ചിട്ടുണ്ട്. ഭൂമിയിലെ ജീവാശ്മക(fossils)ങ്ങളുടെ അപഗ്രഥനത്തില്‍നിന്ന് ഭൂമിക്ക് കഴിഞ്ഞ 30 കോടി വര്‍ഷങ്ങളായി താപനിലയില്‍ കാര്യമായ വ്യത്യാസമൊന്നുമുണ്ടായിട്ടില്ലെന്ന് മനസ്സിലാക്കുവാന്‍ കഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്.
സൂര്യന്‍-ഒരു മാതൃകാ നക്ഷത്രം
ഭൂമിക്ക് സൂര്യനോടുള്ള സാമീപ്യം ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രപഠനത്തെ കാര്യമായി സഹായിച്ചിട്ടുണ്ട്. ഭൂമിയില്‍ ജീവനുണ്ടാകുവാനും നിലനില്ക്കുവാനും സഹായിക്കുന്ന സൂര്യന്‍ പ്രപഞ്ചചിത്രം ലഭ്യമാക്കുന്നതിലും വലിയൊരു പങ്ക് വഹിക്കുന്നു. സൂര്യഭാരത്തിന്റെ 1/10 മുതല്‍ 100 ഇരട്ടിവരെ ഭാരമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ടെങ്കിലും 80%-ത്തിലധികം സൂര്യനെപ്പോലെയുള്ളവയാണ്. അതുകൊണ്ട്, സൂര്യനെക്കുറിച്ചുള്ള വിശദമായ പഠനം മറ്റു നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രാസഭൗതിക ഗുണങ്ങളെക്കുറിച്ചു പഠിക്കുന്നതിന് സഹായകമാകുന്നു. സൂര്യന്‍ കഴിഞ്ഞാല്‍ ഏറ്റവും അടുത്ത നക്ഷത്രമായ പ്രോക്സിമ സെന്റോറിപോലും ആകാശത്ത് ഒരു മിന്നുന്ന ബിന്ദുവില്‍ കഴിഞ്ഞൊന്നുമല്ല. നല്ല ശക്തിയുള്ള ദൂരദര്‍ശിനികളുപയോഗിച്ചാലും കൂടിയ തിളക്കത്തില്‍ കാണാമെന്നല്ലാതെ കൂടിയ വലുപ്പത്തില്‍ കാണാനാകില്ല. ഇന്റര്‍ഫെറോമെട്രിക് സമ്പ്രദായത്തിലൂടെ ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അവ്യക്തരൂപം ലഭിച്ചിട്ടുണ്ടെങ്കിലും അത് കേവലം പരോക്ഷമായ ഒരു മാര്‍ഗം മാത്രമാണ്.
ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ നിലനില്പിന് ഒരു ഭാരിച്ച ഊര്‍ജ സ്രോതസ്സ് വേണം. അത്തരം സ്രോതസ്സ് വറ്റുമ്പോള്‍ നക്ഷത്രം മരിക്കുന്നു. സൂര്യന്‍ ഒരു സെക്കന്‍ഡില്‍ ഉത്പാദിപ്പിക്കുന്ന ഊര്‍ജത്തിന്റെ ഏകദേശം 50 കോടിയില്‍ ഒരംശം മാത്രമേ ഭൂമിയില്‍ പതിക്കുന്നുള്ളൂ. എന്നിട്ടുതന്നെ അത് നമുക്ക് സഹിക്കാനാവുന്നില്ല. സൂര്യന്റെ ജീവിതകാലം ഏകദേശം 1000 കോടി വര്‍ഷമാണെന്ന കണക്കില്‍ സൂര്യനും ചെറുതും വലുതുമായ മറ്റ് കോടാനുകോടി നക്ഷത്രങ്ങളും ചേര്‍ന്ന് സൃഷ്ടിക്കുന്ന ആകെ ഊര്‍ജത്തിന്റെ അളവ് നമുക്ക് സങ്കല്പിക്കുവാന്‍പോലും കഴിയുന്നതല്ല.
വിവിധതരം താപ ആണവ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനങ്ങള്‍
പ്രാഗ്നക്ഷത്രത്തിനുള്ളിലെ ഒരു ചെറിയ വ്യാപ്തം വാതകത്തിന്റെ പ്രതലം പരിഗണിച്ചാല്‍ അത് എതിര്‍ദിശകളില്‍ പ്രവര്‍ത്തിക്കുന്ന രണ്ട് ബല(മര്‍ദ)ങ്ങളുടെ പ്രവര്‍ത്തനംകൊണ്ട് സമതുലിതാവസ്ഥയിലാണെന്നു കാണാം. ഈ രണ്ട് ബലങ്ങളിലൊന്ന് നക്ഷത്രത്തിലെ വാതകത്തെ ശിഥിലമാകാതെ ഒന്നിച്ചു ചേര്‍ത്തുനിര്‍ത്തുന്ന നക്ഷത്രകേന്ദ്രത്തിലേക്കുള്ള ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ മര്‍ദ(Gravitational pressure)വും മറ്റേത് താപവിക്ഷോഭംകൊണ്ടും വികിരണംകൊണ്ടും വാതകത്തെ പുറത്തേക്കു തള്ളുന്ന വികിരണ മര്‍ദവുമാണ്. ഈ ബലങ്ങളുടെ സമതുലിതാവസ്ഥ നഷ്ടപ്പെടുമ്പോള്‍ പ്രാഗ്നക്ഷത്രം എന്നു വിളിക്കപ്പെടുന്ന വാതകഗോളം അസ്ഥിരമാകും. നക്ഷത്ര രൂപീകരണത്തില്‍ അകത്തേക്കുള്ള ഗുരുത്വാകര്‍ഷണമര്‍ദം പുറത്തേക്കുള്ള വികിരണമര്‍ദത്തെ അതിജീവിച്ച് വാതകഗോളത്തെ സങ്കോചിപ്പിക്കുന്നു.
പ്രാഗ്നക്ഷത്രം സങ്കോചിക്കുന്നതിലൂടെ കേന്ദ്രത്തിന്റെ താപനില ഒരു കോടി ഡിഗ്രി (107 K) വരെ ഉയരുന്നു. ഇത്രയും ഉയര്‍ന്ന താപനിലയില്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ ആറ്റങ്ങള്‍ ഇലക്ട്രോണ്‍ വേര്‍പെട്ട് പ്രോട്ടോണുകള്‍ മാത്രമായി മാറുന്നു. വളരെ ഉയര്‍ന്ന താപനില ഈ കണികകളുടെ സഞ്ചാരവേഗം അത്യധികം വര്‍ധിപ്പിക്കുന്നു. ഇതുമൂലം പ്രോട്ടോണുകള്‍, അവ തമ്മിലുള്ള വികര്‍ഷണബലത്തെ അതിജീവിച്ച്, തമ്മിലിടിക്കുവാനും ഒത്തുചേര്‍ന്ന് ഹീലിയത്തിന്റെ അണുകേന്ദ്രങ്ങളായി മാറുവാനും ഇടയാകുന്നു. ഈ താപ ആണവ സംശ്ലേഷണ പ്രക്രിയയുടെ ഫലമായി വലിയൊരളവ് ഊര്‍ജം വൈദ്യുതകാന്തിക ഊര്‍ജ(electromagnetic waves)മായി പുറത്തുവരുന്നു. നാല് ഹൈഡ്രജന്‍ അണുകേന്ദ്രങ്ങള്‍ (Nuclei) ചേര്‍ന്ന് ഒരു ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രമായി മാറുമ്പോള്‍ അവയുടെ പിണ്ഡത്തിന്റെ 7/1000 ഭാഗം ഊര്‍ജമായി മാറുന്നുണ്ട്. നക്ഷത്രങ്ങളിലെ താപആണവ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനം ഹൈഡ്രജന്‍ ബോംബിലേതുപോലയാണ്. ബോംബിലെ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനത്തെ നിയന്ത്രിക്കാനാകാത്തതുകൊണ്ട് ഊര്‍ജോത്പാദനംപോലുള്ള സമാധാനപരമായ ആവശ്യങ്ങള്‍ക്ക് അത് ഉപയോഗിക്കുവാന്‍ കഴിയുന്നില്ല. ഇത്രയും വലിയ ഊര്‍ജശേഖരത്തെ കൈകാര്യം ചെയ്യാന്‍ പറ്റിയ പാത്രങ്ങള്‍ (vessels) ഉണ്ടാക്കുവാന്‍ നമുക്കിതുവരെ കഴിഞ്ഞിട്ടില്ല. സൂര്യനും മറ്റു നക്ഷത്രങ്ങളും ക്രമീകരിച്ച, ആണവ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനം സ്ഥിരമായി നടത്തുവാന്‍ യോജിച്ച, പ്രകൃതി ദത്തവും ഭീമാകാരങ്ങളുമായ പാത്രങ്ങളാണ്. അതുകൊണ്ട് അവയെ സ്ഥിരതയുള്ള അണുശക്തി നിലയങ്ങള്‍ (Fusion reactors) ആയി പരിഗണിക്കാം.
ഹൈഡ്രജനെ ഹീലിയമാക്കുന്ന സംശ്ലേഷണ പ്രക്രിയ (Fusion reaction) സൂര്യനെപ്പോലെയുള്ള മുഖ്യധാരാനക്ഷത്രങ്ങളുടെ കേന്ദ്രങ്ങളിലും കൂടുതല്‍ പരിണാമം സംഭവിച്ചുകഴിഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കുള്ളിലെ ഇടഭാഗങ്ങളിലും (intermediate zones) ആണ് സംഭവിക്കുന്നത്. രണ്ടുതരം ശൃംഖലാ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനങ്ങളി(chain reaction)ലൂടെയാണ് മുഖ്യമായും സംശ്ലേഷണ പ്രക്രിയ നടക്കുന്നത്; പ്രോട്ടോണ്‍-പ്രോട്ടോണ്‍ ചക്രവും (P-P cycle) കാര്‍ബണ്‍-നൈട്രജന്‍-ഓക്സിജന്‍ ചക്രവും (C-N-O cycle). P-P cycle ചക്രത്തെ വീണ്ടും മൂന്നായി തരം തിരിച്ചിട്ടുണ്ട്; (P-P)-I, (P-P)-II, (P-P)-III എന്നിങ്ങനെ. (P-P)-I-ല്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ സംശ്ലേഷണത്തിലൂടെ ഹീലിയം നേരിട്ടാണ് ഉണ്ടാകുന്നത്. എന്നാല്‍ (P-P)-II-ലും (P-P)-III ലും ഹീലിയം തന്നെ രാസത്വരക(catalyst)മായി പെരുമാറുന്നു. C-N-O ചക്രത്തില്‍ കാര്‍ബണിന്റെയും നൈട്രജന്റെയും ഓക്സിജന്റെയും അണുകേന്ദ്രങ്ങളാണ് രാസത്വരകങ്ങള്‍. സൂര്യനെപ്പോലെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില്‍നിന്നു വരുന്ന ഊര്‍ജത്തിന്റെ 70% (P-P)-I ലൂടെയും, 29 % (P-P)-II ലൂടെയും, 0.1% (P-P)-III ലൂടെയും ബാക്കി 1% -ത്തില്‍ കുറഞ്ഞ അളവില്‍ C-N-O ചക്രത്തിലൂടെയുമാണ് ലഭ്യമാകുന്നത് എന്നാണു കണക്കാക്കുന്നത്. ഊര്‍ജവാഹികളായ ഫോട്ടോണുകളും (photons) ന്യൂട്രിനോകളും (neutrinos) സംശ്ലേഷണപ്രക്രിയ നടക്കുന്ന നക്ഷത്രകേന്ദ്രത്തില്‍നിന്നുപുറപ്പെട്ടാണ് വരുന്നത്.
നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ആയുസ്സിന്റെ രഹസ്യം
നക്ഷത്രകേന്ദ്രങ്ങളില്‍ ആണവ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനം നടക്കുമ്പോള്‍ അണു കേന്ദ്രഘടകങ്ങള്‍ക്കുണ്ടാകുന്ന വ്യത്യാസമനുസരിച്ചാണ് (H-R) രേഖാചിത്രത്തില്‍ അവയുടെ സ്ഥാനം നിര്‍ണയിക്കുന്നത്. നാല് ഹൈഡ്രജന്‍ അണുകേന്ദ്രങ്ങളുടെയും ഒരു ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രത്തിന്റെയും ഭാരങ്ങള്‍ തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസവും H+H→D പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനത്തില്‍ രണ്ട് പ്രോട്ടോണുകള്‍ ഒത്തുചേരുന്നതിന്റെ അതീവ മന്ദഗതിയും സൂര്യനെപ്പോലെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ആയിരംകോടി വര്‍ഷങ്ങളോളം നിലനില്ക്കുന്നതിന്റെ രഹസ്യം വിശദമാക്കുന്നു. കൂടുതല്‍ നക്ഷത്രങ്ങളും മുഖ്യശ്രേണിയില്‍ കാണപ്പെടുന്നതിന്റെ കാരണവും ഇതുതന്നെയാണ്.
ഹീലിയം കാര്‍ബണായിത്തീരുന്ന പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനത്തിന് 100 ദശലക്ഷം (108) ഡിഗ്രി ചൂടും 107 Kg/m3 സാന്ദ്രതയും വേണം; അതായത് ഹൈഡ്രജനു വേണ്ടതിനെക്കാള്‍ വളരെ കൂടിയ അളവില്‍. ഇത്തരം പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനങ്ങള്‍ നടക്കുന്നത് മൃതനക്ഷത്രങ്ങളുടെ കേന്ദ്രങ്ങളിലാണ്. എന്നാല്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഈ അവസ്ഥ വളരെ കുറഞ്ഞ കാലത്തേക്കു മാത്രമേ ഉണ്ടാകൂ. മുഖ്യശ്രേണീജീവിതകാലത്തിന്റെ 1/10 മുതല്‍ 1/100 വരെ മാത്രം കാലം. ഇതാണ് മുഖ്യശ്രേണിയിലും ഭീമ നക്ഷത്രശാഖയിലുമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സംഖ്യാവ്യത്യാസത്തിനു മുഖ്യ കാരണം.
കാര്‍ബണിന്റെയും ഓക്സിജന്റെയും ആണവസംശ്ലേഷണം ഭീമന്മാരുടെ കേന്ദ്രങ്ങളിലേ സംഭവിക്കുന്നുള്ളൂ. കാരണം, അവയുടെ കേന്ദ്രങ്ങളില്‍ മാത്രമാണ് വേണ്ടത്ര ഉയര്‍ന്ന മര്‍ദവും താപനിലയുമുള്ളത്. കാര്‍ബണിനെ നിയോണും (Ne) മഗ്നീഷ്യവു(Mg)മായും ഓക്സിജനെ സിലിക്കോണും (Si)സള്‍ഫറു(S)മായുമാണ് മാറ്റുന്നത്. ഇരുമ്പ് (Fe) വരെയുള്ള മൂലകങ്ങളാണ് നക്ഷത്രക്കാമ്പില്‍ ഈ വിധം സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്നത്. ഇതുകൂടാതെ സൂപ്പര്‍നോവയെപ്പോലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്ഫോടകാവസ്ഥയില്‍ ഇരുമ്പിനെക്കാള്‍ ഭാരംകൂടിയ മൂലകങ്ങളും സൃഷ്ടിക്കുന്ന പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനങ്ങള്‍ നടക്കുന്നു. പൊതുവേ, കൂടുതല്‍ ഭാരിച്ച നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ (massive stars) കൂടുതല്‍ ഭാരിച്ച മൂലകങ്ങള്‍ ആണവ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനങ്ങളിലൂടെ ഉണ്ടാകുന്നു. ഭാരിച്ച നക്ഷത്രങ്ങളിലെ കാര്‍ബണ്‍ അണുകേന്ദ്രങ്ങളുടെ സംശ്ലേഷണം സാധാരണ ഗതിയില്‍ 600 ദശലക്ഷം (6 x 108 K) ഡിഗ്രിയിലും സൂപ്പര്‍നോവ സ്ഫോടനത്തില്‍ 2000 ദശലക്ഷം (2 x 109) ഡിഗ്രിയിലും സംഭവിക്കുമ്പോള്‍ ഓക്സിജന്‍ അണുകേന്ദ്രങ്ങളുടേത് യഥാക്രമം 1000 ദശലക്ഷം (109 K) ഡിഗ്രിയിലും 3000 ദശലക്ഷം ഡിഗ്രിയിലുമാണ് നടക്കുന്നത്.
വിവരസ്രോതസ്സായ ന്യൂട്രിനോ
നക്ഷത്ര കേന്ദ്രത്തിലുണ്ടാകുന്ന ഊര്‍ജം വഹിച്ചുകൊണ്ട് ഫോട്ടോണുകളും ന്യൂട്രിനോകളും നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തിലെത്തുന്നു. നക്ഷത്രത്തിനുള്ളിലെ വാതക സാന്ദ്രത വളരെക്കൂടുതലായതുകൊണ്ട് ഈ ഊര്‍ജവാഹികള്‍ക്ക് ഉപരിതലത്തിലെത്താന്‍ അനേകമനേകം കൂട്ടിമുട്ടലുകളിലൂടെ കടന്നുപോകേണ്ടതുണ്ട്. കടന്നുവരുന്ന പാതയില്‍ ഇലക്ട്രോണുകളുണ്ടെങ്കില്‍ ചാലനം (conduction) വഴിയായിരിക്കും ഊര്‍ജം മുമ്പോട്ടുപോകുന്നത്. മാര്‍ഗമധ്യേ പലമടങ്ങായുള്ള ഫോട്ടോണ്‍-ദ്രവ്യ (photon-matter) പരസ്പര പ്രവര്‍ത്തനം നടക്കുന്നുവെങ്കില്‍ ഊര്‍ജം കൂടുതലും വികിരണമായി മുമ്പോട്ടുപോകുന്നു. സംവഹന (convection) മാര്‍ഗത്തിലൂടെയും ഊര്‍ജം പുറത്തേക്കു കടന്നുവരാറുണ്ട്.
വികിരണരൂപത്തിലാണ് പ്രധാനമായും ഊര്‍ജം നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തിലേക്കു വരുന്നത്. സാധാരണ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ചാലനം ഇല്ലെന്നുതന്നെ പറയാം. സംവഹനമാകട്ടെ വികിരണ മാര്‍ഗത്തിലൂടെ ഊര്‍ജത്തെ കടത്തിവിടാന്‍ കഴിയാത്ത ഭാഗത്തു മാത്രവും. വികിരണ രീതിയിലുള്ള ഊര്‍ജ നീക്കം ഫോട്ടോണും ദ്രവ്യവുമായുള്ള തുടര്‍ച്ചയായ പരസ്പര പ്രവര്‍ത്തനത്തിന്റെ ഫലമാണ്. ഈ പ്രക്രിയ ഫോട്ടോണുകളുടെ സഞ്ചാരദിശയെ നിരന്തരമായി മാറ്റിക്കൊണ്ടിരിക്കും. ആവര്‍ത്തിച്ചാവര്‍ത്തിച്ചുള്ള കൂട്ടിയിടികള്‍ കാരണം നക്ഷത്രകേന്ദ്രത്തില്‍നിന്നു പുറപ്പെട്ട ഫോട്ടോണുകള്‍ക്ക് ഉപരിതലത്തിലെത്താന്‍ ലക്ഷക്കണക്കിനു വര്‍ഷം വേണം. തന്മൂലം നക്ഷത്രകേന്ദ്രത്തില്‍ തത്സമയത്ത് എന്തു നടക്കുന്നുവെന്നറിയാന്‍ ഫോട്ടോണുകള്‍ നല്കുന്ന വിവരമനുസരിച്ച് സാധ്യമല്ല. എന്നാല്‍ ന്യൂട്രിനോകള്‍ അങ്ങനെയല്ല. പദാര്‍ഥവുമായുള്ള അവയുടെ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനം ഏതാണ്ട് ശൂന്യമായതുകൊണ്ട് കൂട്ടിമുട്ടലുകളില്‍ പ്പെടാതെ നേരെയാണ് അവ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തിലെത്തുന്നത്. അതുകൊണ്ട് നക്ഷത്രകേന്ദ്രത്തിലെ തത്സമയ വിവരം നല്കാന്‍ ന്യൂട്രിനോകള്‍ക്കു കഴിയുന്നു. സൂര്യനുള്‍ പ്പെടെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കേന്ദ്രങ്ങളില്‍ ഇപ്പോള്‍ എന്തു നടക്കുന്നുവെന്നറിയാനുള്ള ഏക ഉപാധി ന്യൂട്രിനോ പ്രവാഹം മാത്രമാണ്.
===ഊര്‍ജ ബഹിര്‍ഗമനവും വികാസ സങ്കോചങ്ങളും=== നക്ഷത്രത്തിന്റെ അതാര്യത (opacity) കേന്ദ്രത്തില്‍നിന്ന് ഉപരിതലത്തിലേക്ക് ഊര്‍ജമെത്തുന്നതില്‍ അടിസ്ഥാനപരമായ ഒരു പങ്ക് വഹിക്കുന്നു. മാധ്യമം സുതാര്യtransparent)മാണെങ്കില്‍ ഊര്‍ജം വലിയ തടസ്സമില്ലാതെ കടന്നുവരും. മറിച്ച്, അതാര്യമാണെങ്കില്‍ കൂടുതല്‍ സമയമെടുക്കും. സുതാര്യതയുടെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ മാധ്യമത്തിലൂടെ കടത്തിവിടാന്‍ കഴിയുന്നതിലധികം ഊര്‍ജം കേന്ദ്രം ഉത്സര്‍ജിക്കുന്നപക്ഷം സ്വാഭാവികമായി ആന്തരികോര്‍ജം വര്‍ധിക്കും. അതായത് പുറത്തേക്കുള്ള മര്‍ദം (radiative pressure) കൂടും. അതോടെ ഈ മര്‍ദവും അകത്തേക്കുള്ള ഗുരുത്വാകര്‍ഷണമര്‍ദവും തമ്മിലുള്ള സമതുലിതാവസ്ഥ നഷ്ടപ്പെടും. പുറത്തേക്കുള്ള അധിക മര്‍ദത്തിന്റെ ഫലമായി നക്ഷത്രം വികസിക്കുകയും സാന്ദ്രതയും അതാര്യതയും കുറയുകയും ചെയ്യും. സുതാര്യത കൂടിയ മുറയ്ക്ക് ഊര്‍ജം എളുപ്പത്തില്‍ പുറത്തേക്കുവരും. നക്ഷത്രത്തിന് വികാസം സംഭവിക്കുന്നതിലൂടെ കേന്ദ്രത്തിലെ താപനില കുറയുകയും, ഊര്‍ജമുണ്ടാകുന്ന നിരക്കും അതുമൂലം പുറത്തേക്കുള്ള മര്‍ദവും കുറഞ്ഞ് അത് ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ മര്‍ദത്തിനു സമമാകുന്നതോടെ വീണ്ടും സമതുലിതാവസ്ഥ ഉണ്ടാവുകയും ചെയ്യുന്നു.
നേരെ മറിച്ച്, നക്ഷത്രകേന്ദ്രത്തില്‍ വളരെക്കുറഞ്ഞ അളവിലാണ് ഊര്‍ജമുണ്ടാകുന്നതെങ്കില്‍ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ മര്‍ദം ആന്തരികോര്‍ജംകൊണ്ടുള്ള മര്‍ദത്തെക്കാള്‍ അധികമാവുകയും നക്ഷത്രം ചുരുങ്ങുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇത് വാതകത്തിന്റെ താപനില വര്‍ധിപ്പിച്ച് കൂടുതല്‍ ആണവ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനത്തിലൂടെ കൂടുതല്‍ ഊര്‍ജം ഉണ്ടാക്കുന്നു. അങ്ങനെ നക്ഷത്രം വീണ്ടും സമതുലിതാവസ്ഥയിലേക്കു മടങ്ങുന്നു. ഈ ക്രമീകരണമാണ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വികാസ സങ്കോചങ്ങളിലൂടെ ഊര്‍ജ പ്രവാഹത്തെയും അവയുടെ ജീവിത ഘട്ടങ്ങളെയും നിയന്ത്രിക്കുന്നത്.
===മുഖ്യശ്രേണീജീവിതവും ശോണഭീമന്റെ അവസ്ഥയും=== ജനനത്തിനും മരണത്തിനുമിടയ്ക്ക് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് അവയുടെ ജീവിതത്തില്‍ രണ്ട് പ്രധാന ഘട്ടങ്ങളുണ്ട്-മുഖ്യശ്രേണിയിലെ ജീവിതവും ശോണഭീമന്റെ (Red giant) അവസ്ഥയും. മുഖ്യശ്രേണിയിലെ ജീവകാല ദൈര്‍ഘ്യം നിശ്ചയിക്കുന്നത് നക്ഷത്രത്തിന് ആരംഭത്തിലുണ്ടായിരുന്ന ഭാരത്തിന്റെയും രാസഘടനയുടെയും അടിസ്ഥാനത്തിലാണ്. രാസഘടനയ്ക്ക് വലിയ മാറ്റമുണ്ടാകാത്തതുകൊണ്ട് അത് അത്ര വലിയ പങ്ക് വഹിക്കുന്നില്ലെന്നു പറയാം. എന്നാല്‍ ഭാരത്തിന്റെ കാര്യം അങ്ങനെയല്ല. ഭാരം കൂടുന്നതിനനുസരിച്ച് ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ ബലമുണ്ടാക്കുന്ന സങ്കോചവും അതുമൂലം നക്ഷത്രത്തിന്റെ താപനിലയും കൂടും. അതായത്, നക്ഷത്രം കൂടുതല്‍ ഊര്‍ജം പുറപ്പെടുവിക്കുമെന്ന് ചുരുക്കം. ഭാരിച്ച നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ കൂടിയ വേഗത്തില്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ സംശ്ലേഷണം നടക്കുമെന്നും അതിനാല്‍ കുറഞ്ഞ കാലം കൊണ്ട് നക്ഷത്രം രൂപീകൃതമാകുമെന്നുമാണ് ഇതിന്റെ അര്‍ഥം. അവ കൂടുതല്‍ പ്രകാശിക്കുകയും H-R രേഖാചിത്രത്തില്‍ ഉയര്‍ന്ന സ്ഥാനത്ത് നില്ക്കുകയും ചെയ്യും. ഭാരിച്ച നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ C-N-O ചക്രത്തിലൂടെയായിരിക്കും പ്രധാനമായും ആണവ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനം നടക്കുന്നത്. എന്നാല്‍ ഭാരം കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ കൂടുതലും പ്രോട്ടോണ്‍-പ്രോട്ടോണ്‍ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനമാണുള്ളത്.
നക്ഷത്രകേന്ദ്രത്തിലെ ഹൈഡ്രജന്‍ കത്തിത്തീരുമ്പോള്‍ നക്ഷത്രം മുഖ്യശ്രേണി വിടുന്നു. ഗുരുത്വാകര്‍ഷണംമൂലം നക്ഷത്രം സങ്കോചിക്കുകയും അതുണ്ടാക്കുന്ന താപവര്‍ധന നിര്‍ജീവമായ കാതലിന് (inert core) തൊട്ടു പുറത്തുള്ള ഹൈഡ്രജനെ കത്തിച്ചുതുടങ്ങുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇതുമൂലം അത്യധികം ഊര്‍ജം ബഹിര്‍ഗമിച്ചുതുടങ്ങും. അത് വികിരണ മര്‍ദം കൂട്ടുകയും നക്ഷത്രത്തിന്റെ പുറമേയുള്ള ഭാഗങ്ങളെ പുറത്തേക്ക് തള്ളുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ തള്ളലിന്റെ ഫലമായി നക്ഷത്രത്തിന്റെ വ്യാസാര്‍ധം ക്രമേണ വളരെയധികം (അമ്പതിരട്ടിയോളം) പെരുകുന്നു. നക്ഷത്രജ്യോതി ഇതോടെ കൂടുമെങ്കിലും ഉപരിതല വിസ്തീര്‍ണം അതിലേറെ കൂടുന്നതുകൊണ്ട് ഉപരിതലത്തിന്റെ ഒരു ചതുരശ്ര മീറ്ററിലൂടെ ബഹിര്‍ഗമിക്കുന്ന ഊര്‍ജത്തിന്റെ അളവ് കുറയുകയാണ് ചെയ്യുന്നത്. ഇതുമൂലം നക്ഷത്രോപരിതലത്തിന്റെ ശരാശരി താപനില കുറയുകയും മുമ്പുണ്ടായിരുന്ന നിറത്തില്‍നിന്ന് കുറേക്കൂടി ശോണിമ കലര്‍ന്ന (reddish) നിറമുണ്ടാവുകയും ചെയ്യുന്നു. ഒരു നക്ഷത്രം വലുപ്പം കൂടി, നിറം മങ്ങി ശോണഭീമനായിത്തീരുന്നത് ഇപ്രകാരമാണ്. ഈ ഘട്ടത്തില്‍ ഭാരം കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ കാതലുകളുടെ സ്വഭാവം പുറംഅടരുകളുടേതില്‍നിന്ന് വളരെ വ്യത്യസ്തമായിരിക്കും. കാതലില്‍ അപഭ്രഷ്ടത വന്ന ഇലക്ട്രോണ്‍ വാതകം (degenerated electron gas) ആയതുകൊണ്ട് താപചാലനം (heat conduction) ഭംഗിയായി നടക്കും; താപനില ഏകതാനവുമായിരിക്കും. എന്നാല്‍ താപനില 100 ദശലക്ഷം ഡിഗ്രിയും സമീപഭാഗങ്ങളിലെ സാന്ദ്രത 10 Kg/cc യുമാകുമ്പോള്‍ ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രങ്ങള്‍ സംശ്ലേഷിച്ച് കാര്‍ബണിന്റെയും ഓക്സിജന്റെയും അണുകേന്ദ്രങ്ങളുണ്ടാകും. നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിതത്തിലെ ഈ ഘട്ടം വളരെ തീക്ഷ്ണമായാണ് ആരംഭിക്കുന്നത്. അപഭ്രഷ്ടത വന്ന വാതകം താപനിലാ വ്യത്യാസത്തോട് ഗണ്യമായി പ്രതികരിക്കാത്തതിനാല്‍ ആണവ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനത്തിനുമേല്‍ നിയന്ത്രണമില്ലാതെ വരുകയും നക്ഷത്രം ക്രമേണ 'ഹീലിയം ഫ്ളാഷ്' (Helium Flash) എന്ന അവസ്ഥയിലെത്തുകയും ചെയ്യുന്നു. മൂന്നു ഹീലിയം ചേര്‍ന്ന് ഒരു കാര്‍ബണ്‍ ആയി മാറുന്ന ഹീലിയം ഫ്ളാഷ് ഏതാനും നൂറ്റാണ്ടുകള്‍ മാത്രമേ നിലനില്ക്കുന്നുള്ളൂ.
തുടര്‍ന്ന്, ഹീലിയം കത്തുന്ന കാതല്‍ ഭാഗത്തിനു പുറത്തുള്ള ഒരു സ്തരത്തില്‍ (layer) C-N-O ചക്രത്തിലൂടെ ഹൈഡ്രജന്‍ കത്തുന്നതുകൊണ്ട് നക്ഷത്രത്തില്‍ വീണ്ടുമൊരു സമതുലിതാവസ്ഥയുണ്ടാകുന്നു. ക്രമേണ പ്രകാശതീവ്രത കുറഞ്ഞ് നക്ഷത്രം ചുവന്ന ഭീമന്റെ ശാഖ വിടുന്നു. പിന്നീടങ്ങോട്ട് സങ്കീര്‍ണമായ മാറ്റങ്ങളുടെ ഒരു ശൃംഖലതന്നെ ആരംഭിക്കുന്നു. കത്തുന്ന ഉള്‍ഭാഗം അതിന്റെ ചുറ്റുമുള്ള പുറംഭാഗം ഞെരുങ്ങുംവിധം വികസിക്കുന്നു. അങ്ങനെ വീണ്ടും ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ ബലത്തിന്റെ വിപരീതദിശയില്‍ പ്രവര്‍ത്തിച്ച് വികാസം സന്തുലിതാവസ്ഥയ്ക്കു ശ്രമിക്കുന്നു. ഇവിടെയുള്ള ഈ വികാസ സങ്കോചങ്ങള്‍ കാന്തിമാനത്തില്‍ അനുസൃതമായ ഏറ്റക്കുറച്ചിലുകള്‍ ഉണ്ടാക്കുന്നു. പിന്നീട് ഊര്‍ജത്തെ ചിതറിപ്പിച്ചുകളയുന്ന അര്‍ധദ്രവ (semiviscous) ബലങ്ങളുടെ പ്രവര്‍ത്തനത്താല്‍ കാന്തിമാനത്തിന്റെ ഏറ്റക്കുറച്ചിലുകള്‍ ഇല്ലാതായി നക്ഷത്രത്തിന്റെ ചഞ്ചലമായ (variable) അവസ്ഥ അവസാനിച്ച് സ്ഥിരാവസ്ഥ(stable)യിലെത്തുന്നു. ഹീലിയം കുറേശ്ശേയായി കത്തി (സംശ്ലേഷിച്ച്) അതിന്റെ അളവ് കുറയുന്ന മുറയ്ക്ക് ആന്തരിക മര്‍ദം കുറയുന്നു. ഈ സ്ഥിതിയില്‍ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണബലത്തെ ചെറുത്തുനില്ക്കുവാന്‍ കഴിയാതെവരുന്നതുകൊണ്ട് നക്ഷത്രം മുഖ്യശ്രേണി വിട്ടപ്പോഴുണ്ടായിരുന്ന അവസ്ഥയ്ക്ക് സമമായ സ്ഥിതിയിലെത്തുന്നു. എന്നാല്‍ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണംകൊണ്ട് വീണ്ടുമുണ്ടാകുന്ന ശക്തമായ സങ്കോചം താപനിലയെ വീണ്ടും ഉയര്‍ത്തുകയും കാര്‍ബണിനെയും ഓക്സിജനെയും ചുറ്റിയുള്ള ഹീലിയം പാളിയില്‍ സംശ്ലേഷണ പ്രക്രിയ ആരംഭിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ ഹീലിയം പാളിയാകട്ടെ, ഹൈഡ്രജന്‍ കത്തിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്ന മറ്റൊരു വലയത്താല്‍ ചുറ്റപ്പെട്ടതാണ്. ഇപ്രകാരം നക്ഷത്രത്തിന്റെ വലുപ്പവും കാന്തിമാനവും വീണ്ടും വര്‍ധിച്ച് ഒരിക്കല്‍ക്കൂടി ശോണഭീമനായിത്തീരുന്നു. ചുവന്ന ഭീമന്റെ അവസ്ഥയില്‍ നക്ഷത്രത്തില്‍നിന്ന് വര്‍ഷംതോറും സൂര്യഭാരത്തിന്റെ 100 കോടിയില്‍ ഒരംശം മുതല്‍ ഒരു ലക്ഷത്തില്‍ ഒരംശം വരെ ദ്രവ്യം നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തിലേക്ക് മടങ്ങുന്നതായി കണ്ടിട്ടുണ്ട്.
ഇരട്ട നക്ഷത്രങ്ങള്‍
ആകാശത്ത് ഒറ്റയായി കാണപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ പലതും ഒറ്റ നക്ഷത്രങ്ങളല്ല. രണ്ടും അതിലധികവും നക്ഷത്രങ്ങള്‍, നമ്മില്‍നിന്നുള്ള ദൂരത്തിന്റെയും അവയ്ക്ക് തമ്മിലുള്ള അടുപ്പത്തിന്റെയും അടിസ്ഥാനത്തില്‍ ഒറ്റ നക്ഷത്രമായി കാണപ്പെടുന്നതാണ്. രണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഒന്നായി കാണപ്പെടുന്നതിനെ ഇരട്ട നക്ഷത്ര(Binaries)ങ്ങളെന്ന് പറയും. അവ രണ്ടും ഭൂമിയില്‍നിന്ന് വ്യത്യസ്ത ദൂരങ്ങളിലാണെങ്കിലും ഒരേ ദിശയില്‍ ഒന്നിനു സമീപം ഒന്നായി കാണപ്പെടുമ്പോള്‍ ഒരു നക്ഷത്രമാണെന്ന തോന്നലുണ്ടാകും. ഇത്തരം ഇരട്ടകളെ ദൃശ്യ ഇരട്ടകള്‍ (Visual binaries) എന്നു പറയുന്നു. നമ്മില്‍നിന്ന് വളരെ അകലങ്ങളിലുള്ള രണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ തമ്മില്‍ തിരിച്ചറിയാനാവാത്ത വിധം വളരെ അടുത്തതാണെങ്കില്‍ അവ രണ്ടും ചേര്‍ന്ന് ഒറ്റ നക്ഷത്രമാണെന്ന് നമുക്ക് തോന്നും. ഇങ്ങനെയുള്ളവയാണ് യഥാര്‍ഥ ഇരട്ട നക്ഷത്രങ്ങള്‍ (Double stars). സപ്തര്‍ഷി മണ്ഡല(Ursa Major)ത്തിലെ വസിഷ്ഠന്‍ (Alcor), അരുന്ധതി (Mizar) എന്നിവ ദൃശ്യ ഇരട്ടകള്‍ക്ക് നല്ല ഉദാഹരണങ്ങളാണ്. അതുപോലെ ധനു രാശിയിലെ പൂരാടം, ഉത്രാടം നക്ഷത്രങ്ങള്‍ (Delta and Sigma Sagittari) യഥാര്‍ഥ ഇരട്ട നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് നല്ല ഉദാഹരണങ്ങളാണ്.
ചില ഇരട്ടകളുടെ കാര്യത്തില്‍ രണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും ഭാരവും കാന്തിമാനവും ഏറെക്കുറെ തുല്യമായിരിക്കും (ഉദാ. മേടം രാശിയിലെ മെസാര്‍തിം അഥവാ γ-Arietis നക്ഷത്രം). മറ്റുചില ഇരട്ടകളില്‍ ഒന്നിന്റെ ഭാരവും കാന്തിമാനവും കൂട്ടുനക്ഷത്രത്തിന്റേതില്‍നിന്ന് വളരെ വ്യത്യസ്തമായിരിക്കും. ഉദാഹരണം മിസാര്‍ (Mizar), മിസാര്‍-ബി (Mizar-B) എന്നിവ. ബീറ്റാസൈഗ്നീ-അല്‍ബിറിയാ (β-Cygni-Alberea) നക്ഷത്രം ഇത്തരത്തില്‍പ്പെട്ട മനോഹരമായ മറ്റൊരു ഇരട്ടയാണ്. ഇനിയും ചിലതില്‍ ഒന്നിന്റെ ഭാരവും കാന്തിമാനവും കൂട്ടുനക്ഷത്രത്തിന്റേതിനെ അപേക്ഷിച്ച് വളരെ കുടുതലായിരിക്കും. സിറിയസ് അയും സിറിയസ് ആയും ഇതിന് നല്ല ഉദാഹരണങ്ങളാണ്. തമ്മില്‍ അകലം കൂടുതലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രദക്ഷിണകാലം ദശലക്ഷണക്കണക്കിന് വര്‍ഷങ്ങളാണ്. അതുകൊണ്ട് നമ്മുടെ ആയുഷ്കാലത്ത് തിരിച്ചറിയാന്‍ കഴിയുന്ന വ്യത്യാസം അവയുടെ പ്രദക്ഷിണ പഥങ്ങളില്‍ ദൃശ്യമാവുകയില്ല. അവ ഒന്നിച്ചു നീങ്ങുന്നതായേ തോന്നുകയുള്ളൂ. തമ്മിലുള്ള അകലം കുറഞ്ഞ ഇരട്ടകളുടെ പരസ്പര പ്രദക്ഷിണകാലം ഏതാനും വര്‍ഷങ്ങളായിരിക്കും. സീറ്റാ ഹെര്‍ക്കുലീസിന്റെ (Zeta Hercules) പ്രദക്ഷിണകാലം കേവലം 34 വര്‍ഷമാണ്. ഇതില്‍ കുറഞ്ഞ പ്രദക്ഷിണ കാലമുള്ള ഇരട്ടകളുമുണ്ട്.
തിരിച്ചറിയാന്‍ കഴിയാത്തവിധം സമീപത്തുള്ള ഇരട്ടകളില്‍ പ്രകാശം കൂടിയ നക്ഷത്രത്തിന്റെ മുന്നിലൂടെ പ്രകാശം കുറഞ്ഞത് കാലാകാലം കടന്നുപോകുമ്പോള്‍ മൊത്തം പ്രകാശത്തില്‍ കുറവ് അനുഭവപ്പെടും. ഇപ്രകാരം സംഭവിക്കുന്ന ഇരട്ടനക്ഷത്രങ്ങളെ ഗ്രഹണ ഇരട്ടകള്‍ (Eclipsing binaries) എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഗ്രഹണ ഇരട്ടകളുടെ പ്രകാശവക്രം (Light curve) അവയുടെ പരിക്രമണ കാലം, ആപേക്ഷികഭാരം, ജ്യോതി എന്നിവ സംബന്ധിച്ച വിവരങ്ങള്‍ നല്കുന്നു. ഇവ പലവിധത്തിലുണ്ട്. അറിയപ്പെട്ടവ അല്‍ഗോള്‍ (β-Persei), അഭിജിത്തിന് (Vega അഥവാ α-Lyrae) സമീപമുള്ള ഷെലിയാക് (β-Lyrae) തുടങ്ങിയവയാണ്. അംഗനക്ഷത്രങ്ങള്‍ വെവ്വേറെ അറിയാനാകാത്തവണ്ണം അത്രകണ്ട് പരസ്പരം അടുത്തവയാണെങ്കില്‍ അവയെ വര്‍ണരാജി അപഗ്രഥനത്തിലൂടെയാണ് തിരിച്ചറിയുന്നത്. അതുകൊണ്ട് അവയെ 'വര്‍ണരാജി ഇരട്ടകള്‍' (Spectroscopic binaries) എന്നു വിളിക്കുന്നു. ബീറ്റാ ഓറിഗാ(β-Auriga) നക്ഷത്രത്തിന്റെ വര്‍ണരാജിയിലെ രേഖകള്‍ക്ക് (spectral lines) കൃത്യമായ ഇടവേളകളില്‍ ശോഭാവര്‍ധന കണ്ടതോടെയാണ് ഇവയുടെ പഠനം ആരംഭിച്ചത്. ഗ്രഹണ ഇരട്ടകള്‍ ആകാശത്ത് അനവധിയുണ്ട്. ദൃശ്യതയുടെ ആവര്‍ത്തന കാലങ്ങള്‍ മണിക്കൂറുകള്‍ തുടങ്ങി ഏതാനും വര്‍ഷങ്ങള്‍ വരെയാണ്. അവയുടെ പ്രദക്ഷിണ തലത്തില്‍ നാം വക്കോടുവക്ക് നോക്കുന്ന ദിശയില്‍ കാണപ്പെടുമ്പോഴാണ് ഗ്രഹണ ഇരട്ടകളാകുന്നത്. എല്ലാ ഇരട്ടകളും വക്കോടുവക്ക് നോക്കിയാല്‍ ഗ്രഹണ ഇരട്ടകള്‍ തന്നെയായിരിക്കും. എന്നാല്‍ ഇരട്ട നക്ഷത്രങ്ങള്‍ രണ്ടിന്റെയും ഭ്രമണപഥങ്ങള്‍ വക്കോടുവക്ക് അല്പം ചരിഞ്ഞ് നിരീക്ഷിച്ചാല്‍ പുറകിലെ നക്ഷത്രം ഭാഗികമായാണ് മറയുന്നത്. കാന്തിമാനത്തിന് കാഴ്ചയിലുണ്ടാകുന്ന വ്യത്യാസം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ താരതമ്യേനയുള്ള വലുപ്പങ്ങളുടെയും അവയുടെ യഥാര്‍ഥ ഭ്രമണതലവും നമ്മുടെ വീക്ഷണതലവും തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസത്തിന്റെയും അടിസ്ഥാനത്തിലായിരിക്കും. അല്‍ഗോള്‍ നക്ഷത്രമാണ് ഇത്തരം ഇരട്ടകളുടെ ആദ്യ ഉദാഹരണം. ഇതിന്റെ കാന്തിമാനത്തിന്റെ ആവര്‍ത്തനം 2 ദി. 20 മ. 49 മി. 3 സെ. ആണെന്ന് നിരീക്ഷിച്ചറിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. ആയിരക്കണക്കിനുള്ള ഗ്രഹണ ഇരട്ടകളെ നമുക്ക് ഇന്ന് അറിയാം. അവയുടെ കാന്തിമാനത്തിലെ വ്യത്യാസം W2-സാഗിറ്റ (W2-Sagitta)യുടെ 1 മണിക്കൂര്‍ 22 മിനിറ്റ് തുടങ്ങി എപ്സിലോണ്‍-ഓറിഗാ(ε-Auriga)യുടെ 27 വര്‍ഷം വരെ നീളുന്ന കാലങ്ങളില്‍ ആവര്‍ത്തിക്കുന്നു.
===നക്ഷത്രക്കൂട്ടങ്ങള്‍=== നൂറും ആയിരവും നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ചേര്‍ന്നും ലക്ഷവും ദശലക്ഷവും നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ചേര്‍ന്നുമുള്ള കൂട്ടങ്ങളെ ആകാശത്ത് കാണാം. ആദ്യം പറഞ്ഞ തരം കൂട്ടങ്ങള്‍ ശിഥിലക്കൂട്ടങ്ങള്‍ (Loose or Open clusters) എന്നും രണ്ടാമതു പറഞ്ഞവ ഗോളാകാരക്കൂട്ടങ്ങള്‍ (Globular clusters) എന്നും അറിയപ്പെടുന്നു. ശിഥിലക്കൂട്ടങ്ങള്‍ താരാപഥങ്ങളുടെ ദലങ്ങള്‍(arms of Galaxies)ക്കു സമീപമായാണ് കാണപ്പെടുന്നത്. സൂര്യനില്‍നിന്ന് 3000 പാര്‍സെക് ദൂരത്തിനുള്ളില്‍ ഇത്തരം ആയിരത്തിലധികം കൂട്ടങ്ങളെ കാണാം. സപ്തര്‍ഷി മണ്ഡല(Ursa-Major)ത്തിലെ ഇത്തരം ഒരു നക്ഷത്രക്കൂട്ടമാണ് നമ്മുടെ ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള ശിഥിലക്കൂട്ടം. ഇവയിലെ പ്രായം കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ താരതമ്യേന ഭാരിച്ച മൂലകങ്ങളുണ്ട്. ശിഥിലക്കൂട്ടങ്ങള്‍ താരാപഥകേന്ദ്രത്തെ വൃത്താകൃതിയിലാണ് പ്രദക്ഷിണം വയ്ക്കുന്നത്. ഒരു സംഘം എന്ന നിലയില്‍ പരസ്പരം ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം ഉണ്ടാക്കുന്ന മാറ്റിമറിച്ചിലുകള്‍ കാരണം ഇക്കൂട്ടങ്ങള്‍ക്ക് യാതൊരു സ്ഥിര സ്വഭാവവും ഇല്ലെന്നു മാത്രമല്ല കൂടുതല്‍ ചിതറിയ രൂപത്തിലുള്ളവ താരാപഥകേന്ദ്രത്തിന് ഒരു പ്രദക്ഷിണം പോലും പൂര്‍ത്തിയാക്കാന്‍ കഴിയാതെ ചിതറിപ്പോകുകയും ചെയ്യുന്നു. എന്നാല്‍ കൂടുതല്‍ ഒതുക്കമുള്ള ചില കൂട്ടങ്ങള്‍ ദീര്‍ഘകാലം നിലനില്ക്കാറുണ്ട്. ഉദാഹരണത്തിന് ഇടവം രാശിയിലെ കാര്‍ത്തികക്കൂട്ടം (Pleiades in Taurus) ഒരു നൂറുകോടി വര്‍ഷമെങ്കിലും ചിതറിപ്പോകാതെ നിലനില്ക്കുമെന്നാണ് വിശ്വാസം. ചില കൂട്ടങ്ങളില്‍ ഏതാനും നക്ഷത്രങ്ങളേ കാണൂ. ചിലതില്‍ ആയിരങ്ങള്‍ കാണും. പലതിനെയും നഗ്ന നേത്രങ്ങള്‍കൊണ്ട് കാണാം. അവയില്‍ പ്രത്യേകം ശ്രദ്ധിക്കപ്പെടുന്നവ കാര്‍ത്തികക്കൂട്ടവും ഇടവം രാശിയിലെതന്നെ രോഹിണിയും (Hyades) കര്‍ക്കടകം രാശി(Cancer)യിലെ പ്രെസെപ്പെയും (Praesepe), കപ്പാ ക്രൂസിസ് (Κ-Crusis) നക്ഷത്രത്തിനു ചുറ്റും കാണപ്പെടുന്ന ആഭരണപ്പെട്ടി(Jewel Box)യുമാണ്. രോഹിണിയില്‍ കാണപ്പെടുന്ന ബ്രഹ്മര്‍ഷി (Aldebaren) എന്ന ചുവപ്പുഭീമന്റെ പ്രകാശംമൂലം രോഹിണി മങ്ങിപ്പോകുന്നു. കാഴ്ചയില്‍ ബ്രഹ്മര്‍ഷി രോഹിണിക്കൂട്ടത്തിലെ ഒരു അംഗമാണെന്ന് തോന്നുമെങ്കിലും അപ്രകാരമല്ലെന്നു മാത്രമല്ല ബ്രഹ്മര്‍ഷി നക്ഷത്രം നമ്മില്‍നിന്ന് എത്ര അകലെയാണോ അത്രയും കൂടി അകലത്തിലാണ് രോഹിണി (43 പാര്‍സെക്).
ഗോളാകാരക്കൂട്ടങ്ങള്‍ ഗോളാകൃതിയില്‍ കുമിഞ്ഞുകൂടിയ നക്ഷത്രസഞ്ചയമാണ്. ഹെര്‍ക്കുലിസ് രാശിയിലെ മെസിയര്‍ നമ്പര്‍ 13 (M13) ഇതിനൊരു നല്ല ഉദാഹരണമാണ്. നഗ്നനേത്രങ്ങള്‍കൊണ്ട് ഇവയെ കാണാമെങ്കിലും നക്ഷത്രങ്ങളായി വേര്‍തിരിച്ചു കാണാന്‍ ദൂരദര്‍ശിനി വേണം. സാധാരണ ഇത്തരം കൂട്ടങ്ങളില്‍ 1 ലക്ഷം മുതല്‍ 10 ലക്ഷം വരെ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ കാണും. കൂട്ടത്തിന്റെ കേന്ദ്രഭാഗത്തോടടുക്കുംതോറും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ നിബിഡത വര്‍ധിക്കുന്നു. നമ്മുടെ സൗരയൂഥപ്രദേശത്തെ നക്ഷത്ര നിബിഡതയുടെ ആയിരം മടങ്ങായിരിക്കും ഗോളാകാരക്കൂട്ടത്തിന്റെ കേന്ദ്രഭാഗത്തെ നിബിഡത.
ദീര്‍ഘഗോളാകൃതിയുള്ള കൂട്ടങ്ങളുമുണ്ട്. W-സെന്റാറി (W-Centauri-NGC 5139) ഇത്തരത്തിലൊരു കൂട്ടമാണ്. എല്ലാത്തരം താരാപഥങ്ങളിലും ഗോളാകാരക്കൂട്ടങ്ങളുണ്ട്. നമ്മുടെ താരാപഥത്തിലെ ഇത്തരം കൂട്ടങ്ങളെ താരാപഥകേന്ദ്രത്തെ ആധാരമാക്കി 60,000 പാര്‍സെക് വ്യാസത്തിനുള്ളില്‍ താരാപഥ ഹാലോ(Galectic halo)യില്‍ (താരാപഥത്തിനു ചുറ്റുമുള്ള ഭാഗം) വിന്യസിച്ചിരിക്കുന്നു. കൂടുതല്‍ കൂട്ടങ്ങളും കേന്ദ്രത്തോടടുത്ത ഭാഗങ്ങളിലാണ് (ധനുരാശിയില്‍) കാണപ്പെടുന്നത്. ഇരുന്നൂറോളം ഗ്ലോബുലാര്‍ കൂട്ടങ്ങള്‍ അറിയപ്പെട്ടവയായുണ്ട്. അവയില്‍ പലതും താരാപഥത്തോടൊപ്പം രൂപം കൊണ്ടവയായതുകൊണ്ട് ആകാശഗംഗയില്‍ നമുക്ക് നിരീക്ഷിക്കുവാന്‍ കഴിയുന്നതില്‍ ഏറ്റവും അകലെയുള്ള വസ്തുക്കള്‍ ഗോളാകാരക്കൂട്ടങ്ങളാണ്. ഇവയിലെ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ വളരെ പ്രായം ചെന്നവയാണ്. ഇവയില്‍ കാര്‍ബണ്‍, നൈട്രജന്‍, ഓക്സിജന്‍ മുതലായ ഭാരിച്ച മൂലകങ്ങള്‍ വളരെ കുറവാണ്. താരാപഥ രൂപവത്കരണത്തെക്കുറിച്ചും മറ്റുമുള്ള അനവധി വിവരങ്ങള്‍ ഇവയ്ക്ക് നല്കാന്‍ കഴിയും. ലഭ്യമായ വിവരങ്ങളുടെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ ഇതിലെ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് 1000 കോടി മുതല്‍ 1500 കോടി വരെ വര്‍ഷം പ്രായമുണ്ട് എന്നു കണക്കാക്കുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങളിലെ ആണവ പ്രവര്‍ത്തനങ്ങളുടെ ഫലമായും സൂപ്പര്‍നോവ പൊട്ടിത്തെറികള്‍കൊണ്ടും ദ്രവ്യസംപുഷ്ടവത്കരണം നടക്കുന്നതിനു മുമ്പുള്ള സ്ഥിതി ഈ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിലനില്ക്കുന്നതുകൊണ്ട് താരാപഥത്തിന്റെ രാസപരിണാമം മനസ്സിലാക്കുവാന്‍ ഇവ സഹായകമാകുന്നു.
സ്പന്ദ ചരങ്ങള്‍
നക്ഷത്രദീപ്തിയില്‍ ആവര്‍ത്തിച്ചു വ്യതിയാനം കാണിക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളാണ് ചര നക്ഷത്രങ്ങള്‍ എന്നറിയപ്പെടുന്നത്. ഇക്കൂട്ടത്തില്‍ പ്രധാനപ്പെട്ട രണ്ടു വിഭാഗങ്ങളാണ് സെഫീദ് ചരങ്ങളും (Cepheid variables) ആര്‍.ആര്‍.ലൈറേ ചരങ്ങളും (R.R.Lyrae variables). രണ്ടും സ്പന്ദ ചരങ്ങള്‍ (Pulsating variables) ആണ്.
നക്ഷത്രങ്ങള്‍ അവയുടെ അന്ത്യത്തോടടുക്കുമ്പോള്‍ (ചുവപ്പുഭീമന്മാരാകുംമുമ്പ്) ആണ് സ്പന്ദിക്കാന്‍ തുടങ്ങുക. കാരണമിതാണ്: സാധാരണ മുഖ്യശ്രേണീനക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ഉള്ളിലേക്കുള്ള ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ മര്‍ദവും പുറത്തേക്കുള്ള താപീയ, വികിരണ മര്‍ദങ്ങളും സമതുലനത്തിലായിരിക്കും. എന്നാല്‍ അന്ത്യത്തോടടുക്കുമ്പോള്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ പുറം അടരുകളിലെ താപനില ഉയരുന്നു. വര്‍ധിച്ച അളവിലുള്ള ഹീലിയം വാതകം താപത്തെ കുടുക്കുന്നതാണ് (trap) ഇതിനു കാരണം. ഇതുമൂലം പുറത്തേക്കുള്ള മര്‍ദം കൂടുന്നു. നക്ഷത്രത്തിന്റെ പുറം അടര് പുറത്തേക്കു വികസിക്കുമ്പോള്‍ മര്‍ദം കുറയും. എന്നാല്‍ പദാര്‍ഥത്തിന്റെ ചലനജഡത്വം (motional inertia) കാരണം സമതുലിതാവസ്ഥയും കടന്ന് കൂടുതല്‍ വികസിച്ചുപോകുന്നു. തന്മൂലം ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ ഫലമായി വീണ്ടും സങ്കോചിക്കാന്‍ ഇടയാകുന്നു. സമതുലിതാവസ്ഥയില്‍ നില്ക്കാതെ (ചലന ജഡത്വം കാരണം) കൂടുതല്‍ ചുരുങ്ങിപ്പോകുന്നു. ഈ പ്രക്രിയ ആവര്‍ത്തിച്ചുകൊണ്ടേയിരിക്കും.
ഡെല്‍റ്റാ സെഫീ (Δ-Cephei) എന്ന ചര നക്ഷത്രമാണ് ആദ്യം കണ്ടെത്തിയ സെഫീദ് ചരം. 5½ ദിവസംകൊണ്ട് ആ മഞ്ഞഭീമന്റെ ശോഭ ഇരട്ടിയായി വര്‍ധിച്ചശേഷം പൂര്‍വാവസ്ഥയില്‍ എത്തുന്നു. ശോഭ കൂടിയ സെഫീദുകള്‍ക്ക് ആവര്‍ത്തനകാലവും കൂടുതലായിരിക്കും. സെഫീദുകളുടെ സ്പന്ദനകാലവും (pulsation period) ജ്യോതിയും (Luminosity) ബന്ധിപ്പിച്ച് വരയ്ക്കുന്ന ഗ്രാഫ് വിദൂര നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും താരാപഥങ്ങളുടെയും ദൂരം കണക്കാക്കാന്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞരെ സഹായിക്കുന്നു.
സെഫീദുകളെക്കാള്‍ ചെറുതും സാന്ദ്രവുമാണ് ആര്‍.ആര്‍. ലൈറേകള്‍. അവയ്ക്ക് ഒരു സൗരഭാരത്തിനടുത്തേ പിണ്ഡം കാണൂ. അവയുടെ ആവര്‍ത്തനകാലം 1½ മണിക്കൂര്‍ മുതല്‍ 1 ദിവസം വരെയാണ്.
വൂള്‍ഫ്-റായറ്റ് നക്ഷത്രങ്ങള്‍
ആകാശത്തു കാണുന്ന മറ്റൊരു വിഭാഗം നക്ഷത്രങ്ങള്‍ വൂള്‍ഫ്-റായറ്റ് നക്ഷത്രങ്ങളാണ്. അവയ്ക്ക് സൂര്യന്റെ പത്തു മടങ്ങിനുമേല്‍ ഭാരം വരും. ഇവ O,B വിഭാഗത്തില്‍ പ്പെടുന്നവയാണ്. 30,000 K യ്ക്കും 50,000 K യ്ക്കും ഇടയ്ക്കാണ് ഇവയുടെ താപനില. ഇവയുടെ അന്തരീക്ഷത്തില്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ കുറവാണെങ്കിലും കാര്‍ബണ്‍, നൈട്രജന്‍ എന്നീ മൂലകങ്ങളെക്കൊണ്ട് സമ്പുഷ്ടമാണ്. ഹീലിയമാണ് ഏറ്റവും കൂടുതലുള്ളത്. അതുകൊണ്ട് ഇവയെ ഹീലിയം നക്ഷത്രങ്ങളെന്നും വിളിക്കാറുണ്ട്. വൂള്‍ഫ്-റായറ്റ് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ പരിണാമത്തിന്റെ ഒരു ഘട്ടത്തില്‍ അന്തരീക്ഷം നഷ്ടപ്പെട്ടുപോയ ഭാരിച്ച നക്ഷത്രങ്ങളായിരിക്കാമെന്നാണ് അനുമാനം. പരിണാമത്തിലെ ഒരു ഘട്ടമായിരിക്കാമെന്നതുകൊണ്ട് ഈ അവസ്ഥയില്‍ ഏതാനും ലക്ഷം വര്‍ഷത്തെ ജീവിതമേ കാണൂ.
നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അന്ത്യം
ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഭാരമാണ് അതിന്റെ അന്ത്യം നിര്‍ണയിക്കുന്ന മുഖ്യ ഘടകം; കൃത്യമായി പറഞ്ഞാല്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ചന്ദ്രശേഖര്‍ പരിധി (Chandrasekhar limit). സൂര്യന്റെ ഭാരത്തിന്റെ ഏകദേശം 1. 4 മടങ്ങാണ് (1. 4 Mo ) ഇത്. ഇതില്‍ കുറഞ്ഞ ഭാരമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ 'സൗര ഭാര നക്ഷത്രങ്ങളെ'ന്നും (Star of Solar-mass) കൂടിയവയെ ഭാരിച്ച നക്ഷത്രങ്ങളെന്നും (Massive stars) വിഭജിച്ചിരിക്കുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വാര്‍ധക്യകാല ജീവിതത്തെ നിയന്ത്രിക്കുന്നതും അവയുടെ അന്ത്യം തീരുമാനിക്കുന്നതും ഈ ഭാര വ്യത്യാസമാണ്. മാത്രമല്ല, ഭാരം കുറഞ്ഞവയുടെയും ഭാരിച്ചവയുടെയും അന്ത്യം വിഭിന്ന രീതികളിലായതിനാല്‍ അവയുടെ മുഖ്യശ്രേണീജീവിതം കഴിഞ്ഞുള്ള അന്ത്യകാലം സങ്കീര്‍ണമാണ്.
===ഗ്രഹസദൃശ നീഹാരികകളും വെളുത്ത കുള്ളന്മാരും=== സൂര്യനെപ്പോലെ ഭാരം കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് മുഖ്യശ്രേണീജീവകാലം കഴിയുമ്പോള്‍ ചില പരിവര്‍ത്തനങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകുന്നു. നക്ഷത്രത്തിലെ 10%ത്തിനും 20%ത്തിനും ഇടയ്ക്കുള്ള അളവില്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ കത്തിത്തീരുമ്പോള്‍ താപ ആണവ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനം (thermonuclear reaction) തുടര്‍ന്നുപോകാന്‍ വേണ്ടിടത്തോളമുള്ള ഇന്ധനം നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാതല്‍ ഭാഗത്ത് (core) ഇല്ലാതെവരും. അതോടെ നക്ഷത്രം മുഖ്യശ്രേണി വിടുന്നു. എന്നാല്‍ കാതലില്‍ നിന്നുള്ള വികിരണം കുറയുന്നതോടെ മര്‍ദം കുറയുന്നു, അവിടം സങ്കോചിക്കുന്നു. ഈ സങ്കോചം മൂലം താപനില വളരെ കൂടുന്നു. ഇതിന്റെ ഫലമായി കാതലിനു ചുറ്റുമുള്ള ഹൈഡ്രജന്റെ ഒരു പടല(layer)ത്തില്‍ ആണവ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനം ആരംഭിക്കുന്നു. പൊടുന്നനെ ആരംഭിക്കുന്ന ഈ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനത്തിന്റെ ഫലമായി നക്ഷത്രത്തിന്റെ പുറംപാളികള്‍ കൂടുതല്‍ വീര്‍ക്കുന്നു (swell). ഇങ്ങനെ വീര്‍ത്ത് തണുക്കുന്നതിലൂടെ നക്ഷത്രം കൂടുതല്‍ ചുവന്നതാകുന്നു. ഇതാണ് ചുവന്ന ഭീമനക്ഷത്രാവസ്ഥ (Red Giant). എന്നാല്‍ കാതല്‍ഭാഗം തകര്‍ന്നടിയുമ്പോള്‍ അതിന്റെ താപനില വര്‍ധിച്ച് 100 ദശലക്ഷം ഡിഗ്രിയില്‍ കൂടുതല്‍ ആകുന്നുവെങ്കില്‍ ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രങ്ങള്‍ സംശ്ലേഷിച്ച് താത്കാലികമായി ബെറിലിയവും, ബെറിലിയം (Be) അണുകേന്ദ്രങ്ങള്‍ ചേര്‍ന്ന് കാര്‍ബണും (C) ഉണ്ടാകുന്നു. ഇതിനായി കാതല്‍ഭാഗത്തിന് ചുരുങ്ങിയത് സൂര്യന്റെ പകുതി ഭാരമെങ്കിലും വേണം. ഭാരം കുറവാണെങ്കില്‍ (< 1. 4 Mo) ഹീലിയം കത്തിത്തീരുമ്പോള്‍ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനം അവസാനിക്കും. കാര്‍ബണ്‍ കാതല്‍ (Carbon kernel) നിര്‍ജീവമാകും. ആണവ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനം കുറഞ്ഞ് നക്ഷത്രം കെട്ടണയാന്‍ തുടങ്ങും. കാര്‍ബണ്‍ കാതല്‍ രൂപവത്കൃതമാകുമ്പോഴുണ്ടാകുന്ന സ്പന്ദനങ്ങള്‍ (pulsations) നക്ഷത്രവാതം സൃഷ്ടിക്കുന്നു. അത് നക്ഷത്രത്തില്‍ അവശേഷിക്കുന്ന പ്രകാശംകൊണ്ട് ദീപ്തമായ ബാഹ്യപടലത്തെ പുറംതള്ളുന്നു. ഇങ്ങനെ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍നിന്നു പുറന്തള്ളപ്പെട്ട ധൂളികള്‍ ഗ്രഹസദൃശമായ നീഹാരിക(Planetary Nebula)യായി നക്ഷത്രത്തിനു ചുറ്റും ദൃശ്യമാകുന്നു. അത് പിന്നെ വികസിച്ച് നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തില്‍ ലയിക്കുന്നു.
ഗ്രഹസദൃശ നീഹാരികകള്‍ സാധാരണ നീഹാരികകളെപ്പോലെയല്ല; പ്രകാശം ഉള്ളവയാണ്. ആവരണത്തിലെ ആറ്റങ്ങളും തന്മാത്രകളും കേന്ദ്രനക്ഷത്രത്തില്‍നിന്നു വരുന്ന അള്‍ട്രാവയലറ്റ് രശ്മികളെ ആഗിരണം ചെയ്ത് റേഡിയോതരംഗങ്ങളായും ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് രശ്മികളായും ദൃശ്യപ്രകാശമായും പുനരുത്സര്‍ജനം നടത്തുന്നു. ഗ്രഹസദൃശ നീഹാരിക എന്ന പ്രതിഭാസം പ്രപഞ്ചത്തില്‍ വളരെ സാധാരണമാണ്. ഭാരം കുറഞ്ഞ (1 Mo- 1.4 Mo) നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിതത്തിലെ ഒരു ഘട്ടമാണിത്. ഇതാണ് ചുവന്ന ഭീമന്റെയും വെളുത്ത കുള്ളന്റെയും അവസ്ഥകള്‍ക്ക് ഇടയിലുള്ള ഘട്ടം. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന് ചുവന്ന ഭീമന്റെ നിലയില്‍നിന്ന് ഗ്രഹസദൃശ നീഹാരികയുടെ നിലയിലേക്കുള്ള അവസ്ഥാന്തരത്തിന് ഏതാനും ആയിരമോ ലക്ഷമോ വര്‍ഷങ്ങള്‍ മതിയാകും. അതുപോലെ തന്നെയാണ് നീഹാരികാഘട്ടത്തില്‍നിന്ന് വെളുത്ത കുള്ളനിലേക്കുള്ള പരിവര്‍ത്തനവും. ഭാരിച്ച നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കാര്യത്തില്‍പ്പോലും, അവയുടെ ജീവിതകാലത്ത് പലപ്പോഴായി ഭാരനഷ്ടം സംഭവിച്ച് ചന്ദ്രശേഖര്‍ പരിധിക്കു താഴെ പോകുന്നതുമൂലം അവയും ഒടുവില്‍ വെളുത്ത കുള്ളന്മാരാകാം. ചുവന്ന ഭീമനക്ഷത്രത്തില്‍ നക്ഷത്രക്കാറ്റ് മൂലം ഇങ്ങനെയുള്ള ഭാരനഷ്ടം ഉണ്ടാകാറുണ്ട്. അതുകൊണ്ടാണ് ഭാരിച്ച നക്ഷത്രങ്ങളും ചിലപ്പോള്‍ ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രമോ തമോഗര്‍ത്തമോ ആകാതെ ഒടുവില്‍ വെളുത്ത കുള്ളന്മാരായിപ്പോകുന്നത്. ഏതു നക്ഷത്രത്തിന്റെയും പുറമെയുള്ള പാളികള്‍ നഷ്ടപ്പെടുമ്പോള്‍ ഹീലിയം, കാര്‍ബണ്‍, നൈട്രജന്‍ എന്നീ മൂലകങ്ങള്‍കൊണ്ട് സമ്പുഷ്ടമായ ഒരു ആന്തരികഭാഗം അതില്‍ അവശേഷിക്കും.
പൗളിയുടെ നിയമവും ഇലക്ട്രോണ്‍ അപഭ്രഷ്ടതയും
ഭാരം കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഒടുവില്‍ വെളുത്ത കുള്ളന്മാരായിട്ടാണ് തീരുന്നത്. മുഖ്യശ്രേണിയിലുള്ള ഇത്തരം ഒരു നക്ഷത്രത്തിലെ ആണവോര്‍ജം ഒട്ടുമുക്കാലും ഉപയോഗിക്കപ്പെട്ടുകഴിയുമ്പോള്‍ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണബലം അതിന്റെ ആന്തരിക ഭാഗത്തെ സങ്കോചിപ്പിക്കുന്നു. ആണവോര്‍ജം ഉണ്ടാക്കുന്ന ആന്തരിക മര്‍ദത്തെക്കാള്‍ കൂടിയ സ്വാധീനം ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ മര്‍ദത്തിന് ഉണ്ടാവുകയും നക്ഷത്രമാകെ ഞെരുങ്ങി ചെറുതാവുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇതോടെ നക്ഷത്ര ദ്രവ്യത്തിലെ താഴ്ന്ന ഊര്‍ജനിലകള്‍ (lowest energy levels)ഇലക്ട്രോണുകളെക്കൊണ്ടു നിറഞ്ഞ് ഇലക്ട്രോണ്‍ അപഭ്രഷ്ടാവസ്ഥ(electron degeneracy)യില്‍ എത്തുന്നു. ഒരേ ഊര്‍ജാവസ്ഥയില്‍ രണ്ടിലധികം ഇലക്ട്രോണുകള്‍ക്ക് ഇരിക്കുവാന്‍ സാധ്യമല്ലെന്ന പൗളിയുടെ ബഹിഷ്കരണ സിദ്ധാന്തത്തിനു വിധേയമായി എല്ലാ ഊര്‍ജാവസ്ഥകളും ഇലക്ട്രോണുകളെക്കൊണ്ട് നിറഞ്ഞിരിക്കുന്ന അവസ്ഥയാണ് ഇലക്ട്രോണ്‍ ഡീജനറേറ്റ് അവസ്ഥ. ഇലക്ട്രോണുകളുടെ അപഭ്രഷ്ടംകൊണ്ട് ഉണ്ടാകുന്ന ആന്തരിക മര്‍ദം (degeneracy pressure) ആണ് ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ മര്‍ദത്തെ പ്രതിരോധിച്ച് ഒടുവില്‍ ചുരുങ്ങലിനെ ചെറുക്കുന്നത്. നക്ഷത്രത്തിലെ ദ്രവ്യത്തിന് ഈ അവസ്ഥയില്‍ 1000 Kg/cc കണക്കില്‍ സാന്ദ്രതയുണ്ടായിരിക്കും. ഈ സ്ഥിതിയില്‍ നീണ്ടുനില്ക്കുന്ന ഒരു ശീതീകരണ പ്രക്രിയ നക്ഷത്രത്തിനുണ്ടാവുകയും ഒടുവില്‍ ദൃശ്യമല്ലാത്ത ഒരു കുള്ളനായിത്തീരുകയും ചെയ്യും. വളരെ കുറഞ്ഞ അളവിലാണെങ്കിലും അവ പുറത്തുവിടുന്നത് ധവള പ്രകാശമായതുകൊണ്ട് വെളുത്ത കുള്ളന്മാര്‍ (White dwarfs) എന്നാണ് അവ അറിയപ്പെടുക. ആകാശത്ത് ഏറ്റവും തിളങ്ങിക്കാണുന്ന സിറിയസ്സ് -A (Sirius-A) നക്ഷത്രത്തിന്റെ തോഴന്‍ (companion) സിറിയസ്സ് - B വെളുത്ത കുള്ളനുദാഹരണമാണ്. ഇത്തരം കുള്ളന്മാര്‍ നമ്മുടെ താരാപഥത്തില്‍ അനേകായിരമുണ്ട്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ആകെ എണ്ണത്തിന്റെ ഉദ്ദേശം 10% വരും അവയുടെ എണ്ണം. മുഖ്യശ്രേണീനക്ഷത്രങ്ങളെപ്പോലെ കുള്ളന്മാരെയും വര്‍ഗീകരിച്ചിട്ടുണ്ട്. DO,DB,DA,DF ,DG ... എന്നിങ്ങനെ. യഥാക്രമം 100000 K മുതല്‍ 4000 K വരെയാണ് അവയുടെ താപനിലാ വിഭജനം. എന്നാല്‍ ഇതിലും തണുത്ത വെളുത്ത കുള്ളന്മാരുമുണ്ട്. അവയെ നമുക്ക് കാണാന്‍ കഴിയില്ലെന്നു മാത്രം. അതിനാല്‍ കറുത്ത കുള്ളന്മാരെന്നാണ് അവ അറിയപ്പെടുന്നത്. മുഖ്യശ്രേണിയുടെ ഏതാണ്ട് മധ്യഘട്ടത്തിലെത്തി നില്ക്കുന്ന നമ്മുടെ സൂര്യന്‍ ഉദ്ദേശം 500 - 700 കോടി വര്‍ഷം കഴിയുമ്പോള്‍ വാര്‍ധക്യത്തിലെത്തി വെളുത്ത കുള്ളനാകും. ഭാരം കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ കുള്ളന്മാരാകുന്നത് അവയുടെ പരിണാമഘട്ടത്തിലെ ഏറ്റവും മനോഹരഘട്ടമായ ഗ്രഹസദൃശ നീഹാരികാഘട്ടവും കഴിഞ്ഞാണ്. വെളുത്ത കുള്ളന്റെ ഉള്‍ഭാഗം മുഖ്യശ്രേണീ നക്ഷത്രത്തിന്റേതില്‍നിന്ന് വ്യത്യസ്തമാണ്. നക്ഷത്രം മുഖ്യശ്രേണിയിലായിരിക്കുമ്പോള്‍ സ്വന്തം ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം കൊണ്ടുണ്ടാകുന്ന സങ്കോചത്തെ ചെറുക്കുന്നത് താപോര്‍ജമുണ്ടാക്കുന്ന ആന്തരികമര്‍ദമാണെങ്കില്‍ വെളുത്ത കുള്ളന്മാരില്‍ ഇലക്ട്രോണ്‍ അപഭ്രഷ്ടതയുണ്ടാക്കുന്ന ആന്തരിക മര്‍ദമാണ് അപ്രകാരം ചെയ്യുന്നത്. വെളുത്ത കുള്ളന്റെ ഉള്‍ഭാഗം വാതകാവസ്ഥയ്ക്കു പകരം ക്രമേണ തണുത്തുറയുന്ന ഭീമാകാരമുള്ള ഒരു പരല്‍ (crystal)ആയിരിക്കും.
ഗ്രഹസദൃശ നീഹാരിക (Planetary Nebula) ജീവിതാന്ത്യത്തിലെത്തി നില്ക്കുന്ന അത്യധിക താപനിലയുള്ളതും വളരെ തിളക്കമാര്‍ന്നതുമായ നക്ഷത്രമാണ്. അതാകട്ടെ അതിന്റെ ബാഹ്യപടലങ്ങളെ പുറത്തേക്കു തള്ളുകയും, ചുറ്റും വൃത്താകൃതിയിലുള്ള വാതകവ്യോമപടല(Nebula)ത്തെ സൃഷ്ടിക്കുകയും 30,000 വര്‍ഷം തുടര്‍ച്ചയായി തണുത്ത്, ചുരുങ്ങി ഒടുവില്‍ ഒരു ഗ്രഹത്തിന്റെ വലുപ്പമുള്ളതായിത്തീരുകയുമാണ് ചെയ്യുന്നത്. വെളുത്ത കുള്ളന്മാരുടെ 20% - ഉം ഗ്രഹസദൃശ നീഹാരികകളുമായി ബന്ധപ്പെട്ടവയാണ്.
എസ്. ചന്ദ്രശേഖറിന്റെ സിദ്ധാന്തമനുസരിച്ച് വെളുത്ത കുള്ളന്മാരാകുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഭാരം സൗരഭാരത്തിന്റെ 1.4 മടങ്ങില്‍ കൂടുതല്‍ ആയിരിക്കില്ല. ഭാരം അതില്‍ കൂടുതലായാല്‍ ഇലക്ട്രോണുകളുടെ അപഭ്രഷ്ടതയ്ക്കും ഗുരുത്വാകര്‍ഷണത്തെ അതിജീവിക്കാന്‍ കഴിയാതെവരുകയും നക്ഷത്രക്കാതല്‍ വീണ്ടും ചുരുങ്ങുകയും ചെയ്യും.
നോവകളും സൂപ്പര്‍നോവകളും
ആകാശത്ത് പൊടുന്നനെ വെട്ടിത്തിളങ്ങുന്നതും ക്രമേണ മങ്ങുന്നതും (മാസങ്ങള്‍കൊണ്ട്) പ്രകാശം കുറഞ്ഞു കുറഞ്ഞ് പഴയ അവസ്ഥയിലെത്തുന്നതുമായ നക്ഷത്രമാണ് നോവ (Nova). സൂപ്പര്‍നോവയെക്കാള്‍ വളരെക്കുറഞ്ഞ അളവിലുള്ള ഊര്‍ജമേ ഇത് ബഹിര്‍ഗമിപ്പിക്കുന്നുള്ളൂ. അതിനാല്‍ ഇതിനെ തിരിച്ചറിയാന്‍ പ്രയാസമില്ല. ഏറ്റവും തിളക്കമാര്‍ന്ന നോവാസൈഗ്നി(Nova Cygni-1975)ക്കുപോലും ഒരു സൂപ്പര്‍നോവയുടെ ആയിരത്തിലൊന്ന് തിളക്കമേയുണ്ടായിരുന്നുള്ളൂ. നോവകളെ നക്ഷത്രനോവകളെന്നും കുള്ളന്‍ നോവകളെന്നും വേര്‍തിരിച്ചിട്ടുണ്ട്. നക്ഷത്രനോവകള്‍ 10,000 മുതല്‍ 1,00,000 വരെ വര്‍ഷങ്ങളില്‍ ഒരിക്കല്‍ മാത്രമേ ഉയര്‍ന്ന ശോഭ ആര്‍ജിക്കുന്നുള്ളൂ. ആ സമയത്ത് ഇവയുടെ കാന്തിമാനം പത്തിലൊന്ന് ആകുന്നതായി അതായത് ജ്യോതി 4000-ഓളം ഇരട്ടിയാകുന്നതായി കണ്ടിട്ടുണ്ട്. കുള്ളന്‍ നോവകളുടെ കാന്തിമാനം പകുതിയോ മൂന്നിലൊന്നോ ആയി മാത്രമേ കുറയാറുള്ളൂവെങ്കിലും അവ ഏതാനും മാസങ്ങളോളം പൊട്ടിത്തെറിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കും. സൂപ്പര്‍നോവകള്‍ പൊട്ടിത്തെറിക്കുമ്പോള്‍ സംഭവിക്കുന്നതുപോലുള്ള മാറ്റങ്ങള്‍ നോവകളുടെ പൊട്ടിത്തെറിയിലൂടെ നക്ഷത്രങ്ങളിലുണ്ടാകുന്നില്ല. ഒരു നോവാസ്ഫോടനത്തില്‍ സൂപ്പര്‍നോവാസ്ഫോടനത്തിന്റെ ദശലക്ഷത്തിലൊരംശം (10-6)ഊര്‍ജമാണ് ബഹിര്‍ഗമിക്കുന്നത്. അതുപോലെ നോവാസ്ഫോടനം നക്ഷത്രത്തിന്റെ പുറംപാളികളെ മാത്രമാണ് ബാധിക്കുന്നത്.
നോവകള്‍ പലതരമുണ്ടെങ്കിലും അവയ്ക്കെല്ലാം പൊതുവായ ഒരു സ്വഭാവമുണ്ട്; എല്ലാം ഇരട്ട നക്ഷത്രവ്യവസ്ഥയിലെ അംഗങ്ങളാണ്. സ്ഫോടനത്തിനുള്ള ഹേതുവും അതുതന്നെയാണ്. നോവയെ സൃഷ്ടിക്കുന്ന ഇരട്ട നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ഒരു വെളുത്ത കുള്ളനും (അല്ലെങ്കില്‍ ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രം) ഒരു സാധാരണ നക്ഷത്രവും കാണും. സാധാരണ നക്ഷത്രത്തിന്റെ പുറംചട്ടയുടെ ആരം (radius) റോഷേ ലിമിറ്റ് കഴിയുമ്പോള്‍ അതില്‍നിന്ന് പദാര്‍ഥം വെളുത്ത കുള്ളനിലേക്ക് ആകര്‍ഷിക്കപ്പെടുകയും അതിനുചുറ്റും അടിഞ്ഞുകൂടിയ ഒരു ഡിസ്ക്ക് രൂപം കൊള്ളുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ ഡിസ്ക്കിലെ താപനിലയും മര്‍ദവും വേണ്ടത്ര ഉയരുമ്പോള്‍ ഉണ്ടാകുന്ന ജ്വലനമാണ് നോവാസ്ഫോടനമുണ്ടാക്കുന്നത്.
ഇരട്ട നക്ഷത്ര വ്യവസ്ഥയിലെ ഒരു നക്ഷത്രത്തില്‍നിന്ന് മറ്റേ നക്ഷത്രത്തിലേക്ക് ദ്രവ്യം ഒഴുകുന്നത് സുസ്ഥിരമായ രീതിയിലല്ല. നോവയില്‍നിന്ന് നിര്‍ഗമിക്കുന്ന ദ്രവ്യത്തില്‍ (Nova ejecta) ധാരാളം കാര്‍ബണും നൈട്രജനും ഓക്സിജനും ഉണ്ടായിരിക്കും. അതിനെ ഇങ്ങനെ വിശദമാക്കാം. കൂട്ടുനക്ഷത്രത്തില്‍നിന്നു വരുന്ന ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും അടങ്ങിയ ദ്രവ്യം വെളുത്ത കുള്ളന്റെ പുറംചട്ടയ്ക്കുള്ളില്‍ വീഴുന്നു. ഇപ്രകാരം വേണ്ടിടത്തോളം ദ്രവ്യം വീണുകഴിഞ്ഞാല്‍ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ ബലം കൊണ്ട് അവിടം സങ്കോചിച്ച് ചൂടുപിടിക്കുന്നു. ഈ സ്ഥിതിവിശേഷം C-N-O ആണവ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തന ചക്രത്തെ ത്വരിപ്പിക്കുന്നു. ദ്രവ്യം വീണുണ്ടായ പാളി(layer)ക്കും കുള്ളന്റെ പുറം ചട്ടയ്ക്കും ഇടയിലാണ് അപ്പോള്‍ ആണവ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനം നടക്കുന്നത്. ആ സമയത്ത് നോവയുടെ പുറംഭാഗങ്ങളില്‍ 100 ദശലക്ഷം ഡിഗ്രി വരെ ചൂട് കാണും. ഇത്രയും ഉയര്‍ന്ന താപനിലയില്‍ ഹൈഡ്രജന്‍, ഹീലിയം, കാര്‍ബണ്‍, നൈട്രജന്‍ എന്നീ മൂലകങ്ങള്‍ ഉള്‍പ്പെട്ട സ്ഫോടകാവസ്ഥയിലെ ആണവ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനം ത്വരിതമാകും. വളരെ ചെറിയ സമയം-അതായത് ഏതാനും മണിക്കൂര്‍കൊണ്ട് പുറംപാളികള്‍ തെറിച്ചുപോകുന്ന വിധത്തില്‍ പുറത്തേക്ക് ഊര്‍ജപ്രവാഹമുണ്ടാകും. ഇങ്ങനെയാണ് നോവ ദ്രവ്യത്തെ ബഹിരാകാശത്തേക്കു തള്ളുന്നത്.
സൂപ്പര്‍നോവ ഇതില്‍നിന്നു വളരെ വ്യത്യസ്തമാണ്. ഇവിടെ ഇരട്ട നക്ഷത്രം വേണമെന്നില്ല. ഒരു നക്ഷത്രത്തിലെ ഏറിയ പങ്ക് ദ്രവ്യവും ഇതില്‍ പങ്കുചേരും. നോവ സ്ഫോടനത്തിന്റെ ദശലക്ഷം മടങ്ങ് ഊര്‍ജമാണ് സൂപ്പര്‍നോവ പൊട്ടിത്തെറിയിലൂടെ ബഹിര്‍ഗമിക്കുന്നത്. ചിലതരം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അന്ത്യം കുറിക്കുന്ന അവസ്ഥയാണ് ഇത്. നമ്മുടെ താരാപഥത്തില്‍ നടക്കുന്ന മിക്കവാറും സൂപ്പര്‍നോവ സ്ഫോടനങ്ങള്‍ കാഴ്ചയില്‍പ്പെടാതെ പോകുന്നത് താരാപഥത്തിന്റെ തളികാഭാഗത്തുള്ള നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തിലെ പൊടിപടലങ്ങള്‍ മറയ്ക്കുന്നതുകൊണ്ടാണ്. ശരാശരി ഓരോ മുപ്പതുകൊല്ലത്തിലും നമ്മുടെ താരാപഥത്തില്‍ ഒരു സൂപ്പര്‍നോവ പൊട്ടിത്തെറിയുണ്ടാകുന്നു. 1054-ല്‍ ചൈനക്കാരും 1572-ല്‍ കെപ്ലറും 1604-ല്‍ ടൈക്കോ ബ്രാഹെയും സൂപ്പര്‍നോവകളെ കണ്ടതായി രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുണ്ട്.
നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമം അവയുടെ ഭാരത്തെയും രാസഘടനയെയും ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. സൂപ്പര്‍നോവകള്‍ രണ്ടുതരമാണ്. ഒന്ന്, ടൈപ്പ്-I : പോപ്പുലേഷന്‍ -II എന്ന വിഭാഗത്തില്‍ പ്പെട്ട, ഭാരിച്ച മൂലകങ്ങളുടെ സാന്നിധ്യമില്ലാത്ത നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്ഫോടനം മൂലമുണ്ടാകുന്നവ. രണ്ട്, ടൈപ്പ് II : പോപ്പുലേഷന്‍ - I എന്ന വിഭാഗത്തില്‍ പ്പെട്ട, ഭാരിച്ച മൂലകങ്ങളാല്‍ സമ്പുഷ്ടമായ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്ഫോടനം മൂലമുണ്ടാകുന്നവ. രണ്ടായാലും ഒരു അതിഭീമന്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തിലെ ജ്വലനം നിലയ്ക്കുമ്പോള്‍ അവിടം അതിവേഗം ചുരുങ്ങുകയും അതിനുപുറത്ത്, അതുവരെ ജ്വലനത്തില്‍ പങ്കെടുക്കാതെ നിലകൊണ്ട അടരുകള്‍ തകര്‍ന്നുവീഴുകയും ചെയ്യുന്നതിന്റെ ഫലമാണ് സൂപ്പര്‍നോവ. പുറം അടരുകളിലെ ഹൈഡ്രജന്‍ പെട്ടെന്ന് സമ്മര്‍ദത്തിനും ഉയര്‍ന്ന താപനിലയ്ക്കും വിധേയമായി ഫ്യൂഷന്‍ നടത്തുകയും അതിന്റെ ഊര്‍ജപ്രവാഹത്തില്‍ പുറം അടരുകള്‍ ആകെ പൊട്ടിത്തെറിച്ചുപോവുകയും ചെയ്യുന്നു.
ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ - പള്‍സാറുകള്‍
സൂപ്പര്‍നോവയുടെ തിളക്കം ഏറ്റവും കൂടിയ നിലയില്‍നിന്ന് ആദ്യത്തെ ഏതാനും ദിവസങ്ങള്‍ കൊണ്ടുതന്നെ കാര്യമായി കുറയും. എങ്കിലും അത് പൂര്‍ണമായി ഇല്ലാതാകാന്‍ അനേക മാസങ്ങളെടുക്കും. സ്ഫോടനസമയത്തെ ഏതാനും നിമിഷങ്ങള്‍കൊണ്ട് സൂപ്പര്‍നോവ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ഊര്‍ജം സൂര്യന്‍ അനേക കോടി വര്‍ഷംകൊണ്ട് പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ആകെ ഊര്‍ജത്തിനു തുല്യമായിരിക്കും. ഇത്തരം സന്ദര്‍ഭങ്ങളില്‍ സൂപ്പര്‍നോവകള്‍ പുറംതള്ളുന്ന ദ്രവ്യത്തിന് സൂര്യന്റെ ഒന്നുമുതല്‍ പത്തുവരെ മടങ്ങ് ഭാരമുണ്ടെന്നും കണക്കാക്കിയിട്ടുണ്ട്. സ്ഫോടനത്തിനുശേഷം ഒന്നും അവശേഷിക്കുന്നില്ലെങ്കില്‍ ഇപ്രകാരം പുറംതള്ളിയ ദ്രവ്യത്തിന്റെ ഭാരം നക്ഷത്രത്തിനാദ്യമുണ്ടായിരുന്ന ഭാരത്തിന് തുല്യമായിരിക്കും. എന്നാല്‍ 1968-ല്‍ പള്‍സാറുകളെ കണ്ടുപിടിച്ചതോടെ സൂപ്പര്‍നോവ സ്ഫോടനത്തിനുശേഷം വളരെ സാന്ദ്രമായ ഒരു വസ്തു അവശേഷിക്കുന്നുണ്ടെന്ന് മനസ്സിലായി. നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാതലായ ഈ വസ്തു പരസ്പരം ചേര്‍ന്നിരിക്കുന്ന ന്യൂട്രോണുകള്‍ മാത്രം അടങ്ങിയതാണ്. കാതലില്‍ മുമ്പുണ്ടായിരുന്ന പ്രോട്ടോണുകളും ഇലക്ട്രോണുകളും കൂടിച്ചേര്‍ന്ന് ന്യൂട്രോണുകളായി മാറിയിരിക്കും. ഇതിനെ ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രം എന്നുവിളിക്കുന്നു. അതിവേഗം കറങ്ങുന്ന ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രങ്ങളാണ് പള്‍സാറുകളായി കാണപ്പെടുക.
ഇലക്ട്രോണ്‍ അപഭ്രഷ്ടതയെ അതിജീവിച്ച് നക്ഷത്രക്കാതലിന് മര്‍ദിച്ചൊതുക്കാന്‍ മതിയായ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണമുണ്ടെങ്കില്‍ മാത്രമേ പ്രോട്ടോണും ഇലക്ട്രോണും സംയോജിച്ച് ന്യൂട്രോണുകള്‍ രൂപീകരിക്കുന്ന പ്രക്രിയ (വിപരീത ബീറ്റാ വിനാശനം) നടക്കൂ. അതിന് ചന്ദ്രശേഖര്‍ സീമയിലും ഉയര്‍ന്ന ദ്രവ്യമാനം നക്ഷത്രക്കാതലിന് ഉണ്ടാകണം. പ്രോട്ടോണുകള്‍ മുഴുവന്‍ ഇലക്ട്രോണുകളെയും ആഗിരണം ചെയ്യുന്നതോടെ, നക്ഷത്രത്തില്‍ ഇലക്ട്രോണ്‍ ഡീജനറസി ഉണ്ടാക്കിയിരുന്ന പ്രതിരോധ മര്‍ദം ഇല്ലാതാകുന്നു. അതുമൂലം നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാതല്‍ഭാഗം വളരെവേഗം തകര്‍ന്നടിയുവാന്‍ (collapse) തുടങ്ങുകയും ഒടുവില്‍ ന്യൂട്രോണുകള്‍ തമ്മിലുള്ള വികര്‍ഷണ ബലം (repulsive force) പ്രസക്തമാകുന്നതോടെ തകര്‍ന്നടിയല്‍ നിലയ്ക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ അവസ്ഥയിലാണ് നക്ഷത്രം ഒരു ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രമായി അറിയപ്പെടുന്നത്. തകര്‍ന്നടിയല്‍ ആരംഭിച്ച് ഏതാനും മിനിറ്റുകള്‍ക്കകമാണ് ഇതെല്ലാം സംഭവിക്കുന്നത്. തകര്‍ന്നടിയല്‍ ആരംഭിക്കുമ്പോള്‍ ആണവ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനം നടന്നുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന പുറം പാളികള്‍ (outer layers) കാതലിനെ പിന്തുടര്‍ന്ന് ഉള്ളിലേക്കു പിന്‍വലിയുന്നതുകൊണ്ട് വാതകത്തിന്റെ മര്‍ദവും താപനിലയും ക്രമാതീതമായി വര്‍ധിക്കുന്നു. അതിശക്തമായ ആണവ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനം സൃഷ്ടിക്കുന്ന അത്യധികമായ ഊര്‍ജം നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ അസ്ഥിരത (instability) സംജാതമാക്കുകയും അത് പുറംപാളികളുടെ പൊട്ടിത്തെറിയില്‍ കലാശിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇതാണ് ഏറ്റവും പ്രഭാപൂരിതമായ സൂപ്പര്‍നോവയായി ദൃശ്യമാകുന്നത്.
സൂപ്പര്‍നോവാ സ്ഫോടനം വളരെയധികം ആണവ സംശ്ലേഷണ ഉത്പന്നങ്ങളെ നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തിലേക്കു ചിതറിക്കുന്നുണ്ട്. അതിന് താരാപഥങ്ങളുടെ രാസപരിണാമത്തില്‍ കാര്യമായ ഒരു പങ്കുമുണ്ട്. സ്ഫോടനം കഴിഞ്ഞ് വളരെക്കാലത്തിനുശേഷവും സൂപ്പര്‍നോവ അതിന്റെ ചില സവിശേഷതകള്‍കൊണ്ട് സാന്നിധ്യം വ്യക്തമാക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന് 300 വര്‍ഷം പഴക്കമുള്ള സൂപ്പര്‍നോവാ അവശിഷ്ട(Supernova remnant)മാണ് ഭീമാകാരമായ ഒരു കുമിള പോലെ കാണപ്പെടുന്ന കാസിയോപിയ-A (Cassiopia-A). ഇത് വൈദ്യുത കാന്തിക വര്‍ണരാജിയിലെ റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ തുടങ്ങി ഗാമാ തരംഗങ്ങള്‍ വരെയുള്ള എല്ലാറ്റിനെയും ഉത്സര്‍ജിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്നതായി കണ്ടിട്ടുണ്ട്. അതിന്റെ പുറംചട്ട സെക്കന്‍ഡില്‍ 10000 കി.മീ. വേഗത്തില്‍ വികസിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്നു. എങ്കിലും നക്ഷത്രാന്തര വാതകത്തെ പുറത്തേക്കു തള്ളേണ്ടതുകൊണ്ട് ഈ വേഗം ക്രമേണ കുറഞ്ഞുകൊണ്ടാണിരിക്കുന്നത്. ഈ സൂപ്പര്‍നോവാ അവശിഷ്ടത്തിന് ദശലക്ഷം ഡിഗ്രി ചൂടെങ്കിലും കാണും. ആയിരക്കണക്കിന് വര്‍ഷങ്ങള്‍ കഴിയുമ്പോള്‍ പുറംചട്ട തണുത്ത് ചുറ്റുമുള്ള മാധ്യമത്തില്‍ ലയിക്കും. സൈഗ്നസി(Cygnus)ലെ വെയ് ല്‍ നെബുലയ്ക്ക് ഇപ്പോള്‍ ഏറെക്കുറെ ഈ അവസ്ഥയാണുള്ളത്.
നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തിന്റെ രൂപവത്കരണത്തിന് ഏറ്റവും അധികം സംഭാവന ചെയ്യുന്ന ഘടകങ്ങളില്‍ ഒന്നാണ് സൂപ്പര്‍നോവ. ചലനോര്‍ജവും താപോര്‍ജവുംകൊണ്ടു മാത്രമല്ല, ആണവ വിശ്ലേഷണ പ്രക്രിയയിലൂടെ ഉണ്ടാകുന്ന മൂലകങ്ങളെക്കൊണ്ടും ഇത് നക്ഷത്രാന്തരമാധ്യമത്തെ സമ്പുഷ്ടമാക്കുന്നു. യഥാര്‍ഥത്തില്‍ നക്ഷത്രരൂപവത്കരണത്തെ ഉത്തേജിപ്പിക്കുന്നത് സൂപ്പര്‍നോവകളാണെന്നാണ് ഇപ്പോഴത്തെ പൊതുവായ ധാരണ.
ന്യൂട്രോണ്‍ അപഭ്രഷ്ടത
ന്യൂട്രോണുകള്‍ക്കും പൗളിയുടെ ബഹിഷ്കരണ നിയമം ബാധകമാണ്. ന്യൂട്രോണ്‍ അപഭ്രഷ്ടത സൃഷ്ടിക്കുന്ന മര്‍ദവും, ന്യൂട്രോണുകള്‍ അന്യോന്യം വളരെ (0. 4 ഫെംറ്റോ മീറ്ററില്‍ കുറവ്) അടുത്തുവരുമ്പോഴുള്ള അണുകേന്ദ്രീയ വികര്‍ഷണവും ചേര്‍ന്നാണ് ഒരു ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രത്തില്‍ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ മര്‍ദത്തെ പ്രതിരോധിച്ച് നക്ഷത്രത്തിന്റെ തകര്‍ന്നടിയലിനെ തടയുന്നത്. സൂര്യന്‍ ഒരു ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രമാകുമെങ്കില്‍ (ഭാരത്തിന്റെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ അങ്ങനെ സംഭവിക്കുകയില്ല) അതിന് 15 കി.മീ. വ്യാസാര്‍ധമേ കാണൂ. പക്ഷേ, സാന്ദ്രത ഘന സെ.മീ.ന് 100 കോടി ടണ്‍ എന്ന അളവിലുണ്ടാകും. ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് 10 ദശലക്ഷം ഡിഗ്രിയോളം ചൂട് കാണുമെങ്കിലും വളരെ ചെറിയ രൂപങ്ങളായതുകൊണ്ട് സാധാരണ ദൂരദര്‍ശിനികള്‍ ഉപയോഗിച്ച് കാണുവാന്‍ സാധ്യമല്ല.
അതീവ സാന്ദ്രമായ ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രധാന പ്രത്യേകതകള്‍ അവയുടെ അതിവേഗത്തിലുള്ള ഭ്രമണ(spin)വും ശക്തമായ കാന്തികമണ്ഡല(magnetic field)വുമാണ്. എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളും ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നവയാണ്. ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രമുണ്ടാകുമ്പോള്‍ത്തന്നെ അത് ആദ്യനക്ഷത്രത്തിന്റെ ഭ്രമണം ഏറ്റെടുക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തിന്റെ തുടക്കത്തിലും ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ രൂപവത്കരണ സമയത്തുമുള്ള കോണീയ സംവേഗം സംരക്ഷിക്കുവാന്‍ (conservation of angular momentum) ഇത് ആവശ്യമാണ്. ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രം ആദ്യ നക്ഷത്രത്തെ അപേക്ഷിച്ച് വളരെ ചെറുതായതിനാല്‍ സംവേഗം സംരക്ഷിക്കുന്നതിന് അത് കൂടുതല്‍ വേഗത്തില്‍ ഭ്രമണം ചെയ്യേണ്ടിവരുന്നു. സ്കേറ്റിങ്ങി(skating)ല്‍ ഒരാള്‍ അയാളുടെ കൈകള്‍ രണ്ടും നിവര്‍ത്തിനിര്‍ത്തി കറങ്ങിക്കൊണ്ടിരിക്കുമ്പോഴുള്ള ഭ്രമണവേഗം കൈകള്‍ താഴ്ത്തി ശരീരത്തോടു ചേര്‍ത്തുവയ്ക്കുമ്പോള്‍ കൂടുന്നതുപോലെയാണിത്. ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രത്തിന് സെക്കന്‍ഡില്‍ അനേകപ്രാവശ്യം കറങ്ങാന്‍ കഴിയും. എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കും കാന്തികമണ്ഡലമുണ്ട്. നക്ഷത്രം ചുരുങ്ങി ചെറുതാകുമ്പോള്‍ ഈ കാന്തികമണ്ഡലത്തിന് ശക്തി കൂടും. ഭൂമിയുടെ കാന്തികമണ്ഡലത്തിന്റെ ഏകദേശം ദശലക്ഷം മടങ്ങ് ശക്തിയുള്ളതാണ് ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാന്തികമണ്ഡലം. ശക്തമായ ഈ കാന്തികമണ്ഡലമാണ് ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രത്തെ പള്‍സാറെന്ന നിലയില്‍ തിരിച്ചറിയുവാന്‍ നമ്മെ സഹായിക്കുന്നത്.
ഒരു ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഭ്രമണാക്ഷവും (spin axis) കാന്തികാക്ഷവും തമ്മില്‍ ചരിവ് ഉണ്ടെന്നിരിക്കട്ടെ. അപ്പോള്‍ അതിന്റെ കാന്തികധ്രുവങ്ങളില്‍ കുടുങ്ങിയ ചാര്‍ജുള്ള കണങ്ങള്‍ (ഇലക്ട്രോണുകളും പ്രോട്ടോണുകളും മറ്റും) അതിവേഗം ഭ്രമണാക്ഷത്തിനുചുറ്റും കറങ്ങാന്‍ ഇടയാകുന്നു. ഈ കണങ്ങള്‍ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ഉത്സര്‍ജിക്കുന്നു. കാന്തികധ്രുവം ഭൂമിക്കുനേരെ വരുമെങ്കില്‍ ഭൂമിയില്‍ ഒരു പള്‍സ് കിട്ടും. സമുദ്രതീരങ്ങളിലെ ലൈറ്റ്ഹൗസുകളില്‍നിന്നു വരുന്ന പ്രകാശംപോലെയാണിത്. 1968-ല്‍ ആദ്യമായി കണ്ടുപിടിക്കപ്പെട്ട CP 1919 പള്‍സാര്‍ 1.33730113 സെക്കന്‍ഡ് ഇടവേളയില്‍ കൃത്യമായി സ്പന്ദിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്നു (CP1919 - കേംബ്രിജ് പള്‍സാര്‍ കാറ്റലോഗ് 19 മ. 19 മി.). 1968-നു ശേഷം അനവധി പള്‍സാറുകളെ കണ്ടുപിടിച്ചിട്ടുണ്ട്. ക്രാബ് നെബുല(Crab nebula)യിലെ ക്രാബ് പള്‍സാര്‍ നല്ല വേഗതയില്‍ കറങ്ങുന്ന ഒരു പള്‍സാറാണ്; സെക്കന്‍ഡില്‍ 30 പ്രാവശ്യം. ഇതിന് പ്രായവും കുറവാണ് (ഏതാണ്ട് 1000 വര്‍ഷം). സെക്കന്‍ഡില്‍ നൂറുകണക്കിന് പ്രാവശ്യം കറങ്ങുന്ന പള്‍സാറുമുണ്ട്. പള്‍സാറുകളുടെ ഭ്രമണനിരക്ക്, ഊര്‍ജം നഷ്ടമാകുന്ന മുറയ്ക്ക് കുറഞ്ഞുവരും. ആവര്‍ത്തനകാലം ഇരട്ടിയാകാന്‍ അനേകദശലക്ഷം വര്‍ഷം എടുക്കും. എന്നാല്‍, ഇരട്ട നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കാര്യത്തില്‍ കൂട്ടു നക്ഷത്രവും ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രവും തമ്മിലുള്ള പദാര്‍ഥക്കൈമാറ്റം ഭ്രമണവേഗം കൂട്ടുന്നതായി കണ്ടിട്ടുണ്ട്.
ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ 10% മറ്റൊരുതരത്തില്‍ പ്പെട്ടവയാണ്. അവയുടെ കാര്യത്തില്‍ സൂപ്പര്‍നോവാപൊട്ടിത്തെറിയിലൂടെ ഞെരുങ്ങിച്ചെറുതായ നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാന്തികമണ്ഡലത്തിന്റെ ശക്തി ഭൂമിയുടെ കാന്തികമണ്ഡലത്തിന്റെ ലക്ഷം കോടി കോടി മടങ്ങ് (1019) വരെയായിരിക്കും. നക്ഷത്രത്തോടൊപ്പം കറങ്ങുകയും കാന്തിക തരംഗങ്ങളും കണികകളും ഭ്രമണോര്‍ജത്തെ കാര്യക്ഷമമായി ഉത്സര്‍ജിക്കുകയും ചെയ്യുന്നതുകൊണ്ട് ഭ്രമണവേഗം പെട്ടെന്ന് കുറയുന്നു. ഇങ്ങനെ കുറഞ്ഞ് ഒടുവില്‍ ഏതാനും ആയിരം വര്‍ഷങ്ങള്‍കൊണ്ട് സെക്കന്‍ഡില്‍ ഒന്നെന്ന നിലയിലേക്ക് ഭ്രമണനിരക്ക് താഴുന്നു. ഇത്തരം ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രങ്ങളെ മാഗ്നറ്റാറുകള്‍ (Magnetars) എന്നാണ് വിളിക്കുന്നത്. ഇവ എക്സ്റേ സ്രോതസ്സുകളാണ്.
തമോഗര്‍ത്തം
ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഭാരം സൂര്യഭാരത്തിന്റെ മൂന്നുമടങ്ങില്‍ കൂടുതലായാല്‍ ന്യൂട്രോണ്‍ അപഭ്രഷ്ടതയുണ്ടാക്കുന്ന പ്രതിരോധമര്‍ദത്തിനുപോലും ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ മര്‍ദത്തെ അതിജീവിക്കുവാന്‍ കഴിയാതെവരും. അങ്ങനെവരുമ്പോള്‍ നക്ഷത്രം ഞെരിഞ്ഞ് തകര്‍ന്നടിഞ്ഞ് ഒരു തമോഗര്‍ത്തം (Black hole) ആയിത്തീരും.
ഐന്‍സ്റ്റൈനിന്റെ പൊതു ആപേക്ഷികതാ സിദ്ധാന്തം (General theory of Relativity) പ്രസിദ്ധീകരിച്ചതോടെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ ബലം സ്ഥലത്തിന് (space) രൂപവ്യത്യാസം വരുത്തുമെന്ന് മനസ്സിലായി. ഈ രൂപവ്യത്യാസത്തെ സ്ഥലകാല ഘടകങ്ങളുള്ള ഒരു ഗര്‍ത്തം ആയി സങ്കല്പിക്കാം. വസ്തുവിന്റെ ഭാരം കൂടുന്ന മുറയ്ക്ക് ഈ ഗര്‍ത്തത്തിന്റെ ആഴവും കൂടും. ഗുരുത്വാകര്‍ഷണബലം കൊണ്ടുള്ള തകര്‍ന്നടിയലിന്റെ അവസാനഘട്ടമായ തമോഗര്‍ത്തത്തിന് ഈ സങ്കല്പമനുസരിച്ച് വളരെ വലിയ അഗാധതയാണുള്ളത്. ഒരു വസ്തുവിനും - പ്രകാശ രശ്മികള്‍ക്കുപോലും-രക്ഷപ്പെടാനാവത്തത്ര ആഴം. തന്നെയുമല്ല, അതിലേക്കു വീഴുന്നതെന്തും എന്നന്നേക്കുമായി അപ്രത്യക്ഷമാവുകയും ചെയ്യും.
ഒരു നക്ഷത്രക്കാമ്പ് തകര്‍ന്നടിഞ്ഞ് ചെറുതാകുമ്പോഴാണ് അതിന്റെ ഉപരിതലത്തിലെ ഗുരുത്വബലം ശക്തമാകുന്നത്. ഒരു ഘട്ടത്തില്‍ പ്രകാശത്തെപ്പോലും പുറത്തേക്കു വിടാത്തത്ര വലിയ ഗുരുത്വബലം അതിനുണ്ടാകുന്നു. നക്ഷത്രക്കാമ്പിന്റെ അപ്പോഴത്തെ അതിരിനെ സംഭവചക്രവാളം (Event horizon) എന്നും അതിന്റെ വ്യാസാര്‍ധത്തെ ഷ്വാര്‍ത്സ്ചൈല്‍ഡ് വ്യാസാര്‍ധമെന്നും (Schwarzchild radius) പറയുന്നു. സംഭവചക്രവാളത്തിനുള്ളില്‍ നടക്കുന്ന ഒന്നും നമുക്ക് അറിയുക സാധ്യമല്ല. അതാണ് തമോഗര്‍ത്തം. തമോഗര്‍ത്തത്തിന്റെ വലുപ്പം അതിന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിന് ആനുപാതികമായിരിക്കും. ഭൂമി ഒരു തമോഗര്‍ത്തമാകുമെങ്കില്‍ (അങ്ങനെ ആവുകയില്ല) അത് 2 സെ.മീ. വ്യാസമുള്ള ഒരു ചെറിയ ഗോലിയുടെ അത്രയുമേ കാണൂ. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് ഏതാനും കി.മീ. മാത്രം വ്യാസമുണ്ടായിരിക്കും.
തമോഗര്‍ത്തങ്ങളെ നേരില്‍ കാണാവുന്ന മാര്‍ഗങ്ങളൊന്നുമില്ല. എന്നാല്‍ അതൊരു ഇരട്ട നക്ഷത്ര വ്യവസ്ഥയുടെ ഭാഗമാണെങ്കില്‍ അതിനെ കണ്ടുപിടിക്കുവാന്‍ രണ്ടു മാര്‍ഗങ്ങളുണ്ട്. കാണാവുന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ ചലനത്തിലുണ്ടാകുന്ന ക്രമക്കേട് അപഗ്രഥിച്ച് അതില്‍നിന്ന് കാണാനാവാത്തതിന്റെ ഭാരം നിര്‍ണയിക്കുന്നതാണ് ഒരു മാര്‍ഗം. ആ ഭാരം ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഭാരത്തിലും വളരെ കൂടുതലാണെങ്കില്‍ അതൊരു തമോഗര്‍ത്തമാണെന്ന് അനുമാനിക്കാം. മറ്റൊരു മാര്‍ഗം ഇരട്ട നക്ഷത്രങ്ങളിലൊന്നിന് അടിഞ്ഞുകൂടല്‍ തളിക (accretion disc) ഉണ്ടെങ്കില്‍ അവിടെനിന്ന് ശക്തമായ എക്സ് റേ ഉത്സര്‍ജനം കാണാന്‍ കഴിയും; അത് തമോഗര്‍ത്തലക്ഷണമാണ്. തളികയിലെ പദാര്‍ഥങ്ങള്‍ അതിഭീമമായ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണഫലമായി അയണീകൃതമാവുകയും തമോദ്വാരത്തെ അതിവേഗത്തില്‍ ചുറ്റിക്കൊണ്ട് അതില്‍പോയി പതിക്കുകയും ചെയ്യും. സംഭവചക്രവാളത്തിനു പുറത്തായിരിക്കുമ്പോള്‍ അവ പുറത്തുവിടുന്ന എക്സ് റേ കിരണങ്ങളാണു നമുക്കു കിട്ടുന്നത്. ഒറ്റപ്പെട്ട തമോഗര്‍ത്തങ്ങളുടെ കാര്യത്തില്‍ ഈ മാര്‍ഗം സ്വീകാര്യമല്ല. അതിനുള്ള ഏകമാര്‍ഗം മൈക്രോ ലെന്‍സിങ് (Microlensing) പ്രഭാവമാണ്. തമോഗര്‍ത്തത്തിനു പിന്നിലുള്ള ഒരു വസ്തു(നക്ഷത്രം, ഗാലക്സി മുതലായവ)വില്‍നിന്നുള്ള പ്രകാശം നേരിട്ടും തമോഗര്‍ത്തത്തിന്റെ ഗുരുത്വമണ്ഡലത്തിലൂടെയും (സംഭവ ചക്രവാളത്തിനു പുറത്തുകൂടി) നമ്മുടെ കണ്ണിലെത്തുമ്പോള്‍ ഒരേ വസ്തുവിന്റെ രണ്ട് പ്രതിബിംബങ്ങള്‍ ദൃശ്യമാകുന്നു. ചന്ദ്രാ ബഹിരാകാശ ദൂരദര്‍ശിനി (Chandra Space Telescope) ആണ് ഈവിധ നിരീക്ഷണങ്ങളെ സഹായിക്കുന്നത്.
തമോഗര്‍ത്തങ്ങളുടെ പഠനം ശാസ്ത്രത്തിന്റെ ദൈനംദിന പ്രശ്നങ്ങളുമായി വളരെ ബന്ധപ്പെട്ടവയല്ലെങ്കിലും നമ്മുടെ പ്രപഞ്ചത്തെയും സ്ഥലകാലത്തെയും സംബന്ധിക്കുന്ന വിജ്ഞാനം വിപുലമാക്കുന്നതില്‍ സഹായിക്കുന്നുവെന്നതിനാല്‍ വളരെ അടിസ്ഥാന പ്രാധാന്യമുള്ളതാണ്. നോ: തമോഗര്‍ത്തം, പള്‍സാര്‍, സൂപ്പര്‍നോവ
(പ്രൊഫ. ജി. കെ. ശശിധരന്‍)
