விண்மீன்களைப் பார்க்கும்போது அவை வெண்ணிறமுள்ளவை போலத் தோன்றும் .ஆனால் உற்று நோக்கினால், அவற்றிற்கிடையே நிற வேறுபாடுகளைக் காணமுடியும்,. –


நீலம்,வெண்மை,சிவப்பு, பொன்னிறம் போன்ற

நிறங்களில் விண்மீன்கள் ஒளிர்கின்றன. இரவில் இந்த நிறங்களுடன் ஒளிரும் விண்மீன்களைக் காண









நேரிடும் போது இயற்கையின் மௌனமே நம்மை எல்லையில்லா

வியப்பில் ஆழ்த்திவிடுகின்றது. இரண்டு நூற்றாண்டுகளுக்கு முன்னர் இது பற்றி ஏதும் அறியாதிருந்தார்கள். ஆனால் இயற்பியலார் அணுவின் கட்டமைப்பு பற்றியும் ,ஒளியின் உண்மையான மூலம் பற்றியும் அறிந்து கொண்ட பின் இதற்கு தெளிவான விளக்கம் கொடுக்க முடிந்தது.

விண்மீன்களின் நிற வேறுபாடுகளை கரும்பொருள் கதிர் வீச்சு (Black body radiation) மூலம் நாம் புரிந்து கொள்ள முடியும்



ஒரு விண்மீனின் நிறமாலை, சில நூறு கெல்வின் முதல் பல

இலட்சம் கெல்வின் வரையிலுள்ள வெப்பநிலைகளில்

இருக்கும் கரும் பொருள் உமிழும் கதிர்வீச்சை ஒத்திருக்கிறது.

இந்த உண்மை, விண்மீன்கள் எல்லாம் ஏறக்குறைய கரும் பொருள் ஒத்தவை என்றும், அவற்றின் நிற பேதம் புறப்பரப்பு வெப்ப நிலையைச் சார்ந்திருக்கின்றது என்றும் தெரிவிக்கின்றது.

குளிர்ச்சியான விண்மீன் (நிறமலைக் குறியீடு K மற்றும் M ஆகும்) இவை தன் ஆற்றலில் பெரும் பகுதியை சிவப்பு நிற

அலைகளாகவும், அகச்சிவப்பு கதிர்களாகவும் வெளிப்படுத்துகின்றனஅதனால் அவை சிவப்பாகக் காட்சி தருகின்றன.

வெப்ப மிக்க விண்மீன்களின் நிறமலைக் குறியீடு O மற்றும் B ஆகும். இவை தன் ஆற்றலின் பெரும் பகுதியை நீலம் மற்றும் புறஊதாக் கதிர்களாகஉமிழ்வதால் நீல நிறத்துடன் தெரிகின்றன.

ஒரு விண்மீனின் புறப்பரப்பின் வெப்பநிலையை அறிவதற்கு நாம் கரும் பொருளின் வெப்பநிலைக்கும் அது உமிழும் ஆற்றலின்

பெரும் பகுதியை எந்த அலை நீளத்தில் உமிழ்கிறது

என்பதற்கும் உள்ள தொடர்பை நாம் பயன் படுத்த முடியும். ஒரு கரும் பொருளின் வெப்ப நிலையை உயர்த்த பெரும் பகுதி ஆற்றலின் அலை நீளம் நிறமாலையில் குறைந்த அலைநீளமுள்ள பக்கமாக இடம்

பெயர்கின்றது.

புற ஊதா (U),நீலம் (B),கட் புலனறி (V) போன்ற பகுதிகளில் ஒரு விண்மீன் உமிழும் ஆற்றலைத்

தக்க வடிகட்டிகளைக் கொண்டு அளவிட்டறிவார்கள். ஒளிப் பாயத்தை (Flux ) (ஆற்றல்/வினாடி/ பரப்பு ) க் கொண்டு மதிப்பிடப்படும்

F(U)/F(B) மற்றும் F(B)/F(V) தகவுகள் விண்மீனின் நிறத்தை தெரிவிக்கும் அளவுக் கூறுகளாகக் கொண்டுள்ளார்கள் இவற்றின் மதிப்பு அதிகமாக இருப்பின், விண்மீனின் புறப்பரப்பின் வெப்பநிலையும் அதிகமாக இருக்கும் எனலாம்.

அண்டாரெஸ் மற்றும் பெடல்ஜியூஸ் போன்ற விண்மீன்கள் சிவப்பு நிறத்துடன் தோன்றும் பெருஞ்சிவப்பு விண்மீன்களாகும். இவற்றை ஆங்கிலத்தில் Red Giants என்பர்.

பொதுவாக பெருஞ் சிவப்பு (red giant) விண்மீன்களின் ஆரம் சூரியனின் ஆரத்தைப் போல

10-100 மடங்கு இருக்கும். இவற்றின் ஆற்றல் மூலத்திற்கு முழு முதல் காரணமாக இருந்த ஹைட்ரஜனின் இருப்பு ,புறவோட்டுப்பகுதியை விட , உட்பகுதியான உள்ளகத்தில் விரைவில் தீர்ந்து போய்விடுகின்றது. ஏனெனில் உள்ளகத்தின் வெப்பநிலை புறவோட்டுப்பகுதியை விட அதிகமாக இருப்பதால் ,ஹைட்ரஜன்(Hydrogen) எரியும் வீதம் அங்கு அதிகமாக இருப்பதுதான்.
உண்மையில் பெருஞ் சிவப்பு விண்மீன்கள் பெரிய சிவப்பு கோளமாகவும் ,துல்லியமான வரப்பெல்லையுடனும் காணப்படுவதில்லை.
விண்மீன் ஊடகத்தின் மிகத் தாழ்ந்த அடர்த்தியினால் பெருஞ் சிவப்பு விண்மீன்கள்
துல்லியமான வரப்பெல்லையுடன் கூடிய ஒளி மண்டலத்தை (photosphere) கொண்டிருப்பதில்லை .அதனால் விண்மீன் corona வரை
விரிந்துள்ளது. ௦o.5 முதல் 6 சூரிய நிறை (Solar mass) வரை
பெருஞ் சிவப்பு விண்மீன்கள் முதன்மைத் தொடர் (Main sequence) விண்மீன்களிளிருந்து பரிணாம வளர்ச்சி
பெறுகின்றன. முதன்மைத் தொடர் நிறமாலையால்
A யிலிருந்து K வகைக்கு மாற்றம் பெரும் விண்மீன்களே
பெருஞ் சிவப்பு விண்மீன்களாக மாறுகின்றன.



பிரபஞ்ச வெளியில் நிறைந்திருக்கும் அணுக்கள் ஒன்றையொன்று கவர, அதுவே இறுதியில் ஒரு பெரிய வளிமக் கோளமாக
உருவாகின்றது. இதில் முக்கியமாக 99.9 சதவீதம் ஹைட்ரஜனும் மிகச் சிறிதளவு ஹீலியமும் மற்றும் ஒரு சில உலோக அணுக்களும்
இருக்கும். பொதுவாக இந்த தனிமக் கூறுகள் விண்மீனின் பருமன் முழுவதிலும் சமமாக விரவி இருக்கும். ஈர்ப்பு சுருக்கத்தினால், வளிமக் கோளம் புறவெளி ஊடகத்திலிருந்து பிரிக்கப்படுவதுடன்,வெப்ப மாற்றீடற்ற(adiabatic) வழிமுறையால் வளிமக் கோள த்தின் வெப்பநிலையும் அதிகரிக்கின்றது. அந்நிலையில் விண்மீனை முதன்மைத் தொடர் விண்மீன் என்பர்.வெப்பநிலை உயர்வு சில மில்லியன் கெல்வின் எட்டியவுடன் ஹைட்ரஜன் அணுக்கள் உயர் வெப்ப நிலையில் ஒன்றிணைந்து ஹீலிய அணுக்கருக்களாக மாற்றமடைகின்றன. இதையே அணுக்கருப் பிணைப்பு வினை(nuclear fusion) என்று கூறுவார். இதனால் ஈர்ப்புச் சுருக்கம் வெப்ப அழுத்தத்தால் ஈடு செய்யப்பட்டு ஒரு சம நிலையை அடைகின்றது. முதன்மைத் தொடர் விண்மீனாக இருக்கும் உள்ளகத்திலுள்ள ஹைட்ரஜன் அணுக்கள் தொடர்ந்து ஹீலியமாக மாறுகின்றன. முதன்மைத் தொடர்ச்சியில் விண்மீனின் வாழ்க்கை, உள்ளகத்தில் ஹைட்ரஜனின் இருப்பு சுழியாகும் வரை மட்டுமே நீடிக்கின்றது.

சூரியனுக்கு முதன்மைத் தொடர்ச்சி வாழ்க்கை மில்லியன் ஆண்டுகளாகும் .பொதுவாக ஒரு விண்மீனின் முதமைத் தொடர்ச்சி வாழ்க்கை, அது நிறைமிக்கதாக இருப்பின் குறைவாகவும் ,தாழ்ந்த நிறையுடையதாயின் கூடுதலாகவும் இருக்கும்.

உள்ளகத்தில் ஹைட்ரஜன் தீர்ந்த பிறகு ,அங்கு அணுக்கரு பிணைப்பு வினைகள் நிறுத்தப்படுகின்றன. .
அதனால் உள்ளகம், அது வரை தடுத்து நிறுத்தப்பட்டு வைக்கப்பட்டிருந்த ஈர்ப்புச்சுருக்கத்தால் மீண்டும் சுருங்கத் தொடங்குகிறது. வெப்ப மாற்றீடற்ற வழிமுறையால்
விளையும் வெப்பம் , விண்மீனின் புறக்கூடுகளுக்குக் கடத்தப்பட்டு, அங்குள்ள ஹைட்ரஜனை ஹீலியமாக்கும் முயற்சியில் ஈடுபடுகின்றது. வெப்ப மாற்றீடற்ற வழிமுறையில் உயரளவு வெப்பத்தையும் பெற்று, அதிக வெப்பநிலையை எட்டுமானால் புறக்கூடுகளில் அணுக்கருச் சேர்க்கை வினை வீதம் அதிகமாக இருக்கும். அப்போது விண்மீனின் ஒளிர் திறன் அதிகமாக இருக்கும். இத்தகைய விண்மீனின் புறக்கூட்டுப் பகுதிகள் ஈர்ப்புக்கு எதிராக விரிவடைகின்றது. இதனால் புறப்பரப்பின் வெப்பநிலை ஓரளவு குறைவாக இருக்கின்றது. தாழ்ந்த வெப்பநிலை, பரும பெருக்க விரிவு காரணமாக அந்த விண்மீன் பெருஞ் சிவப்பு விண்மீனாகக் காட்சி தருகின்றது.

உள்ளகத்தின் சுருக்கம் என்பது விண்மீனின் நிறையைப் பொறுத்தது.சூரியன் மற்றும் 2.57 சூரிய நிறையை விடக் குறைவான நிறையுடைய பெருஞ் சிவப்பு விண்மீன்களில் உள்ளகம் மிகவும் அடர்திமிக்கதாக இருக்கும்.. அதனால் அங்குள்ள எலெக்ட்ரான்கள்
ஒரே ஆற்றல் நிலையில் இருக்க இயலாததால் ஒன்றையொன்று எதிர்த்து விலக்குகின்றன. உள்ளகம் degenerate ஆக ஆனவுடன் அதன் உள்ளகம் தொடர்ந்து வெப்பப் படுத்தப்பட்டு
10 ^ 8 கெல்வின் வெப்ப நிலையை அடைகின்றது. இவ் வெப்ப நிலையில் ஹீலியம் அணுக்கருக்கள் அணுக்கரு சேர்க்கை வினையில் ஈடுபடுகின்றன. இதை ஹீலியம் flash என்பர். மிக நிறையுடைய விண்மீன்களில் சுருக்கத்திற்கு உள்ளாகும் உள்ளகம் இந்த வெப்பநிலையை degenerate ஆவதற்கு உகந்த அடர்நிலையை எட்டுவதற்கு முன்பே அடைகின்றது.
அதனால் ஹீலியம் எரிபொருள், ஹைட்ரஜன் எரிபொருள் தீர்ந்தவுடன் எரியத் தொடக்குகிறது. ஹீலியம் எரியத் தொடங்கியவுடன் விண்மீன் சுருங்ககத் தொடக்குகிறது. அதன் பிறகு அது பெருஞ் சிவப்பு விண்மீனாக இருப்பதில்லை.. ஹைட்ரஜன் போல ஹீலியமும் உள்ளகத்தில் முதலில் தீர்ந்ந்து போய் பின்னர் புறவோட்டுப்பகுதிகளில் எரியத் தொடங்குவதால் மீண்டுமொரு முறை பெருஞ் சிவப்பு விண்மீனாகின்றது.

மிகவும் நிறைமிக்க விண்மீன்கள்,உயர் அணுவெண் கொண்ட அணுக்களால் ஆன அணுக்கரு சேர்க்கை வினைகளை அடுத்தடுத்து
பின்பற்றுவதால்,பெருஞ் சிவப்பு விண்மீன் நிலையும் அடுத்தடுத்து தோன்றுகின்றது. எனினும் அது நீடித்திருக்கும் காலம் முன்னதை விடக் குறைவாகவே இருக்கும்.

சூரிய நிறையுடன் கூடிய ஒரு விண்மீன் கார்பன் அணுக்களை அணுக்கருச் சேர்க்கையால் இணைவதில்லை. பதிலாக பெருஞ் சிவப்பு நிலைக் கட்டத்தில் அந்த விண்மீன் தன புறக்கூடுப் பகுதியை வெளித் தள்ளிவிடுகின்றது. இதுவே கோளக ஒன்முகிற்படலமாக (Nebula) மாறுகின்றது. எஞ்சிய உள்ளகம் சிறு வெள்ளை விண்மீனாக (white dwarf) உருமாறுகின்றது.

விண்மீனின் பரிணாம வளர்ச்சியில் பெருஞ் சிவப்பு நிலைக் கட்டம், கோளக ஒன்முகிற்படலத்தின் உருவாக்கத்தோடு முற்றுப் பெறுகின்றது.

பெருஞ் சிவப்பு விண்மீனாக மாறாத விண்மீன்கள்.
தாழ்ந்த நிறையுடிய விண்மீன்களில் வெப்பச் சலன இயக்கம் (convective) தீவிரமாக இருக்கும். அதனால் மந்தமான ஹீலிய உருவாவதில்லை. பெருஞ் சிவப்பு விண்மீனாக உருமாறாது. எல்லா அணு எரிபொருளையும் எரித்துத் தீர்த்து விடுகின்றது.
இந்த விண்மீன்களை சிறுஞ் சிவப்பு விண்மீன்கள் (red dwarf) என்பர்.

இதன் கணக்கிடப்பட்ட வாழ்க்கைக் காலம் பேரண்டத்தின் வாழ்க்கைக் காலத்தி விட அதிகமாக இருக்கின்றது.
மிகவும் அதிக நிறைமிக்க விண்மீன்கள் மாபெருஞ் சிவப்பு (red super giant) ஆக மாறுகின்றன. அவை பெரும்பாலும் உடனழிவு விண்மீனாக (supernova) இறுதியில் முற்றுப்பெறுகின்றன.