Stellar mass
விண்மீன் நிறை என்பது ஒரு நட்சத்திரத்தின் வெகுஜனத்தை விவரிக்க வானியலாளர்கள் பயன்படுத்தும் ஒரு சொற்றொடர் ஆகும். இது பொதுவாக சூரியனின் வெகுஜனத்தின் அடிப்படையில் ஒரு சூரிய வெகுஜனத்தின் விகிதமாக கணக்கிடப்படுகிறது. எனவே, பிரகாசமான நட்சத்திரம் சிரியஸ் சுற்றி உள்ளது. ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறை அதன் வாழ்நாளில் மாறுபடும், ஏனெனில் விண்மீன் காற்றால் நிறை இழக்கப்படுகிறது அல்லது துடிப்பு நடத்தை மூலம் வெளியேற்றப்படுகிறது, அல்லது ஒரு துணை நட்சத்திரத்திலிருந்து கூடுதல் நிறை சேர்க்கப்பட்டால். பண்புகள் நட்சத்திரங்கள் சில நேரங்களில் அவற்றின் அணு இணைவு வாழ்நாளின் முடிவை நெருங்கும்போது அவற்றின் பரிணாம நடத்தை அடிப்படையில் வெகுஜனத்தால் தொகுக்கப்படுகின்றன. 0. 5 க்கும் குறைவான நிறை கொண்ட மிகக் குறைந்த நிறை கொண்ட நட்சத்திரங்கள் அறிகுறியற்ற மாபெரும் கிளையில் (ஏ. ஜி. பி) நுழையவில்லை, ஆனால் நேரடியாக வெள்ளை குள்ளர்களாக உருவாகின்றன. (குறைந்தபட்சம் கோட்பாட்டில், அத்தகைய நட்சத்திரங்களின் ஆயுட்காலம் போதுமானதாக உள்ளது-இன்றுவரை பிரபஞ்சத்தின் வயதை விட நீண்டது-இந்த கட்டத்திற்கு உருவாகவும் கவனிக்கப்படவும் யாருக்கும் இன்னும் நேரம் இல்லை. 1.8-2.2 க்கும் குறைவான நிறை கொண்ட குறைந்த நிறை கொண்ட நட்சத்திரங்கள் (கலவையைப் பொறுத்து) ஏ. ஜி. பி. க்குள் நுழைகின்றன, அங்கு அவை சீரழிந்த ஹீலியம் மையத்தை உருவாக்குகின்றன. இடைநிலை வெகுஜன நட்சத்திரங்கள் ஹீலியம் இணைப்புக்கு உட்பட்டு சீரழிந்த கார்பன்-ஆக்ஸிஜன் மையத்தை உருவாக்குகின்றன. மிகப்பெரிய நட்சத்திரங்கள் குறைந்தபட்ச நிறை 5-10 ஐக் கொண்டுள்ளன. இந்த நட்சத்திரங்கள் கார்பன் இணைப்புக்கு உட்படுகின்றன, அவற்றின் வாழ்க்கை ஒரு கோர்-சரிவு சூப்பர்நோவா வெடிப்பில் முடிவடைகிறது. விண்மீன் சரிவின் விளைவாக உருவாக்கப்பட்ட கருந்துளைகள் விண்மீன் நிறை கருந்துளைகள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. ஒரு நட்சத்திரத்தின் ஆரம் மற்றும் நிறை ஆகியவற்றின் கலவையானது மேற்பரப்பு ஈர்ப்பு விசையை தீர்மானிக்கிறது. மாபெரும் நட்சத்திரங்கள் முக்கிய வரிசை நட்சத்திரங்களை விட மிகக் குறைந்த மேற்பரப்பு ஈர்ப்பைக் கொண்டுள்ளன, அதே நேரத்தில் வெள்ளை குள்ளர்கள் போன்ற சீரழிந்த, கச்சிதமான நட்சத்திரங்களுக்கு இதற்கு நேர்மாறாக உள்ளது. மேற்பரப்பு ஈர்ப்பு விசை ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறமாலையின் தோற்றத்தை பாதிக்கலாம், அதிக ஈர்ப்பு விசை உறிஞ்சுதல் கோடுகளை விரிவுபடுத்துகிறது. ரேஞ்ச் அறியப்பட்ட மிகப் பெரிய நட்சத்திரங்களில் ஒன்று எட்டா கரினே ஆகும், அதன் ஆயுட்காலம் மிகக் குறைவு-அதிகபட்சம் பல மில்லியன் ஆண்டுகள் மட்டுமே. ஆர்ச்ஸ் கிளஸ்டர் பற்றிய ஒரு ஆய்வு, பிரபஞ்சத்தின் தற்போதைய சகாப்தத்தில் நட்சத்திரங்களுக்கான உச்ச வரம்பு இது என்று கூறுகிறது. இந்த வரம்புக்கான காரணம் துல்லியமாக அறியப்படவில்லை, ஆனால் இது ஓரளவு எடிங்டன் ஒளிரும் தன்மை காரணமாகும், இது ஒரு நட்சத்திரத்தின் வளிமண்டலத்தின் வழியாக வாயுக்களை விண்வெளிக்கு வெளியேற்றாமல் செல்லக்கூடிய அதிகபட்ச ஒளிரும் தன்மையை வரையறுக்கிறது. இருப்பினும், RMC 136a நட்சத்திரக் கிளஸ்டரில் R136a1 என்ற நட்சத்திரம் 215 ஆக அளவிடப்பட்டுள்ளது, இது இந்த வரம்பை கேள்விக்குள்ளாக்குகிறது. R136 இல் உள்ள 150 க்கும் மேற்பட்ட நட்சத்திரங்கள் நெருங்கிய பைனரி அமைப்புகளில் பெரிய நட்சத்திரங்களின் மோதல் மற்றும் இணைப்பின் மூலம் உருவாக்கப்பட்டன என்று ஒரு ஆய்வு தீர்மானித்துள்ளது, இது 150 வரம்பைத் தவிர்க்க ஒரு வழியை வழங்குகிறது. பிக் பேங்கிற்குப் பிறகு உருவான முதல் நட்சத்திரங்கள் 300 அல்லது அதற்கு மேற்பட்டதாக இருந்திருக்கலாம், ஏனெனில் அவற்றின் கலவையில் லித்தியத்தை விட கனமான கூறுகள் முழுமையாக இல்லை. இருப்பினும், இந்த தலைமுறை மிகப்பெரிய, மக்கள் தொகை III நட்சத்திரங்கள் நீண்ட காலமாக அழிந்துவிட்டன, தற்போது அவை கோட்பாட்டு ரீதியாக மட்டுமே உள்ளன. வியாழனை விட 93 மடங்கு மட்டுமே வெகுஜனத்துடன், அல்லது. 09, ஏபி டோரடஸ் சி, ஏபி டோரடஸ் ஏ இன் துணை, அதன் மையத்தில் அணு இணைப்புக்கு உட்படும் மிகச்சிறிய அறியப்பட்ட நட்சத்திரமாகும். சூரியனை ஒத்த உலோகத்தன்மை கொண்ட நட்சத்திரங்களுக்கு, நட்சத்திரம் இருக்கக்கூடிய கோட்பாட்டு குறைந்தபட்ச நிறை, இன்னும் மையத்தில் இணைவதற்கு உட்படும், சுமார் 75 ஆக இருக்கும் என்று மதிப்பிடப்பட்டுள்ளது. இருப்பினும், உலோகத்தன்மை மிகவும் குறைவாக இருக்கும்போது, மங்கலான நட்சத்திரங்களைப் பற்றிய சமீபத்திய ஆய்வில், குறைந்தபட்ச நட்சத்திர அளவு சூரிய நிறையில் சுமார் 8.3 சதவீதம் அல்லது சுமார் 87 சதவீதம் என்று தெரிகிறது. சிறிய உடல்கள் பழுப்பு குள்ளர்கள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன, அவை நட்சத்திரங்களுக்கும் வாயு ராட்சதர்களுக்கும் இடையில் மோசமாக வரையறுக்கப்பட்ட சாம்பல் பகுதியை ஆக்கிரமித்துள்ளன. மாற்றம் மின்காந்த ஆற்றலின் உமிழ்வு மற்றும் சூரியக் காற்றுடன் பொருளை வெளியேற்றுவதன் மூலம் சூரியன் வெகுஜனத்தை இழக்கிறது. இது ஆண்டுக்கு ஒரு முறை வெளியேற்றப்படுகிறது. சூரியன் சிவப்பு ராட்சத நிலைக்குள் நுழையும் போது வெகுஜன இழப்பு விகிதம் அதிகரிக்கும், இது சிவப்பு-ராட்சத கிளையின் முனையை அடையும் போது y−1 க்கு ஏறும். இது அறிகுறியற்ற மாபெரும் கிளையில் y−1 ஆக உயரும், சூரியன் ஒரு கிரக நெபுலாவை உருவாக்கும் போது 10−5 முதல் 10−4 y−1 என்ற விகிதத்தில் உச்சத்தை அடையும். சூரியன் சீரழிந்த வெள்ளை குள்ளனாக மாறும் நேரத்தில், அது அதன் தொடக்க வெகுஜனத்தில் 46 சதவீதத்தை இழந்திருக்கும். குறிப்புகள் வெகுஜன கூட்டம்