നക്ഷത്രങ്ങളെ കുറിച്ചും അതിന്റെ പരിണാമത്തെ കുറിച്ചുള്ള പഠനങ്ങളും നമ്മുടെ പ്രപഞ്ചത്തെ മനസ്സിലാക്കുന്നതിൽ വളരെ അത്യാവശ്യം ആണ്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഭൗതികം മനസ്സിലാക്കുന്നതിനു നിരീക്ഷണങ്ങളും സൈദ്ധാന്തികമായ അറിവുകളും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ആന്തരിക പ്രവർത്തനങ്ങളെ കുറിച്ചുള്ള കമ്പ്യൂട്ടർ സിമുലേഷനും ഒക്കെ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാരെ സഹായിക്കുന്നു.

നീഹാരിക അല്ലെങ്കിൽ നെബുല എന്നു അറിയപ്പെടുന്ന സാന്ദ്രത കൂടിയ ഭീമ തന്മാത്രമേഘങ്ങളിലാണ് നക്ഷത്രങ്ങൾ ജനിക്കുന്നത്. സന്തുലിതാവസ്ഥ നഷ്ടപ്പെടുമ്പോൾ ഗുരുത്വാകർഷണത്തിന്റെ ഫലമായി ഈ തന്മാത്രമേഘങ്ങൾ സങ്കോചിച്ച് അതിൽ നിന്ന് പ്രാങ് നക്ഷത്രം പിറവിയെടുക്കുന്നു. പിണ്ഡം ആവശ്യത്തിനുള്ള പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിൽ അണുസംയോജനപ്രക്രിയകൾ ആരംഭിക്കുകയും അത് ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം ആയി മാറുകയും ചെയ്യുന്നു.

ഇങ്ങനെ പിറവിയെടുക്കുന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രത്യേകതകൾ അതിന്റെ ദ്രവ്യമാനം അനുസരിച്ച് ഇരിക്കുന്നു. ദ്രവ്യമാനം കൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ തേജസ്സും കാമ്പിലെ അണുസംയോജന പ്രക്രിയകളുടെ തോതും കൂടുതൽ ആയിരിക്കും. കാലക്രമേണ കാമ്പിലുള്ള ഹൈഡ്രജൻ മൊത്തം അണുസംയോജനം വഴി ഹീലിയം ആയി തീരുകയും നക്ഷത്രം പരിണമിക്കുവാൻ ആരംഭിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. കാമ്പിലുള്ള ഹീലിയം എരിയണം എങ്കിൽ അവിടുത്ത താപനില ഭീമമായിരിക്കണം. ഈ ഘട്ടത്തിൽ നക്ഷത്രം വികസിക്കുകയും നക്ഷത്രം ചുവന്ന ഭീമൻ എന്ന ഒരു ഘട്ടത്തിലൂടെ കടന്നു പോവുകയും ചെയ്യും. ദ്രവ്യമാനം കൂടിയ ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങൾ കൂടുതൽ പരിണാമപ്രക്രിയകളിലൂടെ കടന്നു പോവുകയും അണുസംയോജന പ്രക്രിയകളിലൂടെ ഉയർന്ന മൂലകങ്ങൾ ഉൽ‌പാദിപ്പിക്കുകയും ചെയ്യും. 

ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ അവസാനം പ്രസ്തുതനക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം അനുസരിച്ച് ഇരിക്കുന്നു. ലഘു നക്ഷത്രങ്ങൾ പ്ലാനെറ്ററി നെബുല എന്ന ഒരു ഘട്ടത്തിലൂടെ കടന്നു പോയി ഒരു വെള്ളക്കുള്ളനായി തീരുന്നു. വലിയ താരങ്ങൾ സൂപ്പർനോവ സ്‌ഫോടനം എന്ന ഒരു ഘട്ടത്തിലൂടെ കടന്നു പോയി ഒന്നുകിൽ പൂർണ്ണമായി ഇല്ലാതാവുകയോ അതുമല്ലെങ്കിൽ ഒരു ന്യൂട്രോൺ താരമോ ഒരു തമോഗർത്തമോ ആയി തീരുന്നു. വളരെ അടുത്ത് കിടക്കുന്ന ദ്വന്ദ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് കൂടുതൽ സങ്കീർണ്ണമായ പരിണാമം ആണ് ഉണ്ടാവുക എന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാർ കരുതുന്നു.

ഉത്തരം കിട്ടാതെ അവശേഷിക്കുന്ന ചോദ്യങ്ങൾ
നക്ഷത്ര ജ്യോതിശാസ്ത്രം
വസ്തുതകൾ ശേഖരിക്കുന്ന വിധം
അമച്വർ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാർ