तारों का रंग सफेद क्यों होता है?
काला बौना
माना जाता है के जिन तारों में इतना द्रव्यमान नहीं होता के वे आगे चलकर अपना इंधन ख़त्म हो जाने पर न्यूट्रॉन तारा बन सकें, वे सारे सफ़ेद बौने बन जाते हैं। इस नज़रिए से आकाशगंगा (हमारी गैलेक्सी) के ९७% तारों के भाग्य में सफ़ेद बौना बन जाना ही लिखा है। सफ़ेद बौनों की रौशनी बड़ी मध्यम होती है। वक़्त के साथ-साथ सफ़ेद बौने ठन्डे पड़ते जाते हैं और वैज्ञानिकों की सोच है के अरबों साल में अंत में जाकर वे बिना किसी रौशनी और गरमी के काले बौने बन जाते हैं। क्योंकि हमारा ब्रह्माण्ड केवल १३.७ अरब साल पुराना है इसलिए अभी इतना समय ही नहीं गुज़रा के कोई भी सफ़ेद बौना पूरी तरह ठंडा पड़कर काला बौना बन सके। इस वजह से आज तक खगोलशास्त्रियों को कभी भी कोई काला बौना नहीं मिला है। सफ़ेद बौना
माना जाता है के जिन तारों में इतना द्रव्यमान नहीं होता के वे आगे चलकर अपना इंधन ख़त्म हो जाने पर न्यूट्रॉन तारा बन सकें, वे सारे सफ़ेद बौने बन जाते हैं। इस नज़रिए से आकाशगंगा (हमारी गैलेक्सी) के ९७% तारों के भाग्य में सफ़ेद बौना बन जाना ही लिखा है। सफ़ेद बौनों की रौशनी बड़ी मध्यम होती है। वक़्त के साथ-साथ सफ़ेद बौने ठन्डे पड़ते जाते हैं और वैज्ञानिकों की सोच है के अरबों साल में अंत में जाकर वे बिना किसी रौशनी और गरमी वाले काले बौने बन जाते हैं। क्योंकि हमारा ब्रह्माण्ड केवल १३.७ अरब साल पुराना है इसलिए अभी इतना समय ही नहीं गुज़रा के कोई भी सफ़ेद बौना पूरी तरह ठंडा पड़कर काला बौना बन सके। इस वजह से आज तक खगोलशास्त्रियों को कभी भी कोई काला बौना नहीं मिला है।
कृष्ण विवर
1930 में, खगोलविद सुब्रमन्यन चंद्रशेखर नें सामान्य सापेक्षता का उपयोग करते हुए यह गणना की कि इलेक्ट्रॉन-डिजनरेट पदार्थ वाले एक गैर-चक्रित शरीर का सौर द्रव्यमान यदि 1.44 (चंद्रशेखर सीमा) से अधिक हुआ तो उसका पतन हो जायेगा। उनके तर्क का आर्थर एडिंग्टन द्वारा विरोध किया गया था, उनका विश्वास था कि कोई वस्तु निश्चित रूप से इस पतन को रोकेगी। एडिंग्टन आंशिक रूप से सही थे: चंद्रशेखर सीमा से थोडा अधिक द्रब्यमान वाला सफेद बौना सितारा पतन के बाद न्यूट्रॉन तारे में परिवर्तित हो जायेगा. लेकिन 1939 में, रॉबर्ट ओप्पेन्हेइमेर और उनके सहयोगियों ने भविष्यवाणी की कि चन्द्रशेखर द्वारा दिए गए कारणों की वजह से, लगभग तीन से अधिक सौर द्रब्यमान (तोलमन-ओप्पेन्हेइमेर-वोल्कोफ्फ़ सीमा) वाले सितारा का पतन एक ब्लैक होल के रूप में हो जायेगा। तारा
कांतिमान मापन का अर्थ है तारे के प्रकाश की तीव्रता का मापन। पहले यह कार्य विशेष प्रकार के फोटोमीटरों की सहायता से आँखों द्वारा किया जाता था। इस प्रकार ज्ञात किए गए कांतिमान को दृश्य कांतिमान (Visual magnitude) कहते हैं। आँखें पीले प्रकाश की सुग्राही (sensitive) हैं, अत: दृश्यकांतिमान पीले और हरे रंग के प्रकाश के मापक हैं। बाद में कांतिमापन फोटोग्राफी की प्लेटों की सहायता से किया जाने लगा। इस प्रकार से ज्ञात कांतिमान को फोटोग्राफीय कांतिमान कहते हैं। फोटोग्राफीय कांतिमान नीले रंग के प्रकाश के मापक हैं। तारे कई रंगों के प्रकाश विकीर्ण (emit) करते हैं। अत: तारों के कांतिमान ज्ञात करने के लिए विभिन्न रंगों की सुग्राही प्लेटों के द्वारा तथा वर्णशोधकों (filters) के उपयोग से उनके प्रकाश की तीव्रता आँकी जाती है। पीले रंग की सुग्राही प्लेटों पर पीले रंगशोधकों से फोटोग्राफीय (नीले) तथा दृश्य (पीले) कांतिमानों के अंतर को वर्ण सूचक (Colour index) कहते हैं। इससे तारों का ताप ज्ञात होता है। कांतिमान फोटोग्राही सेलों पर प्रकाश को ग्रहण कर तथा उसे बहुगुणित कर प्रकाश की तीव्रता मापी जाती है। कांतिमान को मापते समय हमें वायुमंडल के प्रभाव तथा तारों की अंतर्वर्ती धूल तथा गैसों के प्रभाव को भी दृष्टि में रखना पड़ता है। कांतिमान के यथार्थ ज्ञान से हमें तारों की दूरियाँ तथा बहुत से भौतिक पदार्थो को जानने में सहायता मिलती है। लाइकेन
लाइकेन के थैलस के सूखने पर शैवाल कोशिकाओं का हरा रंग कवक सूत्रों से छिपे रहने के कारण अस्पष्ट हो जाता है। आर्द्र लाइकेन का रंग हरा होता है, क्योंकि इसके अंदर स्थित तंतुओं द्वारा प्रकाश का पारेषण होता है, जिससे शैवाल भाग का हरा रंग स्पष्ट हो जाता है। कई लाइकेनों का रंग विशेष चित्ताकर्षक होता है। ये रंग विभिन्न कार्बनिक अम्लों के कारण होते हैं, जो लाइकेनों का लांगलन (anchor) करने में सहायता तो देते हैं परंतु साथ ही खाने के लिए अरुचिकर बनाते हैं। फ़र्मी ऊर्जा
सफेद बौनों के रूप में जाने जाने वाले सितारों में हमारे सूर्य के बराबर द्रव्यमान होता है, लेकिन इसका दायरा लगभग सौवां होता है। उच्च घनत्व का मतलब है कि इलेक्ट्रॉन अब एकल नाभिक के लिए बाध्य नहीं हैं और इसके बजाय एक पतित इलेक्ट्रॉन गैस बनाते हैं। उनकी फर्मी ऊर्जा लगभग 0.3 MeV है। खगोलीय स्पेक्ट्रमिकी
वर्ग शून्य - इसमें 30,000 एंग्स्ट्रॉम से अधिक प्रभावी तापवाले नीलेश्वेत तारे हैं जिनके स्पेक्ट्रम में चमकीले बैंड पाए जाते हैं। ये बैंड धुँधली संतत पृष्ठभूमि पर आरोपित हाइड्रोजन, आयनित हीलियम दुबारा और तिबारा आयनित और नाइट्रोजन के कारण हैं, जैसे टी प्यूपिस (T. Pupis), वाल्फ राये (Wolf Rayet) तारे। ऊष्मा अन्तरण
हल्के रंग और सफेद वस्तुएं तथा धात्विक पदार्थ रोशनी वाले प्रकाश का अवशोषण कम करते हैं और इसलिये कम गर्म होते हैं, लेकिन अन्यथा रोजमर्रा के तापमानों पर किसी वस्तु और उसके परिवेश के बीच ताप संचार पर रंग का कोई विशेष प्रभाव नहीं होता है, क्यौंकि प्रबल उत्सर्जित तरंगदैर्घ्य दिखने वाले वर्णक्रम के पास नहीं होते हैं बल्कि कहीं दूर इन्फ्रारेड में होते हैं। इन तरंगदैर्ध्यों पर मौजूद उत्सर्गताओं का दिखने वाली उत्सर्जनताओं (दिखने वाले रंग) से कोई संबंध नहीं होता; सुदूर इन्फ्रारेड में अधिकतर वस्तुओं में उच्च उत्सर्जनताएं होती हैं। अतः, सूर्य के प्रकाश को छोड़कर, कपड़ों के रंग का गर्मी पर कोई असर नहीं पड़ता; इसी तरह, मकानों पर किये गए पेंट के रंग से कोई अंतर नहीं पड़ता है सिवाय उस भाग के, जिसपर सूर्य की रोशनी पड़ती है। इसका मुख्य अपवाद है, चमकदार धात्विक सतहें जिनमें दर्शनीय तरंगदैर्ध्यों और सुदूर इन्फ्रारेड, दोनो में कम उत्सर्जनताएं होती हैं। ऐसी सतहें दोनो दिशाओं में ताप संचार कम करने के लिये प्रयोग में लाई जा सकती हैं; अंतरिक्षयान को पृथक्करित करने के लिये प्रयुक्त बहु-पर्तीय पृथक्कारक इसका एक उदाहरण है। मकानों में लगाई जाने वाली कम-उत्सर्जनता वाली खिड़कियां अधिक जटिल तकनीक से बनी होती हैं क्यौंकि उनमें दर्शनीय रोशनी में पारदर्शक रहते हुए गर्म तरंगदैर्ध्यों पर कम उत्सर्जनता होनी पड़ती है। डार्क नीहारिका
काले बादल उप-माइोमीटर आकार धूल कण के कारण ऐसी दखाई देती ह और जमे हुए काबन मोनोऑसाइड और नाइोजन से लेपत बादल भावी प से तरंग दैय पर काश के पारत होने का कारण बनती ह। इसके अलावा आणवक हाइोजन, परमाणु हलयम, C18O (18O आइसोटोप के प म ऑसीजन) , CS, NH3 (अमोनया), H2CO (फ़ोमलडीहाइड), c-C3H2 (सैलोोपीनैलडीन) और एक आणवक आयन N2H + (डायज़ैनाइलयम) मौजूद रहते हैं जो सभी के लए अपेाकृत पारदश ह। यह बादल के तार और ह का जन्मस्थान ह, और उनके विकास को समझना तारा गठन के लए आवयक है। आंखों के काले घेरे
नींद की कमी त्वचा के पीलेपन का कारण बन सकता हैं एवं इसके चलते त्वचा के नीचे बहने वाला खून ब्लू या काला रंग का दिखाई पड़ता हैं। हंस तारा
वैज्ञानिक हंस तारे की पृथ्वी से दूरी ठीक से नहीं माप पाए हैं। यह हमसे 1,340-1,840 प्रकाश-वर्ष दूर है। दूरी का ठीक से अनुमान न होने से इसकी अन्य विशेषताओं में भी कुछ अनिश्चितता बनी हुई है। यह एक नीले-सफ़ेद रंग का A2Ia श्रेणी वाला महादानव तारा है। इसका सतही तापमान लगभग 8,400 कैल्विन है। इसका व्यास (डायामीटर) हमारे सूरज के व्यास का 220 गुना और इसका द्रव्यमान (मास) हमारे सूरज के द्रव्यमान का 20 गुना अनुमानित किया जाता है। हेलिक्स नीहारिका
हेलिक्स नेबुला एक ग्रहीय नेबुला का एक उदाहरण है, जो एक मध्यवर्ती से कम द्रव्यमान सितारा द्वारा गठित किया गया है, जो इसके विकास के अंत के पास अपनी बाहरी परतों को बहाल करता है। आस-पास की जगह में स्टार से गैसें हमारे सुविधाजनक बिंदु से दिखाई देती हैं, जैसे कि हम एक हेलिक्स संरचना को देख रहे हैं। अवशेष केंद्रीय तारकीय कोर, जिसे ग्रह ग्रह नेबुला न्यूक्लियस या पीएनएन के नाम से जाना जाता है, को सफेद बौना सितारा बनने के लिए नियत किया जाता है। केंद्रीय सितारा की मनाई गई चमक इतनी ऊर्जावान है कि इससे पहले निष्कासित गैसों को उज्ज्वल फ्लोरोस का कारण बनता है। मेरा संघर्ष
मैंने आन्दोलन के माध्यम से विरोधी भाव अपनाते हुए जर्मन राष्ट्र द्वारा काला, सफेद, लाल रंगों वाला पुराना झण्डा त्याग दिया था। राजनीतिज्ञों तथा मेरे नजरिये में जमीन-आसमान जैसा फर्क था। मैं ईश्वर का आभार व्यक्त करता हूँ कि उसने हमारे केन्द्र में सफेद चक्र तथा काले स्वास्तिक के चिन्ह वाला युद्धकालीन झण्डे का सम्मान सदैव सुरक्षित रखा। वर्तमान काल के राइख जिसने खुद को तथा अपने लोगों को बेच दिया, उसे हमारे काले, सफेद तथा लाल रंगों वाले आदरणीय तथा साहस के प्रतीक झण्डे को कभी अपनाने की स्वीकृति नहीं मिलनी चाहिए। प्रकीर्णन
प्रकीर्णन का अर्थ फैलना है। सबसे अधिक प्रकीर्णन , सबसे कम तरंगदैध्र्य वाले वर्ण का होता है। अतः जब सूरज की किरणें वायुमंडल में प्रवेश करती है तो वायुमंडल में उपस्थित सूक्ष्म कण नीले वर्ण (अन्य छोटी तरंगदैध्र्य वाले वर्ण)को सबसे अधिक प्रकीर्णित करते हैं ,जिस कारण हमें आकाश का रंग नीला दिखाई देता है।। तारा
इनका यह नाम इसलिए पड़ा कि इनकी प्रकृति डेल्टा सेफियस, अथवा चर्तुथ कपिश, की तरह की है। चतुर्थ कपिश सेफियड वर्ग का सर्वाधिक चमकीला तारा है, जिसे चक्षु से देखा जा सकता है। सेफियड तारों का आवर्तनकाल एक दिन से कुछ अधिक से लेकर 45 दिन से कुछ अधिक है। हमारी गैलेक्सी के सेफिइड तारों में 7 दिन का आवर्तनकाल प्राय: होता है। सेफिइड तारों की सबसे बड़ी विशेषता है इनका आवर्तनकाल-कांति-साहचर्य नियम (period luminosity relationship) से संगत होना। इसका अर्थ है कि सेफिइड तारों के आवर्तन काल में जैसे जैसे वृद्धि होती है वैसे वैसे उनके निरपेक्ष कांतिमान में वृद्धि होती जाती है। यह संबंध अत्यंत महत्वपूर्ण है। इसकी सहायता से सेफिइड तारों का निरपेक्ष कांतिमान जानकर पूर्व सूत्र द्वारा इनकी दूरी ज्ञात की जा सकती है। सेफिइड तारों की सहायता से तारागुच्छों तथा तारापद्धतियों की दूरी ज्ञात की जाती हैं। तापजनित रंग के परिवर्तन का कारण सामान्यत: स्पंदन (Plusation) सिद्धांत कल्पित किया गया है, जिसका आशय है कि सेफिइड तारों के तल में आवर्तन से वृद्धि तथा ्ह्रास होता है, जिससे तारा क्रमानुसार फैलता तथा सिकुड़ता रहता है। वस्तुत: स्पंदन सिद्धांत सभी स्थितियों का यथार्थ उत्तर नहीं देता। अत: आजकल ज्योतिषी समझने लगे हैं कि सेफिइड तारों की विभिन्न स्थितियाँ इनके ताप के परिवर्तन के कारण हैं, जिसका स्वय एक पुनरावृति चक्र है। 1,000 से अधिक सेफिइड तारे ज्ञात है। आंखों के काले घेरे
आहार में पोषक तत्वों की कमी एवं संतुलित आहार की कमी भी आंखों के नीचे के क्षेत्र के कालेपन का कारण बन सकता हैं। सामान्यता यह माना जाता है हैं कि लोहे की कमी (हमारे शरीर में) काले घेरे का कारण बन सकता हैं। एनीमिया का सबसे आम प्रकारों में आयरन का कमी होना हैं एवं यह इस बात की और संकेत करता हैं कि शरीर के ऊतकों को पर्याप्त मात्रा में ऑक्सीजन हो नहीं प्राप्त हो रहा है। नीहारिका
ग्रहीय नीहारिकाएं, वे नीहारिकाएं हैं, जो लो-मॉस अनंतस्पर्शी विशाल शाखा सितारों के सफेद बौने में परिवर्तित होने के समय उनसे निकलनेवाले गैस युक्त खोल से गठित होती हैं। ये नीहारिकाएं, धुंधले उत्सर्जन युक्त उत्सर्जित नीहारिकाएं हैं जो सितारों के निर्माण क्षेत्रों में पाई जानेवाली उत्सर्जन नीहारिकाओं जैसी होती हैं। तकनीकी तौर पर, यह HII क्षेत्र हैं क्योंकि अधिकतर हाइड्रोजन आयनित होगा। हालांकि, ग्रहों की नीहारिकाएं अधिक घनी एवं सितारों के निर्माण क्षेत्रों में पाई जानेवाली उत्सर्जन नीहारिकाओं की अपेक्षा अधिक ठोस होती हैं। ग्रहों की नीहारिकाओं को यह नाम इसलिए दिया गया है क्योंकि जिन पहले खगोलविदों ने इन वस्तुओं का अध्ययन किया था उन्होंने सोचा कि नीहारिकाएं ग्रहों की तस्तरियों या डिस्कों जैसी दिखती हैं, हालांकि, वे ग्रहों से संवंधित नहीं हैं। खगोलीय स्पेक्ट्रमिकी
अनेक एम तारों के स्पेक्ट्रमों में संतत स्पेक्ट्रम पर दूसरी काली रेखाओं के मध्य में चमकीली हाइड्रोजन रेखाएँ दिखाई देती हैं। इन तारों को उत्सर्जन तारे कहते हैं और इन्हें एम ई (Me) से प्रकट करते हैं। एम-ई तारों की चमक परिवर्ती (Variable) होती है। बिल्ली लोचन नीहारिका
वैज्ञानिक जाँच ने पाया है कि इसकी गैस, प्लाज़्मा और धूल तब बिखरी जब यहाँ स्थित एक लाल दानव तारे ने इन्हें अपने बाहर उछाल दिया। नीहारिका के बादल का बाहरी हिस्सा कम घना है और लगभग १५,००० कैल्विन के तापमान पर है जबकि इसका अंदरूनी भाग ५,००० कण प्रति सेमी का अधिक घनत्व रखता है और ७,०००-९,००० कैल्विन के तापमान पर है। नीहारिका के बीच में एक O7 श्रेणी का वुल्फ़-रायेट तारा है जो ८०,००० कैल्विन का सतही तापमान रखता है। चमक के हिसाब से इस केन्द्रीय तारे की निहित चमक (निरपेक्ष कान्तिमान) सूरज से १०,००० गुना है जबकि इसका व्यास (डायामीटर) सूरज का केवल ०.६५ गुना है। वर्णक्रम जाँच के अनुसार इस से १,९०० किमी प्रति सैकिंड की एक भयंकर तारकीय आंधी चल रही है जिसमें १० खरब टन (यानि एक लाख करोड़ टन) सामग्री प्रति सैकिंड तारे से उखड़कर नीहारिका के बादल में जा रही है। इस समय तारे का द्रव्यमान (मास) लगभग सूरज के द्रव्यमान के बराबर माना जाता है, लेकिन वैज्ञानिकों का अनुमान है कि शुरू में इस तारे का द्रव्यमान सूरज का ५ गुना था। इस से यह भी अंदाज़ा लगाया गया है कि यह नीहारिका संभवतः १००० ± २६० साल से बन रही है। प्रकाश प्रदूषण
आकाश-प्रदीप्ति उस "चमक" प्रभाव को सन्दर्भित करती है जिसे आबादी वाले क्षेत्रों पर देखा जा सकता है। यह उस सभी प्रकाश का संयोजन है जो शहर की रौशनी से प्रतिबिंबित होते हुए ऊपर आकाश में बिखरता है और साथ ही उस क्षेत्र में "सभी" खराब निर्देशित प्रकाश से भी जो आकाश में निकल जाता है और वातावरण द्वारा वापस धरती पर बिखेर (पुनर्निर्देशित होकर) दिया जाता है। यह बिखराव प्रकाश के तरंग दैर्घ्य से बहुत दृढ़ता से संबंधित है जब हवा बहुत साफ़ होती है (अत्यंत न्यून एयरोसोल के साथ). रेले बिखराव, ऐसी साफ़ हवा में हावी होता है, जिससे आकाश दिन में नीला दिखाई देता है। जब वहां काफी एयरोसोल होता है (अधिकांश आधुनिक प्रदूषित स्थितियों में आम), बिखरे हुए प्रकाश की तरंगदैर्घ्य पर कम निर्भरता होती है, जिससे दिन का आकाश अपेक्षाकृत धवल होता है। इस रेले प्रभाव के चलते और प्रकाश के अत्यंत निम्न स्तरों (पुर्किन्जे प्रभाव देखें) के साथ अनुकूलित किये जाने पर सफ़ेद या नीले की समृद्धता वाले प्रकाश स्रोतों के प्रति आंखों की वर्धित संवेदनशीलता के चलते, सफेद या नीले रंग से भरपूर प्रकाश, पीले प्रकाश की समान मात्रा की तुलना में आकाश-प्रदीप्ति में काफी अधिक का योगदान करता है। आकाश-प्रदीप्ति से खगोलविदों को विशेष परेशानी होती है, क्योंकि इससे रात्रिकालीन आकाश में विपर्यास की इस हद तक कमी हो जाती है कि सर्वाधिक चमक वाले सितारों के अलावा अन्य तारों को देखना असंभव हो जाता है। तारा
ये हाइड्रोजन प्रमुख तारे हैं। इनका पृष्ठीय ताप 12,000° से लेकर 8,000° सें0 तक है। इनकी संख्या अत्याधिक है। जवाहरात
हीरों की आकृतियां हीरा एक पारदर्शी रत्न है। यह रासायनिक रूप से कार्बन का शुद्धतम रूप है। हीरा में प्रत्येक कार्बन परमाणु चार अन्य कार्बन परमाणुओं के साथ सह-संयोजी बन्ध द्वारा जुड़ा रहता है। कार्बन परमाणुओं के बाहरी कक्ष में उपस्थित सभी चारों इलेक्ट्रान सह-संयोजी बन्ध में भाग ले लेते हैं तथा एक भी इलेक्ट्रान संवतंत्र नहीं होता है। इसलिए हीरा ऊष्मा तथा विद्युत का कुचालन होता है। हीरा में सभी कार्बन परमाणु बहुत ही शक्तिशाली सह-संयोजी बन्ध द्वारा जुड़े होते हैं, इसलिए यह बहुत कठोर होता है। हीरा प्राक्रतिक पदार्थो में सबसे कठोर पदा‍र्थ है इसकी कठोरता के कारण इसका प्रयोग कई उद्योगो तथा आभूषणों में किया जाता है। हीरे केवल सफ़ेद ही नहीं होते अशुद्धियों के कारण इसका शेड नीला, लाल, संतरा, पीला, हरा व काला होता है। हरा हीरा सबसे दुर्लभ है। हीरे को यदि ओवन में ७६३ डिग्री सेल्सियस पर गरम किया जाये, तो यह जलकर कार्बन डाइ-आक्साइड बना लेता है तथा बिल्कूल ही राख नहीं बचती है।[1] इससे यह प्रमाणित होता है कि हीरा कार्बन का शुद्ध रूप है। हीरा रासायनिक तौर पर बहुत निष्क्रिय होता है एव सभी घोलकों में अघुलनशील होता है। इसका आपेक्षिक घनत्व ३.५१ होता है। बहुत अधिक चमक होने के कारण हीरा को जवाहरात के रूप में उपयोग किया जाता है। हीरा उष्मीय किरणों के प्रति बहुत अधिक संवेदनशील होता है, इसलिए अतिशुद्ध थर्मामीटर बनाने में इसका उपयोग किया जाता है। काले हीरे का उपयोग काँच काटने, दूसरे हीरे के काटने, हीरे पर पालिश करने तथा चट्टानों में छेद करने के लिए किया जाता है। कृष्ण विवर
इस विशेषता के कारण, पतन हो चुके तारों को कुछ समय के लिए "फ्रोजेन स्टार्स (जमे हुए तारे)" के नाम से जाना गया, क्योंकि एक बाहरी पर्यवेक्षक को तारे की सतह उस समय में जमी हुई दिखाई देगा जिस पल में तारे का पतन उसे स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या के अंदर ले जा रहा होगा। यह आधुनिक ब्लैक होलों का एक ज्ञात लक्षण है, लेकिन इस बात पर बल दिया जाना चाहिए कि जमे हुए तारे की सतह का प्रकाश बहुत जल्दी रेडशिफ्टेड हो जाता है और ब्लैक होल को बहुत जल्दी काले रंग का बना देता है। कई भौतिकविद इस विचार को स्वीकार नहीं कर पा रहे थे कि स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या के भीतर समय रुक जाता है और 20 वर्षों तक इस बिषय पर लोगों कि रूचि नहीं रही थी। स्पेक्ट्रोस्कोपी
बहुत समय तक "स्पेक्ट्रम" का अर्थ इसी सतरंगी पट्टी से ही लगाया जाता था। बाद में वैज्ञानिकों ने यह देखा कि सौर स्पेक्ट्रम के बैंगनी रंग से नीचे भी कुछ रश्मियाँ पाई जाती हैं जो आँख से नहीं दिखाई पड़ती हैं परंतु फोटोप्लेट पर प्रभाव डालती हैं और उनका फोटो लिया जा सकता है। इन किरणों को पराबैंगनी किरणें (Ultraviolet rays) कहा जाता है। इसी प्रकार लाल रंग से ऊपर अवरक्त किरणें पाई जाती हैं। वास्तव में सभी वर्ण की रश्मियाँ विद्युत चुंबकीय तरंगें होती हैं। रंगीन प्रकाश, अवरक्त, पराबैंगनी प्रकाश, एक्स-किरण, गामा-किरण, माइक्रो तरंगें तथा रेडियो तरंगें - ये सभी विद्युच्चुंबकीय तरंगें हैं। इन सबका स्पेक्ट्रम होता है। पारे को उत्तेजित करने से जो हरे रंग की किरणें निकलती हैं उनका तरंगदैर्घ्य 5461 एंग्स्ट्रॉम होता है। अत: अब विभिन्न वर्ण की रश्मियों का विभाजन रंग के आधार पर नहीं वरन् तरंगदैर्घ्य के आधार पर किया जाता है और स्पेक्ट्रम का अर्थ बहुत व्यापक हो गया है - तरंगदैर्घ्य के अनुसार रश्मियों की सुव्यवस्था को स्पेक्ट्रम कहा जाता है। वृष तारामंडल
वृष तारामंडल में १९ मुख्य तारे हैं, हालांकि वैसे इसमें १३२ ज्ञात तारे स्थित हैं जिनको बायर नाम दिए जा चुके हैं। वैज्ञानिकों को सन् २०१० तक इनमें से ५ के इर्द-गिर्द गृह होने की शंका थी। वृष तारामंडल के क्षेत्र में सब से चमकीला तारा रोहिणी (अंग्रेज़ी में Aldebaran) है, जो एक हलके नारंगी रंग का तारा है। इसका दूसरा सब से रोशन तारा बेटा टाओरी है, जो एक लाल दानव तारा है। दानव तारा
खगोलशास्त्र में दानव तारा ऐसे तारे को बोलते हैं जिसका आकार और चमक दोनों उस से बढ़ के हो जो उसकी सतह के तापमान के आधार पर मुख्य अनुक्रम के किसी तारे के होते। ऐसे तारे आम तौर पर सूरज से १० से १०० गुना व्यास (डायामीटर) में बड़े होते हैं और चमक में १० से १००० गुना ज़्यादा रोशन होते हैं। अपने तापमान के हिसाब से ऐसे दानव तारे कई रंगों में मिलते हैं - लाल, नारंगी, नीले, सफ़ेद, वग़ैराह। महादानव तारे और परमदानव तारे इन दानव तारों से भी बड़े और अधिक रोशन होते हैं। दि स्टारी नाइट
चित्र की जांच रोचेस्टर तकनीकी संस्थान और न्यूयॉर्क में म्यूजियम ऑफ मॉडर्न आर्ट के वैज्ञानिकों ने की थी। वर्णक विश्लेषण से पता चला है कि आकाश को अल्ट्रामरीन और कोबाल्ट नीले रंग से चित्रित किया गया था, और सितारों और चंद्रमा के लिए, वैन गॉग ने दुर्लभ वर्णक भारतीय पीले को जस्ता पीले के साथ मिलाकर बनाया था। हीमोग्लोबिन
ऐतिहासिक रूप से, रक्त के रंग का संबंध जंग से जोड़ा जाता था क्यौंकि प्राचीन रोमन मंगल गृह का संबंध उसके संतरे-लाल रंग के होने के कारण युद्ध के देवता से जोड़ते थे. मंगल का रंग उसकी धरती में लौह-आक्सीजन होने के कारण ऐसा होता है, लेकिन रक्त का लाल रंग हीमोग्लोबिन और उसके आक्साइडों में मौजूद लौह के कारण नहीं होता, जो कि एक मिथ्या है. लाल रंग हीमोग्लोबिन के पॉरफाइरिन भाग के कारण होता है, जिससे लौह बंधित होता है, न कि स्वयं लौह के कारण, हालांकि लौह की लाइगेशन और रिडॉक्स स्थिति परफाइरिन के पाई से पाई* इलेक्ट्रानिक परिवर्तनों को और इस तरह उसके आप्टिकल गुणों को प्रभावित कर सकती है. पंख
वर्णकों (pigments) और पर के निम्न भागों पर पड़नेवाले प्रकाशीय प्रभाव (optical effect) के मेल से पर के विभिन्न और चमकदार रंग बनते हैं। वर्णकों के कारण पर के काले, भूरे, धूसर और अन्य रंग बनते हैं। वर्णक दानेदार (granular) होता है। पक्षी अपने भोजन से लाल, नारंगी और पीले रंग पाते हैं, जो चर्बी में घुलकर पंखों में पहुँच जाते हैं। संरचनात्मक रंग (structural colour) देहपिच्छ के पिच्छक और पिच्छिका की कोशिकाओं में विशेष परिवर्तन के कारण बनता है। नीला रंग पिच्छिका के बक्सनुमा रंगहीन कोशिकाओं की सतह से निकलता है, जो एक पतली, पारदर्शक, रंगहीन उपत्वचा के नीचे होती है। यह उपत्वचा केवल नीला रंग परावर्तित (reflect) करती है, शेष रंग नीचे की कोशिकाओं के काले रंग से अवशोषित (absorb) हो जाते हैं। पिच्छिका की रंगहीन सतह से जो प्रकाशतरंग परावर्तित होती है उसी के व्यतिकरण (interference) से कबूतर, मोर और दूसरे पक्षियों का बहुवर्णभासी (iridescent) रंग बनता है।पर के व्यापारिक अनुप्रयोग निम्नलिखित हैं : G श्रेणी का मुख्य-अनुक्रम तारा
इन तारों को 'पीला बौना' कहा जाता है लेकिन वास्तव में इनका रंग सफ़ेद से लेकर हल्का पीला होता है। सूरज जैसे अधिक तापमान और चमक वाले तारे सफ़ेद और कम तापमान वाले तारे पीले-से होते हैं। ध्यान दें कि हमारा सूरज वास्तव में श्वेत होने के बावजूद हमारे वातावरण में किरणों के रेले बिखराव () से पीला प्रतीत होता है। इस बात पर भी ग़ौर करें कि सूरज जैसे तारों को बौना तारा कहा जाता है क्योंकि यह दानव तारों, महादानव तारों और परमदानव तारों से छोटे होते हैं, लेकिन संख्या के हिसाब से हमारे सूरज जैसे पीले बौने हमारी गैलेक्सी में मिलने वाले ९०% तारों से अधिक रोशन होते हैं। यह कम रोशन तारे नारंगी दानव (K श्रेणी के बौने), लाल बौने और सफ़ेद बौने जैसे तारे होते हैं। ओरायन नीहारिका
पर्यवेक्षकों ने लाल और नीले-बैंगनी क्षेत्रों के अलावा, नीहारिका की एक विशिष्ट हरे रंग की आभा को लंबे समय से नोट किया है। लाल रंग 656.3 एनएम के तरंग दैर्ध्य पर Hα पुनर्संयोजन रेखा विकिरण का परिणाम है। नीला-बैंगनी रंग नीहारिका के मूल में बड़े पैमाने पर ओ-क्लास सितारों से परावर्तित विकिरण है। डार्क नीहारिका
डाक नेबुला एक अंधेरे नहारका या अवशोषण नहारका अंतरतारकय बादल का एक कार है जो इतने घने क यह सतार क पृठभूम और उसजन या परावतन नीहारकाओं के प म पीछे के वतुओं, से आने वाल काश को धुंधला कर देता है। तार के काश के वलुत होने का कारण बीच आणवक बादल के सबसे ठंडा, सघनतम भाग म िथत धूल के कण है। लटर और अंधेरे नेबुला के बड़े परसर वशाल आणवक बादल के साथ जुड़े ह। पृथक छोटे काले नीहारकाओं को बॉक लोबुस कहा जाता है। अंतरतारकय धूल या सामी क तरह अय धुंधल चीजे रेडयो खगोल वान म रेडयो तरंग का उपयोग या अवरत खगोल वान म अवरत तरंग का उपयोग करके ह दखाई देती ह। लटर और अंधेरे नेबुला के बड़े परसर वशाल आणवक बादल के साथ जुड़े ह। पृथक छोटे काले नीहारकाओं को बॉक लोबुस कहा जाता है। अंतरतारकय धूल या सामी क तरह अय धुंधल चीजे रेडयो खगोल वान म रेडयो तरंग का उपयोग या अवरत खगोल वान म अवरत तरंग का उपयोग करके ह दखाई देती ह। . अन्धता
रोहे पलकों के भीतरी पृष्ठों पर हो जाते हैं। प्रत्येक रोहा एक उभरे हुए दाने के समान, लाल, चमकता हुआ, किंतु जीर्ण हो जाने पर कुछ धूसर या श्वेत रंग का होता है। ये गोल या चपटे और छोटे बड़े कई प्रकार के होते हैं। इनका कोई क्रम नहीं होता। इनसे पैनस (अपारदर्शक तंतु) उत्पन्न होकर कार्निया के मध्य की ओर फैलते हैं। इसका कारण रोगोत्पाद वाइरस का प्रसार है। यह दशा प्रायः कार्निया के ऊपरी अर्धभाग में अधिक उत्पन्न होती है। तारों का विकास
तारों का बेध करते समय हमें बहुत-सी नीहारिकाएँ उपलब्ध होती हैं, जिनके विश्लेषण से हमें पता चला है कि उनमें से बहुत-सी गैस या धूल के मेघ हैं। तारों के वर्णक्रम की रखाओं में भी सामान्य वर्णक्रम से कुछ भिन्ऩताएँ होती हैं, जिसका कारण तारामध्यवर्ती गैस या धूल समझा गया है। यह तारामध्यवर्ती गैस या धूल ही हमारी तारा प्रणालियों को जन्म देने वाली है। जब तक विश्व में ये पदार्थ विद्यमान रहेंगे, नए तारों तथा ताराप्रणालियों का जन्म होता रहेगा। इनका मूल तत्व प्राय: हाइड्रोजन है। इन मेघों का व्यास 10 पारसेक या उससे कम होता है। विश्व में गैस या धूल की कुल द्रव्य मात्रा अनुमानत: सूर्य की द्रव्य मात्रा की 20 अरब गुनी है। कृष्ण विवर
गहन परन्तु एक ही बार गामा किरण का निकलना (गामा रे बर्स्ट्स- GRBs) किसी "नए" ब्लैक होल के जन्म का संकेत हो सकता है, क्योंकि खगोल-भौतिकविदों का विचार है कि GRBs का कारण या तो किसी विशाल तारे का गुरुत्वीय पतन है अथवा न्यूट्रॉन तारों के बीच टकराव, और इन दोनों घटनाओं में ब्लैक होल का सृजन करने हेतु पर्याप्त द्रब्यमान और दबाव शामिल होता है। लेकिन ऐसा प्रतीत होता है कि एक न्यूट्रॉन तारे और एक ब्लैक होल के बीच का टकराव भी एक GRB पैदा कर सकता है, इसलिए एक GRB सबूत नहीं है कि एक "नए" ब्लैक होल का गठन हुआ है।  सभी ज्ञात GRB हमारी अपनी आकाशगंगा के बाहर से आते हैं और अधिकांश अरबों प्रकाश वर्षों की दूर से आते हैं इसलिए इनसे जुड़े ब्लैक होल वास्तव में अरबों वर्ष पुराने हैं। गोल तारागुच्छ
गोल तारागुच्छे ("ग्लोब्युलर क्लस्टर") १०-३० प्रकाश वर्ष के गोलाकार क्षेत्र में एकत्रित दस हज़ार से दसियों लाख तारों के तारागुच्छे होते हैं। इनमे से अधिकतर तारे ठन्डे (लाल और पीले रंगों में सुलगते हुए) और छोटे आकार के (ज़्यादा-से-ज़्यादा सूरज से दुगने बड़े) और काफी बूढ़े होते हैं। बहुत से तो पूरी ब्रह्माण्ड की आयु (जो १३.६ अरब वर्ष अनुमानित की गयी है) से चंद करोड़ साल कम के ही होते हैं। इनसे बड़े या अधिक गरम तारे या तो महानोवा (सुपरनोवा) बनकर ध्वस्त हो चुके होते हैं या सफ़ेद बौने बन चुके होते हैं। फिर भी कभी-कभार इन गुच्छों में अधिक बड़े और गरम नीले तारे भी मिल जाते हैं। वैज्ञानिकों का अनुमान है के ऐसे नीले तारे इन गुच्छों के घने केन्द्रों में पैदा हो जाते हैं जब दो या उसे से अधिक तारों का आपस में टकराव और फिर विलय हो जाता है। आकाशगंगा (मिल्की वे, हमारी गैलेक्सी) में गोल तारागुच्छे आकाशगंगा के केंद्र के इर्द-गिर्द फैले हुए गैलेक्सीय सेहरे में मिलते हैं। अंतरिक्ष विज्ञान
बहुत छोटे बौने तारों का तापमान कभी भी इतना अधिक नहीं हो पाता जो हाइड्रोजन का आणविक संलयन शुरू करने के लिए वांछित है; 0.1 सौर द्रव्यमान वाले ये तारे भूरे बौने या ब्राउन ड्वार्फ कहलाते हैं। बृहस्पति के द्रव्यमान से 13 गुना अधिक formula_1(एम_जे) भारी भूरे बौने ड्यूटिरियम का संलयन करते हैं और कुछ खगोलविद किसी ग्रह से अधिक बड़े लेकिन एक उप-ग्रह से छोटी वस्तु के रूप में इन्हें वर्गीकृत करके केवल इन वस्तुओं को ब्राउन ड्वार्फ कहना पसंद करते हैं। ड्यूटिरियम द्वारा प्रज्वलित या प्रज्वलित नहीं होने वाले दोनों प्रकार के तारों की चमक फीकी होती है और ये सैंकड़ों या लाखों वर्षों में धीरे-धीरे ठंडे हो कर मर जाते हैं। हालांकि इससे अधिक भारी बौने तारों का केन्द्रीय तापमान अंततः 10 मेगाकेल्विन तक पहुँच जाएगा जो कि वो तापमान है जिस पर पहले ड्यूटिरियम में तथा फिर हीलियम में प्रोटोन-प्रोटोन शृंखला अभिक्रिया द्वारा हाइड्रोजन का संलयन आरम्भ हो जाता है। नाभिकीय संलयन की शुरुआत बहुत ही कम समय में आगे चल कर हाइड्रोस्टेटिक संतुलन में परिवर्तित हो जाती है जिसमे केंद्र से निकलने वाली ऊर्जा और अधिक गुरुत्वाकर्षण के कारण होने वाली दुर्घटना से बचाती है। इस प्रकार तारा तेजी से एक स्थिर स्थिति में पहुँच जाता है। जेम्स वेब खगोलीय दूरदर्शी
हमारे नजदीक स्थित तारों (जैसे की सूर्य) की अपेक्षा दूर स्थित अधिकतर तारे नवीकृत या जवान है तथा उनका जन्म समय काल में बिगबैंग के काफी करीब हुआ है। चूँकि ब्रह्माण्ड फ़ैल रहा है इसलिए इन नवीकृत तारों से हम तक पहुँचने वाला प्रकाश, वर्णक्रम में लाल-विचलन प्रदर्शित करता है और यही कारण है कि इन्हें अवरक्त प्रकाश में आसानी से देखा जा सकता है। अवरक्त प्रकाश का उपयोग सक्रिय आकाशगंगाओं के कोर का अवलोकन करने कि लिए भी होता है जो कि प्रायः गैस और धूल से आच्छादित होता है। खगोलभौतिकी
कुछ प्रकार के तारों का पुंज और उनके अर्धव्यास ज्ञात हैं। इसके अतिरिक्त प्रत्येक तारे का यह आवश्यक लक्षण है कि वह सतत आकाश में सब ओर ऊर्जा का विकिरण करता रहता है। ऊर्जा के विकिरण की दर, जिसे तारे की ज्योति (luninosity) कहते हैं, तारे का उतना ही महत्वपूर्ण लक्षण है जितने उसके पुंज और अर्धव्यास। यदि तारों के पुंज और उनते अर्धव्यासों का रेखाचित्र खींचा जाए, तो यह स्पष्ट हो जाता है कि तारे लगभग तीन भागों में विभाजित किए जा सकते हैं। तारों के पुंज और ज्योतिषयों का रेखाचित्र भी इस कथन का समर्थन करता है। अधिकांश तारों के लिये उनकी ज्योति पुंज के लगभग 3.5 घात के अनुसार विचरण करती है। इन तारों के समूह को मुख्य श्रेणी कहते हैं। जो तारे इस श्रेणी से भिन्न हैं, वे दो प्रकार के होते हैं : (1) श्वेत वामन (white dwarfs) और (2) ट्रंपलर तारे। ट्रंपलर तारों की ज्योति उनके पुंज के अनुपात में विचरण करती है। यदि एक ही पुंज की मुख्य श्रेणी के तारों और श्वेत-वामन की ज्योतियों ओर अर्धव्यासों की तुलना करें, तो यह पाया जाता है कि श्वेत वातन मुख्य श्रेणी के तारे की अपेक्षा बहुत कम ज्येतिष्मान् होता है और उसका अर्धव्यास भी बहुत कम होता है। अत: श्वेत वामन का पदार्थ अत्यंत घन होना चाहिए। द्वितीय-लुब्धक (सीरियम-बी) श्वेत-वामन श्रेणी का प्रतिनिधि माना जाता है। इसका माध्य घनत्व लगभग 6.8 ज्र्104 ग्राम प्रति घन सेंमी0 है। यही यहीं, यदि एक ही प्रभावी ताप के मुख्य श्रेणी के तारों और श्वेत वामन की ज्योतियों की तुलना करें, तो श्वेत वामन मुख्य श्रेणी के तारे की अपेक्षा बहुत ही कम ज्येतिष्मान होता है। ये भिन्नताएँ तारों के आंतरिक संघटन की भिन्नता की द्योतक हैं। अंतरिक्ष विज्ञान
व्हाइट ड्वार्फ  "मुख्य लेख: व्हाइट ड्वार्फ"  व्हाइट ड्वार्फ स्थिर होते हैं क्योंकि गुरुत्वाकर्षण का अंदर की ओर लगने वाला बल तारे के इलेक्ट्रॉनों स्टार के अपकर्ष दबाव के कारण संतुलित रहता है। (ऐसा पाउली अपवर्जन सिद्धांत के परिणामस्वरूप होता है।) क्योंकि जलाने के लिए कोई ईंधन नहीं बचता, तारा अपनी बची हुई ऊष्मा को हजारों लाखों सालों के लिए अंतरिक्ष में छोड़ देता है। अंत में, एक ठंडा गहरे रंग का पिंड शेष रह जाता है जिसे ब्लैक ड्वार्फ कहते हैं। हालांकि, ब्रह्मांड इतना पुराना नहीं है कि इसमें कोई ब्लैक ड्वार्फ दिखाई दे सके। रंग सूचक
रंग सूचक () एक सरल संख्या होती है जिस से किसी वस्तु का रंग बताया जाता है। खगोलशास्त्र में किसी तारे के रंग और उसके तापमाप में गहरा सम्बन्ध होता है, इसलिए उसमें किसी तारे के रंग सूचक से उसके तापमान का पता चलता है। अंतरिक्ष विज्ञान
हीलियम प्रज्ज्वलन क्रियाएँ तापमान के प्रति अत्यंत संवेदनशील हैं जो अत्यधिक अस्थिरता का कारण बनता है। विशाल स्पंदन का निर्माण होता है, जो अंततः एक तारे की बाहरी परतों को पर्याप्त गतिज ऊर्जा देता है जो ग्रह-संबंधी नेबुला के रूप में निकलती है। नेबुला के केंद्र में तारे का नाभिक स्थित होता है, जो ठंडा हो कर एक छोटा किन्तु घना व्हाइट ड्वार्फ बन जाता है, जिसका वजन लगभग 0.6 सौर द्रव्यमान के बराबर है, लेकिन आयतन सिर्फ पृथ्वी के समान है। परावर्ती नीहारिका
खगोल विज्ञान में, परावर्तन नीहारिकाएं या परावर्ती निहारिका तारों के बीच की धूल के बादल हैं जो पास के तारे या तारों के प्रकाश को प्रतिबिंबित कर सकते हैं। एक उत्सर्जन नीहारिका बनाने के लिए नेबुला की गैस को आयनित करने के लिए पास के सितारों की ऊर्जा अपर्याप्त है, लेकिन धूल को दृश्यमान बनाने के लिए पर्याप्त प्रकीर्णन देने के लिए पर्याप्त है। इस प्रकार, परावर्तन नीहारिकाओं द्वारा दिखाया गया आवृत्ति स्पेक्ट्रम रोशन करने वाले सितारों के समान होता है। प्रकीर्णन के लिए उत्तरदायी सूक्ष्म कणों में कार्बन यौगिक (उदाहरण: हीरे की धूल) और अन्य तत्वों जैसे लोहा और निकल के यौगिक। उत्तरार्द्ध दोनों अक्सर गांगेय चुंबकीय क्षेत्र के साथ संरेखित होते हैं और बिखरे हुए प्रकाश को थोड़ा ध्रुवीकृत करने का कारण बनते हैं। हर्मन कार्ल वोगेल
उन्हें सितारों के फोटोग्राफिक-स्पेक्ट्रोस्कोपिक रेडियल वेग माप का आविष्कारक भी माना जाता है। उन्हें संभवतः यह पता लगाने के लिए जाना जाता है कि कुछ सितारों का वर्मक्रम समय के साथ थोड़ा बदल गया, लाल की ओर और फिर बाद में नीले रंग की ओर बढ़ गया। इस परिणाम की उनकी व्याख्या यह थी कि तारा पृथ्वी की ओर बढ़ रहा था और फिर दूर जा रहा था, और साथ में वर्णक्रमीय बदलाव डॉपलर प्रभाव का परिणाम थे। ये तारे द्रव्यमान के एक छिपे हुए केंद्र के चारों ओर परिक्रमा करते हुए दिखाई दिए, और इस प्रकार वे द्वितारा प्रणाली थे। हालांकि, प्रत्येक मामले में साथी तारे का पता दूरबीन का उपयोग करके नहीं किया जा सकता था, और इसलिए इन दो तारा प्रणालियों को स्पेक्ट्रोस्कोपिक बायनेरिज़ नामित किया गया था। उदाहरण के लिए, अल्गोल के घटकों में आवधिक डॉपलर शिफ्ट प्राप्त करके, वोगेल ने 1889 में साबित किया कि यह एक द्वितारा था। इस प्रकार, अल्गोल पहले ज्ञात स्पेक्ट्रोस्कोपिक बायनेरिज़ में से एक था (और इसे एक ग्रहण बाइनरी के रूप में भी जाना जाता है जिसमें एक तीसरा तारा होता है जिसे अब बाइनरी सिस्टम के चारों ओर घूमने के लिए जाना जाता है)। 1892 में वोगेल ने 51 सितारों के लिए रेडियल वेग आँकणा तैयार किया। वोगेल की तकनीक स्विस खगोलविदों मिशेल मेयर और डिडियर क्येलोज़ द्वारा अपनाया गया था जिन्होंने एक तारे 51 पेगासी की परिक्रमा कर रहे बहिर्ग्रह की खोज की घोषणा की थी। मेयर और क्वेलोज़ ने अपनी खोज के लिए 2019 में भौतिकी में नोबेल पुरस्कार साझा किया। राशिचक्रीय प्रकाश
राशिचक्रीय प्रकाश (zodiacal light) एक धुँधली, त्रिकोणीय आकार की सफेद चमक है जो रात्रि में आकाश में दिखायी देती है। यह चमक सूर्य की दिशा से तथा राशिचक्रों से होकर आती हुई प्रतीत होती है। यह परिघटना अन्तरग्रहीय धूल-कणों के द्वारा सूर्य के प्रकाश के प्रकीर्णन के कारण होती है। मोर
यहाँ सभी सफेद मोर हैं – चयनात्मक प्रजनन के कारण, सभी सफेद पंखों के लिए इंद्रधनुषी प्रवृत्ति को बंद करना मोर के लिए सामान्य बात है। इसे ल्यूसीज़्म कहा जाता है, और यह एक आनुवंशिक उत्परिवर्तन के कारण होता है जो रंजकता के नुकसान का कारण बनता है। इन मोरों को अक्सर अल्बिनो होने के लिए गलत माना जाता है, लेकिन लाल आँखें होने के बजाय, ल्यूसीज़म वाले जानवर अपने सामान्य आंखों के रंग को बरकरार रखते हैं। खगोलीय स्पेक्ट्रमिकी
विश्लेषणों से ज्ञात हुआ कि अधिकांश तारों का संघटन एक सा ही है। अन्य तारों का संघटन भिन्न है। एम (M) वर्ग के तारों में कार्बन की अपेक्षा ऑक्सीजन प्रचुर मात्रा में है जब कि आर (R) और एन (N) वर्ग के तारों में ऑक्सीजन की अपेक्षा कार्बन प्रचुर मात्रा में है। एस (S) वर्ग में जिरकोनिय ऑक्साइड की पट्टियों की प्रमुखता है जबकि एम (M) तारों में टाये (Tio) पट्टियाँ प्रबल हैं। उच्च तापवाले वोल्फ राये तारों के एक वर्ग की विशिष्टता हीलियम कार्बन एव ऑक्सीजन रेखाओं के कारण है और दूसरे वर्ग में हीलियम तथा नाइट्रोजन प्रमुख रूप से पाए जाते हैं परंतु कार्बन निर्बल है। ग्रहीय नीहारिकाएँ और नवतारों का संघटन साधारण तारों के समान ही है। कैडमियम
कैडमियम ऑक्साइड का उपयोग काले और सफेद टेलीविजन फॉस्फोर में और रंगीन टेलीविजन कैथोड रे ट्यूब के नीले और हरे रंग के फॉस्फोर में किया गया था। कैडमियम सल्फाइड (सीडीएस) का उपयोग फोटोकॉपियर ड्रम के लिए एक फोटोकॉन्डक्टिव सतह कोटिंग के रूप में किया जाता है, पेंट पिगमेंट में विभिन्न कैडमियम लवणों का उपयोग किया जाता है, जिसमें सीडीएस एक पीले रंग के रंगद्रव्य के रूप में सबसे आम है। कैडमियम सेलेनाइड एक लाल रंगद्रव्य है, जिसे आमतौर पर कैडमियम लाल कहा जाता है। वर्णक के साथ काम करने वाले चित्रकारों के लिए, कैडमियम सबसे शानदार और टिकाऊ पीला, नारंगी और लाल रंग प्रदान करता है। ये रंगद्रव्य संभावित रूप से जहरीले होते हैं, उपयोगकर्ताओं को त्वचा के माध्यम से अवशोषण को रोकने के लिए हाथों पर एक क्रीम का उपयोग करते हैं भले ही त्वचा के माध्यम से शरीर में अवशोषित कैडमियम की मात्रा 1% से कम हो। सफेद दाग
सफेद दाग (Leukoderma / ल्यूकोडर्मा) एक त्‍वचा रोग है। इस रोग से ग्रसि‍त लोगों के बदन पर अलग-अलग स्‍थानों पर अलग-अलग आकार के सफेद दाग आ जाते हैं। वि‍श्‍व में एक से दो प्रति‍शत लोग इस रोग से प्रभावि‍त हैं, लेकि‍न भारत में इस रोग के शि‍कार लोगों का प्रति‍शत चार से पांच है। राजस्‍थान और गुजरात के कुछ भागों में पांच से आठ प्रति‍शत लोग इस रोग से ग्रस्‍त हैं। शरीर पर सफेद दाग आ जाने को लोग एक कलंक के रूप में देखने लगते हैं और कुछ लोग भ्रम-वश इसे कुष्‍ठ रोग मान बैठते हैं। ओरायन नीहारिका
20वीं सदी के शुरुआती दौर में हरे रंग की आभा खगोलविदों के लिए एक पहेली थी क्योंकि उस समय की कोई भी ज्ञात वर्णक्रमीय रेखाएं इसकी व्याख्या नहीं कर पा रही थीं। कुछ अटकलें थीं कि रेखाएं एक नए तत्व के कारण होती हैं, और नेबुलियम नाम इस रहस्यमय सामग्री के लिए गढ़ा गया था। हालांकि, परमाणु भौतिकी की बेहतर समझ के साथ बाद में यह निर्धारित किया गया कि हरे रंग का वर्णक्रम दोगुने आयनित ऑक्सीजन में एक कम संभावना वाले इलेक्ट्रॉन संक्रमण के कारण होता है, जो कि एक तथाकथित " निषिद्ध प्रक्रिया " है। उस समय प्रयोगशाला में इस विकिरण का पुनरुत्पादन असंभव था, क्योंकि यह गहरे अंतरिक्ष के उच्च निर्वात में पाए जाने वाले मौन और लगभग टकराव मुक्त वातावरण पर निर्भर करता था। स्पेक्ट्रोस्कोपी
यदि किसी पदार्थ के भीतर से सभी वर्ण (Colour) की रश्मियाँ भेजी जाएँ तो वह उन रश्मियों को, जिन्हें स्वयं उत्सर्जित कर सकता है, अवशोषित कर लेता है। बिजली के बल्व से दृश्यक्षेत्र की सभी वर्ण की रश्मियाँ निकलती हैं। यदि किसी नली में सोडियम की भाप भरी हो और उसके भीतर से बल्ब का प्रकाश भेजकर बहिर्गत प्रकाश का स्पेक्ट्रम लिया जाए तो उसके पीले भाग में दो काली रेखाएँ पाई जाती हैं। इसका कारण यह है कि सोडियम स्वयं उत्तेजित होने पर रेखीय स्पेक्ट्रम देता है। इस स्पेक्ट्रम में दो पीलो रेखाएँ भी होती हैं जिन्हें सोडियम की "डी" रेखाएँ कहा जाता है। जब बल्ब का प्रकाश सोडियम की भाप से होकर जाता है तो सोडियम डी रेखाओं के अनुकूल वर्ण को अवशोषित कर लेता है और बर्हिगत प्रकाश में इसी स्थान पर दो काली रेखाएँ बन जाती हैं। इस स्पेक्ट्रम का अवशोषण स्पेक्ट्रम (Absorption spectrum) कहते हैं। अवशोषण स्पेक्ट्रम भी तीन प्रकार के होते हैं। जिस अवशोषण स्पेक्ट्रम में काली रेखाएँ पाई जाती हैं उन्हें रेखीय अवशोषण स्पेक्ट्रम, जिनमें काले बैंड पाए जाते हैं उन्हें बैंड अवशोषण स्पेक्ट्रम और जिनमें स्पेक्ट्रम का थोड़ा सा अधिक सतत क्षेत्र ही अवशोषित हो जाता है उन्हें सतत अवशोषण स्पेक्ट्रम कहते हैं। वुल्फ़-रायेट तारा
सन् १८६७ में फ़्रांस की राजधानी में स्थित पैरिस वेधशाला (ऑब्ज़ॅर्वाटोरी) में काम कर रहे चार्लज़ वुल्फ़ (Charles Wolf) और झ़ोर्झ़ राए (Georges Rayet, 'झ़' के उच्चारण पर ध्यान दें) नामक खगोलशास्त्रियों ने देखा के हंस तारामंडल में तीन तारों के वर्णक्रम (स्पेक्ट्रम) में कुछ विचित्र प्रसारण लकीरें थीं जो स्वयं तारों से नहीं आ रही थीं। कई वर्षों तक यह एक रहस्य बना रहा कि यह लकीरें कहाँ से आ रही हैं। इन तारों को फ़्रांस में "वुल्फ़-राए तारे" और अंग्रेज़ी-भाषी देशों में "वुल्फ़-रायेट तारे" कहा जाने लगा। बाद में जाकर यह ज्ञात हुआ के यह तारे से उत्पन्न तारकीय आंधी में उपस्थित हाइड्रोजन, हीलियम, कार्बन, आक्सीजन और नाइट्रोजन गैसों से आ रही थीं। १९३८ में, अंतर्राष्ट्रीय खगोलीय संघ ने वुल्फ़-रायेट तारों को उनके वर्णक्रम के अनुसार दो श्रेणियों में विभाजित किया: डब्ल्यू॰ऍन॰ तारे (WN, जिनके वर्णक्रम में नाइट्रोजन की लकीरें भारी होती हैं) और डब्ल्यू॰सी॰ तारे (WC, जिनके वर्णक्रम में कार्बन की लकीरें भारी होती हैं)। सिग्नस ऍक्स-१
सिग्नस ऍक्स-1 (Cygnus X-1) एक कालाछिद्र है। यह पृथ्वी की सतह से आकाश में हंस तारामंडल के क्षेत्र में स्थित है और एक अत्यंत शक्तिशाली ऍक्स-किरण स्रोत है। अनुमान लगाया गया है कि इसका द्रव्यमान सूरज के द्रव्यमान का 14.8 गुना है। इसका घटना क्षितिज 300 किमी से कम अनुमानित है। यह हमारे सौर मंडल से 6,070 प्रकाशवर्ष दूर है। सिग्नस ऍक्स-१ के साथ एक ऍचडीई 226868 (HDE 226868) नामक नीला महादानव परिवर्ती तारा स्थित है और इन दोनो का एक द्विवस्तु मंडल है। यह तारा कालेछिद्र की लगभग 0.2 खगोलीय इकाई की कक्षा में परिक्रमा कर रहा है। तारे से उड़ रही तारकीय आंधी कालेछिद्र के इर्द-गिर्द बने अभिवृद्धि चक्र में तारे से पदार्थ पहुँचा रही है। इसमें से कुछ मलबा छिद्र के ऊपर और नीचे से मलबा खगोलभौतिक फौवारों में फेंका जा रहा है। सुब्रह्मण्यन् चन्द्रशेखर
24 वर्ष की अल्पायु में सन् 1934 में ही उन्होंने तारे के गिरने और लुप्त होने की अपनी वैज्ञानिक जिज्ञासा सुलझा ली थी। कुछ ही समय बाद यानी 11 जनवरी 1935 को लंदन की रॉयल एस्ट्रोनॉमिकल सोसाइटी की एक बैठक में उन्होंने अपना मौलिक शोध पत्र भी प्रस्तुत कर दिया था कि सफेद बौने तारे यानी व्हाइट ड्वार्फ तारे एक निश्चित द्रव्यमान यानी डेफिनेट मास प्राप्त करने के बाद अपने भार में और वृद्धि नहीं कर सकते। अंतत वे ब्लैक होल बन जाते हैं। उन्होंने बताया कि जिन तारों का द्रव्यमान आज सूर्य से 1.4 गुना होगा, वे अंतत सिकुड़ कर बहुत भारी हो जाएंगे। ऑक्सफोर्ड में उनके गुरु सर आर्थर एडिंगटन ने उनके इस शोध को प्रथम दृष्टि में स्वीकार नहीं किया और उनकी खिल्ली उड़ाई। पर वे हार मानने वाले नहीं थे। वे पुन शोध साधना में जुट गए और आखिरकार, इस दिशा में विश्व भर में किए जा रहे शोधों के फलस्वरूप उनकी खोज के ठीक पचास साल बाद 1983 में उनके सिद्धांत को मान्यता मिली। परिणामत भौतिकी के क्षेत्र में वर्ष 1983 का नोबेल पुरस्कार उन्हें तथा डॉ॰ विलियम फाऊलर को संयुक्त रूप से प्रदान किया गया। कृष्णिका
खगोल विज्ञान में तारों जैसे पिंडों को अक्सर कृष्णिका माना जाता है, हालांकि यह एक कमजोर सन्निकटन है। एक लगभग पूर्ण कृष्णिका विकिरण वर्णक्रम ब्रह्मांडीय सूक्ष्म तरंग पृष्ठभूमि विकिरण द्वारा ही प्रदर्शित होता है। विकिरण का फैलाव काले छेद द्वारा उत्सर्जित एक काल्पनिक कृष्णिका विकिरण है। तारा
ऐसे तारों में नियमित अथवा अनियमित रूप से विस्फोट होता है। ये तारे सामान्यत: अत्यंत धुँधले होते हैं, किंतु विस्फोट होने के बाद इनकी कांति अत्यंत असाधारण रूप से बढ़ जाती है। यह स्थिति कुछ दिन रहने के बाद तारे अपनी की सी सामान्य कांति में आ जाते हैं। इस प्रकार के तारों को नवतारा (Nova) कहते हैं। 1918 ई0 के ऐक्विला तारापुंज के नवतारे की चमक चार ही दिन के भीतर पहले से चालीस हजार गुना बढ़ गई थी। अन्य प्रसिद्ध नवतारे हैं: परस्यूस तारामंडल का नवतारा, 1925 ई0 विक्टोरिस नवतारा तथा 1934 ई0 का हरक्यूलीस तारामंडल का नवतारा। जो नवतारे विस्फोट के बाद अत्यंत असाधारण रूप से चमकीले हो जाते है, उन्हे अतिनवतारा (Supernova) कहते हैं। 1885 ई0 के ऐंड्रोमिडा नीहारिका के अतिनवतारे ने छह दिनों में इतना अधिक प्रकाश विकीर्ण किया कि सूर्य कदाचित्‌ उतने प्रकाश को 10 लाख वर्षो में विकीर्ण कर पाएगा। लाल दानव तारा
आज से ५ अरब सालों बाद हमारा सूरज फूलकर लाल दानव बन जाएगा। पहले बुध ग्रह (मरक्युरी) इसमें समा जाएगा और फिर शुक्र (वीनस)। फैलते हुए यह पृथ्वी को भी निग़ल जाएगा और सम्भावना है कि मंगल भी इसकी चपेट में आ जाएगा। वैज्ञानिकों का मानना है कि इसका आकार (व्यास) आज से २०० गुना या उस से भी अधिक होगा। इसका पृथ्वी के जीवन पर असर नहीं पड़ेगा क्योंकि पृथ्वी अगले १ अरब वर्षों में ही जीवन के लिए कठिन बन जाएगी। सूरज की रोशनी इसी समय में बढ़कर पृथ्वी के सारे सागरों-महासागरों के पानी को उबाल देगी और यह अन्तरिक्ष में खो जाएगा। उसके बाद पृथ्वी शुक्र की तरह का एक शुष्क और वीरान ग्रह होगा। वर्तमान से २ अरब साल बाद पृथ्वी का अधिकतर वायुमंडल सूरज के बढ़ते विकिरण (रेडियेशन) से उत्तेजित होकर अन्तरिक्ष के व्योम में खोया जाएगा। पृथ्वी की ज़मीन एक पिघले पत्थरों का क्षेत्र बन जाएगी। तारा
खाली आँखों से देखने पर कुछ तारे अधिक चमकीले तथा कुछ कम चमकीले दिखाई देते हैं। इनकी कांति (luminosity) के यूनाधिक्य के अनुसार हम तारों को कई कांतिमानों में वर्गित कर लेते हैं। तारे हमसे बहुत अधिक दूरी पर स्थित हैं। दूरी के बढ़ने से कम चमकीले तारे हमें दिखाई नहीं देते। बिना यंत्र की सहायता के हमारी आँखें छठे कांतिमान तक के तारे देख सकती हैं। कांतिमानों का वर्गीकरण इस प्रकार है कि जो तारे सबसे अधिक चमकीले दिखलाई पड़ते हैं, उनका कांतिमान न्यूनतम संख्या माना जाता है, उससे कम चमकीले तारों का उससे अधिक इत्यादि। कांतिमान के तारे की अपेक्षा उसे पूर्ववर्ती कांतिमान तारे की चमक अथवा २.५१२ गुना अधिक होती है। इस प्रकार प्रथम कांतिमान का तारा द्वितीय कांतिमान के तारे से २.५१२ गुना चमकीला तथा द्वितीय कांतिमान का तारा तृतीय कांतिमान के तारे से २.५१२ गुना चमकीला होता है। यदि हम छठे कांतिमान के तारे की चमक १ मान लें, तो प्रथम कांतिमान से छठे कांतिमान तक के तारों की चमक १००:३९.८२:१५.८५:६.३१ : २.५१ : १ अनुपात में होगी। इस दृश्य कांतिमान के मापन में सूर्य की कांतिमान - २६.७२, चंद्रमा का - १२.५ तथा लुब्धक तारे कर कांतिमान - १.५ है। माउंट पालोमार वेधशाला के २०० इंच व्यास के (वर्तमान काल के विशालतम) परावर्ती (reflector) दूरदर्शी से हम २३ कांतिमान तक के तारे देख सकते हैं। विश्वकद्रु तारामंडल
इसी तारामंडल में ला सुपरबा (La Superba) नामक परिवर्ती कार्बन तारा है (यानि जिसकी बनावट में कार्बन अधिक है)। ऐसे तारों में बहुत अधिक लालिमा देखी जाती है और ला सुपरबा भी अपने गहरे लाल रंग के लिए मशहूर है। तारों के अलावा, इस तारामंडल में पाँच दिलचस्प मॅसिये वस्तुएँ भी देखी गई हैं, जिनमें से चार तो सर्पिल (स्पाइरल) आकाशगंगाएँ हैं और एक गोल तारागुच्छ है। बेटा ग्रुईस तारा
अल्फ़ा ग्रुईस एक M5 III श्रेणी का दानव तारा है। इसकी निहित चमक (निरपेक्ष कान्तिमान) सूरज की ३,८०० गुना है। इसका सतही तापमान ३,४०० कैल्विन अनुमानित किया गया है जो एक तारे के लिए काफ़ी कम है और जिस वजह से इसका रंग इतना लाल है। इस तारे के अध्ययन से यह संभव लगता है कि इसके केंद्र में नाभिकीय संलयन (न्यूक्लीयर फ्यूज़न) इंधन ख़त्म होने से ठप्प हो चुका है और यह केंद्र कार्बन और ऑक्सीजन का बना है। खगोलीय स्पेक्ट्रमिकी
1675 ई. में न्यूटन ने सर्वप्रथम श्वेत प्रकाश की संयुक्त प्रकृति का पता लगाया। इसके सौ वर्ष से कुछ अधिक समय के पश्चात् 1802 ई. में वुलैस्टन (Wollastan) ने प्रदर्शित किया कि सौर स्पेक्ट्रम में काली रेखाएँ होती हैं। उन्होंने सूर्य के प्रकाश के एक संकीर्ण किरणपुंज को एक छिद्र में से अँधेरे कक्ष में प्रविष्ट कराकर प्रिज़्म द्वारा देखा। उन्होंने देखा कि यह किरणपुंज काली रेखाओं द्वारा चार रंगों में विभक्त हो गई। यह भी देखा कि एक मोमबत्ती की ज्वाला के निचले भाग के नीले प्रकाश को एक प्रिज़्म के द्वारा देखने पर बहुत से चमकीले प्रतिबिंब दिखाई पड़ते हैं, जिनमें से एक और स्पेक्ट्रम के नीले और बैंगनी रंगों के बीच की काली रेखा का संपाती होता है। बाद में 1814 ई. में फ्राउनहोफर (Fraunhofer) ने काली रेखाओं की दूरदर्शी और संकीर्ण रेखाछिद्र से विस्तृत परीक्षा की और वे स्पेक्ट्रम में 574 तक काली रेखाओं को गिन सके थे। उन्होंने उनमें से कुछ प्रमुख रेखाओं का नाम A, a, B, C, D, E, b इत्यादि दिया जो आज भी प्रचलित हैं। उन्होंने यह भी देखा कि सौर स्पेक्ट्रम की क़् रेखाएँ दीपक की ज्वाला के स्पेक्ट्रम में दिखाई पड़नेवाली काली रेखाओं की संपाती होती हैं। इस संपात की सार्थकता तब तक अज्ञात रही जब तक किरचॉफ (Kirchhoff) ने 1859 ई. में एक साधारण प्रयोग द्वारा यह स्पष्ट नहीं किया कि स्पेक्ट्रम में D रेखाओं की उपस्थिति इनके तरंगदैर्घ्य पर तीव्रता की दुर्बलता के कारण है, जिसका कारण सूर्य में सोडियम वाष्प की तह को उपस्थिति है और इससे उन्होंने सूर्य में सोडियम की उपस्थिति को सिद्ध किया। इस महत्वपूर्ण सुझाव का उपयोग हिगिंज (Huygens) ने किचॉफ़ की खोजों को तारकीय स्पेक्ट्रम के अध्ययन में प्रयुक्त कर किया। प्राय: उसी समय रोम में सेकी (Secchi) ने तारकीय स्पेक्ट्रम को देखना प्रारंभ किया और यह शीघ्र ही स्पष्ट हो गया कि तारे भी लगभग उन्हीं पदार्थों से बने हैं जिनसे सूर्य बना है। नोवा
अगर किसी सफ़ेद बौने तारे का कोई नज़दीकी साथी तारा हो तो कभी-कभी उस से सफ़ेद बौना हाइड्रोजन और हीलियम खींच कर अपने वायुमंडल में एकत्रित करने लगता है। यह साथी तारा या तो कोई मुख्य अनुक्रम तारा हो सकता है या कोई बूढ़ा होता तारा हो सकता है जो फूलकर लाल दानव तारा बनाने लगा है। जब काफ़ी मात्रा में हाइड्रोजन इकठ्ठी हो जाती है जो धमाकेदार तरीक़े से कुचली जाती है और उसके नाभिकीय संलयन से बहुत प्रकाश और ऊर्जा पैदा होती है। इस से तारे की चमक (निरपेक्ष कान्तिमान) बढ़ जाती है। यह नोवा विस्फोट कितनी तेज़ी से चल रहा है इसका अनुमान इस बात से लगाया जाता है कि तारे की यह बरही हुई चमक किस गति से कम होती है। इस चमक को खगोलीय मैग्निट्यूड में मापा जाता है, जो एक विपरीत माप है: किसी वस्तु का मैग्निट्यूड जितना कम हो वह वस्तु उतनी ही अधिक रोशन होती है। अगर नोवा धीमी गति से चल रहा है तो उस तारे के मैग्निट्यूड में २ अंकों का अंतर पड़ने में ८० दिन से भी अधिक सकते हैं और अगर तेज़ी से चल रहा है तो २५ दिनों के अन्दर भी ऐसा हो सकता है। पीलापन क्षण
शरीर में केशिका संचलन बंद हो जाने की वजह से यह स्तिथि आती है कि शरीर पीला पद जाता है। फिर गुरुत्वकर्ष्ण बल के कारण खून शरीर के निचले हिस्सों में स्थिर होना शुरू हो जाता है, इस क्षण को लिवोर (en: livor mortis) कहा जाता है।  एक जीवित व्यक्ति भी पीला दिख सकता है। ऐसा तब होता है जब त्वचा कि सतह से रक्त निकलने लगता है। जैसे कि कोई गहरा करंट लगने की वजह से इत्यादि। दिल का दौरा पड़ने कि वजह से भी चेहरा फीका नज़र आ सकता है। इस तरह के मामले में वक्ती के होंठ नीले पड जाते हैं। विटामिन डी कि कमी के कारण भी शरीर पीला पद जाता है, इस तरह के मामले हम आमतौर पर उन व्यक्तियों में देख सकते हैं जो घर से बहार धुप में नहीं जाते। अतः धुप न मिलने कि वजह से उनमे विटामिन डी कि कमी हो जाती है और शरीर पीला पड़ जाता है। तारा
सामान्यता फोटोमीटर की सहायता से, तारों के प्रकाश के विभिन्न रंगों के घनत्व की प्रयोगशाला में पहले से ज्ञात तापों के रंगों के घनत्व से तुलना कर, तारों के पृष्ठ का ताप ज्ञात किया जा सकता है। किंतु इसके निश्चित रूप से ज्ञात करने की सर्वोत्तम विधि है, उनके प्रकाश का वर्णक्रमीय विश्लेषण। इसी के आधार पर तारों का वर्णक्रमीय वर्गीकरण है, जो वस्तुत: उनके ताप का द्योतक है। मानविकी
रंग चित्रकारी का सार है जिस तरह संगीत का सार आवाज है। रंग अत्यंत व्यक्तिपरक होता है लेकिन इसमें प्रत्यक्ष मनोवैज्ञानिक प्रभाव मौजूद होते हैं, हालांकि इनमें एक संस्कृति से दूसरी में भिन्नताएं हो सकती हैं। पश्चिम में काला रंग शोक के साथ जुड़ा हुआ है लेकिन कहीं और यह सफेद हो सकता है। गेटे, कैंडिंस्की, आइजक न्यूटन सहित कुछ चित्रकारों, सिद्धांतकारों, लेखकों और वैज्ञानिकों ने अपनी स्वयं की कलर थ्योरी लिखी है। इसके अलावा भाषा का उपयोग रंग के किसी समकक्ष के लिए केवल एक सामान्यीकरण है। उदाहरण के लिए "लाल" शब्द स्पेक्ट्रम के शुद्ध लाल रंग पर विविधताओं की एक व्यापक श्रृंखला को कवर करता है। विभिन्न रंगों का इस तरह से कोई औपचारिक रजिस्टर नहीं है जिस तरह संगीत में अलग-अलग नोट्स का सामंजस्य होता है जैसे कि संगीत में C या C# का, हालांकि छपाई और डिजाइन उद्योग में इस उद्देश्य के लिए पैंटोन सिस्टम का व्यापक रूप से इस्तेमाल किया जाता है। प्रस्वा तारा
प्रस्वा ए का सतही तापमान ६,५३० कैल्विन है जिस से वह सफ़ेद लगता है। अपनी श्रेणी के हिसाब से इसमें रोशनी अधिक है, जिससे यह शक़ होता है के शायद यह एक उपदानव तारा है। इसका व्यास (डायामीटर) सूरज के व्यास से लगभग दुगना, द्रव्यमान सौर द्रव्यमान का १.४ गुना और रौशनी सूरज से ७.५ गुना है। माना जाता है के १-१० करोड़ साल के अन्दर यह फूलना शुरू हो जाएगा और अपने वर्तमान आकार से ८०-१५० गुना बड़ा होगा। तितली तारागुच्छ
तितली तारागुच्छ के तारे ज़्यादातर B श्रेणी के गरम, नीले रंग वाले तारे हैं, हालांकि इसका सबसे रोशन तारा एक K श्रेणी का बी॰ऍम॰ स्कोर्पाई (BM Scorpii) नामक नारंगी दानव तारा है। अपने नारंगी रंग की वजह से तस्वीरों में यह अपने नीले पड़ोसियों से बिलकुल भिन्न नज़र आता है। यह एक परिवर्ती तारा है जिसकी चमक (सापेक्ष कान्तिमान) +५.५ और +७.० मैग्निट्यूड के बीच ऊपर-नीचे होती रहती है। ध्यान रहे कि मैग्निट्यूड एक ऐसा उल्टा माप है जो जितना ज़्यादा हो चमक उतनी ही कम होती है। लाल दानव तारा
लाल दानवों में जब संलयन ख़त्म हो जाता है तो वह ठंडे पड़कर सिकुड़ने लगते हैं और सफ़ेद बौने तारे बनकर अपना जीवन अन्त करते हैं। खगोलभौतिकी
(3) तारे के सतत वर्णक्रम के अध्ययन से उसका प्रभावी (effective) ताप निश्चित किया जाता है। अन्वेषण में यह कल्पना की जाती है कि तारा एक आदर्श कृष्ण पिंड (black body) है, जिसका तात्पर्य यह है कि उसका पृष्ठ इस प्रकार संगठित है कि वह उन सब विकिरणों का, जो उसपर निपात करते हैं, पूर्ण रूप सेअवशोषण कर लेता है। किर्खहॉफ और बैलफुर और स्टुअर्ट (B. Stewart) ने यह सिद्ध किया है कि यदि पिंड की ऊर्जा में परिवर्तन न हो, तो प्रत्येक वर्ण में उसके विकिरण और अवशोषण की मात्राएँ एक विशेष अनुपात में होती हैं। कृष्ण शब्द का पिंड के दृश्य रंग से कोई संबंध नहीं है। ऐसे पिंड के सैद्धांतिक, अथवा प्रयोगात्मक, अध्ययन ने यह सिद्ध किया है कि विशेष ताप पर प्रत्येक वर्ण की तीव्रता (intensity) निश्चित होती है। प्लांक ने ऊष्मागतिकी के आधार पर एक सूत्र का प्रतिपादन किया है, जो यह बताता है कि ऊष्मा गतिकीय साम्य (thermodynamic equilibrium) की अवस्था में आदर्श कृष्ण पिंड के अमुक वर्ण के विकिरण की अमुक तीव्रता होती है। ऊपर दिया रेखाचित्र तरंगदैध्र्य (wave length) और विकिरण की तीव्रता में संबंध बताता है। कश्यप
विनता तथा कद्रु एक बार कहीं बाहर घूमने गयीं। वहाँ उच्चैश्रवा नामक घोड़े को देखकर दोनों की शर्त लग गयी कि जो उसका रंग गलत बतायेगी, वह दूसरी की दासी बनेगी। अगले दिन घोड़े का रंग देखने की बात रही। विनता ने उसका रंग सफेद बताया था तथा कद्रु ने उसका रंग सफेद, पर पूंछ का रंग काला बताया था। कद्रु के मन में कपट था। उसने घर जाते ही अपने पुत्रों को उसकी पूंछ पर लिपटकर काले बालों का रूप धारण करने का आदेश दिया जिससे वह विजयी हो जाय। जिन सर्पों ने उसका आदेश नहीं माना, उन्हें उसने शाप दिया कि वे जनमेजय के यज्ञ में भस्म हो जायें। इस शाप का अनुमोदन करते हुए ब्रह्मा ने कश्यप को बुलाया और कहा-'तुमसे उत्पन्न सर्पों की संख्या बहुत बढ़ गयी है। तुम्हारी पत्नी ने उन्हें शाप देकर अच्छा ही किया, अत: तुम उससे रूष्ट मत होना।' ऐसा कहकर ब्रह्मा ने कश्यप को सर्पों का विष उतारने की विद्या प्रदान की। विनता तथा कद्रु जब उच्चैश्रवा को देखने अगले दिन गयीं तब उसकी पूंछ काले नागों से ढकी रहने के कारण काली जान पड़ रही थी। विनता अत्यंत दुखी हुई तथा उसने कद्रु की दासी का स्थान ग्रहण किया। परिध्रुवी तारा
जब पृथ्वी अपने अक्ष पर घूर्णन (रोटेशन) करती है तो आकाश में तारे भी गोल पथों पर चक्कर काटते प्रतीत होते हैं। यह समझना महत्वपूर्ण है कि तारे एक ही रात में हिलते इसलिए प्रतीत होते हैं क्योंकि हम एक घूमती हुई पृथ्वी पर खड़े हैं। तारों की स्वयं की गति वास्तव में इस से बहुत कम होती है। कोई तारा खगोलीय गोले के ध्रुव के जितना पास हो वह उतने ही छोटे अकार के गोले में चक्कर काटता लगता है। कुछ ऐसे गोले पूरे क्षितिज से ऊपर होते हैं और कुछ बड़े होने के कारण कुछ भाग में क्षितिज से ऊपर और कुछ भाग में नीचे (यानि दृष्टि से भी बाहर) होते हैं। मिसाल के लिए ध्रुव तारा खगोलीय ध्रुव के बहुत पास है। उसका मार्गचक्र बहुत छोटा है और वह पृथ्वी के उत्तरी गोलार्ध (हॅमिस्फ़्येअर) से हमेशा ही दृष्टिगत होता है। इसी तरह सप्तर्षि तारामंडल, ध्रुवमत्स्य तारामंडल, वृषपर्वा तारामंडल और शर्मिष्ठा तारामंडल के तारे दिल्ली और पृथ्वी के कर्क रेखा (ट्रॉपिक ऑफ़ कैंसर) से उत्तर के सभी स्थानों में परिध्रुवी तारे होते हैं और वर्ष की प्रत्येक रात को पूरी-पूरी रात के लिए नज़र आते हैं। नीला महादानव तारा
बहुत बड़े आकार के तारे अक्सर अपनी मृत्यु के क़रीब आकर नीले माहादानव बन जाते हैं। ऐसे तारों में नाभिकीय अभिक्रिया (न्युक्लेयर रीऐकशन) धीरे हो जाती हैं और तारा सिकुड़ जाता है। इसका नतीजा यह होता है के अब एक पहले से कई छोटी अकार की सतह से पहले के लगभग बराबर ऊर्जा निकल रही होती है जिस से उस सतह का तापमान बहुत बढ़ जाता है। जिन लाल महादानवों की नाभिकीय अभिक्रियाएँ धीमी हो जाती हैं उनके साथ ऐसा ही होता है। लाल महादानवों से हर समय एक घनी गैस की आंधी निकलती रहती है जो अपने घनेपन की वजह से बहुत धीमी रफ़्तार रखती है। इसके विपरीत नीले महादानावों से एक कम घनी लेकिन बहुत तेज़ आंधी निकलती है। जब कोई लाल महादानव नीला महादानव बनता है तो नीले महादानव की तेज़ अंधी पुराने लाल महादानव की धीमी आंधी से जा टकराती है और एक गैस का जमावड़ा तारे के इर्द-गिर्द एक महीन गोले के रूप में बन जाता है। लगभग सारे ही नीले महादानवों के इर्द-गिर्द ऐसे गोले देखे गए हैं जो इस बात का सबूत है के वे सारे कभी लाल महादानव थे। अलफ़र्द तारा
इसके वर्णक्रम (स्पॅक्ट्रम) का अध्ययन करके वैज्ञानिकों को इसमें बैरियम तत्व की उम्मीद से अधिक मात्रा मिली है। इस प्रकार के तारों में अक्सर यह तब होता है जब तारा वास्तव में एक द्वितारा हो और मुख्य तारे का एक सफ़ेद बौना साथी तारा हो जिस से कुछ मात्रा में बैरियम गुरुत्वाकर्षक प्रभाव से खिचकर मुख्य तारे पर आ गया हो। अलफ़र्द का ऐसा ही एक साथी मिला है जो कभी अलफ़र्द की ही तरह एक नारंगी दानव था। वैज्ञानिकों का मानना है कि भविष्य में अलफ़र्द भी अपनी बाहरी परत खो देगा और अपना बाक़ी जीवन एक बचे-कुचे सफ़ेद बौने के रूप में ही अंत करेगा। पीला
पीला एक रंग है जो कि मानवीय चक्षु के शंकुओं में लम्बे एवं मध्यम, दोनों तरंग दैर्घ्य वालों को प्रभावित करता है। यह वह वर्ण है, जिसमें लाल एवं हरा वर्ण बाहुल्य में, एवं नीला वर्ण न्यून हो। इस का तरंग दैर्घ्य 570–580 nm है। परिक्षेपण
सूर्य के प्रकाश से प्राप्त रंगों में बैंगनी रंग का विक्षेपण सबसे अधिक एवं लाल रंग का विक्षेपण सबसे कम होता है। न्यूटन ने 1666 ई. में पाया कि भिन्न-भिन्न रंग भिन्न-भिन्न कोणों से विक्षेपित होते हैं। पारदर्शी पदार्थ में भिन्न-भिन्न रंगों के प्रकाश के भिन्न-भिन्न वेग होने के कारण वर्ण-विक्षेपण होता है। इसी को दूसरे शब्दों में कहते हैं कि भिन्न-भिन्न रंगों के लिये किसी पदार्थ का अपवर्तनांक भिन्न-भिन्न होता है। खगोलीय स्पेक्ट्रमिकी
अनेक नीहारिकाओं में ऐसे स्पेक्ट्रम होते हैं। जिनमें चमकीली रेखाएँ होती हैं। उनमें सबसे प्रबल दोहरे और तेहरे आयनित आक्सीजन की वर्जित रेखाएँ हैं और उन्हें प्रकाशमान् गैसों का मेघ कहते हैं। अन्य नीहारिकाओं के स्पेक्ट्रम निकटवर्ती तारों के स्पेक्ट्रम के समान होते हैं और वे तारों के परावर्तित प्रकाश द्वारा चमकते हैं। फिर भी अन्य नीहारिकाओं, जैसे परागांगेय नीहारिकाओं (Extragalactic nebula) में काली रेखा के स्पेक्ट्रम पाए जाते हैं, जैसा अनेक तारों के मिश्रित प्रकाश से आशा की जाती है। तारा निर्माण
आणविक बादल की संरचना और प्रोटोस्टार के प्रभावों को निकट-आईआर विलुप्त होने के नक्शे (जहां सितारों की संख्या प्रति इकाई क्षेत्र में गिनी जाती है और आकाश के निकट शून्य विलुप्त होने वाले क्षेत्र की तुलना में गिनी जाती है), निरंतर धूल उत्सर्जन और कार्बन मोनोऑक्साइड और अन्य अणुओं के घूर्णी संक्रमण में देखा जा सकता है। ये अंतिम दोनो मिलीमीटर और सबमिलीमीटर रेंज में देखे जाते हैं। प्रोटोस्टार और प्रारंभिक तारे से विकिरण को अवरक्त खगोल विज्ञान तरंग दैर्ध्य में देखा जाना चाहिए, क्योंकि शेष बादल जिसमें तारा बन रहा है, की वजह से विलुप्त होने का कारण आमतौर पर इतना बड़ा होता है कि हम इसे स्पेक्ट्रम के दृश्य भाग में नहीं देख सकते हैं। यह काफी कठिनाइयाँ प्रस्तुत करता है क्योंकि पृथ्वी का वायुमंडल लगभग पूरी तरह से 20μm से 850μm तक अपारदर्शी है, जिसमें 200μm और 450μm पर संकीर्ण खिड़कियां हैं। इस सीमा के बाहर भी, वायुमंडलीय घटाव तकनीकों का उपयोग किया जाना चाहिए। तारों की श्रेणियाँ
हार्वर्ड विधि बौने तारों को श्रेणियों में बांटने का एक तरीक़ा है। देखा गया है के तारा जितना नीले की तरफ़ होता जाता है उतना ही गरम होता है और उतना ही बड़ा होता है। नीचे दिखाया गया है के अलग श्रेणियों के तारों का क्या तापमान होता है और हमारे सूरज की तुलना में क्या आकार और चमकीलापन होता है। ध्यान रहे के यह सिर्फ़ मुख्य अनुक्रम के तारों (यानि बौने तारों) के लिए जायज़ है - अंतरिक्ष विज्ञान
ब्लैक होल  "मुख्य लेख : ब्लैक होल"  ऐसा व्यापक तौर पर माना जाता है कि सभी सुपरनोवा फार्म न्यूट्रॉन तारों में नहीं बदलते. अगर तारकीय भार काफी अधिक है, तो न्यूट्रॉन स्वयं ही कुचल दिए जाएंगे और यदि इसकी त्रिज्या श्वार्ज़चिल्ड त्रिज्या से कम नहीं होगी तो तारा नष्ट हो जाएगा. इसके बाद तारा एक ब्लैक होल बन जाता है। तारा
इनमें कुछ तारों का आवर्तन काल एक दिन से भी कम होता है। ऐसे तारे आर आर लाइरा (R R Lyra) वर्ग के हैं। कुछ का आवर्तन काल 1 से लेकर 50 दिन तक का है। ऐसे तारे सेफिइड वर्ग के तारे हैं। कुछ तारों का आवर्तनकाल 100 से लेकर 1000 दिन तक का है। इन्हें दीर्ध आवर्तकालिक (long period) तारे कहते हैं। इस वर्ग के तारे लाल रंग के दानवाकार तारे होते हैं। कुछ तारे अर्द्धनियमित चल (Semi regular variables) हैं, इनका चक्र 40 से लेकर 150 दिन तक का है। ये तारे भी लाल रंग के दानवाकार तारे होते हैं। इनमें आर आर लाइरा तथा सेफिइड (Cpheid) तारे अत्यंत महत्वपूर्ण हैं। आर लाइरा तारों का यह नाम इसलिए पड़ा कि ये सब गुणों में लाइरा तारामंडल में वर्णित उस चल तारे के समान हैं, जिसका नाम आर आर लाइरा रखा गया। नाम से यह न समझना चाहिए कि ऐसे तारे केवल लाइरा तारामंडल में ही होते हैं, किंतु इस श्रेणी के तारे हमारी गैलेक्सी तथा अन्य ताराप्रणालियों आदि में सर्वत्र हैं। इन तारों की महत्ता की कारण है इनका दूरीसूचक होना। आर आर लाइरा वर्ग के तारों में आवर्तनकाल के बढ़ने पर पर भी उनके निरपेक्ष कांतिमान में अंतर नहीं पड़ता। इसका अर्थ यह है कि किसी एक तारागुच्छ ताराप्रणाली (गैलेक्सी) में आर आर लाइरा तारे हों, तो वे समान निरपेक्ष कांतिमान के होंगे और यह समान निरपेक्ष कांतिमान लगभग शून्य के तुल्य है। ऐसी अवस्था में उनके दृश्य कांतिमान के ज्ञान से उनकी दूरी निम्नलिखित सूत्र द्वारा ज्ञात हो सकती है। आकाश
किसी भी खगोलीय पिण्ड (जैसे धरती) के वाह्य अन्तरिक्ष का वह भाग जो उस पिण्ड के सतह से दिखाई देता है, वही आकाश (sky) है। अनेक कारणों से इसे परिभाषित करना कठिन है। दिन के प्रकाश में पृथ्वी का आकाश गहरे-नीले रंग के सतह जैसा प्रतीत होता है जो हवा के कणों द्वारा प्रकाश के प्रकीर्णन के परिणामस्वरूप घटित होता है। जबकि रात्रि में हमे धरती का आकाश तारों से भरा हुआ काले रंग का सतह जैसा जान पड़ता है। तारों का विकास
अधिकांश तारे मुख्य क्रम के हैं, जिनमें सूर्य एक है। इन तारों में भी अधिकांश तारे धुंधले हैं। इन तारों के मूल तत्व प्राय: एक से रहते हैं। द्रव्य मात्रा के कम या अधिक होने से इनका स्थान मुख्य क्रम वक्र में नीचे या ऊपर निश्र्चित किया जाता है। तारों की संख्या की दृष्टि से दूसरा स्थान श्वेतवामन तारों का है। इसके अतिरिक्त़ दानव तथा अतिदानव तारों के वर्ग हैं। मध्यवर्ती वर्ग भी श्उपलब्ध होते हैं। यथा उपदानव तथा उपवामन आदि। इन वर्गीकरणों का तारों के विकास से घनिष्ठ संबंध है। मृदा
मिट्टियों के रंग भिन्न भिन्न होते हैं। कुछ मिट्टियाँ सफेद होती है, कुछ लाल, कुछ भूरी, कुछ काली तथा कुछ राख के रंग की। कहीं कहीं पीली मिट्ट भी पाई जाती है। विभिन्न द्रव्यों की उपस्थिति के कारण मिट्टी में ये रंग आ जाते हैं। मिट्टी के रंग पर भी जलवायु का प्रभाव पड़ता है। जहाँ वर्षा अधिक होती है वहाँ की मिट्टी रंगीन होती है। उष्ण प्रदेशों में लौहयुक्त मिट्टी पाई जाती है, जिसका रंग भूरा तथा पीला होता है। लौह के आक्सीकरण से यह रंग प्राप्त होता है। काली मिट्टी का रंग कार्बनिक पदार्थ तथा ह्यूमस (humus) के रहने के कारण काला होता है। ऐसी मिट्टी अधिक वर्षा वाले स्थानों में पाई जाती है। चाँदी
इसका परमाण्विक इलेक्ट्रोन विन्यास-1s2s2p3s3p3d4s4p4d5s है। चाँदी सर्वाधिक विद्युतचालक व ऊष्माचालक धातु है। इसमे जल व कार्बन डाई ऑक्साइड व सल्फर डाई ऑक्साइड से अभिक्रिया से जंग उत्पन्न होती है, जो काले रंग की होती है। तारों की श्रेणियाँ
खगोलशास्त्र में तारों की श्रेणियाँ उनसे आने वाली रोशनी के वर्णक्रम (स्पॅकट्रम) के आधार पर किया जाता है। इस वर्णक्रम से यह ज़ाहिर हो जाता है कि तारे का तापमान क्या है और उसके अन्दर कौन से रासायनिक तत्व मौजूद हैं। अधिकतर तारों कि वर्णक्रम पर आधारित श्रेणियों को अंग्रेज़ी के O, B, A, F, G, K और M अक्षर नाम के रूप में दिए गए हैं- ध्यान रहे के किसी दर्शक को इन तारों के रंग इनकी श्रेणी के बताए गए रंगों से अलग प्रतीत हो सकते हैं। तारों के श्रेणीकरण के लिए इन अक्षरों के साथ एक शून्य से नौ तक का अंक भी जोड़ा जाता है जो दो अक्षरों के अंतराल में तारे का स्थान बताता है। जैसे कि "A5" का स्थान "A0" और "F0" के ठीक बीच में है। इन अक्षर और अंक के पीछे एक रोमन अंक भी जोड़ा जाता है जो I, II, III, IV या V होता है (यानि एक से पाँच के बीच का रोमन अंक होता है)। अगर कोई तारा महादानव हो तो उसे I का रोमन अंक मिलता है। III का मतलब है के तारा एक दानव तारा है और V का मतलब है के यह एक बौना तारा है (जिन्हें मुख्य अनुक्रम के तारे भी कहा जाता है)। हमारे सूरज कि श्रेणी G2V है, याही यह एक पीला बौना तारा है जो २ क़दम नारंगी तारे की तरफ़ है। आकाश में सबसे चमकीले तारे, व्याध, की श्रेणी A1V है। रायोलाइट
कभी तो स्फटिक के बृहत् क्रिस्टलों का प्राधान्य रहता है और कभी क्रिस्टल इतने छोटे होते हैं कि आँखों से इन्हें देखना भी कठिन होता है। आधार द्रव्य (ground mass) प्राय: सघन तथा सूक्ष्मकणिक होता है और टूटने पर शंखाभ भंग दिखाई पड़ता है। रायोलाइट का रंग सामान्यतः हलका श्वेत, पीला, भूरा, या गुलाबी होता है। इसमें कभी कभी छोटी बड़ी, गोलाकार संरचनाएँ भी दिखाई पड़ती हैं। ज़ेटा पपिस तारा
ज़ेटा पपिस एक O5 Iaf श्रेणी का नीला महादानव तारा है। इसका द्रव्यमान हमारे सूरज के द्रव्यमान का ६० गुना और व्यास हमारे सूरज के व्यास का १७ गुना है। इसकी निहित चमक (निरपेक्ष कान्तिमान) सूरज की लगभग ३,६०,००० गुना है, यानि सूरज से तीन लाख गुना से भी ज़्यादा। यह आकाशगंगा (हमारी गैलेक्सी) के सब से रोशन तारों में गिना जाता है। इसका सतही तापमान ३४,३२६ कैल्विन है, जो बहुत ही गरम है और जिस वजह से यह गहरे नीले रंग से चमकता है। इस तारे की आयु केवल ४० लाख साल है। तुलना के लिए हमारे सूरज की उम्र ४.५७ अरब साल है। तारा
तारों के मूल तत्वों को उनके वर्णक्रम की रेखाओं के अध्ययन से जाना जाता है। प्रयोगशला में विभिन्न मूल तत्वों के वर्णक्रम ले लिए जाते हैं तथा तारों के वर्णक्रमों का उनसे मिलान करके तारों में उपलबध मूल तत्वों की पहचान की जाती है। इस प्रकार के अध्ययन से पता चला है कि औसत तारों में लगभग 70 हीाइड्रोजन, 28 हीलियम, 1.5 कार्बन, नाइट्रोजन, ऑक्सीजन तथा निआँन और 0.5 लोह वर्ग के तथा अन्य भारी तत्व होते हैं। भारी तत्व पॉपुलेशन प्रथम के तारों में लगभग 3 होते हैं तथा पॉपुलेशन द्वितीय वालों में 1 से भी कम। खगोलीय स्पेक्ट्रमिकी
प्राचल (Parameter) के ताप से घनिष्ट रूप से संबंधित हार्वर्ड के स्पेक्ट्रम वर्गीकरण के तारों की वास्तविक ज्योति पर आधारित एक दूसरा वर्गीकरण भी है जिसका नामकरण क्ष्, क्ष्क्ष्, क्ष्क्ष्क्ष्, क्ष्ज्, ज् के नाम से यॉर्क्स वेधशाला के कीनन और मॉर्गेन द्वारा स्वतंत्र रूप से किया गया है। वास्तविक ज्योतियाँ निरपेक्ष तारकीय कांतिमान (Absolute steller magnitude) के रूप में व्यक्त की जाती हैं। तारों का कांतिमान वही है जो मानक दूरी, 10 पारसेक्स (32.6 प्रकाशवर्ष = 2*10 मील) पर होता है। उदाहरणस्वरूप वर्ग एक के तारों का निरपेक्ष कांतिमान (Absolute magnitude) - 5 के क्रम का और वर्ग पाँच के तारों का अ 5 क्रम का होता है। अंतिम मान सूर्य की नैज चमक के अनुरूप और पहला मान 10,000 गुना अधिक चमकदार होता है। रंग सूचक
इनके आधार पर U–B, B–V और V–R जसी रंग सूचक परिभाषित हैं। तारे के लिए रंग सूचक जितना छोटा हो, तारा उतना ही नीला और उतना ही अधिक गर्म होता है। किसी तारे का रंग सूचक अगर बड़ा है, तारा उतना ही लाल और उतना ही ठंडा होता है। तारा
अधिकाश तारे दोहरे, अथवा बहुसंख्यक (अति निकट दिखाई देनेवाले दो अथवा अधिक तारे), होते हैं, इनमें कुछ तारों की जोड़ियों में परस्पर कुछ भी संबंध नहीं होता, किंतु वे अति समीप इसलिए दिखाई देते हैं कि वे हमारी दृष्टिरेखा की ओर स्थित हैं। ऐसे तारों को चाक्षुष, (optical) दोहरे तारे कहते हैं। ऐसे तारे कम हैं। अधिकांश तारे वस्तुत: एक या अधिक तारों के साथ हैं। दो तारे, जो परस्पर आकर्षण से एक निशिचत प्रकार के दीर्धवृताकार मार्ग में भ्रमण करते हैं, तारा-युग्म कहलाते हैं। यह निश्चय हो जाने पर कि कोई तारा वस्तुत: युग्म हैं, हम उसके संबंध की बहुत सी बातें ज्ञात कर सकते हैं, क्योंकि उसकी, अथवा उसके साथी तारा की, गति व्यापक गुरुत्वाकर्षण नियम (Generalized Gravition Law) का पालन करती हैं। युग्म तारों की गति तथा द्रव्यमात्रा को निश्चित रूप से ज्ञात किया जा सकता है। युग्मतारे मुख्यतया तीन प्रकार के होते हैं: दृश्य (visual), ग्रहणकारी (eclipsing) तथा वर्णक्रमीय (spectroscopic)। दृश्य युग्मतारों की कक्षा का ज्ञान करने के लिए उनकी दूरी तथा स्थिति कोण (position angle) का वेघ करना पड़ता है। अधिकांश दृश्य युग्मतारों का परिक्रमणकाल (period of revolution) बहुत लंबा होता है, जिसे ज्ञात करने के लिए सैकड़ों वर्षों तक वेघ की आवश्यकता है। इसीलिए यद्यपि 25,000 से भी अधिक दृश्य युग्मतारे ज्ञात हो चुके हैं, तथापि 200 से अधिक की कक्षा का ज्ञान अभी तक नहीं हो सका है। ग्रहणकारी युग्मतारे के सहचर की कक्षा प्राय: हमारी दृष्टिरेखा की दिशा में थोड़े से झुकाव से रहती है, जिससे एक तारा दूसरे को पूर्णतया या खंडश: ढक लेता है और इससे एक तारे का प्रकाश हमें दिखाई नहीं पड़ता। इससे युग्मतारे की पहचान हो जाती हैं, क्योंकि सामान्य स्थिति में इस तारे का जितना प्रकाश रहता है ग्रहण के समय पहले की अपेक्षा कम हो जाता है। यह ग्रहण की स्थिति नियत समय से होतीं हैं। इस तरह के तारों में बीटा परस्यूस (Beta Persues), अर्थात्‌ अलगूल, अति प्रसिद्ध है। सामान्य अवस्था में इसका कांतिमान 2.2 होता है, जा ग्रहण के समय 3.4 रह जाता है। ग्रहण (eclipse) के पश्चात्‌ इसका कांतिमान पुन: 2.2 हो जाता है। कुछ युग्मतारों के सहचर की कक्षा का समतल पृथ्वी के समीप से नहीं जाता, अत: हम उसके ग्रहण की स्थिति नहीं देख सकते हैं। किंतु उसके वर्णक्रम की रेखाओं के परिवर्तन से हमें पता चल जाता है कि यह तारा कभी हमारी ओर आता तथा कभी हमसे दूर जाता है, जिससे स्पष्ट है कि यह किसी अदृश्य तारे के चारों ओर धूम रहा है। ऐसे तारे वर्णक्रमीय युग्मतारों का परिक्रमण काल कम होता है। लगभग 309 वर्णक्रमीय तारों की कक्षाएँ ज्ञात हो चुकी हैं। प्रकीर्णन
प्रकीर्णन (Scattering) एक सामान्य भौतिक प्रक्रिया है जिसमें कोई विकिरण (जैसे प्रकाश, एक्स-किरण आदि) माध्यम के किसी स्थानीय अनियमितता के कारण अपने सरलरेखीय मार्ग से विचलित किया जाता है। कणों का भी प्रकीर्णन होता है। आकाश का नीला रंग एवं सूर्योदय व सूर्यास्त के सुर्य की लालिमा प्रकीर्णन के कारण ही होती हैं । रत्न
यह पत्थर लाल, जामुनी रंग का सुर्ख में कत्थे तथा गोमेद के रंग का पाया जाता है, इसे 'तामड़ा' भी कहा जाता है। यह पत्थर गुम, कठोर, मलिन, पीला तथा नीले रंग लिए, हरे रंग का तथा ऊपर लाल रंग का छींटा भी होता है। यह स्वच्छ लाल तथा गेरुआ रंग का होता है। यह रात्रि ज्वर को दूर करता है। हीरा यह सफेद, नीला, पीला, गुलाबी, काला, लाल आदि अनेक रंगों में होता है। सफेद हीरा सर्वोत्तम है तथा हीरा सभी प्रकार के रत्नों में श्रेष्ठ है। यह बिल्ली के आँख के समान चमकदार होता है। इसमें पीले, काले तथा सफेद रंग की झाईं भी होती है। इसका दूसरा नाम वैदूर्य है। यह रत्न रक्त रंग का, पारदर्शक कांतिपूर्ण, लाल रंग तथा कृष्णाभायुक्त होता है, इसे सूर्यमणि भी कहते हैं। यह मकराने की जाति का पत्थर है। तारा
ये आयनीकृत हीलियम वाले तारे हैं। इनके वर्णक्रमों में आयनीकृत हीलियम तथा दोहरे तिहरे आयनीकृत ऑक्सीजन तथा नाईट्रोजन की रेखाएँ प्राप्त होतीं हैं। इस आयनीकृत अवस्था के अनुसार इसका पृष्ठीय ताप 30,0000 से लेकर 40,0000 सें0 तक अथवा इससे भी अधिक होना चाहिए। ओ (O) वर्णक्रम के ज्ञात तारों की संख्या सौ से अधिक नहीं है, जिनमें अधिकाश नंगी आँखों से नहीं देखे जा सकते। इस वर्ग के तीन तारे, गामा बेलोरम ओए, (Gamma Velorum, Oa), जीटा पप्पिस ओए (Zeta Puppis, Oa) तथा जीटाओरायन, ओइ5 (Zeta Orion, Oi5) चक्षु दृक्ष्य हैं। धातु
अधिकतर धातुएँ भूरे श्वेत से लेकर चमकदार श्वेत रंग की होती हैं। स्वर्ण और ताम्र इसके अपवाद हैं। पारद को छोड़कर (गलनांक -38.87 सें.) और सारे धातु साधारण ताप पर ठोस हैं। सीजियम तथा गैलियम धातु का गलनांक क्रमश: 28° सें. तथा 29.78° सें. हैं। दूसरी और टंग्स्टेन धातु 3,380° सें. पर द्रव बनती है। उच्च ताप पर धातुएँ वाष्प में परिवर्तित हो जाएँगी। पर इसमें भी उनमें कोई समानता नहीं दिखाई देती। पारद का क्वथनांक 356° सें. है, परंतु टंग्स्टेन का 5,930° सें.। ऐसा अनुमान है कि टैंटेलम 6,100° सें. पर वाष्पित होगा। तारा
कुछ चमकते तारों के समूह आकाश को विभिन्न भागों में बाँट देते हैं। इन तारों के समूह को तारामंडल (constellations) कहते हैं। पूरे आकाश को 89 तारामंडलों में विभक्त करके उन तारामंडलों के नाम रख दिए गए हैं। राशिचक्र के तारामंडल बहुत प्रसिद्ध हैं, इनकी संज्ञा मेष, वृष आदि है। किसी एक तारामंडल के तारों को उनके दृश्य (visual) कांतिमान (magnitude) के अवरोह क्रम में चुन लिया जाता है। फिर तारामंडल के नाम के आगे ग्रीक भाषा के अक्षर रखकर तारों का नामकरण किया जाता है, जैसे मेष राशि के सबसे चमकीले तारे का नामकरण एल्फातरीज़ किया गया है। कुछ तारामंडलों में तारों की संख्या इतनी अधिक है कि ग्रीक वर्णमाला के अक्षरों की संख्या उनके लिए कम पड़ जाती है। ऐसे तारों के नामकरण के लिए तारामंडल के पूर्व लैटिन अक्षर तथा आवश्यकता पड़ने पर संख्याएँ लिख देते हैं। कुछ तारे अतिप्रकाशित होने के कारण अतिप्रसिद्ध हैं तथा उनके नाम तारामंडलों के संदर्भ के बिना भी जाने जा सकते हें, जैसे लुब्धक (Sirius), मघा (Regulus), चित्रा (Spica) आदि। इस प्रकार के नामकरण से तारों को पहचानने में सहायता मिलती है। अल्फ़ा ट्राऐंगुलाइ ऑस्ट्रालिस तारा
खगोलशास्त्रियों ने इस तारे का अध्ययन किया तो इसके वर्णक्रम में इसकी श्रेणी के तारे में जितना नीला रंग होना चाहिए उससे ज़्यादा निकला (हालांकि की आँख से देखने में इसका रंग बहुत नारंगी ही है)। इस से उन्हें शक़ हो गया की यह नीला उसके किसी साथी तारे से आ रहा हो सकता है, यानि की यह एक दोहरा तारा हो सकता है। यदि यह सच है, तो वर्णक्रम के आधार पर वैज्ञानिकों को लगता है कि इसका साथी तारा एक F श्रेणी का बौना तारा होगा जो मुख्य अनुक्रम की स्थिति में नया-नया पहुंचा है। मुख्य तारे की निहित चमक (निरपेक्ष कान्तिमान) सूरज की २,५०० गुना, इसका द्रव्यमान हमारे सूरज के द्रव्यमान का ६ गुना और इसकी आयु ५० करोड़ साल अनुमानित की गई है। जंतुओं के रंग
पीले और लाल रंग के वर्णक वसारंजी कहलाते हैं। ये वसा के वर्णक हैं और शरीर से संचित द्रव्य से उत्पन्न होते हैं। कुछ ऐसे जंतु हैं जिनके रंग खाए गए पदार्थ के रंग पर आधारित होते हैं। इन रंगों को व्युत्पन्न वर्णक (derived pigments) कहते हैं। तितलियों की इल्ली (caterpillar) के रंग इसी तरह के होते हैं। व्यतिकरण (तरंगों का)
यदि फिल्म का परास (range) बहुत बड़ा न हो, तो हमारी आँखों तक फिल्म के विभिन्न बिंदुओं से आती हुई किरणों के झुकाव की भिन्नता कोई अधिक नहीं होती और प्रत्येक किरण का आयतन कोण करीब करीब समान होता है। अत: फ्रिंजें मुख्यत: फिल्म की मोटाई की भिन्नता के कारण बनती है। यह भी नितांत स्पष्ट है कि फिल्म के उन सभी बिंदुओं पर, जहाँ मोटाई समान है, वहाँ प्रकाश की दीप्ति भी समान होगी। यदि ऐसा कोई भी बिंदु काला या उज्वल हुआ, तो शेष भी तदनुरूप काले या उज्वल होंगे। इसलिए काली या उज्वल पट्टियाँ समान मोटाई के फिल्म के विभिन्न बिंदुओं के बिंदुपथ (loci) मात्र होती है। इस तरह की फ्रिंजें न्यूटनी वलय (Newtons rings) कहलाती हैं, क्योंकि न्यूटन ने सर्वप्रथम इनका अध्ययन किया था। फिनोल
शुद्ध कार्बोलिक अम्ल सफेद, क्रिस्टलीय, सूच्याकार, ठोस होता है, पर, यह वायु में रखे रहने से पानी का अवशोषण कर द्रव बन जाता है, जिसका रंग पहले गुलाबी पीछे प्राय: काला हो जाता है। इसके क्रिस्टल 430 डिग्री सें. पर पिघलते हैं। यह जल में कुछ विलेय होता है। इसका जलीय विलयन निस्संक्रामक होता है और घावों तथा सर्जरी के उपकरणों आदि के धोने में प्रयुक्त होता है। फिनोल की गंध विशिष्ट होती है। यह विषैला होता है। अम्लों के साथ यह एस्टर बनाता है। इसके वाष्प को तप्त (390 डिग्री से 450 डिग्री सें.) थोरियम पर ले जाने से फिनोल ईथर बनता है। फिनोल के ईथर सरल या मिश्रित दोनों प्रकार के हो सकते हैं। फॉस्फोरस पेन्टाक्लोराइड के उपचार से यह क्लोरो बेंजीन बनता है। ब्रोमीन की क्रिया से यह ट्राइब्रोमो फिनोल बनता है। यह क्रिया मात्रात्मक होती है और फिनोल को अन्य पदार्थों से पृथक करने या फिनोल की मात्रा निर्धारित करने में प्रयुक्त होती है। फिनोल सक्रिय यौगिक है। अनेक अभिकर्मकों के साथ वह यौगिक बनता है। अनेक पदार्थों के संपर्क में आने से वह विशिष्ट रंग देता है, जिससे यह पहचाना जाता है। मानव नेत्र
प्रकाश किरणें इंद्रधनुष के रंगों से मिलकर बनती हैं। इनका एक छोर है बैंगनी (तरंग लंबाई 4,000 आर्मस्ट्रांग) और दूसरे छोर पर लाल (तरंग लंबाई 7,500 आर्मस्ट्रांग)। अवरक्त और पराबैंगनी तरंगें नेत्र के प्रकाशग्राहकों को उत्तेजित नहीं कर पातीं। दिन में पीत-हरित प्रकाश का (5,500 आर्मस्ट्रांग) बाहुल्य होता है। यही सबसे चमकीला प्रकाश है और इसे प्रकाशसंवेदना उत्पन्न करने के लिए अधिक शक्ति की जरूरत नहीं होती। लाल या नीली किरण को उतनी ही संवेदना उत्पन्न करने के लिए दस हजार गुनी शक्ति की आवश्यकता होती है। शंकु और शलाका की वर्णों के प्रति संवेदनशीलता का वक्र बनाने पर समझ में आता है कि क्यों गोधूलि बेला में लाल फूल श्याम, किंतु नीले फूल नीले ही दिखाई पड़ते हैं। तारा
ये उदासीन हीलियम वाले तारे हैं। इनका पृष्ठीय ताप 25,000° से 12,000° सें0 तक रहता है। यह ताप यद्यपि हीलियम को आयनीकृत करने में असमर्थ है, तथापि इसके वर्णक्रम में आयनीकृत ऑक्सीजन रेखाएँ उपलब्ध होतीं हैं। बी5 (B5) तारे से लेकर निम्नतर ताप के तारों में हीलियम तथा आयनीकृत ऑक्सीजन रेखाएँ कम होने लगती हैं और वर्णक्रम के बैगनी भाग की और हाईड्रोजन रेखाएँ तथा हाईड्रोजन की चौड़ी काली अवशोषण रेखाएँ उभर आती है। हमारी तारासूचियों में बी (B) तारे बहुत हैं।