සෞරග්රහ මණ්ඩලය
සෞරග්රහ මණ්ඩලය යනු, හිරු සහ එයට ගුරුත්වය මගින් බැඳුණු අනෙකුත් අභ්යවකාශ වස්තූන් (celestial objects) පද්ධතියයි: ප්රධාන ග්රහයන් අට (8) සහ ඒවායේ දැනට හඳුනාගෙන ඇති චන්ද්රයන් 165, වාමන ග්රහයන් තුන (3) (Ceres, Eris සහ ප්ලුටෝ) හා එම වාමන ග්රහයන්ගේ හඳුනාගෙන ඇති චන්ද්රයන් සිව් (4) දෙනා සහ බිලියනයක් පමණ වන කුඩා ග්රහවස්තූන් එයට අයත් වේ. මෙහි අවසානයට සඳහන් ප්රවර්ග ග්රාහක, කූපර් පටියේ ඇති වස්තූන්, වල්ගාතරු, උල්කා (meteoroids) සහ අන්තර් ග්රහලෝක දුහුවිලි වලින් සමන්විත වේ.
පසුබිම හා ව්යුහය
සෞරග්රහ මණ්ඩලයේ ප්රධාන වස්තුව වන්නේ හිරුය. ප්රධාන අනුක්රම G2 තරුවක් වන එහි මණ්ඩලයේ ස්කන්ධයෙන් 99.86% අඩංගු වේ.එසේම හිරුගේ ආකර්ෂණ බලයෙන් ග්රහ මණ්ඩලය නතු කරගෙන සිටී. පද්ධතියේ ඉතිරි ස්කන්ධයෙන් 90% ක් පමණ අයත් කර ගන්නේ හිරුගේ විශාලතම කක්ෂීය වස්තූන් වන බ්රහස්පති හා සෙනසුරුය.
හිරු වටා කක්ෂයේ ඇති බොහෝමයක් විශාල වස්තු, ක්රාන්තිවලය ලෙස හදුන්වන පෘතුවි කක්ෂයේ තලයට ආසන්නව පවතී. ග්රහලෝක කාන්ති වලයට ඉතා සමීප අතර ධූම කේතු හා කුයිපර් වළල්ලේ වස්තු සාමාන්යයෙන් එම තලයට සැලකිය යුතු ආනතියකින් පිහිටා ඇත.
ග්රහලෝක සියල්ල හා අනෙකුත් බොහොමයක් වස්තු හිරුගේ භ්රමණය සමග කක්ෂවල චලනය වෙයි. (හිරුගේ උත්තර ධ්රැවයට ඉහළ සිට නිරීක්ෂණය කරන විට ඔරලෝසු කටු කැරකෙන දිශාවට විරුද්ධ දිශාවට) හේලිගේ වල්ගා තරුව වැනි මෙයින් වෙනස් වු ඒවාද ඇත.
ග්රහවස්තු හිරු වටා චලනය වන්නේ කෙප්ලර්ගේ ග්රහ වස්තු චලන මුලධර්මයට අනුවය. සියලු වස්තු ඉලිප්සයේ එක් නාභියක් ලෙස සුර්යයා තබා ගෙන දළ ඉලිප්සයක් දිගේ චලනය වේ. සුර්යයාට වඩා ආසන්නයෙන් ඇති වස්තු වඩාත් වේගයෙන් ගමන් කරයි.
ග්රහලෝකවල කක්ෂ සුළු වශයෙන් වක්රාකාර වේ. එහෙත් බොහෝමයක් ධූම කේතු, උල්කා හා කුයිපර් වළල්ලේ වස්තු අතිශයින් ඉලිප්සීය පථවල ගමන් ගනී. සම්බන්ධ වී ඇති විශාල දුරවල් සමඟ ක්රියා කිරීම සඳහා සෞරග්රහ මණ්ඩලයේ බොහොමයක් නිරූපනවල කක්ෂ අතර දුර එකම වේ. නමුත් සැබවින්ම අවස්ථා කිහිපයක් හැරුණු කොට හිරුගෙන් ඈතටයත්ම කක්ෂ දෙකක් අතර දුරද වැඩිවේ. උදාහරණයක් ලෙස සිකුරු බුධට වඩා දළ වශයෙන් 0.33 Au දුරින් පිහිටන අතර සෙනසුරු බ්රහස්පතිට වඩා 4.3Au ද නෙප්චූන් යුරේනස්ගෙන් 10.5Au දුරින්ද පිහිටයි. මෙම කක්ෂ දුර අතර සබඳතාවක් ගොඩ නැගීමට තාරකා විද්යාඥයෝ ප්රයත්න දරා තිබේ. එහෙත් තවමත් එවැනි පිළිගත් සිද්ධාන්තයක් ඉදිරිපත් නැත.
නෙබියුලා අවස්ථාව[/U]
නිහාරිකා කල්පිතයට අනුව සෞරග්රහ මණ්ඩලය නිර්මාණය වී ඇත්තේ වසර බිලියන 4.6කට පෙර සුවිසල් වායු - ධූලි වළාකුලක් ගුරුත්වාකර්ෂණ බිඳ වැටීමකට ලක් වීමෙනි.
එම වළාව ආලෝක වර්ෂ කිහිපයක් විශාල විය යුතු අතර තාරකා ගණනකට ජීවය ලබා දි තිබිය යුතුය. පැරණි උල්කා අධ්යයනයේ දී පිපිරෙන අති විශාල තරුවක මධ්යයේ පමණක් නිර්මාණය කළ හැකි මූලද්රව්ය පිළිබඳ ඉඟි හමුවී ඇත. එයින් සූර්යයා තාරකා පොකුරක් තුළ නිර්මාණය වූ බව හැඟවේ. එසේම එම ප්රදේශය අසල සුපර්නෝවා පිපිරීම් කිහිපයක් ද සිදු වී ඇත. මෙම සුපර්නෝවා මඟින් ඇතිවන කම්පන තරංගය අසල ඇති නිහාරිකාවේ අධි ඝනත්ව කලාප ඇති කර ගුරුත්වජ බලවලට අභ්යන්තර වායු පීඩනය මැඩ පැවැත්වීමට ඉඩ සලස්වා බිඳ වැටීම සිදු කරවයි. එලෙස සූර්යයා නිර්මාණය වූ බව සැලකේ.
දැනට සෞරග්රහ මණ්ඩලයේ වැඩිපුර ඇති සමස්ථානික එලෙසින්ම පූර්වයේ සූර්ය ග්රහ මණ්ඩලය තැනීමට දායක වූ නිහාරිකාවේද තිබෙන්නට ඇතැයි සැලකේ. ඒවා නම්,
මූලද්රව්ය මිලියනයකට න්යෂ්ටි
හයිඩ්රජන් - 1 705,700
හයිඩ්රජන් - 2 23
හීලියම් - 4 275,200
හීලියම් - 3 35
ඔක්සිජන් - 16 5,920
කාබන් - 12 3,032
කාබන් - 13 37
නියෝන් - 20 1,548
නියෝන් - 22 208
යකඩ - 56 1,169
යකඩ - 54 72
යකඩ - 57 28
නයිට්රජන් - 14 1,105
සිලිකන් - 28 653
සිලිකන් - 29 34
සිලිකන් - 30 23
මැග්නීසියම්- 24 513
මැග්නීසියම්- 26 79
මැග්නීසියම්- 25 69
සල්ෆර් - 32 396
ආර්ගන් - 36 77
කැල්සියම් - 40 60
ඇලුමිනියම්- 27 58
නිකල් - 58 49
සෝඩියම් - 23 33
[COLOR="Blue"[U]][COLOR="Blue"]පූර්ව සූර්ය නිහාරිකාව[/COLOR][/COLOR]
සෞරග්රහ මණ්ඩලය බවට පත්වීමට තිබූ ප්රදේශය හඳුන්වන්නේ පූර්ව සූර්ය නිහාරිකාව ලෙසය. 7000ත් 200000AU ත් (AU=නක්ෂත්ර ඒකක, එනම් පොළවේ සිට සූර්යයාට ඇති දුර) අතර පරිධියකින් යුක්ත වූ එය ස්කන්ධයෙන් සූර්යයාට වඩා මඳක් ඉදිරියෙන් සිටී. (සූර්ය ස්කන්ධ 0.1 හා 0.001 අතර ? ). මුලදී එහි අංශු ඉතා ඈතින් පිහිටා ඇති වළාවක් ලෙසින් පැවතුණි. වසර මිලියන ගණනක් ඇවෑමෙන් එය අංශු එකිනෙක කැටි වූ (ළං ව ඇසිරුණු) ධූලි-වායු වළාවක් ලෙස පෙනෙන්නට විය. මුලදී මෙම ධූලි වලාවට ඉතා කුඩා කෝණික ගම්යතාවක් තිබු බව විශ්වාස කෙරේ. ගුරුත්වය හේතුවෙන් නිහාරිකාව බිඳ වැටීමත් (සංකෝචනය) සමඟ, කෝණික ගම්යතා සංස්ථිතිය තුළින් පැහැදිලි කෙරෙන පරිදි එය වේගයෙන් භ්රමණය වන්නට විය. එවිට නිහාරිකාව ආසන්න වශයෙන් ගෝලයක හැඩයට පත් වූ අතර, (මේ සඳහා අවුරුදු 10,000 - 1,000,000ත් අතර කාලයක් ගතවී ඇත.) කේන්ද්රාපසාරී බලය හේතුවෙන් ගෝලයේ සමකය ලෙස හැඳින්විය හැකි ප්රදේශයේ ඇති ද්රව්ය පිටතට විහිදී තැටියක් ආකාරයේ හැඩයක් ජනනය විය. එය පූර්ව ග්රහලෝක තැටිය (proto planetary disk) ලෙස හඳුන්වයි.
පූර්ව සුර්යයා
T Tauri (T ටෝරි) තරුවක් සිය පූර්ව ග්රහ තැටිය සමඟ
ප්රධාන අනුක්රමයට පිවිසීම
වසර මිලියන 50 ක් තුළ, බිඳ වැටෙන නිහාරිකාවෙහි කේන්ද්රයේ ඇති හයිඩ්රජන්හි ඝනත්වය හා පීඩනය ප්රාථමික සූර්යයාට තාප න්යෂ්ටික විලයන ආරම්භ කිරීමට ප්රමාණවත් තරම් ප්රමාණයකට වැඩි වෙයි. (එනම් මධ්යයේ උෂ්ණත්වය කෙල්වින් අංශක මිලියන එකක් පමණ උෂ්ණත්වයක් හා පීඩනය ප්රමාණවත් තරම්.) ද්රවස්ථිතික තුල්යතාව (hydrostatic equilibrium) ලැබෙන තෙක් උෂ්ණත්වය, ප්රතික්රියා සීඝ්රතාව, පීඩනය හා ඝනත්වය ඉහළ නගී. එවිට තාප ශක්තිය (විකිරණ පීඩනය - radiation pressure) ගුරුත්වජ ආකර්ෂණයට එරෙහිව ක්රියාකිරීමට ද පටන් ගනී. මෙම අවස්ථාවේ දී හිරු පූර්ණව වැඩුණු ප්රධාන අනුක්රම තාරකාවක් බවට පත්වේ. දැනුදු අප සූර්යයා ප්රධාන අනුක්රමයේ තරුවකි. තවත් වසර බිලියන 5-6ක් පමණ එය ප්රධාන අනුක්රමයේ පවතිනු ඇත.
ග්රහලෝක නිර්මාණය
පූර්ව ග්රහ තැටි තුළින් ග්රහලෝක නිර්මාණය වෙමින්
ඉතිරිව පවතින වායු වළාකුළු හා දූවිලි (පූර්ව ග්රහ තැටිය) මඟින් විවිධ ග්රහලෝක නිර්මාණය විය. මධ්ය ප්රාථමික තාරකාව වටා කක්ෂවල දූවිලි අංශු ලෙස ග්රහලෝක ආරම්භ විය. ඉන්පසු ඒවා සෘජු ගැටීම් හරහා පරිධිය මීටර් එකක් හා දහයක් අතර අගයක් ගන්නා තැටියක් බවට පත්වේ.අනතුරුව ඒවා තව තවත් ගැටී ප්රමාණයෙන් 5km පමණ වන විශාල වස්තු (ප්ලැනටෙසිමල්ස්) බවට පත්වේ. ඒ අයුරින් නැවත නැවත ගැටීම්වලට ලක්වීම හේතුවෙන් දළ වශයෙන් වසරකට 15cm බැඟින් ඊළඟ වසර මිලියන ගණන පුරාවට විශාල වීම සිදුවේ. ඇතුළු සෞරග්රහ මණ්ඩලය ජලය හා මීතේන් වැනි වාෂ්පශීලී අණුවලට සංඝනීකරණය විය නොහැකි තරම් උණුසුම් නිසා එහි නිර්මාණය වන ප්ලැනටෙසිමල්ස් සාපේක්ෂව කුඩා වේ. (තැටියේ ස්කන්ධයෙන් 0.6% ක් පමණ)එසේම ඒවා සිලිකේට හා ලෝහ වැනි ඉහළ ද්රවාංක සහිත සංයෝගවලින් විශාල ලෙස සමන්විත වේ. මෙම දෘඩ වස්තු කාලයත් සමඟම භෞමික ග්රහලෝක බවට පත්වේ. තවදුරටත් විමසා බලන කළ බ්රහස්පතීගේ ගුරුත්වාකර්ෂණ බලපෑම් නිසා ඒ අවට වූ ප්රාථමික ග්රහ වස්තුවලට එකතු වීමට නොහැකි විය. ග්රාහක වළල්ල නිර්මාණය වූයේ එලෙසය. වඩා වාෂ්පශීලී අයිස් සංයෝග ඝන ආකාරයෙන් පැවතිය හැකි වූ තුහින රේඛාවට පිටින් වූ ප්රදේශයෙහි වූ බ්රහස්පති හා සෙනසුරු වායු දැවැන්තයන් විය. යුරේනස් හා නෙප්චූන් අඩු පදාර්ථ ප්රමාණයක් අල්වා ගත් අතර එම ග්රහලෝක අයිස් දැවැන්තයන් ලෙස හඳුන්වයි. එයට හේතුව ඒවා වැඩි වශයෙන් අයිස්වලින් (හයිඩ්රජන් සංයෝග) නිර්මාණය වී ඇතැයි සැලකීමය. සූර්යයා ශක්ති නිපදවීම ආරම්භ කළ විට සූර්ය සුළං (solar wind) ප්රාථමික ග්රහ තැටියේ වායු හා දූවිලි තාරකා විශ්වයට පා කර හරින අතර ග්රහලෝකවල වර්ධනය නිමා කරයි. T ටෝරි තාරකාවලට, වඩා පැරණි ස්ථායී තාරකාවලට වඩා වැඩි ශක්තිමත් තාරකා සුළඟක් (stellar wind) පවතී.
සූර්යයාගේ මියයාම[/COLOR]
සූර්යයාගේ අනාගත පරිණාමනය චිත්ර ශිල්පියෙකුගේ ඇසින්. වම : ප්රධාන අනුක්රමය, මැද: රතු දැවැන්තයා, දකුණ : සුදු වාමනයා
සුර්යයා ප්රධාන අනුක්රමණයෙන් ඉවත් වනතෙක් සෞරග්රහ මණ්ඩලය පවතින බව විශ්වාස කෙරේ. හයිඩ්රජන් ඉන්ධන දහනය හරහා සූර්යයා දහනය වන විට එය ඉතිරි ඉන්ධන දහනය කිරීම සඳහා තවත් උණුසුම් වේ. එම නිසා එහි තවත් වේගයෙන් දහනය සිදුවේ. එහි ප්රතිඵලයක් ලෙස සෑම වසර බිලියන 1.1 ටම දළ වශයෙන් 10% කින් සුර්යයාගේ දීප්තිය වැඩිවේ.එතැන් සිට වසර බිලියන 7.6 ගතවු කළ, හයිඩ්රජන් විලයනය අඩු ඝනත්ව උඩ වියන්වල සිදුවීමට තරම් සූර්ය හරය උණුසුම් වනු ඇත. එය සුර්යයා දැන් පවතින පරිධිය මෙන් 260 වාරයක් පමණ දක්වා විශාල වීමට හේතු වේ. සුර්යයා රතු දැවැන්තයා බවට පත් වන්නේ ඒ අයුරිනි. එම අවස්ථාවේ දී එහි විශාලම ලෙස වැඩි වූ පෘෂ්ටික වර්ගඵලය නිසා සූර්යයා සීතල වීමට පටන් ගනී.එවිට ක්රම ක්රමයෙන් සූර්යයාගේ බාහිර ස්ථර සුදු පැහැති කුඩා වස්තුවක් ඉතිරි කරමින් නැතිවී යනු ඇත. අසාමාන්ය ඝනත්වයකින් යුත් මෙම වස්තුව එහි මුල් ස්කන්ධයෙන් භාගයක් වන අතර ප්රමාණයෙන් පෘථිවිය තරම් වේ.
විකිපීඩියා, නිදහස් විශ්වකෝෂය වෙතින්
සෞරග්රහ මණ්ඩලය යනු, හිරු සහ එයට ගුරුත්වය මගින් බැඳුණු අනෙකුත් අභ්යවකාශ වස්තූන් (celestial objects) පද්ධතියයි: ප්රධාන ග්රහයන් අට (8) සහ ඒවායේ දැනට හඳුනාගෙන ඇති චන්ද්රයන් 165, වාමන ග්රහයන් තුන (3) (Ceres, Eris සහ ප්ලුටෝ) හා එම වාමන ග්රහයන්ගේ හඳුනාගෙන ඇති චන්ද්රයන් සිව් (4) දෙනා සහ බිලියනයක් පමණ වන කුඩා ග්රහවස්තූන් එයට අයත් වේ. මෙහි අවසානයට සඳහන් ප්රවර්ග ග්රාහක, කූපර් පටියේ ඇති වස්තූන්, වල්ගාතරු, උල්කා (meteoroids) සහ අන්තර් ග්රහලෝක දුහුවිලි වලින් සමන්විත වේ.
පසුබිම හා ව්යුහය
සෞරග්රහ මණ්ඩලයේ ප්රධාන වස්තුව වන්නේ හිරුය. ප්රධාන අනුක්රම G2 තරුවක් වන එහි මණ්ඩලයේ ස්කන්ධයෙන් 99.86% අඩංගු වේ.එසේම හිරුගේ ආකර්ෂණ බලයෙන් ග්රහ මණ්ඩලය නතු කරගෙන සිටී. පද්ධතියේ ඉතිරි ස්කන්ධයෙන් 90% ක් පමණ අයත් කර ගන්නේ හිරුගේ විශාලතම කක්ෂීය වස්තූන් වන බ්රහස්පති හා සෙනසුරුය.
හිරු වටා කක්ෂයේ ඇති බොහෝමයක් විශාල වස්තු, ක්රාන්තිවලය ලෙස හදුන්වන පෘතුවි කක්ෂයේ තලයට ආසන්නව පවතී. ග්රහලෝක කාන්ති වලයට ඉතා සමීප අතර ධූම කේතු හා කුයිපර් වළල්ලේ වස්තු සාමාන්යයෙන් එම තලයට සැලකිය යුතු ආනතියකින් පිහිටා ඇත.
ග්රහලෝක සියල්ල හා අනෙකුත් බොහොමයක් වස්තු හිරුගේ භ්රමණය සමග කක්ෂවල චලනය වෙයි. (හිරුගේ උත්තර ධ්රැවයට ඉහළ සිට නිරීක්ෂණය කරන විට ඔරලෝසු කටු කැරකෙන දිශාවට විරුද්ධ දිශාවට) හේලිගේ වල්ගා තරුව වැනි මෙයින් වෙනස් වු ඒවාද ඇත.
ග්රහවස්තු හිරු වටා චලනය වන්නේ කෙප්ලර්ගේ ග්රහ වස්තු චලන මුලධර්මයට අනුවය. සියලු වස්තු ඉලිප්සයේ එක් නාභියක් ලෙස සුර්යයා තබා ගෙන දළ ඉලිප්සයක් දිගේ චලනය වේ. සුර්යයාට වඩා ආසන්නයෙන් ඇති වස්තු වඩාත් වේගයෙන් ගමන් කරයි.
ග්රහලෝකවල කක්ෂ සුළු වශයෙන් වක්රාකාර වේ. එහෙත් බොහෝමයක් ධූම කේතු, උල්කා හා කුයිපර් වළල්ලේ වස්තු අතිශයින් ඉලිප්සීය පථවල ගමන් ගනී. සම්බන්ධ වී ඇති විශාල දුරවල් සමඟ ක්රියා කිරීම සඳහා සෞරග්රහ මණ්ඩලයේ බොහොමයක් නිරූපනවල කක්ෂ අතර දුර එකම වේ. නමුත් සැබවින්ම අවස්ථා කිහිපයක් හැරුණු කොට හිරුගෙන් ඈතටයත්ම කක්ෂ දෙකක් අතර දුරද වැඩිවේ. උදාහරණයක් ලෙස සිකුරු බුධට වඩා දළ වශයෙන් 0.33 Au දුරින් පිහිටන අතර සෙනසුරු බ්රහස්පතිට වඩා 4.3Au ද නෙප්චූන් යුරේනස්ගෙන් 10.5Au දුරින්ද පිහිටයි. මෙම කක්ෂ දුර අතර සබඳතාවක් ගොඩ නැගීමට තාරකා විද්යාඥයෝ ප්රයත්න දරා තිබේ. එහෙත් තවමත් එවැනි පිළිගත් සිද්ධාන්තයක් ඉදිරිපත් නැත.
නෙබියුලා අවස්ථාව[/U]
නිහාරිකා කල්පිතයට අනුව සෞරග්රහ මණ්ඩලය නිර්මාණය වී ඇත්තේ වසර බිලියන 4.6කට පෙර සුවිසල් වායු - ධූලි වළාකුලක් ගුරුත්වාකර්ෂණ බිඳ වැටීමකට ලක් වීමෙනි.
එම වළාව ආලෝක වර්ෂ කිහිපයක් විශාල විය යුතු අතර තාරකා ගණනකට ජීවය ලබා දි තිබිය යුතුය. පැරණි උල්කා අධ්යයනයේ දී පිපිරෙන අති විශාල තරුවක මධ්යයේ පමණක් නිර්මාණය කළ හැකි මූලද්රව්ය පිළිබඳ ඉඟි හමුවී ඇත. එයින් සූර්යයා තාරකා පොකුරක් තුළ නිර්මාණය වූ බව හැඟවේ. එසේම එම ප්රදේශය අසල සුපර්නෝවා පිපිරීම් කිහිපයක් ද සිදු වී ඇත. මෙම සුපර්නෝවා මඟින් ඇතිවන කම්පන තරංගය අසල ඇති නිහාරිකාවේ අධි ඝනත්ව කලාප ඇති කර ගුරුත්වජ බලවලට අභ්යන්තර වායු පීඩනය මැඩ පැවැත්වීමට ඉඩ සලස්වා බිඳ වැටීම සිදු කරවයි. එලෙස සූර්යයා නිර්මාණය වූ බව සැලකේ.
දැනට සෞරග්රහ මණ්ඩලයේ වැඩිපුර ඇති සමස්ථානික එලෙසින්ම පූර්වයේ සූර්ය ග්රහ මණ්ඩලය තැනීමට දායක වූ නිහාරිකාවේද තිබෙන්නට ඇතැයි සැලකේ. ඒවා නම්,
මූලද්රව්ය මිලියනයකට න්යෂ්ටි
හයිඩ්රජන් - 1 705,700
හයිඩ්රජන් - 2 23
හීලියම් - 4 275,200
හීලියම් - 3 35
ඔක්සිජන් - 16 5,920
කාබන් - 12 3,032
කාබන් - 13 37
නියෝන් - 20 1,548
නියෝන් - 22 208
යකඩ - 56 1,169
යකඩ - 54 72
යකඩ - 57 28
නයිට්රජන් - 14 1,105
සිලිකන් - 28 653
සිලිකන් - 29 34
සිලිකන් - 30 23
මැග්නීසියම්- 24 513
මැග්නීසියම්- 26 79
මැග්නීසියම්- 25 69
සල්ෆර් - 32 396
ආර්ගන් - 36 77
කැල්සියම් - 40 60
ඇලුමිනියම්- 27 58
නිකල් - 58 49
සෝඩියම් - 23 33
[COLOR="Blue"[U]][COLOR="Blue"]පූර්ව සූර්ය නිහාරිකාව[/COLOR][/COLOR]
සෞරග්රහ මණ්ඩලය බවට පත්වීමට තිබූ ප්රදේශය හඳුන්වන්නේ පූර්ව සූර්ය නිහාරිකාව ලෙසය. 7000ත් 200000AU ත් (AU=නක්ෂත්ර ඒකක, එනම් පොළවේ සිට සූර්යයාට ඇති දුර) අතර පරිධියකින් යුක්ත වූ එය ස්කන්ධයෙන් සූර්යයාට වඩා මඳක් ඉදිරියෙන් සිටී. (සූර්ය ස්කන්ධ 0.1 හා 0.001 අතර ? ). මුලදී එහි අංශු ඉතා ඈතින් පිහිටා ඇති වළාවක් ලෙසින් පැවතුණි. වසර මිලියන ගණනක් ඇවෑමෙන් එය අංශු එකිනෙක කැටි වූ (ළං ව ඇසිරුණු) ධූලි-වායු වළාවක් ලෙස පෙනෙන්නට විය. මුලදී මෙම ධූලි වලාවට ඉතා කුඩා කෝණික ගම්යතාවක් තිබු බව විශ්වාස කෙරේ. ගුරුත්වය හේතුවෙන් නිහාරිකාව බිඳ වැටීමත් (සංකෝචනය) සමඟ, කෝණික ගම්යතා සංස්ථිතිය තුළින් පැහැදිලි කෙරෙන පරිදි එය වේගයෙන් භ්රමණය වන්නට විය. එවිට නිහාරිකාව ආසන්න වශයෙන් ගෝලයක හැඩයට පත් වූ අතර, (මේ සඳහා අවුරුදු 10,000 - 1,000,000ත් අතර කාලයක් ගතවී ඇත.) කේන්ද්රාපසාරී බලය හේතුවෙන් ගෝලයේ සමකය ලෙස හැඳින්විය හැකි ප්රදේශයේ ඇති ද්රව්ය පිටතට විහිදී තැටියක් ආකාරයේ හැඩයක් ජනනය විය. එය පූර්ව ග්රහලෝක තැටිය (proto planetary disk) ලෙස හඳුන්වයි.
පූර්ව සුර්යයා
T Tauri (T ටෝරි) තරුවක් සිය පූර්ව ග්රහ තැටිය සමඟ
ප්රධාන අනුක්රමයට පිවිසීම
වසර මිලියන 50 ක් තුළ, බිඳ වැටෙන නිහාරිකාවෙහි කේන්ද්රයේ ඇති හයිඩ්රජන්හි ඝනත්වය හා පීඩනය ප්රාථමික සූර්යයාට තාප න්යෂ්ටික විලයන ආරම්භ කිරීමට ප්රමාණවත් තරම් ප්රමාණයකට වැඩි වෙයි. (එනම් මධ්යයේ උෂ්ණත්වය කෙල්වින් අංශක මිලියන එකක් පමණ උෂ්ණත්වයක් හා පීඩනය ප්රමාණවත් තරම්.) ද්රවස්ථිතික තුල්යතාව (hydrostatic equilibrium) ලැබෙන තෙක් උෂ්ණත්වය, ප්රතික්රියා සීඝ්රතාව, පීඩනය හා ඝනත්වය ඉහළ නගී. එවිට තාප ශක්තිය (විකිරණ පීඩනය - radiation pressure) ගුරුත්වජ ආකර්ෂණයට එරෙහිව ක්රියාකිරීමට ද පටන් ගනී. මෙම අවස්ථාවේ දී හිරු පූර්ණව වැඩුණු ප්රධාන අනුක්රම තාරකාවක් බවට පත්වේ. දැනුදු අප සූර්යයා ප්රධාන අනුක්රමයේ තරුවකි. තවත් වසර බිලියන 5-6ක් පමණ එය ප්රධාන අනුක්රමයේ පවතිනු ඇත.
ග්රහලෝක නිර්මාණය
පූර්ව ග්රහ තැටි තුළින් ග්රහලෝක නිර්මාණය වෙමින්
ඉතිරිව පවතින වායු වළාකුළු හා දූවිලි (පූර්ව ග්රහ තැටිය) මඟින් විවිධ ග්රහලෝක නිර්මාණය විය. මධ්ය ප්රාථමික තාරකාව වටා කක්ෂවල දූවිලි අංශු ලෙස ග්රහලෝක ආරම්භ විය. ඉන්පසු ඒවා සෘජු ගැටීම් හරහා පරිධිය මීටර් එකක් හා දහයක් අතර අගයක් ගන්නා තැටියක් බවට පත්වේ.අනතුරුව ඒවා තව තවත් ගැටී ප්රමාණයෙන් 5km පමණ වන විශාල වස්තු (ප්ලැනටෙසිමල්ස්) බවට පත්වේ. ඒ අයුරින් නැවත නැවත ගැටීම්වලට ලක්වීම හේතුවෙන් දළ වශයෙන් වසරකට 15cm බැඟින් ඊළඟ වසර මිලියන ගණන පුරාවට විශාල වීම සිදුවේ. ඇතුළු සෞරග්රහ මණ්ඩලය ජලය හා මීතේන් වැනි වාෂ්පශීලී අණුවලට සංඝනීකරණය විය නොහැකි තරම් උණුසුම් නිසා එහි නිර්මාණය වන ප්ලැනටෙසිමල්ස් සාපේක්ෂව කුඩා වේ. (තැටියේ ස්කන්ධයෙන් 0.6% ක් පමණ)එසේම ඒවා සිලිකේට හා ලෝහ වැනි ඉහළ ද්රවාංක සහිත සංයෝගවලින් විශාල ලෙස සමන්විත වේ. මෙම දෘඩ වස්තු කාලයත් සමඟම භෞමික ග්රහලෝක බවට පත්වේ. තවදුරටත් විමසා බලන කළ බ්රහස්පතීගේ ගුරුත්වාකර්ෂණ බලපෑම් නිසා ඒ අවට වූ ප්රාථමික ග්රහ වස්තුවලට එකතු වීමට නොහැකි විය. ග්රාහක වළල්ල නිර්මාණය වූයේ එලෙසය. වඩා වාෂ්පශීලී අයිස් සංයෝග ඝන ආකාරයෙන් පැවතිය හැකි වූ තුහින රේඛාවට පිටින් වූ ප්රදේශයෙහි වූ බ්රහස්පති හා සෙනසුරු වායු දැවැන්තයන් විය. යුරේනස් හා නෙප්චූන් අඩු පදාර්ථ ප්රමාණයක් අල්වා ගත් අතර එම ග්රහලෝක අයිස් දැවැන්තයන් ලෙස හඳුන්වයි. එයට හේතුව ඒවා වැඩි වශයෙන් අයිස්වලින් (හයිඩ්රජන් සංයෝග) නිර්මාණය වී ඇතැයි සැලකීමය. සූර්යයා ශක්ති නිපදවීම ආරම්භ කළ විට සූර්ය සුළං (solar wind) ප්රාථමික ග්රහ තැටියේ වායු හා දූවිලි තාරකා විශ්වයට පා කර හරින අතර ග්රහලෝකවල වර්ධනය නිමා කරයි. T ටෝරි තාරකාවලට, වඩා පැරණි ස්ථායී තාරකාවලට වඩා වැඩි ශක්තිමත් තාරකා සුළඟක් (stellar wind) පවතී.
සූර්යයාගේ මියයාම[/COLOR]
සූර්යයාගේ අනාගත පරිණාමනය චිත්ර ශිල්පියෙකුගේ ඇසින්. වම : ප්රධාන අනුක්රමය, මැද: රතු දැවැන්තයා, දකුණ : සුදු වාමනයා
සුර්යයා ප්රධාන අනුක්රමණයෙන් ඉවත් වනතෙක් සෞරග්රහ මණ්ඩලය පවතින බව විශ්වාස කෙරේ. හයිඩ්රජන් ඉන්ධන දහනය හරහා සූර්යයා දහනය වන විට එය ඉතිරි ඉන්ධන දහනය කිරීම සඳහා තවත් උණුසුම් වේ. එම නිසා එහි තවත් වේගයෙන් දහනය සිදුවේ. එහි ප්රතිඵලයක් ලෙස සෑම වසර බිලියන 1.1 ටම දළ වශයෙන් 10% කින් සුර්යයාගේ දීප්තිය වැඩිවේ.එතැන් සිට වසර බිලියන 7.6 ගතවු කළ, හයිඩ්රජන් විලයනය අඩු ඝනත්ව උඩ වියන්වල සිදුවීමට තරම් සූර්ය හරය උණුසුම් වනු ඇත. එය සුර්යයා දැන් පවතින පරිධිය මෙන් 260 වාරයක් පමණ දක්වා විශාල වීමට හේතු වේ. සුර්යයා රතු දැවැන්තයා බවට පත් වන්නේ ඒ අයුරිනි. එම අවස්ථාවේ දී එහි විශාලම ලෙස වැඩි වූ පෘෂ්ටික වර්ගඵලය නිසා සූර්යයා සීතල වීමට පටන් ගනී.එවිට ක්රම ක්රමයෙන් සූර්යයාගේ බාහිර ස්ථර සුදු පැහැති කුඩා වස්තුවක් ඉතිරි කරමින් නැතිවී යනු ඇත. අසාමාන්ය ඝනත්වයකින් යුත් මෙම වස්තුව එහි මුල් ස්කන්ධයෙන් භාගයක් වන අතර ප්රමාණයෙන් පෘථිවිය තරම් වේ.
විකිපීඩියා, නිදහස් විශ්වකෝෂය වෙතින්
