විශ්වයේ පවතින සෑම තාරකාවක්ම තමන් විසින්ම ශක්තිය නිපදවා ගන්නා ඒකකයකි. ඒ අනුව විශ්වයේ අනන්ත ප්‍රමාණයකින් විහිදී පැතිරී ඇති තාරකාවක්ම ශක්තිය නිපදවා ගන්නා ඒකකයක් ලෙස ගැනෙනා අතර මෙම තාරකාවන් තමන්ටම ආවේණික යාන්ත්‍රණ මගින් ශක්තිය නිපදවා ගනී. මෙකී ශක්තිය නිපදවා ගැනීමේ යාන්ත්‍රණයන් බොහෝ විට ඒවායේ ස්කන්ධය මත තීරණය වේ යැයි සැලකේ. එනමුත් සෑම තාරකාවකම ශක්ති නිපදවීමේ යාන්ත්‍රණයන් ප්‍රධාන අවධි තුනකට වෙන් වේ යැයි සැලකේ.

1.පූර්ව පරිණාමන අවධිය(Pre-Evolutionary Stage)
2.ප්‍රධාන අනුක්‍රමණය(Main Sequence)
3.පසු පරිණාමන අවධිය(Post Evolutionary Stage)

පූර්ව පරිණාමන අවධිය(Pre-Evolutionary Stage)

තාරකාවක් නිර්මාණය වන අවධියේදි බොහෝ විට එය නිර්මාණය වන අන්තර්තාරීය වායු වලාවේ හැකිලීම හරහා නිර්මාණය වන තාපයෙන් ශක්තිය නිපදවා ගනී යැයි සැලකේ. අන්තර්තාරීය වායු වලාව ස්වභාවිකව ගුරුත්වය යටතේ හැකිලීම(Gravitational Contraction) හරහා පළමුව තාපය නිර්මාණය කර ගන්නා අන්තර්තාරිය වායු වලාව, එහි කැබලි වලට බිඳ වැටීමේදි එකී ගුරුත්ව හැකිලීමේ වේගය ඉහළ යාම හරහා තාපය නිපදවීමේ වේගයද ඉහළ නංවා ගන්නා අතර මෙකී බිඳ වැටීම් අවසානයේදි, වලාවේ අභ්‍යන්තරයේ තාපය හිර වීමකට(trap) ලක්වේ. මෙම අවධිය වන විට වලාව සමෝෂ්ණ ක්‍රියාවලියක(isothermal) සිට ස්ථිරතාපී(adiabatic) ක්‍රියාවලියක් දක්වා යාන්ත්‍රණය වෙනස් කර ගන්නා අතර අධෝරක්ත විකිරණය සඳහා පාරාන්ධ (opaque) තත්වයකට එය පත්වේ. මෙවිට වලාවේ අභ්‍යන්තරය ද්‍රවස්ථිතික සමතුලිතතාවකට ආසන්නව පවතින අතර, වායු වලාවේ හැකිලීම අර්ධ ස්ථිතික (quasi-static) ක්‍රියාවලියක් බවට පත් වේ. එය ප්‍රාග් තාරකා අවස්ථාව නම් වේ. මේ අවස්ථාවේදී ත්වරණය යටතේ යාමනය වන තාරකාව තාපය එකී ත්වරණය හරහා නිපදවන අතර, ස්ථිරතාපී යාන්ත්‍රණය හමුවේ හරයේ තාපය තවදුරටත් ඉහළ යාම සිදුවේ. මෙකී අවධිය වන විට තාරකාව ප්‍රමුඛ වායු වලාව කෙල්වින්-හෙල්ම්හෝල්ට්ස් හැකිළුම් අවධිය(kelvin-Helmholtz contraction phase) නම් පෙතක ගමන් ගන්නා අතර, මෙහි අවසානයේ වන විට හරයේ නිර්මාණය වන ඉහළ උෂ්ණත්වය හමුවේ අණුක H2 පරමාණුක H හා අවසානයේදි අයනික H බවට පරිවර්තනය වන අතරම He ද අයන අවස්ථාවට අවසානයේ පත්වේ.

හරයේ ඉහළ යන තාපය පිටතට මුදා හැරීම උදෙසා විකිරණ ඔස්සේ නොව සංවහනය තාරකාව යොදා ගන්නා අතර මේ හරහා පූර්ණ සංවහනමය තාරකාවන් නිර්මාණය වන අතර මෙකී අවස්ථාවේදී තාරකාව හයාෂි පෙත නම් නව මගක් ඔස්සේ ගමන් ගැනීම සිදුවේ. තවදුරටත් කෙල්වින් හෙල්ම්හෝල්ට්ස් යාන්ත්‍රණය භාවිතා කරනා තාරකාවේ හරයේ ඉහළ උෂ්ණත්වය හමුවේ, ඩියුටීරියම් විලයනය ආරම්භ කරයි.
21H+11H 31H+ϒ
එසේ තාරකාවේ ඩියුටීරියම් අවසන් කරගන්නා තාරකාවේ CNO චක්‍රයද මූලික වශයෙන් ආරම්භ වන අතර ලිතියම් විලයනය කිරීමටද උත්සාහ දරණ අතර තාරකාවේ ස්කන්ධය ප්‍රමාණවත් නම් එයද ආරම්භ වේ. මේ සියල්ල අවසානයේදි තාරකාව(ප්‍රමාණවත් ස්කන්ධයක් ඇති ) ප්‍රධාන අනුක්‍රමණය වෙත පැමිණේ.

ප්‍රධාන අනුක්‍රමණය

මෙකී අවස්ථාවේදී තාරකාවේ ශක්ති නිපදවීම යාන්ත්‍රණයන් එහි ස්කන්ධය අනුව අවස්ථා තුනකට වෙන් වේ.

1.සූර්ය ස්කන්ධ 0.08 කට වඩා අඩු තාරකා
2.සූර්ය ස්කන්ධ 0.08-1.5 අතර තාරකා
3.සූර්ය ස්කන්ධ 1.5 වැඩි තරු

මෙයින් පළමු කාණ්ඩයේ තරු තවදුරටත් කෙල්වින්-හෙල්ම්මෝට්ස් යාන්ත්‍රණය අනුගමනය කරනා අතරම ලිතියම් හා ඩියුටීරියම් විලයනය සිදු කරයි.
7Li+p—-2He

ලිතියම් විලයනය සඳහා හරයේ උෂ්ණත්වය කෙල්වින් මිලියන 2 පමණ අවශ්‍ය වන අතර හයිඩ්‍රජන් විලයනය සිදු කරන තාරකා ලිතියම් විලයනය අවසන් කර එය සිදු කරයි.
සූර්ය ස්කන්ධ 0.08-1.5 අතර තාරකා ප්‍රධාන අනුක්‍රමණය වෙත පැමිණෙන අතරම ඒවා හයිඩ්‍රජන් විලයනය හරහා ශක්තිය නිපදවීම සිදු කරනු ලබයි. මෙකී විලයනය p-pදාමය(p-p chain) නම් යාන්ත්‍රණයක් ඔස්සේ සිදු කරන අතර දාම 3 කින් මෙය සමන්විත වේ.
මෙකී පළමු දාමයෙන් සූර්යයා වැනි තරුවක නිපදවන ශක්තියෙන් 85% ක් නිර්මාණය වන අතර අනිකුත් දාම දෙකෙන් 15% නිර්මාණය වේ.

ppI: 4H-1 → He-4 + 2e+ + 2ν + 2γ
ppII: 4H-1 + e- → He-4 + e+ + 2ν + 2γ
ppIII: 4H-1 → He-4 + 2e+ + 2ν + 3γ
මෙහිදී සිදුවන අනිකුත් විලයනයන් අතර ppI දාමය මගින්,
3He + 4He −→ 7Be + γ
7Be + e−−→ 7Li + νe + γ
7Li + 1H −→ 4He + 4He
එලෙසම පෙර ආකාරයෙන් විලයනය වන 7Be,ppIII දාමයේදි,
7Be + 1H −→ 8B + γ
8B −→ 8Be + e++ νe
8Be −→ 4He + 4He
පෙරකී අවසාන ප්‍රතික්‍රියාව මගින් සූර්යයාගේ ශක්තියෙන් 0.02% ලැබෙන්නේ යැයි සැලකේ.

සූර්ය ස්කන්ධ 1.5 වඩා වැඩි තාරකා ප්‍රධාන අනුක්‍රමණයේදි හයිඩ්‍රජන් විලයනය සිදු කරන්නේ p-p දාමය මගින් නොව, CNO චක්‍රය මගිනි.

ඉහත ප්‍රධාන චක්‍රයට අමතරව තවත් චක්‍ර කීපයක් තාරකාව තුළ සිදුවන අතර ඒවා මගින් C, N, O වල සමස්ථානිකයන් හා F වල සමස්ථානික නිර්මාණය වන බව පහත සටහනෙන් පෙනී යනු ඇත.

මෙකී 19F මගින් තවත් චක්‍රයන් දෙකකට ආරම්භය සපයන අතර එමගින් Mg, Al, Ne, Na තාරකාව තුළ නිර්මාණය වේ.

සූර්යයා වැනි තාරකාවක වුවද මෙම CNO චක්‍රය ක්‍රියාත්මක වන අතර, ප්‍රමාණවත් තරම් සක්‍රීයතාවක් p-p දාමය තරම් ලබා දීමට එයට නොහැකි හෙයින් මෙකී චක්‍රය සිදු වන්නේ සාපේක්ෂව ඉතා අවම මට්ටමිනි. එනමුත් මෙවන් තාරකාවකට අවැසි ශක්තිය P-P දාමයට වඩා සක්‍රියතාවකින් CNO චක්‍රය ලබා දෙන හෙයින් මෙවන් තාරකා වල හයිඩ්‍රජන් විලයනය කරන්නේ මේ හරහාය. ඒ බැව් පහත රූප සටහනෙන් පැහැදිලි වනු ඇත.

ප්‍රධාන අනුක්‍රමණයෙන් පසු තාරකාවන්හි ශක්තිය නිපදවන යාන්ත්‍රණයන් පසු ලිපියකදි බලාපොරොත්තු වන්න.

මූලාශ්‍ර :
1.https://www.atnf.csiro.au/outreach//education/senior/astrophysics/stellarevolution_mainsequence.html
2.https://sites.uni.edu/morgans/astro/course/Notes/section2/fusion.html
3.https://wikivisually.com/wiki/Kelvin%E2%80%93Helmholtz_mechanism
4.http://www.stsci.edu/~inr/bdpics/bd3.htm#n7
5.https://www.ast.cam.ac.uk/~pettini/STARS/Lecture11.pdf
6.http://web.mit.edu/~ajb/www/presentations/0804yale.pdf
7.http://w.astro.berkeley.edu/~basri/bdwarfs/SciAm-book.pdf
8.https://www.springer.com/cda/content/document/cda_downloaddocument/9783642147333-c1.pdf?SGWID=0-0-45-1028950-p174033657
9.http://dwvisser.github.io/19ne-thesis/1.1/