கருந்துளை விண்மீன்கள் 685
களாக இணையத் தூண்டுகிறது. இது அணுக்கருப் பிணைப்பு (nuclear fusion) வினை எனப்படுகிறது. இவ்வினையால் ஓரளவு பொருள் சிதைந்து ஆற்ற லாக உருமாறுகிறது. இந்த நிலையில் சுருங்கிக் கொண்டு வந்த வளிமக்கோளம் ஆற்றலை உமிழும் விண்மீனாகிவிடுகிறது. உயர் வெப்பநிலையின் காரணமாக ஒரு வெப்ப அழுத்தம் ஈர்ப்பு விசைக்கு எதிராகச் செயல்படுவதால் ஈர்ப்புச் சுருக்கம் ஒரு வரம்பிற்குட்படுகிறது. அணுக்கருப் பிணைப்பு வினையால் விளையும் வெப்பநிலை அதிகரிப்பால் சற்றுக் கனமான அணு களும் இணையத் தொடங்குகின்றன. பிணைப்பாற்ற லின் காரணமாக, அனைத்து வகையான அணுக் களிலும் இரும்பு அணுக்கருதான் நிலைப்புத்தன்மை மிக்கது. இதனால் அணுக்கருப்பிணைப்புவினையில் லேசான அணுக்கள் இரும்பு அணுக்களாகப் பிணை வுறுவது மட்டும் தொடர்கிறது. அதன் பின் அணுக் கருப்பிணைப்பு வினை நடைபெற இயலாததால் ஆற்றல் உற்பத்தி தடைப்படுகிறது. பொதுவாக இந் நிலையைப் பிற பகுதிகளைவிட விண்மீனின் மையப் பகுதி சற்று முன்னதாகவே பெற்றுவிடுகிறது. இதனால் ஈர்ப்புச் சுருக்க-வெப்ப அழுத்தச் சமநிலை பாதிக்கப்பட்டு, மையப் பகுதி சுருங்கத் தொடங்கு கிறது. பிற பகுதியோ இன்னும் ஆற்றலை உமிழும் சாதாரண விண்மீன் போலச் செயல்படுகிறது. பொது விண்மீனின் இறப்பு இங்கிருந்துதான் வாக ஒரு தாடங்குகிறது. விண்மீனின் அடுத்த நிலை அது தொடக்கத்தில் எவ்வளவு நிறையுள்ளதாக இருந்தது. என்பதைப் பொறுத்தது. அணுக்கள் ஈர்ப்புச் சுருக்கத்தால் இறுக்கப்படும்போது அவற்றில் உள்ள எலெக்ட்ரான் கூள் இறுக்கத்தை எதிர்க்கின்றன. எலெக்ட்ரான்கள் பாலியின் தவிர்க்கை விதிக்கு உட்படுவதால் இது இயல்வதாகிறது. எலெக்ட்ரானின் இவ்வெதிர்ப்பு ஃபெர்மி அழுத்தம் எனக் குறிக்கப்படுகிறது என் கின்றார்கள். ஃபெர்மி அழுத்தத்தால் விண்மீனின் ஈர்ப்பழிவு (gravitational collapse) ஓரளவு தவிர்க் கப்படுகிறது. அது விண்மீனின் நிறை ஒரு குறிப் பிட்ட எல்லைக்குள் இருந்தால் மட்டுமே சீராக உள்ளது. சந்திரசேகர் தம்முடைய விரிவான ஆராய்ச்சிகளால் 1930 ஆம் ஆண்டிலேயே, ஒரு விண்மீனின் நிறை, சூரியனின் நிறையைப் போல 1.44 மடங்குக்கு மேல் இருந்தால் அது வெடித்துச் சிதறும் என்பதைக் கொள்கைவாயிலாக நிறுவினார். இதுவே சந்திரசேகர் எல்லை (Chandrasekaran limit) எனப்படுகிறது, சந்திரசேகரின் எல்லைக்கு உட்பட்ட நிறையுடைய விண்மீன் சிறு வெள்ளை விண்மீனாக (white dwarf) மேலும் கூடுதலான காலம் வாழ்கிறது. சந்திரசேகரின் எல்லையை மீறிய நிறையுடைய விண்மீன்கள் மேலும் ஈர்ப்புச் சுருக்கத்தால் சுருங்கத் கருந்துளை விண்மீன்கள் 685 தொடங்குகின்றன. மிக அதிகமான இறுக்கத்தால் அணுவின் புறவெளியில் உள்ள சுற்றுப்பாதை எலெக்ட்ரான் (orbital electron) அணுக்கருவிற்குள் நுழைந்து அங்குள்ள ஒரு புரோட்டானோடு இணைந்து ஒரு நியூட்ரானாகிவிடுகிறது. இது பீட்டாச் சிதைவுக்கு (decay) எதிரிடையான ஓர் அடிப்படைத் துகளிடை வினையாகும். இதனால் ஃபெர்மி அழுத்தம் வீழ்ச்சியடைகிறது. எனவே விண் மீன் மீண்டும் படிப்படியான ஆனால் விரைவான ஈர்ப்புச் சுருக்கத்திற்குட்படுகிறது. இதுவும் அணுக் கருவிலுள்ள துகள்கள் அனைத்தும் நியூட்ரானாக மாறும் வரை தொடர்கிறது. நியூட்ரான்களும் பாலியின் தவிர்க்கை விதிக்கு உட்படுவதால், அவை யும் ஈர்ப்புச் சுருக்கத்திற்கு ஒரு மட்டத்தில் எதிர்ப்பை உண்டாக்குகின்றன அதனால் ஏற்படும் திடீர் அதிர்ச்சி அலைகள் (shock waves) விண்மீனின் மையப் பகுதியில் உள்ள ஆற்றலைப் புற மண்டலப் பகுதிகளுக்குக் கடத்திச் செல்கின்றன. இது மையப் பகுதியைச் சுற்றிப் போர்வை போலிருக்கும் புற மண்டலப் பகுதியின் வெப்பநிலையைத் திடீரென உயர்த்திவிடுவதால், சமநிலைப் பாதிப்பு ஏற்பட்டு அவை வெடித்துச் சிதறிவிடுகின்றன. இந்நிகழ்ச்சியை அழிவுறு விண்மீன் (super nova) என்றும் இதற்குப் பிறகு எஞ்சி நிற்கும் உள்ளகத்தை நியூட்ரான் விண்மீன் என்றும் கூறுவர். மு. அழிவுறு விண்மீன் நிகழ்ச்சியொன்று 1054 இல் நண்டு வடிவ ஒண்முகில் மண்டலத்தில் (crab nebula) நடந்துள்ளது என்றும், அதற்குப் பிறகு 1968இல் மாறொளிர் விண்மீன் (pulsar) ஆக மாறியுள்ளது என்றும் கண்டுபிடித்துள்ளனர். மாறொளிர் விண்மீன் என்பது மாறி மாறி ஒளிரும் ஒரு சுழலும் நியூட்ரான் விண்மீனாகும். இந்நிலைக்கு வந்த விண்மீன்களின் ஆரம் ஏறத்தாழ 10 கி. மீட்டரே இருக்கும் என்று மதிப்பிட்டு உள்ளனர். நியூட்ரான் விண்மீனின் அடர்த்தி 1018 கி.கி/கன மீட்டர் என்றும் கண்டறிந்துள்ளனர். மடங்கு நியூட்ரான் விண்மீனின் நிறை 3.2 சூரியனின் நிறையைவிட மிகுதியாக இருக்குமானால். அது ஃபெர்மி அழுத்தத்தை ஈடு செய்ய இயலாது. மேலும் ஈர்ப்புச் சுருக்கத்திற்கும் உள்ளாகிறது. குறை வாக இருக்குமானால் நியூட்ரான் விண்மீனாக மேலும் சற்றுக் கூடுதலான காலத்திற்கு வாழ்கிறது. மிகை ஈர்ப்பினால் அருகிலுள்ள பொருள்களைக் கவர்ந்திழுத்துத் தன் நிறையை அதிகரித்துக் கொள் கிறது. நிறை எல்லையை எட்டிய பின் வெடித்துச் சிதறிவிடுகிறது. இக்குறிப்பிட்ட நிறை எல்லையை ஒப்பன்ஹைமர் வோல்ஃகோல்ப் எல்லை (Oppenheimer Volhoff limit) என்பர். இந்நிகழ்ச்சி அருகருகே உள்ள இரட்டை விண்மீன்களில் ஒன்று நியூட்ரான் விண் மீனாகவும், மற்றது சாதாரண விண்மீனாகவும் இருக்கும்போது நடைபெறும் வாய்ப்பு மிகுதியாக
