संक्षेप में उच्च द्रव्यमान वाले तारों का विकास। सितारों का जीवनकाल। युवा कम द्रव्यमान वाले सितारे
भाग एक समस्या का खगोलीय पहलू
4. सितारों का विकास आधुनिक खगोल विज्ञान में इस दावे के पक्ष में बड़ी संख्या में तर्क हैं कि तारे गैस के बादलों और धूल के बीच के माध्यम के संघनन से बनते हैं। इस माध्यम से तारों के बनने की प्रक्रिया वर्तमान समय में भी जारी है। इस परिस्थिति का स्पष्टीकरण आधुनिक खगोल विज्ञान की सबसे बड़ी उपलब्धियों में से एक है। अपेक्षाकृत हाल तक, यह माना जाता था कि सभी तारे लगभग अरबों साल पहले लगभग एक साथ बने थे। इन आध्यात्मिक विचारों के पतन में मदद मिली, सबसे पहले, अवलोकन संबंधी खगोल विज्ञान की प्रगति और सितारों की संरचना और विकास के सिद्धांत के विकास से। नतीजतन, यह स्पष्ट हो गया कि कई देखे गए तारे अपेक्षाकृत युवा वस्तुएं हैं, और उनमें से कुछ तब उत्पन्न हुए जब पृथ्वी पर पहले से ही एक व्यक्ति था। इस निष्कर्ष के पक्ष में एक महत्वपूर्ण तर्क है कि तारे तारे के बीच की गैस और धूल के माध्यम से बनते हैं, आकाशगंगा के सर्पिल भुजाओं में स्पष्ट रूप से युवा सितारों (तथाकथित "संघ") के समूहों का स्थान है। तथ्य यह है कि, रेडियो खगोलीय प्रेक्षणों के अनुसार, अंतरतारकीय गैस मुख्य रूप से आकाशगंगाओं की सर्पिल भुजाओं में केंद्रित होती है। विशेष रूप से, हमारी गैलेक्सी में भी ऐसा ही है। इसके अलावा, हमारे करीब कुछ आकाशगंगाओं की विस्तृत "रेडियो छवियों" से, यह निम्नानुसार है कि इंटरस्टेलर गैस का उच्चतम घनत्व सर्पिल के आंतरिक (संबंधित आकाशगंगा के केंद्र के संबंध में) किनारों पर देखा जाता है, जो एक प्राकृतिक स्पष्टीकरण पाता है , जिसका विवरण हम यहां नहीं बता सकते हैं। लेकिन यह सर्पिल के इन हिस्सों में ठीक है कि ऑप्टिकल खगोल विज्ञान के तरीकों का उपयोग "एचआईआई जोन", यानी आयनित इंटरस्टेलर गैस के बादलों को देखने के लिए किया जाता है। इंच। 3 यह पहले ही कहा जा चुका है कि ऐसे बादलों के आयनीकरण का एकमात्र कारण बड़े पैमाने पर गर्म तारों का पराबैंगनी विकिरण हो सकता है - जाहिर तौर पर युवा वस्तुएं (नीचे देखें)। सितारों के विकास की समस्या का केंद्र उनकी ऊर्जा के स्रोतों का सवाल है। वास्तव में, उदाहरण के लिए, सौर विकिरण को लगभग प्रेक्षित स्तर पर कई अरब वर्षों तक बनाए रखने के लिए आवश्यक ऊर्जा की बड़ी मात्रा कहाँ से आती है? प्रत्येक सेकंड में सूर्य 4x10 33 अर्ग उत्सर्जित करता है, और 3 अरब वर्षों तक यह 4x10 50 अर्ग उत्सर्जित करता है। इसमें कोई शक नहीं कि सूर्य की आयु लगभग 5 अरब वर्ष है। यह कम से कम विभिन्न रेडियोधर्मी विधियों द्वारा पृथ्वी की आयु के आधुनिक अनुमानों का अनुसरण करता है। यह संभावना नहीं है कि सूर्य पृथ्वी से "छोटा" है। पिछली शताब्दी में और इस शताब्दी की शुरुआत में, सूर्य और सितारों के ऊर्जा स्रोतों की प्रकृति के बारे में विभिन्न परिकल्पनाएं प्रस्तावित की गई थीं। उदाहरण के लिए, कुछ वैज्ञानिकों का मानना था कि सौर ऊर्जा का स्रोत इसकी सतह पर उल्कापिंडों का लगातार गिरना था, अन्य लोग सूर्य के निरंतर संपीड़न में एक स्रोत की तलाश कर रहे थे। इस तरह की प्रक्रिया के दौरान जारी संभावित ऊर्जा कुछ शर्तों के तहत विकिरण में परिवर्तित हो सकती है। जैसा कि हम नीचे देखेंगे, यह स्रोत किसी तारे के विकास में प्रारंभिक चरण में काफी कुशल हो सकता है, लेकिन यह आवश्यक समय के लिए सूर्य से विकिरण प्रदान नहीं कर सकता है। परमाणु भौतिकी में प्रगति ने हमारी सदी के तीसवें दशक के अंत में तारकीय ऊर्जा के स्रोतों की समस्या को हल करना संभव बना दिया। इस तरह का एक स्रोत थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन रिएक्शन है जो सितारों के अंदरूनी हिस्सों में बहुत अधिक तापमान पर होता है (दस मिलियन केल्विन के क्रम में)। इन प्रतिक्रियाओं के परिणामस्वरूप, जिसकी दर दृढ़ता से तापमान पर निर्भर करती है, प्रोटॉन हीलियम नाभिक में परिवर्तित हो जाते हैं, और जारी ऊर्जा धीरे-धीरे सितारों के अंदरूनी हिस्सों के माध्यम से "रिसाव" करती है और अंत में, महत्वपूर्ण रूप से परिवर्तित हो जाती है, विश्व अंतरिक्ष में विकीर्ण होती है। यह एक असाधारण शक्तिशाली स्रोत है। यदि हम यह मान लें कि प्रारंभ में सूर्य में केवल हाइड्रोजन था, जो थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के परिणामस्वरूप पूरी तरह से हीलियम में बदल गया, तो जारी ऊर्जा की मात्रा लगभग 10 52 erg होगी। इस प्रकार, अरबों वर्षों तक देखे गए स्तर पर विकिरण को बनाए रखने के लिए, सूर्य के लिए हाइड्रोजन की प्रारंभिक आपूर्ति के 10% से अधिक "उपयोग" करने के लिए पर्याप्त है। अब हम किसी तारे के विकास का चित्र इस प्रकार प्रस्तुत कर सकते हैं। किसी कारण से (उनमें से कई को निर्दिष्ट किया जा सकता है), इंटरस्टेलर गैस और धूल माध्यम का एक बादल घनीभूत होने लगा। बहुत जल्द (बेशक, एक खगोलीय पैमाने पर!) सार्वभौमिक गुरुत्वाकर्षण बलों के प्रभाव में, इस बादल से एक अपेक्षाकृत घनी, अपारदर्शी गैस का गोला बनता है। कड़ाई से बोलते हुए, इस गेंद को अभी तक एक तारा नहीं कहा जा सकता है, क्योंकि इसके मध्य क्षेत्रों में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं को शुरू करने के लिए तापमान अपर्याप्त है। गेंद के अंदर गैस का दबाव अभी तक उसके अलग-अलग हिस्सों के आकर्षण बलों को संतुलित करने में सक्षम नहीं है, इसलिए यह लगातार संकुचित रहेगा। कुछ खगोलविद मानते थे कि इस तरह के "प्रोटोस्टार" व्यक्तिगत नेबुला में बहुत गहरे कॉम्पैक्ट संरचनाओं, तथाकथित ग्लोब्यूल्स (चित्र 12) के रूप में देखे जाते हैं। हालाँकि, रेडियो खगोल विज्ञान में प्रगति ने हमें इस भोले दृष्टिकोण को छोड़ने के लिए मजबूर किया (नीचे देखें)। आमतौर पर एक ही समय में एक प्रोटोस्टार नहीं बनता है, बल्कि कमोबेश उनमें से कई समूह बनते हैं। भविष्य में, ये समूह तारकीय संघ और समूह बन जाते हैं, जो खगोलविदों के लिए जाने जाते हैं। यह बहुत संभव है कि किसी तारे के विकास के इस प्रारंभिक चरण में, उसके चारों ओर छोटे द्रव्यमान के गुच्छों का निर्माण होता है, जो बाद में धीरे-धीरे ग्रहों में बदल जाते हैं (चित्र 1 देखें)। चौ. नौ)।चावल। 12. एक प्रसार नीहारिका में ग्लोब्यूल्स
जब एक प्रोटोस्टार सिकुड़ता है, तो उसका तापमान बढ़ जाता है और जारी संभावित ऊर्जा का एक महत्वपूर्ण हिस्सा आसपास के स्थान में विकीर्ण हो जाता है। चूंकि अनुबंधित गैस क्षेत्र के आयाम बहुत बड़े हैं, इसकी सतह की एक इकाई से विकिरण नगण्य होगा। चूंकि एक इकाई सतह से विकिरण प्रवाह तापमान की चौथी शक्ति (स्टीफन-बोल्ट्जमैन कानून) के समानुपाती होता है, तारे की सतह परतों का तापमान अपेक्षाकृत कम होता है, जबकि इसकी चमक लगभग एक साधारण तारे के समान होती है। एक ही द्रव्यमान के साथ। इसलिए, "स्पेक्ट्रम - चमक" आरेख पर, ऐसे तारे मुख्य अनुक्रम के दाईं ओर स्थित होंगे, अर्थात वे अपने प्रारंभिक द्रव्यमान के मूल्यों के आधार पर, लाल दिग्गजों या लाल बौनों के क्षेत्र में गिरेंगे। भविष्य में, प्रोटोस्टार सिकुड़ता रहता है। इसके आयाम छोटे हो जाते हैं, और सतह का तापमान बढ़ जाता है, जिसके परिणामस्वरूप स्पेक्ट्रम अधिक से अधिक "प्रारंभिक" हो जाता है। इस प्रकार, "स्पेक्ट्रम - ल्यूमिनोसिटी" आरेख के साथ चलते हुए, प्रोटोस्टार मुख्य अनुक्रम पर जल्दी से "बैठ जाता है"। इस अवधि के दौरान, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं को शुरू करने के लिए तारकीय इंटीरियर का तापमान पहले से ही पर्याप्त है। उसी समय, भविष्य के तारे के अंदर गैस का दबाव आकर्षण को संतुलित करता है और गैस का गोला सिकुड़ना बंद कर देता है। प्रोटोस्टार एक तारा बन जाता है। प्रोटोस्टार को अपने विकास के इस प्रारंभिक चरण से गुजरने में अपेक्षाकृत कम समय लगता है। यदि, उदाहरण के लिए, प्रोटोस्टार का द्रव्यमान सौर द्रव्यमान से अधिक है, तो केवल कुछ मिलियन वर्षों की आवश्यकता होती है; यदि कम है, तो कई सौ मिलियन वर्ष। चूंकि प्रोटोस्टार के विकास का समय अपेक्षाकृत कम है, इसलिए किसी तारे के विकास के इस शुरुआती चरण का पता लगाना मुश्किल है। फिर भी, इस चरण में तारे, जाहिरा तौर पर देखे जाते हैं। हम बात कर रहे हैं बेहद दिलचस्प टी टॉरी सितारों की, जो आमतौर पर डार्क नेबुला में डूबे रहते हैं। 1966 में, काफी अप्रत्याशित रूप से, उनके विकास के प्रारंभिक चरणों में प्रोटोस्टार का निरीक्षण करना संभव हो गया। हमने इस पुस्तक के तीसरे अध्याय में पहले ही इंटरस्टेलर माध्यम में कई अणुओं की रेडियो खगोल विज्ञान द्वारा खोज का उल्लेख किया है, मुख्य रूप से हाइड्रोक्साइल ओएच और जल वाष्प एच 2 ओ। रेडियो खगोलविदों के लिए बड़ा आश्चर्य था, जब 18 सेमी की तरंग दैर्ध्य पर आकाश का सर्वेक्षण करते हुए, ओएच रेडियो लाइन के अनुरूप, उज्ज्वल, अत्यंत कॉम्पैक्ट (यानी, छोटे कोणीय आयाम वाले) स्रोतों की खोज की गई थी। यह इतना अप्रत्याशित था कि पहले तो उन्होंने यह मानने से भी इनकार कर दिया कि ऐसी चमकदार रेडियो लाइनें हाइड्रॉक्सिल अणु से संबंधित हो सकती हैं। यह अनुमान लगाया गया था कि ये रेखाएं किसी अज्ञात पदार्थ से संबंधित थीं, जिसे तुरंत "उपयुक्त" नाम "मिस्टीरियम" दिया गया था। हालांकि, "मिस्टीरियम" ने बहुत जल्द अपने ऑप्टिकल "भाइयों" - "नेबुलियम" और "कोरोनिया" के भाग्य को साझा किया। तथ्य यह है कि कई दशकों तक नीहारिकाओं और सौर कोरोना की चमकदार रेखाओं की पहचान किसी भी ज्ञात वर्णक्रमीय रेखाओं से नहीं की जा सकी। इसलिए, उन्हें पृथ्वी पर कुछ अज्ञात, काल्पनिक तत्वों - "नेबुलियम" और "कोरोनिया" के लिए जिम्मेदार ठहराया गया था। आइए हम अपनी सदी की शुरुआत में खगोलविदों की अज्ञानता पर कृपालु मुस्कान न करें: आखिरकार, तब परमाणु का कोई सिद्धांत नहीं था! भौतिकी के विकास ने मेंडेलीव की आवधिक प्रणाली में विदेशी "आकाशीय" के लिए कोई जगह नहीं छोड़ी: 1927 में, "नेबुलियम" को खारिज कर दिया गया था, जिसकी पंक्तियों को आयनित ऑक्सीजन और नाइट्रोजन की "निषिद्ध" लाइनों के साथ पूर्ण विश्वसनीयता के साथ पहचाना गया था, और 1939 -1941 में . यह स्पष्ट रूप से दिखाया गया था कि रहस्यमय "कोरोनियम" रेखाएं लोहे, निकल और कैल्शियम के आयनित परमाणुओं को गुणा करती हैं। यदि "नेबुलियम" और "कोडोनियम" को "डिबंक" करने में दशकों लग गए, तो खोज के कुछ ही हफ्तों के भीतर यह स्पष्ट हो गया कि "मिस्टीरियम" की रेखाएं साधारण हाइड्रॉक्सिल से संबंधित हैं, लेकिन केवल असामान्य परिस्थितियों में। आगे के अवलोकन, सबसे पहले, पता चला कि "मिस्टीरियम" के स्रोतों में बहुत छोटे कोणीय आयाम हैं। यह तब तक की एक नई, बहुत प्रभावी शोध पद्धति की मदद से दिखाया गया था, जिसे "बहुत लंबी बेसलाइन रेडियो इंटरफेरोमेट्री" कहा जाता है। विधि का सार कई हजार किमी की दूरी से एक दूसरे से अलग दो रेडियो दूरबीनों पर स्रोतों के एक साथ अवलोकन के लिए कम हो गया है। जैसा कि यह पता चला है, इस मामले में कोणीय संकल्प तरंग दैर्ध्य के अनुपात से रेडियो दूरबीनों के बीच की दूरी से निर्धारित होता है। हमारे मामले में, यह मान ~ 3x10 -8 रेड या चाप सेकेंड का कुछ हज़ारवां हिस्सा हो सकता है! ध्यान दें कि ऑप्टिकल खगोल विज्ञान में ऐसा कोणीय संकल्प अभी भी पूरी तरह से अप्राप्य है। इस तरह की टिप्पणियों से पता चला है कि "मिस्टीरियम" स्रोतों के कम से कम तीन वर्ग हैं। हम यहां कक्षा 1 के स्रोतों में रुचि लेंगे। ये सभी गैसीय आयनित नीहारिकाओं के अंदर स्थित हैं, उदाहरण के लिए, प्रसिद्ध ओरियन नेबुला में। जैसा कि पहले ही उल्लेख किया गया है, उनके आयाम बेहद छोटे हैं, नेबुला के आयामों से कई हजार गुना छोटे हैं। सबसे दिलचस्प बात यह है कि उनके पास एक जटिल स्थानिक संरचना है। उदाहरण के लिए, W3 नामक नीहारिका में स्थित एक स्रोत पर विचार करें।
चावल। 13. हाइड्रॉक्सिल लाइन के चार घटकों की रूपरेखा
अंजीर पर। चित्र 13 इस स्रोत द्वारा उत्सर्जित OH रेखा की रूपरेखा को दर्शाता है। जैसा कि आप देख सकते हैं, इसमें बड़ी संख्या में संकीर्ण उज्ज्वल रेखाएं होती हैं। प्रत्येक रेखा इस रेखा को उत्सर्जित करने वाले बादल की दृष्टि की रेखा के साथ गति की एक निश्चित गति से मेल खाती है। इस गति का मान डॉप्लर प्रभाव द्वारा निर्धारित किया जाता है। विभिन्न बादलों के बीच वेग (दृष्टि की रेखा के साथ) में अंतर ~ 10 किमी/सेकेंड तक पहुंच जाता है। ऊपर उल्लिखित इंटरफेरोमेट्रिक अवलोकनों से पता चला है कि प्रत्येक पंक्ति का उत्सर्जन करने वाले बादल स्थानिक रूप से मेल नहीं खाते हैं। चित्र इस प्रकार है: लगभग 1.5 सेकंड के एक क्षेत्र के अंदर, चाप 10 कॉम्पैक्ट बादलों के बारे में अलग-अलग गति से चलते हैं। प्रत्येक बादल एक विशिष्ट (आवृत्ति द्वारा) रेखा का उत्सर्जन करता है। एक चाप सेकंड के कुछ हज़ारवें भाग के क्रम में बादलों के कोणीय आयाम बहुत छोटे होते हैं। चूंकि W3 नेबुला की दूरी ज्ञात है (लगभग 2000 पीसी), कोणीय आयामों को आसानी से रैखिक आयामों में परिवर्तित किया जा सकता है। यह पता चला है कि जिस क्षेत्र में बादल चलते हैं, उसके रैखिक आयाम 10 -2 पीसी के क्रम के होते हैं, और प्रत्येक बादल के आयाम केवल पृथ्वी से सूर्य की दूरी से बड़े परिमाण का एक क्रम होते हैं। प्रश्न उठते हैं: ये बादल क्या हैं और ये हाइड्रॉक्सिल रेडियो लाइनों में इतनी दृढ़ता से क्यों विकीर्ण होते हैं? दूसरे प्रश्न का उत्तर काफी जल्दी दिया गया। यह पता चला कि उत्सर्जन तंत्र काफी हद तक प्रयोगशाला मेसर और लेजर में देखा गया है। तो, "मिस्टीरियम" के स्रोत हाइड्रॉक्सिल लाइन की एक लहर पर चलने वाले विशाल, प्राकृतिक ब्रह्मांडीय मास हैं, जिसकी लंबाई 18 सेमी है। । जैसा कि ज्ञात है, इस प्रभाव के कारण लाइनों में विकिरण का प्रवर्धन तब संभव होता है जब विकिरण जिस माध्यम से फैलता है वह किसी तरह से "सक्रिय" होता है। इसका मतलब यह है कि कुछ "बाहरी" ऊर्जा स्रोत (तथाकथित "पंपिंग") प्रारंभिक (ऊपरी) स्तर पर परमाणुओं या अणुओं की एकाग्रता को असामान्य रूप से उच्च बनाता है। एक स्थायी "पंप" के बिना एक मेसर या लेजर संभव नहीं है। ब्रह्मांडीय मासर्स के लिए "पंपिंग" तंत्र की प्रकृति का प्रश्न अभी तक हल नहीं हुआ है। हालांकि, बल्कि शक्तिशाली अवरक्त विकिरण को "पंपिंग" के रूप में उपयोग किए जाने की सबसे अधिक संभावना है। एक अन्य संभावित "पंपिंग" तंत्र कुछ रासायनिक प्रतिक्रिया हो सकता है। अंतरिक्ष में खगोलविदों का सामना करने वाली अद्भुत घटनाओं पर विचार करने के लिए ब्रह्मांडीय मासर्स के बारे में हमारी कहानी को बाधित करना उचित है। हमारे अशांत युग के सबसे महान तकनीकी आविष्कारों में से एक, जो अब हम अनुभव कर रहे वैज्ञानिक और तकनीकी क्रांति में महत्वपूर्ण भूमिका निभाते हैं, प्राकृतिक परिस्थितियों में और इसके अलावा, बड़े पैमाने पर आसानी से महसूस किया जाता है! कुछ ब्रह्मांडीय मासरों से रेडियो उत्सर्जन का प्रवाह इतना अधिक होता है कि इसका पता 35 साल पहले रेडियो खगोल विज्ञान के तकनीकी स्तर पर भी लगाया जा सकता था, यानी मेसर और लेजर के आविष्कार से भी पहले! ऐसा करने के लिए, ओएच रेडियो लिंक की सटीक तरंग दैर्ध्य जानने और समस्या में रुचि रखने के लिए "केवल" आवश्यक था। वैसे, यह पहला मामला नहीं है जब मानव जाति के सामने सबसे महत्वपूर्ण वैज्ञानिक और तकनीकी समस्याएं प्राकृतिक परिस्थितियों में महसूस की जाती हैं। सूर्य और सितारों (नीचे देखें) के विकिरण का समर्थन करने वाली थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं ने पृथ्वी पर परमाणु "ईंधन" प्राप्त करने के लिए परियोजनाओं के विकास और कार्यान्वयन को प्रेरित किया, जिससे भविष्य में हमारी सभी ऊर्जा समस्याओं का समाधान होना चाहिए। काश, हम अभी भी इस सबसे महत्वपूर्ण कार्य को हल करने से दूर हैं, जिसे प्रकृति ने "आसानी से" हल किया है। डेढ़ सदी पहले, प्रकाश के तरंग सिद्धांत के संस्थापक फ्रेस्नेल ने टिप्पणी की (एक अलग अवसर पर, निश्चित रूप से): "प्रकृति हमारी कठिनाइयों पर हंसती है।" जैसा कि आप देख सकते हैं, फ्रेस्नेल की टिप्पणी आज और भी अधिक सत्य है। हालाँकि, हम ब्रह्मांडीय महासभाओं की ओर लौटते हैं। हालांकि इन मासरों को "पंप" करने का तंत्र अभी तक पूरी तरह से स्पष्ट नहीं है, फिर भी मेसर तंत्र द्वारा 18 सेमी लाइन उत्सर्जित करने वाले बादलों में भौतिक स्थितियों का एक मोटा विचार प्राप्त किया जा सकता है। सबसे पहले, यह पता चला है कि ये बादल काफी घने होते हैं: एक घन सेंटीमीटर में कम से कम 10 8 -10 9 कण होते हैं, और उनमें से एक महत्वपूर्ण (और शायद एक बड़ा) हिस्सा अणु होते हैं। तापमान दो हजार केल्विन से अधिक होने की संभावना नहीं है, सबसे अधिक संभावना है कि यह लगभग 1000 केल्विन है। ये गुण तारे के बीच गैस के घने बादलों से भी काफी भिन्न हैं। बादलों के अभी भी अपेक्षाकृत छोटे आकार को ध्यान में रखते हुए, हम अनजाने में इस निष्कर्ष पर पहुँचते हैं कि वे सुपरजाइंट सितारों के विस्तारित, बल्कि ठंडे वातावरण से मिलते जुलते हैं। यह बहुत संभव है कि ये बादल तारे के बीच के माध्यम से अपने संघनन के तुरंत बाद प्रोटोस्टार के विकास के प्रारंभिक चरण से ज्यादा कुछ नहीं हैं। अन्य तथ्य इस दावे के पक्ष में बोलते हैं (जिसे इस पुस्तक के लेखक ने 1966 में वापस बनाया था)। नीहारिकाओं में जहां ब्रह्मांडीय द्रव्यमान देखे जाते हैं, युवा गर्म तारे दिखाई देते हैं (नीचे देखें)। नतीजतन, स्टार गठन की प्रक्रिया हाल ही में वहां समाप्त हुई है और, सबसे अधिक संभावना है, वर्तमान समय में जारी है। शायद सबसे उत्सुक बात यह है कि, जैसा कि रेडियो खगोलीय अवलोकनों से पता चलता है, इस प्रकार के अंतरिक्ष द्रव्यमान आयनित हाइड्रोजन के छोटे, बहुत घने बादलों में "डूबे हुए" थे। इन बादलों में बहुत अधिक ब्रह्मांडीय धूल होती है, जो उन्हें ऑप्टिकल रेंज में देखने योग्य नहीं बनाती है। ऐसे "कोकून" उनके अंदर एक युवा, गर्म तारे द्वारा आयनित होते हैं। तारा निर्माण प्रक्रियाओं के अध्ययन में, अवरक्त खगोल विज्ञान बहुत उपयोगी साबित हुआ। वास्तव में, अवरक्त किरणों के लिए, प्रकाश का अंतरतारकीय अवशोषण इतना महत्वपूर्ण नहीं है। अब हम निम्नलिखित चित्र की कल्पना कर सकते हैं: तारे के बीच के माध्यम के एक बादल से, इसके संघनन से, विभिन्न द्रव्यमानों के कई थक्के बनते हैं, जो प्रोटोस्टार में विकसित होते हैं। विकास की दर अलग है: अधिक विशाल गुच्छों के लिए यह अधिक होगा (नीचे तालिका 2 देखें)। इसलिए, सबसे विशाल गुच्छा पहले एक गर्म तारे में बदल जाएगा, जबकि बाकी प्रोटोस्टार अवस्था में कमोबेश लंबे समय तक रहेगा। हम उन्हें "नवजात" गर्म तारे के तत्काल आसपास के क्षेत्र में बड़े विकिरण के स्रोतों के रूप में देखते हैं, जो "कोकून" हाइड्रोजन को आयनित करता है जो कि गुच्छों में संघनित नहीं होता है। बेशक, भविष्य में इस मोटे योजना को परिष्कृत किया जाएगा, और निश्चित रूप से, इसमें महत्वपूर्ण बदलाव किए जाएंगे। लेकिन तथ्य यह है: यह अचानक पता चला कि कुछ समय के लिए (सबसे अधिक संभावना अपेक्षाकृत कम समय) नवजात प्रोटोस्टार, लाक्षणिक रूप से बोलते हुए, क्वांटम रेडियोफिजिक्स (यानी मासर्स) के नवीनतम तरीकों का उपयोग करते हुए, उनके जन्म के बारे में "चीखते हैं" ... 2 के बाद कॉस्मिक हाइड्रॉक्सिल मेसर्स (पंक्ति 18 सेमी) की खोज के वर्षों बाद - यह पाया गया कि एक ही स्रोत एक साथ जल वाष्प की एक रेखा (एक मेसर तंत्र द्वारा) उत्सर्जित करते हैं, जिसकी तरंग दैर्ध्य 1.35 सेमी है। "पानी की तीव्रता" "मेसर" हाइड्रॉक्सिल "से भी बड़ा है। H2O लाइन का उत्सर्जन करने वाले बादल, हालांकि "हाइड्रॉक्सिल" बादलों के समान छोटी मात्रा में स्थित होते हैं, विभिन्न गति से चलते हैं और बहुत अधिक कॉम्पैक्ट होते हैं। इस बात से इंकार नहीं किया जा सकता है कि निकट भविष्य में अन्य बड़ी रेखाओं* की खोज की जाएगी। इस प्रकार, अप्रत्याशित रूप से, रेडियो खगोल विज्ञान ने तारा निर्माण की शास्त्रीय समस्या को अवलोकन संबंधी खगोल विज्ञान ** की एक शाखा में बदल दिया। एक बार मुख्य अनुक्रम पर और सिकुड़ना बंद हो जाने पर, तारा "स्पेक्ट्रम - चमक" आरेख पर अपनी स्थिति को बदले बिना व्यावहारिक रूप से लंबे समय तक विकिरण करता है। इसका विकिरण मध्य क्षेत्रों में होने वाली थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं द्वारा समर्थित है। इस प्रकार, मुख्य अनुक्रम है, जैसा कि यह था, "स्पेक्ट्रम - चमक" आरेख पर बिंदुओं का स्थान, जहां एक तारा (उसके द्रव्यमान के आधार पर) थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के कारण लंबे समय तक और स्थिर रूप से विकिरण कर सकता है। मुख्य अनुक्रम पर एक तारे की स्थिति उसके द्रव्यमान से निर्धारित होती है। यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि एक और पैरामीटर है जो "स्पेक्ट्रम-चमकदार" आरेख पर संतुलन विकीर्ण करने वाले तारे की स्थिति निर्धारित करता है। यह पैरामीटर तारे की प्रारंभिक रासायनिक संरचना है। यदि भारी तत्वों की सापेक्ष बहुतायत कम हो जाती है, तो नीचे दिए गए चित्र में तारा "गिर" जाएगा। यह वह परिस्थिति है जो उप-बौनों के अनुक्रम की उपस्थिति की व्याख्या करती है। जैसा कि ऊपर उल्लेख किया गया है, इन सितारों में भारी तत्वों की सापेक्ष बहुतायत मुख्य अनुक्रम सितारों की तुलना में दस गुना कम है। मुख्य अनुक्रम पर किसी तारे का निवास समय उसके प्रारंभिक द्रव्यमान से निर्धारित होता है। यदि द्रव्यमान बड़ा है, तो तारे के विकिरण में बहुत बड़ी शक्ति होती है और यह जल्दी से अपने हाइड्रोजन "ईंधन" भंडार का उपभोग करता है। उदाहरण के लिए, मुख्य-अनुक्रम तारे जिनका द्रव्यमान सौर द्रव्यमान से कई गुना अधिक है (ये वर्णक्रमीय प्रकार के गर्म नीले रंग के दिग्गज हैं) केवल कुछ मिलियन वर्षों के लिए इस क्रम पर रहते हुए तेजी से विकिरण कर सकते हैं, जबकि तारे सौर के करीब द्रव्यमान, मुख्य अनुक्रम पर 10-15 अरब वर्ष हैं। नीचे दी गई सारणी। 2, जो गुरुत्वाकर्षण संकुचन की गणना की गई अवधि देता है और विभिन्न वर्णक्रमीय प्रकार के सितारों के लिए मुख्य अनुक्रम पर रहता है। वही तालिका सौर इकाइयों में तारों के द्रव्यमान, त्रिज्या और चमक को दर्शाती है।
तालिका 2
| वर्षों | |||||
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वर्णक्रमीय वर्ग |
चमक |
गुरुत्वाकर्षण संकुचन |
मुख्य अनुक्रम पर रहना | ||
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G2 (सूर्य) |
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चावल। 14. "चमकदार-तापमान" आरेख पर विभिन्न द्रव्यमान के सितारों के लिए विकासवादी ट्रैक
चावल। 15. स्टार क्लस्टर एनजीसी 2254 के लिए हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख
चावल। 16. गोलाकार क्लस्टर एम के लिए हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख 3. ऊर्ध्वाधर अक्ष पर - सापेक्ष परिमाण
संबंधित आरेख स्पष्ट रूप से पूरे मुख्य अनुक्रम को दिखाता है, जिसमें इसके ऊपरी बाएँ भाग भी शामिल हैं, जहाँ गर्म बड़े तारे स्थित हैं (रंग-संकेतक - 0.2 20 हज़ार K के तापमान से मेल खाता है, अर्थात। वर्ग बी स्पेक्ट्रम)। गोलाकार क्लस्टर एम 3 एक "पुरानी" वस्तु है। यह स्पष्ट रूप से देखा गया है कि इस क्लस्टर के लिए बनाए गए आरेख के मुख्य अनुक्रम के ऊपरी भाग में लगभग कोई तारे नहीं हैं। दूसरी ओर, एम 3 की लाल विशाल शाखा बहुत समृद्ध है, जबकि एनजीसी 2254 में बहुत कम लाल दिग्गज हैं। यह समझ में आता है: पुराने एम 3 क्लस्टर में, बड़ी संख्या में सितारे पहले ही मुख्य अनुक्रम से "प्रस्थान" कर चुके हैं, जबकि युवा क्लस्टर एनजीसी 2254 में यह अपेक्षाकृत बड़े पैमाने पर, तेजी से विकसित होने वाले सितारों की एक छोटी संख्या के साथ ही हुआ। उल्लेखनीय है कि एम 3 के लिए विशाल शाखा काफी तेजी से ऊपर जाती है, जबकि एनजीसी 2254 के लिए यह लगभग क्षैतिज है। सिद्धांत के दृष्टिकोण से, इसे एम 3 में भारी तत्वों की काफी कम बहुतायत से समझाया जा सकता है। दरअसल, गोलाकार समूहों के सितारों में (साथ ही अन्य सितारों में जो गांगेय तल की ओर इतना ध्यान केंद्रित नहीं करते हैं) गांगेय केंद्र की ओर), भारी तत्वों की सापेक्ष बहुतायत नगण्य है। एम 3 के लिए "रंग सूचकांक - चमक" आरेख पर एक और लगभग क्षैतिज शाखा दिखाई देती है। NGC 2254 के लिए बनाए गए आरेख में समान शाखा नहीं है। सिद्धांत इस शाखा के उद्भव की व्याख्या इस प्रकार करता है। एक तारे के सिकुड़ते घने हीलियम कोर के तापमान के बाद - एक लाल विशालकाय - 100-150 मिलियन K तक पहुँच जाता है, वहाँ एक नई परमाणु प्रतिक्रिया शुरू होगी। इस प्रतिक्रिया में तीन हीलियम नाभिक से कार्बन नाभिक का निर्माण होता है। जैसे ही यह प्रतिक्रिया शुरू होगी, नाभिक का संकुचन बंद हो जाएगा। इसके बाद, सतह परतें
तारे अपना तापमान बढ़ाते हैं और "स्पेक्ट्रम - ल्यूमिनोसिटी" आरेख में तारा बाईं ओर चला जाएगा। यह ऐसे सितारों से है कि एम 3 के लिए आरेख की तीसरी क्षैतिज शाखा बनती है।
चावल। 17. 11 सितारा समूहों के लिए हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल सारांश आरेख
अंजीर पर। चित्र 17 योजनाबद्ध रूप से 11 समूहों के लिए एक सारांश रंग-चमकदार आरेख दिखाता है, जिनमें से दो (एम 3 और एम 92) गोलाकार हैं। यह स्पष्ट रूप से देखा गया है कि मुख्य अनुक्रम कैसे सैद्धांतिक अवधारणाओं के साथ पूर्ण समझौते में विभिन्न समूहों में दाईं ओर और ऊपर की ओर "झुकते" हैं जिन पर पहले ही चर्चा की जा चुकी है। अंजीर से। 17, कोई तुरंत यह निर्धारित कर सकता है कि कौन से समूह युवा हैं और कौन से पुराने हैं। उदाहरण के लिए, "डबल" क्लस्टर एक्स और एच पर्सियस युवा है। इसने मुख्य अनुक्रम का एक महत्वपूर्ण हिस्सा "बचाया"। एम 41 क्लस्टर पुराना है, हाइड्स क्लस्टर और भी पुराना है, और एम 67 क्लस्टर बहुत पुराना है, "रंग-चमक" आरेख जिसके लिए गोलाकार क्लस्टर एम 3 और एम 92 के समान आरेख के समान है। केवल गोलाकार समूहों की विशाल शाखा रासायनिक संरचना में अंतर के अनुरूप अधिक है, जिसकी चर्चा पहले की गई थी। इस प्रकार, अवलोकन संबंधी डेटा सिद्धांत के निष्कर्षों की पूरी तरह से पुष्टि और पुष्टि करते हैं। तारकीय अंदरूनी में प्रक्रियाओं के सिद्धांत के एक अवलोकन सत्यापन की अपेक्षा करना मुश्किल प्रतीत होता है, जो तारकीय पदार्थ की एक बड़ी मोटाई से हमसे छिपा हुआ है। और फिर भी यहां के सिद्धांत को खगोलीय प्रेक्षणों के अभ्यास द्वारा लगातार नियंत्रित किया जाता है। यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि बड़ी संख्या में "रंग-चमक" आरेखों के संकलन के लिए खगोलविदों-पर्यवेक्षकों द्वारा भारी मात्रा में काम और अवलोकन विधियों में एक क्रांतिकारी सुधार की आवश्यकता थी। दूसरी ओर, उच्च गति वाले इलेक्ट्रॉनिक कंप्यूटरों के उपयोग पर आधारित आधुनिक कंप्यूटिंग तकनीक के बिना तारों की आंतरिक संरचना और विकास के सिद्धांत की सफलता संभव नहीं होती। सिद्धांत के लिए एक अमूल्य सेवा भी परमाणु भौतिकी के क्षेत्र में अनुसंधान द्वारा प्रदान की गई थी, जिससे उन परमाणु प्रतिक्रियाओं की मात्रात्मक विशेषताओं को प्राप्त करना संभव हो गया जो तारकीय इंटीरियर में होती हैं। यह अतिशयोक्ति के बिना कहा जा सकता है कि सितारों की संरचना और विकास के सिद्धांत का विकास 20 वीं शताब्दी के उत्तरार्ध में खगोल विज्ञान की सबसे बड़ी उपलब्धियों में से एक है। आधुनिक भौतिकी के विकास से सितारों की आंतरिक संरचना और विशेष रूप से सूर्य के सिद्धांत के प्रत्यक्ष अवलोकन संबंधी सत्यापन की संभावना खुलती है। हम न्यूट्रिनो की एक शक्तिशाली धारा का पता लगाने की संभावना के बारे में बात कर रहे हैं, जिसे सूर्य को इसकी गहराई में परमाणु प्रतिक्रिया होने पर उत्सर्जित करना चाहिए। यह सर्वविदित है कि न्यूट्रिनो अन्य प्राथमिक कणों के साथ बेहद कमजोर रूप से बातचीत करते हैं। इस प्रकार, उदाहरण के लिए, एक न्यूट्रिनो सूर्य की पूरी मोटाई के माध्यम से लगभग अवशोषण के बिना उड़ सकता है, जबकि एक्स-रे सौर इंटीरियर के पदार्थ के केवल कुछ मिलीमीटर के अवशोषण के बिना गुजर सकता है। यदि हम कल्पना करें कि न्यूट्रिनो का एक शक्तिशाली पुंज प्रत्येक कण की ऊर्जा के साथ सूर्य से होकर गुजरता है
लोग लंबे समय से आकाश में तारों के जलने के कारणों में रुचि रखते हैं, लेकिन हमने 20वीं शताब्दी के पूर्वार्ध से इन प्रक्रियाओं को सही मायने में समझना शुरू किया। इस लेख में, मैंने एक तारे के जीवन चक्र के दौरान होने वाली सभी मुख्य प्रक्रियाओं का वर्णन करने का प्रयास किया है।
स्टार जन्म
एक तारे का निर्माण एक आणविक बादल से शुरू होता है (जिसमें द्रव्यमान द्वारा कुल अंतरतारकीय पदार्थ का 1% शामिल होता है) - वे अंतरतारकीय माध्यम के लिए सामान्य गैस-धूल बादलों से भिन्न होते हैं, जिसमें उनका घनत्व अधिक होता है और तापमान बहुत कम होता है - ताकि परमाणु अणु (मुख्य रूप से H²) बनाना शुरू कर सकें। यह गुण अपने आप में विशेष महत्व का नहीं है, लेकिन इस पदार्थ के बढ़े हुए घनत्व का बहुत महत्व है - यह इस बात पर निर्भर करता है कि क्या एक प्रोटोस्टार बिल्कुल बन सकता है, और इसमें कितना समय लगेगा।
कम सापेक्ष घनत्व वाले ये बादल, अपने विशाल आकार के कारण, महत्वपूर्ण द्रव्यमान - 10 6 सौर द्रव्यमान तक हो सकते हैं। नवजात तारे जिनके पास अपने "पालना" के अवशेषों को त्यागने का समय नहीं था, उन्हें गर्म करते हैं, जो इतने बड़े समूहों के लिए बहुत "प्रभावशाली" दिखता है, और उत्कृष्ट खगोलीय तस्वीरों का एक स्रोत है:
इस हबल फोटो के बारे में निर्माण और वीडियो के स्तंभ:
ओमेगा नेबुला (कुछ तारे "पृष्ठभूमि" हैं, सितारों के विकिरण द्वारा गर्म होने के कारण गैस चमकती है): 
आणविक बादल के अवशेषों को त्यागने की प्रक्रिया तथाकथित "सौर हवा" के कारण होती है - यह आवेशित कणों की एक धारा है जो तारे के विद्युत चुम्बकीय विकिरण द्वारा त्वरित होती है। इस प्रक्रिया के कारण सूर्य प्रति सेकंड एक मिलियन टन पदार्थ खो देता है, जो इसके लिए (1.98855 ± 0.00025 * 10 27 टन वजन) मात्र ट्रिफ़ल्स है। कणों में स्वयं एक विशाल तापमान (एक मिलियन डिग्री के क्रम में) और गति (दो अलग-अलग घटकों के लिए लगभग 400 किमी / सेकंड और 750 किमी / सेकंड) है:
हालांकि, इस पदार्थ के कम घनत्व का मतलब है कि ये ज्यादा नुकसान नहीं पहुंचा सकते।
जब गुरुत्वाकर्षण बल कार्य करना शुरू करते हैं, तो गैस का संपीड़न तीव्र ताप का कारण बनता है, जिसके कारण थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं शुरू होती हैं। 2004 में एक एक्सोप्लैनेट के पहले प्रत्यक्ष अवलोकन के आधार के रूप में टकराने वाले पदार्थ के समान ताप प्रभाव ने कार्य किया:
ग्रह 2M1207 b 170 sv की दूरी पर। हम से साल।
हालांकि, छोटे सितारों और गैस विशाल ग्रहों के बीच का अंतर इस तथ्य में निहित है कि उनका द्रव्यमान प्रारंभिक थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया का समर्थन करने के लिए पर्याप्त नहीं है, जिसमें सामान्य रूप से हाइड्रोजन से हीलियम का निर्माण होता है - उत्प्रेरक की उपस्थिति में (इतना- CNO चक्र कहा जाता है - यह सितारों II और I पीढ़ी के लिए मान्य है, जिसकी चर्चा नीचे की जाएगी):
हम एक आत्मनिर्भर प्रतिक्रिया के बारे में बात कर रहे हैं, न कि केवल इसके तथ्य के अस्तित्व के बारे में - क्योंकि हालांकि इस प्रतिक्रिया के लिए ऊर्जा (और इसलिए तापमान) नीचे से सख्ती से सीमित है, गैस में व्यक्तिगत कणों की गति की ऊर्जा है मैक्सवेल वितरण द्वारा निर्धारित:
और इसलिए, भले ही औसत गैस तापमान थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया की "निचली सीमा" से 10 गुना कम हो, हमेशा "चालाक" कण होंगे जो अपने पड़ोसियों से ऊर्जा एकत्र करेंगे और एक मामले के लिए पर्याप्त ऊर्जा प्राप्त करेंगे। औसत तापमान जितना अधिक होगा, उतने ही अधिक कण "अवरोध" को दूर कर सकते हैं, और इन प्रतिक्रियाओं के दौरान उतनी ही अधिक ऊर्जा निकलती है। इसलिए, एक ग्रह और एक तारे के बीच आम तौर पर मान्यता प्राप्त सीमा वह दहलीज है जिस पर न केवल थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया होती है, बल्कि इसकी सतह से ऊर्जा के विकिरण के बावजूद आंतरिक तापमान को बनाए रखने की भी अनुमति मिलती है।
स्टार आबादी
सितारों के वर्गीकरण के बारे में बात करने से पहले, 13 अरब साल पहले एक विषयांतर करना और वापस जाना आवश्यक है - उस समय जब पदार्थ के पुनर्संयोजन के बाद पहले सितारे दिखाई देने लगे। यह क्षण हमें अजीब लगा होगा-आखिरकार, हमने उस समय नीले दिग्गजों के अलावा कोई तारा नहीं देखा होगा। इसका कारण प्रारंभिक ब्रह्मांड में "धातुओं" की अनुपस्थिति है (और खगोल विज्ञान में, सभी पदार्थों को हीलियम से "भारी" कहा जाता है)। उनकी अनुपस्थिति का मतलब था कि पहले सितारों के प्रकाश के लिए, एक बहुत बड़े द्रव्यमान की आवश्यकता थी (20-130 सौर द्रव्यमान के भीतर) - आखिरकार, "धातुओं" के बिना सीएनओ चक्र संभव नहीं है, और इसके बजाय केवल एक प्रत्यक्ष है चक्र हाइड्रोजन + हाइड्रोजन = हीलियम। यह तारकीय जनसंख्या III माना जाता था (उनके विशाल वजन और प्रारंभिक उपस्थिति के कारण - वे अब ब्रह्मांड के दृश्य भाग में नहीं बचे हैं)।
जनसंख्या II जनसंख्या III सितारों के अवशेषों से बने सितारे हैं, वे 10 अरब वर्ष से अधिक पुराने हैं और उनकी संरचना में पहले से ही "धातु" शामिल हैं। इसलिए, इस समय मिलने पर, हमने कोई विशेष विषमता नहीं देखी होगी - सितारों के बीच पहले से ही दिग्गज थे, और "मध्यम किसान" - हमारे सितारे की तरह, और यहां तक कि लाल बौने भी।
जनसंख्या I - ये पहले से ही सुपरनोवा अवशेषों की दूसरी पीढ़ी से बने तारे हैं, जिनमें और भी अधिक "धातुएँ" हैं - इनमें हमारे सूर्य सहित अधिकांश आधुनिक तारे शामिल हैं।
स्टार वर्गीकरण
तारों (हार्वर्ड) का आधुनिक वर्गीकरण बहुत सरल है - यह तारों के उनके रंगों के अनुसार विभाजन पर आधारित है। छोटे तारों में, प्रतिक्रियाएँ बहुत धीमी होती हैं, और यह असमानता सतह के तापमान में अंतर का कारण बनती है, तारे का द्रव्यमान जितना अधिक होगा, उसकी सतह से विकिरण उतना ही अधिक तीव्र होगा:
तापमान के आधार पर रंग वितरण (डिग्री केल्विन में)
जैसा कि ऊपर मैक्सवेल वितरण ग्राफ से देखा जा सकता है, प्रतिक्रिया दर तापमान के साथ बढ़ती है और रैखिक रूप से नहीं बढ़ती है - जब तापमान "महत्वपूर्ण बिंदु" के बहुत करीब पहुंच जाता है, तो प्रतिक्रियाएं दस गुना तेज होने लगती हैं। इसलिए, बड़े सितारों का जीवन खगोलीय पैमाने पर बहुत छोटा हो सकता है - केवल कुछ मिलियन वर्ष, यह लाल बौनों के अनुमानित जीवनकाल की तुलना में कुछ भी नहीं है - पूरे खरब वर्ष (स्पष्ट कारणों से, ऐसा एक भी तारा नहीं है अभी तक मर गया, और इस मामले में हम केवल गणनाओं पर भरोसा कर सकते हैं, लेकिन उनकी जीवन प्रत्याशा स्पष्ट रूप से सौ अरब वर्ष से अधिक है)।
स्टार लाइफ
अधिकांश तारे मुख्य अनुक्रम पर रहते हैं, जो एक घुमावदार रेखा है जो ऊपर-बाएँ से नीचे-दाएँ तक चलती है:
हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख
यह प्रक्रिया काफी नीरस लग सकती है: हाइड्रोजन हीलियम में बदल जाता है, और यह प्रक्रिया लाखों और यहां तक कि अरबों वर्षों तक जारी रहती है। लेकिन वास्तव में, सूर्य (और अन्य सितारों) पर, इस प्रक्रिया के दौरान भी, सतह पर (और अंदर) हर समय कुछ होता है:
लाइफ विद ए स्टार कार्यक्रम के हिस्से के रूप में लॉन्च किए गए नासा के सोलर डायनेमिक्स ऑब्जर्वेटरी की तस्वीरों से बने 5 साल की अवधि में वीडियो, दृश्यमान, पराबैंगनी और एक्स-रे प्रकाश स्पेक्ट्रा में सूर्य के दृश्य को प्रदर्शित करता है।
भारी तारों में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की पूरी प्रक्रिया इस तरह दिखती है: हाइड्रोजन - हीलियम - बेरिलियम और कार्बन, और फिर कई समानांतर प्रक्रियाएं शुरू होती हैं, जो लोहे के निर्माण के साथ समाप्त होती हैं:
यह इस तथ्य के कारण है कि लोहे में न्यूनतम बाध्यकारी ऊर्जा (प्रति न्यूक्लियॉन) होती है, और आगे की प्रतिक्रियाएं ऊर्जा की रिहाई के बजाय अवशोषण के साथ आगे बढ़ती हैं। अपने लंबे जीवन के दौरान एक तारा गुरुत्वाकर्षण की ताकतों, इसे संपीड़ित करने और थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के बीच संतुलन में होता है, जो ऊर्जा को विकीर्ण करता है और पदार्थ को "धक्का" देता है।
एक पदार्थ के जलने से दूसरे पदार्थ में संक्रमण तारे के मूल में तापमान में वृद्धि के साथ होता है (चूंकि प्रत्येक बाद की प्रतिक्रिया के लिए बढ़ते तापमान की आवश्यकता होती है - कभी-कभी परिमाण के क्रम से)। लेकिन तापमान में वृद्धि के बावजूद - सामान्य तौर पर, "शक्ति का संतुलन" अंतिम क्षण तक बना रहता है ...
अस्तित्व का अंत
इस मामले में होने वाली प्रक्रियाओं को चार परिदृश्यों में विभाजित किया जा सकता है:
1) किसी तारे का जीवनकाल न केवल द्रव्यमान पर निर्भर करता है, बल्कि यह भी कि यह कैसे समाप्त होता है। "सबसे छोटे" सितारों के लिए - भूरे रंग के बौने (कक्षा एम) हाइड्रोजन बर्नआउट के बाद समाप्त हो जाएंगे। लेकिन तथ्य यह है कि उनमें गर्मी का हस्तांतरण विशेष रूप से संवहन (मिश्रण) द्वारा किया जाता है, इसका मतलब है कि तारा अपनी पूरी आपूर्ति का यथासंभव कुशलता से उपयोग करता है। और यह भी - यह इसे कई अरबों वर्षों तक यथासंभव सावधानी से खर्च करेगा। लेकिन सभी हाइड्रोजन खर्च करने के बाद - तारा धीरे-धीरे ठंडा हो जाएगा, और लगभग पूरी तरह से हीलियम से मिलकर एक ठोस गेंद (प्लूटो की तरह) की स्थिति में होगा।
2) इसके बाद भारी तारे आते हैं (जिसमें हमारा सूर्य भी शामिल है) - इसका द्रव्यमान, एक संभावित भविष्य का तारा लाल विशाल चरण (चंद्रशेखर सीमा) के बाद बने अवशेषों के लिए ऊपर से 1.39 सौर द्रव्यमान तक सीमित है। हीलियम से कार्बन के निर्माण की प्रतिक्रिया को प्रज्वलित करने के लिए तारे का पर्याप्त वजन होता है (स्वाभाविक रूप से, सबसे आम न्यूक्लाइड हीलियम -4 और कार्बन -12 हैं)। लेकिन हाइड्रोजन-हीलियम प्रतिक्रियाएं भी नहीं रुकती हैं - बस उनकी घटना का क्षेत्र बाहरी में गुजरता है, फिर भी तारे की हाइड्रोजन परतों से संतृप्त होता है। दो परतों की उपस्थिति जिसमें थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं होती हैं, चमक में उल्लेखनीय वृद्धि होती है, जिससे स्टार आकार में "फूला" जाता है।
कई लोग गलती से मानते हैं कि एक लाल विशाल के क्षण तक, सूर्य (और अन्य समान सितारों) की चमक धीरे-धीरे कम हो जाती है, और फिर तेजी से बढ़ने लगती है, वास्तव में, जीवन के पूरे मुख्य भाग के लिए चमक में वृद्धि जारी रहती है। एक तारे का:
और इसके आधार पर वे गलत सिद्धांतों का निर्माण करते हैं कि लंबी अवधि में - शुक्र मानव निपटान के लिए सबसे अच्छा विकल्प है - वास्तव में, जब तक हमारे पास आधुनिक शुक्र को टेराफॉर्म करने की तकनीक है, तब तक वे निराशाजनक रूप से पुराने हो सकते हैं, और बस बेकार हो सकते हैं। इसके अलावा, आधुनिक आंकड़ों के अनुसार, पृथ्वी के पास अपनी सीमा पर सूर्य के "लाल विशालकाय" की स्थिति से बचने की एक उच्च संभावना है, लेकिन शुक्र के पास कोई मौका नहीं है, और "सब कुछ जो अधिक काम से प्राप्त होता है" उसका हिस्सा बन जाएगा। "भरे हुए" सूर्य से।
लाल विशाल चरण में, तारा न केवल अपनी चमक को बढ़ाता है, बल्कि तेजी से द्रव्यमान खोना शुरू कर देता है, इन प्रक्रियाओं के कारण, ईंधन की आपूर्ति जल्दी से समाप्त हो जाती है (यह चरण हाइड्रोजन जलने के चरण से कम से कम 10 गुना कम है)। उसके बाद, तारा आकार में कम हो जाता है, एक सफेद बौने में बदल जाता है और धीरे-धीरे ठंडा हो जाता है।
3) जब द्रव्यमान पहली सीमा से ऊपर होता है, तो ऐसे तारों का द्रव्यमान बाद की प्रतिक्रियाओं को प्रज्वलित करने के लिए पर्याप्त होता है, लोहे के निर्माण तक, इन प्रक्रियाओं से अंततः एक सुपरनोवा विस्फोट होता है।
आयरन व्यावहारिक रूप से थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं में भाग नहीं लेता है (और निश्चित रूप से ऊर्जा जारी नहीं करता है), और बस नाभिक के केंद्र में तब तक इकट्ठा होता है जब तक कि उस पर बाहर से दबाव (और अंदर से ही नाभिक के गुरुत्वाकर्षण बल की क्रिया) न हो। ) एक महत्वपूर्ण बिंदु पर पहुँच जाता है। इस बिंदु पर, तारे के कोर को संकुचित करने वाला बल इतना मजबूत हो जाता है कि विद्युत चुम्बकीय विकिरण का दबाव पदार्थ को सिकुड़ने से रोक नहीं पाता है। इलेक्ट्रॉनों को परमाणु नाभिक में "दबाया" जाता है, और प्रोटॉन के साथ निष्प्रभावी कर दिया जाता है, ताकि व्यावहारिक रूप से केवल न्यूट्रॉन नाभिक के अंदर रह सकें।
इस क्षण का एक क्वांटम आधार है, और इसकी एक बहुत स्पष्ट सीमा है, और नाभिक की संरचना में काफी शुद्ध लोहा होता है, इसलिए यह प्रक्रिया विनाशकारी रूप से तेज हो जाती है। यह माना जाता है कि यह प्रक्रिया सेकंड में होती है, और नाभिक का आयतन 100,000 के कारक से गिर जाता है (और इसका घनत्व तदनुसार बढ़ जाता है):
तारे की सतह की परतें, नीचे से समर्थन के बिना, गहराई तक दौड़ती हैं, न्यूट्रॉन की गठित "बॉल" पर गिरती हैं, पदार्थ वापस उछलता है, और एक विस्फोट होता है। तारे की मोटाई के माध्यम से लुढ़कने वाली विस्फोटक तरंगें इस तरह के संघनन और पदार्थ के तापमान में वृद्धि पैदा करती हैं कि भारी तत्वों (यूरेनियम तक) के बनने के साथ प्रतिक्रियाएं होने लगती हैं।
ये प्रक्रियाएं न्यूट्रॉन (आर-प्रोसेस और एस-प्रोसेस) या प्रोटॉन (पी-प्रोसेस और आरपी-प्रोसेस) के कैप्चर पर आधारित होती हैं, ऐसी प्रत्येक प्रतिक्रिया के साथ एक रासायनिक तत्व अपनी परमाणु संख्या बढ़ाता है। लेकिन एक सामान्य स्थिति में, ऐसे कणों के पास एक और न्यूट्रॉन / प्रोटॉन को "पकड़ने" और क्षय करने का समय नहीं होता है। सुपरनोवा के अंदर होने वाली प्रक्रियाओं में, प्रतिक्रियाएं इतनी तेज़ी से आगे बढ़ती हैं कि परमाणुओं के पास बिना विघटित हुए अधिकांश आवर्त सारणी को "छोड़ने" का समय होता है।
इस प्रकार एक न्यूट्रॉन तारा बनता है:
4) जब तारे का द्रव्यमान दूसरे से अधिक हो जाता है, तो ओपेनहाइमर - वोल्कोव सीमा (अवशेष के लिए सूर्य का 1.5 - 3 द्रव्यमान या मूल तारे के लिए 25 - 30 द्रव्यमान), सुपरनोवा विस्फोट की प्रक्रिया में, बहुत अधिक पदार्थ का द्रव्यमान बना रहता है, और दबाव क्वांटम बलों को भी नियंत्रित करने में सक्षम नहीं होता है।
इस मामले में, इसका मतलब पाउली सिद्धांत के कारण सीमा है, जो कहता है कि दो कण (इस मामले में, हम न्यूट्रॉन के बारे में बात कर रहे हैं) एक ही क्वांटम अवस्था में नहीं हो सकते हैं (यह एक परमाणु की संरचना का आधार है, जिसमें शामिल हैं इलेक्ट्रॉन के गोले, जिनकी संख्या धीरे-धीरे परमाणु संख्या के साथ बढ़ती है)।
दबाव न्यूट्रॉन को संकुचित करता है, और आगे की प्रक्रिया अपरिवर्तनीय हो जाती है - सभी पदार्थ एक साथ एक बिंदु पर खींचे जाते हैं, और एक ब्लैक होल बनता है। यह स्वयं अब किसी भी तरह से पर्यावरण को प्रभावित नहीं करता है (निश्चित रूप से गुरुत्वाकर्षण के अपवाद के साथ), और केवल उस पर पदार्थ के अभिवृद्धि (बस गिरने) के कारण चमक सकता है:
जैसा कि आप इन सभी प्रक्रियाओं के योग से देख सकते हैं, तारे भौतिक नियमों का एक वास्तविक भंडार हैं। और कुछ क्षेत्रों में (न्यूट्रॉन तारे और ब्लैक होल) ये वास्तविक भौतिक प्रयोगशालाएँ हैं जिनमें अत्यधिक ऊर्जाएँ और पदार्थ की अवस्थाएँ होती हैं।
उत्तर-विज्ञान - न्यूट्रॉन तारे और ब्लैक होल (वीडियो श्रृंखला):
यह ऊपरी दाएं कोने में एक बिंदु पर है: इसमें उच्च चमक और कम तापमान है। मुख्य विकिरण इन्फ्रारेड रेंज में होता है। ठंडी धूल के खोल से विकिरण हम तक पहुँचता है। विकास की प्रक्रिया में, आरेख पर तारे की स्थिति बदल जाएगी। इस स्तर पर ऊर्जा का एकमात्र स्रोत गुरुत्वाकर्षण संकुचन है। इसलिए, तारा y-अक्ष के समानांतर बहुत तेज़ी से गति करता है।
सतह का तापमान नहीं बदलता है, लेकिन त्रिज्या और चमक कम हो जाती है। तारे के केंद्र में तापमान बढ़ जाता है, उस मूल्य तक पहुंच जाता है जिस पर प्रकाश तत्वों के साथ प्रतिक्रियाएं शुरू होती हैं: लिथियम, बेरिलियम, बोरॉन, जो जल्दी से जल जाते हैं, लेकिन संपीड़न को धीमा करने का प्रबंधन करते हैं। ट्रैक y-अक्ष के समानांतर मुड़ जाता है, तारे की सतह पर तापमान बढ़ जाता है, और चमक लगभग स्थिर रहती है। अंत में, तारे के केंद्र में, हाइड्रोजन (हाइड्रोजन दहन) से हीलियम के बनने की प्रतिक्रियाएं शुरू होती हैं। तारा मुख्य अनुक्रम में प्रवेश करता है।
प्रारंभिक चरण की अवधि तारे के द्रव्यमान से निर्धारित होती है। सूर्य जैसे सितारों के लिए, यह लगभग 1 मिलियन वर्ष है, 10 . के द्रव्यमान वाले तारे के लिए एमलगभग 1000 गुना छोटा, और 0.1 . के द्रव्यमान वाले तारे के लिए एम☉ हजारों गुना अधिक।
युवा कम द्रव्यमान वाले सितारे
अपने विकास की शुरुआत में, एक कम द्रव्यमान वाले तारे में एक उज्ज्वल कोर और एक संवहनी लिफाफा होता है (चित्र 82, I)।
मुख्य अनुक्रम चरण में, हाइड्रोजन के हीलियम में रूपांतरण की परमाणु प्रतिक्रियाओं में ऊर्जा की रिहाई के कारण तारा चमकता है। हाइड्रोजन की आपूर्ति 1 . द्रव्यमान के तारे की चमक सुनिश्चित करती है एमलगभग 10 10 वर्षों के भीतर। अधिक द्रव्यमान वाले तारे तेजी से हाइड्रोजन का उपभोग करते हैं: उदाहरण के लिए, 10 . के द्रव्यमान वाला एक तारा एम 10 7 वर्षों से कम समय में हाइड्रोजन का उपयोग करेगा (चमक द्रव्यमान की चौथी शक्ति के समानुपाती होता है)।
कम द्रव्यमान वाले तारे
जैसे ही हाइड्रोजन जलता है, तारे के मध्य क्षेत्र दृढ़ता से संकुचित हो जाते हैं।
उच्च द्रव्यमान के सितारे
मुख्य अनुक्रम में प्रवेश करने के बाद, एक बड़े द्रव्यमान वाले तारे का विकास (>1.5 .) एम) तारे के आंतरिक भाग में परमाणु ईंधन के दहन की स्थितियों से निर्धारित होता है। मुख्य अनुक्रम चरण में, यह हाइड्रोजन का दहन है, लेकिन कम द्रव्यमान वाले सितारों के विपरीत, कार्बन-नाइट्रोजन चक्र की प्रतिक्रियाएं कोर में हावी होती हैं। इस चक्र में C और N परमाणु उत्प्रेरक की भूमिका निभाते हैं। ऐसे चक्र की अभिक्रियाओं में ऊर्जा मुक्त होने की दर के समानुपाती होती है टी 17. इसलिए, कोर में एक संवहनी कोर बनता है, जो एक ऐसे क्षेत्र से घिरा होता है जिसमें विकिरण द्वारा ऊर्जा हस्तांतरण किया जाता है।
बड़े द्रव्यमान वाले तारों की चमक सूर्य की चमक से बहुत अधिक होती है, और हाइड्रोजन की खपत बहुत तेजी से होती है। यह इस तथ्य के कारण है कि ऐसे सितारों के केंद्र में तापमान भी बहुत अधिक होता है।
जैसे-जैसे संवहन क्रोड के पदार्थ में हाइड्रोजन का अनुपात घटता जाता है, वैसे-वैसे ऊर्जा मुक्त होने की दर घटती जाती है। लेकिन चूंकि रिलीज की दर चमक से निर्धारित होती है, कोर सिकुड़ने लगती है, और ऊर्जा रिलीज की दर स्थिर रहती है। उसी समय, तारा फैलता है और लाल दिग्गजों के क्षेत्र में गुजरता है।
कम द्रव्यमान वाले तारे
जब तक हाइड्रोजन पूरी तरह से जल जाता है, तब तक कम द्रव्यमान वाले तारे के केंद्र में एक छोटा हीलियम कोर बन जाता है। कोर में, पदार्थ का घनत्व और तापमान क्रमशः 10 9 किग्रा / मी और 10 8 के तक पहुँच जाता है। नाभिक की सतह पर हाइड्रोजन का दहन होता है। जैसे ही कोर में तापमान बढ़ता है, हाइड्रोजन जलने की दर बढ़ जाती है, और चमक बढ़ जाती है। दीप्तिमान क्षेत्र धीरे-धीरे गायब हो जाता है। और संवहनी प्रवाह की गति में वृद्धि के कारण, तारे की बाहरी परतें सूज जाती हैं। इसका आकार और चमक बढ़ जाती है - तारा एक लाल विशालकाय (चित्र। 82, II) में बदल जाता है।
उच्च द्रव्यमान के सितारे
जब बड़े द्रव्यमान वाले तारे का हाइड्रोजन पूरी तरह से समाप्त हो जाता है, तो कोर में एक ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रिया शुरू होती है और साथ ही ऑक्सीजन उत्पादन की प्रतिक्रिया (3He=>C और C+He=>0) होती है। साथ ही हीलियम कोर की सतह पर हाइड्रोजन जलने लगती है। पहली परत स्रोत प्रकट होता है।
हीलियम की आपूर्ति बहुत जल्दी समाप्त हो जाती है, क्योंकि प्रत्येक प्राथमिक क्रिया में वर्णित प्रतिक्रियाओं में अपेक्षाकृत कम ऊर्जा निकलती है। चित्र खुद को दोहराता है, और तारे में दो परत स्रोत दिखाई देते हैं, और C + C => Mg प्रतिक्रिया कोर में शुरू होती है।
इस मामले में विकासवादी ट्रैक बहुत जटिल निकला (चित्र 84)। हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख में, तारा दिग्गजों के अनुक्रम के साथ चलता है या (सुपरजायंट क्षेत्र में बहुत बड़े द्रव्यमान के साथ) समय-समय पर एक सेफेई बन जाता है।
पुराने कम द्रव्यमान वाले सितारे
कम द्रव्यमान के एक तारे में, अंत में, किसी स्तर पर संवहन प्रवाह की गति दूसरे ब्रह्मांडीय वेग तक पहुँच जाती है, खोल बंद हो जाता है, और तारा एक सफेद बौने में बदल जाता है, जो एक ग्रह नीहारिका से घिरा होता है।
हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख पर एक कम द्रव्यमान वाले तारे का विकासवादी ट्रैक चित्र 83 में दिखाया गया है।
उच्च द्रव्यमान वाले सितारों की मृत्यु
विकास के अंत में, एक बड़े द्रव्यमान वाले तारे की एक बहुत ही जटिल संरचना होती है। प्रत्येक परत की अपनी रासायनिक संरचना होती है, परमाणु प्रतिक्रियाएं कई परत स्रोतों में होती हैं, और केंद्र में एक लोहे का कोर बनता है (चित्र 85)।
लोहे के साथ परमाणु प्रतिक्रियाएं आगे नहीं बढ़ती हैं, क्योंकि उन्हें ऊर्जा के व्यय (और रिलीज नहीं) की आवश्यकता होती है। इसलिए, लोहे की कोर तेजी से संकुचित होती है, इसमें तापमान और घनत्व बढ़ जाता है, शानदार मूल्यों तक पहुंच जाता है - 10 9 K का तापमान और 10 9 किग्रा / मी 3 का दबाव। साइट से सामग्री
इस समय, दो सबसे महत्वपूर्ण प्रक्रियाएं शुरू होती हैं, नाभिक में एक साथ और बहुत तेज़ी से (जाहिरा तौर पर, मिनटों में)। पहला यह है कि नाभिक की टक्कर के दौरान, लोहे के परमाणु 14 हीलियम परमाणुओं में क्षय हो जाते हैं, दूसरा यह है कि इलेक्ट्रॉनों को प्रोटॉन में "दबाया" जाता है, जिससे न्यूट्रॉन बनते हैं। दोनों प्रक्रियाएं ऊर्जा के अवशोषण से जुड़ी हैं, और कोर में तापमान (दबाव भी) तुरंत गिर जाता है। तारे की बाहरी परतें केंद्र की ओर गिरने लगती हैं।
बाहरी परतों के गिरने से उनमें तापमान में तेज वृद्धि होती है। हाइड्रोजन, हीलियम, कार्बन जलने लगते हैं। यह न्यूट्रॉन की एक शक्तिशाली धारा के साथ है जो केंद्रीय कोर से आती है। नतीजतन, एक शक्तिशाली परमाणु विस्फोट होता है, जो स्टार की बाहरी परतों को फेंक देता है, जिसमें पहले से ही सभी भारी तत्व होते हैं, कैलिफ़ोर्निया तक। आधुनिक विचारों के अनुसार, ब्रह्मांड में भारी रासायनिक तत्वों (यानी हीलियम से भारी) के सभी परमाणु ठीक ज्वालाओं में बने थे
अंतरतारकीय माध्यम के संघनन द्वारा निर्मित। अवलोकनों के माध्यम से, यह निर्धारित करना संभव था कि तारे अलग-अलग समय पर उत्पन्न हुए और आज तक उत्पन्न हुए हैं।
सितारों के विकास में मुख्य समस्या उनकी ऊर्जा की उत्पत्ति का सवाल है, जिसके कारण वे बड़ी मात्रा में ऊर्जा चमकते और विकीर्ण करते हैं। पहले, कई सिद्धांत सामने रखे गए हैं जिन्हें तारकीय ऊर्जा के स्रोतों की पहचान करने के लिए डिज़ाइन किया गया था। यह माना जाता था कि तारकीय ऊर्जा का एक सतत स्रोत निरंतर संपीड़न है। यह स्रोत निश्चित रूप से अच्छा है, लेकिन लंबे समय तक पर्याप्त विकिरण बनाए नहीं रख सकता है। 20वीं सदी के मध्य में इस प्रश्न का उत्तर मिल गया था। विकिरण स्रोत थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन प्रतिक्रियाएं हैं। इन प्रतिक्रियाओं के परिणामस्वरूप, हाइड्रोजन हीलियम में परिवर्तित हो जाता है, और जारी ऊर्जा तारे के आंतरिक भाग से होकर गुजरती है, विश्व अंतरिक्ष में बदल जाती है और विकीर्ण हो जाती है (यह ध्यान देने योग्य है कि तापमान जितना अधिक होगा, ये प्रतिक्रियाएं उतनी ही तेज होंगी; यह यही कारण है कि गर्म बड़े सितारे मुख्य अनुक्रम को तेजी से छोड़ते हैं)।
अब एक तारे के उद्भव की कल्पना कीजिए...
इंटरस्टेलर गैस और धूल माध्यम का एक बादल घनीभूत होने लगा। इस बादल से गैस का काफी घना गोला बनता है। गेंद के अंदर का दबाव अभी तक आकर्षण की ताकतों को संतुलित करने में सक्षम नहीं है, इसलिए यह सिकुड़ जाएगा (शायद इस समय, तारे के चारों ओर एक छोटे द्रव्यमान के रूप में, जो अंततः ग्रहों में बदल जाता है)। संपीड़ित होने पर, तापमान बढ़ जाता है। इस प्रकार, तारा धीरे-धीरे मुख्य अनुक्रम पर स्थिर हो जाता है। तब तारे के अंदर गैस का दबाव आकर्षण को संतुलित करता है और प्रोटोस्टार एक तारे में बदल जाता है।
एक तारे के विकास का प्रारंभिक चरण बहुत छोटा होता है और इस समय तारा एक नीहारिका में डूबा रहता है, इसलिए एक प्रोटोस्टार का पता लगाना बहुत मुश्किल होता है।
हाइड्रोजन का हीलियम में परिवर्तन केवल तारे के मध्य क्षेत्रों में होता है। बाहरी परतों में, हाइड्रोजन सामग्री व्यावहारिक रूप से अपरिवर्तित रहती है। चूंकि हाइड्रोजन की मात्रा सीमित है, जल्दी या बाद में यह जल जाता है। तारे के केंद्र में ऊर्जा की रिहाई रुक जाती है और तारे का कोर सिकुड़ने लगता है, और खोल सूज जाता है। इसके अलावा, यदि तारा 1.2 सौर द्रव्यमान से कम है, तो यह बाहरी परत (ग्रहीय नीहारिका का निर्माण) को बहा देता है।
खोल के तारे से अलग होने के बाद, इसकी आंतरिक बहुत गर्म परतें खुल जाती हैं, और इस बीच खोल आगे और दूर चला जाता है। कई दसियों हज़ार वर्षों के बाद, खोल बिखर जाएगा और केवल एक बहुत ही गर्म और घना तारा रहेगा, धीरे-धीरे ठंडा होकर, यह एक सफेद बौने में बदल जाएगा। धीरे-धीरे ठंडा होने पर वे अदृश्य काले बौनों में बदल जाते हैं। काले बौने बहुत घने और ठंडे तारे होते हैं, जो पृथ्वी से थोड़े बड़े होते हैं, लेकिन इनका द्रव्यमान सूर्य के बराबर होता है। सफेद बौनों की शीतलन प्रक्रिया कई सौ मिलियन वर्षों तक चलती है।
यदि किसी तारे का द्रव्यमान 1.2 से 2.5 सौर तक है, तो ऐसा तारा फट जाएगा। इस विस्फोट को कहा जाता है सुपरनोवा. एक फटता हुआ तारा चंद सेकेंड में अपनी चमक को करोड़ों गुना बढ़ा देता है। इस तरह के प्रकोप अत्यंत दुर्लभ हैं। हमारी गैलेक्सी में, हर सौ साल में लगभग एक बार सुपरनोवा विस्फोट होता है। इस तरह के एक फ्लैश के बाद, एक निहारिका बनी रहती है, जिसमें एक बड़ा रेडियो उत्सर्जन होता है, और बहुत जल्दी बिखरता भी है, और तथाकथित न्यूट्रॉन स्टार (इस पर बाद में अधिक)। विशाल रेडियो उत्सर्जन के अलावा, ऐसा नेबुला एक्स-रे विकिरण का स्रोत भी होगा, लेकिन यह विकिरण पृथ्वी के वायुमंडल द्वारा अवशोषित होता है, इसलिए इसे केवल अंतरिक्ष से ही देखा जा सकता है।
तारकीय विस्फोटों (सुपरनोवा) के कारणों के बारे में कई परिकल्पनाएँ हैं, लेकिन अभी तक कोई आम तौर पर स्वीकृत सिद्धांत नहीं है। एक धारणा है कि यह तारे की आंतरिक परतों के केंद्र की ओर बहुत तेजी से घटने के कारण है। तारा तेजी से लगभग 10 किमी के भयावह रूप से छोटे आकार में सिकुड़ता है, और इस अवस्था में इसका घनत्व 10 17 किग्रा / मी 3 है, जो एक परमाणु नाभिक के घनत्व के करीब है। इस तारे में न्यूट्रॉन होते हैं (जबकि इलेक्ट्रॉनों को प्रोटॉन में दबा हुआ प्रतीत होता है), यही कारण है कि इसे कहा जाता है "न्यूट्रॉन". इसका प्रारंभिक तापमान लगभग एक अरब केल्विन है, लेकिन भविष्य में यह जल्दी ठंडा हो जाएगा।
अपने छोटे आकार और तेजी से ठंडा होने के कारण, इस तारे को लंबे समय से देखना असंभव माना जाता है। लेकिन कुछ समय बाद पल्सर की खोज हो गई। ये पल्सर न्यूट्रॉन तारे निकले। उनका नाम रेडियो दालों के अल्पकालिक विकिरण के कारण रखा गया है। वे। तारा टिमटिमाता हुआ प्रतीत होता है। यह खोज संयोग से हुई थी और बहुत पहले नहीं, अर्थात् 1967 में। ये आवधिक दालें इस तथ्य के कारण हैं कि हमारे टकटकी से बहुत तेजी से घूमने के दौरान, चुंबकीय अक्ष का शंकु लगातार टिमटिमाता है, जो रोटेशन की धुरी के साथ एक कोण बनाता है।
एक पल्सर केवल हमारे लिए चुंबकीय अक्ष अभिविन्यास की स्थितियों के तहत पता लगाया जा सकता है, और यह उनकी कुल संख्या का लगभग 5% है। कुछ पल्सर रेडियो नीहारिकाओं में नहीं पाए जाते हैं, क्योंकि निहारिका अपेक्षाकृत जल्दी नष्ट हो जाती है। एक लाख वर्षों के बाद, ये नीहारिकाएं दिखाई देना बंद कर देती हैं, और पल्सर की आयु दसियों लाख वर्ष आंकी जाती है।
यदि किसी तारे का द्रव्यमान 2.5 सौर द्रव्यमानों से अधिक है, तो उसके अस्तित्व के अंत में, वह अपने आप ही ढह जाएगा और अपने ही वजन से कुचल जाएगा। कुछ ही सेकंड में, यह एक बिंदु में बदल जाएगा। इस घटना को "गुरुत्वाकर्षण पतन" कहा जाता था, और इस वस्तु को "ब्लैक होल" भी कहा जाता था।
उपरोक्त सभी से, यह स्पष्ट है कि किसी तारे के विकास का अंतिम चरण उसके द्रव्यमान पर निर्भर करता है, लेकिन इस द्रव्यमान और घूर्णन के अपरिहार्य नुकसान को भी ध्यान में रखना आवश्यक है।
नमस्कार प्रिय पाठकों!मैं खूबसूरत रात के आसमान के बारे में बात करना चाहता हूं। रात के बारे में क्यों? तुम पूछो। क्योंकि इस पर तारे स्पष्ट रूप से दिखाई दे रहे हैं, हमारे आकाश के काले और नीले रंग की पृष्ठभूमि के खिलाफ ये सुंदर चमकदार छोटे बिंदु। लेकिन वास्तव में, वे छोटे नहीं हैं, लेकिन बस विशाल हैं, और बड़ी दूरी के कारण वे इतने छोटे लगते हैं।.
क्या आप में से किसी ने कल्पना की है कि सितारे कैसे पैदा होते हैं, वे अपना जीवन कैसे जीते हैं, उनका सामान्य जीवन कैसा होता है? मेरा सुझाव है कि आप इस लेख को अभी पढ़ें और रास्ते में सितारों के विकास की कल्पना करें। मैंने एक दृश्य उदाहरण के लिए कुछ वीडियो तैयार किए हैं 😉
आकाश कई सितारों से युक्त है, जिनमें से धूल और गैसों के विशाल बादल बिखरे हुए हैं, जिनमें ज्यादातर हाइड्रोजन हैं। तारे ठीक ऐसे नीहारिकाओं या अंतरतारकीय क्षेत्रों में पैदा होते हैं।
एक तारा इतना लंबा (दसियों अरबों वर्षों तक) रहता है कि खगोलविद शुरू से अंत तक जीवन का पता नहीं लगा सकते, यहां तक कि उनमें से एक भी।लेकिन दूसरी ओर, उन्हें सितारों के विकास के विभिन्न चरणों का निरीक्षण करने का अवसर मिलता है।
वैज्ञानिकों ने प्राप्त आंकड़ों को संयुक्त किया, और विशिष्ट सितारों के जीवन चरणों का पता लगाने में सक्षम थे: एक तारे के जन्म का क्षण, एक तारे के बीच का बादल, उसकी युवावस्था, मध्यम आयु, वृद्धावस्था और कभी-कभी बहुत ही शानदार मृत्यु।
एक तारे का जन्म।
एक तारे का उदय नीहारिका के अंदर पदार्थ के संघनन से शुरू होता है।धीरे-धीरे, गठित सील आकार में घट जाती है, गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में सिकुड़ जाती है। इस संकुचन के दौरान, या पतन, ऊर्जा निकलती है, जो धूल और गैस को गर्म करती है और उनमें चमक पैदा करती है।
एक तथाकथित है प्रोटोस्टार. इसके केंद्र या कोर में पदार्थ का तापमान और घनत्व अधिकतम होता है। जब तापमान लगभग 10,000,000 डिग्री सेल्सियस तक पहुंच जाता है, तो गैस में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं होने लगती हैं।
हाइड्रोजन परमाणुओं के नाभिक मिलकर हीलियम परमाणुओं के नाभिक में बदलने लगते हैं। इस संश्लेषण में भारी मात्रा में ऊर्जा निकलती है।यह ऊर्जा, संवहन की प्रक्रिया में, सतह की परत में स्थानांतरित हो जाती है, और फिर, प्रकाश और गर्मी के रूप में, यह अंतरिक्ष में विकीर्ण हो जाती है। इस तरह प्रोटोस्टार एक वास्तविक तारे में बदल जाता है।
कोर से आने वाला विकिरण गैसीय माध्यम को गर्म करता है, जिससे बाहर की ओर निर्देशित दबाव बनता है, और इस प्रकार तारे के गुरुत्वाकर्षण के पतन को रोकता है।
इसका परिणाम यह होता है कि यह संतुलन पाता है, अर्थात इसमें निरंतर आयाम होते हैं, एक स्थिर सतह का तापमान होता है, और एक निरंतर मात्रा में ऊर्जा निकलती है।
खगोलविद विकास के इस चरण में एक तारे को बुलाते हैं मुख्य अनुक्रम सितारा, इस प्रकार हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख पर उसके स्थान का संकेत देता है।यह आरेख किसी तारे के तापमान और चमक के बीच संबंध को व्यक्त करता है।
एक छोटे द्रव्यमान वाले प्रोटोस्टार, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया शुरू करने के लिए आवश्यक तापमान तक कभी गर्म नहीं होते हैं। संपीड़न के परिणामस्वरूप ये तारे मंद हो जाते हैं लाल बौने , या यहां तक कि मंद भूरे रंग के बौने . पहला भूरा बौना तारा 1987 में ही खोजा गया था।
दिग्गज और बौने।
सूर्य का व्यास लगभग 1,400,000 किमी है, इसकी सतह का तापमान लगभग 6,000°C है, और यह एक पीली रोशनी का उत्सर्जन करता है। यह 5 अरब वर्षों से सितारों के मुख्य अनुक्रम का हिस्सा रहा है।
ऐसे तारे पर हाइड्रोजन "ईंधन" लगभग 10 अरब वर्षों में समाप्त हो जाएगा, और मुख्य रूप से हीलियम इसके मूल में रहेगा।जब "जलने" के लिए कुछ भी नहीं बचा है, तो नाभिक से निर्देशित विकिरण की तीव्रता अब नाभिक के गुरुत्वाकर्षण पतन को संतुलित करने के लिए पर्याप्त नहीं है।
लेकिन इस मामले में जो ऊर्जा निकलती है वह आसपास के पदार्थ को गर्म करने के लिए पर्याप्त है। इस खोल में हाइड्रोजन नाभिक का संश्लेषण शुरू होता है, अधिक ऊर्जा निकलती है।
तारा तेज चमकने लगता है, लेकिन अब एक लाल रंग की रोशनी के साथ, और साथ ही यह फैलता भी है, आकार में दस गुना बढ़ जाता है। अब ऐसा सितारा लाल दानव कहा जाता है.
एक लाल दैत्य का कोर सिकुड़ जाता है, और तापमान 100,000,000°C या उससे अधिक तक बढ़ जाता है। यह वह जगह है जहां हीलियम नाभिक संलयन प्रतिक्रिया होती है, इसे कार्बन में बदल देती है। इस मामले में जारी ऊर्जा के लिए धन्यवाद, तारा अभी भी लगभग 100 मिलियन वर्षों तक चमकता है।
हीलियम के खत्म होने और प्रतिक्रिया समाप्त होने के बाद, गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में, पूरा तारा धीरे-धीरे आकार में लगभग सिकुड़ जाता है। इस मामले में जो ऊर्जा निकलती है वह तारे के लिए पर्याप्त है (अब एक सफेद बौना)कुछ समय तक चमकते रहे।
एक सफेद बौने में पदार्थ के संपीड़न की डिग्री बहुत अधिक होती है और इसलिए, इसका घनत्व बहुत अधिक होता है - एक चम्मच का वजन एक हजार टन तक पहुंच सकता है। इस प्रकार हमारे सूर्य के आकार के तारे विकसित होते हैं।
एक सफेद बौने में हमारे सूर्य के विकास को दर्शाने वाला वीडियो
सूर्य के द्रव्यमान के पांच गुना द्रव्यमान वाले तारे का जीवन चक्र बहुत छोटा होता है और कुछ अलग तरह से विकसित होता है।ऐसा तारा अधिक चमकीला होता है, और इसकी सतह का तापमान 25,000 ° C या उससे अधिक होता है, तारों के मुख्य अनुक्रम में रहने की अवधि केवल लगभग 100 मिलियन वर्ष होती है।
जब ऐसा कोई सितारा मंच पर प्रवेश करता है लाल विशाल , इसके मूल में तापमान 600,000,000 डिग्री सेल्सियस से अधिक है। इसमें कार्बन फ्यूजन रिएक्शन होता है, जो लोहे सहित भारी तत्वों में बदल जाता है।
तारा, जारी ऊर्जा की क्रिया के तहत, अपने मूल आकार से सैकड़ों गुना बड़े आकार में फैलता है।इस स्तर पर एक सितारा सुपरजायंट कहा जाता है .
कोर में, ऊर्जा उत्पादन की प्रक्रिया अचानक बंद हो जाती है, और यह सेकंड के भीतर सिकुड़ जाती है। इस सब के साथ, भारी मात्रा में ऊर्जा निकलती है और एक भयावह शॉक वेव बनती है।
यह ऊर्जा पूरे तारे के माध्यम से यात्रा करती है और एक विस्फोट के बल द्वारा इसके एक महत्वपूर्ण हिस्से को बाहरी अंतरिक्ष में बाहर निकाल देती है, जिससे एक घटना के रूप में जाना जाता है सुपरनोवा विस्फोट .
लिखी गई हर चीज के बेहतर प्रतिनिधित्व के लिए, आरेख में सितारों के विकास के चक्र पर विचार करें
फरवरी 1987 में, पास की आकाशगंगा, लार्ज मैगेलैनिक क्लाउड में भी इसी तरह की चमक देखी गई थी। यह सुपरनोवा थोड़े समय के लिए एक ट्रिलियन सूर्यों से भी अधिक चमकीला चमका।
सुपरजायंट का कोर संकुचित होता है और केवल 10-20 किमी के व्यास के साथ एक खगोलीय पिंड बनाता है, और इसका घनत्व इतना अधिक होता है कि इसके पदार्थ के एक चम्मच का वजन 100 मिलियन टन हो सकता है !!! ऐसे खगोलीय पिंड में न्यूट्रॉन होते हैं औरन्यूट्रॉन तारा कहा जाता है .
एक न्यूट्रॉन स्टार जो अभी-अभी बना है, उसकी उच्च घूर्णन गति और बहुत मजबूत चुंबकत्व है।
नतीजतन, एक शक्तिशाली विद्युत चुम्बकीय क्षेत्र बनाया जाता है जो रेडियो तरंगों और अन्य प्रकार के विकिरण का उत्सर्जन करता है। वे तारे के चुंबकीय ध्रुवों से बीम के रूप में फैलते हैं।
अपनी धुरी पर तारे के घूमने के कारण ये किरणें बाह्य अंतरिक्ष को स्कैन करती हुई प्रतीत होती हैं। जब वे हमारे रेडियो टेलीस्कोप के पास से गुजरते हैं, तो हम उन्हें शॉर्ट बर्स्ट या पल्स के रूप में देखते हैं। इसलिए ऐसे तारे कहलाते हैं पल्सर.
पल्सर की खोज उनके द्वारा उत्सर्जित रेडियो तरंगों के कारण हुई थी। अब यह ज्ञात हो गया है कि उनमें से कई प्रकाश और एक्स-रे दालों का उत्सर्जन करते हैं।
पहला प्रकाश पल्सर क्रैब नेबुला में खोजा गया था। इसकी दालों को प्रति सेकंड 30 बार की आवृत्ति पर दोहराया जाता है।
अन्य पल्सर की दालों को अधिक बार दोहराया जाता है: पीआईआर (रेडियो उत्सर्जन का स्पंदन स्रोत) 1937+21 प्रति सेकंड 642 बार चमकता है। कल्पना करना भी मुश्किल है!
सूर्य के द्रव्यमान से दस गुना अधिक द्रव्यमान वाले तारे भी सुपरनोवा की तरह चमकते हैं।लेकिन विशाल द्रव्यमान के कारण, उनका पतन कहीं अधिक विनाशकारी है।
विनाशकारी संपीडन न्यूट्रॉन तारे के निर्माण के चरण में भी नहीं रुकता है, जिससे एक ऐसा क्षेत्र बन जाता है जिसमें सामान्य पदार्थ का अस्तित्व समाप्त हो जाता है।
केवल एक गुरुत्वाकर्षण बचा है, जो इतना मजबूत है कि कुछ भी नहीं, यहां तक कि प्रकाश भी उसके प्रभाव से बच नहीं सकता है। इस क्षेत्र को कहा जाता है ब्लैक होल.हां, बड़े सितारों का विकास डरावना और बहुत खतरनाक होता है।
इस वीडियो में हम बात करेंगे कि कैसे सुपरनोवा पल्सर और ब्लैक होल में बदल जाता है
मैं आपके बारे में नहीं जानता, प्रिय पाठकों, लेकिन मैं व्यक्तिगत रूप से प्यार करता हूं और अंतरिक्ष और इससे जुड़ी हर चीज में बहुत दिलचस्पी रखता हूं, यह इतना रहस्यमय और सुंदर है, यह लुभावनी है! सितारों के विकास ने हमें हमारे भविष्य के बारे में बहुत कुछ बताया है और सभी.
