तारे गर्म प्लाज्मा की विशाल गेंदें हैं। उनमें से कुछ का आकार सबसे अप्रभावी पाठक को भी आश्चर्यचकित कर देगा। तो, क्या आप आश्चर्यचकित होने के लिए तैयार हैं?
नीचे ब्रह्मांड के दस सबसे बड़े (व्यास में) सितारों की सूची दी गई है। आइए तुरंत आरक्षण कर लें कि यह दस उन सितारों से बना है जिन्हें हम पहले से जानते हैं। उच्च संभावना के साथ, हमारे विशाल ब्रह्मांड की विशालता में, इससे भी बड़े व्यास वाले तारे मौजूद हैं। यह भी ध्यान देने योग्य है कि प्रस्तुत खगोलीय पिंडों में से कुछ परिवर्तनशील तारों के वर्ग से संबंधित हैं, अर्थात। वे समय-समय पर विस्तार और संकुचन करते हैं। और अंत में, हम इस बात पर जोर देते हैं कि खगोल विज्ञान में सभी मापों में कुछ त्रुटि होती है, इसलिए ऐसे पैमानों के लिए यहां बताई गई संख्याएं सितारों के वास्तविक आकार से थोड़ी भिन्न हो सकती हैं।

1. वीवाई कैनिस मेजर
इस लाल हाइपरजायंट ने अपने सभी प्रतिस्पर्धियों को बहुत पीछे छोड़ दिया है। विभिन्न अनुमानों के अनुसार, तारे की त्रिज्या सौर त्रिज्या से 1800-2100 गुना अधिक है। यदि वीवाई कैनिस मेजोरिस हमारे सौर मंडल का केंद्र होता, तो इसका किनारा कक्षा के करीब आ जाता। यह तारा तारामंडल कैनिस मेजर में लगभग 4.9 हजार प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है।

2. वीवी सेफेई ए
तारा लगभग 2.4 हजार प्रकाश वर्ष की दूरी पर सेफियस तारामंडल में स्थित है। यह लाल हाइपरजायंट हमसे 1600-1900 गुना बड़ा है।

3. म्यू सेफेई
यह एक ही नक्षत्र में है. यह लाल महादानव सूर्य से 1650 गुना बड़ा है। इसके अलावा, म्यू सेफेई सबसे चमकीले सितारों में से एक है। यह हमारे तारे से 38,000 गुना अधिक चमकीला है।

4. V838 यूनिकॉर्न
यह लाल परिवर्तनशील तारा पृथ्वी से 20 हजार प्रकाश वर्ष की दूरी पर मोनोसेरोस तारामंडल में स्थित है। शायद यह वीवी सेफेई ए और म्यू सेफेई से भी अधिक चमका, लेकिन हमारे ग्रह से तारे को अलग करने वाली विशाल दूरी फिलहाल अधिक सटीक गणना करने की अनुमति नहीं देती है। इसलिए, आमतौर पर इसका श्रेय 1170 से 1970 सौर त्रिज्या को दिया जाता है।

5. WHO G64
पहले यह सोचा गया था कि यह लाल हाइपरजायंट आकार में वीवाई कैनिस मेजर के साथ प्रतिस्पर्धा कर सकता है। हालाँकि, हाल ही में यह पता चला कि तारामंडल डोरैडो का यह तारा सूर्य से केवल 1540 गुना बड़ा है। तारा आकाशगंगा के बाहर बौनी आकाशगंगा बड़े मैगेलैनिक बादल में स्थित है।

6. V354 सेफेई
यह लाल हाइपरजायंट WHO G64 से काफी कमतर है: यह सूर्य से 1520 गुना बड़ा है। तारा अपेक्षाकृत करीब है, पृथ्वी से केवल 9 हजार प्रकाश वर्ष दूर सेफियस तारामंडल में।

7. केवाई सिग्नस
यह तारा सूर्य से कम से कम 1420 गुना बड़ा है। लेकिन, कुछ गणनाओं के अनुसार, यह सूची में शीर्ष पर भी हो सकता है: तर्क गंभीर है - 2850 सौर त्रिज्या। हालाँकि, खगोलीय पिंड के वास्तविक आयाम संभवतः निचली सीमा के करीब हैं, जो तारे को हमारी रेटिंग की सातवीं पंक्ति तक ले गया। यह तारा पृथ्वी से 5 हजार प्रकाश वर्ष दूर सिग्नस तारामंडल में स्थित है।

8. किलोवाट धनु
धनु राशि में स्थित, लाल महादानव सूर्य की त्रिज्या का 1460 गुना है।

9. आरडब्ल्यू सेफेई
नक्षत्र सेफियस के चौथे प्रतिनिधि के आयामों पर अभी भी विवाद हैं। इसका आयाम लगभग 1260-1650 सौर त्रिज्या है।

10. बेतेल्गेउज़
यह लाल महादानव हमारे ग्रह से केवल 640 प्रकाश वर्ष दूर ओरायन तारामंडल में स्थित है। इसका आकार 1180 सौर त्रिज्या है। वैज्ञानिकों का मानना ​​है कि बेतेल्गेज़ का किसी भी क्षण पुनर्जन्म हो सकता है, और हम इस सबसे दिलचस्प प्रक्रिया को व्यावहारिक रूप से "आगे की पंक्तियों से" देख पाएंगे।

तारों के तुलनात्मक आकार का अनुमान इस वीडियो से लगाया जा सकता है:

तारे गर्म प्लाज्मा के बड़े खगोलीय पिंड हैं, जिनके आयाम सबसे जिज्ञासु पाठक को आश्चर्यचकित कर सकते हैं। विकसित होने के लिए तैयार हैं?

यह तुरंत ध्यान दिया जाना चाहिए कि रेटिंग उन दिग्गजों को ध्यान में रखते हुए संकलित की गई थी जो पहले से ही मानव जाति के लिए जाने जाते हैं। यह संभव है कि बाहरी अंतरिक्ष में कहीं और भी बड़े आयामों के तारे हों, लेकिन यह कई प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है, और आधुनिक उपकरण उनका पता लगाने और उनका विश्लेषण करने के लिए पर्याप्त नहीं हैं। यह भी जोड़ने योग्य है कि सबसे बड़े सितारे अंततः ऐसे नहीं रहेंगे, क्योंकि वे चर के वर्ग से संबंधित हैं। खैर, ज्योतिषियों की संभावित त्रुटियों के बारे में मत भूलिए। इसलिए...

ब्रह्मांड के शीर्ष 10 सबसे बड़े सितारे

10

बेटेल्गेज़ आकाशगंगा में सबसे बड़े सितारों की रेटिंग खुलती है, जिसका आकार सूर्य की त्रिज्या से 1190 गुना अधिक है। यह पृथ्वी से लगभग 640 प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है। अन्य तारों से तुलना करते हुए हम कह सकते हैं कि यह हमारे ग्रह से अपेक्षाकृत कम दूरी पर है। अगले कुछ सौ वर्षों में लाल रंग का विशालकाय ग्रह सुपरनोवा में बदल सकता है। ऐसे में इसके आयाम काफी बढ़ जाएंगे। उचित कारणों से, इस रैंकिंग में अंतिम स्थान पर रहने वाला सितारा बेटेल्गेयूज़ सबसे दिलचस्प है!

आरडब्ल्यू

एक अद्भुत सितारा, एक असामान्य चमक रंग के साथ आकर्षित। इसका आकार सूर्य के आयाम 1200 से 1600 सौर त्रिज्या से अधिक है। दुर्भाग्य से, हम ठीक-ठीक नहीं कह सकते कि यह तारा कितना शक्तिशाली और चमकीला है, क्योंकि यह हमारे ग्रह से बहुत दूर स्थित है। आरडब्ल्यू के उद्भव और दूरी के इतिहास के संबंध में, विभिन्न देशों के प्रमुख ज्योतिषी कई वर्षों से बहस कर रहे हैं। सब कुछ इस तथ्य के कारण है कि नक्षत्र में यह नियमित रूप से बदलता रहता है। समय के साथ, यह पूरी तरह से गायब हो सकता है। लेकिन यह अभी भी सबसे बड़े खगोलीय पिंडों में शीर्ष पर है।

सबसे बड़े ज्ञात सितारों की रैंकिंग में अगला KW धनु है। प्राचीन यूनानी किंवदंती के अनुसार, वह पर्सियस और एंड्रोमेडा की मृत्यु के बाद प्रकट हुई थी। इससे पता चलता है कि हमारी उपस्थिति से बहुत पहले ही इस तारामंडल का पता लगाना संभव था। लेकिन हमारे पूर्वजों के विपरीत, हम अधिक विश्वसनीय डेटा के बारे में जानते हैं। यह ज्ञात है कि तारों का आकार सूर्य से 1470 गुना अधिक है। हालाँकि, यह हमारे ग्रह के अपेक्षाकृत करीब है। KW एक चमकीला तारा है जो समय के साथ अपना तापमान बदलता रहता है।

वर्तमान में, यह निश्चित रूप से ज्ञात है कि इस बड़े तारे का आकार सूर्य के आकार से कम से कम 1430 गुना अधिक है, लेकिन सटीक परिणाम प्राप्त करना मुश्किल है, क्योंकि यह ग्रह से 5 हजार प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है। 13 साल पहले भी, अमेरिकी वैज्ञानिक पूरी तरह से अलग डेटा का हवाला देते थे। उस समय, यह माना जाता था कि केवाई सिग्नस की त्रिज्या सूर्य को 2850 गुना बढ़ा देती है। अब हमारे पास इस खगोलीय पिंड के सापेक्ष अधिक विश्वसनीय आयाम हैं, जो निश्चित रूप से अधिक सटीक हैं। नाम के आधार पर, आप समझते हैं कि तारा सिग्नस तारामंडल में स्थित है।

सेफियस तारामंडल में शामिल एक बहुत बड़ा तारा V354 है, जिसका आकार सूर्य से 1530 गुना अधिक है। इसी समय, आकाशीय पिंड हमारे ग्रह से अपेक्षाकृत करीब है, केवल 9 हजार प्रकाश वर्ष दूर। यह अन्य अद्वितीय सितारों की पृष्ठभूमि के मुकाबले विशेष चमक और तापमान में भिन्न नहीं है। हालाँकि, यह परिवर्तनशील प्रकाशकों की संख्या से संबंधित है, इसलिए, आयाम भिन्न हो सकते हैं। यह संभावना है कि सेफियस V354 रेटिंग में इस स्थान पर अधिक समय तक नहीं टिकेगा। समय के साथ इसका आकार घटने की संभावना है।

कुछ साल पहले, यह माना जाता था कि यह लाल विशालकाय वीवाई कैनिस मेजर का प्रतिस्पर्धी बन सकता है। इसके अलावा, कुछ विशेषज्ञ सशर्त रूप से WHO G64 को हमारे ब्रह्मांड में सबसे बड़ा ज्ञात तारा मानते हैं। आज, प्रौद्योगिकी के तेजी से विकास के युग में, ज्योतिषी अधिक विश्वसनीय डेटा प्राप्त करने में कामयाब रहे हैं। अब यह ज्ञात है कि डोराडो की त्रिज्या सूर्य के आकार से केवल 1550 गुना है। इस प्रकार खगोल विज्ञान के क्षेत्र में बड़ी गलतियाँ की जाती हैं। हालाँकि, घटना को दूरी से आसानी से समझाया जा सकता है। तारा आकाशगंगा के बाहर है। अर्थात्, एक बौनी आकाशगंगा में जिसे विशाल मैगेलैनिक बादल कहा जाता है।

वी838

ब्रह्मांड में सबसे असामान्य सितारों में से एक, यूनिकॉर्न तारामंडल में स्थित है। यह हमारे ग्रह से लगभग 20 हजार प्रकाश वर्ष दूर स्थित है। यहां तक ​​कि यह तथ्य भी आश्चर्यजनक है कि हमारे विशेषज्ञ इसे ढूंढने में कामयाब रहे। ल्यूमिनरी V838 म्यू सेफेई से भी बड़ा है। पृथ्वी से अत्यधिक दूरी के कारण इसके आयामों के संबंध में सटीक गणना करना काफी कठिन है। अनुमानित आकार के आंकड़ों की बात करें तो ये 1170 से 1900 सौर त्रिज्या तक होते हैं।

सेफियस तारामंडल में कई अद्भुत तारे हैं और म्यू सेफई को इसकी पुष्टि माना जाता है। सबसे बड़े तारों में से एक का आकार सूर्य से 1660 गुना बड़ा है। सुपरजायंट को आकाशगंगा में सबसे चमकीले में से एक माना जाता है। हमारे लिए सबसे अधिक ज्ञात तारे, यानी सूर्य की रोशनी से लगभग 37,000 गुना अधिक शक्तिशाली। दुर्भाग्य से, हम स्पष्ट रूप से यह नहीं कह सकते कि म्यू सेफेई हमारे ग्रह से कितनी दूरी पर स्थित है।

प्रतीत होता है कि अगोचर यूवाई शील्ड

तारों के संदर्भ में आधुनिक खगोल भौतिकी फिर से अपनी प्रारंभिक अवस्था का अनुभव कर रही है। तारों का अवलोकन उत्तर से अधिक प्रश्न देता है। इसलिए, जब पूछा जाए कि ब्रह्मांड में कौन सा तारा सबसे बड़ा है, तो आपको तुरंत उत्तर के लिए तैयार रहना होगा। क्या आप विज्ञान द्वारा ज्ञात सबसे बड़े तारे के बारे में पूछ रहे हैं, या विज्ञान किसी तारे को किस सीमा तक सीमित करता है? जैसा कि आमतौर पर होता है, दोनों ही मामलों में आपको कोई निश्चित उत्तर नहीं मिलेगा। सबसे बड़े सितारे के लिए सबसे संभावित उम्मीदवार अपने "पड़ोसियों" के साथ समान रूप से हाथ साझा करता है। यह वास्तविक "सितारों के राजा" से कितना कम हो सकता है, यह भी खुला है।

सूर्य और तारे यूवाई स्कूटी के आकार की तुलना। सूर्य यूवाई शील्ड के बाईं ओर लगभग अदृश्य पिक्सेल है।

सुपरजायंट यूवाई स्कूटम, कुछ शंकाओं के साथ, आज देखा गया सबसे बड़ा सितारा कहा जा सकता है। "आरक्षण के साथ" क्यों नीचे बताया जाएगा। यूवाई स्कूटी 9500 प्रकाश वर्ष दूर है और एक छोटी दूरबीन से दिखाई देने वाले मंद परिवर्तनशील तारे के रूप में दिखाई देता है। खगोलविदों के अनुसार, इसकी त्रिज्या सूर्य की त्रिज्या 1700 से अधिक है, और स्पंदन अवधि के दौरान यह आकार 2000 तक बढ़ सकता है।

यह पता चलता है कि यदि ऐसे तारे को सूर्य के स्थान पर रखा जाता, तो स्थलीय ग्रह की वर्तमान कक्षाएँ एक महादानव के आंत्र में होतीं, और इसके प्रकाशमंडल की सीमाएँ कभी-कभी कक्षा के विपरीत होतीं। यदि हम अपनी पृथ्वी को एक अनाज के दाने के रूप में और सूर्य को एक तरबूज के रूप में कल्पना करें, तो यूवाई शील्ड का व्यास ओस्टैंकिनो टीवी टॉवर की ऊंचाई के बराबर होगा।

ऐसे तारे के चारों ओर प्रकाश की गति से उड़ान भरने में 7-8 घंटे तक का समय लगेगा। स्मरण रहे कि सूर्य द्वारा उत्सर्जित प्रकाश मात्र 8 मिनट में हमारे ग्रह तक पहुँच जाता है। यदि आप उसी गति से उड़ें जिस गति से यह डेढ़ घंटे में पृथ्वी के चारों ओर एक चक्कर लगाता है, तो यूवाई शील्ड के चारों ओर की उड़ान लगभग 36 वर्षों तक चलेगी। अब इन पैमानों की कल्पना करें, यह देखते हुए कि आईएसएस एक गोली से 20 गुना तेज और यात्री विमानों की तुलना में दस गुना तेज उड़ान भरता है।

यूवाई शील्ड का द्रव्यमान और चमक

यह ध्यान देने योग्य है कि यूवाई शील्ड का इतना राक्षसी आकार इसके अन्य मापदंडों के साथ पूरी तरह से अतुलनीय है। यह तारा सूर्य से "केवल" 7-10 गुना अधिक विशाल है। यह पता चला है कि इस महादानव का औसत घनत्व हमारे आसपास की हवा के घनत्व से लगभग दस लाख गुना कम है! तुलना के लिए, सूर्य का घनत्व पानी के घनत्व का डेढ़ गुना है, और पदार्थ के एक कण का वजन भी लाखों टन होता है। मोटे तौर पर कहें तो, ऐसे तारे का औसत पदार्थ घनत्व में समुद्र तल से लगभग एक सौ किलोमीटर की ऊंचाई पर स्थित वायुमंडल की परत के समान होता है। यह परत, जिसे कर्मन रेखा भी कहा जाता है, पृथ्वी के वायुमंडल और अंतरिक्ष के बीच एक सशर्त सीमा है। यह पता चला है कि यूवाई शील्ड का घनत्व अंतरिक्ष के निर्वात से थोड़ा ही कम है!

इसके अलावा UY शील्ड भी सबसे चमकदार नहीं है। 340,000 सौर की अपनी चमक के साथ, यह सबसे चमकीले सितारों की तुलना में दस गुना कम है। इसका एक अच्छा उदाहरण तारा आर136 है, जो आज ज्ञात सबसे विशाल तारा (265 सौर द्रव्यमान) होने के कारण सूर्य से लगभग नौ मिलियन गुना अधिक चमकीला है। वहीं, तारा सूर्य से केवल 36 गुना बड़ा है। यह पता चला है कि आर136 यूवाई शील्ड की तुलना में 25 गुना अधिक चमकीला और लगभग उतना ही गुना अधिक विशाल है, इस तथ्य के बावजूद कि यह विशाल से 50 गुना छोटा है।

यूवाई शील्ड के भौतिक पैरामीटर

सामान्य तौर पर, यूवाई स्कूटी वर्णक्रमीय प्रकार M4Ia का एक स्पंदित परिवर्तनशील लाल सुपरजायंट है। यानी, हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल स्पेक्ट्रम-ल्यूमिनोसिटी आरेख पर, यूवाई स्कूटम ऊपरी दाएं कोने में स्थित है।

फिलहाल, तारा अपने विकास के अंतिम चरण में पहुंच रहा है। सभी महादानवों की तरह, उसने हीलियम और कुछ अन्य भारी तत्वों को सक्रिय रूप से जलाना शुरू कर दिया। वर्तमान मॉडलों के अनुसार, लाखों वर्षों में, यूवाई स्कूटम क्रमिक रूप से एक पीले सुपरजायंट में बदल जाएगा, फिर एक चमकीले नीले चर या वुल्फ-रेएट तारे में। इसके विकास का अंतिम चरण एक सुपरनोवा विस्फोट होगा, जिसके दौरान तारा अपने खोल को त्याग देगा, संभवतः एक न्यूट्रॉन तारे को पीछे छोड़ देगा।

पहले से ही अब यूवाई स्कूटम 740 दिनों की अनुमानित स्पंदन अवधि के साथ अर्ध-नियमित परिवर्तनशीलता के रूप में अपनी गतिविधि दिखाता है। यह देखते हुए कि एक तारा अपनी त्रिज्या को 1700 से 2000 सौर त्रिज्या तक बदल सकता है, इसके विस्तार और संकुचन की दर अंतरिक्ष यान की गति के बराबर है! इसका द्रव्यमान ह्रास प्रति वर्ष 58 मिलियनवें सौर द्रव्यमान (या प्रति वर्ष 19 पृथ्वी द्रव्यमान) की एक प्रभावशाली दर है। यह प्रति माह लगभग डेढ़ पृथ्वी द्रव्यमान है। इसलिए, लाखों साल पहले मुख्य अनुक्रम पर होने के कारण, यूवाई स्कूटम का द्रव्यमान 25 से 40 सौर द्रव्यमान हो सकता था।

सितारों के बीच दिग्गज

ऊपर उल्लिखित आरक्षण पर लौटते हुए, हम ध्यान देते हैं कि सबसे बड़े ज्ञात तारे के रूप में यूवाई शील्ड की प्रधानता को स्पष्ट नहीं कहा जा सकता है। तथ्य यह है कि खगोलशास्त्री अभी भी पर्याप्त सटीकता के साथ अधिकांश तारों की दूरी निर्धारित नहीं कर सकते हैं, और इसलिए उनके आकार का अनुमान लगाते हैं। इसके अलावा, बड़े तारे बहुत अस्थिर होते हैं (यूवाई स्कूटम स्पंदन को याद करें)। इसी तरह, उनकी संरचना भी धुंधली होती है। उनके पास काफी विस्तारित वातावरण, अपारदर्शी गैस और धूल के गोले, डिस्क या एक बड़ा साथी सितारा हो सकता है (एक उदाहरण वीवी सेफेई है, नीचे देखें)। ऐसे तारों की सीमा कहां से गुजरती है, यह ठीक-ठीक कह पाना असंभव है। अंत में, तारों की सीमा की उनके प्रकाशमंडल की त्रिज्या के रूप में सुस्थापित अवधारणा पहले से ही बेहद मनमानी है।

इसलिए, इस संख्या में लगभग एक दर्जन सितारे शामिल हो सकते हैं, जिनमें एनएमएल सिग्नस, वीवी सेफियस ए, वीवाई कैनिस मेजर, डब्ल्यूओएच जी64 और कुछ अन्य शामिल हैं। ये सभी तारे हमारी आकाशगंगा (इसके उपग्रहों सहित) के आसपास स्थित हैं और कई मायनों में एक-दूसरे के समान हैं। ये सभी लाल सुपरजायंट या हाइपरजायंट हैं (सुपर और हाइपर के बीच अंतर के लिए नीचे देखें)। उनमें से प्रत्येक लाखों या हजारों वर्षों में एक सुपरनोवा में बदल जाएगा। वे आकार में भी समान हैं, 1400-2000 सौर तक।

इनमें से प्रत्येक तारे की अपनी-अपनी विशेषता है। तो यूवाई शील्ड में, यह सुविधा पहले चर्चा की गई परिवर्तनशीलता है। WOH G64 में टॉरॉयडल गैस और धूल का आवरण है। बेहद दिलचस्प है दोहरा ग्रहण करने वाला परिवर्तनशील सितारा वीवी सेफेई। यह दो तारों की एक करीबी प्रणाली है, जिसमें लाल हाइपरजायंट वीवी सेफेई ए और नीला मुख्य अनुक्रम तारा वीवी सेफेई बी शामिल हैं। इन तारों के केंद्र लगभग 17-34 में एक दूसरे से स्थित हैं। यह मानते हुए कि सेफियस बी का वीवी त्रिज्या 9 एयू तक पहुंच सकता है। (1900 सौर त्रिज्या), तारे एक दूसरे से "हाथ की दूरी" पर स्थित हैं। उनका अग्रानुक्रम इतना करीब है कि हाइपरजायंट के पूरे टुकड़े बड़ी गति से "छोटे पड़ोसी" की ओर प्रवाहित होते हैं, जो उससे लगभग 200 गुना छोटा है।

एक नेता की तलाश है

ऐसी परिस्थितियों में, तारों के आकार का अनुमान लगाना पहले से ही समस्याग्रस्त है। कोई किसी तारे के आकार के बारे में कैसे बात कर सकता है यदि उसका वायुमंडल दूसरे तारे में प्रवाहित होता है, या आसानी से गैस और धूल डिस्क में चला जाता है? यह इस तथ्य के बावजूद है कि तारे में स्वयं एक बहुत ही दुर्लभ गैस होती है।

इसके अलावा, सभी सबसे बड़े सितारे बेहद अस्थिर और अल्पकालिक हैं। ऐसे तारे कुछ लाखों या सैकड़ों-हजारों वर्षों तक जीवित रह सकते हैं। इसलिए, किसी अन्य आकाशगंगा में एक विशाल तारे को देखकर, आप निश्चिंत हो सकते हैं कि एक न्यूट्रॉन तारा अब अपनी जगह पर स्पंदित हो रहा है या एक ब्लैक होल एक सुपरनोवा विस्फोट के अवशेषों से घिरा हुआ अंतरिक्ष में घूम रहा है। यदि ऐसा कोई तारा हमसे हजारों प्रकाश वर्ष भी दूर है, तो कोई भी पूरी तरह से आश्वस्त नहीं हो सकता कि वह अभी भी अस्तित्व में है या उतना ही विशालकाय बना हुआ है।

इसमें तारों की दूरी निर्धारित करने के आधुनिक तरीकों की अपूर्णता और कई अनिर्दिष्ट समस्याएं भी जोड़ें। यह पता चला है कि दस सबसे बड़े ज्ञात सितारों में से भी, एक निश्चित नेता को चुनना और उन्हें आकार के आरोही क्रम में व्यवस्थित करना असंभव है। इस मामले में, शील्ड के यूवाई को बिग टेन का नेतृत्व करने के लिए सबसे संभावित उम्मीदवार के रूप में उद्धृत किया गया था। इसका मतलब यह बिल्कुल नहीं है कि इसका नेतृत्व निर्विवाद है और उदाहरण के लिए, एनएमएल सिग्नस या वीवाई कैनिस मेजर उससे बड़ा नहीं हो सकता। इसलिए, विभिन्न स्रोत सबसे बड़े ज्ञात तारे के बारे में प्रश्न का उत्तर अलग-अलग तरीकों से दे सकते हैं। यह उनकी अक्षमता के बारे में नहीं, बल्कि इस तथ्य के बारे में बताता है कि विज्ञान ऐसे सीधे प्रश्नों का भी स्पष्ट उत्तर नहीं दे सकता है।

ब्रह्मांड में सबसे बड़ा

यदि विज्ञान खोजे गए तारों में से सबसे बड़े तारे का पता लगाने का प्रयास नहीं करता है, तो हम यह कैसे कह सकते हैं कि ब्रह्मांड में कौन सा तारा सबसे बड़ा है? वैज्ञानिकों के अनुसार, अवलोकनीय ब्रह्मांड की सीमाओं के भीतर भी तारों की संख्या दुनिया के सभी समुद्र तटों पर रेत के कणों की संख्या से दस गुना अधिक है। बेशक, यहां तक ​​कि सबसे शक्तिशाली आधुनिक दूरबीनें भी उनका अकल्पनीय रूप से छोटा हिस्सा देख सकती हैं। यह तथ्य कि सबसे बड़े सितारों को उनकी चमक से अलग किया जा सकता है, "तारकीय नेता" की खोज में मदद नहीं करेगा। उनकी चमक चाहे जो भी हो, दूर की आकाशगंगाओं का अवलोकन करने पर फीकी पड़ जाएगी। इसके अलावा, जैसा कि पहले उल्लेख किया गया है, सबसे चमकीले तारे सबसे बड़े नहीं हैं (एक उदाहरण R136 है)।

यह भी याद रखें कि दूर की आकाशगंगा में किसी बड़े तारे का अवलोकन करते समय, हम वास्तव में उसका "भूत" देखेंगे। इसलिए, ब्रह्मांड में सबसे बड़े तारे को ढूंढना आसान नहीं है, इसकी खोज बस अर्थहीन होगी।

हाइपरजाइंट्स

यदि सबसे बड़े तारे को व्यावहारिक रूप से खोजना असंभव है, तो शायद इसे सैद्धांतिक रूप से विकसित करना उचित है? यानी एक निश्चित सीमा का पता लगाना, जिसके बाद किसी तारे का अस्तित्व तारा नहीं रह जाता। हालाँकि, यहाँ भी आधुनिक विज्ञान को एक समस्या का सामना करना पड़ता है। तारों के विकास और भौतिकी का वर्तमान सैद्धांतिक मॉडल यह स्पष्ट नहीं करता है कि वास्तव में क्या मौजूद है और दूरबीनों में क्या देखा जाता है। इसका एक उदाहरण हाइपरजाइंट्स है।

खगोलविदों को तारकीय द्रव्यमान की सीमा के लिए बार-बार बार उठाना पड़ा है। यह सीमा पहली बार 1924 में अंग्रेजी खगोलशास्त्री आर्थर एडिंगटन द्वारा पेश की गई थी। तारों की चमक की उनके द्रव्यमान पर घन निर्भरता प्राप्त करने के बाद। एडिंगटन ने महसूस किया कि कोई तारा अनिश्चित काल तक द्रव्यमान जमा नहीं कर सकता। चमक द्रव्यमान की तुलना में तेजी से बढ़ती है, और देर-सबेर इससे हाइड्रोस्टेटिक संतुलन का उल्लंघन हो जाएगा। बढ़ती चमक का हल्का दबाव वस्तुतः तारे की बाहरी परतों को उड़ा देगा। एडिंगटन द्वारा गणना की गई सीमा 65 सौर द्रव्यमान थी। इसके बाद, खगोल भौतिकीविदों ने उनमें बेहिसाब घटकों को जोड़कर और शक्तिशाली कंप्यूटरों का उपयोग करके उनकी गणनाओं को परिष्कृत किया। अतः तारों के द्रव्यमान की आधुनिक सैद्धांतिक सीमा 150 सौर द्रव्यमान है। अब याद रखें कि R136a1 का द्रव्यमान 265 सौर द्रव्यमान है, जो सैद्धांतिक सीमा से लगभग दोगुना है!

R136a1 आज ज्ञात सबसे विशाल तारा है। इसके अतिरिक्त, कई और तारों का द्रव्यमान महत्वपूर्ण है, जिनकी संख्या हमारी आकाशगंगा में उंगलियों पर गिनी जा सकती है। ऐसे तारों को हाइपरजायंट कहा जाता है। ध्यान दें कि R136a1 उन सितारों से बहुत छोटा है, जिन्हें कक्षा में इसके नीचे होना चाहिए - उदाहरण के लिए, सुपरजायंट यूवाई शील्ड। ऐसा इसलिए है क्योंकि हाइपरजाइंट्स को सबसे बड़ा नहीं, बल्कि सबसे विशाल तारा कहा जाता है। ऐसे तारों के लिए, स्पेक्ट्रम-ल्युमिनोसिटी आरेख (O) पर एक अलग वर्ग बनाया गया था, जो सुपरजायंट्स (Ia) के वर्ग के ऊपर स्थित था। हाइपरजाइंट के द्रव्यमान के लिए सटीक प्रारंभिक बार स्थापित नहीं किया गया है, लेकिन, एक नियम के रूप में, उनका द्रव्यमान 100 सौर द्रव्यमान से अधिक है। "बिग टेन" का कोई भी सबसे बड़ा सितारा इन सीमाओं से कम नहीं है।

सैद्धांतिक गतिरोध

आधुनिक विज्ञान उन तारों के अस्तित्व की प्रकृति की व्याख्या नहीं कर सकता जिनका द्रव्यमान 150 सौर द्रव्यमान से अधिक है। इससे यह सवाल उठता है कि तारों के आकार की सैद्धांतिक सीमा कैसे निर्धारित की जा सकती है यदि किसी तारे की त्रिज्या, द्रव्यमान के विपरीत, स्वयं एक अस्पष्ट अवधारणा है।

आइए इस तथ्य को ध्यान में रखें कि यह ठीक से ज्ञात नहीं है कि पहली पीढ़ी के तारे क्या थे, और ब्रह्मांड के आगे के विकास के दौरान वे क्या होंगे। तारों की संरचना, धात्विकता में परिवर्तन से उनकी संरचना में आमूल-चूल परिवर्तन हो सकते हैं। खगोलभौतिकीविदों को केवल उन आश्चर्यों को समझना है जो आगे के अवलोकनों और सैद्धांतिक अनुसंधान द्वारा उनके सामने प्रस्तुत किए जाएंगे। यह बहुत संभव है कि यूवाई शील्ड एक काल्पनिक "किंग-स्टार" की पृष्ठभूमि के खिलाफ एक वास्तविक टुकड़ा बन जाए जो कहीं चमकता है या हमारे ब्रह्मांड के सबसे दूर के कोनों में चमकेगा।

तारे बहुत अलग होते हैं: छोटे और बड़े, चमकीले और बहुत चमकीले नहीं, बूढ़े और जवान, गर्म और ठंडे, सफेद, नीले, पीले, लाल, आदि।

हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख आपको तारों के वर्गीकरण को समझने की अनुमति देता है।

यह किसी तारे के पूर्ण परिमाण, चमक, वर्णक्रमीय प्रकार और सतह के तापमान के बीच संबंध को दर्शाता है। इस आरेख में तारे बेतरतीब ढंग से व्यवस्थित नहीं हैं, बल्कि अच्छी तरह से परिभाषित क्षेत्र बनाते हैं।

अधिकांश तारे तथाकथित पर स्थित हैं मुख्य अनुक्रम. मुख्य अनुक्रम का अस्तित्व इस तथ्य के कारण है कि हाइड्रोजन जलने का चरण अधिकांश सितारों के विकास के समय का ~90% है: तारे के केंद्रीय क्षेत्रों में हाइड्रोजन के जलने से एक आइसोथर्मल हीलियम कोर का निर्माण होता है, लाल विशाल अवस्था में संक्रमण, और मुख्य अनुक्रम से तारे का प्रस्थान। लाल दिग्गजों का अपेक्षाकृत संक्षिप्त विकास, उनके द्रव्यमान के आधार पर, सफेद बौनों, न्यूट्रॉन सितारों या ब्लैक होल के निर्माण की ओर ले जाता है।

अपने विकासवादी विकास के विभिन्न चरणों में होने के कारण, तारों को सामान्य तारे, बौने तारे, विशाल तारे में विभाजित किया जाता है।

सामान्य तारे मुख्य अनुक्रम तारे होते हैं। हमारा सूर्य उनमें से एक है। कभी-कभी सूर्य जैसे सामान्य तारों को पीला बौना कहा जाता है।

पीला बौना

पीला बौना एक प्रकार का छोटा मुख्य अनुक्रम तारा है जिसका द्रव्यमान 0.8 और 1.2 सौर द्रव्यमान के बीच होता है और सतह का तापमान 5000-6000 K होता है।

एक पीले बौने का जीवनकाल औसतन 10 अरब वर्ष होता है।

हाइड्रोजन की पूरी आपूर्ति ख़त्म हो जाने के बाद, तारा आकार में कई गुना बढ़ जाता है और एक लाल दानव में बदल जाता है। इस प्रकार के तारे का एक उदाहरण एल्डेबारन है।

लाल विशाल गैस की अपनी बाहरी परतों को बाहर निकालता है, जिससे ग्रहीय नीहारिकाएं बनती हैं, और कोर एक छोटे, घने सफेद बौने में ढह जाता है।

लाल दानव एक बड़ा लाल या नारंगी तारा है। ऐसे तारों का निर्माण तारा निर्माण के चरण और उनके अस्तित्व के बाद के चरणों दोनों में संभव है।

प्रारंभिक चरण में, तारा संपीड़न के दौरान जारी गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा के कारण विकिरण करता है, जब तक कि थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया की शुरुआत से संपीड़न बंद नहीं हो जाता।

तारों के विकास के बाद के चरणों में, उनके आंतरिक भाग में हाइड्रोजन जलने के बाद, तारे मुख्य अनुक्रम से उतरते हैं और हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख के लाल दिग्गजों और सुपरजाइंट्स के क्षेत्र में चले जाते हैं: यह चरण लगभग 10% तक रहता है तारों के "सक्रिय" जीवन का समय, यानी उनके विकास के चरण, जिसके दौरान तारकीय आंतरिक भाग में न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रतिक्रियाएं होती हैं।

विशाल तारे की सतह का तापमान अपेक्षाकृत कम, लगभग 5000 डिग्री होता है। एक विशाल त्रिज्या, 800 सौर तक पहुंचती है और इतने बड़े आकार के कारण, एक विशाल चमक। सबसे अधिक विकिरण स्पेक्ट्रम के लाल और अवरक्त क्षेत्रों पर पड़ता है, इसीलिए इन्हें लाल दानव कहा जाता है।

सबसे बड़े दिग्गज लाल सुपरजायंट में बदल जाते हैं। ओरायन तारामंडल में बेटेल्गेयूज़ नामक तारा लाल महादानव का सबसे आकर्षक उदाहरण है।

बौने तारे दिग्गजों के विपरीत होते हैं और इस प्रकार हो सकते हैं।

एक सफेद बौना वह है जो लाल विशाल चरण से गुजरने के बाद 1.4 सौर द्रव्यमान से अधिक नहीं होने वाले द्रव्यमान वाले एक साधारण तारे का अवशेष होता है।

हाइड्रोजन की अनुपस्थिति के कारण ऐसे तारों के कोर में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया नहीं होती है।

सफ़ेद बौने बहुत घने होते हैं। वे आकार में पृथ्वी से बड़े नहीं हैं, लेकिन उनके द्रव्यमान की तुलना सूर्य के द्रव्यमान से की जा सकती है।

ये अविश्वसनीय रूप से गर्म तारे हैं, जिनका तापमान 100,000 डिग्री या उससे अधिक तक पहुँच जाता है। वे अपनी शेष ऊर्जा पर चमकते हैं, लेकिन समय के साथ, यह खत्म हो जाती है, और कोर ठंडा हो जाता है, एक काले बौने में बदल जाता है।

लाल बौने ब्रह्मांड में सबसे आम तारकीय प्रकार की वस्तुएं हैं। उनकी बहुतायत का अनुमान आकाशगंगा के सभी तारों की संख्या का 70 से 90% तक है। ये बाकी स्टार्स से काफी अलग हैं.

लाल बौनों का द्रव्यमान सौर द्रव्यमान के एक तिहाई से अधिक नहीं होता है (निचली द्रव्यमान सीमा 0.08 सौर है, इसके बाद भूरे बौने होते हैं), सतह का तापमान 3500 K तक पहुँच जाता है। लाल बौनों का वर्णक्रमीय प्रकार M या देर K होता है। इसके तारे प्रकार बहुत कम प्रकाश उत्सर्जित करता है, कभी-कभी सूर्य से 10,000 गुना छोटा।

उनके कम विकिरण को देखते हुए, कोई भी लाल बौना पृथ्वी से नग्न आंखों को दिखाई नहीं देता है। यहां तक ​​कि सूर्य के निकटतम लाल बौना, प्रॉक्सिमा सेंटॉरी (सूर्य के ट्रिपल सिस्टम में सबसे निकटतम तारा) और निकटतम एकल लाल बौना, बरनार्ड स्टार का स्पष्ट परिमाण क्रमशः 11.09 और 9.53 है। वहीं, 7.72 तक की तीव्रता वाले तारे को नग्न आंखों से देखा जा सकता है।

हाइड्रोजन दहन की कम दर के कारण, लाल बौनों का जीवनकाल बहुत लंबा होता है - दसियों अरबों से लेकर दसियों खरबों वर्षों तक (0.1 सौर द्रव्यमान वाला एक लाल बौना 10 खरब वर्षों तक जलता रहेगा)।

लाल बौनों में, हीलियम से जुड़ी थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं असंभव हैं, इसलिए वे लाल दिग्गजों में नहीं बदल सकते। समय के साथ, वे धीरे-धीरे सिकुड़ते हैं और अधिक से अधिक गर्म हो जाते हैं जब तक कि वे हाइड्रोजन ईंधन की पूरी आपूर्ति का उपयोग नहीं कर लेते।

धीरे-धीरे, सैद्धांतिक अवधारणाओं के अनुसार, वे नीले बौनों में बदल जाते हैं - सितारों का एक काल्पनिक वर्ग, जबकि कोई भी लाल बौना अभी तक नीले बौने में और फिर हीलियम कोर के साथ सफेद बौनों में बदलने में कामयाब नहीं हुआ है।

भूरे बौने उपतारकीय वस्तुएं हैं (जिनका द्रव्यमान लगभग 0.01 से 0.08 सौर द्रव्यमान की सीमा में है, या, क्रमशः, 12.57 से 80.35 बृहस्पति द्रव्यमान और व्यास लगभग बृहस्पति के बराबर है), जिसकी गहराई में, मुख्य के विपरीत अनुक्रम तारों में, हाइड्रोजन के हीलियम में रूपांतरण के साथ कोई थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रिया नहीं होती है।

मुख्य अनुक्रम तारों का न्यूनतम तापमान लगभग 4000 K होता है, भूरे बौनों का तापमान 300 से 3000 K तक होता है। भूरे बौने अपने पूरे जीवन भर लगातार ठंडे रहते हैं, जबकि बौना जितना बड़ा होता है, वह उतनी ही धीमी गति से ठंडा होता है।

भूरे रंग के बौने

सबब्राउन बौने या भूरे सबबौने ठंडी संरचनाएं हैं जो द्रव्यमान में भूरे बौने की सीमा से नीचे होती हैं। उनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के लगभग सौवें हिस्से से कम है या, क्रमशः, बृहस्पति के 12.57 द्रव्यमान से, निचली सीमा परिभाषित नहीं है। इन्हें आमतौर पर ग्रह माना जाता है, हालांकि वैज्ञानिक समुदाय अभी तक इस बारे में अंतिम निष्कर्ष पर नहीं पहुंचा है कि ग्रह किसे माना जाता है और उपभूरा बौना किसे माना जाता है।

काला बौना

काले बौने सफेद बौने होते हैं जो ठंडे हो जाते हैं और इसलिए दृश्य सीमा में विकिरण नहीं करते हैं। सफ़ेद बौनों के विकास में अंतिम चरण का प्रतिनिधित्व करता है। काले बौनों का द्रव्यमान, सफेद बौनों के द्रव्यमान की तरह, ऊपर से 1.4 सौर द्रव्यमान द्वारा सीमित होता है।

एक द्विआधारी तारा दो गुरुत्वाकर्षण से बंधे तारे हैं जो द्रव्यमान के एक सामान्य केंद्र के चारों ओर घूमते हैं।

कभी-कभी तीन या अधिक तारों की प्रणाली होती है, ऐसी सामान्य स्थिति में प्रणाली को बहु तारा कहा जाता है।

ऐसे मामलों में जहां ऐसी तारा प्रणाली पृथ्वी से बहुत दूर नहीं है, दूरबीन के माध्यम से अलग-अलग तारों को पहचाना जा सकता है। यदि दूरी महत्वपूर्ण है, तो यह समझने के लिए कि खगोलविदों के सामने एक दोहरा तारा केवल अप्रत्यक्ष संकेतों से ही संभव है - एक तारे के आवधिक ग्रहण के कारण दूसरे और कुछ अन्य द्वारा होने वाले चमक में उतार-चढ़ाव।

नया सितारा

तारे जिनकी चमक अचानक 10,000 गुना बढ़ जाती है। नोवा एक द्विआधारी प्रणाली है जिसमें एक सफेद बौना और एक मुख्य अनुक्रम साथी तारा शामिल होता है। ऐसी प्रणालियों में, तारे से गैस धीरे-धीरे सफेद बौने में प्रवाहित होती है और समय-समय पर वहां विस्फोट करती है, जिससे चमक में विस्फोट होता है।

सुपरनोवा

सुपरनोवा एक तारा है जो एक विनाशकारी विस्फोटक प्रक्रिया में अपना विकास समाप्त करता है। इस मामले में चमक एक नए तारे की तुलना में अधिक परिमाण के कई ऑर्डर हो सकती है। इतना शक्तिशाली विस्फोट तारे में विकास के अंतिम चरण में होने वाली प्रक्रियाओं का परिणाम है।

न्यूट्रॉन स्टार

न्यूट्रॉन तारे (एनएस) तारकीय संरचनाएं हैं जिनका द्रव्यमान 1.5 सौर द्रव्यमान के क्रम का होता है और आकार सफेद बौनों की तुलना में काफी छोटा होता है, न्यूट्रॉन तारे की विशिष्ट त्रिज्या, संभवतः, 10-20 किलोमीटर के क्रम की होती है।

इनमें मुख्य रूप से तटस्थ उपपरमाण्विक कण - न्यूट्रॉन होते हैं, जो गुरुत्वाकर्षण बलों द्वारा कसकर संकुचित होते हैं। ऐसे तारों का घनत्व अत्यंत अधिक होता है, आनुपातिक होता है और कुछ अनुमानों के अनुसार यह परमाणु नाभिक के औसत घनत्व से कई गुना अधिक हो सकता है। एनजेड पदार्थ के एक घन सेंटीमीटर का वजन करोड़ों टन होगा। न्यूट्रॉन तारे की सतह पर गुरुत्वाकर्षण बल पृथ्वी की तुलना में लगभग 100 अरब गुना अधिक है।

वैज्ञानिकों के अनुसार हमारी आकाशगंगा में 100 मिलियन से लेकर 1 बिलियन तक न्यूट्रॉन तारे हो सकते हैं, यानी एक हजार में से लगभग एक सामान्य तारे।

पल्सर

पल्सर आवधिक विस्फोट (पल्स) के रूप में पृथ्वी पर आने वाले विद्युत चुम्बकीय विकिरण के ब्रह्मांडीय स्रोत हैं।

प्रमुख खगोल भौतिकी मॉडल के अनुसार, पल्सर एक चुंबकीय क्षेत्र के साथ न्यूट्रॉन तारे घूम रहे हैं जो घूर्णन की धुरी पर झुका हुआ है। जब पृथ्वी इस विकिरण से बने शंकु में गिरती है, तो एक विकिरण पल्स को रिकॉर्ड करना संभव होता है जो तारे की क्रांति की अवधि के बराबर अंतराल पर दोहराया जाता है। कुछ न्यूट्रॉन तारे प्रति सेकंड 600 चक्कर लगाते हैं।

सेफ़ीड

सेफिड्स काफी सटीक अवधि-चमकदार संबंध के साथ स्पंदित चर सितारों का एक वर्ग है, जिसका नाम डेल्टा सेफेई स्टार के नाम पर रखा गया है। सबसे प्रसिद्ध सेफिड्स में से एक नॉर्थ स्टार है।

तारों के मुख्य प्रकारों (प्रकारों) की उनकी संक्षिप्त विशेषताओं के साथ उपरोक्त सूची, निश्चित रूप से, ब्रह्मांड में तारों की संपूर्ण संभावित विविधता को समाप्त नहीं करती है।