तारकीय विकास का अध्ययन केवल एक तारे को देखकर असंभव है - कई शताब्दियों के बाद भी तारों में कई परिवर्तन बहुत धीमी गति से आगे बढ़ते हैं। इसलिए, वैज्ञानिक कई सितारों का अध्ययन करते हैं, जिनमें से प्रत्येक अपने जीवन चक्र में एक निश्चित अवस्था में है। पिछले कुछ दशकों में, कंप्यूटर प्रौद्योगिकी का उपयोग कर सितारों की संरचना का मॉडलिंग खगोल भौतिकी में व्यापक हो गया है।

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✪ सितारे और तारकीय विकास (खगोल वैज्ञानिक सर्गेई पोपोव कहते हैं)

✪ सितारे और तारकीय विकास (सर्गेई पोपोव और इल्गोनिस विल्क्स द्वारा वर्णित)

✪ स्टार विकास। 3 मिनट में ब्लू जायंट का विकास

✪ सुरडीन वी.जी. स्टार इवोल्यूशन पार्ट 1

✪ एस ए लामज़िन - "स्टार इवोल्यूशन"

उपशीर्षक

तारों के आंतरिक भाग में थर्मोन्यूक्लियर संलयन

युवा सितारे

तारे के निर्माण की प्रक्रिया को एक एकीकृत तरीके से वर्णित किया जा सकता है, लेकिन एक तारे के विकास के बाद के चरण लगभग पूरी तरह से इसके द्रव्यमान पर निर्भर करते हैं, और केवल तारे के विकास के बिल्कुल अंत में ही इसकी रासायनिक संरचना एक भूमिका निभा सकती है।

युवा कम द्रव्यमान सितारे

कम द्रव्यमान के युवा तारे (तीन सौर द्रव्यमान तक) [ ], जो मुख्य अनुक्रम के रास्ते में हैं, पूरी तरह से संवहनी हैं - संवहन प्रक्रिया तारे के पूरे शरीर को कवर करती है। ये अभी भी, वास्तव में, प्रोटोस्टार हैं, जिनके केंद्रों में परमाणु प्रतिक्रियाएं अभी शुरू हो रही हैं, और सभी विकिरण मुख्य रूप से गुरुत्वाकर्षण संपीड़न के कारण होते हैं। जब तक हाइड्रोस्टेटिक संतुलन स्थापित नहीं हो जाता, तब तक एक स्थिर प्रभावी तापमान पर तारे की चमक कम हो जाती है। हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख में, ऐसे सितारे एक लगभग लंबवत ट्रैक बनाते हैं, जिसे हयाशी ट्रैक कहा जाता है। जैसे ही संकुचन धीमा होता है, युवा तारा मुख्य अनुक्रम की ओर बढ़ता है। इस प्रकार की वस्तुएँ T वृषभ प्रकार के सितारों  के साथ संबद्ध हैं।

इस समय, 0.8 सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले सितारों में, कोर विकिरण के लिए पारदर्शी हो जाता है, और कोर में विकिरण ऊर्जा हस्तांतरण प्रमुख हो जाता है, क्योंकि तारकीय पदार्थ के बढ़ते संघनन से संवहन तेजी से बाधित होता है। तारकीय शरीर की बाहरी परतों में संवहनी ऊर्जा हस्तांतरण प्रबल होता है।

यह निश्चित रूप से ज्ञात नहीं है कि निम्न-द्रव्यमान वाले सितारों में मुख्य अनुक्रम से टकराने के समय क्या विशेषताएँ होती हैं, क्योंकि जब तक ये तारे युवा वर्ग में व्यतीत करते हैं, तब तक ब्रह्मांड की आयु से अधिक हो जाती है। ] . इन सितारों के विकास के बारे में सभी विचार केवल संख्यात्मक गणनाओं और गणितीय मॉडलिंग पर आधारित हैं।

जैसे ही तारा सिकुड़ता है, पतित इलेक्ट्रॉन गैस का दबाव बढ़ने लगता है, और जब तारे की एक निश्चित त्रिज्या तक पहुँच जाता है, तो संकुचन बंद हो जाता है, जिससे संकुचन के कारण तारे के कोर में और तापमान में वृद्धि रुक ​​जाती है, और फिर इसकी कमी के लिए। 0.0767 से कम सौर द्रव्यमान वाले सितारों के लिए ऐसा नहीं होता है: परमाणु प्रतिक्रियाओं के दौरान जारी ऊर्जा कभी भी आंतरिक दबाव और गुरुत्वाकर्षण संकुचन को संतुलित करने के लिए पर्याप्त नहीं होगी। ऐसे "अंडरस्टार" थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की प्रक्रिया में उत्पन्न होने वाली ऊर्जा की तुलना में अधिक ऊर्जा विकीर्ण करते हैं, और तथाकथित भूरे रंग के बौनों से संबंधित होते हैं। उनका भाग्य निरंतर संकुचन है जब तक कि पतित गैस का दबाव इसे रोक नहीं देता है, और फिर सभी संलयन प्रतिक्रियाओं की समाप्ति के साथ धीरे-धीरे ठंडा होना शुरू हो जाता है।

मध्यवर्ती द्रव्यमान के युवा सितारे

मध्यवर्ती द्रव्यमान के युवा तारे (2 से 8 सौर द्रव्यमान वाले) [ ] ठीक उसी तरह गुणात्मक रूप से विकसित होते हैं जैसे उनकी छोटी बहनें और भाई, अपवाद के साथ कि उनके पास मुख्य अनुक्रम तक संवहन क्षेत्र नहीं होते हैं।

इस प्रकार की वस्तुएं तथाकथित से जुड़ी हैं। Ae\Be Herbig सितारे वर्णक्रमीय वर्ग B-F0 के अनियमित चर हैं। उनके पास डिस्क और बाइपोलर जेट भी हैं। सतह से पदार्थ के बहिर्वाह की दर, चमक और प्रभावी तापमान टी वृषभ की तुलना में काफी अधिक है, इसलिए वे प्रोटॉस्टेलर बादल के अवशेषों को प्रभावी ढंग से गर्म और बिखेरते हैं।

8 सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले युवा सितारे

ऐसे द्रव्यमान वाले सितारों में पहले से ही सामान्य सितारों की विशेषताएँ होती हैं, क्योंकि वे सभी मध्यवर्ती चरणों को पार कर चुके होते हैं और परमाणु प्रतिक्रियाओं की ऐसी दर प्राप्त करने में सक्षम होते हैं जो विकिरण द्वारा ऊर्जा के नुकसान की भरपाई करते हैं, जबकि द्रव्यमान हाइड्रोस्टेटिक संतुलन प्राप्त करने के लिए संचित होता है। कोर। इन सितारों के लिए, द्रव्यमान और चमक का बहिर्वाह इतना महान है कि वे न केवल आणविक बादल के बाहरी क्षेत्रों के गुरुत्वाकर्षण पतन को रोकते हैं जो अभी तक तारे का हिस्सा नहीं बने हैं, बल्कि इसके विपरीत, उन्हें तितर-बितर कर देते हैं। इस प्रकार, गठित तारे का द्रव्यमान प्रोटॉस्टेलर बादल के द्रव्यमान से काफी कम है। सबसे अधिक संभावना है, यह हमारी आकाशगंगा में लगभग 300 सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले तारों की अनुपस्थिति की व्याख्या करता है।

एक तारे का मध्य जीवन चक्र

सितारे कई प्रकार के रंगों और आकारों में आते हैं। हाल के अनुमानों के अनुसार, वे वर्णक्रमीय प्रकार में गर्म ब्लूज़ से लेकर कूल रेड तक और द्रव्यमान में 0.0767 से लेकर लगभग 300 सौर द्रव्यमान तक होते हैं। किसी तारे की चमक और रंग उसकी सतह के तापमान पर निर्भर करता है, जो बदले में, उसके द्रव्यमान द्वारा निर्धारित होता है। सभी नए सितारे अपनी रासायनिक संरचना और द्रव्यमान के अनुसार मुख्य अनुक्रम पर "अपना स्थान लेते हैं"। यह, निश्चित रूप से, तारे के भौतिक संचलन के बारे में नहीं है - केवल संकेतित आरेख पर इसकी स्थिति के बारे में है, जो तारे के मापदंडों पर निर्भर करता है। वास्तव में, आरेख के साथ एक तारे की गति केवल तारे के मापदंडों में बदलाव से मेल खाती है।

पदार्थ का थर्मोन्यूक्लियर "बर्निंग" एक नए स्तर पर फिर से शुरू हो जाता है, जिससे तारे का राक्षसी विस्तार होता है। तारा "सूज जाता है", बहुत "ढीला" हो जाता है, और इसका आकार लगभग 100 गुना बढ़ जाता है। तो तारा एक लाल दानव बन जाता है, और हीलियम जलने का चरण लगभग कई मिलियन वर्षों तक रहता है। लगभग सभी लाल दानव परिवर्तनशील तारे हैं।

तारकीय विकास के अंतिम चरण

कम द्रव्यमान वाले पुराने तारे

वर्तमान में, यह निश्चित रूप से ज्ञात नहीं है कि उनके आंतरिक भाग में हाइड्रोजन की आपूर्ति में कमी के बाद प्रकाश तारों का क्या होता है। चूंकि ब्रह्मांड की आयु 13.7 बिलियन वर्ष है, जो ऐसे तारों में हाइड्रोजन ईंधन की आपूर्ति को कम करने के लिए पर्याप्त नहीं है, वर्तमान सिद्धांत ऐसे तारों में होने वाली प्रक्रियाओं के कंप्यूटर सिमुलेशन पर आधारित हैं।

कुछ तारे केवल कुछ सक्रिय क्षेत्रों में हीलियम का संश्लेषण कर सकते हैं, जो उनकी अस्थिरता और तेज तारकीय हवाओं का कारण बनता है। इस मामले में, एक ग्रह नीहारिका का निर्माण नहीं होता है, और तारा केवल वाष्पित हो जाता है, एक भूरे रंग के बौने से भी छोटा हो जाता है [ ] .

0.5 सौर द्रव्यमान से कम द्रव्यमान वाला एक तारा अपने कोर में हाइड्रोजन बंद होने वाली प्रतिक्रियाओं के बाद भी हीलियम को परिवर्तित करने में सक्षम नहीं है - इस तरह के तारे का द्रव्यमान गुरुत्वाकर्षण संपीड़न का एक नया चरण "के लिए पर्याप्त डिग्री प्रदान करने के लिए बहुत छोटा है" प्रज्वलन "हीलियम. इन सितारों में लाल बौने शामिल हैं, जैसे कि प्रॉक्सिमा सेंटॉरी, जिसका मुख्य अनुक्रम जीवनकाल दसियों अरबों से लेकर दसियों खरबों वर्षों तक होता है। उनके नाभिक में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की समाप्ति के बाद, वे धीरे-धीरे ठंडा हो रहे हैं, विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम के अवरक्त और माइक्रोवेव रेंज में कमजोर रूप से विकीर्ण करना जारी रखेंगे।

मध्यम आकार के सितारे

पहुँचने पर एक मध्यम आकार का तारा (0.4 से 3.4 सौर द्रव्यमान तक) [ ] लाल जायंट चरण में, हाइड्रोजन अपने कोर में समाप्त होता है, और हीलियम से कार्बन संश्लेषण की प्रतिक्रिया शुरू होती है। यह प्रक्रिया उच्च तापमान पर होती है और इसलिए कोर से ऊर्जा का प्रवाह बढ़ जाता है और इसके परिणामस्वरूप तारे की बाहरी परतें फैलने लगती हैं। कार्बन संश्लेषण की शुरुआत एक तारे के जीवन में एक नया चरण चिह्नित करती है और कुछ समय तक जारी रहती है। सूर्य के आकार के करीब एक तारे के लिए, इस प्रक्रिया में लगभग एक अरब वर्ष लग सकते हैं।

विकिरणित ऊर्जा की मात्रा में परिवर्तन के कारण तारा अस्थिरता की अवधि से गुजरता है, जिसमें आकार, सतह के तापमान और ऊर्जा रिलीज में परिवर्तन शामिल हैं। ऊर्जा की रिहाई कम आवृत्ति विकिरण की ओर स्थानांतरित हो जाती है। यह सब तेज तारकीय हवाओं और तीव्र स्पंदनों के कारण बड़े पैमाने पर होने वाली हानि के साथ है। इस चरण के सितारों को "लेट-टाइप स्टार्स" ("रिटायर्ड स्टार्स" भी कहा जाता है), ओह-आईआर सितारेया मीरा जैसे तारे, उनकी सटीक विशेषताओं के आधार पर। उत्सर्जित गैस तारे के आंतरिक भाग में उत्पन्न होने वाले ऑक्सीजन और कार्बन जैसे भारी तत्वों से अपेक्षाकृत समृद्ध होती है। गैस एक विस्तारित खोल बनाती है और धूल के कणों और अणुओं के निर्माण की अनुमति देते हुए, जैसे ही यह तारे से दूर जाती है, ठंडी हो जाती है। स्रोत तारे से मजबूत अवरक्त विकिरण के साथ, ब्रह्मांडीय मेसर्स की सक्रियता के लिए ऐसे गोले में आदर्श स्थितियाँ बनती हैं।

हीलियम संलयन प्रतिक्रियाएँ तापमान के प्रति बहुत संवेदनशील होती हैं। कभी-कभी यह बड़ी अस्थिरता की ओर ले जाता है। सबसे मजबूत स्पंदन उत्पन्न होते हैं, जिसके परिणामस्वरूप बाहरी परतों को फेंकने और एक ग्रह नीहारिका में बदलने के लिए पर्याप्त त्वरण मिलता है। इस तरह के नेबुला के केंद्र में, तारे का नंगे कोर रहता है, जिसमें थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं बंद हो जाती हैं, और जैसे ही यह ठंडा होता है, यह हीलियम सफेद बौने में बदल जाता है, एक नियम के रूप में, जिसका द्रव्यमान 0.5-0.6 सौर तक होता है। द्रव्यमान और पृथ्वी के व्यास के क्रम का एक व्यास।

सूर्य सहित अधिकांश तारे अपने विकास को तब तक अनुबंधित करके पूरा करते हैं जब तक कि पतित इलेक्ट्रॉनों का दबाव गुरुत्वाकर्षण को संतुलित नहीं कर देता। इस अवस्था में जब तारे का आकार सौ गुना कम हो जाता है और घनत्व पानी की तुलना में एक लाख गुना अधिक हो जाता है, तो तारे को सफेद बौना कहा जाता है। यह ऊर्जा स्रोतों से वंचित है और धीरे-धीरे ठंडा होकर एक अदृश्य काला बौना बन जाता है।

सूर्य से अधिक बड़े पैमाने पर सितारों में, पतित इलेक्ट्रॉनों का दबाव नाभिक के आगे संपीड़न को रोक नहीं सकता है, और इलेक्ट्रॉन परमाणु नाभिक में "प्रेस" करना शुरू कर देते हैं, जो प्रोटॉन को न्यूट्रॉन में बदल देता है, जिसके बीच कोई इलेक्ट्रोस्टैटिक प्रतिकर्षण बल नहीं होता है। पदार्थ का ऐसा न्यूट्रॉनाइजेशन इस तथ्य की ओर जाता है कि तारे का आकार, जो अब, वास्तव में, एक विशाल परमाणु नाभिक है, को कई किलोमीटर में मापा जाता है, और घनत्व पानी के घनत्व से 100 मिलियन गुना अधिक है। ऐसी वस्तु को न्यूट्रॉन तारा कहा जाता है; इसका संतुलन पतित न्यूट्रॉन पदार्थ के दबाव से बना रहता है।

सुपरमैसिव सितारे

पाँच सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले तारे के लाल महादानव चरण में प्रवेश करने के बाद, इसका कोर गुरुत्वाकर्षण बल के प्रभाव में सिकुड़ना शुरू हो जाता है। जैसे-जैसे संपीड़न बढ़ता है, तापमान और घनत्व बढ़ता है, और थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं का एक नया क्रम शुरू होता है। ऐसी प्रतिक्रियाओं में, तेजी से भारी तत्वों को संश्लेषित किया जाता है: हीलियम, कार्बन, ऑक्सीजन, सिलिकॉन और लोहा, जो नाभिक के पतन को अस्थायी रूप से रोकता है।

परिणामस्वरूप, जैसे-जैसे आवर्त सारणी के अधिक से अधिक भारी तत्व बनते हैं, सिलिकॉन से आयरन-56 का संश्लेषण होता है। इस स्तर पर, आगे एक्ज़ोथिर्मिक थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन असंभव हो जाता है, क्योंकि आयरन -56 नाभिक में अधिकतम द्रव्यमान दोष होता है, और ऊर्जा रिलीज के साथ भारी नाभिक का गठन असंभव होता है। इसलिए, जब किसी तारे का लोहे का कोर एक निश्चित आकार तक पहुँच जाता है, तो उसमें दबाव तारे की ऊपरी परतों के भार का सामना करने में सक्षम नहीं होता है, और इसके पदार्थ के न्यूट्रॉनाइजेशन के साथ कोर का तत्काल पतन होता है।

आगे क्या होता है यह अभी पूरी तरह से स्पष्ट नहीं है, लेकिन, किसी भी मामले में, कुछ ही सेकंड में चल रही प्रक्रियाएं अविश्वसनीय शक्ति के सुपरनोवा विस्फोट की ओर ले जाती हैं।

मजबूत न्यूट्रिनो जेट और एक घूमता हुआ चुंबकीय क्षेत्र तारे द्वारा संचित अधिकांश सामग्री को बाहर धकेल देता है [ ] - लोहे और लाइटर तत्वों सहित तथाकथित बैठने वाले तत्व। तारकीय कोर से उत्सर्जित न्यूट्रॉन द्वारा विस्तारित पदार्थ पर बमबारी की जाती है, उन्हें कैप्चर किया जाता है और इस तरह लोहे से भारी तत्वों का एक समूह बनाया जाता है, जिसमें रेडियोधर्मी वाले, यूरेनियम (और संभवतः कैलिफ़ोर्निया भी) शामिल हैं। इस प्रकार, सुपरनोवा विस्फोट इंटरस्टेलर पदार्थ में लोहे से भारी तत्वों की उपस्थिति की व्याख्या करते हैं, लेकिन यह उनके गठन का एकमात्र संभव तरीका नहीं है, उदाहरण के लिए, टेक्नेटियम सितारों द्वारा प्रदर्शित किया जाता है।

विस्फोट की लहर और न्यूट्रिनो के जेट पदार्थ को मरते हुए तारे से दूर ले जाते हैं [ ] इंटरस्टेलर स्पेस में। इसके बाद, जैसे ही यह ठंडा होता है और अंतरिक्ष के माध्यम से यात्रा करता है, यह सुपरनोवा सामग्री अन्य अंतरिक्ष "स्क्रैप" से टकरा सकती है और संभवतः, नए सितारों, ग्रहों या उपग्रहों के निर्माण में भाग ले सकती है।

सुपरनोवा के निर्माण के दौरान होने वाली प्रक्रियाओं का अभी भी अध्ययन किया जा रहा है, और अभी तक यह मुद्दा स्पष्ट नहीं है। साथ ही वह क्षण भी विचाराधीन है जो वास्तव में मूल सितारे का बना रहता है। हालाँकि, दो विकल्पों पर विचार किया जा रहा है: न्यूट्रॉन तारे और ब्लैक होल।

न्यूट्रॉन तारे

यह ज्ञात है कि कुछ सुपरनोवा में, सुपरजाइंट के आंतरिक भाग में मजबूत गुरुत्वाकर्षण इलेक्ट्रॉनों को परमाणु नाभिक द्वारा अवशोषित करने का कारण बनता है, जहां वे प्रोटॉन के साथ विलय करके न्यूट्रॉन बनाते हैं। इस प्रक्रिया को न्यूट्रॉनाइजेशन कहा जाता है। आस-पास के नाभिकों को अलग करने वाली विद्युत चुम्बकीय शक्तियाँ गायब हो जाती हैं। एक तारे का कोर अब परमाणु नाभिकों और अलग-अलग न्यूट्रॉनों की एक सघन गेंद है।

ऐसे तारे, जिन्हें न्यूट्रॉन तारे के रूप में जाना जाता है, बहुत छोटे होते हैं - किसी बड़े शहर से बड़े नहीं होते - और अकल्पनीय रूप से उच्च घनत्व वाले होते हैं। जैसे-जैसे तारे का आकार घटता जाता है (कोणीय गति के संरक्षण के कारण) उनकी कक्षीय अवधि बहुत कम हो जाती है। कुछ न्यूट्रॉन तारे प्रति सेकंड 600 चक्कर लगाते हैं। उनमें से कुछ के लिए, विकिरण सदिश और घूर्णन अक्ष के बीच का कोण ऐसा हो सकता है कि पृथ्वी इस विकिरण द्वारा निर्मित शंकु में गिर जाए; इस मामले में, एक विकिरण स्पंद को रिकॉर्ड करना संभव है जो तारे के घूर्णन अवधि के बराबर समय अंतराल पर दोहराता है। ऐसे न्यूट्रॉन सितारों को "पल्सर" कहा जाता था, और वे पहले खोजे गए न्यूट्रॉन तारे बन गए।

ब्लैक होल्स

सुपरनोवा विस्फोट के चरण को पार करने वाले सभी तारे न्यूट्रॉन तारे नहीं बनते हैं। यदि तारे का द्रव्यमान पर्याप्त रूप से बड़ा है, तो ऐसे तारे का पतन जारी रहेगा, और न्यूट्रॉन स्वयं तब तक अंदर की ओर गिरने लगेंगे, जब तक कि इसकी त्रिज्या श्वार्ज़स्चिल्ड त्रिज्या से कम नहीं हो जाती। तब तारा ब्लैक होल बन जाता है।

ब्लैक होल के अस्तित्व की भविष्यवाणी सापेक्षता के सामान्य सिद्धांत द्वारा की गई थी। इस सिद्धांत के अनुसार,

तारों के आंतरिक भाग में थर्मोन्यूक्लियर संलयन

इस समय, 0.8 सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले सितारों के लिए, कोर विकिरण के लिए पारदर्शी हो जाता है, और कोर में विकिरण ऊर्जा का स्थानांतरण प्रबल होगा, जबकि शीर्ष पर खोल संवहनशील रहता है। कोई भी निश्चित रूप से नहीं जानता है कि छोटे द्रव्यमान के किस प्रकार के सितारे मुख्य अनुक्रम पर आते हैं, क्योंकि ये सितारे युवा की श्रेणी में खर्च करते समय ब्रह्मांड की आयु से अधिक हो जाते हैं। इन तारों के विकास के बारे में हमारे सभी विचार संख्यात्मक गणनाओं पर आधारित हैं।

जैसे-जैसे तारा सिकुड़ता है, पतित इलेक्ट्रॉन गैस का दबाव बढ़ने लगता है, और तारे की कुछ त्रिज्या पर, यह दबाव केंद्रीय तापमान की वृद्धि को रोक देता है, और फिर इसे कम करना शुरू कर देता है। और 0.08 से कम के सितारों के लिए, यह घातक हो जाता है: परमाणु प्रतिक्रियाओं के दौरान जारी ऊर्जा कभी भी विकिरण की लागत को कवर करने के लिए पर्याप्त नहीं होगी। ऐसे अंडर-स्टार्स को ब्राउन ड्वार्फ कहा जाता है, और उनका भाग्य एक निरंतर संकुचन होता है जब तक कि पतित गैस का दबाव इसे बंद नहीं कर देता है, और फिर धीरे-धीरे सभी परमाणु प्रतिक्रियाओं को रोकने के साथ ठंडा हो जाता है।

मध्यवर्ती द्रव्यमान के युवा सितारे

मध्यवर्ती द्रव्यमान के युवा सितारे (2 से 8 सौर द्रव्यमान) गुणात्मक रूप से ठीक उसी तरह विकसित होते हैं जैसे उनकी छोटी बहनें, इस अपवाद के साथ कि मुख्य अनुक्रम तक उनके पास संवहन क्षेत्र नहीं होते हैं।

इस प्रकार की वस्तुएं तथाकथित से जुड़ी हैं। Ae\Be Herbit सितारे वर्णक्रमीय प्रकार B-F5 के अनियमित चर हैं। उनके पास बाइपोलर जेट डिस्क भी हैं। निकास वेग, चमक और प्रभावी तापमान की तुलना में काफी अधिक हैं τ वृषभ, इसलिए वे प्रभावी रूप से प्रोटॉस्टेलर बादल के अवशेषों को गर्म करते हैं और फैलाते हैं।

8 सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले युवा सितारे

वास्तव में, ये पहले से ही सामान्य तारे हैं। जबकि हाइड्रोस्टैटिक कोर का द्रव्यमान जमा हो रहा था, तारा सभी मध्यवर्ती चरणों को छोड़ने में कामयाब रहा और परमाणु प्रतिक्रियाओं को इस हद तक गर्म कर दिया कि वे विकिरण के कारण होने वाले नुकसान की भरपाई कर सकें। इन तारों के लिए, द्रव्यमान और चमक का बहिर्वाह इतना अधिक होता है कि यह न केवल शेष बाहरी क्षेत्रों के पतन को रोकता है, बल्कि उन्हें पीछे धकेलता है। इस प्रकार, गठित तारे का द्रव्यमान प्रोटॉस्टेलर बादल के द्रव्यमान से काफी कम है। सबसे अधिक संभावना है, यह 100-200 सौर द्रव्यमान से अधिक सितारों की हमारी आकाशगंगा में अनुपस्थिति की व्याख्या करता है।

एक तारे का मध्य जीवन चक्र

गठित सितारों में रंगों और आकारों की एक विशाल विविधता है। वे वर्णक्रमीय प्रकार में हॉट ब्लूज़ से लेकर कूल रेड्स तक और द्रव्यमान में 0.08 से लेकर 200 से अधिक सौर द्रव्यमान तक होते हैं। किसी तारे की चमक और रंग उसकी सतह के तापमान पर निर्भर करता है, जो बदले में, उसके द्रव्यमान द्वारा निर्धारित होता है। सभी नए सितारे अपनी रासायनिक संरचना और द्रव्यमान के अनुसार मुख्य अनुक्रम पर "अपना स्थान लेते हैं"। हम तारे के भौतिक संचलन के बारे में बात नहीं कर रहे हैं - केवल संकेतित आरेख पर इसकी स्थिति के बारे में, जो तारे के मापदंडों पर निर्भर करता है। यही है, हम वास्तव में केवल स्टार के मापदंडों को बदलने के बारे में बात कर रहे हैं।

आगे क्या होता है यह फिर से तारे के द्रव्यमान पर निर्भर करता है।

बाद के वर्षों और सितारों की मौत

कम द्रव्यमान वाले पुराने तारे

आज तक, यह निश्चित रूप से ज्ञात नहीं है कि हाइड्रोजन की आपूर्ति में कमी के बाद प्रकाश तारों का क्या होता है। चूंकि ब्रह्मांड 13.7 अरब वर्ष पुराना है, जो हाइड्रोजन ईंधन की आपूर्ति को समाप्त करने के लिए पर्याप्त नहीं है, वर्तमान सिद्धांत ऐसे तारों में होने वाली प्रक्रियाओं के कंप्यूटर सिमुलेशन पर आधारित हैं।

कुछ तारे केवल कुछ सक्रिय क्षेत्रों में हीलियम को फ्यूज कर सकते हैं, जिससे अस्थिरता और तेज सौर हवाएं चलती हैं। इस मामले में, एक ग्रह नीहारिका का गठन नहीं होता है, और तारा केवल वाष्पित हो जाता है, एक भूरे रंग के बौने से भी छोटा हो जाता है।

लेकिन 0.5 सौर द्रव्यमान से कम द्रव्यमान वाला तारा कभी भी हीलियम को संश्लेषित करने में सक्षम नहीं होगा, भले ही कोर में हाइड्रोजन बंद हो जाए। कोर द्वारा उत्पादित दबाव को दूर करने के लिए उनका तारकीय खोल पर्याप्त नहीं है। ऐसे सितारों में लाल बौने (जैसे प्रॉक्सिमा सेंटॉरी) शामिल हैं, जिनका मुख्य अनुक्रम जीवनकाल सैकड़ों अरबों वर्ष है। उनके मूल में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की समाप्ति के बाद, वे धीरे-धीरे ठंडा हो रहे हैं, विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम के अवरक्त और माइक्रोवेव रेंज में कमजोर रूप से विकिरण करना जारी रखेंगे।

मध्यम आकार के सितारे

जब एक तारा लाल विशाल चरण के एक औसत आकार (0.4 से 3.4 सौर द्रव्यमान तक) तक पहुँचता है, तो इसकी बाहरी परतों का विस्तार होता रहता है, कोर सिकुड़ता है, और हीलियम से कार्बन संश्लेषण की प्रतिक्रियाएँ शुरू होती हैं। संलयन से बहुत अधिक ऊर्जा निकलती है, जिससे तारे को अस्थायी रूप से राहत मिलती है। सूर्य के आकार के समान तारे के लिए, इस प्रक्रिया में लगभग एक अरब वर्ष लग सकते हैं।

उत्सर्जित ऊर्जा की मात्रा में परिवर्तन के कारण तारा अस्थिरता की अवधि से गुजरता है, जिसमें आकार, सतह के तापमान और ऊर्जा रिलीज में परिवर्तन शामिल हैं। ऊर्जा की रिहाई कम आवृत्ति विकिरण की ओर स्थानांतरित हो जाती है। यह सब तेज सौर हवाओं और तीव्र स्पंदनों के कारण बड़े पैमाने पर होने वाले नुकसान के साथ है। इस चरण के तारे कहलाते हैं देर प्रकार के सितारे, ओह-आईआर सितारेया मीरा जैसे तारे, उनकी सटीक विशेषताओं के आधार पर। उत्सर्जित गैस तारे के आंतरिक भाग में उत्पन्न होने वाले ऑक्सीजन और कार्बन जैसे भारी तत्वों से अपेक्षाकृत समृद्ध होती है। गैस एक विस्तारित खोल बनाती है और धूल के कणों और अणुओं के निर्माण की अनुमति देते हुए, जैसे ही यह तारे से दूर जाती है, ठंडी हो जाती है। केंद्रीय स्टार से मजबूत इन्फ्रारेड विकिरण के साथ, मैसर के सक्रियण के लिए इस तरह के गोले में आदर्श स्थिति बनती है।

हीलियम दहन प्रतिक्रियाएँ तापमान के प्रति बहुत संवेदनशील होती हैं। कभी-कभी यह बड़ी अस्थिरता की ओर ले जाता है। हिंसक स्पंदन होते हैं, जो अंततः बाहरी परतों को बाहर निकालने के लिए पर्याप्त गतिज ऊर्जा प्रदान करते हैं और एक ग्रह नीहारिका बन जाते हैं। निहारिका के केंद्र में, तारे का मूल बना रहता है, जो ठंडा होने पर, हीलियम सफेद बौने में बदल जाता है, एक नियम के रूप में, जिसका द्रव्यमान 0.5-0.6 सौर तक होता है और व्यास के क्रम का एक व्यास होता है। पृथ्वी।

सफेद बौने

सूर्य सहित अधिकांश तारे अपने विकास को तब तक सिकोड़ते हुए समाप्त करते हैं जब तक कि पतित इलेक्ट्रॉनों का दबाव गुरुत्वाकर्षण को संतुलित नहीं कर देता। इस अवस्था में जब तारे का आकार सौ गुना कम हो जाता है और घनत्व पानी के लाख गुना हो जाता है, तो तारे को सफेद बौना कहा जाता है। यह ऊर्जा के स्रोतों से वंचित है और धीरे-धीरे ठंडा होकर अंधेरा और अदृश्य हो जाता है।

सूर्य से अधिक विशाल तारों में, पतित इलेक्ट्रॉनों के दबाव में कोर का संपीड़न नहीं हो सकता है, और यह तब तक जारी रहता है जब तक कि अधिकांश कण न्यूट्रॉन में नहीं बदल जाते हैं, इतनी सघनता से भरे होते हैं कि तारे का आकार किलोमीटर में मापा जाता है, और घनत्व घनत्व पानी से 100 मिलियन गुना अधिक है। ऐसी वस्तु को न्यूट्रॉन तारा कहा जाता है; इसका संतुलन पतित न्यूट्रॉन पदार्थ के दबाव से बना रहता है।

सुपरमैसिव सितारे

तारे की बाहरी परतों के बाद, पांच सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान के साथ, एक लाल सुपरजाइंट बनाने के लिए बिखर गए हैं, गुरुत्वाकर्षण बल के कारण कोर सिकुड़ना शुरू हो जाता है। जैसे-जैसे संपीड़न बढ़ता है, तापमान और घनत्व बढ़ता है, और थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं का एक नया क्रम शुरू होता है। ऐसी अभिक्रियाओं में भारी तत्वों का संश्लेषण होता है, जो अस्थायी रूप से नाभिक के पतन को रोकता है।

अंततः, जैसा कि आवधिक प्रणाली के अधिक से अधिक भारी तत्व बनते हैं, सिलिकॉन से लोहा -56 को संश्लेषित किया जाता है। इस बिंदु तक, तत्वों के संश्लेषण ने बड़ी मात्रा में ऊर्जा जारी की, लेकिन यह आयरन -56 नाभिक है जिसमें अधिकतम द्रव्यमान दोष है और भारी नाभिक का निर्माण प्रतिकूल है। इसलिए, जब किसी तारे का लोहे का कोर एक निश्चित मूल्य तक पहुँच जाता है, तो उसमें दबाव गुरुत्वाकर्षण के विशाल बल का सामना करने में सक्षम नहीं होता है, और कोर का तत्काल पतन इसके पदार्थ के न्यूट्रॉनाइजेशन के साथ होता है।

आगे क्या होता है यह पूरी तरह स्पष्ट नहीं है। लेकिन जो कुछ भी है, कुछ ही सेकंड में, यह अविश्वसनीय बल के सुपरनोवा के विस्फोट की ओर ले जाता है।

साथ में न्यूट्रिनो का फटना एक शॉक वेव को भड़काता है। मजबूत न्यूट्रिनो जेट और एक घूर्णन चुंबकीय क्षेत्र तारे द्वारा संचित अधिकांश सामग्री को बाहर धकेल देता है - तथाकथित बैठने वाले तत्व, जिनमें लोहा और हल्का तत्व शामिल हैं। बढ़ते हुए पदार्थ पर नाभिक से निकलने वाले न्यूट्रॉन द्वारा बमबारी की जाती है, उन्हें कैप्चर किया जाता है और इस तरह लोहे से भारी तत्वों का एक समूह बनाया जाता है, जिसमें रेडियोधर्मी वाले, यूरेनियम (और संभवतः कैलिफ़ोर्निया भी) शामिल हैं। इस प्रकार, सुपरनोवा विस्फोट इंटरस्टेलर पदार्थ में लोहे से भारी तत्वों की उपस्थिति की व्याख्या करते हैं।

ब्लास्ट वेव और न्यूट्रिनो के जेट मरने वाले तारे से दूर और इंटरस्टेलर स्पेस में सामग्री ले जाते हैं। इसके बाद, अंतरिक्ष के माध्यम से चलते हुए, यह सुपरनोवा सामग्री अन्य अंतरिक्ष मलबे से टकरा सकती है, और संभवतः नए सितारों, ग्रहों या उपग्रहों के निर्माण में भाग ले सकती है।

सुपरनोवा के निर्माण के दौरान होने वाली प्रक्रियाओं का अभी भी अध्ययन किया जा रहा है, और अभी तक यह मुद्दा स्पष्ट नहीं है। यह भी संदेहास्पद है कि मूल तारे का वास्तव में क्या अवशेष है। हालाँकि, दो विकल्पों पर विचार किया जा रहा है:

न्यूट्रॉन तारे

कुछ सुपरनोवा में, सुपरजाइंट के इंटीरियर में मजबूत गुरुत्वाकर्षण इलेक्ट्रॉनों को परमाणु नाभिक में गिरने का कारण बनता है, जहां वे न्यूट्रॉन बनाने के लिए प्रोटॉन के साथ फ्यूज करते हैं। आस-पास के नाभिकों को अलग करने वाली विद्युत चुम्बकीय शक्तियाँ गायब हो जाती हैं। एक तारे का कोर अब परमाणु नाभिकों और अलग-अलग न्यूट्रॉनों की एक सघन गेंद है।

ऐसे तारे, जिन्हें न्यूट्रॉन तारे के रूप में जाना जाता है, बहुत छोटे होते हैं - किसी बड़े शहर से बड़े नहीं होते - और अकल्पनीय रूप से उच्च घनत्व वाले होते हैं। जैसे-जैसे तारे का आकार घटता जाता है (कोणीय गति के संरक्षण के कारण) उनकी कक्षीय अवधि बहुत कम हो जाती है। कुछ प्रति सेकंड 600 चक्कर लगाते हैं। जब इस तेजी से घूमने वाले तारे के उत्तर और दक्षिण चुंबकीय ध्रुवों को जोड़ने वाली धुरी पृथ्वी की ओर इशारा करती है, तो तारे के घूमने की अवधि के बराबर अंतराल पर दोहराए जाने वाले विकिरण की एक नाड़ी का पता लगाना संभव है। ऐसे न्यूट्रॉन सितारों को "पल्सर" कहा जाता था, और वे पहले खोजे गए न्यूट्रॉन तारे बन गए।

ब्लैक होल्स

सभी सुपरनोवा न्यूट्रॉन तारे नहीं बनते। यदि तारे का द्रव्यमान पर्याप्त रूप से बड़ा है, तो तारे का पतन जारी रहेगा और न्यूट्रॉन स्वयं तब तक अंदर की ओर गिरने लगेंगे, जब तक कि इसकी त्रिज्या श्वार्ज़स्चिल्ड त्रिज्या से कम नहीं हो जाती। तब तारा ब्लैक होल बन जाता है।

ब्लैक होल के अस्तित्व की भविष्यवाणी सापेक्षता के सामान्य सिद्धांत द्वारा की गई थी। सामान्य सापेक्षता के अनुसार पदार्थ और सूचना किसी भी परिस्थिति में ब्लैक होल नहीं छोड़ सकते। हालाँकि, क्वांटम यांत्रिकी इस नियम के अपवादों को संभव बनाती है।

कई खुले प्रश्न बने हुए हैं। उनमें से प्रमुख: "क्या कोई ब्लैक होल हैं?" वास्तव में, निश्चित रूप से यह कहने के लिए कि दी गई वस्तु एक ब्लैक होल है, इसके घटना क्षितिज का निरीक्षण करना आवश्यक है। ऐसा करने के सभी प्रयास विफल हो गए। लेकिन अभी भी आशा है, क्योंकि कुछ वस्तुओं को अभिवृद्धि, इसके अलावा, किसी ठोस सतह के बिना किसी वस्तु पर अभिवृद्धि को शामिल किए बिना समझाया नहीं जा सकता है, लेकिन ब्लैक होल का अस्तित्व ही यह साबित नहीं करता है।

प्रश्न भी खुले हैं: क्या किसी सुपरनोवा को दरकिनार कर किसी तारे का सीधे ब्लैक होल में गिरना संभव है? क्या ऐसे सुपरनोवा हैं जो अंततः ब्लैक होल बनेंगे? किसी तारे के प्रारंभिक द्रव्यमान का उसके जीवन चक्र के अंत में वस्तुओं के निर्माण पर सटीक प्रभाव क्या होता है?

विभिन्न द्रव्यमानों के तारों का विकास

खगोलविद शुरू से अंत तक एक तारे के जीवन का निरीक्षण नहीं कर सकते, क्योंकि सबसे छोटे तारे भी लाखों वर्षों तक मौजूद रहते हैं - सभी मानव जाति के जीवन से अधिक समय तक। तारों की भौतिक विशेषताओं और रासायनिक संरचना में समय के साथ परिवर्तन, अर्थात्। तारकीय विकास, खगोलविद विकास के विभिन्न चरणों में कई सितारों की विशेषताओं की तुलना करके अध्ययन करते हैं।

तारों की देखी गई विशेषताओं को जोड़ने वाले भौतिक पैटर्न रंग-चमकदार आरेख - हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख में परिलक्षित होते हैं, जिस पर सितारे अलग-अलग समूह बनाते हैं - क्रम: सितारों का मुख्य क्रम, सुपरजायंट्स, उज्ज्वल और कमजोर दिग्गजों के अनुक्रम, उपदानव , सबड्वार्फ्स और व्हाइट ड्वार्फ्स।

अपने अधिकांश जीवन के लिए, कोई भी तारा रंग-चमकदार आरेख के तथाकथित मुख्य अनुक्रम पर होता है। एक कॉम्पैक्ट अवशेष के गठन से पहले एक तारे के विकास के अन्य सभी चरण इस समय के 10% से अधिक नहीं लेते हैं। यही कारण है कि हमारी आकाशगंगा में देखे गए अधिकांश तारे सूर्य के द्रव्यमान या उससे कम के साथ मामूली लाल बौने हैं। मुख्य अनुक्रम में सभी देखे गए सितारों का लगभग 90% शामिल है।

किसी तारे का जीवनकाल और वह अपने जीवन पथ के अंत में क्या बन जाता है, यह पूरी तरह से उसके द्रव्यमान से निर्धारित होता है। सूर्य के द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले तारे सूर्य की तुलना में बहुत कम जीवित रहते हैं, और सबसे विशाल सितारों का जीवनकाल केवल लाखों वर्ष है। अधिकांश तारों का जीवनकाल लगभग 15 अरब वर्ष है। जब तारा अपनी ऊर्जा के स्रोतों को समाप्त कर देता है, तो वह ठंडा और सिकुड़ना शुरू कर देता है। तारों के विकास का अंतिम उत्पाद कॉम्पैक्ट विशाल वस्तुएं हैं, जिनका घनत्व सामान्य सितारों की तुलना में कई गुना अधिक है।

विभिन्न द्रव्यमान वाले तारे तीन अवस्थाओं में से एक में समाप्त होते हैं: सफेद बौने, न्यूट्रॉन तारे या ब्लैक होल। यदि तारे का द्रव्यमान छोटा है, तो गुरुत्वाकर्षण बल अपेक्षाकृत कमजोर होता है और तारे का संपीड़न (गुरुत्वाकर्षण पतन) रुक जाता है। यह सफेद बौने की स्थिर अवस्था में प्रवेश करता है। यदि द्रव्यमान एक महत्वपूर्ण मान से अधिक हो जाता है, तो संपीड़न जारी रहता है। बहुत उच्च घनत्व पर, इलेक्ट्रॉन न्यूट्रॉन बनाने के लिए प्रोटॉन के साथ जुड़ते हैं। जल्द ही, लगभग पूरे तारे में केवल न्यूट्रॉन होते हैं और इसमें इतना भारी घनत्व होता है कि एक विशाल तारकीय द्रव्यमान एक बहुत छोटी गेंद में कई किलोमीटर की त्रिज्या के साथ केंद्रित होता है और संपीड़न बंद हो जाता है - एक न्यूट्रॉन तारा बनता है। यदि तारे का द्रव्यमान इतना अधिक है कि न्यूट्रॉन तारे के बनने से भी गुरुत्वीय पतन नहीं रुकता है, तो तारे के विकास का अंतिम चरण एक ब्लैक होल होगा।

सितारों के जीवनकाल में कई चरण होते हैं, जो लाखों और अरबों वर्षों से गुजरते हैं, चमकदार चमक या उदास ब्लैक होल में बदलकर अपरिहार्य समापन के लिए लगातार प्रयास कर रहे हैं।

किसी भी प्रकार के तारे का जीवनकाल एक अविश्वसनीय रूप से लंबी और जटिल प्रक्रिया है, जिसके साथ ब्रह्मांडीय पैमाने पर घटनाएं होती हैं। आधुनिक विज्ञान के संपूर्ण शस्त्रागार का उपयोग करते हुए भी इसकी बहुमुखी प्रतिभा का पूरी तरह से पता लगाना और अध्ययन करना असंभव है। लेकिन स्थलीय खगोल विज्ञान के अस्तित्व की पूरी अवधि में संचित और संसाधित उस अद्वितीय ज्ञान के आधार पर, बहुमूल्य जानकारी की पूरी परतें हमारे लिए उपलब्ध हो जाती हैं। यह दिग्गजों के जीवन चक्र से एपिसोड के अनुक्रम को अपेक्षाकृत सुसंगत सिद्धांतों में जोड़ना और उनके विकास को मॉडल करना संभव बनाता है। ये चरण क्या हैं?

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एपिसोड I. प्रोटोस्टार

सितारों का जीवन पथ, स्थूल जगत और सूक्ष्म जगत की सभी वस्तुओं की तरह, जन्म से शुरू होता है। यह घटना एक अविश्वसनीय रूप से विशाल बादल के निर्माण में उत्पन्न होती है, जिसके अंदर पहले अणु दिखाई देते हैं, इसलिए गठन को आणविक कहा जाता है। कभी-कभी एक और शब्द का उपयोग किया जाता है जो सीधे प्रक्रिया के सार को प्रकट करता है - सितारों का पालना।

केवल जब इस तरह के बादल में, दुर्गम परिस्थितियों के कारण, द्रव्यमान के साथ इसके घटक कणों का एक अत्यंत तीव्र संपीड़न, यानी गुरुत्वाकर्षण पतन होता है, तो भविष्य का तारा बनने लगता है। इसका कारण गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा का उछाल है, जिसका एक हिस्सा गैस के अणुओं को संकुचित करता है और मूल बादल को गर्म करता है। फिर गठन की पारदर्शिता धीरे-धीरे गायब होने लगती है, जो इसके केंद्र में और भी अधिक ताप और दबाव में वृद्धि में योगदान करती है। प्रोटोस्टेलर चरण में अंतिम एपिसोड कोर पर गिरने वाले पदार्थ का अभिवृद्धि है, जिसके दौरान नवजात तारा बढ़ता है और उत्सर्जित प्रकाश के दबाव के बाद दृश्यमान हो जाता है, वस्तुतः सभी धूल को सरहद पर बहा देता है।

ओरियन नेबुला में प्रोटोस्टार खोजें!

ओरियन नेबुला का यह विशाल चित्रमाला इमेजरी से लिया गया है। यह नीहारिका हमारे लिए तारों के सबसे बड़े और निकटतम पालने में से एक है। इस नेबुला में प्रोटोस्टार खोजने की कोशिश करें, क्योंकि इस पैनोरमा का रिज़ॉल्यूशन आपको ऐसा करने की अनुमति देता है।

एपिसोड II। युवा सितारे

डीएसएस कैटलॉग से फोमलहौत, छवि। इस तारे के चारों ओर अभी भी एक प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क है।

किसी तारे के जीवन का अगला चरण या चक्र उसके लौकिक बचपन की अवधि है, जो बदले में, तीन चरणों में विभाजित होता है: छोटे तारे के युवा प्रकाशमान (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

एपिसोड III। एक सितारे के जीवन पथ का उत्कर्ष

सूर्य एच लाइन अल्फा में शॉट। हमारा सितारा चरम पर है।

अपने जीवन के मध्य में, ब्रह्मांडीय पिंडों में विविध प्रकार के रंग, द्रव्यमान और आयाम हो सकते हैं। रंग पैलेट नीले रंग से लाल रंग में भिन्न होता है, और उनका द्रव्यमान सूर्य की तुलना में बहुत कम हो सकता है, या तीन सौ गुना से अधिक हो सकता है। तारों के जीवन चक्र का मुख्य क्रम लगभग दस अरब वर्षों तक चलता है। उसके बाद, ब्रह्मांडीय शरीर के मूल में हाइड्रोजन समाप्त हो जाती है। इस क्षण को वस्तु के जीवन के अगले चरण में संक्रमण माना जाता है। कोर में हाइड्रोजन संसाधनों की कमी के कारण थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं बंद हो जाती हैं। हालांकि, तारे के नए शुरू होने वाले संपीड़न की अवधि के दौरान, एक पतन शुरू होता है, जो पहले से ही हीलियम की भागीदारी के साथ थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की घटना की ओर जाता है। यह प्रक्रिया तारे के विस्तार को उत्तेजित करती है, जो पैमाने में अविश्वसनीय है। और अब इसे लाल दानव माना जाता है।

एपिसोड IV तारों के अस्तित्व का अंत और उनकी मृत्यु

पुराने दिग्गज, अपने युवा समकक्षों की तरह, कई प्रकारों में विभाजित हैं: निम्न-द्रव्यमान, मध्यम-आकार, सुपरमैसिव सितारे और। छोटे द्रव्यमान वाली वस्तुओं के लिए, यह कहना अभी भी असंभव है कि अस्तित्व के अंतिम चरणों में उनके साथ क्या प्रक्रियाएं होती हैं। ऐसी सभी घटनाओं को काल्पनिक रूप से कंप्यूटर सिमुलेशन का उपयोग करके वर्णित किया गया है, न कि उनकी सावधानीपूर्वक टिप्पणियों के आधार पर। कार्बन और ऑक्सीजन के अंतिम बर्नआउट के बाद, तारे का वायुमंडलीय खोल बढ़ जाता है और इसका गैस घटक तेजी से खो जाता है। उनके विकासवादी पथ के अंत में, प्रकाशकों को बार-बार संकुचित किया जाता है, जबकि उनका घनत्व, इसके विपरीत, काफी बढ़ जाता है। ऐसे तारे को श्वेत वामन तारा माना जाता है। इसके बाद, इसके जीवन चरण में, एक लाल महादानव काल आता है। एक तारे के जीवन चक्र में अंतिम परिवर्तन एक बहुत मजबूत संपीड़न के परिणामस्वरूप, एक न्यूट्रॉन तारे में होता है। हालाँकि, ऐसे सभी ब्रह्मांडीय पिंड ऐसे नहीं बनते हैं। कुछ, अक्सर पैरामीटर (20-30 से अधिक सौर द्रव्यमान) के मामले में सबसे बड़े, पतन के परिणामस्वरूप ब्लैक होल की श्रेणी में जाते हैं।

सितारों के जीवन चक्र से रोचक तथ्य

ब्रह्मांड के तारकीय जीवन से सबसे अजीब और उल्लेखनीय जानकारी में से एक यह है कि हमारे प्रकाशमानों में से अधिकांश लाल बौनों के चरण में हैं। ऐसी वस्तुओं का द्रव्यमान सूर्य से बहुत कम होता है।

यह भी काफी दिलचस्प है कि न्यूट्रॉन सितारों का चुंबकीय आकर्षण पृथ्वी के शरीर के समान विकिरण से अरबों गुना अधिक है।

किसी तारे पर द्रव्यमान का प्रभाव

एक और समान रूप से मनोरंजक तथ्य सबसे बड़े ज्ञात प्रकार के सितारों के अस्तित्व की अवधि है। इस तथ्य के कारण कि उनका द्रव्यमान सौर द्रव्यमान से सैकड़ों गुना अधिक करने में सक्षम है, उनकी ऊर्जा का विमोचन भी कई गुना अधिक है, कभी-कभी लाखों गुना भी। नतीजतन, उनका जीवन काल बहुत छोटा होता है। कुछ मामलों में, छोटे द्रव्यमान वाले सितारों के अरबों वर्षों के जीवन के विपरीत, उनका अस्तित्व केवल कुछ मिलियन वर्षों में फिट बैठता है।

एक दिलचस्प तथ्य ब्लैक होल से व्हाइट ड्वार्फ के विपरीत भी है। यह उल्लेखनीय है कि पूर्व द्रव्यमान के संदर्भ में सबसे विशाल सितारों से उत्पन्न होता है, और बाद वाला, इसके विपरीत, सबसे छोटा होता है।

ब्रह्मांड में बड़ी संख्या में अनोखी घटनाएँ हैं जिनके बारे में अंतहीन बात की जा सकती है, क्योंकि ब्रह्मांड का अध्ययन और अन्वेषण बेहद खराब है। आधुनिक विज्ञान के पास सितारों और उनके जीवन चक्रों के बारे में सभी मानव ज्ञान मुख्य रूप से अवलोकन और सैद्धांतिक गणनाओं से प्राप्त होते हैं। इस तरह की अल्प-अध्ययन वाली घटनाएं और वस्तुएं हजारों शोधकर्ताओं और वैज्ञानिकों के लिए निरंतर काम को जन्म देती हैं: खगोलविद, भौतिक विज्ञानी, गणितज्ञ, रसायनज्ञ। उनके निरंतर कार्य के लिए धन्यवाद, यह ज्ञान लगातार संचित, पूरक और परिवर्तित होता है, इस प्रकार यह अधिक सटीक, विश्वसनीय और व्यापक होता जा रहा है।

यदि ब्रह्मांड में कहीं पर्याप्त पदार्थ जमा हो जाता है, तो यह घने गांठ में सिकुड़ जाता है, जिसमें एक थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया शुरू होती है। इस तरह तारे चमकते हैं। पहला 13.7 बिलियन (13.7 * 10 9) साल पहले युवा ब्रह्मांड के अंधेरे में चमका, और हमारा सूर्य - केवल कुछ 4.5 बिलियन साल पहले। किसी तारे का जीवनकाल और इस अवधि के अंत में होने वाली प्रक्रियाएँ तारे के द्रव्यमान पर निर्भर करती हैं।

जब तक तारे में हाइड्रोजन को हीलियम में बदलने की थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया जारी रहती है, तब तक यह मुख्य अनुक्रम पर होता है। किसी तारे द्वारा मुख्य अनुक्रम पर बिताया गया समय द्रव्यमान पर निर्भर करता है: सबसे बड़े और सबसे भारी वाले जल्दी से एक लाल विशाल के चरण तक पहुँचते हैं, और फिर सुपरनोवा विस्फोट या एक सफेद बौने के गठन के परिणामस्वरूप मुख्य अनुक्रम को छोड़ देते हैं।

दिग्गजों का भाग्य

सबसे बड़े और सबसे विशाल तारे जल्दी जल जाते हैं और सुपरनोवा में विस्फोट हो जाते हैं। एक सुपरनोवा विस्फोट के बाद, एक न्यूट्रॉन तारा या एक ब्लैक होल रहता है, और उनके चारों ओर विस्फोट की विशाल ऊर्जा द्वारा उत्सर्जित पदार्थ होता है, जो तब नए सितारों के लिए सामग्री बन जाता है। हमारे निकटतम तारकीय पड़ोसियों में, इस तरह के भाग्य का इंतजार है, उदाहरण के लिए, बेटेलगेस, लेकिन जब यह विस्फोट होता है, तो इसकी गणना करना असंभव है।

सुपरनोवा विस्फोट से पदार्थ के निकलने से बनी नीहारिका। निहारिका के केंद्र में एक न्यूट्रॉन तारा है।

न्यूट्रॉन तारा एक भयानक भौतिक घटना है। एक विस्फोट करने वाले तारे का कोर संकुचित होता है - एक आंतरिक दहन इंजन में गैस की तरह, केवल एक बहुत बड़े और कुशल एक में: सैकड़ों हजारों किलोमीटर के व्यास वाली एक गेंद 10 से 20 किलोमीटर के व्यास में एक गेंद में बदल जाती है . संपीड़न बल इतना अधिक है कि इलेक्ट्रॉन परमाणु नाभिक पर गिरते हैं, न्यूट्रॉन बनाते हैं - इसलिए नाम।

नासा न्यूट्रॉन स्टार (कलाकार की दृष्टि)

इस तरह के संपीड़न के तहत पदार्थ का घनत्व परिमाण के लगभग 15 आदेशों से बढ़ जाता है, और तापमान न्यूट्रॉन तारे के केंद्र में 10 12 K और परिधि पर 1,000,000 K तक अकल्पनीय हो जाता है। इस ऊर्जा में से कुछ फोटॉन विकिरण के रूप में उत्सर्जित होती है, और कुछ न्यूट्रिनोस द्वारा दूर की जाती है जो न्यूट्रॉन स्टार के कोर में बनती है। लेकिन बहुत प्रभावी न्यूट्रिनो शीतलन के कारण भी, एक न्यूट्रॉन तारा बहुत धीरे-धीरे ठंडा होता है: ऊर्जा को पूरी तरह से समाप्त करने में 10 16 या 10 22 साल लगते हैं। यह कहना मुश्किल है कि ठंडा न्यूट्रॉन तारे के स्थान पर क्या रहेगा, लेकिन यह देखना असंभव है: इसके लिए दुनिया बहुत छोटी है। एक धारणा है कि एक ठंडे तारे के स्थान पर फिर से एक ब्लैक होल बन जाता है।

सुपरनोवा विस्फोट जैसे बहुत बड़े पिंडों के गुरुत्वीय पतन से ब्लैक होल बनते हैं। शायद खरबों वर्षों में ठंडे न्यूट्रॉन तारे ब्लैक होल में बदल जाएंगे।

मध्यम स्तर के सितारों का भाग्य

अन्य, कम बड़े सितारे सबसे बड़े की तुलना में लंबे समय तक मुख्य अनुक्रम पर रहते हैं, लेकिन जब वे इसे छोड़ते हैं, तो वे अपने न्यूट्रॉन रिश्तेदारों की तुलना में बहुत तेजी से मरते हैं। ब्रह्मांड में 99% से अधिक सितारे कभी भी विस्फोट नहीं करेंगे और ब्लैक होल या न्यूट्रॉन सितारों में नहीं बदलेंगे - इस तरह के ब्रह्मांडीय नाटकों के लिए उनके कोर बहुत छोटे हैं। इसके बजाय, मध्यम-द्रव्यमान के तारे अपने जीवन के अंत में लाल दिग्गजों में बदल जाते हैं, जो द्रव्यमान के आधार पर, सफेद बौनों में बदल जाते हैं, फट जाते हैं, पूरी तरह से विलुप्त हो जाते हैं या न्यूट्रॉन तारे बन जाते हैं।

सफेद बौने अब ब्रह्मांड की तारकीय आबादी का 3 से 10% हिस्सा बनाते हैं। उनका तापमान बहुत अधिक है - 20,000 K से अधिक, सूर्य की सतह के तापमान के तीन गुना से अधिक - लेकिन फिर भी न्यूट्रॉन सितारों की तुलना में कम, और कम तापमान और बड़े क्षेत्र के कारण, सफेद बौने तेजी से ठंडे होते हैं - 10 में 14 - 10 15 साल। इसका मतलब यह है कि अगले 10 खरब वर्षों में - जब ब्रह्मांड अब की तुलना में एक हजार गुना पुराना होगा - ब्रह्मांड में एक नई प्रकार की वस्तु दिखाई देगी: एक काला बौना, एक सफेद बौने का ठंडा उत्पाद।

अभी तक अंतरिक्ष में कोई काला बौना नहीं है। आज तक के सबसे पुराने शीतलन सितारों ने भी अपनी ऊर्जा का अधिकतम 0.2% खो दिया है; 20,000 K के तापमान वाले एक सफेद बौने के लिए, इसका अर्थ है 19,960 K तक ठंडा होना।

छोटों के लिए

सुपरनोवा और ब्लैक ड्वार्फ की तुलना में सबसे छोटे तारे, जैसे कि हमारे निकटतम पड़ोसी, लाल बौने प्रॉक्सिमा सेंटॉरी, के ठंडे होने पर क्या होता है, इसके बारे में और भी कम लोग जानते हैं। उनके कोर में थर्मोन्यूक्लियर संलयन धीमा है, और वे दूसरों की तुलना में लंबे समय तक मुख्य अनुक्रम पर बने रहते हैं - कुछ गणनाओं के अनुसार, 10 से 12 साल तक, और उसके बाद, संभवतः, वे अपने जीवन को सफेद बौनों के रूप में जारी रखेंगे, अर्थात, वे ब्लैक ड्वार्फ में बदलने से पहले अगले 10 14 - 10 15 साल तक चमकेगा।