तारों का विकास किस भौतिक पैरामीटर पर निर्भर करता है? सितारों का जन्म और विकास: ब्रह्मांड का विशाल कारखाना

तारे, जैसा कि आप जानते हैं, थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन प्रतिक्रियाओं से अपनी ऊर्जा प्राप्त करते हैं, और देर-सबेर हर तारे का एक क्षण आता है जब थर्मोन्यूक्लियर ईंधन समाप्त हो जाता है। एक तारे का द्रव्यमान जितना अधिक होता है, उतनी ही तेजी से वह अपना सब कुछ जला देता है और अपने अस्तित्व के अंतिम चरण में चला जाता है। आगे की घटनाएं विभिन्न परिदृश्यों के अनुसार जा सकती हैं, जो एक - सबसे पहले फिर से द्रव्यमान पर निर्भर करती है।
जिस समय तारे के केंद्र में हाइड्रोजन "बर्न आउट" होता है, उसमें एक हीलियम कोर निकलता है, जो सिकुड़ता है और ऊर्जा छोड़ता है। भविष्य में, इसमें हीलियम और उसके बाद के तत्वों की दहन प्रतिक्रियाएं शुरू हो सकती हैं (नीचे देखें)। गर्म कोर से आने वाले बढ़े हुए दबाव के प्रभाव में बाहरी परतें कई गुना बढ़ जाती हैं, तारा लाल विशालकाय हो जाता है।
तारे के द्रव्यमान के आधार पर इसमें विभिन्न प्रतिक्रियाएं हो सकती हैं। यह निर्धारित करता है कि फ्यूजन के फीका पड़ने तक तारे का क्या संयोजन होगा।

सफेद बौने

लगभग 10 MC तक द्रव्यमान वाले सितारों के लिए, कोर का वजन 1.5 MC से कम होता है। थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के पूरा होने के बाद, विकिरण दबाव बंद हो जाता है, और नाभिक गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में सिकुड़ने लगता है। इसे तब तक संकुचित किया जाता है जब तक कि पॉली सिद्धांत के कारण पतित इलेक्ट्रॉन गैस का दबाव हस्तक्षेप करना शुरू नहीं कर देता। बाहरी परतें एक ग्रहीय नीहारिका का निर्माण करते हुए बहा दी जाती हैं और नष्ट हो जाती हैं। इस तरह की पहली नीहारिका की खोज 1764 में फ्रांसीसी खगोलशास्त्री चार्ल्स मेसियर ने की थी और इसे M27 के रूप में सूचीबद्ध किया गया था।
कोर से जो निकला उसे सफेद बौना कहा जाता है। सफेद बौनों का घनत्व 10 7 ग्राम/सेमी 3 से अधिक होता है और सतह का तापमान लगभग 10 4 के। चमक सूर्य की तुलना में परिमाण के 2-4 क्रम कम होती है। इसमें थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन नहीं होता, इससे निकलने वाली सारी ऊर्जा पहले जमा हो जाती थी, इस तरह सफेद बौने धीरे-धीरे शांत हो जाते हैं और दिखाई देना बंद हो जाते हैं।
एक सफेद बौना अभी भी सक्रिय होने का एक मौका है यदि वह एक बाइनरी स्टार का हिस्सा है और एक साथी के द्रव्यमान को अपने ऊपर खींचता है (उदाहरण के लिए, साथी एक लाल विशालकाय बन गया है और अपने पूरे रोश लोब को अपने द्रव्यमान से भर दिया है)। इस मामले में, सफेद बौने में निहित कार्बन का उपयोग करके सीएनओ चक्र में हाइड्रोजन संश्लेषण शुरू हो सकता है, बाहरी हाइड्रोजन परत ("नया" सितारा) के बहाव के साथ समाप्त हो सकता है। या एक सफेद बौने का द्रव्यमान इतना बढ़ सकता है कि उसका कार्बन-ऑक्सीजन घटक प्रकाश करेगा, केंद्र से आने वाली विस्फोटक दहन की लहर। नतीजतन, भारी मात्रा में ऊर्जा की रिहाई के साथ भारी तत्व बनते हैं:

12 + 16 O → 28 Si + 16.76 MeV
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10.92 MeV

तारे की चमक 2 सप्ताह तक दृढ़ता से बढ़ती है, फिर 2 सप्ताह के लिए तेजी से घटती है, जिसके बाद यह 50 दिनों में लगभग 2 गुना गिरती रहती है। मुख्य ऊर्जा (लगभग 90%) निकल आइसोटोप क्षय श्रृंखला से गामा क्वांटा के रूप में उत्सर्जित होती है। इस घटना को टाइप 1 सुपरनोवा कहा जाता है।
1.5 या अधिक सौर द्रव्यमान वाले कोई सफेद बौने नहीं हैं। यह इस तथ्य से समझाया गया है कि एक सफेद बौने के अस्तित्व के लिए, इलेक्ट्रॉन गैस के दबाव के साथ गुरुत्वाकर्षण संपीड़न को संतुलित करना आवश्यक है, लेकिन यह द्रव्यमान 1.4 एमसी से अधिक नहीं होता है, इस सीमा को चंद्रशेखर सीमा कहा जाता है। मान को दबाव बलों की गुरुत्वाकर्षण संकुचन बलों की समानता की स्थिति के रूप में प्राप्त किया जा सकता है, इस धारणा के तहत कि इलेक्ट्रॉनों का क्षण उनके कब्जे वाले मात्रा के लिए अनिश्चितता के संबंध से निर्धारित होता है, और वे प्रकाश की गति के करीब गति से आगे बढ़ते हैं।

न्यूट्रॉन तारे

अधिक विशाल (> 10 एमसी) सितारों के मामले में, चीजें थोड़ी अलग होती हैं। कोर में उच्च तापमान ऊर्जा-अवशोषित प्रतिक्रियाओं को सक्रिय करता है, जैसे कि नाभिक से प्रोटॉन, न्यूट्रॉन और अल्फा कणों को बाहर निकालना, साथ ही ई- उच्च-ऊर्जा इलेक्ट्रॉनों का कब्जा जो दो कोर के द्रव्यमान अंतर की भरपाई करता है। दूसरी प्रतिक्रिया नाभिक में न्यूट्रॉन की अधिकता पैदा करती है। दोनों प्रतिक्रियाओं से तारे का ठंडा और सामान्य संकुचन होता है। जब परमाणु संलयन की ऊर्जा समाप्त हो जाती है, तो संकुचन खोल के संकुचन कोर पर लगभग मुक्त रूप से गिरने में बदल जाता है। यह बाहरी गिरने वाली परतों में संलयन की दर को तेज करता है, जिससे कुछ ही मिनटों में ऊर्जा की एक बड़ी मात्रा का उत्सर्जन होता है (ऊर्जा की तुलना में जो प्रकाश तारे अपने पूरे अस्तित्व में उत्सर्जित करते हैं)।
उच्च द्रव्यमान के कारण, ढहने वाला नाभिक इलेक्ट्रॉन गैस के दबाव पर काबू पाता है और आगे सिकुड़ता है। इस मामले में, प्रतिक्रियाएं पी + ई - → एन + ई होती हैं, जिसके बाद लगभग कोई इलेक्ट्रॉन नहीं होते हैं जो नाभिक में संपीड़न में हस्तक्षेप करते हैं। संपीड़न 10 - 30 किमी के आकार के लिए होता है, जो न्यूट्रॉन पतित गैस के दबाव द्वारा निर्धारित घनत्व के अनुरूप होता है। नाभिक पर गिरने वाला पदार्थ न्यूट्रॉन नाभिक से परावर्तित शॉक वेव और इसके संपीड़न के दौरान जारी ऊर्जा के हिस्से को प्राप्त करता है, जिससे बाहरी आवरण तेजी से पक्षों की ओर निकल जाता है। परिणामी वस्तु को न्यूट्रॉन तारा कहा जाता है। गुरुत्वाकर्षण संकुचन से निकलने वाली अधिकांश (90%) ऊर्जा को पतन के बाद पहले सेकंड में न्यूट्रिनो द्वारा ले जाया जाता है। उपरोक्त प्रक्रिया को टाइप II सुपरनोवा विस्फोट कहा जाता है। विस्फोट की ऊर्जा ऐसी है कि उनमें से कुछ (शायद ही कभी) नग्न आंखों को दिखाई देती हैं, यहां तक ​​कि दिन के उजाले में भी। पहला सुपरनोवा चीनी खगोलविदों द्वारा 185 ईस्वी में दर्ज किया गया था। वर्तमान में, प्रति वर्ष कई सौ प्रकोप दर्ज किए जाते हैं।
परिणामी न्यूट्रॉन तारे का घनत्व ρ ~ 10 14 - 10 15 g/cm 3 है। तारे के संकुचन के दौरान कोणीय गति के संरक्षण से बहुत कम क्रांति अवधि होती है, आमतौर पर 1 से 1000 एमएस की सीमा में। साधारण सितारों के लिए ऐसे समय असंभव हैं, क्योंकि उनका गुरुत्वाकर्षण इस तरह के घूर्णन के केन्द्रापसारक बलों का विरोध करने में सक्षम नहीं होगा। एक न्यूट्रॉन तारे का एक बहुत बड़ा चुंबकीय क्षेत्र होता है, जो सतह पर 10 12 -10 13 गॉस तक पहुंचता है, जिसके परिणामस्वरूप मजबूत विद्युत चुम्बकीय विकिरण होता है। एक चुंबकीय अक्ष जो रोटेशन की धुरी के साथ मेल नहीं खाता है, इस तथ्य की ओर जाता है कि एक न्यूट्रॉन स्टार एक निश्चित दिशा में आवधिक (घूर्णन अवधि के साथ) विकिरण के दालों को भेजता है। ऐसे तारे को पल्सर कहते हैं। इस तथ्य ने उनकी प्रयोगात्मक खोज में मदद की और इसका उपयोग खोज के लिए किया जा रहा है। कम चमक के कारण ऑप्टिकल विधियों द्वारा न्यूट्रॉन स्टार का पता लगाना अधिक कठिन होता है। ऊर्जा के विकिरण में संक्रमण के कारण क्रांति की अवधि धीरे-धीरे कम हो जाती है।
न्यूट्रॉन तारे की बाहरी परत क्रिस्टलीय पदार्थ, मुख्य रूप से लोहे और उसके पड़ोसी तत्वों से बनी होती है। शेष द्रव्यमान का अधिकांश भाग न्यूट्रॉन है, पियोन और हाइपरॉन बहुत केंद्र में हो सकते हैं। तारे का घनत्व केंद्र की ओर बढ़ता है और परमाणु पदार्थ के घनत्व से बहुत अधिक मूल्यों तक पहुँच सकता है। ऐसे घनत्वों पर पदार्थ के व्यवहार को कम समझा जाता है। मुक्त क्वार्क के बारे में सिद्धांत हैं, न केवल पहली पीढ़ी सहित, हैड्रोनिक पदार्थ के ऐसे चरम घनत्व पर। न्यूट्रॉन पदार्थ की सुपरकंडक्टिंग और सुपरफ्लुइड अवस्थाएँ संभव हैं।
न्यूट्रॉन तारे को ठंडा करने के लिए 2 तंत्र हैं। उनमें से एक फोटॉन का उत्सर्जन है, जैसा कि हर जगह होता है। दूसरा तंत्र न्यूट्रिनो है। यह तब तक बना रहता है जब तक मुख्य तापमान 10 8 के ऊपर होता है। यह आमतौर पर 10 6 के ऊपर सतह के तापमान से मेल खाता है और 10 5 −10 6 साल तक रहता है। न्यूट्रिनो उत्सर्जित करने के कई तरीके हैं:

ब्लैक होल्स

यदि मूल तारे का द्रव्यमान 30 सौर द्रव्यमान से अधिक है, तो सुपरनोवा विस्फोट में बनने वाला कोर 3 M C से भारी होगा। इस तरह के द्रव्यमान के साथ, न्यूट्रॉन गैस का दबाव अब गुरुत्वाकर्षण को नियंत्रित नहीं कर सकता है, और कोर न्यूट्रॉन स्टार के चरण में नहीं रुकता है, लेकिन गिरना जारी रहता है (फिर भी, प्रयोगात्मक रूप से खोजे गए न्यूट्रॉन सितारों में 2 से अधिक सौर द्रव्यमान नहीं होते हैं , तीन नहीं)। इस बार, कुछ भी पतन को नहीं रोकेगा, और एक ब्लैक होल बन जाएगा। इस वस्तु की विशुद्ध रूप से सापेक्ष प्रकृति है और इसे जीआर के बिना समझाया नहीं जा सकता है। इस तथ्य के बावजूद कि मामला, सिद्धांत के अनुसार, एक बिंदु में ढह गया - एक विलक्षणता, एक ब्लैक होल में एक गैर-शून्य त्रिज्या होती है, जिसे श्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या कहा जाता है:

आर डब्ल्यू \u003d 2GM / c 2.

त्रिज्या एक ब्लैक होल के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र की सीमा को दर्शाता है, जो कि फोटॉन के लिए भी दुर्गम है, जिसे घटना क्षितिज कहा जाता है। उदाहरण के लिए, सूर्य की श्वार्ज़स्चिल्ड त्रिज्या केवल 3 किमी है। घटना क्षितिज के बाहर, एक ब्लैक होल का गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र उसके द्रव्यमान की सामान्य वस्तु के समान होता है। ब्लैक होल को केवल अप्रत्यक्ष प्रभावों से ही देखा जा सकता है, क्योंकि यह स्वयं किसी भी ध्यान देने योग्य ऊर्जा को विकीर्ण नहीं करता है।
इस तथ्य के बावजूद कि कुछ भी घटना क्षितिज को नहीं छोड़ सकता है, एक ब्लैक होल अभी भी विकिरण बना सकता है। क्वांटम भौतिक निर्वात में, आभासी कण-प्रतिकण जोड़े लगातार पैदा होते हैं और गायब हो जाते हैं। ब्लैक होल का सबसे मजबूत गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र उनके गायब होने और एंटीपार्टिकल को अवशोषित करने से पहले उनके साथ बातचीत कर सकता है। यदि आभासी प्रतिकण की कुल ऊर्जा ऋणात्मक थी, तो ब्लैक होल द्रव्यमान खो देता है, और शेष कण वास्तविक हो जाता है और ब्लैक होल क्षेत्र से दूर उड़ने के लिए पर्याप्त ऊर्जा प्राप्त करता है। इस विकिरण को हॉकिंग विकिरण कहा जाता है और इसमें ब्लैकबॉडी स्पेक्ट्रम होता है। इसे एक निश्चित तापमान सौंपा जा सकता है:

अधिकांश ब्लैक होल के द्रव्यमान पर इस प्रक्रिया का प्रभाव सीएमबी से प्राप्त ऊर्जा की तुलना में नगण्य है। अपवाद अवशेष सूक्ष्म ब्लैक होल हैं, जो ब्रह्मांड के विकास के शुरुआती चरणों में बन सकते थे। छोटे आकार वाष्पीकरण प्रक्रिया को तेज करते हैं और बड़े पैमाने पर लाभ प्रक्रिया को धीमा कर देते हैं। ऐसे ब्लैक होल के वाष्पीकरण के अंतिम चरण एक विस्फोट में समाप्त होना चाहिए। विवरण से मेल खाने वाला कोई विस्फोट कभी दर्ज नहीं किया गया है।
ब्लैक होल में गिरने वाला पदार्थ गर्म हो जाता है और एक्स-रे का स्रोत बन जाता है, जो ब्लैक होल की उपस्थिति के अप्रत्यक्ष संकेत के रूप में कार्य करता है। जब बड़े कोणीय संवेग वाला पदार्थ ब्लैक होल में गिरता है, तो यह अपने चारों ओर एक घूर्णन अभिवृद्धि डिस्क बनाता है, जिसमें ब्लैक होल में गिरने से पहले कण ऊर्जा और कोणीय गति खो देते हैं। सुपरमैसिव ब्लैक होल के मामले में, डिस्क की धुरी के साथ दो पसंदीदा दिशाएँ होती हैं, जिसमें उत्सर्जित विकिरण और विद्युत चुम्बकीय प्रभाव का दबाव उन कणों को गति देता है जो डिस्क से बच गए हैं। इससे दोनों दिशाओं में पदार्थ के शक्तिशाली जेट बनते हैं, जिन्हें दर्ज भी किया जा सकता है। एक सिद्धांत के अनुसार, आकाशगंगाओं और क्वासरों के सक्रिय नाभिक इस प्रकार व्यवस्थित होते हैं।
एक कताई ब्लैक होल एक अधिक जटिल वस्तु है। अपने घूर्णन के साथ, यह घटना क्षितिज ("लेंस-थिरिंग प्रभाव") से परे अंतरिक्ष के एक निश्चित क्षेत्र को "कैप्चर" करता है। इस क्षेत्र को एर्गोस्फीयर कहा जाता है, इसकी सीमा को स्थिर सीमा कहा जाता है। स्थैतिक सीमा एक दीर्घवृत्त है जो ब्लैक होल के घूर्णन के दो ध्रुवों पर घटना क्षितिज के साथ मेल खाता है।
घूमने वाले ब्लैक होल में एर्गोस्फीयर में गिरने वाले कणों को स्थानांतरित करने के माध्यम से ऊर्जा हानि का एक अतिरिक्त तंत्र होता है। ऊर्जा का यह नुकसान कोणीय गति के नुकसान के साथ होता है और रोटेशन को धीमा कर देता है।

ग्रन्थसूची

1. एस.बी. पोपोव, एम.ई. प्रोखोरोव "एकल न्यूट्रॉन सितारों के खगोल भौतिकी: रेडियो-शांत न्यूट्रॉन सितारे और चुंबक" साई एमएसयू, 2002
2. विलियम जे. कॉफ़मैन "द कॉस्मिक फ्रंटियर्स ऑफ़ रिलेटिविटी" 1977
3. अन्य इंटरनेट स्रोत

दिसंबर 20 10 वर्ष

तारों के आंतरिक भाग में थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन

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 हस्तांतरण प्रबल होगा, जबकि शीर्ष पर शेल संवहनी रहता है। कोई भी निश्चित रूप से नहीं जानता कि मुख्य अनुक्रम पर किस तरह के छोटे द्रव्यमान के तारे आते हैं, क्योंकि ये तारे युवा वर्ग की श्रेणी में जो समय बिताते हैं वह ब्रह्मांड की आयु से अधिक है। इन तारों के विकास के बारे में हमारे सभी विचार संख्यात्मक गणनाओं पर आधारित हैं।

जैसे ही तारा सिकुड़ता है, पतित इलेक्ट्रॉन गैस का दबाव बढ़ने लगता है, और तारे के कुछ त्रिज्या में, यह दबाव केंद्रीय तापमान की वृद्धि को रोकता है, और फिर इसे कम करना शुरू कर देता है। और 0.08 से कम के सितारों के लिए, यह घातक साबित होता है: परमाणु प्रतिक्रियाओं के दौरान जारी ऊर्जा विकिरण की लागत को कवर करने के लिए पर्याप्त नहीं होगी। ऐसे उप-तारों को भूरे रंग के बौने कहा जाता है, और उनका भाग्य निरंतर संकुचन होता है जब तक कि पतित गैस का दबाव इसे रोक नहीं देता है, और फिर सभी परमाणु प्रतिक्रियाओं को रोकने के साथ धीरे-धीरे ठंडा हो जाता है।

मध्यवर्ती द्रव्यमान के युवा सितारे

मध्यवर्ती द्रव्यमान (2 से 8 सौर द्रव्यमान) के युवा सितारे गुणात्मक रूप से अपनी छोटी बहनों की तरह ही विकसित होते हैं, इस अपवाद के साथ कि उनके पास मुख्य अनुक्रम तक संवहनी क्षेत्र नहीं होते हैं।

इस प्रकार की वस्तुएं तथाकथित से जुड़ी हैं। Ae\Be Herbit तारे वर्णक्रमीय प्रकार B-F5 के अनियमित चर हैं। उनके पास द्विध्रुवीय जेट डिस्क भी हैं। निकास वेग, चमक और प्रभावी तापमान के लिए की तुलना में काफी अधिक हैं τ वृषभ, इसलिए वे प्रोटोस्टेलर बादल के अवशेषों को प्रभावी ढंग से गर्म और तितर-बितर करते हैं।

8 सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले युवा तारे

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

एक तारे का मध्य जीवन चक्र

गठित तारों में रंगों और आकारों की एक विशाल विविधता है। वे वर्णक्रमीय प्रकार में गर्म ब्लूज़ से लेकर कूल रेड तक, और द्रव्यमान में 0.08 से 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 से निर्धारित होता है। सभी नए सितारे अपनी रासायनिक संरचना और द्रव्यमान के अनुसार मुख्य अनुक्रम पर "अपना स्थान लेते हैं"। हम तारे की भौतिक गति 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। यानी हम बात कर रहे हैं, दरअसल, सिर्फ स्टार के पैरामीटर्स को बदलने की।

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

बाद के वर्षों और सितारों की मृत्यु

कम द्रव्यमान वाले पुराने सितारे

आज तक, यह निश्चित रूप से ज्ञात नहीं है कि हाइड्रोजन की आपूर्ति में कमी के बाद प्रकाश सितारों 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 सितारों में होने वाली प्रक्रियाओं के कंप्यूटर सिमुलेशन पर आधारित हैं।

कुछ तारे केवल कुछ सक्रिय क्षेत्रों में हीलियम को फ्यूज कर सकते हैं, जो अस्थिरता और तेज सौर 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।

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

मध्यम आकार के सितारे

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

उत्सर्जित ऊर्जा की मात्रा में परिवर्तन के कारण तारा अस्थिरता के दौर से गुजरता है, जिसमें आकार, सतह के तापमान और ऊर्जा रिलीज में परिवर्तन शामिल हैं। ऊर्जा की रिहाई को कम आवृत्ति वाले विकिरण की ओर स्थानांतरित कर दिया जाता है। यह सब तेज सौर हवाओं और तीव्र स्पंदनों के कारण बड़े पैमाने पर नुकसान के साथ है। इस चरण के तारे कहलाते हैं देर से आने वाले सितारे, ओएच-आईआर सितारेया मीरा जैसे सितारे, उनकी सटीक विशेषताओं के आधार पर। उत्सर्जित गैस तारे के आंतरिक भाग में उत्पन्न होने वाले भारी तत्वों जैसे ऑक्सीजन और कार्बन से अपेक्षाकृत समृद्ध होती है। गैस एक विस्तारित खोल बनाती है और ठंडी होती है क्योंकि यह तारे से दूर जाती है, जिससे धूल के कणों और अणुओं का निर्माण होता है। केंद्रीय तारे से मजबूत अवरक्त विकिरण के साथ, ऐसे गोले में मासरों की सक्रियता के लिए आदर्श स्थितियाँ बनती हैं।

हीलियम दहन प्रतिक्रियाएं 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 पर्याप्त गतिज ऊर्जा प्रदान करते हैं जो बाहर निकल जाते हैं और एक ग्रह नीहारिका बन जाते हैं। निहारिका के केंद्र में, तारे का मूल बना रहता है, जो ठंडा होकर 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 व्यास होता है पृथ्वी।

सफेद बौने

सूर्य सहित अधिकांश तारे सिकुड़ कर अपने विकास को तब तक 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 से दस 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, अपक्षयी इलेक्ट्रॉनों का दबाव कोर के संकुचन को रोक नहीं सकता है, और यह तब तक जारी रहता है जब तक कि अधिकांश कण न्यूट्रॉन में बदल नहीं जाते, इतने सघन रूप से पैक किए जाते हैं कि तारे का आकार 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

पांच सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले तारे की बाहरी परतों के बिखरने के बाद एक लाल सुपरजायंट बन जाता है, गुरुत्वाकर्षण बलों के कारण कोर सिकुड़ने लगता है। जैसे-जैसे संपीड़न बढ़ता है, तापमान और घनत्व बढ़ता है, और थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं का एक नया क्रम शुरू होता है। ऐसी प्रतिक्रियाओं में, भारी तत्वों का संश्लेषण होता है, जो अस्थायी रूप से नाभिक के पतन को रोकता है।

अंततः, जैसे-जैसे आवर्त प्रणाली के अधिक से अधिक भारी तत्व बनते हैं, सिलिकॉन से आयरन -56 का संश्लेषण होता है। इस बिंदु तक, तत्वों के संश्लेषण से बड़ी मात्रा में ऊर्जा निकलती है, लेकिन यह लौह -56 नाभिक है जिसमें अधिकतम द्रव्यमान दोष होता है और भारी नाभिक का निर्माण प्रतिकूल होता है। इसलिए, जब किसी तारे का लोहे का कोर एक निश्चित मूल्य तक पहुँच जाता है, तो उसमें दबाव अब गुरुत्वाकर्षण के भारी बल का सामना करने में सक्षम नहीं होता है, और इसके पदार्थ के न्यूट्रॉनीकरण के साथ कोर का तत्काल पतन होता है।

आगे क्या होगा यह पूरी तरह से 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 धकेलता है - तथाकथित बैठने वाले तत्व, जिसमें लोहा और हल्का तत्व शामिल हैं। विस्तार करने वाले पदार्थ पर नाभिक से भागने वाले न्यूट्रॉन द्वारा बमबारी की जाती है, उन्हें पकड़ लिया जाता है और इस तरह यूरेनियम (और संभवतः कैलिफ़ोर्निया तक) तक रेडियोधर्मी सहित लोहे से भारी तत्वों का एक सेट बनाया जाता है। इस प्रकार, सुपरनोवा विस्फोट अंतरतारकीय पदार्थ में लोहे से भारी तत्वों की उपस्थिति की व्याख्या करते हैं।

न्यूट्रिनो की ब्लास्ट वेव और जेट सामग्री को मरने वाले तारे से दूर और इंटरस्टेलर स्पेस में 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। हालांकि, दो विकल्पों पर विचार किया जा रहा है:

न्यूट्रॉन तारे

कुछ सुपरनोवा में, सुपरजायंट 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 नाभिक को अलग करने वाले विद्युत चुम्बकीय बल गायब हो जाते हैं। एक तारे का कोर अब परमाणु नाभिक और व्यक्तिगत न्यूट्रॉन की एक घनी गेंद है।

ऐसे तारे, जिन्हें न्यूट्रॉन तारे के रूप में जाना जाता है, अत्यंत छोटे होते हैं - एक बड़े शहर से बड़े नहीं - और अकल्पनीय रूप से उच्च घनत्व वाले होते हैं। जैसे-जैसे तारे का आकार घटता जाता है (कोणीय संवेग के संरक्षण के कारण) उनकी कक्षीय अवधि अत्यंत कम हो जाती है। कुछ प्रति सेकंड 600 चक्कर लगाते हैं। जब इस तेजी से घूमने वाले तारे के उत्तरी और दक्षिणी चुंबकीय ध्रुवों को जोड़ने वाली धुरी पृथ्वी की ओर इशारा करती है, तो एक विकिरण पल्स को ठीक करना संभव है जो तारे के घूमने की अवधि के बराबर अंतराल पर दोहराता है। ऐसे न्यूट्रॉन सितारों को "पल्सर" कहा जाता था, और वे पहले खोजे गए न्यूट्रॉन सितारे 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 जब तक इसकी त्रिज्या श्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या से कम नहीं हो जाती, तब तक न्यूट्रॉन स्वयं अंदर की ओर गिरने लगेंगे। तब तारा ब्लैक होल बन जाता है।

ब्लैक होल के अस्तित्व की भविष्यवाणी सामान्य सापेक्षता 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 बनाता है।

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

प्रश्न भी खुले हैं: क्या किसी तारे का सुपरनोवा को दरकिनार करते हुए सीधे ब्लैक होल में गिरना संभव है? क्या कोई सुपरनोवा है जो अंततः ब्लैक होल बन जाएगा? किसी तारे के प्रारंभिक द्रव्यमान का उसके जीवन चक्र के अंत में वस्तुओं के निर्माण पर क्या प्रभाव पड़ता है?

सितारों के विकास के अध्ययन में खगोल भौतिकी पहले ही काफी आगे बढ़ चुकी है। सैद्धांतिक मॉडल विश्वसनीय टिप्पणियों द्वारा समर्थित हैं, और कुछ अंतरालों के बावजूद, एक तारे के जीवन चक्र की समग्र तस्वीर लंबे समय से ज्ञात है।

जन्म

यह सब एक आणविक बादल से शुरू होता है। ये इंटरस्टेलर गैस के विशाल क्षेत्र हैं जो हाइड्रोजन अणुओं के निर्माण के लिए पर्याप्त हैं।

तब एक घटना घटती है। शायद यह एक सुपरनोवा से सदमे की लहर के कारण होगा जो पास में विस्फोट हुआ, या शायद आणविक बादल के अंदर प्राकृतिक गतिशीलता के कारण। हालांकि, केवल एक ही परिणाम है - गुरुत्वाकर्षण अस्थिरता बादल के अंदर कहीं गुरुत्वाकर्षण के केंद्र के गठन की ओर ले जाती है।

गुरुत्वाकर्षण के प्रलोभन के कारण, आसपास का पदार्थ इस केंद्र के चारों ओर घूमना शुरू कर देता है और इसकी सतह पर स्तरित हो जाता है। धीरे-धीरे, बढ़ते तापमान और चमक के साथ एक संतुलित गोलाकार कोर बनता है - एक प्रोटोस्टार।

प्रोटोस्टार के चारों ओर गैस और धूल की डिस्क तेजी से और तेजी से घूमती है, इसके बढ़ते घनत्व और द्रव्यमान के कारण अधिक से अधिक कण इसकी गहराई में टकराते हैं, तापमान बढ़ता रहता है।

जैसे ही यह लाखों डिग्री तक पहुंचता है, प्रोटोस्टार के केंद्र में पहली थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया होती है। दो हाइड्रोजन नाभिक कूलम्ब बाधा को पार करते हैं और एक हीलियम नाभिक बनाने के लिए गठबंधन करते हैं। तब - अन्य दो नाभिक, फिर - अन्य ... जब तक श्रृंखला प्रतिक्रिया पूरे क्षेत्र को कवर नहीं करती है जिसमें तापमान हाइड्रोजन को हीलियम को संश्लेषित करने की अनुमति देता है।

थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की ऊर्जा तब तेजी से तारे की सतह तक पहुँचती है, जिससे इसकी चमक तेजी से बढ़ती है। तो एक प्रोटोस्टार, यदि उसके पास पर्याप्त द्रव्यमान है, तो एक पूर्ण युवा सितारा में बदल जाता है।

सक्रिय तारा निर्माण क्षेत्र N44 / ©ESO, NASA

न बचपन, न यौवन, न यौवन

सभी प्रोटोस्टार जो अपने अंदरूनी हिस्सों में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया शुरू करने के लिए पर्याप्त रूप से गर्म होते हैं, फिर सबसे लंबी और सबसे स्थिर अवधि में प्रवेश करते हैं, अपने पूरे जीवनकाल का 90% हिस्सा लेते हैं।

इस स्तर पर उनके साथ जो कुछ भी होता है वह थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के क्षेत्र में हाइड्रोजन का धीरे-धीरे जलना है। सचमुच "जलती हुई ज़िंदगी"। तारा बहुत धीरे-धीरे - अरबों वर्षों में - गर्म हो जाएगा, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की तीव्रता में वृद्धि होगी, जैसा कि चमक होगी, लेकिन इससे अधिक कुछ नहीं।

बेशक, ऐसी घटनाएं संभव हैं जो तारकीय विकास को गति देती हैं - उदाहरण के लिए, एक निकट पड़ोस या यहां तक ​​कि किसी अन्य तारे के साथ टकराव, लेकिन यह किसी एक तारे के जीवन चक्र पर निर्भर नहीं करता है।

अजीबोगरीब "स्थिर" तारे भी हैं जो मुख्य अनुक्रम तक नहीं पहुंच सकते हैं - अर्थात, वे थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के आंतरिक दबाव का सामना करने में सक्षम नहीं हैं।

ये कम द्रव्यमान (सूर्य के द्रव्यमान के 0.0767 से कम) प्रोटोस्टार हैं - वही जिन्हें भूरे रंग के बौने कहा जाता है। अपर्याप्त गुरुत्वाकर्षण संपीड़न के कारण, वे हाइड्रोजन संलयन के परिणामस्वरूप बनने वाली ऊर्जा से अधिक ऊर्जा खो देते हैं। समय के साथ, इन तारों के अंदरूनी हिस्सों में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं बंद हो जाती हैं, और उनके लिए जो कुछ भी रहता है वह लंबे समय तक लेकिन अपरिहार्य शीतलन होता है।

एक भूरे रंग के बौने के कलाकार का दृश्य / © ESO/I. क्रॉसफील्ड/एन. राइजिंगर

परेशान बुढ़ापा

लोगों के विपरीत, बड़े सितारों के "जीवन" में सबसे सक्रिय और दिलचस्प चरण उनके अस्तित्व के अंत की ओर शुरू होता है।

प्रत्येक व्यक्तिगत तारे का आगे का विकास जो मुख्य अनुक्रम के अंत तक पहुँच गया है - अर्थात, वह बिंदु जब तारे के केंद्र में थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन के लिए और अधिक हाइड्रोजन नहीं बचा है - सीधे तारे के द्रव्यमान और उसके रासायनिक पर निर्भर करता है संघटन।

मुख्य अनुक्रम पर एक तारे का द्रव्यमान जितना छोटा होगा, उसका "जीवन" उतना ही लंबा होगा, और उसका समापन उतना ही कम भव्य होगा। उदाहरण के लिए, सूर्य के आधे से कम द्रव्यमान वाले तारे - जैसे कि लाल बौने कहलाते हैं - बिग बैंग के बाद से अभी तक "मृत" नहीं हुए हैं। गणना और कंप्यूटर सिमुलेशन के अनुसार, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की कम तीव्रता के कारण, ऐसे सितारे आसानी से दसियों अरबों से दसियों खरब वर्षों तक हाइड्रोजन जला सकते हैं, और अपनी यात्रा के अंत में, वे शायद भूरे रंग के बौनों की तरह बाहर निकल जाएंगे। .

आधे से दस सौर द्रव्यमान के औसत द्रव्यमान वाले तारे, केंद्र में हाइड्रोजन को जलाने के बाद, अपनी संरचना में भारी रासायनिक तत्वों को जलाने में सक्षम होते हैं - पहले हीलियम, फिर कार्बन, ऑक्सीजन, और फिर, द्रव्यमान के साथ कितना भाग्यशाली, अप करने के लिए लोहा -56 (लोहे का एक समस्थानिक, जिसे कभी-कभी "थर्मोन्यूक्लियर दहन राख" कहा जाता है)।

ऐसे सितारों के लिए, मुख्य अनुक्रम के बाद के चरण को लाल विशाल चरण कहा जाता है। हीलियम थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं शुरू करना, फिर कार्बन, आदि। हर बार स्टार के महत्वपूर्ण परिवर्तनों की ओर जाता है।

एक तरह से यह मौत का तांडव है। तारा या तो सैकड़ों बार फैलता है और लाल हो जाता है, फिर सिकुड़ जाता है। चमक भी बदल जाती है-हजारों गुना बढ़ जाती है, फिर घट जाती है।

इस प्रक्रिया के अंत में, लाल दैत्य के बाहरी आवरण को हटा दिया जाता है, जिससे एक शानदार ग्रह नीहारिका बनती है। केंद्र में एक नग्न कोर रहता है - एक सफेद हीलियम बौना जिसका द्रव्यमान लगभग आधा सौर द्रव्यमान और त्रिज्या लगभग पृथ्वी की त्रिज्या के बराबर होता है।

सफेद बौनों का भाग्य लाल बौनों के समान होता है - अरबों से खरबों वर्षों तक एक शांत बर्नआउट, जब तक कि निश्चित रूप से, पास में एक साथी तारा न हो, जिसके कारण सफेद बौना अपना द्रव्यमान बढ़ा सकता है।

लाल और सफेद बौनों से युक्त KOI-256 प्रणाली / ©NASA/JPL-Caltech

अत्यधिक बुढ़ापा

यदि कोई तारा अपने द्रव्यमान के साथ विशेष रूप से भाग्यशाली है, और यह लगभग 12 सौर द्रव्यमान या अधिक है, तो इसके विकास के अंतिम चरण में और अधिक चरम घटनाएं होती हैं।

यदि एक लाल विशालकाय के कोर का द्रव्यमान चंद्रशेखर की सीमा 1.44 सौर द्रव्यमान से अधिक है, तो तारा न केवल फाइनल में अपना खोल बहाता है, बल्कि एक शक्तिशाली थर्मोन्यूक्लियर विस्फोट - एक सुपरनोवा में संचित ऊर्जा को छोड़ता है।

एक सुपरनोवा के अवशेषों के दिल में, जो कई प्रकाश वर्षों के लिए तारकीय पदार्थ को बड़ी ताकत से बिखेरता है, इस मामले में यह अब एक सफेद बौना नहीं है, बल्कि केवल 10-20 किलोमीटर की त्रिज्या वाला एक सुपरडेंस न्यूट्रॉन तारा है।

हालांकि, यदि एक लाल विशालकाय का द्रव्यमान 30 सौर द्रव्यमान (या बल्कि, पहले से ही एक सुपरजाइंट) से अधिक है, और इसके मूल का द्रव्यमान ओपेनहाइमर-वोल्कोव सीमा से अधिक है, जो लगभग 2.5-3 सौर द्रव्यमान है, तो न तो एक सफेद बौना और न ही न्यूट्रॉन तारा बनता है।

सुपरनोवा के अवशेषों के केंद्र में कुछ अधिक प्रभावशाली दिखाई देता है - एक ब्लैक होल, क्योंकि विस्फोटित तारे का कोर इतना संकुचित हो जाता है कि न्यूट्रॉन भी ढहने लगते हैं, और प्रकाश सहित कुछ भी नहीं, की सीमा को छोड़ सकता है नवजात ब्लैक होल - या यों कहें, इसकी घटना क्षितिज।

विशेष रूप से बड़े तारे - नीले सुपरजायंट - लाल सुपरजाइंट चरण को बायपास कर सकते हैं और सुपरनोवा में भी विस्फोट कर सकते हैं।

सुपरनोवा एसएन 1994डी आकाशगंगा में एनजीसी 4526 (निचले बाएं कोने में उज्ज्वल बिंदु) / ©NASA

और हमारे सूर्य के बारे में क्या?

सूर्य मध्यम द्रव्यमान के तारों से संबंधित है, इसलिए यदि आप लेख के पिछले भाग को ध्यान से पढ़ें, तो आप स्वयं अनुमान लगा सकते हैं कि हमारा तारा किस पथ पर है।

हालांकि, सूर्य के एक लाल विशालकाय में परिवर्तन से पहले भी, मानवता कई खगोलीय उथल-पुथल की प्रतीक्षा कर रही है। पृथ्वी पर जीवन एक अरब वर्षों में असंभव हो जाएगा, जब सूर्य के केंद्र में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की तीव्रता पृथ्वी के महासागरों को वाष्पित करने के लिए पर्याप्त हो जाएगी। इसके साथ ही मंगल पर जीवन की स्थितियों में सुधार होगा, जो किसी समय इसे रहने योग्य बना सकता है।

लगभग 7 अरब वर्षों में, सूर्य अपने बाहरी क्षेत्रों में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया शुरू करने के लिए पर्याप्त गर्म हो गया होगा। सूर्य की त्रिज्या लगभग 250 गुना और चमक 2700 गुना बढ़ जाएगी - एक लाल विशालकाय में परिवर्तन होगा।

बढ़ी हुई सौर हवा के कारण, इस स्तर पर तारा अपने द्रव्यमान का एक तिहाई तक खो देगा, लेकिन उसके पास बुध को अवशोषित करने का समय होगा।

इसके चारों ओर हाइड्रोजन के जलने के कारण सौर कोर का द्रव्यमान इतना बढ़ जाएगा कि तथाकथित हीलियम फ्लैश होगा, और कार्बन और ऑक्सीजन में हीलियम नाभिक का थर्मोन्यूक्लियर संलयन शुरू हो जाएगा। तारे की त्रिज्या 11 मानक सौर तक काफी कम हो जाएगी।

सौर गतिविधि / ©NASA/Goddard/SDO

हालांकि, पहले से ही 100 मिलियन वर्ष बाद, हीलियम के साथ प्रतिक्रिया तारे के बाहरी क्षेत्रों में जाएगी, और यह फिर से एक लाल विशाल के आकार, चमक और त्रिज्या तक बढ़ जाएगी।

इस स्तर पर सौर हवा इतनी तेज हो जाएगी कि यह तारे के बाहरी क्षेत्रों को बाहरी अंतरिक्ष में उड़ा देगी, और वे एक विशाल ग्रह नीहारिका का निर्माण करेंगे।

और जहां सूर्य था, वहां पृथ्वी के आकार का एक सफेद बौना होगा। पहली बार में बहुत चमकीला, लेकिन जैसे-जैसे समय बीतता है, यह मंद और मंद होता जाता है।

यदि ब्रह्मांड में कहीं पर्याप्त पदार्थ जमा हो जाता है, तो यह एक घने गांठ में सिकुड़ जाता है, जिसमें एक थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया शुरू हो जाती है। इस तरह तारे चमकते हैं। 13.7 अरब (13.7 * 10 9) साल पहले युवा ब्रह्मांड के अंधेरे में पहला भड़क गया, और हमारा सूर्य - केवल 4.5 अरब साल पहले। एक 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 क्रम पर होती है। मुख्य अनुक्रम पर एक तारा खर्च करने का समय द्रव्यमान पर निर्भर करता है: सबसे बड़े और सबसे भारी वाले जल्दी से एक लाल विशाल के चरण में पहुंच जाते 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 बड़े तारे जल्दी से जल जाते हैं और सुपरनोवा में फट जाते हैं। सुपरनोवा विस्फोट के बाद, एक न्यूट्रॉन तारा या एक ब्लैक होल रहता है, और उनके चारों ओर विस्फोट की विशाल ऊर्जा द्वारा पदार्थ को बाहर निकाल दिया जाता है, जो तब नए सितारों के लिए सामग्री बन जाता है। हमारे निकटतम तारकीय पड़ोसियों में से, इस तरह के भाग्य का इंतजार है, उदाहरण के लिए, बेतेल्यूज़, लेकिन जब यह फट जाता है, तो इसकी गणना करना असंभव है।

एक सुपरनोवा विस्फोट से पदार्थ की अस्वीकृति द्वारा गठित एक नीहारिका। निहारिका के केंद्र में एक न्यूट्रॉन तारा है।

न्यूट्रॉन तारा एक भयानक भौतिक घटना है। एक विस्फोट करने वाले तारे का मूल संकुचित होता है - एक आंतरिक दहन इंजन में गैस की तरह, केवल एक बहुत बड़े और कुशल में: सैकड़ों हजारों किलोमीटर व्यास वाली एक गेंद 10 से 20 किलोमीटर व्यास वाली गेंद में बदल जाती है। संपीड़न बल इतना अधिक है कि इलेक्ट्रॉन परमाणु नाभिक पर गिरते हैं, जिससे न्यूट्रॉन बनते 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 तक और परिधि पर 1,00,000 K तक बढ़ जाता है। इस ऊर्जा में से कुछ फोटॉन विकिरण के रूप में उत्सर्जित होती है, और कुछ न्यूट्रिनो द्वारा दूर ले जाया जाता है जो न्यूट्रॉन स्टार के मूल में बनते हैं। लेकिन बहुत प्रभावी न्यूट्रिनो कूलिंग 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 भी लगते हैं। यह कहना मुश्किल है कि एक ठंडा न्यूट्रॉन स्टार के स्थान पर क्या रहेगा, लेकिन यह देखना असंभव है: इसके लिए दुनिया बहुत छोटी है। ऐसी धारणा है कि एक ठण्डे तारे के स्थान पर फिर से एक ब्लैक होल बनता है।

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

मध्यम पैमाने के सितारों का भाग्य

अन्य, कम बड़े तारे सबसे बड़े तारे की तुलना में मुख्य अनुक्रम पर अधिक समय तक 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 तारे कभी विस्फोट नहीं करेंगे और न तो ब्लैक होल या न्यूट्रॉन तारे में बदलेंगे - ऐसे ब्रह्मांडीय नाटकों के लिए उनके कोर बहुत छोटे हैं। इसके बजाय, मध्यम-द्रव्यमान तारे अपने जीवन के अंत में लाल दानवों में बदल जाते हैं, जो द्रव्यमान के आधार पर, सफेद बौनों में बदल जाते हैं, फट जाते हैं, पूरी तरह से नष्ट 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 से तीन गुना अधिक - लेकिन फिर भी न्यूट्रॉन सितारों की तुलना में कम, और कम तापमान और बड़े क्षेत्र के कारण, सफेद बौने तेजी से ठंडा हो जाते हैं - 10 में 14 - 10 15 वर्ष। इसका मतलब है कि अगले 10 ट्रिलियन वर्षों में - जब ब्रह्मांड अब की तुलना में एक हजार गुना पुराना होगा - ब्रह्मांड में एक नए प्रकार की वस्तु दिखाई देगी: एक काला बौना, एक सफेद बौने का ठंडा उत्पाद।

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

छोटों के लिए

क्या होता है इसके बारे में भी कम ही जाना जाता है जब हमारे निकटतम पड़ोसी, लाल बौना प्रॉक्सिमा सेंटॉरी जैसे सबसे छोटे सितारे सुपरनोवा और काले बौनों की तुलना में ठंडा हो जाते हैं। उनके कोर में थर्मोन्यूक्लियर संलयन धीमा है, और वे दूसरों की तुलना में लंबे समय तक मुख्य अनुक्रम पर रहते हैं - कुछ गणनाओं के अनुसार, 10 12 साल तक, और उसके बाद, संभवतः, वे सफेद बौनों के रूप में अपना जीवन जारी रखेंगे, अर्थात वे एक काले बौने में परिवर्तन से पहले एक और 10 14 - 10 15 साल तक चमकेंगे।

सितारों और पूरी आकाशगंगाओं का जन्म स्थायी रूप से होता है, साथ ही उनकी मृत्यु भी होती है। एक तारे का गायब होना दूसरे के प्रकट होने की भरपाई करता है, इसलिए हमें ऐसा लगता है कि वही तारे लगातार आकाश में हैं।

तारे का जन्म अंतरतारकीय बादल के संपीड़न की प्रक्रिया के कारण होता है, जो गैस के दबाव में तेज गिरावट से प्रभावित होता है। संपीड़ित गैस के द्रव्यमान के आधार पर, पैदा होने वाले तारों की संख्या में परिवर्तन होता है: यदि यह छोटा है, तो एक प्रकाशमान पैदा होता है, यदि यह बड़ा है, तो एक पूरे क्लस्टर का निर्माण संभव है।

एक तारे के उद्भव के चरण

यहां दो मुख्य चरणों को अलग करना आवश्यक है - प्रोटोस्टार का तेज संकुचन और धीमा एक। पहले मामले में, गुरुत्वाकर्षण एक विशिष्ट विशेषता है: प्रोटोस्टार का पदार्थ अपने केंद्र की ओर लगभग स्वतंत्र रूप से गिरता है। इस स्तर पर, गैस का तापमान अपरिवर्तित रहता है, इसकी अवधि लगभग 100 हजार वर्ष होती है, और इस समय के दौरान प्रोटोस्टार का आकार काफी कम हो जाता है।

और अगर पहले चरण में अतिरिक्त गर्मी लगातार निकल रही थी, तो प्रोटोस्टार सघन हो जाता है। गर्मी हटाना अब इतना अधिक नहीं है, गैस सिकुड़ती रहती है और जल्दी गर्म हो जाती है। प्रोटोस्टार का धीमा संकुचन और भी अधिक समय तक रहता है - दस मिलियन से अधिक वर्षों तक। एक अति-उच्च तापमान (एक मिलियन डिग्री से अधिक) तक पहुंचने पर, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं अपना टोल लेती हैं, जिससे संपीड़न समाप्त हो जाता है। उसके बाद, प्रोटोस्टार से एक नया तारा बनता है।

एक तारे का जीवन चक्र

सितारे एक जीवित जीव की तरह हैं: वे पैदा होते हैं, विकास के अपने चरम पर पहुंचते हैं, और फिर मर जाते हैं। बड़े परिवर्तन तब शुरू होते हैं जब तारे के मध्य भाग में हाइड्रोजन समाप्त हो जाती है। यह पहले से ही खोल में जलना शुरू कर देता है, धीरे-धीरे इसका आकार बढ़ता जा रहा है, और तारा एक लाल विशालकाय या एक सुपरजायंट में भी बदल सकता है।

सभी सितारों का जीवन चक्र पूरी तरह से अलग होता है, यह सब द्रव्यमान पर निर्भर करता है। जो भारी होते हैं वे लंबे समय तक जीवित रहते हैं और अंततः फट जाते हैं। हमारा सूर्य विशाल सितारों से संबंधित नहीं है, इसलिए, इस प्रकार के खगोलीय पिंड दूसरे छोर की प्रतीक्षा कर रहे हैं: वे धीरे-धीरे दूर हो जाते हैं, एक घने ढांचे में बदल जाते हैं जिसे सफेद बौना कहा जाता है।

लाल विशाल

हाइड्रोजन की आपूर्ति का उपयोग करने वाले सितारे विशाल हो सकते हैं। ऐसे प्रकाशमानों को लाल दैत्य कहा जाता है। आकार के अलावा, उनकी विशिष्ट विशेषता एक विस्तारित वातावरण और बहुत कम सतह का तापमान है। अध्ययनों से पता चला है कि सभी सितारे विकास के इस चरण से नहीं गुजरते हैं। केवल ठोस द्रव्यमान वाले वे ही लाल दानव बनते हैं।

सबसे चमकीले प्रतिनिधि आर्कटुरस और एंटेरेस हैं, जिनकी दृश्य परतों में अपेक्षाकृत कम तापमान होता है, और दुर्लभ खोल की एक ठोस लंबाई होती है। निकायों के अंदर हीलियम प्रज्वलन की एक प्रक्रिया होती है, जो चमक में तेज उतार-चढ़ाव की अनुपस्थिति की विशेषता है।

व्हाइट द्वार्फ

आकार और द्रव्यमान में छोटे तारे सफेद बौने में बदल जाते हैं। इनका घनत्व अत्यंत उच्च (पानी के घनत्व से लगभग एक लाख गुना अधिक) होता है, जिसके कारण तारे का पदार्थ "पतित गैस" नामक अवस्था में चला जाता है। एक सफेद बौने के अंदर कोई थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया नहीं देखी जाती है, और केवल शीतलन का तथ्य ही इसे प्रकाश देता है। इस राज्य में एक तारे का आकार अत्यंत छोटा होता है। उदाहरण के लिए, कई सफेद बौने आकार में पृथ्वी के समान होते हैं।