तारों के विकास के अलग-अलग विकास पथ हैं। तारकीय विकास का अंतिम चरण

यद्यपि तारे मानव समय के पैमाने पर शाश्वत प्रतीत होते हैं, वे, प्रकृति की हर चीज़ की तरह, जन्म लेते हैं, जीते हैं और मर जाते हैं। आम तौर पर स्वीकृत गैस-धूल बादल परिकल्पना के अनुसार, एक तारे का जन्म एक अंतरतारकीय गैस-धूल बादल के गुरुत्वाकर्षण संपीड़न के परिणामस्वरूप होता है। जैसे ही बादल घना होता है, वह सबसे पहले बनता है प्रोटोस्टार,इसके केंद्र पर तापमान तब तक लगातार बढ़ता रहता है जब तक कि यह कणों की थर्मल गति की गति के लिए आवश्यक सीमा तक नहीं पहुंच जाता, जिसके बाद प्रोटॉन आपसी इलेक्ट्रोस्टैटिक प्रतिकर्षण की मैक्रोस्कोपिक ताकतों पर काबू पाने में सक्षम होते हैं ( सेमी।कूलम्ब का नियम) और एक थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रिया में प्रवेश करें ( सेमी।परमाणु क्षय और संलयन)।

एक बहु-चरण थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रिया के परिणामस्वरूप, चार प्रोटॉन अंततः एक हीलियम नाभिक (2 प्रोटॉन + 2 न्यूट्रॉन) बनाते हैं और विभिन्न प्राथमिक कणों का एक पूरा फव्वारा निकलता है। अंतिम अवस्था में, गठित कणों का कुल द्रव्यमान होता है कमचार प्रारंभिक प्रोटॉन का द्रव्यमान, जिसका अर्थ है कि प्रतिक्रिया के दौरान मुक्त ऊर्जा निकलती है ( सेमी।सापेक्षता के सिद्धांत)। इसके कारण, नवजात तारे का आंतरिक कोर तेजी से अति-उच्च तापमान तक गर्म हो जाता है, और इसकी अतिरिक्त ऊर्जा इसकी कम गर्म सतह की ओर - और बाहर की ओर फैलने लगती है। साथ ही तारे के केंद्र में दबाव बढ़ने लगता है ( सेमी।एक आदर्श गैस की अवस्था का समीकरण)। इस प्रकार, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया की प्रक्रिया में हाइड्रोजन को "जलाने" से, तारा गुरुत्वाकर्षण आकर्षण की शक्तियों को खुद को सुपर-सघन अवस्था में संपीड़ित करने की अनुमति नहीं देता है, लगातार नवीनीकृत आंतरिक थर्मल दबाव के साथ गुरुत्वाकर्षण पतन का मुकाबला करता है, जिसके परिणामस्वरूप एक स्थिर स्थिति बनती है ऊर्जा संतुलन. कहा जाता है कि सक्रिय रूप से हाइड्रोजन जलाने वाले तारे अपने जीवन चक्र या विकास के "प्राथमिक चरण" में हैं ( सेमी।हर्ट्ज़स्प्रुंग-रसेल आरेख)। किसी तारे के अंदर एक रासायनिक तत्व का दूसरे रासायनिक तत्व में परिवर्तन कहलाता है परमाणु संलयनया न्यूक्लियोसिंथेसिस.

विशेष रूप से, सूर्य लगभग 5 अरब वर्षों से सक्रिय न्यूक्लियोसिंथेसिस की प्रक्रिया में हाइड्रोजन जलाने के सक्रिय चरण में है, और इसकी निरंतरता के लिए कोर में हाइड्रोजन का भंडार हमारे प्रकाशमान के लिए अगले 5.5 अरब वर्षों के लिए पर्याप्त होना चाहिए। तारा जितना अधिक विशाल होगा, उसमें हाइड्रोजन ईंधन की आपूर्ति उतनी ही अधिक होगी, लेकिन गुरुत्वाकर्षण पतन की शक्तियों का प्रतिकार करने के लिए, उसे तारे का द्रव्यमान बढ़ने पर हाइड्रोजन भंडार की वृद्धि दर से अधिक तीव्रता से हाइड्रोजन जलाना होगा। इस प्रकार, तारा जितना अधिक विशाल होगा, उसका जीवनकाल उतना ही कम होगा, जो हाइड्रोजन भंडार की कमी से निर्धारित होता है, और सबसे बड़े तारे सचमुच "कुछ" लाखों वर्षों में जल जाते हैं। दूसरी ओर, सबसे छोटे तारे सैकड़ों अरब वर्षों तक आराम से जीवित रहते हैं। तो, इस पैमाने पर, हमारा सूर्य "मजबूत मध्यम वर्ग" से संबंधित है।

हालाँकि, देर-सबेर कोई भी तारा अपनी थर्मोन्यूक्लियर भट्टी में दहन के लिए उपयुक्त सभी हाइड्रोजन का उपयोग कर लेगा। आगे क्या होगा? यह तारे के द्रव्यमान पर भी निर्भर करता है। सूर्य (और सभी तारे जो अपने द्रव्यमान से आठ गुना से अधिक नहीं हैं) ने मेरे जीवन को बहुत ही सामान्य तरीके से समाप्त कर दिया। जैसे-जैसे तारे की गहराई में हाइड्रोजन का भंडार ख़त्म होता जाता है, गुरुत्वाकर्षण संपीड़न की शक्तियाँ, जो तारे के जन्म के क्षण से ही धैर्यपूर्वक इस घड़ी की प्रतीक्षा कर रही थीं, हावी होने लगती हैं - और उनके प्रभाव में तारा सिकुड़ने लगता है और सघन होने लगता है। इस प्रक्रिया का दोहरा प्रभाव होता है: तारे के कोर के आसपास की परतों में तापमान उस स्तर तक बढ़ जाता है जिस पर वहां मौजूद हाइड्रोजन अंततः हीलियम बनाने के लिए थर्मोन्यूक्लियर संलयन से गुजरता है। उसी समय, कोर में तापमान, जो अब लगभग पूरी तरह से हीलियम से बना है, इतना बढ़ जाता है कि हीलियम - लुप्त होती प्राथमिक न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रतिक्रिया की एक प्रकार की "राख" - एक नई थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रिया में प्रवेश करती है: तीन से हीलियम नाभिक से एक कार्बन नाभिक बनता है। प्राथमिक प्रतिक्रिया के उत्पादों द्वारा संचालित माध्यमिक थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रिया की यह प्रक्रिया, सितारों के जीवन चक्र में महत्वपूर्ण क्षणों में से एक है।

तारे के कोर में हीलियम के द्वितीयक दहन के दौरान, इतनी अधिक ऊर्जा निकलती है कि तारा सचमुच फूलने लगता है। विशेष रूप से, जीवन के इस चरण में सूर्य का आवरण शुक्र की कक्षा से परे विस्तारित होगा। इस मामले में, तारे के विकिरण की कुल ऊर्जा उसके जीवन के मुख्य चरण के लगभग उसी स्तर पर रहती है, लेकिन चूँकि यह ऊर्जा अब बहुत बड़े सतह क्षेत्र के माध्यम से उत्सर्जित होती है, तारे की बाहरी परत ठंडी हो जाती है। स्पेक्ट्रम का लाल भाग. तारा बन जाता है लाल विशाल।

सौर-श्रेणी के तारों के लिए, द्वितीयक न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रतिक्रिया को पोषित करने वाला ईंधन समाप्त हो जाने के बाद, गुरुत्वाकर्षण पतन का चरण फिर से शुरू होता है - इस बार अंतिम। कोर के अंदर का तापमान अब थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया के अगले स्तर को शुरू करने के लिए आवश्यक स्तर तक बढ़ने में सक्षम नहीं है। इसलिए, तारा तब तक सिकुड़ता है जब तक गुरुत्वाकर्षण आकर्षण बल अगले बल अवरोध द्वारा संतुलित नहीं हो जाते। उनकी भूमिका निभाई है इलेक्ट्रॉन गैस का दबाव कम होना(सेमी।चन्द्रशेखर सीमा). इलेक्ट्रॉन, जो इस चरण तक तारे के विकास में बेरोजगार अतिरिक्त की भूमिका निभाते थे, परमाणु संलयन प्रतिक्रियाओं में भाग नहीं लेते थे और संलयन की प्रक्रिया में नाभिक के बीच स्वतंत्र रूप से घूमते थे, संपीड़न के एक निश्चित चरण में खुद को "रहने की जगह" से वंचित पाते हैं। और तारे के आगे गुरुत्वाकर्षण संपीड़न का "प्रतिरोध" करना शुरू कर देते हैं। तारे की स्थिति स्थिर हो जाती है और वह पतित अवस्था में बदल जाता है व्हाइट द्वार्फ,जो पूरी तरह ठंडा होने तक अवशिष्ट ऊष्मा को अंतरिक्ष में विकीर्ण करेगा।

सूर्य से अधिक विशाल तारों का अंत कहीं अधिक शानदार होता है। हीलियम के दहन के बाद, संपीड़न के दौरान उनका द्रव्यमान कोर और शेल को अगले न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रतिक्रियाओं को शुरू करने के लिए आवश्यक तापमान तक गर्म करने के लिए पर्याप्त हो जाता है - कार्बन, फिर सिलिकॉन, मैग्नीशियम - और इसी तरह, जैसे-जैसे परमाणु द्रव्यमान बढ़ता है। इसके अलावा, तारे के केंद्र में प्रत्येक नई प्रतिक्रिया की शुरुआत के साथ, पिछला उसके खोल में जारी रहता है। वास्तव में, ब्रह्मांड को बनाने वाले लोहे सहित सभी रासायनिक तत्व, इस प्रकार के मरने वाले सितारों की गहराई में न्यूक्लियोसिंथेसिस के परिणामस्वरूप बने थे। लेकिन लोहे की सीमा है; यह किसी भी तापमान या दबाव पर परमाणु संलयन या क्षय प्रतिक्रियाओं के लिए ईंधन के रूप में काम नहीं कर सकता है, क्योंकि इसके क्षय और इसमें अतिरिक्त न्यूक्लियॉन के जुड़ने दोनों के लिए बाहरी ऊर्जा के प्रवाह की आवश्यकता होती है। परिणामस्वरूप, एक विशाल तारा धीरे-धीरे अपने अंदर एक लौह कोर जमा कर लेता है, जो आगे किसी भी परमाणु प्रतिक्रिया के लिए ईंधन के रूप में काम नहीं कर सकता है।

एक बार जब नाभिक के अंदर का तापमान और दबाव एक निश्चित स्तर तक पहुंच जाता है, तो इलेक्ट्रॉन लोहे के नाभिक के प्रोटॉन के साथ बातचीत करना शुरू कर देते हैं, जिसके परिणामस्वरूप न्यूट्रॉन का निर्माण होता है। और बहुत ही कम समय में - कुछ सिद्धांतकारों का मानना ​​है कि इसमें कुछ सेकंड लगते हैं - तारे के पिछले विकास के दौरान मुक्त इलेक्ट्रॉन वस्तुतः लौह नाभिक के प्रोटॉन में घुल जाते हैं, तारे के कोर का पूरा पदार्थ एक में बदल जाता है न्यूट्रॉन का ठोस गुच्छा और गुरुत्वाकर्षण पतन में तेजी से संपीड़ित होना शुरू हो जाता है, क्योंकि पतित इलेक्ट्रॉन गैस का प्रतिकार दबाव शून्य हो जाता है। तारे का बाहरी आवरण, जिसके नीचे से सारा सहारा टूट जाता है, केंद्र की ओर ढह जाता है। न्यूट्रॉन कोर के साथ ढहे हुए बाहरी आवरण की टक्कर की ऊर्जा इतनी अधिक होती है कि यह भारी गति से पलटती है और कोर से सभी दिशाओं में बिखर जाती है - और तारा सचमुच एक अंधी फ्लैश में फट जाता है सुपरनोवा सितारे. कुछ ही सेकंड में, एक सुपरनोवा विस्फोट एक ही समय में आकाशगंगा के सभी तारों की तुलना में अधिक ऊर्जा अंतरिक्ष में छोड़ सकता है।

एक सुपरनोवा विस्फोट और लगभग 10-30 सौर द्रव्यमान वाले तारों के खोल के विस्तार के बाद, चल रहे गुरुत्वाकर्षण पतन से एक न्यूट्रॉन तारे का निर्माण होता है, जिसका पदार्थ तब तक संकुचित रहता है जब तक कि वह स्वयं महसूस न होने लगे। पतित न्यूट्रॉन का दबाव -दूसरे शब्दों में, अब न्यूट्रॉन (जैसे पहले इलेक्ट्रॉनों ने किया था) आगे संपीड़न का विरोध करना शुरू कर देते हैं, जिसकी आवश्यकता होती है अपने आप कोअंतरिक्ष। यह आमतौर पर तब होता है जब तारा लगभग 15 किमी व्यास के आकार तक पहुंच जाता है। परिणाम एक तेजी से घूमने वाला न्यूट्रॉन तारा है, जो अपने घूर्णन की आवृत्ति पर विद्युत चुम्बकीय दालों का उत्सर्जन करता है; ऐसे तारे कहलाते हैं पल्सर.अंत में, यदि तारे का मूल द्रव्यमान 30 सौर द्रव्यमान से अधिक हो जाता है, तो इसके आगे के गुरुत्वाकर्षण पतन को कोई नहीं रोक सकता है, और एक सुपरनोवा विस्फोट होता है

तारा द्रव्यमान टी☼ और त्रिज्या R को इसकी संभावित ऊर्जा E द्वारा दर्शाया जा सकता है . संभावनाया गुरुत्वाकर्षण ऊर्जातारा वह कार्य है जिसे तारे के पदार्थ को अनंत तक फैलाने के लिए खर्च किया जाना चाहिए। और इसके विपरीत, यह ऊर्जा तब निकलती है जब तारा सिकुड़ता है, अर्थात। जैसे-जैसे इसकी त्रिज्या घटती जाती है। इस ऊर्जा के मूल्य की गणना सूत्र का उपयोग करके की जा सकती है:

सूर्य की स्थितिज ऊर्जा बराबर है: E ☼ = 5.9∙10 41 J.

किसी तारे के गुरुत्वाकर्षण संपीड़न की प्रक्रिया के एक सैद्धांतिक अध्ययन से पता चला है कि एक तारा अपनी संभावित ऊर्जा का लगभग आधा हिस्सा उत्सर्जित करता है, जबकि दूसरा आधा हिस्सा अपने द्रव्यमान का तापमान लगभग दस मिलियन केल्विन तक बढ़ाने में खर्च होता है। हालाँकि, यह आश्वस्त होना कठिन नहीं है कि सूर्य ने यह ऊर्जा 23 मिलियन वर्षों में उत्सर्जित की होगी। इसलिए, गुरुत्वाकर्षण संपीड़न तारों के लिए उनके विकास के कुछ, बल्कि छोटे चरणों में ही ऊर्जा का स्रोत हो सकता है।

थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन का सिद्धांत 1938 में जर्मन भौतिकविदों कार्ल वीज़सैकर और हंस बेथे द्वारा तैयार किया गया था। इसके लिए पूर्व शर्त, सबसे पहले, 1918 में एफ. एस्टन (इंग्लैंड) द्वारा हीलियम परमाणु के द्रव्यमान का निर्धारण था, जो हाइड्रोजन परमाणु के 3.97 द्रव्यमान के बराबर है। , दूसरे, 1905 में शरीर के वजन के बीच संबंध की पहचान हुई टीऔर उसकी ऊर्जा इआइंस्टीन के सूत्र के रूप में:

जहां c प्रकाश की गति है, तीसरा, 1929 में हुई खोज कि, सुरंग प्रभाव के कारण, दो समान रूप से आवेशित कण (दो प्रोटॉन) उस दूरी पर पहुंच सकते हैं जहां आकर्षण बल बेहतर है, साथ ही 1932 में हुई खोज पॉज़िट्रॉन ई+ और न्यूट्रॉन एन का।

थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रियाओं में सबसे पहली और सबसे प्रभावी योजना के अनुसार हीलियम परमाणु के नाभिक में चार प्रोटॉन का निर्माण है:

यहां जो हो रहा है वह बहुत महत्वपूर्ण है सामूहिक दोष:हीलियम नाभिक का द्रव्यमान 4.00389 amu है, जबकि चार प्रोटॉन का द्रव्यमान 4.03252 amu है। आइंस्टीन के सूत्र का उपयोग करके, हम एक हीलियम नाभिक के निर्माण के दौरान निकलने वाली ऊर्जा की गणना करते हैं:

यह गणना करना मुश्किल नहीं है कि यदि विकास के प्रारंभिक चरण में सूर्य में केवल हाइड्रोजन होता, तो हीलियम में इसका परिवर्तन लगभग 100 अरब वर्षों की वर्तमान ऊर्जा हानि के साथ एक तारे के रूप में सूर्य के अस्तित्व के लिए पर्याप्त होता। वास्तव में, हम तारे की सबसे गहरी गहराई से लगभग 10% हाइड्रोजन के "जलने" के बारे में बात कर रहे हैं, जहां तापमान संलयन प्रतिक्रियाओं के लिए पर्याप्त है।

हीलियम संश्लेषण अभिक्रियाएँ दो प्रकार से हो सकती हैं। पहले वाले को बुलाया जाता है पीपी चक्रदूसरा - साथ सं-चक्र।दोनों मामलों में, प्रत्येक हीलियम नाभिक में दो बार, एक प्रोटॉन निम्नलिखित योजना के अनुसार न्यूट्रॉन में बदल जाता है:

,

कहाँ वी- न्यूट्रिनो.

तालिका 1 प्रत्येक थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रिया का औसत समय दिखाती है, वह अवधि जिसके दौरान प्रारंभिक कणों की संख्या घट जाएगी इएक बार।

तालिका 1. हीलियम संश्लेषण प्रतिक्रियाएँ।

संलयन प्रतिक्रियाओं की दक्षता स्रोत की शक्ति, किसी पदार्थ के प्रति इकाई द्रव्यमान प्रति इकाई समय में जारी होने वाली ऊर्जा की मात्रा से निर्धारित होती है। यह उस सिद्धांत से चलता है

, जबकि . तापमान सीमा टी,जिसके ऊपर मुख्य भूमिका नहीं होगी आरआर-,ए सीएनओ चक्र, 15∙10 6 K के बराबर है। सूर्य की गहराई में मुख्य भूमिका निभायेगा पीपीचक्र। सटीक रूप से क्योंकि इसकी पहली प्रतिक्रिया में बहुत लंबा विशिष्ट समय (14 अरब वर्ष) होता है, सूर्य और उसके जैसे तारे लगभग दस अरब वर्षों तक अपने विकास पथ से गुजरते हैं। अधिक विशाल सफेद सितारों के लिए, यह समय दसियों और सैकड़ों गुना कम है, क्योंकि मुख्य प्रतिक्रियाओं का विशिष्ट समय बहुत कम है सीएनओ-चक्र।

यदि किसी तारे के आंतरिक भाग में हाइड्रोजन समाप्त होने के बाद तापमान लाखों केल्विन तक पहुँच जाता है, और द्रव्यमान वाले तारों के लिए यह संभव है टी>1.2 मी ☼ , तो योजना के अनुसार हीलियम को कार्बन में परिवर्तित करने की प्रतिक्रिया ऊर्जा स्रोत बन जाती है:

. गणना से पता चलता है कि तारा लगभग 10 मिलियन वर्षों में अपने हीलियम भंडार का उपयोग कर लेगा। यदि इसका द्रव्यमान पर्याप्त बड़ा है, तो नाभिक संपीड़ित होता रहता है और 500 मिलियन डिग्री से ऊपर के तापमान पर, निम्नलिखित योजना के अनुसार अधिक जटिल परमाणु नाभिक की संश्लेषण प्रतिक्रियाएं संभव हो जाती हैं:

उच्च तापमान पर निम्नलिखित प्रतिक्रियाएँ होती हैं:

वगैरह। लौह नाभिक के निर्माण तक। ये प्रतिक्रियाएं हैं उष्माक्षेपी,उनकी प्रगति के फलस्वरूप ऊर्जा मुक्त होती है।

जैसा कि हम जानते हैं, एक तारा जो ऊर्जा आसपास के अंतरिक्ष में उत्सर्जित करता है वह उसकी गहराई में जारी होती है और धीरे-धीरे तारे की सतह पर रिसती है। तारे के पदार्थ की मोटाई के माध्यम से ऊर्जा का यह स्थानांतरण दो तंत्रों द्वारा किया जा सकता है: दीप्तिमान स्थानांतरणया संवहन.

पहले मामले में, हम क्वांटा के बार-बार अवशोषण और पुन: उत्सर्जन के बारे में बात कर रहे हैं। वास्तव में, ऐसी प्रत्येक घटना के दौरान, क्वांटा खंडित हो जाता है, इसलिए किसी तारे के आंत्र में थर्मोन्यूक्लियर संलयन के दौरान उत्पन्न होने वाले कठोर γ-क्वांटा के बजाय, लाखों कम-ऊर्जा क्वांटा इसकी सतह तक पहुंचते हैं। इस स्थिति में, ऊर्जा संरक्षण का नियम पूरा होता है।

ऊर्जा हस्तांतरण के सिद्धांत में, एक निश्चित आवृत्ति υ की क्वांटम के मुक्त पथ की अवधारणा पेश की गई थी। यह समझना कठिन नहीं है कि तारकीय वायुमंडल में क्वांटम का मुक्त पथ कई सेंटीमीटर से अधिक नहीं होता है। और किसी तारे के केंद्र से उसकी सतह तक ऊर्जा क्वांटा के रिसने में लगने वाला समय लाखों वर्षों में मापा जाता है, हालाँकि, तारों की गहराई में ऐसी परिस्थितियाँ उत्पन्न हो सकती हैं जिनके तहत ऐसा विकिरण संतुलन बाधित हो जाता है। नीचे से गर्म किये गये बर्तन में पानी इसी प्रकार व्यवहार करता है। एक निश्चित समय के लिए, यहां तरल संतुलन की स्थिति में है, क्योंकि अणु, बर्तन के नीचे से सीधे अतिरिक्त ऊर्जा प्राप्त करने के बाद, टकराव के कारण ऊर्जा का हिस्सा ऊपर स्थित अन्य अणुओं में स्थानांतरित करने का प्रबंधन करता है। यह बर्तन में नीचे से ऊपरी किनारे तक एक निश्चित तापमान प्रवणता स्थापित करता है। हालाँकि, समय के साथ, जिस दर पर अणु टकराव के माध्यम से ऊर्जा को ऊपर की ओर स्थानांतरित कर सकते हैं वह नीचे से गर्मी स्थानांतरित होने की दर से कम हो जाती है। उबलना होता है - पदार्थ की सीधी गति से ऊष्मा स्थानांतरण।

यह ज्ञात है कि तारे अपनी ऊर्जा थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रियाओं से प्राप्त करते हैं, और प्रत्येक तारा देर-सबेर एक ऐसे बिंदु पर आता है जब उसका थर्मोन्यूक्लियर ईंधन खत्म हो जाता है। किसी तारे का द्रव्यमान जितना अधिक होगा, वह उतनी ही तेजी से सब कुछ जला सकता है और अपने अस्तित्व के अंतिम चरण में प्रवेश कर सकता है। आगे की घटनाएं अलग-अलग परिदृश्यों का अनुसरण कर सकती हैं, जो मुख्य रूप से जनता पर निर्भर करती है।
जबकि तारे के केंद्र में हाइड्रोजन "जल जाता है", इसमें हीलियम कोर निकलता है, जो ऊर्जा को संपीड़ित और मुक्त करता है। इसके बाद, 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 बार फैलती हैं, तारा एक लाल दानव बन जाता है।
तारे के द्रव्यमान के आधार पर उसमें विभिन्न प्रतिक्रियाएं हो सकती हैं। यह निर्धारित करता है कि संलयन समाप्त होने तक तारे की संरचना क्या होगी।

सफ़ेद बौने

लगभग 10 एमसी तक द्रव्यमान वाले तारों के लिए, कोर का वजन 1.5 एमसी से कम होता है। थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के पूरा होने के बाद, विकिरण दबाव बंद हो जाता है, और गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में कोर सिकुड़ने लगता है। यह तब तक सिकुड़ता है जब तक पाउली सिद्धांत के कारण पतित इलेक्ट्रॉन गैस का दबाव हस्तक्षेप करना शुरू नहीं कर देता। बाहरी परतें झड़ जाती हैं और नष्ट हो जाती हैं, जिससे एक ग्रहीय नीहारिका का निर्माण होता है। इस तरह का पहला निहारिका 1764 में फ्रांसीसी खगोलशास्त्री चार्ल्स मेसियर द्वारा खोजा गया था और इसे M27 संख्या के तहत सूचीबद्ध किया गया था।
कोर से जो निकलता है उसे श्वेत बौना कहते हैं। सफेद बौनों का घनत्व 10 7 ग्राम/सेमी 3 से अधिक होता है और सतह का तापमान 10 4 K के क्रम का होता है। चमक सूर्य की चमक से 2-4 परिमाण कम होती है। इसमें थर्मोन्यूक्लियर संलयन नहीं होता है; इसके द्वारा उत्सर्जित सारी ऊर्जा पहले ही जमा हो जाती है, इसलिए सफेद बौने धीरे-धीरे ठंडे हो जाते हैं और दिखाई देना बंद हो जाते हैं।
एक सफेद बौने के पास अभी भी सक्रिय होने का मौका है यदि वह एक द्विआधारी तारे का हिस्सा है और अपने साथी के द्रव्यमान को अपनी ओर खींचता है (उदाहरण के लिए, साथी एक लाल दानव बन गया और उसके पूरे रोश लोब को अपने द्रव्यमान से भर दिया)। इस मामले में, या तो सीएनओ चक्र में हाइड्रोजन का संश्लेषण सफेद बौने में निहित कार्बन की मदद से शुरू हो सकता है, जो बाहरी हाइड्रोजन परत ("नया" तारा) की रिहाई के साथ समाप्त होता है। या फिर सफ़ेद बौने का द्रव्यमान इतना बड़ा हो सकता है कि उसका कार्बन-ऑक्सीजन घटक केंद्र से आने वाली विस्फोटक दहन की लहर में प्रज्वलित हो जाए। परिणामस्वरूप, बड़ी मात्रा में ऊर्जा निकलने के साथ भारी तत्व बनते हैं:

12 सी + 16 ओ → 28 सी + 16.76 मेव
28 सी + 28 सी → 56 नी + 10.92 मेव

तारे की चमक 2 सप्ताह तक तेजी से बढ़ती है, फिर अगले 2 सप्ताह में तेजी से कम हो जाती है, जिसके बाद 50 दिनों में यह लगभग 2 गुना कम होती जाती है। मुख्य ऊर्जा (लगभग 90%) निकल आइसोटोप की क्षय श्रृंखला से गामा किरणों 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। इसे 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 1.4 एम सी से अधिक नहीं के द्रव्यमान पर होता है, इस सीमा को चंद्रशेखर सीमा कहा जाता है। मान को गुरुत्वाकर्षण संपीड़न की ताकतों के लिए दबाव बलों की समानता की स्थिति के रूप में प्राप्त किया जा सकता है, इस धारणा के तहत कि इलेक्ट्रॉन संवेग उनके द्वारा व्याप्त मात्रा के लिए अनिश्चितता संबंध द्वारा निर्धारित किया जाता है, और वे प्रकाश की गति के करीब गति से चलते हैं .

न्यूट्रॉन तारे

अधिक विशाल (> 10 एम सी) तारों के मामले में, सब कुछ थोड़ा अलग तरीके से होता है। कोर में उच्च तापमान ऊर्जा अवशोषण प्रतिक्रियाओं को सक्रिय करता है, जैसे कोर से प्रोटॉन, न्यूट्रॉन और अल्फा कणों की दस्तक, साथ ही ई-। उच्च-ऊर्जा इलेक्ट्रॉनों को कैप्चर करना, दो कोर के द्रव्यमान अंतर की भरपाई करना। दूसरी प्रतिक्रिया से नाभिक में न्यूट्रॉन की अधिकता उत्पन्न हो जाती है। दोनों प्रतिक्रियाओं से तारे का ठंडा होना और सामान्य संपीड़न होता है। जब परमाणु संलयन ऊर्जा समाप्त हो जाती है, तो संपीड़न ढहते हुए कोर पर शेल के लगभग मुक्त रूप से गिरने में बदल जाता है। इसी समय, बाहरी गिरती परतों में थर्मोन्यूक्लियर संलयन की दर तेजी से तेज हो जाती है, जिससे कुछ ही मिनटों में भारी मात्रा में ऊर्जा का उत्सर्जन होता है (उस ऊर्जा की तुलना में जो प्रकाश तारे अपने पूरे अस्तित्व के दौरान उत्सर्जित करते हैं)।
अपने उच्च द्रव्यमान के कारण, ढहने वाला कोर इलेक्ट्रॉन गैस के दबाव पर काबू पा लेता है और आगे सिकुड़ जाता है। इस मामले में, प्रतिक्रियाएं पी + ई - → एन + ν ई होती हैं, जिसके बाद नाभिक में लगभग कोई इलेक्ट्रॉन नहीं बचता है जो संपीड़न में हस्तक्षेप करता है। संपीड़न 10 - 30 किमी के आकार में होता है, जो न्यूट्रॉन पतित गैस के दबाव द्वारा स्थापित घनत्व के अनुरूप होता है। कोर पर गिरने वाले पदार्थ को न्यूट्रॉन कोर से परावर्तित एक शॉक वेव प्राप्त होती है और इसके संपीड़न के दौरान निकलने वाली ऊर्जा का हिस्सा होता है, जिससे बाहरी आवरण तेजी से पक्षों की ओर निकल जाता है। परिणामी वस्तु को न्यूट्रॉन तारा कहा जाता है। गुरुत्वाकर्षण संपीड़न से निकलने वाली ऊर्जा का अधिकांश (90%) पतन के बाद पहले सेकंड में न्यूट्रिनो द्वारा ले जाया जाता है। उपरोक्त प्रक्रिया को टाइप 2 सुपरनोवा विस्फोट कहा जाता है। विस्फोट की ऊर्जा ऐसी है कि उनमें से कुछ (शायद ही कभी) दिन के समय भी नग्न आंखों को दिखाई देते हैं। पहला सुपरनोवा 185 ईस्वी में चीनी खगोलविदों द्वारा रिकॉर्ड किया गया था। वर्तमान में, प्रति वर्ष कई सौ प्रकोप दर्ज किए जाते हैं।
परिणामी न्यूट्रॉन तारे का घनत्व ρ ~ 10 14 - 10 15 ग्राम/सेमी 3 है। तारे के संपीड़न के दौरान कोणीय गति के संरक्षण से बहुत कम कक्षीय अवधि होती है, जो आमतौर पर 1 से 1000 एमएस तक होती है। सामान्य तारों के लिए ऐसी अवधि असंभव है, क्योंकि उनका गुरुत्वाकर्षण ऐसे घूर्णन की केन्द्रापसारक शक्तियों का प्रतिकार करने में सक्षम नहीं होगा। एक न्यूट्रॉन तारे का चुंबकीय क्षेत्र बहुत बड़ा होता है, जो सतह पर 10 12 -10 13 गॉस तक पहुंचता है, जिससे मजबूत विद्युत चुम्बकीय विकिरण होता है। एक चुंबकीय अक्ष जो घूर्णन अक्ष के साथ मेल नहीं खाता है, इस तथ्य की ओर जाता है कि न्यूट्रॉन तारा किसी दिए गए दिशा में आवधिक (रोटेशन अवधि के साथ) विकिरण दालों को भेजता है। ऐसे तारे को पल्सर कहा जाता है। इस तथ्य ने उनकी प्रायोगिक खोज में सहायता की और इसका पता लगाने के लिए उपयोग किया जाता है। इसकी कम चमक के कारण ऑप्टिकल तरीकों का उपयोग करके न्यूट्रॉन तारे का पता लगाना अधिक कठिन है। ऊर्जा के विकिरण में संक्रमण के कारण कक्षीय अवधि धीरे-धीरे कम हो जाती है।
न्यूट्रॉन तारे की बाहरी परत में क्रिस्टलीय पदार्थ, मुख्य रूप से लोहा और उसके पड़ोसी तत्व होते हैं। शेष द्रव्यमान का अधिकांश भाग न्यूट्रॉन है और पियोन और हाइपरॉन बिल्कुल केंद्र में पाए जा सकते हैं। तारे का घनत्व केंद्र की ओर बढ़ता है और परमाणु पदार्थ के घनत्व से कहीं अधिक मान तक पहुँच सकता है। ऐसे घनत्व पर पदार्थ के व्यवहार को कम समझा जाता है। हैड्रोनिक पदार्थ के इतने चरम घनत्व पर मुक्त क्वार्क के बारे में सिद्धांत हैं, जिनमें न केवल पहली पीढ़ी शामिल है। न्यूट्रॉन पदार्थ की अतिचालक और अतिद्रव्य 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 K से ऊपर रहता है। यह आमतौर पर 10 6 K से ऊपर सतह के तापमान से मेल खाता है और 10 5 −10 6 वर्षों तक रहता है। न्यूट्रिनो उत्सर्जित करने के कई तरीके हैं:

ब्लैक होल्स

यदि मूल तारे का द्रव्यमान 30 सौर द्रव्यमान से अधिक हो जाता है, तो सुपरनोवा विस्फोट में बनने वाला कोर 3 M C से अधिक भारी होगा। इस द्रव्यमान पर, न्यूट्रॉन गैस का दबाव अब गुरुत्वाकर्षण को रोक नहीं सकता है, और कोर न्यूट्रॉन स्टार चरण पर नहीं रुकता है, बल्कि ढहना जारी रखता है (हालांकि, प्रयोगात्मक रूप से पता लगाए गए न्यूट्रॉन सितारों का द्रव्यमान 2 सौर द्रव्यमान से अधिक नहीं होता है, तीन नहीं)। इस बार कुछ भी पतन को नहीं रोक पाएगा, और एक ब्लैक होल बन जाएगा। इस वस्तु की प्रकृति विशुद्ध रूप से सापेक्षतावादी है और इसे सामान्य सापेक्षता के बिना समझाया नहीं जा सकता है। इस तथ्य के बावजूद कि पदार्थ, सिद्धांत के अनुसार, एक बिंदु में ढह गया है - एक विलक्षणता, ब्लैक होल में एक गैर-शून्य त्रिज्या होती है, जिसे श्वार्ज़स्चिल्ड त्रिज्या कहा जाता है:

आर Ш = 2जीएम/एस 2.

त्रिज्या ब्लैक होल के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र की सीमा को चिह्नित करती है, जो कि फोटॉन के लिए भी दुर्गम है, जिसे घटना क्षितिज कहा जाता है। उदाहरण के लिए, सूर्य की श्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या केवल 3 किमी है। घटना क्षितिज के बाहर, ब्लैक होल का गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र उसके द्रव्यमान की एक सामान्य वस्तु के समान होता है। ब्लैक होल को केवल अप्रत्यक्ष प्रभाव से ही देखा जा सकता है, क्योंकि यह स्वयं कोई ध्यान देने योग्य ऊर्जा उत्सर्जित नहीं करता है।
भले ही कोई भी चीज़ घटना क्षितिज से बच नहीं सकती, फिर भी एक ब्लैक होल विकिरण पैदा कर सकता है। क्वांटम भौतिक निर्वात में, आभासी कण-प्रतिकण जोड़े लगातार पैदा हो रहे हैं और गायब हो रहे हैं। ब्लैक होल का मजबूत गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र उनके गायब होने और एंटीपार्टिकल को अवशोषित करने से पहले उनके साथ बातचीत कर सकता है। यदि आभासी एंटीपार्टिकल की कुल ऊर्जा नकारात्मक थी, तो ब्लैक होल द्रव्यमान खो देता है, और शेष कण वास्तविक हो जाता है और ब्लैक होल के क्षेत्र से दूर उड़ने के लिए पर्याप्त ऊर्जा प्राप्त करता है। इस विकिरण को हॉकिंग विकिरण कहा जाता है और इसमें ब्लैक बॉडी स्पेक्ट्रम होता है। इसके लिए एक निश्चित तापमान को जिम्मेदार ठहराया जा सकता है:

अधिकांश ब्लैक होल के द्रव्यमान पर इस प्रक्रिया का प्रभाव ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण से भी प्राप्त होने वाली ऊर्जा की तुलना में नगण्य है। अपवाद अवशेष सूक्ष्म ब्लैक होल हैं, जो ब्रह्मांड के विकास के प्रारंभिक चरण में बन सकते थे। छोटे आकार वाष्पीकरण प्रक्रिया को तेज करते हैं और बड़े पैमाने पर लाभ की प्रक्रिया को धीमा कर देते हैं। ऐसे ब्लैक होल के वाष्पीकरण का अंतिम चरण एक विस्फोट में समाप्त होना चाहिए। विवरण से मेल खाने वाला कोई विस्फोट कभी भी दर्ज नहीं किया गया।
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 उच्च कोणीय गति वाला पदार्थ ब्लैक होल पर गिरता है, तो यह उसके चारों ओर एक घूर्णन अभिवृद्धि डिस्क बनाता है, जिसमें कण ब्लैक होल में गिरने से पहले ऊर्जा और कोणीय गति खो देते हैं। सुपरमैसिव ब्लैक होल के मामले में, डिस्क की धुरी के साथ दो अलग-अलग दिशाएं दिखाई देती हैं, जिसमें उत्सर्जित विकिरण का दबाव और विद्युत चुम्बकीय प्रभाव डिस्क से निकलने वाले कणों को तेज करते हैं। इससे दोनों दिशाओं में पदार्थ के शक्तिशाली जेट बनते हैं, जिन्हें पंजीकृत भी किया जा सकता है। एक सिद्धांत के अनुसार, सक्रिय गैलेक्टिक नाभिक और क्वासर की संरचना इसी प्रकार होती है।
घूमता हुआ 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 "कब्जा" कर लेता है। इस क्षेत्र को एर्गोस्फीयर कहा जाता है, इसकी सीमा को स्थैतिकता की सीमा कहा जाता है। स्थैतिक सीमा एक दीर्घवृत्ताकार है जो ब्लैक होल के घूर्णन के दो ध्रुवों पर घटना क्षितिज के साथ मेल खाती है।
घूमते हुए ब्लैक होल में एर्गोस्फीयर में फंसे कणों में ऊर्जा के हस्तांतरण के माध्यम से ऊर्जा हानि का एक अतिरिक्त तंत्र होता है। ऊर्जा की यह हानि कोणीय गति की हानि के साथ होती है और घूर्णन को धीमा कर देती है।

ग्रन्थसूची

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3. अन्य इंटरनेट स्रोत

20 दिसंबर 10 ग्रा.

प्रकृति के किसी भी पिंड की तरह तारे भी अपरिवर्तित नहीं रह सकते। वे पैदा होते हैं, विकसित होते हैं और अंततः "मर जाते हैं"। तारों के विकास में अरबों वर्ष लगते हैं, लेकिन उनके निर्माण के समय को लेकर बहस जारी है। पहले, खगोलविदों का मानना ​​था कि स्टारडस्ट से उनके "जन्म" की प्रक्रिया में लाखों साल लग गए, लेकिन बहुत समय पहले ग्रेट ओरियन नेबुला से आकाश क्षेत्र की तस्वीरें प्राप्त नहीं हुई थीं। कई वर्षों के दौरान, एक छोटा सा

1947 की तस्वीरों में इस स्थान पर तारे जैसी वस्तुओं का एक छोटा समूह दिखाया गया था। 1954 तक, उनमें से कुछ पहले से ही आयताकार हो गए थे, और पांच साल बाद ये वस्तुएं अलग-अलग टुकड़ों में टूट गईं। इस प्रकार, पहली बार, तारे के जन्म की प्रक्रिया सचमुच खगोलविदों की आंखों के सामने हुई।

आइए सितारों की संरचना और विकास पर विस्तार से नज़र डालें, जहां मानव मानकों के अनुसार उनका अंतहीन जीवन शुरू और समाप्त होता है।

परंपरागत रूप से, वैज्ञानिक मानते हैं कि तारों का निर्माण गैस और धूल के बादलों के संघनन के परिणामस्वरूप होता है। गुरुत्वाकर्षण बलों के प्रभाव में, परिणामी बादलों से एक अपारदर्शी गैस का गोला बनता है, जो संरचना में घना होता है। इसका आंतरिक दबाव इसे दबाने वाली गुरुत्वाकर्षण शक्तियों को संतुलित नहीं कर सकता है। धीरे-धीरे, गेंद इतनी सिकुड़ जाती है कि तारकीय आंतरिक तापमान बढ़ जाता है, और गेंद के अंदर गर्म गैस का दबाव बाहरी ताकतों को संतुलित कर देता है। इसके बाद कंप्रेशन बंद हो जाता है. इस प्रक्रिया की अवधि तारे के द्रव्यमान पर निर्भर करती है और आमतौर पर दो से कई सौ मिलियन वर्ष तक होती है।

तारों की संरचना से पता चलता है कि उनके कोर में बहुत अधिक तापमान होता है, जो निरंतर थर्मोन्यूक्लियर प्रक्रियाओं में योगदान देता है (उन्हें बनाने वाला हाइड्रोजन हीलियम में बदल जाता है)। ये वे प्रक्रियाएं हैं जो तारों से तीव्र विकिरण का कारण बनती हैं। जिस समय के दौरान वे हाइड्रोजन की उपलब्ध आपूर्ति का उपभोग करते हैं वह उनके द्रव्यमान द्वारा निर्धारित होता है। विकिरण की अवधि भी इसी पर निर्भर करती है।

जब हाइड्रोजन भंडार समाप्त हो जाते हैं, तो तारों का विकास निर्माण चरण के करीब पहुंच जाता है। यह इस प्रकार होता है। ऊर्जा का निकलना बंद होने के बाद, गुरुत्वाकर्षण बल कोर को संपीड़ित करना शुरू कर देते हैं। इसी समय, तारे का आकार काफी बढ़ जाता है। जैसे-जैसे प्रक्रिया जारी रहती है, चमक भी बढ़ती है, लेकिन केवल मुख्य सीमा पर एक पतली परत में।

यह प्रक्रिया संकुचनशील हीलियम कोर के तापमान में वृद्धि और हीलियम नाभिक के कार्बन नाभिक में परिवर्तन के साथ होती है।

यह अनुमान लगाया गया है कि हमारा सूर्य आठ अरब वर्षों में एक लाल दानव बन सकता है। इसकी त्रिज्या कई दसियों गुना बढ़ जाएगी, और इसकी चमक मौजूदा स्तरों की तुलना में सैकड़ों गुना बढ़ जाएगी।

जैसा कि पहले ही उल्लेख किया गया है, किसी तारे का जीवनकाल उसके द्रव्यमान पर निर्भर करता है। सूर्य से कम द्रव्यमान वाली वस्तुएं अपने भंडार का आर्थिक रूप से "उपयोग" करती हैं, ताकि वे दसियों अरब वर्षों तक चमक सकें।

तारों का विकास निर्माण के साथ समाप्त होता है, ऐसा उन तारों के साथ होता है जिनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के करीब होता है, अर्थात। इसके 1.2 से अधिक नहीं है.

विशाल तारे अपने परमाणु ईंधन की आपूर्ति को शीघ्रता से समाप्त कर देते हैं। इसके साथ द्रव्यमान का महत्वपूर्ण नुकसान होता है, विशेष रूप से बाहरी आवरणों के गिरने के कारण। परिणामस्वरूप, केवल धीरे-धीरे ठंडा होने वाला केंद्रीय भाग ही बचा है, जिसमें परमाणु प्रतिक्रियाएँ पूरी तरह से बंद हो गई हैं। समय के साथ ऐसे तारे उत्सर्जित होना बंद कर देते हैं और अदृश्य हो जाते हैं।

लेकिन कभी-कभी तारों का सामान्य विकास और संरचना बाधित हो जाती है। अक्सर यह बड़े पैमाने पर वस्तुओं की चिंता करता है जो सभी प्रकार के थर्मोन्यूक्लियर ईंधन को समाप्त कर चुके हैं। फिर उन्हें न्यूट्रॉन में परिवर्तित किया जा सकता है, या जितना अधिक वैज्ञानिक इन वस्तुओं के बारे में जानेंगे, उतने ही नए प्रश्न उठेंगे।

तारों का जीवन चक्र

एक विशिष्ट तारा अपने मूल में परमाणु भट्टी में हाइड्रोजन को हीलियम में संलयन करके ऊर्जा जारी करता है। तारे के केंद्र में हाइड्रोजन का उपयोग करने के बाद, यह तारे के खोल में जलने लगता है, जो आकार में बढ़ जाता है और फूल जाता है। तारे का आकार बढ़ता है, उसका तापमान घटता है। यह प्रक्रिया लाल दानवों और महादानवों को जन्म देती है। प्रत्येक तारे का जीवनकाल उसके द्रव्यमान से निर्धारित होता है। विशाल तारे एक विस्फोट के साथ अपना जीवन चक्र समाप्त कर लेते हैं। सूर्य जैसे तारे सिकुड़ते हैं, घने सफेद बौने बन जाते हैं। लाल विशालकाय से सफेद बौने में बदलने की प्रक्रिया के दौरान, एक तारा अपनी बाहरी परतों को हल्के गैसीय आवरण के रूप में त्याग सकता है, जिससे कोर उजागर हो जाता है।

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