विभिन्न द्रव्यमानों के तारों का विकास। तारे कैसे मरते हैं

नमस्कार प्रिय पाठकों!मैं रात के खूबसूरत आसमान के बारे में बात करना चाहूँगा। रात के बारे में क्यों? आप पूछना। क्योंकि इस पर तारे स्पष्ट रूप से दिखाई देते हैं, हमारे आकाश की काली-नीली पृष्ठभूमि पर ये सुंदर चमकदार छोटे बिंदु। लेकिन वास्तव में वे छोटे नहीं हैं, बल्कि बहुत बड़े हैं, और अधिक दूरी के कारण वे इतने छोटे लगते हैं.

क्या आप में से किसी ने कल्पना की है कि सितारे कैसे पैदा होते हैं, वे अपना जीवन कैसे जीते हैं, सामान्य तौर पर उनका जीवन कैसा होता है? मेरा सुझाव है कि आप अभी इस लेख को पढ़ें और रास्ते में सितारों के विकास की कल्पना करें। मैंने दृश्य उदाहरण के लिए कुछ वीडियो तैयार किए हैं 😉

आकाश अनेक तारों से भरा पड़ा है, जिनके बीच धूल और गैसों, मुख्यतः हाइड्रोजन, के विशाल बादल बिखरे हुए हैं। तारे ठीक ऐसे ही नीहारिकाओं या अंतरतारकीय क्षेत्रों में पैदा होते हैं।

एक तारा इतने लंबे समय तक (दसियों अरब वर्ष तक) जीवित रहता है कि खगोलशास्त्री शुरू से अंत तक उनमें से एक के भी जीवन का पता लगाने में असमर्थ हैं।लेकिन उनके पास तारे के विकास के विभिन्न चरणों का निरीक्षण करने का अवसर है।

वैज्ञानिकों ने प्राप्त आंकड़ों को संयोजित किया और विशिष्ट सितारों के जीवन के चरणों का पता लगाने में सक्षम हुए: एक अंतरतारकीय बादल में एक तारे के जन्म का क्षण, उसकी युवावस्था, औसत उम्र, बुढ़ापा और कभी-कभी बहुत शानदार मौत।

एक तारे का जन्म.

तारे का निर्माण निहारिका के अंदर पदार्थ के संघनन से शुरू होता है।धीरे-धीरे, परिणामी संघनन आकार में कम हो जाता है, गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में सिकुड़ जाता है। इस संपीड़न के दौरान, या पतन, ऊर्जा निकलती है जो धूल और गैस को गर्म करती है और उन्हें चमकाती है।

वहाँ एक तथाकथित है प्रोटोस्टार. इसके केंद्र या कोर में पदार्थ का तापमान और घनत्व अधिकतम होता है। जब तापमान लगभग 10,000,000°C तक पहुँच जाता है, तो गैस में तापीय प्रक्रियाएँ होने लगती हैं। परमाणु प्रतिक्रियाएँ.

हाइड्रोजन परमाणुओं के नाभिक संयोजित होने लगते हैं और हीलियम परमाणुओं के नाभिक में बदल जाते हैं। इस संलयन से भारी मात्रा में ऊर्जा निकलती है।यह ऊर्जा, संवहन की प्रक्रिया के माध्यम से, सतह परत में स्थानांतरित हो जाती है, और फिर, प्रकाश और गर्मी के रूप में, अंतरिक्ष में उत्सर्जित होती है। इस प्रकार एक प्रोटोस्टार एक वास्तविक तारे में बदल जाता है।

कोर से आने वाला विकिरण गैसीय वातावरण को गर्म करता है, जिससे दबाव बनता है जो बाहर की ओर निर्देशित होता है, और इस प्रकार तारे के गुरुत्वाकर्षण पतन को रोकता है।

इसका परिणाम यह होता है कि यह संतुलन पाता है, यानी इसमें निरंतर आयाम, एक स्थिर सतह तापमान और एक स्थिर मात्रा में जारी ऊर्जा होती है।

खगोलशास्त्री विकास के इस चरण में एक तारा कहते हैं मुख्य अनुक्रम तारा, इस प्रकार हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख पर इसके स्थान का संकेत मिलता है।यह आरेख किसी तारे के तापमान और चमक के बीच संबंध को व्यक्त करता है।

प्रोटोस्टार, जिनका द्रव्यमान छोटा होता है, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया शुरू करने के लिए आवश्यक तापमान तक कभी गर्म नहीं होते हैं। संपीड़न के परिणामस्वरूप ये तारे धुंधले हो जाते हैं लाल बौने , या यहां तक ​​कि मंद भी भूरे बौने . पहला भूरा बौना तारा 1987 में ही खोजा गया था।

दिग्गज और बौने.

सूर्य का व्यास लगभग 1,400,000 किमी है, इसकी सतह का तापमान लगभग 6,000°C है और यह पीली रोशनी उत्सर्जित करता है। यह 5 अरब वर्षों से तारों के मुख्य अनुक्रम का हिस्सा रहा है।

ऐसे तारे पर हाइड्रोजन "ईंधन" लगभग 10 अरब वर्षों में समाप्त हो जाएगा, और मुख्य रूप से हीलियम इसके मूल में रहेगा।जब "जलने" के लिए कुछ भी नहीं रह जाता है, तो कोर से निर्देशित विकिरण की तीव्रता कोर के गुरुत्वाकर्षण पतन को संतुलित करने के लिए पर्याप्त नहीं रह जाती है।

लेकिन इस मामले में जो ऊर्जा निकलती है वह आसपास के पदार्थ को गर्म करने के लिए पर्याप्त है। इस कोश में हाइड्रोजन नाभिक का संश्लेषण शुरू होता है और अधिक ऊर्जा निकलती है।

तारा अधिक चमकीला होने लगता है, लेकिन अब लाल रंग की रोशनी के साथ, और साथ ही यह फैलता भी है, आकार में दसियों गुना बढ़ जाता है। अब एक ऐसा सितारा लाल दानव कहा जाता है.

लाल विशाल का कोर सिकुड़ता है, और तापमान 100,000,000 डिग्री सेल्सियस या उससे अधिक तक बढ़ जाता है। यहां हीलियम नाभिक की संलयन प्रतिक्रिया होती है, जो इसे कार्बन में बदल देती है। निकलने वाली ऊर्जा की बदौलत तारा अभी भी लगभग 100 मिलियन वर्षों तक चमकता रहता है।

हीलियम समाप्त होने और प्रतिक्रियाएँ समाप्त होने के बाद, संपूर्ण तारा धीरे-धीरे, गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में, लगभग के आकार तक सिकुड़ जाता है। इस मामले में जारी ऊर्जा तारे के लिए पर्याप्त है (अब एक सफेद बौना)कुछ देर तक चमकता रहा।

एक सफेद बौने में पदार्थ के संपीड़न की डिग्री बहुत अधिक होती है और इसलिए, इसका घनत्व बहुत अधिक होता है - एक चम्मच का वजन एक हजार टन तक पहुंच सकता है। इस प्रकार हमारे सूर्य के आकार के तारों का विकास होता है।

हमारे सूर्य के एक सफेद बौने में विकसित होने को दर्शाने वाला वीडियो

सूर्य से पांच गुना द्रव्यमान वाले तारे का जीवन चक्र बहुत छोटा होता है और उसका विकास कुछ अलग ढंग से होता है।ऐसा तारा अधिक चमकीला होता है, और इसकी सतह का तापमान 25,000 डिग्री सेल्सियस या उससे अधिक होता है; तारों के मुख्य अनुक्रम में रहने की अवधि केवल 100 मिलियन वर्ष होती है;

जब ऐसा सितारा स्टेज पर आता है लाल विशाल , इसके मूल में तापमान 600,000,000°C से अधिक है। इसमें कार्बन नाभिक की संलयन प्रतिक्रियाएं होती हैं, जो लोहे सहित भारी तत्वों में परिवर्तित हो जाती हैं।

जारी ऊर्जा के प्रभाव में तारा अपने मूल आकार से सैकड़ों गुना बड़े आकार में फैल जाता है।इस मुकाम पर एक सितारा महादानव कहा जाता है .

कोर में ऊर्जा उत्पादन प्रक्रिया अचानक बंद हो जाती है, और यह कुछ ही सेकंड में सिकुड़ जाती है। इन सबके साथ, भारी मात्रा में ऊर्जा निकलती है और विनाशकारी होती है सदमे की लहर.

यह ऊर्जा पूरे तारे से होकर गुजरती है और इसका एक महत्वपूर्ण हिस्सा विस्फोट के बल के साथ अंदर फेंक देती है अंतरिक्ष, जिससे एक घटना उत्पन्न होती है जिसे कहा जाता है सुपरनोवा विस्फोट .

जो कुछ भी लिखा गया है उसे बेहतर ढंग से देखने के लिए, आइए तारों के विकास चक्र के आरेख को देखें

फरवरी 1987 में, पड़ोसी आकाशगंगा, लार्ज मैगेलैनिक क्लाउड में एक समान चमक देखी गई थी। यह सुपरनोवा कुछ समय के लिए एक खरब सूर्यों से भी अधिक चमकीला था।

सुपरजायंट का कोर संकुचित होकर केवल 10-20 किमी व्यास वाला एक खगोलीय पिंड बनाता है, और इसका घनत्व इतना अधिक है कि इसके पदार्थ का एक चम्मच 100 मिलियन टन वजन कर सकता है!!! ऐसे खगोलीय पिंड में न्यूट्रॉन और होते हैंन्यूट्रॉन तारा कहा जाता है .

एक न्यूट्रॉन तारा जो अभी बना है वह अलग है उच्च गतिघूर्णन और बहुत मजबूत चुंबकत्व।

यह एक शक्तिशाली विद्युत चुम्बकीय क्षेत्र बनाता है जो रेडियो तरंगों और अन्य प्रकार के विकिरण का उत्सर्जन करता है। वे से फैल गए चुंबकीय ध्रुवकिरणों के रूप में तारे।

ये किरणें तारे के अपनी धुरी पर घूमने के कारण बाहरी अंतरिक्ष को स्कैन करती हुई प्रतीत होती हैं। जब वे हमारे रेडियो दूरबीनों से आगे बढ़ते हैं, तो हम उन्हें छोटी चमक या स्पंदन के रूप में देखते हैं। इसलिए ऐसे सितारे कहलाते हैं पल्सर.

पल्सर की खोज उनके द्वारा उत्सर्जित रेडियो तरंगों के कारण हुई थी। अब यह ज्ञात हो गया है कि उनमें से कई प्रकाश और एक्स-रे स्पंदन उत्सर्जित करते हैं।

पहला प्रकाश पल्सर क्रैब नेबुला में खोजा गया था। इसकी धड़कनें प्रति सेकंड 30 बार दोहराई जाती हैं।

अन्य पल्सर की पल्स बहुत अधिक बार दोहराई जाती है: पीआईआर (स्पंदित रेडियो स्रोत) 1937+21 प्रति सेकंड 642 बार चमकती है। इसकी कल्पना करना भी कठिन है!

जिन सितारों का द्रव्यमान सबसे अधिक होता है, सूर्य के द्रव्यमान का दसियों गुना, वे भी सुपरनोवा की तरह चमकते हैं।लेकिन उनके विशाल द्रव्यमान के कारण उनका पतन कहीं अधिक विनाशकारी होता है।

विनाशकारी संपीड़न न्यूट्रॉन तारे के निर्माण के चरण में भी नहीं रुकता है, जिससे एक ऐसा क्षेत्र बनता है जिसमें सामान्य पदार्थ का अस्तित्व समाप्त हो जाता है।

केवल एक ही गुरुत्वाकर्षण बचा है, जो इतना प्रबल है कि कुछ भी, यहाँ तक कि प्रकाश भी, इसके प्रभाव से बच नहीं सकता है। इस क्षेत्र को कहा जाता है ब्लैक होल.हाँ, विकास बड़े सितारेडरावना और बहुत खतरनाक.

इस वीडियो में हम बात करेंगे कि कैसे एक सुपरनोवा पल्सर और ब्लैक होल में बदल जाता है।

मैं आपके बारे में नहीं जानता, प्रिय पाठकों, लेकिन व्यक्तिगत रूप से, मैं वास्तव में अंतरिक्ष और उससे जुड़ी हर चीज से प्यार करता हूं और उसमें रुचि रखता हूं, यह बहुत रहस्यमय और सुंदर है, यह लुभावनी है! तारों के विकास ने हमें हमारे भविष्य के बारे में बहुत कुछ बताया है और सभी.

केवल एक तारे का अवलोकन करके तारकीय विकास का अध्ययन करना असंभव है - तारों में कई परिवर्तन इतने धीरे-धीरे होते हैं कि कई शताब्दियों के बाद भी उन पर ध्यान नहीं दिया जा सकता है। इसलिए, वैज्ञानिक कई तारों का अध्ययन करते हैं, जिनमें से प्रत्येक एक निश्चित अवस्था में है जीवन चक्र. पिछले कुछ दशकों में, कंप्यूटर प्रौद्योगिकी का उपयोग करके सितारों की संरचना का मॉडलिंग खगोल भौतिकी में व्यापक हो गया है।

विश्वकोश यूट्यूब

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✪ तारे और तारकीय विकास (खगोल वैज्ञानिक सर्गेई पोपोव द्वारा वर्णित)

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

✪ सितारों का विकास। 3 मिनट में एक नीले विशालकाय का विकास

✪ सुरदीन वी.जी. तारकीय विकास भाग 1

✪ एस. ए. लामज़िन - "तारकीय विकास"

उपशीर्षक

तारों के आंतरिक भाग में थर्मोन्यूक्लियर संलयन

युवा सितारे

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

युवा कम द्रव्यमान वाले तारे

युवा कम द्रव्यमान वाले तारे (तीन सौर द्रव्यमान तक) [ ], जो मुख्य अनुक्रम के करीब आ रहे हैं, पूरी तरह से संवहनशील हैं - संवहन प्रक्रिया तारे के पूरे शरीर को कवर करती है। ये अनिवार्य रूप से 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 हाइड्रोस्टैटिक संतुलन स्थापित नहीं हो जाता, तब तक तारे की चमक निरंतर प्रभावी तापमान पर कम हो जाती है। हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख पर, ऐसे तारे लगभग ऊर्ध्वाधर ट्रैक बनाते हैं जिसे हयाशी ट्रैक कहा जाता है। जैसे ही संपीड़न धीमा होता है, युवा तारा मुख्य अनुक्रम के करीब पहुंचता है। इस प्रकार की वस्तुएं टी टॉरी सितारों से जुड़ी हैं।

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

यह निश्चित रूप से ज्ञात नहीं है कि मुख्य अनुक्रम में प्रवेश करते समय कम द्रव्यमान वाले तारों में क्या विशेषताएं होती हैं, क्योंकि इन तारों द्वारा युवा श्रेणी में बिताया गया समय ब्रह्मांड की आयु से अधिक होता है [ ] . इन तारों के विकास के बारे में सभी विचार केवल संख्यात्मक गणना और गणितीय मॉडलिंग पर आधारित हैं।

जैसे-जैसे तारा सिकुड़ता है, अपक्षयी इलेक्ट्रॉन गैस का दबाव बढ़ना शुरू हो जाता है और जब तारे की एक निश्चित त्रिज्या तक पहुँच जाता है, तो संपीड़न बंद हो जाता है, जिससे तारे के मूल में तापमान में और वृद्धि रुक ​​जाती है। संपीड़न, और फिर इसकी कमी। 0.0767 सौर द्रव्यमान से छोटे तारों के लिए, ऐसा नहीं होता है: परमाणु प्रतिक्रियाओं के दौरान निकलने वाली ऊर्जा कभी भी आंतरिक दबाव और गुरुत्वाकर्षण संपीड़न को संतुलित करने के लिए पर्याप्त नहीं होती है। ऐसे "अंडरस्टार" थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के दौरान उत्पन्न होने वाली ऊर्जा से अधिक ऊर्जा उत्सर्जित करते हैं, और उन्हें तथाकथित भूरे बौने के रूप में वर्गीकृत किया जाता है। उनका भाग्य निरंतर संपीड़न है जब तक कि पतित गैस का दबाव इसे रोक नहीं देता है, और फिर सभी थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की समाप्ति के साथ क्रमिक शीतलन शुरू हो गया है।

यंग इंटरमीडिएट मास स्टार्स

मध्यवर्ती द्रव्यमान के युवा तारे (2 से 8 सौर द्रव्यमान तक) [ ] बिल्कुल अपनी छोटी बहनों और भाइयों की तरह ही गुणात्मक रूप से विकसित होते हैं, सिवाय इसके कि उनके पास मुख्य अनुक्रम तक संवहन क्षेत्र नहीं होते हैं।

इस प्रकार की वस्तुएँ तथाकथित से जुड़ी हैं। Ae\Be हर्बिग तारे वर्णक्रमीय वर्ग B-F0 के अनियमित चर के साथ। वे डिस्क और द्विध्रुवी जेट भी प्रदर्शित करते हैं। सतह से पदार्थ के बहिर्वाह की दर, चमक और प्रभावी तापमान टी टॉरस की तुलना में काफी अधिक है, इसलिए वे प्रोटोस्टेलर बादल के अवशेषों को प्रभावी ढंग से गर्म करते हैं और फैलाते हैं।

8 सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले युवा तारे

ऐसे द्रव्यमान वाले तारों में पहले से ही सामान्य तारों की विशेषताएं होती हैं, क्योंकि वे सभी मध्यवर्ती चरणों से गुज़रे और परमाणु प्रतिक्रियाओं की ऐसी दर प्राप्त करने में सक्षम थे, जिससे कोर के हाइड्रोस्टैटिक संतुलन को प्राप्त करने के लिए द्रव्यमान संचय के दौरान विकिरण से खोई गई ऊर्जा की भरपाई हो गई। इन तारों 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 दूर बिखेर देते हैं। इस प्रकार, परिणामी तारे का द्रव्यमान प्रोटोस्टेलर 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।

किसी तारे का मध्य जीवन चक्र

सितारे विभिन्न प्रकार के रंगों और आकारों में आते हैं। वर्णक्रमीय वर्ग के अनुसार वे गर्म नीले से ठंडे लाल तक, द्रव्यमान के अनुसार - 0.0767 से लगभग 300 तक होते हैं सौर द्रव्यमाननवीनतम अनुमान के अनुसार. 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 अपने अनुसार मुख्य अनुक्रम पर "अपनी जगह लेते हैं"। रासायनिक संरचनाऔर द्रव्यमान. स्वाभाविक रूप से, हम तारे की भौतिक गति के बारे में बात नहीं कर रहे हैं - केवल तारे के मापदंडों के आधार पर, संकेतित आरेख पर उसकी स्थिति के बारे में। वास्तव में, आरेख के साथ किसी तारे की गति केवल तारे के मापदंडों में बदलाव से मेल खाती है।

पदार्थ का थर्मोन्यूक्लियर "जलना", एक नए स्तर पर फिर से शुरू होने से तारे का एक 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 का अंतिम चरण

कम द्रव्यमान वाले पुराने तारे

वर्तमान में, यह निश्चित रूप से ज्ञात नहीं है कि प्रकाश तारों के कोर में हाइड्रोजन की आपूर्ति समाप्त हो जाने के बाद उनका क्या होता है। चूँकि ब्रह्माण्ड की आयु 13.7 अरब वर्ष है, जो ऐसे तारों में हाइड्रोजन ईंधन की आपूर्ति ख़त्म होने के लिए पर्याप्त नहीं है, आधुनिक सिद्धांतऐसे तारों में होने वाली प्रक्रियाओं के कंप्यूटर मॉडलिंग पर आधारित हैं।

कुछ तारे केवल कुछ सक्रिय क्षेत्रों में हीलियम का संश्लेषण कर सकते हैं, जिससे अस्थिरता और तेज़ तारकीय हवाएँ पैदा होती हैं। इस मामले में, ग्रह नीहारिका का निर्माण नहीं होता है, और तारा केवल वाष्पित हो जाता है, भूरे बौने से भी छोटा हो जाता है [ ] .

0.5 सौर से कम द्रव्यमान वाला तारा अपने मूल में हाइड्रोजन बंद होने वाली प्रतिक्रियाओं के बाद भी हीलियम को परिवर्तित करने में सक्षम नहीं है - ऐसे तारे का द्रव्यमान प्रदान करने के लिए बहुत छोटा है नया चरणहीलियम को "प्रज्वलित" करने के लिए पर्याप्त डिग्री तक गुरुत्वाकर्षण संपीड़न। ऐसे सितारों में प्रॉक्सिमा सेंटॉरी जैसे लाल बौने शामिल हैं, जिनका मुख्य अनुक्रम पर निवास समय दसियों अरबों से लेकर दसियों खरबों वर्षों तक होता है। उनके कोर में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की समाप्ति के बाद, वे, धीरे-धीरे ठंडा होकर, विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम के अवरक्त और माइक्रोवेव रेंज में कमजोर रूप से उत्सर्जित होते रहेंगे।

मध्यम आकार के तारे

पहुँचने पर तारा सामान्य आकार(0.4 से 3.4 सौर द्रव्यमान तक) [ ] लाल विशाल चरण में, इसके मूल में हाइड्रोजन ख़त्म हो जाता है, और हीलियम से कार्बन के संश्लेषण की प्रतिक्रियाएँ शुरू हो जाती हैं। यह प्रक्रिया चल रही हैअधिक के साथ उच्च तापमानऔर इसलिए कोर से ऊर्जा का प्रवाह बढ़ जाता है और परिणामस्वरूप, तारे की बाहरी परतें फैलने लगती हैं। कार्बन संश्लेषण की शुरुआत तारे के जीवन में एक नए चरण का प्रतीक है और कुछ समय तक जारी रहती 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 तारे को अस्थिरता के दौर से गुजरना पड़ता है, जिसमें आकार, सतह के तापमान और ऊर्जा रिलीज में परिवर्तन शामिल हैं। ऊर्जा उत्पादन कम आवृत्ति विकिरण की ओर स्थानांतरित हो जाता है। यह सब तेज तारकीय हवाओं और तीव्र स्पंदनों के कारण बढ़ती जनहानि के साथ है। इस चरण के तारों को "देर से आने वाले तारे" (जिसे "सेवानिवृत्त तारे" भी कहा जाता है) कहा जाता है। ओह-आईआर सितारेया मीरा जैसे तारे, उनकी सटीक विशेषताओं के आधार पर। उत्सर्जित गैस तारे के आंतरिक भाग में उत्पन्न ऑक्सीजन और कार्बन जैसे भारी तत्वों से अपेक्षाकृत समृद्ध होती है। गैस एक विस्तारित आवरण बनाती है और तारे से दूर जाने पर ठंडी हो जाती है, जिससे धूल के कणों और अणुओं का निर्माण होता है। मजबूत के साथ अवरक्त विकिरणस्रोत तारे ऐसे ही कोशों में बनते हैं आदर्श स्थितियाँब्रह्मांडीय मासर्स को सक्रिय करने के लिए।

हीलियम की थर्मोन्यूक्लियर दहन प्रतिक्रियाएं तापमान के प्रति बहुत संवेदनशील होती हैं। कभी-कभी इससे बड़ी अस्थिरता पैदा हो जाती है. तीव्र स्पंदन उत्पन्न होते हैं, जिसके परिणामस्वरूप बाहरी परतों को पर्याप्त त्वरण मिलता है जिससे वे उखड़ जाती हैं और एक ग्रह नीहारिका में बदल जाती हैं। ऐसे निहारिका के केंद्र में तारे का नग्न कोर रहता है, जिसमें थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं बंद हो जाती हैं, और ठंडा होने पर यह हीलियम सफेद बौने में बदल जाता है, जिसका द्रव्यमान आमतौर पर 0.5-0.6 सौर द्रव्यमान और व्यास तक होता है पृथ्वी के व्यास के क्रम पर.

सूर्य सहित अधिकांश तारे सिकुड़कर अपना विकास पूरा करते हैं, जब तक कि विकृत 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 घनत्व से दस लाख गुना अधिक हो जाता है, तो तारे को सफेद बौना कहा जाता है। यह ऊर्जा स्रोतों से वंचित हो जाता है और धीरे-धीरे ठंडा होकर एक अदृश्य काला बौना बन जाता है।

सूर्य से अधिक विशाल तारों में, विकृत इलेक्ट्रॉनों का दबाव कोर के आगे संपीड़न को नहीं रोक सकता है, और इलेक्ट्रॉनों को परमाणु नाभिक में "दबाना" शुरू हो जाता है, जो प्रोटॉन को न्यूट्रॉन में बदल देता है, जिनके बीच कोई इलेक्ट्रोस्टैटिक प्रतिकर्षण बल नहीं होते हैं। पदार्थ का यह न्यूट्रॉनीकरण इस तथ्य की ओर ले जाता है कि तारे का आकार, जो अब, वास्तव में, एक विशाल परमाणु नाभिक है, 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।

महाविशाल तारे

पांच सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले तारे के लाल सुपरजाइंट चरण में प्रवेश करने के बाद, गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में इसका 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 प्रतिक्रियाओं में, तेजी से भारी तत्वों को संश्लेषित किया जाता है: हीलियम, कार्बन, ऑक्सीजन, सिलिकॉन और लोहा, जो अस्थायी रूप से कोर के पतन को रोकता है।

परिणामस्वरूप, जैसे-जैसे आवर्त सारणी के भारी तत्व बनते हैं, आयरन-56 को सिलिकॉन से संश्लेषित किया जाता है। इस स्तर पर, आगे एक्ज़ोथिर्मिक थर्मोन्यूक्लियर संलयन असंभव हो जाता है, क्योंकि लौह-56 नाभिक में अधिकतम द्रव्यमान दोष होता है और ऊर्जा की रिहाई के साथ भारी नाभिक का निर्माण असंभव होता है। इसलिए, जब किसी तारे का लौह कोर एक निश्चित आकार तक पहुंच जाता है, तो उसमें दबाव तारे की ऊपरी परतों के वजन का सामना करने में सक्षम नहीं होता है, और इसके पदार्थ के न्यूट्रॉनाइजेशन के साथ कोर का तत्काल पतन होता है।

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

मजबूत न्यूट्रिनो जेट और एक घूमता हुआ चुंबकीय क्षेत्र तारे की अधिकांश संचित सामग्री को बाहर धकेल देता है। [ ] - तथाकथित बैठने के तत्व, जिनमें लोहे और हल्के तत्व शामिल हैं। तारकीय कोर से निकलने वाले न्यूट्रॉन द्वारा विस्फोटित पदार्थ पर बमबारी की जाती है, उन्हें पकड़ लिया जाता है और इस तरह लोहे से भारी तत्वों का एक समूह तैयार हो जाता है, जिसमें रेडियोधर्मी तत्व, यूरेनियम (और शायद कैलिफ़ोर्निया तक) 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 संभावित तरीका नहीं है, उदाहरण के लिए, टेक्नेटियम सितारों द्वारा प्रदर्शित किया जाता है।

विस्फोट की लहरऔर न्यूट्रिनो जेट पदार्थ को दूर ले जाते हैं मरता हुआ तारा [ ] अंतरतारकीय अंतरिक्ष में। इसके बाद, जैसे ही यह ठंडा होता है और अंतरिक्ष में घूमता है, यह सुपरनोवा सामग्री अन्य ब्रह्मांडीय "बचाव" 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 इस मुद्दे पर कोई स्पष्टता नहीं है। यह भी संदिग्ध है कि वास्तव में मूल तारे का अवशेष क्या 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 की गहराई में मजबूत गुरुत्वाकर्षण इलेक्ट्रॉनों को परमाणु नाभिक द्वारा अवशोषित करने के लिए मजबूर करता है, जहां वे न्यूट्रॉन बनाने के लिए प्रोटॉन के साथ विलय करते हैं। इस प्रक्रिया को न्यूट्रॉनाइजेशन कहा जाता है। आस-पास के नाभिकों को अलग करने वाली विद्युत चुम्बकीय शक्तियाँ गायब हो जाती हैं। 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, बेहद छोटे होते हैं - एक बड़े शहर के आकार से अधिक नहीं - और इनका घनत्व अकल्पनीय रूप से उच्च होता है। जैसे-जैसे तारे का आकार घटता जाता है (कोणीय गति के संरक्षण के कारण) उनकी कक्षीय अवधि अत्यंत कम हो जाती है। कुछ न्यूट्रॉन तारे प्रति सेकंड 600 बार घूमते हैं। उनमें से कुछ के लिए, विकिरण वेक्टर और घूर्णन अक्ष के बीच का कोण ऐसा हो सकता है कि पृथ्वी इस विकिरण से बने शंकु में गिर जाए; इस मामले में, तारे की कक्षीय अवधि के बराबर अंतराल पर दोहराए जाने वाले विकिरण पल्स का पता लगाना संभव है। ऐसे न्यूट्रॉन सितारों को "पल्सर" कहा जाता था, और वे सबसे पहले खोजे गए थे। न्यूट्रॉन तारे.

ब्लैक होल्स

सुपरनोवा विस्फोट चरण से गुजरने के बाद सभी तारे न्यूट्रॉन तारे नहीं बन जाते। 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 उसकी त्रिज्या श्वार्ज़स्चिल्ड त्रिज्या से कम न हो जाए। इसके बाद तारा एक ब्लैक होल बन जाता है।

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

तारों का विकास भौतिकता में परिवर्तन है। विशेषताएं, आंतरिक संरचनाएं और रसायन विज्ञान समय के साथ तारों की संरचना. ई.जेड. के सिद्धांत के सबसे महत्वपूर्ण कार्य - तारों के निर्माण की व्याख्या, उनकी अवलोकन योग्य विशेषताओं में परिवर्तन, तारों के विभिन्न समूहों के आनुवंशिक संबंध का अध्ययन, उनकी अंतिम अवस्थाओं का विश्लेषण।

चूँकि ब्रह्माण्ड का वह भाग जो हमें ज्ञात है, लगभग। प्रेक्षित पदार्थ का 98-99% द्रव्यमान तारों में समाहित है या तारों की अवस्था पार कर चुका है, ई.जेड. द्वारा स्पष्टीकरण। yavl. खगोल भौतिकी में सबसे महत्वपूर्ण समस्याओं में से एक।

स्थिर अवस्था में तारा एक गैस का गोला है, जो हाइड्रोस्टैटिक अवस्था में है। और थर्मल संतुलन (यानी, गुरुत्वाकर्षण बलों की क्रिया आंतरिक दबाव से संतुलित होती है, और विकिरण के कारण होने वाली ऊर्जा हानि की भरपाई तारे के आंत्र में जारी ऊर्जा से होती है, देखें)। किसी तारे का "जन्म" एक हाइड्रोस्टेटिक संतुलन वस्तु का निर्माण है, जिसका विकिरण स्वयं द्वारा समर्थित होता है। ऊर्जा स्रोतों। किसी तारे की "मृत्यु" एक अपरिवर्तनीय असंतुलन है जो तारे के विनाश या उसकी तबाही का कारण बनता है। संपीड़न.

गुरुत्वाकर्षण का अलगाव ऊर्जा केवल तभी निर्णायक भूमिका निभा सकती है जब तारे के आंतरिक तापमान ऊर्जा हानि की भरपाई के लिए परमाणु ऊर्जा जारी करने के लिए अपर्याप्त हो, और पूरे तारे या उसके हिस्से को संतुलन बनाए रखने के लिए सिकुड़ना होगा। परमाणु ऊर्जा भंडार समाप्त होने के बाद ही थर्मल ऊर्जा की रिहाई महत्वपूर्ण हो जाती है। टी.ओ., ई.जेड. इसे तारों के ऊर्जा स्रोतों में निरंतर परिवर्तन के रूप में दर्शाया जा सकता है।

विशेषता समय ई.जेड. सभी विकासों का सीधे तौर पर पता लगाने के लिए यह बहुत बड़ा है। इसलिए मुख्य ई.जेड. अनुसंधान विधि yavl. आंतरिक परिवर्तनों का वर्णन करने वाले स्टार मॉडल के अनुक्रमों का निर्माण संरचनाएं और रसायन विज्ञान समय के साथ तारों की संरचना. विकास। फिर अनुक्रमों की तुलना अवलोकनों के परिणामों से की जाती है, उदाहरण के लिए, (जी.-आर.डी.) के साथ, अवलोकनों का सारांश बड़ी संख्या मेंविकास के विभिन्न चरणों में तारे। जी.-आर.डी. के साथ तुलना द्वारा एक विशेष रूप से महत्वपूर्ण भूमिका निभाई जाती है। तारा समूहों के लिए, क्योंकि एक समूह के सभी तारों का प्रारंभिक रसायन एक ही होता है। रचना और गठन लगभग एक साथ हुआ। जी.-आर.डी. के अनुसार। विभिन्न युगों के समूहों से ई.जेड. की दिशा स्थापित करना संभव हो सका। विस्तार से विकास. अनुक्रमों की गणना किसी तारे पर द्रव्यमान, घनत्व, तापमान और चमक के वितरण का वर्णन करने वाले अंतर समीकरणों की एक प्रणाली को संख्यात्मक रूप से हल करके की जाती है, जिसमें ऊर्जा रिलीज और तारकीय पदार्थ की अस्पष्टता के नियम और रासायनिक गुणों में परिवर्तन का वर्णन करने वाले समीकरण जोड़े जाते हैं। समय के साथ सितारा रचना.

किसी तारे के विकास का क्रम मुख्य रूप से उसके द्रव्यमान और प्रारंभिक रसायन विज्ञान पर निर्भर करता है। संघटन। तारे का घूमना और उसका चुंबकीय क्षेत्र एक निश्चित भूमिका निभा सकता है, लेकिन मौलिक नहीं। हालाँकि, ई.जेड. में इन कारकों की भूमिका। अभी तक पर्याप्त शोध नहीं किया गया है। रसायन. किसी तारे की संरचना उसके बनने के समय और बनने के समय आकाशगंगा में उसकी स्थिति पर निर्भर करती है। पहली पीढ़ी के तारे पदार्थ से बने थे, जिनकी संरचना ब्रह्मांड विज्ञान द्वारा निर्धारित की गई थी। स्थितियाँ। जाहिर है, इसमें लगभग 70% द्रव्यमान हाइड्रोजन, 30% हीलियम और ड्यूटेरियम और लिथियम का एक नगण्य मिश्रण था। पहली पीढ़ी के तारों के विकास के दौरान, भारी तत्वों (हीलियम के बाद) का निर्माण हुआ, जो तारों से पदार्थ के बहिर्वाह के परिणामस्वरूप या तारकीय विस्फोटों के दौरान अंतरतारकीय अंतरिक्ष में निकल गए थे। बाद की पीढ़ियों के तारे 3-4% (द्रव्यमान के हिसाब से) भारी तत्वों वाले पदार्थ से बने थे।

सबसे प्रत्यक्ष संकेत यह है कि आकाशगंगा में तारे का निर्माण अभी भी जारी है। बड़े पैमाने पर अस्तित्व चमकीले तारेश्रेणी। वर्ग O और B, जिनका जीवनकाल ~ 10 7 वर्ष से अधिक नहीं हो सकता। आधुनिक समय में तारा निर्माण की दर. युग प्रति वर्ष 5 अनुमानित है।

2. तारा निर्माण, गुरुत्वाकर्षण संपीड़न का चरण

सबसे आम दृष्टिकोण के अनुसार, तारों का निर्माण गुरुत्वाकर्षण बलों के परिणामस्वरूप होता है। अंतरतारकीय माध्यम में पदार्थ का संघनन। इंटरस्टेलर माध्यम का दो चरणों में आवश्यक विभाजन - घने ठंडे बादल और उच्च तापमान वाला एक दुर्लभ माध्यम - इंटरस्टेलर चुंबकीय क्षेत्र में रेले-टेलर थर्मल अस्थिरता के प्रभाव में हो सकता है। मैदान। द्रव्यमान के साथ गैस-धूल संकुल , विशेषता आकार (10-100) पीसी और कण एकाग्रता एन~10 2 सेमी -3 . वास्तव में रेडियो तरंगों के उत्सर्जन के कारण देखे जाते हैं। ऐसे बादलों के संपीड़न (पतन) के लिए कुछ शर्तों की आवश्यकता होती है: गुरुत्वाकर्षण। बादल के कणों को कणों की तापीय गति की ऊर्जा, समग्र रूप से बादल की घूर्णी ऊर्जा और चुंबकीय क्षेत्र के योग से अधिक होना चाहिए। बादल ऊर्जा (जीन्स मानदंड)। यदि केवल थर्मल गति की ऊर्जा को ध्यान में रखा जाता है, तो, एकता के क्रम के एक कारक के लिए सटीक, जीन्स मानदंड को इस रूप में लिखा जाता है: संरेखित करें = "absmiddle" चौड़ाई = "205" ऊंचाई = "20">, बादल का द्रव्यमान कहाँ है, टी- K में गैस का तापमान, एन- प्रति 1 सेमी3 कणों की संख्या। ठेठ आधुनिक के साथ अंतरतारकीय बादलों का तापमान K केवल कम द्रव्यमान वाले बादलों को ढहा सकता है। जीन्स मानदंड इंगित करता है कि वास्तव में देखे गए द्रव्यमान स्पेक्ट्रम के तारों के निर्माण के लिए, ढहते बादलों में कणों की सांद्रता (10 3 -10 6) सेमी -3 तक पहुंचनी चाहिए, अर्थात। सामान्य बादलों में देखी गई तुलना में 10-1000 गुना अधिक। हालाँकि, कणों की ऐसी सांद्रता बादलों की गहराई में प्राप्त की जा सकती है जो पहले ही ढहना शुरू हो चुके हैं। इससे यह पता चलता है कि यह एक क्रमिक प्रक्रिया के माध्यम से होता है, जिसे कई चरणों में पूरा किया जाता है। चरण, विशाल बादलों का विखंडन। यह चित्र स्वाभाविक रूप से समूहों-समूहों में तारों के जन्म की व्याख्या करता है। साथ ही, बादल में थर्मल संतुलन, उसमें वेग क्षेत्र और टुकड़ों के द्रव्यमान स्पेक्ट्रम को निर्धारित करने वाले तंत्र से संबंधित प्रश्न अभी भी अस्पष्ट हैं।

ढही हुई तारकीय द्रव्यमान वाली वस्तुओं को कहा जाता है प्रोटोस्टार चुंबकीय क्षेत्र के बिना एक गोलाकार सममित गैर-घूर्णन प्रोटोस्टार का पतन। फ़ील्ड में कई शामिल हैं। चरणों. समय के प्रारंभिक क्षण में, बादल सजातीय और इज़ोटेर्मल होता है। यह अपने आप में पारदर्शी है. विकिरण, इसलिए पतन वॉल्यूमेट्रिक ऊर्जा हानि के साथ आता है, Ch। गिरफ्तार. धूल के तापीय विकिरण के कारण कट अपनी गति को संचारित करता है। गैस कण की ऊर्जा. एक सजातीय बादल में कोई दबाव प्रवणता नहीं होती है और संपीड़न एक विशिष्ट समय के साथ मुक्त गिरावट में शुरू होता है, जहां जी- , - बादल घनत्व. संपीड़न की शुरुआत के साथ, एक दुर्लभ तरंग प्रकट होती है, जो ध्वनि की गति से केंद्र की ओर बढ़ती है, और तब से जहां घनत्व अधिक होता है वहां पतन तेजी से होता है, प्रोटोस्टार को एक कॉम्पैक्ट कोर और एक विस्तारित शेल में विभाजित किया जाता है, जिसमें पदार्थ को कानून के अनुसार वितरित किया जाता है। जब कोर में कणों की सांद्रता ~ 10 11 सेमी -3 तक पहुंच जाती है तो यह धूल के कणों के आईआर विकिरण के लिए अपारदर्शी हो जाती है। विकिरणीय तापीय संचालन के कारण कोर में जारी ऊर्जा धीरे-धीरे सतह पर रिसती है। तापमान लगभग रूद्धोष्म रूप से बढ़ने लगता है, इससे दबाव में वृद्धि होती है और कोर हाइड्रोस्टेटिक हो जाता है। संतुलन। खोल कोर पर गिरना जारी रखता है, और यह इसकी परिधि पर दिखाई देता है। इस समय कर्नेल पैरामीटर कमजोर रूप से निर्भर करते हैं कुल द्रव्यमानप्रोटोस्टार: K. जैसे-जैसे अभिवृद्धि के कारण कोर का द्रव्यमान बढ़ता है, इसका तापमान लगभग रुद्धोष्म रूप से बदलता रहता है जब तक कि यह 2000 K तक नहीं पहुंच जाता, जब H 2 अणुओं का पृथक्करण शुरू होता है। पृथक्करण के लिए ऊर्जा की खपत के परिणामस्वरूप, गतिज में वृद्धि नहीं। कण ऊर्जा, रुद्धोष्म सूचकांक मान 4/3 से कम हो जाता है, दबाव परिवर्तन गुरुत्वाकर्षण बलों की भरपाई करने में सक्षम नहीं होते हैं और कोर फिर से ढह जाता है (देखें)। मापदंडों के साथ एक नया कोर बनता है, जो एक शॉक फ्रंट से घिरा होता है, जिस पर पहले कोर के अवशेष जमा होते हैं। नाभिक की ऐसी ही पुनर्व्यवस्था हाइड्रोजन के साथ होती है।

शेल पदार्थ की कीमत पर कोर की आगे की वृद्धि तब तक जारी रहती है जब तक कि सारा पदार्थ तारे पर नहीं गिर जाता या उसके प्रभाव में बिखर नहीं जाता, या यदि कोर पर्याप्त रूप से विशाल है (देखें)। शैल पदार्थ के विशिष्ट समय वाले प्रोटोस्टार टी ए >टी केएन, इसलिए उनकी चमक ढहते हुए नाभिक की ऊर्जा रिहाई से निर्धारित होती है।

एक तारा, जिसमें एक कोर और एक लिफाफा होता है, को लिफाफे में विकिरण के प्रसंस्करण के कारण आईआर स्रोत के रूप में देखा जाता है (लिफाफे की धूल, कोर से यूवी विकिरण के फोटॉन को अवशोषित करके, आईआर रेंज में उत्सर्जित होती है)। जब खोल प्रकाशिक रूप से पतला हो जाता है, तो प्रोटोस्टार को तारकीय प्रकृति की एक सामान्य वस्तु के रूप में देखा जाने लगता है। सबसे विशाल तारे तब तक अपनी कोश बनाए रखते हैं जब तक तारे के केंद्र में हाइड्रोजन का थर्मोन्यूक्लियर दहन शुरू नहीं हो जाता। विकिरण दबाव तारों के द्रव्यमान को संभवतः सीमित कर देता है। यदि अधिक विशाल तारे भी बनते हैं, तो वे स्पंदनात्मक रूप से अस्थिर हो जाते हैं और अपनी शक्ति खो सकते हैं। कोर में हाइड्रोजन दहन के चरण में द्रव्यमान का हिस्सा। प्रोटोस्टेलर शेल के ढहने और बिखरने के चरण की अवधि मूल बादल के लिए मुक्त गिरावट के समय के समान क्रम की होती है, अर्थात। 10 5 -10 6 वर्ष. कोर द्वारा प्रकाशित, शेल के अवशेषों से काले पदार्थ के गुच्छों को, तारकीय हवा द्वारा त्वरित करके, हर्बिग-हारो वस्तुओं (उत्सर्जन स्पेक्ट्रम के साथ तारकीय गुच्छों) के साथ पहचाना जाता है। कम द्रव्यमान वाले तारे, जब वे दृश्यमान होते हैं, तो टी टॉरी सितारों (बौने) के कब्जे वाले जी.-आर.डी. क्षेत्र में होते हैं, अधिक बड़े पैमाने वाले तारे उस क्षेत्र में होते हैं जहां हर्बिग उत्सर्जन तारे स्थित होते हैं (स्पेक्ट्रा में उत्सर्जन रेखाओं के साथ अनियमित प्रारंभिक वर्णक्रमीय कक्षाएं) ).

विकास। हाइड्रोस्टैटिक चरण में स्थिर द्रव्यमान वाले प्रोटोस्टार कोर के ट्रैक। संपीड़न चित्र में दिखाए गए हैं। 1. कम द्रव्यमान वाले तारों के लिए, उस समय जब हाइड्रोस्टैटिक स्थापित हो जाता है। संतुलन, नाभिक में स्थितियाँ ऐसी होती हैं कि ऊर्जा उनमें स्थानांतरित हो जाती है। गणना से पता चलता है कि पूर्णतः संवहनशील तारे की सतह का तापमान लगभग स्थिर रहता है। तारे की त्रिज्या लगातार कम हो रही है, क्योंकि वह सिकुड़ती रहती है। स्थिर सतह तापमान और घटती त्रिज्या के साथ, तारे की चमक भी G.-R.D पर गिरनी चाहिए। विकास का यह चरण पटरियों के ऊर्ध्वाधर खंडों से मेल खाता है।

जैसे-जैसे संपीड़न जारी रहता है, तारे के आंतरिक भाग में तापमान बढ़ता जाता है, पदार्थ अधिक पारदर्शी हो जाता है, और संरेखित तारों के कोर चमकदार होते हैं, लेकिन गोले संवहनशील बने रहते हैं। कम विशाल तारे पूर्णतः संवहनशील रहते हैं। उनकी चमक प्रकाशमंडल में एक पतली दीप्तिमान परत द्वारा नियंत्रित होती है। तारा जितना अधिक विशाल होगा और उसका प्रभावी तापमान जितना अधिक होगा, उसका विकिरण कोर उतना ही बड़ा होगा (संरेखण = "absmiddle" चौड़ाई = "74" ऊंचाई = "17"> वाले सितारों में विकिरण कोर तुरंत दिखाई देता है)। अंत में, लगभग पूरा तारा (द्रव्यमान वाले तारों के लिए सतह संवहन क्षेत्र को छोड़कर) विकिरण संतुलन की स्थिति में चला जाता है, जिसमें कोर में जारी सभी ऊर्जा विकिरण द्वारा स्थानांतरित हो जाती है।

3. परमाणु प्रतिक्रियाओं पर आधारित विकास

~10 6 K के नाभिक में तापमान पर, पहली परमाणु प्रतिक्रियाएँ शुरू होती हैं - ड्यूटेरियम, लिथियम, बोरान जल जाते हैं। इन तत्वों की प्राथमिक मात्रा इतनी कम है कि उनका बर्नआउट व्यावहारिक रूप से संपीड़न का सामना नहीं करता है। जब तारे के केंद्र का तापमान ~10 6 K तक पहुँच जाता है और हाइड्रोजन प्रज्वलित हो जाती है, तो संपीड़न रुक जाता है, क्योंकि हाइड्रोजन के थर्मोन्यूक्लियर दहन के दौरान निकलने वाली ऊर्जा विकिरण हानि की भरपाई के लिए पर्याप्त है (देखें)। सजातीय तारे, जिनके कोर में हाइड्रोजन जलता है, जी.-आर.डी. पर बनते हैं। प्रारंभिक मुख्य अनुक्रम (आईएमएस)। बड़े तारे कम द्रव्यमान वाले तारों की तुलना में एनजीपी तक तेजी से पहुंचते हैं, क्योंकि प्रति इकाई द्रव्यमान में उनकी ऊर्जा हानि की दर, और इसलिए विकास की दर, कम द्रव्यमान वाले सितारों की तुलना में अधिक है। एनजीपी ई.जेड में प्रवेश करने के बाद से। परमाणु दहन के आधार पर होता है, जिसके मुख्य चरणों को तालिका में संक्षेपित किया गया है। परमाणु दहन लौह समूह के तत्वों के निर्माण से पहले हो सकता है, जिनमें सभी नाभिकों के बीच सबसे अधिक बंधन ऊर्जा होती है। विकास। जी.-आर.डी. पर सितारों के ट्रैक चित्र में दिखाया गया है। 2. तारों के तापमान और घनत्व के केंद्रीय मूल्यों का विकास चित्र में दिखाया गया है। 3. के मुख्य पर. ऊर्जा का स्रोत yavl. बड़े पैमाने पर हाइड्रोजन चक्र की प्रतिक्रिया टी- कार्बन-नाइट्रोजन (सीएनओ) चक्र की प्रतिक्रियाएं (देखें)। खराब असरसीएनओ चक्र घटना न्यूक्लाइड्स 14 एन, 12 सी, 13 सी की संतुलन सांद्रता स्थापित करना - वजन के हिसाब से क्रमशः 95%, 4% और 1%। जिन परतों में हाइड्रोजन का दहन हुआ, उनमें नाइट्रोजन की प्रबलता की पुष्टि अवलोकनों के परिणामों से होती है, जिसमें बाहरी परत के नुकसान के परिणामस्वरूप ये परतें सतह पर दिखाई देती हैं। परतें. जिन तारों के केंद्र में सीएनओ चक्र का एहसास होता है ( ign='absmiddle' width='74' ऊंचाई='17'>), एक संवहन कोर दिखाई देता है। इसका कारण बहुत है तीव्र लततापमान के आधार पर ऊर्जा का विमोचन: . दीप्तिमान ऊर्जा का प्रवाह~ टी 4(देखें), इसलिए, यह जारी की गई सभी ऊर्जा को स्थानांतरित नहीं कर सकता है, और संवहन अवश्य होना चाहिए, जो विकिरण हस्तांतरण से अधिक कुशल है। सबसे विशाल तारों में, 50% से अधिक तारकीय द्रव्यमान संवहन द्वारा ढका होता है। विकास के लिए संवहनशील कोर का महत्व इस तथ्य से निर्धारित होता है कि प्रभावी दहन के क्षेत्र की तुलना में बहुत बड़े क्षेत्र में परमाणु ईंधन समान रूप से समाप्त हो जाता है, जबकि संवहनशील कोर के बिना तारों में यह शुरू में केंद्र के एक छोटे से क्षेत्र में ही जलता है। , जहां तापमान काफी अधिक होता है। हाइड्रोजन बर्नआउट का समय ~10-10 वर्ष से लेकर वर्षों तक होता है। परमाणु दहन के सभी बाद के चरणों का समय हाइड्रोजन दहन के समय के 10% से अधिक नहीं होता है, इसलिए हाइड्रोजन दहन के चरण में तारे जी.-आर.डी. पर बनते हैं। घनी आबादी वाला क्षेत्र - (जीपी)। केंद्र में तापमान वाले तारों में जो हाइड्रोजन के दहन के लिए आवश्यक मूल्यों तक कभी नहीं पहुंचते हैं, वे अनिश्चित काल तक सिकुड़ते हैं, "काले" बौनों में बदल जाते हैं। हाइड्रोजन के जलने से av में वृद्धि होती है। आणविक वजनकोर के पदार्थ, और इसलिए हाइड्रोस्टैटिक बनाए रखने के लिए। संतुलन में, केंद्र में दबाव बढ़ना चाहिए, जिससे केंद्र में तापमान में वृद्धि होती है और तारे के पार तापमान में वृद्धि होती है, और परिणामस्वरूप, चमक में वृद्धि होती है। बढ़ते तापमान के साथ पदार्थ की अपारदर्शिता में कमी के कारण भी चमक में वृद्धि होती है। हाइड्रोजन सामग्री में कमी के साथ परमाणु ऊर्जा रिलीज की स्थिति को बनाए रखने के लिए कोर सिकुड़ता है, और कोर से बढ़े हुए ऊर्जा प्रवाह को स्थानांतरित करने की आवश्यकता के कारण शेल का विस्तार होता है। जी.-आर.डी. पर तारा एनजीपी के दाईं ओर चलता है। अपारदर्शिता में कमी से सबसे विशाल तारों को छोड़कर सभी में संवहनी कोर की मृत्यु हो जाती है। विशाल तारों के विकास की दर सबसे अधिक है, और वे एमएस छोड़ने वाले पहले व्यक्ति हैं। एमएस पर जीवनकाल सीए वाले सितारों के लिए है। 10 मिलियन वर्ष, सीए से। 70 मिलियन वर्ष, और सीए से। 10 अरब वर्ष.

जब कोर में हाइड्रोजन की मात्रा 1% तक कम हो जाती है, तो ऊर्जा रिलीज को बनाए रखने के लिए आवश्यक तारे के गोले के विस्तार को तारे के सामान्य संकुचन द्वारा प्रतिस्थापित किया जाता है। . शेल के संपीड़न से हीलियम कोर से सटे परत में हाइड्रोजन इसके थर्मोन्यूक्लियर दहन के तापमान तक गर्म हो जाता है, और ऊर्जा रिलीज का एक परत स्रोत उत्पन्न होता है। द्रव्यमान वाले तारों में, जिसमें यह तापमान पर कम निर्भर करता है और ऊर्जा रिलीज का क्षेत्र केंद्र की ओर इतनी दृढ़ता से केंद्रित नहीं होता है, सामान्य संपीड़न का कोई चरण नहीं होता है।

ई.जेड. हाइड्रोजन के जलने के बाद यह उनके द्रव्यमान पर निर्भर करता है। सबसे महत्वपूर्ण कारक, द्रव्यमान के साथ सितारों के विकास के पाठ्यक्रम को प्रभावित करना , यवल। उच्च घनत्व पर इलेक्ट्रॉन गैस का अध:पतन। उच्च घनत्व के कारण, कम ऊर्जा वाले क्वांटम राज्यों की संख्या पाउली सिद्धांत के कारण सीमित है और इलेक्ट्रॉन क्वांटम स्तरों को उच्च ऊर्जा से भरते हैं, जो उनकी तापीय गति की ऊर्जा से काफी अधिक है। प्रमुख विशेषतापतित गैस उसका दबाव है पीकेवल घनत्व पर निर्भर करता है: गैर-सापेक्षतावादी अध:पतन के लिए और सापेक्षतावादी अध:पतन के लिए। इलेक्ट्रॉनों का गैस दबाव आयनों के दबाव से बहुत अधिक है। यह इस प्रकार है जो ई.जेड. के लिए मौलिक है। निष्कर्ष: चूंकि सापेक्ष रूप से पतित गैस की एक इकाई मात्रा पर कार्य करने वाला गुरुत्वाकर्षण बल दबाव प्रवणता की तरह ही घनत्व पर निर्भर करता है, इसलिए एक सीमित द्रव्यमान होना चाहिए (देखें), जैसे कि संरेखित करें = "absmiddle" width = "66 "ऊंचाई = "15"> इलेक्ट्रॉन दबाव गुरुत्वाकर्षण का प्रतिकार नहीं कर सकता और संपीड़न शुरू हो जाता है। वज़न सीमित करें संरेखित करें='absmiddle' width='139' ऊँचाई='17'>। उस क्षेत्र की सीमा जिसमें इलेक्ट्रॉन गैस पतित होती है, चित्र में दिखाई गई है। 3. कम द्रव्यमान वाले तारों में, हीलियम नाभिक के निर्माण की प्रक्रिया में अध:पतन पहले से ही ध्यान देने योग्य भूमिका निभाता है।

ई.जेड. का निर्धारण करने वाला दूसरा कारक बाद के चरणों में, ये न्यूट्रिनो ऊर्जा हानि हैं। तारों की गहराइयों में टी~10 8 के मुख्य. जन्म में एक भूमिका निभाई जाती है: फोटोन्यूट्रिनो प्रक्रिया, प्लाज्मा दोलन क्वांटा (प्लास्मोन्स) का न्यूट्रिनो-एंटीन्यूट्रिनो जोड़े में क्षय (), इलेक्ट्रॉन-पॉज़िट्रॉन जोड़े का विनाश () और (देखें)। न्यूट्रिनो की सबसे महत्वपूर्ण विशेषता यह है कि तारे का पदार्थ उनके लिए लगभग पारदर्शी होता है और न्यूट्रिनो स्वतंत्र रूप से तारे से ऊर्जा ले जाते हैं।

हीलियम कोर, जिसमें हीलियम दहन की स्थिति अभी तक उत्पन्न नहीं हुई है, संपीड़ित है। कोर से सटे स्तरित स्रोत में तापमान बढ़ जाता है, और हाइड्रोजन दहन की दर बढ़ जाती है। बढ़े हुए ऊर्जा प्रवाह को स्थानांतरित करने की आवश्यकता से शेल का विस्तार होता है, जो ऊर्जा के कुछ हिस्से की खपत करता है। चूँकि तारे की चमक नहीं बदलती, उसकी सतह का तापमान गिर जाता है, और जी.-आर.डी. पर। तारा लाल दिग्गजों के कब्जे वाले क्षेत्र में चला जाता है। तारे के पुनर्गठन का समय कोर में हाइड्रोजन के जलने में लगने वाले समय से दो गुना कम है, इसलिए एमएस पट्टी और लाल सुपरजायंट के क्षेत्र के बीच कुछ तारे हैं। . खोल का तापमान कम होने से इसकी पारदर्शिता बढ़ जाती है, जिसके परिणामस्वरूप बाहरी स्वरूप दिखाई देने लगता है। संवहन क्षेत्र और तारे की चमक बढ़ जाती है।

तारे में विकृत इलेक्ट्रॉनों की तापीय चालकता और न्यूट्रिनो के नुकसान के माध्यम से कोर से ऊर्जा को हटाने से हीलियम दहन के क्षण में देरी होती है। तापमान तभी उल्लेखनीय रूप से बढ़ना शुरू होता है जब कोर लगभग इज़ोटेर्मल हो जाता है। 4 He का दहन ई.जेड. निर्धारित करता है। उस क्षण से जब ऊर्जा की रिहाई थर्मल चालन और न्यूट्रिनो विकिरण के माध्यम से होने वाली ऊर्जा हानि से अधिक हो जाती है। यही स्थिति बाद के सभी प्रकारों के दहन पर भी लागू होती है परमाणु ईंधन.

न्यूट्रिनो द्वारा ठंडा किए गए अपक्षयी गैस से बने तारकीय कोर की एक उल्लेखनीय विशेषता "अभिसरण" है - पटरियों का अभिसरण, जो घनत्व और तापमान के बीच संबंध को दर्शाता है टीसीतारे के केंद्र में (चित्र 3)। कोर के संपीड़न के दौरान ऊर्जा रिलीज की दर एक परत स्रोत के माध्यम से इसमें पदार्थ के जुड़ने की दर से निर्धारित होती है, और किसी दिए गए प्रकार के ईंधन के लिए केवल कोर के द्रव्यमान पर निर्भर करती है। कोर में ऊर्जा के प्रवाह और बहिर्प्रवाह का संतुलन बनाए रखा जाना चाहिए, इसलिए तारों के कोर में तापमान और घनत्व का समान वितरण स्थापित किया जाता है। जब तक वह प्रज्वलित होता है, तब तक नाभिक का द्रव्यमान भारी तत्वों की सामग्री पर निर्भर करता है। पतित गैस के नाभिक में, 4 He के दहन में थर्मल विस्फोट का चरित्र होता है, क्योंकि दहन के दौरान निकलने वाली ऊर्जा इलेक्ट्रॉनों की थर्मल गति की ऊर्जा को बढ़ाने के लिए जाती है, लेकिन बढ़ते तापमान के साथ दबाव लगभग अपरिवर्तित रहता है जब तक कि इलेक्ट्रॉनों की थर्मल ऊर्जा इलेक्ट्रॉनों की पतित गैस की ऊर्जा के बराबर न हो जाए। फिर विकृति दूर हो जाती है और कोर तेजी से फैलता है - एक हीलियम फ्लैश होता है। हीलियम की ज्वालाओं के साथ तारकीय पदार्थ की हानि होने की संभावना है। में, जहां विशाल तारों का विकास बहुत पहले ही समाप्त हो चुका है और लाल दानवों का द्रव्यमान है, हीलियम जलने की अवस्था में तारे जी.-आर.डी. की क्षैतिज शाखा पर हैं।

ign=”absmiddle” width=”90” Height=”17”> वाले तारों के हीलियम कोर में गैस नष्ट नहीं होती है, 4 वह चुपचाप प्रज्वलित होती है, लेकिन बढ़ने के कारण कोर का विस्तार भी होता है टीसी. सबसे विशाल तारों में, 4He का दहन तब भी होता है जब वे सक्रिय होते हैं। नीले महादानव. कोर के विस्तार से कमी आती है टीहाइड्रोजन परत स्रोत के क्षेत्र में, और हीलियम विस्फोट के बाद तारे की चमक कम हो जाती है। समर्थन के लिए थर्मल संतुलनखोल सिकुड़ जाता है, और तारा लाल महादानवों का क्षेत्र छोड़ देता है। जब कोर में 4He समाप्त हो जाता है, तो कोर का संपीड़न और खोल का विस्तार फिर से शुरू हो जाता है, तारा फिर से एक लाल सुपरजाइंट बन जाता है। 4He का एक स्तरित दहन स्रोत बनता है, जो ऊर्जा रिलीज पर हावी होता है। बाहरी फिर से प्रकट होता है. संवहन क्षेत्र. जैसे ही हीलियम और हाइड्रोजन जलते हैं, परत स्रोतों की मोटाई कम हो जाती है। हीलियम दहन की एक पतली परत ऊष्मीय रूप से अस्थिर हो जाती है, क्योंकि तापमान () के प्रति ऊर्जा रिलीज की बहुत मजबूत संवेदनशीलता के साथ, पदार्थ की तापीय चालकता दहन परत में थर्मल गड़बड़ी को बुझाने के लिए अपर्याप्त है। तापीय प्रकोप के दौरान परत में संवहन होता है। यदि यह हाइड्रोजन से समृद्ध परतों में प्रवेश करता है, तो धीमी प्रक्रिया के परिणामस्वरूप ( एस-प्रक्रिया, देखें) तत्वों को संश्लेषित किया जाता है परमाणु द्रव्यमान 22 Ne से 209 B तक.

लाल सुपरजाइंट्स के ठंडे, विस्तारित आवरणों में बनी धूल और अणुओं पर विकिरण के दबाव से एक वर्ष तक की दर से पदार्थ की निरंतर हानि होती है। निरंतर द्रव्यमान हानि को परत दहन या स्पंदन की अस्थिरता के कारण होने वाले नुकसान से पूरक किया जा सकता है, जिससे एक या अधिक की रिहाई हो सकती है। सीपियाँ जब कार्बन-ऑक्सीजन कोर के ऊपर पदार्थ की मात्रा एक निश्चित सीमा से कम हो जाती है, तो दहन परतों में तापमान बनाए रखने के लिए शेल को संपीड़ित करने के लिए मजबूर किया जाता है जब तक कि संपीड़न दहन को बनाए रखने में सक्षम न हो जाए; जी.-आर.डी. पर सितारा लगभग क्षैतिज रूप से बाईं ओर चलता है। इस स्तर पर, दहन परतों की अस्थिरता से शेल का विस्तार और पदार्थ की हानि भी हो सकती है। जबकि तारा पर्याप्त रूप से गर्म होता है, इसे एक या अधिक कोर के रूप में देखा जाता है। सीपियाँ जब परत स्रोत तारे की सतह की ओर इतने अधिक स्थानांतरित हो जाते हैं कि उनमें तापमान परमाणु दहन के लिए आवश्यक तापमान से कम हो जाता है, तो तारा ठंडा हो जाता है, एक सफेद बौने में बदल जाता है, जो कि आयनिक घटक की थर्मल ऊर्जा की खपत के कारण विकिरण करता है। यह मायने रखता है। सफ़ेद बौनों का विशिष्ट शीतलन समय ~109 वर्ष है। सफ़ेद बौनों में परिवर्तित होने वाले एकल तारों के द्रव्यमान की निचली सीमा स्पष्ट नहीं है, इसका अनुमान 3-6 है। सी सितारों में, इलेक्ट्रॉन गैस कार्बन-ऑक्सीजन (सी, ओ-) तारकीय कोर के विकास के चरण में नष्ट हो जाती है। जैसे तारों के हीलियम कोर में, न्यूट्रिनो ऊर्जा हानि के कारण, केंद्र में और C,O कोर में कार्बन के दहन के समय स्थितियों का एक "अभिसरण" होता है। ऐसी परिस्थितियों में 12C का दहन संभवतः एक विस्फोट की प्रकृति का होता है और तारे के पूर्ण विनाश की ओर ले जाता है। पूर्ण विनाश नहीं हो सकता यदि . ऐसा घनत्व तब प्राप्त किया जा सकता है जब मुख्य विकास दर एक करीबी बाइनरी सिस्टम में उपग्रह पदार्थ की अभिवृद्धि द्वारा निर्धारित की जाती है।

परिचय

अध्याय 1. तारों का विकास

अध्याय दो।तारों के आंतरिक भाग में थर्मोन्यूक्लियर संलयन और तारों का जन्म

अध्याय 3. किसी तारे का मध्य जीवन चक्र

अध्याय 4. बाद के वर्षों और सितारों की मृत्यु

निष्कर्ष

साहित्य

परिचय

आधुनिक वैज्ञानिक स्रोतसंकेत मिलता है कि ब्रह्मांड में 98% तारे हैं, जो "बदले में" आकाशगंगा का मुख्य तत्व हैं। सूचना स्रोत अलग-अलग परिभाषाएँ देते हैं यह अवधारणा, उनमें से कुछ यहां हैं:

तारा एक खगोलीय पिंड है जिसमें थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं हुई हैं, हुई हैं, या होंगी। तारे गैस (प्लाज्मा) की विशाल चमकदार गेंदें हैं। गुरुत्वाकर्षण संपीड़न के परिणामस्वरूप गैस-धूल वातावरण (हाइड्रोजन और हीलियम) से निर्मित। तारों के आंतरिक भाग में पदार्थ का तापमान लाखों केल्विन में और उनकी सतह पर - हजारों केल्विन में मापा जाता है। अधिकांश तारों की ऊर्जा उच्च तापमान पर होने वाली हाइड्रोजन को हीलियम में परिवर्तित करने वाली थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के परिणामस्वरूप जारी होती है। आंतरिक क्षेत्र. तारों को अक्सर ब्रह्मांड का मुख्य पिंड कहा जाता है, क्योंकि उनमें प्रकृति में अधिकांश चमकदार पदार्थ मौजूद होते हैं।

तारे विशाल, गोलाकार वस्तुएं हैं जो हीलियम और हाइड्रोजन के साथ-साथ अन्य गैसों से बनी होती हैं। किसी तारे की ऊर्जा उसके मूल में समाहित होती है, जहां हीलियम हर सेकंड हाइड्रोजन के साथ संपर्क करती है।

हमारे ब्रह्मांड में मौजूद हर जैविक चीज़ की तरह, सितारे भी पैदा होते हैं, विकसित होते हैं, बदलते हैं और गायब हो जाते हैं - इस प्रक्रिया में अरबों साल लगते हैं और इसे "स्टार इवोल्यूशन" की प्रक्रिया कहा जाता है।

अध्याय 1. तारों का विकास

सितारों का विकास- परिवर्तनों का क्रम जो एक तारे के जीवन के दौरान होता है, यानी सैकड़ों हजारों, लाखों या अरबों वर्षों में जब वह प्रकाश और गर्मी उत्सर्जित करता है।

एक तारा अपना जीवन अंतरतारकीय गैस के ठंडे, दुर्लभ बादल (एक दुर्लभ गैसीय माध्यम जो तारों के बीच के सभी स्थान को भरता है) के रूप में शुरू करता है, जो अपने गुरुत्वाकर्षण के तहत संपीड़ित होता है और धीरे-धीरे एक गेंद का आकार लेता है। संपीड़ित होने पर, गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा (सभी के बीच सार्वभौमिक मौलिक संपर्क भौतिक शरीर) ऊष्मा में बदल जाता है और वस्तु का तापमान बढ़ जाता है। जब केंद्र में तापमान 15-20 मिलियन K तक पहुंच जाता है, तो थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं शुरू हो जाती हैं और संपीड़न बंद हो जाता है। वस्तु एक पूर्ण तारा बन जाती है। किसी तारे के जीवन का पहला चरण सौर जीवन के समान होता है - इसमें हाइड्रोजन चक्र की प्रतिक्रियाओं का प्रभुत्व होता है। यह अपने जीवन के अधिकांश समय तक इसी अवस्था में रहता है, हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख (चित्र 1) के मुख्य अनुक्रम पर (तारे के पूर्ण परिमाण, चमक, वर्णक्रमीय वर्ग और सतह के तापमान के बीच संबंध दर्शाता है, 1910), जब तक इसके मूल में ईंधन का भंडार है। जब तारे के केंद्र का सारा हाइड्रोजन हीलियम में परिवर्तित हो जाता है, तो एक हीलियम कोर बनता है, और इसकी परिधि पर हाइड्रोजन का थर्मोन्यूक्लियर जलना जारी रहता है। इस अवधि के दौरान तारे की संरचना बदलने लगती है। इसकी चमक बढ़ जाती है, इसकी बाहरी परतें फैल जाती हैं, और इसकी सतह का तापमान कम हो जाता है - तारा एक लाल दानव बन जाता है, जो हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख पर एक शाखा बनाता है। तारा मुख्य अनुक्रम की तुलना में इस शाखा पर काफी कम समय बिताता है। जब हीलियम कोर का संचित द्रव्यमान महत्वपूर्ण हो जाता है, तो यह सहन नहीं कर पाता खुद का वजनऔर सिकुड़ने लगता है; यदि तारा काफी विशाल है, तो बढ़ते तापमान के कारण हीलियम का भारी तत्वों में थर्मोन्यूक्लियर परिवर्तन हो सकता है (हीलियम कार्बन में, कार्बन ऑक्सीजन में, ऑक्सीजन सिलिकॉन में, और अंत में सिलिकॉन लोहे में)।

चावल। 1. हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख

सूर्य के उदाहरण का उपयोग करके कक्षा जी तारे का विकास

अध्याय 2. तारों के आंतरिक भाग में थर्मोन्यूक्लियर संलयन

1939 तक, यह स्थापित हो गया था कि तारकीय ऊर्जा का स्रोत तारों की गहराई में होने वाला थर्मोन्यूक्लियर संलयन था। अधिकांश तारे विकिरण उत्सर्जित करते हैं क्योंकि उनके मूल में चार प्रोटॉन मध्यवर्ती चरणों की एक श्रृंखला के माध्यम से एक अल्फा कण में संयोजित होते हैं। यह परिवर्तन दो मुख्य तरीकों से हो सकता है, जिन्हें प्रोटॉन-प्रोटॉन, या पीपी, चक्र, और कार्बन-नाइट्रोजन, या सीएन, चक्र कहा जाता है। कम द्रव्यमान वाले तारों में, ऊर्जा विमोचन मुख्य रूप से पहले चक्र द्वारा प्रदान किया जाता है, भारी तारों में - दूसरे द्वारा। किसी तारे में परमाणु ईंधन की आपूर्ति सीमित है और यह लगातार विकिरण पर खर्च होता है। थर्मोन्यूक्लियर संलयन की प्रक्रिया, जो ऊर्जा जारी करती है और गुरुत्वाकर्षण के साथ मिलकर तारे के पदार्थ की संरचना को बदल देती है, जो तारे को संपीड़ित करती है और ऊर्जा भी छोड़ती है, साथ ही सतह से विकिरण भी जारी करती है, जो जारी ऊर्जा को दूर ले जाती है। तारकीय विकास की मुख्य प्रेरक शक्तियाँ।

सितारों का जन्म

किसी तारे का विकास एक विशाल आणविक बादल में शुरू होता है, जिसे तारकीय पालना भी कहा जाता है। आकाशगंगा में अधिकांश "खाली" स्थान में वास्तव में प्रति सेमी³ 0.1 और 1 अणु होते हैं। आणविक बादल का घनत्व लगभग दस लाख अणु प्रति सेमी³ होता है। ऐसे बादल का द्रव्यमान इसके आकार के कारण सूर्य के द्रव्यमान से 100,000-10,000,000 गुना अधिक होता है: व्यास में 50 से 300 प्रकाश वर्ष तक।

जबकि बादल अपनी घरेलू आकाशगंगा के केंद्र के चारों ओर स्वतंत्र रूप से घूमता है, कुछ नहीं होता है। हालाँकि, विविधता के कारण गुरुत्वाकर्षण क्षेत्रइसमें गड़बड़ी उत्पन्न हो सकती है, जिससे द्रव्यमान की स्थानीय सांद्रता हो सकती है। इस तरह की गड़बड़ी से बादल का गुरुत्वाकर्षण ढह जाता है। इसके लिए अग्रणी परिदृश्यों में से एक दो बादलों का टकराव है। पतन का कारण बनने वाली एक अन्य घटना घने भुजा के माध्यम से बादल का गुजरना हो सकता है सर्पिल आकाशगंगा. इसके अलावा एक महत्वपूर्ण कारक पास के सुपरनोवा का विस्फोट भी हो सकता है, जिसकी शॉक वेव अत्यधिक गति से आणविक बादल से टकराएगी। यह भी संभव है कि आकाशगंगाएँ टकराएँ, जिससे तारा निर्माण में विस्फोट हो सकता है क्योंकि प्रत्येक आकाशगंगा में गैस के बादल टकराव से संकुचित हो जाते हैं। सामान्य तौर पर, बादल के द्रव्यमान पर कार्य करने वाले बलों में कोई भी असमानता तारा निर्माण की प्रक्रिया शुरू कर सकती है।

उत्पन्न होने वाली विषमताओं के कारण, आणविक गैस का दबाव अब आगे संपीड़न को नहीं रोक सकता है, और गुरुत्वाकर्षण आकर्षण बलों के प्रभाव में गैस भविष्य के तारे के केंद्र के आसपास इकट्ठा होना शुरू हो जाती है। जारी गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा का आधा हिस्सा बादल को गर्म करने में जाता है, और आधा प्रकाश विकिरण में जाता है। बादलों में केंद्र की ओर दबाव और घनत्व बढ़ता है और केंद्रीय भाग का पतन परिधि की तुलना में तेजी से होता है। जैसे-जैसे यह सिकुड़ता है, फोटॉन का औसत मुक्त पथ कम हो जाता है, और बादल अपने स्वयं के विकिरण के प्रति कम से कम पारदर्शी हो जाता है। यह और अधिक की ओर ले जाता है तेजी से विकासतापमान और दबाव में और भी तेजी से वृद्धि। परिणामस्वरूप, दबाव प्रवणता संतुलित हो जाती है गुरुत्वाकर्षण बल, एक हाइड्रोस्टैटिक कोर बनता है, जिसका वजन बादल के द्रव्यमान का लगभग 1% होता है। यह क्षण अदृश्य है. प्रोटोस्टार का आगे का विकास पदार्थ का संचय है जो कोर की "सतह" पर गिरता रहता है, जिसके कारण आकार में वृद्धि होती है। बादल में स्वतंत्र रूप से घूमने वाले पदार्थ का द्रव्यमान समाप्त हो जाता है और तारा ऑप्टिकल रेंज में दिखाई देने लगता है। इस क्षण को प्रोटोस्टेलर चरण का अंत और युवा सितारा चरण की शुरुआत माना जाता है।

तारों के जीवन काल में कई चरण होते हैं, जिनसे गुजरते हुए लाखों और अरबों वर्षों तक तारे लगातार अपरिहार्य अंत की ओर बढ़ते रहते हैं, जो चमकदार चमक या उदास ब्लैक होल में बदल जाते हैं।

किसी भी प्रकार के तारे का जीवनकाल एक अविश्वसनीय रूप से लंबी और जटिल प्रक्रिया है, जिसमें ब्रह्मांडीय पैमाने पर घटनाएं भी शामिल होती हैं। संपूर्ण शस्त्रागार का उपयोग करके भी इसकी बहुमुखी प्रतिभा का पूरी तरह से पता लगाना और अध्ययन करना असंभव है आधुनिक विज्ञान. लेकिन स्थलीय खगोल विज्ञान के अस्तित्व की पूरी अवधि में संचित और संसाधित अद्वितीय ज्ञान के आधार पर, सबसे मूल्यवान जानकारी की पूरी परतें हमारे लिए उपलब्ध हो जाती हैं। इससे प्रकाशकों के जीवन चक्र से एपिसोड के अनुक्रम को अपेक्षाकृत सुसंगत सिद्धांतों में जोड़ना और उनके विकास को मॉडल करना संभव हो जाता 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 से उत्पन्न होती है, जिसके भीतर पहले अणु दिखाई देते हैं, इसलिए इस 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 तभी जब ऐसे बादल में, दुर्गम परिस्थितियों के कारण, द्रव्यमान वाले उसके घटक कणों का अत्यंत तीव्र संपीड़न होता है, यानी, गुरुत्वाकर्षण पतन होता है, तभी भविष्य का तारा बनना शुरू होता है। इसका कारण गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा में वृद्धि है, जिसका एक हिस्सा गैस अणुओं को संपीड़ित करता है और मातृ 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 प्रकरण कोर पर गिरने वाले पदार्थ का संचय है, जिसके दौरान नवजात तारा बढ़ता है और उत्सर्जित प्रकाश के दबाव के बाद सचमुच सारी धूल को बाहरी इलाके में ले जाने के बाद दिखाई देता है।

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ओरियन नेबुला का यह विशाल चित्रमाला छवियों से आता है। यह निहारिका हमारे सबसे बड़े और निकटतम तारों में से एक है। इस निहारिका में प्रोटोस्टार खोजने का प्रयास करें, क्योंकि इस पैनोरमा का रिज़ॉल्यूशन आपको ऐसा करने की अनुमति देता है।

एपिसोड II. युवा सितारे

फोमलहौट, डीएसएस कैटलॉग से छवि। इस तारे के चारों ओर अभी भी एक प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क मौजूद 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: नाबालिग सितारे (<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 का सुनहरे दिन

सूर्य का फोटो एच अल्फा लाइन में लिया गया। हमारा सितारा अपने चरम पर है।

अपने जीवन के मध्य में, ब्रह्मांडीय प्रकाशकों के रंग, द्रव्यमान और आयामों की एक विस्तृत विविधता हो सकती है। रंग पैलेट नीले रंग से लेकर लाल रंग तक भिन्न होता है, और उनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से काफी कम या तीन सौ गुना से अधिक हो सकता है। तारों के जीवन चक्र का मुख्य क्रम लगभग दस अरब वर्ष तक चलता है। जिसके बाद ब्रह्मांडीय पिंड के कोर में हाइड्रोजन ख़त्म हो जाती है। इस क्षण को वस्तु के जीवन का अगले चरण में संक्रमण माना जाता है। कोर में हाइड्रोजन संसाधनों की कमी के कारण थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं रुक जाती हैं। हालाँकि, तारे के नए संपीड़न की अवधि के दौरान, पतन शुरू हो जाता है, जिससे हीलियम की भागीदारी के साथ थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं होती हैं। यह प्रक्रिया तारे के अविश्वसनीय विस्तार को प्रेरित करती है। और अब इसे लाल दानव माना जाता है।

एपिसोड IV. तारों के अस्तित्व का अंत और उनकी मृत्यु

पुराने तारे, अपने युवा समकक्षों की तरह, कई प्रकारों में विभाजित होते हैं: कम द्रव्यमान वाले, मध्यम आकार के, अतिविशाल तारे, और। जहाँ तक कम द्रव्यमान वाली वस्तुओं का सवाल है, यह कहना अभी भी असंभव है कि अस्तित्व के अंतिम चरण में उनके साथ क्या प्रक्रियाएँ घटित होती हैं। ऐसी सभी घटनाओं को कंप्यूटर सिमुलेशन का उपयोग करके काल्पनिक रूप से वर्णित किया गया है, न कि उनके सावधानीपूर्वक अवलोकन पर आधारित। कार्बन और ऑक्सीजन के अंतिम दहन के बाद, तारे का वायुमंडलीय आवरण बढ़ जाता है और इसका गैस घटक तेजी से नष्ट हो जाता है। अपने विकास पथ के अंत में, तारे कई बार संकुचित होते हैं, और इसके विपरीत, उनका घनत्व काफी बढ़ जाता है। ऐसे तारे को सफ़ेद बौना माना जाता है। इसके जीवन चरण के बाद लाल महादानव काल आता है। किसी तारे के जीवन चक्र की आखिरी चीज़, बहुत मजबूत संपीड़न के परिणामस्वरूप, न्यूट्रॉन तारे में उसका परिवर्तन है। हालाँकि, ऐसे सभी ब्रह्मांडीय पिंड ऐसे नहीं बनते। कुछ, अक्सर मापदंडों में सबसे बड़े (20-30 सौर द्रव्यमान से अधिक), पतन के परिणामस्वरूप ब्लैक होल बन जाते हैं।

तारों के जीवन चक्र के बारे में रोचक तथ्य

अंतरिक्ष के तारकीय जीवन की सबसे अनोखी और उल्लेखनीय जानकारी यह है कि हमारे यहां अधिकांश चमकदार लोग लाल बौनों के स्तर पर हैं। ऐसी वस्तुओं का द्रव्यमान सूर्य की तुलना में बहुत कम होता है।

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

किसी तारे पर द्रव्यमान का प्रभाव

एक और समान रूप से दिलचस्प तथ्य सबसे बड़े ज्ञात प्रकार के सितारों के अस्तित्व की अवधि है। इस तथ्य के कारण कि उनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से सैकड़ों गुना अधिक हो सकता है, उनकी ऊर्जा रिहाई भी कई गुना अधिक, कभी-कभी लाखों गुना भी अधिक होती है। परिणामस्वरूप, उनका जीवन काल बहुत छोटा होता है। कुछ मामलों में, कम द्रव्यमान वाले सितारों के जीवन के अरबों वर्षों की तुलना में, उनका अस्तित्व केवल कुछ मिलियन वर्षों तक रहता है।

एक दिलचस्प तथ्य ब्लैक होल और सफ़ेद बौने के बीच विरोधाभास भी है। यह उल्लेखनीय है कि पहला द्रव्यमान की दृष्टि से सबसे विशाल तारों से उत्पन्न होता है, और दूसरा, इसके विपरीत, सबसे छोटे से।

ब्रह्मांड में बड़ी संख्या में अनोखी घटनाएं हैं जिनके बारे में हम अंतहीन बात कर सकते हैं, क्योंकि अंतरिक्ष का अध्ययन और अन्वेषण बेहद खराब तरीके से किया गया है। आधुनिक विज्ञान के पास सितारों और उनके जीवन चक्रों के बारे में सभी मानवीय ज्ञान मुख्य रूप से टिप्पणियों और सैद्धांतिक गणनाओं से प्राप्त होता है। ऐसी अल्प-अध्ययनित घटनाएं और वस्तुएं हजारों शोधकर्ताओं और वैज्ञानिकों: खगोलविदों, भौतिकविदों, गणितज्ञों और रसायनज्ञों के लिए निरंतर काम का आधार प्रदान करती हैं। उनके निरंतर काम के लिए धन्यवाद, यह ज्ञान लगातार संचित, पूरक और परिवर्तित होता है, इस प्रकार अधिक सटीक, विश्वसनीय और व्यापक बन जाता है।