तारों का जीवन चक्र. सितारों का जीवनकाल

यदि ब्रह्मांड में कहीं पर्याप्त पदार्थ जमा हो जाता है, तो यह एक घने गांठ में संकुचित हो जाता है, जिसमें थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया शुरू होती है। तारे इसी प्रकार चमकते हैं। सबसे पहले 13.7 अरब (13.7 * 10 9) साल पहले युवा ब्रह्मांड के अंधेरे में भड़क उठे थे, और हमारे सूर्य - केवल लगभग 4.5 अरब साल पहले। किसी तारे का जीवनकाल और इस अवधि के अंत में होने वाली प्रक्रियाएँ तारे के द्रव्यमान पर निर्भर करती हैं।

जबकि किसी तारे में हाइड्रोजन को हीलियम में परिवर्तित करने की थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया जारी रहती है, यह मुख्य अनुक्रम पर होती है। एक तारा मुख्य अनुक्रम पर जो समय व्यतीत करता है वह उसके द्रव्यमान पर निर्भर करता है: सबसे बड़े और सबसे भारी तारे जल्दी ही लाल विशाल चरण तक पहुँच जाते हैं, और फिर सुपरनोवा विस्फोट या एक सफेद बौने के गठन के परिणामस्वरूप मुख्य अनुक्रम छोड़ देते हैं।

दिग्गजों का भाग्य

सबसे बड़े और सबसे विशाल तारे तेजी से जलते हैं और सुपरनोवा के रूप में विस्फोटित होते हैं। सुपरनोवा विस्फोट के बाद, एक न्यूट्रॉन तारा या ब्लैक होल रहता है, और उनके चारों ओर विस्फोट की विशाल ऊर्जा द्वारा उत्सर्जित पदार्थ होता है, जो फिर नए सितारों के लिए सामग्री बन जाता है। हमारे निकटतम तारकीय पड़ोसियों में से, उदाहरण के लिए, बेतेल्गेज़, ऐसे भाग्य का इंतजार कर रहा है, लेकिन यह गणना करना असंभव है कि यह कब विस्फोट होगा।

सुपरनोवा विस्फोट के दौरान पदार्थ के निष्कासन के परिणामस्वरूप एक निहारिका का निर्माण हुआ। निहारिका के केंद्र में एक न्यूट्रॉन तारा है।

न्यूट्रॉन तारा एक डरावनी भौतिक घटना है। एक विस्फोटित तारे का कोर संपीड़ित होता है, एक इंजन में गैस की तरह। आंतरिक जलन, केवल बहुत बड़े और प्रभावी तरीके से: सैकड़ों हजारों किलोमीटर व्यास वाली एक गेंद 10 से 20 किलोमीटर व्यास वाली गेंद में बदल जाती है। संपीड़न बल इतना मजबूत होता है कि इलेक्ट्रॉन परमाणु नाभिक पर गिरते हैं, जिससे न्यूट्रॉन बनते हैं - इसलिए नाम।

नासा न्यूट्रॉन तारा (कलाकार का दृष्टिकोण)

इस तरह के संपीड़न के दौरान पदार्थ का घनत्व परिमाण के लगभग 15 क्रम तक बढ़ जाता है, और तापमान न्यूट्रॉन तारे के केंद्र में अविश्वसनीय 10 12 K और परिधि पर 1,000,000 K तक बढ़ जाता है। इस ऊर्जा का कुछ हिस्सा फोटॉन विकिरण के रूप में उत्सर्जित होता है, जबकि कुछ न्यूट्रॉन तारे के मूल में उत्पादित न्यूट्रिनो द्वारा ले जाया जाता है। लेकिन बहुत कुशल न्यूट्रिनो शीतलन के कारण भी, एक न्यूट्रॉन तारा बहुत धीरे-धीरे ठंडा होता है: इसकी ऊर्जा को पूरी तरह समाप्त होने में 10 16 या 10 22 साल लगते हैं। यह कहना मुश्किल है कि ठंडे न्यूट्रॉन तारे के स्थान पर क्या रहेगा, और इसका निरीक्षण करना असंभव है: दुनिया इसके लिए बहुत छोटी है। ऐसी धारणा है कि ठंडे तारे के स्थान पर फिर से एक ब्लैक होल बन जाएगा।

ब्लैक होल बहुत विशाल वस्तुओं, जैसे सुपरनोवा विस्फोट, के गुरुत्वाकर्षण पतन से उत्पन्न होते हैं। शायद, खरबों वर्षों के बाद, ठंडे न्यूट्रॉन तारे ब्लैक होल में बदल जायेंगे।

मध्यम आकार के सितारों का भाग्य

अन्य, कम विशाल तारे सबसे बड़े तारों की तुलना में मुख्य अनुक्रम पर अधिक समय तक बने रहते हैं, लेकिन एक बार जब वे इसे छोड़ देते हैं, तो वे अपने न्यूट्रॉन रिश्तेदारों की तुलना में बहुत तेजी से मर जाते हैं। ब्रह्मांड में 99% से अधिक तारे कभी भी विस्फोट नहीं करेंगे और ब्लैक होल या न्यूट्रॉन सितारों में बदल जाएंगे - ऐसे ब्रह्मांडीय नाटकों के लिए उनके कोर बहुत छोटे हैं। इसके बजाय सितारे औसत वजनअपने जीवन के अंत में वे लाल दानवों में बदल जाते हैं, जो अपने द्रव्यमान के आधार पर, सफेद बौनों में बदल जाते हैं, विस्फोट करते हैं, पूरी तरह से नष्ट हो जाते हैं, या न्यूट्रॉन तारे बन जाते हैं।

सफ़ेद 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 है, दोनों उनके कम तापमान के कारण और बड़ा क्षेत्रसफेद बौने तेजी से ठंडे होते हैं - 10 14 - 10 15 वर्षों में। इसका मतलब यह 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 के ठंडा होने का उत्पाद।

अंतरिक्ष में अभी तक कोई काला बौना नहीं है। यहां तक ​​कि अब तक के सबसे पुराने ठंडा तारे भी अपनी ऊर्जा का अधिकतम 0.2% खो चुके हैं; 20,000 K तापमान वाले एक सफेद बौने के लिए, इसका मतलब 19,960 K तक ठंडा होना है।

छोटों के लिए

विज्ञान सुपरनोवा और काले बौनों की तुलना में इस बारे में और भी कम जानता है कि जब सबसे छोटे तारे, जैसे कि हमारा निकटतम पड़ोसी, लाल बौना प्रॉक्सिमा सेंटॉरी, ठंडा हो जाता है तो क्या होता है। उनके कोर में थर्मोन्यूक्लियर संलयन धीरे-धीरे होता है, और वे मुख्य अनुक्रम पर दूसरों की तुलना में अधिक समय तक रहते हैं - कुछ गणनाओं के अनुसार, 10 12 साल तक, और उसके बाद, संभवतः, वे सफेद बौने के रूप में रहना जारी रखेंगे, यानी, वे रहेंगे काले बौने में परिवर्तित होने से पहले 10 14 - 10 15 वर्षों तक चमकें।

शहर की रोशनी से दूर रात के साफ आसमान पर विचार करते हुए, यह नोटिस करना आसान है कि ब्रह्मांड सितारों से भरा है। प्रकृति ने इन असंख्य वस्तुओं को बनाने का प्रबंधन कैसे किया? दरअसल, अनुमान के मुताबिक, केवल में आकाशगंगालगभग 100 अरब तारे। इसके अलावा, ब्रह्मांड के गठन के 10-20 अरब साल बाद भी तारे आज भी पैदा हो रहे हैं। तारे कैसे बनते हैं? हमारे सूर्य की तरह स्थिर अवस्था में पहुँचने से पहले किसी तारे में क्या परिवर्तन होते हैं?

भौतिक विज्ञान की दृष्टि से तारा एक गैस का गोला है

भौतिक विज्ञान की दृष्टि से यह एक गैस का गोला है। परमाणु प्रतिक्रियाओं में उत्पन्न गर्मी और दबाव - मुख्य रूप से हाइड्रोजन से हीलियम का संलयन - तारे को अपने गुरुत्वाकर्षण के तहत ढहने से रोकता है। इस अपेक्षाकृत सरल वस्तु का जीवन एक बहुत ही विशिष्ट परिदृश्य का अनुसरण करता है। सबसे पहले, एक तारे का जन्म अंतरतारकीय गैस के फैले हुए बादल से होता है, फिर एक लंबा प्रलय होता है। लेकिन अंत में, जब सब कुछ परमाणु ईंधनसमाप्त हो जाएगा, यह एक हल्के चमकदार सफेद बौने, न्यूट्रॉन स्टार या ब्लैक होल में बदल जाएगा।

यह विवरण यह आभास दे सकता है कि तारकीय विकास के गठन और प्रारंभिक चरणों का विस्तृत विश्लेषण महत्वपूर्ण कठिनाइयों का सामना नहीं करना चाहिए। लेकिन गुरुत्वाकर्षण और तापीय दबाव की परस्पर क्रिया के कारण तारे अप्रत्याशित तरीके से व्यवहार करने लगते हैं।
उदाहरण के लिए, चमक के विकास पर विचार करें, यानी प्रति इकाई समय में तारकीय सतह द्वारा उत्सर्जित ऊर्जा की मात्रा में परिवर्तन। युवा तारे का आंतरिक तापमान हाइड्रोजन परमाणुओं के एक साथ जुड़ने के लिए बहुत कम है, इसलिए इसकी चमक अपेक्षाकृत कम होनी चाहिए। इनके शुरू होने पर यह बढ़ सकता है परमाणु प्रतिक्रियाएँ, और तभी यह धीरे-धीरे गिर सकता है। वास्तव में, एकदम युवा तारा अत्यंत चमकीला है। इसकी चमक उम्र के साथ कम होती जाती है, हाइड्रोजन दहन के दौरान अस्थायी न्यूनतम तक पहुंच जाती है।

विकास के प्रारंभिक चरण के दौरान, तारों में विभिन्न भौतिक प्रक्रियाएँ होती हैं।

विकास के प्रारंभिक चरण में, तारे विभिन्न प्रकार से गुजरते हैं भौतिक प्रक्रियाएँजिनमें से कुछ को अभी भी कम समझा गया है। केवल पिछले दो दशकों में ही खगोलविदों ने सिद्धांत और अवलोकनों में प्रगति के आधार पर तारकीय विकास की एक विस्तृत तस्वीर बनाना शुरू कर दिया है।
तारे बड़े अज्ञात तारों से पैदा होते हैं। दृश्यमान प्रकाशसर्पिल आकाशगंगाओं की डिस्क में स्थित बादल। खगोलशास्त्री इन वस्तुओं को विशाल आणविक परिसर कहते हैं। शब्द "आण्विक" इस तथ्य को दर्शाता है कि परिसरों में गैस में मुख्य रूप से आणविक रूप में हाइड्रोजन होता है। ऐसे बादल आकाशगंगा में सबसे बड़ी संरचनाएँ हैं, जो कभी-कभी 300 प्रकाश वर्ष से भी अधिक तक पहुँच जाती हैं। व्यास में वर्ष.

तारे के विकास का बारीकी से विश्लेषण करने पर

अधिक सावधानीपूर्वक विश्लेषण से पता चलता है कि तारे एक विशाल आणविक बादल में व्यक्तिगत संघनन - कॉम्पैक्ट ज़ोन - से बनते हैं। खगोलविदों ने बड़े रेडियो दूरबीनों का उपयोग करके कॉम्पैक्ट ज़ोन के गुणों का अध्ययन किया है, जो हल्के मिलिमो बादलों का पता लगाने में सक्षम एकमात्र उपकरण है। इस विकिरण के अवलोकन से यह पता चलता है कि एक विशिष्ट कॉम्पैक्ट ज़ोन का व्यास कई प्रकाश महीनों का होता है, घनत्व 30,000 हाइड्रोजन अणुओं प्रति सेमी^ और तापमान 10 केल्विन होता है।
इन मूल्यों के आधार पर, यह निष्कर्ष निकाला गया कि कॉम्पैक्ट ज़ोन में गैस का दबाव ऐसा है कि यह आत्म-गुरुत्वाकर्षण बलों के प्रभाव में संपीड़न का विरोध कर सकता है।

इसलिए, एक तारा बनाने के लिए, कॉम्पैक्ट ज़ोन को अस्थिर अवस्था से संपीड़ित किया जाना चाहिए, और इस तरह कि गुरुत्वाकर्षण बल आंतरिक गैस के दबाव से अधिक हो।
यह अभी तक स्पष्ट नहीं है कि प्रारंभिक आणविक बादल से कॉम्पैक्ट जोन कैसे संघनित होते हैं और ऐसी अस्थिर स्थिति प्राप्त करते हैं। हालाँकि, कॉम्पैक्ट ज़ोन की खोज से पहले भी, खगोल भौतिकीविदों को तारा निर्माण की प्रक्रिया का अनुकरण करने का अवसर मिला था। पहले से ही 1960 के दशक में, सिद्धांतकारों ने कंप्यूटर सिमुलेशन का उपयोग यह निर्धारित करने के लिए किया था कि अस्थिर बादल कैसे ढहते हैं।
हालाँकि सैद्धांतिक गणना के लिए एक विस्तृत श्रृंखला का उपयोग किया गया था प्रारंभिक शर्तें, प्राप्त परिणाम मेल खाते हैं: एक बादल में जो बहुत अस्थिर है, आंतरिक भाग पहले संपीड़ित होता है, अर्थात, केंद्र में पदार्थ पहले मुक्त गिरावट से गुजरता है, और परिधीय क्षेत्र स्थिर रहते हैं। धीरे-धीरे, संपीड़न क्षेत्र पूरे बादल को कवर करते हुए बाहर की ओर फैलता है।

संकुचन क्षेत्र की गहराई में, तारों का विकास शुरू होता है

संकुचन क्षेत्र की गहराई में, तारे का निर्माण शुरू होता है। तारे का व्यास केवल एक प्रकाश सेकंड है, यानी कॉम्पैक्ट ज़ोन के व्यास का दस लाखवाँ हिस्सा। ऐसे अपेक्षाकृत छोटे आकारों के लिए, बादल संपीड़न की समग्र तस्वीर महत्वपूर्ण नहीं है, और यहां मुख्य भूमिका तारे पर गिरने वाले पदार्थ की गति द्वारा निभाई जाती है।

पदार्थ के गिरने की दर अलग-अलग हो सकती है, लेकिन यह सीधे तौर पर बादल के तापमान पर निर्भर करती है। तापमान जितना अधिक होगा, गति उतनी ही अधिक होगी। गणना से पता चलता है कि सूर्य के द्रव्यमान के बराबर द्रव्यमान 100 हजार से 1 मिलियन वर्षों की अवधि में ढहते हुए कॉम्पैक्ट क्षेत्र के केंद्र में जमा हो सकता है। ढहते बादल के केंद्र में बने एक पिंड को प्रोटोस्टार कहा जाता है। कंप्यूटर सिमुलेशन का उपयोग करके, खगोलविदों ने एक मॉडल विकसित किया है जो प्रोटोस्टार की संरचना का वर्णन करता है।
यह पता चला कि गिरती हुई गैस प्रोटोस्टार की सतह से बहुत तेजी से टकराती है उच्च गति. इसलिए, एक शक्तिशाली शॉक फ्रंट बनता है (एक बहुत तेज संक्रमण)। उच्च रक्तचाप). शॉक फ्रंट के भीतर, गैस लगभग 1 मिलियन केल्विन तक गर्म होती है, फिर सतह पर विकिरण के दौरान यह तेजी से लगभग 10,000 K तक ठंडी हो जाती है, जिससे परत दर परत एक प्रोटोस्टार बनता है।

शॉक फ्रंट की उपस्थिति युवा सितारों की उच्च चमक की व्याख्या करती है

शॉक फ्रंट की उपस्थिति युवा सितारों की उच्च चमक की व्याख्या करती है। यदि प्रोटोजोआ का द्रव्यमान एक सौर के बराबर है, तो इसकी चमक सौर से दस गुना अधिक हो सकती है। लेकिन यह सामान्य तारों की तरह थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रियाओं के कारण नहीं होता है, बल्कि होता है गतिज ऊर्जागुरुत्वाकर्षण क्षेत्र में प्राप्त पदार्थ।
प्रोटोस्टार को देखा जा सकता है, लेकिन पारंपरिक ऑप्टिकल दूरबीनों से नहीं।
सभी अंतरतारकीय गैस, जिसमें वह गैस भी शामिल है जिससे तारे बनते हैं, में "धूल" होती है - सबमाइक्रोन आकार के ठोस कणों का मिश्रण। शॉक फ्रंट का विकिरण इसके मार्ग में मिलता है बड़ी संख्याये कण गैस के साथ प्रोटोस्टार की सतह पर गिरते हैं।
ठंडी धूल के कण शॉक फ्रंट द्वारा उत्सर्जित फोटॉन को अवशोषित करते हैं और उन्हें लंबी तरंग दैर्ध्य पर फिर से उत्सर्जित करते हैं। यह लंबी-तरंग विकिरण बदले में अवशोषित हो जाती है और फिर अधिक दूर की धूल द्वारा पुन: उत्सर्जित हो जाती है। इसलिए, जब एक फोटॉन धूल और गैस के बादलों के माध्यम से अपना रास्ता बनाता है, तो इसकी तरंग दैर्ध्य विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम के अवरक्त क्षेत्र में समाप्त हो जाती है। लेकिन प्रोटोस्टार से कुछ ही प्रकाश घंटे की दूरी पर, फोटॉन की तरंग दैर्ध्य धूल को अवशोषित करने के लिए बहुत लंबी हो जाती है, और यह अंततः पृथ्वी के अवरक्त-संवेदनशील दूरबीनों तक बिना किसी बाधा के पहुंच सकती है।
आधुनिक डिटेक्टरों की व्यापक क्षमताओं के बावजूद, खगोलशास्त्री यह दावा नहीं कर सकते कि दूरबीनें वास्तव में प्रोटोस्टार के विकिरण को रिकॉर्ड करती हैं। जाहिरा तौर पर वे रेडियो रेंज में दर्ज कॉम्पैक्ट जोन की गहराई में गहराई से छिपे हुए हैं। पता लगाने में अनिश्चितता इस तथ्य से उत्पन्न होती है कि डिटेक्टर गैस और धूल में एम्बेडेड पुराने सितारों से प्रोटोस्टार को अलग नहीं कर सकते हैं।
विश्वसनीय पहचान के लिए, एक इन्फ्रारेड या रेडियो टेलीस्कोप को प्रोटोस्टार की वर्णक्रमीय उत्सर्जन लाइनों के डॉपलर शिफ्ट का पता लगाना चाहिए। डॉपलर शिफ्ट से इसकी सतह पर गिरने वाली गैस की वास्तविक गति का पता चल जाएगा।
जैसे ही, पदार्थ के पतन के परिणामस्वरूप, प्रोटोस्टार का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के कई दसवें हिस्से तक पहुंच जाता है, केंद्र में तापमान थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रियाओं की शुरुआत के लिए पर्याप्त हो जाता है। हालाँकि, प्रोटोस्टार में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं मध्यम आयु वर्ग के सितारों की प्रतिक्रियाओं से मौलिक रूप से भिन्न होती हैं। ऐसे तारों के लिए ऊर्जा का स्रोत हाइड्रोजन से हीलियम की थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रियाएं हैं।

ब्रह्मांड में हाइड्रोजन सबसे प्रचुर मात्रा में पाया जाने वाला रासायनिक तत्व है

ब्रह्मांड में हाइड्रोजन सबसे प्रचुर मात्रा में पाया जाने वाला रासायनिक तत्व है। ब्रह्मांड (बिग बैंग) के जन्म के समय, यह तत्व एक प्रोटॉन से युक्त नाभिक के साथ अपने सामान्य रूप में बना था। लेकिन प्रत्येक 100,000 नाभिकों में से दो ड्यूटेरियम नाभिक होते हैं, जिनमें एक प्रोटॉन और एक न्यूट्रॉन होता है। हाइड्रोजन का यह आइसोटोप मौजूद है आधुनिक युगअंतरतारकीय गैस में जिससे यह तारों में प्रवेश करती है।
उल्लेखनीय है कि यह छोटी सी अशुद्धता प्रोटोस्टार के जीवन में प्रमुख भूमिका निभाती है। उनकी गहराई में तापमान साधारण हाइड्रोजन की प्रतिक्रियाओं के लिए अपर्याप्त है, जो 10 मिलियन केल्विन पर होती हैं। लेकिन गुरुत्वाकर्षण संपीड़न के परिणामस्वरूप, जब ड्यूटेरियम नाभिक का संलयन शुरू होता है, तो प्रोटोस्टार के केंद्र में तापमान आसानी से 1 मिलियन केल्विन तक पहुंच सकता है, जिससे भारी ऊर्जा भी निकलती है।

प्रोटोस्टेलर पदार्थ की अपारदर्शिता बहुत अधिक है

इस ऊर्जा को विकिरण हस्तांतरण द्वारा स्थानांतरित करने के लिए प्रोटोस्टेलर पदार्थ की अपारदर्शिता बहुत अधिक है। इसलिए, तारा संवहनात्मक रूप से अस्थिर हो जाता है: "परमाणु आग" द्वारा गर्म किए गए गैस के बुलबुले सतह पर तैरते हैं। ये उर्ध्व प्रवाह केंद्र की ओर ठंडी गैस के नीचे की ओर प्रवाह द्वारा संतुलित होते हैं। समान संवहन गतिविधियां, लेकिन बहुत छोटे पैमाने पर, भाप हीटिंग वाले कमरे में होती हैं। एक प्रोटोस्टार में, संवहनशील भंवर ड्यूटेरियम को सतह से उसके आंतरिक भाग तक ले जाते हैं। इस प्रकार, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के लिए आवश्यक ईंधन तारे के मूल तक पहुँच जाता है।
ड्यूटेरियम नाभिक की बहुत कम सांद्रता के बावजूद, उनके संलयन के दौरान निकलने वाली गर्मी का प्रोटोस्टार पर गहरा प्रभाव पड़ता है। ड्यूटेरियम दहन प्रतिक्रियाओं का मुख्य परिणाम प्रोटोस्टार की "सूजन" है। ड्यूटेरियम के "जलने" के परिणामस्वरूप संवहन द्वारा गर्मी के प्रभावी हस्तांतरण के कारण, प्रोटोस्टार का आकार बढ़ जाता है, जो उसके द्रव्यमान पर निर्भर करता है। एक सौर द्रव्यमान के एक प्रोटोस्टार की त्रिज्या पांच सौर द्रव्यमान के बराबर होती है। तीन सौर के बराबर द्रव्यमान के साथ, प्रोटोस्टार 10 सौर के बराबर त्रिज्या तक फूलता है।
एक विशिष्ट सघन क्षेत्र का द्रव्यमान उसके द्वारा निर्मित तारे के द्रव्यमान से अधिक होता है। इसलिए, कोई ऐसी व्यवस्था होनी चाहिए जो अतिरिक्त द्रव्यमान को हटा दे और पदार्थ के गिरने को रोक दे। अधिकांश खगोलशास्त्री आश्वस्त हैं कि प्रोटोस्टार की सतह से निकलने वाली तेज़ तारकीय हवा ज़िम्मेदार है। तारकीय हवा गिरती हुई गैस को विपरीत दिशा में उड़ाती है और अंततः सघन क्षेत्र को तितर-बितर कर देती है।

तारकीय पवन विचार

"तारकीय पवन का विचार" सैद्धांतिक गणनाओं का पालन नहीं करता है। और आश्चर्यचकित सिद्धांतकारों को इस घटना के साक्ष्य प्रदान किए गए: अवरक्त विकिरण स्रोतों से चलने वाली आणविक गैस की धाराओं का अवलोकन। ये प्रवाह प्रोटोस्टेलर पवन से जुड़े हैं। इसकी उत्पत्ति युवा सितारों के सबसे गहरे रहस्यों में से एक है।
जब कॉम्पैक्ट ज़ोन नष्ट हो जाता है, तो एक वस्तु उजागर होती है जिसे ऑप्टिकल रेंज में देखा जा सकता है - एक युवा तारा। प्रोटोस्टार की तरह, इसमें उच्च चमक होती है, जो थर्मोन्यूक्लियर संलयन की तुलना में गुरुत्वाकर्षण द्वारा अधिक निर्धारित होती है। किसी तारे के आंतरिक भाग में दबाव विनाशकारी गुरुत्वाकर्षण पतन को रोकता है। हालाँकि, इस दबाव के लिए जिम्मेदार ऊष्मा तारे की सतह से उत्सर्जित होती है, इसलिए तारा बहुत चमकीला चमकता है और धीरे-धीरे सिकुड़ता है।
जैसे-जैसे यह सिकुड़ता है, इसका आंतरिक तापमान धीरे-धीरे बढ़ता है और अंततः 10 मिलियन केल्विन तक पहुँच जाता है। फिर हाइड्रोजन नाभिक की संलयन प्रतिक्रियाओं से हीलियम बनना शुरू हो जाता है। उत्पन्न गर्मी दबाव बनाती है जो संपीड़न को रोकती है, और तारा लंबे समय तक चमकता रहेगा जब तक कि इसकी गहराई में परमाणु ईंधन खत्म नहीं हो जाता।
हमारा सूर्य, एक विशिष्ट तारा है, जिसे प्रोटोस्टेलर से आधुनिक आकार तक सिकुड़ने में लगभग 30 मिलियन वर्ष लगे। थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के दौरान निकलने वाली गर्मी के लिए धन्यवाद, इसने इन आयामों को लगभग 5 अरब वर्षों तक बनाए रखा है।
इस तरह सितारों का जन्म होता है. लेकिन वैज्ञानिकों की ऐसी स्पष्ट सफलताओं के बावजूद, जिसने हमें ब्रह्मांड के कई रहस्यों में से एक को जानने की अनुमति दी, और भी बहुत कुछ ज्ञात गुणयुवा सितारों को अभी तक पूरी तरह से समझा नहीं जा सका है। यह उनकी अनियमित परिवर्तनशीलता, विशाल तारकीय हवा और अप्रत्याशित उज्ज्वल चमक को संदर्भित करता है। इन सवालों के अभी तक कोई निश्चित उत्तर नहीं हैं। लेकिन इन अनसुलझी समस्याएंइसे एक शृंखला में टूटन के रूप में माना जाना चाहिए, जिसकी मुख्य कड़ियाँ पहले ही एक साथ जोड़ी जा चुकी हैं। और हम इस श्रृंखला को बंद करने और युवा सितारों की जीवनी को पूरा करने में सक्षम होंगे यदि हमें प्रकृति द्वारा बनाई गई कुंजी मिल जाए। और यह कुंजी हमारे ऊपर स्पष्ट आकाश में टिमटिमाती है।

एक सितारे का जन्म वीडियो:

स्टार इवोल्यूशन समय के साथ बदलाव है भौतिक विशेषताएं, आंतरिक संरचनाऔर रासायनिक संरचनासितारे तारकीय विकास का आधुनिक सिद्धांत खगोलीय अवलोकनों के डेटा के साथ संतोषजनक समझौते में तारकीय विकास के सामान्य पाठ्यक्रम को समझाने में सक्षम है। किसी तारे के विकास का क्रम उसके द्रव्यमान और प्रारंभिक रासायनिक संरचना पर निर्भर करता है। पहली पीढ़ी के तारे पदार्थ से बने थे, जिनकी संरचना ब्रह्माण्ड संबंधी स्थितियों (लगभग 70% हाइड्रोजन, 30% हीलियम, ड्यूटेरियम और लिथियम का एक महत्वहीन मिश्रण) द्वारा निर्धारित की गई थी। पहली पीढ़ी के तारों के विकास के दौरान, भारी तत्वों का निर्माण हुआ जो तारों से पदार्थ के बहिर्वाह के परिणामस्वरूप या तारकीय विस्फोटों के दौरान अंतरतारकीय अंतरिक्ष में उत्सर्जित हो गए। बाद की पीढ़ियों के तारे 3-4% भारी तत्वों वाले पदार्थ से बने थे।

किसी तारे का जन्म किसी वस्तु का निर्माण है जिसका विकिरण उसके अपने ऊर्जा स्रोतों द्वारा समर्थित होता है। तारे के बनने की प्रक्रिया निरंतर चलती रहती है और यह आज भी जारी है।

मेगावर्ल्ड की संरचना को समझाने के लिए सबसे महत्वपूर्ण है गुरुत्वाकर्षण संपर्क। गैस और धूल नीहारिकाओं में, गुरुत्वाकर्षण बलों के प्रभाव में, अस्थिर अमानवीयताएं बनती हैं, जिसके कारण फैला हुआ पदार्थ संघनन की श्रृंखला में टूट जाता है। यदि ऐसे संघनन लंबे समय तक बने रहते हैं, तो समय के साथ वे तारों में बदल जाते हैं। यह ध्यान रखना महत्वपूर्ण है कि जन्म प्रक्रिया किसी एक तारे की नहीं, बल्कि तारकीय संघों की होती है। परिणामी गैस पिंड एक-दूसरे की ओर आकर्षित होते हैं, लेकिन जरूरी नहीं कि वे एक विशाल पिंड में मिल जाएं। वे आम तौर पर एक-दूसरे के सापेक्ष घूमना शुरू करते हैं, और इस आंदोलन की केन्द्रापसारक ताकतें आगे की एकाग्रता की ओर ले जाने वाली आकर्षक ताकतों का प्रतिकार करती हैं।

युवा तारे वे हैं जो अभी भी प्रारंभिक गुरुत्वाकर्षण संपीड़न के चरण में हैं। ऐसे तारों के केंद्र का तापमान अभी तक थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के लिए पर्याप्त नहीं है। तारों की चमक गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा के ऊष्मा में परिवर्तित होने के कारण ही होती है। तारों के विकास में गुरुत्वाकर्षण संपीड़न पहला चरण है। इससे तारे का केंद्रीय क्षेत्र उस तापमान तक गर्म हो जाता है जिस पर थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया शुरू होती है (10 - 15 मिलियन K) - हाइड्रोजन का हीलियम में परिवर्तन।

तारों द्वारा उत्सर्जित विशाल ऊर्जा तारों के अंदर होने वाली परमाणु प्रक्रियाओं के परिणामस्वरूप उत्पन्न होती है। किसी तारे के अंदर उत्पन्न ऊर्जा उसे लाखों और अरबों वर्षों तक प्रकाश और गर्मी उत्सर्जित करने की अनुमति देती है। पहली बार, यह धारणा कि तारकीय ऊर्जा का स्रोत हाइड्रोजन से हीलियम के संश्लेषण की थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं हैं, 1920 में अंग्रेजी खगोलशास्त्री ए.एस. द्वारा सामने रखी गई थी। तारों के आंतरिक भाग में, हाइड्रोजन से संबंधित दो प्रकार की थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं संभव होती हैं, जिन्हें हाइड्रोजन (प्रोटॉन-प्रोटॉन) और कार्बन (कार्बन-नाइट्रोजन) चक्र कहा जाता है। पहले मामले में, प्रतिक्रिया होने के लिए केवल हाइड्रोजन की आवश्यकता होती है; दूसरे में, उत्प्रेरक के रूप में काम करने वाले कार्बन की उपस्थिति भी आवश्यक है। प्रारंभिक सामग्री प्रोटॉन है, जिससे परमाणु संलयन के परिणामस्वरूप हीलियम नाभिक बनते हैं।

चूंकि चार प्रोटॉन के हीलियम नाभिक में परिवर्तन से दो न्यूट्रिनो उत्पन्न होते हैं, सूर्य की गहराई में हर सेकंड 1.8∙10 38 न्यूट्रिनो उत्पन्न होते हैं। न्यूट्रिनो पदार्थ के साथ कमजोर रूप से संपर्क करते हैं और उनकी भेदन शक्ति बहुत अधिक होती है। सौर पदार्थ की विशाल मोटाई से गुज़रने के बाद, न्यूट्रिनो सूर्य की गहराई में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं में प्राप्त सभी जानकारी को बरकरार रखते हैं। पृथ्वी की सतह पर गिरने वाले सौर न्यूट्रिनो का प्रवाह घनत्व 6.6∙10 10 न्यूट्रिनो प्रति 1 सेमी 2 प्रति 1 सेकंड है। पृथ्वी पर गिरने वाले न्यूट्रिनो के प्रवाह को मापने से सूर्य के अंदर होने वाली प्रक्रियाओं का आकलन करना संभव हो जाता है।

इस प्रकार, अधिकांश तारों की ऊर्जा का स्रोत तारे के केंद्रीय क्षेत्र में हाइड्रोजन थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं हैं। थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया के परिणामस्वरूप, ऊर्जा का एक बाहरी प्रवाह विकिरण के रूप में आवृत्तियों (तरंग दैर्ध्य) की एक विस्तृत श्रृंखला पर होता है। विकिरण और पदार्थ के बीच परस्पर क्रिया के परिणामस्वरूप संतुलन की एक स्थिर स्थिति उत्पन्न होती है: बाहरी विकिरण का दबाव गुरुत्वाकर्षण के दबाव से संतुलित होता है। जब तक केंद्र में पर्याप्त ऊर्जा उत्पन्न होती है तब तक तारे का आगे संकुचन रुक जाता है। यह अवस्था काफी स्थिर होती है और तारे का आकार स्थिर रहता है। इनमें हाइड्रोजन प्रमुख है अवयवब्रह्मांडीय पदार्थ और परमाणु ईंधन का सबसे महत्वपूर्ण प्रकार। तारे का हाइड्रोजन भंडार अरबों वर्षों तक रहता है। यह बताता है कि तारे इतने स्थिर क्यों हैं लंबे समय तक. जब तक केंद्रीय क्षेत्र का सारा हाइड्रोजन जल नहीं जाता, तब तक तारे के गुणों में थोड़ा बदलाव होता है।

तारे के मध्य क्षेत्र में हाइड्रोजन बर्नआउट क्षेत्र हीलियम कोर बनाता है। हाइड्रोजन प्रतिक्रियाएं होती रहती हैं, लेकिन केवल कोर की सतह के पास एक पतली परत में। परमाणु प्रतिक्रियाएँ तारे की परिधि की ओर बढ़ती हैं। इस स्तर पर तारे की संरचना का वर्णन एक स्तरित ऊर्जा स्रोत वाले मॉडलों द्वारा किया जाता है। जला हुआ कोर सिकुड़ने लगता है और बाहरी आवरण फैलने लगता है। खोल फूलकर विशाल आकार का हो जाता है, बाहरी तापमान कम हो जाता है। तारा लाल विशाल अवस्था में प्रवेश करता है। इसी क्षण से तारे का जीवन क्षीण होने लगता है। लाल दिग्गज अलग हैं कम तामपानऔर विशाल आकार (10 से 1000 आर सी तक)। उनमें पदार्थ का औसत घनत्व 0.001 ग्राम/सेमी 3 तक नहीं पहुंचता है। उनकी चमक सूर्य की चमक से सैकड़ों गुना अधिक है, लेकिन तापमान बहुत कम (लगभग 3000 - 4000 K) है।

ऐसा माना जाता है कि लाल विशाल अवस्था में संक्रमण करते समय हमारा सूर्य इतना बढ़ सकता है कि वह बुध की कक्षा को भर दे। सच है, सूर्य 8 अरब वर्षों में एक लाल दानव बन जाएगा।

लाल विशाल की विशेषता कम बाहरी तापमान, लेकिन बहुत अधिक आंतरिक तापमान है। जैसे-जैसे यह बढ़ता है, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं में भारी नाभिक शामिल होते जाते हैं। 150 मिलियन K के तापमान पर, हीलियम प्रतिक्रियाएं शुरू होती हैं, जो न केवल ऊर्जा का स्रोत होती हैं, बल्कि उनके दौरान भारी रासायनिक तत्वों का संश्लेषण होता है। किसी तारे के हीलियम कोर में कार्बन बनने के बाद निम्नलिखित प्रतिक्रियाएँ संभव होती हैं:

यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि अगले भारी नाभिक के संश्लेषण के लिए उच्च और उच्चतर ऊर्जा की आवश्यकता होती है। जब तक मैग्नीशियम बनता है, तब तक तारे के कोर में सभी हीलियम समाप्त हो जाता है, और आगे की परमाणु प्रतिक्रियाओं को संभव बनाने के लिए, तारे को फिर से सिकुड़ना होगा और उसका तापमान बढ़ना होगा। हालाँकि, यह सभी तारों के लिए संभव नहीं है, केवल बड़े तारों के लिए जिनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से 1.4 गुना (तथाकथित चन्द्रशेखर सीमा) से अधिक है। कम द्रव्यमान वाले तारों में, प्रतिक्रियाएँ मैग्नीशियम निर्माण के चरण में समाप्त होती हैं। जिन तारों का द्रव्यमान चन्द्रशेखर सीमा से अधिक है, उनमें गुरुत्वाकर्षण संपीड़न के कारण तापमान 2 अरब डिग्री तक बढ़ जाता है, प्रतिक्रियाएँ जारी रहती हैं, जिससे भारी तत्व बनते हैं - लोहे तक। तारों के फटने से लोहे से भी भारी तत्व बनते हैं।

बढ़ते दबाव, स्पंदन और अन्य प्रक्रियाओं के परिणामस्वरूप, लाल विशाल पदार्थ लगातार पदार्थ खोता रहता है, जिसे तारकीय हवा के रूप में अंतरतारकीय अंतरिक्ष में फेंक दिया जाता है। जब आंतरिक थर्मोन्यूक्लियर ऊर्जा स्रोत पूरी तरह से समाप्त हो जाते हैं, आगे भाग्यकिसी तारे का द्रव्यमान उसके द्रव्यमान पर निर्भर करता है।

1.4 सौर द्रव्यमान से कम द्रव्यमान के साथ, तारा बहुत उच्च घनत्व (सैकड़ों टन प्रति 1 सेमी 3) के साथ एक स्थिर अवस्था में प्रवेश करता है। ऐसे तारों को सफ़ेद बौना कहा जाता है। एक लाल विशालकाय को एक सफेद बौने में बदलने की प्रक्रिया में, जाति अपनी बाहरी परतों को एक हल्के खोल की तरह गिरा सकती है, जिससे कोर उजागर हो जाता है। गैस का खोल तारे से निकलने वाले शक्तिशाली विकिरण के प्रभाव में चमकता है। इस प्रकार ग्रहीय नीहारिकाएँ बनती हैं। एक सफेद बौने के अंदर पदार्थ के उच्च घनत्व पर इलेक्ट्रॉनिक गोलेपरमाणु नष्ट हो जाते हैं, और तारे का पदार्थ एक इलेक्ट्रॉन-परमाणु प्लाज्मा है, और इसका इलेक्ट्रॉन घटक एक पतित इलेक्ट्रॉन गैस है। गुरुत्वाकर्षण (संपीड़न कारक) और तारे के आंत्र में पतित गैस के दबाव (विस्तार कारक) के बीच बलों की समानता के कारण सफेद बौने संतुलन की स्थिति में हैं। सफ़ेद बौने अरबों वर्षों तक अस्तित्व में रह सकते हैं।

तारे का थर्मल भंडार धीरे-धीरे समाप्त हो रहा है, तारा धीरे-धीरे ठंडा हो रहा है, जिसके साथ तारकीय आवरण का अंतरतारकीय अंतरिक्ष में निष्कासन होता है। तारा धीरे-धीरे अपना रंग सफेद से पीला, फिर लाल में बदलता है, और अंत में यह उत्सर्जन करना बंद कर देता है, एक छोटी निर्जीव वस्तु बन जाता है, एक मृत ठंडा तारा, जिसका आकार पृथ्वी के आकार से छोटा होता है, और इसका द्रव्यमान तुलनीय होता है सूर्य के द्रव्यमान को. ऐसे तारे का घनत्व पानी के घनत्व से अरबों गुना अधिक होता है। ऐसे तारों को काला बौना कहा जाता है। इसी प्रकार अधिकांश तारे अपना अस्तित्व समाप्त कर लेते हैं।

जब तारे का द्रव्यमान 1.4 सौर द्रव्यमान से अधिक होता है, तो तारे की स्थिर अवस्था शून्य हो जाती है आंतरिक स्रोतऊर्जा असंभव हो जाती है, क्योंकि तारे के अंदर का दबाव गुरुत्वाकर्षण बल को संतुलित नहीं कर सकता। गुरुत्वाकर्षण पतन शुरू होता है - गुरुत्वाकर्षण बलों के प्रभाव में तारे के केंद्र की ओर पदार्थ का संपीड़न।

यदि कणों के प्रतिकर्षण और अन्य कारणों से पतन रुक जाता है, तो एक शक्तिशाली विस्फोट होता है - एक सुपरनोवा विस्फोट जिसमें पदार्थ का एक महत्वपूर्ण हिस्सा आसपास के स्थान में बाहर निकल जाता है और गैस निहारिका का निर्माण होता है। यह नाम 1934 में एफ. ज़्विकी द्वारा प्रस्तावित किया गया था। सुपरनोवा विस्फोट तारों के सफेद बौनों, न्यूट्रॉन सितारों या ब्लैक होल में परिवर्तन से पहले उनके विकास में मध्यवर्ती चरणों में से एक है। एक विस्फोट के दौरान, 10 34 W की विकिरण शक्ति के साथ 10 43 ─ 10 44 J की मात्रा में ऊर्जा निकलती है। ऐसे में कुछ ही दिनों में तारे की चमक दसियों परिमाण तक बढ़ जाती है। एक सुपरनोवा की चमक उस संपूर्ण आकाशगंगा की चमक से अधिक हो सकती है जिसमें यह विस्फोट हुआ था।

सुपरनोवा विस्फोट के दौरान बनने वाली गैस नीहारिका में आंशिक रूप से विस्फोट से निकले तत्व शामिल होते हैं। ऊपरी परतेंतारे, और आंशिक रूप से अंतरतारकीय पदार्थ से, विस्फोट के बिखरने वाले उत्पादों द्वारा संकुचित और गर्म होते हैं। सबसे प्रसिद्ध गैस निहारिका वृषभ तारामंडल में क्रैब नेबुला है - जो 1054 के सुपरनोवा का अवशेष है। युवा सुपरनोवा अवशेष 10-20 हजार किमी/सेकेंड की गति से विस्तार कर रहे हैं। स्थिर इंटरस्टेलर गैस के साथ विस्तारित शेल की टक्कर से एक शॉक वेव उत्पन्न होती है जिसमें गैस लाखों केल्विन तक गर्म हो जाती है और एक्स-रे विकिरण का स्रोत बन जाती है। गैस में शॉक वेव के फैलने से तेज चार्ज कणों (कॉस्मिक किरणों) की उपस्थिति होती है, जो एक ही तरंग द्वारा बढ़ाए गए संपीड़ित इंटरस्टेलर चुंबकीय क्षेत्र में घूमते हुए, रेडियो रेंज में विकिरण उत्सर्जित करते हैं।

खगोलविदों ने 1054, 1572, 1604 में सुपरनोवा विस्फोट रिकॉर्ड किए। 1885 में एंड्रोमेडा निहारिका में एक सुपरनोवा देखा गया था। इसकी चमक पूरी आकाशगंगा की चमक से भी अधिक थी और सूर्य की चमक से 4 अरब गुना अधिक तीव्र थी।

1980 तक, 500 से अधिक सुपरनोवा विस्फोटों की खोज की जा चुकी थी, लेकिन हमारी आकाशगंगा में एक भी विस्फोट नहीं देखा गया था। खगोलभौतिकीविदों ने गणना की है कि हमारी आकाशगंगा में, सुपरनोवा सूर्य के तत्काल आसपास के क्षेत्र में 10 मिलियन वर्ष की अवधि के साथ विस्फोट करते हैं। औसतन हर 30 साल में मेटागैलेक्सी में एक सुपरनोवा घटित होता है।

खुराक ब्रह्मांडीय विकिरणपृथ्वी पर इससे अधिक हो सकता है सामान्य स्तर 7000 बार. इससे हमारे ग्रह पर जीवित जीवों में गंभीर उत्परिवर्तन होगा। कुछ वैज्ञानिक डायनासोर की अचानक मृत्यु की व्याख्या इस प्रकार करते हैं।

विस्फोटित सुपरनोवा के द्रव्यमान का एक हिस्सा एक सुपरडेंस पिंड - न्यूट्रॉन स्टार या ब्लैक होल के रूप में रह सकता है। न्यूट्रॉन तारों का द्रव्यमान (1.4 – 3) M s है, व्यास लगभग 10 किमी है। न्यूट्रॉन तारे का घनत्व बहुत अधिक होता है, जो परमाणु नाभिक के घनत्व ─ 10 15 ग्राम/सेमी 3 से अधिक होता है। बढ़ते संपीड़न और दबाव के साथ, प्रोटॉन द्वारा इलेक्ट्रॉनों के अवशोषण की प्रतिक्रिया संभव हो जाती है परिणामस्वरूप, तारे का सारा पदार्थ न्यूट्रॉन से बना होगा। किसी तारे का न्यूट्रॉनीकरण न्यूट्रिनो विकिरण के एक शक्तिशाली विस्फोट के साथ होता है। सुपरनोवा विस्फोट SN1987A के दौरान, न्यूट्रिनो विस्फोट की अवधि 10 s थी, और सभी न्यूट्रिनो द्वारा ली गई ऊर्जा 3∙10 46 J तक पहुंच गई। न्यूट्रॉन तारे का तापमान 1 बिलियन K तक पहुंच जाता है। न्यूट्रॉन तारे बहुत जल्दी ठंडे हो जाते हैं, उनकी चमक कमजोर करता है. लेकिन वे चुंबकीय अक्ष की दिशा में एक संकीर्ण शंकु में तीव्रता से रेडियो तरंगें उत्सर्जित करते हैं। तारे जिनकी चुंबकीय धुरी घूर्णन की धुरी के साथ मेल नहीं खाती है, उन्हें दोहराए जाने वाले स्पंदों के रूप में रेडियो उत्सर्जन की विशेषता होती है। इसीलिए न्यूट्रॉन तारे को पल्सर कहा जाता है। पहला पल्सर 1967 में खोजा गया था। पल्सर की घूर्णन गति द्वारा निर्धारित विकिरण स्पंदन की आवृत्ति 2 से 200 हर्ट्ज तक है, जो उनके छोटे आकार को इंगित करता है। उदाहरण के लिए, क्रैब नेबुला में पल्सर की पल्स उत्सर्जन अवधि 0.03 s है। वर्तमान में सैकड़ों न्यूट्रॉन तारे ज्ञात हैं। तथाकथित "मूक पतन" के परिणामस्वरूप एक न्यूट्रॉन तारा प्रकट हो सकता है। यदि एक सफेद बौना निकट स्थित तारों की द्विआधारी प्रणाली में प्रवेश करता है, तो अभिवृद्धि की घटना तब घटित होती है जब पड़ोसी तारे से पदार्थ सफेद बौने पर प्रवाहित होता है। सफ़ेद बौने का द्रव्यमान बढ़ता है और एक निश्चित बिंदु पर चन्द्रशेखर सीमा से अधिक हो जाता है। एक सफ़ेद बौना न्यूट्रॉन तारे में बदल जाता है।

यदि सफेद बौने का अंतिम द्रव्यमान 3 सौर द्रव्यमान से अधिक है, तो पतित न्यूट्रॉन अवस्था अस्थिर होती है और गुरुत्वाकर्षण संकुचन तब तक जारी रहता है जब तक कि ब्लैक होल नामक वस्तु का निर्माण नहीं हो जाता। "ब्लैक होल" शब्द 1968 में जे. व्हीलर द्वारा पेश किया गया था। हालाँकि, ऐसी वस्तुओं का विचार कई शताब्दियों पहले, 1687 में आई. न्यूटन द्वारा कानून की खोज के बाद सामने आया था। सार्वभौमिक गुरुत्वाकर्षण. 1783 में, जे. मिशेल ने सुझाव दिया कि प्रकृति में काले तारे मौजूद होने चाहिए, जिनका गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र इतना मजबूत है कि प्रकाश उनसे बच नहीं सकता है। 1798 में यही विचार पी. लाप्लास ने भी व्यक्त किया था। 1916 में, भौतिक विज्ञानी श्वार्ज़चाइल्ड, आइंस्टीन के समीकरणों को हल करते हुए, असामान्य गुणों वाली वस्तुओं के अस्तित्व की संभावना के बारे में निष्कर्ष पर पहुंचे, जिन्हें बाद में ब्लैक होल कहा गया। ब्लैक होल अंतरिक्ष का एक क्षेत्र है जिसमें गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र इतना मजबूत होता है कि इस क्षेत्र में स्थित पिंडों के लिए दूसरा ब्रह्मांडीय वेग प्रकाश की गति से अधिक होना चाहिए, अर्थात। ब्लैक होल से कुछ भी बाहर नहीं निकल सकता - न तो कण और न ही विकिरण। सापेक्षता के सामान्य सिद्धांत के अनुसार, ब्लैक होल का विशिष्ट आकार गुरुत्वाकर्षण त्रिज्या द्वारा निर्धारित किया जाता है: R g =2GM/c 2, जहां M वस्तु का द्रव्यमान है, c निर्वात में प्रकाश की गति है, G गुरुत्वाकर्षण स्थिरांक है. पृथ्वी की गुरुत्वाकर्षण त्रिज्या 9 मिमी है, सूर्य की 3 किमी है। उस क्षेत्र की सीमा जिसके आगे प्रकाश नहीं निकल पाता है, ब्लैक होल का घटना क्षितिज कहलाती है। घूमते हुए ब्लैक होल की घटना क्षितिज त्रिज्या गुरुत्वाकर्षण त्रिज्या से छोटी होती है। विशेष रुचि एक ब्लैक होल द्वारा अनंत से आने वाले पिंडों को पकड़ने की संभावना है।

सिद्धांत 3-50 सौर द्रव्यमान वाले ब्लैक होल के अस्तित्व की अनुमति देता है, जो 3 से अधिक सौर द्रव्यमान वाले विशाल सितारों के विकास के अंतिम चरणों में बनते हैं, लाखों वजन वाली आकाशगंगाओं के कोर में सुपरमैसिव ब्लैक होल और अरबों सौर द्रव्यमान, प्राथमिक (अवशेष) ब्लैक होल ब्रह्मांड के विकास के प्रारंभिक चरण में बने। 10 15 ग्राम (पृथ्वी पर एक औसत पर्वत का द्रव्यमान) से अधिक वजन वाले अवशेष ब्लैक होल को एस.डब्ल्यू. हॉकिंग द्वारा प्रस्तावित ब्लैक होल के क्वांटम वाष्पीकरण तंत्र के कारण आज तक जीवित रहना चाहिए था।

खगोलशास्त्री अपने शक्तिशाली एक्स-रे विकिरण द्वारा ब्लैक होल का पता लगाते हैं। इस प्रकार के तारे का एक उदाहरण शक्तिशाली एक्स-रे स्रोत सिग्नस एक्स-1 है, जिसका द्रव्यमान 10 एम एस से अधिक है। ब्लैक होल अक्सर एक्स-रे बायनेरिज़ में होते हैं स्टार सिस्टम. ऐसी प्रणालियों में दर्जनों तारकीय-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल पहले ही खोजे जा चुके हैं (एम ब्लैक होल = 4-15 एम एस)। गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग के प्रभावों के आधार पर, तारकीय द्रव्यमान के कई एकल ब्लैक होल की खोज की गई है (एम ब्लैक होल = 6-8 एम एस)। एक करीबी बाइनरी स्टार के मामले में, अभिवृद्धि की घटना देखी जाती है - सतह से प्लाज्मा का प्रवाह साधारण ताराब्लैक होल पर गुरुत्वाकर्षण बलों के प्रभाव में। ब्लैक होल में बहने वाले पदार्थ का कोणीय संवेग होता है। इसलिए, प्लाज़्मा ब्लैक होल के चारों ओर एक घूमने वाली डिस्क बनाता है। इस घूमने वाली डिस्क में गैस का तापमान 10 मिलियन डिग्री तक पहुंच सकता है। इस तापमान पर गैस एक्स-रे उत्सर्जित करती है। इस विकिरण का उपयोग किसी दिए गए स्थान पर ब्लैक होल की उपस्थिति निर्धारित करने के लिए किया जा सकता है।

विशेष रुचि आकाशगंगाओं के नाभिक में अतिविशाल ब्लैक होल हैं। चंद्रा उपग्रह का उपयोग करके प्राप्त हमारी आकाशगंगा के केंद्र की एक्स-रे छवि के अध्ययन के आधार पर, एक सुपरमैसिव ब्लैक होल की उपस्थिति स्थापित की गई है, जिसका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का 4 मिलियन गुना है। हाल के शोध के परिणामस्वरूप, अमेरिकी खगोलविदों ने एक बहुत दूर आकाशगंगा के केंद्र में स्थित एक अद्वितीय सुपरहेवी ब्लैक होल की खोज की है, जिसका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से 10 अरब गुना अधिक है। ऐसे अकल्पनीय रूप से विशाल आकार और घनत्व तक पहुंचने के लिए, ब्लैक होल का निर्माण कई अरब वर्षों में हुआ होगा, जो लगातार पदार्थ को आकर्षित और अवशोषित करता रहेगा। वैज्ञानिकों का अनुमान है कि इसकी आयु 12.7 बिलियन वर्ष है, अर्थात। इसका निर्माण लगभग एक अरब वर्ष बाद शुरू हुआ महा विस्फोट. आज तक, आकाशगंगाओं के नाभिक में 250 से अधिक सुपरमैसिव ब्लैक होल खोजे जा चुके हैं (एम ब्लैक होल = (10 6 - 10 9) एम एस)।

रासायनिक तत्वों की उत्पत्ति का प्रश्न तारों के विकास से निकटता से संबंधित है। यदि हाइड्रोजन और हीलियम ऐसे तत्व हैं जो विस्तारित ब्रह्मांड के विकास के प्रारंभिक चरण से बने हुए हैं, तो भारी रासायनिक तत्व केवल थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के दौरान तारों की गहराई में ही बन सकते हैं। तारों के अंदर, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं 30 रासायनिक तत्वों (लौह सहित) का उत्पादन कर सकती हैं।

अपने तरीके से शारीरिक स्थितितारों को सामान्य और पतित में विभाजित किया जा सकता है। पूर्व में मुख्य रूप से कम घनत्व वाले पदार्थ होते हैं; थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रियाएं उनकी गहराई में होती हैं। पतित तारों में सफ़ेद बौने और न्यूट्रॉन तारे शामिल हैं; वे तारकीय विकास के अंतिम चरण का प्रतिनिधित्व करते हैं। उनमें संलयन प्रतिक्रियाएं समाप्त हो गई हैं, और संतुलन पतित फर्मियन के क्वांटम यांत्रिक प्रभावों द्वारा बनाए रखा गया है: सफेद बौनों में इलेक्ट्रॉन और न्यूट्रॉन न्यूट्रॉन तारे. सफ़ेद बौने, न्यूट्रॉन तारे और ब्लैक होल को सामूहिक रूप से "कॉम्पैक्ट अवशेष" कहा जाता है।

विकास के अंत में, द्रव्यमान के आधार पर, तारा या तो फट जाता है या अधिक चुपचाप पहले से ही भारी मात्रा में समृद्ध पदार्थ को बाहर निकाल देता है रासायनिक तत्व. इस स्थिति में, शेष तत्व बनते हैं आवर्त सारणी. अगली पीढ़ियों के तारे भारी तत्वों से समृद्ध अंतरतारकीय माध्यम से बनते हैं। उदाहरण के लिए, सूर्य एक दूसरी पीढ़ी का तारा है, जो उस पदार्थ से बना है जो पहले से ही तारों की गहराई में था और भारी तत्वों से समृद्ध था। इसलिए, तारों की उम्र का अंदाजा वर्णक्रमीय विश्लेषण द्वारा निर्धारित उनकी रासायनिक संरचना से लगाया जा सकता है।

विभिन्न द्रव्यमानों के सितारों का विकास

खगोलशास्त्री किसी एक तारे के जीवन को शुरू से अंत तक नहीं देख सकते, क्योंकि सबसे कम समय तक जीवित रहने वाले तारे भी लाखों वर्षों तक मौजूद रहते हैं - लंबा जीवनसारी मानवता का. समय के साथ तारों की भौतिक विशेषताओं और रासायनिक संरचना में परिवर्तन, अर्थात्। खगोलशास्त्री विकास के विभिन्न चरणों में कई तारों की विशेषताओं की तुलना करके तारकीय विकास का अध्ययन करते हैं।

तारों की देखी गई विशेषताओं को जोड़ने वाले भौतिक पैटर्न रंग-चमकदार आरेख - हर्ट्ज़स्प्रंग - रसेल आरेख में परिलक्षित होते हैं, जिस पर तारे अलग-अलग समूह बनाते हैं - अनुक्रम: तारों का मुख्य अनुक्रम, सुपरजाइंट्स के अनुक्रम, उज्ज्वल और बेहोश दिग्गज, उपदानव, उपबौने और सफेद बौने।

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

किसी तारे का जीवनकाल और वह अपने जीवन के अंत में क्या बनेगा यह पूरी तरह से उसके द्रव्यमान से निर्धारित होता है। सूर्य से अधिक द्रव्यमान वाले तारे सूर्य से बहुत कम जीवित रहते हैं, और सबसे विशाल तारों का जीवनकाल केवल लाखों वर्ष होता है। अधिकांश तारों का जीवनकाल लगभग 15 अरब वर्ष है। जब किसी तारे के ऊर्जा स्रोत ख़त्म हो जाते हैं, तो वह ठंडा और सिकुड़ना शुरू हो जाता है। तारकीय विकास का अंतिम उत्पाद सघन, विशाल वस्तुएँ हैं जिनका घनत्व सामान्य तारों की तुलना में कई गुना अधिक है।

सितारे विभिन्न जनतीन अवस्थाओं में से एक में समाप्त होते हैं: सफेद बौने, न्यूट्रॉन तारे या ब्लैक होल। यदि तारे का द्रव्यमान छोटा है, तो गुरुत्वाकर्षण बल अपेक्षाकृत कमजोर होते हैं और तारे का संपीड़न (गुरुत्वाकर्षण पतन) रुक जाता है। यह एक स्थिर श्वेत बौना अवस्था में परिवर्तित हो जाता है। यदि द्रव्यमान एक महत्वपूर्ण मान से अधिक हो जाता है, तो संपीड़न जारी रहता है। बहुत उच्च घनत्व पर, इलेक्ट्रॉन प्रोटॉन के साथ मिलकर न्यूट्रॉन बनाते हैं। जल्द ही, लगभग पूरे तारे में केवल न्यूट्रॉन होते हैं और इसका घनत्व इतना अधिक होता है कि विशाल तारकीय द्रव्यमान कई किलोमीटर की त्रिज्या के साथ एक बहुत छोटी गेंद में केंद्रित हो जाता है और संपीड़न बंद हो जाता है - एक न्यूट्रॉन तारा बनता है। यदि तारे का द्रव्यमान इतना अधिक है कि न्यूट्रॉन तारे का निर्माण भी गुरुत्वाकर्षण पतन को नहीं रोक पाएगा, तो तारे के विकास का अंतिम चरण एक ब्लैक होल होगा।

खगोल विज्ञान में तारकीय विकास उन परिवर्तनों का क्रम है जो एक तारा अपने जीवन के दौरान, यानी सैकड़ों हजारों, लाखों या अरबों वर्षों में प्रकाश और गर्मी उत्सर्जित करते समय होता है। समय की इतनी बड़ी अवधि में, परिवर्तन काफी महत्वपूर्ण हैं।

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 सेमी 3 में 0.1 और 1 अणु होते हैं। एक आणविक बादल का घनत्व लगभग दस लाख अणु प्रति सेमी 3 होता है। ऐसे बादल का द्रव्यमान इसके आकार के कारण सूर्य के द्रव्यमान से 100,000-10,000,000 गुना अधिक होता है: 50 से 300 प्रकाश वर्ष तक।

किसी तारे का विकास एक विशाल आणविक बादल में शुरू होता है, जिसे तारकीय पालना भी कहा जाता है।

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, सदमे की लहरजो अत्यधिक गति से आणविक बादल से टकराएगा। 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 को गति दे सकती है।

बादल के द्रव्यमान पर कार्य करने वाले बलों में कोई भी असमानता तारा निर्माण की प्रक्रिया को गति दे सकती है।

इस प्रक्रिया के दौरान, आणविक बादल की विषमताएं अपने स्वयं के गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में संकुचित हो जाएंगी और धीरे-धीरे एक गेंद का आकार ले लेंगी। संपीड़ित होने पर गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा ऊष्मा में बदल जाती है और वस्तु का तापमान बढ़ जाता है।

जब केंद्र में तापमान 15-20 मिलियन K तक पहुँच जाता है, तो थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएँ शुरू हो जाती हैं और संपीड़न बंद हो जाता है। वस्तु एक पूर्ण तारा बन जाती है।

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।

किसी तारे के जीवन का पहला चरण सूर्य के समान होता है - इसमें हाइड्रोजन चक्र प्रतिक्रियाओं का प्रभुत्व होता है।

यह अपने अधिकांश जीवन के लिए इसी अवस्था में रहता है, हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख के मुख्य अनुक्रम पर रहता है, जब तक कि इसके मूल में ईंधन भंडार समाप्त नहीं हो जाता। जब तारे के केंद्र का सारा हाइड्रोजन हीलियम में परिवर्तित हो जाता है, तो एक हीलियम कोर बनता है, और कोर की परिधि पर हाइड्रोजन का थर्मोन्यूक्लियर जलना जारी रहता है।

छोटे, ठंडे लाल बौने धीरे-धीरे अपने हाइड्रोजन भंडार को जलाते हैं और दसियों अरब वर्षों तक मुख्य अनुक्रम पर बने रहते हैं, जबकि बड़े पैमाने पर सुपरजायंट बनने के बाद कुछ दसियों लाख (और कुछ सिर्फ कुछ मिलियन) वर्षों के भीतर मुख्य अनुक्रम छोड़ देते हैं।

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 13.8 अरब वर्ष पुराना है, जो ऐसे तारों के लिए हाइड्रोजन ईंधन ख़त्म करने के लिए पर्याप्त नहीं है, आधुनिक सिद्धांतऐसे तारों में होने वाली प्रक्रियाओं के कंप्यूटर मॉडलिंग पर आधारित हैं।

सैद्धांतिक अवधारणाओं के अनुसार, कुछ प्रकाश तारे, अपना पदार्थ (तारकीय हवा) खोकर, धीरे-धीरे वाष्पित हो जाएंगे, और छोटे होते जाएंगे। अन्य, लाल बौने, विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम के अवरक्त और माइक्रोवेव रेंज में बेहोश उत्सर्जन जारी रखते हुए अरबों वर्षों में धीरे-धीरे ठंडा हो जाएंगे।

सूर्य जैसे मध्यम आकार के तारे औसतन 10 अरब वर्षों तक मुख्य अनुक्रम पर बने रहते हैं।

ऐसा माना जाता है कि सूर्य अभी भी इस पर है क्योंकि यह अपने जीवन चक्र के मध्य में है। एक बार जब किसी तारे के मूल में हाइड्रोजन खत्म हो जाता है, तो वह मुख्य अनुक्रम छोड़ देता है।

एक बार जब किसी तारे के मूल में हाइड्रोजन खत्म हो जाता है, तो वह मुख्य अनुक्रम छोड़ देता है।

थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के दौरान उत्पन्न होने वाले दबाव और आंतरिक गुरुत्वाकर्षण को संतुलित किए बिना, तारा फिर से सिकुड़ना शुरू हो जाता है, जैसा कि पहले इसके गठन की प्रक्रिया में हुआ था।

तापमान और दबाव फिर से बढ़ता है, लेकिन, प्रोटोस्टार चरण के विपरीत, बहुत ऊंचे स्तर तक।

पतन तब तक जारी रहता है, जब तक कि लगभग 100 मिलियन K के तापमान पर, हीलियम से जुड़ी थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं शुरू नहीं हो जातीं, जिसके दौरान हीलियम भारी तत्वों (हीलियम से कार्बन, कार्बन से ऑक्सीजन, ऑक्सीजन से सिलिकॉन और अंत में - सिलिकॉन से लोहे) में परिवर्तित हो जाता है।

पतन तब तक जारी रहता है जब तक हीलियम से जुड़ी थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं लगभग 100 मिलियन K के तापमान पर शुरू नहीं हो जातीं

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।

तारा एक लाल दानव बन जाता है, और हीलियम जलने का चरण लगभग कई मिलियन वर्षों तक चलता है।

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

सितारों पर सामान्य आकारहीलियम के थर्मोन्यूक्लियर जलने की प्रतिक्रिया से तारे की बाहरी परतों के विस्फोटक रिलीज के साथ-साथ निर्माण हो सकता है ग्रहीय नीहारिका. तारे का कोर, जिसमें थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं बंद हो जाती हैं, ठंडा हो जाता है और हीलियम सफेद बौने में बदल जाता है, जिसका द्रव्यमान आमतौर पर 0.5-0.6 सौर द्रव्यमान तक होता है और पृथ्वी के व्यास के क्रम में व्यास होता है।

विशाल और सुपरमैसिव सितारों (पांच सौर द्रव्यमान या अधिक के द्रव्यमान के साथ) के लिए, गुरुत्वाकर्षण संपीड़न बढ़ने पर उनके मूल में होने वाली प्रक्रियाएं विस्फोट का कारण बनती हैं सुपरनोवाप्रचंड ऊर्जा के विमोचन के साथ। विस्फोट के साथ तारे के पदार्थ का एक महत्वपूर्ण द्रव्यमान अंतरतारकीय अंतरिक्ष में बाहर निकल जाता है। यह पदार्थ बाद में नए तारों, ग्रहों या उपग्रहों के निर्माण में भाग लेता है। यह सुपरनोवा के लिए धन्यवाद है कि संपूर्ण ब्रह्मांड, और विशेष रूप से प्रत्येक आकाशगंगा, रासायनिक रूप से विकसित होती है। विस्फोट के बाद बचा हुआ तारकीय कोर एक न्यूट्रॉन तारे (पल्सर) के रूप में विकसित हो सकता है यदि तारे का अंतिम चरण का द्रव्यमान चन्द्रशेखर सीमा (1.44 सौर द्रव्यमान) से अधिक हो, या यदि तारे का द्रव्यमान ओपेनहाइमर-वोल्कॉफ़ सीमा से अधिक हो तो एक ब्लैक होल के रूप में विकसित हो सकता है। (2.5-3 सौर द्रव्यमान का अनुमानित मान)।

ब्रह्मांड में तारकीय विकास की प्रक्रिया निरंतर और चक्रीय है - पुराने तारे लुप्त हो जाते हैं और उनके स्थान पर नए तारे प्रकाशमान होते हैं।

आधुनिक के अनुसार वैज्ञानिक विचार, तारकीय पदार्थ से ग्रहों के उद्भव और पृथ्वी पर जीवन के लिए आवश्यक तत्वों का निर्माण हुआ। हालाँकि जीवन की उत्पत्ति कैसे हुई, इस पर कोई एक आम तौर पर स्वीकृत दृष्टिकोण नहीं है।