सफेद बौने कहाँ से आते हैं?

अपने जीवन पथ के अंत में एक तारे का क्या होगा यह जन्म के समय तारे के द्रव्यमान पर निर्भर करता है। मूल रूप से बड़े द्रव्यमान वाले तारे ब्लैक होल और न्यूट्रॉन तारे के रूप में समाप्त होते हैं। कम या मध्यम द्रव्यमान के तारे (8 सौर द्रव्यमान से कम द्रव्यमान वाले) सफेद बौने बन जाएंगे। एक विशिष्ट सफेद बौना सूर्य के द्रव्यमान के बारे में है और पृथ्वी से थोड़ा बड़ा है। एक सफेद बौना पदार्थ के सबसे घने रूपों में से एक है, केवल न्यूट्रॉन सितारों और ब्लैक होल द्वारा घनत्व में पार किया जाता है।

हमारे सूर्य की तरह मध्यवर्ती-द्रव्यमान तारे अपने कोर में हाइड्रोजन को हीलियम में परिवर्तित करके रहते हैं। यह प्रक्रिया इस समय सूर्य पर हो रही है। हाइड्रोजन से हीलियम के संलयन से सूर्य द्वारा उत्पन्न ऊर्जा आंतरिक दबाव बनाती है। अगले 5 अरब वर्षों में, सूर्य अपने मूल में हाइड्रोजन की आपूर्ति का उपयोग करेगा।

एक तारे की तुलना प्रेशर कुकर से की जा सकती है। जब एक सीलबंद कंटेनर को गर्म किया जाता है, तो दबाव बढ़ जाता है। ऐसा ही कुछ सूर्य में होता है, बेशक, कड़ाई से बोलते हुए, सूर्य को एक हर्मेटिक कंटेनर नहीं कहा जा सकता है। गुरुत्वाकर्षण तारे के पदार्थ पर कार्य करता है, इसे संपीड़ित करने की कोशिश करता है, और कोर में गर्म गैस द्वारा बनाया गया दबाव तारे का विस्तार करने की कोशिश करता है। दबाव और गुरुत्वाकर्षण के बीच संतुलन बहुत नाजुक होता है।
जब सूर्य का हाइड्रोजन खत्म हो जाएगा, तो यह संतुलन गुरुत्वाकर्षण पर हावी होने लगेगा और तारा सिकुड़ने लगेगा। हालांकि, संपीड़न के दौरान, हीटिंग होता है और तारे की बाहरी परतों में शेष हाइड्रोजन का हिस्सा जलने लगता है। हाइड्रोजन का यह जलता हुआ खोल तारे की बाहरी परतों का विस्तार करता है। जब ऐसा होगा तो हमारा सूर्य लाल दानव बन जाएगा, इतना बड़ा हो जाएगा कि बुध पूरी तरह से निगल जाएगा। जैसे-जैसे तारा आकार में बढ़ता है, वह ठंडा होता जाता है। हालांकि, लाल विशालकाय कोर का तापमान तब तक बढ़ता है जब तक कि यह हीलियम (हाइड्रोजन से संश्लेषित) को प्रज्वलित करने के लिए पर्याप्त न हो। आखिरकार, हीलियम कार्बन और भारी तत्वों में बदल जाएगा। जिस चरण में सूर्य एक लाल दानव है, उसमें 1 अरब वर्ष लगेंगे, जबकि हाइड्रोजन के जलने की अवस्था में 10 अरब वर्ष लगेंगे।

गोलाकार क्लस्टर M4. ग्राउंड-आधारित ऑप्टिकल छवि (बाएं) और हबल छवि (दाएं)। सफेद बौनों को हलकों से चिह्नित किया जाता है। संदर्भ: हार्वे रिचर (ब्रिटिश कोलंबिया विश्वविद्यालय, वैंकूवर, कनाडा), एम। बोल्टे (कैलिफोर्निया विश्वविद्यालय, सांताक्रूज) और नासा/ईएसए

हम पहले से ही जानते हैं कि हमारे सूर्य जैसे मध्यम द्रव्यमान वाले तारे लाल दानव बन जाएंगे। लेकिन आगे क्या होता है? हमारा लाल विशालकाय हीलियम से कार्बन का उत्पादन करेगा। जब हीलियम खत्म हो जाता है, तो कोर इतना गर्म नहीं होगा कि कार्बन को जलाना शुरू कर दे। अब क्या?

चूँकि सूर्य कार्बन के जलने के लिए पर्याप्त गर्म नहीं होगा, गुरुत्वाकर्षण फिर से अपने ऊपर ले लेगा। जब तारा सिकुड़ता है, तो ऊर्जा निकलती है, जिससे तारे के खोल का और विस्तार होगा। अब तारा पहले से भी बड़ा होगा! हमारे सूर्य की त्रिज्या पृथ्वी की कक्षा की त्रिज्या से बड़ी हो जाएगी!

इस अवधि के दौरान, सूर्य अस्थिर हो जाएगा और अपना पदार्थ खो देगा। यह तब तक जारी रहेगा जब तक तारा अपनी बाहरी परतों को पूरी तरह से हटा नहीं देता। तारे का कोर बरकरार रहेगा और सफेद बौना बन जाएगा। सफेद बौना गैस के एक विस्तारित खोल से घिरा होगा जिसे ग्रहीय नीहारिका कहा जाता है। नेबुला को ग्रहीय कहा जाता है क्योंकि शुरुआती पर्यवेक्षकों ने सोचा था कि वे यूरेनस और नेपच्यून ग्रहों की तरह दिखते हैं। कई ग्रह नीहारिकाएं हैं जिन्हें शौकिया दूरबीन से देखा जा सकता है। उनमें से लगभग आधे में, काफी मामूली दूरबीन का उपयोग करते हुए, केंद्र में एक सफेद बौना देखा जा सकता है।

ग्रहीय नीहारिका एक औसत द्रव्यमान वाले तारे के एक लाल विशाल के चरण से एक सफेद बौने के चरण में संक्रमण का संकेत है। हमारे सूर्य के द्रव्यमान के बराबर तारे लगभग 75,000 वर्षों में सफेद बौनों में बदल जाएंगे, धीरे-धीरे अपने गोले छोड़ेंगे। आखिरकार, हमारे सूर्य की तरह, वे धीरे-धीरे शांत हो जाएंगे और कार्बन के काले गुच्छों में बदल जाएंगे, इस प्रक्रिया में लगभग 10 अरब साल लगेंगे।

सफेद बौनों के अवलोकन

सफेद बौनों को देखने के कई तरीके हैं। पहला खोजा गया सफेद बौना सीरियस का एक साथी तारा है, जो नक्षत्र कैनिस मेजर में एक चमकीला तारा है। 1844 में, खगोलशास्त्री फ्रेडरिक बेसेल ने सीरियस में कमजोर आगे और पीछे की गतिविधियों को देखा, जैसे कि कोई अदृश्य वस्तु उसके चारों ओर घूम रही हो। 1863 में ऑप्टिशियन और टेलिस्कोप डिज़ाइनर Elvan Clark ने इस रहस्यमयी वस्तु की खोज की थी। साथी तारे को बाद में एक सफेद बौने के रूप में पहचाना गया। इस जोड़ी को अब सीरियस ए और सीरियस बी के नाम से जाना जाता है, जहां बी एक सफेद बौना है। इस प्रणाली की कक्षीय अवधि 50 वर्ष है।

तीर बड़े सीरियस ए के बगल में एक सफेद बौने, सीरियस बी को इंगित करता है। रेफरी: मैकडॉनल्ड्स वेधशाला, नासा/एसएओ/सीएक्ससी)

चूंकि सफेद बौने बहुत छोटे होते हैं और इसलिए उनका पता लगाना मुश्किल होता है, बाइनरी सिस्टम उनका पता लगाने का एक तरीका है। सीरियस के मामले में, यदि किसी तारे में किसी प्रकार की अकथनीय गति है, तो कोई यह पा सकता है कि एक एकल तारा वास्तव में एक बहु प्रणाली है। करीब से जांच करने पर, यह निर्धारित किया जा सकता है कि साथी तारा एक सफेद बौना है या नहीं। हबल स्पेस टेलीस्कोप ने अपने 2.4-मीटर दर्पण और बेहतर प्रकाशिकी के साथ, वाइड एंगल प्लैनेटरी कैमरा का उपयोग करके सफेद बौनों को सफलतापूर्वक देखा है। अगस्त 1995 में, इस कैमरे ने स्कॉर्पियस नक्षत्र में गोलाकार क्लस्टर M4 में 75 से अधिक सफेद बौनों का अवलोकन किया। ये सफेद बौने इतने फीके थे कि उनमें से सबसे चमकीला चंद्रमा से कुछ दूरी पर 100 W प्रकाश बल्ब से अधिक चमकीला नहीं था। M4 7,000 प्रकाश वर्ष दूर है और हमारे लिए निकटतम गोलाकार क्लस्टर है। इसकी आयु लगभग 14 अरब वर्ष है, यही कारण है कि इस समूह के अधिकांश तारे अपने जीवन के अंतिम चरण में हैं।

श्वेत बौने ऐसे विकसित तारे हैं जिनका द्रव्यमान चंद्रशेखर सीमा से अधिक नहीं है (अधिकतम द्रव्यमान जिस पर एक तारा एक सफेद बौने के रूप में मौजूद हो सकता है), थर्मोन्यूक्लियर ऊर्जा के अपने स्वयं के स्रोतों से रहित। सफेद बौने छोटे तारे होते हैं जिनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के बराबर या उससे अधिक होता है, लेकिन त्रिज्या के साथ 100 गुना छोटा होता है और तदनुसार, सौर से 10,000 गुना छोटा बोलोमेट्रिक चमक होता है। सफेद बौनों में उनके फोटोस्फीयर के भीतर पदार्थ का औसत घनत्व 105-109 ग्राम/सेमी 3 है, जो मुख्य अनुक्रम सितारों के घनत्व से लगभग दस लाख गुना अधिक है। व्यापकता से, सफेद बौने, विभिन्न अनुमानों के अनुसार, हमारी गैलेक्सी की तारकीय आबादी का 3-10% बनाते हैं। अनुमान की अनिश्चितता उनकी कम चमक के कारण दूर के सफेद बौनों को देखने में कठिनाई के कारण है।
सफेद बौने एक छोटे तारे के विकास में अंतिम चरण का प्रतिनिधित्व करते हैं, जिसका द्रव्यमान सूर्य के बराबर होता है। जब सभी हाइड्रोजन एक तारे के केंद्र में जलते हैं, उदाहरण के लिए, हमारे सूर्य की तरह, इसका मूल उच्च घनत्व के लिए सिकुड़ता है, जबकि बाहरी परतें बहुत अधिक फैलती हैं, और, चमक की एक सामान्य कमी के साथ, तारा बदल जाता है। स्पंदित लाल विशालकाय तब अपना लिफाफा छोड़ देता है क्योंकि तारे की बाहरी परतें गर्म और बहुत घने केंद्रीय कोर से शिथिल रूप से बंधी होती हैं। इसके बाद, यह खोल एक विस्तारित ग्रह नीहारिका बन जाता है। जैसा कि आप देख सकते हैं, लाल दिग्गज और सफेद बौने बहुत निकट से संबंधित हैं। कोर का संपीड़न अत्यंत छोटे आकार में होता है, लेकिन, फिर भी, चंद्रशेखर की सीमा से अधिक नहीं होता है, यानी किसी तारे के द्रव्यमान की ऊपरी सीमा जिस पर वह एक सफेद बौने के रूप में मौजूद हो सकता है।

पहली बार खोजा गया सफेद बौना ट्रिपल सिस्टम 40 एरिदानी में स्टार 40 एरिदानी बी था, जिसे विलियम हर्शल द्वारा 1785 की शुरुआत में डबल स्टार की सूची में शामिल किया गया था। 1910 में, हेनरी नॉरिस रसेल ने अपने उच्च रंग तापमान पर 40 एरिदानी बी की असामान्य रूप से कम चमक की ओर ध्यान आकर्षित किया, जिसने बाद में ऐसे सितारों को सफेद बौनों के एक अलग वर्ग में अलग करने का काम किया।

दूसरा खोजा गया सफेद बौना सीरियस बी था - पृथ्वी के आकाश का सबसे चमकीला तारा। 1844 में, जर्मन खगोलशास्त्री और गणितज्ञ फ्रेडरिक बेसेल ने सीरियस का अवलोकन करते हुए, तारे के रेक्टिलिनियर गति से थोड़ा सा विचलन खोजा, और यह धारणा बनाई कि सीरियस के पास एक अदृश्य विशाल उपग्रह तारा था। उनकी धारणा की पुष्टि 1862 में ही हो गई थी, जब अमेरिकी खगोलशास्त्री और दूरबीन डिजाइनर अल्वान ग्राहम क्लार्क ने उस समय के सबसे बड़े रेफ्रेक्टर को समायोजित करते हुए सीरियस के पास एक मंद तारे की खोज की, जिसे बाद में सीरियस बी करार दिया गया।

सफेद बौने सीरियस बी में कम चमक होती है, और गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र इसके उज्ज्वल साथी को काफी प्रभावित करता है, जो इंगित करता है कि इस तारे में एक महत्वपूर्ण द्रव्यमान के साथ एक बहुत छोटा त्रिज्या है। इस प्रकार, पहली बार, सफेद बौने नामक एक प्रकार की वस्तु की खोज की गई थी।

तीसरा खोजा गया सफेद बौना प्रोसीओन बी था। 1844 में, कोनिग्सबर्ग वेधशाला के निदेशक, फ्रेडरिक बेसेल ने अवलोकन संबंधी आंकड़ों का विश्लेषण करते हुए पाया कि प्रोसीओन समय-समय पर, बहुत कमजोर रूप से, आकाशीय क्षेत्र में गति के एक आयताकार प्रक्षेपवक्र से विचलित होता है। बेसेल ने निष्कर्ष निकाला कि प्रोसीओन के पास एक करीबी उपग्रह होना चाहिए। बेहोश उपग्रह अदृश्य रहा, और इसका द्रव्यमान काफी बड़ा होना चाहिए - क्रमशः सीरियस और प्रोसीओन के द्रव्यमान के बराबर। 1896 में, अमेरिकी खगोलशास्त्री डी.एम. शेबरले ने प्रोसीओन बी की खोज की, जिससे बेसेल की भविष्यवाणी की पुष्टि हुई।

सफेद बौनों की उत्पत्ति

सफेद बौनों की उत्पत्ति की व्याख्या करने में दो विचारों ने महत्वपूर्ण भूमिका निभाई: खगोलविद अर्नस्ट एपिक का विचार कि परमाणु ईंधन के जलने के परिणामस्वरूप मुख्य अनुक्रम सितारों से लाल दिग्गज बनते हैं, और खगोलविद वासिली फेसेनकोव की धारणा, जल्द ही बनाई गई द्वितीय विश्व युद्ध के बाद, मुख्य अनुक्रम सितारों को द्रव्यमान खोना चाहिए, और इस बड़े पैमाने पर नुकसान का महत्वपूर्ण प्रभाव होना चाहिए। इन धारणाओं की पूरी तरह से पुष्टि की गई थी।

सफेद बौने कार्बन और ऑक्सीजन से बने होते हैं, जिनमें हाइड्रोजन और हीलियम के छोटे जोड़ होते हैं, लेकिन बड़े पैमाने पर, अत्यधिक विकसित सितारों में ऑक्सीजन, नियॉन या मैग्नीशियम से बना एक कोर हो सकता है। मुख्य अनुक्रम सितारों के विकास के दौरान, हाइड्रोजन "बर्न आउट" होता है - हीलियम के गठन के साथ न्यूक्लियोसिंथेसिस। इस तरह के बर्नआउट से तारे के मध्य भागों में ऊर्जा की रिहाई बंद हो जाती है, संपीड़न और तदनुसार, इसके मूल में तापमान और घनत्व में वृद्धि होती है। तारकीय कोर में तापमान और घनत्व में वृद्धि से ऐसी स्थितियां पैदा होती हैं जिनमें थर्मोन्यूक्लियर ऊर्जा का एक नया स्रोत सक्रिय होता है: हीलियम बर्नअप (ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रिया या ट्रिपल अल्फा प्रक्रिया), जो लाल दिग्गजों और सुपरजायंट्स की विशेषता है।

सफेद बौनों में अत्यधिक उच्च घनत्व (106 ग्राम/सेमी3) होता है। सफेद बौना गुरुत्वाकर्षण संतुलन की स्थिति में है और इसका दबाव पतित इलेक्ट्रॉन गैस के दबाव से निर्धारित होता है। एक सफेद बौने की सतह का तापमान अधिक होता है - 100,000 K से 200,000 K तक। सफेद बौनों का द्रव्यमान सूर्य के करीब होता है। सफेद बौनों के लिए, द्रव्यमान-त्रिज्या संबंध होता है, और द्रव्यमान जितना बड़ा होता है, त्रिज्या उतना ही छोटा होता है। अधिकांश सफेद बौनों की त्रिज्या पृथ्वी की त्रिज्या के बराबर होती है।

एक सफेद बौने का जीवन चक्र, उसके बाद, बहुत ठंडा होने तक स्थिर रहता है, जब तारा अपनी चमक खो देता है और अदृश्य हो जाता है, तथाकथित "" के चरण में प्रवेश करता है - विकास का अंतिम परिणाम, हालांकि यह शब्द है आधुनिक साहित्य में कम से कम प्रयोग किया जाता है।

सफ़ेद बौनों - खगोल विज्ञान के इतिहास में सबसे आकर्षक विषयों में से एक: पहली बार, खगोलीय पिंडों की खोज उन गुणों से की गई थी जो उन लोगों से बहुत दूर हैं जिनका हम पृथ्वी पर व्यवहार करते हैं। और, सभी संभावनाओं में, सफेद बौनों की पहेली के समाधान ने ब्रह्मांड के विभिन्न हिस्सों में कहीं छिपे हुए पदार्थ की रहस्यमय प्रकृति में अनुसंधान की नींव रखी।

ब्रह्मांड में कई सफेद बौने हैं। एक समय में उन्हें दुर्लभ माना जाता था, लेकिन माउंट पालोमर वेधशाला (यूएसए) में प्राप्त फोटोग्राफिक प्लेटों के सावधानीपूर्वक अध्ययन से पता चला कि उनकी संख्या 1500 से अधिक है। सफेद बौनों के स्थानिक घनत्व का अनुमान लगाना संभव था: यह पता चला है कि वहां होना चाहिए लगभग 100 ऐसे सितारे। सफेद बौनों की खोज का इतिहास 19 वीं शताब्दी की शुरुआत से है, जब फ्रेडरिक विल्हेम बेसेल ने सबसे चमकीले तारे सीरियस की गति का पता लगाते हुए पाया कि इसका मार्ग एक सीधी रेखा नहीं है, बल्कि एक लहर जैसा चरित्र है। तारे की उचित गति एक सीधी रेखा में नहीं थी; ऐसा लग रहा था कि यह एक तरफ से दूसरी तरफ शिफ्ट हो रहा है, बमुश्किल बोधगम्य है। 1844 तक, सीरियस की पहली टिप्पणियों के लगभग दस साल बाद, बेसेल ने निष्कर्ष निकाला कि सीरियस के बगल में दूसरा तारा है, जो अदृश्य होने के कारण सीरियस पर गुरुत्वाकर्षण प्रभाव डालता है; यह सीरियस की गति में उतार-चढ़ाव से पता चलता है। इससे भी अधिक रोचक तथ्य यह था कि यदि अंधेरे घटक वास्तव में मौजूद हैं, तो दोनों सितारों की क्रांति की अवधि उनके गुरुत्वाकर्षण के सामान्य केंद्र के सापेक्ष लगभग 50 वर्ष है।

1862 के लिए तेजी से आगे। और जर्मनी से कैम्ब्रिज, मैसाचुसेट्स (यूएसए) तक। संयुक्त राज्य अमेरिका में सबसे बड़े टेलीस्कोप निर्माता, अल्वान क्लार्क को मिसिसिपी स्टेट यूनिवर्सिटी द्वारा 18.5-इंच (46 सेमी) उद्देश्य लेंस के साथ एक टेलीस्कोप बनाने के लिए कमीशन किया गया था जो कि दुनिया का सबसे बड़ा टेलीस्कोप होना था। क्लार्क द्वारा टेलीस्कोप लेंस को संसाधित करने के बाद, यह जांचना आवश्यक था कि क्या इसकी सतह के आकार में आवश्यक सटीकता सुनिश्चित की गई थी। यह अंत करने के लिए, लेंस को एक जंगम ट्यूब में स्थापित किया गया था और सीरियस को निर्देशित किया गया था - सबसे चमकीला तारा, जो लेंस की जाँच और उनके दोषों का पता लगाने के लिए सबसे अच्छी वस्तु है। टेलिस्कोप ट्यूब की स्थिति को ठीक करते हुए, अल्वान क्लार्क ने एक बेहोश "भूत" देखा जो कि सीरियस के प्रतिबिंब में दूरबीन के देखने के क्षेत्र के पूर्वी किनारे पर दिखाई दिया। फिर, जैसे-जैसे आकाश आगे बढ़ा, सीरियस स्वयं दिखाई देने लगा। उनकी छवि विकृत थी - ऐसा लग रहा था कि "भूत" लेंस में एक दोष था, जिसे लेंस को सेवा में लगाने से पहले ठीक किया जाना चाहिए। हालाँकि, दूरबीन के दृश्य के क्षेत्र में दिखाई देने वाला यह फीका तारा बेसेल द्वारा भविष्यवाणी की गई सीरियस का घटक निकला। निष्कर्ष में, यह जोड़ा जाना चाहिए कि प्रथम विश्व युद्ध के फैलने के कारण, क्लार्क दूरबीन को कभी भी मिसिसिपी नहीं भेजा गया था - इसे शिकागो के पास डियरबॉन वेधशाला में स्थापित किया गया था, और लेंस का उपयोग आज तक किया जाता है, लेकिन एक पर अलग स्थापना।

इस प्रकार, सीरियस सामान्य रुचि और अधिक शोध का विषय बन गया है, क्योंकि द्विआधारी प्रणाली की भौतिक विशेषताओं ने खगोलविदों को भ्रमित किया है। सीरियस की गति की विशेषताओं, पृथ्वी से इसकी दूरी और रेक्टिलिनियर गति से विचलन के आयाम को ध्यान में रखते हुए, खगोलविदों ने सिस्टम के दोनों सितारों की विशेषताओं को निर्धारित करने में कामयाबी हासिल की, जिन्हें सीरियस ए और सीरियस बी कहा जाता है। दोनों का कुल द्रव्यमान तारे सूर्य के द्रव्यमान से 3.4 गुना अधिक निकले। यह पाया गया कि तारों के बीच की दूरी सूर्य और पृथ्वी के बीच की दूरी का लगभग 20 गुना है, यानी सूर्य और यूरेनस के बीच की दूरी के लगभग बराबर; कक्षा के मापदंडों को मापने के आधार पर प्राप्त सीरियस ए का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से 2.5 गुना अधिक निकला, और सीरियस बी का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का 95% था। दोनों तारों की चमक निर्धारित करने के बाद, यह पाया गया कि सीरियस ए, सीरियस बी की तुलना में लगभग 10,000 गुना अधिक चमकीला है। सीरियस ए के पूर्ण परिमाण से, हम जानते हैं कि यह सूर्य की तुलना में लगभग 35.5 गुना अधिक चमकीला है। यह इस प्रकार है कि सूर्य की चमक सीरियस बी की चमक से 300 गुना अधिक है। किसी भी तारे की चमक तारे की सतह के तापमान और उसके आकार, यानी व्यास पर निर्भर करती है। दूसरे घटक की उज्जवल सीरियस ए की निकटता इसके स्पेक्ट्रम को निर्धारित करना बेहद मुश्किल बनाती है, जो कि तारे के तापमान को निर्धारित करने के लिए आवश्यक है। 1915 में उस समय की सबसे बड़ी वेधशाला, माउंट विल्सन (यूएसए) के लिए उपलब्ध सभी तकनीकी साधनों का उपयोग करते हुए, सीरियस के स्पेक्ट्रम की सफल तस्वीरें प्राप्त की गईं।

इससे एक अप्रत्याशित खोज हुई: उपग्रह का तापमान 8000 K . था, जबकि सूर्य का तापमान 5700 K है। इस प्रकार, उपग्रह वास्तव में सूर्य से अधिक गर्म निकला, जिसका अर्थ था कि इसकी सतह की एक इकाई की चमक भी अधिक थी। दरअसल, एक साधारण गणना से पता चलता है कि इस तारे का प्रत्येक सेंटीमीटर सूर्य की सतह के एक वर्ग सेंटीमीटर से चार गुना अधिक ऊर्जा विकीर्ण करता है। यह इस प्रकार है कि उपग्रह की सतह सूर्य की सतह से 300*10 4 गुना छोटी होनी चाहिए, और सीरियस बी का व्यास लगभग 40,000 किमी होना चाहिए। हालाँकि, इस तारे का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का 95% है। इसका मतलब यह है कि पदार्थ की एक बड़ी मात्रा को बहुत कम मात्रा में पैक किया जाना चाहिए, दूसरे शब्दों में, तारा घना होना चाहिए। सरल अंकगणितीय संक्रियाओं के परिणामस्वरूप, हम पाते हैं कि उपग्रह का घनत्व पानी के घनत्व से लगभग 100,000 गुना अधिक है। पृथ्वी पर इस पदार्थ का एक घन सेंटीमीटर वजन 100 किलोग्राम होगा, और 0.5 लीटर ऐसे पदार्थ का वजन लगभग 50 टन होगा।

यह पहले सफेद बौने की खोज की कहानी है। और अब हम खुद से सवाल पूछते हैं: किसी पदार्थ को कैसे संकुचित किया जा सकता है ताकि उसके एक घन सेंटीमीटर का वजन 100 किलो हो? जब, उच्च दबाव के परिणामस्वरूप, पदार्थ उच्च घनत्व तक संकुचित हो जाता है, जैसा कि सफेद बौनों में होता है, एक अन्य प्रकार का दबाव खेल में आता है, तथाकथित "पतित दबाव"। यह तारे की आंतों में पदार्थ के सबसे मजबूत संपीड़न के साथ प्रकट होता है। यह संपीड़न है, उच्च तापमान नहीं, जो पतित दबाव का कारण बनता है।

मजबूत संपीड़न के कारण, परमाणु इतने सघन रूप से पैक होते हैं कि इलेक्ट्रॉन के गोले एक दूसरे में प्रवेश करना शुरू करते हैं. एक सफेद बौने का गुरुत्वाकर्षण संकुचन लंबे समय तक होता है, और इलेक्ट्रॉन के गोले एक दूसरे में तब तक घुसना जारी रखते हैं जब तक कि नाभिक के बीच की दूरी सबसे छोटे इलेक्ट्रॉन खोल की त्रिज्या के क्रम की न हो जाए। आंतरिक इलेक्ट्रॉन गोले एक अभेद्य अवरोध हैं जो आगे संपीड़न को रोकता है। अधिकतम संपीड़न पर, इलेक्ट्रॉन अब अलग-अलग नाभिक से बंधे नहीं होते हैं, बल्कि उनके सापेक्ष स्वतंत्र रूप से चलते हैं। दबाव आयनीकरण के परिणामस्वरूप नाभिक से इलेक्ट्रॉनों के अलग होने की प्रक्रिया होती है। जब आयनीकरण पूरा हो जाता है, तो इलेक्ट्रॉन बादल भारी नाभिक की जाली के सापेक्ष गति करता है, जिससे कि सफेद बौने का पदार्थ धातुओं के कुछ भौतिक गुणों को प्राप्त कर लेता है। ऐसे पदार्थ में, ऊर्जा को इलेक्ट्रॉनों द्वारा सतह पर स्थानांतरित किया जाता है, जैसे गर्मी एक छोर से गर्म लोहे की छड़ के साथ वितरित की जाती है।

लेकिन इलेक्ट्रॉनिक गैस असामान्य गुण प्रदर्शित करती है. जैसे-जैसे इलेक्ट्रॉनों को संकुचित किया जाता है, उनकी गति अधिक से अधिक बढ़ जाती है, क्योंकि, जैसा कि हम जानते हैं, मौलिक भौतिक सिद्धांत के अनुसार, चरण मात्रा के एक ही तत्व में स्थित दो इलेक्ट्रॉनों में समान ऊर्जा नहीं हो सकती है। इसलिए, समान आयतन तत्व पर कब्जा न करने के लिए, उन्हें जबरदस्त गति से चलना चाहिए। सबसे छोटा स्वीकार्य आयतन इलेक्ट्रॉन वेग की सीमा पर निर्भर करता है। हालांकि, औसतन, इलेक्ट्रॉनों की गति जितनी कम होगी, न्यूनतम मात्रा उतनी ही अधिक होगी जिस पर वे कब्जा कर सकते हैं। दूसरे शब्दों में, सबसे तेज़ इलेक्ट्रॉन सबसे छोटे आयतन पर कब्जा कर लेते हैं।

यद्यपि व्यक्तिगत इलेक्ट्रॉनों को लाखों डिग्री के आंतरिक तापमान के अनुरूप गति से ले जाया जाता है, फिर भी इलेक्ट्रॉनों के पूर्ण समूह का तापमान कम रहता है। यह स्थापित किया गया है कि एक साधारण सफेद बौने के गैस परमाणु घनी भरी हुई भारी नाभिक की एक जाली बनाते हैं, जिसके माध्यम से एक पतित इलेक्ट्रॉन गैस चलती है। तारे की सतह के करीब, अध: पतन कमजोर हो जाता है, और सतह पर परमाणु पूरी तरह से आयनित नहीं होते हैं, जिससे पदार्थ का हिस्सा सामान्य गैसीय अवस्था में होता है। सफेद बौनों की भौतिक विशेषताओं को जानकर, हम उनका एक दृश्य मॉडल बना सकते हैं। आइए शुरू करते हैं सफेद बौनोंएक माहौल हो। बौनों के स्पेक्ट्रा के विश्लेषण से यह निष्कर्ष निकलता है कि उनके वायुमंडल की मोटाई केवल कुछ सौ मीटर है। इस वातावरण में, खगोलविद विभिन्न परिचित रासायनिक तत्वों का पता लगाते हैं। ज्ञात सफेद बौनोंदो प्रकार - ठंडा और गर्म। गर्म सफेद बौनों के वातावरण में कुछ हाइड्रोजन होता है, हालांकि यह संभवतः 0.05% से अधिक नहीं होता है। फिर भी, हाइड्रोजन, हीलियम, कैल्शियम, लोहा, कार्बन और यहां तक ​​कि टाइटेनियम ऑक्साइड भी इन तारों के स्पेक्ट्रा की रेखाओं से पाए गए। ठंडे सफेद बौनों का वातावरण लगभग पूरी तरह से हीलियम से बना है; हाइड्रोजन में एक मिलियन में एक परमाणु से भी कम हो सकता है। सफेद बौनों की सतह का तापमान "ठंडे" तारों के लिए 5000 K से लेकर "गर्म" तारों के लिए 50,000 K तक भिन्न होता है। एक सफेद बौने के वातावरण में गैर-अपक्षयी पदार्थ का एक क्षेत्र होता है जिसमें कम संख्या में मुक्त इलेक्ट्रॉन होते हैं। इस परत की मोटाई 160 किमी है, जो तारे की त्रिज्या का लगभग 1% है। यह परत समय के साथ बदल सकती है, लेकिन सफेद बौने का व्यास स्थिर रहता है और लगभग 40,000 किमी के बराबर होता है।

आम तौर पर, सफेद बौनोंइस अवस्था में पहुंचने के बाद आकार में कमी न करें. वे उच्च तापमान पर गर्म किए गए तोप के गोले की तरह व्यवहार करते हैं; कोर ऊर्जा विकीर्ण करके तापमान बदल सकता है, लेकिन इसके आयाम अपरिवर्तित रहते हैं। सफेद बौने का अंतिम व्यास क्या निर्धारित करता है? यह अपना द्रव्यमान निकलता है। एक सफेद बौने का द्रव्यमान जितना अधिक होगा, उसकी त्रिज्या उतनी ही छोटी होगी; न्यूनतम संभव त्रिज्या 10,000 किमी है। सैद्धांतिक रूप से, यदि एक सफेद बौने का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से 1.2 गुना अधिक है, तो इसकी त्रिज्या अनिश्चित काल तक छोटी हो सकती है। यह पतित इलेक्ट्रॉन गैस का दबाव है जो तारे को आगे किसी भी संपीड़न से रोकता है, और यद्यपि तापमान सतह पर तारे के मूल में लाखों डिग्री से लेकर शून्य तक भिन्न हो सकता है, इसका व्यास नहीं बदलता है। समय के साथ, तारा उसी व्यास के साथ एक काला पिंड बन जाता है, जब वह सफेद बौने अवस्था में प्रवेश करता था। एक तारे की ऊपरी परत के नीचे, पतित गैस व्यावहारिक रूप से समतापी होती है, अर्थात, तारे के बिल्कुल केंद्र तक तापमान लगभग स्थिर रहता है; यह कई मिलियन डिग्री है - सबसे यथार्थवादी आंकड़ा 6 मिलियन K है।

अब जब हमारे पास सफेद बौने की संरचना के बारे में कुछ विचार हैं, सवाल उठता है: क्यों चमक रहा है? एक बात स्पष्ट है: थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं को बाहर रखा गया है. इस ऊर्जा उत्पादन तंत्र का समर्थन करने के लिए सफेद बौने के अंदर कोई हाइड्रोजन नहीं है। एक सफेद बौने के पास एकमात्र प्रकार की ऊर्जा तापीय ऊर्जा होती है। परमाणुओं के नाभिक यादृच्छिक गति में होते हैं, क्योंकि वे अपक्षयी इलेक्ट्रॉन गैस द्वारा बिखरे हुए होते हैं। समय के साथ, नाभिक की गति धीमी हो जाती है, जो शीतलन की प्रक्रिया के बराबर होती है। इलेक्ट्रॉन गैस, जो पृथ्वी पर किसी भी ज्ञात गैस के विपरीत है, असाधारण रूप से तापीय प्रवाहकीय है, और इलेक्ट्रॉन सतह पर तापीय ऊर्जा का संचालन करते हैं, जहां यह वातावरण के माध्यम से बाहरी अंतरिक्ष में विकीर्ण होती है।

खगोलविद एक गर्म सफेद बौने की शीतलन प्रक्रिया की तुलना आग से निकाली गई लोहे की छड़ से करते हैं। पहले तो सफेद बौना जल्दी ठंडा हो जाता है, लेकिन जैसे-जैसे इसके अंदर का तापमान गिरता है, शीतलन धीमा होता जाता है। अनुमानों के अनुसार, पहले करोड़ों वर्षों में, एक सफेद बौने की चमक सूर्य की चमक के 1% से कम हो जाती है।

आखिरकार सफेद बौना गायब हो जाना चाहिए और काला बौना बनना चाहिए।, लेकिन इसमें खरबों वर्ष लग सकते हैं, और कई वैज्ञानिकों के अनुसार, यह बहुत ही संदेहास्पद लगता है कि ब्रह्मांड की आयु उसमें काले बौनों की उपस्थिति के लिए पर्याप्त थी। अन्य खगोलविदों का मानना ​​है कि प्रारंभिक चरण में भी, जब सफेद बौना अभी भी काफी गर्म होता है, तो शीतलन दर कम होती है। और जब इसकी सतह का तापमान सूर्य के तापमान के क्रम के मान तक गिर जाता है, तो शीतलन दर बढ़ जाती है और विलुप्ति बहुत जल्दी हो जाती है। जब एक सफेद बौने का आंतरिक भाग पर्याप्त रूप से ठंडा हो जाता है, तो वह जम जाएगा। एक तरह से या किसी अन्य, यदि हम मानते हैं कि ब्रह्मांड की आयु 10 अरब वर्ष से अधिक है, तो इसमें सफेद की तुलना में बहुत अधिक लाल बौने होने चाहिए। यह जानकर खगोलविद लाल बौनों की तलाश कर रहे हैं।

अब तक वे असफल रहे हैं। सफेद बौनों का द्रव्यमान पर्याप्त रूप से सटीक रूप से निर्धारित नहीं किया गया है। उन्हें बाइनरी सिस्टम के घटकों के लिए मज़बूती से स्थापित किया जा सकता है, जैसा कि सीरियस के मामले में होता है। लेकिन कुछ ही सफेद बौनोंबाइनरी सितारों का हिस्सा हैं। तीन सबसे अच्छी तरह से अध्ययन किए गए मामलों में, सफेद बौनों का द्रव्यमान, 10% से अधिक की सटीकता के साथ मापा गया, सूर्य के द्रव्यमान से कम निकला और इसकी मात्रा लगभग आधी थी। सैद्धांतिक रूप से, पूरी तरह से पतित गैर-घूर्णन तारे के लिए सीमित द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का 1.2 गुना होना चाहिए। हालांकि, अगर तारे घूमते हैं, और सभी संभावना में वे करते हैं, तो सूर्य से कई गुना अधिक द्रव्यमान काफी संभव है।

सफेद बौनों की सतह पर गुरुत्वाकर्षण बल सूर्य की तुलना में लगभग 60-70 गुना अधिक होता है। यदि किसी व्यक्ति का वजन पृथ्वी पर 75 किलोग्राम है, तो सूर्य पर उसका वजन 2 टन होगा, और सफेद बौने की सतह पर उसका वजन 120-140 टन होगा। इस तथ्य को ध्यान में रखते हुए कि सफेद बौनों की त्रिज्या बहुत कम होती है और उनका द्रव्यमान लगभग समान होता है, हम यह निष्कर्ष निकाल सकते हैं कि किसी भी सफेद बौने की सतह पर गुरुत्वाकर्षण बल लगभग समान होता है। ब्रह्मांड में कई सफेद बौने हैं। एक समय में उन्हें दुर्लभ माना जाता था, लेकिन माउंट पालोमर वेधशाला में प्राप्त फोटोग्राफिक प्लेटों के सावधानीपूर्वक अध्ययन से पता चला कि उनकी संख्या 1500 से अधिक है। खगोलविदों का मानना ​​​​है कि सफेद बौनों की आवृत्ति कम से कम पिछले 5 अरब वर्षों में स्थिर रही है। शायद, सफेद बौनोंआकाश में वस्तुओं के सबसे असंख्य वर्ग का गठन करते हैं।

सफेद बौनों के स्थानिक घनत्व का अनुमान लगाना संभव था: यह पता चला है कि 30 प्रकाश वर्ष की त्रिज्या वाले क्षेत्र में लगभग 100 ऐसे तारे होने चाहिए। प्रश्न उठता है: क्या सभी तारे अपने विकास पथ के अंत में सफेद बौने बन जाते हैं? यदि नहीं, तो तारों का कितना भाग श्वेत बौने अवस्था में चला जाता है? समस्या को हल करने में सबसे महत्वपूर्ण कदम तब उठाया गया जब खगोलविदों ने तापमान-चमकदार आरेख पर ग्रहीय नीहारिकाओं के केंद्रीय सितारों की स्थिति की साजिश रची। ग्रह नीहारिकाओं के केंद्र में स्थित तारों के गुणों को समझने के लिए इन खगोलीय पिंडों पर विचार करें। तस्वीरों में, ग्रहीय नीहारिका केंद्र में एक फीके लेकिन गर्म तारे के साथ गैसों के एक विस्तारित दीर्घवृत्ताकार द्रव्यमान की तरह दिखती है। वास्तव में, यह द्रव्यमान एक जटिल अशांत, गाढ़ा खोल है जो 15-50 किमी/सेकेंड की गति से फैलता है। हालांकि ये संरचनाएं छल्ले की तरह दिखती हैं, वास्तव में वे गोले हैं और उनमें गैस की अशांत गति की गति लगभग 120 किमी / सेकंड तक पहुंच जाती है। यह पता चला कि कई ग्रह नीहारिकाओं के व्यास, जिनसे दूरी को मापना संभव था, 1 प्रकाश वर्ष या लगभग 10 ट्रिलियन किलोमीटर के क्रम में हैं।

ऊपर बताई गई गति से विस्तार करते हुए, गोले में गैस बहुत दुर्लभ हो जाती है और उत्तेजित नहीं हो सकती है, और इसलिए 100,000 वर्षों के बाद इसे नहीं देखा जा सकता है। कई ग्रह नीहारिकाएं जो आज हम देखते हैं, वे पिछले 50,000 वर्षों में पैदा हुई थीं, और उनकी विशिष्ट आयु 20,000 वर्ष के करीब है। ऐसी नीहारिकाओं के केंद्रीय तारे प्रकृति में ज्ञात सबसे गर्म पिंड हैं। उनकी सतह का तापमान 50,000 से 1 मिलियन डिग्री सेल्सियस तक भिन्न होता है। K. असामान्य रूप से उच्च तापमान के कारण, तारे का अधिकांश विकिरण विद्युत चुम्बकीय वर्णक्रम के सुदूर पराबैंगनी क्षेत्र से आता है।

ये है पराबैंगनी विकिरण अवशोषित होता है, स्पेक्ट्रम के दृश्य क्षेत्र में शेल गैस द्वारा परिवर्तित और पुन: उत्सर्जित होता है, जो हमें शेल का निरीक्षण करने की अनुमति देता है। इसका मतलब यह है कि गोले केंद्रीय सितारों की तुलना में बहुत अधिक चमकीले होते हैं - जो वास्तव में ऊर्जा का स्रोत हैं - क्योंकि तारे के विकिरण की एक बड़ी मात्रा स्पेक्ट्रम के अदृश्य हिस्से पर पड़ती है। ग्रहीय नीहारिकाओं के केंद्रीय तारों की विशेषताओं के विश्लेषण से यह निष्कर्ष निकलता है कि उनके द्रव्यमान का विशिष्ट मान 0.6-1 सौर द्रव्यमान की सीमा में है। और किसी तारे की आँतों में भारी तत्वों के संश्लेषण के लिए बड़े द्रव्यमान की आवश्यकता होती है। इन तारों में हाइड्रोजन की मात्रा नगण्य होती है। हालांकि, गैस के लिफाफे हाइड्रोजन और हीलियम से भरपूर होते हैं।

कुछ खगोलविदों का मानना ​​है कि सभी सफेद बौनों में से 50-95% ग्रहीय नीहारिकाओं से उत्पन्न नहीं हुए हैं. इस प्रकार, जबकि कुछ सफेद बौने पूरी तरह से ग्रहीय नेबुला से जुड़े होते हैं, उनमें से कम से कम आधे या अधिक सामान्य मुख्य-अनुक्रम सितारों से उतरते हैं जो ग्रहीय नेबुला चरण से नहीं जाते हैं। सफेद बौनों के गठन की पूरी तस्वीर धुंधली और अनिश्चित है। इतने सारे विवरण गायब हैं कि, सबसे अच्छा, विकासवादी प्रक्रिया का विवरण केवल तार्किक अनुमान द्वारा ही बनाया जा सकता है। फिर भी, सामान्य निष्कर्ष यह है: कई सितारे अपने अंतिम चरण के रास्ते में अपना कुछ पदार्थ खो देते हैं, एक सफेद बौने के चरण के समान, और फिर काले, अदृश्य बौनों के रूप में आकाशीय "कब्रिस्तान" में छिप जाते हैं। यदि किसी तारे का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का लगभग दोगुना है, तो ऐसे तारे अपने विकास के अंतिम चरण में अपनी स्थिरता खो देते हैं। ऐसे तारे सुपरनोवा के रूप में विस्फोट कर सकते हैं, और फिर कई किलोमीटर के दायरे में गेंदों के आकार तक सिकुड़ सकते हैं, अर्थात। न्यूट्रॉन सितारों में बदलो।

सफेद बौनों की खोज

पहली बार खोजा गया सफेद बौना तारा 40 एरिदानी बी ट्रिपल सिस्टम 40 एरिदानी में था, जिसे 1785 में विलियम हर्शेल द्वारा दोहरे सितारों की सूची में शामिल किया गया था। 1910 में, हेनरी नॉरिस रसेल ने अपने उच्च रंग तापमान पर 40 एरिदानी बी की असामान्य रूप से कम चमक की ओर ध्यान आकर्षित किया, जिसने बाद में ऐसे सितारों को सफेद बौनों के एक अलग वर्ग में अलग करने का काम किया।

सीरियस-बी और प्रोसीओन-बी दूसरे और तीसरे खोजे गए सफेद बौने थे। 1844 में, कोनिग्सबर्ग वेधशाला के निदेशक, फ्रेडरिक-बेसेल, ने 1755 के बाद से आयोजित किए गए अवलोकन संबंधी आंकड़ों का विश्लेषण करते हुए पाया कि सीरियस, पृथ्वी के आकाश में सबसे चमकीला तारा, और प्रोसीओन समय-समय पर, बहुत कमजोर होने के बावजूद, एक आयताकार प्रक्षेपवक्र से विचलित होते हैं। आकाशीय क्षेत्र में गति। बेसेल इस निष्कर्ष पर पहुंचे कि उनमें से प्रत्येक का एक करीबी साथी होना चाहिए। संदेश को संदेह के साथ स्वागत किया गया, क्योंकि बेहोश साथी अप्राप्य रहा, और इसका द्रव्यमान काफी बड़ा रहा होगा - क्रमशः सीरियस और प्रोसीओन के द्रव्यमान के बराबर।

घनत्व विरोधाभास

"मैं अपने दोस्त के साथ था ... प्रोफेसर ई. पिकरिंग एक व्यावसायिक यात्रा पर। विशिष्ट दयालुता के साथ, उन्होंने उन सभी सितारों का स्पेक्ट्रा लेने की पेशकश की, जिन्हें हिंक्स और मैंने देखा था ... उनके लंबन को निर्धारित करने के लिए। प्रतीत होता है कि नियमित काम का यह टुकड़ा काफी फलदायी निकला - इससे यह पता चला कि बहुत छोटे पूर्ण परिमाण (यानी, कम चमक) के सभी सितारों में वर्णक्रमीय प्रकार एम (यानी, बहुत कम सतह का तापमान) होता है। जैसा कि मुझे याद है, इस प्रश्न पर चर्चा करते हुए, मैंने पिकरिंग से कुछ अन्य फीके सितारों के बारे में पूछा ..., विशेष रूप से, 40 एरिडानस बी का उल्लेख करते हुए। अपने विशिष्ट तरीके से, उन्होंने तुरंत (हार्वर्ड) वेधशाला के कार्यालय में एक जांच भेजी, और जल्द ही एक उत्तर प्राप्त हुआ (श्रीमती फ्लेमिंग से, मुझे लगता है) कि इस तारे का स्पेक्ट्रम ए (यानी, उच्च सतह का तापमान) था। . यहां तक ​​​​कि उन पैलियोज़ोइक समय में, मुझे इन चीजों के बारे में तुरंत पता चल गया था कि सतह की चमक और घनत्व के लिए "संभावित" मूल्यों के बीच एक अत्यधिक विसंगति थी। मैंने स्पष्ट रूप से इस तथ्य को नहीं छिपाया कि मैं न केवल आश्चर्यचकित था, बल्कि सचमुच इस अपवाद से मारा गया था जो सितारों की विशेषताओं के लिए पूरी तरह से सामान्य नियम प्रतीत होता था। पिकरिंग ने मुझ पर मुस्कुराते हुए कहा: "यह ठीक ऐसे अपवाद हैं जो हमारे ज्ञान के विस्तार की ओर ले जाते हैं" - और सफेद बौनों ने शोध की दुनिया में प्रवेश किया "

रसेल का आश्चर्य काफी समझ में आता है: 40 एरिदानी बी अपेक्षाकृत करीबी सितारों से संबंधित है, और देखे गए लंबन का उपयोग इसकी दूरी को सटीक रूप से निर्धारित करने के लिए किया जा सकता है और तदनुसार, चमक। 40 एरिदानी बी की चमक अपने वर्णक्रमीय प्रकार के लिए असामान्य रूप से कम निकली - सफेद बौनों ने जी-आर आरेख पर एक नया क्षेत्र बनाया। चमक, द्रव्यमान और तापमान का यह संयोजन समझ से बाहर था और 1920 के दशक में विकसित मुख्य अनुक्रम सितारों की संरचना के मानक मॉडल के ढांचे के भीतर समझाया नहीं जा सकता था।

शास्त्रीय भौतिकी और खगोल विज्ञान के ढांचे के भीतर सफेद बौनों का उच्च घनत्व अस्पष्ट रहा और फर्मी-डिराक आंकड़ों की उपस्थिति के बाद केवल क्वांटम यांत्रिकी के ढांचे के भीतर एक स्पष्टीकरण मिला। 1926 में, फाउलर ने अपने लेख "ऑन डेंस मैटर" में ( "ऑन डेंस मैटर", मासिक नोटिस आर. एस्ट्रोन। सामाजिक 87, 114-122) ने दिखाया कि, मुख्य-अनुक्रम सितारों के विपरीत, जिसके लिए राज्य का समीकरण आदर्श गैस मॉडल (मानक एडिंगटन मॉडल) पर आधारित है, सफेद बौनों के लिए पदार्थ का घनत्व और दबाव पतित इलेक्ट्रॉन गैस के गुणों द्वारा निर्धारित किया जाता है। (फर्मि गैस)।

सफेद बौनों की प्रकृति की व्याख्या करने में अगला कदम याकोव फ्रेनकेल, ई. स्टोनर का काम था ?! और चंद्रशेखर। 1928 में, फ्रेनकेल ने बताया कि सफेद बौनों के लिए एक ऊपरी द्रव्यमान सीमा होनी चाहिए, अर्थात एक निश्चित सीमा से ऊपर के द्रव्यमान वाले ये तारे अस्थिर होते हैं और अवश्य ही ढह जाते हैं। 1930 में ई. स्टोनर द्वारा स्वतंत्र रूप से इसी निष्कर्ष पर पहुंचा गया, जिन्होंने सीमित द्रव्यमान का सही अनुमान दिया। अधिक सटीक रूप से, इसकी गणना 1931 में चंद्रशेखर ने अपने काम "एक आदर्श सफेद बौने का अधिकतम द्रव्यमान" में की थी। "आदर्श सफेद बौनों का अधिकतम द्रव्यमान", एस्ट्रोफ। जे. 74, 81-82) (सीमा चंद्रशेखर) और स्वतंत्र रूप से 1932 में एल. डी. लैंडौ।

सफेद बौनों की उत्पत्ति

फाउलर के समाधान ने सफेद बौनों की आंतरिक संरचना की व्याख्या की, लेकिन उनकी उत्पत्ति के तंत्र को स्पष्ट नहीं किया। सफेद बौनों की उत्पत्ति की व्याख्या करने में दो विचारों ने महत्वपूर्ण भूमिका निभाई: खगोलविद अर्न्स्ट एपिक का विचार कि परमाणु ईंधन के जलने के परिणामस्वरूप मुख्य अनुक्रम सितारों से लाल दिग्गज बनते हैं, और खगोलशास्त्री वासिली फेसेनकोव की धारणा, जल्द ही बनाई गई द्वितीय विश्व युद्ध के बाद, मुख्य अनुक्रम सितारों को द्रव्यमान खोना चाहिए, और इस तरह के बड़े पैमाने पर नुकसान का सितारों के विकास पर महत्वपूर्ण प्रभाव होना चाहिए। इन धारणाओं की पूरी तरह से पुष्टि की गई थी।

ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रिया और लाल दिग्गजों के इज़ोटेर्मल कोर

मुख्य-अनुक्रम सितारों के विकास के दौरान, हाइड्रोजन "बर्न आउट" होता है - हीलियम के निर्माण के साथ न्यूक्लियोसिंथेसिस (बेथे चक्र देखें)। इस तरह के बर्नआउट से तारे के मध्य भागों में ऊर्जा की रिहाई बंद हो जाती है, संपीड़न और तदनुसार, इसके मूल में तापमान और घनत्व में वृद्धि होती है। तारकीय कोर में तापमान और घनत्व में वृद्धि से ऐसी स्थितियां पैदा होती हैं जिनमें थर्मोन्यूक्लियर ऊर्जा का एक नया स्रोत सक्रिय होता है: हीलियम बर्नअप (ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रिया या ट्रिपल अल्फा प्रक्रिया), जो लाल दिग्गजों और सुपरजायंट्स की विशेषता है।

10 8 K के क्रम के तापमान पर, हीलियम नाभिक की गतिज ऊर्जा कूलम्ब-बैरियर को दूर करने के लिए पर्याप्त हो जाती है: दो हीलियम नाभिक (4 He, अल्फा कण) अस्थिर बेरिलियम समस्थानिक बनाने के लिए विलीन हो सकते हैं 8 Be:

2 4 वह + 2 4 वह → 4 8 बनो। (\displaystyle ()_(2)^(4)(\textrm (He))+()_(2)^(4)(\textrm (He))\rightarrow ()_(4)^(8) (\ textrm (बी))।)

8 बी में से अधिकांश फिर से दो अल्फा कणों में विघटित हो जाते हैं, लेकिन जब 8 बी एक उच्च-ऊर्जा अल्फा कण से टकराता है, तो एक स्थिर कार्बन नाभिक 12 सी बन सकता है:

4 8 Be + 2 4 He → 6 12 C (\displaystyle ()_(4)^(8)(\textrm (Be))+()_(2)^(4)(\textrm (He))\ दायां तीर ()_(6)^(12)(\textrm (सी))) + 7.3 मेव.

8 Be की बहुत कम संतुलन सांद्रता के बावजूद (उदाहरण के लिए, ~10 8 K के तापमान पर, सांद्रता अनुपात [8 Be]/[ 4 He] ~ 10 −10), दर ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रियातारे के गर्म कोर में एक नया हाइड्रोस्टेटिक संतुलन प्राप्त करने के लिए पर्याप्त हो जाता है। ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रिया में ऊर्जा रिलीज की तापमान निर्भरता बहुत अधिक है, इसलिए तापमान सीमा के लिए टी (\ डिस्प्लेस्टाइल टी)~1-2⋅10 8 K ऊर्जा विमोचन 3 α (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha )):

ε 3 α = 10 8 ρ 2 Y 3 ⋅ (T 10 8) 30 , (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha )=10^(8)\rho ^(2)Y^(3)\cdot \left ((टी \ over (10^(8)))\right)^(30),)

कहाँ पे वाई (\ डिस्प्लेस्टाइल वाई)- कोर में हीलियम की आंशिक सांद्रता (हाइड्रोजन के "बर्न आउट" के मामले में, यह एकता के करीब है)।

हालांकि, यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रिया बेथे चक्र की तुलना में बहुत कम ऊर्जा रिलीज की विशेषता है: एक इकाई द्रव्यमान के संदर्भ में हीलियम के "जलने" के दौरान ऊर्जा का उत्सर्जन हाइड्रोजन के "जलने" की तुलना में 10 गुना कम होता है. चूंकि हीलियम जलता है और नाभिक में ऊर्जा स्रोत समाप्त हो जाता है, अधिक जटिल न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रतिक्रियाएं भी संभव हैं, हालांकि, सबसे पहले, ऐसी प्रतिक्रियाओं के लिए तेजी से उच्च तापमान की आवश्यकता होती है, और दूसरी बात, इस तरह की प्रतिक्रियाओं में प्रति यूनिट द्रव्यमान में ऊर्जा रिलीज घट जाती है क्योंकि द्रव्यमान कम हो जाता है। प्रतिक्रिया में शामिल नाभिकों की संख्या।

लाल विशाल नाभिक के विकास को स्पष्ट रूप से प्रभावित करने वाला एक अतिरिक्त कारक ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रिया की उच्च तापमान संवेदनशीलता और तंत्र के साथ भारी नाभिक की संलयन प्रतिक्रियाओं का संयोजन है। न्यूट्रिनो कूलिंग: उच्च तापमान और दबाव पर, न्यूट्रिनो-एंटीन्यूट्रिनो जोड़े के गठन के साथ इलेक्ट्रॉनों द्वारा फोटोन का बिखरना संभव है, जो स्वतंत्र रूप से नाभिक से ऊर्जा ले जाते हैं: तारा उनके लिए पारदर्शी है। इस तरह की गति बड़ान्यूट्रिनो कूलिंग, शास्त्रीय के विपरीत सतहीफोटॉन शीतलन एक तारे के आंतरिक भाग से उसके प्रकाशमंडल तक ऊर्जा हस्तांतरण की प्रक्रियाओं द्वारा सीमित नहीं है। तारे के मूल में न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रतिक्रिया के परिणामस्वरूप, एक नया संतुलन प्राप्त होता है, जो समान कोर तापमान की विशेषता है: इज़ोटेर्मल कोर(रेखा चित्र नम्बर 2)।

अपेक्षाकृत छोटे द्रव्यमान (सूर्य के क्रम के) के साथ लाल दिग्गजों के मामले में, इज़ोटेर्मल कोर में मुख्य रूप से हीलियम होता है, कार्बन और भारी तत्वों के अधिक बड़े सितारों के मामले में। हालांकि, किसी भी मामले में, ऐसे समतापीय नाभिक का घनत्व इतना अधिक होता है कि नाभिक बनाने वाले प्लाज्मा के इलेक्ट्रॉनों के बीच की दूरी उनके डी ब्रोगली तरंग दैर्ध्य के अनुरूप हो जाती है। = h / mv (\displaystyle \lambda =h/mv), अर्थात्, इलेक्ट्रॉन गैस के अपक्षय के लिए शर्तें संतुष्ट हैं। गणना से पता चलता है कि इज़ोटेर्मल कोर का घनत्व सफेद बौनों के घनत्व से मेल खाता है, अर्थात। लाल दिग्गजों के कोर सफेद बौने होते हैं।.

इस प्रकार, सफेद बौनों के लिए ऊपरी द्रव्यमान सीमा होती है। दिलचस्प बात यह है कि देखे गए सफेद बौनों के लिए एक समान निचली सीमा है: चूंकि सितारों के विकास की दर उनके द्रव्यमान के समानुपाती होती है, हम कम द्रव्यमान वाले सफेद बौनों को केवल उन सितारों के अवशेष के रूप में देख सकते हैं जो प्रारंभिक समय से समय के दौरान विकसित होने में कामयाब रहे। ब्रह्मांड के तारे के निर्माण की अवधि आज तक।

स्पेक्ट्रा और स्पेक्ट्रल वर्गीकरण की विशेषताएं

सफेद बौनों को एक अलग वर्णक्रमीय वर्ग डी (अंग्रेजी बौने - बौने से) के लिए आवंटित किया जाता है, वर्तमान में एक वर्गीकरण का उपयोग किया जाता है जो एडवर्ड सायन द्वारा 1983 में प्रस्तावित सफेद बौनों के स्पेक्ट्रा की विशेषताओं को दर्शाता है; इस वर्गीकरण में वर्णक्रमीय वर्ग निम्नलिखित प्रारूप में लिखा गया है:

डी [उपवर्ग] [स्पेक्ट्रम विशेषताएं] [तापमान सूचकांक],

निम्नलिखित उपवर्गों को परिभाषित किया गया है:

• डीए - हाइड्रोजन की बामर श्रृंखला की रेखाएं स्पेक्ट्रम में मौजूद होती हैं, हीलियम की रेखाएं नहीं देखी जाती हैं;
• DB - हीलियम He I रेखाएँ स्पेक्ट्रम में मौजूद हैं, हाइड्रोजन या धातु रेखाएँ अनुपस्थित हैं;
• डीसी - अवशोषण लाइनों के बिना निरंतर स्पेक्ट्रम;
• DO - मजबूत हीलियम He II रेखाएँ स्पेक्ट्रम में मौजूद होती हैं, He I और H रेखाएँ भी मौजूद हो सकती हैं;
• DZ - केवल धातु की रेखाएँ, कोई H या He रेखाएँ नहीं;
• डीक्यू - आणविक सी 2 सहित कार्बन की रेखाएं;

और वर्णक्रमीय विशेषताएं:

• पी - चुंबकीय क्षेत्र में प्रकाश का ध्रुवीकरण देखा;
• एच - चुंबकीय क्षेत्र की उपस्थिति में ध्रुवीकरण नहीं देखा जाता है;
• वी - सितारे प्रकार ZZ Keta या अन्य चर सफेद बौने;
• एक्स - अजीबोगरीब या अवर्गीकृत स्पेक्ट्रा।

सफेद बौनों का विकास

सफेद बौने अपने विकास को लाल दिग्गजों के उजागर पतित कोर के रूप में शुरू करते हैं जिन्होंने अपने खोल को छोड़ दिया है - यानी, युवा ग्रह नीहारिकाओं के केंद्रीय सितारों के रूप में। युवा ग्रहीय नीहारिकाओं के कोर के फोटोस्फीयर का तापमान बहुत अधिक है - उदाहरण के लिए, NGC 7293 नेबुला के केंद्रीय तारे का तापमान 90,000 K (अवशोषण लाइनों से अनुमानित) से लेकर 130,000 K (एक्स-रे से अनुमानित) तक होता है। स्पेक्ट्रम)। ऐसे तापमान पर, अधिकांश स्पेक्ट्रम कठोर पराबैंगनी और नरम एक्स-रे होते हैं।

इसी समय, उनके स्पेक्ट्रा में देखे गए सफेद बौने मुख्य रूप से दो बड़े समूहों में विभाजित होते हैं - "हाइड्रोजन" वर्णक्रमीय प्रकार डीए, जिसके स्पेक्ट्रा में कोई हीलियम रेखाएं नहीं होती हैं, जो सफेद बौनों की आबादी का ~ 80% हिस्सा बनाती हैं। , और "हीलियम" वर्णक्रमीय प्रकार डीबी स्पेक्ट्रा में हाइड्रोजन लाइनों के बिना जो शेष 20% आबादी का अधिकांश हिस्सा बनाते हैं। सफेद बौनों के वायुमंडल की संरचना में इस अंतर का कारण लंबे समय तक अस्पष्ट रहा। 1 9 84 में, इको इबेन ने स्पंदन के विभिन्न चरणों में, एसिम्प्टोटिक-जायंट-ब्रांच पर स्थित स्पंदित लाल दिग्गजों से सफेद बौनों के "निकास" के परिदृश्यों पर विचार किया। विकास के अंतिम चरण में, हीलियम कोर के "बर्न आउट" के परिणामस्वरूप, दस सौर द्रव्यमान वाले लाल दिग्गज, मुख्य रूप से कार्बन और भारी तत्वों से युक्त, एक गैर-पतित से घिरे हुए, एक पतित कोर बनाते हैं। हीलियम शीट स्रोत, जिसमें ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रिया होती है। बदले में, एक स्तरित हाइड्रोजन स्रोत इसके ऊपर स्थित होता है, जिसमें हाइड्रोजन शेल से घिरे हीलियम में हाइड्रोजन रूपांतरण के बेथे चक्र की थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं होती हैं; इस प्रकार, बाहरी हाइड्रोजन परत स्रोत हीलियम परत स्रोत के लिए हीलियम का "निर्माता" है। एक स्तरित स्रोत में हीलियम का दहन इसकी अत्यधिक उच्च तापमान निर्भरता के कारण थर्मल अस्थिरता के अधीन है, और यह हीलियम बर्न-अप दर की तुलना में उच्च हाइड्रोजन-से-हीलियम रूपांतरण दर से तेज होता है; परिणाम हीलियम का संचय, अध: पतन की शुरुआत के लिए इसका संपीड़न, ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रिया की दर में तेज वृद्धि और विकास है स्तरित हीलियम फ्लैश.

बहुत कम समय (~ 30 वर्ष) में हीलियम स्रोत की चमक इतनी बढ़ जाती है कि हीलियम का दहन संवहन शासन में चला जाता है, परत फैल जाती है, हाइड्रोजन परत स्रोत को बाहर की ओर धकेलती है, जिससे इसकी शीतलन और हाइड्रोजन की समाप्ति होती है। दहन। विस्फोट के दौरान अतिरिक्त हीलियम जलने के बाद, हीलियम परत की चमक कम हो जाती है, लाल विशाल की बाहरी हाइड्रोजन परतें सिकुड़ जाती हैं, और हाइड्रोजन परत स्रोत फिर से प्रज्वलित हो जाता है।

इबेन ने सुझाव दिया कि एक स्पंदित लाल विशालकाय अपने खोल को छोड़ सकता है, एक ग्रहीय निहारिका का निर्माण कर सकता है, दोनों हीलियम फ्लैश चरण में और सक्रिय स्तरित हाइड्रोजन स्रोत के साथ मौन चरण में, और, चूंकि शेल पृथक्करण सतह चरण पर निर्भर करती है, जब खोल हीलियम फ्लैश के दौरान बहाया जाता है, वर्णक्रमीय प्रकार डीबी का एक "हीलियम" सफेद बौना उजागर होता है, और जब एक सक्रिय शीट हाइड्रोजन स्रोत के साथ एक विशाल द्वारा लिफाफा निकाला जाता है, तो एक "हाइड्रोजन" बौना डीए उजागर होता है; हीलियम फ्लैश की अवधि स्पंदन चक्र की अवधि का लगभग 20% है, जो हाइड्रोजन और हीलियम बौनों DA:DB ~ 80:20 के अनुपात की व्याख्या करता है।

बड़े तारे (सूर्य से 7-10 गुना भारी) किसी बिंदु पर हाइड्रोजन, हीलियम और कार्बन को "जला" देते हैं और ऑक्सीजन युक्त कोर के साथ सफेद बौनों में बदल जाते हैं। ऑक्सीजन युक्त वातावरण वाले एसडीएसएस 0922+2928 और एसडीएसएस 1102+2054 सितारे इसकी पुष्टि करते हैं।

चूंकि सफेद बौने अपने स्वयं के थर्मोन्यूक्लियर ऊर्जा स्रोतों से वंचित हैं, इसलिए वे अपने ताप भंडार की कीमत पर विकिरण करते हैं। एक पूरी तरह से काले शरीर की विकिरण शक्ति (पूरे स्पेक्ट्रम पर एकीकृत शक्ति), प्रति इकाई सतह क्षेत्र, शरीर के तापमान की चौथी शक्ति के समानुपाती होती है:

j = σ T 4 , (\displaystyle j=\sigma T^(4),)

कहाँ पे जे (\ डिस्प्लेस्टाइल जे)विकिरण सतह के प्रति इकाई क्षेत्र की शक्ति है, और (\displaystyle \सिग्मा )- स्थिरांक स्टीफन- बोल्ट्ज़मैन।

जैसा कि पहले ही उल्लेख किया गया है, तापमान एक पतित इलेक्ट्रॉन गैस की स्थिति के समीकरण में शामिल नहीं है - अर्थात, एक सफेद बौने की त्रिज्या और विकिरण क्षेत्र अपरिवर्तित रहता है: परिणामस्वरूप, सबसे पहले, सफेद बौनों के लिए कोई द्रव्यमान नहीं होता है- चमक पर निर्भरता, लेकिन केवल तापमान पर एक उम्र-चमकदार निर्भरता है, लेकिन विकिरण सतह के क्षेत्र पर नहीं), और, दूसरी बात, सुपरहॉट युवा सफेद बौनों को बहुत जल्दी ठंडा होना चाहिए, क्योंकि विकिरण प्रवाह और, तदनुसार, शीतलन दर, तापमान की चौथी शक्ति के समानुपाती होती है।

अंततः, अरबों वर्षों के शीतलन के बाद, किसी भी सफेद बौने को एक तथाकथित ब्लैक ड्वार्फ (जो दृश्य प्रकाश का उत्सर्जन नहीं करता है) में बदलना चाहिए। हालांकि अभी तक ब्रह्मांड में ऐसी कोई वस्तु नहीं देखी गई है (कुछ के अनुसार [ क्या?] गणना, एक सफेद बौने को 5 K के तापमान तक ठंडा करने के लिए न्यूनतम 10 15 साल की आवश्यकता होती है), क्योंकि ब्रह्मांड में पहले सितारों के गठन के बाद से समय बीत चुका है (आधुनिक अवधारणाओं के अनुसार) लगभग 13 अरब वर्ष , लेकिन कुछ सफेद बौने पहले ही 4000 केल्विन (उदाहरण के लिए, सफेद बौने डब्लूडी 0346+246 और एसडीएसएस जे110217, 48+4113154, 3700-3800 K के तापमान और वर्णक्रमीय प्रकार एम0 से लगभग 100 प्रकाश वर्ष की दूरी पर तापमान तक ठंडा हो चुके हैं। सूर्य), जो अपने छोटे आकार के साथ, उनका पता लगाना बहुत कठिन कार्य करता है।

सफेद बौनों से जुड़ी खगोलीय घटनाएं

सफेद बौनों से एक्स-रे उत्सर्जन

युवा सफेद बौनों की सतह का तापमान, शेल इजेक्शन के बाद आइसोट्रोपिक तारकीय कोर, बहुत अधिक है - 2⋅10 5 K से अधिक, हालांकि, सतह से विकिरण के कारण यह जल्दी से गिर जाता है। ऐसे बहुत ही युवा सफेद बौने एक्स-रे रेंज में देखे जाते हैं (उदाहरण के लिए, ROSAT उपग्रह द्वारा सफेद बौने HZ 43 का अवलोकन)। एक्स-रे रेंज में, सफेद बौनों की चमक मुख्य-अनुक्रम सितारों की चमक से अधिक होती है: चंद्र एक्स-रे टेलीस्कोप (चित्र 10 देखें) द्वारा ली गई सीरियस की तस्वीरें एक चित्रण के रूप में काम कर सकती हैं - उन पर, सफेद बौना सीरियस बी वर्णक्रमीय वर्ग A1 के सीरियस ए की तुलना में उज्जवल दिखता है, जो ऑप्टिकल रेंज में सीरियस बी की तुलना में ~ 10,000 गुना अधिक चमकीला है।

सबसे गर्म सफेद बौनों की सतह का तापमान 7⋅10 4 K है, सबसे ठंडा 4⋅10 3 K से कम है (उदाहरण के लिए, Star van Maanen और WD 0346 + 246 SDSS J110217, 48 + 411315.4 वर्णक्रमीय प्रकार M0 के साथ देखें। )

एक्स-रे रेंज में सफेद बौनों के विकिरण की एक विशेषता यह तथ्य है कि उनके लिए एक्स-रे विकिरण का मुख्य स्रोत फोटोस्फीयर है, जो उन्हें "सामान्य" सितारों से तेजी से अलग करता है: बाद में, मुकुट एक्स का उत्सर्जन करता है -किरणें, कई मिलियन केल्विन तक गर्म होती हैं, और एक्स-रे के उत्सर्जन के लिए फोटोस्फीयर का तापमान बहुत कम है।

बाइनरी सिस्टम में सफेद बौनों पर अभिवृद्धि

बाइनरी सिस्टम में विभिन्न द्रव्यमान के सितारों के विकास के दौरान, घटकों के विकास की दर समान नहीं होती है, जबकि अधिक विशाल घटक एक सफेद बौने में विकसित हो सकता है, जबकि कम विशाल इस समय तक मुख्य अनुक्रम पर रह सकता है। . बदले में, जैसा कि कम विशाल घटक विकास के दौरान मुख्य अनुक्रम को छोड़ देता है और लाल विशाल शाखा में चला जाता है, विकसित होने वाले तारे का आकार तब तक बढ़ना शुरू हो जाता है जब तक कि वह अपने रोश लोब को भर नहीं देता। चूंकि बाइनरी सिस्टम के घटकों के रोश लोब लैग्रेंज बिंदु एल 1 पर संपर्क में हैं, इस चरण में कम विशाल घटक के विकास के इस चरण में, बिंदु एल 1 के माध्यम से, लाल विशालकाय से पदार्थ का प्रवाह सफेद बौने का रोश लोब शुरू होता है और इसकी सतह पर हाइड्रोजन-समृद्ध पदार्थ का और अभिवृद्धि होता है (चित्र 11 देखें), जो कई खगोलीय घटनाओं की ओर जाता है:

• सफेद बौनों पर गैर-स्थिर अभिवृद्धि, यदि साथी एक विशाल लाल बौना है, तो बौना नोवा (यू जेम (यूजी) प्रकार के तारे) और नोवा-जैसे विनाशकारी चर सितारों का उदय होता है।
• सफेद बौनों पर अभिवृद्धि, जिसमें एक मजबूत चुंबकीय क्षेत्र होता है, सफेद बौने के चुंबकीय ध्रुवों के क्षेत्र को निर्देशित किया जाता है, और बौने के चुंबकीय क्षेत्र के निकट-ध्रुवीय क्षेत्रों में एकत्रित प्लाज्मा के विकिरण के साइक्लोट्रॉन तंत्र एक मजबूत कारण बनता है दृश्य क्षेत्र (ध्रुवीय और मध्यवर्ती ध्रुव) में विकिरण का ध्रुवीकरण।
• हाइड्रोजन-समृद्ध पदार्थ के सफेद बौनों पर अभिवृद्धि से सतह पर इसका संचय होता है (मुख्य रूप से हीलियम से मिलकर) और हीलियम संलयन प्रतिक्रिया के तापमान को गर्म करता है, जो थर्मल अस्थिरता के मामले में, एक फ्लैश के रूप में मनाया जाने वाला विस्फोट होता है।

यदि आप रात के आकाश को करीब से देखें, तो यह नोटिस करना आसान है कि हमें देखने वाले तारे अलग-अलग रंग के होते हैं। नीले, सफेद, लाल, वे समान रूप से चमकते हैं या क्रिसमस ट्री की माला की तरह टिमटिमाते हैं। एक दूरबीन में, रंग अंतर अधिक स्पष्ट हो जाते हैं। इस विविधता का कारण प्रकाशमंडल का तापमान है। और, एक तार्किक धारणा के विपरीत, सबसे गर्म लाल नहीं, बल्कि नीले, सफेद-नीले और सफेद तारे हैं। लेकिन पहले चीजें पहले।

वर्णक्रमीय वर्गीकरण

तारे गैस के विशाल गर्म गोले हैं। जिस तरह से हम उन्हें पृथ्वी से देखते हैं, वह कई मापदंडों पर निर्भर करता है। उदाहरण के लिए, तारे वास्तव में टिमटिमाते नहीं हैं। इस पर आश्वस्त होना बहुत आसान है: सूर्य को याद करना काफी है। टिमटिमाता प्रभाव इस तथ्य के कारण होता है कि ब्रह्मांडीय पिंडों से हमारे पास आने वाला प्रकाश धूल और गैस से भरे अंतरतारकीय माध्यम पर हावी हो जाता है। एक और चीज रंग है। यह कुछ तापमानों के लिए गोले (विशेषकर प्रकाशमंडल) के गर्म होने का परिणाम है। वास्तविक रंग दिखाई देने वाले रंग से भिन्न हो सकता है, लेकिन अंतर आमतौर पर छोटा होता है।

आज, दुनिया भर में सितारों के हार्वर्ड वर्णक्रमीय वर्गीकरण का उपयोग किया जाता है। यह एक तापमान है और स्पेक्ट्रम लाइनों के आकार और सापेक्ष तीव्रता पर आधारित है। प्रत्येक वर्ग एक निश्चित रंग के सितारों से मेल खाता है। वर्गीकरण 1890-1924 में हार्वर्ड वेधशाला में विकसित किया गया था।

एक मुंडा अंग्रेज गाजर की तरह खजूर चबा रहा है

सात मुख्य वर्णक्रमीय वर्ग हैं: O-B-A-F-G-K-M। यह क्रम तापमान में क्रमिक कमी (O से M तक) को दर्शाता है। इसे याद रखने के लिए विशेष स्मरक सूत्र हैं। रूसी में, उनमें से एक ऐसा लगता है: "एक मुंडा अंग्रेज गाजर की तरह खजूर चबाता है।" इन वर्गों में दो और जोड़े जाते हैं। वर्ण C और S वर्णक्रम में धातु ऑक्साइड बैंड के साथ ठंडे प्रकाशमान को दर्शाते हैं। स्टार कक्षाओं पर अधिक विस्तार से विचार करें:

• कक्षा ओ को उच्चतम सतह के तापमान (30 से 60 हजार केल्विन से) की विशेषता है। इस प्रकार के तारे द्रव्यमान में सूर्य से 60 गुना और त्रिज्या में 15 गुना अधिक होते हैं। इनका दृश्य रंग नीला होता है। चमक के मामले में, वे हमारे तारे से एक लाख से अधिक गुना आगे हैं। इस वर्ग से संबंधित नीला तारा HD93129A, ज्ञात ब्रह्मांडीय पिंडों में सबसे अधिक चमकदारता में से एक है। इस सूचक के अनुसार, यह सूर्य से 5 मिलियन गुना आगे है। नीला तारा हमसे 7.5 हजार प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है।
• कक्षा बी का तापमान 10-30 हजार केल्विन है, जो सूर्य के समान पैरामीटर से 18 गुना अधिक है। ये सफेद-नीले और सफेद तारे हैं। इनकी त्रिज्या सूर्य की त्रिज्या से 7 गुना अधिक है।
• कक्षा ए को 7.5-10 हजार केल्विन का तापमान, त्रिज्या और द्रव्यमान क्रमशः 2.1 और 3.1 गुना से अधिक, सूर्य के समान मापदंडों की विशेषता है। ये सफेद तारे हैं।
• कक्षा एफ: तापमान 6000-7500 के। द्रव्यमान सूर्य से 1.7 गुना अधिक है, त्रिज्या 1.3 है। पृथ्वी से ऐसे तारे भी सफेद दिखते हैं, इनका असली रंग पीला सफेद होता है।
• कक्षा जी: तापमान 5-6 हजार केल्विन। सूर्य इसी वर्ग का है। ऐसे तारों का दृश्य और वास्तविक रंग पीला होता है।
• कक्षा के: तापमान 3500-5000 के। त्रिज्या और द्रव्यमान सौर से कम हैं, वे तारे के संबंधित मापदंडों के 0.9 और 0.8 हैं। पृथ्वी से देखे जाने वाले इन तारों का रंग पीला-नारंगी है।
• कक्षा एम: तापमान 2-3.5 हजार केल्विन। द्रव्यमान और त्रिज्या सूर्य के समान मापदंडों के 0.3 और 0.4 हैं। हमारे ग्रह की सतह से, वे लाल-नारंगी दिखते हैं। बीटा एंड्रोमेडे और अल्फा चेंटरलेस एम वर्ग के हैं। कई लोगों से परिचित चमकदार लाल सितारा बेतेल्यूज़ (अल्फा ओरियनिस) है। सर्दियों में आकाश में इसकी तलाश करना सबसे अच्छा है। लाल तारा ऊपर और थोड़ा बाईं ओर स्थित है

प्रत्येक वर्ग को 0 से 9 तक उपवर्गों में विभाजित किया गया है, अर्थात सबसे गर्म से लेकर सबसे ठंडे तक। सितारों की संख्या एक निश्चित वर्णक्रमीय प्रकार से संबंधित होती है और समूह में अन्य चमकदारों की तुलना में फोटोस्फीयर के ताप की डिग्री दर्शाती है। उदाहरण के लिए, सूर्य G2 वर्ग का है।

दृश्य गोरे

इस प्रकार, B से F तक का तारा वर्ग पृथ्वी से सफेद दिख सकता है। और केवल ए-प्रकार से संबंधित वस्तुओं में वास्तव में यह रंग होता है। तो, तारा सैफ (नक्षत्र ओरियन) और अल्गोल (बीटा पर्सियस) एक पर्यवेक्षक के लिए जो एक दूरबीन से लैस नहीं है, सफेद दिखाई देगा। वे वर्णक्रमीय वर्ग B से संबंधित हैं। उनका असली रंग नीला-सफेद है। सफेद दिखाई देने वाले माइथ्रेक्स और प्रोसीओन भी हैं, जो पर्सियस और कैनिस माइनर के आकाशीय चित्रों में सबसे चमकीले सितारे हैं। हालांकि, उनका असली रंग पीले (कक्षा एफ) के करीब है।

सांसारिक पर्यवेक्षक के लिए तारे सफेद क्यों होते हैं? हमारे ग्रह को समान वस्तुओं से अलग करने वाली विशाल दूरी के साथ-साथ अंतरिक्ष में अक्सर पाए जाने वाले धूल और गैस के विशाल बादलों के कारण रंग विकृत हो जाता है।

कक्षा

सफेद सितारों को ओ और बी वर्गों के प्रतिनिधियों के रूप में इतना अधिक तापमान नहीं होता है। उनका फोटोस्फीयर 7.5-10 हजार केल्विन तक गर्म होता है। वर्णक्रमीय वर्ग A के तारे सूर्य से बहुत बड़े हैं। उनकी चमक भी अधिक होती है - लगभग 80 गुना।

A तारों के स्पेक्ट्रम में बामर श्रेणी की हाइड्रोजन रेखाएँ प्रबल रूप से उच्चारित होती हैं। अन्य तत्वों की रेखाएँ काफ़ी कमज़ोर होती हैं, लेकिन जैसे-जैसे आप उपवर्ग A0 से A9 की ओर बढ़ते हैं, वे और अधिक महत्वपूर्ण होती जाती हैं। वर्णक्रमीय वर्ग A से संबंधित दिग्गज और सुपरजायंट मुख्य अनुक्रम सितारों की तुलना में थोड़ी कम स्पष्ट हाइड्रोजन लाइनों की विशेषता है। इन चमकदारों के मामले में, भारी धातुओं की रेखाएं अधिक ध्यान देने योग्य हो जाती हैं।

कई अजीबोगरीब तारे वर्णक्रमीय वर्ग A के हैं। यह शब्द उन प्रकाशकों को संदर्भित करता है जिनकी स्पेक्ट्रम और भौतिक मापदंडों में ध्यान देने योग्य विशेषताएं हैं, जिससे उन्हें वर्गीकृत करना मुश्किल हो जाता है। उदाहरण के लिए, बूट्स लैम्ब्डा प्रकार के दुर्लभ सितारों को भारी धातुओं की कमी और बहुत धीमी गति से घूमने की विशेषता है। अजीबोगरीब प्रकाशकों में सफेद बौने भी शामिल हैं।

क्लास ए में रात के आसमान में सीरियस, मेनकालिनन, एलियट, कैस्टर और अन्य जैसी चमकीली वस्तुएं शामिल हैं। आइए उन्हें बेहतर तरीके से जानें।

अल्फा कैनिस मेजर

सीरियस सबसे चमकीला है, हालांकि आकाश का सबसे निकटतम तारा नहीं है। इसकी दूरी 8.6 प्रकाश वर्ष है। एक सांसारिक पर्यवेक्षक के लिए, यह इतना उज्ज्वल लगता है क्योंकि इसका एक प्रभावशाली आकार है और फिर भी कई अन्य बड़ी और उज्ज्वल वस्तुओं के रूप में दूर नहीं है। सूर्य के सबसे निकट का तारा सीरियस है इस सूची में पांचवें स्थान पर है।

यह संदर्भित करता है और दो घटकों की एक प्रणाली है। सीरियस ए और सीरियस बी को 20 खगोलीय इकाइयों द्वारा अलग किया जाता है और केवल 50 साल से कम की अवधि के साथ घूमते हैं। सिस्टम का पहला घटक, एक मुख्य-अनुक्रम तारा, वर्णक्रमीय प्रकार A1 से संबंधित है। इसका द्रव्यमान सूर्य से दोगुना है और इसकी त्रिज्या 1.7 गुना है। इसे पृथ्वी से नग्न आंखों से देखा जा सकता है।

प्रणाली का दूसरा घटक एक सफेद बौना है। तारा सीरियस बी हमारे द्रव्यमान के लगभग बराबर है, जो ऐसी वस्तुओं के लिए विशिष्ट नहीं है। आमतौर पर, सफेद बौनों को 0.6-0.7 सौर द्रव्यमान के द्रव्यमान की विशेषता होती है। वहीं, सीरियस बी के आयाम पृथ्वी के करीब हैं। यह माना जाता है कि लगभग 120 मिलियन वर्ष पहले इस तारे के लिए सफेद बौना चरण शुरू हुआ था। जब सीरियस बी मुख्य अनुक्रम पर स्थित था, तो यह संभवतः 5 सौर द्रव्यमान के द्रव्यमान वाला एक चमकदार था और वर्णक्रमीय वर्ग बी से संबंधित था।

वैज्ञानिकों के अनुसार सीरियस ए, लगभग 660 मिलियन वर्षों में विकास के अगले चरण में चला जाएगा। फिर यह एक लाल विशालकाय में बदल जाएगा, और थोड़ी देर बाद - अपने साथी की तरह एक सफेद बौने में।

अल्फा ईगल

सीरियस की तरह, कई सफेद सितारे, जिनके नाम नीचे दिए गए हैं, न केवल उन लोगों के लिए जाने जाते हैं जो खगोल विज्ञान के शौकीन हैं क्योंकि उनकी चमक और विज्ञान कथा साहित्य के पन्नों में अक्सर उल्लेख किया जाता है। अल्टेयर उन प्रकाशकों में से एक है। उदाहरण के लिए, स्टीवन किंग में अल्फा ईगल पाया जाता है। रात के आकाश में, यह तारा अपनी चमक और अपेक्षाकृत निकटता के कारण स्पष्ट रूप से दिखाई देता है। सूर्य और अल्टेयर को अलग करने की दूरी 16.8 प्रकाश वर्ष है। वर्णक्रमीय वर्ग A के तारों में से केवल सीरियस ही हमारे अधिक निकट है।

अल्टेयर सूर्य से 1.8 गुना बड़ा है। इसकी विशेषता विशेषता बहुत तेज रोटेशन है। तारा नौ घंटे से भी कम समय में अपनी धुरी पर एक चक्कर लगाता है। भूमध्य रेखा के पास घूमने की गति 286 किमी/सेकंड है। नतीजतन, "फुर्तीला" अल्टेयर डंडे से चपटा हो जाएगा। इसके अलावा, अंडाकार आकार के कारण, तारे का तापमान और चमक ध्रुवों से भूमध्य रेखा तक कम हो जाती है। इस प्रभाव को "गुरुत्वाकर्षण अंधेरा" कहा जाता है।

Altair की एक और विशेषता यह है कि समय के साथ इसकी चमक बदल जाती है। यह डेल्टा शील्ड प्रकार चर के अंतर्गत आता है।

अल्फा लाइरा

वेगा सूर्य के बाद सबसे अधिक अध्ययन किया जाने वाला तारा है। अल्फा लाइरा अपने स्पेक्ट्रम का निर्धारण करने वाला पहला तारा है। फोटो में कैद सूर्य के बाद वह दूसरी चमकदार भी बनीं। वेगा भी उन पहले तारों में से थे जिनसे वैज्ञानिकों ने पैरलैक्स पद्धति का उपयोग करके दूरी को मापा। एक लंबी अवधि के लिए, अन्य वस्तुओं के परिमाण का निर्धारण करते समय तारे की चमक को 0 के रूप में लिया गया था।

लाइरा का अल्फा शौकिया खगोलशास्त्री और साधारण पर्यवेक्षक दोनों के लिए अच्छी तरह से जाना जाता है। यह सितारों में पांचवां सबसे चमकीला है, और अल्टेयर और डेनेब के साथ समर ट्रायंगल एस्टेरिज्म में शामिल है।

सूर्य से वेगा की दूरी 25.3 प्रकाश वर्ष है। इसका भूमध्यरेखीय त्रिज्या और द्रव्यमान हमारे तारे के समान मापदंडों से क्रमशः 2.78 और 2.3 गुना बड़ा है। एक तारे का आकार एक आदर्श गेंद होने से बहुत दूर है। भूमध्य रेखा पर व्यास ध्रुवों की तुलना में काफी बड़ा है। इसका कारण घूर्णन की विशाल गति है। भूमध्य रेखा पर, यह 274 किमी / सेकंड तक पहुंचता है (सूर्य के लिए, यह पैरामीटर दो किलोमीटर प्रति सेकंड से थोड़ा अधिक है)।

वेगा की विशेषताओं में से एक इसके चारों ओर धूल की डिस्क है। संभवतः, यह धूमकेतु और उल्कापिंडों की बड़ी संख्या में टकराव के परिणामस्वरूप उत्पन्न हुआ। धूल की डिस्क तारे के चारों ओर घूमती है और इसके विकिरण से गर्म होती है। नतीजतन, वेगा के अवरक्त विकिरण की तीव्रता बढ़ जाती है। बहुत पहले नहीं, डिस्क में विषमताओं की खोज की गई थी। उनकी संभावित व्याख्या यह है कि तारे में कम से कम एक ग्रह होता है।

अल्फा जेमिनी

मिथुन राशि में दूसरी सबसे चमकीली वस्तु कैस्टर है। वह, पिछले प्रकाशकों की तरह, वर्णक्रमीय वर्ग ए से संबंधित है। कैस्टर रात के आकाश में सबसे चमकीले सितारों में से एक है। इसी सूची में वह 23वें स्थान पर हैं।

कैस्टर एक बहु प्रणाली है जिसमें छह घटक होते हैं। दो मुख्य तत्व (कैस्टर ए और कैस्टर बी) 350 वर्षों की अवधि के साथ द्रव्यमान के एक सामान्य केंद्र के चारों ओर घूमते हैं। दो सितारों में से प्रत्येक एक वर्णक्रमीय बाइनरी है। कैस्टर ए और कैस्टर बी घटक कम चमकीले होते हैं और संभवतः एम वर्णक्रमीय प्रकार के होते हैं।

कैस्टर सी तुरंत सिस्टम से जुड़ा नहीं था। प्रारंभ में, इसे एक स्वतंत्र स्टार YY मिथुन के रूप में नामित किया गया था। आकाश के इस क्षेत्र पर शोध करने की प्रक्रिया में यह ज्ञात हुआ कि यह प्रकाशमान भौतिक रूप से कैस्टर प्रणाली से जुड़ा था। तारा कई दसियों हज़ार वर्षों की अवधि के साथ सभी घटकों के लिए सामान्य द्रव्यमान के केंद्र के चारों ओर घूमता है और एक वर्णक्रमीय बाइनरी भी है।

बीटा ऑरिगे

सारथी के आकाशीय चित्र में लगभग 150 "बिंदु" शामिल हैं, उनमें से कई सफेद तारे हैं। खगोल विज्ञान से दूर किसी व्यक्ति के लिए प्रकाशकों के नाम बहुत कम कहेंगे, लेकिन यह विज्ञान के लिए उनके महत्व को कम नहीं करता है। आकाशीय पैटर्न में सबसे चमकीली वस्तु, वर्णक्रमीय वर्ग A से संबंधित है, मेनकालिनन या बीटा ऑरिगे है। अरबी में तारे के नाम का अर्थ है "लगाम के मालिक का कंधा।"

मेनकालिनन एक त्रिगुट प्रणाली है। इसके दो घटक वर्णक्रमीय वर्ग ए के उप-विजेता हैं। उनमें से प्रत्येक की चमक सूर्य के समान पैरामीटर से 48 गुना अधिक है। वे 0.08 खगोलीय इकाइयों की दूरी से अलग होते हैं। तीसरा घटक युग्म से 330 AU की दूरी पर एक लाल बौना है। इ।

एप्सिलॉन उर्स मेजर

उत्तरी आकाश (उर्स मेजर) के शायद सबसे प्रसिद्ध नक्षत्र में सबसे चमकीला "बिंदु" एलियट है, जो कक्षा ए से भी संबंधित है। स्पष्ट परिमाण 1.76 है। सबसे चमकीले प्रकाशकों की सूची में, तारा 33 वां स्थान लेता है। अलीओथ बिग डिपर के तारांकन में प्रवेश करता है और अन्य प्रकाशकों की तुलना में कटोरे के करीब स्थित होता है।

एलियट स्पेक्ट्रम को असामान्य रेखाओं की विशेषता है जो 5.1 दिनों की अवधि के साथ उतार-चढ़ाव करती है। यह माना जाता है कि विशेषताएं तारे के चुंबकीय क्षेत्र के प्रभाव से जुड़ी हैं। नवीनतम आंकड़ों के अनुसार, स्पेक्ट्रम में उतार-चढ़ाव, लगभग 15 बृहस्पति द्रव्यमान वाले ब्रह्मांडीय पिंड की निकटता के कारण हो सकता है। क्या ऐसा है यह अभी भी एक रहस्य है। उसे, सितारों के अन्य रहस्यों की तरह, खगोलविद हर दिन समझने की कोशिश कर रहे हैं।

सफेद बौने

सफेद तारों के बारे में कहानी अधूरी होगी यदि हम सितारों के विकास में उस चरण का उल्लेख नहीं करते हैं, जिसे "सफेद बौना" के रूप में नामित किया गया है। इस तरह की वस्तुओं को उनका नाम इस तथ्य के कारण मिला कि उनमें से पहली खोज वर्णक्रमीय वर्ग ए से संबंधित थी। यह सीरियस बी और 40 एरिदानी बी थी। आज, सफेद बौनों को एक स्टार के जीवन के अंतिम चरण के विकल्पों में से एक कहा जाता है।

आइए हम प्रकाशकों के जीवन चक्र पर अधिक विस्तार से ध्यान दें।

सितारा विकास

सितारे एक रात में पैदा नहीं होते हैं: उनमें से कोई भी कई चरणों से गुजरता है। सबसे पहले, गैस और धूल का एक बादल अपने ही प्रभाव में सिकुड़ने लगता है। धीरे-धीरे, यह एक गेंद का रूप लेता है, जबकि गुरुत्वाकर्षण की ऊर्जा गर्मी में बदल जाती है - वस्तु का तापमान बढ़ जाता है। जिस समय यह 20 मिलियन केल्विन के मान तक पहुँचता है, परमाणु संलयन की प्रतिक्रिया शुरू होती है। इस चरण को एक पूर्ण सितारे के जीवन की शुरुआत माना जाता है।

सूर्य अपना अधिकांश समय मुख्य अनुक्रम पर व्यतीत करते हैं। उनकी गहराई में हाइड्रोजन चक्र अभिक्रियाएं लगातार चल रही हैं। तारों का तापमान भिन्न हो सकता है। जब नाभिक में सभी हाइड्रोजन समाप्त हो जाते हैं, तो विकास का एक नया चरण शुरू होता है। अब हीलियम ईंधन है। उसी समय, तारे का विस्तार होना शुरू हो जाता है। इसकी चमक बढ़ जाती है, जबकि सतह का तापमान, इसके विपरीत, कम हो जाता है। तारा मुख्य अनुक्रम को छोड़ देता है और एक लाल दानव बन जाता है।

हीलियम कोर का द्रव्यमान धीरे-धीरे बढ़ता है, और यह अपने ही वजन के नीचे सिकुड़ने लगता है। लाल विशाल चरण पिछले एक की तुलना में बहुत तेजी से समाप्त होता है। आगे का विकास जो पथ लेगा वह वस्तु के प्रारंभिक द्रव्यमान पर निर्भर करता है। लाल विशालकाय अवस्था में कम द्रव्यमान वाले तारे प्रफुल्लित होने लगते हैं। इस प्रक्रिया के परिणामस्वरूप, वस्तु अपने गोले छोड़ देती है। तारे का नंगे कोर भी बनता है। ऐसे नाभिक में सभी संलयन अभिक्रियाएँ पूर्ण होती हैं। इसे हीलियम व्हाइट ड्वार्फ कहा जाता है। अधिक विशाल लाल दिग्गज (एक निश्चित सीमा तक) कार्बन व्हाइट ड्वार्फ में विकसित होते हैं। उनके कोर में हीलियम से भारी तत्व होते हैं।

विशेषताएँ

सफेद बौने ऐसे पिंड होते हैं जो आमतौर पर सूर्य के बहुत करीब होते हैं। वहीं इनका आकार पृथ्वी से मेल खाता है। इन ब्रह्मांडीय पिंडों का विशाल घनत्व और उनकी गहराई में होने वाली प्रक्रियाएँ शास्त्रीय भौतिकी की दृष्टि से अकथनीय हैं। सितारों के रहस्यों ने क्वांटम यांत्रिकी को प्रकट करने में मदद की।

सफेद बौनों का पदार्थ एक इलेक्ट्रॉन-परमाणु प्लाज्मा है। इसे प्रयोगशाला में भी डिजाइन करना लगभग असंभव है। इसलिए, ऐसी वस्तुओं की कई विशेषताएं समझ से बाहर रहती हैं।

यहां तक ​​कि अगर आप रात भर तारों का अध्ययन करते हैं, तो आप विशेष उपकरणों के बिना कम से कम एक सफेद बौने का पता नहीं लगा पाएंगे। इनकी चमक सूर्य की तुलना में बहुत कम होती है। वैज्ञानिकों के अनुसार, सफेद बौने आकाशगंगा में सभी वस्तुओं का लगभग 3 से 10% हिस्सा बनाते हैं। हालाँकि, आज तक, उनमें से केवल वही पाए गए हैं जो पृथ्वी से 200-300 पारसेक से अधिक दूर स्थित नहीं हैं।

सफेद बौने विकसित होते रहते हैं। गठन के तुरंत बाद, उनके पास उच्च सतह का तापमान होता है, लेकिन जल्दी से ठंडा हो जाता है। गठन के कुछ दसियों अरबों साल बाद, सिद्धांत के अनुसार, एक सफेद बौना एक काले बौने में बदल जाता है - एक ऐसा शरीर जो दृश्य प्रकाश का उत्सर्जन नहीं करता है।

पर्यवेक्षक के लिए एक सफेद, लाल या नीला तारा मुख्य रूप से रंग में भिन्न होता है। खगोलविद गहरा दिखता है। उसके लिए रंग तुरंत वस्तु के तापमान, आकार और द्रव्यमान के बारे में बहुत कुछ बताता है। एक नीला या चमकीला नीला तारा एक विशाल गर्म गेंद है, जो सभी प्रकार से सूर्य से बहुत आगे है। श्वेत प्रकाशमान, जिनके उदाहरण लेख में वर्णित हैं, कुछ छोटे हैं। विभिन्न कैटलॉग में स्टार नंबर भी पेशेवरों को बहुत कुछ बताते हैं, लेकिन सभी नहीं। दूर के अंतरिक्ष पिंडों के जीवन के बारे में बड़ी मात्रा में जानकारी या तो अभी तक नहीं बताई गई है, या खोजी भी नहीं गई है।