सितारे बहुत अलग हैं: छोटे और बड़े, उज्ज्वल और बहुत उज्ज्वल नहीं, बूढ़े और युवा, गर्म और ठंडे, सफेद, नीले, पीले, लाल, आदि।

हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख आपको सितारों के वर्गीकरण को समझने की अनुमति देता है।

यह एक तारे के निरपेक्ष परिमाण, चमक, वर्णक्रमीय प्रकार और सतह के तापमान के बीच संबंध को दर्शाता है। इस आरेख में तारों को यादृच्छिक रूप से व्यवस्थित नहीं किया गया है, बल्कि अच्छी तरह से परिभाषित क्षेत्रों का निर्माण किया गया है।

अधिकांश तारे तथाकथित पर स्थित हैं मुख्य अनुक्रम. मुख्य अनुक्रम का अस्तित्व इस तथ्य के कारण है कि हाइड्रोजन जलने का चरण अधिकांश सितारों के विकास के समय का ~ 90% है: तारे के मध्य क्षेत्रों में हाइड्रोजन के जलने से एक इज़ोटेर्मल हीलियम कोर का निर्माण होता है, लाल विशाल चरण में संक्रमण, और मुख्य अनुक्रम से तारे का प्रस्थान। लाल दिग्गजों का अपेक्षाकृत संक्षिप्त विकास, उनके द्रव्यमान के आधार पर, सफेद बौनों, न्यूट्रॉन सितारों या ब्लैक होल के निर्माण की ओर जाता है।

अपने विकासवादी विकास के विभिन्न चरणों में होने के कारण, तारे सामान्य सितारों, बौने सितारों, विशाल सितारों में विभाजित होते हैं।

सामान्य तारे मुख्य अनुक्रम तारे होते हैं। हमारा सूरज उनमें से एक है। कभी-कभी सूर्य जैसे सामान्य तारों को पीले बौने कहा जाता है।

पीला बौना

एक पीला बौना एक प्रकार का छोटा मुख्य अनुक्रम तारा है जिसका द्रव्यमान 0.8 और 1.2 सौर द्रव्यमान और 5000-6000 K के सतह के तापमान के बीच होता है।

एक पीले बौने का जीवनकाल औसतन 10 अरब वर्ष होता है।

हाइड्रोजन की पूरी आपूर्ति जल जाने के बाद, तारा आकार में कई गुना बढ़ जाता है और लाल दानव में बदल जाता है। इस प्रकार के तारे का एक उदाहरण एल्डेबारन है।

लाल विशालकाय गैस की अपनी बाहरी परतों को बाहर निकालता है, जिससे ग्रहीय नीहारिकाएँ बनती हैं, और कोर एक छोटे, घने सफेद बौने में ढह जाता है।

एक लाल विशालकाय एक बड़ा लाल या नारंगी तारा है। ऐसे तारों का बनना तारा निर्माण की अवस्था और उनके अस्तित्व के बाद के चरणों दोनों में संभव है।

प्रारंभिक चरण में, तारा संपीड़न के दौरान जारी गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा के कारण विकिरण करता है, जब तक कि थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया की शुरुआत से संपीड़न बंद नहीं हो जाता।

सितारों के विकास के बाद के चरणों में, उनके आंतरिक भाग में हाइड्रोजन के जलने के बाद, तारे मुख्य अनुक्रम से उतरते हैं और हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख के लाल दिग्गजों और सुपरजाइंट्स के क्षेत्र में चले जाते हैं: यह चरण लगभग 10% तक रहता है सितारों के "सक्रिय" जीवन का समय, यानी उनके विकास के चरण, जिसके दौरान तारकीय इंटीरियर में न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रतिक्रियाएं होती हैं।

विशाल तारे की सतह का तापमान अपेक्षाकृत कम होता है, लगभग 5000 डिग्री। एक विशाल त्रिज्या, 800 सौर तक पहुँचती है और इतने बड़े आकार के कारण, एक विशाल चमक। अधिकतम विकिरण स्पेक्ट्रम के लाल और अवरक्त क्षेत्रों पर पड़ता है, यही कारण है कि उन्हें लाल दिग्गज कहा जाता है।

दिग्गजों में से सबसे बड़ा लाल सुपरजाइंट्स में बदल जाता है। नक्षत्र ओरियन में बेतेल्यूज़ नामक एक तारा लाल सुपरजायंट का सबसे उल्लेखनीय उदाहरण है।

बौने तारे दिग्गजों के विपरीत होते हैं और इस प्रकार हो सकते हैं।

एक सफेद बौना वह है जो एक साधारण तारे का अवशेष होता है जिसका द्रव्यमान 1.4 सौर द्रव्यमान से अधिक नहीं होता है, जब वह लाल विशालकाय अवस्था से गुजरता है।

हाइड्रोजन की अनुपस्थिति के कारण ऐसे तारों के क्रोड में थर्मोन्यूक्लियर रिएक्शन नहीं होता है।

सफेद बौने बहुत घने होते हैं। वे आकार में पृथ्वी से बड़े नहीं हैं, लेकिन उनके द्रव्यमान की तुलना सूर्य के द्रव्यमान से की जा सकती है।

ये अविश्वसनीय रूप से गर्म तारे हैं, जो 100,000 डिग्री या उससे अधिक के तापमान तक पहुँचते हैं। वे अपनी शेष ऊर्जा पर चमकते हैं, लेकिन समय के साथ, यह समाप्त हो जाता है, और कोर ठंडा हो जाता है, एक काले बौने में बदल जाता है।

लाल बौने ब्रह्मांड में सबसे आम तारकीय-प्रकार की वस्तुएं हैं। उनकी बहुतायत का अनुमान आकाशगंगा के सभी तारों की संख्या का 70 से 90% तक है। वे दूसरे स्टार्स से काफी अलग हैं।

लाल बौनों का द्रव्यमान सौर द्रव्यमान के एक तिहाई से अधिक नहीं होता है (निचली द्रव्यमान सीमा 0.08 सौर है, इसके बाद भूरे रंग के बौने हैं), सतह का तापमान 3500 K तक पहुँच जाता है। लाल बौनों का वर्णक्रमीय प्रकार M या देर K होता है। इसके सितारे प्रकार बहुत कम प्रकाश उत्सर्जित करता है, कभी-कभी सूर्य से 10,000 गुना छोटा।

उनके कम विकिरण को देखते हुए, पृथ्वी से नग्न आंखों में कोई भी लाल बौना दिखाई नहीं देता है। यहां तक ​​​​कि सूर्य के सबसे निकटतम लाल बौना, प्रॉक्सिमा सेंटॉरी (सूर्य के लिए ट्रिपल सिस्टम में सबसे नज़दीकी तारा) और निकटतम एकल लाल बौना, बरनार्ड्स स्टार, का स्पष्ट परिमाण क्रमशः 11.09 और 9.53 है। वहीं, 7.72 तक के परिमाण वाले तारे को नग्न आंखों से देखा जा सकता है।

हाइड्रोजन दहन की कम दर के कारण, लाल बौनों का जीवनकाल बहुत लंबा होता है - दसियों अरबों से लेकर दसियों खरब वर्षों तक (0.1 सौर द्रव्यमान वाला एक लाल बौना 10 ट्रिलियन वर्षों तक जलेगा)।

लाल बौनों में, हीलियम से जुड़े थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं असंभव हैं, इसलिए वे लाल दिग्गजों में नहीं बदल सकते। समय के साथ, वे धीरे-धीरे सिकुड़ते हैं और अधिक से अधिक गर्म होते हैं जब तक कि वे हाइड्रोजन ईंधन की पूरी आपूर्ति का उपयोग नहीं करते।

धीरे-धीरे, सैद्धांतिक अवधारणाओं के अनुसार, वे नीले बौनों में बदल जाते हैं - सितारों का एक काल्पनिक वर्ग, जबकि कोई भी लाल बौना अभी तक नीले बौने में बदलने में कामयाब नहीं हुआ है, और फिर हीलियम कोर के साथ सफेद बौनों में बदल गया है।

ब्राउन ड्वार्फ सबस्टेलर ऑब्जेक्ट हैं (लगभग 0.01 से 0.08 सौर द्रव्यमान की सीमा में द्रव्यमान के साथ, या, क्रमशः 12.57 से 80.35 बृहस्पति द्रव्यमान और व्यास लगभग बृहस्पति के बराबर), जिसकी गहराई में, मुख्य से विपरीत अनुक्रम तारे, हाइड्रोजन के हीलियम में रूपांतरण के साथ कोई थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रिया नहीं होती है।

मुख्य अनुक्रम तारों का न्यूनतम तापमान लगभग 4000 K होता है, भूरे रंग के बौनों का तापमान 300 से 3000 K के बीच होता है। भूरे रंग के बौने अपने पूरे जीवन में लगातार ठंडे रहते हैं, जबकि बौना जितना बड़ा होता है, उतना ही धीमा होता है।

उपभूरे बौने

सबब्राउन ड्वार्फ या ब्राउन सबड्वार्फ ठंडी संरचनाएं हैं जो द्रव्यमान में ब्राउन ड्वार्फ सीमा से नीचे होती हैं। इनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के लगभग एक सौवें भाग से कम है या, क्रमशः, बृहस्पति के 12.57 द्रव्यमान, निचली सीमा परिभाषित नहीं है। उन्हें आमतौर पर ग्रह माना जाता है, हालांकि वैज्ञानिक समुदाय अभी तक इस बारे में अंतिम निष्कर्ष पर नहीं पहुंचा है कि ग्रह क्या माना जाता है और उपभूरा बौना क्या है।

काला बौना

काले बौने सफेद बौने होते हैं जो ठंडे हो गए हैं और इसलिए दृश्य सीमा में विकिरण नहीं करते हैं। सफेद बौनों के विकास में अंतिम चरण का प्रतिनिधित्व करता है। काले बौनों का द्रव्यमान, सफेद बौनों के द्रव्यमान की तरह, ऊपर से 1.4 सौर द्रव्यमान तक सीमित है।

एक द्विआधारी तारा दो गुरुत्वाकर्षण रूप से बंधे हुए तारे हैं जो द्रव्यमान के एक सामान्य केंद्र के चारों ओर घूमते हैं।

कभी-कभी तीन या अधिक तारों की प्रणाली होती है, ऐसे में सामान्य स्थिति में प्रणाली को बहु तारा कहा जाता है।

ऐसे मामलों में जहां ऐसी तारा प्रणाली पृथ्वी से बहुत दूर नहीं है, एक दूरबीन के माध्यम से अलग-अलग तारों को पहचाना जा सकता है। यदि दूरी महत्वपूर्ण है, तो यह समझना संभव है कि खगोलविदों के सामने एक डबल स्टार केवल अप्रत्यक्ष संकेतों से संभव है - एक स्टार के दूसरे और कुछ अन्य के आवधिक ग्रहणों के कारण चमक में उतार-चढ़ाव।

नया सितारा

तारे जो अचानक से चमक में 10,000 गुना बढ़ जाते हैं। एक नोवा एक द्विआधारी प्रणाली है जिसमें एक सफेद बौना और एक मुख्य अनुक्रम साथी तारा होता है। ऐसी प्रणालियों में, तारे से गैस धीरे-धीरे सफेद बौने में प्रवाहित होती है और समय-समय पर वहां फट जाती है, जिससे चमक का विस्फोट होता है।

सुपरनोवा

सुपरनोवा एक तारा है जो एक विनाशकारी विस्फोटक प्रक्रिया में अपने विकास को समाप्त करता है। इस मामले में भड़कना एक नए तारे के मामले की तुलना में अधिक परिमाण के कई आदेश हो सकते हैं। इतना शक्तिशाली विस्फोट विकास के अंतिम चरण में तारे में होने वाली प्रक्रियाओं का परिणाम है।

न्यूट्रॉन स्टार

न्यूट्रॉन तारे (NS) 1.5 सौर द्रव्यमान के क्रम के द्रव्यमान के साथ तारकीय संरचनाएं हैं और आकार सफेद बौनों की तुलना में काफी छोटे हैं, एक न्यूट्रॉन तारे का विशिष्ट त्रिज्या, संभवतः, 10-20 किलोमीटर के क्रम का है।

इनमें मुख्य रूप से तटस्थ उप-परमाणु कण होते हैं - न्यूट्रॉन, गुरुत्वाकर्षण बलों द्वारा कसकर संकुचित। ऐसे तारों का घनत्व बहुत अधिक होता है, यह आनुपातिक होता है और कुछ अनुमानों के अनुसार यह परमाणु नाभिक के औसत घनत्व से कई गुना अधिक हो सकता है। एक घन सेंटीमीटर NZ पदार्थ का वजन करोड़ों टन होगा। न्यूट्रॉन तारे की सतह पर गुरुत्वाकर्षण बल पृथ्वी की तुलना में लगभग 100 अरब गुना अधिक है।

हमारी गैलेक्सी में, वैज्ञानिकों के अनुसार, 100 मिलियन से 1 बिलियन न्यूट्रॉन तारे हो सकते हैं, यानी एक हजार साधारण सितारों में से कहीं न कहीं।

पल्सर

पल्सर पृथ्वी पर आवधिक फटने (दालें) के रूप में आने वाले विद्युत चुम्बकीय विकिरण के ब्रह्मांडीय स्रोत हैं।

प्रमुख खगोलभौतिकीय मॉडल के अनुसार, पल्सर एक चुंबकीय क्षेत्र के साथ न्यूट्रॉन सितारों को घुमा रहे हैं जो रोटेशन की धुरी पर झुका हुआ है। जब पृथ्वी इस विकिरण से बने शंकु में गिरती है, तो एक विकिरण स्पंद को रिकॉर्ड करना संभव है जो तारे की क्रांति की अवधि के बराबर अंतराल पर दोहराता है। कुछ न्यूट्रॉन तारे प्रति सेकंड 600 चक्कर लगाते हैं।

सेफिड

सेफिड्स एक काफी सटीक अवधि-चमकदार संबंध के साथ स्पंदित चर सितारों का एक वर्ग है, जिसका नाम स्टार डेल्टा सेफेई के नाम पर रखा गया है। सबसे प्रसिद्ध सेफिड्स में से एक उत्तर सितारा है।

सितारों के मुख्य प्रकारों (प्रकारों) की उपरोक्त सूची, उनकी संक्षिप्त विशेषताओं के साथ, निश्चित रूप से, ब्रह्मांड में सितारों की पूरी संभावित विविधता को समाप्त नहीं करती है।

हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख (एचआर आरेख)

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हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख

किसी तारे की सबसे महत्वपूर्ण भौतिक विशेषताएं तापमान और निरपेक्ष परिमाण हैं। तापमान संकेतक तारे के रंग से निकटता से संबंधित हैं, और पूर्ण तारकीय परिमाण - वर्णक्रमीय प्रकार के साथ। याद रखें कि वर्तमान में उपयोग किए जाने वाले वर्गीकरण के अनुसार, सितारों, उनके स्पेक्ट्रा के अनुसार, जैसा कि साइट के "स्पेक्ट्रल क्लासेस" खंड में पहले ही उल्लेख किया गया है, सात मुख्य वर्णक्रमीय वर्गों में विभाजित हैं। वे लैटिन अक्षरों ओ, बी, ए, एफ, जी, के, एम में नामित हैं। यह इसी क्रम में है कि कक्षा O (बहुत गर्म तारे) के लिए तारों का तापमान कई दसियों हज़ार डिग्री से घटकर कक्षा M के तारों के लिए 2000-3000 डिग्री हो जाता है।.

वे। चमक का एक माप, एक तारे द्वारा उत्सर्जित ऊर्जा की मात्रा के रूप में व्यक्त किया जाता है। तारे की दूरी जानकर इसकी गणना सैद्धांतिक रूप से की जा सकती है।

1913 में, डेनिश खगोलशास्त्री एइनर हर्ट्ज़स्प्रंग और अमेरिकी हेनरी नॉरिस रेसेल स्वतंत्र रूप से दो मुख्य तारकीय मापदंडों - तापमान और पूर्ण तारकीय परिमाण को जोड़ने वाले सैद्धांतिक ग्राफ का निर्माण करने के लिए एक ही विचार के साथ आए। परिणाम एक आरेख था जिसे दो खगोलविदों के नाम दिए गए थे - हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख (abbr। HRD), या, अधिक सरलता से, G-R आरेख। जैसा कि हम बाद में देखेंगे, हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख सितारों के विकास को समझने में मदद करता है। इसके अलावा, यह व्यापक रूप से तारा समूहों की दूरी निर्धारित करने के लिए उपयोग किया जाता है।

इस आरेख का प्रत्येक बिंदु एक तारे से मेल खाता है। तारे की चमक को y-अक्ष (ऊर्ध्वाधर अक्ष) के साथ प्लॉट किया जाता है, और इसकी सतह का तापमान भुज (क्षैतिज अक्ष) के साथ प्लॉट किया जाता है। यदि हम किसी तारे के रंग से उसका तापमान निर्धारित करते हैं, तो हमारे पास जीआर आरेख के निर्माण के लिए आवश्यक मूल्यों में से एक होगा। यदि तारे से दूरी ज्ञात है, तो आकाश में इसकी स्पष्ट चमक का उपयोग चमक को निर्धारित करने के लिए किया जा सकता है। तब हमारे पास जीआर आरेख के निर्माण के लिए आवश्यक दोनों मात्राएँ होंगी, और हम इस आरेख पर एक बिंदु डाल पाएंगे जो हमारे तारे से मेल खाता है।

सूर्य को आरेख में चमक 1 के विपरीत रखा गया है, और चूंकि सूर्य की सतह का तापमान 5800 डिग्री है, यह लगभग H-R आरेख के मध्य में है।

ऊपर दिए गए चित्र में सूर्य से अधिक चमक वाले तारे स्थित हैं। उदाहरण के लिए, संख्या 1000 का अर्थ है कि तारे इस स्तर पर स्थित हैं, जिनकी चमक सूर्य की चमक से 1000 गुना अधिक है।

कम चमक वाले सितारे, जैसे सीरियस बी - सीरियस सिस्टम से एक सफेद बौना - नीचे स्थित है। तारे जो सूर्य से अधिक गर्म होते हैं, जैसे सीरियस ए और ज़ेटा ऑरिगे बी, ज़ेटा ऑरिगे से एक गर्म तारा और नक्षत्र कन्या राशि में स्पिका सिस्टम, सूर्य के बाईं ओर स्थित हैं। बेतेल्यूज़ और ज़ेटा ऑरिगे सिस्टम से लाल सुपरजायंट जैसे कूलर सितारे, दाईं ओर झूठ बोलते हैं।

चूँकि ठंडे तारे लाल प्रकाश उत्सर्जित करते हैं और गर्म तारे सफेद या नीले प्रकाश का उत्सर्जन करते हैं, चित्र में दाईं ओर लाल तारे और बाईं ओर सफेद या नीले तारे दिखाई देते हैं। आरेख के शीर्ष पर उच्च चमक वाले तारे हैं, और नीचे - कम चमक वाले तारे हैं।

मुख्य अनुक्रम

H-R आरेख में अधिकांश तारे एक विकर्ण पट्टी के भीतर स्थित होते हैं जो ऊपरी बाएँ कोने से नीचे दाईं ओर चलती है। इस बैंड को कहा जाता है "मुख्य अनुक्रम" . इस पर लगे तारों को "मुख्य अनुक्रम तारे" कहा जाता है। हमारा सूर्य मुख्य अनुक्रम के सितारों से संबंधित है और इसके उस हिस्से में स्थित है जो पीले सितारों से मेल खाता है। मुख्य अनुक्रम के शीर्ष पर सबसे चमकीले और सबसे गर्म तारे हैं, और नीचे दाईं ओर सबसे मंद हैं और परिणामस्वरूप, लंबे समय तक जीवित रहते हैं।

मुख्य अनुक्रम के सितारे अपने अस्तित्व के सबसे "शांत" और स्थिर चरण में हैं, या, जैसा कि वे कहते हैं, जीवन का चरण।

उनकी ऊर्जा का स्रोत है। तारकीय विकास के सिद्धांत के आधुनिक अनुमानों के अनुसार, यह चरण किसी भी तारे के जीवन का लगभग 90% हिस्सा बनाता है। इसलिए ज्यादातर सितारे मुख्य अनुक्रम के हैं।

तारकीय विकास के सिद्धांत के अनुसार, जब किसी तारे के आंतरिक भाग में हाइड्रोजन की आपूर्ति समाप्त हो जाती है, तो यह मुख्य अनुक्रम को छोड़ देता है, दाईं ओर भटक जाता है। इस मामले में, तारे का तापमान हमेशा गिरता है, और आकार तेजी से बढ़ता है। आरेख के साथ तारे की एक जटिल, तेजी से गतिमान गति शुरू होती है।

लाल दिग्गज और सफेद बौने

अलग-अलग - मुख्य अनुक्रम के दाईं ओर और ऊपर, बहुत अधिक चमक वाले सितारों का एक समूह है, और ऐसे सितारों का तापमान अपेक्षाकृत कम है - ये तथाकथित लाल हैं विशाल सितारे और सुपरजायंट्स . ये ठंडे तारे (लगभग 3000°C) हैं, जो, हालांकि, मुख्य क्रम में समान तापमान वाले तारों की तुलना में बहुत अधिक चमकीले होते हैं। एक ठंडे तारे की सतह का एक वर्ग सेंटीमीटर प्रति सेकंड अपेक्षाकृत कम मात्रा में ऊर्जा विकीर्ण करता है। एक तारे की विशाल कुल चमक को इस तथ्य से समझाया जाता है कि इसका सतह क्षेत्र बड़ा है: तारा बहुत बड़ा होना चाहिए। तारे दैत्य कहलाते हैं, जिनका व्यास सूर्य के व्यास का 200 गुना है।

उसी तरह, हम आरेख के निचले बाएँ भाग पर विचार कर सकते हैं। कम चमक वाले गर्म तारे हैं। चूंकि एक गर्म पिंड की सतह का एक वर्ग सेंटीमीटर प्रति सेकंड बहुत अधिक ऊर्जा विकीर्ण करता है, और आरेख के निचले बाएं कोने के तारों में कम चमक होती है, इसलिए हमें यह निष्कर्ष निकालना चाहिए कि वे आकार में छोटे हैं। नीचे बाएँ, इस प्रकार, स्थित हैं सफेद बौने , बहुत घने और सघन तारे, जो सूर्य से औसतन 100 गुना छोटे हैं, जिनका व्यास हमारे ग्रह के व्यास के अनुरूप है। ऐसा ही एक तारा, उदाहरण के लिए, सीरियस का एक उपग्रह है जिसे सीरियस बी कहा जाता है।

स्वीकृत सशर्त क्रमांकन में हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख के स्टार अनुक्रम

हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख पर, जिन अनुक्रमों पर हमने ऊपर विचार किया है, उनके अलावा, खगोलविद वास्तव में कई और अनुक्रमों को अलग करते हैं, और मुख्य अनुक्रम में एक सशर्त संख्या होती है वी . आइए उन्हें सूचीबद्ध करें:

मैं एक - उज्ज्वल सुपरजाइंट्स का एक क्रम,
आईबी कमजोर सुपरजायंट्स का एक क्रम है,
द्वितीय- उज्ज्वल दिग्गजों का एक क्रम,
तृतीय- कमजोर दिग्गजों का क्रम,
चतुर्थ सबजायंट्स का क्रम है,
वी - मुख्य अनुक्रम,
छठी - उपबौनों का क्रम,
सातवीं सफेद बौनों का एक क्रम है।

इस वर्गीकरण के अनुसार, हमारे सूर्य को इसके वर्णक्रमीय प्रकार G2 के रूप में नामित किया गया है जी2वी .

इस प्रकार, पहले से ही सामान्य विचारों से, चमक और सतह के तापमान को जानकर, तारे के आकार का अनुमान लगाना संभव है। तापमान हमें बताता है कि एक सतह का एक वर्ग सेंटीमीटर कितनी ऊर्जा विकीर्ण करता है। चमक, ऊर्जा के बराबर जो तारा प्रति यूनिट समय में उत्सर्जित करता है, आपको विकिरण सतह के आकार का पता लगाने की अनुमति देता है, और इसलिए तारे की त्रिज्या।

यह आरक्षण करना भी आवश्यक है कि तारों से हमारे पास आने वाले प्रकाश की तीव्रता को मापना इतना आसान नहीं है। पृथ्वी का वायुमंडल सभी विकिरणों को प्रसारित नहीं करता है। लघु-तरंग दैर्ध्य प्रकाश, उदाहरण के लिए, स्पेक्ट्रम के पराबैंगनी क्षेत्र में, हम तक नहीं पहुंचता है। यह भी ध्यान दिया जाना चाहिए कि दूर की वस्तुओं के स्पष्ट तारकीय परिमाण न केवल पृथ्वी के वायुमंडल द्वारा अवशोषण के कारण कमजोर होते हैं, बल्कि अंतरतारकीय अंतरिक्ष में मौजूद धूल कणों द्वारा प्रकाश के अवशोषण के कारण भी कमजोर होते हैं। यह स्पष्ट है कि पृथ्वी के वायुमंडल के बाहर संचालित होने वाली अंतरिक्ष दूरबीन भी इस हस्तक्षेप करने वाले कारक से छुटकारा नहीं पा सकती है।

लेकिन वायुमंडल से गुजरने वाले प्रकाश की तीव्रता को अलग-अलग तरीकों से मापा जा सकता है। मानव आँख सूर्य और तारों द्वारा उत्सर्जित प्रकाश का केवल एक अंश ही देखती है। अलग-अलग लंबाई की प्रकाश किरणें, अलग-अलग रंग, रेटिना, फोटोग्राफिक प्लेट या इलेक्ट्रॉनिक फोटोमीटर को समान रूप से प्रभावित नहीं करती हैं। तारों की चमक का निर्धारण करते समय, केवल उस प्रकाश को ध्यान में रखा जाता है जिसे मानव आँख द्वारा माना जाता है। इसलिए, माप के लिए, ऐसे उपकरणों का उपयोग करना आवश्यक है, जो रंग फिल्टर की मदद से मानव आंख की रंग संवेदनशीलता का अनुकरण करते हैं। इसलिए, जीआर आरेखों पर, वास्तविक चमक के बजाय, स्पेक्ट्रम के दृश्य क्षेत्र में चमक, जिसे आंख से माना जाता है, अक्सर इंगित किया जाता है। इसे दृश्य चमक भी कहते हैं। सत्य (बोलोमेट्रिक) और दृश्य चमक के मूल्य काफी भिन्न हो सकते हैं। इसलिए, उदाहरण के लिए, सूर्य से 10 गुना अधिक द्रव्यमान वाला तारा सूर्य की तुलना में लगभग 10 हजार गुना अधिक ऊर्जा विकीर्ण करता है, जबकि दृश्यमान स्पेक्ट्रम में यह सूर्य की तुलना में केवल 1000 गुना अधिक चमकीला होता है। इस कारण से, एक तारे के वर्णक्रमीय प्रकार को अक्सर आज एक अन्य समकक्ष पैरामीटर के साथ बदल दिया जाता है जिसे कहा जाता है "रंग सूचकांक"; या "रंग सूचकांक" चार्ट के क्षैतिज अक्ष पर प्रदर्शित होता है। आधुनिक खगोल भौतिकी में, रंग सूचकांक, वास्तव में, स्पेक्ट्रम की विभिन्न श्रेणियों में एक तारे के तारकीय परिमाण के बीच का अंतर है (यह स्पेक्ट्रम के नीले और दृश्यमान भागों में तारकीय परिमाण के बीच अंतर को मापने के लिए प्रथागत है, जिसे कहा जाता है) बी-वी या बी माइनस वी अंग्रेजी ब्लू और विजिबल से)। यह पैरामीटर ऊर्जा के मात्रात्मक वितरण को दर्शाता है जो एक तारा विभिन्न तरंग दैर्ध्य पर विकिरण करता है, और यह सीधे तारे के सतह के तापमान से संबंधित है।

जीआर आरेख आमतौर पर निम्नलिखित निर्देशांक में दिया जाता है:
1. चमक - प्रभावी तापमान।
2. पूर्ण परिमाण - रंग सूचकांक।
3. निरपेक्ष परिमाण - वर्णक्रमीय प्रकार।

जी-आर आरेख का भौतिक अर्थ

जी-आर आरेख का भौतिक अर्थ यह है कि इस पर प्रयोगात्मक रूप से देखे गए सितारों की अधिकतम संख्या को आलेखित करने के बाद, उनके वितरण के पैटर्न को उनके स्थान से स्पेक्ट्रम और चमक के अनुपात से निर्धारित करना संभव है। यदि चमक और उनके तापमान के बीच कोई निर्भरता नहीं होती, तो सभी तारे इस तरह के आरेख पर समान रूप से वितरित किए जाते। लेकिन आरेख सितारों के कई नियमित रूप से वितरित समूहों को प्रकट करता है जिन्हें हमने अभी विचार किया है, जिन्हें अनुक्रम कहा जाता है।

हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख तारों के पूरे अस्तित्व के दौरान उनके विकास का अध्ययन करने में बहुत मदद करता है। यदि जीवन भर किसी तारे के विकास का पता लगाना संभव होता, अर्थात कई सौ मिलियन या कई अरब वर्षों में, हम इसे भौतिक विशेषताओं में परिवर्तन के अनुसार धीरे-धीरे जी-आर आरेख के साथ बदलते हुए देखेंगे। आरेख के साथ सितारों की गति उनकी उम्र के आधार पर विकासवादी ट्रैक कहलाती है।

दूसरे शब्दों में, जीआर आरेख यह समझने में मदद करता है कि तारे अपने पूरे अस्तित्व में कैसे विकसित होते हैं। इस आरेख का उपयोग करके रिवर्स गणना, आप सितारों की दूरी की गणना कर सकते हैं।

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ऊपर की तस्वीर का चेल्याबिंस्क कार से कोई लेना-देना नहीं है; इस चित्र को हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख कहा जाता है, और यह चमक और रंग (वर्णक्रमीय वर्ग) द्वारा तारों के वितरण में पैटर्न दिखाता है। शायद हर कोई जिसने खगोल विज्ञान पर कम से कम कुछ लोकप्रिय विज्ञान पुस्तक पढ़ी, उसने इस तस्वीर को देखा और याद किया कि ब्रह्मांड में अधिकांश सितारे "मुख्य अनुक्रम" पर हैं, यानी वे वक्र के पास स्थित हैं जो ऊपरी बाएं से हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख का दायाँ निचला कोना। मुख्य अनुक्रम पर तारे स्थिर हैं, और कई अरबों वर्षों तक इसके साथ बहुत धीमी गति से आगे बढ़ सकते हैं, धीरे-धीरे हाइड्रोजन को हीलियम में परिवर्तित कर सकते हैं; जब परमाणु ईंधन समाप्त हो जाता है, तो एक साधारण तारा मुख्य अनुक्रम को छोड़ देता है, थोड़े समय के लिए लाल विशालकाय बन जाता है, और फिर हमेशा के लिए एक सफेद बौने में गिर जाता है, जो धीरे-धीरे फीका पड़ जाता है।

तो, रूपक यह है कि आप स्टार्टअप के बारे में एक समान तस्वीर खींच सकते हैं, और यह भी पता चलेगा कि स्थिरता का एक संकीर्ण क्षेत्र है - "मुख्य अनुक्रम" - और इसके आगे अस्थिर राज्य हैं। कुल्हाड़ी कैश बर्न (निवेश खर्च करने की दर) और प्रमुख मेट्रिक्स की वृद्धि दर (प्रत्येक परियोजना का अपना, निश्चित रूप से, सबसे विशिष्ट मामले में, यह उपयोगकर्ताओं की संख्या है) हो सकता है।

मुख्य अनुक्रम पर - ऐसी परियोजनाएं जो एक को दूसरे के साथ संतुलित करने में सक्षम हैं। आदर्श स्थिति इसके साथ एक साफ, सुचारू गति है: खर्च धीरे-धीरे बढ़ता है, और विकास दर आनुपातिक रूप से बढ़ती है (अर्थात्, विकास दर, स्वयं मेट्रिक्स नहीं!)। दूसरे शब्दों में, निवेश किया गया धन विस्फोटक वृद्धि देता है - स्टार्टअप "टेक ऑफ" करता है।
मुख्य क्रम के तहत बौनों का एक विशाल कब्रिस्तान है। ये परियोजनाएं रुकी हुई हैं, वे पैसे नहीं खाते हैं, या वे उनमें से एक बहुत छोटी, अपरिवर्तित राशि का उपयोग करते हैं (मोटे तौर पर बोलते हुए, होस्टिंग लागत) - लेकिन मेट्रिक्स स्थिर हैं, विकसित नहीं होते हैं या व्यावहारिक रूप से नहीं बढ़ते हैं। हो सकता है कि कोई अंदर आए, रजिस्टर करे, यहां तक ​​कि उसका इस्तेमाल भी शुरू कर दे - लेकिन इससे विकास का नया दौर नहीं आएगा। (व्यक्तिगत अनुभव से, यह निश्चित रूप से, 9 तथ्य है)।
मुख्य अनुक्रम के ऊपर कृत्रिम रूप से फुलाए हुए दिग्गज हैं। पैसा बहुत जल्दी जल जाता है (हीलियम की तरह!), लेकिन यह गलत जगह पर होता है, या बस बहुत जल्दी होता है - बाजार अभी तक मेट्रिक्स में इसी वृद्धि के साथ प्रतिक्रिया करने के लिए तैयार नहीं है। इस तरह के स्टार्टअप के स्पेक्ट्रोग्राम पर, विशिष्ट विशेषताएं बहुत स्पष्ट रूप से दिखाई देती हैं: फूला हुआ कर्मचारी, उपयोगकर्ताओं की जैविक वृद्धि की कमी (केवल यातायात की खरीद के माध्यम से वृद्धि), एक तरफ से फेंकना। इतिहास में, एक नियम के रूप में, एक "जंगली निवेशक" - कोई व्यक्ति जो इस विचार में दृढ़ता से विश्वास करता है, लेकिन साथ ही स्टार्टअप के विकास में पेशेवर रूप से शामिल नहीं है, अगले चरण में परियोजना की जरूरतों का आकलन नहीं कर सकता है, और बहुत अधिक पैसा देता है। (और यह भी हमारे पास 9facts के साथ था, वैसे)।
बहुत बार आप देख सकते हैं कि कैसे एक परियोजना अपने विकास की प्रक्रिया में एक स्टार के समान ही चलती है: मुख्य अनुक्रम से दिग्गजों तक (उन्होंने गलती से फैसला किया कि उन्होंने उस मॉडल को पकड़ लिया जो विस्फोटक विकास प्रदान करेगा और पैसा पंप करना शुरू कर दिया), और फिर बौनों के लिए (पैसा चला गया)। खैर, इस समृद्ध रूपक के भीतर कुछ और मनोरंजक उपमाएँ देखी जा सकती हैं।

और इस रूपक की उत्पादकता यह है।
1) मुख्य अनुक्रम बहुत संकीर्ण है। यह एक पतला रास्ता है, उद्यम उद्योग सामान्य रूप से कैसे काम करता है, इसकी बहुत स्पष्ट समझ के बिना इसके साथ चलना असंभव है (मैं इस अवसर को एक बार फिर से विज्ञापित करने के लिए लूंगा, और), आपके सार पर बहुत स्पष्ट एकाग्रता के बिना उत्पाद, अपने स्वयं के प्रमुख मेट्रिक्स को पहचानने और नियंत्रित किए बिना। अनुभवी पायलटों के बिना, बिना भागीदारी, परिश्रम, यहां तक ​​कि कट्टरता के बिना। बाएं कदम, दाएं से कदम - और यह मुश्किल होगा, वापस लौटना लगभग असंभव होगा। फिर भी, यदि कोई सभा हुई है, तो तुम्हें सब कुछ छोड़ देना चाहिए और वापस लौटने का प्रयास करना चाहिए। स्टार्टअप के लिए यह मेरे रूपक की उपयोगिता है।
2) यदि परियोजना स्पष्ट रूप से मुख्य अनुक्रम से बाहर है - इसमें निवेश करने का कोई मतलब नहीं है, तो इस पर विचार करने का कोई मतलब नहीं है। कोई मौका नहीं है। विशेष रूप से, एक ऐसी परियोजना पर विचार करने का कोई मतलब नहीं है जो अभी तक शुरू नहीं हुई है, लेकिन जिसके मुख्य पैरामीटर शुरू से ही मुख्य अनुक्रम से विचलन का सुझाव देते हैं ("हम तुरंत 30 लोगों को काम पर रखेंगे")। यह निवेशक के लिए मेरे रूपक का लाभ है, यह समय बचाने में बहुत मदद करता है।
3) और निश्चित रूप से, हमें यह नहीं भूलना चाहिए कि सामान्यीकरण और सिद्धांत तभी उपयोगी होते हैं जब आप उनके तर्क को याद करते हैं, और आप स्वयं समझ सकते हैं कि इस विशेष स्थिति में सामान्यीकरण क्यों काम नहीं करेगा, और हठधर्मिता का उल्लंघन किया जा सकता है।

और अंत में, स्टार्टअप्स के लिए मुख्य अनुक्रम कैसा दिखता है, इसके बारे में कुछ शब्द। (बेशक, यह केवल एक बहुत ही सामान्य तरीके से कहा जा सकता है, बाजार, देश, आदि बहुत अलग हैं)।
यह सब शेड्यूल के उस हिस्से में शुरू होता है जहां अभी तक कोई उपयोगकर्ता नहीं है - और इस स्तर पर टीम में 2-3 से अधिक लोग नहीं हो सकते हैं, और यह एक महीने में सैकड़ों हजारों रूबल नहीं जला सकता है, लेकिन बेहतर होगा कि नहीं कुछ भी जलाओ। प्रोटोटाइप तैयार है, मुख्य परिकल्पना तैयार की गई है, प्रचार के प्रयास शुरू किए गए हैं, बीज वित्त पोषण जुटाया गया है - एक टीम में 5-6 लोग हो सकते हैं, यह एक महीने में दो लाख खर्च कर सकता है, लेकिन ग्राहक भी होने चाहिए, यहां तक ​​​​कि यदि बीटा परीक्षण मोड में है, और धन का एक महत्वपूर्ण हिस्सा विकास के लिए नहीं निर्देशित किया जाना चाहिए। उत्पाद बनाया गया है, ग्राहक इसका उपयोग कर रहे हैं और पहले पैसे का भुगतान करना शुरू कर दिया है, हम व्यापार स्वर्गदूतों से गंभीर धन को आकर्षित करने में कामयाब रहे हैं - इस स्तर पर मुख्य बात किसी बिंदु पर विकास लागत की वृद्धि को रोकना है, व्यवसाय पर ध्यान केंद्रित करना विकास और टिकाऊ मेट्रिक्स प्राप्त करना; आप लाखों खर्च नहीं कर सकते। स्थिर विकास हासिल किया गया है, वित्तपोषण का पहला उद्यम दौर आकर्षित किया गया है - यह कर्मचारियों की अनियंत्रित मुद्रास्फीति और पैसे की लापरवाह हैंडलिंग का कारण नहीं है, यहां सफल परियोजनाएं 10-20 लोगों तक बढ़ती हैं, और उनकी लागत 50-100 के भीतर रहती है हजार डॉलर प्रति माह। आदि।

संक्षेप में, अंतरिक्ष में सब कुछ वैसा ही है, जिसमें केवल एक अंतर है।
वहाँ - 90% सितारे मुख्य अनुक्रम पर हैं, और हमारे लिए यह कहना कोई बड़ी अतिशयोक्ति नहीं होगी कि 90% स्टार्टअप खुद को इससे बाहर खोजने की कोशिश कर रहे हैं।
इस सप्ताह के साक्षात्कारों और पिचों से:
- स्टार्टअप ए पहले ही उत्पाद विकास पर दो वर्षों में $1.5M खर्च कर चुका है, समाधान की मांग सिद्ध नहीं हुई है, उपयोगकर्ता आधार नहीं बढ़ रहा है, वे एक और $ 2M आकर्षित करने की कोशिश कर रहे हैं - मुख्य रूप से विकास जारी रखने के लिए (और कौन देगा उन्हें? और, सबसे महत्वपूर्ण बात, किस अनुमान से?),
- स्टार्टअप बी बीज स्तर पर उठाए गए सभी धन से बाहर चला गया है, और संस्थापक मुख्य कार्य के समानांतर इसके साथ छेड़छाड़ करना जारी रखते हैं, जबकि प्रतियोगी अच्छी गति से आगे बढ़े हैं; एक समय में, संस्थापकों ने एक अच्छे अनुमान पर अच्छा निवेश नहीं किया, धुंधला न होने और अपनी ताकत पर भरोसा करने की कोशिश की, और अब वे पहले से ही बहुत कम अनुमान के लिए सहमत हैं, लेकिन ...,
- स्टार्टअप बी विचार स्तर पर कई दसियों लाख रूबल जुटाने की कोशिश कर रहा है, एक प्रोटोटाइप बनाने और परिकल्पना का परीक्षण करने के लिए लगभग 20 लोगों की एक टीम को इकट्ठा करने की योजना बना रहा है,
... आदि।

फरवरी को पोस्ट किया गया 17 वें, 2013 अपराह्न 02:10 बजे |

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"मुख्य अनुक्रम" का क्या अर्थ है?

विश्वकोश शब्दकोश, 1998

मुख्य अनुक्रम

हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख का मुख्य अनुक्रम इस आरेख पर एक संकीर्ण बैंड है, जिसके भीतर अधिकांश तारे स्थित हैं। आरेख को तिरछे पार करता है (उच्च से निम्न चमक और तापमान तक)। मुख्य अनुक्रम सितारों (विशेष रूप से, सूर्य) में ऊर्जा का एक ही स्रोत होता है - हाइड्रोजन चक्र की थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं। तारकीय विकास के लगभग 90% समय के लिए सितारे मुख्य अनुक्रम पर हैं। यह मुख्य अनुक्रम क्षेत्र में सितारों की प्रमुख सांद्रता की व्याख्या करता है।

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मुख्य अनुक्रम

मुख्य अनुक्रम- हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख पर तारों वाला एक क्षेत्र, जिसका ऊर्जा स्रोत हाइड्रोजन से हीलियम संलयन की थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया है।

मुख्य अनुक्रम हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख के विकर्ण के आसपास स्थित है और ऊपरी बाएं कोने (उच्च चमक, प्रारंभिक वर्णक्रमीय प्रकार) से आरेख के निचले दाएं कोने तक चलता है। मुख्य अनुक्रम सितारों में ऊर्जा का एक ही स्रोत होता है (हाइड्रोजन का "जलना", मुख्य रूप से सीएनओ चक्र), और इसलिए उनकी चमक और तापमान उनके द्रव्यमान से निर्धारित होते हैं:

एल = एम,

रौशनी कहाँ है लीऔर मास एमक्रमशः सौर चमक और द्रव्यमान की इकाइयों में मापा जाता है। इसलिए, मुख्य अनुक्रम के बाएं हिस्से की शुरुआत ~ 50 सौर द्रव्यमान वाले नीले सितारों द्वारा दर्शायी जाती है, और दाहिने हिस्से के अंत को ~ 0.0767 सौर द्रव्यमान वाले लाल बौनों द्वारा दर्शाया जाता है।

मुख्य अनुक्रम का अस्तित्व इस तथ्य के कारण है कि हाइड्रोजन जलने का चरण अधिकांश सितारों के विकास के समय का ~ 90% है: तारे के मध्य क्षेत्रों में हाइड्रोजन के जलने से एक इज़ोटेर्मल हीलियम कोर का निर्माण होता है , लाल विशाल चरण में संक्रमण, और मुख्य अनुक्रम से तारे का प्रस्थान। लाल दानवों का अपेक्षाकृत कम विकास, उनके द्रव्यमान के आधार पर, सफेद बौनों, न्यूट्रॉन सितारों या ब्लैक होल के निर्माण की ओर ले जाता है।

तारा समूहों के मुख्य अनुक्रम का खंड उनकी आयु का सूचक है: चूंकि तारों के विकास की दर उनके द्रव्यमान के समानुपाती होती है, गुच्छों के लिए उच्च चमक वाले क्षेत्र में मुख्य अनुक्रम का "बाएं" विराम बिंदु होता है और प्रारंभिक वर्णक्रमीय कक्षाएं, जो क्लस्टर की उम्र पर निर्भर करती हैं, क्योंकि एक निश्चित सीमा से अधिक द्रव्यमान वाले सितारे, क्लस्टर की आयु द्वारा निर्धारित, मुख्य अनुक्रम को छोड़ देते हैं। तारे के प्रारंभिक द्रव्यमान के आधार पर मुख्य अनुक्रम $\tau_(\rm MS)$ पर एक तारे का जीवनकाल एमआधुनिक सौर द्रव्यमान के संबंध में $\begin(smallmatrix)M_(\bigodot)\end(smallmatrix)$ का अनुमान अनुभवजन्य सूत्र द्वारा लगाया जा सकता है:

$$\begin(smallmatrix) \tau_(\rm MS)\ \लगभग \ 6\cdot\ 10^(9) \text(years) \cdot \left[ \frac(M_(\bigodot))(M) + \ 0.14 \right]^(4) \end(smallmatrix)$$

स्टेलर इक्विलिब्रियम समस्या में, यह चर्चा की गई थी कि हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख (तारों के रंग और चमक को जोड़ने) पर, अधिकांश तारे "बैंड" में आते हैं, जिसे आमतौर पर मुख्य अनुक्रम कहा जाता है। सितारे अपना अधिकांश जीवन वहीं बिताते हैं। मुख्य अनुक्रम सितारों की एक विशेषता यह है कि उनकी मुख्य ऊर्जा रिलीज कोर में हाइड्रोजन के "जलने" के कारण होती है, टी टॉरी सितारों के विपरीत या, उदाहरण के लिए, दिग्गज, जिसकी चर्चा बाद में की जाएगी।

यह भी चर्चा की गई है कि विभिन्न रंग (सतह का "तापमान") और चमक (प्रति इकाई समय में उत्सर्जित ऊर्जा) मुख्य अनुक्रम सितारों के विभिन्न द्रव्यमानों से मेल खाते हैं। द्रव्यमान सीमा सूर्य के द्रव्यमान के दसवें भाग से शुरू होती है (बौने सितारों के लिए) और सैकड़ों सौर द्रव्यमान (दिग्गजों के लिए) तक फैली हुई है। लेकिन बड़े पैमाने पर मुख्य अनुक्रम पर एक बहुत ही कम जीवन की कीमत पर आता है: दिग्गज इस पर केवल लाखों वर्ष (और इससे भी कम) खर्च करते हैं, जबकि बौने दस ट्रिलियन वर्षों तक मुख्य अनुक्रम पर रह सकते हैं।

इस समस्या में, हम "पहले सिद्धांतों से", पिछली समस्याओं (तारकीय संतुलन और फोटॉन भटकने) के परिणामों का उपयोग करते हुए, समझेंगे कि मुख्य अनुक्रम आरेख पर लगभग एक सीधी रेखा क्यों है, और सितारों की चमक और द्रव्यमान कैसे संबंधित हैं इस पर।

रहने दो तुमप्रति इकाई आयतन (ऊर्जा घनत्व) फोटॉन की ऊर्जा है। परिभाषा के अनुसार, चमक लीसमय की प्रति इकाई एक तारे की सतह से निकलने वाली ऊर्जा है। परिमाण के क्रम में \(L\sim \frac(V u)(\tau) \), कहा पे वी- तारे का आयतन, - इस ऊर्जा को बाहर की ओर स्थानांतरित करने के लिए एक निश्चित विशिष्ट समय (उसी समय जिसके लिए फोटॉन तारे के आंतरिक भाग को छोड़ देता है)। आयतन के रूप में, फिर से परिमाण के क्रम में, हम ले सकते हैं आर 3, जहां आरतारे की त्रिज्या है। ऊर्जा हस्तांतरण समय का अनुमान लगाया जा सकता है आर 2 /नियंत्रण रेखा, कहाँ पे मैंमाध्य मुक्त पथ है, जिसका अनुमान 1/ρκ के रूप में लगाया जा सकता है (ρ स्टार पदार्थ घनत्व है, अस्पष्टता गुणांक है)।

संतुलन में, फोटॉन ऊर्जा घनत्व स्टीफन-बोल्ट्ज़मान कानून के अनुसार व्यक्त किया जाता है: तुम = पर 4, जहां एकुछ स्थिर है, और टीविशेषता तापमान है।

इस प्रकार, सभी स्थिरांकों को छोड़कर, हम प्राप्त करते हैं कि चमक ली\(\frac(T^4 R)(\rho\kappa) के समानुपाती है। \)

हमारे पास यह भी है कि दबाव पीगुरुत्वाकर्षण द्वारा संतुलित होना चाहिए: \(P\sim \frac(M\rho)(r).\)

उनके गठन के दौरान सितारों का संपीड़न बंद हो जाता है जब बहुत केंद्र में हाइड्रोजन का तीव्र जलना शुरू होता है, जो पर्याप्त दबाव पैदा करता है। यह एक निश्चित तापमान पर होता है टी, जो किसी चीज पर निर्भर नहीं है। इसलिए, बड़े पैमाने पर, विशेषता तापमान (वास्तव में, यह तारे के केंद्र में तापमान है, सतह के तापमान से भ्रमित नहीं होना चाहिए!) मुख्य अनुक्रम सितारों के लिए समान है।

काम

1) मध्यम द्रव्यमान वाले तारों के लिए (0.5 .)< एम/एम ☉ < 10) давление обусловлено давлением газа पी = ν आर टी ~ ρ टी, और अपारदर्शिता (फोटॉन के लिए) मुक्त इलेक्ट्रॉनों पर थॉमसन के बिखरने के कारण होती है, जिसके कारण अपारदर्शिता गुणांक स्थिर होता है: = स्थिरांक. पानाऐसे तारों की चमक उनके द्रव्यमान पर निर्भर करती है। दरएक तारे की चमक जो सूर्य से 10 गुना भारी है (सूर्य की चमक के सापेक्ष)।

2) कम द्रव्यमान वाले सितारों के लिए, दबाव अभी भी गैस के दबाव से निर्धारित होता है, और अस्पष्टता गुणांक मुख्य रूप से अन्य बिखरने से निर्धारित होता है और क्रेमर्स सन्निकटन द्वारा दिया जाता है: κ ~ ρ/ टी 7/2 . निर्णय करनासूर्य की तुलना में 10 गुना हल्के तारे की चमक का अनुमान लगाकर कम द्रव्यमान वाले सितारों के लिए भी यही समस्या है।

3) सौर द्रव्यमान के कई दसियों से अधिक द्रव्यमान वाले बड़े सितारों के लिए, अपारदर्शिता गुणांक केवल थॉमसन के बिखरने के कारण होता है (κ = स्थिरांक), जबकि दबाव फोटॉन के दबाव के कारण होता है, न कि गैस के कारण ( पी ~ टी 4). पानाऐसे सितारों के लिए द्रव्यमान पर चमक की निर्भरता, और दरएक तारे की चमक जो सूर्य से 100 गुना अधिक विशाल है (सावधान रहें, आप यहां सूर्य के साथ तुलना नहीं कर सकते, आपको एक मध्यवर्ती कदम उठाने की आवश्यकता है)।

संकेत 1

इसे स्वीकार करना एम ~ ρ आर 3, चमक और दबाव के लिए अनुमानित अभिव्यक्तियों का उपयोग करें, साथ ही ρ से छुटकारा पाने के लिए घनत्व और अस्पष्टता के लिए एक अभिव्यक्ति का उपयोग करें। विशेषता तापमान टीजैसा कि ऊपर उल्लेख किया गया है, हर जगह समान है, इसलिए इसे हर जगह छोड़ा भी जा सकता है।

संकेत 2

अंतिम पैराग्राफ में, सौर-द्रव्यमान सितारों के लिए एक निर्भरता है, और दूसरी भारी लोगों के लिए है, इसलिए सूर्य के साथ तुरंत तुलना करना असंभव है। इसके बजाय, पहले मध्यम-द्रव्यमान सितारों के लिए सूत्र का उपयोग करके कुछ मध्यवर्ती द्रव्यमान (उदाहरण के लिए, 10 सौर द्रव्यमान) के लिए चमक की गणना करें, फिर बड़े सितारों के लिए सूत्र का उपयोग करके सूर्य से 100 गुना भारी तारे की चमक का पता लगाएं।

फेसला

उन तारों के लिए जिनमें गुरुत्वाकर्षण का विरोध करने वाला दबाव एक आदर्श गैस के दबाव द्वारा प्रदान किया जाता है पी ~ ρ टी, तुम लिख सकते हो पी ~ एमρ/ आर~ (मानते हुए टीस्थिरांक के लिए)। इस प्रकार, ऐसे सितारों के लिए हमें वह मिलता है एम ~ आरजिसका उपयोग हम नीचे करेंगे।

ध्यान दें कि यह अभिव्यक्ति कहती है कि एक तारा जो सूर्य से 10 गुना बड़ा है, उसकी त्रिज्या लगभग 10 गुना है।

1) और . लेना टीस्थिरांक के लिए, साथ ही ~ . सेट करना एम/आर 3 और ऊपर प्राप्त संबंध का उपयोग करके, हम मध्यम-द्रव्यमान सितारों के लिए प्राप्त करते हैं ली ~ एम 3. इसका मतलब यह है कि सूर्य से 10 गुना अधिक विशाल एक तारा प्रति यूनिट समय में 1000 गुना अधिक ऊर्जा विकीर्ण करेगा (एक त्रिज्या के साथ जो सूर्य से केवल 10 गुना है)।

2) दूसरी ओर, कम द्रव्यमान वाले सितारों के लिए, κ ~ / टी 7/2 (टी- अभी भी एक स्थिर), हमारे पास है ली ~ एम 5. अर्थात्, एक तारा जो सूर्य से 10 गुना कम द्रव्यमान का होता है, उसकी चमक सूर्य से 100,000 गुना कम होती है (फिर से, त्रिज्या 10 गुना से कम)।

3) सबसे बड़े सितारों के लिए, अनुपात एम ~ आरअब काम नहीं करता है। चूंकि दबाव फोटॉन दबाव द्वारा प्रदान किया जाता है, पी ~ एमρ/ आर ~ टी 4 ~ स्थिरांक. इस प्रकार, एम ~ आर 2, और ली ~ एम. सूर्य के साथ तुरंत तुलना करना असंभव है, क्योंकि सौर द्रव्यमान के सितारों के लिए एक अलग निर्भरता है। लेकिन हम पहले ही पता लगा चुके हैं कि सूर्य से 10 गुना अधिक विशाल तारे की चमक 1000 गुना अधिक होती है। आप ऐसे तारे से तुलना कर सकते हैं, यह देता है कि तारा सूर्य से 100 गुना अधिक विशाल है, यह प्रति इकाई समय में लगभग 10,000 गुना अधिक ऊर्जा विकीर्ण करता है। यह सब हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख (चित्र 1) पर मुख्य अनुक्रम वक्र के आकार को निर्धारित करता है।

अंतभाषण

एक अभ्यास के रूप में, आइए हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख में मुख्य अनुक्रम वक्र के ढलान का मूल्यांकन करें। सादगी के लिए, मामले पर विचार करें ली ~ एम 4 - समाधान में दोनों के बीच का विकल्प माना जाता है।

परिभाषा के अनुसार, प्रभावी तापमान (सतह का "तापमान") है

\[ \sigma T_(\mathrm eff)^4=\frac(L)(4\pi R^2), \]

जहाँ कुछ अचर है। मान लीजिये एम ~ आर(जैसा कि हमने ऊपर पाया), हमारे पास मुख्य अनुक्रम सितारों के लिए (औसतन) \(L\sim T_(\rm eff)^8 \) है। अर्थात्, एक तारे की सतह का तापमान जो सूर्य से 10 गुना अधिक विशाल है (और 1000 गुना अधिक तीव्रता से चमकता है) 15,000 K होगा, और एक तारे के लिए जिसका द्रव्यमान सूर्य से 10 गुना कम है (जो 100,000 चमकता है) गुना कम तीव्रता से) - लगभग 1500 K ।

संक्षेप। मुख्य अनुक्रम सितारों के अंदरूनी हिस्सों में, हाइड्रोजन के थर्मोन्यूक्लियर जलने की मदद से "हीटिंग" होता है। ऐसा दहन ऊर्जा का एक स्रोत है जो सबसे हल्के तारों के लिए खरबों वर्षों के लिए, सौर-द्रव्यमान वाले तारों के लिए अरबों वर्षों के लिए और सबसे भारी के लिए लाखों वर्षों के लिए पर्याप्त है।

यह ऊर्जा गैस की गतिज ऊर्जा और फोटॉन की ऊर्जा में बदल जाती है, जो एक दूसरे के साथ बातचीत करते हुए, इस ऊर्जा को सतह पर स्थानांतरित करती है, और तारे के गुरुत्वाकर्षण संकुचन का मुकाबला करने के लिए पर्याप्त दबाव भी प्रदान करती है। (लेकिन सबसे हल्के सितारे ( एम < 0,5एम) और भारी ( एम > 3एम) स्थानांतरण भी संवहन की सहायता से होता है।)

अंजीर में प्रत्येक आरेख पर। 3 एक ही समूह से तारे दिखाता है, क्योंकि एक ही समूह के तारे संभवतः एक ही समय में बने थे। मध्य आरेख प्लीएड्स क्लस्टर में सितारों को दिखाता है। जैसा कि आप देख सकते हैं, क्लस्टर अभी भी बहुत छोटा है (इसकी उम्र 75-150 मिलियन एनएस होने का अनुमान है), और अधिकांश सितारे मुख्य अनुक्रम पर हैं।

बायां आरेख एक क्लस्टर दिखाता है जो अभी बना है (5 मिलियन वर्ष पुराना), जिसमें अधिकांश सितारे अभी तक "जन्म" भी नहीं हुए हैं (यदि मुख्य अनुक्रम में प्रवेश को जन्म माना जाता है)। ये तारे बहुत चमकीले होते हैं, क्योंकि उनकी अधिकांश ऊर्जा थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के कारण नहीं, बल्कि गुरुत्वाकर्षण संकुचन के कारण होती है। वास्तव में, वे अभी भी सिकुड़ रहे हैं, धीरे-धीरे हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख (जैसा कि तीर द्वारा दिखाया गया है) को नीचे ले जा रहे हैं जब तक कि केंद्र में तापमान प्रभावी थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं को शुरू करने के लिए पर्याप्त नहीं हो जाता है। तब तारा मुख्य अनुक्रम (आरेख में काली रेखा) पर होगा और कुछ समय के लिए वहीं रहेगा। यह भी ध्यान देने योग्य है कि सबसे भारी तारे ( एम > 6एम) पहले से ही मुख्य अनुक्रम पर पैदा होते हैं, अर्थात, जब वे बनते हैं, तो केंद्र में तापमान पहले से ही हाइड्रोजन के थर्मोन्यूक्लियर दहन को शुरू करने के लिए पर्याप्त होता है। इस वजह से, हम आरेख में भारी प्रोटोस्टार (बाईं ओर) नहीं देखते हैं।

सही आरेख एक पुराना क्लस्टर (12.7 अरब वर्ष पुराना) दिखाता है। यह देखा जा सकता है कि अधिकांश सितारे पहले ही मुख्य अनुक्रम छोड़ चुके हैं, आरेख में "ऊपर" चल रहे हैं और लाल दिग्गज बन गए हैं। हम इसके बारे में और अधिक विस्तार से बात करेंगे, साथ ही साथ क्षैतिज शाखा, दूसरी बार। हालांकि, यहां यह ध्यान देने योग्य है कि सबसे भारी तारे किसी और से पहले मुख्य अनुक्रम को छोड़ देते हैं (हमने पहले ही नोट कर लिया है कि आपको कम जीवन के साथ उच्च चमक के लिए भुगतान करना होगा), जबकि सबसे हल्के सितारे (मुख्य अनुक्रम के दाईं ओर) उस पर बने रहें। इस प्रकार, यदि "विभक्ति बिंदु" क्लस्टर के लिए जाना जाता है - वह स्थान जहां मुख्य अनुक्रम टूट जाता है और विशाल शाखा शुरू होती है, तो कोई सटीक रूप से अनुमान लगा सकता है कि कितने साल पहले तारे बने थे, यानी क्लस्टर की उम्र का पता लगाएं . इसलिए, हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख बहुत युवा और बहुत पुराने तारा समूहों की पहचान करने के लिए भी उपयोगी है।