तारकीय ऊर्जा के स्रोत क्या हैं? कौन सी प्रक्रियाएँ सितारों के "जीवन" का समर्थन करती हैं? साधारण तारों और लाल दानवों के विकास के बारे में एक विचार दीजिए, उनके आंतरिक भाग में होने वाली प्रक्रियाओं की व्याख्या कीजिए। सूर्य के विकास के लिए दृष्टिकोण क्या है?

प्रकृति के सभी पिंडों की तरह, तारे अपरिवर्तित नहीं रहते हैं, वे पैदा होते हैं, विकसित होते हैं और अंत में "मर जाते हैं"। सितारों के जीवन पथ का पता लगाने और यह समझने के लिए कि उनकी उम्र कैसे होती है, यह जानना आवश्यक है कि वे कैसे उत्पन्न होते हैं। आधुनिक खगोल विज्ञान में इस दावे के पक्ष में बड़ी संख्या में तर्क हैं कि तारे गैस-धूल अंतरतारकीय माध्यम के बादलों के संघनन से बनते हैं। इस माध्यम से तारों के बनने की प्रक्रिया वर्तमान समय में भी जारी है। इस परिस्थिति का स्पष्टीकरण आधुनिक खगोल विज्ञान की सबसे बड़ी उपलब्धियों में से एक है। अपेक्षाकृत हाल तक, यह माना जाता था कि सभी तारे लगभग एक साथ, लगभग अरबों साल पहले बने थे। इन आध्यात्मिक विचारों के पतन में मदद मिली, सबसे पहले, अवलोकन संबंधी खगोल विज्ञान की प्रगति और सितारों की संरचना और विकास के सिद्धांत के विकास से। नतीजतन, यह स्पष्ट हो गया कि कई देखे गए तारे अपेक्षाकृत युवा वस्तुएं हैं, और उनमें से कुछ तब उत्पन्न हुए जब पृथ्वी पर पहले से ही एक व्यक्ति था।

सितारों के विकास की समस्या का केंद्र उनकी ऊर्जा के स्रोतों का सवाल है। वास्तव में, उदाहरण के लिए, सौर विकिरण को लगभग प्रेक्षित स्तर पर कई अरब वर्षों तक बनाए रखने के लिए आवश्यक ऊर्जा की बड़ी मात्रा कहाँ से आती है? प्रत्येक सेकंड में सूर्य 4*10 33 अर्ग देता है, और 3 अरब वर्षों तक यह 4*10 50 अर्ग का विकिरण करता है। इसमें कोई शक नहीं कि सूर्य की आयु लगभग 5 अरब वर्ष है। यह कम से कम विभिन्न रेडियोधर्मी विधियों द्वारा पृथ्वी की आयु के आधुनिक अनुमानों का अनुसरण करता है। यह संभावना नहीं है कि सूर्य पृथ्वी से "छोटा" है।

परमाणु भौतिकी में प्रगति ने हमारी सदी के तीसवें दशक के अंत में तारकीय ऊर्जा के स्रोतों की समस्या को हल करना संभव बना दिया। इस तरह का एक स्रोत थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन रिएक्शन है जो सितारों के अंदरूनी हिस्सों में बहुत अधिक तापमान पर होता है (दस मिलियन डिग्री के क्रम में)। इन प्रतिक्रियाओं के परिणामस्वरूप, जिसकी दर दृढ़ता से तापमान पर निर्भर करती है, प्रोटॉन हीलियम नाभिक में परिवर्तित हो जाते हैं, और जारी ऊर्जा धीरे-धीरे सितारों के अंदरूनी हिस्सों के माध्यम से "रिसाव" करती है और अंत में, महत्वपूर्ण रूप से परिवर्तित हो जाती है, विश्व अंतरिक्ष में विकीर्ण होती है। यह एक असाधारण शक्तिशाली स्रोत है। यदि हम यह मान लें कि प्रारंभ में सूर्य में केवल हाइड्रोजन था, जो थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के परिणामस्वरूप पूरी तरह से हीलियम में बदल गया, तो जारी ऊर्जा की मात्रा लगभग 10 52 erg होगी।

इस प्रकार, अरबों वर्षों तक देखे गए स्तर पर विकिरण को बनाए रखने के लिए, सूर्य के लिए हाइड्रोजन की प्रारंभिक आपूर्ति के 10% से अधिक "उपयोग" करने के लिए पर्याप्त है। अब हम किसी तारे के विकास का चित्र इस प्रकार प्रस्तुत कर सकते हैं। किसी कारण से (उनमें से कई को निर्दिष्ट किया जा सकता है), इंटरस्टेलर गैस-धूल माध्यम का एक बादल घनीभूत होने लगा। बहुत जल्द (बेशक, एक खगोलीय पैमाने पर!) सार्वभौमिक गुरुत्वाकर्षण बलों के प्रभाव में, इस बादल से एक अपेक्षाकृत घनी, अपारदर्शी गैस का गोला बनता है। कड़ाई से बोलते हुए, इस गेंद को अभी तक एक तारा नहीं कहा जा सकता है, क्योंकि इसके मध्य क्षेत्रों में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं को शुरू करने के लिए तापमान अपर्याप्त है। गेंद के अंदर गैस का दबाव अभी तक उसके अलग-अलग हिस्सों के आकर्षण बलों को संतुलित करने में सक्षम नहीं है, इसलिए यह लगातार संकुचित रहेगा।

कुछ खगोलविदों ने पहले माना था कि इस तरह के "प्रोटोस्टार" को व्यक्तिगत नीहारिकाओं में बहुत गहरे कॉम्पैक्ट संरचनाओं, तथाकथित ग्लोब्यूल्स के रूप में देखा गया था। हालाँकि, रेडियो खगोल विज्ञान की सफलता ने हमें इस भोले-भाले दृष्टिकोण को छोड़ने के लिए मजबूर कर दिया। आमतौर पर एक ही समय में एक प्रोटोस्टार नहीं बनता है, बल्कि कमोबेश उनमें से कई समूह बनते हैं। भविष्य में, ये समूह तारकीय संघ और समूह बन जाते हैं, जो खगोलविदों के लिए जाने जाते हैं। यह बहुत संभावना है कि किसी तारे के विकास के इस प्रारंभिक चरण में, उसके चारों ओर छोटे द्रव्यमान के गुच्छे बन जाते हैं, जो बाद में धीरे-धीरे ग्रहों में बदल जाते हैं।

जब एक प्रोटोस्टार सिकुड़ता है, तो उसका तापमान बढ़ जाता है, और जारी संभावित ऊर्जा का एक महत्वपूर्ण हिस्सा आसपास के स्थान में विकीर्ण हो जाता है। चूंकि सिकुड़ते गैसीय गोले के आयाम बहुत बड़े हैं, इसलिए इसकी सतह के प्रति इकाई क्षेत्र में विकिरण नगण्य होगा। चूंकि एक इकाई सतह से विकिरण प्रवाह तापमान की चौथी शक्ति (स्टीफन-बोल्ट्जमैन कानून) के समानुपाती होता है, तारे की सतह परतों का तापमान अपेक्षाकृत कम होता है, जबकि इसकी चमक लगभग एक साधारण तारे के समान होती है। एक ही द्रव्यमान के साथ। इसलिए, "स्पेक्ट्रम-चमक" आरेख पर, ऐसे तारे मुख्य अनुक्रम के दाईं ओर स्थित होंगे, अर्थात वे अपने प्रारंभिक द्रव्यमान के मूल्यों के आधार पर, लाल दिग्गजों या लाल बौनों के क्षेत्र में गिरेंगे।

भविष्य में, प्रोटोस्टार सिकुड़ता रहता है। इसके आयाम छोटे हो जाते हैं, और सतह का तापमान बढ़ जाता है, जिसके परिणामस्वरूप स्पेक्ट्रम अधिक से अधिक "प्रारंभिक" हो जाता है। इस प्रकार, "स्पेक्ट्रम - ल्यूमिनोसिटी" आरेख के साथ चलते हुए, प्रोटोस्टार मुख्य अनुक्रम पर जल्दी से "बैठ जाता है"। इस अवधि के दौरान, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं को शुरू करने के लिए तारकीय इंटीरियर का तापमान पहले से ही पर्याप्त है। उसी समय, भविष्य के तारे के अंदर गैस का दबाव आकर्षण को संतुलित करता है, और गैस का गोला सिकुड़ना बंद हो जाता है। प्रोटोस्टार एक तारा बन जाता है।

प्रोटोस्टार को अपने विकास के इस प्रारंभिक चरण से गुजरने में अपेक्षाकृत कम समय लगता है। यदि, उदाहरण के लिए, प्रोटोस्टार का द्रव्यमान सौर द्रव्यमान से अधिक है, तो केवल कुछ मिलियन वर्षों की आवश्यकता होती है; यदि कम है, तो कई सौ मिलियन वर्ष। चूंकि प्रोटोस्टार के विकास का समय अपेक्षाकृत कम है, इसलिए किसी तारे के विकास के इस शुरुआती चरण का पता लगाना मुश्किल है। फिर भी, इस चरण में तारे, जाहिरा तौर पर देखे जाते हैं। हम बात कर रहे हैं बेहद दिलचस्प टी टॉरी सितारों की, जो आमतौर पर डार्क नेबुला में डूबे रहते हैं।

एक बार मुख्य अनुक्रम पर और सिकुड़ना बंद हो जाने पर, तारा "स्पेक्ट्रम - चमक" आरेख पर अपनी स्थिति को बदले बिना व्यावहारिक रूप से लंबे समय तक विकिरण करता है। इसका विकिरण मध्य क्षेत्रों में होने वाली थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं द्वारा समर्थित है। इस प्रकार, मुख्य अनुक्रम है, जैसा कि यह था, "स्पेक्ट्रम - चमक" आरेख पर बिंदुओं का स्थान, जहां एक तारा (उसके द्रव्यमान के आधार पर) थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के कारण लंबे समय तक और स्थिर रूप से विकिरण कर सकता है। मुख्य अनुक्रम पर एक तारे की स्थिति उसके द्रव्यमान से निर्धारित होती है। यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि एक और पैरामीटर है जो "स्पेक्ट्रम-चमकदार" आरेख पर एक संतुलन विकिरण तारे की स्थिति निर्धारित करता है। यह पैरामीटर तारे की प्रारंभिक रासायनिक संरचना है। यदि भारी तत्वों की सापेक्ष बहुतायत कम हो जाती है, तो नीचे दिए गए चित्र में तारा "गिर" जाएगा। यह वह परिस्थिति है जो उप-बौनों के अनुक्रम की उपस्थिति की व्याख्या करती है।

जैसा कि ऊपर उल्लेख किया गया है, इन सितारों में भारी तत्वों की सापेक्ष बहुतायत मुख्य अनुक्रम सितारों की तुलना में दस गुना कम है।

मुख्य अनुक्रम पर किसी तारे का निवास समय उसके प्रारंभिक द्रव्यमान से निर्धारित होता है। यदि द्रव्यमान बड़ा है, तो तारे के विकिरण में बहुत बड़ी शक्ति होती है, और यह जल्दी से अपने हाइड्रोजन "ईंधन" भंडार का उपभोग करता है। उदाहरण के लिए, मुख्य-अनुक्रम तारे जिनका द्रव्यमान सौर द्रव्यमान से कई गुना अधिक है (ये वर्णक्रमीय प्रकार के गर्म नीले रंग के दिग्गज हैं) केवल कुछ मिलियन वर्षों के लिए इस क्रम पर रहते हुए तेजी से विकिरण कर सकते हैं, जबकि तारे सौर के करीब द्रव्यमान, मुख्य अनुक्रम पर 10-15 अरब वर्ष हैं।

हाइड्रोजन का "बर्निंग आउट" (यानी थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं में हीलियम में इसका परिवर्तन) केवल तारे के मध्य क्षेत्रों में होता है। यह इस तथ्य से समझाया गया है कि तारकीय पदार्थ केवल तारे के मध्य क्षेत्रों में मिश्रित होते हैं, जहां परमाणु प्रतिक्रियाएं होती हैं, जबकि बाहरी परतें हाइड्रोजन की सापेक्ष सामग्री को अपरिवर्तित रखती हैं। चूंकि तारे के मध्य क्षेत्रों में हाइड्रोजन की मात्रा सीमित है, जल्दी या बाद में (तारे के द्रव्यमान के आधार पर) लगभग सभी वहां "बाहर जल जाएंगे"।

गणना से पता चलता है कि इसके मध्य क्षेत्र का द्रव्यमान और त्रिज्या, जिसमें परमाणु प्रतिक्रियाएं होती हैं, धीरे-धीरे कम हो जाती हैं, जबकि तारा धीरे-धीरे "स्पेक्ट्रम - चमक" आरेख में दाईं ओर बढ़ता है। यह प्रक्रिया अपेक्षाकृत बड़े तारों में बहुत तेजी से होती है। यदि हम एक साथ बनने वाले उभरते सितारों के समूह की कल्पना करते हैं, तो समय के साथ इस समूह के लिए निर्मित "स्पेक्ट्रम - ल्यूमिनोसिटी" आरेख पर मुख्य अनुक्रम, जैसा कि यह था, दाईं ओर झुक जाएगा।

एक तारे का क्या होगा जब उसके मूल में सभी (या लगभग सभी) हाइड्रोजन "जल जाता है"? चूंकि तारे के मध्य क्षेत्रों में ऊर्जा की रिहाई बंद हो जाती है, इसलिए तापमान और दबाव को उस स्तर पर बनाए नहीं रखा जा सकता है जो तारे को संकुचित करने वाले गुरुत्वाकर्षण बल का प्रतिकार करने के लिए आवश्यक है। तारे का कोर सिकुड़ने लगेगा और उसका तापमान बढ़ जाएगा। भारी तत्वों के एक छोटे से मिश्रण के साथ हीलियम (जिसमें हाइड्रोजन बदल गया है) से मिलकर एक बहुत घना गर्म क्षेत्र बनता है। इस अवस्था में एक गैस को "पतित" कहा जाता है। इसमें कई दिलचस्प गुण हैं, जिन पर हम यहां ध्यान नहीं दे सकते। इस घने गर्म क्षेत्र में, परमाणु प्रतिक्रियाएं नहीं होंगी, लेकिन वे अपेक्षाकृत पतली परत में, नाभिक की परिधि पर काफी तीव्रता से आगे बढ़ेंगी। गणना से पता चलता है कि तारे की चमक और उसका आकार बढ़ने लगेगा। तारा, जैसा कि यह था, "सूज जाता है" और मुख्य अनुक्रम से "उतरना" शुरू होता है, जो लाल विशाल क्षेत्रों में जाता है। इसके अलावा, यह पता चला है कि भारी तत्वों की कम सामग्री वाले विशाल सितारों में समान आकार के लिए उच्च चमक होगी। जब कोई तारा किसी लाल दैत्य की अवस्था में प्रवेश करता है, तो उसके विकास की दर काफी बढ़ जाती है।

अगला सवाल यह है कि जब मध्य क्षेत्रों में हीलियम-कार्बन प्रतिक्रिया समाप्त हो जाती है, साथ ही गर्म घने कोर के आसपास की पतली परत में हाइड्रोजन प्रतिक्रिया समाप्त हो जाती है, तो तारे का क्या होगा? लाल जायंट के चरण के बाद विकास का कौन सा चरण आएगा? अवलोकन संबंधी आंकड़ों की समग्रता, साथ ही कई सैद्धांतिक विचार, संकेत देते हैं कि सितारों के विकास के इस चरण में, जिनका द्रव्यमान 1.2 सौर द्रव्यमान से कम है, उनके द्रव्यमान का एक महत्वपूर्ण हिस्सा है, जो उनके बाहरी आवरण का निर्माण करता है, "बूंदों।"

एक तारा गैस का एक गर्म गोला है, जिसे परमाणु ऊर्जा द्वारा गर्म किया जाता है और गुरुत्वाकर्षण बल द्वारा धारण किया जाता है। तारों के बारे में मुख्य जानकारी उनके द्वारा उत्सर्जित प्रकाश और स्पेक्ट्रम के अन्य क्षेत्रों में विद्युत चुम्बकीय विकिरण द्वारा दी जाती है। किसी तारे के गुणों को निर्धारित करने वाले मुख्य कारक उसका द्रव्यमान, रासायनिक संरचना और आयु हैं। समय के साथ सितारों को बदलना चाहिए क्योंकि वे अंतरिक्ष में ऊर्जा विकीर्ण करते हैं। तारकीय विकास के बारे में जानकारी हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख से प्राप्त की जा सकती है, जो कि सतह के तापमान (चित्र 9) पर किसी तारे की चमक की निर्भरता है।

हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख में, तारे असमान रूप से वितरित होते हैं। लगभग 90% तारे एक संकीर्ण बैंड में केंद्रित होते हैं जो आरेख को तिरछे पार करते हैं। इस गली को कहा जाता है मुख्य अनुक्रम. इसका ऊपरी सिरा चमकीले नीले तारों के क्षेत्र में स्थित है। मुख्य अनुक्रम और मुख्य अनुक्रम से सटे क्षेत्रों पर स्थित तारों की जनसंख्या में अंतर परिमाण के कई क्रम हैं। इसका कारण यह है कि मुख्य अनुक्रम पर हाइड्रोजन के जलने की अवस्था में तारे होते हैं, जो एक तारे के जीवन का बड़ा हिस्सा बनाते हैं। सूर्य मुख्य अनुक्रम पर है। इसकी स्थिति अंजीर में दिखाई गई है। नौ।
मुख्य अनुक्रम के बाद अगले सबसे अधिक आबादी वाले क्षेत्र सफेद बौने, लाल दिग्गज और लाल सुपरजायंट हैं। रेड जायंट्स और सुपरजायंट्स ज्यादातर जलते हीलियम और भारी नाभिक के स्तर पर तारे होते हैं।
एक तारे की चमक एक तारे द्वारा प्रति इकाई समय में उत्सर्जित कुल ऊर्जा है। किसी तारे की चमक की गणना पृथ्वी तक पहुँचने वाली ऊर्जा से की जा सकती है यदि तारे की दूरी ज्ञात हो।
ऊष्मप्रवैगिकी से यह ज्ञात होता है कि, एक काले शरीर के अधिकतम विकिरण पर तरंग दैर्ध्य को मापकर, कोई इसका तापमान निर्धारित कर सकता है। 3 K के तापमान वाले एक काले शरीर का अधिकतम वर्णक्रमीय वितरण 3·10 11 Hz की आवृत्ति पर होगा। 6000 K के तापमान वाला एक काला शरीर हरा प्रकाश उत्सर्जित करेगा। तापमान 10 6 K एक्स-रे विकिरण से मेल खाता है। तालिका 2 ऑप्टिकल रेंज में देखे गए विभिन्न रंगों के अनुरूप तरंग दैर्ध्य अंतराल दिखाती है।

तालिका 2

रंग और तरंग दैर्ध्य

किसी तारे की सतह के तापमान की गणना विकिरण के वर्णक्रमीय वितरण से की जाती है।
वर्णक्रमीय प्रकार के तारों का वर्गीकरण तालिका 3 से समझना आसान है।
प्रत्येक अक्षर एक निश्चित वर्ग के सितारों की विशेषता है। कक्षा O के तारे सबसे गर्म हैं, कक्षा N के तारे सबसे ठंडे हैं। ओ-क्लास स्टार में, मुख्य रूप से आयनित हीलियम की वर्णक्रमीय रेखाएं दिखाई देती हैं। सूर्य कक्षा G से संबंधित है, जो कि आयनित कैल्शियम की रेखाओं की विशेषता है।
तालिका 4 सूर्य की मुख्य विशेषताओं को दर्शाती है। द्रव्यमान (एम), चमक (एल), त्रिज्या (आर) और सतह के तापमान (टी) जैसे सितारों की ऐसी विशेषताओं की भिन्नता की सीमाएं तालिका 5 में दी गई हैं।

टेबल तीन

स्पेक्ट्रल प्रकार के तारे

वर्ग पदनाम सितारे	अभिलक्षणिक विशेषता वर्णक्रमीय रेखाएं	तापमान सतह, के
	आयनित हीलियम
	तटस्थ हीलियम
	आयनित कैल्शियम
	आयनित कैल्शियम, तटस्थ धातु
	तटस्थ धातु
	तटस्थ धातु, अवशोषण बैंड अणुओं
	अवशोषण बैंड साइनाइड (सीएन) 2

चावल। 10. द्रव्यमान-चमक संबंध

ज्ञात द्रव्यमान वाले मुख्य अनुक्रम सितारों के लिए, द्रव्यमान-चमकदार निर्भरता को चित्र 10 में दिखाया गया है और इसका रूप है
एल ~ एम एन, जहां एन = 1.6 कम द्रव्यमान सितारों के लिए (एम < एम) और एन = 5.4 उच्च द्रव्यमान सितारों के लिए (एम .) > एम)। इसका मतलब यह है कि मुख्य अनुक्रम के साथ कम द्रव्यमान के सितारों से उच्च द्रव्यमान के सितारों तक जाने से चमक में वृद्धि होती है।

तालिका 4

सूर्य की मुख्य विशेषताएं

चमक L	3.83 10 33 erg/s (2.4 10 39 MeV/s)
प्रति यूनिट विकिरण प्रवाह सतह	6.3 10 7 डब्ल्यू / एम 2
पदार्थ का औसत घनत्व
केंद्र में घनत्व
सतह तापमान
केंद्र में तापमान
रासायनिक संरचना: हाइड्रोजन हीलियम कार्बन, नाइट्रोजन, ऑक्सीजन, नियॉन आदि।	74% 23% 3%
आयु
गुरुत्वाकर्षण का त्वरण सतह पर	2.7 10 4 सेमी/सेकंड 2
श्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या - 2GM / c 2 (सी - प्रकाश की गति)
के सापेक्ष रोटेशन अवधि स्थिर सितारे
आकाशगंगा के केंद्र से दूरी
केंद्र के चारों ओर घूमने की गति आकाशगंगाओं

तालिका 5

विभिन्न सितारों की विशेषताओं में परिवर्तन की सीमाएं

10-1M< M < 50 M

10-4 एल< L < 10 6 L

10-2R< R < 10 3 R

2 10 3 के< T < 10 5 K

सूर्य की संबंधित विशेषताओं को माप की इकाई के रूप में लिया जाता है एम, आर, एल, टी सतह का तापमान है।

इस प्रकार, अधिक विशाल तारे भी चमकीले होते हैं।
आरेख के निचले बाएँ भाग में (चित्र 9) - दूसरा सबसे बड़ा समूह - सफेद बौने। आरेख के ऊपरी दाएं कोने में, उच्च चमक वाले लेकिन कम सतह के तापमान वाले सितारों को समूहीकृत किया जाता है - लाल दिग्गज और सुपरजायंट। इस प्रकार का तारा कम आम है। "दिग्गज" और "बौने" नाम सितारों के आकार से जुड़े हैं। सफेद बौने मुख्य-अनुक्रम सितारों की द्रव्यमान-चमकदार संबंध विशेषता का पालन नहीं करते हैं। समान द्रव्यमान के लिए, उनके पास मुख्य अनुक्रम सितारों की तुलना में बहुत कम चमक होती है।
एक तारा अपने विकास के एक बिंदु पर मुख्य अनुक्रम पर हो सकता है और दूसरे पर एक विशाल या सफेद बौना हो सकता है। अधिकांश तारे मुख्य अनुक्रम पर हैं क्योंकि यह किसी तारे के विकास का सबसे लंबा चरण है।
ब्रह्मांड के विकास को समझने के लिए आवश्यक बिंदुओं में से एक है सितारों के निर्माण के बड़े पैमाने पर वितरण का विचार। तारों के देखे गए द्रव्यमान वितरण का अध्ययन करके और विभिन्न द्रव्यमानों के सितारों के जीवनकाल को ध्यान में रखते हुए, जन्म के समय सितारों का सामूहिक वितरण प्राप्त किया जा सकता है। यह स्थापित किया गया है कि किसी दिए गए द्रव्यमान के तारे के जन्म की संभावना, लगभग, द्रव्यमान के वर्ग (सालपीटर फ़ंक्शन) के व्युत्क्रमानुपाती होती है।

तारों का विकिरण मुख्यतः दो प्रकार की थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के कारण बना रहता है। बड़े सितारों में, ये कार्बन-नाइट्रोजन चक्र की प्रतिक्रियाएं हैं, और सूर्य जैसे कम द्रव्यमान वाले सितारों में, ये प्रोटॉन-प्रोटॉन प्रतिक्रियाएं हैं। पहले में, कार्बन एक उत्प्रेरक की भूमिका निभाता है: इसका उपभोग स्वयं नहीं किया जाता है, बल्कि अन्य तत्वों के परिवर्तन में योगदान देता है, जिसके परिणामस्वरूप 4 हाइड्रोजन नाभिक एक हीलियम नाभिक में जुड़ जाते हैं।

सिद्धांत रूप में, कई अन्य थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं संभव हैं, लेकिन गणना से पता चलता है कि तारों के कोर में प्रचलित तापमान पर, यह इन दो चक्रों की प्रतिक्रियाएं हैं जो सबसे अधिक तीव्रता से होती हैं और देखे गए तारकीय विकिरण को बनाए रखने के लिए आवश्यक ऊर्जा उत्पादन देती हैं। .

जैसा कि आप देख सकते हैं, तारा नियंत्रित थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के लिए एक प्राकृतिक सेटिंग है। यदि स्थलीय प्रयोगशाला में समान तापमान और प्लाज्मा का दबाव बनाया जाता है, तो उसमें वही परमाणु प्रतिक्रियाएं शुरू हो जाएंगी। लेकिन इस प्लाज्मा को प्रयोगशाला में कैसे रखा जाए? आखिरकार, हमारे पास ऐसी कोई सामग्री नहीं है जो बिना वाष्पित हुए 10-20 मिलियन K के तापमान वाले पदार्थ के स्पर्श का सामना कर सके। और तारे को इसकी आवश्यकता नहीं है: इसका शक्तिशाली गुरुत्वाकर्षण प्लाज्मा के विशाल दबाव का सफलतापूर्वक विरोध करता है।

जब तक तारे में प्रोटॉन-प्रोटॉन प्रतिक्रिया या कार्बन-नाइट्रोजन चक्र आगे बढ़ता है, तब तक यह मुख्य अनुक्रम पर होता है, जहाँ यह अपने जीवन का अधिकांश भाग व्यतीत करता है। बाद में, जब तारे पर एक हीलियम कोर बनता है और उसमें तापमान बढ़ता है, तो एक "हीलियम फ्लैश" होता है, अर्थात। हीलियम को भारी तत्वों में परिवर्तित करने की प्रतिक्रियाएं शुरू होती हैं, जिससे ऊर्जा भी निकलती है।

परमाणु ऊर्जा संयंत्र का टरबाइन एक ऊष्मा इंजन है जो ऊष्मागतिकी के दूसरे नियम के अनुसार संयंत्र की समग्र दक्षता को निर्धारित करता है। आधुनिक परमाणु ऊर्जा संयंत्रों में, दक्षता लगभग बराबर है। इसलिए, 1000 मेगावाट विद्युत शक्ति का उत्पादन करने के लिए, रिएक्टर की तापीय शक्ति 3000 मेगावाट तक पहुंचनी चाहिए। कंडेनसर को ठंडा करने वाले पानी से 2000 मेगावाट दूर किया जाना चाहिए। इससे प्राकृतिक जल निकायों के स्थानीय अति ताप और बाद में पर्यावरणीय समस्याओं का उदय होता है।

हालांकि, मुख्य समस्या परमाणु ऊर्जा संयंत्रों में काम करने वाले लोगों की पूर्ण विकिरण सुरक्षा सुनिश्चित करना और रिएक्टर कोर में बड़ी मात्रा में जमा होने वाले रेडियोधर्मी पदार्थों के आकस्मिक रिलीज को रोकना है। परमाणु रिएक्टरों के विकास में इस समस्या पर बहुत ध्यान दिया जाता है। फिर भी, कुछ परमाणु ऊर्जा संयंत्रों में दुर्घटनाओं के बाद, विशेष रूप से पेंसिल्वेनिया (यूएसए, 1979) में परमाणु ऊर्जा संयंत्र और चेरनोबिल परमाणु ऊर्जा संयंत्र (1986) में, परमाणु ऊर्जा की सुरक्षा की समस्या विशेष रूप से तीव्र हो गई है।

आधुनिक परमाणु ऊर्जा द्रव्यमान के नुकसान के अनुपात में ऊर्जा की रिहाई के साथ परमाणु नाभिक के दो लाइटर में विभाजित होने पर आधारित है। ऊर्जा और क्षय उत्पादों के स्रोत रेडियोधर्मी तत्व हैं। वे परमाणु ऊर्जा की मुख्य पर्यावरणीय समस्याओं से जुड़े हैं।

परमाणु संलयन की प्रक्रिया में और भी अधिक ऊर्जा निकलती है, जिसमें दो नाभिक एक भारी नाभिक में विलीन हो जाते हैं, लेकिन द्रव्यमान और ऊर्जा की हानि के साथ भी। हाइड्रोजन संश्लेषण के लिए प्रारंभिक तत्व है, और हीलियम अंतिम तत्व है। दोनों तत्व पर्यावरण पर नकारात्मक प्रभाव नहीं डालते हैं और व्यावहारिक रूप से अटूट हैं।

परमाणु संलयन का परिणाम सूर्य की ऊर्जा है। इस प्रक्रिया को मनुष्य द्वारा हाइड्रोजन बमों के विस्फोटों के दौरान तैयार किया गया है। कार्य परमाणु संलयन को नियंत्रणीय बनाना और उसकी ऊर्जा का उद्देश्यपूर्ण उपयोग करना है। मुख्य कठिनाई इस तथ्य में निहित है कि परमाणु संलयन बहुत उच्च दबाव और लगभग 100 मिलियन डिग्री सेल्सियस के तापमान पर संभव है। ऐसी कोई सामग्री नहीं है जिससे अति-उच्च-तापमान (थर्मोन्यूक्लियर) प्रतिक्रियाओं के कार्यान्वयन के लिए रिएक्टरों का निर्माण करना संभव हो। कोई भी सामग्री पिघलती है और वाष्पित हो जाती है।

वैज्ञानिकों ने ऐसे वातावरण में प्रतिक्रियाओं को अंजाम देने की संभावना की खोज का रास्ता अपनाया जो वाष्पीकरण में सक्षम नहीं है। ऐसा करने के लिए वर्तमान में दो तरीके हैं। उनमें से एक मजबूत चुंबकीय क्षेत्र में हाइड्रोजन के प्रतिधारण पर आधारित है।

नियंत्रित परमाणु संलयन के कार्यान्वयन में कुछ सकारात्मक परिणामों के बावजूद, ऐसी राय है कि निकट भविष्य में ऊर्जा समस्याओं को हल करने के लिए इसका उपयोग करने की संभावना नहीं है। यह कई मुद्दों की अनसुलझी प्रकृति और आगे प्रयोगात्मक, और यहां तक ​​​​कि अधिक औद्योगिक, विकास के लिए भारी व्यय की आवश्यकता के कारण है।



आरेख "स्पेक्ट्रम - चमक"

सूर्य की तरह, तारे पृथ्वी को प्रकाशित करते हैं, लेकिन उनसे बड़ी दूरी के कारण, वे पृथ्वी पर जो रोशनी पैदा करते हैं, वह सौर से कम परिमाण के कई क्रम हैं। इस कारण तारों से रोशनी को मापने में तकनीकी दिक्कतें आती हैं। सितारों की धुंधली किरणों को लेने के लिए खगोलविद विशाल दूरबीनों का निर्माण करते हैं। टेलीस्कोप लेंस का व्यास जितना बड़ा होता है, उससे कम तारे का पता लगाया जा सकता है। मापों से पता चला है कि, उदाहरण के लिए, ध्रुवीय तारा पृथ्वी की सतह E = 3.8 10 -9 W / m 2 पर रोशनी पैदा करता है, जो सूर्य द्वारा बनाई गई रोशनी से 370 बिलियन गुना कम है। नॉर्थ स्टार की दूरी 200 पीसी या लगभग 650 ली है। वर्ष (आर = बी 10 18 मीटर)। इसलिए, ध्रुवीय तारे L p \u003d 4πr 2 E \u003d 4 3.14 x (6 10 18 m) 2 3.8 10 -9 W / m 2 \u003d 9.1 10 29 W \u003d 4600 L की चमक जैसा कि आप देख सकते हैं, इस तारे की चमक कम दिखाई देने के बावजूद इसकी चमक सूर्य से 4600 गुना अधिक है।

माप से पता चला कि सितारों में सूर्य की तुलना में सैकड़ों-हजारों गुना अधिक शक्तिशाली तारे हैं, और सूर्य की तुलना में दसियों हज़ार गुना छोटे चमक वाले तारे हैं।

तारकीय सतह के तापमान के मापन से पता चला है कि किसी तारे की सतह का तापमान उसके दृश्य रंग और उसके स्पेक्ट्रम में कुछ रासायनिक तत्वों की वर्णक्रमीय अवशोषण रेखाओं की उपस्थिति को निर्धारित करता है। तो, सीरियस सफेद रंग में चमकता है और इसका तापमान लगभग 10,000 K होता है। स्टार बेतेल्यूज़ (α ओरियन) का रंग लाल होता है और सतह का तापमान लगभग 3500 K होता है। पीले सूरज का तापमान 6000 K होता है। तापमान से, रंग से और स्पेक्ट्रम के प्रकार से, सभी तारों को वर्णक्रमीय वर्गों में विभाजित किया गया था, जिन्हें O, B, A, F, G, K, M अक्षरों से दर्शाया जाता है। तारों का वर्णक्रमीय वर्गीकरण नीचे दी गई तालिका में दिया गया है।

एक तारे के वर्णक्रमीय वर्ग और उसकी चमक के बीच एक और दिलचस्प संबंध है, जिसे एक आरेख के रूप में दर्शाया गया है "स्पेक्ट्रम - चमक (सूर्य की चमक में)" (इसे भी कहा जाता है हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेखदो खगोलविदों के सम्मान में - ई। हर्ट्ज़स्प्रंग और जी। रेसेल, जिन्होंने इसे बनाया)। आरेख पर तारों के चार समूह स्पष्ट रूप से प्रतिष्ठित हैं।

मुख्य अनुक्रम

अधिकांश सितारों के पैरामीटर इस पर पड़ते हैं। हमारा सूर्य मुख्य अनुक्रम सितारों में से एक है। मुख्य अनुक्रम के तारों का घनत्व सौर घनत्व के बराबर होता है।

लाल दिग्गज

इस समूह में मुख्य रूप से सौर से दस गुना अधिक त्रिज्या वाले लाल तारे शामिल हैं, उदाहरण के लिए, स्टार आर्कटुरस (α बूट्स), जिसका त्रिज्या सौर से 25 गुना अधिक है, और चमक 140 गुना अधिक है।

अति विशाल तारे

ये सौर से दसियों और सैकड़ों-हजारों गुना अधिक चमक वाले तारे हैं। इन तारों की त्रिज्याएँ सूर्य की त्रिज्या से सैकड़ों गुना अधिक होती हैं। लाल सुपरजाइंट्स में बेटेलगेस (और ओरियन) शामिल हैं। सूर्य से लगभग 15 गुना अधिक द्रव्यमान के साथ, इसकी त्रिज्या सूर्य से लगभग 1000 गुना अधिक है। इस तारे का औसत घनत्व मात्र 2 10 -11 किग्रा/मीटर 3 है, जो वायु के घनत्व से 1,00,000 गुना कम है।

सफेद बौने

यह ज्यादातर सफेद तारों का एक समूह है जिसकी चमक सूर्य से सैकड़ों और हजारों गुना छोटी है। वे आरेख के नीचे बाईं ओर स्थित हैं। इन तारों की त्रिज्याएँ सूर्य से लगभग सौ गुना छोटी हैं और आकार में ग्रहों के बराबर हैं। सफेद बौने का एक उदाहरण सीरियस का एक उपग्रह सीरियस बी है। सूर्य के द्रव्यमान के लगभग बराबर और पृथ्वी के आकार से 2.5 गुना बड़े आकार के साथ, इस तारे का एक विशाल औसत घनत्व है - = 3 10 8 किग्रा / मी 3।

यह समझने के लिए कि विभिन्न समूहों के तारों के बीच देखे गए अंतर को कैसे समझाया जाता है, आइए हम किसी तारे की चमक, तापमान और त्रिज्या के बीच के संबंध को याद करें, जिसका उपयोग हमने सूर्य के तापमान को निर्धारित करने के लिए किया था।

आइए वर्णक्रमीय प्रकार K के दो सितारों की तुलना करें, एक मुख्य अनुक्रम (MS) है, दूसरा एक लाल विशाल (KG) है। उनका तापमान समान है - T \u003d 4500 K, और चमक एक हजार गुना भिन्न होती है:

यानी, रेड जाइंट्स मेन-सीक्वेंस स्टार्स से दस गुना बड़े होते हैं।

सितारों की भीड़केवल उन तारों के लिए माप करना संभव था जो बाइनरी सिस्टम का हिस्सा हैं। और वे तीसरे सामान्यीकृत केपलर के नियम का उपयोग करके तारों की कक्षाओं के मापदंडों और एक दूसरे के चारों ओर उनकी क्रांति की अवधि द्वारा निर्धारित किए गए थे। यह पता चला कि सभी सितारों का द्रव्यमान भीतर है

0.05 एम ≤ एम ≤ 100 एम

मुख्य अनुक्रम सितारों के लिए, एक तारे के द्रव्यमान और उसकी चमक के बीच एक संबंध होता है: एक तारे का द्रव्यमान जितना अधिक होगा, उसकी चमक उतनी ही अधिक होगी।

इस प्रकार, वर्णक्रमीय वर्ग B के एक तारे का द्रव्यमान लगभग M 20 M है और इसकी चमक सूर्य से लगभग 100,000 गुना अधिक है।

सूर्य और तारों का ऊर्जा स्रोत

आधुनिक अवधारणाओं के अनुसार, सूर्य और तारों के विकिरण का समर्थन करने वाली ऊर्जा का स्रोत परमाणु ऊर्जा है, जो हाइड्रोजन परमाणुओं के नाभिक से हीलियम परमाणुओं के नाभिक के गठन (संलयन) की थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के दौरान जारी होती है। संलयन प्रतिक्रिया के दौरान, हीलियम परमाणु का नाभिक हाइड्रोजन परमाणुओं (चार प्रोटॉन) के चार नाभिकों से बनता है, जबकि ऊर्जा E \u003d 4.8 10 -12 J निकलती है, जिसे कहा जाता है बाँधने वाली ऊर्जा, न्यूट्रिनो के दो प्राथमिक कण और दो पॉज़िट्रॉन (4Н He + 2е + + 2ν + )।

परमाणु प्रतिक्रियाएं होने के लिए, कई मिलियन केल्विन से ऊपर के तापमान की आवश्यकता होती है, जिस पर प्रतिक्रिया में भाग लेने वाले समान आवेश वाले प्रोटॉन परस्पर दृष्टिकोण के लिए पर्याप्त ऊर्जा प्राप्त कर सकते हैं, प्रतिकर्षण की विद्युत शक्तियों पर काबू पा सकते हैं और एक नए नाभिक में विलय कर सकते हैं। 1 किलो के द्रव्यमान के साथ हाइड्रोजन से थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रियाओं के परिणामस्वरूप, हीलियम 0.99 किलोग्राम के द्रव्यमान के साथ बनता है, एक द्रव्यमान दोष Δm = 0.01 किलोग्राम, और ऊर्जा जारी की जाती है q = Δmc 2 = 9 10 14 J।

अब हम अनुमान लगा सकते हैं कि सूर्य की प्रेक्षित चमक, यानी सूर्य के जीवनकाल को बनाए रखने के लिए सूर्य का हाइड्रोजन भंडार कितने समय तक चलेगा। परमाणु ऊर्जा का भंडार ई \u003d एम क्यू \u003d 2 10 30 9 10 14 \u003d 1.8 10 45 जे। यदि हम परमाणु ऊर्जा के इस भंडार को सूर्य एल की चमक से विभाजित करते हैं, तो हमें सूर्य का जीवनकाल मिलता है:

यदि हम मानते हैं कि सूर्य में कम से कम 70% हाइड्रोजन होता है और परमाणु प्रतिक्रियाएं केवल केंद्र में होती हैं, सौर कोर में, जिसका द्रव्यमान लगभग 0.1 एम होता है और जहां तापमान थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के होने के लिए पर्याप्त होता है, तो जीवन भर का सूर्य और तारे, सूर्य के समान t 10 10 वर्ष . होंगे

तारे 1 गर्म, अधिकतर आयनित गैस के गोले हैं। तारकीय पदार्थ का आयनीकरण इसके उच्च तापमान (कई हज़ार से कई दसियों हज़ार डिग्री तक) का परिणाम है।

सूर्य और अन्य तारों की रासायनिक संरचना के अध्ययन के परिणामस्वरूप, यह पाया गया कि उनमें पृथ्वी पर मौजूद लगभग सभी रासायनिक तत्व होते हैं और डी.आई. मेंडेलीव की तालिका में प्रस्तुत किए जाते हैं। यह भी पता चला कि ज्यादातर मामलों में, तारे के द्रव्यमान का 70% हाइड्रोजन, 28% - हीलियम और 2% - भारी तत्व होता है।

आप पहले से ही जानते हैं कि किसी तारे का द्रव्यमान जितना अधिक होता है, वह उतना ही अधिक गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र बनाता है। तारकीय पदार्थ को संकुचित करने वाले गुरुत्वाकर्षण बलों की क्रिया के कारण, इसका तापमान, घनत्व, दबाव बाहरी परतों से केंद्र तक काफी बढ़ जाता है।

इसलिए, उदाहरण के लिए, सूर्य की बाहरी परतों का तापमान लगभग 6 10 3 डिग्री सेल्सियस है, और केंद्र में - लगभग 14-15 मिलियन डिग्री सेल्सियस, सूर्य के केंद्र में पदार्थ का घनत्व लगभग 150 ग्राम / है। सेमी 3 (लोहे की तुलना में 19 गुना अधिक), और बीच की परतों से केंद्र की ओर दबाव 7 10 8 से बढ़कर 3.4 10 11 बजे हो जाता है। ऐसे तापमान और दबाव पर, कोर में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं हो सकती हैं, जो सितारों के लिए ऊर्जा का स्रोत हैं।

एक तारे की विकिरण शक्ति (जिसे चमक भी कहा जाता है और L अक्षर से निरूपित किया जाता है) उसके द्रव्यमान की चौथी शक्ति के समानुपाती होती है:

तारों के अंदरूनी हिस्सों में होने वाली थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं उन प्रक्रियाओं में से एक हैं जो ग्रहों से सितारों को महत्वपूर्ण रूप से अलग करती हैं, क्योंकि ग्रहों के ताप का आंतरिक स्रोत रेडियोधर्मी क्षय है। यह अंतर इस तथ्य के कारण है कि किसी भी तारे का द्रव्यमान स्पष्ट रूप से सबसे बड़े ग्रह के द्रव्यमान से भी अधिक होता है। इसे बृहस्पति के उदाहरण से समझा जा सकता है। इस तथ्य के बावजूद कि कई मायनों में यह एक तारे के समान है, इसका द्रव्यमान इसकी गहराई में होने वाली थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की घटना के लिए आवश्यक शर्तों के लिए अपर्याप्त निकला।

थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के परिणामस्वरूप, सूर्य की आंतों में भारी ऊर्जा निकलती है, जो इसकी चमक को बनाए रखती है। आइए विचार करें कि यह ऊर्जा सूर्य की सतह पर कैसे जाती है।

विकिरण ऊर्जा के हस्तांतरण के क्षेत्र में (चित्र। 188), कोर में जारी गर्मी विकिरण द्वारा केंद्र से सूर्य की सतह तक फैलती है, अर्थात पदार्थ द्वारा प्रकाश के अंशों के अवशोषण और उत्सर्जन के माध्यम से - क्वांटा। चूँकि क्वांटा परमाणुओं द्वारा किसी भी दिशा में उत्सर्जित होते हैं, सतह तक उनके मार्ग में हजारों वर्ष लगते हैं।

चावल। 188. सूर्य की संरचना

संवहन क्षेत्र में, गर्म गैस प्रवाह बढ़ने से ऊर्जा सतह पर स्थानांतरित हो जाती है। सतह पर पहुंचने के बाद, गैस, विकिरण ऊर्जा, ठंडी, संघनित होती है और क्षेत्र के आधार पर डूब जाती है। संवहन क्षेत्र में, गैस अपारदर्शी होती है। इसलिए, आप केवल उन परतों को देख सकते हैं जो इसके ऊपर हैं: फोटोस्फीयर, क्रोमोस्फीयर और कोरोना (आकृति में इंगित नहीं)। ये तीन परतें सौर वायुमंडल से संबंधित हैं।

तस्वीरों में फोटोस्फीयर ("प्रकाश का क्षेत्र") चमकीले धब्बों के संग्रह जैसा दिखता है - कणिकाएं (चित्र। 189), पतली अंधेरी रेखाओं से अलग होती हैं। चमकीले धब्बे गर्म गैस की धाराएँ हैं जो संवहनी क्षेत्र की सतह पर तैरती हैं।

चावल। 189. सौर प्रकाशमंडल में कणिकाएं और एक स्थान

क्रोमोस्फीयर ("रंग का क्षेत्र") का नाम इसके लाल-बैंगनी रंग के लिए रखा गया है। क्रोमोस्फीयर में देखी जा सकने वाली सबसे दिलचस्प घटनाओं में से एक प्रमुखता 2 है। क्रोमोस्फीयर की लंबाई 10-15 हजार किमी तक पहुंच जाती है।

सूर्य के वायुमंडल का सबसे बाहरी भाग कोरोना है। यह लाखों किलोमीटर (अर्थात कई सौर त्रिज्याओं के क्रम की दूरी के लिए) तक फैला हुआ है, इस तथ्य के बावजूद कि सूर्य पर गुरुत्वाकर्षण बल बहुत मजबूत है। कोरोना की बड़ी लंबाई को इस तथ्य से समझाया जाता है कि कोरोना में परमाणुओं और इलेक्ट्रॉनों की गति, 1-2 मिलियन डिग्री सेल्सियस के तापमान पर गर्म होती है, बड़ी गति से होती है। सूर्य ग्रहण के दौरान सूर्य कोरोना स्पष्ट रूप से दिखाई देता है (चित्र 190)। सौर गतिविधि के चक्र के अनुसार, यानी 11 साल की आवृत्ति के साथ, कोरोना का आकार और चमक बदलता है।

चावल। 190. सौर कोरोना (1999 के कुल सूर्य ग्रहण के दौरान)

सूर्य पर चुंबकीय क्षेत्र का प्रेरण पृथ्वी की सतह की तुलना में केवल 2 गुना अधिक है। लेकिन समय-समय पर, सौर वातावरण के एक छोटे से क्षेत्र में केंद्रित चुंबकीय क्षेत्र उत्पन्न होते हैं, जो पृथ्वी की तुलना में कई हजार गुना अधिक मजबूत होते हैं। वे गर्म प्लाज्मा के उदय को रोकते हैं, जिसके परिणामस्वरूप, हल्के दानों के बजाय, एक अंधेरा क्षेत्र बनता है - एक सनस्पॉट (चित्र 189 देखें)। जब धब्बों के बड़े समूह दिखाई देते हैं, तो दृश्य, पराबैंगनी और एक्स-रे विकिरण की शक्ति तेजी से बढ़ जाती है, जो लोगों की भलाई पर प्रतिकूल प्रभाव डाल सकती है।

सौर डिस्क पर धब्बे की गति इसके घूर्णन का परिणाम है, जो सितारों के सापेक्ष 25.4 दिनों के बराबर अवधि के साथ होती है।

तारकीय विकास की प्रक्रिया के अंतिम चरण में कई चरण शामिल हैं। जब तारे के केंद्र में मौजूद सभी हाइड्रोजन हीलियम में बदल जाते हैं, तो तारे की संरचना काफ़ी बदलने लगती है। इसकी चमक बढ़ जाती है, सतह का तापमान कम हो जाता है, बाहरी परतें फैल जाती हैं और भीतरी परतें सिकुड़ जाती हैं। तारा एक लाल विशालकाय, यानी उच्च चमक और बहुत कम घनत्व वाला एक विशाल तारा बन जाता है। केंद्र में एक घना और गर्म हीलियम कोर बनता है। जब इसमें तापमान 100 मिलियन डिग्री सेल्सियस तक पहुंच जाता है, तो हीलियम को कार्बन में बदलने की प्रतिक्रिया शुरू होती है, साथ ही बड़ी मात्रा में ऊर्जा निकलती है।

अगले चरण में, सूर्य जैसे तारे अपना कुछ पदार्थ छोड़ देते हैं, ग्रहों के आकार तक सिकुड़ जाते हैं, छोटे, बहुत घने तारे - सफेद बौने में बदल जाते हैं, और धीरे-धीरे शांत हो जाते हैं।

प्रशन

1. 14-15 मिलियन डिग्री सेल्सियस के क्रम के तापमान पर और 7 10 8 से 3.4 10 11 एटीएम के दबाव में, स्टार को एक विस्तारित गैस बादल में बदलना होगा। लेकिन ऐसा नहीं होता है। आपको क्या लगता है कि कौन सी ताकतें तारे के विस्तार का विरोध करती हैं?
2. किसी तारे द्वारा उत्सर्जित ऊर्जा का स्रोत क्या है?
3. ग्रह के आंतरिक ताप का स्रोत कौन-सी भौतिक प्रक्रिया है?
4. सनस्पॉट बनने का क्या कारण है?
5. सौर वायुमंडल की परतें क्या हैं?
6. हमें सूर्य के विकास के मुख्य चरणों के बारे में बताएं।

2 प्रमुखताएं सौर कोरोना में सैकड़ों हजारों किलोमीटर तक लंबी, प्लाज्मा संरचनाएं हैं, जिनका घनत्व और उनके आसपास के कोरोनल प्लाज्मा की तुलना में कम तापमान होता है।