तारे बहुत भिन्न हो सकते हैं: छोटे और बड़े, चमकीले और बहुत चमकीले नहीं, बूढ़े और युवा, गर्म और "ठंडे", सफेद, नीले, पीले, लाल, आदि।
हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख आपको तारों के वर्गीकरण को समझने की अनुमति देता है।
यह तारे के पूर्ण परिमाण, चमक, वर्णक्रमीय प्रकार और सतह के तापमान के बीच संबंध को दर्शाता है। इस आरेख में तारे बेतरतीब ढंग से स्थित नहीं हैं, बल्कि स्पष्ट रूप से दिखाई देने वाले क्षेत्र बनाते हैं।
अधिकांश सितारे तथाकथित पर 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% बनाता है: तारे के केंद्रीय क्षेत्रों में हाइड्रोजन के जलने से एक आइसोथर्मल हीलियम कोर का निर्माण होता है, लाल विशाल अवस्था में संक्रमण और मुख्य अनुक्रम से तारे का प्रस्थान। लाल दिग्गजों का अपेक्षाकृत कम विकास, उनके द्रव्यमान के आधार पर, सफेद बौनों, न्यूट्रॉन सितारों या ब्लैक होल के निर्माण की ओर ले जाता है।
अपने विकासवादी विकास के विभिन्न चरणों में होने के कारण, तारों को सामान्य तारे, बौने तारे और विशाल तारे में विभाजित किया जाता है।
सामान्य तारे मुख्य अनुक्रम तारे होते हैं। इनमें हमारा सूर्य भी शामिल है। कभी-कभी सूर्य जैसे सामान्य तारों को पीला बौना कहा जाता है।
पीला बौना
पीला बौना एक प्रकार का छोटा मुख्य अनुक्रम तारा है जिसका द्रव्यमान 0.8 और 1.2 सौर द्रव्यमान के बीच होता है और सतह का तापमान 5000-6000 K होता है।
एक पीले बौने का जीवनकाल औसतन 10 अरब वर्ष होता है।
हाइड्रोजन की पूरी आपूर्ति जलने के बाद, तारे का आकार कई गुना बढ़ जाता है और एक लाल दानव में बदल जाता है। इस प्रकार के तारे का एक उदाहरण एल्डेबारन है।
लाल विशाल ग्रहीय निहारिका बनाने के लिए गैस की अपनी बाहरी परतों को बाहर निकालता है, जबकि कोर एक छोटे, घने सफेद बौने में ढह जाता है।
लाल दानव लाल या नारंगी रंग वाला एक बड़ा तारा है। ऐसे तारों का निर्माण तारा निर्माण के चरण 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 शुरू नहीं हो जाती है, तब तक संपीड़न बंद नहीं हो जाता है।
तारों के विकास के बाद के चरणों में, उनके कोर में हाइड्रोजन के जलने के बाद, तारे मुख्य अनुक्रम को छोड़ देते हैं और हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख के लाल दिग्गजों और सुपरजाइंट्स के क्षेत्र में चले जाते हैं: यह चरण लगभग 10% तक रहता है तारों के "सक्रिय" जीवन का समय, यानी, उनके विकास के चरण, जिसके दौरान तारकीय आंतरिक भाग में न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रतिक्रियाएं होती हैं।
विशाल तारे की सतह का तापमान अपेक्षाकृत कम, लगभग 5000 डिग्री होता है। एक विशाल त्रिज्या, 800 सौर तक पहुंचती है और इतने बड़े आकार के कारण, अत्यधिक चमक। अधिकतम विकिरण स्पेक्ट्रम के लाल और अवरक्त क्षेत्रों में होता है, यही कारण है कि इन्हें लाल दानव कहा जाता है।
सबसे बड़े दिग्गज लाल सुपरजायंट में बदल जाते हैं। ओरायन तारामंडल में बेटेल्गेयूज़ नामक तारा लाल महादानव का सबसे आकर्षक उदाहरण है।
बौने तारे दिग्गजों के विपरीत हैं और अगले भी हो सकते हैं।
एक सफेद बौना वह है जो लाल विशाल चरण से गुजरने के बाद 1.4 सौर द्रव्यमान से कम द्रव्यमान वाले एक साधारण तारे का अवशेष रह जाता है।
हाइड्रोजन की कमी के कारण ऐसे तारों के कोर में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं नहीं होती हैं।
सफ़ेद 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, इनका तापमान 100,000 डिग्री या उससे अधिक तक पहुँच जाता है। वे अपनी शेष ऊर्जा का उपयोग करके चमकते हैं, लेकिन समय के साथ यह खत्म हो जाती 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 संख्या का अनुमान आकाशगंगा के सभी तारों की संख्या का 70 से 90% तक है। ये दूसरे स्टार्स से काफी अलग हैं.
लाल बौनों का द्रव्यमान सौर द्रव्यमान के एक तिहाई से अधिक नहीं होता है (द्रव्यमान की निचली सीमा 0.08 सौर है, इसके बाद भूरे बौने होते हैं), सतह का तापमान 3500 K तक पहुँच जाता है। लाल बौनों का वर्णक्रमीय वर्ग M या देर K. सितारों का होता है इस प्रकार के बहुत कम प्रकाश उत्सर्जित करते हैं, कभी-कभी सूर्य से 10,000 गुना छोटा।
उनके कम विकिरण को देखते हुए, कोई भी लाल बौना पृथ्वी से नग्न आंखों से दिखाई नहीं देता है। यहां तक कि सूर्य के निकटतम लाल बौना, प्रॉक्सिमा सेंटॉरी (सूर्य के त्रिगुण प्रणाली में सबसे निकटतम तारा), और निकटतम एकल लाल बौना, बरनार्ड स्टार का स्पष्ट परिमाण क्रमशः 11.09 और 9.53 है। इस मामले में, 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, जो दसियों अरबों से लेकर दसियों खरबों वर्षों तक होता है (0.1 सौर द्रव्यमान वाला एक लाल बौना 10 खरब वर्षों तक जलता रहेगा)।
लाल बौनों में, हीलियम से जुड़ी 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 हो जाते हैं जब तक कि वे हाइड्रोजन ईंधन की पूरी आपूर्ति का उपयोग नहीं कर लेते।
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 और फिर हीलियम कोर के साथ सफेद बौनों में बदलने में कामयाब नहीं हुआ है।
भूरा बौना - उपतारकीय वस्तुएं (जिनका द्रव्यमान लगभग 0.01 से 0.08 सौर द्रव्यमान तक होता है, या, क्रमशः, 12.57 से 80.35 बृहस्पति द्रव्यमान और व्यास लगभग बृहस्पति के व्यास के बराबर होता है), जिसकी गहराई में, मुख्य अनुक्रम के विपरीत तारों में, 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 बौनों का तापमान 300 से 3000 K तक होता है। भूरे बौने अपने पूरे जीवन भर लगातार ठंडे रहते हैं, और बौना जितना बड़ा होता है, उतनी ही धीमी गति से ठंडा होता है।
भूरे रंग के बौने
सबब्राउन बौने, या भूरे सबबौने, ठंडी संरचनाएँ हैं जो भूरे बौने द्रव्यमान सीमा से नीचे आती हैं। उनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के लगभग सौवें हिस्से से कम है या, तदनुसार, बृहस्पति के द्रव्यमान के 12.57 से कम है, निचली सीमा परिभाषित नहीं है। इन्हें आम तौर पर ग्रह माना जाता है, हालांकि वैज्ञानिक समुदाय अभी तक इस अंतिम निष्कर्ष पर नहीं पहुंचा है कि ग्रह किसे माना जाता है और उप-भूरा बौना किसे माना जाता है।
काला बौना
काले बौने सफेद बौने होते हैं जो ठंडे हो गए होते हैं और परिणामस्वरूप, दृश्यमान सीमा में उत्सर्जन नहीं करते हैं। सफ़ेद बौनों के विकास के अंतिम चरण का प्रतिनिधित्व करता है। काले बौनों का द्रव्यमान, सफेद बौनों के द्रव्यमान की तरह, 1.4 सौर द्रव्यमान से ऊपर सीमित है।
एक द्विआधारी तारा दो गुरुत्वाकर्षण से बंधे तारे हैं जो द्रव्यमान के एक सामान्य केंद्र की परिक्रमा करते हैं।
कभी-कभी तीन या अधिक तारों की प्रणाली होती है, इस सामान्य स्थिति में प्रणाली को बहु तारा कहा जाता है।
ऐसे मामलों में जहां ऐसी तारा प्रणाली पृथ्वी से बहुत दूर नहीं है, दूरबीन के माध्यम से अलग-अलग तारों को पहचाना जा सकता है। यदि दूरी महत्वपूर्ण है, तो खगोलशास्त्री समझ सकते हैं कि एक दोहरा सितारा केवल अप्रत्यक्ष संकेतों द्वारा दिखाई देता है - एक तारे के आवधिक ग्रहण के कारण दूसरे और कुछ अन्य द्वारा चमक में उतार-चढ़ाव।
नया सितारा
तारे जिनकी चमक अचानक 10,000 गुना बढ़ जाती है। नोवा एक द्विआधारी प्रणाली है जिसमें मुख्य अनुक्रम पर स्थित एक सफेद बौना और एक साथी तारा शामिल होता है। ऐसी प्रणालियों में, तारे से गैस धीरे-धीरे सफेद बौने में प्रवाहित होती है और समय-समय पर वहां विस्फोट करती है, जिससे चमक में विस्फोट होता है।
सुपरनोवा
सुपरनोवा एक तारा है जो एक विनाशकारी विस्फोटक प्रक्रिया में अपना विकास समाप्त करता है। इस मामले में भड़कना नोवा के मामले की तुलना में कई गुना बड़ा हो सकता है। इतना शक्तिशाली विस्फोट तारे में विकास के अंतिम चरण में होने वाली प्रक्रियाओं का परिणाम है।
न्यूट्रॉन स्टार
न्यूट्रॉन तारे (एनएस) 1.5 सौर के क्रम के द्रव्यमान के साथ तारकीय संरचनाएं हैं और सफेद बौनों की तुलना में आकार में काफी छोटे हैं; न्यूट्रॉन तारे की विशिष्ट त्रिज्या संभवतः 10-20 किलोमीटर के क्रम पर है।
इनमें मुख्य रूप से तटस्थ उपपरमाण्विक कण - न्यूट्रॉन होते हैं, जो गुरुत्वाकर्षण बलों द्वारा कसकर संकुचित होते हैं। ऐसे तारों का घनत्व बहुत अधिक होता है, तुलनीय होता है और कुछ अनुमानों के अनुसार परमाणु नाभिक के औसत घनत्व से कई गुना अधिक हो सकता है। एनएस पदार्थ के एक घन सेंटीमीटर का वजन करोड़ों टन होगा। न्यूट्रॉन तारे की सतह पर गुरुत्वाकर्षण पृथ्वी की तुलना में लगभग 100 अरब गुना अधिक है।
वैज्ञानिकों के अनुसार हमारी आकाशगंगा में 100 मिलियन से 1 बिलियन न्यूट्रॉन तारे तक मौजूद हो सकते हैं, यानी प्रति हजार सामान्य तारों में से लगभग एक।
पल्सर
पल्सर आवधिक विस्फोट (पल्स) के रूप में पृथ्वी पर आने वाले विद्युत चुम्बकीय विकिरण के ब्रह्मांडीय स्रोत हैं।
प्रमुख खगोल भौतिकी मॉडल के अनुसार, पल्सर एक चुंबकीय क्षेत्र के साथ घूम रहे न्यूट्रॉन तारे हैं जो घूर्णन अक्ष की ओर झुके हुए हैं। जब पृथ्वी इस विकिरण द्वारा निर्मित शंकु में गिरती है, तो तारे की क्रांति अवधि के बराबर अंतराल पर दोहराए जाने वाले विकिरण के एक स्पंद का पता लगाना संभव है। कुछ न्यूट्रॉन तारे प्रति सेकंड 600 बार तक घूमते हैं।
सेफिड्स
सेफिड्स काफी सटीक अवधि-चमकदार संबंध के साथ स्पंदित चर सितारों का एक वर्ग है, जिसका नाम डेल्टा सेफेई स्टार के नाम पर रखा गया है। सबसे प्रसिद्ध सेफिड्स में से एक पोलारिस है।
तारों के मुख्य प्रकारों (प्रकारों) की उनकी संक्षिप्त विशेषताओं के साथ दी गई सूची, निश्चित रूप से, ब्रह्मांड में तारों की संपूर्ण संभावित विविधता को समाप्त नहीं करती है।
ऐतिहासिक स्थल बघीरा - इतिहास के रहस्य, ब्रह्मांड के रहस्य। महान साम्राज्यों और प्राचीन सभ्यताओं के रहस्य, गायब हुए खजानों का भाग्य और दुनिया को बदलने वाले लोगों की जीवनियाँ, विशेष सेवाओं के रहस्य। युद्धों का इतिहास, लड़ाइयों और लड़ाइयों के रहस्य, अतीत और वर्तमान के टोही अभियान। विश्व परंपराएँ, रूस में आधुनिक जीवन, यूएसएसआर के रहस्य, संस्कृति की मुख्य दिशाएँ और अन्य संबंधित विषय - वह सब कुछ जिसके बारे में आधिकारिक इतिहास चुप है।
इतिहास के रहस्यों का अध्ययन करें - यह दिलचस्प है...
फिलहाल रीडिंग
1722 में एक दिन, पीटर प्रथम ने व्यक्तिगत रूप से अपनी बेटी एलिजाबेथ की सफेद पोशाक से प्रतीकात्मक पंख काट दिए। ज़ार प्योत्र अलेक्सेविच को यूरोप में इस अनुष्ठान के बारे में पता चला और उन्होंने इसे अपने महल में करने की जल्दी की, खासकर जब से उनका बच्चा बारह साल का हो गया था। पंख फर्श पर गिरने के बाद एलिजाबेथ को दुल्हन माना जाने लगा। सच है, जब परिवार ने शादी के बारे में बात की, तो लिजंका हमेशा रोने लगती थी और अपने माता-पिता से उसे घर पर छोड़ने की भीख मांगती थी।
लेनिन ने तर्क दिया कि एनईपी देश को संकट से बाहर निकालेगी, और सोवियत शक्ति केवल मजबूत होगी, क्योंकि नियंत्रण के सभी लीवर राज्य के हाथों में रहेंगे। और अर्थव्यवस्था वास्तव में आगे बढ़ गई, लेकिन सर्वहारा नेता "लीवर" के बारे में थोड़ा गलत थे।
मध्य युग के कठिन समय में भी, उन्होंने नाविकों को फाँसी न देने की कोशिश की: एक अच्छा नाविक बनने के लिए प्रशिक्षण लेना बहुत लंबा और कठिन था। एक अनुभवी नाविक सोने में अपने वजन के लायक था, जो, हालांकि, नौकायन जहाजों के युग में जहाज के जल्लादों (पेशेवर अधिकारियों, निष्पादकों - इस पद को अलग-अलग देशों की नौसेनाओं में अलग-अलग कहा जाता था) को सिदोरोव की तरह अपने नौकरों पर अत्याचार करने से नहीं रोकता था। बकरियां. लेकिन नाविकों पर मृत्युदंड अब भी बहुत कम लागू किया जाता था। ऐसा करने के लिए सचमुच एक भयानक अपराध करना आवश्यक था।
"मजबूत डैमस्क स्टील से बने दिल" - इस तरह हम आम तौर पर लोगों के बारे में बात करते हैं, उनकी लचीलापन पर जोर देते हैं। लेकिन क्या आप जानते हैं कि डैमस्क स्टील क्या है? क्या आपको याद है कि यह शब्द रूस के इतिहास से अटूट रूप से जुड़ा हुआ है?
1941 की गर्मियों में, मास्को मार्शल लॉ के अधीन था। जर्मन बमवर्षक छापों की बढ़ती आवृत्ति ने सोवियत सरकार को राजधानी से सबसे मूल्यवान अभिलेखागार, संग्रहालय प्रदर्शनियों और सांस्कृतिक वस्तुओं को खाली करने के लिए मजबूर किया। वी.आई. की ममी, निश्चित रूप से, एक विशेष रूप से महंगी वस्तु मानी जाती थी जिसे तत्काल हटाया जाना था। लेनिन.
20वीं सदी के वीरतापूर्ण और दुखद 30 के दशक में, रूसी महिलाओं ने एक से अधिक बार दुनिया को अपनी आत्मा की अटूट ताकत और उन व्यवसायों में अपनी उपलब्धियों का प्रदर्शन किया जो पहले महिलाओं के लिए अकल्पनीय थे। अक्टूबर 1938 में, TASS ने उड़ान रेंज के लिए एक नया विमानन विश्व रिकॉर्ड दर्ज किया। महिला चालक दल द्वारा नियंत्रित भारी जुड़वां इंजन वाला विमान "रोडिना", जिसमें शामिल हैं: पहली पायलट - वेलेंटीना ग्रिज़ोडुबोवा, दूसरी पायलट - पोलीना ओसिपेंको, नाविक - मरीना रस्कोवा, ने मास्को - सुदूर पूर्व मार्ग पर उड़ान भरी।
सोवियत संघ के पतन को लगभग 30 वर्ष बीत चुके हैं, लेकिन सवाल यह है कि "लाल साम्राज्य की मृत्यु के लिए कौन दोषी है?" आज भी प्रासंगिक है. कुछ का मानना है कि साम्यवाद अपने आप में एक अव्यवहार्य स्वप्नलोक था, अन्य लोग "पूंजीवादी खुफिया सेवाओं की विध्वंसक गतिविधियों" की ओर इशारा करते हैं। हालाँकि, इस बात पर बहुत कम ध्यान दिया गया है कि पश्चिमी सभ्यता के एक अन्य दिग्गज, रोमन कैथोलिक चर्च ने, लगभग पूरी दुनिया में साम्यवादी शासन के पतन में कैसे योगदान दिया।
तंजानिया 1964 में दो देशों - तांगानिका और ज़ांज़ीबार के एकीकरण के परिणामस्वरूप मानचित्र पर दिखाई दिया। इससे पहले, जंगल के वास्तविक कानून यहां शासन करते थे - यह एक उपनिवेश था जो कॉफी, तंबाकू और दासों की आपूर्ति करता था। और केवल 20वीं सदी के मध्य में ही देश को नए लोगों की जरूरत पड़ी। और ऐसे पाए गए - आदिवासी नेता जूलियस न्येरेरे का बेटा सही समय पर सही जगह पर था।
कई शताब्दियों से, लाखों मानव आँखें, रात की शुरुआत के साथ, अपनी निगाहें ऊपर की ओर निर्देशित करती हैं - आकाश में रहस्यमयी रोशनी की ओर - हमारे ब्रह्मांड के सितारे. प्राचीन लोगों ने तारों के समूहों में जानवरों और लोगों की विभिन्न आकृतियाँ देखीं और उनमें से प्रत्येक ने अपना इतिहास रचा। बाद में ऐसे समूहों को तारामंडल कहा जाने लगा। आज, खगोलशास्त्री 88 तारामंडलों की पहचान करते हैं जो तारों वाले आकाश को कुछ क्षेत्रों में विभाजित करते हैं जिनके द्वारा कोई भी नेविगेट कर सकता है और तारों का स्थान निर्धारित कर सकता है। हमारे ब्रह्मांड में, मानव आंखों के लिए सुलभ सबसे अधिक वस्तुएं तारे हैं। वे संपूर्ण सौर मंडल के लिए प्रकाश और ऊर्जा के स्रोत का प्रतिनिधित्व करते हैं। वे जीवन की उत्पत्ति के लिए आवश्यक भारी तत्वों का भी निर्माण करते हैं। और ब्रह्मांड के सितारों के बिना कोई जीवन नहीं होगा, क्योंकि सूर्य पृथ्वी पर लगभग सभी जीवित प्राणियों को अपनी ऊर्जा देता है। यह हमारे ग्रह की सतह को गर्म करता है, जिससे अंतरिक्ष के पर्माफ्रॉस्ट के बीच जीवन से भरा एक गर्म मरूद्यान बनता है। ब्रह्मांड में किसी तारे की चमक की डिग्री उसके आकार से निर्धारित होती है।
क्या आप पूरे ब्रह्मांड के सबसे बड़े तारे को जानते हैं?
तारामंडल कैनिस मेजर में स्थित तारा वीवाई कैनिस मेजोरिस, तारकीय दुनिया का सबसे बड़ा प्रतिनिधि है। फिलहाल यह ब्रह्मांड का सबसे बड़ा तारा है। तारा सौर मंडल से 5 हजार प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है। तारे का व्यास 2.9 अरब किमी है।
लेकिन ब्रह्माण्ड में सभी तारे इतने विशाल नहीं हैं। तथाकथित बौने तारे भी हैं।
तारों का तुलनात्मक आकार
खगोलशास्त्री तारों के आकार को एक पैमाने पर आंकते हैं जिसके अनुसार तारा जितना चमकीला होगा, उसकी संख्या उतनी ही कम होगी। प्रत्येक अगली संख्या पिछले वाले की तुलना में दस गुना कम चमकीले तारे से मेल खाती है। ब्रह्मांड में रात्रि आकाश में सबसे चमकीला तारा सीरियस है। इसका स्पष्ट परिमाण -1.46 है, अर्थात यह शून्य परिमाण वाले तारे से 15 गुना अधिक चमकीला है। जिन तारों का परिमाण 8 या उससे अधिक है उन्हें नंगी आँखों से नहीं देखा जा सकता। तारों को रंग के आधार पर वर्णक्रमीय वर्गों में वर्गीकृत किया जाता है, जो उनके तापमान का संकेत देता है। ब्रह्मांड में सितारों के निम्नलिखित वर्ग हैं: ओ, बी, ए, एफ, जी, के, और एम। वर्ग ओ ब्रह्मांड के सबसे गर्म सितारों से मेल खाता है - नीला। सबसे अच्छे तारे वर्ग M के हैं, इनका रंग लाल है।
| कक्षा | तापमान,के | असली रंग | दर्शनीय रंग | मुख्य विशेषताएं |
|---|---|---|---|---|
| हे | 30 000—60 000 | नीला | नीला | तटस्थ हाइड्रोजन, हीलियम, आयनित हीलियम की कमजोर रेखाएं, आयनित सी, सी, एन को गुणा करती हैं। |
| बी | 10 000—30 000 | सफेद, नीला | सफ़ेद-नीला और सफ़ेद | हीलियम और हाइड्रोजन की अवशोषण रेखाएँ। Ca II की कमज़ोर H और K रेखाएँ। |
| ए | 7500—10 000 | सफ़ेद | सफ़ेद | मजबूत बामर श्रृंखला, सीए II की रेखाएं एच और के वर्ग एफ की ओर बढ़ती हैं। इसके अलावा, वर्ग एफ के करीब, धातुओं की रेखाएं दिखाई देने लगती हैं |
| एफ | 6000—7500 | पीले सफेद | सफ़ेद | Ca II की H और K रेखाएँ, धातुओं की रेखाएँ, मजबूत हैं। हाइड्रोजन रेखाएं कमजोर होने लगती हैं। Ca I रेखा प्रकट होती है। Fe, Ca और Ti रेखाओं द्वारा निर्मित G बैंड प्रकट होता है और तीव्र होता है। |
| जी | 5000—6000 | पीला | पीला | Ca II की H और K रेखाएँ तीव्र हैं। सीए I लाइन और असंख्य धातु लाइनें। हाइड्रोजन रेखाएं कमजोर होती जा रही हैं, और सीएच और सीएन अणुओं के बैंड दिखाई देते हैं। |
| क | 3500—5000 | नारंगी | पीला नारंगी | धातु रेखाएं और जी बैंड तीव्र हैं। हाइड्रोजन रेखा लगभग अदृश्य है। TiO अवशोषण बैंड दिखाई देते हैं। |
| एम | 2000—3500 | लाल | नारंगी लाल | TiO और अन्य अणुओं के बैंड तीव्र हैं। जी बैंड कमजोर हो रहा है. धातु की रेखाएँ अभी भी दिखाई दे रही हैं। |
आम धारणा के विपरीत, यह ध्यान देने योग्य है कि ब्रह्मांड के तारे वास्तव में टिमटिमाते नहीं हैं। यह सिर्फ एक ऑप्टिकल भ्रम है - वायुमंडलीय हस्तक्षेप का परिणाम। गर्मी के दिनों में गर्म डामर या कंक्रीट को देखकर भी ऐसा ही प्रभाव देखा जा सकता है। गर्म हवा ऊपर उठती है और ऐसा लगता है मानो आप हिलते हुए शीशे से देख रहे हों। यही प्रक्रिया तारों के टिमटिमाने का भ्रम पैदा करती है। कोई तारा पृथ्वी के जितना करीब होगा, वह उतना ही अधिक "टिमटिमाएगा" क्योंकि उसका प्रकाश वायुमंडल की सघन परतों से होकर गुजरता है।
ब्रह्मांड सितारों का परमाणु चूल्हा
ब्रह्माण्ड में एक तारा एक विशाल परमाणु केंद्र है। इसके अंदर की परमाणु प्रतिक्रिया संलयन की प्रक्रिया के कारण हाइड्रोजन को हीलियम में बदल देती है, जिससे तारा अपनी ऊर्जा प्राप्त करता है। एक प्रोटॉन के साथ हाइड्रोजन नाभिक मिलकर दो प्रोटॉन के साथ हीलियम परमाणु बनाते हैं। सामान्य हाइड्रोजन परमाणु के नाभिक में केवल एक प्रोटॉन होता है। हाइड्रोजन के दो समस्थानिकों में एक प्रोटॉन भी होता है, लेकिन न्यूट्रॉन भी होते हैं। ड्यूटेरियम में एक न्यूट्रॉन होता है, जबकि ट्रिटियम में दो होते हैं। तारे के अंदर गहराई में, एक ड्यूटेरियम परमाणु ट्रिटियम परमाणु के साथ मिलकर हीलियम परमाणु और एक मुक्त न्यूट्रॉन बनाता है। इस लंबी प्रक्रिया के परिणामस्वरूप भारी मात्रा में ऊर्जा निकलती है।
मुख्य अनुक्रम सितारों के लिए, ऊर्जा का मुख्य स्रोत हाइड्रोजन से जुड़ी परमाणु प्रतिक्रियाएं हैं: प्रोटॉन-प्रोटॉन चक्र, सूर्य के चारों ओर द्रव्यमान वाले सितारों की विशेषता, और सीएनओ चक्र, जो केवल बड़े सितारों में होता है और केवल अगर उनमें कार्बन होता है। किसी तारे के जीवन के बाद के चरणों में, लोहे तक भारी तत्वों के साथ परमाणु प्रतिक्रियाएँ हो सकती हैं।
| प्रोटॉन-प्रोटॉन चक्र | सीएनओ चक्र | |
| बुनियादी जंजीरें |
|
|
जब किसी तारे की हाइड्रोजन आपूर्ति समाप्त हो जाती है, तो वह हीलियम को ऑक्सीजन और कार्बन में परिवर्तित करना शुरू कर देता है। यदि तारा काफी विशाल है, तो रूपांतरण प्रक्रिया तब तक जारी रहेगी जब तक कार्बन और ऑक्सीजन नियॉन, सोडियम, मैग्नीशियम, सल्फर और सिलिकॉन नहीं बन जाते। अंततः, ये तत्व कैल्शियम, लोहा, निकल, क्रोमियम और तांबे में परिवर्तित हो जाते हैं जब तक कि कोर पूरी तरह से धातु से बना न हो जाए। एक बार ऐसा होने पर, परमाणु प्रतिक्रिया बंद हो जाएगी क्योंकि लोहे का पिघलने बिंदु बहुत अधिक है। आंतरिक गुरुत्वाकर्षण दबाव परमाणु प्रतिक्रिया के बाहरी दबाव से अधिक हो जाता है और अंततः तारा ढह जाता है। घटनाओं का आगे का विकास तारे के प्रारंभिक द्रव्यमान पर निर्भर करता है।
ब्रह्माण्ड में तारों के प्रकार
मुख्य अनुक्रम ब्रह्मांड में तारों के अस्तित्व की अवधि है, जिसके दौरान इसके अंदर एक परमाणु प्रतिक्रिया होती है, जो किसी तारे के जीवन की सबसे लंबी अवधि होती है। हमारा सूर्य इस समय इसी अवधि में है। इस दौरान तारे की चमक और तापमान में मामूली उतार-चढ़ाव होता है। इस अवधि की अवधि तारे के द्रव्यमान पर निर्भर करती है। बड़े विशाल तारों में यह छोटा होता है, और छोटे तारों में यह लंबा होता है। बहुत बड़े तारों में आंतरिक ईंधन होता है जो कई लाख वर्षों तक चलता है, जबकि सूर्य जैसे छोटे तारे अरबों वर्षों तक चमकते रहेंगे। मुख्य अनुक्रम के दौरान सबसे बड़े तारे नीले दिग्गजों में बदल जाते हैं।
ब्रह्माण्ड में तारों के प्रकार |
|
| लाल विशाल- यह लाल या नारंगी रंग का एक बड़ा तारा है। यह चक्र के अंतिम चरण का प्रतिनिधित्व करता है जब हाइड्रोजन की आपूर्ति कम हो रही होती है और हीलियम अन्य तत्वों में परिवर्तित होने लगती है। कोर के आंतरिक तापमान में वृद्धि से तारे का पतन होता है। तारे की बाहरी सतह फैलती है और ठंडी हो जाती है, जिससे तारा लाल हो जाता है। लाल दानव बहुत बड़े होते हैं। इनका आकार सामान्य तारों से सौ गुना बड़ा है। सबसे बड़े दिग्गज लाल सुपरजायंट में बदल जाते हैं। ओरायन तारामंडल में बेटेल्गेयूज़ नामक तारा लाल महादानव का सबसे चमकीला उदाहरण है। |  |
| व्हाइट द्वार्फ- लाल दानव अवस्था से गुजरने के बाद एक साधारण तारे का यही अवशेष रहता है। जब किसी तारे के पास और ईंधन नहीं बचता, तो वह अपना कुछ पदार्थ अंतरिक्ष में छोड़ सकता है, जिससे एक ग्रहीय नीहारिका बन जाती है। जो बचता है वह एक मृत कोर है। इसमें परमाणु प्रतिक्रिया संभव नहीं है। यह अपनी शेष ऊर्जा के कारण चमकता है, लेकिन देर-सबेर यह समाप्त हो जाती है, और फिर कोर ठंडा होकर एक काले बौने में बदल जाता है। सफ़ेद 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, जिनका तापमान 100,000 डिग्री या उससे अधिक तक पहुँच जाता है। |  |
| भूरा बौनाइसे सबस्टार भी कहा जाता है। अपने जीवन चक्र के दौरान, कुछ प्रोटोस्टार परमाणु प्रक्रिया शुरू करने के लिए कभी भी महत्वपूर्ण द्रव्यमान तक नहीं पहुंचते हैं। यदि प्रोटोस्टार का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का केवल 1/10 है, तो इसकी चमक अल्पकालिक होगी, जिसके बाद यह जल्दी से फीकी पड़ जाएगी। जो बचता है वह एक भूरा बौना है। यह गैस का एक विशाल गोला है, जो ग्रह बनने के लिए बहुत बड़ा है और तारा बनने के लिए बहुत छोटा है। यह सूर्य से छोटा है, लेकिन बृहस्पति से कई गुना बड़ा है। भूरे बौने न तो प्रकाश उत्सर्जित करते हैं और न ही ऊष्मा। यह ब्रह्माण्ड की विशालता में विद्यमान पदार्थ का एक काला थक्का मात्र है। |  |
| सेफ़ीडपरिवर्तनशील चमक वाला एक तारा है, जिसका स्पंदन चक्र परिवर्तनशील तारे के प्रकार के आधार पर कुछ सेकंड से लेकर कई वर्षों तक होता है। सेफिड्स आमतौर पर अपने जीवन की शुरुआत में और अपने जीवन के अंत में अपनी चमक बदलते हैं। वे आंतरिक हैं (तारे के अंदर की प्रक्रियाओं के कारण चमक बदलती है) और बाहरी, बाहरी कारकों के कारण चमक बदलती है, जैसे कि पास के तारे की कक्षा का प्रभाव। इसे दोहरी प्रणाली भी कहा जाता है। |  |
| ब्रह्मांड में कई तारे बड़े तारा प्रणालियों का हिस्सा हैं। दोहरे सितारेयह दो तारों की एक प्रणाली है जो गुरुत्वाकर्षण से एक दूसरे से बंधे हुए हैं। वे द्रव्यमान के एक केंद्र के चारों ओर बंद कक्षाओं में घूमते हैं। यह सिद्ध हो चुका है कि हमारी आकाशगंगा के सभी तारों में से आधे तारों का एक जोड़ा है। देखने में, युग्मित तारे दो अलग-अलग तारों की तरह दिखते हैं। इन्हें स्पेक्ट्रम रेखाओं के बदलाव (डॉपलर प्रभाव) द्वारा निर्धारित किया जा सकता है। ग्रहणशील बाइनरी सिस्टम में, तारे समय-समय पर एक-दूसरे को ग्रहण करते हैं क्योंकि उनकी कक्षाएँ दृष्टि रेखा से एक छोटे कोण पर स्थित होती हैं। |  |
ब्रह्मांड में तारों का जीवन चक्र
ब्रह्मांड में एक तारा अपना जीवन धूल और गैस के बादल के रूप में शुरू करता है जिसे निहारिका कहा जाता है। नजदीकी तारे का गुरुत्वाकर्षण या सुपरनोवा से निकलने वाली विस्फोट तरंग के कारण निहारिका सिकुड़ सकती है। गैस बादल के तत्व एक घने क्षेत्र में एकत्रित होते हैं जिसे प्रोटोस्टार कहा जाता है। बाद के संपीड़न के परिणामस्वरूप, प्रोटोस्टार गर्म हो जाता है। अंततः, यह महत्वपूर्ण द्रव्यमान तक पहुँच जाता है और परमाणु प्रक्रिया शुरू हो जाती है; धीरे-धीरे तारा अपने अस्तित्व के सभी चरणों से गुजरता है। किसी तारे के जीवन की पहली (परमाणु) अवस्था सबसे लंबी और सबसे स्थिर होती है। किसी तारे का जीवनकाल उसके आकार पर निर्भर करता है। बड़े तारे अपने महत्वपूर्ण ईंधन का तेजी से उपयोग करते हैं। उनका जीवन चक्र कई लाख वर्षों से अधिक नहीं चल सकता। लेकिन छोटे तारे कई अरब वर्षों तक जीवित रहते हैं, क्योंकि वे अपनी ऊर्जा अधिक धीरे-धीरे खर्च करते हैं।
लेकिन, जैसा भी हो, देर-सबेर तारकीय ईंधन ख़त्म हो जाता है, और फिर छोटा तारा लाल दानव में बदल जाता है, और बड़ा तारा लाल महादानव में बदल जाता है। यह चरण तब तक चलेगा जब तक ईंधन पूरी तरह से ख़त्म न हो जाए। इस महत्वपूर्ण क्षण में, परमाणु प्रतिक्रिया का आंतरिक दबाव कमजोर हो जाएगा और गुरुत्वाकर्षण बल को संतुलित नहीं कर पाएगा, और परिणामस्वरूप, तारा ढह जाएगा। ब्रह्मांड में छोटे तारे आमतौर पर एक चमकदार, चमकते कोर के साथ एक ग्रह नीहारिका में विकसित होते हैं जिसे सफेद बौना कहा जाता है। समय के साथ, यह ठंडा हो जाता है, पदार्थ के एक काले थक्के में बदल जाता है - एक काला बौना।
बड़े सितारों के लिए चीजें थोड़ी अलग तरह से होती हैं। पतन के दौरान, वे अविश्वसनीय मात्रा में ऊर्जा छोड़ते हैं, और एक शक्तिशाली विस्फोट एक सुपरनोवा को जन्म देता है। यदि इसका परिमाण 1.4 सौर परिमाण है, तो, दुर्भाग्य से, कोर अपना अस्तित्व बनाए रखने में सक्षम नहीं होगा और, अगले पतन के बाद, सुपरनोवा न्यूट्रॉन बन जाएगा। तारे का आंतरिक पदार्थ इस हद तक संकुचित हो जाएगा कि परमाणु न्यूट्रॉन से युक्त एक घने खोल का निर्माण करेंगे। यदि तारकीय परिमाण सौर परिमाण का तीन गुना है, तो पतन इसे आसानी से नष्ट कर देगा, इसे ब्रह्मांड के चेहरे से मिटा देगा। इसका जो कुछ बचा है वह मजबूत गुरुत्वाकर्षण का क्षेत्र है, जिसे ब्लैक होल का नाम दिया गया है।
ब्रह्मांड में किसी तारे द्वारा छोड़ी गई नीहारिका का विस्तार लाखों वर्षों में हो सकता है। अंत में, यह किसी पड़ोसी तारे के गुरुत्वाकर्षण या सुपरनोवा की विस्फोट तरंग से प्रभावित होगा और सब कुछ फिर से होगा। यह प्रक्रिया पूरे ब्रह्मांड में घटित होगी - जीवन, मृत्यु और पुनर्जन्म का एक अंतहीन चक्र। इस तारकीय विकास का परिणाम जीवन के लिए आवश्यक भारी तत्वों का निर्माण है। हमारे सौर मंडल की उत्पत्ति निहारिका की दूसरी या तीसरी पीढ़ी से हुई है और इसी के कारण पृथ्वी और अन्य ग्रहों पर भारी तत्व मौजूद हैं। इसका मतलब यह है कि हम में से प्रत्येक में सितारों के टुकड़े हैं। हमारे शरीर के सभी परमाणु किसी परमाणु स्रोत या विनाशकारी सुपरनोवा विस्फोट के परिणामस्वरूप पैदा हुए थे
.
प्रतीत होता है कि अगोचर यूवाई शील्ड
तारों के संदर्भ में, आधुनिक खगोल भौतिकी अपनी शैशवावस्था को पुनः प्राप्त करती हुई प्रतीत होती है। तारा अवलोकन उत्तर से अधिक प्रश्न प्रदान करते हैं। इसलिए, जब पूछा जाए कि ब्रह्मांड में कौन सा तारा सबसे बड़ा है, तो आपको तुरंत सवालों के जवाब देने के लिए तैयार रहना होगा। क्या आप विज्ञान द्वारा ज्ञात सबसे बड़े तारे के बारे में पूछ रहे हैं, या विज्ञान किसी तारे को किस सीमा तक सीमित करता है? जैसा कि आमतौर पर होता है, दोनों ही मामलों में आपको स्पष्ट उत्तर नहीं मिलेगा। सबसे बड़े सितारे के लिए सबसे संभावित उम्मीदवार अपने "पड़ोसियों" के साथ समान रूप से साझा करता है। यह वास्तविक "तारे के राजा" से कितना छोटा हो सकता है, यह भी खुला रहता है।
सूर्य और तारे यूवाई स्कूटी के आकार की तुलना। सूर्य यूवाई स्कूटम के बाईं ओर लगभग अदृश्य पिक्सेल है।
कुछ आपत्तियों के साथ, महादानव यूवाई स्कूटी को आज देखा गया सबसे बड़ा तारा कहा जा सकता है। "आरक्षण के साथ" क्यों नीचे बताया जाएगा। यूवाई स्कूटी हमसे 9,500 प्रकाश वर्ष दूर है और इसे एक छोटे दूरबीन में दिखाई देने वाले एक धुंधले परिवर्तनशील तारे के रूप में देखा जाता है। खगोलविदों के अनुसार, इसकी त्रिज्या 1,700 सौर त्रिज्या से अधिक है, और स्पंदन अवधि के दौरान यह आकार 2,000 तक बढ़ सकता है।
इससे पता चलता है कि यदि ऐसे तारे को सूर्य के स्थान पर रखा जाता, तो स्थलीय ग्रह की वर्तमान कक्षाएँ एक सुपरजाइंट की गहराई में होतीं, और इसके प्रकाशमंडल की सीमाएँ कभी-कभी कक्षा से सटी होतीं। यदि हम अपनी पृथ्वी को एक प्रकार का अनाज के दाने के रूप में और सूर्य को एक तरबूज के रूप में कल्पना करें, तो यूवाई शील्ड का व्यास ओस्टैंकिनो टीवी टॉवर की ऊंचाई के बराबर होगा।
ऐसे तारे के चारों ओर प्रकाश की गति से उड़ान भरने में 7-8 घंटे तक का समय लगेगा। आइए याद रखें कि सूर्य द्वारा उत्सर्जित प्रकाश हमारे ग्रह तक केवल 8 मिनट में पहुंचता है। यदि आप उसी गति से उड़ें जिस गति से यह डेढ़ घंटे में पृथ्वी के चारों ओर एक चक्कर लगाता है, तो यूवाई स्कूटी के चारों ओर की उड़ान लगभग 36 वर्षों तक चलेगी। आइए अब इन पैमानों की कल्पना करें, इस बात को ध्यान में रखते हुए कि आईएसएस एक गोली से 20 गुना तेज और यात्री विमानों की तुलना में दसियों गुना तेज उड़ान भरता है।
यूवाई स्कूटी का द्रव्यमान और चमक
यह ध्यान देने योग्य है कि यूवाई शील्ड का इतना राक्षसी आकार इसके अन्य मापदंडों के साथ पूरी तरह से अतुलनीय है। यह तारा सूर्य से "केवल" 7-10 गुना अधिक विशाल है। यह पता चला है कि इस महादानव का औसत घनत्व हमारे आस-पास की हवा के घनत्व से लगभग दस लाख गुना कम है! तुलना के लिए, सूर्य का घनत्व पानी के घनत्व से डेढ़ गुना अधिक है, और पदार्थ के एक कण का वजन भी लाखों टन होता है। मोटे तौर पर कहें तो, ऐसे तारे का औसत पदार्थ घनत्व में समुद्र तल से लगभग एक सौ किलोमीटर की ऊंचाई पर स्थित वायुमंडल की परत के समान होता है। यह परत, जिसे कर्मन रेखा भी कहा जाता है, पृथ्वी के वायुमंडल और अंतरिक्ष के बीच पारंपरिक सीमा है। यह पता चला है कि यूवाई शील्ड का घनत्व अंतरिक्ष के निर्वात से थोड़ा ही कम है!
इसके अलावा यूवाई स्कूटम सबसे चमकीला नहीं है। 340,000 सौर की अपनी चमक के साथ, यह सबसे चमकीले सितारों की तुलना में दस गुना कम है। इसका एक अच्छा उदाहरण तारा आर136 है, जो आज ज्ञात सबसे विशाल तारा (265 सौर द्रव्यमान) होने के कारण सूर्य से लगभग नौ मिलियन गुना अधिक चमकीला है। इसके अलावा, तारा सूर्य से केवल 36 गुना बड़ा है। यह पता चला है कि आर136 यूवाई स्कूटी की तुलना में 25 गुना अधिक चमकीला और लगभग उतना ही गुना अधिक विशाल है, इस तथ्य के बावजूद कि यह विशाल से 50 गुना छोटा है।
यूवाई शील्ड के भौतिक पैरामीटर
कुल मिलाकर, यूवाई स्कूटी वर्णक्रमीय वर्ग M4Ia का एक स्पंदित परिवर्तनशील लाल सुपरजायंट है। यानी, हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल स्पेक्ट्रम-ल्यूमिनोसिटी आरेख पर, यूवाई स्कूटी ऊपरी दाएं कोने में स्थित है।
फिलहाल, तारा अपने विकास के अंतिम चरण में पहुंच रहा है। सभी महादानवों की तरह, इसने सक्रिय रूप से हीलियम और कुछ अन्य भारी तत्वों को जलाना शुरू कर दिया। वर्तमान मॉडलों के अनुसार, लाखों वर्षों में, यूवाई स्कूटी क्रमिक रूप से एक पीले सुपरजायंट में, फिर एक चमकीले नीले चर या वुल्फ-रेएट तारे में बदल जाएगी। इसके विकास का अंतिम चरण एक सुपरनोवा विस्फोट होगा, जिसके दौरान तारा अपने खोल को त्याग देगा, संभवतः एक न्यूट्रॉन तारे को पीछे छोड़ देगा।
पहले से ही, यूवाई स्कूटी 740 दिनों की अनुमानित स्पंदन अवधि के साथ अर्ध-नियमित परिवर्तनशीलता के रूप में अपनी गतिविधि दिखा रही है। यह मानते हुए कि तारा अपनी त्रिज्या 1700 से 2000 सौर त्रिज्या तक बदल सकता है, इसके विस्तार और संकुचन की गति अंतरिक्ष यान की गति के बराबर है! इसका द्रव्यमान ह्रास प्रति वर्ष 58 मिलियन सौर द्रव्यमान (या प्रति वर्ष 19 पृथ्वी द्रव्यमान) की प्रभावशाली दर से हो रहा है। यह प्रति माह लगभग डेढ़ पृथ्वी द्रव्यमान है। इस प्रकार, लाखों वर्ष पहले मुख्य अनुक्रम पर होने के कारण, यूवाई स्कूटी का द्रव्यमान 25 से 40 सौर द्रव्यमान हो सकता था।
सितारों के बीच दिग्गज
ऊपर बताए गए अस्वीकरण पर लौटते हुए, हम ध्यान देते हैं कि सबसे बड़े ज्ञात तारे के रूप में यूवाई स्कूटी की प्रधानता को स्पष्ट नहीं कहा जा सकता है। तथ्य यह है कि खगोलशास्त्री अभी भी पर्याप्त सटीकता के साथ अधिकांश तारों की दूरी निर्धारित नहीं कर सकते हैं, और इसलिए उनके आकार का अनुमान लगाते हैं। इसके अलावा, बड़े तारे आमतौर पर बहुत अस्थिर होते हैं (यूवाई स्कूटी के स्पंदन को याद रखें)। इसी तरह, उनकी संरचना भी धुंधली होती है। उनके पास काफी व्यापक वातावरण, गैस और धूल के अपारदर्शी गोले, डिस्क या एक बड़ा साथी सितारा हो सकता है (उदाहरण के लिए, वीवी सेफेई, नीचे देखें)। यह कहना असंभव है कि ऐसे तारों की सीमा कहाँ स्थित है। आख़िरकार, तारों की सीमा की उनके प्रकाशमंडल की त्रिज्या के रूप में स्थापित अवधारणा पहले से ही बेहद मनमानी है।
इसलिए, इस संख्या में लगभग एक दर्जन सितारे शामिल हो सकते हैं, जिनमें एनएमएल सिग्नस, वीवी सेफेई ए, वीवाई कैनिस मेजोरिस, डब्ल्यूओएच जी64 और कुछ अन्य शामिल हैं। ये सभी तारे हमारी आकाशगंगा (इसके उपग्रहों सहित) के आसपास स्थित हैं और कई मायनों में एक-दूसरे के समान हैं। ये सभी लाल सुपरजायंट या हाइपरजायंट हैं (सुपर और हाइपर के बीच अंतर के लिए नीचे देखें)। उनमें से प्रत्येक कुछ लाखों या हजारों वर्षों में सुपरनोवा में बदल जाएगा। वे आकार में भी समान हैं, 1400-2000 सौर की सीमा में स्थित हैं।
इनमें से प्रत्येक तारे की अपनी-अपनी विशेषता है। तो यूवाई स्कूटम में यह सुविधा पहले उल्लिखित परिवर्तनशीलता है। WOH G64 में टॉरॉयडल गैस-धूल आवरण है। बेहद दिलचस्प है दोहरा ग्रहण करने वाला परिवर्तनशील सितारा वीवी सेफेई। यह दो तारों की एक करीबी प्रणाली है, जिसमें लाल हाइपरजायंट वीवी सेफेई ए और नीला मुख्य अनुक्रम तारा वीवी सेफेई बी शामिल हैं। इन तारों का केंद्र एक दूसरे से लगभग 17-34 की दूरी पर स्थित है। यह मानते हुए कि वीवी सेफियस बी की त्रिज्या 9 एयू तक पहुंच सकती है। (1900 सौर त्रिज्या), तारे एक दूसरे से "हाथ की दूरी" पर स्थित हैं। उनका अग्रानुक्रम इतना करीब है कि हाइपरजायंट के पूरे टुकड़े "छोटे पड़ोसी" पर भारी गति से प्रवाहित होते हैं, जो उससे लगभग 200 गुना छोटा है।
एक नेता की तलाश है
ऐसी परिस्थितियों में, तारों के आकार का अनुमान लगाना पहले से ही समस्याग्रस्त है। हम किसी तारे के आकार के बारे में कैसे बात कर सकते हैं यदि उसका वायुमंडल दूसरे तारे में प्रवाहित होता है, या आसानी से गैस और धूल की एक डिस्क में बदल जाता है? यह इस तथ्य के बावजूद है कि तारे में स्वयं बहुत दुर्लभ गैस होती है।
इसके अलावा, सभी सबसे बड़े सितारे बेहद अस्थिर और अल्पकालिक हैं। ऐसे तारे कुछ लाखों या सैकड़ों-हजारों वर्षों तक जीवित रह सकते हैं। इसलिए, किसी अन्य आकाशगंगा में एक विशाल तारे का अवलोकन करते समय, आप निश्चिंत हो सकते हैं कि एक न्यूट्रॉन तारा अब अपनी जगह पर स्पंदित हो रहा है या एक ब्लैक होल अंतरिक्ष को झुका रहा है, जो सुपरनोवा विस्फोट के अवशेषों से घिरा हुआ है। भले ही ऐसा कोई तारा हमसे हजारों प्रकाश वर्ष दूर हो, कोई भी पूरी तरह से आश्वस्त नहीं हो सकता कि वह अभी भी अस्तित्व में है या उतना ही विशालकाय बना हुआ है।
आइए इसमें तारों की दूरी निर्धारित करने के आधुनिक तरीकों की अपूर्णता और कई अनिर्दिष्ट समस्याओं को भी जोड़ दें। यह पता चला है कि एक दर्जन ज्ञात सबसे बड़े सितारों के बीच भी, किसी विशिष्ट नेता की पहचान करना और उन्हें बढ़ते आकार के क्रम में व्यवस्थित करना असंभव है। इस मामले में, यूवाई शील्ड को बिग टेन का नेतृत्व करने के लिए सबसे संभावित उम्मीदवार के रूप में उद्धृत किया गया था। इसका मतलब यह बिल्कुल नहीं है कि उनका नेतृत्व निर्विवाद है और उदाहरण के लिए, एनएमएल सिग्नस या वीवाई कैनिस मेजोरिस उनसे महान नहीं हो सकते। इसलिए, विभिन्न स्रोत सबसे बड़े ज्ञात तारे के बारे में प्रश्न का उत्तर अलग-अलग तरीकों से दे सकते हैं। यह उनकी अक्षमता को कम इस तथ्य को दर्शाता है कि विज्ञान ऐसे सीधे प्रश्नों का भी स्पष्ट उत्तर नहीं दे सकता है।
ब्रह्माण्ड में सबसे बड़ा
यदि विज्ञान खोजे गए तारों में से सबसे बड़े तारे का पता लगाने का कार्य नहीं करता है, तो हम इस बारे में कैसे बात कर सकते हैं कि ब्रह्मांड में कौन सा तारा सबसे बड़ा है? वैज्ञानिकों का अनुमान है कि अवलोकनीय ब्रह्मांड के भीतर भी सितारों की संख्या, दुनिया के सभी समुद्र तटों पर रेत के कणों की संख्या से दस गुना अधिक है। बेशक, यहां तक कि सबसे शक्तिशाली आधुनिक दूरबीनें भी उनका अकल्पनीय रूप से छोटा हिस्सा देख सकती हैं। यह एक "तारकीय नेता" की खोज में मदद नहीं करेगा कि सबसे बड़े सितारे अपनी चमक के लिए खड़े हो सकें। उनकी चमक जो भी हो, दूर की आकाशगंगाओं का अवलोकन करने पर वह फीकी पड़ जाएगी। इसके अलावा, जैसा कि पहले उल्लेख किया गया है, सबसे चमकीले तारे सबसे बड़े नहीं हैं (उदाहरण के लिए, R136)।
आइए हम यह भी याद रखें कि दूर की आकाशगंगा में एक बड़े तारे का अवलोकन करते समय, हम वास्तव में उसका "भूत" देखेंगे। इसलिए, ब्रह्मांड में सबसे बड़े तारे को ढूंढना आसान नहीं है, इसकी खोज करना बस व्यर्थ होगा।
हाइपरजाइंट्स
यदि सबसे बड़े तारे को खोजना व्यावहारिक रूप से असंभव है, तो शायद इसे सैद्धांतिक रूप से विकसित करना उचित होगा? अर्थात एक निश्चित सीमा का पता लगाना जिसके बाद किसी तारे का अस्तित्व तारा नहीं रह जाता। हालाँकि, यहाँ भी आधुनिक विज्ञान को एक समस्या का सामना करना पड़ता है। तारों के विकास और भौतिकी का आधुनिक सैद्धांतिक मॉडल इस बात की अधिक व्याख्या नहीं करता है कि वास्तव में क्या मौजूद है और दूरबीनों में क्या देखा जाता है। इसका एक उदाहरण हाइपरजाइंट्स है।
खगोलविदों को तारकीय द्रव्यमान की सीमा के लिए बार-बार बार उठाना पड़ा है। यह सीमा पहली बार 1924 में अंग्रेजी खगोलशास्त्री आर्थर एडिंगटन द्वारा पेश की गई थी। तारों की चमक की उनके द्रव्यमान पर घन निर्भरता प्राप्त करने के बाद। एडिंगटन ने महसूस किया कि कोई तारा अनिश्चित काल तक द्रव्यमान जमा नहीं कर सकता। चमक द्रव्यमान की तुलना में तेजी से बढ़ती है, और इससे देर-सबेर हाइड्रोस्टेटिक संतुलन का उल्लंघन हो जाएगा। बढ़ती चमक का हल्का दबाव वस्तुतः तारे की बाहरी परतों को उड़ा देगा। एडिंगटन द्वारा गणना की गई सीमा 65 सौर द्रव्यमान थी। इसके बाद, खगोल भौतिकीविदों ने बेहिसाब घटकों को जोड़कर और शक्तिशाली कंप्यूटरों का उपयोग करके उनकी गणनाओं को परिष्कृत किया। तो तारों के द्रव्यमान की वर्तमान सैद्धांतिक सीमा 150 सौर द्रव्यमान है। अब याद रखें कि R136a1 का द्रव्यमान 265 सौर द्रव्यमान है, जो सैद्धांतिक सीमा से लगभग दोगुना है!
R136a1 वर्तमान में ज्ञात सबसे विशाल तारा है। इसके अतिरिक्त, कई अन्य तारों का द्रव्यमान भी महत्वपूर्ण है, जिनकी संख्या हमारी आकाशगंगा में उंगलियों पर गिनी जा सकती है। ऐसे तारों को हाइपरजायंट कहा जाता था। ध्यान दें कि R136a1 उन तारों से काफी छोटा है, जो, ऐसा प्रतीत होता है, कक्षा में निम्न होना चाहिए - उदाहरण के लिए, सुपरजायंट यूवाई स्कूटी। ऐसा इसलिए है क्योंकि यह सबसे बड़े तारे नहीं हैं जिन्हें हाइपरजायंट कहा जाता है, बल्कि सबसे विशाल तारे हैं। ऐसे तारों के लिए, स्पेक्ट्रम-ल्युमिनोसिटी आरेख (O) पर एक अलग वर्ग बनाया गया था, जो सुपरजायंट्स (Ia) के वर्ग के ऊपर स्थित था। हाइपरजायंट का सटीक प्रारंभिक द्रव्यमान स्थापित नहीं किया गया है, लेकिन, एक नियम के रूप में, उनका द्रव्यमान 100 सौर द्रव्यमान से अधिक है। बिग टेन के सबसे बड़े सितारों में से कोई भी उस सीमा तक नहीं पहुँचता।
सैद्धांतिक गतिरोध
आधुनिक विज्ञान उन तारों के अस्तित्व की प्रकृति की व्याख्या नहीं कर सकता जिनका द्रव्यमान 150 सौर द्रव्यमान से अधिक है। इससे यह सवाल उठता है कि कोई सितारों के आकार पर सैद्धांतिक सीमा कैसे निर्धारित कर सकता है यदि किसी तारे की त्रिज्या, द्रव्यमान के विपरीत, स्वयं एक अस्पष्ट अवधारणा है।
आइए इस तथ्य को ध्यान में रखें कि यह ठीक से ज्ञात नहीं है कि पहली पीढ़ी के तारे कैसे थे, और ब्रह्मांड के आगे के विकास के दौरान वे कैसे होंगे। तारों की संरचना और धात्विकता में परिवर्तन से उनकी संरचना में आमूल-चूल परिवर्तन हो सकते हैं। खगोलभौतिकीविदों को अभी भी उन आश्चर्यों को समझना बाकी है जो आगे के अवलोकन और सैद्धांतिक शोध उनके सामने पेश करेंगे। यह बहुत संभव है कि यूवाई स्कूटी एक काल्पनिक "किंग स्टार" की पृष्ठभूमि के खिलाफ एक वास्तविक टुकड़ा बन जाए जो कहीं चमकता है या हमारे ब्रह्मांड के सबसे दूर के कोनों में चमकेगा।
> सितारे
सितारे- विशाल गैस के गोले: प्रेक्षणों का इतिहास, ब्रह्मांड में नाम, तस्वीरों के साथ वर्गीकरण, एक तारे का जन्म, विकास, दोहरे तारे, सबसे चमकीले तारों की सूची।
सितारे- आकाशीय पिंड और प्लाज्मा के विशाल चमकते गोले। अकेले हमारी आकाशगंगा आकाशगंगा में सूर्य सहित उनमें से अरबों हैं। अभी कुछ समय पहले हमें पता चला कि उनमें से कुछ के पास ग्रह भी हैं।
तारा-दर्शन का इतिहास
अब आप आसानी से एक टेलीस्कोप खरीद सकते हैं और रात के आकाश का निरीक्षण कर सकते हैं या हमारी वेबसाइट पर ऑनलाइन टेलीस्कोप का उपयोग कर सकते हैं। प्राचीन काल से ही आकाश के तारों ने कई संस्कृतियों में महत्वपूर्ण भूमिका निभाई है। वे न केवल मिथकों और धार्मिक कहानियों में उल्लेखित थे, बल्कि पहले नौवहन उपकरण के रूप में भी काम करते थे। इसीलिए खगोल विज्ञान को सबसे पुराने विज्ञानों में से एक माना जाता है। 17वीं शताब्दी में दूरबीनों के आगमन और गति तथा गुरुत्वाकर्षण के नियमों की खोज ने यह समझने में मदद की कि सभी तारे हमारे जैसे ही हैं, और इसलिए समान भौतिक नियमों का पालन करते हैं।
19वीं शताब्दी में फोटोग्राफी और स्पेक्ट्रोस्कोपी के आविष्कार (वस्तुओं द्वारा उत्सर्जित प्रकाश की तरंग दैर्ध्य का अध्ययन) ने तारकीय संरचना और गति के सिद्धांतों (खगोल भौतिकी के निर्माण) में अंतर्दृष्टि प्रदान की। पहला रेडियो टेलीस्कोप 1937 में सामने आया। इसकी सहायता से अदृश्य तारकीय विकिरण का पता लगाना संभव हो सका। और 1990 में, पहला हबल अंतरिक्ष दूरबीन लॉन्च करना संभव हुआ, जो ब्रह्मांड का सबसे गहरा और सबसे विस्तृत दृश्य प्राप्त करने में सक्षम था (विभिन्न खगोलीय पिंडों के लिए उच्च गुणवत्ता वाली हबल तस्वीरें हमारी वेबसाइट पर पाई जा सकती हैं)।
ब्रह्माण्ड के तारों के नाम
प्राचीन लोगों के पास हमारे तकनीकी फायदे नहीं थे, इसलिए उन्होंने आकाशीय पिंडों में विभिन्न प्राणियों की छवियों को पहचान लिया। ये वे नक्षत्र थे जिनके नाम याद रखने के लिए मिथकों की रचना की गई थी। इसके अलावा, इनमें से लगभग सभी नाम संरक्षित हैं और आज भी उपयोग किए जाते हैं।
आधुनिक दुनिया में (उनमें से 12 राशि चक्र से संबंधित हैं)। सबसे चमकीले तारे को "अल्फा" नामित किया गया है, दूसरे को "बीटा" नामित किया गया है, और तीसरे को "गामा" नामित किया गया है। और इसलिए यह ग्रीक वर्णमाला के अंत तक जारी रहता है। ऐसे तारे हैं जो शरीर के अंगों का प्रतिनिधित्व करते हैं। उदाहरण के लिए, ओरियन (अल्फा ओरियोनिस) का सबसे चमकीला तारा "एक विशाल की भुजा (बगल)" है।
यह मत भूलिए कि इस दौरान कई कैटलॉग संकलित किए गए, जिनके पदनाम आज भी उपयोग किए जाते हैं। उदाहरण के लिए, हेनरी ड्रेपर कैटलॉग 272,150 सितारों के लिए वर्णक्रमीय वर्गीकरण और स्थिति प्रदान करता है। बेटेल्गेयूज़ का पदनाम एचडी 39801 है।
लेकिन आकाश में अविश्वसनीय रूप से कई तारे हैं, इसलिए नए तारों के लिए वे तारे के प्रकार या कैटलॉग को दर्शाने वाले संक्षिप्ताक्षरों का उपयोग करते हैं। उदाहरण के लिए, PSR J1302-6350 एक पल्सर (PSR) है, J, J2000 समन्वय प्रणाली का उपयोग करता है, और संख्याओं के अंतिम दो समूह अक्षांश और देशांतर कोड के साथ निर्देशांक हैं।
क्या सभी सितारे एक जैसे हैं? खैर, जब आप प्रौद्योगिकी का उपयोग किए बिना निरीक्षण करते हैं, तो वे केवल चमक में थोड़ा भिन्न होते हैं। लेकिन ये सिर्फ गैस के विशाल गोले हैं, है ना? ज़रूरी नहीं। दरअसल, तारों का वर्गीकरण उनकी मुख्य विशेषताओं के आधार पर होता है।
प्रतिनिधियों में आप नीले दिग्गज और छोटे भूरे बौने पा सकते हैं। कभी-कभी आपको अजीब तारे मिलते हैं, जैसे न्यूट्रॉन तारे। इन चीजों को समझे बिना ब्रह्मांड में गोता लगाना असंभव है, तो आइए तारों के प्रकारों पर करीब से नज़र डालें।
 ब्रह्माण्ड के अधिकांश तारे मुख्य अनुक्रम अवस्था में हैं। आप सन, अल्फा सेंटॉरी ए और सिरस को याद कर सकते हैं। वे पैमाने, व्यापकता और चमक में मौलिक रूप से भिन्न हो सकते हैं, लेकिन वे एक ही प्रक्रिया करते हैं: वे हाइड्रोजन को हीलियम में बदलते हैं। इससे भारी ऊर्जा वृद्धि उत्पन्न होती है। ऐसा तारा हाइड्रोस्टैटिक संतुलन की अनुभूति का अनुभव करता है। गुरुत्वाकर्षण के कारण वस्तु सिकुड़ जाती है, लेकिन परमाणु संलयन उसे बाहर धकेल देता है। ये बल संतुलन में काम करते हैं, और तारा अपने गोलाकार आकार को बनाए रखने में कामयाब होता है। आकार विशालता पर निर्भर करता है। रेखा 80 बृहस्पति द्रव्यमान है। यह वह न्यूनतम चिह्न है जिस पर पिघलने की प्रक्रिया को सक्रिय करना संभव है। लेकिन सिद्धांत रूप में, अधिकतम द्रव्यमान 100 सौर है। |
 यदि कोई ईंधन नहीं है, तो तारे के पास परमाणु संलयन को लम्बा खींचने के लिए पर्याप्त द्रव्यमान नहीं रह जाता है। यह एक सफेद बौने में बदल जाता है। बाहरी दबाव काम नहीं करता और गुरुत्वाकर्षण के कारण इसका आकार छोटा हो जाता है। बौना चमकना जारी रखता है क्योंकि गर्म तापमान अभी भी बना हुआ है। जब यह ठंडा हो जाएगा तो यह पृष्ठभूमि तापमान पर पहुंच जाएगा। इसमें सैकड़ों अरब साल लगेंगे, इसलिए फिलहाल एक भी प्रतिनिधि ढूंढना असंभव है।
|
 सेफिड्स वे तारे हैं जिनका मुख्य अनुक्रम से सेफिड अस्थिरता पट्टी तक विकास हुआ है। ये सामान्य रेडियो-स्पंदित तारे हैं जिनकी आवधिकता और चमक के बीच एक उल्लेखनीय संबंध है। वैज्ञानिक इसके लिए उन्हें महत्व देते हैं, क्योंकि वे अंतरिक्ष में दूरियाँ निर्धारित करने में उत्कृष्ट सहायक हैं। वे फोटोमेट्रिक वक्रों के अनुरूप रेडियल वेग में भिन्नता भी दिखाते हैं। उज्जवल वाले लंबी अवधि प्रदर्शित करते हैं। क्लासिक प्रतिनिधि सुपरजाइंट्स हैं, जिनका द्रव्यमान सूर्य से 2-3 गुना अधिक है। वे मुख्य अनुक्रम चरण के दौरान ईंधन जलाने की प्रक्रिया में हैं और सेफिड अस्थिरता रेखा को पार करते हुए लाल दिग्गजों में बदल जाते हैं। |
 अधिक सटीक होने के लिए, "डबल स्टार" की अवधारणा वास्तविक तस्वीर को प्रतिबिंबित नहीं करती है। वास्तव में, हमारे सामने एक तारा मंडल है जो द्रव्यमान के एक सामान्य केंद्र के चारों ओर घूमते हुए दो तारों द्वारा दर्शाया गया है। कई लोग दो वस्तुओं को, जो नग्न आंखों से देखने पर एक-दूसरे के करीब दिखाई देती हैं, उन्हें दोहरा तारा समझने की गलती करते हैं। वैज्ञानिकों को इन वस्तुओं से लाभ होता है क्योंकि वे व्यक्तिगत प्रतिभागियों के द्रव्यमान की गणना करने में मदद करते हैं। जैसे ही वे एक सामान्य कक्षा में चलते हैं, गुरुत्वाकर्षण के लिए न्यूटन की गणना अविश्वसनीय सटीकता के साथ द्रव्यमान की गणना करने की अनुमति देती है। दृश्य गुणों के अनुसार कई श्रेणियों को प्रतिष्ठित किया जा सकता है: मनोगत, दृश्य बाइनरी, स्पेक्ट्रोस्कोपिक बाइनरी और एस्ट्रोमेट्रिक। ग्रहण करने वाले तारे वे तारे होते हैं जिनकी कक्षाएँ अवलोकन बिंदु से एक क्षैतिज रेखा बनाती हैं। अर्थात्, एक व्यक्ति एक तल (अल्गोल) पर दोहरा ग्रहण देखता है। दृश्य - दो तारे जिन्हें दूरबीन का उपयोग करके हल किया जा सकता है। यदि उनमें से एक बहुत चमकता है, तो दूसरे को अलग करना मुश्किल हो सकता है। |
तारा निर्माण
आइए तारा जन्म की प्रक्रिया पर करीब से नज़र डालें। सबसे पहले हम हाइड्रोजन और हीलियम से भरा एक विशाल, धीरे-धीरे घूमने वाला बादल देखते हैं। आंतरिक गुरुत्वाकर्षण के कारण यह अंदर की ओर मुड़ जाता है, जिससे यह तेजी से घूमता है। बाहरी हिस्से एक डिस्क में बदल जाते हैं, और आंतरिक हिस्से एक गोलाकार क्लस्टर में बदल जाते हैं। सामग्री टूट जाती है, गर्म और सघन हो जाती है। शीघ्र ही एक गोलाकार प्रोटोस्टार प्रकट होता है। जब ताप और दबाव 1 मिलियन डिग्री सेल्सियस तक बढ़ जाता है, तो परमाणु नाभिक विलीन हो जाता है और एक नया तारा प्रज्वलित हो जाता है। परमाणु संलयन परमाणु द्रव्यमान की एक छोटी मात्रा को ऊर्जा में परिवर्तित करता है (ऊर्जा में परिवर्तित 1 ग्राम द्रव्यमान 22,000 टन टीएनटी के विस्फोट के बराबर है)। तारकीय जन्म और विकास के मुद्दे को बेहतर ढंग से समझने के लिए वीडियो में स्पष्टीकरण भी देखें।
प्रोटोस्टेलर बादलों का विकास
यथार्थवाद, आणविक बादलों और एक तारे के जन्म के बारे में खगोलशास्त्री दिमित्री वाइब:
सितारों का जन्म
प्रोटोस्टार, स्पेक्ट्रोस्कोपी की खोज और तारा निर्माण के गुरुत्वाकर्षण मॉडल के बारे में खगोलशास्त्री दिमित्री वाइब:
युवा सितारों पर भड़के सितारे
सुपरनोवा, युवा सितारों के प्रकार और नक्षत्र ओरियन में प्रकोप के बारे में खगोलशास्त्री दिमित्री वाइब:
तारकीय विकास
किसी तारे के द्रव्यमान के आधार पर, उसके संपूर्ण विकास पथ को निर्धारित किया जा सकता है, क्योंकि यह कुछ निश्चित चरणों से होकर गुजरता है। मध्यवर्ती द्रव्यमान (जैसे सूर्य) के तारे सौर द्रव्यमान से 1.5-8 गुना, 8 से अधिक और सौर द्रव्यमान के आधे तक के तारे हैं। दिलचस्प बात यह है कि किसी तारे का द्रव्यमान जितना अधिक होगा, उसका जीवनकाल उतना ही कम होगा। यदि यह सूर्य के दसवें हिस्से से कम तक पहुंचता है, तो ऐसी वस्तुएं भूरे बौने की श्रेणी में आती हैं (वे परमाणु संलयन को प्रज्वलित नहीं कर सकती हैं)।
एक मध्यवर्ती-द्रव्यमान वस्तु 100,000 प्रकाश वर्ष चौड़े बादल के रूप में जीवन शुरू करती है। प्रोटोस्टार में परिवर्तित होने के लिए तापमान 3725°C होना चाहिए। एक बार जब हाइड्रोजन संलयन शुरू हो जाता है, तो चमक में उतार-चढ़ाव वाला एक चर टी टौरी बन सकता है। इसके बाद की विनाश प्रक्रिया में 10 मिलियन वर्ष लगेंगे। इसके अलावा, इसका विस्तार गुरुत्वाकर्षण के संपीड़न से संतुलित होगा, और यह कोर में हाइड्रोजन संलयन से ऊर्जा प्राप्त करते हुए एक मुख्य अनुक्रम तारे के रूप में दिखाई देगा। नीचे का चित्र तारकीय विकास की प्रक्रिया के सभी चरणों और परिवर्तनों को दर्शाता है।
एक बार जब सारा हाइड्रोजन पिघलकर हीलियम में बदल जाएगा, तो गुरुत्वाकर्षण पदार्थ को कोर में कुचल देगा, जिससे तेजी से गर्म होने की प्रक्रिया शुरू हो जाएगी। बाहरी परतें विस्तारित और ठंडी हो जाती हैं, और तारा एक लाल दानव बन जाता है। इसके बाद, हीलियम का संलयन शुरू हो जाता है। जब यह सूख जाता है, तो कोर सिकुड़ जाता है और गर्म हो जाता है, जिससे खोल का विस्तार होता है। अधिकतम तापमान पर, बाहरी परतें उड़ जाती हैं, जिससे एक सफेद बौना (कार्बन और ऑक्सीजन) निकलता है जिसका तापमान 100,000 डिग्री सेल्सियस तक पहुँच जाता है। अब ईंधन नहीं है, इसलिए शीतलन धीरे-धीरे होता है। अरबों वर्षों के बाद, वे काले बौनों के रूप में अपना जीवन समाप्त करते हैं।
उच्च द्रव्यमान वाले तारे के निर्माण और मृत्यु की प्रक्रिया अविश्वसनीय रूप से तेज़ी से होती है। इसे एक प्रोटोस्टार से आगे बढ़ने में केवल 10,000-100,000 वर्ष लगते हैं। मुख्य अनुक्रम के दौरान, ये गर्म और नीली वस्तुएं हैं (सूर्य से 1000 से दस लाख गुना अधिक चमकीली और 10 गुना चौड़ी)। इसके बाद हम एक लाल सुपरजायंट को देखते हैं जो कार्बन को भारी तत्वों (10,000 वर्ष) में संलयन करना शुरू कर देता है। परिणामस्वरूप, 6000 किमी की चौड़ाई वाला एक लौह कोर बनता है, जिसका परमाणु विकिरण अब गुरुत्वाकर्षण बल का विरोध नहीं कर सकता है।
जैसे ही तारा 1.4 सौर द्रव्यमान के करीब पहुंचता है, इलेक्ट्रॉन दबाव अब कोर को ढहने से नहीं रोक सकता है। इसकी वजह से सुपरनोवा बनता है. नष्ट होने पर, तापमान 10 बिलियन डिग्री सेल्सियस तक बढ़ जाता है, जिससे लोहा न्यूट्रॉन और न्यूट्रिनो में टूट जाता है। केवल एक सेकंड में, कोर 10 किमी की चौड़ाई तक ढह जाता है और फिर टाइप II सुपरनोवा में विस्फोट हो जाता है।
यदि शेष कोर 3 सौर द्रव्यमान से कम तक पहुंचता है, तो यह एक न्यूट्रॉन स्टार (व्यावहारिक रूप से केवल न्यूट्रॉन से) में बदल जाता है। यदि यह घूमता है और रेडियो पल्स उत्सर्जित करता है, तो यह है। यदि कोर 3 सौर द्रव्यमान से अधिक है, तो इसे नष्ट होने और परिवर्तित होने से कोई नहीं रोक पाएगा।
एक कम द्रव्यमान वाला तारा अपने ईंधन भंडार को इतनी धीमी गति से जलाता है कि उसे मुख्य अनुक्रम तारा बनने में 100 अरब से 1 ट्रिलियन वर्ष लगेंगे। लेकिन ब्रह्माण्ड की आयु 13.7 अरब वर्ष तक पहुँच जाती है, जिसका अर्थ है कि ऐसे तारे अभी तक मरे नहीं हैं। वैज्ञानिकों ने पाया है कि इन लाल बौनों का हाइड्रोजन के अलावा किसी अन्य चीज़ के साथ विलय होना तय नहीं है, जिसका अर्थ है कि वे कभी भी लाल दानवों में विकसित नहीं होंगे। परिणामस्वरूप, उनका भाग्य ठंडा हो जाता है और काले बौनों में बदल जाता है।
थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं और कॉम्पैक्ट वस्तुएं
वायुमंडलीय मॉडलिंग, खगोल विज्ञान में "बड़ी बहस" और न्यूट्रॉन सितारों के विलय पर खगोलभौतिकीविद् वालेरी सुलेमानोव:
तारों की दूरी, ब्लैक होल के निर्माण और ओल्बर्स विरोधाभास पर खगोलभौतिकीविद् सर्गेई पोपोव:
हम अपने सिस्टम को केवल एक तारे से प्रकाशित करने के आदी हैं। लेकिन ऐसी अन्य प्रणालियाँ भी हैं जिनमें आकाश में दो तारे एक दूसरे के सापेक्ष परिक्रमा करते हैं। अधिक सटीक रूप से, सूर्य के समान केवल 1/3 तारे अकेले स्थित हैं, और 2/3 दोहरे तारे हैं। उदाहरण के लिए, प्रॉक्सिमा सेंटॉरी एक मल्टीपल सिस्टम का हिस्सा है जिसमें अल्फा सेंटॉरी ए और बी शामिल हैं। लगभग 30% तारे मल्टीपल हैं।
यह प्रकार तब बनता है जब दो प्रोटोस्टार एक साथ विकसित होते हैं। उनमें से एक मजबूत होगा और गुरुत्वाकर्षण को प्रभावित करना शुरू कर देगा, जिससे बड़े पैमाने पर स्थानांतरण होगा। यदि एक विशालकाय के रूप में दिखाई देता है, और दूसरा न्यूट्रॉन स्टार या ब्लैक होल के रूप में, तो हम एक एक्स-रे बाइनरी सिस्टम की उपस्थिति की उम्मीद कर सकते हैं, जहां मामला अविश्वसनीय रूप से दृढ़ता से गर्म होगा - 555500 डिग्री सेल्सियस। एक सफेद बौने की उपस्थिति में, साथी से गैस नोवा के रूप में भड़क सकती है। समय-समय पर, बौने की गैस जमा हो जाती है और तुरंत विलीन हो सकती है, जिससे तारा टाइप I सुपरनोवा में विस्फोट कर सकता है, जो कई महीनों तक अपनी चमक से आकाशगंगा को ग्रहण करने में सक्षम है।
सापेक्षतावादी दोहरे सितारे
किसी तारे, ब्लैक होल और अति-शक्तिशाली स्रोतों के द्रव्यमान को मापने पर खगोलभौतिकीविद् सर्गेई पोपोव:
दोहरे सितारों के गुण
ग्रहीय निहारिका, सफेद हीलियम बौने और गुरुत्वाकर्षण तरंगों पर खगोलभौतिकीविद् सर्गेई पोपोव:
सितारों की विशेषताएँ
चमक
तारकीय आकाशीय पिंडों की चमक का वर्णन करने के लिए परिमाण और चमक का उपयोग किया जाता है। परिमाण की अवधारणा 125 ईसा पूर्व में हिप्पार्कस के काम से मिलती है। उन्होंने स्पष्ट चमक के आधार पर तारा समूहों को क्रमांकित किया। सबसे चमकीले प्रथम परिमाण हैं, और इसी प्रकार छठे तक। हालाँकि, तारे और तारे के बीच की दूरी दृश्य प्रकाश को प्रभावित कर सकती है, इसलिए अब वे वास्तविक चमक - निरपेक्ष मान का विवरण जोड़ रहे हैं। इसकी गणना इसके स्पष्ट परिमाण का उपयोग करके की जाती है जैसे कि यह पृथ्वी से 32.6 प्रकाश वर्ष दूर हो। आधुनिक परिमाण का पैमाना छह से ऊपर उठता है और एक से नीचे गिरता है (स्पष्ट परिमाण -1.46 तक पहुँच जाता है)। नीचे आप पृथ्वी पर्यवेक्षक के दृष्टिकोण से आकाश में सबसे चमकीले सितारों की सूची का अध्ययन कर सकते हैं।
पृथ्वी से दिखाई देने वाले सबसे चमकीले तारों की सूची
| № | नाम | दूरी, सेंट. साल | स्पष्ट मूल्य | निरपेक्ष मूल्य | वर्णक्रमीय वर्ग | आकाशीय गोलार्ध |
|---|---|---|---|---|---|---|
| 0 | 0,0000158 | −26,72 | 4,8 | जी2वी | ||
| 1 | 8,6 | −1,46 | 1,4 | ए1वीएम | दक्षिण | |
| 2 | 310 | −0,72 | −5,53 | A9II | दक्षिण | |
| 3 | 4,3 | −0,27 | 4,06 | G2V+K1V | दक्षिण | |
| 4 | 34 | −0,04 | −0,3 | K1.5IIIp | उत्तरी | |
| 5 | 25 | 0.03 (परिवर्तनीय) | 0,6 | अ0वा | उत्तरी | |
| 6 | 41 | 0,08 | −0,5 | G6III + G2III | उत्तरी | |
| 7 | ~870 | 0.12 (परिवर्तनीय) | −7 | B8Iae | दक्षिण | |
| 8 | 11,4 | 0,38 | 2,6 | F5IV-V | उत्तरी | |
| 9 | 69 | 0,46 | −1,3 | बी3वीएनपी | दक्षिण | |
| 10 | ~530 | 0.50 (परिवर्तनीय) | −5,14 | M2Iab | उत्तरी | |
| 11 | ~400 | 0.61 (परिवर्तनीय) | −4,4 | बी1III | दक्षिण | |
| 12 | 16 | 0,77 | 2,3 | ए7वीएन | उत्तरी | |
| 13 | ~330 | 0,79 | −4,6 | B0.5Iv + B1Vn | दक्षिण | |
| 14 | 60 | 0.85 (परिवर्तनीय) | −0,3 | K5III | उत्तरी | |
| 15 | ~610 | 0.96 (परिवर्तनीय) | −5,2 | M1.5Iab | दक्षिण | |
| 16 | 250 | 0.98 (परिवर्तनीय) | −3,2 | बी1वी | दक्षिण | |
| 17 | 40 | 1,14 | 0,7 | K0IIIb | उत्तरी | |
| 18 | 22 | 1,16 | 2,0 | A3Va | दक्षिण | |
| 19 | ~290 | 1.25 (परिवर्तनीय) | −4,7 | बी0.5III | दक्षिण | |
| 20 | ~1550 | 1,25 | −7,2 | A2Ia | उत्तरी | |
| 21 | 69 | 1,35 | −0,3 | बी7वीएन | उत्तरी | |
| 22 | ~400 | 1,50 | −4,8 | B2II | दक्षिण | |
| 23 | 49 | 1,57 | 0,5 | A1V + A2V | उत्तरी | |
| 24 | 120 | 1.63 (परिवर्तनीय) | −1,2 | एम3.5III | दक्षिण | |
| 25 | 330 | 1.63 (परिवर्तनीय) | −3,5 | बी1.5IV | दक्षिण |
अन्य प्रसिद्ध सितारे:
किसी तारे की चमक वह दर है जिस पर ऊर्जा उत्सर्जित होती है। इसे सौर चमक से तुलना करके मापा जाता है। उदाहरण के लिए, अल्फा सेंटॉरी ए सूर्य से 1.3 गुना अधिक चमकीला है। निरपेक्ष परिमाण में समान गणना करने के लिए, आपको यह ध्यान रखना होगा कि निरपेक्ष पैमाने पर 5 चमक चिह्न पर 100 के बराबर है। चमक तापमान और आकार पर निर्भर करती है।
रंग
आपने देखा होगा कि तारों का रंग अलग-अलग होता है, जो वास्तव में सतह के तापमान पर निर्भर करता है।
| कक्षा | तापमान,के | असली रंग | दर्शनीय रंग | मुख्य विशेषताएं |
|---|---|---|---|---|
| हे | 30 000-60 000 | नीला | नीला | तटस्थ हाइड्रोजन, हीलियम, आयनित हीलियम की कमजोर रेखाएं, आयनित सी, सी, एन को गुणा करती हैं। |
| बी | 10 000-30 000 | सफेद, नीला | सफ़ेद-नीला और सफ़ेद | हीलियम और हाइड्रोजन की अवशोषण रेखाएँ। Ca II की कमज़ोर H और K रेखाएँ। |
| ए | 7500-10 000 | सफ़ेद | सफ़ेद | मजबूत बामर श्रृंखला, सीए II की रेखाएं एच और के वर्ग एफ की ओर बढ़ती हैं। इसके अलावा, वर्ग एफ के करीब, धातुओं की रेखाएं दिखाई देने लगती हैं |
| एफ | 6000-7500 | पीले सफेद | सफ़ेद | Ca II की H और K रेखाएँ, धातुओं की रेखाएँ, मजबूत हैं। हाइड्रोजन रेखाएं कमजोर होने लगती हैं। Ca I रेखा प्रकट होती है। Fe, Ca और Ti रेखाओं द्वारा निर्मित G बैंड प्रकट होता है और तीव्र होता है। |
| जी | 5000-6000 | पीला | पीला | Ca II की H और K रेखाएँ तीव्र हैं। सीए I लाइन और असंख्य धातु लाइनें। हाइड्रोजन रेखाएं कमजोर होती जा रही हैं, और सीएच और सीएन अणुओं के बैंड दिखाई देते हैं। |
| क | 3500-5000 | नारंगी | पीला नारंगी | धातु रेखाएं और जी बैंड तीव्र हैं। हाइड्रोजन रेखा लगभग अदृश्य है। TiO अवशोषण बैंड दिखाई देते हैं। |
| एम | 2000-3500 | लाल | नारंगी लाल | TiO और अन्य अणुओं के बैंड तीव्र हैं। जी बैंड कमजोर हो रहा है. धातु की रेखाएँ अभी भी दिखाई दे रही हैं। |
प्रत्येक तारे का एक रंग होता है लेकिन वह सभी प्रकार के विकिरणों सहित एक विस्तृत स्पेक्ट्रम उत्पन्न करता है। विभिन्न प्रकार के तत्व और यौगिक रंगों या रंग की तरंग दैर्ध्य को अवशोषित और उत्सर्जित करते हैं। तारकीय स्पेक्ट्रम का अध्ययन करके आप इसकी संरचना को समझ सकते हैं।
सतह तापमान
तारकीय आकाशीय पिंडों का तापमान -273.15 डिग्री सेल्सियस के शून्य तापमान के साथ केल्विन में मापा जाता है। गहरे लाल तारे का तापमान 2500K, चमकीले लाल तारे का 3500K, पीले तारे का 5500K और नीले तारे का तापमान 10,000K से 50,000K तक होता है। तापमान आंशिक रूप से द्रव्यमान, चमक और रंग से प्रभावित होता है।
आकार
तारकीय अंतरिक्ष पिंडों का आकार सौर त्रिज्या की तुलना में निर्धारित किया जाता है। अल्फा सेंटौरी ए में 1.05 सौर त्रिज्या है। आकार भिन्न हो सकते हैं. उदाहरण के लिए, न्यूट्रॉन तारे चौड़ाई में 20 किमी तक फैले होते हैं, लेकिन सुपरजायंट तारे सौर व्यास से 1000 गुना बड़े होते हैं। आकार तारकीय चमक को प्रभावित करता है (चमकदारता त्रिज्या के वर्ग के समानुपाती होती है)। निचले आंकड़ों में आप ब्रह्मांड में तारों के आकार की तुलना देख सकते हैं, जिसमें सौर मंडल के ग्रहों के मापदंडों की तुलना भी शामिल है।
तारों का तुलनात्मक आकार
वज़न
यहां भी, हर चीज की गणना सौर मापदंडों की तुलना में की जाती है। अल्फा सेंटॉरी ए का द्रव्यमान 1.08 सौर है। समान द्रव्यमान वाले तारे आकार में एक समान नहीं हो सकते। किसी तारे का द्रव्यमान उसके तापमान को प्रभावित करता है।
