तारकीय ऊर्जा के स्रोत क्या हैं? कौन सी प्रक्रियाएं 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 इंटरस्टेलर 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 अर्गों 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 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 मान लें कि प्रारंभ में सूर्य में केवल हाइड्रोजन शामिल 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 का मानना था कि ऐसे "प्रोटोस्टार" व्यक्तिगत नीहारिकाओं में बहुत गहरे कॉम्पैक्ट संरचनाओं, तथाकथित ग्लोब्यूल्स के रूप में देखे जाते हैं। हालाँकि, रेडियो खगोल विज्ञान की सफलता ने हमें इस भोले-भाले दृष्टिकोण को छोड़ने के लिए मजबूर किया। 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 आगे बढ़ते 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 कर देता 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 सितारे, 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 तक इस क्रम में रहते हुए लगातार 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 रुक 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।"
तो, ऊपर वर्णित विशिष्ट अस्थिरता के कारण, तारों की संवहन परतों में बड़े पैमाने पर गैस की गति होती है। गैस का गर्म द्रव्यमान नीचे से ऊपर की ओर उठता है, जबकि ठंडा द्रव्यमान डूब जाता है। पदार्थ के मिश्रण की एक गहन प्रक्रिया होती है। हालांकि, गणना से पता चलता है कि गैस और पर्यावरण के गतिमान तत्वों के तापमान में अंतर पूरी तरह से नगण्य है, केवल लगभग 1 K - और यह दस मिलियन केल्विन के क्रम के आंतों के पदार्थ के तापमान पर है! यह इस तथ्य से समझाया गया है कि संवहन स्वयं परतों के तापमान को बराबर करता है। बढ़ते और गिरते गैसीय द्रव्यमान की औसत गति भी नगण्य है - केवल कुछ दसियों मीटर प्रति सेकंड। इस वेग की तुलना सितारों के अंदरूनी हिस्सों में आयनित हाइड्रोजन परमाणुओं के ऊष्मीय वेगों से करना उपयोगी है, जो कई सौ किलोमीटर प्रति सेकंड के क्रम पर हैं। चूंकि संवहन में शामिल गैसों की गति तारकीय पदार्थ के कणों के ऊष्मीय वेग से हजारों गुना कम होती है, इसलिए संवहनी प्रवाह के कारण होने वाला दबाव सामान्य गैस के दबाव से लगभग एक अरब गुना कम होता है। इसका मतलब यह है कि संवहन का तारकीय आंतरिक पदार्थ के हाइड्रोस्टेटिक संतुलन पर कोई प्रभाव नहीं पड़ता है, जो गैस के दबाव और गुरुत्वाकर्षण की ताकतों की समानता से निर्धारित होता है।
संवहन को किसी प्रकार की आदेशित प्रक्रिया के रूप में नहीं सोचना चाहिए, जहां गैस के क्षेत्र नियमित रूप से इसके कम होने वाले क्षेत्रों के साथ वैकल्पिक रूप से बढ़ते हैं। संवहन गति की प्रकृति "लामिना" नहीं है, बल्कि "अशांत" है; यानी, यह बेहद अराजक है, समय और स्थान में बेतरतीब ढंग से बदल रहा है। गैस द्रव्यमान की गति की अराजक प्रकृति पदार्थ के पूर्ण मिश्रण की ओर ले जाती है। इसका अर्थ यह है कि संवहन गतियों से आच्छादित तारे के क्षेत्र की रासायनिक संरचना एक समान होनी चाहिए। तारकीय विकास की कई समस्याओं के लिए बाद की परिस्थिति का बहुत महत्व है। उदाहरण के लिए, यदि संवहनी क्षेत्र के सबसे गर्म (मध्य) भाग में परमाणु प्रतिक्रियाओं के परिणामस्वरूप, रासायनिक संरचना बदल गई है (उदाहरण के लिए, कम हाइड्रोजन है, जिनमें से कुछ हीलियम में बदल गई है), तो थोड़े समय में यह परिवर्तन पूरे संवहनी क्षेत्र में फैल जाएगा। इस प्रकार, "ताजा" परमाणु गर्म लगातार "परमाणु प्रतिक्रिया क्षेत्र" में प्रवेश कर सकता है - स्टार का मध्य क्षेत्र, जो निश्चित रूप से, स्टार के विकास के लिए निर्णायक महत्व का है। साथ ही, ऐसी स्थितियां भी हो सकती हैं जहां तारे के मध्य, सबसे गर्म क्षेत्रों में कोई संवहन नहीं होता है, जो विकास के दौरान इन क्षेत्रों की रासायनिक संरचना में आमूल-चूल परिवर्तन की ओर ले जाता है। इस पर खंड 12 में अधिक विस्तार से चर्चा की जाएगी।
3 में, हम पहले ही कह चुके हैं कि थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं सूर्य और सितारों के लिए ऊर्जा के स्रोत हैं, जो अरबों वर्षों में बहुत बड़े द्रव्यमान के सितारों के लिए गणना की गई विशाल "कॉस्मोगोनिक" अवधि के दौरान उनकी चमक सुनिश्चित करते हैं। अब हम इस महत्वपूर्ण मुद्दे पर अधिक विस्तार से ध्यान देंगे।
तारों की आंतरिक संरचना के सिद्धांत की नींव एडिंगटन ने तब भी रखी थी जब उनकी ऊर्जा के स्रोत ज्ञात नहीं थे। हम पहले से ही जानते हैं कि सितारों के संतुलन की स्थिति, उनके अंदरूनी हिस्सों में तापमान और दबाव, और द्रव्यमान, रासायनिक संरचना (जो औसत आणविक भार निर्धारित करता है), और पदार्थ की अस्पष्टता पर चमक की निर्भरता से संबंधित कई महत्वपूर्ण परिणाम हो सकते हैं। तारकीय ऊर्जा स्रोतों की प्रकृति को जाने बिना भी प्राप्त किया जाता है। फिर भी, लगभग अपरिवर्तित अवस्था में तारों के अस्तित्व की अवधि की व्याख्या करने के लिए ऊर्जा स्रोतों के सार की समझ नितांत आवश्यक है। तारों के विकास की समस्या के लिए तारकीय ऊर्जा स्रोतों की प्रकृति का महत्व और भी महत्वपूर्ण है, अर्थात समय के साथ उनकी मुख्य विशेषताओं (चमकदारता, त्रिज्या) में नियमित परिवर्तन। तारकीय ऊर्जा के स्रोतों की प्रकृति स्पष्ट होने के बाद ही हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख, तारकीय खगोल विज्ञान की मूल नियमितता को समझना संभव हो पाया।
तारकीय ऊर्जा के स्रोतों का सवाल ऊर्जा के संरक्षण के कानून की खोज के लगभग तुरंत बाद उठाया गया था, जब यह स्पष्ट हो गया कि तारों का विकिरण किसी प्रकार के ऊर्जा परिवर्तनों के कारण होता है और हमेशा के लिए नहीं हो सकता। यह कोई संयोग नहीं है कि तारकीय ऊर्जा के स्रोतों के बारे में पहली परिकल्पना मेयर की है, जिसने ऊर्जा संरक्षण के नियम की खोज की थी। उनका मानना था कि सूर्य के विकिरण का स्रोत इसकी सतह पर उल्कापिंडों का लगातार गिरना है। हालांकि, गणना से पता चला है कि यह स्रोत सूर्य की प्रेक्षित चमक सुनिश्चित करने के लिए स्पष्ट रूप से अपर्याप्त है। हेल्महोल्ट्ज़ और केल्विन ने गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा की रिहाई के साथ-साथ इसके धीमे संकुचन द्वारा सूर्य के लंबे विकिरण को समझाने की कोशिश की। यह परिकल्पना, जो आधुनिक खगोल विज्ञान के लिए भी (और विशेष रूप से!) बहुत महत्वपूर्ण है, अरबों वर्षों में सूर्य के विकिरण की व्याख्या करने में असमर्थ साबित हुई। हम यह भी ध्यान दें कि हेल्महोल्ट्ज़ और केल्विन के समय, सूर्य की आयु के बारे में कोई उचित विचार नहीं थे। हाल ही में यह स्पष्ट हुआ कि सूर्य और पूरे ग्रह मंडल की आयु लगभग 5 अरब वर्ष है।
XIX और XX सदियों के मोड़ पर। मानव इतिहास की सबसे बड़ी खोजों में से एक थी - रेडियोधर्मिता की खोज। इस प्रकार, परमाणु नाभिक की एक पूरी तरह से नई दुनिया खुल गई। हालाँकि, परमाणु नाभिक के भौतिकी को ठोस वैज्ञानिक आधार पर बनने में एक दशक से अधिक समय लगा। 1920 के दशक तक यह स्पष्ट हो गया था कि सूर्य और सितारों की ऊर्जा का स्रोत परमाणु परिवर्तनों में खोजा जाना चाहिए। एडिंगटन ने खुद भी ऐसा सोचा था, लेकिन वास्तविक तारकीय अंदरूनी हिस्सों में होने वाली विशिष्ट परमाणु प्रक्रियाओं को इंगित करना और ऊर्जा की आवश्यक मात्रा की रिहाई के साथ अभी तक संभव नहीं था। उस समय तारकीय ऊर्जा स्रोतों की प्रकृति का ज्ञान कितना अपूर्ण था, यह देखा जा सकता है, यदि केवल इस तथ्य से कि हमारी सदी की शुरुआत के सबसे महान अंग्रेजी भौतिक विज्ञानी और खगोलशास्त्री जीन्स का मानना था कि ऐसा स्रोत हो सकता है ... रेडियोधर्मिता। बेशक, यह भी एक परमाणु प्रक्रिया है, लेकिन यह दिखाना आसान है कि यह सूर्य और सितारों के विकिरण की व्याख्या करने के लिए पूरी तरह से अनुपयुक्त है। यह कम से कम इस तथ्य से देखा जा सकता है कि ऐसा ऊर्जा स्रोत बाहरी परिस्थितियों से पूरी तरह से स्वतंत्र है - आखिरकार, रेडियोधर्मिता, जैसा कि सर्वविदित है, एक प्रक्रिया है अविरल. इस कारण से, ऐसा स्रोत किसी भी तरह से तारे की बदलती संरचना को "समायोजित" नहीं कर सका। दूसरे शब्दों में, तारे के विकिरण का कोई "समायोजन" नहीं होगा। तारकीय विकिरण की पूरी तस्वीर तेजी से टिप्पणियों का खंडन करेगी। इसे समझने वाले पहले उल्लेखनीय एस्टोनियाई खगोलशास्त्री ई। एपिक थे, जो द्वितीय विश्व युद्ध से कुछ समय पहले इस निष्कर्ष पर पहुंचे थे कि केवल थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन प्रतिक्रियाएं ही सूर्य और सितारों के लिए ऊर्जा का स्रोत हो सकती हैं।
केवल 1939 में प्रसिद्ध अमेरिकी भौतिक विज्ञानी बेथे ने तारकीय ऊर्जा के परमाणु स्रोतों का एक मात्रात्मक सिद्धांत दिया। ये प्रतिक्रियाएं क्या हैं? 7 में हमने पहले ही उल्लेख किया है कि तारों की गहराई में होना चाहिए थर्मान्यूक्लीयरप्रतिक्रियाएं। आइए इस पर थोड़ा और विस्तार से ध्यान दें। जैसा कि ज्ञात है, परमाणु प्रतिक्रियाएं, नाभिक के परिवर्तन और ऊर्जा की रिहाई के साथ होती हैं, जब कण टकराते हैं। ऐसे कण, सबसे पहले, स्वयं नाभिक हो सकते हैं। इसके अलावा, जब नाभिक टकराते हैं तो परमाणु प्रतिक्रियाएं भी हो सकती हैं न्यूट्रॉन. हालांकि, मुक्त (अर्थात, नाभिक में बंधे नहीं) न्यूट्रॉन अस्थिर कण होते हैं। अतः तारों के भीतरी भाग में इनकी संख्या नगण्य होनी चाहिए। दूसरी ओर, चूंकि हाइड्रोजन तारकीय अंदरूनी हिस्सों में सबसे प्रचुर मात्रा में तत्व है और पूरी तरह से आयनित है, प्रोटॉन के साथ नाभिक के टकराव विशेष रूप से अक्सर होते हैं।
इस तरह की टक्कर के दौरान प्रोटॉन जिस नाभिक से टकराता है, उसमें प्रवेश करने में सक्षम होने के लिए, इसे प्रोटॉन से टकराते हुए लगभग 10 -13 सेमी की दूरी पर उत्तरार्द्ध तक पहुंचना चाहिए। लेकिन इतनी कम दूरी पर नाभिक तक पहुंचने के लिए, प्रोटॉन को इलेक्ट्रोस्टैटिक प्रतिकर्षण ("कूलम्ब बाधा") के एक बहुत ही महत्वपूर्ण बल को पार करना होगा। आखिरकार, नाभिक भी सकारात्मक रूप से चार्ज होता है! यह गणना करना आसान है कि इस इलेक्ट्रोस्टैटिक बल को दूर करने के लिए, प्रोटॉन को एक गतिज ऊर्जा की आवश्यकता होती है जो इलेक्ट्रोस्टैटिक इंटरैक्शन की संभावित ऊर्जा से अधिक हो
तीसरी समस्या दृश्य सीमा में तारे के विकिरण का निम्न स्तर है। अंजीर पर। चित्र 8.7 सूर्य के स्पेक्ट्रा और समान रासायनिक संरचना वाले M6-वर्ग के बौने को दर्शाता है। तुलना की सुविधा के लिए, इन स्पेक्ट्रा में मैक्सिमा की ऊंचाई समान मानी जाती है। 0.7 माइक्रोन से कम तरंग दैर्ध्य के क्षेत्र में एम-बौने के स्पेक्ट्रम में तेज गिरावट स्थलीय जीवों को प्रकाश संश्लेषण के लिए उपयोग किए जाने वाले अधिकांश विकिरण से वंचित कर देगी (खंड 2.5.2)।
बेशक, एम-बौने के ग्रहों पर प्रकाश संश्लेषण के लिए परिस्थितियों की कमी भी जीवन के विकास के लिए एक बुनियादी बाधा नहीं है, उदाहरण के लिए, पृथ्वी पर ऐसे सूक्ष्मजीव हैं जिनका जीवन प्रकाश संश्लेषण से जुड़ा नहीं है (खंड 2.5। .2)। इसके अलावा, कुछ स्थलीय बैक्टीरिया प्रकाश संश्लेषण के लिए 0.7 माइक्रोन से अधिक तरंग दैर्ध्य के साथ विकिरण का उपयोग करते हैं। तो एम-बौनों के दृश्य विकिरण की कमजोरी को एक दुर्बल समस्या नहीं माना जा सकता है।
एम-बौनों की विकिरण परिवर्तनशीलता
यह आखिरी समस्या घातक भी नहीं लगती। सूर्य सहित सभी तारे चमकते हैं। एक भड़कना विद्युतचुंबकीय विकिरण और आवेशित कणों के उत्सर्जन में तेज वृद्धि है जो फोटोस्फीयर के एक कॉम्पैक्ट क्षेत्र से होता है, जो अक्सर स्टार स्पॉट से जुड़ा होता है [सूर्य के धब्बे के समान एक तारे की सतह पर काले धब्बे का जिक्र करते हुए। उन्हें चुंबकीय क्षेत्र के उच्च ऊर्जा घनत्व की विशेषता है। - टिप्पणी। ईडी।]. फ्लैश कई मिनट तक चल सकता है, हालांकि यह आमतौर पर कुछ दसियों सेकंड में फिट हो जाता है; लेकिन एक लंबी फ्लैश में भी एक छोटी शक्तिशाली चोटी होती है जो धीमी वृद्धि से शुरू होती है और धीमी गिरावट के साथ समाप्त होती है। फ्लैश विशेष रूप से एक्स-रे और पराबैंगनी (यूवी) विकिरण को तेज करते हैं, जो जीवित जीवों के लिए सबसे बड़ा खतरा बन गया है। एक्स-रे विकिरण एक खतरे से कम नहीं है क्योंकि यह ग्रह के वायुमंडल में प्रवेश नहीं करता है, लेकिन यूवी विकिरण एक वास्तविक खतरा पैदा करता है, खासकर जब से प्रकोप के समय इसकी तीव्रता लगभग 100 गुना बढ़ जाती है। सौभाग्य से, एम-बौनों का यूवी विकिरण अबाधित अवस्था में इतना कमजोर है (चित्र 8.7) कि सौ गुना वृद्धि के साथ भी, ग्रह की सतह (पृथ्वी जैसा वातावरण होने) पर इसका स्तर केवल कई गुना अधिक होगा। शांत सूर्य से आने वाले पृथ्वी की सतह पर प्रवाह की तुलना में।
हालांकि भड़कने की शक्ति कम है, युवा एम-बौने सूर्य की तुलना में अधिक बार भड़कते हैं, कभी-कभी दिन में कई बार। सौभाग्य से, तारे की उम्र के साथ भड़कने की आवृत्ति कम हो जाती है: लगभग 1 अरब वर्षों के बाद यह काफी कम हो जाती है। तो किसी तारे का बार-बार फटना ही हो सकता है गिरफ्तारीग्रह की सतह पर जीवन का उदय। और वे ग्रह की पपड़ी में या उसके महासागरों की गहराई में जीवन को बिल्कुल भी प्रभावित नहीं कर सकते।
एक अन्य प्रकार की परिवर्तनशीलता किसी तारे की सतह पर काले धब्बे दिखाई देने पर उसकी चमक में परिवर्तन के कारण होती है। M वर्णक्रमीय प्रकार के सितारों में सूर्य की तुलना में बहुत बड़े धब्बे हो सकते हैं; इसलिए, ऐसे सितारों की चमक दसियों प्रतिशत कम हो सकती है, और यह कई महीनों तक चल सकती है। हालांकि, गणना से पता चलता है कि वायुमंडल वाले ग्रहों पर, तापमान में कमी सतह के निवासियों के लिए भी विनाशकारी नहीं होगी।
इस प्रकार, सर्वव्यापी एम-बौनों को जीवन के लिए उपयुक्त ग्रहों की मेजबानी करने में सक्षम सितारों की सूची से बाहर करने का कोई अच्छा कारण नहीं है, जिनकी अभिव्यक्तियां हम दूर से पता लगा सकते हैं।
गेलेक्टिक लाइफ ज़ोन
न केवल तारे का जीवन क्षेत्र है, बल्कि गैलेक्सी भी है। अंजीर पर। 8.8 योजनाबद्ध रूप से हमारे गैलेक्सी को दिखाता है जब किनारे पर देखा जाता है; इसके मुख्य घटक प्रतिष्ठित हैं: एक पतली डिस्क, एक मोटी डिस्क, एक केंद्रीय मोटा होना (उभार), और एक प्रभामंडल (खंड 1.3.2)। ध्यान दें कि मोटी डिस्क में पतली डिस्क शामिल होती है, लेकिन तारकीय आबादी के प्रकार में इससे भिन्न होती है। पतली डिस्क, मोटी डिस्क, उभार और प्रभामंडल में निहित तारों की संख्या लगभग 100:20:10:1 है, जिससे कि पतली डिस्क में आकाशगंगा के सभी तारों का लगभग 3/4 भाग होता है।
आकाशगंगा के प्रत्येक घटक में रहने योग्य ग्रहों के अस्तित्व की संभावना का अनुमान लगाकर गेलेक्टिक जीवन क्षेत्र का निर्धारण किया जा सकता है।
जैसा कि धारा 8.2.2 में उल्लेख किया गया है, जीवन के उद्भव की संभावना को निर्धारित करने वाला मुख्य कारक उस पदार्थ की धात्विकता है जिससे एक तारा और उसका ग्रह तंत्र बनता है: रहने योग्य ग्रहों के जन्म के लिए, एक तारे की धात्विकता होनी चाहिए, जाहिर है, सूर्य का कम से कम आधा हो। पतली डिस्क में स्टार बनने का इतिहास सबसे लंबा है; आकाशगंगा के इतिहास की शुरुआत में इसके तारे के बीच के माध्यम की धात्विकता बढ़ने लगी और आज भी बढ़ती जा रही है। इस कर
रहने योग्य दुनिया की खोज के लिए पतली डिस्क सबसे आशाजनक है। सच है, इसके बाहरी क्षेत्रों में कम भारी तत्व होते हैं, इसलिए वहां कम उपयुक्त ग्रह होने चाहिए। मोटी डिस्क में काफी पुराने और कम धात्विक तारे रहते हैं, इसलिए वहां रहने योग्य ग्रह मिलने की संभावना नहीं है। यहां तक कि पुराने तारे भी गांगेय प्रभामंडल में निवास करते हैं, जिसका अर्थ है कि रहने योग्य ग्रह वहां और भी दुर्लभ होने चाहिए। लगभग 1% प्रभामंडल तारे गोलाकार तारा समूहों (चित्र। 1.14) में केंद्रित हैं, जो आकाशगंगा के उभार में भी मौजूद हैं, जहाँ तेजी से तारे के निर्माण का युग पहले ही समाप्त हो चुका है, लेकिन तारों का निर्माण धीरे-धीरे जारी है . इस क्षेत्र में, जाहिरा तौर पर, रहने योग्य ग्रह भी मौजूद हो सकते हैं, हालांकि भारी तत्वों को एक पतली डिस्क की तुलना में एक अलग अनुपात में दर्शाया जाता है, और यह कहना मुश्किल है कि इससे क्या हो सकता है।
धात्विकता के अलावा, दो और कारक हैं जो ग्रहों की रहने की क्षमता को प्रभावित करते हैं - यह विकिरण और कक्षाओं के गुरुत्वाकर्षण संबंधी गड़बड़ी में तेज वृद्धि है। अध्याय 7 में यह कहा गया था कि कई ग्रहों को शक्तिशाली विकिरण प्रवाह द्वारा निष्फल किया जा सकता है, उदाहरण के लिए, सुपरनोवा विस्फोटों में; और पास के तारों के गुरुत्वाकर्षण प्रभाव से कुछ ग्रह प्रणालियों को नष्ट किया जा सकता है। सुपरनोवा का प्रकोप पूरे डिस्क में होता है, लेकिन इसके बाहरी कम घनत्व वाले क्षेत्रों में अपेक्षाकृत कम बार होता है। डिस्क के आंतरिक क्षेत्रों और केंद्रीय उभार में, वे जीवन के लिए एक गंभीर खतरा पैदा करते हैं। गोलाकार समूहों में स्थिति समान है, जहां बड़े पैमाने पर सितारों का विकास बहुत पहले सुपरनोवा विस्फोटों के साथ समाप्त हो गया था जो स्टार क्लस्टर को घातक विकिरण से भर देते थे।
ग्रहों की कक्षाओं के गुरुत्वाकर्षण संबंधी गड़बड़ी भी विशेष रूप से मजबूत हैं
उभार और गोलाकार क्लस्टर, क्योंकि तारे वहां बहुत अधिक निकटता से भरे हुए हैं।
इस प्रकार, एक पतली डिस्क में रहने योग्य ग्रहों के साथ सितारों की सबसे बड़ी संख्या की उम्मीद की जानी चाहिए, विशेष रूप से इसके मध्य कुंडलाकार क्षेत्र में घने मध्य भाग और एक दुर्लभ परिधि के बीच संलग्न है। इसी वलय में हमारा सूर्य स्थित है! चूंकि पतली डिस्क में गैलेक्सी में लगभग तीन-चौथाई तारे होते हैं, इसलिए हमें सभी सितारों के एक चौथाई से अधिक को विचार से बाहर करना चाहिए। इसके अलावा, कुछ शेष सितारों में, उपरोक्त कारणों से, ऐसे ग्रह नहीं हैं जिन पर जीवन की उपस्थिति दूर से दर्ज की जा सकती है।
इसलिए, यदि हम एम-बौनों (सबसे कम उम्र के 5-10% को छोड़कर) को नहीं छोड़ते हैं, तो हम कह सकते हैं कि गैलेक्सी के लगभग आधे सितारों में ऐसे ग्रह हैं जिन पर दूर से जीवन का पता लगाया जा सकता है। हम इस बात पर जोर देते हैं कि यह अनुमान है बहुतयह एक मोटा अनुमान है और एक ऊपरी सीमा का प्रतिनिधित्व करता है जिसे पुस्तक के बाद के खंडों में कम किया जाएगा क्योंकि ग्रह निर्माण और अस्तित्व दोनों के संदर्भ में अतिरिक्त बाधाओं पर विचार किया जाता है।
जाँच - परिणाम
* सितारों की बाहरी विशेषताओं और उनके विकास को हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख द्वारा स्पष्ट रूप से वर्णित किया गया है, जो एक तारे की चमक और उसके प्रभावी तापमान या उनसे संबंधित अन्य मापदंडों को प्रदर्शित करता है, उदाहरण के लिए, प्रभावी तापमान के बजाय, वर्णक्रमीय वर्ग (O) , बी, ए, एफ, जी, के और एम)।
* किसी तारे का विकास मुख्य रूप से उसके द्रव्यमान से निर्धारित होता है, जिसके साथ वह मुख्य अनुक्रम में प्रवेश करता है। लगभग 8 M¤ तक के द्रव्यमान वाले तारे विकास के क्रम में दैत्य बन जाते हैं और अपने गोले ग्रहीय नीहारिकाओं के रूप में फेंक देते हैं, और उनके अवशेष सफेद बौनों में बदल जाते हैं। अधिक विशाल तारे सुपरजायंट में बदल जाते हैं और फिर सुपरनोवा के रूप में विस्फोट हो जाते हैं, और उनके अवशेष न्यूट्रॉन सितारों या ब्लैक होल में बदल जाते हैं।
* मुख्य अनुक्रम पर एक तारे के विकास की अवधि अपने प्रारंभिक द्रव्यमान में वृद्धि के साथ तेजी से घटती है, इसलिए अलग-अलग सितारों की जीवन प्रत्याशा बहुत भिन्न होती है - एक तारे के जन्म के क्षण से लेकर एक ग्रह नीहारिका या सुपरनोवा की अस्वीकृति तक। विस्फोट।
* विभिन्न वर्णक्रमीय प्रकार के तारों की बहुतायत M से O तक घट जाती है, जिससे M बौने सबसे आम हैं।
* धरातल पर जीवन के विकास के लिए पृथ्वी जैसे ग्रह सबसे सुविधाजनक प्रतीत होते हैं। ग्रह के वातावरण और सतह पर इसके प्रभाव के संदर्भ में जीवन की अभिव्यक्तियों के लिए एक महान दूरी से ध्यान देने योग्य होने के लिए, ग्रह को जीवन क्षेत्र में कम से कम 2 बिलियन वर्ष बिताने होंगे।
* ग्रह, जिन पर जीवन की अभिव्यक्तियों को एक बड़ी दूरी से दर्ज किया जा सकता है, सबसे अधिक संभावना है, वर्णक्रमीय वर्ग F, G, K और M (यानी लगभग 2M से कम द्रव्यमान वाले) के मुख्य अनुक्रम सितारों के पास हो सकते हैं, जिनमें उच्च है धात्विकता। मुख्य अनुक्रम पर उनका जीवनकाल 2 अरब वर्ष से अधिक होना चाहिए, और वे 2 अरब वर्ष से अधिक पुराने होने चाहिए। इनमें से, हमें निकट बाइनरी सितारों के साथ-साथ सुपरनोवा विस्फोटों द्वारा निष्फल सिस्टम और पड़ोसियों के एक मजबूत गुरुत्वाकर्षण प्रभाव का अनुभव करने वाले सिस्टम को बाहर करना चाहिए। लेकिन एम-बौनों को विचार से बाहर करने का कोई अच्छा कारण नहीं है।
* रहने योग्य ग्रहों वाले अधिकांश तारे, जाहिरा तौर पर, गैलेक्सी की पतली डिस्क में, इसके आंतरिक और बाहरी किनारों से दूर, केंद्रित होना चाहिए।
* मोटे तौर पर ऊपरी अनुमान के रूप में, हम यह मान सकते हैं कि आकाशगंगा के आधे तारों में ऐसे ग्रह हैं जिन पर बड़ी दूरी से प्रेक्षणों द्वारा जीवन का पता लगाया जा सकता है। इन सितारों में एम बौने शामिल हैं, सबसे कम उम्र के 5-10% को छोड़कर। कम किया गया स्कोर बहुतअशिष्ट; इसे पुस्तक के बाद के खंडों में कम किया जाएगा क्योंकि ग्रह निर्माण और उनके अस्तित्व दोनों के संदर्भ में अतिरिक्त बाधाओं पर विचार किया गया है।
प्रशन
उत्तर पुस्तक के अंत में दिए गए हैं।
प्रश्न 8.1.
इंगित करें, अपनी पसंद को सही ठहराते हुए, निम्नलिखित में से किस तारे को उन ग्रहों की सूची से बाहर रखा जाना चाहिए जिन पर दूर से जीवन का पता लगाया जा सकता है (याद रखें कि संख्या V मुख्य अनुक्रम के सितारों को इंगित करता है)।
(1) वर्णक्रमीय प्रकार A3V का तारा।
(2) एक द्विआधारी प्रणाली जिसमें एक सौर-द्रव्यमान तारा और एक एम बौना 3 एयू द्वारा अलग किया गया है।
(3) सूर्य के द्रव्यमान वाला एक तारा जो गोलाकार समूह से संबंधित है।
(4) 1 Gyr की आयु वाला G2V तारा।
(5) 5 अरब वर्ष की आयु के साथ वर्णक्रमीय प्रकार M0V का एक तारा, आकाशगंगा की मोटी डिस्क में लगभग इसकी त्रिज्या के मध्य में स्थित है।
प्रश्न 8.2।
विशाल ग्रहों वाले कुछ तारों की धात्विकता 1% से भी कम है। स्पष्ट करें कि यह इस कथन का खंडन क्यों नहीं करता है कि ऐसे सितारों के सतह पर जीवन के साथ ग्रह होने की संभावना नहीं है (धारा 8.2.2)।
आंकड़ा कैप्शन
चित्र 8.1.
हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख दिखाता है कि सबसे सामान्य प्रकार के तारे कहाँ क्लस्टर करते हैं। तिरछी सीधी रेखाएं निरंतर तारकीय त्रिज्या (सौर त्रिज्या की इकाइयों में) के अनुरूप होती हैं, और मुख्य अनुक्रम पर दिखाई गई संख्याएं तारकीय द्रव्यमान (सौर द्रव्यमान की इकाइयों में) को दर्शाती हैं।
चावल। 8.2.
8000, 6000 और 4000 K के तापमान पर एक काले शरीर का विकिरण स्पेक्ट्रा।
चावल। 8.3.
मुख्य अनुक्रम सितारों के लिए हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख पर विकासवादी ट्रैक जिनका द्रव्यमान (सौर द्रव्यमान में) चित्र में दिखाया गया है। पटरियाँ उन बिंदुओं पर समाप्त होती हैं जहाँ तारे में विनाशकारी परिवर्तन शुरू होते हैं।
चित्र.8.4.
रेखा गेलेक्टिक डिस्क के सितारों के लिए प्रारंभिक द्रव्यमान कार्य दिखाती है (y-अक्ष के साथ स्केल मनमाना है)। डॉट्स सूर्य के आसपास के सितारों की संख्या को इंगित करते हैं
द्रव्यमान के एक इकाई अंतराल में।
चावल। 8.5.
बौने तारों के चारों ओर जीवन क्षेत्र की सीमाएँ: वर्णक्रमीय वर्ग M0 0.5 M¤ के द्रव्यमान के साथ और वर्ग G2 1.0 M (सौर धातु) के द्रव्यमान के साथ।
चावल। 8.6.
ग्रह का गुरुत्वाकर्षण (ज्वारीय) विरूपण। ग्रह के तेजी से घूमने के कारण विस्तार की धुरी दिशा से तारे की ओर भटक जाती है (उस क्षण तक जब दैनिक रोटेशन कक्षीय के साथ समकालिक रूप से होने लगता है)।
चावल। 8.7.सूर्य का स्पेक्ट्रा और एक ही रासायनिक संरचना वाला एक M6 बौना। वर्णक्रमीय मैक्सिमा को बराबर करने के लिए, ऊर्ध्वाधर तराजू को अलग-अलग चुना जाता है।
चावल। 8.8.आकाशगंगा की संरचना की योजना (एज-ऑन व्यू)। मुख्य संरचनात्मक तत्वों पर प्रकाश डाला गया है, जिनकी सीमाएँ वास्तव में उतनी तेज नहीं हैं जितनी कि आकृति में हैं।
चित्र पर कैप्शन
चित्र 8.1.
3 - सुपरजायंट्स
4 - दिग्गज
5 - मुख्य अनुक्रम
6 - सफेद बौने
चावल। 8.2.
1 - तरंग दैर्ध्य, µm
2 - विकिरण शक्ति, 10 6 डब्ल्यू एम -2 माइक्रोन -1
चावल। 8.3.
1 - प्रभावी तापमान, K
2 - चमक (सौर चमक की इकाइयों में)
3 - प्रारंभिक मुख्य अनुक्रम
4 - अंतिम मुख्य अनुक्रम
चित्र.8.4.
1 - मास, 1 एम
2 - द्रव्यमान अंतराल में तारों की सापेक्ष संख्या 1 M
चावल। 8.5.
1 - तारे की आयु (अरब वर्ष)
2 - तारे से दूरी (AU)
3 - 1.0 सौर द्रव्यमान
4 - 0.5 सौर द्रव्यमान
चावल। 8.6.
1 - रोटेशन
2 - तारे के लिए
चावल। 8.7.
1 - तरंग दैर्ध्य, µm
2 - विकिरण शक्ति (सापेक्ष इकाइयां)
3 - सुन
4 - बौना M6
चावल। 8.8.
1 - 100,000 प्रकाश वर्ष
3 - मोटी डिस्क (लगभग 4000 प्रकाश वर्ष मोटी)
5 - पतली डिस्क (लगभग 1200 प्रकाश वर्ष मोटी)
सितारे: उनका जन्म, जीवन और मृत्यु [तीसरा संस्करण, संशोधित] शक्लोवस्की इओसिफ सैमुइलोविच
अध्याय 7 तारे कैसे विकीर्ण होते हैं?
अध्याय 7 तारे कैसे विकीर्ण होते हैं?
लगभग दस मिलियन केल्विन के तापमान और पदार्थ के पर्याप्त उच्च घनत्व पर, तारे के आंतरिक भाग को भारी मात्रा में विकिरण से "भरा" होना चाहिए। इस विकिरण का क्वांटा लगातार पदार्थ के साथ बातचीत करता है, इसके द्वारा अवशोषित और पुन: उत्सर्जित होता है। ऐसी प्रक्रियाओं के परिणामस्वरूप, विकिरण क्षेत्र प्राप्त करता है संतुलनचरित्र (कड़ाई से बोलना, लगभगसंतुलन चरित्र - नीचे देखें), यानी इसे प्रसिद्ध प्लैंक सूत्र द्वारा पैरामीटर के साथ वर्णित किया गया है टी, पर्यावरण के तापमान के बराबर। उदाहरण के लिए, आवृत्ति पर विकिरण घनत्व
एक इकाई में आवृत्ति अंतराल के बराबर होता है
विकिरण क्षेत्र की एक महत्वपूर्ण विशेषता इसकी है तीव्रता, आमतौर पर प्रतीक द्वारा दर्शाया जाता है मैं
उत्तरार्द्ध को किसी दिए गए दिशा में एक स्टेरेडियन के ठोस कोण के भीतर एक सेकंड में एक इकाई आवृत्ति अंतराल में एक वर्ग सेंटीमीटर के क्षेत्र के माध्यम से बहने वाली ऊर्जा की मात्रा के रूप में परिभाषित किया गया है, और क्षेत्र इस दिशा के लंबवत है। यदि सभी दिशाओं के लिए तीव्रता समान है, तो यह एक साधारण संबंध द्वारा विकिरण घनत्व से संबंधित है
अंत में, तारों की आंतरिक संरचना की समस्या के लिए विशेष महत्व है विकिरण प्रवाह, पत्र द्वारा निरूपित एच. हम इस महत्वपूर्ण मात्रा को तारे के केंद्र के आसपास के किसी काल्पनिक क्षेत्र के माध्यम से बाहर की ओर बहने वाली ऊर्जा की कुल मात्रा के रूप में परिभाषित कर सकते हैं:
| (7.5) |
यदि ऊर्जा केवल तारे के अंतरतम क्षेत्रों में "उत्पादित" होती है, तो मात्रा लीस्थिर रहता है, अर्थात मनमाने ढंग से चुने गए त्रिज्या पर निर्भर नहीं करता है आर. यह मानते हुए आर = आर, यानी तारे की त्रिज्या, हम अर्थ पाएंगे ली: जाहिर है यह आसान है चमकसितारे। प्रवाह की मात्रा के लिए एच, तो यह गहराई के साथ बदल जाता है जैसे आर -2 .
यदि सभी दिशाओं में विकिरण की तीव्रता थी सख्ती से वही(अर्थात, जैसा कि वे कहते हैं, विकिरण क्षेत्र होगा समदैशिक), फिर प्रवाह एचशून्य [18] के बराबर होगा। यह समझना आसान है अगर हम कल्पना करें कि एक समदैशिक क्षेत्र में मनमानी त्रिज्या के एक क्षेत्र के माध्यम से बहने वाले विकिरण की मात्रा बाहर, संख्या के बराबर शाखाऊर्जा के इस काल्पनिक क्षेत्र के अंदर। तारकीय अंदरूनी स्थितियों के तहत, विकिरण क्षेत्र लगभगसमस्थानिक रूप से। इसका मतलब है कि मूल्य मैंअत्यधिक श्रेष्ठ एच. हम इसे सीधे सत्यापित कर सकते हैं। (7.2) और (7.4) के अनुसार टी= 10 7 के मैं\u003d 10 23 अर्ग / सेमी 2
मिटा दिया जाएगा, और किसी एक दिशा ("ऊपर" या "नीचे") में बहने वाले विकिरण की मात्रा कुछ अधिक होगी: एफ = मैं = 3
10 23 अर्ग / सेमी 2
साथ। इस बीच, सौर विकिरण का परिमाण इसके मध्य भाग में प्रवाहित होता है। कहीं दूर
100 इसके केंद्र से 000 किमी (यह सौर त्रिज्या से सात गुना कम है), के बराबर होगा एच = एल/ 4आर 2 = 4
10 33 / 10 21 = 4
10 12 अर्ग / सेमी 2
सी ई। एक हजार अरब गुना कम। यह इस तथ्य से समझाया गया है कि सूर्य के आंतरिक भाग में, विकिरण प्रवाह बाहर की ओर ("ऊपर") लगभग अंदर की ओर प्रवाह ("नीचे") के बराबर है। यह सब "लगभग" के बारे में है। विकिरण क्षेत्र की तीव्रता में नगण्य अंतर तारे के विकिरण की संपूर्ण तस्वीर को निर्धारित करता है। यही कारण है कि हमने ऊपर आरक्षण किया है कि विकिरण क्षेत्र लगभग संतुलन में है। कड़ाई से संतुलन विकिरण क्षेत्र के साथ, कोई विकिरण प्रवाह नहीं होना चाहिए! हम एक बार फिर इस बात पर जोर देते हैं कि प्लैंक क्षेत्र से तारों के अंदरूनी हिस्सों में वास्तविक विकिरण क्षेत्र का विचलन पूरी तरह से नगण्य है, जैसा कि अनुपात की छोटीता से देखा जा सकता है। एचएफ
पर टी
10 7 K, प्लैंक स्पेक्ट्रम में अधिकतम ऊर्जा एक्स-रे रेंज में है। यह विएन के नियम से आता है, जिसे विकिरण के प्राथमिक सिद्धांत से जाना जाता है:
| (7.6) |
10 -8 सेमी या 3? - ठेठ एक्स-रे रेंज। सूर्य (या किसी अन्य तारे) के आंतरिक भाग में निहित विकिरण ऊर्जा की मात्रा गहराई के साथ तापमान के वितरण पर दृढ़ता से निर्भर करती है, क्योंकि तुम टी 4. तारकीय अंदरूनी का सटीक सिद्धांत ऐसी निर्भरता प्राप्त करना संभव बनाता है, जिससे यह पता चलता है कि हमारे प्रकाशमान में लगभग 10 45 erg का एक उज्ज्वल ऊर्जा भंडार है। अगर कुछ भी इस कठोर विकिरण के क्वांटा को रोक नहीं पाता, तो वे कुछ ही सेकंड में सूर्य को छोड़ देते और इस राक्षसी फ्लैश ने निस्संदेह पृथ्वी की सतह पर सभी जीवन को जला दिया होता। ऐसा नहीं होता है क्योंकि विकिरण सचमुच सूर्य के अंदर "बंद" होता है। सूर्य के पदार्थ की विशाल मोटाई एक विश्वसनीय "बफर" के रूप में कार्य करती है। विकिरण क्वांटा, सौर पदार्थ के प्लाज्मा के परमाणुओं, आयनों और इलेक्ट्रॉनों द्वारा लगातार और बहुत बार अवशोषित किया जा रहा है, केवल बेहद धीरे-धीरे "रिसाव" बाहर की ओर। इस तरह के "प्रसार" की प्रक्रिया में वे अपने मुख्य गुण - ऊर्जा को महत्वपूर्ण रूप से बदलते हैं। यदि तारों के अंदरूनी हिस्सों में, जैसा कि हमने देखा है, उनकी ऊर्जा एक्स-रे रेंज से मेल खाती है, तो स्टार की सतह से क्वांटा पहले से ही बहुत "दुबला" निकलता है - उनकी ऊर्जा पहले से ही मुख्य रूप से ऑप्टिकल रेंज से मेल खाती है।
मुख्य प्रश्न उठता है: किसी तारे की चमक, यानी उसके विकिरण की शक्ति को क्या निर्धारित करता है? एक तारा, जिसके पास विशाल ऊर्जा संसाधन हैं, उन्हें "आर्थिक रूप से" खर्च क्यों करता है, विकिरण के लिए इस "रिजर्व" का केवल एक छोटा सा, हालांकि निश्चित रूप से खो देता है? ऊपर, हमने सितारों के अंदरूनी हिस्सों में उज्ज्वल ऊर्जा आरक्षित का अनुमान लगाया। यह ध्यान में रखा जाना चाहिए कि यह ऊर्जा, पदार्थ के साथ बातचीत करते हुए, समान मात्रा में लगातार अवशोषित और नवीनीकृत होती है। तारों के आंतरिक भाग में "उपलब्ध" दीप्तिमान ऊर्जा के लिए "जलाशय" है थर्मलपदार्थ के कणों की ऊर्जा। मूल्य का अनुमान लगाना मुश्किल नहीं है तापीय ऊर्जाएक तारे में संग्रहीत। निश्चितता के लिए, सूर्य पर विचार करें। यह मानते हुए कि सरलता के लिए, इसमें केवल हाइड्रोजन होता है, और इसके द्रव्यमान को जानकर, यह पता लगाना आसान है कि लगभग 2 . हैं
10 57 कण - प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉन। तापमान पर टी
10 7 K प्रति कण औसत ऊर्जा के बराबर होगी के.टी. = 2
10 -9 अर्ग, जहां से यह इस प्रकार है कि सूर्य की तापीय ऊर्जा की आपूर्ति वू टीएक बहुत ही महत्वपूर्ण का गठन करता है
10 48 अर्ग. सौर विकिरण की प्रेक्षित शक्ति पर ली
10 33 erg/s यह रिजर्व 10 15 सेकंड या . के लिए पर्याप्त है
30 मिलियन वर्ष। प्रश्न यह है कि सूर्य में ठीक वैसी ही चमक क्यों है जो हम देखते हैं? या, दूसरे शब्दों में, सूर्य के द्रव्यमान के बराबर द्रव्यमान वाली गैस की गेंद, जो हाइड्रोस्टेटिक संतुलन की स्थिति में है, में पूरी तरह से परिभाषित त्रिज्या और सतह का पूरी तरह से परिभाषित तापमान क्यों होता है जिससे विकिरण आता है बाहर? सूर्य सहित किसी भी तारे की चमक के लिए, एक सरल अभिव्यक्ति द्वारा दर्शाया जा सकता है
|
(7.7) |
कहाँ पे टी इ- सौर सतह का तापमान [19]। आखिरकार, सिद्धांत रूप में, समान द्रव्यमान और त्रिज्या वाले सूर्य का तापमान 20,000 K हो सकता है, और फिर इसकी चमक सैकड़ों गुना अधिक होगी। हालांकि, यह मामला नहीं है, जो निश्चित रूप से एक दुर्घटना नहीं है।
ऊपर, हमने एक तारे में तापीय ऊर्जा के भंडार के बारे में बात की। तापीय ऊर्जा के साथ-साथ तारे को अन्य प्रकार की ऊर्जा की भी ठोस आपूर्ति होती है। सबसे पहले, विचार करें गुरुत्वीयऊर्जा। उत्तरार्द्ध को तारे के सभी कणों के एक दूसरे के गुरुत्वाकर्षण आकर्षण की ऊर्जा के रूप में परिभाषित किया गया है। वह बेशक, संभावितस्टार एनर्जी और माइनस साइन है। संख्यात्मक रूप से, यह उस कार्य के बराबर है जिसे गुरुत्वाकर्षण बल पर काबू पाने के लिए, तारे के सभी हिस्सों को उसके केंद्र से असीम रूप से बड़ी दूरी तक "खींचने" के लिए खर्च किया जाना चाहिए। इस ऊर्जा के परिमाण का अनुमान लगाया जा सकता है यदि हम अपने साथ तारे के गुरुत्वाकर्षण संपर्क की ऊर्जा पाते हैं:
आइए अब हम एक तारे पर विचार करें जो एक संतुलन, स्थिर अवस्था में नहीं है, बल्कि धीमी गति से संकुचन के चरण में है (जैसा कि एक प्रोटोस्टार के मामले में है; § 5 देखें)। संकुचन की प्रक्रिया में, तारे की गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा धीरे-धीरे होती है कम हो जाती है(याद रखें कि यह नकारात्मक है)। हालाँकि, जैसा कि सूत्र (7.9) से देखा जा सकता है, केवल आधामुक्त की गई गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा ऊष्मा में बदल जाएगी, अर्थात यह पदार्थ को गर्म करने पर खर्च होगी। जारी की गई ऊर्जा का अन्य आधा भाग अवश्य होना चाहिए छोड़विकिरण के रूप में तारा। इससे यह निष्कर्ष निकलता है कि यदि तारे का विकिरण ऊर्जा स्रोत उसका संपीडन है, तो उसके विकास के दौरान विकिरित ऊर्जा की मात्रा उसके तापीय ऊर्जा भंडार के बराबर होती है।
अभी के लिए एक बहुत ही महत्वपूर्ण प्रश्न को छोड़ दें कि एक तारे के पास क्यों है बहुत निश्चितचमक, हम तुरंत इस बात पर जोर देते हैं कि यदि हम एक तारे की ऊर्जा के स्रोत के रूप में संपीड़न की प्रक्रिया में इसकी गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा की रिहाई पर विचार करते हैं (जैसा कि 19 वीं शताब्दी के अंत में माना जाता था), तो हम बहुत गंभीर कठिनाइयों का सामना करेंगे। मुद्दा यह नहीं है कि प्रेक्षित चमक सुनिश्चित करने के लिए, सूर्य की त्रिज्या सालाना लगभग 20 मीटर कम होनी चाहिए - आधुनिक अवलोकन संबंधी खगोल विज्ञान द्वारा सूर्य के आकार में इस तरह के मामूली परिवर्तन का पता लगाने में सक्षम नहीं है। कठिनाई यह है कि सूर्य की गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा का भंडार हमारे तारे के विकिरण के केवल 30 मिलियन वर्षों के लिए पर्याप्त होगा, बशर्ते कि यह अतीत में लगभग उसी तरह विकिरण करता हो जैसा अब है। यदि 19वीं शताब्दी में जब प्रसिद्ध अंग्रेजी भौतिक विज्ञानी थॉम्पसन (लॉर्ड केल्विन) ने सौर विकिरण को बनाए रखने की इस "गुरुत्वाकर्षण" परिकल्पना को सामने रखा, तो पृथ्वी और सूर्य की उम्र के बारे में ज्ञान बहुत अस्पष्ट था, लेकिन अब ऐसा नहीं है। . बड़ी विश्वसनीयता के साथ भूवैज्ञानिक डेटा हमें यह दावा करने की अनुमति देते हैं कि सूर्य की आयु की गणना कम से कम कई अरब वर्ष की जाती है, जो कि इसके जीवन के लिए "केल्विन स्केल" से सौ गुना अधिक है।
इससे एक बहुत ही महत्वपूर्ण निष्कर्ष निकलता है कि न तो थर्मल और न ही गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा सूर्य की इतनी लंबी अवधि के विकिरण, साथ ही साथ अन्य सितारों के विशाल बहुमत प्रदान कर सकती है। हमारे युग ने लंबे समय से सूर्य और सितारों के विकिरण से ऊर्जा के तीसरे स्रोत की ओर इशारा किया है, जो हमारी पूरी समस्या के लिए निर्णायक महत्व का है। यह इस बारे में है परमाणु ऊर्जा(देखें 3)। 8 में हम और अधिक विस्तार से और विशेष रूप से उन परमाणु प्रतिक्रियाओं के बारे में बात करेंगे जो तारकीय इंटीरियर में होती हैं।
परमाणु ऊर्जा के भंडार की मात्रा वूमैं = 0 , 008एक्ससी 2 एम
10 52 erg सूर्य की गुरुत्वाकर्षण और तापीय ऊर्जा के योग से 1000 गुना अधिक है। यही बात अन्य सितारों के विशाल बहुमत पर भी लागू होती है। यह भंडार सौ अरब वर्षों तक सूर्य के विकिरण को बनाए रखने के लिए पर्याप्त है! बेशक, यह यहाँ से नहीं निकलता है कि सूर्य वर्तमान स्तर पर इतनी बड़ी अवधि के लिए विकिरण करेगा। लेकिन किसी भी मामले में, यह स्पष्ट है कि सूर्य और सितारों के पास परमाणु ईंधन के पर्याप्त भंडार से अधिक है।
इस बात पर जोर देना महत्वपूर्ण है कि सूर्य और तारों के आंतरिक भाग में होने वाली परमाणु प्रतिक्रियाएं हैं थर्मान्यूक्लीयर. इसका मतलब यह है कि हालांकि तेज (और इसलिए काफी ऊर्जावान) आवेशित कण प्रतिक्रिया करते हैं, फिर भी वे थर्मल. तथ्य यह है कि एक निश्चित तापमान पर गर्म किए गए गैस के कणों में होता है मैक्सवेलियन वेग वितरण. तापमान पर
10 7 K, कणों की तापीय गति की औसत ऊर्जा 1000 eV के करीब है। यह ऊर्जा दो नाभिकों की टक्कर के दौरान कूलम्ब प्रतिकर्षण बलों को दूर करने और दूसरे नाभिक में जाने के लिए बहुत कम है और इस तरह एक परमाणु परिवर्तन का कारण बनती है। आवश्यक ऊर्जा कम से कम दस गुना अधिक होनी चाहिए। हालांकि, यह आवश्यक है कि वेगों के मैक्सवेलियन वितरण के मामले में, हमेशा ऐसे कण होंगे जिनकी ऊर्जा औसत से काफी अधिक होगी। सच है, उनमें से कुछ ही होंगे, लेकिन केवल वे ही, अन्य नाभिकों से टकराकर, परमाणु परिवर्तन का कारण बनते हैं और, परिणामस्वरूप, ऊर्जा की रिहाई होती है। ऐसे असामान्य रूप से तेज़, लेकिन फिर भी "थर्मल" नाभिकों की संख्या बहुत संवेदनशील रूप से पदार्थ के तापमान पर निर्भर करता है. ऐसा प्रतीत होता है कि ऐसी स्थिति में, परमाणु प्रतिक्रियाएं, ऊर्जा की रिहाई के साथ, पदार्थ के तापमान को तेजी से बढ़ा सकती हैं, जो बदले में, उनकी गति को तेजी से बढ़ाती है, और तारा एक में परमाणु ईंधन की आपूर्ति का उपयोग कर सकता है। इसकी चमक को बढ़ाकर अपेक्षाकृत कम समय। आखिरकार, ऊर्जा नहीं कर सकती संचय करेंएक तारे में - इससे गैस के दबाव में तेज वृद्धि होगी और तारा बस एक गर्म भाप बॉयलर की तरह फट जाएगा। इसलिए, तारों के आंतरिक भाग में छोड़ी गई सभी परमाणु ऊर्जा को तारे को छोड़ देना चाहिए; यह प्रक्रिया तारे की चमक को निर्धारित करती है। लेकिन तथ्य यह है कि जो भी थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं होती हैं, वे किसी तारे में मनमानी गति से नहीं चल सकती हैं। जैसे ही, कम से कम एक महत्वहीन डिग्री तक, तारकीय पदार्थ का स्थानीय (अर्थात, स्थानीय) ताप बढ़ जाता है, बाद वाला, बढ़े हुए दबाव के कारण विस्तार होगा, क्यों, क्लैपेरॉन सूत्र के अनुसार, होगा ठंडा. इस मामले में, परमाणु प्रतिक्रियाओं की दर तुरंत गिर जाएगी और पदार्थ इस प्रकार अपनी मूल स्थिति में वापस आ जाएगा। स्थानीय तापन के कारण बाधित जलस्थैतिक संतुलन को बहाल करने की यह प्रक्रिया, जैसा कि हमने पहले देखा, बहुत तेज़ी से आगे बढ़ती है।
इस प्रकार, परमाणु प्रतिक्रियाओं की दर, जैसा कि यह थी, तारे के अंदर तापमान वितरण को "समायोजित" करती है। जैसा कि यह विरोधाभासी लग सकता है, एक तारे की चमक निर्भर नहीं करताइसकी आंतों में होने वाली परमाणु प्रतिक्रियाओं से! परमाणु प्रतिक्रियाओं का महत्व इस तथ्य में निहित है कि वे जैसे थे, वैसे ही हैं, सहयोगतारे की संरचना द्वारा निर्धारित स्तर पर एक स्थिर तापमान शासन, "ब्रह्मांडीय" समय अंतराल के दौरान सितारों की चमक सुनिश्चित करता है। इस प्रकार, एक "सामान्य" तारा (उदाहरण के लिए, सूर्य) एक शानदार समायोजित मशीन है जो एक स्थिर मोड में बहुत अधिक समय तक काम कर सकती है।
अब हमें उस मुख्य प्रश्न के उत्तर तक पहुंचना चाहिए जो इस खंड की शुरुआत में रखा गया था: यदि किसी तारे की चमक उसमें ऊर्जा के स्रोतों पर निर्भर नहीं करती है, तो यह क्या निर्धारित करता है? इस प्रश्न का उत्तर देने के लिए, सबसे पहले यह समझना आवश्यक है कि तारों के अंदरूनी हिस्सों में केंद्रीय भागों से परिधि तक ऊर्जा का परिवहन (स्थानांतरण) कैसे होता है। ऊर्जा हस्तांतरण के तीन मुख्य तरीके ज्ञात हैं: ए) थर्मल चालकता, बी) संवहन, सी) विकिरण। सूर्य सहित अधिकांश तारों में, ऊष्मा चालन द्वारा ऊर्जा हस्तांतरण का तंत्र अन्य तंत्रों की तुलना में पूरी तरह से अक्षम है। अपवाद उपभूमि है सफेद बौने, जिस पर 10 में चर्चा की जाएगी। संवहन तब होता है जब तापीय ऊर्जा पदार्थ के साथ स्थानांतरित हो जाती है। उदाहरण के लिए, एक गर्म सतह के संपर्क में एक गर्म गैस फैलती है, इसलिए इसका घनत्व कम हो जाती हैऔर यह हीटिंग बॉडी से दूर चला जाता है - यह सिर्फ "पॉप अप" होता है। इसके स्थान पर, एक ठंडी गैस उतरती है, जो फिर से गर्म होकर ऊपर उठती है, आदि। कुछ शर्तों के तहत ऐसी प्रक्रिया काफी तेजी से आगे बढ़ सकती है। अपेक्षाकृत विशाल सितारों के साथ-साथ उनकी बाहरी, "सबफ़ोटोस्फेरिक" परतों के सबसे केंद्रीय क्षेत्रों में इसकी भूमिका बहुत महत्वपूर्ण हो सकती है, जैसा कि नीचे चर्चा की जाएगी। तारकीय अंदरूनी हिस्सों में ऊर्जा हस्तांतरण की मुख्य प्रक्रिया अभी भी है विकिरण.
हम पहले ही ऊपर कह चुके हैं कि तारकीय आंतरिक भाग में विकिरण क्षेत्र लगभगसमस्थानिक रूप से। यदि हम किसी तारे के आंतरिक भाग में कहीं तारकीय पदार्थ की एक छोटी मात्रा की कल्पना करते हैं, तो "नीचे से" आने वाले विकिरण की तीव्रता, अर्थात, तारे के केंद्र से दिशा में, विपरीत दिशा से थोड़ी अधिक होगी . यही कारण है कि तारे के अंदर होता है बहेविकिरण। "ऊपर से" और "नीचे से" आने वाले विकिरण की तीव्रता, यानी विकिरण प्रवाह के बीच अंतर क्या निर्धारित करता है? एक पल के लिए कल्पना कीजिए कि तारकीय इंटीरियर का पदार्थ लगभग पारदर्शी है। फिर हमारे आयतन के माध्यम से "नीचे से" विकिरण जो कि इससे बहुत दूर, कहीं तारे के मध्य क्षेत्र में उत्पन्न हुआ है, गुजर जाएगा। चूंकि वहां का तापमान अधिक है, इसलिए तीव्रता बहुत महत्वपूर्ण होगी। इसके विपरीत, "ऊपर से" आने वाली तीव्रता तारे की बाहरी परतों के अपेक्षाकृत कम तापमान के अनुरूप होगी। इस काल्पनिक मामले में, "नीचे से" और "ऊपर से" विकिरण तीव्रता के बीच का अंतर बहुत बड़ा होगा और एक विशाल के अनुरूप होगा बहेविकिरण।
अब दूसरे चरम की कल्पना करें: तारे का पदार्थ बहुत अपारदर्शी है। फिर दिए गए वॉल्यूम से केवल ऑर्डर की दूरी पर "देखना" संभव है एल/
अवशोषण गुणांक की गणना प्रति इकाई द्रव्यमान [20] पर की जाती है। सूर्य के आँतों में, मान एल/
एक मिलीमीटर के करीब। यह पहली नज़र में और भी अजीब है कि कोई गैस इतनी अपारदर्शी हो सकती है। आखिरकार, हम पृथ्वी के वायुमंडल में होने के कारण, दसियों किलोमीटर दूर की वस्तुओं को देखते हैं! तारकीय अंदरूनी के गैसीय पदार्थ की इतनी बड़ी अस्पष्टता को इसके उच्च घनत्व द्वारा समझाया गया है, और सबसे महत्वपूर्ण बात यह है कि इसका उच्च तापमान, जो गैस को आयनित करता है। यह स्पष्ट है कि एक मिलीमीटर से अधिक तापमान में अंतर बिल्कुल नगण्य होना चाहिए। इसका अनुमान मोटे तौर पर यह मानकर लगाया जा सकता है कि सूर्य के केंद्र से इसकी सतह तक के तापमान का अंतर एक समान है। फिर यह पता चलता है कि 1 मिमी की दूरी पर तापमान का अंतर डिग्री के सौ हजारवें हिस्से के करीब है। तदनुसार, "ऊपर से" और "नीचे से" आने वाले विकिरण की तीव्रता के बीच का अंतर भी नगण्य होगा। नतीजतन, विकिरण प्रवाह तीव्रता की तुलना में नगण्य रूप से छोटा होगा, जैसा कि ऊपर चर्चा की गई है।
इस प्रकार, हम इस महत्वपूर्ण निष्कर्ष पर आते हैं कि तारकीय पदार्थ की अस्पष्टता इसके माध्यम से गुजरने वाली ऊर्जा को निर्धारित करती है। बहेविकिरण, और इसलिए तारे की चमक। तारकीय पदार्थ की अपारदर्शिता जितनी अधिक होगी, विकिरण प्रवाह उतना ही कम होगा। इसके अलावा, विकिरण प्रवाह, निश्चित रूप से, अभी भी इस बात पर निर्भर करता है कि गहराई के साथ तारे का तापमान कितनी जल्दी बदलता है। आइए हम गैस की एक गर्म गेंद की कल्पना करें, जिसका तापमान सख्ती से स्थिर है। यह बिल्कुल स्पष्ट है कि इस मामले में विकिरण प्रवाह शून्य के बराबर होगा, भले ही विकिरण अवशोषण बड़ा हो या छोटा। आखिर किसी के लिए भी
"ऊपर से" विकिरण की तीव्रता "नीचे से" विकिरण की तीव्रता के बराबर होगी, क्योंकि तापमान सख्ती से बराबर है।
अब हम उस सटीक सूत्र का अर्थ पूरी तरह से समझ सकते हैं जो किसी तारे की चमक को उसकी मुख्य विशेषताओं से जोड़ता है:
|
(7.10) |
जहां प्रतीक
यानी तारे के केंद्र से एक सेंटीमीटर दूर जाने पर तापमान में बदलाव। यदि तापमान सख्ती से स्थिर था, तो
शून्य होगा। सूत्र (7.10) व्यक्त करता है जो पहले ही ऊपर चर्चा की जा चुकी है। एक तारे से विकिरण प्रवाह (और इसलिए इसकी चमक) अधिक होता है, तारकीय पदार्थ की अस्पष्टता जितनी कम होती है और तारकीय इंटीरियर में तापमान में गिरावट उतनी ही अधिक होती है।
सूत्र (7.10) सबसे पहले, किसी तारे की मुख्य विशेषताओं को ज्ञात होने पर उसकी चमक प्राप्त करना संभव बनाता है। लेकिन संख्यात्मक अनुमानों पर आगे बढ़ने से पहले, हम इस सूत्र को बदल देंगे। व्यक्त करना टीके माध्यम से एम, सूत्र (6.2) का उपयोग करके, और स्वीकार करें कि
3एम/ 4आर 3 .
फिर, मान कर
होगा
|
(7.11) |
प्राप्त सूत्र की एक विशेषता यह है कि तारे की त्रिज्या पर चमक की निर्भरता इससे बाहर हो गई है। हालांकि तारकीय इंटीरियर के पदार्थ के औसत आणविक भार पर निर्भरता काफी मजबूत है, मूल्य ही
अधिकांश सितारों के लिए, यह मामूली सीमाओं के भीतर बदलता रहता है। तारकीय पदार्थ की अस्पष्टता
इसमें मुख्य रूप से भारी तत्वों की उपस्थिति पर निर्भर करता है। तथ्य यह है कि तारकीय अंदरूनी स्थितियों में हाइड्रोजन और हीलियम पूरी तरह सेआयनित होते हैं और इस अवस्था में विकिरण को लगभग अवशोषित नहीं कर पाते हैं। दरअसल, विकिरण क्वांटम को अवशोषित करने के लिए, यह आवश्यक है कि इसकी ऊर्जा पूरी तरह से नाभिक से एक इलेक्ट्रॉन के अलगाव पर खर्च की जाए, यानी आयनीकरण पर। यदि हाइड्रोजन और हीलियम के परमाणु पूरी तरह से आयनित हो जाते हैं, तो इसे सीधे शब्दों में कहें तो, फाड़ने के लिए कुछ भी नहीं है [21]। एक और चीज है भारी तत्व। जैसा कि हमने ऊपर देखा, वे अपने कुछ और इलेक्ट्रॉनों को अपने अंतरतम कोश में बनाए रखते हैं और इसलिए विकिरण को काफी प्रभावी ढंग से अवशोषित कर सकते हैं। इससे यह पता चलता है कि हालांकि तारकीय आंतरिक भाग में भारी तत्वों की सापेक्ष बहुतायत छोटी है, उनकी भूमिका असमान रूप से बड़ी है, क्योंकि यह वे हैं जो मुख्य रूप से तारकीय पदार्थ की अस्पष्टता को निर्धारित करते हैं।
सिद्धांत पदार्थ की विशेषताओं पर अवशोषण गुणांक की एक साधारण निर्भरता की ओर जाता है (क्रेमर्स सूत्र):
| (7.12) |
हालाँकि, ध्यान दें कि यह सूत्र अपेक्षाकृत अनुमानित है। फिर भी, इससे यह पता चलता है कि यदि हम मात्रा निर्धारित करते हैं तो हम बहुत बड़ी गलती नहीं करेंगे
तारे से तारे में बहुत अधिक भिन्न नहीं है। सटीक गणना से पता चलता है कि गर्म बड़े सितारों के लिए
1, जबकि लाल बौनों के लिए मूल्य
10 गुना अधिक। इस प्रकार, यह सूत्र (7.11) से निम्नानुसार है कि एक "सामान्य" (यानी, मुख्य अनुक्रम पर संतुलन में) तारे की चमक मुख्य रूप से उसके द्रव्यमान पर निर्भर करती है। यदि हम सूत्र में शामिल सभी गुणांकों के संख्यात्मक मान को प्रतिस्थापित करते हैं, तो इसे फॉर्म में फिर से लिखा जा सकता है
|
(7.13) |
यह सूत्र निर्धारित करना संभव बनाता है शुद्धकिसी तारे की चमक यदि उसका द्रव्यमान ज्ञात हो। उदाहरण के लिए, सूर्य के लिए, हम मान सकते हैं कि अवशोषण गुणांक
20, और औसत आणविक भार
0, 6 (ऊपर देखें)। फिर एल/एल
5, 6. हमें इस बात से शर्मिंदा नहीं होना चाहिए कि एल/एल
यह एक के बराबर नहीं निकला। यह हमारे मॉडल की अत्यधिक खुरदरापन के कारण है। सटीक गणना, गहराई के साथ सूर्य के तापमान के वितरण को ध्यान में रखते हुए, मान दें एल/एल
एकता के करीब।
सूत्र (7.13) का मुख्य अर्थ यह है कि यह मुख्य अनुक्रम तारे की चमक की निर्भरता को उसके पर निर्भर करता है जनता. इसलिए सूत्र (7.13) को आमतौर पर "द्रव्यमान - चमक निर्भरता" कहा जाता है। आइए हम एक बार फिर इस तथ्य पर ध्यान दें कि किसी तारे की इतनी महत्वपूर्ण विशेषता उसकी RADIUS, इस सूत्र में शामिल नहीं है। इसकी गहराई में ऊर्जा स्रोतों की शक्ति पर किसी तारे की चमक की निर्भरता का कोई संकेत नहीं है। अंतिम परिस्थिति मौलिक महत्व की है। जैसा कि हमने पहले ही ऊपर जोर दिया है, किसी दिए गए द्रव्यमान का एक तारा, जैसा कि यह था, ऊर्जा स्रोतों की शक्ति को नियंत्रित करता है, जो इसकी संरचना और "अस्पष्टता" को "समायोजित" करता है।
"द्रव्यमान-चमक" संबंध सबसे पहले उत्कृष्ट अंग्रेजी खगोलशास्त्री एडिंगटन द्वारा प्राप्त किया गया था, जो सितारों की आंतरिक संरचना के आधुनिक सिद्धांतों के संस्थापक थे। यह निर्भरता उनके द्वारा सैद्धांतिक रूप से पाई गई थी और बाद में व्यापक अवलोकन सामग्री पर इसकी पुष्टि की गई थी। इस सूत्र का समझौता, जैसा कि हमने ऊपर देखा है, सरलतम मान्यताओं से, टिप्पणियों के परिणामों के साथ आम तौर पर अच्छा होता है। कुछ विसंगतियां बहुत बड़े और बहुत छोटे तारकीय द्रव्यमानों के लिए होती हैं (अर्थात, नीले दैत्यों और लाल बौनों के लिए)। हालांकि, सिद्धांत के और सुधार ने इन विसंगतियों को समाप्त करने की अनुमति दी ...
ऊपर, हमने इस धारणा के आधार पर विकिरण प्रवाह और तापमान अंतर के बीच संबंध प्रस्तुत किया कि ऊर्जा केवल विकिरण द्वारा तारे के आंतरिक भाग से बाहर की ओर स्थानांतरित होती है (देखें सूत्र (7.10))। सितारों के अंदरूनी हिस्सों में, हालत दीप्तिमान संतुलन. इसका मतलब यह है कि तारे के आयतन का प्रत्येक तत्व उतनी ही ऊर्जा अवशोषित करता है जितना वह विकिरण करता है। हालाँकि, यह संतुलन हमेशा नहीं होता है टिकाऊ. आइए इसे एक सरल उदाहरण से समझाते हैं। आइए तारे के अंदर एक छोटे आयतन तत्व को अलग करें और इसे मानसिक रूप से ऊपर (यानी, सतह के करीब) थोड़ी दूरी पर ले जाएं। चूँकि जैसे-जैसे हम तारे के केंद्र से दूर जाते हैं, इसे बनाने वाली गैस का तापमान और दबाव दोनों कम होता जाएगा, इस तरह की गति के साथ हमारे आयतन का विस्तार होना चाहिए। हम यह मान सकते हैं कि हमारे आयतन और पर्यावरण के बीच इस तरह के आंदोलन की प्रक्रिया में कोई ऊर्जा विनिमय नहीं होता है। दूसरे शब्दों में, वॉल्यूम के बढ़ने पर विस्तार पर विचार किया जा सकता है स्थिरोष्म. यह विस्तार इस प्रकार होगा कि इसका आंतरिक दबाव हमेशा पर्यावरण के बाहरी दबाव के बराबर रहेगा। यदि हम, आगे बढ़ने के बाद, "अपने आप में" गैस की मात्रा की कल्पना करें, तो यह या तो अपनी मूल स्थिति में वापस आ जाएगी, या ऊपर की ओर बढ़ती रहेगी। वॉल्यूम आंदोलन की दिशा क्या निर्धारित करती है?
और पीघनत्व और दबाव को निरूपित करें। वॉल्यूम के ऊपर की ओर बढ़ने के बाद (या, दूसरे शब्दों में, "एक गड़बड़ी हुई"), और इसका आंतरिक दबाव पर्यावरण के दबाव से संतुलित होता है, इसका घनत्व संकेतित माध्यम के घनत्व से भिन्न होना चाहिए। यह इस तथ्य से समझाया गया है कि हमारे आयतन को बढ़ाने और बढ़ाने की प्रक्रिया में, इसका घनत्व एक विशेष, तथाकथित "एडियाबेटिक" कानून के अनुसार बदल गया। इस मामले में हमारे पास होगा
|
(7.15) |
तारों के अंदरूनी हिस्सों में, एक नियम के रूप में, ऊर्जा का हस्तांतरण विकिरण के माध्यम से किया जाता है। यह समझाया गया है वहनीयताइसकी "स्थिरता" (ऊपर देखें) की गड़बड़ी के संबंध में माध्यम। लेकिन कई सितारों और यहां तक कि पूरे बड़े क्षेत्रों के अंदरूनी हिस्सों में ऐसी परतें हैं, जहां स्थिरता की स्थिति, जो ऊपर प्राप्त की गई थी, संतुष्ट नहीं है। इन मामलों में, ऊर्जा का बड़ा हिस्सा संवहन द्वारा स्थानांतरित किया जाता है। यह आमतौर पर तब होता है जब किसी कारण से विकिरण द्वारा ऊर्जा का स्थानांतरण सीमित होता है। यह हो सकता है, उदाहरण के लिए, बहुत अधिक अस्पष्टता के साथ।
ऊपर, मूल संबंध "द्रव्यमान - चमक" इस धारणा से प्राप्त किया गया था कि तारों में ऊर्जा का हस्तांतरण केवल विकिरण द्वारा किया जाता है। प्रश्न उठता है कि यदि किसी तारे में संवहन द्वारा ऊर्जा का स्थानांतरण भी होता है, तो क्या इस निर्भरता का उल्लंघन नहीं होगा? यह पता चला है नहीं! तथ्य यह है कि "पूरी तरह से संवहनी तारे", यानी, ऐसे तारे, जिनमें हर जगह, केंद्र से सतह तक, ऊर्जा हस्तांतरण केवल संवहन द्वारा किया जाएगा, प्रकृति में मौजूद नहीं है। वास्तविक सितारों में या तो कम या ज्यादा पतली परतें होती हैं, या केंद्र में बड़े क्षेत्र होते हैं जहां संवहन एक प्रमुख भूमिका निभाता है। लेकिन तारे के अंदर कम से कम एक परत होना पर्याप्त है, जहां विकिरण द्वारा ऊर्जा हस्तांतरण किया जाएगा, ताकि इसकी अस्पष्टता इसकी गहराई में जारी ऊर्जा के संबंध में तारे के "थ्रूपुट" को सबसे अधिक प्रभावित करे। हालांकि, तारों के अंदरूनी हिस्सों में संवहनी क्षेत्रों की उपस्थिति, निश्चित रूप से, सूत्र (7.13) में गुणांक के संख्यात्मक मान को बदल देगी। यह परिस्थिति, विशेष रूप से, एक कारण है कि इस सूत्र का उपयोग करके हमारे द्वारा गणना की गई सौर चमक प्रेक्षित की तुलना में लगभग पांच गुना अधिक है।
तो, ऊपर वर्णित विशिष्ट अस्थिरता के कारण, तारों की संवहन परतों में बड़े पैमाने पर गैस की गति होती है। गैस का गर्म द्रव्यमान नीचे से ऊपर की ओर उठता है, जबकि ठंडा द्रव्यमान डूब जाता है। पदार्थ के मिश्रण की एक गहन प्रक्रिया होती है। हालांकि, गणना से पता चलता है कि गैस और पर्यावरण के गतिमान तत्वों के तापमान में अंतर पूरी तरह से नगण्य है, केवल लगभग 1 K - और यह दस मिलियन केल्विन के क्रम के आंतों के पदार्थ के तापमान पर है! यह इस तथ्य से समझाया गया है कि संवहन स्वयं परतों के तापमान को बराबर करता है। बढ़ते और गिरते गैसीय द्रव्यमान की औसत गति भी नगण्य है - केवल कुछ दसियों मीटर प्रति सेकंड। इस वेग की तुलना सितारों के अंदरूनी हिस्सों में आयनित हाइड्रोजन परमाणुओं के ऊष्मीय वेगों से करना उपयोगी है, जो कई सौ किलोमीटर प्रति सेकंड के क्रम पर हैं। चूंकि संवहन में शामिल गैसों की गति तारकीय पदार्थ के कणों के ऊष्मीय वेग से हजारों गुना कम होती है, इसलिए संवहनी प्रवाह के कारण होने वाला दबाव सामान्य गैस के दबाव से लगभग एक अरब गुना कम होता है। इसका मतलब यह है कि संवहन का तारकीय आंतरिक पदार्थ के हाइड्रोस्टेटिक संतुलन पर कोई प्रभाव नहीं पड़ता है, जो गैस के दबाव और गुरुत्वाकर्षण की ताकतों की समानता से निर्धारित होता है।
संवहन को किसी प्रकार की आदेशित प्रक्रिया के रूप में नहीं सोचना चाहिए, जहां गैस के क्षेत्र नियमित रूप से इसके कम होने वाले क्षेत्रों के साथ वैकल्पिक रूप से बढ़ते हैं। संवहन गति की प्रकृति "लामिना" नहीं है, बल्कि "अशांत" है; यानी, यह बेहद अराजक है, समय और स्थान में बेतरतीब ढंग से बदल रहा है। गैस द्रव्यमान की गति की अराजक प्रकृति पदार्थ के पूर्ण मिश्रण की ओर ले जाती है। इसका अर्थ यह है कि संवहन गतियों से आच्छादित तारे के क्षेत्र की रासायनिक संरचना एक समान होनी चाहिए। तारकीय विकास की कई समस्याओं के लिए बाद की परिस्थिति का बहुत महत्व है। उदाहरण के लिए, यदि संवहनी क्षेत्र के सबसे गर्म (मध्य) भाग में परमाणु प्रतिक्रियाओं के परिणामस्वरूप, रासायनिक संरचना बदल गई है (उदाहरण के लिए, कम हाइड्रोजन है, जिनमें से कुछ हीलियम में बदल गई है), तो थोड़े समय में यह परिवर्तन पूरे संवहनी क्षेत्र में फैल जाएगा। इस प्रकार, "परमाणु प्रतिक्रिया क्षेत्र" - तारे का मध्य क्षेत्र - लगातार "ताजा" परमाणु गर्म प्राप्त कर सकता है, जो निश्चित रूप से, स्टार के विकास के लिए निर्णायक महत्व का है [22]। साथ ही, ऐसी स्थितियां भी हो सकती हैं जहां तारे के मध्य, सबसे गर्म क्षेत्रों में कोई संवहन नहीं होता है, जो विकास के दौरान इन क्षेत्रों की रासायनिक संरचना में आमूल-चूल परिवर्तन की ओर ले जाता है। इस पर खंड 12 में अधिक विस्तार से चर्चा की जाएगी।
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