किसी तारे का जीवन चक्र संक्षिप्त होता है। तारा विकास के चरण

यह ऊपरी दाएं कोने में एक बिंदु पर स्थित है: इसमें उच्च चमक और कम तापमान है। मुख्य विकिरण इन्फ्रारेड रेंज में होता है। ठंडी धूल के गोले से निकलने वाला विकिरण हम तक पहुंचता है। विकास की प्रक्रिया के दौरान, आरेख पर तारे की स्थिति बदल जाएगी। इस स्तर पर ऊर्जा का एकमात्र स्रोत गुरुत्वाकर्षण संपीड़न है। इसलिए, तारा कोटि अक्ष के समानांतर काफी तेजी से चलता है।

सतह का तापमान नहीं बदलता है, लेकिन त्रिज्या और चमक कम हो जाती है। तारे के केंद्र में तापमान बढ़ जाता है, एक ऐसे मूल्य पर पहुंच जाता है जिस पर प्रकाश तत्वों के साथ प्रतिक्रियाएं शुरू होती हैं: लिथियम, बेरिलियम, बोरॉन, जो जल्दी से जल जाते हैं, लेकिन संपीड़न को धीमा करने का प्रबंधन करते हैं। ट्रैक ऑर्डिनेट अक्ष के समानांतर घूमता है, तारे की सतह पर तापमान बढ़ता है, और चमक लगभग स्थिर रहती है। अंत में, तारे के केंद्र में, हाइड्रोजन से हीलियम के निर्माण (हाइड्रोजन दहन) की प्रतिक्रियाएँ शुरू होती हैं। तारा मुख्य अनुक्रम में प्रवेश करता है।

प्रारंभिक चरण की अवधि तारे के द्रव्यमान से निर्धारित होती है। सूर्य जैसे तारे के लिए यह लगभग 1 मिलियन वर्ष है, 10 द्रव्यमान वाले तारे के लिए एम☉ लगभग 1000 गुना कम, और 0.1 द्रव्यमान वाले तारे के लिए एम☉ हजारों गुना अधिक.

युवा कम द्रव्यमान वाले तारे

विकास की शुरुआत में, एक कम द्रव्यमान वाले तारे में एक चमकदार कोर और एक संवहनी आवरण होता है (चित्र 82, I)।

मुख्य अनुक्रम चरण में, हाइड्रोजन को हीलियम में परिवर्तित करने की परमाणु प्रतिक्रियाओं में ऊर्जा की रिहाई के कारण तारा चमकता है। हाइड्रोजन की आपूर्ति 1 द्रव्यमान वाले तारे की चमक सुनिश्चित करती है एम☉ लगभग 10 10 साल के अंदर. अधिक द्रव्यमान वाले तारे तेजी से हाइड्रोजन का उपभोग करते हैं: उदाहरण के लिए, 10 द्रव्यमान वाला तारा एम☉ 10 7 वर्षों से कम समय में हाइड्रोजन की खपत होगी (चमकदारता द्रव्यमान की चौथी शक्ति के समानुपाती होती है)।

कम द्रव्यमान वाले तारे

जैसे ही हाइड्रोजन जलती है, तारे के केंद्रीय क्षेत्र अत्यधिक संकुचित हो जाते हैं।

उच्च द्रव्यमान वाले तारे

मुख्य अनुक्रम तक पहुँचने के बाद तारे का विकास होता है बड़ा द्रव्यमान (>1,5 एम☉) तारे के आंत्र में परमाणु ईंधन की दहन स्थितियों से निर्धारित होता है। मंच पर मुख्य अनुक्रमयह हाइड्रोजन का दहन है, लेकिन कम द्रव्यमान वाले तारों के विपरीत, कार्बन-नाइट्रोजन चक्र की प्रतिक्रियाएं कोर में हावी होती हैं। इस चक्र में C और N परमाणु उत्प्रेरक की भूमिका निभाते हैं। ऐसे चक्र की प्रतिक्रियाओं में ऊर्जा मुक्त होने की दर आनुपातिक होती है टी 17. इसलिए, कोर में एक संवहनी कोर बनता है, जो एक क्षेत्र से घिरा होता है जिसमें विकिरण द्वारा ऊर्जा हस्तांतरण किया जाता है।

बड़े द्रव्यमान वाले तारों की चमक सूर्य की चमक से बहुत अधिक होती है, और हाइड्रोजन का उपभोग बहुत तेजी से होता है। इसका कारण यह भी है कि ऐसे तारों के केंद्र में तापमान भी काफी अधिक होता है।

जैसे-जैसे संवहन कोर के पदार्थ में हाइड्रोजन का अनुपात कम होता जाता है, ऊर्जा निकलने की दर कम होती जाती है। लेकिन चूँकि रिलीज़ की दर चमक से निर्धारित होती है, कोर संपीड़ित होना शुरू हो जाता है, और ऊर्जा रिलीज़ की दर स्थिर रहती है। उसी समय, तारा फैलता है और लाल दिग्गजों के क्षेत्र में चला जाता है।

कम द्रव्यमान वाले तारे

जब तक हाइड्रोजन पूरी तरह से जल जाती है, तब तक कम द्रव्यमान वाले तारे के केंद्र में एक छोटा हीलियम कोर बन जाता है। कोर में, पदार्थ और तापमान का घनत्व क्रमशः 10 9 किग्रा/मीटर और 10 8 K के मान तक पहुँच जाता है। हाइड्रोजन का दहन कोर की सतह पर होता है। जैसे-जैसे कोर में तापमान बढ़ता है, हाइड्रोजन बर्नआउट की दर बढ़ती है और चमक बढ़ती है। दीप्तिमान क्षेत्र धीरे-धीरे गायब हो जाता है। और संवहन प्रवाह की गति बढ़ने के कारण तारे की बाहरी परतें फूल जाती हैं। इसका आकार और चमक बढ़ जाती है - तारा एक लाल दानव में बदल जाता है (चित्र 82, II)।

उच्च द्रव्यमान वाले तारे

जब किसी बड़े द्रव्यमान वाले तारे में हाइड्रोजन पूरी तरह से समाप्त हो जाता है, तो कोर में ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रिया होने लगती है और साथ ही ऑक्सीजन निर्माण की प्रतिक्रिया (3He=>C और C+He=>0) होने लगती है। इसी समय, हीलियम कोर की सतह पर हाइड्रोजन जलने लगती है। पहला परत स्रोत प्रकट होता है.

हीलियम की आपूर्ति बहुत जल्दी समाप्त हो जाती है, क्योंकि वर्णित प्रतिक्रियाओं में, प्रत्येक प्रारंभिक क्रिया में अपेक्षाकृत कम ऊर्जा निकलती है। चित्र स्वयं को दोहराता है, और तारे में दो परत स्रोत दिखाई देते हैं, और प्रतिक्रिया C+C=>Mg कोर में शुरू होती है।

विकासवादी पथ बहुत जटिल हो गया है (चित्र 84)। हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख पर, तारा दिग्गजों के अनुक्रम के साथ चलता है या (सुपरजाइंट क्षेत्र में बहुत बड़े द्रव्यमान के साथ) समय-समय पर सेफेई बन जाता है।

पुराने कम द्रव्यमान वाले तारे

कम द्रव्यमान वाले तारे में, अंततः, किसी स्तर पर संवहन प्रवाह की गति दूसरे पलायन वेग तक पहुँच जाती है, खोल निकल जाता है, और तारा एक ग्रह नीहारिका से घिरे एक सफेद बौने में बदल जाता है।

हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख पर कम द्रव्यमान वाले तारे का विकासवादी ट्रैक चित्र 83 में दिखाया गया है।

उच्च द्रव्यमान वाले तारों की मृत्यु

अपने विकास के अंत में, एक बड़े द्रव्यमान वाले तारे की संरचना बहुत जटिल होती है। प्रत्येक परत की अपनी रासायनिक संरचना होती है, कई परत स्रोतों में परमाणु प्रतिक्रियाएं होती हैं, और केंद्र में एक लौह कोर बनता है (चित्र 85)।

लोहे के साथ परमाणु प्रतिक्रियाएं नहीं होती हैं, क्योंकि उन्हें ऊर्जा के व्यय (और रिलीज नहीं) की आवश्यकता होती है। इसलिए, लौह कोर तेजी से सिकुड़ता है, इसमें तापमान और घनत्व बढ़ता है, शानदार मूल्यों तक पहुंचता है - 10 9 K का तापमान और 10 9 किग्रा / मी 3 का दबाव। साइट से सामग्री

इस समय, दो महत्वपूर्ण प्रक्रियाएं शुरू होती हैं, जो नाभिक में एक साथ और बहुत तेज़ी से (जाहिरा तौर पर, मिनटों में) होती हैं। पहला यह है कि परमाणु टकराव के दौरान, लोहे के परमाणु 14 हीलियम परमाणुओं में विघटित हो जाते हैं, दूसरा यह है कि इलेक्ट्रॉनों को प्रोटॉन में "दबाया" जाता है, जिससे न्यूट्रॉन बनते हैं। दोनों प्रक्रियाएं ऊर्जा के अवशोषण से जुड़ी हैं, और कोर में तापमान (दबाव भी) तुरंत गिर जाता है। तारे की बाहरी परतें केंद्र की ओर गिरने लगती हैं।

बाहरी परतों के गिरने से उनमें तापमान में तीव्र वृद्धि होती है। हाइड्रोजन, हीलियम और कार्बन जलने लगते हैं। इसके साथ न्यूट्रॉन की एक शक्तिशाली धारा होती है जो केंद्रीय कोर से आती है। परिणामस्वरूप, एक शक्तिशाली परमाणु विस्फोट, तारे की बाहरी परतों को फेंकना, जिसमें पहले से ही सभी भारी तत्व शामिल हैं, कैलिफ़ोर्निया तक। आधुनिक विचारों के अनुसार, ब्रह्मांड में भारी रासायनिक तत्वों (यानी, हीलियम से भारी) के सभी परमाणु ठीक ज्वालाओं में बने थे

विभिन्न द्रव्यमानों के सितारों का विकास

खगोलशास्त्री एक तारे के जीवन को शुरू से अंत तक नहीं देख सकते, क्योंकि सबसे कम समय तक जीवित रहने वाले तारे भी लाखों वर्षों तक अस्तित्व में रहते हैं - जो कि पूरी मानवता के जीवन से अधिक है। समय के साथ शारीरिक विशेषताओं में परिवर्तन और रासायनिक संरचनाऔर सितारे, यानी खगोलशास्त्री विकास के विभिन्न चरणों में कई तारों की विशेषताओं की तुलना करके तारकीय विकास का अध्ययन करते हैं।

तारों की देखी गई विशेषताओं को जोड़ने वाले भौतिक पैटर्न रंग-चमकदार आरेख - हर्ट्ज़स्प्रंग - रसेल आरेख में परिलक्षित होते हैं, जिस पर तारे अलग-अलग समूह बनाते हैं - अनुक्रम: तारों का मुख्य अनुक्रम, सुपरजाइंट्स के अनुक्रम, उज्ज्वल और बेहोश दिग्गज, उपदानव, उपबौने और सफेद बौने।

अपने अधिकांश जीवन के लिए, कोई भी तारा रंग-चमकदारता आरेख के तथाकथित मुख्य अनुक्रम पर होता है। सघन अवशेष के निर्माण से पहले तारे के विकास के अन्य सभी चरणों में इस समय का 10% से अधिक समय नहीं लगता है। यही कारण है कि हमारी आकाशगंगा में देखे गए अधिकांश तारे सूर्य के द्रव्यमान या उससे कम द्रव्यमान वाले मामूली लाल बौने हैं। मुख्य अनुक्रम में सभी देखे गए सितारों का लगभग 90% शामिल है।

किसी तारे का जीवनकाल और वह अपने जीवन के अंत में क्या बनेगा यह पूरी तरह से उसके द्रव्यमान से निर्धारित होता है। सूर्य से अधिक द्रव्यमान वाले तारे सूर्य से बहुत कम जीवित रहते हैं, और सबसे विशाल तारों का जीवनकाल केवल लाखों वर्ष होता है। अधिकांश तारों का जीवनकाल लगभग 15 अरब वर्ष है। जब किसी तारे के ऊर्जा स्रोत ख़त्म हो जाते हैं, तो वह ठंडा और सिकुड़ना शुरू हो जाता है। तारकीय विकास का अंतिम उत्पाद सघन, विशाल वस्तुएँ हैं जिनका घनत्व सामान्य तारों की तुलना में कई गुना अधिक है।

सितारे विभिन्न जनतीन अवस्थाओं में से एक में समाप्त होते हैं: सफेद बौने, न्यूट्रॉन तारे या ब्लैक होल। यदि तारे का द्रव्यमान छोटा है, तो गुरुत्वाकर्षण बल अपेक्षाकृत कमजोर होते हैं और तारे का संपीड़न (गुरुत्वाकर्षण पतन) रुक जाता है। यह एक स्थिर श्वेत बौना अवस्था में परिवर्तित हो जाता है। यदि द्रव्यमान एक महत्वपूर्ण मान से अधिक हो जाता है, तो संपीड़न जारी रहता है। बहुत उच्च घनत्व पर, इलेक्ट्रॉन प्रोटॉन के साथ मिलकर न्यूट्रॉन बनाते हैं। जल्द ही, लगभग पूरे तारे में केवल न्यूट्रॉन होते हैं और इसका घनत्व इतना अधिक होता है कि विशाल तारकीय द्रव्यमान कई किलोमीटर की त्रिज्या के साथ एक बहुत छोटी गेंद में केंद्रित हो जाता है और संपीड़न बंद हो जाता है - एक न्यूट्रॉन तारा बनता है। यदि तारे का द्रव्यमान इतना अधिक है कि न्यूट्रॉन तारे का निर्माण भी गुरुत्वाकर्षण पतन को नहीं रोक पाएगा, तो तारे के विकास का अंतिम चरण एक ब्लैक होल होगा।

तारों के आंतरिक भाग में थर्मोन्यूक्लियर संलयन

इस समय, 0.8 सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले तारों के लिए, कोर विकिरण के लिए पारदर्शी हो जाता है, और कोर में विकिरण ऊर्जा हस्तांतरण प्रबल होता है, जबकि शीर्ष पर खोल संवहनशील रहता है। कोई भी निश्चित रूप से नहीं जानता कि कम द्रव्यमान वाले तारे मुख्य अनुक्रम पर कैसे आते हैं, क्योंकि ये तारे युवा श्रेणी में जो समय बिताते हैं वह ब्रह्मांड की आयु से अधिक होता है। इन तारों के विकास के बारे में हमारे सभी विचार संख्यात्मक गणनाओं पर आधारित हैं।

जैसे ही तारा सिकुड़ता है, विघटित इलेक्ट्रॉन गैस का दबाव बढ़ने लगता है और तारे की एक निश्चित त्रिज्या पर यह दबाव केंद्रीय तापमान में वृद्धि को रोक देता है, और फिर इसे कम करना शुरू कर देता है। और 0.08 से छोटे तारों के लिए, यह घातक साबित होता है: परमाणु प्रतिक्रियाओं के दौरान निकलने वाली ऊर्जा विकिरण की लागत को कवर करने के लिए कभी भी पर्याप्त नहीं होगी। ऐसे उप-तारों को भूरे बौने कहा जाता है, और उनका भाग्य तब तक निरंतर संपीड़न होता है जब तक कि पतित गैस का दबाव इसे रोक नहीं देता है, और फिर सभी परमाणु प्रतिक्रियाओं की समाप्ति के साथ धीरे-धीरे ठंडा हो जाता है।

युवा मध्यवर्ती द्रव्यमान सितारे

मध्यवर्ती द्रव्यमान के युवा तारे (सूर्य के द्रव्यमान का 2 से 8 गुना तक) अपनी छोटी बहनों की तरह ही गुणात्मक रूप से विकसित होते हैं, सिवाय इसके कि मुख्य अनुक्रम तक उनके पास संवहन क्षेत्र नहीं होते हैं।

इस प्रकार की वस्तुएँ तथाकथित से जुड़ी हैं। Ae\Be हर्बिट तारे वर्णक्रमीय प्रकार B-F5 के अनियमित चर के साथ। उनके पास द्विध्रुवी जेट डिस्क भी हैं। बहिर्प्रवाह वेग, चमक और प्रभावी तापमान की तुलना में काफी अधिक है τ वृषभ, इसलिए वे प्रोटोस्टेलर बादल के अवशेषों को प्रभावी ढंग से गर्म करते हैं और फैलाते हैं।

8 सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले युवा तारे

वास्तव में, ये पहले से ही सामान्य तारे हैं। जबकि हाइड्रोस्टेटिक कोर का द्रव्यमान जमा हो रहा था, तारा सभी मध्यवर्ती चरणों से गुजरने और परमाणु प्रतिक्रियाओं को इस हद तक गर्म करने में कामयाब रहा कि उन्होंने विकिरण के कारण होने वाले नुकसान की भरपाई कर ली। इन तारों के लिए, द्रव्यमान और चमक का बहिर्वाह इतना महान है कि यह न केवल शेष बाहरी क्षेत्रों के पतन को रोकता है, बल्कि उन्हें पीछे धकेलता है। इस प्रकार, परिणामी तारे का द्रव्यमान प्रोटोस्टेलर बादल के द्रव्यमान से काफी कम है। सबसे अधिक संभावना है, यह हमारी आकाशगंगा में 100-200 सौर द्रव्यमान से बड़े तारों की अनुपस्थिति की व्याख्या करता है।

किसी तारे का मध्य जीवन चक्र

गठित तारों में रंगों और आकारों की एक विशाल विविधता है। वे वर्णक्रमीय प्रकार में गर्म नीले से ठंडे लाल तक, और द्रव्यमान में - 0.08 से 200 से अधिक सौर द्रव्यमान तक होते हैं। किसी तारे की चमक और रंग उसकी सतह के तापमान पर निर्भर करता है, जो बदले में उसके द्रव्यमान से निर्धारित होता है। सभी नए तारे अपनी रासायनिक संरचना और द्रव्यमान के अनुसार मुख्य अनुक्रम पर "अपनी जगह लेते हैं"। हम तारे की भौतिक गति के बारे में बात नहीं कर रहे हैं - केवल तारे के मापदंडों के आधार पर संकेतित आरेख पर उसकी स्थिति के बारे में। यानी हम वास्तव में केवल तारे के मापदंडों को बदलने के बारे में बात कर रहे हैं।

आगे क्या होता है यह फिर तारे के द्रव्यमान पर निर्भर करता है।

बाद के वर्षों और सितारों की मृत्यु

कम द्रव्यमान वाले पुराने तारे

आज तक, यह निश्चित रूप से ज्ञात नहीं है कि हाइड्रोजन आपूर्ति समाप्त होने के बाद प्रकाश तारों का क्या होता है। चूँकि ब्रह्मांड की आयु 13.7 अरब वर्ष है, जो हाइड्रोजन ईंधन की आपूर्ति को ख़त्म करने के लिए पर्याप्त नहीं है, आधुनिक सिद्धांत ऐसे तारों में होने वाली प्रक्रियाओं के कंप्यूटर सिमुलेशन पर आधारित हैं।

कुछ तारे केवल कुछ सक्रिय क्षेत्रों में हीलियम का संलयन कर सकते हैं, जिससे अस्थिरता और तेज़ सौर हवाएँ पैदा होती हैं। इस मामले में, ग्रहीय नीहारिका का निर्माण नहीं होता है, और तारा केवल वाष्पित हो जाता है, भूरे बौने से भी छोटा हो जाता है।

लेकिन 0.5 सौर से कम द्रव्यमान वाला तारा कभी भी हीलियम को संश्लेषित करने में सक्षम नहीं होगा, भले ही कोर में हाइड्रोजन से जुड़ी प्रतिक्रियाएं बंद हो जाएं। उनका तारकीय आवरण इतना विशाल नहीं है कि कोर द्वारा उत्पन्न दबाव पर काबू पा सके। इन तारों में लाल बौने (जैसे प्रॉक्सिमा सेंटॉरी) शामिल हैं, जो सैकड़ों अरब वर्षों से मुख्य अनुक्रम पर हैं। उनके मूल में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की समाप्ति के बाद, वे, धीरे-धीरे ठंडा होकर, विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम के अवरक्त और माइक्रोवेव रेंज में कमजोर रूप से उत्सर्जित होते रहेंगे।

मध्यम आकार के तारे

जब तारा पहुंचता है सामान्य आकार(0.4 से 3.4 सौर द्रव्यमान तक) लाल विशाल चरण, इसकी बाहरी परतें विस्तारित होती रहती हैं, कोर सिकुड़ती है, और प्रतिक्रियाएँ हीलियम से कार्बन का संश्लेषण करना शुरू कर देती हैं। फ़्यूज़न से बहुत अधिक ऊर्जा निकलती है, जिससे तारे को अस्थायी राहत मिलती है। सूर्य के आकार के समान तारे के लिए, इस प्रक्रिया में लगभग एक अरब वर्ष लग सकते हैं।

उत्सर्जित ऊर्जा की मात्रा में परिवर्तन के कारण तारे को अस्थिरता के दौर से गुजरना पड़ता है, जिसमें आकार, सतह के तापमान और ऊर्जा उत्पादन में परिवर्तन शामिल हैं। ऊर्जा उत्पादन कम आवृत्ति विकिरण की ओर स्थानांतरित हो जाता है। यह सब तेज सौर हवाओं और तीव्र स्पंदन के कारण बड़े पैमाने पर नुकसान में वृद्धि के साथ है। इस चरण के तारे कहलाते हैं देर से आने वाले सितारे, ओह-आईआर सितारेया मीरा जैसे तारे, उनकी सटीक विशेषताओं के आधार पर। उत्सर्जित गैस तारे के आंतरिक भाग में उत्पन्न ऑक्सीजन और कार्बन जैसे भारी तत्वों से अपेक्षाकृत समृद्ध होती है। गैस एक विस्तारित आवरण बनाती है और तारे से दूर जाने पर ठंडी हो जाती है, जिससे गैस बनती है संभव शिक्षाधूल के कण और अणु। केंद्रीय तारे से तीव्र अवरक्त विकिरण के साथ, आदर्श स्थितियाँमासर्स को सक्रिय करने के लिए.

हीलियम दहन अभिक्रियाएँ अत्यधिक तापमान संवेदनशील होती हैं। कभी-कभी इससे बड़ी अस्थिरता पैदा हो जाती है. हिंसक स्पंदन होते हैं, जो अंततः बाहरी परतों को इतनी गतिज ऊर्जा प्रदान करते हैं कि वे बाहर निकल जाती हैं और एक ग्रह नीहारिका बन जाती हैं। निहारिका के केंद्र में तारे का कोर रहता है, जो ठंडा होने पर हीलियम सफेद बौने में बदल जाता है, जिसका द्रव्यमान आमतौर पर 0.5-0.6 सौर तक होता है और व्यास पृथ्वी के व्यास के क्रम पर होता है। .

सफ़ेद बौने

सूर्य सहित अधिकांश तारे सिकुड़कर अपना विकास समाप्त कर लेते हैं, जब तक कि विकृत इलेक्ट्रॉनों का दबाव गुरुत्वाकर्षण को संतुलित नहीं कर देता। इस अवस्था में जब तारे का आकार सौ गुना कम हो जाता है और घनत्व पानी के घनत्व से दस लाख गुना अधिक हो जाता है, तो तारे को सफेद बौना कहा जाता है। यह ऊर्जा स्रोतों से वंचित हो जाता है और धीरे-धीरे ठंडा होकर अंधेरा और अदृश्य हो जाता है।

सूर्य से अधिक विशाल तारों में, विकृत इलेक्ट्रॉनों के दबाव में कोर का संपीड़न शामिल नहीं हो सकता है, और यह तब तक जारी रहता है जब तक कि अधिकांश कण न्यूट्रॉन में परिवर्तित नहीं हो जाते, इतनी कसकर पैक किए जाते हैं कि तारे का आकार किलोमीटर में मापा जाता है और 100 होता है। लाख गुना सघन पानी. ऐसी वस्तु को न्यूट्रॉन तारा कहा जाता है; इसका संतुलन पतित न्यूट्रॉन पदार्थ के दबाव से बना रहता है।

महाविशाल तारे

पांच सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले तारे की बाहरी परतें लाल सुपरजाइंट बनाने के लिए बिखरने के बाद, गुरुत्वाकर्षण बलों के कारण कोर सिकुड़ना शुरू हो जाता है। जैसे-जैसे संपीड़न बढ़ता है, तापमान और घनत्व बढ़ता है, और नया क्रमथर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं। ऐसी प्रतिक्रियाओं में भारी तत्वों का संश्लेषण होता है, जो अस्थायी रूप से नाभिक के पतन को रोकता है।

अंततः, जैसे-जैसे आवर्त सारणी के भारी तत्व बनते हैं, आयरन-56 को सिलिकॉन से संश्लेषित किया जाता है। इस बिंदु तक, जारी किए गए तत्वों का संश्लेषण बड़ी संख्याऊर्जा, तथापि, यह -56 लौह नाभिक है जिसमें अधिकतम द्रव्यमान दोष होता है और भारी नाभिक का निर्माण प्रतिकूल होता है। इसलिए, जब किसी तारे का लौह कोर एक निश्चित मूल्य तक पहुंच जाता है, तो इसमें दबाव गुरुत्वाकर्षण के विशाल बल का सामना करने में सक्षम नहीं होता है, और इसके पदार्थ के न्यूट्रॉनाइजेशन के साथ कोर का तत्काल पतन होता है।

आगे क्या होगा यह पूरी तरह स्पष्ट नहीं है. लेकिन जो भी हो, यह कुछ ही सेकंड में अविश्वसनीय शक्ति का सुपरनोवा विस्फोट कर देता है।

न्यूट्रिनो के साथ-साथ विस्फोट एक सदमे की लहर को भड़काता है। न्यूट्रिनो के मजबूत जेट और एक घूमता हुआ चुंबकीय क्षेत्र बाहर की ओर धकेलता है के सबसेतारे द्वारा संचित सामग्री - तथाकथित बीज तत्व, जिसमें लौह और हल्के तत्व शामिल हैं। विस्फोटित पदार्थ पर नाभिक से उत्सर्जित न्यूट्रॉन द्वारा बमबारी की जाती है, उन्हें पकड़ लिया जाता है और इस तरह रेडियोधर्मी सहित, यूरेनियम (और शायद कैलिफ़ोर्निया तक) सहित लोहे से भारी तत्वों का एक समूह तैयार हो जाता है। इस प्रकार, सुपरनोवा विस्फोट अंतरतारकीय पदार्थ में लोहे से भारी तत्वों की उपस्थिति की व्याख्या करते हैं।

विस्फोट तरंग और न्यूट्रिनो जेट सामग्री को दूर ले जाते हैं मरता हुआ ताराअंतरतारकीय अंतरिक्ष में. इसके बाद, अंतरिक्ष में घूमते हुए, यह सुपरनोवा सामग्री अन्य अंतरिक्ष मलबे से टकरा सकती है, और संभवतः नए सितारों, ग्रहों या उपग्रहों के निर्माण में भाग ले सकती है।

सुपरनोवा के निर्माण के दौरान होने वाली प्रक्रियाओं का अभी भी अध्ययन किया जा रहा है और अभी तक इस मुद्दे पर कोई स्पष्टता नहीं है। यह भी संदिग्ध है कि वास्तव में मूल तारे का अवशेष क्या है। हालाँकि, दो विकल्पों पर विचार किया जा रहा है:

न्यूट्रॉन तारे

यह ज्ञात है कि कुछ सुपरनोवा में, सुपरजाइंट की गहराई में मजबूत गुरुत्वाकर्षण के कारण इलेक्ट्रॉन परमाणु नाभिक में गिर जाते हैं, जहां वे प्रोटॉन के साथ मिलकर न्यूट्रॉन बनाते हैं। आस-पास के नाभिकों को अलग करने वाली विद्युत चुम्बकीय शक्तियाँ गायब हो जाती हैं। तारे का कोर अब एक सघन गेंद है परमाणु नाभिकऔर व्यक्तिगत न्यूट्रॉन।

ऐसे तारे, जिन्हें न्यूट्रॉन तारे के नाम से जाना जाता है, अत्यंत छोटे होते हैं - इससे अधिक नहीं बड़ा शहर, और अकल्पनीय रूप से उच्च घनत्व है। जैसे-जैसे तारे का आकार घटता जाता है (कोणीय गति के संरक्षण के कारण) उनकी कक्षीय अवधि अत्यंत कम हो जाती है। कुछ प्रति सेकंड 600 चक्कर लगाते हैं। जब इस तेजी से घूमने वाले तारे के उत्तरी और दक्षिणी चुंबकीय ध्रुवों को जोड़ने वाली धुरी पृथ्वी की ओर इंगित करती है, तो तारे की कक्षीय अवधि के बराबर अंतराल पर दोहराए जाने वाले विकिरण के एक स्पंद का पता लगाया जा सकता है। ऐसे न्यूट्रॉन तारे "पल्सर" कहलाये, और खोजे जाने वाले पहले न्यूट्रॉन तारे बन गये।

ब्लैक होल

सभी सुपरनोवा न्यूट्रॉन तारे नहीं बनते। यदि तारे का द्रव्यमान पर्याप्त रूप से बड़ा है, तो तारे का पतन जारी रहेगा और न्यूट्रॉन स्वयं अंदर की ओर गिरने लगेंगे जब तक कि इसकी त्रिज्या श्वार्ज़स्चिल्ड त्रिज्या से कम नहीं हो जाती। इसके बाद तारा एक ब्लैक होल बन जाता है।

ब्लैक होल के अस्तित्व की भविष्यवाणी सापेक्षता के सामान्य सिद्धांत द्वारा की गई थी। सामान्य सापेक्षता के अनुसार पदार्थ एवं सूचना एक दूसरे से बाहर नहीं निकल सकते ब्लैक होलकिसी भी परिस्थिति में नहीं। हालाँकि, क्वांटम यांत्रिकी इस नियम के अपवाद को संभव बनाती है।

कई खुले प्रश्न बने हुए हैं। उनमें से प्रमुख: "क्या ब्लैक होल हैं?" आख़िरकार, यह निश्चित रूप से कहने के लिए कि कोई वस्तु एक ब्लैक होल है, उसके घटना क्षितिज का निरीक्षण करना आवश्यक है। ऐसा करने के सभी प्रयास विफलता में समाप्त हुए। लेकिन अभी भी आशा है, क्योंकि कुछ वस्तुओं को अभिवृद्धि को शामिल किए बिना समझाया नहीं जा सकता है, और ठोस सतह के बिना किसी वस्तु पर अभिवृद्धि की जा सकती है, लेकिन यह ब्लैक होल के अस्तित्व को साबित नहीं करता है।

प्रश्न भी खुले हैं: क्या किसी तारे के लिए सुपरनोवा को दरकिनार करते हुए सीधे ब्लैक होल में गिरना संभव है? क्या ऐसे सुपरनोवा हैं जो बाद में ब्लैक होल बन जाएंगे? किसी तारे के जीवन चक्र के अंत में वस्तुओं के निर्माण पर उसके प्रारंभिक द्रव्यमान का सटीक प्रभाव क्या होता है?

शहर की रोशनी से दूर रात के साफ आसमान पर विचार करते हुए, यह नोटिस करना आसान है कि ब्रह्मांड सितारों से भरा है। प्रकृति ने इन असंख्य वस्तुओं को बनाने का प्रबंधन कैसे किया? दरअसल, अनुमान के मुताबिक, केवल में आकाशगंगालगभग 100 अरब तारे। इसके अलावा, ब्रह्मांड के गठन के 10-20 अरब साल बाद भी तारे आज भी पैदा हो रहे हैं। तारे कैसे बनते हैं? हमारे सूर्य की तरह स्थिर अवस्था में पहुँचने से पहले किसी तारे में क्या परिवर्तन होते हैं?

भौतिक विज्ञान की दृष्टि से तारा गैस का एक गोला है

भौतिक विज्ञान की दृष्टि से यह एक गैस का गोला है। परमाणु प्रतिक्रियाओं में उत्पन्न गर्मी और दबाव - मुख्य रूप से हाइड्रोजन से हीलियम का संलयन - तारे को अपने गुरुत्वाकर्षण के तहत ढहने से रोकता है। इस अपेक्षाकृत सरल वस्तु का जीवन एक बहुत ही विशिष्ट परिदृश्य का अनुसरण करता है। सबसे पहले, एक तारे का जन्म अंतरतारकीय गैस के फैले हुए बादल से होता है, फिर एक लंबा प्रलय होता है। लेकिन अंततः, जब सारा परमाणु ईंधन ख़त्म हो जाएगा, तो यह एक हल्के चमकदार सफ़ेद बौने, न्यूट्रॉन तारे या ब्लैक होल में बदल जाएगा।

यह विवरण यह आभास दे सकता है कि तारकीय विकास के गठन और प्रारंभिक चरणों का विस्तृत विश्लेषण महत्वपूर्ण कठिनाइयों का सामना नहीं करना चाहिए। लेकिन गुरुत्वाकर्षण और तापीय दबाव की परस्पर क्रिया के कारण तारे अप्रत्याशित तरीके से व्यवहार करने लगते हैं।
उदाहरण के लिए, चमक के विकास पर विचार करें, यानी प्रति इकाई समय में तारकीय सतह द्वारा उत्सर्जित ऊर्जा की मात्रा में परिवर्तन। युवा तारे का आंतरिक तापमान हाइड्रोजन परमाणुओं के एक साथ जुड़ने के लिए बहुत कम है, इसलिए इसकी चमक अपेक्षाकृत कम होनी चाहिए। परमाणु प्रतिक्रिया शुरू होने पर यह बढ़ सकता है और तभी यह धीरे-धीरे कम हो सकता है। वास्तव में, एकदम युवा तारा अत्यंत चमकीला है। इसकी चमक उम्र के साथ कम होती जाती है, हाइड्रोजन दहन के दौरान अस्थायी न्यूनतम तक पहुंच जाती है।

विकास के प्रारंभिक चरण के दौरान, तारों में विभिन्न प्रकार की भौतिक प्रक्रियाएँ होती हैं।

पर प्रारम्भिक चरणजैसे-जैसे तारे विकसित होते हैं, विभिन्न प्रकार की भौतिक प्रक्रियाएँ घटित होती हैं, जिनमें से कुछ को अभी भी कम समझा जाता है। केवल पिछले दो दशकों में ही खगोलविदों ने सिद्धांत और अवलोकनों में प्रगति के आधार पर तारकीय विकास की एक विस्तृत तस्वीर बनाना शुरू कर दिया है।
तारे बड़े बादलों से पैदा होते हैं, जो दृश्य प्रकाश में दिखाई नहीं देते, सर्पिल आकाशगंगाओं की डिस्क में स्थित होते हैं। खगोलशास्त्री इन वस्तुओं को विशाल आणविक परिसर कहते हैं। शब्द "आण्विक" इस तथ्य को दर्शाता है कि परिसरों में गैस में मुख्य रूप से आणविक रूप में हाइड्रोजन होता है। ऐसे बादल आकाशगंगा में सबसे बड़ी संरचनाएँ हैं, जो कभी-कभी 300 प्रकाश वर्ष से भी अधिक तक पहुँच जाती हैं। व्यास में वर्ष.

तारे के विकास का बारीकी से विश्लेषण करने पर

अधिक सावधानीपूर्वक विश्लेषण से पता चलता है कि तारे एक विशाल आणविक बादल में व्यक्तिगत संघनन - कॉम्पैक्ट ज़ोन - से बनते हैं। खगोलविदों ने बड़े रेडियो दूरबीनों का उपयोग करके कॉम्पैक्ट ज़ोन के गुणों का अध्ययन किया है, जो हल्के मिलिमो बादलों का पता लगाने में सक्षम एकमात्र उपकरण है। इस विकिरण के अवलोकन से यह पता चलता है कि एक विशिष्ट कॉम्पैक्ट ज़ोन का व्यास कई प्रकाश महीनों का होता है, घनत्व 30,000 हाइड्रोजन अणुओं प्रति 1 सेमी^ और तापमान 10 केल्विन होता है।
इन मूल्यों के आधार पर, यह निष्कर्ष निकाला गया कि कॉम्पैक्ट ज़ोन में गैस का दबाव ऐसा है कि यह आत्म-गुरुत्वाकर्षण बलों के प्रभाव में संपीड़न का विरोध कर सकता है।

इसलिए, एक तारा बनाने के लिए, कॉम्पैक्ट ज़ोन को अस्थिर अवस्था से संपीड़ित किया जाना चाहिए, और इस तरह कि गुरुत्वाकर्षण बल आंतरिक गैस के दबाव से अधिक हो।
यह अभी तक स्पष्ट नहीं है कि प्रारंभिक आणविक बादल से कॉम्पैक्ट जोन कैसे संघनित होते हैं और ऐसी अस्थिर स्थिति प्राप्त करते हैं। हालाँकि, कॉम्पैक्ट ज़ोन की खोज से पहले भी, खगोल भौतिकीविदों को तारा निर्माण की प्रक्रिया का अनुकरण करने का अवसर मिला था। पहले से ही 1960 के दशक में, सिद्धांतकारों ने कंप्यूटर सिमुलेशन का उपयोग यह निर्धारित करने के लिए किया था कि अस्थिर बादल कैसे ढहते हैं।
यद्यपि सैद्धांतिक गणना के लिए प्रारंभिक स्थितियों की एक विस्तृत श्रृंखला का उपयोग किया गया था, प्राप्त परिणाम मेल खाते थे: एक बादल में जो बहुत अस्थिर है, आंतरिक भाग पहले संपीड़ित होता है, अर्थात, निर्बाध गिरावटकेंद्र में मौजूद पदार्थ पहले उजागर होता है, जबकि परिधीय क्षेत्र स्थिर रहते हैं। धीरे-धीरे, संपीड़न क्षेत्र पूरे बादल को कवर करते हुए बाहर की ओर फैलता है।

संकुचन क्षेत्र की गहराई में, तारों का विकास शुरू होता है

संकुचन क्षेत्र की गहराई में, तारे का निर्माण शुरू होता है। तारे का व्यास केवल एक प्रकाश सेकण्ड है, अर्थात् सघन क्षेत्र के व्यास का दस लाखवाँ भाग। ऐसे अपेक्षाकृत छोटे आकारों के लिए, बादल संपीड़न की समग्र तस्वीर महत्वपूर्ण नहीं है, और यहां मुख्य भूमिका तारे पर गिरने वाले पदार्थ की गति द्वारा निभाई जाती है।

पदार्थ के गिरने की दर अलग-अलग हो सकती है, लेकिन यह सीधे तौर पर बादल के तापमान पर निर्भर करती है। तापमान जितना अधिक होगा, गति उतनी ही अधिक होगी। गणना से पता चलता है कि सूर्य के द्रव्यमान के बराबर द्रव्यमान 100 हजार से 1 मिलियन वर्षों की अवधि में ढहते हुए कॉम्पैक्ट क्षेत्र के केंद्र में जमा हो सकता है। ढहते बादल के केंद्र में बने एक पिंड को प्रोटोस्टार कहा जाता है। का उपयोग करके कंप्यूटर मॉडलिंगखगोलविदों ने एक मॉडल विकसित किया है जो प्रोटोस्टार की संरचना का वर्णन करता है।
यह पता चला कि गिरती हुई गैस बहुत तेज़ गति से प्रोटोस्टार की सतह से टकराती है। इसलिए, एक शक्तिशाली शॉक फ्रंट बनता है (एक बहुत तेज संक्रमण)। उच्च रक्तचाप). शॉक फ्रंट के भीतर, गैस लगभग 1 मिलियन केल्विन तक गर्म होती है, फिर सतह पर विकिरण के दौरान यह तेजी से लगभग 10,000 K तक ठंडी हो जाती है, जिससे परत दर परत एक प्रोटोस्टार बनता है।

शॉक फ्रंट की उपस्थिति युवा सितारों की उच्च चमक की व्याख्या करती है

शॉक फ्रंट की उपस्थिति युवा सितारों की उच्च चमक की व्याख्या करती है। यदि प्रोटोजोआ का द्रव्यमान एक सौर के बराबर है, तो इसकी चमक सौर से दस गुना अधिक हो सकती है। लेकिन यह सामान्य तारों की तरह थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रियाओं के कारण नहीं होता है, बल्कि गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र में प्राप्त पदार्थ की गतिज ऊर्जा के कारण होता है।
प्रोटोस्टार को देखा जा सकता है, लेकिन पारंपरिक ऑप्टिकल दूरबीनों से नहीं।
सभी अंतरतारकीय गैस, जिसमें वह गैस भी शामिल है जिससे तारे बनते हैं, में "धूल" होती है - सबमाइक्रोन आकार के ठोस कणों का मिश्रण। शॉक फ्रंट का विकिरण इसके पथ पर मिलता है बड़ी संख्याये कण गैस के साथ प्रोटोस्टार की सतह पर गिरते हैं।
ठंडी धूल के कण शॉक फ्रंट द्वारा उत्सर्जित फोटॉन को अवशोषित करते हैं और उन्हें लंबी तरंग दैर्ध्य पर फिर से उत्सर्जित करते हैं। यह लंबी-तरंग विकिरण बदले में अवशोषित हो जाती है और फिर और भी अधिक दूर की धूल द्वारा पुन: उत्सर्जित होती है। इसलिए, जब एक फोटॉन धूल और गैस के बादलों के माध्यम से अपना रास्ता बनाता है, तो इसकी तरंग दैर्ध्य विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम के अवरक्त क्षेत्र में समाप्त हो जाती है। लेकिन प्रोटोस्टार से कुछ ही प्रकाश घंटे की दूरी पर, फोटॉन की तरंग दैर्ध्य धूल को अवशोषित करने के लिए बहुत लंबी हो जाती है, और यह अंततः पृथ्वी के अवरक्त-संवेदनशील दूरबीनों तक बिना किसी बाधा के पहुंच सकती है।
आधुनिक डिटेक्टरों की व्यापक क्षमताओं के बावजूद, खगोलशास्त्री यह दावा नहीं कर सकते कि दूरबीनें वास्तव में प्रोटोस्टार के विकिरण को रिकॉर्ड करती हैं। जाहिरा तौर पर वे रेडियो रेंज में दर्ज कॉम्पैक्ट जोन की गहराई में गहराई से छिपे हुए हैं। पता लगाने में अनिश्चितता इस तथ्य से उत्पन्न होती है कि डिटेक्टर गैस और धूल में एम्बेडेड पुराने सितारों से प्रोटोस्टार को अलग नहीं कर सकते हैं।
विश्वसनीय पहचान के लिए, एक इन्फ्रारेड या रेडियो टेलीस्कोप को प्रोटोस्टार की वर्णक्रमीय उत्सर्जन लाइनों के डॉपलर शिफ्ट का पता लगाना चाहिए। डॉपलर शिफ्ट से इसकी सतह पर गिरने वाली गैस की वास्तविक गति का पता चल जाएगा।
जैसे ही, पदार्थ के पतन के परिणामस्वरूप, प्रोटोस्टार का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के कई दसवें हिस्से तक पहुंच जाता है, केंद्र में तापमान थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रियाओं की शुरुआत के लिए पर्याप्त हो जाता है। हालाँकि, प्रोटोस्टार में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं मध्यम आयु वर्ग के सितारों की प्रतिक्रियाओं से मौलिक रूप से भिन्न होती हैं। ऐसे तारों के लिए ऊर्जा का स्रोत हाइड्रोजन से हीलियम की थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रियाएं हैं।

ब्रह्मांड में हाइड्रोजन सबसे प्रचुर मात्रा में पाया जाने वाला रासायनिक तत्व है

हाइड्रोजन सबसे आम है रासायनिक तत्वब्रह्मांड में. ब्रह्मांड के जन्म पर ( महा विस्फोट) यह तत्व अपने सामान्य रूप में एक प्रोटॉन से युक्त नाभिक के साथ बना था। लेकिन प्रत्येक 100,000 नाभिकों में से दो ड्यूटेरियम नाभिक होते हैं, जिनमें एक प्रोटॉन और एक न्यूट्रॉन होता है। हाइड्रोजन का यह समस्थानिक आधुनिक समय में अंतरतारकीय गैस में मौजूद है, जहाँ से यह तारों में प्रवेश करता है।
उल्लेखनीय है कि यह छोटी सी अशुद्धता प्रोटोस्टार के जीवन में प्रमुख भूमिका निभाती है। उनकी गहराई में तापमान साधारण हाइड्रोजन की प्रतिक्रियाओं के लिए अपर्याप्त है, जो 10 मिलियन केल्विन पर होती हैं। लेकिन गुरुत्वाकर्षण संपीड़न के परिणामस्वरूप, जब ड्यूटेरियम नाभिक का संलयन शुरू होता है, तो प्रोटोस्टार के केंद्र में तापमान आसानी से 1 मिलियन केल्विन तक पहुंच सकता है, जिससे भारी ऊर्जा भी निकलती है।

प्रोटोस्टेलर पदार्थ की अपारदर्शिता बहुत अधिक है

इस ऊर्जा को विकिरण हस्तांतरण द्वारा स्थानांतरित करने के लिए प्रोटोस्टेलर पदार्थ की अपारदर्शिता बहुत अधिक है। इसलिए, तारा संवहनात्मक रूप से अस्थिर हो जाता है: "परमाणु आग" द्वारा गर्म किए गए गैस के बुलबुले सतह पर तैरते हैं। ये उर्ध्व प्रवाह केंद्र की ओर ठंडी गैस के नीचे की ओर प्रवाह द्वारा संतुलित होते हैं। समान संवहनात्मक गतिविधियाँ, लेकिन बहुत छोटे पैमाने पर, एक कमरे में होती हैं भाप तापन. एक प्रोटोस्टार में, संवहनशील भंवर ड्यूटेरियम को सतह से उसके आंतरिक भाग तक ले जाते हैं। इस प्रकार, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के लिए आवश्यक ईंधन तारे के मूल तक पहुँच जाता है।
ड्यूटेरियम नाभिक की बहुत कम सांद्रता के बावजूद, उनके संलयन के दौरान निकलने वाली गर्मी का प्रोटोस्टार पर गहरा प्रभाव पड़ता है। ड्यूटेरियम दहन प्रतिक्रियाओं का मुख्य परिणाम प्रोटोस्टार की "सूजन" है। ड्यूटेरियम के "जलने" के परिणामस्वरूप संवहन द्वारा ऊष्मा के कुशल स्थानांतरण के कारण, प्रोटोस्टार का आकार बढ़ जाता है, जो उसके द्रव्यमान पर निर्भर करता है। एक सौर द्रव्यमान के एक प्रोटोस्टार की त्रिज्या पांच सौर द्रव्यमान के बराबर होती है। तीन सौर के बराबर द्रव्यमान के साथ, प्रोटोस्टार 10 सौर के बराबर त्रिज्या तक फूलता है।
एक विशिष्ट सघन क्षेत्र का द्रव्यमान उसके द्वारा निर्मित तारे के द्रव्यमान से अधिक होता है। इसलिए, कोई ऐसी व्यवस्था होनी चाहिए जो अतिरिक्त द्रव्यमान को हटा दे और पदार्थ के गिरने को रोक दे। अधिकांश खगोलशास्त्री आश्वस्त हैं कि प्रोटोस्टार की सतह से निकलने वाली तेज़ तारकीय हवा ज़िम्मेदार है। तारकीय हवा गिरती हुई गैस को विपरीत दिशा में उड़ाती है और अंततः सघन क्षेत्र को तितर-बितर कर देती है।

तारकीय पवन विचार

"तारकीय हवा का विचार" सैद्धांतिक गणनाओं का पालन नहीं करता है। और आश्चर्यचकित सिद्धांतकारों को इस घटना के साक्ष्य प्रदान किए गए: आणविक गैस प्रवाह के अवलोकन अवरक्त स्रोतविकिरण. ये प्रवाह प्रोटोस्टेलर पवन से जुड़े हैं। इसकी उत्पत्ति युवा सितारों के सबसे गहरे रहस्यों में से एक है।
जब कॉम्पैक्ट ज़ोन नष्ट हो जाता है, तो एक वस्तु उजागर होती है जिसे ऑप्टिकल रेंज में देखा जा सकता है - एक युवा तारा। प्रोटोस्टार की तरह, इसमें उच्च चमक होती है, जो थर्मोन्यूक्लियर संलयन की तुलना में गुरुत्वाकर्षण द्वारा अधिक निर्धारित होती है। किसी तारे के आंतरिक भाग में दबाव विनाशकारी गुरुत्वाकर्षण पतन को रोकता है। हालाँकि, इस दबाव के लिए जिम्मेदार ऊष्मा तारे की सतह से उत्सर्जित होती है, इसलिए तारा बहुत चमकीला चमकता है और धीरे-धीरे सिकुड़ता है।
जैसे-जैसे यह सिकुड़ता है, इसका आंतरिक तापमान धीरे-धीरे बढ़ता है और अंततः 10 मिलियन केल्विन तक पहुँच जाता है। फिर हाइड्रोजन नाभिक की संलयन प्रतिक्रियाओं से हीलियम बनना शुरू हो जाता है। उत्पन्न गर्मी दबाव बनाती है जो संपीड़न को रोकती है, और तारा लंबे समय तक चमकता रहेगा जब तक कि इसकी गहराई में परमाणु ईंधन खत्म नहीं हो जाता।
हमारा सूर्य, एक विशिष्ट तारा है, जिसे प्रोटोस्टेलर से ढहने में लगभग 30 मिलियन वर्ष लगे आधुनिक आकार. थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के दौरान निकलने वाली गर्मी के लिए धन्यवाद, इसने इन आयामों को लगभग 5 अरब वर्षों तक बनाए रखा है।
इस तरह सितारों का जन्म होता है. लेकिन वैज्ञानिकों की ऐसी स्पष्ट सफलताओं के बावजूद, जिसने हमें ब्रह्मांड के कई रहस्यों में से एक को जानने की अनुमति दी, और भी बहुत कुछ ज्ञात गुणयुवा सितारों को अभी तक पूरी तरह से समझा नहीं जा सका है। यह उनकी अनियमित परिवर्तनशीलता, विशाल तारकीय हवा और अप्रत्याशित उज्ज्वल चमक को संदर्भित करता है। इन सवालों के अभी तक कोई निश्चित उत्तर नहीं हैं। लेकिन इन अनसुलझी समस्याएंइसे एक शृंखला में टूटन के रूप में माना जाना चाहिए, जिसकी मुख्य कड़ियाँ पहले ही एक साथ जोड़ी जा चुकी हैं। और हम इस श्रृंखला को बंद करने और युवा सितारों की जीवनी को पूरा करने में सक्षम होंगे यदि हमें प्रकृति द्वारा बनाई गई कुंजी मिल जाए। और यह कुंजी हमारे ऊपर स्पष्ट आकाश में टिमटिमाती है।

एक सितारे का जन्म वीडियो:

ब्रह्मांड एक निरंतर परिवर्तनशील स्थूल जगत है, जहां प्रत्येक वस्तु, पदार्थ या पदार्थ परिवर्तन और परिवर्तन की स्थिति में है। ये प्रक्रियाएँ अरबों वर्षों तक चलती हैं। अवधि की तुलना में मानव जीवनसमय की यह समझ से बाहर की अवधि बहुत बड़ी है। लौकिक पैमाने पर, ये परिवर्तन काफी क्षणभंगुर हैं। जो तारे अब हम रात के आकाश में देखते हैं, वे हजारों साल पहले भी वही थे, जब मिस्र के फिरौन उन्हें देख सकते थे, लेकिन वास्तव में, इस पूरे समय में आकाशीय पिंडों की भौतिक विशेषताओं में परिवर्तन एक सेकंड के लिए भी नहीं रुका। तारे पैदा होते हैं, जीवित रहते हैं और निश्चित रूप से बूढ़े होते हैं - तारों का विकास हमेशा की तरह चलता रहता है।

उरसा मेजर तारामंडल के तारों की स्थिति अलग-अलग है ऐतिहासिक काल 100,000 साल पहले के अंतराल में - हमारा समय और 100 हजार साल बाद

औसत व्यक्ति के दृष्टिकोण से तारों के विकास की व्याख्या

औसत व्यक्ति के लिए, अंतरिक्ष शांति और मौन की दुनिया प्रतीत होती है। वास्तव में, ब्रह्मांड एक विशाल भौतिक प्रयोगशाला है जहां भारी परिवर्तन होते हैं, जिसके दौरान रासायनिक संरचना बदलती है, भौतिक विशेषताएंऔर तारों की संरचना. किसी तारे का जीवन तब तक रहता है जब तक वह चमकता है और गर्मी छोड़ता है। हालाँकि, ऐसी शानदार स्थिति हमेशा के लिए नहीं रहती है। उज्ज्वल जन्म के बाद तारे की परिपक्वता की अवधि आती है, जो अनिवार्य रूप से उम्र बढ़ने के साथ समाप्त होती है आकाशीय पिंडऔर उसकी मृत्यु.

5-7 अरब वर्ष पहले गैस और धूल के बादल से प्रोटोस्टार का निर्माण

आज सितारों के बारे में हमारी सारी जानकारी विज्ञान के ढांचे में फिट बैठती है। थर्मोडायनामिक्स हमें हाइड्रोस्टैटिक और थर्मल संतुलन की प्रक्रियाओं की व्याख्या देता है जिसमें तारकीय पदार्थ रहता है। परमाणु और क्वांटम भौतिकी में अंतर्दृष्टि प्रदान करते हैं जटिल प्रक्रियापरमाणु संलयन, जिसकी बदौलत एक तारा अस्तित्व में है, गर्मी उत्सर्जित करता है और आसपास के स्थान को रोशनी देता है। किसी तारे के जन्म के समय, हाइड्रोस्टैटिक और थर्मल संतुलन बनता है, जो उसके अपने ऊर्जा स्रोतों द्वारा बनाए रखा जाता है। एक शानदार तारकीय कैरियर के अंत में, यह संतुलन बिगड़ जाता है। अपरिवर्तनीय प्रक्रियाओं की एक श्रृंखला शुरू होती है, जिसके परिणामस्वरूप तारे का विनाश या पतन होता है - स्वर्गीय शरीर की तत्काल और शानदार मृत्यु की एक भव्य प्रक्रिया।

सुपरनोवा विस्फोट ब्रह्मांड के प्रारंभिक वर्षों में पैदा हुए तारे के जीवन का एक उज्ज्वल अंत है।

तारों की भौतिक विशेषताओं में परिवर्तन उनके द्रव्यमान के कारण होता है। वस्तुओं के विकास की दर उनकी रासायनिक संरचना और, कुछ हद तक, मौजूदा खगोलभौतिकीय मापदंडों - घूर्णन गति और स्थिति से प्रभावित होती है। चुंबकीय क्षेत्र. वर्णित प्रक्रियाओं की विशाल अवधि के कारण वास्तव में सब कुछ कैसे होता है, इसके बारे में सटीक रूप से बात करना संभव नहीं है। विकास की दर और परिवर्तन के चरण तारे के जन्म के समय और जन्म के समय ब्रह्मांड में उसके स्थान पर निर्भर करते हैं।

वैज्ञानिक दृष्टिकोण से तारों का विकास

किसी भी तारे का जन्म ठंडी अंतरतारकीय गैस के झुरमुट से होता है, जो बाहरी और आंतरिक गुरुत्वाकर्षण बलों के प्रभाव में संपीड़ित होकर गैस के गोले की स्थिति में आ जाता है। गैसीय पदार्थ के संपीड़न की प्रक्रिया एक पल के लिए भी नहीं रुकती है, इसके साथ ही थर्मल ऊर्जा की भारी रिहाई होती है। थर्मोन्यूक्लियर संलयन शुरू होने तक नए गठन का तापमान बढ़ता है। इस क्षण से, तारकीय पदार्थ का संपीड़न बंद हो जाता है, और वस्तु की हाइड्रोस्टैटिक और थर्मल अवस्थाओं के बीच संतुलन बन जाता है। ब्रह्माण्ड को एक नए पूर्ण तारे से पुनः भर दिया गया है।

लॉन्च किए गए थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया के परिणामस्वरूप मुख्य तारकीय ईंधन हाइड्रोजन परमाणु है।

तारों के विकास में उनकी तापीय ऊर्जा के स्रोतों का मौलिक महत्व है। तारे की सतह से अंतरिक्ष में भागने वाली दीप्तिमान और तापीय ऊर्जा शीतलन के कारण पुनः प्राप्त हो जाती है भीतरी परतेंखगोल - काय। लगातार होने वाली थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं और तारे के आंत्र में गुरुत्वाकर्षण संपीड़न नुकसान की भरपाई करता है। जबकि तारे की गहराई में है पर्याप्त गुणवत्तापरमाणु ईंधन से तारा चमकता है और गर्मी उत्सर्जित करता है। जैसे ही थर्मोन्यूक्लियर संलयन की प्रक्रिया धीमी हो जाती है या पूरी तरह से बंद हो जाती है, थर्मल और थर्मोडायनामिक संतुलन बनाए रखने के लिए तारे के आंतरिक संपीड़न का तंत्र सक्रिय हो जाता है। इस स्तर पर, वस्तु पहले से ही उत्सर्जन कर रही है थर्मल ऊर्जा, जो केवल इन्फ्रारेड रेंज में ही दिखाई देता है।

वर्णित प्रक्रियाओं के आधार पर, हम यह निष्कर्ष निकाल सकते हैं कि तारों का विकास तारकीय ऊर्जा के स्रोतों में लगातार परिवर्तन का प्रतिनिधित्व करता है। आधुनिक खगोल भौतिकी में, तारों के परिवर्तन की प्रक्रियाओं को तीन पैमानों के अनुसार व्यवस्थित किया जा सकता है:

• परमाणु समयरेखा;
• किसी तारे के जीवन की तापीय अवधि;
• एक प्रकाशमान के जीवन का गतिशील खंड (अंतिम)।

प्रत्येक व्यक्तिगत मामले में, तारे की आयु, उसकी भौतिक विशेषताओं और वस्तु की मृत्यु के प्रकार को निर्धारित करने वाली प्रक्रियाओं पर विचार किया जाता है। परमाणु समयरेखा तब तक दिलचस्प है जब तक वस्तु अपने स्वयं के ताप स्रोतों द्वारा संचालित होती है और ऊर्जा उत्सर्जित करती है जो परमाणु प्रतिक्रियाओं का एक उत्पाद है। इस चरण की अवधि का अनुमान हाइड्रोजन की मात्रा निर्धारित करके लगाया जाता है जो थर्मोन्यूक्लियर संलयन के दौरान हीलियम में परिवर्तित हो जाएगा। तारे का द्रव्यमान जितना अधिक होगा, परमाणु प्रतिक्रियाओं की तीव्रता उतनी ही अधिक होगी और तदनुसार, वस्तु की चमक भी उतनी ही अधिक होगी।

विभिन्न तारों के आकार और द्रव्यमान, महादानव से लेकर लाल बौने तक

थर्मल टाइम स्केल विकास के उस चरण को परिभाषित करता है जिसके दौरान एक तारा अपनी सारी थर्मल ऊर्जा खर्च करता है। यह प्रक्रिया उस क्षण से शुरू होती है जब हाइड्रोजन के अंतिम भंडार का उपयोग हो जाता है और परमाणु प्रतिक्रियाएं बंद हो जाती हैं। वस्तु का संतुलन बनाए रखने के लिए, एक संपीड़न प्रक्रिया शुरू की जाती है। तारकीय पदार्थ केंद्र की ओर गिरता है। इस मामले में, गतिज ऊर्जा को तापीय ऊर्जा में परिवर्तित किया जाता है, जिसे तारे के अंदर आवश्यक तापमान संतुलन बनाए रखने पर खर्च किया जाता है। कुछ ऊर्जा बाहरी अंतरिक्ष में चली जाती है।

इस तथ्य को ध्यान में रखते हुए कि तारों की चमक उनके द्रव्यमान से निर्धारित होती है, किसी वस्तु के संपीड़न के समय, अंतरिक्ष में इसकी चमक नहीं बदलती है।

एक सितारा मुख्य अनुक्रम की ओर बढ़ रहा है

तारे का निर्माण एक गतिशील समय पैमाने के अनुसार होता है। तारकीय गैस केंद्र की ओर स्वतंत्र रूप से अंदर की ओर गिरती है, जिससे भविष्य की वस्तु के आंत्र में घनत्व और दबाव बढ़ जाता है। गैस के गोले के केंद्र में घनत्व जितना अधिक होगा उच्च तापमानवस्तु के अंदर. इस क्षण से, गर्मी आकाशीय पिंड की मुख्य ऊर्जा बन जाती है। घनत्व जितना अधिक और तापमान जितना अधिक होगा, गहराई में दबाव उतना ही अधिक होगा भविष्य का सितारा. अणुओं और परमाणुओं का मुक्त रूप से गिरना बंद हो जाता है और तारकीय गैस के संपीड़न की प्रक्रिया रुक जाती है। किसी वस्तु की इस अवस्था को आमतौर पर प्रोटोस्टार कहा जाता है। वस्तु 90% आणविक हाइड्रोजन है। जब तापमान 1800K तक पहुँच जाता है, तो हाइड्रोजन परमाणु अवस्था में चला जाता है। क्षय प्रक्रिया के दौरान, ऊर्जा की खपत होती है, और तापमान में वृद्धि धीमी हो जाती है।

ब्रह्मांड में 75% आणविक हाइड्रोजन होता है, जो प्रोटोस्टार के निर्माण के दौरान परमाणु हाइड्रोजन में बदल जाता है - एक तारे का परमाणु ईंधन।

इस अवस्था में, गैस के गोले के अंदर का दबाव कम हो जाता है, जिससे संपीड़न बल को स्वतंत्रता मिल जाती है। यह क्रम हर बार दोहराया जाता है जब पहले सारा हाइड्रोजन आयनित होता है, और फिर हीलियम आयनित होता है। 10⁵ K के तापमान पर, गैस पूरी तरह से आयनित हो जाती है, तारे का संपीड़न बंद हो जाता है और वस्तु का हाइड्रोस्टेटिक संतुलन उत्पन्न हो जाता है। तारे का आगे का विकास तापीय समय पैमाने के अनुसार होगा, बहुत धीमा और अधिक सुसंगत।

गठन की शुरुआत के बाद से प्रोटोस्टार की त्रिज्या 100 एयू से घट रही है। ¼ ए.यू. तक वस्तु गैस के बादल के बीच में है। तारकीय गैस बादल के बाहरी क्षेत्रों से कणों के संचय के परिणामस्वरूप, तारे का द्रव्यमान लगातार बढ़ेगा। नतीजतन, वस्तु के अंदर का तापमान बढ़ जाएगा, साथ ही संवहन की प्रक्रिया भी होगी - तारे की आंतरिक परतों से उसके बाहरी किनारे तक ऊर्जा का स्थानांतरण। इसके बाद, आकाशीय पिंड के आंतरिक भाग में बढ़ते तापमान के साथ, तारे की सतह की ओर बढ़ते हुए, संवहन को विकिरण हस्तांतरण द्वारा प्रतिस्थापित किया जाता है। इस समय, वस्तु की चमक तेजी से बढ़ जाती है, और तारकीय गेंद की सतह परतों का तापमान भी बढ़ जाता है।

थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रियाओं की शुरुआत से पहले एक नवगठित तारे में संवहन प्रक्रियाएं और विकिरण स्थानांतरण

उदाहरण के लिए, हमारे सूर्य के द्रव्यमान के समान द्रव्यमान वाले तारों के लिए, प्रोटोस्टेलर बादल का संपीड़न केवल कुछ सौ वर्षों में होता है। जहाँ तक वस्तु के निर्माण के अंतिम चरण की बात है, तारकीय पदार्थ का संघनन लाखों वर्षों से चल रहा है। सूर्य मुख्य अनुक्रम की ओर बहुत तेज़ी से बढ़ रहा है, और इस यात्रा में सैकड़ों लाखों या अरबों वर्ष लगेंगे। दूसरे शब्दों में, तारे का द्रव्यमान जितना अधिक होगा, पूर्ण तारे के निर्माण में लगने वाला समय उतना ही अधिक होगा। 15M द्रव्यमान वाला एक तारा मुख्य अनुक्रम के पथ पर बहुत अधिक समय तक - लगभग 60 हजार वर्षों तक चलता रहेगा।

मुख्य अनुक्रम चरण

हालाँकि कुछ संलयन अभिक्रियाएँ अधिक से प्रारंभ हो जाती हैं कम तामपानहाइड्रोजन दहन का मुख्य चरण 4 मिलियन डिग्री के तापमान पर शुरू होता है। इसी क्षण से मुख्य अनुक्रम चरण शुरू होता है। खेल में आता है नए रूप मेतारकीय ऊर्जा का पुनरुत्पादन - परमाणु। वस्तु के संपीड़न के दौरान निकलने वाली गतिज ऊर्जा पृष्ठभूमि में लुप्त हो जाती है। प्राप्त संतुलन उस तारे के लिए एक लंबा और शांत जीवन सुनिश्चित करता है जो खुद को मुख्य अनुक्रम के प्रारंभिक चरण में पाता है।

किसी तारे के आंतरिक भाग में होने वाली थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया के दौरान हाइड्रोजन परमाणुओं का विखंडन और क्षय

इस क्षण से, तारे के जीवन का अवलोकन स्पष्ट रूप से मुख्य अनुक्रम के चरण से जुड़ा हुआ है, जो आकाशीय पिंडों के विकास का एक महत्वपूर्ण हिस्सा है। इस स्तर पर तारकीय ऊर्जा का एकमात्र स्रोत हाइड्रोजन दहन का परिणाम है। वस्तु संतुलन की स्थिति में है। जैसे ही परमाणु ईंधन की खपत होती है, केवल वस्तु की रासायनिक संरचना बदल जाती है। मुख्य अनुक्रम चरण में सूर्य का प्रवास लगभग 10 अरब वर्षों तक रहेगा। हमारे मूल तारे को हाइड्रोजन की पूरी आपूर्ति का उपयोग करने में इतना समय लगेगा। जहां तक ​​विशाल तारों का सवाल है, उनका विकास तेजी से होता है। अधिक ऊर्जा उत्सर्जित करके, एक विशाल तारा केवल 10-20 मिलियन वर्षों तक मुख्य अनुक्रम चरण में रहता है।

कम विशाल तारे रात के आकाश में अधिक देर तक जलते हैं। इस प्रकार, 0.25 M द्रव्यमान वाला एक तारा दसियों अरब वर्षों तक मुख्य अनुक्रम चरण में रहेगा।

हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख तारों के स्पेक्ट्रम और उनकी चमक के बीच संबंध का आकलन करता है। आरेख पर बिंदु ज्ञात तारों के स्थान हैं। तीर मुख्य अनुक्रम से विशाल और सफेद बौने चरणों में तारों के विस्थापन का संकेत देते हैं।

तारों के विकास की कल्पना करने के लिए, मुख्य अनुक्रम में एक खगोलीय पिंड के पथ को दर्शाने वाले चित्र को देखें। ग्राफ़ का ऊपरी भाग वस्तुओं से कम संतृप्त दिखता है, क्योंकि यहीं पर विशाल तारे केंद्रित होते हैं। इस स्थान को उनके लघु जीवन चक्र द्वारा समझाया गया है। आज ज्ञात तारों में से कुछ का द्रव्यमान 70M है। जिन वस्तुओं का द्रव्यमान 100M की ऊपरी सीमा से अधिक है, वे बिल्कुल भी नहीं बन सकती हैं।

स्वर्गीय पिंड जिनका द्रव्यमान 0.08 एम से कम है, उनके पास थर्मोन्यूक्लियर संलयन की शुरुआत के लिए आवश्यक महत्वपूर्ण द्रव्यमान को पार करने और जीवन भर ठंडे रहने का अवसर नहीं है। सबसे छोटे प्रोटोस्टार ढह जाते हैं और ग्रह जैसे बौने बन जाते हैं।

एक सामान्य तारे (हमारा सूर्य) और बृहस्पति ग्रह की तुलना में एक ग्रह जैसा भूरा बौना

अनुक्रम के निचले भाग में हमारे सूर्य के द्रव्यमान के बराबर और थोड़ा अधिक द्रव्यमान वाले सितारों द्वारा प्रभुत्व वाली संकेंद्रित वस्तुएं हैं। मुख्य अनुक्रम के ऊपरी और निचले हिस्सों के बीच की काल्पनिक सीमा वे वस्तुएँ हैं जिनका द्रव्यमान - 1.5M है।

तारकीय विकास के बाद के चरण

किसी तारे की स्थिति के विकास के लिए प्रत्येक विकल्प उसके द्रव्यमान और समय की लंबाई से निर्धारित होता है जिसके दौरान तारकीय पदार्थ का परिवर्तन होता है। हालाँकि, ब्रह्मांड एक बहुआयामी और जटिल तंत्र है, इसलिए तारों का विकास अन्य पथों का अनुसरण कर सकता है।

मुख्य अनुक्रम के साथ यात्रा करते समय, सूर्य के द्रव्यमान के बराबर द्रव्यमान वाले तारे के पास तीन मुख्य मार्ग विकल्प होते हैं:

1. अपना जीवन शांति से जिएं और ब्रह्मांड के विशाल विस्तार में शांति से आराम करें;
2. लाल विशाल चरण में प्रवेश करें और धीरे-धीरे उम्र बढ़ाएं;
3. श्वेत बौनों की श्रेणी में चले जाएं, सुपरनोवा के रूप में विस्फोट करें और न्यूट्रॉन तारे में बदल जाएं।

समय, वस्तुओं की रासायनिक संरचना और उनके द्रव्यमान के आधार पर प्रोटोस्टार के विकास के संभावित विकल्प

मुख्य अनुक्रम के बाद विशाल चरण आता है। इस समय तक, तारे की गहराई में हाइड्रोजन का भंडार पूरी तरह से समाप्त हो जाता है, वस्तु का केंद्रीय क्षेत्र हीलियम कोर होता है, और थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं वस्तु की सतह पर स्थानांतरित हो जाती हैं। थर्मोन्यूक्लियर संलयन के प्रभाव में, शेल का विस्तार होता है, लेकिन हीलियम कोर का द्रव्यमान बढ़ जाता है। एक साधारण तारा लाल दानव में बदल जाता है।

विशाल चरण और इसकी विशेषताएं

कम द्रव्यमान वाले तारों में, कोर घनत्व अत्यधिक हो जाता है, जिससे तारकीय पदार्थ एक विकृत सापेक्ष गैस में बदल जाता है। यदि तारे का द्रव्यमान 0.26 एम से थोड़ा अधिक है, तो दबाव और तापमान में वृद्धि से हीलियम संश्लेषण की शुरुआत होती है, जो पूरे तारे को कवर करता है। केन्द्रीय क्षेत्रवस्तु। इस क्षण से तारे का तापमान तेजी से बढ़ता है। मुख्य विशेषताप्रक्रिया यह है कि विघटित गैस में विस्तार करने की क्षमता नहीं होती है। प्रभाव में उच्च तापमानकेवल हीलियम विखंडन की दर बढ़ती है, जो एक विस्फोटक प्रतिक्रिया के साथ होती है। ऐसे क्षणों में हम हीलियम फ्लैश देख सकते हैं। वस्तु की चमक सैकड़ों गुना बढ़ जाती है, लेकिन तारे की पीड़ा जारी रहती है। तारा एक नई अवस्था में संक्रमण करता है, जहां सभी थर्मोडायनामिक प्रक्रियाएं हीलियम कोर और डिस्चार्ज किए गए बाहरी आवरण में होती हैं।

एक सौर-प्रकार के मुख्य अनुक्रम तारे की संरचना और एक आइसोथर्मल हीलियम कोर और एक स्तरित न्यूक्लियोसिंथेसिस क्षेत्र के साथ एक लाल विशाल तारा

यह स्थिति अस्थायी है और स्थिर नहीं है. तारकीय पदार्थ लगातार मिश्रित होता रहता है, और इसका एक महत्वपूर्ण हिस्सा आसपास के अंतरिक्ष में उत्सर्जित होता है, जिससे एक ग्रहीय नीहारिका बनती है। केन्द्र में एक गर्म क्रोड रहता है, जिसे श्वेत बौना कहते हैं।

बड़े द्रव्यमान वाले तारों के लिए, ऊपर सूचीबद्ध प्रक्रियाएँ इतनी विनाशकारी नहीं हैं। हीलियम दहन को कार्बन और सिलिकॉन की परमाणु विखंडन प्रतिक्रिया द्वारा प्रतिस्थापित किया जाता है। अंततः तारा कोर तारे के लोहे में बदल जाएगा। विशाल चरण तारे के द्रव्यमान से निर्धारित होता है। किसी वस्तु का द्रव्यमान जितना अधिक होगा, उसके केंद्र पर तापमान उतना ही कम होगा। यह स्पष्ट रूप से कार्बन और अन्य तत्वों की परमाणु विखंडन प्रतिक्रिया को ट्रिगर करने के लिए पर्याप्त नहीं है।

एक सफेद बौने का भाग्य - एक न्यूट्रॉन तारा या एक ब्लैक होल

एक बार सफ़ेद बौने अवस्था में, वस्तु अत्यंत अस्थिर अवस्था में होती है। रुकी हुई परमाणु प्रतिक्रियाओं से दबाव में गिरावट आती है, कोर ढहने की स्थिति में चला जाता है। इस मामले में जारी ऊर्जा लोहे के हीलियम परमाणुओं में विघटित होने पर खर्च होती है, जो आगे चलकर प्रोटॉन और न्यूट्रॉन में विघटित हो जाती है। चलने की प्रक्रियातीव्र गति से विकास हो रहा है। किसी तारे का ढहना पैमाने के गतिशील खंड की विशेषता है और समय में एक सेकंड का एक अंश लेता है। परमाणु ईंधन के अवशेषों का दहन विस्फोटक तरीके से होता है, जिससे एक सेकंड में भारी मात्रा में ऊर्जा निकलती है। यह वस्तु की ऊपरी परतों को उड़ाने के लिए काफी है। सफ़ेद बौने का अंतिम चरण सुपरनोवा विस्फोट है।

तारे का कोर ढहना शुरू हो जाता है (बाएं)। पतन एक न्यूट्रॉन तारा बनाता है और तारे की बाहरी परतों (केंद्र) में ऊर्जा का प्रवाह बनाता है। डंपिंग के परिणामस्वरूप ऊर्जा जारी हुई बाहरी परतेंसुपरनोवा विस्फोट के दौरान तारे (दाएं)।

शेष सुपरडेंस कोर प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉनों का एक समूह होगा, जो न्यूट्रॉन बनाने के लिए एक दूसरे से टकराते हैं। ब्रह्मांड को एक नई वस्तु - एक न्यूट्रॉन स्टार - से भर दिया गया है। उच्च घनत्व के कारण कोर विकृत हो जाता है और कोर ढहने की प्रक्रिया रुक जाती है। यदि तारे का द्रव्यमान काफी बड़ा होता, तो पतन तब तक जारी रह सकता था जब तक कि शेष तारकीय पदार्थ अंततः वस्तु के केंद्र में गिर न जाए, जिससे एक ब्लैक होल बन जाए।

तारकीय विकास के अंतिम भाग की व्याख्या करना

सामान्य संतुलन वाले तारों के लिए, वर्णित विकास प्रक्रियाएँ असंभावित हैं। हालाँकि, सफ़ेद बौनों और न्यूट्रॉन सितारों का अस्तित्व तारकीय पदार्थ की संपीड़न प्रक्रियाओं के वास्तविक अस्तित्व को साबित करता है। ब्रह्मांड में ऐसी वस्तुओं की कम संख्या उनके अस्तित्व की क्षणभंगुरता को इंगित करती है। तारकीय विकास के अंतिम चरण को दो प्रकार की अनुक्रमिक श्रृंखला के रूप में दर्शाया जा सकता है:

• सामान्य तारा - लाल दानव - बाहरी परतों का गिरना - सफेद बौना;
• विशाल तारा - लाल महादानव - सुपरनोवा विस्फोट - न्यूट्रॉन तारा या ब्लैक होल - शून्यता।

तारों के विकास का आरेख. मुख्य अनुक्रम के बाहर तारों के जीवन को जारी रखने के विकल्प।

चल रही प्रक्रियाओं को वैज्ञानिक दृष्टिकोण से समझाना काफी कठिन है। परमाणु वैज्ञानिक इस बात से सहमत हैं कि तारकीय विकास के अंतिम चरण के मामले में, हम पदार्थ की थकान से निपट रहे हैं। लंबे समय तक यांत्रिक, थर्मोडायनामिक प्रभाव के परिणामस्वरूप, पदार्थ अपना परिवर्तन करता है भौतिक गुण. लंबे समय तक परमाणु प्रतिक्रियाओं से समाप्त होने वाली तारकीय पदार्थ की थकान, पतित इलेक्ट्रॉन गैस की उपस्थिति, इसके बाद के न्यूट्रॉनाइजेशन और विनाश की व्याख्या कर सकती है। यदि उपरोक्त सभी प्रक्रियाएँ शुरू से अंत तक होती हैं, तो तारकीय पदार्थ एक भौतिक पदार्थ नहीं रह जाता है - तारा अंतरिक्ष में गायब हो जाता है, अपने पीछे कुछ भी नहीं छोड़ता है।

अंतरतारकीय बुलबुले और गैस और धूल के बादल, जो तारों के जन्मस्थान हैं, की भरपाई केवल गायब और विस्फोटित तारों से नहीं की जा सकती। ब्रह्मांड और आकाशगंगाएँ संतुलन की स्थिति में हैं। द्रव्यमान में निरंतर हानि हो रही है, बाहरी अंतरिक्ष के एक हिस्से में अंतरतारकीय अंतरिक्ष का घनत्व कम हो जाता है। परिणामस्वरूप, ब्रह्मांड के दूसरे भाग में नए तारों के निर्माण के लिए परिस्थितियाँ निर्मित होती हैं। दूसरे शब्दों में, यह योजना काम करती है: यदि एक स्थान पर एक निश्चित मात्रा में पदार्थ खो जाता है, तो ब्रह्मांड में किसी अन्य स्थान पर वही मात्रा में पदार्थ एक अलग रूप में दिखाई देता है।

निष्कर्ष के तौर पर

तारों के विकास का अध्ययन करके, हम इस निष्कर्ष पर पहुंचते हैं कि ब्रह्मांड एक विशाल दुर्लभ समाधान है जिसमें पदार्थ का एक हिस्सा हाइड्रोजन अणुओं में बदल जाता है, जो तारों के लिए निर्माण सामग्री हैं। दूसरा भाग भौतिक संवेदनाओं के क्षेत्र से गायब होकर अंतरिक्ष में विलीन हो जाता है। इस अर्थ में एक ब्लैक होल सभी सामग्रियों के एंटीमैटर में संक्रमण का स्थान है। जो कुछ हो रहा है उसका अर्थ पूरी तरह से समझना काफी मुश्किल है, खासकर अगर, तारों के विकास का अध्ययन करते समय, हम केवल परमाणु ऊर्जा के नियमों पर भरोसा करते हैं, क्वांटम भौतिकीऔर थर्मोडायनामिक्स। इस मुद्दे के अध्ययन में सापेक्ष संभाव्यता के सिद्धांत को शामिल किया जाना चाहिए, जो अंतरिक्ष की वक्रता की अनुमति देता है, जिससे एक ऊर्जा को दूसरे में, एक राज्य को दूसरे में बदलने की अनुमति मिलती है।