एक तारे का जीवन चक्र छोटा होता है। तारों की आंत में थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन
सितारे, लोगों की तरह, नवजात, युवा, बूढ़े हो सकते हैं। हर पल कुछ तारे मरते हैं और कुछ बनते हैं। आमतौर पर उनमें से सबसे छोटे सूर्य के समान होते हैं। वे बनने की प्रक्रिया में हैं और वास्तव में प्रोटोस्टार हैं। खगोलविद उनके प्रोटोटाइप के बाद उन्हें टी-टौरी सितारे कहते हैं। उनके गुणों के अनुसार - उदाहरण के लिए, चमक - प्रोटोस्टार परिवर्तनशील हैं, क्योंकि उनका अस्तित्व अभी तक एक स्थिर चरण में प्रवेश नहीं किया है। उनमें से कई के आसपास बड़ी मात्रा में मामला है। शक्तिशाली पवन धाराएं टी-प्रकार के तारों से निकलती हैं।
प्रोटोस्टार: जीवन चक्र की शुरुआत
यदि पदार्थ प्रोटोस्टार की सतह पर गिरता है, तो यह जल्दी से जल जाता है और गर्मी में बदल जाता है। नतीजतन, प्रोटोस्टार का तापमान लगातार बढ़ रहा है। जब यह इतना ऊपर उठ जाता है कि तारों के केंद्र में प्रक्षेपित हो जाता है परमाणु प्रतिक्रिया, प्रोटोस्टार एक सामान्य की स्थिति प्राप्त कर लेता है। परमाणु प्रतिक्रियाओं की शुरुआत के साथ, एक तारा ऊर्जा का एक निरंतर स्रोत प्राप्त करता है, जो लंबे समय तक अपनी महत्वपूर्ण गतिविधि का समर्थन करता है। ब्रह्मांड में किसी तारे का जीवन चक्र कितना लंबा होगा यह उसके मूल आकार पर निर्भर करता है। हालांकि, यह माना जाता है कि सूर्य के व्यास वाले सितारों में लगभग 10 अरब वर्षों तक आराम से मौजूद रहने के लिए पर्याप्त ऊर्जा होती है। इसके बावजूद, ऐसा भी होता है कि और भी बड़े सितारे केवल कुछ मिलियन वर्षों तक ही जीवित रहते हैं। यह इस तथ्य के कारण है कि वे अपना ईंधन बहुत तेजी से जलाते हैं।
सामान्य आकार के सितारे
प्रत्येक तारे गर्म गैस के झुरमुट हैं। उनकी गहराइयों में परमाणु ऊर्जा पैदा करने की प्रक्रिया लगातार हो रही है। हालांकि, सभी तारे सूर्य के समान नहीं होते हैं। मुख्य अंतरों में से एक रंग है। तारे न केवल पीले होते हैं, बल्कि नीले, लाल रंग के भी होते हैं।
चमक और चमक
वे चमक और चमक जैसी विशेषताओं में भी भिन्न होते हैं। पृथ्वी की सतह से देखा गया कोई तारा कितना चमकीला होता है, यह न केवल उसकी चमक पर निर्भर करता है, बल्कि हमारे ग्रह से उसकी दूरी पर भी निर्भर करता है। पृथ्वी से उनकी दूरी को देखते हुए, तारों की चमक बहुत भिन्न हो सकती है। यह सूचक सूर्य की चमक के दस हजारवें हिस्से से लेकर दस लाख से अधिक सूर्यों की तुलना में चमक तक होता है।
अधिकांश तारे इस स्पेक्ट्रम के निचले सिरे पर हैं, जो बेहोश हो रहे हैं। कई मायनों में, सूर्य एक औसत, विशिष्ट तारा है। हालांकि, दूसरों की तुलना में इसकी चमक बहुत अधिक है। नग्न आंखों से भी बड़ी संख्या में धुंधले तारे देखे जा सकते हैं। तारे की चमक में भिन्नता का कारण उनके द्रव्यमान के कारण होता है। समय के साथ रंग, चमक और चमक में परिवर्तन पदार्थ की मात्रा से निर्धारित होता है।
तारों के जीवन चक्र को समझाने का प्रयास
लोगों ने लंबे समय से सितारों के जीवन का पता लगाने की कोशिश की है, लेकिन वैज्ञानिकों के पहले प्रयास काफी डरपोक थे। पहली उपलब्धि गुरुत्वाकर्षण संकुचन की हेल्महोल्ट्ज़-केल्विन परिकल्पना के लिए लेन के नियम का अनुप्रयोग था। इसने खगोल विज्ञान के लिए एक नई समझ लाई: सैद्धांतिक रूप से, एक तारे का तापमान बढ़ना चाहिए (इसकी दर तारे की त्रिज्या के व्युत्क्रमानुपाती होती है) जब तक कि घनत्व में वृद्धि संपीड़न प्रक्रियाओं को धीमा नहीं कर देती। तब ऊर्जा की खपत इसके आगमन से अधिक होगी। इस समय, तारा तेजी से ठंडा होना शुरू हो जाएगा।
सितारों के जीवन के बारे में परिकल्पना
किसी तारे के जीवन चक्र के बारे में मूल परिकल्पनाओं में से एक खगोलशास्त्री नॉर्मन लॉकियर द्वारा प्रस्तावित की गई थी। उनका मानना था कि तारे उल्कापिंड से उत्पन्न होते हैं। साथ ही, उनकी परिकल्पना के प्रावधान न केवल खगोल विज्ञान में उपलब्ध सैद्धांतिक निष्कर्षों पर आधारित थे, बल्कि आंकड़ों पर भी आधारित थे। वर्णक्रमीय विश्लेषणसितारे। लॉकयर को विश्वास था कि खगोलीय पिंडों के विकास में भाग लेने वाले रासायनिक तत्व प्राथमिक कणों - "प्रोटोएलेमेंट्स" से बने होते हैं। आधुनिक न्यूट्रॉन, प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉनों के विपरीत, उनके पास एक सामान्य नहीं, बल्कि व्यक्तिगत चरित्र होता है। उदाहरण के लिए, लॉकयर के अनुसार, हाइड्रोजन तथाकथित "प्रोटोहाइड्रोजन" में विघटित हो जाता है; लोहा "प्रोटो-आयरन" बन जाता है। अन्य खगोलविदों ने भी एक तारे के जीवन चक्र का वर्णन करने का प्रयास किया है, उदाहरण के लिए, जेम्स हॉपवुड, याकोव ज़ेल्डोविच, फ्रेड हॉयल।
विशालकाय और बौने सितारे
सितारे बड़े आकारसबसे गर्म और चमकदार हैं। वे आमतौर पर दिखने में सफेद या नीले रंग के होते हैं। इस तथ्य के बावजूद कि वे आकार में विशाल हैं, उनके अंदर का ईंधन इतनी जल्दी जल जाता है कि वे कुछ ही मिलियन वर्षों में इससे वंचित रह जाते हैं।
छोटे तारे, विशाल के विपरीत, आमतौर पर इतने चमकीले नहीं होते हैं। उनके पास लाल रंग है, वे लंबे समय तक जीवित रहते हैं - अरबों वर्षों तक। लेकिन आकाश में चमकते सितारों में लाल और नारंगी भी होते हैं। एक उदाहरण स्टार एल्डेबारन है - तथाकथित "बैल की आंख", नक्षत्र वृषभ में स्थित है; और वृश्चिक राशि में भी। ये शांत सितारे सीरियस जैसे गर्म सितारों के साथ चमक में प्रतिस्पर्धा करने में सक्षम क्यों हैं?
यह इस तथ्य के कारण है कि वे एक बार बहुत दृढ़ता से विस्तारित हुए, और उनके व्यास में विशाल लाल सितारों (सुपरजायंट्स) को पार करना शुरू हो गया। विशाल क्षेत्र इन तारों को सूर्य की तुलना में अधिक ऊर्जा के परिमाण के क्रम का उत्सर्जन करने की अनुमति देता है। यह इस तथ्य के बावजूद है कि उनका तापमान बहुत कम है। उदाहरण के लिए, नक्षत्र ओरियन में स्थित बेटेलगेस का व्यास कई सौ गुना है बड़ा व्याससूरज। और साधारण लाल तारों का व्यास आमतौर पर सूर्य के आकार के दसवें हिस्से से भी कम होता है। ऐसे तारों को बौना कहा जाता है। प्रत्येक खगोलीय पिंड सितारों के इस प्रकार के जीवन चक्र से गुजर सकता है - एक और एक ही तारा अपने जीवन के विभिन्न अंतरालों पर एक लाल विशालकाय और एक बौना दोनों हो सकता है।
एक नियम के रूप में, सूर्य जैसे चमकदार अंदर हाइड्रोजन के कारण अपना अस्तित्व बनाए रखते हैं। यह तारे के परमाणु कोर के अंदर हीलियम में बदल जाता है। सूर्य के पास भारी मात्रा में ईंधन है, लेकिन यह अनंत भी नहीं है - पिछले पांच अरब वर्षों में, इसकी आधी आपूर्ति समाप्त हो गई है।
सितारों का जीवनकाल। सितारों का जीवन चक्र
तारे के अंदर हाइड्रोजन का भंडार समाप्त होने के बाद, बड़े बदलाव आते हैं। बचा हुआ हाइड्रोजन अपने कोर के अंदर नहीं, बल्कि सतह पर जलने लगता है। ऐसे में तारे का जीवनकाल तेजी से सिकुड़ता जा रहा है। सितारों का चक्र, by कम से कम, उनमें से ज्यादातर, इस खंड पर लाल विशाल के चरण में गुजरते हैं। तारे का आकार बड़ा हो जाता है, जबकि इसका तापमान इसके विपरीत कम होता है। इस तरह से अधिकांश लाल दिग्गज दिखाई देते हैं, साथ ही साथ सुपरजायंट भी। यह प्रक्रिया तारों के साथ होने वाले परिवर्तनों के सामान्य अनुक्रम का हिस्सा है, जिसे वैज्ञानिकों ने तारों का विकास कहा है। एक तारे के जीवन चक्र में उसके सभी चरण शामिल होते हैं: अंततः, सभी तारे उम्र और मर जाते हैं, और उनके अस्तित्व की अवधि सीधे ईंधन की मात्रा से निर्धारित होती है। बड़े सितारेएक विशाल, शानदार विस्फोट के साथ अपने जीवन का अंत करते हैं। अधिक विनम्र, इसके विपरीत, मर जाते हैं, धीरे-धीरे सफेद बौनों के आकार तक सिकुड़ते हैं। फिर वे बस फीके पड़ जाते हैं।
औसत तारा कितने समय तक जीवित रहता है? जीवन चक्रतारे 1.5 मिलियन वर्ष से कम से लेकर 1 बिलियन वर्ष या उससे अधिक तक रह सकते हैं। यह सब, जैसा कि कहा गया है, इसकी संरचना और आकार पर निर्भर करता है। सूर्य जैसे तारे 10 से 16 अरब वर्ष तक जीवित रहते हैं। अत्यधिक चमकते सितारे, सीरियस की तरह, अपेक्षाकृत कम समय के लिए रहते हैं - केवल कुछ सौ मिलियन वर्ष। एक तारे के जीवन चक्र में निम्नलिखित चरण शामिल होते हैं। यह आणविक बादल - बादल का गुरुत्वाकर्षण पतन - एक सुपरनोवा का जन्म - प्रोटोस्टार का विकास - प्रोटोस्टेलर चरण का अंत। फिर चरणों का पालन करें: युवा स्टार चरण की शुरुआत - जीवन का मध्य - परिपक्वता - लाल विशाल चरण - ग्रह नीहारिका - सफेद बौना चरण। अंतिम दो चरण छोटे सितारों की विशेषता है।
ग्रह नीहारिकाओं की प्रकृति
इसलिए, हमने संक्षेप में एक तारे के जीवन चक्र की समीक्षा की। लेकिन यह क्या है? एक विशाल लाल विशालकाय से एक सफेद बौने में परिवर्तित होकर, कभी-कभी तारे अपनी बाहरी परतों को बहा देते हैं, और फिर तारे की कोर उजागर हो जाती है। तारे द्वारा उत्सर्जित ऊर्जा के प्रभाव में गैस का खोल चमकने लगता है। इस चरण का नाम इस तथ्य के कारण पड़ा कि इस खोल में चमकदार गैस के बुलबुले अक्सर ग्रहों के चारों ओर डिस्क के समान होते हैं। लेकिन वास्तव में, उनका ग्रहों से कोई लेना-देना नहीं है। बच्चों के लिए सितारों के जीवन चक्र में सभी वैज्ञानिक विवरण शामिल नहीं हो सकते हैं। कोई केवल खगोलीय पिंडों के विकास के मुख्य चरणों का वर्णन कर सकता है।
स्टार क्लस्टर
खगोलविद अन्वेषण करना पसंद करते हैं। एक परिकल्पना है कि सभी प्रकाशक समूहों में पैदा होते हैं, न कि अकेले। चूँकि एक ही समूह के तारों में समान गुण होते हैं, उनके बीच का अंतर सत्य है, न कि पृथ्वी से दूरी के कारण। इन तारों के कारण जो भी परिवर्तन होते हैं, वे एक ही समय में और समान परिस्थितियों में उत्पन्न होते हैं। विशेष रूप से द्रव्यमान पर उनके गुणों की निर्भरता का अध्ययन करके बहुत सारा ज्ञान प्राप्त किया जा सकता है। आखिरकार, गुच्छों में सितारों की उम्र और पृथ्वी से उनकी दूरी लगभग बराबर होती है, इसलिए वे केवल इस सूचक में भिन्न होते हैं। क्लस्टर न केवल पेशेवर खगोलविदों के लिए रुचि के होंगे - हर शौकिया बनाने में खुशी होगी सुंदर तस्वीर, उनकी विशेष रूप से प्रशंसा करें सुंदर दृश्यतारामंडल में।
भाग एक समस्या का खगोलीय पहलू
4. सितारों का विकास आधुनिक खगोल विज्ञान में इस कथन के पक्ष में बड़ी संख्या में तर्क हैं कि तारे गैस के बादलों और धूल के अंतरतारकीय माध्यम के संघनन से बनते हैं। इस वातावरण से तारा बनने की प्रक्रिया आज भी जारी है। इस परिस्थिति की व्याख्या आधुनिक खगोल विज्ञान की सबसे बड़ी उपलब्धियों में से एक है। अपेक्षाकृत हाल तक, यह माना जाता था कि सभी तारे लगभग एक साथ, कई अरबों साल पहले बने थे। इन आध्यात्मिक अवधारणाओं 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 आदमी था। इस निष्कर्ष के पक्ष में एक महत्वपूर्ण तर्क है कि तारे एक अंतरतारकीय गैस और धूल माध्यम से बनते हैं, आकाशगंगा के सर्पिल भुजाओं में स्पष्ट रूप से युवा सितारों (तथाकथित "संघ") के समूहों का स्थान है। बात यह है कि, रेडियो खगोलीय प्रेक्षणों के अनुसार, अंतरतारकीय गैस मुख्य रूप से आकाशगंगाओं की सर्पिल भुजाओं में केंद्रित होती है। विशेष रूप से, हमारी गैलेक्सी में भी ऐसा ही है। इसके अलावा, हमारे करीब कुछ आकाशगंगाओं की विस्तृत "रेडियो छवियों" से, यह निम्नानुसार है कि इंटरस्टेलर गैस का उच्चतम घनत्व सर्पिल के आंतरिक (संबंधित आकाशगंगा के केंद्र के संबंध में) किनारों पर देखा जाता है, जो एक प्राकृतिक खोजता है स्पष्टीकरण, जिसका विवरण हम यहां नहीं बता सकते हैं। लेकिन यह सर्पिल के इन हिस्सों में है कि "एचआईआई जोन", यानी, आयनित इंटरस्टेलर गैस के बादल, ऑप्टिकल खगोल विज्ञान विधियों द्वारा देखे जाते हैं। इंच। 3 पहले ही कहा जा चुका है कि ऐसे बादलों के आयनीकरण का कारण केवल हो सकता है पराबैंगनी विकिरणबड़े पैमाने पर गर्म तारे जो स्पष्ट रूप से युवा वस्तुएं हैं (नीचे देखें)। तारों के विकास की समस्या का केंद्र उनके ऊर्जा स्रोतों का प्रश्न है। वास्तव में, उदाहरण के लिए, सूर्य के विकिरण को लगभग प्रेक्षित स्तर पर कई अरब वर्षों तक बनाए रखने के लिए आवश्यक ऊर्जा की भारी मात्रा से कहां से आता है? प्रत्येक सेकंड में सूर्य 4x10 33 erg उत्सर्जित करता है, और 3 बिलियन वर्षों से 4x10 50 erg उत्सर्जित करता है। इसमें कोई शक नहीं कि सूर्य की आयु लगभग 5 अरब वर्ष है। यह कम से कम इस प्रकार है आधुनिक आकलनविभिन्न रेडियोधर्मी विधियों द्वारा पृथ्वी की आयु। यह संभावना नहीं है कि सूर्य पृथ्वी से "छोटा" है। पिछली शताब्दी में और इस शताब्दी की शुरुआत में, सूर्य और सितारों के ऊर्जा स्रोतों की प्रकृति के बारे में विभिन्न परिकल्पनाएं प्रस्तावित की गई थीं। उदाहरण के लिए, कुछ विद्वानों का मानना था कि स्रोत सौर ऊर्जाइसकी सतह पर उल्कापिंडों का निरंतर प्रभाव है, अन्य सूर्य के निरंतर संपीड़न में एक स्रोत की तलाश कर रहे थे। इस तरह की प्रक्रिया के दौरान जारी संभावित ऊर्जा, कुछ शर्तों के तहत, विकिरण में जा सकती है। जैसा कि हम नीचे देखेंगे, तारे के विकास में प्रारंभिक चरण में यह स्रोत काफी प्रभावी हो सकता है, लेकिन यह किसी भी तरह से आवश्यक समय के लिए सूर्य का विकिरण प्रदान नहीं कर सकता है। सफलता परमाणु भौतिकीहमारी शताब्दी के उत्तरार्ध में तारकीय ऊर्जा स्रोतों की समस्या को हल करने की अनुमति दी गई। इस तरह का एक स्रोत थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन रिएक्शन है जो सितारों के अंदरूनी हिस्सों में बहुत अधिक तापमान पर होता है (लगभग दस मिलियन केल्विन)। इन प्रतिक्रियाओं के परिणामस्वरूप, जिसकी गति दृढ़ता से तापमान पर निर्भर करती है, प्रोटॉन हीलियम नाभिक में परिवर्तित हो जाते हैं, और जारी ऊर्जा धीरे-धीरे सितारों के आंतों के माध्यम से "रिसती" होती है और अंत में, महत्वपूर्ण रूप से परिवर्तित हो जाती है, विश्व अंतरिक्ष में उत्सर्जित होती है। यह विशेष रूप से है शक्तिशाली स्रोत... यदि हम मान लें कि प्रारंभ में सूर्य में केवल हाइड्रोजन था, जो थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के परिणामस्वरूप पूरी तरह से हीलियम में बदल गया, तो जारी ऊर्जा की मात्रा लगभग 10 52 erg होगी। इस प्रकार, अरबों वर्षों तक देखे गए स्तर पर विकिरण को बनाए रखने के लिए, सूर्य के लिए हाइड्रोजन की अपनी मूल आपूर्ति का 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 हैं), इंटरस्टेलर गैस और धूल माध्यम का एक बादल घनीभूत होने लगा। बहुत जल्द (बेशक, एक खगोलीय पैमाने पर!), सार्वभौमिक गुरुत्वाकर्षण की ताकतों के प्रभाव में, इस बादल से एक अपेक्षाकृत घना, अपारदर्शी गैस क्षेत्र बनता है। कड़ाई से बोलते हुए, इस क्षेत्र को अभी तक एक तारा नहीं कहा जा सकता है, क्योंकि इसके मध्य क्षेत्रों में तापमान थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं को शुरू करने के लिए अपर्याप्त है। गेंद के अंदर का गैस का दबाव अभी तक उसके अलग-अलग हिस्सों के आकर्षण बलों को संतुलित करने में सक्षम नहीं है, इसलिए यह लगातार संकुचित रहेगा। कुछ खगोलविदों ने पहले माना था कि इस तरह के "प्रोटोस्टार" व्यक्तिगत नीहारिकाओं में बहुत गहरे कॉम्पैक्ट संरचनाओं, तथाकथित ग्लोब्यूल्स (चित्र। 12) के रूप में देखे गए थे। हालाँकि, रेडियो खगोल विज्ञान में प्रगति ने इस तरह के एक भोले दृष्टिकोण को छोड़ने के लिए मजबूर किया (नीचे देखें)। 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 संभव है कि किसी तारे के विकास के इस प्रारंभिक चरण में, उसके चारों ओर कम द्रव्यमान वाले गुच्छों का निर्माण होता है, जो बाद में धीरे-धीरे ग्रहों में बदल जाते हैं (अध्याय 9 देखें)।चावल। 12. विसरण नीहारिका में ग्लोब्यूल्स
जब प्रोटोस्टार सिकुड़ता है, तो इसका तापमान बढ़ जाता है और जारी संभावित ऊर्जा का एक महत्वपूर्ण हिस्सा आसपास के स्थान में विकीर्ण हो जाता है। चूंकि अनुबंधित गैस क्षेत्र के आयाम बहुत बड़े हैं, इसकी सतह की एक इकाई से विकिरण नगण्य होगा। चूंकि एक इकाई सतह से विकिरण प्रवाह तापमान की चौथी शक्ति (स्टीफन - बोल्ट्जमैन कानून) के समानुपाती होता है, एक तारे की सतह की 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-चमकदार 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। इसका आकार छोटा हो जाता है, और सतह का तापमान बढ़ जाता है, जिसके परिणामस्वरूप स्पेक्ट्रम अधिक से अधिक "शुरुआती" हो जाता है। इस प्रकार, "स्पेक्ट्रम - चमक" आरेख के साथ आगे बढ़ते हुए, प्रोटोस्टार मुख्य अनुक्रम पर जल्दी से "बैठ जाएगा"। इस अवधि के दौरान, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं को शुरू करने के लिए तारकीय इंटीरियर का तापमान पहले से ही पर्याप्त है। इस मामले में, 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, एक प्रोटोस्टार का द्रव्यमान सूर्य से अधिक होता है, तो केवल कुछ मिलियन वर्ष, यदि कम हो, तो कई सौ मिलियन वर्ष की आवश्यकता होती है। चूंकि प्रोटोस्टार का विकास समय अपेक्षाकृत कम है, इसलिए किसी तारे के विकास के इस शुरुआती चरण का पता लगाना मुश्किल है। फिर भी, इस चरण में तारे स्पष्ट रूप से देखे जाते हैं। हमारा मतलब बहुत दिलचस्प सितारेटाइप टी तौरी, आमतौर पर अंधेरे नीहारिकाओं में डूबा हुआ। 1966 में, अप्रत्याशित रूप से, उनके विकास के प्रारंभिक चरणों में प्रोटोस्टार का निरीक्षण करना संभव हो गया। हमने इस पुस्तक के तीसरे अध्याय में पहले ही इंटरस्टेलर माध्यम में कई अणुओं की रेडियो खगोल विज्ञान की विधि द्वारा खोज के बारे में उल्लेख किया है, मुख्य रूप से ओएच हाइड्रॉक्सिल और एच 2 ओ जल वाष्प। रेडियो खगोलविदों का आश्चर्य तब बहुत अच्छा था, जब आकाश को 18 सेमी की तरंग दैर्ध्य पर स्कैन करते समय, ओएच रेडियो लाइन के अनुरूप, उज्ज्वल, अत्यंत कॉम्पैक्ट (यानी, छोटे होने पर) कोणीय आयाम) सूत्रों। यह इतना अप्रत्याशित था कि पहले तो उन्होंने यह मानने से भी इनकार कर दिया कि ऐसी चमकदार रेडियो लाइनें हाइड्रॉक्सिल अणु से संबंधित हो सकती हैं। यह अनुमान लगाया गया है कि ये रेखाएं किसी अज्ञात पदार्थ से संबंधित हैं, जिसे तुरंत "उपयुक्त" नाम "मिस्टीरियम" दिया गया था। हालांकि, "रहस्य" ने बहुत जल्द अपने ऑप्टिकल "भाइयों" - "नेबुलिया" और "कोरोना" के भाग्य को साझा किया। तथ्य यह है कि कई दशकों तक नीहारिकाओं की चमकीली रेखाएं और सौर कोरोना किसी भी ज्ञात वर्णक्रमीय रेखाओं के साथ खुद को पहचानने के लिए उधार नहीं देते थे। इसलिए, उन्हें पृथ्वी पर कुछ अज्ञात, काल्पनिक तत्वों - "नेबुलियम" और "कोरोना" के लिए जिम्मेदार ठहराया गया था। आइए हमारी सदी की शुरुआत में खगोलविदों की अज्ञानता पर कृपालु मुस्कान न करें: आखिरकार, परमाणु का सिद्धांत तब मौजूद नहीं था! भौतिकी के विकास ने नहीं छोड़ा आवधिक प्रणालीविदेशी "आकाशीय" के लिए मेंडेलीव का स्थान: 1927 में "नेबुलियम" को डिबंक किया गया था, जिसकी पंक्तियों को आयनित ऑक्सीजन और नाइट्रोजन की "निषिद्ध" लाइनों के साथ और 1939 -1941 में पूर्ण विश्वसनीयता के साथ पहचाना गया था। यह स्पष्ट रूप से दिखाया गया था कि रहस्यमय "कोरोनियम" रेखाएं लोहे, निकल और कैल्शियम के गुणा आयनित परमाणुओं से संबंधित हैं। यदि "नेबुलियम" और "कोडोनियम" को "डिबंक" करने में दशकों लग गए, तो खोज के कुछ ही हफ्तों बाद यह स्पष्ट हो गया कि "मिस्ट्रीयम" की रेखाएं साधारण हाइड्रॉक्सिल की थीं, लेकिन केवल असाधारण परिस्थितियों में। आगे के अवलोकन, सबसे पहले, पता चला कि "रहस्य" के स्रोतों में बहुत छोटे कोणीय आयाम हैं। यह तत्कालीन नए की मदद से दिखाया गया था, बहुत प्रभावी तरीका"अल्ट्रा-लॉन्ग बेसलाइन रेडियो इंटरफेरोमेट्री" नामक एक अध्ययन। एक दूसरे से कई हजार किमी की दूरी पर स्थित दो रेडियो दूरबीनों पर स्रोतों के एक साथ अवलोकन के लिए विधि का सार कम हो गया है। जैसा कि यह पता चला है, इस मामले में कोणीय संकल्प तरंग दैर्ध्य के अनुपात से रेडियो दूरबीनों के बीच की दूरी से निर्धारित होता है। हमारे मामले में, यह मान ~ 3x10 -8 रेड या चाप सेकंड के कई हज़ारवें हिस्से में हो सकता है! ध्यान दें कि ऑप्टिकल खगोल विज्ञान में ऐसा कोणीय संकल्प अभी भी पूरी तरह से अप्राप्य है। इस तरह की टिप्पणियों से पता चला है कि "रहस्य" स्रोतों के कम से कम तीन वर्ग हैं। हम यहां कक्षा 1 के स्रोतों में रुचि लेंगे। ये सभी गैसीय आयनित नीहारिकाओं के अंदर स्थित हैं, उदाहरण के लिए प्रसिद्ध ओरियन नेबुला में। जैसा कि पहले ही उल्लेख किया गया है, उनके आकार बहुत छोटे हैं, नेबुला के आकार से कई हजार गुना छोटे हैं। सबसे दिलचस्प बात यह है कि उनके पास एक जटिल स्थानिक संरचना है। उदाहरण के लिए, W3 नामक नीहारिका में एक स्रोत पर विचार करें।
चावल। 13. हाइड्रॉक्सिल लाइन के चार घटकों की रूपरेखा
अंजीर में। 13 इस स्रोत द्वारा उत्सर्जित OH रेखा प्रोफ़ाइल को दर्शाता है। जैसा कि आप देख सकते हैं, इसमें शामिल हैं एक लंबी संख्यासंकीर्ण चमकदार रेखाएँ। प्रत्येक रेखा इस रेखा को उत्सर्जित करने वाले बादल की दृष्टि की रेखा के साथ गति की एक निश्चित गति से मेल खाती है। इस गति का परिमाण डॉप्लर प्रभाव द्वारा निर्धारित किया जाता है। विभिन्न बादलों के बीच वेग (दृष्टि की रेखा के साथ) में अंतर ~ 10 किमी / सेकंड तक पहुंच जाता है। उपरोक्त इंटरफेरोमेट्रिक अवलोकनों से पता चला है कि प्रत्येक पंक्ति को उत्सर्जित करने वाले बादल स्थानिक रूप से मेल नहीं खाते हैं। चित्र इस प्रकार है: आकार में लगभग 1.5 सेकंड के क्षेत्र के अंदर, लगभग 10 कॉम्पैक्ट बादल अलग-अलग गति से चलते हैं। प्रत्येक बादल एक विशिष्ट (आवृत्ति में) रेखा का उत्सर्जन करता है। एक चाप सेकंड के कुछ हज़ारवें भाग के क्रम में बादलों के कोणीय आयाम बहुत छोटे होते हैं। चूंकि W3 नेबुला की दूरी ज्ञात है (लगभग 2000 पीसी), कोणीय आयामों को आसानी से रैखिक आयामों में परिवर्तित किया जा सकता है। यह पता चला है कि जिस क्षेत्र में बादल चलते हैं उसके रैखिक आयाम 10 -2 पीसी के क्रम के होते हैं, और प्रत्येक बादल के आयाम केवल पृथ्वी से सूर्य की दूरी से अधिक परिमाण का एक क्रम होते हैं। प्रश्न उठता है: ये किस प्रकार के बादल हैं और वे रेडियो लाइनों में हाइड्रॉक्सिल का इतनी दृढ़ता से उत्सर्जन क्यों करते हैं? दूसरे प्रश्न का उत्तर बहुत जल्दी मिल गया। यह पता चला कि उत्सर्जन तंत्र काफी हद तक प्रयोगशाला मेसर्स और लेजर में देखा गया है। इस प्रकार, "रहस्य" के स्रोत 18 सेमी की हाइड्रॉक्सिल लाइन तरंग दैर्ध्य पर काम कर रहे विशाल, प्राकृतिक ब्रह्मांडीय मासर हैं। यह मैसर्स (और ऑप्टिकल और इन्फ्रारेड आवृत्तियों पर - लेजर में) में है कि विशाल लाइन चमक हासिल की जाती है, और इसकी वर्णक्रमीय चौड़ाई छोटी है... जैसा कि ज्ञात है, इस प्रभाव के कारण लाइनों में विकिरण का प्रवर्धन तब संभव होता है जब विकिरण जिस माध्यम से फैलता है वह किसी तरह से "सक्रिय" होता है। इसका मतलब यह है कि कुछ "बाहरी" ऊर्जा स्रोत (तथाकथित "पंपिंग") प्रारंभिक (ऊपरी) स्तर पर परमाणुओं या अणुओं की एकाग्रता को असामान्य रूप से उच्च बनाते हैं। एक निरंतर "पंप" के बिना एक मेसर या लेजर असंभव है। ब्रह्मांडीय मासर्स को "पंपिंग" करने के लिए तंत्र की प्रकृति का सवाल अभी तक हल नहीं हुआ है। हालांकि, सबसे अधिक संभावना है, "पंपिंग" काफी शक्तिशाली है अवरक्त विकिरण... अन्य संभव तंत्र"पंपिंग" कुछ रासायनिक प्रतिक्रिया हो सकती है। किसके बारे में सोचने के लिए ब्रह्मांडीय मासर्स के बारे में हमारी कहानी को बाधित करना उचित है अद्भुत घटनाअंतरिक्ष में टकराते हैं खगोलविद हमारी अशांत सदी के सबसे महान तकनीकी आविष्कारों में से एक, जो वर्तमान में महत्वपूर्ण भूमिका निभाता है वैज्ञानिक और तकनीकी क्रांति, प्राकृतिक परिस्थितियों में और इसके अलावा, बड़े पैमाने पर आसानी से महसूस किया जाता है! कुछ ब्रह्मांडीय मासरों से रेडियो उत्सर्जन का प्रवाह इतना अधिक होता है कि इसका पता 35 साल पहले रेडियो खगोल विज्ञान के तकनीकी स्तर पर भी लगाया जा सकता था, यानी मेसर और लेजर के आविष्कार से भी पहले! ऐसा करने के लिए, ओएच रेडियो लिंक की सटीक तरंग दैर्ध्य जानने और समस्या में रुचि रखने के लिए "केवल" आवश्यक था। वैसे, यह पहली बार नहीं है जब मानव जाति के सामने सबसे महत्वपूर्ण वैज्ञानिक और तकनीकी समस्याओं को प्राकृतिक परिस्थितियों में महसूस किया गया है। सूर्य और सितारों (नीचे देखें) के विकिरण का समर्थन करने वाली थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं ने पृथ्वी पर परमाणु "ईंधन" प्राप्त करने के लिए परियोजनाओं के विकास और कार्यान्वयन को प्रेरित किया है, जो भविष्य में हमारी सभी ऊर्जा समस्याओं को हल करना चाहिए। काश, हम अभी भी इस सबसे महत्वपूर्ण समस्या को हल करने से दूर हैं, जिसे प्रकृति ने "आसानी से" हल किया है। डेढ़ सदी पहले, प्रकाश के तरंग सिद्धांत के संस्थापक फ्रेस्नेल ने टिप्पणी की (एक अन्य अवसर पर, निश्चित रूप से): "प्रकृति हमारी कठिनाइयों पर हंसती है।" जैसा कि आप देख सकते हैं, फ्रेस्नेल की टिप्पणी आज और भी अधिक सत्य है। हालाँकि, हम ब्रह्मांडीय महासभाओं की ओर लौटते हैं। हालांकि इन मेसर्स के "पंपिंग" का तंत्र अभी भी पूरी तरह से स्पष्ट नहीं है, फिर भी मेसर तंत्र द्वारा 18 सेमी लाइन उत्सर्जित करने वाले बादलों में भौतिक स्थितियों का एक मोटा विचार बना सकता है। सबसे पहले, यह पता चला है कि ये बादल काफी घने होते हैं: एक घन सेंटीमीटर में कम से कम 10 8 -10 9 कण होते हैं, और उनमें से एक महत्वपूर्ण (और शायद सबसे अधिक) भाग अणु होते हैं। तापमान दो हजार केल्विन से अधिक होने की संभावना नहीं है, सबसे अधिक संभावना है कि यह 1000 केल्विन के क्रम में है। ये गुण तारे के बीच गैस के घने बादलों के भी विपरीत हैं। अभी भी तुलनात्मक रूप से विचार कर रहे हैं छोटा आकारबादल, हम अनैच्छिक रूप से इस निष्कर्ष पर पहुँचते हैं कि वे सुपरजाइंट सितारों के विस्तारित, बल्कि ठंडे वातावरण से मिलते जुलते हैं। यह बहुत संभव है कि ये बादल तारे के बीच के माध्यम से अपने संघनन के तुरंत बाद प्रोटोस्टार के विकास के प्रारंभिक चरण से ज्यादा कुछ नहीं हैं। अन्य तथ्य भी इस कथन का समर्थन करते हैं (जिसे इस पुस्तक के लेखक ने 1966 में वापस व्यक्त किया था)। नीहारिकाओं में युवा गर्म तारे दिखाई दे रहे हैं जहां ब्रह्मांडीय द्रव्यमान देखे जाते हैं (नीचे देखें)। नतीजतन, हाल ही में समाप्त हो गया और, सबसे अधिक संभावना है, वर्तमान में जारी है, स्टार गठन की प्रक्रिया। शायद सबसे उत्सुक बात यह है कि, जैसा कि रेडियो खगोलीय अवलोकनों से पता चलता है, इस प्रकार के ब्रह्मांडीय द्रव्यमान आयनित हाइड्रोजन के छोटे, बहुत घने बादलों में "डूबे हुए" थे। इन बादलों में कई हैं ब्रह्मांडीय धूल, जो उन्हें ऑप्टिकल रेंज में देखने योग्य नहीं बनाता है। ये "कोकून" अपने अंदर के युवा, गर्म तारे द्वारा आयनित होते हैं। तारा निर्माण की प्रक्रियाओं के अध्ययन में अवरक्त खगोल विज्ञान बहुत उपयोगी सिद्ध हुआ है। वास्तव में, अवरक्त किरणों के लिए, प्रकाश का अंतरतारकीय अवशोषण इतना महत्वपूर्ण नहीं है। अब हम निम्नलिखित चित्र की कल्पना कर सकते हैं: तारे के बीच के माध्यम के बादल से, इसके संघनन से, कई गुच्छों का निर्माण होता है अलग जनताप्रोटोस्टार में विकसित हो रहा है। विकास की दर अलग है: अधिक विशाल गुच्छों के लिए यह अधिक होगा (नीचे तालिका 2 देखें)। इसलिए, सबसे पहले, यह सबसे विशाल गुच्छा के सबसे गर्म तारे में बदल जाएगा, जबकि बाकी प्रोटोस्टार चरण में कम या ज्यादा लंबे समय तक रहेगा। हम उन्हें "नवजात" गर्म तारे के तत्काल आसपास के क्षेत्र में बड़े विकिरण के स्रोतों के रूप में देखते हैं, जो "कोकून" के हाइड्रोजन को आयनित करता है जो कि गुच्छों में संघनित नहीं होता है। बेशक, इस मोटे योजना को और परिष्कृत किया जाएगा, और निश्चित रूप से, इसमें महत्वपूर्ण बदलाव किए जाएंगे। लेकिन तथ्य यह है: यह अचानक पता चला कि कुछ समय के लिए (सबसे अधिक संभावना है, अपेक्षाकृत कम) नवजात प्रोटोस्टार, लाक्षणिक रूप से बोलते हुए, उनके जन्म के बारे में "चिल्लाते हैं", का उपयोग करते हुए नवीनतम तरीकेक्वांटम रेडियोफिज़िक्स (अर्थात, मेसर्स) ... हाइड्रॉक्सिल (लाइन 18 सेमी) पर कॉस्मिक मेसर्स की खोज के 2 साल बाद, यह पाया गया कि एक ही स्रोत एक साथ जल वाष्प की एक लाइन, तरंग दैर्ध्य का उत्सर्जन करते हैं। जिनमें से 1, 35 सेमी है। "पानी" मेसर की तीव्रता "हाइड्रॉक्सिल" की तुलना में भी अधिक है। H2O लाइन का उत्सर्जन करने वाले बादल, हालांकि वे "हाइड्रॉक्सिल" बादलों के समान छोटी मात्रा में होते हैं, अलग-अलग गति से चलते हैं और बहुत अधिक कॉम्पैक्ट होते हैं। इस बात से इंकार नहीं किया जा सकता है कि निकट भविष्य में अन्य बड़ी रेखाएं भी खोजी जाएंगी। इस प्रकार, अप्रत्याशित रूप से, रेडियो खगोल विज्ञान ने तारा निर्माण की शास्त्रीय समस्या को अवलोकन संबंधी खगोल विज्ञान ** की एक शाखा में बदल दिया। एक बार मुख्य अनुक्रम पर और अनुबंध को समाप्त करने के बाद, तारा लंबे समय तक व्यावहारिक रूप से स्पेक्ट्रम-चमकदार आरेख पर अपनी स्थिति को बदले बिना उत्सर्जित करता है। इसका विकिरण मध्य क्षेत्रों में होने वाली थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं द्वारा समर्थित है। इस प्रकार, मुख्य अनुक्रम है, जैसा कि यह था, स्पेक्ट्रम पर बिंदुओं का स्थान - चमक आरेख, जहां एक तारा (उसके द्रव्यमान के आधार पर) थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के कारण लंबे समय तक और स्थिर रूप से उत्सर्जित हो सकता है। मुख्य अनुक्रम पर एक तारे का स्थान उसके द्रव्यमान से निर्धारित होता है। यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि एक और पैरामीटर है जो स्पेक्ट्रम-चमकदार आरेख पर संतुलन उत्सर्जक तारे की स्थिति निर्धारित करता है। यह पैरामीटर तारे की प्रारंभिक रासायनिक संरचना है। यदि भारी तत्वों की आपेक्षिक सामग्री कम हो जाती है, तो तारा नीचे दिए गए चित्र में "लेट जाएगा"। यह परिस्थिति 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 जबरदस्त शक्ति होती है और यह अपने हाइड्रोजन "ईंधन" के भंडार को जल्दी से समाप्त कर देता है। इसलिए, उदाहरण के लिए, मुख्य अनुक्रम के तारे जिनका द्रव्यमान सौर द्रव्यमान से कई गुना अधिक है (ये वर्णक्रमीय वर्ग O के गर्म नीले रंग के दिग्गज हैं) केवल कुछ मिलियन वर्षों के लिए इस क्रम में होने के कारण, लगातार उत्सर्जन कर सकते हैं, जबकि तारे सौर के करीब द्रव्यमान के साथ, मुख्य अनुक्रम पर 10-15 अरब वर्षों के लिए हैं। नीचे एक टेबल है। 2 एक गणना अवधि दे रहा है गुरुत्वाकर्षण संपीड़नऔर विभिन्न वर्णक्रमीय प्रकार के तारों के लिए मुख्य अनुक्रम पर बने रहें। वही तालिका सौर इकाइयों में तारों के द्रव्यमान, त्रिज्या और चमक के मूल्यों को दर्शाती है।
तालिका 2
| वर्षों | |||||
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वर्णक्रमीय वर्ग |
चमक |
गुरुत्वाकर्षण संपीड़न |
मुख्य अनुक्रम | ||
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G2 (सूर्य) |
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चावल। 14. "चमकदार-तापमान" आरेख पर विभिन्न द्रव्यमान के सितारों के लिए विकासवादी ट्रैक
चावल। 15. हर्ट्ज़स्प्रंग - स्टार क्लस्टर NGC 2254 के लिए रसेल आरेख
चावल। 16. हर्ट्ज़स्प्रंग - गोलाकार क्लस्टर एम के लिए रसेल आरेख 3. लंबवत अक्ष - सापेक्ष परिमाण
संबंधित आरेख पर, संपूर्ण मुख्य अनुक्रम स्पष्ट रूप से दिखाई देता है, जिसमें इसके ऊपरी बाएँ भाग भी शामिल हैं, जहाँ गर्म बड़े तारे स्थित हैं (0.2 का रंग सूचकांक 20 हज़ार K के तापमान से मेल खाता है, अर्थात, वर्ग B का एक स्पेक्ट्रम)। गोलाकार क्लस्टर एम 3 एक "पुरानी" वस्तु है। यह स्पष्ट है कि इस क्लस्टर के लिए मुख्य अनुक्रम आरेख के शीर्ष पर लगभग कोई तारे नहीं हैं। दूसरी ओर, एम 3 में लाल दिग्गजों की शाखा का बहुत समृद्ध प्रतिनिधित्व है, जबकि एनजीसी 2254 में बहुत कम लाल दिग्गज हैं। यह समझ में आता है: पुराने क्लस्टर एम 3 में, बड़ी संख्या में सितारे पहले ही मुख्य अनुक्रम छोड़ चुके हैं, जबकि युवा क्लस्टर एनजीसी 2254 में यह अपेक्षाकृत बड़े पैमाने पर, तेजी से विकसित होने वाले सितारों की एक छोटी संख्या के साथ ही हुआ है। उल्लेखनीय है कि 3 के लिए दिग्गजों की शाखा काफी ऊपर की ओर जाती है, जबकि NGC 2254 के लिए यह लगभग क्षैतिज होती है। सिद्धांत के दृष्टिकोण से, इसे एम 3 में भारी तत्वों की काफी कम सामग्री द्वारा समझाया जा सकता है। और वास्तव में, गोलाकार समूहों के सितारों में (साथ ही अन्य सितारों में गांगेय विमान की ओर इतना ध्यान केंद्रित नहीं करते हैं) गांगेय केंद्र की ओर) भारी तत्वों की सापेक्ष बहुतायत नगण्य है ... आरेख पर "रंग सूचकांक - चमक" 3 के लिए एक और लगभग क्षैतिज शाखा दिखाई देती है। एनजीसी 2254 के लिए आरेखित आरेख में कोई सदृश शाखा नहीं है। सिद्धांत इस शाखा के उद्भव की व्याख्या इस प्रकार करता है। तारे के सिकुड़ने वाले घने हीलियम कोर के तापमान के बाद - लाल विशाल - 100-150 मिलियन K तक पहुंच जाता है, वहां एक नई परमाणु प्रतिक्रिया शुरू होगी। इस प्रतिक्रिया में तीन हीलियम नाभिक से कार्बन नाभिक का निर्माण होता है। जैसे ही यह प्रतिक्रिया शुरू होती है, नाभिक का संपीड़न बंद हो जाएगा। आगे की सतह परतें
तारे अपना तापमान बढ़ाते हैं और स्पेक्ट्रम-चमकदार आरेख पर तारा बाईं ओर चला जाएगा। यह ऐसे सितारों से है कि एम 3 के लिए आरेख की तीसरी क्षैतिज शाखा बनती है।
चावल। 17. समेकित हर्ट्ज़स्प्रंग - 11 सितारा समूहों के लिए रसेल आरेख
अंजीर में। 17 योजनाबद्ध रूप से 11 समूहों के लिए सारांश आरेख "रंग - चमक" दिखाता है, जिनमें से दो (एम 3 और एम 92) गोलाकार हैं। यह स्पष्ट रूप से देखा जाता है कि सैद्धांतिक अवधारणाओं के साथ पूर्ण समझौते में मुख्य अनुक्रमों को विभिन्न समूहों में दाईं ओर और ऊपर "मुड़ा हुआ" है, जिस पर पहले ही चर्चा की जा चुकी है। अंजीर से। 17, आप तुरंत बता सकते हैं कि कौन से समूह युवा हैं और कौन से पुराने हैं। उदाहरण के लिए, Perseus का "डबल" क्लस्टर X और h युवा है। यह मुख्य अनुक्रम का एक महत्वपूर्ण हिस्सा "बनाए रखा"। एम 41 क्लस्टर पुराना है, हाइड्स क्लस्टर और भी पुराना है, और बहुत पुराना एम 67 क्लस्टर है, रंग-चमकदार आरेख जिसके लिए गोलाकार क्लस्टर एम 3 और एम 92 के समान आरेख के समान है। केवल विशाल गोलाकार समूहों की शाखा रासायनिक संरचना में अंतर के अनुरूप अधिक है, जिसका उल्लेख पहले किया गया था। इस प्रकार, अवलोकन संबंधी डेटा सिद्धांत के निष्कर्षों की पूरी तरह से पुष्टि और पुष्टि करते हैं। तारकीय अंदरूनी में प्रक्रियाओं के सिद्धांत के एक अवलोकन परीक्षण की अपेक्षा करना मुश्किल प्रतीत होगा, जो तारकीय पदार्थ की एक विशाल परत द्वारा हमसे बंद हैं। और फिर भी, यहाँ भी, खगोलीय प्रेक्षणों के अभ्यास द्वारा सिद्धांत की लगातार निगरानी की जाती है। यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि बड़ी संख्या में "रंग-चमक" आरेखों के संकलन के लिए खगोलविदों-पर्यवेक्षकों के भारी काम और अवलोकन विधियों में आमूल सुधार की आवश्यकता थी। दूसरी ओर, सिद्धांत की सफलता आंतरिक संरचनाऔर उच्च गति वाली इलेक्ट्रॉनिक गणना मशीनों के उपयोग पर आधारित आधुनिक कंप्यूटिंग तकनीक के बिना सितारों का विकास असंभव होता। परमाणु भौतिकी के क्षेत्र में अनुसंधान ने भी सिद्धांत के लिए एक अमूल्य सेवा प्रदान की है, जिससे उन परमाणु प्रतिक्रियाओं की मात्रात्मक विशेषताओं को प्राप्त करना संभव हो गया है जो तारकीय अंदरूनी हिस्सों में होती हैं। यह कहना कोई अतिशयोक्ति नहीं है कि तारों की संरचना और विकास के सिद्धांत का विकास 20वीं शताब्दी के उत्तरार्ध में खगोल विज्ञान की सबसे बड़ी उपलब्धियों में से एक है। विकास आधुनिक भौतिकीसितारों और विशेष रूप से सूर्य की आंतरिक संरचना के सिद्धांत के प्रत्यक्ष अवलोकन सत्यापन की संभावना को खोलता है। हम न्यूट्रिनो के एक शक्तिशाली प्रवाह का पता लगाने की संभावना के बारे में बात कर रहे हैं, जिसे सूर्य को तब उत्सर्जित करना चाहिए जब उसके आंतरिक भाग में परमाणु प्रतिक्रियाएं होती हैं। यह सर्वविदित है कि न्यूट्रिनो दूसरे के साथ अत्यंत कमजोर रूप से क्रिया करते हैं प्राथमिक कण... इसलिए, उदाहरण के लिए, एक न्यूट्रिनो सूर्य की पूरी मोटाई के माध्यम से लगभग अवशोषण के बिना उड़ सकता है, जबकि एक्स-रे सौर इंटीरियर में केवल कुछ मिलीमीटर पदार्थ के अवशोषण के बिना गुजर सकता है। अगर हम कल्पना करें कि प्रत्येक कण की ऊर्जा के साथ न्यूट्रिनो का एक शक्तिशाली बीम
तारे के बीच के माध्यम के संघनन द्वारा निर्मित। अवलोकनों के माध्यम से, यह निर्धारित करना संभव था कि सितारों का उदय हुआ अलग समयऔर आज तक उठते हैं।
तारों के विकास में मुख्य समस्या उनकी ऊर्जा की उत्पत्ति का प्रश्न है, जिसकी बदौलत वे चमकते हैं और बड़ी मात्रा में ऊर्जा का उत्सर्जन करते हैं। पहले, कई सिद्धांत सामने रखे गए थे जो तारों में ऊर्जा के स्रोतों की पहचान करने के लिए तैयार किए गए थे। यह माना जाता था कि तारकीय ऊर्जा का निरंतर स्रोत निरंतर संपीड़न है। बेशक, यह स्रोत अच्छा है, लेकिन यह लंबे समय तक पर्याप्त विकिरण को बनाए नहीं रख सकता है। 20वीं सदी के मध्य में इस प्रश्न का उत्तर मिल गया था। विकिरण का स्रोत थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन प्रतिक्रियाएं हैं। इन प्रतिक्रियाओं के परिणामस्वरूप, हाइड्रोजन हीलियम में बदल जाता है, और जारी ऊर्जा तारे के आंतरिक भाग से होकर गुजरती है, रूपांतरित होती है और अंतरिक्ष में विकीर्ण होती है (यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि तापमान जितना अधिक होगा, ये प्रतिक्रियाएं उतनी ही तेजी से आगे बढ़ेंगी; इसीलिए गर्म बड़े सितारे मुख्य अनुक्रम को तेजी से छोड़ते हैं)।
अब एक तारे के उद्भव की कल्पना करें ...
तारे के बीच गैस-धूल माध्यम का एक बादल घनीभूत होने लगा। इस बादल से गैस का एक घना गोला बनता है। गेंद के अंदर का दबाव अभी तक गुरुत्वाकर्षण बलों को संतुलित करने में सक्षम नहीं है, इसलिए यह सिकुड़ जाएगा (शायद इस समय तारे के चारों ओर एक छोटे द्रव्यमान वाले थक्के बनते हैं, जो अंततः ग्रहों में बदल जाते हैं)। संपीड़ित होने पर, तापमान बढ़ जाता है। इस प्रकार, तारा धीरे-धीरे मुख्य अनुक्रम पर स्थिर हो जाता है। तब तारे के अंदर गैस का दबाव आकर्षण को संतुलित कर देता है और प्रोटोस्टार एक तारे में बदल जाता है।
तारे के विकास का प्रारंभिक चरण बहुत छोटा है और इस समय तारा एक नीहारिका में डूबा हुआ है, इसलिए प्रोटोस्टार का पता लगाना बहुत मुश्किल है।
हाइड्रोजन का हीलियम में परिवर्तन केवल तारे के मध्य क्षेत्रों में होता है। बाहरी परतों में, हाइड्रोजन सामग्री व्यावहारिक रूप से अपरिवर्तित रहती है। चूंकि हाइड्रोजन की मात्रा सीमित है, जल्दी या बाद में यह जल जाता है। तारे के केंद्र में ऊर्जा की रिहाई रुक जाती है और तारे का कोर सिकुड़ने लगता है और लिफाफा सूज जाता है। इसके अलावा, यदि तारा सूर्य के द्रव्यमान के 1.2 गुना से कम है, तो यह बाहरी परत (ग्रहीय नीहारिका का निर्माण) को बहा देता है।
खोल को तारे से अलग करने के बाद, इसकी आंतरिक बहुत गर्म परतें खुल जाती हैं, और खोल, इस बीच, आगे और आगे बढ़ता रहता है। कई दसियों हज़ार वर्षों के बाद, लिफाफा सड़ जाएगा और केवल एक बहुत गर्म और घना तारा रहेगा, धीरे-धीरे ठंडा होकर यह एक सफेद बौने में बदल जाएगा। धीरे-धीरे ठंडा होने पर वे अदृश्य काले बौनों में बदल जाते हैं। काले बौने बहुत घने और ठंडे तारे होते हैं, थोड़े से अधिक पृथ्वी, लेकिन सूर्य के द्रव्यमान के बराबर द्रव्यमान होना। सफेद बौनों की शीतलन प्रक्रिया में कई सौ मिलियन वर्ष लगते हैं।
यदि किसी तारे का द्रव्यमान 1.2 से 2.5 सौर द्रव्यमान के बीच है, तो ऐसा तारा फट जाएगा। इस विस्फोट को कहा जाता है सुपरनोवा... एक फटा हुआ तारा कुछ ही सेकंड में अपनी चमक को करोड़ों गुना बढ़ा देता है। इस तरह के प्रकोप अत्यंत दुर्लभ हैं। हमारी आकाशगंगा में, हर सौ साल में लगभग एक बार सुपरनोवा विस्फोट होता है। इस तरह के विस्फोट के बाद, एक नीहारिका बनी रहती है, जिसमें एक बड़ा रेडियो उत्सर्जन होता है, और बहुत जल्दी बिखरता भी है, और तथाकथित न्यूट्रॉन स्टार (इस पर बाद में और अधिक)। विशाल रेडियो उत्सर्जन के अलावा, ऐसा नेबुला अभी भी एक्स-रे विकिरण का स्रोत होगा, लेकिन यह विकिरण पृथ्वी के वायुमंडल द्वारा अवशोषित किया जाता है, इसलिए इसे केवल अंतरिक्ष से ही देखा जा सकता है।
सितारों (सुपरनोवा) के विस्फोट के कारणों के बारे में कई परिकल्पनाएं हैं, लेकिन अभी तक कोई आम तौर पर स्वीकृत सिद्धांत नहीं है। एक धारणा है कि यह तारे की आंतरिक परतों के केंद्र की ओर बहुत तेजी से गिरने के कारण है। तारा तेजी से सिकुड़ कर तबाही मचाता है छोटा आकारलगभग 10 किमी, और इस राज्य में इसका घनत्व 10 17 किग्रा / मी 3 है, जो घनत्व के करीब है परमाणु नाभिक... इस तारे में न्यूट्रॉन होते हैं (जबकि इलेक्ट्रॉनों, जैसा कि वे थे, प्रोटॉन में दबाए जाते हैं), यही कारण है कि इसे कहा जाता है "न्यूट्रॉन"... इसका प्रारंभिक तापमान लगभग एक अरब केल्विन है, लेकिन भविष्य में यह जल्दी ठंडा हो जाएगा।
अपने छोटे आकार और तेजी से ठंडा होने के कारण, इस तारे को लंबे समय तक अवलोकन के लिए असंभव माना जाता था। लेकिन कुछ समय बाद पल्सर का पता चला। ये पल्सर न्यूट्रॉन तारे निकले। उनका नाम रेडियो दालों के अल्पकालिक विकिरण के कारण रखा गया है। वे। तारा "झपकी" के रूप में था। यह खोज संयोग से हुई थी और बहुत पहले नहीं, अर्थात् 1967 में। ये आवधिक आवेग इस तथ्य के कारण हैं कि बहुत तेजी से घूमने के दौरान, चुंबकीय अक्ष का शंकु लगातार हमारे टकटकी से चमकता है, जो रोटेशन की धुरी के साथ एक कोण बनाता है।
पल्सर केवल हमारे लिए चुंबकीय अक्ष के उन्मुखीकरण की शर्तों के तहत पता लगाया जा सकता है, और यह उनकी कुल संख्या का लगभग 5% है। कुछ पल्सर रेडियो नीहारिकाओं में स्थित नहीं होते हैं, क्योंकि निहारिकाएँ अपेक्षाकृत तेज़ी से बिखरती हैं। एक लाख वर्षों के बाद, ये नीहारिकाएं दिखाई देना बंद कर देती हैं, और पल्सर की आयु का अनुमान लाखों वर्षों में लगाया जाता है।
यदि किसी तारे का द्रव्यमान 2.5 सौर द्रव्यमानों से अधिक है, तो उसके अस्तित्व के अंत में, जैसे वह था, अपने आप ही ढह जाएगा और अपने ही भार से कुचल जाएगा। कुछ ही सेकंड में, यह एक बिंदु में बदल जाएगा। इस घटना को "गुरुत्वाकर्षण पतन" कहा जाता था, और इस वस्तु को "ब्लैक होल" भी कहा जाता था।
उपरोक्त सभी बातों से स्पष्ट है कि अंतिम चरणएक तारे का विकास उसके द्रव्यमान पर निर्भर करता है, लेकिन साथ ही साथ इस द्रव्यमान और घूर्णन के अपरिहार्य नुकसान को भी ध्यान में रखना आवश्यक है।
जैसा कि आप जानते हैं, तारे थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन प्रतिक्रियाओं से अपनी ऊर्जा प्राप्त करते हैं, और देर-सबेर हर तारा एक ऐसे बिंदु पर आ जाता है जब थर्मोन्यूक्लियर ईंधन समाप्त हो जाता है। एक तारे का द्रव्यमान जितना अधिक होता है, उतनी ही तेजी से वह अपना सब कुछ जला देता है, और अपने अस्तित्व के अंतिम चरण में चला जाता है। आगे की घटनाएं विभिन्न परिदृश्यों का अनुसरण कर सकती हैं, जो मुख्य रूप से द्रव्यमान पर निर्भर करती हैं।
उस समय जब हाइड्रोजन तारे के केंद्र में "जलता है", उसमें एक हीलियम कोर निकलता है, जो ऊर्जा को सिकुड़ता और मुक्त करता है। भविष्य में, इसमें हीलियम और उसके बाद के तत्वों के दहन की प्रतिक्रियाएं शुरू हो सकती हैं (नीचे देखें)। गर्म कोर से आने वाले बढ़े हुए दबाव के प्रभाव में बाहरी परतें कई गुना बढ़ जाती हैं, तारा लाल विशालकाय हो जाता है।
तारे के द्रव्यमान के आधार पर इसमें विभिन्न प्रतिक्रियाएं हो सकती हैं। यह इस पर निर्भर करता है कि संश्लेषण के विलुप्त होने के समय तारे का क्या संयोजन होगा।
सफेद बौने
लगभग 10 M C तक द्रव्यमान वाले सितारों के लिए, कोर का वजन 1.5 M C से कम होता है। थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के पूरा होने के बाद, विकिरण दबाव बंद हो जाता है, और कोर गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में सिकुड़ने लगता है। यह तब तक सिकुड़ता है जब तक कि पॉली सिद्धांत के कारण पतित इलेक्ट्रॉन गैस का दबाव हस्तक्षेप करना शुरू नहीं कर देता। बाहरी परतें एक ग्रह नीहारिका का निर्माण करते हुए बिखरी और बिखरी हुई हैं। इस तरह की पहली नीहारिका की खोज 1764 में फ्रांसीसी खगोलशास्त्री चार्ल्स मेसियर ने की थी और इसे M27 संख्या के तहत सूचीबद्ध किया था।
कोर से जो निकला है उसे सफेद बौना कहा जाता है। सफेद बौनों का घनत्व 10 7 ग्राम / सेमी 3 से अधिक होता है और सतह का तापमान 10 4 के के क्रम का होता है। चमक सूर्य की चमक से कम परिमाण के 2-4 क्रम है। इसमें थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन नहीं होता, इससे निकलने वाली सारी ऊर्जा पहले जमा हो जाती थी, इस तरह सफेद ड्वार्फ धीरे-धीरे शांत हो जाते हैं और दिखाई देना बंद हो जाते हैं।
सफेद बौने के पास अभी भी गतिविधि दिखाने का एक मौका है यदि यह एक बाइनरी स्टार का हिस्सा है और साथी के द्रव्यमान को अपने ऊपर खींचता है (उदाहरण के लिए, साथी एक लाल विशालकाय बन गया है और अपने पूरे रोश लोब को अपने द्रव्यमान से भर दिया है)। इस मामले में, सफेद बौने में निहित कार्बन की मदद से सीएनओ चक्र में हाइड्रोजन का संश्लेषण शुरू हो सकता है, बाहरी हाइड्रोजन परत ("नया" सितारा) की अस्वीकृति के साथ समाप्त हो सकता है। या फिर सफेद बौने का द्रव्यमान इतना बढ़ सकता है कि केंद्र से आने वाली विस्फोटक दहन की लहर से उसका कार्बन-ऑक्सीजन घटक प्रज्वलित हो जाता है। नतीजतन, भारी मात्रा में ऊर्जा की रिहाई के साथ भारी तत्व बनते हैं:
12 + 16 ओ → 28 सी + 16.76 मेव
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10.92 MeV
तारे की चमक 2 सप्ताह तक दृढ़ता से बढ़ती है, फिर 2 सप्ताह तक तेजी से घटती है, जिसके बाद यह 50 दिनों में लगभग 2 गुना घटती रहती है। अधिकांश ऊर्जा (लगभग 90%) टाइप 1 सुपरनोवा में निकल आइसोटोप की क्षय श्रृंखला से गामा किरणों के रूप में उत्सर्जित होती है।
1.5 और सूर्य के द्रव्यमान से ऊपर के द्रव्यमान वाले कोई सफेद बौने नहीं हैं। यह इस तथ्य के कारण है कि एक सफेद बौने के अस्तित्व के लिए, इलेक्ट्रॉन गैस के दबाव से गुरुत्वाकर्षण संपीड़न को संतुलित करना आवश्यक है, लेकिन यह 1.4 एमसी से अधिक नहीं के द्रव्यमान पर होता है, इस सीमा को चंद्रशेखर सीमा कहा जाता है। . मान को गुरुत्वाकर्षण संपीड़न की ताकतों के दबाव बलों की समानता की स्थिति के रूप में प्राप्त किया जा सकता है, इस धारणा के तहत कि इलेक्ट्रॉनों का क्षण उनके कब्जे वाले मात्रा के अनिश्चितता संबंध से निर्धारित होता है, और वे गति के करीब गति से आगे बढ़ते हैं रोशनी।
न्यूट्रॉन तारे
अधिक विशाल (> 10 एमसी) सितारों के मामले में, चीजें थोड़ी अलग होती हैं। उच्च कोर तापमान ऊर्जा-अवशोषित प्रतिक्रियाओं को सक्रिय करते हैं जैसे कि नाभिक से प्रोटॉन, न्यूट्रॉन और अल्फा कणों को बाहर निकालना, साथ ही उच्च-ऊर्जा का ई-कैप्चर इलेक्ट्रॉन, जो द्रव्यमान अंतर की भरपाई करते हैं।दो कोर। दूसरी प्रतिक्रिया नाभिक में न्यूट्रॉन की अधिकता पैदा करती है। दोनों प्रतिक्रियाओं से तारे का ठंडा होना और सामान्य संकुचन होता है। जब परमाणु संलयन की ऊर्जा समाप्त हो जाती है, तो संपीड़न ढहने वाले कोर पर खोल के लगभग मुक्त गिरने में बदल जाता है। इसी समय, बाहरी गिरने वाली परतों में थर्मोन्यूक्लियर संलयन की दर तेजी से तेज हो जाती है, जिससे कुछ ही मिनटों में भारी मात्रा में ऊर्जा का उत्सर्जन होता है (ऊर्जा की तुलना में जो प्रकाश तारे अपने पूरे अस्तित्व के दौरान उत्सर्जित करते हैं)।
सिकुड़ता हुआ नाभिक अपने उच्च द्रव्यमान के कारण इलेक्ट्रॉन गैस के दबाव पर काबू पाता है और आगे सिकुड़ता है। इस मामले में, प्रतिक्रियाएं पी + ई - → एन + ई होती हैं, जिसके बाद लगभग कोई इलेक्ट्रॉन नहीं होते हैं जो नाभिक में संपीड़न में हस्तक्षेप करते हैं। संपीड़न 10 - 30 किमी के आकार में होता है, जो अपक्षयी न्यूट्रॉन गैस के दबाव द्वारा स्थापित घनत्व के अनुरूप होता है। नाभिक पर गिरने वाला पदार्थ न्यूट्रॉन नाभिक से परावर्तित एक शॉक वेव प्राप्त करता है और इसके संपीड़न के दौरान जारी ऊर्जा का हिस्सा होता है, जिससे बाहरी आवरण को तेजी से बाहर निकाल दिया जाता है। परिणामी वस्तु को न्यूट्रॉन तारा कहा जाता है। गुरुत्वाकर्षण संपीड़न से निकलने वाली अधिकांश (90%) ऊर्जा को पतन के बाद पहले सेकंड में न्यूट्रिनो द्वारा दूर ले जाया जाता है। उपरोक्त प्रक्रिया को टाइप II सुपरनोवा विस्फोट कहा जाता है। विस्फोट की ऊर्जा ऐसी है कि उनमें से कुछ (शायद ही कभी) नग्न आंखों को भी दिखाई दे रहे हैं दिन... पहला सुपरनोवा चीनी खगोलविदों द्वारा 185 ईस्वी में दर्ज किया गया था। वर्तमान में, प्रति वर्ष कई सौ प्रकोप दर्ज किए जाते हैं।
परिणामी न्यूट्रॉन स्टार का घनत्व ρ ~ 10 14 - 10 15 ग्राम / सेमी 3 है। तारकीय संकुचन के दौरान कोणीय गति के संरक्षण के परिणामस्वरूप बहुत कम कक्षीय अवधि होती है, आमतौर पर 1 से 1000 एमएस की सीमा में। साधारण सितारों के लिए ऐसे समय असंभव हैं, क्योंकि उनका गुरुत्वाकर्षण इस तरह के घूर्णन के केन्द्रापसारक बलों का विरोध करने में सक्षम नहीं होगा। एक न्यूट्रॉन तारे का एक बहुत बड़ा चुंबकीय क्षेत्र होता है, जो सतह पर 10 12 -10 13 G तक पहुंच जाता है, जिसके परिणामस्वरूप मजबूत विद्युत चुम्बकीय विकिरण होता है। चुंबकीय अक्ष जो रोटेशन अक्ष के साथ मेल नहीं खाता है, इस तथ्य की ओर जाता है कि न्यूट्रॉन स्टार एक निश्चित दिशा में आवधिक (घूर्णन अवधि के साथ) विकिरण दालों को भेजता है। ऐसे तारे को पल्सर कहते हैं। इस तथ्य ने उनकी प्रयोगात्मक खोज में सहायता की और इसका पता लगाने के लिए उपयोग किया जाता है। किसी न्यूट्रॉन तारे की कम चमक के कारण प्रकाशिक विधियों द्वारा उसका पता लगाना अधिक कठिन होता है। ऊर्जा के विकिरण में परिवर्तन के कारण कक्षीय अवधि धीरे-धीरे कम हो जाती है।
बाहरी परतएक न्यूट्रॉन तारा क्रिस्टलीय पदार्थ से बना होता है, मुख्य रूप से लोहा और उसके पड़ोसी तत्व। शेष द्रव्यमान का अधिकांश भाग न्यूट्रॉन है, बहुत केंद्र में पायन और हाइपरॉन हो सकते हैं। तारे का घनत्व केंद्र की ओर बढ़ता है और परमाणु पदार्थ के घनत्व की तुलना में काफी अधिक मूल्यों तक पहुंच सकता है। ऐसे घनत्वों पर पदार्थ के व्यवहार को कम समझा जाता है। मुक्त क्वार्क के बारे में सिद्धांत हैं, जिसमें न केवल पहली पीढ़ी शामिल है, हैड्रोनिक पदार्थ के ऐसे चरम घनत्व पर। न्यूट्रॉन पदार्थ की सुपरकंडक्टिंग और सुपरफ्लुइड अवस्थाएँ संभव हैं।
न्यूट्रॉन तारे को ठंडा करने के लिए 2 तंत्र हैं। उनमें से एक फोटॉन का उत्सर्जन है, जैसा कि कहीं और है। दूसरा तंत्र न्यूट्रिनो है। यह तब तक बना रहता है जब तक मुख्य तापमान 10 8 के ऊपर होता है। यह आमतौर पर 10 6 के ऊपर सतह के तापमान से मेल खाता है और 10 5 −10 6 साल तक रहता है। न्यूट्रिनो उत्सर्जित करने के कई तरीके हैं:
ब्लैक होल्स
यदि मूल तारे का द्रव्यमान 30 सौर द्रव्यमान से अधिक है, तो सुपरनोवा विस्फोट में बनने वाला कोर 3 MC से अधिक भारी होगा। इस तरह के द्रव्यमान के साथ, न्यूट्रॉन गैस का दबाव अब गुरुत्वाकर्षण को नियंत्रित नहीं कर सकता है, और कोर न्यूट्रॉन स्टार के चरण में नहीं रुकता है, लेकिन पतन जारी रहता है (फिर भी, प्रयोगात्मक रूप से खोजे गए न्यूट्रॉन सितारों में 2 सौर से अधिक का द्रव्यमान नहीं होता है जनता, तीन नहीं)। इस बार, कुछ भी पतन को नहीं रोकेगा, और एक ब्लैक होल बन जाएगा। इस वस्तु में विशुद्ध रूप से सापेक्षतावादी प्रकृति है और इसे सामान्य सापेक्षता के बिना समझाया नहीं जा सकता है। इस तथ्य के बावजूद कि पदार्थ, सिद्धांत के अनुसार, एक बिंदु में ढह गया है - एक विलक्षणता, ब्लैक होल में एक गैर-शून्य त्रिज्या है, जिसे श्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या कहा जाता है:
आर डब्ल्यू = 2जीएम / एस 2।
त्रिज्या ब्लैक होल के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र की सीमा को दर्शाता है, जो फोटॉन के लिए भी दुर्गम है, जिसे घटना क्षितिज कहा जाता है। उदाहरण के लिए, सूर्य की श्वार्ज़स्चिल्ड त्रिज्या केवल 3 किमी है। घटना क्षितिज के बाहर, ब्लैक होल का गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र उसके द्रव्यमान की सामान्य वस्तु के क्षेत्र के समान होता है। ब्लैक होल को केवल अप्रत्यक्ष प्रभावों से ही देखा जा सकता है, क्योंकि यह स्वयं किसी भी ध्यान देने योग्य ऊर्जा का उत्सर्जन नहीं करता है।
इस तथ्य के बावजूद कि कुछ भी घटना क्षितिज को नहीं छोड़ सकता है, एक ब्लैक होल अभी भी विकिरण बना सकता है। क्वांटम भौतिक निर्वात में, आभासी कण-प्रतिकण जोड़े लगातार पैदा हो रहे हैं और गायब हो रहे हैं। ब्लैक होल के सबसे मजबूत गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र के पास उनके गायब होने और एंटीपार्टिकल को अवशोषित करने से पहले उनके साथ बातचीत करने का समय हो सकता है। यदि आभासी प्रतिकण की कुल ऊर्जा ऋणात्मक थी, तो ब्लैक होल द्रव्यमान खो देता है, और शेष कण वास्तविक हो जाता है और ब्लैक होल के क्षेत्र से दूर उड़ने के लिए पर्याप्त ऊर्जा प्राप्त करता है। इस विकिरण को हॉकिंग विकिरण कहा जाता है और इसमें ब्लैक बॉडी स्पेक्ट्रम होता है। कुछ तापमान को इसके लिए जिम्मेदार ठहराया जा सकता है:
अधिकांश ब्लैक होल के द्रव्यमान पर इस प्रक्रिया का प्रभाव उस ऊर्जा की तुलना में नगण्य है जो वे अवशेष विकिरण से भी प्राप्त करते हैं। अपवाद सूक्ष्म ब्लैक होल है, जो ब्रह्मांड के विकास के शुरुआती चरणों में बन सकता था। छोटे आयाम वाष्पीकरण प्रक्रिया को तेज करते हैं और बड़े पैमाने पर लाभ प्रक्रिया को धीमा कर देते हैं। ऐसे ब्लैक होल के वाष्पीकरण के अंतिम चरण एक विस्फोट में समाप्त होना चाहिए। विवरण से मेल खाने वाले कोई विस्फोट दर्ज नहीं किए गए।
ब्लैक होल पर गिरने वाला पदार्थ गर्म होकर एक्स-रे विकिरण का स्रोत बन जाता है, जो ब्लैक होल की उपस्थिति का एक अप्रत्यक्ष संकेत है। जब पदार्थ ब्लैक होल पर गिरता है बड़ा क्षणसंवेग, यह अपने चारों ओर एक घूर्णन अभिवृद्धि डिस्क बनाता है, जिसमें कण ब्लैक होल पर गिरने से पहले ऊर्जा और कोणीय गति खो देते हैं। सुपरमैसिव ब्लैक होल के मामले में, डिस्क की धुरी के साथ दो विशिष्ट दिशाएं होती हैं, जिसमें उत्सर्जित विकिरण और विद्युत चुम्बकीय प्रभाव का दबाव डिस्क से निकाले गए कणों को तेज करता है। इससे दोनों दिशाओं में पदार्थ के शक्तिशाली जेट बनते हैं, जिन्हें दर्ज भी किया जा सकता है। एक सिद्धांत के अनुसार, सक्रिय गांगेय नाभिक और क्वासर इस प्रकार व्यवस्थित होते हैं।
एक घूर्णन ब्लैक होल एक अधिक जटिल वस्तु है। अपने घूर्णन से, यह घटना क्षितिज ("लेंस-थिरिंग प्रभाव") से परे अंतरिक्ष के एक निश्चित क्षेत्र को "कैप्चर" करता है। इस क्षेत्र को एर्गोस्फीयर कहा जाता है, और इसकी सीमा को स्थिर सीमा कहा जाता है। स्थैतिक सीमा एक दीर्घवृत्त है जो ब्लैक होल के घूर्णन के दो ध्रुवों पर घटना क्षितिज के साथ मेल खाता है।
घूर्णन ब्लैक होल में एर्गोस्फीयर में प्रवेश करने वाले कणों को ऊर्जा के हस्तांतरण के माध्यम से ऊर्जा हानि का एक अतिरिक्त तंत्र होता है। ऊर्जा का यह नुकसान कोणीय गति के नुकसान के साथ होता है और रोटेशन को धीमा कर देता है।
ग्रन्थसूची
- S.B.Popov, M.E. Prokhorov "एकल न्यूट्रॉन सितारों के खगोल भौतिकी: रेडियो शांत न्यूट्रॉन सितारे और चुंबक" GAISH MSU, 2002
- विलियम जे. कॉफ़मैन "द कॉस्मिक फ्रंटियर्स ऑफ़ रिलेटिविटी" 1977
- अन्य इंटरनेट स्रोत
दिसंबर 20 10 ग्राम
प्रकृति में किसी भी पिंड की तरह, तारे भी अपरिवर्तित नहीं रह सकते। वे पैदा होते हैं, विकसित होते हैं और अंत में, "मरते हैं"। सितारों के विकास में अरबों साल लगते हैं, लेकिन उनके बनने के समय को लेकर बहस छिड़ी हुई है। पहले, खगोलविदों का मानना था कि उनके "जन्म" की प्रक्रिया स्टारडस्टलाखों साल लगते हैं, लेकिन बहुत पहले नहीं, ग्रेट ओरियन नेबुला से आकाश के एक क्षेत्र की तस्वीरें प्राप्त की गई थीं। कई वर्षों के दौरान, एक छोटा
1947 की छवियों में, इस स्थान पर तारे जैसी वस्तुओं का एक छोटा समूह दर्ज किया गया था। 1954 तक, उनमें से कुछ पहले से ही तिरछे हो गए थे, और अगले पांच वर्षों के बाद, ये वस्तुएं अलग-अलग हो गईं। तो पहली बार सितारों के जन्म की प्रक्रिया सचमुच खगोलविदों के सामने हुई।
आइए इस बात पर करीब से नज़र डालें कि सितारों की संरचना और विकास कैसे होता है, वे कैसे शुरू होते हैं और मानव मानकों के अनुसार उनका अंतहीन जीवन कैसे समाप्त होता है।
परंपरागत रूप से, वैज्ञानिकों ने माना है कि गैस-धूल वाले वातावरण के बादलों के संघनन के परिणामस्वरूप सितारों का निर्माण होता है। गुरुत्वाकर्षण बलों की कार्रवाई के तहत, गठित बादलों से एक अपारदर्शी गैस क्षेत्र, संरचना में घना, बनता है। इसका आंतरिक दबाव इसे संकुचित करने वाले गुरुत्वाकर्षण बलों को संतुलित नहीं कर सकता है। धीरे-धीरे, गेंद इतनी सिकुड़ती है कि तारकीय इंटीरियर का तापमान बढ़ जाता है, और गेंद के अंदर गर्म गैस का दबाव बाहरी ताकतों को संतुलित करता है। उसके बाद, संपीड़न बंद हो जाता है। इस प्रक्रिया की अवधि तारे के द्रव्यमान पर निर्भर करती है और आमतौर पर दो से कई सौ मिलियन वर्ष तक होती है।
तारों की संरचना बहुत कुछ बताती है उच्च बुखारउनकी आंतों में, जो निरंतर थर्मोन्यूक्लियर प्रक्रियाओं में योगदान देता है (हाइड्रोजन जो उन्हें बनाता है वह हीलियम में बदल जाता है)। यह ऐसी प्रक्रियाएं हैं जो सितारों के तीव्र विकिरण का कारण बनती हैं। उन्हें हाइड्रोजन की उपलब्ध आपूर्ति का उपभोग करने में लगने वाला समय उनके द्रव्यमान से निर्धारित होता है। विकिरण की अवधि भी इस पर निर्भर करती है।
जब हाइड्रोजन के भंडार समाप्त हो जाते हैं, तो तारों का विकास निर्माण के चरण में पहुंच जाता है।यह निम्नानुसार होता है। ऊर्जा की रिहाई बंद होने के बाद, गुरुत्वाकर्षण बल कोर को संकुचित करना शुरू कर देते हैं। इस मामले में, तारा आकार में काफी बढ़ जाता है। जैसे-जैसे प्रक्रिया जारी रहती है, चमक भी बढ़ती जाती है, लेकिन केवल कोर सीमा पर एक पतली परत में।
यह प्रक्रिया सिकुड़ते हीलियम नाभिक के तापमान में वृद्धि और हीलियम नाभिक के कार्बन नाभिक में परिवर्तन के साथ होती है।
हमारे सूर्य के आठ अरब वर्षों में लाल विशालकाय में बदलने की भविष्यवाणी की गई है। इस मामले में, इसकी त्रिज्या कई गुना बढ़ जाएगी, और वर्तमान संकेतकों की तुलना में चमक सैकड़ों गुना बढ़ जाएगी।
एक तारे का जीवनकाल, जैसा कि पहले ही उल्लेख किया गया है, उसके द्रव्यमान पर निर्भर करता है। एक द्रव्यमान वाली वस्तुएं जो सूर्य से कम हैं, बहुत आर्थिक रूप से अपने भंडार को "खर्च" करती हैं, इसलिए, वे दसियों अरबों वर्षों तक चमक सकते हैं।
सितारों का विकास गठन के साथ समाप्त होता है।यह उन लोगों के साथ होता है, जिनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के करीब होता है, अर्थात। 1.2 से अधिक नहीं है।
विशालकाय तारे अपने परमाणु ईंधन की आपूर्ति को जल्दी से समाप्त कर देते हैं। यह द्रव्यमान के एक महत्वपूर्ण नुकसान के साथ है, विशेष रूप से बाहरी गोले की अस्वीकृति के कारण। नतीजतन, केवल धीरे-धीरे ठंडा होने वाला केंद्रीय भाग ही रहता है, जिसमें परमाणु प्रतिक्रियाएं पूरी तरह से बंद हो जाती हैं। समय के साथ, ऐसे तारे अपना विकिरण बंद कर देते हैं और अदृश्य हो जाते हैं।
लेकिन कभी-कभी तारों का सामान्य विकास और संरचना बाधित हो जाती है। ज्यादातर यह बड़े पैमाने पर वस्तुओं पर लागू होता है जो सभी प्रकार के थर्मोन्यूक्लियर ईंधन को समाप्त कर देते हैं। तब उन्हें न्यूट्रॉन में परिवर्तित किया जा सकता है, या और वैज्ञानिक जितना अधिक इन वस्तुओं के बारे में जानेंगे, उतने ही नए प्रश्न उठेंगे।