लाल बौना: खोज, विशेषताओं, विकास, रचना - आर्टे - 2025

एक लाल बौना एक छोटा, शांत तारा है जिसका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के 0.08 और 0.8 गुना के बीच है। वे ब्रह्मांड में सबसे प्रचुर और सबसे लंबे समय तक जीवित रहने वाले तारे हैं: अब तक ज्ञात सभी के तीन-चौथाई तक। उनके कम चमकदार होने के कारण, वे नग्न आंखों से देखने योग्य नहीं हैं, सूर्य के आसपास के क्षेत्र में कई होने के बावजूद: 30 पास के सितारों में, 20 लाल बौने हैं।

हमारे सबसे निकट होने के लिए सबसे उल्लेखनीय, प्रॉक्सिमा सेंटॉरी है, जो नक्षत्र सेंटूरस में, 4.2 प्रकाश वर्ष दूर है। इसकी खोज 1915 में स्कॉटिश खगोलविद रॉबर्ट इनेस (1861-1933) ने की थी।

चित्र 1. लाल बौना प्रॉक्सिमा सेंटॉरी नक्षत्र सेंटौरी में अल्फा सेंटॉरी स्टार सिस्टम का हिस्सा है। स्रोत: ईएसए / हबल और नासा विकिमीडिया कॉमन्स के माध्यम से।

हालाँकि, प्रॉक्सिमा सेंटॉरी की खोज होने से पहले, फ्रांसीसी खगोल विज्ञानी जोसेफ डी लालंडे (1732-1802) की दूरबीन ने पहले ही लाल बौना लालंडे 21185, नक्षत्र उर्स मेजर में पाया था।

"लाल बौना" शब्द का उपयोग सितारों के विभिन्न वर्गों को संदर्भित करने के लिए किया जाता है, जिसमें वर्णक्रमीय प्रकार के और एम के साथ-साथ भूरे रंग के बौने, तारे शामिल हैं जो वास्तव में ऐसे नहीं हैं, क्योंकि उनके रिएक्टर को शुरू करने के लिए उनके पास पर्याप्त द्रव्यमान नहीं था। अंदर का।

वर्णक्रमीय प्रकार स्टार की सतह के तापमान के अनुरूप होते हैं, और इसकी रोशनी बहुत ही विशिष्ट लाइनों की एक श्रृंखला में टूट जाती है।

उदाहरण के लिए, वर्णक्रमीय प्रकार K का तापमान 5000 से 3500 K के बीच होता है और पीले-नारंगी तारों से मेल खाता है, जबकि M का प्रकार 3500 K से कम है और वे लाल तारे हैं।

हमारा सूर्य वर्णक्रमीय प्रकार G है, जो पीले रंग का है और सतह का तापमान 5000 से 6000 K के बीच है। एक निश्चित वर्णक्रमीय प्रकार के सितारों में कई विशेषताएं होती हैं, जिनमें से अधिकांश का द्रव्यमान निर्धारित होता है। एक तारे के द्रव्यमान के अनुसार, तो इसका विकास होगा।

लाल बौनों की विशेषताएँ

लाल बौनों में कुछ विशेषताएं होती हैं जो उन्हें अलग करती हैं। हमने शुरुआत में कुछ का उल्लेख किया है:

-अच्छे आकार का।

-कम सतह का तापमान।

सामग्री दहन की कम दर।

-लगाव चमकता है।

द्रव्यमान

द्रव्यमान, जैसा कि हमने कहा है, मुख्य विशेषता यह है कि उस श्रेणी को परिभाषित करता है जो एक स्टार तक पहुंचता है। लाल बौने इसलिए प्रचुर मात्रा में हैं क्योंकि बड़े सितारों की तुलना में अधिक कम द्रव्यमान वाले तारे बनते हैं।

लेकिन उत्सुकता से, कम-बड़े सितारों के बनने में लगने वाला समय बहुत बड़े सितारों की तुलना में लंबा होता है। ये बहुत तेजी से बढ़ते हैं क्योंकि गुरुत्वाकर्षण का बल जो इस मामले को केंद्र में रखता है, वहां अधिक द्रव्यमान होता है।

और हम जानते हैं कि संलयन प्रतिक्रियाओं को आरंभ करने के लिए तापमान के लिए महत्वपूर्ण द्रव्यमान की एक निश्चित मात्रा की आवश्यकता होती है। इस तरह स्टार अपने वयस्क जीवन की शुरुआत करता है।

सूर्य को बनने में लाखों वर्ष लगे, लेकिन 5 बार बड़े तारे को एक लाख वर्ष से भी कम समय की आवश्यकता होती है, जबकि सबसे बड़े पैमाने पर सैकड़ों हजारों में चमकना शुरू हो सकता है।

तापमान

सतह का तापमान, जैसा कि पहले ही उल्लेख किया गया है, एक अन्य महत्वपूर्ण विशेषता जो लाल बौनों को परिभाषित करती है। यह 5000K से कम होना चाहिए, लेकिन 2000K से कम नहीं, अन्यथा यह एक सच्चे स्टार होने के लिए बहुत अच्छा है।

2000 K के नीचे के तापमान के साथ तारकीय वस्तुओं में एक संलयन नाभिक नहीं हो सकता है और वे तारे हैं, जो कभी भी महत्वपूर्ण द्रव्यमान तक नहीं पहुंचते हैं: भूरे रंग के बौने।

वर्णक्रमीय रेखाओं का गहरा विश्लेषण लाल बौना और भूरा बौना के बीच अंतर को सुनिश्चित कर सकता है। उदाहरण के लिए, लिथियम के प्रमाण से पता चलता है कि यह एक लाल बौना है, लेकिन अगर यह मीथेन या अमोनिया है तो संभवतः यह एक भूरे रंग का बौना है।

वर्णक्रमीय प्रकार और हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख

हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख (एचआर आरेख) एक ग्राफ है जो किसी तारे की विशेषताओं और विकास को उसकी वर्णक्रमीय विशेषताओं के अनुसार दिखाता है। इसमें सतह का तापमान शामिल है, जो हमने कहा है कि एक निर्धारित कारक है, साथ ही साथ इसकी चमक भी है।

ग्राफ बनाने वाले चर ऊर्ध्वाधर अक्ष पर चमकदार और क्षैतिज अक्ष पर प्रभावी तापमान होते हैं। यह 1900 के शुरुआती दिनों में खगोलविद इजनार हर्ट्ज़स्प्रंग और हेनरी रसेल द्वारा स्वतंत्र रूप से बनाया गया था।

चित्रा 2. एचआर आरेख मुख्य अनुक्रम में लाल बौना दिखा रहा है, निचले दाएं कोने में। स्रोत: विकिमीडिया कॉमन्स उस ।

वर्णक्रम के अनुसार, सितारों को हार्वर्ड वर्णक्रमीय वर्गीकरण के अनुसार वर्गीकृत किया गया है, जो वर्णों के निम्नलिखित अनुक्रम में तारे के तापमान को दर्शाता है:

OBAFGKM

हम सबसे गर्म सितारों के साथ शुरू करते हैं, टाइप ओ, जबकि सबसे ठंडा प्रकार एम है। आकृति में, वर्णक्रमीय प्रकार ग्राफ के निचले भाग पर होते हैं, बाईं ओर नीले रंग की पट्टी पर पहुंचने तक दाईं ओर लाल।

प्रत्येक प्रकार के भीतर भिन्नताएं होती हैं, क्योंकि वर्णक्रमीय रेखाओं की तीव्रता अलग-अलग होती है, फिर प्रत्येक प्रकार को 10 उपश्रेणियों में विभाजित किया जाता है, जिन्हें 0 से 9. तक संख्याओं से दर्शाया जाता है। संख्या जितनी कम होती है, तारा उतना ही गर्म होता है। उदाहरण के लिए सूर्य टाइप G2 है और प्रॉक्सीमा सेंटौरी M6 है।

ग्राफ का मध्य क्षेत्र, जो लगभग तिरछे चलता है, मुख्य अनुक्रम कहलाता है। अधिकांश सितारे वहां मौजूद हैं, लेकिन उनका विकास उन्हें अन्य श्रेणियों में खुद को छोड़ने और जगह देने के लिए प्रेरित कर सकता है, जैसे कि लाल विशाल या सफेद बौना। यह सब तारे के द्रव्यमान पर निर्भर करता है।

लाल बौनों का जीवन हमेशा मुख्य अनुक्रम में होता है, और वर्णक्रमीय प्रकार के लिए, सभी एम-क्लास बौने लाल बौने नहीं होते हैं, हालांकि अधिकांश हैं। लेकिन इस वर्ग में बेतेलगेस और एंटारेस (एचआर आरेख के शीर्ष दाएं) जैसे शानदार सितारे भी हैं।

क्रमागत उन्नति

गुरुत्वाकर्षण की कार्रवाई के लिए किसी भी तारे का जीवन इंटरस्टेलर पदार्थ के पतन के साथ शुरू होता है। जैसा कि पदार्थ agglutinates, यह तेजी से और तेजी से घूमता है और कोणीय गति के संरक्षण के लिए धन्यवाद, डिस्क में समतल करता है। केंद्र में प्रोटोस्टार है, भविष्य के तारे की बात करने के लिए भ्रूण।

समय बीतने के साथ, तापमान और घनत्व बढ़ता है, जब तक कि एक महत्वपूर्ण द्रव्यमान नहीं पहुंच जाता है, जिसमें संलयन रिएक्टर अपनी गतिविधि शुरू कर देता है। यह आने वाले समय में तारे का ऊर्जा स्रोत है और इसके लिए लगभग 8 मिलियन K के मुख्य तापमान की आवश्यकता होती है।

कोर में प्रज्वलन स्टार को स्थिर करता है, क्योंकि यह गुरुत्वाकर्षण बल की भरपाई करता है, जिससे हाइड्रोस्टेटिक संतुलन को जन्म दिया जाता है। इसके लिए सूर्य के द्रव्यमान से 0.01 और 100 गुना के बीच एक द्रव्यमान की आवश्यकता होती है। यदि द्रव्यमान अधिक है, तो अधिक गर्म होने से तबाही का कारण होगा जो कि प्रोटोस्टार को नष्ट कर देगा।

चित्रा 3. एक लाल बौने में, नाभिक में हाइड्रोजन का संलयन गुरुत्वाकर्षण बल को संतुलित करता है। स्रोत: एफ। ज़पाटा

एक बार संलयन रिएक्टर शुरू होने और संतुलन हासिल करने के बाद, सितारे एचआर आरेख के मुख्य अनुक्रम में समाप्त हो जाते हैं। लाल बौने बहुत धीरे-धीरे ऊर्जा उत्सर्जित करते हैं, इसलिए उनकी हाइड्रोजन आपूर्ति लंबे समय तक रहती है। एक लाल बौना जिस तरह से ऊर्जा का उत्सर्जन करता है वह संवहन तंत्र के माध्यम से होता है।

हाइड्रोजन का हीलियम में ऊर्जा-उत्पादन रूपांतरण प्रोटॉन-प्रोटॉन श्रृंखलाओं द्वारा लाल बौनों में किया जाता है, एक क्रम जिसमें एक हाइड्रोजन आयन दूसरे के साथ फ़्यूज़ होता है। तापमान बहुत प्रभावित करता है जिस तरह से यह संलयन होता है।

एक बार जब हाइड्रोजन समाप्त हो जाती है, तो स्टार का रिएक्टर काम करना बंद कर देता है और धीमी गति से ठंडा होने की प्रक्रिया शुरू हो जाती है।

प्रोटॉन-प्रोटॉन श्रृंखला

सितारों में यह प्रतिक्रिया बहुत आम है जो मुख्य अनुक्रम में शामिल हो गए हैं, साथ ही साथ लाल बौनों में भी। यह इस तरह शुरू होता है:

¹ ₁ एच + ¹ ₁ एच → ² ₁ एच + ई ⁺ + ν

जहाँ e ⁺ एक पॉज़िट्रॉन है, इलेक्ट्रान की हर चीज में समान है, सिवाय इसके कि इसका चार्ज धनात्मक है और ν एक न्यूट्रिनो, एक हल्का और मायावी कण है। इसके भाग के लिए ² ₁ एच ड्यूटेरियम या भारी हाइड्रोजन है।

फिर ऐसा होता है:

¹ ₁ एच + ² ₁ एच → ³ ₂ वह + ₁

उत्तरार्द्ध में, the एक फोटॉन का प्रतीक है। दोनों प्रतिक्रियाएं दो बार होती हैं, जिसके परिणामस्वरूप:

³ ₂ He + ³ ₂ He → ⁴ ₂ He + 2 (¹ ₁ H)

ऐसा करने से तारा ऊर्जा कैसे उत्पन्न करता है? खैर, प्रतिक्रियाओं के द्रव्यमान में थोड़ा अंतर होता है, द्रव्यमान का एक छोटा नुकसान जो आइंस्टीन के प्रसिद्ध समीकरण के अनुसार ऊर्जा में बदल जाता है:

ई = एमसी ²

चूंकि यह प्रतिक्रिया अनगिनत बार कणों की एक विशाल संख्या को शामिल करती है, जो ऊर्जा प्राप्त की जाती है वह बहुत बड़ी है। लेकिन यह एकमात्र प्रतिक्रिया नहीं है जो किसी तारे के अंदर होती है, हालांकि यह लाल बौनों में सबसे अधिक होती है।

एक तारे का जीवन काल

एक तारा कितने समय तक रहता है यह उसके द्रव्यमान पर भी निर्भर करता है। निम्नलिखित समीकरण उस समय का अनुमान है:

टी = एम ^-2.5

यहाँ T समय है और M द्रव्यमान है। समय और द्रव्यमान की अधिकता के कारण, बड़े अक्षरों का उपयोग उचित है।

सूर्य जैसा तारा लगभग 10 बिलियन वर्षों तक रहता है, लेकिन एक तारा 30 गुना सूर्य का द्रव्यमान 30 मिलियन वर्षों तक रहता है और दूसरा और भी अधिक विशाल लगभग 2 मिलियन वर्षों तक जीवित रह सकता है। किसी भी तरह से, यह मनुष्यों के लिए एक अनंत काल है।

लाल बौने उस से अधिक लंबे समय तक रहते हैं, उस पारसमणि के लिए धन्यवाद जिसके साथ वे अपना परमाणु ईंधन खर्च करते हैं। समय के प्रयोजनों के लिए जैसा कि हम इसे अनुभव करते हैं, एक लाल बौना हमेशा के लिए रहता है, क्योंकि नाभिक से निकलने वाले हाइड्रोजन में लगने वाला समय ब्रह्मांड की अनुमानित आयु से अधिक होता है।

अभी तक किसी भी लाल बौने की मृत्यु नहीं हुई है, इसलिए यह अनुमान लगाया जा सकता है कि वे कितने समय तक जीवित रहेंगे और उनका अंत क्या होगा, उनके बारे में हमारे पास मौजूद जानकारी के साथ बनाए गए मॉडल के कंप्यूटर सिमुलेशन के कारण।

इन मॉडलों के अनुसार, वैज्ञानिकों का अनुमान है कि जब एक लाल बौना हाइड्रोजन से बाहर निकलता है तो यह नीले रंग के बौने में बदल जाएगा।

किसी ने भी इस तरह का एक तारा नहीं देखा है, लेकिन जैसा कि हाइड्रोजन पहनता है, एक लाल बौना लाल विशाल तारे में विस्तार नहीं करता है, जैसा कि हमारा सूर्य एक दिन होगा। यह बस अपनी रेडियोधर्मिता को बढ़ाता है और इसके साथ इसकी सतह का तापमान, नीला हो जाता है।

लाल बौनों की रचना

तारों की संरचना बहुत समान है, अधिकांश भाग के लिए वे हाइड्रोजन और हीलियम के विशाल गोले हैं। वे कुछ तत्वों को बनाए रखते हैं जो गैस और धूल में मौजूद थे जो उन्हें जन्म देते थे, इसलिए उनमें उन तत्वों के निशान भी होते हैं जो पूर्ववर्ती सितारों ने बनाने में मदद की थी।

इस कारण से, लाल बौनों की रचना सूर्य के समान है, हालांकि तापमान के कारण वर्णक्रमीय रेखाएं काफी भिन्न होती हैं। इसलिए यदि किसी तारे में कमजोर हाइड्रोजन रेखाएँ हैं, तो इसका मतलब यह नहीं है कि उसमें इस तत्व की कमी है।

लाल बौनों में अन्य भारी तत्वों के निशान होते हैं, जिन्हें खगोलविद "धातु" कहते हैं।

खगोल विज्ञान में, यह परिभाषा उस धातु से मेल नहीं खाती है जिसे आमतौर पर धातु के रूप में समझा जाता है, क्योंकि इसका उपयोग यहां हाइड्रोजन और हीलियम को छोड़कर किसी भी तत्व को संदर्भित करने के लिए किया जाता है।

प्रशिक्षण

स्टार बनाने की प्रक्रिया कई चर से जटिल और प्रभावित होती है। इस प्रक्रिया के बारे में अभी भी बहुत कुछ अज्ञात है, लेकिन यह सभी सितारों के लिए समान माना जाता है, जैसा कि पिछले खंडों में वर्णित है।

वह कारक जो किसी तारे के आकार और रंग को निर्धारित करता है, उसके तापमान के साथ जुड़ा होता है, वह पदार्थ की मात्रा है जो वह गुरुत्वाकर्षण बल के लिए धन्यवाद जोड़ देता है।

एक ऐसा मुद्दा जो खगोलविदों को चिंतित करता है और इसे खत्म करने के लिए बना रहता है, यह तथ्य है कि लाल बौनों में हाइड्रोजन, हीलियम और लिथियम की तुलना में भारी तत्व होते हैं।

एक तरफ, बिग बैंग सिद्धांत यह भविष्यवाणी करता है कि गठित पहले तारों को केवल तीन सबसे हल्के तत्वों से बना होना चाहिए। हालांकि, लाल बौनों में भारी तत्वों का पता चला है।

और अगर कोई लाल बौना अभी तक नहीं मरा है, तो इसका मतलब है कि पहले लाल बौनों का गठन अभी भी कहीं न कहीं बाहर होना चाहिए, सभी हल्के तत्वों से बने होते हैं।

फिर लाल बौने बाद में बन सकते हैं, क्योंकि उनके निर्माण में भारी तत्वों की उपस्थिति की आवश्यकता होती है। या कि पहली पीढ़ी के लाल बौने हैं, लेकिन इतने छोटे होने और इस तरह की कम चमक के साथ, उन्हें अभी तक खोजा नहीं गया है।

लाल बौनों के उदाहरण

अगली सेंटौरी

यह 4.2 प्रकाश वर्ष दूर है और इसका द्रव्यमान सूर्य के एक आठवें भाग के बराबर है, लेकिन 40 गुना अधिक है। प्रॉक्सिमा में एक मजबूत चुंबकीय क्षेत्र है, जो इसे भड़कने का खतरा बनाता है।

प्रॉक्सिमा में कम से कम एक ज्ञात ग्रह है: प्रोक्सिमा सेंटॉरी बी, जिसका अनावरण 2016 में किया गया था। लेकिन यह माना जाता है कि स्टार द्वारा बार-बार निकलने वाले फ्लेयर्स को धोया जाता है, इसलिए यह जीवन को कम करने की संभावना नहीं है, कम से कम नहीं हम जानते हैं कि चूंकि स्टार के उत्सर्जन में एक्स-रे होते हैं।

बरनार्ड्स स्टार

चित्रा 4. सूर्य, बरनार्ड के तारे और बृहस्पति ग्रह के बीच आकार की तुलना। स्रोत: विकिमीडिया कॉमन्स

यह 5.9 प्रकाश वर्ष दूर एक बहुत करीबी लाल बौना है, जिसकी मुख्य विशेषता इसकी महान गति है, जो सूर्य की दिशा में लगभग 90 किमी / सेकंड है।

यह दूरबीनों के माध्यम से दिखाई देता है और प्रॉक्सिमा की तरह, यह भी flares और flares के लिए प्रवण है। हाल ही में, एक ग्रह को बरनार्ड के तारे की परिक्रमा करते हुए खोजा गया था।

तेगार्डन स्टार

सूर्य के द्रव्यमान का केवल 8% का यह लाल बौना मेष राशि के नक्षत्र में है और इसे केवल शक्तिशाली दूरबीनों से देखा जा सकता है। यह लगभग 12 प्रकाश वर्ष की दूरी पर, निकटतम सितारों में से है।

यह 2002 में खोजा गया था और अपने स्वयं के एक उल्लेखनीय आंदोलन के अलावा, यह तथाकथित रहने योग्य क्षेत्र में ग्रहों के लिए प्रतीत होता है।

भेड़िया 359

यह सिंह राशि के नक्षत्र में एक चर लाल बौना है और हमारे सूर्य से लगभग 8 प्रकाश वर्ष दूर है। एक चर तारा होने के नाते, इसकी चमक समय-समय पर बढ़ जाती है, हालांकि इसकी चमक प्रोक्सिमा सेंटी की तरह तीव्र नहीं होती है।

संदर्भ

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