सितारे: विशेषताएं, वे कैसे बनते हैं, जीवन चक्र, संरचना - विज्ञान - 2025

एक तारा एक खगोलीय वस्तु है जो गैस से बना होता है, मुख्य रूप से हाइड्रोजन और हीलियम, और गुरुत्वाकर्षण बल के कारण संतुलन में रखा जाता है, जो इसे संपीड़ित करता है, और गैस का दबाव, जो इसे फैलता है।

इस प्रक्रिया में, एक तारा अपने मूल से भारी मात्रा में ऊर्जा का उत्पादन करता है, जिसमें एक संलयन रिएक्टर होता है जो हाइड्रोजन से हीलियम और अन्य तत्वों को संश्लेषित करता है।

चित्र 1. उत्तरी सर्दियों के दौरान दिखाई देने वाले वृषभ के नक्षत्र में प्लीडेड्स, 400 प्रकाश वर्ष दूर लगभग 3,000 तारों का समूह है। स्रोत: विकिमीडिया कॉमन्स

इन संलयन प्रतिक्रियाओं में, द्रव्यमान पूरी तरह से संरक्षित नहीं होता है, लेकिन एक छोटा सा हिस्सा ऊर्जा में बदल जाता है। और चूँकि किसी तारे का द्रव्यमान बहुत बड़ा होता है, तब भी जब वह सबसे छोटा होता है, तो ऊर्जा की मात्रा प्रति सेकंड होती है।

सितारों की विशेषताएं

एक तारे की मुख्य विशेषताएं हैं:

- द्रव्यमान: अत्यधिक चर, सूर्य के द्रव्यमान के एक छोटे से अंश से लेकर सुपरमैसिव सितारों तक, द्रव्यमान के साथ कई बार सौर द्रव्यमान।

- तापमान: यह एक परिवर्तनशील मात्रा भी है। प्रकाशमंडल में, जो तारे की चमकदार सतह है, तापमान 50000-3000 K की सीमा में है, जबकि इसके केंद्र में यह लाखों केल्विन तक पहुंचता है।

- रंग: तापमान और द्रव्यमान से निकटता से संबंधित। हॉटटर एक तारा है, इसका रंग धुंधला है और इसके विपरीत, यह जितना ठंडा है, उतना ही यह लाल रंग की ओर जाता है।

- चमक: यह तारे द्वारा निकाली गई शक्ति पर निर्भर करता है, जो आमतौर पर एक समान नहीं होती है। सबसे गर्म और सबसे बड़े सितारे सबसे चमकदार हैं।

- परिमाण: यह स्पष्ट चमक है जो उन्होंने पृथ्वी से देखा है।

- आंदोलन: सितारों में अपने क्षेत्र के संबंध में सापेक्ष आंदोलन होते हैं, साथ ही घूर्णी आंदोलन भी होते हैं।

- आयु: सितारे ब्रह्मांड के रूप में पुराने हो सकते हैं - लगभग 13.8 बिलियन वर्ष - और 1 बिलियन वर्ष पुराने हैं।

तारे कैसे बनते हैं?

मिल्की वे के लाखों सितारों में से एक, द सन।

कॉस्मिक गैस और धूल के विशाल बादलों के गुरुत्वीय पतन से सितारे बनते हैं, जिनके घनत्व में लगातार उतार-चढ़ाव होता रहता है। इन बादलों में मुख्य सामग्री आणविक हाइड्रोजन और हीलियम है, और पृथ्वी पर सभी ज्ञात तत्वों के निशान भी हैं।

अंतरिक्ष में फैले इस विशाल द्रव्यमान को बनाने वाले कणों की गति यादृच्छिक होती है। लेकिन हर अब और फिर घनत्व एक बिंदु पर थोड़ा बढ़ जाता है, जिससे संपीड़न होता है।

गैस का दबाव इस संपीड़न को पूर्ववत करता है, लेकिन गुरुत्वाकर्षण बल, जो अणुओं को एक साथ खींचता है, वह थोड़ा अधिक होता है, क्योंकि कण एक साथ करीब होते हैं और इस प्रकार इस प्रभाव का प्रतिकार करते हैं।

इसके अलावा, गुरुत्वाकर्षण द्रव्यमान को और भी अधिक बढ़ाने के लिए जिम्मेदार है। और जैसा कि ऐसा होता है, तापमान धीरे-धीरे बढ़ता है।

अब इस संक्षेपण प्रक्रिया की कल्पना बड़े पैमाने पर और उपलब्ध हर समय के साथ करें। गुरुत्वाकर्षण का बल रेडियल है और इस तरह बने पदार्थ के बादल में एक गोलाकार समरूपता होगी। इसे प्रोटोस्टार कहा जाता है।

इसके अलावा, पदार्थ का यह बादल स्थिर नहीं है, लेकिन सामग्री अनुबंध के रूप में तेजी से घूमता है।

समय के साथ, एक कोर बहुत उच्च तापमान और भारी दबाव पर बनेगा, जो स्टार का संलयन रिएक्टर बन जाएगा। इसके लिए एक महत्वपूर्ण द्रव्यमान की आवश्यकता होती है, लेकिन जब ऐसा होता है, तो तारा संतुलन तक पहुंच जाता है और इस तरह शुरू होता है, इसलिए बोलने के लिए, इसका वयस्क जीवन।

सितारों का द्रव्यमान और उसके बाद का विकास

नाभिक में होने वाली प्रतिक्रियाओं का प्रकार उस द्रव्यमान पर निर्भर करेगा जो उसके पास शुरू में है, और इसके साथ तारे का बाद का विकास।

सूर्य के द्रव्यमान का 0.08 गुना से कम द्रव्यमान के लिए - 2 x 10 30 किग्रा लगभग - तारा नहीं बनेगा, क्योंकि नाभिक प्रज्वलित नहीं होगा। इस प्रकार बनाई गई वस्तु धीरे-धीरे शांत हो जाएगी और संघनन धीमा हो जाएगा, जिससे एक भूरे रंग का बौना पैदा होगा।

दूसरी ओर, यदि प्रोटॉस्टर बहुत अधिक विशाल होता है, तो यह तारा बनने के लिए आवश्यक संतुलन भी हासिल नहीं करेगा, इसलिए यह हिंसक रूप से गिर जाएगा।

गुरुत्वाकर्षण विघटन द्वारा तारे के निर्माण का सिद्धांत अंग्रेजी खगोलशास्त्री और ब्रह्मांड विज्ञानी जेम्स जीन्स (1877-1946) के कारण है, जिन्होंने ब्रह्मांड की स्थिर स्थिति का सिद्धांत भी प्रस्तावित किया था। आज यह सिद्धांत, जो उस बात को लगातार बनाए हुए है, को बिग बैंग सिद्धांत के पक्ष में छोड़ दिया गया है।

सितारों का जीवन चक्र

जैसा कि ऊपर बताया गया है, तारों का निर्माण गैस और ब्रह्मांडीय धूल से बने निहारिका की संघनन प्रक्रिया से होता है।

इस प्रक्रिया में समय लगता है। यह अनुमान है कि यह 10 से 15 मिलियन वर्षों के बीच होता है, जबकि तारा अपनी अंतिम स्थिरता प्राप्त करता है। एक बार विस्तारक गैस का दबाव और संपीड़ित गुरुत्व संतुलन का बल, तारा प्रवेश करता है जिसे मुख्य अनुक्रम कहा जाता है।

अपने द्रव्यमान के अनुसार, स्टार शॉर्ट्स पर हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख या एचआर आरेख में से एक पर स्थित है। यह एक ग्राफ है जो तारकीय विकास की विभिन्न रेखाओं को दर्शाता है, उन सभी को तारे के द्रव्यमान द्वारा निर्धारित किया गया है।

इस ग्राफ में, सितारों को उनके प्रभावी तापमान के आधार पर उनकी चमक के अनुसार क्रमबद्ध किया गया है, जैसा कि नीचे दिखाया गया है:

चित्र 2. एचआर आरेख, स्वतंत्र रूप से 1910 के आसपास खगोलविदों इजनर हर्ट्ज़स्प्रंग और हेनरी रसेल द्वारा निर्मित। स्रोत: विकिमीडिया कॉमन्स। उस ।

तारकीय विकास रेखाएँ

मुख्य अनुक्रम मोटे तौर पर विकर्ण क्षेत्र है जो आरेख के केंद्र के माध्यम से चलता है। वहां, कुछ बिंदु पर, नव निर्मित तारे अपने द्रव्यमान के अनुसार प्रवेश करते हैं।

सबसे गर्म, सबसे चमकदार और सबसे बड़े तारे सबसे ऊपर और बाईं ओर हैं, जबकि सबसे अच्छे और सबसे छोटे तारे सबसे नीचे हैं।

द्रव्यमान वह पैरामीटर है जो तारकीय विकास को नियंत्रित करता है, जैसा कि कई बार कहा गया है। वास्तव में, बहुत बड़े पैमाने पर तारे अपने ईंधन को जल्दी से उपयोग करते हैं, जबकि छोटे, शांत तारे, जैसे कि लाल बौने, इसे और अधिक धीरे-धीरे प्रबंधित करते हैं।

चित्रा 3. ग्रहों (1 और 2) और तारों (3,4,5 और 6) के बीच आकारों की तुलना। स्रोत: विकिमीडिया कॉमन्स डेव जार्विस (https://dave.autonoma.ca/)।

एक इंसान के लिए, लाल बौना व्यावहारिक रूप से शाश्वत होता है, कोई भी ज्ञात लाल बौना अभी तक नहीं मरा है।

मुख्य अनुक्रम से सटे वे तारे हैं, जो अपने विकास के कारण, अन्य रेखाओं में चले गए हैं। इस प्रकार ऊपर विशाल और शानदार तारे हैं, और नीचे सफेद बौने हैं।

वर्णक्रमीय प्रकार

दूर के तारे से जो हमारे पास आता है, वह उनका प्रकाश है, और इसके विश्लेषण से तारे की प्रकृति के बारे में काफी जानकारी प्राप्त होती है। एचआर आरेख के निचले भाग में सबसे आम वर्णक्रमीय प्रकारों को दर्शाते हुए पत्रों की एक श्रृंखला है:

OBAFGKM

उच्चतम तापमान वाले तारे O हैं और सबसे ठंडे वर्ग एम हैं। बदले में, इन श्रेणियों में से प्रत्येक को दस अलग-अलग उप-वर्गों में विभाजित किया गया है, उन्हें 0 से 9 तक की संख्या से विभेदित किया जाता है। उदाहरण के लिए, F5, F0 के बीच एक मध्यवर्ती तारा है। G0।

मॉर्गन कीनन का वर्गीकरण तारे की चमक को वर्णक्रमीय प्रकार में जोड़ता है, जिसमें I से V तक रोमन अंक हैं। इस तरह हमारा सूर्य एक G2V प्रकार का तारा है। यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि तारों की महान परिवर्तनशीलता को देखते हुए, उनके लिए अन्य वर्गीकरण हैं।

चित्रा में एचआर आरेख के अनुसार प्रत्येक वर्णक्रमीय वर्ग का एक स्पष्ट रंग है। यह अनुमानित रंग है कि उपकरणों के बिना या अधिकांश दूरबीन पर एक पर्यवेक्षक एक बहुत ही अंधेरे और स्पष्ट रात को देखेगा।

यहाँ शास्त्रीय वर्णक्रमीय प्रकारों के अनुसार इसकी विशेषताओं का संक्षिप्त विवरण दिया गया है:

ओ टाइप करें

वे बैंगनी रंग के नीले रंग के तारे हैं। वे एचआर आरेख के ऊपरी बाएं कोने में पाए जाते हैं, अर्थात, वे बड़े और उज्ज्वल हैं, साथ ही उच्च सतह के तापमान, 40,000 और 20,000 के बीच।

इस प्रकार के तारे के उदाहरण हैं अलनीतक ए, नक्षत्र ओरियन की बेल्ट से, उत्तरी सर्दियों की रातों के दौरान दिखाई देते हैं, और उसी तारामंडल में सिग्मा-ओरियोनिस।

चित्रा 4. ओरियन बेल्ट के तीन सितारे। बाएं से दाएं अलनीतक, अलनीलम और मिंटका। इसके अलावा, अलनीतक के बगल में, लौ और हॉर्सहेड नेबुला। स्रोत: विकिमीडिया कॉमन्स

टाइप बी

वे नग्न आंखों से देखना आसान है। इसका रंग सफेद-नीला है, सतह के तापमान के साथ 10,000 -7000 के। सीरियस ए, तारामंडल में एक द्विआधारी तारा कैनिस मेजर एक प्रकार का तारा है, जैसा कि डेनेब, हंस का सबसे चमकीला तारा है।

एफ टाइप करें

वे सफेद से पीले रंग में रंगे हुए दिखते हैं, सतह का तापमान पिछले प्रकार की तुलना में भी कम है: 7000 और 6000 के बीच। ध्रुवीय तारा पोलारिस, तारामंडल से उर्सा माइनर इस श्रेणी से संबंधित है, साथ ही कैनोपस, सबसे चमकीला तारा नक्षत्र कैरिना, उत्तरी सर्दियों के दौरान उत्तरी गोलार्ध के दक्षिण में दिखाई देता है।

जी टाइप करें

वे पीले हैं और उनका तापमान 6000 और 4800 के बीच है। हमारा सूर्य इस श्रेणी में आता है।

K प्रकार

सिद्धांत रूप में, किसी स्टार की आंतरिक संरचना का पता लगाना आसान नहीं है, क्योंकि उनमें से अधिकांश बहुत दूर की वस्तुएं हैं।

सबसे नज़दीकी तारे सूर्य के अध्ययन के लिए धन्यवाद, हम जानते हैं कि अधिकांश तारे गोलाकार समरूपता के साथ गैसीय परतों से बने होते हैं, जिसके केंद्र में एक नाभिक होता है जहाँ संलयन होता है। यह तारे के कुल आयतन का 15% कम या ज्यादा होता है।

कोर को घेरे हुए एक मेंटल या लिफाफे जैसी परत होती है और अंत में तारे का वातावरण होता है, जिसकी सतह को इसकी बाहरी सीमा माना जाता है। इन परतों की प्रकृति समय के साथ बदलती है और तारे के बाद विकास होता है।

कुछ मामलों में, एक बिंदु पर जहां हाइड्रोजन, इसका मुख्य परमाणु ईंधन, बाहर निकलता है, तारा सूज जाता है और फिर अंतरिक्ष में इसकी सबसे बाहरी परतों को बाहर निकालता है, जो एक ग्रह नीहारिका के रूप में जाना जाता है, जिसके केंद्र में नंगे कोर रहता है।, इसके बाद एक सफेद बौना के रूप में जाना जाता है।

यह तारे के लिफाफे में ठीक है, जहां कोर से बाहरी परतों तक ऊर्जा का परिवहन होता है।

चित्र 5. सूर्य की परतें, सभी का सबसे अधिक अध्ययन किया जाने वाला तारा। स्रोत: विकिमीडिया कॉमन्स

सितारों के प्रकार

वर्णक्रमीय प्रकारों के लिए समर्पित अनुभाग में, वर्तमान में ज्ञात तारों के प्रकार बहुत सामान्य रूप से उल्लिखित हैं। यह इसके प्रकाश के विश्लेषण के माध्यम से खोजी गई विशेषताओं के संदर्भ में है।

लेकिन उनके पूरे विकास के दौरान, अधिकांश सितारे मुख्य अनुक्रम पर यात्रा करते हैं और इसे छोड़ देते हैं, अन्य शाखाओं में पता लगाते हैं। केवल लाल बौने तारे ही उनके पूरे जीवन का मुख्य क्रम बने हुए हैं।

अन्य प्रकार के तारे हैं जिनका अक्सर उल्लेख किया जाता है, जिनका हम संक्षेप में वर्णन करते हैं:

बौना तारा

यह बहुत भिन्न प्रकार के तारों का वर्णन करने के लिए प्रयोग किया जाने वाला एक शब्द है, जो दूसरी ओर उनके छोटे आकार के समान है। कुछ तारे बहुत कम द्रव्यमान के साथ बनते हैं, लेकिन अन्य जो बहुत अधिक द्रव्यमान के साथ पैदा हुए थे, उनके जीवनकाल में बौने बन जाते हैं।

वास्तव में, बौना तारे ब्रह्मांड में सबसे प्रचुर प्रकार के तारे हैं, इसलिए यह उनकी विशेषताओं पर थोड़ा ध्यान देने योग्य है:

भूरे रंग के बौने

वे ऐसे प्रोटोस्टार हैं जिनका द्रव्यमान परमाणु रिएक्टर को शुरू करने के लिए पर्याप्त नहीं था जो एक स्टार को मुख्य अनुक्रम में ले जाता है। उन्हें बृहस्पति और लाल बौने तारे जैसे गैस विशाल ग्रह के बीच आधा माना जा सकता है।

चूंकि उनके पास एक स्थिर ऊर्जा स्रोत का अभाव है, इसलिए उन्हें धीरे-धीरे ठंडा होना चाहिए। एक भूरे रंग के बौने का एक उदाहरण लुहमन 16 नक्षत्र वेला में है। लेकिन यह ग्रहों को उनकी परिक्रमा करने से नहीं रोकता है, क्योंकि कई अब तक खोजे जा चुके हैं।

लाल बौना

चित्रा 6. सूर्य के बीच तुलनात्मक आकार, लाल बौना ग्लिसे 229 ए, भूरा बौना टीड 1 और ग्लिसे 229 बी और ग्रह बृहस्पति। स्रोत: नासा विकिमीडिया कॉमन्स के माध्यम से।

उनका द्रव्यमान छोटा है, सूर्य से कम है, लेकिन उनका जीवन मुख्य अनुक्रम में गुजरता है क्योंकि वे सावधानीपूर्वक अपना ईंधन खर्च करते हैं। इस कारण से वे भी ठंडे हैं, लेकिन वे सबसे प्रचुर मात्रा में स्टार हैं और सबसे लंबे भी हैं।

सफेद बौना

यह एक तारे का अवशेष है जो मुख्य अनुक्रम को छोड़ देता है जब इसके मूल में ईंधन बाहर निकलता है, लाल विशाल होने तक सूजन। इसके बाद, तारा अपनी बाहरी परतों को बहाता है, इसके आकार को कम करता है और केवल कोर छोड़ता है, जो कि सफेद बौना है।

सफेद बौना चरण सभी सितारों के विकास में केवल एक चरण है जो न तो लाल बौने हैं और न ही नीले दिग्गज हैं। उत्तरार्द्ध, इतने बड़े पैमाने पर, नोवा या सुपरनोवा नामक कॉलोसल विस्फोटों में अपने जीवन का अंत करते हैं।

स्टार आईके पेगासी एक सफेद बौने का एक उदाहरण है, एक भाग्य जो अब से कई लाखों साल पहले हमारे सूर्य की प्रतीक्षा कर सकता है।

नीला बौना

वे काल्पनिक तारे हैं, अर्थात् उनका अस्तित्व अभी तक सिद्ध नहीं हुआ है। लेकिन यह माना जाता है कि लाल बौने अंततः ईंधन से बाहर निकलने पर नीले बौनों में बदल जाते हैं।

काले बौने

वे प्राचीन सफेद बौने हैं जो पूरी तरह से शांत हो गए हैं और अब प्रकाश का उत्सर्जन नहीं करते हैं।

पीले और नारंगी बौने

सूर्य के मुकाबले बड़े पैमाने पर या उससे कम वाले तारे, लेकिन लाल बौनों की तुलना में आकार और तापमान में बड़े, कभी-कभी इस तरह से कहे जाते हैं।

न्यूट्रॉन तारे

यह एक सुपर स्टार के जीवन का अंतिम चरण है, जब उसने पहले ही अपने परमाणु ईंधन का उपयोग कर लिया है और एक सुपरनोवा विस्फोट से ग्रस्त है। विस्फोट के कारण, अवशेष तारे का कोर अविश्वसनीय रूप से कॉम्पैक्ट हो जाता है, इस बात के लिए कि इलेक्ट्रॉन और प्रोटॉन न्यूट्रॉन बनने के लिए फ्यूज हो जाते हैं।

एक न्यूट्रॉन तारा ऐसा है, लेकिन इतना सघन है, कि इसमें लगभग 10 किमी व्यास में दोगुना सौर द्रव्यमान हो सकता है। चूंकि इसकी त्रिज्या इतनी कम हो गई है, कोणीय गति का संरक्षण रोटेशन की एक उच्च गति की मांग करता है।

उनके आकार के कारण, उन्हें तीव्र विकिरण द्वारा पता लगाया जाता है जो वे एक बीम के रूप में निकलते हैं जो तेजी से तारे के बगल में घूमता है, जो एक पल्सर के रूप में जाना जाता है।

सितारों के उदाहरण

यद्यपि सितारों में सामान्य रूप से विशेषताएं हैं, जीवित चीजों के साथ, परिवर्तनशीलता बहुत बड़ी है। जैसा कि देखा गया है, विशाल आकार के, विशाल आकार के, विशाल और अति विशालकाय तारे, बौने, न्यूट्रॉन, वैरिएबल हैं:

-रात्रि आकाश में सबसे चमकीला तारा सिरियस है, नक्षत्र केनिस मेजर में।

चित्र 7. सिरियस, नक्षत्र केनिस मेजर में, लगभग 8 प्रकाश वर्ष दूर, रात के आकाश में सबसे चमकीला तारा है। स्रोत: पिक्साबे

-प्रोक्सिमा सेंटॉरी सूर्य के सबसे निकट का तारा है।

-जबकि चमकते सितारे का मतलब सबसे चमकदार नहीं है, क्योंकि दूरी बहुत मायने रखती है। सबसे चमकदार तारा भी सबसे विशाल है: आर 136 ए 1 बड़े मैगेलैनिक बादल से संबंधित है।

-आर 136 ए 1 का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का 265 गुना है।

-सबसे बड़ा द्रव्यमान वाला तारा हमेशा सबसे बड़ा नहीं होता है। तारामंडल शील्ड में आज तक का सबसे बड़ा सितारा यूवाई स्कूटी है। इसका त्रिज्या सूर्य के त्रिज्या से लगभग 1708 गुना बड़ा है (सूर्य का त्रिज्या 6.96 x 108 मीटर है)।

-अब तक का सबसे तेज तारा US 708 था, जो 1200 किमी / सेकंड की चाल से चलता था, लेकिन हाल ही में एक और सितारा खोजा गया, जो इसे पार करता है: तारामंडल क्रेन का S5-HVS1, जिसकी गति 1700 किमी / सेकंड है। माना जाता है कि अपराधी मिल्की वे के केंद्र में सुपरमैसिव ब्लैक होल धनु ए है।

संदर्भ

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