एक छोटे तारे का जीवन चक्र Cycle

सितारे वास्तव में स्टारडस्ट से पैदा होते हैं, और क्योंकि तारे वे कारखाने हैं जो सभी भारी तत्वों का उत्पादन करते हैं, हमारी दुनिया और उसमें सब कुछ भी स्टारडस्ट से आता है।

इसके बादल, जिनमें ज्यादातर हाइड्रोजन गैस के अणु होते हैं, अंतरिक्ष की अकल्पनीय शीतलता में तब तक तैरते रहते हैं जब तक कि गुरुत्वाकर्षण उन्हें अपने आप में ढहने और तारे बनाने के लिए मजबूर नहीं कर देता।

सभी सितारे समान रूप से बनाए गए हैं, लेकिन लोगों की तरह, वे कई रूपों में आते हैं। किसी तारे की विशेषताओं का प्राथमिक निर्धारक उसके गठन में शामिल स्टारडस्ट की मात्रा है।

कुछ सितारे बहुत बड़े होते हैं, और उनका जीवन छोटा, शानदार होता है, जबकि अन्य इतने छोटे होते हैं कि उनके पास पहले स्थान पर एक सितारा बनने के लिए मुश्किल से पर्याप्त द्रव्यमान होता है, और इनका जीवन बहुत लंबा होता है। एक तारे का जीवन चक्र, जैसा कि नासा और अन्य अंतरिक्ष अधिकारी बताते हैं, द्रव्यमान पर अत्यधिक निर्भर है।

हमारे सूर्य के आकार के लगभग तारे छोटे तारे माने जाते हैं, लेकिन वे लाल जितने छोटे नहीं होते हैं बौने, जिनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का लगभग आधा है और जो एक तारे की तरह शाश्वत होने के करीब हैं प्राप्त।

सूर्य जैसे कम द्रव्यमान वाले तारे का जीवन चक्र, जिसे जी-प्रकार, मुख्य अनुक्रम तारा (या एक पीला बौना) के रूप में वर्गीकृत किया गया है, लगभग 10 अरब वर्षों तक रहता है। यद्यपि इस आकार के तारे सुपरनोवा नहीं बनते हैं, वे नाटकीय ढंग से अपना जीवन समाप्त कर लेते हैं।

प्रोटोस्टार का निर्माण

गुरुत्वाकर्षण, वह रहस्यमयी शक्ति जो हमारे पैरों को जमीन से चिपकाए रखती है और ग्रह अपनी कक्षाओं में घूमते रहते हैं, तारे के निर्माण के लिए जिम्मेदार है। ब्रह्मांड के चारों ओर तैरने वाली इंटरस्टेलर गैस और धूल के बादलों के भीतर, गुरुत्वाकर्षण अणुओं को छोटे-छोटे गुच्छों में जोड़ता है, जो अपने मूल बादलों से मुक्त होकर प्रोटोस्टार बन जाते हैं। कभी-कभी एक सुपरनोवा जैसी ब्रह्मांडीय घटना से पतन होता है।

अपने बढ़े हुए द्रव्यमान के कारण, प्रोटोस्टार अधिक स्टारडस्ट को आकर्षित करने में सक्षम होते हैं। संवेग के संरक्षण के कारण ढहने वाला पदार्थ एक घूर्णन डिस्क बनाता है, और तापमान बढ़ते दबाव के कारण बढ़ता है और गैस के अणुओं द्वारा जारी गतिज ऊर्जा को आकर्षित करती है केंद्र।

माना जाता है कि कई प्रोटोस्टार अन्य स्थानों के अलावा ओरियन नेबुला में मौजूद हैं। बहुत छोटे बच्चे दिखाई देने के लिए बहुत अधिक विसरित होते हैं, लेकिन जैसे-जैसे वे जुड़ते हैं, वे अंततः अपारदर्शी हो जाते हैं। जैसे ही ऐसा होता है, पदार्थ का संचय इन्फ्रारेड विकिरण को कोर में फंसा देता है, जो तापमान और दबाव को और बढ़ाता है, अंततः अधिक पदार्थ को कोर में गिरने से रोकता है।

तारे का लिफाफा पदार्थ को आकर्षित करना और बढ़ना जारी रखता है, हालांकि, जब तक कुछ अविश्वसनीय नहीं होता।

जीवन का थर्मोन्यूक्लियर स्पार्क

यह विश्वास करना कठिन है कि गुरुत्वाकर्षण, जो तुलनात्मक रूप से कमजोर बल है, उन घटनाओं की श्रृंखला को तेज कर सकता है जो थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया की ओर ले जाती हैं, लेकिन ऐसा होता है। जैसे-जैसे प्रोटोस्टार पदार्थ का अभिग्रहण करता रहता है, कोर पर दबाव इतना तीव्र हो जाता है कि हाइड्रोजन हीलियम में विलीन होने लगता है, और प्रोटोस्टार एक तारा बन जाता है।

थर्मोन्यूक्लियर गतिविधि का आगमन एक तीव्र हवा बनाता है जो रोटेशन की धुरी के साथ तारे से स्पंदित होता है। तारे की परिधि के चारों ओर घूमने वाली सामग्री इस हवा से बाहर निकल जाती है। यह तारे के निर्माण का टी-टौरी चरण है, जो सतह की जोरदार गतिविधि की विशेषता है, जिसमें भड़कना और विस्फोट शामिल हैं। इस चरण के दौरान तारा अपने द्रव्यमान का 50 प्रतिशत तक खो सकता है, जो एक तारे के लिए सूर्य के आकार का होता है, जो कुछ मिलियन वर्षों तक रहता है।

आखिरकार, तारे की परिधि के आसपास की सामग्री नष्ट होने लगती है, और जो बचा है वह ग्रहों में जमा हो जाता है। सौर हवा कम हो जाती है, और तारा मुख्य अनुक्रम पर स्थिरता की अवधि में बस जाता है। इस अवधि के दौरान, कोर पर होने वाली हीलियम में हाइड्रोजन की संलयन प्रतिक्रिया से उत्पन्न बाहरी बल गुरुत्वाकर्षण के आवक खिंचाव को संतुलित करता है, और तारा न तो खोता है और न ही लाभ प्राप्त करता है।

छोटा सितारा जीवन चक्र: मुख्य अनुक्रम

रात के आकाश में अधिकांश तारे मुख्य अनुक्रम के तारे हैं, क्योंकि यह अवधि किसी भी तारे के जीवन काल में अब तक की सबसे लंबी अवधि है। मुख्य अनुक्रम पर रहते हुए, एक तारा हाइड्रोजन को हीलियम में मिलाता है, और यह तब तक करता रहता है जब तक कि उसका हाइड्रोजन ईंधन समाप्त नहीं हो जाता।

छोटे तारों की तुलना में बड़े सितारों में संलयन प्रतिक्रिया अधिक तेज़ी से होती है, इसलिए बड़े तारे सफेद या नीले प्रकाश के साथ अधिक गर्म होते हैं, और वे कम समय के लिए जलते हैं। जबकि एक तारा सूर्य के आकार का 10 अरब वर्षों तक चलेगा, एक सुपर विशाल नीला विशाल केवल 20 मिलियन तक ही टिक सकता है।

सामान्य तौर पर, मुख्य-अनुक्रम सितारों में दो प्रकार की थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं होती हैं, लेकिन छोटे सितारों में, जैसे कि सूर्य, केवल एक ही प्रकार होता है: प्रोटॉन-प्रोटॉन श्रृंखला।

प्रोटॉन हाइड्रोजन नाभिक होते हैं, और एक तारे के कोर में, वे इलेक्ट्रोस्टैटिक प्रतिकर्षण को दूर करने के लिए पर्याप्त तेजी से यात्रा कर रहे हैं और हीलियम -2 नाभिक बनाने के लिए टकराते हैं, एक को मुक्त करते हैं वी-न्यूट्रिनो और एक पॉज़िट्रॉन प्रक्रिया में। जब एक अन्य प्रोटॉन एक नवगठित हीलियम-2 नाभिक से टकराता है, तो वे हीलियम-3 में विलीन हो जाते हैं और एक गामा फोटॉन छोड़ते हैं। अंत में, दो हीलियम -3 नाभिक एक हीलियम -4 नाभिक और दो और प्रोटॉन बनाने के लिए टकराते हैं, जो श्रृंखला प्रतिक्रिया को जारी रखते हैं, इसलिए, कुल मिलाकर, प्रोटॉन-प्रोटॉन प्रतिक्रिया में चार प्रोटॉन की खपत होती है।

मुख्य प्रतिक्रिया के भीतर होने वाली एक उप-श्रृंखला बेरिलियम -7 और लिथियम -7 उत्पन्न करती है, लेकिन ये संक्रमण तत्व हैं जो दो हीलियम -4 नाभिक बनाने के लिए पॉज़िट्रॉन के साथ टकराव के बाद गठबंधन करते हैं। एक अन्य उप-श्रृंखला बेरिलियम -8 का उत्पादन करती है, जो अस्थिर है और अनायास ही दो हीलियम -4 नाभिक में विभाजित हो जाती है। इन उप प्रक्रियाओं का कुल ऊर्जा उत्पादन का लगभग 15 प्रतिशत हिस्सा होता है।

पोस्ट-मेन सीक्वेंस - द गोल्डन ईयर्स

मनुष्य के जीवन चक्र में स्वर्णिम वर्ष वे होते हैं जिनमें ऊर्जा क्षीण होने लगती है, और यही बात एक तारे के लिए भी सच है। कम द्रव्यमान वाले तारे के लिए सुनहरे वर्ष तब होते हैं जब तारे ने अपने मूल में सभी हाइड्रोजन ईंधन का उपभोग कर लिया होता है, और इस अवधि को पोस्ट-मेन अनुक्रम के रूप में भी जाना जाता है। कोर में संलयन प्रतिक्रिया बंद हो जाती है, और बाहरी हीलियम शेल ढह जाता है, जिससे थर्मल ऊर्जा का निर्माण होता है क्योंकि ढहने वाले शेल में संभावित ऊर्जा गतिज ऊर्जा में परिवर्तित हो जाती है।

अतिरिक्त गर्मी के कारण शेल में हाइड्रोजन फिर से फ़्यूज़ करना शुरू कर देता है, लेकिन इस बार, प्रतिक्रिया अधिक गर्मी पैदा करती है, जब यह केवल कोर में हुई थी।

हाइड्रोजन शेल परत का संलयन तारे के किनारों को बाहर की ओर धकेलता है, और बाहरी वातावरण फैलता है और ठंडा हो जाता है, जिससे तारे लाल विशालकाय में बदल जाते हैं। जब लगभग 5 अरब वर्षों में सूर्य के साथ ऐसा होता है, तो यह पृथ्वी से आधी दूरी का विस्तार करेगा।

विस्तार कोर पर बढ़े हुए तापमान के साथ होता है क्योंकि शेल में होने वाली हाइड्रोजन संलयन प्रतिक्रियाओं से अधिक हीलियम डंप हो जाता है। यह इतना गर्म हो जाता है कि हीलियम संलयन कोर में शुरू होता है, बेरिलियम, कार्बन और ऑक्सीजन का उत्पादन करता है, और एक बार यह प्रतिक्रिया (हीलियम फ्लैश कहा जाता है) शुरू होने के बाद, यह जल्दी से फैलता है।

शेल में हीलियम समाप्त होने के बाद, एक छोटे तारे का कोर बनाए गए भारी तत्वों को फ्यूज करने के लिए पर्याप्त गर्मी उत्पन्न नहीं कर सकता है, और कोर के आसपास का खोल फिर से ढह जाता है। यह पतन एक महत्वपूर्ण मात्रा में गर्मी उत्पन्न करता है - खोल में हीलियम संलयन शुरू करने के लिए पर्याप्त - और नया प्रतिक्रिया विस्तार की एक नई अवधि शुरू करती है, जिसके दौरान तारे की त्रिज्या अपने मूल के 100 गुना तक बढ़ जाती है त्रिज्या।

जब हमारा सूर्य इस अवस्था में पहुंचेगा, तो वह मंगल की कक्षा से आगे भी फैल जाएगा।

सूर्य के आकार के तारे विस्तृत होकर ग्रहीय निहारिका बन जाते हैं

बच्चों के लिए एक तारे के जीवन चक्र की किसी भी कहानी में ग्रहीय नीहारिकाओं की व्याख्या शामिल होनी चाहिए, क्योंकि वे ब्रह्मांड में सबसे आश्चर्यजनक घटनाओं में से कुछ हैं। ग्रहीय निहारिका शब्द एक मिथ्या नाम है, क्योंकि इसका ग्रहों से कोई लेना-देना नहीं है।

यह ईश्वर की आंख (हेलिक्स नेबुला) की नाटकीय छवियों और ऐसी अन्य छवियों के लिए जिम्मेदार घटना है जो इंटरनेट को पॉप्युलेट करती हैं। प्रकृति में ग्रहीय होने से कहीं दूर, एक ग्रह नीहारिका एक छोटे तारे की मृत्यु का संकेत है।

जैसे ही तारा अपने दूसरे लाल विशाल चरण में फैलता है, कोर एक साथ एक सुपर-हॉट व्हाइट में ढह जाता है बौना, जो एक घना अवशेष है जिसमें मूल तारे के अधिकांश द्रव्यमान को पृथ्वी के आकार में पैक किया गया है गोला। सफेद बौना पराबैंगनी विकिरण का उत्सर्जन करता है जो विस्तारित शेल में गैस को आयनित करता है, नाटकीय रंग और आकार का उत्पादन करता है।

जो बचा है वह सफेद बौना है

ग्रह नीहारिकाएं लंबे समय तक चलने वाली नहीं हैं, लगभग 20,000 वर्षों में विलुप्त हो जाती हैं। सफेद बौना तारा जो एक ग्रह नीहारिका के विलुप्त होने के बाद रहता है, हालांकि, बहुत लंबे समय तक चलने वाला होता है। यह मूल रूप से इलेक्ट्रॉनों के साथ मिश्रित कार्बन और ऑक्सीजन की एक गांठ है जो इतनी कसकर पैक की जाती है कि उन्हें पतित कहा जाता है। क्वांटम यांत्रिकी के नियमों के अनुसार, उन्हें और अधिक संकुचित नहीं किया जा सकता है। तारा पानी से दस लाख गुना अधिक घना है।

एक सफेद बौने के अंदर कोई संलयन प्रतिक्रिया नहीं होती है, लेकिन यह अपने छोटे सतह क्षेत्र के कारण गर्म रहता है, जो इससे निकलने वाली ऊर्जा की मात्रा को सीमित करता है। यह अंततः ठंडा होकर कार्बन का एक काला, अक्रिय गांठ बन जाएगा और इलेक्ट्रॉनों को खराब कर देगा, लेकिन इसमें १० से १०० अरब साल लगेंगे। ब्रह्मांड इतना पुराना नहीं है कि अभी तक ऐसा हुआ हो।

जन जीवन चक्र को प्रभावित करता है

सूर्य के आकार का तारा जब अपने हाइड्रोजन ईंधन की खपत करता है तो वह सफेद बौना बन जाएगा, लेकिन सूर्य के आकार के 1.4 गुना के द्रव्यमान के साथ एक अलग भाग्य का अनुभव करता है।

इस द्रव्यमान वाले तारे, जिन्हें चंद्रशेखर सीमा के रूप में जाना जाता है, का पतन जारी है, क्योंकि गुरुत्वाकर्षण बल इलेक्ट्रॉन अध: पतन के बाहरी प्रतिरोध को दूर करने के लिए पर्याप्त है। ये सफेद बौने बनने के बजाय न्यूट्रॉन तारे बन जाते हैं।

चूंकि चंद्रशेखर की द्रव्यमान सीमा तारे के अपने अधिकांश द्रव्यमान को दूर करने के बाद कोर पर लागू होती है, और चूंकि खोया हुआ द्रव्यमान है उल्लेखनीय है कि न्यूट्रॉन तारा बनने के लिए लाल विशाल चरण में प्रवेश करने से पहले तारे के पास सूर्य के द्रव्यमान का लगभग आठ गुना होना चाहिए।

लाल बौने तारे वे होते हैं जिनका द्रव्यमान सौर द्रव्यमान के आधे से तीन-चौथाई के बीच होता है। वे सभी सितारों में सबसे अच्छे हैं और अपने कोर में ज्यादा हीलियम जमा नहीं करते हैं। नतीजतन, जब वे अपने परमाणु ईंधन को समाप्त कर देते हैं तो वे लाल दिग्गज बनने के लिए विस्तार नहीं करते हैं। इसके बजाय, वे एक ग्रह नीहारिका के उत्पादन के बिना सीधे सफेद बौनों में सिकुड़ जाते हैं। क्योंकि ये तारे इतनी धीमी गति से जलते हैं, हालांकि, इनमें से किसी एक को इस प्रक्रिया से गुजरने में लंबा समय लगेगा - शायद 100 अरब वर्ष तक।

0.5 से कम सौर द्रव्यमान वाले सितारों को भूरे रंग के बौने के रूप में जाना जाता है। वे वास्तव में बिल्कुल भी तारे नहीं हैं, क्योंकि जब वे बने थे, तो उनके पास हाइड्रोजन संलयन शुरू करने के लिए पर्याप्त द्रव्यमान नहीं था। गुरुत्वाकर्षण की संपीड़ित ताकतें ऐसे सितारों को विकीर्ण करने के लिए पर्याप्त ऊर्जा उत्पन्न करती हैं, लेकिन यह स्पेक्ट्रम के सुदूर लाल छोर पर बमुश्किल बोधगम्य प्रकाश के साथ है।

क्योंकि कोई ईंधन की खपत नहीं है, ऐसे तारे को ठीक उसी तरह रहने से रोकने के लिए कुछ भी नहीं है, जब तक ब्रह्मांड रहता है। सौर मंडल के तत्काल पड़ोस में उनमें से एक या कई हो सकते हैं, और क्योंकि वे इतने मंद चमकते हैं, हम कभी नहीं जान पाएंगे कि वे वहां थे।

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