रूसी संघ के कृषि और खाद्य मंत्रालय

टूमेन राज्य कृषि अकादमी

दर्शनशास्त्र विभाग

अनुशासन पर परीक्षा"आधुनिक प्राकृतिक विज्ञान की अवधारणाएँ"

विषय: तारों और ग्रहों की संरचना और विकास.

प्रदर्शन किया:

एम अंतरतारकीय गैस

मानवता को इस सरल और एक ही समय में राजसी तथ्य को समझने में हजारों साल का वैज्ञानिक विकास लगा कि तारे कमोबेश सूर्य के समान वस्तुएं हैं, लेकिन केवल हमसे अतुलनीय रूप से अधिक दूरी पर हैं।

लगभग आधी सदी से, अंतरतारकीय गैस का अध्ययन मुख्य रूप से इसमें बनी अवशोषण रेखाओं का विश्लेषण करके किया जाता रहा है। उदाहरण के लिए, यह पता चला कि अक्सर इन रेखाओं में एक जटिल संरचना होती है, यानी, उनमें एक-दूसरे के करीब स्थित कई घटक होते हैं। ऐसा प्रत्येक घटक तब उत्पन्न होता है जब किसी तारे का प्रकाश अंतरतारकीय माध्यम के एक विशिष्ट बादल में अवशोषित हो जाता है, और बादल 10 किमी/सेकंड के करीब की गति से एक दूसरे के सापेक्ष चलते हैं। डॉपलर प्रभाव के कारण, इससे अवशोषण रेखाओं की तरंग दैर्ध्य में थोड़ा बदलाव होता है।

प्रथम अनुमान के अनुसार, अंतरतारकीय गैस की रासायनिक संरचना, सूर्य और तारों की रासायनिक संरचना के काफी करीब थी। प्रमुख तत्व हाइड्रोजन और हीलियम हैं, जबकि शेष तत्वों को हम "अशुद्धियाँ" मान सकते हैं।

अंतरतारकीय धूल

अब तक, अंतरतारकीय माध्यम के बारे में बात करते समय, हमारा तात्पर्य केवल अंतरतारकीय गैस से है, लेकिन एक अन्य घटक भी है। हम बात कर रहे हैं अंतरतारकीय धूल की। हम ऊपर बता चुके हैं कि पिछली सदी में भी इंटरस्टेलर स्पेस की पारदर्शिता के मुद्दे पर बहस हुई थी। 1930 के आसपास ही यह बिना किसी संदेह के सिद्ध हो गया था कि अंतरतारकीय अंतरिक्ष वास्तव में पूरी तरह से पारदर्शी नहीं है। प्रकाश-अवशोषित पदार्थ गांगेय तल के पास काफी पतली परत में केंद्रित होता है। नीली और बैंगनी किरणें सबसे अधिक तीव्रता से अवशोषित होती हैं, जबकि लाल किरणों में अवशोषण अपेक्षाकृत कम होता है।

यह किस प्रकार का पदार्थ है? अब यह सिद्ध हो गया है कि प्रकाश का अवशोषण अंतरतारकीय धूल, यानी एक माइक्रोन से कम आकार के ठोस सूक्ष्म कणों के कारण होता है। इन धूल कणों की एक जटिल रासायनिक संरचना होती है। यह स्थापित किया गया है कि धूल के कणों का आकार काफी लम्बा होता है और वे कुछ हद तक "उन्मुख" होते हैं, अर्थात, उनके बढ़ाव की दिशाएँ किसी दिए गए बादल में कम या ज्यादा समानांतर "पंक्तिबद्ध" होती हैं। इस कारण से, पतले माध्यम से गुजरने वाला तारा प्रकाश आंशिक रूप से ध्रुवीकृत हो जाता है।

तारकीय विकास के चरण

यह प्रक्रिया स्वाभाविक अर्थात् अपरिहार्य है। वास्तव में, अंतरतारकीय माध्यम की थर्मल अस्थिरता अनिवार्य रूप से इसके विखंडन की ओर ले जाती है, अर्थात, अलग-अलग, अपेक्षाकृत घने बादलों और इंटरक्लाउड माध्यम में अलग हो जाती है। हालाँकि, बादलों को उनके स्वयं के गुरुत्वाकर्षण द्वारा संपीड़ित नहीं किया जा सकता है - वे इसके लिए पर्याप्त घने और बड़े नहीं हैं। लेकिन यहाँ अंतरतारकीय चुंबकीय क्षेत्र "खेल में आता है।" इस क्षेत्र की क्षेत्र रेखाओं की प्रणाली में, बल्कि गहरे "छेद" अनिवार्य रूप से बनते हैं, जिसमें अंतरतारकीय माध्यम के बादल "झुंड" होते हैं। इससे विशाल गैस-धूल परिसरों का निर्माण होता है। ऐसे परिसरों में, ठंडी गैस की एक परत बनती है, क्योंकि तारों की पराबैंगनी विकिरण जो अंतरतारकीय कार्बन को आयनित करती है, घने परिसर में स्थित ब्रह्मांडीय धूल द्वारा दृढ़ता से अवशोषित होती है, और तटस्थ कार्बन परमाणु अंतरतारकीय गैस को दृढ़ता से ठंडा करते हैं और इसे "थर्मोस्टेट" करते हैं। बहुत कम तापमान - लगभग 5-10 डिग्री केल्विन। चूँकि ठंडी परत में गैस का दबाव आसपास की गर्म गैस के बाहरी दबाव के बराबर होता है, इस परत में घनत्व बहुत अधिक होता है और प्रति घन सेंटीमीटर कई हजार परमाणुओं तक पहुँच जाता है। अपने स्वयं के गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में, ठंडी परत, लगभग एक पारसेक की मोटाई तक पहुंचने के बाद, अलग-अलग, यहां तक ​​कि सघन गुच्छों में "टुकड़े" होना शुरू हो जाएगी, जो अपने स्वयं के गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में संपीड़ित होती रहेगी। इस बिल्कुल स्वाभाविक तरीके से, अंतरतारकीय माध्यम में प्रोटोस्टार का जुड़ाव उत्पन्न होता है। ऐसा प्रत्येक प्रोटोस्टार अपने द्रव्यमान के आधार पर दर से विकसित होता है।

जब गैस द्रव्यमान का एक महत्वपूर्ण हिस्सा तारों में बदल जाता है, तो अंतरतारकीय चुंबकीय क्षेत्र, जो अपने दबाव से गैस-धूल परिसर का समर्थन करता है, स्वाभाविक रूप से तारों और युवा प्रोटोस्टार को प्रभावित नहीं करेगा। आकाशगंगा के गुरुत्वाकर्षण आकर्षण के प्रभाव में, वे आकाशगंगा तल की ओर गिरना शुरू कर देंगे। इस प्रकार, युवा तारकीय संघों को हमेशा गांगेय विमान के पास जाना चाहिए।

कुछ समय पहले, खगोलविदों का मानना ​​था कि अंतरतारकीय गैस और धूल से एक तारा बनने में लाखों वर्ष लग गए। लेकिन हाल के वर्षों में, आकाश के एक क्षेत्र की आश्चर्यजनक तस्वीरें ली गई हैं जो ग्रेट ओरियन नेबुला का हिस्सा है, जहां कई वर्षों के दौरान सितारों का एक छोटा समूह दिखाई दिया है। तस्वीरें 1947 की हैं. इस स्थान पर तीन तारे जैसी वस्तुओं का एक समूह दिखाई दे रहा था। 1954 तक उनमें से कुछ आयताकार हो गए, और 1959 तक। ये आयताकार संरचनाएँ अलग-अलग तारों में टूट गईं - मानव जाति के इतिहास में पहली बार, लोगों ने हमारी आँखों के सामने तारों का जन्म सचमुच देखा। इस अभूतपूर्व घटना ने खगोलविदों को दिखाया कि तारे कम समय में पैदा हो सकते हैं, और पहले का अजीब तर्क था कि तारे आमतौर पर समूहों या तारा समूहों में पैदा होते हैं, जो सही निकला।

उनकी घटना का तंत्र क्या है? क्यों, आकाश के कई वर्षों के खगोलीय दृश्य और फोटोग्राफिक अवलोकनों के बाद, पहली बार सितारों के "भौतिकीकरण" को देखना अब संभव हो गया है? किसी तारे का जन्म कोई असाधारण घटना नहीं हो सकती: आकाश के कई हिस्सों में इन पिंडों के प्रकट होने के लिए आवश्यक परिस्थितियाँ होती हैं।

आकाशगंगा के धूमिल क्षेत्रों की तस्वीरों के सावधानीपूर्वक अध्ययन के परिणामस्वरूप, अनियमित आकार के छोटे काले धब्बे, या ग्लोब्यूल्स की खोज करना संभव हुआ, जो धूल और गैस के बड़े पैमाने पर संचय हैं। वे काले दिखते हैं क्योंकि वे अपना स्वयं का प्रकाश उत्सर्जित नहीं करते हैं और हमारे और चमकीले सितारों के बीच स्थित होते हैं, जिस प्रकाश से वे अस्पष्ट हो जाते हैं। इन गैस और धूल के बादलों में धूल के कण होते हैं जो अपने पीछे स्थित तारों से आने वाले प्रकाश को बहुत तीव्रता से अवशोषित करते हैं। ग्लोब्यूल्स के आयाम विशाल हैं - व्यास में कई प्रकाश वर्ष तक। इस तथ्य के बावजूद कि इन समूहों में पदार्थ बहुत दुर्लभ है, उनकी कुल मात्रा इतनी बड़ी है कि यह सूर्य के करीब द्रव्यमान वाले तारों के छोटे समूह बनाने के लिए पर्याप्त है। यह कल्पना करने के लिए कि तारे ग्लोब्यूल्स से कैसे निकलते हैं, याद रखें कि सभी तारे उत्सर्जन करते हैं और उनका विकिरण दबाव डालता है। संवेदनशील उपकरण विकसित किए गए हैं जो पृथ्वी के वायुमंडल में प्रवेश करने वाले सूर्य के प्रकाश के दबाव पर प्रतिक्रिया करते हैं। काले ग्लोब्यूल में, आसपास के तारों द्वारा उत्सर्जित विकिरण दबाव के प्रभाव में, सामग्री संपीड़ित और संकुचित होती है। ग्लोब्यूल के अंदर एक "हवा" चलती है, जो गैस और धूल के कणों को सभी दिशाओं में बिखेरती है, जिससे ग्लोब्यूल का पदार्थ निरंतर अशांत गति में रहता है।

ग्लोब्यूल को एक अशांत गैस-धूल द्रव्यमान के रूप में माना जा सकता है, जो सभी तरफ से विकिरण द्वारा दबाया जाता है। इस दबाव के प्रभाव में, गैस और धूल से भरा आयतन संकुचित होकर छोटा और छोटा होता जाएगा। इस तरह का संपीड़न समय की अवधि में होता है, जो ग्लोब्यूल के आसपास के विकिरण स्रोतों और बाद की तीव्रता पर निर्भर करता है। ग्लोब्यूल के केंद्र में द्रव्यमान की सांद्रता से उत्पन्न गुरुत्वाकर्षण बल भी ग्लोब्यूल को संपीड़ित करते हैं, जिससे पदार्थ अपने केंद्र की ओर गिरता है। जैसे ही वे गिरते हैं, पदार्थ के कण गतिज ऊर्जा प्राप्त कर लेते हैं और गैस और धूल के बादल को गर्म कर देते हैं।

पदार्थ का पतन सैकड़ों वर्षों तक रह सकता है। पहले तो यह धीरे-धीरे, जल्दबाजी से होता है, क्योंकि कणों को केंद्र की ओर आकर्षित करने वाली गुरुत्वाकर्षण शक्तियाँ अभी भी बहुत कमज़ोर हैं। कुछ समय बाद, जब ग्लोब्यूल छोटा हो जाता है और गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र तीव्र हो जाता है, तो गिरावट तेजी से होने लगती है। लेकिन, जैसा कि हम पहले से ही जानते हैं, ग्लोब्यूल बहुत बड़ा है, व्यास में कम से कम एक प्रकाश वर्ष। इसका मतलब है कि इसकी बाहरी सीमा से केंद्र तक की दूरी 10 ट्रिलियन किलोमीटर से अधिक हो सकती है। यदि ग्लोब्यूल के किनारे से कोई कण 2 किमी/सेकंड से थोड़ी कम गति से केंद्र की ओर गिरना शुरू कर देता है, तो वह 200,000 वर्षों के बाद ही केंद्र तक पहुंच पाएगा। अवलोकनों से पता चलता है कि गैस और धूल के कणों की गति की गति वास्तव में बहुत अधिक है, और इसलिए गुरुत्वाकर्षण संपीड़न बहुत तेजी से होता है।

केंद्र की ओर पदार्थ के गिरने के साथ-साथ कणों का बार-बार टकराव होता है और उनकी गतिज ऊर्जा का तापीय ऊर्जा में रूपांतरण होता है। परिणामस्वरूप, ग्लोब्यूल का तापमान बढ़ जाता है। ग्लोब्यूल एक प्रोटोस्टार बन जाता है और चमकने लगता है, क्योंकि कण गति की ऊर्जा गर्मी और गर्म धूल और गैस में बदल गई है।

इस स्तर पर, प्रोटोस्टार मुश्किल से दिखाई देता है, क्योंकि इसका अधिकांश विकिरण सुदूर अवरक्त क्षेत्र में होता है। तारा अभी तक पैदा नहीं हुआ है, लेकिन उसका भ्रूण पहले ही प्रकट हो चुका है। खगोलविदों को अभी तक यह नहीं पता है कि एक प्रोटोस्टार को उस चरण तक पहुंचने में कितना समय लगता है जहां वह एक मंद लाल गेंद की तरह चमकता है और दिखाई देने लगता है। विभिन्न अनुमानों के अनुसार, यह समय हजारों से लेकर कई मिलियन वर्षों तक होता है। हालाँकि, ग्रेट ओरियन नेबुला में तारों की उपस्थिति को याद करते हुए, शायद यह विचार करने योग्य है कि न्यूनतम समय मान देने वाला अनुमान वास्तविकता के सबसे करीब है।

आधुनिक खगोल विज्ञान द्वारा अध्ययन किए गए असंख्य खगोलीय पिंडों में से ग्रह एक विशेष स्थान रखते हैं। आख़िरकार, हम सभी अच्छी तरह से जानते हैं कि जिस पृथ्वी पर हम रहते हैं वह एक ग्रह है, इसलिए ग्रह मूल रूप से हमारी पृथ्वी के समान पिंड हैं।

लेकिन ग्रहों की दुनिया में हमें एक-दूसरे से पूरी तरह मिलते-जुलते दो भी नहीं मिलेंगे। ग्रहों पर भौतिक स्थितियों की विविधता बहुत अधिक है। सूर्य से ग्रह की दूरी (और इसलिए सौर ताप की मात्रा और सतह का तापमान), इसका आकार, सतह पर गुरुत्वाकर्षण का तनाव, घूर्णन की धुरी का अभिविन्यास, जो मौसम के परिवर्तन, उपस्थिति को निर्धारित करता है और सौर मंडल के सभी नौ ग्रहों के लिए वायुमंडल की संरचना, आंतरिक संरचना और कई अन्य गुण अलग-अलग हैं।

जैसा कि उन परिस्थितियों के अध्ययन से पता चलता है जिनके तहत जीवित पदार्थ की उत्पत्ति और आगे का विकास संभव है, केवल ग्रहों पर ही हम जैविक जीवन के अस्तित्व के संकेत देख सकते हैं। यही कारण है कि ग्रहों का अध्ययन सामान्य रुचि का होने के साथ-साथ अंतरिक्ष जीवविज्ञान की दृष्टि से भी अत्यंत महत्वपूर्ण है।

ग्रहों का अध्ययन, खगोल विज्ञान के अलावा, विज्ञान के अन्य क्षेत्रों के लिए भी बहुत महत्वपूर्ण है, मुख्य रूप से पृथ्वी विज्ञान - भूविज्ञान और भूभौतिकी, साथ ही ब्रह्मांड विज्ञान - हमारी पृथ्वी सहित आकाशीय पिंडों की उत्पत्ति और विकास का विज्ञान।

ग्रहों के बारे में आधुनिक विचार तुरंत विकसित नहीं हुए। इसके लिए ज्ञान के संचय और विकास और पुराने, अप्रचलित विचारों के साथ नए, प्रगतिशील ज्ञान के लगातार संघर्ष की कई शताब्दियों की आवश्यकता थी।

ब्रह्मांड के बारे में प्राचीन विचारों में, पृथ्वी को चपटा माना जाता था, और ग्रहों को केवल आकाश पर चमकदार बिंदु माना जाता था, जो तारों से केवल इस मायने में भिन्न थे कि वे उनके बीच घूमते थे, एक नक्षत्र से दूसरे नक्षत्र की ओर बढ़ते थे। इसी कारण से, ग्रहों को यह नाम मिला जिसका अर्थ है "घूमना"। प्राचीन काल के पर्यवेक्षक पाँच ग्रहों से अवगत थे: बुध, शुक्र, मंगल, बृहस्पति और शनि।

पृथ्वी का गोलाकार आकार स्थापित होने और इसके आयामों को पहली बार निर्धारित करने के बाद भी (तीसरी शताब्दी ईसा पूर्व में एराटोस्थनीज द्वारा), अंतरिक्ष में पृथ्वी की सीमा स्पष्ट होने के बाद, ग्रहों की प्रकृति के बारे में कुछ भी ज्ञात नहीं था। और फिर भी, पुरातनता के उत्कृष्ट विचारकों के विचारों में: एनाक्सागोरस, डेमोक्रिटस, एपिकुरस, ल्यूक्रेटियस, हम ब्रह्मांड की भौतिकता और अनंतता के बारे में विचारों का सामना करेंगे, जो हमारे समान अनगिनत दुनियाओं से भरे हुए हैं, जिनमें से कई जीवित प्राणियों द्वारा बसाए जा सकते हैं। . इन विचारकों ने आकाशीय पिंडों की प्रकृति के बारे में बहुत ही रोचक विचार व्यक्त किये।

ग्रहों का निर्माण.

आइए अपने सूर्य के उपग्रहों की ओर, निहारिका के उन टुकड़ों की ओर लौटते हैं जो केन्द्रापसारक बल के प्रभाव में केंद्रीय झुरमुट से अलग हो गए और उसके चारों ओर घूमने लगे। यहीं पर ऐसी स्थितियाँ निर्मित होती हैं जो निहारिका के प्रकाश और भारी कणों के पृथक्करण को बढ़ावा देती हैं। सोना उगलने वाली रेत से धोकर या थ्रेशर में अनाज छानकर सोना निकालने की हमारी प्राचीन पद्धति के साथ भी कुछ ऐसा ही हो रहा है। पानी या हवा की धारा हल्के कणों को बहा ले जाती है और भारी कणों को पीछे छोड़ देती है। उपग्रह बादल सूर्य से बहुत भिन्न दूरी पर स्थित होते हैं। यह दूर के लोगों को मुश्किल से गर्म करता है। लेकिन प्रियजनों में - इसकी गर्मी वह सब कुछ वाष्पित कर देती है जो वाष्पित हो सकता है। और इसकी चमकदार चमकदार रोशनी, एक प्रकार की "हवा" की तरह काम करते हुए, उनमें से वह सब कुछ उड़ा देती है जो वाष्पित हो गया है, वह सब कुछ जो हल्का है, केवल वही छोड़ता है जो भारी है, जिसे "स्थानांतरित नहीं किया जा सकता है।" इसलिए, लगभग कोई हल्की गैसें नहीं हैं यहाँ बचे हैं - हाइड्रोजन और हीलियम, गैस-धूल नीहारिका का मुख्य घटक। कुछ अन्य "वाष्पशील" पदार्थ बचे हैं। यह सब गर्म "हवा" द्वारा दूर तक ले जाया जाता है। परिणामस्वरूप, कुछ समय बाद उपग्रह बादलों की रासायनिक संरचना बिल्कुल अलग हो जाती है। दूर के लोगों में, वह शायद ही बदला है। और सूर्य के निकट जो घेरा है, उसमें गर्मी और प्रकाश निकलता है, केवल "कैल्सीनयुक्त" और "उड़ा हुआ" पदार्थ ही रहता है - भारी तत्वों का एक अलग "कीमती महत्वपूर्ण मिश्रण"। रहने योग्य ग्रह बनाने की सामग्री तैयार है। "सामग्री" को "उत्पाद", निहारिका के कणों को ग्रहों में बदलने की प्रक्रिया शुरू होती है।

चरण एक कणों का आसंजन है। सुदूर उपग्रह बादलों में, प्रकाश गैसों के असंख्य अणु और धूल के दुर्लभ प्रकाश कण धीरे-धीरे कम घनत्व की विशाल ढीली गेंदों में एकत्रित हो जाते हैं। भविष्य में ये बृहस्पति समूह के ग्रह हैं। सूर्य के नजदीक उपग्रह बादलों में, भारी धूल के कण घने चट्टानी झुरमुटों में एक साथ चिपक जाते हैं। वे अपने तारे के चारों ओर कक्षा में तैरते हुए विशाल विशाल चट्टानी खंडों, राक्षसी भूरे कोणीय द्रव्यमान में एकजुट होते हैं। अलग-अलग, कभी-कभी प्रतिच्छेदी कक्षाओं में घूमते हुए, ये "क्षुद्रग्रह", प्रत्येक दसियों किलोमीटर आकार के, टकराते हैं। यदि कम सापेक्ष गति पर, तो वे एक दूसरे में "दबाते", "ढेर", एक दूसरे से "चिपकते" प्रतीत होते हैं। वे बड़े समूहों में विलीन हो जाते हैं। यदि तेज़ गति से, वे एक-दूसरे को कुचलते और कुचलते हैं, तो नई "छोटी चीज़ों" को जन्म देते हैं, अनगिनत टुकड़े, टुकड़े जो फिर से एकीकरण के लंबे रास्ते से गुजरते हैं। छोटे कणों को बड़े खगोलीय पिंडों में विलीन करने की यह प्रक्रिया सैकड़ों लाखों वर्षों से चल रही है। जैसे-जैसे उनका आकार बढ़ता है, वे अधिक से अधिक गोलाकार होते जाते हैं। जैसे-जैसे द्रव्यमान बढ़ता है, उनकी सतह पर गुरुत्वाकर्षण बल बढ़ता है। ऊपरी परतें भीतरी परतों पर दबाव डालती हैं। उभरे हुए हिस्से भारी बोझ बन जाते हैं और धीरे-धीरे अंतर्निहित द्रव्यमान की मोटाई में डूब जाते हैं, जिससे वे अपने नीचे अलग हो जाते हैं। वे, किनारों की ओर बढ़ते हुए, गड्ढों को भर देते हैं। खुरदुरी "गांठ" को धीरे-धीरे चिकना कर दिया जाता है। परिणामस्वरूप, सूर्य के निकट कई अपेक्षाकृत छोटे आकार के, लेकिन बहुत घने, बहुत भारी पदार्थ से बने स्थलीय ग्रह बनते हैं। उनमें से पृथ्वी भी है। ये सभी अपनी समृद्ध रासायनिक संरचना, भारी तत्वों की प्रचुरता और उच्च विशिष्ट गुरुत्व में बृहस्पति समूह के ग्रहों से बिल्कुल भिन्न हैं। अब आइए पृथ्वी पर नजर डालें। तारों भरी पृष्ठभूमि में, एक तरफ सूर्य की तेज किरणों से प्रकाशित, एक विशाल पत्थर की गेंद हमारे सामने तैरती है। यह अभी भी सहज नहीं है, सम भी नहीं। जिन ब्लॉकों ने उसे अंधा कर दिया था उनके उभार अभी भी यहां-वहां चिपके हुए हैं। आप उनके बीच पूरी तरह से बंद नहीं हुए "सीम" को भी "पढ़" सकते हैं। यह अभी भी "कठिन काम" है, लेकिन यहाँ दिलचस्प बात है। वहां पहले से ही माहौल है. थोड़ा बादल छाए रहेंगे, जाहिर तौर पर धूल से, लेकिन बादलों के बिना। ये ग्रह की गहराई से निचोड़े गए हाइड्रोजन और हीलियम हैं, जो एक समय में चट्टानी कणों से चिपक गए थे और किसी तरह चमत्कारिक रूप से जीवित रहे, सूरज की किरणों से "उड़ाए" नहीं गए। पृथ्वी का प्राथमिक वायुमंडल. यह लंबे समय तक नहीं टिकेगा। "यदि आप इसे धोते नहीं हैं, तो बस इसकी सवारी करें।" सूरज इसे नष्ट कर देगा। हाइड्रोजन और हीलियम के हल्के मोबाइल अणु, सूर्य की किरणों के ताप के प्रभाव में, धीरे-धीरे अंतरिक्ष में वाष्पित हो जाएंगे। इस प्रक्रिया को "अपव्यय" कहा जाता है

चरण दो गर्म हो रहा है। 0रेडियोधर्मी पदार्थ ग्रह के अंदर फंसे हुए हैं, दूसरों के साथ मिश्रित हैं। वे इस मायने में भिन्न हैं कि वे लगातार गर्मी उत्सर्जित करते हैं और थोड़ा गर्म होते हैं। लेकिन ग्रह की गहराई में, इस गर्मी से बचने की कोई जगह नहीं है, कोई वेंटिलेशन नहीं है, कोई धोने योग्य नमी नहीं है। उनके ऊपर ऊपरी परतों का एक मोटा "कोट" होता है। गर्मी जमा हो जाती है. यह रेडियोधर्मी ताप ग्रह की संपूर्ण मोटाई को नरम करना शुरू कर देता है। किसी पदार्थ के नरम रूप में, एक समय में अव्यवस्थित रूप से, अव्यवस्थित रूप से

जिन लोगों ने उसे अंधा कर दिया था, वे अब वजन के आधार पर वितरित होने लगे हैं। भारी लोग धीरे-धीरे नीचे आते हैं, केंद्र की ओर डूबते हैं। उनके द्वारा फेफड़े सिकुड़ जाते हैं, ऊंचे उठ जाते हैं और सतह के करीब तैरने लगते हैं। धीरे-धीरे, ग्रह हमारी वर्तमान पृथ्वी के समान एक संरचना प्राप्त कर लेता है - केंद्र में, शीर्ष पर ढेर परतों के राक्षसी वजन से संपीड़ित, एक भारी कोर। यह हल्के वजन वाले पदार्थ की मोटी परत के "मेंटल" से घिरा हुआ है। और अंत में, बाहर बहुत पतला है, केवल कुछ दसियों किलोमीटर मोटा, "परत", जिसमें सबसे हल्की चट्टानें शामिल हैं। रेडियोधर्मी पदार्थ मुख्यतः हल्की चट्टानों में पाए जाते हैं। इसलिए, अब वे "छाल" में जमा हो गए हैं और इसे गर्म कर रहे हैं। ग्रह की सतह से मुख्य ऊष्मा अंतरिक्ष में चली जाती है - ग्रह से "गर्मी का हल्का सा झोंका" आता है। और दसियों किलोमीटर की गहराई पर, गर्मी बरकरार रहती है, जिससे चट्टानें गर्म हो जाती हैं।

चरण तीन - ज्वालामुखीय गतिविधि। 0 कुछ स्थानों पर, ग्रह का आंतरिक भाग लाल गर्म चमक रहा है। फिर और भी ज्यादा. पत्थर पिघल जाते हैं और नारंगी-सफेद रोशनी से चमकते हुए "मैग्मा" की लाल-गर्म उग्र गंदगी में बदल जाते हैं। यह परत की मोटाई में संकुचित होता है। यह संपीड़ित गैसों से भरा हुआ है जो विस्फोट करने के लिए तैयार होगा, जिससे यह सारा मैग्मा उग्र छींटों के साथ सभी दिशाओं में बिखर जाएगा। लेकिन इसके लिए पर्याप्त ताकत नहीं है. ग्रह की आसपास की परत, जो ऊपर से नीचे की ओर दबती है, बहुत मजबूत और भारी है। और उग्र मैग्मा, किसी तरह ऊपर की ओर, स्वतंत्रता के लिए टूटने की कोशिश कर रहा है, इसे निचोड़ने वाले ब्लॉकों के बीच कमजोर स्थानों को महसूस करता है, दरारों में दब जाता है, अपनी गर्मी से उनकी दीवारों को पिघला देता है। और वर्षों में धीरे-धीरे, सदियों से ताकत हासिल करते हुए, यह गहराई से ग्रह की सतह तक बढ़ जाता है। और यहाँ जीत है! "चैनल" टूट गया है! चट्टानों को हिलाते हुए, आग का एक स्तंभ गर्जना के साथ गहराई से बाहर निकलता है। धुएं और भाप का गुबार आसमान की ओर उठता है। पत्थर और राख ऊपर की ओर उड़ते हैं। उग्र मैग्मा, जिसे अब "लावा" कहा जाता है, ग्रह की सतह पर बहता है और किनारों तक फैल जाता है। एक ज्वालामुखी फूटता है. ग्रह पर ऐसे कई "अंदर से छिद्रित छेद" हैं। वे युवा ग्रह को "अति ताप से लड़ने" में मदद करते हैं। उनके माध्यम से, यह खुद को संचित उग्र मैग्मा से मुक्त करता है, इसे फोड़ने वाली गर्म गैसों को "बाहर निकालता है", मुख्य रूप से कार्बन डाइऑक्साइड और जल वाष्प, और उनके साथ मीथेन और अमोनिया जैसी विभिन्न अशुद्धियाँ। धीरे-धीरे, वायुमंडल से हाइड्रोजन और हीलियम लगभग गायब हो गए और इसमें मुख्य रूप से ज्वालामुखीय गैसें शामिल होने लगीं। इसमें अभी तक ऑक्सीजन का कोई अंश नहीं है. यह वातावरण जीवन के लिए सर्वथा अनुपयुक्त है। यह बहुत महत्वपूर्ण है कि ज्वालामुखी सतह पर बड़ी मात्रा में जलवाष्प उत्सर्जित करते हैं। यह बादलों में जा रहा है. उनसे ग्रह की सतह पर वर्षा होती है। पानी निचले इलाकों में बहकर जमा हो जाता है। और धीरे-धीरे ग्रह पर झीलें, समुद्र और महासागर बनते हैं, जिनमें जीवन विकसित हो सकता है।

सौरमंडल का निर्माण

अब दो शताब्दियों से, सौर मंडल की उत्पत्ति की समस्या ने हमारे ग्रह के उत्कृष्ट विचारकों को चिंतित कर दिया है। इस समस्या का अध्ययन दार्शनिक कांट और गणितज्ञ लाप्लास से लेकर 19वीं और 20वीं शताब्दी के खगोलविदों और भौतिकविदों की एक श्रृंखला द्वारा किया गया था।

और फिर भी हम अभी भी इस समस्या के समाधान से काफी दूर हैं। लेकिन पिछले तीन दशकों में, तारों के विकास पथ का प्रश्न स्पष्ट हो गया है। और यद्यपि गैस-धूल निहारिका से तारे के जन्म का विवरण अभी भी स्पष्ट नहीं है, अब हम स्पष्ट रूप से समझते हैं कि आगे के विकास के अरबों वर्षों में इसका क्या होता है।

पिछली दो शताब्दियों में एक-दूसरे की जगह लेने वाली विभिन्न ब्रह्मांड संबंधी परिकल्पनाओं की प्रस्तुति की ओर बढ़ते हुए, हम महान जर्मन दार्शनिक कांट की परिकल्पना और उस सिद्धांत से शुरुआत करेंगे जिसे कई दशकों बाद स्वतंत्र रूप से फ्रांसीसी गणितज्ञ लाप्लास द्वारा प्रस्तावित किया गया था। इन सिद्धांतों के निर्माण का आधार समय की कसौटी पर खरा उतरा है।

कई महत्वपूर्ण मुद्दों पर कांट और लाप्लास के दृष्टिकोण में तीव्र भिन्नता थी। कांट एक ठंडी धूल नीहारिका के विकासवादी विकास से आगे बढ़े, जिसके दौरान पहले एक केंद्रीय विशाल पिंड उभरा - भविष्य का सूर्य, और फिर ग्रह, जबकि लाप्लास ने मूल नीहारिका को गैसीय और उच्च घूर्णन दर के साथ बहुत गर्म माना। सार्वभौमिक गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में संकुचित होकर, निहारिका, कोणीय गति के संरक्षण के नियम के कारण, तेजी से और तेजी से घूमती है। उच्च केन्द्रापसारक बलों के कारण, छल्ले क्रमिक रूप से इससे अलग हो गए। फिर वे संघनित होकर ग्रह बन गये।

इस प्रकार, लाप्लास की परिकल्पना के अनुसार, ग्रहों का निर्माण सूर्य से पहले हुआ था। हालाँकि, मतभेदों के बावजूद, एक सामान्य महत्वपूर्ण विशेषता यह विचार है कि सौर मंडल निहारिका के प्राकृतिक विकास के परिणामस्वरूप उत्पन्न हुआ। इसीलिए इस अवधारणा को "कांट-लाप्लास परिकल्पना" कहने की प्रथा है।

हालाँकि, इस सिद्धांत को एक कठिनाई का सामना करना पड़ता है। हमारे सौर मंडल, जिसमें विभिन्न आकार और द्रव्यमान के नौ ग्रह शामिल हैं, की एक ख़ासियत है: केंद्रीय शरीर - सूर्य और ग्रहों के बीच कोणीय गति का एक असामान्य वितरण।

संवेग बाहरी दुनिया से अलग किसी भी यांत्रिक प्रणाली की सबसे महत्वपूर्ण विशेषताओं में से एक है। यह एक ऐसी प्रणाली है जिससे सूर्य और उसके आसपास के ग्रहों पर विचार किया जा सकता है। कोणीय गति को सिस्टम के "रोटेशन रिजर्व" के रूप में परिभाषित किया जा सकता है। इस घूर्णन में ग्रहों की कक्षीय गति और सूर्य और ग्रहों की धुरी के चारों ओर घूमना शामिल है।

सौर मंडल के कोणीय गति का बड़ा हिस्सा विशाल ग्रहों बृहस्पति और शनि की कक्षीय गति में केंद्रित है।

लाप्लास की परिकल्पना के दृष्टिकोण से, यह पूरी तरह से समझ से बाहर है। उस युग में जब वलय मूल, तेजी से घूमने वाली नीहारिका से अलग हो गया था, नीहारिका की परतें जिनसे सूर्य बाद में संघनित हुआ था, उनकी गति (प्रति इकाई द्रव्यमान) अलग हुई वलय के पदार्थ के लगभग समान थी (क्योंकि कोणीय वेग के कारण) अंगूठी और बाकी हिस्से लगभग समान थे)। चूँकि उत्तरार्द्ध का द्रव्यमान मुख्य नीहारिका ("प्रोटोसून") से काफी कम था, रिंग का कुल कोणीय संवेग "प्रोटोसून" की तुलना में बहुत कम होना चाहिए। लाप्लास की परिकल्पना में "प्रोटो-सन" से रिंग तक गति स्थानांतरित करने के लिए कोई तंत्र नहीं है। इसलिए, पूरे आगे के विकास के दौरान, "प्रोटो-सूर्य" और फिर सूर्य का कोणीय संवेग, छल्लों और उनसे बने ग्रहों की तुलना में बहुत अधिक होना चाहिए। लेकिन यह निष्कर्ष सूर्य और ग्रहों के बीच गति के वास्तविक वितरण का खंडन करता है।

लाप्लास की परिकल्पना के लिए यह कठिनाई दुर्गम साबित हुई।

आइए हम जीन्स परिकल्पना पर ध्यान दें, जो वर्तमान शताब्दी के पहले तीसरे में व्यापक हो गई। यह कांट-लाप्लास परिकल्पना के बिल्कुल विपरीत है। यदि उत्तरार्द्ध सरल से जटिल तक विकास की एकमात्र प्राकृतिक प्रक्रिया के रूप में ग्रह प्रणालियों के गठन को दर्शाता है, तो जीन्स की परिकल्पना में ऐसी प्रणालियों का गठन संयोग की बात है।

जिस प्रारंभिक पदार्थ से बाद में ग्रहों का निर्माण हुआ, वह सूर्य से बाहर निकल गया था (जो उस समय तक पहले से ही काफी "पुराना" था और वर्तमान के समान था) जब एक निश्चित तारा गलती से उसके पास से गुजरा था। यह मार्ग इतना करीब था कि इसे लगभग टक्कर माना जा सकता था। सूर्य से टकराने वाले तारे से ज्वारीय बलों के कारण, सूर्य की सतह परतों से गैस की एक धारा निकली। तारे के सूर्य से निकलने के बाद भी यह जेट सूर्य के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र में रहेगा। फिर जेट संघनित होकर ग्रहों को जन्म देगा।

यदि जीन्स की परिकल्पना सही होती, तो इसके विकास के दस अरब वर्षों के दौरान बनी ग्रह प्रणालियों की संख्या को उंगलियों पर गिना जा सकता था। लेकिन वास्तव में कई ग्रह प्रणालियाँ हैं, इसलिए, यह परिकल्पना अस्थिर है। और यह कहीं से भी नहीं निकलता कि सूर्य से निकली गर्म गैस की धारा संघनित होकर ग्रहों में बदल सकती है। इस प्रकार, जीन्स की ब्रह्माण्ड संबंधी परिकल्पना अस्थिर निकली।

ग्रंथ सूची:

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ब्रह्माण्ड में सबसे आम वस्तुएँ तारे हैं। विभिन्न सितारों के डेटा की तुलना करके, सामान्य पैटर्न प्राप्त करना और अन्य सितारों के उदाहरणों का उपयोग करके उनके कार्यान्वयन की जांच करना संभव है। तारों की संरचना और विकास के बारे में आधुनिक विचारों के अनुसार तारे के उद्भव और विकास से जुड़ी प्रक्रियाएँ इस प्रकार हैं।

सबसे पहले गठित प्रोटोस्टार. अंतरिक्ष के एक निश्चित क्षेत्र में विशाल गतिमान गैस और धूल के बादल के कण गुरुत्वाकर्षण बल के कारण एक दूसरे की ओर आकर्षित होते हैं। यह बहुत धीरे-धीरे होता है, क्योंकि बादल में शामिल परमाणुओं (मुख्य रूप से हाइड्रोजन परमाणु) और धूल कणों के द्रव्यमान के अनुपात में बल बेहद छोटे होते हैं। हालाँकि, धीरे-धीरे कण एक-दूसरे के करीब आते हैं, बादल का घनत्व बढ़ता है, यह अपारदर्शी हो जाता है, परिणामस्वरूप गोलाकार "गांठ" थोड़ा-थोड़ा करके घूमने लगती है, और आकर्षण बल भी बढ़ जाता है, क्योंकि अब "गांठ" का द्रव्यमान बड़ी है। अधिक से अधिक कण पकड़े जाते हैं, जिससे पदार्थ का घनत्व बढ़ जाता है। बाहरी परतें भीतरी परतों पर दबाव डालती हैं, गहराई में दबाव बढ़ता है और इसलिए, तापमान भी बढ़ता है। (यह बिल्कुल उन गैसों का मामला है जिनका पृथ्वी पर विस्तार से अध्ययन किया गया है)। अंत में, तापमान इतना अधिक हो जाता है - कई मिलियन डिग्री - कि इस गठित पिंड के मूल में परमाणु संलयन प्रतिक्रिया होने की स्थितियाँ पैदा हो जाती हैं: हाइड्रोजन हीलियम में परिवर्तित होने लगता है। इस तरह की प्रतिक्रिया के दौरान निकलने वाले प्राथमिक कणों - न्यूट्रिनो के प्रवाह को रिकॉर्ड करके इसका पता लगाया जा सकता है। प्रतिक्रिया विद्युत चुम्बकीय विकिरण के एक शक्तिशाली प्रवाह के साथ होती है, जो गुरुत्वाकर्षण संपीड़न का प्रतिकार करते हुए, पदार्थ की बाहरी परतों पर दबाव डालती है (प्रकाश दबाव के बल के साथ, जिसे पहली बार पी. लेबेडेव द्वारा पृथ्वी प्रयोगशाला में मापा गया था)। अंत में, दबाव बराबर होने पर संकुचन बंद हो जाता है और प्रोटोस्टार एक तारा बन जाता है। अपने विकास के इस चरण से गुजरने के लिए, एक प्रोटोस्टार को कई मिलियन वर्ष लगते हैं यदि उसका द्रव्यमान सूर्य से अधिक है, और कई सौ मिलियन वर्ष यदि उसका द्रव्यमान सूर्य से कम है। ऐसे बहुत कम तारे हैं जिनका द्रव्यमान सूर्य से 10 गुना कम है।

वज़नतारों की महत्वपूर्ण विशेषताओं में से एक है। यह ध्यान रखना दिलचस्प है कि दोहरे तारे काफी सामान्य हैं - एक दूसरे के करीब बनते हैं और एक सामान्य केंद्र के चारों ओर घूमते हैं। इनकी संख्या कुल तारों की संख्या का 30 से 50 प्रतिशत तक है। दोहरे तारों की घटना संभवतः मूल बादल के कोणीय गति वितरण से संबंधित है। यदि ऐसी जोड़ी एक ग्रह प्रणाली बनाती है, तो ग्रहों की गति काफी जटिल हो सकती है, और तारों के संबंध में कक्षा में ग्रह के स्थान के आधार पर उनकी सतहों पर स्थितियां काफी भिन्न होंगी। यह बहुत संभव है कि स्थिर कक्षाएँ, जैसे कि एकल तारों की ग्रह प्रणालियों में मौजूद हो सकती हैं (और सौर मंडल में मौजूद हैं), बिल्कुल भी मौजूद नहीं होंगी। सामान्य, एकल तारे अपने निर्माण की प्रक्रिया के दौरान अपनी धुरी पर घूमना शुरू कर देते हैं।

एक और महत्वपूर्ण विशेषता है RADIUSसितारे। ऐसे तारे हैं - सफ़ेद बौने, जिनकी त्रिज्या पृथ्वी की त्रिज्या से अधिक नहीं है, और ऐसे भी हैं - लाल दिग्गज, जिनकी त्रिज्या मंगल की कक्षा की त्रिज्या तक पहुँचती है। रासायनिक संरचनास्पेक्ट्रोस्कोपिक डेटा के अनुसार, सितारों का औसत इस प्रकार है: प्रति 10,000 हाइड्रोजन परमाणुओं में 1,000 हीलियम परमाणु, 5 ऑक्सीजन परमाणु, 2 नाइट्रोजन परमाणु, 1 कार्बन परमाणु और इससे भी कम अन्य तत्व होते हैं। उच्च तापमान के कारण परमाणु आयनित हो जाते हैं तारे का पदार्थ मुख्यतः हाइड्रोजन-हीलियम प्लाज्मा है- आयनों और इलेक्ट्रॉनों का आम तौर पर विद्युत रूप से तटस्थ मिश्रण। प्रारंभिक बादल का द्रव्यमान और रासायनिक संरचना निर्भर करती है चमकऔर वार्णिकता(वर्णक्रमीय वर्ग) परिणामी तारे का। किसी तारे की चमक उसके द्वारा प्रति इकाई समय में उत्सर्जित ऊर्जा की मात्रा है।और इसकी वर्णक्रमीय कक्षा की विशेषता है सितारा रंग, जिसके परिणामस्वरूप इसकी सतह के तापमान पर निर्भर करता है।इसके अलावा, "नीले" तारे "लाल" तारों की तुलना में अधिक गर्म होते हैं, और हमारे "पीले" सूर्य का मध्यवर्ती सतह तापमान लगभग 6000 डिग्री है। परंपरागत रूप से, गर्म से ठंडे तक वर्णक्रमीय वर्गों को ओ, बी, ए, एफ, जी, के, एम अक्षरों द्वारा निर्दिष्ट किया जाता है (स्मारक नियम "ओ, बी ए फाइन गर्ल, किस मी" का उपयोग करके अनुक्रम को याद रखना आसान है), प्रत्येक वर्ग को दस उपवर्गों में विभाजित किया गया है। इस प्रकार, हमारे सूर्य का वर्णक्रमीय वर्ग G2 है।

जैसे ही तारे के केंद्र में हाइड्रोजन "जलती" है, इसका द्रव्यमान थोड़ा बदल जाता है। धीरे-धीरे, तारे के केंद्र में कम और कम ऊर्जा निकलती है, दबाव कम हो जाता है, कोर सिकुड़ जाता है और उसमें तापमान बढ़ जाता है। परमाणु प्रतिक्रियाएँ अब केवल तारे के अंदर कोर की सीमा पर एक पतली परत में होती हैं। परिणामस्वरूप, तारा समग्र रूप से "सूजन" करने लगता है और उसकी चमक बढ़ जाती है। तारा तथाकथित "लाल दानव" में बदल जाता है। लाल विशाल के संकुचन (अब हीलियम) कोर का तापमान 100-150 मिलियन डिग्री तक पहुंचने के बाद, एक नई परमाणु संलयन प्रतिक्रिया शुरू होती है - हीलियम का कार्बन में रूपांतरण। जब यह प्रतिक्रिया समाप्त हो जाती है, तो खोल नष्ट हो जाता है - तारे के द्रव्यमान का एक महत्वपूर्ण हिस्सा एक ग्रहीय नीहारिका में बदल जाता है। तारे की गर्म आंतरिक परतें "बाहर" दिखाई देती हैं, और उनका विकिरण अलग हुए आवरण को "फुला" देता है। कुछ दसियों हज़ार वर्षों के बाद, आवरण नष्ट हो जाता है, और अपने पीछे एक छोटा, बहुत गर्म, घना तारा छोड़ जाता है। धीरे-धीरे ठंडा होने पर यह "सफेद बौना" में बदल जाता है। ऐसा प्रतीत होता है कि सफेद बौने अधिकांश तारों के सामान्य विकास के अंतिम चरण का प्रतिनिधित्व करते हैं।

लेकिन विसंगतियां भी हैं. कुछ तारे समय-समय पर भड़कते हैं, परिवर्तित होते रहते हैं नयासितारे। साथ ही, हर बार वे अपने द्रव्यमान का लगभग सौवां प्रतिशत खो देते हैं। प्रसिद्ध सितारों में हम उल्लेख कर सकते हैं नयासिग्नस तारामंडल में, जो अगस्त 1975 में भड़का और कई वर्षों तक आकाश में रहा। लेकिन कभी-कभी इसका प्रकोप भी होता है सुपरनोवा- किसी तारे के पूर्ण विनाश की ओर ले जाने वाली विनाशकारी घटनाएँ, जिसके दौरान सुपरनोवा जिस आकाशगंगा से संबंधित है, उसके अरबों तारों की तुलना में कम समय में अधिक ऊर्जा उत्सर्जित होती है। ऐसी घटना 1054 में चीनी इतिहास में दर्ज की गई थी: आकाश में इतना चमकीला तारा दिखाई दिया कि इसे दिन के दौरान भी देखा जा सकता था। इस घटना के परिणाम को अब क्रैब नेबुला के नाम से जाना जाता है, जो पिछले 300 वर्षों में धीरे-धीरे पूरे आकाश में फैल रहा है। विस्फोट के परिणामस्वरूप इसकी गैसों के विस्तार की गति लगभग 1500 मीटर/सेकेंड है, लेकिन यह बहुत दूर है। क्रैब नेबुला के स्पष्ट आकार के साथ विस्तार की गति की तुलना करके, हम उस समय की गणना कर सकते हैं जब यह एक बिंदु वस्तु थी और आकाश में इसका स्थान ढूंढ सकते हैं - यह समय और स्थान तारे की उपस्थिति के समय और स्थान से मेल खाता है इतिहास में वर्णित है.

यदि "लाल विशाल" के खोल को गिराने के बाद बचे हुए तारे का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से 1.2-2.5 गुना अधिक हो जाता है, तो, जैसा कि गणना से पता चलता है, एक स्थिर "सफेद बौना" नहीं बन सकता है। तारा सिकुड़ने लगता है, और उसकी त्रिज्या 10 किमी के महत्वहीन आकार तक पहुँच जाती है, और ऐसे तारे के पदार्थ का घनत्व परमाणु नाभिक के घनत्व से अधिक हो जाता है। यह माना जाता है कि ऐसे तारे में सघन रूप से भरे हुए न्यूट्रॉन होते हैं, इसीलिए इसे कहा जाता है - न्यूट्रॉन स्टार. इस वैचारिक मॉडल के अनुसार, एक न्यूट्रॉन तारे में एक मजबूत चुंबकीय क्षेत्र होता है, और यह स्वयं जबरदस्त गति से घूमता है - प्रति सेकंड कई दसियों या सैकड़ों चक्कर। और केवल 1967 में (ठीक क्रैब नेबुला में) खोजा गया पल्सर- अत्यधिक स्थिर स्पंदित रेडियो उत्सर्जन के बिंदु स्रोत - बिल्कुल वही गुण हैं जो कोई न्यूट्रॉन सितारों से अपेक्षा करता है। देखी गई घटना ने अवधारणा की पुष्टि की।

यदि शेष द्रव्यमान और भी अधिक है, तो गुरुत्वाकर्षण संपीड़न पदार्थ को अनियंत्रित रूप से और अधिक संकुचित कर देता है। सापेक्षता के सामान्य सिद्धांत की एक भविष्यवाणी काम में आती है, जिसके अनुसार पदार्थ सिकुड़ेगा बिल्कुल. इस घटना को गुरुत्वाकर्षण पतन कहा जाता है, और इसका परिणाम है " ब्लैक होल" ये नाम इसलिए पड़ा है ऐसी वस्तु का गुरुत्वाकर्षण द्रव्यमान इतना अधिक होता है, आकर्षक बल इतने महत्वपूर्ण होते हैं कि न केवल कोई भी भौतिक पिंड ब्लैक होल के आसपास से निकल सकता है, बल्कि प्रकाश - एक विद्युत चुम्बकीय संकेत - भी न तो परावर्तित हो सकता है और न ही बच सकता है।« जावक» . इस प्रकार, सीधे निरीक्षण करेंब्लैक होल असंभव है, इसके अस्तित्व के बारे में केवल अप्रत्यक्ष प्रभावों से ही अनुमान लगाया जा सकता है। अंतरिक्ष में एक ब्लैक होल (जिसके बारे में हम अभी तक कुछ भी नहीं जानते हैं) की ओर बढ़ते हुए, हम पा सकते हैं कि सीधे आगे स्थित नक्षत्रों का पैटर्न बदलना शुरू हो जाता है। यह इस तथ्य के कारण है कि तारों से आने वाली और ब्लैक होल के करीब से गुजरने वाली रोशनी उसके गुरुत्वाकर्षण से विक्षेपित हो जाती है। जैसे ही आप छेद के पास पहुंचते हैं, ए खालीचमकदार तारा बिंदुओं से घिरा एक क्षेत्र, जिसमें कुछ ऐसे बिंदु भी शामिल हैं जिन्हें पहले नहीं देखा गया है। कुछ तारों से प्रकाश, छेद से गुजरते हुए, उसके चारों ओर घूम सकता है, और फिर पर्यवेक्षक के प्राप्त उपकरणों में प्रवेश कर सकता है। इस प्रकार, एक तारा विभिन्न स्थानों में कई छवियां उत्पन्न कर सकता है। बेशक, यह सब हमारे जीवन के अनुभव और शास्त्रीय विचारों दोनों का खंडन करता है, जिसके अनुसार प्रकाश एक सीधी रेखा में यात्रा करता है। हालाँकि, कई अप्रत्यक्ष खगोलीय अवलोकन ब्लैक होल के अस्तित्व के पक्ष में बोलते हैं, और गुरुत्वाकर्षण आकर्षण के प्रभाव के तहत प्रकाश का विक्षेपण पहले से ही दर्ज किया जाता है जब किरण सूर्य जैसी "सामान्य" वस्तु से गुजरती है।

प्रकृति के किसी भी पिंड की तरह तारे भी अपरिवर्तित नहीं रह सकते। वे पैदा होते हैं, विकसित होते हैं और अंततः "मर जाते हैं"। तारों के विकास में अरबों वर्ष लगते हैं, लेकिन उनके निर्माण के समय को लेकर बहस जारी है। पहले, खगोलविदों का मानना ​​था कि स्टारडस्ट से उनके "जन्म" की प्रक्रिया में लाखों साल लग गए, लेकिन बहुत समय पहले ग्रेट ओरियन नेबुला से आकाश क्षेत्र की तस्वीरें प्राप्त नहीं हुई थीं। कई वर्षों के दौरान, एक छोटा सा

1947 की तस्वीरों में इस स्थान पर तारे जैसी वस्तुओं का एक छोटा समूह दिखाया गया था। 1954 तक, उनमें से कुछ पहले से ही आयताकार हो गए थे, और पांच साल बाद ये वस्तुएं अलग-अलग टुकड़ों में टूट गईं। इस प्रकार, पहली बार, तारे के जन्म की प्रक्रिया सचमुच खगोलविदों की आंखों के सामने हुई।

आइए सितारों की संरचना और विकास पर विस्तार से नज़र डालें, जहां मानव मानकों के अनुसार उनका अंतहीन जीवन शुरू और समाप्त होता है।

परंपरागत रूप से, वैज्ञानिक मानते हैं कि तारों का निर्माण गैस और धूल के बादलों के संघनन के परिणामस्वरूप होता है। गुरुत्वाकर्षण बलों के प्रभाव में, परिणामी बादलों से एक अपारदर्शी गैस का गोला बनता है, जो संरचना में घना होता है। इसका आंतरिक दबाव इसे दबाने वाली गुरुत्वाकर्षण शक्तियों को संतुलित नहीं कर सकता है। धीरे-धीरे, गेंद इतनी सिकुड़ जाती है कि तारकीय आंतरिक तापमान बढ़ जाता है, और गेंद के अंदर गर्म गैस का दबाव बाहरी ताकतों को संतुलित कर देता है। इसके बाद कंप्रेशन 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 से पता चलता है कि उनके कोर में बहुत अधिक तापमान होता है, जो निरंतर थर्मोन्यूक्लियर प्रक्रियाओं में योगदान देता है (उन्हें बनाने वाला हाइड्रोजन हीलियम में बदल जाता है)। ये वे प्रक्रियाएं हैं जो तारों से तीव्र विकिरण का कारण बनती हैं। जिस समय के दौरान वे हाइड्रोजन की उपलब्ध आपूर्ति का उपभोग करते हैं वह उनके द्रव्यमान द्वारा निर्धारित होता है। विकिरण की अवधि भी इसी पर निर्भर करती है।

जब हाइड्रोजन भंडार समाप्त हो जाते हैं, तो तारों का विकास गठन चरण तक पहुंच जाता है। यह इस प्रकार होता है। ऊर्जा का निकलना बंद होने के बाद, गुरुत्वाकर्षण बल कोर को संपीड़ित करना शुरू कर देते हैं। इसी समय, तारे का आकार काफी बढ़ जाता है। जैसे-जैसे प्रक्रिया जारी रहती है, चमक भी बढ़ती है, लेकिन केवल मुख्य सीमा पर एक पतली परत में।

यह प्रक्रिया संकुचनशील हीलियम कोर के तापमान में वृद्धि और हीलियम नाभिक के कार्बन नाभिक में परिवर्तन के साथ होती है।

यह अनुमान लगाया गया है कि हमारा सूर्य आठ अरब वर्षों में एक लाल दानव बन सकता है। इसकी त्रिज्या कई दस गुना बढ़ जाएगी, और इसकी चमक मौजूदा स्तरों की तुलना में सैकड़ों गुना बढ़ जाएगी।

जैसा कि पहले ही उल्लेख किया गया है, किसी तारे का जीवनकाल उसके द्रव्यमान पर निर्भर करता है। सूर्य से कम द्रव्यमान वाली वस्तुएं अपने भंडार का आर्थिक रूप से "उपयोग" करती हैं, ताकि वे दसियों अरब वर्षों तक चमक सकें।

तारों का विकास गठन के साथ समाप्त होता है। यह उन तारों के साथ होता है जिनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के करीब होता है, यानी। इसके 1.2 से अधिक नहीं है.

विशाल तारे अपने परमाणु ईंधन की आपूर्ति को शीघ्रता से समाप्त कर देते हैं। इसके साथ द्रव्यमान का महत्वपूर्ण नुकसान होता है, विशेष रूप से बाहरी आवरणों के गिरने के कारण। परिणामस्वरूप, केवल धीरे-धीरे ठंडा होने वाला केंद्रीय भाग ही बचा है, जिसमें परमाणु प्रतिक्रियाएँ पूरी तरह से बंद हो गई हैं। समय के साथ ऐसे तारे उत्सर्जित होना बंद कर देते हैं और अदृश्य हो जाते हैं।

लेकिन कभी-कभी तारों का सामान्य विकास और संरचना बाधित हो जाती है। अक्सर यह बड़े पैमाने पर वस्तुओं की चिंता करता है जो सभी प्रकार के थर्मोन्यूक्लियर ईंधन को समाप्त कर चुके हैं। फिर उन्हें न्यूट्रॉन में परिवर्तित किया जा सकता है, या जितना अधिक वैज्ञानिक इन वस्तुओं के बारे में जानेंगे, उतने ही नए प्रश्न उठेंगे।

1948 में, जी. गामोव (1904-1968), जो यूएसएसआर से यूएसए चले गए, ने परिणामस्वरूप ब्रह्मांड के जन्म की परिकल्पना को सामने रखा। महा विस्फोट. इस परिकल्पना को अब कहा जाता है गर्म ब्रह्मांड सिद्धांत. इस सिद्धांत के अनुसार, बिग बैंग के लगभग 100 सेकंड बाद, जिसने अंतरिक्ष, समय, पदार्थ का निर्माण किया और ब्रह्मांड के विस्तार और शीतलन की शुरुआत को चिह्नित किया, एक तापमान पर प्रोटॉन और न्यूट्रॉन युक्त इसके काफी गर्म पदार्थ में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं होने लगीं। 10 9 के प्राथमिक न्यूक्लियोसिंथेसिससबसे हल्का (हाइड्रोजन को छोड़कर) नाभिक, जिसके परिणामस्वरूप ड्यूटेरियम, ट्रिटियम और हीलियम के नाभिक बनने लगे।

ब्रह्मांड के जन्म के 1 मिलियन वर्ष बाद, हाइड्रोजन और हीलियम का मिश्रण, सार्वभौमिक गुरुत्वाकर्षण के नियम का पालन करते हुए, गुच्छों में इकट्ठा होना शुरू हुआ, जिससे बाद में पहले सितारों और आकाशगंगाओं का निर्माण हुआ। जी गामो के सिद्धांत के अनुसार, जिस पदार्थ से इनका निर्माण हुआ है उसमें 75% हाइड्रोजन और 25% हीलियम होना चाहिए। आधुनिक अनुमानों के अनुसार, एक सजातीय हाइड्रोजन-हीलियम ब्रह्मांड से आकाशगंगाओं और सितारों के साथ एक संरचनात्मक ब्रह्मांड में संक्रमण 1 से 3 अरब वर्षों तक चला, और पहले तारे ब्रह्मांड के जन्म के 200 मिलियन वर्ष बाद उत्पन्न हो सकते थे।

वैज्ञानिकों के अनुसार, विस्तारित ब्रह्मांड में तारों और आकाशगंगाओं का निर्माण पदार्थ की स्थानिक असमानता के अस्तित्व के कारण हुआ, जो ब्रह्मांड के जन्म के समय पदार्थ के क्वांटम उतार-चढ़ाव और द्रव्यमान के किसी भी असमान वितरण की गुरुत्वाकर्षण अस्थिरता से उत्पन्न हुई थी। उच्च घनत्व वाला अंतरिक्ष का एक क्षेत्र आसपास के द्रव्यमान को आकर्षित करता है और इस प्रकार इसके और भी अधिक संघनन में योगदान देता है)।

गैस और धूल के ब्रह्मांडीय बादल जिनसे तारे उत्पन्न होते हैं, अस्थिर होते हैं: उनके घनत्व में छोटी गड़बड़ी से गुरुत्वाकर्षण संतुलन में व्यवधान हो सकता है। सार्वभौमिक गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में, गड़बड़ी बढ़ जाएगी, जिससे बादल अलग-अलग टुकड़ों में विभाजित हो जाएंगे, जिनमें से प्रत्येक, गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में, संपीड़ित होना शुरू हो जाएगा, जिससे निर्माण होगा प्रोटोस्टार. अपने स्वयं के गुरुत्वाकर्षण बल के प्रभाव में हाइड्रोजन-हीलियम संघनन के क्रमिक संपीड़न से थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रियाओं की घटना के लिए पर्याप्त तापमान तक उनका ताप बढ़ जाता है। आगे संपीड़न रुक जाता है, क्योंकि यह अब विकिरण द्वारा संतुलित है, एक तारा झुरमुट से निकलता है और इसके विकास का थर्मोन्यूक्लियर चरण शुरू होता है। दृश्य ब्रह्मांड में लगभग 90% तारे हाइड्रोजन से हीलियम के थर्मोन्यूक्लियर संलयन के चरण में हैं, क्योंकि तारकीय विकास का यह चरण किसी तारे के सक्रिय "जीवन" में सबसे लंबा है।

तारे का जन्म आमतौर पर ब्रह्मांडीय धूल से छिपा होता है, जो तारकीय कोर से विकिरण को अवशोषित करता है। इस मामले में, धूल का खोल सैकड़ों डिग्री तक गर्म हो जाता है और इस तापमान के अनुसार, स्वयं इन्फ्रारेड (आईआर) रेंज में चमकता है। इसलिए, केवल आईआर फोटोमेट्री और रेडियो खगोल विज्ञान के आगमन के साथ ही तारों के जन्म से संबंधित गैस और धूल के बादलों में घटनाएं अवलोकन और अध्ययन के लिए उपलब्ध हो गईं।

तारों के निर्माण पर खर्च किया गया पदार्थ उनके विस्फोट के दौरान आंशिक रूप से अंतरतारकीय माध्यम में वापस आ जाता है। तारों के अंदरूनी हिस्सों में संश्लेषित या उनके विस्फोट के दौरान बने भारी तत्वों से समृद्ध होकर, इसे फिर से तारे के निर्माण की प्रक्रिया में शामिल किया जा सकता है। विभिन्न पीढ़ियों के तारों को इस आधार पर प्रतिष्ठित किया जाता है कि उनकी संरचना में शामिल अंतरतारकीय गैस ने तारों के निर्माण में कितनी बार भाग लिया। इस प्रकार, ब्रह्मांड में पहले तारे एक प्राइमर्डियल गैस से उत्पन्न हुए जिसमें केवल हाइड्रोजन (द्रव्यमान द्वारा 75%) और हीलियम (द्रव्यमान द्वारा 25%) शामिल थे। बाद की पीढ़ियों के तारे भारी तत्वों की पूरी श्रृंखला वाली गैस से बने थे। ऐसा माना जाता है कि सूर्य तीसरी पीढ़ी का तारा है। तो, सौर मंडल में लोगों सहित हर चीज़, विस्फोटित तारों की राख से बनी है। अन्य तारों में भी ग्रह खोजे गए हैं: उनमें से 100 से अधिक वर्तमान में ज्ञात हैं। ग्रह प्रणाली दूसरी और बाद की पीढ़ियों के तारों में पदार्थ से बन सकती है जिसमें हीलियम से भारी तत्व मौजूद थे।

तारों के विशिष्ट द्रव्यमान की सीमा 0.1M s -100M s है (M s सूर्य का द्रव्यमान है)। दृश्य ब्रह्मांड में अधिकांश तारों का द्रव्यमान सूर्य से कम है। M≤0.1 M द्रव्यमान वाले तारों में हाइड्रोजन का थर्मोन्यूक्लियर दहन असंभव है, इसलिए वे केवल अपने पदार्थ के धीरे-धीरे ठंडा होने के कारण ही चमक सकते हैं। ऐसे तारों का पता लगाना उनकी कम चमक के कारण जटिल है, इसलिए यह संभव है कि ब्रह्मांड में कुछ अदृश्य पदार्थ ( छिपा हुआ द्रव्यमान), जिसे केवल पड़ोसी वस्तुओं पर उनके गुरुत्वाकर्षण प्रभाव से पता लगाया जा सकता है, सटीक रूप से उनमें निहित है। वैज्ञानिकों का अनुमान है कि तारों और गैसीय नीहारिकाओं में प्रत्यक्ष रूप से देखा गया पदार्थ ब्रह्मांड के कुल द्रव्यमान का 5% से अधिक नहीं बनता है (जबकि तारे ब्रह्मांड के कुल द्रव्यमान का केवल 1% बनाते हैं)। M≥100M c वाले तारे अस्थिर होते हैं।

किसी तारे का द्रव्यमान जितना अधिक होता है, उतनी ही तेजी से उसके परमाणु ईंधन की आपूर्ति समाप्त हो जाती है और वह उतनी ही तेजी से बूढ़ा होता जाता है। इसलिए, सूर्य के द्रव्यमान का लगभग 100 गुना द्रव्यमान वाले विशाल तारे लगभग 10 मिलियन वर्ष ही जीवित रहते हैं; सौर द्रव्यमान से कई गुना अधिक द्रव्यमान वाले तारे - सैकड़ों लाखों वर्ष; और M~M c द्रव्यमान वाले तारे लगभग 10 अरब वर्षों तक चमकते हैं।

तारे व्यक्तिगत रूप से या दो या दो से अधिक तारों वाले सिस्टम में विकसित हो सकते हैं।

एक तारा जो परमाणु ऊर्जा जारी करके विकिरण करता है वह धीरे-धीरे विकसित होता है क्योंकि इसकी रासायनिक संरचना बदलती है। यह सबसे अधिक समय उस अवस्था में व्यतीत करता है जब इसके मध्य भाग में हाइड्रोजन जलती है। इस चरण की लंबी अवधि, विशेष रूप से, इस तथ्य के कारण है कि हाइड्रोजन सबसे अधिक कैलोरी वाला परमाणु ईंधन है। जब एक हीलियम नाभिक (अल्फा कण) 4 हाइड्रोजन नाभिकों से बनता है, तो लगभग 26 MeV ऊर्जा निकलती है, और जब कार्बन 6 C 12 3 अल्फा कणों से बनता है, तो केवल 7.3 MeV ऊर्जा निकलती है, यानी। प्रति इकाई द्रव्यमान से निकलने वाली ऊर्जा 10 गुना कम है।

तारे के केंद्र में हाइड्रोजन के जलने और हीलियम कोर बनने के बाद, इसमें परमाणु ऊर्जा का निकलना बंद हो जाता है और कोर तीव्रता से सिकुड़ने लगता है। हीलियम कोर के चारों ओर एक पतले आवरण में हाइड्रोजन जलती रहती है। साथ ही, तारे का खोल फैलता है, तारे की चमक बढ़ती है, सतह का तापमान कम हो जाता है, और तारा बन जाता है लाल विशाल(कम विशाल तारों के मामले में) या महादानव (लाल या पीला)अधिक विशाल तारों के मामले में. किसी तारे का रंग उसकी सतह के तापमान से निर्धारित होता है: सतह का तापमान T जितना अधिक होगा, सूत्र के अनुसार विकिरण आवृत्ति ν उतनी ही अधिक होगी

जहाँ h प्लैंक का स्थिरांक है और k बोल्ट्ज़मैन का स्थिरांक है। इसलिए, लाल तारे सबसे ठंडे होते हैं, और नीले तारे सबसे गर्म होते हैं।

बाद के तारकीय विकास की प्रक्रिया मुख्य रूप से तारे के द्रव्यमान से निर्धारित होती है। मैग्नीशियम से भारी तत्वों का निर्माण केवल विशाल तारों में ही संभव है। सूर्य, अपर्याप्त द्रव्यमान के कारण, हीलियम दहन के चरण में अपना विकास समाप्त कर देगा। अपने जीवन के अंत में, सूर्य के समान तारे अपना आवरण त्याग देते हैं (ग्रहीय नीहारिका)और में बदलो सफ़ेद बौने, पृथ्वी के आकार या उससे भी कम आकार में सिकुड़ रहा है। सफ़ेद बौना एक गर्म तारा है, लेकिन अपने छोटे आकार के कारण यह व्यावहारिक रूप से अदृश्य है। अरबों वर्षों के बाद, सफेद बौना ठंडा होकर बदल जाएगा काला बौना, प्रकाश उत्सर्जित नहीं कर रहा। इस प्रकार, काले बौने तारों के मृत अवशेष हैं।

बड़े तारों में, लोहे के निर्माण के बाद, कोर का गुरुत्वाकर्षण संपीड़न विकिरण के बैकप्रेशर द्वारा बनाए नहीं रखा जाता है, क्योंकि इस चरण में होने वाली परमाणु प्रतिक्रियाओं के परिणामस्वरूप, कोई ऊर्जा जारी नहीं होती है। लोहे से भी भारी तत्व तारों के आंतरिक भाग में तब बनते हैं जब मुक्त न्यूट्रॉन या प्रोटॉन उनके नाभिक द्वारा पकड़ लिए जाते हैं। इस प्रकार बिस्मथ तक के भारी नाभिकों का संश्लेषण होता है।

लाल सुपरजाइंट्स के केंद्र में तापमान 10 10 K तक पहुंच सकता है। इस तापमान पर, परमाणुओं के नाभिक प्रोटॉन और न्यूट्रॉन में टूट जाते हैं, प्रोटॉन इलेक्ट्रॉनों को अवशोषित करते हैं, न्यूट्रॉन में बदल जाते हैं और न्यूट्रिनो उत्सर्जित करते हैं। एक नियम के रूप में, ऐसे सितारों का विकास एक शक्तिशाली विस्फोट - एक चमक के साथ समाप्त होता है। सुपरनोवा. 1987 में वैज्ञानिकों ने आकाशगंगा में ऐसा विस्फोट देखा था बड़ा मैगेलैनिक बादल, हमसे 150 हजार प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है। सुपरनोवा विस्फोट के परिणामस्वरूप, तारे की स्थिति मौलिक रूप से बदल जाती है: यह या तो पूरी तरह से ढह जाता है या अपने बाहरी आवरण को फेंक देता है, और इसका बेतहाशा घूर्णन (कोणीय गति के संरक्षण के नियम के अनुसार) न्यूट्रॉन कोर गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में बदल जाता है। संपीड़न बल डालता है न्यूट्रॉन स्टार, जिसका द्रव्यमान, लगभग 10 किमी के आकार के साथ, सूर्य के द्रव्यमान से अधिक हो सकता है। न्यूट्रॉन तारा न्यूट्रॉन गैस से बना होता है, जिसका आंतरिक दबाव गुरुत्वाकर्षण का प्रतिकार करता है और तारे के पतन को रोकता है। न्यूट्रॉन पदार्थ की भारी दबाव शक्तियाँ इस तथ्य के कारण हैं कि पॉली सिद्धांत के अनुसार, न्यूट्रॉन जो कि फ़र्मियन हैं, एक ही ऊर्जा अवस्था में नहीं हो सकते हैं और इसलिए, मजबूत संपीड़न के तहत, एक दूसरे को पीछे हटा देते हैं।

ब्रह्मांड में न्यूट्रॉन सितारों के अस्तित्व की संभावना का विचार सबसे पहले सोवियत भौतिक विज्ञानी एल.डी. लैंडौ (1908-1968) ने 1932 में न्यूट्रॉन की खोज के बाद सामने रखा था। जैसे ही वे घूमते हैं, न्यूट्रॉन तारों को स्पंदों में विद्युत चुम्बकीय विकिरण उत्सर्जित करना चाहिए। इसलिए उन्हें बुलाया जाने लगा पल्सर. 1967 में, खगोलविदों ने केंद्र में स्थित पहले न्यूट्रॉन तारे की खोज की केकड़ा निहारिका, जो 1054 में एक सुपरनोवा विस्फोट के बाद उत्पन्न हुआ। तारा समय-समय पर रेडियो तरंगें उत्सर्जित करता था। एकल न्यूट्रॉन तारे आमतौर पर खुद को रेडियो पल्सर के रूप में प्रकट करते हैं, और बाइनरी स्टार सिस्टम में न्यूट्रॉन तारे एक्स-रे स्रोतों के रूप में कार्य करते हैं। विकिरण के कारण ऊर्जा खोते हुए, न्यूट्रॉन तारे को धीरे-धीरे अपना घूर्णन धीमा करना होगा। सैद्धांतिक गणना के अनुसार, न्यूट्रॉन तारे का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से 3-4 गुना से अधिक नहीं हो सकता।

तारे के संपीड़न से विस्फोट तक संक्रमण का तंत्र, जिसके परिणामस्वरूप अंतरतारकीय माध्यम तारों के आंतरिक भाग में और विस्फोट के दौरान बने भारी तत्वों से समृद्ध होता है, वर्तमान में पूरी तरह से स्पष्ट नहीं है।

यदि किसी मरते, सिकुड़ते तारे के कोर का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से 3 या अधिक गुना अधिक हो जाता है, तो कोई भी बल संपीड़न प्रक्रिया को नहीं रोक सकता है। वैज्ञानिकों को इसका एहसास बीसवीं सदी के मध्य 60 के दशक तक हुआ। तारों की संरचना और उनके विकास के क्रम की गणना करने के बाद, वे इस निष्कर्ष पर पहुंचे कि M>3M c द्रव्यमान वाले स्थिर मृत तारों का अस्तित्व असंभव है। जैसे-जैसे संपीड़न बढ़ता है, गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र की तीव्रता बढ़ेगी, सापेक्षता के सामान्य सिद्धांत के अनुसार, अंतरिक्ष की वक्रता बढ़ेगी और तारे के पास समय धीमा हो जाएगा। जब तारा सिकुड़ जाता है गुरुत्वाकर्षण त्रिज्याआर जी

आर जी = 2 जीएम / सी 2, (2)

जहाँ M तारे का द्रव्यमान है, G गुरुत्वाकर्षण स्थिरांक है, c निर्वात में प्रकाश की गति है, यह दृश्य ब्रह्मांड से गायब हो जाएगा, केवल अपना गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र छोड़कर में बदल जाएगा ब्लैक होल. ब्लैक होल के अति-मजबूत गुरुत्वाकर्षण आकर्षण को किसी भी ज्ञात पदार्थ या विकिरण से दूर नहीं किया जा सकता है। अतः वह अदृश्य (काली) है।

जर्मन खगोलभौतिकीविद् के. श्वार्ज़चाइल्ड (1873-1916) ए. आइंस्टीन के सापेक्षता के सामान्य सिद्धांत के समीकरणों का सटीक समाधान खोजने वाले पहले व्यक्ति थे, जो बाद में पता चला, एक ब्लैक होल के पास अंतरिक्ष-समय की ज्यामिति का वर्णन करता है। . उन्होंने उस क्रांतिक त्रिज्या की भी गणना की जिस तक किसी द्रव्यमान को ब्लैक होल बनने के लिए संपीड़ित किया जाना चाहिए। इस त्रिज्या को श्वार्ज़स्चिल्ड त्रिज्या, या गुरुत्वाकर्षण त्रिज्या के रूप में जाना जाने लगा। ब्लैक होल की कोई सतह नहीं होती, उसके चारों ओर केवल अंतरिक्ष का एक क्षेत्र होता है, जो उसके गुरुत्वाकर्षण त्रिज्या द्वारा निर्धारित होता है और बाहरी पर्यवेक्षक के लिए अदृश्य होता है। इस क्षेत्र को कहा जाता है घटना क्षितिज. कोई भी पिंड या विकिरण जो स्वयं को घटना क्षितिज के पास पाता है वह केवल ब्लैक होल के अंदर ही जाएगा। ऐसा माना जाता है कि ब्लैक होल ब्रह्मांड में अधिकांश पदार्थ छिपाते हैं। यदि कोई भौतिक वस्तु ब्लैक होल के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र में गिरती है, तो यह बहुत उच्च तापमान तक गर्म हो जाती है। इसलिए, अंतिम रूप से गायब होने से पहले, यह ब्रह्मांड में तीव्र एक्स-रे विकिरण उत्सर्जित करता है।

ब्लैक होल अन्य ब्रह्मांडों, स्थानों और समयों में खिड़कियां हो सकते हैं; ब्रह्मांड उनसे पैदा हो सकते हैं, जैसे हमारे ब्रह्मांड का उद्भव पदार्थ की अति-घनी और गर्म अवस्था से हुआ है। भाग्य द्वारा व्हीलचेयर तक सीमित प्रसिद्ध अंग्रेजी वैज्ञानिक, एस. हॉकिंग (जन्म 1924) ने इस परिकल्पना को सामने रखा कि समय के साथ, ब्लैक होल वाष्पित हो जाते हैं, जिससे आसपास के अंतरिक्ष में ऊर्जा उत्सर्जित होती है।

तो, तारकीय विकास के आधुनिक सिद्धांत के अनुसार, जब प्रत्येक तारा मर जाता है, तो वह या तो एक सफेद बौना, एक न्यूट्रॉन तारा, या एक ब्लैक होल बन जाता है। सफ़ेद बौने कई दशकों से ज्ञात हैं और लंबे समय से इसे किसी भी तारे के विकास का अंतिम चरण माना जाता है। लेकिन फिर, जैसा कि ऊपर बताया गया है, पल्सर की खोज की गई, जिसने न्यूट्रॉन सितारों के वास्तविक अस्तित्व को साबित कर दिया। वर्तमान में, वैज्ञानिक ब्रह्मांड में ब्लैक होल की उपस्थिति के प्रायोगिक साक्ष्य की तलाश में हैं।

5. ब्लैक होल की खोज करें .

अंतरिक्ष में ब्लैक होल ढूंढना एक कठिन कार्य है क्योंकि... प्रकाश सहित कोई भी जानकारी ऐसी वस्तुओं की सतह से बच नहीं सकती है। हालाँकि, ब्लैक होल का गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र ब्रह्मांड में मौजूद है। ब्लैक होल अपने पास से गुजरने वाली प्रकाश किरणों को अवशोषित कर लेते हैं और काफी दूरी तक जाने वाली किरणों को विक्षेपित कर देते हैं। ब्लैक होल अन्य ब्रह्मांडीय पिंडों पर भी गुरुत्वाकर्षण प्रभाव डाल सकते हैं: वे ग्रहों को अपने पास रख सकते हैं या अन्य तारों के साथ बाइनरी सिस्टम बना सकते हैं। ब्लैक होल द्वारा अवशोषित पदार्थ को बहुत उच्च तापमान तक गर्म किया जाता है और इसमें गायब होने से पहले उसे शक्तिशाली एक्स-रे विकिरण उत्सर्जित करना पड़ता है।

अंतरिक्ष में एक्स-रे स्रोतों की खोज के लिए 1970 में अमेरिकी उहुरू उपग्रह को निचली-पृथ्वी की कक्षा में लॉन्च किया गया था, जिसकी मदद से खगोलविदों ने कई डबल स्टार प्रणालियों में एक्स-रे स्रोतों की खोज की। ऐसी अधिकांश प्रणालियों में, अदृश्य भाग का द्रव्यमान 2 सौर द्रव्यमान से अधिक नहीं होता है, अर्थात। एक न्यूट्रॉन तारा है. लेकिन ऐसे दोहरे तारे भी हैं जिनका अदृश्य भाग का द्रव्यमान 3 सौर द्रव्यमान से अधिक है। यह माना जाता है कि इस मामले में डार्क घटक एक ब्लैक होल है।

ब्लैक होल के लिए पहला उम्मीदवार अदृश्य एक्स-रे स्रोत सिग्नस-एक्स1 था, जो पृथ्वी से 8,000 प्रकाश वर्ष दूर स्थित था। यह एक दोहरा सितारा प्रणाली है जिसमें दृश्य भाग एक तारा है जिसका द्रव्यमान लगभग 30 सौर द्रव्यमान है, और अदृश्य वस्तु का द्रव्यमान 6 सौर द्रव्यमान से अधिक है।

एक परिकल्पना है कि कई आकाशगंगाओं के केंद्र में ब्लैक होल हैं जिनका द्रव्यमान दसियों और करोड़ों सौर द्रव्यमान तक पहुंचता है। ब्लैक होल में पदार्थ के गिरने के परिणामस्वरूप भारी मात्रा में ऊर्जा निकलती है। गैलेक्टिक कोर में ब्लैक होल के साक्ष्य खोजने के लिए खगोलविदों ने 1999 में नासा द्वारा लॉन्च किए गए हबल स्पेस टेलीस्कोप और चंद्रा एक्स-रे वेधशाला का उपयोग किया है। कन्या राशि में पृथ्वी से 50 मिलियन प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित विशाल अण्डाकार आकाशगंगा M87 के अवलोकन के परिणामस्वरूप, यह स्थापित किया गया कि इसके केंद्र में एक आयनित गैस डिस्क है जो जबरदस्त गति (600 किमी/) से घूम रही है। s) लगभग 3.5 पीसी की त्रिज्या के साथ (1 पीसी (पारसेक) 3.3 प्रकाश वर्ष के बराबर है)। यह माना जाता है कि केवल 2-3 मिलियन सौर द्रव्यमान वाली किसी अदृश्य वस्तु का गुरुत्वाकर्षण ही गैस को इतनी गति से घुमा सकता है।

चंद्रा अंतरिक्ष वेधशाला का उपयोग करके आकाशगंगा के मध्य क्षेत्र की एक एक्स-रे छवि प्राप्त की गई थी। इस क्षेत्र में स्थित धनु ए में सबसे तीव्र एक्स-रे उत्सर्जन दर्ज किया गया था। अवलोकन के दौरान, इस विकिरण का स्रोत कई मिनटों तक चमकता रहा, और फिर 3 घंटे के भीतर अपने पिछले स्तर पर वापस आ गया। वैज्ञानिक एक्स-रे शक्ति में तेजी से बदलाव का श्रेय इस तथ्य को देते हैं कि यह चमक ब्लैक होल के पास आने वाले पदार्थ के कारण हुई थी।

इसके अलावा, आकाशगंगा के मूल में 1000 किमी/सेकंड से अधिक की गति से चलने वाले सितारों की खोज की गई है। धनु A के आसपास 0.1 पीसी की त्रिज्या वाले क्षेत्र में, केंद्र के पास पहुंचने पर तारों के वेग में वृद्धि देखी जाती है। इतनी तेज़ गति को केवल इस तथ्य से समझाया जा सकता है कि धनु A एक ब्लैक होल है जिसका द्रव्यमान 2.6 · 10 6 M s के बराबर है।

हमारी आकाशगंगा के केंद्र में एक ब्लैक होल का अस्तित्व इसकी अत्यधिक दूरी के कारण पृथ्वी के लिए खतरा पैदा नहीं करता है। लेकिन चूंकि ब्लैक होल तारकीय और अन्य पदार्थों को खाता है, इसलिए यह पूरी आकाशगंगा को निगल सकता है। लेकिन सौर मंडल तक पहुंचने से पहले इसे आकाशगंगा के कम से कम 100 अरब तारों को निगलना होगा।

ब्लैक होल उम्मीदवारों में से एक हमारी आकाशगंगा के माध्यम से यात्रा कर रहा है। इसकी खोज 2000 में हुई थी। वैज्ञानिकों का मानना ​​है कि यह एक विशाल बाइनरी स्टार सिस्टम है जिसमें एक ब्लैक होल पड़ोसी तारे से पदार्थ को अवशोषित कर रहा है। इस वस्तु की कक्षा निर्धारित करना संभव था। इसके और सूर्य के बीच की दूरी अब 6000 प्रकाश वर्ष है।

1999 में, चंद्रा वेधशाला की मदद से, हाइड्रा तारामंडल में आकाशगंगाओं में से एक के केंद्र में पृथ्वी से 2.5 अरब प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित एक शक्तिशाली एक्स-रे स्रोत की खोज की गई थी। ऐसा माना जाता है कि यह भी एक ब्लैक होल है।

ब्रह्मांड में विद्युत चुम्बकीय विकिरण के सबसे शक्तिशाली स्रोत वे हैं जिनकी खोज 1963 में की गई थी। कैसर - अर्ध-तारकीय रेडियो स्रोत। इनका आकार तारों से बड़ा, लेकिन आकाशगंगाओं से छोटा होता है। क्वासर का व्यास लगभग कई प्रकाश सप्ताह है, और इसका द्रव्यमान 10 6 M s से अधिक है। अधिकांश क्वासर पृथ्वी से 10-15 अरब प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित हैं, अर्थात। दृश्य ब्रह्मांड की सीमा पर. इसलिए, हम उन्हें वैसे ही देखते हैं जैसे वे तब थे जब ब्रह्मांड पहली बार बनना शुरू हुआ था। एक क्वासर की चमक दर्जनों आकाशगंगाओं के विकिरण के बराबर हो सकती है। अब तक हजारों क्वासर खोजे जा चुके हैं। उन्हें शक्तिशाली गैस आंदोलनों और प्रकाश की गति के करीब गति से पदार्थ के जेट (जेट) के निष्कासन की विशेषता है। एक परिकल्पना है कि क्वासर आकाशगंगाओं के घने कोर में स्थित लगभग 100 मिलियन सौर द्रव्यमान वाले विशाल ब्लैक होल हैं। ऐसे विशाल ब्लैक होल को उन तारों को नष्ट कर देना चाहिए और उन पर कब्ज़ा कर लेना चाहिए जिनकी कक्षाएँ उनके निकट स्थित हैं। इसकी पुष्टि एक दिन से भी कम की विशिष्ट अवधि वाले क्वासर की चमक में बदलाव से होती है।

लेख की सामग्री

सितारे,सूर्य के समान गर्म चमकदार खगोलीय पिंड। तारे आकार, तापमान और चमक में भिन्न होते हैं। कई मायनों में, सूर्य एक विशिष्ट तारा है, हालाँकि यह अन्य सभी तारों की तुलना में अधिक चमकीला और बड़ा दिखाई देता है, क्योंकि यह पृथ्वी के बहुत करीब स्थित है। यहां तक ​​कि निकटतम तारा (प्रॉक्सिमा सेंटॉरी) भी सूर्य की तुलना में पृथ्वी से 272,000 गुना अधिक दूर है, इसलिए तारे हमें आकाश में चमकीले बिंदुओं के रूप में दिखाई देते हैं। हालाँकि तारे पूरे आकाश में बिखरे हुए हैं, हम उन्हें केवल रात में ही देखते हैं, और दिन के दौरान वे हवा में बिखरी तेज धूप की पृष्ठभूमि में दिखाई नहीं देते हैं।

पृथ्वी की सतह पर रहते हुए, हम हवा के एक महासागर के तल पर हैं, जो लगातार उत्तेजित और उबलता रहता है, तारों की रोशनी की किरणों को अपवर्तित करता है, जिससे हमें पलकें झपकती और कांपती हुई प्रतीत होती हैं। कक्षा में अंतरिक्ष यात्री तारों को रंगीन, बिना पलक झपकाए बिंदुओं के रूप में देखते हैं।

कई मंदिर सितारों के अनुसार उन्मुख थे। उदाहरण के लिए, गीज़ा के महान पिरामिडों को इस तरह से बनाया गया था कि उनमें संकीर्ण गलियारा बिल्कुल ध्रुवीय तारे की ओर निर्देशित होता है, जिसकी भूमिका तब निभाई गई थी एड्रैगन. इंग्लैंड में सैलिसबरी मैदान पर स्टोनहेंज की महापाषाण संरचना सूर्य और चंद्रमा की स्थिति में मौसमी परिवर्तनों के अनुसार सख्ती से बनाई गई थी।

हमारे युग में, तारों को अक्सर समय बताने और नेविगेशन के लिए आकाश में चमकीले मार्कर के रूप में उपयोग किया जाता है। जैसे-जैसे पृथ्वी घूमती है, प्रत्येक पर्यवेक्षक नोटिस करता है कि तारे बारी-बारी से काल्पनिक उत्तर-अंचल-दक्षिण रेखा (आकाशीय मेरिडियन) को कैसे पार करते हैं। इस घटना का उपयोग नाक्षत्र समय को मापने के लिए किया जाता है। संपूर्ण पृथ्वी पर एक नए नाक्षत्र दिवस की शुरुआत उस क्षण से मानी जाती है जब आकाशीय क्षेत्र पर एक निश्चित बिंदु इंग्लैंड में ग्रीनविच मेरिडियन को पार करता है। मार्गदर्शन।

सितारा पदनाम.

हमारी आकाशगंगा में 100 अरब से अधिक तारे हैं। बड़ी दूरबीनों द्वारा ली गई आकाश की तस्वीरों में इतने सारे तारे दिखाई देते हैं कि उन सभी के नाम बताने या उन्हें गिनने की कोशिश करना भी व्यर्थ है। आकाशगंगा के सभी तारों में से लगभग 0.01% सूचीबद्ध हैं। इस प्रकार, बड़ी दूरबीनों में देखे गए अधिकांश तारों की अभी तक पहचान और गणना नहीं की जा सकी है।

प्रत्येक राष्ट्र के सबसे चमकीले सितारों को अपने-अपने नाम मिले। उनमें से कई जो वर्तमान में उपयोग में हैं, उदाहरण के लिए, एल्डेबारन, अल्गोल, डेनेब, रिगेल, आदि, अरबी मूल के हैं; अरब संस्कृति ने रोम के पतन को पुनर्जागरण से अलग करने वाली बौद्धिक खाई पर एक पुल के रूप में कार्य किया।

सुन्दर चित्रण किया गया है यूरेनोमेट्री (यूरेनोमेट्रिया, 1603) जर्मन खगोलशास्त्री आई. बायर (1572-1625) द्वारा, जहां नक्षत्रों और उनके नामों से जुड़ी पौराणिक आकृतियों को दर्शाया गया है, सितारों को पहले उनकी चमक के अवरोही क्रम में ग्रीक वर्णमाला के अक्षरों द्वारा नामित किया गया था: ए- तारामंडल का सबसे चमकीला तारा, बी- प्रतिभा में दूसरा, आदि। जब ग्रीक वर्णमाला के पर्याप्त अक्षर नहीं थे, तो बायर ने लैटिन का उपयोग किया। तारे के पूर्ण पदनाम में उल्लिखित अक्षर और नक्षत्र का लैटिन नाम शामिल था। उदाहरण के लिए, सिरियस तारामंडल कैनिस मेजर में सबसे चमकीला तारा है, इसलिए इसे इस रूप में नामित किया गया है एकैनिस मेजोरिस, या संक्षेप में एसीएमए; अल्गोल - पर्सियस में दूसरा सबसे चमकीला तारा नामित किया गया है बीपर्सी, या बीप्रति.

इंग्लैंड के पहले खगोलशास्त्री रॉयल जे. फ्लेमस्टीड (1646-1719) ने सितारों के नामकरण के लिए एक प्रणाली शुरू की जो उनकी चमक से संबंधित नहीं थी। प्रत्येक नक्षत्र में, उन्होंने तारों को उनके दाहिने आरोहण को बढ़ाने के क्रम में संख्याओं द्वारा नामित किया, अर्थात। जिस क्रम में वे मध्याह्न रेखा को पार करते हैं। हाँ, आर्कटुरस, उर्फ एजूते ( बीबूट्स), 16 बूट्स के रूप में नामित।

कुछ असामान्य सितारों का नाम कभी-कभी उन खगोलविदों के नाम पर रखा जाता है जिन्होंने सबसे पहले उनके अद्वितीय गुणों का वर्णन किया था। उदाहरण के लिए, बरनार्ड तारे का नाम अमेरिकी खगोलशास्त्री ई. बरनार्ड (1857-1923) के नाम पर रखा गया है, और कप्टेन तारे का नाम डच खगोलशास्त्री जे. कप्टेन (1851-1922) के नाम पर रखा गया है। आधुनिक स्टार चार्ट आमतौर पर चमकीले सितारों के प्राचीन उचित नाम और बायर की नोटेशन प्रणाली में ग्रीक अक्षरों को दर्शाते हैं (उनके लैटिन अक्षरों का उपयोग शायद ही कभी किया जाता है); शेष तारे फ्लेमस्टीड के अनुसार निर्दिष्ट हैं। लेकिन इन पदनामों के लिए मानचित्रों पर हमेशा पर्याप्त जगह नहीं होती है, इसलिए अन्य सितारों के पदनामों को स्टार कैटलॉग में अवश्य देखा जाना चाहिए।

स्टार कैटलॉग.

सबसे व्यापक सितारा सूची बॉन समीक्षा(बोनर डर्चमुस्टरुंग,बी.डी) को जर्मन खगोलशास्त्री एफ. आर्गेलैंडर (1799-1875) द्वारा संकलित किया गया था। यह उत्तरी ध्रुव से -2° झुकाव तक 324,198 तारों की स्थिति दर्शाता है। उदाहरण के लिए, बीडी +7°1226 के रूप में नामित तारा आठवें उत्तरी झुकाव बेल्ट में दाएं आरोहण के क्रम में 1226वां तारा है। 133,659 सितारों वाले इस कैटलॉग (एसबीडी) की दक्षिण दिशा में गिरावट -23° तक की निरंतरता, जर्मन खगोलशास्त्री ई. शॉनफेल्ड (1828-1891) द्वारा संकलित की गई थी। दक्षिणी आकाश का शेष भाग कैटलॉग द्वारा कवर किया गया था कोर्डोबा समीक्षा (कॉर्डोबा डर्चमुस्टरुंग, सीडी) और केप फ़ोटोग्राफ़िक समीक्षा (केप फ़ोटोग्राफ़िक डर्चमुस्टरुंग, सीपीडी)। कुल मिलाकर, इन कैटलॉग में लगभग 10वें परिमाण तक के 1 मिलियन से अधिक सितारे शामिल हैं।

कैटलॉग में उल्लेखनीय रूप से अधिक सितारे आकाश मानचित्र(कार्टे डु सिएल, या ज्योतिषीय सूची), जिसमें दुनिया भर की वेधशालाओं से प्राप्त 44,000 फोटोग्राफिक प्लेटों पर कई मिलियन सितारों की स्थिति शामिल है। स्मिथसोनियन एस्ट्रोफिजिकल ऑब्जर्वेटरी (एसएओ) में 258,997 सितारों की सटीक स्थिति की एक आधुनिक बड़ी सूची बनाई गई थी। तारकीय स्पेक्ट्रा की एक व्यापक सूची अमेरिकी खगोलशास्त्री ई. कैनन (1863-1941) द्वारा बनाई गई थी और इसका नाम रखा गया था हेनरी ड्रेपर की सूची (स्टेलर की हेनरी ड्रेपर कैटलॉग स्पेक्ट्रा, एचडी).

कई विशेष कैटलॉग हैं. उदाहरण के लिए, मापी गई उचित गति वाले तारों को एकत्र किया जाता है सामान्य सूची (सामान्य सूची, जीसी) और में येल ज़ोन निर्देशिकाएँ (येल ज़ोन कैटलॉग). मापी गई रेडियल वेग वाले तारों की सूची, परिवर्तनशील चमक वाले तारे और दोहरे तारों की सूची मौजूद हैं। सबसे धुंधले तारों को सूचीबद्ध नहीं किया गया है, लेकिन उन्हें फोटोग्राफिक आकाश मानचित्रों पर पाया जा सकता है और उनके निर्देशांक और चमक चमकीले तारों के सापेक्ष निर्धारित किए जा सकते हैं। संपूर्ण आकाश को कवर करने वाला सबसे संपूर्ण फोटोग्राफिक एटलस है पालोमर समीक्षा (पालोमर सर्वेक्षण), जिन मानचित्रों पर 21वें परिमाण तक के तारे दिखाई देते हैं।

परिवर्तनशील तारे.

परिवर्तनशील तारों का नाम उसी क्रम में रखा गया है जिस क्रम में वे प्रत्येक नक्षत्र में पाए जाते हैं। पहले को आर अक्षर से, दूसरे को एस से, फिर टी आदि से नामित किया जाता है। Z के बाद RR, RS, RT आदि पदनाम हैं। ZZ के बाद AA इत्यादि आते हैं। (I के साथ भ्रम से बचने के लिए अक्षर J का उपयोग नहीं किया जाता है।) जब ये सभी संयोजन समाप्त हो जाते हैं (कुल 334 होते हैं), तो वे V335 से शुरू करते हुए अक्षर V (चर) के साथ संख्याओं को क्रमांकित करना जारी रखते हैं। उदाहरण: एस कार, आरटी प्रति, वी557 एसजीआर।

सितारों से दूरियाँ.

हमारा निकटतम तारा सूर्य है, लगभग। 150 मिलियन किमी. सूर्य के सबसे नजदीक सबसे चमकीला तारा है एसेंटौर, जिसे केवल दक्षिणी गोलार्ध में देखा जा सकता है, 42,000 अरब किमी दूर है। लेकिन हमसे थोड़ा भी करीब इसका अदृश्य साथी, तारा प्रॉक्सिमा ("निकटतम") सेंटौर है। हमारे आकाश का सबसे चमकीला तारा सीरियस, केवल दोगुना दूर है।

चूँकि तारों की दूरियाँ बहुत अधिक हैं, इसलिए उन्हें किलोमीटर में मापना असुविधाजनक है। विशेष इकाइयों का उपयोग करना बेहतर है; उदाहरण के लिए, लोकप्रिय विज्ञान साहित्य में वे अक्सर "प्रकाश वर्ष" का उपयोग करते हैं, अर्थात। वह दूरी जो प्रकाश की किरण प्रति वर्ष लगभग 300,000 किमी/सेकेंड की गति से तय करती है; कोई बात नहीं। 9460 अरब किमी. प्रॉक्सिमा से दूरी 4.3 एस.वी. वर्ष, और सीरियस को लगभग। 8.7 सेंट. साल का।

पहली बार, तारों की दूरियां स्वतंत्र रूप से 1838 में जर्मनी में एफ. बेसेल द्वारा (स्टार 61 सिग्नी तक), केप ऑफ गुड होप में टी. हेंडरसन द्वारा मापी गईं (से) एसेंटौर) और वी. स्ट्रुवे रूस में (वेगा से पहले)। हालाँकि, डेढ़ सदी पहले, आई. न्यूटन तारों की दूरी के क्रम का अनुमान लगाने में सक्षम थे। यह मानते हुए कि सूर्य एक साधारण तारा है, उन्होंने गणना की कि सूर्य को आकाश में एक साधारण तारे की तरह दिखने के लिए इसे 250,000 बार हटाने की आवश्यकता होगी। इस प्रकार, न्यूटन ने खगोल विज्ञान में दूरियाँ निर्धारित करने के लिए एक बहुत ही सार्वभौमिक विधि पेश की। अगर हमें किसी तरह किसी तारे की वास्तविक चमक का पता चल जाए, तो यह गणना करना मुश्किल नहीं है कि कितनी दूरी पर उसकी चमक देखी जाएगी। यहां मुख्य बात तारे की वास्तविक चमक का निर्धारण करना है। व्यवहार में, इसके लिए स्पेक्ट्रोस्कोपी का उपयोग किया जाता है: किसी तारे के स्पेक्ट्रम में उसकी चमक के कई संकेतक होते हैं।

निकटतम तारे

निकटतम सितारे 1
तारा	लंबन (आर्कसेकंड)	दूरी (सेंट वर्ष)	सापेक्ष चमक	रंग
सूरज	–	– 2	1	पीला
एसेंटो	0,760	4,3	1,5	पीला
बरनार्ड का सितारा	0,552	5,9	0,0006	लाल
भेड़िया 359	0,425	7,7	0,00002	लाल
लालंडे 21185	0,398	8,2	0,0055	लाल
सीरियस	0,375	8,6	23	सफ़ेद
लीथेन 726-8	0,368	8,9	0,00006	लाल
रॉस 154	0,345	9,5	0,00041	लाल
रॉस 248	0,316	10,2	0,00011	लाल
लीथेन 789-6	0,305	10,7	0,00009	लाल
इएरिदानी	0,303	10,8	0,30	नारंगी
रॉस 128	0,301	10,8	0,00054	लाल
61 हंस	0,296	11,0	0,084	नारंगी
इभारतीय	0,291	11,2	0,14	नारंगी
प्रोसिओन	0,285	11,4	7,3	पीला
1 केवल बाइनरी और मल्टीपल स्टार्स के मुख्य घटकों के लिए डेटा। 2 सूर्य से दूरी 150 मिलियन किमी या 1 खगोलीय इकाई है।

लेकिन स्पेक्ट्रोस्कोपिक विधि को अंशांकन की आवश्यकता होती है। तारों के कुछ समूहों के लिए, दूरियाँ निर्धारित करने के लिए विशेष विधियों का उपयोग किया जाता है, उदाहरण के लिए, आकाश में तारों की स्पष्ट गति पर आधारित एक सांख्यिकीय विधि। हालाँकि, तारों से दूरी निर्धारित करने की मूल विधि त्रिकोणमितीय लंबन की विधि है।

लंबन.

लंबन विधि पृथ्वी की कक्षा में विभिन्न बिंदुओं से देखे जाने पर अधिक दूर के तारों की पृष्ठभूमि के विरुद्ध निकटवर्ती तारों के स्पष्ट विस्थापन को मापने पर आधारित है। तारा जितना करीब होगा, उसका कोणीय विस्थापन उतना ही अधिक होगा। किसी तारे का लंबन वह कोण है जिस पर पृथ्वी की कक्षा की त्रिज्या उससे दिखाई देती है, जो 1 खगोलीय इकाई (एयू) या 150 मिलियन किमी के बराबर होती है। यह पूरी तरह से ज्यामितीय है और इसलिए बहुत विश्वसनीय तरीका है। दुर्भाग्य से, लंबन को केवल कुछ हज़ार निकटवर्ती तारों के लिए ही मापा जा सकता है। उनसे दूरियाँ वर्णक्रमीय विधियों का उपयोग करके अधिक दूर के तारों की दूरी निर्धारित करने के लिए आधार के रूप में काम करती हैं।

अतीत के खगोलशास्त्री, उदाहरण के लिए टी. ब्राहे (1546-1601), तारों के लंबन विस्थापन को नोटिस करने में असमर्थ थे, जिससे उन्होंने निष्कर्ष निकाला कि पृथ्वी गतिहीन है। दरअसल, निकटतम तारों का लंबन भी 1ўў से अधिक नहीं होता है; इस कोण पर आप अपनी छोटी उंगली को एक किलोमीटर की दूरी से देख सकते हैं। इतने छोटे कोणों को मापना आधुनिक तकनीक की एक बड़ी उपलब्धि है। सबसे बड़ा लंबन (0.762ўў) में प्रॉक्सिमा सेंटॉरी है, जो तारे का एक छोटा उपग्रह है एसेंटौर, सूर्य के करीब स्थित है।

त्रिकोणमितीय लंबन के आधार पर, खगोलविदों ने लंबाई की इकाई "पारसेक" (पीसी) पेश की - एक तारे की दूरी जिसका लंबन 1ўў है; 1 पीसी = 3.26 सेंट. साल का। सबसे छोटे लंबन जिन्हें अब मापा जा सकता है वे 0.01ўў हैं; यह 100 पीसी या 326 एसवी की दूरी से मेल खाता है। साल।

तारों की चमक.

विद्युतचुंबकीय स्पेक्ट्रम की संपूर्ण श्रृंखला में किसी तारे की कुल उत्सर्जन शक्ति को वास्तविक या बोलोमेट्रिक "चमकदारता" कहा जाता है। उदाहरण के लिए, सूर्य की चमक 3.86ґ10 26 W है। एक सामान्य तारे का द्रव्यमान जितना अधिक होगा, उसकी चमक उतनी ही अधिक होगी; यह लगभग द्रव्यमान के घन की तरह बढ़ता है। यह द्रव्यमान-चमकदार संबंध पहले अवलोकनों से पाया गया और बाद में सैद्धांतिक औचित्य प्राप्त हुआ।

किसी तारे से पृथ्वी तक आने वाली ऊर्जा के प्रवाह को "स्पष्ट चमक" कहा जाता है; यह न केवल तारे की वास्तविक चमक पर निर्भर करता है, बल्कि पृथ्वी से उसकी दूरी पर भी निर्भर करता है। पृथ्वी के करीब एक कम चमक वाला तारा अधिक दूरी पर स्थित एक उच्च चमक वाले तारे की तुलना में अधिक चमकीला हो सकता है।

सबसे चमकीले तारे

सबसे चमकीले सितारे
तारा	परिमाण		चमक (सूर्य=1)	रंग सूचकांक	रंग
	दृश्यमान	निरपेक्ष
सीरियस	–1,43	+1,4	23	0,00	सफ़ेद
Canopus	–0,72	–4,5	1500	0,16	पीला
एसेंटो	–0,27	+4,7	1,5	0,68	पीला
आर्कटुरस	–0,06	–0,1	100	1,24	नारंगी
वेगा	+0,02	+0,5	50	0,00	सफ़ेद
चैपल	+0,05	–0,6	170	0,80	पीला
रिगेल	+0,14	–7,0	40000	–0,04	नीला
प्रोसिओन	+0,37	+2,7	7,3	0,41	पीला
बेटेल्गेयूज़	+0,50	–5,0	17000	1,87	लाल
एछेर्नार	+0,51	–2,0	200	–0,16	नीला
बीसेंटो	+0,63	–4,0	5000	–0,23	नीला
अल्टेयर	+0,77	+2,2	9	0,22	सफ़ेद
एल्डेबारन	+0,86	–0,7	100	1,52	नारंगी
एपार करना	+0,87	–4,0	4000	–0,25	नीला
स्पाइका	+0,96	–3,0	2800	–0,25	नीला
Antares	+1,16	–4,0	3500	1,83	लाल
फ़ोमाल्हौट	+1,16	+1,9	14	0,10	सफ़ेद
पोलक्स	+1,25	+1,0	45	1,02	नारंगी
डेनेब	+1,28	–7,0	60000	0,09	सफ़ेद
बीपार करना	+1,36	–4,0	6000	–0,25	नीला
रेगुलस	+1,48	–0,7	120	–0,12	नीला
शौला (एल एससीओ)	+1,60	–5,0	8000	–0,21	नीला
अदारा (ई एसएमए)	+1,64	–3,0	1700	–0,24	नीला
बेलाट्रिक्स	+1,97	–4,0	2300	–0,23	नीला
रेंड़ी		+0,9	27	0,03	सफ़ेद

तारकीय परिमाण.

तारों की चमक विशेष, ऐतिहासिक रूप से स्थापित "तारकीय परिमाण" में व्यक्त की जाती है। इस प्रणाली की उत्पत्ति हमारी दृष्टि की ख़ासियत से जुड़ी हुई है: यदि किसी प्रकाश स्रोत की शक्ति ज्यामितीय प्रगति में बदलती है, तो उससे हमारी अनुभूति केवल अंकगणितीय प्रगति में बदलती है। यूनानी खगोलशास्त्री हिप्पार्कस (161 से पहले - 126 ईसा पूर्व के बाद) ने आंखों से दिखाई देने वाले सभी तारों को चमक के अनुसार 6 वर्गों में विभाजित किया था। उन्होंने सबसे चमकीले तारों को प्रथम परिमाण और सबसे कमज़ोर तारों को 6वां परिमाण कहा। बाद के मापों से पता चला कि हिप्पार्कस के अनुसार प्रथम परिमाण के तारों से प्रकाश का प्रवाह 6वें परिमाण के तारों की तुलना में लगभग 100 गुना अधिक है। निश्चित रूप से, यह निर्णय लिया गया कि 5 परिमाण का अंतर बिल्कुल 1:100 के प्रकाश प्रवाह के अनुपात से मेल खाता है। फिर चमक में 1 परिमाण का अंतर चमक अनुपात से मेल खाता है। उदाहरण के लिए, पहले परिमाण का तारा दूसरे परिमाण के तारे की तुलना में 2.512 गुना अधिक चमकीला है, जो बदले में तीसरे परिमाण के तारे की तुलना में 2.512 गुना अधिक चमकीला है, इत्यादि। यह एक बहुत ही बहुमुखी पैमाना है; यह किसी भी प्रकाश स्रोत द्वारा पृथ्वी पर उत्पन्न रोशनी को व्यक्त करने के लिए उपयुक्त है।

तारों की तुलना उनकी वास्तविक चमक से करने के लिए, वे "पूर्ण परिमाण" का उपयोग करते हैं, जिसे उस स्पष्ट परिमाण के रूप में परिभाषित किया जाता है जो किसी दिए गए तारे को पृथ्वी से 10 पीसी की मानक दूरी पर रखा जाता है। यदि किसी तारे में लंबन है पीऔर स्पष्ट आकार एम, तो इसका पूर्ण मूल्य एमसूत्र द्वारा गणना की गई

तारकीय परिमाण विभिन्न वर्णक्रमीय श्रेणियों में किसी तारे के विकिरण का वर्णन कर सकता है। उदाहरण के लिए, दृश्य परिमाण ( एम वी) स्पेक्ट्रम के पीले-हरे क्षेत्र में एक तारे की चमक को व्यक्त करता है, फोटोग्राफिक ( एमपी) - नीले रंग में, आदि। फोटोग्राफिक और दृश्य मूल्यों के बीच के अंतर को "रंग सूचकांक" कहा जाता है

इसका तारे के तापमान और स्पेक्ट्रम से गहरा संबंध है।

तारों का आकार.

तारे व्यास में बहुत भिन्न होते हैं: सफेद बौने ग्लोब के आकार (लगभग 13,000 किमी) के होते हैं, और विशाल तारे मंगल की कक्षा के आकार (455 मिलियन किमी) से अधिक होते हैं। औसतन, नग्न आंखों से आकाश में दिखाई देने वाले तारों का आकार सूर्य के व्यास (1,392,000 किमी) के करीब है।

दुर्लभ अपवादों के साथ, तारों के व्यास को सीधे नहीं मापा जा सकता है: यहां तक ​​कि सबसे बड़ी दूरबीनों में भी, तारे उनसे विशाल दूरी के कारण बिंदुओं की तरह दिखते हैं। बेशक, सूर्य एक अपवाद है: इसका कोणीय व्यास (32º) मापना आसान है; कई सबसे बड़े और निकटतम तारों के लिए, कोणीय आकार को मापना और, उनसे दूरी जानकर, उनके रैखिक व्यास को निर्धारित करना बड़ी कठिनाई से संभव है। ये डेटा नीचे दी गई तालिका में दिखाया गया है।

कुछ मामलों में, बाइनरी सिस्टम में तारों के रैखिक व्यास को सीधे निर्धारित करना संभव है। यदि तारे समय-समय पर एक-दूसरे को ढक लेते हैं, तो ग्रहण की अवधि से, वर्णक्रमीय रेखाओं के विस्थापन द्वारा तारों की कक्षीय गति को मापकर उनके व्यास की गणना की जा सकती है।

अधिकांश तारों के लिए, व्यास विकिरण के नियमों के आधार पर अप्रत्यक्ष रूप से निर्धारित किया जाता है। भौतिकी के नियमों के आधार पर, स्पेक्ट्रम के प्रकार से तारे का तापमान निर्धारित करने के बाद, इसकी सतह से विकिरण की तीव्रता की गणना करना संभव है। कुल चमक को जानने के बाद, तारे के सतह क्षेत्र और व्यास की गणना करना पहले से ही आसान है। इस तरह से प्राप्त व्यास सीधे मापे गए व्यास से अच्छी तरह मेल खाते हैं।

अपने जीवन के दौरान, किसी तारे का आकार बहुत बदल जाता है। यह विशाल आकार के सिकुड़ते गैस बादल के रूप में अपना विकास शुरू करता है, फिर एक सामान्य तारे के रूप में लंबे समय तक रहता है, और अपने जीवन के अंत में यह दसियों गुना बढ़ जाता है, एक विशालकाय बन जाता है, अपना खोल त्याग देता है और एक तारे में बदल जाता है। एक छोटा "सफ़ेद बौना" या एक बहुत छोटा "न्यूट्रॉन तारा"। पलसर।

तारकीय आबादी.

1944 में, जर्मन मूल के अमेरिकी खगोलशास्त्री डब्ल्यू. बाडे ने तारों को दो प्रकारों में विभाजित करने का प्रस्ताव रखा, जिसे उन्होंने जनसंख्या I और जनसंख्या II कहा। उन्होंने जनसंख्या I के रूप में युवा सितारों और संबंधित अंतरतारकीय गैस और धूल को शामिल किया, जो आकाशगंगाओं और खुले समूहों की सर्पिल भुजाओं में देखी जाती हैं। जनसंख्या II में गोलाकार समूहों, अण्डाकार आकाशगंगाओं और सर्पिल आकाशगंगाओं के मध्य क्षेत्रों में पाए जाने वाले पुराने तारे शामिल हैं। जनसंख्या I के सबसे चमकीले तारे नीले महादानव हैं, जो जनसंख्या II के सबसे चमकीले तारे, लाल दानवों की तुलना में 100 गुना अधिक चमकीले हैं। जनसंख्या I सितारों में भारी तत्वों की प्रचुरता काफी अधिक है। तारकीय विकास के सिद्धांत के विकास के लिए तारकीय आबादी की अवधारणा का बहुत महत्व था।

तारों की चाल.

आमतौर पर, किसी तारे की गति को दो दृष्टिकोणों से पहचाना जाता है: आकाशगंगा के केंद्र के चारों ओर कक्षीय गति के रूप में और पास के तारों के समूह में सापेक्ष गति के रूप में। उदाहरण के लिए, सूर्य आकाशगंगा के केंद्र के चारों ओर लगभग की गति से घूमता है। 240 किमी/सेकंड, और आसपास के तारों के संबंध में यह बहुत धीमी गति से, लगभग की गति से चलता है। 19 किमी/सेकेंड.

तारों की गति को मापने के लिए संदर्भ का मुख्य ढांचा समग्र रूप से आकाशगंगा है। लेकिन एक सांसारिक पर्यवेक्षक के लिए आमतौर पर सौर मंडल के केंद्र, वास्तव में, सूर्य से जुड़े संदर्भ प्रणाली का उपयोग करना अधिक सुविधाजनक होता है। सूर्य के संबंध में, निकटतम तारे 10 किमी/सेकंड और उससे अधिक की गति से चलते हैं। लेकिन तारों की दूरियाँ इतनी अधिक हैं कि कई सहस्राब्दियों में नक्षत्रों के आंकड़े बदल जाते हैं। तारों की गति की खोज सबसे पहले 1718 में ई. हैली द्वारा की गई थी, उन्होंने ग्रीनविच में उनके द्वारा सटीक रूप से निर्धारित की गई उनकी स्थिति की तुलना टॉलेमी (दूसरी शताब्दी ईस्वी) द्वारा उनकी सूची में दर्शाई गई स्थिति से की थी।

दूर के तारों के संबंध में आकाशीय गोले पर किसी तारे की कोणीय गति को उसकी "उचित गति" कहा जाता है और इसे आमतौर पर प्रति वर्ष आर्कसेकंड में व्यक्त किया जाता है। इस प्रकार, आर्कटुरस की उचित गति 2.3ўў/वर्ष है, और सीरियस की 1.3ўў/वर्ष है। बरनार्ड के तारे की उच्चतम उचित गति है, 10.3ўў/वर्ष।

किलोमीटर प्रति सेकंड में किसी तारे की रैखिक गति की गणना करने के लिए सूत्र का उपयोग करें टी = 4,74 एम/पी, कहाँ टी- स्पर्शरेखीय गति (अर्थात दृष्टि रेखा के पार निर्देशित कुल गति का घटक), एम- प्रति वर्ष आर्कसेकंड में उचित गति और पी– लंबन.

रेडियल वेग.

दृष्टि रेखा के साथ किसी तारे की गति, जिसे रेडियल वेग कहा जाता है, को उसके स्पेक्ट्रम में रेखाओं के डॉपलर शिफ्ट द्वारा एक किलोमीटर प्रति सेकंड के अंश की सटीकता के साथ मापा जाता है। स्पेक्ट्रम के लाल पक्ष की ओर रेखाओं का स्थानांतरण इंगित करता है कि तारा पृथ्वी से दूर जा रहा है, और नीले रंग की ओर - यह निकट आ रहा है। तारों की गति इतनी तेज़ नहीं होती कि इससे तारे का रंग बदल जाए, लेकिन दूर की आकाशगंगाओं की तेज़ गति से उनका रंग काफ़ी बदल जाता है। लाइनों के डॉपलर शिफ्ट को मापना एक बहुत ही नाजुक ऑपरेशन है। दूरबीन में, तारे के स्पेक्ट्रम के साथ-साथ प्रयोगशाला स्रोत के स्पेक्ट्रम की रेखाओं की सटीक ज्ञात स्थिति के साथ एक ही प्लेट पर फोटो खींची जाती है। फिर, एक शक्तिशाली माइक्रोस्कोप से सुसज्जित मापने वाली मशीन का उपयोग करके, रेखा विस्थापन (डी एल) तरंग दैर्ध्य के साथ प्रयोगशाला स्रोत की समान रेखाओं के सापेक्ष तारे के स्पेक्ट्रम में एल. किसी तारे का रेडियल वेग सूत्र द्वारा निर्धारित किया जाता है वी = सीडी एल/एल, कहाँ सी- प्रकाश की गति। यह सूत्र सामान्य तारकीय वेगों के लिए उपयुक्त है, लेकिन यह तेज़ गति वाली आकाशगंगाओं के लिए उपयुक्त नहीं है। तारों के रेडियल वेग को मापने की सटीकता उनसे दूरी पर निर्भर नहीं करती है, बल्कि पूरी तरह से अच्छे स्पेक्ट्रा प्राप्त करने और उनमें रेखाओं की स्थिति को सटीक रूप से मापने की क्षमता से निर्धारित होती है। हालाँकि, तारों के स्पर्शरेखा वेग को मापने की सटीकता न केवल उनकी अपनी गति को मापने की सटीकता पर निर्भर करती है, बल्कि उनके लंबन पर भी निर्भर करती है, अर्थात। उनसे दूरी से: दूरी जितनी अधिक होगी, सटीकता उतनी ही कम होगी।

स्थानिक गति.

रेडियल और स्पर्शरेखा वेग सूर्य के सापेक्ष किसी तारे के कुल स्थानिक वेग के घटक हैं (पाइथागोरस प्रमेय का उपयोग करके इसकी गणना आसानी से की जा सकती है)। ताकि सूर्य की गति स्वयं इस गति में "हस्तक्षेप" न करे, इसे आमतौर पर "विश्राम के स्थानीय मानक" के संबंध में पुनर्गणना की जाती है - एक कृत्रिम समन्वय प्रणाली जिसमें सर्कमसोलर सितारों की औसत गति शून्य है। आराम के स्थानीय मानक के सापेक्ष किसी तारे की गति को उसकी "अनोखी गति" कहा जाता है।

प्रत्येक तारा आकाशगंगा के केंद्र के चारों ओर परिक्रमा करता है। जनसंख्या I तारे गैलेक्टिक डिस्क के तल में स्थित लगभग गोलाकार कक्षाओं में घूमते हैं। सूर्य और उसके पड़ोसी तारे भी लगभग 240 किमी/सेकेंड की गति से निकट-वृत्ताकार कक्षाओं में घूमते हैं, और 200 मिलियन वर्ष (गैलेक्टिक वर्ष) में एक क्रांति पूरी करते हैं। जनसंख्या II तारे गैलेक्टिक विमान में अलग-अलग विलक्षणताओं और झुकावों के साथ अण्डाकार कक्षाओं में घूमते हैं, पेरिगैलेक्टिक कक्षा में गैलेक्टिक केंद्र के पास पहुंचते हैं और एपोगैलेक्टिक में उससे दूर जाते हैं। वे अपना अधिकांश समय एपोगैलेक्टियम क्षेत्र में बिताते हैं, जहां उनकी गति धीमी हो जाती है। लेकिन सूर्य के सापेक्ष उनकी गति अधिक होती है, इसीलिए उन्हें "उच्च वेग वाले तारे" कहा जाता है।

दोहरे सितारे.

सभी तारों में से लगभग आधे तारे द्विआधारी या अधिक जटिल प्रणालियों का हिस्सा हैं। ऐसी प्रणाली का द्रव्यमान केंद्र आकाशगंगा के केंद्र के चारों ओर कक्षा में घूमता है, और व्यक्तिगत तारे प्रणाली के द्रव्यमान के केंद्र के चारों ओर परिक्रमा करते हैं। एक द्विआधारी तारे में, एक घटक केपलर के हार्मोनिक (तीसरे) नियम के अनुसार दूसरे की परिक्रमा करता है:

कहाँ एम 1 और एम 2 - सौर द्रव्यमान की इकाइयों में तारकीय द्रव्यमान, पी -संचलन अवधि वर्षों में और डी- खगोलीय इकाइयों में तारों के बीच की दूरी। दोनों तारे द्रव्यमान के एक सामान्य केंद्र के चारों ओर घूमते हैं, और इस केंद्र से उनकी दूरी उनके द्रव्यमान के व्युत्क्रमानुपाती होती है। आसपास के तारों के सापेक्ष बाइनरी सिस्टम के प्रत्येक घटक की कक्षा निर्धारित करने के बाद, उनके द्रव्यमान का अनुपात ज्ञात करना आसान है।

कई दोहरे तारे एक-दूसरे के इतने करीब आ जाते हैं कि दूरबीन से उन्हें अलग-अलग नोटिस करना असंभव है; उनके द्वंद्व का पता केवल स्पेक्ट्रा द्वारा ही लगाया जा सकता है। कक्षीय गति के परिणामस्वरूप, प्रत्येक तारा समय-समय पर हमारे पास आता है और फिर दूर चला जाता है। इससे इसके स्पेक्ट्रम में रेखाओं का डॉपलर बदलाव होता है। यदि दोनों तारों की चमक करीब है, तो प्रत्येक वर्णक्रमीय रेखा का आवधिक द्विभाजन देखा जाता है। यदि तारों में से कोई एक अधिक चमकीला है, तो केवल चमकीले तारे का स्पेक्ट्रम देखा जाता है, जिसमें सभी रेखाएँ समय-समय पर उतार-चढ़ाव करती हैं।

परिवर्तनशील तारे.

किसी तारे की स्पष्ट चमक दो कारणों से बदल सकती है: या तो तारे की चमक बदल जाती है, या कुछ इसे पर्यवेक्षक से अवरुद्ध कर देता है, उदाहरण के लिए, बाइनरी सिस्टम में दूसरा तारा। अलग-अलग चमक वाले तारों को स्पंदित और प्रस्फुटित (अर्थात विस्फोटित) में विभाजित किया गया है। स्पंदित चर के दो महत्वपूर्ण प्रकार हैं: लिरिड्स और सेफिड्स। पहले, आरआर लाइरे वेरिएबल्स का निरपेक्ष परिमाण लगभग समान होता है और अवधि एक दिन से भी कम होती है। सेफिड्स के लिए, जैसे चर डीसेफियस की चमक भिन्नता की अवधि उनकी औसत चमक से निकटता से संबंधित है। दोनों प्रकार के स्पंदनशील चर बहुत महत्वपूर्ण हैं क्योंकि उनकी चमक जानने से दूरियाँ निर्धारित की जा सकती हैं। अमेरिकी खगोलशास्त्री एच. शेपली ने हमारी आकाशगंगा में दूरियाँ मापने के लिए लिरिड्स का उपयोग किया, और उनके सहयोगी ई. हबल ने एंड्रोमेडा आकाशगंगा की दूरी निर्धारित करने के लिए सेफिड्स का उपयोग किया।

सितारा रंग.

सितारे विभिन्न रंगों में आते हैं। आर्कटुरस में पीला-नारंगी रंग होता है, रिगेल सफेद-नीला होता है, एंटारेस चमकदार लाल होता है। किसी तारे के स्पेक्ट्रम में प्रमुख रंग उसकी सतह के तापमान पर निर्भर करता है। किसी तारे का गैस आवरण लगभग एक आदर्श उत्सर्जक (बिल्कुल काला पिंड) की तरह व्यवहार करता है और पूरी तरह से एम. प्लैंक (1858-1947), जे. स्टीफन (1835-1893) और वी. वियन ( 1864-1928), शरीर के तापमान और उसके विकिरण की प्रकृति से संबंधित। प्लैंक का नियम किसी पिंड के स्पेक्ट्रम में ऊर्जा के वितरण का वर्णन करता है। वह बताते हैं कि बढ़ते तापमान के साथ, कुल विकिरण प्रवाह बढ़ता है, और स्पेक्ट्रम में अधिकतम छोटी तरंगों की ओर स्थानांतरित हो जाता है। तरंग दैर्ध्य (सेंटीमीटर में) जिस पर अधिकतम विकिरण होता है, वीन के नियम द्वारा निर्धारित किया जाता है: एलअधिकतम = 0.29/ टी. यह वह कानून है जो एंटारेस के लाल रंग की व्याख्या करता है ( टी= 3500 K) और नीला रिगेल रंग ( टी= 18000 K). स्टीफ़न का नियम सभी तरंग दैर्ध्य पर विकिरण का कुल प्रवाह देता है (वाट प्रति वर्ग मीटर में): इ = 5,67ґ10 –8 टी 4 .

तारों का स्पेक्ट्रम.

तारकीय स्पेक्ट्रा का अध्ययन आधुनिक खगोल भौतिकी की नींव है। स्पेक्ट्रम से, कोई तारे के वायुमंडल में रासायनिक संरचना, तापमान, दबाव और गैस की गति निर्धारित कर सकता है। रेखाओं के डॉपलर शिफ्ट का उपयोग तारे की गति की गति को मापने के लिए किया जाता है, उदाहरण के लिए, एक बाइनरी सिस्टम में एक कक्षा के साथ।

अधिकांश तारों के स्पेक्ट्रा में अवशोषण रेखाएँ दिखाई देती हैं, अर्थात्। विकिरण के निरंतर वितरण में संकीर्ण विराम। इन्हें फ्राउनहोफ़र या अवशोषण रेखाएँ भी कहा जाता है। वे स्पेक्ट्रम में बनते हैं क्योंकि तारे के वायुमंडल की गर्म निचली परतों से विकिरण, ठंडी ऊपरी परतों से गुजरते हुए, कुछ परमाणुओं और अणुओं की विशिष्ट तरंग दैर्ध्य पर अवशोषित होता है।

तारों का अवशोषण स्पेक्ट्रा बहुत भिन्न होता है; हालाँकि, किसी भी रासायनिक तत्व की रेखाओं की तीव्रता हमेशा तारकीय वातावरण में इसकी वास्तविक मात्रा को प्रतिबिंबित नहीं करती है: काफी हद तक, स्पेक्ट्रम का आकार तारकीय सतह के तापमान पर निर्भर करता है। उदाहरण के लिए, अधिकांश तारों के वायुमंडल में लोहे के परमाणु पाए जाते हैं। हालाँकि, गर्म तारों के स्पेक्ट्रा में तटस्थ लोहे की रेखाएँ अनुपस्थित होती हैं, क्योंकि वहाँ सभी लोहे के परमाणु आयनित होते हैं। हाइड्रोजन सभी तारों का मुख्य घटक है। लेकिन ठंडे तारों के स्पेक्ट्रा में, जहां यह पर्याप्त रूप से उत्तेजित नहीं होता है, और बहुत गर्म तारों के स्पेक्ट्रा में, जहां यह पूरी तरह से आयनित होता है, हाइड्रोजन की ऑप्टिकल रेखाएं दिखाई नहीं देती हैं। लेकिन लगभग सतह के तापमान वाले मध्यम गर्म सितारों के स्पेक्ट्रा में। 10,000 K सबसे शक्तिशाली अवशोषण रेखाएँ हाइड्रोजन की बामर श्रृंखला की रेखाएँ हैं, जो दूसरे ऊर्जा स्तर से परमाणुओं के संक्रमण के दौरान बनती हैं।

तारे के वायुमंडल में गैस के दबाव का भी स्पेक्ट्रम पर कुछ प्रभाव पड़ता है। समान तापमान पर, कम दबाव वाले वायुमंडल में आयनित परमाणुओं की रेखाएं अधिक मजबूत होती हैं, क्योंकि वहां इन परमाणुओं के इलेक्ट्रॉन ग्रहण करने की संभावना कम होती है और इसलिए वे लंबे समय तक जीवित रहते हैं। वायुमंडलीय दबाव का आकार और द्रव्यमान से और इसलिए किसी दिए गए वर्णक्रमीय वर्ग के तारे की चमक से गहरा संबंध है। स्पेक्ट्रम से दबाव स्थापित करने के बाद, तारे की चमक की गणना करना और दृश्य चमक के साथ तुलना करना, "दूरी मापांक" निर्धारित करना संभव है ( एम - एम) और तारे से रैखिक दूरी। इस अत्यंत उपयोगी विधि को वर्णक्रमीय लंबन विधि कहा जाता है।

रंग सूचक.

किसी तारे का स्पेक्ट्रम और उसका तापमान रंग सूचकांक से निकटता से संबंधित है, अर्थात। पीले और नीले वर्णक्रमीय श्रेणियों में तारे की चमक के अनुपात के साथ। प्लैंक का नियम, जो स्पेक्ट्रम में ऊर्जा के वितरण का वर्णन करता है, रंग सूचकांक के लिए एक अभिव्यक्ति देता है: सी.आई. = 7200/ टी- 0.64. ठंडे तारों का रंग सूचकांक गर्म तारों की तुलना में अधिक होता है, अर्थात। ठंडे तारे नीली रोशनी की तुलना में पीली रोशनी में अपेक्षाकृत अधिक चमकीले होते हैं। गर्म (नीले) तारे साधारण फोटोग्राफिक प्लेटों पर अधिक चमकीले दिखाई देते हैं, जबकि ठंडे तारे आंखों को अधिक चमकीले दिखाई देते हैं और विशेष फोटोग्राफिक इमल्शन जो पीली किरणों के प्रति संवेदनशील होते हैं।

वर्णक्रमीय वर्गीकरण.

तारकीय स्पेक्ट्रा की सभी विविधता को एक तार्किक प्रणाली में रखा जा सकता है। हार्वर्ड स्पेक्ट्रल वर्गीकरण पहली बार पेश किया गया था हेनरी ड्रेपर की स्टेलर स्पेक्ट्रा की सूची, ई. पिकरिंग (1846-1919) के निर्देशन में तैयार किया गया। सबसे पहले, स्पेक्ट्रा को रेखा की तीव्रता के अनुसार व्यवस्थित किया गया और वर्णमाला क्रम में अक्षरों द्वारा निर्दिष्ट किया गया। लेकिन बाद में विकसित स्पेक्ट्रा के भौतिक सिद्धांत ने उन्हें तापमान अनुक्रम में व्यवस्थित करना संभव बना दिया। स्पेक्ट्रा का अक्षर पदनाम नहीं बदला गया है, और अब गर्म से ठंडे सितारों तक मुख्य वर्णक्रमीय वर्गों का क्रम इस तरह दिखता है: ओ बी ए एफ जी के एम। अतिरिक्त वर्ग आर, एन और एस के और एम के समान स्पेक्ट्रा दर्शाते हैं, लेकिन ए के साथ भिन्न रासायनिक संरचना. प्रत्येक दो वर्गों के बीच, उपवर्गों को पेश किया जाता है, जिन्हें 0 से 9 तक की संख्याओं द्वारा निर्दिष्ट किया जाता है। उदाहरण के लिए, प्रकार A5 का स्पेक्ट्रम A0 और F0 के बीच आधा है। अतिरिक्त अक्षर कभी-कभी सितारों की विशेषताओं को चिह्नित करते हैं: "डी" - बौना, "डी" - सफेद बौना, "पी" - अजीब (असामान्य) स्पेक्ट्रम।

सबसे सटीक वर्णक्रमीय वर्गीकरण यरकेस वेधशाला में डब्ल्यू मॉर्गन और एफ कीनन द्वारा बनाई गई एमके प्रणाली द्वारा दर्शाया गया है। यह एक द्वि-आयामी प्रणाली है जिसमें स्पेक्ट्रा को तापमान और तारों की चमक दोनों के आधार पर व्यवस्थित किया जाता है। एक-आयामी हार्वर्ड वर्गीकरण के साथ इसकी निरंतरता यह है कि तापमान अनुक्रम समान अक्षरों और संख्याओं (ए 3, के 5, जी 2, आदि) द्वारा व्यक्त किया जाता है। लेकिन इसके अतिरिक्त, चमकदार वर्गों को पेश किया गया है, जिन्हें रोमन अंकों से चिह्नित किया गया है: Ia, Ib, II, III, IV, V और VI, जो क्रमशः उज्ज्वल सुपरजायंट्स, सुपरजाइंट्स, उज्ज्वल दिग्गजों, सामान्य दिग्गजों, सबजायंट्स, बौने (मुख्य अनुक्रम सितारे) और सबड्वार्फ्स को दर्शाते हैं। . उदाहरण के लिए, पदनाम G2 V एक सौर-प्रकार के तारे को संदर्भित करता है, जबकि पदनाम G2 III इंगित करता है कि यह सूर्य के समान तापमान वाला एक सामान्य विशालकाय तारा है।

तारों का क्रम.

1905-1913 में, डेनमार्क में ई. हर्ट्ज़स्प्रंग और संयुक्त राज्य अमेरिका में जी. रसेल ने स्वतंत्र रूप से तापमान (वर्णक्रमीय वर्ग) और सितारों की चमक के बीच एक अनुभवजन्य संबंध पाया। उन्होंने पाया कि अधिकांश तारे तापमान-चमकदारता आरेख पर एक विस्तृत बैंड के साथ स्थित हैं। इस पट्टी को "मुख्य" कहा जाता है अनुक्रम" आरेख के ऊपरी बाएँ कोने से चलता है, जहाँ गर्म और चमकीले O और B तारे स्थित हैं, निचले दाएँ कोने तक, जहाँ ठंडे और मंद K और M बौने रहते हैं।

मुख्य अनुक्रम की खोज एक आश्चर्य थी: यह स्पष्ट नहीं था कि एक निश्चित सतह के तापमान वाले तारों का कोई आकार और इसलिए चमक क्यों नहीं हो सकती। इससे पता चला कि किसी तारे की त्रिज्या और उसकी सतह का तापमान एक दूसरे से संबंधित हैं।

हर्ट्ज़स्प्रुंग-रसेल आरेख ने एक दूसरे अनुक्रम का भी खुलासा किया - दिग्गजों की एक शाखा, मुख्य अनुक्रम (वर्ग जी, पूर्ण परिमाण +1) के मध्य से एक विस्तृत पट्टी में आरेख के ऊपरी दाएं कोने की ओर लगभग लंबवत फैली हुई है ( वर्ग एम, निरपेक्ष परिमाण -1)। विशाल शाखा में मुख्य अनुक्रम में रहने वाले बौनों के विपरीत, बड़े आकार और काफी उच्च चमक वाले तारे होते हैं। वे "हर्ट्ज़स्प्रंग गैप" द्वारा अलग हो गए हैं।

आरेख के निचले बाएं कोने में सफेद बौने, उच्च सतह तापमान लेकिन कम चमक वाले असामान्य तारे हैं, जो उनके बहुत छोटे आकार का संकेत देते हैं। सामान्य तारों के विकास के इन अवशेषों में, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं अब नहीं होती हैं, और वे धीरे-धीरे शांत हो जाते हैं।

हर्ट्ज़स्प्रंग और रसेल की खोज के कई दशकों बाद, यह स्पष्ट हो गया कि तारों के विभिन्न समूहों के तापमान-चमकदारता आरेख काफी भिन्न होते हैं। तारा समूहों की तुलना करते समय यह विशेष रूप से स्पष्ट होता है, जिनमें से प्रत्येक में सभी तारों की आयु समान होती है। खुले समूहों के आरेख, जैसे कि हाइडेस और प्लीएड्स, आम तौर पर सर्कमसोलर सितारों के समान होते हैं और गोलाकार समूहों से बहुत भिन्न होते हैं, जैसे कि हरक्यूलिस में बड़ा क्लस्टर, जहां मुख्य अनुक्रम का चमकीला हिस्सा अनुपस्थित है, और इसका निचला हिस्सा विशाल शाखा के साथ विलीन हो जाता है। उच्च चमक के क्षेत्र में तेजी से ऊपर की ओर जाता है। ऐसे आरेख जनसंख्या II सितारों की विशेषता पाए गए हैं, और खुले समूहों के आरेख जनसंख्या I सितारों के विशिष्ट हैं। इस प्रकार, हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख तारकीय आबादी की विकासवादी स्थिति को स्पष्ट करने के लिए एक महत्वपूर्ण उपकरण के रूप में कार्य करता है।

तारा समूह.

तीन अलग-अलग प्रकार के तारा समूह ज्ञात हैं: तारकीय संघ, गोलाकार समूह, और खुले समूह (कभी-कभी "खुले" या "गैलेक्टिक" समूह भी कहा जाता है)। तारा समूह खगोल भौतिकी के लिए बहुत मूल्यवान हैं, क्योंकि वे हमसे समान दूरी पर स्थित तारों के समूह हैं और एक ही बादल के पदार्थ से एक साथ बनते हैं। एक ही समूह के तारे केवल अपने प्रारंभिक द्रव्यमान में भिन्न होते हैं, जिससे उनके विकास के अध्ययन में काफी सुविधा होती है।

स्टार एसोसिएशन.

ये तारों के अपेक्षाकृत विरल समूह हैं जो एक सामान्य केंद्र से दूर बिखर रहे हैं जहां वे संभवतः पैदा हुए थे। यदि हम उनके प्रक्षेप पथों का पता लगाएं, तो पता चलता है कि वे लगभग दस लाख वर्ष पहले ही "प्रस्थान" हुए थे - हाल ही में तारकीय रूप में। संघ आकाशगंगा की सर्पिल भुजाओं में स्थित हैं, उसी स्थान पर जहां तारे का निर्माण करने वाला अंतरतारकीय पदार्थ केंद्रित है। सौ से भी कम संघ ज्ञात हैं, और उन सभी में युवा, चमकीले और विशाल तारे शामिल हैं, मुख्य रूप से वर्णक्रमीय वर्ग ओ और बी के। संघों में कम द्रव्यमान के तारे भी हैं, लेकिन उन्हें पहचानना अधिक कठिन है। जब O और B सितारों का विकास कुछ मिलियन वर्षों में समाप्त हो जाएगा, तो आकाश में वर्तमान में ज्ञात संघों को नोटिस करना असंभव हो जाएगा। हर चीज़ से पता चलता है कि संघ अल्पकालिक संरचनाएँ हैं। शायद आकाशगंगा के अधिकांश तारे संघों के हिस्से के रूप में ही पैदा हुए थे।

क्लस्टर खोलें.

उच्च क्रम के तारा समूहों के उल्लेखनीय प्रतिनिधि प्लीएड्स, हाइड्स और मैंगर हैं। यदि संघों में आमतौर पर 100 से अधिक तारे नहीं होते हैं, तो खुले समूहों में लगभग 1000 होते हैं। अधिक सघनता से पैक होने पर, वे आकाशगंगा के विनाशकारी गुरुत्वाकर्षण प्रभाव को अधिक समय तक झेल सकते हैं; उदाहरण के लिए, प्लीएडेस क्लस्टर की आयु, इसके हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख की उपस्थिति से निर्धारित होती है, लगभग। 50 मिलियन वर्ष. यहां तक ​​कि सघन क्लस्टर भी सैकड़ों लाखों वर्षों तक बने रह सकते हैं; सबसे पुराने खुले समूहों में से एक, एम 67, उनमें से सबसे घना भी है। 1,000 से अधिक खुले समूह ज्ञात हैं, लेकिन कई हजार से अधिक आकाशगंगा के सुदूर क्षेत्रों में छिपे होने की संभावना है।

गोलाकार गुच्छे.

ये समूह खुले समूहों और संघों से कई मायनों में भिन्न हैं। अब तक, लगभग 150 गोलाकार समूहों की खोज की जा चुकी है और ऐसा लगता है कि गैलेक्सी में लगभग यही सब कुछ है। उन पर ध्यान न देना कठिन है: 40 से 900 प्रकाश व्यास के साथ। वर्षों तक उनमें 10,000 से लेकर कई मिलियन तारे होते हैं। ऐसे "राक्षस" काफी दूर से दिखाई देते हैं। इसके अलावा, वे आकाशगंगा की धूल भरी डिस्क में छिपते नहीं हैं, बल्कि गैलेक्टिक कोर की ओर ध्यान केंद्रित करते हुए इसकी पूरी मात्रा भर देते हैं।

हरक्यूलिस तारामंडल में एम 13 जैसे गोलाकार समूहों की तस्वीरें प्रभावशाली हैं। क्लस्टर के केंद्र में, तारे एक ही गंदगी में विलीन हो गए प्रतीत होते हैं, हालांकि वास्तव में उनके बीच की दूरी इतनी छोटी नहीं है और व्यावहारिक रूप से तारे की टक्कर नहीं होती है। प्रत्येक तारा समूह के केंद्र के चारों ओर एक कक्षा में घूमता है, और समूह स्वयं आकाशगंगा के केंद्र के चारों ओर एक कक्षा में घूमता है।

अपने बड़े द्रव्यमान और घनत्व के कारण, गोलाकार समूह बहुत स्थिर होते हैं; वे अरबों वर्षों से लगभग अपरिवर्तित अस्तित्व में हैं। उनके तारे आकाशगंगा के निर्माण के दौरान पैदा हुए थे; उनमें कुछ भारी तत्व होते हैं और उन्हें जनसंख्या II के रूप में वर्गीकृत किया जाता है। हमारे युग में अब ऐसे तारे नहीं बनते।

तारा ऊर्जा के स्रोत.

जब आइंस्टीन के सिद्धांत ने द्रव्यमान की तुल्यता की घोषणा की ( एम) और ऊर्जा ( इ), संबंध से संबंधित इ = एम सी 2 कहाँ सी– प्रकाश की गति से यह स्पष्ट हो गया कि सूर्य के विकिरण को 4·10 26 W की शक्ति के साथ बनाए रखने के लिए उसके 4.5 मिलियन टन द्रव्यमान को प्रति सेकंड विकिरण में परिवर्तित करना आवश्यक है। सांसारिक मानकों के अनुसार, यह मान बड़ा दिखता है, लेकिन सूर्य के लिए, जिसका द्रव्यमान 2ґ10 27 टन है, ऐसा नुकसान अरबों वर्षों तक किसी का ध्यान नहीं जाता है।

तारों का विकिरण मुख्य रूप से दो प्रकार की थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं द्वारा बनाए रखा जाता है। बड़े सितारों में ये कार्बन-नाइट्रोजन चक्र प्रतिक्रियाएं होती हैं, जबकि सूर्य जैसे कम द्रव्यमान वाले सितारों में ये प्रोटॉन-प्रोटॉन प्रतिक्रियाएं होती हैं। पहले में, कार्बन एक उत्प्रेरक की भूमिका निभाता है: यह स्वयं उपभोग नहीं किया जाता है, लेकिन अन्य तत्वों के परिवर्तन को बढ़ावा देता है, जिसके परिणामस्वरूप 4 हाइड्रोजन नाभिक एक हीलियम नाभिक में संयुक्त होते हैं।

परमाणु इकाइयों में व्यक्त, हाइड्रोजन और हीलियम नाभिक का द्रव्यमान क्रमशः 1.00813 और 4.00389 है। चार हाइड्रोजन नाभिक (यानी प्रोटॉन) का द्रव्यमान 4.03252 है और इसलिए वे हीलियम नाभिक के द्रव्यमान से 0.02863 एयू या 0.7% अधिक हैं। यह अंतर ऊर्जावान गामा किरणों में बदल जाता है, जो कई बार अवशोषित और उत्सर्जित होकर धीरे-धीरे तारे की सतह पर रिसती है और उसे प्रकाश के रूप में छोड़ देती है। प्रोटॉन-प्रोटॉन प्रतिक्रिया में पदार्थ के समान परिवर्तन होते हैं:

सिद्धांत रूप में, कई अन्य थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं संभव हैं, लेकिन गणना से पता चलता है कि तारों के कोर में व्याप्त तापमान पर, इन दो चक्रों की प्रतिक्रियाएं सबसे अधिक तीव्रता से होती हैं और प्रेक्षित विकिरण को बनाए रखने के लिए आवश्यक ऊर्जा उत्पादन उत्पन्न करती हैं। सितारों का.

जैसा कि हम देख सकते हैं, एक तारा नियंत्रित थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के लिए एक प्राकृतिक स्थापना है। यदि आप किसी सांसारिक प्रयोगशाला में समान प्लाज्मा तापमान और दबाव बनाते हैं, तो उसमें समान परमाणु प्रतिक्रियाएं शुरू हो जाएंगी। लेकिन इस प्लाज्मा को प्रयोगशाला में कैसे रखा जाए? आख़िरकार, हमारे पास ऐसी कोई सामग्री नहीं है जो 10-20 मिलियन K के तापमान वाले पदार्थ के स्पर्श को झेल सके और वाष्पित न हो। लेकिन तारे को इसकी आवश्यकता नहीं है: इसका शक्तिशाली गुरुत्वाकर्षण प्लाज्मा के विशाल दबाव का सफलतापूर्वक विरोध करता है।

जबकि किसी तारे में प्रोटॉन-प्रोटॉन प्रतिक्रिया या कार्बन-नाइट्रोजन चक्र होता है, यह मुख्य अनुक्रम पर होता है, जहां यह अपने जीवन का बड़ा हिस्सा व्यतीत करता है। बाद में, जब तारा हीलियम कोर बनाता है और उसका तापमान बढ़ जाता है, तो "हीलियम फ्लैश" होता है, यानी। ऐसी प्रतिक्रियाएँ शुरू होती हैं जो हीलियम को भारी तत्वों में परिवर्तित करती हैं, जिससे ऊर्जा भी निकलती है।

तारों की संरचना.

तारों की आंतरिक संरचना के बारे में कुछ भी जानना असंभव लग सकता है। न केवल दूर के तारे, बल्कि हमारा सूर्य भी इसके आंतरिक भाग का अध्ययन करने के लिए पूरी तरह से दुर्गम लगता है। फिर भी, हम तारों की संरचना के बारे में पृथ्वी की संरचना से कम नहीं जानते हैं। तथ्य यह है कि तारे गैस के गोले हैं, अधिकांश भाग में स्थिर, न तो ढहते हैं और न ही विस्तार का अनुभव करते हैं। इसलिए, किसी भी गहराई पर, गैस का दबाव ऊपर की परतों के वजन के बराबर होता है, और विकिरण प्रवाह आंतरिक गर्म से बाहरी ठंडी परतों के तापमान अंतर के समानुपाती होता है। गणितीय समीकरणों के रूप में तैयार की गई ये स्थितियाँ, गैस व्यवहार के नियमों के आधार पर तारे की संरचना की गणना करने के लिए पर्याप्त हैं, अर्थात। गहराई के साथ दबाव, तापमान और घनत्व में परिवर्तन। इस मामले में, अवलोकनों से, आपको सैद्धांतिक रूप से इसकी संरचना निर्धारित करने के लिए केवल तारे के द्रव्यमान, त्रिज्या, चमक और रासायनिक संरचना को जानने की आवश्यकता है। गणना से पता चलता है कि सूर्य के केंद्र में तापमान 16 मिलियन K तक पहुँच जाता है, घनत्व 160 ग्राम/सेमी 3 है, और दबाव 400 बिलियन एटीएम है।

तारा एक प्राकृतिक स्व-नियमन प्रणाली है। यदि किसी कारण से तारे के केंद्र में ऊर्जा की रिहाई की शक्ति सतह से ऊर्जा के विकिरण की भरपाई नहीं कर सकती है, तो तारा गुरुत्वाकर्षण का विरोध करने में सक्षम नहीं होगा: यह सिकुड़ना शुरू हो जाएगा, इससे इसके तापमान में वृद्धि होगी कोर और परमाणु प्रतिक्रियाओं की तीव्रता में वृद्धि - इस प्रकार ऊर्जा संतुलन बहाल हो जाएगा।

सितारों का विकास.

एक तारा अपने जीवन की शुरुआत अंतरतारकीय गैस के एक ठंडे, कमजोर बादल के रूप में करता है, जो उसके स्वयं के गुरुत्वाकर्षण से संकुचित होता है। संपीड़न के दौरान, गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा गर्मी में बदल जाती है, और गैस ग्लोब्यूल का तापमान बढ़ जाता है। पिछली शताब्दी में, आम तौर पर यह माना जाता था कि किसी तारे के संपीड़न के दौरान निकलने वाली ऊर्जा उसकी चमक बनाए रखने के लिए पर्याप्त थी, लेकिन भूवैज्ञानिक डेटा ने इस परिकल्पना का खंडन किया: पृथ्वी की आयु उस समय की तुलना में काफी अधिक थी, जिसके दौरान संपीड़न (लगभग 30 मिलियन वर्ष) के कारण सूर्य अपना विकिरण बनाए रख सका।

किसी तारे के संपीड़न के कारण उसके मूल में तापमान बढ़ जाता है; जब यह कई मिलियन डिग्री तक पहुंच जाता है, तो थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं शुरू हो जाती हैं और संपीड़न बंद हो जाता है। तारा अपने जीवन के अधिकांश समय तक इसी अवस्था में रहता है, हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख के मुख्य अनुक्रम पर, जब तक कि इसके मूल में ईंधन भंडार समाप्त नहीं हो जाता। जब तारे के केंद्र का सारा हाइड्रोजन हीलियम में बदल जाता है, तो हीलियम कोर की परिधि पर हाइड्रोजन का थर्मोन्यूक्लियर जलना जारी रहता है।

इस अवधि के दौरान, तारे की संरचना में उल्लेखनीय परिवर्तन होने लगता है। इसकी चमक बढ़ जाती है, इसकी बाहरी परतें फैल जाती हैं, और इसकी सतह का तापमान कम हो जाता है - तारा एक लाल दानव बन जाता है। एक तारा मुख्य अनुक्रम की तुलना में विशाल शाखा पर काफी कम समय बिताता है। जब इसके इज़ोटेर्माल हीलियम कोर का द्रव्यमान महत्वपूर्ण हो जाता है, तो यह अपने स्वयं के वजन का समर्थन नहीं कर पाता है और सिकुड़ना शुरू कर देता है; बढ़ता तापमान हीलियम के भारी तत्वों में थर्मोन्यूक्लियर परिवर्तन को उत्तेजित करता है।

सफ़ेद बौने और न्यूट्रॉन तारे।

हीलियम फ्लैश के तुरंत बाद, कार्बन और ऑक्सीजन "प्रज्वलित" होते हैं; इनमें से प्रत्येक घटना तारे की एक मजबूत पुनर्व्यवस्था और हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख के साथ इसकी तीव्र गति का कारण बनती है। तारे के वायुमंडल का आकार और भी अधिक बढ़ जाता है, और यह तारकीय हवा की बिखरती धाराओं के रूप में तेजी से गैस खोना शुरू कर देता है। किसी तारे के मध्य भाग का भाग्य पूरी तरह से उसके प्रारंभिक द्रव्यमान पर निर्भर करता है: किसी तारे का कोर एक सफेद बौने, एक न्यूट्रॉन स्टार (पल्सर) या एक ब्लैक होल के रूप में अपना विकास समाप्त कर सकता है।

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 उसका घनत्व पानी के घनत्व से दस लाख गुना अधिक हो जाता है, तो तारा कहलाता है व्हाइट द्वार्फ। 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 नहीं बदल जाते, इतनी कसकर पैक किए जाते हैं कि तारे का आकार किलोमीटर में मापा जाता है, और घनत्व पानी का घनत्व 100 मिलियन गुना अधिक है। ऐसी वस्तु को न्यूट्रॉन तारा कहा जाता है; इसका संतुलन पतित न्यूट्रॉन पदार्थ के दबाव से बना रहता है।

ब्लैक होल्स।

न्यूट्रॉन तारे के पूर्ववर्तियों की तुलना में अधिक विशाल तारों में, कोर पूर्ण गुरुत्वाकर्षण पतन का अनुभव करते हैं। जैसे ही कोई वस्तु सिकुड़ती है, उसकी सतह पर गुरुत्वाकर्षण बल इतना बढ़ जाता है कि कोई भी कण या प्रकाश भी उसे छोड़ नहीं पाता - वस्तु अदृश्य हो जाती है। इसके आसपास के क्षेत्र में, अंतरिक्ष-समय के गुण महत्वपूर्ण रूप से बदल जाते हैं; उनका वर्णन केवल सापेक्षता के सामान्य सिद्धांत द्वारा ही किया जा सकता है। ऐसी वस्तुओं को ब्लैक होल कहा जाता है।

यदि ब्लैक होल का पूर्ववर्ती ग्रहणशील बाइनरी सिस्टम का सदस्य था, तो ब्लैक होल पास के सामान्य तारे की परिक्रमा करता रहेगा। इस स्थिति में, तारे के वायुमंडल से गैस ब्लैक होल के आसपास के क्षेत्र में प्रवेश कर सकती है और उस पर गिर सकती है। लेकिन अदृश्यता के क्षेत्र (घटना क्षितिज के नीचे) में गायब होने से पहले, यह उच्च तापमान तक गर्म हो जाएगा और एक्स-रे विकिरण का स्रोत बन जाएगा, जिसे विशेष दूरबीनों का उपयोग करके देखा जा सकता है। जब एक सामान्य तारा एक ब्लैक होल को बंद कर देता है, तो एक्स-रे उत्सर्जन गायब हो जाना चाहिए।

एक्स-रे स्रोतों के साथ कई ग्रहणशील बायनेरिज़ पहले ही खोजे जा चुके हैं; उनमें ब्लैक होल होने का संदेह है। ऐसी प्रणाली का एक उदाहरण सिग्नस X-1 ऑब्जेक्ट है। वर्णक्रमीय विश्लेषण से पता चला कि इस प्रणाली की कक्षीय अवधि 5.6 दिन है, और एक्स-रे ग्रहण उसी अवधि के साथ होते हैं। इसमें कोई संदेह नहीं है कि वहां एक ब्लैक होल है।

तारों के विकास की अवधि.

सितारों के जीवन में कुछ विनाशकारी घटनाओं के अलावा, प्रत्येक विशिष्ट तारे के विकासवादी परिवर्तनों को नोटिस करने के लिए मानव जीवन बहुत छोटा है। इसलिए, तारों के विकास को उसी तरह आंका जाता है जैसे किसी जंगल में पेड़ों की वृद्धि को। एक साथ कई नमूनों का अवलोकन करना जो वर्तमान में विकास के विभिन्न चरणों में हैं।

किसी तारे के विकास की दर और पैटर्न लगभग पूरी तरह से उसके द्रव्यमान से निर्धारित होता है; रासायनिक संरचना का भी कुछ प्रभाव पड़ता है। एक तारा शारीरिक रूप से युवा हो सकता है, लेकिन पहले से ही विकासात्मक रूप से बूढ़ा हो चुका है, उसी अर्थ में जैसे एक महीने का चूहा एक साल के हाथी के बछड़े से बड़ा होता है। तथ्य यह है कि बढ़ते द्रव्यमान के साथ तारों की ऊर्जा उत्सर्जन की तीव्रता (चमक) बहुत तेजी से बढ़ती है। इसलिए, अधिक विशाल तारे कम द्रव्यमान वाले तारों की तुलना में अपना ईंधन बहुत तेजी से जलाते हैं।

ऊपरी मुख्य अनुक्रम (वर्णक्रमीय वर्ग ओ, बी, और ए) के चमकीले, विशाल सितारों का जीवनकाल सूर्य जैसे सितारों और निचले मुख्य अनुक्रम के और भी कम बड़े सितारों की तुलना में काफी कम होता है। इसलिए, वर्ग ओ, बी और ए के तारे जो सूर्य के साथ एक साथ पैदा हुए थे, उन्होंने बहुत पहले ही अपना विकास पूरा कर लिया है, और जो अब देखे गए हैं (उदाहरण के लिए, नक्षत्र ओरियन में) उनका जन्म अपेक्षाकृत हाल ही में होना चाहिए था।

सूर्य के आसपास विभिन्न भौतिक और विकासवादी युगों के तारे हैं। हालाँकि, प्रत्येक तारा समूह में, उसके सभी सदस्यों की शारीरिक आयु लगभग समान होती है। सीए वर्ष की आयु वाले सबसे कम उम्र के समूहों का अध्ययन करके। 1 मिलियन वर्ष बाद, हम इसके सभी तारों को मुख्य अनुक्रम पर देखते हैं, और कुछ अभी भी इसके करीब आ रहे हैं। पुराने समूहों में, सबसे चमकीले तारे पहले ही मुख्य अनुक्रम छोड़ चुके हैं और लाल दानव बन गए हैं। सबसे पुराने समूहों में मुख्य अनुक्रम का केवल निचला हिस्सा बचा है, लेकिन विशाल शाखा और उसके बाद आने वाली क्षैतिज शाखा सितारों से भरपूर है।

यदि आप विभिन्न खुले समूहों के हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेखों की तुलना करते हैं, तो आप आसानी से समझ सकते हैं कि उनमें से कौन पुराना है। इसका आकलन मुख्य अनुक्रम के विराम बिंदु की स्थिति से किया जाता है, जो इसके संरक्षित निचले हिस्से के शीर्ष को चिह्नित करता है। डबल क्लस्टर पर एचऔर सीपर्सियस के अनुसार, यह बिंदु प्लीएड्स और हाइड्स समूहों की तुलना में काफी ऊंचा है, इसलिए, यह उनसे बहुत छोटा है।

गोलाकार समूहों के हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख उनकी बहुत पुरानी उम्र का संकेत देते हैं, जो आकाशगंगा की उम्र के करीब है। इन समूहों में उस सुदूर युग में बने तारे शामिल हैं जब आकाशगंगा के पदार्थ में लगभग कोई भारी तत्व नहीं थे। इसलिए, उनका विकास बिल्कुल आधुनिक सितारों की तरह नहीं होता है, हालांकि सामान्य तौर पर यह इसके अनुरूप होता है।

निष्कर्ष में, हम बताते हैं कि सूर्य की आयु लगभग 5 अरब वर्ष है, और वर्तमान में यह अपने विकास पथ के मध्य में है। लेकिन यदि सूर्य का प्रारंभिक द्रव्यमान केवल दोगुना होता, तो इसका विकास बहुत पहले ही समाप्त हो गया होता, और पृथ्वी पर जीवन को मनुष्य के रूप में अपने चरम तक पहुंचने का समय नहीं मिला होता। सेमी.भीआकाशगंगाएँ; गुरुत्वीय पतन; अंतरतारकीय पदार्थ; सूरज।

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