તારાઓના આંતરિક ભાગમાં થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝન
આ સમયે, 0.8 સોલર માસ કરતા વધારે દળ ધરાવતા તારા માટે, કોર કિરણોત્સર્ગ માટે પારદર્શક બને છે, અને કોરમાં રેડિયેટિવ એનર્જી ટ્રાન્સફર પ્રવર્તે છે, જ્યારે ટોચ પરનો શેલ સંવર્ધક રહે છે. કોઈ પણ નિશ્ચિતપણે જાણતું નથી કે નીચલા સમૂહના તારાઓ મુખ્ય ક્રમ પર કેવી રીતે આવે છે, કારણ કે આ તારાઓ યુવા વર્ગમાં વિતાવે છે તે સમય બ્રહ્માંડની ઉંમર કરતાં વધી જાય છે. આ તારાઓની ઉત્ક્રાંતિ વિશેના અમારા બધા વિચારો આંકડાકીય ગણતરીઓ પર આધારિત છે.
જેમ જેમ તારો સંકોચાય છે તેમ તેમ ડિજનરેટ ઈલેક્ટ્રોન ગેસનું દબાણ વધવા લાગે છે અને તારાની ચોક્કસ ત્રિજ્યા પર આ દબાણ કેન્દ્રીય તાપમાનમાં વધારો અટકાવે છે અને પછી તેને ઘટાડવાનું શરૂ કરે છે. અને 0.08 કરતા નાના તારાઓ માટે, આ જીવલેણ સાબિત થાય છે: પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓ દરમિયાન છોડવામાં આવતી ઉર્જા રેડિયેશનના ખર્ચને આવરી લેવા માટે ક્યારેય પૂરતી નહીં હોય. આવા ઉપ-તારાઓને બ્રાઉન ડ્વાર્ફ કહેવામાં આવે છે, અને જ્યાં સુધી ડીજનરેટ ગેસનું દબાણ તેને બંધ ન કરે ત્યાં સુધી તેમનું ભાવિ સતત સંકોચન હોય છે, અને પછી તમામ પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓ બંધ થતાં ધીમે ધીમે ઠંડક થાય છે.
યુવા મધ્યવર્તી સમૂહ તારા
મધ્યવર્તી સમૂહના યુવાન તારાઓ (સૂર્યના દળના 2 થી 8 ગણા સુધી) તેમની નાની બહેનોની જેમ જ ગુણાત્મક રીતે વિકસિત થાય છે, સિવાય કે તેઓ મુખ્ય ક્રમ સુધી સંવર્ધક ઝોન ધરાવતા નથી.
આ પ્રકારના પદાર્થો કહેવાતા સાથે સંકળાયેલા છે. સ્પેક્ટ્રલ પ્રકાર B-F5 ના અનિયમિત ચલો સાથે Ae\Be હર્બિટ સ્ટાર્સ. તેમની પાસે બાયપોલર જેટ ડિસ્ક પણ છે. આઉટફ્લો વેગ, તેજસ્વીતા અને અસરકારક તાપમાન માટે કરતાં નોંધપાત્ર રીતે વધારે છે τ વૃષભ, તેથી તેઓ પ્રોટોસ્ટેલર વાદળના અવશેષોને અસરકારક રીતે ગરમ કરે છે અને વિખેરી નાખે છે.
8 સૌર દળ કરતાં વધુ સમૂહ ધરાવતા યુવાન તારા
હકીકતમાં, આ પહેલેથી જ સામાન્ય તારાઓ છે. જ્યારે હાઇડ્રોસ્ટેટિક કોરનો સમૂહ એકઠો થઈ રહ્યો હતો, ત્યારે તારો તમામ મધ્યવર્તી તબક્કાઓમાંથી કૂદકો મારવામાં સફળ રહ્યો અને પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓને એટલી હદે ગરમ કરી શક્યો કે તેણે કિરણોત્સર્ગને કારણે થતા નુકસાનની ભરપાઈ કરી. આ તારાઓ માટે, સમૂહ અને તેજસ્વીતાનો પ્રવાહ એટલો મહાન છે કે તે માત્ર બાકીના બાહ્ય પ્રદેશોના પતનને અટકાવે છે, પરંતુ તેમને પાછળ ધકેલી દે છે. આમ, પરિણામી તારાનો સમૂહ પ્રોટોસ્ટેલર વાદળના સમૂહ કરતાં નોંધપાત્ર રીતે ઓછો છે. મોટે ભાગે, આ 100-200 સૌર સમૂહ કરતા મોટા તારાઓની આપણી આકાશગંગામાં ગેરહાજરી સમજાવે છે.
તારાનું મધ્ય જીવન ચક્ર
રચાયેલા તારાઓમાં રંગો અને કદની વિશાળ વિવિધતા છે. તેઓ સ્પેક્ટ્રલ પ્રકારમાં ગરમ વાદળીથી ઠંડા લાલ સુધી, અને સમૂહમાં - 0.08 થી 200 થી વધુ સૌર માસ સુધીની શ્રેણીમાં છે. તારાની તેજસ્વીતા અને રંગ તેની સપાટીના તાપમાન પર આધાર રાખે છે, જે બદલામાં, તેના સમૂહ દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે. બધા નવા તારાઓ તેમની રાસાયણિક રચના અને સમૂહ અનુસાર મુખ્ય ક્રમ પર "તેમનું સ્થાન લે છે". અમે તારાની શારીરિક હિલચાલ વિશે વાત કરી રહ્યા નથી - ફક્ત તારાના પરિમાણોને આધારે, દર્શાવેલ આકૃતિ પર તેની સ્થિતિ વિશે. એટલે કે, અમે વાત કરી રહ્યા છીએ, હકીકતમાં, ફક્ત તારાના પરિમાણોને બદલવા વિશે.
ફરીથી શું થશે તે તારાના સમૂહ પર આધારિત છે.
પછીના વર્ષો અને તારાઓનું મૃત્યુ
ઓછા માસવાળા જૂના તારા
આજની તારીખે, તે ચોક્કસ માટે જાણી શકાયું નથી કે પ્રકાશ તારાઓ તેમના હાઇડ્રોજન પુરવઠાને સમાપ્ત કર્યા પછી શું થાય છે. બ્રહ્માંડની ઉંમર 13.7 અબજ વર્ષ હોવાથી, જે હાઇડ્રોજન ઇંધણના પુરવઠાને ઘટાડવા માટે પૂરતું નથી, આધુનિક સિદ્ધાંતો આવા તારાઓમાં થતી પ્રક્રિયાઓના કમ્પ્યુટર સિમ્યુલેશન પર આધારિત છે.
કેટલાક તારાઓ અમુક સક્રિય પ્રદેશોમાં જ હિલીયમને ફ્યુઝ કરી શકે છે, જે અસ્થિરતા અને મજબૂત સૌર પવનોનું કારણ બને છે. આ કિસ્સામાં, ગ્રહોની નિહારિકાની રચના થતી નથી, અને તારો ફક્ત બાષ્પીભવન થાય છે, ભૂરા વામન કરતા પણ નાનો બને છે.
પરંતુ 0.5 સોલાર કરતા ઓછા દળ ધરાવતો તારો કોરમાંથી હાઇડ્રોજન સાથે સંકળાયેલી પ્રતિક્રિયાઓ બંધ થયા પછી પણ ક્યારેય હિલીયમનું સંશ્લેષણ કરી શકશે નહીં. તેમના તારાઓની પરબિડીયું કોર દ્વારા પેદા થતા દબાણને દૂર કરવા માટે પૂરતું વિશાળ નથી. આ તારાઓમાં લાલ દ્વાર્ફનો સમાવેશ થાય છે (જેમ કે પ્રોક્સિમા સેન્ટૌરી), જે સેંકડો અબજો વર્ષોથી મુખ્ય ક્રમમાં છે. તેમના કોરમાં થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ સમાપ્ત થયા પછી, તેઓ, ધીમે ધીમે ઠંડક સાથે, ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક સ્પેક્ટ્રમની ઇન્ફ્રારેડ અને માઇક્રોવેવ રેન્જમાં નબળા રીતે ઉત્સર્જન કરવાનું ચાલુ રાખશે.
મધ્યમ કદના તારા
જ્યારે સરેરાશ કદનો તારો (0.4 થી 3.4 સૌર માસ સુધી) લાલ જાયન્ટ તબક્કામાં પહોંચે છે, ત્યારે તેના બાહ્ય સ્તરો વિસ્તરણ કરવાનું ચાલુ રાખે છે, કોર સંકોચાય છે અને પ્રતિક્રિયાઓ હિલીયમમાંથી કાર્બનનું સંશ્લેષણ કરવાનું શરૂ કરે છે. ફ્યુઝન ઘણી બધી ઉર્જા છોડે છે, જે તારાને કામચલાઉ રાહત આપે છે. સૂર્ય જેવા કદના તારા માટે, આ પ્રક્રિયામાં લગભગ એક અબજ વર્ષ લાગી શકે છે.
ઉત્સર્જિત ઊર્જાના જથ્થામાં ફેરફારને કારણે તારો અસ્થિરતાના સમયગાળામાંથી પસાર થાય છે, જેમાં કદ, સપાટીનું તાપમાન અને ઊર્જા ઉત્પાદનમાં ફેરફારનો સમાવેશ થાય છે. એનર્જી આઉટપુટ ઓછી આવર્તન રેડિયેશન તરફ વળે છે. આ બધું મજબૂત સૌર પવનો અને તીવ્ર ધબકારાથી વધતા મોટા પાયે નુકશાન સાથે છે. આ તબક્કાના તારાઓ કહેવામાં આવે છે અંતમાં પ્રકારના તારા, OH -IR તારાઓઅથવા મીરા જેવા તારાઓ, તેમની ચોક્કસ લાક્ષણિકતાઓના આધારે. બહાર નીકળેલો વાયુ તારાના આંતરિક ભાગમાં ઉત્પન્ન થતા ભારે તત્વોમાં પ્રમાણમાં સમૃદ્ધ છે, જેમ કે ઓક્સિજન અને કાર્બન. ગેસ એક વિસ્તરતો શેલ બનાવે છે અને ઠંડો થાય છે કારણ કે તે તારાથી દૂર જાય છે, જેનાથી ધૂળના કણો અને પરમાણુઓનું નિર્માણ થાય છે. કેન્દ્રીય તારામાંથી મજબૂત ઇન્ફ્રારેડ કિરણોત્સર્ગ સાથે, આવા શેલમાં મેસરના સક્રિયકરણ માટે આદર્શ પરિસ્થિતિઓ રચાય છે.
હિલીયમ કમ્બશન પ્રતિક્રિયાઓ ખૂબ તાપમાન સંવેદનશીલ હોય છે. ક્યારેક આ મહાન અસ્થિરતા તરફ દોરી જાય છે. હિંસક ધબકારા થાય છે, જે આખરે બહારના સ્તરોને બહાર કાઢવા અને ગ્રહોની નિહારિકા બનવા માટે પૂરતી ગતિ ઊર્જા પ્રદાન કરે છે. નિહારિકાની મધ્યમાં, તારાનો મુખ્ય ભાગ રહે છે, જે ઠંડું થતાં, હિલીયમ સફેદ દ્વાર્ફમાં ફેરવાય છે, સામાન્ય રીતે 0.5-0.6 સુધી સૌર અને પૃથ્વીના વ્યાસના ક્રમમાં વ્યાસ ધરાવતો હોય છે. .
સફેદ દ્વાર્ફ
સૂર્ય સહિત મોટા ભાગના તારાઓ, ક્ષતિગ્રસ્ત ઇલેક્ટ્રોનનું દબાણ ગુરુત્વાકર્ષણને સંતુલિત કરે ત્યાં સુધી સંકોચન કરીને તેમની ઉત્ક્રાંતિને સમાપ્ત કરે છે. આ સ્થિતિમાં, જ્યારે તારાનું કદ સો ગણું ઘટે છે, અને ઘનતા પાણીની ઘનતા કરતાં લાખો ગણી વધી જાય છે, ત્યારે તારાને સફેદ વામન કહેવામાં આવે છે. તે ઉર્જા સ્ત્રોતોથી વંચિત છે અને, ધીમે ધીમે ઠંડુ થાય છે, અંધારું અને અદ્રશ્ય બને છે.
સૂર્ય કરતાં વધુ મોટા તારાઓમાં, ડિજનરેટ ઇલેક્ટ્રોનનું દબાણ કોરનું સંકોચન સમાવી શકતું નથી, અને તે ત્યાં સુધી ચાલુ રહે છે જ્યાં સુધી મોટાભાગના કણો ન્યુટ્રોનમાં રૂપાંતરિત ન થાય, એટલા ચુસ્તપણે પેક કરવામાં આવે કે તારાનું કદ કિલોમીટરમાં માપવામાં આવે છે અને 100 છે. મિલિયન ગણું ગાઢ પાણી. આવા પદાર્થને ન્યુટ્રોન સ્ટાર કહેવાય છે; તેનું સંતુલન ડિજનરેટ ન્યુટ્રોન દ્રવ્યના દબાણ દ્વારા જાળવવામાં આવે છે.
સુપરમાસીવ તારા
પાંચ સોલર માસથી વધુ દ્રવ્ય ધરાવતા તારાના બાહ્ય સ્તરો લાલ સુપરજાયન્ટ બનાવવા માટે વેરવિખેર થઈ ગયા પછી, ગુરુત્વાકર્ષણ બળોને કારણે કોર સંકુચિત થવા લાગે છે. જેમ જેમ કમ્પ્રેશન વધે છે, તાપમાન અને ઘનતા વધે છે, અને થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓનો નવો ક્રમ શરૂ થાય છે. આવી પ્રતિક્રિયાઓમાં, ભારે તત્વોનું સંશ્લેષણ કરવામાં આવે છે, જે અસ્થાયી રૂપે ન્યુક્લિયસના પતનને અટકાવે છે.
આખરે, સામયિક કોષ્ટકના ભારે અને ભારે તત્વોની રચના થતાં, આયર્ન-56 સિલિકોનમાંથી સંશ્લેષણ કરવામાં આવે છે. આ બિંદુ સુધી, તત્વોના સંશ્લેષણે મોટી માત્રામાં ઊર્જા મુક્ત કરી છે, પરંતુ તે આયર્ન -56 ન્યુક્લિયસ છે જે મહત્તમ સામૂહિક ખામી ધરાવે છે અને ભારે ન્યુક્લીની રચના પ્રતિકૂળ છે. તેથી, જ્યારે તારાનો આયર્ન કોર ચોક્કસ મૂલ્ય સુધી પહોંચે છે, ત્યારે તેમાં રહેલું દબાણ ગુરુત્વાકર્ષણના પ્રચંડ બળ સામે ટકી શકતું નથી, અને તેના પદાર્થના ન્યુટ્રોનાઇઝેશન સાથે કોરનું તાત્કાલિક પતન થાય છે.
આગળ શું થશે તે સંપૂર્ણપણે સ્પષ્ટ નથી. પરંતુ તે ગમે તે હોય, તે સેકન્ડોની બાબતમાં અકલ્પનીય શક્તિના સુપરનોવા વિસ્ફોટનું કારણ બને છે.
ન્યુટ્રિનોનો સાથેનો વિસ્ફોટ આંચકાના તરંગને ઉત્તેજિત કરે છે. ન્યુટ્રિનોના મજબૂત જેટ અને ફરતું ચુંબકીય ક્ષેત્ર તારાની મોટાભાગની સંચિત સામગ્રીને બહાર ધકેલે છે - કહેવાતા બીજ તત્વો, જેમાં લોખંડ અને હળવા તત્વોનો સમાવેશ થાય છે. ન્યુક્લિયસમાંથી ઉત્સર્જિત ન્યુટ્રોન દ્વારા વિસ્ફોટ થતી દ્રવ્ય પર બોમ્બમારો કરવામાં આવે છે, તેને કબજે કરવામાં આવે છે અને ત્યાંથી યુરેનિયમ (અને કદાચ કેલિફોર્નિયમ પણ) સુધીના કિરણોત્સર્ગી તત્વો સહિત લોખંડ કરતાં ભારે તત્વોનો સમૂહ બનાવે છે. આમ, સુપરનોવા વિસ્ફોટ તારાઓ વચ્ચેના દ્રવ્યમાં લોખંડ કરતાં ભારે તત્વોની હાજરી સમજાવે છે.
વિસ્ફોટના તરંગો અને ન્યુટ્રિનોના જેટ્સ મૃત્યુ પામતા તારામાંથી સામગ્રીને તારાઓ વચ્ચેની અવકાશમાં લઈ જાય છે. ત્યારબાદ, અવકાશમાં આગળ વધતા, આ સુપરનોવા સામગ્રી અન્ય અવકાશી ભંગાર સાથે અથડાઈ શકે છે, અને સંભવતઃ નવા તારાઓ, ગ્રહો અથવા ઉપગ્રહોની રચનામાં ભાગ લઈ શકે છે.
સુપરનોવાની રચના દરમિયાન થતી પ્રક્રિયાઓનો હજુ પણ અભ્યાસ કરવામાં આવી રહ્યો છે અને હજુ સુધી આ મુદ્દે કોઈ સ્પષ્ટતા નથી. તે પણ શંકાસ્પદ છે કે વાસ્તવમાં મૂળ તારાનું શું રહે છે. જો કે, બે વિકલ્પો ધ્યાનમાં લેવામાં આવે છે:
ન્યુટ્રોન તારા
તે જાણીતું છે કે કેટલાક સુપરનોવામાં, સુપરજાયન્ટની ઊંડાઈમાં મજબૂત ગુરુત્વાકર્ષણને કારણે ઇલેક્ટ્રોન અણુ ન્યુક્લિયસમાં પડે છે, જ્યાં તેઓ ન્યુટ્રોન બનાવવા માટે પ્રોટોન સાથે ફ્યુઝ થાય છે. નજીકના મધ્યવર્તી કેન્દ્રોને અલગ કરતા ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક બળો અદૃશ્ય થઈ જાય છે. તારાનો મુખ્ય ભાગ હવે અણુ ન્યુક્લી અને વ્યક્તિગત ન્યુટ્રોનનો ગાઢ બોલ છે.
આવા તારાઓ, જેને ન્યુટ્રોન સ્ટાર્સ તરીકે ઓળખવામાં આવે છે, તે અત્યંત નાના હોય છે - મોટા શહેરના કદ કરતાં વધુ હોતા નથી - અને તેની અકલ્પનીય રીતે ઊંચી ઘનતા હોય છે. તેમના ભ્રમણકક્ષાનો સમયગાળો અત્યંત ટૂંકો બની જાય છે કારણ કે તારાનું કદ ઘટતું જાય છે (કોણીય ગતિના સંરક્ષણને કારણે). કેટલાક પ્રતિ સેકન્ડ 600 ક્રાંતિ કરે છે. જ્યારે આ ઝડપથી ફરતા તારાના ઉત્તર અને દક્ષિણ ચુંબકીય ધ્રુવોને જોડતી અક્ષ પૃથ્વી તરફ નિર્દેશ કરે છે, ત્યારે કિરણોત્સર્ગના ધબકારા તારાના ભ્રમણકક્ષાના સમયગાળાના સમાન અંતરાલ પર પુનરાવર્તિત થતા શોધી શકાય છે. આવા ન્યુટ્રોન તારાઓને "પલ્સર" કહેવામાં આવતું હતું, અને તે શોધાયેલા પ્રથમ ન્યુટ્રોન તારા બન્યા હતા.
બ્લેક હોલ્સ
બધા સુપરનોવા ન્યુટ્રોન તારા બની જતા નથી. જો તારો પૂરતો મોટો સમૂહ ધરાવે છે, તો તારાનું પતન ચાલુ રહેશે અને ન્યુટ્રોન પોતે અંદરની તરફ પડવાનું શરૂ કરશે જ્યાં સુધી તેની ત્રિજ્યા શ્વાર્ઝશિલ્ડ ત્રિજ્યા કરતા ઓછી ન થાય. આ પછી, તારો બ્લેક હોલ બની જાય છે.
સાપેક્ષતાના સામાન્ય સિદ્ધાંત દ્વારા બ્લેક હોલના અસ્તિત્વની આગાહી કરવામાં આવી હતી. સામાન્ય સાપેક્ષતા અનુસાર, પદાર્થ અને માહિતી કોઈપણ પરિસ્થિતિમાં બ્લેક હોલ છોડી શકતા નથી. જો કે, ક્વોન્ટમ મિકેનિક્સ આ નિયમમાં અપવાદો શક્ય બનાવે છે.
સંખ્યાબંધ ખુલ્લા પ્રશ્નો બાકી છે. તેમની વચ્ચે મુખ્ય: "શું ત્યાં બિલકુલ બ્લેક હોલ છે?" છેવટે, ખાતરીપૂર્વક કહેવા માટે કે આપેલ ઑબ્જેક્ટ બ્લેક હોલ છે, તેની ઘટના ક્ષિતિજનું અવલોકન કરવું જરૂરી છે. આ કરવા માટેના તમામ પ્રયાસો નિષ્ફળતામાં સમાપ્ત થયા. પરંતુ હજુ પણ આશા છે, કારણ કે કેટલીક વસ્તુઓને એક્ગ્રેશન અને નક્કર સપાટી વિના પદાર્થ પર અભિવૃદ્ધિને સામેલ કર્યા વિના સમજાવી શકાતી નથી, પરંતુ આ બ્લેક હોલના અસ્તિત્વને સાબિત કરતું નથી.
પ્રશ્નો પણ ખુલ્લા છે: શું તારા માટે સુપરનોવાને બાયપાસ કરીને સીધા જ બ્લેક હોલમાં તૂટી પડવું શક્ય છે? શું એવા સુપરનોવા છે જે પાછળથી બ્લેક હોલ બની જશે? તારાના જીવન ચક્રના અંતે વસ્તુઓની રચના પર તેના પ્રારંભિક સમૂહનો ચોક્કસ પ્રભાવ શું છે?
તારાઓની ઉત્ક્રાંતિ એ ભૌતિકતામાં ફેરફાર છે. લાક્ષણિકતાઓ, આંતરિક રચનાઓ અને રસાયણશાસ્ત્ર સમય જતાં તારાઓની રચના. E.Z ના સિદ્ધાંતના સૌથી મહત્વપૂર્ણ કાર્યો. - તારાઓની રચનાની સમજૂતી, તેમની અવલોકનક્ષમ લાક્ષણિકતાઓમાં ફેરફાર, તારાઓના વિવિધ જૂથોના આનુવંશિક જોડાણનો અભ્યાસ, તેમની અંતિમ સ્થિતિઓનું વિશ્લેષણ.
બ્રહ્માંડના ભાગમાં હોવાથી, લગભગ. અવલોકન કરેલ પદાર્થના સમૂહનો 98-99% ભાગ તારાઓમાં સમાયેલ છે અથવા તે તારાઓના તબક્કાને પસાર કરી ચૂક્યો છે, E.Z દ્વારા સમજૂતી. yavl એસ્ટ્રોફિઝિક્સની સૌથી મહત્વપૂર્ણ સમસ્યાઓમાંની એક.
સ્થિર સ્થિતિમાં એક તારો એ ગેસ બોલ છે, જે હાઇડ્રોસ્ટેટિક સ્થિતિમાં છે. અને થર્મલ સંતુલન (એટલે કે, ગુરુત્વાકર્ષણ દળોની ક્રિયા આંતરિક દબાણ દ્વારા સંતુલિત છે, અને કિરણોત્સર્ગને કારણે થતી ઉર્જાની ખોટ તારાના આંતરડામાં મુક્ત થતી ઊર્જા દ્વારા સરભર કરવામાં આવે છે, જુઓ). તારાનો "જન્મ" એ હાઇડ્રોસ્ટેટિકલી સંતુલન પદાર્થની રચના છે, જેનું રેડિયેશન તેના પોતાના દ્વારા સમર્થિત છે. ઊર્જા સ્ત્રોતો. તારાનું "મૃત્યુ" એ ઉલટાવી શકાય તેવું અસંતુલન છે જે તારાના વિનાશ અથવા તેના વિનાશ તરફ દોરી જાય છે. સંકોચન
ગુરુત્વાકર્ષણનું અલગતા ઉર્જા માત્ર ત્યારે જ નિર્ણાયક ભૂમિકા ભજવી શકે છે જ્યારે તારાના આંતરિક ભાગનું તાપમાન ઊર્જાના નુકસાનની ભરપાઈ કરવા માટે પરમાણુ ઉર્જા છોડવા માટે અપૂરતું હોય, અને તારો સંપૂર્ણ અથવા તેના ભાગરૂપે સંતુલન જાળવવા માટે સંકુચિત હોવો જોઈએ. પરમાણુ ઉર્જાનો ભંડાર ખતમ થઈ જાય પછી જ થર્મલ ઉર્જાની મુક્તિ મહત્વપૂર્ણ બની જાય છે. T.o., E.z. તારાઓના ઉર્જા સ્ત્રોતોમાં સતત ફેરફાર તરીકે રજૂ કરી શકાય છે.
લાક્ષણિકતા સમય E.z. તમામ ઉત્ક્રાંતિને સીધી રીતે શોધી શકાય તે માટે ખૂબ મોટી છે. તેથી મુખ્ય E.Z સંશોધન પદ્ધતિ yavl આંતરિક ફેરફારોનું વર્ણન કરતા સ્ટાર મોડલ્સના સિક્વન્સનું નિર્માણ રચનાઓ અને રસાયણશાસ્ત્ર સમય જતાં તારાઓની રચના. ઉત્ક્રાંતિ. ત્યારબાદ અનુક્રમોની તુલના અવલોકનાત્મક પરિણામો સાથે કરવામાં આવે છે, ઉદાહરણ તરીકે, (G.-R.D.) સાથે, જે ઉત્ક્રાંતિના વિવિધ તબક્કામાં મોટી સંખ્યામાં તારાઓના અવલોકનોનો સારાંશ આપે છે. G.-R.d. સાથે સરખામણી કરીને ખાસ કરીને મહત્વની ભૂમિકા ભજવવામાં આવે છે. સ્ટાર ક્લસ્ટરો માટે, કારણ કે ક્લસ્ટરના તમામ તારાઓ સમાન પ્રારંભિક રસાયણ ધરાવે છે. રચના અને લગભગ એક સાથે રચના. G.-R.d અનુસાર વિવિધ ઉંમરના ક્લસ્ટરો, E.Z ની દિશા સ્થાપિત કરવાનું શક્ય હતું. વિગતવાર ઉત્ક્રાંતિ. તારા પરના સમૂહ, ઘનતા, તાપમાન અને તેજસ્વીતાના વિતરણનું વર્ણન કરતી વિભેદક સમીકરણોની સિસ્ટમને સંખ્યાત્મક રીતે હલ કરીને સિક્વન્સની ગણતરી કરવામાં આવે છે, જેમાં ઊર્જા પ્રકાશન અને તારાઓની અસ્પષ્ટતાના નિયમો અને રાસાયણિક ગુણધર્મોમાં ફેરફારોનું વર્ણન કરતા સમીકરણો ઉમેરવામાં આવે છે. સમય જતાં તારાઓની રચના.
તારાની ઉત્ક્રાંતિનો કોર્સ મુખ્યત્વે તેના સમૂહ અને પ્રારંભિક રસાયણશાસ્ત્ર પર આધાર રાખે છે. રચના તારાનું પરિભ્રમણ અને તેનું ચુંબકીય ક્ષેત્ર ચોક્કસ ભૂમિકા ભજવી શકે છે, પરંતુ મૂળભૂત નથી. ક્ષેત્ર, જો કે, E.Z માં આ પરિબળોની ભૂમિકા હજુ સુધી પૂરતું સંશોધન થયું નથી. રસાયણ. તારાની રચના કયા સમયે તેની રચના થઈ તેના પર અને નિર્માણ સમયે ગેલેક્સીમાં તેની સ્થિતિ પર આધાર રાખે છે. પ્રથમ પેઢીના તારાઓ પદાર્થમાંથી બનાવવામાં આવ્યા હતા, જેની રચના બ્રહ્માંડવિજ્ઞાન દ્વારા નક્કી કરવામાં આવી હતી. શરતો દેખીતી રીતે, તેમાં અંદાજે 70% બાય માસ હાઇડ્રોજન, 30% હિલીયમ અને ડ્યુટેરિયમ અને લિથિયમનું નજીવું મિશ્રણ છે. પ્રથમ પેઢીના તારાઓના ઉત્ક્રાંતિ દરમિયાન, ભારે તત્વો (હિલિયમને અનુસરતા) ની રચના કરવામાં આવી હતી, જે તારાઓમાંથી અથવા તારાઓની વિસ્ફોટો દરમિયાન પદાર્થના પ્રવાહના પરિણામે ઇન્ટરસ્ટેલર અવકાશમાં બહાર નીકળી ગયા હતા. અનુગામી પેઢીઓના તારાઓ ભારે તત્વોના 3-4% (દળ દ્વારા) સુધીના પદાર્થમાંથી રચાયા હતા.
સૌથી સીધો સંકેત છે કે ગેલેક્સીમાં તારાઓની રચના હજુ પણ ચાલુ છે તે ઘટના છે. વિશાળ તેજસ્વી તારાઓના સ્પેક્ટ્રમનું અસ્તિત્વ. વર્ગો O અને B, જેનું જીવનકાળ ~ 10 7 વર્ષથી વધુ ન હોઈ શકે. આધુનિક સમયમાં તારા નિર્માણનો દર. યુગ દર વર્ષે 5 હોવાનો અંદાજ છે.
2. તારાની રચના, ગુરુત્વાકર્ષણ સંકોચનનો તબક્કો
સૌથી સામાન્ય દૃષ્ટિકોણ અનુસાર, તારાઓ ગુરુત્વાકર્ષણ બળોના પરિણામે રચાય છે. તારાઓ વચ્ચેના માધ્યમમાં પદાર્થનું ઘનીકરણ. ઇન્ટરસ્ટેલર માધ્યમનું બે તબક્કામાં આવશ્યક વિભાજન - ગાઢ ઠંડા વાદળો અને ઉચ્ચ તાપમાન સાથે દુર્લભ માધ્યમ - ઇન્ટરસ્ટેલર મેગ્નેટિક ફિલ્ડમાં રેલે-ટેલર થર્મલ અસ્થિરતાના પ્રભાવ હેઠળ થઈ શકે છે. ક્ષેત્ર સમૂહ સાથે ગેસ-ધૂળ સંકુલ 
, લાક્ષણિકતા કદ (10-100) પીસી અને કણોની સાંદ્રતા n~10 2 સેમી -3 . વાસ્તવમાં તેમના રેડિયો તરંગોના ઉત્સર્જનને કારણે જોવા મળે છે. આવા વાદળોના સંકોચન (પતન) માટે ચોક્કસ શરતોની જરૂર છે: ગુરુત્વાકર્ષણ. ક્લાઉડના કણો કણોની થર્મલ ગતિની ઉર્જા, સમગ્ર વાદળની પરિભ્રમણ ઊર્જા અને ચુંબકીય ક્ષેત્રના સરવાળા કરતાં વધુ હોવા જોઈએ. વાદળ ઊર્જા (જીન્સ માપદંડ). જો માત્ર થર્મલ ગતિની ઊર્જાને ધ્યાનમાં લેવામાં આવે, તો પછી, એકતાના ક્રમના પરિબળ માટે ચોક્કસ, જીન્સ માપદંડ આ સ્વરૂપમાં લખાયેલ છે: align="absmiddle" width="205" height="20">, વાદળનો સમૂહ ક્યાં છે, ટી- K માં ગેસનું તાપમાન, n- 1 સેમી 3 દીઠ કણોની સંખ્યા. લાક્ષણિક આધુનિક સાથે તારાઓ વચ્ચેના વાદળોનું તાપમાન K માત્ર વાદળોને જ પતન કરી શકે છે જેનું દળ ઓછું ન હોય. જીન્સ માપદંડ સૂચવે છે કે વાસ્તવમાં અવલોકન કરાયેલ માસ સ્પેક્ટ્રમના તારાઓની રચના માટે, તૂટી પડતા વાદળોમાં કણોની સાંદ્રતા (10 3 -10 6) સેમી -3 સુધી પહોંચવી જોઈએ, એટલે કે. સામાન્ય વાદળોમાં અવલોકન કરતાં 10-1000 ગણા વધારે. જો કે, કણોની આવી સાંદ્રતા વાદળોની ઊંડાઈમાં પ્રાપ્ત કરી શકાય છે જે પહેલાથી જ તૂટી પડવાનું શરૂ કરી દીધું છે. તે આનાથી અનુસરે છે કે તે ક્રમિક પ્રક્રિયા દ્વારા થાય છે, જે ઘણા પગલાઓમાં હાથ ધરવામાં આવે છે. તબક્કાઓ, વિશાળ વાદળોનું વિભાજન. આ ચિત્ર સ્વાભાવિક રીતે જૂથો - ક્લસ્ટરોમાં તારાઓના જન્મને સમજાવે છે. તે જ સમયે, વાદળમાં થર્મલ સંતુલન, તેમાં વેગ ક્ષેત્ર અને ટુકડાઓના સમૂહ સ્પેક્ટ્રમ નક્કી કરતી પદ્ધતિને લગતા પ્રશ્નો હજુ પણ અસ્પષ્ટ છે.
સંકુચિત તારાઓની સામૂહિક વસ્તુઓ કહેવામાં આવે છે પ્રોટોસ્ટાર ચુંબકીય ક્ષેત્ર વિના ગોળાકાર સપ્રમાણ બિન-ફરતા પ્રોટોસ્ટારનું પતન. ક્ષેત્રોમાં અનેકનો સમાવેશ થાય છે. તબક્કાઓ સમયની પ્રારંભિક ક્ષણે, વાદળ સજાતીય અને ઇસોથર્મલ છે. તે પોતાની રીતે પારદર્શક છે. રેડિયેશન, તેથી પતન વોલ્યુમેટ્રિક ઊર્જા નુકશાન સાથે આવે છે, Ch. arr ધૂળના થર્મલ રેડિયેશનને કારણે, કટ તેના ગતિને પ્રસારિત કરે છે. ગેસ કણની ઊર્જા. સજાતીય વાદળમાં કોઈ દબાણ ઢાળ હોતું નથી અને સંકોચન એક લાક્ષણિક સમય સાથે મુક્ત પતનમાં શરૂ થાય છે, જ્યાં જી- , - વાદળની ઘનતા. કમ્પ્રેશનની શરૂઆત સાથે, એક દુર્લભ તરંગ દેખાય છે, જે ધ્વનિની ઝડપે કેન્દ્ર તરફ આગળ વધે છે, અને ત્યારથી પતન ઝડપથી થાય છે જ્યાં ઘનતા વધારે હોય છે, પ્રોટોસ્ટારને કોમ્પેક્ટ કોર અને વિસ્તૃત શેલમાં વિભાજિત કરવામાં આવે છે, જેમાં બાબત કાયદા અનુસાર વહેંચવામાં આવે છે. જ્યારે કોરમાં કણોની સાંદ્રતા ~ 10 11 સેમી -3 સુધી પહોંચે છે ત્યારે તે ધૂળના દાણાના IR રેડિયેશન માટે અપારદર્શક બની જાય છે. કિરણોત્સર્ગી થર્મલ વહનને કારણે કોરમાંથી મુક્ત થતી ઊર્જા ધીમે ધીમે સપાટી પર જાય છે. તાપમાન લગભગ અદ્યતન રીતે વધવાનું શરૂ કરે છે, આ દબાણમાં વધારો તરફ દોરી જાય છે, અને કોર હાઇડ્રોસ્ટેટિક બને છે. સંતુલન શેલ કોર પર પડવાનું ચાલુ રાખે છે, અને તે તેની પરિઘ પર દેખાય છે. આ સમયે કોરનાં પરિમાણો પ્રોટોસ્ટારના કુલ દળ પર નબળું આધાર રાખે છે: K. જેમ જેમ કોરનું દળ વધે છે, તેમ તેમ તેનું તાપમાન 2000 K સુધી પહોંચે ત્યાં સુધી લગભગ અદ્યતન રીતે બદલાય છે, જ્યારે H 2 પરમાણુઓનું વિયોજન શરૂ થાય છે. . વિયોજન માટે ઊર્જા વપરાશના પરિણામે, અને ગતિમાં વધારો નહીં. કણ ઉર્જા, એડિબેટિક ઇન્ડેક્સ મૂલ્ય 4/3 કરતા ઓછું થઈ જાય છે, દબાણમાં ફેરફાર ગુરુત્વાકર્ષણ બળોની ભરપાઈ કરવામાં સક્ષમ નથી અને કોર ફરીથી તૂટી જાય છે (જુઓ). પરિમાણો સાથેનો એક નવો કોર રચાય છે, જે આંચકાના આગળના ભાગથી ઘેરાયેલો છે, જેના પર પ્રથમ કોર એક્રેટના અવશેષો છે. ન્યુક્લિયસની સમાન પુનઃ ગોઠવણી હાઇડ્રોજન સાથે થાય છે.
શેલ મેટરના ખર્ચે કોરનો વધુ વિકાસ ત્યાં સુધી ચાલુ રહે છે જ્યાં સુધી તમામ દ્રવ્ય તારા પર ન પડે અથવા તેના પ્રભાવ હેઠળ વિખેરાઈ ન જાય અથવા, જો કોર પૂરતા પ્રમાણમાં વિશાળ હોય (જુઓ). શેલ પદાર્થના લાક્ષણિક સમય સાથે પ્રોટોસ્ટાર્સ t a > t kn, તેથી તેમની તેજસ્વીતા ભાંગી રહેલા ન્યુક્લીના ઊર્જા પ્રકાશન દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે.
એક તારો, જેમાં કોર અને એક પરબિડીયું હોય છે, તે પરબિડીયુંમાં રેડિયેશનની પ્રક્રિયાને કારણે IR સ્ત્રોત તરીકે જોવામાં આવે છે (પરબિડીયુંની ધૂળ, કોરમાંથી યુવી રેડિયેશનના ફોટોનને શોષી લે છે, IR રેન્જમાં બહાર કાઢે છે). જ્યારે શેલ ઓપ્ટીકલી પાતળો બને છે, ત્યારે પ્રોટોસ્ટાર તારાઓની પ્રકૃતિના સામાન્ય પદાર્થ તરીકે જોવામાં આવે છે. તારાના કેન્દ્રમાં હાઇડ્રોજનનું થર્મોન્યુક્લિયર બર્નિંગ શરૂ ન થાય ત્યાં સુધી સૌથી મોટા તારાઓ તેમના શેલને જાળવી રાખે છે. રેડિયેશન દબાણ તારાઓના સમૂહને કદાચ મર્યાદિત કરે છે. જો વધુ મોટા તારાઓ રચાય તો પણ તેઓ ધબકારાથી અસ્થિર હોય છે અને તેમની શક્તિ ગુમાવી શકે છે. કોરમાં હાઇડ્રોજન કમ્બશનના તબક્કે સમૂહનો ભાગ. પ્રોટોસ્ટેલર શેલના પતન અને વેરવિખેર થવાના તબક્કાનો સમયગાળો પેરેંટ ક્લાઉડ માટે મુક્ત પતન સમય જેટલો જ છે, એટલે કે. 10 5 -10 6 વર્ષ. કોર દ્વારા પ્રકાશિત, શેલના અવશેષોમાંથી શ્યામ દ્રવ્યના ઝુંડ, તારાઓની પવન દ્વારા પ્રવેગિત, હર્બિગ-હારો પદાર્થો (ઉત્સર્જન સ્પેક્ટ્રમ સાથે તારાઓની ઝુંડ) સાથે ઓળખાય છે. ઓછા દળના તારાઓ, જ્યારે તેઓ દૃશ્યમાન થાય છે, ત્યારે T Tauri તારાઓ (વામન) દ્વારા કબજામાં આવેલા G.-R.D પ્રદેશમાં હોય છે, જ્યાં હર્બિગ ઉત્સર્જન તારાઓ સ્થિત હોય છે (સ્પેક્ટ્રામાં ઉત્સર્જન રેખાઓ સાથે અનિયમિત પ્રારંભિક સ્પેક્ટ્રલ વર્ગો) ).ઉત્ક્રાંતિ. હાઇડ્રોસ્ટેટિક સ્ટેજ પર સતત સમૂહ સાથે પ્રોટોસ્ટાર કોરોનો ટ્રેક. સંકોચન ફિગમાં બતાવવામાં આવ્યા છે. 1. નીચા સમૂહના તારાઓ માટે, તે ક્ષણે જ્યારે હાઇડ્રોસ્ટેટિક સ્થાપિત થાય છે. સંતુલન, મધ્યવર્તી કેન્દ્રમાં સ્થિતિ એવી છે કે ઊર્જા તેમનામાં સ્થાનાંતરિત થાય છે. ગણતરીઓ દર્શાવે છે કે સંપૂર્ણ સંવર્ધક તારાની સપાટીનું તાપમાન લગભગ સ્થિર છે. તારાની ત્રિજ્યા સતત ઘટી રહી છે, કારણ કે તેણી સંકોચવાનું ચાલુ રાખે છે. સપાટીના સતત તાપમાન અને ઘટતી ત્રિજ્યા સાથે, તારાની તેજસ્વીતા G.-R.D પર પણ પડવી જોઈએ. ઉત્ક્રાંતિનો આ તબક્કો ટ્રેકના વર્ટિકલ વિભાગોને અનુરૂપ છે.
જેમ જેમ કમ્પ્રેશન ચાલુ રહે છે તેમ, તારાના આંતરિક ભાગમાં તાપમાન વધે છે, બાબત વધુ પારદર્શક બને છે, અને align="absmiddle" width="90" height="17"> વાળા તારાઓમાં તેજસ્વી કોરો હોય છે, પરંતુ શેલ સંવર્ધક રહે છે. ઓછા મોટા તારાઓ સંપૂર્ણપણે સંવહનશીલ રહે છે. તેમની તેજસ્વીતા ફોટોસ્ફિયરમાં પાતળા તેજસ્વી સ્તર દ્વારા નિયંત્રિત થાય છે. તારો જેટલો વિશાળ અને તેનું અસરકારક તાપમાન જેટલું ઊંચું હશે, તેટલો મોટો તેનો કિરણોત્સર્ગી કોર (એલાઈન="absmiddle" width="74" height="17"> સાથેના તારાઓમાં રેડિયેટિવ કોર તરત જ દેખાય છે). અંતે, લગભગ આખો તારો (દળ ધરાવતા તારાઓ માટે સપાટીના સંવર્ધક ઝોનને બાદ કરતાં) કિરણોત્સર્ગી સંતુલનની સ્થિતિમાં જાય છે, જેમાં કોરમાંથી મુક્ત થતી તમામ ઊર્જા કિરણોત્સર્ગ દ્વારા સ્થાનાંતરિત થાય છે.
3. પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓ પર આધારિત ઉત્ક્રાંતિ
~ 10 6 K ના મધ્યવર્તી કેન્દ્રના તાપમાને, પ્રથમ પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓ શરૂ થાય છે - ડ્યુટેરિયમ, લિથિયમ, બોરોન બળી જાય છે. આ તત્વોનો પ્રાથમિક જથ્થો એટલો નાનો છે કે તેમનું બર્નઆઉટ વ્યવહારીક રીતે સંકોચન સામે ટકી શકતું નથી. જ્યારે તારાના કેન્દ્રમાં તાપમાન ~ 10 6 K સુધી પહોંચે છે અને હાઇડ્રોજન સળગે છે ત્યારે સંકોચન બંધ થાય છે, કારણ કે હાઇડ્રોજનના થર્મોન્યુક્લિયર કમ્બશન દરમિયાન છોડવામાં આવતી ઉર્જા રેડિયેશનના નુકસાનની ભરપાઈ કરવા માટે પૂરતી છે (જુઓ). સજાતીય તારાઓ, જેના કોરોમાં હાઇડ્રોજન બળે છે, G.-R.D પર રચાય છે. પ્રારંભિક મુખ્ય ક્રમ (IMS). વિશાળ તારાઓ ઓછા દળના તારા કરતા વધુ ઝડપથી એનજીપી સુધી પહોંચે છે, કારણ કે તેમના એકમ સમૂહ દીઠ ઊર્જા નુકશાનનો દર, અને તેથી ઉત્ક્રાંતિનો દર, ઓછા દળના તારા કરતા વધારે છે. NGP E.z માં દાખલ થયા ત્યારથી. પરમાણુ દહનના આધારે થાય છે, જેનાં મુખ્ય તબક્કાઓ કોષ્ટકમાં સારાંશ આપે છે. પરમાણુ દહન આયર્ન જૂથ તત્વોની રચના પહેલા થઈ શકે છે, જે તમામ ન્યુક્લીઓમાં સૌથી વધુ બંધનકર્તા ઊર્જા ધરાવે છે. ઉત્ક્રાંતિ. G.-R.D પર તારાઓના ટ્રેક ફિગમાં બતાવેલ છે. 2. તાપમાન અને તારાઓની ઘનતાના કેન્દ્રીય મૂલ્યોની ઉત્ક્રાંતિ ફિગમાં બતાવવામાં આવી છે. 3. K મુખ્ય ખાતે. ઊર્જા સ્ત્રોત yavl. હાઇડ્રોજન ચક્રની પ્રતિક્રિયા, મોટા પ્રમાણમાં ટી- કાર્બન-નાઇટ્રોજન (CNO) ચક્રની પ્રતિક્રિયાઓ (જુઓ). CNO ચક્રની આડઅસર છે: વજન દ્વારા અનુક્રમે ન્યુક્લિડ્સ 14 N, 12 C, 13 C - 95%, 4% અને 1% ની સંતુલન સાંદ્રતા સ્થાપિત કરવી. સ્તરોમાં નાઇટ્રોજનનું વર્ચસ્વ જ્યાં હાઇડ્રોજનનું કમ્બશન થયું હતું તે અવલોકનોના પરિણામો દ્વારા પુષ્ટિ મળે છે, જેમાં આ સ્તરો બાહ્ય નુકસાનના પરિણામે સપાટી પર દેખાય છે. સ્તરો તારાઓમાં કે જેના કેન્દ્રમાં CNO ચક્રની અનુભૂતિ થાય છે ( align="absmiddle" width="74" height="17">), એક સંવર્ધક કોર દેખાય છે. આનું કારણ તાપમાન પર ઊર્જા પ્રકાશનની ખૂબ જ મજબૂત અવલંબન છે: . તેજસ્વી ઊર્જાનો પ્રવાહ ~ ટી 4(જુઓ), તેથી, તે છોડેલી બધી ઊર્જાને સ્થાનાંતરિત કરી શકતું નથી, અને સંવહન થવું આવશ્યક છે, જે રેડિયેટિવ ટ્રાન્સફર કરતાં વધુ કાર્યક્ષમ છે. સૌથી મોટા તારાઓમાં, તારાઓની 50% થી વધુ સમૂહ સંવહન દ્વારા આવરી લેવામાં આવે છે. ઉત્ક્રાંતિ માટે સંવહન કોરનું મહત્વ એ હકીકત દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે કે અસરકારક દહનના ક્ષેત્ર કરતા ઘણા મોટા પ્રદેશમાં પરમાણુ બળતણ એકસરખી રીતે ક્ષીણ થઈ જાય છે, જ્યારે સંવાહક કોર વિનાના તારાઓમાં તે શરૂઆતમાં કેન્દ્રની થોડી નજીકમાં જ બળી જાય છે. , જ્યાં તાપમાન ખૂબ વધારે છે. હાઇડ્રોજન બર્નઆઉટ સમય ~ 10 10 વર્ષ થી વર્ષો સુધી . ન્યુક્લિયર કમ્બશનના તમામ અનુગામી તબક્કાઓનો સમય હાઇડ્રોજન કમ્બશનના સમયના 10% કરતા વધુ નથી, તેથી G.-R.D પર હાઇડ્રોજન કમ્બશનના તબક્કે તારાઓ રચાય છે. ગીચ વસ્તી ધરાવતો પ્રદેશ - (GP). કેન્દ્રમાં તાપમાન ધરાવતા તારાઓમાં જે ક્યારેય હાઇડ્રોજનના દહન માટે જરૂરી મૂલ્યો સુધી પહોંચતું નથી, તેઓ અનિશ્ચિત સમય માટે સંકોચાય છે, "કાળા" વામનમાં ફેરવાય છે. હાઇડ્રોજન બર્નઆઉટ સરેરાશમાં વધારો તરફ દોરી જાય છે. મુખ્ય પદાર્થનું પરમાણુ વજન, અને તેથી હાઇડ્રોસ્ટેટિક જાળવવા માટે. સંતુલન, કેન્દ્રમાં દબાણ વધવું જોઈએ, જે કેન્દ્રમાં તાપમાનમાં વધારો અને તારા પરના તાપમાનના ઢાળમાં વધારો કરે છે, અને પરિણામે, તેજસ્વીતા. વધતા તાપમાન સાથે પદાર્થની અસ્પષ્ટતામાં ઘટાડો થવાને કારણે પણ તેજસ્વીતામાં વધારો થાય છે. હાઇડ્રોજન સામગ્રીમાં ઘટાડા સાથે પરમાણુ ઊર્જા પ્રકાશનની સ્થિતિને જાળવવા માટે કોર કરાર કરે છે, અને કોરમાંથી વધેલા ઊર્જા પ્રવાહને સ્થાનાંતરિત કરવાની જરૂરિયાતને કારણે શેલ વિસ્તરે છે. G.-R.d પર તારો NGP ની જમણી તરફ ખસે છે. અસ્પષ્ટતામાં ઘટાડો એ સૌથી મોટા તારા સિવાયના તમામમાં સંવહન કોરોના મૃત્યુ તરફ દોરી જાય છે. વિશાળ તારાઓના ઉત્ક્રાંતિનો દર સૌથી વધુ છે, અને તેઓ એમએસ છોડનારા પ્રથમ છે. MS પર જીવનકાળ સીએ ધરાવતા તારાઓ માટે છે. 10 મિલિયન વર્ષ, સીએથી. 70 મિલિયન વર્ષો, અને સીએથી. 10 અબજ વર્ષ.જ્યારે કોરમાં હાઇડ્રોજનનું પ્રમાણ ઘટીને 1% થાય છે, ત્યારે align="absmiddle" width="66" height="17"> સાથે તારાઓના શેલનું વિસ્તરણ ઊર્જાના પ્રકાશનને જાળવવા માટે જરૂરી તારાના સામાન્ય સંકોચન દ્વારા બદલવામાં આવે છે. . શેલના સંકોચનથી હિલીયમ કોરની નજીકના સ્તરમાં તેના થર્મોન્યુક્લિયર કમ્બશનના તાપમાને હાઇડ્રોજન ગરમ થાય છે અને ઊર્જા પ્રકાશનનો એક સ્તર સ્ત્રોત ઉદભવે છે. સમૂહ ધરાવતા તારાઓમાં, જેમાં તે તાપમાન પર ઓછો આધાર રાખે છે અને ઊર્જા પ્રકાશનનો વિસ્તાર કેન્દ્ર તરફ એટલું મજબૂત કેન્દ્રિત નથી, ત્યાં સામાન્ય સંકોચનનો કોઈ તબક્કો નથી.
ઇ.ઝ. હાઇડ્રોજન બળી ગયા પછી તેના સમૂહ પર આધાર રાખે છે. સમૂહ સાથે તારાઓના ઉત્ક્રાંતિના માર્ગને પ્રભાવિત કરતું સૌથી મહત્વપૂર્ણ પરિબળ. ઉચ્ચ ઘનતા પર ઇલેક્ટ્રોન ગેસનું અધોગતિ. ઉચ્ચ ઘનતાને લીધે, પાઉલી સિદ્ધાંતને કારણે ઓછી ઉર્જા ધરાવતા ક્વોન્ટમ સ્ટેટ્સની સંખ્યા મર્યાદિત છે અને ઈલેક્ટ્રોન્સ ક્વોન્ટમ સ્તરને ઉચ્ચ ઉર્જાથી ભરે છે, જે તેમની થર્મલ ગતિની ઊર્જા કરતાં નોંધપાત્ર રીતે વધી જાય છે. ડીજનરેટ ગેસની સૌથી મહત્વની વિશેષતા એ છે કે તેનું દબાણ પીમાત્ર ઘનતા પર આધાર રાખે છે: બિન-સાપેક્ષિક અધોગતિ માટે અને સાપેક્ષ અધોગતિ માટે. ઇલેક્ટ્રોનનું ગેસનું દબાણ આયનોના દબાણ કરતાં ઘણું વધારે છે. આ E.Z માટે મૂળભૂત શું છે તે અનુસરે છે. નિષ્કર્ષ: કારણ કે ગુરુત્વાકર્ષણ બળ સાપેક્ષ રીતે અધોગતિ પામેલા ગેસના એકમ જથ્થા પર કાર્ય કરે છે તે દબાણના ઢાળની જેમ જ ઘનતા પર આધાર રાખે છે, ત્યાં મર્યાદિત સમૂહ (જુઓ) હોવો જોઈએ, જેમ કે align="absmiddle" width="66 પર " height="15"> ઇલેક્ટ્રોન દબાણ ગુરુત્વાકર્ષણનો સામનો કરી શકતું નથી અને સંકોચન શરૂ થાય છે. મર્યાદિત વજન align="absmiddle" width="139" height="17">. જે પ્રદેશમાં ઇલેક્ટ્રોન વાયુ અધોગતિ પામે છે તેની સીમા ફિગમાં બતાવવામાં આવી છે. 3. ઓછા દળના તારાઓમાં, હિલીયમ ન્યુક્લીની રચનાની પ્રક્રિયામાં પહેલેથી જ અધોગતિ નોંધપાત્ર ભૂમિકા ભજવે છે.
E.z નક્કી કરતું બીજું પરિબળ. પછીના તબક્કામાં, આ ન્યુટ્રિનો એનર્જી લોસ છે. તારાઓની ઊંડાઈમાં ટી~10 8 K મુખ્ય. જન્મમાં ભૂમિકા આના દ્વારા ભજવવામાં આવે છે: ફોટોન્યુટ્રિનો પ્રક્રિયા, પ્લાઝ્મા ઓસિલેશન ક્વોન્ટા (પ્લાઝ્મોન્સ) નું ન્યુટ્રિનો-એન્ટિન્યુટ્રિનો જોડીઓમાં સડો (), ઇલેક્ટ્રોન-પોઝિટ્રોન જોડીઓનો નાશ () અને (જુઓ). ન્યુટ્રિનોની સૌથી મહત્વની વિશેષતા એ છે કે તારાની બાબત તેમના માટે લગભગ પારદર્શક હોય છે અને ન્યુટ્રિનો મુક્તપણે તારાથી ઉર્જા વહન કરે છે.
હિલીયમ કોર, જેમાં હિલીયમના દહન માટેની પરિસ્થિતિઓ હજુ સુધી ઊભી થઈ નથી, તે સંકુચિત છે. કોરની નજીકના સ્તરીય સ્ત્રોતમાં તાપમાન વધે છે, અને હાઇડ્રોજન કમ્બશનનો દર વધે છે. વધેલા ઉર્જા પ્રવાહને સ્થાનાંતરિત કરવાની જરૂરિયાત શેલના વિસ્તરણ તરફ દોરી જાય છે, જેના માટે ઊર્જાનો ભાગ વેડફાઇ જાય છે. તારાની તેજસ્વીતા બદલાતી ન હોવાથી, તેની સપાટીનું તાપમાન ઘટે છે, અને G.-R.D. તારો લાલ જાયન્ટ્સ દ્વારા કબજે કરેલા પ્રદેશમાં જાય છે, તારાનો પુનઃરચનાનો સમય એ કોરમાંથી હાઇડ્રોજનને બળી જવા માટે જે સમય લાગે છે તેના કરતાં બે ક્રમ ઓછો છે, તેથી MS પટ્ટી અને લાલ સુપરજાયન્ટ્સના પ્રદેશ વચ્ચે ઓછા તારાઓ છે. . શેલના તાપમાનમાં ઘટાડો સાથે, તેની પારદર્શિતા વધે છે, પરિણામે બાહ્ય દેખાવ દેખાય છે. સંવહન ક્ષેત્ર અને તારાની તેજસ્વીતા વધે છે.
ડિજનરેટ ઇલેક્ટ્રોનની થર્મલ વાહકતા અને તારાઓમાં ન્યુટ્રિનોની ખોટ દ્વારા કોરમાંથી ઉર્જાને દૂર કરવાથી હિલીયમ કમ્બશનની ક્ષણમાં વિલંબ થાય છે. જ્યારે કોર લગભગ ઇસોથર્મલ બને છે ત્યારે જ તાપમાન નોંધપાત્ર રીતે વધવાનું શરૂ કરે છે. 4 નું કમ્બશન તે E.Z નક્કી કરે છે. તે ક્ષણથી જ્યારે ઉર્જા પ્રકાશન થર્મલ વહન અને ન્યુટ્રિનો રેડિયેશન દ્વારા ઉર્જાના નુકશાન કરતાં વધી જાય છે. આ જ સ્થિતિ તમામ અનુગામી પ્રકારના પરમાણુ બળતણના દહન પર લાગુ પડે છે.
ન્યુટ્રિનો દ્વારા ઠંડુ કરાયેલ ડીજનરેટ ગેસથી બનેલા તારાઓની કોરોનું એક નોંધપાત્ર લક્ષણ છે "કન્વર્જન્સ" - ટ્રેકનું કન્વર્જન્સ, જે ઘનતા અને તાપમાન વચ્ચેના સંબંધને દર્શાવે છે. ટી.સીતારાની મધ્યમાં (ફિગ. 3). કોરના કમ્પ્રેશન દરમિયાન ઊર્જાના પ્રકાશનનો દર સ્તરના સ્ત્રોત દ્વારા તેમાં દ્રવ્ય ઉમેરવાના દર દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે, અને તે આપેલ પ્રકારના બળતણ માટે માત્ર કોરના સમૂહ પર આધાર રાખે છે. મૂળમાં ઊર્જાના પ્રવાહ અને પ્રવાહનું સંતુલન જાળવવું આવશ્યક છે, તેથી તારાઓના કોરોમાં તાપમાન અને ઘનતાનું સમાન વિતરણ સ્થાપિત થાય છે. 4 તે સળગાવે છે ત્યાં સુધીમાં, ન્યુક્લિયસનો સમૂહ ભારે તત્વોની સામગ્રી પર આધાર રાખે છે. ડીજનરેટ ગેસના ન્યુક્લીમાં, 4 નું કમ્બશન થર્મલ વિસ્ફોટનું પાત્ર ધરાવે છે, કારણ કે કમ્બશન દરમિયાન બહાર પડતી ઉર્જા ઈલેક્ટ્રોનની થર્મલ ગતિની ઉર્જા વધારવા માટે જાય છે, પરંતુ ઈલેક્ટ્રોનની થર્મલ ઉર્જા ઈલેક્ટ્રોનના ડીજનરેટ ગેસની ઉર્જા જેટલી ન થાય ત્યાં સુધી દબાણ વધતા તાપમાન સાથે લગભગ યથાવત રહે છે. પછી અધોગતિ દૂર કરવામાં આવે છે અને કોર ઝડપથી વિસ્તરે છે - એક હિલીયમ ફ્લેશ થાય છે. હિલીયમ જ્વાળાઓ સંભવતઃ તારાઓની દ્રવ્યોના નુકશાન સાથે છે. માં, જ્યાં વિશાળ તારાઓ લાંબા સમયથી ઉત્ક્રાંતિ પૂર્ણ કરી ચૂક્યા છે અને લાલ જાયન્ટ્સ પાસે સમૂહ છે, હિલીયમ બર્નિંગ સ્ટેજ પરના તારાઓ G.-R.D.ની આડી શાખા પર છે.
align="absmiddle" width="90" height="17"> વાળા તારાઓના હિલીયમ કોરોમાં વાયુ ક્ષીણ થતો નથી, 4 તે શાંતિથી સળગે છે, પરંતુ વધતા જતા કોરો પણ વિસ્તરે છે ટી.સી. સૌથી મોટા તારાઓમાં, 4 He નું દહન જ્યારે તેઓ સક્રિય હોય ત્યારે પણ થાય છે. વાદળી સુપરજાયન્ટ્સ. કોરનું વિસ્તરણ ઘટાડો તરફ દોરી જાય છે ટીહાઇડ્રોજન સ્તરના સ્ત્રોતના ક્ષેત્રમાં, અને હિલીયમ વિસ્ફોટ પછી તારાની તેજસ્વીતામાં ઘટાડો થાય છે. થર્મલ સંતુલન જાળવવા માટે, શેલ સંકુચિત થાય છે, અને તારો લાલ સુપરજાયન્ટ્સનો પ્રદેશ છોડી દે છે. જ્યારે કોરમાં 4 He ક્ષીણ થઈ જાય છે, ત્યારે કોરનું સંકોચન અને શેલનું વિસ્તરણ ફરી શરૂ થાય છે, તારો ફરીથી લાલ સુપરજાયન્ટ બની જાય છે. 4 હીનો એક સ્તરીય કમ્બશન સ્ત્રોત રચાય છે, જે ઊર્જાના પ્રકાશન પર પ્રભુત્વ ધરાવે છે. બાહ્ય ફરીથી દેખાય છે. સંવહન ઝોન. જેમ જેમ હિલીયમ અને હાઇડ્રોજન બળી જાય છે તેમ, સ્તરના સ્ત્રોતોની જાડાઈ ઘટે છે. હિલીયમ કમ્બશનનો પાતળો પડ થર્મલી અસ્થિર હોવાનું બહાર આવ્યું છે, કારણ કે તાપમાન () માં ઊર્જા છોડવાની ખૂબ જ મજબૂત સંવેદનશીલતા સાથે, પદાર્થની થર્મલ વાહકતા કમ્બશન સ્તરમાં થર્મલ વિક્ષેપને ઓલવવા માટે અપૂરતી છે. થર્મલ ફાટી નીકળતી વખતે, સ્તરમાં સંવહન થાય છે. જો તે હાઇડ્રોજનથી સમૃદ્ધ સ્તરોમાં પ્રવેશ કરે છે, તો પછી ધીમી પ્રક્રિયાના પરિણામે ( s-પ્રક્રિયા, જુઓ) 22 Ne થી 209 B સુધીના પરમાણુ દળવાળા તત્વોનું સંશ્લેષણ કરવામાં આવે છે.
ધૂળ અને પરમાણુઓ પર રેડિયેશનનું દબાણ ઠંડા, લાલ સુપરજાયન્ટ્સના વિસ્તૃત શેલમાં રચાય છે, જે એક વર્ષ સુધીના દરે દ્રવ્યનું સતત નુકશાન તરફ દોરી જાય છે. સ્તરના કમ્બશન અથવા પલ્સેશનની અસ્થિરતાને કારણે થતા નુકસાન દ્વારા સતત સામૂહિક નુકશાનને પૂરક બનાવી શકાય છે, જે એક અથવા વધુના પ્રકાશન તરફ દોરી શકે છે. શેલો જ્યારે કાર્બન-ઓક્સિજન કોરથી ઉપરના પદાર્થની માત્રા ચોક્કસ મર્યાદા કરતાં ઓછી થઈ જાય છે, ત્યારે કમ્બશન સ્તરોમાં તાપમાન જાળવવા માટે, કમ્પ્રેશન કમ્બશન જાળવવા સક્ષમ ન હોય ત્યાં સુધી શેલને સંકુચિત કરવાની ફરજ પાડવામાં આવે છે; G.-R.D પર સ્ટાર લગભગ આડી ડાબી તરફ ખસે છે. આ તબક્કે, કમ્બશન સ્તરોની અસ્થિરતા પણ શેલના વિસ્તરણ અને પદાર્થના નુકશાન તરફ દોરી શકે છે. જ્યારે તારો પૂરતો ગરમ હોય છે, ત્યારે તે એક અથવા વધુ સાથે કોર તરીકે જોવામાં આવે છે. શેલો જ્યારે સ્તરના સ્ત્રોતો તારાની સપાટી તરફ એટલા બદલાઈ જાય છે કે તેમાંનું તાપમાન પરમાણુ દહન માટે જરૂરી કરતાં ઓછું થઈ જાય છે, ત્યારે તારો ઠંડો થાય છે, સફેદ વામનમાં ફેરવાય છે, જે આયનીય ઘટકની થર્મલ ઊર્જાના વપરાશને કારણે વિકિરણ કરે છે. તેની બાબત. સફેદ દ્વાર્ફનો લાક્ષણિક ઠંડકનો સમય ~ 10 9 વર્ષ છે. સફેદ દ્વાર્ફમાં ફેરવાતા સિંગલ તારાઓના સમૂહની નીચલી મર્યાદા અસ્પષ્ટ છે, તેનો અંદાજ 3-6 છે. c તારાઓમાં, ઇલેક્ટ્રોન ગેસ તારાઓના કાર્બન-ઓક્સિજન (C,O-) કોરોની વૃદ્ધિના તબક્કે અધોગતિ પામે છે. તારાઓના હિલીયમ કોરોની જેમ, ન્યુટ્રિનો ઊર્જાના નુકસાનને કારણે, કેન્દ્રમાં અને C,O કોરમાં કાર્બનના દહનની ક્ષણે પરિસ્થિતિઓનું "કન્વર્જન્સ" થાય છે. આવી પરિસ્થિતિઓમાં 12 સે.નું કમ્બશન મોટે ભાગે વિસ્ફોટનું સ્વરૂપ ધરાવે છે અને તારાના સંપૂર્ણ વિનાશ તરફ દોરી જાય છે. જો સંપૂર્ણ વિનાશ ન થાય 
. આવી ઘનતા પ્રાપ્ત કરી શકાય છે જ્યારે મુખ્ય વૃદ્ધિ દર બંધ દ્વિસંગી સિસ્ટમમાં ઉપગ્રહ પદાર્થના સંવર્ધન દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે.
તારાઓનું જીવન ચક્ર
એક સામાન્ય તારો તેના કોર પર પરમાણુ ભઠ્ઠીમાં હાઇડ્રોજનને હિલીયમમાં ફ્યુઝ કરીને ઊર્જા મુક્ત કરે છે. તારો મધ્યમાં હાઇડ્રોજનનો ઉપયોગ કરે તે પછી, તે તારાના શેલમાં બળી જવા લાગે છે, જે કદમાં વધારો કરે છે અને ફૂલી જાય છે. તારાનું કદ વધે છે, તેનું તાપમાન ઘટે છે. આ પ્રક્રિયા લાલ જાયન્ટ્સ અને સુપરજાયન્ટ્સને જન્મ આપે છે. દરેક તારાનું જીવનકાળ તેના સમૂહ દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે. વિશાળ તારાઓ તેમના જીવન ચક્રને વિસ્ફોટ સાથે સમાપ્ત કરે છે. સૂર્ય જેવા તારાઓ સંકોચાય છે, ગાઢ સફેદ દ્વાર્ફ બની જાય છે. લાલ જાયન્ટમાંથી સફેદ વામનમાં રૂપાંતરિત થવાની પ્રક્રિયા દરમિયાન, તારો તેના બાહ્ય સ્તરોને હળવા ગેસિયસ પરબિડીયું તરીકે ઉતારી શકે છે, જે કોરને ખુલ્લા પાડે છે.
MAN AND HIS SOUL પુસ્તકમાંથી. ભૌતિક શરીર અને અપાર્થિવ વિશ્વમાં જીવન લેખક ઇવાનવ યુ એમ લેખક દ્વારા ગ્રેટ સોવિયેત એનસાયક્લોપીડિયા (ZHI) પુસ્તકમાંથી ટીએસબી પ્રવાસીઓ પુસ્તકમાંથી લેખક ડોરોઝકિન નિકોલે રિયલ એસ્ટેટના અર્થશાસ્ત્ર પુસ્તકમાંથી લેખક બુરખાનોવા નતાલ્યાએક જટિલ જીવન માર્ગ સ્વેન હેડિન પ્રત્યેના આપણા સ્થાનિક વૈજ્ઞાનિકોના વલણમાં નોંધપાત્ર ફેરફારો થયા છે. કારણો પોતે હેડિનના પાત્રમાં અને તેના સમયની રાજકીય પરિસ્થિતિઓમાં છે. મારી યુવાનીથી, હું રશિયન ભાષા જાણું છું અને રશિયા અને તેના પ્રત્યે સહાનુભૂતિ અનુભવું છું
ફાઇનાન્સ પુસ્તકમાંથી: ચીટ શીટ લેખક લેખક અજ્ઞાત4. રિયલ એસ્ટેટ ઑબ્જેક્ટ્સનું જીવન ચક્ર કારણ કે રિયલ એસ્ટેટ ઑબ્જેક્ટ્સ તેમના અસ્તિત્વ દરમિયાન આર્થિક, ભૌતિક અને કાનૂની ફેરફારોમાંથી પસાર થાય છે, કોઈપણ સ્થાવર વસ્તુ (જમીનના અપવાદ સાથે) નીચેના તબક્કાઓમાંથી પસાર થાય છે
દરેક વસ્તુ વિશે બધું પુસ્તકમાંથી. વોલ્યુમ 5 લેખક લિકુમ આર્કાડી47. વસ્તીના જીવન ધોરણ પર નાણાંની અસર નાણાકીય સંબંધોના સામાજિક-આર્થિક સાર એ પ્રશ્નનો અભ્યાસ કરવામાં આવે છે કે રાજ્ય કોના ખર્ચે નાણાકીય સંસાધનો મેળવે છે અને આ ભંડોળ કોના હિતમાં વપરાય છે
સંસ્થાકીય વર્તણૂક પુસ્તકમાંથી: ચીટ શીટ લેખક લેખક અજ્ઞાતતે તારાઓથી કેટલું દૂર છે? બ્રહ્માંડમાં એવા તારાઓ છે જે આપણાથી એટલા દૂર છે કે આપણને તેમનું અંતર જાણવાની કે તેમની સંખ્યા નક્કી કરવાની તક પણ નથી. પરંતુ પૃથ્વીથી સૌથી નજીકનો તારો કેટલો દૂર છે? પૃથ્વીથી સૂર્યનું અંતર 150,000,000 કિલોમીટર છે. પ્રકાશ થી
માર્કેટિંગ પુસ્તકમાંથી: ચીટ શીટ લેખક લેખક અજ્ઞાત50. સંસ્થાનું જીવન ચક્ર સંસ્થાના જીવન ચક્રની વિભાવના વ્યાપક છે - પર્યાવરણ સાથે ક્રિયાપ્રતિક્રિયા કરતી વખતે રાજ્યોના ચોક્કસ ક્રમ સાથે તેના ફેરફારો. ત્યાં ચોક્કસ તબક્કાઓ છે જે સંસ્થાઓ પસાર થાય છે અને
બાયોલોજી પુસ્તકમાંથી [યુનિફાઇડ સ્ટેટ પરીક્ષાની તૈયારી માટે સંપૂર્ણ સંદર્ભ પુસ્તક] લેખક લેર્નર જ્યોર્જી ઇસાકોવિચ45. ઉત્પાદન જીવન ચક્ર ઉત્પાદન જીવન ચક્ર તેના જીવન દરમિયાન વેચાણ અને નફામાં ફેરફાર છે. ઉત્પાદનમાં શરૂઆત, વૃદ્ધિ, પરિપક્વતા અને અંતનો તબક્કો હોય છે - "મૃત્યુ", પ્રસ્થાન.1. સ્ટેજ "વિકાસ અને બજારમાં લોન્ચ". આ માર્કેટિંગમાં રોકાણનો સમયગાળો છે
પુસ્તકમાંથી 200 પ્રખ્યાત ઝેર લેખક Antsyshkin Igor2.7. કોષ એ જીવંત વસ્તુનું આનુવંશિક એકમ છે. રંગસૂત્રો, તેમની રચના (આકાર અને કદ) અને કાર્યો. રંગસૂત્રોની સંખ્યા અને તેમની પ્રજાતિઓની સ્થિરતા. સોમેટિક અને જર્મ કોશિકાઓની વિશેષતાઓ. કોષ જીવન ચક્ર: ઇન્ટરફેસ અને મિટોસિસ. મિટોસિસ એ સોમેટિક કોષોનું વિભાજન છે. અર્ધસૂત્રણ. તબક્કાઓ
એસેન્શિયલ નોલેજ માટે ટૂંકી માર્ગદર્શિકા પુસ્તકમાંથી લેખક ચેર્ન્યાવ્સ્કી આન્દ્રે વ્લાદિમીરોવિચ4.5.1. શેવાળનું જીવન ચક્ર વિભાગ લીલા શેવાળમાં એકકોષીય વસાહતી અને બહુકોષીય છોડનો સમાવેશ થાય છે. કુલ મળીને લગભગ 13 હજાર પ્રજાતિઓ છે. એક-કોષીય સજીવોમાં ક્લેમીડોમોનાસ અને ક્લોરેલાનો સમાવેશ થાય છે. વસાહતો વોલ્વોક્સ અને પેન્ડોરિના કોષો દ્વારા રચાય છે. બહુકોષીય માટે
પોપ્યુલર સ્ટારગેઝર પુસ્તકમાંથી લેખક શલશ્નિકોવ ઇગોરતારાઓનું બલિદાન ઇટાલિયન ગણિતશાસ્ત્રી કાર્ડાનો ફિલસૂફ, ચિકિત્સક અને જ્યોતિષી હતા. શરૂઆતમાં તે માત્ર દવામાં રોકાયેલો હતો, પરંતુ 1534 થી તે મિલાન અને બોલોગ્નામાં ગણિતના પ્રોફેસર હતા; જો કે, તેમની સાધારણ આવક વધારવા માટે, પ્રોફેસરે રજા ન લીધી
The Newest Philosophical Dictionary પુસ્તકમાંથી લેખક ગ્રિત્સનોવ એલેક્ઝાન્ડર અલેકસેવિચ25 નજીકના તારાઓ mV - દ્રશ્ય તીવ્રતા; આર - તારાનું અંતર, પીસી; L એ તારાની તેજસ્વીતા (કિરણોત્સર્ગ શક્તિ) છે, જે સૌર તેજસ્વીતા એકમો (3.86–1026) માં વ્યક્ત થાય છે.
આઈ એક્સપ્લોર ધ વર્લ્ડ પુસ્તકમાંથી. વાયરસ અને રોગો લેખક ચિર્કોવ એસ. એન.તારાઓના પ્રકાર બ્રહ્માંડના અન્ય તારાઓની તુલનામાં, સૂર્ય એક વામન તારો છે અને તે સામાન્ય તારાઓની શ્રેણીમાં આવે છે, જેની ઊંડાઈમાં હાઇડ્રોજન હિલીયમમાં રૂપાંતરિત થાય છે. એક યા બીજી રીતે, તારાઓના પ્રકારો અંદાજે એકના જીવન ચક્રનું અલગથી વર્ણન કરે છે
લેખકના પુસ્તકમાંથી"લાઇફ વર્લ્ડ" (લેબેન્સવેલ્ટ) એ હુસેરલની અંતમાં ઘટનાની કેન્દ્રિય વિભાવનાઓમાંની એક છે, જે ચેતનાના વિશ્વ જોડાણોની સમસ્યાઓને સંબોધિત કરીને સખત અસાધારણ પદ્ધતિની સાંકડી ક્ષિતિજને દૂર કરવાના પરિણામે ઘડવામાં આવી છે. "વિશ્વ" નો આવો સમાવેશ
લેખકના પુસ્તકમાંથીવાઈરસનું જીવન ચક્ર દરેક વાયરસ પોતાની આગવી રીતે કોષમાં પ્રવેશ કરે છે. ઘૂસીને, તેણે ઓછામાં ઓછા આંશિક રીતે, તેના ન્યુક્લીક એસિડને બહાર કાઢવા અને તેની નકલ કરવાનું શરૂ કરવા માટે સૌ પ્રથમ તેના બાહ્ય વસ્ત્રો ઉતારવા પડશે.
જો બ્રહ્માંડમાં ક્યાંક પર્યાપ્ત પદાર્થ એકઠા થાય છે, તો તે ગાઢ ગઠ્ઠામાં સંકુચિત થાય છે, જેમાં થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયા શરૂ થાય છે. આ રીતે તારાઓ પ્રકાશિત થાય છે. પ્રથમ લોકો 13.7 અબજ (13.7 * 10 9) વર્ષો પહેલા યુવાન બ્રહ્માંડના અંધકારમાં ભડક્યા હતા, અને આપણો સૂર્ય - ફક્ત 4.5 અબજ વર્ષો પહેલા. તારાનું આયુષ્ય અને આ સમયગાળાના અંતે થતી પ્રક્રિયાઓ તારાના સમૂહ પર આધારિત છે.
જ્યારે હાઇડ્રોજનને હિલીયમમાં રૂપાંતરિત કરવાની થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયા તારામાં ચાલુ રહે છે, તે મુખ્ય ક્રમ પર છે. મુખ્ય ક્રમ પર તારો કેટલો સમય વિતાવે છે તે તેના સમૂહ પર આધાર રાખે છે: સૌથી મોટા અને ભારે રાશિઓ ઝડપથી લાલ જાયન્ટ સ્ટેજ પર પહોંચે છે, અને પછી સુપરનોવા વિસ્ફોટ અથવા સફેદ વામનની રચનાના પરિણામે મુખ્ય ક્રમ છોડી દે છે.
જાયન્ટ્સનું ભાગ્ય
સૌથી મોટા અને સૌથી મોટા તારાઓ ઝડપથી બળી જાય છે અને સુપરનોવા તરીકે વિસ્ફોટ થાય છે. સુપરનોવા વિસ્ફોટ પછી, ન્યુટ્રોન તારો અથવા બ્લેક હોલ રહે છે, અને તેમની આસપાસ વિસ્ફોટની પ્રચંડ ઉર્જા દ્વારા બહાર કાઢવામાં આવે છે, જે પછી નવા તારાઓ માટે સામગ્રી બની જાય છે. અમારા નજીકના તારાઓના પડોશીઓમાંથી, આવા ભાગ્યની રાહ જોવામાં આવે છે, ઉદાહરણ તરીકે, Betelgeuse, પરંતુ તે ક્યારે વિસ્ફોટ કરશે તેની ગણતરી કરવી અશક્ય છે.
સુપરનોવા વિસ્ફોટ દરમિયાન પદાર્થના ઇજેક્શનના પરિણામે રચાયેલી નિહારિકા. નિહારિકાના કેન્દ્રમાં ન્યુટ્રોન તારો છે.
ન્યુટ્રોન સ્ટાર એ એક ભયાનક ભૌતિક ઘટના છે. વિસ્ફોટ થતા તારાનો મુખ્ય ભાગ સંકુચિત છે - આંતરિક કમ્બશન એન્જિનમાં ગેસની જેમ, માત્ર ખૂબ મોટો અને કાર્યક્ષમ: સેંકડો હજારો કિલોમીટરના વ્યાસ સાથેનો દડો 10 થી 20 કિલોમીટરના વ્યાસમાં બોલમાં ફેરવાય છે. સંકોચન બળ એટલું મજબૂત છે કે ઇલેક્ટ્રોન અણુ ન્યુક્લી પર પડે છે, ન્યુટ્રોન બનાવે છે - તેથી તેનું નામ.
નાસા
આવા સંકોચન દરમિયાન પદાર્થની ઘનતા લગભગ 15 ક્રમની તીવ્રતાથી વધે છે, અને તાપમાન ન્યુટ્રોન તારાના કેન્દ્રમાં અકલ્પનીય 10 12 K અને પરિઘ પર 1,000,000 K સુધી વધે છે. આમાંથી કેટલીક ઉર્જા ફોટોન રેડિયેશનના રૂપમાં ઉત્સર્જિત થાય છે, જ્યારે કેટલીક ન્યુટ્રોન સ્ટારના કોરમાં ઉત્પાદિત ન્યુટ્રિનો દ્વારા દૂર કરવામાં આવે છે. પરંતુ ખૂબ જ કાર્યક્ષમ ન્યુટ્રિનો ઠંડકને કારણે પણ, ન્યુટ્રોન તારો ખૂબ જ ધીમે ધીમે ઠંડુ થાય છે: તેની ઊર્જાને સંપૂર્ણપણે ખલાસ કરવામાં 10 16 અથવા તો 10 22 વર્ષનો સમય લાગે છે. ઠંડા ન્યુટ્રોન સ્ટારની જગ્યાએ શું રહેશે તે કહેવું મુશ્કેલ છે, અને અવલોકન કરવું અશક્ય છે: વિશ્વ તેના માટે ખૂબ નાનું છે. એવી ધારણા છે કે ઠંડા પડેલા તારાની જગ્યાએ ફરીથી બ્લેક હોલ બનશે.
મધ્યમ કદના તારાઓનું ભાવિ
અન્ય, ઓછા મોટા તારાઓ મુખ્ય ક્રમમાં સૌથી મોટા કરતાં વધુ સમય સુધી રહે છે, પરંતુ એકવાર તેઓ તેને છોડી દે છે, તેઓ તેમના ન્યુટ્રોન સંબંધીઓ કરતાં વધુ ઝડપથી મૃત્યુ પામે છે. બ્રહ્માંડના 99% થી વધુ તારાઓ ક્યારેય વિસ્ફોટ થશે નહીં અને બ્લેક હોલ અથવા ન્યુટ્રોન તારાઓમાં ફેરવાશે નહીં - આવા કોસ્મિક ડ્રામા માટે તેમના કોર ખૂબ નાના છે. તેના બદલે, મધ્યવર્તી-દળના તારાઓ તેમના જીવનના અંતે લાલ જાયન્ટ્સ બની જાય છે, જે તેમના સમૂહના આધારે, સફેદ દ્વાર્ફ બની જાય છે, વિસ્ફોટ થાય છે અને સંપૂર્ણપણે વિખેરાઈ જાય છે અથવા ન્યુટ્રોન તારા બની જાય છે.
સફેદ દ્વાર્ફ હવે બ્રહ્માંડની તારાઓની વસ્તીના 3 થી 10% જેટલા છે. તેમનું તાપમાન ઘણું ઊંચું છે - 20,000 K કરતાં વધુ, સૂર્યની સપાટીના તાપમાન કરતાં ત્રણ ગણા કરતાં વધુ - પરંતુ તેમ છતાં ન્યુટ્રોન તારા કરતાં ઓછું છે, અને તેમના નીચા તાપમાન અને મોટા વિસ્તારને કારણે, સફેદ દ્વાર્ફ ઝડપથી ઠંડુ થાય છે - 10 માં 14 - 10 15 વર્ષ. આનો અર્થ એ છે કે આગામી 10 ટ્રિલિયન વર્ષોમાં-જ્યારે બ્રહ્માંડ હવે કરતાં હજાર ગણું જૂનું હશે-બ્રહ્માંડમાં એક નવો પ્રકારનો પદાર્થ દેખાશે: કાળો વામન, સફેદ વામનની ઠંડકનું ઉત્પાદન.
અવકાશમાં હજુ સુધી કોઈ બ્લેક ડ્વાર્ફ નથી. અત્યાર સુધીના સૌથી જૂના ઠંડક આપતા તારાઓએ પણ તેમની મહત્તમ 0.2% ઊર્જા ગુમાવી છે; 20,000 K તાપમાન સાથે સફેદ વામન માટે, આનો અર્થ છે 19,960 K સુધી ઠંડક.
નાનાઓ માટે
જ્યારે આપણા નજીકના પડોશી, લાલ દ્વાર્ફ પ્રોક્સિમા સેંટૌરી જેવા નાનામાં નાના તારાઓ, સુપરનોવા અને કાળા દ્વાર્ફ કરતાં ઠંડા પડે ત્યારે શું થાય છે તે વિશે વિજ્ઞાન પણ ઓછું જાણે છે. તેમના કોરોમાં થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝન ધીમે ધીમે આગળ વધે છે, અને તેઓ અન્ય કરતા વધુ સમય સુધી મુખ્ય ક્રમ પર રહે છે - કેટલીક ગણતરીઓ અનુસાર, 10 12 વર્ષ સુધી, અને તે પછી, સંભવતઃ, તેઓ સફેદ દ્વાર્ફ તરીકે જીવવાનું ચાલુ રાખશે, એટલે કે, તેઓ બ્લેક ડ્વાર્ફમાં રૂપાંતરિત થતાં પહેલાં બીજા 10 14 - 10 15 વર્ષ માટે ચમકવું.
તારાઓ થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયાઓમાંથી તેમની ઊર્જા મેળવવા માટે જાણીતા છે, અને દરેક તારો વહેલા કે મોડેથી એવા બિંદુ પર આવે છે જ્યારે તેનું થર્મોન્યુક્લિયર બળતણ સમાપ્ત થઈ જાય છે. તારાનું દળ જેટલું ઊંચું હોય છે, તેટલી ઝડપથી તે બધું બળી જાય છે અને તેના અસ્તિત્વના અંતિમ તબક્કામાં પ્રવેશે છે. આગળની ઘટનાઓ વિવિધ દૃશ્યોને અનુસરી શકે છે, જે મુખ્યત્વે જનતા પર આધારિત છે.
જ્યારે તારાની મધ્યમાં હાઇડ્રોજન "બર્ન આઉટ" થાય છે, ત્યારે તેમાં એક હિલીયમ કોર છોડવામાં આવે છે, જે ઊર્જાને સંકુચિત અને મુક્ત કરે છે. ત્યારબાદ, હિલીયમ અને અનુગામી તત્વોની કમ્બશન પ્રતિક્રિયાઓ તેમાં શરૂ થઈ શકે છે (નીચે જુઓ). ગરમ કોરમાંથી આવતા વધેલા દબાણના પ્રભાવ હેઠળ બાહ્ય સ્તરો ઘણી વખત વિસ્તરે છે, તારો લાલ જાયન્ટ બની જાય છે.
તારાના સમૂહના આધારે, તેમાં વિવિધ પ્રતિક્રિયાઓ થઈ શકે છે. આ નક્કી કરે છે કે ફ્યુઝન મરી જાય ત્યાં સુધીમાં તારામાં કઈ રચના હશે.
સફેદ દ્વાર્ફ
લગભગ 10 MC સુધીના સમૂહ ધરાવતા તારાઓ માટે, કોરનું વજન 1.5 MC કરતા ઓછું હોય છે. થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ પૂર્ણ થયા પછી, કિરણોત્સર્ગ દબાણ બંધ થાય છે, અને ગુરુત્વાકર્ષણના પ્રભાવ હેઠળ કોર સંકોચવાનું શરૂ કરે છે. પાઉલી સિદ્ધાંતને કારણે થતા ડિજનરેટ ઈલેક્ટ્રોન ગેસનું દબાણ દખલ કરવાનું શરૂ ન કરે ત્યાં સુધી તે સંકોચન કરે છે. બાહ્ય સ્તરો ખસી જાય છે અને વિખેરી નાખે છે, ગ્રહોની નિહારિકા બનાવે છે. ફ્રેન્ચ ખગોળશાસ્ત્રી ચાર્લ્સ મેસિયર દ્વારા 1764 માં આવી પ્રથમ નિહારિકાની શોધ કરવામાં આવી હતી અને તેને M27 નંબર હેઠળ સૂચિબદ્ધ કરી હતી.
કોરમાંથી જે બહાર આવે છે તેને સફેદ વામન કહેવામાં આવે છે. સફેદ દ્વાર્ફની ઘનતા 10 7 g/cm 3 કરતાં વધુ હોય છે અને સપાટીનું તાપમાન 10 4 K ના ક્રમનું હોય છે. તેજ સૂર્યની તેજ કરતાં 2-4 ક્રમની તીવ્રતા ઓછી હોય છે. તેમાં થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝન થતું નથી; તેના દ્વારા ઉત્સર્જિત થતી બધી ઉર્જા અગાઉ એકઠી થતી હતી આમ, સફેદ વામન ધીમે ધીમે ઠંડું થાય છે અને દેખાતું નથી.
સફેદ વામનને હજુ પણ સક્રિય રહેવાની તક હોય છે જો તે દ્વિસંગી તારાનો ભાગ હોય અને સાથીદારના સમૂહને પોતાની તરફ ખેંચે (ઉદાહરણ તરીકે, સાથીદાર લાલ જાયન્ટ બની ગયો અને તેના સમગ્ર રોશ લોબને તેના સમૂહથી ભરી દીધો). આ કિસ્સામાં, કાં તો સીએનઓ ચક્રમાં હાઇડ્રોજનનું સંશ્લેષણ સફેદ વામનમાં રહેલા કાર્બનની મદદથી શરૂ થઈ શકે છે, જે બાહ્ય હાઇડ્રોજન સ્તર (એક "નવા" તારો) ના પ્રકાશન સાથે સમાપ્ત થાય છે. અથવા સફેદ દ્વાર્ફનો સમૂહ એટલો મોટો થઈ શકે છે કે તેના કાર્બન-ઓક્સિજન ઘટક કેન્દ્રમાંથી આવતા વિસ્ફોટક દહનના તરંગમાં સળગે છે. પરિણામે, મોટી માત્રામાં ઊર્જાના પ્રકાશન સાથે ભારે તત્વોની રચના થાય છે:
12 C + 16 O → 28 Si + 16.76 MeV
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10.92 MeV
તારાની તેજસ્વીતા 2 અઠવાડિયા સુધી મજબૂત રીતે વધે છે, પછી બીજા 2 અઠવાડિયામાં ઝડપથી ઘટે છે, ત્યારબાદ તે 50 દિવસમાં લગભગ 2 વખત ઘટવાનું ચાલુ રાખે છે. મુખ્ય ઉર્જા (લગભગ 90%) ગામા કિરણોના સ્વરૂપમાં નિકલ આઇસોટોપની ક્ષીણ સાંકળમાંથી ઉત્સર્જિત થાય છે, આ ઘટનાને પ્રકાર 1 સુપરનોવા કહેવામાં આવે છે.
1.5 કે તેથી વધુ સૌર દળવાળા કોઈ સફેદ દ્વાર્ફ નથી. આ હકીકત દ્વારા સમજાવવામાં આવે છે કે સફેદ દ્વાર્ફના અસ્તિત્વ માટે ઇલેક્ટ્રોન ગેસના દબાણ સાથે ગુરુત્વાકર્ષણ સંકોચનને સંતુલિત કરવું જરૂરી છે, પરંતુ આ 1.4 M C કરતા વધુના સમૂહ પર થાય છે, આ મર્યાદાને ચંદ્રશેખર મર્યાદા કહેવામાં આવે છે. મૂલ્ય એ ધારણા હેઠળ ગુરુત્વાકર્ષણ સંકોચનના દળો સાથે દબાણ દળોની સમાનતાની સ્થિતિ તરીકે મેળવી શકાય છે કે ઇલેક્ટ્રોન મોમેન્ટા તેઓ કબજે કરેલા વોલ્યુમ માટે અનિશ્ચિતતા સંબંધ દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે, અને તેઓ પ્રકાશની ગતિની નજીકની ઝડપે આગળ વધે છે. .
ન્યુટ્રોન તારા
વધુ મોટા (> 10 M C) તારાઓના કિસ્સામાં, કોરનું ઊંચું તાપમાન ઊર્જા શોષણ પ્રતિક્રિયાઓને સક્રિય કરે છે, જેમ કે કોરોમાંથી પ્રોટોન, ન્યુટ્રોન અને આલ્ફા કણો, તેમજ ઇ- બે કોરોના સામૂહિક તફાવતની ભરપાઈ કરીને, ઉચ્ચ-ઊર્જા ઇલેક્ટ્રોનનું કેપ્ચર. બીજી પ્રતિક્રિયા ન્યુક્લિયસમાં વધુ પડતા ન્યુટ્રોન બનાવે છે. બંને પ્રતિક્રિયાઓ તેના ઠંડક અને તારાના સામાન્ય સંકોચન તરફ દોરી જાય છે. જ્યારે ન્યુક્લિયર ફ્યુઝન એનર્જી સમાપ્ત થઈ જાય છે, ત્યારે કમ્પ્રેશન તૂટી પડતા કોર પર શેલના લગભગ મુક્ત પતનમાં ફેરવાય છે. તે જ સમયે, બાહ્ય ખરતા સ્તરોમાં થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝનનો દર તીવ્રપણે વેગ આપે છે, જે થોડી મિનિટોમાં મોટી માત્રામાં ઊર્જાના ઉત્સર્જન તરફ દોરી જાય છે (પ્રકાશ તારાઓ તેમના સમગ્ર અસ્તિત્વ દરમિયાન ઉત્સર્જન કરે છે તે ઊર્જાની તુલનામાં).
તેના ઉચ્ચ દળને કારણે, તૂટી પડતો કોર ઇલેક્ટ્રોન ગેસના દબાણને પાર કરે છે અને વધુ સંકુચિત થાય છે. આ કિસ્સામાં, પ્રતિક્રિયાઓ p + e - → n + ν e થાય છે, જેના પછી ન્યુક્લિયસમાં લગભગ કોઈ ઇલેક્ટ્રોન બાકી નથી જે સંકોચનમાં દખલ કરે છે. સંકોચન 10 − 30 કિમીના કદમાં થાય છે, જે ન્યુટ્રોન ડીજનરેટ ગેસના દબાણ દ્વારા સ્થાપિત ઘનતાને અનુરૂપ છે. કોર પર પડતી વસ્તુ ન્યુટ્રોન કોરમાંથી પ્રતિબિંબિત એક આંચકો તરંગ મેળવે છે અને તેના સંકોચન દરમિયાન છોડવામાં આવતી ઉર્જાનો ભાગ, જે બાહ્ય શેલને બાજુઓ તરફ ઝડપી ઇજેક્શન તરફ દોરી જાય છે. પરિણામી પદાર્થને ન્યુટ્રોન સ્ટાર કહેવામાં આવે છે. ગુરુત્વાકર્ષણ સંકોચનમાંથી મુક્ત થતી મોટાભાગની (90%) ઊર્જા પતન પછી પ્રથમ સેકન્ડમાં ન્યુટ્રિનો દ્વારા વહન કરવામાં આવે છે. ઉપરોક્ત પ્રક્રિયાને પ્રકાર 2 સુપરનોવા વિસ્ફોટ કહેવામાં આવે છે. વિસ્ફોટની ઉર્જા એવી છે કે તેમાંના કેટલાક (ભાગ્યે જ) દિવસના સમયે પણ નરી આંખે દેખાય છે. પ્રથમ સુપરનોવા ચીની ખગોળશાસ્ત્રીઓ દ્વારા 185 એડી માં નોંધવામાં આવ્યો હતો. હાલમાં, દર વર્ષે કેટલાક સો ફાટી નીકળવાની નોંધ કરવામાં આવે છે.
પરિણામી ન્યુટ્રોન સ્ટારની ઘનતા ρ ~ 10 14 − 10 15 g/cm 3 છે. તારા સંકોચન દરમિયાન કોણીય ગતિનું સંરક્ષણ ખૂબ જ ટૂંકા ભ્રમણકક્ષાના સમયગાળા તરફ દોરી જાય છે, સામાન્ય રીતે 1 થી 1000 ms સુધીની હોય છે. સામાન્ય તારાઓ માટે આવા સમયગાળા અશક્ય છે, કારણ કે તેમનું ગુરુત્વાકર્ષણ આવા પરિભ્રમણના કેન્દ્રત્યાગી દળોનો સામનો કરી શકશે નહીં. ન્યુટ્રોન તારામાં ખૂબ મોટું ચુંબકીય ક્ષેત્ર હોય છે, જે સપાટી પર 10 12 -10 13 ગૌસ સુધી પહોંચે છે, જે મજબૂત ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક રેડિયેશન તરફ દોરી જાય છે. ચુંબકીય અક્ષ જે પરિભ્રમણ અક્ષ સાથે સુસંગત નથી તે હકીકત તરફ દોરી જાય છે કે ન્યુટ્રોન તારો આપેલ દિશામાં સામયિક (પરિભ્રમણ સમયગાળા સાથે) કિરણોત્સર્ગના ધબકારા મોકલે છે. આવા તારાને પલ્સર કહેવામાં આવે છે. આ હકીકતે તેમની પ્રાયોગિક શોધમાં મદદ કરી અને તેનો ઉપયોગ શોધ માટે થાય છે. ઓપ્ટિકલ પદ્ધતિઓનો ઉપયોગ કરીને ન્યુટ્રોન સ્ટારને શોધવું તેની ઓછી તેજને કારણે વધુ મુશ્કેલ છે. રેડિયેશનમાં ઊર્જાના સંક્રમણને કારણે ભ્રમણકક્ષાનો સમયગાળો ધીમે ધીમે ઘટતો જાય છે.
ન્યુટ્રોન તારાના બાહ્ય પડમાં સ્ફટિકીય પદાર્થનો સમાવેશ થાય છે, મુખ્યત્વે આયર્ન અને તેના પડોશી તત્વો. બાકીનો મોટા ભાગનો સમૂહ ન્યુટ્રોન છે; તારાની ઘનતા કેન્દ્ર તરફ વધે છે અને પરમાણુ પદાર્થની ઘનતા કરતાં નોંધપાત્ર રીતે વધુ મૂલ્યો સુધી પહોંચી શકે છે. આવી ઘનતા પર દ્રવ્યની વર્તણૂક નબળી રીતે સમજી શકાય છે. ફ્રી ક્વાર્ક વિશે સિદ્ધાંતો છે, જેમાં માત્ર પ્રથમ પેઢી જ નહીં, હેડ્રોનિક દ્રવ્યની આટલી ઘનતા પર છે. ન્યુટ્રોન દ્રવ્યની સુપરકન્ડક્ટીંગ અને સુપરફ્લુઇડ સ્થિતિઓ શક્ય છે.
ન્યુટ્રોન સ્ટારને ઠંડુ કરવા માટે 2 મિકેનિઝમ્સ છે. તેમાંથી એક ફોટોનનું ઉત્સર્જન છે, જેમ કે દરેક જગ્યાએ. બીજી મિકેનિઝમ ન્યુટ્રિનો છે. જ્યાં સુધી મુખ્ય તાપમાન 10 8 K કરતા વધારે હોય ત્યાં સુધી તે પ્રવર્તે છે. આ સામાન્ય રીતે 10 6 K થી ઉપરના સપાટીના તાપમાનને અનુરૂપ હોય છે અને 10 5 −10 6 વર્ષ સુધી ચાલે છે. ન્યુટ્રિનો ઉત્સર્જિત કરવાની ઘણી રીતો છે:
બ્લેક હોલ્સ
જો મૂળ તારાનું દળ 30 સૌર દળ કરતાં વધી જાય, તો સુપરનોવા વિસ્ફોટમાં બનેલો કોર 3 M C કરતાં ભારે હશે. આ દળ પર, ન્યુટ્રોન વાયુનું દબાણ હવે ગુરુત્વાકર્ષણને રોકી શકતું નથી, અને કોર ન્યુટ્રોન સ્ટાર સ્ટેજ પર અટકતું નથી, પરંતુ સતત તૂટી જતું રહે છે (જોકે, પ્રાયોગિક રીતે શોધાયેલ ન્યુટ્રોન તારાઓનું દળ 2 કરતાં વધુ સૂર્યનું દળ નથી, ત્રણ નહીં). આ વખતે કંઈપણ પતન અટકાવશે નહીં, અને બ્લેક હોલ રચાય છે. આ પદાર્થ સંપૂર્ણ રીતે સાપેક્ષવાદી પ્રકૃતિ ધરાવે છે અને તેને સામાન્ય સાપેક્ષતા વિના સમજાવી શકાતું નથી. હકીકત એ હોવા છતાં કે, સિદ્ધાંત મુજબ, પદાર્થ એક બિંદુમાં તૂટી પડ્યો છે - એક એકલતા, બ્લેક હોલની બિન-શૂન્ય ત્રિજ્યા છે, જેને શ્વાર્ઝચાઇલ્ડ ત્રિજ્યા કહેવાય છે:
R Ш = 2GM/s 2.
ત્રિજ્યા બ્લેક હોલના ગુરુત્વાકર્ષણ ક્ષેત્રની સીમાને ચિહ્નિત કરે છે, જે ફોટોન માટે પણ દુસ્તર છે, જેને ઘટના ક્ષિતિજ કહેવાય છે. ઉદાહરણ તરીકે, સૂર્યની શ્વાર્ઝચીલ્ડ ત્રિજ્યા માત્ર 3 કિમી છે. ઘટના ક્ષિતિજની બહાર, બ્લેક હોલનું ગુરુત્વાકર્ષણ ક્ષેત્ર તેના સમૂહના સામાન્ય પદાર્થ જેટલું જ છે. બ્લેક હોલ ફક્ત પરોક્ષ અસરો દ્વારા જ જોઈ શકાય છે, કારણ કે તે પોતે કોઈ નોંધપાત્ર ઊર્જા ઉત્સર્જન કરતું નથી.
ઘટનાની ક્ષિતિજમાંથી કંઈ પણ છટકી શકતું નથી, તેમ છતાં પણ બ્લેક હોલ રેડિયેશન બનાવી શકે છે. ક્વોન્ટમ ભૌતિક શૂન્યાવકાશમાં, વર્ચ્યુઅલ પાર્ટિકલ-એન્ટીપાર્ટિકલ જોડીઓ સતત જન્મે છે અને અદૃશ્ય થઈ રહી છે. બ્લેક હોલનું મજબૂત ગુરુત્વાકર્ષણ ક્ષેત્ર તેઓ અદૃશ્ય થઈ જાય અને એન્ટિપાર્ટિકલને શોષી લે તે પહેલાં તેમની સાથે સંપર્ક કરી શકે છે. જો વર્ચ્યુઅલ એન્ટિપાર્ટિકલની કુલ ઊર્જા નકારાત્મક હતી, તો બ્લેક હોલ માસ ગુમાવે છે, અને બાકીનો કણો વાસ્તવિક બને છે અને બ્લેક હોલના ક્ષેત્રથી દૂર ઉડવા માટે પૂરતી ઊર્જા મેળવે છે. આ રેડિયેશનને હોકિંગ રેડિયેશન કહેવામાં આવે છે અને તેમાં બ્લેક બોડી સ્પેક્ટ્રમ છે. ચોક્કસ તાપમાન તેના માટે આભારી હોઈ શકે છે:
મોટાભાગના બ્લેક હોલના સમૂહ પર આ પ્રક્રિયાની અસર કોસ્મિક માઇક્રોવેવ પૃષ્ઠભૂમિ કિરણોત્સર્ગમાંથી પણ પ્રાપ્ત થતી ઊર્જાની સરખામણીમાં નહિવત્ છે. અપવાદ અવશેષ માઇક્રોસ્કોપિક બ્લેક હોલ છે, જે બ્રહ્માંડના ઉત્ક્રાંતિના પ્રારંભિક તબક્કામાં રચાયેલ હોઈ શકે છે. નાના કદ બાષ્પીભવનની પ્રક્રિયાને ઝડપી બનાવે છે અને સામૂહિક લાભની પ્રક્રિયાને ધીમી કરે છે. આવા બ્લેક હોલના બાષ્પીભવનના અંતિમ તબક્કાનો અંત વિસ્ફોટમાં થવો જોઈએ. વર્ણન સાથે મેળ ખાતા કોઈ વિસ્ફોટો ક્યારેય રેકોર્ડ કરવામાં આવ્યા નથી.
બ્લેક હોલમાં પડતો પદાર્થ ગરમ થાય છે અને એક્સ-રે રેડિયેશનનો સ્ત્રોત બની જાય છે, જે બ્લેક હોલની હાજરીના પરોક્ષ સંકેત તરીકે કામ કરે છે. જ્યારે ઉચ્ચ કોણીય વેગ ધરાવતું પદાર્થ બ્લેક હોલ પર પડે છે, ત્યારે તે તેની આસપાસ ફરતી એક્ક્રિશન ડિસ્ક બનાવે છે, જેમાં કણો બ્લેક હોલમાં પડતા પહેલા ઊર્જા અને કોણીય વેગ ગુમાવે છે. સુપરમાસીવ બ્લેક હોલના કિસ્સામાં, ડિસ્કની ધરી સાથે બે અલગ-અલગ દિશાઓ દેખાય છે, જેમાં ઉત્સર્જિત રેડિયેશન અને ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક અસરોનું દબાણ ડિસ્કમાંથી બહાર નીકળેલા કણોને વેગ આપે છે. આ બંને દિશામાં પદાર્થના શક્તિશાળી જેટ બનાવે છે, જે રજીસ્ટર પણ થઈ શકે છે. એક સિદ્ધાંત મુજબ, આ રીતે સક્રિય ગેલેક્ટીક ન્યુક્લી અને ક્વાસારની રચના કરવામાં આવે છે.
ફરતું બ્લેક હોલ એ વધુ જટિલ પદાર્થ છે. તેના પરિભ્રમણ સાથે, તે ઘટના ક્ષિતિજ ("લેન્સ-થિરિંગ ઇફેક્ટ")ની બહાર અવકાશના ચોક્કસ પ્રદેશને "કેપ્ચર" કરે છે. આ પ્રદેશને એર્ગોસ્ફિયર કહેવામાં આવે છે, તેની સીમાને સ્થિરતાની મર્યાદા કહેવામાં આવે છે. સ્થિર મર્યાદા એ એક લંબગોળ છે જે બ્લેક હોલના પરિભ્રમણના બે ધ્રુવો પર ઘટના ક્ષિતિજ સાથે એકરુપ છે.
ફરતા બ્લેક હોલમાં એર્ગોસ્ફિયરમાં ફસાયેલા કણોમાં ઊર્જાના ટ્રાન્સફર દ્વારા ઊર્જાના નુકશાનની વધારાની પદ્ધતિ હોય છે. ઊર્જાની આ ખોટ કોણીય વેગના નુકશાન સાથે છે અને પરિભ્રમણ ધીમી કરે છે.
સંદર્ભો
- એસ.બી.પોપોવ, એમ.ઇ.પ્રોખોરોવ "એસ્ટ્રોફિઝિક્સ ઓફ સિંગલ ન્યુટ્રોન સ્ટાર્સ: રેડિયો-કાઈટ ન્યુટ્રોન સ્ટાર્સ એન્ડ મેગ્નેટર્સ" SAI MSU, 2002
- વિલિયમ જે. કૌફમેન "ધ કોસ્મિક ફ્રન્ટીયર્સ ઓફ રિલેટિવિટી" 1977
- અન્ય ઈન્ટરનેટ સ્ત્રોતો
20 ડિસેમ્બર 10 ગ્રામ.
