ઉત્ક્રાંતિનો સ્ટાર શૂટિંગ. તારાનું જીવન ચક્ર - વર્ણન, આકૃતિ અને રસપ્રદ તથ્યો

જો કે તારાઓ માનવ સમયના ધોરણે શાશ્વત લાગે છે, તેઓ, પ્રકૃતિની દરેક વસ્તુની જેમ, જન્મે છે, જીવે છે અને મૃત્યુ પામે છે. સામાન્ય રીતે સ્વીકૃત ગેસ-ડસ્ટ ક્લાઉડની પૂર્વધારણા મુજબ, તારાઓનો જન્મ તારાઓ વચ્ચેના ગેસ-ધૂળના વાદળના ગુરુત્વાકર્ષણ સંકોચનના પરિણામે થાય છે. જેમ જેમ વાદળ જાડું થાય છે, તેમ તે સૌપ્રથમ રચાય છે પ્રોટોસ્ટારકણોની થર્મલ ગતિની ગતિ થ્રેશોલ્ડને ઓળંગવા માટે જરૂરી મર્યાદા સુધી પહોંચે ત્યાં સુધી તેના કેન્દ્ર પરનું તાપમાન સતત વધતું જાય છે, જેના પછી પ્રોટોન મ્યુચ્યુઅલ ઇલેક્ટ્રોસ્ટેટિક રિસ્પ્યુલેશનના મેક્રોસ્કોપિક દળોને દૂર કરવામાં સક્ષમ બને છે. સેમીકુલોમ્બનો કાયદો) અને થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયામાં પ્રવેશ કરો ( સેમીન્યુક્લિયર સડો અને ફ્યુઝન).

મલ્ટિ-સ્ટેજ થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયાના પરિણામે, ચાર પ્રોટોન આખરે હિલીયમ ન્યુક્લિયસ (2 પ્રોટોન + 2 ન્યુટ્રોન) બનાવે છે અને વિવિધ પ્રાથમિક કણોનો સંપૂર્ણ ફુવારો બહાર આવે છે. અંતિમ સ્થિતિમાં, રચાયેલા કણોનો કુલ સમૂહ છે ઓછુંચાર પ્રારંભિક પ્રોટોનનો સમૂહ, જેનો અર્થ છે કે પ્રતિક્રિયા દરમિયાન મુક્ત ઊર્જા મુક્ત થાય છે ( સેમીસાપેક્ષતાનો સિદ્ધાંત). આને કારણે, નવજાત તારાનો આંતરિક ભાગ અતિ-ઉચ્ચ તાપમાને ઝડપથી ગરમ થાય છે, અને તેની વધારાની ઊર્જા તેની ઓછી ગરમ સપાટી તરફ - અને બહાર આવવા લાગે છે. તે જ સમયે, તારાની મધ્યમાં દબાણ વધવાનું શરૂ થાય છે ( સેમીઆદર્શ ગેસની સ્થિતિનું સમીકરણ). આમ, થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાની પ્રક્રિયામાં હાઇડ્રોજનને "બર્ન" કરીને, તારો ગુરુત્વાકર્ષણના આકર્ષણના દળોને અતિ-ગીચ સ્થિતિમાં સંકુચિત થવા દેતો નથી, સતત નવેસરથી આંતરિક થર્મલ દબાણ સાથે ગુરુત્વાકર્ષણના પતનનો સામનો કરે છે, પરિણામે સ્થિર થાય છે. ઊર્જા સંતુલન. હાઇડ્રોજનને સક્રિય રીતે બાળી રહેલા તારાઓ તેમના જીવન ચક્ર અથવા ઉત્ક્રાંતિના "પ્રાથમિક તબક્કા"માં હોવાનું કહેવાય છે. સેમીહર્ટ્ઝસ્પ્રંગ-રસેલ ડાયાગ્રામ). તારાની અંદર એક રાસાયણિક તત્વનું બીજામાં રૂપાંતર કહેવાય છે ન્યુક્લિયર ફ્યુઝનઅથવા ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસ.

ખાસ કરીને, સૂર્ય લગભગ 5 અબજ વર્ષોથી સક્રિય ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસની પ્રક્રિયામાં હાઇડ્રોજનને બાળી નાખવાના સક્રિય તબક્કામાં છે, અને તેના ચાલુ રાખવા માટેના મુખ્ય ભાગમાં હાઇડ્રોજનનો ભંડાર બીજા 5.5 અબજ વર્ષો માટે આપણા લ્યુમિનરી માટે પૂરતો હોવો જોઈએ. તારો જેટલો મોટો હોય છે, તેટલો વધારે હાઇડ્રોજન ઇંધણનો પુરવઠો તેની પાસે હોય છે, પરંતુ ગુરુત્વાકર્ષણના પતનનાં દળોનો સામનો કરવા માટે, તેણે હાઇડ્રોજનને એવી તીવ્રતાએ બાળવું જોઈએ કે જે તારાના જથ્થામાં વધારો થતાં હાઇડ્રોજન અનામતના વિકાસ દર કરતાં વધી જાય. આમ, તારો જેટલો મોટો હોય છે, તેટલો તેનું આયુષ્ય ઓછું હોય છે, જે હાઇડ્રોજનના ભંડારના ઘટાડા દ્વારા નિર્ધારિત થાય છે, અને સૌથી મોટા તારાઓ શાબ્દિક રીતે "કેટલાક" લાખો વર્ષોમાં બળી જાય છે. બીજી તરફ, સૌથી નાના તારાઓ સેંકડો અબજો વર્ષો સુધી આરામથી જીવે છે. તેથી, આ સ્કેલ પર, આપણો સૂર્ય "મજબૂત મધ્યમ વર્ગ" નો છે.

વહેલા કે પછી, કોઈપણ તારો તેની થર્મોન્યુક્લિયર ભઠ્ઠીમાં દહન માટે યોગ્ય તમામ હાઇડ્રોજનનો ઉપયોગ કરશે. આગળ શું છે? તે તારાના સમૂહ પર પણ આધાર રાખે છે. સૂર્ય (અને બધા તારાઓ તેના દળને આઠ ગણા કરતા વધારે નથી) મારા જીવનનો અંત ખૂબ જ મામૂલી રીતે કરે છે. જેમ જેમ તારાના આંતરડામાં હાઇડ્રોજનનો ભંડાર ઓછો થતો જાય છે તેમ, ગુરુત્વાકર્ષણ સંકોચનના દળો, જે તારાના જન્મની ક્ષણથી જ આ ઘડીની ધીરજપૂર્વક રાહ જોઈ રહ્યા હતા, તે ઉપરનો હાથ મેળવવાનું શરૂ કરે છે - અને તેમના પ્રભાવ હેઠળ. તારો સંકોચવા માંડે છે અને ગાઢ બને છે. આ પ્રક્રિયાની બેવડી અસર થાય છે: તારાના મૂળની આસપાસના સ્તરોમાંનું તાપમાન એ સ્તર સુધી વધે છે કે જ્યાં ત્યાં સમાયેલ હાઇડ્રોજન આખરે હિલીયમ બનાવવા માટે થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝનમાંથી પસાર થાય છે. તે જ સમયે, કોરનું તાપમાન, જે હવે લગભગ સંપૂર્ણ હિલીયમ ધરાવે છે, તે એટલું વધે છે કે હિલીયમ પોતે જ - વિલીન થતી પ્રાથમિક ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસ પ્રતિક્રિયાની એક પ્રકારની "રાખ" - નવી થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયામાં પ્રવેશ કરે છે: ત્રણમાંથી હિલીયમ ન્યુક્લી એક કાર્બન ન્યુક્લિયસ બને છે. ગૌણ થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયાની આ પ્રક્રિયા, પ્રાથમિક પ્રતિક્રિયાના ઉત્પાદનો દ્વારા બળતણ, તારાઓના જીવન ચક્રની મુખ્ય ક્ષણોમાંની એક છે.

તારાના કોરમાં હિલીયમના ગૌણ કમ્બશન દરમિયાન, એટલી બધી ઉર્જા છૂટી જાય છે કે તારો શાબ્દિક રીતે ફૂલવા લાગે છે. ખાસ કરીને, જીવનના આ તબક્કે સૂર્યનો શેલ શુક્રની ભ્રમણકક્ષાની બહાર વિસ્તરશે. આ કિસ્સામાં, તારાના કિરણોત્સર્ગની કુલ ઊર્જા તેના જીવનના મુખ્ય તબક્કા દરમિયાન લગભગ સમાન સ્તરે રહે છે, પરંતુ આ ઊર્જા હવે ખૂબ મોટા સપાટીના વિસ્તારમાંથી ઉત્સર્જિત થતી હોવાથી, તારાનું બાહ્ય પડ ઠંડું પડે છે. સ્પેક્ટ્રમનો લાલ ભાગ. તારો માં ફેરવાય છે લાલ જાયન્ટ.

સૌર-વર્ગના તારાઓ માટે, ગૌણ ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસ પ્રતિક્રિયાને શક્તિ આપતું બળતણ ખતમ થઈ ગયા પછી, ગુરુત્વાકર્ષણ પતનનો તબક્કો ફરી શરૂ થાય છે - આ વખતે અંતિમ. કોરની અંદરનું તાપમાન હવે થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાના આગલા સ્તરને શરૂ કરવા માટે જરૂરી સ્તર સુધી વધવા માટે સક્ષમ નથી. તેથી, જ્યાં સુધી ગુરુત્વાકર્ષણીય આકર્ષણના દળો આગામી બળ અવરોધ દ્વારા સંતુલિત ન થાય ત્યાં સુધી તારો સંકોચાય છે. દ્વારા તેમની ભૂમિકા ભજવવામાં આવે છે ડિજનરેટ ઇલેક્ટ્રોન ગેસ દબાણ(સેમીચંદ્રશેખર મર્યાદા). ઇલેક્ટ્રોન, જે આ તબક્કા સુધી તારાના ઉત્ક્રાંતિમાં બેરોજગાર વધારાની ભૂમિકા ભજવતા હતા, પરમાણુ ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયાઓમાં ભાગ લેતા નથી અને ફ્યુઝનની પ્રક્રિયામાં ન્યુક્લી વચ્ચે મુક્તપણે ફરતા હતા, સંકોચનના ચોક્કસ તબક્કે પોતાને "રહેવાની જગ્યા" થી વંચિત જણાય છે. અને તારાના વધુ ગુરુત્વાકર્ષણ સંકોચનનો "પ્રતિરોધ" કરવાનું શરૂ કરે છે. તારાની સ્થિતિ સ્થિર થાય છે, અને તે અધોગતિમાં ફેરવાય છે સફેદ વામન,જે સંપૂર્ણપણે ઠંડુ ન થાય ત્યાં સુધી અવકાશમાં અવશેષ ગરમી ફેલાવશે.

સૂર્ય કરતાં વધુ વિશાળ તારાઓ વધુ અદભૂત અંતનો સામનો કરે છે. હિલીયમના દહન પછી, કમ્પ્રેશન દરમિયાન તેમનો સમૂહ કોર અને શેલને આગલી ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસ પ્રતિક્રિયાઓ - કાર્બન, પછી સિલિકોન, મેગ્નેશિયમ - અને પરમાણુ સમૂહ વધવા માટે જરૂરી તાપમાને ગરમ કરવા માટે પૂરતો હોવાનું બહાર આવ્યું છે. તદુપરાંત, તારાના મૂળમાં દરેક નવી પ્રતિક્રિયાની શરૂઆત સાથે, પાછલી પ્રતિક્રિયા તેના શેલમાં ચાલુ રહે છે. વાસ્તવમાં, આયર્ન સહિત તમામ રાસાયણિક તત્વો, જે બ્રહ્માંડ બનાવે છે, આ પ્રકારના મૃત્યુ પામતા તારાઓની ઊંડાઈમાં ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસના પરિણામે ચોક્કસ રીતે રચાયા હતા. પરંતુ લોખંડ મર્યાદા છે; તે કોઈપણ તાપમાન અથવા દબાણ પર ન્યુક્લિયર ફ્યુઝન અથવા ક્ષીણ પ્રતિક્રિયાઓ માટે બળતણ તરીકે સેવા આપી શકતું નથી, કારણ કે તેનો ક્ષય અને તેમાં વધારાના ન્યુક્લિયનના ઉમેરણ બંને માટે બાહ્ય ઊર્જાના પ્રવાહની જરૂર પડે છે. પરિણામે, એક વિશાળ તારો ધીમે ધીમે પોતાની અંદર આયર્ન કોર એકઠા કરે છે, જે આગળની કોઈપણ પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓ માટે બળતણ તરીકે કામ કરી શકતું નથી.

એકવાર ન્યુક્લિયસની અંદર તાપમાન અને દબાણ ચોક્કસ સ્તરે પહોંચ્યા પછી, ઇલેક્ટ્રોન આયર્ન ન્યુક્લીના પ્રોટોન સાથે ક્રિયાપ્રતિક્રિયા કરવાનું શરૂ કરે છે, પરિણામે ન્યુટ્રોનની રચના થાય છે. અને ખૂબ જ ટૂંકા ગાળામાં - કેટલાક સિદ્ધાંતવાદીઓ માને છે કે આમાં થોડીક સેકંડ લાગે છે - તારાના અગાઉના ઉત્ક્રાંતિ દરમિયાન મુક્ત ઇલેક્ટ્રોન આયર્ન ન્યુક્લીના પ્રોટોનમાં શાબ્દિક રીતે ઓગળી જાય છે, તારાના મુખ્ય ભાગનો સંપૂર્ણ પદાર્થ એક રૂપમાં ફેરવાય છે. ન્યુટ્રોનનો નક્કર સમૂહ અને ગુરુત્વાકર્ષણના પતનમાં ઝડપથી સંકુચિત થવાનું શરૂ કરે છે, કારણ કે ડિજનરેટ ઇલેક્ટ્રોન ગેસનું પ્રતિરોધક દબાણ શૂન્ય થઈ જાય છે. તારાનો બાહ્ય શેલ, જેની નીચેથી તમામ આધાર પછાડવામાં આવે છે, તે કેન્દ્ર તરફ તૂટી જાય છે. ન્યુટ્રોન કોર સાથે તૂટેલા બાહ્ય શેલની અથડામણની ઊર્જા એટલી વધારે છે કે તે જબરદસ્ત ઝડપે ઉછળે છે અને કોરમાંથી બધી દિશામાં વિખેરાઈ જાય છે - અને તારો શાબ્દિક રીતે અંધકારમય ફ્લેશમાં વિસ્ફોટ થાય છે. સુપરનોવા તારાઓ. સેકન્ડોની બાબતમાં, સુપરનોવા વિસ્ફોટ એ જ સમયે આકાશગંગાના તમામ તારાઓ દ્વારા સંયુક્ત રીતે છોડવામાં આવે છે તેના કરતા વધુ ઊર્જા અવકાશમાં મુક્ત કરી શકે છે.

સુપરનોવા વિસ્ફોટ અને લગભગ 10-30 સૌર સમૂહ ધરાવતા તારાઓના શેલના વિસ્તરણ પછી, ચાલુ ગુરુત્વાકર્ષણ પતન ન્યુટ્રોન તારાની રચના તરફ દોરી જાય છે, જેનું મામલો ત્યાં સુધી સંકુચિત રહે છે જ્યાં સુધી તે પોતાને અનુભવવાનું શરૂ ન કરે. ડિજનરેટ ન્યુટ્રોનનું દબાણ -બીજા શબ્દોમાં કહીએ તો, હવે ન્યુટ્રોન્સ (જેમ કે ઇલેક્ટ્રોન અગાઉ કરતા હતા) વધુ સંકોચનનો પ્રતિકાર કરવાનું શરૂ કરે છે, જેની જરૂર પડે છે મારી જાતનેરહેવાની જગ્યા. આ સામાન્ય રીતે ત્યારે થાય છે જ્યારે તારો વ્યાસમાં લગભગ 15 કિમીના કદ સુધી પહોંચે છે. પરિણામ એ ઝડપથી ફરતો ન્યુટ્રોન તારો છે, જે તેના પરિભ્રમણની આવર્તન પર ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક પલ્સનું ઉત્સર્જન કરે છે; આવા તારાઓ કહેવાય છે પલ્સરઅંતે, જો તારાનું મુખ્ય દળ 30 સૌર દળ કરતાં વધી જાય, તો તેના વધુ ગુરુત્વાકર્ષણ પતનને કંઈપણ રોકી શકશે નહીં, અને સુપરનોવા વિસ્ફોટમાં પરિણમે છે.

તારાઓ, લોકોની જેમ, નવજાત, યુવાન, વૃદ્ધ હોઈ શકે છે. દરેક ક્ષણે કેટલાક તારાઓ મૃત્યુ પામે છે અને અન્ય બને છે. સામાન્ય રીતે તેમાંથી સૌથી નાના સૂર્ય સમાન હોય છે. તેઓ રચનાના તબક્કે છે અને વાસ્તવમાં પ્રોટોસ્ટાર છે. ખગોળશાસ્ત્રીઓ તેમને તેમના પ્રોટોટાઇપ પછી T-વૃષભ તારા કહે છે. તેમના ગુણધર્મોની દ્રષ્ટિએ - ઉદાહરણ તરીકે, તેજસ્વીતા - પ્રોટોસ્ટાર્સ ચલ છે, કારણ કે તેમનું અસ્તિત્વ હજુ સુધી સ્થિર તબક્કામાં પ્રવેશ્યું નથી. તેમાંથી ઘણાની આસપાસ મોટા પ્રમાણમાં દ્રવ્ય હોય છે. T-પ્રકારના તારાઓમાંથી શક્તિશાળી પવન પ્રવાહો નીકળે છે.

પ્રોટોસ્ટાર્સ: તેમના જીવન ચક્રની શરૂઆત

જો પદાર્થ પ્રોટોસ્ટારની સપાટી પર પડે છે, તો તે ઝડપથી બળી જાય છે અને ગરમીમાં ફેરવાય છે. પરિણામે, પ્રોટોસ્ટારનું તાપમાન સતત વધી રહ્યું છે. જ્યારે તે એટલું ઊંચું વધે છે કે તારાની મધ્યમાં પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓ શરૂ થાય છે, ત્યારે પ્રોટોસ્ટાર એક સામાન્ય સ્થિતિ પ્રાપ્ત કરે છે. પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓની શરૂઆત સાથે, તારા પાસે ઊર્જાનો સતત સ્ત્રોત છે જે તેના જીવનને લાંબા સમય સુધી ટેકો આપે છે. બ્રહ્માંડમાં તારાનું જીવન ચક્ર કેટલું લાંબું હશે તે તેના મૂળ કદ પર આધારિત છે. જો કે, એવું માનવામાં આવે છે કે સૂર્યના વ્યાસના તારાઓ લગભગ 10 અબજ વર્ષો સુધી આરામથી અસ્તિત્વમાં રહેવા માટે પૂરતી ઊર્જા ધરાવે છે. આ હોવા છતાં, એવું પણ બને છે કે તેનાથી પણ વધુ વિશાળ તારાઓ ફક્ત થોડા મિલિયન વર્ષો જીવે છે. આ એ હકીકતને કારણે છે કે તેઓ તેમના બળતણને ખૂબ ઝડપથી બાળે છે.

સામાન્ય કદના તારા

દરેક તારાઓ ગરમ ગેસનું ઝુંડ છે. તેમના ઊંડાણમાં, અણુ ઊર્જા ઉત્પન્ન કરવાની પ્રક્રિયા સતત થાય છે. જો કે, બધા તારા સૂર્ય જેવા હોતા નથી. મુખ્ય તફાવતોમાંનો એક રંગ છે. તારાઓ માત્ર પીળા જ નહીં, પણ વાદળી અને લાલ રંગના પણ હોય છે.

તેજ અને તેજ

તેઓ ચમકવા અને તેજ જેવી લાક્ષણિકતાઓમાં પણ અલગ પડે છે. પૃથ્વીની સપાટી પરથી જોવામાં આવેલો તારો કેટલો તેજસ્વી હશે તે ફક્ત તેની તેજસ્વીતા પર જ નહીં, પણ આપણા ગ્રહથી તેના અંતર પર પણ આધાર રાખે છે. પૃથ્વીથી તેમના અંતરને જોતાં, તારાઓમાં સંપૂર્ણપણે અલગ તેજ હોઈ શકે છે. આ સૂચક સૂર્યની તેજના દસ-હજારમા ભાગથી લઈને એક મિલિયન કરતાં વધુ સૂર્યની તુલનામાં તેજ સુધીનો છે.

મોટાભાગના તારાઓ આ સ્પેક્ટ્રમના નીચલા છેડે છે, ઝાંખા છે. ઘણી રીતે, સૂર્ય એ સરેરાશ, લાક્ષણિક તારો છે. જો કે, અન્યની તુલનામાં, તે ઘણી વધારે તેજ ધરાવે છે. નરી આંખે પણ મોટી સંખ્યામાં ઝાંખા તારાઓ જોઈ શકાય છે. તારાઓની તેજમાં ભિન્નતાનું કારણ તેમના સમૂહને કારણે છે. સમય જતાં રંગ, ચમક અને તેજમાં ફેરફાર પદાર્થની માત્રા દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે.

તારાઓના જીવન ચક્રને સમજાવવાનો પ્રયાસ

લોકોએ લાંબા સમયથી તારાઓના જીવનને શોધવાનો પ્રયાસ કર્યો છે, પરંતુ વૈજ્ઞાનિકોના પ્રથમ પ્રયાસો ડરપોક હતા. ગુરુત્વાકર્ષણ સંકોચનની હેલ્મહોલ્ટ્ઝ-કેલ્વિન પૂર્વધારણા માટે લેનના કાયદાનો પ્રથમ આગોતરો ઉપયોગ હતો. આનાથી ખગોળશાસ્ત્રમાં નવી સમજ આવી: સૈદ્ધાંતિક રીતે, તારાનું તાપમાન વધવું જોઈએ (તેનું સૂચક તારાની ત્રિજ્યાના વિપરિત પ્રમાણસર છે) જ્યાં સુધી ઘનતામાં વધારો સંકોચન પ્રક્રિયાઓને ધીમો ન પાડે ત્યાં સુધી. પછી ઊર્જાનો વપરાશ તેની આવક કરતાં વધુ હશે. આ ક્ષણે, તારો ઝડપથી ઠંડુ થવાનું શરૂ કરશે.

તારાઓના જીવન વિશેની પૂર્વધારણાઓ

ખગોળશાસ્ત્રી નોર્મન લોકિયર દ્વારા તારાના જીવન ચક્ર વિશેની મૂળ પૂર્વધારણાઓમાંની એક પ્રસ્તાવિત કરવામાં આવી હતી. તે માનતો હતો કે તારાઓ ઉલ્કા પદાર્થમાંથી ઉત્પન્ન થાય છે. તદુપરાંત, તેમની પૂર્વધારણાની જોગવાઈઓ માત્ર ખગોળશાસ્ત્રમાં ઉપલબ્ધ સૈદ્ધાંતિક નિષ્કર્ષ પર જ નહીં, પણ તારાઓના સ્પેક્ટ્રલ વિશ્લેષણના ડેટા પર પણ આધારિત હતી. લોકિયરને ખાતરી હતી કે રાસાયણિક તત્વો જે અવકાશી પદાર્થોના ઉત્ક્રાંતિમાં ભાગ લે છે તેમાં પ્રાથમિક કણો - "પ્રોટોએલિમેન્ટ્સ" હોય છે. આધુનિક ન્યુટ્રોન, પ્રોટોન અને ઇલેક્ટ્રોનથી વિપરીત, તેમની પાસે સામાન્ય નથી, પરંતુ વ્યક્તિગત પાત્ર છે. ઉદાહરણ તરીકે, લોકિયરના મતે, હાઇડ્રોજન "પ્રોટોહાઇડ્રોજન" તરીકે ઓળખાય છે તેમાં ક્ષીણ થાય છે; આયર્ન "પ્રોટો-આયર્ન" બની જાય છે. અન્ય ખગોળશાસ્ત્રીઓએ પણ તારાના જીવન ચક્રનું વર્ણન કરવાનો પ્રયાસ કર્યો, ઉદાહરણ તરીકે, જેમ્સ હોપવુડ, યાકોવ ઝેલ્ડોવિચ, ફ્રેડ હોયલ.

જાયન્ટ તારાઓ અને વામન તારા

મોટા તારાઓ સૌથી ગરમ અને તેજસ્વી છે. તેઓ સામાન્ય રીતે દેખાવમાં સફેદ અથવા વાદળી હોય છે. તેઓ કદમાં વિશાળ હોવા છતાં, તેમની અંદરનું બળતણ એટલું ઝડપથી બળી જાય છે કે તેઓ માત્ર થોડા મિલિયન વર્ષોમાં તેનાથી વંચિત રહી જાય છે.

નાના તારાઓ, વિશાળ તારાઓથી વિપરીત, સામાન્ય રીતે એટલા તેજસ્વી હોતા નથી. તેઓ લાલ રંગના હોય છે અને લાંબા સમય સુધી જીવે છે - અબજો વર્ષો સુધી. પરંતુ આકાશમાં તેજસ્વી તારાઓમાં લાલ અને નારંગી પણ છે. એક ઉદાહરણ એલ્ડેબરન તારો છે - કહેવાતા "બળદની આંખ", જે વૃષભ નક્ષત્રમાં સ્થિત છે; અને વૃશ્ચિક રાશિમાં પણ. શા માટે આ ઠંડા તારાઓ સિરિયસ જેવા ગરમ તારાઓ સાથે તેજમાં સ્પર્ધા કરવા સક્ષમ છે?

આ એ હકીકતને કારણે છે કે તેઓ એક સમયે ખૂબ જ વિસ્તરણ પામ્યા હતા, અને તેમનો વ્યાસ વિશાળ લાલ તારાઓ (સુપરજીયન્ટ્સ) કરતાં વધી ગયો હતો. વિશાળ વિસ્તાર આ તારાઓને સૂર્ય કરતાં વધુ ઉર્જાનો ક્રમ ઉત્સર્જિત કરવાની મંજૂરી આપે છે. તેમનું તાપમાન ઘણું ઓછું હોવા છતાં આ છે. ઉદાહરણ તરીકે, ઓરિઅન નક્ષત્રમાં સ્થિત Betelgeuse નો વ્યાસ સૂર્યના વ્યાસ કરતા અનેક ગણો મોટો છે. અને સામાન્ય લાલ તારાઓનો વ્યાસ સામાન્ય રીતે સૂર્યના કદના દસમા ભાગનો પણ હોતો નથી. આવા તારાઓને વામન કહેવામાં આવે છે. દરેક અવકાશી પદાર્થ આ પ્રકારના તારા જીવન ચક્રમાંથી પસાર થઈ શકે છે - તેના જીવનના વિવિધ તબક્કામાં સમાન તારો લાલ જાયન્ટ અને વામન બંને હોઈ શકે છે.

એક નિયમ તરીકે, સૂર્ય જેવા લ્યુમિનાયર્સ અંદર મળી આવેલા હાઇડ્રોજનને કારણે તેમના અસ્તિત્વને સમર્થન આપે છે. તે તારાના ન્યુક્લિયર કોરની અંદર હિલીયમમાં ફેરવાય છે. સૂર્યમાં બળતણનો વિશાળ જથ્થો છે, પરંતુ તે પણ અનંત નથી - છેલ્લા પાંચ અબજ વર્ષોમાં, પુરવઠાનો અડધો ભાગ વપરાઈ ગયો છે.

તારાઓનું જીવનકાળ. તારાઓનું જીવન ચક્ર

એકવાર તારાની અંદર હાઇડ્રોજનનો પુરવઠો ઓછો થઈ જાય, મોટા ફેરફારો થાય છે. બાકીનું હાઇડ્રોજન તેના કોર અંદર નહીં, પરંતુ સપાટી પર બળવાનું શરૂ કરે છે. તે જ સમયે, તારાનું આયુષ્ય વધુને વધુ ટૂંકું થાય છે. આ સમયગાળા દરમિયાન, તારાઓનું ચક્ર, તેમાંના મોટાભાગના, લાલ વિશાળ તબક્કામાં પ્રવેશ કરે છે. તારાનું કદ મોટું થાય છે, અને તેનું તાપમાન, તેનાથી વિપરીત, ઘટે છે. આ રીતે મોટાભાગના લાલ જાયન્ટ્સ અને સુપરજાયન્ટ્સ દેખાય છે. આ પ્રક્રિયા તારાઓમાં થતા ફેરફારોના સામાન્ય ક્રમનો એક ભાગ છે, જેને વૈજ્ઞાનિકો તારાઓની ઉત્ક્રાંતિ કહે છે. તારાના જીવન ચક્રમાં તેના તમામ તબક્કાઓનો સમાવેશ થાય છે: છેવટે, બધા તારાઓ વૃદ્ધ થાય છે અને મૃત્યુ પામે છે, અને તેમના અસ્તિત્વનો સમયગાળો સીધા બળતણની માત્રા દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે. મોટા સ્ટાર્સ તેમના જીવનનો અંત એક વિશાળ, અદભૂત વિસ્ફોટ સાથે કરે છે. વધુ નમ્ર લોકો, તેનાથી વિપરીત, મૃત્યુ પામે છે, ધીમે ધીમે સફેદ દ્વાર્ફના કદમાં સંકોચાય છે. પછી તેઓ માત્ર અદૃશ્ય થઈ જાય છે.

સરેરાશ તારો કેટલો સમય જીવે છે? તારાનું જીવન ચક્ર 1.5 મિલિયન વર્ષથી ઓછા સમયથી 1 અબજ વર્ષ કે તેથી વધુ સમય સુધી ટકી શકે છે. આ બધું, જેમ કહ્યું છે, તેની રચના અને કદ પર આધાર રાખે છે. સૂર્ય જેવા તારાઓ 10 થી 16 અબજ વર્ષ જીવે છે. સિરિયસ જેવા ખૂબ જ તેજસ્વી તારાઓ પ્રમાણમાં ટૂંકા જીવન ધરાવે છે - માત્ર થોડાક સો મિલિયન વર્ષો. સ્ટાર લાઇફ સાઇકલ ડાયાગ્રામમાં નીચેના તબક્કાઓનો સમાવેશ થાય છે. આ એક પરમાણુ વાદળ છે - વાદળનું ગુરુત્વાકર્ષણ પતન - સુપરનોવાનો જન્મ - પ્રોટોસ્ટારની ઉત્ક્રાંતિ - પ્રોટોસ્ટેલર તબક્કાનો અંત. પછી તબક્કાઓને અનુસરો: યુવા તારાના તબક્કાની શરૂઆત - મધ્ય જીવન - પરિપક્વતા - લાલ જાયન્ટ સ્ટેજ - ગ્રહોની નિહારિકા - સફેદ વામન તબક્કો. છેલ્લા બે તબક્કા નાના તારાઓની લાક્ષણિકતા છે.

ગ્રહોની નિહારિકાની પ્રકૃતિ

તેથી, અમે સંક્ષિપ્તમાં તારાના જીવન ચક્રને જોયા. પરંતુ એક વિશાળ લાલ જાયન્ટથી સફેદ વામનમાં શું પરિવર્તન થાય છે, કેટલીકવાર તારાઓ તેમના બાહ્ય સ્તરો ઉતારે છે, અને પછી તારાનો મુખ્ય ભાગ ખુલ્લા થઈ જાય છે. તારા દ્વારા ઉત્સર્જિત ઊર્જાના પ્રભાવ હેઠળ ગેસ શેલ ચમકવા લાગે છે. આ તબક્કાને તેનું નામ એ હકીકતને કારણે મળ્યું છે કે આ શેલમાં તેજસ્વી ગેસ પરપોટા ઘણીવાર ગ્રહોની આસપાસ ડિસ્ક જેવા દેખાય છે. પરંતુ વાસ્તવમાં તેમને ગ્રહો સાથે કોઈ લેવાદેવા નથી. બાળકો માટે તારાઓના જીવન ચક્રમાં તમામ વૈજ્ઞાનિક વિગતો શામેલ હોઈ શકતી નથી. કોઈ પણ અવકાશી પદાર્થોના ઉત્ક્રાંતિના મુખ્ય તબક્કાઓનું જ વર્ણન કરી શકે છે.

સ્ટાર ક્લસ્ટરો

ખગોળશાસ્ત્રીઓ અન્વેષણ કરવાનું પસંદ કરે છે, એવી પૂર્વધારણા છે કે બધા લ્યુમિનાયર્સ જૂથોમાં જન્મે છે, વ્યક્તિગત રીતે નહીં. સમાન સમૂહના તારાઓ સમાન ગુણધર્મો ધરાવતા હોવાથી, તેમની વચ્ચેનો તફાવત સાચો છે અને પૃથ્વીના અંતરને કારણે નથી. આ તારાઓમાં જે પણ ફેરફારો થાય છે, તે એક જ સમયે અને સમાન પરિસ્થિતિઓમાં ઉદ્ભવે છે. સામૂહિક પર તેમની મિલકતોની અવલંબનનો અભ્યાસ કરીને ખાસ કરીને ઘણું જ્ઞાન મેળવી શકાય છે. છેવટે, ક્લસ્ટરોમાંના તારાઓની ઉંમર અને પૃથ્વીથી તેમનું અંતર લગભગ સમાન છે, તેથી તેઓ ફક્ત આ સૂચકમાં અલગ પડે છે. ક્લસ્ટરો માત્ર વ્યાવસાયિક ખગોળશાસ્ત્રીઓ માટે જ રસ ધરાવશે નહીં - દરેક કલાપ્રેમી સુંદર ફોટોગ્રાફ લેવા માટે ખુશ થશે અને પ્લેનેટોરિયમમાં તેમના અપવાદરૂપે સુંદર દૃશ્યની પ્રશંસા કરશે.

તારાઓ અને સમગ્ર તારાવિશ્વોનો જન્મ તેમના મૃત્યુની જેમ કાયમી ધોરણે થાય છે. એક તારાનું અદૃશ્ય થવું એ બીજાના દેખાવની ભરપાઈ કરે છે, તેથી અમને લાગે છે કે સમાન પ્રકાશ સતત આકાશમાં છે.

તારાઓ તેમના જન્મને ઇન્ટરસ્ટેલર ક્લાઉડના સંકોચનની પ્રક્રિયાને આભારી છે, જે ગેસના દબાણમાં તીવ્ર ઘટાડાથી પ્રભાવિત થાય છે. સંકુચિત ગેસના સમૂહના આધારે, જન્મેલા તારાઓની સંખ્યા બદલાય છે: જો તે નાનો હોય, તો એક તારો જન્મે છે, જો તે મોટો હોય, તો પછી સમગ્ર ક્લસ્ટરની રચના શક્ય છે.

તારાના ઉદભવના તબક્કા

અહીં બે મુખ્ય તબક્કાઓને અલગ પાડવું જરૂરી છે - પ્રોટોસ્ટારનું ઝડપી સંકોચન અને ધીમું. પ્રથમ કિસ્સામાં, વિશિષ્ટ લક્ષણ ગુરુત્વાકર્ષણ છે: પ્રોટોસ્ટારની બાબત તેના કેન્દ્ર તરફ લગભગ મુક્ત પતનમાંથી પસાર થાય છે. આ તબક્કે, ગેસનું તાપમાન યથાવત રહે છે, તેની અવધિ લગભગ 100 હજાર વર્ષ છે, અને આ સમય દરમિયાન પ્રોટોસ્ટારનું કદ ખૂબ નોંધપાત્ર રીતે ઘટે છે.

અને જો પ્રથમ તબક્કે વધુ પડતી ગરમી સતત નીકળી રહી હોય, તો પ્રોટોસ્ટાર વધુ ગાઢ બને છે. ગરમીનું નિરાકરણ હવે આટલા ઊંચા દરે થતું નથી; પ્રોટોસ્ટારનું ધીમી સંકોચન વધુ લાંબું ચાલે છે - દસ મિલિયન વર્ષથી વધુ. અતિ-ઉચ્ચ તાપમાન (એક મિલિયન ડિગ્રીથી વધુ) પર પહોંચવા પર, થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ તેમના ટોલ લે છે, જે સંકોચનની સમાપ્તિ તરફ દોરી જાય છે. જે પછી પ્રોટોસ્ટારમાંથી એક નવો તારો બને છે.

તારાનું જીવન ચક્ર

તારાઓ જીવંત જીવો જેવા છે: તેઓ જન્મે છે, વિકાસની ટોચ પર પહોંચે છે અને પછી મૃત્યુ પામે છે. જ્યારે તારાના મધ્ય ભાગમાં હાઇડ્રોજન સમાપ્ત થાય છે ત્યારે મોટા ફેરફારો શરૂ થાય છે. તે શેલમાં પહેલેથી જ સળગાવવાનું શરૂ કરે છે, ધીમે ધીમે તેનું કદ વધે છે, અને તારો લાલ જાયન્ટ અથવા તો સુપરજાયન્ટમાં ફેરવાઈ શકે છે.

બધા તારાઓ સંપૂર્ણપણે અલગ જીવન ચક્ર ધરાવે છે, તે બધા તેમના સમૂહ પર આધારિત છે. જેનું વજન વધુ હોય છે તે લાંબા સમય સુધી જીવે છે અને અંતે વિસ્ફોટ થાય છે. આપણો સૂર્ય એક વિશાળ તારો નથી, તેથી આ પ્રકારના અવકાશી પદાર્થો એક અલગ અંતનો સામનો કરે છે: તેઓ ધીમે ધીમે ઝાંખા પડી જાય છે અને સફેદ વામન તરીકે ઓળખાતી ગાઢ રચના બની જાય છે.

લાલ જાયન્ટ

તારાઓ કે જેમણે તેમના હાઇડ્રોજન પુરવઠાનો ઉપયોગ કર્યો છે તે પ્રચંડ કદ પ્રાપ્ત કરી શકે છે. આવા લ્યુમિનાયર્સને રેડ જાયન્ટ્સ કહેવામાં આવે છે. તેમની વિશિષ્ટ વિશેષતા, તેમના કદ ઉપરાંત, તેમનું વિસ્તૃત વાતાવરણ અને ખૂબ નીચું સપાટીનું તાપમાન છે. સંશોધન દર્શાવે છે કે બધા તારા વિકાસના આ તબક્કામાંથી પસાર થતા નથી. માત્ર તે જ તારાઓ જેમાં નોંધપાત્ર સમૂહ હોય છે તે જ લાલ જાયન્ટ્સ બને છે.

સૌથી આકર્ષક પ્રતિનિધિઓ આર્ક્ટુરસ અને એન્ટારે છે, જેનાં દૃશ્યમાન સ્તરો પ્રમાણમાં નીચા તાપમાન ધરાવે છે, અને વિસર્જિત શેલ નોંધપાત્ર હદ ધરાવે છે. હિલીયમના ઇગ્નીશનની પ્રક્રિયા શરીરની અંદર થાય છે, જે તેજસ્વીતામાં તીવ્ર વધઘટની ગેરહાજરી દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છે.

સફેદ વામન

કદ અને સમૂહમાં નાના તારાઓ સફેદ દ્વાર્ફમાં ફેરવાય છે. તેમની ઘનતા અત્યંત ઊંચી છે (પાણીની ઘનતા કરતાં લગભગ એક મિલિયન ગણી વધારે છે), તેથી જ તારાનો પદાર્થ "ડિજનરેટ ગેસ" તરીકે ઓળખાતી સ્થિતિમાં પસાર થાય છે. સફેદ દ્વાર્ફની અંદર કોઈ થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ જોવા મળતી નથી, અને માત્ર ઠંડકની હકીકત તેને પ્રકાશ આપે છે. આ રાજ્યમાં તારાનું કદ અત્યંત નાનું છે. ઉદાહરણ તરીકે, ઘણા સફેદ દ્વાર્ફ પૃથ્વીના કદમાં સમાન હોય છે.

તારો-- એક અવકાશી પદાર્થ કે જેમાં થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ થઈ રહી છે, આવી છે અથવા થશે. તારાઓ ગેસ (પ્લાઝમા) ના વિશાળ તેજસ્વી દડા છે. ગુરુત્વાકર્ષણ સંકોચનના પરિણામે ગેસ-ધૂળ વાતાવરણ (હાઇડ્રોજન અને હિલીયમ) માંથી રચાય છે. તારાઓના આંતરિક ભાગમાં પદાર્થનું તાપમાન લાખો કેલ્વિનમાં માપવામાં આવે છે, અને તેમની સપાટી પર - હજારો કેલ્વિનમાં માપવામાં આવે છે. મોટાભાગના તારાઓની ઉર્જા હાઇડ્રોજનને હિલીયમમાં રૂપાંતરિત કરતી થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓના પરિણામે પ્રકાશિત થાય છે, જે આંતરિક પ્રદેશોમાં ઊંચા તાપમાને થાય છે. તારાઓને ઘણીવાર બ્રહ્માંડનું મુખ્ય શરીર કહેવામાં આવે છે, કારણ કે તેમાં કુદરતમાં તેજસ્વી પદાર્થોનો મોટો જથ્થો હોય છે. તારાઓ હિલીયમ અને હાઇડ્રોજન તેમજ અન્ય વાયુઓથી બનેલા વિશાળ, ગોળાકાર પદાર્થો છે. તારાની ઉર્જા તેના મૂળમાં સમાયેલ છે, જ્યાં હિલીયમ દર સેકન્ડે હાઇડ્રોજન સાથે ક્રિયાપ્રતિક્રિયા કરે છે. આપણા બ્રહ્માંડમાં કાર્બનિક દરેક વસ્તુની જેમ, તારાઓ ઉદભવે છે, વિકાસ પામે છે, બદલાય છે અને અદૃશ્ય થઈ જાય છે - આ પ્રક્રિયા અબજો વર્ષો લે છે અને તેને "સ્ટાર ઇવોલ્યુશન" ની પ્રક્રિયા કહેવામાં આવે છે.

1. તારાઓની ઉત્ક્રાંતિ

તારાઓની ઉત્ક્રાંતિ-- તારો તેના જીવન દરમિયાન જે ફેરફારોમાંથી પસાર થાય છે તેનો ક્રમ, એટલે કે હજારો, લાખો અથવા અબજો વર્ષોથી જ્યારે તે પ્રકાશ અને ગરમીનું ઉત્સર્જન કરે છે. તારો તેના જીવનની શરૂઆત ઇન્ટરસ્ટેલર ગેસના ઠંડા, દુર્લભ વાદળ તરીકે કરે છે (એક દુર્લભ વાયુ માધ્યમ જે તારાઓ વચ્ચેની તમામ જગ્યાને ભરે છે), તેના પોતાના ગુરુત્વાકર્ષણના પ્રભાવ હેઠળ સંકુચિત થાય છે અને ધીમે ધીમે બોલનો આકાર લે છે. જ્યારે સંકુચિત થાય છે, ત્યારે ગુરુત્વાકર્ષણ ઊર્જા (તમામ ભૌતિક સંસ્થાઓ વચ્ચેની સાર્વત્રિક મૂળભૂત ક્રિયાપ્રતિક્રિયા) ગરમીમાં ફેરવાય છે, અને પદાર્થનું તાપમાન વધે છે. જ્યારે કેન્દ્રમાં તાપમાન 15-20 મિલિયન K સુધી પહોંચે છે, ત્યારે થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ શરૂ થાય છે અને કમ્પ્રેશન બંધ થાય છે. પદાર્થ સંપૂર્ણ તારો બની જાય છે. તારાના જીવનનો પ્રથમ તબક્કો સૂર્ય જેવો જ છે - તે હાઇડ્રોજન ચક્રની પ્રતિક્રિયાઓ દ્વારા પ્રભુત્વ ધરાવે છે. હર્ટ્ઝસ્પ્રંગ-રસેલ ડાયાગ્રામ (ફિગ. 1) (સંપૂર્ણ તીવ્રતા, તેજસ્વીતા, સ્પેક્ટ્રલ પ્રકાર અને તારાની સપાટીના તાપમાન વચ્ચેનો સંબંધ દર્શાવે છે, 1910) ના મુખ્ય ક્રમ પર હોવાથી, તે તેના મોટાભાગના જીવન માટે આ સ્થિતિમાં રહે છે. તેના બળતણ ભંડાર તેના મૂળમાં સમાપ્ત થાય છે. જ્યારે તારાની મધ્યમાં તમામ હાઇડ્રોજન હિલીયમમાં રૂપાંતરિત થાય છે, ત્યારે એક હિલીયમ કોર રચાય છે, અને તેની પરિઘ પર હાઇડ્રોજનનું થર્મોન્યુક્લિયર બર્નિંગ ચાલુ રહે છે. આ સમયગાળા દરમિયાન, તારાની રચનામાં ફેરફાર થવાનું શરૂ થાય છે. તેની તેજસ્વીતા વધે છે, તેના બાહ્ય સ્તરો વિસ્તરે છે, અને તેની સપાટીનું તાપમાન ઘટે છે-તારો લાલ જાયન્ટ બની જાય છે, જે હર્ટ્ઝસ્પ્રંગ-રસેલ ડાયાગ્રામ પર એક શાખા બનાવે છે. સ્ટાર મુખ્ય ક્રમ કરતાં આ શાખા પર નોંધપાત્ર રીતે ઓછો સમય વિતાવે છે. જ્યારે હિલીયમ કોરનો સંચિત સમૂહ નોંધપાત્ર બને છે, ત્યારે તે તેના પોતાના વજનને ટેકો આપી શકતો નથી અને સંકોચવાનું શરૂ કરે છે; જો તારો પૂરતો મોટો હોય, તો વધતું તાપમાન હિલીયમનું વધુ ભારે તત્વોમાં (હિલીયમનું કાર્બનમાં, કાર્બનનું ઓક્સિજનમાં, ઓક્સિજનનું સિલિકોનમાં અને છેલ્લે સિલિકોનનું આયર્નમાં) વધુ થર્મોન્યુક્લિયર રૂપાંતરણનું કારણ બની શકે છે.

2. તારાઓના આંતરિક ભાગમાં થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝન

1939 સુધીમાં, તે સ્થાપિત થયું હતું કે તારાઓની ઉર્જાનો સ્ત્રોત તારાઓના આંતરડામાં થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝન છે. મોટાભાગના તારાઓ કિરણોત્સર્ગનું ઉત્સર્જન કરે છે કારણ કે તેમના મુખ્ય ચાર પ્રોટોન મધ્યવર્તી પગલાઓની શ્રેણી દ્વારા એક આલ્ફા કણમાં જોડાય છે. આ પરિવર્તન બે મુખ્ય રીતે થઈ શકે છે, જેને પ્રોટોન-પ્રોટોન, અથવા p-p, ચક્ર અને કાર્બન-નાઈટ્રોજન, અથવા CN, ચક્ર કહેવાય છે. ઓછા દળના તારાઓમાં, ઊર્જા પ્રકાશન મુખ્યત્વે પ્રથમ ચક્ર દ્વારા પ્રદાન કરવામાં આવે છે, ભારે તારાઓમાં - બીજા દ્વારા. તારામાં પરમાણુ બળતણનો પુરવઠો મર્યાદિત છે અને તે સતત રેડિયેશન પર ખર્ચવામાં આવે છે. થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝનની પ્રક્રિયા, જે ઊર્જા મુક્ત કરે છે અને તારાના પદાર્થની રચનામાં ફેરફાર કરે છે, ગુરુત્વાકર્ષણ સાથે સંયોજનમાં, જે તારાને સંકુચિત કરવાનું વલણ ધરાવે છે અને ઊર્જા પણ મુક્ત કરે છે, તેમજ સપાટી પરથી કિરણોત્સર્ગ, જે મુક્ત ઊર્જાને વહન કરે છે, તે છે. તારાઓની ઉત્ક્રાંતિના મુખ્ય ચાલક દળો. તારાની ઉત્ક્રાંતિ એક વિશાળ મોલેક્યુલર વાદળમાં શરૂ થાય છે, જેને તારાઓની પારણું પણ કહેવાય છે. ગેલેક્સીમાં મોટાભાગની "ખાલી" જગ્યા વાસ્તવમાં 0.1 અને 1 સેમી પ્રતિ સેમી વચ્ચે પરમાણુ ધરાવે છે?. મોલેક્યુલર ક્લાઉડમાં સેમી દીઠ લગભગ એક મિલિયન પરમાણુઓની ઘનતા હોય છે?. આવા વાદળનો સમૂહ તેના કદને કારણે સૂર્યના દળ કરતાં 100,000-10,000,000 ગણો વધી જાય છે: વ્યાસમાં 50 થી 300 પ્રકાશવર્ષ. જ્યારે વાદળ તેની હોમ ગેલેક્સીના કેન્દ્રની આસપાસ મુક્તપણે ફરે છે, ત્યારે કંઈ થતું નથી. જો કે, ગુરુત્વાકર્ષણ ક્ષેત્રની અસંગતતાને લીધે, તેમાં વિક્ષેપ ઊભી થઈ શકે છે, જે સમૂહની સ્થાનિક સાંદ્રતા તરફ દોરી જાય છે. આવા વિક્ષેપ વાદળના ગુરુત્વાકર્ષણ પતનનું કારણ બને છે. આ તરફ દોરી જનાર એક દૃશ્ય બે વાદળોની અથડામણ છે. પતનનું કારણ બનેલી બીજી ઘટના સર્પાકાર આકાશગંગાના ગાઢ હાથમાંથી વાદળ પસાર થઈ શકે છે. એક નિર્ણાયક પરિબળ નજીકના સુપરનોવાનો વિસ્ફોટ પણ હોઈ શકે છે, જેનું આઘાત તરંગ પ્રચંડ ઝડપે પરમાણુ વાદળો સાથે અથડાશે. તે પણ શક્ય છે કે તારાવિશ્વો અથડાય છે, જે તારા નિર્માણના વિસ્ફોટનું કારણ બની શકે છે કારણ કે દરેક આકાશગંગામાં ગેસના વાદળો અથડામણ દ્વારા સંકુચિત થાય છે. સામાન્ય રીતે, વાદળના સમૂહ પર કાર્ય કરતા દળોમાં કોઈપણ અસંગતતા તારા નિર્માણની પ્રક્રિયા શરૂ કરી શકે છે. ઉદ્ભવેલી અસંગતતાને લીધે, મોલેક્યુલર ગેસનું દબાણ હવે વધુ સંકોચન અટકાવી શકતું નથી, અને ગુરુત્વાકર્ષણ આકર્ષણ દળોના પ્રભાવ હેઠળ ગેસ ભાવિ તારાના કેન્દ્રની આસપાસ એકત્ર થવાનું શરૂ કરે છે. પ્રકાશિત થયેલ ગુરુત્વાકર્ષણ ઊર્જામાંથી અડધી વાદળને ગરમ કરવામાં જાય છે અને અડધી પ્રકાશ કિરણોત્સર્ગમાં જાય છે. વાદળોમાં, કેન્દ્ર તરફ દબાણ અને ઘનતા વધે છે, અને મધ્ય ભાગનું પતન પરિઘ કરતાં વધુ ઝડપથી થાય છે. જેમ જેમ તે સંકુચિત થાય છે તેમ, ફોટોનનો સરેરાશ મુક્ત માર્ગ ઘટતો જાય છે, અને વાદળ તેના પોતાના રેડિયેશન માટે ઓછા અને ઓછા પારદર્શક બને છે. આનાથી તાપમાનમાં ઝડપી વધારો થાય છે અને દબાણમાં પણ ઝડપી વધારો થાય છે. પરિણામે, દબાણ ઢાળ ગુરુત્વાકર્ષણ બળને સંતુલિત કરે છે, અને એક હાઇડ્રોસ્ટેટિક કોર રચાય છે, જે વાદળના દળના લગભગ 1% જેટલા સમૂહ ધરાવે છે. આ ક્ષણ અદ્રશ્ય છે. પ્રોટોસ્ટારની આગળની ઉત્ક્રાંતિ એ પદાર્થનું સંવર્ધન છે જે કોરની "સપાટી" પર પડવાનું ચાલુ રાખે છે, જેના કારણે કદમાં વધારો થાય છે. વાદળમાં મુક્તપણે ફરતા પદાર્થનો સમૂહ ખતમ થઈ ગયો છે, અને તારો ઓપ્ટિકલ શ્રેણીમાં દેખાય છે. આ ક્ષણને પ્રોટોસ્ટેલર તબક્કાનો અંત અને યુવા સ્ટાર તબક્કાની શરૂઆત માનવામાં આવે છે. તારા નિર્માણની પ્રક્રિયાને એકીકૃત રીતે વર્ણવી શકાય છે, પરંતુ તારાના વિકાસના અનુગામી તબક્કાઓ લગભગ સંપૂર્ણપણે તેના સમૂહ પર આધાર રાખે છે, અને માત્ર તારાઓની ઉત્ક્રાંતિના ખૂબ જ અંતે રાસાયણિક રચના ભૂમિકા ભજવી શકે છે.

3. તારાનું મધ્ય જીવન ચક્ર

તારાઓ વિવિધ રંગો અને કદમાં આવે છે. તેમનો સ્પેક્ટ્રલ વર્ગ ગરમ વાદળીથી ઠંડા લાલ સુધીનો છે, અને તેમનો સમૂહ 0.0767 થી 200 કરતાં વધુ સૌર દળ સુધીનો 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. હકીકતમાં, ડાયાગ્રામ સાથે તારાની હિલચાલ માત્ર તારાના પરિમાણોમાં ફેરફારને અનુરૂપ છે. નાના, ઠંડા લાલ દ્વાર્ફ ધીમે ધીમે તેમના હાઇડ્રોજન ભંડારને બાળી નાખે છે અને સેંકડો અબજો વર્ષો સુધી મુખ્ય ક્રમ પર રહે છે, જ્યારે વિશાળ સુપરજાયન્ટ્સ રચનાના થોડા મિલિયન વર્ષોમાં મુખ્ય ક્રમ છોડી દેશે. સૂર્ય જેવા મધ્યમ કદના તારાઓ સરેરાશ 10 અબજ વર્ષો સુધી મુખ્ય ક્રમમાં રહે છે. માનવામાં આવે છે કે સૂર્ય હજુ પણ તેના પર છે કારણ કે તે તેના જીવન ચક્રની મધ્યમાં છે. એકવાર તારો તેના કોરમાંથી હાઇડ્રોજન સમાપ્ત થઈ જાય, તે મુખ્ય ક્રમ છોડી દે છે. ચોક્કસ સમય પછી - એક મિલિયનથી દસ અબજ વર્ષો સુધી, પ્રારંભિક સમૂહના આધારે - તારો કોરના હાઇડ્રોજન સંસાધનોને ખાલી કરે છે. મોટા અને ગરમ તારાઓમાં આ નાના અને ઠંડા તારાઓ કરતા વધુ ઝડપથી થાય છે. હાઇડ્રોજન પુરવઠાની અવક્ષય થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓને રોકવા તરફ દોરી જાય છે. તારાના પોતાના ગુરુત્વાકર્ષણના ખેંચાણને સંતુલિત કરવા માટે આ પ્રતિક્રિયાઓ દ્વારા પેદા થતા દબાણ વિના, તારો ફરીથી સંકોચવાનું શરૂ કરે છે, જેમ કે તે તેની રચના દરમિયાન અગાઉ કર્યું હતું. તાપમાન અને દબાણ ફરી વધે છે, પરંતુ, પ્રોટોસ્ટાર સ્ટેજથી વિપરીત, ઊંચા સ્તરે જાય છે. લગભગ 100 મિલિયન K તાપમાને હિલીયમને સંડોવતા થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ શરૂ ન થાય ત્યાં સુધી પતન ચાલુ રહે છે. દ્રવ્યનું થર્મોન્યુક્લિયર કમ્બશન નવા સ્તરે ફરી શરૂ થવાથી તારાના ભયંકર વિસ્તરણનું કારણ બને છે. તારો "લૂઝ" થાય છે અને તેનું કદ લગભગ 100 ગણું વધે છે. આમ, તારો લાલ જાયન્ટ બની જાય છે, અને હિલીયમ બર્નિંગ તબક્કો લગભગ કેટલાક મિલિયન વર્ષો સુધી ચાલે છે. લગભગ તમામ લાલ જાયન્ટ્સ ચલ તારા છે. ફરીથી શું થશે તે તારાના સમૂહ પર આધારિત છે.

4. 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 આવા તારાઓમાં હાઇડ્રોજન ઇંધણના પુરવઠાને ઘટાડવા માટે પૂરતું નથી, આધુનિક સિદ્ધાંતો આવા તારાઓમાં થતી પ્રક્રિયાઓના કમ્પ્યુટર સિમ્યુલેશન પર આધારિત છે. કેટલાક તારાઓ માત્ર અમુક સક્રિય ઝોનમાં હિલીયમનું સંશ્લેષણ કરી શકે છે, જે અસ્થિરતા અને મજબૂત તારાકીય પવનોનું કારણ બને છે. આ કિસ્સામાં, ગ્રહોની નિહારિકાની રચના થતી નથી, અને તારો ફક્ત બાષ્પીભવન થાય છે, ભૂરા વામન કરતા પણ નાનો બને છે. 0.5 સોલર કરતા ઓછા દળવાળા તારાઓ કોરમાંથી હાઇડ્રોજન સાથે સંકળાયેલી પ્રતિક્રિયાઓ બંધ થયા પછી પણ હિલીયમમાં રૂપાંતરિત કરી શકતા નથી - હિલીયમના "ઇગ્નીશન"ને શરૂ કરવા માટે ગુરુત્વાકર્ષણ સંકોચનનો નવો તબક્કો પૂરો પાડવા માટે તેમનો સમૂહ ખૂબ નાનો છે. આ તારાઓમાં પ્રોક્સિમા સેંટૌરી જેવા લાલ દ્વાર્ફનો સમાવેશ થાય છે, જે મુખ્ય ક્રમમાં અબજોથી દસ લાખ કરોડ વર્ષો ધરાવે 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 તેનો મુખ્ય ભાગ હાઇડ્રોજનથી બહાર નીકળી જાય છે અને પ્રતિક્રિયાઓ હિલીયમમાંથી કાર્બનનું સંશ્લેષણ કરવાનું શરૂ કરે છે. આ પ્રક્રિયા ઊંચા તાપમાને થાય છે અને તેથી કોરમાંથી ઊર્જાનો પ્રવાહ વધે છે, જે એ હકીકત તરફ દોરી જાય છે કે તારાના બાહ્ય સ્તરો વિસ્તરવાનું શરૂ કરે છે. કાર્બન સંશ્લેષણની શરૂઆત તારાના જીવનમાં એક નવા તબક્કાને ચિહ્નિત કરે છે અને થોડા સમય માટે ચાલુ રહે 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 તારાકીય પવનો અને તીવ્ર ધબકારાઓને કારણે સામૂહિક નુકસાનમાં વધારો સાથે છે. આ તબક્કાના તારાઓને તેમની ચોક્કસ લાક્ષણિકતાઓના આધારે લેટ-ટાઈપ સ્ટાર્સ, OH-IR સ્ટાર્સ અથવા મીરા જેવા સ્ટાર્સ કહેવામાં આવે છે. 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. મજબૂત ધબકારા ઉદ્ભવે છે, જે આખરે બહારના સ્તરોને ફેંકી દેવા માટે અને ગ્રહોની નિહારિકામાં ફેરવવા માટે પૂરતા પ્રવેગક પ્રદાન કરે છે. નિહારિકાની મધ્યમાં, તારાનો એકદમ કોર રહે છે, જેમાં થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ બંધ થઈ જાય છે, અને જેમ તે ઠંડુ થાય છે, તે હિલીયમ સફેદ વામનમાં ફેરવાઈ જાય છે, જે સામાન્ય રીતે 0.5-0.6 સુધીનો સૂર્ય અને વ્યાસ ધરાવતો હોય છે. પૃથ્વીના વ્યાસનો ક્રમ.

સફેદ દ્વાર્ફ

હિલીયમ ફ્લેશ પછી તરત જ કાર્બન અને ઓક્સિજન “સળગે છે”; આ દરેક ઘટનાઓ તારાના ગંભીર પુનર્ગઠનનું કારણ બને છે અને હર્ટ્ઝસ્પ્રંગ-રસેલ ડાયાગ્રામ સાથે તેની ઝડપી હિલચાલ કરે છે. તારાના વાતાવરણનું કદ હજી વધુ વધે છે, અને તે તારાઓની પવનના છૂટાછવાયા પ્રવાહોના સ્વરૂપમાં ઝડપથી ગેસ ગુમાવવાનું શરૂ કરે છે. તારાના મધ્ય ભાગનું ભાવિ તેના પ્રારંભિક સમૂહ પર સંપૂર્ણપણે આધાર રાખે છે: તારાનો મુખ્ય ભાગ સફેદ દ્વાર્ફ (ઓછા દળના તારા) તરીકે તેની ઉત્ક્રાંતિને સમાપ્ત કરી શકે છે; જો ઉત્ક્રાંતિના પછીના તબક્કામાં તેનું દળ ચંદ્રશેખર મર્યાદા કરતાં વધી જાય તો - ન્યુટ્રોન સ્ટાર (પલ્સર)ની જેમ; જો સમૂહ ઓપેનહેઇમરની મર્યાદા કરતાં વધી જાય - વોલ્કોવ - બ્લેક હોલની જેમ. છેલ્લા બે કિસ્સાઓમાં, તારાઓની ઉત્ક્રાંતિની પૂર્ણતા આપત્તિજનક ઘટનાઓ સાથે છે - સુપરનોવા વિસ્ફોટો. સૂર્ય સહિત મોટા ભાગના તારાઓ, ક્ષતિગ્રસ્ત ઇલેક્ટ્રોનનું દબાણ ગુરુત્વાકર્ષણને સંતુલિત કરે ત્યાં સુધી સંકોચન કરીને તેમની ઉત્ક્રાંતિનો અંત લાવે 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 વિશાળ તારાઓમાં, અધોગતિ પામેલા ઇલેક્ટ્રોનનું દબાણ કોરના વધુ સંકોચનને રોકી શકતું નથી, અને ઇલેક્ટ્રોન અણુ ન્યુક્લીમાં "દબાવવામાં" શરૂ થાય છે, જે પ્રોટોનનું ન્યુટ્રોનમાં રૂપાંતર તરફ દોરી જાય છે, જેની વચ્ચે કોઈ ઇલેક્ટ્રોસ્ટેટિક પ્રતિકૂળતા નથી. દળો પદાર્થના આવા ન્યુટ્રોનાઇઝેશન એ હકીકત તરફ દોરી જાય છે કે તારાનું કદ, જે હકીકતમાં, હવે એક વિશાળ અણુ ન્યુક્લિયસનું પ્રતિનિધિત્વ કરે છે, તે કેટલાક કિલોમીટરમાં માપવામાં આવે છે, અને ઘનતા પાણીની ઘનતા કરતા 100 મિલિયન ગણી વધારે છે. આવા પદાર્થને ન્યુટ્રોન સ્ટાર કહેવામાં આવે છે.

સુપરમાસીવ તારા

સૂર્યના પાંચ ગણાથી વધુ દળ ધરાવતો તારો લાલ સુપરજાયન્ટ તબક્કામાં પ્રવેશ્યા પછી, તેનો મુખ્ય ભાગ ગુરુત્વાકર્ષણના પ્રભાવ હેઠળ સંકોચવાનું શરૂ કરે છે. જેમ જેમ સંકોચન વધે છે, તાપમાન અને ઘનતા વધે છે, અને થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓનો નવો ક્રમ શરૂ થાય છે. આવી પ્રતિક્રિયાઓમાં, વધુને વધુ ભારે તત્વોનું સંશ્લેષણ કરવામાં આવે છે: હિલીયમ, કાર્બન, ઓક્સિજન, સિલિકોન અને આયર્ન, જે અસ્થાયી રૂપે કોરનું પતન અટકાવે છે. આખરે, સામયિક કોષ્ટકના ભારે અને ભારે તત્વોની રચના થતાં, આયર્ન-56 સિલિકોનમાંથી સંશ્લેષણ કરવામાં આવે છે. આ તબક્કે, વધુ થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝન અશક્ય બની જાય છે, કારણ કે આયર્ન-56 ન્યુક્લિયસમાં મહત્તમ સામૂહિક ખામી હોય છે અને ઊર્જાના પ્રકાશન સાથે ભારે ન્યુક્લિયસનું નિર્માણ અશક્ય છે. તેથી, જ્યારે તારાનો આયર્ન કોર ચોક્કસ કદ સુધી પહોંચે છે, ત્યારે તેમાં રહેલું દબાણ તારાના બાહ્ય સ્તરોની ગુરુત્વાકર્ષણ સામે ટકી શકતું નથી, અને તેના પદાર્થના ન્યુટ્રોનાઇઝેશન સાથે કોરનું તાત્કાલિક પતન થાય છે. આગળ શું થાય છે તે હજુ સુધી સંપૂર્ણપણે સ્પષ્ટ નથી, પરંતુ, કોઈ પણ સંજોગોમાં, સેકન્ડોની બાબતમાં થતી પ્રક્રિયાઓ અકલ્પનીય બળના સુપરનોવાના વિસ્ફોટ તરફ દોરી જાય 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 વિસ્ફોટો આંતરતારા દ્રવ્યમાં આયર્ન કરતાં ભારે તત્વોની હાજરી સમજાવે છે, જે, જો કે, તેમની રચનાનો એકમાત્ર સંભવિત માર્ગ નથી, ઉદાહરણ તરીકે, આ ટેકનેટિયમ તારાઓ દ્વારા દર્શાવવામાં આવે છે; વિસ્ફોટના તરંગો અને ન્યુટ્રિનો જેટ દ્રવ્યને મૃત્યુ પામતા તારાથી દૂર તારાઓ વચ્ચેની અવકાશમાં લઈ જાય છે. ત્યારબાદ, જેમ જેમ તે ઠંડું થાય છે અને અવકાશમાં આગળ વધે છે તેમ, આ સુપરનોવા સામગ્રી અન્ય અવકાશ "જંક" 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. એ પણ શંકાસ્પદ છે કે વાસ્તવમાં મૂળ તારાનું શું રહે છે. જો કે, બે વિકલ્પો પર વિચાર કરવામાં આવી રહ્યો છે: ન્યુટ્રોન સ્ટાર્સ અને બ્લેક હોલ.

ન્યુટ્રોન તારા

તે જાણીતું છે કે કેટલાક સુપરનોવામાં, સુપરજાયન્ટની ઊંડાઈમાં મજબૂત ગુરુત્વાકર્ષણ ઇલેક્ટ્રોનને અણુ ન્યુક્લિયસ દ્વારા શોષી લેવા દબાણ કરે છે, જ્યાં તેઓ ન્યુટ્રોન બનાવવા માટે પ્રોટોન સાથે ભળી જાય છે. આ પ્રક્રિયાને ન્યુટ્રોનાઇઝેશન કહેવામાં આવે 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 મોટા હોતા નથી-અને તેમની 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. તેમાંના કેટલાક માટે, કિરણોત્સર્ગ વેક્ટર અને પરિભ્રમણની ધરી વચ્ચેનો કોણ એવો હોઈ શકે છે કે પૃથ્વી આ કિરણોત્સર્ગ દ્વારા રચાયેલા શંકુમાં પડે છે; આ કિસ્સામાં, તારાના ભ્રમણકક્ષાના સમયગાળાની સમાન અંતરાલોમાં પુનરાવર્તિત રેડિયેશન પલ્સ શોધવાનું શક્ય છે. આવા ન્યુટ્રોન તારાઓ "પલ્સર" તરીકે ઓળખાતા હતા અને શોધાયેલા પ્રથમ ન્યુટ્રોન તારા બન્યા હતા.

બ્લેક હોલ્સ

બધા સુપરનોવા ન્યુટ્રોન તારા બની જતા નથી. જો તારામાં પૂરતો મોટો સમૂહ હોય, 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. આ સિદ્ધાંત મુજબ, પદાર્થ અને માહિતી કોઈપણ પરિસ્થિતિમાં બ્લેક હોલ છોડી શકતા નથી. જો કે, ક્વોન્ટમ મિકેનિક્સ કદાચ 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. ક્ષિતિજને વ્યાખ્યાયિત કરીને આ સંપૂર્ણ રીતે અશક્ય છે, પરંતુ અલ્ટ્રા-લોન્ગ-બેઝલાઇન રેડિયો ઇન્ટરફેરોમેટ્રીનો ઉપયોગ કરીને ઑબ્જેક્ટની નજીકના મેટ્રિકને નિર્ધારિત કરવું શક્ય છે, તેમજ ઝડપી, મિલિસેકન્ડની પરિવર્તનશીલતા રેકોર્ડ કરવી શક્ય છે. આ ગુણધર્મો, એક પદાર્થમાં જોવા મળે છે, તે ચોક્કસપણે બ્લેક હોલના અસ્તિત્વને સાબિત કરે 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.