તારાઓની ઉત્ક્રાંતિના તબક્કા. તારાઓની ઉત્ક્રાંતિ

આપણો સૂર્ય 4.5 અબજ વર્ષથી વધુ સમયથી ચમકતો રહ્યો છે. તે જ સમયે, તે સતત હાઇડ્રોજનનો વપરાશ કરે છે. તે એકદમ સ્પષ્ટ છે કે તેનો ભંડાર ગમે તેટલો મોટો હોય, તે કોઈ દિવસ ખતમ થઈ જશે. અને લ્યુમિનરીનું શું થશે? આ પ્રશ્નનો જવાબ છે. તારાના જીવન ચક્રનો અભ્યાસ અન્ય સમાન કોસ્મિક રચનાઓમાંથી કરી શકાય છે. છેવટે, અવકાશમાં વાસ્તવિક પિતૃઓ છે, જેની ઉંમર 9-10 અબજ વર્ષ છે. અને ત્યાં ખૂબ જ યુવાન સ્ટાર્સ છે. તેઓ ઘણા લાખો વર્ષો જૂના નથી.

પરિણામે, વિવિધ તારાઓની સ્થિતિનું અવલોકન કરીને કે જેની સાથે બ્રહ્માંડ "વિખરાયેલું" છે, કોઈ પણ સમજી શકે છે કે તેઓ સમય જતાં કેવી રીતે વર્તે છે. અહીં આપણે એલિયન નિરીક્ષક સાથે સામ્યતા દોરી શકીએ છીએ. તેણે પૃથ્વી પર ઉડાન ભરી અને લોકોનો અભ્યાસ કરવાનું શરૂ કર્યું: બાળકો, પુખ્ત વયના લોકો, વૃદ્ધ લોકો. આમ, ખૂબ જ ટૂંકા ગાળામાં, તે સમજી ગયો કે જીવનભર લોકોમાં શું પરિવર્તન આવે છે.

સૂર્ય હાલમાં પીળો વામન છે - 1
અબજો વર્ષો પસાર થશે, અને તે લાલ જાયન્ટ બનશે - 2
અને પછી તે સફેદ દ્વાર્ફમાં ફેરવાઈ જશે - 3

તેથી, અમે પૂરા વિશ્વાસ સાથે કહી શકીએ કે જ્યારે સૂર્યના મધ્ય ભાગમાં હાઇડ્રોજનનો ભંડાર ખતમ થઈ જાય છે, ત્યારે થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયા બંધ થશે નહીં. આ પ્રક્રિયા જ્યાં ચાલુ રહેશે તે ઝોન આપણા તારાની સપાટી તરફ સ્થળાંતર કરવાનું શરૂ કરશે. પરંતુ તે જ સમયે, ગુરુત્વાકર્ષણ બળો થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાના પરિણામે ઉત્પન્ન થતા દબાણને પ્રભાવિત કરી શકશે નહીં.

પરિણામે, તારો કદમાં વધવા માંડશે અને ધીમે ધીમે લાલ જાયન્ટમાં ફેરવાઈ જશે. આ ઉત્ક્રાંતિના અંતિમ તબક્કાનું અવકાશ પદાર્થ છે. પરંતુ તે તારા નિર્માણ દરમિયાન પ્રારંભિક તબક્કે પણ થાય છે. માત્ર બીજા કિસ્સામાં લાલ જાયન્ટ સંકોચાય છે અને ફેરવાય છે મુખ્ય ક્રમ તારો. એટલે કે, જેમાં હાઇડ્રોજનમાંથી હિલીયમના સંશ્લેષણની પ્રતિક્રિયા થાય છે. એક શબ્દમાં, તારાનું જીવન ચક્ર જ્યાંથી શરૂ થાય છે ત્યાં જ તે સમાપ્ત થાય છે.

આપણો સૂર્ય કદમાં એટલો વધશે કે તે નજીકના ગ્રહોને ઘેરી લેશે. આ બુધ, શુક્ર અને પૃથ્વી છે. પણ ડરશો નહીં. તારો થોડા અબજ વર્ષોમાં મૃત્યુ પામવાનું શરૂ કરશે. આ સમય દરમિયાન, ડઝનેક, અને કદાચ સેંકડો સંસ્કૃતિઓ બદલાશે. એક વ્યક્તિ એક કરતા વધુ વખત ક્લબ પસંદ કરશે, અને હજારો વર્ષો પછી તે ફરીથી કમ્પ્યુટર પર બેસી જશે. આ સામાન્ય ચક્રીયતા છે જેના પર સમગ્ર બ્રહ્માંડ આધારિત છે.

પરંતુ લાલ જાયન્ટ બનવાનો અર્થ અંત નથી. થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયા બાહ્ય શેલને અવકાશમાં ફેંકી દેશે. અને કેન્દ્રમાં ઉર્જાથી વંચિત હિલીયમ કોર રહેશે. ગુરુત્વાકર્ષણ દળોના પ્રભાવ હેઠળ, તે સંકુચિત થશે અને છેવટે, વિશાળ સમૂહ સાથે અત્યંત ગાઢ કોસ્મિક રચનામાં ફેરવાશે. લુપ્ત અને ધીમે ધીમે ઠંડક આપતા તારાઓના આવા અવશેષો કહેવામાં આવે છે સફેદ દ્વાર્ફ.

આપણા સફેદ દ્વાર્ફની ત્રિજ્યા સૂર્યની ત્રિજ્યા કરતા 100 ગણી નાની હશે અને તેની તેજસ્વીતા 10 હજાર ગણી ઘટી જશે. આ કિસ્સામાં, સમૂહ વર્તમાન સૌર એક સાથે તુલનાત્મક હશે, અને ઘનતા એક મિલિયન ગણી વધારે હશે. આપણી ગેલેક્સીમાં આવા ઘણા બધા સફેદ દ્વાર્ફ છે. તેમની સંખ્યા તારાઓની કુલ સંખ્યાના 10% છે.

એ નોંધવું જોઇએ કે સફેદ દ્વાર્ફ હાઇડ્રોજન અને હિલીયમ છે. પરંતુ આપણે જંગલોમાં જઈશું નહીં, પરંતુ માત્ર એટલું જ નોંધીશું કે મજબૂત સંકોચન સાથે, ગુરુત્વાકર્ષણ પતન થઈ શકે છે. અને આ એક પ્રચંડ વિસ્ફોટથી ભરપૂર છે. આ કિસ્સામાં, સુપરનોવા વિસ્ફોટ જોવા મળે છે. "સુપરનોવા" શબ્દ વયનું વર્ણન કરતું નથી, પરંતુ ફ્લેશની તેજ દર્શાવે છે. તે માત્ર એટલું જ છે કે કોસ્મિક પાતાળમાં સફેદ વામન લાંબા સમય સુધી દેખાતો ન હતો, અને અચાનક એક તેજસ્વી ગ્લો દેખાયો.

મોટા ભાગના વિસ્ફોટ થતા સુપરનોવા જબરદસ્ત ઝડપે અવકાશમાં ફેલાય છે. અને બાકીનો મધ્ય ભાગ એક સમાન ઘનતામાં સંકુચિત થાય છે અને તેને કહેવામાં આવે છે ન્યુટ્રોન સ્ટાર. તે તારાઓની ઉત્ક્રાંતિનું અંતિમ ઉત્પાદન છે. તેનું દળ સૂર્ય સાથે તુલનાત્મક છે, અને તેની ત્રિજ્યા માત્ર થોડાક દસ કિલોમીટર સુધી પહોંચે છે. એક ક્યુબ સેમી ન્યુટ્રોન સ્ટાર લાખો ટન વજન કરી શકે છે. અવકાશમાં આવી ઘણી બધી રચનાઓ છે. તેમની સંખ્યા સામાન્ય સૂર્ય કરતાં લગભગ હજાર ગણી ઓછી છે જેની સાથે પૃથ્વીનું રાત્રિનું આકાશ ફેલાયેલું છે.

એવું કહેવું આવશ્યક છે કે તારાનું જીવન ચક્ર તેના સમૂહ સાથે સીધો સંબંધિત છે. જો તે આપણા સૂર્યના સમૂહ સાથે મેળ ખાય છે અથવા તેનાથી ઓછું છે, તો તેના જીવનના અંતમાં સફેદ વામન દેખાય છે. જો કે, એવા પ્રકાશ છે જે સૂર્ય કરતા દસ અને સેંકડો ગણા મોટા છે.

જ્યારે આવા જાયન્ટ્સ તેમની ઉંમર સાથે સંકોચાય છે, ત્યારે તેઓ જગ્યા અને સમયને એટલો બગાડે છે કે સફેદ દ્વાર્ફને બદલે સફેદ વામન દેખાય છે. બ્લેક હોલ. તેનું ગુરુત્વાકર્ષણ આકર્ષણ એટલું પ્રબળ છે કે પ્રકાશની ઝડપે આગળ વધતા પદાર્થો પણ તેને પાર કરી શકતા નથી. છિદ્રના પરિમાણો દ્વારા વર્ગીકૃત કરવામાં આવે છે ગુરુત્વાકર્ષણ ત્રિજ્યા. આ દ્વારા બંધાયેલ ગોળાની ત્રિજ્યા છે ઘટના ક્ષિતિજ. તે જગ્યા-સમય મર્યાદા દર્શાવે છે. કોઈપણ કોસ્મિક બોડી, તેના પર કાબુ મેળવ્યા પછી, કાયમ માટે અદૃશ્ય થઈ જાય છે અને ક્યારેય પાછું આવતું નથી.

બ્લેક હોલ વિશે ઘણા સિદ્ધાંતો છે. તે બધા ગુરુત્વાકર્ષણના સિદ્ધાંત પર આધારિત છે, કારણ કે ગુરુત્વાકર્ષણ એ બ્રહ્માંડની સૌથી મહત્વપૂર્ણ શક્તિઓમાંની એક છે. અને તેની મુખ્ય ગુણવત્તા છે વર્સેટિલિટી. ઓછામાં ઓછું, આજે એક પણ અવકાશ પદાર્થ શોધાયો નથી જેમાં ગુરુત્વાકર્ષણ ક્રિયાપ્રતિક્રિયાનો અભાવ હોય.

એવી ધારણા છે કે બ્લેક હોલ દ્વારા તમે સમાંતર વિશ્વમાં પ્રવેશ કરી શકો છો. એટલે કે, તે બીજા પરિમાણની ચેનલ છે. કંઈપણ શક્ય છે, પરંતુ કોઈપણ નિવેદનને વ્યવહારુ પુરાવાની જરૂર છે. જો કે, હજુ સુધી કોઈ જીવ આવો પ્રયોગ કરી શક્યું નથી.

આમ, તારાનું જીવન ચક્ર અનેક તબક્કાઓનું બનેલું છે. તેમાંના દરેકમાં, લ્યુમિનરી ચોક્કસ ક્ષમતામાં દેખાય છે, જે પાછલા અને ભાવિ કરતા ધરમૂળથી અલગ છે. આ બાહ્ય અવકાશની વિશિષ્ટતા અને રહસ્ય છે. તેને ઓળખીને, તમે અનૈચ્છિકપણે વિચારવાનું શરૂ કરો છો કે વ્યક્તિ તેના વિકાસના ઘણા તબક્કાઓમાંથી પણ પસાર થાય છે. અને શેલ કે જેમાં આપણે અત્યારે અસ્તિત્વમાં છીએ તે અમુક અન્ય રાજ્ય માટે માત્ર એક સંક્રમણાત્મક તબક્કો છે. પરંતુ આ નિષ્કર્ષને ફરીથી વ્યવહારિક પુષ્ટિની જરૂર છે..

સ્ટાર માસ ટી☼ અને ત્રિજ્યા R ને તેની સંભવિત ઊર્જા E દ્વારા વર્ગીકૃત કરી શકાય છે . સંભવિતઅથવા ગુરુત્વાકર્ષણ ઊર્જાતારો એ કાર્ય છે જે તારાના દ્રવ્યને અનંત સુધી વિખેરવા માટે ખર્ચ કરવો આવશ્યક છે. અને ઊલટું, જ્યારે તારો સંકોચાય છે ત્યારે આ ઊર્જા છૂટી જાય છે, એટલે કે. તેની ત્રિજ્યા ઘટતી જાય છે. આ ઊર્જાના મૂલ્યની ગણતરી સૂત્રનો ઉપયોગ કરીને કરી શકાય છે:

સૂર્યની સંભવિત ઊર્જા સમાન છે: E ☼ = 5.9∙10 41 J.

તારાના ગુરુત્વાકર્ષણ સંકોચનની પ્રક્રિયાના સૈદ્ધાંતિક અભ્યાસે દર્શાવ્યું છે કે તારો તેની સંભવિત ઉર્જાનો લગભગ અડધો ભાગ ઉત્સર્જન કરે છે, જ્યારે બાકીનો અડધો ભાગ તેના દળના તાપમાનને આશરે દસ મિલિયન કેલ્વિન સુધી વધારવામાં ખર્ચવામાં આવે છે. જો કે, ખાતરી કરવી મુશ્કેલ નથી કે સૂર્ય 23 મિલિયન વર્ષોમાં આ ઊર્જા ઉત્સર્જન કરશે. તેથી, ગુરુત્વાકર્ષણ સંકોચન એ તારાઓ માટે ઊર્જાનો સ્ત્રોત બની શકે છે, તેમના વિકાસના અમુક, તેના બદલે ટૂંકા તબક્કામાં.

થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝનની થિયરી 1938માં જર્મન ભૌતિકશાસ્ત્રીઓ કાર્લ વેઇઝસેકર અને હંસ બેથે દ્વારા ઘડવામાં આવી હતી. આ માટેની પૂર્વશરત હતી, સૌપ્રથમ, એફ. એસ્ટન (ઇંગ્લેન્ડ) દ્વારા 1918માં હિલીયમ અણુના દળનું નિર્ધારણ, જે હાઇડ્રોજન અણુના 3.97 દળ જેટલું છે. , બીજું, શરીરના વજન વચ્ચેના જોડાણની 1905 માં ઓળખ ટીઅને તેની ઊર્જા ઇઆઈન્સ્ટાઈનના સૂત્રના સ્વરૂપમાં:

જ્યાં c એ પ્રકાશની ગતિ છે, ત્રીજું, 1929 માં શોધ કે, ટનલ અસરને કારણે, બે સમાન ચાર્જ કણો (બે પ્રોટોન) એવા અંતરે પહોંચી શકે છે જ્યાં આકર્ષણનું બળ શ્રેષ્ઠ હશે, તેમજ આ શોધ પોઝીટ્રોન e+ અને ન્યુટ્રોન n ના 1932.

થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયાઓમાં પ્રથમ અને સૌથી અસરકારક એ યોજના અનુસાર હિલીયમ અણુના ન્યુક્લિયસમાં ચાર પ્રોટોનની રચના છે:

અહીં શું થઈ રહ્યું છે તે ખૂબ જ મહત્વપૂર્ણ છે સામૂહિક ખામી:હિલીયમ ન્યુક્લિયસનું દળ 4.00389 amu છે, જ્યારે ચાર પ્રોટોનનું દળ 4.03252 amu છે. આઈન્સ્ટાઈનના સૂત્રનો ઉપયોગ કરીને, અમે એક હિલીયમ ન્યુક્લિયસની રચના દરમિયાન મુક્ત થતી ઊર્જાની ગણતરી કરીએ છીએ:

તે ગણતરી કરવી મુશ્કેલ નથી કે જો વિકાસના પ્રારંભિક તબક્કે સૂર્ય માત્ર હાઇડ્રોજનનો સમાવેશ કરે છે, તો તેનું હિલીયમમાં રૂપાંતર લગભગ 100 અબજ વર્ષોના વર્તમાન ઉર્જા નુકશાન સાથેના તારા તરીકે સૂર્યના અસ્તિત્વ માટે પૂરતું હશે. હકીકતમાં, અમે તારાના સૌથી ઊંડા આંતરડામાંથી લગભગ 10% હાઇડ્રોજનના "બર્નઆઉટ" વિશે વાત કરી રહ્યા છીએ, જ્યાં તાપમાન ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયાઓ માટે પૂરતું છે.

હિલીયમ સંશ્લેષણ પ્રતિક્રિયાઓ બે રીતે થઈ શકે છે. પ્રથમ કહેવામાં આવે છે પીપી ચક્રબીજું - સાથે ના-ચક્ર.બંને કિસ્સાઓમાં, દરેક હિલીયમ ન્યુક્લિયસમાં બે વાર, પ્રોટોન નીચેની યોજના અનુસાર ન્યુટ્રોનમાં ફેરવાય છે:

જ્યાં વી- ન્યુટ્રિનો.

કોષ્ટક 1 દરેક થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયાનો સરેરાશ સમય દર્શાવે છે, જે સમયગાળા દરમિયાન પ્રારંભિક કણોની સંખ્યામાં ઘટાડો થશે ઇએકવાર

કોષ્ટક 1. હિલીયમ સંશ્લેષણ પ્રતિક્રિયાઓ.

ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયાઓની કાર્યક્ષમતા સ્ત્રોતની શક્તિ દ્વારા વર્ગીકૃત કરવામાં આવે છે, ઊર્જાની માત્રા કે જે સમયના એકમ દીઠ પદાર્થના એકમ સમૂહ દીઠ પ્રકાશિત થાય છે. તે સિદ્ધાંત પરથી અનુસરે છે કે

જો તારાના અંદરના ભાગમાં, હાઇડ્રોજન ખલાસ થયા પછી, ત્યાંનું તાપમાન કરોડો કેલ્વિન્સ સુધી પહોંચે, અને આ સમૂહ ધરાવતા તારાઓ માટે શક્ય છે. ટી>1.2m ☼ , પછી ઉર્જા સ્ત્રોત યોજના અનુસાર હિલીયમને કાર્બનમાં રૂપાંતરિત કરવાની પ્રતિક્રિયા બની જાય છે:

ઊંચા તાપમાને નીચેની પ્રતિક્રિયાઓ થાય છે:

વગેરે આયર્ન ન્યુક્લીની રચના સુધી. આ પ્રતિક્રિયાઓ છે એક્ઝોથર્મિકતેમની પ્રગતિના પરિણામે, ઊર્જા મુક્ત થાય છે.

આપણે જાણીએ છીએ તેમ, તારો આસપાસની અવકાશમાં જે ઉર્જા ઉત્સર્જન કરે છે તે તેની ઊંડાઈમાં છોડવામાં આવે છે અને ધીમે ધીમે તારાની સપાટી પર જાય છે. તારાના દ્રવ્યની જાડાઈ દ્વારા ઊર્જાનું આ ટ્રાન્સફર બે મિકેનિઝમ્સ દ્વારા થઈ શકે છે: તેજસ્વી ટ્રાન્સફરઅથવા સંવહન

પ્રથમ કિસ્સામાં, અમે ક્વોન્ટાના પુનરાવર્તિત શોષણ અને પુનઃ ઉત્સર્જન વિશે વાત કરી રહ્યા છીએ. હકીકતમાં, આવી દરેક ઘટના દરમિયાન, ક્વોન્ટા ખંડિત થાય છે, તેથી તારાના આંતરડામાં થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝન દરમિયાન ઉદ્ભવતા સખત γ-ક્વોન્ટાને બદલે, લાખો ઓછી-ઊર્જા ક્વોન્ટા તેની સપાટી પર પહોંચે છે. આ કિસ્સામાં, ઊર્જાના સંરક્ષણનો કાયદો પરિપૂર્ણ થાય છે.

ઊર્જા સ્થાનાંતરણના સિદ્ધાંતમાં, ચોક્કસ આવર્તન υ ના ક્વોન્ટમના મુક્ત માર્ગનો ખ્યાલ રજૂ કરવામાં આવ્યો હતો. તે સમજવું મુશ્કેલ નથી કે તારાઓના વાતાવરણમાં, ક્વોન્ટમનો મુક્ત માર્ગ કેટલાક સેન્ટિમીટરથી વધુ નથી. અને તારાના કેન્દ્રમાંથી તેની સપાટી પર ઉર્જા ક્વોન્ટાને લીક કરવામાં જે સમય લાગે છે તે લાખો વર્ષોમાં માપવામાં આવે છે જો કે, તારાઓની ઊંડાઈમાં, એવી પરિસ્થિતિઓ ઊભી થઈ શકે છે કે જેના હેઠળ આવા કિરણોત્સર્ગી સંતુલન ખોરવાય છે. નીચેથી ગરમ થતા વાસણમાં પાણી સમાન રીતે વર્તે છે. ચોક્કસ સમય માટે, અહીંનું પ્રવાહી સંતુલનની સ્થિતિમાં હોય છે, કારણ કે પરમાણુ, જહાજના તળિયેથી સીધી જ વધારાની ઊર્જા મેળવે છે, ઉપર સ્થિત અન્ય પરમાણુઓ સાથે અથડામણને કારણે ઊર્જાના ભાગને સ્થાનાંતરિત કરવાનું સંચાલન કરે છે. આ વહાણમાં તેના તળિયેથી ટોચની ધાર સુધી ચોક્કસ તાપમાન ઢાળ સ્થાપિત કરે છે. જો કે, સમય જતાં, જે દરે અણુઓ અથડામણ દ્વારા ઊર્જાને ઉપર તરફ ટ્રાન્સફર કરી શકે છે તે દર જે દરે નીચેથી ઉષ્માનું ટ્રાન્સફર થાય છે તેના કરતા ઓછો થઈ જાય છે. ઉકળતા થાય છે - પદાર્થની સીધી હિલચાલ દ્વારા હીટ ટ્રાન્સફર.

હેલો પ્રિય વાચકો!હું સુંદર રાત્રિના આકાશ વિશે વાત કરવા માંગુ છું. શા માટે રાત વિશે? તમે પૂછો. કારણ કે તેના પર તારાઓ સ્પષ્ટ દેખાય છે, આપણા આકાશની કાળી-વાદળી પૃષ્ઠભૂમિ પર આ સુંદર તેજસ્વી નાના બિંદુઓ. પરંતુ હકીકતમાં તેઓ નાના નથી, પરંતુ ફક્ત વિશાળ છે, અને મહાન અંતરને કારણે તેઓ ખૂબ નાના લાગે છે.

શું તમારામાંથી કોઈએ કલ્પના કરી છે કે તારાઓ કેવી રીતે જન્મે છે, તેઓ તેમનું જીવન કેવી રીતે જીવે છે, સામાન્ય રીતે તેમના માટે તે શું છે? હું સૂચન કરું છું કે તમે હમણાં આ લેખ વાંચો અને રસ્તામાં તારાઓના ઉત્ક્રાંતિની કલ્પના કરો. મેં વિઝ્યુઅલ ઉદાહરણ માટે કેટલાક વિડિયો તૈયાર કર્યા છે 😉

આકાશ ઘણા તારાઓથી પથરાયેલું છે, જેમાંથી ધૂળ અને વાયુઓના વિખરાયેલા વિશાળ વાદળો છે, મુખ્યત્વે હાઇડ્રોજન. તારાઓ ચોક્કસપણે આવા નિહારિકાઓ અથવા તારાઓ વચ્ચેના પ્રદેશોમાં જન્મે છે.

એક તારો એટલો લાંબો જીવે છે (દસ અબજ વર્ષો સુધી) કે ખગોળશાસ્ત્રીઓ શરૂઆતથી અંત સુધી તેમાંથી એકનું પણ જીવન શોધી શકતા નથી.પરંતુ તેમની પાસે તારા વિકાસના વિવિધ તબક્કાઓનું અવલોકન કરવાની તક છે.

વૈજ્ઞાનિકોએ મેળવેલા ડેટાને સંયોજિત કર્યા અને લાક્ષણિક તારાઓના જીવનના તબક્કાઓને અનુસરવામાં સક્ષમ હતા: તારાઓ વચ્ચેના વાદળમાં તારાના જન્મની ક્ષણ, તેની યુવાની, મધ્યમ વય, વૃદ્ધાવસ્થા અને ક્યારેક ખૂબ જ અદભૂત મૃત્યુ.

તારાનો જન્મ.

તારાની રચના નિહારિકાની અંદરના પદાર્થના સંકોચનથી શરૂ થાય છે.ધીમે ધીમે, પરિણામી કોમ્પેક્શન કદમાં ઘટે છે, ગુરુત્વાકર્ષણના પ્રભાવ હેઠળ સંકોચાય છે. આ સંકોચન દરમિયાન, અથવા પતન, ઊર્જા છોડવામાં આવે છે જે ધૂળ અને ગેસને ગરમ કરે છે અને તેમને ચમકવા માટેનું કારણ બને છે.

ત્યાં એક કહેવાતા છે પ્રોટોસ્ટાર. તેના કેન્દ્ર અથવા કોરમાં પદાર્થનું તાપમાન અને ઘનતા મહત્તમ છે. જ્યારે તાપમાન લગભગ 10,000,000 °C સુધી પહોંચે છે, ત્યારે ગેસમાં થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ થવાનું શરૂ થાય છે.

હાઇડ્રોજન પરમાણુના મધ્યવર્તી કેન્દ્રો ભેગા થવાનું શરૂ કરે છે અને હિલીયમ પરમાણુના મધ્યવર્તી કેન્દ્રમાં ફેરવાય છે. આ ફ્યુઝન મોટી માત્રામાં ઊર્જા મુક્ત કરે છે.આ ઊર્જા, સંવહનની પ્રક્રિયા દ્વારા, સપાટીના સ્તરમાં સ્થાનાંતરિત થાય છે, અને પછી, પ્રકાશ અને ગરમીના સ્વરૂપમાં, અવકાશમાં ઉત્સર્જિત થાય છે. આ રીતે પ્રોટોસ્ટાર વાસ્તવિક સ્ટારમાં ફેરવાય છે.

કિરણોત્સર્ગ જે કોરમાંથી આવે છે તે વાયુ વાતાવરણને ગરમ કરે છે, દબાણ બનાવે છે જે બહારની તરફ નિર્દેશિત થાય છે, અને આમ તારાના ગુરુત્વાકર્ષણ પતનને અટકાવે છે.

પરિણામ એ છે કે તે સંતુલન શોધે છે, એટલે કે, તે સતત પરિમાણો ધરાવે છે, સપાટીનું સતત તાપમાન અને સતત માત્રામાં ઊર્જા મુક્ત થાય છે.

ખગોળશાસ્ત્રીઓ વિકાસના આ તબક્કે સ્ટાર કહે છે મુખ્ય ક્રમ તારો, આમ તે હર્ટ્ઝસ્પ્રંગ-રસેલ ડાયાગ્રામ પર જે સ્થાન ધરાવે છે તે દર્શાવે છે.આ રેખાકૃતિ તારાના તાપમાન અને તેજસ્વીતા વચ્ચેના સંબંધને વ્યક્ત કરે છે.

પ્રોટોસ્ટાર, જેનો સમૂહ નાનો હોય છે, તે થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયા શરૂ કરવા માટે જરૂરી તાપમાન સુધી ક્યારેય ગરમ થતા નથી. આ તારાઓ, સંકોચનના પરિણામે, ઝાંખામાં ફેરવાય છે લાલ દ્વાર્ફ , અથવા તો ઝાંખા બ્રાઉન ડ્વાર્ફ . પ્રથમ બ્રાઉન ડ્વાર્ફ સ્ટાર 1987 માં જ મળી આવ્યો હતો.

જાયન્ટ્સ અને વામન.

સૂર્યનો વ્યાસ આશરે 1,400,000 કિમી છે, તેની સપાટીનું તાપમાન લગભગ 6,000 °C છે અને તે પીળો પ્રકાશ ફેંકે છે. તે 5 અબજ વર્ષોથી તારાઓના મુખ્ય ક્રમનો ભાગ છે.

આવા તારા પરનું હાઇડ્રોજન "બળતણ" લગભગ 10 અબજ વર્ષોમાં સમાપ્ત થઈ જશે, અને મુખ્યત્વે હિલીયમ તેના મૂળમાં રહેશે.જ્યારે "બર્ન" કરવા માટે હવે કંઈ બચ્યું નથી, ત્યારે કોરમાંથી નિર્દેશિત રેડિયેશનની તીવ્રતા કોરના ગુરુત્વાકર્ષણના પતનને સંતુલિત કરવા માટે પૂરતી નથી.

પરંતુ આ કિસ્સામાં જે ઊર્જા છોડવામાં આવે છે તે આસપાસના પદાર્થોને ગરમ કરવા માટે પૂરતી છે. આ શેલમાં, હાઇડ્રોજન ન્યુક્લીનું સંશ્લેષણ શરૂ થાય છે અને વધુ ઊર્જા મુક્ત થાય છે.

તારો તેજસ્વી ચમકવા લાગે છે, પરંતુ હવે લાલ પ્રકાશ સાથે, અને તે જ સમયે તે વિસ્તરે છે, કદમાં દસ ગણો વધારો કરે છે. હવે આવા તારો લાલ જાયન્ટ કહેવાય છે.

લાલ જાયન્ટનો મુખ્ય ભાગ સંકુચિત થાય છે અને તાપમાન વધીને 100,000,000 °C અથવા તેથી વધુ થાય છે. અહીં હિલીયમ ન્યુક્લીની ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયા થાય છે, જે તેને કાર્બનમાં ફેરવે છે. જે ઉર્જા છોડવામાં આવે છે તેના માટે આભાર, તારો હજુ પણ લગભગ 100 મિલિયન વર્ષો સુધી ઝળકે છે.

હિલીયમ સમાપ્ત થયા પછી અને પ્રતિક્રિયાઓ મરી જાય છે, સમગ્ર તારો ધીમે ધીમે, ગુરુત્વાકર્ષણના પ્રભાવ હેઠળ, લગભગ ના કદ સુધી સંકોચાઈ જાય છે. આ કિસ્સામાં પ્રકાશિત ઊર્જા તારા માટે પૂરતી છે (હવે સફેદ વામન)થોડા સમય માટે તેજસ્વી રીતે ચમકવાનું ચાલુ રાખ્યું.

સફેદ દ્વાર્ફમાં પદાર્થના સંકોચનની ડિગ્રી ખૂબ ઊંચી હોય છે અને તેથી, તેની ઘનતા ખૂબ ઊંચી હોય છે - એક ચમચીનું વજન હજાર ટન સુધી પહોંચી શકે છે. આ રીતે તારાઓ આપણા સૂર્યનું કદ વિકસિત થાય છે.

આપણા સૂર્યનું સફેદ દ્વાર્ફમાં ઉત્ક્રાંતિ દર્શાવતો વીડિયો

સૂર્યના પાંચ ગણા દળવાળા તારાનું જીવન ચક્ર ખૂબ નાનું હોય છે અને તે કંઈક અલગ રીતે વિકસિત થાય છે.આવા તારો વધુ તેજસ્વી હોય છે, અને તેની સપાટીનું તાપમાન 25,000 ° સે અથવા તેથી વધુ હોય છે.

જ્યારે આવા સ્ટાર સ્ટેજમાં પ્રવેશે છે લાલ જાયન્ટ , તેના કોરનું તાપમાન 600,000,000 °C કરતાં વધી જાય છે. તે કાર્બન ન્યુક્લીની ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયાઓમાંથી પસાર થાય છે, જે આયર્ન સહિત ભારે તત્વોમાં રૂપાંતરિત થાય છે.

તારો, પ્રકાશિત ઊર્જાના પ્રભાવ હેઠળ, કદમાં વિસ્તરે છે જે તેના મૂળ કદ કરતાં સેંકડો ગણો મોટો હોય છે.આ તબક્કે સ્ટાર સુપરજાયન્ટ કહેવાય છે .

કોર માં ઉર્જા ઉત્પાદન પ્રક્રિયા અચાનક બંધ થઈ જાય છે, અને તે સેકન્ડોમાં સંકોચાઈ જાય છે. આ બધા સાથે, ઊર્જાનો વિશાળ જથ્થો પ્રકાશિત થાય છે અને આપત્તિજનક આંચકો તરંગ રચાય છે.

આ ઉર્જા સમગ્ર તારામાંથી પસાર થાય છે અને તેના નોંધપાત્ર ભાગને વિસ્ફોટક બળ વડે બાહ્ય અવકાશમાં બહાર કાઢે છે, જેના કારણે એક ઘટના તરીકે ઓળખાય છે. સુપરનોવા વિસ્ફોટ .

જે લખવામાં આવ્યું છે તેને વધુ સારી રીતે વિઝ્યુઅલાઈઝ કરવા માટે, ચાલો તારાઓના ઉત્ક્રાંતિ ચક્રની રેખાકૃતિ જોઈએ.

ફેબ્રુઆરી 1987માં, પડોશી ગેલેક્સી, લાર્જ મેગેલેનિક ક્લાઉડમાં સમાન જ્વાળા જોવા મળી હતી. આ સુપરનોવા સંક્ષિપ્તમાં એક ટ્રિલિયન સૂર્ય કરતાં વધુ ચમકતો હતો.

સુપરજાયન્ટનો કોર સંકુચિત થાય છે અને માત્ર 10-20 કિમીના વ્યાસ સાથે અવકાશી પદાર્થ બનાવે છે, અને તેની ઘનતા એટલી વધારે છે કે તેના પદાર્થના એક ચમચીનું વજન 100 મિલિયન ટન હોઈ શકે છે!!! આવા અવકાશી પદાર્થમાં ન્યુટ્રોન અનેન્યુટ્રોન સ્ટાર કહેવાય છે .

એક ન્યુટ્રોન તારો કે જે હમણાં જ રચાયો છે તેની પરિભ્રમણ ગતિ વધુ છે અને ખૂબ જ મજબૂત ચુંબકત્વ છે.

આ એક શક્તિશાળી ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક ક્ષેત્ર બનાવે છે જે રેડિયો તરંગો અને અન્ય પ્રકારના કિરણોત્સર્ગનું ઉત્સર્જન કરે છે. તેઓ કિરણોના સ્વરૂપમાં તારાના ચુંબકીય ધ્રુવોમાંથી ફેલાય છે.

આ કિરણો, તેની ધરીની આસપાસ તારાના પરિભ્રમણને કારણે, બાહ્ય અવકાશને સ્કેન કરવા લાગે છે. જ્યારે તેઓ અમારા રેડિયો ટેલિસ્કોપમાંથી પસાર થાય છે, ત્યારે અમે તેમને ટૂંકા ફ્લેશ અથવા કઠોળ તરીકે સમજીએ છીએ. તેથી જ આવા તારા કહેવામાં આવે છે પલ્સર.

તેઓ જે રેડિયો તરંગો બહાર કાઢે છે તેના કારણે પલ્સરની શોધ થઈ હતી. તે હવે જાણીતું બન્યું છે કે તેમાંના ઘણા પ્રકાશ અને એક્સ-રે કઠોળ ઉત્સર્જન કરે છે.

ક્રેબ નેબ્યુલામાં પ્રથમ પ્રકાશ પલ્સરની શોધ થઈ હતી. તેની કઠોળ પ્રતિ સેકન્ડમાં 30 વખત પુનરાવર્તિત થાય છે.

અન્ય પલ્સરના ધબકારા ઘણી વાર પુનરાવર્તિત થાય છે: પીઆઈઆર (પલ્સેટિંગ રેડિયો સ્ત્રોત) 1937+21 પ્રતિ સેકન્ડમાં 642 વખત ચમકે છે. આની કલ્પના કરવી પણ મુશ્કેલ છે!

જે તારાઓનું દળ સૌથી વધુ છે, જે સૂર્યના દળ કરતાં દસ ગણું છે, તે પણ સુપરનોવાની જેમ ભડકે છે.પરંતુ તેમના પ્રચંડ સમૂહને લીધે, તેમનું પતન વધુ આપત્તિજનક છે.

વિનાશક સંકોચન ન્યુટ્રોન સ્ટારની રચનાના તબક્કે પણ અટકતું નથી, એક પ્રદેશ બનાવે છે જેમાં સામાન્ય પદાર્થનું અસ્તિત્વ બંધ થઈ જાય છે.

ત્યાં માત્ર એક જ ગુરુત્વાકર્ષણ બાકી છે, જે એટલું મજબૂત છે કે કંઈપણ, પ્રકાશ પણ નહીં, તેના પ્રભાવથી બચી શકતું નથી. આ વિસ્તાર કહેવાય છે બ્લેક હોલ.હા, મોટા તારાઓની ઉત્ક્રાંતિ ડરામણી અને ખૂબ જ ખતરનાક છે.

આ વીડિયોમાં આપણે સુપરનોવા કેવી રીતે પલ્સરમાં અને બ્લેક હોલમાં ફેરવાય છે તે વિશે વાત કરીશું.

હું તમારા વિશે જાણતો નથી, પ્રિય વાચકો, પરંતુ વ્યક્તિગત રીતે, મને અવકાશ અને તેની સાથે જોડાયેલ દરેક વસ્તુમાં ખરેખર પ્રેમ છે અને મને રસ છે, તે ખૂબ જ રહસ્યમય અને સુંદર છે, તે આકર્ષક છે! તારાઓની ઉત્ક્રાંતિએ આપણા ભવિષ્ય વિશે ઘણું બધું કહ્યું છે અને બધા.

તારાનું આંતરિક જીવન બે દળોના પ્રભાવ દ્વારા નિયંત્રિત થાય છે: ગુરુત્વાકર્ષણ બળ, જે તારાનો પ્રતિકાર કરે છે અને તેને પકડી રાખે છે, અને કેન્દ્રમાં બનતી પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓ દરમિયાન પ્રકાશિત બળ. તેનાથી વિપરીત, તે તારાને દૂરના અવકાશમાં "દબાણ" કરવાનું વલણ ધરાવે છે. તેના નિર્માણના તબક્કા દરમિયાન, ગાઢ અને સંકુચિત તારો ગુરુત્વાકર્ષણથી ખૂબ પ્રભાવિત થાય છે. પરિણામે, મજબૂત ગરમી થાય છે, તાપમાન 10-20 મિલિયન ડિગ્રી સુધી પહોંચે છે. પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓ શરૂ કરવા માટે આ પૂરતું છે, જેના પરિણામે હાઇડ્રોજન હિલીયમમાં રૂપાંતરિત થાય છે.

પછી, લાંબા સમય સુધી, બે દળો એકબીજાને સંતુલિત કરે છે, તારો સ્થિર સ્થિતિમાં છે. જ્યારે કોરનું પરમાણુ બળતણ ધીમે ધીમે સમાપ્ત થાય છે, ત્યારે તારો અસ્થિરતાના તબક્કામાં પ્રવેશ કરે છે, બે દળો એકબીજાનો વિરોધ કરે છે. તારા માટે નિર્ણાયક ક્ષણ આવે છે - તાપમાન, ઘનતા, રાસાયણિક રચના. તારાનું દળ પ્રથમ આવે છે; આ અવકાશી પદાર્થનું ભાવિ તેના પર નિર્ભર કરે છે - કાં તો તારો સુપરનોવાની જેમ વિસ્ફોટ કરશે, અથવા સફેદ વામન, ન્યુટ્રોન તારો અથવા બ્લેક હોલમાં ફેરવાશે.

હાઇડ્રોજન કેવી રીતે સમાપ્ત થાય છે

અવકાશી પદાર્થોમાં માત્ર સૌથી મોટા (ગુરુના દળના લગભગ 80 ગણા) તારા બને છે, નાના (ગુરુ કરતા લગભગ 17 ગણા નાના) ગ્રહો બને છે. ત્યાં મધ્યમ સમૂહના શરીર પણ છે, તે ગ્રહોના વર્ગ સાથે સંબંધ રાખવા માટે ખૂબ મોટા છે, અને તારાઓની ઊંડાઈમાં થતી પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓ માટે ખૂબ નાના અને ઠંડા છે.

આ ઘેરા રંગના અવકાશી પદાર્થોમાં ઓછી તેજસ્વીતા હોય છે અને આકાશમાં તેને અલગ પાડવાનું ખૂબ મુશ્કેલ હોય છે. તેમને "બ્રાઉન ડ્વાર્ફ" કહેવામાં આવે છે.

તેથી, તારાઓ તારાઓની વાયુના વાદળોમાંથી બને છે. પહેલેથી જ નોંધ્યું છે તેમ, તારો લાંબા સમય સુધી સંતુલિત સ્થિતિમાં રહે છે. પછી અસ્થિરતાનો સમયગાળો આવે છે. તારાનું આગળનું ભાવિ વિવિધ પરિબળો પર આધારિત છે. એક કાલ્પનિક નાના તારાનો વિચાર કરો જેનું દળ 0.1 થી 4 સૌર દળ સુધીનું છે. નીચા સમૂહવાળા તારાઓની લાક્ષણિકતા એ આંતરિક સ્તરોમાં સંવહનની ગેરહાજરી છે, એટલે કે. તારા બનાવે છે તે પદાર્થો ભળતા નથી, જેમ કે મોટા સમૂહવાળા તારાઓમાં થાય છે.

આનો અર્થ એ છે કે જ્યારે કોરમાં હાઇડ્રોજન સમાપ્ત થઈ જાય છે, ત્યારે બાહ્ય સ્તરોમાં આ તત્વના કોઈ નવા અનામત નથી. હાઇડ્રોજન બળી જાય છે અને હિલીયમમાં ફેરવાય છે. ધીમે ધીમે, કોર ગરમ થાય છે, સપાટીના સ્તરો તેમની પોતાની રચનાને અસ્થિર કરે છે, અને તારો, જેમ કે H-R ડાયાગ્રામમાંથી જોઈ શકાય છે, ધીમે ધીમે મુખ્ય ક્રમના તબક્કામાંથી બહાર નીકળે છે. નવા તબક્કામાં, તારાની અંદરના પદાર્થની ઘનતા વધે છે, કોર ની રચના "અધોગતિ" થાય છે અને પરિણામે, એક વિશિષ્ટ સુસંગતતા દેખાય છે. તે સામાન્ય બાબત કરતાં અલગ છે.

પદાર્થમાં ફેરફાર

જ્યારે પદાર્થ બદલાય છે, ત્યારે દબાણ માત્ર વાયુઓની ઘનતા પર આધાર રાખે છે, તાપમાન પર નહીં.

હર્ટ્ઝસ્પ્રંગ-રસેલ ડાયાગ્રામમાં, તારો જમણી તરફ અને પછી ઉપર તરફ જાય છે, લાલ વિશાળ પ્રદેશની નજીક આવે છે. તેના પરિમાણો નોંધપાત્ર રીતે વધે છે, અને તેના કારણે, બાહ્ય સ્તરોનું તાપમાન ઘટે છે. લાલ જાયન્ટનો વ્યાસ લાખો કિલોમીટર સુધી પહોંચી શકે છે. જ્યારે આપણું આ તબક્કામાં પ્રવેશે છે, ત્યારે તે "ગળી જશે" અથવા શુક્ર, અને જો તે પૃથ્વીને પકડી શકશે નહીં, તો તે તેને એટલી હદે ગરમ કરશે કે આપણા ગ્રહ પર જીવનનું અસ્તિત્વ બંધ થઈ જશે.

તારાની ઉત્ક્રાંતિ દરમિયાન, તેના કોરનું તાપમાન વધે છે. પ્રથમ, પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓ થાય છે, પછી, શ્રેષ્ઠ તાપમાને પહોંચ્યા પછી, હિલીયમ ઓગળવાનું શરૂ કરે છે. જ્યારે આવું થાય છે, ત્યારે મુખ્ય તાપમાનમાં અચાનક વધારો જ્વાળાનું કારણ બને છે અને તારો ઝડપથી H-R ડાયાગ્રામની ડાબી બાજુએ ખસે છે. આ કહેવાતા "હિલીયમ ફ્લેશ" છે. આ સમયે, હિલીયમ ધરાવતો કોર હાઇડ્રોજન સાથે બળે છે, જે કોરની આસપાસના શેલનો ભાગ છે. H-R ડાયાગ્રામ પર, આ તબક્કો આડી રેખા સાથે જમણી તરફ જઈને રેકોર્ડ કરવામાં આવે છે.

ઉત્ક્રાંતિના છેલ્લા તબક્કા

જ્યારે હિલીયમ કાર્બનમાં પરિવર્તિત થાય છે, ત્યારે ન્યુક્લિયસમાં ફેરફાર થાય છે. કાર્બન બળવાનું શરૂ ન થાય ત્યાં સુધી (જો તારો મોટો હોય) ત્યાં સુધી તેનું તાપમાન વધે છે. નવો ફાટી નીકળે છે. કોઈ પણ સંજોગોમાં, તારાના ઉત્ક્રાંતિના છેલ્લા તબક્કા દરમિયાન, તેના સમૂહનું નોંધપાત્ર નુકસાન નોંધવામાં આવે છે. જ્યારે તારાના બાહ્ય સ્તરો મોટા પરપોટાની જેમ ફાટી જાય છે ત્યારે આ વિસ્ફોટ દરમિયાન ધીમે ધીમે અથવા અચાનક થઈ શકે છે. પછીના કિસ્સામાં, એક ગ્રહોની નિહારિકા રચાય છે - એક ગોળાકાર શેલ, બાહ્ય અવકાશમાં કેટલાક દસ અથવા તો સેંકડો કિમી/સેકંડની ઝડપે ફેલાય છે.

તારાનું અંતિમ ભાગ્ય તેનામાં બનેલી દરેક વસ્તુ પછી બાકી રહેલા સમૂહ પર આધારિત છે. જો તમામ રૂપાંતર અને જ્વાળાઓ દરમિયાન તે ઘણા બધા દ્રવ્યને બહાર કાઢે છે અને તેનું દળ 1.44 સૌર દળ કરતા વધારે નથી, તો તારો સફેદ વામનમાં ફેરવાઈ જાય છે. પાકિસ્તાની ખગોળશાસ્ત્રી સુબ્રહ્મણ્યન ચંદ્રશેખરના માનમાં આ આંકડાને "ચંદ્ર-શેખર મર્યાદા" કહેવામાં આવે છે. આ તારાનું મહત્તમ દળ છે કે જેના પર કોરમાં ઇલેક્ટ્રોનના દબાણને કારણે વિનાશક અંત આવી શકતો નથી.

બાહ્ય સ્તરોના વિસ્ફોટ પછી, તારાનો મુખ્ય ભાગ રહે છે, અને તેની સપાટીનું તાપમાન ખૂબ ઊંચું છે - લગભગ 100,000 °K. તારો H-R ડાયાગ્રામની ડાબી ધાર તરફ ખસે છે અને નીચે જાય છે. જેમ જેમ તેનું કદ ઘટતું જાય તેમ તેમ તેની તેજસ્વીતા ઘટતી જાય છે.

તારો ધીમે ધીમે સફેદ દ્વાર્ફ ઝોનમાં પહોંચી રહ્યો છે. આ નાના વ્યાસ (આપણા જેવા) તારાઓ છે, પરંતુ ખૂબ જ ઊંચી ઘનતા, પાણીની ઘનતા કરતાં દોઢ મિલિયન ગણી લાક્ષણિકતા ધરાવે છે. એક ઘન સેન્ટીમીટર જે પદાર્થ સફેદ વામન બનાવે છે તેનું વજન પૃથ્વી પર લગભગ એક ટન જેટલું હશે!

સફેદ વામન તારા ઉત્ક્રાંતિના અંતિમ તબક્કાનું પ્રતિનિધિત્વ કરે છે, કોઈ વિસ્ફોટ વિના. તેણી ધીમે ધીમે ઠંડુ પડી રહી છે.

વૈજ્ઞાનિકો માને છે કે સફેદ દ્વાર્ફનો અંત ખૂબ જ ધીમો છે, ઓછામાં ઓછા બ્રહ્માંડની શરૂઆતથી, એવું લાગે છે કે એક પણ સફેદ દ્વાર્ફ "થર્મલ ડેથ" નો ભોગ બન્યો નથી.

જો તારો મોટો હોય અને તેનું દળ સૂર્ય કરતા વધારે હોય, તો તે સુપરનોવાની જેમ વિસ્ફોટ કરશે. જ્વાળા દરમિયાન, તારો સંપૂર્ણ અથવા આંશિક રીતે તૂટી શકે છે. પ્રથમ કિસ્સામાં, જે પાછળ રહેશે તે તારામાંથી અવશેષ પદાર્થો સાથે વાયુનો વાદળ છે. બીજામાં, સૌથી વધુ ઘનતાનું અવકાશી પદાર્થ રહે છે - ન્યુટ્રોન સ્ટાર અથવા બ્લેક હોલ.

એસ્ટ્રોફિઝિક્સે તારાઓની ઉત્ક્રાંતિના અભ્યાસમાં પહેલેથી જ પૂરતી પ્રગતિ કરી છે. સૈદ્ધાંતિક મોડેલો વિશ્વસનીય અવલોકનો દ્વારા સમર્થિત છે, અને જો કે તેમાં કેટલાક ગાબડા છે, તારાના જીવન ચક્રનું સામાન્ય ચિત્ર લાંબા સમયથી જાણીતું છે.

જન્મ

તે બધા પરમાણુ વાદળથી શરૂ થાય છે. આ ઇન્ટરસ્ટેલર ગેસના વિશાળ પ્રદેશો છે જે હાઇડ્રોજન પરમાણુઓ બનાવવા માટે પૂરતા પ્રમાણમાં ગાઢ છે.

પછી એક ઘટના બને છે. કદાચ તે નજીકમાં વિસ્ફોટ થયેલા સુપરનોવામાંથી આવતા આંચકાના તરંગને કારણે અથવા કદાચ મોલેક્યુલર ક્લાઉડની અંદરની કુદરતી ગતિશીલતાને કારણે હશે. જો કે, ત્યાં માત્ર એક જ પરિણામ છે - ગુરુત્વાકર્ષણ અસ્થિરતા વાદળની અંદર ક્યાંક ગુરુત્વાકર્ષણ કેન્દ્રની રચના તરફ દોરી જાય છે.

ગુરુત્વાકર્ષણની લાલચને વશ થઈને, આજુબાજુનો પદાર્થ આ કેન્દ્રની આસપાસ ફરવા લાગે છે અને તેની સપાટી પર સ્તરો પડે છે. ધીમે ધીમે, વધતા તાપમાન અને તેજસ્વીતા સાથે સંતુલિત ગોળાકાર કોર રચાય છે - એક પ્રોટોસ્ટાર.

પ્રોટોસ્ટારની આજુબાજુ ગેસ અને ધૂળની ડિસ્ક ઝડપથી અને ઝડપથી ફરે છે, તેની વધતી જતી ઘનતા અને સમૂહને કારણે, વધુ અને વધુ કણો તેની ઊંડાઈમાં અથડાય છે, અને તાપમાન સતત વધતું રહે છે.

જલદી તે લાખો ડિગ્રી સુધી પહોંચે છે, પ્રથમ થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયા પ્રોટોસ્ટારના કેન્દ્રમાં થાય છે. બે હાઇડ્રોજન ન્યુક્લિયસ કુલોમ્બ અવરોધને દૂર કરે છે અને હિલીયમ ન્યુક્લિયસ બનાવવા માટે ભેગા થાય છે. પછી અન્ય બે ન્યુક્લી, પછી અન્ય... જ્યાં સુધી સાંકળ પ્રતિક્રિયા સમગ્ર પ્રદેશને આવરી લે ત્યાં સુધી તાપમાન હાઇડ્રોજનને હિલીયમનું સંશ્લેષણ કરવા દે છે.

થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓની ઊર્જા પછી તારાની સપાટી પર ઝડપથી પહોંચે છે, તેની તેજસ્વીતામાં તીવ્ર વધારો થાય છે. તેથી પ્રોટોસ્ટાર, જો તેની પાસે પૂરતો સમૂહ હોય, તો તે સંપૂર્ણ યુવા તારામાં ફેરવાય છે.

સક્રિય તારો રચતો પ્રદેશ N44 / ©ESO, NASA

ના બાળપણ, ના કિશોરાવસ્થા, ના યુવાની

બધા પ્રોટોસ્ટાર જે તેમના કોરોમાં થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાને ટ્રિગર કરવા માટે પૂરતા પ્રમાણમાં ગરમ ​​થાય છે, પછી તેમના સમગ્ર અસ્તિત્વના 90% ભાગ પર કબજો કરીને સૌથી લાંબા અને સૌથી સ્થિર સમયગાળામાં પ્રવેશ કરે છે.

આ તબક્કે તેમની સાથે જે થાય છે તે થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓના ક્ષેત્રમાં હાઇડ્રોજનનું ધીમે ધીમે બર્નિંગ છે. શાબ્દિક રીતે "જીવન દ્વારા બર્નિંગ." તારો ખૂબ જ ધીરે ધીરે - અબજો વર્ષોમાં - વધુ ગરમ બનશે, થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓની તીવ્રતા વધશે, જેમ કે તેજસ્વીતા વધશે, પરંતુ વધુ કંઈ નહીં.

અલબત્ત, ઘટનાઓ શક્ય છે જે તારાઓની ઉત્ક્રાંતિને વેગ આપે છે - ઉદાહરણ તરીકે, નજીકની નિકટતા અથવા તો બીજા તારા સાથે અથડામણ, પરંતુ આ કોઈ પણ રીતે વ્યક્તિગત તારાના જીવન ચક્ર પર આધારિત નથી.

ત્યાં વિચિત્ર "સ્થિર જન્મેલા" તારાઓ પણ છે જે મુખ્ય ક્રમ સુધી પહોંચી શકતા નથી - એટલે કે, તેઓ થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓના આંતરિક દબાણનો સામનો કરવામાં સક્ષમ નથી.

આ લો-માસ (સૂર્યના દળના 0.0767 કરતા ઓછા) પ્રોટોસ્ટાર છે - તે જ છે જેને બ્રાઉન ડ્વાર્ફ કહેવામાં આવે છે. અપર્યાપ્ત ગુરુત્વાકર્ષણ સંકોચનને લીધે, તેઓ હાઇડ્રોજન સંશ્લેષણના પરિણામે બનેલી ઊર્જા કરતાં વધુ ઊર્જા ગુમાવે છે. સમય જતાં, આ તારાઓની ઊંડાઈમાં થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ બંધ થઈ જાય છે, અને તેમના માટે જે બાકી રહે છે તે લાંબી પરંતુ અનિવાર્ય ઠંડક છે.

ભૂરા વામનની કલાકારની છાપ / ©ESO/I. ક્રોસફિલ્ડ/એન. રાઇઝિંગર

વૃદ્ધાવસ્થા પરેશાન

મનુષ્યોથી વિપરીત, વિશાળ તારાઓના "જીવન" માં સૌથી સક્રિય અને રસપ્રદ તબક્કો તેમના અસ્તિત્વના અંત તરફ શરૂ થાય છે.

દરેક વ્યક્તિગત તારાની આગળની ઉત્ક્રાંતિ કે જે મુખ્ય ક્રમના અંત સુધી પહોંચે છે - એટલે કે, જ્યારે તારાના કેન્દ્રમાં થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝન માટે વધુ હાઇડ્રોજન બાકી રહેતો નથી - તે સીધો જ તારાના સમૂહ અને તેના રાસાયણિક પર આધાર રાખે છે. રચના

મુખ્ય ક્રમમાં તારાનું વજન જેટલું ઓછું હશે, તેનું "જીવન" જેટલું લાંબુ હશે અને તેનો અંત ઓછો ભવ્ય હશે. ઉદાહરણ તરીકે, સૂર્યના અડધા કરતા ઓછા દળવાળા તારાઓ - જેને લાલ દ્વાર્ફ કહેવામાં આવે છે - બિગ બેંગ પછી ક્યારેય "મૃત્યુ પામ્યા" નથી. ગણતરીઓ અને કોમ્પ્યુટર સિમ્યુલેશન મુજબ, આવા તારાઓ, થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓની નબળી તીવ્રતાને કારણે, હજારો અબજોથી દસ લાખ કરોડ વર્ષો સુધી શાંતિથી હાઇડ્રોજનને બાળી શકે છે, અને તેમની મુસાફરીના અંતે તેઓ કદાચ તે જ રીતે બહાર નીકળી જશે. બ્રાઉન ડ્વાર્ફ તરીકે.

મધ્યમાં હાઇડ્રોજનને બાળી નાખ્યા પછી સરેરાશ અડધાથી દસ સૌર સમૂહ ધરાવતા તારાઓ તેમની રચનામાં ભારે રાસાયણિક તત્વોને બાળી શકે છે - પ્રથમ હિલીયમ, પછી કાર્બન, ઓક્સિજન અને પછી, સમૂહ કેટલો ભાગ્યશાળી છે તેના આધારે, ઉપર આયર્ન-56 (આયર્નનો આઇસોટોપ, જેને ક્યારેક "થર્મોન્યુક્લિયર કમ્બશન એશ" કહેવામાં આવે છે).

આવા તારાઓ માટે, મુખ્ય ક્રમને અનુસરતા તબક્કાને રેડ જાયન્ટ સ્ટેજ કહેવામાં આવે છે. હિલીયમ થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ, પછી કાર્બન રાશિઓ, વગેરે શરૂ કરવી. દરેક વખતે તારાના નોંધપાત્ર પરિવર્તન તરફ દોરી જાય છે.

એક અર્થમાં, આ મૃત્યુ થ્રોસ છે. પછી તારો સેંકડો વખત વિસ્તરે છે અને લાલ થઈ જાય છે, પછી ફરીથી સંકુચિત થાય છે. તેજ પણ બદલાય છે - તે હજારો વખત વધે છે, પછી ફરી ઘટે છે.

આ પ્રક્રિયાના અંતે, લાલ જાયન્ટના બાહ્ય શેલને બહાર કાઢવામાં આવે છે, જે અદભૂત ગ્રહોની નિહારિકા બનાવે છે. કેન્દ્રમાં જે રહે છે તે એક ખુલ્લું કોર છે - એક સફેદ હિલીયમ વામન જેનું દળ લગભગ અડધા સૂર્ય અને ત્રિજ્યા લગભગ પૃથ્વીની ત્રિજ્યા જેટલું છે.

સફેદ દ્વાર્ફનું ભાગ્ય લાલ દ્વાર્ફ જેવું જ હોય ​​છે - અબજોથી ટ્રિલિયન વર્ષો સુધી શાંતિથી બળી જાય છે, સિવાય કે, અલબત્ત, નજીકમાં કોઈ સાથી તારો હોય, જેના કારણે સફેદ દ્વાર્ફ તેના સમૂહને વધારી શકે છે.

KOI-256 સિસ્ટમ, જેમાં લાલ અને સફેદ દ્વાર્ફનો સમાવેશ થાય છે / ©NASA/JPL-Caltech

અતિશય વૃદ્ધાવસ્થા

જો તારો તેના સમૂહ સાથે ખાસ કરીને નસીબદાર છે, અને તે લગભગ 12 સૌર અથવા તેથી વધુ સમાન છે, તો તેના ઉત્ક્રાંતિના અંતિમ તબક્કાઓ વધુ આત્યંતિક ઘટનાઓ દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છે.

જો લાલ જાયન્ટના કોરનું દળ 1.44 સૌર માસની ચંદ્રશેખર મર્યાદાને ઓળંગે છે, તો તારો માત્ર અંતિમ તબક્કામાં જ તેના શેલને છોડતો નથી, પરંતુ એક શક્તિશાળી થર્મોન્યુક્લિયર વિસ્ફોટમાં સંચિત ઊર્જાને મુક્ત કરે છે - એક સુપરનોવા.

સુપરનોવાના અવશેષોના હૃદયમાં, જે તારાઓની દ્રવ્યને ઘણા પ્રકાશ વર્ષો સુધી પ્રચંડ બળ સાથે વિખેરી નાખે છે, આ કિસ્સામાં જે બાકી રહે છે તે સફેદ વામન નથી, પરંતુ માત્ર 10-20 ની ત્રિજ્યા સાથે એક સુપર-ડેન્સ ન્યુટ્રોન તારો છે. કિલોમીટર

જો કે, જો લાલ જાયન્ટનું દળ 30 સૌર દળ કરતાં વધુ હોય (અથવા તેના બદલે, પહેલેથી જ એક સુપરજાયન્ટ), અને તેના કોરનું દળ લગભગ 2.5-3 સૌર દળના સમકક્ષ ઓપેનહેઇમર-વોલ્કોવની મર્યાદા કરતાં વધી જાય, તો પછી ન તો સફેદ વામન કે ન્યુટ્રોન સ્ટારની રચના થતી નથી.

સુપરનોવાના અવશેષોની મધ્યમાં, કંઈક વધુ પ્રભાવશાળી દેખાય છે - એક બ્લેક હોલ, કારણ કે વિસ્ફોટ થતા તારાનો મુખ્ય ભાગ એટલો સંકુચિત છે કે ન્યુટ્રોન પણ તૂટી પડવાનું શરૂ કરે છે, અને પ્રકાશ સહિત બીજું કંઈપણ નવજાત બ્લેક હોલને છોડી શકતું નથી - અથવા બદલે, તેની ઘટના ક્ષિતિજ.

ખાસ કરીને મોટા તારાઓ - વાદળી સુપરજાયન્ટ્સ - લાલ સુપરજાયન્ટ સ્ટેજને બાયપાસ કરી શકે છે અને સુપરનોવામાં પણ વિસ્ફોટ કરી શકે છે.

ગેલેક્સી NGC 4526 માં સુપરનોવા SN 1994D (નીચલા ડાબા ખૂણામાં તેજસ્વી બિંદુ) / ©NASA

આપણા સૂર્યની રાહ શું છે?

સૂર્ય એ મધ્યમ-દળનો તારો છે, તેથી જો તમે લેખનો પાછલો ભાગ કાળજીપૂર્વક વાંચશો, તો તમે પોતે જ આગાહી કરી શકો છો કે આપણો તારો કયા માર્ગ પર છે.

જો કે, સૂર્ય લાલ જાયન્ટમાં ફેરવાય તે પહેલાં જ માનવતાને શ્રેણીબદ્ધ ખગોળીય આંચકાઓનો સામનો કરવો પડશે. જ્યારે સૂર્યના કેન્દ્રમાં થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓની તીવ્રતા પૃથ્વીના મહાસાગરોને બાષ્પીભવન કરવા માટે પૂરતી બની જશે ત્યારે એક અબજ વર્ષોમાં પૃથ્વી પર જીવન અશક્ય બની જશે. આની સમાંતર, મંગળ પર જીવનની પરિસ્થિતિઓમાં સુધારો થશે, જે અમુક સમયે તેને વસવાટ માટે યોગ્ય બનાવી શકે છે.

લગભગ 7 અબજ વર્ષોમાં, સૂર્ય તેના બાહ્ય પ્રદેશોમાં થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાને ટ્રિગર કરવા માટે પૂરતો ગરમ થશે. સૂર્યની ત્રિજ્યા લગભગ 250 ગણી વધશે, અને તેજ 2700 ગણો વધશે - તે લાલ જાયન્ટમાં પરિવર્તિત થશે.

વધેલા સૌર પવનને કારણે, આ તબક્કે તારો તેના સમૂહના ત્રીજા ભાગ સુધી ગુમાવશે, પરંતુ તેની પાસે બુધને શોષવાનો સમય હશે.

સૌર કોરનું દળ, તેની આસપાસના હાઇડ્રોજનના બળીને કારણે, તે પછી એટલું વધશે કે કહેવાતા હિલીયમ ફ્લેશ થશે, અને કાર્બન અને ઓક્સિજનમાં હિલીયમ ન્યુક્લીનું થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝન શરૂ થશે. તારાની ત્રિજ્યા નોંધપાત્ર રીતે ઘટીને 11 માનક સૌર થશે.

સૌર પ્રવૃત્તિ / ©NASA/Goddard/SDO

જો કે, 100 મિલિયન વર્ષો પછી, હિલીયમ સાથેની પ્રતિક્રિયા તારાના બાહ્ય પ્રદેશોમાં જશે, અને તે ફરીથી લાલ જાયન્ટના કદ, તેજસ્વીતા અને ત્રિજ્યા સુધી વધશે.

આ તબક્કે સૌર પવન એટલો મજબૂત બનશે કે તે તારાના બાહ્ય પ્રદેશોને અવકાશમાં ઉડાવી દેશે, અને તેઓ એક વિશાળ ગ્રહોની નિહારિકા બનાવશે.

અને જ્યાં સૂર્ય હતો, ત્યાં પૃથ્વીના કદ જેટલો સફેદ વામન રહેશે. શરૂઆતમાં અત્યંત તેજસ્વી, પરંતુ સમય જતાં તે ઝાંખા અને ઝાંખા થાય છે.