तारा-- एक खगोलीय पिंड ज्यामध्ये थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया होत आहेत, झाल्या आहेत किंवा होणार आहेत. तारे हे वायूचे (प्लाझ्मा) प्रचंड चमकदार गोळे आहेत. गुरुत्वाकर्षणाच्या कम्प्रेशनच्या परिणामी गॅस-धूळ वातावरणातून (हायड्रोजन आणि हेलियम) तयार होते. ताऱ्यांच्या आतील भागात असलेल्या पदार्थाचे तापमान लाखो केल्विनमध्ये आणि त्यांच्या पृष्ठभागावर - हजारो केल्विनमध्ये मोजले जाते. हायड्रोजनचे हेलियममध्ये रूपांतर करणाऱ्या थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियांमुळे बहुतेक ताऱ्यांची ऊर्जा बाहेर पडते, जी अंतर्गत प्रदेशात उच्च तापमानात होते. ताऱ्यांना बहुतेक वेळा विश्वाचे मुख्य भाग म्हटले जाते, कारण त्यांच्यामध्ये निसर्गात मोठ्या प्रमाणात प्रकाशमय पदार्थ असतात. तारे हेलियम आणि हायड्रोजन तसेच इतर वायूंनी बनलेल्या प्रचंड, गोलाकार वस्तू आहेत. ताऱ्याची उर्जा त्याच्या गाभ्यामध्ये असते, जिथे हीलियम प्रत्येक सेकंदाला हायड्रोजनशी संवाद साधतो. आपल्या विश्वातील सर्व सेंद्रिय गोष्टींप्रमाणेच, तारे उगवतात, विकसित होतात, बदलतात आणि अदृश्य होतात - या प्रक्रियेला अब्जावधी वर्षे लागतात आणि तिला "स्टार इव्होल्यूशन" ही प्रक्रिया म्हणतात.

1. ताऱ्यांची उत्क्रांती

ताऱ्यांची उत्क्रांती-- तारा त्याच्या जीवनादरम्यान, म्हणजेच शेकडो हजारो, लाखो किंवा अब्जावधी वर्षांच्या कालावधीत प्रकाश आणि उष्णता उत्सर्जित करत असताना होणाऱ्या बदलांचा क्रम. तारा आपल्या जीवनाची सुरुवात आंतरतारकीय वायूच्या थंड, दुर्मिळ ढगाच्या रूपात करतो (तार्‍यांमधील सर्व जागा भरणारे दुर्मिळ वायू माध्यम), स्वतःच्या गुरुत्वाकर्षणाच्या प्रभावाखाली संकुचित होऊन हळूहळू चेंडूचा आकार घेतो. संकुचित केल्यावर, गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा (सर्व भौतिक शरीरांमधील सार्वत्रिक मूलभूत परस्परसंवाद) उष्णतेमध्ये बदलते आणि वस्तूचे तापमान वाढते. जेव्हा मध्यभागी तापमान 15-20 दशलक्ष के पर्यंत पोहोचते तेव्हा थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया सुरू होतात आणि कॉम्प्रेशन थांबते. वस्तू पूर्ण तारा बनते. ताऱ्याच्या आयुष्याचा पहिला टप्पा सूर्यासारखाच असतो - त्यावर हायड्रोजन चक्राच्या प्रतिक्रियांचे वर्चस्व असते. हर्टझस्प्रंग-रसेल आकृती (चित्र 1) (संपूर्ण विशालता, प्रकाशमानता, वर्णक्रमीय वर्ग आणि ताऱ्याच्या पृष्ठभागाचे तापमान, 1910 यांच्यातील संबंध दर्शविणारा) च्या मुख्य क्रमावर राहून, त्याचे बहुतेक आयुष्य याच अवस्थेत राहते. त्याच्या गाभ्यामध्ये इंधनाचे साठे संपतात. जेव्हा ताऱ्याच्या मध्यभागी असलेले सर्व हायड्रोजन हेलियममध्ये रूपांतरित होते, तेव्हा एक हीलियम कोर तयार होतो आणि हायड्रोजनचे थर्मोन्यूक्लियर बर्निंग त्याच्या परिघावर चालू राहते. या काळात ताऱ्याची रचना बदलू लागते. त्याची चमक वाढते, त्याचे बाह्य स्तर विस्तारतात आणि त्याच्या पृष्ठभागाचे तापमान कमी होते-तारा लाल राक्षस बनतो, जो हर्टझस्प्रंग-रसेल आकृतीवर एक शाखा बनवतो. तारा मुख्य अनुक्रमापेक्षा या शाखेवर लक्षणीय कमी वेळ घालवतो. जेव्हा हेलियम कोरचे संचित वस्तुमान लक्षणीय होते, तेव्हा ते स्वतःचे वजन उचलू शकत नाही आणि आकुंचन पावू लागते; जर तारा पुरेसा मोठा असेल, तर वाढत्या तापमानामुळे हेलियमचे आणखी जड घटकांमध्ये (हीलियमचे कार्बनमध्ये, कार्बनचे ऑक्सिजनमध्ये, ऑक्सिजनचे सिलिकॉनमध्ये आणि शेवटी सिलिकॉनचे लोहामध्ये) थर्मोन्यूक्लियर रूपांतर होऊ शकते.

2. ताऱ्यांच्या आतील भागात थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन

1939 पर्यंत, हे स्थापित केले गेले की तारकीय ऊर्जेचा स्त्रोत ताऱ्यांच्या आतड्यांमध्ये होणारे थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन आहे. बहुतेक तारे रेडिएशन उत्सर्जित करतात कारण त्यांच्या गाभ्यामध्ये चार प्रोटॉन मध्यवर्ती चरणांच्या मालिकेद्वारे एकाच अल्फा कणात एकत्र होतात. हे परिवर्तन दोन मुख्य मार्गांनी होऊ शकते, ज्याला प्रोटॉन-प्रोटॉन, किंवा p-p, सायकल आणि कार्बन-नायट्रोजन, किंवा CN, चक्र म्हणतात. कमी वस्तुमान असलेल्या तार्‍यांमध्ये, ऊर्जा सोडणे प्रामुख्याने पहिल्या चक्राद्वारे प्रदान केले जाते, जड ताऱ्यांमध्ये - दुसऱ्याद्वारे. तारेमध्ये आण्विक इंधनाचा पुरवठा मर्यादित असतो आणि तो सतत किरणोत्सर्गावर खर्च होतो. थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजनची प्रक्रिया, जी ऊर्जा सोडते आणि ताऱ्याच्या पदार्थाची रचना बदलते, गुरुत्वाकर्षणाच्या संयोगाने, जी ताऱ्याला संकुचित करते आणि ऊर्जा देखील सोडते, तसेच पृष्ठभागावरील रेडिएशन, जी सोडलेली ऊर्जा वाहून नेतात. तारकीय उत्क्रांतीची मुख्य प्रेरक शक्ती. ताऱ्याची उत्क्रांती एका विशाल आण्विक ढगात सुरू होते, ज्याला तारकीय पाळणा देखील म्हणतात. आकाशगंगेतील बहुतेक "रिक्त" जागेत 0.1 ते 1 रेणू प्रति सेमी दरम्यान असतात?. आण्विक ढगाची घनता प्रति सेंटीमीटर सुमारे दशलक्ष रेणू असते?. अशा ढगाचे वस्तुमान सूर्याच्या वस्तुमानापेक्षा त्याच्या आकारमानामुळे 100,000-10,000,000 पटीने जास्त असते: व्यास 50 ते 300 प्रकाशवर्षांपर्यंत. ढग त्याच्या गृह आकाशगंगेच्या केंद्राभोवती मुक्तपणे फिरत असताना, काहीही घडत नाही. तथापि, गुरुत्वाकर्षण क्षेत्राच्या एकसमानतेमुळे, त्यात अडथळा निर्माण होऊ शकतो, ज्यामुळे वस्तुमानाची स्थानिक एकाग्रता होऊ शकते. अशा गडबडीमुळे ढगांचे गुरुत्वाकर्षण कोसळते. याला कारणीभूत असलेली एक परिस्थिती म्हणजे दोन ढगांची टक्कर. संकुचित होण्यास कारणीभूत होणारी दुसरी घटना म्हणजे सर्पिल आकाशगंगेच्या दाट हातातून ढगाचा मार्ग असू शकतो. जवळच्या सुपरनोव्हाचा स्फोट देखील एक गंभीर घटक असू शकतो, ज्याची शॉक वेव्ह प्रचंड वेगाने आण्विक ढगांशी टक्कर देईल. हे देखील शक्य आहे की आकाशगंगा आदळतील, ज्यामुळे ताऱ्यांच्या निर्मितीचा स्फोट होऊ शकतो कारण प्रत्येक आकाशगंगेतील वायू ढग टक्करामुळे संकुचित होतात. सर्वसाधारणपणे, ढगाच्या वस्तुमानावर कार्य करणार्‍या शक्तींमधील कोणतीही विसंगती तारा निर्मितीची प्रक्रिया सुरू करू शकते. उद्भवलेल्या विसंगतीमुळे, आण्विक वायूचा दाब यापुढे पुढील संकुचन टाळू शकत नाही आणि गुरुत्वाकर्षण शक्तींच्या प्रभावाखाली भविष्यातील ताऱ्याच्या केंद्राभोवती वायू जमा होऊ लागतो. सोडलेल्या गुरुत्वाकर्षण उर्जेपैकी अर्धी उर्जा ढग गरम करण्यासाठी जाते आणि अर्धी प्रकाश किरणोत्सर्गाकडे जाते. ढगांमध्ये, दाब आणि घनता मध्यभागी वाढते आणि मध्य भाग कोसळणे परिघापेक्षा वेगाने होते. जसजसे ते आकुंचन पावत जाते, तसतसे फोटॉनचा मध्यम मुक्त मार्ग कमी होतो आणि ढग त्याच्या स्वतःच्या किरणोत्सर्गासाठी कमी आणि कमी पारदर्शक बनतो. यामुळे तापमानात जलद वाढ होते आणि दाबात आणखी जलद वाढ होते. परिणामी, दाब ग्रेडियंट गुरुत्वाकर्षण शक्ती संतुलित करतो आणि एक हायड्रोस्टॅटिक कोर तयार होतो, ज्याचे वस्तुमान ढगाच्या वस्तुमानाच्या सुमारे 1% असते. हा क्षण अदृश्य आहे. प्रोटोस्टारची पुढील उत्क्रांती म्हणजे पदार्थाची वाढ होणे जी कोरच्या "पृष्ठभागावर" पडत राहते, ज्यामुळे आकार वाढतो. ढगात मुक्तपणे फिरणाऱ्या पदार्थाचे वस्तुमान संपले आहे आणि तारा ऑप्टिकल रेंजमध्ये दृश्यमान होतो. हा क्षण प्रोटोस्टेलर टप्प्याचा शेवट आणि तरुण तारेच्या टप्प्याची सुरुवात मानला जातो. ताऱ्याच्या निर्मितीच्या प्रक्रियेचे एकात्मिक पद्धतीने वर्णन केले जाऊ शकते, परंतु ताऱ्याच्या विकासाचे पुढील टप्पे जवळजवळ पूर्णपणे त्याच्या वस्तुमानावर अवलंबून असतात आणि केवळ तारकीय उत्क्रांतीच्या अगदी शेवटी रासायनिक रचना भूमिका बजावू शकते.

धडा #26. एका सामान्य तारेचा जीवन मार्ग.

1. बेपर्वा तरुण हा ताऱ्यांच्या उत्क्रांतीचा प्रारंभिक टप्पा आहे.

- गुरुत्वाकर्षण संक्षेप;

- प्रोटोस्टार्स;

- तारा निर्मिती प्रदेश;

- एच-आर आकृतीवरील प्रोटोस्टार्स;

2. स्थिर परिपक्वता - मुख्य अनुक्रम स्टेज.

- ताऱ्यांच्या स्व-नियमनाची यंत्रणा;

- विविध वर्गांच्या ताऱ्यांचे मॉडेल;

3. त्रासलेले म्हातारपण – मुख्य क्रम सोडून.

- लाल राक्षस आणि पांढरे बौने;

- निंदनीय शेवट.

1. तारकीय उत्क्रांतीचा प्रारंभिक टप्पा

आधुनिक संकल्पनांनुसार, तारे त्यांच्या स्वत: च्या गुरुत्वाकर्षणाच्या प्रभावाखाली वैयक्तिक वायू ढगांच्या गुरुत्वाकर्षणाच्या संकुचित प्रक्रियेच्या परिणामी गॅस-धूळ पसरलेल्या माध्यमातून जन्माला येतात. आण्विक ढगांपासून ताऱ्यांकडे संक्रमणादरम्यान पदार्थाचे तापमान लाखो पटीने वाढते आणि त्याची घनता 1020 पट वाढते.

गुरुत्वाकर्षण संक्षेपआंतरतारकीय वायूच्या घनतेच्या प्रदेशात सुरू होते. गुरुत्वाकर्षणाच्या अस्थिरतेचा परिणाम म्हणून कॉम्प्रेशन उद्भवते, ज्याची कल्पना न्यूटनने व्यक्त केली होती. जीन्सने नंतर दाखवून दिले की एक अनंत एकसंध माध्यम अस्थिर आहे आणि एका साध्या भौतिक निकषावरून त्याने ढगांचे किमान आकार निश्चित केले ज्यामध्ये उत्स्फूर्त कॉम्प्रेशन सुरू होऊ शकते. हा निकष ढगाची एकूण नकारात्मक ऊर्जा आहे. E0=Egrav+Eheat<0. या प्रकरणात, एक स्थिर ढग कमाल आकार एल.जे आणि त्याचे वस्तुमान एम.जे कणांच्या घनतेवर अवलंबून असते n आणि त्यांचे तापमान ट :https://pandia.ru/text/78/308/images/image002_210.gif" width="109" height="31 src=">. अशा ढगांचे वस्तुमान किमान 1000 सौर वस्तुमान असले पाहिजे. तथापि, इतके वस्तुमान नसलेले तारे. हे या वस्तुस्थितीमुळे होते की ढगाच्या काही भागात कॉम्प्रेशन सुरू होताच, तिथली घनता वाढते आणि प्रथम तापमान जवळजवळ अपरिवर्तित राहते. अशा समतापीय कम्प्रेशनमुळे तापमान कमी होते. स्थिरता निकष एल.जे , याचा अर्थ असा की अस्थिरता लहान प्रमाणात निर्माण होईल. कोसळणाऱ्या ढगाच्या आत कॉम्प्रेशनची नवीन केंद्रे तयार होतात - ढगाच्या कॅस्केडिंग फ्रॅगमेंटेशनची घटना.

ढग पुरेशा प्रमाणात दुर्मिळ असताना, तो अणूंद्वारे उत्सर्जित केलेल्या इन्फ्रारेड क्वांटाच्या स्वरूपात, कॉम्प्रेशन दरम्यान सोडल्या जाणार्‍या गुरुत्वाकर्षण उर्जेतून सहजपणे जातो. जेव्हा ढगाची घनता इतकी वाढते की पदार्थ स्वतःच्या किरणोत्सर्गासाठी अपारदर्शक बनतो तेव्हा गुरुत्वाकर्षण संपुष्टात येणे थांबते, जे ढगात जमा होऊ लागते आणि गॅस तापवते. अशा प्रकारे आकुंचन पावणाऱ्या ढगाच्या खोलीत एक स्थिर प्रीस्टेलर बॉडी दिसते. - प्रोटोस्टार.

प्रोटोस्टार.प्रोटोस्टार तयार होण्याच्या प्रक्रियेच्या सुरुवातीस सामान्य शब्दात तपासल्यानंतर, आमच्याकडे दोन महत्त्वपूर्ण परिणाम आहेत जे निरीक्षणाद्वारे सत्यापित केले जाऊ शकतात. प्रथम, हे स्पष्ट होते की तारे मुख्यतः गटांमध्ये, तारा समूहाच्या स्वरूपात का दिसतात. जर आपण असे गृहीत धरले की सूर्याजवळील वस्तुमानाने सरासरी तारे तयार होतात, तर निरीक्षणानुसार क्लस्टरमधील ताऱ्यांची संख्या सुमारे 1000 असावी. दुसरे म्हणजे, ताऱ्यांचे वस्तुमान जीन्सच्या निकषाशी संबंधित तुलनेने अरुंद मर्यादेत का समाविष्ट आहे हे समजू शकते.

जेव्हा मध्यवर्ती संक्षेपणाचे गरम होणे परिणामी वायूच्या दाबाला गुरुत्वाकर्षणाचा प्रतिकार करण्यासाठी पुरेसे असते, तेव्हा या संक्षेपणाचे संकुचन थांबते आणि मुख्य प्रक्रिया अभिवृद्धी होते, म्हणजेच ढगातून तयार झालेल्या गाभ्यावर पदार्थाचे पडणे. या प्रक्रियेचा तारकीय वस्तुमानाच्या विखुरण्यावर सर्वात जास्त प्रभाव पडतो. वाढीच्या परिणामी, ताऱ्याचे वस्तुमान हळूहळू वाढते, म्हणजे ताऱ्याचे तापमान आणि चमक वाढते. या टप्प्यावर, प्रोटोस्टार बाह्य वातावरणापासून विलग होतो, दृश्यमान रेडिएशनसाठी एक दाट आणि अपारदर्शक शेल. अशा वस्तूंना "कोकून तारे" म्हणतात. ते प्रोटोस्टारच्या गरम रेडिएशनवर शक्तिशाली इन्फ्रारेड रेडिएशनमध्ये प्रक्रिया करतात. वस्तुमानाच्या पुढील वाढीसह, प्रोटोस्टारचा किरणोत्सर्गाचा दाब देखील वाढतो, जो लवकरच किंवा नंतर पदार्थाची वाढ थांबवेल आणि नंतर ढगांचे अवशेष दूर ढकलण्यास सुरवात करेल, त्यांना गाभ्यावर पडण्यापासून प्रतिबंधित करेल. गुरुत्वाकर्षण बलाच्या समानतेपासून प्रकाश दाबाच्या बलापर्यंत फ्ल्युमिनोसिटी = Fgrev, आपण जास्तीत जास्त संभाव्य प्रकाशमान L निर्धारित करू शकतो, जे 100M8 चे वस्तुमान असलेल्या तार्‍यासाठी 3106L8 आहे, जे स्थिर मुख्यच्या निरीक्षण केलेल्या कमाल प्रकाशमानाशी संबंधित आहे. हर्टझस्प्रंग-रसेल आकृतीवरील अनुक्रम तारे.

यावेळी, तारा, त्याच्या शेलच्या अवशेषांपासून साफ ​​​​केलेला, हायड्रोस्टॅटिक समतोलामध्ये जातो कारण, त्याच्या खोलीत पुरेसे मोठे वस्तुमान असल्याने, स्वतःचा उर्जेचा एक नवीन स्त्रोत सक्रिय होतो - थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया. यावेळी, तारा शेवटी मुख्य क्रमाकडे जातो, जिथे तो त्याच्या बहुतेक आयुष्यासाठी राहतो.

तारा तयार करणारे प्रदेश.सूर्याच्या वस्तुमानाच्या 105 पट जास्त वस्तुमान असलेल्या महाकाय आण्विक ढगांमध्ये (त्यापैकी 6,000 पेक्षा जास्त आकाशगंगेमध्ये ओळखले जातात) आकाशगंगेतील एकूण आण्विक वायूपैकी 90% असतात. तारा निर्मितीचे प्रदेश त्यांच्याशी संबंधित आहेत. त्यापैकी दोन पाहू.

गरुड नेबुला- अनेक उष्ण O किंवा B प्रकारच्या तार्‍यांच्या चमकाने तापलेला आंतरतारकीय वायूचा ढग, ज्यामध्ये आपण ताऱ्यांच्या जन्माच्या प्रक्रियेचे थेट निरीक्षण करू शकतो. हे आपल्यापासून 6000 प्रकाशवर्षे अंतरावर सर्प नक्षत्रात आहे. गरुडाच्या पार्श्वभूमीतील ताऱ्यांचा समूह या वायूयुक्त तेजोमेघामध्ये तयार होतो आणि त्यामुळेच त्याची चमक निर्माण होते. आमच्या काळात, "हत्तीच्या शरीराजवळ" तारे तयार करणे सुरूच असते. लहान, गडद प्रदेश प्रोटोस्टार असू शकतात. त्यांना स्टार अंडी देखील म्हणतात. तेजोमेघातील तारे फक्त 5.5 दशलक्ष वर्षे जुने आहेत. नेब्युलाच्या मध्यभागी तथाकथित गॅस खांब आहेत. हे तारे तयार करणारे प्रदेश आहेत ज्यात जवळजवळ फक्त आण्विक हायड्रोजन असतात. खांबांची प्रमुख टोके (हत्तीची सोंडे) आपल्या सूर्यमालेपेक्षा काहीशी मोठी आहेत. अनेकदा या शंकूच्या शिरोबिंदूंवर असतात ग्लोब्युल्स- लहान दाट गडद वायू आणि धूळ तेजोमेघ ज्यामध्ये गुरुत्वाकर्षण संकुचित होण्याची प्रक्रिया आधीच सुरू झाली आहे. काही ग्लोब्युल्समध्ये 1954 मध्ये सापडलेल्या हर्बिग-हारो तारा-आकाराच्या वस्तू असतात, जरी त्या काही वर्षांपूर्वी छायाचित्रांमध्ये अनुपस्थित होत्या. तारा निर्मिती प्रक्रियेचा हा पहिला परिणाम आहे जो आपल्या डोळ्यांसमोर थेट दिसून आला आहे.

ओरियन नेबुलाओरियन नक्षत्रातील "तलवार" च्या मध्यभागी स्थित आहे. हे कोणत्याही ऑप्टिकल उपकरणांशिवाय निरीक्षण केले जाऊ शकते, परंतु चांगल्या दुर्बिणीच्या मदतीने त्याचे स्वरूप अधिक प्रभावी आहे. M42 हा पृथ्वीवरून दिसणारा सर्वात तेजस्वी नेबुला आहे. ते अंतर प्रकाश वर्षे आहे - अंदाजे. ओरियन नेबुलामध्ये अनेक नवीन तारे जन्माला येत आहेत आणि अनेक प्रोटोप्लॅनेटरी ढग - ग्रह प्रणाली तयार करतात - इन्फ्रारेड छायाचित्रे वापरून शोधले गेले आहेत. आधीच 15-सेंटीमीटर दुर्बिणीमुळे तेजोमेघाच्या हृदयात पाहणे शक्य होते - तथाकथित ट्रॅपेझियम - काल्पनिक समद्विभुज ट्रॅपेझॉइडच्या कोप-यात चार तारे आहेत. हे तारे आपल्याला ज्ञात असलेल्या सर्वात तरुणांपैकी आहेत. त्यांचे वय सुमारे वर्षे आहे. ओरियन नेब्युलामध्ये नेबुला (हायड्रोजन आणि हेलियम), ऑक्सिजन आणि काही आण्विक यौगिकांसह, सेंद्रिय संयुगे देखील असतात. हे प्रचंड वायू आणि धूळ संकुल आकाशगंगामधील सर्वात मोठे आहे.

थर्मल एनर्जी" href="/text/category/teployenergetika/" rel="bookmark">थर्मल एनर्जी, आणि तापमान वाढते. सामान्य शरीरासाठी ज्यांचे स्वतःचे उर्जा स्त्रोत नाहीत, किरणोत्सर्गाचे नुकसान शीतलता आणि त्यांच्या उष्णतेसह होते. क्षमता सकारात्मक आहे. ताऱ्याची नकारात्मक उष्णता क्षमता आणि तपमानावर ऊर्जा सोडण्याचे मजबूत अवलंबित्व हे वस्तुस्थिती दर्शवते की मुख्य अनुक्रम तारे स्वयं-नियमन करणारी यंत्रणा बनतात. खरंच, तापमानात यादृच्छिक घट न केवळ थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया मंदावते, परंतु अंतर्गत दाब कमी होते आणि गुरुत्वाकर्षण शक्ती ताऱ्याला संकुचित करण्यास सुरवात करतात. वर नमूद केल्याप्रमाणे कॉम्प्रेशन दरम्यान सोडल्या जाणार्‍या उर्जेपैकी निम्मी ऊर्जा तापमान वाढवते, ज्यामुळे मंद गतीची पातळी त्वरित पुनर्संचयित होते. आण्विक अभिक्रिया, आणि त्यासह दबाव. जेव्हा तारा चुकून जास्त गरम होतो तेव्हा अशीच भरपाई होते. मुख्य क्रमाच्या टप्प्यावर स्व-नियमन केल्याबद्दल धन्यवाद, तारे थर्मल समतोल स्थितीत असतात, ज्यामध्ये अणुऊर्जा आवश्यक तेवढी सोडली जाते. रेडिएशन नुकसान भरपाई. आणि म्हणून, आपल्याकडे स्वयं-नियमन करणारी थर्मोन्यूक्लियर अणुभट्टी आहे, जी दुर्दैवाने आपण अद्याप पृथ्वीवर तयार करू शकत नाही.

विविध वर्गातील ताऱ्यांचे मॉडेल.मुख्य अनुक्रम टप्प्याच्या सुरूवातीस, तारा रासायनिक रचनेत एकसंध आहे - प्रोटोस्टार टप्प्यावर मजबूत मिश्रणाचा हा अपरिहार्य परिणाम आहे. त्यानंतर, मुख्य क्रमाच्या संपूर्ण टप्प्यात, मध्यवर्ती प्रदेशांमध्ये हायड्रोजनच्या बर्नआउटच्या परिणामी, हीलियम सामग्री वाढते. जेव्हा तेथील हायड्रोजन पूर्णपणे जळून जातो, तेव्हा तारा मुख्य क्रम सोडून दिग्गजांच्या प्रदेशात किंवा उच्च वस्तुमानावर, सुपरजायंट्समध्ये जातो.

जसजसे आपण मुख्य क्रम वर जातो तसतसे ताऱ्यांची त्रिज्या आणि वस्तुमान वाढतात आणि त्यांच्या कोरमधील तापमान देखील हळूहळू वाढते. ताऱ्याच्या आतील भागात आण्विक अभिक्रियांचे स्वरूप, तसेच ऊर्जा सोडण्याचा दर, तापमानावर जोरदार अवलंबून असते. सूर्याप्रमाणे G, K, M या उशीरा वर्णक्रमीय वर्गातील ताऱ्यांमध्ये, अणुऊर्जेचे प्रकाशन प्रामुख्याने प्रोटॉन-प्रोटॉन चक्राच्या परिणामी होते. सुरुवातीच्या वर्णक्रमीय वर्गातील गरम तारे, ज्यांच्या आतील भागात तापमान जास्त असते, ते कार्बन सायकल प्रतिक्रियांमधून जातात ज्यामध्ये प्रकाश जास्त असतो, ज्यामुळे खूप जलद उत्क्रांती होते. हे खालीलप्रमाणे आहे की मुख्य क्रमाच्या टप्प्यात पाहिलेले गरम तारे तुलनेने तरुण आहेत.

कार्बन सायकल दरम्यान उर्जा सोडणे 20 अंश तापमानाच्या प्रमाणात असल्याने, नंतर एवढ्या मोठ्या उर्जा प्रकाशनासह केंद्राजवळ, किरणोत्सर्गाचे हस्तांतरण ऊर्जा काढून टाकण्याच्या कार्यास सामोरे जात नाही, म्हणून हे पदार्थ स्वतःच उर्जेमध्ये भाग घेतात. हस्तांतरण, सक्रियपणे मिसळणे आणि संवहनी झोन ​​मोठ्या ताऱ्यांच्या आतील भागात दिसतात. संवहनी गाभ्याभोवती असलेल्या ताऱ्याचे स्तर किरणोत्सर्गाच्या समतोलात असतात, जे सूर्यावरील स्थितीप्रमाणे असतात.

एमएसच्या खालच्या भागात असलेले तारे सूर्यासारखेच आहेत. प्रोटॉन-प्रोटॉन अभिक्रियामध्ये, ऊर्जा सोडण्याची शक्ती कार्बन चक्रापेक्षा कमी तापमानावर अवलंबून असते (अंदाजे T4 प्रमाणे). ताऱ्याच्या केंद्रस्थानी, संवहन होत नाही आणि ऊर्जा किरणोत्सर्गाद्वारे हस्तांतरित केली जाते. परंतु थंड बाह्य स्तरांच्या मजबूत अपारदर्शकतेमुळे, एमएसच्या या भागाच्या ताऱ्यांमध्ये विस्तारित बाह्य संवहनी झोन ​​तयार होतात. तारा जितका थंड असेल तितकी मिक्सिंगची खोली जास्त. जर सूर्याच्या वस्तुमानाच्या फक्त 2% थर संवहनाने झाकलेले असतील, तर वर्णक्रमीय वर्ग M चा एक बटू जवळजवळ संपूर्णपणे संवहनी आहे.

सारणीच्या शेवटच्या दोन स्तंभांवरून पाहिल्याप्रमाणे, MS वरील तार्‍यांचे आयुष्य गुरुत्वाकर्षणाच्या संकुचित अवस्थेच्या कालावधीपेक्षा अंदाजे दोन ऑर्डर मोठे आहे. हे स्पष्ट करते की बहुतेक निरीक्षण केलेले तारे एमएसवर का आहेत. त्याच सारणीनुसार, सर्वात कमी वस्तुमान असलेल्या ताऱ्यांपेक्षा प्रचंड ताऱ्यांची उत्क्रांती चार क्रमाने तीव्रतेने होते. त्यामुळे, लेट स्पेक्ट्रलच्या ताऱ्यांपेक्षा अधिक विशाल तारे राक्षस आणि सुपरजायंट्सच्या प्रदेशात वेगाने फिरतात.

वर्ग असे म्हटले पाहिजे की आपल्या आकाशगंगेच्या संपूर्ण अस्तित्वात सूर्यापेक्षा कमी वस्तुमान असलेल्या ताऱ्यांनी अद्याप एमएस स्टेज पूर्ण केलेला नाही आणि सर्वात कमी संभाव्य तारकीय वस्तुमान असलेल्या वस्तू अद्याप एमएसपर्यंत पोहोचल्या नाहीत.

3. मुख्य क्रम सोडून

लाल राक्षस आणि पांढरे बौने.आकृतीवरून पाहिले जाऊ शकते, एमएस सोडल्यानंतर, ताऱ्यांच्या उत्क्रांतीमध्ये एक अतिशय जटिल वर्ण आहे, जो प्रारंभिक वस्तुमान मूल्यावर अवलंबून असतो. मध्यम-वस्तुमानाच्या तार्‍यांचे उत्क्रांती ट्रॅक एकमेकांसारखे आहेत आणि खालील टप्पे वेगळे आहेत:

1. जीपी सोडून.जेव्हा हायड्रोजन जळतो तेव्हा हीलियम कोरची निर्मिती मोलर वस्तुमानात वाढ होते. परिणामी, दाब कमी होतो, तारा आकुंचन पावतो, तापमान आणि परिणामी, प्रकाशमानता वाढते, परंतु प्रभावी तापमान कमी होते आणि तारा MS पासून उजवीकडे आणि वरच्या दिशेने सरकतो.

2. सामान्य कम्प्रेशन.जेव्हा कोरमधील हायड्रोजन वस्तुमानाचा अंश 1% पर्यंत कमी होतो, तेव्हा गुरुत्वाकर्षण संकुचितता पुन्हा थोड्या काळासाठी उर्जेचा स्त्रोत बनते, आतील तापमान आणि प्रकाशमान वाढते आणि ट्रॅक वेगाने डावीकडे आणि वर जातो.

3.स्तरित ऊर्जा स्त्रोताची निर्मिती.कॉम्प्रेशनपासून गरम होण्याच्या परिणामी, हेलियम कोरच्या सभोवतालचे उर्वरित हायड्रोजन प्रज्वलित होते. एक नवीन तारा रचना उदयास येते, ज्यामध्ये उर्जा सोडणे गाभ्यामध्ये नाही तर त्याच्या सभोवतालच्या पातळ थरात होते.

4.लाल राक्षस टप्पा.पातळ थरात ऊर्जा सोडल्याने परिणामकारक तापमानात घट होते. तारा मोठ्या प्रमाणात "फुगतो" आणि लाल राक्षसांच्या प्रदेशात जातो. कोर वस्तुमान वाढत आहे, परंतु हेलियम अद्याप "जळत" नाही.

5.हेलियम ज्वलन.हेलियम कोर सतत वाढतो आणि गरम होतो. हीलियम ज्वलन प्रतिक्रिया सुरू होते. हेलियमचे साठे संपेपर्यंत तारा एमएसच्या दिशेने सरकतो, त्यानंतर तयार झालेल्या कार्बन कोरभोवती एक स्तरित हेलियम स्त्रोत दिसून येतो, शेल पुन्हा फुगतो आणि तारा राक्षसांच्या प्रदेशात परत येतो. पुढे, 10 M8 > वस्तुमान असलेल्या जड ताऱ्यांसाठी, लोखंडाच्या शिखरापर्यंत घटकांच्या हळूहळू निर्मितीसह अनेक स्तरित स्त्रोतांची निर्मिती शक्य आहे. त्यांच्या नशिबी आपण नंतर विचार करू. उत्क्रांतीच्या मार्गांचे एक महत्त्वाचे वैशिष्ट्य म्हणजे ते अस्थिरतेचे क्षेत्र कमीतकमी एकदा ओलांडतात आणि काही एकापेक्षा जास्त वेळा. यावेळी, तारे त्रिज्यामध्ये नियतकालिक बदलांसह भौतिक चल बनतात.

एक निंदनीय शेवट.चला एका सामान्य स्टारच्या आयुष्याकडे परत जाऊया. तारा जितका मोठा असेल तितका मोठा हीलियम कोर बनतो. ते संकुचित करण्याची प्रवृत्ती जितकी जास्त असते. कोर आणि तापमानात जास्त दाब. जर हे तापमान पुरेसे जास्त असेल, तर विभक्त प्रतिक्रिया हेलियमपासून कार्बनचे संश्लेषण करण्यास सुरवात करतात, जरी 10 सौर वस्तुमानापेक्षा जास्त नसलेल्या सामान्य ताऱ्यांसाठी हे वैशिष्ट्यपूर्ण नाही. जेव्हा तार्‍याच्या गाभातील परिस्थिती सतत संलयन अभिक्रियांसाठी अयोग्य बनते, तेव्हा गाभा यापुढे गुरुत्वाकर्षण शक्तींचा समावेश करू शकत नाही आणि पृथ्वीच्या आकाराशी तीव्रपणे आकुंचन पावतो. ताऱ्याचे कवच (त्याचे वरचे स्तर) गाभ्यापासून वेगळे केले जाते आणि अंतराळात वाहून जाते. तार्‍यातील शक्तिशाली रेडिएशनच्या प्रभावाखाली ते चमकदारपणे चमकते. जेव्हा असे चमकणारे वायू फुगे पहिल्यांदा शोधले गेले तेव्हा त्यांना बोलावण्यात आले ग्रहीय तेजोमेघ , कारण ते सहसा ग्रहांच्या डिस्कसारखे दिसतात. शेकडो हजारो वर्षांमध्ये, अशा तेजोमेघ पूर्णपणे नष्ट होतात.

कोर, पृथ्वीच्या आकारापर्यंत पोहोचला आहे, जो मरणार्‍या तार्‍यांसाठी अगदी वैशिष्ट्यपूर्ण आहे, आता संकुचित होऊ शकत नाही, कारण त्यात संरचनात्मक पुनर्रचना झाली आहे. अशा दाट “पॅकिंग” मध्ये पूर्वी वैयक्तिक अणूंचे असलेले इलेक्ट्रॉन्स आता एका किंवा दुसर्‍या विशिष्ट अणू केंद्रकांना श्रेय दिले जाऊ शकत नाहीत; ते धातूप्रमाणेच सामान्य, मुक्तपणे हलणारे दिसतात. ते म्हणतात की या प्रकरणातील बाब सापेक्ष नसलेल्या अवनतीतील इलेक्ट्रॉन वायूच्या स्थितीत आहे, ज्यामध्ये ताऱ्यातील दाब तापमानावर अवलंबून नसून केवळ घनतेवर अवलंबून आहे. इलेक्ट्रॉन वायूचा दाब गुरुत्वाकर्षणाच्या कम्प्रेशनच्या शक्तींचा समतोल राखण्यास सक्षम असतो आणि त्यामुळे गाभ्यामध्ये थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया नसतानाही पुढील कॉम्प्रेशन थांबते. अशा वस्तूला म्हणतात पांढरा बटू. पांढऱ्या बटूमध्ये दाब आणि तापमान यांच्यातील संबंध यापुढे मेंडेलीव्ह-क्लेपेरॉन समीकरणाद्वारे वर्णन केले जात नाहीत, परंतु क्वांटम यांत्रिक समीकरणाद्वारे वर्णन केले जातात. पांढऱ्या बौनांच्या कोरमध्ये ताऱ्याच्या सुरुवातीच्या वस्तुमानानुसार एकतर डिजेनेरेट He, degenerate C आणि O किंवा डिजनरेट O-Ne-Mg असतात. परिणामी, आम्हाला एक लहान आणि अतिशय गरम तारा मिळाला, ज्याची घनता प्रचंड आहे. पांढर्‍या बौने सामग्रीचा एक ग्लास हजारो टन वजनाचा असतो. तर, एक लाल राक्षस, इतका विस्तारित झाला आहे की त्याने त्याचे बाह्य स्तर गमावले आहेत, पांढर्‍या बौनामध्ये बदलतात ज्याचे वस्तुमान सामान्य ताऱ्यांसह (1.4 सौर वस्तुमान पर्यंत) आणि आकारमान ग्रहांच्या वैशिष्ट्यासारखे आहे. पांढरे बौने कोट्यवधी वर्षांमध्ये फक्त थंड होतात, हळूहळू अवकाशातील उष्णता गमावतात आणि हळूहळू पूर्णपणे मृत अवशेषांमध्ये बदलतात - काळे बौने . हा एका सामान्य तारेचा निंदनीय शेवट आहे.

D.Z.§ २७.

सर्वेक्षण प्रश्न व्यक्त करा.

1. आपल्या आकाशगंगेत तारा निर्मिती कोठे होते?

2. ग्रहीय नेबुला म्हणजे काय?

3. सूर्यासारख्या ताऱ्यांच्या उत्क्रांतीचा परिणाम काय आहे?

4. पांढऱ्या बटूचे कोणत्या वस्तूमध्ये रूपांतर होते?

5. आकाशगंगेतील कोणत्या वस्तू तारा बनवणारे प्रदेश आहेत?

6. प्रोटोस्टार म्हणजे काय?

7. मुख्य क्रमाच्या टप्प्यावर ताऱ्यामध्ये कोणत्या प्रतिक्रिया घडतात?

8. ताऱ्याच्या आयुष्यातील कोणत्या टप्प्यावर तो लाल राक्षस बनतो?

9. काळा बटू म्हणजे काय?

10. पांढऱ्या बटूचे आकुंचन का थांबते?

1. सर्प नक्षत्रातील गरुड नेबुला – M16.

2. ओरियन नेबुला - M42.

3. प्लॅनेटरी हेलिक्स नेबुला - NGC 7293.

4. प्लॅनेटरी नेबुला “डंबेल” - M27.

5. प्लॅनेटरी नेबुला "बटरफ्लाय" - NGC 6302.

6. प्लॅनेटरी नेबुला "घंटागाडी" - MyCn18.

7. प्लॅनेटरी नेबुला "एस्किमो" - NGC 2392.

8. प्लॅनेटरी स्कल नेबुला - NGC 246.

ताऱ्यांच्या आतील भागात थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन

यावेळी, 0.8 सौर वस्तुमानापेक्षा जास्त वस्तुमान असलेल्या तार्‍यांसाठी, गाभा किरणोत्सर्गासाठी पारदर्शक बनतो आणि गाभ्यामध्ये रेडिएटिव्ह ऊर्जा हस्तांतरण प्रचलित होते, तर शीर्षस्थानी कवच ​​संवहनी राहते. कमी वस्तुमानाचे तारे मुख्य क्रमावर कसे येतात हे कोणालाच ठाऊक नाही, कारण हे तारे तरुण वर्गात विश्वाच्या वयापेक्षा जास्त वेळ घालवतात. या ताऱ्यांच्या उत्क्रांतीबद्दलच्या आपल्या सर्व कल्पना संख्यात्मक गणनेवर आधारित आहेत.

जसजसा तारा आकुंचन पावतो, तसतसे क्षीण इलेक्ट्रॉन वायूचा दाब वाढू लागतो आणि ताऱ्याच्या एका विशिष्ट त्रिज्यामध्ये हा दाब मध्यवर्ती तापमानात होणारी वाढ थांबवतो आणि नंतर तो कमी करू लागतो. आणि 0.08 पेक्षा लहान तार्‍यांसाठी, हे घातक ठरते: विभक्त प्रतिक्रियांदरम्यान सोडलेली ऊर्जा रेडिएशनच्या खर्चासाठी कधीही पुरेशी नसते. अशा उप-ताऱ्यांना तपकिरी बौने म्हणतात, आणि क्षीण वायूच्या दाबाने ते थांबेपर्यंत त्यांचे नशीब सतत संकुचित होते आणि नंतर सर्व अणुविक्रिया थांबून हळूहळू थंड होते.

तरुण मध्यवर्ती वस्तुमान तारे

मध्यवर्ती वस्तुमानाचे तरुण तारे (सूर्याच्या वस्तुमानाच्या 2 ते 8 पट) गुणात्मकरीत्या त्यांच्या लहान बहिणींप्रमाणेच उत्क्रांत होतात, त्याशिवाय त्यांना मुख्य क्रमापर्यंत संवहनी क्षेत्र नसते.

या प्रकारच्या वस्तू तथाकथित संबंधित आहेत. वर्णक्रमीय प्रकार B-F5 च्या अनियमित चलांसह Ae\Be हर्बिट तारे. त्यांच्याकडे द्विध्रुवीय जेट डिस्क देखील आहेत. बहिर्वाह वेग, तेज आणि प्रभावी तापमान for पेक्षा लक्षणीयरीत्या जास्त आहे τ वृषभ, म्हणून ते प्रोटोस्टेलर ढगाचे अवशेष प्रभावीपणे गरम करतात आणि विखुरतात.

8 सौर वस्तुमानापेक्षा जास्त वस्तुमान असलेले तरुण तारे

खरं तर, हे आधीच सामान्य तारे आहेत. हायड्रोस्टॅटिक कोरचे वस्तुमान जमा होत असताना, तारा सर्व मध्यवर्ती टप्प्यांतून उडी मारण्यात यशस्वी झाला आणि विकिरणांमुळे झालेल्या नुकसानाची भरपाई इतक्या प्रमाणात आण्विक अभिक्रिया गरम करण्यात यशस्वी झाला. या तार्‍यांसाठी, वस्तुमान आणि तेजस्वीपणाचा बहिर्वाह इतका मोठा आहे की ते केवळ उर्वरित बाह्य भागांचे कोसळणे थांबवतेच नाही तर त्यांना मागे ढकलते. अशा प्रकारे, परिणामी ताऱ्याचे वस्तुमान प्रोटोस्टेलर ढगाच्या वस्तुमानापेक्षा लक्षणीयपणे कमी आहे. बहुधा, हे सूर्याच्या वस्तुमानाच्या 100-200 पट जास्त ताऱ्यांच्या आकाशगंगेतील अनुपस्थितीचे स्पष्टीकरण देते.

ताऱ्याचे मध्य-जीवन चक्र

तयार झालेल्या ताऱ्यांमध्ये रंग आणि आकारांची प्रचंड विविधता आहे. ते वर्णक्रमीय प्रकारात गरम निळ्या ते थंड लाल आणि वस्तुमानात - 0.08 ते 200 पेक्षा जास्त सौर वस्तुमान असतात. ताऱ्याची चमक आणि रंग त्याच्या पृष्ठभागाच्या तपमानावर अवलंबून असतो, जे त्याच्या वस्तुमानावर अवलंबून असते. सर्व नवीन तारे त्यांच्या रासायनिक रचना आणि वस्तुमानानुसार मुख्य अनुक्रमावर "त्यांची जागा घेतात". आम्ही तार्‍याच्या भौतिक हालचालींबद्दल बोलत नाही - केवळ तार्‍याच्या पॅरामीटर्सवर अवलंबून, दर्शविलेल्या आकृतीवरील त्याच्या स्थितीबद्दल. म्हणजेच, आम्ही बोलत आहोत, खरं तर, फक्त ताऱ्याचे पॅरामीटर्स बदलण्याबद्दल.

पुढे काय होते ते ताऱ्याच्या वस्तुमानावर अवलंबून असते.

नंतरची वर्षे आणि ताऱ्यांचा मृत्यू

कमी वस्तुमान असलेले जुने तारे

आजपर्यंत, प्रकाश ताऱ्यांचा हायड्रोजन पुरवठा संपल्यानंतर त्यांचे काय होते हे निश्चितपणे ज्ञात नाही. विश्वाचे वय 13.7 अब्ज वर्षे असल्याने, जे हायड्रोजन इंधनाचा पुरवठा कमी करण्यासाठी पुरेसे नाही, आधुनिक सिद्धांत अशा तार्‍यांमध्ये होणाऱ्या प्रक्रियांच्या संगणकीय सिम्युलेशनवर आधारित आहेत.

काही तारे केवळ काही सक्रिय प्रदेशांमध्ये हेलियमचे फ्यूज करू शकतात, ज्यामुळे अस्थिरता आणि तीव्र सौर वारे होतात. या प्रकरणात, ग्रहांच्या तेजोमेघाची निर्मिती होत नाही आणि तारा फक्त बाष्पीभवन होतो, तपकिरी बटूपेक्षाही लहान होतो.

परंतु ०.५ सौर पेक्षा कमी वस्तुमान असलेला तारा हेलियमचे संश्लेषण करू शकणार नाही. त्यांचा तारकीय लिफाफा गाभ्याद्वारे निर्माण होणाऱ्या दाबावर मात करण्यासाठी इतका मोठा नाही. या ताऱ्यांमध्ये लाल बौने (जसे की प्रॉक्सिमा सेंटॉरी) समाविष्ट आहेत, जे शेकडो अब्ज वर्षांपासून मुख्य अनुक्रमात आहेत. त्यांच्या गाभ्यामध्ये थर्मोन्यूक्लियर अभिक्रिया बंद झाल्यानंतर, ते, हळूहळू थंड होत, इलेक्ट्रोमॅग्नेटिक स्पेक्ट्रमच्या इन्फ्रारेड आणि मायक्रोवेव्ह श्रेणींमध्ये कमकुवतपणे उत्सर्जन करत राहतील.

मध्यम आकाराचे तारे

जेव्हा सरासरी आकाराचा तारा (0.4 ते 3.4 सौर वस्तुमानापर्यंत) लाल महाकाय टप्प्यात पोहोचतो, तेव्हा त्याचे बाह्य स्तर सतत विस्तारत राहतात, कोर आकुंचन पावतो आणि हीलियमपासून कार्बनचे संश्लेषण सुरू होते. फ्यूजन भरपूर ऊर्जा सोडते, ज्यामुळे तार्‍याला तात्पुरती आराम मिळतो. सूर्यासारख्या आकाराच्या ताऱ्यासाठी, या प्रक्रियेला सुमारे एक अब्ज वर्षे लागू शकतात.

उत्सर्जित होणाऱ्या ऊर्जेच्या प्रमाणातील बदलांमुळे तारा अस्थिरतेच्या काळात जातो, ज्यामध्ये आकारमान, पृष्ठभागाचे तापमान आणि ऊर्जा उत्पादनातील बदल यांचा समावेश होतो. उर्जा उत्पादन कमी वारंवारता रेडिएशनकडे वळते. हे सर्व तीव्र सौर वारे आणि तीव्र स्पंदनांमुळे वाढत्या वस्तुमानाच्या नुकसानीसह आहे. या टप्प्यातील तारे म्हणतात उशीरा प्रकारचे तारे, OH -IR तारेकिंवा मीरासारखे तारे, त्यांच्या अचूक वैशिष्ट्यांवर अवलंबून. बाहेर काढलेला वायू तार्‍याच्या आतील भागात ऑक्सिजन आणि कार्बन यांसारख्या जड घटकांनी तुलनेने समृद्ध आहे. वायू एक विस्तारणारा कवच बनवतो आणि ताऱ्यापासून दूर जाताना थंड होतो, ज्यामुळे धुळीचे कण आणि रेणू तयार होतात. मध्यवर्ती तार्‍याच्या मजबूत इन्फ्रारेड रेडिएशनसह, अशा शेलमध्ये मासर्स सक्रिय करण्यासाठी आदर्श परिस्थिती तयार केली जाते.

हेलियम ज्वलन प्रतिक्रिया तापमानास अत्यंत संवेदनशील असतात. कधीकधी यामुळे मोठी अस्थिरता येते. हिंसक स्पंदन घडतात, जे कालांतराने बाहेरील थरांना बाहेर काढण्यासाठी आणि ग्रहीय नेबुला बनण्यासाठी पुरेशी गतिज ऊर्जा प्रदान करतात. तेजोमेघाच्या मध्यभागी, तार्‍याचा गाभा राहतो, जो थंड होताना हेलियम पांढर्‍या बौनेमध्ये बदलतो, ज्याचे वस्तुमान ०.५-०.६ पर्यंत सौर असते आणि व्यास पृथ्वीच्या व्यासाच्या क्रमानुसार असतो. .

पांढरे बौने

सूर्यासह बहुसंख्य ताऱ्यांची उत्क्रांती संपुष्टात येईपर्यंत संकुचित होऊन इलेक्ट्रॉनचा दाब गुरुत्वाकर्षण संतुलित करत नाही. या अवस्थेत जेव्हा ताऱ्याचा आकार शंभर पटीने कमी होतो आणि घनता पाण्याच्या घनतेपेक्षा लाखपटीने जास्त होते तेव्हा त्या ताऱ्याला पांढरा बटू म्हणतात. हे उर्जा स्त्रोतांपासून वंचित आहे आणि हळूहळू थंड होते, गडद आणि अदृश्य होते.

सूर्यापेक्षा जास्त मोठ्या ताऱ्यांमध्ये, क्षीण इलेक्ट्रॉनच्या दाबामध्ये गाभ्याचे कॉम्प्रेशन असू शकत नाही आणि बहुतेक कणांचे न्यूट्रॉनमध्ये रूपांतर होईपर्यंत ते चालू राहते, इतके घट्ट पॅक केले जाते की ताऱ्याचा आकार किलोमीटरमध्ये मोजला जातो आणि 100 असतो. दशलक्ष पट घनता पाणी. अशा वस्तूला न्यूट्रॉन तारा म्हणतात; त्याचे संतुलन बिघडलेल्या न्यूट्रॉन पदार्थाच्या दाबाने राखले जाते.

अतिप्रचंड तारे

पाच सौर वस्तुमानापेक्षा जास्त वस्तुमान असलेल्या ताऱ्याचे बाह्य स्तर विखुरून लाल सुपरजायंट तयार झाल्यानंतर, गुरुत्वाकर्षण शक्तींमुळे गाभा संकुचित होऊ लागतो. जसजसे कॉम्प्रेशन वाढते तसतसे तापमान आणि घनता वाढते आणि थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियांचा एक नवीन क्रम सुरू होतो. अशा प्रतिक्रियांमध्ये, जड घटकांचे संश्लेषण केले जाते, जे तात्पुरते न्यूक्लियसचे पतन रोखते.

शेवटी, नियतकालिक सारणीचे जड आणि जड घटक तयार होत असताना, लोह-56 सिलिकॉनपासून संश्लेषित केले जाते. या बिंदूपर्यंत, घटकांच्या संश्लेषणाने मोठ्या प्रमाणात ऊर्जा सोडली, परंतु लोह -56 केंद्रक आहे ज्यामध्ये जास्तीत जास्त वस्तुमान दोष आहे आणि जड केंद्रकांची निर्मिती प्रतिकूल आहे. म्हणून, जेव्हा तार्‍याचा लोखंडी गाभा एका विशिष्ट मूल्यापर्यंत पोहोचतो, तेव्हा त्यातील दाब गुरुत्वाकर्षणाच्या प्रचंड शक्तीला तोंड देऊ शकत नाही आणि त्याच्या पदार्थाच्या न्यूट्रोनाइझेशनसह गाभा त्वरित कोसळतो.

पुढे काय होईल ते पूर्णपणे स्पष्ट नाही. पण ते काहीही असो, त्यामुळे काही सेकंदात अविश्वसनीय शक्तीचा सुपरनोव्हा स्फोट होतो.

न्यूट्रिनोच्या सोबतच्या स्फोटामुळे धक्कादायक लहर निर्माण होते. न्युट्रिनोचे मजबूत जेट्स आणि फिरणारे चुंबकीय क्षेत्र ताऱ्याचा बराचसा संचयित पदार्थ बाहेर ढकलतात - तथाकथित बीज घटक, ज्यामध्ये लोह आणि हलके घटक असतात. न्यूक्लियसमधून उत्सर्जित होणार्‍या न्यूट्रॉनद्वारे स्फोटक पदार्थाचा भडिमार केला जातो, ते कॅप्चर केले जाते आणि त्याद्वारे युरेनियम (आणि कदाचित कॅलिफोर्नियम देखील) पर्यंत किरणोत्सर्गी घटकांसह लोहापेक्षा जड घटकांचा संच तयार केला जातो. अशा प्रकारे, सुपरनोव्हा स्फोट आंतरतारकीय पदार्थांमध्ये लोहापेक्षा जड घटकांच्या उपस्थितीचे स्पष्टीकरण देतात.

स्फोट तरंग आणि न्यूट्रिनोचे जेट्स मरण पावलेल्या ताऱ्यापासून अंतरतारकीय अवकाशात साहित्य घेऊन जातात. त्यानंतर, अंतराळातून जाताना, ही सुपरनोव्हा सामग्री इतर अवकाशातील ढिगाऱ्यांशी आदळू शकते आणि कदाचित नवीन तारे, ग्रह किंवा उपग्रहांच्या निर्मितीमध्ये भाग घेऊ शकते.

सुपरनोव्हाच्या निर्मितीदरम्यान होणाऱ्या प्रक्रियांचा अजूनही अभ्यास केला जात आहे आणि आतापर्यंत या विषयावर कोणतीही स्पष्टता नाही. मूळ तार्‍याचे नेमके काय उरते हे देखील शंकास्पद आहे. तथापि, दोन पर्यायांचा विचार केला जात आहे:

न्यूट्रॉन तारे

हे ज्ञात आहे की काही सुपरनोव्हामध्ये, सुपरजायंटच्या खोलीतील मजबूत गुरुत्वाकर्षणामुळे इलेक्ट्रॉन अणू केंद्रकांमध्ये पडतात, जिथे ते प्रोटॉनसह न्यूट्रॉन तयार करतात. जवळच्या केंद्रकांना विभक्त करणारी विद्युत चुंबकीय शक्ती अदृश्य होते. तार्‍याचा गाभा आता अणू केंद्रक आणि वैयक्तिक न्यूट्रॉनचा दाट बॉल आहे.

न्यूट्रॉन तारे म्हणून ओळखले जाणारे असे तारे अत्यंत लहान आहेत - मोठ्या शहराच्या आकारापेक्षा जास्त नाही - आणि त्यांची घनता अकल्पनीय आहे. तार्‍याचा आकार कमी झाल्यामुळे (कोनीय संवेगाच्या संरक्षणामुळे) त्यांचा परिभ्रमण कालावधी अत्यंत लहान होतो. काही प्रति सेकंद 600 क्रांती करतात. या वेगाने फिरणाऱ्या ताऱ्याच्या उत्तर आणि दक्षिण चुंबकीय ध्रुवांना जोडणारा अक्ष जेव्हा पृथ्वीकडे निर्देशित करतो, तेव्हा ताऱ्याच्या परिभ्रमण कालावधीच्या बरोबरीच्या अंतराने किरणोत्सर्गाची नाडी आढळून येते. अशा न्यूट्रॉन तार्‍यांना "पल्सर" असे संबोधले जात असे आणि ते शोधलेले पहिले न्यूट्रॉन तारे बनले.

ब्लॅक होल

सर्व सुपरनोव्हा न्यूट्रॉन तारे बनत नाहीत. जर तार्‍याचे वस्तुमान पुरेसे मोठे असेल, तर तार्‍याचे पतन चालूच राहील आणि जोपर्यंत त्याची त्रिज्या श्वार्झशिल्ड त्रिज्यापेक्षा कमी होत नाही तोपर्यंत न्यूट्रॉन स्वतःच आतील बाजूस पडू लागतील. यानंतर, तारा ब्लॅक होल बनतो.

कृष्णविवरांचे अस्तित्व सामान्य सापेक्षतेच्या सिद्धांताने वर्तवले होते. सामान्य सापेक्षतेनुसार, पदार्थ आणि माहिती कोणत्याही परिस्थितीत कृष्णविवर सोडू शकत नाही. तथापि, क्वांटम मेकॅनिक्स या नियमाला अपवाद शक्य करते.

अनेक खुले प्रश्न शिल्लक आहेत. त्यापैकी प्रमुख: "काळी छिद्रे आहेत का?" शेवटी, दिलेली वस्तू ब्लॅक होल आहे हे निश्चितपणे सांगण्यासाठी, त्याच्या घटना क्षितिजाचे निरीक्षण करणे आवश्यक आहे. हे करण्याचे सर्व प्रयत्न अयशस्वी झाले. पण तरीही आशा आहे, कारण काही वस्तूंचे अभिवृद्धी केल्याशिवाय स्पष्टीकरण देता येत नाही आणि घन पृष्ठभागाशिवाय एखाद्या वस्तूवर वाढ होते, परंतु हे कृष्णविवरांचे अस्तित्व सिद्ध करत नाही.

प्रश्न देखील खुले आहेत: सुपरनोव्हाला मागे टाकून तारा थेट ब्लॅक होलमध्ये कोसळणे शक्य आहे का? असे सुपरनोव्हा आहेत जे नंतर ब्लॅक होल बनतील? ताऱ्याच्या जीवनचक्राच्या शेवटी वस्तूंच्या निर्मितीवर त्याच्या प्रारंभिक वस्तुमानाचा नेमका काय प्रभाव असतो?

तारे: त्यांचा जन्म, जीवन आणि मृत्यू [तृतीय आवृत्ती, सुधारित] श्क्लोव्स्की जोसेफ सॅम्युलोविच

धडा 12 ताऱ्यांची उत्क्रांती

धडा 12 ताऱ्यांची उत्क्रांती

§ 6 मध्ये आधीच नमूद केल्याप्रमाणे, बहुसंख्य तारे त्यांची मुख्य वैशिष्ट्ये (प्रकाश, त्रिज्या) अतिशय हळू बदलतात. कोणत्याही क्षणी ते समतोल स्थितीत असल्याचे मानले जाऊ शकते - अशी परिस्थिती जी आम्ही तारकीय आतील भागाचे स्वरूप स्पष्ट करण्यासाठी मोठ्या प्रमाणात वापरली आहे. परंतु बदलांच्या संथपणाचा अर्थ त्यांची अनुपस्थिती नाही. हे सर्व बद्दल आहे अटीउत्क्रांती, जी ताऱ्यांसाठी पूर्णपणे अपरिहार्य असावी. त्याच्या सर्वात सामान्य स्वरूपात, ताऱ्याच्या उत्क्रांतीची समस्या खालीलप्रमाणे तयार केली जाऊ शकते. दिलेले वस्तुमान आणि त्रिज्या असलेला तारा आहे असे गृहीत धरू. याव्यतिरिक्त, त्याची प्रारंभिक रासायनिक रचना ज्ञात आहे, जी आपण ताऱ्याच्या संपूर्ण खंडात स्थिर आहे असे गृहीत धरू. मग त्याची चमक स्टार मॉडेलच्या गणनेतून येते. उत्क्रांतीच्या प्रक्रियेदरम्यान, तार्‍याची रासायनिक रचना अपरिहार्यपणे बदलली पाहिजे, कारण त्याची चमक कायम ठेवणाऱ्या थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियांमुळे, हायड्रोजनचे प्रमाण कालांतराने अपरिवर्तनीयपणे कमी होते. याव्यतिरिक्त, ताऱ्याची रासायनिक रचना यापुढे एकसंध राहणार नाही. जर त्याच्या मध्यभागी हायड्रोजनची टक्केवारी लक्षणीयरीत्या कमी झाली तर परिघावर ते व्यावहारिकरित्या अपरिवर्तित राहील. परंतु याचा अर्थ असा की तारा विकसित होत असताना, त्याच्या आण्विक इंधनाच्या "बर्नआउट" शी संबंधित, स्वतःच तारा मॉडेल आणि म्हणून त्याची रचना बदलली पाहिजे. प्रकाशमानता, त्रिज्या आणि पृष्ठभागाच्या तापमानात बदल अपेक्षित आहे. अशा गंभीर बदलांचा परिणाम म्हणून, हर्ट्झस्प्रंग-रसेल आकृतीवरील तारा हळूहळू त्याचे स्थान बदलेल. आपण कल्पना केली पाहिजे की या आकृतीवर ते एका विशिष्ट मार्गाचे वर्णन करेल किंवा जसे ते म्हणतात, “ट्रॅक”.

तारकीय उत्क्रांतीची समस्या निःसंशयपणे खगोलशास्त्रातील सर्वात मूलभूत समस्यांपैकी एक आहे. मूलतः, प्रश्न हा आहे की तारे कसे जन्मतात, जगतात, "वय" आणि मरतात. या समस्येलाच हे पुस्तक समर्पित केले आहे. ही समस्या, त्याचे सार द्वारे, आहे सर्वसमावेशक. हे खगोलशास्त्राच्या विविध शाखा - निरीक्षक आणि सिद्धांतकारांच्या प्रतिनिधींनी उद्देशपूर्ण संशोधनाद्वारे सोडवले आहे. तथापि, तार्‍यांचा अभ्यास करताना, त्यापैकी कोणते अनुवांशिकदृष्ट्या संबंधित आहेत हे त्वरित सांगणे अशक्य आहे. सर्वसाधारणपणे, ही समस्या खूप कठीण होती आणि अनेक दशकांपासून ते सोडवणे पूर्णपणे अशक्य होते. शिवाय, तुलनेने अलीकडे पर्यंत, संशोधन प्रयत्न अनेकदा पूर्णपणे चुकीच्या दिशेने गेले. उदाहरणार्थ, हर्टझस्प्रंग-रसेल आकृतीमधील मुख्य अनुक्रमाच्या उपस्थितीने अनेक भोळ्या संशोधकांना कल्पना करण्यास “प्रेरित” केले की या आकृतीमध्ये तारे उष्ण निळ्या राक्षसांपासून लाल बौनेंपर्यंत विकसित होतात. परंतु "वस्तुमान-प्रकाश" संबंध असल्याने, त्यानुसार ताऱ्यांचे वस्तुमान स्थित आहे बाजूनेमुख्य क्रम सतत कमी व्हायला हवा, उल्लेख केलेल्या संशोधकांचा जिद्दीने असा विश्वास होता की सूचित दिशेने ताऱ्यांच्या उत्क्रांतीसह त्यांच्या वस्तुमानाचे खूप लक्षणीय नुकसान झाले पाहिजे.

हे सर्व चुकीचे निघाले. हळूहळू, ताऱ्यांच्या उत्क्रांतीच्या मार्गांचा प्रश्न अधिक स्पष्ट झाला, जरी समस्येचे वैयक्तिक तपशील अद्याप निराकरण होण्यापासून दूर आहेत. तारकीय उत्क्रांतीची प्रक्रिया समजून घेण्याचे विशेष श्रेय सैद्धांतिक खगोलभौतिकशास्त्रज्ञ, ताऱ्यांच्या अंतर्गत संरचनेतील तज्ञ आणि सर्वात महत्त्वाचे म्हणजे अमेरिकन शास्त्रज्ञ एम. श्वार्जस्चाइल्ड आणि त्यांच्या शाळेचे आहे.

ताऱ्यांच्या उत्क्रांतीचा प्रारंभिक टप्पा, आंतरतारकीय माध्यमापासून त्यांच्या संक्षेपणाच्या प्रक्रियेशी संबंधित, या पुस्तकाच्या पहिल्या भागाच्या शेवटी चर्चा केली गेली. तेथे, खरं तर, ते अगदी ताऱ्यांबद्दल नव्हते, परंतु बद्दल होते प्रोटोस्टार्स. नंतरचे, गुरुत्वाकर्षणाच्या प्रभावाखाली सतत संकुचित, वाढत्या कॉम्पॅक्ट वस्तू बनतात. त्याच वेळी, त्यांच्या आतील तापमानात सतत वाढ होते (सूत्र (6.2 टक्के पहा) जोपर्यंत ते अनेक दशलक्ष केल्विनच्या क्रमापर्यंत पोहोचत नाही. या तपमानावर, प्रोटोस्टार्सच्या मध्यवर्ती भागात, प्रथम थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया प्रकाश केंद्रकांवर "चालू" होते (ड्यूटेरियम, लिथियम, बेरिलियम, बोरॉन), ज्यासाठी "कुलॉम्ब अडथळा" तुलनेने कमी असतो. जेव्हा या प्रतिक्रिया होतात तेव्हा प्रोटोस्टारचे कॉम्प्रेशन मंद होते. तथापि, त्वरीत प्रकाश केंद्रक "बर्न" होतील, कारण त्यांची विपुलता कमी आहे आणि प्रोटोस्टारचे कॉम्प्रेशन जवळजवळ समान वेगाने चालू राहील (पुस्तकाच्या पहिल्या भागात समीकरण (3.6 पहा), प्रोटोस्टार होईल. "स्थिर करा", म्हणजेच ते संकुचित करणे थांबवेल, फक्त त्याच्या मध्यभागी तापमान इतके वाढले की प्रोटॉन-प्रोटॉन किंवा कार्बन-नायट्रोजन प्रतिक्रिया "चालू" होतील. हे त्याच्या स्वतःच्या गुरुत्वाकर्षणाच्या शक्तींच्या प्रभावाखाली आणि गॅसच्या दाबातील फरक यांच्या प्रभावाखाली एक समतोल कॉन्फिगरेशन घेईल, जे एकमेकांना जवळजवळ तंतोतंत भरपाई देतात (§ 6 पहा). खरं तर, या क्षणापासून प्रोटोस्टार एक तारा बनतो. तरुण तारा मुख्य अनुक्रमात कुठेतरी त्याच्या जागी “बसतो”. मुख्य अनुक्रमावरील त्याचे अचूक स्थान प्रोटोस्टारच्या प्रारंभिक वस्तुमानाच्या मूल्याद्वारे निर्धारित केले जाते. या क्रमाच्या वरच्या भागावर प्रचंड प्रोटोस्टार “बसतात”, तुलनेने लहान वस्तुमान असलेले प्रोटोस्टार्स त्याच्या खालच्या भागावर “बसतात”. अशाप्रकारे, प्रोटोस्टार त्याच्या संपूर्ण लांबीमध्ये मुख्य अनुक्रमात सतत "प्रवेश" करतात, म्हणून बोलायचे तर, "विस्तृत समोर" मध्ये.

तारकीय उत्क्रांतीचा "प्रोटोस्टेलर" टप्पा अगदी क्षणभंगुर आहे. सर्वात मोठे तारे केवळ काही लाख वर्षांत या अवस्थेतून जातात. त्यामुळे आकाशगंगेत अशा ताऱ्यांची संख्या कमी असणे हे आश्चर्यकारक नाही. म्हणूनच, त्यांचे निरीक्षण करणे इतके सोपे नाही, विशेषत: ज्या ठिकाणी तारे तयार होतात ते सहसा प्रकाश-शोषक धुळीच्या ढगांमध्ये बुडलेले असतात. परंतु हर्टझस्प्रंग-रसेल आकृतीच्या मुख्य अनुक्रमावर त्यांनी "त्यांच्या स्थिर क्षेत्रामध्ये नोंदणी" केल्यानंतर, परिस्थिती नाटकीयरित्या बदलेल. बर्याच काळासाठी ते आकृतीच्या या भागावर राहतील, जवळजवळ त्यांचे गुणधर्म न बदलता. म्हणून, दर्शविलेल्या अनुक्रमात मोठ्या प्रमाणात तारे पाहिले जातात.

तारा मॉडेलची रचना, जेव्हा ते तुलनेने अलीकडे मुख्य अनुक्रमावर "बसले" तेव्हा, त्याची रासायनिक रचना संपूर्ण व्हॉल्यूममध्ये सारखीच असते असे गृहीत धरून गणना केलेल्या मॉडेलद्वारे निर्धारित केली जाते ("एकसंध मॉडेल"; चित्र 11.1, पहा. 11.2). हायड्रोजन जसा जळतो, तसतसे तार्‍याची स्थिती खूप हळू पण स्थिरपणे बदलते, परिणामी तार्‍याचे प्रतिनिधित्व करणारा बिंदू हर्टझस्प्रंग-रसेल आकृतीवर विशिष्ट “ट्रॅक” चे वर्णन करेल. ताऱ्याच्या अवस्थेतील बदलाचे स्वरूप त्याच्या अंतर्भागातील पदार्थ मिश्रित आहे की नाही यावर लक्षणीय अवलंबून असते. दुसऱ्या प्रकरणात, आपण मागील परिच्छेदातील काही मॉडेल्समध्ये पाहिल्याप्रमाणे, ताऱ्याच्या मध्यवर्ती भागात परिघाच्या तुलनेत अणु अभिक्रियांमुळे हायड्रोजनची विपुलता लक्षणीयरीत्या कमी होते. अशा तारेचे वर्णन केवळ एक विसंगत मॉडेलद्वारे केले जाऊ शकते. परंतु तारकीय उत्क्रांतीचा आणखी एक मार्ग देखील शक्य आहे: ताऱ्याच्या संपूर्ण व्हॉल्यूममध्ये मिश्रण होते, जे या कारणास्तव नेहमी "एकसमान" रासायनिक रचना टिकवून ठेवते, जरी हायड्रोजन सामग्री कालांतराने सतत कमी होत जाईल. निसर्गात यापैकी कोणती शक्यता प्रत्यक्षात येते हे आधीच सांगणे अशक्य होते. अर्थात, ताऱ्यांच्या संवहनी झोनमध्ये पदार्थांच्या मिश्रणाची तीव्र प्रक्रिया नेहमीच असते आणि या झोनमध्ये रासायनिक रचना स्थिर असणे आवश्यक आहे. परंतु तार्‍यांच्या ज्या प्रदेशांमध्ये किरणोत्सर्गाद्वारे ऊर्जा हस्तांतरणाचे वर्चस्व असते, तेथे पदार्थांचे मिश्रण देखील शक्य आहे. शेवटी, कमी वेगाने पदार्थाच्या मोठ्या वस्तुमानाची पद्धतशीर उलट मंद हालचाल कधीही वगळू शकत नाही, ज्यामुळे मिश्रण होईल. अशा हालचाली ताऱ्याच्या फिरण्याच्या काही वैशिष्ट्यांमुळे उद्भवू शकतात.

ताऱ्याचे गणना केलेले मॉडेल ज्यामध्ये स्थिर वस्तुमानावर, रासायनिक रचना आणि एकसमानतेचे माप दोन्ही पद्धतशीरपणे बदलतात, तथाकथित "उत्क्रांती क्रम" तयार करतात. हर्टझस्प्रंग-रसेल आकृतीवरील तार्‍याच्या उत्क्रांती क्रमाच्या विविध मॉडेल्सशी संबंधित बिंदूंचे प्लॉटिंग करून, कोणीही या आकृतीवर त्याचा सैद्धांतिक ट्रॅक मिळवू शकतो. असे दिसून आले की जर ताऱ्याच्या उत्क्रांतीमध्ये त्याच्या पदार्थाचे संपूर्ण मिश्रण असेल तर ट्रॅक मुख्य अनुक्रमापासून दूर निर्देशित केले जातील. बाकी. याउलट, एकसंध मॉडेल्ससाठी सैद्धांतिक उत्क्रांती ट्रॅक (म्हणजे संपूर्ण मिश्रण नसतानाही) नेहमी ताऱ्याला दूर नेतात. बरोबरमुख्य क्रम पासून. तारकीय उत्क्रांतीच्या दोन सैद्धांतिकदृष्ट्या गणना केलेल्या मार्गांपैकी कोणता मार्ग बरोबर आहे? तुम्हाला माहिती आहेच, सत्याचा निकष म्हणजे सराव. खगोलशास्त्रात, सराव म्हणजे निरीक्षणांचे परिणाम. स्टार क्लस्टर्ससाठी हर्टझस्प्रंग-रसेल आकृती पाहू, अंजीर मध्ये दर्शविलेले आहे. १.६, १.७ आणि १.८. आम्हाला वर स्थित तारे सापडणार नाहीत आणि बाकीमुख्य क्रम पासून. पण बरेच तारे आहेत उजवीकडेत्यातून लाल राक्षस आणि उपजायंट्स आहेत. परिणामी, आपण अशा ताऱ्यांचा त्यांच्या उत्क्रांतीच्या प्रक्रियेतील मुख्य क्रम सोडून जाण्याचा विचार करू शकतो, ज्यात त्यांच्या अंतर्भागात पदार्थांचे संपूर्ण मिश्रण होत नाही. लाल राक्षसांचे स्वरूप स्पष्ट करणे ही तारकीय उत्क्रांतीच्या सिद्धांताची सर्वात मोठी उपलब्धी आहे [३०]. लाल राक्षसांच्या अस्तित्वाच्या वस्तुस्थितीचा अर्थ असा आहे की ताऱ्यांची उत्क्रांती, नियम म्हणून, त्यांच्या संपूर्ण व्हॉल्यूममध्ये पदार्थांचे मिश्रण करून होत नाही. गणना दर्शविते की तारा विकसित होत असताना, त्याच्या संवहनी कोरचा आकार आणि वस्तुमान सतत कमी होत जातो [३१].

साहजिकच, स्टार मॉडेल्सचा उत्क्रांतीचा क्रम स्वतःबद्दल काहीही सांगत नाही गतीतारकीय उत्क्रांती. स्टार मॉडेल्सच्या उत्क्रांती क्रमाच्या वेगवेगळ्या सदस्यांमधील रासायनिक रचनेतील बदलांचे विश्लेषण करून उत्क्रांती वेळ स्केल मिळवता येतो. तारामधील ठराविक सरासरी हायड्रोजन सामग्री त्याच्या आवाजानुसार "भारित" निश्चित करणे शक्य आहे. याद्वारे सरासरी सामग्री दर्शवूया एक्स. मग साहजिकच कालांतराने प्रमाणामध्ये बदल होतो एक्सतार्‍याची प्रकाशमानता निर्धारित करते, कारण ती एका सेकंदात तार्‍यामध्ये सोडल्या जाणार्‍या थर्मोन्यूक्लियर उर्जेच्या प्रमाणात असते. म्हणून आपण लिहू शकता:

(12.1)

एका ग्रॅम पदार्थाच्या अणुपरिवर्तनादरम्यान सोडल्या जाणार्‍या उर्जेचे प्रमाण, चिन्ह

म्हणजे मूल्यातील बदल एक्सएका सेकंदात. तारेचे वय आपण मुख्य अनुक्रमावर “बसले” तेव्हापासून निघून गेलेला कालावधी म्हणून परिभाषित करू शकतो, म्हणजेच त्याच्या खोलीत आण्विक हायड्रोजन प्रतिक्रिया सुरू झाल्या. जर उत्क्रांती क्रमाच्या वेगवेगळ्या सदस्यांसाठी प्रकाशमान मूल्य आणि सरासरी हायड्रोजन सामग्री ओळखली जाते एक्स, नंतर कोणत्याही विशिष्ट तारा मॉडेलचे वय त्याच्या उत्क्रांती क्रमामध्ये शोधण्यासाठी समीकरण (12.1) वापरणे कठीण नाही. ज्याला उच्च गणिताची मूलतत्त्वे माहित आहेत त्यांना हे समीकरण (12.1) वरून समजेल, जे एक साधे विभेदक समीकरण आहे, ताऱ्याचे वय

अविभाज्य म्हणून परिभाषित

वेळेच्या अंतरांचा सारांश

12, आम्हाला स्पष्टपणे वेळ मध्यांतर मिळेल

तारेच्या उत्क्रांतीच्या सुरुवातीपासून उत्तीर्ण. हीच परिस्थिती सूत्र (12.2) व्यक्त करते.

अंजीर मध्ये. आकृती 12.1 तुलनेने मोठ्या तार्‍यांसाठी सैद्धांतिकदृष्ट्या गणना केलेले उत्क्रांती ट्रॅक दाखवते. ते त्यांची उत्क्रांती मुख्य क्रमाच्या खालच्या टोकापासून सुरू करतात. हायड्रोजन जळत असताना, असे तारे त्यांच्या मार्गावर सामान्य दिशेने फिरतात ओलांडूनमुख्य क्रम त्याच्या मर्यादेच्या पलीकडे न जाता (म्हणजे, त्याच्या रुंदीमध्ये राहून). उत्क्रांतीचा हा टप्पा, मुख्य अनुक्रमावरील ताऱ्यांच्या उपस्थितीशी संबंधित, सर्वात लांब आहे. जेव्हा अशा ताऱ्याच्या गाभ्यामध्ये हायड्रोजनचे प्रमाण 1% च्या जवळपास होते तेव्हा उत्क्रांतीचा वेग वाढतो. हायड्रोजन "इंधन" च्या तीव्र प्रमाणात घटलेल्या सामग्रीसह आवश्यक स्तरावर ऊर्जा सोडणे राखण्यासाठी, "भरपाई" म्हणून कोर तापमान वाढवणे आवश्यक आहे. आणि येथे, इतर बर्याच प्रकरणांप्रमाणे, तारा स्वतःच त्याच्या संरचनेचे नियमन करतो (§ 6 पहा). कोर तापमानात वाढ द्वारे साध्य केली जाते संक्षेपएकूण तारे. या कारणास्तव, उत्क्रांती ट्रॅक वेगाने डावीकडे वळतात, म्हणजेच ताऱ्याच्या पृष्ठभागाचे तापमान वाढते. तथापि, लवकरच, ताऱ्याचे आकुंचन थांबते, कारण गाभामधील सर्व हायड्रोजन जळून जातो. परंतु विभक्त प्रतिक्रियांचा एक नवीन प्रदेश "चालू" होतो - आधीच "मृत" (अगदी गरम असले तरी) न्यूक्लियसभोवती एक पातळ कवच. जसजसा तारा पुढे विकसित होत जातो, तसतसे हे कवच ताऱ्याच्या मध्यभागापासून पुढे आणि पुढे सरकत जाते, ज्यामुळे “बर्न-आउट” हेलियम कोरचे वस्तुमान वाढते. त्याच वेळी, या कोरच्या कॉम्प्रेशनची प्रक्रिया आणि त्याचे हीटिंग होईल. तथापि, त्याच वेळी, अशा ताऱ्याचे बाह्य स्तर त्वरीत आणि जोरदारपणे "फुगणे" सुरू होते. याचा अर्थ असा की थोड्या बदलत्या प्रवाहासह, पृष्ठभागाचे तापमान लक्षणीय घटते. त्याचा उत्क्रांतीचा मार्ग उजवीकडे झपाट्याने वळतो आणि तारा लाल सुपरजायंटची सर्व चिन्हे प्राप्त करतो. कॉम्प्रेशन थांबल्यानंतर तारा अशा अवस्थेकडे त्वरीत पोहोचत असल्याने, हर्टझस्प्रंग-रसेल आकृतीमध्ये मुख्य अनुक्रम आणि राक्षस आणि सुपरजायंट्सच्या शाखांमधील अंतर भरून काढणारे जवळजवळ कोणतेही तारे नाहीत. खुल्या क्लस्टर्ससाठी तयार केलेल्या अशा आकृत्यांमध्ये हे स्पष्टपणे दृश्यमान आहे (चित्र 1.8 पहा). रेड सुपरजायंट्सचे पुढील भवितव्य अद्याप चांगले समजलेले नाही. आम्ही पुढील परिच्छेदात या महत्त्वपूर्ण मुद्द्याकडे परत येऊ. कोट्यवधी केल्विनच्या क्रमाने, गाभा गरम करणे खूप उच्च तापमानापर्यंत होऊ शकते. अशा तापमानात, तिहेरी हीलियम प्रतिक्रिया "चालू" होते (§ 8 पहा). या प्रतिक्रियेदरम्यान सोडलेली ऊर्जा न्यूक्लियसचे पुढील कॉम्प्रेशन थांबवते. यानंतर, गाभा किंचित विस्तारेल आणि ताऱ्याची त्रिज्या कमी होईल. हा तारा अधिक गरम होईल आणि हर्टझस्प्रंग-रसेल आकृतीवर डावीकडे जाईल.

कमी वस्तुमान असलेल्या तार्‍यांसाठी उत्क्रांती काही वेगळ्या पद्धतीने पुढे जाते, उदाहरणार्थ, एम

1, 5एम

लक्षात ठेवा की ज्या तार्‍यांचे वस्तुमान सूर्याच्या वस्तुमानापेक्षा कमी आहे त्यांच्या उत्क्रांतीबद्दल विचार करणे सामान्यतः अनुचित आहे, कारण ते मुख्य अनुक्रमात घालवलेल्या वेळेचे प्रमाण आकाशगंगेच्या वयापेक्षा जास्त आहे. ही परिस्थिती कमी वस्तुमान असलेल्या ताऱ्यांच्या उत्क्रांतीची समस्या "अस्वादास्पद" किंवा, अधिक चांगले म्हणा, "अप्रासंगिक" बनवते. आम्ही फक्त लक्षात घेतो की कमी वस्तुमान असलेले तारे (पेक्षा कमी

0, 3 सौर) मुख्य अनुक्रमात असतानाही ते पूर्णपणे "संवहनशील" राहतात. ते कधीही “तेजस्वी” केंद्रक बनवत नाहीत. प्रोटोस्टार्सच्या उत्क्रांतीच्या बाबतीत ही प्रवृत्ती स्पष्टपणे दिसून येते (§ 5 पहा). जर नंतरचे वस्तुमान तुलनेने मोठे असेल तर, प्रोटोस्टार मुख्य अनुक्रमावर "बसण्यापूर्वी" रेडिएटिव्ह कोर तयार होतो. आणि प्रोटोस्टेलर आणि तारकीय दोन्ही टप्प्यांवर कमी वस्तुमान असलेल्या वस्तू पूर्णपणे संवहनी राहतात. अशा तार्‍यांमध्ये, प्रोटॉन-प्रोटॉन चक्र पूर्णपणे कार्यान्वित होण्यासाठी केंद्रातील तापमान पुरेसे जास्त नसते. हे समस्थानिक 3 He च्या निर्मितीसह समाप्त होते आणि "सामान्य" 4 तो यापुढे संश्लेषित केला जात नाही. 10 अब्ज वर्षांत (जे या प्रकारच्या सर्वात जुन्या ताऱ्यांच्या वयाच्या जवळपास आहे), सुमारे 1% हायड्रोजन 3 He मध्ये बदलेल. म्हणून, आम्ही अपेक्षा करू शकतो की 1 H च्या सापेक्ष 3 He ची विपुलता विसंगतपणे जास्त असेल - सुमारे 3%. दुर्दैवाने, सिद्धांताचा हा अंदाज निरिक्षणांसह सत्यापित करणे अद्याप शक्य नाही. इतके कमी वस्तुमान असलेले तारे लाल बौने आहेत, ज्याच्या पृष्ठभागाचे तापमान ऑप्टिकल प्रदेशात हेलियम रेषांना उत्तेजित करण्यासाठी पूर्णपणे अपुरे आहे. तत्त्वतः, तथापि, स्पेक्ट्रमच्या दूरच्या अतिनील भागामध्ये, रॉकेट खगोलशास्त्र पद्धतींद्वारे रेझोनंट शोषण रेषा पाहिल्या जाऊ शकतात. तथापि, सतत स्पेक्ट्रमची अत्यंत कमकुवतपणा ही समस्याप्रधान शक्यता देखील वगळते. तथापि, हे लक्षात घेतले पाहिजे की, लाल बौनेंचा एक महत्त्वाचा भाग, बहुतेक नाही तर चमकणे UV Ceti प्रकारचे तारे (§ 1 पहा). अशा थंड बौने तार्‍यांमध्ये वेगाने पुनरावृत्ती होत असलेल्या फ्लेअर्सची घटना निःसंशयपणे संवहनाशी संबंधित आहे, जे त्यांचे संपूर्ण खंड व्यापते. फ्लेअर्स दरम्यान, उत्सर्जन रेषा पाळल्या जातात. कदाचित अशा तार्‍यांमध्ये नसलेल्या रेषा 3 चे निरीक्षण करणे शक्य होईल? प्रोटोस्टारचे वस्तुमान 0 पेक्षा कमी असल्यास , 08एम

मग त्याच्या खोलीतील तापमान इतके कमी आहे की कोणत्याही थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया मुख्य अनुक्रमाच्या टप्प्यावर कॉम्प्रेशन थांबवू शकत नाहीत. असे तारे पांढरे बौने बनत नाहीत तोपर्यंत ते सतत आकुंचन पावत राहतील (अधिक तंतोतंत, लाल बौने नष्ट होतात). तथापि, आपण अधिक विशाल ताऱ्यांच्या उत्क्रांतीकडे परत जाऊ या.

अंजीर मध्ये. आकृती 12.2 5 च्या समान वस्तुमान असलेल्या ताऱ्याचा उत्क्रांती ट्रॅक दर्शविते एम

संगणक वापरून केलेल्या सर्वात तपशीलवार गणनानुसार. या ट्रॅकवर, संख्या ताऱ्याच्या उत्क्रांतीच्या वैशिष्ट्यपूर्ण टप्प्यांवर चिन्हांकित करतात. आकृतीचे स्पष्टीकरण उत्क्रांतीच्या प्रत्येक टप्प्याची वेळ दर्शवते. आम्ही येथे फक्त हे दर्शवू की उत्क्रांती ट्रॅकचा विभाग 1-2 मुख्य क्रमाशी संबंधित आहे, विभाग 6-7 लाल राक्षस टप्प्याशी संबंधित आहे. प्रदेश 5-6 मध्ये चमक कमी होणे ताऱ्याच्या "सूज" वर उर्जेच्या खर्चाशी संबंधित आहे. अंजीर मध्ये. 12.3 तत्सम सैद्धांतिकदृष्ट्या गणना केलेले ट्रॅक भिन्न वस्तुमानांच्या तार्‍यांसाठी दर्शविले आहेत. उत्क्रांतीचे विविध टप्पे चिन्हांकित करणाऱ्या संख्यांचा अर्थ अंजीर प्रमाणेच आहे. १२.२.

तांदूळ. १२.२: 5 वस्तुमान असलेल्या तार्‍याचा उत्क्रांतीचा मागोवा एम , (1-2) - संवहनी कोरमध्ये हायड्रोजन ज्वलन, 6 , 44 10 7 वर्षे; (2-3) - तारेचे सामान्य संक्षेप, 2 , 2 10 6 वर्षे; (3-4) - स्तरित स्त्रोतामध्ये हायड्रोजनचे ज्वलन, 1 , 4 10 5 वर्षे; (4-5) - जाड थरात हायड्रोजनचे ज्वलन, 1 , 2 10 6 वर्षे; (5-6) - संवहनी कवचाचा विस्तार, 8 10 5 वर्षे; (६-७) - रेड जायंट फेज, ५ 10 5 वर्षे; (7-8) - कोरमध्ये हेलियमचे ज्वलन, 6 10 6 वर्षे; (8-9) - संवहनी शेल गायब, 10 6 वर्षे; (9-10) - कोरमध्ये हेलियम ज्वलन, 9 10 6 वर्षे; (10-11) - संवहनी शेलचा दुय्यम विस्तार, 10 6 वर्षे; (11-12) - हेलियम जळल्यामुळे कोरचे कॉम्प्रेशन; (12-13-14) - स्तरित हेलियम स्त्रोत; (14-?) - न्यूट्रिनो नुकसान, लाल सुपरजायंट.

अंजीर मध्ये चित्रित केलेल्या उत्क्रांती ट्रॅकच्या साध्या परीक्षणातून. 12.3, हे खालीलप्रमाणे आहे की कमी-अधिक प्रमाणात मोठे तारे मुख्य क्रम सोडून "वळणाच्या" मार्गाने हर्टझस्प्रंग-रसेल आकृतीवर एक विशाल शाखा तयार करतात. लाल दिग्गजांच्या दिशेने विकसित होत असताना कमी वस्तुमान असलेल्या तार्‍यांच्या प्रकाशमानतेमध्ये अतिशय जलद वाढ झाल्याचे वैशिष्ट्य. अशा तार्‍यांच्या उत्क्रांतीमधील फरक हा अधिक मोठ्या ताऱ्यांच्या तुलनेने हा आहे की पूर्वीचे तार्‍यांचा गाभा खूप दाट, क्षीण झालेला असतो. असा कोर, क्षीण वायूच्या उच्च दाबामुळे (पहा § 10), वर असलेल्या ताऱ्याच्या थरांचे वजन “धारण” करण्यास सक्षम आहे. ते महत्प्रयासाने संकुचित होईल, आणि म्हणून खूप गरम होईल. म्हणून, जर “तिहेरी” हीलियम प्रतिक्रिया सुरू झाली, तर ती खूप नंतरची असेल. भौतिक परिस्थिती वगळता, केंद्राजवळील प्रदेशात अशा ताऱ्यांची रचना अधिक विशाल ताऱ्यांसारखीच असेल. परिणामी, मध्यवर्ती प्रदेशात हायड्रोजन जाळल्यानंतर त्यांच्या उत्क्रांतीमध्ये बाह्य कवचाला "सूज" देखील येईल, ज्यामुळे त्यांचे ट्रॅक लाल राक्षसांच्या प्रदेशात जातील. तथापि, अधिक मोठ्या सुपरजायंट्सच्या विपरीत, त्यांच्या कोरमध्ये खूप दाट डीजेनरेट गॅस असेल (चित्र 11.4 मधील आकृती पहा).

या विभागात विकसित केलेल्या तारकीय उत्क्रांतीच्या सिद्धांताची कदाचित सर्वात उल्लेखनीय कामगिरी म्हणजे ताऱ्यांच्या समूहांसाठी हर्टझस्प्रंग-रसेल आकृतीच्या सर्व वैशिष्ट्यांचे स्पष्टीकरण. या आकृत्यांचे वर्णन § 1 मध्ये आधीच दिलेले आहे. या परिच्छेदात आधीच नमूद केल्याप्रमाणे, दिलेल्या क्लस्टरमधील सर्व ताऱ्यांचे वय समान मानले पाहिजे. या ताऱ्यांची सुरुवातीची रासायनिक रचनाही सारखीच असावी. शेवटी, ते सर्व समान (बहुतेक मोठे असले तरी) आंतरतारकीय माध्यमाच्या एकत्रित - गॅस-डस्ट कॉम्प्लेक्सपासून बनले होते. भिन्न तारा समूह एकमेकांपासून प्रामुख्याने वयानुसार भिन्न असले पाहिजेत आणि त्याव्यतिरिक्त, गोलाकार क्लस्टर्सची प्रारंभिक रासायनिक रचना ओपन क्लस्टरच्या रचनेपेक्षा तीव्रपणे भिन्न असणे आवश्यक आहे.

हर्टझस्प्रंग-रसेल आकृतीवर ज्या रेषांसह क्लस्टर तारे स्थित आहेत त्यांचा अर्थ त्यांच्या उत्क्रांती ट्रॅकवर नाही. या रेषा दर्शविलेल्या आकृतीवरील बिंदूंचे स्थान आहेत जेथे भिन्न वस्तुमान असलेले तारे आहेत समान वय. जर आपल्याला तारकीय उत्क्रांतीच्या सिद्धांताची निरीक्षणांच्या परिणामांशी तुलना करायची असेल, तर आपल्याला प्रथम भिन्न वस्तुमान आणि समान रासायनिक रचना असलेल्या तार्‍यांसाठी सैद्धांतिकदृष्ट्या "समान वयाच्या रेषा" तयार करणे आवश्यक आहे. ताऱ्याचे वय त्याच्या उत्क्रांतीच्या विविध टप्प्यांवर सूत्र (१२.३) वापरून ठरवता येते. या प्रकरणात, तारकीय उत्क्रांतीचे सैद्धांतिक ट्रॅक वापरणे आवश्यक आहे जसे की अंजीर मध्ये दर्शविलेले. १२.३. अंजीर मध्ये. आकृती 12.4 आठ तार्‍यांच्या गणनेचे परिणाम दर्शविते ज्यांचे वस्तुमान 5.6 ते 2.5 सौर वस्तुमानात बदलते. यातील प्रत्येक तार्‍याचे उत्क्रांती ट्रॅक मुख्य क्रमाच्या खालच्या टोकाला असलेल्या त्यांच्या प्रारंभिक अवस्थेपासून त्यांच्या उत्क्रांतीच्या शंभर, दोनशे, चारशे आणि आठशे दशलक्ष वर्षांनंतर संबंधित तारे व्यापतील त्या स्थितीच्या बिंदूंनी चिन्हांकित केले आहेत. . वेगवेगळ्या तार्‍यांसाठी संबंधित बिंदूंमधून जाणारे वक्र हे "समान वयाचे वक्र" आहेत. आमच्या बाबतीत, गणना बर्‍यापैकी मोठ्या तार्‍यांसाठी केली गेली. त्यांच्या उत्क्रांतीचा कालगणित कालावधी त्यांच्या "सक्रिय जीवनाचा" किमान 75% व्यापतो, जेव्हा ते त्यांच्या खोलीत निर्माण होणारी थर्मोन्यूक्लियर ऊर्जा उत्सर्जित करतात. सर्वात मोठ्या तार्‍यांसाठी, उत्क्रांती दुय्यम कम्प्रेशनच्या टप्प्यावर पोहोचते, जी त्यांच्या मध्यवर्ती भागांमध्ये हायड्रोजनच्या संपूर्ण ज्वलनानंतर उद्भवते.

जर आपण यंग स्टार क्लस्टर्ससाठी हर्टझस्प्रंग-रसेल आकृतीसह समान वयाच्या परिणामी सैद्धांतिक वक्र तुलना केली (चित्र 12.5 आणि 1.6 देखील पहा), तर या क्लस्टरच्या मुख्य रेषेशी त्याची आश्चर्यकारक समानता अनैच्छिकपणे डोळ्यांना पकडते. उत्क्रांतीच्या सिद्धांताच्या मुख्य सिद्धांतानुसार, ज्यानुसार अधिक विशाल तारे मुख्य क्रम जलद सोडतात, अंजीर मधील आकृती. 12.5 स्पष्टपणे सूचित करते की क्लस्टरमधील ताऱ्यांच्या या क्रमाचा वरचा भाग उजवीकडे वाकतो. मुख्य क्रमावरील जागा जिथे तारे त्यातून लक्षणीयरीत्या विचलित होऊ लागतात ते क्लस्टर जितके जुने असेल तितके “खाली” आहे. ही परिस्थिती आपल्याला वेगवेगळ्या तारा समूहांच्या वयोगटांची थेट तुलना करण्यास अनुमती देते. जुन्या क्लस्टर्समध्ये, मुख्य क्रम स्पेक्ट्रल वर्ग A च्या आसपास कुठेतरी शीर्षस्थानी खंडित होतो. तरुण क्लस्टर्समध्ये, संपूर्ण मुख्य क्रम अजूनही "अखंड" आहे, अगदी खाली वर्णक्रमीय वर्ग B च्या गरम भव्य ताऱ्यांपर्यंत. उदाहरणार्थ, ही परिस्थिती आहे क्लस्टर NGC 2264 (Fig. 1.6) साठी आकृतीमध्ये दृश्यमान. आणि खरंच, या क्लस्टरसाठी गणना केलेली समान वयाची ओळ त्याच्या उत्क्रांतीचा केवळ 10 दशलक्ष वर्षांचा कालावधी देते. अशाप्रकारे, हा क्लस्टर मनुष्याच्या प्राचीन पूर्वजांच्या "स्मृतीत" जन्माला आला होता - रामापिथेकस... ताऱ्यांचा एक लक्षणीय जुना क्लस्टर म्हणजे प्लीएड्स, ज्याचा आकृती अंजीर मध्ये दर्शविला आहे. 1.4, याचे अगदी "सरासरी" वय सुमारे 100 दशलक्ष वर्षे आहे. तेथे अजूनही वर्णक्रमीय वर्ग B7 चे तारे आहेत. परंतु हायड्स क्लस्टर (चित्र 1.5 पहा) बरेच जुने आहे - त्याचे वय सुमारे एक अब्ज वर्षे आहे, आणि म्हणून मुख्य क्रम फक्त वर्ग अ तारेपासून सुरू होतो.

तारकीय उत्क्रांतीचा सिद्धांत "तरुण" क्लस्टर्ससाठी हर्टझस्प्रंग-रसेल आकृतीचे आणखी एक मनोरंजक वैशिष्ट्य स्पष्ट करतो. वस्तुस्थिती अशी आहे की कमी वस्तुमान असलेल्या बौने तार्‍यांसाठी उत्क्रांतीची वेळ फार मोठी आहे. उदाहरणार्थ, त्यापैकी बरेच, 10 दशलक्ष वर्षांहून अधिक (एनजीसी 2264 क्लस्टरचा उत्क्रांती कालावधी), अद्याप गुरुत्वाकर्षणाच्या संकुचित टप्प्यातून गेलेले नाहीत आणि काटेकोरपणे सांगायचे तर, तारे देखील नाहीत, तर प्रोटोस्टार आहेत. अशा वस्तू, जसे आपल्याला माहित आहे, स्थित आहेत उजवीकडेहर्टझस्प्रंग-रसेल आकृतीवरून (चित्र 5.2 पहा, जेथे तारेचे उत्क्रांती ट्रॅक गुरुत्वाकर्षणाच्या संकुचिततेच्या सुरुवातीच्या टप्प्यावर सुरू होतात). जर, म्हणून, एखाद्या तरुण क्लस्टरमध्ये बटू तारे अद्याप मुख्य क्रमावर "स्थायिक" झाले नाहीत, तर नंतरचा खालचा भाग अशा क्लस्टरमध्ये असेल. विस्थापितउजवीकडे, जे निरीक्षण केले जाते (चित्र 1.6 पहा). आपण वर म्हटल्याप्रमाणे, आपला सूर्य, त्याच्या "हायड्रोजन संसाधनांचा" लक्षणीय भाग आधीच "थपून" गेला असूनही, हर्टझस्प्रंग-रसेल आकृतीचा मुख्य क्रम बँड सोडला नाही, जरी तो सुमारे विकसित होत आहे. 5 अब्ज वर्षे. गणना दर्शविते की "तरुण" सूर्य, जो अलीकडे मुख्य अनुक्रमावर "बसला" होता, त्याने आताच्या तुलनेत 40% कमी उत्सर्जन केले आणि त्याची त्रिज्या आधुनिक सूर्यापेक्षा फक्त 4% कमी होती आणि पृष्ठभागाचे तापमान 5200 के (आता ५७०० के).

उत्क्रांतीचा सिद्धांत ग्लोब्युलर क्लस्टर्ससाठी हर्टझस्प्रंग-रसेल आकृतीची वैशिष्ट्ये सहजपणे स्पष्ट करतो. सर्व प्रथम, या खूप जुन्या वस्तू आहेत. त्यांचे वय आकाशगंगेच्या वयापेक्षा थोडे कमी आहे. या आकृत्यांमधील वरच्या मुख्य क्रमातील ताऱ्यांच्या जवळजवळ पूर्ण अनुपस्थितीवरून हे स्पष्ट होते. § 1 मध्ये आधीच नमूद केल्याप्रमाणे मुख्य क्रमाच्या खालच्या भागात सबड्वार्फ्स असतात. स्पेक्ट्रोस्कोपिक निरीक्षणांवरून हे ज्ञात आहे की सबबड्वार्फ जड घटकांमध्ये खूप गरीब असतात - "सामान्य" बौनेंपेक्षा त्यांच्यापैकी दहापट कमी असू शकतात. म्हणून, ग्लोब्युलर क्लस्टर्सची प्रारंभिक रासायनिक रचना त्या पदार्थाच्या रचनेपेक्षा लक्षणीयरीत्या वेगळी होती ज्यामधून ओपन क्लस्टर्स तयार झाले होते: खूप कमी जड घटक होते. अंजीर मध्ये. आकृती 12.6 1.2 सौर वस्तुमान असलेल्या तार्‍यांचे सैद्धांतिक उत्क्रांती ट्रॅक दर्शविते (हे 6 अब्ज वर्षांत विकसित झालेल्या ताऱ्याच्या वस्तुमानाच्या जवळ आहे), परंतु भिन्न प्रारंभिक रासायनिक रचनांसह. हे स्पष्टपणे दिसून येते की तार्याने मुख्य क्रम "डावे" केल्यानंतर, कमी धातू सामग्रीसह समान उत्क्रांतीच्या टप्प्यांसाठी प्रकाश लक्षणीयरीत्या जास्त असेल. त्याच वेळी, अशा ताऱ्यांच्या पृष्ठभागाचे प्रभावी तापमान जास्त असेल.

अंजीर मध्ये. आकृती 12.7 जड घटकांच्या कमी सामग्रीसह कमी वस्तुमान असलेल्या ताऱ्यांचे उत्क्रांती ट्रॅक दर्शविते. या वक्रांवरील ठिपके सहा अब्ज वर्षांच्या उत्क्रांतीनंतर ताऱ्यांची स्थिती दर्शवतात. या बिंदूंना जोडणारी जाड रेषा ही त्याच वयाची रेषा आहे. जर आपण ग्लोब्युलर क्लस्टर एम 3 (चित्र 1.8 पहा) साठी हर्टझस्प्रंग-रसेल आकृतीशी या रेषेची तुलना केली, तर या क्लस्टरचे तारे मुख्य पासून "निघतात" या रेषेशी या रेषेचा संपूर्ण योगायोग लगेच लक्षात येईल. क्रम.

चित्रात दाखवले आहे. 1.8 आकृती दिग्गजांच्या क्रमापासून डावीकडे विचलित होणारी क्षैतिज शाखा देखील दर्शवते. वरवर पाहता, ते खोलीतील तार्‍यांशी सुसंगत आहे ज्याच्या "तिहेरी" हीलियम प्रतिक्रिया उद्भवते (§ 8 पहा). अशा प्रकारे, तारकीय उत्क्रांती सिद्धांत ग्लोब्युलर क्लस्टर्ससाठी हर्टझस्प्रंग-रसेल आकृतीची सर्व वैशिष्ट्ये त्यांच्या "प्राचीन युग" आणि जड घटकांची कमी विपुलता [३२] स्पष्ट करतो.

हे अतिशय मनोरंजक आहे की हायड्स क्लस्टरमध्ये अनेक पांढरे बौने आहेत, परंतु प्लीएड्स क्लस्टरमध्ये नाही. दोन्ही क्लस्टर्स तुलनेने आपल्या जवळ आहेत, त्यामुळे दोन क्लस्टर्समधील हा मनोरंजक फरक वेगवेगळ्या “दृश्यतेच्या परिस्थिती” द्वारे स्पष्ट केला जाऊ शकत नाही. परंतु आपल्याला आधीच माहित आहे की लाल राक्षसांच्या अंतिम टप्प्यावर पांढरे बौने तयार होतात, ज्यांचे वस्तुमान तुलनेने लहान असतात. म्हणून, अशा राक्षसाच्या संपूर्ण उत्क्रांतीसाठी बराच वेळ लागतो - किमान एक अब्ज वर्षे. हायड्स क्लस्टरसाठी ही वेळ "गेली" आहे, परंतु प्लीएड्ससाठी "अद्याप आली नाही". म्हणूनच पहिल्या क्लस्टरमध्ये आधीपासूनच ठराविक संख्येने पांढरे बौने आहेत, परंतु दुसऱ्यामध्ये नाही.

अंजीर मध्ये. आकृती 12.8 अनेक क्लस्टर्स, खुल्या आणि गोलाकारांसाठी सारांश योजनाबद्ध हर्टझस्प्रंग-रसेल आकृती दर्शविते. या आकृतीमध्ये, वेगवेगळ्या क्लस्टर्समधील वयाच्या फरकांचा प्रभाव स्पष्टपणे दिसून येतो. अशा प्रकारे, तारकीय संरचनेचा आधुनिक सिद्धांत आणि त्यावर आधारित तारकीय उत्क्रांती सिद्धांत खगोलशास्त्रीय निरीक्षणांचे मुख्य परिणाम सहजपणे स्पष्ट करण्यास सक्षम होते असे ठामपणे सांगण्याचे सर्व कारण आहे. निःसंशयपणे, 20 व्या शतकातील खगोलशास्त्रातील ही सर्वात उल्लेखनीय कामगिरी आहे.

तारे: त्यांचा जन्म, जीवन आणि मृत्यू या पुस्तकातून [तृतीय आवृत्ती, सुधारित] लेखक श्क्लोव्स्की जोसेफ सॅम्युलोविच

धडा 3 आंतरतारकीय माध्यमाचे वायू-धूळ संकुल - ताऱ्यांचा पाळणा आंतरतारकीय माध्यमाचे सर्वात वैशिष्ट्यपूर्ण वैशिष्ट्य म्हणजे त्यात उपस्थित असलेल्या विविध भौतिक परिस्थिती. प्रथम, झोन H I आणि झोन H II आहेत, ज्यांचे गतिज तापमान भिन्न आहे

निषिद्ध टेस्ला या पुस्तकातून लेखक गोर्कोव्स्की पावेल

धडा 5 प्रोटोस्टार्स आणि प्रोटोस्टेलर शेल्सची उत्क्रांती § 3 मध्ये आम्ही दाट थंड आण्विक ढगांच्या प्रोटोस्टार्समध्ये संक्षेपणाच्या प्रश्नावर काही तपशीलवार विचार केला ज्यामध्ये गुरुत्वाकर्षणाच्या अस्थिरतेमुळे, इंटरस्टेलरच्या वायू-धूळ कॉम्प्लेक्स

Theory of the Universe या पुस्तकातून Eternus द्वारे

धडा 8 तारकीय किरणोत्सर्गाचे अणुऊर्जा स्त्रोत § 3 मध्ये आम्ही आधीच सांगितले आहे की सूर्य आणि ताऱ्यांच्या ऊर्जेचे स्त्रोत, अवाढव्य "कॉस्मोगोनिक" कालखंडात त्यांची प्रकाशमानता सुनिश्चित करतात, ज्याची गणना फार मोठ्या वस्तुमान नसलेल्या तार्‍यांसाठी अब्जावधींमध्ये केली जाते.

खगोलशास्त्राबद्दल मनोरंजक पुस्तकातून लेखक टॉमिलिन अनातोली निकोलाविच

धडा 11 तार्‍यांचे मॉडेल्स § 6 मध्ये आम्ही तार्‍यांच्या समतोल स्थितीचे वर्णन करणार्‍या समीकरणांमध्ये समाविष्ट असलेल्या प्रमाणांच्या अंदाजे अंदाज पद्धतीचा वापर करून तारकीय अंतर्भागाची मुख्य वैशिष्ट्ये (तापमान, घनता, दाब) प्राप्त केली. जरी हे अंदाज योग्य कल्पना देतात

दहा ग्रेट आयडियाज ऑफ सायन्स या पुस्तकातून. आपले जग कसे चालते. लेखक अॅटकिन्स पीटर

अध्याय 14 जवळच्या बायनरी प्रणालींमध्ये ताऱ्यांची उत्क्रांती मागील परिच्छेदात, ताऱ्यांच्या उत्क्रांतीबद्दल काही तपशीलवार विचार करण्यात आला होता. तथापि, एक महत्त्वाचा इशारा देणे आवश्यक आहे: आम्ही एकल, विलग ताऱ्यांच्या उत्क्रांतीबद्दल बोलत होतो. ताऱ्यांची उत्क्रांती कशी होईल

The Prevalence of Life and the Uniqueness of Mind या पुस्तकातून? लेखक मोसेवित्स्की मार्क इसाकोविच

अध्याय 20 पल्सर आणि तेजोमेघ - सुपरनोव्हा स्फोटांचे अवशेष वास्तविक, पल्सर हे न्यूट्रॉन तारे वेगाने फिरत आहेत हा निष्कर्ष अजिबात अनपेक्षित नव्हता. आपण असे म्हणू शकतो की तो भूतकाळातील खगोल भौतिकशास्त्राच्या संपूर्ण विकासाद्वारे तयार झाला होता

द बिगिनिंग ऑफ इन्फिनिटी या पुस्तकातून [जग बदलणारे स्पष्टीकरण] डेव्हिड Deutsch द्वारे

रिटर्न ऑफ टाईम या पुस्तकातून [प्राचीन विश्वनिर्मितीपासून भविष्यातील विश्वविज्ञानापर्यंत] स्मोलिन ली द्वारे

इंटरस्टेलर: पडद्यामागील विज्ञान या पुस्तकातून लेखक थॉर्न किप स्टीफन

1. सूर्य हे तार्‍यांचे माप आहे. तारे सूर्य आहेत. सूर्य हा एक तारा आहे. सूर्य प्रचंड आहे. आणि तारे? तारे कसे मोजायचे? वजनासाठी कोणते वजन घ्यावे, व्यास मोजण्यासाठी कोणते उपाय करावे? सूर्य स्वतः या उद्देशासाठी योग्य नाही का - एक तारा ज्याबद्दल आपल्याला इतर सर्व प्रकाशांपेक्षा जास्त माहिती आहे?

लेखकाच्या पुस्तकातून

लेखकाच्या पुस्तकातून

लेखकाच्या पुस्तकातून

15. संस्कृती टिकून राहणाऱ्या संस्कृती कल्पनांची उत्क्रांती ही कल्पनांचा एक संच आहे ज्यामुळे, काही बाबतीत, त्यांच्या धारकांचे समान वर्तन होते. कल्पनांद्वारे माझा अर्थ अशी कोणतीही माहिती आहे जी एखाद्या व्यक्तीच्या डोक्यात साठवली जाऊ शकते आणि त्याच्या वर्तनावर प्रभाव टाकू शकते. तर

लेखकाच्या पुस्तकातून

द इव्होल्यूशन ऑफ मेम्स आयझॅक असिमोव्हच्या 1956 च्या क्लासिक सायन्स फिक्शन कथेत जोकेस्टर, मुख्य पात्र एक वैज्ञानिक आहे जो विनोदांचा अभ्यास करतो. त्याला असे आढळून आले की बरेच लोक कधीकधी मजेदार, मूळ टीका करतात, परंतु कोणीही कधीही करत नाही

लेखकाच्या पुस्तकातून

16. सर्जनशील विचारांची उत्क्रांती

लेखकाच्या पुस्तकातून

लेखकाच्या पुस्तकातून

जवळच्या तार्‍यांचे अंतर सर्वात जवळचा (सूर्य मोजत नाही) तारा ज्याच्या प्रणालीमध्ये जीवनासाठी योग्य ग्रह आढळू शकतो तो टाउ सेटी आहे. हे पृथ्वीपासून 11.9 प्रकाशवर्षे स्थित आहे; म्हणजेच, प्रकाशाच्या वेगाने प्रवास करून, त्याच्यापर्यंत पोहोचणे शक्य होईल