तारे चमकदार प्लाज्मा के विशाल गोले हैं। हमारी आकाशगंगा के भीतर उनमें से एक बड़ी संख्या है। विज्ञान के विकास में सितारों ने महत्वपूर्ण भूमिका निभाई है। उन्हें कई लोगों के मिथकों में भी नोट किया गया था, जो नेविगेशन उपकरण के रूप में कार्य करते थे। जब दूरबीनों का आविष्कार किया गया, साथ ही खगोलीय पिंडों की गति और गुरुत्वाकर्षण के नियमों का भी, वैज्ञानिकों ने महसूस किया कि सभी तारे सूर्य के समान हैं।
परिभाषा
मुख्य अनुक्रम सितारों में वे सभी शामिल हैं जिनमें हाइड्रोजन हीलियम में बदल जाता है। चूंकि यह प्रक्रिया अधिकांश तारों की विशेषता है, इसलिए मनुष्य द्वारा देखे गए अधिकांश प्रकाशमान इस श्रेणी में आते हैं। उदाहरण के लिए, सूर्य भी इसी समूह का है। अल्फा ओरियनिस, या, उदाहरण के लिए, सीरियस का उपग्रह, मुख्य अनुक्रम सितारों से संबंधित नहीं है।
स्टार समूह
पहली बार, वैज्ञानिकों ई. हर्ट्ज़स्प्रंग और जी. रसेल ने तारों की उनके वर्णक्रमीय प्रकारों से तुलना करने का मुद्दा उठाया। उन्होंने एक चार्ट बनाया जो सितारों के स्पेक्ट्रम और चमक को प्रदर्शित करता था। इसके बाद, इस आरेख का नाम उनके नाम पर रखा गया। इस पर स्थित अधिकांश प्रकाशमान मुख्य के आकाशीय पिंड कहलाते हैंक्रम। इस श्रेणी में नीले सुपरजायंट से लेकर सफेद बौने तक के तारे शामिल हैं। इस आरेख में सूर्य की चमक को एकता के रूप में लिया गया है। अनुक्रम में विभिन्न द्रव्यमान के सितारे शामिल हैं। वैज्ञानिकों ने प्रकाशकों की निम्नलिखित श्रेणियों की पहचान की है:
- सुपरजायंट्स - प्रथम श्रेणी की चमक।
- दिग्गज - द्वितीय श्रेणी।
- मुख्य अनुक्रम के सितारे - V वर्ग।
- सबडवार्फ़ - छठी कक्षा।
- श्वेत बौने – सातवीं कक्षा।
प्रकाशकों के अंदर की प्रक्रियाएं
संरचना की दृष्टि से सूर्य को चार सशर्त क्षेत्रों में विभाजित किया जा सकता है, जिसके अंतर्गत विभिन्न भौतिक प्रक्रियाएं होती हैं। तारे की विकिरण ऊर्जा, साथ ही आंतरिक तापीय ऊर्जा, ल्यूमिनेरी के अंदर गहराई से उत्पन्न होती है, बाहरी परतों में स्थानांतरित हो जाती है। मुख्य अनुक्रम सितारों की संरचना सौर मंडल के प्रकाशमान की संरचना के समान है। हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख पर इस श्रेणी से संबंधित किसी भी प्रकाशमान का मध्य भाग कोर है। वहां लगातार परमाणु प्रतिक्रियाएं हो रही हैं, जिसके दौरान हीलियम हाइड्रोजन में परिवर्तित हो जाता है। हाइड्रोजन नाभिक एक दूसरे से टकराने के लिए, उनकी ऊर्जा प्रतिकर्षण ऊर्जा से अधिक होनी चाहिए। इसलिए, ऐसी प्रतिक्रियाएं बहुत अधिक तापमान पर ही आगे बढ़ती हैं। सूर्य के अंदर का तापमान 15 मिलियन डिग्री सेल्सियस तक पहुंच जाता है। जैसे-जैसे यह तारे के केंद्र से दूर जाता है, यह घटता जाता है। कोर की बाहरी सीमा पर, तापमान पहले से ही मध्य भाग में मूल्य का आधा है। प्लाज्मा का घनत्व भी कम हो जाता है।
परमाणु प्रतिक्रियाएं
लेकिन न केवल मुख्य अनुक्रम की आंतरिक संरचना में तारे सूर्य के समान हैं। इस श्रेणी के प्रकाशकों को इस तथ्य से भी अलग किया जाता है कि उनके अंदर परमाणु प्रतिक्रियाएं तीन चरण की प्रक्रिया के माध्यम से होती हैं। अन्यथा, इसे प्रोटॉन-प्रोटॉन चक्र कहा जाता है। पहले चरण में दो प्रोटॉन आपस में टकराते हैं। इस टक्कर के परिणामस्वरूप, नए कण दिखाई देते हैं: ड्यूटेरियम, पॉज़िट्रॉन और न्यूट्रिनो। इसके बाद, प्रोटॉन एक न्यूट्रिनो कण से टकराता है, और हीलियम -3 आइसोटोप का एक नाभिक बनता है, साथ ही एक गामा-रे क्वांटम भी। प्रक्रिया के तीसरे चरण में, दो हीलियम -3 नाभिक एक साथ फ्यूज हो जाते हैं, और साधारण हाइड्रोजन बनता है।
इन टकरावों के दौरान, परमाणु प्रतिक्रियाओं के दौरान न्यूट्रिनो प्राथमिक कण लगातार उत्पन्न होते हैं। वे तारे की निचली परतों को पार करते हैं, और अंतरग्रहीय अंतरिक्ष में उड़ते हैं। न्यूट्रिनो भी जमीन पर पंजीकृत हैं। वैज्ञानिकों द्वारा यंत्रों की सहायता से जो राशि दर्ज की जाती है, वह वैज्ञानिकों की धारणा के अनुसार अतुलनीय रूप से कम होनी चाहिए। यह समस्या सौर भौतिकी के सबसे बड़े रहस्यों में से एक है।
दीप्तिमान क्षेत्र
सूर्य और मुख्य अनुक्रम सितारों की संरचना में अगली परत रेडिएंट ज़ोन है। इसकी सीमाएं कोर से एक पतली परत तक फैली हुई हैं जो संवहनी क्षेत्र की सीमा पर स्थित है - टैकोलाइन। रेडिएंट ज़ोन को इसका नाम उस तरह से मिला है जिसमें ऊर्जा को कोर से बाहरी परतों में स्थानांतरित किया जाता है - विकिरण। फोटॉन,जो लगातार नाभिक में उत्पन्न होते हैं, इस क्षेत्र में घूमते हैं, प्लाज्मा नाभिक से टकराते हैं। यह ज्ञात है कि इन कणों की गति प्रकाश की गति के बराबर होती है। लेकिन इसके बावजूद, फोटॉन को संवहनी और विकिरण क्षेत्रों की सीमा तक पहुंचने में लगभग दस लाख वर्ष लगते हैं। यह विलंब प्लाज़्मा नाभिक के साथ फोटॉन के निरंतर टकराव और उनके पुन: उत्सर्जन के कारण होता है।
टैकोक्लाइन
सूर्य और मुख्य अनुक्रम के तारों का भी एक पतला क्षेत्र होता है, जो स्पष्ट रूप से तारों के चुंबकीय क्षेत्र के निर्माण में महत्वपूर्ण भूमिका निभाते हैं। इसे टैकोलाइन कहते हैं। वैज्ञानिकों का सुझाव है कि यह यहाँ है कि चुंबकीय डायनेमो की प्रक्रियाएँ होती हैं। यह इस तथ्य में निहित है कि प्लाज्मा प्रवाह चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं को फैलाता है और समग्र क्षेत्र शक्ति को बढ़ाता है। ऐसे भी सुझाव हैं कि टैकोलाइन ज़ोन में प्लाज्मा की रासायनिक संरचना में तीव्र परिवर्तन होता है।
संवहनी क्षेत्र
यह क्षेत्र सबसे बाहरी परत का प्रतिनिधित्व करता है। इसकी निचली सीमा 200 हजार किमी की गहराई पर स्थित है, और ऊपरी सीमा तारे की सतह तक पहुँचती है। संवहनी क्षेत्र की शुरुआत में, तापमान अभी भी काफी अधिक है, यह लगभग 2 मिलियन डिग्री तक पहुंच जाता है। हालाँकि, यह संकेतक अब कार्बन, नाइट्रोजन और ऑक्सीजन परमाणुओं के आयनीकरण की प्रक्रिया के लिए पर्याप्त नहीं है। इस क्षेत्र का नाम इस कारण पड़ा है कि जिस तरह से गहरी परतों से बाहरी - संवहन, या मिश्रण में पदार्थ का निरंतर स्थानांतरण होता है।
प्रस्तुति के बारे मेंमुख्य अनुक्रम तारे इस तथ्य का संकेत दे सकते हैं कि सूर्य हमारी आकाशगंगा में एक साधारण तारा है। इसलिए, कई प्रश्न - उदाहरण के लिए, इसकी ऊर्जा के स्रोतों, संरचना और स्पेक्ट्रम के गठन के बारे में - सूर्य और अन्य सितारों दोनों के लिए समान हैं। हमारा प्रकाश अपने स्थान के मामले में अद्वितीय है - यह हमारे ग्रह का सबसे निकटतम तारा है। इसलिए, इसकी सतह का विस्तृत अध्ययन किया जाता है।
फोटोस्फीयर
सूर्य के दृश्य आवरण को प्रकाशमंडल कहते हैं। यह वह है जो पृथ्वी पर आने वाली लगभग सारी ऊर्जा को विकीर्ण करती है। प्रकाशमंडल में दाने होते हैं, जो गर्म गैस के लम्बे बादल होते हैं। यहां आप छोटे-छोटे धब्बे भी देख सकते हैं, जिन्हें टॉर्च कहा जाता है। उनका तापमान आसपास के द्रव्यमान से लगभग 200 oC अधिक होता है, इसलिए वे चमक में भिन्न होते हैं। मशालें कई हफ्तों तक मौजूद रह सकती हैं। यह स्थिरता इस तथ्य के कारण उत्पन्न होती है कि तारे का चुंबकीय क्षेत्र आयनित गैसों की ऊर्ध्वाधर धाराओं को क्षैतिज दिशा में विचलित नहीं होने देता।
स्पॉट
इसके अलावा, कभी-कभी अंधेरे क्षेत्र प्रकाशमंडल की सतह पर दिखाई देते हैं - धब्बों के केंद्रक। अक्सर धब्बे ऐसे व्यास तक बढ़ सकते हैं जो पृथ्वी के व्यास से अधिक हो। सनस्पॉट समूहों में दिखाई देते हैं, फिर बड़े हो जाते हैं। धीरे-धीरे, वे छोटे क्षेत्रों में टूट जाते हैं जब तक कि वे पूरी तरह से गायब नहीं हो जाते। सौर भूमध्य रेखा के दोनों किनारों पर धब्बे दिखाई देते हैं। हर 11 साल में, उनकी संख्या, साथ ही साथ स्पॉट के कब्जे वाला क्षेत्र, अधिकतम तक पहुंच जाता है। स्पॉट के देखे गए आंदोलन के अनुसार, गैलीलियो सक्षम थासूर्य के घूर्णन का पता लगाएं। बाद में, इस रोटेशन को वर्णक्रमीय विश्लेषण का उपयोग करके परिष्कृत किया गया।
अब तक वैज्ञानिक इस बात को लेकर असमंजस में हैं कि बढ़ते सनस्पॉट की अवधि ठीक 11 साल क्यों होती है। ज्ञान में अंतराल के बावजूद, सूर्य के धब्बों की जानकारी और तारे की गतिविधि के अन्य पहलुओं की आवधिकता वैज्ञानिकों को महत्वपूर्ण भविष्यवाणियां करने का अवसर देती है। इन आंकड़ों का अध्ययन करके, चुंबकीय तूफानों की शुरुआत, रेडियो संचार के क्षेत्र में गड़बड़ी के बारे में भविष्यवाणी करना संभव है।
अन्य श्रेणियों से अंतर
किसी तारे की चमक ऊर्जा की वह मात्रा है जो प्रकाश द्वारा एक इकाई समय में उत्सर्जित होती है। इस मान की गणना हमारे ग्रह की सतह तक पहुंचने वाली ऊर्जा की मात्रा से की जा सकती है, बशर्ते कि पृथ्वी से तारे की दूरी ज्ञात हो। मुख्य अनुक्रम सितारों की चमक ठंडे, कम द्रव्यमान वाले सितारों की तुलना में अधिक होती है, और गर्म सितारों की तुलना में कम होती है, जो कि 60 और 100 सौर द्रव्यमान के बीच होते हैं।
अधिकांश तारों के सापेक्ष ठंडे तारे निचले दाएं कोने में होते हैं, और गर्म तारे ऊपरी बाएं कोने में होते हैं। इसी समय, अधिकांश सितारों में, लाल दिग्गजों और सफेद बौनों के विपरीत, द्रव्यमान चमक सूचकांक पर निर्भर करता है। प्रत्येक तारा अपना अधिकांश जीवन मुख्य अनुक्रम पर व्यतीत करता है। वैज्ञानिकों का मानना है कि छोटे द्रव्यमान वाले सितारों की तुलना में अधिक विशाल तारे बहुत कम रहते हैं। पहली नज़र में, यह विपरीत होना चाहिए, क्योंकि उनके पास जलने के लिए अधिक हाइड्रोजन है, और उन्हें इसका अधिक समय तक उपयोग करना चाहिए। हालांकि, सितारेबड़े पैमाने पर अपने ईंधन की खपत बहुत तेजी से करते हैं।
