तारों की दुनिया बड़ी विविधता दिखाती है, जिसके संकेत रात के आसमान को नंगी आंखों से देखने पर पहले से ही स्पष्ट हो जाते हैं। खगोलीय उपकरणों और खगोल भौतिकी के तरीकों की मदद से सितारों के अध्ययन ने उन्हें एक निश्चित तरीके से व्यवस्थित करना संभव बना दिया और इसके लिए धन्यवाद, धीरे-धीरे उन प्रक्रियाओं की समझ में आ गए जो तारकीय विकास को नियंत्रित करते हैं।
सामान्य स्थिति में, जिन परिस्थितियों में तारे का निर्माण आगे बढ़ा, वे इसकी मुख्य विशेषताओं को निर्धारित करते हैं। ये स्थितियां बहुत भिन्न हो सकती हैं। हालांकि, सामान्य तौर पर, यह प्रक्रिया सभी सितारों के लिए समान प्रकृति की होती है: वे विसरित - बिखरी हुई - गैस और धूल के पदार्थ से पैदा होते हैं, जो गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में इसे संकुचित करके आकाशगंगाओं को भर देता है।
गांगेय माध्यम की संरचना और घनत्व
स्थलीय स्थितियों के संबंध में, तारे के बीच का स्थान सबसे गहरा निर्वात है। लेकिन गांगेय पैमाने पर, लगभग 1 परमाणु प्रति घन सेंटीमीटर की विशेषता घनत्व वाला ऐसा अत्यंत दुर्लभ माध्यम गैस और धूल है, और अंतरतारकीय माध्यम की संरचना में उनका अनुपात 99 से 1 है।
गैस का मुख्य घटक हाइड्रोजन (संरचना का लगभग 90%, या द्रव्यमान का 70%) है, इसमें हीलियम (लगभग 9%, और वजन से - 28%) और अन्य पदार्थ भी छोटे होते हैं मात्रा। इसके अलावा, ब्रह्मांडीय किरण प्रवाह और चुंबकीय क्षेत्र को तारे के बीच का गांगेय माध्यम के रूप में संदर्भित किया जाता है।
जहां सितारों का जन्म होता है
आकाशगंगाओं के अंतरिक्ष में गैस और धूल बहुत असमान रूप से वितरित होते हैं। इंटरस्टेलर हाइड्रोजन, जिस स्थिति में यह स्थित है, उसके आधार पर अलग-अलग तापमान और घनत्व हो सकते हैं: अत्यधिक दुर्लभ प्लाज्मा से दसियों हज़ार केल्विन (तथाकथित HII ज़ोन) के तापमान के साथ एक अल्ट्राकोल्ड तक - बस कुछ केल्विन - आणविक अवस्था।
वे क्षेत्र जहाँ किसी कारणवश पदार्थ के कणों की सांद्रता बढ़ जाती है, अंतरतारकीय बादल कहलाते हैं। सबसे घने बादल, जिनमें प्रति घन सेंटीमीटर दस लाख कण हो सकते हैं, ठंडे आणविक गैस से बनते हैं। उनके पास बहुत अधिक धूल होती है जो प्रकाश को अवशोषित करती है, इसलिए उन्हें डार्क नेबुला भी कहा जाता है। यह ऐसे "कॉस्मिक रेफ्रिजरेटर्स" के लिए है जहां सितारों की उत्पत्ति के स्थान सीमित हैं। इस परिघटना से HII क्षेत्र भी जुड़े हुए हैं, लेकिन उनमें सीधे तारे नहीं बनते हैं।
स्थानीयकरण और "स्टार क्रैडल्स" के प्रकार
हमारी अपनी आकाशगंगा सहित सर्पिल आकाशगंगाओं में, आणविक बादल बेतरतीब ढंग से नहीं, बल्कि मुख्य रूप से डिस्क प्लेन के भीतर स्थित होते हैं - आकाशगंगा केंद्र से कुछ दूरी पर सर्पिल भुजाओं में। अनियमित मेंआकाशगंगाओं में, ऐसे क्षेत्रों का स्थानीयकरण यादृच्छिक होता है। अण्डाकार आकाशगंगाओं के लिए, गैस और धूल की संरचना और युवा तारे उनमें नहीं देखे जाते हैं, और आमतौर पर यह स्वीकार किया जाता है कि यह प्रक्रिया व्यावहारिक रूप से वहां नहीं होती है।
बादल दोनों विशाल हो सकते हैं - दसियों और सैकड़ों प्रकाश वर्ष - एक जटिल संरचना और बड़े घनत्व अंतर के साथ आणविक परिसर (उदाहरण के लिए, प्रसिद्ध ओरियन क्लाउड हमसे केवल 1300 प्रकाश वर्ष दूर है), और पृथक कॉम्पैक्ट संरचनाएं कहलाती हैं बोक ग्लोब्यूल्स।
तारों के बनने की स्थिति
नए तारे के जन्म के लिए गैस और धूल के बादल में गुरुत्वाकर्षण अस्थिरता के अपरिहार्य विकास की आवश्यकता होती है। आंतरिक और बाहरी उत्पत्ति की विभिन्न गतिशील प्रक्रियाओं के कारण (उदाहरण के लिए, अनियमित आकार के बादल के विभिन्न क्षेत्रों में अलग-अलग रोटेशन दर या पड़ोस में सुपरनोवा विस्फोट के दौरान शॉक वेव का पारित होना), बादल में पदार्थ के वितरण घनत्व में उतार-चढ़ाव होता है।. लेकिन हर उभरते घनत्व में उतार-चढ़ाव गैस के आगे संपीड़न और एक तारे की उपस्थिति की ओर नहीं ले जाता है। बादल में चुंबकीय क्षेत्र और विक्षोभ इसका प्रतिकार करते हैं।
किसी पदार्थ की बढ़ी हुई सांद्रता के क्षेत्र में यह सुनिश्चित करने के लिए पर्याप्त लंबाई होनी चाहिए कि गुरुत्वाकर्षण गैस और धूल माध्यम के लोचदार बल (दबाव ढाल) का विरोध कर सके। इस तरह के एक महत्वपूर्ण आकार को जीन्स त्रिज्या कहा जाता है (एक अंग्रेजी भौतिक विज्ञानी और खगोलविद जिन्होंने 20 वीं शताब्दी की शुरुआत में गुरुत्वाकर्षण अस्थिरता के सिद्धांत की नींव रखी थी)। जीन्स के भीतर निहित द्रव्यमानत्रिज्या भी एक निश्चित मान से कम नहीं होनी चाहिए, और यह मान (जीन्स द्रव्यमान) तापमान के समानुपाती होता है।
यह स्पष्ट है कि माध्यम जितना ठंडा और सघन होता है, क्रांतिक त्रिज्या उतनी ही छोटी होती है, जिस पर उतार-चढ़ाव सुचारू नहीं होता है, लेकिन संकुचित होता रहता है। इसके अलावा, एक तारे का निर्माण कई चरणों में होता है।
बादल के एक हिस्से का पतन और विखंडन
जब किसी गैस को संपीड़ित किया जाता है, तो ऊर्जा निकलती है। प्रक्रिया के शुरुआती चरणों में, यह आवश्यक है कि इन्फ्रारेड रेंज में विकिरण के कारण बादल में संघनक कोर प्रभावी रूप से ठंडा हो सकता है, जो मुख्य रूप से अणुओं और धूल कणों द्वारा किया जाता है। इसलिए, इस स्तर पर, संघनन तेज होता है और अपरिवर्तनीय हो जाता है: बादल का टुकड़ा ढह जाता है।
इस तरह के सिकुड़ते और साथ ही शीतलन क्षेत्र में, यदि यह काफी बड़ा है, तो पदार्थ के नए संघनन नाभिक प्रकट हो सकते हैं, क्योंकि घनत्व में वृद्धि के साथ, तापमान में वृद्धि नहीं होने पर महत्वपूर्ण जीन्स द्रव्यमान कम हो जाता है। इस घटना को विखंडन कहा जाता है; उनके लिए धन्यवाद, सितारों का निर्माण अक्सर एक-एक करके नहीं, बल्कि समूहों - संघों में होता है।
आधुनिक अवधारणाओं के अनुसार तीव्र संपीड़न के चरण की अवधि छोटी है - लगभग 100 हजार वर्ष।
बादल के टुकड़े को गर्म करना और प्रोटोस्टार बनाना
किसी बिंदु पर, ढहने वाले क्षेत्र का घनत्व बहुत अधिक हो जाता है, और यह पारदर्शिता खो देता है, जिसके परिणामस्वरूप गैस गर्म होने लगती है। जीन्स द्रव्यमान का मान बढ़ता है, आगे विखंडन असंभव हो जाता है, और संपीड़न के तहतकेवल इस समय तक जो टुकड़े बन चुके हैं, उनका परीक्षण उनके स्वयं के गुरुत्वाकर्षण की क्रिया द्वारा किया जाता है। पिछले चरण के विपरीत, तापमान में लगातार वृद्धि और, तदनुसार, गैस के दबाव के कारण, इस चरण में अधिक समय लगता है - लगभग 50 मिलियन वर्ष।
इस प्रक्रिया के दौरान बनने वाली वस्तु को प्रोटोस्टार कहते हैं। यह मूल बादल के अवशिष्ट गैस और धूल पदार्थ के साथ सक्रिय संपर्क द्वारा प्रतिष्ठित है।
प्रोटोस्टार की विशेषताएं
एक नवजात तारा गुरुत्वाकर्षण संकुचन की ऊर्जा को बाहर की ओर डंप करता है। इसके अंदर एक संवहन प्रक्रिया विकसित होती है, और बाहरी परतें इन्फ्रारेड में तीव्र विकिरण उत्सर्जित करती हैं, और फिर ऑप्टिकल रेंज में, आसपास की गैस को गर्म करती है, जो इसके दुर्लभ होने में योगदान करती है। यदि उच्च तापमान वाले बड़े द्रव्यमान के तारे का निर्माण होता है, तो यह अपने आस-पास के स्थान को लगभग पूरी तरह से "साफ़" करने में सक्षम होता है। इसका विकिरण अवशिष्ट गैस को आयनित करेगा - इस प्रकार HII क्षेत्र बनते हैं।
शुरुआत में, बादल का मूल टुकड़ा, निश्चित रूप से, एक तरह से या किसी अन्य, घुमाया जाता है, और जब इसे संकुचित किया जाता है, तो कोणीय गति के संरक्षण के नियम के कारण, घूर्णन तेज हो जाता है। यदि सूर्य के समान एक तारे का जन्म होता है, तो आसपास की गैस और धूल उस पर कोणीय गति के अनुसार गिरती रहेगी, और भूमध्यरेखीय तल में एक प्रोटोप्लेनेटरी अभिवृद्धि डिस्क बनेगी। उच्च घूर्णन गति के कारण, डिस्क के भीतरी क्षेत्र से गर्म, आंशिक रूप से आयनित गैस को प्रोटोस्टार द्वारा ध्रुवीय जेट धाराओं के रूप में बाहर निकाल दिया जाता हैसैकड़ों किलोमीटर प्रति सेकंड की गति। इंटरस्टेलर गैस से टकराने वाले ये जेट स्पेक्ट्रम के ऑप्टिकल हिस्से में दिखाई देने वाली शॉक वेव्स बनाते हैं। आज तक, कई सौ ऐसी घटनाएं - हर्बिग-हारो ऑब्जेक्ट्स - पहले ही खोजी जा चुकी हैं।
सूर्य के द्रव्यमान में गर्म प्रोटोस्टार (टी तौरी सितारों के रूप में जाना जाता है) अराजक चमक भिन्नता और बड़े रेडी से जुड़े उच्च चमक को प्रदर्शित करते हैं क्योंकि वे अनुबंध जारी रखते हैं।
परमाणु संलयन की शुरुआत। युवा सितारा
जब प्रोटोस्टार के मध्य क्षेत्रों में तापमान कई मिलियन डिग्री तक पहुंच जाता है, तो वहां थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं शुरू हो जाती हैं। इस स्तर पर एक नए सितारे के जन्म की प्रक्रिया को पूर्ण माना जा सकता है। युवा सूर्य, जैसा कि वे कहते हैं, "मुख्य अनुक्रम पर बैठता है", अर्थात, अपने जीवन के मुख्य चरण में प्रवेश करता है, जिसके दौरान इसकी ऊर्जा का स्रोत हाइड्रोजन से हीलियम का परमाणु संलयन है। इस ऊर्जा की रिहाई गुरुत्वाकर्षण संकुचन को संतुलित करती है और तारे को स्थिर करती है।
सितारों के विकास के सभी आगे के चरणों के पाठ्यक्रम की विशेषताएं उस द्रव्यमान से निर्धारित होती हैं जिसके साथ वे पैदा हुए थे, और रासायनिक संरचना (धातु), जो काफी हद तक हीलियम से भारी तत्वों की अशुद्धियों की संरचना पर निर्भर करती है। प्रारंभिक बादल में। यदि कोई तारा पर्याप्त विशाल है, तो वह कुछ हीलियम को भारी तत्वों - कार्बन, ऑक्सीजन, सिलिकॉन और अन्य में संसाधित करेगा - जो अपने जीवन के अंत में, इंटरस्टेलर गैस और धूल का हिस्सा बन जाएगा और गठन के लिए सामग्री के रूप में काम करेगा। नए सितारों की।
