विषय
सितारे मुख्य रूप से हाइड्रोजन और हीलियम गैसों से बने होते हैं। वे नाटकीय रूप से आकार, प्रकाश और तापमान में भिन्न होते हैं, और कई चरणों के माध्यम से संक्रमण करते हुए, अरबों वर्षों तक जीवित रहते हैं। हमारा अपना सूरज एक विशिष्ट तारा है, जो सैकड़ों अरबों में से एक है जो मिल्की वे को लुभाता है।
जन्म
सितारे महान गेलेक्टिक "नर्सरी" में पैदा होते हैं जिन्हें नेबुला कहा जाता है, एक लैटिन शब्द जिसका अर्थ है बादल। नेबुला धूल और गैस के घने बादल हैं जो सैकड़ों तारों को जन्म दे सकते हैं। एक नेबुला के कुछ क्षेत्रों में, गैस और धूल एक साथ गुच्छों के रूप में इकट्ठा होंगे। एक नया तारा तब उत्पन्न होता है जब इनमें से एक थक्का इतना द्रव्यमान जमा कर लेता है कि वह अपने ही गुरुत्वाकर्षण के बल से ढह जाता है। संघनक बादल के बढ़ते घनत्व के कारण इसका तापमान काफी बढ़ जाता है। आखिरकार, तापमान इतना अधिक हो जाता है कि परमाणु संलयन होता है, जो एक "शिशु" तारे का निर्माण करता है जिसे एक प्रोटोस्टार कहा जाता है।
मुख्य अनुक्रम सितारे
एक बार एक प्रोटॉस्टर ने आसपास के गैस और धूल के बादलों से पर्याप्त द्रव्यमान इकट्ठा किया, यह एक मुख्य अनुक्रम तारा बन जाता है। मुख्य अनुक्रम सितारों ने परमाणु संलयन के रूप में जाना जाने वाली प्रक्रिया में हीलियम बनाने के लिए हाइड्रोजन परमाणुओं को एक साथ फ्यूज किया। इस चरण में सितारे अरबों वर्षों तक मौजूद रह सकते हैं। हमारा सूर्य वर्तमान में अपने मुख्य अनुक्रम चरण में है।
एक तारे की चमक उसके द्रव्यमान पर बहुत अधिक निर्भर करती है। अधिक बड़े पैमाने पर एक मुख्य अनुक्रम सितारा, अधिक चमकदार यह प्रदर्शित करेगा। मुख्य अनुक्रम तारे का रंग तारे के तापमान का एक संकेत है। गर्म सितारे नीले या सफेद दिखाई देंगे और कूलर सितारे लाल या नारंगी दिखाई देंगे। किसी तारे का द्रव्यमान भी उसके जीवनकाल को प्रभावित करेगा। जितने अधिक द्रव्यमान वाला तारा होगा, उसका जीवनकाल उतना ही कम होगा।
लाल दिग्गज
अरबों वर्षों तक जलने के बाद, एक मुख्य अनुक्रम तारा अंततः अपने ईंधन की आपूर्ति को समाप्त कर देगा, क्योंकि उसके अधिकांश हाइड्रोजन परमाणु संलयन के माध्यम से हीलियम में परिवर्तित हो जाते हैं। इसके बाद अतिरिक्त हीलियम तारे के तापमान को बढ़ा देगा। जब ऐसा होता है, तो तारा एक लाल विशालकाय बन जाएगा।
लाल दिग्गज चमकीले लाल रंग के होते हैं। वे मुख्य अनुक्रम सितारों की तुलना में बड़े और बहुत अधिक चमकदार हैं। चूंकि गुरुत्वाकर्षण के बल के तहत लाल विशाल की कोर का पतन जारी है, इसलिए यह कार्बन में अपनी हीलियम की शेष आपूर्ति को परिवर्तित करने के लिए पर्याप्त घना हो जाएगा। यह लगभग 100 मिलियन वर्ष की अवधि में होता है, जब तक कि तारे के मरने का समय नहीं होता है। जिस तरह द्रव्यमान किसी तारे की चमक को निर्धारित करेगा, वह किसी तारे की मृत्यु के तरीके को भी निर्धारित करेगा।
सफेद बौना
मुख्य अनुक्रम तारे जिनके द्रव्यमान कम होते हैं वे अंततः सफेद बौने बन जाते हैं। एक बार एक लाल विशालकाय अपनी हीलियम आपूर्ति के माध्यम से जल गया, तो तारा द्रव्यमान खो देगा। कार्बन का शेष कोर ठंडा होना जारी रहेगा और अरबों वर्षों में प्रकाश में कमी आती रहेगी जब तक कि यह एक सफेद बौना नहीं बन जाता। आखिरकार, सफेद बौना तारा पूरी तरह से ऊर्जा का उत्पादन बंद कर देगा और एक काला बौना बन जाएगा। सफेद बौने तारे लाल विशालकाय तारे की तुलना में छोटे, सघन और कम चमकदार होते हैं। सफेद बौने तारों का घनत्व इतना बड़ा होता है कि सफेद बौने पदार्थ का एक चम्मच कई टन वजन का होता है।
सुपरनोवा
मुख्य अनुक्रम सितारे जो बड़े पैमाने पर होते हैं वे सुपरनोवा नामक नाटकीय और हिंसक विस्फोटों में मरने के लिए नियत होते हैं। एक बार इन तारों को हीलियम की आपूर्ति के माध्यम से जला दिया जाता है, शेष कार्बन कोर अंततः लोहे में बदल जाता है। यह लौह कोर तब तक अपने वजन के नीचे गिर जाएगा, जब तक कि यह एक बिंदु तक नहीं पहुंच जाता है जहां पदार्थ अपनी सतह से उछलना शुरू कर देता है। जब ऐसा होता है, तो एक बड़ा विस्फोट होता है जो प्रकाश की एक शानदार चमक उत्पन्न करेगा जो तारों की एक पूरी आकाशगंगा की चमक के बराबर है। कुछ सुपरनोवा विस्फोटों के दौरान, प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉन न्यूट्रॉन बनाने के लिए गठबंधन करेंगे। यह बदले में न्यूट्रॉन सितारों नामक अत्यंत घने सितारों के गठन की ओर जाता है।