एक छोटे से स्टार का जीवन चक्र

विषय

• एक प्रोटोस्टार का गठन
• जीवन का थर्मोन्यूक्लियर स्पार्क
• छोटा सितारा जीवन चक्र: मुख्य अनुक्रम
• मुख्य-मुख्य अनुक्रम - स्वर्णिम वर्ष
• सन-साइज़्ड स्टार्स का विस्तार प्लैनेटरी नेबुला बनने के लिए
• Whats वाम ओवर एक सफेद बौना है
• जन जीवन चक्र को प्रभावित करता है

सितारे वास्तव में स्टारडस्ट से पैदा होते हैं, और क्योंकि तारे वे कारखाने हैं जो सभी भारी तत्वों, हमारी दुनिया का उत्पादन करते हैं और इसमें सब कुछ भी स्टारडस्ट से आता है।

बादलों के अधिकांश, हाइड्रोजन गैस अणुओं से मिलकर, अंतरिक्ष की अकल्पनीय शीतलता में चारों ओर तैरते हैं जब तक कि गुरुत्वाकर्षण उन्हें खुद पर गिरने और सितारों के रूप में मजबूर नहीं करता है।

सभी सितारों को समान बनाया जाता है, लेकिन लोगों की तरह, वे कई रूपों में आते हैं। तारों की विशेषताओं का प्राथमिक निर्धारक इसके गठन में शामिल स्टारडस्ट की मात्रा है।

कुछ तारे बहुत बड़े होते हैं, और उनके पास छोटे, शानदार जीवन होते हैं, जबकि अन्य इतने छोटे होते हैं कि वे पहले से ही एक स्टार बनने के लिए पर्याप्त रूप से बड़े पैमाने पर होते थे, और ये बहुत लंबे जीवन होते हैं। एक तारा का जीवन चक्र, जैसा कि नासा और अन्य अंतरिक्ष अधिकारी बताते हैं, बड़े पैमाने पर निर्भर है।

हमारे सूरज के आकार के लगभग तारे छोटे तारे माने जाते हैं, लेकिन वे लाल बौने के रूप में छोटे होते हैं, जिनका द्रव्यमान सूर्य के आधे हिस्से के बराबर होता है और वे एक तारे के रूप में शाश्वत होने के करीब होते हैं।

सूरज की तरह एक कम-द्रव्यमान तारे का जीवन चक्र, जिसे जी-प्रकार, मुख्य अनुक्रम स्टार (या एक पीले बौने) के रूप में वर्गीकृत किया गया है, लगभग 10 अरब वर्षों तक रहता है। हालांकि इस आकार के सितारे सुपरनोवा नहीं बनते हैं, लेकिन वे नाटकीय अंदाज में अपने जीवन का अंत करते हैं।

एक प्रोटोस्टार का गठन

गुरुत्वाकर्षण, वह रहस्यमय बल जो हमारे पैरों को जमीन से चिपकाए रखता है और ग्रह अपनी कक्षाओं में घूमते रहते हैं, जो तारा निर्माण के लिए जिम्मेदार है। इंटरस्टेलर गैस और धूल के बादलों के भीतर, जो ब्रह्मांड के चारों ओर तैरते हैं, गुरुत्वाकर्षण अणुओं को छोटे-छोटे गुच्छों में बाँधते हैं, जो उनके मूल बादलों से मुक्त होकर प्रोटेस्टार बन जाते हैं। कभी-कभी पतन किसी ब्रह्मांडीय घटना, जैसे कि एक सुपरनोवा द्वारा अवक्षेपित होता है।

उनके बढ़े हुए द्रव्यमान के आधार पर, प्रोटोस्टार अधिक स्टारडस्ट को आकर्षित करने में सक्षम हैं। संवेग का संरक्षण एक घूर्णन डिस्क बनाने के लिए ढहने वाले पदार्थ का कारण बनता है, और बढ़ते दबाव के कारण तापमान बढ़ता है और केंद्र में आकर्षित गैस अणुओं द्वारा जारी गतिज ऊर्जा।

माना जाता है कि अन्य स्थानों में ओरियन नेबुला में कई प्रोटोस्टार मौजूद हैं। बहुत युवा बहुत अधिक दिखाई देने वाले होते हैं, लेकिन वे अंततः मोटे हो जाते हैं। जैसा कि ऐसा होता है, द्रव्य के संचय से कोर में अवरक्त विकिरण फंस जाता है, जो आगे तापमान और दबाव को बढ़ाता है, अंततः अधिक द्रव्य को कोर में गिरने से रोकता है।

स्टार का लिफ़ाफ़ा पदार्थ को आकर्षित करने और विकसित करने के लिए जारी रखता है, हालांकि, जब तक कि कुछ अविश्वसनीय नहीं होता है।

जीवन का थर्मोन्यूक्लियर स्पार्क

यह विश्वास करना कठिन है कि गुरुत्वाकर्षण, जो तुलनात्मक रूप से कमजोर बल है, उन घटनाओं की श्रृंखला को प्रबल कर सकता है जो थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया की ओर ले जाती हैं, लेकिन ऐसा होता है। जैसे-जैसे प्रोटोस्टार पदार्थ में वृद्धि करना जारी रखता है, कोर पर दबाव इतना तीव्र होता जाता है कि हाइड्रोजन हीलियम में परिवर्तित होने लगता है, और प्रोटोस्टार एक तारा बन जाता है।

थर्मोन्यूक्लियर गतिविधि का आगमन एक तीव्र हवा बनाता है जो रोटेशन की धुरी के साथ तारे से निकलती है। तारे की परिधि के चारों ओर घूमने वाली सामग्री को इस हवा द्वारा बाहर निकाल दिया जाता है। यह तारों के निर्माण का T-Tauri चरण है, जो सतह की सक्रिय गतिविधि की विशेषता है, जिसमें भड़कना और विस्फोट शामिल हैं। इस चरण के दौरान तारा अपने द्रव्यमान का 50 प्रतिशत तक खो सकता है, जो कि सूर्य के आकार के एक तारे के लिए कुछ मिलियन वर्षों तक रहता है।

आखिरकार, तारों की परिधि के आसपास की सामग्री का प्रसार शुरू हो जाता है, और व्हाट्स ने ग्रहों में तराजू को छोड़ दिया। सौर हवा की गति कम हो जाती है और तारा मुख्य अनुक्रम पर स्थिरता की अवधि में बस जाता है। इस अवधि के दौरान, कोर से हीलियम में हाइड्रोजन के संलयन की प्रतिक्रिया से उत्पन्न होने वाली बाहरी शक्ति गुरुत्वाकर्षण की आवक को संतुलित करती है, और तारा न तो हारता है और न ही लाभ प्राप्त करता है।

छोटा सितारा जीवन चक्र: मुख्य अनुक्रम

रात के आकाश के अधिकांश तारे मुख्य अनुक्रम तारे हैं, क्योंकि यह अवधि किसी भी तारे के जीवन काल में सबसे लंबी है। मुख्य अनुक्रम पर, एक स्टार हाइड्रोजन को हीलियम में फ़्यूज़ करता है, और ऐसा तब तक जारी रहता है जब तक उसका हाइड्रोजन ईंधन बाहर नहीं निकल जाता है।

संलयन प्रतिक्रिया बड़े पैमाने पर सितारों में अधिक तेज़ी से होती है, जितना छोटे लोगों में होता है, इसलिए बड़े पैमाने पर तारों को सफेद या नीली रोशनी के साथ गर्म किया जाता है, और वे कम समय के लिए जलते हैं। जबकि एक तारा सूर्य का आकार 10 बिलियन वर्षों तक रहेगा, एक सुपर विशाल नीला विशालकाय केवल 20 मिलियन तक रह सकता है।

सामान्य तौर पर, मुख्य-अनुक्रम सितारों में दो प्रकार की थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं होती हैं, लेकिन छोटे सितारों में, जैसे कि सूर्य, केवल एक प्रकार होता है: प्रोटॉन-प्रोटॉन श्रृंखला।

प्रोटॉन हाइड्रोजन नाभिक होते हैं, और एक तारों के कोर में, वे इलेक्ट्रोस्टैटिक प्रतिकर्षण को दूर करने के लिए पर्याप्त तेजी से यात्रा कर रहे हैं और हीलियम -2 नाभिक बनाने के लिए टकराते हैं, एक रिलीज v-neutrino और इस प्रक्रिया में एक पॉज़िट्रॉन। जब एक अन्य प्रोटॉन एक नवगठित हीलियम -2 से टकराता है नाभिक, वे हीलियम -3 में फ्यूज करते हैं और एक गामा फोटॉन छोड़ते हैं। अंत में, दो हीलियम -3 नाभिक एक हीलियम -4 नाभिक और दो और प्रोटॉन बनाने के लिए टकराते हैं, जो श्रृंखला प्रतिक्रिया को जारी रखने के लिए चलते हैं, इसलिए, सभी में, प्रोटॉन-प्रोटॉन प्रतिक्रिया चार प्रोटॉन खाती है।

मुख्य प्रतिक्रिया के भीतर होने वाली एक उप-श्रृंखला बेरिलियम -7 और लिथियम -7 पैदा करती है, लेकिन ये संक्रमण तत्व हैं जो पॉज़िट्रॉन के साथ टकराव के बाद दो हीलियम -4 नाभिक बनाते हैं। एक अन्य उप-श्रृंखला बेरिलियम -8 का उत्पादन करती है, जो अस्थिर है और अनायास दो हीलियम -4 नाभिक में विभाजित हो जाता है। इन उप प्रक्रियाओं में कुल ऊर्जा उत्पादन का लगभग 15 प्रतिशत हिस्सा होता है।

मुख्य-मुख्य अनुक्रम - स्वर्णिम वर्ष

मनुष्य के जीवन चक्र में स्वर्णिम वर्ष वे हैं जिनमें ऊर्जा व्यर्थ होने लगती है, और एक तारे के लिए भी यही सच है। कम द्रव्यमान वाले तारे के लिए स्वर्ण वर्ष तब होता है जब तारे ने अपने मूल में सभी हाइड्रोजन ईंधन का उपभोग किया है, और इस अवधि को पोस्ट-मुख्य अनुक्रम के रूप में भी जाना जाता है। कोर में संलयन प्रतिक्रिया बंद हो जाती है, और बाहरी हीलियम शेल ढह जाता है, थर्मल ऊर्जा का निर्माण होता है क्योंकि ढहने वाले खोल में संभावित ऊर्जा गतिज ऊर्जा में बदल जाती है।

अतिरिक्त गर्मी के कारण शेल में हाइड्रोजन फिर से फ्यूज करना शुरू कर देता है, लेकिन इस बार, प्रतिक्रिया से अधिक गर्मी पैदा होती है जब यह केवल कोर में हुआ था।

हाइड्रोजन शैल परत का संलयन तारे के किनारों को बाहर की ओर धकेलता है, और बाहरी वातावरण फैलता है और ठंडा होता है, तारे को लाल विशालकाय में बदल देता है। जब यह लगभग 5 बिलियन वर्षों में सूर्य के पास होता है, तो यह पृथ्वी की आधी दूरी का विस्तार करेगा।

विस्तार कोर के तापमान में वृद्धि के साथ होता है क्योंकि शेल में होने वाली हाइड्रोजन संलयन प्रतिक्रियाओं से अधिक हीलियम डंप हो जाता है। यह इतना गर्म हो जाता है कि कोर में हीलियम फ्यूजन शुरू हो जाता है, जिससे बेरिलियम, कार्बन और ऑक्सीजन का उत्पादन होता है, और एक बार जब यह प्रतिक्रिया (हीलियम फ्लैश कहा जाता है) शुरू होती है, तो यह जल्दी से फैलती है।

शेल में हीलियम समाप्त हो जाने के बाद, एक छोटे से स्टार कैंट का कोर भारी तत्वों को बनाने के लिए पर्याप्त ऊष्मा उत्पन्न करता है जो कि बनाए गए हैं, और कोर के आसपास का शेल फिर से ढह जाता है। यह पतन गर्मी की एक महत्वपूर्ण मात्रा उत्पन्न करता है - शेल में हीलियम संलयन शुरू करने के लिए पर्याप्त है - और नई प्रतिक्रिया से विस्तार की एक नई अवधि शुरू होती है, जिसके दौरान सितारों का त्रिज्या अपने मूल त्रिज्या से 100 गुना अधिक बढ़ जाता है।

जब हमारा सूर्य इस चरण में पहुंचता है, तो यह मंगल की कक्षा से परे विस्तार करेगा।

सन-साइज़्ड स्टार्स का विस्तार प्लैनेटरी नेबुला बनने के लिए

बच्चों के लिए एक तारे के जीवन चक्र की किसी भी कहानी में ग्रह नीहारिका का स्पष्टीकरण शामिल होना चाहिए, क्योंकि वे ब्रह्मांड के सबसे हड़ताली घटनाओं में से कुछ हैं। ग्रह नीहारिका शब्द एक मिथ्या नाम है, क्योंकि इसका ग्रहों से कोई लेना-देना नहीं है।

इसकी घटना ईश्वर की आंख (हेलिक्स नेबुला) की नाटकीय छवियों और इंटरनेट को आबाद करने वाली अन्य ऐसी छवियों के लिए जिम्मेदार है। प्रकृति में ग्रहों से दूर, एक ग्रह नीहारिका एक छोटे सितारों के निधन का हस्ताक्षर है।

जैसे ही तारा अपने दूसरे लाल विशालकाय चरण में फैलता है, कोर एक साथ एक सुपर-हॉट सफेद बौने में ढह जाता है, जो एक घना अवशेष है जिसमें पृथ्वी के आकार के क्षेत्र में पैक किए गए मूल तारे के द्रव्यमान का अधिकांश भाग होता है। सफ़ेद बौना पराबैंगनी विकिरण का उत्सर्जन करता है जो नाटकीय रंगों और आकृतियों का निर्माण करते हुए विस्तार के खोल में गैस को आयनित करता है।

Whats वाम ओवर एक सफेद बौना है

ग्रहों की निहारिका लंबे समय तक चलने वाली नहीं है, लगभग 20,000 वर्षों में फैलने वाली है। एक ग्रह नीहारिका के बाद रहने वाला सफेद बौना तारा, हालांकि, बहुत लंबे समय तक चलने वाला है। इसकी मूल रूप से इलेक्ट्रॉनों के साथ मिश्रित कार्बन और ऑक्सीजन की एक गांठ इतनी कसकर पैक की जाती है कि उन्हें पतित कहा जाता है। क्वांटम यांत्रिकी के नियमों के अनुसार, वे किसी भी दूर संपीड़ित नहीं कर सकते हैं। तारा पानी की तुलना में एक लाख गुना अधिक घना है।

एक सफेद बौने के अंदर कोई संलयन प्रतिक्रिया नहीं होती है, लेकिन यह अपने छोटे सतह क्षेत्र के आधार पर गर्म रहता है, जो ऊर्जा की मात्रा को सीमित करता है। यह कार्बन और पतित इलेक्ट्रॉनों की एक काली, अक्रिय गांठ बनने के लिए अंततः ठंडा हो जाएगा, लेकिन इसमें 10 से 100 बिलियन साल लगेंगे। ब्रह्माण्ड अभी तक पुराना नहीं हुआ है।

जन जीवन चक्र को प्रभावित करता है

सूर्य के आकार का एक तारा एक सफेद बौना बन जाएगा जब वह अपने हाइड्रोजन ईंधन का उपभोग करेगा, लेकिन उसके द्रव्यमान का 1.4 गुना द्रव्यमान वाला एक सूरज का आकार एक अलग भाग्य का अनुभव करता है।

इस द्रव्यमान वाले तारे, जिन्हें चंद्रशेखर सीमा के रूप में जाना जाता है, ढहते रहते हैं, क्योंकि गुरुत्वाकर्षण का बल इलेक्ट्रॉन अध: पतन के बाहरी प्रतिरोध को दूर करने के लिए पर्याप्त है। सफेद बौने बनने के बजाय, वे न्यूट्रॉन स्टार बन जाते हैं।

चूँकि चंद्रशेखर द्रव्यमान सीमा अपने मूल द्रव्यमान को बहुत अधिक विकीर्ण करने के बाद कोर पर लागू होती है, और चूँकि खोया द्रव्यमान काफी होता है, इसलिए तारे के लाल होने के चरण में प्रवेश करने से पहले तारे का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का आठ गुना होना चाहिए। न्यूट्रॉन स्टार।

लाल बौने तारे वे होते हैं जिनके बीच सौर द्रव्यमान का आधा से तीन-चौथाई भाग होता है। वे सभी तारों में से सबसे अच्छे हैं और न ही उनके कोर में ज्यादा हीलियम जमा होते हैं। नतीजतन, वे अपने परमाणु ईंधन को समाप्त करने पर लाल दिग्गज बनने के लिए विस्तार नहीं करते हैं। इसके बजाय, वे एक ग्रह नीहारिका के उत्पादन के बिना सीधे सफेद बौनों में अनुबंध करते हैं। क्योंकि ये तारे इतनी धीमी गति से जलते हैं, हालाँकि, यह एक लंबा समय होगा - शायद 100 बिलियन वर्ष से अधिक - इससे पहले कि उनमें से एक इस प्रक्रिया से गुजरता है।

0.5 से कम सौर द्रव्यमान वाले सितारों को भूरे रंग के बौनों के रूप में जाना जाता है। वे वास्तव में सभी सितारों को देखते हैं, क्योंकि जब वे गठित होते हैं, तो हाइड्रोजन संलयन शुरू करने के लिए उनके पास पर्याप्त द्रव्यमान नहीं होता है। ऐसे तारों को विकिरण करने के लिए गुरुत्वाकर्षण की संपीड़ित शक्तियां पर्याप्त ऊर्जा उत्पन्न करती हैं, लेकिन इसके स्पेक्ट्रम के सुदूर लाल छोर पर बमुश्किल बोधगम्य प्रकाश होता है।

क्योंकि कोई ईंधन की खपत नहीं करता है, इस तरह के तारे को ब्रह्मांड में रहने तक ठीक उसी तरह रहने से रोकने के लिए कुछ भी नहीं करता है। सौर मंडल के तत्काल पड़ोस में उनमें से एक या कई हो सकते हैं, और क्योंकि वे इतने मंद रूप से चमकते हैं, वेद कभी नहीं जानते कि वे वहां थे।