👩🏼‍🤝‍👩🏻 🧔🏾 ♌️ एथन नंबर 26 से पूछें: गोरी-गोरी स्पष्ट रूप से 🧑🏿‍🤝‍🧑🏽 🏎️ 🤨

एक आदमी कंपनी से प्यार करता है - भले ही वह सिर्फ एक मोमबत्ती हो।
- जॉर्ज क्रिस्टोफ लिचेंबर्ग

पाठक पूछता है:

जैसा कि मैं इसे समझता हूं, कई अरब वर्षों तक नाभिक में सौर बर्न हाइड्रोजन के बराबर द्रव्यमान वाले सितारे, जब तक हीलियम नाभिक नहीं बनता है, और तारा मुख्य अनुक्रम से भटक जाता है। लेकिन आखिरकार, तारे के जीवन की शुरुआत से ही परमाणु से परमाणु का गठन किया गया था। और बड़े सितारे एक ही समय में लोहे के नाभिक नहीं बनाते हैं - इन नाभिकों के निर्माण में समय लगता है। तो वास्तव में स्टार का विकास कैसे होता है?

आइए एक नवजात शिशु के तारे में गोता लगाएँ और देखें कि अंदर क्या होता है।

ऊपर के चित्र में NGC 265 जैसे एक युवा स्टार क्लस्टर में, बड़े पैमाने पर और सबसे गर्म वर्गों ओ और बी से, जो कि एम-क्लास के सबसे छोटे, लाल और मंद सितारों के मुकाबले सूर्य से सैकड़ों गुना अधिक बड़े पैमाने पर, विभिन्न द्रव्यमान के सितारे हैं।

तारों को रंग और चमक क्या देता है?

आप बिना सोचे समझे उत्तर दे सकते हैं: "द्रव्यमान", लेकिन वास्तविकता कुछ अधिक जटिल है। सामान्य तौर पर, तारे इस तथ्य के कारण चमकते हैं कि उनके नाभिक में एक नाभिकीय संलयन प्रतिक्रिया होती है। विशाल द्रव्यमान के बाद, जो कि सबसे छोटे एम-क्लास स्टार में भी लगभग 25,000 पृथ्वी द्रव्यमान इकट्ठा करता है, प्रोटोस्टार में एक साथ इकट्ठा होता है और गर्म होता है, घनत्व और तापमान उस बिंदु तक पहुंचता है, जिस पर आत्मनिर्भर परमाणु संलयन की शुरुआत संभव हो जाती है।

और क्या तारा उज्ज्वल और नीला होगा, या सुस्त और लाल होगा, इसके अंदर के तापमान पर निर्भर करता है। सूरज की कोर में, तापमान 15 मिलियन K तक पहुंच जाता है, और वहां परमाणु संलयन काफी जल्दी से गुजरता है।

यदि हम नाभिक से दूर चले जाते हैं, तो तापमान गिरना शुरू हो जाएगा - लेकिन संश्लेषण की दर तेजी से गिर जाएगी। सूर्य के कोर से 25% आगे बढ़ने पर, हम देखेंगे कि तापमान में दो बार से अधिक गिरावट नहीं हुई है, और कोर के केंद्र में प्रतिक्रिया दर 1% से कम है।

इसलिए, एक तापमान आधा सौर वाला तारा सैकड़ों गुना अधिक समय तक जीवित रह सकता है, और एक बहुत ही गर्म तारा, उदाहरण के लिए, R136a1 (नीचे क्लस्टर के केंद्र में), 260 सौर के द्रव्यमान के साथ, सूर्य के जीवन का 0.1% जीवित रहेगा।

नवजात सितारों के बीच यही अंतर है। लेकिन जब वे रहते हैं और अपना ईंधन जलाते हैं, तो जले हुए ईंधन से उनकी परतें संकुचित हो जाती हैं। किसी वस्तु का आयतन बदलने के कई तरीके हैं; संपीड़न आदिम रूप से होता है, अर्थात एन्ट्रापी स्थिर रहता है, लेकिन अंदर का तापमान बढ़ जाता है। इसके कारण, अधिकांश तारे में ईंधन जलना शुरू हो जाता है, और संश्लेषण की दर भी बढ़ जाती है।

अन्य बातों के अलावा, इसका मतलब है कि किसी तारे का तापमान और चमक उसकी उम्र के साथ बढ़नी चाहिए।

तारे में एक विकिरण दबाव होता है जो गुरुत्वाकर्षण संपीड़न को रोकता है। सूर्य की त्रिज्या में परिवर्तन नहीं होता है, क्योंकि तारे की सतह पर विकिरण का दबाव गुरुत्वाकर्षण संपीड़न बल के लगभग बराबर होता है। लेकिन जब ऊर्जा स्टार के कोर में समाप्त हो जाती है, तो विकिरण दबाव कम हो जाता है और गुरुत्वाकर्षण कम होने लगता है।

और यहाँ या तो कोर को संकुचित किया जाता है और अगले संश्लेषण को शुरू करने के लिए गर्म किया जाता है - हाइड्रोजन, हीलियम, या, जैसे कि बड़े पैमाने पर सितारों, कार्बन और आगे के मामले में; या यह निष्क्रिय रहता है, क्योंकि यह अगले ईंधन को प्रज्वलित करने के लिए पर्याप्त गर्म नहीं है, और फिर तारा का अंत निकट है।

सबसे विशाल तारों में भी लाखों वर्षों से हीलियम कोर का गठन किया गया है, और हाइड्रोजन के जलने के लगभग 10% समय में हीलियम को जला दिया जाता है। यदि कोई तारा जलते हुए कार्बन के पास आता है, तो इस प्रक्रिया की शुरुआत से समय, और जब तक लौह कोर एक सुपरनोवा विस्फोट की ओर नहीं जाता है, तब तक केवल हजारों वर्षों में मापा जाता है।

वास्तव में, जब सूर्य जैसा दिखने वाला तारा का मुख्य भाग मध्य भाग में हाइड्रोजन से बाहर निकलता है (यह 5-7 अरब वर्षों में सूर्य का होगा), तो यह एक उपसमूह में विस्तृत हो जाएगा, और हीलियम को अनदेखा करने और लाल रंग में बदलने से पहले सैकड़ों वर्षों तक इस रूप में रहेगा। विशाल। लेकिन जब यह एक उपसमूह में बदल जाता है, तो यह मुख्य अनुक्रम को छोड़ देता है।

अगले चरण अपेक्षाकृत जल्दी हैं, क्योंकि "मुख्य अनुक्रम" व्यर्थ नहीं है - इसमें सितारे अपने जीवन का अधिकांश समय बिताते हैं।

बड़े पैमाने पर सितारों में, तापमान एक प्रमुख भूमिका निभाता है, और एक अंतर बनाने के लिए परत मिश्रण बहुत धीमा है। इसलिए, यहां तक कि हमारे सूर्य जो अब सूर्य का उत्पादन कर रहे हैं, वह भी अरबों वर्षों में फ्यूजन प्रतिक्रियाओं को बुझाने में मदद करेगा। अन्य तत्वों को संक्रमण के लिए एक स्टार के कोर के लिए सैकड़ों अरबों साल लगेंगे (और यह केवल क्लास एम सितारों में होता है)।

तारों का विकास इसी तरह होता है - कुछ लोगों की तुलना में "सभी एक बार" प्रणाली के ज्यादा करीब।

एथन नंबर 26 से पूछें: गोरी-गोरी स्पष्ट रूप से

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