पृथ्वी के सबसे करीब भूरे-बौने सिस्टम, लुमान 16 , एक पूरे के रूप में एक लाल-बौना तारा बनाने के लिए पर्याप्त द्रव्यमान है यदि आप इसमें सब कुछ एक साथ डालते हैं। सवाल यह है कि क्या हमारे ब्रह्मांड में कभी ऐसा होगा, काफी दिलचस्प हैरात के आकाश में, जहाँ भी हम देखते हैं, तारे हमसे किसी भी दिशा में स्पष्ट रूप से दिखाई देते हैं। लेकिन प्रत्येक स्टार के लिए जिसने अपने केंद्र में परमाणु संलयन शुरू करने के लिए पर्याप्त द्रव्यमान इकट्ठा किया है, हाइड्रोजन को जलाना, हीलियम में बदलना और ई = एमसी
2 के माध्यम से ऊर्जा को ऊर्जा में परिवर्तित करना, ऐसी कई अन्य वस्तुएं हैं जिन्होंने इसे हासिल नहीं किया है। नेबुला में बनने वाले द्रव्यमान के अधिकांश गांठ कभी भी एक तारा बनने के लिए बड़े नहीं होते - इसके बजाय, वे खंडित गैस बादल, क्षुद्रग्रह, चट्टानी दुनिया, गैस दिग्गज या भूरे रंग के बौने बन जाते हैं। ब्राउन बौने यूनिवर्स के "अनस्टार" हैं, जिन्होंने दुर्लभ आइसोटोप के संश्लेषण को ट्रिगर करने के लिए पर्याप्त द्रव्यमान इकट्ठा किया है, लेकिन सच्चे सितारे बनने के लिए पर्याप्त नहीं है। लेकिन कई भूरे रंग के बौने जोड़े में मौजूद हैं, यही वजह है कि हमारे पाठक ने निम्नलिखित प्रश्न पूछा:
क्या गुरुत्वाकर्षण तरंगों पर ऊर्जा की हानि के कारण इन भूरे बौनों की परिक्रमा समय के साथ छोटी हो जाएगी? क्या वे अंत में विलीन हो जाएंगे? यदि हां, तो उसके बाद क्या होता है? क्या वे एक वास्तविक संश्लेषण तारा बन जाएंगे? या कुछ और पूरी तरह से अलग?
खगोल विज्ञान में, जीवन में, सिर्फ इसलिए कि आप पहली बार सफल नहीं हुए, इसका मतलब यह नहीं है कि आप कभी सफल नहीं होंगे। चलो उन सितारों के साथ शुरू करते हैं जो कर सकते थे।
एक विशाल ग्रह का चित्रण एक लाल बौने तारे की परिक्रमा करता है। एक ग्रह, एक गैर-स्टार और एक सच्चे स्टार के बीच का अंतर केवल द्रव्यमान में हैकिसी तारे के केंद्र में नाभिकीय संलयन को प्रज्वलित करने के लिए, और हाइड्रोजन नाभिक को संलयन प्रतिक्रिया में प्रवेश करने के लिए, 4,000,000 K के क्रम के तापमान तक पहुँचना आवश्यक होता है। जिस तारे का निर्माण होता है, वहाँ से तारे के बीच की गैस काफी ठंडी होती है - निरपेक्ष शून्य से कुछ ही दसियों डिग्री अधिक। लेकिन फिर गुरुत्वाकर्षण जुड़ता है और गैस बादल के ढहने का कारण बनता है। इस समय, परमाणु अंदर गति प्राप्त करते हैं, एक दूसरे से टकराते हैं और गर्म होते हैं। अगर कुछ परमाणु होते, तो वे इस गर्मी को इंटरस्टेलर स्पेस में पहुंचा देते, जिससे पूरी आकाशगंगा में यात्रा करने के लिए प्रकाश की धाराएं भेजतीं। लेकिन अगर आप बहुत सारे परमाणुओं को एक साथ रख देते हैं, तो वे इस प्रकाश को नहीं छोड़ते हैं, जिसके कारण गैस के बादल के अंदरूनी हिस्से गर्म होने लगते हैं।
ओरियन का तारामंडल, आणविक बादलों के एक विशाल परिसर और सबसे चमकदार सितारों के साथ। गैस के गिरने से कई नए तारे बनते हैं, जो तारे के बनने की जगह से गर्मी को निकलने नहीं देतेयदि कुछ छोटा, एक क्षुद्रग्रह का वजन, पृथ्वी का निर्माण करता है, या बृहस्पति भी, तो यह कोर में हजारों या दसियों हजार डिग्री तक गर्म हो सकता है - लेकिन यह अभी भी संश्लेषण तापमान से बहुत दूर होगा। लेकिन जब आप एक निश्चित महत्वपूर्ण द्रव्यमान तक पहुँचते हैं - तेरह बृहस्पति द्रव्यमान के बारे में - तो आपको 1,000,000 K के क्रम का तापमान मिलता है। यह हाइड्रोजन से हीलियम के संश्लेषण के लिए पर्याप्त नहीं है, लेकिन यह एक निश्चित प्रतिक्रिया के लिए महत्वपूर्ण तापमान है: ड्यूटेरियम का संश्लेषण। ब्रह्मांड में 0.002% हाइड्रोजन के क्रम में, नाभिक में न केवल एक प्रोटॉन होता है, बल्कि एक न्यूट्रॉन से जुड़ा एक प्रोटॉन होता है, जो एक ड्यूटेरॉन होता है। एक मिलियन डिग्री के तापमान पर, ड्यूटेरॉन और प्रोटॉन हीलियम -3 (एक बहुत सामान्य हीलियम आइसोटोप नहीं) को संश्लेषित करने में सक्षम हैं, और यह प्रतिक्रिया ऊर्जा की रिहाई के साथ होती है।
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सूरज की अधिकांश ऊर्जा के लिए जिम्मेदार प्रोटॉन-प्रोटॉन श्रृंखला प्रतिक्रिया परमाणु संलयन का एक उदाहरण है। ड्यूटेरियम के संश्लेषण में, केवल प्रतिक्रिया 2 एच (ड्यूटेरियम) + 1 एच (प्रोटॉन) -> 3 वह (हीलियम -3) हो सकती हैयह महत्वपूर्ण है! यह ऊर्जा उत्पादन, विशेष रूप से प्रोटोस्टार चरण में, उच्च-ऊर्जा विकिरण पैदा करता है जो आंतरिक गुरुत्वाकर्षण पतन को रोकता है और केंद्र को बहुत अधिक गर्म होने से रोकता है, जिससे तापमान 4,000,000 K तक बढ़ सकता है। इससे अतिरिक्त समय मिलता है - दसियों हज़ार साल या इससे अधिक - उसके लिए अधिक द्रव्यमान इकट्ठा करने के लिए। आखिरकार, जैसे ही एक सितारा शुद्ध हाइड्रोजन (प्रोटॉन) से संश्लेषण शुरू करता है, ऊर्जा उत्पादन इतना बड़ा हो जाता है कि तारा अब बढ़ता नहीं है - इसलिए, विकास के प्रारंभिक चरण महत्वपूर्ण हैं। यदि यह संश्लेषण में ड्यूटेरियम की भागीदारी के लिए नहीं थे, तो सबसे बड़े तारे सूर्य से अधिक से अधिक तीन गुना बड़े पैमाने पर सूर्य से अधिक होंगे, और सैकड़ों बार नहीं, जैसे कि वे हमारे पास हैं।
पहले एक्सोप्लैनेट की समग्र छवि को सीधे सीधे (लाल) और उसके मातृ भूरे बौने से देखा गया। एक सच्चा सितारा शारीरिक रूप से बड़ा होगा और इसका द्रव्यमान इस भूरे रंग के बौने से अधिक होगा।4,000,000 K के मुख्य तापमान तक पहुंचने और एक सच्चे स्टार बनने के लिए, आपको कम से कम 7.5% सौर द्रव्यमान प्राप्त करने की आवश्यकता है: लगभग 1.5 × 10
29 किलो। एक भूरे रंग का बौना बनने और ड्यूटेरियम का उपयोग करके संश्लेषण शुरू करने के लिए, यह 2.5 × 10
28 किलोग्राम से 1.5 × 10
29 किलोग्राम तक आवश्यक है। और बस के रूप में अक्सर बाइनरी सितारों, डबल ब्राउन बौने अंतरिक्ष में पाए जाते हैं।
दो भूरे रंग के बौने जो लुमेन 16 प्रणाली बनाते हैं, और वे अंततः एक तारा बनाने के लिए एक साथ विलय कर सकते हैंवास्तव में, ब्राउन बौना हमारे सबसे करीब, लुमान 16 सिस्टम, एक दोहरी प्रणाली है। यह भी ज्ञात है कि अन्य भूरे रंग के बौने विशालकाय ग्रह कक्षाओं में घूमते हैं। लूमन 16 के मामले में, दो भूरे रंग के बौनों का निम्नलिखित द्रव्यमान निर्धारित किया गया था:
1. मुख्य - 8.0 × 10
28 से 1.0 × 10
29 किलो तक।
2. द्वितीयक - 6.0 × 10
28 से 1.0 × 10
29 किलो तक।
दूसरे शब्दों में, इस बात की बहुत संभावना है कि अगर ये दोनों गैर-सितारे, सूर्य से पृथ्वी की दूरी के लगभग तीन गुना की दूरी पर एक-दूसरे के चारों ओर घूमते हैं, तो गठबंधन करते हैं, वे एक वास्तविक तारा बनाएंगे। द्रव्यमान का कोई भी जोड़ जो जलते हुए हाइड्रोजन को शुरू करने के लिए आवश्यक द्रव्यमान रेखा के पार एक गैर-सितारे को स्थानांतरित करता है, उसे एक तारे में बदल देगा।
लुंबन 16 बनाने वाले दो भूरे रंग के बौनों को हब्बल दूरबीन द्वारा 12 बार तस्वीरें खींची गईं और हमने कई वर्षों की अवधि में उनकी गति और सापेक्ष कक्षाओं का निर्धारण किया।अंतर्ज्ञान हमारे पाठक को विफल नहीं करता है: हाँ, एक दूसरे के चारों ओर घूमने वाले द्रव्यमान गुरुत्वाकर्षण तरंगों का उत्सर्जन करते हैं, और यह विकिरण कक्षाओं की कमी का कारण बनेगा। लेकिन ऐसे लोगों और दूरियों के लिए, इस कमी में लगभग
10,200 साल लगेंगे, जो कि ब्रह्मांड के जीवनकाल की तुलना में बहुत अधिक है। यह किसी भी तारे के जीवन काल, या यहाँ तक कि एक आकाशगंगा, या यहाँ तक कि एक आकाशगंगा में एक केंद्रीय ब्लैक होल से भी अधिक लंबा है। यदि आप तब तक प्रतीक्षा करने जा रहे हैं जब तक गुरुत्वाकर्षण तरंगें भूरे बौनों की इस जोड़ी को एक तारे में बदल देती हैं, तो आपको निराशाजनक रूप से लंबे समय तक इंतजार करना होगा।
दो इतनी अच्छी तरह से अलग भूरे रंग के बौनों के लिए गुरुत्वाकर्षण तरंगों के कारण एक दूसरे पर एक सर्पिल में गिरने का परिदृश्य बहुत लंबा समय लगेगा। लेकिन टकराव बहुत संभावना है। जैसे लाल तारे टकराव में अलग-अलग नीले तारे उत्पन्न करते हैं, वैसे ही भूरे बौनों की टक्कर लाल बौने तारे को जन्म दे सकती है।समय-समय पर, अंतरिक्ष में ऑब्जेक्ट टकराते हैं। तथ्य यह है कि तारे, गैर-तारे, आवारा ग्रह और बाकी सब चीजें आकाशगंगा में चलती हैं, मुख्य रूप से गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव के तहत, इसका अर्थ है कि एक परिमित संभावना है कि दो वस्तुएं गलती से टकराती हैं। यह गुरुत्वाकर्षण तरंगों के कारण कक्षा में कमी की अपेक्षा बहुत बेहतर है, विशेष रूप से चरम मामलों को छोड़कर। 10
18 वर्षों के आदेश के समय पर, "केवल" ब्रह्मांड की वर्तमान आयु से 100 मिलियन गुना अधिक है, भूरे रंग के बौने गलती से अन्य भूरे रंग के बौनों या स्टार लाशों से टकराएंगे, और गैर-स्टार के लिए एक नया जीवन प्रदान करेंगे। हमारे अनुमानों के अनुसार, यह भाग्य सभी भूरे बौनों का लगभग 1% इंतजार करता है।
सूर्य का वातावरण प्रकाशमंडल या कोरोना तक ही सीमित नहीं है, बल्कि अंतरिक्ष में लाखों किलोमीटर तक फैला है, यहां तक कि flares और उत्सर्जन के अभाव में भीलेकिन भले ही आप गुरुत्वाकर्षण विकिरण के काम करने के लिए इंतजार नहीं कर सकते हैं, और आप पर्याप्त भाग्यशाली नहीं हैं कि इंटरस्टेलर स्पेस में अभी तक एक और भूरे रंग के बौने का सामना करना पड़ेगा, फिर भी आपके पास एकजुट होने का मौका होगा। आमतौर पर हम कल्पना करते हैं कि सितारों के पास एक निश्चित स्थान है जो वे अंतरिक्ष में रहते हैं, एक निश्चित मात्रा। हम उसी तरह की कल्पना करते हैं, उदाहरण के लिए, पृथ्वी का वातावरण: जैसे कि यह एक स्पष्ट अंत है, जो हम वायुमंडल और अंतरिक्ष पर विचार करते हैं उसके बीच एक सीमा है। यह बेवकूफी है! वास्तव में, परमाणु और कण लाखों किलोमीटर तक फैलते हैं, और सितारों से चमक पृथ्वी की कक्षा की त्रिज्या से बड़ी होती है। यह हाल ही में पता चला है कि भूरे रंग के बौने भी flares का उत्सर्जन करते हैं - जैसे कम कक्षा में एक उपग्रह अंततः पृथ्वी पर वापस आ जाएगा, इसलिए एक दूसरे पर भूरे रंग के बौनों द्वारा लगाए गए घर्षण अंततः उन्हें एक साथ खींच लेंगे। लूमन 16 के लिए, यह काम नहीं करेगा, लेकिन अगर दो गैर-सितारों के बीच की दूरी सूर्य से बुध की दूरी के साथ तुलनीय थी, और सूर्य से सेरेस की दूरी के साथ नहीं, तो यह प्रभाव काम कर सकता है।
लुइगी बेदीन के लुमैन के 16 गैर-सितारों के अवलोकन के दीर्घकालिक अध्ययन ने हमें दिखाया कि पृथ्वी की वार्षिक गति के कारण चक्रीय अनुक्रम के साथ समय के साथ उनका स्थान और चाल कैसे बदल जाती है।तो विलय या टकराव के बाद क्या होता है? ऐसी घटनाएं दुर्लभ हैं, और ब्रह्मांड की वर्तमान आयु से अधिक समय लेती हैं। उस समय तक, यहां तक कि एक भूरे रंग के बौने ने अपने सभी ड्यूटेरियम का सेवन किया होगा, और इसकी लाश सतह पर पूर्ण शून्य से केवल कुछ डिग्री के तापमान तक ठंडा हो गई होगी। लेकिन टकराव या संलयन की ऊर्जा कोर में इस तरह के दबाव और गर्मी पैदा करने के लिए पर्याप्त होनी चाहिए कि वे अभी भी हो सकते हैं - यदि महत्वपूर्ण द्रव्यमान रेखा पार हो गई है - परमाणु संलयन शुरू करें। तारे का एक छोटा द्रव्यमान, लाल रंग होगा और बहुत लंबे समय तक जीवित रहेगा, 10 खरब से अधिक वर्षों तक। जब गैर-तारा अंत में रोशनी करता है, तो यह अपने जीवनकाल के दौरान आकाशगंगा में चमकता एकमात्र सितारा बनने की संभावना है; इस तरह के आयोजन दुर्लभ होंगे और समय में बहुत दूर होंगे। हालांकि, इस सितारे का प्रकार अपने आप में दिलचस्प साबित होगा।
जब दो भूरे रंग के बौने फिर भी दूर के भविष्य में विलीन हो जाते हैं, तो वे रात के आकाश में एकमात्र प्रकाश बनने की संभावना रखते हैं, क्योंकि अन्य सभी तारे पहले ही जल चुके होते हैं। परिणामस्वरूप लाल बौना उस समय ब्रह्मांड में प्रकाश का मुख्य स्रोत बन जाएगा।यह अपने ईंधन को इतनी धीमी गति से जलाएगा कि हीलियम -4, जो एक ही समय में प्राप्त होता है - नाभिक में हाइड्रोजन से जुड़े संश्लेषण की प्रतिक्रिया का परिणाम - संवहन के परिणामस्वरूप नाभिक छोड़ देगा, जो संश्लेषण में अतिरिक्त हाइड्रोजन को भाग लेने की अनुमति देगा। संवहन इतना प्रभावी होगा कि स्टार में हाइड्रोजन का 100% अंत तक जल सकता है, जिसके परिणामस्वरूप हीलियम परमाणुओं का निरंतर द्रव्यमान होता है। इस हीलियम के जलने के लिए, द्रव्यमान पर्याप्त नहीं होगा, इसलिए, तारकीय अवशेष एक प्रकार के तारे से संकुचित हो जाएंगे जो अभी तक हमारे ब्रह्मांड में नहीं है: हीलियम सफेद बौना। इस सफेद बौने को ठंडा करने और चमक को रोकने के लिए, इसमें लगभग चौदह साल लगेंगे, और इस समय आकाशगंगा के अन्य भूरे रंग के बौने टकराएंगे और प्रकाश करेंगे। जब तक नॉन-स्टार अंततः सफल होता है और अपने पूरे जीवन चक्र से गुजरता है, एक काला बौना बन जाता है, एक और नॉन-स्टार अपने अवसर की प्रतीक्षा करेगा।
सफेद बौने (बाएं) के रंगों और आकारों की तुलना, पृथ्वी, सूरज की रोशनी (बीच में) और काले बौने (दाएं) को दर्शाती है। जब सफेद बौने अंततः अपनी ऊर्जा के अवशेषों का उत्सर्जन करते हैं, तो वे सभी अंततः काले बौने बन जाएंगेयदि आप अमर हो सकते हैं, तो आप सिद्धांत रूप में, यूनिवर्स की अंतिम दुर्लभ सफलताओं से ऊर्जा प्राप्त करके, एक अशांति से दूसरे में यात्रा कर सकते हैं। अधिकांश गैर-सितारे इस स्थिति में हमेशा के लिए रहेंगे, लेकिन कुछ, जिनके साथ सौभाग्य से मुस्कुराता है, अन्य सभी प्रकाश स्रोतों की तुलना में बहुत बाद में जलेंगे। जैसा कि विंस्टन चर्चिल के प्रसिद्ध वाक्यांश में कहा गया है: "सफलता अंतिम नहीं है, विफलता घातक नहीं है, केवल मामलों को जारी रखने का साहस है।" शायद सितारों के लिए भी यह सच है, और आपके और मेरे लिए भी।
एथन सीगल - खगोल वैज्ञानिक, विज्ञान लोकप्रिय, एक बैंग्स के साथ शुरुआत के लेखक! उन्होंने "बियॉन्ड द गैलेक्सी" [ बियॉन्ड द गैलेक्सी ], और "ट्रैकनोलॉजी: स्टार ट्रेक का विज्ञान" [ ट्रेकनोलॉजी ] किताबें लिखीं ।यदि यूनिवर्स का विस्तार हो रहा है, तो हम विस्तार क्यों नहीं कर रहे हैं ; क्यों ब्रह्मांड की उम्र उसके मनाया भाग की त्रिज्या के साथ मेल नहीं खाती है ।