तारे अलग-अलग रंग के क्यों होते हैं? तारों के रंग क्या हैं? तारे का रंग निर्भर करता है

तारे गर्म गैस के विशाल संग्रह हैं। इनमें मुख्य रूप से दो प्रकार की गैसें होती हैं - हाइड्रोजन और हीलियम। हाइड्रोजन और हीलियम के संलयन के कारण ऊर्जा निकलती है, जिसके कारण तारे इतने चमकीले और गर्म होते हैं और शायद इसीलिए वे हमें सफेद दिखाई देते हैं। सबसे प्रसिद्ध सितारे के बारे में क्या? यह अब हमें उतना सफ़ेद नहीं दिखता, बल्कि पीला जैसा दिखता है। लाल, भूरे और नीले तारे भी हैं।

यह समझने के लिए कि तारे अलग-अलग रंगों में क्यों आते हैं, आपको संपूर्ण का पता लगाने की आवश्यकता है जीवन पथएक तारा अपने प्रकट होने के क्षण से लेकर उसके पूर्ण विलुप्त होने तक।

फोटो निगेल होवे द्वारा

अब आप समझ गए हैं कि प्रत्येक तारा अपने विकास के विभिन्न पथों से गुजरता है और लगातार अपना आकार, रंग, चमक, तापमान बदलता रहता है। इसलिए सितारों की इतनी सारी किस्में हैं। सबसे छोटे तारे लाल हैं। औसत तारों का रंग पीला होता है, जैसे हमारा सूर्य। बड़े तारे नीले होते हैं और सबसे चमकीले तारे होते हैं। भूरे बौनों में बहुत कम ऊर्जा होती है और वे विकिरण के कारण नष्ट हुई ऊर्जा की भरपाई करने में असमर्थ होते हैं। सफेद बौने धीरे-धीरे ठंडे तारे हैं जो जल्द ही अदृश्य और अंधेरे हो जाते हैं।

हमारा एकमात्र सितारा सौर परिवार, सूर्य, प्रकार का है " पीले बौने" नाविकों को रास्ता दिखाने वाला ध्रुव तारा एक नीला महादानव है। और सूर्य के सबसे निकट का तारा, प्रॉक्सिमा सेंटॉरी, एक लाल बौना है। ब्रह्माण्ड के अधिकांश तारे भी लाल बौने हैं। और हमें सभी तारे सफेद दिखाई देते हैं, क्यों? पता चला कि ऐसा तारों के धुंधलेपन और हमारी दृष्टि के कारण है। यह इतना तेज़ नहीं है कि ऐसे तारों के विभिन्न रंगों का पता लगा सके। लेकिन हम अभी भी सबसे चमकीले तारों के रंग को अलग कर सकते हैं।

अब आप जानते हैं कि तारे केवल सफेद नहीं होते हैं और आप कार्य को आसानी से पूरा कर सकते हैं।

व्यायाम:

1. रंगीन तारों से भरा आकाश बनाएं। यह ठीक उसी प्रकार का आकाश है जिसे हम देखते, यदि हमारी दृष्टि अधिक तीव्र होती।

आकाश में अनगिनत तारों की विविधता ने खगोलविदों को उनके बीच कुछ व्यवस्था स्थापित करने के लिए मजबूर किया। ऐसा करने के लिए, वैज्ञानिकों ने तारों को उनकी चमक के अनुसार उचित वर्गों में विभाजित करने का निर्णय लिया। उदाहरण के लिए, ऐसे तारे जो सूर्य से कई हजार गुना अधिक प्रकाश उत्सर्जित करते हैं, दानव कहलाते हैं। इसके विपरीत, न्यूनतम चमक वाले तारे बौने होते हैं। वैज्ञानिकों ने पाया है कि इस विशेषता के अनुसार सूर्य एक औसत तारा है।

क्या वे अलग तरह से प्रकाश डालते हैं?

कुछ समय के लिए, खगोलविदों ने सोचा कि पृथ्वी से अलग-अलग स्थानों के कारण तारे अलग-अलग चमकते हैं। लेकिन ये पूरी तरह सच नहीं है. खगोलविदों ने पाया है कि जो तारे पृथ्वी से समान दूरी पर स्थित हैं, उनकी भी स्पष्ट चमक बिल्कुल अलग हो सकती है। यह चमक न केवल दूरी पर बल्कि तारों के तापमान पर भी निर्भर करती है। तारों की तुलना उनकी स्पष्ट चमक से करने के लिए, वैज्ञानिक माप की एक विशिष्ट इकाई - निरपेक्ष परिमाण - का उपयोग करते हैं। यह हमें किसी तारे के वास्तविक विकिरण की गणना करने की अनुमति देता है। इस पद्धति का उपयोग करके, वैज्ञानिकों ने गणना की है कि आकाश में सबसे चमकीले सितारों में से केवल 20 हैं।

तारे अलग-अलग रंग के क्यों होते हैं?

ऊपर लिखा गया था कि खगोलशास्त्री तारों को उनके आकार और उनकी चमक के आधार पर अलग करते हैं। हालाँकि, यह उनका संपूर्ण वर्गीकरण नहीं है। सभी तारों को उनके आकार और स्पष्ट चमक के साथ-साथ उनके रंग के अनुसार भी वर्गीकृत किया गया है। तथ्य यह है कि जो प्रकाश इस या उस तारे को परिभाषित करता है उसमें तरंग विकिरण होता है। ये काफी छोटे हैं. प्रकाश की न्यूनतम तरंग दैर्ध्य के बावजूद, प्रकाश तरंगों के आकार में सबसे छोटा अंतर भी तारे के रंग को नाटकीय रूप से बदल देता है, जो सीधे उसकी सतह के तापमान पर निर्भर करता है। उदाहरण के लिए, यदि आप लोहे के फ्राइंग पैन को गर्म करते हैं, तो यह उसी रंग का हो जाएगा।

किसी तारे का रंग स्पेक्ट्रम एक प्रकार का पासपोर्ट है जो उसका सबसे अधिक निर्धारण करता है विशिष्ट विशेषताएं. उदाहरण के लिए, सूर्य और कैपेला (सूर्य के समान एक तारा) की पहचान खगोलविदों द्वारा एक ही के रूप में की गई थी। इन दोनों का रंग हल्का पीला है और सतह का तापमान 6000°C है। इसके अलावा, उनके स्पेक्ट्रम में समान पदार्थ होते हैं: रेखाएं, सोडियम और लौह।

बेटेल्गेयूज़ या एंटारेस जैसे सितारों का आमतौर पर एक विशिष्ट लाल रंग होता है। इनकी सतह का तापमान 3000°C होता है और इनमें टाइटेनियम ऑक्साइड होता है। सफ़ेदसीरियस और वेगा जैसे सितारे हैं। इनकी सतह का तापमान 10000°C होता है. इनके स्पेक्ट्रा में हाइड्रोजन रेखाएँ होती हैं। 30,000°C सतह तापमान वाला एक तारा भी है - यह नीला-सफ़ेद ओरियोनिस है।

तारों का वर्णक्रमीय वर्गीकरण और उनकी सतह के तापमान पर रंग की निर्भरता

किसी तारे का रंग उसके परिमाण के अंतर से निर्धारित होता है। सामान्य सहमति से, इन पैमानों को इसलिए चुना जाता है ताकि सिरियस जैसे एक सफेद तारे का दोनों पैमानों पर समान परिमाण हो। फोटोग्राफिक और फोटोविज़ुअल परिमाण के बीच के अंतर को किसी दिए गए तारे का रंग सूचकांक कहा जाता है। रिगेल जैसे नीले सितारों के लिए, यह संख्या नकारात्मक होगी, क्योंकि नियमित प्लेट पर ऐसे सितारे पीले-संवेदनशील प्लेट की तुलना में अधिक कालापन दिखाते हैं।

बेटेल्गेयूज़ जैसे लाल सितारों के लिए, रंग सूचकांक +2-3 परिमाण तक पहुँच जाता है। यह रंग माप तारे की सतह के तापमान का माप भी है, जिसमें नीले तारे लाल तारों की तुलना में काफी अधिक गर्म होते हैं।

चूँकि बहुत धूमिल तारों के लिए भी रंग सूचकांक बहुत आसानी से प्राप्त किए जा सकते हैं, इसलिए उन्होंने ऐसा कर लिया है बड़ा मूल्यवानअंतरिक्ष में तारों के वितरण का अध्ययन करते समय।

तारों के अध्ययन के लिए सबसे महत्वपूर्ण उपकरणों में उपकरण शामिल हैं। यहां तक ​​कि तारों के स्पेक्ट्रम पर सबसे सतही नज़र डालने से भी पता चलता है कि वे सभी एक जैसे नहीं हैं। हाइड्रोजन की बामर रेखाएँ कुछ स्पेक्ट्रा में मजबूत हैं, कुछ में कमजोर हैं, और दूसरों में पूरी तरह से अनुपस्थित हैं।

जल्द ही यह स्पष्ट हो गया कि तारों के स्पेक्ट्रम को विभाजित किया जा सकता है छोटी संख्यावर्ग धीरे-धीरे एक-दूसरे में परिवर्तित हो रहे हैं। वर्तमान में प्रयुक्त वर्णक्रमीय वर्गीकरणई. पिकरिंग के नेतृत्व में हार्वर्ड वेधशाला में विकसित किया गया था।

सबसे पहले, वर्णक्रमीय वर्गों को नामित किया गया था लैटिन अक्षरों मेंवर्णानुक्रम में, लेकिन वर्गीकरण को स्पष्ट करने की प्रक्रिया में क्रमिक वर्गों के लिए निम्नलिखित पदनाम स्थापित किए गए: ओ, बी, ए, एफ, जी, के, एम। इसके अलावा, कुछ असामान्य सितारों को आर, एन और वर्गों में संयोजित किया गया है। एस, और व्यक्तिगत व्यक्ति, पूरी तरह से वे जो इस वर्गीकरण में फिट नहीं होते हैं, उन्हें प्रतीक पीईसी (अजीब - विशेष) द्वारा नामित किया गया है।

यह ध्यान रखना दिलचस्प है कि वर्ग के अनुसार तारों की व्यवस्था भी रंग के अनुसार व्यवस्था है।

• कक्षा बी के तारे, जिनमें रिगेल और ओरियन के कई अन्य तारे शामिल हैं, नीले हैं;
• कक्षा ओ और ए - सफेद (सीरियस, डेनेब);
• वर्ग एफ और जी - पीला (प्रोसीओन, कैपेला);
• वर्ग K और M, - नारंगी और लाल (आर्कटुरस, एल्डेबारन, एंटारेस, बेटेल्गेयूज़)।

स्पेक्ट्रा को उसी क्रम में व्यवस्थित करने पर, हम देखते हैं कि अधिकतम विकिरण तीव्रता स्पेक्ट्रम के बैंगनी से लाल सिरे तक कैसे स्थानांतरित होती है। यह कक्षा O से कक्षा M में जाने पर तापमान में कमी का संकेत देता है। अनुक्रम में किसी तारे का स्थान उसकी रासायनिक संरचना की तुलना में उसके सतह के तापमान से अधिक निर्धारित होता है। ऐसा आम तौर पर स्वीकार किया जाता है रासायनिक संरचनाअधिकांश तारों के लिए समान है, लेकिन अलग-अलग सतह के तापमान और दबाव तारकीय स्पेक्ट्रा में बड़े अंतर का कारण बनते हैं।

नीले वर्ग O तारेसबसे गर्म हैं. उनकी सतह का तापमान 100,000°C तक पहुँच जाता है। उनके स्पेक्ट्रा को कुछ विशिष्ट चमकीली रेखाओं की उपस्थिति या पराबैंगनी क्षेत्र में दूर तक पृष्ठभूमि के फैलाव से आसानी से पहचाना जा सकता है।

उनका तुरंत पालन किया जाता है नीले वर्ग बी सितारे, बहुत गर्म (सतह का तापमान 25,000°C)। उनके स्पेक्ट्रा में हीलियम और हाइड्रोजन की रेखाएँ होती हैं। पहला कमजोर होता है, और दूसरा संक्रमण के दौरान मजबूत होता है एक कक्षा.

में कक्षा एफ और जी(एक विशिष्ट जी-श्रेणी का तारा हमारा सूर्य है), कैल्शियम और अन्य धातुओं, जैसे लोहा और मैग्नीशियम की रेखाएं धीरे-धीरे मजबूत हो जाती हैं।

में कक्षा केकैल्शियम रेखाएँ बहुत मजबूत होती हैं, और आणविक बैंड भी दिखाई देते हैं।

कक्षा एम 3000°C से कम सतह तापमान वाले लाल तारे शामिल हैं; उनके स्पेक्ट्रा में टाइटेनियम ऑक्साइड के बैंड दिखाई देते हैं।

कक्षा आर, एन और एसठंडे तारों की समानांतर शाखा से संबंधित हैं, जिनके स्पेक्ट्रा में अन्य आणविक घटक मौजूद हैं।

हालांकि, एक पारखी के लिए, "ठंडे" और "गर्म" वर्ग बी सितारों के बीच एक बहुत बड़ा अंतर है, एक सटीक वर्गीकरण प्रणाली में, प्रत्येक वर्ग को कई उपवर्गों में विभाजित किया गया है। सबसे हॉट क्लास बी सितारे हैं उपवर्ग वीओ, किसी दिए गए वर्ग के लिए औसत तापमान वाले तारे - k उपवर्ग B5, सबसे ठंडे सितारे - को उपवर्ग B9. तारे सीधे उनके पीछे चलते हैं। उपवर्ग ए.ओ.

तारों के स्पेक्ट्रा का अध्ययन बहुत उपयोगी साबित होता है, क्योंकि इससे तारों को उनके पूर्ण परिमाण के अनुसार मोटे तौर पर वर्गीकृत करना संभव हो जाता है। उदाहरण के लिए, तारा वीजेड एक विशालकाय तारा है जिसका निरपेक्ष परिमाण लगभग -2.5 के बराबर है। हालाँकि, यह संभव है कि तारा दस गुना अधिक चमकीला (पूर्ण परिमाण - 5.0) या दस गुना कम (पूर्ण परिमाण 0.0) हो जाएगा, क्योंकि केवल वर्णक्रमीय प्रकार के आधार पर अधिक सटीक अनुमान देना असंभव है।

तारकीय स्पेक्ट्रा का वर्गीकरण स्थापित करते समय, प्रत्येक वर्णक्रमीय वर्ग के भीतर, दिग्गजों को बौनों से अलग करने का प्रयास करना बहुत महत्वपूर्ण है, या, जहां यह विभाजन मौजूद नहीं है, उन दिग्गज सितारों के सामान्य अनुक्रम से अलग करना जिनमें बहुत अधिक या बहुत अधिक है थोड़ी चमक.

आकाश में बहुरंगी तारे. बेहतर रंगों के साथ फोटो

तारों का रंग पैलेट विस्तृत है। नीले, पीले और लाल रंग वायुमंडल में भी दिखाई देते हैं, जो आमतौर पर ब्रह्मांडीय पिंडों की रूपरेखा को विकृत करते हैं। लेकिन तारे का रंग कहाँ से आता है?

तारा रंग की उत्पत्ति

तारों के विभिन्न रंगों का रहस्य खगोलविदों के लिए एक महत्वपूर्ण उपकरण बन गया - तारों के रंग ने उन्हें तारों की सतहों को पहचानने में मदद की। यह एक उल्लेखनीय पर आधारित था प्राकृतिक घटना- किसी पदार्थ और उससे निकलने वाले प्रकाश के रंग के बीच संबंध।

संभवतः आप स्वयं इस विषय पर पहले ही टिप्पणियाँ कर चुके हैं। कम-शक्ति वाले 30-वाट प्रकाश बल्बों का फिलामेंट नारंगी रंग में चमकता है - और जब मुख्य वोल्टेज गिरता है, तो फिलामेंट मुश्किल से लाल चमकता है। मजबूत बल्ब पीले या सफेद रंग में चमकते हैं। और वेल्डिंग इलेक्ट्रोड और क्वार्ट्ज लैंप ऑपरेशन के दौरान नीले रंग में चमकते हैं। हालाँकि, आपको उन्हें कभी नहीं देखना चाहिए - उनकी ऊर्जा इतनी अधिक है कि यह आसानी से रेटिना को नुकसान पहुंचा सकती है।

तदनुसार, वस्तु जितनी अधिक गर्म होती है, उसकी चमक का रंग नीले रंग के उतना ही करीब होता है - और वह वस्तु जितनी अधिक ठंडी होती है, गहरे लाल रंग के उतना ही करीब होती है। सितारे कोई अपवाद नहीं हैं: उन पर भी यही सिद्धांत लागू होता है। किसी तारे का उसके रंग पर प्रभाव बहुत कम होता है - तापमान व्यक्तिगत तत्वों को छिपा सकता है, उन्हें आयनित कर सकता है।

लेकिन यह तारे का विकिरण है जो इसकी संरचना निर्धारित करने में मदद करता है। प्रत्येक पदार्थ के परमाणुओं की अपनी-अपनी विशिष्टता होती है THROUGHPUT. कुछ रंगों की प्रकाश तरंगें उनके बीच से बिना रुके गुजरती हैं, जबकि अन्य रुक जाती हैं - दरअसल, वैज्ञानिक रासायनिक तत्वों को निर्धारित करने के लिए प्रकाश की अवरुद्ध श्रेणियों का उपयोग करते हैं।

तारों को "रंगने" का तंत्र

इस घटना का भौतिक आधार क्या है? तापमान की विशेषता शरीर के किसी पदार्थ के अणुओं की गति की गति से होती है - यह जितना अधिक होता है, वे उतनी ही तेजी से आगे बढ़ते हैं। यह पदार्थ से गुजरने वाली लंबाई को प्रभावित करता है। गर्म वातावरण तरंगों को छोटा कर देता है और इसके विपरीत ठंडा वातावरण उन्हें लंबा कर देता है। और प्रकाश किरण का दृश्यमान रंग प्रकाश तरंग की लंबाई से सटीक रूप से निर्धारित होता है: छोटी तरंगें इसके लिए जिम्मेदार होती हैं नीले शेड्स, और लंबे वाले - लाल वाले के लिए। सफेद रंग विभिन्न वर्णक्रमीय किरणों के अध्यारोपण के परिणामस्वरूप प्राप्त होता है।

दूरबीन का उपयोग करके, आप 21 परिमाण तक के 2 अरब तारे देख सकते हैं। तारों का हार्वर्ड वर्णक्रमीय वर्गीकरण है। इसमें तारों के घटते तापमान के क्रम में वर्णक्रमीय प्रकारों को व्यवस्थित किया जाता है। कक्षाओं को अक्षरों द्वारा निर्दिष्ट किया जाता है लैटिन वर्णमाला. उनमें से सात हैं: ओ - बी - ए - पी - ओ - के - एम।

किसी तारे की बाहरी परतों के तापमान का एक अच्छा संकेतक उसका रंग है। वर्णक्रमीय प्रकार O और B के गर्म तारों का रंग नीला होता है; हमारे सूर्य (वर्णक्रमीय वर्ग 02) के समान तारे पीले दिखाई देते हैं, जबकि वर्णक्रमीय प्रकार K और M के तारे लाल दिखाई देते हैं।

तारों की चमक और रंग

सभी तारों का रंग होता है. नीले, सफेद, पीले, पीले, नारंगी और लाल तारे हैं। उदाहरण के लिए, बेटेल्गेयूज़ एक लाल सितारा है, कैस्टर सफेद है, कैपेला पीला है। चमक के आधार पर उन्हें सितारों 1, 2, ... में विभाजित किया गया है। नवाँ तारामान (एन अधिकतम = 25)। को सही आकारशब्द "परिमाण" प्रासंगिक नहीं है. तारकीय परिमाण किसी तारे से पृथ्वी पर आने वाले चमकदार प्रवाह की विशेषता है। तारकीय परिमाण भिन्नात्मक और ऋणात्मक दोनों हो सकते हैं। परिमाण का पैमाना आँख द्वारा प्रकाश की अनुभूति पर आधारित है। स्पष्ट चमक के आधार पर तारों का तारकीय परिमाण में विभाजन प्राचीन यूनानी खगोलशास्त्री हिप्पार्कस (180 - 110 ईसा पूर्व) द्वारा किया गया था। हिप्पार्कस ने सबसे चमकीले तारों को पहला परिमाण सौंपा; उन्होंने चमक के क्रम में अगले (अर्थात्, लगभग 2.5 गुना कम) तारों को दूसरे परिमाण के तारे माना; दूसरे परिमाण के तारों की तुलना में 2.5 गुना हल्के तारे को तीसरे परिमाण के तारे कहा जाता था, आदि; नग्न आंखों से दृश्यता की सीमा पर सितारों को छठा परिमाण सौंपा गया था।

तारे की चमक के इस क्रम के साथ, यह पता चला कि छठे परिमाण के तारे पहले परिमाण के तारों की तुलना में 2.55 गुना फीके हैं। इसलिए, 1856 में, अंग्रेजी खगोलशास्त्री एन.के. पोगसोई (1829-1891) ने छठे परिमाण के उन सितारों पर विचार करने का प्रस्ताव रखा जो पहले परिमाण के सितारों की तुलना में बिल्कुल 100 गुना कमजोर हैं। सभी तारे पृथ्वी से अलग-अलग दूरी पर स्थित हैं। यदि दूरियाँ समान हों तो परिमाणों की तुलना करना आसान होगा।

10 पारसेक की दूरी पर किसी तारे का जो परिमाण होगा उसे निरपेक्ष परिमाण कहते हैं। पूर्ण परिमाण निर्दिष्ट है - एम, और स्पष्ट परिमाण है एम.

तारों की बाहरी परतों की रासायनिक संरचना, जहाँ से उनका विकिरण आता है, हाइड्रोजन की पूर्ण प्रबलता की विशेषता है। हीलियम दूसरे स्थान पर है, और अन्य तत्वों की सामग्री काफी कम है।

तारों का तापमान और द्रव्यमान

किसी तारे का वर्णक्रमीय प्रकार या रंग जानने से तुरंत उसकी सतह का तापमान पता चल जाता है। चूंकि तारे संबंधित तापमान के लगभग पूरी तरह से काले पिंड उत्सर्जित करते हैं, इसलिए समय की प्रति इकाई उनकी सतह की एक इकाई द्वारा उत्सर्जित शक्ति स्टीफन-बोल्ट्ज़मैन कानून से निर्धारित होती है।

तापमान, रंग और निरपेक्ष परिमाण के साथ तारों की चमक की तुलना के आधार पर तारों का विभाजन (हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख):

1. मुख्य अनुक्रम (जिसके केंद्र में सूर्य है - एक पीला बौना)
2. सुपरजायंट्स (आकार में बड़े और उच्च चमक: एंटारेस, बेटेल्गेयूज़)
3. लाल विशाल अनुक्रम
4. बौने (सफ़ेद - सीरियस)
5. उपबौने
6. सफ़ेद-नीला क्रम

यह विभाजन भी तारे की उम्र पर आधारित है।

निम्नलिखित सितारे प्रतिष्ठित हैं:

1. साधारण (सूर्य);
2. डबल (मिज़ार, अल्बकोर) में विभाजित हैं:

• ए) दृष्टि से दोगुना, यदि दूरबीन से देखने पर उनका द्वंद्व देखा जाए;
• बी) गुणक - 2 से अधिक, लेकिन 10 से कम संख्या वाले तारों की एक प्रणाली;
• ग) ऑप्टिकल बायनेरिज़ ऐसे तारे हैं जिनकी निकटता आकाश पर यादृच्छिक प्रक्षेपण का परिणाम है, और अंतरिक्ष में वे बहुत दूर हैं;
• डी) भौतिक बायनेरिज़ तारे हैं जो एक एकल प्रणाली बनाते हैं और द्रव्यमान के एक सामान्य केंद्र के चारों ओर पारस्परिक आकर्षण बलों के प्रभाव में घूमते हैं;
• ई) स्पेक्ट्रोस्कोपिक बायनेरिज़ तारे हैं, जो परस्पर घूर्णन के दौरान एक-दूसरे के करीब आते हैं और उनका द्वंद्व स्पेक्ट्रम द्वारा निर्धारित किया जा सकता है;
• च) ग्रहण करने वाले बायनेरिज़ तारे हैं, जो पारस्परिक परिसंचरण के दौरान, एक दूसरे को अवरुद्ध करते हैं;

नए सितारे- ये वे तारे हैं जो बहुत समय पहले अस्तित्व में थे, लेकिन अचानक भड़क उठे। उनकी चमक और बढ़ गई कम समय 10,000 बार (चमक का आयाम 7 से 14 परिमाण तक बदलता है)।

सुपरनोवा- ये वे तारे हैं जो आकाश में अदृश्य थे, लेकिन अचानक भड़क उठे और सामान्य नए तारों की तुलना में उनकी चमक 1000 गुना बढ़ गई।

पल्सर- सुपरनोवा विस्फोट से निर्मित एक न्यूट्रॉन तारा।

के बारे में जानकारी कुल गणनापल्सर और उनके जीवनकाल से संकेत मिलता है कि प्रति शताब्दी औसतन 2-3 पल्सर पैदा होते हैं, जो लगभग आकाशगंगा में सुपरनोवा विस्फोटों की आवृत्ति के साथ मेल खाता है।

सितारों का विकास

प्रकृति के सभी पिंडों की तरह, तारे भी अपरिवर्तित नहीं रहते हैं, वे पैदा होते हैं, विकसित होते हैं और अंततः मर जाते हैं। पहले, खगोलविदों का मानना ​​था कि अंतरतारकीय गैस और धूल से एक तारे को बनने में लाखों वर्ष लगते हैं। लेकिन में हाल के वर्षतस्वीरें आकाश के उस क्षेत्र की ली गईं जो ग्रेट ओरियन नेबुला का हिस्सा है, जहां कई वर्षों के दौरान तारों का एक छोटा समूह दिखाई दिया। 1947 की तस्वीरों में इस स्थान पर तीन तारे जैसी वस्तुओं का एक समूह दर्ज किया गया था। 1954 तक, उनमें से कुछ आयताकार हो गए थे, और 1959 तक ये आयताकार संरचनाएँ अलग-अलग तारों में टूट गई थीं। मानव इतिहास में पहली बार लोगों ने हमारी आँखों के सामने तारों का जन्म वस्तुतः देखा।

आकाश के अनेक भागों में तारों के प्रकट होने के लिए आवश्यक परिस्थितियाँ विद्यमान हैं। धूमिल क्षेत्रों की तस्वीरों का अध्ययन करते समय आकाशगंगाछोटे काले धब्बों का पता लगाने में कामयाब रहे अनियमित आकार, या ग्लोब्यूल्स, जो धूल और गैस का विशाल संचय हैं। इन गैस और धूल के बादलों में धूल के कण होते हैं जो अपने पीछे स्थित तारों से आने वाले प्रकाश को बहुत तीव्रता से अवशोषित करते हैं। ग्लोब्यूल्स के आयाम विशाल हैं - व्यास में कई प्रकाश वर्ष तक। इस तथ्य के बावजूद कि इन समूहों में पदार्थ बहुत दुर्लभ है, उनकी कुल मात्रा इतनी बड़ी है कि यह सूर्य के करीब द्रव्यमान वाले तारों के छोटे समूह बनाने के लिए पर्याप्त है।

काले ग्लोब्यूल में, आसपास के तारों द्वारा उत्सर्जित विकिरण दबाव के प्रभाव में, पदार्थ संकुचित और संकुचित हो जाता है। इस तरह का संपीड़न समय की अवधि में होता है, जो ग्लोब्यूल के आसपास के विकिरण स्रोतों और बाद की तीव्रता पर निर्भर करता है। ग्लोब्यूल के केंद्र में द्रव्यमान की सांद्रता से उत्पन्न गुरुत्वाकर्षण बल भी ग्लोब्यूल को संपीड़ित करते हैं, जिससे पदार्थ अपने केंद्र की ओर गिरता है। जैसे ही वे गिरते हैं, पदार्थ के कण गतिज ऊर्जा प्राप्त कर लेते हैं और बाएं बादल में गैसों को गर्म कर देते हैं।

पदार्थ का पतन सैकड़ों वर्षों तक रह सकता है। पहले तो यह धीरे-धीरे, जल्दबाजी से होता है, क्योंकि कणों को केंद्र की ओर आकर्षित करने वाली गुरुत्वाकर्षण शक्तियाँ अभी भी बहुत कमज़ोर हैं। कुछ समय बाद, जब ग्लोब्यूल छोटा हो जाता है और गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र तीव्र हो जाता है, तो गिरावट तेजी से होने लगती है। लेकिन गोला बहुत बड़ा है, कम नहीं प्रकाश वर्षव्यास में. इसका मतलब है कि इसकी बाहरी सीमा से केंद्र तक की दूरी 10 ट्रिलियन किलोमीटर से अधिक हो सकती है। यदि ग्लोब्यूल के किनारे से कोई कण 2 किमी/सेकंड से थोड़ी कम गति से केंद्र की ओर गिरना शुरू कर देता है, तो वह 200,000 वर्षों के बाद ही केंद्र तक पहुंच पाएगा।

किसी तारे का जीवनकाल उसके द्रव्यमान पर निर्भर करता है। सूर्य से कम द्रव्यमान वाले तारे अपने परमाणु ईंधन भंडार को बहुत किफायती ढंग से खर्च करते हैं और दसियों अरब वर्षों तक चमक सकते हैं। हमारे सूर्य जैसे तारों की बाहरी परतें, जिनका द्रव्यमान 1.2 सौर द्रव्यमान से अधिक नहीं होता है, धीरे-धीरे विस्तारित होती हैं और अंततः, तारे के मूल भाग को पूरी तरह से छोड़ देती हैं। विशाल के स्थान पर एक छोटा और गर्म सफेद बौना रहता है।