आकाशगंगाओं और तारों की उत्पत्ति और विकास तारा-निर्माण क्षेत्र - ओरियन नेबुला (M42), अलनीतक अलनीलम

स्टार गठन मॉडल ब्रह्मांड के दृश्य भाग की त्रिज्या - मेटागैलेक्सी उस दूरी से अधिक नहीं हो सकती है जो ब्रह्मांड की आयु के बराबर समय में विकिरण यात्रा करती है - आधुनिक अवधारणाओं के अनुसार 13.7 ± 2 बिलियन वर्ष। नतीजतन, बिग बैंग के लगभग 0.5 अरब साल बाद पैदा हुई आकाशगंगाएं 13 अरब साल से अधिक पुरानी हैं। 10 अरब वर्ष से अधिक उम्र के सबसे पुराने सितारे गोलाकार तारा समूहों का हिस्सा हैं (तत्वों की कम सामग्री वाली टाइप 2 आबादी उससे भारी है)। सबसे अधिक संभावना है कि वे एक ही समय में आकाशगंगाओं के रूप में बने। 8280 पीसी पर नक्षत्र वृश्चिक में गोलाकार तारा समूह M80।

ब्रह्मांड और आकाशगंगाओं की आयु a) हमारी आकाशगंगा की आयु 13.7 बिलियन वर्ष (सटीकता 1%) है। बी) ब्रह्मांड में दृश्य पदार्थ के 4% परमाणु होते हैं; - 23% पर डार्क मैटर का कब्जा है; - शेष 73% एक रहस्यमय "एंटी-ग्रेविटी" (डार्क एनर्जी) है जो ब्रह्मांड को विस्तार करने के लिए प्रेरित करता है। बिग बैंग के 100 मिलियन वर्ष बाद आकाशगंगाओं का निर्माण शुरू हुआ और अगले 3-5 बिलियन वर्षों में वे बन गए और समूहों में समूहित हो गए। नतीजतन, सबसे पुरानी अण्डाकार आकाशगंगाओं की आयु लगभग 14 अरब वर्ष है। पहले तारे बिग बैंग के 1 मिलियन वर्ष बाद दिखाई देते हैं, इसलिए लगभग 14 बिलियन वर्ष की आयु वाले तारे होने चाहिए। 30 जून, 2001 को, NASA के MAP (माइक्रोवेव अनिसोट्रॉपी प्रोब) खगोलीय उपकरण को 840 किलोग्राम के द्रव्यमान और $ 145 मिलियन की लागत के साथ केप कैनावेरल से लॉन्च किया गया था, और 1 अक्टूबर 2001 को यह लाइब्रेशन पॉइंट L2 (गुरुत्वाकर्षण संतुलन के बीच) पर पहुंच गया। सूर्य, पृथ्वी चंद्रमा), पृथ्वी से 1.5 मिलियन किलोमीटर की दूरी पर स्थित है। अंतरिक्ष यान का उद्देश्य विस्फोट की त्रि-आयामी तस्वीर तैयार करना और उस समय को देखना है जब तारे और आकाशगंगाएँ अभी तक प्रकट नहीं हुई थीं। WMAP: सटीक स्थिरीकरण प्रणाली का 1-संतुलन भार, 2-नेविगेशन सेंसर, 3-प्राप्त इलेक्ट्रॉनिक्स, 4-वेवगाइड, 5-ऑम्निडायरेक्शनल एंटीना, 6- मिरर 1.4 * 1.6 मीटर, 7-सेकंड परावर्तक, 8- कूलिंग, 9- माउंट प्लेटफॉर्म, 10-इलेक्ट्रॉनिक्स, सूरज की रोशनी से 11-स्क्रीन। नासा के WMAP अंतरिक्ष यान की मदद से, जो पृष्ठभूमि माइक्रोवेव विकिरण पर जानकारी एकत्र करता है, 2006 तक इसे स्थापित किया गया था:

ब्रह्मांड के समय के विकास का संक्षिप्त इतिहास ब्रह्मांड का तापमान सेकंड K से अधिक मुद्रास्फीति विस्तार सेकंड K से अधिक क्वार्क और इलेक्ट्रॉनों की उपस्थिति sec10 12 K प्रोटॉन और न्यूट्रॉन का निर्माण सेकंड - 3 मिनट K ड्यूटेरियम, हीलियम और लिथियम के नाभिक का गठन 400 हजार वर्ष 4000 K परमाणुओं का निर्माण 15 मिलियन वर्ष 300 K गैस बादल के विस्तार की निरंतरता 1 अरब वर्ष प्रथम तारे और आकाशगंगाएँ 3 अरब वर्ष 10 K तारों के विस्फोट के दौरान भारी नाभिक का निर्माण अरब वर्ष 3 K ग्रहों की उपस्थिति और बुद्धिमान जीवन वर्ष 10 -2 K तारे के जन्म की प्रक्रिया की समाप्ति वर्ष K सभी तारों की ऊर्जा का ह्रास वर्ष -20 K ब्लैक होल का वाष्पीकरण और प्राथमिक कणों का जन्म वर्ष K सभी ब्लैक होल के वाष्पीकरण की समाप्ति

तारे का निर्माण ठंड में गुरुत्वाकर्षण अस्थिरता (T = 10K) और कम से कम 2000 M के द्रव्यमान वाले घने आणविक बादलों के परिणामस्वरूप सितारे हमेशा समूहों (समूहों) में बनते हैं। GMOs 10 5 M (से अधिक से अधिक) के द्रव्यमान के साथ 6000 ज्ञात हैं) में आकाशगंगा की कुल आणविक गैस का 90% तक होता है ... ठंडी गैस और धूल का संचय - ग्लोब्यूल बी68 (बर्नार्ड्स कैटलॉग), जीएमओ का टुकड़ा। ग्लोब्यूल द्रव्यमान 100 मीटर तक पहुंच सकता है। सुपरनोवा अवशेष, सर्पिल घनत्व तरंगों और गर्म ओबी सितारों से तारकीय हवा के विस्तार के दौरान सदमे तरंगों द्वारा संपीड़न की सुविधा होती है। बादल के विखंडन (ग्लोब की उपस्थिति) के माध्यम से आणविक बादलों से तारों में संक्रमण के दौरान पदार्थ का तापमान लाखों के कारक से बढ़ता है, और घनत्व - एक कारक द्वारा। एक तारे के विकास का चरण, जो संपीड़न द्वारा विशेषता है और अभी तक थर्मोन्यूक्लियर ऊर्जा स्रोत नहीं है, को प्रोटोस्टार (ग्रीक प्रोटोस "प्रथम") कहा जाता है।

सौर-प्रकार के सितारों का विकास प्रोटोस्टार बनाने में, कोर सभी या लगभग सभी पदार्थों को खींचता है, सिकुड़ता है, और जब अंदर का तापमान 10 मिलियन K से अधिक हो जाता है, तो हाइड्रोजन बर्नआउट (थर्मोन्यूक्लियर रिएक्शन) की प्रक्रिया शुरू हो जाती है। एम वाले सितारों के लिए, शुरुआत से ही 60 मिलियन वर्ष बीत चुके हैं। मुख्य अनुक्रम जीवन की सबसे लंबी अवस्था है, सौर-प्रकार के तारे 9-10 अरब वर्ष पुराने हैं। एक नियम के रूप में, हाइड्रोजन कोर से सटे परत में रहता है, प्रोटॉन-प्रोटॉन प्रतिक्रियाएं फिर से शुरू होती हैं, लिफाफे में दबाव काफी बढ़ जाता है, और तारे की बाहरी परतें आकार में तेजी से बढ़ जाती हैं - तारा दाईं ओर - क्षेत्र में चला जाता है लाल दिग्गजों का, आकार में लगभग 50 गुना बढ़ रहा है। अपने जीवन के अंत में, एक लाल विशाल के चरण के बाद, तारा सिकुड़ता है और एक सफेद बौने में बदल जाता है, एक ग्रहीय नीहारिका के रूप में एक लिफाफा (अपने द्रव्यमान का 30% तक) बहाता है। सफेद बौना बहुत लंबे समय तक हल्का चमकता रहता है, जब तक कि उसकी गर्मी पूरी तरह से समाप्त नहीं हो जाती है, और वह एक मृत काले बौने में बदल जाता है। तारे के मध्य भाग में निहित हाइड्रोजन का उपभोग करने के बाद, हीलियम कोर सिकुड़ना शुरू हो जाएगा, इसका तापमान इतना बढ़ जाएगा कि एक बड़ी ऊर्जा रिलीज के साथ प्रतिक्रियाएं शुरू हो जाएंगी (K के तापमान पर, हीलियम जलने लगता है - यह है समय में एच के जलने का दसवां हिस्सा)।

बड़े पैमाने पर सितारों का विकास अब दो मुख्य कारक ज्ञात हैं जो स्थिरता और पतन की ओर ले जाते हैं: = 5-10 बिलियन K के तापमान पर, लोहे के नाभिक का फोटोडिसोसिएशन शुरू होता है - फोटॉन के अवशोषण के साथ 13 अल्फा कणों में लोहे के नाभिक का "विघटन" : 56 फे +? > 13 4 He + 4n, = उच्च तापमान पर - हीलियम का पृथक्करण 4 He> 2n + 2p और पदार्थ का न्यूट्रॉनीकरण (न्यूट्रॉन के निर्माण के साथ प्रोटॉन द्वारा इलेक्ट्रॉनों का कब्जा)। तारकीय खोल की अस्वीकृति को पदार्थ के साथ न्यूट्रिनो की बातचीत द्वारा समझाया गया है। नाभिक के विघटन के लिए ऊर्जा के एक महत्वपूर्ण व्यय की आवश्यकता होती है, पदार्थ अपनी लोच खो देता है, नाभिक सिकुड़ जाता है, तापमान बढ़ जाता है, लेकिन इतनी तेजी से नहीं कि संपीड़न को निलंबित कर दे। संपीडन के दौरान निकलने वाली अधिकांश ऊर्जा न्यूट्रिनो द्वारा वहन की जाती है। पदार्थ के न्यूट्रॉनीकरण और नाभिक के पृथक्करण के परिणामस्वरूप, तारे का एक प्रकार का भीतर की ओर विस्फोट होता है - विस्फोट। तारे के मध्य क्षेत्र में पदार्थ मुक्त रूप से गिरने की गति से केंद्र की ओर गिरता है, केंद्र से दूर तारे की क्रमिक रूप से अधिक से अधिक परतों को खींचता है। जो पतन शुरू हो गया है उसे उस पदार्थ की लोच से रोका जा सकता है जो परमाणु घनत्व तक पहुंच गया है और इसमें मुख्य रूप से अपरिवर्तनीय न्यूट्रॉन (न्यूट्रॉन तरल) होते हैं। यह एक न्यूट्रॉन स्टार बनाता है। तारे का लिफाफा एक विशाल गति प्राप्त करता है और किमी / सेकंड तक की गति से इंटरस्टेलर स्पेस में फेंका जाता है। 30 से अधिक सौर द्रव्यमान वाले सबसे विशाल तारों के कोर के ढहने के साथ, कोर के फटने से, जाहिरा तौर पर, ब्लैक होल का निर्माण होता है। 10M से अधिक द्रव्यमान वाले तारों में, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं लोहे की चोटी के सबसे स्थिर तत्वों के निर्माण तक गैर-अपक्षयी परिस्थितियों में होती हैं (चित्र)। विकसित कोर का द्रव्यमान कमजोर रूप से तारे के कुल द्रव्यमान पर निर्भर करता है और 2-2.5 एम है। 13 4 हे + 4एन, = उच्च तापमान पर - हीलियम का पृथक्करण 4 हे> 2एन + 2पी और पदार्थ का न्यूट्रॉनाइजेशन (न्यूट्रॉन के गठन के साथ प्रोटॉन द्वारा इलेक्ट्रॉनों का कब्जा)। तारकीय खोल की अस्वीकृति को पदार्थ के साथ न्यूट्रिनो की बातचीत द्वारा समझाया गया है। नाभिक के विघटन के लिए ऊर्जा के एक महत्वपूर्ण व्यय की आवश्यकता होती है, पदार्थ अपनी लोच खो देता है, नाभिक सिकुड़ जाता है, तापमान बढ़ जाता है, लेकिन इतनी तेजी से नहीं कि संपीड़न को निलंबित कर दे। संपीडन के दौरान निकलने वाली अधिकांश ऊर्जा न्यूट्रिनो द्वारा वहन की जाती है। पदार्थ के न्यूट्रॉनीकरण और नाभिक के पृथक्करण के परिणामस्वरूप, तारे का एक प्रकार का भीतर की ओर विस्फोट होता है - विस्फोट। तारे के मध्य क्षेत्र में पदार्थ मुक्त रूप से गिरने की गति से केंद्र की ओर गिरता है, केंद्र से दूर तारे की क्रमिक रूप से अधिक से अधिक परतों को खींचता है। जो पतन शुरू हो गया है उसे उस पदार्थ की लोच से रोका जा सकता है जो परमाणु घनत्व तक पहुंच गया है और इसमें मुख्य रूप से अपरिवर्तनीय न्यूट्रॉन (न्यूट्रॉन तरल) होते हैं। यह एक न्यूट्रॉन स्टार बनाता है। तारे का लिफाफा एक विशाल गति प्राप्त करता है और 10,000 किमी / सेकंड तक की गति से इंटरस्टेलर स्पेस में फेंका जाता है। 30 से अधिक सौर द्रव्यमान वाले सबसे विशाल तारों के कोर के ढहने के साथ, कोर के फटने से, जाहिरा तौर पर, ब्लैक होल का निर्माण होता है। 10M से अधिक द्रव्यमान वाले तारों में, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं लोहे की चोटी के सबसे स्थिर तत्वों के निर्माण तक गैर-अपक्षयी परिस्थितियों में होती हैं (चित्र)। विकसित कोर का द्रव्यमान कमजोर रूप से तारे के कुल द्रव्यमान पर निर्भर करता है और 2-2.5 एम है। ">
तारकीय विकास का अंतिम चरण, क्रैब नेबुला, एक कोर-ढहने वाले सुपरनोवा का एक गैसीय अवशेष है जिसका विस्फोट 1054 में देखा गया था। केंद्र में एक न्यूट्रॉन तारा उत्सर्जित करने वाले कण होते हैं जो गैस को चमकीला (नीला) बनाते हैं। बाहरी तंतु ज्यादातर नष्ट हुए विशाल तारे से हाइड्रोजन और हीलियम से बने होते हैं। एनजीसी 6543, कैट्स आई नेबुला, आंतरिक क्षेत्र, छद्म रंग (लाल Hα; नीला तटस्थ ऑक्सीजन, 630 एनएम; हरा आयनित नाइट्रोजन, एनएम)। ग्रहीय नीहारिकाएं अपने विकास के अंतिम चरण में 2.58 सौर द्रव्यमान के द्रव्यमान के साथ लाल दिग्गजों और सुपरजाइंट्स की बाहरी परतों (गोले) की अस्वीकृति के दौरान बनती हैं। चित्र: ब्लैक होल की परिक्रमा करने वाले गर्म प्लाज्मा की अभिवृद्धि डिस्क

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तारे ब्रह्मांड में 98% तारे हैं। वे आकाशगंगा के मुख्य तत्व भी हैं। "सितारे हीलियम और हाइड्रोजन और अन्य गैसों की विशाल गेंदें हैं। गुरुत्वाकर्षण उन्हें अंदर की ओर खींचता है, और गर्म गैस का दबाव उन्हें बाहर की ओर धकेलता है, जिससे संतुलन बनता है। एक तारे की ऊर्जा उसके मूल में समाहित होती है, जहाँ हर दूसरा हीलियम हाइड्रोजन के साथ परस्पर क्रिया करता है।"

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सितारों का जीवन सितारों का जीवन पथ एक पूर्ण चक्र है - जन्म, विकास, अपेक्षाकृत शांत गतिविधि की अवधि, पीड़ा, मृत्यु, और एक व्यक्तिगत जीव के जीवन पथ जैसा दिखता है। खगोलविद शुरुआत से लेकर अंत तक किसी एक तारे के जीवन का पता लगाने में असमर्थ हैं। यहां तक ​​​​कि सबसे कम उम्र के तारे भी लाखों वर्षों से मौजूद हैं - न केवल एक व्यक्ति के जीवन से, बल्कि पूरी मानव जाति के। हालांकि, वैज्ञानिक कई सितारों को उनके विकास के विभिन्न चरणों में देख सकते हैं - नवजात और मृत्यु। अनेक तारा चित्रों का उपयोग करते हुए, वे प्रत्येक तारे के विकास पथ का पुनर्निर्माण करने और उसकी जीवनी लिखने का प्रयास करते हैं।

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तारा बनाने वाले क्षेत्र तारा बनाने वाले क्षेत्र। 105 से अधिक सौर द्रव्यमान वाले विशाल आणविक बादल (आकाशगंगा में 6,000 से अधिक ज्ञात हैं) ईगल नेबुला 6,000 प्रकाश-वर्ष दूर नक्षत्र में युवा खुले तारा समूह नीहारिका में सांप अंधेरे क्षेत्र प्रोटोस्टार हैं

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ओरियन नेबुला एक हरे रंग की टिंट के साथ एक चमकदार उत्सर्जन नेबुला है और ओरियन के बेल्ट के नीचे स्थित है, यहां तक ​​​​कि 1300 प्रकाश वर्ष दूर और 33 प्रकाश वर्ष आकार में नग्न आंखों के साथ भी देखा जा सकता है।

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गुरुत्वीय संपीडन गुरुत्वीय संपीडन गुरुत्वीय अस्थिरता का परिणाम है, न्यूटन का विचार। जीन्स ने बाद में बादलों के न्यूनतम आकार का निर्धारण किया जिसमें स्वतःस्फूर्त संपीड़न शुरू हो सकता है। माध्यम का पर्याप्त रूप से प्रभावी शीतलन होता है: जारी गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा अवरक्त विकिरण में जाती है, जो बाहरी अंतरिक्ष में जाती है।

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Protostar Protostar जैसे-जैसे बादल घनत्व बढ़ता है, यह विकिरण के लिए अपारदर्शी हो जाता है। भीतरी क्षेत्रों का तापमान बढ़ना शुरू हो जाता है। प्रोटोस्टार के आंतरिक भाग में तापमान थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन प्रतिक्रियाओं की दहलीज तक पहुंच जाता है। संपीड़न थोड़ी देर के लिए रुक जाता है।

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जीआर आरेख के मुख्य अनुक्रम में एक युवा तारा स्थिर अवस्था में आ गया है, हाइड्रोजन बर्नआउट की प्रक्रिया शुरू हो गई है - मुख्य तारकीय परमाणु ईंधन व्यावहारिक रूप से संकुचित नहीं है, और ऊर्जा भंडार अब और नहीं बदलता है।

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दिग्गज और सुपरजाइंट्स जब हाइड्रोजन पूरी तरह से जल जाता है, तो तारा दिग्गजों के क्षेत्र में मुख्य अनुक्रम छोड़ देता है या, बड़े पैमाने पर, सुपरजाइंट्स दिग्गज और सुपरजायंट्स

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किसी तारे का गुरुत्वीय संकुचन द्रव्यमान< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК электроны обобществляются, образуя вырожденный электронный газ гравитационное сжатие останавливается плотность становится до нескольких тонн в см3 еще сохраняет Т=10^4 К постепенно остывает и медленно сжимается(миллионы лет) окончательно остывают и превращаются в ЧЕРНЫХ КАРЛИКОВ Когда все ядерное топливо выгорело, начинается процесс гравитационного сжатия.

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बौना सफेद बौना तारे के बीच की धूल के एक बादल में नक्षत्र वृषभ में दो युवा काले बौने

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एक तारे का द्रव्यमान एक तारे का द्रव्यमान है> 1.4 सौर द्रव्यमान: गुरुत्वाकर्षण संपीड़न की ताकतें बहुत अधिक होती हैं, पदार्थ का घनत्व एक मिलियन टन प्रति सेमी 3 तक पहुँच जाता है, विशाल ऊर्जा निकलती है - 10 ^ 45 J तापमान - 10 ^ 11 K सुपरनोवा विस्फोट अधिकांश तारे 1000 -5000 किमी / सेकंड की गति से अंतरिक्ष में फेंके जाते हैं न्यूट्रिनो फ्लक्स तारे के मूल को ठंडा करते हैं - न्यूट्रॉन तारा

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ब्रह्मांड 98% तारे हैं। वे आकाशगंगा के मुख्य तत्व भी हैं।

"सितारे हीलियम और हाइड्रोजन और अन्य गैसों की विशाल गेंदें हैं। गुरुत्वाकर्षण उन्हें अंदर की ओर खींचता है, और गर्म गैस का दबाव उन्हें बाहर की ओर धकेलता है, जिससे संतुलन बनता है। एक तारे की ऊर्जा उसके मूल में समाहित होती है, जहाँ हर दूसरा हीलियम हाइड्रोजन के साथ परस्पर क्रिया करता है।"

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सितारों का जीवन पथ एक पूर्ण चक्र है - जन्म, विकास, अपेक्षाकृत शांत गतिविधि की अवधि, पीड़ा, मृत्यु, और एक व्यक्तिगत जीव के जीवन पथ जैसा दिखता है।

खगोलविद शुरुआत से लेकर अंत तक किसी एक तारे के जीवन का पता लगाने में असमर्थ हैं। यहां तक ​​​​कि सबसे कम उम्र के तारे भी लाखों वर्षों से मौजूद हैं - न केवल एक व्यक्ति के जीवन से, बल्कि पूरी मानव जाति के। हालांकि, वैज्ञानिक कई सितारों को उनके विकास के विभिन्न चरणों में देख सकते हैं - नवजात और मृत्यु। अनेक तारा चित्रों का उपयोग करते हुए, वे प्रत्येक तारे के विकास पथ का पुनर्निर्माण करने और उसकी जीवनी लिखने का प्रयास करते हैं।

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स्टार बनाने वाले क्षेत्र।

105 से अधिक सौर द्रव्यमान वाले विशाल आणविक बादल (आकाशगंगा में 6,000 से अधिक ज्ञात हैं)

ईगल नेबुला

6,000 प्रकाश-वर्ष दूर, तारामंडल में तारों का एक युवा खुला समूह नीहारिका में अंधेरे क्षेत्रों को सर्पेंस करता है, प्रोटोस्टार हैं

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ओरियन नेबुला

एक हरे रंग की टिंट के साथ एक चमकदार उत्सर्जन नेबुला और ओरियन के बेल्ट के नीचे स्थित है, यहां तक ​​​​कि 1300 प्रकाश वर्ष दूर और 33 प्रकाश वर्ष आकार में नग्न आंखों के साथ भी देखा जा सकता है।

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गुरुत्वाकर्षण संपीड़न

संपीड़न गुरुत्वाकर्षण अस्थिरता का परिणाम है, न्यूटन का विचार। जीन्स ने बाद में बादलों के न्यूनतम आकार का निर्धारण किया जिसमें स्वतःस्फूर्त संपीड़न शुरू हो सकता है।

माध्यम का पर्याप्त रूप से प्रभावी शीतलन होता है: जारी गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा अवरक्त विकिरण में जाती है, जो बाहरी अंतरिक्ष में जाती है।

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प्रोटोस्टार

जैसे-जैसे बादलों का घनत्व बढ़ता है, यह विकिरण के लिए अपारदर्शी हो जाता है। भीतरी क्षेत्रों का तापमान बढ़ना शुरू हो जाता है। प्रोटोस्टार के आंतरिक भाग में तापमान थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन प्रतिक्रियाओं की दहलीज तक पहुंच जाता है। संपीड़न थोड़ी देर के लिए रुक जाता है।

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जीआर आरेख के मुख्य अनुक्रम में एक युवा सितारा आ गया है, हाइड्रोजन बर्नआउट की प्रक्रिया शुरू हो गई है - मुख्य तारकीय परमाणु ईंधन व्यावहारिक रूप से संकुचित नहीं है, और ऊर्जा भंडार अब नहीं बदलता है; इसके केंद्रीय में रासायनिक संरचना में धीमा परिवर्तन हाइड्रोजन के हीलियम में परिवर्तन के कारण क्षेत्र

तारा स्थिर अवस्था में चला जाता है

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जब हाइड्रोजन पूरी तरह से जल जाता है, तो तारा दिग्गजों के क्षेत्र में या बड़े पैमाने पर, सुपरजाइंट्स में मुख्य अनुक्रम छोड़ देता है

दिग्गज और सुपरजायंट्स

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तारकीय विकास उन परिवर्तनों का एक क्रम है जो एक तारा अपने जीवन के दौरान, यानी सैकड़ों हजारों, लाखों या अरबों वर्षों में गुजरता है, जबकि यह प्रकाश और गर्मी का उत्सर्जन करता है। ऐसे विशाल समय के दौरान, परिवर्तन काफी महत्वपूर्ण होते हैं।

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तारे का विकास एक विशाल आणविक बादल में शुरू होता है, जिसे तारकीय पालना भी कहा जाता है। आकाशगंगा में अधिकांश "खाली" स्थान में वास्तव में 0.1 और 1 अणु प्रति सेमी³ के बीच होता है। आणविक बादल का घनत्व लगभग एक मिलियन अणु प्रति सेमी³ है। इस तरह के बादल का द्रव्यमान इसके आकार के कारण सूर्य के द्रव्यमान से 100,000-10,000,000 गुना अधिक होता है: 50 से 300 प्रकाश वर्ष के पार। जब तक बादल अपनी घरेलू आकाशगंगा के केंद्र के चारों ओर स्वतंत्र रूप से परिक्रमा करता है, तब तक कुछ नहीं होता है। हालांकि, गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र की असमानता के कारण, इसमें गड़बड़ी पैदा हो सकती है, जिससे स्थानीय द्रव्यमान सांद्रता हो सकती है। इस तरह की गड़बड़ी बादल के गुरुत्वाकर्षण के पतन का कारण बनती है।

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जब एक आणविक बादल ढह जाता है, तो यह छोटे और छोटे गुच्छों में विभाजित हो जाता है। ~ 100 सौर द्रव्यमान से कम द्रव्यमान वाले टुकड़े एक तारा बनाने में सक्षम हैं। इस तरह की संरचनाओं में, गुरुत्वाकर्षण संभावित ऊर्जा की रिहाई के कारण गैस गर्म हो जाती है, और बादल एक प्रोटोस्टार बन जाता है, एक घूर्णन गोलाकार वस्तु में बदल जाता है। अपने अस्तित्व के शुरुआती चरणों में, तारे आमतौर पर धूल और गैस के घने बादल के अंदर देखने से छिपे होते हैं। अक्सर, ऐसे स्टार बनाने वाले कोकून के सिल्हूट को आसपास की गैस से उज्ज्वल विकिरण की पृष्ठभूमि के खिलाफ देखा जा सकता है। ऐसी संरचनाओं को बोका ग्लोब्यूल्स कहा जाता है।

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कम द्रव्यमान (तीन सौर द्रव्यमान तक) के युवा सितारे, जो मुख्य अनुक्रम के रास्ते में हैं, पूरी तरह से संवहनी हैं; संवहन प्रक्रिया में प्रकाश के सभी क्षेत्रों को शामिल किया गया है। ये अनिवार्य रूप से प्रोटोस्टार हैं, जिनके केंद्र में परमाणु प्रतिक्रियाएं अभी शुरू हो रही हैं, और सभी विकिरण मुख्य रूप से गुरुत्वाकर्षण संपीड़न के कारण होते हैं। जबकि हाइड्रोस्टेटिक संतुलन अभी तक स्थापित नहीं हुआ है, एक स्थिर प्रभावी तापमान पर तारे की चमक कम हो जाती है।

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प्रोटोस्टार का एक बहुत छोटा अंश थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन प्रतिक्रियाओं के लिए पर्याप्त तापमान तक नहीं पहुंचता है। ऐसे सितारों को "ब्राउन ड्वार्फ्स" नाम मिला है, उनका द्रव्यमान सौर द्रव्यमान के दसवें हिस्से से अधिक नहीं होता है। ऐसे तारे जल्दी मर जाते हैं, धीरे-धीरे कई सौ मिलियन वर्षों में ठंडा हो जाते हैं। कुछ सबसे बड़े प्रोटोस्टार में, तापमान, मजबूत संपीड़न के कारण, 10 मिलियन K तक पहुंच सकता है, जिससे हाइड्रोजन से हीलियम का संश्लेषण संभव हो जाता है। ऐसा तारा चमकने लगता है।

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हीलियम की दहन प्रतिक्रियाएं बहुत तापमान संवेदनशील होती हैं। यह कभी-कभी बड़ी अस्थिरता की ओर ले जाता है। सबसे मजबूत स्पंदन होते हैं, जो अंततः बाहरी परतों को बाहर निकालने के लिए पर्याप्त त्वरण प्रदान करते हैं और एक ग्रह नीहारिका में बदल जाते हैं। निहारिका के केंद्र में तारे का नंगे कोर रहता है, जिसमें थर्मो-न्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं बंद हो जाती हैं, और यह ठंडा होकर हीलियम सफेद बौने में बदल जाता है, जिसमें आमतौर पर 0.5-0.6 सौर और व्यास तक का द्रव्यमान होता है। पृथ्वी के व्यास के क्रम से।

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जब कोई तारा लाल विशालकाय चरण के औसत आकार (0.4 से 3.4 सौर द्रव्यमान) तक पहुँच जाता है, तो हाइड्रोजन उसके मूल में समाप्त हो जाता है और हीलियम से कार्बन संश्लेषण की प्रतिक्रियाएँ शुरू हो जाती हैं। यह प्रक्रिया उच्च तापमान पर होती है और इसलिए कोर से ऊर्जा का प्रवाह बढ़ता है, जिससे यह तथ्य सामने आता है कि तारे की बाहरी परतें फैलने लगती हैं। कार्बन के संश्लेषण की शुरुआत एक तारे के जीवन में एक नई अवस्था को चिह्नित करती है और कुछ समय तक जारी रहती है। सूर्य के आकार के समान एक तारे के लिए, इस प्रक्रिया में लगभग एक अरब वर्ष लग सकते हैं।

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8 से अधिक सौर द्रव्यमान वाले युवा सितारों में पहले से ही सामान्य सितारों की विशेषताएं हैं, क्योंकि वे सभी मध्यवर्ती चरणों को पार कर चुके हैं और परमाणु प्रतिक्रियाओं की ऐसी दर प्राप्त करने में सक्षम थे कि वे संचय करते समय विकिरण के कारण ऊर्जा हानि की भरपाई करते हैं। हाइड्रोस्टेटिक कोर का द्रव्यमान। इन तारों में, द्रव्यमान का बहिर्वाह और चमक इतनी अधिक होती है कि वे न केवल आणविक बादल के बाहरी क्षेत्रों के पतन को रोकते हैं जो अभी तक तारे का हिस्सा नहीं बने हैं, बल्कि, इसके विपरीत, उन्हें दूर धकेल देते हैं। इस प्रकार, गठित तारे का द्रव्यमान प्रोटोस्टेलर बादल के द्रव्यमान से काफी कम है। सबसे अधिक संभावना है, यह हमारी आकाशगंगा में लगभग 300 सौर द्रव्यमान से अधिक की अनुपस्थिति की व्याख्या करता है।

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पांच से अधिक सौर द्रव्यमान वाले तारे के लाल सुपरजायंट के चरण में प्रवेश करने के बाद, गुरुत्वाकर्षण बलों के प्रभाव में इसका कोर सिकुड़ना शुरू हो जाता है। जैसे-जैसे संपीड़न आगे बढ़ता है, तापमान और घनत्व बढ़ता है, और थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं का एक नया क्रम शुरू होता है। ऐसी प्रतिक्रियाओं में, तेजी से भारी तत्वों को संश्लेषित किया जाता है: हीलियम, कार्बन, ऑक्सीजन, सिलिकॉन और लोहा, जो अस्थायी रूप से नाभिक के पतन को रोकता है। अंततः, जैसे-जैसे आवर्त सारणी के अधिक से अधिक भारी तत्व बनते हैं, सिलिकॉन से आयरन -56 का संश्लेषण होता है। इस स्तर पर, आगे थर्मोन्यूक्लियर संलयन असंभव हो जाता है, क्योंकि लौह -56 नाभिक में अधिकतम द्रव्यमान दोष होता है और ऊर्जा की रिहाई के साथ भारी नाभिक का निर्माण असंभव है। इसलिए, जब किसी तारे का लोहे का कोर एक निश्चित आकार तक पहुँच जाता है, तो उसमें दबाव अब तारे की बाहरी परतों के गुरुत्वाकर्षण का सामना करने में सक्षम नहीं होता है, और इसके पदार्थ के न्यूट्रॉनीकरण के साथ कोर का तत्काल पतन होता है।

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साथ में न्यूट्रिनो फटने से शॉक वेव भड़कती है। न्यूट्रिनो के मजबूत जेट और एक घूर्णन चुंबकीय क्षेत्र तारे द्वारा संचित अधिकांश सामग्री को बाहर निकाल देता है - तथाकथित बैठने वाले तत्व, जिसमें लोहा और हल्का तत्व शामिल हैं। बिखरने वाले पदार्थ पर नाभिक से निकाले गए न्यूट्रॉन द्वारा बमबारी की जाती है, उन्हें पकड़ लिया जाता है और इस तरह लोहे से भारी तत्वों का एक समूह बनाया जाता है, जिसमें रेडियोधर्मी वाले, यूरेनियम तक (और संभवतः कैलिफ़ोर्निया तक भी) शामिल हैं। इस प्रकार, सुपरनोवा विस्फोट इंटरस्टेलर पदार्थ में लोहे से भारी तत्वों की उपस्थिति की व्याख्या करते हैं, हालांकि, उनके गठन का एकमात्र संभव तरीका नहीं है, उदाहरण के लिए, टेक्नेटियम सितारे इसे प्रदर्शित करते हैं।

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विस्फोट की लहर और न्यूट्रिनो के जेट पदार्थ को मरने वाले तारे से दूर अंतरतारकीय अंतरिक्ष में ले जाते हैं। इसके बाद, ठंडा होने और अंतरिक्ष के माध्यम से आगे बढ़ने पर, यह सुपरनोवा सामग्री अन्य अंतरिक्ष "मलबे" से टकरा सकती है, और संभवतः नए सितारों, ग्रहों या उपग्रहों के निर्माण में भाग ले सकती है। सुपरनोवा के निर्माण के दौरान होने वाली प्रक्रियाओं का अभी भी अध्ययन किया जा रहा है, और अभी तक इस मुद्दे पर कोई स्पष्टता नहीं है। यह भी संदेहास्पद है कि मूल तारे का वास्तव में क्या अवशेष है। हालांकि, दो विकल्पों पर विचार किया जा रहा है: न्यूट्रॉन तारे और ब्लैक होल।

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क्रैब नेबुला वृषभ राशि में एक गैसीय नीहारिका है, जो एक सुपरनोवा अवशेष और प्लेरियन है। यह 1054 में चीनी और अरब खगोलविदों द्वारा दर्ज किए गए ऐतिहासिक सुपरनोवा विस्फोट से पहचाने जाने वाला पहला खगोलीय पिंड बन गया। पृथ्वी से लगभग 6,500 प्रकाश वर्ष (2 kpc) की दूरी पर स्थित, नेबुला 11 प्रकाश वर्ष (3.4 पीसी) व्यास का है और लगभग 1,500 किलोमीटर प्रति सेकंड की गति से विस्तार कर रहा है। नीहारिका के केंद्र में एक (न्यूट्रॉन तारा) है, जिसका व्यास 28-30 किमी है, जो गामा किरणों से रेडियो तरंगों तक विकिरण के स्पंदनों का उत्सर्जन करता है। 30 केवी से ऊपर एक्स-रे और गामा विकिरण के साथ, यह पल्सर हमारी आकाशगंगा में इस तरह के विकिरण का सबसे मजबूत स्थायी स्रोत है।

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तारों वाले आकाश में तारों के साथ-साथ गैस और धूल (हाइड्रोजन) के कणों से युक्त बादल होते हैं। उनमें से कुछ इतने घने हैं कि वे गुरुत्वाकर्षण बल के प्रभाव में सिकुड़ने लगते हैं। जैसे ही यह सिकुड़ता है, गैस गर्म हो जाती है और अवरक्त किरणों का उत्सर्जन करना शुरू कर देती है। इस स्तर पर, तारे को PROTOSTAR कहा जाता है। जब प्रोटोस्टार के इंटीरियर में तापमान 10 मिलियन डिग्री तक पहुंच जाता है, तो हाइड्रोजन को हीलियम में परिवर्तित करने की थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया शुरू हो जाती है, और प्रोटोस्टार प्रकाश उत्सर्जित करने वाले एक साधारण तारे में बदल जाता है। सूर्य जैसे मध्यम आकार के तारों का औसतन 10 अरब वर्ष प्रकाश होता है। ऐसा माना जाता है कि सूर्य अभी भी उस पर है, क्योंकि वह अपने जीवन चक्र के मध्य में है।

थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया के दौरान सभी हाइड्रोजन हीलियम में बदल जाते हैं, एक हीलियम परत बन जाती है। यदि हीलियम परत में तापमान 100 मिलियन केल्विन से कम है, तो हीलियम नाभिक के नाइट्रोजन और कार्बन के नाभिक में परिवर्तन की थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया नहीं होती है, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया तारे के केंद्र में नहीं होती है, बल्कि केवल में होती है हीलियम परत से सटी हाइड्रोजन परत, जबकि तारे के अंदर का तापमान धीरे-धीरे बढ़ता है ... जब तापमान 100 मिलियन केल्विन तक पहुंच जाता है, तो हीलियम कोर में एक थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया शुरू हो जाती है, जबकि हीलियम नाभिक कार्बन, नाइट्रोजन और ऑक्सीजन के नाभिक में परिवर्तित हो जाते हैं। तारे की चमक और आकार में वृद्धि होती है, एक साधारण तारा लाल विशालकाय या सुपरजाइंट बन जाता है। सितारों का परिस्थितिजन्य लिफाफा, जिसका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का 1.2 गुना से अधिक नहीं है, धीरे-धीरे फैलता है और अंततः कोर से अलग हो जाता है, और तारा एक सफेद बौने में बदल जाता है, जो धीरे-धीरे ठंडा और फीका पड़ जाता है। यदि किसी तारे का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का लगभग दोगुना है, तो ऐसे तारे अपने जीवन के अंत में अस्थिर हो जाते हैं और फट जाते हैं, सुपरनोवा बन जाते हैं, और फिर न्यूट्रॉन तारे या ब्लैक होल में बदल जाते हैं।

अपने जीवन के अंत में, लाल विशाल एक सफेद बौने में बदल जाता है। सफेद बौना हीलियम, नाइट्रोजन, ऑक्सीजन, कार्बन और लोहे से बना लाल विशाल का सुपरडेंस कोर है। सफेद बौना अत्यधिक संकुचित होता है। इसकी त्रिज्या लगभग 5000 किमी है, यानी यह आकार में लगभग हमारी पृथ्वी के बराबर है। इसके अलावा, इसका घनत्व लगभग 4 × 10 6 ग्राम / सेमी 3 है, अर्थात इस तरह के पदार्थ का वजन पृथ्वी पर पानी से चार मिलियन अधिक होता है। इसकी सतह पर तापमान 10000K है। सफेद बौना बहुत धीरे-धीरे ठंडा होता है और दुनिया के अंत तक अस्तित्व में रहता है।

एक सुपरनोवा गुरुत्वाकर्षण के पतन के दौरान अपने विकास के पूरा होने के समय एक तारा है। सुपरनोवा के बनने से 8-10 सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले तारों का अस्तित्व समाप्त हो जाता है। एक विशाल सुपरनोवा विस्फोट के स्थल पर, एक न्यूट्रॉन तारा या ब्लैक होल रहता है, और इन वस्तुओं के आसपास, विस्फोटित तारे के गोले के अवशेष कुछ समय के लिए देखे जाते हैं। हमारी आकाशगंगा में सुपरनोवा विस्फोट एक दुर्लभ घटना है। औसतन, यह सौ वर्षों में एक या दो बार होता है, इसलिए उस क्षण को पकड़ना बहुत मुश्किल है जब कोई तारा बाहरी अंतरिक्ष में ऊर्जा का उत्सर्जन करता है और उस सेकंड में अरबों सितारों की तरह चमकता है।

न्यूट्रॉन तारे के निर्माण के दौरान उत्पन्न होने वाली चरम शक्तियाँ परमाणुओं को इस तरह संकुचित करती हैं कि नाभिक में दबाए गए इलेक्ट्रॉन प्रोटॉन के साथ मिलकर न्यूट्रॉन बनाते हैं। इस प्रकार, एक तारे का जन्म होता है, जो लगभग पूरी तरह से न्यूट्रॉन से बना होता है। एक सुपरडेंस परमाणु तरल, अगर पृथ्वी पर लाया जाता है, तो परमाणु बम की तरह फट जाएगा, लेकिन एक न्यूट्रॉन स्टार में यह जबरदस्त गुरुत्वाकर्षण दबाव के कारण स्थिर है। हालांकि, न्यूट्रॉन स्टार की बाहरी परतों में (जैसा कि, वास्तव में, सभी सितारों में), दबाव और तापमान में गिरावट, लगभग एक किलोमीटर मोटी एक ठोस परत बनाती है। यह माना जाता है कि यह मुख्य रूप से लोहे के नाभिक से बना है।

ब्लैक होल सितारों के विकास के बारे में हमारे वर्तमान विचारों के अनुसार, जब एक सुपरनोवा विस्फोट में लगभग 30 सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाला तारा नष्ट हो जाता है, तो इसका बाहरी आवरण बिखर जाता है, और इसकी आंतरिक परतें केंद्र की ओर तेजी से ढह जाती हैं और एक ब्लैक होल का निर्माण करती हैं। उस तारे का स्थान जिसने अपने ईंधन भंडार का उपयोग किया है। अंतरतारकीय अंतरिक्ष में पृथक इस मूल के एक ब्लैक होल का पता लगाना व्यावहारिक रूप से असंभव है, क्योंकि यह एक दुर्लभ निर्वात में है और गुरुत्वाकर्षण बातचीत के संदर्भ में किसी भी तरह से प्रकट नहीं होता है। हालांकि, अगर ऐसा छेद एक बाइनरी स्टार सिस्टम का हिस्सा था (दो गर्म तारे अपने द्रव्यमान के केंद्र के चारों ओर परिक्रमा करते हैं), तो ब्लैक होल अभी भी अपने युग्मित तारे पर गुरुत्वाकर्षण प्रभाव डालेगा। सितारों का विकास एक ब्लैक होल के साथ एक बाइनरी सिस्टम में , बात है "जीवित" तारे अनिवार्य रूप से "ब्लैक होल की दिशा में" बहेंगे। घातक सीमा के करीब पहुंचने पर, ब्लैक होल फ़नल में चूसा गया पदार्थ अनिवार्य रूप से गाढ़ा हो जाएगा और छेद द्वारा अवशोषित कणों के बीच बढ़ते टकराव के कारण गर्म हो जाएगा, जब तक कि यह एक्स-रे रेंज में तरंग विकिरण की ऊर्जा तक गर्म न हो जाए। खगोलविद इस तरह के एक्स-रे की तीव्रता में परिवर्तन की आवधिकता को माप सकते हैं और गणना कर सकते हैं, इसकी तुलना अन्य उपलब्ध आंकड़ों के साथ करते हुए, किसी वस्तु का अनुमानित द्रव्यमान "खींचने" का मामला है। यदि किसी वस्तु का द्रव्यमान चंद्रशेखर की सीमा (1.4 सौर द्रव्यमान) से अधिक है, तो यह वस्तु एक सफेद बौना नहीं हो सकती है, जिसमें हमारे तारे का पतन होना तय है। ऐसे बाइनरी एक्स-रे सितारों के अवलोकन के अधिकांश पहचाने गए मामलों में, एक न्यूट्रॉन स्टार एक विशाल वस्तु है। हालांकि, एक दर्जन से अधिक मामलों को पहले ही गिना जा चुका है, जहां एकमात्र उचित स्पष्टीकरण बाइनरी स्टार सिस्टम में ब्लैक होल की उपस्थिति है।

किसी तारे के लगभग पूरे जीवन में होने वाली थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के दौरान, हाइड्रोजन हीलियम में बदल जाता है। हाइड्रोजन का एक महत्वपूर्ण भाग हीलियम में बदल जाने के बाद, इसके केंद्र में तापमान बढ़ जाता है। जैसे ही तापमान लगभग 200 मिलियन K तक बढ़ जाता है, हीलियम एक परमाणु ईंधन बन जाता है, जो बाद में ऑक्सीजन और नियॉन में बदल जाता है। तारे के केंद्र में तापमान धीरे-धीरे बढ़कर 300 मिलियन K हो जाता है। लेकिन इतने उच्च तापमान पर भी, ऑक्सीजन और नियॉन काफी स्थिर होते हैं और परमाणु प्रतिक्रियाओं में प्रवेश नहीं करते हैं। हालाँकि, कुछ समय बाद तापमान दोगुना हो जाता है, अब यह पहले से ही 600 मिलियन K के बराबर है। और फिर नियॉन परमाणु ईंधन बन जाता है, जो प्रतिक्रियाओं के दौरान मैग्नीशियम और सिलिकॉन में बदल जाता है। मैग्नीशियम का निर्माण मुक्त न्यूट्रॉन की रिहाई के साथ होता है। मुक्त न्यूट्रॉन, इन धातुओं के साथ प्रतिक्रिया करते हुए, भारी धातुओं के परमाणु बनाते हैं - यूरेनियम तक - प्राकृतिक तत्वों में सबसे भारी।

लेकिन अब कोर के सभी नियॉन का उपयोग किया जा चुका है। कोर सिकुड़ने लगता है, और फिर से सिकुड़न तापमान में वृद्धि के साथ होती है। अगला चरण तब आता है जब प्रत्येक दो ऑक्सीजन परमाणु एक सिलिकॉन परमाणु और एक हीलियम परमाणु को जन्म देने के लिए संयोजित होते हैं। सिलिकॉन परमाणु, जोड़े में जुड़कर, निकल परमाणु बनाते हैं, जो जल्द ही लोहे के परमाणुओं में बदल जाते हैं। परमाणु प्रतिक्रियाओं में, नए रासायनिक तत्वों के उद्भव के साथ, न केवल न्यूट्रॉन, बल्कि प्रोटॉन और हीलियम परमाणु भी प्रवेश करते हैं। सल्फर, एल्यूमीनियम, कैल्शियम, आर्गन, फास्फोरस, क्लोरीन, पोटेशियम जैसे तत्व दिखाई देते हैं। 2-5 बिलियन K के तापमान पर टाइटेनियम, वैनेडियम, क्रोमियम, लोहा, कोबाल्ट, जस्ता, आदि पैदा होते हैं। लेकिन इन सभी तत्वों में से सबसे अधिक लोहे का प्रतिनिधित्व किया जाता है।

अपनी आंतरिक संरचना के साथ, तारा अब एक प्याज जैसा दिखता है, जिसकी प्रत्येक परत मुख्य रूप से एक तत्व से भरी होती है। लोहे के निर्माण के साथ, तारा एक नाटकीय विस्फोट की पूर्व संध्या पर है। एक तारे के लौह कोर में होने वाली परमाणु प्रतिक्रियाएं प्रोटॉन के न्यूट्रॉन में परिवर्तन की ओर ले जाती हैं। इस मामले में, न्यूट्रिनो के प्रवाह उत्सर्जित होते हैं, जो अपने साथ तारे की ऊर्जा की एक महत्वपूर्ण मात्रा को बाहरी अंतरिक्ष में ले जाते हैं। यदि तारे के कोर में तापमान अधिक है, तो इन ऊर्जा हानियों के गंभीर परिणाम हो सकते हैं, क्योंकि वे तारे की स्थिरता बनाए रखने के लिए आवश्यक विकिरण दबाव में कमी लाते हैं। और इसके परिणामस्वरूप, गुरुत्वाकर्षण बल फिर से काम में आते हैं, जिसे तारे को आवश्यक ऊर्जा देने के लिए डिज़ाइन किया गया है। गुरुत्वाकर्षण बल तारे को तेजी से और तेजी से संकुचित कर रहे हैं, न्यूट्रिनो द्वारा दूर की गई ऊर्जा की भरपाई कर रहे हैं।

पहले की तरह, तारे का संकुचन तापमान में वृद्धि के साथ होता है, जो अंततः 4-5 बिलियन K तक पहुंच जाता है। अब घटनाएं कुछ अलग तरह से विकसित होती हैं। लौह समूह के तत्वों से युक्त नाभिक, गंभीर परिवर्तनों से गुजरता है: इस समूह के तत्व अब भारी तत्वों के निर्माण के साथ प्रतिक्रियाओं में प्रवेश नहीं करते हैं, लेकिन न्यूट्रॉन के एक विशाल प्रवाह का उत्सर्जन करते हुए हीलियम में परिवर्तन के साथ क्षय होते हैं। इनमें से अधिकांश न्यूट्रॉन तारे की बाहरी परतों की सामग्री द्वारा कब्जा कर लिए जाते हैं और भारी तत्वों के निर्माण में भाग लेते हैं। इस स्तर पर, तारा एक महत्वपूर्ण स्थिति में पहुंच जाता है। जब भारी रासायनिक तत्व बनाए गए, तो प्रकाश नाभिक के संलयन के परिणामस्वरूप ऊर्जा जारी हुई। इस प्रकार, स्टार ने करोड़ों वर्षों में इसे बड़ी मात्रा में आवंटित किया है। अब परमाणु प्रतिक्रियाओं के अंतिम उत्पाद फिर से क्षय हो जाते हैं, जिससे हीलियम बनता है: स्टार को पहले से खोई हुई ऊर्जा को फिर से भरने के लिए मजबूर किया जाता है

बेटेलगेस (अरबी से "जेमिनी का घर"), नक्षत्र ओरियन में एक लाल सुपरजायंट, विस्फोट की तैयारी कर रहा है। खगोलविदों को ज्ञात सबसे बड़े सितारों में से एक। यदि इसे सूर्य के स्थान पर रखा जाए तो यह न्यूनतम आकार में मंगल की कक्षा को भर देगा और अधिकतम आकार में बृहस्पति की कक्षा में पहुंच जाएगा। बेटेलज्यूज का आयतन सूर्य के आयतन से लगभग 160 मिलियन गुना अधिक है। और यह सबसे चमकीले में से एक है - इसकी चमक सूर्य की तुलना में कई गुना अधिक है। इसकी उम्र केवल, ब्रह्मांडीय मानकों के अनुसार, लगभग 10 मिलियन वर्ष है। और यह गरमागरम विशाल अंतरिक्ष "चेरनोबिल" पहले से ही एक विस्फोट के कगार पर है। लाल विशालकाय पहले से ही तड़पना और सिकुड़ना शुरू हो गया है। 1993 से 2009 तक अवलोकन अवधि के दौरान, तारे का व्यास 15% कम हो गया, और अब यह हमारी आंखों के सामने बस सिकुड़ रहा है। नासा के खगोलविदों का वादा है कि एक राक्षसी विस्फोट एक तारे की चमक को हजारों गुना बढ़ा देगा। लेकिन हमसे प्रकाश वर्ष दूर होने के कारण इस आपदा का हमारे ग्रह पर किसी भी तरह का प्रभाव नहीं पड़ेगा। और विस्फोट का परिणाम एक सुपरनोवा का निर्माण होगा।

यह दुर्लभ घटना पृथ्वी से कैसी दिखेगी? अचानक आकाश में एक बहुत चमकीला तारा चमकेगा .. ऐसा अंतरिक्ष शो लगभग छह सप्ताह तक चलेगा, जिसका अर्थ है कि ग्रह के कुछ हिस्सों में "सफेद रातों" के डेढ़ महीने से अधिक, अन्य लोग दो या दो का आनंद लेंगे दिन के उजाले के तीन अतिरिक्त घंटे और रात में एक विस्फोटित तारे का एक रमणीय दृश्य। विस्फोट के दो से तीन सप्ताह बाद, तारा फीका पड़ना शुरू हो जाएगा, और कुछ वर्षों में यह अंततः स्थलीय पर्यवेक्षक के लिए एक केकड़ा नीहारिका में बदल जाएगा। खैर, विस्फोट के बाद आवेशित कणों की तरंगें कई शताब्दियों में पृथ्वी पर पहुंचेंगी, और पृथ्वी के निवासियों को आयनकारी विकिरण की एक छोटी (परिमाण कम घातक के 4-5 क्रम) खुराक प्राप्त होगी। लेकिन किसी भी मामले में चिंता करने की जरूरत नहीं है - जैसा कि वैज्ञानिक कहते हैं, पृथ्वी और उसके निवासियों के लिए कोई खतरा नहीं है, लेकिन ऐसी घटना अपने आप में अनूठी है - पृथ्वी पर सुपरनोवा विस्फोट का अंतिम प्रमाण 1054 का है।