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• G-R . के आरेख के मुख्य अनुक्रम में एक युवा तारा आया
• हाइड्रोजन जलाने की प्रक्रिया - मुख्य तारकीय परमाणु ईंधन - शुरू हुई
• व्यावहारिक रूप से कोई संपीड़न नहीं है, और ऊर्जा भंडार अब नहीं बदलता है
• हाइड्रोजन के हीलियम में रूपांतरण के कारण इसके मध्य क्षेत्रों में रासायनिक संरचना में धीमी गति से परिवर्तन

तारा स्थिर अवस्था में चला जाता है

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एक विशिष्ट तारे के विकास का ग्राफ

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जब हाइड्रोजन पूरी तरह से जल जाता है, तो तारा मुख्य अनुक्रम को दिग्गजों के क्षेत्र में छोड़ देता है, या उच्च द्रव्यमान पर, सुपरजायंट्स

दिग्गज और सुपरजायंट्स

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• स्टार मास< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК
• इलेक्ट्रॉनों का सामाजिककरण किया जाता है, जिससे एक पतित इलेक्ट्रॉन गैस बनती है
• गुरुत्वाकर्षण संकुचन बंद हो जाता है
• घनत्व कई टन प्रति सेमी3 . तक हो जाता है
• अभी भी T=10^4 K . बरकरार रखता है
• धीरे-धीरे ठंडा होता है और धीरे-धीरे सिकुड़ता है (लाखों वर्ष)
• अंत में ठंडा करें और काले बौनों में बदल जाएं

जब सभी परमाणु ईंधन जल जाते हैं, तो गुरुत्वाकर्षण संपीड़न की प्रक्रिया शुरू हो जाती है।

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

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• तारा द्रव्यमान> 1.4 सौर द्रव्यमान:
• गुरुत्वाकर्षण बल बहुत मजबूत होता है
• किसी पदार्थ का घनत्व एक मिलियन टन प्रति सेमी3 . तक पहुँच जाता है
• विशाल ऊर्जा निकलती है - 10 ^ 45 J
• तापमान - 10^11 K
• सुपरनोवा विस्फोट
• 1000-5000 km/s . की गति से अधिकांश तारे बाह्य अंतरिक्ष में उत्सर्जित हो जाते हैं
• न्यूट्रिनो की धाराएँ तारे के कोर को ठंडा करती हैं -

न्यूट्रॉन स्टार

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

स्टार फॉर्मेशन 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। इसलिए, बिग बैंग से लगभग 0.5 बिलियन वर्ष जन्मी आकाशगंगाओं की आयु 13 बिलियन वर्ष से अधिक है। 10 अरब वर्ष से अधिक की आयु वाले सबसे पुराने सितारे गोलाकार तारा समूहों का हिस्सा हैं (जनसंख्या प्रकार 2 जिसमें तत्वों की कम बहुतायत से भारी है)। वे सबसे अधिक संभावना एक ही समय में आकाशगंगाओं के रूप में बने थे। 8280 पीसी पर नक्षत्र वृश्चिक में गोलाकार तारा समूह M80।

ब्रह्मांड और आकाशगंगाओं की आयु a) हमारी आकाशगंगा की आयु 13.7 बिलियन वर्ष (1% सटीकता) है। बी) ब्रह्मांड में दृश्य पदार्थ के 4% परमाणु होते हैं; - 23% डार्क मैटर है; - शेष 73% रहस्यमय "एंटी-ग्रेविटी" (डार्क एनर्जी) है, जिसके कारण ब्रह्मांड का विस्तार होता 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। इसलिए, 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, नासा खगोलीय उपकरण "एमएपी" ("माइक्रोवेव अनिसोट्रॉपी प्रोब") 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 के बिंदु पर पहुंच गया। L2 (सूर्य, पृथ्वी और चंद्रमा के बीच गुरुत्वाकर्षण संतुलन), पृथ्वी से 1.5 मिलियन किलोमीटर। अंतरिक्ष यान का उद्देश्य विस्फोट की त्रि-आयामी तस्वीर को संकलित करना और उस समय को देखना है जब तारे और आकाशगंगाएँ अभी तक उत्पन्न नहीं हुई हैं। WMAP: सटीक स्थिरीकरण प्रणाली का 1-संतुलन भार, नेविगेशन प्रणाली का 2-सेंसर, 3-प्राप्त इलेक्ट्रॉनिक्स इकाई, 4-वेवगाइड, 5-ऑम्निडायरेक्शनल एंटीना, 6-दर्पण 1.4 * 1.6 मीटर, 7-सेकंड परावर्तक, 8- कूलिंग, 9-माउंटिंग प्लेटफॉर्म, 10-इलेक्ट्रॉनिक्स, 11-शील्ड सूरज की रोशनी से। 2006 तक, नासा के WMAP अंतरिक्ष यान ने माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण पर डेटा एकत्र किया:

ब्रह्मांड के समय के विकास का एक संक्षिप्त इतिहास ब्रह्मांड के समय का तापमान सेकंड अधिक K मुद्रास्फीति विस्तार सेकंड अधिक K क्वार्क और इलेक्ट्रॉनों की उपस्थिति sec10 12 Kप्रोटॉन और न्यूट्रॉन का उत्पादन सेकंड - 3 मिनट Kड्यूटेरियम, हीलियम और लिथियम नाभिक का गठन 400 हजार वर्ष 4000 K का गठन परमाणु 15 मिलियन वर्ष300 Kगैस बादल के विस्तार की निरंतरता 1 अरब वर्ष20 Kपहले सितारों और आकाशगंगाओं की उत्पत्ति 3 अरब वर्ष10 K सितारों के विस्फोट के दौरान भारी नाभिक का निर्माण अरबों वर्ष3 Kग्रहों की उपस्थिति और बुद्धिमान जीवन वर्ष10 -2 Kप्रक्रिया की समाप्ति तारों के जन्म का वर्ष Kसभी तारों की ऊर्जा का ह्रास वर्ष-20 K ब्लैक होल का वाष्पीकरण और प्राथमिक कणों का जन्म वर्ष Kसभी ब्लैक होल के वाष्पीकरण की समाप्ति

तारे का निर्माण ठंड (T = 10 K) में गुरुत्वाकर्षण अस्थिरता और कम से कम 2000 M के द्रव्यमान वाले घने आणविक बादलों के परिणामस्वरूप सितारे हमेशा समूहों (समूहों) में बनते हैं। GMOs का द्रव्यमान 10 5 M (अधिक) से अधिक होता है 6000 से अधिक ज्ञात हैं) में आकाशगंगा की कुल आणविक गैस का 90% तक होता है। ठंडी गैस और धूल का संचय - ग्लोब्यूल बी68 (बर्नार्ड्स कैटलॉग), जीएमओ टुकड़ा। एक ग्लोब्यूल का 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 (ग्लोबुल्स की उपस्थिति) से तारों तक आणविक बादलों से संक्रमण के दौरान पदार्थ का तापमान लाखों गुना बढ़ जाता है, और घनत्व कई गुना बढ़ जाता है। एक तारे के विकास का चरण, जिसमें संपीड़न की विशेषता होती है और अभी तक ऊर्जा के थर्मोन्यूक्लियर स्रोत नहीं होते हैं, एक प्रोटोस्टार (ग्रीक प्रोटोस "प्रथम") कहलाता है।

सौर-प्रकार के तारों का विकास उभरते हुए प्रोटोस्टार में, कोर सभी, या लगभग सभी, पदार्थ, सिकुड़ता है, और जब अंदर का तापमान 10 मिलियन K से अधिक हो जाता है, तो हाइड्रोजन के जलने (थर्मोन्यूक्लियर रिएक्शन) की प्रक्रिया शुरू हो जाती है। एम वाले सितारों के लिए, शुरुआत से ही 60 मिलियन वर्ष बीत चुके हैं। मुख्य अनुक्रम पर - जीवन की सबसे लंबी अवस्था, 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, शेल में दबाव काफी बढ़ जाता है, और तारे की बाहरी परतें आकार में तेजी से बढ़ जाती हैं - तारा दाईं ओर शिफ्ट हो जाता है - क्षेत्र में लाल दिग्गजों का, आकार में लगभग 50 गुना बढ़ रहा है। अपने जीवन के अंत में, एक लाल विशाल के चरण के बाद, तारा एक सफेद बौने में बदल जाता है, एक ग्रहीय नीहारिका के रूप में खोल (द्रव्यमान का 30% तक) को बहा देता 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। स्टार के मध्य भाग में निहित हाइड्रोजन का उपयोग 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 का दहन शुरू होता है - यह एक है एच के दहन का दसवां हिस्सा)।

बड़े पैमाने पर सितारों का विकास स्थिरता और पतन के नुकसान के दो मुख्य कारक अब ज्ञात हैं: > 13 4 He + 4n, = उच्च तापमान पर - हीलियम का पृथक्करण 4 He > 2n + 2p और मैटर न्यूट्रॉनाइजेशन (न्यूट्रॉन के निर्माण के साथ प्रोटॉन द्वारा इलेक्ट्रॉनों का कब्जा)। पदार्थ के साथ न्यूट्रिनो की परस्पर क्रिया द्वारा तारे के खोल के बहाए जाने को समझाया गया है। नाभिक के क्षय 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 जल्दी नहीं कि संपीड़न को रोक सके। संपीडन के दौरान निकलने वाली अधिकांश ऊर्जा न्यूट्रिनो द्वारा वहन की जाती है। पदार्थ के न्यूट्रॉनीकरण और नाभिक के पृथक्करण के परिणामस्वरूप, तारे के अंदर एक प्रकार का विस्फोट होता है - विस्फोट। तारे के मध्य क्षेत्र का पदार्थ मुक्त पतन की गति से केंद्र की ओर गिरता है, जो तारे की केंद्र परतों से क्रमिक रूप से अधिक से अधिक दूर होता जाता 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 खोल एक विशाल गति प्राप्त करता है और किमी/सेकेंड तक की गति से इंटरस्टेलर स्पेस में फेंक दिया जाता है। 30 से अधिक सौर द्रव्यमान वाले सबसे विशाल तारों के कोर के ढहने के दौरान, कोर के फटने से स्पष्ट रूप से ब्लैक होल का निर्माण होता है। 10M से अधिक द्रव्यमान वाले सितारों में, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं लोहे की चोटी के सबसे स्थिर तत्वों के गठन तक गैर-अपक्षयी परिस्थितियों में आगे बढ़ती 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 He + 4एन, = उच्च तापमान पर - हीलियम का वियोजन पदार्थ के साथ न्यूट्रिनो की परस्पर क्रिया द्वारा तारे के खोल के बहाए जाने को समझाया गया है। नाभिक के क्षय 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 जल्दी नहीं कि संपीड़न को रोक सके। संपीडन के दौरान निकलने वाली अधिकांश ऊर्जा न्यूट्रिनो द्वारा वहन की जाती है। पदार्थ के न्यूट्रॉनीकरण और नाभिक के पृथक्करण के परिणामस्वरूप, तारे के अंदर एक प्रकार का विस्फोट होता है - विस्फोट। तारे के मध्य क्षेत्र का पदार्थ मुक्त पतन की गति से केंद्र की ओर गिरता है, जो तारे की केंद्र परतों से क्रमिक रूप से अधिक से अधिक दूर होता जाता 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 खोल 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 दौरान, कोर के फटने से स्पष्ट रूप से ब्लैक होल का निर्माण होता है। 10M से अधिक द्रव्यमान वाले सितारों में, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं लोहे की चोटी के सबसे स्थिर तत्वों के गठन तक गैर-अपक्षयी परिस्थितियों में आगे बढ़ती हैं (चित्र।) विकसित होते हुए कोर का द्रव्यमान कमजोर रूप से तारे के कुल द्रव्यमान पर निर्भर करता है और 2-2.5 एम के बराबर होता है।">
सितारों के विकास में अंतिम चरण, क्रैब नेबुला कोर पतन के साथ एक सुपरनोवा का गैसीय अवशेष है, जिसका विस्फोट 1054 में देखा गया था। केंद्र में एक न्यूट्रॉन तारा है जो कणों को बाहर निकालता है जिससे गैस चमकती है (नीला)। बाहरी तंतु ज्यादातर ढहे हुए विशाल तारे से हाइड्रोजन और हीलियम होते हैं। NGC 6543, इनर कैट्स आई नेबुला, स्यूडोकलर इमेज (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 वाले लाल दिग्गजों और सुपरजाइंट्स की बाहरी परतों (गोले) की अस्वीकृति के दौरान बनती हैं। चित्र: एक ब्लैक होल की परिक्रमा करते हुए गर्म प्लाज्मा अभिवृद्धि डिस्क

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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 के प्रभाव में सिकुड़ने लगते हैं। जैसे ही गैस संपीड़ित होती है, यह गर्म हो जाती है और अवरक्त किरणों का उत्सर्जन करना शुरू कर देती है। इस स्तर पर, स्टार को प्रोटोस्टार कहा जाता है जब प्रोटोस्टार के इंटीरियर में तापमान 10 मिलियन डिग्री तक पहुंच जाता है, तो थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया हाइड्रोजन को हीलियम में परिवर्तित करना शुरू कर देती है, और प्रोटोस्टार प्रकाश उत्सर्जित करने वाले सामान्य स्टार में बदल जाता है। सूर्य जैसे मध्यम आकार के तारे औसतन 10 अरब वर्षों तक चमकते हैं। 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 बनती है। यदि हीलियम परत में तापमान 100 मिलियन केल्विन से कम है, तो हीलियम नाभिक के नाइट्रोजन और कार्बन नाभिक में परिवर्तन की कोई और थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया नहीं होती है, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया तारे के केंद्र में नहीं होती है, बल्कि केवल हाइड्रोजन परत में होती है। हीलियम परत से सटा हुआ है, 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 नाभिक में बदल जाता है। तारे की चमक और आकार में वृद्धि होती है, एक साधारण तारा लाल विशालकाय या सुपरजाइंट बन जाता है। तारों का परिस्थितिजन्य खोल, जिसका द्रव्यमान 1.2 सौर द्रव्यमान 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, एक लाल विशालकाय सफेद बौने में बदल जाता है। एक सफेद बौना हीलियम, नाइट्रोजन, ऑक्सीजन, कार्बन और लोहे से बना एक 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 मौजूद रहता है।

एक सुपरनोवा गुरुत्वाकर्षण के पतन के दौरान अपने विकास के पूरा होने के क्षण में 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 एक 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 हर सौ साल 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 होने वाली चरम ताकतें परमाणुओं को संकुचित कर देती हैं ताकि नाभिक में दबाए गए इलेक्ट्रॉन प्रोटॉन के साथ मिलकर न्यूट्रॉन बना सकें। इस प्रकार, एक तारे का जन्म होता है, जो लगभग पूरी तरह से न्यूट्रॉन से बना होता है। सुपरडेंस परमाणु तरल, अगर पृथ्वी पर लाया जाता है, तो परमाणु बम की तरह फट जाएगा, लेकिन न्यूट्रॉन स्टार में यह भारी गुरुत्वाकर्षण दबाव के कारण स्थिर है। हालांकि, एक 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। ऐसा माना जाता है कि इसमें मुख्य रूप से लोहे के नाभिक होते हैं।

ब्लैक होल तारकीय विकास की हमारी वर्तमान समझ के अनुसार, जब एक सुपरनोवा विस्फोट में लगभग 30 सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाला एक तारा मर जाता है, तो उसका बाहरी आवरण अलग हो जाता है, और आंतरिक परतें केंद्र की ओर तेजी से ढह जाती हैं और एक ब्लैक होल का निर्माण करती हैं। तारे का स्थान जिसने अपने ईंधन भंडार का उपयोग किया है। इंटरस्टेलर स्पेस में पृथक इस मूल के ब्लैक होल की पहचान करना 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 का अभी भी अपने साथी तारे पर गुरुत्वाकर्षण प्रभाव होगा। तारे अनिवार्य रूप से दिशा में "प्रवाह" होंगे ब्लैक होल। घातक सीमा के पास पहुंचने पर, ब्लैक होल के फ़नल में चूसा गया पदार्थ अनिवार्य रूप से संघनित हो जाएगा और छेद द्वारा अवशोषित कणों के बीच अधिक बार टकराव के कारण गर्म हो जाएगा, जब तक कि यह एक्स-रे में तरंगों की विकिरण ऊर्जा तक गर्म न हो जाए। सीमा। खगोलविद इस तरह के एक्स-रे तीव्रता परिवर्तन की आवृत्ति को माप सकते हैं और अन्य उपलब्ध आंकड़ों के साथ तुलना करके, किसी वस्तु के अनुमानित द्रव्यमान को "खींचने" की गणना कर सकते हैं। 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 प्रकाश का पतित होना तय है। ऐसे दोहरे एक्स-रे तारों के अवलोकन के अधिकांश मामलों में, एक न्यूट्रॉन तारा एक विशाल वस्तु है। हालांकि, पहले से ही एक दर्जन से अधिक मामले सामने आए हैं जहां बाइनरी स्टार सिस्टम में ब्लैक होल की उपस्थिति ही एकमात्र उचित स्पष्टीकरण है।

लगभग पूरे जीवन में किसी तारे की गहराई में होने वाली थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के दौरान, हाइड्रोजन हीलियम में परिवर्तित हो जाता है। हाइड्रोजन का एक महत्वपूर्ण भाग हीलियम में बदल जाने के बाद, इसके केंद्र में तापमान बढ़ जाता है। जब तापमान लगभग 200 मिलियन K तक बढ़ जाता है, तो हीलियम परमाणु ईंधन बन जाता है, जो तब ऑक्सीजन और नियॉन में बदल जाता है। तारे के केंद्र में तापमान धीरे-धीरे 300 मिलियन K तक बढ़ जाता है। लेकिन इतने उच्च तापमान पर भी, ऑक्सीजन और नियॉन काफी स्थिर होते हैं और परमाणु प्रतिक्रियाओं में प्रवेश नहीं करते हैं। हालांकि, 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 कोर में सभी नियॉन का उपयोग किया गया है। कोर सिकुड़ने लगता है, और फिर से संकुचन तापमान में वृद्धि के साथ होता है। अगला चरण तब शुरू होता है, जब प्रत्येक दो ऑक्सीजन परमाणु, संयुक्त होने पर, एक सिलिकॉन परमाणु और एक हीलियम परमाणु को जन्म देते हैं। सिलिकॉन परमाणु, जोड़े में जुड़कर, निकल परमाणु बनाते हैं, जो जल्द ही लोहे के परमाणुओं में बदल जाते हैं। नए रासायनिक तत्वों के उद्भव के साथ परमाणु प्रतिक्रियाओं में न केवल न्यूट्रॉन, बल्कि प्रोटॉन और हीलियम परमाणु भी शामिल होते हैं। सल्फर, एल्यूमीनियम, कैल्शियम, आर्गन, फास्फोरस, क्लोरीन और पोटेशियम जैसे तत्व दिखाई देते हैं। 2-5 बिलियन K के तापमान पर, टाइटेनियम, वैनेडियम, क्रोमियम, लोहा, कोबाल्ट, जस्ता और अन्य पैदा होते हैं। लेकिन इन सभी तत्वों में से सबसे अधिक प्रतिनिधित्व लोहा है।

अपनी आंतरिक संरचना के साथ, तारा अब एक प्याज जैसा दिखता है, जिसकी प्रत्येक परत मुख्य रूप से किसी 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 रूपांतरण की ओर ले जाती हैं। इस मामले में, न्यूट्रिनो की धाराएं उत्सर्जित होती हैं, जो अपने साथ तारे की ऊर्जा की एक महत्वपूर्ण मात्रा को बाहरी अंतरिक्ष में ले जाती हैं। यदि तारे के मूल 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 खेल में आ जाते हैं, जिन्हें 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 संपीड़न तापमान में वृद्धि के साथ होता है, जो अंततः 4-5 बिलियन K तक पहुंच जाता है। अब घटनाएं कुछ अलग तरह से विकसित हो रही हैं। लौह समूह के तत्वों से युक्त कोर, गंभीर परिवर्तनों से गुजरता है: इस समूह के तत्व अब भारी तत्वों के निर्माण के साथ प्रतिक्रिया नहीं करते हैं, लेकिन एक विशाल न्यूट्रॉन प्रवाह का उत्सर्जन करते हुए हीलियम में क्षय हो जाते हैं। इनमें से अधिकांश न्यूट्रॉन तारे की बाहरी परतों के मामले में कब्जा कर लेते हैं और भारी तत्वों के निर्माण में शामिल होते 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, तारे ने करोड़ों वर्षों में बड़ी मात्रा में इसका उत्सर्जन किया। अब परमाणु प्रतिक्रियाओं के अंतिम उत्पाद फिर से क्षय हो जाते हैं, जिससे हीलियम बनता है: स्टार को पहले खोई गई ऊर्जा के लिए मजबूर होना पड़ता है

Betelgeuse विस्फोट की तैयारी कर रहा है (c अरबी। "हाउस ऑफ़ द ट्विन") - नक्षत्र ओरियन में एक लाल सुपरजायंट। खगोलविदों को ज्ञात सबसे बड़े सितारों में से एक। यदि इसे सूर्य के स्थान पर रखा जाए, तो यह अपने न्यूनतम आकार में मंगल की कक्षा को भर देगा, और अपने अधिकतम पर यह बृहस्पति की कक्षा में पहुँच जाएगा। Betelgeuse का आयतन सूर्य से लगभग 160 मिलियन गुना बड़ा है। और यह सबसे चमकीले में से एक है - इसकी चमक सूर्य से कई गुना अधिक है। इसकी उम्र केवल अंतरिक्ष मानकों के अनुसार, लगभग 10 मिलियन वर्ष है। और यह लाल-गर्म विशाल अंतरिक्ष "चेरनोबिल" पहले से ही विस्फोट के कगार पर है। लाल विशालकाय आकार में पहले से ही तड़पना और कम होना शुरू हो गया है। 1993 से 2009 तक अवलोकन अवधि के दौरान, तारे के व्यास में 15% की कमी आई, और अब यह हमारी आंखों के सामने बस सिकुड़ रहा है। नासा के खगोलविदों का वादा है कि राक्षसी विस्फोट से तारे की चमक एक हजार गुना बढ़ जाएगी। 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 ग्रह के कुछ हिस्सों में "सफेद रातों" का डेढ़ महीने से अधिक, बाकी लोग दिन के उजाले के दो या तीन अतिरिक्त घंटे और रात में एक विस्फोटित तारे के रमणीय तमाशे का आनंद लेंगे। विस्फोट के दो या तीन सप्ताह बाद, तारा फीका पड़ना शुरू हो जाएगा, और कुछ वर्षों में यह अंततः एक सांसारिक पर्यवेक्षक के लिए केकड़े की तरह नीहारिका में बदल जाएगा। खैर, विस्फोट के बाद आवेशित कणों की तरंगें कुछ शताब्दियों में पृथ्वी पर पहुंचेंगी, और पृथ्वी के निवासियों को आयनकारी विकिरण की एक छोटी (घातक से कम परिमाण के 4-5 आदेश) खुराक प्राप्त होगी। लेकिन किसी भी मामले में, आपको चिंता नहीं करनी चाहिए - 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 दिनांक 1054 है।