तारे किसे कहते हैं ? इन तारों की उत्पत्ति कैसे हुई ?
तारे विशाल, चमकदार गोलाकार होते हैं। मिल्की वे गैलेक्सी में उनके अरबों सूर्य शामिल हैं – उनमें से कई अरब हैं। और ब्रह्मांड में 10 हज़ार करोड़ आकाशगंगाएं हैं। अब तक, हम जान चुके हैं कि सैकड़ों ग्रह भी परिक्रमा कर रहे हैं।
आज आप निम्नलिखित बिंदुओं को जानने वाले हैं-
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अवलोकनों का इतिहास
दर्ज सभ्यता की सुबह से, सितारों ने धर्म में महत्वपूर्ण भूमिका निभाई और नेविगेशन के लिए महत्वपूर्ण साबित हुआ। खगोल विज्ञान, आकाश का अध्ययन, शायद विज्ञान का सबसे प्राचीन है। टेलिस्कोप के आविष्कार और 17 वीं शताब्दी में गति और गुरुत्वाकर्षण के नियमों की खोज ने यह एहसास दिलाया कि तारे सूर्य के समान थे, सभी भौतिकी के समान नियमों का पालन करते थे।
19 वीं शताब्दी में, फोटोग्राफी और स्पेक्ट्रोस्कोपी – प्रकाश की तरंग दैर्ध्य का अध्ययन जो वस्तुओं का उत्सर्जन करते हैं – ने दूर से सितारों की रचनाओं और गति की जांच करना संभव बनाया, जिससे खगोल भौतिकी का विकास हुआ।
1937 में, पहला रेडियो टेलिस्कोप बनाया गया था, जिससे खगोलविदों को तारों से अदृश्य विकिरण का पता लगाने में सक्षम बनाया गया था। 1961 में पहला गामा-रे दूरबीन लॉन्च किया गया, जिसने स्टार विस्फोट (सुपरनोवा) के अध्ययन का नेतृत्व किया।
1960 के दशक में, खगोलविदों ने गुब्बारे-जनित दूरबीनों का उपयोग करते हुए अवरक्त अवलोकनों की शुरुआत की, जो उनके ताप उत्सर्जन के आधार पर सितारों और अन्य वस्तुओं के बारे में जानकारी एकत्र करते हैं; 1983 में पहला इंफ्रारेड टेलीस्कोप (इन्फ्रारेड एस्ट्रोनॉमिकल सैटेलाइट) लॉन्च किया गया।
नासा के कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड एक्सप्लोरर (COBE) उपग्रह के साथ पहली बार अंतरिक्ष में 1992 में माइक्रोवेव उत्सर्जन का अध्ययन किया गया था। (माइक्रोवेव उत्सर्जन का उपयोग आमतौर पर युवा ब्रह्मांड की उत्पत्ति की जांच के लिए किया जाता है, लेकिन वे कभी-कभी तारों का अध्ययन करने के लिए उपयोग किए जाते हैं।)
1990 में, पहला अंतरिक्ष-आधारित ऑप्टिकल टेलीस्कोप, हबल स्पेस टेलीस्कोप लॉन्च किया गया था, जो सबसे गहरा, सबसे विस्तृत दृश्यमान प्रदान करता है- ब्रह्मांड का हल्का दृश्य।बेशक, वर्षों से अधिक उन्नत वेधशालाएं (सभी तरंग दैर्ध्य में) हैं, और यहां तक कि अधिक शक्तिशाली भी योजना बनाई गई हैं।
उदाहरणों के एक जोड़े यूरोपीय अत्यंत बड़े टेलीस्कोप (ई-ईएलटी) हैं, जो 2024 में अवरक्त और ऑप्टिकल तरंग दैर्ध्य में टिप्पणियों को शुरू करने की योजना है। इसके अलावा, नासा के जेम्स वेब स्पेस टेलीस्कोप – हबल के उत्तराधिकारी के रूप में बिल भेजा गया – अवरक्त तरंगदैर्ध्य में सितारों की जांच करने के लिए 2018 में लॉन्च होगा।
नामकरण सितारा
प्राचीन संस्कृतियों ने आकाश में ऐसे पैटर्न देखे जो लोगों, जानवरों या सामान्य वस्तुओं से मिलते-जुलते थे – नक्षत्र जो मिथक के आंकड़ों का प्रतिनिधित्व करने के लिए आए थे, जैसे कि ओरियन द हंटर, ग्रीक पौराणिक कथाओं में एक नायक। खगोलविद अब अक्सर तारों के नामकरण में नक्षत्रों का उपयोग करते हैं। अंतर्राष्ट्रीय खगोलीय संघ, आकाशीय वस्तुओं को नाम देने के लिए विश्व प्राधिकरण, आधिकारिक तौर पर 88 नक्षत्रों को पहचानता है।
आमतौर पर, एक तारामंडल के सबसे चमकीले तारे में “अल्फा”, ग्रीक वर्णमाला का पहला अक्षर है, जो इसके वैज्ञानिक नाम के भाग के रूप में है। एक तारामंडल में दूसरा सबसे चमकीला तारा आमतौर पर “बीटा,” तीसरा सबसे चमकीला “गामा” नामित किया जाता है, और इसी तरह जब तक कि सभी ग्रीक अक्षरों का उपयोग नहीं किया जाता है, जिसके बाद संख्यात्मक पदनाम का पालन होता है।
कई सितारों ने पुरातनता के बाद से नाम रखे हैं – उदाहरण के लिए, बेतेल्यूज़ का अरबी में “विशाल का हाथ (या बगल)” है। यह ओरियन का सबसे चमकीला तारा है और इसका वैज्ञानिक नाम अल्फा ओरियोनिस है। इसके अलावा, विभिन्न खगोलविदों ने वर्षों में स्टार कैटलॉग संकलित किए हैं जो अद्वितीय संख्या प्रणाली का उपयोग करते हैं। हेनरी ड्रेपर कैटलॉग, जो खगोल भौतिकी में एक अग्रणी के नाम पर है, 272,150 सितारों के लिए वर्णक्रमीय वर्गीकरण और किसी न किसी स्थान पर प्रदान करता है और इसका व्यापक रूप से खगोलीय समुदाय द्वारा आधी शताब्दी से अधिक उपयोग किया गया है। कैटलॉग बेटेलगेस को एचडी 39801 के रूप में नामित करता है।
चूंकि ब्रह्मांड में बहुत सारे तारे हैं, इसलिए IAU न्यूफ़ाउंड सितारों के लिए एक अलग प्रणाली का उपयोग करता है। अधिकांश में एक संक्षिप्त नाम शामिल होता है जो या तो स्टार के प्रकार के लिए होता है या एक कैटलॉग जो स्टार के बारे में जानकारी सूचीबद्ध करता है, उसके बाद प्रतीकों का एक समूह होता है। उदाहरण के लिए, PSR J1302-6350 एक पल्सर है, इस प्रकार PSR। J से पता चलता है कि J2000 के रूप में ज्ञात एक समन्वय प्रणाली का उपयोग किया जा रहा है, जबकि 1302 और 6350 पृथ्वी पर उपयोग किए गए अक्षांश और देशांतर कोड के समान निर्देशांक हैं।
हाल के वर्षों में, IAU ने नामकरण प्रक्रिया में जनता को शामिल करने के लिए खगोलीय समुदाय के कॉल के बीच सितारों के कई नामों को औपचारिक रूप दिया। IAU ने 2015 में “नाम एक्सोवर्सर्स” प्रतियोगिता में 14 स्टार नामों को औपचारिक रूप दिया, दुनिया भर के विज्ञान और खगोल विज्ञान क्लबों से सुझाव लिए।
फिर 2016 में, IAU ने 227 स्टार नामों को मंजूरी दे दी, ज्यादातर ने अपना निर्णय लेने में प्राचीनता से संकेत लिया। लक्ष्य स्टार के नामों में विविधता को कम करना था और स्पेलिंग (“फॉर्मलहट”, उदाहरण के लिए, 30 रिकॉर्ड की गई विविधताएं थीं।) हालांकि, लंबे समय तक नाम “अल्फा सेंटॉरी” – सिर्फ चार प्रकाश वाले ग्रहों के साथ एक प्रसिद्ध स्टार प्रणाली का जिक्र है। पृथ्वी से वर्षों – रिगेल केंटोरस के साथ बदल दिया गया था।
स्टार का गठन
एक तारा एक विशालकाय, धीरे-धीरे घूमने वाले बादल से विकसित होता है जो पूरी तरह से या लगभग पूरी तरह से हाइड्रोजन और हीलियम से बना होता है। अपने स्वयं के गुरुत्वाकर्षण खिंचाव के कारण, पीछे की ओर बादल भीतर की ओर गिरता है, और जैसे-जैसे यह सिकुड़ता है, यह अधिक से अधिक तेज़ी से घूमता है, बाहरी भाग एक डिस्क बन जाता है, जबकि अंतरतम भाग एक मोटे गोलाकार बन जाते हैं। नासा के अनुसार, यह ढहने वाली सामग्री हॉटटर और सघनता से बढ़ती है, एक गेंद के आकार के प्रोटॉस्टर का निर्माण करती है।
जब प्रोटॉस्टर में गर्मी और दबाव लगभग 1.8 मिलियन डिग्री फ़ारेनहाइट (1 मिलियन डिग्री सेल्सियस) तक पहुंच जाता है, तो परमाणु नाभिक जो सामान्य रूप से एक दूसरे को एक साथ फ्यूज़ करना शुरू करते हैं, और तारा प्रज्वलित होता है। परमाणु संलयन इन परमाणुओं के द्रव्यमान की थोड़ी मात्रा को ऊर्जा की असाधारण मात्रा में परिवर्तित करता है – उदाहरण के लिए, 1 ग्राम द्रव्यमान पूरी तरह से ऊर्जा में परिवर्तित होता है जो लगभग 22,000 टन टीएनटी के विस्फोट के बराबर होगा।
सितारों का विकास
सितारों के जीवन चक्र ज्यादातर उनके प्रारंभिक द्रव्यमान पर आधारित पैटर्न का पालन करते हैं। इनमें सूर्य के रूप में मध्यवर्ती द्रव्यमान तारे शामिल हैं, सूर्य के द्रव्यमान का आधे से आठ गुना, उच्च-द्रव्यमान तारे जो आठ से अधिक सौर द्रव्यमान हैं, और निम्न-द्रव्यमान तारे दसवें से आधे सौर द्रव्यमान के आकार के हैं। किसी सितारे का द्रव्यमान जितना अधिक होता है, उसका जीवनकाल उतना ही छोटा होता है।
सौर द्रव्यमान के दसवें हिस्से से छोटी वस्तुओं में नाभिकीय संलयन को प्रज्वलित करने के लिए पर्याप्त गुरुत्वाकर्षण खिंचाव नहीं होता है – कुछ भूरे रंग के बौनों के रूप में ज्ञात सितारों में विफल हो सकते हैं।एक मध्यवर्ती-द्रव्यमान तारा एक बादल से शुरू होता है, जिसे प्रोटोस्टार में लगभग 6,750 F (3,725 C) के सतही तापमान के साथ ढहने में लगभग 100,000 वर्ष लगते हैं।
हाइड्रोजन संलयन शुरू होने के बाद, परिणाम एक T-Tauri तारा है, एक चर तारा जो चमक में उतार-चढ़ाव करता है। यह तारा लगभग 10 मिलियन वर्षों तक लगातार गिरता रहता है जब तक कि परमाणु संलयन से उत्पन्न ऊर्जा के कारण इसका विस्तार गुरुत्वाकर्षण से इसके संकुचन द्वारा संतुलित नहीं हो जाता है, जिसके बाद यह एक मुख्य-अनुक्रम तारा बन जाता है, जो अपने मूल में हाइड्रोजन संलयन से अपनी सारी ऊर्जा प्राप्त करता है।
इस तरह के तारे का द्रव्यमान जितना अधिक होगा, उतनी ही जल्दी यह अपने हाइड्रोजन ईंधन का उपयोग करेगा और छोटा यह मुख्य अनुक्रम पर रहता है। कोर में सभी हाइड्रोजन के हीलियम में प्रवाहित होने के बाद, तारा तेजी से बदलता है – बिना परमाणु विकिरण के इसका प्रतिरोध करने के लिए, गुरुत्वाकर्षण तुरंत तारे के कोर में पदार्थ को नीचे गिरा देता है, जिससे तारा जल्दी से गर्म होता है। यह स्टार की बाहरी परतों का विस्तार करने के लिए और लाल और शांत करने के लिए चमकता है क्योंकि वे ऐसा करते हैं, जिससे स्टार एक लाल विशालकाय बनता है।
हीलियम कोर में एक साथ फ़्यूज़ करना शुरू कर देता है, और एक बार हीलियम चले जाने के बाद, कोर सिकुड़ जाता है और अधिक गर्म हो जाता है, एक बार और अधिक विस्तार कर लेता है लेकिन इसे पहले की तुलना में धुंधला और चमकीला बना देता है, इसकी सबसे बाहरी परतों को उड़ा देता है।
गैस फीका के विस्तार के गोले के बाद, शेष कोर छोड़ दिया जाता है, एक सफेद बौना जिसमें ज्यादातर कार्बन और ऑक्सीजन होते हैं, जिनका प्रारंभिक तापमान लगभग 180,000 डिग्री F (100,000 डिग्री C) होता है। चूंकि सफेद बौनों के पास संलयन के लिए कोई ईंधन नहीं बचा है, इसलिए वे अरबों वर्षों में कूलर और कूलर विकसित करते हैं ताकि काले बौने भी पता लगाने के लिए बेहोश हो जाएं। (हमारे सूर्य को लगभग 5 बिलियन वर्षों में मुख्य अनुक्रम छोड़ देना चाहिए।)
एक उच्च-द्रव्यमान तारा बन जाता है और जल्दी से मर जाता है। ये तारे केवल 10,000 से 100,000 वर्षों में प्रोटोस्टार से बनते हैं। मुख्य अनुक्रम पर रहते हुए, वे गर्म और नीले रंग के होते हैं, सूर्य के रूप में चमकदार रूप में लगभग 1,000 से 1 मिलियन गुना और लगभग 10 गुना व्यापक होते हैं। जब वे मुख्य अनुक्रम को छोड़ देते हैं, तो वे एक चमकदार लाल सुपरजाइंट बन जाते हैं, और अंततः भारी तत्वों में कार्बन को फ्यूज करने के लिए पर्याप्त गर्म हो जाते हैं।
इस तरह के संलयन के कुछ 10,000 वर्षों के बाद, परिणाम 3, 300 मील चौड़ा (4,000 किलोमीटर) का एक लोहे का कोर होता है, और चूँकि कोई और संलयन ऊर्जा को मुक्त करने के बजाय उपभोग करेगा, तारे को बर्बाद किया जाता है, क्योंकि इसका परमाणु विकिरण अब प्रतिरोध नहीं कर सकता गुरुत्वाकर्षण – बल।
एक कम द्रव्यमान वाला तारा हाइड्रोजन ईंधन का उपयोग इतनी धीमी गति से करता है कि वे मुख्य अनुक्रम सितारों के रूप में 100 बिलियन से 1 ट्रिलियन वर्ष तक चमक सकते हैं – चूंकि ब्रह्मांड केवल 13.7 बिलियन वर्ष पुराना है, नासा के अनुसार, इसका मतलब है कि कोई कम द्रव्यमान वाला तारा नहीं है कभी मर गया।
फिर भी, खगोलविदों ने इन सितारों की गणना की, जिन्हें लाल बौनों के रूप में जाना जाता है, वे कभी भी हाइड्रोजन के अलावा कुछ भी फ्यूज नहीं करेंगे, जिसका अर्थ है कि वे कभी भी लाल दिग्गज नहीं बनेंगे। इसके बजाय, उन्हें अंततः सफेद बौने और फिर काले बौने बनने के लिए शांत होना चाहिए।
बाइनरी तारे क्या हैं? और अन्य गुणक- जानकारी
हालाँकि हमारे सौर मंडल में केवल एक तारा है, लेकिन हमारे सूर्य जैसे अधिकांश तारे एकान्त नहीं हैं, बल्कि वे बायनेरिज़ हैं जहाँ दो तारे एक दूसरे की परिक्रमा करते हैं, या और भी अधिक तारे शामिल होते हैं। वास्तव में, हमारे सूरज की तरह केवल एक-तिहाई तारे एकल हैं, जबकि दो-तिहाई गुणक हैं – उदाहरण के लिए, हमारे सौर मंडल के सबसे निकटतम पड़ोसी, प्रोक्सिमा सेंटौरी, एक मल्टीपल सिस्टम का हिस्सा है जिसमें अल्फा सेंटॉरी ए और अल्फा भी शामिल हैं सेंटॉरी बी।
फिर भी, कक्षा जी के सितारे हमारे सूरज की तरह ही हैं, जो हम देखते हैं कि सभी तारों का लगभग 7 प्रतिशत हिस्सा बनाते हैं – जब सामान्य रूप से सिस्टम की बात आती है, तो हमारी आकाशगंगा में लगभग 30 प्रतिशत मल्टीपल होते हैं, जबकि बाकी सिंगल होते हैं, चार्ल्स जे के अनुसार । हार्वर्ड-स्मिथसोनियन सेंटर फॉर एस्ट्रोफिज़िक्स का लाडा।
बाइनरी स्टार तब विकसित होते हैं जब दो प्रोटॉस्टार एक दूसरे के पास बनते हैं। इस जोड़ी का एक सदस्य अपने साथी को प्रभावित कर सकता है यदि वे एक साथ काफी करीब हैं, द्रव्यमान हस्तांतरण नामक प्रक्रिया में मामले को अलग करना।
यदि सदस्यों में से एक एक विशाल तारा है जो न्यूट्रॉन स्टार या ब्लैक होल के पीछे निकलता है, तो एक एक्स-रे बाइनरी बन सकता है, जहां स्टेलर अवशेष के साथी से खींचा गया पदार्थ अत्यधिक गर्म हो सकता है – 1 मिलियन F (555.5 C) से अधिक और एक्स-रे का उत्सर्जन करें। यदि एक बाइनरी में एक सफेद बौना शामिल है, तो सफेद बौने की सतह पर एक साथी से खींची गई गैस एक नोवा नामक फ्लैश में हिंसक रूप से फ्यूज कर सकती है।
कई बार, बौने के गिरने के लिए पर्याप्त गैस बनती है, जिससे उसका कार्बन लगभग तुरंत फ्यूज हो जाता है और बौना टाइप I सुपरनोवा में विस्फोट हो जाता है, जो कुछ महीनों के लिए एक आकाशगंगा को जन्म दे सकता है।
सितारों की विशेषताएं
चमक
खगोलविदों ने परिमाण और चमक के संदर्भ में स्टार चमक का वर्णन किया है।
एक तारे की भयावहता 2,000 वर्ष से अधिक पुराने पैमाने पर आधारित है, जिसे ग्रीक खगोलशास्त्री हिप्पार्कस द्वारा 125 ईसा पूर्व के आसपास तैयार किया गया था। उन्होंने अपनी चमक के आधार पर तारों के समूहों को पृथ्वी से देखा – सबसे चमकीले लोगों को पहले परिमाण सितारे कहा जाता था, अगले सबसे चमकीले दूसरे परिमाण थे, और इसलिए छठे परिमाण तक, बेहोश दिखाई देने वाले।
आजकल के खगोलविदों ने पृथ्वी से इसकी स्पष्ट परिमाण के रूप में देखे जाने के रूप में एक तारे की चमक का उल्लेख किया है, लेकिन चूंकि पृथ्वी और तारा के बीच की दूरी एक से देखने वाले प्रकाश को प्रभावित कर सकती है, वे अब पूर्ण परिमाण शब्द का उपयोग करके एक तारे की वास्तविक चमक का भी वर्णन करते हैं।
जो इसकी स्पष्ट परिमाण से परिभाषित होता है यदि यह पृथ्वी से 10 पारसेक या 32.6 प्रकाश वर्ष होता। परिमाण स्केल अब छह से अधिक और एक से कम तक चलता है, यहां तक कि नकारात्मक संख्याओं में भी उतरता है – रात के आकाश में सबसे चमकदार तारा -1.46 की स्पष्ट परिमाण के साथ सीरियस है।
चमक एक तारे की शक्ति है – जिस दर पर वह ऊर्जा उत्सर्जित करता है। हालाँकि शक्ति को आम तौर पर वाट में मापा जाता है – उदाहरण के लिए, सूरज की चमक 400 ट्रिलियन ट्रिलियन वाट है- आमतौर पर किसी तारे की चमक सूर्य की चमक के संदर्भ में मापी जाती है। उदाहरण के लिए, अल्फा सेंटौरी ए सूर्य के रूप में चमकदार रूप में लगभग 1.3 गुना है।
पूर्ण परिमाण से चमकदारता का पता लगाने के लिए, किसी को यह गणना करनी चाहिए कि पूर्ण परिमाण पैमाने पर पांच का अंतर चमकता पैमाने पर 100 के एक कारक के बराबर है – उदाहरण के लिए, 1 के पूर्ण परिमाण वाला एक तारा चमकदार के रूप में 100 गुना है 6 की पूर्ण परिमाण वाला एक तारा।किसी तारे की चमक उसके सतह के तापमान और आकार पर निर्भर करती है।
रंग
तारे रंगों की श्रेणी में आते हैं, लाल रंग से लेकर पीले से नीले रंग तक। एक तारे का रंग सतह के तापमान पर निर्भर करता है।
एक सितारा में एक ही रंग दिखाई दे सकता है, लेकिन वास्तव में रंगों के एक व्यापक स्पेक्ट्रम का उत्सर्जन करता है, संभवतः रेडियो तरंगों और अवरक्त किरणों से पराबैंगनी किरणों और गामा किरणों तक सब कुछ शामिल है। विभिन्न तत्व या यौगिक प्रकाश के विभिन्न रंगों या तरंग दैर्ध्य को अवशोषित करते हैं और उत्सर्जित करते हैं, और एक स्टार के स्पेक्ट्रम का अध्ययन करके, कोई भी दिव्य हो सकता है कि इसकी संरचना क्या हो सकती है।
सतह तापमान
खगोलविदों केल्विन नामक एक इकाई में स्टार तापमान को शून्य K (“पूर्ण शून्य”) के तापमान के साथ शून्य से 273.15 डिग्री सेल्सियस या शून्य से 459.67 डिग्री एफ के बीच के तापमान को मापते हैं। एक गहरे लाल तारे का सतह तापमान लगभग 2,500 K (2,225) है। सी और 4,040 एफ); एक चमकदार लाल सितारा, लगभग 3,500 K (3,225 C और 5,840 F); सूरज और अन्य पीले तारे, लगभग 5,500 K (5,225 C और 9,440 F); एक नीला तारा, लगभग 10,000 K (9,725 C और 17,540 F) से 50,000 K (49,725 C और 89,540 F)।
एक तारे की सतह का तापमान उसके द्रव्यमान पर निर्भर करता है और इसकी चमक और रंग को प्रभावित करता है। विशेष रूप से, किसी तारे की चमक चौथी शक्ति के समानुपाती होती है। उदाहरण के लिए, यदि दो तारे समान आकार के हैं, लेकिन केल्विन में एक दूसरे की तुलना में दोगुना गर्म है, तो पूर्ववर्ती की तुलना में चमकदार 16 गुना होगा।
आकार
खगोलविद आमतौर पर हमारे सूर्य की त्रिज्या के संदर्भ में तारों के आकार को मापते हैं। उदाहरण के लिए, अल्फा सेंटौरी ए में 1.05 सौर त्रिज्या (त्रिज्या का बहुवचन) है। सितारे न्युट्रॉन सितारों से आकार में होते हैं, जो सूर्य के व्यास से लगभग 1,000 गुना सुपरगेंट तक केवल 12 मील (20 किलोमीटर) चौड़ा हो सकता है।
किसी तारे का आकार उसकी चमक को प्रभावित करता है। विशेष रूप से, चमकदारता त्रिज्या वर्ग के लिए आनुपातिक है। उदाहरण के लिए, यदि दो तारों का तापमान समान था, यदि एक तारा दूसरे की तुलना में दोगुना चौड़ा था, तो पूर्ववर्ती की तुलना में चार गुना उज्ज्वल होगा।
द्रव्यमान
खगोलविद सौर द्रव्यमान, हमारे सूर्य के द्रव्यमान के रूप में एक तारे के द्रव्यमान का प्रतिनिधित्व करते हैं। उदाहरण के लिए, अल्फा सेंटौरी ए 1.08 सौर द्रव्यमान है।समान द्रव्यमान वाले सितारे आकार में समान नहीं हो सकते हैं क्योंकि उनके पास अलग-अलग घनत्व हैं।
उदाहरण के लिए, सीरियस बी सूर्य के समान द्रव्यमान है लेकिन घने के रूप में 90,000 गुना है, और इसलिए इसका व्यास केवल पचासवां है।एक तारे का द्रव्यमान सतह के तापमान को प्रभावित करता है।
चुंबकीय क्षेत्र
सितारे रोयलिंग की गेंदों को स्पिन कर रहे हैं, विद्युत रूप से चार्ज गैस, और इस प्रकार आमतौर पर चुंबकीय क्षेत्र उत्पन्न करते हैं। जब यह सूर्य की बात आती है, तो शोधकर्ताओं ने पता लगाया है कि इसका चुंबकीय क्षेत्र छोटे क्षेत्रों में अत्यधिक केंद्रित हो सकता है, जिसमें सनस्पॉट से लेकर शानदार विस्फोटों तक की विशेषताएं पैदा हो सकती हैं जिन्हें फ्लेयर्स और कोरोनल मास इजेक्शन के रूप में जाना जाता है। हार्वर्ड-स्मिथसोनियन सेंटर फॉर एस्ट्रोफिज़िक्स के एक हालिया सर्वेक्षण में पाया गया कि औसत तारकीय चुंबकीय क्षेत्र स्टार के घूमने की दर के साथ बढ़ता है और स्टार युग के रूप में घटता है।
धातुक्षीणता
एक तारे की धात्विकता “धातुओं” की मात्रा को मापती है – जो कि, किसी भी तत्व हीलियम से अधिक भारी है।धातु के आधार पर तारों की तीन पीढ़ियाँ मौजूद हो सकती हैं। खगोलविदों ने अभी तक कोई भी खोज नहीं की है कि सबसे पुरानी पीढ़ी क्या होनी चाहिए, “धातुओं” के बिना ब्रह्मांड में पैदा हुए जनसंख्या III सितारे।
जब इन तारों की मृत्यु हो गई, तो उन्होंने भारी तत्वों को ब्रह्मांड में जारी किया, जिन्हें जनसंख्या II के सितारों ने अपेक्षाकृत कम मात्रा में शामिल किया। जब इनमें से कई की मृत्यु हो गई, तो उन्होंने अधिक भारी तत्व जारी किए, और हमारे सूरज की तरह सबसे कम जनसंख्या वाले सितारों में भारी तत्वों की सबसे बड़ी मात्रा होती है।
तारों का वर्गीकरण
स्टार्स को आमतौर पर उनके स्पेक्ट्रम द्वारा वर्गीकृत किया जाता है जिसे मॉर्गन-कीनन या एमके सिस्टम के रूप में जाना जाता है। आठ वर्णक्रमीय वर्ग हैं, सतह के तापमान की श्रेणी के अनुसार प्रत्येक – सबसे गर्म से सबसे ठंडे तक, ये O, B, A, F, G, K, M और L हैं। प्रत्येक वर्णक्रमीय वर्ग में भी 10 वर्णक्रमीय प्रकार होते हैं सबसे गर्म के लिए अंक 0 से लेकर अंक 9 तक सबसे ठंडा।
मॉर्गन-कीनन प्रणाली के तहत सितारों को उनकी चमक द्वारा वर्गीकृत भी किया जाता है। सितारों के सबसे बड़े और सबसे चमकीले वर्गों की संख्या सबसे कम है, जो रोमन अंकों में दिए गए हैं – Ia एक उज्ज्वल सुपरगेट है; इब, एक शानदार; द्वितीय, एक उज्ज्वल विशाल; III, एक विशाल; IV, एक उपसमूह; और वी, एक मुख्य अनुक्रम या बौना।
एक पूर्ण एमके पदनाम में वर्णक्रमीय और चमकदार दोनों वर्ग शामिल हैं – उदाहरण के लिए, सूरज एक G2V है।
तारकीय संरचना
एक तारे की संरचना को अक्सर पतली घोंसले के गोले की श्रृंखला के रूप में सोचा जा सकता है, कुछ हद तक एक प्याज की तरह।अपने जीवन के अधिकांश समय के दौरान एक तारा एक मुख्य-अनुक्रम तारा है, जिसमें एक कोर, विकिरण और संवहन क्षेत्र, एक फोटो क्षेत्र, एक क्रोमोस्फीयर और एक कोरोना होते हैं।
कोर वह जगह है जहां सभी परमाणु संलयन एक स्टार को बिजली देने के लिए जगह लेते हैं। विकिरण क्षेत्र में, इन प्रतिक्रियाओं से ऊर्जा को एक प्रकाश बल्ब से गर्मी की तरह, विकिरण द्वारा बाहर की ओर ले जाया जाता है, जबकि संवहन क्षेत्र में, ऊर्जा को हेअर ड्रायर से गर्म हवा की तरह गर्म गैसों द्वारा पहुंचाया जाता है।
बड़े पैमाने पर तारे जो सूर्य के द्रव्यमान से कई गुना अधिक होते हैं, उनकी वाहिकाओं में और उनकी बाहरी परतों में विकिरणशील होते हैं, जबकि सूर्य के बराबर या उससे कम द्रव्यमान वाले तारे अपने कोर में विकिरणशील होते हैं और उनकी बाहरी परतों में संवहन होते हैं। वर्णक्रमीय प्रकार ए के मध्यवर्ती-बड़े तारे पूरे विकिरणपूर्ण हो सकते हैं।
उन ज़ोन के बाद तारे का वह भाग आता है जो दृश्य प्रकाश, विकिरण को प्रसारित करता है, जिसे अक्सर तारे की सतह के रूप में जाना जाता है।उसके बाद क्रोमोस्फीयर है, एक परत जो वहां पाए जाने वाले सभी हाइड्रोजन के कारण लाल दिखती है। अंत में, किसी तारे के वायुमंडल का सबसे बाहरी हिस्सा कोरोना होता है, जिसे अगर बाहरी परतों में संवहन के साथ सुपर-हॉट जोड़ा जा सकता है।
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