तारे का जीवन चक्र और हर्ट्ज़स्प्रंग–रसेल आरेख

द्रव्यमान ही सब तय करता है

तारा गैस का एक गोला है जिसे उसका अपना गुरुत्व बाँधे रखता है और उसके गर्म भीतरी हिस्से का दाब ढहने से रोकता है। उसकी गर्मी कोर में नाभिकीय संलयन से आती है। बनते समय तारे का द्रव्यमान, उसकी संरचना के थोड़े असर के साथ, तय करता है कि उसका कोर कितना गर्म होगा, वह कितना चमकेगा, कितना जिएगा और कैसे मरेगा।

हर्ट्ज़स्प्रंग–रसेल आरेख

लगभग 1910 में एजनार हर्ट्ज़स्प्रंग और हेनरी नॉरिस रसेल ने तारों को चमक और रंग के आधार पर आलेखित किया। आज के रूप में ज्योति ऊर्ध्वाधर अक्ष पर होती है, लघुगणकीय पैमाने पर जिसमें सूर्य 1 है, और सतह का तापमान क्षैतिज अक्ष पर, सबसे गर्म बाईं ओर। तारे की ज्योति, त्रिज्या और तापमान इस संबंध से जुड़े हैं

L = 4πR²σT⁴, यानी L ÷ L☉ = (R ÷ R☉)² × (T ÷ 5,772 K)⁴

इसलिए ऊपर दाईं ओर के तारे ठंडे पर चमकीले होते हैं, यानी विशाल (दानव और महादानव), और नीचे बाईं ओर के तारे गर्म पर धुंधले होते हैं, यानी बहुत छोटे (श्वेत बौने)। लगभग 90% तारे एक तिरछी पट्टी पर होते हैं, जिसे मुख्य अनुक्रम कहते हैं।

मुख्य अनुक्रम

मुख्य अनुक्रम पर तारा अपने कोर में हाइड्रोजन को हीलियम में बदलता है। यह उसके जीवन का सबसे लंबा चरण है, और पट्टी पर उसकी जगह उसके द्रव्यमान पर निर्भर करती है: भारी तारे गर्म, नीले और चमकीले होते हैं; छोटे तारे ठंडे, लाल और धुंधले। ज्योति द्रव्यमान के साथ तेज़ी से बढ़ती है, सूर्य जैसे और उससे भारी तारों के लिए लगभग L ≈ M^3.5। तारे का ईंधन उसके द्रव्यमान के समानुपाती है, इसलिए उसकी आयु लगभग इस तरह चलती है

t ≈ 10¹⁰ वर्ष × M ÷ L

जहाँ M और L सौर इकाइयों में हैं: भारी तारों के पास ज़्यादा ईंधन होता है, पर वे उसे बहुत तेज़ी से जलाते हैं।

सूर्य जैसे तारे

1. उपदानव और लाल दानव: जब कोर की हाइड्रोजन खत्म होती है, तो संलयन उसके चारों ओर की एक परत में चला जाता है। कोर सिकुड़कर गर्म होता है, और बाहरी परतें फूलकर ठंडी होती हैं। तारा लाल दानव शाखा पर चढ़ता है और सूर्य की त्रिज्या का सौ गुना या उससे ज़्यादा और उसकी ज्योति का कुछ हज़ार गुना हो जाता है।
2. हीलियम का जलना: लगभग 10 करोड़ K पर कोर हीलियम को कार्बन और ऑक्सीजन में बदलने लगता है, लगभग 2 सौर द्रव्यमान से कम के तारों में अचानक (हीलियम फ़्लैश)। तारा लगभग दस करोड़ वर्ष के लिए एक छोटे, ज़्यादा स्थिर दानव में सिकुड़ जाता है।
3. अनंतस्पर्शी दानव शाखा: जब कोर का हीलियम खत्म होता है, तो हीलियम और हाइड्रोजन दो परतों में जलते हैं। तारा और फूलता है और तेज़ हवाओं में द्रव्यमान खोता है।
4. ग्रहीय नीहारिका: बाहरी परतें एक चमकते खोल के रूप में दूर बह जाती हैं, जिसे उजागर हुआ गर्म कोर कुछ दसियों हज़ार वर्षों तक रोशन करता है।
5. श्वेत बौना: कोर, लगभग पृथ्वी के आकार का और बिना संलयन के, अरबों वर्षों तक धीरे-धीरे ठंडा होता है। कोई श्वेत बौना चंद्रशेखर सीमा, लगभग 1.4 सौर द्रव्यमान, से भारी नहीं हो सकता।

भारी तारे

लगभग 8 सौर द्रव्यमान से भारी तारे लाल या नीले महादानव के रूप में प्याज़ की तरह परतों में और भारी तत्वों, कार्बन, नियॉन, ऑक्सीजन और सिलिकॉन, का संलयन करते रहते हैं। हर चरण पिछले से छोटा होता है: सिलिकॉन लगभग एक दिन में जल जाता है। संलयन लोहे पर रुकता है, जिसके संलयन से ऊर्जा नहीं मिलती। लोहे का कोर एक सेकंड से भी कम में ढहकर लगभग 20 km व्यास का न्यूट्रॉन तारा बन जाता है, और उछाल और न्यूट्रिनो की बाढ़ बाकी तारे को कोर-पतन सुपरनोवा में उड़ा देती है, जो कुछ समय के लिए एक अरब सूर्यों जितना चमकीला होता है। लगभग 20 से 25 सौर द्रव्यमान से ऊपर कोर और ढहकर ब्लैक होल बन सकता है। सबसे भारी तारे पहले ही हवाओं में अपनी बाहरी परतें खो देते हैं और गर्म वुल्फ़–रायेट तारे बन जाते हैं।

छोटे तारे

लगभग 0.35 सौर द्रव्यमान से छोटे लाल बौने पूरी तरह संवहनी होते हैं, इसलिए वे ताज़ी हाइड्रोजन को कोर में मिलाते रहते हैं और लगभग सारी जला देते हैं। वे खरबों वर्ष जीते हैं। महाविस्फोट के बाद के 13.8 अरब वर्षों में किसी को भी मुख्य अनुक्रम छोड़ने का समय नहीं मिला; मॉडल बताते हैं कि वे गर्म होकर 'नीले बौने' बनेंगे और हीलियम श्वेत बौनों के रूप में मंद पड़ जाएँगे।

एक हल किया उदाहरण

1. 10 सौर द्रव्यमान का तारा: L ≈ 10^3.5 ≈ 3,200 L☉, इसलिए t ≈ 10¹⁰ × 10 ÷ 3,200 ≈ 3 × 10⁷ वर्ष। पूरे तारकीय मॉडल लगभग 2 × 10⁷ देते हैं: मोटा नियम परिमाण की कोटि सही बताता है।
2. एक लाल दानव: L = 2,500 L☉ और T = 4,200 K वाले तारे की R = √2,500 ÷ (4,200 ÷ 5,772)² = 50 ÷ 0.53 ≈ 94 R☉ होती है, जो पृथ्वी की कक्षा के आकार के करीब है, जो 215 R☉ है।
3. एक श्वेत बौना: सूर्य लगभग 0.109 × 1 + 0.394 ≈ 0.5 सौर द्रव्यमान का श्वेत बौना छोड़ेगा, अपनी आज की त्रिज्या का लगभग 1.4%, यानी पृथ्वी से लगभग डेढ़ गुना।
4. लाल बौनों पर नियम विफल होता है: 0.1 सौर द्रव्यमान के लिए L ≈ 0.0012 L☉ है और नियम लगभग 9 × 10¹¹ वर्ष देता है; मॉडल कई खरब वर्ष देते हैं, क्योंकि नियम मानता है कि केवल कोर की हाइड्रोजन जलती है।

सिम्युलेशन का उपयोग

तारकीय विकास और हर्ट्ज़स्प्रंग–रसेल आरेख सिम्युलेटर में ये आज़माएँ:

• सूर्य का पीछा करें: लाल दानव शाखा पर ऊपर, हीलियम के जलने तक नीचे, अनंतस्पर्शी दानव शाखा पर ऊपर, ग्रहीय नीहारिका तक पार, और श्वेत बौने तक नीचे।
• 0.5, 1, 2 और 10 सौर द्रव्यमान के लिए मुख्य अनुक्रम पर समय की तुलना करें।
• 15 सौर द्रव्यमान चुनें: एक लाल महादानव, एक सुपरनोवा और एक न्यूट्रॉन तारा। फिर 40: एक वुल्फ़–रायेट तारा और एक ब्लैक होल।
• 0.1 चुनें: परिणाम बताते हैं कि इतने छोटे सभी तारे अभी भी मुख्य अनुक्रम पर हैं।
• श्वेत बौने को ठंडा होते और आरेख में नीचे मंद पड़ते देखें, और उसकी आयु पढ़ें।

मॉडल क्या मानकर चलता है

• अकेले तारे जिनकी संरचना सूर्य जैसी है, बिना घूर्णन और बिना साथी के।
• सरलीकृत पथ: हर चरण आरेख पर प्रकाशित मॉडलों पर आधारित बिंदुओं के बीच एक सीधी रेखा है; असली पथ घुमावदार होते हैं, लूप बनाते हैं और वापस मुड़ते हैं।
• मुख्य अनुक्रम पर आयु तारकीय मॉडलों पर आधारित एक तालिका से आती है; मुख्य अनुक्रम पर ज्योति एक खंडशः द्रव्यमान–ज्योति नियम का पालन करती है।
• श्वेत बौनों के द्रव्यमान एक अनुभवजन्य फ़िट, 0.109M + 0.394 सौर द्रव्यमान, का पालन करते हैं और मेस्टेल के सरल नियम से ठंडे होते हैं।
• तय सीमाएँ: 0.5 सौर द्रव्यमान से नीचे हीलियम श्वेत बौना, 8 तक श्वेत बौना, 25 तक न्यूट्रॉन तारा, 25 से ऊपर ब्लैक होल।
• न्यूट्रॉन तारे और ब्लैक होल आरेख पर नहीं रखे जाते: वे इतने छोटे और शुरुआत में इतने गर्म हैं कि उसमें नहीं समाते।

सीमांत स्थितियाँ

• 0.1 सौर द्रव्यमान: तारा ब्रह्मांड की अब तक की आयु से सैकड़ों गुना ज़्यादा जीता है; उसके बाद के चरण ऐसे अनुमान हैं जिन्हें किसी ने देखा नहीं।
• 8 सौर द्रव्यमान के पास: तारे भारी ऑक्सीजन-नियॉन श्वेत बौने या कमज़ोर इलेक्ट्रॉन-प्रग्रहण सुपरनोवा के रूप में खत्म हो सकते हैं; सिम्युलेशन एक तीखी रेखा पर बदल जाता है।
• लगभग 20 से 25 सौर द्रव्यमान: कोर न्यूट्रॉन तारा बनाएगा या ब्लैक होल, यह अनिश्चित है, और कुछ तारे शायद बहुत कम या बिना विस्फोट के ढह जाते हैं।
• 40 सौर द्रव्यमान: ब्लैक होल का द्रव्यमान इस पर निर्भर करता है कि तारे ने हवाओं में कितना खोया, जिसे यहाँ उसके शुरुआती द्रव्यमान का एक चौथाई माना गया है।
• सुपरनोवा चरण: तारा नहीं दिखाया जाता; कुछ हफ़्तों तक वह एक अरब सूर्यों जितना चमकीला होता है।

मॉडल कहाँ सही नहीं रहता

• द्वितारे। सूर्य जैसे लगभग आधे तारों के, और ज़्यादातर भारी तारों के, साथी होते हैं। द्रव्यमान स्थानांतरण कुछ तारों को छील देता है और दूसरों को भरता है, और साथी से द्रव्यमान पाने वाला श्वेत बौना टाइप Ia सुपरनोवा के रूप में फट सकता है, ऐसा अंत जिसे अकेले तारे का मॉडल नहीं दिखा सकता।
• द्रव्यमान हानि और घूर्णन। तारे हवाओं में कितना द्रव्यमान खोते हैं, और कितनी तेज़ी से घूमते हैं, यह अनिश्चित है और भारी तारों के पथ और अंत को बहुत बदल देता है।
• संरचना। भारी तत्वों में कमज़ोर तारे, जैसे शुरुआती ब्रह्मांड के, ज़्यादा गर्म होते हैं, कम द्रव्यमान खोते हैं और बड़े ब्लैक होल छोड़ते हैं।
• असली पथ। हीलियम फ़्लैश, मध्यम द्रव्यमान वाले तारों के नीले लूप और अनंतस्पर्शी दानव शाखा पर तापीय स्पंदन यहाँ चिकने कर दिए गए हैं।
• बहुत भारी तारे। लगभग 130 से 250 सौर द्रव्यमान के तारे, अगर अपना ज़्यादातर द्रव्यमान बचाए रखें, तो युग्म-अस्थिरता सुपरनोवा में पूरी तरह नष्ट हो सकते हैं और कुछ भी पीछे नहीं छोड़ते।
• श्वेत बौनों का ठंडा होना भीतरी हिस्से के क्रिस्टल बनने पर और धीमा हो जाता है; मेस्टेल का नियम इसे नज़रअंदाज़ करता है।

संबंधित टूल

तारे का रंग उसके तापमान से आता है, जैसा कृष्णिका विकिरण सिम्युलेटर दिखाता है; ग्रीनहाउस प्रभाव कैसे काम करता है सूर्य के प्रकाश को पृथ्वी तक ले जाता है। कक्षा सिमुलेटर गुरुत्व के तहत चलते ग्रह और तारे दिखाता है, वैज्ञानिक संकेतन परिवर्तक विशाल संख्याओं को सँभालता है, और तापमान कन्वर्टर केल्विन बदलता है।