तारकीय विकास और हर्ट्ज़स्प्रंग–रसेल आरेख सिम्युलेटर
इस सिमुलेशन के समीकरण
| L | ज्योति (सूर्य = 1) | L = 4πR²σT⁴: दोगुना गर्म तारा हर वर्ग मीटर से 16 गुना ज़्यादा प्रकाश देता है | |
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| R | त्रिज्या (सूर्य = 1) | घनमूल के रूप में बनाया गया, ताकि दानव तारे और श्वेत बौने दोनों स्क्रीन पर आ सकें | |
| T | सतह का तापमान | रंग तय करता है: लगभग 3,500 K से नीचे लाल, लगभग 6,000 से 10,000 K पर सफ़ेद, उससे ऊपर नीला |
मौजूदा मानों के साथ:
| M | तारे का द्रव्यमान (सूर्य = 1) | द्रव्यमान–ज्योति संबंध: सूर्य से दस गुना द्रव्यमान वाला तारा हज़ारों गुना ज़्यादा चमकीला होता है |
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मौजूदा मानों के साथ:
| t_MS | मुख्य अनुक्रम पर समय | ईंधन को जलने की दर से भाग; दिखाई गई आयु तारकीय मॉडलों से आती है |
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मौजूदा मानों के साथ:
| M_WD | पीछे बचे श्वेत बौने का द्रव्यमान | लगभग 8 सौर द्रव्यमान से कम के तारों के लिए एक अनुभवजन्य फ़िट; कोई श्वेत बौना लगभग 1.4 सौर द्रव्यमान की चंद्रशेखर सीमा से भारी नहीं हो सकता |
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मौजूदा मानों के साथ:
तारकीय विकास सिम्युलेटर का उपयोग कैसे करें
- तारे का द्रव्यमान चुनें, सूर्य के दसवें हिस्से से चालीस गुना तक। तारा मुख्य अनुक्रम से शुरू होता है, अपने कोर में हाइड्रोजन जलाते हुए, और हर चरण में कुछ सेकंड बिताकर बूढ़ा होता है; आगे बढ़ने के लिए अगला चरण दबाएँ, या गति बदलें। स्क्रीन पर तारा फूलता, सिकुड़ता और रंग बदलता है; उसे त्रिज्या के घनमूल से बनाया गया है ताकि दानव तारे और श्वेत बौने दोनों समा सकें।
- चार्ट हर्ट्ज़स्प्रंग–रसेल आरेख है: ज्योति ऊपर की ओर, सतह का तापमान क्षैतिज अक्ष पर, गर्म तारे बाईं ओर। तारे का पथ नीले रंग में, मुख्य अनुक्रम धूसर पट्टी के रूप में और सूर्य का पथ डैश वाली रेखा में है। परिणाम आयु, ज्योति, तापमान, त्रिज्या, मुख्य अनुक्रम पर समय और अंत में बचने वाली चीज़ बताते हैं।
- द्रव्यमानों की तुलना करें: सूर्य लाल दानव और फिर श्वेत बौना बनता है, 15 सौर द्रव्यमान का तारा लाल महादानव बनकर सुपरनोवा में फटता है और न्यूट्रॉन तारा छोड़ता है, और 40 वाला ब्लैक होल बनकर खत्म होता है। 0.1 सौर द्रव्यमान का लाल बौना अब तक के ब्रह्मांड की आयु से भी ज़्यादा जीता है। कृष्णिका विकिरण सिम्युलेटर दिखाता है कि तापमान तारे का रंग क्यों तय करता है।
अक्सर पूछे जाने वाले सवाल
हर्ट्ज़स्प्रंग–रसेल आरेख क्या है?
ज्योति और सतह के तापमान के आधार पर तारों का एक चार्ट, जिसे लगभग 1910 में एजनार हर्ट्ज़स्प्रंग और हेनरी नॉरिस रसेल ने बनाया। ज़्यादातर तारे एक तिरछी पट्टी पर होते हैं, जिसे मुख्य अनुक्रम कहते हैं, गर्म चमकीले नीले तारों से लेकर ठंडे धुंधले लाल बौनों तक। दानव और महादानव इसके ऊपर, श्वेत बौने इसके नीचे होते हैं। तारे की जगह उसके जीवन का चरण बताती है।
भारी तारे कम क्यों जीते हैं?
तारे की ज्योति मोटे तौर पर उसके द्रव्यमान की 3.5वीं घात के साथ बढ़ती है, इसलिए सूर्य से दस गुना भारी तारे के पास दस गुना ईंधन होता है पर वह उसे हज़ारों गुना तेज़ी से जलाता है। सूर्य मुख्य अनुक्रम पर लगभग 10 अरब वर्ष बिताएगा, 10 सौर द्रव्यमान वाला तारा लगभग 2 करोड़ वर्ष।
सूर्य का क्या होगा?
लगभग 5 अरब वर्ष में उसके कोर की हाइड्रोजन खत्म हो जाएगी, वह फूलकर इतना बड़ा लाल दानव बनेगा कि बुध और शुक्र और शायद पृथ्वी को निगल ले, लगभग 10 करोड़ वर्ष तक हीलियम जलाएगा, और फिर अपनी बाहरी परतें ग्रहीय नीहारिका के रूप में छोड़ देगा। उसका कोर पृथ्वी जितने आकार का श्वेत बौना बनकर धीरे-धीरे ठंडा होगा।
क्या तय करता है कि तारा श्वेत बौना, न्यूट्रॉन तारा या ब्लैक होल बनेगा?
उसका द्रव्यमान। लगभग 8 सौर द्रव्यमान से कम के तारे श्वेत बौने छोड़ते हैं, जो लगभग 1.4 सौर द्रव्यमान से भारी नहीं हो सकते। ज़्यादा भारी तारों के कोर सुपरनोवा में ढहकर न्यूट्रॉन तारा बनाते हैं; सबसे भारी तारे ब्लैक होल छोड़ते हैं। सटीक सीमाएँ इस पर निर्भर करती हैं कि तारा हवाओं में कितना द्रव्यमान खोता है, और अभी भी अनिश्चित हैं।
यह कहता है कि WebGL बंद है।
3D दृश्य के लिए WebGL चाहिए, जो हर आधुनिक ब्राउज़र में होता है। ब्राउज़र सेटिंग में हार्डवेयर एक्सेलरेशन बंद होने या बहुत पुराने ग्राफ़िक्स ड्राइवर से यह बंद हो सकता है। हार्डवेयर एक्सेलरेशन चालू करें या दूसरा ब्राउज़र आज़माएँ।
क्या कुछ अपलोड होता है?
नहीं। सिमुलेशन आपका अपना ब्राउज़र WebGL से बनाता है; कहीं कुछ नहीं भेजा जाता, और पेज लोड होने के बाद यह ऑफ़लाइन भी चलता रहता है।