सितारे सुंदर, अद्भुत चीजें हैं। ग्रहों, ग्रहों और अन्य तारकीय पिंडों की तरह, वे कई आकार, आकार और यहां तक कि रंगों में भी आते हैं। और कई शताब्दियों के दौरान, खगोलविदों ने इन मूलभूत विशेषताओं के आधार पर कई अलग-अलग प्रकार के तारों की पहचान की है।
उदाहरण के लिए, एक तारे का रंग - जो नीले-सफेद और पीले से नारंगी और लाल रंग में भिन्न होता है - मुख्य रूप से इसकी संरचना और प्रभावी तापमान के कारण होता है। और हर समय, तारे प्रकाश का उत्सर्जन करते हैं जो कई अलग-अलग तरंग दैर्ध्य का एक संयोजन है। उसके ऊपर, किसी तारे का रंग समय के साथ बदल सकता है।
संयोजन:
गर्म करने पर विभिन्न तत्व विद्युत चुम्बकीय विकिरण के विभिन्न तरंग दैर्ध्य का उत्सर्जन करते हैं। सितारों के मामले में, इसमें इसके मुख्य घटक (हाइड्रोजन और हीलियम) शामिल हैं, लेकिन विभिन्न ट्रेस तत्व भी हैं जो इसे बनाते हैं। हम जो रंग देखते हैं, वह इन विभिन्न विद्युत चुम्बकीय तरंग दैर्ध्य का संयोजन है, जिसे a . कहा जाता है प्लैंक वक्र .
वेन के नियम को दर्शाने वाला आरेख, जो एक काले शरीर से उसके चरम तरंग दैर्ध्य के आधार पर विकिरण के उत्सर्जन का वर्णन करता है। क्रेडिट: विकिपीडिया कॉमन्स/डार्थ
जिस तरंगदैर्घ्य पर एक तारा सबसे अधिक प्रकाश उत्सर्जित करता है, उसे तारे की 'पीक वेवलेंथ' (जिसे के रूप में जाना जाता है) कहा जाता है वियना का नियम ), जो इसके प्लैंक वक्र का शिखर है। हालाँकि, मानव आँख को वह प्रकाश कैसे दिखाई देता है, यह इसके प्लैंक वक्र के अन्य भागों के योगदान से भी कम होता है।
संक्षेप में, जब स्पेक्ट्रम के विभिन्न रंगों को मिला दिया जाता है, तो वे नग्न आंखों से सफेद दिखाई देते हैं। इससे तारे का स्पष्ट रंग उस स्थान की तुलना में हल्का दिखाई देगा, जहां तारे का शिखर तरंग दैर्ध्य रंग स्पेक्ट्रम पर पड़ता है। हमारे सूर्य पर विचार करें। इस तथ्य के बावजूद कि इसकी चरम उत्सर्जन तरंग दैर्ध्य स्पेक्ट्रम के हरे हिस्से से मेल खाती है, इसका रंग हल्का पीला दिखाई देता है।
एक तारे की रचना उसके गठन के इतिहास का परिणाम है। कभी तारा गैस और धूल से बनी नीहारिका से पैदा होता है, और हर एक अलग होता है। जबकि तारे के बीच के माध्यम में नीहारिकाएँ बड़े पैमाने पर हाइड्रोजन से बनी होती हैं, जो तारा निर्माण के लिए मुख्य ईंधन है, वे अन्य तत्वों को भी ले जाते हैं। निहारिका का समग्र द्रव्यमान, साथ ही इसे बनाने वाले विभिन्न तत्व, यह निर्धारित करते हैं कि किस प्रकार का तारा परिणाम देगा।
इन तत्वों के रंग में परिवर्तन सितारों में बहुत स्पष्ट नहीं है, लेकिन स्पेक्ट्रोएनालिसिस नामक विधि के लिए धन्यवाद का अध्ययन किया जा सकता है। एक स्पेक्ट्रोमीटर का उपयोग करके एक तारा पैदा होने वाली विभिन्न तरंग दैर्ध्य की जांच करके, वैज्ञानिक यह निर्धारित करने में सक्षम हैं कि कौन से तत्व अंदर जलाए जा रहे हैं।
तापमान और दूरी:
किसी तारे के रंग को प्रभावित करने वाला दूसरा प्रमुख कारक उसका तापमान है। जैसे-जैसे तारे गर्मी में बढ़ते हैं, कुल विकिरणित ऊर्जा बढ़ती है, और वक्र का शिखर कम तरंग दैर्ध्य में चला जाता है। दूसरे शब्दों में, जैसे ही कोई तारा गर्म होता है, वह जो प्रकाश उत्सर्जित करता है, वह स्पेक्ट्रम के नीले सिरे की ओर आगे और आगे बढ़ जाता है। जैसे-जैसे तारे ठंडे होते जाते हैं, स्थिति उलट जाती है (नीचे देखें)।
एक तीसरा और अंतिम कारक जो उस प्रकाश को प्रभावित करेगा जो एक तारा उत्सर्जित करता हुआ प्रतीत होता है, के रूप में जाना जाता है डॉपलर प्रभाव . जब ध्वनि, प्रकाश और अन्य तरंगों की बात आती है, तो स्रोत और पर्यवेक्षक के बीच की दूरी के आधार पर आवृत्ति बढ़ या घट सकती है।
जब खगोल विज्ञान की बात आती है, तो यह प्रभाव 'रेडशिफ्ट' और 'ब्लूशिफ्ट' के रूप में जाना जाता है - जहां दूर के तारे से आने वाला दृश्य प्रकाश स्पेक्ट्रम के लाल छोर की ओर स्थानांतरित हो जाता है यदि वह दूर जा रहा है, और नीला छोर अगर यह करीब जा रहा है।
आधुनिक वर्गीकरण:
आधुनिक खगोल विज्ञान सितारों को उनकी आवश्यक विशेषताओं के आधार पर वर्गीकृत करता है, जिसमें उनका वर्णक्रमीय वर्ग (यानी रंग), तापमान, आकार और चमक शामिल है। अधिकांश सितारों को वर्तमान में के अंतर्गत वर्गीकृत किया गया है मॉर्गन–कीनानो (एमके) प्रणाली, जो अक्षरों का उपयोग करके तापमान के आधार पर तारों को वर्गीकृत करती हैया,बी,प्रति,एफ,जी,प्रति, तथाएम, – O सबसे गर्म है और M सबसे ठंडा है।
प्रत्येक अक्षर वर्ग को एक संख्यात्मक अंक का उपयोग करके उप-विभाजित किया जाता है0सबसे गर्म होना और9सबसे ठंडा होना (जैसे O1 से M9 सबसे गर्म से सबसे ठंडे तारे हैं)। एमके प्रणाली में, रोमन अंकों का उपयोग करके एक चमकदार वर्ग जोड़ा जाता है। ये तारे के स्पेक्ट्रम में कुछ अवशोषण लाइनों की चौड़ाई पर आधारित होते हैं (जो वायुमंडल के घनत्व के साथ भिन्न होते हैं), इस प्रकार विशाल सितारों को बौनों से अलग करते हैं।
चमकदार वर्ग 0 और मैं हाइपर- या सुपरजायंट्स पर लागू होता हूं; वर्ग II, III और IV क्रमशः उज्ज्वल, नियमित दिग्गजों और उपनिवेशों पर लागू होते हैं; कक्षा V मुख्य-अनुक्रम सितारों के लिए है; और कक्षा VI और VII उप-बौने और बौने सितारों पर लागू होते हैं। वहाँ भी है हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख , जो तारकीय वर्गीकरण को निरपेक्ष परिमाण (अर्थात आंतरिक चमक), चमक और सतह के तापमान से संबंधित करता है।
वर्णक्रमीय प्रकारों के लिए एक ही वर्गीकरण का उपयोग किया जाता है, एक छोर पर नीले और सफेद से लेकर दूसरे छोर पर लाल तक, जिसे बाद में सितारों के साथ जोड़ा जाता है (एमवी के रूप में व्यक्त) उन्हें 2-आयामी चार्ट पर रखने के लिए (नीचे देखें) )
हर्ट्ज़स्पीर्ग-रसेल आरेख, तारे के रंग, AM के बीच संबंध को दर्शाता है। चमक, और तापमान। श्रेय: astronomy.starrynight.com
औसतन, O-श्रेणी के तारे अन्य वर्गों की तुलना में अधिक गर्म होते हैं, जो 30,000 K तक के प्रभावी तापमान तक पहुँचते हैं। साथ ही, वे बड़े और अधिक विशाल भी होते हैं, जो साढ़े 6 सौर त्रिज्या और अधिकतम तक के आकार तक पहुँचते हैं। 16 सौर द्रव्यमान। निचले सिरे पर, K और M प्रकार के तारे (नारंगी और लाल बौने) कूलर (2400 से 5700 K तक) होते हैं, जो हमारे सूर्य से 0.7 से 0.96 गुना मापते हैं, और कहीं भी 0.08 से 0.8 तक बड़े पैमाने पर होते हैं।
तारकीय विकास:
सितारे भी एक से गुजरते हैं विकासवादी जीवन चक्र , जिस दौरान उनके आकार, तापमान और रंग बदलते हैं। उदाहरण के लिए, जब हमारा सूर्य अपने मूल में सभी हाइड्रोजन को समाप्त कर देता है, तो यह अस्थिर हो जाएगा और अपने वजन के नीचे गिर जाएगा। इससे कोर गर्म हो जाएगा और सघन हो जाएगा, जिससे सूर्य आकार में बढ़ जाएगा।
इस बिंदु पर, यह अपना छोड़ दिया होगा मुख्य अनुक्रम चरण और में प्रवेश किया रेड जाइंट फेज इसके जीवन का, जो (जैसा कि नाम से पता चलता है) विस्तार की विशेषता होगी और यह गहरा लाल हो जाएगा। जब ऐसा होता है, तो यह माना जाता है कि हमारे सूर्य का विस्तार होगा बुध और यहां तक कि शुक्र की कक्षाओं को शामिल करें .
पृथ्वी, यदि वह इस विस्तार से बच जाती है, तो वह इतनी करीब होगी कि वह निर्जन हो जाएगी। जब हमारा सूर्य अपने लाल विशालकाय चरण में पहुंच जाता है, तो सूर्य द्रव्यमान को बाहर निकालना शुरू कर देगा, एक उजागर कोर को छोड़ देगा जिसे एक के रूप में जाना जाता है व्हाइट द्वार्फ . यह अवशेष काला होने से पहले खरबों वर्षों तक जीवित रहेगा।
ऐसा माना जाता है कि सभी सितारों के मामले में 0.5 से 1 सौर द्रव्यमान (आधा, या हमारे सूर्य का उतना ही द्रव्यमान) होता है। जब कम द्रव्यमान वाले सितारों (यानी लाल बौनों) की बात आती है, तो स्थिति थोड़ी अलग होती है, जिसमें आमतौर पर लगभग 0.1 सौर द्रव्यमान होते हैं।
ऐसा माना जाता है कि ये तारे अपने मुख्य अनुक्रम में लगभग छह से बारह ट्रिलियन वर्षों तक रह सकते हैं और लाल विशालकाय चरण का अनुभव नहीं करेंगे। हालांकि, वे धीरे-धीरे तापमान और चमक दोनों में वृद्धि करेंगे, और अंततः एक सफेद बौने में गिरने से पहले कई सौ अरब वर्षों तक अस्तित्व में रहेंगे।
दूसरी ओर, सुपरजाइंट सितारे (100 सौर द्रव्यमान या अधिक तक) के कोर में इतना द्रव्यमान होता है कि जैसे ही वे हाइड्रोजन की आपूर्ति समाप्त करते हैं, वे संभवतः हीलियम प्रज्वलन का अनुभव करेंगे। जैसे, वे रेड सुपरजायंट्स बनने के लिए जीवित नहीं रहेंगे, और इसके बजाय एक विशाल सुपरनोवा में अपना जीवन समाप्त कर लेंगे।
यह सब तोड़ने के लिए, तारे उनकी रासायनिक संरचना, उनके संबंधित आकार और उनके तापमान के आधार पर रंग में भिन्न होते हैं। समय के साथ, जैसे-जैसे ये विशेषताएँ बदलती हैं (उनके ईंधन खर्च करने के परिणामस्वरूप) कई गहरे रंग के हो जाएंगे और लाल हो जाएंगे, जबकि अन्य बड़े पैमाने पर विस्फोट करेंगे। जितने अधिक तारे देखते हैं, उतना ही हमें अपने ब्रह्मांड और उसके लंबे, लंबे इतिहास के बारे में पता चलता है!
हमने यूनिवर्स टुडे पर सितारों के बारे में कई लेख लिखे हैं। यहाँ है ब्रह्मांड में सबसे बड़ा तारा कौन सा है? , बाइनरी स्टार क्या है? , क्या सितारे चलते हैं? , सबसे प्रसिद्ध सितारे कौन से हैं? , आकाश, भूत और भविष्य में सबसे चमकीला तारा कौन सा है?
सितारों के बारे में अधिक जानकारी चाहते हैं? यहाँ है हबलसाइट का समाचार सितारों के बारे में जारी करता है , और से अधिक जानकारी नासा की कल्पना ब्रह्मांड .
हमने सितारों के बारे में एस्ट्रोनॉमी कास्ट के कई एपिसोड रिकॉर्ड किए हैं। यहां दो ऐसे हैं जो आपको मददगार लग सकते हैं: एपिसोड 12: बेबी स्टार्स कहां से आते हैं , तथा एपिसोड़ 13: मरने पर सितारे कहाँ जाते हैं ?
स्रोत:
