तारे कैसे बनते हैं?
जवाब
तारों का निर्माण एक बहुत ही रोचक प्रक्रिया है। सितारे नेबुला में पैदा होते हैं।
नेबुला वास्तव में इंटरस्टेलर स्पेस में धूल के बादल हैं। इंटरस्टेलर क्लाउड आमतौर पर हाइड्रोस्टैटिक संतुलन में होता है, जिसका अर्थ है कि गुरुत्वाकर्षण बल और गैस के दबाव के बीच संतुलन है। लेकिन अगर एक बादल घना और पर्याप्त ठंडा है, तो गुरुत्वाकर्षण बल गैस के दबाव पर हावी हो जाएगा जिससे बादल का गुरुत्वाकर्षण पतन हो जाएगा।
- प्रोटोस्टार चरण- जैसे-जैसे बादल का पतन जारी रहता है, क्लंप का केंद्र एक घने, गुरुत्वाकर्षण रूप से स्थिर कोर के रूप में ढह जाता है, जिसे प्रोटोस्टार के रूप में जाना जाता है, जो गर्म हो जाता है क्योंकि यह अनुबंध करना जारी रखता है। प्रोटोस्टार आसपास के आणविक बादल से अधिक सामग्री एकत्र करके बढ़ता है, और इस प्रकार इसका कोर अधिक सघन और गर्म हो जाता है। कोणीय संवेग के संरक्षण के कारण यह सामग्री तारे की ओर बढ़ती है और सामग्री की एक डिस्क बनाती है जो तारे की परिक्रमा करती है और धीरे-धीरे चमकीले विस्फोटों में तारे पर पहुंचती है, इस प्रकार आसपास के बादल को रोशन करती है।
जैसा चित्र में दिखाया गया है वैसा ही कुछ। - नव जन्मा तारा - अभिवृद्धि के प्रत्येक विस्फोट के साथ, तारा गर्म और अधिक विशाल हो जाता है, एक बिंदु पर पहुंच जाता है जब तापमान इतना बढ़ जाता है कि परमाणु संलयन होने लगता है। सबसे पहले, तारा केवल ड्यूटेरियम को जला सकता है, लेकिन जैसे-जैसे यह गर्म होता जाता है, यह हमारे अपने सूर्य की तरह ही हाइड्रोजन को जलाता है। तारा अब काफी चमकीला चमकना शुरू कर देता है और तारे से निकलने वाला विकिरण आगे की सामग्री को तारे पर जमा होने से रोकता है और यह डिस्क में शेष सामग्री को भी बिखेर सकता है जो अभी भी तारे को घेरे हुए है।
एक बार जब तारा हाइड्रोजन से हीलियम में परमाणु संलयन शुरू कर देता है, तो हम कहते हैं कि तारे का जन्म हो गया है।
अधिकांश तारों के लिए हाइड्रोजन संलयन ऊर्जा का एक प्राकृतिक स्रोत है। तारे लोहे की परमाणु संख्या तक पहुँचने तक हल्के से भारी तत्वों के संलयन को जारी रखते हैं। इस बिंदु पर प्रतिकारक बल अधिक मजबूत होते हैं और संलयन ऊर्जा की आवश्यकता वाली एक एंडोथर्मिक प्रक्रिया बन जाती है।
लोहे से भारी तत्व केवल सुपरनोवा विस्फोटों में उत्पन्न होते हैं।
स्त्रोत - गूगल इमेज
तारे गैसीय बादलों (नेबुला) से बनते हैं। गैस में गुरुत्व होता है, इसलिए जब अशांति के कारण गैस संकुचित होने लगती है, तो यह कुछ क्षेत्रों में अधिक सघन हो जाती है, और इस प्रकार उस क्षेत्र में प्रति वर्ग मीटर कुल गुरुत्वाकर्षण बढ़ जाता है। यह बदले में आसपास के गैसों को 'आकर्षित' करता है और इस प्रकार गैस के इस बंडल का आकार बढ़ जाता है क्योंकि गैस का बादल ढह जाता है।
जब इस गैस बंडल का आकार काफी बड़ा हो जाता है तो केंद्र पर दबाव इतना अधिक हो जाता है कि यह गर्म होने लगता है। यह गर्म केंद्र ही है जो एक दिन सितारा बन जाएगा।
जब यह परिपक्वता तक पहुँचता है, तो केंद्र में ताप और दबाव इतना अधिक हो जाता है, कि परमाणु संलयन होता है, जो हाइड्रोजन जैसे भारी तत्वों का निर्माण करता है, लोहे के लिए सभी तरह से स्टार कोर अपने आप ढह जाता है।
यह बदले में तारे को स्पंदित कर सकता है यदि यह प्रक्रिया स्थिर / सुसंगत नहीं है, जिसके कारण यह अपनी बाहरी परतों को बहा देता है।
जब सभी बाहरी परतों को हटा दिया जाता है, तो आप केवल बेहद गर्म कोर, या बल्कि एक सफेद बौने के साथ समाप्त हो जाते हैं। हमारे सूर्य का शायद यही हश्र होगा। आखिरकार, कोई और ईंधन नहीं होने के कारण, यह सफेद बौना ठंडा हो जाएगा और 'गायब' हो जाएगा, जब तक कि यह काफी बड़ा न हो जहां इलेक्ट्रॉन दबाव आगे के पतन के खिलाफ कोर का समर्थन नहीं कर सके।
हालांकि यदि यह तारा एक द्विआधारी प्रणाली में है, तो इतने छोटे क्षेत्र में इतना अधिक द्रव्यमान होने के कारण यह अपने पास के अन्य तारों से गैसों को 'चोरी' करेगा। यह तब तक जारी रहेगा जब तक कि एक नोवा नहीं हो जाता, जहां गैस की बाहरी परतें जिन्हें उसने पास के सितारों से 'चुरा' लिया था, परमाणु संलयन के फटने के कारण कोर से दूर निकल जाती हैं।
कभी-कभी, सफेद बौने इन गैसों में से इतनी अधिक मात्रा में निष्कासित कर देंगे, कि वे पूरी तरह से फट जाएंगे, जिसे हम सुपरनोवा के रूप में जानते हैं।
बहुत बड़े सितारों में, तारा ढहने के खिलाफ कोर का समर्थन करने के लिए भारी तत्वों का निर्माण जारी रखेगा, हालांकि जब यह भारी तत्व नहीं बना सकता है, तो कोर 'उजागर' हो जाता है और व्यास में कुछ हज़ार मील होने से सिकुड़ सकता है, केवल कुछ मील। बाहरी परत शुरू में कोर के साथ ढह जाती है, लेकिन फिर अपार ऊर्जा के कारण पलट जाती है जो जारी होती है और क्रूरता से बाहर की ओर निकल जाती है।
जब यह सुपरनोवा होता है, तो कोर काफी बड़ा (1.4 से 3 सौर द्रव्यमान) होने के साथ, पतन आगे भी जारी रहता है, जहां दबाव इतना अधिक हो जाता है कि इलेक्ट्रॉन और प्रोटॉन मिलकर न्यूट्रॉन बनाते हैं। आधिकारिक तौर पर, अब आपके पास एक न्यूट्रॉन तारा होगा, जो सफेद बौने की तरह, बहुत घना है, लेकिन काफी छोटा है, जिसमें एक छोटे से क्षेत्र में बड़ी मात्रा में द्रव्यमान जमा हुआ है। न्यूट्रॉन तारे का द्रव्यमान बहुत अधिक होता है, जो बहुत अधिक सघन रूप से संकुचित होता है।
उनके पास अत्यंत शक्तिशाली चुंबकीय क्षेत्र भी होते हैं जो उनके ध्रुवों के चारों ओर परमाणु कणों को गति देते हैं, जो एक शक्तिशाली किरण उत्पन्न करते हैं जिसे हम स्पंदित प्रकाश के रूप में देख सकते हैं जब यह सीधे पृथ्वी पर लक्षित होता है। इस मामले में हम इसे पल्सर कहेंगे।
यदि सुपरनोवा होने पर कोर 3 सौर द्रव्यमान से बड़ा होता है, तो आगे पतन होता है जहां कोर एक ब्लैक होल में ढह जाता है। द्रव्यमान की बहुत बड़ी मात्रा के कारण जो एक असीम रूप से छोटे क्षेत्र (विलक्षणता) में संकुचित हो जाता है, गुरुत्वाकर्षण इतना अधिक हो जाता है कि प्रकाश भी इससे बच नहीं सकता। यही कारण है कि हम उन्हें सीधे नहीं देख सकते हैं, हालांकि अगर यह घटना एक बाइनरी स्टार सिस्टम में होती है, तो ब्लैक होल आसपास के सितारों से गैसों को चुरा लेगा जो ब्लैक होल को घेर लेंगे, और चूंकि गैसों को अत्यधिक उच्च तापमान तक गर्म किया जाता है। तापमान वे एक्स-रे और गामा किरणों का उत्सर्जन करेंगे, जिसे हम तब पता लगा सकते हैं कि एक ब्लैक होल है।
जैसे-जैसे ब्लैक होल अधिक पदार्थ को 'चूसता' जाता है, गुरुत्वाकर्षण बढ़ता जाता है और इस प्रकार इसके 'गुरुत्वाकर्षण' से प्रभावित होने वाला क्षेत्र आकार में बढ़ता जाता है। प्रभावित क्षेत्र बड़ा है, हालांकि कोर से दूरी के मामले में एक सीमा है जहां प्रकाश अभी भी गुरुत्वाकर्षण खिंचाव से बच सकता है। इस 'दहलीज' को घटना क्षितिज कहा जाता है। एक बार जब आप करीब जाते हैं, तो कुछ भी खींच से बच नहीं सकता।
जब आप नोवा और सुपरनोवा को पीछे देखते हैं, तो आपके पास एक फीनिक्स प्रभाव होता है जो होता है। चूँकि उन तारों की मृत्यु में, जिन तत्वों में वे शामिल थे, वे आसपास के बाकी हिस्सों में फैले हुए हैं, जो अंततः नए सितारों और ग्रह प्रणालियों के जन्म का कारण बनेंगे, जो बदले में उसी जीवन-चक्र का पालन करेंगे।