एक तारे के द्रव्यमान का निर्धारण कैसे करें

लगभग ब्रह्मांड में हर चीज में द्रव्यमान है, परमाणुओं और उप-परमाणु कणों से (जैसे कि उन लोगों द्वारा अध्ययन किया गया है लार्ज हैड्रॉन कोलाइडर) सेवा आकाशगंगाओं के विशाल समूह. वैज्ञानिकों को अभी तक केवल वही चीजें पता हैं जो बड़े पैमाने पर नहीं हैं फोटॉनों और ग्लून्स।

द्रव्यमान जानना महत्वपूर्ण है, लेकिन आकाश में वस्तुएं बहुत दूर हैं। हम उन्हें छू नहीं सकते हैं और हम निश्चित रूप से पारंपरिक तरीकों से उनका वजन नहीं कर सकते हैं। तो, खगोलविदों ब्रह्मांड में चीजों के द्रव्यमान का निर्धारण कैसे करते हैं? यह जटिल है।

मान लें कि ए विशिष्ट तारा बहुत बड़े पैमाने पर, आमतौर पर एक विशिष्ट ग्रह की तुलना में बहुत अधिक है। इसके द्रव्यमान की परवाह क्यों? क्योंकि यह जानकारी जानना महत्वपूर्ण है यह एक स्टार के विकासवादी अतीत, वर्तमान और भविष्य के बारे में सुराग दिखाता है.

खगोलविद तारकीय द्रव्यमान को निर्धारित करने के लिए कई अप्रत्यक्ष तरीकों का उपयोग कर सकते हैं। एक विधि, कहा जाता है गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग, उस प्रकाश के मार्ग को मापता है जो पास की वस्तु के गुरुत्वीय खिंचाव से झुकता है। हालांकि झुकने की मात्रा छोटी है, सावधानीपूर्वक माप, टगिंग कर रही वस्तु के गुरुत्वाकर्षण खिंचाव के द्रव्यमान को प्रकट कर सकता है।

21 वीं सदी तक खगोलविदों को तारकीय द्रव्यमान मापने के लिए गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग लागू करने में मदद मिली। इससे पहले, उन्हें तारों के माप पर भरोसा करना पड़ता था, जो द्रव्यमान के एक सामान्य केंद्र की परिक्रमा करते थे, तथाकथित बाइनरी स्टार। का द्रव्यमान बाइनरी स्टार्स (दो सितारे गुरुत्वाकर्षण के एक सामान्य केंद्र की परिक्रमा करते हैं) खगोलविदों के लिए मापना बहुत आसान है। वास्तव में, कई स्टार सिस्टम एक पाठ्यपुस्तक का उदाहरण प्रदान करते हैं कि कैसे उनके द्रव्यमान का पता लगाया जाए। यह थोड़ा तकनीकी है लेकिन यह समझने के लायक है कि खगोलविदों को क्या करना है।

सबसे पहले, वे सिस्टम के सभी तारों की कक्षाओं को मापते हैं। वे सितारों की कक्षीय गति भी देखते हैं और फिर निर्धारित करते हैं कि किसी दिए गए तारे को एक कक्षा में जाने में कितना समय लगता है। इसे इसकी "कक्षीय अवधि" कहा जाता है।

एक बार जब वह सारी जानकारी ज्ञात हो जाती है, तो खगोलविद सितारों की जनता को निर्धारित करने के लिए कुछ गणनाएँ करते हैं। वे समीकरण V का उपयोग कर सकते हैं_{की परिक्रमा} = एसक्यूआरटी (जीएम / आर) जहां SQRT "वर्गमूल" है a जी गुरुत्वाकर्षण है, म द्रव्यमान है, और आर वस्तु की त्रिज्या है। इसे हल करने के लिए समीकरण को फिर से व्यवस्थित करके द्रव्यमान को छेड़ना बीजगणित की बात है म.

इसलिए, कभी भी किसी तारे को स्पर्श किए बिना, खगोलविज्ञानी इसके द्रव्यमान का पता लगाने के लिए गणित और ज्ञात भौतिक नियमों का उपयोग करते हैं। हालाँकि, वे हर स्टार के लिए ऐसा नहीं कर सकते। अन्य माप उन्हें सितारों के लिए द्रव्यमान का पता लगाने में मदद करते हैंनहीं बाइनरी या मल्टीपल-स्टार सिस्टम में। उदाहरण के लिए, वे प्रकाश और तापमान का उपयोग कर सकते हैं। विभिन्न प्रकाशमान और तापमान के सितारों में अलग-अलग द्रव्यमान होते हैं। वह जानकारी, जब किसी ग्राफ़ पर प्लॉट किया जाता है, तो पता चलता है कि तारों को तापमान और चमक द्वारा व्यवस्थित किया जा सकता है।

वास्तव में बड़े पैमाने पर तारे ब्रह्मांड में सबसे गर्म लोगों में से हैं। सूर्य जैसे कम द्रव्यमान वाले तारे अपने विशाल भाई-बहनों की तुलना में अधिक शांत होते हैं। स्टार तापमान, रंग और चमक के ग्राफ को कहा जाता है हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल डायग्राम, और परिभाषा के अनुसार, यह एक स्टार के द्रव्यमान को भी दर्शाता है, यह इस बात पर निर्भर करता है कि वह चार्ट पर कहां है। यदि यह एक लंबे, पापी वक्र के साथ स्थित है, जिसे कहा जाता है मुख्य अनुक्रम, फिर खगोलविदों को पता है कि इसका द्रव्यमान विशाल नहीं होगा और न ही यह छोटा होगा। सबसे बड़े द्रव्यमान और सबसे छोटे द्रव्यमान वाले तारे मुख्य अनुक्रम के बाहर आते हैं।

खगोलविदों का एक अच्छा संभाल है कि सितारे कैसे पैदा होते हैं, जीवित रहते हैं और मर जाते हैं। जीवन और मृत्यु के इस क्रम को "तारकीय विकास" कहा जाता है। एक तारा कैसे विकसित होगा, इसका सबसे बड़ा पूर्वानुमान है द्रव्यमान इसके साथ जन्म लेता है, इसका "प्रारंभिक द्रव्यमान" है। कम द्रव्यमान वाले तारे आमतौर पर अपने उच्चतर द्रव्यमान की तुलना में अधिक ठंडे और मंद होते हैं समकक्षों। तो, बस एक स्टार के रंग, तापमान को देखकर, और जहां वह "रहता है" हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख में, खगोलविदों को एक स्टार के द्रव्यमान का एक अच्छा विचार मिल सकता है। ज्ञात द्रव्यमान के समान तारों की तुलना (जैसे कि ऊपर बताए गए बायनेरिज़) खगोलविदों को एक अच्छा विचार देते हैं कि किसी दिए गए स्टार को कितना भारी है, भले ही यह बाइनरी नहीं है।

बेशक, सितारे अपने जीवन भर एक ही द्रव्यमान नहीं रखते हैं। वे इसे उम्र के रूप में खो देते हैं। वे धीरे-धीरे अपने परमाणु ईंधन का उपभोग करते हैं, और अंततः, बड़े पैमाने पर नुकसान के बड़े एपिसोड का अनुभव करते हैं उनके जीवन का अंत. यदि वे सूर्य की तरह तारे हैं, तो वे इसे धीरे से उड़ाते हैं और ग्रह निहारिका (आमतौर पर) बनाते हैं। यदि वे सूर्य से बहुत अधिक विशाल हैं, तो वे सुपरनोवा घटनाओं में मर जाते हैं, जहां कोर ढह जाते हैं और फिर एक विनाशकारी विस्फोट में बाहर की ओर विस्तार करते हैं। यह अंतरिक्ष के लिए उनकी सामग्री का बहुत विस्फोट करता है।

सूर्य की तरह मरने वाले या सुपरनोवा में मरने वाले सितारों के प्रकारों को देखकर, खगोलविद यह अनुमान लगा सकते हैं कि अन्य सितारे क्या करेंगे। वे अपने द्रव्यमान को जानते हैं, वे जानते हैं कि समान द्रव्यमान वाले अन्य तारे कैसे विकसित होते हैं और मर जाते हैं, और इसलिए वे कुछ सुंदर बना सकते हैं रंग, तापमान और अन्य पहलुओं पर आधारित अच्छी भविष्यवाणियां, जो उन्हें समझने में मदद करती हैं आम जनता।

डेटा एकत्र करने की तुलना में सितारों को देखने के लिए बहुत कुछ है। खगोलविदों को जो जानकारी मिलती है, वह बहुत सटीक मॉडल में बदल जाती है जो उन्हें ठीक-ठीक भविष्यवाणी करने में मदद करती है मिल्की वे और पूरे ब्रह्मांड में तारे वैसा ही करेंगे जैसा कि वे पैदा हुए, उम्र, और मर गए, सब उनके आधार पर हुए आम जनता। अंत में, वह जानकारी भी लोगों को सितारों के बारे में अधिक समझने में मदद करती है, खासकर हमारे सूर्य के बारे में।

• एक तारे का द्रव्यमान कई अन्य विशेषताओं के लिए एक महत्वपूर्ण भविष्यवक्ता है, जिसमें यह भी शामिल है कि यह कितने समय तक जीवित रहेगा।
• खगोलविद सितारों के द्रव्यमान को निर्धारित करने के लिए अप्रत्यक्ष तरीकों का उपयोग करते हैं क्योंकि वे सीधे उन्हें छू नहीं सकते हैं।
• आमतौर पर, अधिक विशाल सितारे कम बड़े लोगों की तुलना में कम जीवन जीते हैं। ऐसा इसलिए है क्योंकि वे अपने परमाणु ईंधन का बहुत तेजी से उपभोग करते हैं।
• हमारे सूर्य जैसे सितारे मध्यवर्ती-द्रव्यमान हैं और बड़े पैमाने पर सितारों की तुलना में बहुत अलग तरीके से समाप्त हो जाएंगे जो लाखों वर्षों के कुछ दसियों के बाद खुद को उड़ा देंगे।