द लाइफ एंड डेथ ऑफ ए स्टार

सितारे लंबे समय तक चलते हैं, लेकिन अंततः वे मर जाएंगे। वह ऊर्जा जो सितारों को बनाती है, कुछ सबसे बड़ी वस्तुएं जिनका हम कभी अध्ययन करते हैं, वे व्यक्तिगत परमाणुओं के संपर्क से आती हैं। इसलिए, ब्रह्मांड में सबसे बड़ी और सबसे शक्तिशाली वस्तुओं को समझने के लिए, हमें सबसे बुनियादी समझना चाहिए। फिर, जैसे ही तारे का जीवन समाप्त होता है, वे मूल सिद्धांत एक बार फिर वर्णन में आते हैं कि अगले तारे का क्या होगा। खगोलविद निर्धारित करने के लिए सितारों के विभिन्न पहलुओं का अध्ययन करते हैं उनकी उम्र क्या है साथ ही साथ उनकी अन्य विशेषताएँ। इससे उन्हें अपने जीवन और मृत्यु की प्रक्रिया को समझने में मदद मिलती है।

तारों को बनने में लंबा समय लगा, क्योंकि ब्रह्मांड में गैस के बहाव को गुरुत्वाकर्षण बल द्वारा एक साथ खींचा गया था। यह गैस ज्यादातर है हाइड्रोजन, क्योंकि यह ब्रह्मांड में सबसे बुनियादी और प्रचुर तत्व है, हालांकि कुछ गैस में कुछ अन्य तत्व शामिल हो सकते हैं। इस गैस की पर्याप्त मात्रा गुरुत्वाकर्षण के तहत एक साथ इकट्ठा होने लगती है और प्रत्येक परमाणु अन्य सभी परमाणुओं पर खींच रहा है।

यह गुरुत्वाकर्षण खिंचाव परमाणुओं को एक-दूसरे से टकराने के लिए मजबूर करने के लिए पर्याप्त है, जो बदले में गर्मी उत्पन्न करता है। वास्तव में, जैसे ही परमाणु एक दूसरे से टकरा रहे हैं, वे कंपन कर रहे हैं और अधिक तेज़ी से आगे बढ़ रहे हैं (अर्थात आखिरकार, क्या

पर्याप्त ऊर्जा के साथ, दो परमाणु टकराते हैं और इन परमाणुओं का केंद्रक एक साथ फ्यूज हो जाता है। याद रखें, यह ज्यादातर हाइड्रोजन है, जिसका अर्थ है कि प्रत्येक परमाणु में केवल एक के साथ एक नाभिक होता है प्रोटॉन. जब ये नाभिक एक साथ फ्यूज हो जाते हैं (एक प्रक्रिया ज्ञात है, उचित रूप से पर्याप्त है, जैसा कि परमाणु संलयन) परिणामस्वरूप नाभिक है दो प्रोटॉन, जिसका अर्थ है कि बनाया गया नया परमाणु है हीलियम. सितारे भारी परमाणु, जैसे हीलियम, को भी बड़े परमाणु नाभिक बनाने के लिए फ्यूज कर सकते हैं। (यह प्रक्रिया, जिसे न्यूक्लियोसिंथेसिस कहा जाता है, माना जाता है कि हमारे ब्रह्मांड में कितने तत्व बने थे।)

तो परमाणु (अक्सर) तत्व हाइड्रोजन) तारे के अंदर आपस में टकराते हुए, नाभिकीय संलयन की प्रक्रिया से गुजरते हुए, जो ऊष्मा उत्पन्न करता है, विद्युत चुम्बकीय विकिरण (समेत दृश्य प्रकाश), और अन्य रूपों में ऊर्जा, जैसे उच्च-ऊर्जा कण। परमाणु जलने की यह अवधि हममें से अधिकांश लोग एक तारे के जीवन के रूप में सोचते हैं, और यह इस चरण में है कि हम अधिकांश सितारों को आकाश में देखते हैं।

यह ऊष्मा एक दबाव उत्पन्न करती है - जैसे गुब्बारे के अंदर हवा गर्म करने से गुब्बारे की सतह (खुरदरा सादृश्य) पर दबाव बनता है - जो परमाणुओं को अलग करता है। लेकिन याद रखें कि गुरुत्वाकर्षण उन्हें एक साथ खींचने की कोशिश कर रहा है। आखिरकार, तारा एक संतुलन पर पहुंच जाता है जहां गुरुत्वाकर्षण का आकर्षण और प्रतिकारक दबाव संतुलित होता है, और इस अवधि के दौरान तारा अपेक्षाकृत स्थिर तरीके से जलता है।

जब तक यह ईंधन से बाहर नहीं चला जाता है, तब तक।

जैसे किसी तारे में हाइड्रोजन ईंधन हीलियम में परिवर्तित हो जाता है, और कुछ भारी तत्वों में, परमाणु संलयन का कारण बनने में अधिक से अधिक गर्मी लगती है। एक तारे का द्रव्यमान एक भूमिका निभाता है कि ईंधन के माध्यम से "जलने" में कितना समय लगता है। अधिक विशाल तारे अपने ईंधन का तेजी से उपयोग करते हैं क्योंकि यह बड़े गुरुत्वाकर्षण बल का मुकाबला करने के लिए अधिक ऊर्जा लेता है। (या, एक और तरीका रखो, बड़ा गुरुत्वाकर्षण बल परमाणुओं को अधिक तेजी से एक साथ टकराने का कारण बनता है।) जबकि हमारा सूर्य लगभग 5 हजार मिलियन वर्षों तक रहेगा, अधिक बड़े पैमाने पर तारे अपने ईंधन का उपयोग करने से पहले 1 सौ मिलियन वर्ष तक रह सकता है।

जैसे-जैसे तारे का ईंधन बाहर निकलने लगता है, तारे में कम ऊष्मा उत्पन्न होने लगती है। गुरुत्वाकर्षण खिंचाव का मुकाबला करने के लिए गर्मी के बिना, स्टार अनुबंध करना शुरू कर देता है।

हालांकि, सब कुछ ख़त्म नहीं हुआ है! याद रखें कि ये परमाणु प्रोटॉन, न्यूट्रॉन और इलेक्ट्रॉनों से बने होते हैं, जो फ़र्मियन होते हैं। शासन करने वाले नियमों में से एक फरमिओन्स कहा जाता है पाउली अपवर्जन सिद्धांत, जो बताता है कि कोई भी दो उपद्रव एक ही "राज्य" पर कब्जा नहीं कर सकते हैं, जो यह कहने का एक फैंसी तरीका है कि एक ही जगह एक ही काम करने वाले एक से अधिक समान नहीं हो सकते। (बोसोन, दूसरी ओर, इस समस्या में नहीं चलते हैं, जो फोटॉन आधारित लेजर काम करने का कारण है।)

इसका परिणाम यह है कि पाउली अपवर्जन सिद्धांत, इलेक्ट्रॉनों के बीच एक और मामूली प्रतिकारक शक्ति बनाता है, जो एक तारे के पतन का प्रतिकार करने में मदद कर सकता है, इसे एक में बदल देता है व्हाइट द्वार्फ. इसकी खोज भारतीय भौतिक विज्ञानी सुब्रह्मण्यन चंद्रशेखर ने 1928 में की थी।

एक अन्य प्रकार का तारा, द न्यूट्रॉन स्टार, जब एक तारा ढह जाता है और न्यूट्रॉन-से-न्यूट्रॉन प्रतिकर्षण गुरुत्वाकर्षण के पतन का प्रतिकार करता है।

हालाँकि, सभी तारे सफेद बौने तारे या न्यूट्रॉन तारे नहीं बनते हैं। चंद्रशेखर ने महसूस किया कि कुछ सितारों के बहुत अलग भाग्य होंगे।

चंद्रशेखर ने किसी भी तारे को हमारे सूर्य से लगभग 1.4 गुना बड़े पैमाने पर निर्धारित किया था चंद्रशेखर सीमा) खुद के गुरुत्वाकर्षण के खिलाफ खुद का समर्थन करने में सक्षम नहीं होगा और एक में गिर जाएगा व्हाइट द्वार्फ. हमारे सूर्य के बारे में 3 गुना तक सितारे बनेंगे न्यूट्रॉन तारे.

इसके अलावा, हालांकि, बहिष्कार सिद्धांत के माध्यम से गुरुत्वाकर्षण खिंचाव का मुकाबला करने के लिए स्टार के लिए बस बहुत अधिक द्रव्यमान है। यह संभव है कि जब तारा मर रहा हो तो वह उसमें से गुजर सकता है सुपरनोवा, ब्रह्माण्ड में पर्याप्त द्रव्यमान को बाहर निकालता है जो इन सीमाओं से नीचे चला जाता है और इन प्रकार के तारों में से एक बन जाता है... लेकिन अगर नहीं, तो क्या होता है?

खैर, उस मामले में, गुरुत्वाकर्षण बलों के तहत बड़े पैमाने पर पतन जारी है ब्लैक होल का गठन किया गया है।

और इसे ही आप किसी सितारे की मृत्यु कहते हैं।