सितारों की प्रस्तुति का तापमान और आकार। सार: आकाशगंगा का विकास और संरचना। मेटागैलेक्सी की संरचना, समूह

नंगी आंखों से लोग लगभग देख सकते हैं

6 हजार सितारे.

सितारे अलग-अलग हैं:

इमारत

सामूहिक रूप से

तापमान (रंग)

आयु

आकार

चमक

तारों का समूह

किसी तारे का द्रव्यमान विश्वसनीय रूप से तभी निर्धारित किया जा सकता है जब वह किसी द्विआधारी तारे का एक घटक हो। इस मामले में, द्रव्यमान की गणना केप्लर के सामान्यीकृत तीसरे नियम का उपयोग करके की जा सकती है। लेकिन फिर भी, अनुमानित त्रुटि 20% से 60% तक होती है और काफी हद तक तारे से दूरी निर्धारित करने में त्रुटि पर निर्भर करती है। अन्य सभी मामलों में, द्रव्यमान को अप्रत्यक्ष रूप से निर्धारित करना आवश्यक है, उदाहरण के लिए, द्रव्यमान-चमक अनुपात से

तारों का रंग और तापमान

यह नोटिस करना आसान है कि तारों के अलग-अलग रंग हैं - कुछ सफेद हैं, अन्य पीले हैं, अन्य लाल हैं, आदि। उदाहरण के लिए, सीरियस और वेगा सफेद हैं, कैपेला पीला है, बेटेल्गेयूस और एंटारेस लाल हैं। अलग-अलग रंगों के तारों का स्पेक्ट्रम और तापमान अलग-अलग होता है। जैसे लोहे के टुकड़े को गर्म किया जाता है, सफेद तारे अधिक गर्म होते हैं और लाल तारे ठंडे होते हैं।

आर्कटुरस

रिगेल

Antares

तारे की चमक

तारे, सूर्य की तरह, विद्युत चुम्बकीय दोलनों की सभी तरंग दैर्ध्य की सीमा में ऊर्जा उत्सर्जित करते हैं। आप जानते हैं कि चमक (एल) किसी तारे की कुल विकिरण शक्ति को दर्शाती है और इसकी सबसे महत्वपूर्ण विशेषताओं में से एक का प्रतिनिधित्व करती है। चमक तारे के सतह क्षेत्र (फोटोस्फीयर) (या त्रिज्या आर के वर्ग) और फोटोस्फीयर (टी) के प्रभावी तापमान की चौथी शक्ति के समानुपाती होती है, यानी।

एल=4 π आर 2 हेटी 4

• आइजैक न्यूटन(1643-1727) 1665 में प्रकाश को एक स्पेक्ट्रम में विघटित किया और उसकी प्रकृति को समझाया। विलियम वोलास्टोन 1802 में सौर स्पेक्ट्रम में अंधेरी रेखाएँ देखीं, और 1814 में। उन्हें स्वतंत्र रूप से खोजा गया और उनका विस्तार से वर्णन किया गया जोसेफ़ वॉन फ्रौनहोफ़र(1787-1826)। सौर स्पेक्ट्रम में 754 लाइनों की पहचान की गई।

• स्पेक्ट्रम में रंगों का वितरण = O B A F G K M = उदाहरण के लिए, आप पाठ से याद कर सकते हैं:

एक मुंडा अंग्रेज खजूर को गाजर की तरह चबा गया।

• 380 से 470 एनएम तक इनका रंग बैंगनी और नीला होता है।
• 470 से 500 एनएम तक - नीला-हरा।
• 500 से 560 एनएम तक - हरा।
• 560 से 590 एनएम तक - पीला-नारंगी।
• 590 से 760 एनएम तक - लाल।

• अति विशाल तारे
• दिग्गज
• बौनों

– ये हैं सितारे सैकड़ों हमारे सूर्य से कई गुना बड़ा।

बेटालज्यूज़ (ओरियन) तारा सूर्य की त्रिज्या से 400 गुना अधिक है।

ओरायन तारामंडल में स्थित,

सूर्य की त्रिज्या से 400 गुना अधिक है।

– सूर्य से दस गुना बड़ा

रेगुलस (लियो), एल्डेबारन (वृषभ) - सूर्य से 36 गुना बड़ा।

– ये हमारे सूर्य के आकार या उससे छोटे तारे हैं

• ल्यूथेन का सफेद बौना
• स्टार वुल्फ 457

• परिवर्तनशील तारे अपनी चमक बदलते हैं।
• दोहरे तारे भी हैं - परस्पर आकर्षण से जुड़े दो निकट स्थित तारे।

• यह तारा कैनिस मेजर तारामंडल में स्थित है
• सीरियस को पृथ्वी के सबसे उत्तरी क्षेत्रों को छोड़कर, किसी भी क्षेत्र से देखा जा सकता है।
• सीरियस द्वारा हटा दिया गया 8,6 सौर मंडल से प्रकाश वर्ष दूर और है हमारे निकटतम सितारों में से एक।

सूर्य की भौतिक प्रकृति

सूर्य हमारे ग्रह मंडल का केंद्रीय पिंड और हमारे सबसे निकट का तारा है।

पृथ्वी से सूर्य की औसत दूरी 149.6*106 है किमी,इसका व्यास पृथ्वी से 109 गुना है, और इसका आयतन पृथ्वी से 1,300,000 गुना है। चूँकि सूर्य का द्रव्यमान 1.98 * 10 33 है जी(333,000 पृथ्वी द्रव्यमान), तो इसके आयतन के अनुसार हम पाते हैं कि सौर पदार्थ का औसत घनत्व 1.41 है जी/सेमी 3(पृथ्वी के औसत घनत्व का 0.26)। सूर्य की त्रिज्या और द्रव्यमान के ज्ञात मूल्यों के आधार पर, यह निर्धारित किया जा सकता है कि इसकी सतह पर गुरुत्वाकर्षण का त्वरण 274 तक पहुँच जाता है मी/सेकंड 2,या पृथ्वी की सतह पर गुरुत्वाकर्षण के त्वरण से 28 गुना अधिक।

क्रांतिवृत्त के उत्तरी ध्रुव से देखने पर सूर्य अपनी धुरी पर वामावर्त दिशा में घूमता है, अर्थात उसी दिशा में जिस दिशा में सभी ग्रह उसकी परिक्रमा करते हैं। यदि आप सूर्य की डिस्क को देखें तो इसका घूर्णन डिस्क के पूर्वी किनारे से पश्चिमी की ओर होता है। सूर्य की घूर्णन धुरी क्रांतिवृत्त तल पर 83° के कोण पर झुकी हुई है। लेकिन सूर्य किसी कठोर पिंड की तरह नहीं घूमता। इसके विषुवतीय क्षेत्र की नक्षत्रीय घूर्णन अवधि 25 है दिन, 60° हेलियोग्राफिक (सौर भूमध्य रेखा से मापा गया) अक्षांश के निकट यह 30 है दिन,और ध्रुवों पर यह 35 तक पहुँच जाता है दिन

दूरबीन के माध्यम से सूर्य का अवलोकन करने पर, डिस्क के किनारों की ओर इसकी चमक में उल्लेखनीय कमी आती है, क्योंकि सूर्य के गहरे और गर्म हिस्सों से आने वाली किरणें डिस्क के केंद्र से होकर गुजरती हैं।

सूर्य के पदार्थ की पारदर्शिता की सीमा पर स्थित तथा दृश्य विकिरण उत्सर्जित करने वाली परत को प्रकाशमंडल कहा जाता है। प्रकाशमंडल एक समान रूप से चमकीला नहीं है, लेकिन एक दानेदार संरचना प्रदर्शित करता है। प्रकाशमंडल को ढकने वाले हल्के कणों को कण कहा जाता है। कणिकाओं अस्थिर संरचनाएं हैं, उनके अस्तित्व की अवधि लगभग 2-3 है मिनट,और आकार 700 से 1400 तक हैं किमी. प्रकाशमंडल की सतह पर काले धब्बे और प्रकाश क्षेत्र होते हैं जिन्हें फेसुला कहा जाता है। धब्बों और फैकुले के अवलोकन से सूर्य के घूर्णन की प्रकृति को स्थापित करना और इसकी अवधि निर्धारित करना संभव हो गया।

प्रकाशमंडल की सतह के ऊपर सौर वायुमंडल है। इसकी निचली परत की मोटाई लगभग 600 है किमी.इस परत का पदार्थ इतनी लंबाई की प्रकाश तरंगों को चयनात्मक रूप से अवशोषित करता है जितनी वह स्वयं उत्सर्जित करने में सक्षम है। पुन: उत्सर्जन के दौरान, ऊर्जा का क्षय होता है, जो सौर स्पेक्ट्रम में मुख्य अंधेरे फ्रौनहोफर रेखाओं की उपस्थिति का प्रत्यक्ष कारण है।

सौर वायुमंडल की अगली परत, क्रोमोस्फीयर, का रंग चमकीला लाल होता है और यह चंद्रमा की काली डिस्क को ढकने वाली लाल रंग की अंगूठी के रूप में पूर्ण सौर ग्रहण के दौरान देखी जाती है। क्रोमोस्फीयर की ऊपरी सीमा लगातार उत्तेजित होती है, और इसलिए इसकी मोटाई 15,000 से 20,000 तक होती है किमी.

क्रोमोस्फीयर से प्रमुखताएं निकलती हैं - गर्म गैसों के फव्वारे, जो पूर्ण सूर्य ग्रहण के दौरान नग्न आंखों को दिखाई देते हैं। 250-500 की स्पीड से किमी/सेकंडवे सूर्य की सतह से औसतन 200,000 की दूरी के बराबर दूरी तक उठते हैं किमी, औरउनमें से कुछ 1,500,000 तक की ऊँचाई तक पहुँचते हैं किमी.

क्रोमोस्फीयर के ऊपर सौर कोरोना है, जो पूर्ण सूर्य ग्रहण के दौरान सूर्य के चारों ओर चांदी-मोती प्रभामंडल के रूप में दिखाई देता है।

सौर कोरोना को आंतरिक और बाहरी में विभाजित किया गया है। आंतरिक मुकुट लगभग 500,000 की ऊंचाई तक फैला हुआ है किमीऔर इसमें दुर्लभ प्लाज्मा होता है - आयनों और मुक्त इलेक्ट्रॉनों का मिश्रण। आंतरिक कोरोना का रंग सूर्य के समान है, और इसका विकिरण मुक्त इलेक्ट्रॉनों द्वारा बिखरे हुए प्रकाशमंडल से प्रकाश है। आंतरिक कोरोना का स्पेक्ट्रम सौर स्पेक्ट्रम से इस मायने में भिन्न है कि इसमें अंधेरे अवशोषण रेखाएं नहीं देखी जाती हैं, लेकिन निरंतर स्पेक्ट्रम की पृष्ठभूमि के खिलाफ उत्सर्जन रेखाएं देखी जाती हैं, जिनमें से सबसे चमकीली आयनित लौह, निकल और कुछ अन्य तत्वों से संबंधित हैं। . चूँकि प्लाज्मा बहुत विरल होता है, मुक्त इलेक्ट्रॉनों की गति (और, तदनुसार, उनकी गतिज ऊर्जा) इतनी अधिक होती है कि आंतरिक कोरोना का तापमान लगभग 1 मिलियन डिग्री अनुमानित होता है।

बाहरी मुकुट 2 मिलियन मीटर से अधिक की ऊंचाई तक फैला हुआ है। किमी.इसमें छोटे ठोस कण होते हैं जो सूर्य के प्रकाश को परावर्तित करते हैं और इसे हल्का पीला रंग देते हैं।

हाल के वर्षों में, यह पता चला है कि सौर कोरोना पहले की तुलना में कहीं अधिक फैला हुआ है। सौर कोरोना के वे हिस्से जो सूर्य से सबसे अधिक दूर हैं - सुपरकोरोना - पृथ्वी की कक्षा से परे तक फैले हुए हैं। जैसे-जैसे यह सूर्य से दूर जाता है, सुपरकोरोना का तापमान धीरे-धीरे कम होता जाता है और पृथ्वी से दूरी पर यह लगभग 200,000° होता है

सुपरकोरोना में अलग-अलग दुर्लभ इलेक्ट्रॉन बादल होते हैं, जो सूर्य के चुंबकीय क्षेत्र में "जमे हुए" होते हैं, जो इससे तेज गति से चलते हैं और पृथ्वी के वायुमंडल की ऊपरी परतों तक पहुंचते हैं, इसे आयनित और गर्म करते हैं, जिससे जलवायु प्रक्रियाएं प्रभावित होती हैं।

अण्डाकार तल में अंतरग्रहीय स्थान में महीन धूल होती है, जो राशिचक्रीय प्रकाश की घटना उत्पन्न करती है। इस घटना में यह तथ्य शामिल है कि वसंत ऋतु में पश्चिम में सूर्यास्त के बाद या पतझड़ में पूर्व में सूर्योदय से पहले, कभी-कभी शंकु के रूप में क्षितिज से उभरी हुई एक धुंधली चमक देखी जाती है।

सूर्य का स्पेक्ट्रम एक अवशोषण स्पेक्ट्रम है। एक सतत उज्ज्वल स्पेक्ट्रम की पृष्ठभूमि के खिलाफ कई अंधेरे (फ्रौनहोफर) रेखाएं हैं। वे तब घटित होते हैं जब गर्म गैस द्वारा उत्सर्जित प्रकाश की किरण उसी गैस द्वारा निर्मित ठंडे माध्यम से गुजरती है। इस स्थिति में, गैस की चमकीली उत्सर्जन रेखा के स्थान पर एक गहरी अवशोषण रेखा देखी जाती है।

प्रत्येक रासायनिक तत्व का एक रेखा स्पेक्ट्रम अद्वितीय होता है, इसलिए किसी चमकदार पिंड की रासायनिक संरचना स्पेक्ट्रम के प्रकार से निर्धारित की जा सकती है। यदि प्रकाश उत्सर्जित करने वाला पदार्थ कोई रासायनिक यौगिक है, तो उसके स्पेक्ट्रम में अणुओं के बैंड और उनके यौगिक दिखाई देते हैं। स्पेक्ट्रम में सभी रेखाओं की तरंग दैर्ध्य निर्धारित करके, विकिरण करने वाले पदार्थ बनाने वाले रासायनिक तत्वों को निर्धारित करना संभव है। व्यक्तिगत तत्वों की वर्णक्रमीय रेखाओं की तीव्रता का उपयोग उनसे संबंधित परमाणुओं की संख्या का आकलन करने के लिए किया जाता है। इसलिए, वर्णक्रमीय विश्लेषण न केवल गुणात्मक, बल्कि आकाशीय पिंडों की मात्रात्मक संरचना (अधिक सटीक रूप से, उनके वायुमंडल) का अध्ययन करना संभव बनाता है और यह खगोलभौतिकी अनुसंधान का सबसे महत्वपूर्ण तरीका है।

पृथ्वी पर ज्ञात लगभग 70 रासायनिक तत्व सूर्य पर पाए गए। लेकिन मूलतः सूर्य दो तत्वों से बना है:

हाइड्रोजन (द्रव्यमान के अनुसार लगभग 70%) और हीलियम (लगभग 30%)। अन्य रासायनिक तत्वों (केवल 3%) में से, सबसे आम नाइट्रोजन, कार्बन, ऑक्सीजन, लोहा, मैग्नीशियम, सिलिकॉन, कैल्शियम और सोडियम हैं। कुछ रासायनिक तत्व, जैसे क्लोरीन और ब्रोमीन, अभी तक सूर्य में नहीं खोजे गए हैं। सनस्पॉट के स्पेक्ट्रम में रासायनिक यौगिकों के अवशोषण बैंड भी शामिल हैं: सायनोजेन (सीएन), टाइटेनियम ऑक्साइड, हाइड्रॉक्सिल (ओएच), हाइड्रोकार्बन (सीएच), आदि।

सूर्य ऊर्जा का एक जबरदस्त स्रोत है, जो लगातार सभी दिशाओं में प्रकाश और गर्मी फैलाता रहता है। पृथ्वी को सूर्य द्वारा उत्सर्जित समस्त ऊर्जा का लगभग 1:2000000000 प्राप्त होता है। पृथ्वी को सूर्य से प्राप्त ऊर्जा की मात्रा सौर स्थिरांक के मान से निर्धारित होती है। सौर स्थिरांक प्रति मिनट 1 प्राप्त ऊर्जा की मात्रा है सेमी 2सूर्य की किरणों के लंबवत् पृथ्वी के वायुमंडल की सीमा पर स्थित सतह। तापीय ऊर्जा के संदर्भ में, सौर स्थिरांक 2 है कैल/सेमी 2 *मिनट,और यांत्रिक इकाइयों की प्रणाली में इसे संख्या 1.4-10 6 द्वारा व्यक्त किया जाता है एर्ग/सेकंड सेमी2.

प्रकाशमंडल का तापमान 6000 डिग्री सेल्सियस के करीब है। यह लगभग पूरी तरह से काले शरीर की तरह ऊर्जा उत्सर्जित करता है, इसलिए सौर सतह का प्रभावी तापमान स्टीफन-बोल्ट्ज़मैन कानून का उपयोग करके निर्धारित किया जा सकता है:

कहाँ इ - 1 में उत्सर्जित अर्गों में ऊर्जा की मात्रा सेकंड. 1 सेमी 2सौर सतह; एस=5.73 10 -5 एर्ग/सेकंड* डिग्री ^4 सेमी 2 -अनुभव से स्थापित एक स्थिरांक, और टी -पूर्ण तापमान डिग्री केल्विन में.

1 त्रिज्या वाले गोले की सतह से गुजरने वाली ऊर्जा की मात्रा एक। इ। (150 10" सेमी),के बराबर होती है इ =4*10 33 एर्ग/सेकंड * सेमी 2.यह ऊर्जा सूर्य की संपूर्ण सतह से उत्सर्जित होती है इसलिए इसके मान को सौर सतह के क्षेत्रफल से विभाजित करके हम मान ज्ञात कर सकते हैं इऔर सूर्य की सतह के तापमान की गणना करें। यह E=5800°K निकला।

सूर्य की सतह का तापमान निर्धारित करने के लिए अन्य विधियाँ हैं, लेकिन वे सभी अपने अनुप्रयोग के परिणामों में भिन्न हैं, क्योंकि सूर्य बिल्कुल काले शरीर की तरह विकिरण नहीं करता है।

सूर्य के आंतरिक भागों के तापमान का प्रत्यक्ष निर्धारण असंभव है, लेकिन जैसे-जैसे यह इसके केंद्र के करीब आता है, इसमें तेजी से वृद्धि होनी चाहिए। सूर्य के केंद्र पर तापमान की गणना सैद्धांतिक रूप से दबाव संतुलन की स्थिति और सूर्य के आयतन में प्रत्येक बिंदु पर ऊर्जा इनपुट और व्यय की समानता से की जाती है। आधुनिक आंकड़ों के अनुसार, यह 13 मिलियन डिग्री तक पहुंचता है।

सूर्य पर पाई जाने वाली तापमान स्थितियों के तहत इसका सारा पदार्थ गैसीय अवस्था में है। चूंकि सूर्य तापीय संतुलन में है, इसलिए प्रत्येक बिंदु पर केंद्र की ओर निर्देशित गुरुत्वाकर्षण बल और केंद्र से निर्देशित गैस और प्रकाश दबाव की शक्तियों की भरपाई की जानी चाहिए।

सूर्य के आंतरिक भाग में उच्च तापमान और उच्च दबाव के कारण पदार्थ के परमाणुओं का एकाधिक आयनीकरण होता है और इसका महत्वपूर्ण घनत्व संभवतः 100 से अधिक हो जाता है। जी/सेमी 3,हालाँकि इन परिस्थितियों में भी सूर्य का पदार्थ गैस के गुणों को बरकरार रखता है। असंख्य आंकड़ों से यह निष्कर्ष निकला है कि सौर विकिरण के कारण होने वाली बड़ी ऊर्जा खपत के बावजूद, कई लाखों वर्षों तक सूर्य का तापमान अपरिवर्तित रहता है।

सौर ऊर्जा का मुख्य स्रोत परमाणु प्रतिक्रियाएँ हैं। सबसे संभावित परमाणु प्रतिक्रियाओं में से एक, जिसे प्रोटॉन-प्रोटॉन कहा जाता है, में चार हाइड्रोजन नाभिक (प्रोटॉन) का हीलियम नाभिक में रूपांतरण शामिल है। परमाणु परिवर्तनों के दौरान, बड़ी मात्रा में ऊर्जा निकलती है, जो सौर सतह में प्रवेश करती है और अंतरिक्ष में उत्सर्जित होती है।

विकिरण ऊर्जा की गणना प्रसिद्ध आइंस्टीन सूत्र का उपयोग करके की जा सकती है: इ = टीएस 2,कहाँ इ -ऊर्जा; टी -द्रव्यमान और c - निर्वात में प्रकाश की गति। हाइड्रोजन नाभिक का द्रव्यमान 1.008 (परमाणु द्रव्यमान इकाई) है, इसलिए 4 प्रोटॉन का द्रव्यमान 4 है 1.008 = 4.032 एक। खाओ।परिणामी हीलियम नाभिक का द्रव्यमान 4.004 है एक। खाओ।हाइड्रोजन द्रव्यमान में 0.028 की कमी एक। खाओ।(यह 5 * 10 -26 ग्राम है) के बराबर ऊर्जा निकलती है:

सूर्य की कुल विकिरण शक्ति 5*10 23 लीटर है। साथ। विकिरण के कारण सूर्य को 4 मिलियन की हानि होती है। टीपदार्थ प्रति सेकंड.

सूर्य भी रेडियो तरंग विकिरण का एक स्रोत है। तरंग बैंड में सूर्य से रेडियो उत्सर्जन की कुल शक्ति 8 से मिमी 15 तक एमछोटा। "शांत" सूर्य से यह रेडियो उत्सर्जन क्रोमोस्फीयर और कोरोना से आता है और थर्मल विकिरण है। जब सूर्य पर धब्बे, मशालें और उभार बड़ी संख्या में दिखाई देते हैं, तो रेडियो उत्सर्जन की शक्ति हजारों गुना बढ़ जाती है। "अशांत" सूर्य से रेडियो उत्सर्जन के विशेष रूप से बड़े विस्फोट इसके क्रोमोस्फीयर में मजबूत ज्वालाओं की अवधि के दौरान होते हैं।

वर्णक्रमीय वर्गीकरण और तारों की भौतिक प्रकृति

तारों की भौतिक प्रकृति के बारे में आधुनिक खगोल विज्ञान को उपलब्ध विविध और महत्वपूर्ण जानकारी उनके द्वारा उत्सर्जित प्रकाश के अध्ययन से प्राप्त हुई है। प्रकाश की प्रकृति का अध्ययन फोटोमेट्री और वर्णक्रमीय विश्लेषण विधियों का उपयोग करके किया जाता है।

19वीं सदी के मध्य में, फ्रांसीसी आदर्शवादी दार्शनिक ऑगस्टे कॉम्टे ने तर्क दिया कि आकाशीय पिंडों की रासायनिक संरचना विज्ञान के लिए हमेशा अज्ञात रहेगी। हालाँकि, जल्द ही सूर्य और तारों पर वर्णक्रमीय विश्लेषण विधियों का उपयोग करके पृथ्वी पर ज्ञात रासायनिक तत्वों की खोज की गई।

हमारे समय में, स्पेक्ट्रा के अध्ययन ने न केवल तारों की रासायनिक संरचना को स्थापित करना संभव बना दिया है, बल्कि उनके तापमान, चमक, व्यास, द्रव्यमान, घनत्व, घूर्णी गति और अनुवाद संबंधी आंदोलनों को मापने के साथ-साथ दूरियों को भी निर्धारित करना संभव बना दिया है। उन दूर के तारों तक जिनके त्रिकोणमितीय लंबन उनके छोटे होने के कारण माप के लिए दुर्गम हैं।

तारों की भौतिक प्रकृति बहुत भिन्न होती है, और इसलिए उनका स्पेक्ट्रम बहुत विविध होता है। सूर्य की तरह तारों में निरंतर स्पेक्ट्रा होता है, जो अंधेरे अवशोषण रेखाओं द्वारा प्रतिच्छेदित होता है, और यह साबित करता है कि प्रत्येक तारा एक गर्म गैस पिंड है, जो एक निरंतर स्पेक्ट्रम देता है और ठंडे वातावरण से घिरा होता है।

तारकीय स्पेक्ट्रा की रेखाओं की पहचान पृथ्वी पर ज्ञात रासायनिक तत्वों की रेखाओं से की जाती है, जो ब्रह्मांड की भौतिक एकता के प्रमाण के रूप में कार्य करती है। सभी तारे एक ही रासायनिक तत्वों से बने हैं, मुख्यतः हाइड्रोजन और हीलियम से।

तारकीय स्पेक्ट्रा में बड़े अंतर का कारण तारों की रासायनिक संरचना में अंतर से नहीं, बल्कि तारकीय वायुमंडल के पदार्थ के आयनीकरण की विभिन्न डिग्री से निर्धारित होता है, जो मुख्य रूप से तापमान द्वारा निर्धारित होता है। 200,000 से अधिक सितारों के अध्ययन के परिणामों के आधार पर हार्वर्ड वेधशाला (यूएसए) में बनाया गया तारकीय स्पेक्ट्रा का आधुनिक वर्गीकरण, ज्ञात रासायनिक तत्वों के साथ अवशोषण रेखाओं की संबद्धता की पहचान करने और उनकी सापेक्ष तीव्रता का आकलन करने पर आधारित है।

तारकीय स्पेक्ट्रा की सभी विविधता के साथ, उन्हें समान विशेषताओं वाले कम संख्या में वर्गों में जोड़ा जा सकता है और धीरे-धीरे एक सतत श्रृंखला बनाने के लिए एक दूसरे में परिवर्तित किया जा सकता है। हार्वर्ड वर्गीकरण के मुख्य वर्गों को लैटिन वर्णमाला ओ के अक्षरों द्वारा निर्दिष्ट किया गया है, बी ० ए, एफ , जी , के, एम,तारकीय तापमान में कमी के अनुरूप एक श्रृंखला का निर्माण। प्रत्येक वर्ग में वर्णक्रमीय संकेतकों को विस्तृत करने के लिए, संख्याओं द्वारा निर्दिष्ट दशमलव विभाजन पेश किए गए हैं। पदनाम A0 एक विशिष्ट वर्ग स्पेक्ट्रम से मेल खाता है ए; A5 वर्गों के बीच मध्यवर्ती स्पेक्ट्रम को दर्शाता है एऔर एफ ; A9 - स्पेक्ट्रम F0 के काफी करीब , A0 की तुलना में.

तालिका स्पेक्ट्रा की विशेषताओं, उनके संबंधित तापमान और प्रत्येक वर्णक्रमीय वर्ग के लिए विशिष्ट सितारों को दर्शाती है।

वर्णक्रमीय वर्ग	अवशोषण स्पेक्ट्रम के लक्षण	सतह तापमान	विशिष्ट सितारे
0	आयनित हीलियम की रेखाएँ,	35,000°	कोओरपोना
(नीले तारे)	नाइट्रोजन, ऑक्सीजन और सिलिकॉन
में	हीलियम और हाइड्रोजन रेखाएँ	25000°	स्पाइका
(नीला सफेद
सितारे)
ए	हाइड्रोजन रेखाओं में खसखस ​​होता है	10000°	सिरिच
(सफेद सितारे)	अधिकतम तीव्रता. के लिए
आयनित की दृश्यमान रेखाएँ
कैल्शियम. कमज़ोर दिखाई देते हैं
धातु अवशोषण रेखाएँ
आर	हाइड्रोजन रेखाएँ कमजोर हो जाती हैं।	7500°	प्रोट्स: वह
(पीले तारे)	सघन रेखाएँ तटस्थ होती हैं
जाओ और आयनित कैल्शियम।
धातु की रेखाएँ धीरे-धीरे
तीव्र हो रहे हैं
0	हाइड्रोजन रेखाएँ और भी अधिक	6000°	सोल्नी
(पीले सितारे)	कमजोर करना. बहुत
धातु अवशोषण रेखाएँ
को	धातुओं की रेखाएँ बहुत तीव्र होती हैं	4500°	अर्क-उ-र
(नारंगी सितारे)	सिवनी. कोयले की सघन पट्टी
हाइड्रोजन सीएच. कमज़ोर रेखाएँ
टाइटेनियम ऑक्साइड अवशोषण tyug
एम	तटस्थ धातु रेखाएँ	3500°	बेथेल.-
(लाल सितारे)	बहुत मजबूत। में गहन	गीज़
आणविक अवशोषण हानि
सम्बन्ध

मुख्य वर्णक्रमीय वर्गों के अलावा, अतिरिक्त वर्ग आर भी हैं , एन, एसकुछ तारे जिनका तापमान 3000° से कम है।

तालिका में दिए गए तापमान तारों की सतह परतों को संदर्भित करते हैं; उनकी गहराई में, 10-30 मिलियन डिग्री के क्रम का तापमान प्रबल होता है। उच्च तापमान सहज परमाणु प्रतिक्रियाओं की घटना को सुनिश्चित करता है, यानी, पहले चर्चा की गई प्रक्रियाएं।

किसी तारे का रंग उसके तापमान पर निर्भर करता है। ठंडे तारे मुख्य रूप से लंबी तरंग दैर्ध्य में उत्सर्जित होते हैं, जो स्पेक्ट्रम के लाल भाग के अनुरूप होते हैं, जबकि गर्म तारे मुख्य रूप से छोटी तरंगों में उत्सर्जित होते हैं, जो स्पेक्ट्रम के बैंगनी भाग के अनुरूप होते हैं।

मानव आँख पीली-हरी किरणों के प्रति सर्वाधिक संवेदनशील होती है, औरएक साधारण फोटोग्राफिक प्लेट - स्पेक्ट्रम की नीली और बैंगनी किरणों के लिए। परिणामस्वरूप, जब दृश्य और फोटोग्राफिक तरीकों से तारों का अवलोकन किया जाता है, तो एक ही तारे के लिए अलग-अलग परिमाण प्राप्त होते हैं।

खगोल विज्ञान में, रंग को दृश्य रूप से और तस्वीरों से निर्धारित तारे के परिमाण की तुलना करके मापा जाता है, और एक रंग सूचकांक द्वारा मूल्यांकन किया जाता है, जो तारे के फोटोग्राफिक और दृश्य परिमाण के बीच का अंतर है:

परंपरागत रूप से, ऐसा माना जाता है कि वर्णक्रमीय प्रकार के सितारों के लिए ए 0 रंग सूचकांक एक बुलेट के बराबर है। ठंडे तारों का रंग सूचकांक सकारात्मक होता है, क्योंकि वे लंबी तरंगों में तीव्रता से उत्सर्जन करते हैं, जिसके प्रति आंखें सबसे अधिक संवेदनशील होती हैं। गर्म तारों का रंग सूचकांक एक नकारात्मक मान है, क्योंकि उनका विकिरण मुख्य रूप से लघु-तरंग दैर्ध्य होता है, और फोटोग्राफिक प्लेट नीली और बैंगनी किरणों के प्रति सबसे अधिक संवेदनशील होती है।

रंग सूचकांकों और तारा स्पेक्ट्रा के बीच संबंध अनुभवजन्य रूप से स्थापित होते हैं। एक तालिका संकलित की जाती है जिससे तारे के रंग सूचकांक का उपयोग उसके वर्णक्रमीय वर्ग को लगभग निर्धारित करने के लिए किया जाता है।

उत्सर्जित ऊर्जा की मात्रा निर्धारित करने वाले मुख्य कारक तारे की उत्सर्जित सतह का तापमान और क्षेत्र हैं। तारों की चमक के अध्ययन से उनका विभाजन दो विशिष्ट समूहों में हो गया: विशाल तारे और बौने तारे। विशाल तारों में उच्च चमक और बड़ा उत्सर्जन क्षेत्र (बड़ी मात्रा) होता है, लेकिन पदार्थ का घनत्व कम होता है। बौने तारों की विशेषता कम चमक, छोटी मात्रा और पदार्थ का महत्वपूर्ण घनत्व है।

दिग्गजों और बौनों के बीच का अंतर वर्णक्रमीय प्रकार के सितारों के लिए सबसे अधिक स्पष्ट है एमऔर को,जिसके लिए चमक में अंतर 9 मीटर_ 10 मीटर तक पहुंच जाता है, यानी लाल दिग्गज लाल बौनों की तुलना में 5-10 हजार गुना अधिक चमकीले होते हैं। वर्ग एफ और जी के पीले और पीले सितारों के साथ-साथ दिग्गजों और बौनों में भी मध्यवर्ती चमक वाले कई सितारे हैं।

तारों की चमक को दर्शाने के लिए, उनके वर्णक्रमीय वर्ग के बड़े अक्षर के सामने अतिरिक्त रूप से छोटे अक्षर लिखे जाते हैं: g - विशाल तारों के लिए और d - बौने तारों के लिए। कैपेला gG0 - G0 वर्ग का विशाल, सन dG 3 - कक्षा जी बौना 3 वगैरह।

सितारों की उत्पत्ति और विकास के बारे में आधुनिक अवधारणाएँ

खगोल विज्ञान की वह शाखा जो आकाशीय पिंडों की उत्पत्ति और विकास का अध्ययन करती है, कॉस्मोगोनी कहलाती है। कॉस्मोगोनी ब्रह्मांडीय पदार्थ के रूपों को बदलने की प्रक्रियाओं का अध्ययन करती है, जिससे व्यक्तिगत खगोलीय पिंडों और उनकी प्रणालियों का निर्माण होता है, और उनके बाद के विकास की दिशा होती है। कॉस्मोगोनिक अनुसंधान से रासायनिक तत्वों और ब्रह्मांडीय किरणों के उद्भव, चुंबकीय क्षेत्रों की उपस्थिति और रेडियो उत्सर्जन के स्रोतों जैसी समस्याओं का समाधान भी होता है।

ब्रह्मांड संबंधी समस्याओं का समाधान बड़ी कठिनाइयों से जुड़ा है, क्योंकि आकाशीय पिंडों का उद्भव और विकास इतनी धीमी गति से होता है कि प्रत्यक्ष अवलोकन के माध्यम से इन प्रक्रियाओं का पता लगाना असंभव है; ब्रह्मांडीय घटनाओं का समय इतना लंबा है कि उनकी अवधि की तुलना में खगोल विज्ञान का पूरा इतिहास एक पल जैसा लगता है। इसलिए, ब्रह्मांड विज्ञान, आकाशीय पिंडों के एक साथ देखे गए भौतिक गुणों की तुलना से, उनके विकास के क्रमिक चरणों की विशिष्ट विशेषताओं को स्थापित करता है।

तथ्यात्मक डेटा की अपर्याप्तता ब्रह्मांड संबंधी अनुसंधान के परिणामों को परिकल्पनाओं के रूप में औपचारिक बनाने की आवश्यकता की ओर ले जाती है, अर्थात। अवलोकनों, सैद्धांतिक गणनाओं और प्रकृति के बुनियादी नियमों पर आधारित वैज्ञानिक धारणाएँ। परिकल्पना के आगे के विकास से पता चलता है कि यह किस हद तक प्रकृति के नियमों और इसके द्वारा अनुमानित तथ्यों के मात्रात्मक मूल्यांकन से मेल खाती है।

ब्रह्मांड विज्ञान के निष्कर्ष, जो ब्रह्मांड की भौतिक एकता, उसमें होने वाली प्रक्रियाओं के नियमों और सभी देखी गई घटनाओं के कारण संबंध की पुष्टि की ओर ले जाते हैं, का गहरा दार्शनिक अर्थ है और वैज्ञानिक भौतिकवादी विश्वदृष्टि के औचित्य के रूप में काम करता है। .

तारों का उद्भव और विकास ब्रह्मांड विज्ञान की केंद्रीय समस्या है।

आकाशगंगा की संरचना के देखे गए चित्र में, तारों को उनकी उम्र के अनुसार वितरित किया गया है। गोलाकार और खुले तारा समूहों के अलावा, आकाशगंगा में तारों के विशेष समूह शामिल हैं जो अपनी भौतिक विशेषताओं में सजातीय हैं। वे खुली अकादमी हैं. वी.ए. अम्बर्टसुमियान और तारकीय संघों द्वारा नामित। तारकीय संघ अस्थिर संरचनाएं हैं, क्योंकि उनके घटक तारे विभिन्न दिशाओं में उच्च गति से बिखरते हैं। यह उनके क्षय की तीव्र दर और उनके अस्तित्व की छोटी अवधि, कई मिलियन वर्षों से अधिक नहीं, निर्धारित करता है। इसलिए, एसोसिएशन में सितारों की उपस्थिति उनके हालिया उद्भव को इंगित करती है, क्योंकि उनके पास अभी तक एसोसिएशन छोड़ने और आसपास के सितारों के साथ घुलने-मिलने का समय नहीं है।

तारकीय संघों के अध्ययन का नेतृत्व शिक्षाविद् ने किया। वी.ए. अंबार्टसुमियन इस निष्कर्ष पर पहुंचे कि आकाशगंगा के तारे गैर-एक साथ उत्पन्न हुए, कि तारों का निर्माण एक अधूरी प्रक्रिया है जो आज भी जारी है, और तारकीय संघ आकाशगंगा में वे स्थान हैं जहां तारों का समूह निर्माण हुआ।

आधुनिक ब्रह्मांड विज्ञान में, तारों के उद्भव के मुद्दे पर दो दृष्टिकोण हैं: 1) तारे अति सघन पिंडों के क्षय की प्रक्रिया में उत्पन्न होते हैं, जिससे पदार्थ के घनत्व में कमी आती है, और 2) तारे एक के रूप में बनते हैं बिखरे हुए पदार्थ के गुरुत्वाकर्षण संघनन का परिणाम, उसके घनत्व में वृद्धि के साथ। हालाँकि, अवलोकन संबंधी परिणाम वर्तमान में हमें उनमें से किसी को भी प्राथमिकता देने की अनुमति नहीं देते हैं।

शिक्षाविद् द्वारा प्रस्तावित परिकल्पना के अनुसार। वी. ए. अम्बार्टसुमियन तारे आकाशगंगाओं के नाभिक में होने वाले विस्फोटों के दौरान निकलने वाले सुपरडेंस प्रीस्टेलर पदार्थ से बनते हैं। आकाशगंगाओं के नाभिक में छोटे आकार के पिंड होते हैं, जिनका द्रव्यमान तारों से कई गुना अधिक होता है, जो तारों और फैले हुए पदार्थ से अपनी भौतिक प्रकृति में भिन्न होते हैं। ये अति सघन पिंड आधुनिक विज्ञान के लिए अज्ञात पदार्थ के एक नए रूप का प्रतिनिधित्व करते प्रतीत होते हैं। सुपरडेंस निकायों - प्रोटोस्टार - का क्षय बाद में तारकीय समूहों - संघों के एक साथ गठन की ओर जाता है। हालाँकि, वी.ए. अंबार्टसुमियन प्रोटोस्टार के तारकीय समूहों और समूहों में परिवर्तन के तंत्र पर विचार नहीं करता है।

विसरित पदार्थ से तारों की उत्पत्ति की परिकल्पना कुछ अमेरिकी वैज्ञानिकों और अन्य खगोलविदों द्वारा विकसित की गई थी। गुरुत्वाकर्षण बलों और गैलेक्सी के चुंबकीय क्षेत्र के प्रभाव में एक दुर्लभ गैस-धूल माध्यम के संपीड़न से व्यक्तिगत गुच्छों का निर्माण होता है, जो प्रोटोस्टार हैं - ग्लोब्यूल्स। प्रोटोस्टार के निरंतर संपीड़न से तारों के दबाव और तापमान में वृद्धि होती है। जब प्रोटोस्टार के केंद्र में तापमान कई मिलियन डिग्री तक पहुंच जाता है, तो वहां थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं शुरू हो जाती हैं, जो हाइड्रोजन को हीलियम में परिवर्तित करती हैं, साथ ही बड़ी मात्रा में ऊर्जा निकलती है।

इस समय से, प्रोटोस्टार का संपीड़न बंद हो जाता है, क्योंकि गुरुत्वाकर्षण बल गैस और प्रकाश दबाव से संतुलित होते हैं, और अपेक्षाकृत जल्द ही प्रोटोस्टार स्पेक्ट्रम-चमकदारता आरेख पर एक मुख्य अनुक्रम तारा बन जाता है। विसरित पदार्थ से तारे के निर्माण की अवधि प्रारंभिक संघनन के द्रव्यमान पर निर्भर करती है और 100 मिलियन वर्ष से अधिक नहीं रहती है।

तारा अपने अस्तित्व का अधिकांश भाग मुख्य अनुक्रम पर तब तक व्यतीत करता है जब तक कि उसके मध्य भाग में मौजूद हाइड्रोजन समाप्त न हो जाए। सूर्य के द्रव्यमान के बराबर द्रव्यमान वाले तारे के लिए यह समय लगभग 10 अरब वर्ष है। विशाल गर्म तारे इतनी अधिक ऊर्जा उत्सर्जित करते हैं कि उनकी हाइड्रोजन आपूर्ति केवल कुछ मिलियन वर्षों तक ही रहती है। मुख्य अनुक्रम पर रहने के दौरान, तारा लगभग अपरिवर्तित त्रिज्या, सतह का तापमान और चमक बनाए रखता है।

जब तारे के कोर में हाइड्रोजन का जलना समाप्त हो जाता है, तो अंदर से दबाव गुरुत्वाकर्षण को संतुलित नहीं कर पाता है और तारे का कोर सिकुड़ना शुरू हो जाता है। कोर का संपीड़न तापमान में वृद्धि के साथ होता है। बढ़ते विकिरण से तारे का आवरण फैल जाता है, जिससे उसकी चमक बढ़ जाती है। किसी तारे का आगे का विकास उसके द्रव्यमान पर निर्भर करता है। अधिकांश वैज्ञानिकों का मानना ​​है कि सूर्य की तुलना में छोटे द्रव्यमान वाले तारे सफेद बौनों में बदल जाते हैं।

किसी तारे का विकास, यदि वह किसी सुपरडेंस प्रोटोस्टार के क्षय के परिणामस्वरूप उत्पन्न होता है, तो उसका एक अलग चरित्र होना चाहिए, क्योंकि स्टार के निर्माण के बाद, सुपरडेंस प्रीस्टेलर पदार्थ का हिस्सा अभी भी उसके आंतरिक भाग में संरक्षित है। इसकी उपस्थिति का संकेत दिया जा सकता है, उदाहरण के लिए, चमकते अनियमित चर सितारों की चमक में तेज बदलाव से। भड़कने की प्रक्रिया एक विस्फोट के समान होती है और इसे तारे के आंतरिक भाग से उसकी सतह तक प्रीस्टेलर पदार्थ को हटाने के साथ-साथ बड़ी मात्रा में एगर्जिया के निकलने से समझाया जा सकता है।

किसी भी प्रकार के विकास के साथ, तारे की गहराई में भारी रासायनिक तत्वों के निर्माण के परिणामस्वरूप उसकी रासायनिक संरचना में परिवर्तन होता है।

अपने विकास के दौरान, एक तारा न केवल विकिरण के कारण, बल्कि अपने वायुमंडल से पदार्थ के बिखरने के कारण भी लगातार अपना द्रव्यमान खोता है, जो अंतरतारकीय विसरित पदार्थ की पुनःपूर्ति के स्रोतों में से एक है।

आकाशगंगाओं की दूरियाँ और आकार निर्धारित करना

18वीं शताब्दी के उत्तरार्ध में, तारों के अलावा, आकाश में कई गतिहीन धूमिल धब्बे - निहारिकाएँ - देखी गईं। इनमें से अधिकांश का स्वरूप लम्बे समय तक विवादास्पद रहा। केवल हमारी सदी के मध्य 20 के दशक में ही यह स्पष्ट हो गया कि उनमें से अधिकांश भव्य तारा प्रणालियाँ थीं, जो आकार में हमारी आकाशगंगा के बराबर थीं। इसीलिए इन्हें आकाशगंगा नाम मिला।

सभी आकाशगंगाओं का संग्रह हमें ज्ञात सबसे बड़ी प्रणाली बनाता है, जिसे मेटागैलेक्सी कहा जाता है। हम अभी तक इसकी सीमाओं तक नहीं पहुंचे हैं, और इसका कोई केंद्र है या नहीं यह अज्ञात है।

यह समस्या ऐसे अस्पष्ट धब्बों की प्रकृति और ब्रह्मांड में उनके स्थान के प्रश्न को स्पष्ट करने के लिए मौलिक थी, जिसके केंद्र में मनुष्य पृथ्वी से चला गया, पहले सूर्य तक, फिर हमारी आकाशगंगा के केंद्र तक,

मध्य तक XXसदियों से, कई लोग आकाशगंगाओं को तारा समूहों और गैसीय नीहारिकाओं के साथ हमारी आकाशगंगा के अंदर स्थित छोटी वस्तुएं मानते थे। 20 के दशक में भी यह माना जाता था कि ये धूल से बने लेंस थे और उनके केंद्र में एक चमकीले तारे द्वारा अंदर से प्रकाशित किया गया था। दूरी निर्धारित करने का रास्ता हार्वर्ड वेधशाला के कर्मचारियों और फिर लुंडमार्क और हबल द्वारा खोला गया था। उनमें से पहले ने स्थापित किया कि मैगेलैनिक बादलों में, जो आकाशगंगा के टुकड़ों की तरह दिखते हैं, कई सेफिड्स दिखाई देते हैं - आवधिक परिवर्तनशील तारे, जिनकी चमक में परिवर्तन की अवधि उनकी दृश्य चमक के साथ बढ़ जाती है। मैगेलैनिक बादलों के आसपास व्यावहारिक रूप से कोई सेफिड्स दिखाई नहीं दे रहे थे, और यह स्पष्ट था कि बादलों में उनकी दृश्य एकाग्रता उनमें सेफिड्स की स्थानिक एकाग्रता का परिणाम थी, और उनकी स्पष्ट चमक में अंतर उनकी वास्तविक प्रकाश तीव्रता में अंतर के अनुरूप था - चमक में. इस प्रकार, सेफिड्स की सबसे महत्वपूर्ण संपत्ति की खोज की गई, जो हर जगह मान्य साबित हुई, अर्थात् अवधि-चमकदार संबंध का अस्तित्व। विभिन्न अवधियों के निकटतम सेफिड्स की चमक को स्थापित करने (हमसे उनकी दूरी के कारण कठिनाई के साथ) के बाद, हमारी आकाशगंगा और मैगेलैनिक बादलों में उनकी दृश्यमान चमक की तुलना से यह निर्धारित करना संभव था कि उत्तरार्द्ध कितनी बार हैं हमारे निकटतम सेफिड्स की तुलना में हमसे अधिक दूर। यह पता चला कि मैगेलैनिक बादल हमारी आकाशगंगा के बाहर स्थित हैं। स्पष्ट कोणीय आकार और अब ज्ञात दूरी से निर्धारित उनका रैखिक आकार, हमारी आकाशगंगा से कई गुना छोटा निकला, लेकिन वे अभी भी विशाल तारकीय तारे हैं। सिस्टम.इनमें हमारे जैसे लाखों तारे, गैसीय नीहारिकाएं और सैकड़ों तारा समूह शामिल हैं। मैगेलैनिक बादल हमारी आकाशगंगा की सीमाओं से परे खोजे गए पहले सिस्टम थे। लेकिन उनका आकार अनियमित, फटा हुआ है, और इसने अभी तक सबसे दिलचस्प सर्पिल नीहारिकाओं की प्रकृति के बारे में कुछ नहीं कहा है।

केवल हमारे निकटतम आकाशगंगाओं में ही हम सबसे चमकीले तारों में सेफिड्स को पहचान सकते हैं और, उनकी अवधि निर्धारित करके, नए सितारों का उपयोग करने की तुलना में उनकी दूरी का अधिक सटीक पता लगा सकते हैं।

1924 में, लुंडमार्क और विर्ट्ज़ ने पहले से ही वर्णक्रमीय रूप से मापे गए रेडियल वेगों की एक छोटी संख्या (डॉपलर-फ़िज़ो सिद्धांत का उपयोग करके) से पता लगाया कि आकाशगंगाएँ सभी दिशाओं में हमसे दूर जा रही हैं, और वे जितनी तेज़ हैं, वे हमसे उतनी ही दूर हैं। इस निष्कासन की गति हबल द्वारा 1930 के आसपास प्रति मेगापार्सेक दूरी पर 550 किमी/सेकेंड निर्धारित की गई थी, और इसलिए रेड शिफ्ट की खोज का श्रेय आमतौर पर उसे दिया जाता है। प्रभाव के निरंतर परीक्षण, मुख्य रूप से निकटवर्ती आकाशगंगाओं की दूरी के पैमाने को बढ़ाकर, अब हबल स्थिरांक को लगभग 50 किमी/(सेकंड एमपीसी) के मान पर ला दिया है, लेकिन अधिकांश खगोल भौतिकीविद् अभी भी पहले की परिभाषा हो = 75 किमी का उपयोग करना पसंद करते हैं। /(s Mpc ), शायद 100 और 50 किमी/(s Mpc) के बीच उतार-चढ़ाव वाले नए परिणामों की लहर के कम होने की प्रतीक्षा कर रहा है।

आकाशगंगाओं की संरचना और गुण

ये पैरामीटर स्टार सिस्टम की सबसे महत्वपूर्ण विशेषताएं हैं।

अलग-अलग आकाशगंगाओं का द्रव्यमान उनके घूर्णन वक्र का निर्धारण करके निर्धारित किया जाता है, जो केंद्रीय क्षेत्र में एक ठोस पिंड के करीब है; तब केप्लर के नियम के अनुसार घूर्णन में क्रमिक संक्रमण होता है, जब केंद्रीय द्रव्यमान से दूरियां पहले से ही बड़ी होती हैं, बिंदु के आसपास का घनत्व कम होता है और बाहरी क्षेत्र का द्रव्यमान अपेक्षाकृत छोटा होता है। आकाशगंगा की छवि के दृश्य प्रमुख अक्ष के साथ स्पेक्ट्रोग्राफ स्लिट को रखकर ऑप्टिकल विधि द्वारा घूर्णन वक्र प्राप्त किए जाते हैं, और इसके घूर्णन का तल दृष्टि रेखा के जितना करीब होगा, सफलता उतनी ही अधिक होगी। माप आकाशगंगा के केंद्रीय, चमकीले भाग तक सीमित हैं और इसके द्रव्यमान की केवल निचली सीमा प्रदान करते हैं।

घूर्णन वक्र की विस्तृत व्याख्या और आकाशगंगा के भीतर घनत्व पी के वितरण का पता लगाने के लिए और अधिक स्पष्टीकरण की आवश्यकता है। ऐसा करने के लिए, आकाशगंगा के एक मॉडल को स्वीकार करना आवश्यक है: सपाट या एक अमानवीय गोलाकार के रूप में एक मॉडल, जिसमें निरंतर घनत्व की सतहें समान गोलाकार होती हैं, या इससे भी अधिक जटिल आकार होती हैं।

समतल प्रणालियों का द्रव्यमान लगभग 10^11 (11 की शक्ति तक) से शुरू होता है और तारा समूहों के द्रव्यमान तक घट जाता है।

जहाँ V केप्लरियन वक्र में वृत्ताकार वेग है;

आर - त्रिज्या; जी-गुरुत्वाकर्षण बल.

अण्डाकार और सर्पिल आकाशगंगाओं के द्रव्यमान का अनुमान जोड़े के मामले में लगाया जा सकता है - दोहरी आकाशगंगाएँ, जिसमें वैश्विक वेगों में अंतर को घूर्णन गति के बराबर माना जा सकता है, जैसे कि स्पेक्ट्रोस्कोपिक दोहरे सितारों में। हालाँकि, यहाँ कक्षीय झुकाव कोण अज्ञात रहता है, और वेग वक्र निर्धारित नहीं किया जा सकता है। हम दो आकाशगंगाओं के द्रव्यमान के योग के लिए केवल निचली सीमा प्राप्त करते हैं, जैसा कि स्पेक्ट्रोस्कोपिक बाइनरी सितारों के मामले में होता है।

ऊपर कई प्रासंगिक मुद्दों पर प्रकाश डाला गया है, लेकिन और भी बहुत कुछ जोड़ने की जरूरत है।

सर्पिल भुजाओं का आकार एक लघुगणकीय सर्पिल के अनुरूप प्रतीत होता है।

आर = आर(0)ऍक्स्प (सीए),

जहां a =pj:180 और c = сtgm, या

लॉग आर = लॉग आर(0)+सीसीजे,

कहाँ साथ=(पी/180)*एलजी ई=0.00758।

यहाँ m सर्पिल बिंदु के त्रिज्या वेक्टर और उस पर स्पर्शरेखा के बीच का अभिलक्षणिक कोण है। निस्संदेह, यह उनके तल में शाखाओं के वास्तविक आकार को संदर्भित करता है, न कि प्रक्षेपण द्वारा विकृत आकार को। औसतन मी = 73° और 54-86° के बीच बदलता रहता है। पहला मान चौड़ी खुली शाखाओं से मेल खाता है, दूसरा एक वृत्त के निकट आने वाले सर्पिलों को संदर्भित करता है।

ऐसा होता है कि शाखाओं का आकार थोड़ा अलग होता है। ऐसी आकाशगंगाएँ हैं जिनकी तीन से चार शाखाएँ हैं और जिनकी आंतरिक और बाहरी शाखाएँ हैं, या "बहु-सशस्त्र"। अधिक सटीक रूप से, उत्तरार्द्ध की शाखाएं निरंतर नहीं हैं, लेकिन एक दूसरे से जुड़े हुए चापों से युक्त नहीं हैं। दो- और यहां तक ​​कि तीन-स्तरीय सर्पिल आकाशगंगाएँ इन प्राकृतिक घटनाओं की जटिलता का संकेत देती हैं। इससे पहले भी, हबल ने पाया था कि "बार" वाली आकाशगंगाएँ हैं - अंग्रेजी में "बार" - जिसके केंद्र में उनका कोर स्थित है, और सर्पिल शाखाएँ बार के सिरों से फैली हुई हैं, लेकिन ऐसी भी आकाशगंगाएँ हैं जिनमें शाखाएँ पट्टी के मध्य से फैली हुई हैं; उत्तरार्द्ध उस सिद्धांत के लिए एक कठिनाई प्रस्तुत करता है जो शाखाओं को बार से "बहिर्वाह" मानता है। बार के साथ कोर से गैस का प्रवाह 100 किमी/सेकेंड तक की गति से पाया गया। सर्पिल शाखाओं के क्षेत्र में, ज्यादातर मामलों में रोटेशन ठोस-अवस्था के करीब होता है, और रोटेशन वक्र पर विभक्ति बिंदु वह होता है जहां शाखाओं का अब पता नहीं लगाया जा सकता है, हालांकि सिस्टम की चमक अभी भी दूर तक फैली हुई है। अक्सर शाखाएँ बार से नहीं, बल्कि रिंग की परिधि से फैलती हैं, जिसके लिए बार व्यास है।

आकाशगंगाओं के घूर्णन की दिशा के बारे में बहुत बहस हुई - क्या यह इस तरह से होता है कि शाखाएँ "खींचें" या, इसके विपरीत, "खुलें"। यह उनकी उत्पत्ति के सिद्धांत के लिए महत्वपूर्ण है। समस्या की गंभीरता तब कम हो गई जब आकाशगंगाओं की खोज की गई जिनकी एक साथ विपरीत दिशाओं में शाखाएं थीं, यानी। कुछ "घसीट" रहे हैं, अन्य "खोल" रहे हैं। यदि घूर्णन लगभग ठोस हो तो किसी भी आकार की शाखाओं के निकलने में कोई बाधा नहीं आती।

हबल ने सरल सर्पिलों के लिए पदनाम पेश किया - एस, "क्रॉस्ड सर्पिल" (एक बार के साथ) के लिए - एस। मध्यवर्ती रूपों (बहुत छोटी पट्टी) के लिए, पदनाम SAB या अन्य पेश किए गए थे। उन्होंने अनियमित आकाशगंगाओं को I या Ir द्वारा नामित किया, लेकिन ये दो प्रकार की होती हैं। हबल के अनुसार, अण्डाकार आकाशगंगाओं को 1 से 7 तक की संख्या के योग के साथ अक्षर E द्वारा निर्दिष्ट किया जाता है, जो अनुपात द्वारा निर्धारित संपीड़न की डिग्री को इंगित करता है।

कहाँ एऔर बी - स्पष्ट व्यास (आमतौर पर प्रक्षेपण द्वारा हमारे लिए विकृत)। फिर उन्हें एक "उभार" (बड़ा कोर) वाली "लेंटिकुलर" आकाशगंगाएँ मिलीं जो एक डिस्क से घिरी हुई थीं जिनमें कोई सर्पिल नहीं हैं। उसने उन्हें S0 नामित किया। आगे की टिप्पणियों से पता चला कि हबल वर्गीकरण आकाशगंगाओं के मौजूदा रूपों और गुणों की संपूर्ण विविधता को प्रतिबिंबित नहीं करता है, और कई अन्य वर्गीकरण प्रस्तावित किए गए थे जो "जीवन से पीछे" से भी तेज थे और हम उन पर ध्यान नहीं देंगे।

हबल ने निम्नलिखित महत्वपूर्ण परिवर्धन किये। अब उन्हें हबल के अनुमान से भिन्न, गहरा अर्थ देना होगा। अनाकार, संरचनाहीन सर्पिल भुजाएँ जिनमें सुपरजायंट नहीं होते हैं और गैस-गरीब होते हैं, उन्हें उपसर्ग a(Sa) से चिह्नित किया जाता है। कई गर्म विशाल तारों और गैसीय नीहारिकाओं से भरपूर बहुत फटी हुई शाखाओं को उपसर्ग सी (एससी) के साथ चिह्नित किया जाता है, और मध्यवर्ती प्रकार के सर्पिलों को उपसर्ग बी (एसबी) के साथ चिह्नित किया जाता है। यह एम 31 (एसबी) है, और एम 33 एसएसयू है। हमारी आकाशगंगा एसबीसी प्रकार की हो सकती है - एक मध्यवर्ती सर्पिल। Sc में Sb की तुलना में काफी छोटे नाभिक होते हैं। लेकिन सा के लिए, हबल की राय के विपरीत, वे अलग हैं।

गैर-कड़ाई से कठोर-पिंड घूर्णन की उपस्थिति में सर्पिल आकाशगंगाओं के अस्तित्व को सैद्धांतिक रूप से समझाने के कई प्रयासों के बाद, सिद्धांत, जिसकी नींव 60 के दशक में लिन और शू द्वारा रखी गई थी, बहुत लोकप्रिय हो गया।

बहुत रुचि इस बात की है कि आकाशगंगाओं को चमक के आधार पर कैसे वितरित किया जाता है, जो कुछ हद तक द्रव्यमान द्वारा उनके वितरण को दर्शाता है, क्योंकि उनमें शामिल तारों की समान संरचना के साथ, द्रव्यमान चमक के समानुपाती होता है। यह स्थिति एक ही प्रकार की आकाशगंगाओं के लिए अधिक उचित है, विशेषकर अण्डाकार आकाशगंगाओं के लिए, जिनकी संरचना या रंग में अधिक अंतर नहीं होता है। लेकिन सबसे पहले उन्होंने सभी प्रकार की आकाशगंगाओं के लिए एक साथ एक सामान्य तस्वीर प्राप्त करने की कोशिश की, और फिर ऐसा लगा कि पूर्ण परिमाण वाली बौनी आकाशगंगाएँ एम = - 16 (m की घात तक) और उससे कम पर्याप्त नहीं है। लेकिन फिर उन्होंने हमारी आकाशगंगा के आसपास कुछ बेहद धुंधली और छोटी आकाशगंगाओं की खोज की।

E और S0 प्रकार की आकाशगंगाओं की स्थानिक संरचना को उनकी सतह की चमक की सटीक फोटोमेट्री के परिणामों से त्रिज्या के एक फ़ंक्शन के रूप में स्थानिक घनत्व की गणना करके सीखा जा सकता है। चमक, दृश्यमान त्रिज्या के साथ बिंदुओं पर मापी जाती है, जो हमारी दृष्टि की रेखा पर - गोलाकार के तारों पर स्थित सभी सितारों के विकिरण द्वारा बनाई जाती है। आप प्रक्षेपण में चमक से वॉल्यूमेट्रिक चमक की ओर बढ़ सकते हैं, बशर्ते कि केंद्रीय समरूपता हो।

मेटागैलेक्सी की संरचना, समूह।

अलग-अलग आकाशगंगाओं को अक्सर तुलनीय प्रणालियों के जोड़े में जोड़ा जाता है या इसमें एक बड़ी आकाशगंगा और कम चमक, आकार और द्रव्यमान वाले एक या कई उपग्रह शामिल होते हैं।

आकाशगंगाओं के कुछ समूह भी देखे जा सकते हैं। उनमें से कुछ, अक्सर उनके सदस्यों का एक हिस्सा, करीब या दूर स्थित आकाशगंगाओं के यादृच्छिक प्रक्षेपण मात्र होते हैं। सदस्यों के साथ निकटतम जोड़े और समूह जो निश्चित रूप से एक-दूसरे से शारीरिक रूप से जुड़े हुए हैं, इंटरैक्टिंग सिस्टम हैं - सिस्टम के घोंसले और श्रृंखलाएं।

अंत में, आकाशगंगाओं के समूह हैं, दोनों गरीब और बिखरे हुए, और समृद्ध, सैकड़ों और कई हजारों आकाशगंगाओं के समूह के केंद्र की ओर केंद्रित हैं।

आकाशगंगाओं के समूहों को खोजने की कोशिश में बहुत प्रयास किए जा रहे हैं - ऐसी प्रणालियाँ जो मेटागैलेक्सी के "बिल्डिंग ब्लॉक्स" के रूप में उच्च-क्रम वाली इकाइयाँ बन जाएंगी। उनका वास्तविक अस्तित्व अभी तक सिद्ध नहीं हुआ है

समूहों में अण्डाकार E और लेंटिक्यूलर S0 आकाशगंगाओं का प्रभुत्व है, और उनके बीच के सामान्य क्षेत्र में कई सर्पिल हैं।

दोहरी आकाशगंगाएँ।स्वीडन में होल्म्बर्ग ने लगभग 8007 की मात्रा में दोहरी और एकाधिक आकाशगंगाओं की एक सूची तैयार की, लेकिन, दुर्भाग्य से, यह आधुनिक आवश्यकताओं को पूरा नहीं करती है। किसी भी स्थिति में, होल्म्बर्ग की परिकल्पना कि गुरुत्वाकर्षण कैप्चर के परिणामस्वरूप दोहरी आकाशगंगाएँ उत्पन्न होती हैं, को छोड़ दिया जाना चाहिए। आधुनिक अवधारणाओं के अनुसार, आकाशगंगाओं के जोड़े, समूह और समूह, जैसे, उनके गठन के प्रारंभिक चरण में उत्पन्न हुए।

आई. डी. कराचेंत्सेव ने पृथक आकाशगंगाओं की अवधारणा पेश की, जिनके बीच की स्पष्ट दूरी अन्य निकटतम आकाशगंगा की दूरी से पांच या अधिक गुना कम है, और 603 जोड़े की एक सूची तैयार की।

यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि ऐसी आकाशगंगाओं की किसी भी सूची में प्रत्येक घटक की हमसे दूरी के बारे में कोई जानकारी नहीं है, और इसलिए उनके घटकों की एक-दूसरे से वास्तविक निकटता पर कोई भरोसा नहीं है। इसलिए, आई. डी. कराचेंत्सेव और अन्य खगोलविदों ने घटकों के रेडशिफ्ट को निर्धारित करने के लिए कड़ी मेहनत की। उनसे, वे घटकों के वेगों में अंतर भी पाते हैं, जो प्रणालियों के द्रव्यमान और उनके द्रव्यमान और चमक के अनुपात का अनुमान लगाने में मदद करते हैं।

आकाशगंगाओं की एक जोड़ी का द्रव्यमान उनकी गति (यह मानते हुए कि उनकी गति कक्षीय है) और घटकों के बीच की दूरी में अंतर के वर्ग के समानुपाती होती है। लेकिन हम कक्षा की दृष्टि रेखा के झुकाव और घटकों को जोड़ने वाली रेखा की लंबाई नहीं जानते हैं, और इसलिए हम उनके औसत, सबसे संभावित मानों का उपयोग करते हैं। संयुक्त राज्य अमेरिका में पेज, जिन्होंने कई जोड़ों के वेग प्राप्त किए, ने दिखाया कि इस विधि द्वारा निर्धारित द्रव्यमान उन द्रव्यमानों से अधिक परिमाण का एक क्रम है जो आकाशगंगाओं के घूर्णन या उनमें वेगों के फैलाव का अध्ययन करने से पाया जा सकता है। 6-मीटर दूरबीन के साथ विशेष खगोल भौतिकी वेधशाला में वेगों का अधिक सटीक माप द्रव्यमान निर्धारित करने में इस अंतर को खत्म कर देता है। "पृथक युग्मों" में से आधे में परस्पर क्रिया करने वाली आकाशगंगाएँ शामिल हैं। व्हाइट के अनुसार, जोड़े में सामान्य कक्षीय अवधि 200 10 6 वर्ष है, और उनके बीच की सामान्य दूरी लगभग 40 केपीसी है। सभी आकाशगंगाओं में से 15% तक जोड़े में पाए जाते हैं, लेकिन यादृच्छिक प्रक्षेपण के कारण ऑप्टिकल जोड़े का प्रतिशत निर्धारित करना अभी भी मुश्किल है। आई.डी. द्वारा प्रयोग कराचेंत्सेव और ए.एल. शचरबानोव्स्की ने एक कंप्यूटर का उपयोग करके दिखाया कि केवल 10% ऑप्टिकल जोड़े हैं, लेकिन यह संख्या द्वैत की अवधारणा को परिभाषित करने की शर्तों पर निर्भर करती है।

समूह.होल्म्बर्ग ने क्षेत्र से ट्रिपल और मल्टीपल आकाशगंगाओं को अलग किया। इससे कोई फर्क नहीं पड़ता कि आप उन्हें कैसे परिभाषित करते हैं, अधिक से अधिक बहुलता में संक्रमण के साथ वस्तुओं की संख्या तेजी से घट जाती है। दूसरी ओर, आकाशगंगाओं के समूह प्रतिष्ठित हैं; उदाहरण के लिए, वौकुलेर्स ने 54 समूहों और उनके सदस्यों की एक सूची दी। लेकिन इन बहुत व्यापक समूहों में दसियों सदस्य होते हैं, जो संभवतः गरीब समूहों में बदल जाते हैं, गरीब समूह अमीर समूहों में बदल जाते हैं, जिनमें सैकड़ों और शायद दसियों हजार सदस्य होते हैं। लगभग किसी भी समूह के लिए, यहां तक ​​कि छोटे समूह के लिए भी, प्रत्येक सदस्य के रेडियल वेग के बारे में जानकारी नहीं है। डेटा के कुछ टुकड़ों से अक्सर यह निष्कर्ष निकाला जा सकता है कि वायरल प्रमेय को लागू करने से हम समूह की अस्थिरता को इंगित करने वाली सकारात्मक ऊर्जा प्राप्त करेंगे। वी. ए. अम्बार्टसुमियन इसकी व्याख्या ऐसे समूहों के युवाओं के संकेत के रूप में करते हैं और उन्हें युवा मानते हैं।

अन्य खगोलशास्त्री उनसे सहमत नहीं हैं और मानते हैं कि सभी समूहों को स्थिर होना चाहिए, और इसके लिए दिए गए वेगों पर सदस्यों के लिए अधिक द्रव्यमान की आवश्यकता होती है; इसीलिए वे "छिपे हुए द्रव्यमान" के बारे में बात करते हैं। वौकुलर्स समूह में, कुछ अज्ञात सीमा तक, आकाशगंगाएँ शामिल हैं जो केवल समूह पर प्रक्षेपित हो रही हैं। या. ई. इनास्तो का मानना ​​है कि विशाल आकाशगंगाओं का प्रभामंडल विशाल होता है (जैसे एम 87) और वे "छिपे हुए द्रव्यमान" का प्रतिनिधित्व करते हैं। हालाँकि, सिस्टम में जितने अधिक सदस्य होंगे, "छिपा हुआ द्रव्यमान" उतना ही अधिक होना चाहिए, इसलिए कोरोना का योगदान पूरी तरह से अपर्याप्त होगा, लेकिन खगोलविद कोरोना की व्यापकता और सामान्य तौर पर समूहों की स्थिरता की समस्याओं पर विश्वास नहीं करते हैं। और "छिपी हुई जनता" का अस्तित्व अभी तक हल नहीं हुआ है।

सबसे निर्विवाद और सबसे दिलचस्प समूह परस्पर क्रिया करने वाली आकाशगंगाओं के घोंसले हैं; उत्तरार्द्ध में, सबसे कम घना पांच आकाशगंगाओं का स्टीफन क्विंटेट है। लेकिन इसमें, श्रृंखला वीवी 172 और कुछ अन्य की तरह, एक असामान्य रेडशिफ्ट वाला सदस्य शामिल है। अर्प का सुझाव है कि ऐसे समूह बड़ी आकाशगंगाओं से उत्सर्जित होते हैं।

आकाशगंगाओं के समूह.हमसे निकटतम आकाशगंगाओं का समूह, बल्कि उनमें से एक बादल, जिसमें गैस और धूल से युक्त कई बड़े और चमकीले सर्पिल शामिल हैं, हमसे 12 एमपीसी दूर है और कन्या क्लस्टर में स्थित है। ऐसा ही एक निकटवर्ती बादल उर्सा मेजर में स्थित है। उनमें से प्रत्येक में सैकड़ों आकाशगंगाएँ हैं। लेकिन अधिक दिलचस्प आकाशगंगाओं के समृद्ध गोलाकार समूह हैं जो अपने केंद्र की ओर केंद्रित होते हैं। उनमें से निकटतम, कोमा बेरेनिस में, जो हमसे 70 एमपीसी की दूरी पर स्थित है, में कुछ अपवादों के साथ, अण्डाकार ई और लेंटिक्यूलर एस0 आकाशगंगाएँ शामिल हैं, जिनमें या तो कोई गैस नहीं है या बहुत कम है। इस "सही" प्रकार के समूहों में आकाशगंगाओं की संख्या केवल एक निश्चित अधिकतम दृश्यमान तारकीय परिमाण तक ही स्थापित की जाती है। नियमित समूहों के सबसे चमकीले सदस्य विशाल आकाशगंगाएँ हैं, और इन मूल्यों की स्थिरता का उपयोग बहुत दूर के समूहों की दूरी का अनुमान लगाने के लिए किया जाता है, जिनमें से रेडशिफ्ट का निर्धारण तकनीकी कारणों से असंभव है। ज़्विकी ने कम से कम 50 दृश्यमान सदस्यों वाले समूहों को रिकॉर्ड किया। हमारे निकटतम बड़े, संकेंद्रित समूहों में 10,000 से अधिक सदस्य हैं। बड़ी संख्या में सदस्यों वाले क्लस्टर में व्यक्तिगत सदस्यों की रेडशिफ्ट सदस्यता स्थापित करना बेहद कठिन है। केंद्र से दूरी के फलन के रूप में क्लस्टर सदस्यों की गणना क्लस्टर आकाशगंगाओं के घनत्व से पास की पृष्ठभूमि आकाश आकाशगंगाओं के घनत्व को घटाकर की जाती है। इस प्रकार, यह स्थापित किया गया है कि समृद्ध नियमित समूहों में एक क्षेत्र पर संख्या घनत्व की भिन्नता केंद्र से दूरी के कार्य के रूप में एक आइसोथर्मल गैस बॉल में कणों की संख्या में भिन्नता के समान है।

व्यापक परिवेश को ध्यान में रखते हुए, एल.एस. शारोव ने आकाशगंगा समूहों में एक घने कोर और एक व्यापक कोरोना की उपस्थिति दिखाई; इसके अलावा, कुछ प्रकार की आकाशगंगाओं का पृथक्करण देखा जाता है, उदाहरण के लिए, वे जो केंद्र की ओर अधिक केंद्रित हैं। कोमा क्लस्टर में रेडशिफ्ट की सबसे बड़ी संख्या (लगभग 50) मापी गई। ऐसे मामलों में, द्रव्यमान का अनुमान सदस्यों के वेग फैलाव से लगाया जा सकता है; इसका अनुमान क्लस्टर में आकाशगंगाओं की चमक फ़ंक्शन, इसे सामान्य करने और अण्डाकार आकाशगंगाओं के लिए चमक और द्रव्यमान के बीच संबंध जानने से भी लगाया जा सकता है। समृद्ध समूहों का द्रव्यमान 10 14 सौर द्रव्यमान (या अधिक) है।

एक अप्रत्याशित कॉम्पैक्ट क्लस्टर की खोज आर.के. शेखबज़्यान ने की थी। यह पता चला कि इसमें एक दर्जन कॉम्पैक्ट आकाशगंगाएँ शामिल थीं। इसकी दूरी 700 मी है, और आकार केवल 350X180 किलोमीटर है। इसमें रेडियल वेगों का फैलाव बेवजह छोटा है: 62 किमी/सेकेंड। इसके बाद शाहबाज़यान और पेट्रोस्यान ने ब्यूराकन में दर्जनों समान दिखने वाले समूहों की खोज की, लेकिन अभी तक उनकी खोज नहीं की गई है।

गुच्छों में बौने सदस्यों की पहचान करना बहुत मुश्किल है, विशेष रूप से, फर्नेस और स्कल्प्टर जैसी बिखरी हुई खराब गोलाकार आकाशगंगाएँ, क्योंकि बाद वाले अपनी कम सतह की चमक के कारण खराब दिखाई देते हैं, और अन्य को दूर की पृष्ठभूमि वाली आकाशगंगाओं से अलग करना मुश्किल होता है। ऐसी मूर्तिकार-प्रकार की आकाशगंगाओं की एक सूची वी द्वारा संकलित और अध्ययन की गई थी . ई. कराचेंत्सोवा।

लंबी अवधि की खोजों से यह निष्कर्ष निकला कि केवल कुछ समूहों में बेहद कमजोर समग्र चमक है, जो संभवतः बौनी आकाशगंगाओं द्वारा बनाई गई है। दूसरी ओर, इनमें थोड़ी मात्रा में धूल होती है, जो प्रकाश को स्पष्ट रूप से अवशोषित कर लेती है।

समूहों में तटस्थ हाइड्रोजन का पता नहीं लगाया गया है, लेकिन बी.वी. की परिकल्पना के अनुसार जो मौजूद है वहां से रेडियो उत्सर्जन हो रहा है। विशाल क्लस्टर सदस्यों के कोरोनास में गर्म गैस का मिश्रण। समूहों में एक्स-रे उत्सर्जन भी पाया गया, विशेष रूप से पर्सियस क्लस्टर में रेडियो आकाशगंगा एनजीसी 1275 से। एबेल ने पालोमर स्काई एटलस पर 2,712 बहुत समृद्ध क्लस्टर पाए, और ज़्विकी ने उसी सामग्री का उपयोग करके, कम से कम 50 सदस्यों वाले हजारों समूहों की पहचान की और उनकी रूपरेखा तैयार की और उन्हें संक्षेप में वर्गीकृत किया।

यह डेटा क्लस्टरों के समूहों, उर्फ ​​सुपरक्लस्टर्स का पता लगाने के लिए बड़ी संख्या में प्रयासों की जानकारी देता है। कुछ लेखक उन्हें नहीं देखते हैं, अन्य मानते हैं कि उन्होंने उन्हें ढूंढ लिया है, और अन्य मानते हैं कि इस अवधारणा की परिभाषाएँ भिन्न हैं। जो लोग मानते हैं कि सुपरक्लस्टर पाए गए हैं, उनकी संरचना में केवल तीन से चार क्लस्टर पाए जाते हैं, जिन्हें केवल एकाधिक आकाशगंगा कहा जाना चाहिए, जबकि कम से कम दसियों सितारों वाले सिस्टम क्लस्टर के रैंक में शामिल होते हैं। इसलिए, लेखक का मानना ​​है कि समूहों के समूह अभी तक खोजे नहीं गए हैं, हालांकि वे मौजूद हो सकते हैं। उनकी राय स्पष्ट रूप से एबेल द्वारा साझा की गई है, जिन्होंने पहले ऐसे सुपर-क्लस्टर की पहचान की थी। इन खोजों में उपयोग की जाने वाली सांख्यिकीय विधियों को क्लस्टर की रूपरेखा प्रदान करने के लिए ज़्विकी कैटलॉग पर निर्भर रहना पड़ता है। यहां तक ​​कि साधारण समूहों की सीमाएं भी बहुत अविश्वसनीय तरीके से परिभाषित की गई हैं। बी.आई. फेसेंको का मानना ​​है कि इस तरह के काम में हमारी आकाशगंगा में प्रकाश के अंतर-आकाशीय अवशोषण की ढुलमुल प्रकृति के बेहिसाब प्रभाव से एक मजबूत विकृति पेश की जाती है। उन्हें वौकुलेर्स के इस कथन पर भी संदेह है कि बादल और हमारे निकटतम समूहों के समूह (5 एमपीसी के करीब) कन्या क्लस्टर में केंद्रित एक चपटा सुपरक्लस्टर बनाते हैं।

आकाशगंगाओं के देर से विकास के कुछ विशेष मामले

हाल के वर्षों में, आकाशगंगाओं की तारकीय संरचना के मॉडल बनाने के कई प्रयास किए गए हैं जो सर्पिल और अण्डाकार आकाशगंगाओं के उज्ज्वल (केंद्रीय) क्षेत्रों के देखे गए अभिन्न स्पेक्ट्रा के अनुरूप होंगे। (आकाशगंगाओं के मंद चमकदार लेकिन व्यापक भागों, डिस्क और सर्पिल भुजाओं के अच्छे स्पेक्ट्रोग्राम प्राप्त करना अभी तक संभव नहीं हो सका है।) मॉडल को विभिन्न स्पेक्ट्रा और चमक वाले तारों के ऐसे मिश्रण का चयन करना होगा, जो उनकी संख्या के अनुपात को देखते हुए, यह देखे गए स्पेक्ट्रम के समान एक स्पेक्ट्रम देता है। इससे पता चलता है कि आकाशगंगाओं के इन क्षेत्रों में सूर्य के निकट के तारों की तुलना में अधिक लाल बौने होने चाहिए। ये मॉडल अभी भी पूरी तरह से परफेक्ट नहीं हैं. इसलिए, भले ही विभिन्न सितारों के विकास के विभिन्न चरणों के लिए सिद्धांत का संख्यात्मक डेटा सही हो, आकाशगंगाओं की कुल तारकीय संरचना के विकास की गणना अभी भी आत्मविश्वास से परीक्षण नहीं की जा सकती है। वी. ए. अम्बार्टसुमियन ने, परमाणु गतिविधि के अस्तित्व के साथ आकाशगंगाओं के छोटे समूहों और समूहों की स्पष्ट अस्थिरता की तुलना करते हुए, प्रीस्टेलर पदार्थ के प्रारंभिक विखंडन की संभावना, संघों में सितारों और समूहों में आकाशगंगाओं के बिखरने वाले सिस्टम में इसके परिवर्तन के विचार पर विचार किया। . वह पदार्थ के संघनन के बजाय उसके इस तरह के फैलाव को आधुनिक युग में होने वाला मानते हैं।

अधिक सामान्य विचार फैला हुआ पदार्थ का तारों में संघनन है, जो हर्शेल की परिकल्पना पर आधारित है। हाल के वर्षों में, यह परिकल्पना तारा निर्माण के एक सिद्धांत के रूप में विकसित हुई है जब एक संपीड़न शॉक तरंग एक गैस के माध्यम से चलती है। हमारे युग में तारे का निर्माण धूल के साथ ठंडी गैसों की गति और संपीड़न के क्षेत्र में युवा गर्म सितारों की उपस्थिति से जुड़ा है। लेकिन आकाशगंगाओं की प्रणालियाँ स्वयं मेटागैलेक्सी के विकास के एक बहुत लंबे युग से संबंधित हैं, और आकाशगंगाओं के सभी समूह और उनके उपग्रह बहुत समय पहले ही उत्पन्न हुए माने जाते हैं।

इसके विपरीत, आकाशगंगाओं की परस्पर क्रिया के अध्ययन ने इस समीक्षा के लेखक को इस विश्वास तक पहुँचाया है कि कभी-कभी सपाट आकाशगंगाओं की परिधि पर, विशेष रूप से सर्पिल शाखा के अंत में, द्रव्यमान और चमक की सांद्रता दिखाई देती है, जो कुछ हद तक अलग हो जाती हैं सर्पिल शाखा से और सर्पिल आकाशगंगा का हिस्सा होने से इस प्रकार इसके उपग्रह में परिवर्तित हो जाते हैं। उनका द्रव्यमान एक छोटे H I I क्षेत्र के द्रव्यमान से लेकर मूल आकाशगंगा के द्रव्यमान के तुलनीय द्रव्यमान तक भिन्न होता है, उदाहरण के लिए, प्रसिद्ध M51 प्रणाली में। ज्वारीय सिद्धांत सर्पिल शाखाओं के उद्भव का श्रेय पहले से मौजूद उपग्रह से आने वाले ज्वार को देने के लिए तैयार है, लेकिन ऐसे अधिकांश उपग्रह द्रव्यमान में इतने छोटे होते हैं कि वे आवश्यक शक्तिशाली ज्वारीय बल बनाने में सक्षम नहीं होते हैं। जाहिरा तौर पर, विखंडन घोंसले और आकाशगंगाओं की श्रृंखला दोनों में होता है, जो कि अस्थिर होना चाहिए उसकाप्रपत्र. 1980 तक अध्ययन किए गए मामलों में, घटकों के आंतरिक वेग आश्चर्यजनक रूप से छोटे निकले।

ग्रंथ सूची

2. वोरोत्सोव-वेल्यामिनोव बी.ए., 1978 - एक्सट्रागैलेक्टिक खगोल विज्ञान,

2एड. - एम.: नौका.

3. आकाशगंगाओं और तारों की उत्पत्ति और विकास / एड। एस.बी. पिकेलनर। - एम.: नौका, 1976।

4. आधुनिक ब्रह्मांड विज्ञान की समस्याएं / एड। वी. ए. अयाबार्टसुम्यान.-एम.: नौका, 1969।

5. बर्बिज जे., बर्बिज एम., 1969 - क्वासर। - एम.: मीर।

6. तारकीय प्रणालियों की संरचना/सं. पी. एन. खोलोइओवा.-एम.: आईएल, 1962।

7. ज़ेल्डोविच एल.बी., नोविकोव आई.डी., 1967 - सापेक्षतावादी खगोल भौतिकी। - एम.: विज्ञान।

8. सितारे और स्टार सिस्टम./अंडर। ईडी। डी.या. मार्टीनोवा.-एम.: 1981

9. वोलिंस्की बी.ए., एस्ट्रोनोमिया.-एम.: 1971

विषय: तारों की भौतिक प्रकृति .

कक्षाओं के दौरान :

मैं। नई सामग्री

स्पेक्ट्रम में रंगों का वितरण=के ओ जे जेड जी एस एफ = उदाहरण के लिए, आप पाठ से याद कर सकते हैं:कैसे एक बार शहर में घंटी बजाने वाले जैक्स ने एक लालटेन तोड़ दी।

आइजैक न्यूटन (1643-1727) 1665 में उन्होंने प्रकाश को एक स्पेक्ट्रम में विघटित किया और इसकी प्रकृति को समझाया।
विलियम वोलास्टोन 1802 में उन्होंने सौर स्पेक्ट्रम में काली रेखाएँ देखीं और 1814 में उन्होंने स्वतंत्र रूप से उनकी खोज की और उनका विस्तार से वर्णन कियाजोसेफ़ वॉन फ्रौनहोफ़र (1787-1826, जर्मनी) (इन्हें फ्राउनहोफर रेखाएँ कहा जाता है) सौर स्पेक्ट्रम में 754 रेखाएँ। 1814 में उन्होंने स्पेक्ट्रा के अवलोकन के लिए एक उपकरण बनाया - एक स्पेक्ट्रोस्कोप।

1959 में जी किरचॉफ , साथ मिलकर काम कर रहे हैंआर. बन्सेन 1854 से, वर्णक्रमीय विश्लेषण की खोज की , स्पेक्ट्रम को निरंतर कहा और वर्णक्रमीय विश्लेषण के नियम तैयार किए, जो खगोल भौतिकी के उद्भव के आधार के रूप में कार्य किया:
1. एक गर्म ठोस एक सतत स्पेक्ट्रम देता है।
2. गर्म गैस एक उत्सर्जन स्पेक्ट्रम उत्पन्न करती है।
3. किसी गर्म स्रोत के सामने रखी गैस गहरे रंग की अवशोषण रेखाएँ उत्पन्न करती है।
डब्ल्यू हेगिन्स स्पेक्ट्रोग्राफ का उपयोग करने वाले पहले व्यक्ति ने तारों की स्पेक्ट्रोस्कोपी शुरू की . 1863 में उन्होंने दिखाया कि सूर्य और तारों के स्पेक्ट्रम में बहुत समानता है और उनका देखा गया विकिरण गर्म पदार्थ से उत्सर्जित होता है और ठंडी अवशोषित गैसों की ऊपरी परतों से होकर गुजरता है।

तारों का स्पेक्ट्रा सभी तारकीय पैटर्न के विवरण के साथ उनका पासपोर्ट है। किसी तारे के स्पेक्ट्रम से, आप उसकी चमक, तारे से दूरी, तापमान, आकार, उसके वायुमंडल की रासायनिक संरचना, अपनी धुरी के चारों ओर घूमने की गति, गुरुत्वाकर्षण के सामान्य केंद्र के चारों ओर गति की विशेषताओं का पता लगा सकते हैं।

2. तारों का रंग

रंग प्रकाश का वह गुण है जो परावर्तित या उत्सर्जित विकिरण की वर्णक्रमीय संरचना के अनुसार एक निश्चित दृश्य अनुभूति पैदा करता है। विभिन्न तरंग दैर्ध्य का प्रकाश विभिन्न रंग संवेदनाओं को उत्तेजित करता है:

380 से 470 एनएम तक बैंगनी और नीले रंग होते हैं,
470 से 500 एनएम तक - नीला-हरा,
500 से 560 एनएम तक - हरा,

560 से 590 एनएम तक - पीला-नारंगी,
590 से 760 एनएम तक - लाल।

हालाँकि, जटिल विकिरण का रंग विशिष्ट रूप से इसकी वर्णक्रमीय संरचना से निर्धारित नहीं होता है।
आँख उस तरंग दैर्ध्य के प्रति संवेदनशील होती है जिसमें अधिकतम ऊर्जा होती हैλ झूला =बी/टी (वाइन का नियम, 1896)।

20वीं सदी की शुरुआत में (1903-1907)एइनर हर्टज़स्प्रंग (1873-1967, डेनमार्क) सैकड़ों चमकीले तारों के रंग निर्धारित करने वाले पहले व्यक्ति थे।

3. तारों का तापमान

रंग और वर्णक्रमीय वर्गीकरण से सीधा संबंध। तारों के तापमान का पहला माप 1909 में एक जर्मन खगोलशास्त्री द्वारा किया गया था।यू. शीनर . वियन के नियम का उपयोग करके स्पेक्ट्रा से तापमान निर्धारित किया जाता है [λ अधिकतम . टी=बी, जहां बी=0.2897*10 7 Å . को - वीणा का स्थिरांक]। अधिकांश तारों की दृश्य सतह का तापमान होता है2500 K से 50000 K तक . हालाँकि, उदाहरण के लिए, हाल ही में खोजा गया ताराएचडी 93129ए पुप्पिस तारामंडल में सतह का तापमान 220,000 K है! सबसे ठंडा -गार्नेट स्टार (एम सेफियस) और मीरा (o चीन) का तापमान 2300K है, औरई औरिगा ए - 1600 कि.

4.

1862 में एंजेलो सेकची (1818-1878, इटली) रंग के आधार पर तारों का पहला वर्णक्रमीय शास्त्रीय वर्गीकरण देता है, जो 4 प्रकार दर्शाता है:सफ़ेद, पीला, लाल, बहुत लाल

हार्वर्ड स्पेक्ट्रल वर्गीकरण पहली बार पेश किया गया थाहेनरी ड्रेपर की स्टेलर स्पेक्ट्रा की सूची (1884) के निर्देशन में तैयार किया गयाई. पिकरिंग . गर्म से ठंडे तारों के स्पेक्ट्रा का अक्षर पदनाम इस तरह दिखता है: ओ बी ए एफ जी के एम। प्रत्येक दो वर्गों के बीच, उपवर्ग पेश किए गए, जिन्हें 0 से 9 तक संख्याओं द्वारा निर्दिष्ट किया गया था। 1924 तक, वर्गीकरण अंततः स्थापित किया गया थाकष्टप्रद तोप .

के बारे में

---

में

---

ए

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एफ

---

जी

---

क

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एम

औसत 30000K

औसत.15000K

औसत.8500K

औसत 6600K

औसत.5500K

औसत 4100K

औसत.2800K

स्पेक्ट्रा के क्रम को शब्दावली द्वारा याद किया जा सकता है: =एक मुंडा अंग्रेज खजूर को गाजर की तरह चबा गया =

सूर्य G2V है (V चमक के आधार पर एक वर्गीकरण है - अर्थात अनुक्रम)। यह आंकड़ा 1953 से जोड़ा गया है. | तालिका 13 - तारों का स्पेक्ट्रा वहां दर्शाया गया है |

5. तारों की रासायनिक संरचना

स्पेक्ट्रम द्वारा निर्धारित (स्पेक्ट्रम में फ्राउनहोफर रेखाओं की तीव्रता)। तारों के स्पेक्ट्रा की विविधता को मुख्य रूप से उनके अलग-अलग तापमानों द्वारा समझाया गया है, इसके अलावा, स्पेक्ट्रम का प्रकार प्रकाशमंडल के दबाव और घनत्व, उपस्थिति पर निर्भर करता है चुंबकीय क्षेत्र और रासायनिक संरचना की विशेषताएं। तारों में मुख्य रूप से हाइड्रोजन और हीलियम (द्रव्यमान का 95-98%) और अन्य आयनित परमाणु होते हैं, जबकि ठंडे तारों के वातावरण में तटस्थ परमाणु और यहां तक ​​कि अणु भी होते हैं।

6. तारे की चमक

तारे तरंग दैर्ध्य की पूरी श्रृंखला और उनकी चमक पर ऊर्जा उत्सर्जित करते हैंएल=σ टी 4 4πR 2 - तारे की कुल विकिरण शक्ति। एल  = 3.876*10 26 W/s. 1857 में नॉर्मन पोगसन ऑक्सफ़ोर्ड में सूत्र स्थापित होता हैएल 1 /एल 2 =2,512 एम 2 -एम 1 . तारे की तुलना सूर्य से करने पर हमें सूत्र मिलता हैएल/एल  =2,512 एम  -एम , जहां से लघुगणक लेने पर हमें प्राप्त होता हैलॉगएल=0.4 (एम  -एम) तारों की चमक अधिकतर होती है 1.3. 10 -5 ली  .10 5 एल  . विशाल तारे उच्च चमक वाले होते हैं, जबकि कम चमक वाले तारे बौने तारे होते हैं। धनु राशि में नीले सुपरजाइंट स्टार पिस्टल की चमक सबसे अधिक है - 100,000,000 L  ! लाल बौने प्रॉक्सिमा सेंटॉरी की चमक लगभग 0.000055 L है  .

7. तारों का आकार - उन्हें निर्धारित करने के कई तरीके हैं:

1) किसी तारे के कोणीय व्यास का प्रत्यक्ष माप (उज्ज्वल ≥2.5 के लिए)।एम , निकटवर्ती तारे, >50 मापा गया) माइकलसन इंटरफेरोमीटर का उपयोग करके। ओरियन-बेटेलगेज़ का कोणीय व्यास α पहली बार 3 दिसंबर, 1920 को मापा गया था =अल्बर्ट माइकलसन और फ्रांसिस पीज़ .
2) एक तारे की चमक के माध्यम सेएल=4πR 2 σT 4 सूर्य की तुलना में.
3) चंद्रमा द्वारा किसी तारे के ग्रहण के अवलोकन के आधार पर, तारे से दूरी जानकर, कोणीय आकार निर्धारित किया जाता है।

तारों को उनके आकार के अनुसार विभाजित किया गया है ( शीर्षक: बौनों, दानवों और महादानवों का परिचयहेनरी रसेल 1913 में, और उन्हें 1905 में खोला गयाएइनर हर्टज़स्प्रंग , "व्हाइट ड्वार्फ" नाम से परिचित, 1953 से शुरू किया गया पर:

• • • सुपरजाइंट्स (आई)

      उज्ज्वल दिग्गज (द्वितीय)

      दिग्गज (III)

      उपदानव (IV)

      मुख्य अनुक्रम बौने (वी)

      सबड्वार्फ्स (VI)

      सफ़ेद बौने (VII)

तारों का आकार 10 से व्यापक रूप से भिन्न होता है 4 मी से 10 12 एम. गार्नेट स्टार एम सेफियस का व्यास 1.6 बिलियन किमी है; लाल सुपरजायंट ई ऑरिगा का माप 2700R है  - 5.7 अरब किमी! ल्यूथेन और वुल्फ-475 तारे पृथ्वी से छोटे हैं, और न्यूट्रॉन तारे आकार में 10 - 15 किमी हैं।

8. तारों का द्रव्यमान - सितारों की सबसे महत्वपूर्ण विशेषताओं में से एक, जो इसके विकास का संकेत देती है, अर्थात। किसी तारे का जीवन पथ निर्धारित करता है।

निर्धारण विधियाँ:

1. एक खगोलभौतिकीविद् द्वारा स्थापित द्रव्यमान-चमकदार संबंधजैसा। एडिंग्टन (1882-1942, इंग्लैण्ड)। एल≈एम 3,9

2. 3 परिष्कृत केपलर नियम का उपयोग, यदि तारे भौतिक रूप से दोगुने हैं (§26)

सैद्धांतिक रूप से, तारों का द्रव्यमान 0.005M है  (कुमार सीमा 0.08M  )  , और भारी तारों की तुलना में कम द्रव्यमान वाले तारे मात्रा और उनमें निहित पदार्थ के कुल अंश दोनों में काफी अधिक हैं (एम)  =1.9891×10 30 किग्रा (333434 पृथ्वी द्रव्यमान)≈2. 10 30 किग्रा)।

सटीक मापे गए द्रव्यमान वाले सबसे हल्के तारे बाइनरी सिस्टम में पाए जाते हैं। रॉस 614 प्रणाली में, घटकों का द्रव्यमान 0.11 और 0.07 एम है  . वुल्फ 424 प्रणाली में, घटक द्रव्यमान 0.059 और 0.051 एम हैं  . और तारे एलएचएस 1047 का एक कम विशाल साथी है जिसका वजन केवल 0.055 एम है  .

0.04 - 0.02 एम द्रव्यमान वाले "भूरे बौने" की खोज की गई  .

9. तारों का घनत्व - स्थित ρ=M/V=M/(4/3πR 3 )

हालाँकि तारों के द्रव्यमान का बिखराव उनके आकार की तुलना में कम होता है, लेकिन उनका घनत्व बहुत भिन्न होता है। तारा जितना बड़ा होगा, घनत्व उतना ही कम होगा। सुपरजाइंट्स का सबसे कम घनत्व: एंटारेस (α स्कॉर्पियो) ρ=6.4*10-5 किग्रा/मीटर 3 , बेटेल्गेयूज़ (α ओरियन) ρ=3.9*10-5 किग्रा/मीटर 3 .सफ़ेद बौनों का घनत्व बहुत अधिक होता है: सीरियस बी ρ=1.78*10 8 किग्रा/मीटर 3 . लेकिन न्यूट्रॉन सितारों का औसत घनत्व और भी अधिक है। तारों का औसत घनत्व 10 से भिन्न होता है-6 ग्राम/सेमी 3 से 10 14 ग्राम/सेमी 3 - 10 20 बार!

.

द्वितीय. सामग्री को ठीक करना:

1. समस्या 1 : कैस्टर ल्यूमिनोसिटी (ए मिथुन) सूर्य की चमक से 25 गुना अधिक है, और इसका तापमान 10400K है। कैस्टर सूर्य से कितने गुना बड़ा है?
2. समस्या 2 : लाल दानव का आकार सूर्य से 300 गुना और द्रव्यमान 30 गुना है। इसका औसत घनत्व कितना है?
3. तारा वर्गीकरण तालिका (नीचे) का उपयोग करते हुए, ध्यान दें कि तारे के आकार में वृद्धि के साथ इसके पैरामीटर कैसे बदलते हैं: द्रव्यमान, घनत्व, चमक, जीवनकाल, आकाशगंगा में तारों की संख्या

घर पर:§24, प्रश्न पृष्ठ 139. पृ. 152 (पृ. 7-12), सितारों की विशेषताओं में से एक पर एक प्रस्तुति दे रहा है।

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परीक्षा

विषय पर: "सितारों की प्रकृति"

समूह छात्र

माटेव बोरिस निकोलाइविच

टूमेन 2010

तारों की प्रकृति

"सितारे से सरल कुछ भी नहीं है" (ए. एडिंगटन, 1926)

इस विषय का आधार खगोल भौतिकी (सौर भौतिकी, हेलियोबायोलॉजी, तारकीय भौतिकी, सैद्धांतिक खगोल भौतिकी), आकाशीय यांत्रिकी, ब्रह्मांड विज्ञान और ब्रह्मांड विज्ञान पर जानकारी है।

परिचय

अध्याय 1. सितारे. तारों के प्रकार.

1.1 सामान्य तारे

1.2 दिग्गज और बौने

1.3 तारे का जीवन चक्र

1.4 स्पंदित परिवर्तनशील तारे

1.5 अनियमित परिवर्तनशील तारे

1.6 चमकते सितारे

1.7 डबल स्टार

1.8 दोहरे तारों की खोज

1.9 बाइनरी स्टार्स को बंद करें

1.10 तारा ओवरफ्लो हो गया

1.11 न्यूट्रॉन तारे

1.12 केकड़ा निहारिका

1.13 सुपरनोवा का नाम

अध्याय 2. तारों की भौतिक प्रकृति।

2.1 तारों का रंग और तापमान

2.2 तारों का स्पेक्ट्रा और रासायनिक संरचना

2.3 तारा चमक

2.4 तारों की त्रिज्या

2.5 तारकीय द्रव्यमान

2.6 तारों का औसत घनत्व

निष्कर्ष

प्रयुक्त स्रोतों की सूची

शब्दकोष

परिचय

आधुनिक खगोल विज्ञान की दृष्टि से तारे सूर्य के समान खगोलीय पिंड हैं। वे हमसे काफी दूरी पर हैं और इसलिए हमें रात के आकाश में दिखाई देने वाले छोटे बिंदुओं के रूप में दिखाई देते हैं। तारे अपनी चमक और आकार में भिन्न-भिन्न होते हैं। उनमें से कुछ का आकार और चमक हमारे सूर्य के समान है, अन्य इन मापदंडों में उनसे बहुत अलग हैं। तारकीय पदार्थ में आंतरिक प्रक्रियाओं का एक जटिल सिद्धांत है, और खगोलविदों का दावा है कि वे इसका उपयोग तारों की उत्पत्ति, इतिहास और मृत्यु के बारे में विस्तार से समझाने के लिए कर सकते हैं।

अध्याय 1. सितारे. तारों के प्रकार

3स्टार नवजात, युवा, मध्यम आयु वर्ग और वृद्ध हैं। नए तारे लगातार बन रहे हैं और पुराने लगातार मर रहे हैं।

सबसे युवा, जिन्हें टी टॉरी तारे कहा जाता है (वृषभ तारामंडल के तारों में से एक के बाद), सूर्य के समान हैं, लेकिन उससे बहुत छोटे हैं। वास्तव में, वे अभी भी बनने की प्रक्रिया में हैं और प्रोटोस्टार (प्राथमिक तारे) के उदाहरण हैं।

ये परिवर्तनशील तारे हैं, उनकी चमक बदल जाती है क्योंकि वे अभी तक अस्तित्व की स्थिर स्थिति तक नहीं पहुंचे हैं। कई टी टॉरी सितारों के चारों ओर घूमने वाली सामग्री की डिस्क होती है; ऐसे तारों से शक्तिशाली हवाएं निकलती हैं। गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में प्रोटोस्टार पर पड़ने वाली पदार्थ की ऊर्जा ऊष्मा में परिवर्तित हो जाती है। परिणामस्वरूप, प्रोटोस्टार के अंदर का तापमान हर समय बढ़ रहा है। जब इसका केंद्रीय भाग इतना गर्म हो जाता है कि परमाणु संलयन शुरू हो जाता है, तो प्रोटोस्टार एक सामान्य तारे में बदल जाता है। एक बार जब परमाणु प्रतिक्रियाएं शुरू हो जाती हैं, तो तारे के पास ऊर्जा का एक स्रोत होता है जो बहुत लंबे समय तक उसके अस्तित्व को बनाए रख सकता है। कितना समय लगेगा यह प्रक्रिया की शुरुआत में तारे के आकार पर निर्भर करता है, लेकिन हमारे सूर्य के आकार के तारे में लगभग 10 अरब वर्षों तक जीवित रहने के लिए पर्याप्त ईंधन होगा।

हालाँकि, ऐसा होता है कि सूर्य से कहीं अधिक विशाल तारे केवल कुछ मिलियन वर्षों तक ही जीवित रहते हैं; इसका कारण यह है कि वे अपने परमाणु ईंधन को बहुत तेज़ गति से संपीड़ित करते हैं।

1.1 सामान्य तारे

सभी तारे मूल रूप से हमारे सूर्य के समान हैं: वे बहुत गर्म चमकती गैस के विशाल गोले हैं, जिनकी गहराई में परमाणु ऊर्जा उत्पन्न होती है। लेकिन सभी तारे बिल्कुल सूर्य के समान नहीं हैं। सबसे स्पष्ट अंतर रंग का है। ऐसे तारे हैं जो लाल या नीले रंग के हैं, पीले नहीं।

इसके अलावा, तारे चमक और दीप्ति दोनों में भिन्न होते हैं। आकाश में कोई तारा कितना चमकीला दिखाई देता है यह न केवल उसकी वास्तविक चमक पर निर्भर करता है, बल्कि उसे हमसे अलग करने वाली दूरी पर भी निर्भर करता है। दूरियों को ध्यान में रखते हुए, तारों की चमक एक विस्तृत श्रृंखला में भिन्न होती है: सूर्य की चमक के दस हजारवें हिस्से से लेकर दस लाख से अधिक सूर्यों की चमक तक। अधिकांश तारे इस पैमाने के धुंधले सिरे के करीब स्थित प्रतीत होते हैं। सूर्य, जो कई मायनों में एक विशिष्ट तारा है, अधिकांश अन्य तारों की तुलना में कहीं अधिक चमकीला है। बहुत कम संख्या में स्वाभाविक रूप से धूमिल तारे नग्न आंखों से देखे जा सकते हैं। हमारे आकाश के नक्षत्रों में, मुख्य ध्यान असामान्य सितारों की "सिग्नल रोशनी" पर आकर्षित होता है, जिनकी चमक बहुत अधिक होती है। ब्रह्मांड तारा विकास

तारों की चमक में इतना अंतर क्यों होता है? इससे पता चलता है कि यह तारे के द्रव्यमान पर निर्भर नहीं करता है।

किसी विशेष तारे में निहित पदार्थ की मात्रा उसके रंग और चमक को निर्धारित करती है, साथ ही समय के साथ चमक कैसे बदलती है। किसी तारे को तारा बनने के लिए आवश्यक न्यूनतम द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का लगभग बारहवां हिस्सा है।

1.2 दिग्गज और बौने

सबसे विशाल तारे भी सबसे गर्म और सबसे चमकीले होते हैं। वे सफेद या नीले रंग के दिखाई देते हैं। अपने विशाल आकार के बावजूद, ये तारे इतनी भारी मात्रा में ऊर्जा पैदा करते हैं कि उनके सभी परमाणु ईंधन भंडार कुछ मिलियन वर्षों में ही ख़त्म हो जाते हैं।

इसके विपरीत कम द्रव्यमान वाले तारे हमेशा धुंधले होते हैं और उनका रंग लाल होता है। वे कई अरब वर्षों तक मौजूद रह सकते हैं।

हालाँकि, हमारे आकाश में बहुत चमकीले तारों में लाल और नारंगी तारे भी हैं। इनमें एल्डेबारन - वृषभ राशि में बैल की आंख, और वृश्चिक में एंटारेस शामिल हैं। हल्की चमकदार सतहों वाले ये ठंडे तारे सीरियस और वेगा जैसे सफेद-गर्म सितारों से कैसे प्रतिस्पर्धा कर सकते हैं? इसका उत्तर यह है कि इन तारों का अत्यधिक विस्तार हो चुका है और अब ये सामान्य लाल तारों की तुलना में आकार में बहुत बड़े हैं। इसी कारण उन्हें दैत्य या महादानव भी कहा जाता है।

अपने विशाल सतह क्षेत्र के कारण, दिग्गज सूर्य जैसे सामान्य सितारों की तुलना में बहुत अधिक ऊर्जा उत्सर्जित करते हैं, इस तथ्य के बावजूद कि उनकी सतह का तापमान बहुत कम है। लाल महादानव का व्यास - उदाहरण के लिए, ओरायन में बेटेल्गेज़ - सूर्य के व्यास से कई सौ गुना अधिक है। इसके विपरीत, एक सामान्य लाल तारे का आकार आमतौर पर सूर्य के आकार के दसवें हिस्से से अधिक नहीं होता है। दिग्गजों के विपरीत, उन्हें "बौने" कहा जाता है।

सितारे अपने जीवन के विभिन्न चरणों में दानव और बौने बन जाते हैं, और एक दानव अंततः "बुढ़ापे" तक पहुंचने पर बौना बन सकता है।

1.3 तारे का जीवन चक्र

एक साधारण तारा, जैसे कि सूर्य, अपने मूल में स्थित परमाणु भट्टी में हाइड्रोजन को हीलियम में परिवर्तित करके ऊर्जा जारी करता है। सूर्य और तारे नियमित (सही) तरीके से बदलते हैं - एक निश्चित लंबाई (अवधि) की अवधि में उनके ग्राफ का एक खंड बार-बार दोहराया जाता है। अन्य सितारे पूरी तरह से अप्रत्याशित रूप से बदलते हैं।

नियमित परिवर्तनशील तारों में स्पंदित तारे और दोहरे तारे शामिल हैं। प्रकाश की मात्रा बदल जाती है क्योंकि तारे स्पंदित होते हैं या पदार्थ के बादल उत्सर्जित करते हैं। लेकिन परिवर्तनशील तारों का एक और समूह है जो दोहरे (बाइनरी) हैं।

जब हम द्विआधारी तारों की चमक में बदलाव देखते हैं, तो इसका मतलब है कि कई संभावित घटनाओं में से एक घटना घटी है। दोनों तारे हमारी दृष्टि रेखा में हो सकते हैं, क्योंकि, अपनी कक्षाओं में घूमते हुए, वे सीधे एक दूसरे के सामने से गुजर सकते हैं। ऐसी प्रणालियों को ग्रहणशील बाइनरी स्टार कहा जाता है। इस प्रकार का सबसे प्रसिद्ध उदाहरण पर्सियस तारामंडल में तारा अल्गोल है। निकट दूरी वाले युग्म में, सामग्री एक तारे से दूसरे तारे तक जा सकती है, जिसके अक्सर नाटकीय परिणाम होते हैं।

1.4 स्पंदित परिवर्तनशील तारे

कुछ सबसे नियमित परिवर्तनशील तारे फिर से स्पंदित, सिकुड़ते और विस्तारित होते हैं - मानो एक निश्चित आवृत्ति पर कंपन कर रहे हों, बिल्कुल किसी संगीत वाद्ययंत्र के तार की तरह। ऐसे तारे का सबसे प्रसिद्ध प्रकार सेफिड है, जिसका नाम डेल्टा सेफेई तारे के नाम पर रखा गया है, जो एक विशिष्ट उदाहरण है। ये महादानव तारे हैं, इनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से 3-10 गुना अधिक है, और इनकी चमक सूर्य की तुलना में सैकड़ों और यहां तक ​​कि हजारों गुना अधिक है। सेफिड स्पंदन अवधि को दिनों में मापा जाता है। जैसे ही सेफिड स्पंदित होता है, इसकी सतह का क्षेत्र और तापमान दोनों बदल जाते हैं, जिससे इसकी चमक में समग्र परिवर्तन होता है।

मीरा, वर्णित पहला परिवर्तनशील तारा है, और इसके जैसे अन्य तारे अपनी परिवर्तनशीलता का श्रेय स्पंदनों को देते हैं। ये अपने अस्तित्व के अंतिम चरण में ठंडे लाल दानव हैं, वे एक खोल की तरह अपनी बाहरी परतों को पूरी तरह से त्यागने वाले हैं और एक ग्रहीय नीहारिका का निर्माण करने वाले हैं। अधिकांश लाल सुपरजायंट्स, जैसे ओरियन में बेटेल्गेज़, केवल कुछ सीमाओं के भीतर ही भिन्न होते हैं।

विशेष अवलोकन उपकरणों का उपयोग करते हुए, खगोलविदों ने बेटेलगेस की सतह पर बड़े काले धब्बे खोजे।

आरआर लाइरे तारे स्पंदित तारों के एक अन्य महत्वपूर्ण समूह का प्रतिनिधित्व करते हैं। ये सूर्य के समान द्रव्यमान वाले पुराने तारे हैं। उनमें से कई गोलाकार तारा समूहों में पाए जाते हैं। एक नियम के रूप में, वे लगभग एक दिन में अपनी चमक एक परिमाण से बदलते हैं। सेफिड्स की तरह उनके गुणों का उपयोग खगोलीय दूरियों की गणना के लिए किया जाता है।

1.5 अनियमित परिवर्तनशील तारे

आर कोरोना नॉर्ड और इसके जैसे सितारे पूरी तरह से अप्रत्याशित तरीके से व्यवहार करते हैं। इस तारे को आमतौर पर नंगी आँखों से देखा जा सकता है। हर कुछ वर्षों में, इसकी चमक लगभग आठवें परिमाण तक गिर जाती है, और फिर धीरे-धीरे बढ़ती है, अपने पिछले स्तर पर लौट आती है। जाहिर है, इसका कारण यह है कि यह महादानव तारा कार्बन के बादलों को फेंकता है, जो कणों में संघनित होकर कालिख जैसा कुछ बनाता है। यदि इन घने काले बादलों में से एक हमारे और तारे के बीच से गुजरता है, तो यह तारे के प्रकाश को तब तक अवरुद्ध कर देता है जब तक कि बादल अंतरिक्ष में नष्ट न हो जाए।

इस प्रकार के तारे मोटी धूल उत्पन्न करते हैं, जो उन क्षेत्रों में महत्वपूर्ण है जहां तारे बनते हैं।

1.6 चमकते सितारे

सूर्य पर चुंबकीय घटनाएं सनस्पॉट और सौर ज्वालाओं का कारण बनती हैं, लेकिन वे सूर्य की चमक को महत्वपूर्ण रूप से प्रभावित नहीं कर सकती हैं। कुछ सितारों के लिए - लाल बौने - यह मामला नहीं है: उन पर ऐसी चमक भारी अनुपात तक पहुंचती है, और परिणामस्वरूप, प्रकाश विकिरण पूरे तारकीय परिमाण या उससे भी अधिक तक बढ़ सकता है। सूर्य के सबसे निकट का तारा, प्रॉक्सिमा सेंटॉरी, एक ऐसा चमकता हुआ तारा है। प्रकाश के इन विस्फोटों की पहले से भविष्यवाणी नहीं की जा सकती और ये केवल कुछ मिनटों तक ही टिकते हैं।

1.7 डबल स्टार

हमारी आकाशगंगा के सभी तारों में से लगभग आधे तारे बाइनरी सिस्टम से संबंधित हैं, इसलिए बाइनरी तारे का एक दूसरे की परिक्रमा करना एक बहुत ही सामान्य घटना है।

एक द्विआधारी प्रणाली से संबंधित होना एक तारे के पूरे जीवन को बहुत प्रभावित करता है, खासकर जब साझेदार एक-दूसरे के करीब होते हैं। एक तारे से दूसरे तारे तक जाने वाली सामग्री की धाराएँ नोवा और सुपरनोवा जैसे नाटकीय विस्फोटों का कारण बनती हैं।

द्विआधारी तारे परस्पर गुरुत्वाकर्षण द्वारा एक साथ बंधे रहते हैं। द्विआधारी प्रणाली के दोनों तारे अपने बीच स्थित एक निश्चित बिंदु के चारों ओर अण्डाकार कक्षाओं में घूमते हैं और इन तारों का गुरुत्वाकर्षण केंद्र कहा जाता है। इसकी कल्पना एक आधार के रूप में की जा सकती है यदि आप बच्चों के झूले पर बैठे सितारों की कल्पना करते हैं: प्रत्येक एक लॉग पर रखे गए बोर्ड के अपने अंत में। तारे एक-दूसरे से जितने दूर होंगे, उनका परिक्रमा पथ उतना ही लंबा होगा। अधिकांश दोहरे तारे (या केवल दोहरे तारे) एक-दूसरे के इतने करीब हैं कि सबसे शक्तिशाली दूरबीनों से भी उन्हें अलग-अलग पहचाना नहीं जा सकता। यदि साझेदारों के बीच की दूरी काफी बड़ी है, तो कक्षीय अवधि को वर्षों में मापा जा सकता है, और कभी-कभी एक शताब्दी या उससे भी अधिक समय तक।

दोहरे तारे जिन्हें आप अलग-अलग देख सकते हैं, दृश्यमान बायनेरिज़ कहलाते हैं।

1.8 दोहरे तारों की खोज

अक्सर, दोहरे तारों की पहचान या तो दोनों के चमकीले तारों की असामान्य गति से या उनके संयुक्त स्पेक्ट्रम से की जाती है। यदि कोई तारा आकाश में नियमित रूप से उतार-चढ़ाव करता है, तो इसका मतलब है कि उसका कोई अदृश्य साथी है। तब इसे एक एस्ट्रोमेट्रिक डबल स्टार कहा जाता है, जिसे इसकी स्थिति के माप के माध्यम से खोजा गया था।

स्पेक्ट्रोस्कोपिक डबल सितारों का पता उनके स्पेक्ट्रा में परिवर्तन और विशेष विशेषताओं से लगाया जाता है। सूर्य जैसे एक साधारण तारे का स्पेक्ट्रम एक सतत इंद्रधनुष की तरह होता है, जो कई संकीर्ण रेखाओं - तथाकथित अवशोषण रेखाओं द्वारा प्रतिच्छेदित होता है। जैसे-जैसे तारा हमारी ओर या हमसे दूर जाता है, इन रेखाओं का सटीक रंग बदल जाता है। इस घटना को डॉपलर प्रभाव कहा जाता है। जब किसी द्विआधारी प्रणाली के तारे अपनी कक्षाओं में घूमते हैं, तो वे बारी-बारी से हमारे पास आते हैं और फिर दूर चले जाते हैं। परिणामस्वरूप, उनके स्पेक्ट्रम की रेखाएँ इंद्रधनुष के कुछ भाग में घूमती रहती हैं। स्पेक्ट्रम में ऐसी गतिशील रेखाएं दर्शाती हैं कि तारा दोहरा है।

यदि बाइनरी सिस्टम के दोनों सदस्यों की चमक लगभग समान है, तो स्पेक्ट्रम में रेखाओं के दो सेट देखे जा सकते हैं। यदि एक तारा दूसरे की तुलना में अधिक चमकीला है, तो उसका प्रकाश हावी रहेगा, लेकिन वर्णक्रमीय रेखाओं में नियमित बदलाव फिर भी इसकी वास्तविक द्विआधारी प्रकृति को प्रकट करेगा।

द्विआधारी प्रणाली में तारों के वेग को मापना और कानूनी गुरुत्वाकर्षण लागू करना तारकीय द्रव्यमान निर्धारित करने के लिए एक महत्वपूर्ण तरीका है। तारकीय द्रव्यमान की गणना करने का एकमात्र सीधा तरीका द्विआधारी तारों का अध्ययन करना है। हालाँकि, प्रत्येक विशिष्ट मामले में सटीक उत्तर प्राप्त करना इतना आसान नहीं है।

1.9 बाइनरी स्टार्स को बंद करें

निकट दूरी वाले दोहरे तारों की प्रणाली में, परस्पर गुरुत्वाकर्षण बल उनमें से प्रत्येक को खींचते हैं, जिससे उसे नाशपाती का आकार मिलता है। यदि गुरुत्वाकर्षण पर्याप्त मजबूत है, तो एक महत्वपूर्ण क्षण आता है जब पदार्थ एक तारे से दूर बहने लगता है और दूसरे तारे पर गिरने लगता है। इन दोनों तारों के चारों ओर त्रि-आयामी आकृति आठ के आकार का एक निश्चित क्षेत्र है, जिसकी सतह महत्वपूर्ण सीमा का प्रतिनिधित्व करती है।

नाशपाती के आकार की ये दो आकृतियाँ, प्रत्येक एक अलग तारे के चारों ओर, रोश लोब कहलाती हैं। यदि तारों में से एक इतना बड़ा हो जाता है कि वह अपने रोशे लोब को भर लेता है, तो उसमें से पदार्थ दूसरे तारे तक उस बिंदु पर पहुंच जाता है जहां गुहाएं स्पर्श करती हैं। अक्सर, तारकीय सामग्री सीधे तारे पर नहीं गिरती है, बल्कि पहले एक भंवर में घूमती है, जिससे एक अभिवृद्धि डिस्क बनती है। यदि दोनों तारे इतने अधिक विस्तारित हो गए हैं कि उन्होंने अपने रोश लोब भर लिए हैं, तो एक संपर्क बाइनरी तारा प्रकट होता है। दोनों तारों की सामग्री दो तारकीय कोर के चारों ओर एक गेंद में मिश्रित और विलीन हो जाती है। चूँकि सभी तारे अंततः दानवों में बदल जायेंगे, और कई तारे बायनेरिज़ हैं, बाइनरी सिस्टम का परस्पर क्रिया करना असामान्य नहीं है।

1.10 तारा ओवरफ्लो हो गया

बाइनरी सितारों में बड़े पैमाने पर स्थानांतरण के आश्चर्यजनक परिणामों में से एक तथाकथित नोवा विस्फोट है।

एक तारा इतना फैल जाता है कि उसका रोश लोब भर जाता है; इसका मतलब है किसी तारे की बाहरी परतों को उस बिंदु तक फुलाना जहां उसका पदार्थ उसके गुरुत्वाकर्षण के अधीन किसी अन्य तारे द्वारा कब्जा कर लिया जाना शुरू हो जाए। यह दूसरा तारा एक सफ़ेद बौना है। अचानक चमक लगभग दस परिमाण तक बढ़ जाती है - एक नोवा भड़क उठता है। जो होता है वह बहुत ही कम समय में ऊर्जा की एक विशाल रिहाई, सफेद बौने की सतह पर एक शक्तिशाली परमाणु विस्फोट से ज्यादा कुछ नहीं है। जैसे-जैसे फूले हुए तारे से पदार्थ बौने की ओर बढ़ता है, पदार्थ के नीचे की ओर प्रवाह में दबाव तेजी से बढ़ता है, और नई परत के नीचे का तापमान दस लाख डिग्री तक बढ़ जाता है। ऐसे मामले सामने आए हैं, जहां दसियों या सैकड़ों वर्षों के बाद, नए प्रकोपों ​​​​की पुनरावृत्ति हुई। अन्य विस्फोट केवल एक बार देखे गए हैं, लेकिन वे अब से हजारों साल बाद फिर से हो सकते हैं। एक अन्य प्रकार का तारा कम नाटकीय विस्फोट पैदा करता है - बौना नोवा - जो दिनों और महीनों के बाद दोहराया जाता है।

जब किसी तारे का परमाणु ईंधन ख़त्म हो जाता है और उसकी गहराई में ऊर्जा उत्पादन बंद हो जाता है, तो तारा केंद्र की ओर सिकुड़ने लगता है। आंतरिक गुरुत्वाकर्षण बल अब गर्म गैस के उत्प्लावन बल द्वारा संतुलित नहीं है।

घटनाओं का आगे का विकास संपीड़ित सामग्री के द्रव्यमान पर निर्भर करता है। यदि यह द्रव्यमान सौर द्रव्यमान से 1.4 गुना से अधिक नहीं होता है, तो तारा स्थिर हो जाता है, एक सफेद बौना बन जाता है। इलेक्ट्रॉनों की मूल संपत्ति के कारण विनाशकारी संपीड़न नहीं होता है। संपीड़न की एक डिग्री होती है जिस पर वे पीछे हटना शुरू कर देते हैं, हालांकि अब तापीय ऊर्जा का कोई स्रोत नहीं है। सच है, यह तभी होता है जब इलेक्ट्रॉन और परमाणु नाभिक अविश्वसनीय रूप से कसकर संकुचित होते हैं, जिससे अत्यधिक सघन पदार्थ बनता है।

सूर्य के द्रव्यमान वाला एक सफेद बौना पृथ्वी के आयतन के लगभग बराबर होता है।

केवल एक कप सफेद बौने पदार्थ का वजन पृथ्वी पर सौ टन होगा। दिलचस्प बात यह है कि सफेद बौने जितने अधिक विशाल होते हैं, उनका आयतन उतना ही छोटा होता है। यह कल्पना करना बहुत कठिन है कि सफेद बौने का आंतरिक भाग कैसा दिखता है। सबसे अधिक संभावना है, यह एक एकल विशाल क्रिस्टल जैसा कुछ है जो धीरे-धीरे ठंडा हो जाता है, तेजी से सुस्त और लाल हो जाता है। वास्तव में, हालांकि खगोलशास्त्री तारों के एक पूरे समूह को सफेद बौना कहते हैं, उनमें से केवल सबसे गर्म तारे, जिनकी सतह का तापमान लगभग 10,000 C होता है, वास्तव में सफेद होते हैं। अंततः, प्रत्येक सफेद बौना रेडियोधर्मी राख की एक अंधेरी गेंद में बदल जाएगा, जो एक तारे का पूरी तरह से मृत अवशेष है। सफ़ेद बौने इतने छोटे होते हैं कि सबसे गर्म बौने भी बहुत कम प्रकाश उत्सर्जित करते हैं और उनका पता लगाना मुश्किल हो सकता है। हालाँकि, अब ज्ञात सफेद बौनों की संख्या सैकड़ों में है; खगोलविदों के अनुसार, आकाशगंगा के सभी तारों का कम से कम दसवां हिस्सा सफेद बौने हैं। सिरियस, हमारे आकाश का सबसे चमकीला तारा, एक द्विआधारी प्रणाली का सदस्य है, और इसका साथी एक सफेद बौना है जिसे सिरियस बी कहा जाता है।

1.11 न्यूट्रॉन तारे

यदि किसी टूटते हुए तारे का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से 1.4 गुना से अधिक हो जाता है, तो ऐसा तारा, सफेद बौने चरण तक पहुँचकर, एक परमाणु पर नहीं रुकेगा। इस मामले में, गुरुत्वाकर्षण बल इतना मजबूत होता है कि इलेक्ट्रॉन परमाणु नाभिक में दब जाते हैं। परिणामस्वरूप, आइसोटोप न्यूट्रॉन में बदल जाते हैं जो बिना किसी अंतराल के एक दूसरे से चिपक सकते हैं। न्यूट्रॉन सितारों का घनत्व सफेद बौनों से भी अधिक है; लेकिन यदि सामग्री का द्रव्यमान 3 सौर द्रव्यमान से अधिक नहीं है, तो न्यूट्रॉन, इलेक्ट्रॉनों की तरह, स्वयं आगे संपीड़न को रोक सकते हैं। एक सामान्य न्यूट्रॉन तारा केवल 10 से 15 किमी चौड़ा होता है, और इसके एक घन सेंटीमीटर पदार्थ का वजन लगभग एक अरब टन होता है। उनके अविश्वसनीय घनत्व के अलावा, न्यूट्रॉन सितारों में दो अन्य विशेष गुण होते हैं जो उन्हें उनके छोटे आकार के बावजूद पता लगाने योग्य बनाते हैं: तेज़ घूर्णन और एक मजबूत चुंबकीय क्षेत्र। सामान्य तौर पर, सभी तारे घूमते हैं, लेकिन जब कोई तारा सिकुड़ता है, तो उसकी घूमने की गति बढ़ जाती है - ठीक उसी तरह जैसे बर्फ पर एक फिगर स्केटर बहुत तेजी से घूमता है जब वह अपने हाथों को अपनी ओर दबाता है।

1.12 केकड़ा निहारिका

सबसे प्रसिद्ध सुपरनोवा अवशेषों में से एक, क्रैब नेबुला का नाम रॉस के तीसरे अर्ल विलियम पार्सन्स के नाम पर रखा गया है, जिन्होंने पहली बार इसे 1844 में देखा था। इसका प्रभावशाली नाम इस अजीब वस्तु के साथ न्याय नहीं करता है। अब हम जानते हैं कि निहारिका एक सुपरनोवा का अवशेष है, जिसे 1054 में चीनी खगोलविदों द्वारा देखा और वर्णित किया गया था। इसकी आयु 1928 में एडविन हबल द्वारा स्थापित की गई थी, जिन्होंने इसके विस्तार की दर को मापा और प्राचीन चीनी अभिलेखों के साथ आकाश में इसकी स्थिति के संयोग की ओर ध्यान आकर्षित किया। इसमें असमान किनारों के साथ एक अंडाकार का आकार है; एक फीके सफेद धब्बे की पृष्ठभूमि में चमकदार गैस के लाल और हरे रंग के तंतु दिखाई देते हैं। चमकती गैस के धागे एक छेद पर फेंके गए जाल के समान होते हैं। सफ़ेद प्रकाश एक मजबूत चुंबकीय क्षेत्र में सर्पिल में दौड़ते इलेक्ट्रॉनों से आता है। निहारिका रेडियो तरंगों और एक्स-रे का भी एक गहन स्रोत है। जब खगोलविदों को एहसास हुआ कि पल्सर सुपरनोवा के न्यूट्रॉन हैं, तो उनके लिए यह स्पष्ट हो गया कि उन्हें क्रैब नेबुला जैसे अवशेषों में पल्सर की तलाश करने की जरूरत है। 1969 में, यह पता चला कि निहारिका के केंद्र के पास का एक तारा समय-समय पर रेडियो पल्स उत्सर्जित करता है, साथ ही हर सेकंड के 33 हजारवें हिस्से में एक्स-रे सिग्नल भी उत्सर्जित करता है। पल्सर के लिए भी यह बहुत उच्च आवृत्ति है, लेकिन यह धीरे-धीरे कम हो जाती है। जो पल्सर बहुत धीमी गति से घूमते हैं वे क्रैब नेबुला पल्सर से बहुत पुराने हैं।

1.13 सुपरनोवा का नाम

हालाँकि आधुनिक खगोलविदों ने हमारी आकाशगंगा में कोई सुपरनोवा नहीं देखा है, लेकिन उन्होंने कम से कम दूसरी सबसे दिलचस्प घटना देखी है - 1987 में बड़े मैगेलैनिक क्लाउड में एक सुपरनोवा, जो दक्षिणी गोलार्ध में दिखाई देने वाली नजदीकी आकाशगंगा है। सुपरनोवा का नाम YAH 1987A रखा गया। सुपरनोवा का नाम खोज के वर्ष के अनुसार रखा जाता है, उसके बाद खोजों के क्रम के अनुसार वर्णमाला क्रम में एक बड़े अक्षर का उपयोग किया जाता है, बीएच ~सुपरनोवा~ का संक्षिप्त रूप है। (यदि उनमें से 26 से अधिक टीडी के लिए खुले हैं, तो पदनाम एए, बीबी, आदि आते हैं।)

अध्याय 2. तारों की भौतिक प्रकृति

हम पहले से ही जानते हैं कि तारे दूर के सूर्य हैं, इसलिए तारों की प्रकृति का अध्ययन करते समय, हम उनकी भौतिक विशेषताओं की तुलना सूर्य की भौतिक विशेषताओं से करेंगे।

तारे स्थानिक रूप से पृथक, गुरुत्वाकर्षण से बंधे, 10 29 से 10 32 किलोग्राम (0.005-100 एम¤) तक के पदार्थ के विकिरण-अपारदर्शी द्रव्यमान हैं, जिनकी गहराई में हाइड्रोजन को हीलियम में परिवर्तित करने की थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं हुई हैं, हो रही हैं, या एक महत्वपूर्ण पैमाने पर घटित होगा.

तारों का वर्गीकरण उनकी मुख्य भौतिक विशेषताओं के आधार पर तालिका 1 में दिखाया गया है।

तालिका नंबर एक

स्टार क्लासेस		आयाम R¤	घनत्व जी/सेमी 3	चमक एल¤	जीवन काल, वर्ष	कुल सितारों का %	peculiarities
सबसे प्रतिभाशाली महादानव							गुरुत्वाकर्षण का वर्णन न्यूटन के शास्त्रीय यांत्रिकी के नियमों द्वारा किया गया है; गैस के दबाव का वर्णन आणविक गतिज सिद्धांत के बुनियादी समीकरणों द्वारा किया जाता है; ऊर्जा की रिहाई प्रोटॉन-प्रोटॉन और नाइट्रोजन-कार्बन चक्रों के थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के क्षेत्र में तापमान पर निर्भर करती है
अति विशाल तारे
उज्ज्वल दिग्गज
सामान्य दिग्गज
उपदानव
सामान्य तारे
रेड्स
सफ़ेद बौने							सामान्य तारों के विकास का अंतिम चरण। दबाव इलेक्ट्रॉन गैस के घनत्व से निर्धारित होता है; ऊर्जा का विमोचन तापमान पर निर्भर नहीं करता है
न्यूट्रॉन तारे		8-15 किमी (50 किमी तक)					विशाल और उपदानव तारों के विकास का अंतिम चरण। गुरुत्वाकर्षण का वर्णन सामान्य सापेक्षता के नियमों द्वारा किया जाता है, दबाव गैर-शास्त्रीय है

तारों का आकार 10 4 मीटर से 10 12 मीटर तक बहुत विस्तृत रेंज में भिन्न होता है। गार्नेट स्टार एम सेफेई का व्यास 1.6 बिलियन किमी है; लाल सुपरजायंट ई ऑरिगे ए का आयाम 2700 R¤ - 5.7 बिलियन किमी है! ल्यूथेन और वुल्फ-475 तारे पृथ्वी से छोटे हैं, और न्यूट्रॉन तारों का आकार 10 - 15 किमी (चित्र 1) है।

चावल। 1. कुछ तारों, पृथ्वी और सूर्य के सापेक्ष आकार

अपनी धुरी के चारों ओर तेजी से घूमना और पास के विशाल ब्रह्मांडीय पिंडों का आकर्षण तारों के गोलाकार आकार को बाधित करता है, उन्हें "चपटा" करता है: तारे आर कैसिओपिया में एक दीर्घवृत्त का आकार होता है, इसका ध्रुवीय व्यास 0.75 भूमध्यरेखीय है; उर्सा मेजर के करीबी बाइनरी सिस्टम डब्ल्यू में, घटकों ने एक अंडाकार आकार प्राप्त कर लिया।

2.1 तारों का रंग और तापमान

तारों से भरे आकाश का अवलोकन करते समय आपने देखा होगा कि तारों के रंग अलग-अलग होते हैं। जिस प्रकार कोई गर्म धातु के रंग से उसके तापमान का अनुमान लगा सकता है, उसी प्रकार किसी तारे का रंग उसके प्रकाशमंडल के तापमान को इंगित करता है। आप जानते हैं कि विकिरण की अधिकतम तरंग दैर्ध्य और तापमान के बीच एक निश्चित संबंध है; विभिन्न तारों के लिए, अधिकतम विकिरण विभिन्न तरंग दैर्ध्य पर होता है। उदाहरण के लिए, हमारा सूर्य एक पीला तारा है। वही रंग कैपेला है, जिसका तापमान लगभग 6000 o K होता है। 3500-4000 o K तापमान वाले तारे लाल रंग के होते हैं (Aldebaran)। लाल तारों (बेटेलगेयूज़) का तापमान लगभग 3000 o K होता है। वर्तमान में ज्ञात सबसे ठंडे तारों का तापमान 2000 o K से कम होता है। ऐसे तारों को स्पेक्ट्रम के अवरक्त भाग में देखा जा सकता है।

ऐसे कई ज्ञात तारे हैं जो सूर्य से भी अधिक गर्म हैं। इनमें शामिल हैं, उदाहरण के लिए, सफेद तारे (स्पिका, सीरियस, वेगा)। उनका तापमान लगभग 10 4 - 2x10 4 K होता है। कम आम नीले-सफेद होते हैं, जिनके प्रकाशमंडल का तापमान 3x10 4 -5x10 4 K होता है। तारों की गहराई में तापमान कम से कम 10 7 K होता है।

तारों की दृश्यमान सतह का तापमान 3000 K से 100,000 K तक होता है। हाल ही में पुप्पिस तारामंडल में खोजे गए तारे HD 93129A की सतह का तापमान 220,000 K है! सबसे ठंडे - गार्नेट स्टार (एम सेफेई) और मीरा (ओ सेटी) का तापमान 2300K, ई ऑरिगे ए - 1600 K है।

2.2 तारों का स्पेक्ट्रा और रासायनिक संरचना

खगोलशास्त्री तारों की प्रकृति के बारे में सबसे महत्वपूर्ण जानकारी उनके स्पेक्ट्रा को पढ़कर प्राप्त करते हैं। अधिकांश तारों का स्पेक्ट्रा, सूर्य के स्पेक्ट्रम की तरह, अवशोषण स्पेक्ट्रा है: निरंतर स्पेक्ट्रम की पृष्ठभूमि पर गहरी रेखाएँ दिखाई देती हैं।

एक-दूसरे के समान तारों के स्पेक्ट्रा को सात मुख्य वर्णक्रमीय वर्गों में बांटा गया है। वे लैटिन वर्णमाला के बड़े अक्षरों द्वारा निर्दिष्ट हैं:

ओ-बी-ए-एफ-जी-के-एम

और ऐसे क्रम में स्थित होते हैं कि बाएं से दाएं जाने पर तारे का रंग करीब से नीला (वर्ग ओ), सफेद (वर्ग ए), पीला (वर्ग ओ), लाल (वर्ग एम) में बदल जाता है। परिणामस्वरूप, तारों का तापमान एक वर्ग से दूसरे वर्ग में एक ही दिशा में घटता जाता है।

इस प्रकार, वर्णक्रमीय वर्गों का क्रम तारों के रंग और तापमान में अंतर को दर्शाता है। प्रत्येक वर्ग के भीतर दस और उपवर्गों में विभाजन होता है। उदाहरण के लिए, वर्णक्रमीय वर्ग F में निम्नलिखित उपवर्ग हैं:

F0-F1-F2-F3-F4-F5-Fb-F7-F8-F9

सूर्य वर्णक्रमीय वर्ग G2 से संबंधित है।

मूल रूप से, तारों के वायुमंडल में एक समान रासायनिक संरचना होती है: उनमें सबसे आम तत्व, जैसे सूर्य में, हाइड्रोजन और हीलियम हैं। तारकीय स्पेक्ट्रा की विविधता को मुख्य रूप से इस तथ्य से समझाया गया है कि तारों का तापमान अलग-अलग होता है। तारकीय वायुमंडल में पदार्थ के परमाणु जिस भौतिक अवस्था में स्थित होते हैं, वह स्पेक्ट्रम के प्रकार पर निर्भर करता है; कम तापमान (लाल तारे), तटस्थ परमाणु और यहां तक ​​कि सबसे सरल आणविक यौगिकों (C 2, CN, TiO, ZrO, आदि) पर भी। तारों के वायुमंडल में मौजूद हो सकते हैं... अत्यधिक गर्म तारों के वायुमंडल में आयनित परमाणुओं का प्रभुत्व होता है।

तापमान के अलावा, किसी तारे के स्पेक्ट्रम का प्रकार उसके प्रकाशमंडल में गैस के दबाव और घनत्व, चुंबकीय क्षेत्र की उपस्थिति और उसकी रासायनिक संरचना की विशेषताओं से निर्धारित होता है।

चावल। 35. तारों के मुख्य वर्णक्रमीय प्रकार

तारकीय विकिरण का वर्णक्रमीय विश्लेषण सूर्य की रासायनिक संरचना और पृथ्वी पर अज्ञात रासायनिक तत्वों की अनुपस्थिति के साथ उनकी संरचना की समानता को इंगित करता है। विभिन्न वर्गों के तारों के स्पेक्ट्रा की उपस्थिति में अंतर उनकी भौतिक विशेषताओं में अंतर का संकेत देता है। तारों का तापमान, उपस्थिति और घूमने की गति, चुंबकीय क्षेत्र की ताकत और रासायनिक संरचना प्रत्यक्ष वर्णक्रमीय अवलोकनों के आधार पर निर्धारित की जाती है। भौतिकी के नियम हमें तारों के द्रव्यमान, उनकी उम्र, आंतरिक संरचना और ऊर्जा के बारे में निष्कर्ष निकालने और तारों के विकास के सभी चरणों पर विस्तार से विचार करने की अनुमति देते हैं।

लगभग सभी तारकीय स्पेक्ट्रा अवशोषण स्पेक्ट्रा हैं। रासायनिक तत्वों की सापेक्ष प्रचुरता तापमान का एक कार्य है।

वर्तमान में, खगोल भौतिकी में तारकीय स्पेक्ट्रा का एक एकीकृत वर्गीकरण अपनाया गया है (तालिका 2)। स्पेक्ट्रा की विशेषताओं के आधार पर: परमाणु वर्णक्रमीय रेखाओं और आणविक बैंड की उपस्थिति और तीव्रता, तारे का रंग और उसकी उत्सर्जित सतह का तापमान, तारों को लैटिन वर्णमाला के अक्षरों द्वारा निर्दिष्ट वर्गों में विभाजित किया गया है:

डब्ल्यू - ओ - बी - एफ - जी - के - एम

तारों के प्रत्येक वर्ग को दस उपवर्गों (A0...A9) में विभाजित किया गया है।

O0 से F0 तक की वर्णक्रमीय कक्षाओं को "प्रारंभिक" कहा जाता है; F से M9 तक - "देर से"। कुछ वैज्ञानिक वर्ग आर और एन के तारों को वर्ग जी के रूप में वर्गीकृत करते हैं। कई तारकीय विशेषताओं को अतिरिक्त छोटे अक्षरों द्वारा दर्शाया जाता है: विशाल सितारों के लिए अक्षर "जी" को वर्ग संकेत से पहले रखा जाता है, बौने सितारों के लिए - अक्षर "डी", सुपरजाइंट्स के लिए - "सी", उनके स्पेक्ट्रम में उत्सर्जन रेखाओं वाले सितारों में "ई" अक्षर होता है, असामान्य स्पेक्ट्रा वाले सितारों में "पी" अक्षर होता है, आदि। आधुनिक स्टार कैटलॉग में सैकड़ों हजारों सितारों और उनकी प्रणालियों की वर्णक्रमीय विशेषताएं शामिल हैं .

डब्ल्यू * ओ * बी * ए * एफ * जी * के * एम ......... आर ... एन .... एस

तालिका 2. तारों का वर्णक्रमीय वर्गीकरण

	तापमान, के		विशेषता वर्णक्रमीय रेखाएँ	विशिष्ट सितारे
			वुल्फ-रेयेट तारे अपने स्पेक्ट्रम में उत्सर्जन रेखाओं के साथ	एस सुनहरी मछली
		नीला सफेद	अवशोषण रेखाएँ He +, N +, He, Mg +, Si++, Si +++ (+ चिन्ह का अर्थ है किसी दिए गए रासायनिक तत्व के परमाणुओं के आयनीकरण की डिग्री)	जेड पूप, एल ओरियन, एल पर्सियस
		सफेद और नीला	He+, He, H, O+, Si++ की अवशोषण रेखाएँ वर्ग A की ओर बढ़ जाती हैं; कमजोर रेखाएँ H, Ca+ ध्यान देने योग्य हैं	ई ओरियन, एक कन्या, जी ओरियन
			H, Ca+ की अवशोषण रेखाएँ तीव्र होती हैं और वर्ग F की ओर तीव्र होती हैं, धातुओं की कमजोर रेखाएँ दिखाई देती हैं	एक कैनिस मेजर, एक लायरा, जी जेमिनी
		पीले	कैल्शियम और धातुओं की Ca +, H, Fe + की अवशोषण रेखाएँ कक्षा G की ओर तीव्र होती हैं। कैल्शियम रेखा 4226A और हाइड्रोकार्बन बैंड दिखाई देते हैं और तीव्र होते हैं	डी जेमिनी, एक कैनिस माइनर, एक पर्सियस
			कैल्शियम एच और सीए + की अवशोषण रेखाएँ तीव्र हैं; 4226ए लाइन और लोहे की लाइन काफी तीव्र हैं; धातुओं की असंख्य रेखाएँ; हाइड्रोजन रेखाएँ कमजोर हो जाती हैं; तीव्र जी बैंड	सन, एक औरिगा
		नारंगी	धातुओं, Ca+, 4226A की अवशोषण रेखाएँ तीव्र होती हैं; हाइड्रोजन लाइनें बमुश्किल ध्यान देने योग्य हैं। उपवर्ग K5 से टाइटेनियम ऑक्साइड TiO के अवशोषण बैंड देखे जाते हैं	ए बूट्स, बी मिथुन, ए वृषभ
		Ca+, कई धातुओं की अवशोषण रेखाएँ और कार्बन अणुओं के अवशोषण बैंड	आर उत्तरी क्राउन
		ज़िरकोनियम ऑक्साइड (ZrO) अणुओं के शक्तिशाली अवशोषण बैंड
		कार्बन अणुओं सी 2 और साइनाइड सीएन के अवशोषण बैंड
			टाइटेनियम ऑक्साइड अणुओं TiO, VO और अन्य आणविक यौगिकों के शक्तिशाली अवशोषण बैंड। धातुओं Ca+, 4226A की अवशोषण रेखाएँ ध्यान देने योग्य हैं; जी बैंड कमजोर हो जाता है	एक ओरियन, एक स्कॉर्पियो, या सेटी, प्रॉक्सिमा सेंटॉरी
		ग्रहीय निहारिका
		नए सितारे

तालिका 3. मुख्य अनुक्रम पर स्थित मुख्य वर्णक्रमीय वर्गों के सितारों की औसत विशेषताएं (अरबी अंक - वर्ग के भीतर दशमलव विभाजन): एस पी - वर्णक्रमीय वर्ग, एम बी - पूर्ण बॉयोमीट्रिक परिमाण, टी एफई - प्रभावी तापमान, एम, एल , आर - क्रमशः, द्रव्यमान, चमक, सौर इकाइयों में सितारों की त्रिज्या, टी एम - मुख्य अनुक्रम पर सितारों का जीवनकाल:

2.3 तारे की चमक

तारों की चमक - प्रति इकाई समय में उनकी सतह से उत्सर्जित ऊर्जा की मात्रा - ऊर्जा जारी होने की दर पर निर्भर करती है और तापीय चालकता के नियमों, तारे की सतह के आकार और तापमान से निर्धारित होती है। चमक में अंतर 25000000000 गुना तक पहुंच सकता है! अधिक चमक वाले तारे विशाल तारे कहलाते हैं, कम चमक वाले तारे बौने तारे कहलाते हैं। धनु राशि में नीले सुपरजाइंट स्टार पिस्टल की चमक सबसे अधिक है - 10,000,000 L¤! लाल बौने प्रॉक्सिमा सेंटॉरी की चमक लगभग 0.000055 L¤ है।

तारे, सूर्य की तरह, विद्युत चुम्बकीय दोलनों की सभी तरंग दैर्ध्य की सीमा में ऊर्जा उत्सर्जित करते हैं। आप जानते हैं कि चमक (एल) किसी तारे की कुल विकिरण शक्ति को दर्शाती है और इसकी सबसे महत्वपूर्ण विशेषताओं में से एक का प्रतिनिधित्व करती है। चमक तारे के सतह क्षेत्र (फोटोस्फीयर) (या त्रिज्या आर के वर्ग) और फोटोस्फीयर (टी) के प्रभावी तापमान की चौथी शक्ति के समानुपाती होती है, यानी।

एल = 4पीआर 2 ओटी 4. (45)

तारों के पूर्ण परिमाण और चमक को जोड़ने वाला सूत्र उस संबंध के समान है जिसे आप किसी तारे की चमक और उसके स्पष्ट परिमाण के बीच जानते हैं, अर्थात।

एल 1 / एल 2 = 2.512 (एम 2 - एम 1),

जहाँ L 1 और L 2 दो तारों की चमक हैं, और M 1 और M 2 उनके पूर्ण परिमाण हैं।

यदि हम सूर्य को तारों में से एक के रूप में चुनते हैं, तो

एल/एल ओ = 2.512 (एमओ - एम),

जहां बिना सूचकांक वाले अक्षर किसी तारे को संदर्भित करते हैं, और ओ चिह्न वाले अक्षर सूर्य को संदर्भित करते हैं।

सूर्य की चमक को एकता (लो = 1) के रूप में लेते हुए, हम प्राप्त करते हैं:

एल = 2.512 (मो - एम)

लॉग एल = 0.4 (एमओ - एम)। (47)

सूत्र (47) का उपयोग करके, कोई भी किसी भी तारे की चमक की गणना कर सकता है जिसका पूर्ण परिमाण ज्ञात है।

तारों की चमक अलग-अलग होती है। ऐसे ज्ञात तारे हैं जिनकी चमक सूर्य की चमक से सैकड़ों और हजारों गुना अधिक है। उदाहरण के लिए, वृषभ (एल्डेबरन) की चमक सूर्य की चमक (L = 160Lo) से लगभग 160 गुना अधिक है; रिगेल की चमक (ओरियन में) L = 80000Lo

अधिकांश तारों की चमक सूर्य की चमक के बराबर या उससे कम होती है, उदाहरण के लिए, क्रूगर 60A, L = 0.006 Lo के नाम से जाने जाने वाले तारे की चमक।

2.4 तारा त्रिज्या

खगोलीय प्रेक्षणों की सबसे आधुनिक तकनीक का उपयोग करके, अब केवल कुछ ही तारों के कोणीय व्यास (और उनसे दूरी और रैखिक आयामों को जानना) को सीधे मापना संभव हो गया है। मूलतः, खगोलशास्त्री अन्य तरीकों से तारों की त्रिज्या निर्धारित करते हैं। उनमें से एक सूत्र (45) द्वारा दिया गया है। यदि तारे की चमक L और प्रभावी तापमान T ज्ञात हो, तो सूत्र (45) का उपयोग करके, हम तारे R की त्रिज्या, उसके आयतन और प्रकाशमंडल के क्षेत्र की गणना कर सकते हैं।

कई तारों की त्रिज्या निर्धारित करने के बाद, खगोलविदों को विश्वास हो गया कि ऐसे तारे हैं जिनका आकार सूर्य के आकार से बिल्कुल भिन्न है। सुपरजाइंट्स का आकार सबसे बड़ा होता है। इनकी त्रिज्या सूर्य की त्रिज्या से सैकड़ों गुना अधिक है। उदाहरण के लिए, स्कॉर्पियो (एंटारेस) तारे की त्रिज्या सौर से कम से कम 750 गुना अधिक है। वे तारे जिनकी त्रिज्या सूर्य की त्रिज्या से दसियों गुना अधिक होती है, दानव कहलाते हैं। जो तारे आकार में सूर्य के करीब होते हैं या सूर्य से छोटे होते हैं उन्हें बौने के रूप में वर्गीकृत किया जाता है। बौनों में ऐसे तारे भी हैं जो पृथ्वी या चंद्रमा से भी छोटे हैं। इससे भी छोटे तारे खोजे गए हैं।

2.5 सितारों की भीड़

किसी तारे का द्रव्यमान उसकी सबसे महत्वपूर्ण विशेषताओं में से एक है। तारों का द्रव्यमान भिन्न-भिन्न होता है। हालाँकि, चमक और आकार के विपरीत, तारों का द्रव्यमान अपेक्षाकृत संकीर्ण सीमाओं के भीतर होता है: सबसे विशाल तारे आमतौर पर सूर्य से केवल दस गुना बड़े होते हैं, और सबसे छोटे तारकीय द्रव्यमान 0.06 मो के क्रम पर होते हैं। तारकीय द्रव्यमान निर्धारित करने की मुख्य विधि दोहरे सितारों के अध्ययन से आती है; चमक और तारा द्रव्यमान के बीच एक संबंध खोजा गया।

2.6 औसत तारकीय घनत्व

तारों का औसत घनत्व 10 -6 ग्राम/सेमी 3 से 10 14 ग्राम/सेमी 3 - 10 20 गुना तक होता है! चूँकि तारों का आकार उनके द्रव्यमान की तुलना में बहुत अधिक भिन्न होता है, इसलिए तारों का औसत घनत्व एक दूसरे से बहुत भिन्न होता है। दानवों और महादानवों का घनत्व बहुत कम होता है। उदाहरण के लिए, बेटेल्गेज़ का घनत्व लगभग 10 -3 किग्रा/मीटर 3 है। वहीं, बेहद घने तारे भी हैं। इनमें छोटे सफेद बौने शामिल हैं (उनका रंग उच्च तापमान के कारण होता है)। उदाहरण के लिए, सफेद बौने सीरियस बी का घनत्व 4x10 7 किग्रा/मीटर 3 से अधिक है। वर्तमान में, अधिक सघन सफेद बौने ज्ञात हैं (10 10 - 10 11 किग्रा/मीटर 3)। सफ़ेद बौनों के विशाल घनत्व को इन तारों के पदार्थ के विशेष गुणों द्वारा समझाया गया है, जिसमें परमाणु नाभिक और उनसे निकले इलेक्ट्रॉन शामिल हैं। सफेद बौनों के मामले में परमाणु नाभिकों के बीच की दूरी पृथ्वी पर पाए जाने वाले सामान्य ठोस और तरल पिंडों की तुलना में दसियों और यहां तक ​​कि सैकड़ों गुना छोटी होनी चाहिए। एकत्रीकरण की वह अवस्था जिसमें यह पदार्थ स्थित है, उसे तरल या ठोस नहीं कहा जा सकता, क्योंकि सफेद बौनों के परमाणु नष्ट हो जाते हैं। यह पदार्थ गैस या प्लाज्मा से बहुत कम समानता रखता है। और फिर भी इसे आम तौर पर "गैस" माना जाता है, यह देखते हुए कि घने सफेद बौनों में भी कणों के बीच की दूरी परमाणुओं या इलेक्ट्रॉनों के नाभिक से कई गुना अधिक होती है।

निष्कर्ष

1. तारे एक अलग स्वतंत्र प्रकार के ब्रह्मांडीय पिंड हैं, जो अन्य ब्रह्मांडीय वस्तुओं से गुणात्मक रूप से भिन्न हैं।

2. तारे सबसे आम (शायद सबसे आम) प्रकार के ब्रह्मांडीय पिंडों में से एक हैं।

3. तारे दृश्य पदार्थ का 90% भाग ब्रह्मांड के उस हिस्से में केंद्रित करते हैं जिसमें हम रहते हैं और जो हमारे शोध के लिए सुलभ है।

4. तारों की सभी मुख्य विशेषताएं (आकार, चमक, ऊर्जा, "जीवनकाल" और विकास के अंतिम चरण) अन्योन्याश्रित हैं और तारों के द्रव्यमान के मूल्य से निर्धारित होती हैं।

5. तारे लगभग पूरी तरह से हाइड्रोजन (70-80%) और हीलियम (20-30%) से बने होते हैं; अन्य सभी रासायनिक तत्वों की हिस्सेदारी 0.1% से 4% तक है।

6. थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं तारों की गहराई में होती हैं।

7. तारों का अस्तित्व गुरुत्वाकर्षण बल और विकिरण (गैस) दबाव के संतुलन के कारण है।

8. भौतिकी के नियम हमें खगोलीय अवलोकनों के परिणामों के आधार पर सितारों की सभी बुनियादी भौतिक विशेषताओं की गणना करने की अनुमति देते हैं।

9. तारों के अध्ययन का मुख्य, सर्वाधिक उत्पादक तरीका उनके विकिरण का वर्णक्रमीय विश्लेषण है।

ग्रन्थसूची

1. ई. पी. लेविटन। 11वीं कक्षा के लिए खगोल विज्ञान की पाठ्यपुस्तक, 1998

2. साइट से सामग्री http://goldref.ru/

शब्दकोष

फोटोग्राफिक अवलोकनों के लिए डिज़ाइन किए गए टेलीस्कोपों ​​को एस्ट्रोग्राफ कहा जाता है। दृश्य अवलोकनों की तुलना में एस्ट्रोफोटोग्राफी के लाभ: अखंडता - धीरे-धीरे प्रकाश ऊर्जा जमा करने के लिए एक फोटोग्राफिक इमल्शन की क्षमता; तात्कालिकता; विहंगम दृश्य; वस्तुनिष्ठता - यह पर्यवेक्षक की व्यक्तिगत विशेषताओं से प्रभावित नहीं होती है। परंपरागत फोटोग्राफिक इमल्शन नीले-बैंगनी विकिरण के प्रति अधिक संवेदनशील है, लेकिन आजकल खगोलविद फोटोग्राफिक सामग्रियों का उपयोग करते हैं जो विद्युत चुम्बकीय तरंगों के स्पेक्ट्रम के विभिन्न हिस्सों के प्रति संवेदनशील होते हैं, न केवल दृश्यमान के लिए, बल्कि अंतरिक्ष वस्तुओं की तस्वीर लेते समय अवरक्त और पराबैंगनी किरणों के प्रति भी संवेदनशील होते हैं। आधुनिक फोटोग्राफिक इमल्शन की संवेदनशीलता हजारों आईएसओ इकाइयों में है। फिल्मांकन, वीडियो रिकॉर्डिंग और टेलीविजन का व्यापक रूप से उपयोग किया जाता है।

एस्ट्रोफोटोमेट्री खगोलभौतिकी अनुसंधान के मुख्य तरीकों में से एक है जो वस्तुओं की विद्युत चुम्बकीय विकिरण की ऊर्जा को मापकर उनकी ऊर्जा विशेषताओं को निर्धारित करता है। एस्ट्रोफोटोमेट्री की मुख्य अवधारणाएँ हैं:

एक खगोलीय पिंड की चमक अवलोकन बिंदु पर उसके द्वारा बनाई गई रोशनी है:

जहाँ L तारे की कुल विकिरण शक्ति (चमक) है; r तारे से पृथ्वी की दूरी है।

खगोल विज्ञान में चमक को मापने के लिए माप की एक विशेष इकाई का उपयोग किया जाता है - तारकीय परिमाण। भौतिकी में स्वीकृत तारकीय परिमाण से रोशनी इकाइयों में संक्रमण के लिए सूत्र:

जहाँ m तारे का स्पष्ट परिमाण है।

तारकीय परिमाण (एम) उत्सर्जित प्रकाश प्रवाह का एक पारंपरिक (आयाम रहित) मान है, जो एक खगोलीय पिंड की चमक को दर्शाता है, जिसे इस तरह से चुना जाता है कि 5 तारकीय परिमाण का अंतराल 100 के कारक द्वारा चमक में बदलाव के अनुरूप होता है। एक परिमाण में 2.512 गुना का अंतर होता है। पोगसन का सूत्र प्रकाशकों की चमक को उनके परिमाण से जोड़ता है:

निर्धारित तारकीय परिमाण विकिरण रिसीवर की वर्णक्रमीय संवेदनशीलता पर निर्भर करता है: दृश्य (एम वी) प्रत्यक्ष अवलोकनों द्वारा निर्धारित किया जाता है और मानव आंख की वर्णक्रमीय संवेदनशीलता से मेल खाता है; फोटोग्राफिक (एमपी) नीले-बैंगनी और पराबैंगनी किरणों के प्रति संवेदनशील फोटोग्राफिक प्लेट पर ल्यूमिनरी की रोशनी को मापकर निर्धारित किया जाता है; बोलोमेट्रिक (एम इंच) पूरे विकिरण स्पेक्ट्रम पर संक्षेपित, ल्यूमिनरी की कुल विकिरण शक्ति से मेल खाता है। बड़े कोणीय आयामों वाली विस्तारित वस्तुओं के लिए, अभिन्न (कुल) परिमाण निर्धारित किया जाता है, जो उसके भागों की चमक के योग के बराबर होता है।

पृथ्वी से विभिन्न दूरी पर स्थित अंतरिक्ष वस्तुओं की ऊर्जा विशेषताओं की तुलना करने के लिए, पूर्ण परिमाण की अवधारणा पेश की गई थी।

निरपेक्ष परिमाण (एम) वह परिमाण है जो एक तारे का पृथ्वी से 10 पारसेक की दूरी पर होगा:, जहां पी तारे का लंबन है, आर तारे से दूरी है। 10 पीसी = 3.086एच 10 17 मीटर।

सबसे चमकीले महादानव तारों का पूर्ण परिमाण लगभग -10 मीटर है।

सूर्य का पूर्ण परिमाण +4.96 मीटर है।

चमक (L) किसी तारे की सतह द्वारा प्रति इकाई समय में उत्सर्जित ऊर्जा की मात्रा है। तारों की चमक निरपेक्ष (ऊर्जा) इकाइयों में या सूर्य की चमक (एल¤ या एलडी) की तुलना में व्यक्त की जाती है। एल ¤ = 3.86एच 10 33 एर्ग/एस।

दीप्तिमानों की चमक उनके आकार और उत्सर्जित सतह के तापमान पर निर्भर करती है। विकिरण रिसीवरों के आधार पर, प्रकाशकों की दृश्य, फोटोग्राफिक और बोलोमेट्रिक चमक को प्रतिष्ठित किया जाता है। चमक का संबंध प्रकाशकों के स्पष्ट और निरपेक्ष परिमाण से है:

गुणांक ए(आर) अंतरतारकीय माध्यम में प्रकाश के अवशोषण को ध्यान में रखता है।

ब्रह्मांडीय पिंडों की चमक का अंदाजा वर्णक्रमीय रेखाओं की चौड़ाई से लगाया जा सकता है।

अंतरिक्ष पिंडों की चमक उनके तापमान से निकटता से संबंधित है: जहां R * तारे की त्रिज्या है, s स्टीफन-बोल्ट्ज़मैन स्थिरांक है, s = 5.67H 10 -8 W/m 2H K 4।

चूंकि गेंद का सतह क्षेत्र, और स्टीफ़न-बोल्ट्ज़मैन समीकरण के अनुसार,।

तारों की चमक के आधार पर उनका आकार निर्धारित किया जा सकता है:

तारों की चमक के आधार पर, तारों का द्रव्यमान निर्धारित किया जा सकता है:

प्रोटोस्टार गठन के प्रारंभिक चरण में एक तारा है, जब अंतरतारकीय बादल में घनत्व होता है, लेकिन इसके भीतर परमाणु प्रतिक्रियाएं अभी तक शुरू नहीं हुई हैं।

तारकीय परिमाण तारों की दृश्य चमक की एक विशेषता है। स्पष्ट परिमाण का तारे के आकार से कोई लेना-देना नहीं है। इस शब्द की उत्पत्ति ऐतिहासिक है और यह केवल तारे की चमक को दर्शाता है। सबसे चमकीले तारों का परिमाण शून्य या ऋणात्मक होता है। उदाहरण के लिए, वेगा और कैपेला जैसे सितारों का परिमाण लगभग शून्य है, और हमारे आकाश के सबसे चमकीले तारे, सीरियस का परिमाण शून्य से 1.5 कम है।

आकाशगंगा एक विशाल घूर्णनशील तारा मंडल है।

पेरियास्ट्रॉन बाइनरी सिस्टम के दोनों तारों के निकटतम दृष्टिकोण का बिंदु है।

स्पेक्ट्रोग्राम एक इलेक्ट्रॉनिक डिटेक्टर का उपयोग करके फोटो या डिजिटल रूप से प्राप्त स्पेक्ट्रम की एक स्थायी रिकॉर्डिंग है।

प्रभावी तापमान किसी वस्तु (विशेष रूप से एक तारा) की ऊर्जा रिलीज का एक माप है, जिसे एक काले शरीर के तापमान के रूप में परिभाषित किया जाता है जिसकी कुल चमक देखी जा रही वस्तु के समान होती है। प्रभावी तापमान किसी तारे की भौतिक विशेषताओं में से एक है। चूँकि एक सामान्य तारे का स्पेक्ट्रम एक काले पिंड के समान होता है, प्रभावी तापमान उसके प्रकाशमंडल के तापमान का एक अच्छा संकेतक है।

स्मॉल मैगेलैनिक क्लाउड (एसएमसी) हमारी आकाशगंगा के उपग्रहों में से एक है।

पारसेक पेशेवर खगोल विज्ञान में उपयोग की जाने वाली दूरी की एक इकाई है। इसे उस दूरी के रूप में परिभाषित किया जाता है जिस पर किसी वस्तु का वार्षिक लंबन एक आर्कसेकंड के बराबर होगा। एक पारसेक 3.0857 * 10 13 किमी, 3.2616 प्रकाश वर्ष या 206265 एयू के बराबर है।

विभिन्न दृष्टिकोणों से देखने पर लंबन किसी वस्तु की सापेक्ष स्थिति में परिवर्तन है।

एक गोलाकार तारा समूह सैकड़ों हजारों या लाखों तारों का एक घना संग्रह है, जिसका आकार गोलाकार के करीब होता है।

माइकलसन स्टेलर इंटरफेरोमीटर ए.ए. द्वारा निर्मित इंटरफेरोमेट्रिक उपकरणों की एक श्रृंखला है। माइकलसन (1852-1931) ने तारों के उन व्यासों को मापने के लिए काम किया जिन्हें सीधे जमीन-आधारित दूरबीनों का उपयोग करके मापा नहीं जा सकता था।

दायाँ आरोहण (आरए) आकाशीय क्षेत्र पर वस्तुओं की स्थिति निर्धारित करने के लिए भूमध्यरेखीय प्रणाली में उपयोग किए जाने वाले निर्देशांकों में से एक है। यह पृथ्वी पर देशांतर के बराबर है, लेकिन शून्य बिंदु से पूर्व की ओर घंटों, मिनटों और सेकंड में मापा जाता है, जो आकाशीय भूमध्य रेखा और क्रांतिवृत्त का प्रतिच्छेदन है, जिसे मेष राशि के पहले बिंदु के रूप में जाना जाता है। दाएँ आरोहण का एक घंटा चाप के 15 डिग्री के बराबर है; यह स्पष्ट कोण है कि, पृथ्वी के घूमने के कारण, आकाशीय गोला एक घंटे के नाक्षत्र समय में गुजरता है।

रेडियो उत्सर्जन (आर) का स्पंदनशील (पी) तारे के आकार का (एस) (स्रोत)।

झुकाव (डीईसी) उन निर्देशांकों में से एक है जो भूमध्यरेखीय समन्वय प्रणाली में आकाशीय क्षेत्र पर स्थिति निर्धारित करता है। झुकाव पृथ्वी पर अक्षांश के बराबर है। यह कोणीय दूरी है, जिसे आकाशीय भूमध्य रेखा के उत्तर या दक्षिण में डिग्री में मापा जाता है। उत्तरी झुकाव सकारात्मक है, और दक्षिणी झुकाव नकारात्मक है।

रोश लोब बाइनरी स्टार सिस्टम में अंतरिक्ष का एक क्षेत्र है जो एक घंटे के आकार की सतह से घिरा होता है, जिस पर ऐसे बिंदु होते हैं जहां पदार्थ के छोटे कणों पर कार्य करने वाले दोनों घटकों की गुरुत्वाकर्षण शक्ति बराबर होती है।

लैग्रेंज बिंदु गुरुत्वाकर्षण के एक सामान्य केंद्र के चारों ओर घूमने वाली दो विशाल वस्तुओं के कक्षीय तल में बिंदु हैं, जहां नगण्य द्रव्यमान वाला एक कण संतुलन स्थिति में रह सकता है, यानी। गतिहीन. वृत्ताकार कक्षाओं में दो पिंडों के लिए, ऐसे पाँच बिंदु हैं, लेकिन उनमें से तीन छोटी गड़बड़ी के लिए अस्थिर हैं। शेष दो, कम विशाल पिंड की कक्षा में उसके दोनों ओर 60° की कोणीय दूरी पर स्थित हैं, स्थिर हैं।

प्रीसेशन एक स्वतंत्र रूप से घूमने वाले पिंड के घूर्णन अक्ष की एक समान आवधिक गति है जब बाहरी गुरुत्वाकर्षण प्रभावों के कारण उत्पन्न होने वाले टॉर्क द्वारा इस पर कार्य किया जाता है।

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तारे किससे बने होते हैं? मूल तारा विशेषताएँ. चमक और तारों से दूरी. तारों का स्पेक्ट्रम. तारों का तापमान और द्रव्यमान. किसी तारे की तापीय ऊर्जा कहाँ से आती है? सितारों का विकास. तारों की रासायनिक संरचना. सूर्य के विकास का पूर्वानुमान.

परीक्षण, 04/23/2007 जोड़ा गया


सितारों के जन्म पर विचारों का विकास। तारे किससे बनते हैं? काले बादल का जीवन. बादल तारा बन जाता है. मुख्य सितारा विशेषताएँ. चमक और तारों से दूरी. तारों का स्पेक्ट्रम और उनकी रासायनिक संरचना। तापमान और द्रव्यमान.

पाठ्यक्रम कार्य, 12/05/2002 को जोड़ा गया


तारा मानचित्र. निकटतम तारे. सबसे चमकीले तारे. हमारी आकाशगंगा के सबसे बड़े तारे। वर्णक्रमीय वर्गीकरण. स्टार एसोसिएशन. सितारों का विकास. गोलाकार समूहों के हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख।

सार, 01/31/2003 जोड़ा गया


तारों की उत्पत्ति, उनकी गति, चमक, रंग, तापमान और संरचना। तारों का समूह, विशाल तारे, सफ़ेद और न्यूट्रॉन बौने। हमसे सितारों की दूरी, उनकी उम्र, खगोलीय दूरियां निर्धारित करने की विधियां, सितारों के विकास के चरण और चरण।

सार, 06/08/2010 को जोड़ा गया


किसी तारे का जीवन पथ और उसकी मुख्य विशेषताएँ एवं विविधता। शक्तिशाली खगोलीय यंत्रों का आविष्कार। भौतिक विशेषताओं के अनुसार तारों का वर्गीकरण. दोहरे और परिवर्तनशील तारे और उनके अंतर। हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल स्पेक्ट्रम-चमकदारता आरेख।

सार, 02/18/2010 को जोड़ा गया


ब्रह्मांड के अंतरतारकीय अंतरिक्ष की संरचना। तारे का जीवन पथ: बाहरी अंतरिक्ष में उपस्थिति, रंग और तापमान के आधार पर तारों के प्रकार। आकाशगंगा में तारों के अस्तित्व के विकासवादी रूपों के रूप में सफेद बौने और ब्लैक होल, सुपरनोवा।

प्रस्तुति, 05/25/2015 को जोड़ा गया


हमारे पीले सूर्य की सतह का तापमान। तारों की वर्णक्रमीय श्रेणियाँ. तारा जन्म की प्रक्रिया. मुख्य अनुक्रम की शुरुआत में संघनन। हाइड्रोजन नाभिक का हीलियम नाभिक में रूपांतरण। सुपरनोवा एवं न्यूट्रॉन तारे का निर्माण। ब्लैक होल की सीमा.

सार, 09/02/2013 को जोड़ा गया


चमक की अवधारणा, इसकी विशेषताएं, इतिहास और अध्ययन के तरीके, वर्तमान स्थिति। तारों की चमक की डिग्री का निर्धारण। चमक में मजबूत और कमजोर तारे, उनके मूल्यांकन के मानदंड। गैस आयनीकरण के सिद्धांत का उपयोग करके किसी तारे का स्पेक्ट्रम और उसका निर्धारण।

सार, 04/12/2009 जोड़ा गया


तारे आकाशीय पिंड हैं जो हमारे सूर्य की तरह भीतर से चमकते हैं। तारों की संरचना, द्रव्यमान पर उसकी निर्भरता। किसी तारे का संपीड़न, जिससे उसके कोर में तापमान में वृद्धि होती है। किसी तारे का जीवनकाल, उसका विकास। हाइड्रोजन दहन की परमाणु प्रतिक्रियाएँ।

अलग-अलग स्लाइडों द्वारा प्रस्तुतिकरण का विवरण:

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सफेद बौना, सबसे प्रसिद्ध ज्ञात, और ग्रहीय नीहारिका एनजीसी 2440, 05/07/2006 तारों की भौतिक प्रकृति

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स्पेक्ट्रम λ = 380 ∻ 470 एनएम - बैंगनी, नीला; λ = 470 ∻ 500 एनएम - नीला-हरा; λ = 500 ∻ 560 एनएम - हरा; λ = 560 ∻ 590 एनएम - पीला-नारंगी λ = 590 ∻ 760 एनएम - लाल। स्पेक्ट्रम में रंगों का वितरण = K O F Z G S F याद रखें, उदाहरण के लिए: कैसे एक बार जैक्स द सिटी बेलर ने लालटेन तोड़ दी थी। 1859 में, जी.आर. किरचॉफ (1824-1887, जर्मनी) और आर.डब्ल्यू. बन्सेन (1811-1899, जर्मनी) ने वर्णक्रमीय विश्लेषण की खोज की: गैसें उन्हीं तरंग दैर्ध्य को अवशोषित करती हैं जो वे गर्म होने पर उत्सर्जित करती हैं। सतत स्पेक्ट्रा की पृष्ठभूमि के विरुद्ध तारों में गहरी (फ्रौनहोफ़र) रेखाएँ होती हैं - ये अवशोषण स्पेक्ट्रा हैं। 1665 में, आइजैक न्यूटन (1643-1727) ने सौर विकिरण के स्पेक्ट्रा प्राप्त किए और उनकी प्रकृति की व्याख्या की, जिससे पता चला कि रंग प्रकाश का एक आंतरिक गुण है। 1814 में, जोसेफ़ वॉन फ्रौनहोफ़र (1787-1826, जर्मनी) ने 1817 तक सौर स्पेक्ट्रम (उनके नाम पर) में 754 रेखाओं की खोज की, पहचान की और उनका विस्तार से वर्णन किया, 1814 में स्पेक्ट्रा के अवलोकन के लिए एक उपकरण बनाया - एक स्पेक्ट्रोस्कोप। किरचॉफ-बुन्सेन स्पेक्ट्रोस्कोप

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तारों का स्पेक्ट्रा तारों का स्पेक्ट्रा सभी तारकीय पैटर्न के विवरण के साथ उनका पासपोर्ट है। किसी तारे के स्पेक्ट्रम से आप उसकी चमक, तारे से दूरी, तापमान का पता लगा सकते हैं। तारकीय स्पेक्ट्रा का अध्ययन आधुनिक खगोल भौतिकी की नींव है। हाइड्स ओपन क्लस्टर का स्पेक्ट्रोग्राम। विलियम हेगिन्स (1824-1910, इंग्लैंड), एक खगोलशास्त्री जो स्पेक्ट्रोग्राफ का उपयोग करने वाले पहले व्यक्ति थे, उन्होंने तारों की स्पेक्ट्रोस्कोपी शुरू की। 1863 में उन्होंने दिखाया कि सूर्य और तारों के स्पेक्ट्रम में बहुत समानता है और उनका देखा गया विकिरण गर्म पदार्थ से उत्सर्जित होता है और ठंडी अवशोषित गैसों की ऊपरी परतों से होकर गुजरता है। किसी तारे का संयुक्त उत्सर्जन स्पेक्ट्रम। ऊपर "प्राकृतिक" है (स्पेक्ट्रोस्कोप में दिखाई देता है), नीचे तरंग दैर्ध्य पर तीव्रता की निर्भरता है। आकार, इसके वायुमंडल की रासायनिक संरचना, अपनी धुरी के चारों ओर घूमने की गति, गुरुत्वाकर्षण के सामान्य केंद्र के चारों ओर गति की विशेषताएं।

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रासायनिक संरचना रासायनिक संरचना स्पेक्ट्रम (फ्रौनहोफर रेखाओं की तीव्रता) द्वारा निर्धारित की जाती है, जो प्रकाशमंडल के तापमान, दबाव और घनत्व और चुंबकीय क्षेत्र की उपस्थिति पर भी निर्भर करती है। तारे पृथ्वी पर ज्ञात समान रासायनिक तत्वों से बने होते हैं, लेकिन मुख्य रूप से हाइड्रोजन और हीलियम (द्रव्यमान का 95-98%) और अन्य आयनित परमाणु होते हैं, जबकि ठंडे तारों के वातावरण में तटस्थ परमाणु और यहां तक ​​कि अणु भी होते हैं। जैसे-जैसे तापमान बढ़ता है, तारकीय वातावरण में मौजूद रहने में सक्षम कणों की संरचना सरल हो जाती है। वर्ग O, B, A (50,000 से 10,0000C तक T) के तारों का वर्णक्रमीय विश्लेषण उनके वायुमंडल में आयनित हाइड्रोजन, हीलियम और धातु आयनों की रेखाओं को दर्शाता है, वर्ग K (50000C) में रेडिकल पहले से ही पाए जाते हैं, और वर्ग M में ( 38000C) अणु ऑक्साइड किसी तारे की रासायनिक संरचना कारकों के प्रभाव को दर्शाती है: अंतरतारकीय माध्यम की प्रकृति और वे परमाणु प्रतिक्रियाएँ जो तारे के जीवन के दौरान उसमें विकसित होती हैं। तारे की प्रारंभिक संरचना उस अंतरतारकीय पदार्थ की संरचना के करीब है जिससे तारा उत्पन्न हुआ था। सुपरनोवा अवशेष एनजीसी 6995 गर्म, चमकदार गैस है जो 20-30 हजार साल पहले तारे के विस्फोट के बाद बनी थी। इस तरह के विस्फोटों ने अंतरिक्ष को भारी तत्वों से सक्रिय रूप से समृद्ध किया, जिससे बाद में अगली पीढ़ी के ग्रह और तारे बने।

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1903-1907 में तारों का रंग। एइनर हर्ट्ज़स्प्रुंग (1873-1967, डेनमार्क) सैकड़ों चमकीले तारों के रंग निर्धारित करने वाले पहले व्यक्ति थे। सितारे विभिन्न रंगों में आते हैं। आर्कटुरस में पीला-नारंगी रंग होता है, रिगेल सफेद-नीला होता है, एंटारेस चमकदार लाल होता है। किसी तारे के स्पेक्ट्रम में प्रमुख रंग उसकी सतह के तापमान पर निर्भर करता है। किसी तारे का गैस आवरण लगभग एक आदर्श उत्सर्जक (बिल्कुल काला पिंड) की तरह व्यवहार करता है और पूरी तरह से एम. प्लैंक (1858-1947), जे. स्टीफ़न (1835-1893) और वी. वियेन द्वारा विकिरण के शास्त्रीय नियमों के अधीन है। 1864-1928), शरीर के तापमान और उसके विकिरण की प्रकृति से संबंधित। प्लैंक का नियम किसी पिंड के स्पेक्ट्रम में ऊर्जा के वितरण का वर्णन करता है और इंगित करता है कि बढ़ते तापमान के साथ, विकिरण का कुल प्रवाह बढ़ता है, और स्पेक्ट्रम में अधिकतम छोटी तरंगों की ओर स्थानांतरित हो जाता है। तारों वाले आकाश के अवलोकन के दौरान, कोई यह देख सकता है कि तारों का रंग (प्रकाश की एक निश्चित दृश्य अनुभूति पैदा करने का गुण) अलग है। तारों का रंग और वर्णक्रम उनके तापमान से संबंधित होता है। विभिन्न तरंग दैर्ध्य का प्रकाश विभिन्न रंग संवेदनाओं को उत्तेजित करता है। आंख उस तरंग दैर्ध्य के प्रति संवेदनशील होती है जो अधिकतम ऊर्जा वहन करती है λmax = b/T (विएन का नियम, 1896)। कीमती पत्थरों की तरह, खुले क्लस्टर एनजीसी 290 के सितारे अलग-अलग रंगों में झिलमिलाते हैं। फोटो सीटी के नाम पर। हबल, अप्रैल 2006

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तारों का तापमान तारों के तापमान का सीधा संबंध रंग और स्पेक्ट्रम से होता है। तारों के तापमान का पहला माप 1909 में जर्मन खगोलशास्त्री जूलियस शाइनर (1858-1913) द्वारा किया गया था, जिन्होंने 109 तारों की पूर्ण फोटोमेट्री की थी। तापमान विएन के नियम λmax.T=b का उपयोग करके स्पेक्ट्रा से निर्धारित किया जाता है, जहां b=0.289782.107Å.K विएन का स्थिरांक है। बेटेल्गेयूज़ (हबल टेलीस्कोप छवि)। T=3000K वाले ऐसे ठंडे तारों में, स्पेक्ट्रम के लाल क्षेत्र में विकिरण प्रबल होता है। ऐसे तारों के स्पेक्ट्रा में धातुओं और अणुओं की कई रेखाएँ होती हैं। अधिकांश तारों का तापमान 2500K होता है<Т< 50000К Звезда HD 93129A (созв. Корма) самая горячая – Т= 220000 К! Самые холодные - Гранатовая звезда (m Цефея), Мира (o Кита) – Т= 2300К e Возничего А - 1600 К.

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वर्णक्रमीय वर्गीकरण 1866 में, एंजेलो सेकची (1818-1878, इटली) ने रंग के आधार पर तारों का पहला वर्णक्रमीय वर्गीकरण दिया: सफेद, पीला, लाल। हार्वर्ड वर्णक्रमीय वर्गीकरण को पहली बार हेनरी ड्रेपर (1837-1882, यूएसए) के स्टेलर स्पेक्ट्रा के कैटलॉग में प्रस्तुत किया गया था, जो 1884 तक ई. पिकरिंग (1846-1919) के निर्देशन में तैयार किया गया था। सभी स्पेक्ट्रा को रेखा की तीव्रता (बाद में तापमान अनुक्रम में) के अनुसार व्यवस्थित किया गया था और गर्म से ठंडे सितारों तक वर्णमाला क्रम में अक्षरों द्वारा निर्दिष्ट किया गया था: ओ बी ए एफ जी के एम। 1924 तक, इसे अंततः अन्ना कैनन (1863-1941, यूएसए) द्वारा स्थापित किया गया और प्रकाशित किया गया। 225330 सितारों पर 9 खंडों की एक सूची - एचडी कैटलॉग।

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आधुनिक वर्णक्रमीय वर्गीकरण सबसे सटीक वर्णक्रमीय वर्गीकरण एमके प्रणाली द्वारा प्रस्तुत किया जाता है, जिसे 1943 में यरकेस वेधशाला में डब्ल्यू. मॉर्गन और एफ. कीनन द्वारा बनाया गया था, जहां स्पेक्ट्रा को तापमान और सितारों की चमक दोनों के आधार पर व्यवस्थित किया जाता है। चमक कक्षाएं अतिरिक्त रूप से शुरू की गईं, जिन्हें रोमन अंकों के साथ चिह्नित किया गया: क्रमशः Ia, Ib, II, III, IV, V और VI, जो सितारों के आकार को दर्शाते हैं। अतिरिक्त वर्ग आर, एन और एस, के और एम के समान स्पेक्ट्रा को दर्शाते हैं, लेकिन एक अलग रासायनिक संरचना के साथ। प्रत्येक दो वर्गों के बीच, उपवर्गों को पेश किया जाता है, जिन्हें 0 से 9 तक की संख्याओं द्वारा निर्दिष्ट किया जाता है। उदाहरण के लिए, प्रकार A5 का स्पेक्ट्रम A0 और F0 के बीच आधा है। अतिरिक्त अक्षर कभी-कभी सितारों की विशेषताओं को चिह्नित करते हैं: "डी" - बौना, "डी" - सफेद बौना, "पी" - अजीब (असामान्य) स्पेक्ट्रम। हमारा सूर्य वर्णक्रमीय वर्ग G2 V से संबंधित है

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तारों की चमक 1856 में, नॉर्मन पोगसन (1829-1891, इंग्लैंड) ने पूर्ण एम परिमाण (यानी 10 पीसी की दूरी से) के संदर्भ में चमक के लिए एक सूत्र स्थापित किया। एल1/एल2=2.512 एम2-एम1। प्लीएड्स ओपन क्लस्टर में कई गर्म और चमकीले तारे हैं जो एक ही समय में गैस और धूल के बादल से बने थे। प्लीएड्स के साथ आने वाली नीली धुंध बिखरी हुई धूल है जो तारों की रोशनी को दर्शाती है। कुछ सितारे अधिक चमकते हैं, अन्य कमज़ोर। चमक किसी तारे की विकिरण शक्ति है - 1 सेकंड में तारे द्वारा उत्सर्जित कुल ऊर्जा। [J/s=W] तारे तरंग दैर्ध्य की पूरी श्रृंखला पर ऊर्जा उत्सर्जित करते हैं L = 3.846.1026 W/s सूर्य के साथ तारे की तुलना करने पर, हमें L/L=2.512 M-M, या logL=0.4 ( एम -एम ) तारे की चमक: 1.3.10-5एल

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तारों के आकार निर्धारित किए जाते हैं: 1) माइकलसन इंटरफेरोमीटर का उपयोग करके तारे के कोणीय व्यास का प्रत्यक्ष माप (उज्ज्वल ≥2.5 मीटर, करीबी तारों के लिए, >50 मापा जाता है)। 3 दिसंबर, 1920 को पहली बार तारे बेटेल्गेयूज़ (α ओरियोनिस) का कोणीय व्यास मापा गया = ए. मिशेलसन (1852-1931, यूएसए) और एफ. पीज़ (1881-1938, यूएसए)। 2) सूर्य की तुलना में तारे L=4πR2σT4 की चमक के माध्यम से। दुर्लभ अपवादों को छोड़कर, तारों को प्रकाश के बिंदु स्रोतों के रूप में देखा जाता है। यहां तक ​​कि सबसे बड़ी दूरबीनें भी उनकी डिस्क नहीं देख सकतीं। 1953 से तारों को उनके आकार के अनुसार विभाजित किया गया है: महादानव (I) चमकीले दानव (II) दानव (III) उपदानव (IV) मुख्य अनुक्रम बौने (V) उपबौने (VI) सफेद बौने (VII) नाम बौने, दानव और सुपरजाइंट्स को 1913 में हेनरी रसेल द्वारा पेश किया गया था, और उन्हें 1905 में एइनर हर्टज़स्प्रंग द्वारा खोजा गया था, जिसे "व्हाइट ड्वार्फ" नाम दिया गया था। तारों का आकार 10 कि.मी

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तारों का द्रव्यमान तारों की सबसे महत्वपूर्ण विशेषताओं में से एक, जो उसके विकास का संकेत देती है, तारे के जीवन पथ का निर्धारण है। निर्धारण विधियाँ: 1. द्रव्यमान-चमक अनुपात L≈m3.9 2. भौतिक रूप से बाइनरी सिस्टम में केप्लर का तीसरा परिष्कृत नियम सैद्धांतिक रूप से, तारों का द्रव्यमान 0.005M है

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निकटवर्ती तारे वे तारे जिन्हें नग्न आंखों से नहीं देखा जा सकता, उन्हें धूसर रंग में चिह्नित किया गया है। पदनाम स्पेक्ट्रम। वर्ग परिमाण चमक तापमान, K त्रिज्या द्रव्यमान पार। तारा प्रणाली तारा दृश्य. पेट सन G2V -26.58 4.84 1 5780 1.0 1 α सेंटॉरी प्रॉक्सिमा M5.5Ve 11.05 15.53 0.000055 2900 0.145 0.12 0.772" सेंटॉरी A G2V -0.01 4.38 1.56 5790 1.227 0 .907 0.747" सेंटौरी बी के0वी 1.33 5.71 0.453 5260 0.865 1.095 बरनार्ड्स स्टार (ß ओफ़िउची) M4.0Ve 9.54 13.22 0.000449 3200 0.161 0.16 6 0.547" वुल्फ 359 (CN लायन) M6.0V 13.53 16.55 0.000019 0.15 0.092 0.419" लालंडे 21185 (उरसा मेजर) M5। 5e 7.50 10.44 0.00555 3500 0.448 0.393" सीरियस (α कैनिस मेजोरिस) सीरियस ए ए1वी -1, 46 1.47 23.55 10400 1.7-1.9 2.14 0.380" सीरियस बी डीए2 8.68 11.34 0.00207 8000 0.92 1.03 ल्यूटेन 726-8 यूवी चाइना एम5.5ई 13, 02 15.40 0. 000042 2800 0.14 0.102 0.374 "बीएल व्हेल एम6.0ई 12.52 15.85 0.000068 2800 0.14 0.109 रॉस 154 (V1216 एसआईटीएस) M3.5ve 10.6 13.07 0, 000417 0.24 0.171 0.337" रॉस 248 (HH एंड्रोमेडा) M5.5Ve 12.29 14. 79 0.000108 0.17 0.121 0.316" ε एरिदानी के2वी 3.73 6.19 0.305 5100 0.84 0.8 50 0.310 "लैकैल 9352 (सीडी-36°15693) एम1.5वीई 9.75 0.52 0.529 0.304" रॉस 128 (एफआई कन्या) एम4.0वीएन 13.51 0.00054 0.16 0.156 0.299"

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आकार के आधार पर तारों की तुलनात्मक विशेषताएँ तारों का वर्ग द्रव्यमान M¤ आयाम R¤ घनत्व g/cm3 चमक L¤ जीवनकाल, वर्ष, तारों की कुल संख्या का %, 100 तक सबसे चमकीले महादानव 103-104<0,000001 >105 105 <0,000001 Сверхгиганты 50–100 102–103 0,000001 104–105 106 0,001 Яркие гиганты 10–100 >100 0.00001 > 1000 107 0.01 50 तक सामान्य दिग्गज > 10 0.0001 > 100 107-108 0.1 - 1 उपदानव 10 तक 10 तक 0.001 100 तक 108-109 सामान्य तारे 0.005-5 0.1-5 0.1-10 0.0001-10 109-1011 90 तक - सफेद 5 तक 3-5 0.1 10 109 - पीला 1 1 1.5 1 1010 - लाल 0.005 0.1 10 0.0001 1011-1013 सफेद बौने 0.01-1.5 से 0.007 103 0.0001 से 1017 तक 10 न्यूट्रॉन तारे 1.5- 3 (10 तक) 8-15 किमी (50 किमी तक) 1013-1014 0.000001 से 1019 0.01- 0.001