पीले तारे सबसे गर्म होते हैं। सफेद सितारों के नाम: विवरण और विशेषताएं। तारे कैसे पैदा होते हैं

तारे किस रंग के हैं

सितारा रंग.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। वह बताते हैं कि बढ़ते तापमान के साथ, कुल विकिरण प्रवाह बढ़ता है, और स्पेक्ट्रम में अधिकतम छोटी तरंगों की ओर स्थानांतरित हो जाता है। तरंग दैर्ध्य (सेंटीमीटर में) जिस पर अधिकतम विकिरण होता है, वीन के नियम द्वारा निर्धारित किया जाता है: एलअधिकतम = 0.29/ टी. यह वह कानून है जो एंटारेस के लाल रंग की व्याख्या करता है ( टी= 3500 K) और नीला रिगेल रंग ( टी= 18000 K). स्टीफ़न का नियम सभी तरंग दैर्ध्य पर विकिरण का कुल प्रवाह देता है (वाट प्रति वर्ग मीटर में): इ = 5,67" 10 –8 टी 4 .

तारों का स्पेक्ट्रम.तारकीय स्पेक्ट्रा का अध्ययन आधुनिक खगोल भौतिकी की नींव है। स्पेक्ट्रम से आप निर्धारित कर सकते हैं रासायनिक संरचना, तापमान, दबाव और तारकीय वातावरण में गैस की गति की गति। रेखाओं के डॉपलर शिफ्ट का उपयोग तारे की गति की गति को मापने के लिए किया जाता है, उदाहरण के लिए, एक बाइनरी सिस्टम में एक कक्षा के साथ।

अधिकांश तारों के स्पेक्ट्रा में अवशोषण रेखाएँ दिखाई देती हैं, अर्थात्। विकिरण के निरंतर वितरण में संकीर्ण विराम। इन्हें फ्राउनहोफ़र या अवशोषण रेखाएँ भी कहा जाता है। वे स्पेक्ट्रम में बनते हैं क्योंकि तारे के वायुमंडल की गर्म निचली परतों से निकलने वाला विकिरण, ठंडी ऊपरी परतों से गुजरते हुए, कुछ परमाणुओं और अणुओं की विशिष्ट तरंग दैर्ध्य पर अवशोषित होता है।

तारों का अवशोषण स्पेक्ट्रा बहुत भिन्न होता है; हालाँकि, किसी की रेखाओं की तीव्रता रासायनिक तत्वतारकीय वातावरण में हमेशा इसकी वास्तविक मात्रा प्रतिबिंबित नहीं होती है: काफी हद तक, स्पेक्ट्रम का आकार तारकीय सतह के तापमान पर निर्भर करता है। उदाहरण के लिए, अधिकांश तारों के वायुमंडल में लोहे के परमाणु पाए जाते हैं। हालाँकि, गर्म तारों के स्पेक्ट्रा में तटस्थ लोहे की रेखाएँ अनुपस्थित होती हैं, क्योंकि वहाँ सभी लोहे के परमाणु आयनित होते हैं। हाइड्रोजन सभी तारों का मुख्य घटक है। लेकिन ठंडे तारों के स्पेक्ट्रा में, जहां यह पर्याप्त रूप से उत्तेजित नहीं होता है, और बहुत गर्म तारों के स्पेक्ट्रा में, जहां यह पूरी तरह से आयनित होता है, हाइड्रोजन की ऑप्टिकल रेखाएं दिखाई नहीं देती हैं। लेकिन लगभग सतह के तापमान वाले मध्यम गर्म सितारों के स्पेक्ट्रा में। 10,000 K सबसे शक्तिशाली अवशोषण रेखाएँ हाइड्रोजन की बामर श्रृंखला की रेखाएँ हैं, जो दूसरे ऊर्जा स्तर से परमाणुओं के संक्रमण के दौरान बनती हैं।

तारे के वायुमंडल में गैस के दबाव का भी स्पेक्ट्रम पर कुछ प्रभाव पड़ता है। समान तापमान पर, कम दबाव वाले वायुमंडल में आयनित परमाणुओं की रेखाएं अधिक मजबूत होती हैं, क्योंकि वहां इन परमाणुओं के इलेक्ट्रॉन ग्रहण करने की संभावना कम होती है और इसलिए वे लंबे समय तक जीवित रहते हैं। वायुमंडलीय दबाव का आकार और द्रव्यमान से और इसलिए किसी दिए गए वर्णक्रमीय वर्ग के तारे की चमक से गहरा संबंध है। स्पेक्ट्रम से दबाव स्थापित करने के बाद, तारे की चमक की गणना करना और दृश्य चमक के साथ तुलना करना, "दूरी मापांक" निर्धारित करना संभव है ( एम- एम) और तारे से रैखिक दूरी। इस अत्यंत उपयोगी विधि को वर्णक्रमीय लंबन विधि कहा जाता है।

रंग सूचक.किसी तारे का स्पेक्ट्रम और उसका तापमान रंग सूचकांक से निकटता से संबंधित है, अर्थात। पीले और नीले वर्णक्रमीय श्रेणियों में तारे की चमक के अनुपात के साथ। प्लैंक का नियम, जो स्पेक्ट्रम में ऊर्जा के वितरण का वर्णन करता है, रंग सूचकांक के लिए एक अभिव्यक्ति देता है: सी.आई. = 7200/ टी- 0.64. ठंडे तारों का रंग सूचकांक गर्म तारों की तुलना में अधिक होता है, अर्थात। ठंडे तारे नीली रोशनी की तुलना में पीली रोशनी में अपेक्षाकृत अधिक चमकीले होते हैं। गर्म (नीले) तारे साधारण फोटोग्राफिक प्लेटों पर अधिक चमकीले दिखाई देते हैं, जबकि ठंडे तारे आंखों को अधिक चमकीले दिखाई देते हैं और विशेष फोटोग्राफिक इमल्शन जो पीली किरणों के प्रति संवेदनशील होते हैं।

वर्णक्रमीय वर्गीकरण.तारकीय स्पेक्ट्रा की सभी विविधता को एक तार्किक प्रणाली में रखा जा सकता है। हार्वर्ड स्पेक्ट्रल वर्गीकरण पहली बार पेश किया गया था हेनरी ड्रेपर की स्टेलर स्पेक्ट्रा की सूची, ई. पिकरिंग (1846-1919) के निर्देशन में तैयार किया गया। सबसे पहले, स्पेक्ट्रा को रेखा की तीव्रता के अनुसार व्यवस्थित किया गया और वर्णमाला क्रम में अक्षरों द्वारा निर्दिष्ट किया गया। लेकिन बाद में विकसित हुआ भौतिक सिद्धांतस्पेक्ट्रा ने उन्हें तापमान अनुक्रम में व्यवस्थित करना संभव बना दिया। स्पेक्ट्रा का अक्षर पदनाम नहीं बदला गया है, और अब गर्म से ठंडे सितारों तक मुख्य वर्णक्रमीय वर्गों का क्रम इस तरह दिखता है: ओ बी ए एफ जी के एम। अतिरिक्त वर्ग आर, एन और एस के और एम के समान स्पेक्ट्रा दर्शाते हैं, लेकिन ए के साथ भिन्न रासायनिक संरचना. 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।

सबसे सटीक वर्णक्रमीय वर्गीकरण यरकेस वेधशाला में डब्ल्यू. मॉर्गन और एफ. कीनन द्वारा बनाई गई एमके प्रणाली द्वारा दर्शाया गया है। यह एक द्वि-आयामी प्रणाली है जिसमें स्पेक्ट्रा को तापमान और तारों की चमक दोनों के आधार पर व्यवस्थित किया जाता है। एक-आयामी हार्वर्ड वर्गीकरण के साथ इसकी निरंतरता यह है कि तापमान अनुक्रम समान अक्षरों और संख्याओं (ए 3, के 5, जी 2, आदि) द्वारा व्यक्त किया जाता है। लेकिन इसके अतिरिक्त, चमकदार वर्गों को पेश किया गया है, जिन्हें रोमन अंकों से चिह्नित किया गया है: Ia, Ib, II, III, IV, V और VI, जो क्रमशः उज्ज्वल सुपरजायंट्स, सुपरजाइंट्स, उज्ज्वल दिग्गजों, सामान्य दिग्गजों, सबजायंट्स, बौने (मुख्य अनुक्रम सितारे) और सबड्वार्फ्स को दर्शाते हैं। . उदाहरण के लिए, पदनाम G2 V एक सौर-प्रकार के तारे को संदर्भित करता है, जबकि पदनाम G2 III इंगित करता है कि यह सूर्य के समान तापमान वाला एक सामान्य विशालकाय तारा है।

एक साफ़ रात में, यदि आप बारीकी से देखें, तो आप आकाश में असंख्य रंग-बिरंगे तारे देख सकते हैं। क्या आपने कभी सोचा है कि उनकी झिलमिलाहट की छाया क्या निर्धारित करती है, और स्वर्गीय पिंडों के कौन से रंग हैं?

किसी तारे का रंग उसकी सतह के तापमान से निर्धारित होता है. कीमती पत्थरों की तरह चमकते प्रकाशमानों के बिखराव में एक कलाकार के जादुई पैलेट की तरह, अनंत रूप से विविध रंग होते हैं। वस्तु जितनी अधिक गर्म होगी, उसकी सतह से विकिरण की ऊर्जा उतनी ही अधिक होगी, जिसका अर्थ है कि उत्सर्जित तरंगों की लंबाई उतनी ही कम होगी।

यहां तक ​​कि तरंग दैर्ध्य में थोड़ा सा अंतर भी मानव आंख द्वारा देखे जाने वाले रंग को बदल देता है। सबसे लंबी तरंग दैर्ध्य में लाल रंग होता है, बढ़ते तापमान के साथ यह नारंगी, पीले, सफेद में बदल जाता है और फिर सफेद-नीला हो जाता है।

प्रकाशकों का गैस खोल एक आदर्श उत्सर्जक के रूप में कार्य करता है। किसी तारे के रंग के आधार पर आप उसकी उम्र और सतह के तापमान की गणना कर सकते हैं। बेशक, छाया "आंख से" नहीं, बल्कि एक विशेष उपकरण - एक स्पेक्ट्रोग्राफ की मदद से निर्धारित की जाती है।

तारों के स्पेक्ट्रम का अध्ययन हमारे समय के खगोल भौतिकी की नींव है। खगोलीय पिंडों का रंग कैसा है, अक्सर उनके बारे में हमारे पास यही जानकारी उपलब्ध होती है।

नीले तारे

नीले तारे सबसे अधिक हैं बड़ा और गर्म.उनकी बाहरी परतों का तापमान औसतन 10,000 केल्विन है, और व्यक्तिगत तारकीय दिग्गजों के लिए 40,000 केल्विन तक पहुंच सकता है।

नए तारे इस श्रेणी में उत्सर्जित होते हैं, बस उनकी शुरुआत होती है " जीवन का रास्ता" उदाहरण के लिए, रिगेल, ओरायन तारामंडल के दो मुख्य प्रकाशकों में से एक, नीला-सफ़ेद।

पीले तारे

हमारे ग्रह मंडल का केंद्र है सूरज- सतह का तापमान 6000 केल्विन से अधिक है। अंतरिक्ष से यह और इसके समान चमकदार चमकदार सफेद दिखते हैं, हालांकि पृथ्वी से वे पीले दिखाई देते हैं। सोने के सितारे मध्यम आयु वर्ग के हैं।

हमें ज्ञात अन्य प्रकाशकों में से सफेद तारा है सीरियस, हालाँकि आँख से इसका रंग निर्धारित करना काफी कठिन है। ऐसा इसलिए होता है क्योंकि यह क्षितिज के ऊपर एक नीची स्थिति रखता है, और हमारे रास्ते में इसका विकिरण कई अपवर्तन के कारण बहुत विकृत हो जाता है। मध्य अक्षांशों में, सीरियस, बार-बार टिमटिमाता हुआ, केवल आधे सेकंड में पूरे रंग स्पेक्ट्रम को प्रदर्शित करने में सक्षम है!

लाल तारे

कम तापमान वाले तारों का रंग गहरा लाल होता है।उदाहरण के लिए, लाल बौने, जिनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के 7.5% से कम है। उनका तापमान 3500 केल्विन से नीचे है, और यद्यपि उनकी चमक कई रंगों और रंगों की एक समृद्ध चमक है, हम इसे लाल के रूप में देखते हैं।

जिन विशालकाय तारों का हाइड्रोजन ईंधन ख़त्म हो चुका है वे भी लाल या भूरे रंग के दिखाई देते हैं। सामान्य तौर पर, पुराने और ठंडे तारों का उत्सर्जन स्पेक्ट्रम की इसी सीमा में होता है।

ओरायन तारामंडल के मुख्य सितारों में से दूसरे में एक स्पष्ट लाल रंग है, बेटेल्गेयूज़, और थोड़ा दाहिनी ओर और ऊपर यह आकाश मानचित्र पर स्थित है एल्डेबारन, जिसका रंग नारंगी हो।

अस्तित्व में सबसे पुराना लाल सितारा - एचई 1523-0901तारामंडल तुला से - दूसरी पीढ़ी का एक विशाल तारा, जो सूर्य से 7500 प्रकाश वर्ष की दूरी पर हमारी आकाशगंगा के बाहरी इलाके में पाया जाता है। इसकी संभावित आयु लगभग 13.2 अरब वर्ष है, जो ब्रह्माण्ड की अनुमानित आयु से बहुत कम नहीं है।

सितारों के बारे में

सुनना! आख़िरकार, अगर तारे चमकते हैं -

क्या इसका मतलब यह है कि किसी को इसकी ज़रूरत है?

इसका मतलब यह जरूरी है

ताकि हर शाम

छतों के ऊपर

क्या कम से कम एक सितारा चमका?!

भौतिक विज्ञानी और गीतकार दोनों ही सितारों के बारे में बात करने के लिए उत्सुक हैं, और कलाकार तारों वाले आकाश को अपने कैनवस पर कैद करने की कोशिश कर रहे हैं।
लेकिन रात के आकाश में टिमटिमाते तारों को निहारते समय, हमें कभी-कभी याद आता है कि तारे दूर, विशाल और विविध दुनिया हैं।

वहां किस प्रकार के तारे हैं?
खगोलीय दृष्टि से तारा- सूर्य के समान प्रकृति की गैस का एक विशाल चमकदार गोला।
गुरुत्वाकर्षण संपीड़न के परिणामस्वरूप गैस-धूल वातावरण (मुख्य रूप से हाइड्रोजन और हीलियम से) से तारे बनते हैं।
तारे द्रव्यमान, चमक स्पेक्ट्रम और विकास के चरणों में एक दूसरे से भिन्न होते हैं।
और सितारे ऐसे ही होते हैं

वर्णक्रमीय वर्ग
तारे वर्णक्रमीय प्रकार में गर्म नीले से लेकर ठंडे लाल तक और द्रव्यमान में - 0.0767 से 300 सौर द्रव्यमान तक होते हैं। किसी तारे की चमक और रंग उसकी सतह के तापमान और द्रव्यमान पर निर्भर करता है। वर्णक्रमीय वर्ग - गर्म से ठंडे तक के क्रम में: (ओ, बी, ए, एफ, जी, के, एम)।

सितारा चार्ट
20वीं सदी की शुरुआत में, हर्ट्ज़स्प्रंग और रसेल ने चार्ट बनाया " निरपेक्ष परिमाण" - "वर्णक्रमीय वर्ग"विभिन्न तारे, और यह पता चला कि उनमें से अधिकतर एक संकीर्ण वक्र के साथ समूहीकृत हैं - मुख्य अनुक्रमसितारे

हमारा सूर्य भी मुख्य अनुक्रम पर स्थित है - वर्णक्रमीय वर्ग जी का एक विशिष्ट तारा, एक पीला बौना।
तारों के वर्ग का पदनाम: सबसे पहले वर्णक्रमीय वर्ग का अक्षर पदनाम आता है, फिर अरबी अंकों में वर्णक्रमीय उपवर्ग, फिर रोमन अंकों में चमक वर्ग (आरेख पर क्षेत्र की संख्या)। सूर्य को G2V के रूप में वर्गीकृत किया गया है।

मुख्य अनुक्रम तारे
ये सितारे जिंदगी के जिस पड़ाव पर हैं विकिरण ऊर्जा की पूरी भरपाई इसके केंद्र में होने वाली थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की ऊर्जा से होती है. ऐसे तारों की चमक प्रतिक्रिया के प्रकार के आधार पर भिन्न हो सकती है।
इस वर्ग में, वैज्ञानिक निम्नलिखित प्रकार के तारों में अंतर करते हैं: ओ - नीला, बी - सफेद-नीला, ए - सफेद,एफ- सफेद पीला;जी- पीला; के - नारंगी; एम - लाल.
अधिकांश उच्च तापमाननीले तारे हैं, सबसे निचले तारे लाल हैं. सूरज पीला हैतारों की विभिन्न किस्मों से इसकी आयु थोड़ी अधिक होती है 4.5 अरब वर्ष.
दिग्गजों को सूर्य से हजारों गुना अधिक व्यास और द्रव्यमान वाले प्रकाशमान माना जाता है।
वैसे, याद रखने के लिएस्टार कक्षाएं मज़ेदार हैं स्मरणीय वाक्यांश: एक मुंडा अंग्रेज गाजर की तरह खजूर चबाता है (ओ, बी, ए, एफ, जी, के, एम)।

इससे पता चलता है कि तारों के प्रकार की विविधता एक प्रतिबिंब है मात्रात्मकतारों की विशेषताएं (द्रव्यमान, रासायनिक संरचना) और विकासवादी चरणजिस पर तारा वर्तमान में स्थित है।
सितारा विकासखगोल विज्ञान में, किसी तारे के जीवन के दौरान होने वाले परिवर्तनों का क्रम।
के लिए सिताराआपके जीवन के लाखों और अरबों वर्ष विकास के विभिन्न चरणों से होकर गुजरता है...

सूर्य का विकास

एक तारा एक विशाल तारे से सफेद बौने या लाल दानव में बदल सकता है, और फिर सुपरनोवा में टूट सकता है या एक भयानक ब्लैक होल में बदल सकता है।
ये परिवर्तन कैसे होते हैं?

सितारों का विकास
सबकी माँ खगोलीय पिंडगुरुत्वाकर्षण कहा जा सकता है, और पिता पदार्थ का संपीड़न प्रतिरोध है।
एक सितारा अपना जीवन शुरू करता हैअंतरतारकीय गैस के बादल की तरह, जो अपने गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में संकुचित हो जाता है और एक गेंद का आकार ले लेता है। संपीड़न के दौरान, गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा ऊष्मा में बदल जाती है और तापमान बढ़ जाता है।
जब केन्द्र में तापमान 15-20 तक पहुँच जाता हैमिलियन, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं शुरू होती हैं और संपीड़न बंद हो जाता है। वस्तु एक पूर्ण तारा बन जाती है!
नीला विशाल- वर्णक्रमीय वर्ग तारा हेया बी. ये युवा, हॉट, विशाल सितारे हैं। नीले दिग्गजों का द्रव्यमान 10-20 सौर द्रव्यमान तक पहुंचता है, और उनकी चमक सूर्य से हजारों गुना अधिक होती है।
पहले चरण मेंकिसी तारे का जीवन हाइड्रोजन चक्र की प्रतिक्रियाओं पर हावी होता है। जब तारे के केंद्र का सारा हाइड्रोजन हीलियम में परिवर्तित हो जाता है, तो थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं रुक जाती हैं।

लाल विशाल- तारा विकास के चरणों में से एक।
तारे का व्यास उस समय तक बढ़ जाता है जब उसके कोर में हाइड्रोजन जलती है। गर्म गैसों की चमक लाल रंग की हो जाती है और उनका तापमान अपेक्षाकृत कम होता है।

प्रतिक्रियाओं के दौरान उत्पन्न हुए दबाव के बिना और तारे के स्वयं के गुरुत्वाकर्षण आकर्षण को संतुलित करते हुए, तारा फिर से संपीड़न शुरू होता है. तापमान और दबाव में वृद्धि.
गिर जानायह तब तक जारी रहता है जब तक हीलियम से जुड़ी थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं लगभग 100 मिलियन के तापमान पर शुरू नहीं हो जातीं।
नवीनीकृत थर्मोन्यूक्लियर दहनपदार्थ, हीलियम, तारे के राक्षसी विस्तार का कारण बनता है, इसका आकार 100 गुना बढ़ जाता है! तारा एक लाल दानव बन जाता है, और हीलियम जलने का चरण कई मिलियन वर्षों तक चलता है।

लाल दानव और महादानव-कम तापमान (3000 - 5000 K) वाले तारे, लेकिन अत्यधिक चमक वाले। ऐसी वस्तुओं का पूर्ण परिमाण −3m—0m है, और उनका अधिकतम उत्सर्जन है अवरक्तश्रेणी।
लगभग सब कुछ लाल दिग्गजपरिवर्तनशील तारे हैं.
इसके अलावा हीलियम का थर्मोन्यूक्लियर परिवर्तन होता है (हीलियम कार्बन में, कार्बन ऑक्सीजन में, ऑक्सीजन सिलिकॉन में, और अंत में सिलिकॉन लोहे में)।
लाल बौना
छोटे, ठंडे लाल बौने धीरे-धीरे अपने हाइड्रोजन भंडार को जलाते हैं और अरबों वर्षों तक उसी तरह बने रहते हैं, जबकि विशाल सुपरजायंट बनने के कुछ मिलियन वर्षों के भीतर ही बदल जाएंगे।
मध्यम आकार के तारेसूर्य की तरह लगभग 10 अरब वर्षों तक मुख्य अनुक्रम पर बने रहते हैं।
हीलियम फ्लैश के बाद, कार्बन और ऑक्सीजन "प्रज्वलित" होते हैं; इससे तारे का मजबूत पुनर्गठन होता है। तारे के वायुमंडल का आकार बढ़ जाता है और उसमें से धाराओं के रूप में गैस निकलने लगती है तारकीय हवा.

सफ़ेद बौना या ब्लैक होल?
किसी तारे का भाग्य उसके प्रारंभिक द्रव्यमान पर निर्भर करता है।
तारे का मूल उसके विकास को समाप्त कर सकता है:
कैसे व्हाइट द्वार्फ(कम द्रव्यमान वाले तारे),
कैसे न्यूट्रॉन स्टार(पलसर)- यदि इसका द्रव्यमान चन्द्रशेखर सीमा से अधिक है,
और कैसे ब्लैक होल - यदि द्रव्यमान ओपेनहाइमर-वोल्कोव सीमा से अधिक है।
पिछले दो मामलों में, तारों के विकास का समापन विनाशकारी घटनाओं के साथ हुआ है - सुपरनोवा विस्फोट.

सफ़ेद बौने
सूर्य सहित अधिकांश तारे सिकुड़कर अपना विकास समाप्त कर लेते हैं विकृत कोर का दबाव गुरुत्वाकर्षण को संतुलित नहीं करेगा .

इस राज्य में, जब किसी तारे का आकार सौ गुना कम हो जाता हैसमय, और घनत्व लाखों गुना अधिक हो जाता हैजल के घनत्व को तारा कहा जाता है व्हाइट द्वार्फ. यह ऊर्जा स्रोतों से वंचित हो जाता है और ठंडा होने पर बन जाता है अंधेरा और अदृश्य.

नया सितारा- प्रलयंकारी चर का प्रकार। उनकी चमक सुपरनोवा जितनी तेजी से नहीं बदलती (हालांकि आयाम 9 मीटर हो सकता है)।

सुपरनोवा- तारे जो एक विनाशकारी विस्फोटक प्रक्रिया में अपना विकास समाप्त करते हैं। "सुपरनोवा" शब्द का उपयोग उन सितारों का वर्णन करने के लिए किया जाता था जो "नोवा" की तुलना में अधिक शक्तिशाली रूप से चमकते थे। वास्तव में, ये सभी नए नहीं हैं; मौजूदा सितारे भड़क उठते हैं। लेकिन कभी-कभी तारे भड़क उठते थे जो पहले आकाश में अदृश्य थे, जिससे एक नए तारे के प्रकट होने का प्रभाव पैदा होता था।

हाइपरनोवा— किसी भारी तारे का टूटनाथर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं का समर्थन करने के लिए कोई और स्रोत नहीं बचे होने के बाद; बहुत बड़ा सुपरनोवा. इस शब्द का प्रयोग 100 या अधिक सौर द्रव्यमान वाले तारों के विस्फोट का वर्णन करने के लिए किया जाता है।

परिवर्तनशील ताराएक तारा है जिसकी चमक उसके संपूर्ण अवलोकन इतिहास में कम से कम एक बार बदली है। परिवर्तनशीलता के कई कारण हैं. उदाहरण के लिए, यदि कोई तारा दोहरा है, तो एक तारा, दूसरे तारे की डिस्क से गुजरते हुए, उसे ग्रहण करेगा।


लेकिन ज्यादातर मामलों में, परिवर्तनशीलता अस्थिर आंतरिक प्रक्रियाओं से जुड़ी होती है

ब्लैक होल- अंतरिक्ष-समय में एक क्षेत्र, जिसका गुरुत्वाकर्षण आकर्षण इतना मजबूत है कि प्रकाश की गति से चलने वाली वस्तुएं (प्रकाश की क्वांटा सहित) भी इसे छोड़ नहीं सकती हैं।


इस क्षेत्र की सीमा कहलाती है घटना क्षितिज, और इसका विशिष्ट आकार गुरुत्वाकर्षण त्रिज्या है। सरलतम स्थिति में यह बराबर है श्वार्ज़स्चिल्ड त्रिज्या.
आर डब्ल्यू=2जी एम/एस 2
जहाँ c प्रकाश की गति है, M पिंड का द्रव्यमान है, G गुरुत्वाकर्षण स्थिरांक है।
………………………
न्यूट्रॉन स्टार- एक खगोलीय वस्तु जिसमें न्यूट्रॉन कोर और भारी परमाणु नाभिक युक्त पतित पदार्थ की एक पतली (∼1 किमी) परत होती है। न्यूट्रॉन सितारों का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के बराबर है, लेकिन त्रिज्या केवल दसियों किलोमीटर है. ऐसा माना जाता है कि न्यूट्रॉन तारे का जन्म होता है सुपरनोवा विस्फोट के दौरान.

तो केकड़ावृषभ तारामंडल में निहारिका एक सुपरनोवा का अवशेष है, जिसका विस्फोट, अरब और चीनी खगोलविदों के रिकॉर्ड के अनुसार, 4 जुलाई, 1054 को देखा गया था। यह चमक 23 दिनों तक नग्न आंखों से दिखाई देती रही, यहाँ तक कि दिन के समय भी।
केकड़ा निहारिकापारंपरिक रंगों में (नीला - एक्स-रे, लाल - ऑप्टिकल रेंज)। केंद्र में - पलसर.

पलसर- ब्रह्मांडीय स्रोत आवधिकरेडियो (रेडियो पल्सर), ऑप्टिकल, एक्स-रे या गामा विकिरण के रूप में पृथ्वी पर आ रहा है आवधिक दालें.
पहला पल्सर, न्यूट्रॉन स्टार , की खोज जून 1967 में ई. हेविश के स्नातक छात्र जॉक्लिन बेल ने की थी। उसने उत्सर्जन करने वाली वस्तुओं की खोज की रेडियो तरंगों की नियमित स्पंदन. इस घटना को बाद में एक घूमती हुई वस्तु से निर्देशित रेडियो किरण के रूप में समझाया गया - एक प्रकार का "अंतरिक्ष बीकन"। परन्तु साधारण तारे इतनी अधिक घूर्णन गति से ही ढह जायेंगे; न्यूट्रॉन तारे.
इस परिणाम के लिए हेविश को 1974 में नोबेल पुरस्कार मिला।
दिलचस्पकि पल्सर को सबसे पहले एक नाम दिया गया था एलजीएम-1(लिटिल ग्रीन मेन से - छोटे हरे पुरुष)। यह नाम इस धारणा से जुड़ा था कि ये रेडियो उत्सर्जन के आवधिक स्पंदनपास होना कृत्रिम उत्पत्ति. फिर एक अलौकिक सभ्यता से संकेतों के बारे में परिकल्पना गायब हो गई।

सेफिड्स- सटीक अवधि-चमकदार संबंध के साथ स्पंदित चर सितारों का एक वर्ग, जिसका नाम स्टार δ सेफेई के नाम पर रखा गया है। सबसे प्रसिद्ध सेफिड्स में से एक पोलारिस है।
भूरे बौनेयह एक प्रकार का तारा है जिसमें परमाणु प्रतिक्रियाओं से विकिरण के कारण नष्ट हुई ऊर्जा की भरपाई नहीं हो पाती। उनके अस्तित्व की भविष्यवाणी 20वीं सदी के मध्य में की गई थी, और 2004 में पहली बार एक भूरे बौने की खोज की गई थी।


आज तक ऐसे पर्याप्त तारे खोजे जा चुके हैं जिनका वर्णक्रमीय वर्ग एम-टी है।

काला बौना-कम द्रव्यमान वाले, ठंडे और बेजान तारे के विकास का अंतिम चरण।
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अन्य अंतरिक्ष वस्तुएँ

सफेद छेद
यह ब्रह्मांड में एक काल्पनिक भौतिक वस्तु है जिसमें कुछ भी प्रवेश नहीं कर सकता है। व्हाइट होल ब्लैक होल का अस्थायी विपरीत है।
कैसर
कैसरउच्च चमक और कम के साथ एक अत्यंत दूर, बाह्य आकाशगंगा वस्तु है कोणीय आकार, सुदूर सक्रिय गैलेक्टिक नाभिक। एक सिद्धांत के अनुसार, क्वासर आकाशगंगाएँ हैं आरंभिक चरणऐसा विकास जिसमें एक महाविशाल ब्लैक होल आसपास के पदार्थ को निगल जाता है।
शब्दों से quas इस्टेलए आर("अर्ध-तारकीय", "तारा-जैसा") और (""), शाब्दिक रूप से "अर्ध-तारकीय रेडियो स्रोत"।

आकाशगंगा(प्राचीन यूनानी दूध) - विशाल प्रणालीतारों, तारा समूहों, अंतरतारकीय गैस से। सभी वस्तुएँ सम्मिलित हैं आकाशगंगाओं सामान्य के सापेक्ष आंदोलन में भाग लें

रात के आकाश को देखो, वहाँ किस प्रकार के तारे हैं।स्पष्ट, अंधेरी रातों में, सामान्य दृष्टि से, आप हजारों तारे देख सकते हैं, कुछ मुश्किल से दिखाई देते हैं, अन्य इतने चमकते हैं कि उन्हें तब देखा जा सकता है जब आकाश अभी भी नीला हो! कुछ तारे दूसरों की तुलना में अधिक चमकीले क्यों होते हैं?

दो कारणों से. कुछ बस हमारे करीब हैं, जबकि अन्य, हालांकि बहुत दूर हैं, आकार में अकल्पनीय रूप से बड़े हैं। आइए दक्षिणी आकाश के एक छोटे से भाग पर एक नज़र डालें।

यह एक तारे का नाम है(पीला), रात के आकाश में सबसे चमकीले सितारों में से एक है, यह हमारे जैसा ही है, केवल थोड़ा बड़ा और चमकीला है, और इसका रंग लगभग एक जैसा है। इसकी चमक का कारण यह है कि यह (ब्रह्मांडीय मानकों के अनुसार) हमारे बहुत करीब है: केवल 4.4 प्रकाश वर्ष।

लेकिन दूसरे सबसे चमकीले तारे (ठीक ऊपर वाला नीला) को देखें जिसे इस नाम से जाना जाता है बीटा सेंटॉरी.
बीटा सेंटॉरी वास्तव में अल्फा सेंटॉरी का पड़ोसी नहीं है। हालाँकि पीला तारा पृथ्वी से केवल 4.4 प्रकाश वर्ष दूर है, बीटा सेंटॉरी पृथ्वी से 530 प्रकाश वर्ष दूर स्थित है, या 100 से भी अधिक गुना आगे!

फिर बीटा सेंटॉरी लगभग अल्फा सेंटॉरी जितनी ही चमकती क्यों है?हाँ, क्योंकि यह एक अलग प्रकार का तारा है! यदि हम रंग के आधार पर देखें तो तारे किस प्रकार के होते हैं। पीला अल्फा सेंटॉरी हमारे सूर्य की तरह ही "जी-प्रकार" है। और बीटा सेंटॉरी नीले सितारों में से एक है, और "बी-प्रकार" सितारों से संबंधित है।

प्रत्येक तारे के 5 मुख्य पैरामीटर हैं:1. चमक, 2. रंग, 3. तापमान, 4. आकार, 5. वज़न। ये विशेषताएँ एक दूसरे पर काफी हद तक निर्भर करती हैं। रंग तारे के तापमान पर निर्भर करता है, तीव्रता तापमान और आकार पर निर्भर करती है।

तारे का रंग और तापमान

अपने रंगों के बावजूद, तारों के तीन प्राथमिक रंग होते हैं: लाल, पीला और नीला। हमारा सूर्य पीले तारों में से एक है। रंग उसके तापमान पर निर्भर करता है। तापमान पीले तारेसतह पर तापमान 6000°C तक पहुँच जाता है। लाल तारे ठंडे होते हैं; उनकी सतह का तापमान 2000°C से 3000°C तक होता है। और नीले तारे 10,000°C से 100,000°C तक सबसे गर्म माने जाते हैं।

विभिन्न रंगों के तारे

हमारा सूर्य एक हल्का पीला तारा है। सामान्य तौर पर, सितारों का रंग रंगों का एक आश्चर्यजनक विविध पैलेट है। नक्षत्रों में से एक को "आभूषण बॉक्स" कहा जाता है। रात के आकाश की काली मखमल में नीलमणि और नीले तारे बिखरे हुए हैं। उनके बीच, तारामंडल के मध्य में, एक चमकीला नारंगी तारा है।

तारे के रंग में अंतर

तारे के रंग में अंतर इस तथ्य के कारण होता है कि तारे के रंग में अंतर होता है अलग-अलग तापमान. इसी कारण ऐसा होता है. प्रकाश तरंग विकिरण है। एक तरंग के शिखरों के बीच की दूरी उसकी लंबाई कहलाती है। प्रकाश की तरंगें बहुत छोटी होती हैं। कितना? एक इंच को 250000 से विभाजित करने का प्रयास करें बराबर भाग(1 इंच 2.54 सेंटीमीटर के बराबर है)। ऐसे कई हिस्से प्रकाश की तरंग दैर्ध्य बनाएंगे।

प्रकाश की इतनी नगण्य तरंग दैर्ध्य के बावजूद, प्रकाश तरंगों के आकार के बीच थोड़ा सा अंतर नाटकीय रूप से हमारे द्वारा देखी जाने वाली तस्वीर का रंग बदल देता है। ये इस बात से पता चलता है कि प्रकाश तरंगोंअलग-अलग लंबाई को हम अलग-अलग रंगों के रूप में देखते हैं। उदाहरण के लिए, लाल रंग की तरंगदैर्ध्य नीले रंग की तरंगदैर्घ्य से डेढ़ गुना अधिक होती है। सफेद रंग एक किरण है जिसमें अलग-अलग लंबाई की प्रकाश तरंगों के फोटॉन यानी अलग-अलग रंगों की किरणें होती हैं।

रोजमर्रा के अनुभव से हम जानते हैं कि शरीर का रंग उनके तापमान पर निर्भर करता है। आग पर एक लोहे का पोकर रखें। गर्म होते ही यह सबसे पहले लाल हो जाता है। तब तो वह और भी शरमा जायेगी. यदि पोकर को पिघलाए बिना और अधिक गर्म किया जा सके, तो यह लाल से नारंगी, फिर पीला, फिर सफेद और अंत में नीला-सफेद हो जाएगा।