तारकीय कोर

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तारकीय कोर किसी तारे के केंद्र में अत्यंत गर्म, सघन क्षेत्र है। एक सामान्य मुख्य अनुक्रम तारे के लिए, कोर क्षेत्र वह आयतन है जहां तापमान और दबाव की स्थिति हाइड्रोजन के हीलियम में थर्मोन्यूक्लियर संलयन के माध्यम से ऊर्जा उत्पादन की अनुमति देती है। यह ऊर्जा बदले में अंदर की ओर दबाव डालने वाले तारे के द्रव्यमान को संतुलित करती है; एक प्रक्रिया जो थर्मल संतुलन और हाइड्रोस्टैटिक संतुलन में स्थितियों को स्वयं बनाए रखती है। तारकीय हाइड्रोजन संलयन के लिए आवश्यक न्यूनतम तापमान 10 से अधिक है7केल्विन (10 MK), जबकि सूर्य के केंद्र में घनत्व ख़त्म हो गया है 100 g/cm3. कोर तारकीय आवरण से घिरा हुआ है, जो ऊर्जा को कोर से तारकीय वातावरण में स्थानांतरित करता है जहां इसे अंतरिक्ष में विकिरणित किया जाता है।[1]


मुख्य अनुक्रम

उच्च-द्रव्यमान वाले मुख्य अनुक्रम तारों में संवहनशील कोर होते हैं, मध्यवर्ती-द्रव्यमान वाले तारों में विकिरणकारी कोर होते हैं, और कम-द्रव्यमान वाले तारे पूरी तरह से संवहनशील होते हैं।

मुख्य अनुक्रम तारे अपने केंद्रीय क्षेत्र में प्राथमिक ऊर्जा-उत्पादक तंत्र द्वारा प्रतिष्ठित होते हैं, जो थर्मोन्यूक्लियर संलयन के माध्यम से एक एकल हीलियम परमाणु बनाने के लिए चार हाइड्रोजन नाभिकों से जुड़ता है। सूर्य तारों के इस वर्ग का एक उदाहरण है। एक बार जब सूर्य के द्रव्यमान वाले तारे बन जाते हैं, तो कोर क्षेत्र लगभग 100 मिलियन (10) के बाद थर्मल संतुलन तक पहुंच जाता है8)[2][verification needed]वर्ष और विकिरणशील हो जाता है।[3]इसका मतलब यह है कि उत्पन्न ऊर्जा को संवहन के रूप में बड़े पैमाने पर परिवहन के बजाय विकिरण और थर्मल चालन के माध्यम से कोर से बाहर ले जाया जाता है। इस गोलाकार विकिरण क्षेत्र के ऊपर तारकीय वायुमंडल के ठीक नीचे एक छोटा संवहन क्षेत्र स्थित है।

कम तारकीय द्रव्यमान पर, बाहरी संवहन आवरण आवरण का बढ़ता हुआ अनुपात ग्रहण करता है, और चारों ओर द्रव्यमान वाले तारों के लिए 0.35 M☉ (सूर्य के द्रव्यमान का 35%) या उससे कम (भूरा बौना सहित) संपूर्ण तारा संवहनशील है, जिसमें कोर क्षेत्र भी शामिल है।[4]ये बहुत कम द्रव्यमान वाले तारे (वीएलएमएस) एम-प्रकार के मुख्य-अनुक्रम सितारों, या लाल बौने के अंतिम तारे पर कब्जा कर लेते हैं। कुल जनसंख्या का 70% से अधिक वीएलएमएस आकाशगंगा का प्राथमिक तारकीय घटक है। वीएलएमएस रेंज का निम्न-द्रव्यमान अंत लगभग पहुंचता है 0.075 M☉, जिसके नीचे साधारण (गैर-ड्यूटेरियम) हाइड्रोजन संलयन नहीं होता है और वस्तु को भूरे रंग का बौना नामित किया जाता है। वीएलएमएस के लिए कोर क्षेत्र का तापमान घटते द्रव्यमान के साथ घटता जाता है, जबकि घनत्व बढ़ता है। एक स्टार के लिए 0.1 M☉, कोर तापमान लगभग है 5 MKजबकि घनत्व आसपास है 500 g cm−3. तापमान सीमा के निचले सिरे पर भी, कोर क्षेत्र में हाइड्रोजन और हीलियम पूरी तरह से आयनित होते हैं।[4]

विभिन्न तापमान (टी) पर ट्रिपल-α संलयन प्रक्रियाएं। धराशायी रेखा एक तारे के भीतर पीपी और सीएनओ प्रक्रियाओं की संयुक्त ऊर्जा उत्पादन को दर्शाती है।

नीचे के बारे में 1.2 M☉, तारकीय कोर में ऊर्जा उत्पादन मुख्य रूप से प्रोटॉन-प्रोटॉन श्रृंखला प्रतिक्रिया के माध्यम से होता है, एक प्रक्रिया जिसमें केवल हाइड्रोजन की आवश्यकता होती है। इस द्रव्यमान से ऊपर के तारों के लिए, ऊर्जा उत्पादन सीएनओ चक्र से तेजी से होता है, एक हाइड्रोजन संलयन प्रक्रिया जो कार्बन, नाइट्रोजन और ऑक्सीजन के मध्यस्थ परमाणुओं का उपयोग करती है। सूर्य में, शुद्ध ऊर्जा का केवल 1.5% सीएनओ चक्र से आता है। सितारों के लिए 1.5 M☉ जहां कोर तापमान 18 एमके तक पहुंचता है, आधा ऊर्जा उत्पादन सीएनओ चक्र से और आधा पीपी श्रृंखला से होता है।[5]सीएनओ प्रक्रिया पीपी श्रृंखला की तुलना में अधिक तापमान-संवेदनशील है, जिसमें अधिकांश ऊर्जा उत्पादन तारे के बिल्कुल केंद्र के पास होता है। इसके परिणामस्वरूप एक मजबूत तापीय प्रवणता उत्पन्न होती है, जो संवहनी अस्थिरता पैदा करती है। इसलिए, ऊपर के तारों के लिए कोर क्षेत्र संवहनशील है 1.2 M☉.[6]

तारों के सभी द्रव्यमानों के लिए, जैसे-जैसे कोर हाइड्रोजन का उपभोग होता है, दबाव संतुलन बनाए रखने के लिए तापमान बढ़ता है। इसके परिणामस्वरूप ऊर्जा उत्पादन की दर बढ़ जाती है, जिसके परिणामस्वरूप तारे की चमक बढ़ जाती है। कोर हाइड्रोजन-फ़्यूज़िंग चरण का जीवनकाल तारकीय द्रव्यमान बढ़ने के साथ घटता जाता है। सूर्य के द्रव्यमान वाले तारे के लिए यह अवधि लगभग दस अरब वर्ष है। पर 5 M☉ जबकि जीवनकाल 65 मिलियन वर्ष है 25 M☉ कोर हाइड्रोजन-फ्यूजिंग अवधि केवल छह मिलियन वर्ष है।[7]सबसे लंबे समय तक जीवित रहने वाले तारे पूरी तरह से संवहनशील लाल बौने हैं, जो सैकड़ों अरबों वर्षों या उससे अधिक समय तक मुख्य अनुक्रम पर रह सकते हैं।[8]


उपदानव तारे

एक बार जब कोई तारा अपने कोर में मौजूद सभी हाइड्रोजन को हीलियम में बदल देता है, तो कोर खुद को संभाल नहीं पाता है और ढहना शुरू कर देता है। यह गर्म हो जाता है और कोर के बाहर एक शेल में हाइड्रोजन के लिए संलयन शुरू करने के लिए पर्याप्त गर्म हो जाता है। कोर का पतन जारी है और तारे की बाहरी परतें फैलती रहती हैं। इस स्तर पर, तारा एक उपदानव है। बहुत कम द्रव्यमान वाले तारे कभी भी उपदानव नहीं बनते क्योंकि वे पूरी तरह से संवहनशील होते हैं।[9]

लगभग के बीच द्रव्यमान वाले तारे 0.4 M☉ और 1 M☉ मुख्य अनुक्रम पर छोटे गैर-संवहनी कोर होते हैं और उपविशाल शाखा पर मोटे हाइड्रोजन गोले विकसित होते हैं। वे उपविशाल शाखा पर कई अरब वर्ष बिताते हैं, हाइड्रोजन शेल के संलयन से हीलियम कोर का द्रव्यमान धीरे-धीरे बढ़ता है। अंततः, कोर ख़राब हो जाता है और तारा लाल विशाल शाखा पर फैल जाता है।[9]

उच्च द्रव्यमान वाले तारों में मुख्य अनुक्रम के दौरान कम से कम आंशिक रूप से संवहनी कोर होते हैं, और वे पूरे संवहनी क्षेत्र में और संभवतः संवहनी ओवरशूट के कारण बड़े क्षेत्र में हाइड्रोजन समाप्त होने से पहले अपेक्षाकृत बड़े हीलियम कोर विकसित करते हैं। जब कोर संलयन बंद हो जाता है, तो कोर ढहना शुरू हो जाता है और यह इतना बड़ा हो जाता है कि गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा वास्तव में तारे के तापमान और चमक को कई मिलियन वर्षों तक बढ़ा देती है, इससे पहले कि यह हाइड्रोजन शेल को प्रज्वलित करने के लिए पर्याप्त गर्म हो जाए। एक बार जब हाइड्रोजन खोल में संलयन शुरू कर देती है, तो तारा ठंडा हो जाता है और इसे एक उपदानव माना जाता है। जब किसी तारे का कोर अब संलयन से नहीं गुजर रहा है, लेकिन इसका तापमान आसपास के आवरण के संलयन द्वारा बनाए रखा जाता है, तो एक अधिकतम द्रव्यमान होता है जिसे शॉनबर्ग-चंद्रशेखर सीमा कहा जाता है। जब द्रव्यमान उस सीमा से अधिक हो जाता है, तो कोर ढह जाता है, और तारे की बाहरी परतें तेजी से फैलकर एक लाल दानव बन जाती हैं। सितारों में लगभग तक 2 M☉, यह तारे के उपदानव बनने के कुछ मिलियन वर्ष बाद ही घटित होता है। से भी अधिक विशाल तारे 2 M☉ मुख्य अनुक्रम छोड़ने से पहले उनके कोर शॉनबर्ग-चंद्रशेखर सीमा से ऊपर हैं।[9]


विशाल तारे

मुख्य अनुक्रम, लाल विशाल शाखा और क्षैतिज शाखा पर एक तारे के बीच संरचना में अंतर

एक बार कम द्रव्यमान वाले तारे के मूल में हाइड्रोजन की आपूर्ति कम से कम 0.25 M☉[8]समाप्त हो गया है, यह हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख की लाल विशाल शाखा के साथ मुख्य अनुक्रम और तारकीय विकास को छोड़ देगा। तक के वे विकसित होते तारे 1.2 M☉ अपने कोर को तब तक सिकोड़ेगा जब तक कि हाइड्रोजन पीपी श्रृंखला के माध्यम से अक्रिय हीलियम कोर के चारों ओर एक शेल के साथ, उपविशाल शाखा के साथ गुजरते हुए संलयन शुरू नहीं कर देता। यह प्रक्रिया हीलियम कोर के द्रव्यमान में लगातार वृद्धि करेगी, जिससे हाइड्रोजन-फ़्यूज़िंग शेल का तापमान तब तक बढ़ेगा जब तक कि यह सीएनओ चक्र के माध्यम से ऊर्जा उत्पन्न नहीं कर सकता। सीएनओ प्रक्रिया की तापमान संवेदनशीलता के कारण, यह हाइड्रोजन फ़्यूज़िंग शेल पहले की तुलना में पतला होगा। ऊपर गैर-कोर संवहन तारे 1.2 M☉ जिन्होंने सीएनओ प्रक्रिया के माध्यम से अपने कोर हाइड्रोजन का उपभोग किया है, अपने कोर को अनुबंधित किया है, और सीधे विशाल चरण में विकसित हुए हैं। हीलियम कोर के बढ़ते द्रव्यमान और घनत्व के कारण तारे का आकार और चमक बढ़ जाएगी क्योंकि यह लाल विशाल शाखा तक विकसित होगा।[10]

द्रव्यमान सीमा में तारों के लिए 0.4–1.5 M☉, हीलियम संलयन शुरू करने के लिए पर्याप्त गर्म होने से पहले हीलियम कोर अपक्षयी पदार्थ बन जाता है। जब कोर पर पतित हीलियम का घनत्व पर्याप्त रूप से अधिक होता है - लगभग 107 g cm−3 के तापमान के साथ 109 K - यह एक परमाणु विस्फोट से गुजरता है जिसे हीलियम फ्लैश के रूप में जाना जाता है। यह घटना तारे के बाहर नहीं देखी जाती है, क्योंकि मुक्त ऊर्जा का उपयोग पूरी तरह से कोर को इलेक्ट्रॉन अध:पतन से सामान्य गैस अवस्था में उठाने के लिए किया जाता है। हीलियम संलयन कोर का विस्तार होता है, जिसका घनत्व लगभग कम हो जाता है 103 − 104 g cm−3, जबकि तारकीय आवरण संकुचन से गुजरता है। तारा अब क्षैतिज शाखा पर है, जिसमें प्रकाशमंडल प्रभावी तापमान में वृद्धि के साथ-साथ चमक में तेजी से कमी दिखा रहा है।[11]

कोर संवहन वाले अधिक विशाल मुख्य-अनुक्रम सितारों में, संलयन द्वारा उत्पादित हीलियम पूरे संवहन क्षेत्र में मिश्रित हो जाता है। एक बार जब कोर हाइड्रोजन का उपभोग हो जाता है, तो यह पूरे संवहन क्षेत्र में प्रभावी ढंग से समाप्त हो जाता है। इस बिंदु पर, हीलियम कोर सिकुड़ना शुरू हो जाता है और परिधि के चारों ओर एक शेल के साथ हाइड्रोजन संलयन शुरू हो जाता है, जो फिर निष्क्रिय कोर में लगातार अधिक हीलियम जोड़ता है।[7]ऊपर तारकीय द्रव्यमान पर 2.25 M☉, हीलियम संलयन शुरू करने से पहले कोर ख़राब नहीं होता है।[12]इसलिए, जैसे-जैसे तारे की उम्र बढ़ती है, कोर सिकुड़ता और गर्म होता रहता है जब तक कि केंद्र में ट्रिपल अल्फा प्रक्रिया को बनाए नहीं रखा जा सकता है, जो हीलियम को कार्बन में बदल देता है। हालाँकि, इस स्तर पर उत्पन्न अधिकांश ऊर्जा हाइड्रोजन फ़्यूज़िंग शेल से आती रहती है।[7]

ऊपर के सितारों के लिए 10 M☉, मुख्य अनुक्रम समाप्त होते ही कोर में हीलियम संलयन तुरंत शुरू हो जाता है। हीलियम कोर के चारों ओर दो हाइड्रोजन फ़्यूज़िंग शेल बनते हैं: एक पतला सीएनओ चक्र आंतरिक शेल और एक बाहरी पीपी चेन शेल।[13]


यह भी देखें

संदर्भ

  1. ↑ Pradhan & Nahar 2008, p. 624
  2. ↑ Lodders & Fegley 2015, p. 126
  3. ↑ Maeder 2008, p. 519
  4. ↑ 4.0 4.1 Chabrier & Baraffe 1997, pp. 1039−1053
  5. ↑ Lang 2013, p. 339
  6. ↑ Maeder 2008, p. 624
  7. ↑ 7.0 7.1 7.2 Iben 2013, p. 45
  8. ↑ 8.0 8.1 Adams, Laughlin & Graves 2004
  9. ↑ 9.0 9.1 9.2 Salaris & Cassisi 2005, p. 140
  10. ↑ Rose 1998, p. 267
  11. ↑ Hansen, Kawaler & Trimble 2004, p. 63
  12. ↑ Bisnovatyi-Kogan 2001, p. 66
  13. ↑ Maeder 2008, p. 760


ग्रन्थसूची

  • Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J. M. (2004). Red Dwarfs and the End of the Main Sequence. Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias. Vol. 22. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. pp. 46–49. Bibcode:2004RMxAC..22...46A.
  • Bisnovatyi-Kogan, G.S. (2001), Stellar Physics: Stellar Evolution and Stability, Astronomy and Astrophysics Library, translated by Blinov, A.Y.; Romanova, M., Springer Science & Business Media, ISBN 9783540669876
  • Chabrier, Gilles; Baraffe, Isabelle (November 1997), "Structure and evolution of low-mass stars", Astronomy and Astrophysics, 327: 1039−1053, arXiv:astro-ph/9704118, Bibcode:1997A&A...327.1039C.
  • Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004), Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, Astronomy and Astrophysics Library (2nd ed.), Springer Science & Business Media, ISBN 9780387200897
  • Iben, Icko (2013), Stellar Evolution Physics: Physical processes in stellar interiors, Cambridge University Press, p. 45, ISBN 9781107016569.
  • Lang, Kenneth R. (2013), Essential Astrophysics, Undergraduate Lecture Notes in Physics, Springer Science & Business Media, p. 339, ISBN 978-3642359637.
  • Lodders, Katharina; Fegley, Bruce Jr. (2015), Chemistry of the Solar System, Royal Society of Chemistry, p. 126, ISBN 9781782626015.
  • Maeder, Andre (2008), Physics, Formation and Evolution of Rotating Stars, Astronomy and Astrophysics Library, Springer Science & Business Media, ISBN 9783540769491.
  • Pradhan, Anil K.; Nahar, Sultana N. (2011), Atomic Astrophysics and Spectroscopy, Cambridge University Press, pp. 226−227, ISBN 978-1139494977.
  • Rose, William K. (1998), Advanced Stellar Astrophysics, Cambridge University Press, p. 267, ISBN 9780521588331
  • Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005), Evolution of Stars and Stellar Populations, John Wiley & Sons, ISBN 9780470092224
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