लाल विशाल

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For other uses, see लाल विशाल (disambiguation).

लाल दानव कम या मध्यवर्ती द्रव्यमान (लगभग 0.3-8 सौर द्रव्यमान) का एक चमकदार विशाल तारा हैM☉)) तारकीय विकास के अंतिम चरण में। बाहरी वातावरण फुला हुआ और पतला है, जिससे त्रिज्या बड़ी हो जाती है और चारों ओर सतह का तापमान बढ़ जाता है 5,000 K (4,700 °C; 8,500 °F) या उससे कम. लाल विशाल की उपस्थिति पीले-सफ़ेद से लाल-नारंगी तक होती है, जिसमें तारकीय वर्गीकरण K और M, कभी-कभी G, लेकिन S-प्रकार के तारे और अधिकांश कार्बन तारा भी शामिल हैं।

लाल दानव ऊर्जा उत्पन्न करने के तरीके में भिन्न होते हैं:

  • सबसे आम लाल दानव लाल-विशाल शाखा (आरजीबी) पर तारे हैं जो अभी भी एक अक्रिय हीलियम कोर के आसपास एक खोल में हीलियम में तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस कर रहे हैं
  • लाल झुरमुट|क्षैतिज शाखा के ठंडे आधे हिस्से में लाल-गुच्छ तारे, ट्रिपल-अल्फा प्रक्रिया के माध्यम से अपने कोर में हीलियम को कार्बन में संलयन करते हैं
  • एसिम्प्टोटिक विशाल शाखा | एसिम्प्टोटिक-विशाल-शाखा (एजीबी) तारे, एक विकृत कार्बन-ऑक्सीजन कोर के बाहर एक हीलियम जलने वाला खोल और उसके ठीक परे एक हाइड्रोजन-जलने वाला खोल।

कई प्रसिद्ध चमकीले तारे लाल दानव हैं क्योंकि वे चमकदार और मध्यम रूप से सामान्य हैं। K0 RGB तारा आर्कटुरस 36 प्रकाश-वर्ष दूर है, और गामा क्रॉस 88 प्रकाश-वर्ष की दूरी पर निकटतम एम-श्रेणी का विशालकाय तारा है।

एक लाल दानव आमतौर पर एक ग्रहीय नीहारिका का निर्माण करेगा और अपने जीवन के अंत में एक सफेद बौना बन जाएगा।

विशेषताएँ

फ़ाइल:सितारों की संरचना (कलाकार's impression).jpg|thumb|upright=1.2|सूर्य की संरचना और लाल विशालकाय के रूप में इसके संभावित भविष्य का एक चित्रण, उनकी संरचना और आकार की तुलना। लाल दानव वह तारा है जिसके कोर में हाइड्रोजन की आपूर्ति समाप्त हो गई है और कोर के चारों ओर एक आवरण में हाइड्रोजन का थर्मोन्यूक्लियर संलयन शुरू हो गया है। उनकी त्रिज्या सूर्य की त्रिज्या से दसियों से सैकड़ों गुना बड़ी है। हालाँकि, उनके बाहरी आवरण का तापमान कम होता है, जिससे उन्हें पीला-नारंगी रंग मिलता है। अपने आवरण के कम ऊर्जा घनत्व के बावजूद, लाल दिग्गज अपने विशाल आकार के कारण सूर्य से कई गुना अधिक चमकदार होते हैं। लाल-विशाल-शाखा सितारों की चमक सूर्य से लगभग तीन हजार गुना तक होती है (L☉), K या M के वर्णक्रमीय प्रकार की सतह का तापमान 3,000-4,000 K होता है, और त्रिज्या सूर्य से लगभग 200 गुना तक होती है (R☉). क्षैतिज शाखा पर तारे अधिक गर्म होते हैं, जिनके चारों ओर चमक की केवल एक छोटी श्रृंखला होती है 75 L☉. एसिम्प्टोटिक-विशाल-शाखा सितारों की चमक लाल-विशाल शाखा के चमकीले सितारों के समान होती है, जो थर्मल स्पंदन चरण के अंत में कई गुना अधिक चमकदार होती है।

एसिम्प्टोटिक-विशाल-शाखा सितारों में सी-एन और लेट सी-आर प्रकार के कार्बन सितारे शामिल हैं, जो तब उत्पन्न होते हैं जब कार्बन और अन्य तत्व सतह पर संवहित होते हैं जिसे ऊपर जाल से पकड़ा कहा जाता है।[1] पहली ड्रेज-अप लाल-विशाल शाखा पर हाइड्रोजन शेल के जलने के दौरान होती है, लेकिन सतह पर बड़ी मात्रा में कार्बन का उत्पादन नहीं करती है। दूसरा, और कभी-कभी तीसरा, ड्रेज अप एसिम्प्टोटिक-विशाल शाखा पर हीलियम शेल के जलने के दौरान होता है और कार्बन को पर्याप्त रूप से बड़े सितारों में सतह पर संवहित करता है।

कई चित्रों में उनके चित्रण के विपरीत, लाल विशालकाय के तारकीय अंग को स्पष्ट रूप से परिभाषित नहीं किया गया है। बल्कि, आवरण के बहुत कम द्रव्यमान घनत्व के कारण, ऐसे तारों में एक अच्छी तरह से परिभाषित प्रकाशमंडल का अभाव होता है, और तारे का शरीर धीरे-धीरे एक 'तारकीय कोरोना' में परिवर्तित हो जाता है।[2] सबसे अच्छे लाल दिग्गजों में जटिल स्पेक्ट्रा होता है, जिसमें आणविक रेखाएं, उत्सर्जन विशेषताएं और कभी-कभी मासर्स होते हैं, विशेष रूप से थर्मल स्पंदित एजीबी सितारों से।[3] अवलोकनों ने लाल दानवों के प्रकाशमंडल के ऊपर एक गर्म क्रोमोस्फीयर का प्रमाण भी प्रदान किया है,[4][5][6] जहां क्रोमोस्फीयर के निर्माण के लिए ताप तंत्र की जांच के लिए लाल दिग्गजों के 3डी सिमुलेशन की आवश्यकता होती है।[7] लाल दिग्गजों की एक और उल्लेखनीय विशेषता यह है कि, सूर्य जैसे सितारों के विपरीत, जिनके फोटोस्फेयर में बड़ी संख्या में छोटी संवहन कोशिकाएं (ग्रेन्युल (सौर भौतिकी)) होती हैं, लाल-विशाल फोटोस्फेयर, साथ ही लाल सुपरजायंट्स में, बस कुछ ही बड़े होते हैं कोशिकाएँ, जिनकी विशेषताएँ परिवर्तनशील तारे को दोनों प्रकार के तारों पर इतना सामान्य बनाती हैं।[8]


विकास

Main article: Stellar evolution § Mid-sized stars
यह छवि एक सूर्य जैसे तारे के जीवन को ट्रैक करती है, फ्रेम के बाईं ओर इसके स्टार#स्टार गठन से लेकर अरबों वर्षों के बाद दाईं ओर एक लाल विशालकाय में इसके तारकीय विकास तक।

लाल दानवों का विकास मुख्य-अनुक्रम के तारों से होता है जिनका द्रव्यमान लगभग की सीमा में होता है 0.3 M☉ चारों ओर 8 M☉.[9]जब कोई तारा प्रारंभ में अंतरतारकीय माध्यम में एक ढहते हुए आणविक बादल से बनता है, तो इसमें मुख्य रूप से हाइड्रोजन और हीलियम होता है, जिसमें थोड़ी मात्रा में धात्विकता होती है (तारकीय संरचना में, यह बस किसी भी तत्व को संदर्भित करता है जो हाइड्रोजन या हीलियम नहीं है यानी परमाणु संख्या इससे अधिक है) 2). ये सभी तत्व पूरे तारे में समान रूप से मिश्रित होते हैं। तारा मुख्य अनुक्रम तक तब पहुंचता है जब कोर तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस (कुछ मिलियन केल्विन) शुरू करने के लिए पर्याप्त तापमान तक पहुंच जाता है और हाइड्रोस्टैटिक संतुलन स्थापित करता है। अपने मुख्य अनुक्रम जीवन के दौरान, तारा धीरे-धीरे कोर में हाइड्रोजन को हीलियम में परिवर्तित करता है; इसका मुख्य-अनुक्रम जीवन तब समाप्त होता है जब कोर में लगभग सभी हाइड्रोजन संलयन हो जाता है। सूर्य के लिए, मुख्य अनुक्रम का जीवनकाल लगभग 10 अरब वर्ष है। अधिक विशाल तारे असमानुपातिक रूप से तेजी से जलते हैं और इसलिए उनका जीवनकाल कम विशाल तारों की तुलना में कम होता है।[10]

जब तारा अपने कोर में हाइड्रोजन ईंधन को समाप्त कर देता है, तो कोर पर परमाणु प्रतिक्रियाएं जारी नहीं रह पाती हैं और इसलिए संलयन के घटते बल के कारण कोर सिकुड़ना शुरू हो जाता है, जो गुरुत्वाकर्षण के खिलाफ दबाव डालता था, और परिणामस्वरूप कोर गर्म हो जाता है। . कोर के बढ़े हुए तापमान के कारण कोर के चारों ओर के आवरण में मौजूद हाइड्रोजन जल जाती है और तारे का विस्तार होता है।[11] हाइड्रोजन-जलने वाले शेल के परिणामस्वरूप ऐसी स्थिति उत्पन्न होती है जिसे दर्पण सिद्धांत के रूप में वर्णित किया गया है; जब शेल के भीतर का कोर सिकुड़ता है, तो शेल के बाहर तारे की परतों का विस्तार होना चाहिए। इसका कारण बनने वाली विस्तृत भौतिक प्रक्रियाएँ जटिल हैं। फिर भी, शेल संरचना वाले तारे में संभावित ऊर्जा और तापीय ऊर्जा के एक साथ संरक्षण को संतुष्ट करने के लिए व्यवहार आवश्यक है। संलयन की कमी के कारण कोर सिकुड़ता है और गर्म हो जाता है, और इसलिए तारे की बाहरी परतें बहुत फैल जाती हैं, जो शेल संलयन से अधिकांश अतिरिक्त ऊर्जा को अवशोषित कर लेती हैं। ठंडा होने और फैलने की यही प्रक्रिया उपदानव तारा है। जब तारे का आवरण पर्याप्त रूप से ठंडा हो जाता है तो यह संवहनशील हो जाता है, तारे का विस्तार रुक जाता है, इसकी चमक बढ़ने लगती है, और तारा हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख|हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल (एच-आर) आरेख की लाल-विशाल शाखा पर चढ़ रहा है।[10][12]

मीरा#घटक ए एक पुराना तारा है, जो पहले से ही अपनी बाहरी परतों को अंतरिक्ष में गिरा रहा है

लाल-विशाल शाखा के साथ चलते हुए तारा किस विकासवादी पथ को अपनाता है, यह तारे के द्रव्यमान पर निर्भर करता है। सूर्य और तारों के लिए लगभग से भी कम 2 M☉[13] कोर इतना सघन हो जाएगा कि इलेक्ट्रॉन अध:पतन दबाव इसे और अधिक ढहने से रोक देगा। एक बार जब कोर विकृत पदार्थ बन जाता है, तो यह तब तक गर्म होता रहेगा जब तक कि यह लगभग 10 के तापमान तक नहीं पहुंच जाता8 K, ट्रिपल-अल्फा प्रक्रिया के माध्यम से हीलियम को कार्बन में संलयन शुरू करने के लिए पर्याप्त गर्म। एक बार जब विकृत कोर इस तापमान पर पहुंच जाता है, तो पूरा कोर तथाकथित हीलियम फ्लैश में लगभग एक साथ हीलियम संलयन शुरू कर देगा। अधिक विशाल तारों में, ढहने वाला कोर 10 तक पहुंच जाएगा8 K इससे पहले कि यह पतित होने के लिए पर्याप्त सघन हो, इसलिए हीलियम संलयन अधिक सुचारू रूप से शुरू होगा, और कोई हीलियम फ़्लैश उत्पन्न नहीं करेगा।[10]किसी तारे के जीवन के कोर हीलियम संलयन चरण को धातु-गरीब सितारों में क्षैतिज शाखा कहा जाता है, ऐसा नाम इसलिए दिया गया क्योंकि ये तारे कई तारा समूहों के एच-आर आरेख में लगभग क्षैतिज रेखा पर स्थित होते हैं। इसके बजाय धातु-समृद्ध हीलियम-फ्यूजिंग तारे एच-आर आरेख में तथाकथित लाल झुरमुट पर स्थित होते हैं।[14]

एक समान प्रक्रिया तब होती है जब केंद्रीय हीलियम समाप्त हो जाता है और तारा एक बार फिर ढह जाता है, जिससे शेल में हीलियम संलयन शुरू हो जाता है। उसी समय, जलती हुई हीलियम शेल के ठीक बाहर एक शेल में हाइड्रोजन का संलयन शुरू हो सकता है। यह तारे को स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा, एक दूसरे लाल-विशाल चरण, पर रखता है।[15] हीलियम संलयन के परिणामस्वरूप कार्बन-ऑक्सीजन कोर का निर्माण होता है। नीचे एक सितारा के बारे में 8 M☉ अपने पतित कार्बन-ऑक्सीजन कोर में कभी भी संलयन शुरू नहीं करेगा।[13]इसके बजाय, स्पर्शोन्मुख-विशाल-शाखा चरण के अंत में तारा अपनी बाहरी परतों को बाहर निकाल देगा, जिससे तारे का कोर उजागर होने के साथ एक ग्रहीय नीहारिका का निर्माण होगा, जो अंततः एक सफेद बौना बन जाएगा। बाहरी द्रव्यमान का निष्कासन और एक ग्रह नीहारिका का निर्माण अंततः तारे के विकास के लाल-विशाल चरण को समाप्त करता है।[10]लाल-विशाल चरण आम तौर पर एक सौर द्रव्यमान तारे के लिए कुल मिलाकर केवल लगभग एक अरब वर्ष तक रहता है, जिसका लगभग पूरा हिस्सा लाल-विशाल शाखा पर खर्च होता है। क्षैतिज-शाखा और स्पर्शोन्मुख-विशाल-शाखा चरण दसियों गुना तेजी से आगे बढ़ते हैं।

यदि तारे का मान लगभग 0.2 से 0.5 M☉,[13]यह लाल दानव बनने के लिए पर्याप्त विशाल है लेकिन हीलियम का संलयन शुरू करने के लिए इसमें पर्याप्त द्रव्यमान नहीं है।[9]ये मध्यवर्ती तारे कुछ हद तक ठंडे होते हैं और अपनी चमक बढ़ाते हैं लेकिन कभी भी लाल-विशाल शाखा और हीलियम कोर फ्लैश की नोक तक नहीं पहुंच पाते हैं। जब लाल-विशाल शाखा का आरोहण समाप्त हो जाता है तो वे अपनी बाहरी परतों को पोस्ट-एसिम्प्टोटिक-विशाल-शाखा तारे की तरह फुलाते हैं और फिर एक सफेद बौना बन जाते हैं।

सितारे जो लाल दानव नहीं बनते

अति कम द्रव्यमान वाले तारे संवहन क्षेत्र होते हैं[16][17] और एक ट्रिलियन वर्षों तक हाइड्रोजन को हीलियम में परिवर्तित करना जारी रख सकता है[18] जब तक कि पूरे तारे का केवल एक छोटा सा अंश ही हाइड्रोजन न हो। इस समय के दौरान चमक और तापमान में लगातार वृद्धि होती है, जैसे कि अधिक विशाल मुख्य अनुक्रम सितारों के लिए, लेकिन इसमें शामिल समय की लंबाई का मतलब है कि तापमान अंततः लगभग 50% और चमक लगभग 10 गुना बढ़ जाती है। अंततः हीलियम का स्तर उस बिंदु तक बढ़ जाता है जहां तारा पूरी तरह से संवहन करना बंद कर देता है और कोर में बंद शेष हाइड्रोजन केवल कुछ अरब वर्षों में ही खत्म हो जाता है। द्रव्यमान के आधार पर, हाइड्रोजन शैल जलने के दौरान कुछ समय तक तापमान और चमक में वृद्धि जारी रहती है, तारा सूर्य की तुलना में अधिक गर्म हो सकता है और अपने गठन के समय की तुलना में दस गुना अधिक चमकदार हो सकता है, हालांकि अभी भी सूर्य जितना चमकदार नहीं है। कुछ अरब वर्षों के बाद, वे कम चमकदार और ठंडे होने लगते हैं, भले ही हाइड्रोजन शैल का जलना जारी रहता है। ये कूल हीलियम व्हाइट ड्वार्फ बन जाते हैं।[9] बहुत अधिक द्रव्यमान वाले तारे सुपरजायंट में विकसित होते हैं जो एक विकासवादी ट्रैक का अनुसरण करते हैं जो उन्हें एच-आर आरेख पर क्षैतिज रूप से आगे और पीछे ले जाता है, दाहिने छोर पर लाल सुपरजायंट बनता है। ये आमतौर पर टाइप II सुपरनोवा के रूप में अपना जीवन समाप्त करते हैं। सबसे विशाल तारे बिना दानव या महादानव बने वुल्फ-रेएट तारे बन सकते हैं।[19][20]


ग्रह

आवासयोग्यता की संभावनाएँ

हालाँकि परंपरागत रूप से यह सुझाव दिया गया है कि किसी तारे के लाल विशालकाय में विकसित होने से उसकी ग्रह प्रणाली, यदि मौजूद है, रहने लायक नहीं रहेगी, कुछ शोध से पता चलता है कि, किसी तारे के विकास के दौरान 1 M☉ लाल-विशाल शाखा के साथ तारा, यह 2 खगोलीय इकाइयों (एयू) पर कई अरब वर्षों से लेकर 9 एयू पर लगभग 100 मिलियन वर्षों तक रहने योग्य क्षेत्र को आश्रय दे सकता है, जिससे शायद एक उपयुक्त दुनिया पर जीवन के विकास के लिए पर्याप्त समय मिल सके। लाल-विशाल चरण के बाद, ऐसे तारे के लिए अतिरिक्त एक अरब वर्षों के लिए 7 और 22 एयू के बीच एक रहने योग्य क्षेत्र होगा।[21] बाद के अध्ययनों ने इस परिदृश्य को परिष्कृत किया है, जिसमें दिखाया गया है कि कैसे 1 M☉ तारा रहने योग्य क्षेत्र मंगल (ग्रह) के समान कक्षा वाले ग्रह के लिए 100 मिलियन वर्ष से लेकर सूर्य से शनि की दूरी पर परिक्रमा करने वाले ग्रह के लिए 210 मिलियन वर्ष तक रहता है, ग्रहों के लिए अधिकतम समय (370 मिलियन वर्ष) बृहस्पति की दूरी पर परिक्रमा कर रहा है। हालाँकि, परिक्रमा करने वाले ग्रह a 0.5 M☉ बृहस्पति और शनि की समतुल्य कक्षाओं में तारा क्रमशः 5.8 अरब वर्ष और 2.1 अरब वर्ष तक रहने योग्य क्षेत्र में रहेगा; सूर्य से अधिक विशाल तारों के लिए, समय काफी कम होता है।[22]


ग्रहों का विस्तार

2023 तक, विशाल तारों के आसपास कई सौ विशाल ग्रह खोजे जा चुके हैं।[23] हालाँकि, ये विशाल ग्रह सौर-प्रकार के तारों के आसपास पाए जाने वाले विशाल ग्रहों की तुलना में अधिक विशाल हैं। ऐसा इसलिए हो सकता है क्योंकि विशाल तारे सूर्य की तुलना में अधिक विशाल हैं (कम विशाल तारे अभी भी मुख्य अनुक्रम पर होंगे और अभी तक विशाल नहीं बने होंगे) और अधिक विशाल तारों के पास अधिक विशाल ग्रह होने की उम्मीद है। हालाँकि, विशाल तारों के आसपास पाए गए ग्रहों के द्रव्यमान का तारों के द्रव्यमान से कोई संबंध नहीं है; इसलिए, तारों के लाल विशाल चरण के दौरान ग्रहों का द्रव्यमान बढ़ सकता है। ग्रह के द्रव्यमान में वृद्धि आंशिक रूप से तारकीय हवा से अभिवृद्धि के कारण हो सकती है, हालांकि एक बहुत बड़ा प्रभाव रोश लोब अतिप्रवाह होगा, जिससे तारे से ग्रह तक बड़े पैमाने पर स्थानांतरण होगा जब विशाल ग्रह की कक्षीय दूरी तक फैलता है।[24]


प्रसिद्ध उदाहरण

कई प्रसिद्ध चमकीले तारे लाल दानव हैं, क्योंकि वे चमकदार और मध्यम रूप से सामान्य हैं। लाल-विशाल शाखा परिवर्तनशील तारा गामा क्रूसिस 88 प्रकाश-वर्ष पर निकटतम एम-श्रेणी का विशाल तारा है।[25] K1.5 लाल-विशाल शाखा तारा आर्कटुरस 36 प्रकाश वर्ष दूर है।[26]


लाल-विशाल शाखा

लाल झुरमुट दिग्गज

  • चैपल एए (α ऑरिगे)
  • कप्पा पर्सी|κ पर्सी
  • डेल्टा एंड्रोमेडा|δ एंड्रोमेडा[27]


स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा

  • मीरा (ο सेटी)
  • ची सिग्नी|χ सिग्नी
  • अल्फा हरक्यूलिस|α हरक्यूलिस
  • η मिथुन

सूर्य एक लाल दानव के रूप में

Main article: End of the Sun

सूर्य लगभग 5 अरब वर्षों में मुख्य अनुक्रम से बाहर निकल जाएगा और एक लाल दानव में बदलना शुरू कर देगा।[28][29] एक लाल विशालकाय के रूप में, सूर्य इतना बड़ा हो जाएगा (अपनी वर्तमान त्रिज्या से 200 गुना से अधिक) कि यह बुध (ग्रह), शुक्र और संभावित पृथ्वी को घेर लेगा।[30]

संदर्भ

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बाहरी संबंध

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