ધ સ્ટાર્સ: ધેર ઈતિહાસ અને લાક્ષણિકતાઓ

પૃથ્વી ગ્રહ પરથી, તમે ની માત્રા જોઈ શકો છો સ્ટાર્સ આકાશને પ્રકાશિત કરવું તે એક સુંદર કુદરતી આભૂષણ અને દૈવી રચના છે. માર્ગને અજવાળવા માટે દીવા. સ્ટાર શબ્દ લેટિનમાંથી આવ્યો છે: સ્ટેલા. તારાનો અર્થ એ છે કે તે પ્લાઝ્માનો તેજસ્વી ગોળો છે, જે તેના પોતાના ગુરુત્વાકર્ષણને કારણે તેનો આકાર જાળવી રાખે છે. આપણા ગ્રહ પાસે એક તારો છે અને તે સૂર્ય છે.

જો કે, અન્ય તારાઓ પણ રાત્રિના સમયે પૃથ્વી પરથી નરી આંખે જોઈ શકાય છે, જે તેમના અપાર અંતરને કારણે આકાશમાં સ્થિર રહેલ વિવિધ પ્રકારના તેજસ્વી બિંદુઓ તરીકે દેખાય છે. ઐતિહાસિક રીતે, સૌથી અગ્રણી તારાઓ જૂથમાં હતા નક્ષત્ર અને તારામંડળ. આ ઉપરાંત, તેજસ્વી તારલાઓને તેમના પોતાના નામથી બોલાવવામાં આવ્યા.

વૈજ્ઞાનિકો અને ખગોળશાસ્ત્રીઓની ટીમોએ એક વ્યાપક સંકલન કર્યું છે સ્ટાર કેટલોગ. આ તે છે જે તેમાંથી દરેક માટે તારાઓને માનક હોદ્દો આપે છે. શું થાય છે કે બ્રહ્માંડના મોટાભાગના તારાઓ, આપણી ગેલેક્સી, આકાશગંગાની બહારના તારાઓ પણ પૃથ્વી પરથી નરી આંખે અદ્રશ્ય છે. તેમાંના મોટાભાગના આપણા ગ્રહ પરથી અદ્રશ્ય છે, ભલે તમે સૌથી શક્તિશાળી ટેલિસ્કોપ દ્વારા તેનું અવલોકન કરવાનો પ્રયાસ કરો.

આ માટે તારાના જીવનનો ભાગ, ઓછામાં ઓછું તે તેના કોરમાં હિલીયમમાં હાઇડ્રોજનના થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝનને કારણે ચમકે છે. આ રીતે, ઊર્જા છોડવામાં આવે છે જે તારાના આંતરિક ભાગમાંથી પસાર થાય છે અને પછી બહારની અવકાશમાં ફેલાય છે. એકવાર તારાના મૂળમાંનો હાઇડ્રોજન લગભગ ખતમ થઈ જાય પછી, લગભગ તમામ કુદરતી તત્વો કે જે હિલીયમ કરતાં ભારે હોય છે તે તારાના જીવનકાળ દરમિયાન તારાકીય ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસ દ્વારા બનાવવામાં આવે છે.

તારાનું જીવન

શું છે તે વ્યાખ્યાયિત કરવું મહત્વપૂર્ણ છે ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસ. આ એક એવી પ્રક્રિયા છે જેના દ્વારા નવા રાસાયણિક તત્વોની રચના થાય છે, આ નવા તત્વો અણુની પ્રતિક્રિયાઓમાંથી બને છે. ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસ તારાઓની અંદર અને સુપરનોવા વિસ્ફોટ દરમિયાન થાય છે. ધીમે ધીમે હાઇડ્રોજન અને હિલીયમ ભારે અણુઓમાં તૂટી જાય છે.

કેટલાક કિસ્સાઓમાં અને હંમેશા નહીં, સુપરનોવા ન્યુક્લિયોસિન્થેસીસ તારાઓ વિસ્ફોટ થાય ત્યારે થાય છે. તેના જીવનના અંતે, તારો પણ સમાવી શકે છે અધોગતિ પદાર્થ. ખગોળશાસ્ત્રીઓ અનુક્રમે અવકાશ, તેની તેજસ્વીતા અને તેના સ્પેક્ટ્રમ દ્વારા તેની ગતિનું અવલોકન કરીને તારાના સમૂહ, વય, ધાતુ (રાસાયણિક રચના) અને અન્ય ઘણા ગુણધર્મો નક્કી કરી શકે છે.

તારાઓ તેમના ઉત્ક્રાંતિના મુખ્ય નિર્ણાયક તરીકે તેમના કુલ સમૂહનો ઉલ્લેખ કરે છે અને તે પણ તમારું અંતિમ મુકામ. વ્યાસ અને તાપમાન સહિત તારાની અન્ય લાક્ષણિકતાઓ તેના સમગ્ર જીવન દરમિયાન બદલાતી રહે છે, જ્યારે તારાનું વાતાવરણ તેના પરિભ્રમણ અને ગતિને અસર કરે છે.

તારાની ઉંમર અને ઉત્ક્રાંતિની સ્થિતિને નિર્ધારિત કરવા માટે, ત્યાં ઘણા તારાઓનો સ્કેટર પ્લોટ છે જે તેમની તેજસ્વીતા, સંપૂર્ણ તીવ્રતા, સપાટીનું તાપમાન અને સ્પેક્ટ્રલ પ્રકારનો સંદર્ભ આપે છે. આ ગ્રાફ અથવા ડાયાગ્રામ તે છે જેને તરીકે પણ ઓળખવામાં આવે છે હર્ટ્ઝસ્પ્રંગ-રસેલ આકૃતિ અથવા ટૂંકમાં, HR ડાયાગ્રામ.

ગુરુત્વાકર્ષણ પતન

એક સ્ટારની વાર્તા થી શરૂ થાય છે ગુરુત્વાકર્ષણ પતન મુખ્યત્વે હાઇડ્રોજનની બનેલી સામગ્રીની વાયુયુક્ત નિહારિકા, હિલીયમ સાથે અને ભારે તત્વોને શોધી કાઢે છે. તારાનું જીવન આ રીતે શરૂ થાય છે, જ્યારે તારાકીય કોર પૂરતા પ્રમાણમાં ગાઢ હોય છે, ત્યારે હાઇડ્રોજન ન્યુક્લિયર ફ્યુઝન દ્વારા હિલીયમમાં રૂપાંતરિત થવાનું શરૂ કરે છે. આ રીતે જન્મ પ્રક્રિયા દરમિયાન ઊર્જા મુક્ત થાય છે.

આ ગુરુત્વાકર્ષણ પતન પછી, તારાના આંતરિક અવશેષો તે છે જે વહન કરે છે કોર બહાર ઊર્જા. આ કિરણોત્સર્ગ અને સંવહન પ્રક્રિયાઓની સંયુક્ત શ્રેણી દ્વારા થાય છે. વધુમાં, તારાનું આંતરિક દબાણ તેને તેના પોતાના ગુરુત્વાકર્ષણ હેઠળ વધુ તૂટી પડતું અટકાવે છે. પછી, જ્યારે કોરમાંનું હાઇડ્રોજન બળતણ ખતમ થઈ જાય છે, ત્યારે સૂર્યના ઓછામાં ઓછા 0,4 ગણા દળ ધરાવતો તારો લાલ જાયન્ટ બનવા માટે વિસ્તરે છે જ્યારે તેના મૂળમાંનું હાઇડ્રોજન બળતણ ખતમ થઈ જાય છે.

આ રીતે સ્ટારનો વિકાસ a અધોગતિ સ્વરૂપ. તે જ તારો તેના દ્રવ્યનો એક ભાગ ઇન્ટરસ્ટેલર માધ્યમમાં રિસાયકલ કરતો રહે છે, જ્યાં તે તારાઓની નવી પેઢીના નિર્માણમાં ફાળો આપશે. જેમ જેમ આવું થાય છે તેમ, કોર એક તારાકીય અવશેષ બની જાય છે: જે સફેદ વામન, ન્યુટ્રોન તારો અથવા, જો પૂરતો મોટો હોય, તો બ્લેક હોલ પણ છે.

બાઈનરી અને મલ્ટિબાઈનરી સિસ્ટમ

આ તારા પ્રણાલીઓ એવી છે કે જેમાં બે કે તેથી વધુ તારાઓ હોય છે જે ગુરુત્વાકર્ષણ રીતે એકબીજા સાથે બંધાયેલા હોય છે. તેઓ છે દ્વિસંગી સિસ્ટમો જ્યારે બે તારા ગુરુત્વાકર્ષણ રીતે એક સાથે આવે છે; જ્યારે ત્રણ કે તેથી વધુ તારાઓ એકસાથે આવે છે ત્યારે તેઓ મલ્ટિબાઈનરી હોય છે. તારાઓ સામાન્ય રીતે સ્થિર ભ્રમણકક્ષામાં એકબીજાની આસપાસ ફરે છે.

આ ક્ષણે જ્યારે બે તારાઓ પ્રમાણમાં નજીકની ભ્રમણકક્ષા ધરાવે છે, તે ત્યારે છે જ્યારે તેમની ગુરુત્વાકર્ષણ ક્રિયાપ્રતિક્રિયા તેમની ઉત્ક્રાંતિ પર નોંધપાત્ર અસર કરી શકે છે. સ્ટાર્સનો ભાગ બની શકે છે ગુરુત્વાકર્ષણથી બંધાયેલ માળખાં દરેક અને તેનાથી પણ ઘણું મોટું, જેમ કે સ્ટાર ક્લસ્ટર અથવા ગેલેક્સી.

પ્રથમ ખગોળશાસ્ત્રી જેમણે આકાશમાં તારાઓનું વિતરણ નક્કી કરવાનો પ્રયાસ કર્યો હતો તે વિલિયમ હર્શેલ હતા. આ 1780 ના દાયકા દરમિયાન હતું, જ્યારે તેણે 600 દિશાઓમાં ગેજની શ્રેણી ગોઠવી અને દરેક દૃષ્ટિની રેખા સાથે અવલોકન કરેલા તારાઓની ગણતરી કરી. હર્શેલે અનુમાન લગાવ્યું કે તારાઓની સંખ્યા સતત આકાશની ચોક્કસ બાજુ તરફ વધી રહી છે. મિલ્કી વે કોર.

તેમના પુત્ર જ્હોન હર્શેલે આ અભ્યાસનું દક્ષિણ ગોળાર્ધમાં પુનરાવર્તન કર્યું અને બીજી તરફ, તે જ દિશામાં અનુરૂપ વધારો જોવા મળ્યો. તેની અન્ય સિદ્ધિઓ ઉપરાંત, વિલિયમ હર્શેલ તેની શોધ માટે પણ નોંધપાત્ર છે કે કેટલાક તારાઓ ફક્ત એક જ દૃષ્ટિની રેખા સાથે નથી, પરંતુ તે ભૌતિક સાથી પણ છે જે બનાવે છે. બાઈનરી સ્ટાર સિસ્ટમ્સ.

દ્વિસંગી સિસ્ટમ

ઓગણીસમી સદીમાં, ખાસ કરીને વર્ષ 1827માં, સંશોધક ફેલિક્સ સેવરીએ ભ્રમણકક્ષા મેળવવાની સમસ્યાનો પ્રથમ ઉકેલ આપ્યો. ટેલિસ્કોપિક અવલોકનોમાંથી દ્વિસંગી તારાઓ. જો કે, તે XNUMXમી સદી હતી જેમાં તારાઓના વૈજ્ઞાનિક અભ્યાસમાં વધુને વધુ ઝડપી પ્રગતિ જોવા મળી હતી. તેની સાથે ફોટોગ્રાફી લાવી, જે એક મૂલ્યવાન ખગોળશાસ્ત્રીય સાધન બની ગયું.

મુખ્ય રીતે, અનુક્રમ પછીના દ્વિસંગી તારાઓની ઉત્ક્રાંતિ સમાન સમૂહના વ્યક્તિગત તારાઓની ઉત્ક્રાંતિથી નોંધપાત્ર રીતે અલગ હતી. જો દ્વિસંગી સિસ્ટમમાં તારાઓ એકસાથે પર્યાપ્ત નજીક હોય, જ્યારે તેમાંથી એક તારાઓ વિસ્તરે છે લાલ જાયન્ટ બનવા માટે તે તેના રોશ લોબને ઓવરફ્લો કરી શકે છે.

El રોશેની લોબ તે તારાની આસપાસનો વિસ્તાર છે જ્યાં સામગ્રી ગુરુત્વાકર્ષણથી તેની સાથે બંધાયેલ છે, આ તે છે જે સામગ્રીના અન્ય સ્થાનાંતરણ તરફ દોરી જાય છે. જ્યારે રોશે લોબનું ઉલ્લંઘન થાય છે, ત્યારે વિવિધ પ્રકારની ઘટનાઓ પરિણમી શકે છે, જેમાં સંપર્ક દ્વિસંગી, સામાન્ય પરબિડીયું દ્વિસંગી, આપત્તિજનક ચલો અને પ્રકાર Ia સુપરનોવાનો સમાવેશ થાય છે.

મલ્ટિબાઈનરી સિસ્ટમ

El મલ્ટિબાઈનરી સિસ્ટમ તે મલ્ટિસ્ટાર પણ કહેવાય છે. આમાં બે કે તેથી વધુ તારાઓનો સમાવેશ થાય છે જે ગુરુત્વાકર્ષણથી બંધાયેલા હોય છે અને એકબીજાની પરિક્રમા કરે છે. મલ્ટિબાઈનરી સિસ્ટમ ત્રણ કે તેથી વધુ તારાઓથી બનેલી છે. ભ્રમણકક્ષાની સ્થિરતાના કારણોસર, આવી મલ્ટિસ્ટાર સિસ્ટમ્સ ઘણીવાર દ્વિસંગી તારાઓના વંશવેલો સમૂહોમાં ગોઠવવામાં આવે છે. આ કારણોસર, તેઓ મોટે ભાગે મલ્ટિબાઈનરીઝ કહેવાય છે.

તારાઓની ક્લસ્ટરો

બીજી બાજુ, બાઈનરી અને મલ્ટિબાઈનરી સ્ટાર સિસ્ટમ્સ ઉપરાંત, ત્યાં પણ મોટા જૂથો છે, જેને કહેવાય છે સ્ટાર ક્લસ્ટરો. આ માત્ર થોડાક તારાઓ સાથેના છૂટક તારાઓની જોડાણોથી માંડીને હજારો તારાઓ સાથે વિશાળ ગોળાકાર ક્લસ્ટરો સુધીની શ્રેણી ધરાવે છે. આવી સિસ્ટમો તેમની યજમાન આકાશગંગાની પરિક્રમા કરે છે.

તારામાંથી રેડિયેશન

તારાઓમાં, એક ઉર્જા છે જે તેમના દ્વારા ઉત્પન્ન થાય છે. આ ન્યુક્લિયર ફ્યુઝનનું ઉત્પાદન છે. આ ઉર્જા ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક રેડિયેશન અને પાર્ટિકલ રેડિયેશન બંનેને અવકાશમાં વહન કરે છે. પછીના કિસ્સામાં, કણોમાંથી, એક તારા દ્વારા ઉત્સર્જિત થાય છે અને તે પોતાને તરીકે પ્રગટ કરે છે. સ્ટાર પવન જે બાહ્ય સ્તરોમાંથી ઇલેક્ટ્રિકલી ચાર્જ પ્રોટોન અને આલ્ફા અને બીટા કણો તરીકે વહે છે. લગભગ સમૂહવિહીન હોવા છતાં, તારાના મૂળમાંથી ન્યુટ્રિનોનો સતત પ્રવાહ પણ નીકળે છે.

તારાઓ આટલી તેજસ્વી રીતે ચમકે છે તેનું કારણ તેમના મૂળમાં ઉર્જાનું ઉત્પાદન છે: દર વખતે જ્યારે બે કે તેથી વધુ અણુ ન્યુક્લી મર્જ કરીને નવા, ભારે તત્વનું એક અણુ ન્યુક્લિયસ બનાવે છે, ત્યારે તેઓ મુક્ત થાય છે. ગામા કિરણ ફોટોનન્યુક્લિયર ફ્યુઝનનું ઉત્પાદન. આ ઊર્જા ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક ઊર્જાના અન્ય નીચલા-આવર્તન સ્વરૂપોમાં રૂપાંતરિત થાય છે, જેમ કે દૃશ્યમાન પ્રકાશ, જ્યારે તે તારાના બાહ્ય સ્તરો સુધી પહોંચે છે.

નો ઉપયોગ કરતી વખતે સ્ટાર સ્પેક્ટ્રમ, ખગોળશાસ્ત્રીઓ તારાઓની સપાટીનું તાપમાન વધુ ચોક્કસ રીતે નક્કી કરી શકે છે. આ ઉપરાંત, તમે તેમની સપાટીની ગુરુત્વાકર્ષણ, તેમની ધાતુતા અને તેઓ સાર્વત્રિક અવકાશમાં કઈ ગતિથી ફરે છે તે વિશે પૂછપરછ કરી શકો છો. જો તારાનું અંતર જોવા મળે, જેમ કે લંબન માપવાથી, તો તારાની તેજસ્વીતા પણ મેળવી શકાય છે.

તારાઓના મોડલ પરથી, તારાઓના સમૂહ, ત્રિજ્યા, સપાટીના ગુરુત્વાકર્ષણ અને પરિભ્રમણ સમયગાળાનો અંદાજ લગાવી શકાય છે. દળની વાત કરીએ તો, દ્વિસંગી પ્રણાલીઓમાં તારાઓનું માપન કરીને તેની ગણતરી કરી શકાય છે ભ્રમણકક્ષાની ગતિ અને અંતર. ગુરુત્વાકર્ષણ માઇક્રોલેન્સિંગનો ઉપયોગ તારાના વ્યક્તિગત સમૂહને માપવા માટે કરવામાં આવ્યો છે. આ પરિમાણો સાથે, ખગોળશાસ્ત્રીઓ તારાની ઉંમરનો અંદાજ પણ લગાવી શકે છે.

તારો તેજ

દરેકમાંથી આવતા પ્રકાશના જથ્થા પર આધાર રાખીને, તારો તેની તેજસ્વીતાને માપી શકે છે. આ પરિમાણમાં પણ તમે અન્ય સ્વરૂપો ઉમેરી શકો છો તેજસ્વી ઊર્જા જે સમયના એકમ દીઠ વિકિરણ થાય છે. દરેક તારામાં પાવર યુનિટ હોય છે. હકીકતમાં, તારાની તેજસ્વીતા તેની ત્રિજ્યા અને સપાટીના તાપમાન દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે. ઘણા તારાઓ તેમની સમગ્ર સપાટી પર સમાનરૂપે વિકિરણ કરતા નથી.

તેજસ્વીતાનું સ્પષ્ટ ઉદાહરણ ઝડપથી ફરતો તારો છે વેગા. આ તારામાં ઉર્જાનો પ્રવાહ વધુ હોય છે. આ તેના ધ્રુવો પર એકમ વિસ્તાર દીઠ પાવર સૂચવે છે. આ શક્તિ તેના વિષુવવૃત્ત સાથે સ્થિત થઈ શકે છે. અન્ય તારાઓ, જેનું તાપમાન ઓછું હોય છે અને તેજ હોય ​​છે, તેમની સપાટી પર અન્યની જેમ ફોલ્લીઓ હોય છે. આ સ્ટાર સ્પોટ તરીકે ઓળખાય છે. સામાન્ય રીતે, નાના, વામન તારાઓ, સૂર્યની જેમ, માત્ર નાના ફોલ્લીઓ સાથે આવશ્યકપણે લક્ષણવિહીન ફોલ્લીઓ ધરાવે છે.

આપણા તારાથી તદ્દન વિપરીત, વિશાળ તારાઓ પાસે છે સ્ટાર સ્પોટ ઘણું મોટું અને વધુ દેખીતું અને મજબૂત તારાકીય અંગો ઘાટા થવાનું પ્રદર્શન પણ કરે છે. આનો અર્થ એ છે કે તારાઓની ડિસ્કની ધાર તરફ તેજ ઘટે છે. લાલ દ્વાર્ફ ફ્લેર સ્ટાર્સ, જેમ કે યુવી સેટી, પણ અગ્રણી વિશેષતા ધરાવતા સ્થળો ધરાવે છે. તારાના રંગ અંગે, આ આવર્તન દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે.

આવર્તન જે નક્કી કરે છે તારાનો રંગ, દૃશ્યમાન પ્રકાશ કરતાં વધુ તીવ્ર હોઈ શકે છે. તેમજ રંગ તેના ફોટોસ્ફિયર સહિત તારાના બાહ્ય સ્તરોના તાપમાન પર આધાર રાખે છે. પરંતુ દૃશ્યમાન પ્રકાશ ઉપરાંત, તારાઓ ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક રેડિયેશનના સ્વરૂપો પણ બહાર કાઢે છે જે માનવ આંખ માટે અદ્રશ્ય છે. તારાઓની ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક રેડિયેશન પણ સમગ્ર ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક સ્પેક્ટ્રમને ફેલાવે છે.

ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક સ્પેક્ટ્રમ

આ ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક તરંગોના સમૂહનું ઊર્જા વિતરણ છે. જે ઘટનાનો ઉલ્લેખ કરવામાં આવી રહ્યો છે તે પદાર્થ કહેવાય છે ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક સ્પેક્ટ્રમ. પદાર્થ દ્વારા ઉત્સર્જિત ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક રેડિયેશનને સામાન્ય રીતે સ્પેક્ટ્રમ પણ કહી શકાય, જે ઉત્સર્જન સ્પેક્ટ્રમ છે; અથવા પદાર્થ દ્વારા શોષાયેલ ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક રેડિયેશન માટે સ્પેક્ટ્રમ, જે શોષણ સ્પેક્ટ્રમ છે.

આ ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક સ્પેક્ટ્રમ તારામાં ઇન્ફ્રારેડ, દૃશ્યમાન પ્રકાશ, અલ્ટ્રાવાયોલેટ, એક્સ-રે અને ગામા કિરણોની ટૂંકી તરંગલંબાઇથી રેડિયો તરંગોની સૌથી લાંબી તરંગલંબાઇ સુધી છે. ના દૃષ્ટિકોણથી તારા દ્વારા ઉત્સર્જિત કુલ ઊર્જા, તારાઓની ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક રેડિયેશનના તમામ ઘટકો નોંધપાત્ર નથી, પરંતુ તમામ ફ્રીક્વન્સીઝ તારાના ભૌતિકશાસ્ત્રમાં આંતરદૃષ્ટિ પ્રદાન કરે છે.

તારાની તીવ્રતા

તારાની દેખીતી તીવ્રતા તેની સ્પષ્ટ તેજ છે, હકીકતમાં, ધ દેખીતી તીવ્રતા તે શબ્દ છે જેના દ્વારા તે વ્યક્ત થાય છે. વધુમાં, તે તારાની તેજસ્વીતાનું કાર્ય છે, તે પૃથ્વીથી તેનું અંતર પણ નક્કી કરે છે, અને તારાના પ્રકાશમાં ફેરફાર જ્યારે તે આપણા ગ્રહના વાતાવરણમાંથી પસાર થાય છે. આંતરિક અથવા સંપૂર્ણ તીવ્રતા સીધા તારાની તેજસ્વીતા સાથે સંબંધિત છે.

ટૂંકમાં, તે તારાની દેખીતી તીવ્રતા છે જે નક્કી કરે છે કે પૃથ્વી અને તારા વચ્ચેનું અંતર 10 પાર્સેક છે કે કેમ (32,6 પ્રકાશ વર્ષો), જે પૃથ્વી અને આપણા તારા વચ્ચેનો એક છે.

H4: તીવ્રતા દ્વારા ભીંગડા

તારાઓમાં, દેખીતી તીવ્રતાના ભીંગડા અને સંપૂર્ણ લઘુગણક એકમો છે. આ ઉપરાંત, મેગ્નિટ્યુડમાં સંપૂર્ણ સંખ્યાનો તફાવત લગભગ 2,5 ગણા (સોનું પાંચમું મૂળ અથવા લગભગ 2,512) ની તેજસ્વીતા વિવિધતા સમાન છે. આનો અર્થ એ છે કે પ્રથમ મેગ્નિટ્યુડ (+1.00) સ્ટાર બીજા મેગ્નિટ્યુડ (+2,5) સ્ટાર કરતાં લગભગ 2.00 ગણો વધુ તેજસ્વી છે અને છઠ્ઠા મેગ્નિટ્યૂડ (+6.00) સ્ટાર કરતાં લગભગ સો ગણો વધુ તેજસ્વી છે. આદર્શ દ્રશ્ય પરિસ્થિતિઓમાં નરી આંખે દેખાતા સૌથી ઝાંખા તારાઓની તીવ્રતા +6 છે.

તીવ્રતાની સંખ્યા જેટલી ઓછી છે, તેટલો તેજસ્વી તારો. આ તે છે જે ભીંગડામાં પ્રતિબિંબિત થાય છે, બંને દેખીતી અને સંપૂર્ણ તીવ્રતા. બીજી બાજુ, આનાથી તદ્દન વિપરીત, તીવ્રતાની સંખ્યા જેટલી વધારે છે, તેટલો જ તારો ઝાંખો. તેજસ્વી તારાઓ, કોઈપણ સ્કેલ પર, નકારાત્મક તીવ્રતા નંબરો ધરાવે છે. બે તારાઓ વચ્ચેના તેજમાં ભિન્નતાની ગણતરી બેઝ નંબર 2,512 માટે ઘાતાંક તરીકે તફાવતનો ઉપયોગ કરીને, ઝાંખા તારાની તીવ્રતા નંબરમાંથી તેજસ્વી તારાની તીવ્રતા સંખ્યાને બાદ કરીને કરવામાં આવે છે.

તારાથી પૃથ્વી સુધીના અંતર અને તેજમાં બંને સંબંધમાં, તારાની સંપૂર્ણ તીવ્રતા (M) અને દેખીતી તીવ્રતા (m) સમકક્ષ નથી. તેનું ઉદાહરણ છે કે તેજસ્વી તારો સિરિયસ તેની સ્પષ્ટ તીવ્રતા -1,44 છે, પરંતુ તેની સંપૂર્ણ તીવ્રતા +1,41 છે.

સૂર્યના સંદર્ભમાં, તેની સ્પષ્ટ તીવ્રતા -26,7 છે; જો કે, તેની સંપૂર્ણ તીવ્રતા માત્ર +4,83 છે. સિરિયસ, રાત્રિના આકાશમાં સૌથી તેજસ્વી તારો, જે પૃથ્વી પરથી દેખાય છે, તે સૂર્ય કરતાં લગભગ 23 ગણો વધુ તેજસ્વી છે. બીજી બાજુ, કેનોપસ, રાત્રિના આકાશમાં બીજો સૌથી તેજસ્વી તારો -5,53 ની સંપૂર્ણ તીવ્રતા ધરાવે છે. તે સૂર્ય કરતાં પણ લગભગ 14,000 ગણું વધુ તેજસ્વી છે.

કેનોપસ સિરિયસ કરતાં વધુ તેજસ્વી હોવા છતાં, બાદમાં કેનોપસ કરતાં વધુ તેજસ્વી દેખાય છે. તેનું કારણ એ છે કે સિરિયસ પૃથ્વીથી માત્ર 8,6 પ્રકાશ-વર્ષના અંતરે છે, જ્યારે કેનોપસ 310 પ્રકાશ-વર્ષના અંતરે ઘણું દૂર છે. આ કારણોસર, પૃથ્વી પરથી, સિરિયસ તે ખૂબ તેજસ્વી દેખાય છે.

સ્ટાર વર્ગો

તારા વર્ગીકરણના ઘણા પ્રકારો છે, તેમાંના કેટલાક તેમના આકાર, તેમના રંગ, તેમની તેજસ્વીતાનો સંદર્ભ આપે છે. પરંતુ આ કિસ્સામાં અમે કેટલાકનો ઉલ્લેખ કરવા જઈ રહ્યા છીએ સ્ટાર વર્ગો  વિવિધ નિર્ધારકો સાથે, આને આપણે તેમના જૂથ તરીકે ઓળખીએ છીએ: જેમ કે બંધાયેલા તારાઓ અને અલગ તારાઓ, જે નીચે તૂટી જશે. જો કે, આ વર્ગીકરણનો ઉલ્લેખ કરવા ઉપરાંત, તારાઓની વિતરણનો ઉલ્લેખ કરવો પણ મહત્વપૂર્ણ છે.

બંધાયેલા તારા

તારાને ગુરુત્વાકર્ષણ રીતે એકબીજા સાથે જોડી શકાય છે, આ રીતે દ્વિસંગી સ્ટાર સિસ્ટમ્સ રચાશે, ટર્નરી અથવા તો મોટા જૂથો. આકાશગંગાની ડિસ્કમાં તારાઓનો ઉચ્ચ અપૂર્ણાંક દ્વિસંગી પ્રણાલીઓનો છે. એવી ગણતરી કરવામાં આવે છે કે વિશાળ તારાઓ માટે ટકાવારી 90% ની નજીક છે અને ઓછા દળના તારાઓ માટે 50% સુધી ઘટી જાય છે.

કેટલીકવાર તારાઓ દસથી લઈને સેંકડો હજારો અથવા તો લાખો તારાઓની વિશાળ સાંદ્રતામાં એકસાથે જૂથ બનાવી શકે છે, જે કહેવાતા સ્ટાર ક્લસ્ટરો. આ ક્લસ્ટરો આકાશ ગંગાના ગુરુત્વાકર્ષણ ક્ષેત્રની ભિન્નતાને કારણે હોઈ શકે છે અથવા તે તારાઓની રચનાના વિસ્ફોટનું પરિણામ હોઈ શકે છે. આ વિશે જે જાણીતું છે તે એ છે કે મોટાભાગના તારા જૂથોમાં રચાય છે.

આકાશગંગામાં, બે પરંપરાગત રીતે અલગ પડે છે ક્યુમ્યુલસ પ્રકારો: એક પ્રકાર છે ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરો, જે જૂના છે, પ્રભામંડળમાં જોવા મળે છે અને સેંકડો હજારોથી લાખો તારાઓ ધરાવે છે. બીજા પ્રકારના ખુલ્લા ક્લસ્ટરો છે, જે તાજેતરના નિર્માણના છે, ડિસ્કમાં જોવા મળે છે અને તેમાં ઓછા તારાઓ હોય છે.

XNUMXમી સદીના અંતથી, આ વર્ગીકરણ પર પ્રશ્ન ઉઠાવવામાં આવ્યો છે જ્યારે તેની શોધ કરવામાં આવી હતી મિલ્કી વે ડિસ્ક વેસ્ટરલંડ 1 અથવા NGC 3603 જેવા યુવા સ્ટાર ક્લસ્ટર. ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટર જેવા જ સંખ્યાબંધ તારાઓ ધરાવે છે. આ વિશાળ અને યુવાન ક્લસ્ટરો છે જે અન્ય તારાવિશ્વોમાં પણ જોવા મળે છે. કેટલાક ઉદાહરણો છે: મોટા મેગેલેનિક ક્લાઉડમાં 30 ડોરાડસ અને NGC 4214માં NGC 4214-IA.

અલગ તારા

બીજી બાજુ, બધા તારાઓ સ્થિર ગુરુત્વાકર્ષણ બંધન જાળવતા નથી. આ સૂચવે છે કે કેટલાક, સૂર્યની જેમ, એકલા મુસાફરી કરે છે, જે તારાઓના જૂથમાંથી ઘણું અલગ કરે છે જેમાં તેઓ રચાયા હતા. આ અલગ પડેલા તારાઓ માત્ર આકાશગંગાના તમામ પદાર્થોના ક્ષેત્રોની સુપરપોઝિશન દ્વારા રચાયેલા વૈશ્વિક ગુરુત્વાકર્ષણ ક્ષેત્રને પ્રતિસાદ આપે છે: બ્લેક હોલ, તારા, કોમ્પેક્ટ ઓબ્જેક્ટો અને ઇન્ટરસ્ટેલર ગેસ.

તારાઓની વિતરણ

ઉલ્લેખિત દરેક વસ્તુ ઉપરાંત, તારાઓ સામાન્ય રીતે સમગ્ર બ્રહ્માંડમાં સમાનરૂપે વિતરિત થતા નથી. આવું થાય છે, ભલે તે પ્રથમ નજરમાં લાગે છે અથવા તે પણ હોઈ શકે છે તારાવિશ્વોમાં સમૂહ. તારાવિશ્વોને ટાઇપ કરવાની એક રીત લાક્ષણિક સર્પાકાર આકાશગંગા છે, જેમ કે આપણી આકાશગંગા. તેમાં સેંકડો અબજો ક્લસ્ટર્ડ તારાઓ છે, જેમાંથી મોટાભાગના સાંકડી આકાશગંગાના સમતલમાં સ્થિત છે.

નરી આંખે, પાર્થિવ રાત્રિનું આકાશ એકરૂપ દેખાય છે, આ એટલા માટે છે કારણ કે આકાશના ખૂબ જ સ્થાનિક પ્રદેશનું અવલોકન કરવું શક્ય છે. ગેલેક્ટીક પ્લેન. સૌરમંડળની આજુબાજુમાં જે અવલોકન કરવામાં આવે છે તેમાંથી બહાર કાઢતા, એવું કહી શકાય કે મોટાભાગના તારાઓ ગેલેક્ટીક ડિસ્કમાં કેન્દ્રિત છે અને તેની અંદર મધ્ય પ્રદેશમાં, ગેલેક્ટીક બલ્જ, જે ધનુરાશિના નક્ષત્રમાં સ્થિત છે.

તારાની લાક્ષણિકતાઓ

કેટલાક જાણીતા તારાઓની વિશેષતાઓ શું છે તે જાણવું જરૂરી છે. તેમાંથી દરેકને બરાબર નક્કી કરવું હંમેશા શક્ય નથી. માપો સંબંધિત છે અને તારા વિશે લગભગ બધું જ તેના પ્રારંભિક સમૂહ દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે. આમાં અગાઉ ઉલ્લેખિત તેજસ્વીતા, કદ, ઉત્ક્રાંતિ, ઉપયોગી જીવન અને અંતિમ મુકામ જેવી લાક્ષણિકતાઓનો સમાવેશ થાય છે.

વ્યાસ

તારાના કદ અવિશ્વસનીય રીતે વ્યાપકપણે બદલાય છે. પૃથ્વીથી મહાન અંતરને લીધે, સૂર્ય સિવાયના તમામ તારાઓ નરી આંખે રાત્રિના આકાશમાં તેજસ્વી બિંદુઓ તરીકે દેખાય છે. તેઓ કારણે ફ્લિકર વાતાવરણની અસર જે આપણા ગ્રહ પૃથ્વી ધરાવે છે. સૂર્ય પણ એક તારો છે, પરંતુ તે પૃથ્વીની એટલો નજીક છે કે તે તેના બદલે ડિસ્ક તરીકે દેખાય છે અને દિવસનો પ્રકાશ પૂરો પાડે છે.

સૂર્ય સિવાય, સૌથી મોટા દેખીતા કદ સાથેનો તારો આર ડોરાડસ છે. આ તારાનો કોણીય વ્યાસ માત્ર 0,057 આર્કસેકન્ડ છે. મોટાભાગના તારાઓની ડિસ્ક વર્તમાન સાથે અવલોકન કરવા માટે કોણીય કદમાં ખૂબ નાની છે ગ્રાઉન્ડ ઓપ્ટિકલ ટેલિસ્કોપ, તેથી આ પદાર્થોની છબીઓ બનાવવા માટે ઇન્ટરફેરોમીટર ટેલિસ્કોપની જરૂર પડે છે.

માપવા માટે તારાઓનું કોણીય કદ, તમે અન્ય ટેકનિકનો પણ ઉપયોગ કરી શકો છો જે છુપાવવા દ્વારા છે. ચંદ્ર દ્વારા છુપાયેલ તારાની તેજમાં ઘટાડો (અથવા જ્યારે તે ફરીથી દેખાય છે ત્યારે તેજમાં વધારો) સચોટ રીતે માપીને, તારાના કોણીય વ્યાસની ગણતરી કરી શકાય છે. તારાઓ ન્યુટ્રોન તારાઓથી કદમાં શ્રેણીબદ્ધ છે, જેનો વ્યાસ 20 થી 40 કિમી સુધીનો છે.

આ ઓરિઅન નક્ષત્રમાં બેટેલજ્યુઝ જેવા સુપરજાયન્ટ્સ સાથે થઈ શકે છે, જેનો વ્યાસ લગભગ છે. સૂર્ય કરતા 1.070 ગણો. તે આશરે 1.490.171.880 કિમી (925.949.878 માઇલ) હોવાનો અંદાજ છે. જો કે, Betelgeuse સૂર્ય કરતાં ઘણી ઓછી ઘનતા ધરાવે છે.

પરિભ્રમણ

તારાઓ પાસે છે રોટેશનલ સ્પીડ. વેગ સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક માપન દ્વારા નક્કી કરી શકાય છે, અથવા તેના સ્ટાર સ્પોટ્સને ટ્રેક કરીને વધુ ચોક્કસ રીતે નિર્ધારિત કરી શકાય છે. યુવાન તારાઓ વિષુવવૃત્ત પર 100 કિમી/સેકંડથી વધુની ઝડપે પરિભ્રમણ કરી શકે છે. આનું ઉદાહરણ એ છે કે વર્ગ B સ્ટાર અચેર્નરની વિષુવવૃત્તીય ગતિ લગભગ 225 કિમી/સે કે તેથી વધુ છે.

આ તમારા વિષુવવૃત્તને બહાર ફેંકી દેવાનું કારણ બને છે અને તમને એ આપે છે વિષુવવૃત્તીય વ્યાસ જે ધ્રુવો વચ્ચેના ભાગ કરતા 50% થી વધુ મોટું છે. આ પરિભ્રમણ ગતિ 300 કિમી/સેકન્ડની નિર્ણાયક ગતિથી થોડી ઓછી છે, જે ઝડપે તારો તૂટી જશે. તેનાથી વિપરિત, સૂર્ય દર 25 થી 35 દિવસમાં એકવાર ફરે છે, તેની વિષુવવૃત્તીય ગતિ 1.994 km/s છે.

બીજી તરફ, તારાનું ચુંબકીય ક્ષેત્ર મુખ્ય ક્રમ અને તારાકીય પવન તેના પરિભ્રમણને નોંધપાત્ર પ્રમાણમાં ધીમું કરવા માટે સેવા આપે છે કારણ કે તે મુખ્ય ક્રમ પર વિકસિત થાય છે.

ક્ષીણ થતા તારા

આ તારાઓ કોમ્પેક્ટ સમૂહમાં સંકોચાઈ ગયા છે, પરિણામે ઝડપી પરિભ્રમણ દર છે. જો કે, અધોગતિ પામતા તારા કોણીય વેગના સંરક્ષણથી જે અપેક્ષા રાખવામાં આવે છે તેની સરખામણીમાં તેઓ પરિભ્રમણના પ્રમાણમાં ઓછા દર ધરાવે છે. કદમાં સંકોચનની ભરપાઈ કરવા માટે ફરતા શરીરની વૃત્તિ તેના પરિભ્રમણના દરમાં વધારો કરે છે.

આ ઉપરાંત, તારાઓની કોણીય ગતિનો મોટો હિસ્સો તારાકીય પવન દ્વારા સામૂહિક નુકશાનના પરિણામે વિખેરાઈ જાય છે. આ હોવા છતાં, ધ રોટેશનલ સ્પીડ પલ્સ ખૂબ ઝડપી હોઈ શકે છે. આનું ઉદાહરણ ક્રેબ નેબ્યુલાના હૃદયમાં પલ્સર છે, જે પ્રતિ સેકન્ડમાં 30 વખત ફરે છે. કિરણોત્સર્ગના ઉત્સર્જનને કારણે પલ્સરની પરિભ્રમણ ગતિ ધીમે ધીમે ઘટતી જશે.

temperatura

તારાની બીજી લાક્ષણિકતા છે સપાટીનું તાપમાન, જ્યારે તે મુખ્ય ક્રમ છે. તે તેના ન્યુક્લિયસ અને તેની ત્રિજ્યાના ઊર્જા ઉત્પાદન દર દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે. તે સામાન્ય રીતે તારાના રંગ અનુક્રમણિકા પરથી ગણવામાં આવે છે. તાપમાન સામાન્ય રીતે અસરકારક તાપમાનના સંદર્ભમાં આપવામાં આવે છે, જે આદર્શ બ્લેકબોડીનું તાપમાન છે જે તેની ઉર્જાને તારા જેવી સપાટીની તેજસ્વીતા પર ફેલાવે છે.

બીજી બાજુ, તારાઓના મધ્ય પ્રદેશમાં તાપમાન કેટલાક મિલિયન ડિગ્રી કેલ્વિન કેલ્વિન છે. તારાકીય તાપમાન વિવિધ તત્વોના આયનીકરણનો દર નક્કી કરશે, જે સ્પેક્ટ્રમમાં લાક્ષણિક શોષણ રેખાઓને જન્મ આપશે. તારાની સપાટીનું તાપમાન, તેની દ્રશ્ય સંપૂર્ણ તીવ્રતા સાથે શોષણ લાક્ષણિકતાઓ,નો ઉપયોગ તારાનું વર્ગીકરણ કરવા માટે થાય છે.