तारे: त्यांचा इतिहास आणि वैशिष्ट्ये

पृथ्वी या ग्रहावरून, आपण प्रमाण पाहू शकता तारे आकाश उजळणे हा एक सुंदर नैसर्गिक अलंकार आणि दैवी निर्मिती आहे. मार्ग उजळण्यासाठी दिवे. तारा हा शब्द लॅटिनमधून आला आहे: स्टेला. तार्‍याचा अर्थ असा आहे की तो प्लाझ्माचा एक चमकदार गोल आहे, जो स्वतःच्या गुरुत्वाकर्षणामुळे त्याचा आकार राखतो. आपल्या ग्रहाच्या जवळ एक तारा आहे आणि तो सूर्य आहे.

तथापि, इतर तारे देखील रात्रीच्या वेळी पृथ्वीवरून उघड्या डोळ्यांना दृश्यमान असतात, जे त्यांच्या अफाट अंतरामुळे आकाशात स्थिर राहतात अशा विविध प्रकाशमय बिंदूंच्या रूपात दिसतात. ऐतिहासिकदृष्ट्या, सर्वात प्रमुख तारे गटात समाविष्ट केले गेले नक्षत्र आणि तारा. या व्यतिरिक्त, सर्वात तेजस्वी तारे त्यांच्या स्वतःच्या नावाने ओळखले जाऊ लागले.

शास्त्रज्ञ आणि खगोलशास्त्रज्ञांच्या टीमने एक विस्तृत संकलित केले आहे स्टार कॅटलॉग. हेच त्या प्रत्येकासाठी तार्यांना मानक पदनाम देते. असे होते की विश्वातील बहुतेक तारे, अगदी आपल्या आकाशगंगेच्या बाहेरचे, आकाशगंगेचे, पृथ्वीवरून उघड्या डोळ्यांना अदृश्य आहेत. जरी आपण सर्वात शक्तिशाली दुर्बिणीद्वारे त्यांचे निरीक्षण करण्याचा प्रयत्न केला तरीही त्यापैकी बहुतेक आपल्या ग्रहावरून अदृश्य आहेत.

साठी म्हणून ताऱ्याच्या आयुष्याचा भागहायड्रोजनच्या थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजनमुळे त्याच्या गाभ्यामध्ये हेलियममध्ये किमान ते चमकते. अशा प्रकारे, ऊर्जा सोडली जाते जी ताऱ्याच्या आतील भागातून जाते आणि नंतर बाहेरील अवकाशात पसरते. एकदा ताऱ्याच्या गाभ्यामधील हायड्रोजन जवळजवळ संपुष्टात आले की, हेलियमपेक्षा जड असणारे जवळजवळ सर्व नैसर्गिक घटक ताऱ्याच्या जीवनकाळात तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिसद्वारे तयार होतात.

तारेचे जीवन

काय आहे ते परिभाषित करणे महत्वाचे आहे nucleosynthesis. ही एक प्रक्रिया आहे ज्याद्वारे नवीन रासायनिक घटक तयार होतात, हे नवीन घटक अणू अभिक्रियांमधून तयार होतात. न्यूक्लियोसिंथेसिस ताऱ्यांच्या आत आणि सुपरनोव्हा स्फोटांदरम्यान देखील होते. हळूहळू हायड्रोजन आणि हेलियम जड अणूंमध्ये मोडतात.

काही प्रकरणांमध्ये आणि नेहमीच नाही, सुपरनोव्हा न्यूक्लियोसिंथेसिस तारे स्फोट होतात तेव्हा उद्भवतात. त्याच्या आयुष्याच्या शेवटी, तारा देखील असू शकतो क्षीण पदार्थ. खगोलशास्त्रज्ञ तार्‍याचे वस्तुमान, वय, धातू (रासायनिक रचना) आणि इतर अनेक गुणधर्म अनुक्रमे अंतराळातील त्याची गती, त्याची चमक आणि वर्णपट यांचे निरीक्षण करून निर्धारित करू शकतात.

तारे त्यांच्या एकूण वस्तुमानाचा त्यांच्या उत्क्रांतीचा मुख्य निर्धारक म्हणून उल्लेख करतात आणि ते देखील आपले अंतिम गंतव्यस्थान. व्यास आणि तपमानासह तार्‍याची इतर वैशिष्ट्ये आयुष्यभर बदलतात, तर तार्‍याचे वातावरण त्याच्या रोटेशन आणि गतीवर परिणाम करते.

तार्‍याचे वय आणि उत्क्रांती स्थिती निर्धारित करण्यासाठी, अनेक तार्‍यांचा एक विखुरलेला प्लॉट आहे जो त्यांची चमक, परिपूर्ण विशालता, पृष्ठभागाचे तापमान आणि वर्णक्रमीय प्रकाराचा संदर्भ देतो. हा आलेख किंवा आकृती यालाच म्हणतात हर्ट्जस्प्रंग-रसेल आकृती किंवा थोडक्यात, HR आकृती.

गुरुत्वाकर्षण संकुचित

एका ताऱ्याची कथा सुरू होते गुरुत्वाकर्षण संकुचित हेलियम आणि ट्रेस जड घटकांसह प्रामुख्याने हायड्रोजनपासून बनलेल्या पदार्थाच्या वायूयुक्त नेबुलाचे. अशा प्रकारे ताऱ्याचे जीवन सुरू होते, जेव्हा तार्यांचा गाभा पुरेसा दाट असतो, तेव्हा हायड्रोजन न्यूक्लियर फ्यूजनद्वारे हेलियममध्ये बदलू लागतो. अशा प्रकारे जन्म प्रक्रियेदरम्यान ऊर्जा सोडली जाते.

या गुरुत्वाकर्षणाच्या संकुचिततेनंतर, ताऱ्याच्या आतील भागाचे अवशेष आहेत जे वाहून नेतात केंद्राबाहेर ऊर्जा. हे रेडिएशन आणि संवहन प्रक्रियेच्या एकत्रित मालिकेद्वारे होते. याव्यतिरिक्त, ताऱ्याचा अंतर्गत दाब त्याच्या स्वतःच्या गुरुत्वाकर्षणाच्या खाली आणखी कोसळण्यापासून प्रतिबंधित करतो. नंतर, जेव्हा कोरमधील हायड्रोजन इंधन संपते, तेव्हा सूर्याच्या किमान 0,4 पट वस्तुमान असलेला तारा त्याच्या गाभ्यामधील हायड्रोजन इंधन संपल्यावर लाल राक्षस बनतो.

अशाप्रकारे तारा उत्क्रांत होतो a क्षीण स्वरूप. तोच तारा आपल्या पदार्थाचा काही भाग इंटरस्टेलर माध्यमात पुनर्वापर करत राहतो, जिथे तो ताऱ्यांच्या नवीन पिढीच्या निर्मितीस हातभार लावेल. असे होत असताना, गाभा एक तारकीय अवशेष बनतो: जो पांढरा बटू आहे, न्यूट्रॉन तारा आहे, किंवा पुरेसे मोठे असल्यास, कृष्णविवर देखील आहे.

बायनरी आणि मल्टीबायनरी सिस्टम

या ताराप्रणाली म्हणजे दोन किंवा अधिक तारे ज्यात गुरुत्वाकर्षणाने एकत्र बांधलेले असतात. ते आहेत बायनरी सिस्टम जेव्हा दोन तारे गुरुत्वाकर्षणाने एकत्र येतात; जेव्हा तीन किंवा अधिक तारे एकत्र येतात तेव्हा ते बहुविध असतात. तारे सामान्यतः स्थिर कक्षेत एकमेकांभोवती फिरतात.

या क्षणी जेव्हा दोन ताऱ्यांची कक्षा तुलनेने जवळ असते, तेव्हा त्यांच्या गुरुत्वाकर्षणाच्या परस्परसंवादाचा त्यांच्या उत्क्रांतीवर महत्त्वपूर्ण परिणाम होऊ शकतो. तारे भाग असू शकतात गुरुत्वाकर्षणाने बांधलेली रचना प्रत्येक आणि त्याहूनही मोठा, जसे की तारा समूह किंवा आकाशगंगा.

आकाशातील ताऱ्यांचे वितरण निश्चित करण्याचा प्रयत्न करणारा पहिला खगोलशास्त्रज्ञ विल्यम हर्शेल होता. हे 1780 च्या दशकात होते, जेव्हा त्याने 600 दिशांमध्ये गेजची मालिका सेट केली आणि प्रत्येक दृष्टीच्या ओळीत पाहिलेल्या ताऱ्यांची गणना केली. हर्शलने असा निष्कर्ष काढला की ताऱ्यांची संख्या आकाशाच्या एका विशिष्ट बाजूकडे, दिशेच्या दिशेने सतत वाढत आहे. दुधाळ मार्ग कोर.

जॉन हर्शल, त्याचा मुलगा, याने दक्षिण गोलार्धात या अभ्यासाची पुनरावृत्ती केली आणि दुसरीकडे, त्याच दिशेने संबंधित वाढ आढळली. त्याच्या इतर कर्तृत्वाव्यतिरिक्त, विल्यम हर्शेल त्याच्या शोधासाठी देखील उल्लेखनीय आहे की काही तारे केवळ एकाच दृष्टीच्या रेषेत नसतात, तर ते शारीरिक साथीदार देखील असतात. बायनरी स्टार सिस्टम.

बायनरी प्रणाली

एकोणिसाव्या शतकात, विशेषत: 1827 मध्ये, संशोधक फेलिक्स सॅव्हरी याने प्रथम कक्षा काढण्याच्या समस्येचे निराकरण केले. दुर्बिणीसंबंधी निरीक्षणातून बायनरी तारे. तथापि, XNUMX व्या शतकात ताऱ्यांच्या वैज्ञानिक अभ्यासात वेगाने प्रगती झाली. त्याच्यासोबत फोटोग्राफी आणणे, एक संसाधन जे एक मौल्यवान खगोलशास्त्रीय साधन बनले.

मुख्यतः, अनुक्रमोत्तर बायनरी तार्‍यांची उत्क्रांती समान वस्तुमानाच्या वैयक्तिक तार्‍यांच्या उत्क्रांतीपेक्षा लक्षणीय भिन्न होती. जर बायनरी सिस्टीममधील तारे एकमेकांच्या पुरेशा जवळ असतील तर, जेव्हा एक तारे विस्तारतात लाल राक्षस होण्यासाठी तो त्याच्या रोश लोबला ओव्हरफ्लो करू शकतो.

El रोचेचे लोब हा तार्‍याभोवतीचा प्रदेश आहे जेथे सामग्री गुरुत्वाकर्षणाने बांधलेली असते, यामुळेच सामग्रीचे दुसर्‍याकडे हस्तांतरण होते. जेव्हा रोश लोबचे उल्लंघन केले जाते, तेव्हा संपर्क बायनरी, कॉमन एनव्हलप बायनरी, कॅटॅक्लिस्मिक व्हेरिएबल्स आणि टाइप Ia सुपरनोव्हा यासह विविध घटनांचा परिणाम होऊ शकतो.

मल्टीबायनरी प्रणाली

El मल्टीबायनरी प्रणाली त्याला मल्टीस्टार असेही म्हणतात. यामध्ये गुरुत्वाकर्षणाने बद्ध असलेले आणि एकमेकांभोवती फिरणारे दोन किंवा अधिक ताऱ्यांचा समावेश होतो. मल्टीबायनरी प्रणाली तीन किंवा अधिक ताऱ्यांनी बनलेली असते. परिभ्रमण स्थिरतेच्या कारणास्तव, अशा मल्टीस्टार प्रणाली बहुधा बायनरी ताऱ्यांच्या श्रेणीबद्ध संचामध्ये आयोजित केल्या जातात. या कारणास्तव, त्यांना बहुधा मल्टीबायनरी म्हणतात.

तारकीय क्लस्टर्स

दुसरीकडे, बायनरी आणि मल्टीबायनरी स्टार सिस्टम्स व्यतिरिक्त, मोठ्या गट देखील आहेत, ज्यांना म्हणतात स्टार क्लस्टर्स. हे फक्त काही तार्‍यांसह सैल तारकीय संबंधांपासून, शेकडो हजारो तार्‍यांसह विशाल गोलाकार समूहांपर्यंत आहेत. अशा प्रणाली त्यांच्या यजमान आकाशगंगेची परिक्रमा करतात.

ताऱ्यापासून विकिरण

तार्‍यांमध्ये, एक ऊर्जा आहे जी स्वतः तयार केली जाते. हे न्यूक्लियर फ्यूजनचे उत्पादन आहे. ही ऊर्जा इलेक्ट्रोमॅग्नेटिक रेडिएशन आणि कण रेडिएशन दोन्ही अंतराळात घेऊन जाते. नंतरच्या प्रकरणात, कणांचा, तार्याद्वारे उत्सर्जित होतो आणि स्वतःला म्हणून प्रकट होतो तारा वारा जे बाह्य स्तरांमधून विद्युत चार्ज केलेले प्रोटॉन आणि अल्फा आणि बीटा कण म्हणून वाहते. जवळजवळ वस्तुमान नसले तरी, ताऱ्याच्या गाभ्यातून सतत न्यूट्रिनोचा प्रवाह निघत असतो.

तारे इतके तेजस्वीपणे चमकतात याचे कारण त्यांच्या गाभ्यामध्ये उर्जेचे उत्पादन आहे: प्रत्येक वेळी दोन किंवा अधिक अणू केंद्रके एकत्र होऊन नवीन, जड घटकाचे एकल अणु केंद्रक बनतात तेव्हा ते सोडले जातात. गॅमा किरण फोटॉनआण्विक संलयन उत्पादन. ही ऊर्जा ताऱ्याच्या बाहेरील थरांपर्यंत पोचल्यावर दृश्यमान प्रकाशासारख्या विद्युत चुंबकीय उर्जेच्या इतर कमी-फ्रिक्वेंसी स्वरूपात रूपांतरित होते.

वापरताना स्टार स्पेक्ट्रम, खगोलशास्त्रज्ञ ताऱ्यांच्या पृष्ठभागाचे तापमान अधिक अचूकपणे निर्धारित करू शकतात. या व्यतिरिक्त, आपण त्यांच्या पृष्ठभागाचे गुरुत्वाकर्षण, त्यांची धातूची क्षमता आणि ते सार्वत्रिक अवकाशात कोणत्या गतीने फिरतात याबद्दल चौकशी करू शकता. जर तार्‍याचे अंतर सापडले, जसे की पॅरालॅक्स मोजून, तर तार्‍याची प्रकाशमानता देखील मिळवता येते.

तारकीय मॉडेल्सवरून, ताऱ्यांचे वस्तुमान, त्रिज्या, पृष्ठभागाचे गुरुत्वाकर्षण आणि परिभ्रमण कालावधीचा अंदाज लावला जाऊ शकतो. वस्तुमानासाठी, बायनरी सिस्टीममधील तार्‍यांचे मोजमाप करून त्यांची गणना केली जाऊ शकते कक्षीय गती आणि अंतर. ताऱ्याचे वैयक्तिक वस्तुमान मोजण्यासाठी गुरुत्वीय मायक्रोलेन्सिंगचा वापर केला गेला आहे. या पॅरामीटर्ससह, खगोलशास्त्रज्ञ ताऱ्याच्या वयाचा अंदाज देखील लावू शकतात.

तारेची चमक

तारा प्रत्येकाकडून येणाऱ्या प्रकाशाच्या प्रमाणात अवलंबून, त्याची प्रकाशमानता मोजू शकतो. या पॅरामीटरमध्ये आपण इतर फॉर्म देखील जोडू शकता तेजस्वी ऊर्जा जे प्रति युनिट वेळेचे विकिरण करते. प्रत्येक तारेमध्ये पॉवर युनिट्स असतात. किंबहुना, ताऱ्याची चमक त्याच्या त्रिज्या आणि पृष्ठभागाच्या तपमानावर अवलंबून असते. अनेक तारे त्यांच्या संपूर्ण पृष्ठभागावर समान रीतीने पसरत नाहीत.

तेजस्वीतेचे स्पष्ट उदाहरण म्हणजे वेगाने फिरणारा तारा Vega. या ताऱ्यामध्ये ऊर्जा प्रवाह जास्त असतो. याचा अर्थ त्याच्या ध्रुवांवर प्रति युनिट क्षेत्रफळ आहे. ही शक्ती त्याच्या विषुववृत्तावर स्थित असू शकते. इतर तार्‍यांचे तापमान आणि प्रकाशमानता कमी असते, त्यांच्या पृष्ठभागावर इतर तारेसारखे डाग असतात. हे स्टार स्पॉट्स म्हणून ओळखले जातात. सामान्यतः, सूर्याप्रमाणे लहान, बटू तार्‍यांमध्ये केवळ लहान ठिपके असलेले वैशिष्ट्यहीन डाग असतात.

आपल्या ताऱ्याच्या अगदी विपरीत, महाकाय तारे आहेत स्टार स्पॉट्स बरेच मोठे आणि अधिक स्पष्ट आणि मजबूत तार्यांचे अंग गडद होणे देखील प्रदर्शित करते. याचा अर्थ तारकीय डिस्कच्या काठावर चमक कमी होते. लाल बटू फ्लेअर तारे, जसे की यूव्ही सेटी, देखील प्रमुख वैशिष्ट्यपूर्ण स्पॉट्स असू शकतात. तार्‍याच्या रंगाबाबत, हे वारंवारतेने ठरवले जाते.

वारंवारता निर्धारित करते तारेचा रंग, दृश्यमान प्रकाशापेक्षा अधिक तीव्र असू शकते. तसेच रंग ताऱ्याच्या प्रकाशक्षेत्रासह त्याच्या बाह्य स्तरांच्या तापमानावर अवलंबून असतो. परंतु दृश्यमान प्रकाशाव्यतिरिक्त, तारे देखील इलेक्ट्रोमॅग्नेटिक रेडिएशनचे प्रकार उत्सर्जित करतात जे मानवी डोळ्यांना अदृश्य असतात. अगदी तारकीय इलेक्ट्रोमॅग्नेटिक रेडिएशन संपूर्ण इलेक्ट्रोमॅग्नेटिक स्पेक्ट्रम व्यापते.

विद्युत चुंबकीय स्पेक्ट्रम

हे इलेक्ट्रोमॅग्नेटिक लहरींच्या संचाचे ऊर्जा वितरण आहे. ज्या इंद्रियगोचरचा उल्लेख केला जात आहे ती वस्तू म्हणतात इलेक्ट्रोमॅग्नेटिक स्पेक्ट्रम. पदार्थाद्वारे उत्सर्जित होणाऱ्या इलेक्ट्रोमॅग्नेटिक रेडिएशनला स्पेक्ट्रम असेही म्हटले जाऊ शकते, जे उत्सर्जन स्पेक्ट्रम आहे; किंवा पदार्थाद्वारे शोषलेल्या इलेक्ट्रोमॅग्नेटिक रेडिएशनचे स्पेक्ट्रम, जे शोषण स्पेक्ट्रम आहे.

हा इलेक्ट्रोमॅग्नेटिक स्पेक्ट्रम अवरक्त, दृश्यमान प्रकाश, अल्ट्राव्हायोलेट, क्ष-किरण आणि गॅमा किरणांद्वारे सर्वात लहान रेडिओ लहरींच्या तरंगलांबीच्या ताऱ्यामध्ये आहे. च्या दृष्टिकोनातून ताऱ्याद्वारे उत्सर्जित होणारी एकूण ऊर्जा, तारकीय इलेक्ट्रोमॅग्नेटिक रेडिएशनचे सर्व घटक महत्त्वपूर्ण नसतात, परंतु सर्व फ्रिक्वेन्सी ताऱ्याच्या भौतिकशास्त्राची अंतर्दृष्टी प्रदान करतात.

ताऱ्याचे परिमाण

तार्‍याची स्पष्ट विशालता ही त्याची स्पष्ट चमक आहे, खरं तर, द उघड परिमाण तो शब्द ज्याद्वारे व्यक्त केला जातो. शिवाय, हे ताऱ्याच्या तेजाचे कार्य आहे, ते त्याचे पृथ्वीपासूनचे अंतर आणि आपल्या ग्रहाच्या वातावरणातून जाताना ताऱ्याच्या प्रकाशात होणारे बदल देखील ठरवते. आंतरिक किंवा परिपूर्ण परिमाण थेट ताऱ्याच्या प्रकाशमानतेशी संबंधित आहे.

थोडक्यात, हे तार्‍याचे स्पष्ट परिमाण आहे जे पृथ्वी आणि तार्‍यामधील अंतर 10 पार्सेक आहे की नाही हे ठरवते (32,6 प्रकाश वर्षे), जे पृथ्वी आणि आपला तारा यांच्यामधील एक आहे.

H4: परिमाणानुसार स्केल

ताऱ्यांमध्ये, स्पष्ट परिमाण स्केल आणि निरपेक्ष लॉगरिदमिक एकके आहेत. या व्यतिरिक्त, परिमाणातील संपूर्ण संख्येतील फरक सुमारे 2,5 पट (शंभराचे पाचवे मूळ किंवा सुमारे 2,512) च्या ब्राइटनेस फरकाइतके आहे. याचा अर्थ असा की पहिला परिमाण (+1.00) तारा दुसऱ्या परिमाण (+2,5) तार्‍यापेक्षा सुमारे 2.00 पट अधिक उजळ आहे आणि सहाव्या परिमाण (+6.00) तार्‍यापेक्षा सुमारे शंभरपट उजळ आहे. आदर्श दृश्य परिस्थितीत उघड्या डोळ्यांना दिसणारे सर्वात अस्पष्ट तारे +6 परिमाण आहेत.

तीव्रता संख्या जितकी कमी तितका तारा उजळ. तराजूमध्ये हेच दिसून येते, दोन्ही स्पष्ट आणि परिपूर्ण परिमाण. दुसरीकडे, याच्या अगदी विरुद्ध, प्रखरता संख्या जितकी जास्त तितका तारा क्षीण होईल. सर्वात तेजस्वी तारे, कोणत्याही स्केलवर, नकारात्मक परिमाण संख्या असतात. दोन तार्‍यांमधील ब्राइटनेसमधील तफावतीची गणना 2,512 बेस क्रमांकासाठी घातांक म्‍हणून फरक वापरून, फिकट तार्‍याच्‍या परिमाण संख्‍येतून उजळ तार्‍याच्‍या विशालता संख्‍येला वजा करून केली जाते.

तार्‍यापासून पृथ्वीपर्यंतचे अंतर आणि प्रकाशमानता या दोहोंच्या संबंधात, तार्‍याचे परिपूर्ण परिमाण (M) आणि उघड परिमाण (m) समतुल्य नाहीत. याचे उदाहरण म्हणजे तेजस्वी तारा सिरियस त्याची स्पष्ट तीव्रता -1,44 आहे, परंतु त्याची परिमाण +1,41 आहे.

सूर्याच्या संदर्भात, त्याची स्पष्ट तीव्रता -26,7 आहे; तथापि, त्याचे परिपूर्ण परिमाण केवळ +4,83 आहे. सिरीयस, रात्रीच्या आकाशातील सर्वात तेजस्वी तारा, पृथ्वीवरून दिसणारा, सूर्यापेक्षा 23 पट अधिक प्रकाशमान आहे. दुसरीकडे, कॅनोपस, रात्रीच्या आकाशातील दुसऱ्या सर्वात तेजस्वी ताऱ्याची परिमाण -5,53 आहे. ते सूर्यापेक्षा अंदाजे 14,000 पट अधिक तेजस्वी आहे.

कॅनोपस सिरियसपेक्षा जास्त उजळ असला तरी नंतरचे कॅनोपसपेक्षा जास्त उजळ दिसते. याचे कारण म्हणजे सिरियस पृथ्वीपासून केवळ 8,6 प्रकाश-वर्षे अंतरावर आहे, तर कॅनोपस 310 प्रकाश-वर्षांच्या अंतरावर आहे. या कारणास्तव, पृथ्वीवरून, सिरियस ते खूप उजळ दिसते.

स्टार वर्ग

तारा वर्गीकरणाचे अनेक प्रकार आहेत, त्यापैकी काही त्यांचा आकार, त्यांचा रंग, त्यांची चमक यांचा संदर्भ देतात. पण या प्रकरणात आम्ही काही उल्लेख करणार आहोत स्टार वर्ग  वेगवेगळ्या निर्धारकांसह, यालाच आपण त्यांचे गट म्हणून संबोधतो: जसे की बांधलेले तारे आणि विलग तारे, जे खाली खंडित केले जातील. तथापि, या वर्गीकरणाचा उल्लेख करण्याव्यतिरिक्त, तारकीय वितरणाचा उल्लेख करणे देखील महत्त्वाचे आहे.

बांधलेले तारे

तारा गुरुत्वाकर्षणाने एकमेकांशी जोडला जाऊ शकतो, अशा प्रकारे बायनरी स्टार सिस्टम तयार होतील, त्रयस्थ किंवा त्याहूनही मोठे गट. आकाशगंगेच्या डिस्कमधील ताऱ्यांचा उच्च अंश बायनरी सिस्टमशी संबंधित आहे. हे मोजले जाते की मोठ्या ताऱ्यांसाठी टक्केवारी 90% च्या जवळ आहे आणि कमी वस्तुमान असलेल्या तार्‍यांसाठी 50% पर्यंत घसरते.

काहीवेळा तारे दहापट ते शेकडो हजारो किंवा लाखो तार्‍यांच्या मोठ्या एकाग्रतेमध्ये एकत्रित होऊ शकतात, तथाकथित बनतात. स्टार क्लस्टर्स. हे क्लस्टर गॅलेक्टिक गुरुत्वाकर्षण क्षेत्रातील फरकांमुळे असू शकतात किंवा ते ताऱ्यांच्या निर्मितीच्या स्फोटांचे परिणाम असू शकतात. याबद्दल काय माहिती आहे की बहुतेक तारे गटात तयार होतात.

आकाशगंगेत, दोन पारंपारिकपणे वेगळे आहेत कम्युलस प्रकार: यापैकी एक प्रकार म्हणजे गोलाकार क्लस्टर्स, जे जुने आहेत, प्रभामंडलात आढळतात आणि त्यामध्ये लाखो ते लाखो तारे असतात. दुसरा प्रकार उघडे क्लस्टर्स आहेत, जे अलीकडील निर्मितीचे आहेत, डिस्कमध्ये आढळतात आणि त्यात कमी संख्येने तारे असतात.

XNUMX व्या शतकाच्या अखेरीपासून, जेव्हा हे वर्गीकरण मध्ये शोधले गेले तेव्हा त्यावर प्रश्नचिन्ह उपस्थित केले गेले मिल्की वे डिस्क वेस्टरलंड 1 किंवा NGC 3603 सारखे तरुण तारे क्लस्टर. गोलाकार क्लस्टरसारखे अनेक तारे असलेले. हे मोठे आणि तरुण क्लस्टर आहेत जे इतर आकाशगंगांमध्ये देखील आढळतात. काही उदाहरणे अशी आहेत: मोठ्या मॅगेलेनिक क्लाउडमध्ये 30 डोराडस आणि NGC 4214 मधील NGC 4214-IA.

विलग तारे

दुसरीकडे, सर्व तारे स्थिर गुरुत्वाकर्षण बंध राखत नाहीत. याचा अर्थ असा होतो की सूर्याप्रमाणेच काही जण एकटे प्रवास करतात, ज्या तारकीय गटामध्ये ते तयार झाले होते त्यापासून बरेच काही वेगळे करतात. हे विलग तारे केवळ आकाशगंगेतील सर्व वस्तूंच्या क्षेत्रांच्या सुपरपोझिशनद्वारे तयार केलेल्या जागतिक गुरुत्वाकर्षण क्षेत्राला प्रतिसाद देतात: कृष्णविवर, तारे, संक्षिप्त वस्तू आणि आंतरतारकीय वायू.

तारकीय वितरण

नमूद केलेल्या सर्व गोष्टींव्यतिरिक्त, तारे सामान्यपणे संपूर्ण विश्वात समान रीतीने वितरित केले जात नाहीत. पहिल्या दृष्टीक्षेपात काय दिसते किंवा ते देखील असू शकतात तरीही हे घडते आकाशगंगांमध्ये क्लस्टर केलेले. आकाशगंगा टाइप करण्याचा एक मार्ग म्हणजे आपल्या आकाशगंगेसारख्या विशिष्ट सर्पिल आकाशगंगेसह. यात शेकडो अब्जावधी तारे आहेत, त्यापैकी बहुतेक अरुंद आकाशगंगेत स्थित आहेत.

उघड्या डोळ्यांना, पार्थिव रात्रीचे आकाश एकसंध दिसते, याचे कारण असे आहे की केवळ आकाशाच्या स्थानिक प्रदेशाचे निरीक्षण करणे शक्य आहे. आकाशगंगा विमान. सूर्यमालेच्या आजूबाजूच्या परिसरात जे काही दिसले त्यावरून असे म्हणता येईल की बहुतेक तारे गॅलेक्टिक डिस्कमध्ये केंद्रित आहेत आणि मध्यवर्ती प्रदेशात, गॅलेक्टिक फुगवटा, जो धनु राशीच्या नक्षत्रात स्थित आहे.

तारेची वैशिष्ट्ये

काही ज्ञात ताऱ्यांची वैशिष्ट्ये कोणती हे जाणून घेणे आवश्यक आहे. त्यापैकी प्रत्येकाचे अचूक निर्धारण करणे नेहमीच शक्य होणार नाही. आकार सापेक्ष आहेत आणि तार्‍याबद्दल जवळजवळ सर्व काही त्याच्या प्रारंभिक वस्तुमानाद्वारे निर्धारित केले जाते. यामध्ये पूर्वी नमूद केलेली चमक, आकार, उत्क्रांती, उपयुक्त जीवन आणि अंतिम गंतव्यस्थान यासारख्या वैशिष्ट्यांचा समावेश आहे.

व्यासाचा

तारेचे आकार आश्चर्यकारकपणे मोठ्या प्रमाणात बदलतात. पृथ्वीपासून खूप अंतर असल्यामुळे, सूर्य वगळता सर्व तारे उघड्या डोळ्यांना रात्रीच्या आकाशात तेजस्वी बिंदू म्हणून दिसतात. ते मुळे झटके वातावरणाचा प्रभाव जे आपल्या पृथ्वीवर आहे. सूर्य हा देखील एक तारा आहे, परंतु त्याऐवजी डिस्क म्हणून दिसण्यासाठी आणि दिवसाचा प्रकाश देण्यासाठी तो पृथ्वीच्या इतका जवळ आहे.

सूर्याव्यतिरिक्त, सर्वात मोठ्या आकाराचा तारा आर डोराडस आहे. या ताऱ्याचा कोनीय व्यास फक्त ०.०५७ आर्कसेकंद आहे. बर्‍याच तार्‍यांच्या चकती कोनीय आकारात फारच लहान असतात ज्याचे विद्युत् प्रवाह लक्षात घेता येत नाही जमिनीवर आधारित ऑप्टिकल दुर्बिणी, त्यामुळे या वस्तूंच्या प्रतिमा तयार करण्यासाठी इंटरफेरोमीटर दुर्बिणी आवश्यक आहेत.

मोजण्यासाठी ताऱ्यांचा कोनीय आकार, तुम्ही दुसरे तंत्र देखील वापरू शकता जे लपवून ठेवते. चंद्रामुळे (किंवा तो पुन्हा दिसू लागल्यावर चमक वाढल्याने) तारेची चमक कमी झाली याचे अचूक मोजमाप करून, ताऱ्याचा कोनीय व्यास काढता येतो. तार्‍यांचा आकार न्यूट्रॉन तार्‍यांपासून आहे, ज्याचा व्यास 20 ते 40 किमी आहे.

हे ओरियन तारकासमूहातील बेटेलज्यूज सारख्या सुपरजायंट्सना देखील होऊ शकते, ज्याचा व्यास सुमारे आहे. सूर्याच्या 1.070 पट. ते सुमारे 1.490.171.880 किमी (925.949.878 मैल) असल्याचा अंदाज आहे. तथापि, Betelgeuse ची घनता सूर्यापेक्षा खूपच कमी आहे.

फिरविणे

तारे आहेत रोटेशनल वेग. स्पेक्ट्रोस्कोपिक मापनाद्वारे वेग निर्धारित केला जाऊ शकतो किंवा त्याच्या तारा स्पॉट्सचा मागोवा घेऊन अधिक अचूकपणे निर्धारित केला जाऊ शकतो. तरुण तारे विषुववृत्तावर 100 किमी/से पेक्षा जास्त वेगाने फिरू शकतात. याचे उदाहरण असे आहे की वर्ग ब तारा आचेरनारचा विषुववृत्त वेग सुमारे 225 किमी/से किंवा अधिक आहे.

यामुळे तुमचे विषुववृत्त बाहेर फेकले जाते आणि तुम्हाला ए विषुववृत्त व्यास जे ध्रुवांमधील पेक्षा 50% पेक्षा जास्त मोठे आहे. हा रोटेशन वेग 300 किमी/से या गंभीर वेगापेक्षा अगदी खाली आहे, ज्या वेगाने तारा तुटतो. याउलट, सूर्य दर 25 ते 35 दिवसांनी एकदा फिरतो, त्याचा विषुववृत्त वेग 1.994 किमी/से आहे.

दुसरीकडे, ताऱ्याचे चुंबकीय क्षेत्र मुख्य क्रम आणि तारकीय वारा मुख्य अनुक्रमावर विकसित होत असताना त्याचे परिभ्रमण लक्षणीय प्रमाणात कमी करतात.

क्षीण तारे

हे तारे कॉम्पॅक्ट वस्तुमानात आकुंचन पावले आहेत, परिणामी वेगवान रोटेशन गती आहे. तथापि, क्षीण तारे कोनीय संवेगाच्या संरक्षणातून अपेक्षित असलेल्या तुलनेत त्यांच्याकडे फिरण्याचे प्रमाण तुलनेने कमी आहे. आकाराच्या आकुंचनाची भरपाई करण्यासाठी फिरणाऱ्या शरीराची प्रवृत्ती त्याच्या रोटेशनची गती वाढवते.

या व्यतिरिक्त, तारकीय वार्‍याने वस्तुमान कमी झाल्यामुळे तार्‍याच्या कोनीय संवेगाचा मोठा भाग नष्ट होतो. असे असूनही, द रोटेशनल वेग नाडी खूप वेगवान असू शकते. याचे उदाहरण म्हणजे क्रॅब नेब्युलाच्या हृदयातील पल्सर, जे प्रति सेकंद 30 वेळा फिरते. रेडिएशनच्या उत्सर्जनामुळे पल्सरच्या फिरण्याचा वेग हळूहळू कमी होईल.

Temperatura

ताऱ्याचे आणखी एक वैशिष्ट्य म्हणजे पृष्ठभागाचे तापमान, जेव्हा तो मुख्य क्रम असतो. हे त्याच्या न्यूक्लियसच्या ऊर्जा उत्पादन दर आणि त्याच्या त्रिज्याद्वारे निर्धारित केले जाते. हे सहसा तारेच्या रंग निर्देशांकावरून मोजले जाते. तापमान हे सामान्यतः प्रभावी तापमानाच्या संदर्भात दिले जाते, जे आदर्श ब्लॅकबॉडीचे तापमान असते जे ताऱ्याच्या पृष्ठभागाच्या प्रकाशमानतेवर त्याची उर्जा पसरवते.

दुसरीकडे, तार्‍यांच्या मध्यभागी तापमान अनेक दशलक्ष अंश केल्विन केल्विन आहे. तारकीय तापमान विविध घटकांच्या आयनीकरणाचा दर ठरवेल, ज्यामुळे स्पेक्ट्रममध्ये वैशिष्ट्यपूर्ण शोषण रेषा निर्माण होतील. तार्‍याच्या पृष्ठभागाचे तापमान, त्याच्या दृश्य निरपेक्ष विशालतेसह आणि द शोषण वैशिष्ट्ये, तारेचे वर्गीकरण करण्यासाठी वापरले जाते.