द्रव्यमान का एक तारा टी☼ और त्रिज्या R को इसकी संभावित ऊर्जा E द्वारा दर्शाया जा सकता है . संभावनाया गुरुत्वाकर्षण ऊर्जाकिसी तारे का कार्य उस कार्य को कहा जाता है जिसे किसी तारे के पदार्थ को अनंत तक फैलाने के लिए खर्च किया जाना चाहिए। इसके विपरीत, यह ऊर्जा तब निकलती है जब तारा सिकुड़ता है, अर्थात। जैसे-जैसे इसकी त्रिज्या घटती जाती है। इस ऊर्जा के मूल्य की गणना सूत्र का उपयोग करके की जा सकती है:

सूर्य की स्थितिज ऊर्जा है: E ☼ = 5.9∙10 41 J.

किसी तारे के गुरुत्वाकर्षण संकुचन की प्रक्रिया के एक सैद्धांतिक अध्ययन से पता चला है कि तारा अपनी संभावित ऊर्जा का लगभग आधा हिस्सा उत्सर्जित करता है, जबकि दूसरा आधा हिस्सा अपने द्रव्यमान का तापमान लगभग दस मिलियन केल्विन तक बढ़ाने में खर्च होता है। हालाँकि, यह सुनिश्चित करना आसान है कि सूर्य ने यह ऊर्जा 23 मिलियन वर्षों में विकीर्ण की होगी। इसलिए, गुरुत्वाकर्षण संकुचन तारों के लिए उनके विकास के कुछ छोटे चरणों में ही ऊर्जा का स्रोत हो सकता है।

थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन का सिद्धांत 1938 में जर्मन भौतिकविदों कार्ल वीज़सैकर और हंस बेथे द्वारा तैयार किया गया था। इसके लिए पूर्व शर्त, सबसे पहले, 1918 में एफ. एस्टन (इंग्लैंड) द्वारा हीलियम परमाणु के द्रव्यमान का निर्धारण था, जो हाइड्रोजन परमाणु के 3.97 द्रव्यमान के बराबर है। , दूसरे, 1905 में शरीर के वजन के बीच संबंध की पहचान टीऔर उसकी ऊर्जा इआइंस्टीन के सूत्र के रूप में:

जहां c प्रकाश की गति है, तीसरा, 1929 में हुई खोज कि, सुरंग प्रभाव के कारण, दो समान रूप से आवेशित कण (दो प्रोटॉन) ऐसी दूरी पर पहुंच सकते हैं जहां आकर्षण बल बेहतर होगा, और 1932 में पॉज़िट्रॉन e+ और न्यूट्रॉन n की खोज भी हुई।

थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रियाओं में सबसे पहली और सबसे प्रभावी योजना के अनुसार हीलियम परमाणु के नाभिक के चार प्रोटॉन पी का निर्माण है:

यहां जो मायने रखता है वह यह है कि यहां क्या होता है। सामूहिक दोष:हीलियम नाभिक का द्रव्यमान 4.00389 a.m.u. है, जबकि चार प्रोटॉन का द्रव्यमान 4.03252 a.m.u. है। आइंस्टीन सूत्र का उपयोग करते हुए, हम एक हीलियम नाभिक के निर्माण के दौरान निकलने वाली ऊर्जा की गणना करते हैं:

यह गणना करना आसान है कि यदि विकास के प्रारंभिक चरण में सूर्य में केवल हाइड्रोजन होता, तो हीलियम में इसका परिवर्तन लगभग 100 अरब वर्षों की वर्तमान ऊर्जा हानि के साथ एक तारे के रूप में सूर्य के अस्तित्व के लिए पर्याप्त होता। वास्तव में, हम तारे के सबसे गहरे आंतरिक भाग से लगभग 10% हाइड्रोजन के "बर्नआउट" के बारे में बात कर रहे हैं, जहां तापमान संलयन प्रतिक्रियाओं के लिए पर्याप्त है।

हीलियम संलयन अभिक्रियाएँ दो प्रकार से आगे बढ़ सकती हैं। पहले वाले को बुलाया जाता है पीपी-चक्र,दूसरा - साथ सं-चक्र।दोनों मामलों में, प्रत्येक हीलियम नाभिक में दो बार, प्रोटॉन योजना के अनुसार न्यूट्रॉन में बदल जाता है:

,

कहाँ वी- न्यूट्रिनो.

तालिका 1 प्रत्येक थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रियाओं का औसत समय दिखाती है, वह अंतराल जिसके दौरान प्रारंभिक कणों की संख्या घट जाएगी इएक बार।

तालिका 1. हीलियम संश्लेषण प्रतिक्रियाएँ।

संलयन प्रतिक्रियाओं की दक्षता स्रोत की शक्ति, किसी पदार्थ के प्रति इकाई द्रव्यमान प्रति इकाई समय में जारी होने वाली ऊर्जा की मात्रा से निर्धारित होती है। यह इस सिद्धांत से चलता है कि

, जबकि . तापमान सीमा टी,जिसके ऊपर मुख्य भूमिका नहीं निभाई जाएगी पीपी-,ए सीएनओ चक्र, 15∙10 6 K के बराबर है। सूर्य की गहराई में, मुख्य भूमिका निभायी जायेगी पीपीचक्र। सटीक रूप से क्योंकि इसकी पहली प्रतिक्रिया में बहुत लंबा विशिष्ट समय (14 अरब वर्ष) होता है, सूर्य और इसी तरह के तारे लगभग दस अरब वर्षों तक अपने विकास पथ से गुजरते हैं। अधिक विशाल सफेद सितारों के लिए, यह समय दसियों और सैकड़ों गुना कम है, क्योंकि मुख्य प्रतिक्रियाओं का विशिष्ट समय बहुत कम है सीएनओ-चक्र।

यदि किसी तारे के आंतरिक भाग में हाइड्रोजन की कमी के बाद तापमान करोड़ों केल्विन तक पहुँच जाता है, और द्रव्यमान वाले तारों के लिए यह संभव है टी>1.2 मी ☼ , तो योजना के अनुसार हीलियम को कार्बन में परिवर्तित करने की प्रतिक्रिया ऊर्जा का स्रोत बन जाती है:

. गणना से पता चलता है कि तारा लगभग 10 मिलियन वर्षों में हीलियम भंडार का उपयोग करेगा। यदि इसका द्रव्यमान काफी बड़ा है, तो नाभिक सिकुड़ता रहता है, और 500 मिलियन डिग्री से ऊपर के तापमान पर, योजना के अनुसार अधिक जटिल परमाणु नाभिक की संलयन प्रतिक्रियाएं संभव हो जाती हैं:

उच्च तापमान पर, निम्नलिखित प्रतिक्रियाएँ चलती हैं:

वगैरह। लौह नाभिक के निर्माण तक। ये प्रतिक्रियाएं हैं ऊष्माक्षेपी,उनके पाठ्यक्रम के परिणामस्वरूप, ऊर्जा निकलती है।

जैसा कि हम जानते हैं, एक तारा जो ऊर्जा आसपास के अंतरिक्ष में विकीर्ण करता है वह उसके आंतरिक भाग में जारी होती है और धीरे-धीरे तारे की सतह पर रिसती है। तारे के पदार्थ की मोटाई के माध्यम से ऊर्जा का यह स्थानांतरण दो तंत्रों द्वारा किया जा सकता है: दीप्तिमान स्थानांतरणया संवहन.

पहले मामले में, हम क्वांटा के एकाधिक अवशोषण और पुन: उत्सर्जन के बारे में बात कर रहे हैं। वास्तव में, ऐसे प्रत्येक कार्य के दौरान, क्वांटा का विभाजन होता है, इसलिए, किसी तारे के आंत्र में थर्मोन्यूक्लियर संलयन के दौरान उत्पन्न होने वाले कठोर γ-क्वांटा के बजाय, लाखों कम-ऊर्जा क्वांटा इसकी सतह तक पहुंचते हैं। इस स्थिति में, ऊर्जा संरक्षण का नियम पूरा होता है।

ऊर्जा हस्तांतरण के सिद्धांत में, एक निश्चित आवृत्ति υ की क्वांटम के मुक्त पथ की लंबाई की अवधारणा पेश की गई है। यह देखना आसान है कि तारकीय वायुमंडल की स्थितियों में, क्वांटम के मुक्त पथ की लंबाई कुछ सेंटीमीटर से अधिक नहीं होती है। और किसी तारे के केंद्र से उसकी सतह तक ऊर्जा क्वांटा के रिसाव का समय लाखों वर्षों में मापा जाता है। हालाँकि, तारों के अंदरूनी हिस्सों में ऐसी स्थितियाँ उत्पन्न हो सकती हैं जिनके तहत इस तरह के उज्ज्वल संतुलन का उल्लंघन होता है। इसी प्रकार, पानी नीचे से गर्म किये गये बर्तन में भी व्यवहार करता है। एक निश्चित समय के लिए, तरल यहां संतुलन की स्थिति में है, क्योंकि अणु, सीधे बर्तन के नीचे से अतिरिक्त ऊर्जा प्राप्त करने के बाद, टकराव के कारण ऊर्जा के कुछ हिस्से को अन्य उच्चतर अणुओं में स्थानांतरित करने का प्रबंधन करता है। इस प्रकार, बर्तन में नीचे से ऊपरी किनारे तक एक निश्चित तापमान प्रवणता स्थापित हो जाती है। हालाँकि, समय के साथ, जिस दर पर अणु टकराव के माध्यम से ऊर्जा को ऊपर की ओर स्थानांतरित कर सकते हैं वह नीचे से गर्मी हस्तांतरण की दर से कम हो जाती है। उबलना होता है - किसी पदार्थ की सीधी गति से ऊष्मा का स्थानांतरण।

> किसी तारे का जीवन चक्र

विवरण सितारों का जीवन और मृत्यु: फोटो के साथ विकासवादी चरण, आणविक बादल, प्रोटोस्टार, टी वृषभ, मुख्य अनुक्रम, लाल विशाल, सफेद बौना।

इस दुनिया में हर चीज़ विकसित हो रही है। कोई भी चक्र जन्म, विकास से शुरू होता है और मृत्यु पर समाप्त होता है। बेशक, सितारों में ये चक्र एक विशेष तरीके से होते हैं। उदाहरण के लिए, आइए याद करें कि उनकी समय सीमा बड़ी है और लाखों और अरबों वर्षों में मापी जाती है। इसके अलावा, उनकी मृत्यु के कुछ निश्चित परिणाम होते हैं। यह किस तरह का दिखता है तारों का जीवन चक्र?

किसी तारे का पहला जीवन चक्र: आणविक बादल

आइए एक सितारे के जन्म से शुरुआत करें। ठंडी आणविक गैस के एक विशाल बादल की कल्पना करें जो ब्रह्मांड में बिना किसी बदलाव के आसानी से मौजूद हो सकता है। लेकिन अचानक उससे कुछ ही दूरी पर एक सुपरनोवा विस्फोट हो जाता है, या वह दूसरे बादल से टकरा जाता है। इसी धक्के के कारण विनाश की प्रक्रिया सक्रिय होती है। इसे छोटे-छोटे भागों में विभाजित किया गया है, जिनमें से प्रत्येक को अपने आप में खींचा गया है। जैसा कि आप पहले ही समझ चुके हैं, ये सभी समूह सितारे बनने की तैयारी कर रहे हैं। गुरुत्वाकर्षण तापमान को गर्म करता है, और संग्रहीत गति घूर्णन को चालू रखती है। निचला आरेख स्पष्ट रूप से तारों के चक्र (जीवन, विकास के चरण, परिवर्तन के विकल्प और एक तस्वीर के साथ एक खगोलीय पिंड की मृत्यु) को दर्शाता है।

किसी तारे का दूसरा जीवन चक्र:प्रोटोस्टार

सामग्री अधिक सघनता से संघनित होती है, गर्म होती है और गुरुत्वाकर्षण पतन द्वारा विकर्षित होती है। ऐसी वस्तु को प्रोटोस्टार कहा जाता है, जिसके चारों ओर पदार्थ की एक डिस्क बनती है। भाग वस्तु की ओर आकर्षित होता है, जिससे उसका द्रव्यमान बढ़ जाता है। शेष मलबे को समूहीकृत किया जाएगा और एक ग्रह प्रणाली बनाई जाएगी। तारे का आगे का विकास उसके द्रव्यमान पर निर्भर करता है।

किसी तारे का तीसरा जीवन चक्र:टी वृषभ

जब कोई पदार्थ किसी तारे से टकराता है, तो भारी मात्रा में ऊर्जा निकलती है। नए तारकीय चरण का नाम प्रोटोटाइप, टी टॉरस के नाम पर रखा गया था। यह एक परिवर्तनशील तारा है जो 600 प्रकाश वर्ष दूर (ज्यादा दूर नहीं) स्थित है।

यह अत्यधिक चमक तक पहुंच सकता है क्योंकि सामग्री टूट जाती है और ऊर्जा छोड़ती है। लेकिन मध्य भाग में परमाणु संलयन का समर्थन करने के लिए पर्याप्त तापमान नहीं है। यह चरण 100 मिलियन वर्ष तक चलता है।

किसी तारे का चौथा जीवन चक्र:मुख्य अनुक्रम

एक निश्चित समय पर, आकाशीय पिंड का तापमान आवश्यक स्तर तक बढ़ जाता है, जिससे परमाणु संलयन सक्रिय हो जाता है। सभी सितारे इससे गुजरते हैं. हाइड्रोजन हीलियम में परिवर्तित हो जाता है, जिससे विशाल ताप भंडार और ऊर्जा निकलती है।

ऊर्जा गामा किरणों के रूप में निकलती है, लेकिन तारे की धीमी गति के कारण, यह तरंग दैर्ध्य के साथ गिर जाती है। प्रकाश बाहर की ओर धकेला जाता है और गुरुत्वाकर्षण का सामना करता है। हम मान सकते हैं कि यहां एक आदर्श संतुलन बनता है।

वह कब तक मुख्य अनुक्रम में रहेगी? आपको तारे के द्रव्यमान से शुरुआत करनी होगी। लाल बौने (सौर द्रव्यमान का आधा) अपनी ईंधन आपूर्ति पर सैकड़ों अरबों (खरबों) वर्ष खर्च करने में सक्षम हैं। औसत तारे (जैसे) 10-15 अरब रहते हैं। लेकिन सबसे बड़े अरबों या लाखों वर्ष पुराने हैं। चित्र में देखें कि विभिन्न वर्गों के तारों का विकास और मृत्यु कैसी दिखती है।

किसी तारे का पाँचवाँ जीवन चक्र:लाल विशाल

पिघलने की प्रक्रिया के दौरान हाइड्रोजन ख़त्म हो जाती है और हीलियम जमा हो जाता है। जब कोई हाइड्रोजन नहीं बचती, तो सभी परमाणु प्रतिक्रियाएँ रुक जाती हैं और तारा गुरुत्वाकर्षण के कारण सिकुड़ने लगता है। कोर के चारों ओर हाइड्रोजन शेल गर्म हो जाता है और प्रज्वलित हो जाता है, जिससे वस्तु 1000-10000 गुना बढ़ जाती है। एक निश्चित क्षण में, हमारा सूर्य पृथ्वी की कक्षा तक बढ़ कर, इसी भाग्य को दोहराएगा।

तापमान और दबाव अधिकतम तक पहुँच जाता है, और हीलियम कार्बन में विलीन हो जाता है। इस बिंदु पर, तारा सिकुड़ जाता है और लाल दानव बनना बंद कर देता है। अधिक विशालता के साथ, वस्तु अन्य भारी तत्वों को जला देगी।

किसी तारे का छठा जीवन चक्र:व्हाइट द्वार्फ

एक सौर-द्रव्यमान तारे में कार्बन को संलयन करने के लिए पर्याप्त गुरुत्वाकर्षण दबाव नहीं होता है। इसलिए, हीलियम की समाप्ति के साथ मृत्यु होती है। बाहरी परतें बाहर निकल जाती हैं और एक सफेद बौना दिखाई देता है। पहले तो यह गर्म है, लेकिन सैकड़ों अरब वर्षों के बाद यह ठंडा हो जाएगा।

तारों का विकास भौतिक परिवर्तन है। विशेषताएं, आंतरिक इमारतें और रसायन। समय के साथ तारों की संरचना. ई.जेड. के सिद्धांत की सबसे महत्वपूर्ण समस्याएं - तारों के निर्माण की व्याख्या, उनकी देखी गई विशेषताओं में परिवर्तन, तारों के विभिन्न समूहों के आनुवंशिक संबंधों का अध्ययन, उनकी अंतिम अवस्थाओं का विश्लेषण।

चूँकि ब्रह्माण्ड के जिस भाग से हम लगभग परिचित हैं। प्रेक्षित पदार्थ का 98-99% द्रव्यमान तारों में समाहित है या तारों की अवस्था पार कर चुका है, ई.जेड. का स्पष्टीकरण। yavl. खगोल भौतिकी में सबसे महत्वपूर्ण समस्याओं में से एक।

स्थिर अवस्था में तारा एक गैस का गोला है, जो हाइड्रोस्टैटिक अवस्था में है। और थर्मल संतुलन (यानी, गुरुत्वाकर्षण बलों की कार्रवाई आंतरिक दबाव से संतुलित होती है, और विकिरण के कारण होने वाली ऊर्जा हानि की भरपाई तारे के आंतरिक भाग में जारी ऊर्जा से होती है, देखें)। किसी तारे का "जन्म" एक हाइड्रोस्टेटिक संतुलन वस्तु का निर्माण है, जिसका विकिरण स्वयं द्वारा समर्थित होता है। ऊर्जा स्रोतों। किसी तारे की "मौत" एक अपरिवर्तनीय असंतुलन है जो तारे के विनाश या उसकी विनाशकारी विफलता की ओर ले जाता है। संपीड़न.

गुरुत्वाकर्षण का पृथक्करण. ऊर्जा तभी निर्णायक भूमिका निभा सकती है जब तारे के आंतरिक भाग का तापमान ऊर्जा हानि की भरपाई के लिए परमाणु ऊर्जा जारी करने के लिए अपर्याप्त हो, और तारे को संपूर्ण या उसके हिस्से के रूप में संतुलन बनाए रखने के लिए सिकुड़ना होगा। परमाणु ऊर्जा भंडार के ख़त्म होने के बाद ही तापीय ऊर्जा की रोशनी महत्वपूर्ण हो जाती है। इस प्रकार, ई.जेड. इसे तारों के ऊर्जा स्रोतों में क्रमिक परिवर्तन के रूप में दर्शाया जा सकता है।

ई.जेड. का विशिष्ट समय संपूर्ण विकास का सीधे अनुसरण करने में सक्षम होने के लिए बहुत बड़ा। इसलिए, मुख्य अनुसंधान विधि ई.जेड. yavl. तारों के मॉडलों के अनुक्रमों का निर्माण जो आंतरिक परिवर्तनों का वर्णन करते हैं। इमारतें और रसायन। समय के साथ तारों की संरचना. विकास। फिर अनुक्रमों की तुलना अवलोकनों के परिणामों से की जाती है, उदाहरण के लिए, (जी.-आर.डी.) के साथ, जो विकास के विभिन्न चरणों में बड़ी संख्या में सितारों के अवलोकनों का सारांश देता है। जी.-आर.डी. के साथ तुलना का विशेष महत्व है। तारा समूहों के लिए, चूँकि सभी तारा समूहों का प्रारंभिक रसायन एक ही होता है। रचना और गठन लगभग एक साथ हुआ। जी.-आर.डी. के अनुसार। विभिन्न युगों के समूहों से ई.जेड. की दिशा स्थापित करना संभव हो सका। विकासवादी विवरण. अनुक्रमों की गणना किसी तारे में द्रव्यमान, घनत्व, तापमान और चमक के वितरण का वर्णन करने वाले अंतर समीकरणों की एक प्रणाली को संख्यात्मक रूप से हल करके की जाती है, जिसमें ऊर्जा रिलीज और तारकीय पदार्थ की अस्पष्टता के नियम और रसायन में परिवर्तन का वर्णन करने वाले समीकरण जोड़े जाते हैं। समय के साथ सितारा रचना.

किसी तारे का विकास मुख्यतः उसके द्रव्यमान और प्रारंभिक रसायन पर निर्भर करता है। संघटन। तारे और उसके परिमाण के घूर्णन द्वारा एक निश्चित, लेकिन मौलिक भूमिका नहीं निभाई जा सकती है। फ़ील्ड, लेकिन ई.ज़ेड में इन कारकों की भूमिका। अभी तक पर्याप्त रूप से अन्वेषण नहीं किया गया है। रसायन. किसी तारे की संरचना उसके बनने के समय और बनने के समय आकाशगंगा में उसकी स्थिति पर निर्भर करती है। पहली पीढ़ी के तारे पदार्थ से बने थे, जिनकी संरचना ब्रह्माण्ड विज्ञान द्वारा निर्धारित की गई थी। स्थितियाँ। जाहिर है, इसमें द्रव्यमान के हिसाब से लगभग 70% हाइड्रोजन, 30% हीलियम और ड्यूटेरियम और लिथियम का नगण्य मिश्रण था। पहली पीढ़ी के तारों के विकास के क्रम में, भारी तत्वों (हीलियम के बाद) का निर्माण हुआ, जो तारों से पदार्थ के बहिर्वाह के परिणामस्वरूप या तारे के विस्फोट के दौरान अंतरतारकीय अंतरिक्ष में उत्सर्जित हो गए। बाद की पीढ़ियों के तारे पहले से ही 3-4% (द्रव्यमान द्वारा) भारी तत्वों वाले पदार्थ से बने थे।

वर्तमान समय में आकाशगंगा में तारे का निर्माण हो रहा है इसका सबसे सीधा संकेत यावल है। विशाल चमकीले तारों के स्पेक्ट्रम का अस्तित्व। वर्ग O और B, जिनका जीवनकाल ~ 10 7 वर्ष से अधिक नहीं हो सकता। आधुनिक में तारा निर्माण की दर युग प्रति वर्ष 5 अनुमानित है।

2. तारा निर्माण, गुरुत्वाकर्षण संकुचन की अवस्था

सबसे आम दृष्टिकोण के अनुसार, तारों का निर्माण गुरुत्वाकर्षण के परिणामस्वरूप होता है। अंतरतारकीय माध्यम में पदार्थ का संघनन। इंटरस्टेलर माध्यम का दो चरणों में आवश्यक विभाजन - घने ठंडे बादल और उच्च तापमान वाला एक दुर्लभ माध्यम - इंटरस्टेलर चुंबकीय क्षेत्र में रेले-टेलर थर्मल अस्थिरता के प्रभाव में हो सकता है। मैदान। द्रव्यमान के साथ गैस-धूल संकुल , विशेषता आकार (10-100) पीसी और कण एकाग्रता एन~10 2 सेमी -3 . वास्तव में उनके रेडियो तरंगों के उत्सर्जन के कारण देखा गया। ऐसे बादलों के संपीड़न (पतन) के लिए कुछ शर्तों की आवश्यकता होती है: गुरुत्वाकर्षण। बादल के कणों को कणों की तापीय गति की ऊर्जा, समग्र रूप से बादल के घूमने की ऊर्जा और चुंबकीय ऊर्जा के योग से अधिक होना चाहिए। बादल ऊर्जा (जीन्स मानदंड)। यदि केवल थर्मल गति की ऊर्जा को ध्यान में रखा जाता है, तो, एक के क्रम के एक कारक तक, जीन्स मानदंड को इस प्रकार लिखा जाता है: संरेखित करें = "absmiddle" चौड़ाई = "205" ऊंचाई = "20">, बादल का द्रव्यमान कहां है, टी- K में गैस का तापमान, एन- 1 सेमी 3 में कणों की संख्या। ठेठ आधुनिक के साथ अंतरतारकीय बादल टेम्प-पैक्स K केवल कम द्रव्यमान वाले बादलों को ढहा सकते हैं। जीन्स मानदंड इंगित करता है कि वास्तव में देखे गए द्रव्यमान स्पेक्ट्रम वाले तारों के निर्माण के लिए, ढहते बादलों में कणों की सांद्रता (10 3 -10 6) सेमी -3 तक पहुंचनी चाहिए, यानी। सामान्य बादलों में देखी गई तुलना में 10-1000 गुना अधिक। हालाँकि, कणों की ऐसी सांद्रता बादलों की गहराई में प्राप्त की जा सकती है जो पहले ही ढहना शुरू हो चुके हैं। इससे यह निष्कर्ष निकलता है कि जो कुछ घटित हो रहा है वह कई चरणों में की गई क्रमिक प्रक्रिया के माध्यम से हो रहा है चरण, विशाल बादलों का विखंडन। यह चित्र स्वाभाविक रूप से समूहों-समूहों में तारों के जन्म की व्याख्या करता है। साथ ही, बादल में ताप संतुलन, उसमें वेग क्षेत्र और टुकड़ों के द्रव्यमान स्पेक्ट्रम को निर्धारित करने वाले तंत्र से संबंधित मुद्दे अभी भी अस्पष्ट हैं।

तारकीय द्रव्यमान की ढहने वाली वस्तुओं को कहा जाता है। प्रोटोस्टार चुंबकीय के बिना एक गोलाकार सममित गैर-घूर्णन प्रोटोस्टार का पतन। फ़ील्ड में कई शामिल हैं. चरणों. समय के प्रारंभिक क्षण में, बादल सजातीय और इज़ोटेर्मल होता है। यह जनता के लिए पारदर्शी है. विकिरण, इसलिए पतन वॉल्यूमेट्रिक ऊर्जा हानि के साथ होता है, Ch। गिरफ्तार. धूल के तापीय विकिरण के कारण झुंड अपनी गति को संचारित करता है। गैस कण की ऊर्जा. एक सजातीय बादल में, कोई दबाव प्रवणता नहीं होती है और संपीड़न विशिष्ट समय के साथ मुक्त गिरावट शासन में शुरू होता है, जहां जी- , - बादल घनत्व. संपीड़न की शुरुआत के साथ, एक दुर्लभ तरंग उत्पन्न होती है, जो ध्वनि की गति से केंद्र की ओर बढ़ती है, और तब से जहां घनत्व अधिक होता है वहां पतन तेजी से होता है, प्रोटोस्टार को एक कॉम्पैक्ट कोर और एक विस्तारित शेल में विभाजित किया जाता है, जिसमें पदार्थ को कानून के अनुसार वितरित किया जाता है। जब कोर में कणों की सांद्रता ~ 10 11 सेमी -3 तक पहुंच जाती है, तो यह धूल कणों के आईआर विकिरण के लिए अपारदर्शी हो जाता है। कोर में जारी ऊर्जा उज्ज्वल ताप संचालन के कारण धीरे-धीरे सतह पर रिसती है। तापमान लगभग रुद्धोष्म रूप से बढ़ने लगता है, इससे दबाव में वृद्धि होती है और कोर हाइड्रोस्टेटिक अवस्था में प्रवेश कर जाता है। संतुलन। खोल नाभिक पर गिरता रहता है और उसकी परिधि पर दिखाई देता है। इस समय कोर के पैरामीटर कमजोर रूप से प्रोटोस्टार के कुल द्रव्यमान पर निर्भर करते हैं: K. जैसे-जैसे अभिवृद्धि के कारण कोर का द्रव्यमान बढ़ता है, इसका तापमान लगभग रुद्धोष्म रूप से बदलता है जब तक कि यह 2000 K तक नहीं पहुंच जाता, जब H 2 अणुओं का पृथक्करण शुरू होता है। पृथक्करण के लिए ऊर्जा की खपत के परिणामस्वरूप, गतिज में वृद्धि नहीं। कण ऊर्जा, रुद्धोष्म सूचकांक का मान 4/3 से कम हो जाता है, दबाव परिवर्तन गुरुत्वाकर्षण बलों की भरपाई करने में सक्षम नहीं होते हैं, और कोर फिर से ढह जाता है (देखें)। मापदंडों के साथ एक नया कोर बनता है, जो एक शॉक फ्रंट से घिरा होता है, जिस पर पहले कोर के अवशेष एकत्रित होते हैं। नाभिक की ऐसी ही पुनर्व्यवस्था हाइड्रोजन के साथ होती है।

शेल के पदार्थ के कारण कोर की आगे की वृद्धि तब तक जारी रहती है जब तक कि सारा पदार्थ तारे पर नहीं गिर जाता या या की क्रिया के तहत बिखर नहीं जाता, यदि कोर पर्याप्त रूप से विशाल है (देखें)। शेल पदार्थ के विशिष्ट समय वाले प्रोटोस्टार के लिए टी ए >टी केएन, इसलिए उनकी चमक सिकुड़ते हुए नाभिकों की ऊर्जा रिहाई से निर्धारित होती है।

कोर और शेल से युक्त एक तारे को शेल में विकिरण के प्रसंस्करण के कारण आईआर स्रोत के रूप में देखा जाता है (शेल की धूल, कोर से यूवी विकिरण के फोटॉन को अवशोषित करके, आईआर रेंज में विकिरण करती है)। जब खोल प्रकाशिक रूप से पतला हो जाता है, तो प्रोटोस्टार को तारकीय प्रकृति की एक सामान्य वस्तु के रूप में देखा जाने लगता है। सबसे विशाल तारों में, तारे के केंद्र में हाइड्रोजन के थर्मोन्यूक्लियर जलने की शुरुआत तक गोले संरक्षित रहते हैं। विकिरण दबाव तारों के द्रव्यमान को संभवतः एक मान तक सीमित कर देता है। भले ही अधिक विशाल तारे बनते हों, वे स्पंदनात्मक रूप से अस्थिर हो जाते हैं और अपना मूल्य खो सकते हैं। नाभिक में हाइड्रोजन दहन के चरण में द्रव्यमान का भाग। प्रोटोस्टेलर शेल के पतन और बिखरने के चरण की अवधि मूल बादल के लिए मुक्त गिरावट के समय के समान क्रम की होती है, अर्थात। 10 5 -10 6 वर्ष. तारकीय हवा द्वारा त्वरित, कोर द्वारा प्रकाशित शेल के अवशेषों के काले पदार्थ के गुच्छों की पहचान हर्बिग-हारो वस्तुओं (उत्सर्जन स्पेक्ट्रम के साथ तारे के आकार के गुच्छों) से की जाती है। कम द्रव्यमान वाले तारे, जब वे दृश्यमान होते हैं, जी.-आर.डी. क्षेत्र में होते हैं, जिस पर टी टॉरस प्रकार (बौना) के तारे रहते हैं, अधिक विशाल - उस क्षेत्र में जहां हर्बिग उत्सर्जन तारे स्थित होते हैं (स्पेक्ट्रा में उत्सर्जन रेखाओं के साथ गलत प्रारंभिक स्पेक्ट्रम वर्ग)।

विकास। हाइड्रोस्टैटिक चरण में स्थिर द्रव्यमान वाले प्रोटोस्टार के नाभिक के ट्रैक। संपीड़न को अंजीर में दिखाया गया है। 1. कम द्रव्यमान वाले तारों में, उस समय जब हाइड्रोस्टेटिक स्थापित हो जाता है। संतुलन, नाभिक में स्थितियाँ ऐसी होती हैं कि उनमें ऊर्जा स्थानांतरित होती है। गणना से पता चलता है कि पूर्णतः संवहनशील तारे की सतह का तापमान लगभग स्थिर रहता है। तारे की त्रिज्या लगातार कम हो रही है, क्योंकि. वह सिकुड़ती रहती है. स्थिर सतह के तापमान और घटती त्रिज्या के साथ, तारे की चमक भी G.-R.d पर गिरनी चाहिए। विकास का यह चरण पटरियों के ऊर्ध्वाधर खंडों से मेल खाता है।

जैसे-जैसे संपीड़न जारी रहता है, तारे के आंतरिक भाग में तापमान बढ़ता है, पदार्थ अधिक पारदर्शी हो जाता है, और संरेखित तारों के कोर चमकदार होते हैं, लेकिन गोले संवहनशील बने रहते हैं। कम विशाल तारे पूर्णतः संवहनशील रहते हैं। उनकी चमक प्रकाशमंडल में एक पतली दीप्तिमान परत द्वारा नियंत्रित होती है। तारा जितना अधिक विशाल होगा और उसका प्रभावी तापमान जितना अधिक होगा, उसका दीप्तिमान कोर उतना ही बड़ा होगा (संरेखण = "absmiddle" चौड़ाई = "74" ऊंचाई = "17"> वाले सितारों में, उज्ज्वल कोर तुरंत दिखाई देता है)। अंत में, लगभग पूरा तारा (द्रव्यमान वाले तारों में सतह संवहन क्षेत्र को छोड़कर) विकिरण संतुलन की स्थिति में चला जाता है, जिस पर कोर में जारी सभी ऊर्जा विकिरण द्वारा स्थानांतरित हो जाती है।

3. परमाणु प्रतिक्रियाओं पर आधारित विकास

नाभिक में ~ 10 6 K के तापमान पर, पहली परमाणु प्रतिक्रियाएँ शुरू होती हैं - ड्यूटेरियम, लिथियम, बोरान जल जाते हैं। इन तत्वों की प्राथमिक मात्रा इतनी कम है कि उनका बर्नआउट व्यावहारिक रूप से संपीड़न का सामना नहीं करता है। जब तारे के केंद्र में तापमान ~10 6 K तक पहुँच जाता है और हाइड्रोजन प्रज्वलित हो जाती है, तो संपीड़न रुक जाता है, क्योंकि हाइड्रोजन के थर्मोन्यूक्लियर दहन के दौरान निकलने वाली ऊर्जा विकिरण हानि की भरपाई के लिए पर्याप्त है (देखें)। सजातीय तारे, जिनके कोर में हाइड्रोजन जलता है, जी.-आर.डी. पर बनते हैं। प्रारंभिक मुख्य अनुक्रम (एनजीएस)। बड़े तारे कम द्रव्यमान वाले तारों की तुलना में एनजीपी तक तेजी से पहुंचते हैं, क्योंकि प्रति इकाई द्रव्यमान में उनकी ऊर्जा हानि की दर, और इसलिए विकास की दर, कम द्रव्यमान वाले सितारों की तुलना में अधिक है। एनजीपी में प्रवेश के क्षण से, ई.जेड. परमाणु दहन के आधार पर होता है, जिसके मुख्य चरणों को तालिका में संक्षेपित किया गया है। परमाणु दहन लौह समूह के तत्वों के निर्माण से पहले हो सकता है, जिनमें सभी नाभिकों के बीच सबसे अधिक बंधन ऊर्जा होती है। विकास। जी.-आर.डी. पर सितारों के ट्रैक अंजीर में दिखाया गया है। 2. तारों के तापमान और घनत्व के केंद्रीय मूल्यों का विकास चित्र में दिखाया गया है। 3. के मुख्य पर. ऊर्जा का स्रोत yavl. हाइड्रोजन चक्र प्रतिक्रिया, बी "बड़े पर टी- कार्बन-नाइट्रोजन (सीएनओ) चक्र की प्रतिक्रियाएं (देखें)। सीएनओ चक्र का एक दुष्प्रभाव yavl. न्यूक्लाइड्स 14 एन, 12 सी, 13 सी की संतुलन सांद्रता की स्थापना - वजन के हिसाब से क्रमशः 95%, 4% और 1%। जिन परतों में हाइड्रोजन का दहन हुआ, उनमें नाइट्रोजन की प्रबलता की पुष्टि अवलोकनों के परिणामों से होती है, जिसमें ये परतें एक्सट के नुकसान के परिणामस्वरूप सतह पर दिखाई देती हैं। परतें. केंद्र में सीएनओ-चक्र ( ign='absmiddle' width='74' ऊंचाई='17'>) वाले सितारों में एक संवहन कोर होता है। इसका कारण तापमान पर ऊर्जा विमोचन की अत्यधिक निर्भरता है: . दीप्तिमान ऊर्जा का प्रवाह ~ टी -4(देखें), इसलिए, यह सभी जारी ऊर्जा को स्थानांतरित नहीं कर सकता है, और संवहन अवश्य होना चाहिए, जो विकिरण हस्तांतरण से अधिक कुशल है। सबसे विशाल तारों में, 50% से अधिक तारकीय द्रव्यमान संवहन द्वारा ढका होता है। विकास के लिए संवहनशील कोर का महत्व इस तथ्य से निर्धारित होता है कि परमाणु ईंधन प्रभावी दहन के क्षेत्र से कहीं बड़े क्षेत्र में समान रूप से समाप्त हो जाता है, जबकि संवहनशील कोर के बिना तारों में यह शुरू में केंद्र के एक छोटे से पड़ोस में ही जलता है, जहां तापमान काफी अधिक होता है। हाइड्रोजन जलने का समय ~10-10 वर्ष से लेकर वर्षों तक होता है। परमाणु जलने के बाद के सभी चरणों का समय हाइड्रोजन जलने के समय के 10% से अधिक नहीं होता है, इसलिए, हाइड्रोजन जलने के चरण में तारे जी.-आर.डी. पर बनते हैं। घनी आबादी वाला क्षेत्र - (जीपी)। केंद्र में तापमान वाले तारे कभी भी हाइड्रोजन के प्रज्वलन के लिए आवश्यक मूल्यों तक नहीं पहुंचते हैं, वे अनिश्चित काल तक सिकुड़ते हैं, "काले" बौनों में बदल जाते हैं। हाइड्रोजन बर्नआउट से औसत में वृद्धि होती है। मूल पदार्थ का आणविक भार, और इसलिए हाइड्रोस्टैटिक बनाए रखना। संतुलन में, केंद्र में दबाव बढ़ना चाहिए, जिससे केंद्र में तापमान में वृद्धि और तारे के साथ तापमान में वृद्धि होती है, और इसलिए चमक होती है। बढ़ते तापमान के साथ पदार्थ की अपारदर्शिता में कमी से चमक में भी वृद्धि होती है। हाइड्रोजन सामग्री में कमी के साथ परमाणु ऊर्जा रिलीज की स्थितियों को बनाए रखने के लिए कोर सिकुड़ता है, और कोर से बढ़े हुए ऊर्जा प्रवाह को स्थानांतरित करने की आवश्यकता के कारण शेल का विस्तार होता है। जी.-आर.डी. पर तारा एनजीपी के दाईं ओर चलता है। अपारदर्शिता में कमी से सबसे विशाल तारों को छोड़कर सभी तारों में संवहनी कोर की मृत्यु हो जाती है। विशाल तारों के विकास की दर सबसे अधिक है, और वे एमएस छोड़ने वाले पहले व्यक्ति हैं। एमएस पर जीवनकाल लगभग सितारों के लिए है। 10 मिलियन वर्ष, सीए से। 70 मिलियन वर्ष, और सीए से। 10 अरब वर्ष.

जब कोर में हाइड्रोजन की मात्रा 1% तक कम हो जाती है, तो तारे के कोशों के विस्तार को तारे के सामान्य संकुचन द्वारा प्रतिस्थापित किया जाता है, जो ऊर्जा रिलीज को बनाए रखने के लिए आवश्यक है। शेल के संपीड़न से हीलियम कोर से सटे परत में हाइड्रोजन इसके थर्मोन्यूक्लियर दहन के तापमान तक गर्म हो जाता है, और ऊर्जा रिलीज का एक परत स्रोत दिखाई देता है। द्रव्यमान वाले तारों के लिए, जिसके लिए यह कुछ हद तक तापमान पर निर्भर करता है और ऊर्जा रिलीज का क्षेत्र केंद्र की ओर इतनी दृढ़ता से केंद्रित नहीं होता है, सामान्य संपीड़न का कोई चरण नहीं होता है।

ई.जेड. हाइड्रोजन बर्नआउट के बाद उनके द्रव्यमान पर निर्भर करता है। द्रव्यमान यवल के साथ तारों के विकास के क्रम को प्रभावित करने वाला सबसे महत्वपूर्ण कारक। उच्च घनत्व पर इलेक्ट्रॉन गैस का अध:पतन। उच्च घनत्व के कारण, कम ऊर्जा वाले क्वांटम राज्यों की संख्या पाउली सिद्धांत के कारण सीमित है, और इलेक्ट्रॉन क्वांटम स्तरों को उच्च ऊर्जा से भरते हैं, जो उनकी तापीय गति की ऊर्जा से कहीं अधिक है। किसी विघटित गैस की सबसे महत्वपूर्ण विशेषता उसका दबाव है पीकेवल घनत्व पर निर्भर करता है: गैर-सापेक्षतावादी अध:पतन के लिए और सापेक्षतावादी अध:पतन के लिए। इलेक्ट्रॉन गैस का दबाव आयन के दबाव से बहुत अधिक होता है। इसका तात्पर्य E.z. के लिए मौलिक है। निष्कर्ष: चूंकि सापेक्ष रूप से पतित गैस की एक इकाई मात्रा पर कार्य करने वाला गुरुत्वाकर्षण बल, दबाव ढाल के समान ही घनत्व पर निर्भर करता है, वहां एक सीमित द्रव्यमान होना चाहिए (देखें), जैसे कि संरेखित करें = "absmiddle" चौड़ाई = "66" ऊंचाई = "15">, इलेक्ट्रॉन दबाव गुरुत्वाकर्षण का प्रतिकार नहीं कर सकता है और संपीड़न शुरू हो जाता है। द्रव्यमान सीमा संरेखित करें='absmiddle' चौड़ाई='139' ऊंचाई='17'>। उस क्षेत्र की सीमा जिसमें इलेक्ट्रॉन गैस पतित होती है, चित्र में दिखाई गई है। 3 . कम द्रव्यमान वाले तारों में, हीलियम नाभिक के निर्माण की प्रक्रिया में अध:पतन पहले से ही एक सराहनीय भूमिका निभाता है।

ई.जेड. का निर्धारण करने वाला दूसरा कारक बाद के चरणों में, ये न्यूट्रिनो ऊर्जा हानि हैं। तारों की गहराइयों में टी~10 8 मुख्य करने के लिए. जन्म में भूमिका निम्न द्वारा निभाई जाती है: फोटोन्यूट्रिनो प्रक्रिया, प्लाज्मा दोलनों (प्लास्मोन्स) के क्वांटा का न्यूट्रिनो-एंटीन्यूट्रिनो जोड़े में क्षय (), इलेक्ट्रॉन-पॉज़िट्रॉन जोड़े का विनाश () और (देखें)। न्यूट्रिनो की सबसे महत्वपूर्ण विशेषता यह है कि तारे का पदार्थ उनके लिए व्यावहारिक रूप से पारदर्शी होता है, और न्यूट्रिनो स्वतंत्र रूप से तारे से ऊर्जा ले जाते हैं।

हीलियम कोर, जिसमें हीलियम दहन की स्थितियाँ अभी तक उत्पन्न नहीं हुई हैं, संपीड़ित है। कोर से सटे स्तरित स्रोत में तापमान बढ़ जाता है, और हाइड्रोजन जलने की दर बढ़ जाती है। बढ़े हुए ऊर्जा प्रवाह को स्थानांतरित करने की आवश्यकता से शेल का विस्तार होता है, जिसके लिए ऊर्जा का कुछ हिस्सा खर्च होता है। चूँकि तारे की चमक नहीं बदलती, उसकी सतह का तापमान गिर जाता है, और जी.-आर.डी. पर। तारा लाल दिग्गजों के कब्जे वाले क्षेत्र में चला जाता है। तारे का पुनर्गठन समय कोर में हाइड्रोजन बर्नआउट समय की तुलना में परिमाण के दो क्रम कम है; इसलिए, एमएस बैंड और लाल सुपरजायंट के क्षेत्र के बीच कुछ तारे हैं। शेल के तापमान में कमी के साथ, इसकी पारदर्शिता बढ़ जाती है, जिसके परिणामस्वरूप बाहरी। संवहन क्षेत्र और तारे की चमक बढ़ जाती है।

तारों में विकृत इलेक्ट्रॉनों और न्यूट्रिनो के नुकसान के थर्मल संचालन के माध्यम से कोर से ऊर्जा को हटाने से हीलियम प्रज्वलन के क्षण में देरी होती है। तापमान तभी उल्लेखनीय रूप से बढ़ना शुरू होता है जब कोर लगभग इज़ोटेर्मल हो जाता है। दहन 4 वह ई.जेड. निर्धारित करता है। उस क्षण से जब ऊर्जा का विमोचन ऊष्मा चालन और न्यूट्रिनो विकिरण के कारण होने वाली ऊर्जा हानि से अधिक हो जाता है। यही स्थिति बाद के सभी प्रकार के परमाणु ईंधन के दहन पर भी लागू होती है।

पतित गैस से न्यूट्रिनो-ठंडा तारकीय नाभिक की एक उल्लेखनीय विशेषता "अभिसरण" है - पटरियों का अभिसरण, जो घनत्व और तापमान के अनुपात को दर्शाता है टीसीतारे के केंद्र में (चित्र 3)। नाभिक के संपीड़न के दौरान ऊर्जा रिलीज की दर एक परत स्रोत के माध्यम से पदार्थ के लगाव की दर से निर्धारित होती है, जो किसी दिए गए प्रकार के ईंधन के लिए केवल नाभिक के द्रव्यमान पर निर्भर करती है। कोर में ऊर्जा के प्रवाह और बहिर्वाह का संतुलन बनाए रखा जाना चाहिए, ताकि तारों के कोर में तापमान और घनत्व का समान वितरण स्थापित हो। 4 He के ज्वलन के समय तक, नाभिक का द्रव्यमान भारी तत्वों की सामग्री पर निर्भर करता है। पतित गैस नाभिक में, 4 He के प्रज्वलन में एक थर्मल विस्फोट का चरित्र होता है दहन के दौरान निकलने वाली ऊर्जा इलेक्ट्रॉनों की थर्मल गति की ऊर्जा को बढ़ाने के लिए जाती है, लेकिन बढ़ते तापमान के साथ दबाव लगभग नहीं बदलता है जब तक कि इलेक्ट्रॉनों की थर्मल ऊर्जा इलेक्ट्रॉनों की पतित गैस की ऊर्जा के बराबर न हो जाए। फिर विकृति दूर हो जाती है और कोर तेजी से फैलता है - एक हीलियम फ्लैश होता है। हीलियम चमक संभवतः तारकीय पदार्थ के नुकसान के साथ होती है। पर, जहां विशाल तारे बहुत पहले ही अपना विकास पूरा कर चुके हैं और लाल दानवों का द्रव्यमान है, हीलियम जलने के चरण में तारे जी.-आर.डी. की क्षैतिज शाखा पर हैं।

ign=”absmiddle” width=”90” Height=”17”> वाले तारों के हीलियम कोर में गैस नष्ट नहीं होती है, 4 वह चुपचाप प्रज्वलित होती है, लेकिन बढ़ने के कारण कोर का विस्तार भी होता है टीसी. सबसे विशाल तारों में, 4He का प्रज्वलन तब भी होता है जब वे यवल होते हैं। नीले महादानव. कोर के विस्तार से कमी आती है टीहाइड्रोजन परत स्रोत के क्षेत्र में, और हीलियम फ्लैश के बाद तारे की चमक कम हो जाती है। थर्मल संतुलन बनाए रखने के लिए, शेल सिकुड़ता है, और तारा लाल सुपरजाइंट क्षेत्र को छोड़ देता है। जब कोर में 4He समाप्त हो जाता है, तो कोर का संपीड़न और खोल का विस्तार फिर से शुरू हो जाता है, तारा फिर से एक लाल सुपरजायंट बन जाता है। एक स्तरित दहन स्रोत 4 वह बनता है, जो ऊर्जा रिलीज में हावी होता है। बाहर फिर से दिखाई देता है. संवहन क्षेत्र. जैसे ही हीलियम और हाइड्रोजन जलते हैं, स्तरित स्रोतों की मोटाई कम हो जाती है। हीलियम दहन की एक पतली परत ऊष्मीय रूप से अस्थिर हो जाती है, क्योंकि तापमान () के प्रति ऊर्जा रिलीज की बहुत मजबूत संवेदनशीलता के साथ, पदार्थ की तापीय चालकता दहन परत में थर्मल गड़बड़ी को बुझाने के लिए अपर्याप्त है। थर्मल फ्लैश के दौरान परत में संवहन होता है। यदि यह हाइड्रोजन से समृद्ध परतों में प्रवेश करता है, तो धीमी प्रक्रिया के परिणामस्वरूप ( एस-प्रक्रिया, देखें) 22 Ne से 209 B तक परमाणु द्रव्यमान वाले तत्वों को संश्लेषित किया जाता है।

लाल महादानवों के ठंडे विस्तारित कोशों में बनी धूल और अणुओं पर विकिरण दबाव के कारण प्रति वर्ष की दर से पदार्थ की निरंतर हानि होती है। निरंतर द्रव्यमान हानि को स्तरीकृत दहन या स्पंदन की अस्थिरता के कारण होने वाले नुकसान से पूरक किया जा सकता है, जिससे एक या अधिक की रिहाई हो सकती है। सीपियाँ जब कार्बन-ऑक्सीजन कोर के ऊपर पदार्थ की मात्रा एक निश्चित सीमा से कम हो जाती है, तो दहन परतों में तापमान बनाए रखने के लिए शेल को तब तक सिकुड़ने के लिए मजबूर किया जाता है जब तक कि संपीड़न दहन को बनाए रखने में सक्षम न हो जाए; जी.-आर.डी. पर सितारा लगभग क्षैतिज रूप से बायीं ओर स्थानांतरित हो जाता है। इस स्तर पर, दहन परतों की अस्थिरता से शेल का विस्तार और पदार्थ की हानि भी हो सकती है। जब तक तारा पर्याप्त गर्म होता है, तब तक उसे एक या अधिक कोर के रूप में देखा जाता है। सीपियाँ जब परत स्रोतों को तारे की सतह पर विस्थापित किया जाता है ताकि उनमें तापमान परमाणु दहन के लिए आवश्यक से कम हो जाए, तो तारा ठंडा हो जाता है, अपने पदार्थ के आयनिक घटक की थर्मल ऊर्जा की खपत के कारण विकिरण के साथ एक सफेद बौने में बदल जाता है। सफ़ेद बौनों के लिए विशिष्ट शीतलन समय ~109 वर्ष है। सफ़ेद बौनों में परिवर्तित होने वाले एकल तारों के द्रव्यमान की निचली सीमा स्पष्ट नहीं है, इसका अनुमान 3-6 है। इलेक्ट्रॉन गैस वाले तारों में कार्बन-ऑक्सीजन (सी,ओ-) तारकीय कोर के विकास के चरण में गिरावट आती है। जैसे तारों के हीलियम कोर में, न्यूट्रिनो ऊर्जा हानि के कारण केंद्र में स्थितियों का "अभिसरण" होता है और तब तक C,O कोर में कार्बन प्रज्वलित हो जाता है। ऐसी परिस्थितियों में 12C का प्रज्वलन संभवतः एक विस्फोट का चरित्र रखता है और तारे के पूर्ण विनाश की ओर ले जाता है। पूर्ण विनाश नहीं हो सकता यदि . ऐसा घनत्व तब प्राप्त किया जा सकता है जब मुख्य विकास दर एक करीबी बाइनरी सिस्टम में उपग्रह के पदार्थ की अभिवृद्धि द्वारा निर्धारित की जाती है।

केवल एक तारे का अवलोकन करके तारकीय विकास का अध्ययन असंभव है - तारों में कई परिवर्तन इतनी धीमी गति से होते हैं कि कई शताब्दियों के बाद भी उन पर ध्यान नहीं दिया जा सकता है। इसलिए, वैज्ञानिक कई सितारों का अध्ययन करते हैं, जिनमें से प्रत्येक अपने जीवन चक्र में एक निश्चित चरण में है। पिछले कुछ दशकों में, कंप्यूटर प्रौद्योगिकी का उपयोग करके सितारों की संरचना का मॉडलिंग खगोल भौतिकी में व्यापक हो गया है।

विश्वकोश यूट्यूब

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✪ सितारे और तारकीय विकास (खगोलभौतिकीविद् सर्गेई पोपोव कहते हैं)

✪ तारे और तारकीय विकास (सर्गेई पोपोव और इल्गोनिस विल्क्स द्वारा वर्णित)

✪ सितारा विकास। 3 मिनट में नीले विशाल का विकास

✪ सुरदीन वी.जी. स्टार इवोल्यूशन भाग 1

✪ एस. ए. लामज़िन - "स्टार इवोल्यूशन"

उपशीर्षक

तारों के आंतरिक भाग में थर्मोन्यूक्लियर संलयन

युवा सितारे

तारे के निर्माण की प्रक्रिया को एकीकृत तरीके से वर्णित किया जा सकता है, लेकिन किसी तारे के विकास के बाद के चरण लगभग पूरी तरह से उसके द्रव्यमान पर निर्भर करते हैं, और केवल तारे के विकास के अंत में ही उसकी रासायनिक संरचना कोई भूमिका निभा सकती है।

युवा कम द्रव्यमान वाले तारे

कम द्रव्यमान वाले युवा तारे (तीन सौर द्रव्यमान तक) [ ], जो मुख्य अनुक्रम के रास्ते पर हैं, पूरी तरह से संवहनशील हैं, - संवहन प्रक्रिया तारे के पूरे शरीर को कवर करती है। ये अभी भी, वास्तव में, प्रोटोस्टार हैं, जिनके केंद्रों में परमाणु प्रतिक्रियाएं अभी शुरू हो रही हैं, और सभी विकिरण मुख्य रूप से गुरुत्वाकर्षण संपीड़न के कारण होते हैं। जब तक हाइड्रोस्टैटिक संतुलन स्थापित नहीं हो जाता, तब तक तारे की चमक निरंतर प्रभावी तापमान पर कम हो जाती है। हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख में, ऐसे तारे लगभग ऊर्ध्वाधर ट्रैक बनाते हैं, जिसे हयाशी ट्रैक कहा जाता है। जैसे-जैसे संकुचन धीमा होता है, युवा तारा मुख्य अनुक्रम के करीब पहुंचता है। इस प्रकार की वस्तुएं  T वृषभ प्रकार के सितारों से जुड़ी हैं।

इस समय, 0.8 सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले तारों में, कोर विकिरण के लिए पारदर्शी हो जाता है, और कोर में विकिरण ऊर्जा हस्तांतरण प्रमुख हो जाता है, क्योंकि तारकीय पदार्थ के बढ़ते संघनन से संवहन तेजी से बाधित होता है। तारकीय पिंड की बाहरी परतों में, संवहनशील ऊर्जा हस्तांतरण प्रबल होता है।

यह निश्चित रूप से ज्ञात नहीं है कि जब कम द्रव्यमान वाले तारे मुख्य अनुक्रम से टकराते हैं तो उनमें क्या विशेषताएं होती हैं, क्योंकि ये तारे युवा श्रेणी में जो समय बिताते हैं वह ब्रह्मांड की आयु से अधिक होता है [ ] . इन तारों के विकास के बारे में सभी विचार केवल संख्यात्मक गणना और गणितीय मॉडलिंग पर आधारित हैं।

जैसे ही तारा सिकुड़ता है, विघटित इलेक्ट्रॉन गैस का दबाव बढ़ने लगता है, और जब तारे की एक निश्चित त्रिज्या तक पहुँच जाता है, तो संकुचन बंद हो जाता है, जिससे संकुचन के कारण तारे के कोर में तापमान में और वृद्धि रुक ​​जाती है, और फिर इसकी कमी हो जाती है। 0.0767 सौर द्रव्यमान से कम के तारों के लिए, ऐसा नहीं होता है: परमाणु प्रतिक्रियाओं के दौरान जारी ऊर्जा आंतरिक दबाव और गुरुत्वाकर्षण संकुचन को संतुलित करने के लिए कभी भी पर्याप्त नहीं होगी। ऐसे "अंडरस्टार" थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की प्रक्रिया में उत्पन्न होने वाली ऊर्जा से अधिक ऊर्जा उत्सर्जित करते हैं, और तथाकथित भूरे बौनों से संबंधित होते हैं। उनका भाग्य निरंतर संकुचन है जब तक कि पतित गैस का दबाव इसे रोक नहीं देता है, और फिर सभी संलयन प्रतिक्रियाओं की समाप्ति के साथ धीरे-धीरे ठंडा होना शुरू हो गया है।

मध्यवर्ती द्रव्यमान के युवा तारे

मध्यवर्ती द्रव्यमान के युवा तारे (2 से 8 सौर द्रव्यमान तक) [ ] बिल्कुल अपनी छोटी बहनों और भाइयों की तरह ही गुणात्मक रूप से विकसित होते हैं, सिवाय इसके कि उनके पास मुख्य अनुक्रम तक संवहन क्षेत्र नहीं होते हैं।

इस प्रकार की वस्तुएँ तथाकथित से जुड़ी हैं। Ae\Be हर्बिग तारे वर्णक्रमीय प्रकार B-F0 के अनियमित चर हैं। उनके पास डिस्क और द्विध्रुवी जेट भी हैं। सतह से पदार्थ के बहिर्वाह की दर, चमक और प्रभावी तापमान टी टॉरस की तुलना में काफी अधिक है, इसलिए वे प्रोटोस्टेलर बादल के अवशेषों को प्रभावी ढंग से गर्म करते हैं और बिखेरते हैं।

8 सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले युवा तारे

ऐसे द्रव्यमान वाले तारों में पहले से ही सामान्य तारों की विशेषताएं होती हैं, क्योंकि वे सभी मध्यवर्ती चरणों को पार कर चुके होते हैं और परमाणु प्रतिक्रियाओं की ऐसी दर प्राप्त करने में सक्षम होते हैं जो विकिरण द्वारा ऊर्जा के नुकसान की भरपाई करते हैं, जबकि द्रव्यमान को कोर के हाइड्रोस्टेटिक संतुलन को प्राप्त करने के लिए संचित किया जाता है। इन तारों के लिए, द्रव्यमान और चमक का बहिर्वाह इतना महान है कि वे न केवल आणविक बादल के बाहरी क्षेत्रों के गुरुत्वाकर्षण पतन को रोकते हैं जो अभी तक तारे का हिस्सा नहीं बने हैं, बल्कि, इसके विपरीत, उन्हें दूर बिखेर देते हैं। इस प्रकार, निर्मित तारे का द्रव्यमान प्रोटोस्टेलर बादल के द्रव्यमान से काफी कम है। सबसे अधिक संभावना है, यह हमारी आकाशगंगा में लगभग 300 सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले तारों की अनुपस्थिति की व्याख्या करता है।

किसी तारे का मध्य जीवन चक्र

सितारे विभिन्न प्रकार के रंगों और आकारों में आते हैं। हाल के अनुमानों के अनुसार, इनका वर्णक्रमीय प्रकार गर्म नीले से लेकर ठंडे लाल तक और द्रव्यमान 0.0767 से लेकर लगभग 300 सौर द्रव्यमान तक होता है। किसी तारे की चमक और रंग उसकी सतह के तापमान पर निर्भर करता है, जो बदले में उसके द्रव्यमान से निर्धारित होता है। सभी नए तारे अपनी रासायनिक संरचना और द्रव्यमान के अनुसार मुख्य अनुक्रम पर "अपनी जगह लेते हैं"। यह, निश्चित रूप से, तारे की भौतिक गति के बारे में नहीं है - केवल संकेतित आरेख पर इसकी स्थिति के बारे में है, जो तारे के मापदंडों पर निर्भर करता है। वास्तव में, आरेख के साथ किसी तारे की गति केवल तारे के मापदंडों में बदलाव से मेल खाती है।

पदार्थ का थर्मोन्यूक्लियर "जलना" एक नए स्तर पर फिर से शुरू होने से तारे का एक राक्षसी विस्तार होता है। तारा "सूज जाता है", बहुत "ढीला" हो जाता है, और इसका आकार लगभग 100 गुना बढ़ जाता है। तो तारा एक लाल दानव बन जाता है, और हीलियम जलने का चरण लगभग कई मिलियन वर्षों तक रहता है। लगभग सभी लाल दानव परिवर्तनशील तारे हैं।

तारकीय विकास का अंतिम चरण

कम द्रव्यमान वाले पुराने तारे

वर्तमान में, यह निश्चित रूप से ज्ञात नहीं है कि प्रकाश तारों के आंतरिक भाग में हाइड्रोजन की आपूर्ति कम होने के बाद उनका क्या होता है। चूँकि ब्रह्मांड की आयु 13.7 अरब वर्ष है, जो ऐसे तारों में हाइड्रोजन ईंधन की आपूर्ति को ख़त्म करने के लिए पर्याप्त नहीं है, वर्तमान सिद्धांत ऐसे तारों में होने वाली प्रक्रियाओं के कंप्यूटर सिमुलेशन पर आधारित हैं।

कुछ तारे केवल कुछ सक्रिय क्षेत्रों में हीलियम का संश्लेषण कर सकते हैं, जो उनकी अस्थिरता और तेज़ तारकीय हवाओं का कारण बनता है। इस मामले में, ग्रह नीहारिका का निर्माण नहीं होता है, और तारा केवल वाष्पित हो जाता है, भूरे बौने से भी छोटा हो जाता है [ ] .

0.5 सौर द्रव्यमान से कम द्रव्यमान वाला तारा अपने मूल में हाइड्रोजन से जुड़ी प्रतिक्रियाओं के बंद होने के बाद भी हीलियम को परिवर्तित करने में सक्षम नहीं है - ऐसे तारे का द्रव्यमान हीलियम को "प्रज्वलित" करने के लिए पर्याप्त डिग्री तक गुरुत्वाकर्षण संपीड़न का एक नया चरण प्रदान करने के लिए बहुत छोटा है। इन तारों में प्रॉक्सिमा सेंटॉरी जैसे लाल बौने शामिल हैं, जिनका मुख्य अनुक्रम जीवनकाल दसियों अरबों से लेकर दसियों खरबों वर्षों तक होता है। उनके नाभिक में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की समाप्ति के बाद, वे धीरे-धीरे ठंडा हो रहे हैं, विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम के अवरक्त और माइक्रोवेव रेंज में कमजोर रूप से विकिरण करना जारी रखेंगे।

मध्यम आकार के तारे

पहुँचने पर एक मध्यम आकार का तारा (0.4 से 3.4 सौर द्रव्यमान तक) [ ] लाल विशाल चरण में, हाइड्रोजन इसके मूल में समाप्त हो जाता है, और हीलियम से कार्बन संश्लेषण की प्रतिक्रियाएँ शुरू हो जाती हैं। यह प्रक्रिया उच्च तापमान पर होती है और इसलिए कोर से ऊर्जा प्रवाह बढ़ जाता है और परिणामस्वरूप, तारे की बाहरी परतें फैलने लगती हैं। कार्बन संश्लेषण की शुरुआत तारे के जीवन में एक नए चरण का प्रतीक है और कुछ समय तक जारी रहती है। सूर्य के आकार के करीब एक तारे के लिए, इस प्रक्रिया में लगभग एक अरब वर्ष लग सकते हैं।

विकिरणित ऊर्जा की मात्रा में परिवर्तन के कारण तारे को अस्थिरता के दौर से गुजरना पड़ता है, जिसमें आकार, सतह के तापमान और ऊर्जा रिलीज में परिवर्तन शामिल हैं। ऊर्जा का विमोचन कम-आवृत्ति विकिरण की ओर स्थानांतरित हो जाता है। यह सब तेज तारकीय हवाओं और तीव्र स्पंदनों के कारण बढ़ती जनहानि के साथ है। इस चरण के तारों को "देर से आने वाले तारे" ("सेवानिवृत्त तारे" भी) कहा जाता है, ओह-आईआर सितारेया मीरा जैसे सितारे, उनकी सटीक विशेषताओं पर निर्भर करते हैं। उत्सर्जित गैस तारे के आंतरिक भाग में उत्पन्न ऑक्सीजन और कार्बन जैसे भारी तत्वों से अपेक्षाकृत समृद्ध होती है। गैस एक विस्तारित आवरण बनाती है और तारे से दूर जाने पर ठंडी हो जाती है, जिससे धूल के कणों और अणुओं का निर्माण होता है। स्रोत तारे से मजबूत अवरक्त विकिरण के साथ, ब्रह्मांडीय मासर्स के सक्रियण के लिए ऐसे गोले में आदर्श स्थितियाँ बनती हैं।

हीलियम संलयन अभिक्रियाएँ तापमान के प्रति बहुत संवेदनशील होती हैं। कभी-कभी इससे बड़ी अस्थिरता पैदा हो जाती है. तीव्रतम स्पंदन उत्पन्न होते हैं, जिसके परिणामस्वरूप बाहरी परतों को इतना त्वरण मिलता है कि वे उखड़कर एक ग्रह नीहारिका में बदल जाती हैं। ऐसे निहारिका के केंद्र में, तारे का नग्न कोर रहता है, जिसमें थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं बंद हो जाती हैं, और, जैसे ही यह ठंडा होता है, यह एक हीलियम सफेद बौने में बदल जाता है, एक नियम के रूप में, इसका द्रव्यमान 0.5-0.6 सौर द्रव्यमान तक होता है और पृथ्वी के व्यास के क्रम का व्यास होता है।

सूर्य सहित अधिकांश तारे सिकुड़कर अपना विकास पूरा करते हैं, जब तक कि विकृत इलेक्ट्रॉनों का दबाव गुरुत्वाकर्षण को संतुलित नहीं कर देता। इस अवस्था में, जब तारे का आकार सौ गुना कम हो जाता है और घनत्व पानी की तुलना में दस लाख गुना अधिक हो जाता है, तो तारे को सफेद बौना कहा जाता है। यह ऊर्जा स्रोतों से वंचित हो जाता है और धीरे-धीरे ठंडा होकर एक अदृश्य काला बौना बन जाता है।

सूर्य से अधिक विशाल तारों में, विकृत इलेक्ट्रॉनों का दबाव नाभिक के आगे संपीड़न को नहीं रोक सकता है, और इलेक्ट्रॉन परमाणु नाभिक में "दबाव" देना शुरू कर देते हैं, जो प्रोटॉन को न्यूट्रॉन में बदल देता है, जिसके बीच कोई इलेक्ट्रोस्टैटिक प्रतिकर्षण बल नहीं होता है। पदार्थ का ऐसा न्यूट्रॉनीकरण इस तथ्य की ओर ले जाता है कि तारे का आकार, जो अब, वास्तव में, एक विशाल परमाणु नाभिक है, कई किलोमीटर में मापा जाता है, और घनत्व पानी के घनत्व से 100 मिलियन गुना अधिक है। ऐसी वस्तु को न्यूट्रॉन तारा कहा जाता है; इसका संतुलन पतित न्यूट्रॉन पदार्थ के दबाव से बना रहता है।

अतिविशाल तारे

पांच सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाला तारा लाल सुपरजाइंट के चरण में प्रवेश करने के बाद, गुरुत्वाकर्षण बलों के प्रभाव में इसका कोर सिकुड़ना शुरू हो जाता है। जैसे-जैसे संपीड़न बढ़ता है, तापमान और घनत्व बढ़ता है, और थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं का एक नया क्रम शुरू होता है। ऐसी प्रतिक्रियाओं में, तेजी से भारी तत्वों का संश्लेषण होता है: हीलियम, कार्बन, ऑक्सीजन, सिलिकॉन और लोहा, जो अस्थायी रूप से नाभिक के पतन को रोकता है।

परिणामस्वरूप, जैसे-जैसे आवर्त सारणी के अधिक से अधिक भारी तत्व बनते हैं, आयरन-56 को सिलिकॉन से संश्लेषित किया जाता है। इस स्तर पर, आगे एक्ज़ोथिर्मिक थर्मोन्यूक्लियर संलयन असंभव हो जाता है, क्योंकि लौह-56 नाभिक में अधिकतम द्रव्यमान दोष होता है, और ऊर्जा रिलीज के साथ भारी नाभिक का निर्माण असंभव है। इसलिए, जब किसी तारे का लौह कोर एक निश्चित आकार तक पहुंच जाता है, तो उसमें दबाव तारे की ऊपरी परतों के वजन का सामना करने में सक्षम नहीं होता है, और इसके पदार्थ के न्यूट्रॉनाइजेशन के साथ कोर का तत्काल पतन होता है।

आगे क्या होगा यह अभी तक पूरी तरह से स्पष्ट नहीं है, लेकिन, किसी भी मामले में, कुछ ही सेकंड में चल रही प्रक्रियाएं अविश्वसनीय शक्ति के सुपरनोवा विस्फोट की ओर ले जाती हैं।

मजबूत न्यूट्रिनो जेट और एक घूमता हुआ चुंबकीय क्षेत्र तारे द्वारा संचित अधिकांश सामग्री को बाहर धकेल देता है [ ] - तथाकथित बैठने के तत्व, जिनमें लोहे और हल्के तत्व शामिल हैं। तारकीय कोर से उत्सर्जित न्यूट्रॉन द्वारा विस्तारित पदार्थ पर बमबारी की जाती है, उन्हें पकड़ लिया जाता है और इस तरह लोहे से भारी तत्वों का एक समूह बनाया जाता है, जिसमें रेडियोधर्मी तत्व, यूरेनियम (और संभवतः कैलिफोर्निया तक) भी शामिल हैं। इस प्रकार, सुपरनोवा विस्फोट अंतरतारकीय पदार्थ में लोहे से भारी तत्वों की उपस्थिति की व्याख्या करते हैं, लेकिन यह उनके गठन का एकमात्र संभावित तरीका नहीं है, उदाहरण के लिए, टेक्नेटियम सितारों द्वारा प्रदर्शित किया जाता है।

विस्फोट की लहर और न्यूट्रिनो के जेट किसी मरते हुए तारे से पदार्थ को दूर ले जाते हैं [ ] अंतरतारकीय अंतरिक्ष में। इसके बाद, जैसे ही यह ठंडा होता है और अंतरिक्ष में यात्रा करता है, यह सुपरनोवा सामग्री अन्य अंतरिक्ष "कचरा" से टकरा सकती है और, संभवतः, नए सितारों, ग्रहों या उपग्रहों के निर्माण में भाग ले सकती है।

सुपरनोवा के निर्माण के दौरान होने वाली प्रक्रियाओं का अभी भी अध्ययन किया जा रहा है और अभी तक यह मुद्दा स्पष्ट नहीं है। प्रश्न यह भी है कि वास्तव में मूल तारे का अवशेष क्या है। हालाँकि, दो विकल्पों पर विचार किया जा रहा है: न्यूट्रॉन तारे और ब्लैक होल।

न्यूट्रॉन तारे

यह ज्ञात है कि कुछ सुपरनोवा में, सुपरजाइंट के आंतरिक भाग में मजबूत गुरुत्वाकर्षण इलेक्ट्रॉनों को परमाणु नाभिक द्वारा अवशोषित करने का कारण बनता है, जहां वे प्रोटॉन के साथ विलय करके न्यूट्रॉन बनाते हैं। इस प्रक्रिया को न्यूट्रॉनाइजेशन कहा जाता है। आस-पास के नाभिकों को अलग करने वाली विद्युत चुम्बकीय शक्तियां गायब हो जाती हैं। तारे का कोर अब परमाणु नाभिक और व्यक्तिगत न्यूट्रॉन की एक घनी गेंद है।

ऐसे तारे, जिन्हें न्यूट्रॉन तारे के रूप में जाना जाता है, बेहद छोटे होते हैं - किसी बड़े शहर से बड़े नहीं - और इनका घनत्व अकल्पनीय रूप से उच्च होता है। जैसे-जैसे तारे का आकार घटता जाता है (कोणीय गति के संरक्षण के कारण) उनकी कक्षीय अवधि अत्यंत कम हो जाती है। कुछ न्यूट्रॉन तारे प्रति सेकंड 600 चक्कर लगाते हैं। उनमें से कुछ के लिए, विकिरण वेक्टर और घूर्णन अक्ष के बीच का कोण ऐसा हो सकता है कि पृथ्वी इस विकिरण से बने शंकु में गिर जाए; इस मामले में, एक विकिरण पल्स को रिकॉर्ड करना संभव है जो तारे की घूर्णन अवधि के बराबर समय अंतराल पर दोहराया जाता है। ऐसे न्यूट्रॉन सितारों को "पल्सर" कहा जाता था, और वे पहले खोजे गए न्यूट्रॉन सितारे बन गए।

ब्लैक होल्स

सुपरनोवा विस्फोट के चरण को पार करने के बाद सभी तारे न्यूट्रॉन तारे नहीं बन जाते। यदि तारे का द्रव्यमान पर्याप्त रूप से बड़ा है, तो ऐसे तारे का पतन जारी रहेगा, और न्यूट्रॉन स्वयं तब तक अंदर की ओर गिरने लगेंगे जब तक कि उसकी त्रिज्या श्वार्ज़स्चिल्ड त्रिज्या से कम न हो जाए। तारा फिर एक ब्लैक होल बन जाता है।

ब्लैक होल के अस्तित्व की भविष्यवाणी सापेक्षता के सामान्य सिद्धांत द्वारा की गई थी। इस सिद्धांत के अनुसार,

विभिन्न द्रव्यमानों के सितारों का विकास

खगोलशास्त्री एक तारे के जीवन को शुरू से अंत तक नहीं देख सकते, क्योंकि सबसे कम समय तक जीवित रहने वाले तारे भी लाखों वर्षों तक मौजूद रहते हैं - जो कि सभी मानव जाति के जीवन से अधिक है। तारों की भौतिक विशेषताओं और रासायनिक संरचना में समय के साथ परिवर्तन, अर्थात्। तारकीय विकास, खगोलशास्त्री विकास के विभिन्न चरणों में कई सितारों की विशेषताओं की तुलना करके अध्ययन करते हैं।

तारों की देखी गई विशेषताओं को जोड़ने वाले भौतिक पैटर्न रंग-चमकदार आरेख - हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख में परिलक्षित होते हैं, जिस पर तारे अलग-अलग समूह बनाते हैं - अनुक्रम: सितारों का मुख्य अनुक्रम, सुपरजायंट्स, उज्ज्वल और कमजोर दिग्गजों, सबजायंट्स, सबड्वार्फ़ और सफेद बौने के अनुक्रम।

अपने अधिकांश जीवन के लिए, कोई भी तारा रंग-चमकदारता आरेख के तथाकथित मुख्य अनुक्रम पर होता है। एक सघन अवशेष के निर्माण से पहले किसी तारे के विकास के अन्य सभी चरणों में इस समय का 10% से अधिक समय नहीं लगता है। यही कारण है कि हमारी आकाशगंगा में देखे गए अधिकांश तारे सूर्य के द्रव्यमान या उससे कम द्रव्यमान वाले मामूली लाल बौने हैं। मुख्य अनुक्रम में सभी देखे गए सितारों का लगभग 90% शामिल है।

किसी तारे का जीवनकाल और वह अपने जीवन पथ के अंत में क्या बनेगा यह पूरी तरह से उसके द्रव्यमान से निर्धारित होता है। सूर्य के द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले तारे सूर्य की तुलना में बहुत कम जीवित रहते हैं, और सबसे विशाल तारों का जीवनकाल केवल लाखों वर्ष होता है। अधिकांश तारों का जीवनकाल लगभग 15 अरब वर्ष है। जब तारा अपने ऊर्जा स्रोतों को समाप्त कर लेता है, तो वह ठंडा और सिकुड़ने लगता है। तारों के विकास का अंतिम उत्पाद सघन विशाल पिंड हैं, जिनका घनत्व सामान्य तारों की तुलना में कई गुना अधिक है।

विभिन्न द्रव्यमान वाले तारे तीन अवस्थाओं में से एक में समाप्त होते हैं: सफेद बौने, न्यूट्रॉन तारे, या ब्लैक होल। यदि तारे का द्रव्यमान छोटा है, तो गुरुत्वाकर्षण बल अपेक्षाकृत कमजोर होते हैं और तारे का संपीड़न (गुरुत्वाकर्षण पतन) रुक जाता है। यह एक सफेद बौने की स्थिर अवस्था में प्रवेश करता है। यदि द्रव्यमान एक महत्वपूर्ण मान से अधिक हो जाता है, तो संपीड़न जारी रहता है। बहुत उच्च घनत्व पर, इलेक्ट्रॉन प्रोटॉन के साथ मिलकर न्यूट्रॉन बनाते हैं। जल्द ही, लगभग पूरे तारे में केवल न्यूट्रॉन होते हैं और इसका घनत्व इतना अधिक होता है कि एक विशाल तारकीय द्रव्यमान कई किलोमीटर की त्रिज्या के साथ एक बहुत छोटी गेंद में केंद्रित होता है और संपीड़न बंद हो जाता है - एक न्यूट्रॉन तारा बनता है। यदि तारे का द्रव्यमान इतना अधिक है कि न्यूट्रॉन तारे का निर्माण भी गुरुत्वाकर्षण पतन को नहीं रोक पाता है, तो तारे के विकास का अंतिम चरण एक ब्लैक होल होगा।