तारकीय भौतिकी, एक तारे का भौतिकी
लेखक: राहुल रतूड़ी (https://raturi2611.blogspot.com/)
हम सभी स्टार डस्ट से बने हैं। -कार्ल सागन (1934-1996)
~ वहाँ रात के आकाश में आप सभी जानते हैं कि वे रहस्यमयी टिमटिमाती वस्तुएँ क्या हैं। हां !! वो सितारे हैं। लेकिन लंबे समय तक लोग सितारों के बारे में नहीं जानते और जानते थे। और मैं प्राचीन यूनानियों या प्राचीन मेसोपोटामिया के लोगों के बारे में नहीं बल्कि हाल ही में गैलीलियो और केप्लर के बारे में बात कर रहा हूं। वे नहीं जानते थे कि तारे क्या होते हैं।
•तारा क्या है?
तारे विशाल आकाशीय पिंड हैं जो ज्यादातर हाइड्रोजन (H) और हीलियम (He) से बने होते हैं, जो कोर के अंदर मंथन करने वाले परमाणु बलों से प्रकाश और गर्मी पैदा करते हैं। हमारी पृथ्वी के सबसे निकट का तारा सूर्य है।
•तारे की भौतिकी
एक तारे को स्थिर होने के लिए हाइड्रोस्टेटिक संतुलन की स्थिति का पालन करना चाहिए। एक तारे में, उसके मूल के अंदर, परमाणु संलयन जीवन के 90-95% हिस्से में H को He में परिवर्तित करता जा रहा है। तो यह परमाणु संलयन एक बाहरी दबाव बनाता है।
तारे एक आदर्श आदर्श गैस के ग्लोब होते हैं जिसमें यह बाहरी दबाव आवक गुरुत्वाकर्षण द्वारा संतुलित होता है और यह बाहरी दबाव आदर्श गैस (बॉयल्स लॉ द्वारा दिया गया) और विकिरण दबाव (स्टीफन के नियम) के कारण दबाव का एक संयुक्त प्रभाव है।
कुल दबाव = P1 + P2
= nKT + (1/3)aT⁴
P1= आदर्श गैस के कारण दाब
P2 = विकिरण दबाव
के = बोल्ट्जमैन कॉन्स्टेंट
लेकिन जब हम न्यूट्रॉन सितारों और सफेद बौनों के बारे में बात करते हैं तो हमें इन समीकरणों को बदलना पड़ता है क्योंकि इस प्रकार के सितारों के कोर अब आदर्श गैस नहीं हैं बल्कि फर्मी डिराक कानूनों का पालन करने वाले फर्मियन से बने होते हैं और वहां हम डिजेनरेसी दबाव (यह पाउली अपवर्जन सिद्धांत के कारण है, जिसमें कहा गया है कि कोई भी दो फ़र्मियन एक ही क्वांटम अवस्था पर कब्जा नहीं कर सकते हैं)।
•सितारे क्यों चमकते हैं?
आर्थर एडिंगटन ने सबसे पहले तारे की चमक का सूत्र दिया था जो कि चमक और तारे के द्रव्यमान के बीच संबंध को दर्शाता है
L ∝ M³
सामान्य तौर पर, हम सोचते हैं कि, यदि दिया गया द्रव्यमान कम त्रिज्या आयतन में है तो उसका तापमान अधिक होता है इसलिए उसे अधिक चमकदार होना चाहिए। लेकिन यहां हम एक आश्चर्यजनक परिणाम देख सकते हैं कि चमक त्रिज्या पर निर्भर नहीं है। एडिंगटन ने इस परिणाम की तुलना टिप्पणियों से की और सिद्धांत ने टिप्पणियों को पूरी तरह से फिट किया। चित्र में त्रिज्या बिल्कुल नहीं आती है, चमक केवल तारे के द्रव्यमान पर निर्भर करती है।
लेकिन एक सवाल यह भी है कि तारे बिल्कुल क्यों चमकते हैं? परमाणु प्रतिक्रिया गामा किरणों के रूप में भारी मात्रा में ऊर्जा छोड़ती है। ये गामा किरणें तारे के अंदर फंस जाती हैं। गामा किरणें बाहर निकलने की कोशिश में तारे में इधर-उधर उछलती हैं। वे एक परमाणु द्वारा अवशोषित होते हैं और फिर से उत्सर्जित होते हैं। यह एक सेकंड में कई बार हो सकता है, और एक एकल फोटॉन को तारे के मूल से इसकी सतह तक पहुंचने में 100,000 साल लग सकते हैं। जब फोटॉन सतह पर पहुंच गए हैं, तो उन्होंने अपनी कुछ ऊर्जा खो दी है, दृश्यमान प्रकाश फोटॉन बन गए हैं, न कि गामा किरणों के रूप में शुरू हुई। ये फोटॉन सूर्य की सतह से छलांग लगाते हैं और अंतरिक्ष में एक सीधी रेखा में निकल जाते हैं। वे हमेशा के लिए यात्रा कर सकते हैं अगर वे किसी भी चीज में भाग नहीं लेते हैं।
चमक उन फोटॉनों के कारण है जो आप देख रहे हैं जो वर्षों पहले तारे की सतह को छोड़ कर अंतरिक्ष में यात्रा करते थे, बिना किसी चीज में भागे।
• सितारों में क्वांटम टनलिंग।
तारों के अंदर नाभिकीय संलयन में, हम देखते हैं कि दो H नाभिक (प्रोटॉन) निकट आ रहे हैं और आपस में जुड़ रहे हैं।
लेकिन हम सभी जानते हैं कि प्रोटॉन-प्रोटॉन के बीच कूलम्बियन प्रतिकर्षण बल का एक अवरोध है। तो ये प्रोटॉन इस बल और फ्यूज पर कैसे काबू पाते हैं? हम में से कुछ लोग सोच सकते हैं कि ऐसा इसलिए है क्योंकि तारे के कोर का तापमान इतना अधिक होता है। जो प्रोटॉन को पर्याप्त उच्च ऊर्जा प्रदान करता है ताकि वे फ्यूज कर सकें।
लेकिन प्रोटॉन-प्रोटॉन के बीच प्रतिकर्षण बल लगभग 1 Mev होता है और तारों का तापमान लगभग 10⁷ डिग्री होता है जो कि लाखों डिग्री होता है लेकिन यह केवल 1000 eV के प्रतिकारक बल को ही पार कर सकता है।
इसलिए प्रोटॉन के करीब आने और फ्यूज होने के बारे में सोचना लगभग असंभव है। प्रोटॉन को फ्यूज करने के लिए इसे अरबों डिग्री तापमान की आवश्यकता होती है।
तो, यदि संलयन के लिए तापमान ही एकमात्र कारक नहीं है तो क्या?
अब, क्वांटम यांत्रिकी तस्वीर में आती है। डी ब्रोगली परिकल्पना के अनुसार परमाणुओं में भी तरंग प्रकृति होती है। और ये तरंगें प्रायिकता तरंगें हैं। क्वांटम यांत्रिक रूप से, इन कम ऊर्जा वाले प्रोटॉन में अवरोध के माध्यम से टनलिंग की बहुत छोटी लेकिन गैर-शून्य संभावना होती है। टनलिंग की संभावना कणों की ऊर्जा, उनके द्रव्यमान और आवेश पर निर्भर करती है।
हालांकि टनलिंग की संभावना बहुत कम है यानी 10-20, एक तारे के अंदर लगभग 1057 प्रोटॉन होते हैं। तो सांख्यिकीय रूप से संलयन इतनी कम संभावना के साथ भी बहुत धीमी गति से हो सकता है।
•एक तारे का जीवनकाल
एक तारे का जीवनकाल मुख्य रूप से द्रव्यमान पर निर्भर करता है। द्रव्यमान कम (2 सौर द्रव्यमान तक) में अधिक जीवन होगा क्योंकि उनके कोर के अंदर कम तापमान होता है और ईंधन धीमा होता है। तारे के लंबे जीवन का एक अन्य कारण तारे के अंदर कमजोर अंतःक्रिया है जहां प्रोटॉन न्यूट्रॉन में परिवर्तित होता है जो बहुत धीमी प्रक्रिया है।
लगभग 15 सौर द्रव्यमान वाला एक तारा केवल कुछ मिलियन वर्ष ही जीवित रहेगा। लेकिन हमारे सूर्य जैसे कम द्रव्यमान वाले तारे अरबों साल तक जीवित रह सकते हैं।
•तारे की मृत्यु
एक स्व-गुरुत्वाकर्षण तारे में, संलयन हाइड्रोजन के He में परिवर्तित होने से शुरू होता है। एक बार जब सभी हाइड्रोजन जुड़ जाते हैं, तो कोर सिकुड़ने लगता है क्योंकि हीलियम का निर्माण होता है, जो 10⁷ डिग्री (स्टार कोर टेम्प।) के तापमान पर फ्यूज नहीं होता है, जिसके कारण बाहरी दबाव कम हो जाता है और अब गुरुत्वाकर्षण हावी होने लगता है, जिसके परिणामस्वरूप संकुचन होता है सार।
एक बार जब कोर एक आकार तक सिकुड़ जाता है, जिस पर तापमान 10⁸ डिग्री तक पहुंच जाता है, तो हीलियम कार्बन में फ्यूज होना शुरू हो जाता है। और यह नाटक तब तक चलता है जब तक कि कोर आयरन नहीं बन जाता जिसके लिए 10¹⁰ डिग्री तापमान की आवश्यकता होती है।
फ्यूजन 56Fe पर रुका हुआ है, ऊपर के ग्राफ में हम देख सकते हैं कि आयरन में सबसे ज्यादा बाइंडिंग एनर्जी यानी 9 Mev प्रति न्यूक्लियॉन है। चूंकि यह इतना कसकर बंधा हुआ है कि फ्यूजन द्वारा कोई ऊर्जा नहीं निकाली जा सकती है। लोहा फ्यूज हो सकता है, लेकिन यह प्रक्रिया में ऊर्जा को अवशोषित करेगा, और मुख्य तापमान गिर जाएगा। तो तारा अधिक फ्यूज करना बंद कर देता है और कोर लोहे के नाभिक पर रुक जाता है।
इस बिंदु के बाद गुरुत्वाकर्षण लड़ाई जीत जाता है और तारा एक सेकंड के भीतर ढह जाता है, बाहरी परत कोर से उछलकर एक विस्फोट को ट्रिगर करती है जिससे अन्य सभी भारी नाभिक अंतरिक्ष में बाहर निकल जाते हैं। यह सुपरनोवा नामक ब्रह्मांड में सबसे ऊर्जावान और हिंसक लेकिन सुंदर घटना है।
सुपरनोवा के बाद, 8 से कम सौर द्रव्यमान वाले मुख्य अनुक्रम तारे सफेद बौने बन जाएंगे। वे परम शांति प्राप्त करेंगे क्योंकि इसमें गुरुत्वाकर्षण उत्पन्न करने के लिए पर्याप्त द्रव्यमान नहीं है जो अब पतन के दबाव को दूर कर सकता है। चंद्रशेखर सीमा को अब सूर्य के द्रव्यमान का लगभग 1.4 गुना मान लिया गया है; इससे कम द्रव्यमान वाला कोई भी सफेद बौना हमेशा के लिए सफेद बौना रहेगा।
लेकिन अगर द्रव्यमान 1.4 से 3 सौर द्रव्यमान के बीच है, तो यह इतना ढह जाएगा कि प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉन मिलकर न्यूट्रॉन बनाते हैं और एक न्यूट्रॉन स्टार में समाप्त हो जाते हैं। ब्रह्मांड में न्यूट्रॉन तारे अधिक सघन पिंड हैं। एक न्यूट्रॉन तारा इतना घना होता है कि उसके एक चम्मच (5 मिलीलीटर) पदार्थ का द्रव्यमान लाखों टन से अधिक होगा। एक न्यूट्रॉन तारे का व्यास लगभग 20 किमी है और इसका द्रव्यमान हमारे सूर्य से लगभग 1.4 गुना है।
और अगर द्रव्यमान 3 सौर द्रव्यमान से अधिक हो जाता है तो गुरुत्वाकर्षण इतना अधिक हो जाएगा कि पूरा द्रव्यमान अनंत घनत्व के एक विलक्षण बिंदु में ढह जाता है और यह एक ब्लैक होल बन जाता है। यह अपने चारों ओर एक घटना क्षितिज भी बनाता है। ‘घटना क्षितिज’ एक ब्लैक होल के चारों ओर अंतरिक्ष के क्षेत्र को परिभाषित करने वाली सीमा है जिससे कुछ भी (प्रकाश भी नहीं) बच सकता है। दूसरे शब्दों में, घटना क्षितिज के भीतर किसी वस्तु का पलायन वेग प्रकाश की गति से अधिक होता है।
हाल ही में 2019 में, इवेंट होराइजन टेलीस्कोप का उपयोग करते हुए, वैज्ञानिकों ने आकाशगंगा M87 के केंद्र में ब्लैक होल की पहली छवि प्राप्त की।
लेखक: राहुल रतूड़ी (https://raturi2611.blogspot.com/)