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आकाशगंगाओं और तारों की उत्पत्ति और विकास तारा निर्माण क्षेत्र - ओरियन नेबुला (एम42), अलनीतक अलनीलम

तारा निर्माण का मॉडल ब्रह्मांड के दृश्य भाग - मेटागैलेक्सी की त्रिज्या उस दूरी से अधिक नहीं हो सकती जो विकिरण ब्रह्मांड की आयु के बराबर समय में तय करता है - आधुनिक अवधारणाओं के अनुसार 13.7 ± 2 अरब वर्ष। परिणामस्वरूप, बिग बैंग के लगभग 0.5 अरब वर्ष बाद जन्मी आकाशगंगाएँ 13 अरब वर्ष से अधिक पुरानी हैं। 10 अरब वर्ष से अधिक आयु वाले सबसे पुराने तारे गोलाकार तारा समूहों (टाइप 2 आबादी जिसमें हे से भारी तत्वों की कम सामग्री होती है) का हिस्सा हैं। सबसे अधिक संभावना है कि वे आकाशगंगाओं के साथ एक साथ बने। 8280 पीसी पर वृश्चिक तारामंडल में गोलाकार तारा समूह M80।

ब्रह्मांड और आकाशगंगाओं की आयु a) हमारी आकाशगंगा की आयु 13.7 अरब वर्ष (सटीकता 1%) है। बी) ब्रह्मांड में दृश्य पदार्थ के 4% परमाणु शामिल हैं; - 23% पर डार्क मैटर का कब्जा है; - शेष 73% रहस्यमय "एंटी-ग्रेविटी" (डार्क एनर्जी) है, जिससे ब्रह्मांड का विस्तार हो रहा है। बिग बैंग के 100 मिलियन वर्ष बाद आकाशगंगाएँ बननी शुरू हुईं और अगले 3-5 बिलियन वर्षों में वे बनीं और समूहों में समूहित हो गईं। अत: सबसे पुरानी अण्डाकार आकाशगंगाओं की आयु लगभग 14 अरब वर्ष है। पहले तारे बिग बैंग के 10 लाख वर्ष बाद दिखाई देते हैं, इसलिए लगभग 14 अरब वर्ष पुराने तारे होने चाहिए। 30 जून, 2001 को, नासा के खगोलीय उपकरण "एमएपी" (माइक्रोवेव एनिसोट्रॉपी प्रोब) का वजन 840 किलोग्राम और लागत 145 मिलियन डॉलर केप कैनावेरल से लॉन्च किया गया था और 1 अक्टूबर, 2001 को यह लाइब्रेशन बिंदु एल 2 (सूर्य, पृथ्वी के बीच गुरुत्वाकर्षण संतुलन) पर पहुंच गया। और चंद्रमा), पृथ्वी से 15 लाख किलोमीटर की दूरी पर स्थित है। अंतरिक्ष यान का उद्देश्य विस्फोट की त्रि-आयामी तस्वीर बनाना और उस समय को देखना है जब तारे और आकाशगंगाएँ अभी तक उत्पन्न नहीं हुई थीं। WMAP: 1-सटीक स्थिरीकरण प्रणाली का संतुलन भार, 2-नेविगेशन सिस्टम सेंसर, 3-प्राप्त इलेक्ट्रॉनिक्स इकाई, 4-वेवगाइड, 5-सर्वदिशात्मक एंटीना, 6-मिरर 1.4*1.6 मीटर, 7-सेकंड रिफ्लेक्टर, 8-कूलिंग, 9-माउंट प्लेटफॉर्म, 10-इलेक्ट्रॉनिक्स, सूरज की रोशनी से 11-स्क्रीन। नासा के WMAP अंतरिक्ष यान का उपयोग करते हुए, जो पृष्ठभूमि माइक्रोवेव विकिरण के बारे में जानकारी एकत्र करता है, 2006 तक यह स्थापित किया गया था:

ब्रह्मांड के विकास का संक्षिप्त इतिहास समय तापमान ब्रह्मांड की स्थिति सेकंड अधिक K मुद्रास्फीति का विस्तार सेकंड अधिक K क्वार्क और इलेक्ट्रॉनों की उपस्थिति सेकंड 10 12 K प्रोटॉन और न्यूट्रॉन का निर्माण सेकंड - 3 मिनट K ड्यूटेरियम, हीलियम और लिथियम नाभिक का उद्भव 400 हजार वर्ष 4000 K परमाणुओं का निर्माण 15 मिलियन वर्ष 300 K गैस बादल के विस्तार की निरंतरता 1 अरब वर्ष 20 K पहले तारे और आकाशगंगाओं की उत्पत्ति 3 अरब वर्ष 10 K तारों के विस्फोट के दौरान भारी नाभिक का निर्माण अरब वर्ष 3 K ग्रहों का उद्भव और बुद्धिमान जीवन वर्ष 10 -2 K की समाप्ति तारों की जन्म प्रक्रिया वर्ष K सभी तारों की ऊर्जा का ह्रास वर्ष -20 K ब्लैक होल का वाष्पीकरण और प्राथमिक कणों का जन्म वर्ष K सभी ब्लैक होल का वाष्पीकरण पूरा होना

तारों का निर्माण तारे हमेशा ठंड (T=10K) में गुरुत्वाकर्षण अस्थिरता और कम से कम 2000 M के द्रव्यमान वाले घने आणविक बादलों के परिणामस्वरूप समूहों (समूहों) में बनते हैं। 10 5 M (अधिक) से अधिक द्रव्यमान वाले GMOs 6000 से अधिक ज्ञात हैं) में आकाशगंगा की कुल आणविक गैस का 90% तक शामिल है। ठंडी गैस और धूल का संचय - ग्लोब्यूल बी68 (बर्नार्ड कैटलॉग), जीएमओ का एक टुकड़ा। ग्लोब्यूल का द्रव्यमान 100 एम तक पहुंच सकता है। सुपरनोवा अवशेषों, सर्पिल घनत्व तरंगों और गर्म ओबी सितारों से तारकीय हवा के विस्तार के दौरान सदमे तरंगों द्वारा संपीड़न की सुविधा होती है। आणविक बादलों से बादलों के विखंडन (ग्लोब की उपस्थिति) के माध्यम से तारों में संक्रमण के दौरान पदार्थ का तापमान लाखों गुना बढ़ जाता है, और घनत्व - कई गुना बढ़ जाता है। किसी तारे के विकास का चरण, जो संपीड़न द्वारा विशेषता है और अभी तक थर्मोन्यूक्लियर ऊर्जा स्रोत नहीं है, को प्रोटोस्टार (ग्रीक प्रोटोस "प्रथम") कहा जाता है।

सौर-प्रकार के तारों का विकास प्रोटोस्टार बनाने में, कोर सभी, या लगभग सभी, पदार्थ को खींचता है, सिकुड़ता है, और जब अंदर का तापमान 10 मिलियन K से अधिक हो जाता है, तो हाइड्रोजन के जलने की प्रक्रिया शुरू हो जाती है (थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया)। M वाले तारों की शुरुआत से लेकर अब तक 60 मिलियन वर्ष बीत चुके हैं। मुख्य अनुक्रम पर - जीवन की सबसे लंबी अवस्था में, सौर-प्रकार के तारे 9-10 अरब वर्ष पुराने हैं। कोर से सटे परत में, एक नियम के रूप में, हाइड्रोजन रहता है, प्रोटॉन-प्रोटॉन प्रतिक्रियाएं फिर से शुरू होती हैं, शेल में दबाव काफी बढ़ जाता है, और तारे की बाहरी परतें तेजी से आकार में बढ़ जाती हैं - तारा दाईं ओर शिफ्ट हो जाता है - में लाल दानवों का क्षेत्र, आकार में लगभग 50 गुना बढ़ रहा है। अपने जीवन के अंत में, लाल विशाल चरण के बाद, तारा सिकुड़ता है, एक सफेद बौने में बदल जाता है, एक ग्रह नीहारिका के रूप में अपना आवरण (अपने द्रव्यमान का 30% तक) छोड़ देता है। सफ़ेद बौना बहुत लंबे समय तक हल्की चमकता रहता है जब तक कि उसकी गर्मी पूरी तरह से ख़त्म नहीं हो जाती और वह एक मृत काले बौने में बदल नहीं जाता। तारे के केंद्रीय भाग में निहित हाइड्रोजन का उपयोग करने के बाद, हीलियम कोर सिकुड़ना शुरू हो जाएगा, इसका तापमान इतना बढ़ जाएगा कि बड़ी ऊर्जा रिलीज के साथ प्रतिक्रियाएं शुरू हो जाएंगी (तापमान K पर, हीलियम का दहन शुरू हो जाता है - यह का दसवां हिस्सा है) एच दहन का समय)।

विशाल तारों का विकास स्थिरता और पतन के नुकसान के दो मुख्य कारक अब ज्ञात हैं: = 5-10 बिलियन K के तापमान पर, लौह नाभिक का फोटोडिसोसिएशन शुरू होता है - फोटॉन के अवशोषण के साथ 13 अल्फा कणों में लौह नाभिक का "टूटना" : 56 Fe + ? > 13 4 He + 4n, = उच्च तापमान पर - हीलियम 4 He > 2n + 2p का पृथक्करण और पदार्थ का न्यूट्रॉनीकरण (न्यूट्रॉन बनाने के लिए प्रोटॉन द्वारा इलेक्ट्रॉनों को पकड़ना)। तारे के खोल के खिसकने को पदार्थ के साथ न्यूट्रिनो की अन्योन्यक्रिया द्वारा समझाया गया है। नाभिक के क्षय के लिए महत्वपूर्ण ऊर्जा व्यय की आवश्यकता होती है, पदार्थ अपनी लोच खो देता है, नाभिक सिकुड़ जाता है और तापमान बढ़ जाता है, लेकिन इतनी जल्दी नहीं कि संपीड़न को रोक सके। संपीड़न के दौरान निकलने वाली अधिकांश ऊर्जा न्यूट्रिनो द्वारा ले ली जाती है। पदार्थ के न्यूट्रॉनीकरण और नाभिक के पृथक्करण के परिणामस्वरूप, एक तारा अंदर की ओर फट जाता है - विस्फोट। तारे के केंद्रीय क्षेत्र का पदार्थ मुक्त गिरावट की गति से केंद्र की ओर गिरता है, धीरे-धीरे तारे की परतें केंद्र से अधिक से अधिक दूर होती जाती हैं। जो पतन शुरू हो गया है उसे उस पदार्थ की लोच से रोका जा सकता है जो परमाणु घनत्व तक पहुंच गया है और इसमें मुख्य रूप से पतित न्यूट्रॉन (न्यूट्रॉन तरल) शामिल हैं। इस स्थिति में, एक न्यूट्रॉन तारा बनता है। तारे का खोल अत्यधिक गति प्राप्त करता है और किमी/सेकेंड तक की गति से अंतरतारकीय अंतरिक्ष में फेंका जाता है। 30 से अधिक सौर द्रव्यमान वाले सबसे विशाल तारों के कोर के ढहने के दौरान, कोर के फटने से स्पष्ट रूप से एक ब्लैक होल का निर्माण होता है। 10M से अधिक द्रव्यमान वाले तारों में, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं लौह शिखर (चित्र) के सबसे स्थिर तत्वों के निर्माण तक गैर-विघटित परिस्थितियों में होती हैं। विकसित हो रहे कोर का द्रव्यमान तारे के कुल द्रव्यमान पर थोड़ा निर्भर करता है और 2-2.5 M है। 13 4 He + 4n, = उच्च तापमान पर - हीलियम 4 He > 2n + 2p का पृथक्करण और पदार्थ का न्यूट्रॉनीकरण (न्यूट्रॉन के निर्माण के साथ प्रोटॉन द्वारा इलेक्ट्रॉनों को पकड़ना)। तारे के खोल के खिसकने को पदार्थ के साथ न्यूट्रिनो की अन्योन्यक्रिया द्वारा समझाया गया है। नाभिक के क्षय के लिए महत्वपूर्ण ऊर्जा व्यय की आवश्यकता होती है, पदार्थ अपनी लोच खो देता है, नाभिक सिकुड़ जाता है और तापमान बढ़ जाता है, लेकिन इतनी जल्दी नहीं कि संपीड़न को रोक सके। संपीड़न के दौरान निकलने वाली अधिकांश ऊर्जा न्यूट्रिनो द्वारा ले ली जाती है। पदार्थ के न्यूट्रॉनीकरण और नाभिक के पृथक्करण के परिणामस्वरूप, एक तारा अंदर की ओर फट जाता है - विस्फोट। तारे के केंद्रीय क्षेत्र का पदार्थ मुक्त गिरावट की गति से केंद्र की ओर गिरता है, धीरे-धीरे तारे की परतें केंद्र से अधिक से अधिक दूर होती जाती हैं। जो पतन शुरू हो गया है उसे उस पदार्थ की लोच से रोका जा सकता है जो परमाणु घनत्व तक पहुंच गया है और इसमें मुख्य रूप से पतित न्यूट्रॉन (न्यूट्रॉन तरल) शामिल हैं। इस स्थिति में, एक न्यूट्रॉन तारा बनता है। तारे का खोल अत्यधिक गति प्राप्त करता है और 10,000 किमी/सेकेंड तक की गति से अंतरतारकीय अंतरिक्ष में फेंक दिया जाता है। 30 से अधिक सौर द्रव्यमान वाले सबसे विशाल तारों के कोर के ढहने के दौरान, कोर के फटने से स्पष्ट रूप से एक ब्लैक होल का निर्माण होता है। 10M से अधिक द्रव्यमान वाले तारों में, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं लौह शिखर (चित्र) के सबसे स्थिर तत्वों के निर्माण तक गैर-विघटित परिस्थितियों में होती हैं। विकसित हो रहे कोर का द्रव्यमान तारे के कुल द्रव्यमान पर थोड़ा निर्भर करता है और 2-2.5 M है।">
तारकीय विकास का अंतिम चरण क्रैब नेबुला है - एक कोर पतन सुपरनोवा का गैसीय अवशेष, जिसका विस्फोट 1054 में देखा गया था। केंद्र में एक न्यूट्रॉन तारा है जो कण उगल रहा है जिससे गैस चमकती है (नीला)। बाहरी तंतु मुख्य रूप से नष्ट हुए विशाल तारे से प्राप्त हाइड्रोजन और हीलियम से बने हैं। एनजीसी 6543, कैट्स आई नेबुला आंतरिक क्षेत्र, झूठी रंग छवि (लाल Hα; नीला तटस्थ ऑक्सीजन, 630 एनएम; हरा आयनित नाइट्रोजन, एनएम)। ग्रहीय नीहारिकाएं तब बनती हैं जब 2.58 सौर द्रव्यमान वाले लाल दानवों और महादानवों की बाहरी परतें (कोश) उनके विकास के अंतिम चरण में गिर जाती हैं। चित्र: गर्म प्लाज्मा की एक अभिवृद्धि डिस्क जो ब्लैक होल की परिक्रमा कर रही है।

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चचेरी बहन सोफिया और शेव्याको अन्ना

एक विषय के रूप में खगोल विज्ञान को स्कूली पाठ्यक्रम से हटा दिया गया है। हालाँकि, संघीय राज्य शैक्षिक मानक कार्यक्रम के अनुसार 11वीं कक्षा के भौतिकी में एक अध्याय "ब्रह्मांड की संरचना" है। इस अध्याय में "सितारों की भौतिक विशेषताएं" और "सितारों का विकास" पर पाठ शामिल हैं। छात्रों द्वारा बनाई गई यह प्रस्तुति, इन पाठों के लिए अतिरिक्त सामग्री है। कार्य सौंदर्यपरक, रंगीन ढंग से, सक्षमतापूर्वक किया गया और इसमें प्रस्तावित सामग्री कार्यक्रम के दायरे से परे है।

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सितारों का जन्म और विकास यह कार्य केमेरोवो में एमबीओयू "माध्यमिक विद्यालय नंबर 37" के 11वीं कक्षा "एल" के छात्रों, कुज़िना सोफिया और शेव्याको अन्ना द्वारा किया गया था। प्रमुख: ओल्गा व्लादिमीरोव्ना शिंकोरेंको, भौतिकी शिक्षक।

तारे का जन्म अंतरिक्ष को अक्सर खाली मानकर वायुहीन अंतरिक्ष कहा जाता है। हालाँकि, ऐसा नहीं है. अंतरतारकीय अंतरिक्ष में धूल और गैस हैं, मुख्य रूप से हीलियम और हाइड्रोजन, जिनमें बाद की मात्रा बहुत अधिक है। ब्रह्मांड में धूल और गैस के पूरे बादल भी हैं जो गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में संपीड़ित हो सकते हैं।

तारे का जन्म संपीड़न प्रक्रिया के दौरान, गर्म होने पर बादल का एक हिस्सा सघन हो जाएगा। यदि संपीड़ित पदार्थ का द्रव्यमान संपीड़न प्रक्रिया के दौरान उसके भीतर होने वाली परमाणु प्रतिक्रियाओं के लिए पर्याप्त है, तो ऐसे बादल से एक तारा निकलता है।

एक तारे का जन्म प्रत्येक "नवजात" तारा, अपने प्रारंभिक द्रव्यमान के आधार पर, हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख पर एक निश्चित स्थान रखता है - एक ग्राफ जिसके एक अक्ष पर तारे का रंग प्लॉट किया जाता है, और दूसरे पर - इसकी चमक, अर्थात। प्रति सेकंड उत्सर्जित ऊर्जा की मात्रा. किसी तारे का रंग सूचकांक उसकी सतह परतों के तापमान से संबंधित होता है - तापमान जितना कम होगा, तारा उतना ही लाल होगा और उसका रंग सूचकांक उतना ही अधिक होगा।

तारे का जीवन विकास की प्रक्रिया के दौरान, तारे एक समूह से दूसरे समूह में जाते हुए, स्पेक्ट्रम-चमकदारता आरेख पर अपनी स्थिति बदलते हैं। तारा अपना अधिकांश जीवन मुख्य अनुक्रम पर व्यतीत करता है। इसके दाईं ओर और ऊपर सबसे युवा तारे और वे तारे दोनों स्थित हैं जो अपने विकास पथ पर बहुत आगे बढ़ चुके हैं।

किसी तारे का जीवन किसी तारे का जीवनकाल मुख्यतः उसके द्रव्यमान पर निर्भर करता है। सैद्धांतिक गणना के अनुसार, किसी तारे का द्रव्यमान 0.08 से 100 सौर द्रव्यमान तक भिन्न हो सकता है। तारे का द्रव्यमान जितना अधिक होगा, हाइड्रोजन उतनी ही तेजी से जलेगा और इसकी गहराई में थर्मोन्यूक्लियर संलयन के दौरान भारी तत्व बन सकते हैं। विकास के अंतिम चरण में, जब तारे के मध्य भाग में हीलियम का दहन शुरू होता है, तो यह मुख्य अनुक्रम को छोड़ देता है, अपने द्रव्यमान के आधार पर, एक नीला या लाल विशालकाय बन जाता है।

तारे का जीवन लेकिन एक समय ऐसा आता है जब तारा संकट के कगार पर होता है; वह आंतरिक दबाव बनाए रखने और गुरुत्वाकर्षण बलों का विरोध करने के लिए आवश्यक मात्रा में ऊर्जा उत्पन्न नहीं कर पाता है। अनियंत्रित संपीड़न (पतन) की प्रक्रिया शुरू हो जाती है। पतन के परिणामस्वरूप, अत्यधिक घनत्व (सफेद बौने) वाले तारे बनते हैं। इसके साथ ही एक सुपरडेंस कोर के गठन के साथ, तारा अपने बाहरी आवरण को त्याग देता है, जो एक गैस बादल में बदल जाता है - एक ग्रहीय नीहारिका और धीरे-धीरे अंतरिक्ष में विलुप्त हो जाता है। अधिक द्रव्यमान वाला तारा 10 किमी के दायरे तक सिकुड़ सकता है और न्यूट्रॉन तारे में बदल सकता है। न्यूट्रॉन तारे के एक चम्मच का वजन 1 अरब टन होता है! इससे भी अधिक विशाल तारे के विकास का अंतिम चरण ब्लैक होल का निर्माण है। तारा इतने आकार में सिकुड़ता है कि दूसरा पलायन वेग प्रकाश की गति के बराबर हो जाता है। ब्लैक होल के क्षेत्र में स्थान बहुत घुमावदार होता है और समय धीमा हो जाता है।

तारे का जीवन न्यूट्रॉन तारे और ब्लैक होल का निर्माण आवश्यक रूप से एक शक्तिशाली विस्फोट से जुड़ा होता है। आकाश में एक चमकीला बिंदु दिखाई देता है, लगभग उस आकाशगंगा जितना चमकीला जिसमें वह चमकती थी। यह एक "सुपरनोवा" है. आकाश में सबसे चमकीले तारों की उपस्थिति के बारे में प्राचीन कालक्रम में पाए गए उल्लेख विशाल ब्रह्मांडीय विस्फोटों के प्रमाण से अधिक कुछ नहीं हैं।

तारे की मृत्यु तारा अपना पूरा बाहरी आवरण खो देता है, जो तेज गति से उड़कर सैकड़ों हजारों वर्षों के बाद अंतरतारकीय माध्यम में बिना किसी निशान के विलीन हो जाता है, और उससे पहले हम इसे एक विस्तारित गैस निहारिका के रूप में देखते हैं। पहले 20,000 वर्षों तक, गैस शेल का विस्तार शक्तिशाली रेडियो उत्सर्जन के साथ होता है। इस दौरान, यह एक गर्म प्लाज़्मा बॉल होती है जिसमें एक चुंबकीय क्षेत्र होता है जो सुपरनोवा में बने उच्च-ऊर्जा आवेशित कणों को धारण करता है। विस्फोट को जितना अधिक समय बीत चुका है, रेडियो उत्सर्जन उतना ही कमजोर होगा और प्लाज्मा का तापमान उतना ही कम होगा।

नक्षत्र उरसा मेजर उरसा मेजर में आकाशगंगा सितारों के उदाहरण

मुख्य तारामंडल एंड्रोमेडा के उदाहरण

प्रयुक्त साहित्य कारपेनकोव एस. ख. आधुनिक प्राकृतिक विज्ञान की अवधारणाएँ। - एम., 1997. श्लोकोव्स्की आई.एस. सितारे: उनका जन्म, जीवन और मृत्यु। - एम.: नौका, भौतिक और गणितीय साहित्य का मुख्य संपादकीय कार्यालय, 1984. - 384 पी। व्लादिमीर सर्डिन सितारे कैसे पैदा होते हैं - रूब्रिक "तारामंडल", दुनिया भर में, नंबर 2 (2809), फरवरी 2008 कारपेनकोव एस. ख. प्राकृतिक विज्ञान की बुनियादी अवधारणाएँ। - एम., 1998. नोविकोव आई. डी. ब्रह्मांड का विकास। - एम., 1990. रोविंस्की आर. ई. द डेवलपिंग यूनिवर्स। - एम., 1995.

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तारकीय विकास उन परिवर्तनों का क्रम है जो एक तारा अपने जीवन के दौरान, यानी सैकड़ों हजारों, लाखों या अरबों वर्षों में प्रकाश और गर्मी उत्सर्जित करते समय गुजरता है। समय की इतनी बड़ी अवधि में, परिवर्तन काफी महत्वपूर्ण हैं।

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किसी तारे का विकास एक विशाल आणविक बादल में शुरू होता है, जिसे तारकीय पालना भी कहा जाता है। आकाशगंगा में अधिकांश "खाली" स्थान में वास्तव में 0.1 और 1 अणु प्रति सेमी³ के बीच होता है। एक आणविक बादल का घनत्व लगभग दस लाख अणु प्रति सेमी³ होता है। ऐसे बादल का द्रव्यमान इसके आकार के कारण सूर्य के द्रव्यमान से 100,000-10,000,000 गुना अधिक होता है: व्यास में 50 से 300 प्रकाश वर्ष तक। जबकि बादल अपनी घरेलू आकाशगंगा के केंद्र के चारों ओर स्वतंत्र रूप से घूमता है, कुछ भी नहीं होता है। हालाँकि, गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र की विषमता के कारण इसमें गड़बड़ी उत्पन्न हो सकती है, जिससे द्रव्यमान की स्थानीय सांद्रता हो सकती है। इस तरह की गड़बड़ी से बादल का गुरुत्वाकर्षण ढह जाता है।

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पतन के दौरान, आणविक बादल भागों में विभाजित हो जाता है, जिससे छोटे और छोटे गुच्छे बनते हैं। ~100 सौर द्रव्यमान से कम द्रव्यमान वाले टुकड़े एक तारा बनाने में सक्षम हैं। ऐसी संरचनाओं में, गुरुत्वाकर्षण संभावित ऊर्जा की रिहाई के कारण सिकुड़ने पर गैस गर्म हो जाती है, और बादल एक घूर्णनशील गोलाकार वस्तु में परिवर्तित होकर एक प्रोटोस्टार बन जाता है। अपने अस्तित्व के प्रारंभिक चरण में तारे आमतौर पर धूल और गैस के घने बादल के भीतर दृश्य से छिपे रहते हैं। इन तारा-निर्माण कोकून को अक्सर आसपास की गैस के उज्ज्वल विकिरण के विरुद्ध छाया में देखा जा सकता है। ऐसी संरचनाओं को बोक ग्लोब्यूल्स कहा जाता है।

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मुख्य अनुक्रम के निकट आने वाले युवा कम द्रव्यमान वाले तारे (तीन सौर द्रव्यमान तक) पूरी तरह से संवहनशील होते हैं; संवहन प्रक्रिया सूर्य के सभी क्षेत्रों को कवर करती है। ये अनिवार्य रूप से प्रोटोस्टार हैं, जिनके केंद्र में परमाणु प्रतिक्रियाएं अभी शुरू हो रही हैं, और सभी विकिरण मुख्य रूप से गुरुत्वाकर्षण संपीड़न के कारण होते हैं। जबकि हाइड्रोस्टैटिक संतुलन अभी तक स्थापित नहीं हुआ है, तारे की चमक लगातार प्रभावी तापमान पर कम हो जाती है।

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प्रोटोस्टार का बहुत छोटा हिस्सा थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रियाओं के लिए पर्याप्त तापमान तक नहीं पहुंच पाता है। ऐसे तारों को "भूरा बौना" कहा जाता है; उनका द्रव्यमान सूर्य के दसवें हिस्से से अधिक नहीं होता है। ऐसे तारे जल्दी मर जाते हैं, कई सौ मिलियन वर्षों में धीरे-धीरे ठंडे हो जाते हैं। कुछ सबसे विशाल प्रोटोस्टार में, मजबूत संपीड़न के कारण तापमान 10 मिलियन K तक पहुंच सकता है, जिससे हाइड्रोजन से हीलियम का संश्लेषण संभव हो जाता है। ऐसा सितारा चमकने लगता है.

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हीलियम की दहन प्रतिक्रिया तापमान के प्रति बहुत संवेदनशील होती है। कभी-कभी इससे बड़ी अस्थिरता पैदा हो जाती है. तीव्र स्पंदन उत्पन्न होते हैं, जो अंततः बाहरी परतों को इतना त्वरण प्रदान करते हैं कि वे उखड़कर एक ग्रह नीहारिका में बदल जाती हैं। 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 हीलियम सफेद बौने में बदल जाता है, जिसका द्रव्यमान आमतौर पर 0.5-0.6 सौर तक होता है और व्यास पर होता है पृथ्वी के व्यास का क्रम.

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जब कोई तारा लाल विशाल चरण के औसत आकार (0.4 से 3.4 सौर द्रव्यमान तक) तक पहुंचता है, तो उसके कोर में हाइड्रोजन खत्म हो जाती है और हीलियम से कार्बन संश्लेषण की प्रतिक्रियाएं शुरू हो जाती हैं। यह प्रक्रिया उच्च तापमान पर होती है और इसलिए कोर से ऊर्जा का प्रवाह बढ़ जाता है, जिससे 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 समान तारे के लिए, इस प्रक्रिया में लगभग एक अरब वर्ष लग सकते हैं।

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8 सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले युवा सितारों में पहले से ही सामान्य सितारों की विशेषताएं होती हैं, क्योंकि वे सभी मध्यवर्ती चरणों से गुजर चुके होते हैं और परमाणु प्रतिक्रियाओं की ऐसी दर प्राप्त करने में सक्षम होते हैं कि वे द्रव्यमान के दौरान विकिरण के कारण होने वाली ऊर्जा हानि की भरपाई करते हैं। हाइड्रोस्टैटिक कोर का संचय होता है। इन तारों के लिए, द्रव्यमान और चमक का बहिर्वाह इतना महान है कि वे न केवल आणविक बादल के बाहरी क्षेत्रों के पतन को रोकते हैं जो अभी तक तारे का हिस्सा नहीं बने हैं, बल्कि, इसके विपरीत, उन्हें दूर धकेल देते हैं। इस प्रकार, परिणामी तारे का द्रव्यमान प्रोटोस्टेलर बादल के द्रव्यमान से काफी कम है। सबसे अधिक संभावना है, यह हमारी आकाशगंगा में लगभग 300 सौर द्रव्यमान से बड़े तारों की अनुपस्थिति की व्याख्या करता है।

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सूर्य से पांच गुना अधिक द्रव्यमान वाले तारे के लाल सुपरजाइंट चरण में प्रवेश करने के बाद, गुरुत्वाकर्षण 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 को संश्लेषित किया जाता है: हीलियम, कार्बन, ऑक्सीजन, सिलिकॉन और लोहा, जो अस्थायी रूप से कोर के पतन को रोकता है। अंततः, जैसे-जैसे आवर्त सारणी के भारी और भारी तत्व बनते हैं, आयरन-56 को सिलिकॉन से संश्लेषित किया जाता है। इस स्तर पर, आगे थर्मोन्यूक्लियर संलयन असंभव हो जाता है क्योंकि आयरन-56 नाभिक में अधिकतम द्रव्यमान दोष होता है और ऊर्जा की रिहाई के साथ भारी नाभिक का निर्माण असंभव होता है। इसलिए, जब किसी तारे का लौह कोर एक निश्चित आकार तक पहुंच जाता है, तो उसमें दबाव तारे की बाहरी परतों के गुरुत्वाकर्षण का सामना करने में सक्षम नहीं होता है, और इसके पदार्थ के न्यूट्रॉनाइजेशन के साथ कोर का तत्काल पतन होता है।

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न्यूट्रिनो के साथ-साथ विस्फोट से एक सदमे की लहर उत्पन्न होती है। न्यूट्रिनो के मजबूत जेट और एक घूमता हुआ चुंबकीय क्षेत्र तारे की अधिकांश संचित सामग्री को बाहर धकेल देता है - तथाकथित बीज तत्व, जिसमें लोहा और हल्के तत्व शामिल हैं। बिखरने वाले पदार्थ पर नाभिक से निकले न्यूट्रॉन द्वारा बमबारी की जाती है, उन्हें पकड़ लिया जाता है और इस तरह रेडियोधर्मी तत्वों सहित, यूरेनियम (और संभवतः कैलिफ़ोर्नियम) तक लोहे से भारी तत्वों का एक समूह तैयार हो जाता है। इस प्रकार, सुपरनोवा विस्फोट अंतरतारकीय पदार्थ में लोहे से भारी तत्वों की उपस्थिति की व्याख्या करते हैं, जो, हालांकि, उनके गठन का एकमात्र संभावित तरीका नहीं है, उदाहरण के लिए, यह टेक्नेटियम सितारों द्वारा प्रदर्शित किया जाता है।

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विस्फोट तरंग और न्यूट्रिनो जेट पदार्थ को मरते हुए तारे से दूर अंतरतारकीय अंतरिक्ष में ले जाते हैं। इसके बाद, जैसे ही यह ठंडा होता है और अंतरिक्ष में घूमता है, यह सुपरनोवा सामग्री अन्य अंतरिक्ष "कबाड़" 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 इस मुद्दे पर कोई स्पष्टता नहीं है। यह भी संदिग्ध है कि वास्तव में मूल तारे का अवशेष क्या है। हालाँकि, दो विकल्पों पर विचार किया जा रहा है: न्यूट्रॉन तारे और ब्लैक होल।

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क्रैब नेबुला वृषभ तारामंडल में एक गैसीय नेबुला है, जो एक सुपरनोवा अवशेष और एक प्लेरियन है। यह 1054 में चीनी और अरब खगोलविदों द्वारा दर्ज किए गए ऐतिहासिक सुपरनोवा विस्फोट से पहचानी जाने वाली पहली खगोलीय वस्तु बन गई। पृथ्वी से लगभग 6,500 प्रकाश-वर्ष (2 केपीसी) दूर स्थित, निहारिका का व्यास 11 प्रकाश-वर्ष (3.4 पीसी) है और यह लगभग 1,500 किलोमीटर प्रति सेकंड की गति से विस्तार कर रहा है। निहारिका के केंद्र में 28-30 किमी व्यास का एक न्यूट्रॉन तारा है, जो गामा किरणों से लेकर रेडियो तरंगों तक के विकिरण स्पंदों का उत्सर्जन करता है। 30 केवी से ऊपर एक्स-रे और गामा-रे उत्सर्जन के साथ, यह पल्सर हमारी आकाशगंगा में ऐसे विकिरण का सबसे मजबूत स्थायी स्रोत है।

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