तारकीय अवशेष
प्रत्येक तारा तीन सघन अवशेषों में से एक के रूप में समाप्त होता है: एक श्वेत वामन, एक न्यूट्रॉन तारा, या एक ब्लैक होल, जिसका परिणाम मुख्य रूप से द्रव्यमान और दबाव के रूप पर निर्भर करता है, यदि कोई हो, जो अभी भी गुरुत्वाकर्षण का विरोध कर सकता है।
Definition
तारकीय अवशेष वे सघन वस्तुएँ हैं, श्वेत वामन, न्यूट्रॉन तारे और ब्लैक होल, जो एक तारे के परमाणु दहन बंद होने और उसकी बाहरी परतों के झड़ने या ढहने के बाद बचते हैं।
Scope
यह क्षेत्र उन सघन अंतिम अवस्थाओं को शामिल करता है जो तारों के परमाणु ईंधन समाप्त होने पर बच जाती हैं: इलेक्ट्रॉन अपभ्रष्टता दबाव द्वारा समर्थित श्वेत वामन, न्यूट्रॉन अपभ्रष्टता और प्रबल बल द्वारा समर्थित न्यूट्रॉन तारे, और ब्लैक होल जहाँ कोई दबाव पतन को नहीं रोकता है, साथ ही कोर-पतन और थर्मोन्यूक्लियर सुपरनोवा जो उन्हें बनाते या उनके साथ होते हैं।
Sub-topics
Core questions
- एक तारा कौन सा अवशेष छोड़ता है, यह क्या निर्धारित करता है?
- अपभ्रष्ट पदार्थ गुरुत्वाकर्षण के विरुद्ध एक तारे का समर्थन कैसे कर सकता है?
- अवशेषों का अधिकतम द्रव्यमान क्यों होता है?
- सुपरनोवा द्वारा अवशेष कैसे बनते और प्रकट होते हैं?
Key concepts
- श्वेत वामन
- न्यूट्रॉन तारा
- ब्लैक होल
- अपभ्रष्टता दबाव
- चंद्रशेखर सीमा
- सघन वस्तु
- सुपरनोवा
Key theories
- अपभ्रष्टता दबाव और सीमित द्रव्यमान
- इलेक्ट्रॉनों का क्वांटम अपभ्रष्टता दबाव चंद्रशेखर सीमा तक श्वेत वामन का समर्थन करता है, और न्यूट्रॉन अपभ्रष्टता प्रबल बल के साथ एक समान परिमाण-क्रम सीमा तक न्यूट्रॉन तारों का समर्थन करती है; इन द्रव्यमानों से परे कोई ज्ञात दबाव ब्लैक होल में पतन को नहीं रोक सकता है।
- द्रव्यमान-निर्भर अंतिम अवस्थाएँ
- कम और मध्यम द्रव्यमान वाले तारे ग्रहीय-नीहारिका उत्सर्जन के बाद श्वेत वामन के रूप में समाप्त होते हैं, अधिक विशाल तारे सुपरनोवा में न्यूट्रॉन तारों में ढह जाते हैं, और सबसे विशाल ब्लैक होल में ढह जाते हैं, इसलिए एक तारे का प्रारंभिक द्रव्यमान काफी हद तक उसके अवशेष को निर्धारित करता है।
Mechanisms
जब परमाणु दहन समाप्त होता है, तो एक तारकीय कोर तब तक संकुचित होता है जब तक कि क्वांटम अपभ्रष्टता दबाव इसे रोक नहीं देता, जिससे एक श्वेत वामन या न्यूट्रॉन तारा बनता है, या, यदि कोर किसी भी दबाव के समर्थन के लिए बहुत विशाल है, तो गुरुत्वाकर्षण जीत जाता है और कोर एक ब्लैक होल में ढह जाता है। आसपास की परतें एक ग्रहीय नीहारिका या एक सुपरनोवा में बाहर निकल जाती हैं जो संसाधित सामग्री को फैलाती है और एक दृश्य अवशेष छोड़ सकती है।
Clinical relevance
तारकीय अवशेष अत्यधिक घनत्व, गुरुत्वाकर्षण और चुंबकीय क्षेत्रों में भौतिकी के लिए प्रयोगशालाएँ हैं; श्वेत वामन विस्फोट ब्रह्मांडीय मानक मोमबत्तियों के रूप में कार्य करते हैं, न्यूट्रॉन तारे और ब्लैक होल कुछ सबसे ऊर्जावान ज्ञात घटनाओं को शक्ति प्रदान करते हैं, और उनके विलय का पता लगाए गए गुरुत्वाकर्षण तरंगों के मुख्य स्रोत हैं।
History
चंद्रशेखर ने 1931 में अधिकतम श्वेत-वामन द्रव्यमान प्राप्त किया, बाडे और ज़्विकी ने 1934 में सुपरनोवा में बने न्यूट्रॉन तारों का प्रस्ताव रखा, ओपेनहाइमर और वोल्कोफ ने 1939 में न्यूट्रॉन-तारा सीमाओं की गणना की, और 1967 में पल्सर की खोज और 2015 में विलय करने वाले ब्लैक होल से गुरुत्वाकर्षण तरंगों की खोज ने इन अवशेषों की वास्तविकता की पुष्टि की।
Key figures
- Subrahmanyan Chandrasekhar
- J. Robert Oppenheimer
- Fritz Zwicky
- Jocelyn Bell Burnell
Related topics
Seminal works
- shapiro1983
- chandrasekhar1931
Frequently asked questions
- यह क्या तय करता है कि एक तारा श्वेत वामन, न्यूट्रॉन तारा या ब्लैक होल बनेगा?
- यह मुख्य रूप से तारे का द्रव्यमान है, और विशेष रूप से उसके अंतिम कोर का: कम द्रव्यमान वाले तारे श्वेत वामन छोड़ते हैं, अधिक विशाल तारे न्यूट्रॉन तारे छोड़ते हैं, और सबसे विशाल ब्लैक होल छोड़ते हैं, क्योंकि भारी कोर उत्तरोत्तर मजबूत दबाव समर्थन के रूपों को अभिभूत कर देते हैं।
- अपभ्रष्टता दबाव क्या है?
- यह एक क्वांटम-यांत्रिक दबाव है जो इसलिए उत्पन्न होता है क्योंकि इलेक्ट्रॉन या न्यूट्रॉन जैसे समान कण एक ही अवस्था पर कब्जा नहीं कर सकते हैं; यह तापमान पर निर्भर नहीं करता है और ठंडा होने के बाद भी गुरुत्वाकर्षण के विरुद्ध एक अवशेष का समर्थन कर सकता है।