क्षैतिज शाखा: Difference between revisions
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[[File:M5 colour magnitude diagram.png|thumb|right|upright=1.4|[[गोलाकार क्लस्टर|ग्लोबुलर | [[File:M5 colour magnitude diagram.png|thumb|right|upright=1.4|[[गोलाकार क्लस्टर|ग्लोबुलर]] क्लस्टर M5 के लिए हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख, क्षैतिज शाखा पीले रंग में, आरआर लाइरे तारे हरे रंग में, और कुछ अधिक दीप्त लाल-विशाल शाखा तारे लाल रंग में चिह्नित हैं]]क्षैतिज शाखा (एचबी) [[तारकीय विकास]] का अतिशय है जो उन तारों में लाल-विशाल शाखा का तुरंत अनुसरण करती है जिनका द्रव्यमान सूर्य के समान होता है। क्षैतिज-शाखा तारे कोर में [[हीलियम संलयन|हीलियम विलय]] (ट्रिपल-अल्फा प्रक्रिया के माध्यम से) और कोर के चारों ओर खोल में [[हाइड्रोजन संलयन|हाइड्रोजन विलय]] ([[सीएनओ चक्र]] के माध्यम से) द्वारा संचालित होते हैं। लाल-विशाल शाखा की नोक पर कोर हीलियम विलय की प्रारंभ से तारे की संरचना में महत्वपूर्ण परिवर्तन होते हैं, जिसके परिणामस्वरूप दीप्ति में समग्र कमी आती है, तारकीय आवरण में कुछ संकुचन होता है, और सतह उच्च तापमान तक पहुंच जाती है। | ||
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[[File:Evolutionary track 1m.svg|thumb|upright=1.2|सूर्य जैसे तारे का विकास पथ, क्षैतिज शाखा और लाल क्लंप क्षेत्र को दर्शाता है]]अपने मूल हाइड्रोजन को समाप्त करने के | [[File:Evolutionary track 1m.svg|thumb|upright=1.2|सूर्य जैसे तारे का विकास पथ, क्षैतिज शाखा और लाल क्लंप क्षेत्र को दर्शाता है]]अपने मूल हाइड्रोजन को समाप्त करने के पश्चात्, तारे [[मुख्य अनुक्रम]] को छोड़ देते हैं और [[हीलियम]] कोर के चारों ओर हाइड्रोजन शेल में [[थर्मोन्यूक्लियर संलयन|थर्मोन्यूक्लियर विलय]] प्रारंभ करते हैं और लाल-विशाल शाखा पर [[विशाल तारा]] बन जाते हैं। सूर्य के द्रव्यमान से 2.3 गुना अधिक द्रव्यमान वाले तारों में हीलियम कोर विकृत पदार्थ का क्षेत्र बन जाता है जो [[ऊर्जा]] उत्पादन में योगदान नहीं देता है। यह निरन्तर बढ़ रहा है और [[तापमान]] में वृद्धि हो रही है क्योंकि शेल में हाइड्रोजन विलय अधिक हीलियम का योगदान देता है।<ref name=karttunen_oja2007/> | ||
यदि तारे का [[सौर द्रव्यमान]] लगभग 0.5 से अधिक है,<ref>{{cite web|title=मुख्य अनुक्रम सितारे पोस्ट करें|url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_postmain.html|publisher=Australia Telescope Outreach and Education|access-date=2 December 2012}}</ref> कोर अंततः [[ट्रिपल-अल्फा प्रक्रिया]] के माध्यम से हीलियम के कार्बन में [[तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस]] के लिए आवश्यक तापमान तक पहुंच जाता है। हीलियम विलय | यदि तारे का [[सौर द्रव्यमान]] लगभग 0.5 से अधिक है,<ref>{{cite web|title=मुख्य अनुक्रम सितारे पोस्ट करें|url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_postmain.html|publisher=Australia Telescope Outreach and Education|access-date=2 December 2012}}</ref> कोर अंततः [[ट्रिपल-अल्फा प्रक्रिया]] के माध्यम से हीलियम के कार्बन में [[तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस]] के लिए आवश्यक तापमान तक पहुंच जाता है। हीलियम विलय की प्रारंभ कोर क्षेत्र में प्रारंभ होती है, जिससे तत्काल तापमान में वृद्धि होगी और तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस की दर में तेजी से वृद्धि होगी। कुछ ही सेकंड में कोर गैर-विघटित पदार्थ बन जाता है और तेजी से फैलता है, जिससे [[हीलियम फ्लैश]] नामक घटना उत्पन्न होती है। गैर-विक्षिप्त कोर बिना किसी फ्लैश के अधिक सुचारू रूप से विलय प्रारंभ करते हैं। इस घटना का आउटपुट ऊपर [[प्लाज्मा (भौतिकी)]] की परतों द्वारा अवशोषित किया जाता है, इसलिए प्रभाव तारे के बाहरी भाग से नहीं देखा जाता है। तारा अब नई हाइड्रोस्टैटिक संतुलन स्थिति में बदल जाता है, और इसका विकास पथ लाल-विशाल शाखा (आरजीबी) से हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख की क्षैतिज शाखा पर स्विच हो जाता है।<ref name=karttunen_oja2007/> | ||
प्रारंभ में लगभग {{solar mass|2.3}} और {{solar mass|8}} के मध्य के तारों में बड़े हीलियम कोर होते हैं जो व्यर्थ नहीं होते हैं। इसके अतिरिक्त उनके कोर शॉनबर्ग-चंद्रशेखर द्रव्यमान तक पहुंच जाते हैं, जिस पर वे हाइड्रोस्टैटिक या थर्मल संतुलन में नहीं रहते हैं। फिर वे संकुचित रहते हैं और वह गर्म हो जाते हैं, जिससे कोर के व्यर्थ होने से पहले हीलियम विलय प्रारंभ हो जाता है। कोर हीलियम विलय के समय ये तारे अधिक गर्म हो जाते हैं, किंतु उनका कोर द्रव्यमान अलग-अलग होता है और इसलिए एचबी सितारों से अलग दीप्ति होती है। वह कोर हीलियम विलय के समय तापमान में भिन्न होते हैं और स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा में जाने से पहले एक नीला लूप बनाते हैं। लगभग {{solar mass|8}} से अधिक विशाल तारे भी अपने मूल हीलियम को सुचारू रूप से प्रज्वलित करते हैं, और लाल अति विशालकाय के रूप में भारी तत्वों को भी जलाते हैं।<ref name=karttunen_oja2007/> | |||
तारे लगभग 100 मिलियन वर्षों तक क्षैतिज शाखा पर बने रहते हैं, धीरे-धीरे उसी तरह अधिक उद्दीप्त होते जाते हैं जैसे कि मुख्य अनुक्रम तारे | तारे लगभग 100 मिलियन वर्षों तक क्षैतिज शाखा पर बने रहते हैं, जो की धीरे-धीरे उसी तरह अधिक उद्दीप्त होते जाते हैं जैसे कि मुख्य अनुक्रम तारे दीप्ति बढ़ाते हैं जैसा कि [[वायरल प्रमेय]] से पता चलता है। जब उनका मूल हीलियम अंततः समाप्त हो जाता है, तो वे एसिम्प्टोटिक विशाल शाखा (एजीबी) पर हीलियम शेल जलने की ओर बढ़ते हैं। एजीबी पर वह ठंडे और अधिक उद्दीप्त हो जाते हैं।<ref name="karttunen_oja2007" /> | ||
==क्षैतिज शाखा आकृति विज्ञान == | ==क्षैतिज शाखा आकृति विज्ञान == | ||
हीलियम फ़्लैश के | हीलियम फ़्लैश के पश्चात्, क्षैतिज शाखा के सभी तारों का मूल द्रव्यमान बहुत समान होता है। इसका अर्थ यह है कि उनकी दीप्ति बहुत समान है, और इसका दृश्य परिमाण द्वारा प्लॉट किए गए हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख पर शाखा क्षैतिज है। | ||
एचबी तारे का आकार और तापमान हीलियम कोर के चारों ओर बचे हाइड्रोजन आवरण के द्रव्यमान पर निर्भर करता है। बड़े हाइड्रोजन आवरण वाले तारे ठंडे होते हैं। यह स्थिर | एचबी तारे का आकार और तापमान हीलियम कोर के चारों ओर बचे हाइड्रोजन आवरण के द्रव्यमान पर निर्भर करता है। इस प्रकार यह बड़े हाइड्रोजन आवरण वाले तारे ठंडे होते हैं। यह स्थिर दीप्ति पर क्षैतिज शाखा के साथ तारों का फैलाव बनाता है। कम धात्विकता पर तापमान भिन्नता का प्रभाव अधिक शसक्त होता है, इसलिए पुराने समूहों में समान्यत: अधिक स्पष्ट क्षैतिज शाखाएँ होती हैं।<ref name="KippenhahnWeigert2012">{{cite book|author1=Rudolf Kippenhahn|author2=Alfred Weigert|author3=Achim Weiss|title=तारकीय संरचना और विकास|url=https://books.google.com/books?id=wdSFB4B_pMUC&pg=PA408|date=31 October 2012|publisher=Springer Science & Business Media|isbn=978-3-642-30304-3|pages=408–}}</ref> | ||
चूँकि क्षैतिज शाखा का नाम इसलिए रखा गया है क्योंकि इसमें बड़े मापदंड पर तापमान की श्रृंखला में लगभग समान निरपेक्ष परिमाण वाले तारे होते हैं, जो रंग-परिमाण आरेख पर क्षैतिज पट्टी में स्थित होते हैं, शाखा नीले सिरे पर क्षैतिज से बहुत दूर होती है। क्षैतिज शाखा नीली टेल में समाप्त होती है जिसमें कम | चूँकि क्षैतिज शाखा का नाम इसलिए रखा गया है क्योंकि इसमें बड़े मापदंड पर तापमान की श्रृंखला में लगभग समान निरपेक्ष परिमाण वाले तारे होते हैं, जो रंग-परिमाण आरेख पर क्षैतिज पट्टी में स्थित होते हैं, शाखा नीले सिरे पर क्षैतिज से बहुत दूर होती है। क्षैतिज शाखा नीली टेल में समाप्त होती है जिसमें कम दीप्ति वाले गर्म तारे होते हैं, कभी-कभी अत्यधिक गर्म तारों के नीले हुक के साथ बॉयोमीट्रिक दीप्ति द्वारा प्लॉट किए जाने पर यह क्षैतिज भी नहीं होता है, जिससे की गर्म क्षैतिज शाखा तारे ठंडे तारों की तुलना में कम उद्दीप्त होते हैं।<ref name="yee">{{cite journal|bibcode=1994ApJ...423..248L|title=गोलाकार समूहों में क्षैतिज-शाखा तारे। द्वितीय. दूसरा पैरामीटर घटना|journal=The Astrophysical Journal|volume=423|pages=248|last1=Lee|first1=Young-Wook|last2=Demarque|first2=Pierre|last3=Zinn|first3=Robert|year=1994|doi=10.1086/173803}}</ref> | ||
सबसे गर्म क्षैतिज शाखा वाले तारे, जिन्हें अतिशय क्षैतिज शाखा कहा जाता है, जिसका तापमान 20,000-30,000 K होता है। यह सामान्य कोर हीलियम जलने वाले तारे के लिए अपेक्षित तापमान से कहीं अधिक है। इन तारों को समझाने के सिद्धांतों में बाइनरी इंटरैक्शन और देर से थर्मल पल्स सम्मिलित हैं, जहां थर्मल पल्स जिसे एसिम्प्टोटिक विशाल शाखा (एजीबी) सितारे नियमित रूप से अनुभव करते हैं, विलय | सबसे गर्म क्षैतिज शाखा वाले तारे, जिन्हें अतिशय क्षैतिज शाखा कहा जाता है, जिसका तापमान 20,000-30,000 K होता है। यह सामान्य कोर हीलियम जलने वाले तारे के लिए अपेक्षित तापमान से कहीं अधिक है। इन तारों को समझाने के सिद्धांतों में बाइनरी इंटरैक्शन और देर से थर्मल पल्स सम्मिलित हैं, जहां थर्मल पल्स जिसे एसिम्प्टोटिक विशाल शाखा (एजीबी) सितारे नियमित रूप से अनुभव करते हैं, विलय संवर्त होने के पश्चात् होता है और तारा सुपरविंड अतिशय में प्रवेश कर चुका होता है।<ref>{{cite journal|doi=10.1088/2041-8205/737/2/L27|title=RAPIDLY PULSATING HOT SUBDWARFS IN ω CENTAURI: A NEW INSTABILITY STRIP ON THE EXTREME HORIZONTAL BRANCH?|journal=The Astrophysical Journal|volume=737|issue=2|pages=L27|year=2011|last1=Randall|first1=S. K.|last2=Calamida|first2=A.|last3=Fontaine|first3=G.|last4=Bono|first4=G.|last5=Brassard|first5=P.|bibcode=2011ApJ...737L..27R|doi-access=free}}</ref> ये सितारे असामान्य गुणों के साथ दोबारा उत्पन्न करते हैं। विचित्र-सी लगने वाली प्रक्रिया के अतिरिक्त, एजीबी के पश्चात् के 10% या उससे अधिक सितारों के लिए ऐसा होने की उम्मीद है, चूँकि ऐसा माना जाता है कि केवल विशेष रूप से देर से थर्मल पल्स ग्रहीय नीहारिका अतिशय के पश्चात् और जब केंद्रीय तारा अतिशय क्षैतिज-शाखा तारे बनाते हैं सफेद वामन की ओर पहले से ही ठंडा हो रहा है।<ref>{{cite journal|bibcode=2008ASPC..391....3J|title=Hydrogen-Deficient Stars: An Introduction|journal=Hydrogen-Deficient Stars|volume=391|pages=3|last1=Jeffery|first1=C. S.|year=2008}}</ref> | ||
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तारे की वास्तविक (अर्थात, पूरी अवधि में औसत) [[स्पष्ट परिमाण]] और तारा या वर्गीकरण स्थापित करने के लिए विस्तारित अवलोकन | तारे की वास्तविक (अर्थात, पूरी अवधि में औसत) [[स्पष्ट परिमाण]] और तारा या वर्गीकरण स्थापित करने के लिए विस्तारित अवलोकन प्रोग्राम की आवश्यकता होती है। ऐसा प्रोग्राम समान्यत: क्लस्टर के रंग-परिमाण आरेख की जांच के सीमा से परे होता है। इस वजह से, जबकि इस तरह की जांच से परिवर्तनीय सितारों को क्लस्टर की तारकीय पदार्थ की टेबल में नोट किया जाता है, इन परिवर्तनीय सितारों को क्लस्टर सीएमडी की ग्राफिक प्रस्तुति में सम्मिलित नहीं किया जाता है क्योंकि उन्हें सही रूप से प्लॉट करने के लिए पर्याप्त डेटा उपलब्ध नहीं है। इस चूक के परिणामस्वरूप अधिकांशत: अनेक प्रकाशित ग्लोबुलर क्लस्टर सीएमडी में आरआर लाइरे गैप देखा जाता है।<ref name="Stevenson2015">{{cite book|author=David Stevenson|title=तारा समूहों का जटिल जीवन|url=https://books.google.com/books?id=nihACQAAQBAJ&pg=PA70|date=9 May 2015|publisher=Springer|isbn=978-3-319-14234-0|pages=70–}}</ref> | ||
अलग-अलग ग्लोबुलर क्लस्टर अधिकांशत:अलग-अलग एचबी आकारिकी प्रदर्शित करते हैं, जिसका अर्थ है कि आरआर लियर गैप के गर्म सिरे पर, गैप के अंदर और गैप के ठंडे सिरे पर उपस्थित | अलग-अलग ग्लोबुलर क्लस्टर अधिकांशत:अलग-अलग एचबी आकारिकी प्रदर्शित करते हैं, जिसका अर्थ है कि आरआर लियर गैप के गर्म सिरे पर, गैप के अंदर और गैप के ठंडे सिरे पर उपस्थित एचबी सितारों का सापेक्ष अनुपात क्लस्टर से क्लस्टर में तेजी से भिन्न होता है। विभिन्न एचबी आकारिकी का अंतर्निहित कारण [[तारकीय खगोल भौतिकी]] में लंबे समय से चली आ रही समस्या है। स्टार या रासायनिक संरचना कारक है (समान्यत: इस अर्थ में कि अधिक धातु-गरीब समूहों में ब्लूअर एचबी होते हैं), किंतु उम्र, रोटेशन और हीलियम पदार्थ जैसे अन्य तारकीय गुणों को भी एचबी आकृति विज्ञान को प्रभावित करने के रूप में सुझाया गया है। इसे कभी-कभी ग्लोबुलर समूहों के लिए दूसरी मापदंड समस्या कहा जाता है, क्योंकि ग्लोबुलर समूहों के जोड़े उपस्थित होते हैं जिनकी धात्विकता समान होती है फिर भी बहुत भिन्न एचबी आकारिकी होती है; ऐसी ही जोड़ी है [[एनजीसी 288]] (जिसका एचबी बहुत नीला है) और [[एनजीसी 362]] (जिसका एचबी अधिक लाल है)। लेबल दूसरा मापदंड स्वीकार करता है कि कुछ अज्ञात भौतिक प्रभाव उन समूहों में एचबी आकृति विज्ञान अंतर के लिए ज़िम्मेदार है जो अन्यथा समान लगते हैं।<ref name="yee" /> | ||
==[[लाल झुरमुट|लाल कलम्प]] से संबंध== | ==[[लाल झुरमुट|लाल कलम्प]] से संबंध== | ||
तारों का संबंधित वर्ग क्लंप विशाल है, जो तथाकथित लाल [[लाल झुरमुट|कलम्प]] से संबंधित हैं, जो अपेक्षाकृत तारा या आयु (और इसलिए तारा या द्रव्यमान) और समान्यत: अधिक तारा या रासायनिक संरचना धातु-समृद्ध जनसंख्या एचबी के समकक्ष हैं। तारे (जो [[जनसंख्या I]]I से संबंधित हैं)। एचबी सितारे और क्लंप विशाल दोनों ही अपने कोर में हीलियम को [[कार्बन]] में विलय | तारों का संबंधित वर्ग क्लंप विशाल है, जो तथाकथित लाल [[लाल झुरमुट|कलम्प]] से संबंधित हैं, जो अपेक्षाकृत तारा या आयु (और इसलिए तारा या द्रव्यमान) और समान्यत: अधिक तारा या रासायनिक संरचना धातु-समृद्ध जनसंख्या एचबी के समकक्ष हैं। तारे (जो [[जनसंख्या I]]I से संबंधित हैं)। एचबी सितारे और क्लंप विशाल दोनों ही अपने कोर में हीलियम को [[कार्बन]] में विलय कर रहे हैं, किंतु उनकी बाहरी परतों की स्टार या संरचना में अंतर के परिणामस्वरूप विभिन्न प्रकार के सितारों की अलग-अलग त्रिज्या, प्रभावी तापमान या स्टार और स्टार या वर्गीकरण होता है। चूँकि स्टार या वर्गीकरण हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख में क्षैतिज समन्वय है, विभिन्न प्रकार के तारे अपने सामान्य ऊर्जा स्रोत के अतिरिक्त सीएमडी के विभिन्न भागो में दिखाई देते हैं। वास्तव में लाल क्लंप क्षैतिज-शाखा आकृति विज्ञान के अतिशय का प्रतिनिधित्व करता है: सभी तारे क्षैतिज शाखा के लाल सिरे पर हैं, और पहली बार लाल-विशाल शाखा पर चढ़ने वाले तारों से अंतर करना कठिन हो सकता है।<ref name="KarttunenKröger2007">{{cite book|author1=Hannu Karttunen|author2=Pekka Kröger|author3=Heikki Oja|author4=Markku Poutanen|author5=Karl Johan Donner|title=मौलिक खगोल विज्ञान|url=https://books.google.com/books?id=DjeVdb0sLEAC&pg=PA249|date=9 August 2007|publisher=Springer Science & Business Media|isbn=978-3-540-34144-4|pages=249–}}</ref> | ||
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Latest revision as of 15:29, 10 August 2023
क्षैतिज शाखा (एचबी) तारकीय विकास का अतिशय है जो उन तारों में लाल-विशाल शाखा का तुरंत अनुसरण करती है जिनका द्रव्यमान सूर्य के समान होता है। क्षैतिज-शाखा तारे कोर में हीलियम विलय (ट्रिपल-अल्फा प्रक्रिया के माध्यम से) और कोर के चारों ओर खोल में हाइड्रोजन विलय (सीएनओ चक्र के माध्यम से) द्वारा संचालित होते हैं। लाल-विशाल शाखा की नोक पर कोर हीलियम विलय की प्रारंभ से तारे की संरचना में महत्वपूर्ण परिवर्तन होते हैं, जिसके परिणामस्वरूप दीप्ति में समग्र कमी आती है, तारकीय आवरण में कुछ संकुचन होता है, और सतह उच्च तापमान तक पहुंच जाती है।
खोज
क्षैतिज शाखा सितारों की खोज ग्लोबुलर समूहों के पहले गहरे फोटोग्राफिक फोटोमेट्री (खगोल विज्ञान) अध्ययन के साथ की गई थी[1][2] और उस समय तक अध्ययन किए गए सभी विवर्त समूह से अनुपस्थित रहने के लिए उल्लेखनीय थे। क्षैतिज शाखा का नाम इसलिए रखा गया है क्योंकि ग्लोबुलर समूहों जैसे कम-धात्विक तारा संग्रह में, एचबी तारे हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख में लगभग क्षैतिज रेखा के साथ स्थित होते हैं। चूँकि ग्लोबुलर समूह के सभी तारे मूलतः हमसे समान दूरी पर हैं, उनके स्पष्ट परिमाण का उनके निरपेक्ष परिमाण से समान संबंध है, और इस प्रकार निरपेक्ष-परिमाण-संबंधित गुण उस के सितारों तक सीमित एचआर आरेख पर स्पष्ट रूप से दिखाई देते हैं। क्लस्टर दूरी और वहां से परिमाण की अनिश्चितताओं से अप्रभावित है।
विकास
अपने मूल हाइड्रोजन को समाप्त करने के पश्चात्, तारे मुख्य अनुक्रम को छोड़ देते हैं और हीलियम कोर के चारों ओर हाइड्रोजन शेल में थर्मोन्यूक्लियर विलय प्रारंभ करते हैं और लाल-विशाल शाखा पर विशाल तारा बन जाते हैं। सूर्य के द्रव्यमान से 2.3 गुना अधिक द्रव्यमान वाले तारों में हीलियम कोर विकृत पदार्थ का क्षेत्र बन जाता है जो ऊर्जा उत्पादन में योगदान नहीं देता है। यह निरन्तर बढ़ रहा है और तापमान में वृद्धि हो रही है क्योंकि शेल में हाइड्रोजन विलय अधिक हीलियम का योगदान देता है।[3]
यदि तारे का सौर द्रव्यमान लगभग 0.5 से अधिक है,[4] कोर अंततः ट्रिपल-अल्फा प्रक्रिया के माध्यम से हीलियम के कार्बन में तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस के लिए आवश्यक तापमान तक पहुंच जाता है। हीलियम विलय की प्रारंभ कोर क्षेत्र में प्रारंभ होती है, जिससे तत्काल तापमान में वृद्धि होगी और तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस की दर में तेजी से वृद्धि होगी। कुछ ही सेकंड में कोर गैर-विघटित पदार्थ बन जाता है और तेजी से फैलता है, जिससे हीलियम फ्लैश नामक घटना उत्पन्न होती है। गैर-विक्षिप्त कोर बिना किसी फ्लैश के अधिक सुचारू रूप से विलय प्रारंभ करते हैं। इस घटना का आउटपुट ऊपर प्लाज्मा (भौतिकी) की परतों द्वारा अवशोषित किया जाता है, इसलिए प्रभाव तारे के बाहरी भाग से नहीं देखा जाता है। तारा अब नई हाइड्रोस्टैटिक संतुलन स्थिति में बदल जाता है, और इसका विकास पथ लाल-विशाल शाखा (आरजीबी) से हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख की क्षैतिज शाखा पर स्विच हो जाता है।[3]
प्रारंभ में लगभग 2.3 M☉ और 8 M☉ के मध्य के तारों में बड़े हीलियम कोर होते हैं जो व्यर्थ नहीं होते हैं। इसके अतिरिक्त उनके कोर शॉनबर्ग-चंद्रशेखर द्रव्यमान तक पहुंच जाते हैं, जिस पर वे हाइड्रोस्टैटिक या थर्मल संतुलन में नहीं रहते हैं। फिर वे संकुचित रहते हैं और वह गर्म हो जाते हैं, जिससे कोर के व्यर्थ होने से पहले हीलियम विलय प्रारंभ हो जाता है। कोर हीलियम विलय के समय ये तारे अधिक गर्म हो जाते हैं, किंतु उनका कोर द्रव्यमान अलग-अलग होता है और इसलिए एचबी सितारों से अलग दीप्ति होती है। वह कोर हीलियम विलय के समय तापमान में भिन्न होते हैं और स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा में जाने से पहले एक नीला लूप बनाते हैं। लगभग 8 M☉ से अधिक विशाल तारे भी अपने मूल हीलियम को सुचारू रूप से प्रज्वलित करते हैं, और लाल अति विशालकाय के रूप में भारी तत्वों को भी जलाते हैं।[3]
तारे लगभग 100 मिलियन वर्षों तक क्षैतिज शाखा पर बने रहते हैं, जो की धीरे-धीरे उसी तरह अधिक उद्दीप्त होते जाते हैं जैसे कि मुख्य अनुक्रम तारे दीप्ति बढ़ाते हैं जैसा कि वायरल प्रमेय से पता चलता है। जब उनका मूल हीलियम अंततः समाप्त हो जाता है, तो वे एसिम्प्टोटिक विशाल शाखा (एजीबी) पर हीलियम शेल जलने की ओर बढ़ते हैं। एजीबी पर वह ठंडे और अधिक उद्दीप्त हो जाते हैं।[3]
क्षैतिज शाखा आकृति विज्ञान
हीलियम फ़्लैश के पश्चात्, क्षैतिज शाखा के सभी तारों का मूल द्रव्यमान बहुत समान होता है। इसका अर्थ यह है कि उनकी दीप्ति बहुत समान है, और इसका दृश्य परिमाण द्वारा प्लॉट किए गए हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख पर शाखा क्षैतिज है।
एचबी तारे का आकार और तापमान हीलियम कोर के चारों ओर बचे हाइड्रोजन आवरण के द्रव्यमान पर निर्भर करता है। इस प्रकार यह बड़े हाइड्रोजन आवरण वाले तारे ठंडे होते हैं। यह स्थिर दीप्ति पर क्षैतिज शाखा के साथ तारों का फैलाव बनाता है। कम धात्विकता पर तापमान भिन्नता का प्रभाव अधिक शसक्त होता है, इसलिए पुराने समूहों में समान्यत: अधिक स्पष्ट क्षैतिज शाखाएँ होती हैं।[5]
चूँकि क्षैतिज शाखा का नाम इसलिए रखा गया है क्योंकि इसमें बड़े मापदंड पर तापमान की श्रृंखला में लगभग समान निरपेक्ष परिमाण वाले तारे होते हैं, जो रंग-परिमाण आरेख पर क्षैतिज पट्टी में स्थित होते हैं, शाखा नीले सिरे पर क्षैतिज से बहुत दूर होती है। क्षैतिज शाखा नीली टेल में समाप्त होती है जिसमें कम दीप्ति वाले गर्म तारे होते हैं, कभी-कभी अत्यधिक गर्म तारों के नीले हुक के साथ बॉयोमीट्रिक दीप्ति द्वारा प्लॉट किए जाने पर यह क्षैतिज भी नहीं होता है, जिससे की गर्म क्षैतिज शाखा तारे ठंडे तारों की तुलना में कम उद्दीप्त होते हैं।[6]
सबसे गर्म क्षैतिज शाखा वाले तारे, जिन्हें अतिशय क्षैतिज शाखा कहा जाता है, जिसका तापमान 20,000-30,000 K होता है। यह सामान्य कोर हीलियम जलने वाले तारे के लिए अपेक्षित तापमान से कहीं अधिक है। इन तारों को समझाने के सिद्धांतों में बाइनरी इंटरैक्शन और देर से थर्मल पल्स सम्मिलित हैं, जहां थर्मल पल्स जिसे एसिम्प्टोटिक विशाल शाखा (एजीबी) सितारे नियमित रूप से अनुभव करते हैं, विलय संवर्त होने के पश्चात् होता है और तारा सुपरविंड अतिशय में प्रवेश कर चुका होता है।[7] ये सितारे असामान्य गुणों के साथ दोबारा उत्पन्न करते हैं। विचित्र-सी लगने वाली प्रक्रिया के अतिरिक्त, एजीबी के पश्चात् के 10% या उससे अधिक सितारों के लिए ऐसा होने की उम्मीद है, चूँकि ऐसा माना जाता है कि केवल विशेष रूप से देर से थर्मल पल्स ग्रहीय नीहारिका अतिशय के पश्चात् और जब केंद्रीय तारा अतिशय क्षैतिज-शाखा तारे बनाते हैं सफेद वामन की ओर पहले से ही ठंडा हो रहा है।[8]
आरआर लाइरे गैप
ग्लोबुलर क्लस्टर सीएमडी (रंग-परिमाण आरेख) समान्यत: क्षैतिज शाखाएं दिखाते हैं जिनमें एचबी में एक प्रमुख अंतर होता है। सीएमडी में यह अंतर गलत विधि से बताता है कि क्लस्टर के सीएमडी के इस क्षेत्र में कोई सितारा नहीं है। यह अंतराल अस्थिरता पट्टी पर होता है, जहां अनेक स्पंदित तारे पाए जाते हैं। इन स्पंदित क्षैतिज-शाखा सितारों को आरआर लाइरे परिवर्तनीय सितारों के रूप में जाना जाता है और वे स्पष्ट रूप से 1.2 दिनों तक की अवधि के साथ दीप्ति में परिवर्तनशील होते हैं।[9]
तारे की वास्तविक (अर्थात, पूरी अवधि में औसत) स्पष्ट परिमाण और तारा या वर्गीकरण स्थापित करने के लिए विस्तारित अवलोकन प्रोग्राम की आवश्यकता होती है। ऐसा प्रोग्राम समान्यत: क्लस्टर के रंग-परिमाण आरेख की जांच के सीमा से परे होता है। इस वजह से, जबकि इस तरह की जांच से परिवर्तनीय सितारों को क्लस्टर की तारकीय पदार्थ की टेबल में नोट किया जाता है, इन परिवर्तनीय सितारों को क्लस्टर सीएमडी की ग्राफिक प्रस्तुति में सम्मिलित नहीं किया जाता है क्योंकि उन्हें सही रूप से प्लॉट करने के लिए पर्याप्त डेटा उपलब्ध नहीं है। इस चूक के परिणामस्वरूप अधिकांशत: अनेक प्रकाशित ग्लोबुलर क्लस्टर सीएमडी में आरआर लाइरे गैप देखा जाता है।[10]
अलग-अलग ग्लोबुलर क्लस्टर अधिकांशत:अलग-अलग एचबी आकारिकी प्रदर्शित करते हैं, जिसका अर्थ है कि आरआर लियर गैप के गर्म सिरे पर, गैप के अंदर और गैप के ठंडे सिरे पर उपस्थित एचबी सितारों का सापेक्ष अनुपात क्लस्टर से क्लस्टर में तेजी से भिन्न होता है। विभिन्न एचबी आकारिकी का अंतर्निहित कारण तारकीय खगोल भौतिकी में लंबे समय से चली आ रही समस्या है। स्टार या रासायनिक संरचना कारक है (समान्यत: इस अर्थ में कि अधिक धातु-गरीब समूहों में ब्लूअर एचबी होते हैं), किंतु उम्र, रोटेशन और हीलियम पदार्थ जैसे अन्य तारकीय गुणों को भी एचबी आकृति विज्ञान को प्रभावित करने के रूप में सुझाया गया है। इसे कभी-कभी ग्लोबुलर समूहों के लिए दूसरी मापदंड समस्या कहा जाता है, क्योंकि ग्लोबुलर समूहों के जोड़े उपस्थित होते हैं जिनकी धात्विकता समान होती है फिर भी बहुत भिन्न एचबी आकारिकी होती है; ऐसी ही जोड़ी है एनजीसी 288 (जिसका एचबी बहुत नीला है) और एनजीसी 362 (जिसका एचबी अधिक लाल है)। लेबल दूसरा मापदंड स्वीकार करता है कि कुछ अज्ञात भौतिक प्रभाव उन समूहों में एचबी आकृति विज्ञान अंतर के लिए ज़िम्मेदार है जो अन्यथा समान लगते हैं।[6]
लाल कलम्प से संबंध
तारों का संबंधित वर्ग क्लंप विशाल है, जो तथाकथित लाल कलम्प से संबंधित हैं, जो अपेक्षाकृत तारा या आयु (और इसलिए तारा या द्रव्यमान) और समान्यत: अधिक तारा या रासायनिक संरचना धातु-समृद्ध जनसंख्या एचबी के समकक्ष हैं। तारे (जो जनसंख्या II से संबंधित हैं)। एचबी सितारे और क्लंप विशाल दोनों ही अपने कोर में हीलियम को कार्बन में विलय कर रहे हैं, किंतु उनकी बाहरी परतों की स्टार या संरचना में अंतर के परिणामस्वरूप विभिन्न प्रकार के सितारों की अलग-अलग त्रिज्या, प्रभावी तापमान या स्टार और स्टार या वर्गीकरण होता है। चूँकि स्टार या वर्गीकरण हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख में क्षैतिज समन्वय है, विभिन्न प्रकार के तारे अपने सामान्य ऊर्जा स्रोत के अतिरिक्त सीएमडी के विभिन्न भागो में दिखाई देते हैं। वास्तव में लाल क्लंप क्षैतिज-शाखा आकृति विज्ञान के अतिशय का प्रतिनिधित्व करता है: सभी तारे क्षैतिज शाखा के लाल सिरे पर हैं, और पहली बार लाल-विशाल शाखा पर चढ़ने वाले तारों से अंतर करना कठिन हो सकता है।[11]
संदर्भ
- ↑ Arp, H. C.; Baum, W. A.; Sandage, A. R. (1952), "The HR diagrams for the globular clusters M 92 and M 3", Astronomical Journal, 57: 4–5, Bibcode:1952AJ.....57....4A, doi:10.1086/106674
- ↑ Sandage, A. R. (1953), "The color-magnitude diagram for the globular cluster M 3", Astronomical Journal, 58: 61–75, Bibcode:1953AJ.....58...61S, doi:10.1086/106822
- ↑ 3.0 3.1 3.2 3.3 Karttunen, Hannu; Oja, Heikki (2007), Fundamental astronomy (5th ed.), Springer, p. 249, ISBN 978-3-540-34143-7
- ↑ "मुख्य अनुक्रम सितारे पोस्ट करें". Australia Telescope Outreach and Education. Retrieved 2 December 2012.
- ↑ Rudolf Kippenhahn; Alfred Weigert; Achim Weiss (31 October 2012). तारकीय संरचना और विकास. Springer Science & Business Media. pp. 408–. ISBN 978-3-642-30304-3.
- ↑ 6.0 6.1 Lee, Young-Wook; Demarque, Pierre; Zinn, Robert (1994). "गोलाकार समूहों में क्षैतिज-शाखा तारे। द्वितीय. दूसरा पैरामीटर घटना". The Astrophysical Journal. 423: 248. Bibcode:1994ApJ...423..248L. doi:10.1086/173803.
- ↑ Randall, S. K.; Calamida, A.; Fontaine, G.; Bono, G.; Brassard, P. (2011). "RAPIDLY PULSATING HOT SUBDWARFS IN ω CENTAURI: A NEW INSTABILITY STRIP ON THE EXTREME HORIZONTAL BRANCH?". The Astrophysical Journal. 737 (2): L27. Bibcode:2011ApJ...737L..27R. doi:10.1088/2041-8205/737/2/L27.
- ↑ Jeffery, C. S. (2008). "Hydrogen-Deficient Stars: An Introduction". Hydrogen-Deficient Stars. 391: 3. Bibcode:2008ASPC..391....3J.
- ↑ American Association of Variable Star Observers. "Types of Variables". Archived from the original on 17 October 2018. Retrieved 12 March 2011.
- ↑ David Stevenson (9 May 2015). तारा समूहों का जटिल जीवन. Springer. pp. 70–. ISBN 978-3-319-14234-0.
- ↑ Hannu Karttunen; Pekka Kröger; Heikki Oja; Markku Poutanen; Karl Johan Donner (9 August 2007). मौलिक खगोल विज्ञान. Springer Science & Business Media. pp. 249–. ISBN 978-3-540-34144-4.
