हीलियम फ्लैश

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कम द्रव्यमान वाले तारों के केंद्र में हीलियम का संलयन।

हीलियम फ्लैश कम द्रव्यमान वाले तारों (0.8 सौर द्रव्यमान के बीच) के कोर में ट्रिपल-अल्फा प्रक्रिया के माध्यम से कार्बन में बड़ी मात्रा में हीलियम का एक बहुत संक्षिप्त थर्मल भगोड़ा परमाणु संलयन है (M☉) और 2.0 M☉[1]) उनके लाल विशाल चरण के दौरान (सूर्य को मुख्य अनुक्रम छोड़ने के 1.2 अरब वर्ष बाद एक फ्लैश का अनुभव होने की भविष्यवाणी की गई है)। अभिवृद्धि (खगोल भौतिकी) सफेद बौने सितारों की सतह पर एक बहुत ही दुर्लभ भगोड़ा हीलियम संलयन प्रक्रिया भी हो सकती है।

कम द्रव्यमान वाले तारे सामान्य हीलियम संलयन शुरू करने के लिए पर्याप्त गुरुत्वाकर्षण दबाव उत्पन्न नहीं करते हैं। जैसे ही कोर में हाइड्रोजन समाप्त हो जाता है, पीछे बचे कुछ हीलियम को आदर्श गैस कानून के बजाय क्वांटम यांत्रिकी दबाव द्वारा गुरुत्वाकर्षण पतन के खिलाफ समर्थित, पतित पदार्थ में संकुचित कर दिया जाता है। इससे कोर का घनत्व और तापमान तब तक बढ़ जाता है जब तक कि यह लगभग 100 मिलियन केल्विन तक नहीं पहुंच जाता, जो कोर में हीलियम संलयन (या हीलियम जलने) का कारण बनने के लिए पर्याप्त गर्म होता है।

हालाँकि, पतित पदार्थ का एक मौलिक गुण यह है कि तापमान में वृद्धि से पदार्थ की मात्रा में वृद्धि नहीं होती है जब तक कि थर्मल दबाव इतना अधिक न हो जाए कि यह अपक्षयी दबाव से अधिक न हो जाए। मुख्य अनुक्रम तारों में, हाइड्रोस्टैटिक संतुलन कोर तापमान को नियंत्रित करता है, लेकिन पतित कोर में ऐसा नहीं होता है। हीलियम संलयन से तापमान बढ़ता है, जिससे संलयन दर बढ़ती है, जिससे भगोड़े प्रतिक्रिया में तापमान और बढ़ जाता है। इससे अत्यंत तीव्र हीलियम संलयन की एक चमक उत्पन्न होती है जो केवल कुछ हज़ार वर्षों तक (खगोलीय पैमाने पर तात्कालिक) रहती है, लेकिन, कुछ ही सेकंड में, संपूर्ण आकाशगंगा के बराबर दर से ऊर्जा उत्सर्जित करती है।

सामान्य कम द्रव्यमान वाले तारों के मामले में, विशाल ऊर्जा रिलीज के कारण कोर का अधिकांश हिस्सा अध: पतन से बाहर आ जाता है, जिससे इसे थर्मल रूप से विस्तारित होने की इजाजत मिलती है, हालांकि, हीलियम फ्लैश द्वारा जारी कुल ऊर्जा के बराबर ऊर्जा की खपत होती है, और कोई भी बचा हुआ -अधिक ऊर्जा तारे की ऊपरी परतों में अवशोषित हो जाती है। इस प्रकार हीलियम फ्लैश ज्यादातर अवलोकन द्वारा पता नहीं चल पाता है, और इसका वर्णन केवल खगोल भौतिकी मॉडल द्वारा किया जाता है। कोर के विस्तार और ठंडा होने के बाद, तारे की सतह तेजी से ठंडी हो जाती है और 10,000 वर्षों में सिकुड़ जाती है जब तक कि यह अपनी पूर्व त्रिज्या और चमक का लगभग 2% न रह जाए। यह अनुमान लगाया गया है कि इलेक्ट्रॉन-विकृत हीलियम कोर का वजन तारे के द्रव्यमान का लगभग 40% होता है और कोर का 6% कार्बन में परिवर्तित हो जाता है।[2]


लाल दिग्गज

सकुराई की वस्तु एक सफेद बौना है जो हीलियम फ्लैश से गुजर रहा है।[3]

2.0 से कम वाले तारों में तारकीय विकास के लाल विशाल चरण के दौरान M☉ हाइड्रोजन का परमाणु संलयन कोर में समाप्त हो जाता है क्योंकि यह समाप्त हो जाता है, जिससे हीलियम युक्त कोर निकल जाता है। जबकि तारे के खोल में हाइड्रोजन का संलयन जारी रहता है, जिससे कोर में हीलियम का संचय जारी रहता है, जिससे कोर सघन हो जाता है, फिर भी तापमान हीलियम संलयन के लिए आवश्यक स्तर तक पहुंचने में असमर्थ होता है, जैसा कि अधिक विशाल सितारों में होता है। इस प्रकार संलयन से थर्मल दबाव अब गुरुत्वाकर्षण पतन का मुकाबला करने और अधिकांश सितारों में पाए जाने वाले हाइड्रोस्टैटिक संतुलन बनाने के लिए पर्याप्त नहीं है। इसके कारण तारे का तापमान सिकुड़ना और बढ़ना शुरू हो जाता है, जब तक कि यह अंततः हीलियम कोर के विकृत पदार्थ बनने के लिए पर्याप्त रूप से संकुचित नहीं हो जाता। यह अध:पतन दबाव अंततः सबसे केंद्रीय सामग्री के आगे पतन को रोकने के लिए पर्याप्त है लेकिन शेष कोर सिकुड़ता रहता है और तापमान तब तक बढ़ता रहता है जब तक कि यह एक बिंदु तक नहीं पहुंच जाता (≈1×108 K) जिस पर हीलियम प्रज्वलित हो सकता है और संलयन शुरू हो सकता है।[4][5][6]

हीलियम फ़्लैश की विस्फोटक प्रकृति इसके अपक्षयी पदार्थ में होने से उत्पन्न होती है। एक बार जब तापमान 100 मिलियन-200 मिलियन केल्विन तक पहुंच जाता है और हीलियम संलयन ट्रिपल-अल्फा प्रक्रिया का उपयोग करना शुरू कर देता है, तो तापमान तेजी से बढ़ता है, जिससे हीलियम संलयन दर बढ़ जाती है और, क्योंकि पतित पदार्थ एक अच्छा थर्मल चालन है, जिससे प्रतिक्रिया क्षेत्र का विस्तार होता है।

हालाँकि, चूंकि अध:पतन दबाव (जो पूरी तरह से घनत्व का एक कार्य है) थर्मल दबाव (घनत्व और तापमान के उत्पाद के आनुपातिक) पर हावी हो रहा है, कुल दबाव केवल तापमान पर कमजोर रूप से निर्भर है। इस प्रकार, तापमान में नाटकीय वृद्धि से केवल दबाव में मामूली वृद्धि होती है, इसलिए कोर का कोई स्थिर शीतलन विस्तार नहीं होता है।

यह आकस्मिक प्रतिक्रिया तेजी से तारे के सामान्य ऊर्जा उत्पादन (कुछ सेकंड के लिए) से लगभग 100 बिलियन गुना तक बढ़ जाती है जब तक कि तापमान इस बिंदु तक नहीं बढ़ जाता कि थर्मल दबाव फिर से प्रभावी हो जाता है, जिससे अध: पतन समाप्त हो जाता है। इसके बाद कोर का विस्तार और ठंडा हो सकता है और हीलियम का स्थिर जलना जारी रहेगा।[7] एक तारा जिसका द्रव्यमान लगभग 2.25 से अधिक है M☉ हीलियम को उसके मूल को नष्ट किए बिना जलाना शुरू कर देता है, और इसलिए इस प्रकार की हीलियम फ़्लैश प्रदर्शित नहीं होती है। बहुत कम द्रव्यमान वाले तारे में (लगभग 0.5 से कम)। M☉), कोर कभी भी हीलियम को प्रज्वलित करने के लिए पर्याप्त गर्म नहीं होता है। विकृत हीलियम कोर सिकुड़ता रहेगा, और अंततः बहुत कम द्रव्यमान वाला एक सफेद बौना #सितारा बन जाएगा।

हीलियम फ्लैश विद्युत चुम्बकीय विकिरण द्वारा सतह पर सीधे देखने योग्य नहीं है। फ्लैश तारे के अंदर गहरे कोर में होता है, और इसका शुद्ध प्रभाव यह होगा कि जारी की गई सभी ऊर्जा पूरे कोर द्वारा अवशोषित हो जाती है, जिससे पतित अवस्था गैर-डीजनरेट हो जाती है। पहले की गणनाओं से संकेत मिलता था कि कुछ मामलों में गैर-विघटनकारी सामूहिक हानि संभव होगी,[8] लेकिन बाद में न्यूट्रिनो ऊर्जा हानि को ध्यान में रखते हुए स्टार मॉडलिंग से ऐसी कोई सामूहिक हानि नहीं होने का संकेत मिलता है।[9][10] एक सौर द्रव्यमान वाले तारे में, हीलियम फ्लैश लगभग जारी होने का अनुमान है 5×1041 J,[11] या ऊर्जा विमोचन का लगभग 0.3% 1.5×1044 J प्रकार Ia सुपरनोवा,[12] जो कार्बन-ऑक्सीजन सफेद बौने में अनुरूप कार्बन विस्फोट से उत्पन्न होता है।

बाइनरी सफेद बौने

जब हाइड्रोजन गैस एक द्विआधारी साथी तारे से एक सफेद बौने पर एकत्रित होती है, तो हाइड्रोजन अभिवृद्धि दरों की एक संकीर्ण सीमा के लिए हीलियम बनाने के लिए फ्यूज हो सकती है, लेकिन अधिकांश प्रणालियाँ पतित सफेद बौने आंतरिक भाग पर हाइड्रोजन की एक परत विकसित करती हैं। यह हाइड्रोजन तारे की सतह के निकट एक आवरण बनाने के लिए एकत्रित हो सकता है। जब हाइड्रोजन का द्रव्यमान पर्याप्त रूप से बड़ा हो जाता है, तो भगोड़ा संलयन एक नया का कारण बनता है। कुछ बाइनरी प्रणालियों में जहां सतह पर हाइड्रोजन फ़्यूज़ होता है, वहां निर्मित हीलियम का द्रव्यमान अस्थिर हीलियम फ्लैश में जल सकता है। कुछ बाइनरी प्रणालियों में साथी तारे ने अपना अधिकांश हाइड्रोजन खो दिया होगा और कॉम्पैक्ट तारे को हीलियम युक्त सामग्री दान कर दी होगी। ध्यान दें कि एक्स-रे बर्स्टर न्यूट्रॉन सितारों पर होता है।[citation needed]

शैल हीलियम फ़्लैश

शैल हीलियम चमक कुछ हद तक समान लेकिन बहुत कम हिंसक, गैर-भगोड़ा हीलियम प्रज्वलन घटना है, जो विकृत पदार्थ की अनुपस्थिति में होती है। वे समय-समय पर कोर के बाहर एक खोल में स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा सितारों में होते हैं। यह किसी तारे के जीवन की विशाल अवस्था का अंतिम समय है। तारे ने कोर में उपलब्ध अधिकांश हीलियम को जला दिया है, जो अब कार्बन और ऑक्सीजन से बना है। इस कोर के चारों ओर एक पतले आवरण में हीलियम संलयन जारी रहता है, लेकिन फिर हीलियम समाप्त हो जाने पर यह बंद हो जाता है। यह हीलियम परत के ऊपर एक परत में हाइड्रोजन संलयन शुरू करने की अनुमति देता है। पर्याप्त अतिरिक्त हीलियम जमा होने के बाद, हीलियम संलयन फिर से शुरू हो जाता है, जिससे एक थर्मल पल्स उत्पन्न होता है जो अंततः तारे का विस्तार और अस्थायी रूप से चमकने का कारण बनता है (चमकदारता में पल्स में देरी होती है क्योंकि पुनरारंभ हीलियम संलयन से ऊर्जा को तारे तक पहुंचने में कई साल लग जाते हैं) सतह[13]). ऐसी तरंगें कुछ सौ वर्षों तक चल सकती हैं, और माना जाता है कि ये हर 10,000 से 100,000 वर्षों में समय-समय पर घटित होती हैं।[13] फ़्लैश के बाद, हीलियम संलयन चक्र के लगभग 40% तक तेजी से क्षय होने की दर पर जारी रहता है क्योंकि हीलियम शेल का उपभोग हो जाता है।[13]तापीय तरंगों के कारण तारे से गैस और धूल के परिस्थितिजन्य गोले निकल सकते हैं।[citation needed]

यह भी देखें

  • कार्बन विस्फोट

संदर्भ

  1. ↑ Pols, Onno (September 2009). "Chapter 9: Post-main sequence evolution through helium burning" (PDF). तारकीय संरचना और विकास (lecture notes). Archived from the original (PDF) on 20 May 2019.
  2. ↑ Taylor, David. "सूर्य का अंत". North Western.
  3. ↑ "सफेद बौना पुनरुत्थान". Retrieved 3 August 2015.
  4. ↑ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004). तारकीय आंतरिक साज-सज्जा - भौतिक सिद्धांत, संरचना और विकास (2 ed.). Springer. pp. 62–5. ISBN 978-0387200897.
  5. ↑ Seeds, Michael A.; Backman, Dana E. (2012). खगोल विज्ञान की नींव (12 ed.). Cengage Learning. pp. 249–51. ISBN 978-1133103769.
  6. ↑ Karttunen, Hannu; Kröger, Pekka; Oja, Heikki; Poutanen, Markku; Donner, Karl Johan, eds. (2007-06-27). मौलिक खगोल विज्ञान (5 ed.). Springer. p. 249. ISBN 978-3540341437.
  7. ↑ Deupree, R. G.; R. K. Wallace (1987). "कोर हीलियम फ़्लैश और सतह बहुतायत विसंगतियाँ". Astrophysical Journal. 317: 724–732. Bibcode:1987ApJ...317..724D. doi:10.1086/165319.
  8. ↑ Deupree, R. G. (1984). "कोर हीलियम फ्लैश के दो- और तीन-आयामी संख्यात्मक सिमुलेशन". The Astrophysical Journal. 282: 274. Bibcode:1984ApJ...282..274D. doi:10.1086/162200.
  9. ↑ Deupree, R. G. (1996-11-01). "कोर हीलियम फ्लैश का पुन: परीक्षण". The Astrophysical Journal. 471 (1): 377–384. Bibcode:1996ApJ...471..377D. CiteSeerX 10.1.1.31.44. doi:10.1086/177976. S2CID 15585754.
  10. ↑ Mocák, M (2009). कम द्रव्यमान वाले तारों में कोर हीलियम फ्लैश के बहुआयामी हाइड्रोडायनामिक सिमुलेशन (PhD. Thesis). Technische Universität München. Bibcode:2009PhDT.........2M.
  11. ↑ Edwards, A. C. (1969). "हीलियम फ्लैश का हाइड्रोडायनामिक्स". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 146 (4): 445–472. Bibcode:1969MNRAS.146..445E. doi:10.1093/mnras/146.4.445.
  12. ↑ Khokhlov, A.; Müller, E.; Höflich, P. (1993). "विभिन्न विस्फोट तंत्रों के साथ टाइप IA सुपरनोवा मॉडल के प्रकाश वक्र". Astronomy and Astrophysics. 270 (1–2): 223–248. Bibcode:1993A&A...270..223K.
  13. ↑ 13.0 13.1 13.2 Wood, P. R.; D. M. Zarro (1981). "Helium-shell flashing in low-mass stars and period changes in mira variables". Astrophysical Journal. 247 (Part 1): 247. Bibcode:1981ApJ...247..247W. doi:10.1086/159032.

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