High-Mass Stars: Supergiants and Core-Collapse Supernovae

उच्च-द्रव्यमान तारे: सुपरजायंट्स और कोर-कोलैप्स सुपरनोवा

कैसे भारी तारे तेजी से नाभिकीय ईंधन जलाते हैं और विस्फोट करते हैं, अपने परिवेश को प्रभावित करते हैं

जहां कम-द्रव्यमान तारे अपेक्षाकृत धीरे-धीरे लाल दानव और श्वेत बौने में विकसित होते हैं, भारी तारे (≥8 M⊙) एक नाटकीय रूप से अलग और छोटा मार्ग अपनाते हैं। वे तेजी से अपने नाभिकीय ईंधन समाप्त करते हैं, चमकीले सुपरजायंट बन जाते हैं, और अंततः विनाशकारी कोर-कोलैप्स सुपरनोवा से गुजरते हैं, जो अत्यधिक ऊर्जा छोड़ते हैं। ये शानदार विस्फोट न केवल तारे के जीवन का अंत करते हैं बल्कि इंटरस्टेलर माध्यम (ISM) को भारी तत्वों और शॉक तरंगों से समृद्ध करते हैं—इस प्रकार ब्रह्मांडीय विकास में एक महत्वपूर्ण भूमिका निभाते हैं। इस लेख में, हम इन भारी तारों के विकास को मुख्य अनुक्रम से सुपरजायंट चरणों तक, और अंत में विस्फोटक कोर पतन तक, जो न्यूट्रॉन तारे या ब्लैक होल बनाता है, का वर्णन करेंगे, और चर्चा करेंगे कि ये घटनाएं आकाशगंगाओं में कैसे प्रभाव डालती हैं।

1. उच्च-द्रव्यमान तारों की परिभाषा

1.1 द्रव्यमान सीमा और प्रारंभिक स्थितियां

“उच्च-द्रव्यमान तारे” आमतौर पर उन तारों को संदर्भित करते हैं जिनका प्रारंभिक द्रव्यमान ≥8–10 M⊙ होता है। ऐसे तारे:

  • मुख्य अनुक्रम पर कम समय (कुछ मिलियन वर्ष) रहते हैं क्योंकि उनके कोर में हाइड्रोजन संलयन तेज होता है।
  • अक्सर विशाल आणविक बादल समूहों में बनते हैं, आमतौर पर तारकीय समूहों के हिस्से के रूप में।
  • [10]

इस व्यापक वर्ग के भीतर, सबसे भारी तारे (O-प्रकार, ≥20–40 M⊙) अंतिम पतन से पहले हवाओं के माध्यम से भारी द्रव्यमान खो सकते हैं, जो बाद के चरणों में Wolf–Rayet तारों का निर्माण कर सकते हैं।

1.2 तीव्र मुख्य अनुक्रम दहन

जन्म के समय, एक उच्च-द्रव्यमान तारे का कोर तापमान इतना अधिक बढ़ जाता है (~1.5×107 K) कि CNO चक्र प्रोटॉन-प्रोटॉन श्रृंखला की तुलना में हाइड्रोजन संलयन के लिए अधिक अनुकूल हो जाता है। CNO चक्र की तीव्र तापमान निर्भरता बहुत उच्च चमक सुनिश्चित करती है, जो तीव्र विकिरण दबाव और मुख्य अनुक्रम पर कम जीवनकाल को बढ़ावा देती है [1,2]।

2. पोस्ट-मेन सीक्वेंस: सुपरजायंट बनना

2.1 कोर हाइड्रोजन समाप्ति

एक बार कोर हाइड्रोजन समाप्त हो जाने पर, तारा मुख्य अनुक्रम से बाहर चला जाता है:

  1. कोर संकुचन: जब संलयन हाइड्रोजन-दहन शेल की ओर स्थानांतरित होता है जो एक निष्क्रिय हीलियम कोर के चारों ओर होता है, तो हीलियम कोर सिकुड़ता और गर्म होता है, जबकि लिफाफा फैलता है।
  2. सुपरजायंट चरण: तारे की बाहरी परतें सूज जाती हैं, कभी-कभी सूर्य के त्रिज्या के सैकड़ों गुना तक, जिससे एक लाल सुपरजायंट (RSG) बनता है या कुछ धात्विकता / द्रव्यमान स्थितियों में, एक नीला सुपरजायंट (BSG) बनता है।

एक तारा द्रव्यमान-हानि दर, आंतरिक मिश्रण, या शेल-दहन एपिसोड के आधार पर RSG और BSG अवस्थाओं के बीच दोलन कर सकता है।

2.2 उन्नत दहन चरण

विशाल तारे कोर में लगातार बर्निंग चरणों से गुजरते हैं:

  • हीलियम बर्निंग: कार्बन और ऑक्सीजन बनाता है (ट्रिपल-अल्फा और अल्फा-कैप्चर प्रतिक्रियाएँ)।
  • कार्बन बर्निंग: बहुत कम समय में नियॉन, सोडियम, मैग्नीशियम उत्पन्न करता है।
  • नियॉन बर्निंग: ऑक्सीजन और मैग्नीशियम बनाता है।
  • ऑक्सीजन बर्निंग: सिलिकॉन, सल्फर, और अन्य मध्यवर्ती तत्व बनाता है।
  • सिलिकॉन बर्निंग: अंततः एक आयरन (Fe) कोर बनाता है।

प्रत्येक चरण पिछले से तेज़ी से होता है, कभी-कभी सबसे बड़े तारों में सिलिकॉन बर्निंग के लिए केवल कुछ दिन या सप्ताह लगते हैं। यह तेज़ प्रगति तारे की उच्च चमक और ऊर्जा आवश्यकताओं के कारण होती है [3,4]।

2.3 द्रव्यमान हानि और हवाएँ

सुपरजायंट चरण के दौरान, मजबूत तारकीय हवाएँ तारे से द्रव्यमान छीलती हैं, खासकर यदि यह गर्म और चमकीला हो। बहुत बड़े तारों के लिए, द्रव्यमान हानि उनके अंतिम कोर द्रव्यमान को काफी कम कर सकती है, जिससे सुपरनोवा के परिणाम या ब्लैक होल बनने की संभावना बदल जाती है। कुछ मामलों में, तारा वुल्फ–रेयेट चरण में प्रवेश करता है, बाहरी हाइड्रोजन परतों को छोड़ने के बाद रासायनिक रूप से संसाधित परतें (हीलियम या कार्बन-समृद्ध) प्रकट करता है।

3. आयरन कोर और कोर कोलैप्स

3.1 अंत के करीब: आयरन कोर का निर्माण

जब सिलिकॉन बर्निंग कोर पर आयरन-पीक तत्व जमा करता है, तो आगे कोई उत्सर्जक संलयन संभव नहीं होता—आयरन का संलयन शुद्ध ऊर्जा नहीं छोड़ता। गुरुत्वाकर्षण का विरोध करने के लिए कोई नया ऊर्जा स्रोत न होने पर:

  1. निष्क्रिय लोहा कोर: शेल बर्निंग से द्रव्यमान बढ़ता है।
  2. कोर चंद्रशेखर सीमा से अधिक (~1.4 M⊙), इलेक्ट्रॉन अपघटन दबाव विफल हो जाता है।
  3. रनअवे कोलैप्स: कोर मिलीसेकंड के समय में संकुचित होता है, जिससे घनत्व नाभिकीय स्तरों तक पहुँचता है [5,6]।

3.2 कोर बाउंस और शॉक वेव

जैसे ही कोर न्यूट्रॉन-समृद्ध पदार्थ में संकुचित होता है, विकर्षक नाभिकीय बल और न्यूट्रिनो बहाव बाहर की ओर धकेलते हैं, जिससे एक शॉक वेव बनती है। शॉक अस्थायी रूप से तारे के अंदर रुक सकती है, लेकिन न्यूट्रिनो हीटिंग (और अन्य तंत्र) इसे पुनर्जीवित कर सकते हैं, जिससे तारे का विशाल आवरण कोर-कोलैप्स सुपरनोवा (टाइप II, Ib, या Ic सतही संरचना के अनुसार) में उड़ जाता है। यह विस्फोट संक्षिप्त अवधि के लिए पूरे आकाशगंगाओं को भी मात दे सकता है।

3.3 न्यूट्रॉन स्टार या ब्लैक होल अवशेष

सुपरनोवा के बाद बचा हुआ संकुचित कोर बन जाता है:

  • न्यूट्रॉन स्टार (~1.2–2.2 M⊙) यदि कोर द्रव्यमान न्यूट्रॉन स्टार के स्थिर दायरे में हो।
  • स्टेलर ब्लैक होल यदि कोर द्रव्यमान न्यूट्रॉन स्टार की अधिकतम सीमा से अधिक हो।

इस प्रकार, उच्च-द्रव्यमान तारे श्वेत बौने नहीं बनाते बल्कि अंतिम कोर की स्थिति के आधार पर विदेशी संकुचित पिंड—न्यूट्रॉन स्टार या ब्लैक होल—उत्पन्न करते हैं [7]।

4. सुपरनोवा विस्फोट और प्रभाव

4.1 चमक और तत्व संश्लेषण

कोर-पतन सुपरनोवा कुछ हफ्तों में उतनी ऊर्जा विकिरणित कर सकते हैं जितनी सूर्य अपने पूरे जीवनकाल में करता है। विस्फोट भारी तत्वों का संश्लेषण भी करता है (लोहा से भारी, आंशिक रूप से शॉक में न्यूट्रॉन-समृद्ध वातावरण के माध्यम से), जिससे इंटरस्टेलर माध्यम की धातुता बढ़ती है जब उत्सर्जित पदार्थ फैल जाता है। ऑक्सीजन, सिलिकॉन, कैल्शियम, और लोहा जैसे तत्व टाइप II सुपरनोवा अवशेषों में विशेष रूप से प्रचुर मात्रा में होते हैं, जो विशाल तारे की मृत्यु को ब्रह्मांडीय रासायनिक समृद्धि से जोड़ते हैं।

4.2 शॉक तरंगें और ISM समृद्धि

सुपरनोवा विस्फोट तरंग बाहर की ओर फैलती है, आसपास के गैस को संपीड़ित और गर्म करती है, अक्सर नए तारों के निर्माण को प्रेरित करती है या आकाशगंगा की सर्पिल भुजाओं या खोलों की संरचना को आकार देती है। प्रत्येक सुपरनोवा से निकलने वाले रासायनिक उत्पाद भविष्य की तारों की पीढ़ियों को भारी तत्वों से बीजित करते हैं जो ग्रह निर्माण और जीवन रसायन के लिए आवश्यक हैं [8]।

4.3 प्रेक्षणीय प्रकार (II, Ib, Ic)

कोर-पतन सुपरनोवा को ऑप्टिकल स्पेक्ट्रा द्वारा वर्गीकृत किया जाता है:

  • टाइप II: स्पेक्ट्रम में हाइड्रोजन रेखाएँ, लाल सुपरजायंट पूर्वज की विशेषता जो अपना हाइड्रोजन आवरण बनाए रखता है।
  • टाइप Ib: हाइड्रोजन की कमी लेकिन हीलियम रेखाएँ मौजूद, अक्सर एक वुल्फ–रेएट तारा जो हाइड्रोजन आवरण खो चुका है।
  • टाइप Ic: हाइड्रोजन और हीलियम दोनों छिले हुए, केवल नग्न कार्बन-ऑक्सीजन कोर बचा रहता है।

ये भेद दर्शाते हैं कि पतन से पहले द्रव्यमान हानि या द्वैध अंतःक्रिया तारे की बाहरी परतों को कैसे प्रभावित करती है।

5. द्रव्यमान और धातुता की भूमिका

5.1 द्रव्यमान जीवनकाल और विस्फोट ऊर्जा निर्धारित करता है

  • बहुत उच्च द्रव्यमान (≥30–40 M⊙): अत्यधिक द्रव्यमान हानि तारे के अंतिम द्रव्यमान को कम कर सकती है, टाइप Ib/c सुपरनोवा उत्पन्न कर सकती है या यदि तारा पर्याप्त रूप से छिला हुआ है तो सीधे ब्लैक होल पतन हो सकता है।
  • मध्यम उच्च द्रव्यमान (8–20 M⊙): अक्सर लाल सुपरजायंट बनाते हैं, टाइप II सुपरनोवा से गुजरते हैं, और न्यूट्रॉन स्टार छोड़ते हैं।
  • निम्न उच्च द्रव्यमान (~8–9 M⊙): इलेक्ट्रॉन-कैप्चर सुपरनोवा या सीमांत परिणाम उत्पन्न कर सकता है, कभी-कभी यदि कोर पूरी तरह से पतन नहीं करता है तो उच्च-द्रव्यमान श्वेत बौना बन सकता है [9]।

5.2 धातुता के प्रभाव

धातु-समृद्ध तारे अधिक रेडिएटिव-चालित हवाएँ रखते हैं, जिससे वे अधिक द्रव्यमान खो देते हैं। धातु-गरीब विशाल तारे (प्रारंभिक ब्रह्मांड में सामान्य) पतन तक अधिक द्रव्यमान बनाए रख सकते हैं, जिससे संभवतः अधिक विशाल ब्लैक होल या हाइपरनोवा घटनाएँ हो सकती हैं। कुछ धातु-गरीब सुपरजायंट्स अत्यंत विशाल होने पर (>~140 M⊙) पेयर-इंस्टेबिलिटी सुपरनोवा भी उत्पन्न कर सकते हैं, हालांकि इनका प्रेक्षणीय प्रमाण दुर्लभ है।

6. प्रेक्षणीय साक्ष्य और घटनाएँ

6.1 प्रसिद्ध लाल सुपरजायंट

Betelgeuse (ओरियन) और Antares (स्कॉर्पियस) जैसे तारे लाल सुपरजायंट का उदाहरण हैं, जो इतने बड़े हैं कि यदि उन्हें सूर्य के स्थान पर रखा जाए तो वे आंतरिक ग्रहों को निगल सकते हैं। उनकी स्पंदनाएँ, द्रव्यमान हानि के एपिसोड, और विस्तारित धूलयुक्त आवरण अंततः कोर पतन का संकेत देते हैं।

6.2 सुपरनोवा घटनाएँ

ऐतिहासिक चमकीले सुपरनोवा जैसे कि SN 1987A (लार्ज मैगेलैनिक क्लाउड) या अधिक दूरस्थ SN 1993J यह दर्शाते हैं कि टाइप II और टाइप IIb घटनाएँ सुपरजायंट पूर्वजों से उत्पन्न होती हैं। खगोलविद प्रकाश वक्र, स्पेक्ट्रा, और उत्सर्जित द्रव्यमान संरचना को ट्रैक करते हैं, और उन्हें उन्नत दहन और आवरण संरचना के सैद्धांतिक मॉडलों से मिलाते हैं।

6.3 गुरुत्वीय तरंग?

जबकि कोर-कोलैप्स सुपरनोवा से प्रत्यक्ष गुरुत्वीय तरंग का पता लगाना अभी काल्पनिक है, सिद्धांत सुझाव देता है कि विस्फोट या न्यूट्रॉन स्टार निर्माण में असममिताएँ तरंग विस्फोट उत्पन्न कर सकती हैं। भविष्य के उन्नत गुरुत्वीय तरंग डिटेक्टर ऐसे संकेतों को पकड़ सकते हैं, जिससे सुपरनोवा इंजन असममिताओं की हमारी समझ सुधरेगी।

7. परिणाम: न्यूट्रॉन स्टार या ब्लैक होल

7.1 न्यूट्रॉन स्टार और पल्सर

लगभग 20–25 M⊙ तक के प्रारंभिक द्रव्यमान वाला तारा आमतौर पर एक न्यूट्रॉन स्टार छोड़ता है—न्यूट्रॉन डीजेनेरेसी दबाव द्वारा समर्थित न्यूट्रॉनों का एक सुपर-घना कोर। यदि यह घूम रहा हो और चुंबकीय हो, तो यह एक पल्सर के रूप में प्रकट होता है, जो अपने चुंबकीय ध्रुवों से रेडियो या अन्य विद्युतचुंबकीय उत्सर्जन बीम करता है।

7.2 ब्लैक होल

अधिक भारी पूर्वजों या कुछ पतनों के लिए, कोर न्यूट्रॉन डीजेनेरेसी सीमाओं को पार कर जाता है, और एक तारकीय-द्रव्यमान ब्लैक होल में धंस जाता है। कुछ प्रत्यक्ष पतन परिदृश्य एक चमकीले सुपरनोवा को पूरी तरह से छोड़ सकते हैं या यदि पर्याप्त न्यूट्रिनो ऊर्जा मजबूत झटका शुरू करने के लिए उपलब्ध नहीं है तो एक मंद विस्फोट उत्पन्न कर सकते हैं। ब्लैक होल एक्स-रे बाइनरी के अवलोकन कुछ उच्च-द्रव्यमान तारकीय अवशेषों के लिए इन अंत बिंदुओं की पुष्टि करते हैं [10]।

8. ब्रह्मांडीय और विकासात्मक महत्व

8.1 तारा निर्माण प्रतिक्रिया

भारी तारा प्रतिक्रिया—तारकीय हवाएँ, आयनकारी विकिरण, और सुपरनोवा झटके—निकटवर्ती आणविक बादलों में तारा निर्माण को मौलिक रूप से आकार देते हैं। स्थानीय स्तर पर तारा निर्माण को प्रेरित या रोकते हुए, ये प्रक्रियाएँ आकाशगंगाओं के आकारात्मक और रासायनिक विकास के लिए महत्वपूर्ण हैं।

8.2 आकाशगंगाओं का रासायनिक समृद्धि

कोर-कोलैप्स सुपरनोवा ऑक्सीजन, मैग्नीशियम, सिलिकॉन, और भारी अल्फा तत्वों का अधिकांश उत्पादन करते हैं। सितारों और नेबुला में इन तत्वों की प्रचुरता के अवलोकन उच्च-द्रव्यमान तारकीय विकास की प्रमुख भूमिका को पुष्ट करते हैं जो ब्रह्मांडीय रासायनिक विविधता का निर्माण करता है।

8.3 प्रारंभिक ब्रह्मांड और पुनःआयनीकरण

प्रारंभिक ब्रह्मांड में पहले पीढ़ी के मैसिव तारे (Population III) संभवतः भव्य सुपरनोवा या यहां तक कि हाइपरनोवा में समाप्त हुए, स्थानीय क्षेत्रों को पुनःआयनीकृत किया और शुद्ध गैस में धातुओं का प्रसार किया। यह समझना कि ये प्राचीन high-mass stars कैसे मरे, प्रारंभिक आकाशगंगा निर्माण चरणों के मॉडलिंग के लिए आवश्यक है।

9. भविष्य के अनुसंधान और प्रेक्षण दिशा-निर्देश

  1. Transient Surveys: अगली पीढ़ी के सुपरनोवा खोज (जैसे, Vera C. Rubin Observatory, अत्यंत बड़े दूरबीन) हजारों core-collapse supernovae पाएंगे, पूर्वज द्रव्यमान प्रतिबंधों और विस्फोट तंत्रों को परिष्कृत करेंगे।
  2. Multi-Messenger Astronomy: न्यूट्रिनो डिटेक्टर और गुरुत्वाकर्षण तरंग वेधशालाएँ निकटवर्ती core collapses से संकेत पकड़ सकती हैं, जो सुपरनोवा इंजन की प्रत्यक्ष जानकारी प्रदान करती हैं।
  3. High-Resolution Stellar Atmosphere Modeling: सुपरजायंट के स्पेक्ट्रल लाइन प्रोफाइल और विंड संरचनाओं का विस्तृत अध्ययन द्रव्यमान-हानि दर के अनुमान को बेहतर बना सकता है, जो अंतिम भाग्य की भविष्यवाणी के लिए महत्वपूर्ण है।
  4. Stellar Merger Channels: कई मैसिव तारे बाइनरी या मल्टीपल सिस्टम में होते हैं, जो अंतिम पतन से पहले विलय कर सकते हैं या द्रव्यमान स्थानांतरित कर सकते हैं, जिससे सुपरनोवा उपज या ब्लैक होल निर्माण मार्ग बदल सकते हैं।

10. निष्कर्ष

high-mass stars के लिए, मेन सीक्वेंस से अंतिम विनाशकारी अंत तक का रास्ता तेज़ और उग्र होता है। ये तारे हाइड्रोजन (और भारी तत्वों) को बहुत तेज़ी से खपत करते हैं, चमकीले सुपरजायंट्स में फैलते हैं और अपने कोर में लोहे तक के उन्नत संलयन उत्पाद बनाते हैं। लोहे के चरण पर कोई और उष्मीय संलयन संभावित न होने के कारण, core collapses एक हिंसक सुपरनोवा में होता है, समृद्ध सामग्री को बाहर फेंकता है और न्यूट्रॉन स्टार या ब्लैक होल अवशेष का जन्म देता है। यह प्रक्रिया ब्रह्मांडीय समृद्धि, तारा निर्माण प्रतिक्रिया, और ब्रह्मांड में कुछ सबसे विदेशी वस्तुओं—न्यूट्रॉन स्टार्स, पल्सर्स, मैग्नेटार्स, और ब्लैक होल्स—के निर्माण के केंद्र में है। सुपरनोवा लाइट कर्व, स्पेक्ट्रोस्कोपिक सिग्नेचर्स, और बचे हुए अवशेषों के अवलोकन इन ऊर्जावान अंतिम कृत्यों के पीछे की जटिलताओं को उजागर करते रहते हैं, जो मैसिव स्टार्स के भाग्य को आकाशगंगा विकास की निरंतर कहानी से जोड़ते हैं।

संदर्भ और आगे पढ़ाई

  1. Maeder, A., & Meynet, G. (2000). “रोटेशन और मैग्नेटिक फील्ड्स के साथ स्टेलर इवोल्यूशन. I. द हिस्ट्री ऑफ मैसिव स्टार बर्थलाइंस।” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38, 143–190.
  2. Chiosi, C., & Maeder, A. (1986). “स्टेलर इवोल्यूशन एंड स्टेलर पॉपुलेशंस।” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 24, 329–375.
  3. Woosley, S. E., & Weaver, T. A. (1995). “द इवोल्यूशन एंड एक्सप्लोजन ऑफ मैसिव स्टार्स. II. एक्सप्लोसिव हाइड्रोडायनामिक्स एंड न्यूक्लियोसिंथेसिस।” The Astrophysical Journal Supplement Series, 101, 181–235.
  4. Heger, A., Fryer, C. L., Woosley, S. E., et al. (2003). “How Massive Single Stars End Their Life.” The Astrophysical Journal, 591, 288–300.
  5. Bethe, H. A. (1990). “Supernova Mechanisms.” Reviews of Modern Physics, 62, 801–866.
  6. Janka, H.-T. (2012). “Explosion Mechanisms of Core-Collapse Supernovae.” Annual Review of Nuclear and Particle Science, 62, 407–451.
  7. Oppenheimer, J. R., & Volkov, G. M. (1939). “On Massive Neutron Cores.” Physical Review, 55, 374–381.
  8. Smartt, S. J. (2009). “Progenitors of Core-Collapse Supernovae.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 47, 63–106.
  9. Nomoto, K. (1984). “Evolution of 8-10 solar mass stars toward electron capture supernovae. I - Formation of electron-degenerate O + NE + MG cores.” The Astrophysical Journal, 277, 791–805.
  10. Fryer, C. L., & Kalogera, V. (2001). “Theoretical Black Hole Mass Distributions.” The Astrophysical Journal, 554, 548–560.

 

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