Low-Mass Stars: Red Giants and White Dwarfs

निम्न-द्रव्यमान तारे: लाल जायंट्स और सफेद बौने

कोर हाइड्रोजन की कमी के बाद Sun-like तारों का विकासात्मक मार्ग, जो कॉम्पैक्ट white dwarfs के रूप में समाप्त होता है

जब एक Sun-like star या अन्य low-mass star (लगभग ≤8 M⊙) अपनी मुख्य अनुक्रम जीवन समाप्त करता है, तो यह सुपरनोवा में विस्फोट नहीं करता। इसके बजाय, यह एक सौम्य लेकिन फिर भी नाटकीय मार्ग अपनाता है: red giant में फुलना, अपने कोर में हीलियम जलाना, और अंततः अपनी बाहरी परतों को छोड़कर एक कॉम्पैक्ट white dwarf छोड़ना। यह प्रक्रिया ब्रह्मांड के अधिकांश तारों के भाग्य को नियंत्रित करती है, जिसमें हमारा सूर्य भी शामिल है। नीचे, हम एक कम-मास वाले तारे के पोस्ट-मेन-सीक्वेंस विकास के प्रत्येक चरण का अन्वेषण करेंगे, यह दर्शाते हुए कि ये परिवर्तन तारे की आंतरिक संरचना, चमक, और अंतिम स्थिति को कैसे बदलते हैं।

1. कम-मास वाले तारे के विकास का अवलोकन

1.1 मास रेंज और जीवनकाल

तारे जिन्हें “low mass” माना जाता है, आमतौर पर लगभग 0.5 से 8 solar masses के बीच होते हैं, हालांकि सटीक सीमाएं हीलियम इग्निशन और अंतिम कोर मास के विवरण पर निर्भर करती हैं। इस मास रेंज के भीतर:

  • कोर-ध्वंस सुपरनोवा असंभव है; ये तारे इतना भारी नहीं होते कि वे एक लोहा कोर बना सकें जो ध्वस्त हो।
  • White dwarf अवशेष अंततः परिणाम होते हैं।
  • लंबा मुख्य अनुक्रम जीवन: कम द्रव्यमान वाले तारे मुख्य अनुक्रम पर दसियों अरब वर्षों तक रहते हैं यदि वे 0.5 M⊙ के करीब हों, या सूर्य जैसे 1 M⊙ तारे के लिए लगभग 10 अरब वर्ष [1]।

1.2 पोस्ट-मेन सीक्वेंस विकास का एक झलक

कोर हाइड्रोजन की कमी के बाद, तारा कई महत्वपूर्ण चरणों से गुजरता है:

  1. हाइड्रोजन शेल जलना: हीलियम कोर संकुचित होता है जबकि हाइड्रोजन जलने वाली परत लिफाफे को एक red giant में फैलाती है।
  2. हीलियम प्रज्वलन: जब कोर का तापमान पर्याप्त उच्च (~108 K) हो जाता है, तो हीलियम संलयन शुरू होता है, कभी-कभी “हीलियम फ्लैश” में विस्फोटक रूप से।
  3. Asymptotic Giant Branch (AGB): कार्बन-ऑक्सीजन कोर के ऊपर हीलियम और हाइड्रोजन शेल जलने सहित देर के जलने के चरण।
  4. प्लैनेटरी नेबुला उत्सर्जन: तारे की बाहरी परतें धीरे-धीरे बाहर निकलती हैं, एक सुंदर नेबुला बनाती हैं, और कोर को white dwarf के रूप में छोड़ देती हैं [2]।

2. रेड जाइंट चरण

2.1 मुख्य अनुक्रम छोड़ना

जब एक सूर्य जैसे तारे का कोर हाइड्रोजन समाप्त हो जाता है, तो संलयन एक आस-पास की परत में चला जाता है। निष्क्रिय हीलियम कोर में कोई संलयन नहीं होने के कारण, यह गुरुत्वाकर्षण के तहत संकुचित होता है, जिससे तापमान बढ़ता है। इस बीच, तारे का बाहरी लिफाफा काफी फैल जाता है, जिससे तारा बनता है:

  • बड़ा और अधिक चमकीला: त्रिज्या दसों से सैकड़ों गुना बढ़ सकती है।
  • ठंडी सतह: विस्तार सतह के तापमान को कम करता है, जिससे तारे का रंग लाल हो जाता है।

इस प्रकार, तारा H–R आरेख के red giant branch (RGB) पर एक Red Giant बन जाता है [3]।

2.2 हाइड्रोजन शेल जलना

इस चरण में:

  1. हीलियम कोर संकुचन: हीलियम राख का कोर सिकुड़ता है, तापमान ~108 K तक बढ़ाता है।
  2. शेल जलना: कोर के ठीक बाहर एक पतली परत में हाइड्रोजन जोरदार रूप से फ्यूज होता है, जो अक्सर बड़ी चमक पैदा करता है।
  3. लिफाफा विस्तार: शेल जलने से अतिरिक्त ऊर्जा लिफाफे को फुला देती है। तारा RGB पर चढ़ता है।

एक तारा लाल दानव शाखा पर सैकड़ों मिलियन वर्ष बिता सकता है, धीरे-धीरे एक अपघटित हीलियम कोर बनाते हुए।

2.3 The Helium Flash (for ~2 M⊙ or Less)

≤2 M⊙ द्रव्यमान वाले तारों में, हीलियम कोर electron degenerate हो जाता है, जिसका अर्थ है कि इलेक्ट्रॉनों से क्वांटम दबाव आगे संपीड़न का विरोध करता है। एक बार तापमान ~108 K की सीमा पार कर जाता है, हीलियम संलयन कोर में विस्फोटक रूप से प्रज्वलित होता है—एक helium flash—जो ऊर्जा का एक विस्फोट जारी करता है। यह फ्लैश अपघटन को हटाता है, तारे की संरचना को पुनः व्यवस्थित करता है बिना विनाशकारी लिफाफा उत्सर्जन के। अधिक द्रव्यमान वाले तारे हीलियम को अधिक सौम्य रूप से प्रज्वलित करते हैं, बिना फ्लैश के [4]।

3. Horizontal Branch and Helium Burning

3.1 Core Helium Fusion

हीलियम फ्लैश या सौम्य प्रज्वलन के बाद, एक स्थिर helium-burning core बनता है, जो मुख्य रूप से triple-alpha process के माध्यम से 4He → 12C, 16O संलयन करता है। तारा horizontal branch (क्लस्टर HR आरेखों में) या थोड़े कम द्रव्यमान के लिए red clump पर स्थिर विन्यास में पुनः समायोजित होता है [5]।

3.2 Helium-Burning Timescale

हीलियम कोर हाइड्रोजन जलने के युग की तुलना में छोटा और उच्च तापमान वाला होता है, लेकिन हीलियम संलयन कम कुशल होता है। परिणामस्वरूप, यह चरण आमतौर पर तारे के मुख्य अनुक्रम जीवनकाल का ~10–15% रहता है। समय के साथ, एक निष्क्रिय कार्बन-ऑक्सीजन (C–O) कोर विकसित होता है, जो अंततः कम द्रव्यमान तारों में भारी तत्व संलयन को रोक देता है।

3.3 Onset of Shell Helium Burning

केंद्रीय हीलियम समाप्त होने के बाद, हीलियम शेल जलना अब कार्बन-ऑक्सीजन कोर के बाहर प्रज्वलित होता है, तारे को asymptotic giant branch (AGB) की ओर धकेलता है, जो चमकीले, ठंडे सतहों, मजबूत पल्सेशन, और द्रव्यमान हानि के लिए जाना जाता है।

4. Asymptotic Giant Branch and Envelope Ejection

4.1 AGB Evolution

AGB चरण के दौरान, तारे की संरचना में शामिल हैं:

  • C–O Core: निष्क्रिय, अपघटित कोर।
  • He and H Burning Shells: संलयन की शेल्स पल्स जैसी व्यवहार उत्पन्न करती हैं।
  • Enormous Envelope: तारे की बाहरी परतें विशाल त्रिज्या तक फैलती हैं, अपेक्षाकृत कम सतही गुरुत्वाकर्षण के साथ।

हीलियम शेल में थर्मल पल्स गतिशील विस्तार चला सकते हैं, जिससे stellar winds के माध्यम से महत्वपूर्ण द्रव्यमान हानि होती है। यह बहिर्वाह अक्सर शेल फ्लैश [6] में बने कार्बन, नाइट्रोजन, और s-process तत्वों के साथ ISM को समृद्ध करता है।

4.2 Planetary Nebula Formation

अंततः, तारा अपनी बाहरी परतों को बनाए नहीं रख सकता। एक अंतिम सुपरविंड या पल्सेशन-चालित द्रव्यमान उत्सर्जन गर्म कोर को उजागर करता है। उत्सर्जित लिफाफा गर्म तारकीय कोर से यूवी विकिरण के तहत चमकता है, एक planetary nebula बनाता है—आयनित गैस की अक्सर जटिल खोल। केंद्रीय तारा प्रभावी रूप से एक proto–white dwarf है, जो यूवी में तीव्र रूप से चमकता है हजारों वर्षों तक जबकि नेबुला दूर फैलता है।

5. The White Dwarf Remnant

5.1 संरचना और संघटन

जब निकाला गया आवरण फैल जाता है, तो बचा हुआ degenerate core एक white dwarf (WD) के रूप में प्रकट होता है। आमतौर पर:

  • Carbon-Oxygen White Dwarf: तारे का अंतिम कोर द्रव्यमान ≤1.1 M⊙ है।
  • Helium White Dwarf: यदि तारे ने जल्दी अपना आवरण खो दिया या द्वैत अंतःक्रिया में था।
  • Oxygen-Neon White Dwarf: थोड़े भारी तारों में जो WD निर्माण के लिए ऊपरी द्रव्यमान सीमा के करीब होते हैं।

इलेक्ट्रॉन अपघटन दबाव WD को पतन से बचाता है, पृथ्वी के आकार के आसपास सामान्य त्रिज्या निर्धारित करता है, जिसमें घनत्व 10 होता है6–109 g cm−3.

5.2 ठंडापन और WD जीवनकाल

एक white dwarf शेष तापीय ऊर्जा अरबों वर्षों में विकिरण करता है, धीरे-धीरे ठंडा और मंद होता जाता है:

  • प्रारंभिक चमक मध्यम होती है, जो मुख्य रूप से ऑप्टिकल या UV में चमकती है।
  • दसियों अरब वर्षों में, यह एक “black dwarf” (काल्पनिक, क्योंकि ब्रह्मांड WD के पूरी तरह ठंडा होने के लिए पर्याप्त पुराना नहीं है) में मंद पड़ जाता है।

नाभिकीय संलयन के बिना, WD की चमक घटती है क्योंकि यह संग्रहीत गर्मी छोड़ता है। तारामंडल में WD अनुक्रमों का अवलोकन क्लस्टर की आयु मापने में मदद करता है, क्योंकि पुराने क्लस्टर में ठंडे WD होते हैं [7,8]।

5.3 द्वैत अंतःक्रियाएँ और Nova / Type Ia Supernova

निकट द्वैतों में, एक white dwarf साथी तारे से पदार्थ accrete कर सकता है। इससे निम्नलिखित उत्पन्न हो सकते हैं:

  • Classical Nova: WD सतह पर थर्मोन्यूक्लियर रनअवे।
  • Type Ia Supernova: यदि WD द्रव्यमान चंद्रशेखर सीमा (~1.4 M⊙) के करीब पहुँचता है, तो कार्बन विस्फोट पूरी तरह से WD को नष्ट कर सकता है, भारी तत्वों का निर्माण करता है और पर्याप्त ऊर्जा जारी करता है।

इसलिए, WD चरण में बहु-तारा प्रणालियों में और भी नाटकीय परिणाम हो सकते हैं, लेकिन अकेले में, यह अनिश्चित काल तक ठंडा होता रहता है।

6. प्रेक्षणीय साक्ष्य

6.1 Cluster Color–Magnitude Diagrams

खुले और ग्लोबुलर क्लस्टर डेटा स्पष्ट “Red Giant Branch,” “Horizontal Branch,” और “White Dwarf Cooling Sequences” दिखाते हैं, जो कम-द्रव्यमान तारों के विकासात्मक मार्ग को दर्शाते हैं। मुख्य अनुक्रम टर्नऑफ आयु और WD चमक वितरण को मापकर, खगोलविद इन चरणों की सैद्धांतिक आयु की पुष्टि करते हैं।

6.2 Planetary Nebula Surveys

इमेजिंग सर्वेक्षण (जैसे हबल या ग्राउंड-आधारित टेलीस्कोप के साथ) हजारों ग्रहणिका निहारिकाओं को प्रकट करते हैं, जिनमें से प्रत्येक में एक गर्म केंद्रीय तारा होता है जो तेजी से white dwarf में परिवर्तित हो रहा होता है। उनकी आकृतिक विविधता—रिंग जैसी से लेकर द्विध्रुवीय आकार तक—दिखाती है कि कैसे वायु असममिताएं, घूर्णन, या चुंबकीय क्षेत्र उत्सर्जित गैस को आकार दे सकते हैं [9]।

6.3 White Dwarf Mass Distribution

बड़े स्पेक्ट्रोस्कोपिक सर्वेक्षण पाते हैं कि अधिकांश WDs 0.6 M⊙ के आसपास समूहित होते हैं, जो मध्यम-द्रव्यमान तारों के लिए सैद्धांतिक भविष्यवाणियों के अनुरूप है। चंद्रशेखर सीमा के पास WDs की अपेक्षाकृत दुर्लभता भी उन तारों के द्रव्यमान सीमा से मेल खाती है जो उन्हें बनाते हैं। विस्तृत WD स्पेक्ट्रल लाइनों (जैसे DA या DB प्रकार से) से कोर संरचनाएं और ठंडा होने की आयु प्राप्त होती है।

7. निष्कर्ष और भविष्य के अनुसंधान

Low-mass stars जैसे सूर्य हाइड्रोजन समाप्ति के बाद एक अच्छी तरह से समझा गया मार्ग तय करते हैं:

  1. Red Giant Branch: कोर सिकुड़ता है, आवरण फैलता है, तारा लाल होता है और चमकता है।
  2. Helium Burning (Horizontal Branch/Red Clump): कोर हीलियम को प्रज्वलित करता है, तारा नया संतुलन प्राप्त करता है।
  3. Asymptotic Giant Branch: अपघटित C–O कोर के चारों ओर दोहरी शेल जलन, जो मजबूत द्रव्यमान हानि और ग्रहणिका निहारिका उत्सर्जन में परिणत होती है।
  4. White Dwarf: अपघटित कोर एक संकुचित तारकीय अवशेष के रूप में रहता है, जो सदियों तक ठंडा होता रहता है।

चल रहे कार्य AGB पर द्रव्यमान हानि के मॉडल, कम-धातुता तारों में हीलियम फ्लैश, और ग्रहणिका निहारिका की जटिल संरचना को परिष्कृत करते हैं। बहु-तरंगदैर्ध्य सर्वेक्षणों, एस्ट्रोसेइस्मोलॉजी, और बेहतर पैरलैक्स डेटा (जैसे Gaia से) से प्राप्त अवलोकन सैद्धांतिक आयु और आंतरिक संरचनाओं की पुष्टि में मदद करते हैं। इस बीच, निकट बाइनरी के अध्ययन नोवा और टाइप Ia सुपरनोवा ट्रिगर्स को उजागर करते हैं, यह दर्शाते हुए कि सभी WDs चुपचाप ठंडे नहीं होते—कुछ विस्फोटक अंत का सामना करते हैं।

कुल मिलाकर, red giants और white dwarfs अधिकांश तारों के अंतिम अध्यायों को समेटे हुए हैं, यह दर्शाते हुए कि हाइड्रोजन की कमी किसी तारे के अंत का संकेत नहीं है बल्कि हीलियम जलने की ओर एक नाटकीय मोड़ है और अंततः एक अपघटित तारकीय कोर का धीरे-धीरे फीका पड़ना है। जैसे-जैसे हमारा सूर्य कुछ अरब वर्षों में इस मार्ग के करीब आता है, यह हमें याद दिलाता है कि ये प्रक्रियाएं न केवल एकल तारों को बल्कि पूरे ग्रह प्रणाली और आकाशगंगाओं के व्यापक रासायनिक विकास को आकार देती हैं।

संदर्भ और आगे पढ़ाई

  1. Eddington, A. S. (1926). The Internal Constitution of the Stars. Cambridge University Press.
  2. Iben, I. (1974). “मुख्य अनुक्रम के भीतर और बाहर तारकीय विकास।” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 12, 215–256.
  3. Reimers, D. (1975). “Circumstellar envelopes and mass loss of red giant stars.” Mem. Soc. R. Sci. Liège, 8, 369–382.
  4. Thomas, H.-C. (1967). “The Helium Flash in Red Giant Stars.” Zeitschrift für Astrophysik, 67, 420–428.
  5. Sweigart, A. V., & Gross, P. G. (1978). “Helium mixing in red-giant evolution.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 36, 405–436.
  6. Herwig, F. (2005). “Evolution of Asymptotic Giant Branch Stars.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 43, 435–479.
  7. Koester, D. (2002). “White dwarfs: Researching them in the new millenium.” Astronomy & Astrophysics Review, 11, 33–66.
  8. Winget, D. E., & Kepler, S. O. (2008). “Looking Inside a Star: The Astrophysics of White Dwarfs.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 157–199.
  9. Balick, B., & Frank, A. (2002). “Shapes and Shaping of Planetary Nebulae.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 40, 439–486.

 

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