तारे के द्रव्यमान का पता कैसे लगाएं ब्रह्मांड में लगभग हर चीज में परमाणु और उप-परमाणु कणों (जैसे कि बड़े हैड्रॉन कोलाइडर द्वारा अध्ययन किए गए) से लेकर आकाशगंगाओं के विशाल समूहों तक द्रव्यमान है। वैज्ञानिकों को अभी तक केवल यही बातें पता हैं कि बड़े पैमाने पर फोटॉन और ग्लून्स नहीं होते हैं। द्रव्यमान जानना महत्वपूर्ण है, लेकिन आकाश में वस्तुएं बहुत दूर हैं। हम उन्हें छू नहीं सकते हैं और हम निश्चित रूप से पारंपरिक तरीकों से उनका वजन नहीं कर सकते हैं। तो, खगोलविदों ब्रह्मांड में चीजों के द्रव्यमान का निर्धारण कैसे करते हैं? यह जटिल है।
सितारे और द्रव्यमान
मान लें कि एक विशिष्ट तारा बहुत विशाल है, आमतौर पर एक विशिष्ट ग्रह की तुलना में बहुत अधिक है। इसके द्रव्यमान की परवाह क्यों? यह जानकारी जानना महत्वपूर्ण है क्योंकि यह एक स्टार के विकासवादी अतीत, वर्तमान और भविष्य के बारे में सुराग दिखाती है।
खगोलविद तारकीय द्रव्यमान को निर्धारित करने के लिए कई अप्रत्यक्ष तरीकों का उपयोग कर सकते हैं। एक विधि, जिसे गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग कहा जाता है, प्रकाश के मार्ग को मापता है जो पास के ऑब्जेक्ट के गुरुत्वाकर्षण पुल द्वारा झुकता है। हालांकि झुकने की मात्रा छोटी है, सावधानीपूर्वक माप टगिंग करने वाली वस्तु के गुरुत्वाकर्षण खिंचाव के द्रव्यमान को प्रकट कर सकता है।
ठेठ स्टार मास माप
21 वीं सदी तक खगोलविदों को तारकीय द्रव्यमान मापने के लिए गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग लागू करने में मदद मिली। इससे पहले, उन्हें तारों के माप पर भरोसा करना पड़ता था, जो द्रव्यमान के एक सामान्य केंद्र की परिक्रमा करते थे, तथाकथित बाइनरी स्टार। बाइनरी सितारों का द्रव्यमान (गुरुत्वाकर्षण के एक सामान्य केंद्र की परिक्रमा करने वाले दो तारे) खगोलविदों के लिए मापने के लिए बहुत आसान है। वास्तव में, कई स्टार सिस्टम एक पाठ्यपुस्तक का उदाहरण प्रदान करते हैं कि कैसे उनके द्रव्यमान का पता लगाया जाए। यह थोड़ा तकनीकी है लेकिन यह समझने के लायक है कि खगोलविदों को क्या करना है।
मास की गणना
एक बार जब वह सारी जानकारी ज्ञात हो जाती है, तो खगोलविद सितारों के द्रव्यमान को निर्धारित करने के लिए कुछ गणनाएँ करते हैं। वे समीकरण Vorbit = SQRT (GM / R) का उपयोग कर सकते हैं जहां SQRT “वर्गमूल” है, G गुरुत्वाकर्षण है, M द्रव्यमान है, और R वस्तु का त्रिज्या है। एम। को हल करने के लिए समीकरण को फिर से व्यवस्थित करके द्रव्यमान को छेड़ना बीजगणित की बात है।
इसलिए, कभी किसी तारे को स्पर्श किए बिना, खगोलविज्ञानी इसके द्रव्यमान का पता लगाने के लिए गणित और ज्ञात भौतिक नियमों का उपयोग करते हैं। हालाँकि, वे हर स्टार के लिए ऐसा नहीं कर सकते। अन्य माप उन्हें बाइनरी या मल्टीपल-स्टार सिस्टम में तारों के लिए द्रव्यमान का पता लगाने में मदद करते हैं। उदाहरण के लिए, वे प्रकाश और तापमान का उपयोग कर सकते हैं। विभिन्न प्रकाशमान और तापमान के सितारों में अलग-अलग द्रव्यमान होते हैं। वह जानकारी, जब एक ग्राफ पर प्लॉट किया जाता है, यह दर्शाता है कि तारों को तापमान और चमक द्वारा व्यवस्थित किया जा सकता है।
वास्तव में बड़े पैमाने पर तारे ब्रह्मांड में सबसे गर्म लोगों में से हैं। सूर्य जैसे कम द्रव्यमान वाले तारे अपने विशाल भाई-बहनों की तुलना में अधिक शांत होते हैं। स्टार तापमान, रंग, और चमक के ग्राफ को हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल डायग्राम कहा जाता है, और परिभाषा के अनुसार, यह एक स्टार के द्रव्यमान को भी दर्शाता है, जहां यह चार्ट पर निर्भर करता है। यदि यह लंबे समय तक पापी वक्र के साथ रहता है, जिसे मुख्य अनुक्रम कहा जाता है, तो खगोलविदों को पता है कि इसका द्रव्यमान विशाल नहीं होगा और न ही यह छोटा होगा। सबसे बड़े द्रव्यमान और सबसे छोटे द्रव्यमान वाले तारे मेन सीक्वेंस के बाहर आते हैं।
तारकीय विकास
खगोलविदों का एक अच्छा संभाल है कि सितारे कैसे पैदा होते हैं, जीवित रहते हैं और मर जाते हैं। जीवन और मृत्यु के इस क्रम को “तारकीय विकास” कहा जाता है। एक तारा कैसे विकसित होगा, इसका सबसे बड़ा पूर्वानुमान यह है कि यह “प्रारंभिक जन” है। कम द्रव्यमान वाले तारे आमतौर पर अपने उच्चतर द्रव्यमान समकक्षों की तुलना में अधिक ठंडे और मंद होते हैं। तो, बस एक स्टार के रंग, तापमान को देखकर, और जहां यह “रहता है” हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख में, खगोलविदों को एक स्टार के द्रव्यमान का एक अच्छा विचार मिल सकता है। ज्ञात द्रव्यमान के समान तारों की तुलना (जैसे कि ऊपर बताए गए बायनेरिज़) खगोलविदों को एक अच्छा विचार देते हैं कि किसी दिए गए तारे को कितना बड़ा है, भले ही यह द्विआधारी न हो।
बेशक, तारे अपने जीवन भर एक ही द्रव्यमान नहीं रखते हैं। वे इसे उम्र के रूप में खो देते हैं। वे धीरे-धीरे अपने परमाणु ईंधन का उपभोग करते हैं, और अंततः, अपने जीवन के अंत में बड़े पैमाने पर नुकसान का अनुभव करते हैं। यदि वे सूर्य की तरह तारे हैं, तो वे इसे धीरे से उड़ाते हैं और ग्रहों की निहारिका (आमतौर पर) बनाते हैं। यदि वे सूर्य से बहुत अधिक विशाल हैं, तो वे सुपरनोवा घटनाओं में मर जाते हैं, जहां कोर ढह जाते हैं और फिर एक विनाशकारी विस्फोट में बाहर की ओर विस्तार करते हैं। यह अंतरिक्ष के लिए उनकी सामग्री का बहुत विस्फोट करता है।
सूर्य की तरह मरने वाले या सुपरनोवा में मरने वाले सितारों के प्रकारों को देखकर, खगोलविद यह अनुमान लगा सकते हैं कि अन्य सितारे क्या करेंगे। वे अपने द्रव्यमान को जानते हैं, वे जानते हैं कि समान द्रव्यमान वाले अन्य तारे कैसे विकसित होते हैं और मर जाते हैं, और इसलिए वे रंग, तापमान, और अन्य पहलुओं के आधार पर कुछ बहुत अच्छी भविष्यवाणियां कर सकते हैं, जो उनके द्रव्यमान को समझने में मदद करते हैं।
डेटा एकत्र करने की तुलना में सितारों को देखने के लिए बहुत कुछ है। खगोलविदों को मिलने वाली सूचनाओं को बहुत सटीक मॉडल में बदल दिया जाता है जो मिल्की वे और पूरे ब्रह्मांड में ठीक उसी तरह से भविष्यवाणी करने में उनकी मदद करते हैं जैसे कि वे पैदा होते हैं, उम्र, और मरते हैं, सभी उनके द्रव्यमान पर आधारित होते हैं। अंत में, वह जानकारी भी लोगों को सितारों के बारे में अधिक समझने में मदद करती है, खासकर हमारे सूर्य के बारे में।
तीव्र तथ्य
एक तारे का द्रव्यमान कई अन्य विशेषताओं के लिए एक महत्वपूर्ण भविष्यवक्ता है, जिसमें यह भी शामिल है कि यह कितने समय तक जीवित रहेगा।
खगोलविद सितारों के द्रव्यमान को निर्धारित करने के लिए अप्रत्यक्ष तरीकों का उपयोग करते हैं क्योंकि वे सीधे उन्हें छू नहीं सकते हैं।
आमतौर पर, अधिक विशाल सितारे कम बड़े लोगों की तुलना में कम जीवन जीते हैं। ऐसा इसलिए है क्योंकि वे अपने परमाणु ईंधन का बहुत तेजी से उपभोग करते हैं।
हमारे सूर्य जैसे सितारे मध्यवर्ती-द्रव्यमान हैं और बड़े पैमाने पर सितारों की तुलना में बहुत अलग तरीके से समाप्त हो जाएंगे जो लाखों वर्षों के कुछ दसियों के बाद खुद को उड़ा देंगे।
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