तारे का जीवन: नीहारिका से श्वेत वामन और ब्लैक होल तक

रात में आकाश के तारे हमें हमेशा एक-से लगते हैं, पर वे भी जन्म लेते हैं, लाखों से खरबों वर्ष जीते हैं और फिर मर जाते हैं। मनुष्य का जीवन तारे के जीवन के आगे पलक झपकने से भी छोटा है, इसलिए हम किसी एक तारे को बूढ़ा होते नहीं देख पाते; पर आकाश में अलग-अलग उम्र के करोड़ों तारे दिखते हैं, जैसे किसी मेले की भीड़ में बच्चे, जवान और बूढ़े एक साथ। इन्हीं को मिलाकर वैज्ञानिकों ने तारे की पूरी "जीवन-कथा" बनाई है।

इस कथा का एक ही सबसे बड़ा नियम है: तारे का द्रव्यमान (Mass) ही उसका भाग्य तय करता है। द्रव्यमान से तय होता है कि तारा कितना गर्म और चमकीला होगा, कितने दिन जिएगा, उसके भीतर कौन-से तत्व बनेंगे, और अंत में वह श्वेत वामन बनेगा, न्यूट्रॉन तारा या ब्लैक होल।

भूगोल के विद्यार्थी के लिए यह विषय क्यों? क्योंकि पृथ्वी और हम स्वयं तारों की राख से बने हैं: पृथ्वी की चट्टानों का सिलिकॉन, क्रोड का लोहा, हमारे शरीर का कार्बन-कैल्शियम और गहनों का सोना, सब किसी पुराने तारे के भीतर या उसके विस्फोट में बने। NCERT कक्षा 11 (अध्याय 2) में तारों के बनने की बात है; यह पेज उसे UPSC के स्तर तक पूरा करता है।

इस पेज में: तारे का जन्म, मुख्य अनुक्रम, H-R आरेख, सूर्य का भविष्य, छोटे और भारी तारों के दो अलग अंत, श्वेत वामन और चंद्रशेखर सीमा, सुपरनोवा, न्यूट्रॉन तारे और पल्सर, ब्लैक होल, तत्वों का निर्माण और इससे जुड़ा ताज़ा घटनाक्रम।

तारा गर्म गैस (मुख्यतः हाइड्रोजन और हीलियम) का एक विशाल गोला है, जो अपने क्रोड में नाभिकीय संलयन से स्वयं ऊर्जा और प्रकाश बनाता है। ग्रह और चंद्रमा अपना प्रकाश नहीं बनाते, वे तारे का प्रकाश लौटाते हैं।

जीवन भर की रस्साकशी

हर तारे में जीवन भर दो बल लड़ते रहते हैं:

• गुरुत्व (भीतर की ओर): तारे का अपना भारी द्रव्यमान उसे केंद्र की ओर दबाता है।
• दाब (बाहर की ओर): क्रोड के संलयन से निकली गर्मी गैस और प्रकाश का दाब बनाती है, जो तारे को फुलाए रखता है।

जब तक दोनों बराबर हैं, तारा स्थिर रहता है; इसे द्रवस्थैतिक संतुलन (Hydrostatic Equilibrium) कहते हैं। तारे का पूरा जीवन इसी संतुलन की कहानी है: ईंधन ख़त्म होने पर दाब घटता है, गुरुत्व जीतने लगता है, तारा सिकुड़ता है, गर्म होता है, नया ईंधन जलता है, और अंत में जब कोई ईंधन नहीं बचता तो जो "दाब" बचता है (इलेक्ट्रॉनों या न्यूट्रॉनों का), वही अवशेष को रोकता है; और जब वह भी हार जाए तो ब्लैक होल।

संलयन: तारों का ईंधन

• क्रोड का तापमान लगभग 1 करोड़ °C पार करते ही हाइड्रोजन के नाभिक (प्रोटॉन) इतनी तेज़ी से टकराते हैं कि जुड़कर हीलियम बनाते हैं।
• चार हाइड्रोजन नाभिकों का द्रव्यमान एक हीलियम से लगभग 0.7% अधिक होता है; यह "खोया" द्रव्यमान आइंस्टीन के E = mc² से ऊर्जा बन जाता है।
• सूर्य हर सेकंड लगभग 60 करोड़ टन हाइड्रोजन को हीलियम में बदलता है और लगभग 40 लाख टन द्रव्यमान ऊर्जा में खोता है; फिर भी उसके पास अरबों वर्ष का ईंधन है।
• सूर्य जैसे तारों में यह प्रोटॉन-प्रोटॉन श्रृंखला से होता है; सूर्य से भारी, गर्म तारों में CNO चक्र (कार्बन, नाइट्रोजन, ऑक्सीजन की मदद से) अधिक चलता है।

तारों के रंग और वर्ग

तारे का रंग उसकी सतह के तापमान से तय होता है, जैसे लोहे की छड़ गर्म करने पर पहले लाल, फिर पीली, फिर सफ़ेद-नीली चमकती है:

याद रखने का सूत्र: O B A F G K M ("Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me")। तारों के स्पेक्ट्रम को तापमान से जोड़ने का सैद्धांतिक आधार मेघनाद साहा के आयनन समीकरण (1920) ने दिया।

1. आणविक बादल (Molecular Cloud)

आकाशगंगा की सर्पिल भुजाओं में गैस और धूल के विशाल, बहुत ठंडे (लगभग −260 °C) बादल होते हैं, जिन्हें नीहारिका (Nebula) या आणविक बादल कहते हैं। इनका 99% भाग गैस (अधिकतर हाइड्रोजन अणु H₂) और 1% धूल है। एक बादल में हज़ारों से लाखों सूर्यों जितना पदार्थ हो सकता है।

2. ढहना (Collapse)

बादल सामान्यतः स्थिर रहता है। पर किसी पास के सुपरनोवा की आघात-तरंग, दो बादलों की टक्कर या आकाशगंगा की सर्पिल भुजा का दबाव उसके किसी भाग को घना कर देता है। जब किसी भाग का गुरुत्व उसके भीतर की गैस के दाब से अधिक हो जाए (जींस अस्थिरता, 1902), तो वह भाग अपने ही भार से ढहने लगता है और कई टुकड़ों में बँट जाता है। इसीलिए तारे प्रायः समूहों (गुच्छों) में जन्म लेते हैं; उदाहरण: कृत्तिका (प्लीएडीज़) तारा गुच्छ।

3. आदि-तारा (Protostar) और चकती

ढहता टुकड़ा घूमता भी है। जैसे स्केटिंग करने वाला बाँहें समेटने पर तेज़ घूमता है (कोणीय संवेग का संरक्षण), वैसे ही सिकुड़ता बादल तेज़ घूमता है और चपटा होकर एक चकती (Disk) बन जाता है। बीच में गर्म, घना गोला आदि-तारा है। सिकुड़ने से गुरुत्व की ऊर्जा गर्मी में बदलती है, इसलिए आदि-तारा अभी संलयन के बिना भी गर्म है और अवरक्त में चमकता है।

चकती से ही ग्रह बनते हैं: यही हमारे सौरमंडल की कहानी है (पेज 1.8, नीहारिका परिकल्पना)। आज JWST और ALMA दूरबीनें कई नवजात तारों के चारों ओर ग्रह बनाती चकतियाँ देख रही हैं।

4. T-टॉरी अवस्था और धाराएँ (Jets)

आदि-तारा अपने ध्रुवों से गैस की दो पतली, तेज़ धाराएँ (Jets) छोड़ता है और तेज़ तारकीय पवन चलती है, जो आसपास की बची गैस को उड़ा देती है। इस किशोर अवस्था को T-टॉरी (T Tauri तारे के नाम पर) कहते हैं।

5. मुख्य अनुक्रम पर पहुँचना: "जन्म" पूरा

जब क्रोड का तापमान लगभग 1 करोड़ °C पहुँचता है, हाइड्रोजन का संलयन शुरू होता है। अब बाहर का दाब गुरुत्व को रोक लेता है, सिकुड़ना थमता है और तारा मुख्य अनुक्रम (Main Sequence) पर आ जाता है। यही तारे का असली "जन्म" है।

भूरे बौने (Brown Dwarfs): "असफल तारे"

जिस पिंड में 0.08 सौर द्रव्यमान से कम पदार्थ हो, उसका क्रोड कभी इतना गर्म नहीं होता कि हाइड्रोजन जले। ये भूरे बौने हैं: ग्रह से बड़े, तारे से छोटे; हल्के अवरक्त में धीमे-धीमे चमकते हैं।

तारों के प्रसिद्ध जन्मस्थान

• ओरायन नीहारिका (M42): लगभग 1,300-1,350 प्रकाश वर्ष दूर, सबसे पास का बड़ा तारा-जन्मस्थान; कालपुरुष की "तलवार" में नंगी आँख से धुँधला धब्बा।
• "सृष्टि के स्तंभ" (Pillars of Creation), ईगल नीहारिका (M16): हबल (1995) और JWST (2022) के प्रसिद्ध चित्र।
• कैरिना नीहारिका और टारेंटुला नीहारिका (बड़े मैगेलानिक बादल में): बहुत भारी तारों के जन्मस्थान।

तारा अपने जीवन का लगभग 90% समय मुख्य अनुक्रम पर बिताता है, जिसमें वह क्रोड में हाइड्रोजन को हीलियम में बदलता है। हमारा सूर्य अभी इसी अवस्था में है, लगभग आधा जीवन बीत चुका है।

भारी तारा, छोटा जीवन: क्यों?

भारी तारे के पास ईंधन अधिक है, फिर भी वह जल्दी मरता है। कारण:

• भारी तारे का गुरुत्व अधिक है, इसलिए संतुलन के लिए उसके क्रोड को बहुत अधिक गर्म और दाब वाला होना पड़ता है।
• अधिक तापमान पर संलयन बहुत तेज़ चलता है। मोटे तौर पर चमक ∝ द्रव्यमान³ से ⁴: दोगुना भारी तारा लगभग 10-16 गुना चमकीला।
• इसलिए आयु ∝ 1 / द्रव्यमान²·⁵ (लगभग): 10 गुना भारी तारा लगभग 300 गुना कम जीता है।

उपमा: एक छोटी कार और एक बड़ा ट्रक; ट्रक की टंकी बड़ी है, पर वह ईंधन इतनी तेज़ी से पीता है कि पहले ख़ाली हो जाता है।

हल किया उदाहरण

सूर्य की आयु लगभग 1,000 करोड़ वर्ष। 10 सौर द्रव्यमान वाले तारे की आयु? 10²·⁵ ≈ 316, इसलिए आयु ≈ 1,000 करोड़ ÷ 316 ≈ 3 करोड़ वर्ष (सही मॉडलों से लगभग 2-3 करोड़ वर्ष)।

लाल बौने: ब्रह्मांड के सबसे आम तारे

• 0.08 से 0.5 सौर द्रव्यमान; ठंडे, मंद, लाल।
• मंदाकिनी के लगभग तीन-चौथाई तारे लाल बौने हैं, पर कोई भी नंगी आँख से नहीं दिखता।
• ये पूरे तारे में गैस को मथते (संवहन) रहते हैं, इसलिए लगभग सारी हाइड्रोजन जला पाते हैं और खरबों वर्ष जीते हैं। ब्रह्मांड की आयु (लगभग 1,380 करोड़ वर्ष) में कोई भी लाल बौना अभी तक मरा नहीं।
• सबसे पास का तारा प्रॉक्सिमा सेंटॉरी (4.24 प्रकाश वर्ष) एक लाल बौना है, और इसके चारों ओर ग्रह भी हैं।

1910 के आसपास डेनमार्क के एज्नार हर्ट्ज़स्प्रंग और अमेरिका के हेनरी नॉरिस रसेल ने अलग-अलग तारों को एक ग्राफ़ पर रखा: क्षैतिज अक्ष पर सतह का तापमान (उलटा: बाएँ गर्म, दाएँ ठंडा) और ऊर्ध्वाधर अक्ष पर ज्योति (असली चमक)। तारे बेतरतीब नहीं बिखरे, बल्कि कुछ निश्चित क्षेत्रों में मिले। यह हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल (H-R) आरेख खगोल विज्ञान का सबसे महत्त्वपूर्ण चित्र माना जाता है।

आरेख से क्या पता चलता है

• मुख्य अनुक्रम पर स्थान द्रव्यमान बताता है: ऊपर बाएँ भारी-गर्म-कम आयु, नीचे दाएँ हल्के-ठंडे-लंबी आयु।
• चमक = आकार × तापमान: एक ही तापमान पर अधिक चमकीला तारा बड़ा होगा। लाल दानव ठंडे होकर भी चमकीले हैं क्योंकि बहुत बड़े हैं; श्वेत वामन गर्म होकर भी मंद हैं क्योंकि बहुत छोटे हैं।
• तारा जीवन भर आरेख पर "यात्रा" करता है: जन्म पर दाएँ से आकर मुख्य अनुक्रम पर, फिर बूढ़ा होकर ऊपर दाएँ (दानव), और सूर्य जैसा तारा अंत में नीचे बाएँ (श्वेत वामन)। (3D मॉडल का दृश्य 2 देखें।)
• तारा गुच्छों की आयु: किसी गुच्छ के सारे तारे एक साथ जन्मे; भारी तारे पहले मुख्य अनुक्रम छोड़ते हैं। गुच्छ के आरेख में मुख्य अनुक्रम जहाँ "मुड़ता" है (टर्न-ऑफ़ बिंदु), उससे गुच्छ की आयु निकलती है। गोलाकार गुच्छों से ब्रह्मांड की न्यूनतम आयु का अनुमान भी इसी से मिला।

सूर्य का भविष्य, क्रम से

1. धीरे-धीरे अधिक चमकीला: सूर्य आज जन्म के समय से लगभग 30% अधिक चमकीला है, और हर 100 करोड़ वर्ष में लगभग 10% और बढ़ेगा। लगभग 100 करोड़ वर्ष बाद पृथ्वी इतनी गर्म हो सकती है कि महासागर भाप बनने लगें; यानी पृथ्वी पर जीवन का समय सूर्य के मरने से बहुत पहले समाप्त हो जाएगा।
2. लाल दानव (लगभग 500-600 करोड़ वर्ष बाद): क्रोड की हाइड्रोजन ख़त्म होगी; क्रोड सिकुड़ेगा, उसके चारों ओर की परत में हाइड्रोजन जलेगी और बाहरी भाग 100-200 गुना फूलकर लाल दानव बनेगा। बुध और शुक्र निगले जाएँगे; पृथ्वी बचेगी या नहीं, इस पर बहस है (सूर्य द्रव्यमान खोएगा तो ग्रहों की कक्षाएँ फैलेंगी)।
3. हीलियम संलयन: क्रोड लगभग 10 करोड़ °C पर पहुँचेगा तो हीलियम से कार्बन-ऑक्सीजन बनेगी (अचानक शुरुआत: "हीलियम फ़्लैश")।
4. दूसरी बार दानव (AGB) और ग्रहीय नीहारिका: हीलियम भी ख़त्म होने पर सूर्य फिर फूलेगा, धड़कने लगेगा और अपनी बाहरी परतें अंतरिक्ष में उड़ा देगा: चमकता गैस का छल्ला, ग्रहीय नीहारिका।
5. श्वेत वामन: बचा हुआ गर्म कार्बन-ऑक्सीजन का क्रोड, लगभग पृथ्वी जितना, अरबों वर्ष में धीरे-धीरे ठंडा होगा।

लगभग 8 सौर द्रव्यमान से कम वाले सभी तारे (यानी लगभग सारे तारे) सूर्य जैसा रास्ता लेते हैं।

लाल दानव (Red Giant)

• क्रोड हीलियम का बनकर सिकुड़ता-गर्म होता है; बाहरी परतें फूलकर ठंडी (लाल) हो जाती हैं।
• उदाहरण: आर्कटूरस (स्वाती), एल्डेबरान (रोहिणी)।

ग्रहीय नीहारिका (Planetary Nebula)

• तारे की बाहरी परतें धीमे-धीमे अंतरिक्ष में फैलती हैं; बीच का गर्म क्रोड उन्हें पराबैंगनी प्रकाश से चमकाता है।
• नाम भ्रामक है: इसका ग्रहों से कोई संबंध नहीं। 18वीं सदी में विलियम हर्शेल को पुरानी दूरबीन में ये गोल, हरे-नीले धब्बे ग्रहों जैसे लगे, इसलिए यह नाम पड़ा।
• आयु बहुत छोटी: केवल लगभग 10-20 हज़ार वर्ष तक चमकती है, फिर गैस फैलकर अदृश्य।
• उदाहरण: वलय नीहारिका (Ring Nebula, M57), हेलिक्स नीहारिका ("ईश्वर की आँख")।
• महत्त्व: इसी से तारे में बने कार्बन और नाइट्रोजन अंतरिक्ष में लौटते हैं; हमारे शरीर का अधिकांश कार्बन ऐसे ही तारों से आया।

श्वेत वामन (White Dwarf)

• बचा हुआ क्रोड: सूर्य जितना द्रव्यमान, पृथ्वी जितना आकार।
• इतना घना कि एक चम्मच पदार्थ का भार कई टन।
• इसमें संलयन नहीं होता; यह केवल बची गर्मी से चमकता है।
• इसे गिरने से इलेक्ट्रॉनों का एक क्वांटम दाब (इलेक्ट्रॉन अपभ्रष्टता दाब, Electron Degeneracy Pressure) रोकता है: इलेक्ट्रॉन एक-दूसरे की "जगह" में नहीं घुस सकते।
• उदाहरण: व्याध B (Sirius B), रात के सबसे चमकीले तारे व्याध का छोटा साथी।
• खरबों वर्ष बाद ठंडा होकर काला वामन (Black Dwarf) बनेगा; ब्रह्मांड अभी इतना पुराना नहीं कि कोई काला वामन बन चुका हो।

1930 में 19 वर्ष के सुब्रह्मण्यन चंद्रशेखर भारत से इंग्लैंड जाते हुए जहाज़ पर गणना कर रहे थे। उन्होंने आइंस्टीन की विशेष आपेक्षिकता को श्वेत वामन के इलेक्ट्रॉनों पर लगाया और पाया:

इसे चंद्रशेखर सीमा (Chandrasekhar Limit) कहते हैं।

विरोध और मान्यता

• उस समय के सबसे प्रसिद्ध खगोलविद आर्थर एडिंगटन ने 1935 में सभा में खुलकर इसका मज़ाक उड़ाया; उन्हें यह विचार "बेतुका" लगा कि तारा अनंत तक ढह सकता है।
• बाद में यह पूरी तरह सही सिद्ध हुआ, और यही विचार आगे न्यूट्रॉन तारों और ब्लैक होल की नींव बना।
• 1983 का भौतिकी नोबेल (विलियम फ़ाउलर के साथ)।
• सम्मान: नासा की एक्स-रे दूरबीन का नाम चंद्रा (1999), और क्षुद्रग्रह 1958 चंद्रा।
• वे सी. वी. रमन के भतीजे थे।

सीमाओं का सार

दूरी नापने में उपयोग

श्वेत वामन किसी साथी तारे से पदार्थ खींचते-खींचते 1.4 पर पहुँचे तो फट जाता है (Ia सुपरनोवा)। हर बार लगभग एक-से द्रव्यमान पर फटने से इनकी असली चमक लगभग एक-सी होती है, इसलिए ये ब्रह्मांड नापने की "मानक मोमबत्ती" हैं (पेज 1.5)।

लगभग 8 सौर द्रव्यमान से भारी तारों की कहानी बहुत नाटकीय है।

नीला महादानव से लाल महादानव

भारी तारा जन्म से ही नीला, बहुत गर्म और चमकीला होता है (जैसे राइजेल)। क्रोड की हाइड्रोजन कुछ लाख-करोड़ वर्ष में ख़त्म होती है और वह फूलकर लाल महादानव (जैसे आर्द्रा, ज्येष्ठा/अंतारेस) बनता है, जो सूर्य से सैकड़ों-हज़ार गुना बड़ा हो सकता है।

प्याज़ जैसी परतें

भारी तारे का क्रोड इतना गर्म हो सकता है कि एक ईंधन ख़त्म होते ही वह सिकुड़कर अगला, भारी ईंधन जलाने लगता है। धीरे-धीरे भीतर प्याज़ की तरह परतें बन जाती हैं, हर परत में अलग संलयन:

ध्यान दें: हर अगला चरण पहले से बहुत छोटा है; सिलिकॉन केवल एक दिन में जल जाता है।

लोहा: तारे की "मौत का तत्व"

• लोहे (Fe-56) का नाभिक लगभग सबसे अधिक स्थिर (प्रति कण सबसे अधिक बंधन ऊर्जा के पास) है।
• लोहे तक के तत्वों को जोड़ने पर ऊर्जा निकलती है, पर लोहे से भारी तत्व बनाने में ऊर्जा लगती है।
• इसलिए लोहे का क्रोड तारे को गर्मी नहीं दे सकता। जैसे ही क्रोड का लोहा लगभग 1.4 सौर द्रव्यमान (चंद्रशेखर सीमा) पार करता है, सहारा टूट जाता है।

क्रोड-पतन (Core Collapse): एक सेकंड से भी कम

1. पृथ्वी जितना बड़ा लोहे का क्रोड एक सेकंड से भी कम में ढहकर लगभग 20 किमी का रह जाता है; बाहरी किनारा प्रकाश की चाल के लगभग चौथाई वेग से गिरता है।
2. भीतर इलेक्ट्रॉन और प्रोटॉन दबकर न्यूट्रॉन और न्यूट्रिनो बन जाते हैं।
3. क्रोड नाभिक जितना घना होकर अचानक "कठोर" हो जाता है; गिरती परतें उससे टकराकर उछलती हैं (Bounce), और एक भीषण आघात-तरंग बाहर चलती है।
4. उसी समय असंख्य न्यूट्रिनो की बौछार निकलती है, जो विस्फोट की लगभग 99% ऊर्जा ले जाती है और आघात-तरंग को फिर से धक्का देकर तारे को उड़ा देती है।
5. नतीजा: सुपरनोवा; बचता है न्यूट्रॉन तारा, या भारी क्रोड हो तो ब्लैक होल।

(3D मॉडल का दृश्य 4 देखें: "क्रोड ढहाइए" बटन।)

सुपरनोवा एक तारे का विस्फोट है जो कुछ हफ़्तों तक पूरी आकाशगंगा (अरबों तारों) जितना चमक सकता है। कुछ सेकंडों में यह उतनी ऊर्जा छोड़ता है जितनी सूर्य अपने पूरे 1,000 करोड़ वर्ष के जीवन में।

दो मुख्य प्रकार

सुपरनोवा क्यों ज़रूरी हैं

• तत्वों का वितरण: तारे के भीतर बने तत्व अंतरिक्ष में बिखरते हैं; उन्हीं से अगली पीढ़ी के तारे और ग्रह बनते हैं। पृथ्वी उन्हीं से बनी।
• नए तारों को जन्म: इनकी आघात-तरंगें पास के गैस बादलों को दबाकर तारे बनाना शुरू कर सकती हैं। माना जाता है कि सौरमंडल के बनने में भी किसी पास के सुपरनोवा की भूमिका रही (उल्कापिंडों में अल्पायु रेडियोधर्मी तत्वों के अवशेष इसका संकेत हैं)।
• ब्रह्मांडीय किरणें: सुपरनोवा अवशेष कणों को बहुत ऊर्जा देकर ब्रह्मांडीय किरणें बनाते हैं।
• दूरी नापना: Ia सुपरनोवा (पेज 1.5)।

कितनी बार?

मंदाकिनी जैसी आकाशगंगा में औसतन हर सदी में लगभग 1-3 सुपरनोवा। पर धूल के कारण अधिकतर हमें दिखते नहीं। मंदाकिनी में नंगी आँख से आख़िरी 1604 (केप्लर) में देखा गया; उसके बाद का एक अवशेष (कैसियोपिया A, लगभग 1680) उस समय दिखा नहीं, बाद में रेडियो से मिला।

क्या पास का सुपरनोवा पृथ्वी के लिए ख़तरा है?

लगभग 50 प्रकाश वर्ष के भीतर का सुपरनोवा ओज़ोन परत को भारी नुकसान पहुँचा सकता है। ऐसा कोई तारा अभी इतने पास नहीं; आर्द्रा लगभग 550-700 प्रकाश वर्ष दूर है, इसलिए सुरक्षित। (समुद्र तल की चट्टानों में मिला लोहा-60 बताता है कि लगभग 20-30 लाख वर्ष पहले पृथ्वी से कुछ सौ प्रकाश वर्ष दूर सुपरनोवा हुए थे।)

नोवा और सुपरनोवा में अंतर

केकड़ा नीहारिका: एक प्रयोगशाला

• 1054 के विस्फोट का फैलता बादल, लगभग 6,500 प्रकाश वर्ष दूर, वृषभ (Taurus) तारामंडल में।
• बीच में केकड़ा पल्सर सेकंड में लगभग 30 बार घूमता है और पूरी नीहारिका को ऊर्जा देता है।
• यह खगोल विज्ञान का सबसे अधिक अध्ययन किया गया पिंड माना जाता है।

न्यूट्रॉन तारा

• सुपरनोवा के बाद बचा क्रोड: 1.4 से 2-3 सौर द्रव्यमान, पर व्यास केवल लगभग 20 किमी (एक बड़े शहर जितना)।
• लगभग पूरा न्यूट्रॉनों का बना; घनत्व परमाणु के नाभिक जितना। एक चम्मच का भार करोड़ों टन।
• सतह पर गुरुत्व पृथ्वी से लगभग 1 खरब (10¹¹) गुना।
• ढहते समय घूर्णन और चुंबकत्व दोनों बेहद बढ़ जाते हैं (जैसे स्केटर बाँहें समेटे): सेकंड में कई बार घूमना और खरबों गुना चुंबकीय क्षेत्र।

पल्सर (Pulsar): ब्रह्मांड का "प्रकाश-स्तंभ"

• घूमते न्यूट्रॉन तारे के चुंबकीय ध्रुवों से रेडियो (और कभी प्रकाश, एक्स-रे) की दो किरणें निकलती हैं।
• चुंबकीय अक्ष और घूर्णन अक्ष अलग हों, तो किरणें प्रकाश-स्तंभ (Lighthouse) की तरह घूमती हैं; जब किरण पृथ्वी से गुज़रती है, हमें एक "धड़कन" (स्पंद) मिलती है।
• खोज: 1967, कैंब्रिज की शोध-छात्रा जॉसलिन बेल बर्नेल ने रेडियो आँकड़ों में हर 1.34 सेकंड का संकेत देखा। पहले मज़ाक में इसे "LGM-1" (Little Green Men) कहा गया!
• 1974 का नोबेल उनके निर्देशक एंटनी ह्यूइश (और मार्टिन राइल) को मिला; बेल बर्नेल को न मिलना विज्ञान के इतिहास का एक चर्चित विवाद है। 2018 में उन्हें ब्रेकथ्रू पुरस्कार मिला, जिसकी पूरी राशि उन्होंने छात्रवृत्तियों में दान कर दी।
• सबसे तेज़ पल्सर सेकंड में 700 से अधिक बार घूमता है (मिलीसेकंड पल्सर)।
• उपयोग: पल्सरों की धड़कन परमाणु घड़ियों जितनी सटीक है। 1974 में खोजे गए एक द्वि-पल्सर (हल्स-टेलर) से गुरुत्वीय तरंगों का पहला अप्रत्यक्ष प्रमाण मिला (1993 नोबेल)। आज कई पल्सरों का समय मिलाकर नैनोहर्ट्ज़ गुरुत्वीय तरंगें खोजी जा रही हैं (पल्सर टाइमिंग ऐरे); 2023 में भारत के InPTA (पुणे के GMRT से) सहित विश्व की टीमों ने इसके साक्ष्य घोषित किए।
• नासा के पायनियर और वॉयेजर यानों पर लगी पट्टिकाओं में पृथ्वी का पता 14 पल्सरों की दिशा से बताया गया है।

मैग्नेटार (Magnetar)

• बहुत तेज़ चुंबकीय क्षेत्र वाला न्यूट्रॉन तारा: पृथ्वी के क्षेत्र से लगभग हज़ार खरब (10¹⁵) गुना।
• इसकी सतह पर "तारा-भूकंप" (Starquake) से गामा किरणों की बौछार।
• 2020 में एक मैग्नेटार (SGR 1935+2154) से तीव्र रेडियो विस्फोट (Fast Radio Burst, FRB) पहली बार मंदाकिनी में पकड़ा गया, जिससे FRB का एक स्रोत पता चला।

अगर ढहते क्रोड का द्रव्यमान लगभग 2-3 सौर द्रव्यमान (TOV सीमा) से अधिक हो, तो न्यूट्रॉन भी उसे नहीं रोक पाते और वह ढहता ही जाता है: ब्लैक होल (कृष्ण विवर) बनता है। आमतौर पर लगभग 20-25 सौर द्रव्यमान से भारी तारे ऐसे अंत की ओर जाते हैं (सीमाएँ पक्की नहीं; तारे की रचना और घूर्णन पर भी निर्भर)।

मूल बातें

• ब्लैक होल अंतरिक्ष का वह भाग है जहाँ गुरुत्व इतना तीव्र है कि पलायन वेग प्रकाश की चाल से भी अधिक हो जाता है; इसलिए वहाँ से प्रकाश भी बाहर नहीं निकल सकता।
• घटना-क्षितिज (Event Horizon): "वापसी न हो सकने की" सीमा। इसकी त्रिज्या श्वार्ज़शिल्ड त्रिज्या है: Rₛ = 2GM / c², यानी प्रति सौर द्रव्यमान लगभग 3 किमी। (अगर सूर्य को दबाकर ब्लैक होल बनाया जाए तो 3 किमी; पृथ्वी को दबाएँ तो केवल लगभग 9 मिमी, एक कंचे जितनी!)
• विलक्षणता (Singularity): सिद्धांत में केंद्र, जहाँ घनत्व अनंत; यहाँ आज के भौतिकी नियम काम नहीं करते।
• ब्लैक होल "सब कुछ खींचने वाला वैक्यूम क्लीनर" नहीं: दूर से उसका गुरुत्व उतने ही द्रव्यमान के तारे जैसा ही है। अगर सूर्य अचानक उतने ही द्रव्यमान का ब्लैक होल बन जाए, तो पृथ्वी उसी कक्षा में घूमती रहेगी (बस अँधेरा और ठंड हो जाएगी)।

दिखता नहीं, तो पता कैसे चलता है?

1. साथी तारे पर असर: कोई तारा किसी अदृश्य भारी पिंड के चारों ओर घूमे (जैसे सिग्नस X-1, पहला पक्का ब्लैक होल; गाया BH3, 2024, लगभग 33 सौर द्रव्यमान, लगभग 1,900 प्रकाश वर्ष दूर)।
2. अभिवृद्धि चकती (Accretion Disk): गिरती गैस घूमती, घिसती और करोड़ों डिग्री तक गर्म होकर एक्स-रे में चमकती है (भारत का एस्ट्रोसैट और XPoSat यही देखते हैं)।
3. गुरुत्वीय तरंगें: दो ब्लैक होल की टक्कर से अंतरिक्ष-समय में लहरें (LIGO, GW150914, 2015; 2017 का नोबेल)।
4. छाया का चित्र: इवेंट होराइज़न टेलीस्कोप ने 2019 में M87 आकाशगंगा के केंद्र के ब्लैक होल (लगभग 650 करोड़ सौर द्रव्यमान) और 2022 में हमारी आकाशगंगा के केंद्र के Sgr A* (लगभग 40 लाख सौर द्रव्यमान) की "छाया" दिखाई।
5. तारों की कक्षाएँ: मंदाकिनी के केंद्र के पास तारे तेज़ी से एक अदृश्य बिंदु के चारों ओर घूमते हैं (2020 का नोबेल: गेंज़ेल, गेज़; और ब्लैक होल के सिद्धांत के लिए पेनरोज़)।

ब्लैक होल के प्रकार

हॉकिंग विकिरण

स्टीफ़न हॉकिंग (1974) के अनुसार क्वांटम प्रभाव से ब्लैक होल बहुत धीरे-धीरे विकिरण छोड़कर वाष्पित होते हैं; तारकीय ब्लैक होल के लिए इसमें ब्रह्मांड की आयु से भी असंख्य गुना समय लगेगा।

भारतीय योगदान

• चंद्रशेखर की सीमा ने यह विचार दिया कि तारे अनंत तक ढह सकते हैं।
• ए. के. रायचौधुरी (रायचौधुरी समीकरण, 1955) ने विलक्षणता प्रमेयों की नींव रखी।
• सी. वी. विश्वेश्वर ने 1970 में ब्लैक होल की "गूँज" (रिंगडाउन) पर अग्रणी काम किया, जो आज गुरुत्वीय तरंगों में दिखती है।
• LIGO-India (महाराष्ट्र के हिंगोली ज़िले में) को 2023 में स्वीकृति मिली।

तारकीय नाभिकीय संश्लेषण (Stellar Nucleosynthesis) वह प्रक्रिया है जिससे तारों में हल्के तत्वों से भारी तत्व बनते हैं। इसका पूरा सिद्धांत 1957 में B²FH (मार्गरेट और जेफ़्री बर्बिज, विलियम फ़ाउलर, फ़्रेड हॉयल) ने दिया।

कौन-सा तत्व कहाँ बना

हीलियम से कार्बन: "हॉयल की भविष्यवाणी"

हीलियम के तीन नाभिक मिलकर कार्बन बनाते हैं (त्रि-अल्फ़ा प्रक्रिया)। 1953 में फ़्रेड हॉयल ने तर्क दिया कि यह तभी इतनी मात्रा में हो सकता है जब कार्बन के नाभिक की एक ख़ास ऊर्जा-अवस्था हो; प्रयोगशाला में वह अवस्था ठीक वहीं मिली। यानी हमारा अस्तित्व ही कार्बन बनने का प्रमाण है।

GW170817: सोना बनते देखा

• 17 अगस्त 2017 को LIGO-Virgo ने लगभग 13 करोड़ प्रकाश वर्ष दूर (NGC 4993 आकाशगंगा) दो न्यूट्रॉन तारों की टक्कर की गुरुत्वीय तरंगें पकड़ीं।
• लगभग 2 सेकंड बाद गामा-किरण विस्फोट, फिर दुनिया की लगभग 70 दूरबीनों (भारत के एस्ट्रोसैट और GMRT सहित) ने वहाँ एक किलोनोवा देखा।
• उसके स्पेक्ट्रम ने दिखाया कि वहाँ कई पृथ्वी जितने द्रव्यमान का सोना-प्लैटिनम बना।
• यह "बहु-संदेशवाहक खगोल विज्ञान" (Multi-messenger Astronomy) की बड़ी शुरुआत थी: एक ही घटना गुरुत्वीय तरंग और प्रकाश दोनों से।

भूगोल से संबंध

• पृथ्वी का लोहे-निकल का क्रोड, पर्पटी का सिलिकॉन-ऑक्सीजन-एल्युमिनियम (SIAL), यूरेनियम-थोरियम (जिनके क्षय की गर्मी आज भी पृथ्वी के भीतर को गर्म रखती और प्लेट विवर्तनिकी चलाती है): सब पिछली पीढ़ियों के तारों से आए।
• सौरमंडल पहली पीढ़ी का नहीं है; वह कई पीढ़ियों के तारों के "मलबे" से बना, इसीलिए यहाँ भारी तत्व हैं।
• हमारा शरीर: साँस की ऑक्सीजन और हड्डियों का कैल्शियम फटते भारी तारों से, रक्त का लोहा मुख्यतः श्वेत वामन विस्फोटों से, कार्बन-नाइट्रोजन मरते छोटे तारों से, और शरीर की लगभग सारी हाइड्रोजन (पानी में) सीधे बिग बैंग से। कार्ल सेगन का प्रसिद्ध कथन: "हम तारों की धूल से बने हैं" (We are made of star-stuff)।

आर्द्रा (Betelgeuse)

• कालपुरुष (ओरायन) तारामंडल का लाल कंधा; रात के सबसे चमकीले तारों में; भारतीय नक्षत्र आर्द्रा।
• लाल महादानव, लगभग 15-20 सौर द्रव्यमान; व्यास सूर्य का लगभग 700-1,000 गुना; दूरी लगभग 550-700 प्रकाश वर्ष; आयु लगभग 1 करोड़ वर्ष।
• "महान मंदता" (Great Dimming), 2019-20: इसकी चमक अचानक काफ़ी घट गई; लोगों ने सोचा सुपरनोवा पास है। हबल के अध्ययन ने दिखाया कि तारे ने अपनी सतह से एक बड़ा गैस-पिंड उछाला, जो ठंडा होकर धूल का बादल बना और कुछ समय तारे को ढक गया।
• जुलाई 2025: हवाई की जेमिनी नॉर्थ दूरबीन पर लगे नासा के 'अलोपेके' स्पेकल कैमरे से इसके पास एक साथी तारा पहली बार देखा गया, जिसे "सिवरहा" (Siwarha) नाम दिया गया; यह लंबे समय से अनुमानित था और इसकी चमक के लगभग 6 वर्ष के चक्र को समझाता है।
• भविष्य: अगले लगभग 1 लाख वर्ष में कभी सुपरनोवा बनेगा; तब कुछ हफ़्ते दिन में भी दिखेगा और रात में आधे चंद्रमा जितना चमकेगा। दूरी अधिक होने से पृथ्वी के लिए सुरक्षित।

T कोरोनी बोरियालिस ("ब्लेज़ स्टार")

• उत्तरी किरीट (Corona Borealis) तारामंडल में, लगभग 3,000 प्रकाश वर्ष दूर।
• एक श्वेत वामन और एक लाल दानव का जोड़ा; श्वेत वामन साथी से हाइड्रोजन खींचता है, जो सतह पर जमा होकर लगभग 80 वर्ष में एक बार फट पड़ती है: पुनरावर्ती नोवा (Recurrent Nova)।
• पिछले विस्फोट: 1866 और 1946। 1946 से ठीक पहले जैसी "पूर्व-मंदता" 2023 में दिखी, इसलिए 2024 से विस्फोट की प्रतीक्षा है।
• विस्फोट पर चमक लगभग कांतिमान 2 (ध्रुव तारे जितनी) हो जाएगी; कुछ दिनों तक नंगी आँख से दिखेगा, फिर मंद।
• अगस्त 2026 तक यह विस्फोट नहीं हुआ था; यह कभी भी हो सकता है। परीक्षा से पहले ताज़ा स्थिति देखें।
• यह नोवा है, सुपरनोवा नहीं: तारा नष्ट नहीं होगा।

वैज्ञानिक

वेधशालाएँ और मिशन

परंपरा

भारतीय पंचांग के 27 नक्षत्र तारों और तारा-समूहों पर आधारित हैं: आर्द्रा (Betelgeuse), रोहिणी (Aldebaran), ज्येष्ठा (Antares), चित्रा (Spica), स्वाती (Arcturus) आदि। कृत्तिका (Pleiades) एक युवा तारा गुच्छ है। (ये सांस्कृतिक नाम हैं; वैज्ञानिक समझ ऊपर दी गई है।)

पुरानी कक्षा 8 विज्ञान (अध्याय 17 "तारे एवं सौर परिवार") की मुख्य बातें:

• सूर्य हमारे सबसे निकट का तारा है; पृथ्वी से लगभग 15 करोड़ किमी दूर। सूर्य के बाद निकटतम तारा ऐल्फ़ा सेंटॉरी (लगभग 4.3 प्रकाश वर्ष)।
• तारे दिन में भी आकाश में होते हैं, पर सूर्य की चमक के कारण नहीं दिखते।
• तारे पूर्व से पश्चिम की ओर चलते दिखते हैं, क्योंकि पृथ्वी पश्चिम से पूर्व घूमती है; ध्रुव तारा पृथ्वी के अक्ष की सीध में होने से स्थिर दिखता है।
• तारे बहुत दूर हैं, इसलिए उनकी दूरी प्रकाश वर्ष में मापी जाती है।
• तारामंडल: सप्तर्षि (7 प्रमुख तारे), कालपुरुष (7-8 प्रमुख तारे; बीच के तीन तारे "पेटी"), कैसियोपिया (W या M जैसी आकृति)।
• सप्तर्षि से ध्रुव तारा खोजना: सप्तर्षि के आगे के दो तारों को मिलाने वाली रेखा को लगभग पाँच गुना आगे बढ़ाएँ।
• कालपुरुष के पास व्याध (Sirius) रात के आकाश का सबसे चमकीला तारा है।

इस पेज से अतिरिक्त समझ

• सूर्य G2 वर्ग का पीला तारा है, बड़े तारों की तुलना में मध्यम आकार का; यह लगभग 460 करोड़ वर्ष पुराना है।
• कालपुरुष का लाल तारा आर्द्रा (Betelgeuse) एक बूढ़ा लाल महादानव है और नीला तारा राइजेल एक गर्म नीला महादानव: एक ही तारामंडल में तारों के अलग-अलग रूप।
• कालपुरुष की "तलवार" में धुँधला धब्बा ओरायन नीहारिका है, जहाँ आज भी तारे जन्म ले रहे हैं।

NCERT (भौतिक भूगोल के मूल सिद्धांत, अध्याय 2 "पृथ्वी की उत्पत्ति एवं विकास") के अनुसार:

• प्रारंभिक ब्रह्मांड में ऊर्जा व पदार्थ का वितरण समान नहीं था। घनत्व में आरंभिक भिन्नता से गुरुत्वाकर्षण बलों में भिन्नता आई, जिसके परिणामस्वरूप पदार्थ का एकत्रण हुआ। यही एकत्रण आकाशगंगाओं के विकास का आधार बना।
• एक आकाशगंगा असंख्य तारों का समूह है। आकाशगंगाओं का विस्तार इतना अधिक होता है कि उनकी दूरी हज़ारों प्रकाश वर्षों में मापी जाती है। एक अकेली आकाशगंगा का व्यास 80 हज़ार से 1 लाख 50 हज़ार प्रकाश वर्ष के बीच हो सकता है।
• एक आकाशगंगा के निर्माण की शुरुआत हाइड्रोजन गैस से बने विशाल बादल के संचयन से होती है, जिसे नीहारिका (Nebula) कहा गया।
• क्रमशः इस बढ़ती हुई नीहारिका में गैस के झुंड विकसित हुए। ये झुंड बढ़ते-बढ़ते घने गैसीय पिंड बने, जिनसे तारों का निर्माण आरंभ हुआ।
• ऐसा विश्वास किया जाता है कि तारों का निर्माण लगभग 5 से 6 अरब वर्षों पहले हुआ।
• प्रकाश वर्ष समय का नहीं, दूरी का माप है; प्रकाश की गति लगभग 3 लाख किमी प्रति सेकंड है, और एक वर्ष में प्रकाश लगभग 9.461 × 10¹² किमी चलता है। सूर्य से पृथ्वी की औसत दूरी लगभग 14 करोड़ 96 लाख किमी, यानी प्रकाश के हिसाब से केवल लगभग 8.3 मिनट।

इस पेज से अतिरिक्त समझ (NCERT की बात को आगे बढ़ाते हुए)

• "5-6 अरब वर्ष पहले" को सूर्य जैसे तारों और हमारे सौरमंडल के संदर्भ में समझें। आज की समझ के अनुसार पहले तारे बिग बैंग के लगभग 10-20 करोड़ वर्ष बाद (यानी लगभग 1,350 करोड़ वर्ष पहले) बनने लगे थे, और तारे आज भी बन रहे हैं (जैसे ओरायन नीहारिका में)। सूर्य लगभग 460 करोड़ वर्ष पहले बना।
• नीहारिका के झुंड क्यों सिकुड़ते हैं: अपने ही गुरुत्व से; सिकुड़ने से गर्म होते हैं और क्रोड लगभग 1 करोड़ °C पहुँचने पर नाभिकीय संलयन शुरू होता है: तारा "जन्म" लेता है।
• यही प्रक्रिया आगे सौरमंडल (पेज 1.8) बनाती है: तारे के चारों ओर बची गैस-धूल की चकती से ग्रह।

• जन्म: नीहारिका (गैस-धूल का बादल) → अपने भार से सिकुड़ना → गर्म होना → संलयन → तारा।
• जवानी: मुख्य अनुक्रम; हाइड्रोजन से हीलियम; सूर्य अभी यहीं है।
• बुढ़ापा: ईंधन ख़त्म होने पर फूलकर लाल दानव।
• अंत (हल्का तारा, जैसे सूर्य): बाहरी परतें उड़ जाती हैं (ग्रहीय नीहारिका) और बचता है श्वेत वामन।
• अंत (भारी तारा): सुपरनोवा विस्फोट; बचता है न्यूट्रॉन तारा या ब्लैक होल।
• याद रखें: भारी तारा कम जीता है; सूर्य कभी ब्लैक होल नहीं बनेगा; हम तारों में बने तत्वों से बने हैं।