तारा

हा लेख अवकाशातील वस्तू याबद्दल आहे. या शब्दाच्या इतर उपयोगांसाठी पाहा, तारा (निःसंदिग्धीकरण).

मॅगेलानाच्या मोठ्या तेजोमेघातील तार्‍यांची निर्मिती होणार्‍या प्रकाशाचे नासा संस्थेने घेतलेले चित्र

अवकाशात फिरणार्‍या स्वयंप्रकाशित वस्तूला तारा म्हणतात. सूर्य हा एक तारा आहे. रात्रीच्या वेळी बहुदा तारे निळसर पांढऱ्या रंगाचे दिसतात. काही ताऱ्यांचा रंग लालसर तांबूस, हिरवट किंवा पिवळसर दिसतो. तारा वातावरणाच्या जास्त थरातून येताना होणाऱ्या प्रकाशाच्या विकिरणामुळे अनेक रंगांमध्ये चमकताना दिसतो. ताऱ्याचे हे रंग फसवे असतात, पण तारा जर आकाशात, क्षितिजापासून उंच असेल व हवा स्थिर असेल तर ताऱ्याचा दिसणारा रंग खरा असू शकतो. तारे वायुरूप व तप्त असतात. ताऱ्यांच्या अंतर्भागातील तापमान काही कोटी अंश सेल्सिअस असले तरी त्यांच्या पृष्ठभागावरील तापमान काही हजार अंश सेल्सिअस इतके असते. या तापमानानुसारच ताऱ्यांना रंग प्राप्त होतो.

मृग तारकासमूहातील काक्षी हा तारा लाल रंगाचा दिसतो. स्वाती नक्षत्राचा तारा नारंगी रंगाचा आहे. व्याध हा निळसर रंगाचा तारा आहे.

सूर्य

तार्‍यांची निर्मिती

तार्‍यांचा जन्म अवकाशातल्या धुलीकण आणि वायू ( खासकरुन हायड्रोजन) यांच्या अतिप्रचंड आकाराच्या मेघातून होतो. त्या मेघांना नेब्यूला अथवा तेजोमेघ म्हणून ओळखले जाते. या नेब्यूल्यांची घनता फार कमी साधारण १-१० अणू प्रतिघन सें.मी. इतकी असते. (आपण श्वास घेत असलेल्या हवेची घनता १०^१९ अणू प्रतिघन सें.मी. इतकी आहे). यानंतर विश्वातले मूलभूत असणारा गुरुत्वीय बल आपले कार्य करते. मेघातील अणू परस्परांना आकर्षित करून जवळ येऊ लागतात. यामुळे मेघाचे वस्तुमान वाढू लागते. अखेर एका ठराविक मर्यादेनंतर तो मेघ आपल्या वाढलेल्या वस्तुमानामुळे स्वतःच्या गाभ्याकडे ढासळण्यास सुरवात होते. यामुळे केंद्रभागाची घनता वाढून गाभ्याची निर्मिती होते. गाभ्याकडे ढासळणार्‍या अणूंच्या टकरींमधून आणि ऊर्जा अक्षय्यतेच्या नियमानुसार गुरुत्वीय बलाचे रूपांतर औष्णिक ऊर्जेत होते. गाभ्याचे तापमान वाढण्यास सुरवात होते. आणि आदितार्‍याचा जन्म होतो. ‘'आदितारा’' ही ताऱ्याची प्राथमिक अवस्था होय. आदितार्‍यांचे तापमान मेघापेक्षा वाढलेले असले तरी प्रकाश उत्सर्जित करण्यासाठी ते कमीच असते. पण कुठल्याही उष्णताधारक वस्तूतून ज्याप्रकारे अवरक्त किरण निघतात , त्याचप्रकारे आदितार्‍यांमधून अवरक्त किरण बाहेर पडतात. त्यामुळे अवरक्त किरणांच्या शोधावरून आदितारे पाहता येतात. काही वेळा मेघातुन एका ऐवजी दोन तारे ही निर्माण होतात. हे तारे ठराविक अंतरावरुन एकमेकांभोवती फेर्‍या मारत राहतात. यांना जुळे तारेही म्हटले जाते.

तार्‍याचा उदय/तार्‍यातील उर्जानिर्मिती

आदिताऱ्याच्या गाभ्याचे तापमान वाढत जाऊन १० दशलक्ष केल्विन इतके होते त्यावेळी अणुकेंद्र संमीलनाच्या (Nuclear Fusion) क्रियेद्वारे हायड्रोजनचे ज्वलन सुरू होते. या क्रियेत हायड्रोजनचे चार अणू एकत्र येऊन त्यांच्यापासून ‘हेलियम’चा एक अणू तयार होतो. मात्र हायड्रोजनच्या चार अणूंचे वस्तुमान व एका हेलियम अणूचे वस्तुमान यात किंचित (०.७० टक्के) फरक आहे. यामु़ळे आइन्स्टाइनच्या E=mc^२ ( E = निर्माण होणारी उर्जा, m= वस्तुमानातील फरक, घटलेले वस्तुमान, c= प्रकाशाचा वेग जो ३,००,००० प्रती सेकंद इतका प्रचंड आहे) या सूत्रानुसार त्याचे उरलेल्या वस्तुमानाचे ऊर्जेत रूपांतर होते. ही ऊर्जा प्रकाश व उष्णता यांच्या स्वरूपात अवकाशात फेकली जाते. यालाच ताऱ्याचा जन्म झाला असे म्हणतात. अशाच प्रकारे आपल्याला सुर्यापासुन उर्जा मिळते व पृथ्वीवर अन्नस्त्रोत निर्माण करायला कारणीभूत ठरते. जसा प्रकाश बाहेर पडू लागतो, तसा आदितारा दृश्यमान होऊ लागतो. यालाच ताऱ्याचा जन्म झाला असे म्हणतात. वास्तविक तार्‍याची निर्मिती प्रक्रिया पूर्वीच तेजोमेघात सुरू झालेली असते. मात्र अणुकेंद्र संमीलनातून प्रकाशाच्या उत्सर्जनाने तारा प्रथमच दिसू लागतो. अणुकेंद्र संमीलनाची ही प्रक्रिया शृंखलाबद्ध असते. यातुन सतत हायड्रोजनचे ज्वलन होऊन त्यातून ऊर्जा आणि शृंखलेतील पुढचे हेलियम तयार होत रहाते.

स्थिर अवस्था

या चित्रात तारयाचे अंतरंग दाखवले आहे 'नासाचे चित्र

तार्‍यात अणुंची गाभ्याकडे ढासळण्याची क्रिया ही अखेर थांबते. याला कारणीभुत ठरते ती अणुकेंद्र संमीलनातून निर्माण होणाऱ्या उष्मीय दाबा व उर्जा. गुरुत्वाकर्षण ताऱ्याला आतल्या बाजूने खेचत असते, तर दाब बाहेरच्या बाजूने ढकलत असतो. ही दोन्ही बले परस्परांना संतुलित करतात , यामुळे गाभ्याचे तापमान प्रचंड ही राहते अणुकेंद्र संमीलनाची प्रक्रिया चालु ठेवण्यास मदत करते व तारा स्थिरावतो. या स्थितीला हायड्रोस्टॅटिक इक्विलिब्रीयम असे म्हणतात. तारा हायड्रोजनचे ज्वलन चालु असे पर्यंत बहुतांश काळ याच स्थितीत व्यतीत करतो. हा त्याचा ‘मेन सिक्वेन्स’ काळ होय. आपला सुर्य साधारण ५ अब्ज वर्षापसुन याच स्थितीत आहे व अजून ५ अब्ज वर्ष तो याच स्थितीत असेल, मात्र अखेर त्याचे इंधन म्हणजेच हायड्रोजन संपुन इतर तारयांप्रमाणे सुरू होईल त्याचा अंतकाळ.

तार्‍यांचा अंत

अणुकेंद्र संमीलनात हायड्रोजनचे रुपांतर होत असल्याने तो कमी होत जातो तर हेलियम वाढत जातो. यात ताऱ्याला बाहेरच्या बाजूने ढकलणारा उष्मीय दाब गुरुत्वाकर्षणाच्या तुलनेत कमी होत आणि गाभा आकुंचन पावू लागतो. या आकुंचनामुळे गाभ्याची घनता वाढते. परिणामी तापमान आणि ज्वलनप्रक्रियेचा वेगही वाढु लागतो. याचा परिणाम तारा अधिकाधिक तेजस्वी दिसू लागण्यात होतो. यालाच तारा सुजणे किंवा फुगणे असे म्हणतात. जेव्हा ताऱ्याच्या अंतर्भागातील हायड्रोजन पूर्णपणे संपुष्टात येतो व ऊर्जानिर्मिती थांबते तेव्हा गुरुत्वीय बल इतके प्रभावी बनते की, गाभ्यात फक्त हेलियम उरलेला असतो त्याचेही ज्वलन सुरु होते. ही क्रिया साधारण गाभ्याचे तापमान जेव्हा सुमारे १० कोटी केल्विन पर्यंत पोहोचते तेव्हा होते आणि ताऱ्याला ऊर्जानिर्मितीचा दुसरा स्रोत मिळतो. या क्रियेस ट्रिपल अल्फा प्रोसेस असे म्हणतात. यात कार्बन तयार होतो व गाभ्याचे आकुंचन चालूच राहते. काही वर्षांनी तापमान इतके उच्च होते की, हेलियमच्या गाभ्याचा प्रचंड स्फोट होतो. यालाच सुपर नोव्हा असे म्हणतात. हा स्फोट अतोशय प्रचंड असुन तरी तीव्र उर्जेचे गॅमा किरण त्यातुन बाहेर पडतात. पृथ्वीपासुन काही प्रकाशवर्षे अंतरावर जरी असा स्फोट झाला तरी पृथ्वी वरील जीवन पुर्णपणे नष्ट होईल. या स्फोटात तार्‍याचे वस्तुमान जरी विखुरले जात असले तरी असा प्रचंड स्फोटही ताऱ्याला पूर्णपणे संपवू शकत नाही. अखेर ' चंद्रशेखर मर्यादा ' नुसार हे ठरते की तारा श्वेतबटू, न्यूट्रॉन तारा व कृष्णविवर यापेकी काय बनेल.

बाह्य दुवे

• [ब्रीफ हिस्टरी ऑफ टाईम- स्टिफन हॉकिंग]
• लोकसत्ता देनिकातील लेख