ताऱ्यांचे विश्व

याचे तीन भाग पडतात. अखंड वर्णपट जेथे उत्पन्न होतो ते दीप्त्यंबर वा दीप्तिगोल, त्याच्या वरचे कमी तापमानाचे वर्णांबर (वर्णगोल) (यात फ्राउनहोफर यांना शोध लावलेल्या शोषणरेखा उत्पन्न होतात) आणि सर्वांत वरचा किरीट. दीप्त्यंबराचे प्रारण पुष्कळ अंशी कृष्ण पदार्थाच्या (प्रदीप्त होईपर्यंत तापविल्यास अखंड वर्णपट देणाऱ्या पदार्थाच्या) प्रारणासारखे असते; म्हणून कृष्ण पदार्थाच्या प्रारणांसंबंधीचे नियम त्यास लावता येतात. ताऱ्याच्या अखंड वर्णपटातील निरनिराळ्या तरंगलांब्यांच्या किरणांची (प्रारणांची) तीव्रता (Bv) मोजून, त्यांना प्लांक यांचा सिद्धां

Bv = (2πhν3/c2) / (ehν/kT - 1)

(येथे h प्लांक स्थिरांक, v  कंप्रता, c प्रकाश वेग, k बोल्टस्‌मान स्थिरांक व T तापमान ).

लागू केल्यास ताऱ्याच्या वातावरणाचे वर्णतापमान Tc काढता येते. तसेच संपूर्ण वर्णपटातील ऊर्जा मोजून, त्यास श्टेफान-बोल्टस्‌मान नियम U=σT4 (U प्रती सेकंदाला प्रत्येक चौ. सेंमी. पृष्ठभागापासून बाहेर पडणारी ऊर्जा, σ श्टेफान स्थिरांक, T तापमान) लावून ताऱ्याचे ऊर्जानुसारी तापमान काढता येते. ताऱ्याची निरपेक्ष दीप्ती L आणि त्रिज्या R आहे असे समजून L=4πσ R2Tu4 (Tu ऊर्जानुसारी तापमान) असे समीकरण लिहितात. अशा रीतीने सूर्याच्या पृष्ठभागाचे तापमान ५,८०० ° के. येते. इतर ताऱ्यांचे वर्णतापमान Tc काढता येते, पण त्यांची त्रिज्या माहीत नसल्याने Tu काढता येत नाही. परंतु त्यांची ऊर्जानुसारी प्रत माहीत असल्यास Tu = Tc घालून त्यांची त्रिज्या काढता येते  [ उष्णता प्रारण].

वरील दोन प्रकारांव्यतिरिक्त अतीव्र वर्णपटरेखांची रुंदी मोजून गत्यानुसारी तापमान Tk एखाद्या अणूच्या निरनिराळ्या ऊर्जास्तरांपासून उत्पन्न होणाऱ्या वर्णपटरेखांची तीव्रता मोजून उत्तेजित अवस्थादर्शक तापमान Tex आणि आयनीभूत व अनायनीभूत अणूंच्या वर्णपटरेखांची तुलना करून आयनीकरण तापमान Tion काढता येते. या शेवटच्या पद्धतीत मेघनाद साहा यांच्या आयनीकरण समीकरणाचा उपयोग करावा लागतो [ वर्णपटविज्ञान ].

प्रारण संक्रमण समीकरण

ताऱ्याच्या वातावरणात खोलीबरोबर तापमान, दाब इ. प्रचल (विशिष्ट परिस्थितीत स्थिर राहणाऱ्या राशी) कसे बदलत जातात हे समजण्यासाठी ताऱ्याच्या वातावरणातून प्रारणाचे संक्रमण कसे होते हे सिद्धांतरूपाने माहीत करून घ्यावे लागते

 

येथे Iν ही ν कंप्रतेच्या प्रारणाची विशिष्ट तीव्रता, Z वातावरणातील खोली, ρ घनता, μ = cos θ (θ बाह्यदिशेशी होणारा प्रारणाचा कोन), Kν शोषणांक, σν प्रकीर्णनांक व p (μ´, μ) हे प्रकीर्णन फलन (गणितीय संबंध) आहे. ताऱ्यांच्या वातावरणात पुष्कळ अंशी ऊष्मागतिक समतोल स्थिती असते, म्हणून σν शून्य समजता येतो. याशिवाय वातावरणास करड्या पदार्थाचे (ज्याचा शोषणांक स्थिर असतो अशा पदार्थाचे) गुणधर्म लागू पडतात, असे मानल्यास Kν = K हा कंप्रतेवर अवलंबून नसलेला अंक होतो. तेव्हा dT = K ρd Z ही प्रकाशीय

या अवकल समीकरणाचा एडिंग्टन यांनी मिळविलेला सोपा निर्वाह (समीकरण सोडवून मिळणारे उत्तर) T4 = T04 (1 + 3/2 T) आणि Tu = 2T04 हा होय. यात T0 हे पृष्ठभागाचे तापमान, Tu हे ताऱ्याचे ऊर्जानुसारी तापमान आणि Τ हे T प्रकाशीय खोलीवरचे तापमान आहे. तेव्हा ऊर्जानुसारी तापमान माहीत झाल्यास ताऱ्याच्या वातावरणातील सर्व स्तरांचे तापमान काढता येते. त्यानंतर मूलद्रव्यांचे अणू काही विशिष्ट प्रमाणात वातावरणात असतात, असे मानून सरासरी शोषणांक K(T) काढता येतो. हे प्रमाण सु. ९० टक्के अणू हायड्रोजनाचे, सु. १० टक्के अणू हीलियमाचे व ०·०१ टक्का अणू धातूचे आहेत, असे मानले जाते. शेवटी द्रवस्थितिक समीकरण

काढता येतो. दाब व तापमान मिळविल्यानंतर वायूंस लागू पडणारा सिद्धांत वापरून घनता काढता येते. अशा रीतीने वातावरणाची रचना माहीत झाल्यावर प्रारण संक्रमण समीकरणावर आधारलेला वर्णपटरेखांच्या उत्पादनाचा सिद्धांत तयार करून वर्णपटरेखांच्या रूपालेखाचे (रेखेच्या बाहेरील अखंड वर्णपटाच्या तीव्रतेशी तुलना करता शोषण रेखेमधून व कंप्रतेनुसार सापेक्ष प्रारण तीव्रतेत होणाऱ्या बदलाचे) सैद्धांतिक गणित करता येते. त्यानंतर सैद्धांतिक व वेधाने मिळणाऱ्या रूपालेखांची तुलना करून सर्व मूलद्रव्यांच्या अणूंचे सापेक्ष प्रमाण अजमावता येते. या पद्धतीने विश्वातील सर्व ताऱ्यांत जवळजवळ तेच मूलद्रव्यांचे अणू एका विशिष्ट प्रमाणात असतात असे आढळले आहे. वर्णपटरेखांच्या रूपालेखांचा अभ्यास करून ताऱ्याच्या रासायनिक रचनेव्यतिरिक्त वातावरणातील प्रक्षोभन (खळबळ) व चुंबकीय क्षेत्र अजमावता येते. तसेच ताऱ्याचे अक्षीय परिभ्रमण किंवा स्पंदन यांचीही माहिती मिळते.

ताऱ्यांची अंतर्रचना

ताऱ्याचे ऊर्जानुसारी तापमान, त्याची निरपेक्ष दीप्ती व त्रिज्या यांपैकी कोणत्याही दोन गोष्टी आणि ताऱ्याचे वस्तुमान व त्यातील मूलद्रव्यांच्या अणूंचे प्रमाण हे मूल प्रचल माहीत असल्यास ताऱ्याची अंतर्रचना केवळ सैद्धांतिक समीकरणावरून ठरविता येते. हे सर्व गुणधर्म कोष्टक क्र. १ मध्ये दाखविले आहेत. त्यांपैकी वस्तुमान मिळविण्यास युग्मताऱ्यातील ताऱ्यांचे त्यांच्या वस्तुमानमध्याभोवती होणारे परिभ्रमण मोजून केप्लर यांच्या तिसऱ्या नियमाचा उपयोग करावा लागतो. ताऱ्यांच्या सर्व मूल प्रचलांचे आपापसातील संबंध, ह. र. आकृती आणि वस्तुमान –दीप्ती (M – L) संबंध यांत दिसून येतात. सर्वसाधारणपणे L α M३·५ या ठोकळ नियमाने वस्तुमानाबरोबर दीप्ती वाढते. सूर्याच्या २·३ पट वस्तुमान असलेला व्याध तारा सूर्याच्या २० पट दीप्तीमान आहे.

ऊर्जेचे संक्रमण प्रारणाने होते की संनयनाने (माध्यमातील अणूंनी वा रेणूंनी ऊर्जा वाहून नेल्याने) होते यावर ∆ अवलंबून असतो. तसेच ऊर्जेची उत्पत्ती E, औष्णिक अणुकेंद्रीय विक्रियांवर किंवा गुरुत्वाकर्षणीय संपीडनावर (दाब देण्याच्या क्रियेवर) अवलंबून असते. p, E व ∆ या गोष्टी दाब (P), तापमान (T)  आणि इतर मूलद्रव्यांच्या अणूंचे प्रमाण यांवर अवलंबून असतात. साधारणत: हायड्रोजनाचा वस्तुमानांश X = ०·७०, हीलियमाचा वस्तुमानांश Y = ०·२८ व इतर सर्व भारी मूलद्रव्यांच्या अणूंचा वस्तुमानांश Z = ०·०२ असतो. भौतिकीय सिद्धांतांचा उपयोग करून p, E व ∆ यांची मूल्ये ठरवून त्यांचा वरील समीकरणांत उपयोग केला असता कोष्टक क्र. २ मध्ये दाखविलेली प्रमुख श्रेणीतील ताऱ्यांची केंद्रस्थिती मिळते. त्याच कोष्टकात ऊर्जेच्या संक्रमणाची पद्धत आणि ऊर्जा उत्पादनाची प्रक्रिया या गोष्टीही दाखविल्या आहेत.

प्रमुख श्रेणीतील ताऱ्यांच्या केंद्र भागातच ऊर्जेचे उत्पादन होत असते. तेथे दोन प्रकारच्या अणुकेंद्रीय विक्रिया शक्य असतात. तापमान १५० लाख अंश के. पेक्षा कमी असल्यास प्रोटॉन-प्रोटॉन (p – p) साखळीची विक्रिया होते आणि १६० लाख अंश के. पेक्षा जास्त तापमान असल्यास कार्बन-नायट्रोजन (C – N) चक्राची विक्रिया होते. दोन्ही पद्धतींत पुढे दाखविल्याप्रमाणे चार हायड्रोजन अणूंचा एक हीलियम अणू बनतो.

एका हायड्रोजन अणूचे आणवीय वस्तुमान १·००८ आणि एका हीलियम अणूचे आणवीय वस्तुमान ४·००४ असल्यामुळे वरील प्रक्रियांच्याद्वारे ०·७ टक्के वस्तुमानाचा नाश होतो व आइन्स्टाइन यांच्या E = mc2 या सूत्राप्रमाणे त्याची ऊर्जा बनते. ती ऊर्जा ताऱ्यांच्या बाहेर येताना तिचे तापमान कमी होत होत पृष्ठभागाशी ऊर्जानुसारी तापमान होते व ताऱ्यास त्या तापमानानुरूप विशिष्ट वर्णपटीय वर्ग प्राप्त होतो. ऊष्मीय अणुकेंद्रीय ऊर्जेचे उत्पादन केंद्रभागाच्या तापमानाबरोबर वाढते. म्हणून भारी ताऱ्यांचे केंद्रीय तापमान जास्त असल्याने ते जास्त दीप्तिमान असतात आणि त्यांच्या पृष्ठाचेही तापमान अधिक असते. अशा रीतीने ह. र. आकृती व M – L संबंध यांचा बोध होतो.

जसजशी ताऱ्यांची उत्क्रांती होत जाते तसतसे त्यांचे रासायनिक संघटन आणि अंतर्रचना बदलते. त्यामुळे त्याची ह.र. आकृतीतील स्थितीही बदलते.

तारकीय उत्क्रांती

आंतरतारकीय पदार्थाचे गुरुत्वाकर्षणाने आकुंचन होऊन ताऱ्यांची उत्पत्ती होते. आकुंचनास सुरुवात होण्यास १०–१०० के. तापमानाचा सूर्याच्या शंभरपट वस्तुमानापेक्षा जास्त असलेला आंतरतारकीय पदार्थाचा मेघ लागतो. या मेघाचे जसजसे आकुंचन होत जाते तसतसे स्थितिज ऊर्जेचे गतिज ऊर्जेत रूपांतर होत जाते व त्या मेघाचे तापमान वाढू लागते. बरेच आकुंचन झाल्यावर तो मेघ तळपू लागतो

व त्याचे बरेच तुकडे होतात. अशा रीतीने एका तारकासमूहाचा जन्म होतो. ताऱ्याच्या केंद्रभागाचे तापमान ४०-५० लाख अंश के. होईपर्यंत तारा आकुंचनाने चमकत राहतो. ताऱ्याच्या जीवनातील हा भाग आकृतीत १-२-३ या रेषेने दाखविला आहे. या स्थितीतील ताऱ्यांचे कालमान– यालाच आकुंचन कालमान म्हणतात– सर्वांत भारी (४० सौरवस्तुमानाच्या) ताऱ्यांसाठी १-२ लाख वर्षे व सर्वांत हलक्या ताऱ्यांसाठी २० कोटी वर्षे असते. सूर्याच्या आकुंचनास २-३ कोटी वर्षे लागली असावी, असा अंदाज आहे.

केंद्रतापमान ५० लाख अंश के. पर्यंत पोहोचले म्हणजे तेथे औष्णिक अणुकेंद्रीय विक्रिया सुरू होतात. त्यामुळे ऊर्जा उत्पन्न होऊन ताऱ्याचे आकुंचन कमी कमी होत जाते व केंद्रतापमान १-२ कोटी अंश के. झाले की, आकुंचन पूर्णपणे थांबते. आता हा तारा संपूर्णपणे औष्णिक अणुकेंद्रीय ऊर्जा उत्पादनावर अवलंबून राहतो व त्यास प्रमुख श्रेणीची स्थिती प्राप्त होते. औष्णिक अणुकेंद्रीय विक्रियांना लागणारे हायड्रोजनाचे इंधन भरपूर असल्यामुळे तो तारा एकाच दीप्तीने १० लाख (सर्वांत भारी तारा) ते १०० अब्ज (सर्वांत हलका तारा) वर्षांपर्यंत चमकू शकतो. आकुंचन कालमानापेक्षा हे कालमान पुष्कळच दीर्घ असल्याने शेकडा नव्वद तारे प्रमुख श्रेणीत सापडतात. निरनिराळ्या वस्तुमानाच्या ताऱ्यांचे प्रमुख श्रेणीतील कालमान कोष्टक क्र. २ मध्ये दाखविले आहे. आपला सूर्य प्रमुख श्रेणीत येऊन ४-५ अब्ज वर्षे झाली असून यापुढे तितकाच वेळ तो तेथे राहील.

प्रमुख श्रेणीत असताना ताऱ्याच्या मध्यभागात असलेला हायड्रोजन हळूहळू कमी होत जातो व हीलियम वाढतो. यामुळे ताऱ्याचा सरासरी रेणुभार वाढतो आणि केंद्रभागातील तापमान व दीप्तीही थोड्या प्रमाणात वाढतात. हा उत्क्रांतीचा भाग ह.र. आकृतीमध्ये ३-४ या रेषेने दाखविला आहे.

ताऱ्याच्या पूर्ण वस्तुमानापैकी १० टक्के हायड्रोजनाचे हीलियमामध्ये रूपांतर झाले म्हणजे केंद्रभागातील ऊर्जेचे उत्पादन मंदावते. त्यामुळे ताऱ्याचा केंद्रभाग पुन्हा आकुंचन पावू लागतो व त्याचबरोबर त्याचे बाह्य आवरण प्रसरण पावते. अशा रीतीने तो तारा प्रमुख श्रेणीतून महाताऱ्यांच्या श्रेणीत व तेथून महत्तम ताऱ्यांच्या श्रेणीत पोहोचतो. आकृतीमध्ये ही उत्क्रांती ४-५ या रेषेने दाखविली आहे. या भागात ताऱ्याच्या संरचनेत व अंत:परिस्थितीत पुष्कळ बदल होतो. केंद्रभागाचे तापमान २० कोटी अंश के. पर्यंत पोहोचले म्हणजे ३ हीलियम अणू एकत्र होऊन १ कार्बन अणू बनतो व तापमान आणखी वाढले की, कार्बन अणूंचे क्रमाक्रमाने ऑक्सिजन, निऑन, सोडियम असे रूपांतर होत जाते. या सर्व परिवर्तनांमुळे तारा स्पंदमान होतो. अशा स्पंदमान ताऱ्यांत सेफीड तारे, RR लायरी तारे इ. प्रकारच्या रूपविकारी ताऱ्यांचा समावेश होतो [ तारा].

ताऱ्याच्या केंद्रभागाचे तापमान १ अब्ज अंश के. झाले म्हणजे लोह अणूंची संख्या वाढते व त्याहूनही भारी अणू तयार होतात. त्यावेळी ताऱ्याच्या केंद्रभागात इतकी ऊर्जा उत्पन्न होते की, त्याचे संपूर्ण आवरण जोरात बाहेर फेकले जाते. अशा महास्फोट पावणाऱ्या ताऱ्याचा म्हणजे अतिदीप्त नवताऱ्याचा प्रकार आकाशगंगेत २००–३०० वर्षांत एकदा पहावयास मिळतो. पण बहुतेक महत्तम तारे स्फोट न पावताही आतील पदार्थ हळूहळू बाहेर फेकीत असतात. या दोन्ही कारणांनी ताऱ्याचा पृष्ठभाग हळूहळू अधिक उष्ण व निळा होत जातो आणि तारा ह. र. आकृतीत डावीकडे सरकत जातो (आकृतीमधील ५-६ हा भाग). नंतर छोटे छोटे स्फोट पावत व आकुंचन होत होत त्याचे अतिघन पदार्थांनी बनलेल्या लघुतम ताऱ्यात रूपांतर होते ( आकृतीमधील ६-७  हा भाग). अशा लघुतम ताऱ्यांची सरासरी घनता १०५ ग्रॅ./घ.सेंमी. एवढी असते. त्यात औष्णिक अणुकेंद्रीय विक्रिया होत नाहीत, मात्र अतिघन अवस्थेमुळे काही इलेक्ट्रॉन अतिउत्तेजित स्तरात पोहोचलेले असतात व एखाद्या उष्ण धातूप्रमाणे तारा तळपत राहतो. पण हळूहळू थंड होत होत (आकृतीमधील ७-८ हा भाग) शेवटी तो दीप्तिविहीन होतो; म्हणजेच एका अर्थाने तो मरण पावतो. अशा तेजोहीन पिंडाचे अस्तित्व केवळ त्यांच्या गुरुत्वाकर्षणानेच कळून येते.

लघुतम ताऱ्यांपेक्षाही जास्त घन (घनता १०९ ग्रॅ./घ सेंमी.) पदार्थात प्रोटॉन व इलेक्ट्रॉन एकवटून त्यांचे न्यूट्रॉन बनतात. अशा न्यूट्रॉन ताऱ्यांची त्रिज्या सु. १० किमी. इतकीच असेल व सरासरी घनता १०१४ ते १०१५

ग्रॅ./घ. सेंमी च्या आसपास असेल, असे अनुमान काढण्यात आलेले आहे. अलीकडे शोध लागलेले ०·०३३ ते ३·७ सेकंद आवर्तकाल असणारे पल्सार म्हणजे अक्षीय परिभ्रमण करणारे न्यूट्रॉन तारेच असावेत, असा अंदाज आहे. पृष्ठभागापासून निघणाऱ्या प्रारणाच्या झोताच्या परिभ्रमणामुळे स्पंद निर्माण होतात अशी एक कल्पना गोल्ड यांनी मांडली आहे. ही स्पंदमानता कमी कमी होत असल्याच्या अलीकडील शोधामुळे या कल्पनेस पुष्टी मिळते.

खगोल भौतिकीचे क्षेत्र अतिशय विस्तृत आहे म्हणून सोयीसाठी योग्य त्या कसोट्यांनुसार तिचे विभाग पाडतात. अनुसंधानाच्या पद्धतीऐवजी अभ्यासाच्या समस्येच्या स्वरूपानुसार विभाग पाडणे अधिक चांगले असते आणि त्यानुसार सामान्यत: पुढील विभाग पाडले जातात.

सौरभौतिकी

सूर्य हा पृथ्वीच्या सर्वांत जवळचा तारा असल्याने त्याचे अनुसंधान करणे सोयीचे आहे. यामध्ये सूर्याच्या वातावरणाची व अंतरंगाची संरचना, त्याच्या पृष्ठावरील आणि आतील अणुकेंद्रीय विक्रिया, चुंबकत्व, सौरक्रिया इ. आविष्कारांचे अध्ययन होते. सूर्य व पृथ्वी यांच्यातील नाते लक्षात घेता सौरभौतिकी व भूभौतिकी यांची सांगड घालतात. ध्रुवीय प्रकाश (पृथ्वीच्या ध्रुव प्रदेशांत आढळणारा विविध रंगी आविष्कार), चुंबकीय वादळे, आयनांबरातील खळबळ व सौरक्रिया यांच्यातील संबंधांचेही यात अध्ययन होते. सूर्याच्या वातावरणात दिसणारे कणमय समुदाय, गडद रेखायुक्त वर्णपटांच्या समस्या, दीप्तिमंडल, वर्णमंडल इ. अक्षुब्ध (शांत) तर सौरडाग, २२·५ वर्षांचे चुंबकीय चक्र, तेज:शिखा, तेज:शृंग, किरीट, अतप्त रेडिओ प्रारण वगैरे क्रियाशील आविष्कारांचेही अध्ययन होते [ सूर्य].

पृथ्वी जवळ असल्यामुळे सूर्याचे बिंब ३२ मिनिटे व्यासाचे दिसते. छायाचित्रात सूर्यबिंब केंद्राशी सर्वांत जास्त प्रकाशमान व कडेजवळ मंद झालेले दिसते. प्रारण संक्रमण समीकरणाच्या साहाय्याने याचे स्पष्टीकरण मिळते. बिंबकेंद्राच्या ठिकाणी आपण जास्त खोलवर पाहू शकतो आणि तापमान खोलीबरोबर वाढत असल्यामुळे तो भाग अधिक प्रकाशमान भासतो. कडेजवळ तिरप्या दिशेत पहात असल्यामुळे केवळ वरच्या थरातील थंड भाग दिसतो म्हणून कडा मंद भासते. निरनिराळ्या तरंगलांब्याच्या प्रकाशात हे मंदीभवन मोजले असता सूर्याच्या वातावरणाची संरचना पुष्कळ अचूकपणे ठरविता येते. अशा वेधांवरून सूर्याच्या वातावरणातील प्रकाशाचे शोषण बहुश: ऋण विद्युत् भारयुक्त हायड्रोजन अणूंमुळे होते असे आढळले आहे.

सूर्यबिंबाच्या छायाचित्रात तांदळासारखे शेकडो उजळ कण दिसतात व त्यांच्यामध्ये काळसर भाग आहे असे वाटते. हे कण एकसारखे बदलत असतात; त्यांचा सरासरी आकार १,००० किमी. व कालमान २-३ मिनिटे असते. यावरून सूर्याच्या पृष्ठभागाच्या खालील थरांत संनयन होत असावे असे सिद्ध होते. तेथे हायड्रोजनाचे आयनीभवन होत असताना असे संनयन शक्य होते, म्हणून त्याला हायड्रोजनाचा संनयन स्तर म्हणतात. पुष्कळ वेळा संनयनाने तयार झालेले बुडबुडे पृष्ठभागातून बाहेर पडतात. त्यामुळे वर्णमंडलात व त्यापुढील किरिटात आघात तरंगांच्या रूपात गतिज ऊर्जा सोडली जाते आणि किरिटाचे ऊर्जानुसारी तापमान १० लाख अंश के. पर्यत वाढते.

सूर्यबिंबावर विषुववृत्तापासून ३०-३५ अक्षांशांपर्यंत दिसणारे सौरडाग, कॅल्शियम (II) च्या (३,९३३ Ao) रेखाप्रकाशात घेतलेल्या छायाचित्रात दिसणारे पांढरे डाग, हायड्रोजनाच्या Hα (६,५६२ Ao) रेखाप्रकाशात दिसणारे काळसर तंतू, तसेच कडेजवळ दिसणारr तेज:शृंगे आणि जंबुपार व हायड्रोजन वर्णपटांमधील Hα या रेखेचा प्रकाश फेकणाऱ्या सौर तेज:शिखा या नेहमी बदलत्या घटनांवरून सूर्याच्या पृष्ठभागावर प्रचंड प्रमाणात उलथापालथ होत असते हे स्पष्ट दिसते. सौरडागांची संख्या १०-११ वर्षांच्या आवर्तकालाने कमीजास्त होते व त्याबरोबर किरिटाची आकार बदलतो. परंतु सौरडागातील चुंबकीय क्षेत्राची दिशा लक्षात घेतली, तर खरा आवर्तकाल याच्या दुप्पट म्हणजे सु. २२ वर्षे आहे असे समजते. सूर्याच्या अंतर्भागातील चुंबकीय क्षेत्र पृष्ठभागातून फुटून बाहेर पडते तेथे सौरडाग दिसतात. पूर्ण सूर्यबिंबावर सरासरी १ गौस एवढेच चुंबकीय क्षेत्र आढळते, परंतु आतील चुंबकीय क्षेत्र बरेच जास्त असावे कारण सौरडागात २,००० ते ३,००० गौस चुंबकीय क्षेत्र आढळते. सूर्यावरील सर्व परिवर्तने त्याच्या चुंबकीय क्षेत्रावरच अवलंबून असतात व त्यांचा परिणाम पृथ्वीवरही होतो. झाडांच्या बुंध्यात आढळणारी वार्षिक वलये कमीजास्त जाड होतात व त्यांचा आवर्तकाल सौरडागासारखाच ११ वर्षांचा असतो. सौर तेज:शिखांमुळे पृथ्वीवर चुंबकीय वादळे, रेडिओ तरंगांना होणारा प्रतिबंध व त्यांचे क्षीणीभवन, विश्वकिरणांची वाढ इ. परिणाम होतात. सौर तेज:शिखेच्या वेळी सूर्यातून बाहेर फेकलेले प्रोटॉन पृथ्वीच्या वातावरणात शिरले म्हणजे ध्रुवीय प्रकाश या नावाने ओळखले जाणारे प्रकाशझोत उत्पन्न होतात.

प्रकाशकिरणांप्रमाणेच सूर्यापासून रेडिओ तरंग निघत असतात व त्यांचा रेडिओ दूरदर्शकाने अभ्यास करता येतो. सूर्याच्या रेडिओ तरंगांची तीव्रता कडेजवळ व किरीटभागात सर्वांत जास्त असते. त्यावरून किरिटाचे तापमान १० लाख अंश के. आहे असे समजते. किरिटात उत्पन्न होणाऱ्या अतिआयनीभूत अणूंच्या रेखा त्याचमुळे उत्सर्जित होतात. सूर्य शांत अवस्थेत असताना उत्पन्न होणाऱ्या या नेहमाच्या रेडिओ प्रारणांशिवाय सौर तेज:शिखांच्या वेळी उत्पन्न होणारे रेडिओ स्फोट आणि उत्स्फोटही पहावयास मिळतात. त्यांच्या अभ्यासावरून सौर तेज:शिखांच्या क्रियेची बरीच माहिती होते. [ सूर्य].

सूर्यकुल भौतिकी

यामध्ये ग्रहांच्या वातावरणाचे व अंतरंगाचे स्वरूप, तसेच उल्काभ (अवकाशातील उल्का कण), आंतरग्रहीय वायू इत्यादींच्या घटक कणांच्या भौतिक गुणधर्मांचा व रासायनिक संघटनाचा अभ्यास केला जातो. शिवाय आंतरग्रहीय आयनद्रायू (सौरवात), चुंबकत्व तसेच पृथ्वी व गुरू यांचे चुंबकांबर यांचाही बराच अभ्यास सूर्यकुल भौतिकीमध्ये करतात.

तारकीय भौतिकी

यामध्ये तारकीय वातावरण, अंतरंग, चुंबकत्व, अक्षीय परिभ्रमण, मूलद्रव्यांची बांधणी व विपुलता, ताऱ्यांची उत्पत्ती व उत्क्रांती इत्यादींचा अभ्यास करतात. सौरवातावरणासंबंधीच्या गोष्टी, युग्मतारे व चलतारे यांची आवरणे, आंतरतारकीय माध्यम वगैरेंचा ह्यात समावेश करतात. तसेच ताऱ्यांचे गतिकीय गुणधर्म, तारकागुच्छ व ताऱ्यांच्या सामूहिक प्रकारांतील भिन्नता, तारे व आंतरतारकीय द्रव्य यांच्यातील आंतरक्रिया, निर्विद्युत् हायड्रोजनाची वाटणी यांचेही तारकीय भौतिकीमध्ये अध्ययन केले जाते.

ताऱ्यांच्या सर्वसाधारण गुणांचे विवरण मागे आलेच आहे. येथे फक्त काही असाधारण ताऱ्यांचा विचार केलेला आहे.

(अ) उत्सर्जन रेखांकित वर्णपटांचे तारे : दीप्तिमंडलातून निघणारे अखंड वर्णपटाचे प्रारण कमी तापमानाच्या वर्णमंडलातून बाहेर पडते, तेव्हा त्याच्या वर्णपटावर शोषणरेखा अध्यारोपित होतात. उत्सर्जनरेखा उत्पन्न होण्यासाठी अतिविरल वातावरणाची गरज असते. अशी परिस्थिती सूर्याच्या किरिटात सापडते. तेथे अणु-अणूंमधील अंतर खूप असल्याने त्यांच्यात टक्कर होण्याची शक्यता कमी असते. त्यामुळे प्रारणाने किंवा आघात तरंगांमुळे आयनीभूत व उत्तेजित झालेले अणू तसेच राहतात आणि त्यातून निषिद्ध रेखांचे [सामान्यत: असंभवनीय मानल्या जाणाऱ्या इलेक्ट्रॉनांच्या संक्रमणामुळे निर्माण होणाऱ्या रेखांचे;  वर्णपटविज्ञान] उत्सर्जन होते. काही महत्तम ताऱ्यांच्या वर्णपटांत अशा निषिद्ध उत्सर्जन रेखा सापडतात; तेव्हा त्यांनाही बरेच विस्तृत किरीट भाग असले पाहिजेत असे दिसते.

बहुतेक तारे अक्षीय परिभ्रमण करतात. अशा परिभ्रमणाचा वेग O प्रकारच्या ताऱ्यांत सर्वांत जास्त (३५० किमी./से.) असून तो O, B, A, F... या वर्णपट विभागानुक्रमानुसार कमी होत जातो. अक्षीय परिभ्रमणाचा वेग B ताऱ्यात २००–३०० किमी./ से., A ताऱ्यात १००–१५० किमी./से., F ताऱ्यात २०–७५ किमी./से. आणि सूर्यासारख्या G व K आणि M ताऱ्यात तो केवळ २-३ किमी./से. असतो. काही O व B तारे इतक्या जोरात अक्षीय परिभ्रमण करीत असतात की, अपमध्य (मध्यापासून दूर जाणाऱ्या ) प्रेरणेमुळे त्यांच्या विषुववृत्ताजवळील काही पदार्थ बाहेर फेकला जाऊन त्याचे वलय किंवा कवच बनते. त्यात विरलता अधिक असल्यामुळे उत्सर्जनरेखा उत्पन्न होतात. त्यांपैकी Be ताऱ्यांच्या वर्णपटरेखालेखात दोन उंचवटे व मध्ये एक खोल भाग दिसतो. निरीक्षकांच्या बाजूस असलेल्या कवचभागात शोषण झाल्यामुळे उत्सर्जन रेखेचा मध्य भाग खोलावतो. कवच प्रसरण पावत असेल, तर ही शोषणरेखा वर्णपटाच्या नीलभागाकडे सरकलेली दिसते; असे वर्णपटरेखालेख P सिग्नी तारे, व्होल्फ-राये (W) तारे व नवतारे यांच्या वर्णपटांत सापडतात. W ताऱ्यांच्या उत्सर्जनरेखा इतक्या रुंद असतात की, कवचाचा प्रसरण वेग १,००० किमी./से. असला पाहिजे. नवताऱ्यांच्या स्फोटामुळे बाहेर फेकलेल्या पदार्थांचे प्रसरण होऊन त्यांच्याभोवती बिंबाभ्रिका तयार होतात. बिंबाभ्रिकांच्या वर्णपटांतही उत्सर्जनरेखा प्रामुख्याने सापडतात [ अभ्रिका].

युग्मताऱ्यातील तारे बीटा लायरीच्या घटकांसारखे अत्यंत जवळ असल्यास त्यांच्यातील पदार्थांची देवाणधेवाण होते; तसेच काही पदार्थ युग्ममालेच्या बाहेर फेकला जातो. अशा रीतीने उत्पन्न होणाऱ्या वायुप्रवाहांमध्येही उत्सर्जनरेखा उत्पन्न होतात. अशा निकटवर्ती युग्मताऱ्यांच्या अभ्यासाने ताऱ्यांच्या उत्क्रांतीसंबंधी बरीच माहिती मिळते.

(आ) स्पंदमान तारे : ताऱ्याच्या उत्क्रांतीत काही वेळा त्याची आंतरिक रचना अस्थायी होते, त्यामुळे तो तारा एकापाठोपाठ आकुंचन-प्रसरण पावून स्पंदमान होतो. अशा स्पंदमान ताऱ्याची दीप्ती तसेच त्याच्या वर्णपटरेखांची तरंगलांबी आवर्ती होतात. तारकीय भौतिकीच्या दृष्टीने स्पंदमान ताऱ्यांचे बरेच महत्त्व आहे. त्यांचा आवर्तकाल P व सरासरी घनता ρ- या राशी P√ ρ- = Q (एक स्थिरांक), या समीकरणाप्रमाणे संबंधित असल्याने, त्यांपासून ताऱ्यांच्या अंतर्रचनेचे ज्ञान होते. तसेच स्पंदमान ताऱ्यांचा आवर्तकाल P व निरपेक्षदीप्ती L सहसंबंधित असून दोन्ही बरोबर वाढतात; म्हणून त्यांचा आवर्तकाल व दृश्य प्रत m मोजून त्याचे अंतर d काढता येते. RR लायरी जातीच्या ताऱ्यांची निरपेक्ष प्रत +०·५ आहे. या गोष्टीचा गोलाकार तारकागुच्छांचे अंतर व आकाशगंगेचा आकार यांची माहिती मिळविण्यास उपयोग झाला. त्याचप्रमाणे सेफीड जातीच्या रूपविकारी ताऱ्यांच्या P-L संबंध सूत्रावरून देवयानीतील अभ्रिका (दीर्घिका) व इतर दीर्घिकांची अंतरे आणि विश्वाचे आकारमान यांचा अंदाज करता आला.

(इ) असाधारण रासायनिक संघटन दाखविणारे तारे : बहुतेक ताऱ्यांत मूलद्रव्यांच्या अणूंचे प्रमाण सूर्यासारखे आढळते. परंतु काही ताऱ्यांत ते वेगळे आहे, असे त्यांच्या वर्णपटांवरून समजते. त्यांच्या अभ्यासाने ताऱ्याच्या अंतर्भागात व पृष्ठभागावर मूलद्रव्यांच्या अणूंचे परिवर्तन कसे होते याची माहिती मिळते. सुरुवातीस सर्व अणू हायड्रोजनाचे होते व ताऱ्यांच्या अंतर्भागात औष्णिक अणुकेंद्रीय विक्रियांमुळे यांचे हीलियम वगैरे भारी अणूंत रूपांतर झाले. धातूंसारख्या अतिभारी अणूंचे प्रमाण (Z) हे, RR लायरीसारख्या अतिवेगवान ताऱ्यांत व गोलाकार तारकागुच्छांत कमी (Z = ०·३ ते ०·१ टक्का) असल्याचे आढळते. तेव्हा या ताऱ्यांचे वयोमान सर्वांत अधिक, सूर्यासारख्या (Z = २·० टक्के असलेल्या) ताऱ्यांचे वयोमान मध्यम व अतिदीप्तिमान नील ताऱ्यांचे (Z = ४·० टक्के) वयोमान सर्वांत कमी आहे असे दिसते.

अति-उत्क्रांत अवस्थेत असलेल्या S जातीच्या लाल महत्तम ताऱ्यांच्या वर्णपटात झिर्कोनियमासारख्या महामारी मूलद्रव्यांच्या अणूंच्या रेखा वाजवीपेक्षा तीव्र असल्याचे आढळते. तसेच नवनिर्मित पण उत्क्रांत अवस्थेतील व्होल्फ-राये (W) ताऱ्यात कार्बन (C) व नायट्रोजन (N) यांच्याच वर्णपटरेखा प्रामुख्याने दिसतात. या दोन्ही गोष्टींमुळे ताऱ्यांच्या केंद्रभागी भारी मूलद्रव्यांचे अणू उत्पन्न होतात, या विधानाला पुष्टी मिळते. याउलट असाधारण A ताऱ्यांत काही मूलद्रव्यांच्या अणूंचे प्रमाण वेगळेच आणि बदलणारे आढळते. हे तारे इतर दृष्टींनीही रूपविकारी असतात. त्यांच्या वर्णपट, वर्णपटरेखास्थान, चुंबकीय क्षेत्र या राशी आवर्ती (ठराविक कालाने) परिवर्तन दाखवितात. हे अक्षीय परिभ्रमण करणारे चुंबकीय तारे असून त्यांच्या बाह्य वातावरणात मोठ्या चुंबकीय क्षेत्रामुळे सायक्लोट्रॉन क्रिया [कणांना अतिशय उच्च वेग देणाऱ्या सायक्लोट्रॉन नावाच्या उपकणातील क्रियेसारखी क्रिया; कणवेगवर्धक] होते व मूलद्रव्याच्या अणूंचे प्रमाण बदलते असा सिद्धांत आहे. टी-टौरी गटातील नव्याने आकुंचन पावलेल्या ताऱ्यांतही चुंबकीय क्षेत्र आढळते व त्यामुळे त्यांच्या वातावरणात लिथियम व बेरिलियम या मूलद्रव्यांचे अणू तयार होतात.

(ई) तारका गुच्छ : अर्ध्यापेक्षा जास्त तारे युग्मतारे, तारकात्रिकूटे किंवा तारकाबहुकूटे या स्वरूपांत आढळतात. कारण बहुतेक तारे शंभर ते लाखांच्या गुच्छातच अस्तित्वात येतात. पुष्कळशा कारणांनी हे गुच्छ हळूहळू फुटत जातात व त्यांतील तारे मोकळे होतात. आकाशगंगेतील बहुतेक ताऱ्यांची उत्पत्ती १० अब्ज वर्षांपूर्वी झाली असली, तरी आपल्या आकाशगंगेत अजूनही तारकागुच्छ आढळतात. तारकीय उत्क्रांतीच्या अभ्यासात त्याचे फार महत्त्व आहे.

तारकागुच्छांचे दोन प्रकार आहेत : (१) १०० ते १,००० ताऱ्यांचे कृत्तिकापुंज, पुष्यपुंज यांसारखे तुलनेने विरल असे तारकागुच्छ आकाशगंगेच्या मध्य पातळीत  सापडतात. त्यांत उष्ण निळ्या दीप्तिमान ताऱ्यांचा भरणा असल्याने हे तारकागुच्छ गेल्या १० लाख ते १० कोटी वर्षांच्या अवधीत उत्पन्न झाले असावेत. (२) लाखापर्यंत तारे असणारे गोलाकार तारकागुच्छ आकाशगंगेच्या पातळीबाहेर आढळतात. त्यांतील सर्वांत दीप्तिमान तारे लाल महाताऱ्यांच्या गटातले असून त्यांच्या प्रमुख श्रेणीत G वर्णपटाच्या अगोदरचे तारे नाहीत. म्हणून तारकीय उत्क्रांतीच्या सिद्धांतावरून हे तारकागुच्छ ६ ते १० अब्ज वर्षे वयोमानाचे असावेत. तारकागुच्छांच्या विघटनाचा सिद्धांतरूपाने अभ्यास केल्यास विरल व गोलाकार तारकागुच्छांची वर दिलेली वयोमाने निघतात. याशिवाय भारी मूलद्रव्यांच्या अणूंचे प्रमाण विरल तारकागुच्छात जास्त आणि गोलाकार तारकागुच्छात कमी आढळते; त्यामुळे या अनुमानास पुष्टी मिळते.

नव्याने उत्पन्न झालेले तारकागुच्छ आणि जुने गोलाकार तारकागुच्छ यांच्यावरून ताऱ्यांचे दोन प्रमुख प्रकार केले आहेत. नव्या पिढीचा सामुहिक ताराप्रकार-१ आणि जुन्या पिढीचा सामुहिक ताराप्रकार -२ असे त्यांचे नामाभिधान आहे. RR लायरी गटातील तारे गोलाकार तारकागुच्छात सापडतात म्हणून त्यांचा ताराप्रकार-२ व सेफीड रूपविकारी तारे विरल तारकागुच्छात आढळतात म्हणून त्यांचा ताराप्रकार-१ आहे.

आकाशगंगा

आकाशगंगेचा पांढरा पट्टा म्हणजे एक प्रचंड दीर्घिका असून बहुतेक दृश्य तारे व तारकागुच्छ आणि सूर्य या सर्वांचा तीत समावेश होतो. ही दीर्घिका म्हणजे बहिर्गोल भिंगाच्या आकाराची मध्यभागी फुगलेली एक तबकडी आहे. सूर्य तिच्या मध्यपातळीत असून तो मध्यापासून सु. १०,००० पार्सेक अंतरावर आहे. आकाशगंगेत एकंदर १०११ तारे आहेत. त्यांपैकी सर्वांत जास्त तारे मध्यभागी एकत्रित झाल्याने बाहेरील भागातील ताऱ्यांवर त्यांचे गुरुत्वाकर्षण पडते. त्यामुळे ते तारे मध्याभोवती वर्तुळाकृती कक्षांत फिरत असतात, यालाच आकाशगंगेचे अक्षीय परिभ्रमण म्हणतात. अक्षीय परिभ्रमणाचा वेग मध्यापासूनच्या अंतराबरोबर बदलत जातो. सूर्याचा वेग २०० किमी./से. असून त्याला मध्याभोवती एक प्रदक्षिणा करण्यास २० कोटी वर्षे लागतात. आकाशातील निरनिराळ्या भागांमधील ताऱ्यांचा अरीय वेग व विशिष्ट गती मोजून आकाशगंगेच्या परिभ्रमणाबद्दलची माहिती मिळते. शिवाय खगोल भौतिकीमध्ये आकाशगंगेच्या सर्पिल भुजेतील ताऱ्यांचे वितरण, मध्य फुगवट्यापासून बाहेर पडणारा निर्विद्युत् हायड्रोजनाचा प्रवाह तसेच आकाशगंगेची संरचना व उत्क्रांती यांचाही अभ्यास करण्यात येतो [ आकाशगंगा].

आंतरतारकीय द्रव्य

आकाशगंगेतील तारे एकमेकांपासून सरासरी १ पार्सेक एवढ्या अंतरावर असून त्यांच्यामधील अवकाश अत्यंत विरलावस्थेत असलेल्या द्रव्याने भरलेले आहे. या द्रव्याला आंतरतारकीय द्रव्य म्हणतात. हे द्रव्य विशेषेकरून आकाशगंगेच्या मध्यपातळीत एकत्र झाले आहे. त्यात वायू व धूलिकण असे दोन घटक आहेत. वायूमुळे दूरच्या ताऱ्यांच्या वर्णपटात अत्यंत रेखीव शोषणरेखा अध्यारोपित होतात. आंतरतारकीय धूलिकणांमुळे दूरच्या ताऱ्यांचा प्रकाश शोषित व प्रकीर्णित होतो म्हणून दूरचे तारे वाजवीपेक्षा जास्त मंद व लाल झालेले दिसतात. तसेच त्यांच्या प्रकाशाचे ध्रुवणही होते, ते मोजून आंतरतारकीय अवकाशातील चुंबकीय क्षेत्राची माहिती मिळते. त्यावरून चुंबकीय क्षेत्ररेषा आकाशगंगेच्या सर्पिल भुजांना समांतर आहेत असे समजते आणि आंतरतारकीय धूलिकण असंवाहक द्रव्याचे बनले असून लांबट आकाराचे आहेत, असा निष्कर्ष निघतो. विश्वाची रासायनिक संरचना लक्षात घेता, ते पृथ्वीवरील हिमकणांसारखे असावे असा अंदाज करता येतो.

 

अतिशय विरल वायू व धूलिकण यांचे मोठमोठे मेघ तयार झाले असल्यास ते पाठीमागच्या सर्व ताऱ्यांचा प्रकाश अडवितात. त्यामुळे आकाशाचा तो भाग काळा दिसतो; याच कृष्णाभ्रिका होत. परंतु आंतरतारकीय द्रव्याचे मेघ एखाद्या उष्ण दीप्तिमान ताऱ्याजवळ किंवा तारकागुच्छाजवळ असल्यास त्यांच्या प्रकाशाच्या परावर्तनाने किंवा अनुस्फुरणाने (विशिष्ट तरंगलांबीच्या प्रारणाचे शोषण करून जास्त तरंगलांबीच्या प्रारणाचे उत्सर्जन करण्याने) मेघ तळपू लागतो; याच तेजोमय अभ्रिका होत; या अभ्रिकांचे ऊर्जानुसारी तापमान १०,००० अंश के. असून त्यांच्या वर्णपटात आयनीभूत ऑक्सिजन व नायट्रोजन यांच्या निषिद्ध रेखा व हायड्रोजनाची Hα रेखा उत्सर्जित झालेल्या दिसतात. या भागातील बहुतेक हायड्रोजन अणू आयनीभूत झालेले असतात म्हणून आंतरतारकीय अवकाशाच्या या भागांना H-II क्षेत्रे म्हणतात. त्यांचे ६,५६२ Ao या तरंगलांबीच्या Hα रेखा प्रकाशात छायाचित्रण करता येते.

आंतरतारकीय द्रव्यात शेकडा ९० अणू हायड्रोजनाचे असतात आणि सर्वसाधारणपणे त्यांचे ऊर्जानुसारी तापमान १००० के. असते. उष्ण ताऱ्यांपासून दूर असल्यामुळे येथील हायड्रोजन अनायनीभूत राहतो म्हणून या भागांना H-I क्षेत्रे म्हणतात. त्यांत हायड्रोजनाची २१ सेंमी. तरंगलांबीची उत्सर्जनरेखा उत्पन्न होते. रेडिओ दूरदर्शकांच्या साहाय्याने तिचे अवलोकन करता येते. या तरंगलांबीचे प्रारण आंतरतारकीय द्रव्यात शोषणे जात नाही म्हणून या २१ सेंमी. रेषेचे वेध घेऊन आकाशगंगेच्या दूरच्या भागांची माहिती करून घेता येते. अशा रीतीने आकाशगंगेच्या सर्पिल भुजीय रचनेची माहिती मिळाली आहे. देवयानी नक्षत्रातील दीर्घिका आणि आकाशगंगा यांचे साम्य यावरून स्पष्ट दिसून येते. सर्पिल भुजांत विशेषेकरून आंतरतारकीय मेघ, नवनिर्मित निळे दीप्तिमान तारे, विरल तारकागुच्छ व तेजोमय अभ्रिका या प्रकार - १ च्या ज्योती एकत्र सापडतात. तेव्हा सर्पिल भुजांत आंतरतारकीय द्रव्याचे गुरुत्वाकर्षणाने आकुंचन होऊन तेथे नवीन तारे निर्माण होत असल्याचा पुरावा मिळतो.

आंतरतारकीय द्रव्यातील आणि वायुरूप अभ्रिकांतील वायू तेथील परिस्थितीमध्ये कसे वागतात, त्यांच्यातील घन कण व हायड्रॉक्सिलासारख्या मूलकांच्या अणुगटांची निर्मिती आणि आंतरक्रिया यांचेही यात अध्ययन होते [ आंतरतारकीय द्रव्य].

लेखक :  कृ.दा.अभ्यंकर,; अ.ना.ठाकूर

स्त्रोत : मराठी विश्वकोश