किसी तारे में थर्मोन्यूक्लियर ईंधन के "जलने" के बाद, जिसका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के बराबर होता है, इसके मध्य भाग (कोर) में पदार्थ का घनत्व इतना अधिक हो जाता है कि गैस के गुणों में आमूल-चूल परिवर्तन हो जाता है। ऐसी गैस को पतित कहा जाता है, और इसमें शामिल तारे पतित तारे होते हैं।

एक पतित नाभिक के गठन के बाद, थर्मोन्यूक्लियर जलन इसके आसपास के स्रोत पर जारी रहती है, जिसमें एक गोलाकार परत का रूप होता है। इस मामले में, तारा एक लाल विशालकाय में बदल जाता है। इस तरह के तारों का लिफाफा सूर्य के सैकड़ों रेडियों - और आयामों तक पहुँचता है और 10-100 हजार वर्षों के क्रम में अंतरिक्ष में फैलता है। परित्यक्त खोल को कभी-कभी एक ग्रहीय निहारिका के रूप में देखा जाता है। शेष गर्म कोर धीरे-धीरे ठंडा हो जाता है और एक सफेद बौने में बदल जाता है जिसमें गुरुत्वाकर्षण की शक्ति एक अध: पतन इलेक्ट्रॉन गैस के दबाव से विरोध करती है, इस प्रकार तारे की स्थिरता सुनिश्चित होती है। एक सफेद बौने के सौर त्रिज्या के पास एक द्रव्यमान केवल कुछ हजार किलोमीटर है। इसमें एक पदार्थ का औसत घनत्व अक्सर 109 किग्रा / एम 3 (टन प्रति क्यूबिक सेंटीमीटर) से अधिक होता है।

सफेद बौनों के स्थानिक घनत्व का अनुमान लगाना संभव था: यह पता चलता है कि 30 प्रकाश वर्ष की त्रिज्या वाले क्षेत्र में लगभग 100 ऐसे सितारे होने चाहिए। सवाल उठता है: क्या सभी सितारे अपने विकासवादी रास्ते के अंत में सफेद बौने बन जाते हैं? यदि नहीं, तो तारों का कौन सा भाग सफेद बौने अवस्था में जाता है? समस्या को हल करने में सबसे महत्वपूर्ण कदम तब बनाया गया था जब खगोलविदों ने तापमान-चमकदार चमक आरेख पर ग्रह नीहारिका के केंद्रीय सितारों की स्थिति का उल्लेख किया था। ग्रहों की निहारिका के केंद्र में स्थित तारों के गुणों को समझने के लिए, इन खगोलीय पिंडों पर विचार करें। तस्वीरों में, ग्रह नीहारिका केंद्र में एक कमजोर लेकिन गर्म तारे के साथ दीर्घवृत्त गैस के एक विस्तारित द्रव्यमान जैसा दिखता है। वास्तव में, यह द्रव्यमान एक जटिल अशांत, गाढ़ा खोल है जो 15-50 किमी / सेकंड की गति से फैलता है। हालांकि ये संरचनाएं छल्ले की तरह दिखती हैं, वास्तव में वे गोले हैं और उनमें अशांत गैस की गति लगभग 120 किमी / सेकंड तक पहुंचती है। यह पता चला कि कई ग्रह नीहारिकाओं के व्यास, जिनसे दूरी को मापना संभव था, 1 के क्रम के हैं प्रकाश वर्ष, या लगभग 10 ट्रिलियन किलोमीटर।

ऊपर बताई गई दरों पर विस्तार करते हुए, गोले में गैस बहुत अधिक डिस्चार्ज हो जाती है और इसे उत्तेजित नहीं किया जा सकता है, और इसलिए इसे 100,000 वर्षों तक नहीं देखा जा सकता है। आज हम जो ग्रह नीहारिका देखते हैं उनमें से कई का जन्म पिछले 50,000 वर्षों में हुआ है, और उनकी विशिष्ट आयु 20,000 वर्ष के करीब है। इस तरह के निहारिका के केंद्रीय सितारे प्रकृति में ज्ञात लोगों के बीच सबसे गर्म वस्तुएं हैं। उनकी सतह का तापमान 50,000 से 1 मिलियन तक भिन्न होता है। K. असामान्य रूप से उच्च तापमान के कारण, अधिकांश तारकीय विकिरण विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम के सुदूर पराबैंगनी क्षेत्र में होता है।

यह पराबैंगनी विकिरण स्पेक्ट्रम के दृश्य क्षेत्र में शेल गैस द्वारा अवशोषित, परिवर्तित और पुन: उत्सर्जित होता है, जो हमें शेल का निरीक्षण करने की अनुमति देता है। इसका मतलब यह है कि गोले केंद्रीय सितारों की तुलना में बहुत उज्जवल हैं - जो वास्तव में ऊर्जा का स्रोत हैं - क्योंकि स्टार की भारी मात्रा में विकिरण स्पेक्ट्रम के अदृश्य भाग से आता है। ग्रहीय निहारिका के केंद्रीय तारों की विशेषताओं के विश्लेषण से, यह निम्नानुसार है कि उनके द्रव्यमान का विशिष्ट मान सूर्य के द्रव्यमान से 0.6–1 की सीमा में है। और तारे की गहराई में भारी तत्वों के संश्लेषण के लिए, बड़े द्रव्यमान की आवश्यकता होती है। इन तारों में हाइड्रोजन की मात्रा नगण्य है। हालांकि, गैस के गोले हाइड्रोजन और हीलियम से भरपूर होते हैं।

कुछ खगोलविदों का मानना ​​है कि 50-95 - सभी सफेद बौने ग्रह नेबुला से उत्पन्न नहीं हुए थे। इस प्रकार, हालांकि कुछ सफ़ेद बौने पूरी तरह से ग्रहों की नेबुला से जुड़े हैं, उनमें से कम से कम आधे या अधिक सामान्य मुख्य-अनुक्रम सितारों से उत्पन्न हुए हैं जो ग्रह नीहारिका के चरण से नहीं गुजरते हैं। सफेद बौनों के गठन की पूरी तस्वीर धूमिल और अनिश्चित है। बहुत सारे विवरण गायब हैं, सबसे अच्छे रूप में, विकासवादी प्रक्रिया का वर्णन केवल तार्किक निष्कर्ष द्वारा बनाया जा सकता है। फिर भी, सामान्य निष्कर्ष यह है: कई सितारे अपने अंतिम रास्ते पर कुछ पदार्थ खो देते हैं, जो एक सफेद बौने के चरण के समान होते हैं, और फिर काले, अदृश्य डैमो के रूप में आकाशीय "कब्रिस्तान" में छिप जाते हैं। यदि किसी तारे का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से लगभग दोगुना है, तो ऐसे तारे अपने विकास के अंतिम चरणों में अपनी स्थिरता खो देते हैं। इस तरह के तारे सुपरनोवा के रूप में फट सकते हैं, और फिर कई किलोमीटर के दायरे के साथ गेंदों के आकार में सिकुड़ सकते हैं, अर्थात्। न्यूट्रॉन सितारों में बदल जाते हैं।

सफेद बौने के अंदर परमाणु प्रतिक्रियाएं नहीं होती हैं। धीमी गति से ठंडा होने के कारण एक चमक होती है। सफेद बौने की तापीय ऊर्जा का मुख्य भंडार आयनों के दोलनों में निहित है, जो 15 हजार केल्विन से नीचे के तापमान पर एक क्रिस्टल जाली बनाते हैं। स्पष्ट रूप से, सफेद बौने विशाल गर्म क्रिस्टल हैं। धीरे-धीरे, सफेद बौने की सतह का तापमान कम हो जाता है और तारा सफेद (रंग में) होना बंद हो जाता है - यह भूरे या भूरे रंग का बौना होता है। सफेद बौनों का द्रव्यमान एक निश्चित मूल्य से अधिक नहीं हो सकता है - यह तथाकथित चंद्रशेखर सीमा (अमेरिकी खगोल भौतिकी के बाद, भारतीय मूल में, सुब्रह्मण्यन चंद्रशेखर) है, यह लगभग 1.4 सौर द्रव्यमान है। यदि तारा का द्रव्यमान अधिक है, तो पतित इलेक्ट्रॉनों का दबाव गुरुत्वाकर्षण की शक्तियों का सामना नहीं कर सकता है, और कुछ ही सेकंड में सफेद बौने का एक भयावह संपीड़न होता है - पतन। पतन के दौरान, घनत्व नाटकीय रूप से बढ़ जाता है, प्रोटॉन पतित इलेक्ट्रॉनों के साथ गठबंधन करते हैं और न्यूट्रॉन बनाते हैं (इसे पदार्थ न्यूट्रॉनाइजेशन कहा जाता है), और जारी गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा ज्यादातर न्यूट्रिनो को दूर ले जाती है। क्या इस प्रक्रिया को समाप्त करता है? पर आधुनिक विचारपतन या तो लगभग 1017 किग्रा / एम 3 के घनत्व पर रुक सकता है, जब न्यूट्रॉन स्वयं पतित हो जाते हैं, और फिर एक न्यूट्रॉन स्टार बनता है; या तो जारी ऊर्जा पूरी तरह से सफेद बौना को नष्ट कर देती है - और पतन अनिवार्य रूप से एक विस्फोट में बदल जाता है।

मृत तारकीय अवशेष अंधेरे पदार्थ को पकड़ते हैं, एक दूसरे से टकराते हैं, बाहरी स्थान में फैल जाते हैं और अंत में, टूट जाते हैं, गैर-अस्तित्व में चले जाते हैं।

पंद्रहवाँ ब्रह्माण्ड संबंधी दशक, कहीं सफेद बौने की सतह के पास:

मिरांडा आखिरी बार अपनी दुनिया को देखने के लिए अंतरिक्ष यान के ऑनबोर्ड पोर्थोल पर चढ़ गई थी। जब प्रक्षेपण की तैयारियां शुरू हुईं, उसी समय उन्हें लगा कि इस सभ्यता को छोड़ने और कॉलोनी की नींव के लिए एक नई जगह खोजने की कोशिश करने की इतनी करीबी संभावना के कारण उदासी और उत्तेजना है। नीचे फैली गोलाकार धातु प्लेटफ़ॉर्म इतनी सपाट थी कि इसकी सतह की वक्रता लगभग अप्रभेद्य थी। अनगिनत पीढ़ियों के लिए बेहोश चमकदार शहरों और कृत्रिम परिदृश्यों के साथ यह विशाल संरचना अपने पूर्वजों के लिए एक स्वर्ग के रूप में कार्य करती है।

धातु की सतह, जिस पर कॉलोनी स्थित है, लगभग पूरी तरह से क्रिस्टलीय सफेद बौनों से घिरा हुआ है। इस डिजाइन को सटीक सटीकता के साथ डिजाइन किया गया था, जिससे कम विकिरण ऊर्जा पर कब्जा करना संभव हो गया था जो कि लंबे समय से मृत तारा का यह शेष अभी भी उत्पादन कर रहा था। काले पदार्थ को पकड़ने और नष्ट करने की प्राकृतिक प्रक्रिया के लिए धन्यवाद, सफेद बौने ने एक अरब नागरिकों को बनाए रखने के लिए पर्याप्त ऊर्जा विकसित की। अब, जब जनसंख्या बढ़ी है, तो संसाधनों की आवश्यकता है। यह एक नया निवास स्थान खोजने का समय है।

विचार में खो गया, मिरांडा ने कल्पना की कि दूर के अतीत की तरह क्या हो सकता है, जिसमें कई हाइड्रोजन बादलों से उज्ज्वल युवा सितारे पैदा हुए थे। हर आकाश गंगा में अरबों सितारों से प्रज्ज्वलित आकाश की तरह कितना अलग दिखता होगा। लेकिन अतीत में यह बेकार ब्रह्मांड लंबे समय से मृत है। कोई भी जो केवल कुछ सौ वर्षों तक जीवित रह सकता है, सामान्य रूप से, अरबों-खरबों वर्षों के बराबर समय अवधि को पूरी तरह से समझ सकता है? जब उसने अपनी आँखें बंद कर लीं, तो इस रहस्य को दर्शाते हुए, अंतरिक्ष यान ने धीरे से सतह को हटा दिया।

इस बीच, सफेद बौने की सतह के नीचे, प्रतीत होता है कि अपार महत्व की हानिरहित घटनाएँ हुईं। सतह पर रहने वाले गर्म-रक्त वाले प्राणियों के लिए धीरे-धीरे और अगोचर रूप से, रासायनिक प्रतिक्रियाओं के दौरान बड़े अणु धीरे-धीरे लंबी श्रृंखलाओं में विकसित होते हैं। जटिलता में यह वृद्धि स्टार की गहराई से लीक होने वाले उच्च-ऊर्जा विकिरण के यादृच्छिक फटने से शुरू हुई थी। जबकि मिरांडा और उसकी दौड़ एक तेजी से अपरिहार्य ब्रह्मांड में अस्तित्व में थी, एक नए प्रकार के जीव विज्ञान के गठन के लिए बिल्डिंग ब्लॉक का संश्लेषण पहली बार शुरू हुआ।

क्या होता है जब सितारे चमकना बंद कर देते हैं? सौ ट्रिलियन वर्षों में, सितारों की पिछली पीढ़ियों को समाप्त हो चुके अंतरतारकीय बादलों से निचोड़ा जाएगा, और यहां तक ​​कि कई अभी भी जीवित लाल बौनों का विकास धीरे-धीरे समाप्त हो जाएगा। जैसे ही तारों के जन्म और मृत्यु का गतिशील चक्र एक सरल स्मृति में बदल जाता है, ब्रह्मांड अपने स्वभाव को बदल देगा, इसकी सामग्री की भरपाई करेगा और इसके विकास को जारी रखेगा।

जब ब्रह्मांड में प्रवेश होता है क्षय का युगपरिवर्तन बहुत स्पष्ट होते जा रहे हैं। हाइड्रोजन के जलने के कारण विद्यमान साधारण तारे, तारकीय अवशेष बन गए हैं: भूरे रंग के बौने, सफेद बौने, न्यूट्रॉन तारे और ब्लैक होल। और यद्यपि ये वस्तुएं ठंडी और दयनीय लग सकती हैं, लेकिन वे ब्रह्मांड में कार्रवाई और उत्तेजना का स्रोत होंगी। घंटे जो घटनाओं की तैनाती की गति को मापते हैं, बहुत धीमी गति से चलते हैं। खगोलीय घटनाएँ होने लगती हैं, जो तंग समय की कमी के कारण, आधुनिक ब्रह्मांड में कभी नहीं हो सकती हैं।

पतित तारकीय अवशेषों से मिलो

तारकीय अवशेषों का द्रव्यमान विघटन के युग के लिए "घोंसला अंडा" के रूप में कार्य करता है। हम पहले ही अध्याय में पतित वस्तुओं की इस जाति से मिल चुके हैं। तारकीय अवशेषों के इस संग्रह के दौरान, तारकीय विकास का परिणाम, जो कि खरबों वर्षों तक रहा, चार सामान्य वर्ग हैं: भूरे रंग के बौने, सफेद बौने, न्यूट्रॉन सितारे और ब्लैक होल (चित्र 13 देखें)। हालांकि, पूर्णता के लिए, हमें पांचवें विकल्प के अस्तित्व की संभावना के बारे में नहीं भूलना चाहिए। जब अस्थिरता काफी बड़े पैमाने पर, साधारण स्टार में उत्पन्न होती है, तो परिणामस्वरूप सुपरनोवा विस्फोट कभी-कभी इतना शक्तिशाली हो सकता है कि अंतरिक्ष में सभी तारकीय पदार्थ बिखरे हुए होते हैं। दूसरे शब्दों में कुछ भी नहीं बचा है। इस तरह के परिणाम गुरुत्वाकर्षण बल के साथ अपनी लड़ाई में ऊष्मागतिकी के लिए एक त्वरित और निर्णायक जीत है। अन्य चार मामलों में, गुरुत्वाकर्षण इतनी आसानी से हार नहीं मानता।

अंजीर। 13. बाएँ चित्र विभिन्न द्रव्यमान श्रेणियों में पैदा होने वाले सितारों की सापेक्ष संख्या को दर्शाता है। सबसे बड़ा क्षेत्र भूरी बौनों के लिए है जिनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से 0.01 से 0.08 तक है। एक अन्य बड़े क्षेत्र को लाल बौनों के तहत आवंटित किया गया है, जिनमें से जन 0.08 और 0.43 सौर द्रव्यमान के बीच स्थित हैं। अगले बड़े क्षेत्र में मध्यम वजन वाले तारे हैं जिनमें 0.43 से 1.2 सौर द्रव्यमान हैं। विशाल तारे 1.2 से 8 सौर द्रव्यमान की सीमा में आते हैं, जबकि सबसे छोटे क्षेत्र में भारी तारे हैं जिनका द्रव्यमान आठ सौर द्रव्यमान से अधिक है। । सही आरेख तारकीय अवशेष के वितरण को दर्शाता है - ऐसी वस्तुएं जो तारकीय विकास के अंत में बनी रहीं। भूरे रंग के बौने भूरे रंग के बौने बने रहते हैं, लेकिन अधिकांश तारे (जिनमें से द्रव्यमान आठ सौर द्रव्यमान से कम होते हैं) सफेद बौनों के रूप में अपना जीवन पूरा करते हैं। और सितारों का केवल एक छोटा सा हिस्सा, जिसका द्रव्यमान आठ सौर से अधिक है, ब्लैक होल और न्यूट्रॉन सितारों में बदल सकता है। ब्लैक होल और न्यूट्रॉन सितारों के लिए आरक्षित क्षेत्र का आकार स्पष्टता के लिए अतिरंजित है।

भूरा बौना

भूरे रंग के बौने ग्रहों की तुलना में बड़े होते हैं, लेकिन साधारण तारों की तुलना में छोटे होते हैं और सबसे पतले पतले अवशेषों का प्रतिनिधित्व करते हैं। ये स्टार-लॉस हैं - इस अर्थ में कि परमाणु हाइड्रोजन प्रज्वलन उनकी गहराई में नहीं हो सकता है। तारकीय ऊर्जा के सामान्य स्रोत तक उनकी कोई पहुंच नहीं है, जिसके परिणामस्वरूप जन्म के क्षण से ही वे शीतलन और संपीड़न के एक मामूली जीवन का नेतृत्व करते हैं।

सितारों में तब्दील होने के लिए भूरे रंग के बौनों की अक्षमता के कई भौतिक कारण हैं। सबसे महत्वपूर्ण में से एक यह है कि परमाणु प्रतिक्रियाओं की दर तापमान परिवर्तन के प्रति बेहद संवेदनशील हैं। तारे के आंतरिक भाग में तापमान में मामूली वृद्धि हाइड्रोजन संश्लेषण की प्रक्रिया में उत्पन्न ऊर्जा की एक विशाल वृद्धि का कारण बनती है। नतीजतन, जिस तापमान पर सितारों में हाइड्रोजन का उत्पादन होता है वह हमेशा दस मिलियन डिग्री केल्विन के करीब होता है। (जैसे ही तारे का कोर अधिक गर्म हो जाता है, अतिरिक्त ऊर्जा में वृद्धि के कारण इसका विस्तार और ठंडा हो जाता है।) इसके अलावा, जैसे ही तापमान दस मिलियन डिग्री पर स्थिर होता है, जैसे ही तारे का द्रव्यमान घटता है, इसका कोर घनत्व बढ़ता है। छोटे सितारों को दस लाख डिग्री के केंद्रीय तापमान तक पहुंचने के लिए और अधिक दृढ़ता से सिकोड़ना चाहिए, जिसके परिणामस्वरूप वे बड़े पैमाने की तुलना में अधिक सघन होते हैं। अंतिम पुआल यह है कि पतित सामग्री द्वारा बनाया गया दबाव बढ़ते घनत्व के साथ तेजी से बढ़ता है। यही है, यदि आप एक पतित पदार्थ के एक टुकड़े को संपीड़ित करने की कोशिश करते हैं, तो यह बहुत कठिन होगा और संपीड़न का विरोध करेगा।

यदि हम उपरोक्त सभी घटनाओं को एक साथ जोड़ते हैं, तो यह स्पष्ट हो जाता है कि हाइड्रोजन को जलाने के लिए सितारों में एक द्रव्यमान क्यों होना चाहिए जो एक निश्चित न्यूनतम से अधिक हो। जैसे-जैसे तारे का द्रव्यमान घटता है, उसके आंतरिक क्षेत्रों का घनत्व बढ़ता है। हालांकि, यदि यह घनत्व बहुत अधिक मूल्य तक पहुंच जाता है, तो पतित गैस का दबाव सामान्य थर्मल दबाव पर हावी हो जाता है और तारों को बनाए रखता है जब तक कि तापमान आवश्यक दस मिलियन डिग्री तक नहीं पहुंचता। इस प्रकार, एक पतित गैस के दबाव की घटना केंद्र का अधिकतम तापमान बनाती है, जो तारा किसी दिए गए द्रव्यमान तक पहुंचने में सक्षम है। काफी छोटे तारों का अधिकतम केंद्र तापमान दस मिलियन डिग्री तक नहीं पहुंचता है - जिस मूल्य पर हाइड्रोजन जलता है। अगर स्टार बनने की ख्वाहिश वाली वस्तु भी है कम द्रव्यमान, वह हाइड्रोजन नहीं जला सकता है, और इसलिए कभी भी वास्तविक स्टार नहीं बन सकता है।

परमाणु संलयन प्रतिक्रियाओं का समर्थन करने में सक्षम सबसे छोटे सितारों में सूरज के वजन से लगभग आठ प्रतिशत का द्रव्यमान होता है। तारकीय वस्तुएं, जिनका द्रव्यमान इस न्यूनतम तक नहीं पहुंचता, भूरे रंग के बौने होते हैं। एक भूरे रंग के बौने का रेडियल आकार लगभग एक साधारण छोटे तारे के आकार के बराबर होता है - सूर्य के आकार का दसवां हिस्सा या पृथ्वी के आकार का लगभग दस गुना। भूरे रंग के बौनों की अंतिम महत्वपूर्ण विशेषता उनकी रासायनिक संरचना है। इस तथ्य के कारण कि वे वास्तव में कुछ भी नहीं करते हैं, ये अर्ध-स्टार प्रजनक लगभग पूरी तरह से उन तत्वों की प्रचुरता को बरकरार रखते हैं जिनके साथ वे पैदा हुए हैं। इसलिए, वे मुख्य रूप से हाइड्रोजन से मिलकर बने होते हैं।

पिछले कुछ वर्षों में, खगोलविदों ने अधिक से अधिक नए भूरे रंग के बौनों की खोज की है, और वास्तव में, वैज्ञानिकों का मानना ​​है कि ब्रह्मांड में उनमें से कुछ हैं। मिल्की वे के आकार की एक आकाशगंगा में संभवतः अरबों भूरे बौने होते हैं। और यद्यपि अभी तक भूरे रंग के बौनों का ब्रह्मांड पर बहुत अधिक प्रभाव नहीं पड़ा है, लेकिन ये असफल तारे खुद को तब दिखाते हैं जब यूनिवर्स बड़े हो जाते हैं। क्षय की अवधि में, भूरे रंग के बौनों में अधिकांश असंतुलित हाइड्रोजन शामिल होंगे, जो उस क्षण तक ब्रह्मांड में बने रहेंगे।

सफेद बौना

हमारे स्वयं के सूर्य सहित बड़ी संख्या में तारे, अपने जीवन के अंत में सफेद बौनों में बदल जाते हैं। इस तथ्य के बावजूद कि एक मंद तारा, जिसका द्रव्यमान सूर्य के केवल आठ प्रतिशत के बराबर है, आठ तारे के द्रव्यमान वाले गर्म तारे की तुलना में सौ गुना हल्का है, जो तीन हज़ार सूर्य के प्रकाश के बराबर प्रकाश उत्सर्जित करता है, दोनों को अपने विकास के अंत में सफेद रंग में बदलना नियत है। बौने। जब तक तारे खत्म नहीं हो जाते, तब तक हमारी आकाशगंगा में लगभग एक ट्रिलियन सफेद बौने और लगभग इतनी ही मात्रा में भूरे रंग के बौने होंगे। व्यक्तिगत रूप से सफेद बौनों का द्रव्यमान बहुत अधिक होता है, इसलिए उनमें यूनिवर्स के सामान्य बेरोनिक पदार्थ का सबसे बड़ा हिस्सा होगा।

सफेद बौनों की द्रव्यमान श्रेणी का औसत मान सूर्य के द्रव्यमान से थोड़ा कम है। सबसे छोटे पूर्वज तारे, जैसा कि वे विकसित होते हैं और सफेद बौने बन जाते हैं, अपने द्रव्यमान का बहुत कम हिस्सा खो देते हैं। विकास के अंतिम चरण में, एक छोटा लाल बौना लगभग एक ही द्रव्यमान के सफेद बौने में बदल जाता है। सूर्य जैसे सितारे, जो लाल दिग्गजों के रूप में विकसित होते हैं, मूल द्रव्यमान का एक बड़ा हिस्सा खो देते हैं। सूरज 0.6 सौर के द्रव्यमान के साथ एक सफेद बौना पैदा करेगा। बड़े तारे, सफेद बौनों में बदल जाते हैं, इसके विपरीत, अपने द्रव्यमान का अधिकांश हिस्सा खो देते हैं। उदाहरण के लिए, अपने जीवन के अंत में आठ सौर द्रव्यमान वाला एक तारा 1.4 सौर द्रव्यमान वाले एक सफेद बौने में बदल जाएगा। शेष द्रव्यमान को तारकीय पवन द्वारा ले जाया जाएगा जब तारा लाल विशालकाय अवस्था में होगा। यह तारकीय पदार्थ इंटरस्टेलर माध्यम में वापस आ जाएगा, जहां इसका पुन: उपयोग किया जाएगा।

उन सफेद बौनों को जो हम आज आकाश में देखते हैं, इन तारों के संभावित द्रव्यमान की ऊपरी आधी सीमा के हैं। यूनिवर्स की अपेक्षाकृत कम उम्र और इसके तारकीय सामग्रियों के कारण, अब तक केवल वे तारे हैं जिनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से 0.8 गुना से अधिक है। छोटे तारे बहुत बड़े होते हैं, और वे बहुत लंबे समय तक जीवित रहते हैं। सबसे छोटे तारे (जिनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के न्यूनतम 0.08 के बराबर है) ने अभी-अभी अपना विकास शुरू किया है। हालांकि, दूर के भविष्य में, यहां तक ​​कि ये तारे बाहर भी जलेंगे और सफेद बौनों में बदल जाएंगे। क्षय युग की शुरुआत तक, सबसे आम सफेद बौनों में अपेक्षाकृत छोटे द्रव्यमान होंगे।

0.25 सौर द्रव्यमान वाले एक सफेद बौने में 14,000 किलोमीटर की त्रिज्या होती है, जो पृथ्वी के त्रिज्या से लगभग दोगुना है। अजीब तरह से, भारी सफेद बौने छोटे होते हैं। एक सफेद बौना, जो सूर्य के द्रव्यमान के बराबर है, इसकी त्रिज्या सिर्फ 8700 किलोमीटर है। यहां सफेद बौनों के कुछ अजीब गुण हैं: अधिक विशाल वस्तुएं आकार में छोटी होती हैं, इस तथ्य के कारण कि वे एक अपक्षयी पदार्थ से मिलकर बनती हैं। यह विचित्र संपत्ति आम तौर पर सामान्य पदार्थों के गुणों के विपरीत है। यदि आप पत्थर के द्रव्यमान को बढ़ाते हैं, तो यह बड़ा और आकार में हो जाता है। यदि सफेद बौने का द्रव्यमान बढ़ता है, तो यह सिकुड़ जाता है!

सफेद बौने क्यों दिखाई देते हैं? यदि ये वस्तुएं तारकीय विकास का अंतिम परिणाम हैं, जो थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रक्रियाओं के पूरा होने के बाद होता है, तो ये तारे कैसे चमकते हैं? इन तारकीय अवशेषों में थर्मल ऊर्जा का एक बड़ा भंडार होता है जो उनके जीवन के उग्र काल से बचा हुआ होता है। गर्मी का यह विशाल भंडार अंतरिक्ष में ऊर्जा को अविश्वसनीय रूप से धीरे-धीरे प्रसारित करता है। नतीजतन, सफेद बौने आकाश में दिखाई देते हैं। जब वे उम्र के होते हैं, तारे ठंडे हो जाते हैं और अधिक से अधिक कमजोर रूप से विकीर्ण होते हैं, आग के नम अंग को काफी याद दिलाते हैं। एक सफेद बौने को पूरी तरह से ठंडा होने में अरबों साल लगते हैं - आधुनिक ब्रह्मांड की उम्र के बराबर। जब, अब से अरबों साल बाद, ब्रह्मांड क्षय के युग में प्रवेश करता है, तो सफेद बौने तरल नाइट्रोजन के ठंडे तापमान तक पहुंच जाएंगे। आगे के शीतलन को ऊर्जा के एक असामान्य आंतरिक स्रोत द्वारा रोका जाता है, जिसे हम इस अध्याय में थोड़ी देर बाद पता लगाएंगे।

श्वेत बौनों की जिज्ञासु संपत्ति का एक बड़े आकार के साथ एक छोटे द्रव्यमान का एक और सवाल उठता है। पतित तारकीय अवशेष के द्रव्यमान में लगातार कमी के साथ क्या होता है? क्या यह वस्तु धीरे-धीरे बढ़ रही है? नहीं। कुछ सीमा है। जैसे-जैसे द्रव्यमान घटता है और तारे का आकार बढ़ता है, सामग्री का घनत्व घटता जाता है। जैसे ही घनत्व एक निश्चित महत्वपूर्ण स्तर से नीचे गिरता है, पदार्थ पतित होना बंद हो जाता है और अब इस तरह के अतार्किक तरीके से व्यवहार नहीं करता है। जब किसी तारे का द्रव्यमान पतित होने के लिए बहुत छोटा होता है, तो यह सामान्य पदार्थ की तरह व्यवहार करता है। इस प्रकार, किसी भी तारे जैसी वस्तु को पतित होने के लिए कुछ न्यूनतम द्रव्यमान होना चाहिए। यह द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का लगभग एक हजारवां है, जो बृहस्पति के द्रव्यमान के लगभग बराबर है। प्रकाश वस्तुएं, जिनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के एक हजारवें हिस्से से अधिक नहीं है, एक पतित पदार्थ के गुणों को नहीं दिखाता है। वे सामान्य पदार्थ की तरह व्यवहार करते हैं और ग्रह कहलाते हैं।

दूसरी ओर, सफेद बौने बहुत बड़े पैमाने पर नहीं हो सकते हैं। बहुत भारी सफेद बौना एक मजबूत विस्फोट की उम्मीद करता है। द्रव्यमान बढ़ने के साथ, सफेद बौना छोटा और सघन हो जाता है, जिसके परिणामस्वरूप गुरुत्वाकर्षण के विरोधी बल के साथ अपने संघर्ष में तारे को बनाए रखने के लिए एक उच्च दबाव की आवश्यकता होती है। इस उच्च दबाव को बनाए रखने के लिए, इस मामले में पतित इलेक्ट्रॉन गैस का दबाव, कणों को तेजी से बढ़ना चाहिए। जब घनत्व इतने बड़े मूल्य पर पहुंच जाता है कि कणों का आवश्यक वेग प्रकाश की गति के करीब पहुंच जाता है, तो तारा बड़ी मुसीबत में पड़ने लगता है। आइंस्टीन का सापेक्षता का सिद्धांत किसी भी गति पर एक सख्त सीमा निर्धारित करता है: कोई भी कण प्रकाश की गति से अधिक गति से आगे नहीं बढ़ सकता है। जब एक तारा एक ऐसी स्थिति में पहुंचता है जिसमें कणों को प्रकाश की गति से अधिक गति से चलना चाहिए, तो यह बर्बाद होता है। गुरुत्वाकर्षण एक पतित गैस के दबाव पर काबू पा लेता है, एक भयावह पतन को भड़काता है, जिससे एक स्टार विस्फोट शुरू होता है - एक सुपरनोवा विस्फोट। परिमाण में, इन शानदार चमक की तुलना उन लोगों के साथ की जा सकती है जो बड़े सितारों की मृत्यु को चिह्नित करते हैं (जैसा कि हमने पिछले अध्याय में कहा था)।

सुपरनोवा विस्फोट में उग्र निधन से बचने के लिए, एक सफेद बौने में एक द्रव्यमान होना चाहिए जो 1.4 सौर द्रव्यमान से अधिक न हो। इस महत्वपूर्ण द्रव्यमान पैमाने को कहा जाता है चंद्रशेखर मास, उत्कृष्ट ज्योतिषी एस। चंद्रशेखर के सम्मान में। अठारह वर्ष की आयु में, उन्होंने भारत से ब्रिटेन तक एक समुद्री यात्रा के दौरान गणना के माध्यम से इस सामूहिक सीमा को पाया, इससे पहले कि उन्होंने 1930 के दशक में कैम्ब्रिज विश्वविद्यालय में स्नातकोत्तर की पढ़ाई शुरू की थी। इसके बाद, खगोल भौतिकी में उनके योगदान के लिए, उन्हें भौतिकी में नोबेल पुरस्कार मिला।

न्यूट्रॉन तारे

सफेद बौनों के अविश्वसनीय रूप से उच्च घनत्व के बावजूद, न्यूट्रॉन स्टार तारकीय पदार्थ का एक समान घनत्व है। एक सफेद बौने का विशिष्ट घनत्व पानी के घनत्व को "केवल" एक मिलियन गुना से अधिक करता है। हालांकि, परमाणु नाभिक बहुत अधिक सघन होते हैं - पानी की तुलना में एक क्वाड्रिलियन (10 15) गुना या सफ़ेद बौने की तुलना में एक अरब गुना अधिक। यदि तारा परमाणु नाभिक के अविश्वसनीय रूप से उच्च घनत्व के लिए संकुचित होता है, तो तारकीय पदार्थ एक विदेशी लेकिन स्थिर विन्यास तक पहुंच सकता है। इन उच्च घनत्वों पर, इलेक्ट्रॉन और प्रोटॉन न्यूट्रॉन के रूप में मौजूद होना पसंद करते हैं, ताकि, संक्षेप में, सारा मामला न्यूट्रॉन के रूप में हो। ये न्यूट्रॉन पतित हो जाते हैं, और उनके द्वारा बनाए गए दबाव, फिर से अनिश्चितता के सिद्धांत के संचालन के कारण, गुरुत्वाकर्षण के पतन से स्टार को रोकते हैं। न्यूट्रॉन स्टार जो बनाता है परिणामस्वरूप, यह विशाल आकार के एक अलग परमाणु नाभिक के समान है।

न्युट्रान तारे के निर्माण के लिए आवश्यक उच्च घनत्व घनीभूत रूप से पतन के दौरान प्राप्त होता है जो कि विशाल तारा अपने जीवन के अंत में अनुभव करता है। एक तारे का केंद्रीय क्षेत्र जो विकास के एक अंतिम चरण में पहुंच गया है, एक पतित लोहे के कोर में बदल जाता है, जो एक गुरुत्वाकर्षण विस्फोट के दौरान संकुचित होता है, जो एक सुपरनोवा विस्फोट की शुरुआत करता है, जिसके बाद एक न्यूट्रॉन सितारा अक्सर बना रहता है। इसके अलावा, सफेद बौनों के पतन के परिणामस्वरूप न्यूट्रॉन तारे बन सकते हैं। यदि एक सफेद बौना धीरे-धीरे अपने द्रव्यमान को बढ़ाता है, तो इसे एक स्टार-उपग्रह से प्राप्त किया जाता है, यह कभी-कभी एक सुपरनोवा के फ्लैश में मृत्यु से बचने और एक न्यूट्रॉन स्टार में बदल जाता है।

सफेद और भूरे रंग के बौनों की तुलना में, न्यूट्रॉन तारे अपेक्षाकृत दुर्लभ हैं। आखिरकार, उन्हें केवल सितारों की मृत्यु के परिणामस्वरूप बनाया जा सकता है, जिनका जन्म के समय द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से आठ गुना अधिक है। ये विशाल तारे तारकीय द्रव्यमान के वितरण के केवल उच्च-द्रव्यमान "पूंछ" का प्रतिनिधित्व करते हैं। अधिकांश सितारे बहुत छोटे हैं। केवल प्रत्येक चार सौवां तारा काफी बड़ा पैदा होता है और एक न्यूट्रॉन स्टार को पीछे छोड़ देता है। लेकिन इतने छोटे अवसरों के साथ, एक बड़ी पर्याप्त आकाशगंगा में लाखों न्यूट्रॉन सितारे होंगे।

एक विशिष्ट न्यूट्रॉन तारे का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का लगभग डेढ़ गुना है। जैसे सफेद बौनों के मामले में, जो कि अध: पतन इलेक्ट्रॉन गैस के दबाव के कारण मौजूद है, पतित न्यूट्रॉन का दबाव एक बड़े पैमाने पर बड़े पैमाने के तारे के शेष का समर्थन करने में सक्षम नहीं है। यदि द्रव्यमान बहुत बड़ा हो जाता है, तो गुरुत्वाकर्षण पतित गैस के दबाव पर काबू पा लेता है और तारा सिकुड़ जाता है। न्यूट्रॉन तारे का अधिकतम संभव द्रव्यमान सूर्य के दो और तीन द्रव्यमानों के बीच के अंतराल में होता है, लेकिन हम इसका सही मूल्य नहीं जानते हैं। अनजाने में उच्च घनत्व वाले पदार्थ जो न्यूट्रॉन स्टार के केंद्र में पहुंचते हैं, यह बहुत ही विदेशी और कुछ हद तक अपरिभाषित गुणों को प्राप्त करता है। इस तथ्य के बावजूद कि न्यूट्रॉन तारे सूर्य से भारी हैं, उनका दायरा काफी छोटा है: केवल दस किलोमीटर। छोटे आकार, एक बड़े द्रव्यमान के साथ युग्मित पदार्थ के एक अविश्वसनीय घनत्व को इंगित करता है। पदार्थ का एक घन सेंटीमीटर (एक चीनी क्यूब का आकार) जो न्यूट्रॉन स्टार बनाता है उसका वजन लगभग एक अरब हाथियों जितना होता है!

ब्लैक होल

एक तारे की चौथी संभावित मृत्यु एक ब्लैक होल में उसका परिवर्तन है। सबसे बड़े सितारों के विस्फोट और विलुप्त होने के बाद, एक वस्तु बनी रह सकती है जिसका द्रव्यमान न्यूट्रॉन स्टार (दो और तीन सौर द्रव्यमानों के बीच का मूल्य) के लिए स्वीकार्य अधिकतम से अधिक हो। पतले गैस के दबाव के कारण पर्याप्त रूप से बड़े पैमाने पर तारकीय अवशेष मौजूद नहीं हो सकते हैं और एक ब्लैक होल बनकर गिरना चाहिए। इसी तरह, पूरी तरह से गठित सफेद बौने और न्यूट्रॉन सितारे अतिरिक्त द्रव्यमान प्राप्त कर सकते हैं, आमतौर पर उनके साथ आने वाले सितारों से, और एक पतित गैस के दबाव के कारण अस्तित्व में बहुत बड़ा हो जाता है। इसके परिणामस्वरूप दिखने वाले बहुत भारी अवशेष भी ढहने चाहिए और कभी-कभी ब्लैक होल का निर्माण कर सकते हैं।

ब्लैक होल अजीब जीव हैं: उनके गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र इतने मजबूत होते हैं कि प्रकाश भी उन्हें नहीं छोड़ सकता। वास्तव में, यह वह संपत्ति है जो ब्लैक होल की परिभाषित विशेषता के रूप में कार्य करती है। इन वस्तुओं के लिए, ब्रह्मांडीय गति (सतह से दूर तोड़ने के लिए आवश्यक गति) प्रकाश की गति से अधिक हो जाती है। आइंस्टीन द्वारा लगाई गई सापेक्षतावादी गति सीमा के कारण - प्रकाश की गति से कुछ भी तेज नहीं चलता - न तो कण और न ही विकिरण ब्लैक होल को छोड़ सकते हैं। और फिर भी हाइजेनबर्ग अनिश्चितता सिद्धांत के संचालन के कारण यह निस्संदेह कठोर कथन बिल्कुल सत्य नहीं है। बहुत लंबे समय के बाद, ब्लैक होल को अभी भी जनता को अपनी पकड़ में इतनी मजबूती से छोड़ना होगा, लेकिन पतन के बाद लंबे समय के बाद ही ऐसा होगा।

ब्लैक होल अविश्वसनीय रूप से कॉम्पैक्ट हैं। सूर्य के द्रव्यमान वाले एक ब्लैक होल में केवल कुछ किलोमीटर (लगभग एक मील) का त्रिज्या होता है। एक अन्य उदाहरण के रूप में, हम ध्यान दें कि एक ब्लैक होल एक बेसबॉल का आकार पृथ्वी से लगभग पांच गुना भारी है। इन उत्कृष्ट तारकीय वस्तुओं में कई अन्य विदेशी गुण हैं, जिनकी चर्चा अगले अध्याय में की जाएगी।

बड़े पैमाने पर तारे अपेक्षाकृत दुर्लभ हैं, और उनके द्वारा बनाए गए ब्लैक होल भी दुर्लभ हैं। तीन हज़ार में से एक स्टार से कम के पास अपने जीवन के उस चरण के पूरा होने के बाद एक ब्लैक होल बनने का मौका होता है जिस पर वह हाइड्रोजन जलाता है। इस कमी के कारण, ये तारा युगल तब तक महत्वपूर्ण भूमिका नहीं निभाएंगे, जब तक पतन का युग समाप्त नहीं हो जाता।

तारों की मौत के परिणामस्वरूप होने वाले ब्लैक होल के अलावा, हमारे ब्रह्मांड में इन अन्य प्रकार की वस्तुओं का निवास है। इस द्वितीय श्रेणी से संबंधित ब्लैक होल आकाशगंगाओं के केंद्र में स्थित हैं। उनके स्टेलर डबल्स की तुलना में, ये सुपरमैसिव ब्लैक होल वास्तव में बहुत बड़े हैं। उनका द्रव्यमान एक मिलियन से लेकर कई अरब सौर द्रव्यमान तक है। तुलना के लिए, एक ब्लैक होल का वास्तविक त्रिज्या, जिसका द्रव्यमान एक लाख सूर्य के द्रव्यमान के बराबर है, सूर्य के त्रिज्या के लगभग चार गुना है।

कॉलिंग आकाशगंगाओं

वर्तमान में, हमारी आकाशगंगा, मिल्की वे में एक सौ अरब चमकदार सितारे हैं, जो एक साथ रात के आकाश में फैली हुई एक चमकती हुई बैंड की तरह दिखते हैं। क्षय के युग में, आकाश पिच काला होगा। लेकिन ठंड से मृत सितारों और अंधेरे पदार्थ की गुरुत्वाकर्षण कार्रवाई से क्षय से बनी सबसे बड़ी आकाशगंगा बरकरार रहेगी।

हालांकि, आकाशगंगा जैसी सामान्य आकाशगंगाओं के लिए सबसे अपरिहार्य खतरा उनके घटक सितारों की मृत्यु नहीं है, बल्कि अन्य आकाशगंगाओं के साथ विनाशकारी टकराव है। एक नियम के रूप में, आकाशगंगाएं समूहों या समूहों में मौजूद हैं। फैलने से, ये क्लस्टर गुरुत्वाकर्षण आकर्षण का प्रभाव रखते हैं, प्रत्येक आकाशगंगा अपनी कक्षा में क्लस्टर के माध्यम से चलती है। जब एक ढीली संरचना वाली बड़ी वस्तुएं, जैसे कि आकाशगंगाएं, एक दूसरे के बगल से गुजरती हैं, तो वे किसी प्रकार के घर्षण का अनुभव करती हैं, जिससे वे क्लस्टर के केंद्र की ओर बढ़ जाती हैं। क्लस्टर आकाशगंगाओं के केंद्र के पास अपेक्षाकृत स्वतंत्र रूप से स्थित हैं और आपसी टकराव की प्रवृत्ति दिखाते हैं।

आकाशगंगाओं के टकराव से ब्रह्मांड पर अपेक्षाकृत निकट भविष्य में प्रभाव पड़ेगा। कुछ आकाशगंगाएँ हमारे समय में भी - तारों के युग में टकराती हैं। जब ब्रह्मांड क्षय के युग में प्रवेश करता है, तो इन गैलेक्टिक इंटरैक्शन के तेजी से महत्वपूर्ण परिणाम होंगे।

जब एक आकाशगंगा टकराती है, तो दो मूल आकाशगंगाओं से संबंधित तारे मिलकर एक बड़ी, लेकिन कम संगठित, मिश्रित आकाशगंगा का निर्माण करते हैं। एक मिश्रित समग्र आकाशगंगा, एक सुरुचिपूर्ण सर्पिल संरचना के साथ अलग डिस्क आकाशगंगाओं के विपरीत, अराजक और अनाकार है। टक्कर के दौरान, आकाशगंगा सितारों की लंबी धारियों को छोड़ती है, जिसे ज्वारीय पूंछ भी कहा जाता है। तारों की कक्षाएँ जटिल और अनियमित हो जाती हैं। मिश्रित आकाशगंगा दलिया के समान है।

आकाशगंगाओं के टकराव अक्सर स्टार गठन के शक्तिशाली विस्फोटों के साथ होते हैं। गैस के विशाल बादल जो इन टक्करों के दौरान आकाशगंगाओं के भीतर होते हैं, मिश्रित होते हैं और अद्भुत गति के साथ नए सितारे बनाते हैं। अधिक विशाल सितारों की मृत्यु के परिणामस्वरूप कई सुपरनोवा बहुत गंभीर परिणाम हो सकते हैं।

इस तथ्य के बावजूद कि टकराव के बाद आकाशगंगा की संरचना पूरी तरह से अलग दिखती है, कुछ सितारों और उनके सौर मंडल लगभग महसूस नहीं करते हैं। मिल्की वे आकाशगंगा मुख्य रूप से खाली जगह है: आकाशगंगा में तारे रेत के अलग-अलग दानों की तरह होते हैं जो किसी भी दिशा में कई मील की दूरी पर एक-दूसरे से अलग हो जाते हैं। और यहां तक ​​कि कई और घनी विलय वाली आकाशगंगाओं में, सितारों के बीच की दूरी एक प्रकाश वर्ष से अधिक है, जो सौर मंडल से एक हजार गुना बड़ा है और दस लाख गुना है अधिक सितारे। एक टकराने वाली आकाशगंगा में ग्रहों की प्रणाली धीमी गति से होने वाली तबाही को भी महसूस नहीं करेगी जो कि उनके आसपास हुई है और लाखों वर्षों से जारी है। पृथ्वी जैसे ग्रह के लिए इस तरह की तबाही का सबसे अधिक ध्यान देने वाला परिणाम रात के आकाश में दिखाई देने वाले तारों की क्रमिक दोहरीकरण होगा।

वास्तव में, मिल्की वे एक अपेक्षाकृत निकट भविष्य में एक गांगेय टक्कर (और अपनी व्यक्तित्व खोना) से बचने के लिए किस्मत में है। पड़ोसी एंड्रोमेडा आकाशगंगा, जिसे M31 के रूप में भी जाना जाता है, वर्तमान में एक प्रक्षेपवक्र के साथ आगे बढ़ रहा है जिससे मिल्की वे के साथ टकराव होगा। हालाँकि, आकाशगंगाओं की गति के सटीक खगोलीय माप बनाने में कठिनाई के कारण, हम उस दिशा को सही ढंग से निर्धारित नहीं कर सकते हैं जिसमें एंड्रोमेडा बढ़ रहा है। हालांकि, यह बिल्कुल स्पष्ट है कि यह बड़ी आकाशगंगा हमारी गैलेक्सी के बहुत करीब से गुजरेगी और लगभग छह अरब वर्षों में इससे टकरा भी सकती है: बस जब सूर्य सूजना शुरू होता है, तो एक लाल विशालकाय में बदल जाता है। यहां तक ​​कि अगर एंड्रोमेडा और मिल्की वे इस विशेष बैठक में नहीं टकराते हैं, तो जल्दी या बाद में वे एक-दूसरे से किसी भी तरह से बचेंगे नहीं। मिल्की वे निश्चित रूप से एंड्रोमेडा के साथ गुरुत्वाकर्षण संचार में हैं। जैसे-जैसे ये दो आकाशगंगाएँ एक-दूसरे के चारों ओर एक-दूसरे की परिक्रमा करती हैं और गतिशील घर्षण के कारण ऊर्जा खो जाती है, भविष्य का विलय लगभग अपरिहार्य हो जाता है।

इस प्रकार, आकाशगंगाओं के समूहों का दीर्घकालिक भाग्य पूरी तरह से पूर्वनिर्धारित है: क्लस्टर में प्रवेश करने वाली आकाशगंगाएं अंततः बातचीत और विलय कर देंगी। उनकी स्वतंत्र पहचान तब एकजुट होगी जब पूरा क्लस्टर सितारों के एक विशाल और उच्छृंखल संग्रह में बदल जाएगा। जब ब्रह्मांड सितारों के युग से क्षय के युग की ओर बढ़ता है, तो आकाशगंगाओं के आधुनिक समूह भविष्य की विशाल आकाशगंगा बन जाएंगे। वास्तव में, आकाशगंगाओं और एंड्रोमेडा सहित आकाशगंगाओं का हमारा पूरा स्थानीय समूह धीरे-धीरे एक एकल मेटागलिके में बदल जाएगा।

विश्राम की प्रक्रिया में आकाशगंगाएँ

मिल्की वे की एक आकाशगंगा में तारों के बीच का अंतराल इतना विशाल है कि सितारों को बहुत कम प्रत्यक्ष टकराव का अनुभव होता है, अगर वे उन्हें बिल्कुल भी बचा लेते हैं। कम से कम अभी के लिए। हमारे लिए पहले से परिचित विषय को जारी रखते हुए, आइए हम कहें कि यदि हम उन्हें पर्याप्त समय देते हैं तो भी दुर्लभ घटनाएं घट सकती हैं। जैसे-जैसे क्षय काल आता है, तारे के टकराव या उनके निकट की घटनाएँ बढ़ती जा रही हैं। इस तरह की बैठकें मूल रूप से गैलेक्सी की संरचना को बदल देंगी और अंततः, इसकी मृत्यु का कारण बनेगी। हालांकि, इस तथ्य के कारण कि विनाश का यह युग केवल क्षय युग की ऊंचाई पर आएगा, तारे पहले से ही तारकीय अवशेष होंगे, और गैलेक्सी बहुत पहले ही कई गांगेय फुसियों का एक विशाल उत्पाद बन जाएगा।

लेकिन क्षय के युग में भी, तारों के सीधे सिर पर टकराव अपेक्षाकृत दुर्लभ हैं। क्लोज एनकाउंटर और क्लोज एनकाउंटर सच्ची झड़पों की तुलना में अधिक बार होते हैं। जैसे-जैसे क्षय काल बढ़ता है, तारे परस्पर गुरुत्वाकर्षण आकर्षण के माध्यम से परस्पर क्रिया करते हुए नियमित रूप से एक दूसरे के साथ गुजरते हैं। दो तारों के करीब से गुजरने से उनमें से प्रत्येक की गति और दिशा में थोड़ा बदलाव होता है। जब भी वे अंजीर में दिखाए जाते हैं, तब सितारों में आपसी फैलाव की प्रवृत्ति होती है। 14।

अंजीर। 14. यह आरेख दो सितारों की प्रतिक्रिया को दर्शाता है। बातचीत के पूरा होने पर, प्रत्येक सितारा एक नई दिशा में बढ़ना शुरू कर देता है, ऊर्जा का एक अलग मूल्य प्राप्त करता है, और इसलिए गति। इस तरह के अनुमानों की एक बड़ी संख्या में आकाशगंगा के गतिशील विश्राम का कारण होगा और इस तरह, लंबे समय के बाद, इसकी संरचना को बदल देगा।

समय के साथ, ऐसे कई बदलाव होते हैं, और उनका प्रभाव धीरे-धीरे बढ़ता है। इसी तरह के बदलावों के एक लंबे अनुक्रम का अंतिम परिणाम आकाशगंगा के भीतर कक्षाओं में घूमते सितारों के व्यक्तिगत वेग का पुनर्वितरण है। छोटे और हल्के तारे गति और कक्षीय ऊर्जा को बढ़ाते हैं, जबकि भारी तारे कक्षीय ऊर्जा खो देते हैं। जब कई सितारे "धन" के इस पुनर्वितरण में शामिल होते हैं, तो गैलेक्सी की संरचना धीरे-धीरे प्रक्रिया में बदल जाती है गतिशील विश्राम। जैसे-जैसे यह विश्राम बढ़ता है, कुछ तारकीय अवशेष इतनी ऊर्जा प्राप्त कर लेते हैं कि वे आकाशगंगा को छोड़ने के लिए मजबूर हो जाते हैं। समय के साथ, तारों की बढ़ती संख्या एक मृत आकाशगंगा से लुप्त हो जाती है, तीन सौ किलोमीटर प्रति सेकंड (675,000 मील प्रति घंटे) के बराबर गति से अंतरिक्ष अंतरिक्ष में टकराती और चलती है।

गतिशील छूट के दौरान, निकाले गए सितारों की संख्या बढ़ जाती है, यही वजह है कि आकाशगंगा में महत्वपूर्ण संरचनात्मक परिवर्तन होते हैं। जैसा कि आकाशगंगा में अधिकतम ऊर्जा वाले सितारों द्वारा छोड़ा जाता है, शेष सितारों में औसतन कम ऊर्जा होती है। इस प्रकार, ऊर्जा का रिसाव होता है। बढ़ती ऊर्जा संकट की प्रतिक्रिया में, आकाशगंगा छोटे और सघन होने के लिए मजबूर है। आकाशगंगा में यह कमी स्टार दृष्टिकोण की एक भी अधिक संख्या और सितारों की बढ़ती संख्या के निष्कासन को भड़काती है। जैसे-जैसे यह प्रक्रिया तेज होती है, स्थिति नियंत्रण से बाहर हो सकती है: आकाशगंगा अपने अधिकांश तारों को उगल देगी, जिसके बाद वे बहुत छोटे रहेंगे और उन्हें एक घने गांठ में बांधा जाएगा।

कम ऊर्जा वाले तारे जो बहुत चमकीले होनहार नहीं होते हैं, वे आकाशगंगा के केंद्र में गिर जाएंगे, जहां, जैसा कि वैज्ञानिकों का मानना ​​है, एक सुपरमैसिव ब्लैक होल है, और यह प्रत्येक आकाशगंगा के लिए सच है। इन विशालकाय ब्लैक होल में द्रव्यमान होते हैं जो लाखों या अरबों गुना सौर होते हैं। आकाशगंगा के विश्राम की प्रक्रिया में, इसके केंद्र में स्थित एक ब्लैक होल भटकने वाले तारों को अवशोषित करेगा जो इसके बहुत करीब आते हैं: वे घटनाओं के क्षितिज के भीतर होंगे। पूरे क्षय युग में, ये सुपरमैसिव ब्लैक होल धीरे-धीरे गिरते तारों के निरंतर अवशोषण के कारण अपना वजन बढ़ाएंगे।

ब्रह्मांड के आधुनिक युग की तुलना में आकाशगंगाओं में अरबों गुना अधिक समय होगा। इस तरह के एक लंबे जीवनकाल को व्यक्तिगत सितारों को अलग करने वाली विशाल दूरी और धीमी गति से निर्धारित किया जाता है जिसके साथ सितारे उन्हें दूर करते हैं। हालांकि, पर्याप्त समय बीत जाने के बाद, आकाशगंगाओं को अपने विनाश का सामना करना पड़ेगा। अगले उन्नीस या बीस ब्रह्माण्ड संबंधी दशकों (10 19 या 10 20 वर्ष) में, आकाशगंगा के अधिकांश मृत तारे तारों के वाष्पीकरण की प्रक्रिया के दौरान इसे छोड़ देंगे। तारों का एक छोटा और अशुभ हिस्सा, शायद एक प्रतिशत के क्रम में, आकाशगंगा के केंद्र में स्थित एक ब्लैक होल द्वारा निगल लिया जाएगा। इस गतिशील विश्राम प्रक्रिया के अंत में, आकाशगंगा का जीवन, वास्तव में, समाप्त हो जाता है।

आकाशगंगा के विश्राम और प्रकीर्णन के क्रम में, गुजरने वाले तारों के अभिसरण का किसी भी ग्रहों पर विनाशकारी प्रभाव पड़ता है जो अभी भी तारों की कक्षाओं में घूमते हैं। ये घटनाएँ, जो सितारों के प्रक्षेपवक्र को बदल देती हैं, ग्रहों को उन कक्षाओं से विस्थापित करती हैं, जिन पर वे रहते हैं, इस परिणाम के साथ कि ग्रहों को अंतरिक्ष के विशाल शून्य में ले जाया जाता है। हमने पिछले अध्याय में ऐसे "बेघर" ग्रहों के भाग्य के बारे में बताया था। ऐसे ग्रह जिनकी कक्षीय त्रिज्या हमारी पृथ्वी की त्रिज्या के बराबर है, को उनके सौर मंडल से पंद्रहवें ब्रह्माण्ड संबंधी दशक में निकाल दिया जाएगा। बड़ी कक्षाओं वाले बाहरी ग्रह अधिक संवेदनशील होते हैं, यही वजह है कि उस समय तक वे लंबे समय तक अनंत काल तक डूब चुके हैं। नेप्च्यून जैसा ग्रह, जिसकी कक्षीय त्रिज्या तीस है खगोलीय इकाइयाँकेवल बारह ब्रह्माण्डीय दशकों में सौर मंडल से निष्कासित किया जाएगा - एक खरब वर्ष। क्षय के युग में, यहां तक ​​कि अंतरतम ग्रह अपनी कक्षाओं को छोड़ सकते हैं। वह ग्रह, जिसकी कक्षा पृथ्वी से दस गुना छोटा है (बुध की कक्षा से थोड़ा छोटा), लगभग सत्रह ब्रह्माण्ड संबंधी दशकों के बाद कक्षा से बाहर फेंक दिया जाएगा। इस प्रकार, तारे अपने सौरमंडल को उन्नीसवीं-बीसवीं ब्रह्माण्डीय दशक से बहुत पहले खो देंगे, जब वे आकाशगंगा को हमेशा के लिए छोड़ देंगे।

इस प्रकार, सामान्य रूप से और विशेष रूप से हमारी पृथ्वी के ग्रहों का दीर्घकालिक भविष्य, बल्कि धूमिल है। निकट भविष्य में, ग्रह धूमकेतु और क्षुद्रग्रहों से आग की चपेट में आ जाएगा, जिससे वैश्विक जलवायु परिवर्तन और एक सामान्य प्रकृति का विनाशकारी विनाश होगा। उसके बाद, जब आंतरिक ग्रहों के मूल सितारे लाल दिग्गजों के आकार की ओर बढ़ जाते हैं, तो ये ग्रह जमीन से जल जाएंगे और पूरी तरह से निष्फल हो जाएंगे। फिर सभी बचे हुए ग्रहों को उनके सौर मंडल से जबरदस्ती खदेड़ दिया जाएगा और एक-एक करके इंटरस्टेलर स्पेस के शाश्वत अंधेरे में फेंक दिया जाएगा।

पतित सितारों का टकराव

मृत तारकीय अवशेषों के दुर्लभ प्रत्यक्ष टकराव वास्तव में असाधारण उत्तेजना के क्षण हैं, विस्मयादिबोधक चिह्न के समान, पतन काल के लगभग असीम उजाड़ विस्तार पर उच्चारण डालते हैं। ये टकराव साधारण नए सितारों, अजीब नए प्रकार के सितारों और शानदार चमक पैदा कर सकते हैं।

इस भविष्य के युग में, आकाशगंगा के अधिकांश सामान्य बैरोनिक पदार्थ सफेद बौनों में केंद्रित होते हैं। और यद्यपि भूरे रंग के बौने, एक छोटे द्रव्यमान वाले होते हैं, जिनमें कम पदार्थ होते हैं, उनमें से लगभग समान मात्रा में होते हैं। मिल्की वे प्रकार की एक बड़ी आकाशगंगा में, सफेद और भूरे रंग के बौनों की संचयी आबादी अरबों में होनी चाहिए। अपनी कक्षाओं में मृत सितारों की गति के दौरान, प्रत्यक्ष टक्कर समय-समय पर होती है: लगभग हर कुछ अरब वर्षों में लगभग एक ऐसी टक्कर। यदि हम गैलेक्सी की वर्तमान आयु को ध्यान में रखते हैं, तो दस अरब वर्षों के क्रम में, एक उच्च संभावना (लगभग नौ दसवें हिस्से की राशि) है कि अब तक कोई स्टार टकराव नहीं हुआ है। जब ब्रह्मांड कुछ सौ अरब वर्ष से अधिक पुराना होगा तब टकराव शुरू हो जाएगा। पंद्रहवें कॉस्मोलॉजिकल दशक में, आकाशगंगा सैकड़ों या हजारों टकरावों से हिल जाएगी।

खगोल विज्ञान, भूविज्ञान और शायद, यहां तक ​​कि जीव विज्ञान के दृष्टिकोण से दो भूरे रंग के बौनों के टकराव दिलचस्प हैं। ब्रह्मांड में शेष हाइड्रोजन का एक बड़ा हिस्सा भूरे रंग के बौनों में संलग्न है, जो इसे भारी तत्वों में नहीं बदलते हैं। जब दो भूरे रंग के बौने एक सीधी रेखा के करीब के कोण पर टकराते हैं, तो वे एक मिश्रित तारकीय वस्तु का निर्माण कर सकते हैं जिसमें दो तारों के मूल द्रव्यमान का बड़ा हिस्सा होगा (चित्र 15 देखें)। यदि इसका संयुक्त द्रव्यमान उस थ्रेशोल्ड द्रव्यमान से अधिक है जो एक स्टार के पास होना चाहिए, तो यह इंटरैक्शन उत्पाद सिकुड़ सकता है और तब तक गर्म हो सकता है जब तक दीर्घकालिक हाइड्रोजन संश्लेषण नवगठित स्टार कोर को प्रज्वलित नहीं करता। एक तारा पैदा होगा। इस तरह के विचित्र संघर्ष के परिणामस्वरूप छोटे लाल तारे बाद में खरबों वर्षों तक जीवित रहेंगे।

अंजीर। 15. यह कंप्यूटर मॉडल दो भूरे रंग के बौनों के टकराव को दर्शाता है। पहले तीन चित्र इस घटना के पहले कुछ मिनट दिखाते हैं। टक्कर का अंतिम परिणाम, चौथी तस्वीर में योजनाबद्ध रूप से दिखाया गया है, एक वास्तविक तारा है, जिसका द्रव्यमान हाइड्रोजन के संश्लेषण को शुरू करने के लिए पर्याप्त है। टकराव स्वाभाविक रूप से नवजात तारे के आसपास एक गैस और धूल डिस्क बनाता है; यह डिस्क वह माध्यम है जिसमें ग्रह बन सकते हैं

इन खगोलीय तबाही के माध्यम से, नए तारे तब भी बनाए जा सकते हैं, जब इंटरस्टेलर माध्यम के सभी गैस भंडार लंबे समय तक समाप्त हो जाते हैं। एक आकाशगंगा में किसी भी समय मिल्की वे का आकार ऐसे कई सितारों के बारे में चमक रहा होगा। इन धुंधले लाल अवशेषों की संचयी लुमिनेन्सिस, आधुनिक सूर्य की तुलना में कुल विकिरण शक्ति वाली आकाशगंगा का अंत करती है।

इसके अलावा, भूरे रंग के बौनों की टक्कर ग्रहों को उत्पन्न कर सकती है। जब तक यह सीधे सिर पर टकराने वाली स्थिति नहीं है, कुछ भूरे रंग की बौनी गैस नवगठित तारे का हिस्सा बनने के लिए बहुत तेजी से घूमेगी। यह घूर्णन पदार्थ आसानी से एक नवजात तारकीय वस्तु के चारों ओर गैस और धूल की एक परिस्थितिजन्य डिस्क बनाता है। चूंकि ग्रहों का निर्माण एक प्रमुख डिस्क का संभावित परिणाम है, इसलिए ये नए सितारे नए सौर मंडल उत्पन्न करते हैं।

दो भूरे रंग के बौनों की टक्कर से उत्पन्न ग्रहों में जीवन के विकास के लिए आवश्यक सभी अवयव होने चाहिए। लाल बौने की देखभाल के तहत एक ग्रह पृथ्वी के आधुनिक युग के ऊपर, खरबों वर्षों तक गर्म रह सकता है। इन प्रणालियों में ऑक्सीजन और कार्बन सहित भारी तत्वों की एक बड़ी आपूर्ति है, जो स्थलीय जीवन का आधार हैं। अनुकूल कक्षाओं में घूमने वाले ग्रहों पर, तरल पानी हो सकता है। सिद्धांत रूप में, जीवन के परिचित प्रकार उठ सकते हैं और ऐसे नए ग्रहों पर विकसित हो सकते हैं, जब तक कि गैलेक्सी का विघटन नहीं हो जाता। और केवल बीसवें दशक के दशक के बाद, जब गैलेक्सी का वाष्पीकरण होता है और भूरे रंग के बौनों के टकराने की आवृत्ति शून्य हो जाती है, पिछली पृथ्वी जैसी दुनिया अनन्त रात को शिकार हो जाएगी।

सफेद बौनों के टकराव भी तेज हो सकते हैं, यद्यपि कम, आतिशबाजी। यदि दो सफेद बौने टकराते हैं और विलय होते हैं, और यदि नवगठित वस्तु का द्रव्यमान चंद्रशेखर सीमा से अधिक है, तो पतित गैस का दबाव गुरुत्वाकर्षण विलय से इस विलय के उत्पाद को रखने में सक्षम नहीं होगा। फिर एक नए जन्मे, लेकिन अत्यधिक भारी तारे को सुपरनोवा में फटना होगा। सफेद बौनों के दस टकरावों में से लगभग एक सुपरनोवा विस्फोट के साथ समाप्त हो जाएगा। इस प्रकार, गैलेक्सी, जब तक यह लगभग बीस कॉस्मोलॉजिकल दशकों तक बरकरार और सुरक्षित रहता है, हर ट्रिलियन वर्षों में इस तरह के एक फ्लैश का अनुभव करना किस्मत में है। सुपरनोवा के प्रकोप आज भी काफी शानदार हैं, लेकिन क्षय युग के मरने वाले गैलेक्सी के विकट परिवेश में, वे वास्तव में प्रभावशाली होंगे।

हालांकि, दो सफेद बौनों के बीच एक दुर्लभ टकराव का सबसे संभावित परिणाम एक सुपरनोवा विस्फोट नहीं है, लेकिन एक अजीब नए प्रकार के स्टार का गठन है। अधिकांश सफेद बौने कम द्रव्यमान वाले सितारों से आते हैं और लगभग पूरी तरह से हीलियम हैं। दो ऐसे विशिष्ट सफेद बौनों की टक्कर के परिणामस्वरूप, हीलियम से मिलकर थोड़ा बड़ा तारकीय ऑब्जेक्ट बनता है। यदि अंतिम टक्कर उत्पाद का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से 0.3 गुना अधिक है, तो इसकी गहराई में हीलियम, सिद्धांत रूप में, प्रज्वलित कर सकता है। इस तरह के तारे उसी तरह भारी तत्वों में हीलियम को पिघलाने में सक्षम होते हैं जैसे कि उच्चतर द्रव्यमान वाले (पुराने) तारे (जिन्हें हम पहले ही अध्याय में बता चुके हैं)। हालांकि, एक स्टार के लिए जलती हुई हीलियम शुरू करने के लिए, एक टकराव को एक पर्याप्त रूप से बड़ी तापीय ऊर्जा के साथ बंद करना चाहिए, जो हमारे लिए सामान्य स्थिति के समान है जब हम कागज की एक शीट को जलाने के लिए एक जलते हुए मैच की गर्मी का उपयोग करते हैं। यदि स्टार का तापमान हीलियम को जलाने के लिए पर्याप्त नहीं है, तो यह सिकुड़ जाएगा और एक नए टकराव या अंतरिक्ष में निष्कासन के पूर्वानुमान में आकाशगंगा के चारों ओर घूमते हुए एक अन्य सफेद बौने में बदल जाएगा।

हाइड्रोजन के जलने के कारण विद्यमान उनके साधारण जुड़वाँ की तुलना में, ये तारे, जलते हीलियम, गर्म, चमकीले, सघन हैं और बहुत कम रहते हैं। एक विशिष्ट तारे का त्रिज्या, जिसका द्रव्यमान सौर के आधे के बराबर है, सूर्य की त्रिज्या से दस गुना छोटा है, और इसकी चमक दस गुना बड़ी है। ऐसे तारे की सतह अविश्वसनीय रूप से गर्म होती है: इसका तापमान 35,000 डिग्री केल्विन है, जो सूर्य की सतह के तापमान का लगभग छह गुना है। तारे के मूल में स्थितियाँ और भी अधिक चरम होती हैं: एक सौ मिलियन (10 8) डिग्री का तापमान और लगभग 10,000 ग्राम प्रति घन सेंटीमीटर का घनत्व। ये तारे केवल कुछ सौ मिलियन वर्ष जीते हैं - मानव मानकों द्वारा एक लंबी अवधि, लेकिन उनके गठन के लंबे समय की तुलना में केवल एक पल। यहां तक ​​कि अगर इन तारों के चारों ओर ग्रहों की प्रणाली बनाई जाती है, तो वे, जाहिरा तौर पर, उनके अस्तित्व की कमी के कारण उन पर एक जटिल जीवन के विकास को देखने का समय नहीं होगा। यदि हम पृथ्वी पर जटिल जीवन रूपों के विकास में लगने वाले समय के लिए एक अतिरिक्तकरण करते हैं, तो इन प्रणालियों में जीवन वायरस और एककोशिकीय बायोटा द्वारा दर्शाए गए सबसे आदिम रूपों से ऊपर उठने की संभावना नहीं है।

कई भारी सफेद बौनों की टक्कर में, एक और अजीब प्रकार का एक सितारा दिखाई दे सकता है। यदि टक्कर उत्पाद का द्रव्यमान सूर्य के 0.9 द्रव्यमान से अधिक है, लेकिन चंद्रशेखर सीमा तक नहीं पहुंचता है (जिसके द्वारा यह विस्फोट नहीं होता है), नई वस्तु, सिद्धांत रूप में, अपने मूल में कार्बन संश्लेषण को बनाए रखने में सक्षम होगी। एक तारा जो कार्बन को जलाता है उसमें एक सितारा से भी अधिक विजातीय गुण होते हैं जो हीलियम को जलाता है। सूर्य के बराबर द्रव्यमान वाला एक कार्बन तारा सूर्य से लगभग एक हजार गुना तेज है और इसकी सतह 140,000 एल्विन पर उबलती है। तारकीय मानकों द्वारा, ऐसे तारे का त्रिज्या छोटा होता है - जो पृथ्वी के त्रिज्या से थोड़ा अधिक है। तारे के मूल में तापमान एक बिलियन डिग्री तक पहुंचता है, और इसका घनत्व पत्थर के घनत्व से एक लाख गुना अधिक होता है। ये चमकीली रोशनी वाली मोमबत्तियाँ केवल एक लाख साल तक जीवित रहती हैं। उनके साथ आने वाले कोई भी ग्रह अभी भी गठन के शुरुआती चरणों में होंगे, जब कोई तारा अपने परमाणु ईंधन को नष्ट कर देता है और बाहर निकल जाता है। यह संभावना नहीं है कि इस समय के दौरान भी सबसे आदिम जीवमंडल विकसित हो सकता है।

डार्क मैटर का सत्यानाश

आकाशगंगाओं के हेलोस में मुख्य रूप से काले पदार्थ होते हैं, जिनमें से अधिकांश, जाहिरा तौर पर, गैर-बेरियन पदार्थ के कणों के रूप में मौजूद होते हैं। याद रखें कि बैरोनिक पदार्थ में मुख्य रूप से प्रोटॉन और न्यूट्रॉन होते हैं, जिसके परिणामस्वरूप यह एक बड़ा हिस्सा होता है जिसे हम साधारण पदार्थ मानते हैं। जैसा कि हमने पहले अध्याय में कहा, आधुनिक खगोलविदों का मानना ​​है कि ब्रह्मांड के द्रव्यमान का एक बड़ा हिस्सा गैर-बेरोन पदार्थ में गिरना चाहिए। इसके अलावा, यह माना जाता है कि इस असामान्य पदार्थ की एक महत्वपूर्ण राशि गैलेक्टिक प्रभामंडल में है।

डार्क मैटर की भूमिका के लिए एक उम्मीदवार का नाम रखा गया था कमजोर रूप से बड़े पैमाने पर कणों का आदान-प्रदान। इन बल्कि अजीब कणों, जिनमें से द्रव्यमान प्रोटॉन के द्रव्यमान से दस से एक सौ गुना अधिक है, केवल कमजोर परमाणु संपर्क और गुरुत्वाकर्षण के माध्यम से बातचीत करते हैं। वे इलेक्ट्रिक चार्ज नहीं करते हैं, जिसके परिणामस्वरूप वे विद्युत चुम्बकीय बल की कार्रवाई के प्रति उदासीन हैं। वे मजबूत बातचीत के लिए भी अतिसंवेदनशील नहीं हैं, यही वजह है कि वे एक-दूसरे के साथ नहीं बंधते हैं और नाभिक नहीं बनाते हैं। चूँकि ये कण बहुत ही कमजोर तरीके से संपर्क करते हैं, इसलिए वे आकाशगंगाओं के बिखरे हुए प्रभामंडल जैसे क्षेत्रों में बहुत लंबे समय तक रह सकते हैं। विशेष रूप से, वे ब्रह्मांड के आधुनिक युग की तुलना में अधिक लंबे समय तक रह सकते हैं। हालांकि, लंबे समय तक पर्याप्त समय के बाद, ये कण साधारण पदार्थ के साथ परस्पर क्रिया करते हैं, जिससे उनका पारस्परिक विनाश होता है।

डार्क मैटर का सत्यानाश दो अलग-अलग परिस्थितियों में होता है। पहले मामले में, जब दो कण एक गांगेय प्रभामंडल में मिलते हैं, तो वे बातचीत कर सकते हैं, जिससे उनका सीधा पारस्परिक विनाश होगा। दूसरे मामले में, कणों को सितारों के अवशेषों द्वारा कब्जा कर लिया जाता है, उदाहरण के लिए, सफेद बौने, और बाद में तारकीय कोर के अंदर पहले से ही एक दूसरे को मिटा देते हैं। ये दोनों तंत्र गैलेक्सी और यूनिवर्स के भविष्य में महत्वपूर्ण भूमिका निभाते हैं।

एक गांगेय प्रभामंडल में, डार्क मैटर के कणों का घनत्व कम होता है: एक कण प्रति घन सेंटीमीटर के क्रम पर - और काफी बड़ी गति: लगभग दो सौ किलोमीटर प्रति सेकंड। चूंकि ये कण केवल कमजोर बातचीत महसूस करते हैं, विनाश की संभावना बेहद कम है। हालाँकि, तेईस ब्रह्माण्ड संबंधी दशकों (10 23 वर्ष) के बाद, इन परस्पर क्रियाओं के कारण, प्रभामंडल में रहने वाले काले पदार्थ के कणों की जनसंख्या में महत्वपूर्ण परिवर्तन होंगे। जब अंधेरे पदार्थ का सत्यानाश करने वाले कण आम तौर पर अपने आप को पीछे छोड़ते हैं, तो वे सापेक्ष गति से छोटे कण होते हैं - इतने बड़े कि कण गैलेक्सी के गुरुत्वाकर्षण खिंचाव को दूर कर सकते हैं। इस प्रकार, सर्वनाश प्रक्रिया का अंतिम परिणाम गैलैक्टिक प्रभामंडल के द्रव्यमान-ऊर्जा का अंतरिक्ष अंतरिक्ष में विकिरण है।

चूंकि ब्रह्मांड के कुल द्रव्यमान के एक बड़े हिस्से के लिए डार्क मैटर खातों की उपस्थिति है, डार्क मैटर इंटरैक्शन से विनाश के उत्पाद बाद के युगों में ब्रह्मांड की सामग्री का एक महत्वपूर्ण हिस्सा हैं, विशेष रूप से बीसवीं और चालीसवीं कॉस्मोलॉजिकल दशकों के बीच। गैलेक्टिक हैलोस में प्रत्यक्ष विनाशकारी घटनाओं के अवशिष्ट उत्पाद फोटॉन, न्यूट्रिनो, इलेक्ट्रॉनों, पॉज़िट्रॉन, प्रोटॉन और एंटीप्रोटोन सहित कणों की एक विशाल विविधता प्रदान करते हैं।

काले पदार्थ को सफेद बौने प्रकार के तारकीय अवशेषों द्वारा पकड़ लिया जाता है। गांगेय हलो के काले पदार्थ कणों का एक पृष्ठभूमि समुद्र प्रदान करते हैं जो अंतरिक्ष में निरंतर प्रवाह करते हैं। ये कण आकाशगंगा के सभी पिंडों से भी गुजरते हैं: तारे, ग्रह और, एक वास्तविक ब्रह्मांड युग में, लोग। इस तरह के कणों के बारे में सौ बिलियन (10 11) आपको, पाठक को, हर सेकंड पराजित करते हैं। हालांकि, इस तथ्य के कारण कि ये कण केवल कमजोर बातचीत के माध्यम से बातचीत करते हैं, और यह वास्तव में बहुत ज्यादा  कमजोर, वे सभी प्रकार के पदार्थ की अनुमति देते हैं, जिसका उस पर कोई प्रभाव नहीं पड़ता है। हालांकि, समय-समय पर अंधेरे पदार्थ का एक कण एक परमाणु के नाभिक के साथ बातचीत करता है और इस तरह एक निश्चित मात्रा में ऊर्जा से वंचित करता है।

यदि इस तरह की बातचीत एक सफेद बौने की गहराई में होती है, तो अंधेरे पदार्थ का एक कण तारा के साथ गुरुत्वाकर्षण संचार में रह सकता है। लंबे समय के बाद, एक तारकीय वस्तु के अंदर ऐसे कणों की आबादी धीरे-धीरे बढ़ जाती है। इस तरह की प्रक्रिया के दौरान अंधेरे पदार्थ को पकड़ने के लिए आवश्यक समय सितारों के जीवन के हाइड्रोजन भाग की तुलना में बहुत लंबा है, जो इस समय लगभग सभी तारकीय मलबे के जीवन का नेतृत्व करते हैं। जैसे-जैसे तारकीय कोर में डार्क मैटर कणों की सांद्रता बढ़ती है, इन कणों के विलोपन की संभावना बढ़ जाती है। अंत में, तारा एक स्थिर अवस्था में पहुँच जाता है, जिसमें तारकीय अवशेष में विलोपन उसी दर पर होता है जिस पर गांगेय प्रभामंडल से कणों को पकड़ा जाता है।

काले पदार्थ को पकड़ने और नष्ट करने की प्रक्रिया भविष्य के सफेद बौनों के लिए ऊर्जा का एक महत्वपूर्ण स्रोत है। ये तारकीय वस्तुएं सितारों के अवशेष हैं जो उनकी गहराई में थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रियाओं के पूरा होने के बाद मर गए। ऊर्जा के एक अतिरिक्त स्रोत के अभाव में, सफेद बौना ठंडा और धुंधला हो जाएगा जब तक कि उनका तापमान ब्रह्मांड के पृष्ठभूमि के तापमान के बराबर न हो। हालांकि, ऊर्जा के कारण जो वे काले पदार्थ के विनाश से निकालते हैं, सफेद बौने बहुत लंबे समय तक ऊर्जा विकीर्ण कर सकते हैं। इस विलोपन प्रक्रिया के कारण एक एकल सफेद बौने की कुल विकिरण शक्ति, लगभग एक चौथाई (10 15) वाट है। और यद्यपि यह तुच्छ शक्ति सूर्य की विकिरण की शक्ति से लगभग एक सौ बिलियन (10 11) गुना कम है, लेकिन यह ऊर्जा उत्पादन का एक ऐसा तंत्र है जो भविष्य में ब्रह्मांड पर शासन करेगा। इस तरह का ऊर्जा उत्पादन तब तक जारी रह सकता है जब तक गांगेय प्रभामंडल बरकरार रहता है - लगभग बीस कोस्मोलॉजिकल दशकों (10-20 वर्ष) या उस अवधि के दौरान दस अरब गुना लंबे समय तक जब तक सूरज हाइड्रोजन जलता है।

श्वेत द्रव्य के कण, सफेद बौनों द्वारा कैद, अंततः विकिरण में विलीन हो जाते हैं, जो अंततः ब्रह्मांड के पृष्ठभूमि विकिरण क्षेत्र में हावी होने लगते हैं। हालांकि, स्टार छोड़ने से पहले, यह विकिरण लंबी तरंगों की एक सीमा में प्रवेश करता है, और इसलिए औसत ऊर्जा मूल्य कम होता है। फोटोन तारे की सतह को छोड़ देते हैं, जिसमें लगभग पचास माइक्रोन (एक-बीसवीं मिलीमीटर) की एक विशेषता तरंग दैर्ध्य होती है - एक मान जो सूर्य द्वारा उत्सर्जित प्रकाश की तरंग दैर्ध्य से सौ गुना अधिक है। यह विकिरण मानव आंख के लिए अदृश्य है, लेकिन आधुनिक उपकरण इन अवरक्त फोटोन को आसानी से पकड़ लेते हैं। तारे की सतह का तापमान कम है - केवल 63 डिग्री केल्विन - तरल नाइट्रोजन के तापमान से नीचे।

इस युग में भविष्य का इतिहास  ब्रह्मांड आकाशगंगाएं आज की तरह नहीं दिखेंगी। भविष्य की एक विशिष्ट आकाशगंगा में अरबों तारकीय अवशेष होते हैं, जिनमें से प्रत्येक अंधेरे पदार्थ को पकड़ने और नष्ट करने की प्रक्रियाओं के कारण ऊर्जा विकीर्ण करता है। इसी समय, इस तरह के तारकीय अवशेषों की एक पूरी आकाशगंगा की कुल विकिरण शक्ति हमारे सूर्य के विकिरण शक्ति के साथ तुलनीय है। भूरे रंग के बौनों के टकराव के परिणामस्वरूप बनने वाले सैकड़ों अधिक परंपरागत सितारों के बारे में चमकते हुए अवशेष बिखरे हुए हैं। और यद्यपि, आधुनिक मानकों के अनुसार, ये छोटे तारे चमकते हैं, बल्कि भविष्य के अभेद्य अंधेरे में, वे सच्चे बीकन होंगे। इन कुछ वास्तविक सितारों द्वारा उत्पन्न कुल विकिरण शक्ति सफ़ेद बौनों को ग्रहण करेगी।

सफ़ेद बौने वातावरण में रहना

इस तथ्य के बावजूद कि हमारे जीवन के रूपों को अच्छी तरह से मौत का खतरा हो सकता है, भविष्य के जीवन के लिए एक दिलचस्प अवसर पुराने सफेद बौनों के वातावरण में मौजूद है। यह मत भूलो कि भविष्य के जीवन रूपों की कोई भी चर्चा निश्चित रूप से हमें मान्यताओं के दायरे में ले जाएगी। हालांकि, निर्णय की निम्नलिखित श्रृंखला न केवल एक निश्चित हित का कारण बनती है, बल्कि उन भौतिक स्थितियों का भी स्पष्ट रूप से वर्णन करती है जो दूर के भविष्य में सफेद बौनों के अंदर मौजूद होंगी।

मूल तारे की मृत्यु के बाद, सफेद बौना तेजी से ठंडा होता है जब तक कि इसकी ऊर्जा का मुख्य स्रोत कब्जा नहीं होता है और बाद में अंधेरे कणों का विनाश होता है। जैसे ही ऐसा होता है, सफेद बौना संक्रमण कम या ज्यादा स्थिर अवस्था में हो जाता है, जिसमें यह तब तक होगा जब तक कि गांगेय प्रभामंडल में मौजूद सभी काले पदार्थ बाहर नहीं निकल जाते, या जब तक कि तारा अपने गतिशील विश्राम के दौरान आकाशगंगा से बाहर नहीं निकल जाता। । किसी भी मामले में, विशिष्ट सफेद बौनों में लगभग बीस ब्रह्माण्डीय दशक (10-20 वर्ष) होते हैं ताकि उनके वायुमंडल में जीवन का विकास हो। पृथ्वी पर जीवन के विकास में लगने वाले समय की तुलना में यह विशाल समय अंतराल एक सौ अरब गुना अधिक लंबा है। इतने लंबे समय के साथ, किसी भी प्रकार के जैविक विकास की संभावना बहुत प्रशंसनीय हो जाती है, और जटिलता में वृद्धि भी संभव हो सकती है।

कुछ पहलुओं में, एक सफेद बौने पर जीवन के लिए परिदृश्य पृथ्वी पर जीवन जैसा दिखता है। सफेद बौने का पृथ्वी के समान लगभग रेडियल आकार है। चूंकि स्थलीय जीवन रूप हमारे ग्रह की सतह के पास स्थित क्षेत्रों तक सीमित हैं, इसलिए एक सफेद बौने के वातावरण में किसी भी संभव जीवन के रूप भी एक तारे की बाहरी परतों में स्थित होंगे। तारे के भीतरी भाग में एक पतित पदार्थ होता है, और तारे के आंतरिक भाग में रासायनिक प्रतिक्रिया नहीं होती है। दिलचस्प रसायन विज्ञान केवल बाहरी परत से जुड़ा हो सकता है। सफेद बौने के लिए ऊर्जा का स्रोत विकिरण क्षेत्र है, जो सतह की परतों को अंदर से गर्म करता है, जबकि पृथ्वी को ऊपर से गर्मी मिलती है - सूर्य से। सबसे महत्वपूर्ण अंतर यह है कि पृथ्वी पर जीवन तरल पानी की उपस्थिति पर आधारित है, जबकि एक सफेद बौने के वातावरण में लगभग कोई तरल पानी नहीं होगा। एक सफेद बौने वातावरण में, जो सबसे अधिक उम्मीद की जा सकती है वह कुछ प्रकार की रासायनिक प्रतिक्रिया का अस्तित्व है।

जीवन के अस्तित्व के लिए पहली आवश्यकता रासायनिक तत्वों का उचित मिश्रण है। उच्च द्रव्यमान वाले सफेद बौनों में प्राकृतिक रूप से स्थलीय जीवों - कार्बन और ऑक्सीजन के लिए दो सबसे महत्वपूर्ण तत्व होते हैं। सबसे छोटा सफेद बौना, जिसका द्रव्यमान सूर्य के आधे से अधिक नहीं होता है, इसके विपरीत, व्यावहारिक रूप से एक हीलियम से मिलकर बनता है। हीलियम लगभग पूरी तरह से रासायनिक रूप से निष्क्रिय है, और इसलिए पर्यावरण के लिए वांछनीय नहीं है, जिसके संबंध में हमें जीवन के उद्भव की उम्मीद है। इस प्रकार, बड़े सफेद बौनों के पास अपने आप पर जीवमंडल को आश्रय देने के लिए बेहतर अवसर हैं।

लंबे समय तक, सफेद बौने का सतह का तापमान लगभग 63 डिग्री केल्विन है, जो तरल नाइट्रोजन के तापमान के बहुत करीब है। तारे की गहराई में थोड़ा गर्म, हालांकि ज्यादा नहीं। सफेद बौने के आंतरिक क्षेत्रों का मुख्य भाग एक अध: पतित पदार्थ से भरा होता है, जिसके कारण भीतरी क्षेत्रों से बाहरी लोगों तक गर्मी आसानी से फैलती है। इस अपेक्षाकृत आसान गर्मी हस्तांतरण के कारण, तारा लगभग पूरे आंतरिक क्षेत्र में लगभग निरंतर तापमान तक पहुंच जाता है। हालांकि, तारे की बाहरी परतें, इसकी सतह के करीब, पतित की नहीं, बल्कि साधारण पदार्थ की होती हैं।

स्टार की सबसे ऊपरी परत, सिद्धांत रूप में, रासायनिक प्रतिक्रियाओं का समर्थन करने में सक्षम है और इन प्रतिक्रियाओं को ट्रिगर करने वाले फोटॉन ऊर्जा की एक विशाल श्रृंखला तक पहुंच है। डार्क मैटर का एनिहिलेशन, जो तारे के मूल में होता है, उच्च-ऊर्जा विकिरण - गामा किरणें उत्पन्न करता है, जिनकी ऊर्जा अरबों इलेक्ट्रॉन वोल्ट तक पहुँचती है। जब तक यह विकिरण तारे की ऊपरी परतों तक पहुँचता है, तब तक इसकी तरंगें लंबी हो जाती हैं, और फोटॉन ऊर्जा क्रमशः घटती जाती है। तारे की बाहरी सतह पर, फोटॉन ऊर्जा, औसतन, इलेक्ट्रॉन वोल्ट का एक निश्चित अंश बनाती है। तुलना के लिए, हम कहते हैं कि रासायनिक प्रतिक्रियाओं में प्रति कण विशिष्ट ऊर्जा मूल्य कई इलेक्ट्रॉन वोल्ट हैं। इस प्रकार, एक सफेद बौने के वातावरण में फोटोन ऊर्जाओं की सीमा होती है जो रासायनिक प्रतिक्रियाओं को ट्रिगर करने के लिए आवश्यक है।

ऐसे तारे के कुल ऊर्जा आरक्षित के बारे में क्या? व्हाइट ड्वार्फ, जो काले पदार्थ के विनाश के कारण विद्यमान है, लगभग 10 15 वाट के बराबर ऊर्जा पैदा करता है। यह विकिरण शक्ति आधुनिक सूर्य की चमक के साथ तुलना में छोटी है, लेकिन पूरी मानव सभ्यता द्वारा उत्पादित कुल बिजली की तुलना में बड़ी है। एक अन्य तुलना के रूप में, हम ध्यान दें कि पृथ्वी के अनुसार सौर ऊर्जा का अनुपात लगभग 10 17 वाट है। दूसरे शब्दों में, सफेद बौने वातावरण में जैविक विकास को गति देने के लिए आवश्यक शक्ति इन दिनों पृथ्वी के जीवमंडल के लिए उपलब्ध कुल बिजली का एक प्रतिशत है।

सफेद बौनों के वायुमंडल में किसी भी जीवन रूपों के अस्तित्व की संभावना का आकलन करते हुए, हम इस मानसिक प्रयोग में आगे बढ़ते हैं। फ्रीमैन डायसन के उदाहरण के बाद, मान लीजिए कि जीवन तराजू के अनुरूप कानून के कुछ प्रकार के अधीन है, जो बदले में, का अर्थ है कि व्यक्तिपरक समय जो एक जीवित महसूस करता है वह उस तापमान पर निर्भर करता है जिस पर यह कार्य करता है। कम तापमान के मामले में, जीवन अधिक धीमी गति से बहता है, इसलिए इस तरह के प्राणी में चेतना के क्षणों की समान अनुभूति में अधिक समय लगेगा।

हमारे काल्पनिक बायोटा के लिए, जो एक सफेद बौने की सतह के पास विकसित होता है, इसका परिवेश तापमान 63 डिग्री केल्विन होना चाहिए, जो स्तनधारियों के तापमान से लगभग पांच गुना कम है। पैमाना मिलान परिकल्पना बताती है कि ऐसे प्राणी को जीवन की वास्तविक "राशि" से बचने के लिए पांच गुना अधिक वास्तविक (भौतिक) समय लगता है। इस प्रकार, पृथ्वी पर जीवन की तुलना में, एक सफेद बौने के वातावरण में जीवन इस तथ्य के कारण पांच का कारक खो देता है कि इसकी चयापचय दर कम है, साथ ही इस तथ्य के कारण एक कारक है कि इसकी शक्ति कम है। 500 के एक कारक का यह नुकसान उपलब्ध समय की क्षतिपूर्ति से अधिक है, जो कि एक सौ अरब गुना अधिक है। इन दो प्रतिस्पर्धात्मक क्रियाओं को मिलाकर, हम मानते हैं कि सफेद बौने वातावरण में जीवन का लगभग एक सौ मिलियन का संख्यात्मक लाभ होता है। भले ही श्वेत बौने वातावरण में जीवन का विकास पृथ्वी पर जैविक विकास की तुलना में एक सौ मिलियन गुना कम प्रभावी हो, लेकिन इस तारे में अभी भी समय और ऊर्जा है जो आज के पृथ्वी के जीवमंडल के समतुल्य, विभिन्न जीवन रूपों का एक पूरा नेटवर्क उत्पन्न करने के लिए पर्याप्त है। ।

हालांकि, जीवन और विकास के बारे में हमारी समझ पूरी नहीं है। यह एक्सट्रपलेशन लाइन एक सख्त भविष्यवाणी नहीं है, बल्कि एक दिलचस्प अवसर है। सफेद बौनों का वायुमंडल ऊर्जा का एक बड़ा स्रोत है और वास्तव में बहुत बड़ी मात्रा में है। ऐसे वातावरण में, दिलचस्प रसायन विज्ञान का उद्भव, सिद्धांत रूप में, संभव है। हालांकि, सामान्य तौर पर, हम इस बात की गारंटी नहीं दे सकते कि जीव विज्ञान के उद्भव के लिए ऊर्जा और रसायन विज्ञान पर्याप्त परिस्थितियां हैं। हालांकि, हमें ज्ञात एकमात्र उदाहरण में, दिलचस्प रसायन विज्ञान ने जीवन का विकास किया। हमें नहीं पता कि भविष्य में इस संभावना का एहसास होता है या नहीं।

सफेद बौने वातावरण के बाहर रहना

आप भविष्य में जीवन के अस्तित्व पर अधिक पारंपरिक दृष्टिकोण की कल्पना कर सकते हैं। सफेद बौने, काले पदार्थ के कणों को पकड़ने और नष्ट करने के माध्यम से रह रहे हैं, 10 15 वाट की वास्तविक चमक प्रदान करते हैं। पृथ्वी पर आकार में तुलनीय यह पर्याप्त मात्रा में शक्ति किसी तारे की सतह का उत्सर्जन करती है। इस ऊर्जा का उपयोग करने के लिए कुछ भविष्य की सभ्यता की कामना करें, यह एक गोलाकार खोल के साथ इस तारे को घेर सकता है, जो उस ऊर्जा को कैप्चर करेगा जो इसे विकिरणित करती है। इस तरह के उद्यम के लिए एक ग्रह-पैमाने पर निर्माण की तैनाती की आवश्यकता होगी - एक उच्च विकसित सभ्यता के लिए एक महंगा, लेकिन काफी यथार्थवादी लक्ष्य।

सफेद बौनों की ऐसी प्रणालियों में, कुल उपलब्ध शक्ति उस शक्ति से काफी अधिक है जो वर्तमान में पृथ्वी पर हमारी सभ्यता द्वारा विकसित और उपभोग की जा रही है। सफेद बौनों की इस नाममात्र शक्ति को परिप्रेक्ष्य में दूसरे तरीके से शामिल किया जा सकता है। मान लीजिए कि एक सफेद बौने के पास रहने वाली सभ्यता में एक अरब नागरिक हैं। तब इस समाज के प्रत्येक सदस्य के पास एक पूर्ण मेगावॉट बिजली का उपयोग होता था: यह पूर्ण मात्रा में काम करने के लिए दस हजार स्टीरियो रिकार्डर के लिए पर्याप्त होता है। इसके अलावा, ऊर्जा की ऐसी आपूर्ति बीस कोस्मोलॉजिकल दशकों (एक सौ बिलियन बिलियन वर्ष) तक रह सकती है - दो सौ वर्षों की तुलना में काफी अधिक जिसमें हम अपनी पृथ्वी पर जीवाश्म ईंधन के भंडार को पूरी तरह से समाप्त कर देंगे।

ब्लैक होल की वृद्धि

क्षय के युग में, ब्लैक होल बढ़ जाते हैं और अधिक बड़े पैमाने पर बन जाते हैं। वे द्रव्यमान प्राप्त कर रहे हैं, तारों और गैस को खा रहे हैं, जो खतरनाक रूप से ब्लैक होल के "सतह" के करीब हैं - घटना क्षितिज। जैसा कि हम अगले अध्याय में देखेंगे, अंत में, ब्लैक होल को विकिरण का उत्सर्जन करके अपने विशाल द्रव्यमान को छोड़ देना चाहिए, लेकिन यह उस समय के मुकाबले बहुत अधिक होगा, जब क्षय युग आता है और समाप्त होता है। इस बीच, वे वजन हासिल करना जारी रखते हैं।

सिद्धांत रूप में, सुपरमेसिव ब्लैक होल पूरी आकाशगंगा को निगल सकते हैं जिसमें वे रहते हैं। इस प्रक्रिया में कितना समय लगेगा? यदि एक ब्लैक होल का वज़न मिल्की वे के केंद्र की तरह एक मिलियन सूर्यास्त होता है, तो सितारों को बेतरतीब ढंग से अवशोषित कर लेगा, यह हमारी पूरी आकाशगंगा में लगभग तीस ब्रह्माण्डीय दशकों (एक मिलियन ट्रिलियन ट्रिलियन वर्ष) में सोख लेगा। यदि ब्लैक होल में शुरू में एक बहुत बड़ा द्रव्यमान था, तो एक अरब सूर्यों का कहना था, यह बहुत छोटी अवधि में - लगभग चौबीस कॉस्मोलॉजिकल दशकों में गैलेक्सी को नष्ट करने में कामयाब रहा होगा। जैसा कि यह हो सकता है, इन दोनों अवधियों को आकाशगंगाओं के अपेक्षित जीवनकाल की तुलना में बहुत लंबा है। जैसा कि हमने कहा है, आकाशगंगा बनाने वाले तारे केवल बीस ब्रह्माण्ड संबंधी दशकों के बीतने के बाद अंतरिक्ष अंतरिक्ष में वाष्पित हो जाएंगे। नतीजतन, अधिकांश सितारे ब्लैक होल के "क्रोध" से बचने में सक्षम होंगे, लेकिन उनमें से कुछ अभी भी उस तरह से मर जाते हैं।

हालांकि, दोनों ब्लैक होल और सितारों के कुछ अवशेष आकाशगंगाओं के गायब होने के बाद मौजूद रहेंगे। लगभग बीस ब्रह्माण्ड संबंधी दशकों के बाद, ब्लैक होल और सितारों के अवशेष उनके स्थानीय सुपरक्लस्टर से संबंधित हैं, जो बड़े पैमाने पर संरचना के पदानुक्रम का अनुसरण करता है जिसमें आकाशगंगा एक बार संबंधित थी। यह बड़ी संरचना गुरुत्वाकर्षण की ताकतों से बंधी हुई है और किसी विशालकाय आकाशगंगा की तरह व्यवहार करती है। ब्लैक होल, एक दिए गए क्लस्टर से संबंधित पूर्व आकाशगंगा के प्रति कम से कम, इस क्लस्टर के चारों ओर घूमते रहेंगे, सितारों को अवशोषित करेंगे और उनका सामना करेंगे। इस प्रकार, ब्लैक होल द्रव्यमान में वृद्धि और वृद्धि जारी रखते हैं

भौतिक प्रभावों का विरोध करने की अनुपस्थिति में, तारों के वाष्पीकरण, गुरुत्वाकर्षण विकिरण (अध्याय 4 देखें) और ब्लैक होल द्वारा तारों के अवशोषण की गतिशील प्रक्रियाएं और भी बड़े स्थानिक पर जारी रहेंगी और तदनुसार, समय के तराजू। इस पदानुक्रम का अंत क्षय युग के अंत से शुरू होना चाहिए।

तारों के अवशेष और सब कुछ जिसे हम साधारण पदार्थ मानते हैं, प्रोटॉन द्वारा बनते हैं। और समय की एक बड़ी अवधि के बाद, इन सबसे प्रोटॉन की प्रकृति मान्यता से परे बदल जाएगी।

प्रोटोन क्षय

बीसवीं शताब्दी के उत्तरार्ध में कण भौतिकी द्वारा हमारे सामने प्रस्तुत किए गए आश्चर्य में से एक यह है कि प्रोटॉन शाश्वत नहीं होता है। प्रोटॉन, जो लंबे समय तक स्थिर और असीम रूप से लंबे समय तक रहने वाले कणों के रूप में माना जाता था, जैसा कि यह निकला, पर्याप्त रूप से लंबे समय के बाद, छोटे कणों में विघटित हो सकता है। संक्षेप में, प्रोटॉन एक विदेशी प्रकार की रेडियोधर्मिता की विशेषता है। वे छोटे कणों का उत्सर्जन करते हैं और कुछ नए में बदल जाते हैं। यह क्षय प्रक्रिया एक अविश्वसनीय रूप से लंबे समय तक चलेगी, ब्रह्मांड की वर्तमान उम्र की तुलना में बहुत अच्छी तरह से, सितारों के जीवनकाल से परे और यहां तक ​​कि आकाशगंगाओं के जीवनकाल से भी लंबे समय तक। हालांकि, अनंत काल की तुलना में, प्रोटॉन बहुत जल्द गायब हो जाएंगे।

यह कैसे संभव है? हम पहले से ही पॉज़िट्रॉन से परिचित हैं - एक सकारात्मक चार्ज करने वाले अधिक पारंपरिक इलेक्ट्रॉन का विरोधी सामग्री भागीदार। यह माना जा सकता है कि प्रोटॉन क्षय के परिणामस्वरूप, एक पॉज़िट्रॉन दिखाई देना चाहिए और एक निश्चित ऊर्जा को अतिरिक्त रूप से जारी किया जाना चाहिए, क्योंकि प्रोटॉन द्रव्यमान पॉज़िट्रॉन द्रव्यमान की तुलना में लगभग दो हजार गुना अधिक है। इस प्रकार, एक पॉज़िट्रॉन एक कम ऊर्जा अवस्था है। मूलभूत भौतिक सिद्धांतों में से एक का कहना है कि सभी प्रणालियां कम ऊर्जा वाले राज्यों की दिशा में विकसित होती हैं। पहाड़ी से पानी नीचे चला जाता है। उत्तेजित परमाणु प्रकाश का उत्सर्जन करते हैं। हाइड्रोजन जैसे प्रकाश नाभिक संश्लेषण के दौरान, हीलियम से लोहे तक भारी होते हैं, क्योंकि बड़े नाभिक में कम ऊर्जा (प्रति कण) होती है। यूरेनियम जैसे बड़े नाभिक रेडियोधर्मी होते हैं और कम ऊर्जा के साथ छोटे नाभिक में क्षय होते हैं। तो प्रोटॉन क्षय को पॉज़िट्रॉन या अन्य छोटे कणों में क्यों नहीं कर सकते?

सबसे बुनियादी स्तर पर, कई भौतिक सिद्धांतों में एक अंतर्निहित कानून है जो प्रोटॉन के क्षय को रोकता है, हालांकि इस क्षय के परिणामस्वरूप, वे कम ऊर्जा के साथ एक राज्य में जा सकते हैं। संक्षेप में, इस कानून को निम्नानुसार तैयार किया जा सकता है: बैरियन संख्या हमेशा संरक्षित होती है। प्रोटॉन और न्यूट्रॉन साधारण पदार्थ से बने होते हैं, जिन्हें हम बेरोन कहते हैं। प्रत्येक प्रोटॉन या न्यूट्रॉन में बेरियन संख्या की एक इकाई होती है। इलेक्ट्रॉनों के प्रकार के कणों और पॉज़िट्रॉन में एक शून्य बेरोन संख्या होती है, साथ ही साथ फोटॉन, प्रकाश के कण भी होते हैं। इस प्रकार, यदि एक प्रोटॉन पॉज़िट्रॉन में बदल जाता है, तो इस प्रक्रिया में बैरियन नंबर खो जाता है।

हालांकि, कण सिद्धांतों के नए संस्करणों में एक खामी है। प्रोटॉन क्षय को प्रतिबंधित करने वाले कानून का कभी-कभी उल्लंघन किया जा सकता है, लेकिन केवल कभी-कभी। व्यवहार में, इस स्पष्ट ऑक्सीमोरन का अर्थ है कि प्रोटॉन बहुत लंबे समय के बाद क्षय हो जाएगा, ब्रह्मांड की वर्तमान आयु की तुलना में बहुत लंबा है।

प्रोटॉन क्षय कई अलग-अलग रास्तों के साथ जा सकता है, जिसके परिणामस्वरूप इस क्षय के कई अलग-अलग उत्पाद हो सकते हैं। विशिष्ट उदाहरणों में से एक चित्र 16 में दिखाया गया है। इस मामले में, प्रोटॉन एक पॉज़िट्रॉन में और एक तटस्थ पिओन में बदल जाता है, जो बाद में फोटॉन (विकिरण) में परिवर्तित हो जाता है। क्षय के कई अन्य तरीके संभव हैं। इस क्षय के सभी प्रकार के उत्पाद और उनकी आबादी अभी तक ज्ञात नहीं है।

अंजीर। 16. यहाँ प्रोटॉन क्षय के संभावित तरीकों में से एक है। इस मामले में, प्रोटॉन क्षय का अंतिम परिणाम एक पॉज़िट्रॉन (इलेक्ट्रॉन एंटीपार्टिकल) और एक तटस्थ शेर है। Peony बेहद अस्थिर है और जल्दी से विकिरण में बदल जाती है (यानी फोटॉन में विघटित हो जाती है)। यदि इस तरह का क्षय सफ़ेद बौना जैसे घने माध्यम में होता है, तो पॉज़िट्रॉन जल्दी से इलेक्ट्रॉन के साथ नष्ट हो जाता है, और अधिक उच्च ऊर्जा वाले फोटॉन बनाता है।

पाठक पूछ सकते हैं कि वास्तव में, हम एक प्रोटॉन के क्षय के बारे में चर्चा कर रहे हैं, न कि एक न्यूट्रॉन की। तथ्य यह है कि नाभिक के अंदर न्यूट्रॉन लगभग उसी अवधि के बाद क्षय हो जाएंगे। मुक्त न्यूट्रॉन बहुत लंबे समय तक नहीं रहते हैं। अपने आप बचा हुआ न्यूट्रॉन लगभग दस मिनट में एक प्रोटॉन, एक इलेक्ट्रॉन और एक एंटीन्यूट्रिनो में बदल जाता है। परमाणु नाभिक में बंधे न्यूट्रॉन के लिए ऐसी क्षय विधि की अनुमति नहीं है। बाउंड न्यूट्रॉन केवल लंबी अवधि की क्षय विधियों से बच सकते हैं, प्रोटॉन क्षय पथ के समान।

आधुनिक भौतिकी एक प्रोटॉन के औसत जीवनकाल का सटीक निर्धारण नहीं करती है। इस सिद्धांत का सबसे सरल संस्करण भविष्यवाणी करता है कि एक प्रोटॉन लगभग तीस ब्रह्माण्डीय दशकों (10-30 वर्ष, या एक द्विघात अरब वर्ष) में क्षय होगा। हालांकि, इस सरल भविष्यवाणी को पहले ही प्रयोगों से मना कर दिया गया है जो बताते हैं कि प्रोटॉन जीवनकाल बत्तीस ब्रह्माण्ड संबंधी दशकों से अधिक होना चाहिए। प्रोटॉन क्षय की भविष्यवाणी करता है भव्य एकीकरण का सिद्धांत  - मजबूत, कमजोर और विद्युत चुम्बकीय बातचीत का सिद्धांत। ये सिद्धांत अविश्वसनीय रूप से उच्च ऊर्जा से जुड़े हुए हैं जो बिग बैंग के बाद पहले कुछ क्षणों में ही हमारे ब्रह्मांड में मौजूद थे। सबसे बड़े कण त्वरक की ऊर्जाएं इस दिलचस्प भौतिक मोड का अध्ययन करने के लिए आवश्यक अरबों से कम बार हैं। नतीजतन, भौतिकविदों के पास अभी तक महान एकीकरण के सिद्धांत का अंतिम संस्करण नहीं है। वर्तमान में, कई संभावित विकल्पों का अध्ययन किया जा रहा है, जिनमें से सभी प्रोटॉन के जीवनकाल के बारे में अलग-अलग पूर्वानुमान देते हैं।

अगर हम इस बात को ध्यान में रखते हैं कि ब्रह्मांड केवल दस अरब साल पुराना है, तो क्वाड्रिलियन क्वाड्रिलियन वर्षों (तीस ब्रह्माण्डीय दशकों) में समय को मापने पर एक प्रयोग करने का विचार लगभग अवास्तविक है। हालांकि, यदि आपके पास रेडियोधर्मी क्षय की प्रक्रिया का एक सामान्य विचार है, तो अंतर्निहित विचार स्पष्ट हो जाता है। सभी कण, इस मामले में प्रोटॉन, एक निश्चित समय तक नहीं रहते हैं, जिसके बाद वे एक साथ क्षय करते हैं। इसके विपरीत, कणों के क्षय की संभावना है किसी भी समय। इस तथ्य के कारण कि इस तरह के क्षय की संभावना नगण्य है, अधिकांश कण एक बड़ी उम्र तक जीवित रहेंगे। एक कण का जीवनकाल है औसत समयकौन से कण रहते हैं, और नहीं असली  उनमें से प्रत्येक को आवंटित समय। हमेशा ऐसे कण होंगे जो जल्दी सड़ जाएंगे। और कणों के बीच शिशु मृत्यु दर को अनुभवजन्य रूप से मापा जा सकता है।

क्षय प्रक्रिया का पता लगाने के लिए, आपको बड़ी संख्या में कणों की आवश्यकता होती है। अधिक स्पष्टता के लिए, मान लें कि हम एक प्रोटॉन के क्षय को मापना चाहते हैं, जिसका अनुमानित जीवनकाल 10 32 वर्ष है। यदि आप एक बड़ा जलाशय लेते हैं जिसमें 10 32 प्रोटॉन (बीस मीटर की लंबाई वाला एक छोटा स्विमिंग पूल, चौड़ाई में पांच और गहराई में दो, अच्छी तरह से काम कर सकते हैं), प्रति वर्ष लगभग एक प्रोटॉन इस प्रयोगात्मक तंत्र के भीतर क्षय होगा। यदि हम संवेदनशील उपकरण बनाने में सक्षम थे जो हमें प्रत्येक ऐसे क्षय को पंजीकृत करने की अनुमति देते हैं, तो हमें केवल कुछ साल इंतजार करना होगा, जिसके बाद हमारे माप को पूरा माना जा सकता है। व्यवहार में, इन मापों में कुछ अधिक परिष्कृत प्रयोगात्मक समस्याएं शामिल हैं, लेकिन मूल विचार काफी समझ में आता है। विशेष रूप से, हमारे द्वारा लगाए गए प्रश्न का उत्तर जानने के लिए, 10 32 वर्षों की प्रतीक्षा करना आवश्यक नहीं है। इस प्रकार के प्रयोगों ने पहले ही दिखाया है कि प्रोटॉन का जीवनकाल 10 32 वर्ष से अधिक है। वर्तमान में, प्रोटॉन क्षय का पता लगाने पर प्रयोग जारी है।

प्रोटॉन क्षय की भविष्यवाणी बहुत सामान्य शब्दों में की जा सकती है। प्रारंभिक यूनिवर्स में, बैरन संख्या निर्मित पदार्थ के उल्लंघन में आगे बढ़ने वाली कुछ प्रक्रिया, जिसे हम अपने आधुनिक ब्रह्मांड में देखते हैं। स्मरण करो कि अंतरिक्ष के इतिहास के पहले माइक्रोसेकंड में गठित एंटीमैटर पर पदार्थ की थोड़ी अधिक मात्रा। यूनिवर्स में पदार्थ की मात्रा एंटीमैटर की मात्रा से अधिक हो सकती है, यदि कुछ भौतिक प्रक्रिया के परिणामस्वरूप एक अतिरिक्त बैरन संख्या बनती है। लेकिन अगर इसी तरह की प्रक्रिया हो सकती है, जिसके दौरान बेरियन नंबर के संरक्षण के कानून का उल्लंघन किया जाता है, तो प्रोटॉन को मौत के घाट उतार दिया जाता है। तब प्रोटॉन क्षय केवल समय की बात है।

प्रोटॉन क्षय के संभावित पथ, अब तक उल्लिखित, प्रकृति के चौथे बल - गुरुत्वाकर्षण को शामिल नहीं करते हैं। हालांकि, यह गुरुत्वाकर्षण बल है जो प्रोटॉन क्षय के अतिरिक्त तंत्र को नियंत्रित करता है। वास्तव में, प्रोटॉन एक अविभाज्य कण नहीं है: यह तीन घटक कणों द्वारा बनता है, जिन्हें क्वार्क कहा जाता है। प्रोटॉन में क्वार्क्स आराम पर नहीं हैं: वे लगातार उत्तेजना की स्थिति में हैं। हालांकि बहुत, बहुत दुर्लभ है, लेकिन वे अभी भी प्रोटॉन के अंदर लगभग एक ही स्थिति ले सकते हैं। एक बार यह अभिसरण होने पर, यदि क्वार्क एक दूसरे के काफी करीब होते हैं, तो वे एक सूक्ष्म ब्लैक होल में विलीन हो सकते हैं। औसत समय का अनुमान है कि यह एक प्रोटॉन को एक लघु ब्लैक होल में सुरंग के लिए व्यापक रूप से बदलता है: पैंतालीस से एक सौ उनतीस ब्रह्माण्ड संबंधी दशकों तक, इस सीमा के निचले छोर को प्राथमिकता दी जाती है। कहने की जरूरत नहीं है, इस प्रक्रिया को अभी तक अच्छी तरह से समझा नहीं जा सका है, जिसके परिणामस्वरूप इसके विपरीत जीवनकाल प्रोटॉन को केवल बहुत ही मोटे अंदाज में कहा जा सकता है। लेकिन जब तक कि प्रोटॉन पहले भी क्षय नहीं करते, उन्हें इस प्रक्रिया के दौरान गायब होने के लिए मजबूर किया जाता है - गुरुत्वाकर्षण के बल से मृत्यु को स्वीकार करने के लिए।

जैसा कि हम अगले अध्याय में चर्चा करेंगे, ब्लैक होल भी शाश्वत नहीं हैं। इसके अलावा, छोटे ब्लैक होल बड़े लोगों की तुलना में बहुत छोटे रहते हैं। एक ब्लैक होल में एक प्रोटॉन के आत्म-परिवर्तन के बाद, यह लगभग तुरंत वाष्पित हो जाएगा, एक पॉज़िट्रॉन को पीछे छोड़ देगा। इस प्रकार, प्रोटॉन गुरुत्वाकर्षण और ऊष्मा गतिकी का एक और युद्धक्षेत्र है। गुरुत्वाकर्षण की अथक क्रिया के कारण, जल्दी या बाद में, यह प्रोटॉन की मृत्यु और छोटे ब्लैक होल के गठन को भड़का सकता है। लेकिन गुरुत्वाकर्षण की यह स्पष्ट विजय अल्पकालिक है। ब्लैक होल दिखाई देने के तुरंत बाद वाष्पित हो जाते हैं। अधिकांश प्रोटॉन द्रव्यमान-ऊर्जा विकिरण में जाती है, एन्ट्रॉपी यूनिवर्स में जारी होती है, और थर्मोडायनामिक्स अंतिम जीत का जश्न मनाता है।

प्रोटॉन क्षय के एक और, और भी अधिक विदेशी, तंत्र है। वैक्यूम रिक्त स्थान कॉन्फ़िगरेशन में एक से अधिक संभव स्थिति हो सकती है। सिद्धांत रूप में, वैक्यूम क्वांटम मैकेनिकल टनलिंग की प्रक्रिया के दौरान अनायास अपने विन्यास को बदलने में सक्षम है। चूंकि एक राज्य से दूसरे स्थान पर वैक्यूम के परिवर्तन बेरोन संख्या में परिवर्तन करते हैं, वे प्रोटॉन क्षय के लिए एक ट्रिगर के रूप में सेवा कर सकते हैं। हालांकि, इस तरह के संक्रमण दृढ़ता से दबाए जाते हैं, जिसके परिणामस्वरूप उन्हें भारी मात्रा में समय की आवश्यकता होती है। तेजी से क्षय पथ की अनुपस्थिति में, इस तंत्र की कार्रवाई से एक सौ चालीस या सौवें और पचासवें ब्रह्माण्ड संबंधी दशक में प्रोटॉन नष्ट हो जाएंगे।

पतित अवशेषों का भाग्य

तारकीय विकास का अंतिम अध्याय प्रोटॉन के क्षय में खुद को प्रकट करता है। यद्यपि वास्तविक प्रोटॉन जीवनकाल को आनुभविक रूप से नहीं मापा गया था, लेकिन इस पुस्तक में हम मानते हैं कि सामान्य प्रोटॉन जीवनकाल सैंतालीस कोस्मोलॉजिकल दशक (दस ट्रिलियन ट्रिलियन ट्रिलियन वर्ष) है। जब प्रोटॉन एक तारे के अंदर सड़ जाते हैं, उदाहरण के लिए एक सफेद बौने के अंदर, परिणामस्वरूप ऊर्जा इस तारे के ऊर्जा भंडार को फिर से भर देती है। इस क्षय के सबसे आम उत्पाद पॉज़िट्रॉन और पियोन हैं, बाद में उच्च ऊर्जा गामा किरणों के लिए तुरंत क्षय। पॉज़िट्रॉन जल्दी से एक इलेक्ट्रॉन पाता है, और ये दो कण दो और उच्च ऊर्जा वाले गामा फोटॉन बनाते हैं। तो अंत में बाकी द्रव्यमान  प्रोटॉन गामा विकिरण में बदल जाता है, जिससे तारा गर्म होता है। नतीजतन, क्षय करने वाले प्रोटॉन तारे को ऊर्जा का आंतरिक स्रोत प्रदान करते हैं, सिवाय इसके कि इसकी कीमत अविश्वसनीय रूप से अधिक है: गर्मी और प्रकाश पैदा करने के लिए, तारे को अपना बाकी द्रव्यमान छोड़ देना चाहिए।

प्रोटॉन क्षय के कारण विद्यमान सफेद बौना में लगभग चार सौ वाट की चमक होती है: यह कई प्रकाश बल्बों की चमक को बनाए रखने के लिए मुश्किल से पर्याप्त है। ऐसे तारों की एक पूरी आकाशगंगा की चमक हमारे सूर्य की चमक से दस खरब गुना कम है। यहां तक ​​कि अगर हम सभी आकाशगंगाओं में सभी तारों की विकिरण शक्ति को जोड़ते हैं जो वर्तमान में हमारे ब्रह्मांड क्षितिज के भीतर आते हैं, तो परिणामी चमक अभी भी हमारे सूर्य की चमक से एक सौ गुना कम होगी। हां, ऐसे भविष्य को शायद ही उज्ज्वल कहा जा सकता है।

सफेद बौने के अंदर का विकिरण तारे की सतह तक पहुंचने से पहले कई बार बिखर जाएगा। इस भविष्य के युग में, सफेद बौने का सतही तापमान सूर्य की तुलना में केवल 0.06 डिग्री केल्विन - लगभग सौ हजार गुना ठंडा होगा। इसलिए ये चार-वाट प्रकाश बल्ब डेस्कटॉप के रूप में फिट होने की संभावना नहीं है। वे विकिरण का उत्सर्जन करते हैं, जिसकी विशेषता तरंग दैर्ध्य पांच सेंटीमीटर है - उन तरंगों की तुलना में लगभग पचास हजार गुना अधिक है जो मानव आंख को पकड़ने में सक्षम हैं।

प्रोटॉन क्षय के विकास के चरण के दौरान, सफेद बौने की रासायनिक संरचना मान्यता से परे बदल जाती है। मान लीजिए हमने शुद्ध कार्बन से बने एक तारे के साथ शुरुआत की। प्रत्येक कार्बन नाभिक में छह प्रोटॉन और छह न्यूट्रॉन होते हैं। जैसे-जैसे प्रोटॉन और न्यूट्रॉन क्षय होते हैं, नाभिक छोटे हो जाते हैं और कम कण होते हैं। इस प्रक्रिया के दौरान, मूल कार्बन नाभिक एक कण तक कम हो जाता है, और तारा शुद्ध हाइड्रोजन के रूप में अपने जीवन चक्र को पूरा करता है।

दो चीजें इस सरल तस्वीर को जटिल बनाती हैं। सबसे पहले, उच्च-ऊर्जा विकिरण, जो प्रोटॉन क्षय के परिणामस्वरूप जारी होता है, नाभिक से अन्य प्रोटॉन और न्यूट्रॉन जारी कर सकता है। ये मुक्त कण, एक नियम के रूप में, अपनी नई स्वतंत्रता को छोड़ देते हैं और अन्य नाभिकों के साथ एकजुट होते हैं। औसतन, प्रत्येक प्रोटॉन क्षय एक अतिरिक्त प्रोटॉन या न्यूट्रॉन के एक नाभिक से दूसरे में एक संक्रमण के साथ होता है। इस प्रकार, हमें एक प्रकार का परमाणु छलांग लगता है।

दूसरी समस्या शीत संलयन है। कम तापमान पर भी, इस मामले में निरपेक्ष शून्य से एक डिग्री नीचे नहीं, कभी-कभी हाइजेनबर्ग अनिश्चितता सिद्धांत के कारण नाभिक को संश्लेषित किया जा सकता है। कणों की तरंग प्रकृति के कारण, उनकी स्थिति का सटीक स्थान निर्धारित करना संभव नहीं है। नतीजतन, दो नाभिक कभी-कभी एक-दूसरे के करीब होते हैं जो एक भारी नाभिक का संश्लेषण करते हैं। सफेद बौने की गहराई में, जो पृथ्वी की तुलना में एक मिलियन गुना अधिक है, हाइड्रोजन का ठंडा संश्लेषण केवल एक लाख साल, और कार्बन - लगभग दो सौ कॉस्मोलॉजिकल दशकों (10,200 वर्ष) तक होता है। इस प्रकार, सफेद बौने हीलियम संरचना को बनाए रखते हैं। हालांकि, दिए गए समय अंतराल इतने लंबे हैं कि प्रोटॉन क्षय चरण के दौरान शीत संलयन सफेद बौने के विकास को महत्वपूर्ण रूप से प्रभावित नहीं करता है, जो कि 10 37 वर्षों में होगा। यह भी स्पष्ट है कि शीत संलयन आधुनिक ब्रह्मांड में कोई दिलचस्प भूमिका क्यों नहीं निभाता है।

प्रोटॉन क्षय के दौरान सफेद बौना बड़े पैमाने पर खोना जारी रखता है, इसकी संरचना ध्यान देने योग्य परिवर्तनों से गुजरती है। पतित पदार्थ की अतार्किक प्रकृति के कारण, इसके द्रव्यमान में कमी आने पर सफेद बौने का रेडियल आकार बढ़ जाता है। जब एक तारा फैलता है, तो उसका घनत्व कम हो जाता है, और पदार्थ अंततः पतित होना बंद हो जाता है। यह संक्रमण तब होता है जब तारा का द्रव्यमान बृहस्पति के द्रव्यमान तक घट जाता है - सूर्य के द्रव्यमान से लगभग एक हजार गुना छोटा। विकास के इस चरण में, तारे में पानी का घनत्व और सूर्य की तुलना में दस गुना छोटा त्रिज्या होता है। स्टार में हाइड्रोजन परमाणुओं का एक जमा हुआ द्रव्यमान होता है: बर्फीले हाइड्रोजन की विशाल गेंद का एक प्रकार।

पतित अवस्था के लुप्त होने के बाद, सफेद क्रिस्टलीय बौना तब तक कम होता रहता है जब तक कि यह इतना छोटा नहीं हो जाता कि यह एक तारे के रूप में कार्य नहीं कर सकता। यह अंतिम संक्रमण तारकीय विकास का अंत बन जाता है। एक सच्चा सितारा तब मर जाता है जब वह पारदर्शी हो जाता है, जब तारे के अंदर फैलने वाला विकिरण स्वतंत्र रूप से, बिना बिखरे, उससे अलग हो सकता है। इस मोड़ पर, तारे का द्रव्यमान केवल 10 24 ग्राम है - पृथ्वी के द्रव्यमान से लगभग छह हजार गुना छोटा।

इस प्रकार, विकास के चरम चरण पर अधिकांश सितारे हाइड्रोजन की गांठ में बदल जाते हैं, जिसका आकार चंद्रमा से लगभग सत्तर गुना छोटा होता है। जैसे ही प्रोटोन क्षय प्रक्रिया समाप्त होती है, यह गांठ लुप्त होती रहती है। इस प्रकार, सफेद बौनों का अंतिम भाग्य स्पष्ट हो जाता है: उनमें से कुछ भी नहीं रहता है। तारे की सारी ऊर्जा, अंततोगत्वा, अंतरालीय अंतरिक्ष में उत्सर्जित होती है। और फिर, ऊष्मप्रवैगिकी, अंततः गुरुत्वाकर्षण पर काबू पा लेता है।

न्यूट्रॉन तारे, सफेद बौनों के ये दुर्लभ और घने रिश्तेदार, एक समान तरीके से वाष्पित होते हैं। प्रोटोन क्षय, न्यूट्रॉन सितारों को लगभग समान प्रकाश: लगभग चार सौ वाट प्रदान करता है। न्यूट्रॉन तारे सफेद बौनों की तुलना में बहुत छोटे होते हैं। इसलिए, एक ही विकिरण शक्ति होने के लिए, इन तारों की सतह गर्म होनी चाहिए: एक विशिष्ट न्यूट्रिन स्टार के मामले में केल्विन के बारे में तीन डिग्री। लगभग इस तापमान में एक आधुनिक राहत विकिरण है, जो आज ब्रह्मांड में उपलब्ध न्यूनतम तापमान को निर्धारित करता है। सैंतीसवें से तीसवें ब्रह्माण्ड के दशकों तक, न्यूट्रॉन तारे तीन डिग्री केल्विन के तापमान पर बेहोश प्रकाश उत्सर्जित करते हैं, यह ब्रह्मांड की सबसे गर्म वस्तुओं में से एक होगा।

हालांकि, उनके जीवन के अंतिम चरणों में, न्यूट्रॉन तारे सफेद बौनों से कुछ अलग होते हैं। जैसे-जैसे न्यूट्रॉन तारा प्रोटॉन क्षय की प्रक्रिया में अपना द्रव्यमान खोता जाता है, यह कम घना होता जाता है और अंततः, न्यूट्रॉन अध: पतन गायब हो जाता है। जैसे ही न्यूट्रॉन क्षीण होने लगते हैं, उन्हें प्रोटॉन, इलेक्ट्रॉन और एंटीन्यूट्रिनो में बदल दिया जाता है। यह संक्रमण तब होता है जब तारे का द्रव्यमान सूर्य के दसवें द्रव्यमान से कम हो जाता है, और इसकी त्रिज्या लगभग एक सौ चौंसठ किलोमीटर है। इस स्तर पर, इलेक्ट्रॉनों के पतित रहने के लिए घनत्व अभी भी काफी बड़ा है, और तारा एक सफेद बौने के समान है। एक सफेद बौने के समान शेष तारकीय वस्तु, प्रोटॉन क्षय की बढ़ती संख्या के रूप में बड़े पैमाने पर खोती रहती है, जब तक कि इलेक्ट्रॉनों की अध: पतन गायब नहीं हो जाती। जब हमारी वस्तु बर्फीले हाइड्रोजन ब्लॉक में बदल जाती है, जिसका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के एक हजारवें हिस्से से अधिक नहीं होता है। फिर प्रोटॉन क्रिस्टल जाली में सड़ जाते हैं, जो अंत में, तारे के पूर्ण वाष्पीकरण और विकिरण और छोटे कणों में इसके परिवर्तन की ओर जाता है। अंत में, न्यूट्रॉन सितारों का कुछ भी नहीं रहता है।

ग्रहों के दीर्घकालिक भाग्य का एक समान इतिहास है। ग्रहों में मुख्य रूप से प्रोटॉन होते हैं, जो क्षय होते हैं, जिसके परिणामस्वरूप ग्रह विकिरण में बदल जाता है। जब तक शेष ग्रह प्रोटॉन क्षय की प्रक्रिया में ढहने लगते हैं, तब तक वे लंबे समय तक मूल तारों से अलग हो चुके होंगे और अंतरिक्ष के विशाल विस्तार में अकेले ही भटकेंगे। ग्रह के धीमे विनाश के साथ, वे एक मामूली शक्ति का उत्पादन करते हैं: पृथ्वी जैसे ग्रह के मामले में केवल एक मिलीवाट। और यद्यपि ग्रहों में शुरू में सितारों की तुलना में अधिक भारी तत्व होते हैं, उनके समय में वे जमे हुए हाइड्रोजन में भी बदल जाएंगे। यहां तक ​​कि शुद्ध लोहे से युक्त एक ग्रह तीस-आठवें ब्रह्माण्डीय दशक तक ध्वस्त हो जाएगा - लगभग छह प्रोटॉन अर्ध-जीवन। उनतीसवें ब्रह्माण्ड संबंधी दशक के दौरान, ग्रह हाइड्रोजन क्रिस्टल के एक छोटे गांठ से पूरी तरह से नष्ट अवस्था में विकसित होगा।

पार्थिव ब्रह्माण्ड संबंधी दशक तक, ब्रह्मांड में लगभग सभी प्रोटॉन क्षय हो जाएंगे, और पतित तारकीय अवशेष गायब हो जाएंगे। पहली नज़र में, यह विकिरण के एक बिखरे हुए समुद्र के ठोस और अविनाशी तारकीय अवशेष द्वारा प्रतिस्थापित किया जाएगा, जिसमें मुख्य रूप से प्रोटॉन और न्यूट्रिनोस होते हैं, जिनमें पॉज़िट्रॉन और इलेक्ट्रॉनों का एक छोटा मिश्रण होता है। ब्रह्मांड एक नए चरित्र का अधिग्रहण करेगा। कभी-कभी, हड़ताली वीरानी के इस विशाल क्षेत्र में, बेहद घुमावदार स्पेसटाइम, जिसे ब्लैक होल कहा जाता है, के एकान्त क्षेत्र पाए जाते हैं। क्षय काल के अंत में, एक से कई अरब सौर द्रव्यमान वाले ब्लैक होल जिद्दी रूप से अगले युग में आने की कोशिश करते हैं।

टिप्पणी:

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