पीले तारे सर्वाधिक हैं। नीले - सफेद - पीले - लाल तारे - रंग के आधार पर तारों में अंतर। अपने विकासवादी विकास के विभिन्न चरणों में होने के कारण, तारों को सामान्य तारे, बौने तारे, विशाल तारे में विभाजित किया जाता है
तारे गर्म गैस के विशाल समूह हैं। इनमें मुख्य रूप से दो प्रकार की गैसें होती हैं - हाइड्रोजन और हीलियम। हाइड्रोजन और हीलियम के संलयन के कारण एक ऊर्जा निकलती है, जिसके कारण तारे इतने चमकीले और गर्म होते हैं और शायद इसीलिए वे हमें सफेद दिखाई देते हैं। और सबसे प्रसिद्ध सितारे के बारे में क्या? यह अब हमें उतना सफ़ेद नहीं दिखता, बल्कि पीला जैसा दिखता है। और लाल, भूरे, नीले तारे हैं।
यह समझने के लिए कि तारे अलग-अलग रंगों में क्यों आते हैं, किसी तारे के प्रकट होने से लेकर उसके पूर्ण विलुप्त होने तक के संपूर्ण जीवन पथ का पता लगाना आवश्यक है।
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| फोटो निगेल होवे द्वारा |
अब आप समझ गए हैं कि प्रत्येक तारा अपने विकास के विभिन्न पथों से गुजरता है और लगातार अपना आकार, रंग, चमक, तापमान बदलता रहता है। इसलिए, सितारों की बहुत सारी किस्में हैं। सबसे छोटे तारे लाल हैं। मध्यम तारे पीले रंग के होते हैं, जैसे हमारा सूर्य। बड़े तारे नीले होते हैं, वे सबसे चमकीले तारे होते हैं। भूरे बौनों में बहुत कम ऊर्जा होती है और वे विकिरण से नष्ट हुई ऊर्जा की भरपाई करने में असमर्थ होते हैं। सफेद बौने धीरे-धीरे ठंडे तारे हैं जो जल्द ही अदृश्य और अंधेरे हो जाते हैं।
हमारे सौर मंडल का एकमात्र तारा, सूर्य, एक पीला बौना है। नॉर्थ स्टार, जो नाविकों को रास्ता दिखाता है, एक नीला महादानव है। प्रॉक्सिमा सेंटॉरी, सूर्य का सबसे निकटतम तारा, एक लाल बौना है। ब्रह्माण्ड के अधिकांश तारे भी लाल बौने ही हैं। और हमें सभी तारे सफेद दिखाई देते हैं, क्यों? पता चला कि इसका कारण तारों का धुंधलापन और हमारी दृष्टि है। यह इतना तेज़ नहीं है कि ऐसे तारों के अलग-अलग रंगों को पकड़ सके। लेकिन हम अभी भी सबसे चमकीले तारों के रंग को अलग कर सकते हैं।
अब आप जानते हैं कि तारे केवल सफेद नहीं होते हैं और आप कार्य को आसानी से पूरा कर सकते हैं।
व्यायाम:
- रंगीन तारों से भरा आकाश बनाएं। यह ठीक उसी प्रकार का आकाश है जिसे हम देख सकते हैं यदि हमारी दृष्टि अधिक पैनी हो।
रात के आकाश को देखो, तारे क्या हैं।साफ, अंधेरी रातों में सामान्य दृष्टि से, आप हजारों तारे देख सकते हैं, कुछ बमुश्किल दिखाई देते हैं, कुछ इतने चमकीले होते हैं कि आप उन्हें तब देख सकते हैं जब आकाश अभी भी नीला हो! कुछ तारे दूसरों की तुलना में अधिक चमकीले क्यों होते हैं?
दो कारणों से. कुछ बस हमारे करीब हैं, जबकि अन्य, हालांकि बहुत दूर हैं, आकार में अकल्पनीय रूप से बड़े हैं। आइए दक्षिणी आकाश के एक छोटे से हिस्से पर नज़र डालें।
यह एक तारे का नाम है(पीला), रात के आकाश में सबसे चमकीले सितारों में से एक है, यह हमारे जैसा ही है, केवल थोड़ा बड़ा और चमकीला है, और इसका रंग लगभग एक जैसा है। इसकी चमक का कारण यह है कि यह (अंतरिक्ष के संदर्भ में) हमारे बहुत करीब है: केवल 4.4 प्रकाश वर्ष।
लेकिन दूसरे सबसे चमकीले तारे (नीले से थोड़ा ऊपर) को देखें, जिसे के नाम से जाना जाता है बीटा सेंटॉरी.
बीटा सेंटॉरी वास्तव में अल्फा सेंटॉरी का पड़ोसी नहीं है। हालाँकि पीला तारा पृथ्वी से केवल 4.4 प्रकाश वर्ष दूर है, बीटा सेंटॉरी, पृथ्वी से 530 प्रकाश वर्ष दूर स्थित है, या 100 से भी अधिक गुना आगे!
फिर, बीटा सेंटॉरी अल्फ़ा सेंटॉरी की तरह ही चमकीला क्यों है?हाँ, क्योंकि यह एक अलग प्रकार का तारा है! रंग को देखें तो तारे क्या हैं? पीला "जी-प्रकार" अल्फा सेंटॉरी, बिल्कुल हमारे सूर्य की तरह। और बीटा सेंटॉरी नीले सितारों में से एक है, और "बी-प्रकार" सितारों से संबंधित है।
प्रत्येक तारे के 5 मुख्य पैरामीटर हैं:1. चमक, 2. रंग, 3. तापमान, 4. आकार, 5. वज़न। ये विशेषताएँ एक दूसरे पर काफी हद तक निर्भर हैं। रंग तारे के तापमान पर निर्भर करता है, तीव्रता तापमान और आकार पर निर्भर करती है।
तारे का रंग और तापमान
अपने रंगों के बावजूद, तारों के तीन प्राथमिक रंग होते हैं: लाल, पीला और नीला। हमारा सूर्य पीले तारों में से एक है। रंग उसके तापमान पर निर्भर करता है। पीले तारों की सतह का तापमान 6000°C तक पहुँच जाता है। लाल तारे अपनी सतह के तापमान 2000°C से 3000°C तक अधिक ठंडे होते हैं। और नीले तारे 10,000°C से 100,000°C तक सबसे गर्म माने जाते हैं।
कोई भी तारा - पीला, नीला या लाल - गैस का एक गर्म गोला है। प्रकाशकों का आधुनिक वर्गीकरण कई मापदंडों पर आधारित है। इनमें सतह का तापमान, आकार और चमक शामिल हैं। साफ़ रात में दिखाई देने वाले तारे का रंग मुख्य रूप से पहले पैरामीटर पर निर्भर करता है। सबसे गर्म चमकदार नीली या नीली हैं, सबसे ठंडी लाल हैं। पीले तारे, जिनके उदाहरण नीचे दिए गए हैं, तापमान पैमाने पर मध्य स्थान पर हैं। सूर्य इन प्रकाशमानों में से एक है।
मतभेद
अलग-अलग तापमान पर गर्म किए गए पिंड अलग-अलग तरंग दैर्ध्य के साथ प्रकाश उत्सर्जित करते हैं। मानव आँख द्वारा निर्धारित रंग इसी पैरामीटर पर निर्भर करता है। तरंग दैर्ध्य जितनी कम होगी, शरीर उतना ही गर्म होगा और उसका रंग सफेद और नीले रंग के करीब होगा। यह बात सितारों के लिए भी सच है.
लाल प्रकाशमान सबसे ठंडे होते हैं। उनकी सतह का तापमान केवल 3 हजार डिग्री तक पहुंचता है। तारा पीला है, हमारे सूर्य की तरह, पहले से ही गर्म है। इसका प्रकाशमंडल 6000º तक गर्म होता है। श्वेत प्रकाशमान और भी गर्म होते हैं - 10 से 20 हजार डिग्री तक। और अंत में, नीले तारे सबसे गर्म होते हैं। इनकी सतह का तापमान 30 से 100 हजार डिग्री तक पहुँच जाता है।
सामान्य विशेषताएँ
पीले बौने की विशेषताएं
आकार में छोटे, प्रकाशकों की विशेषता प्रभावशाली जीवनकाल है। यह पैरामीटर 10 अरब वर्ष है। सूर्य अब लगभग अपने जीवन चक्र के मध्य में स्थित है, अर्थात, मुख्य अनुक्रम को छोड़ने और लाल दानव बनने में लगभग 5 अरब वर्ष शेष हैं।
तारा, पीला और "बौना" प्रकार से संबंधित है, इसके आयाम सूर्य के समान हैं। ऐसे प्रकाशकों के लिए ऊर्जा का स्रोत हाइड्रोजन से हीलियम का संश्लेषण है। कोर में हाइड्रोजन समाप्त होने और हीलियम दहन शुरू होने के बाद वे विकास के अगले चरण में चले जाते हैं।
सूर्य के अलावा, पीले बौनों में ए, अल्फा उत्तरी कोरोना, म्यू बूट्स, ताऊ सेटी और अन्य चमकदार शामिल हैं।
पीली उपदानियाँ
हाइड्रोजन ईंधन ख़त्म होने के बाद सूर्य के समान तारे बदलने लगते हैं। जब कोर में हीलियम प्रज्वलित होता है, तो तारा फैल जाएगा और बदल जाएगा। हालाँकि, यह अवस्था तुरंत नहीं होती है। सबसे पहले बाहरी परतें जलने लगती हैं। तारा पहले ही मुख्य अनुक्रम छोड़ चुका है, लेकिन अभी तक विस्तारित नहीं हुआ है - यह उपदानव अवस्था में है। ऐसे तारे का द्रव्यमान सामान्यतः 1 से 5 तक होता है
जो तारे आकार में अधिक प्रभावशाली होते हैं वे पीले उपदानव चरण से भी गुजर सकते हैं। हालाँकि, उनके लिए यह चरण कम स्पष्ट है। आज सबसे प्रसिद्ध उपदानव प्रोसीओन (अल्फा कैनिस माइनर) है।
वास्तविक दुर्लभता
पीले तारे, जिनके नाम ऊपर दिए गए थे, ब्रह्मांड में काफी सामान्य प्रकार के हैं। हाइपरजाइंट्स के साथ स्थिति अलग है। ये वास्तविक दिग्गज हैं, जिन्हें सबसे भारी, सबसे चमकीला और सबसे बड़ा माना जाता है और साथ ही इनकी जीवन प्रत्याशा सबसे कम होती है। अधिकांश ज्ञात हाइपरजायंट चमकीले नीले रंग के चर हैं, लेकिन उनमें सफेद, पीले और यहां तक कि लाल तारे भी हैं।
ऐसे दुर्लभ ब्रह्मांडीय पिंडों में, उदाहरण के लिए, Rho Cassiopeia है। यह एक पीला हाइपरजायंट है, जो चमक में सूर्य से 550 हजार गुना आगे है। यह हमारे ग्रह से 12,000 मीटर दूर है। साफ़ रात में, इसे नग्न आंखों से देखा जा सकता है (दृश्यमान चमक 4.52 मीटर है)।
अति विशाल तारे
हाइपरजाइंट्स सुपरजाइंट्स का एक विशेष मामला है। उत्तरार्द्ध में पीले सितारे भी शामिल हैं। खगोलविदों के अनुसार, वे नीले से लाल महादानवों तक प्रकाशमानों के विकास में एक संक्रमणकालीन चरण हैं। फिर भी, पीले सुपरजायंट के चरण में, एक तारा काफी लंबे समय तक मौजूद रह सकता है। एक नियम के रूप में, विकास के इस चरण में, प्रकाशक मरते नहीं हैं। बाहरी अंतरिक्ष के अध्ययन के पूरे समय में, पीले सुपरजायंट्स द्वारा उत्पन्न केवल दो सुपरनोवा रिकॉर्ड किए गए हैं।
ऐसे प्रकाशकों में कैनोपस (अल्फा कैरिना), रस्ताबन (बीटा ड्रैगन), बीटा एक्वेरियस और कुछ अन्य वस्तुएं शामिल हैं।
जैसा कि आप देख सकते हैं, सूर्य की तरह पीले प्रत्येक तारे में विशिष्ट विशेषताएं होती हैं। हालाँकि, हर किसी में कुछ न कुछ समानता होती है - यह वह रंग है जो प्रकाशमंडल को कुछ तापमानों तक गर्म करने का परिणाम है। नामित लोगों के अलावा, ऐसे प्रकाशकों में एप्सिलॉन शील्ड और बीटा क्रो (उज्ज्वल दिग्गज), दक्षिणी त्रिभुज का डेल्टा और बीटा जिराफ़ (सुपरजायंट), कैपेला और विन्डेमियाट्रिक्स (दिग्गज) और कई अन्य ब्रह्मांडीय पिंड शामिल हैं। यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि वस्तु वर्गीकरण में दर्शाया गया रंग हमेशा दृश्यमान रंग से मेल नहीं खाता है। ऐसा इसलिए होता है क्योंकि प्रकाश का असली रंग गैस और धूल से और वायुमंडल से गुजरने के बाद भी विकृत हो जाता है। खगोलभौतिकीविद् रंग निर्धारित करने के लिए स्पेक्ट्रोग्राफ का उपयोग करते हैं: यह मानव आँख की तुलना में कहीं अधिक सटीक जानकारी प्रदान करता है। यह उन्हीं की बदौलत है कि वैज्ञानिक हमसे काफी दूरी पर स्थित नीले, पीले और लाल तारों के बीच अंतर कर सकते हैं।
तारे बहुत अलग होते हैं: छोटे और बड़े, चमकीले और बहुत चमकीले नहीं, बूढ़े और जवान, गर्म और ठंडे, सफेद, नीले, पीले, लाल, आदि।
हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख आपको तारों के वर्गीकरण को समझने की अनुमति देता है।
यह किसी तारे के पूर्ण परिमाण, चमक, वर्णक्रमीय प्रकार और सतह के तापमान के बीच संबंध को दर्शाता है। इस आरेख में तारे बेतरतीब ढंग से व्यवस्थित नहीं हैं, बल्कि अच्छी तरह से परिभाषित क्षेत्र बनाते हैं।
अधिकांश तारे तथाकथित पर स्थित हैं मुख्य अनुक्रम. मुख्य अनुक्रम का अस्तित्व इस तथ्य के कारण है कि हाइड्रोजन जलने का चरण अधिकांश सितारों के विकास के समय का ~90% है: तारे के केंद्रीय क्षेत्रों में हाइड्रोजन के जलने से एक आइसोथर्मल हीलियम कोर का निर्माण होता है, लाल विशाल अवस्था में संक्रमण, और मुख्य अनुक्रम से तारे का प्रस्थान। लाल दिग्गजों का अपेक्षाकृत संक्षिप्त विकास, उनके द्रव्यमान के आधार पर, सफेद बौनों, न्यूट्रॉन सितारों या ब्लैक होल के निर्माण की ओर ले जाता है।
अपने विकासवादी विकास के विभिन्न चरणों में होने के कारण, तारों को सामान्य तारे, बौने तारे, विशाल तारे में विभाजित किया जाता है।
सामान्य तारे मुख्य अनुक्रम तारे होते हैं। हमारा सूर्य उनमें से एक है। कभी-कभी सूर्य जैसे सामान्य तारों को पीला बौना कहा जाता है।
पीला बौना
पीला बौना एक प्रकार का छोटा मुख्य अनुक्रम तारा है जिसका द्रव्यमान 0.8 और 1.2 सौर द्रव्यमान के बीच होता है और सतह का तापमान 5000-6000 K होता है।
एक पीले बौने का जीवनकाल औसतन 10 अरब वर्ष होता है।
हाइड्रोजन की पूरी आपूर्ति ख़त्म हो जाने के बाद, तारा आकार में कई गुना बढ़ जाता है और एक लाल दानव में बदल जाता है। इस प्रकार के तारे का एक उदाहरण एल्डेबारन है।
लाल विशाल गैस की अपनी बाहरी परतों को बाहर निकालता है, जिससे ग्रहीय नीहारिकाएं बनती हैं, और कोर एक छोटे, घने सफेद बौने में ढह जाता है।
लाल दानव एक बड़ा लाल या नारंगी तारा है। ऐसे तारों का निर्माण तारा निर्माण के चरण और उनके अस्तित्व के बाद के चरणों दोनों में संभव है।
प्रारंभिक चरण में, तारा संपीड़न के दौरान जारी गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा के कारण विकिरण करता है, जब तक कि थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया की शुरुआत से संपीड़न बंद नहीं हो जाता।
तारों के विकास के बाद के चरणों में, उनके आंतरिक भाग में हाइड्रोजन जलने के बाद, तारे मुख्य अनुक्रम से उतरते हैं और हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख के लाल दिग्गजों और सुपरजाइंट्स के क्षेत्र में चले जाते हैं: यह चरण लगभग 10% तक रहता है तारों के "सक्रिय" जीवन का समय, यानी उनके विकास के चरण, जिसके दौरान तारकीय आंतरिक भाग में न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रतिक्रियाएं होती हैं।
विशाल तारे की सतह का तापमान अपेक्षाकृत कम, लगभग 5000 डिग्री होता है। एक विशाल त्रिज्या, 800 सौर तक पहुंचती है और इतने बड़े आकार के कारण, एक विशाल चमक। सबसे अधिक विकिरण स्पेक्ट्रम के लाल और अवरक्त क्षेत्रों पर पड़ता है, इसीलिए इन्हें लाल दानव कहा जाता है।
सबसे बड़े दिग्गज लाल सुपरजायंट में बदल जाते हैं। ओरायन तारामंडल में बेटेल्गेयूज़ नामक तारा लाल महादानव का सबसे आकर्षक उदाहरण है।
बौने तारे दिग्गजों के विपरीत होते हैं और इस प्रकार हो सकते हैं।
एक सफेद बौना वह है जो लाल विशाल चरण से गुजरने के बाद 1.4 सौर द्रव्यमान से अधिक नहीं होने वाले द्रव्यमान वाले एक साधारण तारे का अवशेष होता है।
हाइड्रोजन की अनुपस्थिति के कारण ऐसे तारों के कोर में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया नहीं होती है।
सफ़ेद बौने बहुत घने होते हैं। वे आकार में पृथ्वी से बड़े नहीं हैं, लेकिन उनके द्रव्यमान की तुलना सूर्य के द्रव्यमान से की जा सकती है।
ये अविश्वसनीय रूप से गर्म तारे हैं, जिनका तापमान 100,000 डिग्री या उससे अधिक तक पहुँच जाता है। वे अपनी शेष ऊर्जा पर चमकते हैं, लेकिन समय के साथ, यह खत्म हो जाती है, और कोर ठंडा हो जाता है, एक काले बौने में बदल जाता है।
लाल बौने ब्रह्मांड में सबसे आम तारकीय प्रकार की वस्तुएं हैं। उनकी बहुतायत का अनुमान आकाशगंगा के सभी तारों की संख्या का 70 से 90% तक है। ये दूसरे स्टार्स से काफी अलग हैं.
लाल बौनों का द्रव्यमान सौर द्रव्यमान के एक तिहाई से अधिक नहीं होता है (निचली द्रव्यमान सीमा 0.08 सौर है, इसके बाद भूरे बौने होते हैं), सतह का तापमान 3500 K तक पहुँच जाता है। लाल बौनों का वर्णक्रमीय प्रकार M या देर K होता है। इसके तारे प्रकार बहुत कम प्रकाश उत्सर्जित करता है, कभी-कभी सूर्य से 10,000 गुना छोटा।
उनके कम विकिरण को देखते हुए, कोई भी लाल बौना पृथ्वी से नग्न आंखों को दिखाई नहीं देता है। यहां तक कि सूर्य के निकटतम लाल बौना, प्रॉक्सिमा सेंटॉरी (सूर्य के ट्रिपल सिस्टम में सबसे निकटतम तारा) और निकटतम एकल लाल बौना, बरनार्ड स्टार का स्पष्ट परिमाण क्रमशः 11.09 और 9.53 है। वहीं, 7.72 तक की तीव्रता वाले तारे को नग्न आंखों से देखा जा सकता है।
हाइड्रोजन दहन की कम दर के कारण, लाल बौनों का जीवनकाल बहुत लंबा होता है - दसियों अरबों से लेकर दसियों खरबों वर्षों तक (0.1 सौर द्रव्यमान वाला एक लाल बौना 10 खरब वर्षों तक जलता रहेगा)।
लाल बौनों में, हीलियम से जुड़ी थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं असंभव हैं, इसलिए वे लाल दिग्गजों में नहीं बदल सकते। समय के साथ, वे धीरे-धीरे सिकुड़ते हैं और अधिक से अधिक गर्म हो जाते हैं जब तक कि वे हाइड्रोजन ईंधन की पूरी आपूर्ति का उपयोग नहीं कर लेते।
धीरे-धीरे, सैद्धांतिक अवधारणाओं के अनुसार, वे नीले बौनों में बदल जाते हैं - सितारों का एक काल्पनिक वर्ग, जबकि कोई भी लाल बौना अभी तक नीले बौने में और फिर हीलियम कोर के साथ सफेद बौनों में बदलने में कामयाब नहीं हुआ है।
भूरा बौना - उपतारकीय वस्तुएं (लगभग 0.01 से 0.08 सौर द्रव्यमान की सीमा में द्रव्यमान के साथ, या, क्रमशः, 12.57 से 80.35 बृहस्पति द्रव्यमान और व्यास लगभग बृहस्पति के बराबर), जिसकी गहराई में, मुख्य के विपरीत अनुक्रम तारों में, हाइड्रोजन के हीलियम में रूपांतरण के साथ कोई थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रिया नहीं होती है।
मुख्य अनुक्रम तारों का न्यूनतम तापमान लगभग 4000 K होता है, भूरे बौनों का तापमान 300 से 3000 K तक होता है। भूरे बौने अपने पूरे जीवन भर लगातार ठंडे रहते हैं, जबकि बौना जितना बड़ा होता है, वह उतनी ही धीमी गति से ठंडा होता है।
भूरे रंग के बौने
सबब्राउन बौने या भूरे सबबौने ठंडी संरचनाएं हैं जो द्रव्यमान में भूरे बौने की सीमा से नीचे होती हैं। उनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के लगभग सौवें हिस्से से कम है या, क्रमशः, बृहस्पति के 12.57 द्रव्यमान से, निचली सीमा परिभाषित नहीं है। इन्हें आमतौर पर ग्रह माना जाता है, हालांकि वैज्ञानिक समुदाय अभी तक इस बारे में अंतिम निष्कर्ष पर नहीं पहुंचा है कि ग्रह किसे माना जाता है और उपभूरा बौना किसे माना जाता है।
काला बौना
काले बौने सफेद बौने होते हैं जो ठंडे हो जाते हैं और इसलिए दृश्य सीमा में विकिरण नहीं करते हैं। सफ़ेद बौनों के विकास में अंतिम चरण का प्रतिनिधित्व करता है। काले बौनों का द्रव्यमान, सफेद बौनों के द्रव्यमान की तरह, ऊपर से 1.4 सौर द्रव्यमान द्वारा सीमित होता है।
एक द्विआधारी तारा दो गुरुत्वाकर्षण से बंधे तारे हैं जो द्रव्यमान के एक सामान्य केंद्र के चारों ओर घूमते हैं।
कभी-कभी तीन या अधिक तारों की प्रणाली होती है, ऐसी सामान्य स्थिति में प्रणाली को बहु तारा कहा जाता है।
ऐसे मामलों में जहां ऐसी तारा प्रणाली पृथ्वी से बहुत दूर नहीं है, दूरबीन के माध्यम से अलग-अलग तारों को पहचाना जा सकता है। यदि दूरी महत्वपूर्ण है, तो यह समझने के लिए कि खगोलविदों के सामने एक दोहरा तारा केवल अप्रत्यक्ष संकेतों से ही संभव है - एक तारे के आवधिक ग्रहण के कारण दूसरे और कुछ अन्य द्वारा होने वाले चमक में उतार-चढ़ाव।
नया सितारा
तारे जिनकी चमक अचानक 10,000 गुना बढ़ जाती है। नोवा एक द्विआधारी प्रणाली है जिसमें एक सफेद बौना और एक मुख्य अनुक्रम साथी तारा शामिल होता है। ऐसी प्रणालियों में, तारे से गैस धीरे-धीरे सफेद बौने में प्रवाहित होती है और समय-समय पर वहां विस्फोट करती है, जिससे चमक में विस्फोट होता है।
सुपरनोवा
सुपरनोवा एक तारा है जो एक विनाशकारी विस्फोटक प्रक्रिया में अपना विकास समाप्त करता है। इस मामले में भड़कना किसी नए तारे की तुलना में कई गुना अधिक बड़ा हो सकता है। इतना शक्तिशाली विस्फोट तारे में विकास के अंतिम चरण में होने वाली प्रक्रियाओं का परिणाम है।
न्यूट्रॉन स्टार
न्यूट्रॉन तारे (एनएस) 1.5 सौर द्रव्यमान के क्रम के द्रव्यमान के साथ तारकीय संरचनाएं हैं और सफेद बौनों की तुलना में आकार में काफी छोटे हैं, न्यूट्रॉन तारे की विशिष्ट त्रिज्या, संभवतः, 10-20 किलोमीटर के क्रम की है।
इनमें मुख्य रूप से तटस्थ उपपरमाण्विक कण - न्यूट्रॉन होते हैं, जो गुरुत्वाकर्षण बलों द्वारा कसकर संकुचित होते हैं। ऐसे तारों का घनत्व अत्यंत अधिक होता है, आनुपातिक होता है और कुछ अनुमानों के अनुसार यह परमाणु नाभिक के औसत घनत्व से कई गुना अधिक हो सकता है। एनजेड पदार्थ के एक घन सेंटीमीटर का वजन करोड़ों टन होगा। न्यूट्रॉन तारे की सतह पर गुरुत्वाकर्षण बल पृथ्वी की तुलना में लगभग 100 अरब गुना अधिक है।
वैज्ञानिकों के अनुसार हमारी आकाशगंगा में 100 मिलियन से लेकर 1 बिलियन तक न्यूट्रॉन तारे हो सकते हैं, यानी एक हजार में से लगभग एक सामान्य तारे।
पल्सर
पल्सर आवधिक विस्फोट (पल्स) के रूप में पृथ्वी पर आने वाले विद्युत चुम्बकीय विकिरण के ब्रह्मांडीय स्रोत हैं।
प्रमुख खगोल भौतिकी मॉडल के अनुसार, पल्सर एक चुंबकीय क्षेत्र के साथ न्यूट्रॉन तारे घूम रहे हैं जो घूर्णन की धुरी पर झुका हुआ है। जब पृथ्वी इस विकिरण से बने शंकु में गिरती है, तो एक विकिरण पल्स को रिकॉर्ड करना संभव होता है जो तारे की क्रांति की अवधि के बराबर अंतराल पर दोहराया जाता है। कुछ न्यूट्रॉन तारे प्रति सेकंड 600 चक्कर लगाते हैं।
सेफ़ीड
सेफिड्स काफी सटीक अवधि-चमकदार संबंध के साथ स्पंदित चर सितारों का एक वर्ग है, जिसका नाम डेल्टा सेफेई स्टार के नाम पर रखा गया है। सबसे प्रसिद्ध सेफिड्स में से एक नॉर्थ स्टार है।
तारों के मुख्य प्रकारों (प्रकारों) की उनकी संक्षिप्त विशेषताओं के साथ उपरोक्त सूची, निश्चित रूप से, ब्रह्मांड में तारों की संपूर्ण संभावित विविधता को समाप्त नहीं करती है।
हर कोई जानता है कि आकाश में तारे कैसे दिखते हैं। छोटी, चमकती रोशनी. प्राचीन काल में, लोग इस घटना के लिए कोई स्पष्टीकरण नहीं दे पाते थे। सितारों को देवताओं की आंखें, मृत पूर्वजों की आत्माएं, संरक्षक और संरक्षक माना जाता था, जो रात के अंधेरे में मनुष्य की शांति की रक्षा करते थे। तब कोई सोच भी नहीं सकता था कि सूर्य भी एक तारा है.
तारा क्या है
लोगों को तारे क्या होते हैं, यह समझने में कई शताब्दियाँ बीत गईं। तारों के प्रकार, उनकी विशेषताएं, वहां होने वाली रासायनिक और भौतिक प्रक्रियाओं के बारे में विचार - यह ज्ञान का एक नया क्षेत्र है। प्राचीन खगोलशास्त्री कल्पना भी नहीं कर सकते थे कि ऐसी ज्योति वास्तव में कोई छोटी सी रोशनी नहीं थी, बल्कि गर्म गैस की एक अकल्पनीय गेंद थी जिसमें प्रतिक्रियाएं होती हैं
थर्मोन्यूक्लियर संलयन. इसमें एक अजीब विरोधाभास है कि मंद तारों का प्रकाश एक परमाणु प्रतिक्रिया की चमकदार चमक है, और सूर्य की आरामदायक गर्मी लाखों केल्विन की राक्षसी गर्मी है।
आकाश में नंगी आंखों से देखे जा सकने वाले सभी तारे आकाशगंगा में हैं। सूर्य भी इसका एक हिस्सा है और इसके बाहरी इलाके में स्थित है। यह कल्पना करना असंभव है कि यदि सूर्य आकाशगंगा के केंद्र में होता तो रात का आकाश कैसा दिखता। आख़िरकार इस आकाशगंगा में तारों की संख्या 200 अरब से भी अधिक है।
खगोल विज्ञान के इतिहास के बारे में थोड़ा
प्राचीन खगोलशास्त्री आकाश में तारों के बारे में असामान्य और दिलचस्प बातें भी बता सकते थे। सुमेरियों ने पहले से ही अलग-अलग नक्षत्रों और राशि चक्र को अलग कर लिया था, वे 360 0 द्वारा पूर्ण कोण के विभाजन की गणना करने वाले पहले व्यक्ति थे। उन्होंने चंद्र कैलेंडर भी बनाया और इसे सौर कैलेंडर के साथ सिंक्रनाइज़ करने में सक्षम थे। मिस्रवासियों का मानना था कि पृथ्वी अंदर है लेकिन वे जानते थे कि बुध और शुक्र सूर्य के चारों ओर घूमते हैं।
चीन में, एक विज्ञान के रूप में खगोल विज्ञान तीसरी सहस्राब्दी ईसा पूर्व के अंत में पहले से ही प्रचलित था। ई., ए
पहली वेधशालाएँ 12वीं शताब्दी में दिखाई दीं। ईसा पूर्व इ। उन्होंने चंद्र और सूर्य ग्रहणों का अध्ययन किया, जबकि उनके कारण को समझने में सक्षम हुए और यहां तक कि पूर्वानुमानित तिथियों की गणना की, उल्का वर्षा और धूमकेतु प्रक्षेप पथों का अवलोकन किया।
प्राचीन इंकास सितारों और ग्रहों के बीच अंतर जानते थे। इस बात के अप्रत्यक्ष प्रमाण हैं कि वे गैलिलियों और ग्रह पर वायुमंडल की उपस्थिति के कारण शुक्र की डिस्क की रूपरेखा के दृश्य धुंधला होने के बारे में जानते थे।
प्राचीन यूनानी पृथ्वी की गोलाकारता को साबित करने में सक्षम थे, उन्होंने प्रणाली की सूर्यकेन्द्रितता के बारे में एक धारणा सामने रखी। उन्होंने सूर्य के व्यास की गणना करने की कोशिश की, यद्यपि गलती से। लेकिन यूनानियों ने सबसे पहले सैद्धांतिक रूप से सुझाव दिया था कि सूर्य पृथ्वी से बड़ा है, इससे पहले हर कोई, दृश्य अवलोकन पर भरोसा करते हुए, अन्यथा विश्वास करता था। ग्रीक हिप्पार्कस पहले व्यक्ति थे जिन्होंने प्रकाशमानों की एक सूची बनाई और विभिन्न प्रकार के सितारों को अलग किया। इस वैज्ञानिक कार्य में तारों का वर्गीकरण चमक की तीव्रता पर आधारित था। हिप्पार्कस ने चमक के 6 वर्गों की पहचान की, कुल मिलाकर कैटलॉग में 850 प्रकाशक थे।
प्राचीन खगोलशास्त्रियों ने किस पर ध्यान दिया?
तारों का मूल वर्गीकरण उनकी चमक पर आधारित था। आख़िरकार, यह मानदंड केवल एक दूरबीन से लैस खगोलशास्त्री के लिए उपलब्ध है। सबसे चमकीले सितारों या अद्वितीय दृश्य गुणों वाले सितारों को भी अपने स्वयं के नाम प्राप्त हुए, और प्रत्येक राष्ट्र के अपने नाम हैं। तो, डेनेब, रिगेल और अल्गोल अरबी नाम हैं, सीरियस लैटिन है, और एंटारेस ग्रीक है। प्रत्येक राष्ट्र में ध्रुव तारे का अपना नाम होता है। यह शायद सितारों के "व्यावहारिक अर्थ" में सबसे महत्वपूर्ण में से एक है। पृथ्वी के घूमने के बावजूद, रात के आकाश में इसके निर्देशांक अपरिवर्तित रहते हैं। यदि बाकी तारे सूर्योदय से सूर्यास्त तक आकाश में घूमते रहते हैं, तो उत्तर सितारा अपना स्थान नहीं बदलता है। इसलिए, यह वह थी जिसे नाविकों और यात्रियों द्वारा एक विश्वसनीय मार्गदर्शक के रूप में उपयोग किया जाता था। वैसे, आम धारणा के विपरीत, यह आकाश का सबसे चमकीला तारा नहीं है। ध्रुव तारा किसी भी तरह से अलग नहीं दिखता - न तो आकार में और न ही चमक की तीव्रता में। आप इसे केवल तभी पा सकते हैं यदि आप जानते हैं कि कहाँ देखना है। यह "करछुल हैंडल" उर्सा माइनर के बिल्कुल अंत में स्थित है।
तारा वर्गीकरण किस पर आधारित है?
आधुनिक खगोलशास्त्री, इस प्रश्न का उत्तर देते हुए कि तारे किस प्रकार के होते हैं, रात के आकाश में चमक की चमक या स्थान का उल्लेख करने की संभावना नहीं है। जब तक कि ऐतिहासिक विषयांतर के क्रम में या ऐसे दर्शकों के लिए तैयार किए गए व्याख्यान में न हो जो खगोल विज्ञान से बहुत दूर है।
तारों का आधुनिक वर्गीकरण उनके वर्णक्रमीय विश्लेषण पर आधारित है। इस मामले में, आमतौर पर आकाशीय पिंड का द्रव्यमान, चमक और त्रिज्या भी इंगित की जाती है। ये सभी संकेतक सूर्य के संबंध में दिए गए हैं, यानी इसकी विशेषताओं को ही माप की इकाइयों के रूप में लिया जाता है।
तारों का वर्गीकरण पूर्ण परिमाण जैसे मानदंड पर आधारित है। यह वायुमंडल के बिना चमक की स्पष्ट डिग्री है, जो पारंपरिक रूप से अवलोकन के बिंदु से 10 पारसेक की दूरी पर स्थित है।
इसके अलावा, चमक परिवर्तनशीलता और तारे के आकार को भी ध्यान में रखा जाता है। वर्तमान में तारों के प्रकार उनके वर्णक्रमीय वर्ग और अधिक विस्तार से, उनके उपवर्ग द्वारा निर्धारित होते हैं। खगोलविदों रसेल और हर्ट्ज़स्प्रंग ने स्वतंत्र रूप से चमक, पूर्ण तापमान सतह और वर्णक्रमीय प्रकार के चमक के बीच संबंधों का विश्लेषण किया। उन्होंने संबंधित समन्वय अक्षों के साथ एक चार्ट बनाया और पाया कि परिणाम बिल्कुल भी अराजक नहीं था। ग्राफ़ पर प्रकाशक स्पष्ट रूप से अलग-अलग समूहों में स्थित थे। आरेख किसी तारे के वर्णक्रमीय प्रकार को जानकर, कम से कम अनुमानित सटीकता के साथ उसके पूर्ण परिमाण को निर्धारित करने की अनुमति देता है।
तारे कैसे पैदा होते हैं
यह आरेख इन खगोलीय पिंडों के विकास के आधुनिक सिद्धांत के पक्ष में स्पष्ट प्रमाण के रूप में कार्य करता है। ग्राफ स्पष्ट रूप से दर्शाता है कि सबसे अधिक संख्या में वर्ग तथाकथित मुख्य अनुक्रम सितारों से संबंधित हैं। इस खंड से संबंधित तारों के प्रकार इस समय ब्रह्मांड में सबसे आम विकास बिंदु पर हैं। यह प्रकाशमान के विकास का वह चरण है, जिस पर विकिरण पर खर्च की गई ऊर्जा की भरपाई थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया के दौरान प्राप्त ऊर्जा से की जाती है। विकास के इस चरण में रहने की अवधि आकाशीय पिंड के द्रव्यमान और हीलियम से भारी तत्वों के प्रतिशत से निर्धारित होती है।
तारकीय विकास का वर्तमान में स्वीकृत सिद्धांत आरंभ में यही कहता है
विकास के चरण में, प्रकाशमान एक दुर्लभ विशाल गैस बादल है। अपने स्वयं के गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में, यह सिकुड़ जाता है, धीरे-धीरे एक गेंद में बदल जाता है। संपीड़न जितना मजबूत होगा, गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा उतनी ही अधिक तीव्रता से ऊष्मा में परिवर्तित होगी। गैस गर्म हो जाती है, और जब तापमान 15-20 मिलियन K तक पहुँच जाता है, तो नवजात तारे में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया शुरू हो जाती है। उसके बाद, गुरुत्वाकर्षण संकुचन की प्रक्रिया निलंबित हो जाती है।
किसी सितारे के जीवन की मुख्य अवधि
सबसे पहले, हाइड्रोजन चक्र की प्रतिक्रियाएँ युवा प्रकाशमान की आंतों में प्रबल होती हैं। यह किसी तारे के जीवन की सबसे लंबी अवधि होती है। विकास के इस चरण में तारों के प्रकार ऊपर वर्णित आरेख के सबसे विशाल मुख्य अनुक्रम में प्रस्तुत किए गए हैं। समय के साथ, तारे के मूल में हाइड्रोजन समाप्त हो जाता है, हीलियम में बदल जाता है। उसके बाद, थर्मोन्यूक्लियर दहन केवल नाभिक की परिधि पर ही संभव है। तारा चमकीला हो जाता है, उसकी बाहरी परतें काफी फैल जाती हैं और तापमान गिर जाता है। आकाशीय पिंड एक लाल दानव में बदल जाता है। एक सितारे के जीवन की यह अवधि
पिछले वाले से बहुत छोटा. उसके बाद के भाग्य के बारे में बहुत कम जानकारी है। विभिन्न धारणाएँ हैं, लेकिन उनकी विश्वसनीय पुष्टि अभी तक प्राप्त नहीं हुई है। सबसे आम सिद्धांत कहता है कि जब बहुत अधिक हीलियम होता है, तो तारकीय कोर, अपने स्वयं के द्रव्यमान का सामना करने में असमर्थ हो जाता है, सिकुड़ जाता है। तापमान तब तक बढ़ता है जब तक हीलियम पहले से ही थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया में प्रवेश नहीं कर लेता। भयानक तापमान के कारण एक और विस्तार होता है, और तारा एक लाल विशालकाय में बदल जाता है। वैज्ञानिकों की धारणा के अनुसार तारे का आगे का भाग्य उसके द्रव्यमान पर निर्भर करता है। लेकिन इसके बारे में सिद्धांत केवल कंप्यूटर सिमुलेशन का परिणाम हैं, टिप्पणियों द्वारा पुष्टि नहीं की गई है।
ठंडे तारे
संभवतः, कम द्रव्यमान वाले लाल दानव सिकुड़ जाएंगे, बौनों में बदल जाएंगे और धीरे-धीरे ठंडे हो जाएंगे। मध्यम-द्रव्यमान तारे ऐसे गठन के केंद्र में परिवर्तित हो सकते हैं, जबकि कोर, बाहरी आवरणों से रहित, अस्तित्व में रहेगा, धीरे-धीरे ठंडा होकर एक सफेद बौने में बदल जाएगा। यदि केंद्रीय तारा महत्वपूर्ण अवरक्त विकिरण उत्सर्जित करता है, तो ग्रहीय निहारिका के विस्तारित गैसीय आवरण में एक अंतरिक्ष मेसर के सक्रियण के लिए स्थितियाँ उत्पन्न होती हैं।
सिकुड़ते हुए विशाल पिंड, दबाव के ऐसे स्तर तक पहुँच सकते हैं कि इलेक्ट्रॉन सचमुच परमाणु नाभिक में दब जाते हैं, न्यूट्रॉन में बदल जाते हैं। क्योंकि बीच में
इन कणों में इलेक्ट्रोस्टैटिक प्रतिकर्षण बल नहीं होते हैं, तारा कई किलोमीटर के आकार तक सिकुड़ सकता है। वहीं, इसका घनत्व पानी के घनत्व से 100 मिलियन गुना अधिक होगा। ऐसे तारे को न्यूट्रॉन तारा कहा जाता है और वास्तव में यह एक विशाल परमाणु नाभिक होता है।
सुपरमैसिव तारे अस्तित्व में बने रहते हैं, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की प्रक्रिया में क्रमिक रूप से हीलियम - कार्बन, फिर ऑक्सीजन, उससे - सिलिकॉन और अंत में, लोहे का संश्लेषण करते हैं। थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया के इस चरण में, एक सुपरनोवा विस्फोट होता है। सुपरनोवा, बदले में, न्यूट्रॉन सितारों में बदल सकते हैं या, यदि उनका द्रव्यमान काफी बड़ा है, तो एक महत्वपूर्ण सीमा तक ढहना जारी रख सकते हैं और ब्लैक होल बना सकते हैं।
DIMENSIONS
आकार के आधार पर तारों का वर्गीकरण दो तरीकों से किया जा सकता है। किसी तारे का भौतिक आकार उसकी त्रिज्या से निर्धारित किया जा सकता है। इस मामले में माप की इकाई सूर्य की त्रिज्या है। इसमें बौने, मध्यम आकार के तारे, दिग्गज और महादानव तारे हैं। वैसे तो सूर्य स्वयं एक बौना मात्र है। न्यूट्रॉन तारों की त्रिज्या केवल कुछ किलोमीटर तक ही पहुंच सकती है। और सुपरजायंट में मंगल ग्रह की पूरी कक्षा फिट हो जाएगी. किसी तारे के आकार को उसके द्रव्यमान के रूप में भी समझा जा सकता है। इसका तारे के व्यास से गहरा संबंध है। तारा जितना बड़ा होगा, उसका घनत्व उतना ही कम होगा, और इसके विपरीत, तारा जितना छोटा होगा, उसका घनत्व उतना ही अधिक होगा। यह मानदंड इतना व्यवहार्य नहीं है. ऐसे बहुत कम तारे हैं जो सूर्य से 10 गुना बड़े या छोटे होंगे। अधिकांश प्रकाशमान 60 से 0.03 सौर द्रव्यमान के अंतराल में फिट होते हैं। प्रारंभिक संकेतक के रूप में लिया गया सूर्य का घनत्व 1.43 ग्राम/सेमी 3 है। सफ़ेद बौनों का घनत्व 10 12 ग्राम/सेमी 3 तक पहुँच जाता है, जबकि दुर्लभ महादानवों का घनत्व सूर्य के घनत्व से लाखों गुना कम हो सकता है।
तारों के मानक वर्गीकरण में द्रव्यमान वितरण योजना इस प्रकार है। छोटे में 0.08 से 0.5 सौर द्रव्यमान वाले प्रकाशमान शामिल हैं। मध्यम करने के लिए - 0.5 से 8 सौर द्रव्यमान तक, और बड़े पैमाने पर - 8 या अधिक से।
सितारा वर्गीकरण . नीले से सफ़ेद तक
रंग के आधार पर तारों का वर्गीकरण वास्तव में शरीर की दृश्य चमक पर नहीं, बल्कि वर्णक्रमीय विशेषताओं पर आधारित है। किसी वस्तु का उत्सर्जन स्पेक्ट्रम तारे की रासायनिक संरचना से निर्धारित होता है, जो उसका तापमान भी निर्धारित करता है।
सबसे आम हार्वर्ड वर्गीकरण है, जो 20वीं सदी की शुरुआत में बनाया गया था। तत्कालीन स्वीकृत मानकों के अनुसार, रंग के आधार पर तारों के वर्गीकरण में 7 प्रकारों में विभाजन शामिल है।
तो, उच्चतम तापमान वाले तारे, 30 से 60 हजार K तक, वर्ग O प्रकाशमान के रूप में वर्गीकृत किए जाते हैं। वे नीले रंग के होते हैं, ऐसे खगोलीय पिंडों का द्रव्यमान 60 सौर द्रव्यमान (सेमी) तक पहुंचता है, और त्रिज्या 15 सौर त्रिज्या होती है ( पी. आर.). इनके स्पेक्ट्रम में हाइड्रोजन और हीलियम की रेखाएँ कमज़ोर हैं। ऐसे खगोलीय पिंडों की चमक 1 मिलियन 400 हजार सौर चमक (एस.एस.) तक पहुंच सकती है।
वर्ग बी के सितारों में 10 से 30 हजार K तापमान वाले तारे शामिल हैं। ये सफेद-नीले रंग के आकाशीय पिंड हैं, इनका द्रव्यमान 18 सेकंड से शुरू होता है। मी।, और त्रिज्या - 7 एस से। मी. इस वर्ग की वस्तुओं की न्यूनतम चमक 20 हजार सेकेंड है। एस., और स्पेक्ट्रम में हाइड्रोजन लाइनें औसत मूल्यों तक पहुंच कर बढ़ी हैं।
वर्ग A के तारों का तापमान 7.5 से 10 हजार K तक होता है, वे सफेद होते हैं। ऐसे खगोलीय पिंडों का न्यूनतम द्रव्यमान 3.1 सेकेंड से शुरू होता है। मी., और त्रिज्या - 2.1 एस से। आर। वस्तुओं की चमक 80 से 20 हजार सेकेंड तक होती है। साथ। इन तारों के स्पेक्ट्रम में हाइड्रोजन रेखाएँ मजबूत होती हैं और धातु रेखाएँ दिखाई देती हैं।
वर्ग F की वस्तुएँ वास्तव में पीली-सफ़ेद होती हैं, लेकिन वे सफ़ेद दिखती हैं। उनका तापमान 6 से 7.5 हजार K तक होता है, द्रव्यमान 1.7 से 3.1 सेमी तक होता है, त्रिज्या - 1.3 से 2.1 s तक होती है। आर। ऐसे तारों की चमक 6 से 80 सेकेंड तक होती है। साथ। स्पेक्ट्रम में हाइड्रोजन रेखाएं कमजोर हो जाती हैं, इसके विपरीत धातु रेखाएं बढ़ जाती हैं।
इस प्रकार, सभी प्रकार के सफेद तारे ए से एफ तक की श्रेणी में आते हैं। इसके अलावा, वर्गीकरण के अनुसार, पीले और नारंगी तारे आते हैं।
पीले, नारंगी और लाल तारे
तारों के प्रकार नीले से लाल रंग में वितरित होते हैं, जैसे-जैसे तापमान घटता है और वस्तु का आकार और चमक कम होती जाती है।
कक्षा जी के तारे, जिनमें सूर्य भी शामिल है, 5 से 6 हजार K के तापमान तक पहुँचते हैं, वे पीले होते हैं। ऐसी वस्तुओं का द्रव्यमान 1.1 से 1.7 s तक होता है। मी., त्रिज्या - 1.1 से 1.3 सेकेंड तक। आर। चमक - 1.2 से 6 सेकंड तक। साथ। हीलियम और धातुओं की वर्णक्रमीय रेखाएँ तीव्र हैं, हाइड्रोजन की रेखाएँ कमज़ोर होती जा रही हैं।
वर्ग K से संबंधित तारों का तापमान 3.5 से 5 हजार K होता है। वे पीले-नारंगी दिखते हैं, लेकिन इन तारों का असली रंग नारंगी है। इन वस्तुओं की त्रिज्या 0.9 से 1.1 s तक है। आर., वजन - 0.8 से 1.1 सेकेंड तक। मी. चमक 0.4 से 1.2 सेकेंड तक होती है। साथ। हाइड्रोजन रेखाएँ लगभग अगोचर होती हैं, धातु रेखाएँ बहुत मजबूत होती हैं।
सबसे ठंडे और सबसे छोटे तारे वर्ग एम के हैं। उनका तापमान केवल 2.5 - 3.5 हजार K है और वे लाल प्रतीत होते हैं, हालाँकि वास्तव में ये वस्तुएँ नारंगी-लाल हैं। तारों का द्रव्यमान 0.3 से 0.8 s तक होता है। मी., त्रिज्या - 0.4 से 0.9 सेकेंड तक। आर। चमक - केवल 0.04 - 0.4 सेकंड। साथ। ये मरते हुए सितारे हैं. हाल ही में खोजे गए भूरे बौने उनसे अधिक ठंडे हैं। उनके लिए एक अलग वर्ग एम-टी आवंटित किया गया था।