तारे बहुत भिन्न हो सकते हैं: छोटे और बड़े, चमकीले और बहुत चमकीले नहीं, बूढ़े और युवा, गर्म और "ठंडे", सफेद, नीले, पीले, लाल, आदि।
हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख आपको तारों के वर्गीकरण को समझने की अनुमति देता है।
यह तारे के पूर्ण परिमाण, चमक, वर्णक्रमीय प्रकार और सतह के तापमान के बीच संबंध को दर्शाता है। इस आरेख में तारे बेतरतीब ढंग से स्थित नहीं हैं, बल्कि स्पष्ट रूप से दिखाई देने वाले क्षेत्र बनाते हैं।
अधिकांश सितारे तथाकथित पर 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 कम 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 और विशाल तारे में विभाजित किया जाता है।
सामान्य तारे मुख्य अनुक्रम तारे होते हैं। इनमें हमारा सूर्य भी शामिल 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 जलने के बाद, तारे का आकार कई गुना बढ़ जाता है और एक लाल दानव में बदल जाता है। इस प्रकार के तारे का एक उदाहरण एल्डेबारन है।
लाल विशाल ग्रहीय निहारिका बनाने के लिए गैस की अपनी बाहरी परतों को बाहर निकालता है, जबकि कोर एक छोटे, घने सफेद बौने में ढह जाता है।
लाल दानव लाल या नारंगी रंग वाला एक बड़ा 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 शुरू नहीं हो जाती है, तब तक संपीड़न बंद नहीं हो जाता है।
तारों के विकास के बाद के चरणों में, उनके कोर में हाइड्रोजन के जलने के बाद, तारे मुख्य अनुक्रम को छोड़ देते 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, अत्यधिक चमक। अधिकतम विकिरण स्पेक्ट्रम के लाल और अवरक्त क्षेत्रों में होता है, यही कारण है कि 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 हैं और अगले भी हो सकते हैं।
एक सफेद बौना वह है जो लाल विशाल चरण से गुजरने के बाद 1.4 सौर द्रव्यमान से कम द्रव्यमान वाले एक साधारण तारे का अवशेष रह जाता है।
हाइड्रोजन की कमी के कारण ऐसे तारों के कोर में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं नहीं होती हैं।
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, इनका तापमान 100,000 डिग्री या उससे अधिक तक पहुँच जाता है। वे अपनी शेष ऊर्जा का उपयोग करके 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 संख्या 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 (द्रव्यमान की निचली सीमा 0.08 सौर है, इसके बाद भूरे बौने होते हैं), सतह का तापमान 3500 K तक पहुँच जाता है। लाल बौनों का वर्णक्रमीय वर्ग M या देर K. सितारों का होता है इस प्रकार के बहुत कम प्रकाश उत्सर्जित करते हैं, कभी-कभी सूर्य से 10,000 गुना छोटा।
उनके कम विकिरण को देखते हुए, कोई भी लाल बौना पृथ्वी से नग्न आंखों से दिखाई नहीं देता है। यहां तक कि सूर्य के निकटतम लाल बौना, प्रॉक्सिमा सेंटॉरी (सूर्य के त्रिगुण प्रणाली में सबसे निकटतम तारा), और निकटतम एकल लाल बौना, बरनार्ड स्टार का स्पष्ट परिमाण क्रमशः 11.09 और 9.53 है। इस मामले में, 7.72 तक के परिमाण 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, जो दसियों अरबों से लेकर दसियों खरबों वर्षों तक होता है (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 (जिनका द्रव्यमान लगभग 0.01 से 0.08 सौर द्रव्यमान तक होता है, या, क्रमशः, 12.57 से 80.35 बृहस्पति द्रव्यमान और व्यास लगभग बृहस्पति के व्यास के बराबर होता है), जिसकी गहराई में, मुख्य अनुक्रम के विपरीत 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, और बौना जितना बड़ा होता है, उतनी ही धीमी गति से ठंडा होता है।
भूरे रंग के बौने
सबब्राउन बौने, या भूरे सबबौने, ठंडी संरचनाएँ हैं जो भूरे बौने द्रव्यमान सीमा से नीचे आती हैं। उनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के लगभग सौवें हिस्से से कम है या, तदनुसार, बृहस्पति के द्रव्यमान के 12.57 से कम है, निचली सीमा निर्धारित नहीं है। इन्हें आम तौर 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 उप-भूरा बौना किसे माना जाता है।
काला बौना
काले बौने सफेद बौने होते हैं जो ठंडे हो गए होते हैं और परिणामस्वरूप, दृश्यमान सीमा में उत्सर्जन नहीं करते हैं। सफ़ेद बौनों के विकास के अंतिम चरण का प्रतिनिधित्व करता है। काले बौनों का द्रव्यमान, सफेद बौनों के द्रव्यमान की तरह, 1.4 सौर द्रव्यमान से ऊपर सीमित है।
एक द्विआधारी तारा दो गुरुत्वाकर्षण से बंधे तारे हैं जो द्रव्यमान के एक सामान्य केंद्र की परिक्रमा करते हैं।
कभी-कभी तीन या अधिक तारों की प्रणाली होती है, इस 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 खगोलशास्त्री समझ सकते हैं कि एक दोहरा सितारा केवल अप्रत्यक्ष संकेतों द्वारा दिखाई देता है - एक तारे के आवधिक ग्रहण के कारण दूसरे और कुछ अन्य द्वारा चमक में उतार-चढ़ाव।
नया सितारा
तारे जिनकी चमक अचानक 10,000 गुना बढ़ जाती है। नोवा एक द्विआधारी प्रणाली है जिसमें मुख्य अनुक्रम पर स्थित एक सफेद बौना और एक 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 नोवा के मामले की तुलना में कई गुना 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 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 पर है।
इनमें मुख्य रूप से तटस्थ उपपरमाण्विक कण - न्यूट्रॉन होते हैं, जो गुरुत्वाकर्षण बलों द्वारा कसकर संकुचित होते हैं। ऐसे तारों का घनत्व बहुत अधिक होता है, तुलनीय होता है और कुछ अनुमानों के अनुसार परमाणु नाभिक के औसत घनत्व से कई गुना अधिक हो सकता है। एनएस पदार्थ के एक घन सेंटीमीटर का वजन करोड़ों टन होगा। न्यूट्रॉन तारे की सतह पर गुरुत्वाकर्षण पृथ्वी की तुलना में लगभग 100 अरब गुना अधिक है।
वैज्ञानिकों के अनुसार हमारी आकाशगंगा में 100 मिलियन से 1 बिलियन न्यूट्रॉन तारे तक मौजूद हो सकते हैं, यानी प्रति हजार सामान्य तारों में से लगभग एक।
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 घूम रहे न्यूट्रॉन तारे हैं जो घूर्णन अक्ष की ओर झुके हुए हैं। जब पृथ्वी इस विकिरण द्वारा निर्मित शंकु में गिरती है, तो तारे की क्रांति अवधि के बराबर अंतराल पर दोहराए जाने वाले विकिरण के एक स्पंद का पता लगाना संभव है। कुछ न्यूट्रॉन तारे प्रति सेकंड 600 बार तक घूमते हैं।
सेफिड्स
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 पोलारिस है।
तारों के मुख्य प्रकारों (प्रकारों) की उनकी संक्षिप्त विशेषताओं के साथ दी गई सूची, निश्चित रूप से, ब्रह्मांड में तारों की संपूर्ण संभावित विविधता को समाप्त नहीं करती है।
हम कभी नहीं सोचते कि शायद हमारे ग्रह पर, हमारे सौर मंडल के अलावा भी कोई और जीवन है। शायद नीले या सफेद या लाल या शायद पीले तारे की परिक्रमा करने वाले ग्रहों में से किसी एक ग्रह पर जीवन है। शायद ऐसा कोई दूसरा ग्रह भी हो, जिस पर वही लोग रहते हों, लेकिन हम अभी भी उसके बारे में कुछ नहीं जानते. हमारे उपग्रहों और दूरबीनों ने ऐसे कई ग्रहों की खोज की है जिनमें जीवन हो सकता है, लेकिन ये ग्रह हजारों और यहां तक कि लाखों प्रकाश वर्ष दूर हैं।
ब्लू स्ट्रैगलर्स वे तारे हैं जिनका रंग नीला होता है।
गोलाकार तारा समूहों में स्थित तारे, जिनका तापमान सामान्य तारों की तुलना में अधिक होता है, और जिनके स्पेक्ट्रम को समान चमक वाले क्लस्टर सितारों की तुलना में नीले क्षेत्र में एक महत्वपूर्ण बदलाव की विशेषता होती है, उन्हें ब्लू स्ट्रैगलर्स कहा जाता है। यह सुविधा उन्हें हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख पर इस क्लस्टर के अन्य सितारों के सापेक्ष अलग दिखने की अनुमति देती है। ऐसे तारों का अस्तित्व तारकीय विकास के सभी सिद्धांतों का खंडन करता है, जिसका सार यह है कि समान अवधि में उत्पन्न होने वाले तारों के हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख के एक अच्छी तरह से परिभाषित क्षेत्र में स्थित होने की उम्मीद है। इस मामले में, तारे की सटीक स्थिति को प्रभावित करने वाला एकमात्र कारक इसका प्रारंभिक द्रव्यमान है। उपरोक्त वक्र के बाहर नीले स्ट्रैगलर्स की लगातार उपस्थिति असामान्य तारकीय विकास जैसी किसी चीज़ के अस्तित्व की पुष्टि कर सकती है। 
उनकी घटना की प्रकृति को समझाने की कोशिश करने वाले विशेषज्ञों ने कई सिद्धांत सामने रखे हैं। उनमें से सबसे अधिक संभावना यह दर्शाती है कि ये नीले तारे अतीत में दोहरे थे, जिसके बाद वे विलय की प्रक्रिया से गुजरने लगे या अब गुजर रहे हैं। दो तारों के विलय के परिणामस्वरूप एक नए तारे का उदय होता है, जिसका द्रव्यमान, चमक और तापमान समान उम्र के तारों की तुलना में बहुत अधिक होता है।
यदि यह सिद्धांत किसी तरह सही साबित हो सका, तो तारकीय विकास का सिद्धांत ब्लू स्ट्रैगलर्स की समस्या से मुक्त हो जाएगा। परिणामी तारे में बड़ी मात्रा में हाइड्रोजन होगा, जो एक युवा तारे के समान व्यवहार करेगा। ऐसे तथ्य हैं जो इस सिद्धांत का समर्थन करते हैं। अवलोकनों से पता चला है कि स्ट्रैगलर्स अक्सर गोलाकार समूहों के मध्य क्षेत्रों में पाए जाते हैं। वहां इकाई-आयतन सितारों की प्रमुख संख्या के परिणामस्वरूप, निकट मार्ग या टकराव की संभावना अधिक हो जाती है।
इस परिकल्पना का परीक्षण करने के लिए, नीले स्ट्रैगलर्स के स्पंदन का अध्ययन करना आवश्यक है, क्योंकि विलय किए गए तारों के क्षुद्रग्रह संबंधी गुणों और सामान्य रूप से स्पंदित होने वाले चरों के बीच कुछ अंतर हो सकते हैं। यह ध्यान देने योग्य है कि धड़कनों को मापना काफी कठिन है। यह प्रक्रिया तारों वाले आकाश की अधिकता, नीले स्ट्रैगलर के स्पंदनों में छोटे उतार-चढ़ाव, साथ ही उनके चर की दुर्लभता से भी नकारात्मक रूप से प्रभावित होती है।
विलय का एक उदाहरण अगस्त 2008 में देखा जा सकता है, जब ऐसी घटना ने वस्तु V1309 को प्रभावित किया था, जिसकी चमक, खोज के बाद, कई दसियों हजार गुना बढ़ गई, और कई महीनों के बाद अपने मूल मूल्य पर लौट आई। 6 वर्षों के अवलोकन के परिणामस्वरूप, वैज्ञानिक इस निष्कर्ष पर पहुंचे कि यह वस्तु दो तारे हैं जिनकी एक दूसरे के चारों ओर परिक्रमा अवधि 1.4 दिन है। इन तथ्यों ने वैज्ञानिकों को यह विश्वास दिलाया कि अगस्त 2008 में इन दोनों तारों के विलय की प्रक्रिया हुई थी।
ब्लू स्ट्रैगलर्स की विशेषता उच्च टॉर्क है। उदाहरण के लिए, तारे की घूर्णन गति, जो 47 तुकाने क्लस्टर के मध्य में स्थित है, सूर्य की घूर्णन गति से 75 गुना अधिक है। परिकल्पना के अनुसार, उनका द्रव्यमान समूह में स्थित अन्य तारों के द्रव्यमान से 2-3 गुना अधिक है। इसके अलावा, शोध के माध्यम से, यह पाया गया कि यदि नीले तारे किसी अन्य तारे के करीब स्थित हैं, तो बाद वाले में अपने पड़ोसियों की तुलना में ऑक्सीजन और कार्बन का प्रतिशत कम होगा। संभवतः तारे अपनी कक्षा में घूम रहे अन्य तारों से इन पदार्थों को खींचते हैं, जिसके परिणामस्वरूप उनकी चमक और तापमान बढ़ जाता है। "लुटे हुए" तारों में उन स्थानों की खोज की जाती है जहां मूल कार्बन के अन्य तत्वों में परिवर्तन की प्रक्रिया हुई थी।
नीले तारों के नाम - उदाहरण
रिगेल, गामा पैरालिस, अल्फा जिराफ़, ज़ेटा ओरियोनिस, ताऊ कैनिस मेजोरिस, ज़ेटा पप्पीस
सफ़ेद तारे सफ़ेद तारे हैं
कोनिग्सबर्ग वेधशाला के प्रमुख फ्रेडरिक बेसेल ने 1844 में एक दिलचस्प खोज की। वैज्ञानिक ने आकाश के सबसे चमकीले तारे सीरियस का आकाश में अपने प्रक्षेप पथ से थोड़ा सा विचलन देखा। खगोलशास्त्री ने सुझाव दिया कि सीरियस के पास एक उपग्रह था, और उन्होंने अपने द्रव्यमान के केंद्र के चारों ओर तारों के घूमने की अनुमानित अवधि की भी गणना की, जो लगभग पचास वर्ष थी। बेसेल को अन्य वैज्ञानिकों से पर्याप्त समर्थन नहीं मिला, क्योंकि कोई भी उपग्रह का पता लगाने में सक्षम नहीं था, हालांकि इसका द्रव्यमान सीरियस के बराबर होना चाहिए था।
और केवल 18 साल बाद, अल्वान ग्राहम क्लार्क, जो उस समय की सर्वश्रेष्ठ दूरबीन का परीक्षण कर रहे थे, ने सीरियस के पास एक मंद सफेद तारा खोजा, जो इसका उपग्रह निकला, जिसे सीरियस बी कहा गया।
इस सफ़ेद तारे की सतह 25 हज़ार केल्विन तक गर्म होती है और इसकी त्रिज्या छोटी होती है। इसे ध्यान में रखते हुए, वैज्ञानिकों ने निष्कर्ष निकाला कि उपग्रह का घनत्व उच्च है (106 ग्राम/सेमी3 के स्तर पर, जबकि सीरियस का घनत्व लगभग 0.25 ग्राम/सेमी3 है, और सूर्य का घनत्व 1.4 ग्राम/सेमी3 है)। 55 साल बाद (1917 में), एक और सफेद बौना खोजा गया, जिसका नाम उस वैज्ञानिक के नाम पर रखा गया जिसने इसे खोजा था - वैन मानेन का तारा, जो मीन राशि में स्थित है।
सफ़ेद तारों के नाम - उदाहरण
लायरा नक्षत्र में वेगा, एक्विला नक्षत्र में अल्टेयर (ग्रीष्म और शरद ऋतु में दिखाई देता है), सीरियस, कैस्टर।
पीले तारे - पीले तारे
पीले बौने आमतौर पर छोटे मुख्य अनुक्रम तारे कहलाते हैं जिनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान (0.8-1.4) के भीतर होता है। नाम से देखते हुए, ऐसे तारों में एक पीली चमक होती है, जो हाइड्रोजन से हीलियम में संलयन की थर्मोन्यूक्लियर प्रक्रिया के दौरान निकलती है।
ऐसे तारों की सतह 5-6 हजार केल्विन के तापमान तक गर्म हो जाती है, और उनकी वर्णक्रमीय कक्षाएं G0V और G9V के बीच होती हैं। एक पीला बौना लगभग 10 अरब वर्षों तक जीवित रहता है। किसी तारे में हाइड्रोजन के दहन के कारण उसका आकार कई गुना बढ़ जाता है और वह एक लाल दानव बन जाता है। लाल विशालकाय का एक उदाहरण एल्डेबारन है। ऐसे तारे गैस की अपनी बाहरी परतों को बहाकर ग्रहीय निहारिका का निर्माण कर सकते हैं। इस मामले में, कोर एक सफेद बौने में बदल जाता है, जिसका घनत्व उच्च होता है।
यदि हम हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख को ध्यान में रखते हैं, तो इस पर पीले तारे मुख्य अनुक्रम के मध्य भाग में स्थित हैं। चूँकि सूर्य को एक विशिष्ट पीला बौना कहा जा सकता है, इसलिए इसका मॉडल पीले बौनों के सामान्य मॉडल पर विचार करने के लिए काफी उपयुक्त है। लेकिन आकाश में अन्य विशिष्ट पीले तारे भी हैं, जिनके नाम अलहिता, दबिख, तोलीमन, खारा आदि हैं। ये तारे अधिक चमकीले नहीं हैं। उदाहरण के लिए, वही टोलिमन, जो, यदि आप प्रॉक्सिमा सेंटॉरी को ध्यान में नहीं रखते हैं, तो सूर्य के सबसे करीब है, इसका परिमाण 0 है, लेकिन साथ ही इसकी चमक सभी पीले बौनों में सबसे अधिक है। यह तारा तारामंडल सेंटोरस में स्थित है, और यह एक जटिल प्रणाली का भी हिस्सा है जिसमें 6 तारे शामिल हैं। टोलिमन का वर्णक्रमीय वर्ग जी है। लेकिन हमसे 350 प्रकाश वर्ष दूर स्थित दबीह, वर्णक्रमीय वर्ग एफ से संबंधित है। लेकिन इसकी उच्च चमक वर्णक्रमीय वर्ग - ए0 से संबंधित पास के तारे की उपस्थिति के कारण है।
टोलिमन के अलावा, वर्णक्रमीय वर्ग G में HD82943 है, जो मुख्य अनुक्रम पर स्थित है। सूर्य के समान अपनी रासायनिक संरचना और तापमान के कारण इस तारे में दो बड़े ग्रह भी हैं। हालाँकि, इन ग्रहों की कक्षाओं का आकार गोलाकार से बहुत दूर है, इसलिए HD82943 तक उनका दृष्टिकोण अपेक्षाकृत अक्सर होता है। वर्तमान में, खगोलविद यह साबित करने में सक्षम हैं कि इस तारे पर पहले बहुत बड़ी संख्या में ग्रह हुआ करते थे, लेकिन समय के साथ इसने उन सभी को अवशोषित कर लिया।
पीले तारों के नाम - उदाहरण
टोलिमन, स्टार एचडी 82943, हारा, दबीह, अलहिता
लाल तारे लाल तारे हैं
यदि आपने अपने जीवन में कम से कम एक बार अपने दूरबीन के लेंस के माध्यम से आकाश में काले रंग की पृष्ठभूमि पर जलते हुए लाल तारे देखे हैं, तो इस क्षण को याद करने से आपको अधिक स्पष्ट रूप से कल्पना करने में मदद मिलेगी कि इस लेख में क्या लिखा जाएगा। यदि आपने पहले कभी ऐसे तारे नहीं देखे हैं, तो अगली बार उन्हें खोजने का प्रयास अवश्य करें। 
यदि आप आकाश में सबसे चमकीले लाल सितारों की एक सूची संकलित करने के लिए निकलते हैं, जिन्हें शौकिया दूरबीन से भी आसानी से पाया जा सकता है, तो आप पाएंगे कि वे सभी कार्बन तारे हैं। पहले लाल तारे की खोज 1868 में हुई थी। ऐसे लाल दानवों का तापमान कम होता है, इसके अलावा, उनकी बाहरी परतें भारी मात्रा में कार्बन से भरी होती हैं। यदि पहले समान तारे दो वर्णक्रमीय वर्ग बनाते थे - आर और एन, तो अब वैज्ञानिकों ने उन्हें एक सामान्य वर्ग - सी में परिभाषित किया है। प्रत्येक वर्णक्रमीय वर्ग में उपवर्ग हैं - 9 से 0 तक। इसके अलावा, वर्ग सी0 का मतलब है कि तारे का तापमान उच्च है, लेकिन C9 श्रेणी के तारों से कम लाल। यह भी महत्वपूर्ण है कि सभी कार्बन-प्रधान तारे स्वाभाविक रूप से परिवर्तनशील हैं: लंबी अवधि, अर्ध-नियमित या अनियमित।
इसके अलावा, लाल अर्ध-नियमित चर नामक दो सितारों को इस सूची में शामिल किया गया था, जिनमें से सबसे प्रसिद्ध एम सेफेई है। विलियम हर्शेल को इसके असामान्य लाल रंग में दिलचस्पी हो गई और उन्होंने इसे "अनार" नाम दिया। ऐसे तारों की चमक में अनियमित परिवर्तन होते हैं, जो कुछ दसियों दिनों से लेकर कई सौ दिनों तक रह सकते हैं। ऐसे परिवर्तनशील तारे वर्ग M (2400 से 3800 K तक सतह के तापमान वाले ठंडे तारे) से संबंधित हैं।
इस तथ्य को ध्यान में रखते हुए कि रेटिंग में सभी सितारे परिवर्तनशील हैं, नोटेशन में कुछ स्पष्टता लाना आवश्यक है। यह आम तौर पर स्वीकार किया जाता है कि लाल सितारों का एक नाम होता है जिसमें दो घटक होते हैं - लैटिन वर्णमाला का एक अक्षर और एक चर नक्षत्र का नाम (उदाहरण के लिए, टी हरे)। किसी दिए गए तारामंडल में खोजे गए पहले चर को अक्षर R दिया गया है, और इसी तरह, अक्षर Z तक। यदि ऐसे कई चर हैं, तो उनके लिए लैटिन अक्षरों का दोहरा संयोजन प्रदान किया जाता है - RR से ZZ तक। यह विधि आपको 334 वस्तुओं को "नाम" देने की अनुमति देती है। इसके अलावा, सितारों को सीरियल नंबर (V228 सिग्नस) के साथ संयोजन में V अक्षर का उपयोग करके नामित किया जा सकता है। रेटिंग का पहला कॉलम चर के पदनाम के लिए आरक्षित है।
तालिका में अगले दो कॉलम 2000.0 की अवधि में तारों की स्थिति दर्शाते हैं। खगोल विज्ञान के प्रति उत्साही लोगों के बीच यूरेनोमेट्रिया 2000.0 एटलस की बढ़ती लोकप्रियता के परिणामस्वरूप, रेटिंग का अंतिम कॉलम रेटिंग में मौजूद प्रत्येक सितारे के लिए खोज चार्ट नंबर प्रदर्शित करता है। इस मामले में, पहला अंक वॉल्यूम नंबर का प्रदर्शन है, और दूसरा कार्ड का सीरियल नंबर है।
रेटिंग तारकीय परिमाण के अधिकतम और न्यूनतम चमक मूल्यों को भी प्रदर्शित करती है। यह याद रखने योग्य है कि लाल रंग की अधिक संतृप्ति उन सितारों में देखी जाती है जिनकी चमक न्यूनतम होती है। उन तारों के लिए जिनकी परिवर्तनशीलता की अवधि ज्ञात है, इसे दिनों की संख्या के रूप में प्रदर्शित किया जाता है, लेकिन जिन वस्तुओं की सही अवधि नहीं होती है उन्हें आईआरआर के रूप में प्रदर्शित किया जाता है।
कार्बन तारे को ढूंढने के लिए बहुत अधिक कौशल की आवश्यकता नहीं होती है, इसे देखने के लिए आपकी दूरबीन की क्षमताएं पर्याप्त होती हैं। भले ही इसका आकार छोटा हो, इसका चमकीला लाल रंग आपका ध्यान आकर्षित करेगा। इसलिए, यदि आप उनका तुरंत पता नहीं लगा पाते हैं तो आपको परेशान नहीं होना चाहिए। पास के चमकीले तारे को खोजने के लिए एटलस का उपयोग करना और फिर उससे लाल तारे की ओर जाना पर्याप्त है।
अलग-अलग पर्यवेक्षक कार्बन तारों को अलग-अलग तरह से देखते हैं। कुछ लोगों के लिए, वे दूर से जलते हुए माणिक या अंगारे के समान होते हैं। अन्य लोग ऐसे सितारों में लाल या रक्त-लाल रंग देखते हैं। आरंभ करने के लिए, रेटिंग में छह सबसे चमकीले लाल सितारों की एक सूची है, जिन्हें एक बार ढूंढने के बाद, आप उनकी सुंदरता का पूरा आनंद ले सकते हैं।
लाल तारों के नाम - उदाहरण
तारे के रंग में अंतर
अवर्णनीय रंग रंगों वाले सितारों की एक विशाल विविधता है। परिणामस्वरूप, एक तारामंडल को "ज्वेल बॉक्स" नाम भी मिला, जिसका आधार नीले और नीलमणि सितारों से बना है, और इसके बिल्कुल केंद्र में एक चमकीला नारंगी तारा है। यदि हम सूर्य पर विचार करें तो इसका रंग हल्का पीला है।
तारों के बीच रंग में अंतर को प्रभावित करने वाला एक प्रत्यक्ष कारक उनकी सतह का तापमान है। इसे सरलता से समझाया गया है. प्रकाश अपनी प्रकृति से तरंगों के रूप में विकिरण है। तरंग दैर्ध्य इसके शिखरों के बीच की दूरी है और बहुत छोटी है। इसकी कल्पना करने के लिए, आपको 1 सेमी को 100 हजार समान भागों में विभाजित करना होगा। इनमें से कई कण प्रकाश की तरंग दैर्ध्य बनाएंगे।
इस बात पर विचार करते हुए कि यह संख्या काफी छोटी है, इसमें प्रत्येक, यहां तक कि सबसे महत्वहीन परिवर्तन ही वह कारण होगा जिसके कारण हम जो तस्वीर देखते हैं वह बदल जाएगी। आख़िरकार, हमारी दृष्टि प्रकाश की विभिन्न तरंग दैर्ध्य को विभिन्न रंगों के रूप में देखती है। उदाहरण के लिए, नीले रंग में तरंगें होती हैं जिनकी लंबाई लाल की तुलना में 1.5 गुना कम होती है।
साथ ही, हम में से लगभग हर कोई जानता है कि तापमान का शरीर के रंग पर बहुत सीधा प्रभाव पड़ सकता है। उदाहरण के लिए, आप कोई भी धातु की वस्तु ले सकते हैं और उसे आग पर रख सकते हैं। गर्म करते समय यह लाल हो जाएगा। यदि आग का तापमान काफी बढ़ जाता है, तो वस्तु का रंग बदल जाएगा - लाल से नारंगी, नारंगी से पीला, पीले से सफेद और अंत में सफेद से नीला-सफेद।
चूँकि सूर्य की सतह का तापमान लगभग 5.5 हजार 0 C है, यह पीले तारों का एक विशिष्ट उदाहरण है। लेकिन सबसे गर्म नीले तारे 33 हजार डिग्री तक गर्म हो सकते हैं।
रंग और तापमान को वैज्ञानिकों ने भौतिक नियमों का उपयोग करके जोड़ा था। किसी पिंड का तापमान उसके विकिरण के सीधे आनुपातिक और तरंग दैर्ध्य के व्युत्क्रमानुपाती कैसे होता है। नीली तरंगों की तरंगदैर्घ्य लाल की तुलना में कम होती है। गर्म गैसें फोटॉन उत्सर्जित करती हैं, जिनकी ऊर्जा तापमान के सीधे आनुपातिक और तरंग दैर्ध्य के व्युत्क्रमानुपाती होती है। यही कारण है कि सबसे गर्म सितारों की विशेषता नीले-नीले उत्सर्जन रेंज से होती है।
चूँकि तारों पर परमाणु ईंधन असीमित नहीं है, इसलिए इसकी खपत होती है, जिससे तारे ठंडे हो जाते हैं। इसलिए, मध्यम आयु वर्ग के तारे पीले होते हैं, और हम पुराने तारों को लाल देखते हैं।
इस तथ्य के परिणामस्वरूप कि सूर्य हमारे ग्रह के बहुत करीब है, इसके रंग का सटीक वर्णन किया जा सकता है। लेकिन लाखों प्रकाश वर्ष दूर स्थित तारों के लिए यह कार्य अधिक जटिल हो जाता है। इसके लिए स्पेक्ट्रोग्राफ नामक उपकरण का उपयोग किया जाता है। वैज्ञानिक तारों द्वारा उत्सर्जित प्रकाश को इसके माध्यम से गुजारते हैं, जिसके परिणामस्वरूप लगभग किसी भी तारे का वर्णक्रमीय विश्लेषण करना संभव हो जाता है।
इसके अलावा, किसी तारे के रंग का उपयोग करके, आप उसकी उम्र निर्धारित कर सकते हैं, क्योंकि गणितीय सूत्र किसी तारे का तापमान निर्धारित करने के लिए वर्णक्रमीय विश्लेषण का उपयोग करना संभव बनाते हैं, जिससे उसकी आयु की गणना करना आसान होता है।
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अंतरिक्ष में बड़ी संख्या में तारे हैं। उज्ज्वल और विशाल को नग्न आंखों से देखा जा सकता है, भले ही वे ब्रह्मांडीय मानकों के अनुसार बहुत दूर हों। लेकिन और भी कई बौने तारे हैं। इन्हें नंगी आँखों से देखना लगभग असंभव है। बौने तारों में लाल बौने भी हैं जो पहले से ही अपना उपयोगी जीवन जी रहे हैं। और भूरे बौने, जिन्हें शायद ही तारे भी कहा जा सकता है। और पहले से ही लगभग ठंडे सफेद बौने, जो अंततः काले में बदल जाएंगे।
हमारे ग्रह पर प्रकृति का एक निश्चित नियम है कि जीव जितना छोटा होगा, उसके जीव उतने ही अधिक होंगे। यह नियम सितारों पर भी लागू होता है। यह स्थिति कई सवाल खड़े करती है. आख़िरकार, पृथ्वी पर जीवित प्राणियों के साथ सब कुछ बेहद स्पष्ट है, लेकिन सितारों के साथ यह पूरी तरह से स्पष्ट नहीं है। वैज्ञानिकों ने इस पहेली को आधा ही सुलझा लिया है। गुरुत्वाकर्षण पतन से खुद को बनाए रखने के लिए, भारी वजन वाले तारों को उच्च तापमान तक गर्म करने की आवश्यकता होती है और परिणामस्वरूप, कुछ मिलियन वर्षों में वे अपनी ऊर्जा आपूर्ति को समाप्त कर देते हैं, क्योंकि सैकड़ों के केंद्र में तापमान बनाए रखने के लिए लाखों डिग्री की, इस ऊर्जा के बहुत बड़े व्यय के लिए स्वयं ऊर्जा की आवश्यकता होती है। बौने चुपचाप सुलगते रहते हैं, अपना "ईंधन" दसियों अरब वर्षों तक खींचते रहते हैं। हमारी आकाशगंगा केवल तेरह अरब वर्ष पुरानी है, इसलिए, जब भी कोई बौना दिखाई दिया, वह आज तक जीवित है। प्रश्न का दूसरा भाग यह है कि विशाल तारे बौनों की तुलना में बहुत कम बार पैदा होते हैं। हमारे सूर्य जैसे प्रत्येक 100 तारों में से केवल एक तारा उससे दस गुना अधिक विशाल दिखाई देता है। यह बिल्कुल वही प्रश्न है जिसका उत्तर वैज्ञानिकों ने अभी तक नहीं दिया है। लंबे समय तक, खगोलीय वर्गीकरणों में उन वस्तुओं के लिए कोई जगह नहीं थी जो न तो तारे थे और न ही ग्रह। यह सवाल कि क्या ऐसी वस्तुएं मौजूद हैं, खगोलविदों को दशकों से चिंतित कर रही है। लेकिन नब्बे के दशक के मध्य में सौर मंडल के बाहर ऐसे ग्रहों की खोज की गई। वे सौर मंडल के सबसे बड़े ग्रह बृहस्पति से भी अधिक विशाल निकले। 
लेकिन सवाल यह उठा कि ग्रह और तारे के बीच रेखा कहां खींची जाए। ऐसा माना जाता था कि तारा अपनी ऊर्जा के मुख्य स्रोत का उपयोग करता है, अर्थात। थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं। परावर्तित होने के कारण ग्रह चमकते हैं स्वेताऔर इसमें थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं नहीं होती हैं। लेकिन यह पता चला कि थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की वस्तुएं हैं जिनमें वे होती हैं, लेकिन ऊर्जा का मुख्य स्रोत नहीं हैं। खगोलभौतिकीविद् कुमार ने गणना की कि यदि किसी ब्रह्मांडीय पिंड का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का 7.5% या अधिक है, तो ऐसी वस्तु के केंद्र पर प्रतिक्रिया होने के लिए तापमान पर्याप्त होगा। इस मान को "हाइड्रोजन ज्वलनशीलता सीमा" कहा जाता था। उदाहरण के लिए, यदि किसी तारे का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का 8% है, तो वह लगभग छह ट्रिलियन वर्षों तक सुलगता रहेगा, जो ब्रह्मांड की आयु का 400 गुना है।
शिव कुमार द्वारा आविष्कृत भूरे बौनों की खोज तीन दशकों तक जारी रही। हालाँकि यह वैज्ञानिक एक सिद्धांतवादी था, फिर भी उसने ऐसे तारे को खोजने की आशा में दूरबीन का सहारा लिया। यह तुरंत स्पष्ट हो गया कि हमें अन्य तारों के निकट खोज करने की आवश्यकता है, जिनकी दूरी पहले से ही ज्ञात थी। लेकिन यह तारा चमकीला नहीं होना चाहिए, क्योंकि यह दूरबीन को बस अंधा कर देगा और उसे मंद बौने को देखने से रोक देगा। नतीजतन, लाल तारों, या पहले से ही ठंडे हो रहे सफेद तारों के करीब देखना जरूरी था। लेकिन उस समय ये खोजें असफल रहीं।
जब अधिक संवेदनशील उपकरण उपलब्ध हो गए तभी खगोलशास्त्री बहुत धुंधले लाल बौनों का पता लगाने में सक्षम हुए। समय के साथ, यह स्पष्ट हो गया कि तथाकथित "असफल सितारों" का पता लगाने के लिए विशाल दूरबीनों का होना आवश्यक नहीं है।
1995 से 1997 तक कई ऐसी वस्तुओं की खोज की गई, जिससे ग्रहों और तारों के बीच स्थित नई वस्तुओं का वर्गीकरण करना संभव हो गया।
प्रश्न के अनुभाग में कृपया लेखक द्वारा दिए गए बौने सितारों का एक उदाहरण दें शहतीरसबसे अच्छा उत्तर है बौने तारे, हमारी आकाशगंगा में सबसे आम तारे का प्रकार - सूर्य सहित 90% तारे इसी से संबंधित हैं। हर्ज़स्प्रुंग-रसेल आरेख पर उनकी स्थिति के अनुसार, उन्हें मुख्य अनुक्रम तारे भी कहा जाता है। "बौना" नाम तारों के आकार को इतना नहीं दर्शाता है जितना कि उनकी चमक को, इसलिए इस शब्द का कोई छोटा अर्थ नहीं है।
सफ़ेद बौने बहुत छोटे तारे हैं जो विकास के अंतिम चरण में हैं। हालाँकि उनका व्यास लाल बौनों से छोटा है (पृथ्वी से बड़ा नहीं), उनका द्रव्यमान सूर्य के समान है। हमारे रात्रि आकाश में सबसे चमकीला तारा सीरियस (प्राचीन मिस्रवासियों के बीच डॉग डॉन) है। - डबल डॉन: इसमें एक सफेद बौना शामिल है, जिसे पप्पी कहा जाता है (सीरियस का लैटिन नाम - "वेकेशन" - जिसका अर्थ है "छोटा कुत्ता")। एरिडानस तारामंडल में सफेद बौना ओमीक्रॉन-2 उन बौनों में से एक है जिन्हें पृथ्वी से नग्न आंखों से देखा जा सकता है।
लाल बौने बृहस्पति से बड़े होते हैं, लेकिन हमारे सूर्य जैसे औसत आकार के तारे से छोटे होते हैं। इनकी चमक सूर्य की चमक का 0.01% है। एक भी लाल बौना नंगी आंखों से नहीं देखा जा सकता, यहां तक कि हमारे सबसे करीब का बौना भी नहीं - प्रॉक्सिमा सेंटॉरी।
भूरे बौने बहुत शांत ब्रह्मांडीय पिंड हैं, जो बृहस्पति से थोड़े बड़े हैं। भूरे बौने अन्य तारों की तरह ही बनते हैं, लेकिन उनका प्रारंभिक द्रव्यमान परमाणु प्रतिक्रियाओं के लिए अपर्याप्त होता है; उनका आधिपत्य बहुत कमजोर है. काले बौने छोटे, शांत, "मृत" तारे हैं। काले बौने इतने विशाल नहीं होते कि उनकी गहराई में परमाणु प्रतिक्रियाएँ हो सकें, या उनमें मौजूद सभी परमाणु ईंधन जल गए हों और वे जले हुए कोयले की तरह बाहर निकल जाएँ। सबसे छोटे तारे न्यूट्रॉन तारे हैं।
तारे न केवल सौर मंडल में, बल्कि पूरे ब्रह्मांड में सबसे गर्म वस्तुएं हैं। इनके अंदर लगातार थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं होती रहती हैं और इन प्रतिक्रियाओं के परिणामस्वरूप बड़ी मात्रा में ऊर्जा निकलती है। तारों का तापमान विशाल मान तक पहुँच जाता है - 2 से 60 हजार डिग्री सेल्सियस तक। हालाँकि, सभी सितारे एक जैसे नहीं होते हैं। और भी बहुत ठंडे तारे हैं।
भूरे बौने किस वर्ग की वस्तुओं से संबंधित हैं?
भूरे बौने ब्रह्मांड की सबसे रहस्यमय वस्तुओं में से एक हैं। जिन तारों का वजन सूर्य से 10 गुना कम होता है उन्हें लाल बौने के रूप में वर्गीकृत किया जाता है। लेकिन एक भी वैज्ञानिक इस विचार को स्वीकार नहीं करेगा कि लाल बौना तारा नहीं है। और 1990 के दशक के मध्य में, खगोलविदों को ऐसी वस्तुएँ मिलीं जिन्हें "काला भूत" कहा गया। उनके पास विशाल आकार और प्रभावशाली गुरुत्वाकर्षण था।
द्रव्यमान माप
वह ग्रह जिसके द्रव्यमान की तुलना आमतौर पर भूरे बौने से की जाती है, बृहस्पति है। यहां भूरे बौने हैं जो इस ग्रह से 12 गुना बड़े हैं। वैज्ञानिकों को इन्हें तारों के रूप में वर्गीकृत करना कठिन लगता है। लेकिन इतनी बड़ी वस्तु को ग्रह नहीं कहा जा सकता. वर्तमान में, खगोलविद सक्रिय रूप से इस सवाल पर चर्चा कर रहे हैं कि क्या गैस दिग्गजों और भूरे बौनों को विभिन्न श्रेणियों में वर्गीकृत किया जाना चाहिए (याद रखें कि बृहस्पति ग्रह एक गैस विशालकाय है)।
भूरे बौने बृहस्पति से कई दर्जन गुना बड़े हैं, लेकिन साथ ही, "काले भूत" सूर्य से लगभग सौ गुना छोटे हैं। भूरे बौनों का दूसरा नाम भूरे बौने हैं। इस तथ्य के बावजूद कि विज्ञान में उन्हें उपतारकीय वस्तुएं कहने की प्रथा है, वे अभी भी तारे हैं, हालांकि उनमें बहुत ही असामान्य गुण हैं।
पहला अनुमान
खगोलविदों ने पहली बार 1960 के दशक में इस प्रकार की वस्तु के बारे में बात करना शुरू किया था। हालाँकि, उनके अस्तित्व के बारे में एक भी धारणा की पुष्टि नहीं की गई है। कई महत्वाकांक्षी वैज्ञानिक इससे चिंतित हुए और समान वस्तुओं को खोजने की कोशिश करते हुए, ब्रह्मांड के आसपास के परिवेश का गहन अध्ययन करना शुरू कर दिया। लेकिन 35 वर्षों तक, कोई भी भूरे बौने से दूर-दूर तक मिलती-जुलती कोई वस्तु नहीं ढूंढ पाया। हालाँकि, घटनाओं का यह परिणाम बिल्कुल स्वाभाविक था - आखिरकार, इस प्रकार का तारा अपना प्रकाश उत्सर्जित नहीं करता है, या इसकी चमक इतनी कम है कि इसे नोटिस करना असंभव है। इसके अलावा, जमीन पर स्थित दूरबीनों में इस प्रकार की वस्तुओं का पता लगाने के लिए काफी कम संवेदनशीलता होती है।
भूरे बौनों के गुण
खगोलशास्त्री भूरे बौनों को ग्रहों या तारों के रूप में वर्गीकृत नहीं कर सकते। सबसे सरल परिभाषा होगी: "एक प्रकार का अपूर्ण तारा।" वे बहुत खराब तरीके से विकसित हुए, मुश्किल से अपने वजन में एक निश्चित वजन तक पहुंचने में सक्षम थे, जिस पर उनके अंदर थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की प्रक्रिया शुरू हो जाती थी, जिसकी बदौलत सामान्य तारे आकाश में चमकते थे। यही कारण है कि भूरे बौने प्रकाश और गर्मी का स्रोत नहीं हैं। खगोलविदों के लिए इनका स्थान निर्धारित करना बेहद कठिन है।
हालाँकि, वैज्ञानिकों के पास हमेशा कुछ रहस्य होते हैं जिनका वे उपयोग कर सकते हैं। उदाहरण के लिए, भूरे रंग के बौनों के चमक स्पेक्ट्रम में लिथियम के अंश हमेशा मौजूद रहते हैं। इस धातु का उपयोग अक्सर विभिन्न प्रकार के उद्योगों में किया जाता है, जैसे बैटरी का उत्पादन। लेकिन बाहरी अंतरिक्ष में लिथियम दुर्लभ है क्योंकि यह ऐसी परिस्थितियों में आसानी से सड़ जाता है। हालाँकि, यह धातु भूरे बौनों की विशिष्ट है।
ठंडे तारों का वातावरण
एक अन्य संकेत जिसके द्वारा ऐसे तारों का स्थान निर्धारित किया जा सकता है वह है मीथेन की उपस्थिति। यह गैस सामान्य तारों पर उनके उच्च तापमान के कारण जमा नहीं हो पाती। हालाँकि, भूरे बौने अपेक्षाकृत ठंडे होते हैं, इसलिए मीथेन उनके वातावरण में आसानी से जमा हो जाता है। इस प्रकार के तारे का मीथेन वातावरण बहुत सघन होता है।
इनकी सतह पर प्रचंड हवाएं चलती हैं और अन्य तारों की किरणें यहां कभी प्रवेश नहीं कर पातीं और तदनुसार मौसम भी कभी अनुकूल नहीं रहता। यही कारण है कि भूरे बौने तस्वीरों में अमानवीय दिखते हैं। अंतरिक्ष खोजकर्ता कभी भी इन तारों के करीब नहीं पहुंच पाते।
इनकी सतह पर जहाज़ को उतारना असंभव है। इनका गुरुत्वाकर्षण बल इतना विकराल है कि जहाज़ के धातु के ढेर में बदलने से पहले ही अंतरिक्ष यात्री तुरंत इसकी चपेट में आकर मर जाते।
कई भूरे बौने सक्रिय रूप से अपने चारों ओर गैस और धूल के बादल बना रहे हैं, जिससे बदले में ग्रहों का निर्माण होता है। ऐसी ग्रह प्रणाली हाल ही में गिरगिट तारामंडल में खोजी गई थी।
निकटतम वस्तु
और 2014 में, सभी खगोलीय पत्रिकाएँ सुर्खियों से भरी थीं: "सौर मंडल के आसपास एक भूरा बौना पाया गया।" भूरे बौने का नाम WISE J085510.83-071442.5 रखा गया। यह सूर्य से लगभग 7.2 प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है। तुलना के लिए: हमारे सबसे निकटतम प्रणाली अल्फा सेंटॉरी है, और यह पृथ्वी ग्रह से 4 प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है। वैज्ञानिकों ने इस भूरे बौने का द्रव्यमान लगभग अनुमानित किया है। ऐसा माना जाता है कि यह वस्तु बृहस्पति ग्रह से 3-10 गुना बड़ी है। कुछ खगोलविदों का सुझाव है कि इतने द्रव्यमान के साथ, भूरे बौने को एक बार गैस के विशालकाय के रूप में वर्गीकृत किया जा सकता था, जिसे अंततः सौर मंडल से बाहर फेंक दिया गया था।
हालाँकि, अधिकांश शोधकर्ता अभी भी यह मानने में इच्छुक हैं कि यह वस्तु भूरे बौनों के समूह से संबंधित है। आख़िरकार, वे ब्रह्मांड में काफी आम हैं। इसके बाद, खगोलशास्त्री केविन लुहमैन, जिन्होंने इस वस्तु की तस्वीरों का विश्लेषण किया, ने दो और भूरे बौनों की खोज की। वे हमारे ग्रह से 6.5 प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित हैं। खगोलविदों ने अभी तक सीधे सौर मंडल में किसी अन्य भूरे बौने की खोज नहीं की है। शायद ये सभी खोजें अभी भविष्य में सामने आनी बाकी हैं.
सूर्य का रहस्यमय उपग्रह
सौर मंडल में एक विशेष भूरे बौने - नेमेसिस - के अस्तित्व के बारे में एक और धारणा है। यह एक सैद्धांतिक रूप से प्रस्तावित तारा है जो कभी सूर्य का "साथी" था। हालाँकि, वैज्ञानिक अभी भी इस बात पर बहस कर रहे हैं कि यह किस श्रेणी का है - भूरा, लाल या सफेद बौना। पृथ्वी पर विभिन्न जैविक प्रजातियों के विलुप्त होने की चक्रीय प्रक्रिया को समझाने के लिए नेमसिस के अस्तित्व के सिद्धांत को सामने रखा गया था - वैज्ञानिकों के अनुसार, यह हर 27 अरब वर्षों में होता था।
हालाँकि, खगोलविदों को अभी तक नेमसिस के अस्तित्व की पुष्टि नहीं मिली है। ऐसा माना जाता है कि यह तारा सूर्य का उपग्रह हो सकता है और अधिक लम्बी कक्षा में घूम सकता है। यह सिद्धांत कि सूर्य के चारों ओर एक और तारा घूम रहा है, पिछली सदी के 70 और 80 के दशक में वैज्ञानिक हलकों में लोकप्रिय था। जब तारा ग्रहों के पास पहुंचा, तो इसने उनकी कक्षाओं में गुरुत्वाकर्षण संबंधी गड़बड़ी पैदा कर दी, जिससे प्रजातियों के बड़े पैमाने पर विलुप्त होने का खतरा हो सकता है। इसके अलावा, तारा ऊर्ट बादल से धूमकेतुओं को पृथ्वी पर ला सकता है, जिसके माध्यम से यह हर 27 अरब वर्षों में गुजरता है।
सौर मंडल के आसपास भूरे बौने
कुछ समय पहले, खगोलविदों ने सौर मंडल के निकट अत्यधिक ठंडे तारों - भूरे बौनों - के एक समूह की खोज की थी। शोध का नेतृत्व मॉन्ट्रियल खगोलशास्त्री जे. रॉबर्ट ने किया था। इन खोजों से वैज्ञानिकों को यह निर्धारित करने में मदद मिलेगी कि ये वस्तुएं हमारे तारा प्रणाली के साथ-साथ आसपास के अन्य क्षेत्रों में कितनी सघनता से स्थित हैं। खगोलशास्त्री जे. रॉबर्ट की टीम ने 165 भूरे बौनों की खोज की। इन सुपरकूल सितारों में से एक तिहाई (एक शब्द का अर्थ है कि उनकी सतह का तापमान 2,200 केल्विन से कम है) में काफी असामान्य रासायनिक संरचनाएं हैं। वैज्ञानिकों का मानना है कि इस प्रकार के अधिकांश तारों की खोज भविष्य में ही होगी, क्योंकि पिछले वैज्ञानिकों ने बड़ी संख्या में वस्तुओं को "अनदेखा" किया था।
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