મુખ્ય શ્રેણી, તારકોની (Main Sequence) : હર્ટ્ઝસ્પ્રંગ-રસેલ આકૃતિ ઉપર ઉચ્ચ તાપમાન અને તેજસ્વિતાથી શરૂ થઈ નિમ્ન તાપમાન આગળ સમાપ્ત થતો તારાઓનો વિકર્ણી પટ્ટો. તારાકીય (steller) તાપમાન (અથવા રંગો) અને નિરપેક્ષ માત્રા(અથવા તેજસ્વિતા)નો સંબંધ દર્શાવતી આકૃતિને હર્ટ્ઝસ્પ્રંગ-રસેલ આકૃતિ કહે છે. તારાઓના વાતાવરણના ઉપરના સ્તરો દ્વારા ઉત્સર્જિત થતી ઊર્જા આપણે દ્રવ્યપ્રકાશ સ્વરૂપે જોઈએ છીએ. વર્ણપટની વિવિધ તરંગલંબાઈઓ પર આ ઉત્સર્જનની માત્રા તારાના વાતાવરણના ઉપરના સ્તર જેને આપણે સરળતા ખાતર ‘સપાટી’ કહીશું – તેના તાપમાન પર આધાર રાખે છે. નરી આંખે તારાઓનું નિરીક્ષણ કરતાં તેમની વચ્ચે જે રંગભેદ જણાય છે (જેમ કે મૃગશીર્ષનો ‘આર્દ્રા’ રાતા રંગનો જણાય છે, તો ‘બાણરજ’ ભૂરાશ પર જણાય છે, ‘સ્વાતિ’ સોનેરી રંગે પ્રકાશે છે) તે તેમની સપાટીના તાપમાનના તફાવતને કારણે છે. ભૌતિકશાસ્ત્રના વેઈન(Wein)ના નિયમ અનુસાર વધુ તાપમાને ઉત્સર્જનની માત્રા ટૂંકી લંબાઈના તરંગોમાં એટલે કે જાંબલી વર્ણના વિસ્તારમાં વધુ પ્રમાણમાં થાય અને નીચા તાપમાને લાંબી તરંગલંબાઈ એટલે કે ‘રક્ત’ વર્ણના વિસ્તારમાં વધુ પ્રમાણમાં થાય. આ ઉપરાંત સપાટીના તાપમાન અનુસાર તારાના વાતાવરણના તે સ્તરોમાં રહેલાં તત્ત્વોના ‘આયનીકરણ’(ionization)નું પ્રમાણ પણ નિશ્ચિત થાય છે. તાપમાન સાથે આયનીકરણના પ્રમાણને દર્શાવતું સમીકરણ ‘Saha equation of thermal ionization’ તરીકે જાણીતું છે અને તે સૌપ્રથમ વિખ્યાત ભારતીય વૈજ્ઞાનિક મેઘનાદ સહાએ તારવ્યું હતું. તારાઓના વાતાવરણની ભૌતિકીય પરિસ્થિતિ અને તેમના વર્ણપટને સમજવા માટે આ સમીકરણ ઘણું ઉપયોગી નીવડ્યું છે.
તારાઓના વર્ણપટીય (spectral) વર્ગો : તેમની સપાટીના તાપમાન અનુસાર તારાઓને વિવિધ ‘વર્ણપટીય પ્રકાર’(spectral classes)માં વહેંચવામાં આવે છે. તાપમાન સાથે વર્ણપટના પ્રકારના ફેરફાર સહાના ઉપર્યુક્ત સમીકરણ દ્વારા સમજી શકાય છે. જે તારાની સપાટીનું તાપમાન 40,000 કેલ્વિનથી વધુ હોય તે ‘O’ વર્ગમાં, 40,000થી 15,000 વચ્ચે હોય તો ‘B’ વર્ગમાં, 15,000થી 9,000 વચ્ચે હોય તો ‘A’ વર્ગમાં, 9,000થી 6,700 વચ્ચે ‘F’ વર્ગમાં 6,700થી 5,400 વચ્ચે ‘G’ વર્ગમાં, 5,400થી 3,800 વચ્ચે ‘K’ વર્ગમાં, અને 3,800 અંશની નીચેના સપાટી-તાપમાનવાળા તારાને ‘M’ વર્ગમાં મૂકવામાં આવે છે. ઉપરાંત આ વર્ગોના શૂન્યથી નવ સુધી, ઉપરથી નીચે જતા અંકો સાથે પેટાવર્ગો પણ પાડવામાં આવે છે; O9 પછી B0 થી B9 અને તે પછી A0 થી A9, એ રીતે 5,800 અંશ જેટલા સપાટી-તાપમાન સાથે આપણો સૂર્ય G2 વર્ગમાં આવે.
હર્ટ્ઝસ્પ્રંગ–રસેલ (Hertzsprung-Russel) આકૃતિ અને મુખ્ય શ્રેણી : હવે જો આપણે y યામ પર તારાની તેજસ્વિતા દર્શાવીએ અને X યામ પર તારાનો વર્ગ [0થી M તરફ] અથવા તેનું સપાટી તાપમાન દર્શાવીએ, તો કોઈ પણ તારાને તેના વર્ણપટ-પ્રકાર અને તેની મૂળભૂત તેજસ્વિતા અનુસાર આ આકૃતિમાં એક બિંદુ તરીકે દર્શાવી શકાય. આ પ્રકારે જુદા જુદા તારાઓને આ આકૃતિમાં બિંદુઓ તરીકે દર્શાવતી રચનાને હર્ટ્ઝસ્પ્રંગ-રસેલ (ટૂંકમાં H-R) આકૃતિ તરીકે ઓળખાવાય છે અને આ આકૃતિ તારાઓની ઉત્ક્રાંતિને સમજવા માટે ઘણી જ ઉપયોગી નીવડી છે. તારાઓને આ રીતે H-R, આકૃતિમાં દર્શાવતાં જણાય છે કે નેવું ટકા તારાઓ આ રચનામાં ઉપર ડાબી તરફથી નીચે જમણી તરફ જતા એક સાંકડા પટ્ટાના વિસ્તારમાં જ આવેલા જણાય છે. (જુઓ આકૃતિ.)
મુખ્ય શ્રેણી અને તેની પરના તારાઓના સૂર્યના પ્રમાણમાં તેજસ્વિતા અને દ્રવ્યમાન
આ પટ્ટાના વિસ્તારમાં આવેલા તારાઓને ‘મુખ્ય શ્રેણી’(main sequence)ના તારાઓ તરીકે ઓળખવામાં આવે છે. આશરે દસ ટકા જેટલા તારાઓ આ આકૃતિમાં મુખ્ય શ્રેણીના પટ્ટાની જમણી બાજુ આવેલા જણાય છે. તેમના તાપમાનના પ્રમાણમાં ઘણી વધુ તેજસ્વિતા ધરાવતા આ તારાઓ ‘વિરાટ’ (giant) તરીકે ઓળખાવી શકાય. મુખ્ય શ્રેણીના તારાઓની સરખામણીમાં ઓછા તાપમાન છતાં વધુ તેજસ્વિતાનું કારણ તેમનું વિરાટ કદ છે. દા.ત., મૃગશીર્ષનો તારો ‘આર્દ્રા’ (Betalgeuse) જે આ પ્રકારનો છે, તે એટલો વિરાટ છે કે જો સૂર્યને સ્થાને તેને મૂકીએ તો પૃથ્વી પણ તેની અંદર આવી જાય ! ઘણી અલ્પ સંખ્યામાં તારાઓ મુખ્ય શ્રેણીના પટ્ટાની નીચેના ડાબી તરફના વિસ્તારમાં જણાય છે. આ તારાઓ ઘણી ઊંચી ઘનતા ધરાવતા અતિ-સંકુચિત થયેલા ‘શ્વેતવામન’ (White Dwarf) પ્રકારના છે અને અત્યંત સંકુચિત હોવાને કારણે ઊંચા તાપમાન છતાં ઘણી ઓછી તેજસ્વિતા ધરાવતા હોય છે. (આ પ્રકારનો એકે તારો નરી આંખે જોઈ શકાય એટલો તેજસ્વી નથી.) આ પ્રકારના ‘શ્વેત વામન’માં સૌથી પ્રસિદ્ધ તેજસ્વી તારા ‘વ્યાધ’(Sirius)નો એક ઘણો ઝાંખો જોડીદાર છે. આ શ્વેતવામન તારો પૃથ્વી જેટલા જ કદનો હોવા છતાં સૂર્યના દળ જેટલું દળ ધરાવે છે ! [આ પ્રકારના અતિશય ઊંચી ઘનતા ધરાવતા તારાઓના દ્રવ્યની ભૌતિકીય સમજૂતી માટે મૂળ ભારતીય, પરંતુ યુ.એસ.ના નાગરિક (સ્વ.) પ્રો. એસ. ચંદ્રશેખરને નોબેલ પુરસ્કાર એનાયત થયો હતો.]
સરળ ભાષામાં જણાવીએ તો પ્રો. ચંદ્રશેખરની તારવણી મુજબ શ્વેતવામન તારાનું મહત્તમ દળ સૂર્યના કરતાં 1.44થી વધુ હોઈ શકે નહિ. આ દળને ચંદ્રશેખર મર્યાદા (Chandrashekar Limit) કહેવામાં આવે છે.
નેવું ટકા તારાઓ મુખ્ય શ્રેણી પર હોવા પાછળનું કારણ એ છે કે તારાઓ તેમની ઉત્ક્રાંતિ દરમિયાન મોટાભાગનો સમય તેમના કેન્દ્ર- વિસ્તારમાં ચાર હાઇડ્રોજન પરમાણુના નાભિ(એટલે કે પ્રોટૉન)નું એક હીલિયમ પરમાણુની નાભિમાં સંયોજન દ્વારા ઊર્જા પ્રાપ્ત કરે છે. જ્યાં સુધી કેન્દ્રવિસ્તારમાં હાઇડ્રોજનનો પૂરતો જથ્થો હોય ત્યાં સુધી આ પ્રક્રિયા ચાલુ રહે છે અને તારાની પરિસ્થિતિ સમતુલિત રહે છે; અને તારાના દ્રવ્ય અનુસાર તેનું સ્થાન મુખ્ય શ્રેણીના નિશ્ચિત વિસ્તારમાં લગભગ અચળ રહે છે. વધુ દ્રવ્યમાનવાળો તારો મુખ્ય શ્રેણીના ઉપરના ભાગ પર સ્થાન લે છે, જ્યારે ઓછા દ્રવ્યમાનના તારા નીચેના ભાગમાં આવેલા હોય છે. (આકૃતિમાં તારાનાં દ્રવ્યમાન પણ દર્શાવેલ છે.) પરંતુ વધુ દ્રવ્યમાન ધરાવતો તારો અતિશય ઝડપથી તેના કેન્દ્રમાં રહેલો હાઇડ્રોજનનો જથ્થો વાપરી કાઢે છે અને આમ એકંદરે વધુ તેજસ્વી તારાઓ (એટલે કે વધુ દ્રવ્યમાન ધરાવતા તારાઓ) પ્રમાણમાં ઓછા સમય માટે મુખ્ય શ્રેણીના સ્થાને રહે છે, જ્યારે ઝાંખા, ઓછા દ્રવ્યમાનના તારાઓ લાંબા સમય સુધી મુખ્ય શ્રેણી પર રહે છે. G2 પ્રકારનો આપણો સૂર્ય સાડા ચાર અબજ વર્ષથી મુખ્ય શ્રેણીના તારા તરીકે પ્રકાશી રહ્યો છે અને હજી લગભગ પાંચ અબજ વર્ષો સુધી એ રીતે પ્રકાશતો રહેશે; જ્યારે સૂર્યથી દસગણું દ્રવ્યમાન ધરાવતો B વર્ગનો તારો આશરે કરોડ વર્ષમાં જ મુખ્ય શ્રેણી પરનું તેનું અસ્તિત્વ સમાપ્ત કરશે.
તારાઓનું વાર્ધક્ય : કેન્દ્રવિસ્તારમાં હાઇડ્રોજન બળતણ ખૂટવા માંડે ત્યારે હાઇડ્રોજનના હીલિયમમાં પરિવર્તનની પ્રક્રિયા, તેના કેન્દ્રની ફરતા વલયાકાર વિસ્તારમાં પ્રસરે છે, અને તે ઉપરાંત હીલિયમનું કાર્બન અને ઑક્સિજનમાં રૂપાંતર જેવી અન્ય નાભિકીય ઘટનાઓ સર્જાય છે. આ તબક્કે તારો અત્યંત વિસ્તાર પામીને વિરાટ સ્વરૂપ ધારણ કરે છે. મુખ્ય શ્રેણીના તેના જીવનકાલના પ્રમાણમાં તારાનું ‘વિરાટ’ સ્વરૂપમાં જીવન ઘણું ટૂંકું હોય છે, આ જ કારણથી નેવું ટકા તારાઓ મુખ્ય શ્રેણી પર જોવા મળે છે.
વિરાટ સ્વરૂપના અંતે તારાઓ તેમના બહારના આવરણને અવકાશમાં ફંગોળી દે છે. આશરે દસેક હજાર વર્ષ માટે આ ફંગોળાયેલું આવરણ, જેને ગ્રહીય નિહારિકા (planetary nebula) કહે છે, તે પ્રકારે પ્રકાશતું રહે છે. ‘વીણા’ (Lyra) તારામંડળમાં આ ગ્રહીય નિહારિકા પ્રકારની ઘણી જ જાણીતી વીંટી આકારની એક નિહારિકા (ring nebula) છે. આવરણને ફંગોળીને તારાનું કેન્દ્ર શ્વેત-વામન (white dwarf) સ્વરૂપે થોડા સમય (દસ હજારથી લાખ વર્ષ) માટે પ્રકાશીને ઠંડું પડી જાય છે. અતિ દ્રવ્યમાન તારા તેમના વિરાટ સ્વરૂપને અંતે અભિનવ તારા (supernova) પ્રકારે પ્રચંડ વિસ્ફોટ પણ સર્જી શકે.
જ્યોતીન્દ્ર ન. દેસાઈ