Protostars são estrelas no processo de criação. Quanto maior a massa de um Protostar, menor o tempo necessário para contrair e formar uma estrela. Nosso sol levou quase 300 milhões de anos. Tamanho importa pode estar em qualquer outro lugar, mas não no caso de estrelas. Quanto maior a massa de uma estrela, menor é seu tempo de vida como uma estrela de sequência principal e menor a massa, mais é a vida útil. Assim, uma estrela com uma massa 40 vezes maior que a massa do Sol tem a idade da Sequência Principal de 1 milhão de anos e uma estrela com uma massa menor que a metade do Sol tem uma idade de quase 200 bilhões de anos. Estrelas de massa muito baixas, com menos de 0,08 da massa do Sol, nunca serão capazes de atingir temperaturas em seus núcleos para começar a queimar hidrogênio. Eles produzem pouca energia apenas pelo colapso gravitacional e são chamados de anãs marrons.

As estrelas dão luz e calor através da fusão nuclear de átomos de hidrogênio em hélio em sua região central densa. Existem dois conjuntos conhecidos de reações de fusão pelas quais as estrelas convertem hidrogênio em hélio. Estrelas com massa semelhante à do sol e menos usam a reação em cadeia próton-próton, enquanto estrelas maiores que o sol usam o ciclo CNO (carbono-nitrogênio-oxigênio). Em bombas nucleares, o processo que usamos é Fissão e é diferente da Fusão, que está acontecendo nas estrelas. Embora em bombas de hidrogênio, usamos uma combinação de ambos em certa medida. Tanto a fissão como a fusão são processos nucleares pelos quais os átomos são alterados para criar energia. A fissão é a divisão de um átomo em dois, e a fusão é a união de dois átomos mais leves em um maior. A fissão é usada em usinas nucleares, pois pode ser controlada, enquanto a fusão não é usada para produzir energia, já que a reação não é facilmente controlada e é caro criar as condições necessárias. Portanto, a Fissão não é tão difícil quanto a fusão. Para fissão, se você pegar um pouco de urânio-235 e disparar um nêutron nele, o urânio absorve o nêutron e se transforma em urânio-236. Mas, esse urânio-236 é instável e se quebrará em pedaços para lhe dar energia. Além disso, também cria nêutrons extras para separar ainda mais o urânio. Isso também pode ser feito com plutônio e tório.

Por outro lado, a fusão nas estrelas começa devido à contração da massa em direção ao centro da estrela devido à gravidade. Gás e poeira progridem e a temperatura chega a 15 milhões de graus, enquanto a pressão no centro da estrela se torna enorme. Os elétrons são arrancados de seus átomos progenitores, criando um plasma. A contração prossegue e os núcleos no plasma começam a se mover mais e mais rápido. Em última análise, eles se aproximam um do outro tão rapidamente que superam a repulsão elétrica que existe entre seus prótons. Os núcleos colidem um com o outro com tanta força que se unem ou se fundem. Ao fazê-lo, eles liberam muita energia. Essa energia da fusão flui para fora do centro, estabelecendo uma pressão externa no gás ao seu redor que equilibra a atração interior da gravidade. Quando a energia liberada atinge as camadas externas da bola de gás e poeira, ela se desloca para o espaço na forma de radiação eletromagnética e a estrela começa a brilhar.

Durante este estágio do tempo de vida da estrela, ela está localizada na sequência principal em uma posição determinada principalmente por sua massa, mas também baseada em sua composição química e outros fatores. Todas as estrelas da sequência principal estão em equilíbrio hidrostático, onde a pressão térmica externa do núcleo quente é equilibrada pela pressão interna do colapso gravitacional das camadas sobrepostas. Durante suas vidas, as estrelas lutam contra a atração da força da gravidade. É apenas a pressão externa criada pelas reações nucleares afastando-se do núcleo da estrela, que mantém a estrela intacta, viva e ardente. Se não for assim, a estrela acabaria em poucas horas, independentemente da quantidade de combustível e seu tamanho, assim como uma vela em nossas casas.

Essa expansão e contração da estrela é, na verdade, sua vida, e se ela parar, será como o fim do ritmo da respiração, como nos seres vivos. Ó pessoas seu sol e estrelas realmente respiram e sua vida depende disso. A humanidade mostra que a vida é uma competição contínua entre o colapso gravitacional para dentro e a pressão do gás irradiando e empurrando para fora, causando expansão. O colapso faz com que a estrela aqueça e a expansão faz a estrela esfriar. O equilíbrio hidrostático ocorre quando as duas condições são iguais e opostas.

Ahora déjame decirte algo sobre las estrellas. Las estrellas se forman dentro de nubes moleculares frías y oscuras. Las estrellas se forman generalmente en racimos de nubes que se encuentran en los brazos espirales de galaxias del material llamado InterStellar Medium, que es principalmente hidrógeno neutral e ionizado, helio, partículas de polvo rodeadas de agua congelada y otras cosas como carbono, nitrógeno, etc. Las estrellas generalmente se forman en nubes moleculares gigantes 50-200 Año luz a través del cual son muy fríos a 10 Kelvin, es decir, 263 grados Celsius y tienen una densidad de 10-1000 átomos / cm3. Para formar una estrella, esta debe reducirse para aumentar la densidad en 10 de potencia 20 veces.

Los Protostars son estrellas en el proceso de creación. Cuanto mayor es la masa de un Protostar, más corto es el tiempo que tarda en contraerse y formar una estrella. Nuestro sol demoró casi 300 millones de años. El tamaño sí importa puede estar en cualquier otro lugar, pero no en el caso de las estrellas. Cuanto mayor es la masa de una estrella, menos es su vida útil como estrella de secuencia principal y menor es la masa, más es la esperanza de vida. Por lo tanto, una estrella que tiene una masa 40 veces mayor que la masa del Sol tiene una edad de secuencia principal de 1 millón de años y una estrella con una masa menor a la mitad del sol tiene una edad de casi 200 mil millones de años. Las estrellas de muy poca masa con menos de 0.08 de la masa de sol nunca podrán alcanzar temperaturas en sus núcleos para comenzar a quemar hidrógeno. Producen poca energía solo por colapso gravitatorio y se llaman enanas marrones.

Las estrellas dan luz y calor a través de la fusión nuclear de átomos de hidrógeno en helio en su región central densa. Hay dos conjuntos conocidos de reacciones de fusión por las cuales las estrellas convierten el hidrógeno en helio. Las estrellas con masa similar a la del sol y menos usan la reacción en cadena protón-protón, mientras que las estrellas que son más grandes que el sol utilizan el ciclo CNO (carbono-nitrógeno-oxígeno). En bombas nucleares, el proceso que usamos es Fission y es diferente de Fusion, que está sucediendo en las estrellas. Aunque en las bombas de hidrógeno usamos una combinación de ambos hasta cierto punto. Tanto la fisión como la fusión son procesos nucleares mediante los cuales los átomos se alteran para crear energía. La fisión es la división de un átomo en dos, y la fusión es la unión de dos átomos más ligeros en uno más grande. La fisión se usa en las plantas de energía nuclear ya que se puede controlar, mientras que la fusión no se usa para producir energía ya que la reacción no se controla fácilmente y es costoso crear las condiciones necesarias. Entonces, Fission no es tan difícil como la fusión. Para la fisión, si obtienes un poco de uranio-235 y le disparas un neutrón, el uranio absorbe el neutrón y se convierte en uranio-236. Pero este uranio-236 es inestable y se romperá en pedazos para darte energía. Además, también crea neutrones adicionales para separar aún más uranio. Esto también se puede hacer con plutonio y torio.

Por otro lado, la fusión en estrellas comienza debido a la contracción de la masa hacia el centro de la estrella debido a la gravedad. El gas y el polvo progresan y la temperatura alcanza los 15 millones de grados mientras que la presión en el centro de la estrella se vuelve enorme. Los electrones son arrancados de sus átomos padres, creando un plasma. La contracción continúa y los núcleos en el plasma comienzan a moverse más y más rápido. En última instancia, se acercan entre sí tan rápido que superan la repulsión eléctrica que existe entre sus protones. Los núcleos chocan entre sí con tanta fuerza que se unen o fusionan. Al hacerlo, emiten una gran cantidad de energía. Esta energía de fusión fluye desde el centro, estableciendo una presión hacia afuera en el gas a su alrededor que equilibra la atracción de la gravedad hacia adentro. Cuando la energía liberada alcanza las capas externas de la bola de gas y polvo, se mueve hacia el espacio en forma de radiación electromagnética y la estrella comienza a brillar.

Durante esta etapa de la vida de la estrella, se ubica en la secuencia principal en una posición determinada principalmente por su masa, pero también en función de su composición química y otros factores. Todas las estrellas de la secuencia principal están en equilibrio hidrostático, donde la presión térmica externa del núcleo caliente se equilibra con la presión hacia adentro del colapso gravitacional de las capas superpuestas. Durante sus vidas, las estrellas combaten la atracción hacia adentro de la fuerza de la gravedad. Es solo la presión externa creada por las reacciones nucleares que se alejan del núcleo de la estrella lo que mantiene intacta a la estrella, viva y ardiente. Si no es así, la estrella se acabaría en pocas horas independientemente de la cantidad de combustible y su tamaño, como una vela en nuestros hogares.

Esta expansión y contracción de la estrella es en realidad su vida, y si se detiene, será como el final del ritmo de la respiración como en los seres vivos. Oh gente, tu sol y tus estrellas realmente respiran y su vida depende de esto. La vida de las estrellas de la humanidad es una competencia continua entre el colapso gravitacional hacia el interior y la presión del gas que se irradia y empuja hacia afuera, lo que causa la expansión. El colapso hace que la estrella se caliente, y la expansión hace que la estrella se enfríe. El equilibrio hidrostático ocurre cuando las dos condiciones son iguales y opuestas.

چلئے اب میں آپ کو ستاروں کے متعلق کچھ بتاؤں۔ ستارے ایک تاریک ، ٹھنڈے مالیکو لر بادل کے اندر بنتے ہیں ۔ ستارے عموماً گلیگسی کے سپائرل آرمز میں پائے جانے والے بادلوں میں وجود مواد انٹر سٹیلر میڈیم سے وجود میں میں آتے ہیں جو کہ عموماً ہائڈروجن نیوٹرل اور آئیونائزڈ، ہیلیم ، مٹی کے ذرات جو کہ جمے پانی اور کاربن اور نائٹروجن وغیرہ سے بنے ہوئے ہیں ۔ ستارے عموماً ایک وسیع مالیکیولر بادل میں بنتے ہیں جو 50 سے 200 روشنی سال کے فاصلے پر ہے اور یہ 10 کیلون کی شدت پر انتہائی ٹھنڈے ہیں یعنی کہ -263 سنٹی گریڈ اور 10 سے 1000 ایٹم فی کیوبک سینٹی میٹر کی کثافت رکھتا ھے ۔ ستارہ بننے کے لئے اسے اتنا سکڑنے کی ضرورت ہوتی ہے جو کثافت کو 10 پاور 20 ٹائمز پر بڑھا دے۔

پروٹو ستارے وہ ستارے ہیں جو تخلیق کے عمل میں ہیں ۔ پروٹو ستارے کا جتنا بڑا ماس ہو گا اتنا ہی اسے سکڑنے اور ستارہ بننے میں کم وقت لگے گا۔ ہمارے سورج کوتقریباً 300 ملین سال لگے۔ سائز شاید ہر چیز پر اثر انداز ہو سکتا ہو لیکن ستاروں پر اس کا الٹا اثر ہوتا ھے۔ جتنا زیادہ ستارے کا مادہ ھوگا اتنی تھوڑی اس کی زندگی ایک مین سیکوئنس چمکتے ستارے کی ھوگی اور جتنا کم مادہ اتنی ھی زیادہ زندگی۔ لہٰذا وہ ستارہ جو سورج سے 40 گنا بڑا ہو اس کی مین سیکوئنس چمکتے ستارے جیسی زندگی قریباً 1 ارب سال ہو گی اور جو آدھے سورج سے چھوٹا ہو تو اس کی عمر قریباً 200 ارب سال ہو سکتی ہے۔ بہت چھوٹے ستارے جو سورج کے 0.08 کے برابر ہے وہ ہائڈروجن جلانے کے عمل کو شروع کرنے والی حرارت تک کبھی نہیں پہنچ پاتے۔ وہ کشش ثقل کے ٹکراؤ سے تھوڑی توانائی پیدا کرتے ہیں اور انہیں براون ڈوارف کہا جاتا ہے۔

ستارے اپنے مرکزی خطےمیں موجود ہیلیم میں ہائڈروجن ایٹم کے جوہری ادعام کے ذریعے روشنی او ر حرارت پیدا کرتے ہیں ۔ جوہری اعادم کے رد عمل کے جانے مانے دو طریقے ہیں جنکے ذریعے ستارے ہائڈروجن کو ہیلیم میں تبدیل کرتے ہیں ۔ و ہ ستارے جو سورج کے برابر ہوتے ہیں وہ پروٹون-پروٹون سلسلہ کڑی کا استعمال کم کرتے ہیں جبکہ وہ ستارے جو سورج سے بڑے ہوتے ہیں وہ سی این او (کاربن – نائٹروجن- آکسیجن) سائیکل کا استعمال کرتے ہیں ۔ نیو کلیئر بومبز میں جو عمل ہم استعمال کرتے ہیں وہ فیزن کہلاتا ہے اور جوہری اعادم یعنی فیوزن سے مختلف ہے جو کہ ستاروں میں وقو ع پذیر ہو رہا ہے۔ حالانکہ ہائڈروجن بومبز میں ہم ایک حد تک ان دونوں کے مجموعے کا استعمال کرتے ہیں ۔ فیژن اور فیوژن دونوں نیوکلر عوامل ہیں جن کے ذریعے ایٹم توانائی میں تبدیل ہوتے ہیں ۔ فیزن ایک ایٹم کی دو ایٹموں میں تقسیم کا نام ہےاور فیوزن دو ہلکے ایٹموں کا ایک بڑے ایٹم میں تبدیل ہونے کا نام ہے ۔ فیژن کو نیوکلیئر پاور پلانٹس میں استعمال کیا جاتا ہےکیونکہ یہ قابلِ کنٹرول ہے جبکہ فیوژن کو پاور پیدا کرنے کے لئے استعمال نہیں کیا جاتا کیونکہ اس کے رد عمل کو باآسانی کنٹرول نہیں کیا جا سکتا ہے اور ضروری ماحول پیدا کرنے کے لئے کافی پیسا درکار ہے۔ سو اسلئے فیژن فیوژن کی طرح مشکل نہیں ہے۔ فیژن کے لئے اگر آپ -235 یورینیم لیں اور اس پر نیوٹرون شوٹ کریں تو یورینیم نیوٹرون کو جذب کر لے گا اور -236 یورینیم میں تبدیل ہو جائے گا۔ لیکن یہ-236 یورینیم مستحکم نہیں ہو گااور آپ کو توانائی فراہم کرنے کے غرض سے ٹکڑوں میں ٹوٹ جائے گا۔ اس کے علاوہ یہ مزید نیوٹرون تخلیق کرے گااور مزید یورینیم کو توڑ دے گا۔ یہ پلوٹونیم اور تھوریم کے ذریعے بھی کیا جا سکتا ہے۔

دوسری جانب فیوژن کشش ثقل کی بنا ءپر ستاروں کے ماس کے اپنے مرکز کی جانب سکڑن کی وجہ سے شروع ہوتی ہے۔ گیس اور مٹی کے ذرات بڑھتے ہیں اور درجہ حرارت 15 ملین ڈگری تک پہنچ جاتا ہے جبکہ ستارےکے مرکز میں دباؤ کی شدت میں بے انتہا اضافہ ہو جاتا ہے۔ الیکٹرون اپنے اصل ایٹم سے جدا ہو جاتے ہیں اور پلازمہ میں تبدیل ہو جاتے ہیں ۔ سکڑن مزید بڑھتی جاتی ہے اور پلازمہ میں موجود نیو کلیائی تیز سے تیز تر رفتار میں حرکت کرنا شروع ہو جاتا ہے۔ بالاآخر وہ ایک دوسرے تک اس رفتار میں پہنچتے ہیں کہ وہ اپنے پروٹون میں موجود الیکڑیکل کمپلژ ن کو نظر انداز کر دیتے ہیں ۔ نیوکلیائی ایک دوسرے سے اتنا زور سے ٹکراتے ہیں کہ کہ وہ ایک ہو جاتےہیں یعنی فیوز ہو جاتے ہیں ۔ ایسا کرتے ہوئے وہ بڑی مقدار میں توانائی خارج کرتے ہیں ۔ فیوژن سے آئی یہ توانائی مرکز سے نکلتی ہے اور ایک باہری طرف کا دباوؤ پیدا کرتی ہے جو اس کے اندر کی کشش ثقل کے کھنچاؤ میں توازن لاتا ہے۔ جب یہ خارج شدہ توانائی گیس اور مٹی کے گولے کی باہری سطح تک پہنچتی ہے تو خلا ء میں الیکٹرو میگنیٹک ریڈییشن کے طور پر پھیلتی ہے اور ستارہ چمکنا شروع ہو جاتا ہے۔

ستارے کی زندگی کےاس مرحلے میں یہ  مین سیکوئنس میں  اپنے مادے سے متعین شدہ  جگہ پر واقع ہو تا ہے لیکن اس کی کیمیکل  مربکتی اور کئی اور وجوہات کہ بناء پر بھی  اس جگہ کا تعین ہوتا ہے۔ تمام  مین سیکوئنس ستارے ہائڈروسٹیٹک ایکولبرم میں ہوتے ہیں جہاں گرم مرکز کا  باہری تھرمل دباؤ اس کے اوپر کی تہوں کی اندر کی جانب  کشش کی سکڑاو کی وجہ کے ذریعے توازن حاصل کرتا ہے۔ اپنی زندگیوں کے دوران، ستارے کشش ثقل کی قوت کے اندرونی سکڑاو سے لڑتے ہیں. یہ صرف جوہری عمل سے پیدا ھوا باھری دباو ھے جو ستارے  کے مرکز سے باھر کی طرف جاتا ھے جس کیوجہ سے ستارہ برقرار، زندہ اور جلتا رھتا ھے. اگر ایسا نہیں ہوتا تو ستارہ چند گھنٹوں میں خود ہی ختم ہوجاتا اپنے بے پناہ ایندھن اور سائز کے باوجود بلکل ہمارے گھروں میں جلنے والی ایک موم بتی کی طرح.

ستارہ کا یہ پھیلاو اور سکڑاو دراصل اس کی زندگی ہے، اور اگر یہ ختم ھوتا ہے، تو یہ زندہ مخلوق میں سانس کی لڑی کے ٹوٹنے کی طرح کی بات ھے. اے لوگ آپ کا سورج اور ستارے واقعی سانس لیتے ھیں اور ان کی زندگی اس پر منحصر ہے. اے بنی نوع انسان ستاروں کی زندگی کشش ثقل کے اندرونی سکڑاو اور گیس کے باھری پھیلا دینے والے دباؤ کے درمیان ایک مسلسل مقابلہ ھے. سکڑاو سبب بنتا ہے ستارہ کو گرم کرنے کا، اور پھیلنا ستارے کو ٹھنڈا کرنے کا سبب بنتا ہے.  ہائڈروسٹیٹک ایکولبرم  اس وقت ہوتی ہے جب دونوں حالات برابر اور مخالف ھوں.