তারা কিভাবে বিবর্তিত হয়? নাক্ষত্রিক বিবর্তন - এটি কিভাবে কাজ করে নাক্ষত্রিক বিবর্তন কি

প্রকৃতির যে কোনও দেহের মতো, তারাগুলিও অপরিবর্তিত থাকতে পারে না। তারা জন্মগ্রহণ করে, বিকাশ করে এবং অবশেষে "মৃত্যু" করে। নক্ষত্রের বিবর্তনে বিলিয়ন বছর সময় লাগে, কিন্তু তাদের গঠনের সময় নিয়ে বিতর্ক রয়েছে। পূর্বে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা বিশ্বাস করতেন যে স্টারডাস্ট থেকে তাদের "জন্ম" প্রক্রিয়াটি লক্ষ লক্ষ বছর সময় নেয়, তবে এত বেশি দিন আগে গ্রেট ওরিয়ন নেবুলা থেকে আকাশ অঞ্চলের ফটোগ্রাফ পাওয়া যায়নি। কয়েক বছর ধরে, একটি ছোট

1947 সালের ফটোগ্রাফগুলি এই অবস্থানে তারার মতো বস্তুর একটি ছোট দল দেখায়। 1954 সালের মধ্যে, তাদের মধ্যে কিছু ইতিমধ্যেই আয়তাকার হয়ে গিয়েছিল এবং পাঁচ বছর পরে এই বস্তুগুলি আলাদা আলাদা হয়ে গিয়েছিল। এইভাবে, প্রথমবারের মতো, তারার জন্মের প্রক্রিয়াটি আক্ষরিক অর্থে জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের চোখের সামনে ঘটেছিল।

আসুন নক্ষত্রের গঠন এবং বিবর্তন সম্পর্কে বিশদভাবে দেখি, যেখানে তাদের অন্তহীন, মানুষের মান অনুসারে, জীবন শুরু হয় এবং শেষ হয়।

ঐতিহ্যগতভাবে, বিজ্ঞানীরা অনুমান করেন যে গ্যাস এবং ধূলিকণার মেঘের ঘনত্বের ফলে নক্ষত্রগুলি গঠিত হয়। মহাকর্ষীয় শক্তির প্রভাবে, ফলস্বরূপ মেঘ থেকে একটি অস্বচ্ছ মেঘ তৈরি হয়। গ্যাস বল, গঠনে ঘন। এর অভ্যন্তরীণ চাপ এটিকে সংকুচিতকারী মহাকর্ষীয় শক্তির সাথে ভারসাম্য রাখতে পারে না। ধীরে ধীরে, বলটি এতটাই সংকুচিত হয় যে নাক্ষত্রিক অভ্যন্তরের তাপমাত্রা বেড়ে যায় এবং বলের ভিতরের গরম গ্যাসের চাপ বাহ্যিক শক্তির ভারসাম্য বজায় রাখে। এর পরে, সংকোচন বন্ধ হয়ে যায়। এই প্রক্রিয়ার সময়কাল তারার ভরের উপর নির্ভর করে এবং সাধারণত দুই থেকে কয়েকশ মিলিয়ন বছর পর্যন্ত হয়।

নক্ষত্রের গঠনটি তাদের কোরে খুব উচ্চ তাপমাত্রাকে বোঝায়, যা ক্রমাগত থার্মোনিউক্লিয়ার প্রক্রিয়াগুলিতে অবদান রাখে (তাদের গঠনকারী হাইড্রোজেন হিলিয়ামে পরিণত হয়)। এই প্রক্রিয়াগুলিই নক্ষত্র থেকে তীব্র বিকিরণ ঘটায়। যে সময়ে তারা হাইড্রোজেনের উপলব্ধ সরবরাহ গ্রহণ করে তা তাদের ভর দ্বারা নির্ধারিত হয়। বিকিরণের সময়কালও এর উপর নির্ভর করে।

যখন হাইড্রোজেন রিজার্ভ ক্ষয়প্রাপ্ত হয়, তখন নক্ষত্রের বিবর্তন গঠনের পর্যায়ে আসে। এটি নিম্নরূপ ঘটে। শক্তির মুক্তি বন্ধ হওয়ার পরে, মহাকর্ষীয় শক্তিগুলি মূলকে সংকুচিত করতে শুরু করে। একই সময়ে, তারকাটি আকারে উল্লেখযোগ্যভাবে বৃদ্ধি পায়। প্রক্রিয়াটি চলতে থাকায় উজ্জ্বলতাও বৃদ্ধি পায়, তবে শুধুমাত্র মূল সীমানায় একটি পাতলা স্তরে।

এই প্রক্রিয়ার সাথে সংকোচনকারী হিলিয়াম কোরের তাপমাত্রা বৃদ্ধি এবং হিলিয়াম নিউক্লিয়াস কার্বন নিউক্লিয়াসে রূপান্তরিত হয়।

এটি ভবিষ্যদ্বাণী করা হয়েছে যে আমাদের সূর্য আট বিলিয়ন বছরে একটি লাল দৈত্য হয়ে উঠতে পারে। এর ব্যাসার্ধ কয়েক দশগুণ বৃদ্ধি পাবে এবং বর্তমান স্তরের তুলনায় এর উজ্জ্বলতা শতগুণ বৃদ্ধি পাবে।

একটি নক্ষত্রের জীবনকাল, যেমনটি ইতিমধ্যে উল্লেখ করা হয়েছে, তার ভরের উপর নির্ভর করে। সূর্যের চেয়ে কম ভরযুক্ত বস্তুগুলি তাদের মজুদ খুব অর্থনৈতিকভাবে "ব্যবহার করে", তাই তারা কয়েক বিলিয়ন বছর ধরে জ্বলতে পারে।

নক্ষত্রের বিবর্তন গঠনের সাথে শেষ হয়। এটি তাদের ক্ষেত্রে ঘটে যাদের ভর সূর্যের ভরের কাছাকাছি, অর্থাৎ এর 1.2 এর বেশি নয়।

দৈত্য নক্ষত্ররা তাদের পারমাণবিক জ্বালানীর সরবরাহ দ্রুত হ্রাস করে। এর সাথে ভরের একটি উল্লেখযোগ্য ক্ষতি হয়, বিশেষ করে বাইরের খোলস বের হওয়ার কারণে। ফলস্বরূপ, শুধুমাত্র একটি ধীরে ধীরে শীতল কেন্দ্রীয় অংশ অবশিষ্ট থাকে, যেখানে পারমাণবিক বিক্রিয়া সম্পূর্ণরূপে বন্ধ হয়ে গেছে। সময়ের সাথে সাথে, এই জাতীয় তারাগুলি নির্গত হওয়া বন্ধ করে এবং অদৃশ্য হয়ে যায়।

কিন্তু কখনো কখনো নক্ষত্রের স্বাভাবিক বিবর্তন ও গঠন ব্যাহত হয়। প্রায়শই এটি এমন বিশাল বস্তুর উদ্বেগ করে যেগুলি সমস্ত ধরণের থার্মোনিউক্লিয়ার জ্বালানী নিঃশেষ করেছে। তারপরে তারা নিউট্রনে রূপান্তরিত হতে পারে, বা এবং বিজ্ঞানীরা যত বেশি এই বস্তুগুলি সম্পর্কে জানবেন, তত বেশি নতুন প্রশ্ন উঠবে।

তারা, মানুষের মত, নবজাতক, তরুণ, বৃদ্ধ হতে পারে। প্রতি মুহুর্তে কিছু তারা মারা যায় এবং কিছু তারা গঠিত হয়। সাধারণত তাদের মধ্যে সবচেয়ে ছোটরা সূর্যের মতো হয়। তারা গঠনের পর্যায়ে রয়েছে এবং প্রকৃতপক্ষে প্রোটোস্টার। জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা তাদের প্রোটোটাইপের পরে তাদের টি-টরাস তারা বলে। তাদের বৈশিষ্ট্যের ক্ষেত্রে - উদাহরণস্বরূপ, উজ্জ্বলতা - প্রোটোস্টারগুলি পরিবর্তনশীল, যেহেতু তাদের অস্তিত্ব এখনও একটি স্থিতিশীল পর্যায়ে প্রবেশ করেনি। তাদের অনেকের চারপাশে প্রচুর পরিমাণে পদার্থ রয়েছে। শক্তিশালী বায়ু স্রোত টি-টাইপ তারা থেকে নির্গত হয়।

প্রোটোস্টার: তাদের জীবনচক্রের শুরু

যদি পদার্থটি প্রোটোস্টারের পৃষ্ঠে পড়ে তবে এটি দ্রুত পুড়ে যায় এবং তাপে পরিণত হয়। ফলস্বরূপ, প্রোটোস্টারের তাপমাত্রা ক্রমাগত বৃদ্ধি পাচ্ছে। যখন এটি এত বেশি বেড়ে যায় যে নক্ষত্রের কেন্দ্রে পারমাণবিক বিক্রিয়া শুরু হয়, তখন প্রোটোস্টার একটি সাধারণের মর্যাদা অর্জন করে। পারমাণবিক বিক্রিয়া শুরু হওয়ার সাথে সাথে, তারাটির শক্তির একটি ধ্রুবক উত্স রয়েছে যা দীর্ঘ সময়ের জন্য তার জীবনকে সমর্থন করে। মহাবিশ্বে একটি নক্ষত্রের জীবনচক্র কতদিন থাকবে তা নির্ভর করে তার আসল আকারের উপর। যাইহোক, এটি বিশ্বাস করা হয় যে সূর্যের ব্যাসের নক্ষত্রগুলিতে প্রায় 10 বিলিয়ন বছর ধরে আরামদায়কভাবে অস্তিত্বের জন্য যথেষ্ট শক্তি রয়েছে। এই সত্ত্বেও, এটি এমনও ঘটে যে এমনকি আরও বড় তারাগুলি মাত্র কয়েক মিলিয়ন বছর বেঁচে থাকে। এটি এই কারণে যে তারা তাদের জ্বালানী অনেক দ্রুত পোড়ায়।

সাধারণ আকারের তারা

প্রতিটি নক্ষত্রই গরম গ্যাসের গুচ্ছ। তাদের গভীরতায়, পারমাণবিক শক্তি তৈরির প্রক্রিয়া ক্রমাগত ঘটে। তবে সব নক্ষত্র সূর্যের মতো নয়। প্রধান পার্থক্যগুলির মধ্যে একটি হল রঙ। তারাগুলি কেবল হলুদ নয়, নীল এবং লালচেও হয়।

উজ্জ্বলতা এবং উজ্জ্বলতা

তারা চকচকে এবং উজ্জ্বলতার মতো বৈশিষ্ট্যগুলিতেও আলাদা। পৃথিবীর পৃষ্ঠ থেকে পর্যবেক্ষণ করা একটি নক্ষত্র কতটা উজ্জ্বল হবে তা নির্ভর করে কেবল তার উজ্জ্বলতার উপর নয়, আমাদের গ্রহ থেকে এর দূরত্বের উপরও। পৃথিবী থেকে তাদের দূরত্বের পরিপ্রেক্ষিতে, তারার সম্পূর্ণ ভিন্ন উজ্জ্বলতা থাকতে পারে। এই সূচকটি সূর্যের তেজের এক দশ হাজার ভাগ থেকে এক মিলিয়নেরও বেশি সূর্যের সাথে তুলনীয় উজ্জ্বলতা পর্যন্ত।

বেশিরভাগ তারা এই বর্ণালীর নীচের প্রান্তে থাকে, ম্লান হয়ে যায়। অনেক উপায়ে, সূর্য একটি গড়, সাধারণ নক্ষত্র। তবে, অন্যদের তুলনায়, এর উজ্জ্বলতা অনেক বেশি। এমনকি খালি চোখেও প্রচুর সংখ্যক ম্লান তারা লক্ষ্য করা যায়। তারার উজ্জ্বলতার তারতম্যের কারণ হল তাদের ভর। রঙ, চকচকে এবং সময়ের সাথে উজ্জ্বলতার পরিবর্তন পদার্থের পরিমাণ দ্বারা নির্ধারিত হয়।

নক্ষত্রের জীবনচক্র ব্যাখ্যা করার প্রয়াস

লোকেরা দীর্ঘদিন ধরে তারার জীবন সন্ধান করার চেষ্টা করেছে, তবে বিজ্ঞানীদের প্রথম প্রচেষ্টাগুলি বরং ভীতু ছিল। প্রথম অগ্রগতি ছিল মহাকর্ষীয় সংকোচনের হেলমহোল্টজ-কেলভিন হাইপোথিসিসে লেনের সূত্রের প্রয়োগ। এটি জ্যোতির্বিজ্ঞানে একটি নতুন উপলব্ধি এনেছে: তাত্ত্বিকভাবে, একটি নক্ষত্রের তাপমাত্রা বৃদ্ধি হওয়া উচিত (এর সূচকটি তারার ব্যাসার্ধের বিপরীতভাবে সমানুপাতিক) যতক্ষণ না ঘনত্ব বৃদ্ধি কম্প্রেশন প্রক্রিয়াগুলিকে ধীর করে দেয়। তাহলে তার আয়ের চেয়ে শক্তি খরচ বেশি হবে। এই মুহুর্তে, তারকাটি দ্রুত শীতল হতে শুরু করবে।

তারার জীবন সম্পর্কে অনুমান

একটি নক্ষত্রের জীবনচক্র সম্পর্কে মূল অনুমানগুলির মধ্যে একটি জ্যোতির্বিজ্ঞানী নরম্যান লকিয়ার দ্বারা প্রস্তাবিত হয়েছিল। তিনি বিশ্বাস করতেন যে তারার উৎপত্তি উল্কা পদার্থ থেকে। তদুপরি, তার অনুমানের বিধানগুলি কেবল জ্যোতির্বিজ্ঞানে উপলব্ধ তাত্ত্বিক সিদ্ধান্তের উপর ভিত্তি করে নয়, নক্ষত্রের বর্ণালী বিশ্লেষণের ডেটার উপরও ভিত্তি করে ছিল। লকিয়ার নিশ্চিত ছিলেন যে রাসায়নিক উপাদানগুলি বিবর্তনে অংশ নেয় মহাজাগতিক সংস্থা, প্রাথমিক কণা নিয়ে গঠিত - "প্রোটোলিমেন্টস"। আধুনিক নিউট্রন, প্রোটন এবং ইলেক্ট্রনগুলির বিপরীতে, তাদের একটি সাধারণ নয়, তবে একটি স্বতন্ত্র চরিত্র রয়েছে। উদাহরণস্বরূপ, লকিয়ারের মতে, হাইড্রোজেন ক্ষয়ে যায় যাকে "প্রোটোহাইড্রোজেন" বলা হয়; লোহা "প্রোটো-আয়রন" হয়ে যায়। অন্যান্য জ্যোতির্বিজ্ঞানীরাও একটি নক্ষত্রের জীবনচক্র বর্ণনা করার চেষ্টা করেছিলেন, উদাহরণস্বরূপ, জেমস হপউড, ইয়াকভ জেলডোভিচ, ফ্রেড হোয়েল।

দৈত্যাকার তারা এবং বামন তারা

বড় তারা হল সবচেয়ে উষ্ণ এবং উজ্জ্বল। এরা সাধারণত সাদা বা নীলচে হয়। এগুলি আকারে বিশাল হওয়া সত্ত্বেও, তাদের ভিতরের জ্বালানী এত দ্রুত পুড়ে যায় যে তারা মাত্র কয়েক মিলিয়ন বছরে এটি থেকে বঞ্চিত হয়।

ছোট তারা, দৈত্যের বিপরীতে, সাধারণত এত উজ্জ্বল হয় না। এগুলি লাল রঙের এবং যথেষ্ট দীর্ঘ বেঁচে থাকে - বিলিয়ন বছর ধরে। তবে আকাশের উজ্জ্বল তারার মধ্যে লাল এবং কমলাও রয়েছে। একটি উদাহরণ হল তারা অ্যালডেবারান - তথাকথিত "ষাঁড়ের চোখ", বৃষ রাশিতে অবস্থিত; এবং বৃশ্চিক রাশিতেও। কেন এই শীতল তারা সিরিয়াস মত গরম তারার সাথে উজ্জ্বলতা প্রতিযোগিতা করতে সক্ষম?

এটি এই কারণে যে তারা একবার খুব বেশি প্রসারিত হয়েছিল এবং তাদের ব্যাস বিশাল লাল তারা (সুপারজায়েন্ট) ছাড়িয়ে যেতে শুরু করেছিল। বিশাল এলাকা এই নক্ষত্রগুলিকে সূর্যের চেয়ে বেশি মাত্রার শক্তি নির্গত করতে দেয়। এটি তাদের তাপমাত্রা অনেক কম হওয়া সত্ত্বেও। উদাহরণস্বরূপ, ওরিয়ন নক্ষত্রে অবস্থিত বেটেলজিউসের ব্যাস সূর্যের ব্যাসের চেয়ে কয়েকশ গুণ বড়। এবং সাধারণ লাল তারার ব্যাস সাধারণত সূর্যের আকারের দশমাংশও হয় না। এই ধরনের নক্ষত্রকে বামন বলা হয়। প্রতিটি মহাকাশীয় দেহ এই ধরণের তারার জীবন চক্রের মধ্য দিয়ে যেতে পারে - একই তারা তার জীবনের বিভিন্ন পর্যায়ে একটি লাল দৈত্য এবং একটি বামন উভয়ই হতে পারে।

একটি নিয়ম হিসাবে, সূর্যের মতো আলোকগুলি ভিতরে পাওয়া হাইড্রোজেনের কারণে তাদের অস্তিত্বকে সমর্থন করে। তারার নিউক্লিয়ার কোরের ভিতরে এটি হিলিয়ামে পরিণত হয়। সূর্যের প্রচুর পরিমাণে জ্বালানী রয়েছে, তবে তা অসীমও নয় - গত পাঁচ বিলিয়ন বছরে, সরবরাহের অর্ধেক ব্যবহার করা হয়েছে।

তারার জীবনকাল। তারার জীবনচক্র

একবার নক্ষত্রের অভ্যন্তরে হাইড্রোজেনের সরবরাহ কমে গেলে বড় ধরনের পরিবর্তন ঘটে। অবশিষ্ট হাইড্রোজেন তার মূলের ভিতরে নয়, পৃষ্ঠে জ্বলতে শুরু করে। একই সময়ে, একটি নক্ষত্রের আয়ু ক্রমশ সংক্ষিপ্ত হচ্ছে। এই সময়ের মধ্যে, তারার চক্র, অন্তত তাদের বেশিরভাগই, লাল দৈত্য পর্যায়ে প্রবেশ করে। তারার আকার বড় হয়, এবং এর তাপমাত্রা, বিপরীতে, হ্রাস পায়। এইভাবে বেশিরভাগ লাল দৈত্য এবং সুপারজায়েন্টরা উপস্থিত হয়। এই প্রক্রিয়াটি নক্ষত্রের মধ্যে ঘটে যাওয়া পরিবর্তনের সাধারণ অনুক্রমের অংশ, যাকে বিজ্ঞানীরা নাক্ষত্রিক বিবর্তন বলে। একটি নক্ষত্রের জীবনচক্র তার সমস্ত পর্যায়কে অন্তর্ভুক্ত করে: শেষ পর্যন্ত, সমস্ত নক্ষত্রের বয়স হয় এবং মারা যায় এবং তাদের অস্তিত্বের সময়কাল সরাসরি জ্বালানীর পরিমাণ দ্বারা নির্ধারিত হয়। বড় তারকারা একটি বিশাল, দর্শনীয় বিস্ফোরণের মাধ্যমে তাদের জীবন শেষ করে। আরও বিনয়ী, বিপরীতভাবে, মারা যায়, ধীরে ধীরে সাদা বামনের আকারে সঙ্কুচিত হয়। তারপর তারা শুধু দূরে বিবর্ণ.

গড় তারকা কতদিন বাঁচে? একটি নক্ষত্রের জীবনচক্র 1.5 মিলিয়ন বছরের কম থেকে 1 বিলিয়ন বছর বা তার বেশি হতে পারে। এই সব, যেমন বলা হয়েছে, তার গঠন এবং আকারের উপর নির্ভর করে। সূর্যের মতো তারা 10 থেকে 16 বিলিয়ন বছরের মধ্যে বেঁচে থাকে। সিরিয়াসের মতো খুব উজ্জ্বল নক্ষত্রের জীবন অপেক্ষাকৃত ছোট - মাত্র কয়েকশ মিলিয়ন বছর। তারকা জীবনচক্র ডায়াগ্রামে নিম্নলিখিত পর্যায়গুলি অন্তর্ভুক্ত রয়েছে। এটি একটি আণবিক মেঘ - মেঘের মহাকর্ষীয় পতন - একটি সুপারনোভার জন্ম - একটি প্রোটোস্টারের বিবর্তন - প্রোটোস্টেলার পর্বের শেষ। তারপর পর্যায়গুলি অনুসরণ করুন: তরুণ তারকা পর্যায়ের শুরু - মধ্য-জীবন - পরিপক্কতা - লাল দৈত্য পর্যায় - গ্রহের নীহারিকা - সাদা বামন পর্যায়। শেষ দুটি পর্যায় ছোট তারার বৈশিষ্ট্য।

গ্রহের নীহারিকা প্রকৃতি

সুতরাং, আমরা সংক্ষেপে একটি নক্ষত্রের জীবনচক্র দেখেছি। কিন্তু একটি বিশাল লাল দৈত্য থেকে সাদা বামনে কী রূপান্তরিত হচ্ছে, কখনও কখনও তারাগুলি তাদের বাইরের স্তরগুলিকে ফেলে দেয় এবং তারপরে নক্ষত্রের মূলটি উন্মুক্ত হয়ে যায়। তারা দ্বারা নির্গত শক্তির প্রভাবে গ্যাসের শেলটি জ্বলতে শুরু করে। এই শেলের আলোকিত গ্যাসের বুদবুদগুলি প্রায়শই গ্রহের চারপাশে ডিস্কের মতো দেখায় এই কারণে এই পর্যায়ের নাম হয়েছে। কিন্তু বাস্তবে গ্রহের সাথে তাদের কোন সম্পর্ক নেই। শিশুদের জন্য তারার জীবনচক্রে সমস্ত বৈজ্ঞানিক বিবরণ অন্তর্ভুক্ত নাও হতে পারে। কেউ কেবল মহাকাশীয় বস্তুর বিবর্তনের প্রধান পর্যায়গুলি বর্ণনা করতে পারে।

স্টার ক্লাস্টার

জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা অন্বেষণ করতে পছন্দ করেন৷ একটি অনুমান রয়েছে যে সমস্ত আলোকিত ব্যক্তিরা দলগতভাবে জন্মগ্রহণ করেন, পৃথকভাবে নয়৷ যেহেতু একই ক্লাস্টারের নক্ষত্রের একই বৈশিষ্ট্য রয়েছে, তাই তাদের মধ্যে পার্থক্য সত্য এবং পৃথিবীর দূরত্বের কারণে নয়। এই নক্ষত্রগুলিতে যাই হোক না কেন, একই সময়ে এবং সমান অবস্থায় উদ্ভূত হয়। ভরের উপর তাদের বৈশিষ্ট্যের নির্ভরতা অধ্যয়ন করে বিশেষ করে অনেক জ্ঞান অর্জন করা যেতে পারে। সর্বোপরি, ক্লাস্টারে তারার বয়স এবং পৃথিবী থেকে তাদের দূরত্ব প্রায় সমান, তাই তারা কেবল এই সূচকে পৃথক। ক্লাস্টারগুলি শুধুমাত্র পেশাদার জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের জন্যই আগ্রহী হবে না - প্রতিটি অপেশাদার একটি সুন্দর ছবি তুলতে এবং প্ল্যানেটোরিয়ামে তাদের ব্যতিক্রমী সুন্দর দৃশ্যের প্রশংসা করতে পেরে খুশি হবে।

আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের ঘনীভবন দ্বারা গঠিত। পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে, এটি নির্ধারণ করা সম্ভব হয়েছিল যে তারাগুলি বিভিন্ন সময়ে উদ্ভূত হয়েছিল এবং এখনও পর্যন্ত উপস্থিত রয়েছে।

নক্ষত্রের বিবর্তনের প্রধান সমস্যা হল তাদের শক্তির উৎপত্তির প্রশ্ন, যার কারণে তারা প্রচুর পরিমাণে শক্তি উজ্জ্বল করে এবং নির্গত করে। পূর্বে, অনেক তত্ত্ব সামনে রাখা হয়েছিল যেগুলি নক্ষত্রের শক্তির উত্স সনাক্ত করার জন্য ডিজাইন করা হয়েছিল। এটা বিশ্বাস করা হয়েছিল যে নাক্ষত্রিক শক্তির একটি অবিচ্ছিন্ন উত্স ক্রমাগত সংকোচন। এই উত্স অবশ্যই ভাল, কিন্তু দীর্ঘ সময়ের জন্য উপযুক্ত বিকিরণ বজায় রাখতে পারে না। বিংশ শতাব্দীর মাঝামাঝি এই প্রশ্নের উত্তর পাওয়া গেছে। বিকিরণের উৎস হল থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন বিক্রিয়া। এই প্রতিক্রিয়াগুলির ফলস্বরূপ, হাইড্রোজেন হিলিয়ামে পরিণত হয় এবং নির্গত শক্তি নক্ষত্রের অন্ত্রের মধ্য দিয়ে যায়, রূপান্তরিত হয় এবং বাইরের মহাকাশে নির্গত হয় (এটি লক্ষণীয় যে তাপমাত্রা যত বেশি হবে, এই প্রতিক্রিয়াগুলি তত দ্রুত ঘটবে; এটি হল কেন গরম বৃহদাকার তারকারা মূল ক্রমটি দ্রুত ছেড়ে যায়)।

এখন একটি নক্ষত্রের আবির্ভাব কল্পনা করুন...

আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাস এবং ধুলো মাঝারি একটি মেঘ ঘনীভূত হতে শুরু করে। এই মেঘ থেকে গ্যাসের বরং ঘন বল তৈরি হয়। বলের ভিতরের চাপ এখনও আকর্ষণ শক্তির ভারসাম্য আনতে সক্ষম নয়, তাই এটি সঙ্কুচিত হয়ে যাবে (সম্ভবত এই সময়ে তারার চারপাশে কম ভরের দলা তৈরি হবে, যা শেষ পর্যন্ত গ্রহে পরিণত হবে)। সংকুচিত হলে তাপমাত্রা বেড়ে যায়। এইভাবে, নক্ষত্রটি ধীরে ধীরে মূল অনুক্রমের উপর সেট করে। তারপর নক্ষত্রের অভ্যন্তরে গ্যাসের চাপ অভিকর্ষের ভারসাম্য বজায় রাখে এবং প্রোটোস্টারটি নক্ষত্রে পরিণত হয়।

নক্ষত্রের বিবর্তনের প্রাথমিক পর্যায়টি খুবই ছোট এবং এই সময়ে নক্ষত্রটি একটি নীহারিকাতে নিমজ্জিত, তাই প্রোটোস্টার সনাক্ত করা খুবই কঠিন।

হাইড্রোজেনের হিলিয়ামে রূপান্তর শুধুমাত্র নক্ষত্রের কেন্দ্রীয় অঞ্চলে ঘটে। বাইরের স্তরগুলিতে, হাইড্রোজেন সামগ্রী কার্যত অপরিবর্তিত থাকে। যেহেতু হাইড্রোজেনের পরিমাণ সীমিত, শীঘ্রই বা পরে এটি পুড়ে যায়। নক্ষত্রের কেন্দ্রে শক্তির নিঃসরণ বন্ধ হয়ে যায় এবং তারার মূল অংশ সঙ্কুচিত হতে শুরু করে এবং খোসা ফুলতে শুরু করে। আরও, যদি নক্ষত্রটি 1.2 সৌর ভরের কম হয়, তবে এটি তার বাইরের স্তরটি ফেলে দেয় (একটি গ্রহের নীহারিকা গঠন)।

খামটি তারকা থেকে আলাদা হওয়ার পরে, এর ভিতরের, খুব গরম স্তরগুলি উন্মোচিত হয় এবং এর মধ্যে খামটি আরও এবং আরও দূরে সরে যায়। কয়েক হাজার বছর পরে, শেলটি বিচ্ছিন্ন হয়ে যাবে এবং শুধুমাত্র একটি খুব গরম এবং ঘন তারা অবশিষ্ট থাকবে; ধীরে ধীরে শীতল হয়ে এটি একটি সাদা বামনে পরিণত হবে। ধীরে ধীরে ঠান্ডা হয়ে এরা অদৃশ্য কালো বামনে পরিণত হয়। ব্ল্যাক ডোয়ার্ফগুলি খুব ঘন এবং শীতল নক্ষত্র, পৃথিবীর থেকে কিছুটা বড়, তবে সূর্যের ভরের সাথে তুলনীয় ভরের সাথে। সাদা বামনের শীতল প্রক্রিয়া কয়েকশ মিলিয়ন বছর স্থায়ী হয়।

যদি একটি নক্ষত্রের ভর 1.2 থেকে 2.5 সৌর পর্যন্ত হয়, তাহলে এই ধরনের একটি তারা বিস্ফোরিত হবে। এই বিস্ফোরণ বলা হয় সুপারনোভা বিস্ফোরণ. জ্বলন্ত নক্ষত্রটি কয়েক সেকেন্ডের মধ্যে তার উজ্জ্বলতা কয়েক মিলিয়ন গুণ বাড়িয়ে দেয়। এই ধরনের প্রাদুর্ভাব খুব কমই ঘটে। আমাদের গ্যালাক্সিতে, প্রতি শত বছরে প্রায় একবার একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণ ঘটে। এই ধরনের প্রাদুর্ভাবের পরে, একটি নীহারিকা অবশিষ্ট থাকে, যার প্রচুর রেডিও নির্গমন হয় এবং এটি খুব দ্রুত ছড়িয়ে পড়ে এবং একটি তথাকথিত নিউট্রন তারকা (এটি সম্পর্কে আরও কিছু পরে)। বিশাল রেডিও নির্গমন ছাড়াও, এই জাতীয় নীহারিকা এক্স-রে বিকিরণের উত্সও হবে, তবে এই বিকিরণটি পৃথিবীর বায়ুমণ্ডল দ্বারা শোষিত হয় এবং তাই কেবল মহাকাশ থেকে পর্যবেক্ষণ করা যায়।

তারকা বিস্ফোরণের (সুপারনোভা) কারণ সম্পর্কে বেশ কয়েকটি অনুমান রয়েছে, তবে এখনও পর্যন্ত কোনও সাধারণভাবে গৃহীত তত্ত্ব নেই। একটি অনুমান রয়েছে যে কেন্দ্রের দিকে তারার অভ্যন্তরীণ স্তরগুলির খুব দ্রুত পতনের কারণে এটি হয়েছে। নক্ষত্রটি দ্রুত 10 কিলোমিটারের একটি বিপর্যয়মূলকভাবে ছোট আকারে সংকুচিত হয় এবং এই অবস্থায় এর ঘনত্ব 10 17 কেজি/মি 3, যা পারমাণবিক নিউক্লিয়াসের ঘনত্বের কাছাকাছি। এই নক্ষত্রটি নিউট্রন নিয়ে গঠিত (একই সময়ে, ইলেক্ট্রনগুলিকে প্রোটনে চাপানো হয়), তাই এটিকে বলা হয় "নিউট্রন". এর প্রাথমিক তাপমাত্রা প্রায় এক বিলিয়ন কেলভিন, কিন্তু ভবিষ্যতে এটি দ্রুত ঠান্ডা হয়ে যাবে।

এই নক্ষত্রটি, তার ছোট আকার এবং দ্রুত শীতল হওয়ার কারণে, দীর্ঘকাল ধরে পর্যবেক্ষণ করা অসম্ভব বলে মনে করা হয়েছিল। কিন্তু কিছু সময় পরে, পালসার আবিষ্কৃত হয়। এই পালসারগুলি নিউট্রন নক্ষত্রে পরিণত হয়েছিল। রেডিও ডাল স্বল্পমেয়াদী নির্গমনের কারণে তাদের এই নামকরণ করা হয়েছে। সেগুলো. তারাটি "পলক ফেলছে" বলে মনে হচ্ছে। এই আবিষ্কারটি সম্পূর্ণভাবে দুর্ঘটনাক্রমে তৈরি হয়েছিল এবং এতদিন আগে নয়, 1967 সালে। এই পর্যায়ক্রমিক প্রবণতাগুলি এই কারণে যে খুব দ্রুত ঘূর্ণনের সময়, চৌম্বক অক্ষের শঙ্কুটি ক্রমাগত আমাদের দৃষ্টির উপর দিয়ে জ্বলতে থাকে, যা ঘূর্ণনের অক্ষের সাথে একটি কোণ তৈরি করে।

একটি পালসার শুধুমাত্র আমাদের জন্য চৌম্বক অক্ষের অভিযোজনের শর্তে সনাক্ত করা যেতে পারে এবং এটি তাদের মোট সংখ্যার প্রায় 5%। কিছু পালসার রেডিও নীহারিকাতে অবস্থিত নয়, যেহেতু নীহারিকা তুলনামূলকভাবে দ্রুত ছড়িয়ে পড়ে। এক লক্ষ বছর পরে, এই নীহারিকাগুলি দৃশ্যমান হওয়া বন্ধ করে দেয় এবং পালসারগুলির বয়স লক্ষ লক্ষ বছর।

যদি একটি নক্ষত্রের ভর 2.5 সৌর ছাড়িয়ে যায়, তবে তার অস্তিত্বের শেষে এটি নিজেই ভেঙে পড়বে এবং নিজের ওজন দ্বারা চূর্ণ হবে বলে মনে হবে। কয়েক সেকেন্ডের মধ্যে এটি একটি বিন্দুতে পরিণত হবে। এই ঘটনাটিকে "মহাকর্ষীয় পতন" বলা হত এবং এই বস্তুটিকে "ব্ল্যাক হোল"ও বলা হত।

উপরে যা বলা হয়েছে তা থেকে এটি স্পষ্ট যে একটি নক্ষত্রের বিবর্তনের চূড়ান্ত পর্যায়টি তার ভরের উপর নির্ভর করে, তবে এই খুব ভর এবং ঘূর্ণনের অনিবার্য ক্ষতির বিষয়টিও বিবেচনায় নেওয়া প্রয়োজন।

শুধুমাত্র একটি নক্ষত্র পর্যবেক্ষণ করে তারার বিবর্তন অধ্যয়ন করা অসম্ভব - তারার অনেক পরিবর্তন খুব ধীরে ধীরে ঘটে যা বহু শতাব্দী পরেও লক্ষ্য করা যায় না। অতএব, বিজ্ঞানীরা অনেক নক্ষত্র অধ্যয়ন করেন, যার প্রতিটি তার জীবনচক্রের একটি নির্দিষ্ট পর্যায়ে রয়েছে। গত কয়েক দশক ধরে, কম্পিউটার প্রযুক্তি ব্যবহার করে নক্ষত্রের গঠনের মডেলিং জ্যোতির্পদার্থবিজ্ঞানে ব্যাপক হয়ে উঠেছে।

বিশ্বকোষীয় ইউটিউব

1 / 5

✪ তারা এবং নাক্ষত্রিক বিবর্তন (জ্যোতির্পদার্থবিদ সের্গেই পপভ দ্বারা বর্ণিত)

✪ তারা এবং নাক্ষত্রিক বিবর্তন (সের্গেই পপভ এবং ইলগোনিস ভিল্কস দ্বারা বর্ণিত)

✪ S. A. Lamzin - "Stellar Evolution"

✪ তারার বিবর্তন। 3 মিনিটে একটি নীল দৈত্যের বিবর্তন

✪ সুরদিন ভি.জি. নাক্ষত্রিক বিবর্তন পর্ব 1

সাবটাইটেল

নক্ষত্রের অভ্যন্তরে থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন

তরুণ তারকা

নক্ষত্র গঠনের প্রক্রিয়াটিকে একীভূতভাবে বর্ণনা করা যেতে পারে, তবে একটি নক্ষত্রের বিবর্তনের পরবর্তী ধাপগুলি তার ভরের উপর নির্ভর করে এবং শুধুমাত্র তারার বিবর্তনের একেবারে শেষে এটি একটি ভূমিকা পালন করতে পারে। রাসায়নিক রচনা.

কম ভরের তরুণ তারা

তরুণ কম ভরের তারা (তিনটি সৌর ভর পর্যন্ত) [ ], যা মূল অনুক্রমের কাছে আসছে, সম্পূর্ণরূপে সংবহনশীল - পরিচলন প্রক্রিয়াটি তারার পুরো শরীরকে জুড়ে দেয়। এগুলি মূলত প্রোটোস্টার, যার কেন্দ্রগুলিতে পারমাণবিক বিক্রিয়া সবেমাত্র শুরু হয় এবং সমস্ত বিকিরণ প্রধানত মহাকর্ষীয় সংকোচনের কারণে ঘটে। হাইড্রোস্ট্যাটিক ভারসাম্য প্রতিষ্ঠিত না হওয়া পর্যন্ত, একটি ধ্রুবক কার্যকর তাপমাত্রায় নক্ষত্রের উজ্জ্বলতা হ্রাস পায়। হার্টজস্প্রাং-রাসেল ডায়াগ্রামে, এই জাতীয় তারাগুলি হায়াশি ট্র্যাক নামে একটি প্রায় উল্লম্ব ট্র্যাক তৈরি করে। সংকোচন ধীর হয়ে যাওয়ার সাথে সাথে তরুণ তারকাটি মূল ক্রমটির কাছে আসে। এই ধরনের বস্তু টি টাউরি তারার সাথে যুক্ত।

এই সময়ে, 0.8 সৌর ভরের বেশি ভরের নক্ষত্রের জন্য, কোরটি বিকিরণের জন্য স্বচ্ছ হয়ে যায় এবং কোরে বিকিরণ শক্তি স্থানান্তর প্রধান হয়ে ওঠে, যেহেতু নাক্ষত্রিক পদার্থের ক্রমবর্ধমান কম্প্যাকশন দ্বারা পরিচলন ক্রমবর্ধমানভাবে বাধাগ্রস্ত হচ্ছে। নক্ষত্রের শরীরের বাইরের স্তরগুলিতে, সংবহনশীল শক্তি স্থানান্তর বিরাজ করে।

নিম্ন ভরের নক্ষত্রগুলি মূল ক্রমটিতে প্রবেশ করার মুহুর্তে তাদের কী বৈশিষ্ট্য রয়েছে তা নিশ্চিতভাবে জানা যায় না, যেহেতু এই নক্ষত্রগুলি তরুণ শ্রেণীতে অতিবাহিত করার সময় মহাবিশ্বের বয়স ছাড়িয়ে গেছে [ ] এই নক্ষত্রের বিবর্তন সম্পর্কে সমস্ত ধারণা শুধুমাত্র সংখ্যাগত গণনা এবং গাণিতিক মডেলিংয়ের উপর ভিত্তি করে।

নক্ষত্রটি সংকুচিত হওয়ার সাথে সাথে, অবক্ষয়িত ইলেকট্রন গ্যাসের চাপ বাড়তে শুরু করে এবং যখন তারাটির একটি নির্দিষ্ট ব্যাসার্ধে পৌঁছায়, তখন সংকোচন বন্ধ হয়ে যায়, যা নক্ষত্রের কেন্দ্রে তাপমাত্রার আরও বৃদ্ধিকে থামিয়ে দেয়। কম্প্রেশন, এবং তারপর তার হ্রাস. 0.0767 সৌর ভরের চেয়ে ছোট নক্ষত্রের ক্ষেত্রে, এটি ঘটে না: পারমাণবিক বিক্রিয়ার সময় নির্গত শক্তি অভ্যন্তরীণ চাপ এবং মহাকর্ষীয় সংকোচনের ভারসাম্যের জন্য যথেষ্ট নয়। এই ধরনের "আন্ডারস্টার" থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়ার সময় উত্পাদিত শক্তির চেয়ে বেশি শক্তি নির্গত করে এবং তথাকথিত বাদামী বামন হিসাবে শ্রেণীবদ্ধ করা হয়। তাদের ভাগ্য ধ্রুবক সংকোচন যতক্ষণ না অবনত গ্যাসের চাপ এটি বন্ধ করে দেয়, এবং তারপর শুরু হওয়া সমস্ত থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া বন্ধের সাথে ধীরে ধীরে শীতল হয়।

তরুণ মধ্যবর্তী ভর তারা

মধ্যবর্তী ভরের তরুণ তারা (2 থেকে 8 সৌর ভর পর্যন্ত) [ ] গুণগতভাবে তাদের ছোট বোন এবং ভাইদের মতো ঠিক একইভাবে বিকশিত হয়, এই ব্যতিক্রমটি যে তাদের মূল ক্রম পর্যন্ত সংবহনশীল অঞ্চল নেই।

এই ধরনের বস্তু তথাকথিত সঙ্গে যুক্ত করা হয়. বর্ণালী শ্রেণীর B-F0 এর অনিয়মিত চলক সহ Ae\Be Herbig তারা। তারা ডিস্ক এবং বাইপোলার জেটও প্রদর্শন করে। পৃষ্ঠ থেকে পদার্থের বহিঃপ্রবাহের হার, উজ্জ্বলতা এবং কার্যকর তাপমাত্রা টি বৃষ রাশির তুলনায় উল্লেখযোগ্যভাবে বেশি, তাই তারা প্রোটোস্টেলার মেঘের অবশিষ্টাংশগুলিকে কার্যকরভাবে উত্তপ্ত করে এবং ছড়িয়ে দেয়।

8 সৌর ভরের বেশি ভর সহ তরুণ তারা

এই ধরনের ভরের নক্ষত্রগুলির মধ্যে ইতিমধ্যেই স্বাভাবিক নক্ষত্রের বৈশিষ্ট্য রয়েছে, যেহেতু তারা সমস্ত মধ্যবর্তী ধাপ অতিক্রম করেছে এবং এমন একটি পারমাণবিক বিক্রিয়া অর্জন করতে সক্ষম হয়েছিল যা বিকিরণের জন্য হারিয়ে যাওয়া শক্তির জন্য ক্ষতিপূরণ দেয় যখন ভরগুলি মূলের হাইড্রোস্ট্যাটিক ভারসাম্য অর্জনের জন্য জমা হয়। এই নক্ষত্রগুলির জন্য, ভর এবং আলোকসজ্জার বহিঃপ্রবাহ এত বেশি যে তারা আণবিক মেঘের বাইরের অঞ্চলগুলির মহাকর্ষীয় পতনকে থামায় না যেগুলি এখনও তারার অংশ হয়ে ওঠেনি, বরং, বিপরীতভাবে, তাদের দূরে ছড়িয়ে দেয়। সুতরাং, ফলস্বরূপ নক্ষত্রের ভর প্রোটোস্টেলার মেঘের ভরের তুলনায় লক্ষণীয়ভাবে কম। সম্ভবত, এটি প্রায় 300 সৌর ভরের চেয়ে বেশি ভর সহ আমাদের ছায়াপথের তারার অনুপস্থিতিকে ব্যাখ্যা করে।

একটি তারার মধ্য-জীবন চক্র

তারকারা বিভিন্ন রঙ এবং আকারে আসে। বর্ণালী প্রকারে এগুলি গরম নীল থেকে শীতল লাল এবং ভর অনুসারে - 0.0767 থেকে প্রায় 300 সৌর ভর, সর্বশেষ অনুমান অনুসারে। একটি নক্ষত্রের উজ্জ্বলতা এবং রঙ তার পৃষ্ঠের তাপমাত্রার উপর নির্ভর করে, যা তার ভর দ্বারা নির্ধারিত হয়। সমস্ত নতুন তারা তাদের রাসায়নিক গঠন এবং ভর অনুসারে মূল অনুক্রমে "তাদের স্থান নেয়"। স্বাভাবিকভাবেই, আমরা তারার শারীরিক গতিবিধি সম্পর্কে কথা বলছি না - শুধুমাত্র তারার পরামিতিগুলির উপর নির্ভর করে নির্দেশিত চিত্রে এর অবস্থান সম্পর্কে। আসলে, ডায়াগ্রাম বরাবর একটি নক্ষত্রের নড়াচড়া শুধুমাত্র নক্ষত্রের পরামিতিগুলির পরিবর্তনের সাথে মিলে যায়।

পদার্থের থার্মোনিউক্লিয়ার "দহন", একটি নতুন স্তরে পুনরায় শুরু করা, তারার একটি ভয়ঙ্কর প্রসারণ ঘটায়। তারকাটি "ফুলে" খুব "আলগা" হয়ে যায় এবং এর আকার প্রায় 100 গুণ বৃদ্ধি পায়। সুতরাং নক্ষত্রটি একটি লাল দৈত্যে পরিণত হয় এবং হিলিয়াম জ্বলন্ত পর্বটি প্রায় কয়েক মিলিয়ন বছর স্থায়ী হয়। প্রায় সব লাল দৈত্যই পরিবর্তনশীল তারা।

নাক্ষত্রিক বিবর্তনের চূড়ান্ত পর্যায়

কম ভর সহ পুরানো তারা

বর্তমানে, তাদের কোরে হাইড্রোজেনের সরবরাহ কমে যাওয়ার পর হালকা তারার কী হবে তা নিশ্চিতভাবে জানা যায়নি। যেহেতু মহাবিশ্বের বয়স 13.7 বিলিয়ন বছর, যা এই জাতীয় নক্ষত্রগুলিতে হাইড্রোজেন জ্বালানী সরবরাহের জন্য যথেষ্ট নয়, আধুনিক তত্ত্বএই ধরনের নক্ষত্রে ঘটমান প্রক্রিয়াগুলির কম্পিউটার মডেলিংয়ের উপর ভিত্তি করে।

কিছু তারা শুধুমাত্র নির্দিষ্ট সক্রিয় অঞ্চলে হিলিয়াম সংশ্লেষণ করতে পারে, যার ফলে অস্থিরতা এবং শক্তিশালী নাক্ষত্রিক বাতাসের সৃষ্টি হয়। এই ক্ষেত্রে, একটি গ্রহের নীহারিকা গঠন ঘটে না, এবং নক্ষত্রটি কেবল বাষ্পীভূত হয়, একটি বাদামী বামনের চেয়েও ছোট হয়ে যায় [ ] .

0.5 সৌর থেকে কম ভরের একটি নক্ষত্র তার কেন্দ্রে হাইড্রোজেন স্টপ জড়িত প্রতিক্রিয়ার পরেও হিলিয়াম রূপান্তর করতে সক্ষম হয় না - এই ধরনের একটি নক্ষত্রের ভর "প্রজ্বলিত" করার জন্য পর্যাপ্ত ডিগ্রীতে মহাকর্ষীয় সংকোচনের একটি নতুন পর্যায় সরবরাহ করার জন্য খুব ছোট। হিলিয়াম এই ধরনের নক্ষত্রের মধ্যে রয়েছে লাল বামন, যেমন প্রক্সিমা সেন্টোরি, যাদের বসবাসের সময় মূল ক্রম থেকে দশ হাজার কোটি থেকে ট্রিলিয়ন বছর পর্যন্ত। তাদের কোরে থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া বন্ধ হওয়ার পর, তারা ধীরে ধীরে শীতল হয়ে ইলেক্ট্রোম্যাগনেটিক বর্ণালীর ইনফ্রারেড এবং মাইক্রোওয়েভ রেঞ্জে দুর্বলভাবে নির্গত হতে থাকবে।

মাঝারি আকারের তারা

পৌঁছানোর উপর একটি মাঝারি আকারের তারা (0.4 থেকে 3.4 সৌর ভর পর্যন্ত) [ ] রেড জায়ান্ট পর্বের, এর মূল অংশে হাইড্রোজেন ফুরিয়ে যায় এবং হিলিয়াম থেকে কার্বনের সংশ্লেষণের প্রতিক্রিয়া শুরু হয়। এই প্রক্রিয়াটি উচ্চ তাপমাত্রায় ঘটে এবং তাই কোর থেকে শক্তি প্রবাহ বৃদ্ধি পায় এবং ফলস্বরূপ, তারার বাইরের স্তরগুলি প্রসারিত হতে শুরু করে। কার্বন সংশ্লেষণের সূচনা একটি নক্ষত্রের জীবনে একটি নতুন পর্যায় চিহ্নিত করে এবং কিছু সময়ের জন্য চলতে থাকে। সূর্যের মতো আকারের একটি নক্ষত্রের জন্য, এই প্রক্রিয়াটি প্রায় এক বিলিয়ন বছর সময় নিতে পারে।

নির্গত শক্তির পরিমাণের পরিবর্তনের কারণে তারাটি আকার, পৃষ্ঠের তাপমাত্রা এবং শক্তি প্রকাশের পরিবর্তন সহ অস্থিরতার সময়কাল অতিক্রম করে। শক্তি আউটপুট কম ফ্রিকোয়েন্সি বিকিরণ দিকে স্থানান্তরিত হয়. এই সব শক্তিশালী নাক্ষত্রিক বায়ু এবং তীব্র স্পন্দন কারণে ক্রমবর্ধমান ভর ক্ষতি দ্বারা অনুষঙ্গী হয়. এই পর্বের নক্ষত্রকে "লেট-টাইপ স্টার" বলা হয় (এছাড়াও "অবসরপ্রাপ্ত তারা"), OH -IR তারাবা মীরার মতো নক্ষত্র, তাদের সঠিক বৈশিষ্ট্যের উপর নির্ভর করে। নির্গত গ্যাসটি নক্ষত্রের অভ্যন্তরে উত্পাদিত ভারী উপাদান যেমন অক্সিজেন এবং কার্বনে তুলনামূলকভাবে সমৃদ্ধ। গ্যাস একটি প্রসারিত শেল গঠন করে এবং তারা থেকে দূরে সরে যাওয়ার সাথে সাথে শীতল হয়, যা ধুলো কণা এবং অণু গঠনের অনুমতি দেয়। উৎস নক্ষত্র থেকে শক্তিশালী ইনফ্রারেড বিকিরণের সাথে, মহাজাগতিক মাসার সক্রিয় করার জন্য আদর্শ পরিস্থিতি এই ধরনের শেলগুলিতে গঠিত হয়।

হিলিয়ামের থার্মোনিউক্লিয়ার দহন প্রতিক্রিয়া তাপমাত্রার প্রতি অত্যন্ত সংবেদনশীল। কখনও কখনও এটি মহান অস্থিরতা বাড়ে. শক্তিশালী স্পন্দন দেখা দেয়, যার ফলস্বরূপ বাইরের স্তরগুলিকে নিক্ষিপ্ত করার জন্য পর্যাপ্ত ত্বরণ প্রদান করে এবং একটি গ্রহীয় নীহারিকাতে পরিণত হয়। এই জাতীয় নীহারিকাটির কেন্দ্রে, নক্ষত্রের বেয়ার কোর থাকে, যেখানে তাপনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া বন্ধ হয়ে যায় এবং এটি শীতল হওয়ার সাথে সাথে এটি একটি হিলিয়াম সাদা বামনে পরিণত হয়, সাধারণত 0.5-0.6 পর্যন্ত সৌর ভর এবং একটি ব্যাস থাকে পৃথিবীর ব্যাসের ক্রম অনুসারে।

ক্ষয়প্রাপ্ত ইলেকট্রনের চাপ মাধ্যাকর্ষণকে ভারসাম্য না দেওয়া পর্যন্ত সূর্য সহ অধিকাংশ নক্ষত্র সংকুচিত হয়ে তাদের বিবর্তন সম্পন্ন করে। এই অবস্থায় যখন নক্ষত্রের আকার একশ গুণ কমে যায় এবং ঘনত্ব পানির ঘনত্বের চেয়ে মিলিয়ন গুণ বেশি হয়ে যায় তখন নক্ষত্রটিকে সাদা বামন বলা হয়। এটি শক্তির উত্স থেকে বঞ্চিত হয় এবং ধীরে ধীরে শীতল হয়ে একটি অদৃশ্য কালো বামন হয়ে যায়।

সূর্যের চেয়ে বেশি বিশাল নক্ষত্রগুলিতে, অবক্ষয়িত ইলেকট্রনের চাপ মূলের আরও সংকোচনকে থামাতে পারে না এবং ইলেকট্রনগুলি পারমাণবিক নিউক্লিয়াতে "চাপ" হতে শুরু করে, যা প্রোটনগুলিকে নিউট্রনে পরিণত করে, যার মধ্যে কোনও ইলেক্ট্রোস্ট্যাটিক বিকর্ষণ শক্তি নেই। পদার্থের এই নিউট্রনাইজেশনটি এই সত্যের দিকে পরিচালিত করে যে তারার আকার, যা এখন বাস্তবে একটি বিশাল পারমাণবিক নিউক্লিয়াস, কয়েক কিলোমিটারে পরিমাপ করা হয় এবং এর ঘনত্ব জলের ঘনত্বের চেয়ে 100 মিলিয়ন গুণ বেশি। এই ধরনের বস্তুকে নিউট্রন স্টার বলা হয়; ক্ষয়প্রাপ্ত নিউট্রন পদার্থের চাপ দ্বারা এর ভারসাম্য বজায় রাখা হয়।

সুপারম্যাসিভ তারা

পাঁচটি সৌর ভরের বেশি ভরের একটি তারা লাল সুপারজায়েন্ট পর্যায়ে প্রবেশ করার পরে, এর কেন্দ্রটি মহাকর্ষের প্রভাবে সঙ্কুচিত হতে শুরু করে। সংকোচন এগিয়ে যাওয়ার সাথে সাথে তাপমাত্রা এবং ঘনত্ব বৃদ্ধি পায় এবং থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়ার একটি নতুন ক্রম শুরু হয়। এই জাতীয় প্রতিক্রিয়াগুলিতে, ক্রমবর্ধমান ভারী উপাদানগুলি সংশ্লেষিত হয়: হিলিয়াম, কার্বন, অক্সিজেন, সিলিকন এবং লোহা, যা অস্থায়ীভাবে মূলটির পতনকে বাধা দেয়।

ফলস্বরূপ, পর্যায় সারণীর ক্রমবর্ধমান ভারী উপাদানগুলি তৈরি হওয়ার সাথে সাথে সিলিকন থেকে আয়রন-56 সংশ্লেষিত হয়। এই পর্যায়ে, আরও এক্সোথার্মিক থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন অসম্ভব হয়ে পড়ে, যেহেতু আয়রন-56 নিউক্লিয়াসে সর্বাধিক ভরের ত্রুটি রয়েছে এবং শক্তির মুক্তির সাথে ভারী নিউক্লিয়াস গঠন অসম্ভব। অতএব, যখন একটি নক্ষত্রের আয়রন কোর একটি নির্দিষ্ট আকারে পৌঁছায়, তখন এর চাপটি আর নক্ষত্রের উপরিভাগের স্তরগুলির ওজন সহ্য করতে সক্ষম হয় না এবং এর পদার্থের নিউট্রোনাইজেশনের সাথে সাথে কোরের পতন ঘটে।

এরপর কী ঘটবে তা এখনও পুরোপুরি পরিষ্কার নয়, তবে, যে কোনও ক্ষেত্রে, কয়েক সেকেন্ডের মধ্যে ঘটে যাওয়া প্রক্রিয়াগুলি অবিশ্বাস্য শক্তির সুপারনোভা বিস্ফোরণের দিকে নিয়ে যায়।

শক্তিশালী নিউট্রিনো জেট এবং একটি ঘূর্ণায়মান চৌম্বক ক্ষেত্র নক্ষত্রের জমে থাকা অনেক উপাদানকে বাইরে ঠেলে দেয়। [ ] - তথাকথিত বসার উপাদান, লোহা এবং হালকা উপাদান সহ। বিস্ফোরণকারী পদার্থটি নাক্ষত্রিক কেন্দ্র থেকে বেরিয়ে আসা নিউট্রন দ্বারা বোমাবর্ষণ করা হয়, তাদের ধরে ফেলে এবং এর ফলে লোহার চেয়ে ভারী উপাদানের একটি সেট তৈরি করে, যার মধ্যে তেজস্ক্রিয় উপাদানগুলি, ইউরেনিয়াম (এবং এমনকি ক্যালিফোর্নিয়ামও) পর্যন্ত রয়েছে। এইভাবে, সুপারনোভা বিস্ফোরণগুলি আন্তঃনাক্ষত্রিক পদার্থে লোহার চেয়ে ভারী উপাদানগুলির উপস্থিতি ব্যাখ্যা করে, তবে এটি তাদের গঠনের একমাত্র সম্ভাব্য উপায় নয়, যা, উদাহরণস্বরূপ, টেকনেটিয়াম তারা দ্বারা প্রদর্শিত হয়।

বিস্ফোরণ তরঙ্গ এবং নিউট্রিনোর জেটগুলি মৃত নক্ষত্র থেকে পদার্থকে দূরে নিয়ে যায় [ ] ইন্টারস্টেলার স্পেসে। পরবর্তীকালে, যখন এটি শীতল হয় এবং মহাকাশের মধ্য দিয়ে চলে যায়, এই সুপারনোভা উপাদানটি অন্যান্য মহাজাগতিক "স্যালভেজ" এর সাথে সংঘর্ষ করতে পারে এবং সম্ভবত, নতুন তারা, গ্রহ বা উপগ্রহ গঠনে অংশগ্রহণ করতে পারে।

একটি সুপারনোভা গঠনের সময় ঘটে যাওয়া প্রক্রিয়াগুলি এখনও অধ্যয়ন করা হচ্ছে এবং এখনও পর্যন্ত এই বিষয়ে কোনও স্পষ্টতা নেই। আসল নক্ষত্রটির প্রকৃতপক্ষে কী অবশিষ্ট রয়েছে তাও প্রশ্নবিদ্ধ। যাইহোক, দুটি বিকল্প বিবেচনা করা হচ্ছে: নিউট্রন তারা এবং ব্ল্যাক হোল।

নিউট্রন তারা

এটা জানা যায় যে কিছু সুপারনোভাতে, সুপারজায়ান্টের গভীরতায় শক্তিশালী মাধ্যাকর্ষণ ইলেকট্রনকে পারমাণবিক নিউক্লিয়াস দ্বারা শোষিত হতে বাধ্য করে, যেখানে তারা প্রোটনের সাথে মিশে নিউট্রন গঠন করে। এই প্রক্রিয়াটিকে নিউট্রোনাইজেশন বলা হয়। কাছাকাছি নিউক্লিয়াস বিচ্ছিন্ন ইলেক্ট্রোম্যাগনেটিক বাহিনী অদৃশ্য হয়ে যায়। তারার কেন্দ্রটি এখন পারমাণবিক নিউক্লিয়াস এবং পৃথক নিউট্রনের একটি ঘন বল।

নিউট্রন স্টার নামে পরিচিত এই জাতীয় তারাগুলি অত্যন্ত ছোট - একটি বড় শহরের আকারের চেয়ে বেশি নয় - এবং তাদের অকল্পনীয় উচ্চ ঘনত্ব রয়েছে। তাদের কক্ষপথের সময়কাল অত্যন্ত সংক্ষিপ্ত হয়ে যায় কারণ তারার আকার হ্রাস পায় (কৌণিক ভরবেগ সংরক্ষণের কারণে)। কিছু নিউট্রন তারা প্রতি সেকেন্ডে 600 বার ঘোরে। তাদের কারো কারো জন্য, বিকিরণ ভেক্টর এবং ঘূর্ণনের অক্ষের মধ্যে কোণ এমন হতে পারে যে পৃথিবী এই বিকিরণ দ্বারা গঠিত শঙ্কুতে পড়ে; এই ক্ষেত্রে, নক্ষত্রের কক্ষপথের সময়ের সমান ব্যবধানে পুনরাবৃত্তি হওয়া বিকিরণ স্পন্দন সনাক্ত করা সম্ভব। এই জাতীয় নিউট্রন নক্ষত্রকে "পালসার" বলা হত এবং আবিষ্কৃত প্রথম নিউট্রন তারা হয়ে ওঠে।

কালো গহ্বর

সব নক্ষত্র সুপারনোভা বিস্ফোরণের পর্যায় পার হওয়ার পর নিউট্রন নক্ষত্রে পরিণত হয় না। যদি নক্ষত্রটির যথেষ্ট পরিমাণে বড় ভর থাকে, তবে এই জাতীয় তারার পতন অব্যাহত থাকবে এবং নিউট্রনগুলি নিজেরাই ভিতরের দিকে পড়তে শুরু করবে যতক্ষণ না এর ব্যাসার্ধ শোয়ার্জশিল্ড ব্যাসার্ধের চেয়ে কম হয়ে যায়। এর পর তারকা হয়ে যায় কৃষ্ণ গহ্বর.

ব্ল্যাক হোলের অস্তিত্বের পূর্বাভাস দেওয়া হয়েছিল আপেক্ষিকতার সাধারণ তত্ত্ব দ্বারা। এই তত্ত্ব অনুসারে,

উপরের ডান কোণায় একটি বিন্দু দখল করে: এটি উচ্চ উজ্জ্বলতা এবং আছে কম তাপমাত্রা. প্রধান বিকিরণ ইনফ্রারেড পরিসরে ঘটে। ঠান্ডা ধূলিকণা থেকে বিকিরণ আমাদের পৌঁছায়। বিবর্তনের প্রক্রিয়া চলাকালীন, চিত্রে তারার অবস্থান পরিবর্তন হবে। এই পর্যায়ে শক্তির একমাত্র উৎস হল মহাকর্ষীয় সংকোচন। অতএব, নক্ষত্রটি অর্ডিনেট অক্ষের সমান্তরালে বেশ দ্রুত চলে।

পৃষ্ঠের তাপমাত্রা পরিবর্তিত হয় না, তবে ব্যাসার্ধ এবং উজ্জ্বলতা হ্রাস পায়। নক্ষত্রের কেন্দ্রে তাপমাত্রা বেড়ে যায়, এমন একটি মান পর্যন্ত পৌঁছায় যেখানে প্রতিক্রিয়াগুলি হালকা উপাদানগুলির সাথে শুরু হয়: লিথিয়াম, বেরিলিয়াম, বোরন, যা দ্রুত পুড়ে যায়, কিন্তু সংকোচনকে ধীর করতে পরিচালনা করে। ট্র্যাকটি অর্ডিনেট অক্ষের সমান্তরাল ঘোরে, নক্ষত্রের পৃষ্ঠের তাপমাত্রা বৃদ্ধি পায় এবং উজ্জ্বলতা প্রায় স্থির থাকে। অবশেষে, নক্ষত্রের কেন্দ্রে, হাইড্রোজেন (হাইড্রোজেন দহন) থেকে হিলিয়াম গঠনের প্রতিক্রিয়া শুরু হয়। তারকাটি মূল অনুক্রমে প্রবেশ করে।

প্রাথমিক পর্যায়ের সময়কাল তারার ভর দ্বারা নির্ধারিত হয়। সূর্যের মতো নক্ষত্রের জন্য এটি প্রায় 1 মিলিয়ন বছর, একটি নক্ষত্রের জন্য যার ভর 10 এম☉ প্রায় 1000 গুণ কম, এবং 0.1 ভর সহ একটি তারার জন্য এম☉ হাজার গুণ বেশি।

কম ভরের তরুণ তারা

বিবর্তনের শুরুতে, একটি কম ভরের নক্ষত্রের একটি তেজস্ক্রিয় কোর এবং একটি পরিবাহী খাম থাকে (চিত্র 82, I)।

প্রধান ক্রম পর্যায়ে, হাইড্রোজেনকে হিলিয়ামে রূপান্তরিত করার পারমাণবিক বিক্রিয়ায় শক্তির মুক্তির কারণে তারকাটি জ্বলজ্বল করে। হাইড্রোজেনের সরবরাহ 1 ভরের একটি নক্ষত্রের উজ্জ্বলতা নিশ্চিত করে এম☉ প্রায় 10 10 বছরের মধ্যে। বৃহত্তর ভরের তারা দ্রুত হাইড্রোজেন গ্রহণ করে: উদাহরণস্বরূপ, 10 ভরের একটি তারা এম☉ 10 7 বছরেরও কম সময়ে হাইড্রোজেন গ্রাস করবে (উজ্জ্বলতা ভরের চতুর্থ শক্তির সমানুপাতিক)।

কম ভরের তারা

হাইড্রোজেন পুড়ে যাওয়ার সাথে সাথে তারার কেন্দ্রীয় অঞ্চলগুলি ব্যাপকভাবে সংকুচিত হয়।

উচ্চ ভরের তারা

মূল ক্রমানুসারে পৌঁছানোর পর, একটি উচ্চ-ভরের নক্ষত্রের বিবর্তন (>1.5 এম☉) তারার অন্ত্রে পারমাণবিক জ্বালানীর দহন অবস্থার দ্বারা নির্ধারিত হয়। মূল ক্রম পর্যায়ে, এটি হাইড্রোজেনের দহন, কিন্তু কম ভরের নক্ষত্রের বিপরীতে, কার্বন-নাইট্রোজেন চক্রের প্রতিক্রিয়াগুলি মূলে প্রাধান্য পায়। এই চক্রে, C এবং N পরমাণু অনুঘটকের ভূমিকা পালন করে। এই ধরনের চক্রের বিক্রিয়ায় শক্তির মুক্তির হার সমানুপাতিক টি 17. অতএব, কোরে একটি সংবহনশীল কোর গঠিত হয়, এটি এমন একটি অঞ্চল দ্বারা বেষ্টিত হয় যেখানে বিকিরণ দ্বারা শক্তি স্থানান্তর করা হয়।

বৃহৎ ভরের নক্ষত্রের উজ্জ্বলতা সূর্যের আলোর চেয়ে অনেক বেশি এবং হাইড্রোজেন অনেক দ্রুত খরচ হয়। এটি এই কারণে যে এই জাতীয় নক্ষত্রের কেন্দ্রে তাপমাত্রাও অনেক বেশি।

কনভেক্টিভ কোরের ক্ষেত্রে হাইড্রোজেনের অনুপাত হ্রাস পাওয়ার সাথে সাথে শক্তি নির্গমনের হার হ্রাস পায়। কিন্তু যেহেতু মুক্তির হার আলোকসজ্জা দ্বারা নির্ধারিত হয়, কোরটি সংকুচিত হতে শুরু করে এবং শক্তির মুক্তির হার স্থির থাকে। একই সময়ে, নক্ষত্রটি প্রসারিত হয় এবং লাল দৈত্য অঞ্চলে চলে যায়।

কম ভরের তারা

হাইড্রোজেন সম্পূর্ণরূপে পুড়ে যাওয়ার সময়, একটি কম ভরের নক্ষত্রের কেন্দ্রে একটি ছোট হিলিয়াম কোর তৈরি হয়। মূল অংশে, পদার্থের ঘনত্ব এবং তাপমাত্রা যথাক্রমে 10 9 kg/m এবং 10 8 K এর মান পৌঁছায়। হাইড্রোজেন দহন কোরের পৃষ্ঠে ঘটে। কোরের তাপমাত্রা বাড়ার সাথে সাথে হাইড্রোজেন বার্নআউটের হার বৃদ্ধি পায় এবং উজ্জ্বলতা বৃদ্ধি পায়। দীপ্তিময় অঞ্চলটি ধীরে ধীরে অদৃশ্য হয়ে যায়। এবং পরিবাহী প্রবাহের গতি বৃদ্ধির কারণে নক্ষত্রের বাইরের স্তরগুলি স্ফীত হয়। এর আকার এবং উজ্জ্বলতা বৃদ্ধি পায় - তারাটি একটি লাল দৈত্যে পরিণত হয় (চিত্র 82, II)।

উচ্চ ভরের তারা

যখন একটি বৃহৎ ভরের নক্ষত্রের হাইড্রোজেন সম্পূর্ণরূপে নিঃশেষ হয়ে যায়, তখন মূল অংশে একটি ট্রিপল হিলিয়াম বিক্রিয়া ঘটতে শুরু করে এবং একই সময়ে অক্সিজেন গঠনের প্রতিক্রিয়া (3He=>C এবং C+He=>0)। একই সময়ে, হাইড্রোজেন হিলিয়াম কোরের পৃষ্ঠে জ্বলতে শুরু করে। প্রথম স্তর উৎস প্রদর্শিত হবে.

হিলিয়ামের সরবরাহ খুব দ্রুত নিঃশেষ হয়ে যায়, যেহেতু বর্ণিত প্রতিক্রিয়াগুলিতে, প্রতিটি প্রাথমিক কার্যে অপেক্ষাকৃত কম শক্তি নির্গত হয়। চিত্রটি নিজেই পুনরাবৃত্তি করে, এবং তারাতে দুটি স্তরের উত্স উপস্থিত হয় এবং C+C=>Mg বিক্রিয়াটি মূলে শুরু হয়।

বিবর্তনীয় ট্র্যাকটি খুব জটিল হয়ে উঠেছে (চিত্র 84)। হার্টজস্প্রুং-রাসেল চিত্রে, নক্ষত্রটি দৈত্যের ক্রম বরাবর চলে যায় বা (সুপারজায়ান্ট অঞ্চলে খুব বড় ভরের সাথে) পর্যায়ক্রমে সেফেই হয়ে যায়।

পুরানো নিম্ন ভরের তারা

একটি কম ভরের নক্ষত্রের জন্য, অবশেষে কিছু স্তরে পরিবাহী প্রবাহের গতি দ্বিতীয়টিতে পৌঁছে যায় মুক্তিবেগ, শেলটি বন্ধ হয়ে যায়, এবং তারাটি একটি গ্রহের নীহারিকা দ্বারা বেষ্টিত একটি সাদা বামনে পরিণত হয়।

হার্টজস্প্রাং-রাসেল ডায়াগ্রামে একটি কম ভরের নক্ষত্রের বিবর্তনীয় ট্র্যাক চিত্র 83-এ দেখানো হয়েছে।

উচ্চ ভরের নক্ষত্রের মৃত্যু

এর বিবর্তনের শেষে, একটি বৃহৎ ভরের নক্ষত্রের একটি খুব জটিল গঠন রয়েছে। প্রতিটি স্তরের নিজস্ব রাসায়নিক সংমিশ্রণ রয়েছে, বিভিন্ন স্তরের উত্সে পারমাণবিক প্রতিক্রিয়া ঘটে এবং কেন্দ্রে একটি লোহার কোর তৈরি হয় (চিত্র 85)।

লোহার সাথে পারমাণবিক বিক্রিয়া ঘটে না, কারণ তাদের জন্য শক্তির ব্যয় (এবং মুক্তি নয়) প্রয়োজন। অতএব, আয়রন কোর দ্রুত সংকুচিত হয়, এতে তাপমাত্রা এবং ঘনত্ব বৃদ্ধি পায়, চমত্কার মানগুলিতে পৌঁছায় - 10 9 কে তাপমাত্রা এবং 10 9 কেজি/মি 3 চাপ। সাইট থেকে উপাদান

এই মুহুর্তে, দুটি গুরুত্বপূর্ণ প্রক্রিয়া শুরু হয়, নিউক্লিয়াসে একযোগে এবং খুব দ্রুত (আপাতদৃষ্টিতে, মিনিটের মধ্যে) ঘটে। প্রথমটি হল পারমাণবিক সংঘর্ষের সময়, লোহার পরমাণু ক্ষয়ে 14টি হিলিয়াম পরমাণুতে পরিণত হয়, দ্বিতীয়টি হল যে ইলেকট্রনগুলি প্রোটনে "চাপা" হয়, নিউট্রন গঠন করে। উভয় প্রক্রিয়াই শক্তির শোষণের সাথে যুক্ত, এবং মূলের তাপমাত্রা (চাপও) তাত্ক্ষণিকভাবে কমে যায়। তারার বাইরের স্তরগুলি কেন্দ্রের দিকে পড়তে শুরু করে।

বাইরের স্তরগুলির পতন তাদের মধ্যে তাপমাত্রায় তীব্র বৃদ্ধির দিকে পরিচালিত করে। হাইড্রোজেন, হিলিয়াম এবং কার্বন জ্বলতে শুরু করে। এর সাথে কেন্দ্রীয় কোর থেকে আসা নিউট্রনের একটি শক্তিশালী প্রবাহ রয়েছে। ফলস্বরূপ, একটি শক্তিশালী পারমাণবিক বিস্ফোরণ ঘটে, তারার বাইরের স্তরগুলিকে ফেলে দেয়, যা ইতিমধ্যেই ক্যালিফোর্নিয়াম পর্যন্ত সমস্ত ভারী উপাদান ধারণ করে। আধুনিক দৃষ্টিভঙ্গি অনুসারে, ভারী রাসায়নিক উপাদানগুলির সমস্ত পরমাণু (অর্থাৎ, হিলিয়ামের চেয়ে ভারী) মহাবিশ্বে অবিকল অগ্নিশিখায় গঠিত হয়েছিল