বিশ্ব নক্ষত্রের জীবনচক্র কী? তারকা বিবর্তনের পর্যায়

> একটি নক্ষত্রের জীবনচক্র

বর্ণনা তারার জীবন এবং মৃত্যু: ফটো, আণবিক মেঘ, প্রোটোস্টার, টি টাউরি, প্রধান ক্রম, লাল দৈত্য, সাদা বামন সহ বিকাশের পর্যায়।

এই পৃথিবীর সবকিছুই বিবর্তিত হচ্ছে। যে কোন চক্র জন্ম, বৃদ্ধি এবং মৃত্যুর মাধ্যমে শুরু হয়। অবশ্যই, তারকাদের একটি বিশেষ উপায়ে এই চক্র রয়েছে। আমাদের অন্তত মনে রাখা যাক যে তাদের সময়সীমা বড় এবং লক্ষ লক্ষ এবং বিলিয়ন বছরে পরিমাপ করা হয়। উপরন্তু, তাদের মৃত্যু নির্দিষ্ট পরিণতি বহন করে। দেখতে কেমন লাগে জীবন চক্রতারা?

একটি নক্ষত্রের প্রথম জীবনচক্র: আণবিক মেঘ

একটি তারার জন্ম দিয়ে শুরু করা যাক। ঠাণ্ডা আণবিক গ্যাসের একটি বিশাল মেঘের কল্পনা করুন যা কোনো পরিবর্তন ছাড়াই নিঃশব্দে মহাবিশ্বে বিদ্যমান থাকতে পারে। কিন্তু হঠাৎ একটি সুপারনোভা এর থেকে খুব দূরে বিস্ফোরিত হয় বা এটি অন্য মেঘের সাথে সংঘর্ষ হয়। এই ধরনের ধাক্কার কারণে, ধ্বংস প্রক্রিয়া সক্রিয় হয়। এটি ছোট অংশে বিভক্ত, যার প্রতিটি নিজের মধ্যে প্রত্যাহার করা হয়। আপনি ইতিমধ্যে বুঝতে পেরেছেন, এই সমস্ত দল তারকা হওয়ার প্রস্তুতি নিচ্ছে। মাধ্যাকর্ষণ তাপমাত্রাকে উত্তপ্ত করে, এবং সঞ্চিত ভরবেগ ঘূর্ণন প্রক্রিয়া বজায় রাখে। নীচের চিত্রটি তারার চক্র (জীবন, বিকাশের পর্যায়, রূপান্তরের বিকল্প এবং মৃত্যু) স্পষ্টভাবে প্রদর্শন করে স্বর্গীয় দেহছবির সাথে)।

একটি নক্ষত্রের দ্বিতীয় জীবনচক্র:প্রোটোস্টার

উপাদানটি আরও ঘনত্বে ঘনীভূত হয়, উত্তপ্ত হয় এবং মহাকর্ষীয় পতন দ্বারা তা বিকশিত হয়। এই জাতীয় বস্তুকে প্রোটোস্টার বলা হয়, যার চারপাশে উপাদানের একটি ডিস্ক তৈরি হয়। অংশটি বস্তুর প্রতি আকৃষ্ট হয়, এর ভর বৃদ্ধি পায়। অবশিষ্ট ধ্বংসাবশেষ দলবদ্ধ হবে এবং একটি গ্রহ ব্যবস্থা তৈরি করবে। তারার আরও বিকাশ সব ভরের উপর নির্ভর করে।

একটি নক্ষত্রের তৃতীয় জীবনচক্র:টি বৃষ

যখন উপাদান একটি তারকা আঘাত, এটি মুক্তি হয় বিশাল পরিমাণশক্তি নতুন নাক্ষত্রিক পর্যায়টির নামকরণ করা হয়েছিল প্রোটোটাইপের নামে - টি টাউরি। এটি একটি পরিবর্তনশীল নক্ষত্র যা 600 আলোকবর্ষ দূরে (কাছে) অবস্থিত।

এটি দুর্দান্ত উজ্জ্বলতায় পৌঁছতে পারে কারণ উপাদানটি ভেঙে যায় এবং শক্তি প্রকাশ করে। কিন্তু কেন্দ্রীয় অংশে পারমাণবিক ফিউশন সমর্থন করার মতো পর্যাপ্ত তাপমাত্রা নেই। এই পর্যায়টি 100 মিলিয়ন বছর স্থায়ী হয়।

একটি নক্ষত্রের চতুর্থ জীবন চক্র:প্রধান ক্রম

একটি নির্দিষ্ট মুহুর্তে, স্বর্গীয় দেহের তাপমাত্রা প্রয়োজনীয় স্তরে বৃদ্ধি পায়, পারমাণবিক ফিউশন সক্রিয় করে। সব তারকারা এর মধ্য দিয়ে যায়। হাইড্রোজেন হিলিয়ামে রূপান্তরিত হয়, প্রচুর তাপ এবং শক্তি নির্গত করে।

শক্তি গামা রশ্মি হিসাবে নির্গত হয়, কিন্তু তারার ধীর গতির কারণে এটি একই তরঙ্গদৈর্ঘ্যের সাথে পড়ে। আলো বাইরে ধাক্কা দেয় এবং অভিকর্ষের সাথে সংঘর্ষে আসে। আমরা অনুমান করতে পারি যে এখানে একটি আদর্শ ভারসাম্য তৈরি হয়েছে।

কতক্ষণ সে থাকবে প্রধান ক্রম? আপনাকে তারার ভর থেকে শুরু করতে হবে। লাল বামন (সূর্যের অর্ধেক ভর) শত শত বিলিয়ন (ট্রিলিয়ন) বছর ধরে তাদের জ্বালানি সরবরাহের মাধ্যমে জ্বলতে পারে। গড় তারা (যেমন) 10-15 বিলিয়ন বেঁচে থাকে। কিন্তু সবচেয়ে বড়গুলো বিলিয়ন বা মিলিয়ন বছর পুরনো। ডায়াগ্রামে বিভিন্ন শ্রেণীর নক্ষত্রের বিবর্তন এবং মৃত্যু কেমন তা দেখুন।

একটি নক্ষত্রের পঞ্চম জীবনচক্র:লাল দৈত্য

গলন প্রক্রিয়া চলাকালীন, হাইড্রোজেন ফুরিয়ে যায় এবং হিলিয়াম জমা হয়। যখন কোনো হাইড্রোজেন অবশিষ্ট থাকে না, তখন সমস্ত পারমাণবিক বিক্রিয়া বন্ধ হয়ে যায় এবং মহাকর্ষের কারণে নক্ষত্রটি সঙ্কুচিত হতে শুরু করে। কোরের চারপাশের হাইড্রোজেন শেল উত্তপ্ত হয়ে জ্বলে ওঠে, যার ফলে বস্তুটি 1,000 থেকে 10,000 গুণ বড় হয়। একটি নির্দিষ্ট মুহুর্তে, আমাদের সূর্য এই ভাগ্যের পুনরাবৃত্তি করবে, পৃথিবীর কক্ষপথে বৃদ্ধি পাবে।

তাপমাত্রা এবং চাপ তাদের সর্বোচ্চ এবং হিলিয়াম কার্বনে ফিউজে পৌঁছায়। এই মুহুর্তে তারাটি সঙ্কুচিত হয় এবং একটি লাল দৈত্য হওয়া বন্ধ করে দেয়। বৃহত্তর ভরের সাথে, বস্তুটি অন্যান্য ভারী উপাদানগুলিকে পুড়িয়ে ফেলবে।

একটি নক্ষত্রের ষষ্ঠ জীবনচক্র:সাদা বামন

একটি সৌর-ভর নক্ষত্রের কার্বন ফিউজ করার জন্য পর্যাপ্ত মহাকর্ষীয় চাপ নেই। অতএব, হিলিয়ামের শেষের সাথে মৃত্যু ঘটে। একটি মুক্তি ঘটে বাইরের স্তরএবং একটি সাদা বামন আবির্ভূত হয়। এটি গরম শুরু হয়, কিন্তু কয়েক বিলিয়ন বছর পরে এটি ঠান্ডা হয়।

একটি নক্ষত্রের অভ্যন্তরীণ জীবন দুটি শক্তির প্রভাব দ্বারা নিয়ন্ত্রিত হয়: মাধ্যাকর্ষণ শক্তি, যা নক্ষত্রকে প্রতিরোধ করে এবং এটিকে ধরে রাখে এবং কেন্দ্রে ঘটতে থাকা পারমাণবিক বিক্রিয়ার সময় নির্গত শক্তি। বিপরীতে, এটি তারাকে দূরবর্তী মহাকাশে "ধাক্কা" দেয়। এর গঠন পর্যায়ে, একটি ঘন এবং সংকুচিত নক্ষত্র মাধ্যাকর্ষণ দ্বারা দৃঢ়ভাবে প্রভাবিত হয়। ফলস্বরূপ, শক্তিশালী গরম হয়, তাপমাত্রা 10-20 মিলিয়ন ডিগ্রি পৌঁছে যায়। পারমাণবিক প্রতিক্রিয়া শুরু করার জন্য এটি যথেষ্ট, যার ফলস্বরূপ হাইড্রোজেন হিলিয়ামে রূপান্তরিত হয়।

তারপর, দীর্ঘ সময় ধরে, দুটি শক্তি একে অপরের ভারসাম্য বজায় রাখে, তারকাটি একটি স্থিতিশীল অবস্থায় রয়েছে। যখন কেন্দ্রে পারমাণবিক জ্বালানী ধীরে ধীরে ফুরিয়ে যায়, তখন তারাটি একটি অস্থিরতার পর্যায়ে প্রবেশ করে, দুটি শক্তি একে অপরের বিরোধিতা করে। তারকার জন্য একটি জটিল মুহূর্ত আসে, সবচেয়ে বেশি বিভিন্ন কারণ- তাপমাত্রা, ঘনত্ব, রাসায়নিক গঠন। নক্ষত্রের ভর প্রথমে আসে; এই মহাজাগতিক বস্তুর ভবিষ্যত এটির উপর নির্ভর করে - হয় নক্ষত্রটি সুপারনোভার মতো বিস্ফোরিত হবে, অথবা একটি সাদা বামন, একটি নিউট্রন তারকা বা একটি ব্ল্যাক হোলে পরিণত হবে।

কিভাবে হাইড্রোজেন ফুরিয়ে যায়

মহাকাশীয় বস্তুগুলির মধ্যে কেবলমাত্র সবচেয়ে বড় (বৃহস্পতির ভরের প্রায় 80 গুণ) তারা হয়ে ওঠে, ছোটগুলি (বৃহস্পতির চেয়ে প্রায় 17 গুণ ছোট) গ্রহে পরিণত হয়। মাঝারি ভরের দেহগুলিও রয়েছে, তারা গ্রহের শ্রেণিভুক্ত হওয়ার পক্ষে খুব বড় এবং নক্ষত্রের পারমাণবিক বিক্রিয়াগুলির জন্য তাদের গভীরতায় ঘটতে পারে এমন খুব ছোট এবং ঠান্ডা।

এই গাঢ় রঙের মহাজাগতিক বস্তুগুলির উজ্জ্বলতা কম এবং আকাশে পার্থক্য করা বেশ কঠিন। তাদের "বাদামী বামন" বলা হয়।

সুতরাং, আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাসের মেঘ থেকে একটি তারা তৈরি হয়। ইতিমধ্যে উল্লিখিত হিসাবে, বেশ দীর্ঘ সময়তারকা একটি ভারসাম্যপূর্ণ অবস্থায় আছে. তারপর আসে অস্থিরতার সময়। তারার পরবর্তী ভাগ্য বিভিন্ন কারণের উপর নির্ভর করে। একটি কাল্পনিক তারা বিবেচনা করুন ছোট আকার, যার ভর 0.1 থেকে 4 সৌর ভরের মধ্যে। চারিত্রিক বৈশিষ্ট্যকম ভর সঙ্গে তারা সময় পরিচলন অভাব হয় ভিতরের স্তর, অর্থাৎ তারা তৈরি করে এমন পদার্থগুলি মিশে যায় না, যেমনটি বড় ভরের নক্ষত্রে ঘটে।

এর মানে হল যে যখন কোরের হাইড্রোজেন ফুরিয়ে যায়, তখন বাইরের স্তরগুলিতে এই উপাদানটির কোন নতুন মজুদ থাকে না। হাইড্রোজেন পুড়ে হিলিয়ামে পরিণত হয়। অল্প অল্প করে কোরটি উত্তপ্ত হয়, পৃষ্ঠের স্তরগুলি তাদের নিজস্ব কাঠামোকে অস্থিতিশীল করে তোলে এবং তারাটি, যেমনটি H-R চিত্র থেকে দেখা যায়, ধীরে ধীরে প্রধান ক্রম পর্ব থেকে বেরিয়ে যায়। নতুন পর্যায়ে, নক্ষত্রের অভ্যন্তরে পদার্থের ঘনত্ব বৃদ্ধি পায়, মূলের গঠন "ক্ষয়প্রাপ্ত হয়" এবং ফলস্বরূপ, একটি বিশেষ সামঞ্জস্য দেখা দেয়। এটা স্বাভাবিক বিষয় থেকে ভিন্ন।

পদার্থের পরিবর্তন

যখন পদার্থের পরিবর্তন হয়, চাপ শুধুমাত্র গ্যাসের ঘনত্বের উপর নির্ভর করে, তাপমাত্রার উপর নয়।

হার্টজস্প্রুং-রাসেল চিত্রে, তারকাটি ডানদিকে এবং তারপর উপরের দিকে সরে যায়, লাল দৈত্য অঞ্চলের কাছে আসে। এর মাত্রা উল্লেখযোগ্যভাবে বৃদ্ধি পায় এবং এর কারণে বাইরের স্তরগুলির তাপমাত্রা কমে যায়। একটি লাল দৈত্যের ব্যাস কয়েক মিলিয়ন কিলোমিটার পর্যন্ত পৌঁছাতে পারে। যখন আমাদের এই পর্যায়ে প্রবেশ করবে, তখন এটি "গিলে ফেলবে" বা শুক্র, এবং যদি এটি পৃথিবীকে দখল করতে না পারে তবে এটি এমন পরিমাণে উত্তপ্ত করবে যে আমাদের গ্রহে জীবনের অস্তিত্ব বন্ধ হয়ে যাবে।

একটি নক্ষত্রের বিবর্তনের সময় তার কেন্দ্রের তাপমাত্রা বৃদ্ধি পায়। প্রথমে পারমাণবিক বিক্রিয়া ঘটবে, তারপর পৌঁছানোর পর সর্বোত্তম তাপমাত্রাহিলিয়াম গলতে শুরু করে। যখন এটি ঘটে, তখন মূল তাপমাত্রার আকস্মিক বৃদ্ধি একটি অগ্নিশিখার সৃষ্টি করে এবং নক্ষত্রটি দ্রুত ভিতরে চলে যায় বাম দিকে G-R ডায়াগ্রাম. এটি তথাকথিত "হিলিয়াম ফ্ল্যাশ"। এই সময়ে, হিলিয়াম ধারণকারী কোর হাইড্রোজেনের সাথে একত্রে পুড়ে যায়, যা কোরের চারপাশের শেলের অংশ। H-R ডায়াগ্রামে, এই পর্যায়টি একটি অনুভূমিক রেখা বরাবর ডানদিকে সরে গিয়ে রেকর্ড করা হয়।

বিবর্তনের শেষ পর্যায়

হিলিয়াম কার্বনে রূপান্তরিত হলে, নিউক্লিয়াস পরিবর্তিত হয়। কার্বন জ্বলতে শুরু না হওয়া পর্যন্ত (তারা বড় হলে) এর তাপমাত্রা বাড়ে। একটি নতুন প্রাদুর্ভাব ঘটে। যাই হোক না কেন, নক্ষত্রের বিবর্তনের শেষ পর্যায়ে, এর ভরের একটি উল্লেখযোগ্য ক্ষতি লক্ষ্য করা যায়। এটি ধীরে ধীরে বা হঠাৎ ঘটতে পারে, একটি বিস্ফোরণের সময়, যখন তারার বাইরের স্তরগুলি একটি বড় বুদবুদের মতো ফেটে যায়। পরবর্তী ক্ষেত্রে, একটি গ্রহীয় নীহারিকা গঠিত হয় - একটি গোলাকার শেল, বাইরের মহাকাশে কয়েক দশ বা এমনকি শত শত কিমি/সেকেন্ড গতিতে ছড়িয়ে পড়ে।

একটি নক্ষত্রের চূড়ান্ত ভাগ্য নির্ভর করে তার মধ্যে যা কিছু ঘটে তার পরে অবশিষ্ট ভরের উপর। যদি এটি সমস্ত রূপান্তর এবং অগ্নিশিখার সময় প্রচুর পরিমাণে পদার্থ বের করে দেয় এবং এর ভর 1.44 সৌর ভরের বেশি না হয় তবে তারাটি একটি সাদা বামনে পরিণত হয়। পাকিস্তানি জ্যোতির্পদার্থবিদ সুব্রহ্মণ্যন চন্দ্রশেখরের সম্মানে এই চিত্রটিকে "চন্দ্র-শেখর সীমা" বলা হয়। এটি একটি নক্ষত্রের সর্বাধিক ভর যেখানে কেন্দ্রে ইলেকট্রনের চাপের কারণে একটি বিপর্যয়কর শেষ ঘটতে পারে না।

বাইরের স্তরগুলির বিস্ফোরণের পরে, নক্ষত্রের মূল অংশ অবশিষ্ট থাকে এবং এর পৃষ্ঠের তাপমাত্রা খুব বেশি - প্রায় 100,000 °K। তারাটি H-R ডায়াগ্রামের বাম প্রান্তে চলে যায় এবং নিচে চলে যায়। এর আয়তন কমলে এর দীপ্তি কমে যায়।

নক্ষত্রটি ধীরে ধীরে সাদা বামন অঞ্চলে পৌঁছে যাচ্ছে। এগুলি ছোট ব্যাসের নক্ষত্র (আমাদের মতো), তবে খুব উচ্চ ঘনত্বের দ্বারা চিহ্নিত করা হয়, জলের ঘনত্বের দেড় মিলিয়ন গুণ। একটি ঘন সেন্টিমিটার পদার্থ যা একটি সাদা বামন তৈরি করে তার ওজন পৃথিবীতে প্রায় এক টন হবে!

একটি সাদা বামন তারকা বিবর্তনের চূড়ান্ত পর্যায়ের প্রতিনিধিত্ব করে, বিস্ফোরণ ছাড়াই। সে ধীরে ধীরে শীতল হচ্ছে।

বিজ্ঞানীরা বিশ্বাস করেন যে শ্বেত বামনের সমাপ্তি খুব ধীর, অন্তত মহাবিশ্বের শুরু থেকে, মনে হচ্ছে একটিও সাদা বামন "থার্মাল ডেথ" এর শিকার হয়নি।

নক্ষত্রটি বড় হলে এবং এর ভর সূর্যের চেয়ে বেশি হলে এটি সুপারনোভার মতো বিস্ফোরিত হবে। একটি অগ্নিশিখার সময়, একটি তারকা সম্পূর্ণ বা আংশিকভাবে ভেঙে পড়তে পারে। প্রথম ক্ষেত্রে, যা অবশিষ্ট থাকবে তা হল নক্ষত্র থেকে অবশিষ্ট পদার্থ সহ গ্যাসের মেঘ। দ্বিতীয়টিতে, সর্বোচ্চ ঘনত্বের একটি মহাজাগতিক বস্তু অবশিষ্ট রয়েছে - একটি নিউট্রন তারকা বা একটি ব্ল্যাক হোল।

তারা এবং সমগ্র ছায়াপথের জন্ম স্থায়ীভাবে ঘটে, সেইসাথে তাদের মৃত্যুও ঘটে। একটি নক্ষত্রের অন্তর্ধান অন্যটির উপস্থিতির জন্য ক্ষতিপূরণ দেয়, তাই আমাদের কাছে মনে হয় একই আলোকগুলি ক্রমাগত আকাশে রয়েছে।

তারারা তাদের জন্মকে আন্তঃনাক্ষত্রিক মেঘের সংকোচনের প্রক্রিয়ার জন্য ঋণী, যা গ্যাসের চাপের একটি শক্তিশালী ড্রপের দ্বারা প্রভাবিত হয়। সংকুচিত গ্যাসের ভরের উপর নির্ভর করে, জন্ম নেওয়া নক্ষত্রের সংখ্যা পরিবর্তিত হয়: যদি এটি ছোট হয়, তবে একটি নক্ষত্রের জন্ম হয়, যদি এটি বড় হয়, তবে একটি সম্পূর্ণ ক্লাস্টার গঠন সম্ভব।

একটি নক্ষত্রের উত্থানের পর্যায়

এখানে দুটি প্রধান পর্যায়ে পার্থক্য করা প্রয়োজন - প্রোটোস্টারের দ্রুত সংকোচন এবং ধীর একটি। প্রথম ক্ষেত্রে স্বাতন্ত্র্যসূচক বৈশিষ্ট্যমাধ্যাকর্ষণ হয়: প্রোটোস্টারের ব্যাপারটি প্রায় সঞ্চালিত হয় বিনামূল্যে পতনএর কেন্দ্রে। এই পর্যায়ে, গ্যাসের তাপমাত্রা অপরিবর্তিত থাকে, এর সময়কাল প্রায় 100 হাজার বছর, এবং এই সময়ে প্রোটোস্টারের আকার খুব উল্লেখযোগ্যভাবে হ্রাস পায়।

এবং যদি প্রথম পর্যায়ে অতিরিক্ত তাপ ক্রমাগত চলে যায়, তাহলে প্রোটোস্টার ঘন হয়ে যায়। এত উচ্চ হারে তাপ অপসারণ আর হয় না; প্রোটোস্টারের ধীর সংকোচন আরও দীর্ঘস্থায়ী হয় - দশ মিলিয়ন বছরেরও বেশি। ওপারে পৌঁছে উচ্চ তাপমাত্রা(এক মিলিয়নেরও বেশি ডিগ্রী), থার্মোনিউক্লিয়ার প্রতিক্রিয়া তাদের টোল নেয়, যার ফলে কম্প্রেশন বন্ধ হয়ে যায়। এর পরে প্রোটোস্টার থেকে একটি নতুন তারা তৈরি হয়।

একটি তারার জীবনচক্র

তারাগুলি জীবন্ত প্রাণীর মতো: তারা জন্মগ্রহণ করে, তাদের বিকাশের শীর্ষে পৌঁছে এবং তারপরে মারা যায়। বড় পরিবর্তন শুরু হয় যখন তারার কেন্দ্রীয় অংশ হাইড্রোজেন ফুরিয়ে যায়। এটি শেলের মধ্যে ইতিমধ্যেই জ্বলতে শুরু করে, ধীরে ধীরে এর আকার বৃদ্ধি পায় এবং তারাটি একটি লাল দৈত্য বা এমনকি একটি সুপারজায়ান্টে পরিণত হতে পারে।

সমস্ত নক্ষত্রের সম্পূর্ণ ভিন্ন জীবনচক্র রয়েছে, এটি সমস্ত তাদের ভরের উপর নির্ভর করে। যাদের ওজন বেশি তারা বেশি দিন বাঁচে এবং শেষ পর্যন্ত বিস্ফোরিত হয়। আমাদের সূর্য একটি বৃহদায়তন নক্ষত্র নয়, তাই মহাকাশীয় বস্তু অনুরূপ প্রকারএকটি ভিন্ন শেষ অপেক্ষা করছে: তারা ধীরে ধীরে বিবর্ণ হয়ে যায়, একটি ঘন কাঠামোতে পরিণত হয় যাকে সাদা বামন বলা হয়।

লাল দৈত্য

তারা যে তাদের হাইড্রোজেন সরবরাহ ব্যবহার করেছে তারা বিশাল আকার অর্জন করতে পারে। এই জাতীয় আলোকগুলিকে লাল দৈত্য বলা হয়। তাদের বিশিষ্ট বৈশিষ্ট্য, তাদের আকার ছাড়াও, তাদের বর্ধিত বায়ুমণ্ডল এবং খুব কম পৃষ্ঠের তাপমাত্রা। গবেষণায় দেখা গেছে যে সমস্ত তারকারা বিকাশের এই পর্যায়ে যায় না। শুধুমাত্র উল্লেখযোগ্য ভরযুক্ত তারাই লাল দৈত্য হয়ে ওঠে।

সবচেয়ে আকর্ষণীয় প্রতিনিধি হল আর্কটুরাস এবং আন্টারে, যার দৃশ্যমান স্তরগুলির তাপমাত্রা তুলনামূলকভাবে কম এবং নিঃসৃত শেলটি যথেষ্ট পরিমাণে রয়েছে। হিলিয়ামের ইগনিশনের একটি প্রক্রিয়া দেহের অভ্যন্তরে ঘটে, যা উজ্জ্বলতার তীক্ষ্ণ ওঠানামার অনুপস্থিতি দ্বারা চিহ্নিত করা হয়।

সাদা বামন

আকার এবং ভরে ছোট তারা সাদা বামনে পরিণত হয়। তাদের ঘনত্ব অত্যন্ত বেশি (জলের ঘনত্বের চেয়ে প্রায় এক মিলিয়ন গুণ বেশি), এই কারণেই নক্ষত্রের পদার্থটি "ডিজেনারেট গ্যাস" নামক অবস্থায় চলে যায়। শ্বেত বামনের অভ্যন্তরে কোন থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া পরিলক্ষিত হয় না এবং শুধুমাত্র শীতল হওয়ার ঘটনাই এটিকে আলো দেয়। এই রাজ্যে তারার আকার অত্যন্ত ছোট। উদাহরণস্বরূপ, অনেক সাদা বামন পৃথিবীর আকারে একই রকম।

জ্যোতির্বিজ্ঞানে নাক্ষত্রিক বিবর্তন হল একটি নক্ষত্রের জীবনকালে যে পরিবর্তনগুলি হয়, অর্থাৎ কয়েক হাজার, মিলিয়ন বা বিলিয়ন বছর ধরে যখন এটি আলো এবং তাপ নির্গত করে। এই ধরনের বিশাল সময়ের মধ্যে, পরিবর্তনগুলি বেশ তাৎপর্যপূর্ণ।

একটি নক্ষত্রের বিবর্তন একটি দৈত্যাকার আণবিক মেঘে শুরু হয়, যাকে একটি নাক্ষত্রিক দোলনাও বলা হয়। একটি গ্যালাক্সির বেশিরভাগ "খালি" স্থান প্রকৃতপক্ষে প্রতি সেমি 3 এর মধ্যে 0.1 থেকে 1 অণু ধারণ করে। একটি আণবিক মেঘের ঘনত্ব প্রায় এক মিলিয়ন অণুর প্রতি সেমি 3। এই ধরনের মেঘের ভর সূর্যের ভরকে 100,000-10,000,000 গুণ বেশি করে তার আকারের কারণে: 50 থেকে 300 আলোকবর্ষ জুড়ে।

একটি নক্ষত্রের বিবর্তন একটি দৈত্যাকার আণবিক মেঘে শুরু হয়, যাকে একটি নাক্ষত্রিক দোলনাও বলা হয়।

যদিও মেঘ তার হোম গ্যালাক্সির কেন্দ্রের চারপাশে অবাধে ঘোরে, কিছুই ঘটে না। যাইহোক, মহাকর্ষীয় ক্ষেত্রের অসামঞ্জস্যতার কারণে, এতে ব্যাঘাত ঘটতে পারে, যা ভরের স্থানীয় ঘনত্বের দিকে পরিচালিত করে। এই ধরনের ঝামেলা মেঘের মহাকর্ষীয় পতন ঘটায়। এটির দিকে পরিচালিত দৃশ্যগুলির মধ্যে একটি হল দুটি মেঘের সংঘর্ষ। আরেকটি ঘটনা যা পতনের কারণ হতে পারে একটি সর্পিল ছায়াপথের ঘন বাহু দিয়ে মেঘের উত্তরণ হতে পারে। এছাড়াও একটি গুরুত্বপূর্ণ কারণ কাছাকাছি সুপারনোভার বিস্ফোরণ হতে পারে, যার শক ওয়েভ প্রচণ্ড গতিতে আণবিক মেঘের সাথে সংঘর্ষ করবে। এটাও সম্ভব যে গ্যালাক্সিগুলির সংঘর্ষ হয়, যা তারার গঠনের বিস্ফোরণ ঘটাতে পারে কারণ প্রতিটি গ্যালাক্সিতে গ্যাসের মেঘ সংঘর্ষের দ্বারা সংকুচিত হয়। সাধারণভাবে, মেঘের ভরের উপর কাজ করে এমন শক্তির কোনো অনিয়ম নক্ষত্র গঠনের প্রক্রিয়াকে ট্রিগার করতে পারে।

মেঘের ভরের উপর কাজ করে এমন শক্তির মধ্যে যেকোন অসামঞ্জস্যতা তারা গঠনের প্রক্রিয়াকে ট্রিগার করতে পারে।

এই প্রক্রিয়া চলাকালীন, আণবিক মেঘের অসামঞ্জস্যতাগুলি তাদের নিজস্ব অভিকর্ষের প্রভাবে সংকুচিত হবে এবং ধীরে ধীরে একটি বলের আকার ধারণ করবে। সংকুচিত হলে, মহাকর্ষীয় শক্তি তাপে পরিণত হয় এবং বস্তুর তাপমাত্রা বৃদ্ধি পায়।

যখন কেন্দ্রের তাপমাত্রা 15-20 মিলিয়ন কে-এ পৌঁছায়, তখন তাপপ্রবাহ শুরু হয় এবং সংকোচন বন্ধ হয়ে যায়। বস্তুটি একটি পূর্ণাঙ্গ নক্ষত্রে পরিণত হয়।

একটি নক্ষত্রের বিবর্তনের পরবর্তী ধাপগুলি তার ভরের উপর প্রায় সম্পূর্ণ নির্ভর করে এবং শুধুমাত্র একটি নক্ষত্রের বিবর্তনের একেবারে শেষে এর রাসায়নিক গঠন একটি ভূমিকা পালন করতে পারে।

একটি নক্ষত্রের জীবনের প্রথম পর্যায়টি সূর্যের মতোই - এটি হাইড্রোজেন চক্রের প্রতিক্রিয়া দ্বারা প্রভাবিত।

হার্টজস্প্রুং-রাসেল ডায়াগ্রামের মূল ক্রম অনুসারে এটি জীবনের বেশিরভাগ সময় এই অবস্থায় থাকে, যতক্ষণ না এর মূল অংশে জ্বালানি মজুদ শেষ হয়ে যায়। যখন নক্ষত্রের কেন্দ্রে থাকা সমস্ত হাইড্রোজেন হিলিয়ামে রূপান্তরিত হয়, তখন একটি হিলিয়াম কোর তৈরি হয় এবং হাইড্রোজেনের থার্মোনিউক্লিয়ার জ্বলন কোরের পরিধিতে চলতে থাকে।

ছোট, শীতল লাল বামনরা ধীরে ধীরে তাদের হাইড্রোজেন রিজার্ভকে পুড়িয়ে ফেলে এবং কয়েক বিলিয়ন বছর ধরে মূল ক্রমটিতে থাকে, যখন বিশাল সুপারজায়েন্টগুলি গঠনের কয়েক মিলিয়ন (এবং কিছু মাত্র কয়েক মিলিয়ন) বছরের মধ্যে মূল ক্রমটি ছেড়ে যায়।

বর্তমানে, তাদের কোরে হাইড্রোজেনের সরবরাহ কমে যাওয়ার পর হালকা তারার কী হবে তা নিশ্চিতভাবে জানা যায়নি। যেহেতু মহাবিশ্বের বয়স 13.8 বিলিয়ন বছর, যা হাইড্রোজেন জ্বালানীর সরবরাহ হ্রাস করার জন্য এই জাতীয় নক্ষত্রগুলির জন্য যথেষ্ট নয়, আধুনিক তত্ত্বগুলি এর উপর ভিত্তি করে কম্পিউটার মডেলিংএই ধরনের নক্ষত্রে ঘটে যাওয়া প্রক্রিয়া।

তাত্ত্বিক ধারণা অনুসারে, কিছু আলোক নক্ষত্র, তাদের বস্তু (তারা বায়ু) হারিয়ে ধীরে ধীরে বাষ্পীভূত হবে, ছোট থেকে ছোট হয়ে যাবে। অন্যরা, লাল বামন, ইলেক্ট্রোম্যাগনেটিক স্পেকট্রামের ইনফ্রারেড এবং মাইক্রোওয়েভ রেঞ্জে ক্ষীণ নির্গমন অব্যাহত রেখে বিলিয়ন বছর ধরে ধীরে ধীরে শীতল হবে।

সূর্যের মতো মাঝারি আকারের নক্ষত্রগুলি গড়ে 10 বিলিয়ন বছর ধরে মূল ক্রমটিতে থাকে।

এটি বিশ্বাস করা হয় যে সূর্য এখনও এটির উপর রয়েছে কারণ এটি তার জীবনচক্রের মাঝখানে রয়েছে। একবার একটি নক্ষত্রের মূল অংশে হাইড্রোজেন শেষ হয়ে গেলে, এটি মূল ক্রমটি ছেড়ে যায়।

একবার একটি নক্ষত্রের মূল অংশে হাইড্রোজেন শেষ হয়ে গেলে, এটি মূল ক্রমটি ছেড়ে যায়।

থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়ার সময় যে চাপ সৃষ্টি হয় এবং অভ্যন্তরীণ মাধ্যাকর্ষণকে ভারসাম্যহীন করে, নক্ষত্রটি আবার সঙ্কুচিত হতে শুরু করে, যেমনটি এর গঠন প্রক্রিয়ায় আগে ছিল।

তাপমাত্রা এবং চাপ আবার বৃদ্ধি পায়, কিন্তু, প্রোটোস্টার পর্যায়ের বিপরীতে, অনেক উচ্চ স্তরে।

পতন চলতে থাকে যতক্ষণ না, আনুমানিক 100 মিলিয়ন K তাপমাত্রায়, হিলিয়াম জড়িত থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া শুরু হয়, যার সময় হিলিয়াম ভারী উপাদানে রূপান্তরিত হয় (হিলিয়াম কার্বনে, কার্বন অক্সিজেনে, অক্সিজেন সিলিকনে, এবং অবশেষে - সিলিকন থেকে লোহা)।

আনুমানিক 100 মিলিয়ন K তাপমাত্রায় হিলিয়াম জড়িত থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া শুরু না হওয়া পর্যন্ত পতন অব্যাহত থাকে

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।

নক্ষত্রটি একটি লাল দৈত্যে পরিণত হয় এবং হিলিয়াম জ্বলার পর্যায় প্রায় কয়েক মিলিয়ন বছর স্থায়ী হয়।

এরপর কী ঘটবে তাও নির্ভর করে তারার ভরের ওপর।

তারা এ গড় আকারহিলিয়ামের থার্মোনিউক্লিয়ার দহনের প্রতিক্রিয়ার ফলে নক্ষত্রের বাইরের স্তরগুলির বিস্ফোরক নির্গত হতে পারে গ্রহের নীহারিকা. নক্ষত্রের মূল অংশ, যেখানে থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া বন্ধ হয়ে যায়, শীতল হয়ে একটি হিলিয়াম সাদা বামনে পরিণত হয়, সাধারণত 0.5-0.6 পর্যন্ত সৌর ভর এবং পৃথিবীর ব্যাসের ক্রম অনুসারে একটি ব্যাস থাকে।

বিশাল এবং সুপারম্যাসিভ নক্ষত্রের জন্য (পাঁচটি সৌর ভর বা তার বেশি ভর সহ), মহাকর্ষীয় সংকোচন বৃদ্ধির ফলে তাদের কেন্দ্রে ঘটে যাওয়া প্রক্রিয়াগুলি বিস্ফোরণের দিকে নিয়ে যায় সুপারনোভাবিপুল শক্তির মুক্তির সাথে। আন্তঃনাক্ষত্রিক মহাকাশে নক্ষত্র পদার্থের একটি উল্লেখযোগ্য ভর নির্গমনের সাথে বিস্ফোরণ ঘটে। এই পদার্থটি পরবর্তীতে নতুন নক্ষত্র, গ্রহ বা উপগ্রহ গঠনে অংশগ্রহণ করে। এটি সুপারনোভাকে ধন্যবাদ যে সমগ্র মহাবিশ্ব এবং বিশেষ করে প্রতিটি গ্যালাক্সি রাসায়নিকভাবে বিবর্তিত হয়। বিস্ফোরণের পরে অবশিষ্ট নাক্ষত্রিক কোরটি নিউট্রন স্টার (পালসার) হিসাবে বিকশিত হতে পারে যদি তারার শেষ পর্যায়ের ভর চন্দ্রশেখর সীমা (1.44 সৌর ভর) অতিক্রম করে, অথবা যদি তারার ভর ওপেনহেইমার-ভোলকফ সীমা অতিক্রম করে তবে একটি ব্ল্যাক হোল হিসাবে (2.5-3 সৌর ভরের আনুমানিক মান)।

মহাবিশ্বে নাক্ষত্রিক বিবর্তনের প্রক্রিয়াটি ক্রমাগত এবং চক্রাকার - পুরানো তারাগুলি বিবর্ণ হয়ে যায় এবং নতুনগুলি তাদের প্রতিস্থাপন করতে আলোকিত হয়।

আধুনিক বৈজ্ঞানিক ধারণা অনুসারে, পৃথিবীতে গ্রহ ও প্রাণের উদ্ভবের জন্য প্রয়োজনীয় উপাদানগুলি নাক্ষত্রিক পদার্থ থেকে গঠিত হয়েছিল। যদিও জীবন কীভাবে উদ্ভূত হয়েছিল সে সম্পর্কে কোনও একক সাধারণভাবে গৃহীত দৃষ্টিভঙ্গি নেই।

মহাবিশ্ব একটি ক্রমাগত পরিবর্তনশীল ম্যাক্রোকোসম, যেখানে প্রতিটি বস্তু, পদার্থ বা বস্তু রূপান্তর এবং পরিবর্তনের অবস্থায় রয়েছে। এই প্রক্রিয়াগুলি কোটি কোটি বছর ধরে চলে। সময়কালের তুলনায় মানুষের জীবনসময়ের এই বোধগম্য সময়টি বিশাল। মহাজাগতিক স্কেলে, এই পরিবর্তনগুলি বেশ ক্ষণস্থায়ী। আমরা এখন রাতের আকাশে যে নক্ষত্রগুলি দেখতে পাই তা হাজার হাজার বছর আগে একই ছিল, যখন মিশরীয় ফারাওরা সেগুলি দেখতে পেত, কিন্তু প্রকৃতপক্ষে, এই সমস্ত সময়ে মহাকাশীয় দেহগুলির শারীরিক বৈশিষ্ট্যের পরিবর্তন এক সেকেন্ডের জন্যও থামেনি। তারার জন্ম, বেঁচে থাকা এবং অবশ্যই বয়স - তারার বিবর্তন যথারীতি চলতে থাকে।

উরসা মেজর নক্ষত্রের নক্ষত্রের অবস্থান বিভিন্ন ঐতিহাসিক সময়কালব্যবধানে 100,000 বছর আগে - আমাদের সময় এবং 100 হাজার বছর পরে

গড় ব্যক্তির দৃষ্টিকোণ থেকে তারার বিবর্তনের ব্যাখ্যা

গড় ব্যক্তির জন্য, স্থানটি শান্ত এবং নীরবতার জগত বলে মনে হয়। প্রকৃতপক্ষে, মহাবিশ্ব একটি বিশাল শারীরিক পরীক্ষাগার যেখানে প্রচুর রূপান্তর ঘটে, যার সময় রাসায়নিক গঠন পরিবর্তিত হয়, শারীরিক বৈশিষ্ট্যএবং তারার গঠন। একটি তারার জীবন ততক্ষণ স্থায়ী হয় যতক্ষণ না এটি জ্বলে এবং তাপ দেয়। যাইহোক, যেমন একটি উজ্জ্বল রাষ্ট্র চিরকাল স্থায়ী হয় না। উজ্জ্বল জন্ম তারার পরিপক্কতার একটি সময়কাল দ্বারা অনুসরণ করে, যা অনিবার্যভাবে স্বর্গীয় দেহের বার্ধক্য এবং এর মৃত্যুর সাথে শেষ হয়।

5-7 বিলিয়ন বছর আগে গ্যাস এবং ধূলিকণার মেঘ থেকে প্রোটোস্টারের গঠন

তারা সম্পর্কে আমাদের সমস্ত তথ্য আজ বিজ্ঞানের কাঠামোর মধ্যে খাপ খায়। থার্মোডাইনামিক্স আমাদের হাইড্রোস্ট্যাটিক এবং তাপীয় ভারসাম্যের প্রক্রিয়াগুলির একটি ব্যাখ্যা দেয় যেখানে নাক্ষত্রিক পদার্থ থাকে। পারমাণবিক এবং কোয়ান্টাম পদার্থবিদ্যার অন্তর্দৃষ্টি প্রদান করে জটিল প্রক্রিয়ানিউক্লিয়ার ফিউশন, যার জন্য একটি তারা বিদ্যমান, তাপ নির্গত করে এবং আশেপাশের স্থানকে আলো দেয়। একটি তারার জন্মের সময়, হাইড্রোস্ট্যাটিক এবং তাপীয় ভারসাম্য তৈরি হয়, তার নিজস্ব শক্তির উত্স দ্বারা রক্ষণাবেক্ষণ করা হয়। একটি উজ্জ্বল তারকা ক্যারিয়ারের শেষে, এই ভারসাম্য ব্যাহত হয়। অপরিবর্তনীয় প্রক্রিয়াগুলির একটি সিরিজ শুরু হয়, যার ফলস্বরূপ তারার ধ্বংস বা পতন - স্বর্গীয় দেহের তাত্ক্ষণিক এবং উজ্জ্বল মৃত্যুর একটি দুর্দান্ত প্রক্রিয়া।

একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণ হল মহাবিশ্বের প্রারম্ভিক বছরগুলিতে জন্ম নেওয়া একটি নক্ষত্রের জীবনের একটি উজ্জ্বল সমাপ্তি৷

নক্ষত্রের শারীরিক বৈশিষ্ট্যের পরিবর্তন তাদের ভরের কারণে হয়। বস্তুর বিবর্তনের হার তাদের রাসায়নিক গঠন দ্বারা প্রভাবিত হয় এবং কিছু পরিমাণে বিদ্যমান জ্যোতির্পদার্থগত পরামিতি দ্বারা প্রভাবিত হয় - ঘূর্ণন গতি এবং অবস্থা চৌম্বক ক্ষেত্র. বর্ণিত প্রক্রিয়াগুলির বিশাল সময়কালের কারণে সবকিছু কীভাবে ঘটে সে সম্পর্কে সঠিকভাবে কথা বলা সম্ভব নয়। বিবর্তনের হার এবং রূপান্তরের পর্যায়গুলি তারকাটির জন্মের সময় এবং জন্মের সময় মহাবিশ্বে এর অবস্থানের উপর নির্ভর করে।

বৈজ্ঞানিক দৃষ্টিকোণ থেকে নক্ষত্রের বিবর্তন

যেকোন নক্ষত্রের জন্ম হয় ঠান্ডা আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাসের গুচ্ছ থেকে, যা বাহ্যিক এবং অভ্যন্তরীণ মহাকর্ষীয় শক্তির প্রভাবে গ্যাস বলের অবস্থায় সংকুচিত হয়। বায়বীয় পদার্থের সংকোচনের প্রক্রিয়াটি এক মুহুর্তের জন্য থামে না, এর সাথে তাপ শক্তির একটি বিশাল মুক্তি থাকে। থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন শুরু না হওয়া পর্যন্ত নতুন গঠনের তাপমাত্রা বৃদ্ধি পায়। এই মুহুর্ত থেকে, নাক্ষত্রিক পদার্থের সংকোচন বন্ধ হয়ে যায় এবং বস্তুর হাইড্রোস্ট্যাটিক এবং তাপীয় অবস্থার মধ্যে একটি ভারসাম্য পৌঁছে যায়। মহাবিশ্ব একটি নতুন পূর্ণাঙ্গ তারা দিয়ে পরিপূর্ণ হয়েছে।

প্রবর্তিত থার্মোনিউক্লিয়ার প্রতিক্রিয়ার ফলে হাইড্রোজেন পরমাণু হল প্রধান নাক্ষত্রিক জ্বালানী।

নক্ষত্রের বিবর্তনে, তাদের তাপ শক্তির উৎসগুলি মৌলিক গুরুত্ব বহন করে। নক্ষত্রের পৃষ্ঠ থেকে মহাকাশে আসা দীপ্তিমান এবং তাপীয় শক্তি মহাকাশীয় দেহের অভ্যন্তরীণ স্তরগুলিকে শীতল করার মাধ্যমে পুনরায় পূরণ করা হয়। তারার অন্ত্রে ক্রমাগত থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া এবং মহাকর্ষীয় সংকোচন ক্ষতির জন্য তৈরি করে। নক্ষত্রের অন্ত্রে থাকা অবস্থায় পর্যাপ্ত পরিমাণপারমাণবিক জ্বালানী, তারা উজ্জ্বলভাবে জ্বলে এবং তাপ নির্গত করে। থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন প্রক্রিয়াটি ধীর হয়ে গেলে বা সম্পূর্ণরূপে বন্ধ হয়ে গেলে, তারার অভ্যন্তরীণ সংকোচনের প্রক্রিয়াটি তাপ এবং তাপগতিগত ভারসাম্য বজায় রাখার জন্য সক্রিয় হয়। এই পর্যায়ে, বস্তু ইতিমধ্যে নির্গত হয় তাপ শক্তি, যা শুধুমাত্র ইনফ্রারেড পরিসরে দৃশ্যমান।

বর্ণিত প্রক্রিয়াগুলির উপর ভিত্তি করে, আমরা উপসংহারে পৌঁছাতে পারি যে নক্ষত্রের বিবর্তন নাক্ষত্রিক শক্তির উত্সগুলিতে ধারাবাহিক পরিবর্তনের প্রতিনিধিত্ব করে। আধুনিক জ্যোতির্পদার্থবিজ্ঞানে, নক্ষত্রের রূপান্তরের প্রক্রিয়াগুলি তিনটি স্কেল অনুসারে সাজানো যেতে পারে:

• পারমাণবিক টাইমলাইন;
• একটি তারার জীবনের তাপীয় সময়কাল;
• একটি আলোকিত জীবনের গতিশীল সেগমেন্ট (চূড়ান্ত)।

প্রতিটি পৃথক ক্ষেত্রে, নক্ষত্রের বয়স, এর শারীরিক বৈশিষ্ট্য এবং বস্তুর মৃত্যুর ধরণ নির্ধারণ করে এমন প্রক্রিয়াগুলি বিবেচনা করা হয়। পারমাণবিক টাইমলাইন আকর্ষণীয় যতক্ষণ না বস্তুটি তার নিজস্ব তাপ উত্স দ্বারা চালিত হয় এবং শক্তি নির্গত করে যা পারমাণবিক বিক্রিয়ার পণ্য। থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশনের সময় হিলিয়ামে রূপান্তরিত হাইড্রোজেনের পরিমাণ নির্ধারণ করে এই পর্যায়ের সময়কাল অনুমান করা হয়। তারার ভর যত বেশি হবে, পারমাণবিক বিক্রিয়ার তীব্রতা তত বেশি হবে এবং তদনুসারে, বস্তুর উজ্জ্বলতা তত বেশি হবে।

বিভিন্ন তারার আকার এবং ভর, একটি সুপারজায়েন্ট থেকে একটি লাল বামন পর্যন্ত

তাপীয় সময় স্কেল বিবর্তনের পর্যায়কে সংজ্ঞায়িত করে যেখানে একটি নক্ষত্র তার সমস্ত তাপ শক্তি ব্যয় করে। এই প্রক্রিয়াটি সেই মুহূর্ত থেকে শুরু হয় যখন হাইড্রোজেনের শেষ মজুদ ব্যবহার করা হয় এবং পারমাণবিক বিক্রিয়া বন্ধ হয়ে যায়। বস্তুর ভারসাম্য বজায় রাখার জন্য, একটি কম্প্রেশন প্রক্রিয়া শুরু হয়। নাক্ষত্রিক পদার্থ কেন্দ্রের দিকে পড়ে। এই ক্ষেত্রে, গতিশক্তি তাপ শক্তিতে রূপান্তরিত হয়, যা নক্ষত্রের ভিতরে প্রয়োজনীয় তাপমাত্রার ভারসাম্য বজায় রাখতে ব্যয় হয়। কিছু শক্তি বাইরের মহাকাশে পালিয়ে যায়।

তারার উজ্জ্বলতা তাদের ভর দ্বারা নির্ধারিত হয় এই বিষয়টি বিবেচনা করে, একটি বস্তুর সংকোচনের মুহুর্তে, মহাকাশে এর উজ্জ্বলতা পরিবর্তিত হয় না।

একটি তারকা মূল অনুক্রমের পথে

নক্ষত্র গঠন একটি গতিশীল সময় স্কেল অনুযায়ী ঘটে। নাক্ষত্রিক গ্যাস অবাধে কেন্দ্রের দিকে অভ্যন্তরীণভাবে পড়ে, ভবিষ্যতের বস্তুর অন্ত্রে ঘনত্ব এবং চাপ বাড়ায়। গ্যাস বলের কেন্দ্রে ঘনত্ব যত বেশি হবে উচ্চ তাপমাত্রাবস্তুর ভিতরে। এই মুহূর্ত থেকে, তাপ স্বর্গীয় শরীরের প্রধান শক্তি হয়ে ওঠে। ঘনত্ব যত বেশি এবং তাপমাত্রা যত বেশি, গভীরতায় চাপ তত বেশি ভবিষ্যতের তারকা. অণু এবং পরমাণুর অবাধ পতন বন্ধ হয়ে যায় এবং নাক্ষত্রিক গ্যাসের সংকোচনের প্রক্রিয়া বন্ধ হয়ে যায়। বস্তুর এই অবস্থাকে সাধারণত প্রোটোস্টার বলা হয়। বস্তুটি 90% আণবিক হাইড্রোজেন। যখন তাপমাত্রা 1800K পৌঁছায়, তখন হাইড্রোজেন পারমাণবিক অবস্থায় চলে যায়। ক্ষয় প্রক্রিয়া চলাকালীন, শক্তি খরচ হয়, এবং তাপমাত্রা বৃদ্ধি ধীর হয়ে যায়।

মহাবিশ্ব 75% আণবিক হাইড্রোজেন নিয়ে গঠিত, যা প্রোটোস্টার গঠনের সময় পারমাণবিক হাইড্রোজেনে পরিণত হয় - একটি তারার পারমাণবিক জ্বালানী।

এই অবস্থায়, গ্যাস বলের অভ্যন্তরে চাপ হ্রাস পায়, যার ফলে কম্প্রেশন বলকে স্বাধীনতা দেওয়া হয়। এই ক্রমটি প্রতিবার পুনরাবৃত্তি হয় যখন সমস্ত হাইড্রোজেন প্রথমে আয়নিত হয় এবং তারপরে হিলিয়াম আয়নিত হয়। 10⁵ K এর তাপমাত্রায়, গ্যাসটি সম্পূর্ণ আয়নিত হয়, তারার সংকোচন বন্ধ হয়ে যায় এবং বস্তুর হাইড্রোস্ট্যাটিক ভারসাম্য দেখা দেয়। তারার আরও বিবর্তন তাপীয় সময় স্কেল অনুসারে ঘটবে, অনেক ধীর এবং আরও সামঞ্জস্যপূর্ণ।

গঠনের শুরু থেকেই প্রোটোস্টারের ব্যাসার্ধ 100 AU থেকে কমে আসছে। ¼ a.u পর্যন্ত বস্তুটি একটি গ্যাস মেঘের মাঝখানে। নাক্ষত্রিক গ্যাস মেঘের বাইরের অঞ্চল থেকে কণার বৃদ্ধির ফলে, নক্ষত্রের ভর ক্রমাগত বৃদ্ধি পাবে। ফলস্বরূপ, বস্তুর ভিতরের তাপমাত্রা বাড়বে, পরিচলনের প্রক্রিয়ার সাথে - তারার অভ্যন্তরীণ স্তর থেকে এর বাইরের প্রান্তে শক্তি স্থানান্তর। পরবর্তীকালে, মহাকাশীয় দেহের অভ্যন্তরে তাপমাত্রা বৃদ্ধির সাথে, পরিচলন বিকিরণ স্থানান্তর দ্বারা প্রতিস্থাপিত হয়, নক্ষত্রের পৃষ্ঠের দিকে অগ্রসর হয়। এই মুহুর্তে, বস্তুর উজ্জ্বলতা দ্রুত বৃদ্ধি পায় এবং নাক্ষত্রিক বলের পৃষ্ঠের স্তরগুলির তাপমাত্রাও বৃদ্ধি পায়।

থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন বিক্রিয়া শুরু হওয়ার আগে একটি নবগঠিত নক্ষত্রে পরিচলন প্রক্রিয়া এবং বিকিরণ স্থানান্তর

উদাহরণস্বরূপ, আমাদের সূর্যের ভরের সমান ভরের নক্ষত্রের জন্য, প্রোটোস্টেলার মেঘের সংকোচন মাত্র কয়েকশ বছরে ঘটে। বস্তুর গঠনের চূড়ান্ত পর্যায়ের জন্য, নাক্ষত্রিক পদার্থের ঘনীভবন লক্ষ লক্ষ বছর ধরে প্রসারিত হয়েছে। সূর্য বেশ দ্রুত মূল অনুক্রমের দিকে অগ্রসর হচ্ছে এবং এই যাত্রায় কয়েক মিলিয়ন বা বিলিয়ন বছর সময় লাগবে। অন্য কথায়, নক্ষত্রের ভর যত বেশি হবে, একটি পূর্ণাঙ্গ নক্ষত্র গঠনে সময় ব্যয় হবে তত বেশি। 15M ভর সহ একটি তারকা মূল ক্রমটির পথ ধরে অনেক বেশি সময় ধরে চলে যাবে - প্রায় 60 হাজার বছর।

প্রধান ক্রম পর্ব

যদিও কিছু ফিউশন বিক্রিয়া বেশি শুরু হয় নিম্ন তাপমাত্রা, হাইড্রোজেন দহনের প্রধান পর্যায়টি 4 মিলিয়ন ডিগ্রি তাপমাত্রায় শুরু হয়। এই মুহূর্ত থেকে মূল ক্রম পর্ব শুরু হয়। খেলায় আসে নতুন ফর্মনাক্ষত্রিক শক্তির প্রজনন - পারমাণবিক। বস্তুর সংকোচনের সময় নিঃসৃত গতিশক্তি পটভূমিতে বিবর্ণ হয়ে যায়। অর্জিত ভারসাম্য একটি নক্ষত্রের জন্য একটি দীর্ঘ এবং শান্ত জীবন নিশ্চিত করে যা মূল অনুক্রমের প্রাথমিক পর্যায়ে নিজেকে খুঁজে পায়।

একটি নক্ষত্রের অভ্যন্তরে সংঘটিত একটি থার্মোনিউক্লিয়ার প্রতিক্রিয়ার সময় হাইড্রোজেন পরমাণুর বিদারণ এবং ক্ষয়

এই মুহূর্ত থেকে, একটি নক্ষত্রের জীবন পর্যবেক্ষণ স্পষ্টভাবে মূল অনুক্রমের পর্যায়ে আবদ্ধ, যা মহাকাশীয় বস্তুর বিবর্তনের একটি গুরুত্বপূর্ণ অংশ। এই পর্যায়ে হাইড্রোজেন দহনের ফলেই নাক্ষত্রিক শক্তির একমাত্র উৎস। বস্তুটি ভারসাম্যের অবস্থায় রয়েছে। ভোগ হিসাবে পারমাণবিক জ্বালানীশুধুমাত্র বস্তুর রাসায়নিক গঠন পরিবর্তিত হয়। মূল ক্রম পর্বে সূর্যের অবস্থান প্রায় 10 বিলিয়ন বছর স্থায়ী হবে। আমাদের দেশীয় নক্ষত্রের হাইড্রোজেনের সম্পূর্ণ সরবরাহ ব্যবহার করতে কতক্ষণ সময় লাগবে। বিশাল নক্ষত্রের ক্ষেত্রে, তাদের বিবর্তন দ্রুত ঘটে। আরও শক্তি নির্গত করে, একটি বৃহদাকার নক্ষত্র প্রধান ক্রম পর্যায়ে মাত্র 10-20 মিলিয়ন বছর ধরে থাকে।

রাতের আকাশে কম বৃহদায়তন তারা অনেক বেশি সময় ধরে জ্বলে। এইভাবে, 0.25 M ভরের একটি নক্ষত্র কোটি কোটি বছর ধরে মূল ক্রম পর্যায়ে থাকবে।

হার্টজস্প্রাং-রাসেল ডায়াগ্রাম তারার বর্ণালী এবং তাদের উজ্জ্বলতার মধ্যে সম্পর্ক মূল্যায়ন করছে। ডায়াগ্রামের বিন্দুগুলি হল পরিচিত নক্ষত্রের অবস্থান। তীরগুলি প্রধান ক্রম থেকে দৈত্য এবং সাদা বামন পর্যায়ে নক্ষত্রের স্থানচ্যুতি নির্দেশ করে।

নক্ষত্রের বিবর্তন কল্পনা করতে, মূল ক্রমটিতে একটি মহাকাশীয় দেহের পথের বৈশিষ্ট্যযুক্ত চিত্রটি দেখুন। উপরের অংশগ্রাফিক্স কম অবজেক্ট-স্যাচুরেটেড দেখায় কারণ এখানেই বৃহদাকার তারাগুলি কেন্দ্রীভূত হয়। এই অবস্থান তাদের সংক্ষিপ্ত জীবন চক্র দ্বারা ব্যাখ্যা করা হয়. বর্তমানে পরিচিত নক্ষত্রগুলির মধ্যে কিছুর ভর 70M। যে বস্তুর ভর 100M এর ঊর্ধ্ব সীমা ছাড়িয়ে গেছে সেগুলি মোটেও তৈরি নাও হতে পারে।

স্বর্গীয় সংস্থাগুলির ভর 0.08 M-এর কম তাদের থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশনের সূচনার জন্য প্রয়োজনীয় জটিল ভরকে অতিক্রম করার এবং সারা জীবন ঠান্ডা থাকার সুযোগ নেই। ক্ষুদ্রতম প্রোটোস্টারগুলি ভেঙে পড়ে এবং গ্রহের মতো বামন তৈরি করে।

একটি সাধারণ নক্ষত্র (আমাদের সূর্য) এবং বৃহস্পতি গ্রহের তুলনায় একটি গ্রহের মতো বাদামী বামন

অনুক্রমের নীচে ঘনীভূত বস্তু রয়েছে যা তারা দ্বারা প্রভাবিত হয় যার ভর আমাদের সূর্যের ভরের সমান এবং সামান্য বেশি। মূল অনুক্রমের উপরের এবং নীচের অংশগুলির মধ্যে কাল্পনিক সীমানা হল বস্তু যার ভর হল – 1.5M।

নাক্ষত্রিক বিবর্তনের পরবর্তী ধাপ

একটি নক্ষত্রের অবস্থার বিকাশের জন্য প্রতিটি বিকল্প তার ভর এবং সময়ের দৈর্ঘ্য দ্বারা নির্ধারিত হয় যে সময়ে তারার পদার্থের রূপান্তর ঘটে। যাইহোক, মহাবিশ্ব বহুমুখী এবং জটিল প্রক্রিয়া, তাই তারার বিবর্তন অন্য পথ নিতে পারে।

প্রধান ক্রম বরাবর ভ্রমণ করার সময়, সূর্যের ভরের সমান ভর সহ একটি নক্ষত্রের তিনটি প্রধান পথের বিকল্প রয়েছে:

1. শান্তভাবে আপনার জীবনযাপন করুন এবং মহাবিশ্বের বিশাল বিস্তৃতিতে শান্তিতে বিশ্রাম নিন;
2. লাল দৈত্য পর্যায়ে প্রবেশ করুন এবং ধীরে ধীরে বয়স;
3. শ্বেত বামন হয়ে, সুপারনোভা হয়ে বিস্ফোরিত হয় এবং নিউট্রন তারকা হয়ে ওঠে।

সময়ের উপর নির্ভর করে প্রোটোস্টারের বিবর্তনের জন্য সম্ভাব্য বিকল্পগুলি, রাসায়নিক গঠনবস্তু এবং তাদের ভর

মূল অনুক্রমের পরে, দৈত্য পর্ব শুরু হয়। এই সময়ের মধ্যে, নক্ষত্রের অন্ত্রে হাইড্রোজেনের মজুদ সম্পূর্ণরূপে নিঃশেষ হয়ে যায়, বস্তুর কেন্দ্রীয় অঞ্চলটি একটি হিলিয়াম কোর এবং থার্মোনিউক্লিয়ার প্রতিক্রিয়া বস্তুর পৃষ্ঠে স্থানান্তরিত হয়। থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশনের প্রভাবে শেল প্রসারিত হয়, কিন্তু হিলিয়াম কোরের ভর বৃদ্ধি পায়। একটি সাধারণ তারকা একটি লাল দৈত্যে পরিণত হয়।

দৈত্য ফেজ এবং এর বৈশিষ্ট্য

কম ভরের নক্ষত্রে, মূল ঘনত্ব বিশাল হয়ে ওঠে, যা নাক্ষত্রিক পদার্থকে একটি ক্ষয়প্রাপ্ত আপেক্ষিক গ্যাসে পরিণত করে। যদি নক্ষত্রের ভর 0.26 M-এর চেয়ে সামান্য বেশি হয়, তাহলে চাপ এবং তাপমাত্রা বৃদ্ধি হিলিয়াম সংশ্লেষণের শুরুতে নিয়ে যায়, যা সমগ্রকে আবৃত করে। কেন্দ্রীয় অঞ্চলবস্তু এই মুহূর্ত থেকে, তারার তাপমাত্রা দ্রুত বৃদ্ধি পায়। প্রধান বৈশিষ্ট্যপ্রক্রিয়াটি হল যে ডিজেনারেট গ্যাসের প্রসারণ ক্ষমতা নেই। উচ্চ তাপমাত্রার প্রভাবের অধীনে, শুধুমাত্র হিলিয়াম বিদারণের হার বৃদ্ধি পায়, যা একটি বিস্ফোরক প্রতিক্রিয়া দ্বারা অনুষঙ্গী হয়। এই মুহুর্তে আমরা একটি হিলিয়াম ফ্ল্যাশ পর্যবেক্ষণ করতে পারি। বস্তুর ঔজ্জ্বল্য শতগুণ বৃদ্ধি পেলেও নক্ষত্রের যন্ত্রণা অব্যাহত থাকে। নক্ষত্রটি একটি নতুন অবস্থায় স্থানান্তরিত হয়, যেখানে সমস্ত থার্মোডাইনামিক প্রক্রিয়াগুলি হিলিয়াম কোরে এবং নিঃসৃত বাইরের শেলটিতে ঘটে।

একটি সৌর-টাইপ প্রধান ক্রম তারকা এবং একটি আইসোথার্মাল হিলিয়াম কোর এবং একটি স্তরযুক্ত নিউক্লিওসিন্থেসিস জোন সহ একটি লাল দৈত্যের গঠন

এই অবস্থা অস্থায়ী এবং স্থিতিশীল নয়। নাক্ষত্রিক পদার্থ ক্রমাগত মিশ্রিত হয়, এবং এর একটি উল্লেখযোগ্য অংশ আশেপাশের মহাকাশে নির্গত হয়, একটি গ্রহীয় নীহারিকা গঠন করে। কেন্দ্রে একটি গরম কোর থাকে, যাকে সাদা বামন বলে।

তারকাদের জন্য বড় ভরতালিকাভুক্ত প্রক্রিয়াগুলি এতটা বিপর্যয়কর নয়। হিলিয়াম দহন কার্বন এবং সিলিকনের নিউক্লিয়ার ফিশন বিক্রিয়া দ্বারা প্রতিস্থাপিত হয়। অবশেষে তারকা কোর তারা লোহা পরিণত হবে. দৈত্য পর্যায় তারার ভর দ্বারা নির্ধারিত হয়। বস্তুর ভর যত বেশি হবে তার কেন্দ্রে তাপমাত্রা তত কম হবে। কার্বন এবং অন্যান্য উপাদানের পারমাণবিক বিভাজন প্রতিক্রিয়া ট্রিগার করার জন্য এটি স্পষ্টতই যথেষ্ট নয়।

একটি সাদা বামনের ভাগ্য - একটি নিউট্রন তারকা বা একটি ব্ল্যাক হোল

একবার সাদা বামন অবস্থায়, বস্তুটি অত্যন্ত অস্থির অবস্থায় থাকে। থেমে যাওয়া পারমাণবিক প্রতিক্রিয়াগুলি চাপের হ্রাসের দিকে পরিচালিত করে, কোরটি পতনের অবস্থায় যায়। এই ক্ষেত্রে মুক্তি পাওয়া শক্তি হিলিয়াম পরমাণুতে লোহার ক্ষয় করার জন্য ব্যয় করা হয়, যা প্রোটন এবং নিউট্রনে আরও ক্ষয়প্রাপ্ত হয়। চলমান প্রক্রিয়াদ্রুত গতিতে বিকশিত হচ্ছে। একটি তারার পতন স্কেলের গতিশীল অংশকে চিহ্নিত করে এবং সময়ের মধ্যে একটি সেকেন্ডের একটি ভগ্নাংশ সময় নেয়। পারমাণবিক জ্বালানীর অবশিষ্টাংশের দহন বিস্ফোরকভাবে ঘটে, একটি বিভক্ত সেকেন্ডে প্রচুর পরিমাণে শক্তি নির্গত করে। বস্তুর উপরের স্তরগুলিকে উড়িয়ে দেওয়ার জন্য এটি যথেষ্ট। একটি সাদা বামনের চূড়ান্ত পর্যায় হল একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণ।

নক্ষত্রের কোরটি ভেঙে পড়তে শুরু করে (বামে)। পতন একটি নিউট্রন তারকা গঠন করে এবং তারার বাইরের স্তরে (কেন্দ্রে) শক্তির প্রবাহ সৃষ্টি করে। একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণের সময় (ডানে) একটি নক্ষত্রের বাইরের স্তরগুলি নির্গত হলে শক্তি নির্গত হয়।

অবশিষ্ট সুপারডেন্স কোর হবে প্রোটন এবং ইলেকট্রনের একটি ক্লাস্টার, যেগুলো পরস্পরের সাথে সংঘর্ষ করে নিউট্রন তৈরি করে। মহাবিশ্ব একটি নতুন বস্তু দিয়ে পূর্ণ হয়েছে - একটি নিউট্রন তারকা। উচ্চ ঘনত্বের কারণে, কোরটি ক্ষয়প্রাপ্ত হয় এবং কোর পতনের প্রক্রিয়া বন্ধ হয়ে যায়। নক্ষত্রের ভর যথেষ্ট বড় হলে, অবশিষ্ট নাক্ষত্রিক পদার্থটি অবশেষে বস্তুর কেন্দ্রে এসে একটি ব্ল্যাক হোল তৈরি না হওয়া পর্যন্ত পতন অব্যাহত থাকতে পারে।

নাক্ষত্রিক বিবর্তনের চূড়ান্ত অংশ ব্যাখ্যা করা

স্বাভাবিক ভারসাম্য তারার জন্য, বর্ণিত বিবর্তন প্রক্রিয়া অসম্ভাব্য। যাইহোক, শ্বেত বামন এবং নিউট্রন তারার অস্তিত্ব নাক্ষত্রিক পদার্থের সংকোচনের প্রক্রিয়াগুলির বাস্তব অস্তিত্ব প্রমাণ করে। মহাবিশ্বে এই জাতীয় বস্তুর অল্প সংখ্যক তাদের অস্তিত্বের ক্ষণস্থায়ী নির্দেশ করে। নক্ষত্রের বিবর্তনের চূড়ান্ত পর্যায়কে দুটি ধরণের অনুক্রমিক শৃঙ্খল হিসাবে উপস্থাপন করা যেতে পারে:

• সাধারণ তারা - লাল দৈত্য - বাইরের স্তরের ক্ষরণ - সাদা বামন;
• বিশাল নক্ষত্র - লাল সুপারজায়ান্ট - সুপারনোভা বিস্ফোরণ - নিউট্রন তারকা বা ব্ল্যাক হোল - শূন্যতা।

নক্ষত্রের বিবর্তনের চিত্র। প্রধান অনুক্রমের বাইরে তারকাদের জীবন অব্যাহত রাখার বিকল্প।

চলমান প্রক্রিয়াগুলোকে বৈজ্ঞানিক দৃষ্টিকোণ থেকে ব্যাখ্যা করা বেশ কঠিন। পারমাণবিক বিজ্ঞানীরা একমত যে নাক্ষত্রিক বিবর্তনের চূড়ান্ত পর্যায়ের ক্ষেত্রে, আমরা পদার্থের ক্লান্তি মোকাবেলা করছি। দীর্ঘস্থায়ী যান্ত্রিক, থার্মোডাইনামিক প্রভাবের ফলে বস্তুর পরিবর্তন হয় শারীরিক বৈশিষ্ট্য. নাক্ষত্রিক বস্তুর ক্লান্তি, দীর্ঘ দ্বারা ক্লান্ত পারমাণবিক প্রতিক্রিয়া, কেউ একটি ক্ষয়প্রাপ্ত ইলেকট্রন গ্যাসের চেহারা, এর পরবর্তী নিউট্রনাইজেশন এবং বিনাশ ব্যাখ্যা করতে পারে। যদি উপরের সমস্ত প্রক্রিয়াগুলি শুরু থেকে শেষ পর্যন্ত সঞ্চালিত হয়, নাক্ষত্রিক পদার্থটি একটি ভৌত ​​পদার্থ হতে বন্ধ হয়ে যায় - তারাটি মহাকাশে অদৃশ্য হয়ে যায়, কিছুই রেখে যায় না।

আন্তঃনাক্ষত্রিক বুদবুদ এবং গ্যাস এবং ধূলিকণার মেঘ, যা নক্ষত্রের জন্মস্থান, শুধুমাত্র অদৃশ্য এবং বিস্ফোরিত তারা দ্বারা পুনরায় পূরণ করা যায় না। মহাবিশ্ব এবং ছায়াপথগুলি একটি ভারসাম্যপূর্ণ অবস্থায় রয়েছে। ভর ক্ষতি ক্রমাগত ঘটে, আন্তঃনাক্ষত্রিক স্থানের ঘনত্ব এক অংশে হ্রাস পায় বাইরের স্থান. ফলস্বরূপ, মহাবিশ্বের অন্য অংশে, নতুন তারা গঠনের জন্য পরিস্থিতি তৈরি করা হয়। অন্য কথায়, স্কিমটি কাজ করে: যদি একটি নির্দিষ্ট পরিমাণ পদার্থ এক জায়গায় হারিয়ে যায়, মহাবিশ্বের অন্য জায়গায় একই পরিমাণ পদার্থ ভিন্ন আকারে উপস্থিত হয়।

উপসংহারে

নক্ষত্রের বিবর্তন অধ্যয়ন করে, আমরা এই সিদ্ধান্তে উপনীত হই যে মহাবিশ্ব একটি বিশাল বিরল সমাধান যার মধ্যে পদার্থের একটি অংশ হাইড্রোজেনের অণুতে রূপান্তরিত হয়, যা বিল্ডিং উপাদানতারার জন্য অন্য অংশটি মহাকাশে দ্রবীভূত হয়, বস্তুগত সংবেদনের গোলক থেকে অদৃশ্য হয়ে যায়। এই অর্থে একটি ব্ল্যাক হোল হল অ্যান্টিম্যাটারে সমস্ত উপাদানের রূপান্তরের স্থান। যা ঘটছে তার অর্থ সম্পূর্ণরূপে উপলব্ধি করা বেশ কঠিন, বিশেষত যদি, তারার বিবর্তন অধ্যয়ন করার সময়, আমরা শুধুমাত্র পারমাণবিক শক্তির আইনের উপর নির্ভর করি, কোয়ান্টাম পদার্থবিদ্যাএবং তাপগতিবিদ্যা। এই ইস্যুটির অধ্যয়নে আপেক্ষিক সম্ভাব্যতার তত্ত্ব অন্তর্ভুক্ত করা উচিত, যা স্থানের বক্রতাকে অনুমতি দেয়, একটি শক্তিকে অন্য শক্তিতে, একটি অবস্থায় অন্য অবস্থায় রূপান্তরিত করতে দেয়।