প্রধান-ধারা (নক্ষত্রের শ্রেণি)
জ্যোতির্বিদ্যায়, প্রধান-ধারা হলো তারার একটি অবিচ্ছিন্ন এবং স্বতন্ত্র দল যা উজ্জ্বলতার তুলনায় তারার বর্ণের অঙ্কনে প্রতীয়মান হয়। এই রঙের বিস্তারের অঙ্কন তাদের সহ-বিকাশকারী অয়নর হের্ডসব্রং এবং হেনরি নরিস রাসেলের নামে, হের্ডসব্রং-রাসেল চিত্র হিসাবে পরিচিত। এই দলের তারাগুলি প্রধান-ধারা তারা বা বামন তারা হিসাবে পরিচিত। এগুলি মহাবিশ্বের সর্বাধিক সংখ্যক প্রাকৃতিক নক্ষত্র এবং আমাদের সূর্যও এদের অন্তর্ভুক্ত।
নক্ষত্রের ঘনীভবন এবং জ্বলনের পরে, এটি হাইড্রোজেনের কেন্দ্রীণ সংযোজনের মাধ্যমে তার ঘন কেন্দ্র অঞ্চলে তাপ শক্তি উৎপাদন করে। নক্ষত্রের জীবদ্দশায় এই পর্যায়ে এটি প্রধান-ধারায় নিষণ্ণ থাকে যা মূলত তার ভর দ্বারা নির্ধারিত হয়। যদিও এক্ষেত্রে , এটির রাসায়নিক গঠন এবং বয়সও ভূমিকা রাখে। প্রধান-ধারা তারার কেন্দ্রগুলি ঔদস্থিতিক সাম্যাবস্থায় থাকে যেখানে, কেন্দ্রের বহির্মুখী তাপমাতৃক চাপ উপরের স্তরগুলির মহাকর্ষীয় পতনের কারণে স্থির থাকে। তাপমাত্রা এবং চাপের উপরে শক্তি উৎপাদনের হারের জোরাল নির্ভরতা এই ভারসাম্য বজায় রাখতে সহায়তা করে। কেন্দ্রে উৎপন্ন শক্তি পৃষ্ঠতলে চলে যায় এবং ফটোস্ফিয়ার হতে দূরে বিকীর্ণ হয়। শক্তিটি বিকিরণ বা পরিচলনের মাধ্যমে বাহিত হয় যেখানে দ্বিতীয়টি মাত্রাধিক তাপমাত্রার গ্রেডিয়েন্ট সম্পন্ন অঞ্চলে, উচ্চ অস্বচ্ছতা সম্পন্ন অঞ্চলে বা উভয় অঞ্চলেই ঘটে।
প্রধান প্রক্রিয়া, যার মাধ্যমে কোন নক্ষত্র শক্তি উৎপাদন করে তার উপর ভিত্তি করে প্রধান-ধারাকে মাঝে মধ্যে উচ্চ এবং নিম্ন অংশদ্বয়ে বিভক্ত করা হয়। প্রায় ১.৫ সৌর ভরের নিচের তারাগুলি হিলিয়াম গঠনের জন্য প্রাথমিকভাবে প্রোটন-প্রোটন চক্র নামে একটি অনুক্রমে হাইড্রোজেন পরমাণুগুলিকে একীভূত করে। এই ভরের উপরে, উচ্চ প্রধান-ধারা, পারমাণবিক ফিউশন প্রক্রিয়াটি মূলত কার্বন-নাইট্রোজেন-অক্সিজেন চক্রের মধ্যস্থতাকারী হিসাবে কার্বন, নাইট্রোজেন এবং অক্সিজেন পরমাণু ব্যবহার করে যা হাইড্রোজেন পরমাণু থেকে হিলিয়াম উৎপাদন করে। প্রধান-ধারা তারা যাদের ভর দুই সৌর ভরেরও বেশি তাদের কেন্দ্র অঞ্চলগুলিতে পরিচলন ঘটে, যা সদ্য উৎপাদিত হিলিয়ামগুলিকে আলোড়িত করে এবং ফিউশনের জন্য প্রয়োজনীয় জ্বালানির অনুপাত বজায় রাখতে কাজ করে। এই ভরের নিচে, তারাগুলির এমন কেন্দ্র থাকে যা পুরো পৃষ্ঠের কাছাকাছি পরিচলনক্ষম অঞ্চলগুলির সাথে সম্পূর্ণ রেডিয়েটিভ (রশ্মিবিকিরণকর) থাকে। নাক্ষত্রিক ভর হ্রাসের সাথে সাথে পরিচলনক্ষম স্তর তৈরি করা তারার অনুপাত স্থিরভাবে বাড়তে থাকে। ০.৪ সৌর ভরের☉নিচে প্রধান-ধারা তারায়, তাদের পুরো ভর জুড়েই পরিচলন ঘটে। যখন কেন্দ্র পরিচলন ঘটে না, তখন হিলিয়াম সমৃদ্ধ কেন্দ্র হাইড্রোজেনের বাইরের স্তর দ্বারা বেষ্টিত হয়ে যায়।
সাধারণভাবে, তারার যত বেশি বড় হয়, প্রধান-ধারার জীবনকাল তত কম। কেন্দ্রটির হাইড্রোজেন জ্বালানি শেষ হওয়ার পরে, প্রধান-ধারা থেকে সরে গিয়ে তারা এইচআর চিত্রের অতিদানব, লোহিত দানব বা সরাসরি একটি শ্বেত বামনে পরিণত হয়।
ইতিহাস
[সম্পাদনা]
বিশ শতকের গোড়ার দিকে, তারার ধরন ও দূরত্ব সম্পর্কীত তথ্য পাওয়া আরও সহজ হয়ে যায়। এসময়, তারার বর্ণালীতে স্বতন্ত্র বৈশিষ্ট্যগুলি দেখানো হয়, যা তাদের শ্রেণিবদ্ধকরণের দোড় উন্মোচিত করে। অ্যানি জাম্প ক্যানন এবং এডওয়ার্ড চ্যার্লস পিকারিঙ হার্ভার্ড কলেজ মানমন্দিরে শ্রেণিবদ্ধকরণের একটি পদ্ধতি তৈরি করেছিলেন যা ১৯০১ সালে হার্ভার্ড অ্যানালসে হার্ভার্ড শ্রেণিবিন্যাস প্রকল্প হিসাবে প্রকাশিত হয়।[২]
১৯০৬ সালে পটসডামে ডেনিশ জ্যোতির্বিদ, অয়নর হের্ডসব্রং লক্ষ্য করেন যে, হার্ভার্ড প্রকল্পের কে এবং এম হিসাবে শ্রেণিবদ্ধ লোহিত তারা, দুটি আলাদা শাখায় বিভক্ত করা যেতে পারে। এই তারাগুলি হয় সূর্যের থেকে অনেক উজ্জ্বল নতুবা অনেক বেশি ম্লান। এই শাখাগুলিকে আলাদা করতে, তিনি এদের "দানব" এবং "বামন" তারা হিসেবে নামকরণ করেন। পরের বছর তিনি নক্ষত্র গুচ্ছ সম্পর্কে অধ্যয়ন শুরু করেন; তারার বৃহত গোষ্ঠী যেখানে তারাগুলি প্রায় সম দূরত্বে সহাবস্থিত। তিনিই প্রথম নক্ষত্রের জন্য এই বর্ণ বনাম ঔজ্জ্বল্যের নকশা প্রকাশ করেন। এই নকশাগুলি নক্ষত্রের একটি বিশিষ্ট এবং অবিচ্ছিন্ন ক্রম দেখায়, যার নাম তিনি প্রধান-ধারা (মেইন-সিকোয়েন্স) রাখেন।[৩]
প্রিন্সটন বিশ্ববিদ্যালয়ে, হেনরি নরিস রাসেলও একই ধরনের গবেষণার ধারা অনুসরণ করছিলেন। তিনি নক্ষত্রের বর্ণালী গত শ্রেণিবিন্যাস এবং দূরত্বের জন্য সঠিক হিসাবে তাদের প্রকৃত উজ্জ্বলতার মধ্যে সম্পর্ক নিয়ে অধ্যয়ন করছিলেন—তাদের পরম ঔজ্জ্বল্য নিয়ে। এই উদ্দেশ্যে তিনি নির্ভরযোগ্য লম্বন সম্পন্ন তারার একটি সেট ব্যবহার করেছিলেন এবং এদের মধ্যে অনেকগুলিকে তারাকেই হার্ভার্ডে শ্রেণিবদ্ধ করা হয়েছিল। যখন তিনি এই তারাগুলির বর্ণালীগত শ্রেণিবিন্যাসকে তাদের পরম ঔজ্জ্বল্যের বিপরীতে অঙ্কিত করেন, তিনি দেখতে পান যে বামন তারাগুলি একটি পৃথক সংস্রব অনুসরণ করে যা বামন নক্ষত্রের প্রকৃত উজ্জ্বলতাকে যৌক্তিক নির্ভুলতার সাথে পূর্বাভাস দেওয়ার দ্বার উন্মোচন করে।[৪]
হার্টজস্প্রং এর পর্যবেক্ষণ করা লোহিত তারাগুলির মতই, বামন তারাগুলিও রাসেলের আবিষ্কৃত বর্ণালী-ঔজ্জ্বল্যের সংস্রব অনুসরণ করে। যাইহোক, দানব তারাগুলি বামনগুলির চেয়ে অনেক উজ্জ্বল হওয়ায় একই সংস্রব অনুসরণ করে না। রাসেল প্রস্তাব করেন যে, "দানব নক্ষত্রগুলির ঘনত্ব অবশ্যই কম বা পৃষ্ঠতলের উজ্জ্বলতা অত্যন্ত বেশি থাকতে হবে এবং বামন তারাগুলির ক্ষেত্রে এর বিপরীত ঘটনাটি সত্য"। একই বক্ররেখা এও দেখিয়েছিল যে, অনুজ্জ্বল সাদা তারার সংখ্যা খুবই কম।
১৯৩৩ সালে, বেঞ্জ স্ট্র্যামগ্রেন একটি বর্ণালী-ঔজ্জ্বল্যের চিত্র বোঝাতে, হার্টজস্প্রং-রাসেল ডায়াগ্রাম শব্দটি প্রবর্তন করেন।[৫] নামটি, শতাব্দীর শুরুর দিকে হার্টজস্প্রং এবং রাসেল উভয়ের দ্বারা কৌশলটির সমান বিকাশকে প্রতিবিম্বিত করে।
১৯৩০-এর দশকে যখন নক্ষত্রের বিবর্তনীয় মডেলগুলি বিকশিত হয়েছিল, তখন দেখা গিয়েছিল যে অভিন্ন রাসায়নিক সংমিশ্রণের তারাগুলির জন্য, তারার ভরের সাথে তার ঔজ্জ্বল্য এবং ব্যাসার্ধের একটি সম্পর্ক বিদ্যমান। যেটি হল, কোনো নির্দিষ্ট ভর এবং সংযুতির জন্য, তারার ব্যাসার্ধ এবং ঔজ্জ্বল্য নির্ণয়ের একটি অনন্য সমাধান বিদ্যমান। এটি হেইনরিচ ভোগ্ট এবং হেনরি নরিস রাসেলের নামানুসারে ভোগ্ট-রাসেল উপপাদ্য হিসাবে পরিচিত হয়। এই উপপাদ্য দ্বারা, একটি নক্ষত্রের রাসায়নিক সংমিশ্রণ এবং প্রধান-ধারার অবস্থান জানা থাকলে, নক্ষত্রের ভর এবং ব্যাসার্ধও জানা যায়। (তবে পরবর্তীতে আবিষ্কৃত হয় যে, পৃথক গঠনের তারাগুলির জন্য তত্ত্বটি কিছুটা অকার্যকর।)[৬]
১৯৪৩ সালে, উইলিয়াম উইলসন মরগান এবং ফিলিপ চাইল্ডস কেইনান নাক্ষত্রিক শ্রেণিবিন্যাসের জন্য একটি পরিমার্জিত প্রকল্প প্রকাশ করেন।[৭] এমকে শ্রেণিবিন্যাসে, প্রতিটি তারাকে বর্ণালীর ধরন-হার্ভার্ড শ্রেণিবিন্যাসের উপর ভিত্তি করে-এবং ঔজ্জ্বল্য শ্রেণিতে আরোপিত করা হয়। বর্ণালী এবং তাপমাত্রার মধ্যে সম্পর্ক জানার পূর্বে, হার্ভার্ডের শ্রেণিবিন্যাসে হাইড্রোজেন বর্ণালী রেখার শক্তির উপর ভিত্তি করে প্রতিটি তারাকে একটি আলাদা অক্ষর বরাদ্দ করা হয়। যখন তাপমাত্রা অনুসারে বিন্যস্ত করা হয় এবং বৈকল্পিক শ্রেণিগুলি বাদ দেওয়া হয়, তখন বর্ণালী টাইপের তারায় নক্ষত্রের তাপমাত্রা নীল থেকে লাল বর্ণের সাথে হ্রাস পেতে থাকে, যার ক্রমটি হলো: ও, বি, এ, এফ, জি, কে এবং এম (নাক্ষত্রিক শ্রেণিবিন্যাসের এই ক্রমটি মুখস্থ করার জন্য একটি জনপ্রিয় স্মৃতিসহায়ক হলো, "ওহ বি এ ফাইন গার্ল/গাই, কিস মি")। ঔজ্জ্বল্য কমার দিক থেকে, ঔজ্জ্বল্য শ্রেণিটি আই থেকে ভি অবধি হয়। ঔজ্জ্বল্য শ্রেণির ভি এর তারাগুলি প্রধান-ধারার সাথে সম্পর্কিত।[৮]
এপ্রিল ২০১৮ সালে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা পৃথিবী থেকে ৯ বিলিয়ন আলোকবর্ষ দূরে ইকারুস (আনুষ্ঠানিকভাবে, এমএসিএস জে১১৪৯ লেন্সযুক্ত তারা ১) নামক সবচেয়ে দূরবর্তী "সাধারণ" (অর্থাৎ প্রধান-ধারা) তারা সনাক্ত করনের কথা জানান।[৯][১০]
গঠন ও বিবর্তন
[সম্পাদনা]যখন স্থানীয় মহাজাগতিক মাধ্যমের গ্যাস এবং ধুলার দৈত্যাকার আণবিক মেঘের পতনে প্রোটোস্টার গঠিত হয়, তখন প্রারম্ভিক গঠনটি সর্বত্রই সমশ্রেণিভুক্ত হয় যেখানে ভরের দিক থেকে প্রায় ৭০% হাইড্রোজেন, ২৮% হিলিয়াম এবং অন্যান্য উপাদান পাওয়া যায়।[১১] তারার প্রাথমিক ভর, মেঘের স্থানীয় অবস্থার উপর নির্ভর করে। (নবগঠিত নক্ষত্রের ভর সংস্থান প্রাথমিক ভর ফাংশন দ্বারা পরীক্ষামূলকভাবে বর্ণীত হয়।) প্রাথমিক পতনের সময়, এই প্রাক-প্রধান-ধারা নক্ষত্র, মহাকর্ষীয় সংকোচনের মাধ্যমে শক্তি উৎপন্ন করে।[১২] পর্যাপ্ত পরিমাণে ঘন হয়ে গেলে, তারাটি হাইড্রোজেনকে হিলিয়ামে রূপান্তর এবং বহিতাপীয় কেন্দ্রীণ সংযোজনের মাধ্যমে শক্তি নি:সৃত করা শুরু করে।[৮]
যখন হাইড্রোজেনের কেন্দ্রীণ সংযোজন প্রধান শক্তি উৎপাদন প্রক্রিয়ায় পরিণত হয় এবং মহাকর্ষীয় পতন থেকে প্রাপ্ত অতিরিক্ত শক্তি শেষ হয়ে যায় তখন তারাটি হার্টজস্প্রং-রাসেল চিত্রের (বা এইচআর চিত্র) একটি বক্ররেখায় অবস্থান করে যার নাম,[১২] প্রমাণ প্রধান-ধারা। জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা কখনও কখনও এই পর্যায়কে "শূন্য বয়সের প্রধান-ধারা", ইংরেজিতে "জিরো এজ মেইন-সিকোয়েন্স" বা জেডএএমএস হিসাবে উল্লেখ করেন।[১৩][১৪] যখন কোনো তারা হাইড্রোজেন সংযোজন শুরু করে তখন নাক্ষত্রিক বৈশিষ্ট্যের কম্পিউটার মডেল ব্যবহার করে জেডএএমএস বক্ররেখা হিসাব করা যেতে পারে। সাধারণত এই পর্যায় থেকে, তারার উজ্জ্বলতা এবং পৃষ্ঠের তাপমাত্রা বয়সের সাথে সাথে বৃদ্ধি পায়।[১৫]
কোনও তারার কেন্দ্রে উল্লেখযোগ্য পরিমাণে হাইড্রোজেন ক্ষয়প্রাপ্ত না হওয়া পর্যন্ত সেটি প্রধান-ধারার তার প্রাথমিক অবস্থানের নিকটেই থাকে। এরপর সেটি আরও উজ্জ্বল তারায় পরিণত হওয়া শুরু করে। (এইচআর চিত্রে, বিবর্তিত নক্ষত্রটি প্রধান-ধারার ডানদিকে এবং উপরে চলে আসে) এই পর্যন্ত, প্রধান-ধারা তারার জীবদ্দশায় প্রাথমিক হাইড্রোজেন-জ্বলন পর্যায়ের প্রতিনিধিত্ব করে।[৮]
বৈশিষ্ট্য
[সম্পাদনা]একটি সাধারণ এইচআর চিত্রের বেশিরভাগ তারাই প্রধান-ধারা বক্ররেখা থাকে। এই রেখাটি সুপষ্ট কেননা বর্ণালীর ধরন এবং ঔজ্জ্বল্য উভয়ই কেবল তারার ভরের উপর নির্ভর করে, কমপক্ষে শূন্য-ক্রমের সন্নিধি পর্যন্ত, যতক্ষণ এটি তার কেন্দ্রে হাইড্রোজেন সংযোজন করে চলেছে-প্রায় সকল তারাই তার জীবনের বেশিরভাগ "সক্রিয়" সময় এই কাজে ব্যয় কজে।[১৬]
কোনো তারার তাপমাত্রা, তারাটির ফটোস্ফিয়ারের প্লাজমার ভৌত বৈশিষ্ট্যের উপর তার প্রভাবের ভিত্তিতে তারাটির বর্ণালীর ধরন নিরূপণ করে। তরঙ্গদৈর্ঘ্যের ফাংশন হিসাবে একটি তারার শক্তি নির্গমন তার তাপমাত্রা এবং গঠন উভয় দ্বারাই প্রভাবিত হয়। এই শক্তি সংস্থান একটি রঙ সূচক, বি - ভি দ্বারা করা হয় যা ফিল্টারের মাধ্যমে নীল (বি) এবং সবুজ-হলুদ (ভি) আলোতে নক্ষত্রের ঔজ্জ্বল্য পরিমাপ করে। ঔজ্জ্বল্যের এই পার্থক্যই একটি তারার তাপমাত্রার পরিমাণ প্রকাশ করে।
আরও দেখুন
[সম্পাদনা]তথ্যসূত্র
[সম্পাদনা]- ↑ "The Brightest Stars Don't Live Alone"। ESO Press Release। সংগ্রহের তারিখ ২৭ জুলাই ২০১২।
- ↑ Longair, Malcolm S. (২০০৬)। The Cosmic Century: A History of Astrophysics and Cosmology
। Cambridge University Press। পৃষ্ঠা 25–26। আইএসবিএন 978-0-521-47436-8।
- ↑ Brown, Laurie M.; Pais, Abraham; Pippard, A. B., সম্পাদকগণ (১৯৯৫)। Twentieth Century Physics। Bristol; New York: Institute of Physics, American Institute of Physics। পৃষ্ঠা 1696। আইএসবিএন 978-0-7503-0310-1। ওসিএলসি 33102501।
- ↑ Russell, H. N. (১৯১৩)। ""Giant" and "dwarf" stars"। The Observatory। 36: 324–329। বিবকোড:1913Obs....36..324R।
- ↑ Strömgren, Bengt (১৯৩৩)। "On the Interpretation of the Hertzsprung-Russell-Diagram"। Zeitschrift für Astrophysik। 7: 222–248। বিবকোড:1933ZA......7..222S।
- ↑ Schatzman, Evry L.; Praderie, Francoise (১৯৯৩)। The Stars। Springer। পৃষ্ঠা 96–97। আইএসবিএন 978-3-540-54196-7।
- ↑ Morgan, W. W.; Keenan, P. C.; Kellman, E. (১৯৪৩)। An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification। Chicago, Illinois: The University of Chicago press। সংগ্রহের তারিখ ২০০৮-০৮-১২।
- ↑ ক খ গ Unsöld, Albrecht (১৯৬৯)। The New Cosmos। Springer-Verlag New York Inc। পৃষ্ঠা 268। আইএসবিএন 978-0-387-90886-1।
- ↑ Kelly, Patrick L.; ও অন্যান্য (২ এপ্রিল ২০১৮)। "Extreme magnification of an individual star at redshift 1.5 by a galaxy-cluster lens"। Nature। 2 (4): 334–342। arXiv:1706.10279
। ডিওআই:10.1038/s41550-018-0430-3। বিবকোড:2018NatAs...2..334K।
- ↑ Howell, Elizabeth (২ এপ্রিল ২০১৮)। "Rare Cosmic Alignment Reveals Most Distant Star Ever Seen"। Space.com। সংগ্রহের তারিখ ২ এপ্রিল ২০১৮।
- ↑ Gloeckler, George; Geiss, Johannes (২০০৪)। "Composition of the local interstellar medium as diagnosed with pickup ions"। Advances in Space Research। 34 (1): 53–60। ডিওআই:10.1016/j.asr.2003.02.054। বিবকোড:2004AdSpR..34...53G।
- ↑ ক খ Schilling, Govert (২০০১)। "New Model Shows Sun Was a Hot Young Star"। Science। 293 (5538): 2188–2189। ডিওআই:10.1126/science.293.5538.2188। পিএমআইডি 11567116। সংগ্রহের তারিখ ২০০৭-০২-০৪।
- ↑ "Zero Age Main Sequence"। The SAO Encyclopedia of Astronomy। Swinburne University। সংগ্রহের তারিখ ২০০৭-১২-০৯।
- ↑ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D. (১৯৯৯), Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, Astronomy and Astrophysics Library, Springer Science & Business Media, পৃষ্ঠা 39, আইএসবিএন 978-0387941387
- ↑ Clayton, Donald D. (১৯৮৩)। Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis। University of Chicago Press। আইএসবিএন 978-0-226-10953-4।
- ↑ "Main Sequence Stars"। Australia Telescope Outreach and Education। ২৫ এপ্রিল ২০১৮। ২০১৩-১২-২৯ তারিখে মূল থেকে আর্কাইভ করা। সংগ্রহের তারিখ ২০০৭-১২-০৪।
