ନକ୍ଷତ୍ରର ବିବର୍ତ୍ତନ ପ୍ରକ୍ରିୟା
ଏକ ନକ୍ଷତ୍ରର ଜନ୍ମଠାରୁ ମୃତ୍ୟୁ ପର୍ଯ୍ୟନ୍ତ ତାହାର ଅବସ୍ଥାରେ ହେଉଥିବା ପରିବର୍ତ୍ତନକୁ ନକ୍ଷତ୍ର କାଳଚକ୍ର (ଈଂରାଜୀରେ Life Cycle of a Star) ବୋଲି କୁହାଯାଏ । ନକ୍ଷତ୍ରର ବସ୍ତୁତ୍ୱ କମ୍ ହେଲେ ତାହାର ବୟସ ଅଧିକ ଓ ନକ୍ଷତ୍ରର ବସ୍ତୁତ୍ୱ ଅଧିକ ହେଲେ ତାହାର ବୟସ ଅପେକ୍ଷାକୃତ ଭାବେ କମ୍ ହୋଇଥାଏ ।[୧] କ୍ଷୟଶୀଳ ଗ୍ୟାସ୍ ଓ ଧୂଳିର ବାଦଲରୁ ପ୍ରାୟତଃ ନକ୍ଷତ୍ରଗୁଡିକ ଜନ୍ମ ନେଇଥାନ୍ତି । ଏହି ଗ୍ୟାସୀୟ ବାଦଲ ନିହାରୀକା ରୂପରେ ଦେଖାଦିଏ । ଆଦ୍ୟତାରାମାନେ ଅନେକ ବର୍ଷ ପରେ ସନ୍ତୁଳିତ ଓ ବୟସ୍କ ହୋଇ ମୁଖ୍ୟ ସ୍ରୋତର ତାରାର ଅବସ୍ଥାକୁ ପ୍ରାପ୍ତ କରନ୍ତି । ନାଭିକୀୟ ବିଲୟଦ୍ୱାରା ଏକ ନକ୍ଷତ୍ରକୁ ତା’ ଶକ୍ତି ମିଳିଥାଏ । ପ୍ରଥମାର୍ଦ୍ଧରେ ମୁଖ୍ୟ ସ୍ରୋତର ତାରାର ନାଭିରେ ଉଦଜାନ ପରମାଣୁର ନାଭିକୀୟ ବିଲୟ ହୋଇ ଶକ୍ତି ଜାତ ହୁଏ । ପରେ ତାରାର ନାଭିରେ ଅଧିକ ପରିମାଣର ହିଲିୟମ୍ ସୃଷ୍ଟି ହୁଏ ଓ ଏହି ନାଭି ଚାରିପଟେ ଏକ ଗୋଲକାକାର ବଳୟରେ ଉଦଜାନ ବିଲୟ ହେବାକୁ ଲାଗେ । ଏହା ଫଳରେ ନକ୍ଷତ୍ରର ଆକାର ବଢ଼ିବା ଆରମ୍ଭ ହୁଏ ଓ ଧୀରେ ଧୀରେ ଏହା ଏକ ଲୋହିତ ଦାନବରେ (ଈଂରାଜୀରେ Red Giant) ପରିଣତ ହୁଏ । ସୂର୍ଯ୍ୟର ଅଧା ବସ୍ତୁତ୍ୱବିଶିଷ୍ଟ ନକ୍ଷତ୍ର ହିଲିୟମର ବିଲୟରୁ ଶକ୍ତି ପାଏ । ଅତ୍ୟନ୍ତ ବୃହତ୍ ନକ୍ଷତ୍ରମାନେ ଓଜନିଆ ଅଣୁର ବିଲୟରୁ ଶକ୍ତି ପାଆନ୍ତି ।. ଯେତେବେଳେ ନକ୍ଷତ୍ରର ନାଭିକୀୟ ଜାଳେଣୀ ସମାପ୍ତ ହୋଇଯାଏ, ତାହାର ନାଭିର ନିପାତ ଘଟି ତାହା ଏକ ଶ୍ୱେତ ବାମନରେ (ଈଂରାଜୀରେ White Dwarf) ପରିଣତ ହୁଏ ।[୨] ସୂର୍ଯ୍ୟ ଭଳି ଏକ ନକ୍ଷତ୍ରର ଅନ୍ତରୀଣ ଜାଳେଣୀ ସମାପ୍ତ ହୋଇଗଲେ ତାହାର ଅନ୍ତର୍ଭାଗ କ୍ରମଶଃ ସଂକୁଚିତ ହୋଇ ଏକ ଘନ ଶ୍ୱେତ ବାମନରେ ପରିବର୍ତ୍ତିତ ହୋଇଯାଏ । ଏହାର ଉପରର ସ୍ତର ନିହାରୀକା ଆକାରରେ ବହିର୍ଗତ ହୋଇଯାଏ । ସୂର୍ଯ୍ୟର ବସ୍ତୁତ୍ୱର ୧୦ ଗୁଣ ବା ତାହାଠାରୁ ଅଧିକ ବସ୍ତୁତ୍ୱବିଶଷ୍ଟ ନକ୍ଷତ୍ରଗୁଡିକ ସଂକୁଚିତ ହୋଇ ଅତ୍ୟନ୍ତ ଘନ ନ୍ୟୁଟ୍ରନ୍ ତାରା ବା କୃଷ୍ଣଗର୍ତ୍ତରେ ପରିଣତ ହୁଅନ୍ତି ।
ନକ୍ଷତ୍ର କାଳଚକ୍ର ଗୋଟିଏ ନକ୍ଷତ୍ରର ଜୀବନ ଚକ୍ରର ଅନୁଶୀଳନ ନୁହେଁ ଏବଂ ଏକ ଶତାବ୍ଦୀ କାଳରେ ଏକ ନକ୍ଷତ୍ରରେ ଅତି ସାମାନ୍ୟ ପରିବର୍ତ୍ତନ ଦେଖାଯାଏ ଯାହା ଜାଣିବା ଅତି କଷ୍ଟକର । ତେଣୁ କମ୍ପ୍ୟୁଟର୍ ସହାୟତାରେ ନକ୍ଷତ୍ରମାନଙ୍କର ବିଭିନ୍ନ ଅବସ୍ଥାର ଅନୁକରଣ କରି ଏହି ତଥ୍ୟାବଳୀର ପରିକଳ୍ପନା କରାଯାଇଛି ।
ନକ୍ଷତ୍ରର ଜନ୍ମ
[ସମ୍ପାଦନା]ଆଦ୍ୟତାରା
[ସମ୍ପାଦନା]ଈଂରାଜୀରେ Protostar
ଗ୍ୟାସୀୟ ଅଣୁମାନଙ୍କର ବୃହତ୍ ମେଘ ଯଦି ଏହାର ଅଣୁମାନଙ୍କ ଓଜନରେ ଭୁସୁଡିଯାଏ, ସେଥିରୁ ଛୋଟ ଛୋଟ ଗ୍ୟାସୀୟ ମେଘଖଣ୍ଡର ସୃଷ୍ଟି ହୁଏ । ଏହି ମେଘଖଣ୍ଡରେ ମହାକର୍ଷଣୀୟ ସ୍ଥିତିଜ ଶକ୍ତି, ଉତ୍ତାପରେ ପରିବର୍ତ୍ତିତ ହୁଏ । ଯେତେବେଳେ ଗ୍ୟାସୀୟ ମେଘଖଣ୍ଡରେ ତାପମାତ୍ରା ଓ ଚାପ ବଢ଼େ, ଏହା ଏକ ଅତ୍ୟନ୍ତ ଉତ୍ତପ୍ତ ଆବର୍ତ୍ତନକାରୀ ଗ୍ୟାସୀୟ ଗୋଲକର ରୂପ ନିଏ ।[୩] ଏହି ଅବସ୍ଥାକୁ ଆଦ୍ୟତାରା କୁହାଯାଇପାରିବ । କ୍ରମଶଃ ଗ୍ୟାସ୍ ଓ ଧୂଳିର ମିଶ୍ରଣରେ ଆଦ୍ୟତାରାର ବସ୍ତୁତ୍ୱ ବୃଦ୍ଧି ପାଏ ଓ ମୁଖ୍ୟ ସ୍ରୋତର ତାରାର ପ୍ରାକ୍-ଅବସ୍ଥାରେ ପହଞ୍ଚେ । ଏହି ଆଦ୍ୟତାରାର ଆକାର ଆଗକୁ ଆଉ ବଢ଼ିପାରିବ ନା ନାହିଁ ତାହା ଏହାର ବସ୍ତୁତ୍ୱ ଉପରେ ନିର୍ଭର କରେ । ସୂର୍ଯ୍ୟର ବସ୍ତୁତ୍ୱକୁ ସୌରବସ୍ତୁତ୍ୱର ଏକକ ଭାବେ ଗଣନା କରାଯାଏ । ଆଦ୍ୟତାରାର ଚତୁଃପାର୍ଶ୍ୱରେ ଧୂଳି ଓ ଗ୍ୟାସୀୟ ପଦାର୍ଥ ରହିଥିବାରୁ ଏହାର ଅବଲୋହିତ ବିକୀରଣ ସହଜରେ ଦୃଶ୍ୟମାନ ହୋଇଥାଏ ।
ବାଦାମୀ ବାମନ ତାରା
[ସମ୍ପାଦନା]ଈଂରାଜୀରେ Brown Dwarf
ଯଦି ଏକ ଆଦ୍ୟତାରାର ବସ୍ତୁତ୍ୱ ସୌରବସ୍ତୁତ୍ୱର ୮୦%ରୁ କମ୍ ହୁଏ, ତେବେ ଏହା ଉଦଜାନର ନାଭିକୀୟ ବିଲୟ ପାଇଁ ଆବଶ୍ୟକ ତାପମାତ୍ରାକୁ ପହଞ୍ଚି ପାରେନାହିଁ । ଏହି ନକ୍ଷତ୍ରମାନଙ୍କୁ ବାଦାମୀ ବାମନ ତାରା କୁହାଯାଇପାରେ । ଅବଶ୍ୟ, କେତେକ ବାଦାମୀ ବାମନ ତାରା ଡିଉଟେରିୟମ୍ ବିଲୟ ପାଇଁ ଆବଶ୍ୟକୀୟ ତାପମାତ୍ରା ପ୍ରାପ୍ତ କରିଥାନ୍ତି । ଅପେକ୍ଷାକୃତ ଭାବେ କ୍ଷୁଦ୍ରତର ବସ୍ତୁତ୍ୱ ଓ କମ୍ ଆଲୋକ ପାଇଁ ଏମାନଙ୍କର ଏପରି ନାମକରଣ ହୋଇଛି ।
ମୁଖ୍ୟ ସ୍ରୋତର ତାରା
[ସମ୍ପାଦନା]ଈଂରାଜୀରେ Main Sequence Star
ଅଧିକ ସୌରବସ୍ତୁତ୍ୱବିଶିଷ୍ଟ ଆଦ୍ୟତାରାର ଆଭ୍ୟନ୍ତରୀଣ ତାପମାତ୍ରା ପ୍ରାୟ ୧ କୋଟି କେଲଭିନ୍ ପର୍ଯ୍ୟନ୍ତ ହୋଇଥାଏ । ଏହାଦ୍ୱାରା ପ୍ରୋଟୋନ୍ମାନଙ୍କର ଶୃଙ୍ଖଳ ପ୍ରତିକ୍ରିୟା ଆରମ୍ଭ ହୁଏ ଓ ଉଦଜାନ ପ୍ରଥମେ ଡ୍ୟୁଟେରିୟମ୍ ଓ ପରେ ହିଲିୟମ୍ ପରମାଣୁରେ ପରିବର୍ତ୍ତିତ ହୁଏ। ଏହି ନାଭିକୀୟ ବିଲୟରୁ ବହୁ ପରିମାଣର ଶକ୍ତି ଉତ୍ପନ୍ନ ହୋଇଥାଏ । ଏହି ଶକ୍ତି ଯୋଗୁଁ ଗ୍ୟାସର ଚାପ ଓ ନକ୍ଷତ୍ରର ବସ୍ତୁତ୍ୱ ମଧ୍ୟରେ ସନ୍ତୁଳନ ବଜାୟ ରହିଥାଏ । ମହାକର୍ଷଣ ପ୍ରଭାବଦ୍ୱାରା ନକ୍ଷତ୍ରର ସଂକୁଚନ ହୋଇପାରେ । କିନ୍ତୁ ଏହି ସନ୍ତୁଳିତ ଓ ସ୍ଥାୟୀ ଅବସ୍ଥା ଯୋଗୁଁ ନକ୍ଷତ୍ରର ଆକାରରେ ପରିବର୍ତ୍ତନ ହୁଏନାହିଁ ଓ ଏହା ବହୁ ବର୍ଷ ପର୍ଯ୍ୟନ୍ତ ପ୍ରଜ୍ଜ୍ୱଳିତ ରହେ । ଅଳ୍ପ ବସ୍ତୁତ୍ୱବିଶିଷ୍ଟ ଲୋହିତ ବାମନ ତାରାରେ ଉଦଜାନ ଧୀରେ ଧୀରେ ବିଲୟ ହୁଏ; ତେଣୁ ଏହି ପ୍ରକାରର ନକ୍ଷତ୍ର ମୁଖ୍ୟ ସ୍ରୋତରେ ପ୍ରାୟ ୧୦,୦୦୦ କୋଟି ବର୍ଷ ପର୍ଯ୍ୟନ୍ତ ରହିପାରେ । କିନ୍ତୁ ଆମ ସୌରମଣ୍ଡଳର ସୂର୍ଯ୍ୟ ଭଳି ନକ୍ଷତ୍ର ଆକାରରେ ବଡ଼ ଓ ପୀତ ବାମନ ତାରା ପ୍ରାୟ ୧,୦୦୦ କୋଟି ବର୍ଷ ପର୍ଯ୍ୟନ୍ତ ମୁଖ୍ୟ ସ୍ରୋତରେ ରହେ । ଆମ ସୂର୍ଯ୍ୟ ବର୍ତ୍ତମାନ ନିଜ ମୁଖ୍ୟ ସ୍ରୋତ ସମୟସୀମାର ମଝାମଝି ଅଛି ବୋଲି ଆକଳନ କରାଯାଉଛି।
ବୟସ୍କ ନକ୍ଷତ୍ର
[ସମ୍ପାଦନା]ଈଂରାଜୀରେ Mature star
ଯେତେବେଳେ ନକ୍ଷତ୍ରର ଅଭ୍ୟନ୍ତରରେ ଉଦଜାନ ସମାପ୍ତ ହୋଇଯାଏ, ନକ୍ଷତ୍ରଟି ମୁଖ୍ୟ ସ୍ରୋତ ଶ୍ରେଣୀରେ ଆଉ ପରିଗଣିତ ହୁଏନାହିଁ । ଏହା ବୟସ୍କ ଶ୍ରେଣୀରେ ପରିଗଣିତ ହୁଏ । ବହିର୍ମୁଖୀ ଚାପ ଧୀରେ ଧୀରେ କମିବାକୁ ଲାଗେ ଓ ଅଭ୍ୟନ୍ତରର ମହାକର୍ଷଣ ଶକ୍ତିରେ ନକ୍ଷତ୍ରଟି ଭୁସୁଡିବାକୁ ଲାଗେ । କିନ୍ତୁ ଏକ ସମୟ ପରେ ପୁଣି ହିଲିୟମ୍ ପରମାଣୁଗୁଡିକର ବିଲୟ ଆରମ୍ଭ ହୁଏ ।
ଅଳ୍ପ-ବସ୍ତୁତ୍ୱବିଶିଷ୍ଟ ତାରା
[ସମ୍ପାଦନା]ଈଂରାଜୀରେ Low-mass star
ଆମ ବ୍ରହ୍ମାଣ୍ଡର ସୃଷ୍ଟି ପ୍ରାୟ ୧୩୮ କୋଟି ବର୍ଷ ପୂର୍ବେ ହୋଇଥିଲା । ଯଦି ଏକ ଅଳ୍ପ ବସ୍ତୁତ୍ୱର ତାରାର ମୁଖ୍ୟ ସ୍ରୋତର ସମୟସୀମା ୧,୦୦୦ କୋଟି ବର୍ଷଠାରୁ ଅଧିକ । ତେଣୁ ଏକ ଅଳ୍ପ ବସ୍ତୁତ୍ୱବିଶଷ୍ଟ ନକ୍ଷତ୍ରର ଉଦଜାନ ସରିଗଲେ କଣ ହୁଏ ତାହା କେହି ଜାଣିନାହାନ୍ତି । ଅନୁମାନ କରାଯାଉଛି ଯେ ସୌରବସ୍ତୁତ୍ୱର ୧୦% ବସ୍ତୁତ୍ୱର ତାରା ପ୍ରାୟ ୬ ଲକ୍ଷ କୋଟିରୁ ୧୨ ଲକ୍ଷ କୋଟି ବର୍ଷ ପର୍ଯ୍ୟନ୍ତ ମୁଖ୍ୟ ସ୍ରୋତରେ ରହେ । ଏହା କ୍ରମଶଃ ଶ୍ୱେତ ବାମନ ଅବସ୍ଥା ପ୍ରାପ୍ତ କରବାକୁ ଆହୁରି ୧୦୦ କୋଟି ବର୍ଷ ନିଏ ।[୪][୫] ଏପରି ନକ୍ଷତ୍ର କେବେବି ଲୋହିତ ଦାନବ ଅବସ୍ଥାରେ ପହଞ୍ଚି ପାରିବେ ନାହିଁ ।
ମଧ୍ୟମାକୃତି ତାରା
[ସମ୍ପାଦନା]ଈଂରାଜୀରେ Mid-sized star
ସୌରବସ୍ତୁତ୍ୱର ୫୦%-୧,୦୦୦% ବସ୍ତୁତ୍ୱର ତାରା ଲୋହିତ ଦାନବ ତାରା ଅବସ୍ଥାକୁ ପ୍ରାପ୍ତ କରିବାରେ ସମର୍ଥ ହୁଅନ୍ତି । ଏମାନେ ସାଧାରଣତଃ ମୁଖ୍ୟ ସ୍ରୋତରେ ନଥାନ୍ତି । ଏମାନଙ୍କର ଦୁଇଟି ଶ୍ରେଣୀ ରହିଛି ।
୧. ମଧ୍ୟମ ଆକୃତିବିଶିଷ୍ଟ ଲୋହିତ ଦାନବ ଯାହାର ଅଭ୍ୟନ୍ତର ହିଲିୟମ ପରମାଣୁମାନଙ୍କଦ୍ୱାରା ଗଠିତ । ଏମାନଙ୍କ ଅଭ୍ୟନ୍ତରର ଚତୁଃପାର୍ଶ୍ୱରେ ଜ୍ୱଳନ୍ତ ଉଦଜାନର ଏକ ସ୍ତର ରହିଥାଏ ।
୨. ମଧ୍ୟମ ଆକୃତିବିଶିଷ୍ଟ ଲୋହିତ ଦାନବ ଯାହାର ଅଭ୍ୟନ୍ତର କାର୍ବନ୍ ପରମାଣୁମାନଙ୍କଦ୍ୱାରା ଗଠିତ । ଏମାନଙ୍କ ଅଭ୍ୟନ୍ତରର ଚତୁଃପାର୍ଶ୍ୱରେ ହିଲିୟମର ପରସ୍ତ ଓ ହିଲିୟମ୍ ଗୋଲକର ଚତୁଃପାର୍ଶ୍ୱରେ ଜ୍ୱଳନ୍ତ ଉଦଜାନର ଏକ ସ୍ତର ରହିଥାଏ ।
ପ୍ରାକ୍-ଦାନବ ଅବସ୍ଥା
[ସମ୍ପାଦନା]ନକ୍ଷତ୍ରର ଉଦଜାନ ସରିବା ଆରମ୍ଭ ହେଲେ ଏହାର ଉପରାର୍ଦ୍ଧରେ ଉଦଜାନ ବିଲୟ ହେବା ଆରମ୍ଭ ହୁଏ । ଏହାଯୋଗୁଁ ଅଭ୍ୟନ୍ତରର ଓଜନ ବଢେ ଓ ହିଲିୟମର ଏକ ପରସ୍ତ ତିଆରି ହେବାକୁ ଲାଗେ । ହିଲିୟମ୍ ପରସ୍ତର ବସ୍ତୁତ୍ୱ ଅନୁଯାୟୀ ଏହା ଶୀତଳ ହେବାକୁ ଲାଗେ । ସୌରବସ୍ତୁତ୍ୱ ବିଶିଷ୍ଟ ନକ୍ଷତ୍ର ମାନଙ୍କରେ ହିଲିୟମ୍ ଅଭ୍ୟନ୍ତର ପୁଣି ବିପର୍ଯୟ ହେବା ଆରମ୍ଭ ହୁଏ । ସୌରବସ୍ତୁତ୍ୱରୁ ଅଧିକ ଓଜନ ଥିବା ନକ୍ଷତ୍ରମାନଙ୍କର ଉପର ଅଂଶ ଅସ୍ପଷ୍ଟ ହୋଇଯାଏ । ଉଦଜାନ ପରସ୍ତର ତାପମାତ୍ରା, ଆଲୋକ ବିକୀରଣ, ଆକାର ବଢିବାକୁ ଲାଗେ ଓ ତାହା ଏକ ଲୋହିତ ଦାନବ ତାରାରେ ପରିଣତ ହେବା ଆରମ୍ଭ ହୁଏ । [୬]
ଆଧାର
[ସମ୍ପାଦନା]- ↑ Bertulani, Carlos A. (2013). Nuclei in the Cosmos. World Scientific. ISBN 978-981-4417-66-2.
- ↑ Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482: 420–432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125.
- ↑ Prialnik (2000, Chapter 10)
- ↑ "Why the Smallest Stars Stay Small". Sky & Telescope (22). November 1997.
{{cite journal}}: Invalid|ref=harv(help) - ↑ Adams, F. C.; P. Bodenheimer; G. Laughlin (2005). "M dwarfs: planet formation and long term evolution". Astronomische Nachrichten. 326 (10): 913–919. Bibcode:2005AN....326..913A. doi:10.1002/asna.200510440.
{{cite journal}}: Invalid|ref=harv(help) - ↑ Ryan & Norton (2010), p. 115
Further reading
[ସମ୍ପାଦନା]- Astronomy 606 (Stellar Structure and Evolution) lecture notes, Cole Miller, Department of Astronomy, University of Maryland
- Astronomy 162, Unit 2 (The Structure & Evolution of Stars) lecture notes, Richard W. Pogge, Department of Astronomy, Ohio State University
- Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004). Stellar interiors: physical principles, structure, and evolution (2nd ed.). Springer-Verlag. ISBN 0-387-20089-4.
{{cite book}}: Invalid|ref=harv(help) - Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. ISBN 0-521-65065-8.
{{cite book}}: Invalid|ref=harv(help) - Ryan, Sean G.; Norton, Andrew J. (2010). Stellar Evolution and Nucleosynthesis. Cambridge University Press. p. 125. ISBN 0521133203.
{{cite book}}: Invalid|ref=harv(help)
External links
[ସମ୍ପାଦନା]