ନକ୍ଷତ୍ରର ବିବର୍ତ୍ତନ ପ୍ରକ୍ରିୟା

ଉଇକିପିଡ଼ିଆ ରୁ
ସିଧାସଳଖ ଯିବେ ଦିଗବାରେଣିକୁ, ଖୋଜିବେ

ଏକ ନକ୍ଷତ୍ରର ଜନ୍ମଠାରୁ ମୃତ୍ୟୁ ପର୍ଯ୍ୟନ୍ତ ତାହାର ଅବସ୍ଥାରେ ହେଉଥିବା ପରିବର୍ତ୍ତନକୁ ନକ୍ଷତ୍ର କାଳଚକ୍ର (ଈଂରାଜୀରେ Life Cycle of a Star) ବୋଲି କୁହାଯାଏ । ନକ୍ଷତ୍ରର ବସ୍ତୁତ୍ଵ କମ୍ ହେଲେ ତାହାର ବୟସ ଅଧିକ ଓ ନକ୍ଷତ୍ରର ବସ୍ତୁତ୍ଵ 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 ବିଲୟଦ୍ଵାରା 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 ବସ୍ତୁତ୍ଵବିଶିଷ୍ଟ 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 ଶ୍ଵେତ ବାମନରେ (ଈଂରାଜୀରେ White Dwarf)  ପରିଣତ ହୁଏ ।[୨]  ସୂର୍ଯ୍ୟ ଭଳି ଏକ ନକ୍ଷତ୍ରର ଅନ୍ତରୀଣ ଜାଳେଣୀ ସମାପ୍ତ ହୋଇଗଲେ ତାହାର ଅନ୍ତର୍ଭାଗ କ୍ରମଶଃ ସଂକୁଚିତ ହୋଇ ଏକ ଘନ ଶ୍ଵେତ ବାମନରେ ପରିବର୍ତ୍ତିତ ହୋଇଯାଏ । ଏହାର ଉପରର ସ୍ତର ନିହାରୀକା ଆକାରରେ ବହିର୍ଗତ ହୋଇଯାଏ । ସୂର୍ଯ୍ୟର ବସ୍ତୁତ୍ଵର ୧୦ ଗୁଣ ବା ତାହାଠାରୁ ଅଧିକ ବସ୍ତୁତ୍ଵବିଶଷ୍ଟ 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 ବସ୍ତୁତ୍ଵ ବୃଦ୍ଧି ପାଏ ଓ ମୁଖ୍ୟ ସ୍ରୋତର ତାରାର ପ୍ରାକ୍-ଅବସ୍ଥାରେ ପହଞ୍ଚେ । ଏହି ଆଦ୍ୟତାରାର ଆକାର ଆଗକୁ ଆଉ ବଢ଼ିପାରିବ ନା ନାହିଁ ତାହା ଏହାର ବସ୍ତୁତ୍ଵ ଉପରେ ନିର୍ଭର କରେ । ସୂର୍ଯ୍ୟର ବସ୍ତୁତ୍ଵକୁ ସୌରବସ୍ତୁତ୍ଵର ଏକକ ଭାବେ ଗଣନା କରାଯାଏ । ଆଦ୍ୟତାରାର ଚତୁଃପାର୍ଶ୍ଵରେ ଧୂଳି ଓ ଗ୍ୟାସୀୟ ପଦାର୍ଥ ରହିଥିବାରୁ ଏହାର ଅବଲୋହିତ ବିକୀରଣ ସହଜରେ ଦୃଶ୍ୟମାନ ହୋଇଥାଏ ।  

ବାଦାମୀ ବାମନ ତାରା[ସମ୍ପାଦନା]

ଈଂରାଜୀରେ Brown Dwarf

ଯଦି ଏକ ଆଦ୍ୟତାରାର ବସ୍ତୁତ୍ଵ ସୌରବସ୍ତୁତ୍ଵର 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 ବସ୍ତୁତ୍ଵ ଓ କମ୍ ଆଲୋକ ପାଇଁ ଏମାନଙ୍କର ଏପରି ନାମକରଣ ହୋଇଛି ।

ମୁଖ୍ୟ ସ୍ରୋତର ତାରା[ସମ୍ପାଦନା]

ଈଂରାଜୀରେ Main Sequence Star

ଅଧିକ ସୌରବସ୍ତୁତ୍ଵବିଶିଷ୍ଟ ଆଦ୍ୟତାରାର ଆଭ୍ୟନ୍ତରୀଣ ତାପମାତ୍ରା ପ୍ରାୟ ୧ କୋଟି କେଲଭିନ୍ ପର୍ଯ୍ୟନ୍ତ ହୋଇଥାଏ । ଏହାଦ୍ଵାରା ପ୍ରୋଟୋନ୍ ମାନଙ୍କର 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 ବସ୍ତୁତ୍ଵ ମଧ୍ୟରେ ସନ୍ତୁଳନ ବଜାୟ ରହିଥାଏ । ମହାକର୍ଷଣ ପ୍ରଭାବଦ୍ଵାରା ନକ୍ଷତ୍ରର ସଂକୁଚନ ହୋଇପାରେ । କିନ୍ତୁ ଏହି ସନ୍ତୁଳିତ ଓ ସ୍ଥାୟୀ ଅବସ୍ଥା ଯୋଗୁଁ ନକ୍ଷତ୍ରର ଆକାରରେ ପରିବର୍ତ୍ତନ ହୁଏନାହିଁ ଓ ଏହା ବହୁ ବର୍ଷ ପର୍ଯ୍ୟନ୍ତ ପ୍ରଜ୍ଜ୍ଵଳିତ ରହେ । ଅଳ୍ପ ବସ୍ତୁତ୍ଵବିଶିଷ୍ଟ 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 ବଡ 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-ବସ୍ତୁତ୍ଵବିଶିଷ୍ଟ ତାରା [ସମ୍ପାଦନା]

ଈଂରାଜୀରେ Low-mass star

ଆମ ବ୍ରହ୍ମାଣ୍ଡର ସୃଷ୍ଟି ପ୍ରାୟ ୧୩୮ କୋଟି ବର୍ଷ ପୂର୍ବେ ହୋଇଥିଲା । ଯଦି ଏକ ଅଳ୍ପ ବସ୍ତୁତ୍ଵର ତାରାର ମୁଖ୍ୟ ସ୍ରୋତର ସମୟସୀମା ୧,୦୦୦ କୋଟି ବର୍ଷଠାରୁ ଅଧିକ । ତେଣୁ ଏକ ଅଳ୍ପ ବସ୍ତୁତ୍ଵବିଶଷ୍ଟ ନକ୍ଷତ୍ରର ଉଦଜାନ ସରିଗଲେ କଣ ହୁଏ ତାହା କେହି ଜାଣିନାହାନ୍ତି । ଅନୁମାନ କରାଯାଉଛି ଯେ ସୌରବସ୍ତୁତ୍ଵର ୧୦% ବସ୍ତୁତ୍ଵର ତାରା ପ୍ରାୟ ୬ ଲକ୍ଷ କୋଟିରୁ ୧୨ ଲକ୍ଷ କୋଟି ବର୍ଷ ପର୍ଯ୍ୟନ୍ତ ମୁଖ୍ୟ ସ୍ରୋତରେ ରହେ । ଏହା କ୍ରମଶଃ ଶ୍ଵେତ 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

ସୌରବସ୍ତୁତ୍ଵର ୫୦%-୧,୦୦୦% ବସ୍ତୁତ୍ଵର 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 ପରମାଣୁମାନଙ୍କଦ୍ଵାରା ଗଠିତ । ଏମାନଙ୍କ ଅଭ୍ୟନ୍ତରର ଚତୁଃପାର୍ଶ୍ଵରେ ଜ୍ଵଳନ୍ତ ଉଦଜାନର ଏକ ସ୍ତର ରହିଥାଏ । 

୨. ମଧ୍ୟମ ଆକୃତିବିଶିଷ୍ଟ ଲୋହିତ ଦାନବ ଯାହାର ଅଭ୍ୟନ୍ତର କାର୍ବନ୍ ପରମାଣୁମାନଙ୍କଦ୍ଵାରା ଗଠିତ । ଏମାନଙ୍କ ଅଭ୍ୟନ୍ତରର ଚତୁଃପାର୍ଶ୍ଵରେ ହିଲିୟମର ପରସ୍ତ ଓ ହିଲିୟମ୍ ଗୋଲକର ଚତୁଃପାର୍ଶ୍ଵରେ ଜ୍ଵଳନ୍ତ 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 ବସ୍ତୁତ୍ଵ ଅନୁଯାୟୀ ଏହା ଶୀତଳ ହେବାକୁ ଲାଗେ । ସୌରବସ୍ତୁତ୍ଵ ବିଶିଷ୍ଟ ନକ୍ଷତ୍ର ମାନଙ୍କରେ ହିଲିୟମ୍ ଅଭ୍ୟନ୍ତର ପୁଣି ବିପର୍ଯୟ ହେବା ଆରମ୍ଭ ହୁଏ । ସୌରବସ୍ତୁତ୍ଵରୁ 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]

  1. Bertulani, Carlos A. (୨୦୧୩). Nuclei in the Cosmos. World Scientific. ISBN ୯୭୮-୯୮୧-୪୪୧୭-୬୬-୨. 
  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. 
  3. Prialnik (2000, Chapter 10)
  4. "Why the Smallest Stars Stay Small". Sky & Telescope (22). November 1997. 
  5. 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. 
  6. Ryan & Norton (2010), p. 115

Further reading[ସମ୍ପାଦନା]

External links[ସମ୍ପାଦନା]