নক্ষত্রের জগৎ দারুণ বৈচিত্র্য দেখায়, যার লক্ষণ ইতিমধ্যেই স্পষ্ট হয় যখন খালি চোখে রাতের আকাশের দিকে তাকালে। জ্যোতির্বিদ্যার যন্ত্র এবং জ্যোতির্পদার্থবিদ্যার পদ্ধতির সাহায্যে নক্ষত্রের অধ্যয়ন তাদের একটি নির্দিষ্ট উপায়ে পদ্ধতিগত করা সম্ভব করে তোলে এবং এর জন্য ধন্যবাদ, ধীরে ধীরে নাক্ষত্রিক বিবর্তনকে নিয়ন্ত্রণ করে এমন প্রক্রিয়াগুলি সম্পর্কে বোঝা যায়৷
সাধারণ ক্ষেত্রে, একটি নক্ষত্রের গঠন যে শর্তে এগিয়েছিল তার প্রধান বৈশিষ্ট্যগুলি নির্ধারণ করে। এই শর্তগুলি খুব আলাদা হতে পারে। যাইহোক, সাধারণভাবে, এই প্রক্রিয়াটি সমস্ত নক্ষত্রের জন্য একই প্রকৃতির: তারা ছড়িয়ে-ছিটিয়ে থাকা গ্যাস এবং ধূলিকণা থেকে জন্মগ্রহণ করে, যা মহাকর্ষের প্রভাবে এটিকে সংকুচিত করে ছায়াপথগুলিকে পূর্ণ করে।
গ্যালাকটিক মাধ্যমের রচনা এবং ঘনত্ব
স্থলজ অবস্থার বিষয়ে, আন্তঃনাক্ষত্রিক স্থান হল গভীরতম শূন্যস্থান। কিন্তু গ্যালাকটিক স্কেলে, প্রতি ঘন সেন্টিমিটারে প্রায় 1 পরমাণুর বৈশিষ্ট্যগত ঘনত্ব সহ এমন একটি অত্যন্ত বিরল মাধ্যম হল গ্যাস এবং ধূলিকণা এবং আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের সংমিশ্রণে তাদের অনুপাত 99 থেকে 1।
গ্যাসের প্রধান উপাদান হল হাইড্রোজেন (কম্পোজিশনের প্রায় 90%, বা ভরের 70%), হিলিয়াম (প্রায় 9%, এবং ওজন অনুসারে - 28%) এবং অন্যান্য পদার্থগুলি ছোট পরিমাণ এছাড়াও, মহাজাগতিক রশ্মি প্রবাহ এবং চৌম্বক ক্ষেত্রগুলিকে আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যালাকটিক মাধ্যম হিসাবে উল্লেখ করা হয়৷
যেখানে তারার জন্ম
গ্যালাক্সির মহাকাশে গ্যাস এবং ধূলিকণা খুব সমানভাবে বিতরণ করা হয়। আন্তঃনাক্ষত্রিক হাইড্রোজেন, এটি যে অবস্থার মধ্যে অবস্থিত তার উপর নির্ভর করে, বিভিন্ন তাপমাত্রা এবং ঘনত্ব থাকতে পারে: হাজার হাজার কেলভিন (তথাকথিত HII অঞ্চল) এর তাপমাত্রা সহ একটি অত্যন্ত বিরল প্লাজমা থেকে একটি আল্ট্রাকোল্ড পর্যন্ত - শুধু কয়েকটি কেলভিন - আণবিক অবস্থা।
যে অঞ্চলে পদার্থের কণার ঘনত্ব যে কোনো কারণে বেড়ে যায়, তাদের আন্তঃনাক্ষত্রিক মেঘ বলা হয়। ঘনতম মেঘ, যা প্রতি ঘন সেন্টিমিটারে এক মিলিয়ন কণা ধারণ করতে পারে, ঠান্ডা আণবিক গ্যাস দ্বারা গঠিত হয়। তাদের প্রচুর ধূলিকণা রয়েছে যা আলো শোষণ করে, তাই তাদের অন্ধকার নীহারিকাও বলা হয়। এটি এমন "মহাজাগতিক রেফ্রিজারেটর" এর জন্য যে স্থানগুলি যেখানে তারার উৎপত্তি হয়েছিল সেগুলি সীমাবদ্ধ। HII অঞ্চলগুলিও এই ঘটনার সাথে যুক্ত, কিন্তু তারাগুলি সরাসরি তাদের মধ্যে তৈরি হয় না৷
স্থানীয়করণ এবং "স্টার ক্রেডলস" এর প্রকারগুলি
আমাদের নিজস্ব মিল্কিওয়ে সহ সর্পিল ছায়াপথগুলিতে, আণবিক মেঘগুলি এলোমেলোভাবে নয়, তবে প্রধানত ডিস্ক সমতলের মধ্যে - গ্যালাকটিক কেন্দ্র থেকে কিছু দূরত্বে সর্পিল বাহুতে অবস্থিত। অনিয়মিতভাবেছায়াপথগুলিতে, এই জাতীয় অঞ্চলগুলির স্থানীয়করণ এলোমেলো। উপবৃত্তাকার ছায়াপথগুলির জন্য, গ্যাস এবং ধূলিকণার কাঠামো এবং তরুণ তারাগুলি তাদের মধ্যে পরিলক্ষিত হয় না এবং এটি সাধারণত গৃহীত হয় যে এই প্রক্রিয়াটি কার্যত সেখানে ঘটে না৷
মেঘ উভয় দৈত্য হতে পারে - দশ এবং শত শত আলোকবর্ষ - একটি জটিল গঠন এবং বড় ঘনত্বের পার্থক্য সহ আণবিক কমপ্লেক্স (উদাহরণস্বরূপ, বিখ্যাত ওরিয়ন ক্লাউড আমাদের থেকে মাত্র 1300 আলোকবর্ষ দূরে), এবং বিচ্ছিন্ন কমপ্যাক্ট গঠন বলা হয় বক গ্লোবুলস।
নক্ষত্র গঠনের শর্ত
একটি নতুন তারার জন্মের জন্য গ্যাস এবং ধূলিকণার মেঘে মহাকর্ষীয় অস্থিরতার অপরিহার্য বিকাশ প্রয়োজন। অভ্যন্তরীণ এবং বাহ্যিক উত্সের বিভিন্ন গতিশীল প্রক্রিয়ার কারণে (উদাহরণস্বরূপ, একটি অনিয়মিত আকারের মেঘের বিভিন্ন অঞ্চলে বিভিন্ন ঘূর্ণন হার বা আশেপাশে সুপারনোভা বিস্ফোরণের সময় একটি শক ওয়েভ উত্তরণ), মেঘে পদার্থের বন্টন ঘনত্ব ওঠানামা করে।. কিন্তু প্রতিটি উদীয়মান ঘনত্বের ওঠানামা গ্যাসের আরও সংকোচন এবং একটি তারার চেহারার দিকে নিয়ে যায় না। মেঘের চৌম্বক ক্ষেত্র এবং অশান্তি এটিকে প্রতিহত করে।
একটি পদার্থের বর্ধিত ঘনত্বের ক্ষেত্রে অবশ্যই একটি দৈর্ঘ্য থাকতে হবে যাতে মাধ্যাকর্ষণ গ্যাস এবং ধূলিকণা মাধ্যমের স্থিতিস্থাপক বল (চাপ গ্রেডিয়েন্ট) প্রতিরোধ করতে পারে। এই ধরনের সমালোচনামূলক আকারকে বলা হয় জিন্স ব্যাসার্ধ (একজন ইংরেজ পদার্থবিদ এবং জ্যোতির্বিজ্ঞানী যিনি 20 শতকের শুরুতে মহাকর্ষীয় অস্থিরতার তত্ত্বের ভিত্তি স্থাপন করেছিলেন)। জিন্সের মধ্যে থাকা ভরব্যাসার্ধ অবশ্যই একটি নির্দিষ্ট মানের থেকে কম হওয়া উচিত নয় এবং এই মানটি (জিন্স ভর) তাপমাত্রার সমানুপাতিক৷
এটা স্পষ্ট যে মাঝারিটি যত ঠান্ডা এবং ঘন হবে, সমালোচনামূলক ব্যাসার্ধ তত ছোট হবে যেখানে ওঠানামাটি মসৃণ হয় না, তবে কম্প্যাক্ট হতে থাকে। আরও, একটি নক্ষত্রের গঠন বিভিন্ন পর্যায়ে এগিয়ে যায়।
মেঘের একটি অংশের পতন এবং খণ্ডিতকরণ
যখন একটি গ্যাস সংকুচিত হয়, শক্তি নির্গত হয়। প্রক্রিয়াটির প্রাথমিক পর্যায়ে, এটি অপরিহার্য যে মেঘের ঘনীভূত কোরটি ইনফ্রারেড পরিসরে বিকিরণের কারণে কার্যকরভাবে শীতল হতে পারে, যা প্রধানত অণু এবং ধূলিকণা দ্বারা সঞ্চালিত হয়। অতএব, এই পর্যায়ে, কম্প্যাকশন দ্রুত হয় এবং অপরিবর্তনীয় হয়ে যায়: মেঘের টুকরোটি ভেঙে পড়ে।
এই ধরনের সঙ্কুচিত এবং একই সময়ে শীতল অঞ্চলে, যদি এটি যথেষ্ট বড় হয় তবে পদার্থের নতুন ঘনীভবন নিউক্লিয়াস দেখা দিতে পারে, যেহেতু ঘনত্ব বৃদ্ধির সাথে, তাপমাত্রা না বাড়লে গুরুত্বপূর্ণ জিন্সের ভর হ্রাস পায়। এই ঘটনাটিকে ফ্র্যাগমেন্টেশন বলা হয়; তাকে ধন্যবাদ, তারার গঠন প্রায়শই একের পর এক নয়, দলে - সমিতিতে ঘটে।
আধুনিক ধারণা অনুসারে তীব্র সংকোচনের পর্যায়ের সময়কাল ছোট - প্রায় 100 হাজার বছর।
একটি মেঘের টুকরো গরম করা এবং একটি প্রোটোস্টার গঠন করা
কিছু সময়ে, ধসে পড়া অঞ্চলের ঘনত্ব খুব বেশি হয়ে যায় এবং এটি স্বচ্ছতা হারায়, যার ফলে গ্যাস উত্তপ্ত হতে শুরু করে। জিন্স ভরের মান বৃদ্ধি পায়, আরও বিভক্তকরণ অসম্ভব হয়ে পড়ে এবং নীচে সংকোচন হয়শুধুমাত্র এই সময়ের মধ্যে যে টুকরোগুলি ইতিমধ্যে গঠিত হয়েছে তাদের নিজস্ব মাধ্যাকর্ষণ ক্রিয়া দ্বারা পরীক্ষা করা হয়। পূর্ববর্তী পর্যায়ের বিপরীতে, তাপমাত্রা এবং তদনুসারে, গ্যাসের চাপের ক্রমাগত বৃদ্ধির কারণে, এই পর্যায়ে অনেক বেশি সময় লাগে - প্রায় 50 মিলিয়ন বছর।
এই প্রক্রিয়া চলাকালীন যে বস্তুটি তৈরি হয় তাকে বলা হয় প্রোটোস্টার। এটি মূল মেঘের অবশিষ্ট গ্যাস এবং ধূলিকণার সাথে সক্রিয় মিথস্ক্রিয়া দ্বারা আলাদা করা হয়।
প্রোটোস্টারের বৈশিষ্ট্য
একটি নবজাতক তারা মহাকর্ষীয় সংকোচনের শক্তি বাইরের দিকে ফেলে দেয়। একটি পরিচলন প্রক্রিয়া এটির ভিতরে বিকাশ করে এবং বাইরের স্তরগুলি ইনফ্রারেডে তীব্র বিকিরণ নির্গত করে এবং তারপরে অপটিক্যাল পরিসরে, আশেপাশের গ্যাসকে গরম করে, যা এর বিরলতায় অবদান রাখে। যদি একটি উচ্চ তাপমাত্রা সহ বৃহৎ ভরের একটি নক্ষত্রের গঠন থাকে, তবে এটি তার চারপাশের স্থানটিকে প্রায় সম্পূর্ণরূপে "সাফ" করতে সক্ষম হয়। এর বিকিরণ অবশিষ্ট গ্যাসকে আয়নিত করবে - এভাবেই HII অঞ্চলগুলি গঠিত হয়৷
প্রাথমিকভাবে, মেঘের মূল খণ্ডটি, অবশ্যই, এক বা অন্যভাবে, ঘোরানো হয় এবং যখন এটি সংকুচিত হয়, কৌণিক ভরবেগ সংরক্ষণের নিয়মের কারণে, ঘূর্ণন ত্বরান্বিত হয়। যদি সূর্যের সাথে তুলনীয় একটি নক্ষত্রের জন্ম হয়, তবে আশেপাশের গ্যাস এবং ধূলিকণা কৌণিক ভরবেগ অনুসারে এর উপর পড়তে থাকবে এবং নিরক্ষীয় সমতলে একটি প্রোটোপ্ল্যানেটারি অ্যাক্রিশন ডিস্ক তৈরি হবে। উচ্চ ঘূর্ণন গতির কারণে, ডিস্কের অভ্যন্তরীণ অঞ্চল থেকে গরম, আংশিকভাবে আয়নিত গ্যাস প্রোটোস্টার দ্বারা মেরু জেট স্ট্রিম আকারে নির্গত হয়প্রতি সেকেন্ডে শত শত কিলোমিটার গতিবেগ। এই জেটগুলি, আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাসের সাথে সংঘর্ষে, বর্ণালীর অপটিক্যাল অংশে দৃশ্যমান শক তরঙ্গ তৈরি করে। আজ অবধি, এরকম কয়েকশ ঘটনা - হারবিগ-হারো বস্তু - ইতিমধ্যেই আবিষ্কৃত হয়েছে৷
সূর্যের ভরের কাছাকাছি গরম প্রোটোস্টাররা (টি টাউরি তারা নামে পরিচিত) বিশৃঙ্খল উজ্জ্বলতার বৈচিত্র্য এবং বৃহৎ ব্যাসার্ধের সাথে যুক্ত উচ্চ উজ্জ্বলতা প্রদর্শন করে কারণ তারা ক্রমাগত সংকুচিত হতে থাকে।
পরমাণু ফিউশনের সূচনা। তরুণ তারকা
যখন প্রোটোস্টারের কেন্দ্রীয় অঞ্চলে তাপমাত্রা কয়েক মিলিয়ন ডিগ্রীতে পৌঁছায়, তখন সেখানে থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া শুরু হয়। এই পর্যায়ে একটি নতুন নক্ষত্রের জন্মের প্রক্রিয়া সম্পূর্ণ বলে মনে করা যেতে পারে। তরুণ সূর্য, যেমন তারা বলে, "প্রধান অনুক্রমের উপর বসে", অর্থাৎ, তার জীবনের মূল পর্যায়ে প্রবেশ করে, সেই সময় তার শক্তির উত্স হাইড্রোজেন থেকে হিলিয়ামের পারমাণবিক সংমিশ্রণ। এই শক্তির মুক্তি মহাকর্ষীয় সংকোচনের ভারসাম্য বজায় রাখে এবং তারাকে স্থিতিশীল করে।
নক্ষত্রের বিবর্তনের পরবর্তী সমস্ত ধাপের বৈশিষ্ট্যগুলি নির্ধারিত হয় তারা যে ভর দিয়ে জন্মেছিল এবং রাসায়নিক গঠন (ধাতুত্ব), যা মূলত হিলিয়ামের চেয়ে ভারী উপাদানগুলির অমেধ্যগুলির গঠনের উপর নির্ভর করে। প্রাথমিক মেঘে। যদি একটি নক্ষত্র যথেষ্ট বড় হয়, তবে এটি কিছু হিলিয়ামকে ভারী উপাদানগুলিতে প্রক্রিয়া করবে - কার্বন, অক্সিজেন, সিলিকন এবং অন্যান্য - যা তার জীবনের শেষে, আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাস এবং ধূলিকণার অংশ হয়ে যাবে এবং গঠনের জন্য উপাদান হিসাবে কাজ করবে। নতুন তারার।
