নক্ষত্রের জন্ম
প্রথমেই বলে নিই যে, আমাদের এই মহাবিশ্ব দুটি প্রধান উপাদান হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম নিয়ে গঠিত। আর এই দুটি উপাদান নিয়ে গঠিত ধুলা ও গ্যাসের বিশাল বিশাল মেঘ এই মহাবিশ্বে ছড়িয়ে রয়েছে। সময়ের পরিক্রমায় এই মেঘগুলো জড়ো হওয়ার ফলে এদের ব্যাপ্তি কয়েক আলোকবর্ষ পর্যন্ত বিস্তৃত হতে পারে।
যখন ধুলা ও গ্যাস মিশ্রিত মেঘটি যথেষ্ট পরিমাণে বিশাল ও ভরযুক্ত হয়ে পড়ে(জিন্স সীমা নামক একটি ক্রান্তীয় ভর সীমা অতিক্রম করার ফলে) তখন এটি তার মহাকর্ষের প্রবল আকর্ষণে সঙ্কুচিত হতে শুরু করে। এই সংকোচন প্রক্রিয়াটি দীর্ঘ সময় ধরে অব্যাহত থাকার ফলে ভরযুক্ত ও ধুলা-গ্যাস আবৃত একটি ঘূর্ণায়মান গোলক তৈরি হয়। গোলকটির তাপমাত্রা ক্রমাগত বাড়তে বাড়তে যখন প্রায় ১৫ মিলিয়ন কেলভিনে পৌঁছে যায় তখন হাইড্রোজেন ফিউশন শুরু হয় এবং একটি তারা জন্ম নেয়। এই তারা তখন হার্টজস্প্রাং-রাসেল ডায়াগ্রামের(Hertzsprung-Russell diagram) প্রধান ধারায় অবস্থান করে।
নক্ষত্রের প্রধান ধারা
নক্ষত্রের প্রধান ধারা হল সেসকল তারাদের সমষ্টি যাদের কেন্দ্রে হাইড্রোজেন হিলিয়ামে পরিণত হয় এবং এদের অবস্থান H-R ডায়াগ্রামের বক্ররেখা বরাবর।
আমাদের সূর্য তেমনই একটি প্রধান ধারার তারা। কিন্তু অদ্ভুত ব্যাপার হল এই ধারার তারাগুলোর একটি অন্যতম বৈশিষ্ট্য হল এরা সুস্থিত অর্থাৎ এরা হাইড্রোস্ট্যাটিক ভারসাম্যপূর্ণ। আর এদের বিশাল আকারের কারণে মহাকর্ষ বল এদেরকে সংকোচন করার চেষ্টা করে। তবে এই অন্তর্মুখী মাধ্যাকর্ষণ টান নক্ষত্রের কেন্দ্রে সংগঠিত নিউক্লিয়ার বিক্রিয়া থেকে উদ্ভূত বহির্মুখী গ্যাসীয় চাপ দ্বারা প্রশমিত হয়ে ভারসাম্য বজায় রাখে। নিচে চিত্রের মাধ্যমে তা দেখানো হলঃ
নক্ষত্রের কেন্দ্রে পিপি চেইন(PP Chain) বা সিএনও চক্র(CNO Cycle) দ্বারা মূলত হাইড্রোজেন হিলিয়ামে রূপান্তরিত হয়। তবে সূর্যের মতো মাঝারি আকারের তারাগুলিতে পিপি চেইনের প্রাধান্য থাকে। এটি একটি ধীর প্রক্রিয়া, আর এ কারণেই সম্পূর্ণ হাইড্রোজেনকে হিলিয়ামে রূপান্তর করতে সূর্যের প্রায় ১০ বিলিয়ন বছর সময় লাগবে। উল্লেখ্য যে, নিউক্লিয়ার বিক্রিয়া শুধুমাত্র কেন্দ্রে সংগঠিত হয় যেখানে তাপমাত্রা ১৫ মিলিয়ন কেলভিন(আমাদের সূর্যের পৃষ্ঠের তাপমাত্রা মাত্র ৬,০০০ কেলভিন)।
H-R ডায়াগ্রামে প্রধান ধারার তারাদের অবস্থান
টার্নঅফ পয়েন্ট(Turnoff Point)
একসময় কেন্দ্রের সমস্ত হাইড্রোজেন হিলিয়ামে রূপান্তরিত হয়। পরবর্তীতিতে নিউক্লিয়ার বিক্রিয়ায় ট্রিপল আলফা প্রক্রিয়ার(Triple Alpha Process) মাধ্যমে হিলিয়াম থেকে কার্বন তৈরি হয় তবে সেক্ষেত্রে একটি বড় বাধা হল তাপমাত্রা। যেখানে ট্রিপল আলফা প্রক্রিয়া শুরু করার জন্য প্রয়োজন প্রায় ১০০ মিলিয়ন কেলভিন সেখানে কেন্দ্রের তাপমাত্রা থাকে মাত্র ১৫ মিলিয়ন কেলভিন। ফলে এই উচ্চ তাপমাত্রার অনুপস্থিতির কারণে কেন্দ্রের নিউক্লিয়ার বিক্রিয়া বন্ধ হয়ে যায় এবং এটি মন্থর গতিসম্পন্ন হয়ে পড়ে, আর এই ঘটনাটিই টার্নঅফ পয়েন্ট হিসাবে পরিচিত। এমতাবস্থায় তারাটি প্রধান ধারা ত্যাগ করে সাবজায়ান্ট শাখায় উপনীত হয়।
সাবজায়ান্ট শাখা(Subgiant Phase)
কোনো তারা টার্নঅফ পয়েন্টে পৌঁছালে তার কেন্দ্রে কোনও নিউক্লিয়ার বিক্রিয়া চলমান থাকে না। তখন হিলিয়াম-কেন্দ্রের চারপাশ আবৃত যে ঘন শেলটি রয়েছে সেখানে হাইড্রোজেন ফিউশন শুরু হয়। এই ঘটনাটি নিচের চিত্রে দেখানো হলোঃ
শনবার্গ-চন্দ্রশেখর সীমা(SC Limit) নামে নক্ষত্রের কেন্দ্রজনিত একটি ভরসীমা রয়েছে, সহজ ব্যাপার- যদি কেন্দ্রের ভর এই সীমাটি অতিক্রম করে তবে কেন্দ্রে আর তাপীয় ভারসাম্য বজায় থাকে না অর্থাৎ একটি শক্তিশালী তাপমাত্রিক নতির(গ্রেডিয়েন্ট) উদ্ভব হয় তাই কেন্দ্র অসমতাপীয় অবস্থায় পরিণত হয়। আবার শেল হাইড্রোজেন ফিউশনের কারণে হিলিয়াম-ছাই এর আধিক্য দেখা দেয়, যার ফলে মন্থর হিলিয়াম কেন্দ্রের ভর বাড়তে থাকে। যখন এই ক্রমবর্ধমান ভরের পরিমাণ উক্ত সীমা(SC Limit) অতিক্রম করে তখনই তারার কেন্দ্র সংকোচিত ও উত্তপ্ত হতে শুরু করে। তবে কোনো তারার ওই নির্দিষ্ট সীমায় পৌঁছাতে কতটুকু সময় লাগবে তা নির্ভর করে তারার কেন্দ্রের প্রাথমিক ভরের উপর। আর এই পুরো বিষয়টিই ছিল তারার অভ্যন্তরীণ ব্যাপার, অন্যদিকে তারার বহির্দিকে শেল ফিউশনের কারণে তারার বাহ্যিক স্তরগুলি প্রসারিত এবং শীতল হয়।
লাল দানব পর্যায়
লাল দানব পর্যায়(RGB) এবং টার্নঅফ পয়েন্ট(Turnoff Point)
এই পর্যায়ে একদিকে তারার কেন্দ্র উত্তপ্ত হয়ে উঠছে অন্যদিকে বাইরে এর আকার ক্রমাগত বাড়ছে এবং এই প্রসারণের ফলে পৃষ্ঠতল আরও শীতল হচ্ছে। H-R ডায়াগ্রামের দিকে তাকালে আমরা দেখতে পাব যে তারাটি ডান দিকে সরে যাচ্ছে (লাল দানব অংশে প্রবেশ করছে) অর্থাৎ এক কথায় বলা যায় যে, তারাটি একটি লাল দানবে পরিণত হচ্ছে। এই পর্যায়ে তারায় অনেকগুলি অভ্যন্তরীণ ঘটনা ঘটে, তার মধ্যে সবচেয়ে গুরুত্বপূর্ণ হল ড্রেজ আপ।
ড্রেজ আপ(Dredge Up)
তারার গাঠনিক বিভাজন
তারার অভ্যন্তরে ৩টি প্রধান অঞ্চল রয়েছে: কেন্দ্রীয় অঞ্চল, বিকিরণ অঞ্চল এবং পরিবহন অঞ্চল(১,২ ও ৩নং দ্বারা চিহ্নিত)। কেন্দ্র থেকে তাপ সরাসরি বিকিরণের মাধ্যমে বিকিরণ অঞ্চলে পৌঁছায়, আর পরিবহন অঞ্চলে প্লাজমা তাপ পরিবাহক হিসেবে কাজ করে থাকে।
ব্যাপারটি অনুধাবন করার জন্য একটি পাত্রে জল ফুটানোর দৃশ্য কল্পনা করুন। ঠিক একইভাবে তারার বিকিরণ অঞ্চলের কাছাকাছি অবস্থিত প্লাজমা উত্তপ্ত হয়ে এর পৃষ্ঠে আগমন ঘটে এবং একইসাথে শীতল হয়ে পৃষ্ঠ তাপমাত্রা হ্রাস পায়। বিপরীতে RGB- পর্যায়ে কেন্দ্রের নিকটে থাকা পরিবহন অঞ্চলটি গভীরতর হয়, যার ফলে হিলিয়াম এবং কার্বনের মতো ভারী ফিউশন উপাদানগুলো মিশ্রিত হয়ে পৃষ্ঠে উঠে আসে যেখানে এদেরকে বর্ণালি হিসেবে চিহ্নিত করা যায়। এই ঘটনাটি ড্রেজ আপ হিসেবে পরিচিত। ড্রেজ আপ এর মাধ্যমে আমরা তারার অভ্যন্তরীণ ঘটনাবলী সম্পর্কে জানতে পারি।
হিলিয়াম ফ্লাশ(Helium Flash)
কেন্দ্রের তাপমাত্রা একবার ১০০ মিলিয়ন কেলভিনে পৌঁছে গেলে খুব দ্রুত হিলিয়াম ফিউশন শুরু হয়, আর এটিই হিলিয়াম ফ্ল্যাশ হিসাবে পরিচিত। এটি এমনই দ্রুত একটি ঘটনা যে তৎক্ষণাৎই কেন্দ্রের ৬% কার্বনে রূপান্তরিত হয়ে যায়। আর এভাবেই তারায় ট্রিপল আলফা প্রক্রিয়াটির মাধ্যমে হিলিয়াম কার্বনে রূপান্তর হওয়া শুরু হয়।
RGB-তে তারায় কোনো হাইড্রোস্ট্যাটিক ভারসাম্য বজায় থাকে না। কেন্দ্রে পারমাণবিক বিক্রিয়ার অনুপস্থিতিতে মাধ্যাকর্ষণ এর প্রভাব বেড়ে যায় এবং তা তারাটিকে সংকুচিত করার চেষ্টা করে। ফলে কেন্দ্রের তাপমাত্রা এই সংকুচন বলের কারনে বৃদ্ধি পায়। তবে প্রশ্ন হল প্রায় 2 বিলিয়ন বছর পর্যন্ত লাল দানব পর্যায় বজায় থাকার পরও কেন মহাকর্ষ তারাটিকে চূর্ণ-বিচূর্ণ করে দিল না? উত্তরটা হল ইলেকট্রন অধঃপতন(degeneracy) চাপ।
আমরা সকলেই জানি যে, ইলেক্ট্রন হলো ফার্মিয়ন এবং এরা পাউলির বর্জন নীতি(Pauli’s exclusion principle) মেনে চলে। সুতরাং কোনভাবেই দুটি ইলেক্ট্রন একই কোয়ান্টাম স্টেটে থাকতে পারে না। আমরা যখন কোন বস্তুকে চাপ দিয়ে সংকোচিত করার চেষ্টা করি তখন ইলেক্ট্রনগুলি সর্বনিম্ন স্তরের কোয়ান্টাম স্টেটে বিরাজ করতে শুরু করে এবং আরও চাপ প্রয়োগ করতে থাকলে এই ইলেক্ট্রনগুলি বিপরীত দিকে একটি বাহ্যিক চাপ প্রয়োগ করে যা অধঃপতন চাপ(degeneracy pressure) হিসাবে পরিচিত। এই ইলেকট্রন অধ:পতন চাপটি পাউলির বর্জন নীতির কারণে হয়ে থাকে।
হিলিয়াম ফ্ল্যাশ থেকে নির্গত বিপুল পরিমাণ শক্তি এই ডিজেনারেট অবস্থা বজায় রাখতে সাহায্য করে। তবে ব্যতিক্রম হলো অনেক তারা এই ডিজেনারেট অবস্থায় উপনীত হয় না আর বড় আকারের তারাগুলোতে তো হিলিয়াম ফ্ল্যাশই ঘটে না।
Horizontal Branch
H-R ডায়াগ্রামের ৩টি শাখা
হিলিয়াম ফ্ল্যাশের পর কেন্দ্র আবার সক্রিয় হয়ে ওঠে, তখন কেন্দ্রে ট্রিপল আলফা প্রক্রিয়ার মাধ্যমে হিলিয়ামের কার্বনে রূপান্তর ঘটে। ফলে তারার পৃষ্ঠের তাপমাত্রা বৃদ্ধি পায় বলে এটি এইচআর ডায়াগ্রামের বাম দিকে সরে যায়। ভিন্ন ভিন্ন বর্ণালীর(পৃষ্ঠ তাপমাত্রা X-অক্ষ বরাবর) একগুচ্ছ তারার দীপ্তি (উজ্জ্বলতা y- অক্ষ বরাবর) একইরকম হওয়ায় এরা H-R ডায়াগ্রামের ওপর একই অনুভূমিক রেখা বরাবর অবস্থান করে যার জন্য একে Horizontal Branch বলা হয়।একটি HB তারার বৈশিষ্ট্য হল: একটি হিলিয়াম জ্বালানি কেন্দ্র যাকে ঘিরে থাকে একটি হাইড্রোজেন জ্বালানি শেল।
Asymptotic Giant Branch
যখন কেন্দ্রের সমস্ত হিলিয়াম কার্বনে রূপান্তরিত হয়ে যায় তখন কেন্দ্রটি পুনরায় নিষ্ক্রিয় হয়ে যায় অর্থাৎ তখন কেন্দ্রে কোন হিলিয়াম অবশিষ্ট থাকে না। কারণ কার্বন ফিউশনের জন্য ৫০০ মিলিয়ন কেলভিন তাপমাত্রার প্রয়োজন যা তখন কেন্দ্রে অনুপস্থিত। এই পরিস্থিতিতে যে শেলে হাইড্রোজেন হিলিয়ামে পরিণত হচ্ছিল তা এখন হিলিয়ামকে কার্বনে রূপান্তর করা শুরু করে এবং এই শেলের পাশে আর একটি নতুন শেল তৈরি হয় যা হাইড্রোজেনকে হিলিয়ামে পরিণত করা শুরু করে। নিচের চিত্রের মাধ্যমে তা দেখানো হলোঃ
একটি AGB তারার গঠন
তারার পৃষ্ঠের তাপমাত্রা হ্রাসের সাথে সাথে এটি আবার H-R ডায়াগ্রামের ডানদিকে চলে আসে। এটি পূর্ববর্তী RGB- পর্যায়ের মতোই তবে এই নতুন শাখাটি অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট শাখা(AGB) হিসাবে পরিচিত। এরা বিশালাকৃতির হয়ে থাকে পাশাপাশি এদের একটি নিষ্ক্রিয় কার্বন কেন্দ্র থাকে যার চারপাশে একটি হিলিয়াম জ্বালানি শেল ও একটি হাইড্রোজেন জ্বালানি শেল অবস্থান করে। স্ফীতির কারণে এদের ব্যাসার্ধ ১ অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল ইউনিট(AU) পর্যন্ত বিস্তৃত হতে পারে। তবে এই তারাগুলোর জীবনকালে একটি দ্বিতীয় ড্রেজ-আপ দেখা যায়। আর এ কারণেই শীতল এবং বিশাল আকৃতির AGB তারকাদের বর্ণালীতে শক্তিশালী কার্বন লাইনের দেখা পাওয়া যায়।
কক্ষপথে আবর্তনশীল একটি নীহারিকা
সূর্যের মতো নক্ষত্রগুলোর কেন্দ্রে পূর্ণ স্কেলের কার্বন ফিউশন ঘটানোর সামর্থ্য নেই। তাই এদের অধিকাংশ বহিরাগত উপাদানগুলো নীহারিকা হিসেবে নির্গত হয় যার ফলে কার্বন-অক্সিজেন কেন্দ্রটি উন্মুক্ত হয়ে পড়ে। আর এটিই কার্বন-অক্সিজেন কেন্দ্র সম্বলিত সাদা বামন তারা গুলোর জন্য দায়ী। এসব সাদা বামন তারায় কোন নিউক্লিয়ার বিক্রিয়া চলমান থাকে না। ফলে এমতাবস্থায় ইলেকট্রন অধঃপতন চাপ এদের পতন থামিয়ে রাখে।
শ্বেত বামন তারা
আমাদের পৃথিবীর সাথে শ্বেত বামন তারার আকারের তুলনা
শ্বেত বামন তারা হলো ছোট থেকে মাঝারি আকারের তারাগুলোর শেষ পরিণতি। এরা অত্যন্ত ঘন কারণ এদের গাঠনিক উপাদান ডিজেনারেট। এমনকি এদের এক চা চামচ বস্তুর ওজনও পৃথিবীর সবচেয়ে ভারী বস্তুর চেয়ে ভারী হতে পারে। এই মুহূর্তে শ্বেত বামন তারা সংক্রান্ত একটি গুরুত্বপূর্ণ বিষয়ের সাথে পরিচিত হওয়া দরকার আর সেটি হলো “চন্দ্রশেখর সীমা”। ১৯ বছর বয়সে ভারতীয় বিজ্ঞানী এস.চন্দ্রশেখর এই ধারণার অবতারণা করেন। চন্দ্রশেখর সীমা হচ্ছে শ্বেত বামন তারার সম্ভাব্য সর্বোচ্চ ভরসীমা যেটি ইলেকট্রন অধঃপতন চাপ দ্বারা প্রশমিত থাকে।যদি ভর এই সীমা অতিক্রম করে তবে পর্যাপ্ত ইলেকট্রন অধঃ পতন চাপের অভাবে মহাকর্ষীয় পতনকে ঠেকানো সম্ভব হয় না। ফলস্বরূপ শ্বেত বামন তারা নিউট্রন তারা বা ব্ল্যাক হোলে পর্যবসিত হয়।
H-R ডায়াগ্রামে শ্বেত বামন তারা নিচের বাম কোণে অবস্থান করে- এর কারণ হলো এদের পৃষ্ঠ তাপমাত্রা অনেক বেশি হলেও ছোট আকৃতির কারণে এদের শক্তির মাত্রা বা আলোক দীপ্তি অনেক কম।
H-R ডায়াগ্রামে শ্বেত বামন তারাদের অবস্থান
অনুবাদকঃ
জাবির চৌধুরী
পেট্রোলিয়াম ও খনি কৌশল বিভাগ (২০১৭-১৮ ব্যাচ)
শাহজালাল বিজ্ঞান ও প্রযুক্তি বিশ্ববিদ্যালয়, সিলেট।
মূল লেখক: Rishabh Nakra
মূল রচনাঃ https://www.secretsofuniverse.in/the-formation-of-white-dwarf-stars/
