একটি তারার জীবনচক্র আর হার্টজস্প্রুং–রাসেল চিত্র

ভরই সবকিছু ঠিক করে

একটি তারা হলো গ্যাসের একটি বল, যা তার নিজের অভিকর্ষে একসঙ্গে বাঁধা আর তার গরম ভেতরের চাপে ভেঙে পড়া থেকে আটকানো। তার তাপ আসে শাঁসে নিউক্লীয় সংযোজন থেকে। একটি তারা গড়ার সময় তার ভর, আর তার সঙ্গে তার গড়ন থেকে একটি ছোট প্রভাব, ঠিক করে দেয় তার শাঁস কত গরম হবে, সে কত উজ্জ্বল জ্বলবে, কত দিন বাঁচবে আর কীভাবে মরবে।

হার্টজস্প্রুং–রাসেল চিত্র

1910-র কাছাকাছি আইনার হার্টজস্প্রুং আর হেনরি নরিস রাসেল তারাগুলোকে রঙের বিপরীতে উজ্জ্বলতা ধরে আঁকেন। আজকের রূপে দীপন পাশ ধরে ওপরে চলে, একটি লগারিদমীয় মাপকাঠিতে যেখানে সূর্য 1-এ, আর তলের তাপমাত্রা নিচ ধরে চলে, সবচেয়ে গরম বাঁ দিকে। একটি তারার দীপন, ব্যাসার্ধ আর তাপমাত্রা একসঙ্গে বাঁধা থাকে

L = 4πR²σT⁴, কিংবা L ÷ L☉ = (R ÷ R☉)² × (T ÷ 5,772 K)⁴ দিয়ে

তাই ওপরে ডান দিকের তারা ঠান্ডা কিন্তু উজ্জ্বল, যার মানে সেগুলো প্রকাণ্ড (দানব আর অতিদানব), আর নিচে বাঁ দিকের তারা গরম কিন্তু নিভু, যার মানে সেগুলো খুদে (শ্বেত বামন)। প্রায় 90% তারাই একটি কোণাকুণি পটিতে পড়ে, অর্থাৎ মুখ্য ধারায়।

মুখ্য ধারা

মুখ্য ধারার একটি তারা তার শাঁসে হাইড্রোজেনকে হিলিয়ামে সংযোজিত করে। এটিই তার জীবনের সবচেয়ে লম্বা ধাপ, আর সে ওই পটিতে কোথায় বসে তা তার ভরের ওপরে নির্ভর করে: ভারী তারা গরম, নীল আর উজ্জ্বল; ছোটগুলো ঠান্ডা, লাল আর নিভু। দীপন ভরের সঙ্গে খাড়াভাবে ওঠে, সূর্যের মতো আর তার চেয়ে ভারী তারায় মোটামুটি L ≈ M^3.5। একটি তারার জ্বালানি তার ভরের সমানুপাতী, তাই তার আয়ু চলে মোটামুটি

t ≈ 10¹⁰ বছর × M ÷ L

হিসেবে, যেখানে M আর L সৌর এককে: ভারী তারার জ্বালানি বেশি কিন্তু তা অনেক দ্রুত পুড়িয়ে ফেলে।

সূর্যের মতো তারা

1. উপদানব আর লোহিত দানব: শাঁসের হাইড্রোজেন ফুরিয়ে গেলে সংযোজন তার চারপাশের একটি খোলে সরে যায়। শাঁস চেপে গরম হয়ে ওঠে, আর বাইরের স্তর ফুলে ঠান্ডা হয়ে যায়। তারাটি লোহিত দানবের শাখা বেয়ে ওঠে, আর সূর্যের ব্যাসার্ধের একশো গুণ বা তার বেশি আর তার দীপনের কয়েক হাজার গুণ হয়ে যায়।
2. হিলিয়াম পোড়া: প্রায় 10 কোটি K-তে শাঁস হিলিয়ামকে কার্বন আর অক্সিজেনে সংযোজিত করতে শুরু করে, আর প্রায় 2 সৌর ভরের নিচের তারায় তা হঠাৎই (হিলিয়ামের ঝলক)। তারাটি মোটামুটি দশ কোটি বছরের জন্য একটি ছোট, স্থির দানবে কুঁচকে যায়।
3. অসীমস্পর্শী দানবের শাখা: শাঁসের হিলিয়াম ফুরিয়ে গেলে হিলিয়াম আর হাইড্রোজেন দুটি খোলে পোড়ে। তারাটি আরও বড় হয়ে ফুলে যায় আর জোরালো হাওয়ায় ভর হারায়।
4. গ্রহনীহারিকা: বাইরের স্তরগুলো একটি জ্বলজ্বলে খোল হয়ে ভেসে চলে যায়, আর তা কয়েক দশ হাজার বছরের জন্য খোলা পড়ে যাওয়া গরম শাঁসে আলোকিত থাকে।
5. শ্বেত বামন: শাঁসটি, প্রায় পৃথিবীর মাপের, যার আর কোনো সংযোজন নেই, কোটি কোটি বছর ধরে ধীরে ঠান্ডা হয়। কোনো শ্বেত বামনই চন্দ্রশেখরের সীমা, অর্থাৎ প্রায় 1.4 সৌর ভরের চেয়ে ভারী হতে পারে না।

ভারী তারা

প্রায় 8 সৌর ভরের ওপরের তারা লোহিত কিংবা নীল অতিদানব হিসেবে আরও ভারী মৌল, অর্থাৎ কার্বন, নিয়ন, অক্সিজেন আর সিলিকন, পেঁয়াজের মতো খোলে খোলে সংযোজিত করে চলে। প্রতিটি ধাপই আগেরটির চেয়ে ছোট: সিলিকন পোড়ে প্রায় একদিনে। সংযোজন লোহায় থেমে যায়, যা সংযোজিত হলে কোনো শক্তিই দেয় না। লোহার শাঁস এক সেকেন্ডেরও কমে চেপে একটি নিউট্রন তারা হয়ে যায়, প্রায় 20 km চওড়া, আর ফিরতি ধাক্কা আর নিউট্রিনোর বান তারাটির বাকিটা একটি শাঁস-ভাঙার অতিনবতারায় উড়িয়ে দেয়, যা অল্প সময়ের জন্য একশো কোটি সূর্যের মতো উজ্জ্বল। মোটামুটি 20 থেকে 25 সৌর ভরের ওপরে শাঁসটি আরও চেপে একটি কৃষ্ণগহ্বর হয়ে যেতে পারে। সবচেয়ে ভারী তারা আগে হাওয়ায় তাদের বাইরের স্তর হারিয়ে গরম উলফ–রায়ে তারা হয়ে যায়।

ছোট তারা

প্রায় 0.35 সৌর ভরের নিচের লোহিত বামন পুরোটাই পরিচলনে চলে, তাই তারা শাঁসে তাজা হাইড্রোজেন মিশিয়ে দেয় আর তার প্রায় সবই পুড়িয়ে ফেলে। তারা লক্ষ কোটি বছর বাঁচে। মহাবিস্ফোরণের পরে 1,380 কোটি বছরে একটিও মুখ্য ধারা ছাড়ার সময়ই পায়নি; আদল বলে দেয় তারা গরম হয়ে “নীল বামন” হয়ে যাবে আর হিলিয়ামের শ্বেত বামন হয়ে মিলিয়ে যাবে।

কষে দেখানো উদাহরণ

1. 10 সৌর ভরের একটি তারা: L ≈ 10^3.5 ≈ 3,200 L☉, তাই t ≈ 10¹⁰ × 10 ÷ 3,200 ≈ 3 × 10⁷ বছর। পুরো তারার আদল দেয় প্রায় 2 × 10⁷: মোটা নিয়মটি মাপটি ঠিকই ধরে।
2. একটি লোহিত দানব: L = 2,500 L☉ আর T = 4,200 K-র একটি তারার R = √2,500 ÷ (4,200 ÷ 5,772)² = 50 ÷ 0.53 ≈ 94 R☉, অর্থাৎ পৃথিবীর কক্ষপথের মাপের কাছাকাছি, যা 215 R☉।
3. একটি শ্বেত বামন: সূর্য রেখে যাবে প্রায় 0.109 × 1 + 0.394 ≈ 0.5 সৌর ভরের একটি শ্বেত বামন, অর্থাৎ তার এখনকার ব্যাসার্ধের প্রায় 1.4%, মোটামুটি পৃথিবীর দেড় গুণ।
4. লোহিত বামনের নিয়মটি ব্যর্থ হয়: 0.1 সৌর ভরে L ≈ 0.0012 L☉ আর নিয়মটি দেয় প্রায় 9 × 10¹¹ বছর; আদল দেয় কয়েক লক্ষ কোটি, কারণ নিয়মটি ধরে নেয় কেবল শাঁসের হাইড্রোজেনই পোড়ে।

সিমুলেশনটি ব্যবহার করা

তারার বিবর্তন আর হার্টজস্প্রুং–রাসেল চিত্রের সিমুলেটর-এ দেখে নেওয়ার মতো কিছু:

• সূর্যকে অনুসরণ করুন: লোহিত দানবের শাখা বেয়ে ওপরে, নেমে হিলিয়াম পোড়ায়, অসীমস্পর্শী দানবের শাখা বেয়ে ওপরে, পেরিয়ে একটি গ্রহনীহারিকায় আর নেমে একটি শ্বেত বামনে।
• 0.5, 1, 2 আর 10 সৌর ভরে মুখ্য ধারায় কাটানো সময় মিলিয়ে দেখুন।
• 15 সৌর ভর বেছে নিন: একটি লোহিত অতিদানব, একটি অতিনবতারা আর একটি নিউট্রন তারা। তারপর 40: একটি উলফ–রায়ে তারা আর একটি কৃষ্ণগহ্বর।
• 0.1 বেছে নিন: পরিসংখ্যান জানায় এত ছোট প্রতিটি তারাই এখনো মুখ্য ধারায়।
• শ্বেত বামনটিকে ঠান্ডা হতে আর চিত্র বেয়ে নেমে মিলিয়ে যেতে দেখুন, আর তার বয়স পড়ে নিন।

আদলটি যা ধরে নেয়

• সূর্যের গড়নের একাকী তারা, যারা ঘোরে না আর যাদের কোনো সঙ্গীও নেই।
• পথগুলো সরল করা: প্রতিটি ধাপই চিত্রে ছাপা আদলের ওপরে ভিত্তি করা বিন্দুর মাঝে একটি সরল চলা; আসল পথ এঁকেবেঁকে চলে, লুপ কাটে আর পিছিয়ে আসে।
• মুখ্য ধারার আয়ু আসে তারার আদলের ওপরে ভিত্তি করা একটি ছক থেকে; মুখ্য ধারার দীপন মেনে চলে একটি টুকরো টুকরো ভর–দীপনের সূত্র।
• শ্বেত বামনের ভর মেনে চলে একটি অভিজ্ঞতা-ভিত্তিক বসানো, 0.109M + 0.394 সৌর ভর, আর তা ঠান্ডা হয় মেস্টেলের সরল সূত্র ধরে।
• বাঁধা সীমানা: 0.5 সৌর ভরের নিচে একটি হিলিয়ামের শ্বেত বামন, 8 পর্যন্ত একটি শ্বেত বামন, 25 পর্যন্ত একটি নিউট্রন তারা, 25-র ওপরে একটি কৃষ্ণগহ্বর।
• নিউট্রন তারা আর কৃষ্ণগহ্বর চিত্রে বসানো হয় না: সেগুলো বেশি ছোট আর প্রথমে বেশি গরম, তাই আঁটে না।

কিনারার বেলা

• 0.1 সৌর ভর: তারাটি এতদূর পর্যন্ত মহাবিশ্বের চেয়ে শত শত গুণ বেশি বাঁচে; তার পরের ধাপগুলো এমন ভবিষ্যদ্বাণী যা কেউই দেখেনি।
• 8 সৌর ভরের কাছে: তারা ভারী অক্সিজেন-নিয়নের শ্বেত বামন হিসেবে, কিংবা একটি দুর্বল ইলেকট্রন-ধরা অতিনবতারায় শেষ হতে পারে; সিমুলেশনটি একটি তীক্ষ্ণ রেখায় বদলে নেয়।
• প্রায় 20 থেকে 25 সৌর ভরে: শাঁসটি একটি নিউট্রন তারা না কৃষ্ণগহ্বর গড়ে তা অনিশ্চিত, আর কিছু তারা অল্প কিংবা কোনো বিস্ফোরণ ছাড়াই চেপে পড়তে পারে।
• 40 সৌর ভর: কৃষ্ণগহ্বরের ভর তারাটি হাওয়ায় কতটা হারিয়েছে তার ওপরে নির্ভর করে, যা এখানে তার শুরুর ভরের এক-চতুর্থাংশ ধরা হয়েছে।
• অতিনবতারার ধাপ: তারাটি দেখানো হয় না; কয়েক সপ্তাহের জন্য তা একশো কোটি সূর্যের মতো উজ্জ্বল।

আদলটি কোথায় আর ঠিক থাকে না

• যুগ্ম তারা। সূর্যের মতো তারার প্রায় অর্ধেকের, আর বেশির ভাগ ভারী তারার সঙ্গী আছে। ভরের পারাপার কিছু তারাকে খালি করে দেয় আর অন্যদের খাইয়ে দেয়, আর একটি সঙ্গী থেকে ভর পাওয়া একটি শ্বেত বামন একটি টাইপ Ia অতিনবতারা হিসেবে ফেটে যেতে পারে, যা একাকী-তারার আদল দেখাতে পারে না।
• ভর হারানো আর ঘোরা। তারা হাওয়ায় কতটা ভর হারায় আর কত দ্রুত ঘোরে তা অনিশ্চিত আর তা ভারী তারার পথ ও শেষ অনেকটাই বদলে দেয়।
• গড়ন। ভারী মৌলে গরিব তারা, যেমন গোড়ার মহাবিশ্বেরগুলো, বেশি গরম, কম ভর হারায় আর বড় কৃষ্ণগহ্বর রেখে যায়।
• আসল পথ। হিলিয়ামের ঝলক, মাঝারি-ভরের তারার নীল লুপ আর অসীমস্পর্শী দানবের শাখায় তাপের স্পন্দন এখানে মসৃণ করে দেওয়া হয়েছে।
• খুব ভারী তারা। মোটামুটি 130 থেকে 250 সৌর ভরের তারা, তাদের ভরের বেশিটা ধরে রাখতে পারলে, জোড়া-অস্থিরতার অতিনবতারায় পুরোপুরি ছিন্নভিন্ন হয়ে যেতে পারে, আর কিছুই পড়ে থাকে না।
• শ্বেত বামনের ঠান্ডা হওয়া ভেতরটি কেলাসিত হওয়ার সঙ্গে আরও ধীর হয়ে যায়; মেস্টেলের সূত্র এটি ধরে না।

পাশের সরঞ্জাম

একটি তারার রং আসে তার তাপমাত্রা থেকে, যেমন কৃষ্ণবস্তুর বিকিরণের সিমুলেটর দেখায়; গ্রিনহাউস ক্রিয়া কীভাবে কাজ করে সূর্যের আলো পৃথিবী পর্যন্ত অনুসরণ করে। কক্ষপথের সিমুলেটর অভিকর্ষে গ্রহ আর তারা চলতে দেখায়, বৈজ্ঞানিক লেখার রূপান্তরকারী প্রকাণ্ড সংখ্যাগুলো সামলায়, আর তাপমাত্রার রূপান্তরকারী কেলভিন বদলে দেয়।