তারার বিবর্তন আর হার্টজস্প্রুং–রাসেল চিত্রের সিমুলেটর
এই সিমুলেশনের সমীকরণ
| L | দীপন ক্ষমতা (সূর্য = 1) | L = 4πR²σT⁴: দ্বিগুণ উষ্ণ একটি তারা প্রতি বর্গমিটার থেকে 16 গুণ আলো ছাড়ে | |
|---|---|---|---|
| R | ব্যাসার্ধ (সূর্য = 1) | ঘনমূল হিসেবে আঁকা, যাতে দানব আর শ্বেত বামন দুটিই পর্দায় আঁটে | |
| T | ভূপৃষ্ঠের তাপমাত্রা | রং ঠিক করে: প্রায় 3,500 K-এর নিচে লাল, 6,000 থেকে 10,000 K-এর কাছে সাদা, তার ওপরে নীল |
এখনকার মানগুলো দিয়ে:
| M | তারার ভর (সূর্য = 1) | ভর–দীপন সম্পর্ক: সূর্যের দশ গুণ ভরের একটি তারা হাজার গুণ উজ্জ্বল |
|---|
এখনকার মানগুলো দিয়ে:
| t_MS | মুখ্য ক্রমে কাটানো সময় | জ্বালানি ভাগ যে হারে তা পোড়ে; দেখানো আয়ু তারার মডেল থেকে আসে |
|---|
এখনকার মানগুলো দিয়ে:
| M_WD | পেছনে পড়ে থাকা শ্বেত বামনের ভর | প্রায় 8 সৌরভরের নিচের তারার জন্য পরিমাপ থেকে পাওয়া একটি ফিট; কোনো শ্বেত বামনই চন্দ্রশেখর সীমা, প্রায় 1.4 সৌরভর, ছাড়াতে পারে না |
|---|
এখনকার মানগুলো দিয়ে:
তারার বিবর্তনের সিমুলেটরটি কীভাবে ব্যবহার করবেন
- একটি তারার ভর বেছে নিন, সূর্যের এক-দশমাংশ থেকে চল্লিশ গুণ পর্যন্ত। সে মুখ্য ক্রমে শুরু করে, কেন্দ্রে হাইড্রোজেন পুড়িয়ে, আর প্রতিটি ধাপ পেরিয়ে বুড়ো হয়, প্রতিটিতে কয়েক সেকেন্ড; এগিয়ে যেতে “পরের ধাপ” চাপুন, কিংবা গতিটি বদলে দিন। পর্দার তারাটি ফুলে ওঠে, ছোট হয় আর রং বদলায়, আর তা তার ব্যাসার্ধের ঘনমূলে আঁকা, যাতে দানব আর শ্বেত বামন দুটিই আঁটে।
- লেখচিত্রটি হার্টজস্প্রুং–রাসেল চিত্র: ওপরে দীপন ক্ষমতা, আড়াআড়ি পৃষ্ঠের তাপমাত্রা, আর গরম তারা বাঁ দিকে। তারাটির পথ নীলে আঁকা, মুখ্য ক্রমটি একটি ধূসর পটি হিসেবে আর সূর্যের নিজের পথ ছেদরেখায়। ফলে দেওয়া হয় বয়স, দীপন ক্ষমতা, তাপমাত্রা, ব্যাসার্ধ, মুখ্য ক্রমে কাটানো সময় আর শেষে কী পড়ে থাকবে।
- ভরগুলো মিলিয়ে দেখুন: সূর্য একটি লোহিত দানব আর তারপর একটি শ্বেত বামন হয়; 15 সৌরভরের একটি তারা একটি লোহিত অতিদানব হয়ে একটি সুপারনোভা হিসেবে ফেটে একটি নিউট্রন তারা রেখে যায়, আর 40-র একটি শেষ হয় একটি কৃষ্ণগহ্বর হিসেবে। 0.1 সৌরভরের একটি লোহিত বামন এ পর্যন্ত মহাবিশ্বের চেয়েও বেশি দিন বাঁচে। তাপমাত্রা কেন একটি তারার রং ঠিক করে দেয়, তা দেখায় কৃষ্ণবস্তুর বিকিরণের সিমুলেটর।
সাধারণ প্রশ্ন
হার্টজস্প্রুং–রাসেল চিত্র কী?
পৃষ্ঠের তাপমাত্রার বিপরীতে দীপন ক্ষমতা ধরে তারার একটি লেখচিত্র, যা ইয়নার হার্টজস্প্রুং আর হেনরি নরিস রাসেল 1910 সালের দিকে এঁকেছিলেন। বেশির ভাগ তারাই একটি কোনাকুনি পটিতে পড়ে, অর্থাৎ মুখ্য ক্রমে — গরম উজ্জ্বল নীল তারা থেকে ঠান্ডা ম্লান লোহিত বামন পর্যন্ত। দানব আর অতিদানব তার ওপরে বসে, শ্বেত বামন নিচে। একটি তারার অবস্থান বলে দেয় সে জীবনের কোন ধাপে আছে।
বেশি ভরের তারা কম দিন বাঁচে কেন?
একটি তারার দীপন ক্ষমতা মোটামুটি তার ভরের 3.5 ঘাতে বাড়ে, তাই সূর্যের দশ গুণ ভরের একটি তারার জ্বালানি দশ গুণ, তবে সে তা হাজার গুণ দ্রুত পুড়িয়ে ফেলে। সূর্য মুখ্য ক্রমে কাটাবে প্রায় 1,000 কোটি বছর, আর 10 সৌরভরের একটি তারা প্রায় 2 কোটি।
সূর্যের কী হবে?
প্রায় 500 কোটি বছর পরে তার কেন্দ্রের হাইড্রোজেন ফুরিয়ে যাবে, সে একটি লোহিত দানব হয়ে এতটাই ফুলে উঠবে যে বুধ আর শুক্র — আর হয়তো পৃথিবীকেও — গিলে ফেলবে, প্রায় 10 কোটি বছর ধরে হিলিয়াম পোড়াবে, তারপর তার বাইরের স্তরগুলো একটি গ্রহ-নীহারিকা হিসেবে খসিয়ে দেবে। তার কেন্দ্রটি পড়ে থাকবে প্রায় পৃথিবীর আকারের একটি শ্বেত বামন হয়ে, ধীরে ধীরে ঠান্ডা হতে হতে।
একটি তারা শ্বেত বামন, নিউট্রন তারা না কৃষ্ণগহ্বর হয়ে শেষ হবে তা কী ঠিক করে?
তার ভর। প্রায় 8 সৌরভরের নিচের তারা শ্বেত বামন রেখে যায়, যা প্রায় 1.4 সৌরভরের চেয়ে ভারী হতে পারে না। তার চেয়ে ভারী তারা এমন কেন্দ্র গড়ে, যা একটি সুপারনোভায় ভেঙে পড়ে একটি নিউট্রন তারা হয়ে যায়; সবচেয়ে ভারীরা রেখে যায় কৃষ্ণগহ্বর। ঠিক সীমাগুলো তারাটি বাতাসে কত ভর হারায় তার ওপর নির্ভর করে আর তা এখনো অনিশ্চিত।
বলছে WebGL বন্ধ আছে।
3D দৃশ্যটির জন্য WebGL দরকার, যা আজকের প্রতিটি ব্রাউজারেই আছে। ব্রাউজারের সেটিংসে হার্ডওয়্যার ত্বরণ বন্ধ থাকলে, কিংবা গ্রাফিক্সের ড্রাইভার খুব পুরোনো হলে তা বন্ধ হয়ে থাকতে পারে। হার্ডওয়্যার ত্বরণ চালু করুন, কিংবা অন্য একটি ব্রাউজার দিয়ে দেখুন।
কিছু কি আপলোড হয়?
না। সিমুলেশনটি আপনার নিজের ব্রাউজারই WebGL দিয়ে আঁকে; কিছুই কোথাও পাঠানো হয় না, আর পাতাটি একবার লোড হয়ে গেলে তা অফলাইনেও চলতে থাকে।