তারাগুলি খুব আলাদা হতে পারে: ছোট এবং বড়, উজ্জ্বল এবং খুব উজ্জ্বল নয়, বৃদ্ধ এবং তরুণ, গরম এবং "ঠান্ডা", সাদা, নীল, হলুদ, লাল ইত্যাদি।
হার্টজস্প্রাং-রাসেল ডায়াগ্রাম আপনাকে তারার শ্রেণীবিভাগ বুঝতে দেয়।
এটি নক্ষত্রের পরম মাত্রা, উজ্জ্বলতা, বর্ণালী প্রকার এবং পৃষ্ঠের তাপমাত্রার মধ্যে সম্পর্ক দেখায়। এই চিত্রের নক্ষত্রগুলি এলোমেলোভাবে অবস্থিত নয়, তবে স্পষ্টভাবে দৃশ্যমান এলাকা গঠন করে।
বেশিরভাগ তারাই তথাকথিত প্রধান ক্রম. প্রধান ক্রমটির অস্তিত্ব এই কারণে যে হাইড্রোজেন বার্নিং স্টেজ বেশিরভাগ নক্ষত্রের বিবর্তনীয় সময়ের ~90% জন্য দায়ী: নক্ষত্রের কেন্দ্রীয় অঞ্চলে হাইড্রোজেন পোড়ানোর ফলে একটি আইসোথার্মাল হিলিয়াম কোর তৈরি হয়, লাল দৈত্য পর্যায়ে রূপান্তর এবং মূল ক্রম থেকে তারার প্রস্থান। লোহিত দৈত্যের তুলনামূলকভাবে সংক্ষিপ্ত বিবর্তন, তাদের ভরের উপর নির্ভর করে, সাদা বামন, নিউট্রন তারা বা ব্ল্যাক হোল গঠনের দিকে নিয়ে যায়।
তাদের বিবর্তনীয় বিকাশের বিভিন্ন পর্যায়ে থাকার কারণে, তারাগুলিকে সাধারণ তারা, বামন তারা এবং দৈত্যাকার তারাতে বিভক্ত করা হয়েছে।
সাধারণ নক্ষত্র হল প্রধান ক্রম নক্ষত্র। এর মধ্যে রয়েছে আমাদের সূর্য। কখনও কখনও সূর্যের মতো সাধারণ নক্ষত্রকে হলুদ বামন বলা হয়।
হলুদ বামন
একটি হলুদ বামন হল এক ধরনের ছোট প্রধান ক্রম নক্ষত্র যার ভর 0.8 এবং 1.2 সৌর ভর এবং 5000-6000 K এর পৃষ্ঠের তাপমাত্রা।
একটি হলুদ বামনের জীবনকাল গড়ে 10 বিলিয়ন বছর।
হাইড্রোজেনের সম্পূর্ণ সরবরাহ পুড়ে যাওয়ার পরে, তারাটি আকারে বহুগুণ বৃদ্ধি পায় এবং একটি লাল দৈত্যে পরিণত হয়। এই ধরনের নক্ষত্রের উদাহরণ হল অ্যালডেবারান।
লাল দৈত্য তার বাইরের গ্যাসের স্তরগুলিকে গ্রহের নীহারিকা গঠনের জন্য বের করে দেয়, যখন মূলটি একটি ছোট, ঘন সাদা বামনে পতিত হয়।
একটি লাল দৈত্য হল একটি লাল বা কমলা রঙের একটি বড় তারকা। এই ধরনের নক্ষত্রের গঠন নক্ষত্র গঠনের পর্যায়ে এবং তাদের অস্তিত্বের পরবর্তী পর্যায়ে উভয়ই সম্ভব।
প্রাথমিক পর্যায়ে, কম্প্রেশনের সময় নির্গত মহাকর্ষীয় শক্তির কারণে নক্ষত্রটি বিকিরণ করে, যতক্ষণ না কম্প্রেশনটি থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া শুরু হয়ে গেছে।
নক্ষত্রের বিবর্তনের পরবর্তী পর্যায়ে, তাদের কোরে হাইড্রোজেন পোড়ানোর পর, নক্ষত্রগুলি মূল ক্রম ত্যাগ করে এবং হার্টজস্প্রুং-রাসেল চিত্রের রেড জায়ান্ট এবং সুপারজায়েন্টদের অঞ্চলে চলে যায়: এই পর্যায়টি প্রায় 10% স্থায়ী হয়। নক্ষত্রের "সক্রিয়" জীবনের সময়, অর্থাৎ তাদের বিবর্তনের পর্যায়, যার সময় নাক্ষত্রিক অভ্যন্তরে নিউক্লিওসিন্থেসিস প্রতিক্রিয়া ঘটে।
দৈত্য নক্ষত্রটির পৃষ্ঠের তাপমাত্রা তুলনামূলকভাবে কম, প্রায় 5000 ডিগ্রি। একটি বিশাল ব্যাসার্ধ, 800 সৌর পর্যন্ত পৌঁছায় এবং এত বড় আকারের কারণে, প্রচুর আলোকসজ্জা। বর্ণালীর লাল এবং অবলোহিত অঞ্চলে সর্বাধিক বিকিরণ ঘটে, এই কারণেই তাদের লাল দৈত্য বলা হয়।
দৈত্যদের মধ্যে বৃহত্তমটি লাল সুপারজায়েন্টে পরিণত হয়। ওরিয়ন নক্ষত্রমন্ডলে বেটেলজিউস নামক একটি নক্ষত্র হল একটি লাল সুপারজায়ান্টের সবচেয়ে আকর্ষণীয় উদাহরণ।
বামন তারা দৈত্যের বিপরীত এবং পরবর্তী হতে পারে।
একটি সাদা বামন হল একটি সাধারণ নক্ষত্রের যা 1.4 সৌর ভরের কম ভর সহ লাল দৈত্য পর্যায় অতিক্রম করার পরে অবশিষ্ট থাকে।
হাইড্রোজেনের অভাবের কারণে এই ধরনের নক্ষত্রের কেন্দ্রে থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া ঘটে না।
সাদা বামন খুব ঘন হয়। এগুলি পৃথিবীর চেয়ে আকারে বড় নয়, তবে তাদের ভরকে সূর্যের ভরের সাথে তুলনা করা যেতে পারে।
এগুলি অবিশ্বাস্যভাবে গরম নক্ষত্র, তাদের তাপমাত্রা 100,000 ডিগ্রি বা তার বেশি পৌঁছায়। তারা তাদের অবশিষ্ট শক্তি ব্যবহার করে জ্বলজ্বল করে, কিন্তু সময়ের সাথে সাথে এটি ফুরিয়ে যায় এবং কোরটি ঠান্ডা হয়ে কালো বামনে পরিণত হয়।
লাল বামন হল মহাবিশ্বের সবচেয়ে সাধারণ নাক্ষত্রিক ধরনের বস্তু। তাদের সংখ্যার অনুমান গ্যালাক্সির সমস্ত নক্ষত্রের সংখ্যার 70 থেকে 90% পর্যন্ত পরিবর্তিত হয়। তারা অন্য তারকাদের থেকে একেবারেই আলাদা।
লাল বামনের ভর সৌর ভরের এক তৃতীয়াংশের বেশি হয় না (ভরের নিম্ন সীমা 0.08 সৌর, তার পরে বাদামী বামন), পৃষ্ঠের তাপমাত্রা 3500 K-এ পৌঁছে। লাল বামনের বর্ণালী শ্রেণী M বা শেষের K. তারা এই ধরনের খুব কম আলো নির্গত করে, কখনও কখনও সূর্যের চেয়ে 10,000 গুণ ছোট।
তাদের কম বিকিরণের কারণে, লাল বামনের কেউই খালি চোখে পৃথিবী থেকে দৃশ্যমান নয়। এমনকি সূর্যের নিকটতম লাল বামন, প্রক্সিমা সেন্টোরি (সূর্যের ট্রিপল সিস্টেমের নিকটতম নক্ষত্র), এবং নিকটতম একক লাল বামন, বার্নার্ডস স্টার, এর আপাত মাত্রা যথাক্রমে 11.09 এবং 9.53। এই ক্ষেত্রে, 7.72 পর্যন্ত মাত্রার একটি নক্ষত্র খালি চোখে পর্যবেক্ষণ করা যেতে পারে।
হাইড্রোজেন দহনের কম হারের কারণে, লাল বামনের আয়ুষ্কাল অনেক বেশি, দশ বিলিয়ন থেকে দশ ট্রিলিয়ন বছর পর্যন্ত (0.1 সৌর ভরের একটি লাল বামন 10 ট্রিলিয়ন বছর ধরে জ্বলবে)।
লাল বামনে, হিলিয়াম জড়িত থার্মোনিউক্লিয়ার প্রতিক্রিয়া অসম্ভব, তাই তারা লাল দৈত্যে পরিণত হতে পারে না। সময়ের সাথে সাথে, তারা ধীরে ধীরে সঙ্কুচিত হয় এবং হাইড্রোজেন জ্বালানীর সম্পূর্ণ সরবরাহ ব্যবহার না করা পর্যন্ত আরও বেশি করে উত্তপ্ত হয়।
ধীরে ধীরে, তাত্ত্বিক ধারণা অনুসারে, তারা নীল বামনে পরিণত হয় - তারার একটি অনুমানমূলক শ্রেণী, যখন লাল বামনগুলির মধ্যে কেউই এখনও নীল বামনে পরিণত হতে পারেনি এবং তারপরে একটি হিলিয়াম কোর সহ সাদা বামনে পরিণত হয়।
বাদামী বামন - উপ-নাক্ষত্রিক বস্তু (আনুমানিক 0.01 থেকে 0.08 সৌর ভর সহ, বা, যথাক্রমে, 12.57 থেকে 80.35 বৃহস্পতির ভর এবং একটি ব্যাস প্রায় বৃহস্পতির ব্যাসের সমান), যার গভীরতার মধ্যে, প্রধানত তারা, হাইড্রোজেনের হিলিয়ামে রূপান্তরের সাথে কোন থার্মোনিউক্লিয়ার ফিউশন বিক্রিয়া নেই।
প্রধান ক্রম নক্ষত্রের সর্বনিম্ন তাপমাত্রা প্রায় 4000 K, বাদামী বামনের তাপমাত্রা 300 থেকে 3000 K এর মধ্যে থাকে। ব্রাউন ডোয়ার্ফ তাদের সারা জীবন ক্রমাগত শীতল হয়, এবং বামন যত বড় হয়, তত ধীরে ধীরে শীতল হয়।
সাবব্রাউন বামন
সাবব্রাউন ডোয়ার্ফ বা বাদামী সাবডোয়ার্ফ হল শীতল গঠন যা বাদামী বামন ভর সীমার নিচে পড়ে। তাদের ভর সূর্যের ভরের প্রায় একশত ভাগের কম বা, সেই অনুযায়ী, বৃহস্পতির ভরের 12.57, নিম্ন সীমাটি সংজ্ঞায়িত করা হয়নি। এগুলিকে সাধারণত গ্রহ হিসাবে বিবেচনা করা হয়, যদিও বৈজ্ঞানিক সম্প্রদায় এখনও কোন গ্রহ হিসাবে বিবেচিত হয় এবং কোনটি একটি উপ-বাদামী বামন সে সম্পর্কে চূড়ান্ত সিদ্ধান্তে আসেনি।
কালো বামন
কালো বামন হ'ল সাদা বামন যা শীতল হয়ে গেছে এবং ফলস্বরূপ, দৃশ্যমান পরিসরে নির্গত হয় না। সাদা বামনদের বিবর্তনের চূড়ান্ত পর্যায়ের প্রতিনিধিত্ব করে। সাদা বামনের ভরের মতো কালো বামনের ভর 1.4 সৌর ভরের উপরে সীমাবদ্ধ।
একটি বাইনারি নক্ষত্র হল দুটি মহাকর্ষীয় আবদ্ধ নক্ষত্র যা ভরের একটি সাধারণ কেন্দ্রকে প্রদক্ষিণ করে।
কখনও কখনও তিন বা ততোধিক তারার সিস্টেম থাকে, এই সাধারণ ক্ষেত্রে সিস্টেমটিকে একাধিক তারা বলা হয়।
যে ক্ষেত্রে এই ধরনের একটি তারা সিস্টেম পৃথিবী থেকে খুব বেশি দূরে নয়, একটি টেলিস্কোপের মাধ্যমে পৃথক নক্ষত্রগুলিকে আলাদা করা যেতে পারে। যদি দূরত্ব তাৎপর্যপূর্ণ হয়, তাহলে জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা বুঝতে পারেন যে একটি ডাবল তারা শুধুমাত্র পরোক্ষ লক্ষণ দ্বারা দৃশ্যমান হয় - একটি নক্ষত্রের পর্যায়ক্রমিক গ্রহন এবং অন্য কিছু দ্বারা সৃষ্ট উজ্জ্বলতার ওঠানামা।
নতুন তারকা
তারা যাদের উজ্জ্বলতা হঠাৎ করে 10,000 গুণ বেড়ে যায়। নোভা হল একটি বাইনারি সিস্টেম যা একটি শ্বেত বামন এবং একটি সহচর নক্ষত্রের সমন্বয়ে গঠিত যা প্রধান অনুক্রমের উপর অবস্থিত। এই ধরনের সিস্টেমে, নক্ষত্র থেকে গ্যাস ধীরে ধীরে সাদা বামনে প্রবাহিত হয় এবং পর্যায়ক্রমে সেখানে বিস্ফোরিত হয়, যার ফলে উজ্জ্বলতার বিস্ফোরণ ঘটে।
সুপারনোভা
একটি সুপারনোভা একটি নক্ষত্র যা একটি বিপর্যয়কর বিস্ফোরক প্রক্রিয়ায় তার বিবর্তন শেষ করে। এই ক্ষেত্রে ফ্লেয়ারটি একটি নোভার ক্ষেত্রের চেয়ে অনেক বড় আকারের হতে পারে। এই ধরনের শক্তিশালী বিস্ফোরণ বিবর্তনের শেষ পর্যায়ে নক্ষত্রে ঘটে যাওয়া প্রক্রিয়াগুলির একটি ফলাফল।
নিউট্রন তারকা
নিউট্রন তারা (NS) হল 1.5 সৌর ক্রম এবং আকার সাদা বামনের তুলনায় লক্ষণীয়ভাবে ছোট সহ তারার গঠন; একটি নিউট্রন তারার সাধারণ ব্যাসার্ধ সম্ভবত 10-20 কিলোমিটারের ক্রম অনুসারে।
এগুলি প্রধানত নিরপেক্ষ উপ-পরমাণু কণা নিয়ে গঠিত - নিউট্রন, মহাকর্ষীয় শক্তি দ্বারা শক্তভাবে সংকুচিত। এই ধরনের নক্ষত্রের ঘনত্ব অত্যন্ত বেশি, এটি তুলনামূলক, এবং কিছু অনুমান অনুসারে, পারমাণবিক নিউক্লিয়াসের গড় ঘনত্বের চেয়ে কয়েকগুণ বেশি হতে পারে। এক ঘন সেন্টিমিটার NS পদার্থের ওজন হবে কয়েক মিলিয়ন টন। নিউট্রন নক্ষত্রের পৃষ্ঠের মাধ্যাকর্ষণ পৃথিবীর তুলনায় প্রায় 100 বিলিয়ন গুণ বেশি।
আমাদের গ্যালাক্সিতে, বিজ্ঞানীদের মতে, 100 মিলিয়ন থেকে 1 বিলিয়ন নিউট্রন নক্ষত্রের অস্তিত্ব থাকতে পারে, অর্থাৎ প্রতি হাজার সাধারণ নক্ষত্রে প্রায় একটি।
পালসার
পালসার হল পর্যায়ক্রমিক বিস্ফোরণের (ডাল) আকারে পৃথিবীতে আসা ইলেক্ট্রোম্যাগনেটিক বিকিরণের মহাজাগতিক উত্স।
প্রভাবশালী অ্যাস্ট্রোফিজিকাল মডেল অনুসারে, পালসারগুলি ঘূর্ণন অক্ষের দিকে ঝুঁকে থাকা চৌম্বকীয় ক্ষেত্র সহ নিউট্রন নক্ষত্রগুলিকে ঘুরছে। পৃথিবী যখন এই বিকিরণ দ্বারা গঠিত শঙ্কুর মধ্যে পড়ে, তখন তারার বিপ্লব সময়ের সমান বিরতিতে পুনরাবৃত্তি হওয়া বিকিরণের একটি স্পন্দন সনাক্ত করা সম্ভব। কিছু নিউট্রন তারা প্রতি সেকেন্ডে 600 বার ঘোরে।
সেফিডস
Cepheids হল স্পন্দনশীল পরিবর্তনশীল নক্ষত্রের একটি শ্রেণী যার একটি মোটামুটি সুনির্দিষ্ট কাল-আলোক সম্পর্ক রয়েছে, যার নামকরণ করা হয়েছে ডেল্টা সেফেই নক্ষত্রের নামে। সবচেয়ে বিখ্যাত সেফিডগুলির মধ্যে একটি হল পোলারিস।
তাদের সংক্ষিপ্ত বৈশিষ্ট্য সহ তারার প্রধান প্রকারের (প্রকার) প্রদত্ত তালিকা, অবশ্যই, মহাবিশ্বের সম্ভাব্য সমস্ত বৈচিত্র্যকে শেষ করে না।
আমরা কখনই ভাবি না যে আমাদের গ্রহ ছাড়াও আমাদের সৌরজগত ছাড়াও অন্য কোনো প্রাণ আছে। সম্ভবত একটি নীল বা সাদা বা লাল, বা একটি হলুদ নক্ষত্র প্রদক্ষিণ করা গ্রহগুলির মধ্যে একটিতে জীবন রয়েছে। সম্ভবত এইরকম আরেকটি গ্রহ আছে, যেখানে একই মানুষ বাস করে, কিন্তু আমরা এখনও এটি সম্পর্কে কিছুই জানি না। আমাদের উপগ্রহ এবং টেলিস্কোপ অনেকগুলি গ্রহ আবিষ্কার করেছে যেগুলিতে প্রাণ থাকতে পারে, কিন্তু এই গ্রহগুলি হাজার হাজার এমনকি লক্ষ লক্ষ আলোকবর্ষ দূরে।
ব্লু স্ট্র্যাগ্লার হল তারা যেগুলো নীল রঙের।
গ্লোবুলার স্টার ক্লাস্টারে অবস্থিত নক্ষত্র, যাদের তাপমাত্রা সাধারণ নক্ষত্রের চেয়ে বেশি, এবং যাদের বর্ণালী একই রকম উজ্জ্বলতা সহ ক্লাস্টার নক্ষত্রের তুলনায় নীল অঞ্চলে একটি উল্লেখযোগ্য স্থানান্তর দ্বারা চিহ্নিত করা হয়, তাদের বলা হয় নীল স্ট্রাগলার। এই বৈশিষ্ট্যটি তাদের হার্টজস্প্রাং-রাসেল ডায়াগ্রামে এই ক্লাস্টারের অন্যান্য নক্ষত্রের তুলনায় আলাদা হতে দেয়। এই ধরনের নক্ষত্রের অস্তিত্ব নাক্ষত্রিক বিবর্তনের সমস্ত তত্ত্বকে খণ্ডন করে, যার সারমর্ম হল যে একই সময়ের মধ্যে উত্থিত নক্ষত্রগুলি হার্টজস্প্রাং-রাসেল চিত্রের একটি সুনির্দিষ্ট অঞ্চলে অবস্থিত বলে আশা করা হচ্ছে। এই ক্ষেত্রে, নক্ষত্রের সঠিক অবস্থানকে প্রভাবিত করে এমন একমাত্র কারণ হল এর প্রাথমিক ভর। উপরের বক্ররেখার বাইরে নীল স্ট্র্যাগলারের ঘন ঘন উপস্থিতি অস্বাভাবিক নাক্ষত্রিক বিবর্তনের মতো একটি জিনিসের অস্তিত্ব নিশ্চিত করতে পারে। 
তাদের ঘটনার প্রকৃতি ব্যাখ্যা করার চেষ্টাকারী বিশেষজ্ঞরা বেশ কয়েকটি তত্ত্ব উপস্থাপন করেছেন। তাদের মধ্যে সবচেয়ে সম্ভবত ইঙ্গিত দেয় যে এই নীল তারাগুলি অতীতে দ্বিগুণ ছিল, তারপরে তারা শুরু হয়েছিল বা এখন একীকরণ প্রক্রিয়ার মধ্য দিয়ে যাচ্ছে। দুটি নক্ষত্রের মিলনের ফলাফল হল একটি নতুন তারার উদ্ভব, যার ভর, উজ্জ্বলতা এবং তাপমাত্রা একই বয়সের নক্ষত্রের তুলনায় অনেক বেশি।
যদি এই তত্ত্বটি কোনোভাবে সঠিক প্রমাণিত হতে পারে, তাহলে নাক্ষত্রিক বিবর্তনের তত্ত্বটি নীল স্ট্রাগলারের সমস্যা থেকে মুক্ত হবে। ফলস্বরূপ নক্ষত্রে একটি বৃহত্তর পরিমাণ হাইড্রোজেন থাকবে, যা একটি তরুণ নক্ষত্রের মতোই আচরণ করবে। এই তত্ত্ব সমর্থন করে এমন তথ্য আছে। পর্যবেক্ষণে দেখা গেছে যে স্ট্রাগলাররা প্রায়শই গ্লোবুলার ক্লাস্টারের কেন্দ্রীয় অঞ্চলে পাওয়া যায়। সেখানে একক-আয়তনের নক্ষত্রের প্রধান সংখ্যার ফলে, কাছাকাছি প্যাসেজ বা সংঘর্ষের সম্ভাবনা বেশি।
এই অনুমান পরীক্ষা করার জন্য, এটি নীল stragglers এর স্পন্দন অধ্যয়ন করা প্রয়োজন, কারণ একত্রিত নক্ষত্রের অ্যাস্টেরোসিসমোলজিক্যাল বৈশিষ্ট্য এবং সাধারণত স্পন্দনশীল ভেরিয়েবলের মধ্যে কিছু পার্থক্য থাকতে পারে। এটি লক্ষণীয় যে স্পন্দন পরিমাপ করা বেশ কঠিন। এই প্রক্রিয়াটি তারার আকাশের ভিড়, নীল স্ট্র্যাগলারের স্পন্দনে ছোট ওঠানামা এবং সেইসাথে তাদের ভেরিয়েবলের বিরলতার দ্বারাও নেতিবাচকভাবে প্রভাবিত হয়।
একীভূতকরণের একটি উদাহরণ 2008 সালের আগস্টে লক্ষ্য করা যেতে পারে, যখন এই ধরনের একটি ঘটনা V1309 অবজেক্টকে প্রভাবিত করেছিল, যার উজ্জ্বলতা, আবিষ্কারের পরে, কয়েক হাজার গুণ বেড়েছে এবং কয়েক মাস পরে তার আসল মূল্যে ফিরে এসেছে। 6 বছরের পর্যবেক্ষণের ফলে, বিজ্ঞানীরা এই সিদ্ধান্তে পৌঁছেছেন যে এই বস্তুটি দুটি নক্ষত্র যাদের একে অপরের চারপাশে কক্ষপথের সময়কাল 1.4 দিন। এই তথ্যগুলি বিজ্ঞানীদের বিশ্বাস করতে পরিচালিত করেছিল যে আগস্ট 2008 সালে, এই দুটি নক্ষত্রকে একত্রিত করার প্রক্রিয়া হয়েছিল।
নীল স্ট্র্যাগ্লারগুলি উচ্চ টর্ক দ্বারা চিহ্নিত করা হয়। উদাহরণস্বরূপ, 47 Tucanae ক্লাস্টারের মাঝখানে অবস্থিত নক্ষত্রের ঘূর্ণন গতি সূর্যের ঘূর্ণন গতির চেয়ে 75 গুণ বেশি। অনুমান অনুসারে, তাদের ভর ক্লাস্টারে অবস্থিত অন্যান্য নক্ষত্রের ভরের চেয়ে 2-3 গুণ বেশি। এছাড়াও, গবেষণার মাধ্যমে, এটি পাওয়া গেছে যে নীল তারাগুলি যদি অন্য যে কোনও নক্ষত্রের কাছাকাছি থাকে তবে পরবর্তীতে তাদের প্রতিবেশীদের তুলনায় অক্সিজেন এবং কার্বনের শতাংশ কম থাকবে। সম্ভবত, তারা তাদের কক্ষপথে চলমান অন্যান্য নক্ষত্র থেকে এই পদার্থগুলিকে টেনে নেয়, যার ফলস্বরূপ তাদের উজ্জ্বলতা এবং তাপমাত্রা বৃদ্ধি পায়। "ছিনতাই করা" নক্ষত্রগুলিতে, এমন জায়গাগুলি আবিষ্কৃত হয় যেখানে মূল কার্বনের অন্যান্য উপাদানগুলিতে রূপান্তরের প্রক্রিয়া ঘটেছিল।
নীল তারার নাম - উদাহরণ
রিগেল, গামা প্যারালিস, আলফা জিরাফ, জেটা ওরিওনিস, টাউ ক্যানিস মেজোরিস, জেটা পপিস
সাদা তারা সাদা তারা
ফ্রিডরিখ বেসেল, যিনি কোনিগসবার্গ অবজারভেটরির প্রধান ছিলেন, 1844 সালে একটি আকর্ষণীয় আবিষ্কার করেছিলেন। বিজ্ঞানী আকাশের সবচেয়ে উজ্জ্বল নক্ষত্র সিরিয়াস এর সামান্যতম বিচ্যুতি লক্ষ্য করেছেন আকাশ জুড়ে তার গতিপথ থেকে। জ্যোতির্বিজ্ঞানী পরামর্শ দিয়েছিলেন যে সিরিয়াসের একটি উপগ্রহ ছিল এবং তারা তাদের ভর কেন্দ্রের চারপাশে তারার আবর্তনের আনুমানিক সময়কাল গণনা করেছিল, যা প্রায় পঞ্চাশ বছর ছিল। বেসেল অন্যান্য বিজ্ঞানীদের কাছ থেকে পর্যাপ্ত সমর্থন খুঁজে পাননি, কারণ কেউ স্যাটেলাইট সনাক্ত করতে সক্ষম হয়নি, যদিও এর ভর সিরিয়াসের সাথে তুলনীয় হওয়া উচিত ছিল।
এবং মাত্র 18 বছর পরে, আলভান গ্রাহাম ক্লার্ক, যিনি সেই সময়ের সেরা টেলিস্কোপ পরীক্ষা করছিলেন, সিরিয়াসের কাছে একটি আবছা সাদা তারা আবিষ্কার করেছিলেন, যা তার উপগ্রহ হিসাবে পরিণত হয়েছিল, যার নাম সিরিয়াস বি।
এই সাদা তারার পৃষ্ঠটি 25 হাজার কেলভিনে উত্তপ্ত হয় এবং এর ব্যাসার্ধ ছোট। এটি বিবেচনায় নিয়ে, বিজ্ঞানীরা উপসংহারে পৌঁছেছেন যে উপগ্রহটির একটি উচ্চ ঘনত্ব রয়েছে (106 গ্রাম/সেমি 3 স্তরে, যখন সিরিয়াসের ঘনত্ব নিজেই প্রায় 0.25 গ্রাম/সেমি 3, এবং সূর্যের ঘনত্ব 1.4 গ্রাম/সেমি 3)। 55 বছর পরে (1917 সালে), আরেকটি সাদা বামন আবিষ্কৃত হয়েছিল, এটি আবিষ্কারকারী বিজ্ঞানীর নামে নামকরণ করা হয়েছিল - ভ্যান মানেন তারকা, যা মীন রাশিতে অবস্থিত।
সাদা তারার নাম - উদাহরণ
লাইরা নক্ষত্রমণ্ডলে ভেগা, অ্যাকিলা নক্ষত্রমণ্ডলে আলটেয়ার (গ্রীষ্ম এবং শরৎকালে দৃশ্যমান), সিরিয়াস, ক্যাস্টর।
হলুদ তারা - হলুদ তারা
হলুদ বামনগুলিকে সাধারণত ছোট প্রধান ক্রম নক্ষত্র বলা হয় যাদের ভর সূর্যের ভরের মধ্যে (0.8-1.4)। নামের দ্বারা বিচার করলে, এই জাতীয় তারাগুলির একটি হলুদ আভা থাকে, যা হাইড্রোজেন থেকে হিলিয়ামে ফিউশনের থার্মোনিউক্লিয়ার প্রক্রিয়ার সময় মুক্তি পায়।
এই ধরনের নক্ষত্রের পৃষ্ঠ 5-6 হাজার কেলভিন তাপমাত্রা পর্যন্ত উত্তপ্ত হয় এবং তাদের বর্ণালী শ্রেণীগুলি G0V এবং G9V এর মধ্যে থাকে। একটি হলুদ বামন প্রায় 10 বিলিয়ন বছর বেঁচে থাকে। একটি নক্ষত্রে হাইড্রোজেনের দহনের ফলে এটি আকারে বৃদ্ধি পায় এবং একটি লাল দৈত্যে পরিণত হয়। লাল দৈত্যের একটি উদাহরণ হল অ্যালডেবারান। এই জাতীয় নক্ষত্রগুলি তাদের বাইরের গ্যাসের স্তরগুলি ফেলে গ্রহের নীহারিকা গঠন করতে পারে। এই ক্ষেত্রে, কোরটি একটি সাদা বামনে রূপান্তরিত হয়, যার উচ্চ ঘনত্ব রয়েছে।
যদি আমরা হার্টজস্প্রাং-রাসেল ডায়াগ্রামটি বিবেচনা করি, তবে এটিতে হলুদ তারাগুলি মূল ক্রমটির কেন্দ্রীয় অংশে অবস্থিত। যেহেতু সূর্যকে একটি সাধারণ হলুদ বামন বলা যেতে পারে, তাই এর মডেলটি হলুদ বামনদের সাধারণ মডেল বিবেচনা করার জন্য বেশ উপযুক্ত। তবে আকাশে আরও কিছু বৈশিষ্ট্যপূর্ণ হলুদ তারা রয়েছে, যাদের নাম হল আলহিতা, দাবিখ, টলিমান, খারা ইত্যাদি। এই তারাগুলো খুব বেশি উজ্জ্বল নয়। উদাহরণস্বরূপ, একই টলিম্যান, যা আপনি যদি প্রক্সিমা সেন্টৌরিকে বিবেচনা না করেন, সূর্যের সবচেয়ে কাছে, এর 0ম মাত্রা রয়েছে, তবে একই সময়ে এর উজ্জ্বলতা সমস্ত হলুদ বামনের মধ্যে সর্বোচ্চ। এই নক্ষত্রটি সেন্টোরাস নক্ষত্রে অবস্থিত এবং এটি একটি জটিল সিস্টেমের অংশ যাতে 6টি তারা রয়েছে। টলিম্যানের বর্ণালী শ্রেণী হল G। কিন্তু Dabih, আমাদের থেকে 350 আলোকবর্ষ দূরে অবস্থিত, বর্ণালী শ্রেণীর F এর অন্তর্গত। কিন্তু এর উচ্চ উজ্জ্বলতা বর্ণালী শ্রেণীর - A0-এর অন্তর্গত কাছাকাছি একটি নক্ষত্রের উপস্থিতির কারণে।
টলিম্যান ছাড়াও, বর্ণালী ক্লাস জি-তে HD82943 রয়েছে, যা প্রধান অনুক্রমের উপর অবস্থিত। এই নক্ষত্রটির রাসায়নিক গঠন এবং সূর্যের মতো তাপমাত্রার কারণে দুটি বড় গ্রহও রয়েছে। যাইহোক, এই গ্রহগুলির কক্ষপথের আকৃতি বৃত্তাকার থেকে অনেক দূরে, তাই HD82943 এর কাছে তাদের পন্থা তুলনামূলকভাবে প্রায়ই ঘটে। বর্তমানে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা প্রমাণ করতে সক্ষম হয়েছেন যে এই নক্ষত্রে অনেক বেশি সংখ্যক গ্রহ ছিল, কিন্তু সময়ের সাথে সাথে এটি তাদের সমস্তকে শুষে নিয়েছে।
হলুদ তারার নাম - উদাহরণ
Toliman, star HD 82943, Hara, Dabih, Alhita
লাল তারা লাল তারা
যদি আপনার জীবনে অন্তত একবার আপনি আপনার টেলিস্কোপের লেন্সের মাধ্যমে দেখে থাকেন যে আকাশে একটি কালো পটভূমিতে জ্বলছে লাল তারা, তবে এই মুহূর্তটি মনে রাখা আপনাকে এই নিবন্ধে কী লেখা হবে তা আরও স্পষ্টভাবে কল্পনা করতে সহায়তা করবে। আপনি যদি এমন তারকাদের আগে কখনও না দেখে থাকেন তবে পরের বার তাদের খুঁজে বের করার চেষ্টা করতে ভুলবেন না। 
আপনি যদি আকাশের উজ্জ্বল লাল নক্ষত্রের একটি তালিকা তৈরি করতে বের হন, যেগুলি সহজেই একটি অপেশাদার টেলিস্কোপ দিয়েও খুঁজে পাওয়া যায়, আপনি দেখতে পাবেন যে তারা সবই কার্বন তারা। 1868 সালে প্রথম লাল তারার সন্ধান পাওয়া যায়। এই জাতীয় লাল দৈত্যগুলির তাপমাত্রা কম, উপরন্তু, তাদের বাইরের স্তরগুলি প্রচুর পরিমাণে কার্বন দিয়ে পূর্ণ। যদি পূর্বে অনুরূপ নক্ষত্র দুটি বর্ণালী শ্রেণী তৈরি করে - R এবং N, এখন বিজ্ঞানীরা তাদের একটি সাধারণ শ্রেণীতে সংজ্ঞায়িত করেছেন - C। প্রতিটি বর্ণালী শ্রেণীর উপশ্রেণী রয়েছে - 9 থেকে 0 পর্যন্ত। অধিকন্তু, C0 শ্রেণী মানে নক্ষত্রের উচ্চ তাপমাত্রা, কিন্তু C9 শ্রেণীর তারার চেয়ে কম লাল। এটাও গুরুত্বপূর্ণ যে সমস্ত কার্বন-প্রধান তারা সহজাতভাবে পরিবর্তনশীল: দীর্ঘ-কাল, আধা-নিয়মিত বা অনিয়মিত।
এছাড়াও, লাল আধা-নিয়মিত চলক নামক দুটি তারা এই তালিকায় অন্তর্ভুক্ত ছিল, যার মধ্যে সবচেয়ে বিখ্যাত হল m Cephei। উইলিয়াম হার্শেল এর অস্বাভাবিক লাল রঙের প্রতি আগ্রহী হয়ে ওঠেন এবং এটিকে "ডালিম" বলে অভিহিত করেন। এই জাতীয় তারাগুলি উজ্জ্বলতার অনিয়মিত পরিবর্তন দ্বারা চিহ্নিত করা হয়, যা কয়েক দশ থেকে কয়েকশ দিন পর্যন্ত স্থায়ী হতে পারে। এই ধরনের পরিবর্তনশীল নক্ষত্রগুলি M শ্রেণীর অন্তর্গত (2400 থেকে 3800 K পর্যন্ত পৃষ্ঠের তাপমাত্রা সহ শীতল তারা)।
রেটিংয়ের সমস্ত তারাই পরিবর্তনশীল এই বিষয়টি বিবেচনা করে, স্বরলিপিতে কিছুটা স্পষ্টতা আনতে হবে। এটি সাধারণত গৃহীত হয় যে লাল তারাগুলির একটি নাম রয়েছে যা দুটি উপাদান নিয়ে গঠিত - ল্যাটিন বর্ণমালার একটি অক্ষর এবং একটি পরিবর্তনশীল নক্ষত্রের নাম (উদাহরণস্বরূপ, টি হেয়ার)। একটি প্রদত্ত নক্ষত্রমন্ডলে আবিষ্কৃত প্রথম চলকটিকে R অক্ষরটি বরাদ্দ করা হয়েছে, এবং তাই, Z অক্ষর পর্যন্ত। যদি এরকম অনেকগুলি ভেরিয়েবল থাকে তবে তাদের জন্য ল্যাটিন অক্ষরগুলির একটি দ্বিগুণ সংমিশ্রণ প্রদান করা হয় - RR থেকে ZZ পর্যন্ত। এই পদ্ধতিটি আপনাকে 334 টি বস্তুর "নাম" করতে দেয়। এছাড়াও, ক্রমিক নম্বর (V228 সিগনাস) এর সাথে একত্রে V অক্ষর ব্যবহার করে তারাকে মনোনীত করা যেতে পারে। রেটিংয়ের প্রথম কলামটি ভেরিয়েবলের উপাধির জন্য সংরক্ষিত।
টেবিলের পরবর্তী দুটি কলাম 2000.0 সময়কালে তারার অবস্থান নির্দেশ করে। জ্যোতির্বিদ্যা উত্সাহীদের মধ্যে ইউরনোমেট্রিয়া 2000.0 অ্যাটলাসের জনপ্রিয়তার ক্রমবর্ধমান ফলস্বরূপ, রেটিংটির শেষ কলামটি রেটিংয়ে থাকা প্রতিটি তারার জন্য অনুসন্ধান চার্ট নম্বর প্রদর্শন করে। এই ক্ষেত্রে, প্রথম সংখ্যাটি ভলিউম নম্বরের একটি প্রদর্শন, এবং দ্বিতীয়টি কার্ডের সিরিয়াল নম্বর।
রেটিংটি নাক্ষত্রিক মাত্রার সর্বোচ্চ এবং সর্বনিম্ন উজ্জ্বলতার মানও প্রদর্শন করে। এটা মনে রাখা দরকার যে লাল রঙের বৃহত্তর সম্পৃক্তি তারাগুলিতে পরিলক্ষিত হয় যার উজ্জ্বলতা ন্যূনতম। তারার জন্য যাদের পরিবর্তনশীলতার সময়কাল জানা যায়, এটি দিনের সংখ্যা হিসাবে প্রদর্শিত হয়, কিন্তু যে বস্তুগুলির সঠিক সময়কাল নেই তাদের Irr হিসাবে প্রদর্শিত হয়।
একটি কার্বন তারকা খুঁজে পেতে খুব বেশি দক্ষতার প্রয়োজন হয় না; এটি দেখার জন্য আপনার টেলিস্কোপের ক্ষমতা যথেষ্ট। এমনকি এর আকার ছোট হলেও এর উজ্জ্বল লাল রঙ আপনার দৃষ্টি আকর্ষণ করবে। অতএব, আপনি যদি তাদের অবিলম্বে সনাক্ত করতে না পারেন তবে আপনার মন খারাপ করা উচিত নয়। কাছাকাছি একটি উজ্জ্বল তারা খুঁজে পেতে অ্যাটলাস ব্যবহার করা যথেষ্ট, এবং তারপরে এটি থেকে লালে সরানো।
বিভিন্ন পর্যবেক্ষক কার্বন তারাকে ভিন্নভাবে দেখেন। কারো কারো কাছে এগুলি রুবি বা দূরত্বে জ্বলতে থাকা একটি অঙ্গারের মতো। অন্যরা এই জাতীয় তারাগুলিতে লাল বা রক্ত-লাল ছায়া দেখতে পান। শুরুতে, রেটিংটিতে ছয়টি উজ্জ্বল লাল তারার একটি তালিকা রয়েছে, যা একবার পাওয়া গেলে, আপনি তাদের সৌন্দর্য পুরোপুরি উপভোগ করতে পারবেন।
লাল তারার নাম - উদাহরণ
তারকা রঙের পার্থক্য
অবর্ণনীয় রঙের শেড সহ তারার একটি বিশাল বৈচিত্র্য রয়েছে। ফলস্বরূপ, এমনকি একটি নক্ষত্রমণ্ডল "জুয়েল বক্স" নামটি পেয়েছে, যার ভিত্তিটি নীল এবং নীলকান্তমণি তারা দ্বারা গঠিত এবং এর কেন্দ্রে একটি উজ্জ্বল উজ্জ্বল কমলা তারা রয়েছে। আমরা যদি সূর্যকে বিবেচনা করি তবে এর একটি ফ্যাকাশে হলুদ রঙ রয়েছে।
তারার মধ্যে রঙের পার্থক্যকে প্রভাবিত করার একটি সরাসরি কারণ হল তাদের পৃষ্ঠের তাপমাত্রা। এই সহজভাবে ব্যাখ্যা করা হয়. আলো তার প্রকৃতি দ্বারা তরঙ্গ আকারে বিকিরণ হয়। তরঙ্গদৈর্ঘ্য হল এর ক্রেস্টের মধ্যে দূরত্ব এবং খুব ছোট। এটি কল্পনা করার জন্য, আপনাকে 1 সেমিকে 100 হাজার অভিন্ন অংশে ভাগ করতে হবে। এই কণাগুলির মধ্যে বেশ কয়েকটি আলোর তরঙ্গদৈর্ঘ্য তৈরি করবে।
বিবেচনা করে যে এই সংখ্যাটি বেশ ছোট হতে চলেছে, প্রতিটি, এমনকি সবচেয়ে নগণ্য, এটিতে পরিবর্তনের কারণে আমরা যে চিত্রটি লক্ষ্য করি তা পরিবর্তন হবে। সর্বোপরি, আমাদের দৃষ্টি আলোর বিভিন্ন তরঙ্গদৈর্ঘ্যকে বিভিন্ন রঙ হিসাবে উপলব্ধি করে। উদাহরণস্বরূপ, নীল রঙের তরঙ্গ রয়েছে যার দৈর্ঘ্য লালের চেয়ে 1.5 গুণ কম।
এছাড়াও, আমরা প্রায় প্রত্যেকেই জানি যে তাপমাত্রা শরীরের রঙের উপর খুব সরাসরি প্রভাব ফেলতে পারে। উদাহরণস্বরূপ, আপনি যে কোনও ধাতব বস্তু নিতে পারেন এবং আগুনে লাগাতে পারেন। গরম করার সময় এটি লাল হয়ে যাবে। যদি আগুনের তাপমাত্রা উল্লেখযোগ্যভাবে বৃদ্ধি পায়, তবে বস্তুর রঙ পরিবর্তিত হবে - লাল থেকে কমলা, কমলা থেকে হলুদ, হলুদ থেকে সাদা এবং অবশেষে সাদা থেকে নীল-সাদা।
যেহেতু সূর্যের পৃষ্ঠের তাপমাত্রা প্রায় 5.5 হাজার 0 সেলসিয়াস, এটি হলুদ নক্ষত্রের একটি সাধারণ উদাহরণ। তবে উষ্ণতম নীল তারাগুলি 33 হাজার ডিগ্রি পর্যন্ত তাপ করতে পারে।
রঙ এবং তাপমাত্রা বিজ্ঞানীরা শারীরিক আইন ব্যবহার করে সংযুক্ত করেছিলেন। কিভাবে একটি শরীরের তাপমাত্রা সরাসরি তার বিকিরণের সমানুপাতিক এবং তরঙ্গদৈর্ঘ্যের বিপরীতভাবে সমানুপাতিক। লালের তুলনায় নীল তরঙ্গের তরঙ্গদৈর্ঘ্য কম। গরম গ্যাস ফোটন নির্গত করে, যার শক্তি সরাসরি তাপমাত্রার সমানুপাতিক এবং তরঙ্গদৈর্ঘ্যের বিপরীতভাবে সমানুপাতিক। এই কারণেই উষ্ণতম নক্ষত্রগুলি একটি নীল-নীল নির্গমন পরিসীমা দ্বারা চিহ্নিত করা হয়।
যেহেতু তারাগুলিতে পারমাণবিক জ্বালানী সীমাহীন নয়, তাই এটি খাওয়ার প্রবণতা রয়েছে, যা তারার শীতল হওয়ার দিকে পরিচালিত করে। অতএব, মধ্যবয়সী নক্ষত্রগুলি হলুদ, এবং আমরা পুরানো তারাগুলিকে লাল হিসাবে দেখি।
সূর্য আমাদের গ্রহের খুব কাছাকাছি থাকার ফলে এর রঙ নির্ভুলভাবে বর্ণনা করা যায়। কিন্তু এক মিলিয়ন আলোকবর্ষ দূরে থাকা নক্ষত্রের জন্য কাজটি আরও জটিল হয়ে ওঠে। এর জন্য স্পেকট্রোগ্রাফ নামক একটি যন্ত্র ব্যবহার করা হয়। বিজ্ঞানীরা নক্ষত্র দ্বারা নির্গত আলো এটির মধ্য দিয়ে যায়, যার ফলস্বরূপ প্রায় যে কোনও তারাকে বর্ণালীভাবে বিশ্লেষণ করা সম্ভব।
উপরন্তু, একটি তারার রঙ ব্যবহার করে, আপনি তার বয়স নির্ধারণ করতে পারেন, কারণ গাণিতিক সূত্রগুলি একটি নক্ষত্রের তাপমাত্রা নির্ধারণ করতে বর্ণালী বিশ্লেষণ ব্যবহার করা সম্ভব করে, যেখান থেকে তার বয়স গণনা করা সহজ।
তারকাদের গোপন ভিডিও দেখুন অনলাইনে
মহাকাশে বিপুল সংখ্যক তারা রয়েছে। উজ্জ্বল এবং বিশালগুলি খালি চোখে দেখা যায়, এমনকি যদি তারা খুব দূরে থাকে, এমনকি মহাজাগতিক মান দ্বারাও। তবে আরও অনেক বামন তারা রয়েছে। তাদের খালি চোখে দেখা প্রায় অসম্ভব। বামন তারার মধ্যে লাল বামন রয়েছে যারা ইতিমধ্যে তাদের দরকারী জীবন যাপন করছে। এবং বাদামী বামন, যাকে খুব কমই তারা বলা যেতে পারে। এবং ইতিমধ্যে প্রায় শীতল সাদা বামন, যা শেষ পর্যন্ত কালো হয়ে যাবে।
আমাদের গ্রহে প্রকৃতির একটি নির্দিষ্ট নিয়ম রয়েছে যে জীব যত ছোট, তার ব্যক্তি তত বেশি। তারকাদের ক্ষেত্রেও এই আইন প্রযোজ্য। এই অবস্থা অনেক প্রশ্নের জন্ম দেয়। সর্বোপরি, পৃথিবীতে জীবিত প্রাণীর সাথে সবকিছু অত্যন্ত পরিষ্কার, তবে তারাগুলির সাথে এটি সম্পূর্ণরূপে পরিষ্কার নয়। বিজ্ঞানীরা এই ধাঁধার অর্ধেক সমাধান করেছেন। মহাকর্ষীয় পতন থেকে নিজেদের বজায় রাখার জন্য, প্রচুর ওজনের নক্ষত্রদের উচ্চ তাপমাত্রায় উত্তপ্ত হতে হবে এবং ফলস্বরূপ, কয়েক মিলিয়ন বছরে তারা কেবল তাদের শক্তি সরবরাহ নিঃশেষ করে ফেলে, যেহেতু শত শত কেন্দ্রে তাপমাত্রা বজায় রাখার জন্য লক্ষ লক্ষ ডিগ্রি, এই শক্তির খুব বড় খরচের জন্য এই শক্তিরই প্রয়োজন হয়। বামনরা নিঃশব্দে ধোঁকায়, কোটি কোটি বছর ধরে তাদের "জ্বালানি" প্রসারিত করে। আমাদের গ্যালাক্সি মাত্র তেরো বিলিয়ন বছর বয়সী, তাই, যখনই একটি বামন আবির্ভূত হয়, এটি আজ অবধি বেঁচে থাকে। প্রশ্নের দ্বিতীয়ার্ধটি হল দৈত্য নক্ষত্ররা বামনদের তুলনায় অনেক কম ঘন ঘন জন্ম নেয়। আমাদের সূর্যের মতো প্রতি 100টি নক্ষত্রের জন্য, শুধুমাত্র একটি নক্ষত্রের চেয়ে দশগুণ বেশি বৃহদায়তন দেখা যায়। এটি সঠিকভাবে এমন প্রশ্ন যা বিজ্ঞানীরা এখনও উত্তর দেননি। দীর্ঘকাল ধরে, জ্যোতির্বিজ্ঞানের শ্রেণীবিভাগের মধ্যে এমন বস্তুর জন্য কোন স্থান ছিল না যা তারা বা গ্রহ নয়। এই ধরনের বস্তুর অস্তিত্ব আছে কিনা এই প্রশ্নটি কয়েক দশক ধরে জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের উদ্বিগ্ন করেছে। কিন্তু নব্বই দশকের মাঝামাঝি সময়ে সৌরজগতের বাইরে এমন গ্রহের সন্ধান পাওয়া যায়। তারা সৌরজগতের বৃহত্তম গ্রহ বৃহস্পতির চেয়েও বেশি বৃহদায়তনে পরিণত হয়েছে। 
কিন্তু একটি গ্রহ এবং একটি নক্ষত্রের মধ্যে রেখাটি কোথায় আঁকতে হবে তা নিয়ে প্রশ্ন উঠেছে। এটি বিশ্বাস করা হয়েছিল যে তারকাটি তার শক্তির প্রধান উত্স ব্যবহার করে, যেমন থার্মোনিউক্লিয়ার প্রতিক্রিয়া। প্রতিফলিত হওয়ার কারণে গ্রহগুলো জ্বলজ্বল করে স্বেতাএবং এটিতে থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়া ঘটে না। কিন্তু দেখা গেল যে থার্মোনিউক্লিয়ার বিক্রিয়ার বস্তু আছে যেখানে তারা ঘটে, কিন্তু শক্তির প্রধান উৎস নয়। জ্যোতির্পদার্থবিদ কুমার গণনা করেছেন যে যদি একটি মহাজাগতিক দেহের ভর সূর্যের ভরের 7.5% বা তার বেশি হয়, তবে এই জাতীয় বস্তুর কেন্দ্রে প্রতিক্রিয়া ঘটার জন্য তাপমাত্রা যথেষ্ট হবে। এই মানটিকে "হাইড্রোজেন দাহ্যতা সীমা" বলা হত। উদাহরণস্বরূপ, যদি একটি নক্ষত্রের ভর সূর্যের 8% থাকে, তবে এটি প্রায় ছয় ট্রিলিয়ন বছর ধরে ধোঁয়া উঠবে, যা মহাবিশ্বের বয়সের 400 গুণ।
শিব কুমারের উদ্ভাবিত বাদামী বামনদের অনুসন্ধান তিন দশক ধরে অব্যাহত ছিল। যদিও এই বিজ্ঞানী একজন তাত্ত্বিক ছিলেন, তিনিও এমন একটি নক্ষত্রের সন্ধানের আশায় টেলিস্কোপ হাতে নিয়েছিলেন। এটা অবিলম্বে স্পষ্ট যে আমাদের অন্যান্য নক্ষত্রের কাছাকাছি অনুসন্ধান করতে হবে, যার দূরত্ব ইতিমধ্যেই জানা ছিল। তবে এই তারাটি উজ্জ্বল হওয়া উচিত নয়, কারণ এটি কেবল টেলিস্কোপটিকে অন্ধ করে দেবে এবং এটিকে ম্লান বামন দেখতে বাধা দেবে। ফলস্বরূপ, লাল নক্ষত্রের কাছাকাছি বা ইতিমধ্যেই শীতল সাদাগুলি দেখতে প্রয়োজন ছিল। কিন্তু সে সময় এসব অনুসন্ধান ব্যর্থ হয়।
এটি তখনই যখন আরও সংবেদনশীল যন্ত্র উপলব্ধ হয়েছিল যে জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা খুব ম্লান লাল বামন সনাক্ত করতে সক্ষম হয়েছিল। সময়ের সাথে সাথে, এটি স্পষ্ট হয়ে উঠেছে যে তথাকথিত "ব্যর্থ তারা" সনাক্ত করতে বিশাল টেলিস্কোপ থাকা দরকার নেই।
1995 থেকে 1997 পর্যন্ত, এই জাতীয় অনেকগুলি বস্তু আবিষ্কৃত হয়েছিল, যা গ্রহ এবং নক্ষত্রের মধ্যে অবস্থিত নতুন বস্তুকে শ্রেণীবদ্ধ করা সম্ভব করেছিল।
প্রশ্নের বিভাগে অনুগ্রহ করে লেখকের দেওয়া বামন নক্ষত্রের উদাহরণ দিন শেভরনসেরা উত্তর হল Dwarf STARS, আমাদের গ্যালাক্সিতে সবচেয়ে সাধারণ নক্ষত্রের ধরন - সূর্য সহ 90% তারা এর অন্তর্গত। HERZSPRUNG-RUSSELL DIAGRAM-এ তাদের অবস্থান অনুসারে তাদের প্রধান সিকোয়েন্স স্টারও বলা হয়। "বামন" নামটি নক্ষত্রের আকারকে তাদের আলোকসজ্জার সাথে বোঝায় না, তাই এই শব্দটির কোন ক্ষুদ্র অর্থ নেই।
হোয়াইট ডোয়ার্ফগুলি খুব ছোট তারা যা বিবর্তনের শেষ পর্যায়ে রয়েছে। যদিও তাদের ব্যাস লাল বামনের চেয়ে ছোট (পৃথিবীর চেয়ে বড় নয়), তাদের ভর সূর্যের সমান। আমাদের রাতের আকাশের উজ্জ্বল নক্ষত্র হল সিরিয়াস (প্রাচীন মিশরীয়দের মধ্যে ডগ ডন)। - ডবল ডন: এতে একটি সাদা বামন রয়েছে, যাকে পপি বলা হয় (সিরিয়াসের ল্যাটিন নাম - "অবকাশ" - মানে "ছোট কুকুর")। ইরিডানাস নক্ষত্রমন্ডলে সাদা বামন ওমিক্রন-2 হল এমন একটি বামন যা পৃথিবী থেকে খালি চোখে দেখা যায়।
লাল বামনরা বৃহস্পতির চেয়ে বড়, কিন্তু আমাদের সূর্যের মতো গড় আকারের নক্ষত্রের চেয়ে ছোট। তাদের দীপ্তি সূর্যের আলোর ০.০১%। একটিও লাল বামনকে খালি চোখে দেখা যায় না, এমনকি আমাদের সবচেয়ে কাছেরটিও - প্রক্সিমা সেন্টোরি।
বাদামী বামনগুলি খুব শীতল মহাজাগতিক বস্তু, বৃহস্পতির থেকে সামান্য বড়। বাদামী বামনরা অন্যান্য নক্ষত্রের মতোই গঠন করে, কিন্তু তাদের প্রাথমিক ভর পারমাণবিক বিক্রিয়া ঘটার জন্য অপর্যাপ্ত; তাদের প্রভুত্ব খুবই দুর্বল। কালো বামনরা ছোট, শান্ত, "মৃত" তারা। ব্ল্যাক ডোয়ার্ফগুলি তাদের গভীরতায় পারমাণবিক বিক্রিয়া ঘটানোর জন্য যথেষ্ট পরিমাণে নয়, বা তাদের সমস্ত পারমাণবিক জ্বালানী পুড়ে গেছে এবং তারা পোড়া কয়লার মতো বেরিয়ে যায়। ক্ষুদ্রতম তারা নিউট্রন তারা।
তারা শুধুমাত্র সৌরজগতে নয়, সমগ্র মহাবিশ্বের সবচেয়ে উষ্ণতম বস্তু। থার্মোনিউক্লিয়ার প্রতিক্রিয়াগুলি তাদের ভিতরে ক্রমাগত ঘটে এবং এই প্রতিক্রিয়াগুলির ফলস্বরূপ প্রচুর পরিমাণে শক্তি নির্গত হয়। নক্ষত্রের তাপমাত্রা বিশাল আকারে পৌঁছায় - 2 থেকে 60 হাজার ডিগ্রি সেলসিয়াস পর্যন্ত। তবে সব তারকা একরকম নয়। অন্যান্য, অনেক শীতল তারা আছে.
বাদামী বামন কোন শ্রেণীর বস্তুর অন্তর্গত?
ব্রাউন ডোয়ার্ফ মহাবিশ্বের অন্যতম রহস্যময় বস্তু। যে নক্ষত্রের ওজন সূর্যের চেয়ে 10 গুণ কম তাদের লাল বামন হিসাবে শ্রেণীবদ্ধ করা হয়। কিন্তু একজন বিজ্ঞানী এই ধারণাটি স্বীকার করবেন না যে একটি লাল বামন একটি তারকা নয়। এবং 1990-এর দশকের মাঝামাঝি, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা এমন বস্তু খুঁজে পেয়েছিলেন যেগুলিকে "কালো ভূত" বলা হত। তাদের বিশাল আকার এবং চিত্তাকর্ষক মাধ্যাকর্ষণ ছিল।
ভর পরিমাপ
যে গ্রহটির ভর সাধারণত একটি বাদামী বামনের সাথে তুলনা করা হয় সেটি হল বৃহস্পতি। এখানে বাদামী বামন রয়েছে যা এই গ্রহের চেয়ে 12 গুণ বড়। বিজ্ঞানীরা তাদের তারা হিসাবে শ্রেণীবদ্ধ করা কঠিন বলে মনে করেন। কিন্তু এত বিশাল বস্তুকে গ্রহ বলা যায় না। বর্তমানে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা সক্রিয়ভাবে এই প্রশ্ন নিয়ে আলোচনা করছেন যে গ্যাস দৈত্য এবং বাদামী বামনকে বিভিন্ন বিভাগে শ্রেণীবদ্ধ করা উচিত কিনা (স্মরণ করুন যে বৃহস্পতি গ্রহটি একটি গ্যাস দৈত্য)।
বাদামী বামনগুলি বৃহস্পতির চেয়ে কয়েক ডজন গুণ বড়, তবে একই সময়ে, "কালো ভূত" সূর্যের চেয়ে প্রায় একশ গুণ ছোট। বাদামী বামনদের আরেকটি নাম হল ব্রাউন ডোয়ার্ফ। বিজ্ঞানে তাদের উপ-নাক্ষত্রিক বস্তু বলার প্রথা থাকা সত্ত্বেও, তারা এখনও তারা, যদিও তাদের খুব অস্বাভাবিক বৈশিষ্ট্য রয়েছে।
প্রথম অনুমান
জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা প্রথম 1960 এর দশকে এই ধরণের বস্তু সম্পর্কে কথা বলতে শুরু করেছিলেন। যাইহোক, তাদের অস্তিত্ব সম্পর্কে একক অনুমান নিশ্চিত করা হয়নি। অনেক উচ্চাভিলাষী বিজ্ঞানী কৌতূহলী হয়েছিলেন এবং অনুরূপ বস্তুগুলি খুঁজে বের করার চেষ্টা করে মহাবিশ্বের আশেপাশের নিবিড়ভাবে অধ্যয়ন করতে শুরু করেছিলেন। কিন্তু দীর্ঘ 35 বছর ধরে, কেউ একটি বস্তু এমনকি দূর থেকে একটি বাদামী বামন সদৃশ খুঁজে পেতে সক্ষম ছিল না। যাইহোক, ঘটনাগুলির এই ফলাফলটি বেশ স্বাভাবিক ছিল - সর্বোপরি, এই ধরণের তারা তার নিজস্ব আলো নির্গত করে না, বা এর উজ্জ্বলতা এত কম যে এটি লক্ষ্য করা অসম্ভব। উপরন্তু, স্থল-ভিত্তিক টেলিস্কোপগুলির এই ধরনের বস্তু সনাক্ত করার জন্য যথেষ্ট কম সংবেদনশীলতা রয়েছে।
বাদামী বামনের বৈশিষ্ট্য
জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা বাদামী বামনকে গ্রহ বা নক্ষত্র হিসাবে শ্রেণীবদ্ধ করতে পারে না। সবচেয়ে সহজ সংজ্ঞাটি হবে: "এক ধরনের অপূর্ণ তারা।" তারা খুব খারাপভাবে বৃদ্ধি পেয়েছিল, তাদের ওজনের একটি নির্দিষ্ট ওজনে পৌঁছাতে খুব কমই সক্ষম হয়েছিল যেখানে তাদের ভিতরে থার্মোনিউক্লিয়ার প্রতিক্রিয়াগুলির প্রক্রিয়া শুরু হবে, যার জন্য আকাশে সাধারণ তারাগুলি জ্বলজ্বল করে। এই কারণেই বাদামী বামন আলো ও তাপের উৎস নয়। জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের পক্ষে তাদের অবস্থান নির্ধারণ করা অত্যন্ত কঠিন।
যাইহোক, বিজ্ঞানীদের সবসময় কিছু গোপনীয়তা থাকে যা তারা ব্যবহার করতে পারে। উদাহরণস্বরূপ, বাদামী বামনের গ্লো বর্ণালীতে লিথিয়ামের চিহ্ন সর্বদা উপস্থিত থাকে। এই ধাতুটি প্রায়শই ব্যাটারির উত্পাদনের মতো বিভিন্ন ধরণের শিল্পে ব্যবহৃত হয়। কিন্তু লিথিয়াম মহাকাশে বিরল কারণ এটি এই ধরনের পরিস্থিতিতে সহজেই ক্ষয়প্রাপ্ত হয়। যাইহোক, এই ধাতুটি বাদামী বামনদের সাধারণ।
ঠান্ডা তারার বায়ুমণ্ডল
আরেকটি চিহ্ন যার দ্বারা এই ধরনের নক্ষত্রের অবস্থান নির্ণয় করা যায় তা হল মিথেনের উপস্থিতি। উচ্চ তাপমাত্রার কারণে এই গ্যাস সাধারণ নক্ষত্রে জমতে পারে না। যাইহোক, বাদামী বামনরা তুলনামূলকভাবে ঠান্ডা হয়, তাই মিথেন সহজেই তাদের বায়ুমণ্ডলে জমা হয়। এই ধরনের নক্ষত্রের মিথেন বায়ুমণ্ডল অত্যন্ত ঘন।
হিংস্র বাতাস তাদের পৃষ্ঠের উপর প্রচণ্ড ক্ষিপ্ত হয়, এবং অন্যান্য নক্ষত্রের রশ্মি এখানে কখনও প্রবেশ করে না এবং সেই অনুযায়ী, আবহাওয়া কখনই অনুকূল নয়। এই কারণেই বাদামী বামনরা ফটোতে অতিথিপরায়ণ দেখায়। মহাকাশ অভিযাত্রীরা কখনই এই নক্ষত্রের কাছাকাছি যেতে পারে না।
তাদের পৃষ্ঠে জাহাজ অবতরণ করা অসম্ভব। তাদের মাধ্যাকর্ষণ শক্তি এতটাই ভয়ঙ্কর যে জাহাজটি ধাতুর স্তূপে পরিণত হওয়ার আগেই মহাকাশচারীরা অবিলম্বে এর খপ্পরে পড়ে মারা যাবে।
বাদামী বামনদের অনেকগুলি সক্রিয়ভাবে নিজেদের চারপাশে গ্যাস এবং ধূলিকণার মেঘ তৈরি করছে, যা থেকে, ঘুরে, গ্রহগুলি গঠিত হয়। সম্প্রতি গিরগিটি নক্ষত্রমণ্ডলে এমন একটি গ্রহতন্ত্রের সন্ধান পাওয়া গেছে।
নিকটতম বস্তু
এবং 2014 সালে, সমস্ত জ্যোতির্বিজ্ঞানের ম্যাগাজিন শিরোনামে পূর্ণ ছিল: "সৌরজগতের আশেপাশে একটি বাদামী বামন পাওয়া গেছে।" বাদামী বামনটির নাম ছিল WISE J085510.83-071442.5। এটি সূর্য থেকে প্রায় 7.2 আলোকবর্ষ দূরে অবস্থিত। তুলনার জন্য: আমাদের নিকটতম সিস্টেমটি হল আলফা সেন্টোরি, এবং এটি পৃথিবী গ্রহ থেকে 4 আলোকবর্ষে অবস্থিত। এই বাদামী বামনের ভর বিজ্ঞানীরা আনুমানিকভাবে অনুমান করেছেন। এটি বিশ্বাস করা হয় যে এই বস্তুটি বৃহস্পতি গ্রহের চেয়ে 3-10 গুণ বড়। কিছু জ্যোতির্বিজ্ঞানী পরামর্শ দেন যে এত ভরের সাথে, বাদামী বামনকে একবার গ্যাস দৈত্য হিসাবে শ্রেণীবদ্ধ করা যেতে পারে, যা শেষ পর্যন্ত সৌরজগতের বাইরে নিক্ষিপ্ত হয়েছিল।
যাইহোক, বেশিরভাগ গবেষকরা এখনও বিশ্বাস করেন যে এই বস্তুটি বাদামী বামনদের গ্রুপের অন্তর্গত। সর্বোপরি, তারা মহাবিশ্বে বেশ সাধারণ। পরবর্তীকালে, জ্যোতির্বিজ্ঞানী কেভিন লুহম্যান, যিনি এই বস্তুর ফটোগ্রাফ বিশ্লেষণ করেছিলেন, আরও দুটি বাদামী বামন আবিষ্কার করেছিলেন। তারা আমাদের গ্রহ থেকে 6.5 আলোকবর্ষ দূরে অবস্থিত। জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা সরাসরি সৌরজগতে অন্য কোনো বাদামী বামনের সন্ধান পাননি। সম্ভবত এই সমস্ত আবিষ্কার ভবিষ্যতে আসতে বাকি আছে.
সূর্যের রহস্যময় উপগ্রহ
সৌরজগতে একটি বিশেষ বাদামী বামনের অস্তিত্ব সম্পর্কে আরেকটি ধারণা রয়েছে - নেমেসিস। এটি একটি তাত্ত্বিকভাবে প্রস্তাবিত তারা যা একসময় সূর্যের "সঙ্গী" ছিল। যাইহোক, বিজ্ঞানীরা এখনও তর্ক করছেন যে এটি কোন বিভাগের অন্তর্গত - বাদামী, লাল বা সাদা বামন। পৃথিবীতে বিভিন্ন জৈবিক প্রজাতির বিলুপ্তির চক্রাকার প্রক্রিয়া ব্যাখ্যা করার জন্য নেমেসিসের অস্তিত্বের তত্ত্বটি সামনে রাখা হয়েছিল - বিজ্ঞানীদের মতে, এটি প্রতি 27 বিলিয়ন বছরে ঘটেছিল।
যাইহোক, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা এখনও নেমেসিসের অস্তিত্বের নিশ্চিতকরণ খুঁজে পাননি। এটি বিশ্বাস করা হয় যে এই তারাটি সূর্যের একটি উপগ্রহ হতে পারে এবং আরও দীর্ঘায়িত কক্ষপথে ঘুরতে পারে। সূর্যের চারপাশে ঘূর্ণায়মান আরেকটি নক্ষত্র আছে এই তত্ত্বটি গত শতাব্দীর 70 এবং 80 এর দশকে বৈজ্ঞানিক বৃত্তে জনপ্রিয় ছিল। নক্ষত্রটি যখন গ্রহগুলির কাছে আসে, তখন এটি তাদের কক্ষপথে মহাকর্ষীয় ব্যাঘাত ঘটায়, যার ফলে প্রজাতির ব্যাপক বিলুপ্তি হতে পারে। এছাড়াও, নক্ষত্রটি ওর্ট মেঘ থেকে ধূমকেতু পৃথিবীতে আনতে পারে, যার মাধ্যমে এটি প্রতি 27 বিলিয়ন বছর অতিক্রম করে।
সৌরজগতের আশেপাশে বাদামী বামন
কিছুক্ষণ আগে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা সৌরজগতের কাছাকাছি অতি-ঠান্ডা তারা - বাদামী বামন -গুলির একটি দল আবিষ্কার করেছিলেন। গবেষণাটির নেতৃত্বে ছিলেন মন্ট্রিল জ্যোতির্বিদ জে রবার্ট। এই আবিষ্কারগুলি বিজ্ঞানীদের আরও নির্ধারণ করতে সাহায্য করবে যে এই বস্তুগুলি আমাদের স্টার সিস্টেমের কাছাকাছি, সেইসাথে অন্যান্য কাছাকাছি এলাকায় কতটা ঘনত্বে অবস্থিত। জ্যোতির্বিজ্ঞানী জে. রবার্টের দল ১৬৫টি বাদামী বামন আবিষ্কার করেছে। এই সুপারকুল নক্ষত্রগুলির এক তৃতীয়াংশ (একটি শব্দ যার অর্থ তাদের পৃষ্ঠের তাপমাত্রা 2,200 কেলভিনের কম) বেশ অস্বাভাবিক রাসায়নিক রচনা রয়েছে। বিজ্ঞানীরা বিশ্বাস করেন যে এই ধরণের বেশিরভাগ তারার আবিষ্কার কেবল ভবিষ্যতেই ঘটবে, কারণ পূর্ববর্তী বিজ্ঞানীরা বিপুল সংখ্যক বস্তুকে "উপেক্ষা" করেছিলেন।
লোড হচ্ছে...