তারা গঠন

তারা গঠন হ'ল সেই প্রক্রিয়া যার মাধ্যমে আন্তঃনাক্ষত্রিক আণবিক মেঘের ঘন অঞ্চলগুলি, কখনও কখনও "নাক্ষত্রিক নার্সারি" বা "তারা-গঠনকারী অঞ্চল" হিসাবে উল্লিখিত হয়, ধসে পড়ে এবং তারা গঠন করে।^[১] জ্যোতির্বিদ্যার একটি শাখা হিসাবে, তারা গঠনের ক্ষেত্রে তারা গঠন প্রক্রিয়াটির পূর্ববর্তী হিসাবে আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যম (আইএসএম) এবং দৈত্তাকার আণবিক মেঘের (জিএমসি) অধ্যয়ন এবং তাৎক্ষণিক উৎপাদ হিসাবে প্রোটোস্টার এবং নবীন নাক্ষত্রিক বস্তুগুলির অধ্যায়ন অন্তর্ভুক্ত। এটি জ্যোতির্বিদ্যার আরেকটি শাখা, গ্রহ গঠনের সাথে নিবিড় ভাবে জড়িত। একক তারা গঠনের হিসাবরক্ষণের পাশাপাশি তারা গঠনের তত্ত্বকে যুগ্ন তারার পরিসংখ্যান এবং প্রাথমিক ভর ফাংশনেরও হিসাব করতে হয়। বেশিরভাগ তারা বিচ্ছিন্ন হয়ে গঠিত না হয়ে তারা গুচ্ছ বা নাক্ষত্রিক সংঘ হিসাবে পরিচিত একটি নাক্ষত্রিক দলের অংশ হিসাবে গঠিত হয়।^[২]

নাক্ষত্রিক নার্সারি

হাবল স্পেস টেলিস্কোপের চিত্রটি পিলার অভ ক্রিয়েশন বা সৃষ্টির স্তম্ভ হিসাবে পরিচিত, যেখানে ঈগল নীহারিকাতে তারা তৈরি হচ্ছে

আন্তনাক্ষত্রিক মেঘ

আকাশগঙ্গার মতো একটি সর্পিল ছায়াপথে, তারা, নাক্ষত্রিক ধ্বংসাবশেষ, গ্যাস এবং ধূলিকণার একটি বিকীর্ণ আন্তনাক্ষত্রিক মাধ্যম (আইএসএম) থাকে। আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যম, প্রতি ঘন সেমিতে ১০^−৪ থেকে ১০^৬ টি কণা নিয়ে গঠিত যা ভরের দিক থেকে সাধারণত প্রায় ৭০% হাইড্রোজেন দ্বারা ও অবশিষ্টাংশের বেশিরভাগই হিলিয়াম দ্বারা গঠিত হয়। এই মাধ্যম রাসায়নিকভাবে প্রচুর পরিমাণে ভারী মৌল দ্বারা সমৃদ্ধ যা কোনো নক্ষত্র মেইন-সিকোয়েন্স জীবনকাল পেরিয়ে যাওয়ার পরে নির্গত হয়। আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের উচ্চ ঘনত্বের অঞ্চলগুলি মেঘ বা বিকীর্ণ নীহারিকা গঠন করে, যেখানে নক্ষত্র গঠিত হয়।^[৩][৪] সর্পিল ছায়াপথের বিপরীতে, একটি উপবৃত্তাকার ছায়াপথ প্রায় এক বিলিয়ন বছরের মধ্যে তার আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের শীতল উপাদান হারাতে থাকে, যা ছায়াপথটিকে অন্যান্য ছায়াপথের সাথে সংযোজন ব্যতীত বিকীর্ণ নীহারিকা তৈরিতে বাধা দেয়।^[৫]

ঘন নীহারিকায়, যেখানে নক্ষত্র উৎদিত হয়, বেশিরভাগ হাইড্রোজেনই আণবিক (H₂) আকারে থাকে, তাই এই নীহারিকাগুলিকে আণবিক মেঘ বলা হয়।^[৪] পর্যবেক্ষণগুলি ইঙ্গিত দেয় যে শীতলতম মেঘগুলি নিম্ন-ভর সম্পন্ন তারা তৈরি করে, মেঘের অভ্যন্তরে ইনফ্রারেডে প্রথমে পর্যবেক্ষিত হয়, তারপরে মেঘগুলি বিলুপ্ত হলে তাদের পৃষ্ঠের দৃশ্যমান আলোতে দেখা যায়। অন্যদিকে দৈত্যাকার আণবিক মেঘগুলি, যা সাধারণত উষ্ণ হয়, সকল ভরের তারা সৃষ্টি করে।^[৬] এই দৈত্তাকার আণবিক মেঘের ঘনত্ব, ঘন সেমি প্রতি ১০০ টি কণা, ১০০ আলোক-বর্ষের ব্যাস (৯.৫ × ১০^১৪ কিমি), ৬ মিলিয়ন সৌর ভর, এবং গড় অভ্যন্তরীণ তাপমাত্রা ১০ কেলভিন নিয়ে গঠিত হয়।^[৭] গ্যালাকটিক আইএসএমের প্রায় অর্ধেক ভর আণবিক মেঘে পাওয়া যায় এবং মিল্কিওয়েতে আনুমানিক ৬,০০০ আণবিক মেঘ রয়েছে, যার প্রতিটিরই ভর ১০,০০,০০০ সৌর ভরেরও বেশি।^[৮][৯] সূর্যের নিকটতম নীহারিকা যেখানে বৃহত্তর নক্ষত্র তৈরি হচ্ছে সেটি হল ১,৩০০০ আলোক বর্ষ (১.২ × ১০^১৬ কিমি) দূরের কালপুরুষ নীহারিকা।^[১০] যাইহোক, প্রায় ৪০০-৪৫০ আলোকবর্ষ দূরের ρ ওফিউচি ক্লাউড কমপ্লেক্সে নিম্ন ভরযুক্ত তারা উৎপাদিত হচ্ছে।^[১১]

তারা গঠনের আরও কমপ্যাক্ট স্থান হ'ল বোক গ্লোবিউল নামে পরিচিত ঘন গ্যাস এবং ধুলির অস্বচ্ছ মেঘ, যার নামকরণ করা হয়েছে জ্যোতির্বিজ্ঞানী বার্ট বোকের নামে। এগুলি আণবিক মেঘের পতন বা সম্ভবত স্বাধীনভাবে মিলিত হয়ে গঠিত হতে পারে।^[১২] বোক গ্লোবিউলগুলি সাধারণত এক আলোক বর্ষের উপরে বিস্তৃত এবং কয়েক সৌর ভর সম্পন্ন হয়ে থাকে।^[১৩] এগুলি তম মেঘ হিসাবে উজ্জ্বল নিঃস্বারি নীহারিকা বা আবহ তারার বিরুদ্ধে সিলুয়েট হিসাবে লক্ষ্য করা যায়। প্রায় অর্ধ শতাধিক বোক গ্লোবিউল পাওয়া গেছে যারা নতুন গঠিত তারা ধারণ করে।^[১৪]

প্রারম্ভিক মহাবিশ্বে ছায়াপথের গোষ্ঠ^[১৫]

মেঘের পতন

যতক্ষণ পর্যন্ত, অভ্যন্তরীণ মহাকর্ষীয় শক্তির বিভব শক্তির সাথে গ্যাসের চাপের গতি শক্তি সাম্যাবস্থা বজায় রাখে, ততক্ষণ গ্যাসের একটি আন্তঃনাক্ষত্রিক মেঘ হাইড্রোস্ট্যাটিক সাম্যাবস্থায় থাকবে। গাণিতিকভাবে এটি ভাইরাল উপপাদ্য ব্যবহার করে প্রকাশ করা হয়েছে, যা বলে যে ভারসাম্য বজায় রাখতে মহাকর্ষীয় বিভব শক্তিকে অভ্যন্তরীণ তাপীয় শক্তির দ্বিগুণ হতে হবে।^[১৬] যদি কোনও মেঘ এত বড় হয় যে গ্যাস চাপ এটি সমর্থন করার জন্য অপর্যাপ্ত, তাহলে মেঘটির মহাকর্ষীয় পতন ঘটবে। ভর, যার উপরে মেঘ ধসে পড়বে তাকে জিন্স ভর বলে। জিন্স ভর মেঘের তাপমাত্রা এবং ঘনত্বের উপর নির্ভর করে, তবে সাধারণত হাজার থেকে দশ হাজার সৌর ভর হয়ে থাকে।^[৪] মেঘের পতনের সময় কয়েক ডজন থেকে দশ হাজার তারা একই সাথে কমবেশি তৈরি হয় যা তথাকথিত এম্বেডেড গুচ্ছে পর্যবেক্ষণযোগ্য। কেন্দ্র পতনের শেষ উৎপাদটি হল তারাগুলির একটি মুক্ত গুচ্ছ।^[১৭]

কালপুরুষ নীহারিকা কমপ্লেক্সের আলমা পর্যবেক্ষণগুলি তারা গঠনের সময়কার বিস্ফোরণগুলির অন্তর্দৃষ্টি সরবরাহ করে^[১৮]

ট্রিগার্ড তারা গঠনে, বেশ কয়েকটি ঘটনার মধ্যে একটি, আণবিক মেঘকে সংকুচিত করতে এবং এর মহাকর্ষীয় পতন শুরু করতে পারে। আণবিক মেঘগুলি একে অপরের সাথে সংঘর্ষে পড়তে পারে বা নিকটবর্তী সুপারনোভা বিস্ফোরণটি একটি ট্রিগার হতে পারে যা মেঘের মধ্যে খুব বেশি গতিতে অভিঘানিত পদার্থ প্রেরণ করে।^[৪] (উৎপন্ন নতুন তারা নিজেরাই খুব শীঘ্রই সুপারনোভা তৈরি করতে পারে যা স্ব প্রসারণ কারী তারা গঠন তৈরি করে) বিকল্পভাবে, গ্যালাকটিক সংঘর্ষগুলি তারা গঠনের বিশাল তারাবিস্ফোরণ আরম্ভ করতে পারে কারণ প্রতিটি ছায়াপথের গ্যাস মেঘ জোয়ার বল দ্বারা সংকুচিত এবং আলোড়িত হয়।^[১৯] পরবর্তী প্রক্রিয়াটি গোলাকৃতি গুচ্ছ গঠনের জন্য দায়ী হতে পারে।^[২০]

গ্যালাক্সির কেন্দ্রে একটি অতিবৃহৎ ব্ল্যাকহোল একটি গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াসে তারা গঠনের হারকে নিয়ন্ত্রণ করতে পারে। একটি ব্ল্যাকহোল যা তার কাছের পদার্থকে বিবৃদ্ধি করছে তা ক্রিয়াশীল হয়ে উঠতে পারে যা একটি ক্রমবর্ধমান আপেক্ষিক জেটের মাধ্যমে একটি সবল বাতাস নির্গত করে। এটি তারকা গঠনকে সীমাবদ্ধ করতে পারে। অতিবৃহৎ ব্ল্যাকহোল হতে আলোর গতির কাছাকাছি নির্গত রেডিও-ফ্রিকোয়েন্সি-নির্গমনকারী কণাগুলি বৃদ্ধ ছায়াপথগুলিতে নতুন তারা তৈরিতে বাধা দিতে পারে।^[২১] তবে, জেটগুলির চারপাশে রেডিও নির্গমন তারকা গঠনের সূত্রপাতও করতে পারে। একইভাবে, একটি দুর্বল জেটের যখন মেঘের সাথে সংঘর্ষ হয় তখন তারা গঠনের সূত্রপাত হতে পারে।^[২২]

বামন ছায়াপথ ইএসও ৫৫৩-৪৬ এর তারা গঠনের হার আকাশগঙ্গার নিকটবর্তী ১০০০ বা তার চেয়েও বেশি ছায়াপথের তারকা গঠনের হারের মধ্যে অন্যতম।^[২৩]

এটি ধসে পড়ার সাথে সাথে একটি আণবিক মেঘ, একটি শ্রেণিবিন্যাসিক পদ্ধতিতে ছোট এবং আরো ছোট টুকরা হতে থাকে, যতক্ষণ না খণ্ডগুলি নাক্ষত্রিক ভরে পৌঁছায়। এই প্রতিটি খণ্ডে, ঢলে পড়া গ্যাস মহাকর্ষীয় বিভব শক্তি মুক্তির দ্বারা প্রাপ্ত শক্তিকে দূরে সরিয়ে দেয়। ঘনত্ব বাড়ার সাথে সাথে খণ্ডগুলি অস্বচ্ছ হয়ে যায় এবং এইভাবে তাদের শক্তি বিকিরণে কম দক্ষ হয়ে যায়। এটি মেঘের তাপমাত্রা বাড়ায় এবং আরও খণ্ড হওয়া থেকে বাধা দেয়। এগুলি এখন গ্যাসের একটি ঘূর্ণয়মান গোলকে পরিণত হয় যা নাখত্রিক ভ্রুণ হিসেবে কাজ করে।^[২৪]

ধসে পড়া মেঘের এই চিত্রটিকে জটিল করে তোলে, টারবুলেন্স, ম্যাক্রোস্কোপিক প্রবাহ, ঘূর্ণন, চৌম্বক ক্ষেত্র এবং মেঘ জ্যামিতির প্রভাব। ঘূর্ণন এবং চৌম্বক ক্ষেত্র উভয়ই মেঘের পতনকে বাধাগ্রস্ত করতে পারে। মেঘের বিভাজন সৃষ্টিতে টারবুলেন্স গুরুত্বপূর্ণ ভূমিকা পালন করে এবং সবচেয়ে ছোট আকারের স্কেলে, এটি ধসে পড়াকে বর্ধিত করে।^{[২৫][২৬][২৭]}

আরও দেখুন

• বিবৃদ্ধি
• জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক বস্তু
• মহাবিশ্বের কালানুক্রম
• সৌরজগতের জন্ম ও বিবর্তন

তথ্যসূত্র

1. Stahler, S. W. & Palla, F. (২০০৪)। The Formation of Stars। Weinheim: Wiley-VCH। আইএসবিএন 3-527-40559-3। 
2. Lada, Charles J.; Lada, Elizabeth A. (২০০৩-০৯-০১)। "Embedded Clusters in Molecular Clouds"। Annual Review of Astronomy and Astrophysics। 41 (1): 57–115। arXiv:astro-ph/0301540 । আইএসএসএন 0066-4146। ডিওআই:10.1146/annurev.astro.41.011802.094844। 
3. O'Dell, C. R.। "Nebula"। World Book at NASA। World Book, Inc.। ২০০৫-০৪-২৯ তারিখে মূল থেকে আর্কাইভ করা। সংগ্রহের তারিখ ২০০৯-০৫-১৮। 
4. Prialnik, Dina (২০০০)। An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution। Cambridge University Press। 195–212। আইএসবিএন 0-521-65065-8। 
5. Dupraz, C.; Casoli, F. (জুন ৪–৯, ১৯৯০)। "The Fate of the Molecular Gas from Mergers to Ellipticals"। Dynamics of Galaxies and Their Molecular Cloud Distributions: Proceedings of the 146th Symposium of the International Astronomical Union। Paris, France: Kluwer Academic Publishers। বিবকোড:1991IAUS..146..373D। উদ্ধৃতি টেমপ্লেট ইংরেজি প্যারামিটার ব্যবহার করেছে (link)
6. Lequeux, James (২০১৩)। Birth, Evolution and Death of Stars। World Scientific। আইএসবিএন 978-981-4508-77-3। 
7. Williams, J. P.; Blitz, L.; McKee, C. F. (২০০০)। "The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF"। Protostars and Planets IV। পৃষ্ঠা 97। arXiv:astro-ph/9902246 । বিবকোড:2000prpl.conf...97W। উদ্ধৃতি টেমপ্লেট ইংরেজি প্যারামিটার ব্যবহার করেছে (link)
8. Alves, J.; Lada, C.; Lada, E. (২০০১)। Tracing H₂ Via Infrared Dust Extinction। Cambridge University Press। পৃষ্ঠা 217। আইএসবিএন 0-521-78224-4। 
9. Sanders, D. B.; Scoville, N. Z.; Solomon, P. M. (১৯৮৫-০২-০১)। "Giant molecular clouds in the Galaxy. II – Characteristics of discrete features"। Astrophysical Journal, Part 1। 289: 373–387। ডিওআই:10.1086/162897। বিবকোড:1985ApJ...289..373S। 
10. Sandstrom, Karin M.; Peek, J. E. G.; Bower, Geoffrey C.; Bolatto, Alberto D.; Plambeck, Richard L. (২০০৭)। "A Parallactic Distance of ${\displaystyle 389_{-21}^{+24}}$ Parsecs to the Orion Nebula Cluster from Very Long Baseline Array Observations"। The Astrophysical Journal। 667 (2): 1161। arXiv:0706.2361 । ডিওআই:10.1086/520922। বিবকোড:2007ApJ...667.1161S। 
11. Wilking, B. A.; Gagné, M.; Allen, L. E. (২০০৮)। "Star Formation in the ρ Ophiuchi Molecular Cloud"। Bo Reipurth। Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications। arXiv:0811.0005 । বিবকোড:2008hsf2.book..351W। 
12. Khanzadyan, T.; Smith, M. D.; Gredel, R.; Stanke, T.; Davis, C. J. (ফেব্রুয়ারি ২০০২)। "Active star formation in the large Bok globule CB 34"। Astronomy and Astrophysics। 383 (2): 502–518। ডিওআই:10.1051/0004-6361:20011531 । বিবকোড:2002A&A...383..502K। 
13. Hartmann, Lee (২০০০)। Accretion Processes in Star Formation। Cambridge University Press। পৃষ্ঠা 4। আইএসবিএন 0-521-78520-0। 
14. Smith, Michael David (২০০৪)। The Origin of Stars। Imperial College Press। পৃষ্ঠা 43–44। আইএসবিএন 1-86094-501-5। 
15. "ALMA Witnesses Assembly of Galaxies in the Early Universe for the First Time"। সংগ্রহের তারিখ ২৩ জুলাই ২০১৫। 
16. Kwok, Sun (২০০৬)। Physics and chemistry of the interstellar medium। University Science Books। পৃষ্ঠা 435–437। আইএসবিএন 1-891389-46-7। 
17. Battaner, E. (১৯৯৬)। Astrophysical Fluid Dynamics। Cambridge University Press। পৃষ্ঠা 166–167। আইএসবিএন 0-521-43747-4। 
18. "ALMA Captures Dramatic Stellar Fireworks"। www.eso.org। সংগ্রহের তারিখ ১০ এপ্রিল ২০১৭। 
19. Jog, C. J. (আগস্ট ২৬–৩০, ১৯৯৭)। "Starbursts Triggered by Cloud Compression in Interacting Galaxies"। Barnes, J. E.; Sanders, D. B.। Proceedings of IAU Symposium #186, Galaxy Interactions at Low and High Redshift। Kyoto, Japan। বিবকোড:1999IAUS..186..235J। উদ্ধৃতি টেমপ্লেট ইংরেজি প্যারামিটার ব্যবহার করেছে (link)
20. Keto, Eric; Ho, Luis C.; Lo, K.-Y. (ডিসেম্বর ২০০৫)। "M82, Starbursts, Star Clusters, and the Formation of Globular Clusters"। The Astrophysical Journal। 635 (2): 1062–1076। arXiv:astro-ph/0508519 । ডিওআই:10.1086/497575। বিবকোড:2005ApJ...635.1062K। 
21. Gralla, Meg; ও অন্যান্য (সেপ্টেম্বর ২৯, ২০১৪)। "A measurement of the millimetre emission and the Sunyaev–Zel'dovich effect associated with low-frequency radio sources"। Monthly Notices of the Royal Astronomical Society। Oxford University Press। 445 (1): 460–478। arXiv:1310.8281 । ডিওআই:10.1093/mnras/stu1592। বিবকোড:2014MNRAS.445..460G। 
22. van Breugel, Wil; ও অন্যান্য (নভেম্বর ২০০৪)। T. Storchi-Bergmann; L.C. Ho; Henrique R. Schmitt, সম্পাদকগণ। The Interplay among Black Holes, Stars and ISM in Galactic Nuclei। Cambridge University Press। পৃষ্ঠা 485–488। arXiv:astro-ph/0406668 । ডিওআই:10.1017/S1743921304002996। বিবকোড:2004IAUS..222..485V। উদ্ধৃতি টেমপ্লেট ইংরেজি প্যারামিটার ব্যবহার করেছে (link)
23. "Size can be deceptive"। www.spacetelescope.org। সংগ্রহের তারিখ ৯ অক্টোবর ২০১৭। 
24. Prialnik, Dina (২০০০)। An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution। Cambridge University Press। পৃষ্ঠা 198–199। আইএসবিএন 0-521-65937-X। 
25. Hartmann, Lee (২০০০)। Accretion Processes in Star Formation। Cambridge University Press। পৃষ্ঠা 22। আইএসবিএন 0-521-78520-0। 
26. Li, Hua-bai; Dowell, C. Darren; Goodman, Alyssa; Hildebrand, Roger; Novak, Giles (২০০৯-০৮-১১)। "Anchoring Magnetic Field in Turbulent Molecular Clouds"। The Astrophysical Journal। 704 (2): 891। arXiv:0908.1549 । ডিওআই:10.1088/0004-637X/704/2/891। বিবকোড:2009ApJ...704..891L। 
27. Ballesteros-Paredes, J.; Klessen, R. S.; Mac Low, M.-M.; Vazquez-Semadeni, E. (২০০৭)। "Molecular Cloud Turbulence and Star Formation"। Reipurth, B.; Jewitt, D.; Keil, K.। Protostars and Planets V। পৃষ্ঠা 63–80। আইএসবিএন 978-0-8165-2654-3।