নাক্ষত্রিক চৌম্বক ক্ষেত্র

From LTRC
সূর্যের চৌম্বক ক্ষেত্র এই ফিলামেন্ট অগ্ন্যুৎপাতকে চালিত করছে। NOAA চিত্র।

File:The Dynamic Solar Magnetic Field.webm

একটি নাক্ষত্রিক চৌম্বক ক্ষেত্র (stellar magnetic field) হলো একটি নক্ষত্র-এর অভ্যন্তরে পরিবাহী প্লাজমা-র গতির ফলে উৎপন্ন একটি চৌম্বক ক্ষেত্র। এই গতি পরিচলন (convection)-এর মাধ্যমে সৃষ্টি হয়, যা হলো শক্তির পরিবহনের একটি রূপ যেখানে পদার্থের ভৌত স্থানান্তর ঘটে। একটি স্থানীয় চৌম্বক ক্ষেত্র প্লাজমার ওপর একটি বল প্রয়োগ করে, যা কার্যকরভাবে ঘনত্বের কোনো উল্লেখযোগ্য বৃদ্ধি ছাড়াই চাপ বাড়িয়ে দেয়। এর ফলে, চুম্বকীয় অঞ্চলটি প্লাজমার বাকি অংশের তুলনায় উপরে উঠে আসে, যতক্ষণ না এটি নক্ষত্রের আলোক মণ্ডল (photosphere)-এ পৌঁছায়। এটি পৃষ্ঠতলে স্টারস্পট (starspot) এবং এর সাথে সম্পর্কিত করোনাল লুপ (coronal loop)-এর মতো ঘটনা তৈরি করে।[1]

পরিমাপ

নিচের বর্ণালীটি উপরের উৎসে চৌম্বক ক্ষেত্র প্রয়োগ করার পর জিম্যান প্রভাব প্রদর্শন করছে।

একটি নক্ষত্রের চৌম্বক ক্ষেত্র জিম্যান প্রভাব (Zeeman effect) ব্যবহার করে পরিমাপ করা যেতে পারে। সাধারণত একটি নক্ষত্রের বায়ুমণ্ডলের পরমাণুগুলো তড়িৎচৌম্বক বর্ণালী-র নির্দিষ্ট কম্পাঙ্কের শক্তি শোষণ করে, যা বর্ণালীতে বৈশিষ্ট্যসূচক গাঢ় শোষণ রেখা (absorption line) তৈরি করে। তবে, যখন পরমাণুগুলো একটি চৌম্বক ক্ষেত্রের মধ্যে থাকে, তখন এই রেখাগুলো বিভক্ত হয়ে একাধিক কাছাকাছি অবস্থিত রেখায় পরিণত হয়। শক্তিটিও মেরুকৃত (polarized) হয়ে যায়, যার অভিমুখ চৌম্বক ক্ষেত্রের অভিমুখের ওপর নির্ভর করে। সুতরাং, জিম্যান প্রভাবের রেখাগুলো পরীক্ষা করে নক্ষত্রের চৌম্বক ক্ষেত্রের শক্তি এবং দিক নির্ণয় করা সম্ভব।[2][3]

নক্ষত্রের চৌম্বক ক্ষেত্র পরিমাপের জন্য একটি নাক্ষত্রিক স্পেকট্রোপোলারমিটার (stellar spectropolarimeter) ব্যবহৃত হয়। এই যন্ত্রটি একটি স্পেকট্রোগ্রাফ এবং একটি পোলারমিটার-এর সমন্বয়ে গঠিত। নাক্ষত্রিক চৌম্বক ক্ষেত্র অধ্যয়নের জন্য নিবেদিত প্রথম যন্ত্রটি ছিল NARVAL, যা ফরাসি পিরেনিজ পর্বতমালায় পিক দু মিদি দে বিগর-এ বার্নার্ড লায়ট টেলিস্কোপ-এ বসানো হয়েছিল।[4]

বিভিন্ন পরিমাপ—যার মধ্যে গত ১৫০ বছরের ম্যাগনেটোমিটার পরিমাপ;[5] গাছের বলয়ে 14C; এবং বরফের কোরে 10Be[6]—দশক, শতাব্দী এবং সহস্রাব্দ সময়কাল ধরে সূর্যের চৌম্বকীয় পরিবর্তনশীলতা প্রমাণ করেছে।[7]

ক্ষেত্র উৎপাদন

সৌর ডায়নামো (solar dynamo) তত্ত্ব অনুযায়ী, নাক্ষত্রিক চৌম্বক ক্ষেত্রগুলো নক্ষত্রের পরিচলন অঞ্চলের (convective zone) মধ্যে উৎপন্ন হয়। পরিবাহী প্লাজমার পরিচলন সঞ্চালন একটি ডায়নামো-র মতো কাজ করে। এই কার্যকলাপ নক্ষত্রের আদিম চৌম্বক ক্ষেত্রকে ধ্বংস করে এবং তারপর একটি দ্বিমেরু চৌম্বক ক্ষেত্র তৈরি করে। যেহেতু নক্ষত্রটি ডিফারেনশিয়াল রোটেশন বা ব্যবকলনমূলক ঘূর্ণনের মধ্য দিয়ে যায়—অর্থাৎ বিভিন্ন অক্ষাংশের জন্য বিভিন্ন হারে ঘোরে—চৌম্বকত্বটি "ফ্লাক্স রোপ" (flux ropes)-এর একটি টরয়েডাল ক্ষেত্রে পরিণত হয় যা নক্ষত্রটিকে ঘিরে ফেলে। ক্ষেত্রগুলো অত্যন্ত ঘনীভূত হতে পারে, যা পৃষ্ঠতলে বেরিয়ে আসার সময় কার্যকলাপ তৈরি করে।[8]

পরিবাহী গ্যাস বা তরলের ঘূর্ণায়মান বস্তুর চৌম্বক ক্ষেত্রটি ডিফারেনশিয়াল রোটেশন (বস্তুর বিভিন্ন অংশের ভিন্ন কৌণিক বেগ), কোরিওলিস বল এবং আবেশের সমন্বয়ের কারণে স্ব-বিবর্ধনশীল বৈদ্যুতিক প্রবাহ এবং এইভাবে একটি স্ব-উৎপন্ন চৌম্বক ক্ষেত্র তৈরি করে। প্রবাহের বিন্যাস বেশ জটিল হতে পারে, যার মধ্যে অসংখ্য খোলা এবং বন্ধ লুপ থাকে, এবং তাই তাদের নিকটবর্তী চৌম্বক ক্ষেত্রটিও বেশ প্যাঁচানো হয়। তবে, দূরবর্তী স্থানে বিপরীত দিকে প্রবাহিত প্রবাহের চৌম্বক ক্ষেত্রগুলো একে অপরকে বাতিল করে দেয় এবং কেবল একটি নেট ডাইপোল ক্ষেত্র টিকে থাকে, যা দূরত্ব বাড়ার সাথে সাথে ধীরে ধীরে হ্রাস পায়। যেহেতু প্রধান প্রবাহগুলো পরিবাহী ভরের গতির দিকে (নিরক্ষীয় প্রবাহ) প্রবাহিত হয়, তাই উৎপন্ন চৌম্বক ক্ষেত্রের প্রধান উপাদানটি হলো নিরক্ষীয় কারেন্ট লুপের ডাইপোল ক্ষেত্র, যা একটি ঘূর্ণায়মান বস্তুর ভৌগোলিক মেরুর কাছাকাছি চৌম্বক মেরু তৈরি করে।

সমস্ত মহাজাগতিক বস্তুর চৌম্বক ক্ষেত্র প্রায়শই ঘূর্ণনের দিকের সাথে সারিবদ্ধ থাকে, তবে কিছু পালসার-এর মতো উল্লেখযোগ্য ব্যতিক্রমও রয়েছে।

পর্যায়ক্রমিক ক্ষেত্র বিপরীতকরণ

এই ডায়নামো মডেল-এর আরেকটি বৈশিষ্ট্য হলো যে প্রবাহগুলো ডিসি (DC)-এর পরিবর্তে এসি (AC)। তাদের দিক, এবং এইভাবে তাদের দ্বারা উৎপন্ন চৌম্বক ক্ষেত্রের দিক, কম-বেশি পর্যায়ক্রমে পরিবর্তিত হয়, প্রশস্ততা পরিবর্তন করে এবং দিক বিপরীত করে, যদিও তা ঘূর্ণন অক্ষের সাথে মোটামুটি সারিবদ্ধ থাকে।

সূর্য-এর চৌম্বক ক্ষেত্রের প্রধান উপাদান প্রতি ১১ বছর অন্তর দিক পরিবর্তন করে (তাই পর্যায়কাল প্রায় ২২ বছর), যার ফলে বিপরীতকরণের সময়ের কাছাকাছি চৌম্বক ক্ষেত্রের মাত্রা হ্রাস পায়। এই সুপ্তাবস্থায়, সানস্পট কার্যকলাপ সর্বোচ্চ থাকে (প্লাজমার ওপর চৌম্বক ব্রেকিং-এর অভাবের কারণে) এবং এর ফলে, উচ্চ শক্তির প্লাজমা সৌর করোনা এবং আন্তঃগ্রহ মহাকাশে ব্যাপকভাবে নিক্ষিপ্ত হয়। বিপরীতমুখী চৌম্বক ক্ষেত্রযুক্ত প্রতিবেশী সানস্পটগুলোর সংঘর্ষের ফলে দ্রুত অদৃশ্য হয়ে যাওয়া চৌম্বক ক্ষেত্রের অঞ্চলের কাছাকাছি শক্তিশালী বৈদ্যুতিক ক্ষেত্র তৈরি হয়। এই বৈদ্যুতিক ক্ষেত্রটি ইলেকট্রন এবং প্রোটনকে উচ্চ শক্তিতে (কিলো-ইলেকট্রনভোল্ট) ত্বরান্বিত করে, যার ফলে অত্যন্ত উত্তপ্ত প্লাজমার জেট সূর্যের পৃষ্ঠ থেকে বেরিয়ে আসে এবং করোনা প্লাজমাকে উচ্চ তাপমাত্রায় (লক্ষ লক্ষ কেলভিন) উত্তপ্ত করে।

যদি গ্যাস বা তরল খুব সান্দ্র হয় (যার ফলে অশান্ত ডিফারেনশিয়াল গতি হয়), তবে চৌম্বক ক্ষেত্রের বিপরীতকরণ খুব একটা পর্যায়ক্রমিক নাও হতে পারে। পৃথিবীর চৌম্বক ক্ষেত্রের ক্ষেত্রে এমনটাই ঘটে, যা একটি সান্দ্র বহিঃস্থ কোরে অশান্ত প্রবাহ দ্বারা উৎপন্ন হয়।

পৃষ্ঠতলের কার্যকলাপ

স্টারস্পট হলো নক্ষত্রের পৃষ্ঠতলে তীব্র চৌম্বকীয় কার্যকলাপের অঞ্চল। (সূর্যের ক্ষেত্রে, এদের সানস্পট বলা হয়।) এগুলো নক্ষত্রের পরিচলন অঞ্চল-এর মধ্যে গঠিত চৌম্বক ফ্লাক্স টিউব-এর একটি দৃশ্যমান উপাদান তৈরি করে। নক্ষত্রের ডিফারেনশিয়াল রোটেশনের কারণে, টিউবটি কুঁচকে যায় এবং প্রসারিত হয়, যা পরিচলনকে বাধা দেয় এবং স্বাভাবিকের চেয়ে কম তাপমাত্রার অঞ্চল তৈরি করে।[9] করোনাল লুপ প্রায়শই স্টারস্পটের উপরে তৈরি হয়, যা চৌম্বক ক্ষেত্র রেখা থেকে গঠিত হয় যা নাক্ষত্রিক করোনা-র দিকে প্রসারিত হয়। এগুলো আবার করোনাকে দশ লক্ষ কেলভিন-এর বেশি তাপমাত্রায় উত্তপ্ত করতে কাজ করে।[10]

স্টারস্পট এবং করোনাল লুপের সাথে যুক্ত চৌম্বক ক্ষেত্রগুলো নাক্ষত্রিক ফ্লেয়ার (stellar flare) কার্যকলাপ এবং সংশ্লিষ্ট করোনাল মাস ইজেকশন-এর সাথে যুক্ত। প্লাজমা লক্ষ লক্ষ কেলভিন তাপমাত্রায় উত্তপ্ত হয় এবং কণাগুলো চরম বেগে নক্ষত্রের পৃষ্ঠ থেকে দূরে ত্বরান্বিত হয়।[11]

পৃষ্ঠতলের কার্যকলাপ প্রধান অনুক্রমের (main-sequence) নক্ষত্রগুলোর বয়স এবং ঘূর্ণন হারের সাথে সম্পর্কিত বলে মনে হয়। দ্রুত ঘূর্ণন হারযুক্ত তরুণ নক্ষত্রগুলো শক্তিশালী কার্যকলাপ প্রদর্শন করে। বিপরীতে, ধীর ঘূর্ণন হারযুক্ত মধ্যবয়সী, সূর্য-সদৃশ নক্ষত্রগুলো কম মাত্রার কার্যকলাপ দেখায় যা চক্রাকারে পরিবর্তিত হয়। কিছু বয়স্ক নক্ষত্র প্রায় কোনো কার্যকলাপই প্রদর্শন করে না, যার অর্থ হতে পারে তারা সূর্যের মাউন্ডার মিনিমাম-এর মতো একটি সুপ্তাবস্থায় প্রবেশ করেছে। নাক্ষত্রিক কার্যকলাপের সময়ের পরিবর্তনের পরিমাপ নক্ষত্রের ডিফারেনশিয়াল রোটেশনের হার নির্ধারণের জন্য দরকারী হতে পারে।[12]

ম্যাগনেটোস্ফিয়ার

একটি চৌম্বক ক্ষেত্রযুক্ত নক্ষত্র একটি ম্যাগনেটোস্ফিয়ার তৈরি করবে যা বাইরের দিকে আশেপাশের মহাকাশে প্রসারিত হয়। এই ক্ষেত্রের ক্ষেত্র রেখাগুলো নক্ষত্রের একটি চৌম্বক মেরু থেকে উৎপন্ন হয় এবং অন্য মেরুতে শেষ হয়, একটি বদ্ধ লুপ তৈরি করে। ম্যাগনেটোস্ফিয়ারে নাক্ষত্রিক বায়ু (stellar wind) থেকে আটকে পড়া চার্জযুক্ত কণা থাকে, যা তখন এই ক্ষেত্র রেখা বরাবর চলে। নক্ষত্রটি ঘোরার সাথে সাথে ম্যাগনেটোস্ফিয়ারটিও তার সাথে ঘোরে, চার্জযুক্ত কণাগুলোকে টেনে নিয়ে যায়।[13]

যেহেতু নক্ষত্রগুলো আলোক মণ্ডল থেকে নাক্ষত্রিক বায়ুর মাধ্যমে পদার্থ নির্গত করে, ম্যাগনেটোস্ফিয়ারটি নিক্ষিপ্ত পদার্থের ওপর একটি টর্ক (torque) তৈরি করে। এর ফলে নক্ষত্র থেকে আশেপাশের মহাকাশে কৌণিক ভরবেগ (angular momentum)-এর স্থানান্তর ঘটে, যা নাক্ষত্রিক ঘূর্ণন-এর হারকে ধীর করে দেয়। দ্রুত ঘূর্ণনশীল নক্ষত্রগুলোর ভর হারানোর হার বেশি থাকে, যার ফলে ভরবেগের দ্রুত হ্রাস ঘটে। ঘূর্ণন হার ধীর হওয়ার সাথে সাথে কৌণিক মন্দনও হ্রাস পায়। এই উপায়ে, একটি নক্ষত্র ধীরে ধীরে শূন্য ঘূর্ণনের অবস্থার দিকে এগিয়ে যাবে, কিন্তু কখনোই পুরোপুরি সেখানে পৌঁছাবে না।[14]

চৌম্বকীয় নক্ষত্র

SU Aur (একটি তরুণ T Tauri টাইপ নক্ষত্র)-এর পৃষ্ঠতলের চৌম্বক ক্ষেত্র, যা জিম্যান-ডপলার ইমেজিং-এর মাধ্যমে পুনর্গঠিত

একটি T Tauri star হলো এক ধরনের প্রাক-প্রধান অনুক্রম নক্ষত্র (pre-main-sequence star) যা মহাকর্ষীয় সংকোচনের মাধ্যমে উত্তপ্ত হচ্ছে এবং এখনও তার কেন্দ্রে হাইড্রোজেন পোড়ানো শুরু করেনি। এগুলো পরিবর্তনশীল নক্ষত্র যা চৌম্বকীয়ভাবে সক্রিয়। এই নক্ষত্রগুলোর চৌম্বক ক্ষেত্র তার শক্তিশালী নাক্ষত্রিক বায়ুর সাথে মিথস্ক্রিয়া করে, আশেপাশের প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্ক-এ কৌণিক ভরবেগ স্থানান্তর করে বলে মনে করা হয়। এটি নক্ষত্রটিকে তার ঘূর্ণন হার ধীর করতে দেয় যখন এটি সংকুচিত হয়।[15]

ছোট, এম-ক্লাস নক্ষত্র (০.১–০.৬ সৌর ভর বিশিষ্ট) যা দ্রুত, অনিয়মিত পরিবর্তনশীলতা প্রদর্শন করে, তাদের ফ্লেয়ার স্টার বলা হয়। এই ওঠানামাগুলো ফ্লেয়ারের কারণে ঘটে বলে ধারণা করা হয়, যদিও নক্ষত্রের আকারের তুলনায় কার্যকলাপ অনেক বেশি শক্তিশালী। এই শ্রেণির নক্ষত্রের ফ্লেয়ারগুলো পরিধির ২০% পর্যন্ত প্রসারিত হতে পারে এবং বর্ণালীর নীল ও অতিবেগুনী অংশে তাদের শক্তির বেশিরভাগ বিকিরণ করে।[16]

নক্ষত্র যাদের কেন্দ্রে নিউক্লীয় ফিউশন ঘটে এবং অ-হাইড্রোজেন ফিউশনকারী ব্রাউন ডয়ার্ফ-এর মধ্যবর্তী সীমানায় রয়েছে আল্ট্রাকুল ডয়ার্ফ। এই বস্তুগুলো তাদের শক্তিশালী চৌম্বক ক্ষেত্রের কারণে রেডিও তরঙ্গ নির্গত করতে পারে। এই বস্তুগুলোর প্রায় ৫-১০%-এর চৌম্বক ক্ষেত্র পরিমাপ করা হয়েছে।[17] এদের মধ্যে সবচেয়ে শীতল, ৮০০-৯০০ কেলভিন তাপমাত্রার 2MASS J10475385+2124234, ১.৭ kG-এর চেয়ে শক্তিশালী চৌম্বক ক্ষেত্র ধরে রাখে, যা পৃথিবীর চৌম্বক ক্ষেত্রের চেয়ে প্রায় ৩০০০ গুণ শক্তিশালী।[18] রেডিও পর্যবেক্ষণগুলো আরও ইঙ্গিত দেয় যে তাদের চৌম্বক ক্ষেত্রগুলো পর্যায়ক্রমে তাদের অভিমুখ পরিবর্তন করে, যা সৌর চক্র-এর সময় সূর্যের মতো।[19]

প্ল্যানেটারি নেবুলা তৈরি হয় যখন একটি রেড জায়ান্ট নক্ষত্র তার বাইরের আবরণ নির্গত করে, গ্যাসের একটি প্রসারিত খোলস তৈরি করে। তবে এটি একটি রহস্য যে কেন এই খোলসগুলো সবসময় গোলাকার প্রতিসম হয় না। ৮০% প্ল্যানেটারি নেবুলার গোলাকার আকৃতি নেই; পরিবর্তে তারা বাইপোলার বা উপবৃত্তাকার নেবুলা গঠন করে। অ-গোলাকার আকৃতি গঠনের একটি অনুমান হলো নক্ষত্রের চৌম্বক ক্ষেত্রের প্রভাব। সব দিকে সমানভাবে প্রসারিত হওয়ার পরিবর্তে, নিক্ষিপ্ত প্লাজমা চৌম্বক মেরুগুলোর মাধ্যমে বেরিয়ে যাওয়ার প্রবণতা দেখায়। অন্তত চারটি প্ল্যানেটারি নেবুলার কেন্দ্রীয় নক্ষত্রের পর্যবেক্ষণ নিশ্চিত করেছে যে তাদের সত্যিই শক্তিশালী চৌম্বক ক্ষেত্র রয়েছে।[20]

কিছু বিশাল নক্ষত্র তাপনিউক্লীয় ফিউশন বন্ধ করার পর, তাদের ভরের একটি অংশ নিউট্রন-এর একটি ঘন বস্তুতে সংকুচিত হয় যাকে নিউট্রন স্টার বলা হয়। এই বস্তুগুলো মূল নক্ষত্র থেকে একটি উল্লেখযোগ্য চৌম্বক ক্ষেত্র ধরে রাখে, কিন্তু আকারের সংকোচনের কারণে এই ক্ষেত্রের শক্তি নাটকীয়ভাবে বৃদ্ধি পায়। এই সংকুচিত নিউট্রন নক্ষত্রগুলোর দ্রুত ঘূর্ণনের ফলে একটি পালসার তৈরি হয়, যা শক্তির একটি সরু রশ্মি নির্গত করে যা পর্যায়ক্রমে একজন পর্যবেক্ষকের দিকে নির্দেশ করতে পারে।

ঘন এবং দ্রুত ঘূর্ণনশীল মহাজাগতিক বস্তুগুলোর (হোয়াইট ডয়ার্ফ, নিউট্রন স্টার এবং ব্ল্যাক হোল) অত্যন্ত শক্তিশালী চৌম্বক ক্ষেত্র রয়েছে। একটি নবজাত দ্রুত ঘূর্ণনশীল নিউট্রন নক্ষত্রের চৌম্বক ক্ষেত্র এত শক্তিশালী (১০৮ টেসলা পর্যন্ত) যে এটি তড়িৎচৌম্বকীয়ভাবে যথেষ্ট শক্তি বিকিরণ করে নক্ষত্রের ঘূর্ণনকে দ্রুত (কয়েক মিলিয়ন বছরের মধ্যে) ১০০ থেকে ১০০০ গুণ কমিয়ে দেয়। নিউট্রন নক্ষত্রে পতিত পদার্থকেও চৌম্বক ক্ষেত্র রেখা অনুসরণ করতে হয়, যার ফলে পৃষ্ঠতলে দুটি উত্তপ্ত বিন্দু তৈরি হয় যেখানে এটি নক্ষত্রের পৃষ্ঠের সাথে সংঘর্ষ করতে পারে। এই বিন্দুগুলো আক্ষরিক অর্থে কয়েক ফুট (প্রায় এক মিটার) চওড়া কিন্তু অত্যন্ত উজ্জ্বল। নক্ষত্র ঘোরার সময় তাদের পর্যায়ক্রমিক গ্রহণকে পালসেটিং বিকিরণের উৎস হিসেবে অনুমান করা হয় (দেখুন পালসার)।

একটি চুম্বকীয় নিউট্রন নক্ষত্রের চরম রূপ হলো ম্যাগনেটার। এগুলো একটি কোর-কোল্যাপস সুপারনোভা-র ফলস্বরূপ গঠিত হয়।[21] ১৯৯৮ সালে SGR 1806-20 নক্ষত্র পরিমাপের মাধ্যমে এই ধরনের নক্ষত্রের অস্তিত্ব নিশ্চিত করা হয়েছিল। এই নক্ষত্রের চৌম্বক ক্ষেত্র পৃষ্ঠের তাপমাত্রাকে ১৮ মিলিয়ন কেলভিনে উন্নীত করেছে এবং এটি গামা রে বার্স্ট-এ প্রচুর পরিমাণে শক্তি নির্গত করে।[22]

খুব তরুণ গ্যালাক্সির কেন্দ্রে সক্রিয় ব্ল্যাক হোলের চৌম্বক মেরুর দিকে প্রায়শই আপেক্ষিক প্লাজমা (relativistic plasma)-র জেট দেখা যায়।

নক্ষত্র-গ্রহ মিথস্ক্রিয়া বিতর্ক

section

২০০৮ সালে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের একটি দল প্রথম বর্ণনা করেছিল যে কীভাবে HD 189733 A-কে প্রদক্ষিণকারী এক্সোপ্ল্যানেটটি তার কক্ষপথের একটি নির্দিষ্ট স্থানে পৌঁছালে, এটি বর্ধিত নাক্ষত্রিক ফ্লেয়ার সৃষ্টি করে। ২০১০ সালে, একটি ভিন্ন দল দেখেছিল যে প্রতিবার তারা যখন এক্সোপ্ল্যানেট-টিকে তার কক্ষপথের একটি নির্দিষ্ট অবস্থানে পর্যবেক্ষণ করে, তারা এক্স-রে ফ্লেয়ারও শনাক্ত করে। ২০০০ সাল থেকে তাত্ত্বিক গবেষণায় পরামর্শ দেওয়া হয়েছিল যে একটি নক্ষত্রের খুব কাছে থাকা এক্সোপ্ল্যানেট তাদের চৌম্বক ক্ষেত্র-এর মিথস্ক্রিয়ার কারণে বা জোয়ারের বল-এর কারণে বর্ধিত ফ্লেয়ারিং সৃষ্টি করতে পারে। ২০১৯ সালে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা আরেসিবো অবজারভেটরি, MOST এবং অটোমেটেড ফটোইলেকট্রিক টেলিস্কোপ থেকে প্রাপ্ত সম্মিলিত ডেটা ব্যবহার করে এই দাবিগুলো পরীক্ষা করেন, পাশাপাশি রেডিও, অপটিক্যাল, অতিবেগুনী এবং এক্স-রে তরঙ্গদৈর্ঘ্যে নক্ষত্রটির ঐতিহাসিক পর্যবেক্ষণও ব্যবহার করেন। তাদের বিশ্লেষণে দেখা গেছে যে পূর্ববর্তী দাবিগুলো অতিরঞ্জিত ছিল এবং হোস্ট নক্ষত্রটি সানস্পটসহ নাক্ষত্রিক ফ্লেয়ারিং এবং সৌর সক্রিয় অঞ্চল-এর সাথে যুক্ত অনেক উজ্জ্বলতা এবং বর্ণালী বৈশিষ্ট্য প্রদর্শন করতে ব্যর্থ হয়েছে। তারা আরও দেখেছে যে দাবিগুলো পরিসংখ্যানগত বিশ্লেষণের সামনে দাঁড়ায়নি, কারণ অনেক নাক্ষত্রিক ফ্লেয়ার এক্সোপ্ল্যানেটের অবস্থান নির্বিশেষে দেখা যায়, তাই পূর্বের দাবিগুলো ভুল প্রমাণিত হয়েছে। হোস্ট নক্ষত্র এবং এক্সোপ্ল্যানেটের চৌম্বক ক্ষেত্রগুলো মিথস্ক্রিয়া করে না, এবং এই সিস্টেমে আর কোনো "নক্ষত্র-গ্রহ মিথস্ক্রিয়া" আছে বলে বিশ্বাস করা হয় না।[23]

আরও দেখুন

তথ্যসূত্র

  1. ↑ Brainerd, Jerome James. (July 6, 2005). X-rays from Stellar Coronas. The Astrophysics Spectator.
  2. ↑ Wade, Gregg A.. (July 8–13, 2004). "Stellar Magnetic Fields: The view from the ground and space". 235–243. Cambridge University Press. doi:10.1017/S1743921304004612.
  3. ↑ Basri, Gibor. (2006). "Big Fields on Small Stars". Science. 311 (5761) 618–619. doi:10.1126/science.1122815.
  4. ↑ Staff. (February 22, 2007). NARVAL: First Observatory Dedicated To Stellar Magnetism. Science Daily.
  5. ↑ Lockwood, M.. (1999). "A Doubling of the Sun's Coronal Magnetic Field during the Last 100 Years". Nature. 399 (6735) 437–439. doi:10.1038/20867.
  6. ↑ Beer, Jürg. (2000). Long-term indirect indices of solar variability. Space Science Reviews. 94 (1/2) 53–66. doi:10.1023/A:1026778013901.
  7. ↑ Kirkby, Jasper. (2007). "Cosmic Rays and Climate". Surveys in Geophysics. 28 (5–6) 333–375. doi:10.1007/s10712-008-9030-6.
  8. ↑ Piddington, J. H.. (1983). "On the origin and structure of stellar magnetic fields". Astrophysics and Space Science. 90 (1) 217–230. doi:10.1007/BF00651562.
  9. ↑ Sherwood, Jonathan. (December 3, 2002). Dark Edge of Sunspots Reveal Magnetic Melee. University of Rochester.
  10. ↑ Hudson, H. S.. (1999). "How the Sun's Corona Gets Hot". Science. 285 (5429) 849. doi:10.1126/science.285.5429.849.
  11. ↑ Hathaway, David H.. (January 18, 2007). Solar Flares. NASA.
  12. ↑ Berdyugina, Svetlana V.. (2005). Starspots: A Key to the Stellar Dynamo. Living Reviews.
  13. ↑ Harpaz, Amos. (1994). "Stellar evolution". 230. A. K. Peters, Ltd. ISBN 978-1-56881-012-6.
  14. ↑ Nariai, Kyoji. (1969). "Mass Loss from Coronae and Its Effect upon Stellar Rotation". Astrophysics and Space Science. 3 (1) 150–159. doi:10.1007/BF00649601.
  15. ↑ Küker, M.. (2003). "Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems". The Astrophysical Journal. 589 (1) 397–409. doi:10.1086/374408.
  16. ↑ Templeton, Matthew. (Autumn 2003). Variable Star Of The Season: UV Ceti. AAVSO.
  17. ↑ (20 October 2016). "The Second Arecibo Search for 5 GHz Radio Flares from Ultracool Dwarfs". The Astrophysical Journal. 830 (2) 85. doi:10.3847/0004-637X/830/2/85.
  18. ↑ (10 March 2012). "The Arecibo Detection of the Coolest Radio-flaring Brown Dwarf". The Astrophysical Journal Letters. 747 (2) L22. doi:10.1088/2041-8205/747/2/L22.
  19. ↑ (20 October 2016). "The Discovery of Solar-like Activity Cycles Beyond the End of the Main Sequence?". The Astrophysical Journal Letters. 830 (2) L27. doi:10.3847/2041-8205/830/2/L27.
  20. ↑ Jordan, S.. (January 6, 2005). First Detection Of Magnetic Fields In Central Stars Of Four Planetary Nebulae. Space Daily.
  21. ↑ Duncan, Robert C.. (2003). 'Magnetars', Soft Gamma Repeaters, and Very Strong Magnetic Fields. University of Texas at Austin.
  22. ↑ Isbell, D.. (May 20, 1998). Strongest Stellar Magnetic Field yet Observed Confirms Existence of Magnetars. NASA/Goddard Space Flight Center.
  23. ↑ (February 10, 2019). "The Rise of ROME. I. A Multiwavelength Analysis of the Star-Planet Interaction in the HD 189733 System". The Astrophysical Journal. 872 (1) 79. doi:10.3847/1538-4357/aafc25.

বহিঃসংযোগ

উৎস: ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Stellar magnetic field” নিবন্ধের অনুবাদ। মূল নিবন্ধ: https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_magnetic_field এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=নাক্ষত্রিক_চৌম্বক_ক্ষেত্র&oldid=8022"