ব্লু লুপ

From LTRC
একটি 5 নক্ষত্রের বিবর্তনীয় পথ (Evolutionary track), যা একটি ব্লু লুপ প্রদর্শন করছে

নাক্ষত্রিক বিবর্তন (stellar evolution) ক্ষেত্রে, ব্লু লুপ (blue loop) হলো একটি বিবর্তিত নক্ষত্রের জীবনের এমন একটি পর্যায়, যেখানে নক্ষত্রটি শীতল অবস্থা থেকে উত্তপ্ত অবস্থায় পরিবর্তিত হয় এবং পুনরায় শীতল হয়। এই নামটি হার্টজস্প্রং-রাসেল চিত্র (Hertzsprung–Russell diagram)-এ নক্ষত্রের বিবর্তনীয় পথ-এর আকৃতি থেকে উদ্ভূত হয়েছে, যা চিত্রের নীল (অর্থাৎ উত্তপ্ত) দিকের একটি স্থান পর্যন্ত লুপ বা বৃত্তাকার পথ তৈরি করে, যাকে ব্লু জায়ান্ট ব্রাঞ্চ বলা হয়।[1]

ব্লু লুপ লোহিত অতিদানব (red supergiant), লোহিত দানব শাখা (red-giant branch) নক্ষত্র বা অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চ (asymptotic giant branch) নক্ষত্রদের ক্ষেত্রে ঘটতে পারে। কিছু নক্ষত্র একাধিক ব্লু লুপের মধ্য দিয়ে যেতে পারে। অনেক স্পন্দমান পরিবর্তনশীল নক্ষত্র (pulsating variable star) যেমন সেফাইড (Cepheids) হলো ব্লু লুপ নক্ষত্র। অনুভূমিক শাখা (horizontal branch)-এর নক্ষত্রগুলোকে সাধারণত ব্লু লুপে আছে বলা হয় না, যদিও তারা সাময়িকভাবে লোহিত দানব বা অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট শাখার নক্ষত্রদের চেয়ে বেশি উত্তপ্ত থাকে। লুপগুলো এত ধীরগতিতে ঘটে যে কোনো একক নক্ষত্রের ক্ষেত্রে তা পর্যবেক্ষণ করা সম্ভব নয়, তবে তত্ত্ব এবং এইচ-আর চিত্রে নক্ষত্রগুলোর বৈশিষ্ট্য ও বিন্যাস থেকে এদের অস্তিত্ব অনুমান করা হয়।

লোহিত দানব

মূল নিবন্ধ: Red-giant branch

নাক্ষত্রিক বিবর্তনীয় পথ, যার মধ্যে কিছু অধিক ভরের লোহিত দানব-এ ব্লু লুপ প্রদর্শন করছে

লোহিত দানব শাখার (RGB) অধিকাংশ নক্ষত্রের একটি নিষ্ক্রিয় হিলিয়াম কোর থাকে এবং তারা হিলিয়াম ফ্ল্যাশ-এর মাধ্যমে অনুভূমিক শাখায় স্থানান্তরিত হওয়ার আগ পর্যন্ত আরজিবি-তেই অবস্থান করে। তবে, 2.3-এর চেয়ে বেশি ভরের নক্ষত্রগুলোর কোর নিষ্ক্রিয় থাকে না। তারা লোহিত দানব শাখার শীর্ষ (tip of the red-giant branch)-এ পৌঁছানোর আগেই মসৃণভাবে হিলিয়াম প্রজ্বলিত করে এবং কোরে হিলিয়াম দহনের সময় উত্তপ্ত হতে থাকে। অধিক ভরের নক্ষত্রগুলো এই পর্যায়ে আরও উত্তপ্ত হয় এবং প্রায় 5 বা তার বেশি ভরের নক্ষত্রগুলো সাধারণত ব্লু লুপের মধ্য দিয়ে যায় বলে গণ্য করা হয়, যা প্রায় দশ লক্ষ বছর স্থায়ী হয়। এই ধরনের ব্লু লুপ নক্ষত্রের জীবনে মাত্র একবারই ঘটে।[2][3][4]

অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চ

মূল নিবন্ধ: Asymptotic giant branch অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চ (AGB)-এর নক্ষত্রগুলোর কার্বন ও অক্সিজেনের মূলত নিষ্ক্রিয় কোর থাকে এবং তারা কোরের চারপাশে ঘনীভূত স্তরে পর্যায়ক্রমে হাইড্রোজেন ও হিলিয়াম ফিউশন ঘটায়। হিলিয়াম শেল দহন শুরু হলে একটি তাপীয় স্পন্দন (thermal pulse) সৃষ্টি হয় এবং কিছু ক্ষেত্রে এটি নক্ষত্রটির তাপমাত্রা সাময়িকভাবে বৃদ্ধি করে এবং একটি ব্লু লুপ সম্পন্ন করে। শেলগুলো পর্যায়ক্রমে চালু ও বন্ধ হওয়ার ফলে অনেকগুলো তাপীয় স্পন্দন ঘটতে পারে এবং একই নক্ষত্রে একাধিক ব্লু লুপ দেখা দিতে পারে।[5]

লোহিত অতিদানব

মূল নিবন্ধ: Red supergiant লোহিত অতিদানব হলো বিশাল ভরের নক্ষত্র, যারা প্রধান অনুক্রম (main sequence) ত্যাগ করে ব্যাপকভাবে প্রসারিত ও শীতল হয়েছে। তাদের উচ্চ উজ্জ্বলতা এবং নিম্ন পৃষ্ঠ অভিকর্ষ (surface gravity)-এর অর্থ হলো তারা দ্রুত ভর হারাচ্ছে। সবচেয়ে উজ্জ্বল লোহিত অতিদানবগুলো এত দ্রুত ভর হারাতে পারে যে তারা উত্তপ্ত ও ছোট হয়ে যায়। সবচেয়ে বিশাল ভরের নক্ষত্রগুলোর ক্ষেত্রে, এর ফলে নক্ষত্রটি স্থায়ীভাবে লোহিত অতিদানব পর্যায় থেকে বিবর্তিত হয়ে নীল অতিদানবে পরিণত হতে পারে, কিন্তু কিছু ক্ষেত্রে নক্ষত্রটি একটি ব্লু লুপ সম্পন্ন করে পুনরায় লোহিত অতিদানবে ফিরে আসে।[6][7] চরম লোহিত অতিদানব (red hypergiant) VY Canis Majoris এবং NML Cygni হলো এমন দুটি পরিচিত নক্ষত্র, যারা দ্বিতীয় লোহিত অতিদানব পর্যায়ের প্রার্থী।[8][9]

অস্থিতিশীলতা স্ট্রিপ

মূল নিবন্ধ: Instability strip যেসব নক্ষত্র ব্লু লুপ সম্পন্ন করছে, তারা এইচ-আর চিত্রের প্রধান অনুক্রমের উপরের হলুদ অংশটি অতিক্রম করে, যার ফলে তাদের অনেকেই অস্থিতিশীলতা স্ট্রিপ (instability strip) নামক একটি অঞ্চল অতিক্রম করে, কারণ ওই অঞ্চলের নক্ষত্রগুলোর বাইরের স্তর অস্থিতিশীল এবং স্পন্দমান হয়। অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চ থেকে আসা যেসব নক্ষত্র ব্লু লুপের সময় এই অস্থিতিশীলতা স্ট্রিপ অতিক্রম করে, তাদের ডব্লিউ ভার্জিনিস চলক (W Virginis variable) বলে মনে করা হয়। লোহিত দানব শাখা থেকে ব্লু লুপের সময় অস্থিতিশীলতা স্ট্রিপ অতিক্রমকারী অধিক ভরের নক্ষত্রগুলোকে ডেল্টা সেফি চলক (δ Cephei variable) হিসেবে গণ্য করা হয়। উভয় ধরনের নক্ষত্রই তাদের জীবনের এই পর্যায়ে উজ্জ্বল এবং অস্থিতিশীল আলোক গোলক (photosphere) ধারণ করে এবং প্রায়শই তাদের বর্ণালীতে অতিদানব (supergiant)-এর বৈশিষ্ট্য থাকে, যদিও তাদের অধিকাংশই কার্বন ফিউশন বা সুপারনোভা পর্যায়ে পৌঁছানোর মতো যথেষ্ট বিশাল ভরের হয় না।[5][10][11]

উদাহরণ

ব্লু লুপ পর্যায়ে আছে বলে বিশ্বাস করা হয় এমন উল্লেখযোগ্য নক্ষত্রগুলোর মধ্যে রয়েছে:

তথ্যসূত্র

  1. ↑ 1.0 1.1 Yüce, Kutluay. (2003). "Spectral Analyses of 4 Lacertae and ν Cephei". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 115 (809) 888. doi:10.1086/376397.
  2. ↑ Pols, Onno. (September 2009). Stellar Structure and Evolution.
  3. ↑ (2004). "Blue loops of intermediate mass stars . I. CNO cycles and blue loops". Astronomy and Astrophysics. 418 213–224. doi:10.1051/0004-6361:20040024.
  4. ↑ (2012). "Sensitivity of the blue loops of intermediate-mass stars to nuclear reactions". American Institute of Physics Conference Series. 1498 (1) 334. doi:10.1063/1.4768514.
  5. ↑ 5.0 5.1 (2017). "Luminosities and infrared excess in Type II and anomalous Cepheids in the Large and Small Magellanic Clouds". Astronomy and Astrophysics. 603 A70. doi:10.1051/0004-6361/201730687.
  6. ↑ (2011). "Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective". Bulletin de la Société Royale des Sciences de Liège. 80 266.
  7. ↑ (2013). "Evolution of blue supergiants and α Cygni variables: Puzzling CNO surface abundances". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 433 (2) 1246. doi:10.1093/mnras/stt796.
  8. ↑ (July 2016). "LBVs, hypergiants and impostors — the evidence for high mass loss events". Journal of Physics: Conference Series. 728 (2). doi:10.1088/1742-6596/728/2/022007.
  9. ↑ (2025). "Red Supergiants—The Other Side of the H-R Diagram". Galaxies. 13 (2) 25. doi:10.3390/galaxies13020025.
  10. ↑ (2006). "Rate of Period Change as a Diagnostic of Cepheid Properties". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 118 (841) 410–418. doi:10.1086/499501.
  11. ↑ (1996). "Stars and Star Clusters". 3B 134–139. ISBN 978-3-540-56080-7. doi:10.1007/10057805_40.
  12. ↑ Smiljanic, R.; Barbuy, B.; De Medeiros, J. R.; Maeder, A.. (April 2006). CNO in evolved intermediate mass stars. Astronomy & Astrophysics. 449 (2) 655–671. doi:10.1051/0004-6361:20054377.
  13. ↑ (January 2006). "Quantitative Spectroscopy of BA-type Supergiants". Astronomy & Astrophysics. 445 (3) 1099–1126. doi:10.1051/0004-6361:20053832.

উৎস: ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Blue loop” নিবন্ধের অনুবাদ। মূল নিবন্ধ: https://en.wikipedia.org/wiki/Blue_loop এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=ব্লু_লুপ&oldid=7819"