হিলিয়াম ফ্ল্যাশ
একটি হিলিয়াম ফ্ল্যাশ (Helium flash) হলো স্বল্প-ভরের তারার (০.৮ সৌর ভর (yes) থেকে ২.০ [1]) কেন্দ্রে তাদের লোহিত দানব (red giant) দশায় ট্রিপল-আলফা প্রক্রিয়া-র মাধ্যমে বিপুল পরিমাণ হিলিয়াম থেকে কার্বন তৈরির একটি অত্যন্ত সংক্ষিপ্ত তাপীয় পলাতক (thermal runaway) পারমাণবিক ফিউশন। ধারণা করা হয়, সূর্য তার মেইন সিকোয়েন্স বা প্রধান পর্যায় থেকে বেরিয়ে যাওয়ার ১.২ বিলিয়ন বছর পর এই ফ্ল্যাশের সম্মুখীন হবে। অ্যাক্রেটিং শ্বেত বামন তারার পৃষ্ঠেও হিলিয়াম ফিউশনের একটি বিরল পলাতক প্রক্রিয়া ঘটতে পারে।
স্বল্প-ভরের তারাগুলো স্বাভাবিক হিলিয়াম ফিউশন শুরু করার জন্য পর্যাপ্ত মহাকর্ষীয় চাপ তৈরি করতে পারে না। কেন্দ্রে হাইড্রোজেন শেষ হয়ে গেলে, অবশিষ্ট হিলিয়ামের কিছু অংশ অবক্ষয়িত পদার্থে (degenerate matter) সংকুচিত হয়, যা তাপীয় চাপের পরিবর্তে কোয়ান্টাম মেকানিক্যাল চাপের মাধ্যমে মহাকর্ষীয় পতন থেকে টিকে থাকে। পরবর্তী হাইড্রোজেন শেল ফিউশন কেন্দ্রের ভরকে আরও বাড়িয়ে তোলে যতক্ষণ না এটি প্রায় ১০০ মিলিয়ন কেলভিন তাপমাত্রায় পৌঁছায়, যা কেন্দ্রে হিলিয়াম ফিউশন (বা "হিলিয়াম বার্নিং") শুরু করার জন্য যথেষ্ট উত্তপ্ত।
যাইহোক, অবক্ষয়িত পদার্থের একটি বৈশিষ্ট্য হলো যে, তাপমাত্রা বৃদ্ধি পেলেও পদার্থের চাপের কোনো পরিবর্তন হয় না, যতক্ষণ না তাপীয় চাপ এত বেশি হয়ে যায় যে তা অবক্ষয় চাপকে ছাড়িয়ে যায়। মেইন-সিকোয়েন্স তারায়, তাপীয় প্রসারণ কেন্দ্রের তাপমাত্রাকে নিয়ন্ত্রণ করে, কিন্তু অবক্ষয়িত কেন্দ্রে এটি ঘটে না। হিলিয়াম ফিউশন তাপমাত্রা বৃদ্ধি করে, যা ফিউশনের হার বাড়ায়, যা আবার পলাতক বিক্রিয়ায় তাপমাত্রাকে আরও বাড়িয়ে তোলে এবং দ্রুত পুরো কেন্দ্রে ছড়িয়ে পড়ে। এটি অত্যন্ত তীব্র হিলিয়াম ফিউশনের একটি ফ্ল্যাশ তৈরি করে যা মাত্র কয়েক মিনিট স্থায়ী হয়,[2] কিন্তু সেই সময়ে, এটি পুরো মিল্কিওয়ে গ্যালাক্সির সমান হারে শক্তি উৎপন্ন করে।[2]
স্বাভাবিক স্বল্প-ভরের তারার ক্ষেত্রে, বিপুল শক্তি নির্গমনের ফলে কেন্দ্রের বেশিরভাগ অংশ অবক্ষয় থেকে বেরিয়ে আসে, যা এটিকে তাপীয়ভাবে প্রসারিত হতে দেয়। এটি হিলিয়াম ফ্ল্যাশ দ্বারা নির্গত মোট শক্তির বেশিরভাগই খরচ করে ফেলে,[2] এবং অবশিষ্ট শক্তি তারার উপরের স্তরে শোষিত হয়। তাই হিলিয়াম ফ্ল্যাশ পর্যবেক্ষণ দ্বারা মূলত শনাক্ত করা যায় না এবং এটি শুধুমাত্র জ্যোতিঃপদার্থবিজ্ঞানের মডেল দ্বারা বর্ণিত হয়। কেন্দ্রের প্রসারণ এবং শীতল হওয়ার পর, তারার পৃষ্ঠ দ্রুত শীতল হয় এবং সংকুচিত হয়, যা ১০,০০০ বছরের মধ্যে তার পূর্বের ব্যাসার্ধ এবং উজ্জ্বলতার প্রায় ২%-এ নেমে আসে। এটি অনুমান করা হয় যে ইলেকট্রন-অবক্ষয়িত হিলিয়াম কেন্দ্রের ওজন তারার ভরের প্রায় ৪০% এবং কেন্দ্রের ৬% কার্বনে রূপান্তরিত হয়।[2]
সাবফ্ল্যাশ (Subflashes)
সাবফ্ল্যাশ হলো স্পন্দনশীল অস্থিরতা যা প্রধান হিলিয়াম ফ্ল্যাশের পরে ঘটে। এগুলো এমন তারা দ্বারা চালিত হয় যাদের ভালো পরিচলন বা বিকিরণ সীমানা নেই।[3] সাবফ্ল্যাশ কয়েক ঘণ্টা থেকে কয়েক দিন স্থায়ী হতে পারে এবং অনেক বছর ধরে ঘটতে পারে, যেখানে প্রতিটি পরবর্তী ফ্ল্যাশ সাধারণত দুর্বল হয়।[3] লাইট কার্ভ ডেটাতে ফুরিয়ার ট্রান্সফর্ম প্রয়োগ করে সাবফ্ল্যাশ শনাক্ত করা যায়।[4]
লোহিত দানব (Red giants)
২.০ -এর কম ভরের তারার তারকীয় বিবর্তনের লোহিত দানব দশায়, কেন্দ্রে হাইড্রোজেন শেষ হয়ে যাওয়ায় এর পারমাণবিক ফিউশন বন্ধ হয়ে যায় এবং একটি হিলিয়াম-সমৃদ্ধ কেন্দ্র অবশিষ্ট থাকে। কেন্দ্রের চারপাশের একটি আবরণে হাইড্রোজেন ফিউশন চলতে থাকে, যা কেন্দ্রে হিলিয়ামের ক্রমাগত জমা হওয়া ঘটায়। এটি কেন্দ্রকে আরও ঘন করে তোলে, কিন্তু এর তাপমাত্রা তখনও হিলিয়াম ফিউশনের জন্য প্রয়োজনীয় স্তরে পৌঁছাতে পারে না, যেমনটি আরও বিশাল তারায় ঘটে। সুতরাং ফিউশন থেকে প্রাপ্ত তাপীয় চাপ আর মহাকর্ষীয় চাপকে প্রতিহত করতে এবং বেশিরভাগ তারায় পাওয়া হাইড্রোস্ট্যাটিক ইকুইলিব্রিয়াম অর্জন করতে সক্ষম হয় না। এর ফলে তারাটি সংকুচিত হতে শুরু করে এবং তাপমাত্রা বাড়তে থাকে যতক্ষণ না এটি হিলিয়াম কেন্দ্রকে অবক্ষয়িত পদার্থে পরিণত করার জন্য যথেষ্ট সংকুচিত হয়। এই অবক্ষয় চাপ অবশেষে সবচেয়ে কেন্দ্রীয় পদার্থের পতন রোধ করার জন্য যথেষ্ট হয়, কিন্তু কেন্দ্রের বাকি অংশ সংকুচিত হতে থাকে এবং তাপমাত্রা 1×10^8 K এ পৌঁছানো পর্যন্ত বাড়তে থাকে, যে বিন্দুতে হিলিয়াম জ্বলতে শুরু করে এবং ফিউশন শুরু হয়।[6][7][8]
হিলিয়াম ফ্ল্যাশের বিস্ফোরক প্রকৃতি অবক্ষয়িত পদার্থে এর ঘটার কারণে উদ্ভূত হয়। একবার তাপমাত্রা ১০০–২০০ মিলিয়ন কেলভিন-এ পৌঁছালে এবং ট্রিপল-আলফা প্রক্রিয়া ব্যবহার করে হিলিয়াম ফিউশন শুরু হলে, তাপমাত্রা দ্রুত বৃদ্ধি পায়, যা হিলিয়াম ফিউশনের হার আরও বাড়িয়ে তোলে এবং যেহেতু অবক্ষয়িত পদার্থ একটি ভালো তাপ পরিবাহী, তাই এটি বিক্রিয়ার অঞ্চলকে প্রসারিত করে। যাইহোক, যেহেতু অবক্ষয় চাপ (যা ঘনত্বের একটি ফাংশন) তাপীয় চাপকে (ঘনত্ব এবং তাপমাত্রার গুণফলের সমানুপাতিক) প্রাধান্য দেয়, তাই মোট চাপ তাপমাত্রার ওপর খুব সামান্যই নির্ভরশীল। সুতরাং, তাপমাত্রার নাটকীয় বৃদ্ধি চাপের সামান্য বৃদ্ধি ঘটায়, তাই কেন্দ্রের কোনো স্থিতিশীল শীতল প্রসারণ ঘটে না।
এই পলাতক বিক্রিয়া দ্রুত তারার স্বাভাবিক শক্তি উৎপাদনের প্রায় ১০০ বিলিয়ন গুণ পর্যন্ত (কয়েক সেকেন্ডের জন্য) বেড়ে যায়, যতক্ষণ না তাপমাত্রা এমন বিন্দুতে পৌঁছায় যেখানে তাপীয় চাপ আবার প্রভাবশালী হয়ে ওঠে এবং অবক্ষয় দূর হয়। কেন্দ্র তখন প্রসারিত হতে এবং শীতল হতে পারে এবং হিলিয়ামের স্থিতিশীল দহন চলতে থাকে।[9]
প্রায় ২.২৫ -এর বেশি ভরের একটি তারা তার কেন্দ্র অবক্ষয়িত হওয়ার আগেই হিলিয়াম পোড়াতে শুরু করে, তাই এটি এই ধরনের হিলিয়াম ফ্ল্যাশ প্রদর্শন করে না। খুব স্বল্প-ভরের তারায় (প্রায় ০.৫ -এর কম), কেন্দ্রটি হিলিয়াম জ্বালানোর মতো যথেষ্ট উত্তপ্ত হয় না। অবক্ষয়িত হিলিয়াম কেন্দ্র সংকুচিত হতে থাকে এবং অবশেষে একটি হিলিয়াম শ্বেত বামন-এ পরিণত হয়।
হিলিয়াম ফ্ল্যাশ সরাসরি পৃষ্ঠ থেকে তড়িচ্চুম্বকীয় বিকিরণ দ্বারা পর্যবেক্ষণযোগ্য নয়। ফ্ল্যাশটি তারার গভীরে কেন্দ্রে ঘটে এবং এর নিট প্রভাব হবে যে সমস্ত নির্গত শক্তি পুরো কেন্দ্র দ্বারা শোষিত হবে, যার ফলে অবক্ষয়িত অবস্থাটি অ-অবক্ষয়িত অবস্থায় পরিণত হবে। পূর্বের গণনাগুলো ইঙ্গিত দিয়েছিল যে কিছু ক্ষেত্রে একটি অ-বিঘ্নকারী ভর হ্রাস সম্ভব হতে পারে,[10] কিন্তু নিউট্রিনো শক্তি হ্রাস বিবেচনা করে পরবর্তী তারার মডেলিং কোনো ভর হ্রাসের ইঙ্গিত দেয় না।[11][12]
এক সৌর ভরের তারায়, হিলিয়াম ফ্ল্যাশ প্রায় 5×10^41 J শক্তি নির্গত করে বলে অনুমান করা হয়,[13] যা একটি 1.5×10^44 J টাইপ Ia সুপারনোভা-র শক্তি নির্গমনের প্রায় ০.৩%, যা একটি কার্বন-অক্সিজেন শ্বেত বামনে কার্বন ফিউশনের ইগনিশন দ্বারা ট্রিগার হয়।[14]
বাইনারি শ্বেত বামন
যখন একটি বাইনারি সঙ্গী তারা থেকে একটি শ্বেত বামন-এর ওপর হাইড্রোজেন গ্যাস জমা হয়, তখন হাইড্রোজেন একটি সংকীর্ণ অ্যাক্রিশন হারের জন্য হিলিয়াম তৈরি করতে ফিউজ হতে পারে, কিন্তু বেশিরভাগ সিস্টেমে অবক্ষয়িত শ্বেত বামন অভ্যন্তরের ওপর হাইড্রোজেনের একটি স্তর তৈরি হয়। এই হাইড্রোজেন তারার পৃষ্ঠের কাছে একটি শেল তৈরি করতে জমা হতে পারে। যখন হাইড্রোজেনের ভর যথেষ্ট বড় হয়, তখন পলাতক ফিউশন একটি নোভা ঘটায়। কিছু বাইনারি সিস্টেমে যেখানে হাইড্রোজেন পৃষ্ঠে ফিউজ হয়, সেখানে জমা হওয়া হিলিয়ামের ভর একটি অস্থির হিলিয়াম ফ্ল্যাশে জ্বলতে পারে। নির্দিষ্ট বাইনারি সিস্টেমে সঙ্গী তারাটি তার বেশিরভাগ হাইড্রোজেন হারিয়ে ফেলতে পারে এবং কমপ্যাক্ট তারায় হিলিয়াম-সমৃদ্ধ উপাদান দান করতে পারে। উল্লেখ্য যে, নিউট্রন তারায় অনুরূপ ফ্ল্যাশ ঘটে।
হিলিয়াম শেল ফ্ল্যাশ
হিলিয়াম শেল ফ্ল্যাশ হলো কিছুটা অনুরূপ কিন্তু অনেক কম হিংস্র, অ-পলাতক হিলিয়াম ইগনিশন ঘটনা, যা অবক্ষয়িত পদার্থের অনুপস্থিতিতে ঘটে। এগুলো পর্যায়ক্রমে অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চ তারায় কেন্দ্রের বাইরের একটি শেলের মধ্যে ঘটে। এটি তারার দানব দশার জীবনের শেষের দিকে ঘটে। তারাটি কেন্দ্রে উপলব্ধ বেশিরভাগ হিলিয়াম পুড়িয়ে ফেলেছে, যা এখন কার্বন এবং অক্সিজেন দ্বারা গঠিত। এই কেন্দ্রের চারপাশে একটি পাতলা শেলের মধ্যে হিলিয়াম ফিউশন চলতে থাকে, কিন্তু হিলিয়াম শেষ হয়ে গেলে তা বন্ধ হয়ে যায়। এটি হিলিয়াম স্তরের উপরের একটি স্তরে হাইড্রোজেন ফিউশন শুরু করতে দেয়। পর্যাপ্ত অতিরিক্ত হিলিয়াম জমা হওয়ার পর, হিলিয়াম ফিউশন পুনরায় শুরু হয়, যা একটি তাপীয় পালস ঘটায় যা শেষ পর্যন্ত তারাটিকে প্রসারিত এবং সাময়িকভাবে উজ্জ্বল করে তোলে (উজ্জ্বলতার পালসটি বিলম্বিত হয় কারণ পুনরায় শুরু হওয়া হিলিয়াম ফিউশন থেকে শক্তি পৃষ্ঠে পৌঁছাতে কয়েক বছর সময় লাগে[15])। এই ধরনের পালস কয়েকশ বছর স্থায়ী হতে পারে এবং প্রতি ১০,০০০ থেকে ১০০,০০০ বছরে পর্যায়ক্রমে ঘটে বলে মনে করা হয়।[15] ফ্ল্যাশের পর, হিলিয়াম শেল শেষ হওয়ার সাথে সাথে চক্রের প্রায় ৪০% সময় ধরে হিলিয়াম ফিউশন একটি সূচকীয় ক্ষয় হারে চলতে থাকে।[15] তাপীয় পালস একটি তারাকে গ্যাস এবং ধূলিকণার সারকামস্টেলার শেল ঝরিয়ে ফেলতে বাধ্য করতে পারে।
আরও দেখুন
- Carbon detonation
তথ্যসূত্র
- ↑ Pols, Onno. (September 2009). Stellar Structure and Evolution.
- ↑ 2.0 2.1 2.2 2.3 Taylor, David. (June 2012). The End Of The Sun. Northwestern University.
- ↑ 3.0 3.1 (June 2018). Pulsational instabilities driven by the ∈ mechanism in hot pre-horizontal branch stars - I. The hot-flasher scenario. Astronomy & Astrophysics. 614 A136. doi:10.1051/0004-6361/201731463.
- ↑ Balona, Luis A.. (2020-10-29). "The Hot Limit of Solar-like Oscillations From Kepler Photometry". Frontiers in Astronomy and Space Sciences. 7 85. doi:10.3389/fspas.2020.529025.
- ↑ White Dwarf Resurrection.
- ↑ (2004). Stellar Interiors - Physical Principles, Structure, and Evolution. 62–5. Springer. ISBN 978-0-387-20089-7.
- ↑ (2012). "Foundations of Astronomy". 249–51. Cengage Learning. ISBN 978-1-133-10376-9.
- ↑ (2007-06-27). Fundamental Astronomy. 249. Springer. ISBN 978-3-540-34143-7.
- ↑ (1987). "The core helium flash and surface abundance anomalies". Astrophysical Journal. 317 724–732. doi:10.1086/165319.
- ↑ (1984). "Two- and three-dimensional numerical simulations of the core helium flash". The Astrophysical Journal. 282 274. doi:10.1086/162200.
- ↑ (November 1996). "A Reexamination of the Core Helium Flash". The Astrophysical Journal. 471 (1) 377–384. doi:10.1086/177976.
- ↑ (February 2009). "Multidimensional hydrodynamic simulations of the core helium flash in low-mass stars". Technische Universität München.
- ↑ Edwards, A. C.. (1969). "The Hydrodynamics of the Helium Flash". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 146 (4) 445–472. doi:10.1093/mnras/146.4.445.
- ↑ (1993). "Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms". Astronomy and Astrophysics. 270 (1–2) 223–248.
- ↑ 15.0 15.1 15.2 (1981). "Helium-shell flashing in low-mass stars and period changes in mira variables". Astrophysical Journal. 247 (Part 1) 247. doi:10.1086/159032.
উৎস: ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Helium flash” নিবন্ধের অনুবাদ। মূল নিবন্ধ: https://en.wikipedia.org/wiki/Helium_flash এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।
