কার্বন তারা

From LTRC
Y Canum Venaticorum, Canes Venatici নক্ষত্রমণ্ডলীর একটি কার্বন তারা, দৃশ্যমান আলোতে

একটি কার্বন তারা (C-type star) সাধারণত একটি অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চ তারা, যা একটি উজ্জ্বল লোহিত দানব (red giant), যার বায়ুমণ্ডলে অক্সিজেন-এর চেয়ে কার্বন-এর পরিমাণ বেশি থাকে।[1] এই দুটি উপাদান তারার উপরের স্তরে একত্রিত হয়ে কার্বন মনোক্সাইড গঠন করে, যা বায়ুমণ্ডলের বেশিরভাগ অক্সিজেন গ্রহণ করে নেয়। এর ফলে মুক্ত কার্বন পরমাণুগুলো অন্যান্য কার্বন যৌগ গঠন করতে পারে, যা তারাটিকে একটি "কালিযুক্ত" বায়ুমণ্ডল এবং উজ্জ্বল রুবি লাল বর্ণ প্রদান করে। কিছু বামন এবং সুপারজায়ান্ট কার্বন তারাও রয়েছে, তবে সাধারণ দানব তারাগুলোকে পার্থক্য করার জন্য অনেক সময় ধ্রুপদী কার্বন তারা বলা হয়।

অধিকাংশ তারার (যেমন সূর্য) বায়ুমণ্ডলে কার্বনের চেয়ে অক্সিজেনের পরিমাণ বেশি থাকে। সাধারণ তারাগুলো, যেগুলোতে কার্বন তারার বৈশিষ্ট্য নেই কিন্তু কার্বন মনোক্সাইড গঠনের জন্য যথেষ্ট শীতল, সেগুলোকে অক্সিজেন-সমৃদ্ধ তারা বলা হয়।

কার্বন তারার অত্যন্ত স্বতন্ত্র বর্ণালীবীক্ষণ বৈশিষ্ট্য রয়েছে,[2] এবং ১৮৬০-এর দশকে জ্যোতির্বিজ্ঞানের বর্ণালীবীক্ষণ (spectroscopy)-এর অগ্রগামী যুগে অ্যাঞ্জেলো সেকি প্রথম তাদের বর্ণালীর মাধ্যমে এদের শনাক্ত করেন।

বর্ণালী

কার্বন তারা UU Aurigae-এর এশেল বর্ণালী

সংজ্ঞানুসারে, কার্বন তারার বর্ণালীতে C2 অণুর প্রভাবশালী সোয়ান ব্যান্ড থাকে। অন্যান্য অনেক কার্বন যৌগ যেমন CH, CN (সায়ানোজেন), C3 এবং SiC2 উচ্চ মাত্রায় উপস্থিত থাকতে পারে। কার্বন তারার কেন্দ্রে তৈরি হয় এবং উপরের স্তরে সঞ্চালিত হয়, যা স্তরগুলোর গঠন নাটকীয়ভাবে পরিবর্তন করে। কার্বন ছাড়াও, S-প্রক্রিয়া উপাদান যেমন বেরিয়াম, টেকনেশিয়াম এবং জিরকোনিয়াম শেল ফ্ল্যাশ-এ তৈরি হয় এবং পৃষ্ঠতলে "ড্রেজড আপ" বা উঠে আসে।[3]

জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা যখন কার্বন তারার বর্ণালী শ্রেণিবিন্যাস তৈরি করেছিলেন, তখন তারা বর্ণালীর সাথে তারার কার্যকর তাপমাত্রার সম্পর্ক স্থাপনে বেশ অসুবিধার সম্মুখীন হয়েছিলেন। সমস্যাটি ছিল বায়ুমণ্ডলের সমস্ত কার্বন সেই শোষণ রেখাগুলোকে ঢেকে দিচ্ছিল যা সাধারণত তারার তাপমাত্রার নির্দেশক হিসেবে ব্যবহৃত হয়।

কার্বন তারা মিলিমিটার এবং সাবমিলিমিটার তরঙ্গদৈর্ঘ্যে আণবিক রেখার একটি সমৃদ্ধ বর্ণালী প্রদর্শন করে। কার্বন তারা CW Leonis-এ ৫০টিরও বেশি বিভিন্ন নক্ষত্রমণ্ডলীয় অণু শনাক্ত করা হয়েছে। এই তারাটি প্রায়শই নতুন নক্ষত্রমণ্ডলীয় অণু অনুসন্ধানের জন্য ব্যবহৃত হয়।

সেকি

কার্বন তারা ১৮৬০-এর দশকেই আবিষ্কৃত হয়েছিল যখন বর্ণালী শ্রেণিবিন্যাসের অগ্রগামী অ্যাঞ্জেলো সেকি কার্বন তারার জন্য সেকি শ্রেণি IV তৈরি করেছিলেন, যা ১৮৯০-এর দশকের শেষের দিকে N শ্রেণিভুক্ত তারা হিসেবে পুনঃশ্রেণীবদ্ধ করা হয়।[4]

হার্ভার্ড

এই নতুন হার্ভার্ড শ্রেণিবিন্যাস ব্যবহার করে, N শ্রেণিকে পরবর্তীতে R শ্রেণি দ্বারা উন্নত করা হয়, যা বর্ণালীর বৈশিষ্ট্যসূচক কার্বন ব্যান্ডগুলো ভাগ করে নেওয়া কম গাঢ় লাল তারাগুলোর জন্য। পরবর্তীতে এই R-N স্কিমের সাথে প্রচলিত বর্ণালীর সম্পর্ক দেখায় যে, R-N ক্রমটি তারার তাপমাত্রার ক্ষেত্রে প্রায় G7 থেকে M10-এর সমান্তরাল।[5]

MK-টাইপ R0 R3 R5 R8 Na Nb
দানব সমতুল্য G7–G8 K1–K2 ~K2–K3 K5–M0 ~M2–M3 M3–M4
Teff 4300 3900 ~3700 3450 — —

মর্গান–কীনান C সিস্টেম

পরবর্তী N শ্রেণিগুলো M টাইপের সাথে খুব একটা ভালো মিল প্রদর্শন করে না, কারণ হার্ভার্ড শ্রেণিবিন্যাস শুধুমাত্র তাপমাত্রার ওপর ভিত্তি করে ছিল না, বরং কার্বনের প্রাচুর্যের ওপরও ছিল; তাই শীঘ্রই এটি স্পষ্ট হয়ে যায় যে এই ধরনের কার্বন তারা শ্রেণিবিন্যাস অসম্পূর্ণ ছিল। পরিবর্তে, তাপমাত্রা এবং কার্বনের প্রাচুর্য সামলানোর জন্য একটি নতুন দ্বৈত সংখ্যা বিশিষ্ট তারা শ্রেণি C তৈরি করা হয়। Y Canum Venaticorum-এর জন্য পরিমাপ করা এমন একটি বর্ণালীকে C54 হিসেবে নির্ধারণ করা হয়, যেখানে 5 তাপমাত্রা-নির্ভর বৈশিষ্ট্য এবং 4 বর্ণালীতে C2 সোয়ান ব্যান্ডের শক্তিকে নির্দেশ করে। (C54 প্রায়শই বিকল্পভাবে C5,4 হিসেবে লেখা হয়)।[6] এই মর্গান–কীনান C সিস্টেম শ্রেণিবিন্যাস ১৯৬০ থেকে ১৯৯৩ সাল পর্যন্ত পুরোনো R-N শ্রেণিবিন্যাসকে প্রতিস্থাপন করেছিল।

MK-টাইপ C0 C1 C2 C3 C4 C5 C6 C7
দানব সমতুল্য G4–G6 G7–G8 G9–K0 K1–K2 K3–K4 K5–M0 M1–M2 M3–M4
Teff 4500 4300 4100 3900 3650 3450 — —

সংশোধিত মর্গান–কীনান সিস্টেম

দ্বিমাত্রিক মর্গান–কীনান C শ্রেণিবিন্যাস নির্মাতাদের প্রত্যাশা পূরণে ব্যর্থ হয়েছিল:

  1. এটি ইনফ্রারেডের ওপর ভিত্তি করে তাপমাত্রার পরিমাপের সাথে সম্পর্কযুক্ত হতে ব্যর্থ হয়েছিল,
  2. মূলত দ্বিমাত্রিক হওয়ায় এটি শীঘ্রই CH, CN, j এবং অন্যান্য বৈশিষ্ট্য দ্বারা উন্নত করা হয়েছিল, যা বিদেশী গ্যালাক্সির কার্বন তারা জনসংখ্যার ব্যাপক বিশ্লেষণের জন্য এটিকে অবাস্তব করে তুলেছিল,
  3. এবং ধীরে ধীরে এটি স্পষ্ট হয়ে ওঠে যে পুরোনো R এবং N তারাগুলো আসলে কার্বন তারার দুটি স্বতন্ত্র ধরন, যাদের প্রকৃত জ্যোতির্পদার্থবিজ্ঞানগত তাৎপর্য রয়েছে।

১৯৯৩ সালে ফিলিপ কীনান একটি নতুন সংশোধিত মর্গান–কীনান শ্রেণিবিন্যাস প্রকাশ করেন, যা C-N, C-R এবং C-H শ্রেণিগুলোকে সংজ্ঞায়িত করে। পরবর্তীতে C-J এবং C-Hd শ্রেণিগুলো যুক্ত করা হয়।[7] এটি বর্তমানে ব্যবহৃত প্রতিষ্ঠিত শ্রেণিবিন্যাস ব্যবস্থা গঠন করে।[8]

শ্রেণি বর্ণালী জনসংখ্যা MV তত্ত্ব তাপমাত্রা
পরিসীমা (K)[9] 		উদাহরণ সংখ্যা (জানা)
ধ্রুপদী কার্বন তারা
C-R: পুরোনো হার্ভার্ড শ্রেণি R-এর পুনর্জন্ম: বর্ণালীর নীল প্রান্তে এখনও দৃশ্যমান, শক্তিশালী আইসোটোপিক ব্যান্ড, কোনো বর্ধিত Ba রেখা নেই মাঝারি ডিস্ক পপ I 0 লোহিত দানব? 5100–2800 S Cam ~25
C-N: পুরোনো হার্ভার্ড শ্রেণি N-এর পুনর্জন্ম: ভারী বিচ্ছুরিত নীল শোষণ, কখনও কখনও নীল রঙে অদৃশ্য, সৌর প্রাচুর্যের চেয়ে s-প্রক্রিয়া উপাদান বর্ধিত, দুর্বল আইসোটোপিক ব্যান্ড পাতলা ডিস্ক পপ I −2.2 AGB 3100–2600 R Lep ~90
অ-ধ্রুপদী কার্বন তারা
C-J: C2 এবং CN-এর খুব শক্তিশালী আইসোটোপিক ব্যান্ড অজানা অজানা অজানা 3900–2800 Y CVn ~20
C-H: খুব শক্তিশালী CH শোষণ হ্যালো পপ II −1.8 উজ্জ্বল দানব, ভর স্থানান্তর (সব C-H তারা বাইনারি [10]) 5000–4100 V Ari, TT CVn ~20
C-Hd: হাইড্রোজেন রেখা এবং CH ব্যান্ড দুর্বল বা অনুপস্থিত পাতলা ডিস্ক পপ I −3.5 অজানা ? HM Lib ~7

জ্যোতির্পদার্থবিজ্ঞানগত প্রক্রিয়া

কার্বন তারাগুলোকে একাধিক জ্যোতির্পদার্থবিজ্ঞানগত প্রক্রিয়া দ্বারা ব্যাখ্যা করা যেতে পারে। ধ্রুপদী কার্বন তারাগুলোকে ভরের ভিত্তিতে অ-ধ্রুপদী তারা থেকে আলাদা করা হয়, যেখানে ধ্রুপদী কার্বন তারাগুলো বেশি ভরের হয়।[11]

ধ্রুপদী কার্বন তারাগুলোতে, যেগুলো আধুনিক বর্ণালী প্রকার C-R এবং C-N-এর অন্তর্ভুক্ত, কার্বনের প্রাচুর্যকে হিলিয়াম ফিউশন-এর একটি পণ্য হিসেবে মনে করা হয়, বিশেষ করে তারার অভ্যন্তরে ট্রিপল-আলফা প্রক্রিয়া, যা দানব তারাগুলো তাদের জীবনের শেষের দিকে অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চ (AGB)-এ পৌঁছালে ঘটে। কার্বন এবং অন্যান্য পণ্য তৈরির পর পরিচলন (convection)-এর পর্বগুলোর (যাকে তৃতীয় ড্রেজ-আপ) মাধ্যমে এই ফিউশন পণ্যগুলোকে তারার পৃষ্ঠে আনা হয়েছে। সাধারণত এই ধরনের AGB কার্বন তারা একটি হাইড্রোজেন বার্নিং শেলে হাইড্রোজেন ফিউশন করে, কিন্তু ১০৪–১০৫ বছরের ব্যবধানে তারাটি একটি শেলে হিলিয়াম ফিউশনে রূপান্তরিত হয়, যখন হাইড্রোজেন ফিউশন সাময়িকভাবে বন্ধ হয়ে যায়। এই পর্যায়ে, তারার উজ্জ্বলতা বৃদ্ধি পায় এবং তারার অভ্যন্তর থেকে উপাদান (বিশেষ করে কার্বন) উপরের দিকে উঠে আসে। যেহেতু উজ্জ্বলতা বৃদ্ধি পায়, তারাটি প্রসারিত হয় যাতে হিলিয়াম ফিউশন বন্ধ হয়ে যায় এবং হাইড্রোজেন শেল বার্নিং পুনরায় শুরু হয়। এই শেল হিলিয়াম ফ্ল্যাশ চলাকালীন, তারা থেকে ভরের ক্ষয় উল্লেখযোগ্য হয় এবং অনেক শেল হিলিয়াম ফ্ল্যাশের পরে, একটি AGB তারা একটি উত্তপ্ত শ্বেত বামন-এ রূপান্তরিত হয় এবং এর বায়ুমণ্ডল একটি গ্রহীয় নীহারিকা-র উপাদানে পরিণত হয়।

অ-ধ্রুপদী কার্বন তারাগুলো, যেগুলো C-J এবং C-H প্রকারের অন্তর্ভুক্ত, সেগুলোকে বাইনারি তারা বলে মনে করা হয়, যেখানে একটি তারাকে দানব তারা (বা মাঝে মাঝে লোহিত বামন) এবং অন্যটিকে একটি শ্বেত বামন হিসেবে দেখা যায়। বর্তমানে যে তারাটিকে দানব তারা হিসেবে দেখা যাচ্ছে, সেটি তার সঙ্গী (অর্থাৎ যে তারাটি এখন শ্বেত বামন) থেকে কার্বন-সমৃদ্ধ উপাদান গ্রহণ করেছিল যখন সেটি নিজেই একটি মেইন-সিকোয়েন্স তারা ছিল এবং সঙ্গীটি একটি ধ্রুপদী কার্বন তারা ছিল। নাক্ষত্রিক বিবর্তন-এর সেই পর্যায়টি তুলনামূলকভাবে সংক্ষিপ্ত এবং এই ধরনের অধিকাংশ তারা শেষ পর্যন্ত শ্বেত বামন হিসেবে শেষ হয়। এই সিস্টেমগুলোকে এখন ভর স্থানান্তর ঘটনার তুলনামূলকভাবে দীর্ঘ সময় পরে পর্যবেক্ষণ করা হচ্ছে, তাই বর্তমান লোহিত দানবে যে অতিরিক্ত কার্বন দেখা যাচ্ছে তা সেই তারার অভ্যন্তরে উৎপাদিত হয়নি।[11] এই দৃশ্যপটটি বেরিয়াম তারা-র উৎপত্তির জন্যও গৃহীত হয়, যেগুলো কার্বন অণু এবং বেরিয়ামের (একটি s-প্রক্রিয়া উপাদান) শক্তিশালী বর্ণালী বৈশিষ্ট্য দ্বারা চিহ্নিত। কখনও কখনও যে তারাগুলোর অতিরিক্ত কার্বন এই ভর স্থানান্তর থেকে এসেছে, সেগুলোকে "এক্সট্রিনসিক" কার্বন তারা বলা হয়, যাতে সেগুলোকে "ইন্ট্রিনসিক" AGB তারা থেকে আলাদা করা যায় যারা অভ্যন্তরীণভাবে কার্বন তৈরি করে। এই এক্সট্রিনসিক কার্বন তারাগুলোর অনেকগুলোই এত উজ্জ্বল বা শীতল নয় যে তারা নিজেরাই কার্বন তৈরি করতে পারে, যা তাদের বাইনারি প্রকৃতি আবিষ্কৃত হওয়ার আগ পর্যন্ত একটি ধাঁধা ছিল।

রহস্যময় হাইড্রোজেন ঘাটতিযুক্ত কার্বন তারা (HdC), যেগুলো বর্ণালী শ্রেণি C-Hd-এর অন্তর্ভুক্ত, সেগুলোর R Coronae Borealis পরিবর্তনশীল (RCB)-এর সাথে কিছু সম্পর্ক আছে বলে মনে হয়, কিন্তু সেগুলো নিজেরা পরিবর্তনশীল নয় এবং RCB-এর জন্য সাধারণ একটি নির্দিষ্ট ইনফ্রারেড বিকিরণের অভাব রয়েছে। মাত্র পাঁচটি HdC জানা গেছে এবং কোনোটিই বাইনারি হিসেবে পরিচিত নয়,[12] তাই অ-ধ্রুপদী কার্বন তারার সাথে সম্পর্কটি জানা যায়নি।

অন্যান্য কম বিশ্বাসযোগ্য তত্ত্ব, যেমন CNO চক্র ভারসাম্যহীনতা এবং কোর হিলিয়াম ফ্ল্যাশ-কেও ছোট কার্বন তারার বায়ুমণ্ডলে কার্বন সমৃদ্ধকরণের প্রক্রিয়া হিসেবে প্রস্তাব করা হয়েছে।

অন্যান্য বৈশিষ্ট্য

কার্বন তারা VX Andromedae-এর দৃশ্যমান আলোর ছবি

অধিকাংশ ধ্রুপদী কার্বন তারা দীর্ঘ পর্যায় পরিবর্তনশীল প্রকারের পরিবর্তনশীল তারা।

কার্বন তারা পর্যবেক্ষণ

রাতের দৃষ্টিশক্তির লাল রঙের প্রতি অসংবেদনশীলতা এবং তারার আলোর প্রতি লাল-সংবেদনশীল চোখের রডগুলোর ধীর অভিযোজনের কারণে, লাল পরিবর্তনশীল তারা, বিশেষ করে কার্বন তারার মান অনুমানকারী জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের পুরকিনজে প্রভাব কীভাবে সামলাতে হয় তা জানতে হয়, যাতে পর্যবেক্ষণ করা তারার মান কম অনুমান না করা হয়।

আন্তঃনাক্ষত্রিক ধূলিকণা তৈরি

আরও দেখুন: প্রাক-সৌর দানা এর নিম্ন পৃষ্ঠীয় মাধ্যাকর্ষণ-এর কারণে, একটি কার্বন তারার মোট ভরের অর্ধেক (বা তার বেশি) শক্তিশালী নাক্ষত্রিক বায়ু-র মাধ্যমে হারিয়ে যেতে পারে। তারার অবশিষ্টাংশ, গ্রাফাইট-এর মতো কার্বন-সমৃদ্ধ "ধূলিকণা", তাই আন্তঃনাক্ষত্রিক ধূলিকণা-র অংশ হয়ে ওঠে।[13] এই ধূলিকণা পরবর্তী প্রজন্মের তারা এবং তাদের গ্রহীয় সিস্টেম তৈরির জন্য কাঁচামাল সরবরাহে একটি গুরুত্বপূর্ণ উপাদান বলে মনে করা হয়। কার্বন তারার চারপাশের উপাদান এটিকে এমনভাবে ঢেকে দিতে পারে যে ধূলিকণা সমস্ত দৃশ্যমান আলোকে শোষণ করে নেয়।

কার্বন তারা থেকে সিলিকন কার্বাইড নির্গমন প্রাথমিক সৌর নীহারিকা-তে জমা হয়েছিল এবং তুলনামূলকভাবে অপরিবর্তিত কনড্রাইটিক উল্কাপিণ্ডের ম্যাট্রিক্সে টিকে ছিল। এটি ১-৩ M☉ কার্বন তারার নক্ষত্রমণ্ডলীয় পরিবেশের সরাসরি আইসোটোপিক বিশ্লেষণের সুযোগ দেয়। কার্বন তারা থেকে নাক্ষত্রিক নির্গমন উল্কাপিণ্ডে পাওয়া বেশিরভাগ প্রাক-সৌর সিলিকন কার্বাইডের উৎস।[14]

অন্যান্য শ্রেণিবিন্যাস

কার্বন তারার অন্যান্য উপ-ধরনগুলোর মধ্যে রয়েছে:

স্ট্যান্ডার্ড ক্যান্ডেল হিসেবে ব্যবহার

একটি হিস্টোগ্রাম যা নির্দিষ্ট নিকট-ইনফ্রারেড উজ্জ্বলতা বিশিষ্ট LMC কার্বন তারার আপেক্ষিক সংখ্যা দেখাচ্ছে। মধ্যক মানটি লালে চিহ্নিত। Ripoche et al. (2020) থেকে অভিযোজিত[17]

ধ্রুপদী কার্বন তারাগুলো খুব উজ্জ্বল, বিশেষ করে নিকট-ইনফ্রারেড-এ, তাই এগুলোকে নিকটবর্তী গ্যালাক্সিতে শনাক্ত করা যায়। তাদের বর্ণালীতে শক্তিশালী শোষণ বৈশিষ্ট্যের কারণে, কার্বন তারাগুলো অক্সিজেন-সমৃদ্ধ তারার চেয়ে নিকট-ইনফ্রারেডে বেশি লাল হয় এবং এগুলোকে তাদের ফটোমেট্রিক রঙ দ্বারা শনাক্ত করা যায়।[18] যদিও প্রতিটি কার্বন তারার উজ্জ্বলতা সমান নয়, তবে কার্বন তারার একটি বড় নমুনার উজ্জ্বলতা সম্ভাব্যতা ঘনত্ব ফাংশন (PDF) একই গ্যালাক্সিতে প্রায় একই মধ্যক মান বিশিষ্ট হবে। তাই সেই ফাংশনের মধ্যক মানটি গ্যালাক্সির দূরত্ব নির্ধারণের জন্য একটি স্ট্যান্ডার্ড ক্যান্ডেল হিসেবে ব্যবহার করা যেতে পারে। PDF-এর আকৃতি গ্যালাক্সির মধ্যে AGB তারাগুলোর গড় ধাতবতা-র ওপর নির্ভর করে পরিবর্তিত হতে পারে, তাই বেশ কয়েকটি নিকটবর্তী গ্যালাক্সি ব্যবহার করে এই দূরত্ব নির্দেশকটিকে ক্যালিব্রেট করা গুরুত্বপূর্ণ, যেগুলোর দূরত্ব অন্যান্য উপায়ে জানা আছে।[17][19]

আরও দেখুন

  • S-টাইপ তারা, অনুরূপ, কিন্তু এতটা চরম নয়
  • টেকনেশিয়াম তারা, রাসায়নিকভাবে অদ্ভুত তারার আরেকটি ধরন
  • মার্ক অ্যারনসন, আমেরিকান জ্যোতির্বিজ্ঞানী এবং কার্বন তারার গবেষক
  • La Superba, সবচেয়ে সুপরিচিত কার্বন তারাগুলোর মধ্যে একটি
  • LL Pegasi, যাতে এত বেশি কালি রয়েছে যে এটি মহাকাশে আলোকবর্ষ পর্যন্ত বিস্তৃত ধোঁয়ার একটি সর্পিল পথ তৈরি করেছে

তথ্যসূত্র

  1. ↑ C Stars. lweb.cfa.harvard.edu.
  2. ↑ Hille, Karl. (2018-08-10). Hubble Views Striking Carbon Star in Colorful Cluster. NASA.
  3. ↑ (2003). Barium isotopes in individual presolar silicon carbide grains from the Murchison meteorite. Geochimica et Cosmochimica Acta. 67 (17) 3201. doi:10.1016/S0016-7037(03)00083-8.
  4. ↑ Gottesman, S.. (Spring 2009). Classification of Stellar Spectra: Some History. AST2039 Materials.
  5. ↑ Clowes, C.. (25 October 2003). Carbon Stars. peripatus.gen.nz.
  6. ↑ (1941). "The Classification of the Red Carbon Stars". The Astrophysical Journal. 94 501. doi:10.1086/144356.
  7. ↑ (1993). "Revised MK Spectral Classification of the Red Carbon Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 105 905. doi:10.1086/133252.
  8. ↑ Spectral Atlas of Carbon Stars.
  9. ↑ (2007). "Near-Infrared Spectra of 29 Carbon Stars: Simple Estimates of Effective Temperature". Publications of the Astronomical Society of Japan. 59 (5) 939–953. doi:10.1093/pasj/59.5.939.
  10. ↑ (1990). "The Binary Nature of the Barium and CH Stars. III – Orbital Parameters". The Astrophysical Journal. 352 709. doi:10.1086/168573.
  11. ↑ 11.0 11.1 (1985). "The Carbon and Related Stars". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 79 277.
  12. ↑ (1996). "The R Coronae Borealis Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 108 225. doi:10.1086/133715.
  13. ↑ (September 1998). "CARBON STARS". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 36 (1) 369–433. doi:10.1146/annurev.astro.36.1.369.
  14. ↑ (1 January 2014). "1.4 - Presolar Grains". Treatise on Geochemistry (Second Edition). 181–213. ISBN 978-0-08-098300-4. doi:10.1016/B978-0-08-095975-7.00101-7.
  15. ↑ Wallerstein, George; Knapp, Gillian R.. (1998). CARBON STARS. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 36 (1) 369–433. doi:10.1146/annurev.astro.36.1.369.
  16. ↑ Spite, M.; Caffau, E.; Bonifacio, P.; Spite, F.; Ludwig, H.-G.; Plez, B.; Christlieb, N.. (2013). Carbon-enhanced metal-poor stars: the most pristine objects?. Astronomy & Astrophysics. 552 A107. doi:10.1051/0004-6361/201220989.
  17. ↑ 17.0 17.1 (January 2020). Carbon stars as standard candles: I. The luminosity function of carbon stars in the Magellanic Clouds. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 495 (3) 2858–2866. doi:10.1093/mnras/staa1346.
  18. ↑ (September 1980). The extended giant branches of intermediate age globular clusters in the Magellanic Clouds. Astrophysical Journal. 240 464–477. doi:10.1086/158252.
  19. ↑ (February 2021). Carbon stars as standard candles – II. The median J magnitude as a distance indicator. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 501 (1) 933–947. doi:10.1093/mnras/staa3750.

বহিঃসংযোগ

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

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=কার্বন_তারা&oldid=7830"