কোয়ার্ক তারা

From LTRC

March 2024 একটি কোয়ার্ক তারা (quark star) হলো এক ধরনের কাল্পনিক কম্প্যাক্ট, বহিরাগত তারা, যেখানে অত্যন্ত উচ্চ কোর তাপমাত্রা এবং চাপ নিউক্লীয় কণাগুলোকে কোয়ার্ক পদার্থ গঠনে বাধ্য করেছে। এটি পদার্থের একটি অবিচ্ছিন্ন অবস্থা, যা মুক্ত কোয়ার্ক দ্বারা গঠিত।[1]

পটভূমি

কিছু বিশাল তারা তাদের জীবনচক্রের শেষে সংকুচিত হয়ে নিউট্রন তারা গঠন করে, যা পর্যবেক্ষণ এবং তাত্ত্বিকভাবে ব্যাখ্যা করা হয়েছে। নিউট্রন তারার অভ্যন্তরে চরম তাপমাত্রা এবং চাপের অধীনে, নিউট্রনগুলো সাধারণত একটি অবক্ষয় চাপের (degeneracy pressure) মাধ্যমে আলাদা থাকে, যা তারাকে স্থিতিশীল রাখে এবং আরও মহাকর্ষীয় সংকোচন রোধ করে। যাইহোক, এটি অনুমান করা হয় যে আরও চরম তাপমাত্রা এবং চাপের অধীনে, নিউট্রনের অবক্ষয় চাপ অতিক্রম করা হয় এবং নিউট্রনগুলো তাদের উপাদান কোয়ার্কে মিশে যেতে এবং দ্রবীভূত হতে বাধ্য হয়, যা ঘনভাবে প্যাক করা কোয়ার্কের উপর ভিত্তি করে কোয়ার্ক পদার্থের একটি অতি-ঘন দশা তৈরি করে। এই অবস্থায়, একটি নতুন ভারসাম্য তৈরি হয় বলে মনে করা হয়, কারণ কোয়ার্কগুলোর মধ্যে একটি নতুন অবক্ষয় চাপ, সেইসাথে বিকর্ষণমূলক তড়িৎচৌম্বকীয় বল কাজ করে এবং সম্পূর্ণ মহাকর্ষীয় সংকোচন রোধ করে যা একটি নাক্ষত্রিক ব্ল্যাক হোল তৈরি করতে পারে।

যদি এই ধারণাগুলো সঠিক হয়, তবে কোয়ার্ক তারা মহাবিশ্বের কোথাও থাকতে পারে এবং পর্যবেক্ষণযোগ্য হতে পারে। নিউট্রন তারার অভ্যন্তরের পদার্থবিদ্যার সংখ্যাসূচক সিমুলেশনগুলো কোয়ার্ক ডিকনফাইনমেন্ট (deconfinement) ঘটার সম্ভাবনা নির্দেশ করে।[2] এই ধরনের পরিস্থিতি বৈজ্ঞানিকভাবে সম্ভাব্য বলে মনে করা হয়, কিন্তু পর্যবেক্ষণমূলক বা পরীক্ষামূলকভাবে প্রমাণিত হয়নি; কোয়ার্ক পদার্থকে স্থিতিশীল করার জন্য প্রয়োজনীয় চরম পরিস্থিতি কোনো পরীক্ষাগারে তৈরি করা যায় না এবং প্রকৃতিতে সরাসরি পর্যবেক্ষণ করা হয়নি। কোয়ার্ক পদার্থের স্থায়িত্ব এবং তাই কোয়ার্ক তারার অস্তিত্ব, এই কারণগুলোর জন্য পদার্থবিজ্ঞানের অমীমাংসিত সমস্যাগুলোর মধ্যে একটি।

ইতিহাস

কোয়ার্ক তারা সম্পর্কে বিশ্লেষণটি প্রথম ১৯৬৫ সালে সোভিয়েত পদার্থবিজ্ঞানী ডি. ডি. ইভানেঙ্কো এবং ডি. এফ. কুর্ডগেলাইদজে প্রস্তাব করেছিলেন।[3][4] তাদের অস্তিত্ব নিশ্চিত করা হয়নি।

কোয়ার্ক পদার্থের অবস্থার সমীকরণ (equation of state) অনিশ্চিত, যেমনটি নিউট্রন-অবক্ষয় পদার্থ এবং কোয়ার্ক পদার্থের মধ্যে রূপান্তর বিন্দু।[5] তাত্ত্বিক অনিশ্চয়তাগুলো প্রথম নীতি (first principles) থেকে ভবিষ্যদ্বাণী করাকে বাধাগ্রস্ত করেছে। পরীক্ষামূলকভাবে, কোয়ার্ক পদার্থের আচরণ সক্রিয়ভাবে কণা ত্বরক যন্ত্রের (particle colliders) সাহায্যে অধ্যয়ন করা হচ্ছে, কিন্তু এটি কেবল পারমাণবিক নিউক্লিয়াসের আকারের খুব গরম (১০১২ কেলভিন-এর উপরে) কোয়ার্ক-গ্লুয়ন প্লাজমা তৈরি করতে পারে, যা গঠনের পরপরই ক্ষয়প্রাপ্ত হয়। অত্যন্ত উচ্চ ঘনত্ব এবং ১০১২ কেলভিন-এর নিচে তাপমাত্রা বিশিষ্ট কম্প্যাক্ট তারার অভ্যন্তরের পরিস্থিতি কৃত্রিমভাবে পুনরায় তৈরি করা যায় না, কারণ কোয়ার্ক তারার অভ্যন্তরে পাওয়া যায় এমন "ঠান্ডা" কোয়ার্ক পদার্থ সরাসরি তৈরি, সংরক্ষণ বা অধ্যয়ন করার কোনো পরিচিত পদ্ধতি নেই। তত্ত্বটি এই পরিস্থিতিতে কোয়ার্ক পদার্থের কিছু অদ্ভুত বৈশিষ্ট্য থাকার ভবিষ্যদ্বাণী করে।

গঠন

কোনো বহিরাগত দশা ছাড়া নিউট্রন তারা (লাল) এবং কোয়ার্ক তারা (নীল)-এর জন্য ভর-ব্যাসার্ধের সম্পর্ক[6]

এটি অনুমান করা হয় যে যখন নিউট্রন-অবক্ষয় পদার্থ, যা নিউট্রন তারা গঠন করে, তারার নিজস্ব মহাকর্ষ বা এটি তৈরি করা প্রাথমিক সুপারনোভা থেকে পর্যাপ্ত চাপের মধ্যে পড়ে, তখন পৃথক নিউট্রনগুলো তাদের উপাদান কোয়ার্ক-এ (আপ কোয়ার্ক এবং ডাউন কোয়ার্ক) ভেঙে যায়, যা কোয়ার্ক পদার্থ নামে পরিচিত। এই রূপান্তরটি নিউট্রন তারার কেন্দ্রে সীমাবদ্ধ থাকতে পারে বা এটি পুরো তারাকে রূপান্তরিত করতে পারে, যা ভৌত পরিস্থিতির উপর নির্ভর করে। এই ধরনের তারাকে কোয়ার্ক তারা বলা হয়।[7][8]

সাধারণ কোয়ার্ক পদার্থের সাথে স্থায়িত্ব

আপ এবং ডাউন কোয়ার্ক নিয়ে গঠিত সাধারণ কোয়ার্ক পদার্থের সাধারণ পারমাণবিক পদার্থের তুলনায় খুব উচ্চ ফার্মি শক্তি থাকে এবং এটি কেবল চরম তাপমাত্রা এবং/অথবা চাপের অধীনে স্থিতিশীল থাকে। এটি ইঙ্গিত দেয় যে একমাত্র স্থিতিশীল কোয়ার্ক তারা হবে কোয়ার্ক পদার্থের কোর বিশিষ্ট নিউট্রন তারা, যেখানে সম্পূর্ণ সাধারণ কোয়ার্ক পদার্থ নিয়ে গঠিত কোয়ার্ক তারা অত্যন্ত অস্থির হবে এবং স্বতঃস্ফূর্তভাবে পুনর্বিন্যাস করবে।[9][10]

স্ট্রেঞ্জ তারা

মূল নিবন্ধ: Strange star

একটি স্ট্রেঞ্জ তারা (strange star) যাকে স্ট্রেঞ্জ কোয়ার্ক তারা-ও বলা হয়,[11]352 হলো একটি কাল্পনিক কম্প্যাক্ট মহাজাগতিক বস্তু, যা স্ট্রেঞ্জ কোয়ার্ক পদার্থ দ্বারা তৈরি একটি কোয়ার্ক তারা।[12] কণা পদার্থবিজ্ঞানের তত্ত্বের উপর ভিত্তি করে, স্ট্রেঞ্জ কোয়ার্ক পদার্থ সাধারণ নিউক্লিয়নের সবচেয়ে স্থিতিশীল রূপ, ৫৬Fe নিউক্লিয়াসের চেয়ে বেশি স্থিতিশীল হবে। এই তত্ত্বগুলোতে, স্থিতিশীল স্ট্রেঞ্জ কোয়ার্ক পদার্থে রূপান্তরের জন্য একই সাথে দুর্বল মিথস্ক্রিয়ার প্রয়োজন হয়, এমন একটি প্রয়োজনীয়তা যা নিউট্রন তারার অভ্যন্তরে পূরণ হতে পারে।[11] স্ট্রেঞ্জ কোয়ার্ক তারাগুলো বিগ ব্যাং-এর পরবর্তী প্রাথমিক মহাজাগতিক দশা পৃথকীকরণের সময়ও তৈরি হতে পারে।[9]

বৈশিষ্ট্য

কোয়ার্ক তারার কিছু বিশেষ বৈশিষ্ট্য রয়েছে যা তাদের সাধারণ নিউট্রন তারা থেকে আলাদা করে। নিউট্রন তারার অভ্যন্তরে পাওয়া ভৌত পরিস্থিতিতে, অত্যন্ত উচ্চ ঘনত্ব কিন্তু ১০১২ K-এর অনেক নিচে তাপমাত্রায়, কোয়ার্ক পদার্থ কিছু অদ্ভুত বৈশিষ্ট্য প্রদর্শন করবে বলে ভবিষ্যদ্বাণী করা হয়েছে। এটি একটি ফার্মি তরল হিসেবে আচরণ করবে এবং রঙ অতিপরিবাহিতার (color superconductivity) তথাকথিত কালার-ফ্লেভার-লকড (CFL) দশায় প্রবেশ করবে বলে আশা করা হচ্ছে, যেখানে "রঙ" বলতে তড়িৎচৌম্বকীয় বলের দুটি চার্জের (ধনাত্মক এবং ঋণাত্মক) পরিবর্তে সবল মিথস্ক্রিয়ায় প্রদর্শিত ছয়টি "চার্জ" বোঝায়। সামান্য কম ঘনত্বে, যা কম্প্যাক্ট তারার পৃষ্ঠের কাছাকাছি উচ্চ স্তরের সাথে সম্পর্কিত, কোয়ার্ক পদার্থ একটি নন-CFL কোয়ার্ক তরল হিসেবে আচরণ করবে, এমন একটি দশা যা CFL-এর চেয়েও রহস্যময় এবং এতে রঙ পরিবাহিতা এবং/অথবা আরও কয়েকটি অনাবিষ্কৃত দশা অন্তর্ভুক্ত থাকতে পারে। এই চরম পরিস্থিতিগুলোর কোনোটিই বর্তমানে পরীক্ষাগারে পুনরায় তৈরি করা যায় না, তাই সরাসরি পরীক্ষা থেকে এই দশাগুলো সম্পর্কে কিছুই অনুমান করা যায় না।[13]

পর্যবেক্ষণ করা অতি-ঘন নিউট্রন তারা

চন্দ্র এক্স-রে অবজারভেটরি থেকে প্রাপ্ত তথ্যের ভিত্তিতে কোয়ার্ক তারা প্রার্থী RX J1856-এর আকারের সাথে নিউট্রন এবং কোয়ার্ক তারার তাত্ত্বিক ন্যূনতম এবং সর্বোচ্চ ব্যাসের বিদ্যমান মডেলগুলোর তুলনা

অন্তত উপরে উল্লিখিত অনুমানের অধীনে, একটি নির্দিষ্ট নিউট্রন তারার কোয়ার্ক তারা হওয়ার সম্ভাবনা কম, তাই মিল্কিওয়েতে কোয়ার্ক তারার সংখ্যা খুব কম হবে। তবে, যদি এটি সঠিক হয় যে অতি-ঘন নিউট্রন তারা কোয়ার্ক তারায় পরিণত হতে পারে, তবে তা কোয়ার্ক তারার সম্ভাব্য সংখ্যাকে প্রাথমিকভাবে যা ভাবা হয়েছিল তার চেয়ে বেশি করে তোলে, কারণ পর্যবেক্ষকরা ভুল ধরনের তারা খুঁজছেন।

কোয়ার্কের ডিকনফাইনমেন্ট এবং উচ্চ ঘনত্ব ছাড়া একটি নিউট্রন তারার ঘূর্ণনকাল এক মিলিসেকেন্ডের কম হতে পারে না; এমন একটি ঘনীভূত বস্তুর অকল্পনীয় মহাকর্ষ থাকা সত্ত্বেও দ্রুত ঘূর্ণনের কেন্দ্রাতিগ বল পৃষ্ঠ থেকে পদার্থকে বের করে দেবে, তাই মিলিসেকেন্ড বা তার কম সময়ের পালসার শনাক্তকরণ কোয়ার্ক তারার শক্তিশালী প্রমাণ হবে।

১০ এপ্রিল, ২০০২-এ চন্দ্র এক্স-রে অবজারভেটরি দ্বারা প্রকাশিত পর্যবেক্ষণে দুটি সম্ভাব্য কোয়ার্ক তারা শনাক্ত করা হয়েছে, যাদের নাম RX J1856.5−3754 এবং 3C 58, যাদের আগে নিউট্রন তারা বলে মনে করা হতো। পদার্থবিজ্ঞানের পরিচিত নিয়মের ভিত্তিতে, প্রথমটি অনেক ছোট এবং দ্বিতীয়টি অনেক ঠান্ডা বলে মনে হয়েছিল, যা ইঙ্গিত দেয় যে তারা নিউট্রন-অবক্ষয় পদার্থের চেয়ে ঘন উপাদান দিয়ে গঠিত। যাইহোক, এই পর্যবেক্ষণগুলো গবেষকদের দ্বারা সন্দেহের সাথে দেখা হয় যারা বলেন যে ফলাফলগুলো সিদ্ধান্তমূলক ছিল না;[14] এবং ২০০০-এর দশকের শেষের দিক থেকে, RX J1856-এর কোয়ার্ক তারা হওয়ার সম্ভাবনা বাতিল করা হয়েছে।

আরেকটি তারা, XTE J1739-285,[15] আইওয়া বিশ্ববিদ্যালয়ের ফিলিপ কারেটের নেতৃত্বে একটি দল পর্যবেক্ষণ করেছে এবং সম্ভাব্য কোয়ার্ক তারা প্রার্থী হিসেবে রিপোর্ট করেছে।

২০০৬ সালে, পিকিং বিশ্ববিদ্যালয়ের ইউ-লিং ইউয়ে এবং অন্যান্যরা পরামর্শ দিয়েছিলেন যে PSR B0943+10 আসলে একটি কম ভরের কোয়ার্ক তারা হতে পারে।[16]

২০০৮ সালে রিপোর্ট করা হয়েছিল যে সুপারনোভা SN 2006gy, SN 2005gj এবং SN 2005ap-এর পর্যবেক্ষণও কোয়ার্ক তারার অস্তিত্বের ইঙ্গিত দেয়।[17] এটি পরামর্শ দেওয়া হয়েছে যে সুপারনোভা SN 1987A-এর সংকুচিত কোর একটি কোয়ার্ক তারা হতে পারে।[18][19]

২০১৫ সালে, নানজিং বিশ্ববিদ্যালয়ের জি-গাও দাই এবং অন্যান্যরা পরামর্শ দিয়েছিলেন যে সুপারনোভা ASASSN-15lh একটি নবজাতক স্ট্রেঞ্জ কোয়ার্ক তারা।[20]

২০২২ সালে এটি পরামর্শ দেওয়া হয়েছিল যে GW190425, যা সম্ভবত দুটি নিউট্রন তারার মিলনের ফলে গঠিত হয়েছিল এবং এই প্রক্রিয়ায় মহাকর্ষীয় তরঙ্গ নির্গত করেছিল, তা একটি কোয়ার্ক তারা হতে পারে।[21]

অন্যান্য কাল্পনিক কোয়ার্ক গঠন

December 2015 সাধারণ কোয়ার্ক পদার্থ এবং স্ট্রেঞ্জ কোয়ার্ক পদার্থ ছাড়াও, অন্যান্য ধরনের কোয়ার্ক-গ্লুয়ন প্লাজমা নিউট্রন তারা এবং কোয়ার্ক তারার অভ্যন্তরে কাল্পনিকভাবে ঘটতে বা গঠিত হতে পারে। এর মধ্যে নিম্নলিখিতগুলো অন্তর্ভুক্ত রয়েছে, যার মধ্যে কিছু পরীক্ষাগারে পর্যবেক্ষণ এবং অধ্যয়ন করা হয়েছে:

  • রবার্ট এল. জাফে ১৯৭৭ সালে স্ট্রেঞ্জনেস (qsqs) সহ একটি চার-কোয়ার্ক অবস্থার পরামর্শ দিয়েছিলেন।
  • রবার্ট এল. জাফে ১৯৭৭ সালে H ডিব্যারিয়ন-এর পরামর্শ দিয়েছিলেন, যা সমান সংখ্যক আপ, ডাউন এবং স্ট্রেঞ্জ কোয়ার্ক (uuddss বা udsuds হিসেবে উপস্থাপিত) সহ একটি ছয়-কোয়ার্ক অবস্থা।
  • ভারী কোয়ার্ক (QQqq) সহ আবদ্ধ মাল্টি-কোয়ার্ক সিস্টেম।
  • ১৯৮৭ সালে, একটি চার্ম অ্যান্টি-কোয়ার্ক (qqqsc) সহ একটি পেন্টাকোয়ার্ক অবস্থা প্রথম প্রস্তাব করা হয়েছিল।
  • একটি অ্যান্টিস্ট্রেঞ্জ কোয়ার্ক এবং চারটি হালকা কোয়ার্ক (কেবল আপ এবং ডাউন কোয়ার্ক নিয়ে গঠিত) সহ পেন্টাকোয়ার্ক অবস্থা (qqqqs)।
  • হালকা পেন্টাকোয়ার্কগুলো একটি অ্যান্টিডেকুপলেটের মধ্যে গোষ্ঠীভুক্ত, সবচেয়ে হালকা প্রার্থী, Θ+, যা রবার্ট এল. জাফে এবং উইলচেকের ডাইকোয়ার্ক মডেল (QCD) দ্বারাও বর্ণনা করা যেতে পারে।
  • Θ++ এবং অ্যান্টিপার্টিকেল Θ−−।
  • ডাবলি স্ট্রেঞ্জ পেন্টাকোয়ার্ক (ssddu), হালকা পেন্টাকোয়ার্ক অ্যান্টিডেকুপলেটের সদস্য।
  • চার্মড পেন্টাকোয়ার্ক Θc(3100) (uuddc) অবস্থা H1 কোলাবরেশন দ্বারা শনাক্ত করা হয়েছিল।[22]
  • টেট্রাকোয়ার্ক কণা নিউট্রন তারার অভ্যন্তরে এবং অন্যান্য চরম পরিস্থিতিতে গঠিত হতে পারে। ২০০৮, ২০১৩ এবং ২০১৪ সালে Z(4430)-এর টেট্রাকোয়ার্ক কণা পৃথিবীতে পরীক্ষাগারে আবিষ্কৃত এবং তদন্ত করা হয়েছিল।[23]

আরও দেখুন

  • নিউট্রন পদার্থ
  • প্ল্যাঙ্ক তারা
  • কোয়ার্ক-নোভা
  • টলম্যান-ওপেনহাইমার-ভোলকফ সীমা
  • অবক্ষয় পদার্থ
    • প্রিয়ন পদার্থ
    • QCD পদার্থ
    • স্ট্রেঞ্জলেট
    • ম্যাগনেটার
    • শ্বেত বামন

তথ্যসূত্র

  1. ↑ Sutter, Paul. (5 October 2023). These Stars Are Like Nothing Else You'll Ever See. Popular Mechanics.
  2. ↑ (2023-12-19). "Strongly interacting matter exhibits deconfined behavior in massive neutron stars". Nature Communications. 14 (1) 8451. doi:10.1038/s41467-023-44051-y.
  3. ↑ (1965). "Hypothesis concerning quark stars". Astrophysics. 1 (4) 251–252. doi:10.1007/BF01042830.
  4. ↑ (1969). "Remarks on quark stars". Lettere al Nuovo Cimento. 2 13–16. doi:10.1007/BF02753988.
  5. ↑ (September 1993). Neutron matter - Quark matter phase transition and Quark star. International Journal of Modern Physics E. 02 (3) 547–563. doi:10.1142/S0218301393000212.
  6. ↑ (December 2001). "A unified equation of state of dense matter and neutron star structure". Astronomy & Astrophysics. 380 (1) 151–167. doi:10.1051/0004-6361:20011402.
  7. ↑ (2008). "Black Holes, White Dwarfs and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects". Wiley. ISBN 978-0471873167.
  8. ↑ (2001). "Physics of Neutron Star Interiors". 578. Springer-Verlag. ISBN 978-3-540-42340-9. doi:10.1007/3-540-44578-1.
  9. ↑ 9.0 9.1 Witten, Edward. (1984). "Cosmic separation of phases". Physical Review D. 30 (2) 272–285. doi:10.1103/PhysRevD.30.272.
  10. ↑ (1984). "Strange matter". Physical Review D. 30 (11) 2379. doi:10.1103/PhysRevD.30.2379.
  11. ↑ 11.0 11.1 (2006-11-01). Dense Matter in Compact Stars: Theoretical Developments and Observational Constraints. Annual Review of Nuclear and Particle Science. 56 (1) 327–374. doi:10.1146/annurev.nucl.56.080805.140600.
  12. ↑ (1995). Strange-matter Stars. in "International Symposium on Strangeness and Quark Matter, Kolymbari, Greece, 1-5 Sep 1994". 308–317. World Scientific. ISBN 9789810222697.
  13. ↑ (2008). "Color superconductivity in dense quark matter". Reviews of Modern Physics. 80 (4) 1455–1515. doi:10.1103/RevModPhys.80.1455.
  14. ↑ (June 2004). "The puzzles of RX J1856.5-3754: neutron star or quark star?". Nuclear Physics B: Proceedings Supplements. 132 560–565. doi:10.1016/j.nuclphysbps.2004.04.094.
  15. ↑ Shiga, David. (20 February 2007). Fastest spinning star may have exotic heart. New Scientist.
  16. ↑ (2006). "Is PSR B0943+10 a low-mass quark star?". Astrophysical Journal. 649 (2) L95–L98. doi:10.1086/508421.
  17. ↑ Chadha, Kulvinder Singh. (4 June 2008). Second Supernovae Point to Quark Stars. Astronomy Now Online.
  18. ↑ (2009). "Could the compact remnant of SN 1987A be a quark star?". Astrophysical Journal. 695 (1) 732–746. doi:10.1088/0004-637X/695/1/732.
  19. ↑ Parsons, Paul. (18 February 2009). Quark star may hold secret to early universe. New Scientist.
  20. ↑ (2015-08-31). "The Most Luminous Supernova ASASSN-15lh: Signature of a Newborn Rapidly-Rotating Strange Quark Star". The Astrophysical Journal. 817 (2) 132. doi:10.3847/0004-637X/817/2/132.
  21. ↑ Sutter, Paul. (16 September 2022). Strange quark star may have formed from a lucky cosmic merger. Space.com.
  22. ↑ (2004). "Evidence for a narrow anti-charmed baryon state of mass". Physics Letters B. 588 (1–2) 17–28. doi:10.1016/j.physletb.2004.03.012.
  23. ↑ Koberlein, Brian. (10 April 2014). How CERN's discovery of exotic particles may affect astrophysics. Universe Today./

আরও পড়ুন

বহিঃসংযোগ

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

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=কোয়ার্ক_তারা&oldid=7972"