টি টরি তারা
জানুয়ারি ২০১৭
টি টরি তারা (TTS) হলো পরিবর্তনশীল তারার একটি শ্রেণি যাদের বয়স প্রায় দশ মিলিয়ন বছরের কম।[1] এই শ্রেণির নামকরণ করা হয়েছে এর প্রোটোটাইপ টি টরি-এর নামানুসারে, যা টরাস তারকা গঠনকারী অঞ্চলে অবস্থিত একটি তরুণ তারা। এদেরকে আণবিক মেঘের কাছাকাছি পাওয়া যায় এবং এদের আলোকীয় পরিবর্তনশীলতা ও শক্তিশালী ক্রোমোস্ফিয়ারিক রেখার মাধ্যমে শনাক্ত করা হয়। টি টরি তারা হলো প্রাক-মেইন-সিকোয়েন্স তারা, যা Hayashi track বরাবর মেইন সিকোয়েন্সের দিকে সংকুচিত হওয়ার প্রক্রিয়ায় রয়েছে। হায়াশি ট্র্যাক হলো একটি উজ্জ্বলতা-তাপমাত্রা সম্পর্ক, যা ৩ সৌর ভর (y) এর চেয়ে কম ভরের নবজাতক তারাগুলো তাদের নাক্ষত্রিক বিবর্তনের প্রাক-মেইন-সিকোয়েন্স পর্যায়ে মেনে চলে।[2] এই পর্যায়টি শেষ হয় যখন ০.৫ বা তার বেশি সৌর ভরের একটি তারা বিকিরণ অঞ্চল (radiative zone) তৈরি করে, অথবা যখন একটি ছোট তারা মেইন সিকোয়েন্সে পারমাণবিক ফিউশন শুরু করে।
ইতিহাস
যদিও টি টরি নিজেই ১৮৫২ সালে আবিষ্কৃত হয়েছিল, টি টরি শ্রেণির তারাগুলো প্রাথমিকভাবে ১৯৪৫ সালে আলফ্রেড হ্যারিসন জয় দ্বারা সংজ্ঞায়িত হয়েছিল।[3]
বৈশিষ্ট্য
মার্চ ২০২৪ টি টরি তারাগুলো হলো সবচেয়ে তরুণ দৃশ্যমান F, G, K এবং M বর্ণালী ধরনের তারা (<2)। এদের পৃষ্ঠের তাপমাত্রা একই ভরের মেইন-সিকোয়েন্স তারার মতোই, কিন্তু এরা উল্লেখযোগ্যভাবে বেশি উজ্জ্বল কারণ এদের ব্যাসার্ধ অনেক বড়। এদের কেন্দ্রীয় তাপমাত্রা হাইড্রোজেন ফিউশন শুরু করার জন্য খুব কম। এর পরিবর্তে, এরা মহাকর্ষীয় শক্তি থেকে শক্তি পায়, যা তারাগুলো মেইন সিকোয়েন্সের দিকে সংকুচিত হওয়ার সময় নির্গত হয়। প্রায় ১০০ মিলিয়ন বছর পর তারা মেইন সিকোয়েন্সে পৌঁছায়। এরা সাধারণত এক থেকে বারো দিনের মধ্যে একবার আবর্তন সম্পন্ন করে (সূর্যের ক্ষেত্রে যা এক মাস), এবং এরা অত্যন্ত সক্রিয় ও পরিবর্তনশীল।
এদের পৃষ্ঠে বিশাল এলাকা জুড়ে স্টারস্পট থাকার প্রমাণ পাওয়া গেছে এবং এদের তীব্র ও পরিবর্তনশীল এক্স-রে ও রেডিও নিঃসরণ রয়েছে (সূর্যের তুলনায় প্রায় ১০০০ গুণ)। অনেকেরই অত্যন্ত শক্তিশালী নাক্ষত্রিক বায়ু রয়েছে; কেউ কেউ উচ্চ-বেগের বাইপোলার জেট আকারে গ্যাস নির্গত করে। উজ্জ্বলতার পরিবর্তনশীলতার আরেকটি উৎস হলো টি টরি তারার চারপাশের চাকতিতে থাকা পিণ্ডসমূহ (প্রোটোপ্ল্যানেট এবং প্ল্যানেটেসিমাল)।
এদের বর্ণালীতে সূর্যের এবং অন্যান্য মেইন-সিকোয়েন্স তারার তুলনায় উচ্চতর লিথিয়াম প্রাচুর্য দেখা যায়, কারণ লিথিয়াম ২,৫০০,০০০ কেলভিনের বেশি তাপমাত্রায় ধ্বংস হয়ে যায়। ৫৩টি টি টরি তারার লিথিয়াম প্রাচুর্য নিয়ে একটি গবেষণায় দেখা গেছে যে, লিথিয়ামের অবক্ষয় আকারের সাথে ব্যাপকভাবে পরিবর্তিত হয়। এটি ইঙ্গিত দেয় যে, হায়াশি সংকোচনের পরবর্তী প্রাক-মেইন-সিকোয়েন্স পর্যায়ের অত্যন্ত পরিচলনশীল ও অস্থিতিশীল ধাপগুলোতে p-p চেইন দ্বারা "লিথিয়াম বার্নিং" টি টরি তারার শক্তির অন্যতম প্রধান উৎস হতে পারে। দ্রুত আবর্তন মিশ্রণকে উন্নত করে এবং লিথিয়ামকে গভীর স্তরে পরিবহন বাড়ায়, যেখানে এটি ধ্বংস হয়। টি টরি তারাগুলো সাধারণত বয়স বাড়ার সাথে সাথে তাদের আবর্তনের হার বাড়ায়, কারণ সংকোচনের ফলে কৌণিক ভরবেগ সংরক্ষিত থাকে। এটি বয়সের সাথে লিথিয়াম হ্রাসের হার বাড়িয়ে দেয়। উচ্চ তাপমাত্রা এবং ভরের সাথে লিথিয়াম বার্নিংও বৃদ্ধি পায় এবং এটি সর্বোচ্চ ১০০ মিলিয়ন বছরের একটু বেশি সময় ধরে চলতে পারে।
লিথিয়াম বার্নিংয়ের জন্য p-p চেইন নিম্নরূপ:
Proton + 6 → 7 7 + Electron → 7 + electron neutrino Proton + 7 → 8 (অস্থিতিশীল) 8 → 2 4 + শক্তি
এটি বৃহস্পতির ভরের ষাট গুণের কম ভরের তারায় ঘটবে না (y)। লিথিয়াম হ্রাসের হার ব্যবহার করে তারার বয়স গণনা করা যেতে পারে।
ধরন
কয়েক ধরনের TTS বিদ্যমান:[4]
- ক্লাসিক্যাল টি টরি তারা (CTTS)
- উইক-লাইন টি টরি তারা (WTTS)
- নেকেড টি টরি তারা (NTTS), যা WTTS-এর একটি উপসেট।
প্রায় অর্ধেক টি টরি তারার সারকামস্টেলার ডিস্ক বা নাক্ষত্রিক চাকতি থাকে, যেগুলোকে এই ক্ষেত্রে প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্ক বলা হয় কারণ এগুলো সম্ভবত সৌরজগতের মতো গ্রহমণ্ডলের পূর্বসূরি। সারকামস্টেলার ডিস্কগুলো ১০ মিলিয়ন বছর পর্যন্ত স্থায়ী হতে পারে বলে ধারণা করা হয়। অধিকাংশ টি টরি তারা বাইনারি তারা সিস্টেমে থাকে। তাদের জীবনের বিভিন্ন পর্যায়ে এদেরকে তরুণ নাক্ষত্রিক বস্তু (YSO) বলা হয়। মনে করা হয় যে, টি টরি তারার সক্রিয় চৌম্বক ক্ষেত্র এবং আলফ্ভেন তরঙ্গের শক্তিশালী সৌর বায়ু হলো এমন একটি মাধ্যম যার দ্বারা কৌণিক ভরবেগ তারা থেকে প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্কে স্থানান্তরিত হয়। সৌরজগতের জন্য একটি টি টরি পর্যায় ছিল এমন একটি মাধ্যম যার দ্বারা সংকুচিত হতে থাকা সূর্যের কৌণিক ভরবেগ প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্কে এবং শেষ পর্যন্ত গ্রহগুলোতে স্থানান্তরিত হয়েছিল।
উচ্চ ভরের (২–৮ সৌর ভর) টি টরি তারার অনুরূপ—A এবং B বর্ণালী ধরনের প্রাক-মেইন-সিকোয়েন্স তারা-কে হারবিগ এই/বি-টাইপ তারা বলা হয়। প্রাক-মেইন-সিকোয়েন্স পর্যায়ে এর চেয়ে বেশি ভরের (>৮ সৌর ভর) তারা পর্যবেক্ষণ করা যায় না, কারণ তারা খুব দ্রুত বিবর্তিত হয়: যখন তারা দৃশ্যমান হয় (অর্থাৎ চারপাশের গ্যাস ও ধূলিকণার মেঘ সরে যায়), তখন কেন্দ্রের হাইড্রোজেন ইতিমধ্যেই জ্বলতে শুরু করে এবং তারা মেইন সিকোয়েন্স বস্তুতে পরিণত হয়।
গ্রহ
টি টরি তারার চারপাশের গ্রহগুলোর মধ্যে রয়েছে:
- 1RXS J160929.1−210524b, একটি K-টাইপ তারার চারপাশে
- PDS 70b, একটি K-টাইপ তারার চারপাশে
আরও দেখুন
তথ্যসূত্র
- ↑ (1989). "T Tauri stars". The Astronomy and Astrophysics Review. 1 (3–4) 291. doi:10.1007/BF00873081.
- ↑ Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction; Young Stellar Objects. chandra.harvard.edu.
- ↑ (1945). T Tauri Variable Stars. The Astrophysical Journal. 102 168–195. doi:10.1086/144749.
- ↑ Scott J. Wolk. (1996). T Tauri Stars, Naked and Otherwise.
- V471 Tauri পর্যবেক্ষণ এবং সাধারণ টি-টরি বৈশিষ্ট্য নিয়ে আলোচনা, ফ্রেডরিক এম. ওয়াল্টার, স্টনি ব্রুক ইউনিভার্সিটি, এপ্রিল ২০০৪
- নিম্ন-রেজোলিউশন অপটিক্যাল স্পেকট্রোস্কোপি ব্যবহার করে টি টরি তারা এবং সাবস্টেলার অ্যানালগগুলোকে শ্রেণিবদ্ধ করার একটি অভিজ্ঞতামূলক মানদণ্ড, ডেভিড বাররাডো ই নাভাসকুয়েস, ২০০৩
উৎস: ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “T Tauri star” নিবন্ধের অনুবাদ। মূল নিবন্ধ: https://en.wikipedia.org/wiki/T_Tauri_star এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।
