ডেল্টা প্যাভোনিল (Delta Pavonis)

From LTRC

y%=48.0 J2000 উপদানব[1] −23.52 ± 0.81[2] 1.07 ± 0.01[3] 2MASS=J20084376-6610563[4] Del+Pav

ডেল্টা প্যাভোনিল (Delta Pavonis) হলো দক্ষিণ গোলার্ধের পাভো নক্ষত্রমণ্ডলীর একটি একক নক্ষত্র[5]। এর নামটি একটি বেয়ার উপাধি (Bayer designation), যা δ প্যাভোনিল (δ Pavonis) থেকে ল্যাটিনাইজ করা হয়েছে এবং সংক্ষেপে ডেল্টা প্যাভ (Delta Pav) বা δ প্যাভ (δ Pav) বলা হয়। এর আপাত দৃশ্যমান মান (apparent visual magnitude) ৩.৫৬,[4] যা এটিকে চতুর্থ মানের একটি নক্ষত্রে পরিণত করেছে এবং দক্ষিণ গোলার্ধ থেকে খালি চোখে দেখা যায়। নাক্ষত্রিক লম্বন (Stellar parallax) পরিমাপ অনুযায়ী পৃথিবী থেকে এর আনুমানিক দূরত্ব 19.89 ly।[1] এটি সৌরজগতের অন্যতম নিকটতম উজ্জ্বল নক্ষত্র। এটি −২৩.৫ কিমি/সেকেন্ড রেডিয়াল বেগ নিয়ে সূর্যের দিকে এগিয়ে আসছে এবং ধারণা করা হচ্ছে যে, প্রায় ৪৯,২০০ বছর পর এটি সূর্য থেকে 5.4693 pc দূরত্বে অবস্থান করবে।[2]

ভৌত বৈশিষ্ট্য

এই বস্তুটি G8 IV বর্ণালী প্রকার-এর একটি উপদানব নক্ষত্র। এটি খুব শীঘ্রই তার কেন্দ্রে হাইড্রোজেন সংযোজন বন্ধ করে দেবে এবং লোহিত দানব নক্ষত্রে পরিণত হওয়ার প্রক্রিয়া শুরু করবে। ফলে, ডেল্টা প্যাভোনিল সূর্যের চেয়ে ২৪% বেশি উজ্জ্বল, তবে এর বহিঃস্থ বায়ুমণ্ডলের কার্যকর তাপমাত্রা সূর্যের চেয়ে কম: ৫,৫৭১ কেলভিন।[6] এর ভর সূর্যের ভরের ১০৭%,[3] এবং ব্যাসার্ধ সূর্যের ব্যাসার্ধের ১২০%।[6] ডেল্টা প্যাভোনিলের পৃষ্ঠের পরিচলন অঞ্চল (convection zone) নক্ষত্রটির ব্যাসার্ধের প্রায় ৪৩.১% পর্যন্ত বিস্তৃত, কিন্তু এতে নক্ষত্রটির ভরের মাত্র ৪.৮% বিদ্যমান।[7]

ডেল্টা প্যাভোনিলের বর্ণালীবীক্ষণ পরীক্ষায় দেখা গেছে যে, এতে সূর্যের তুলনায় হিলিয়াম-এর চেয়ে ভারী মৌলগুলোর (ধাতবতা) প্রাচুর্য বেশি। এই মানটি সাধারণত নক্ষত্রের বায়ুমণ্ডলে হাইড্রোজেন (H)-এর তুলনায় লোহা (রাসায়নিক প্রতীক Fe)-এর অনুপাত হিসেবে প্রকাশ করা হয়, যা সূর্যের বায়ুমণ্ডলের সাপেক্ষে পরিমাপ করা হয় (লোহা অন্যান্য ভারী মৌলের উপস্থিতির একটি ভালো সূচক)। ডেল্টা প্যাভোনিলের ধাতবতা প্রায়:

[FeH] = 0.371

এই সংকেতটি সূর্যের সাপেক্ষে লোহা ও হাইড্রোজেনের অনুপাতের লগারিদম প্রকাশ করে, যার অর্থ ডেল্টা প্যাভোনিলের লোহার প্রাচুর্য সূর্যের তুলনায় ২৩৫%।[3] এটিকে অতি-ধাতব সমৃদ্ধ হিসেবে বিবেচনা করা হয় এবং এই উচ্চ ধাতবতা এর বিবর্তনকে ধীর করে দিয়েছে।[8] গবেষণায় দেখা গেছে যে, নক্ষত্রে ভারী মৌলের প্রাচুর্য এবং গ্রহীয় সিস্টেমের উপস্থিতির মধ্যে একটি সম্পর্ক রয়েছে,[9] তাই ডেল্টা প্যাভোনিলের গ্রহ ধারণ করার সম্ভাবনা গড়ের চেয়ে বেশি।[8]

ডেল্টা প্যাভোনিলের বয়স প্রায় ৬.১ বিলিয়ন বছর।[3] এর প্রক্ষেপিত ঘূর্ণন বেগ (projected rotational velocity) প্রতি সেকেন্ডে ০.৩২ কিলোমিটার,[6] এবং এটি প্রায় ২১ দিনের পর্যায়কালে আবর্তন করছে, যা সূর্যের চেয়ে কিছুটা দ্রুত।[10]

সম্ভাব্য গ্রহীয় সিস্টেম

২০২১ সালের তথ্য অনুযায়ী, জ্যোতির্মিতিক তথ্যের ভিত্তিতে ডেল্টা প্যাভোনিলকে কেন্দ্র করে দীর্ঘ পর্যায়কালের কক্ষপথে একটি বৃহস্পতি-ভরের গ্যাস দানব গ্রহ থাকার সম্ভাবনা রয়েছে।[11] ২০২৩ সালের একটি গবেষণায় নক্ষত্রটির রেডিয়াল বেগে একটি প্রবণতা শনাক্ত করা হয়েছে, যা একটি গ্রহীয় সঙ্গীর উপস্থিতি নির্দেশ করতে পারে এবং পূর্ববর্তী জ্যোতির্মিতিক ফলাফলকে সমর্থন করে। এই ধরনের একটি গ্রহ কমপক্ষে ৩৭ বছরের পর্যায়কালে 11.1 AU দূরত্বে আবর্তন করবে এবং এর ভর হবে কমপক্ষে 69 পৃথিবীর ভর (0.22)।[12]

ডেল্টা প্যাভোনিল ≥69

SETI

SETI ইনস্টিটিউট-এর ম্যাগি টার্নবুল এবং জিল টার্টার ডেল্টা প্যাভোনিলকে নিকটতম ১০০টি G-টাইপ নক্ষত্র-এর মধ্যে "সেরা SETI লক্ষ্যবস্তু" হিসেবে চিহ্নিত করেছেন। এর অনুকূল বৈশিষ্ট্যগুলোর মধ্যে রয়েছে উচ্চ ধাতবতা, চৌম্বকীয় সক্রিয়তার ন্যূনতম মাত্রা, কম ঘূর্ণন হার এবং আকাশগঙ্গার থিন ডিস্ক পপুলেশন-এর সাথে গতিশীল সম্পর্ক। নক্ষত্রের বাসযোগ্য অঞ্চলে বা তার আশেপাশে আবর্তনরত গ্যাস দানব গ্রহগুলো সেই অঞ্চলের পার্থিব গ্রহগুলোর কক্ষপথকে অস্থিতিশীল করতে পারে; রেডিয়াল বেগের কোনো পরিবর্তন শনাক্ত না হওয়ায় ধারণা করা হয় যে ডেল্টা প্যাভোনিলের চারপাশে এমন কোনো গ্যাস দানব নেই। তবে, পর্যবেক্ষণে কোনো কৃত্রিম রেডিও সংকেত পাওয়া যায়নি।[13] ডেল্টা প্যাভোনিল, যা সূর্যের সাথে ফটোক্যামেট্রিক দিক থেকে খুব কাছাকাছি, এটি নিকটতম সৌর সাদৃশ্যপূর্ণ নক্ষত্র (solar analog) যা কোনো বাইনারি বা একাধিক নক্ষত্র সিস্টেমের সদস্য নয়।[8]

ম্যাকলিশের বস্তু

পৃথিবী থেকে দেখলে, ডেল্টা প্যাভোনিল ম্যাকলিশের বস্তু (McLeish's object)-এর সামান্য উত্তর-পশ্চিমে অবস্থিত, যা একটি দীর্ঘায়িত গ্যালাক্সি এবং এর ক্যাটালগ নম্বর PGC 64180 (LEDA 64180)।[14][15]

আরও দেখুন

তথ্যসূত্র

  1. ↑ 1.0 1.1 6427464123776727168
  2. ↑ 2.0 2.1 (2018). "New stellar encounters discovered in the second Gaia data release". Astronomy & Astrophysics. 616 A37. doi:10.1051/0004-6361/201833456.
  3. ↑ 3.0 3.1 3.2 3.3 (April 2025). "A New Age–Activity Relation For Solar Analogs that Accounts for Metallicity". The Astrophysical Journal Letters. 983 (2) L31. doi:10.3847/2041-8213/adc382.
  4. ↑ 4.0 4.1 NSV 12790 -- Variable Star. SIMBAD.
  5. ↑ (February 2017). "Multiplicity among Solar-type Stars". The Astrophysical Journal. 836 (1) 23. doi:10.3847/1538-4357/836/1/139.
  6. ↑ 6.0 6.1 6.2 (April 2020). "Precision angular diameters for 16 southern stars with VLTI/PIONIER". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 493 (2) 2377–2394. doi:10.1093/mnras/staa282.
  7. ↑ (November 2008). "Stellar parameters of nearby cool stars (Takeda+, 2007)". VizieR On-line Data Catalog. 216. doi:10.26093/cds/vizier.21680297.
  8. ↑ 8.0 8.1 8.2 G. F. Porto de Mello. (2006). "Astrobiologically interesting stars within 10 parsecs of the Sun". Astrobiology. 6 (2) 308–331. doi:10.1089/ast.2006.6.308.
  9. ↑ Sousa, S.G.. (2006). "Spectroscopic parameters for a sample of metal-rich solar-type stars". Astronomy and Astrophysics. 458 (3) 873–880. doi:10.1051/0004-6361:20065658.
  10. ↑ Hojjatpanah, S.; Oshagh, M.; Figueira, P.; Santos, N. C.; Amazo-Gómez, E. M.; Sousa, S. G.; Adibekyan, V.; Akinsanmi, B.; Demangeon, O.. (2020-07-01). "The correlation between photometric variability and radial velocity jitter - Based on TESS and HARPS observations". Astronomy & Astrophysics. 639 A35. doi:10.1051/0004-6361/202038035.
  11. ↑ (2021). "Looking for Astrometric Signals below 20 m/s: A Candidate Exo-Jupiter in δ Pav". Research Notes of the AAS. 5 (5) 108. doi:10.3847/2515-5172/abfec9.
  12. ↑ (February 2023). "Doppler Constraints on Planetary Companions to Nearby Sun-like Stars: An Archival Radial Velocity Survey of Southern Targets for Proposed NASA Direct Imaging Missions". The Astronomical Journal. 165 (4) 176. doi:10.3847/1538-3881/acc067.
  13. ↑ (2003). "Target Selection for SETI. II. Tycho-2 Dwarfs, Old Open Clusters, and the Nearest 100 Stars". The Astrophysical Journal Supplement Series. 149 (2) 423–436. doi:10.1086/379320.
  14. ↑ (January 2000). "Study of MCLeish's Interacting Object". The Astronomical Journal. 119 (1) 111–118. doi:10.1086/301165.
  15. ↑ "LEDA 64180".

Cite error: <ref> tag with name "rob64" defined in <references> is not used in prior text.
Cite error: <ref> tag with name "aj132_1_161" defined in <references> is not used in prior text.
Cite error: <ref> tag with name "cgssn09" defined in <references> is not used in prior text.
Cite error: <ref> tag with name "Ruban2006" defined in <references> is not used in prior text.

আরও পড়ুন

  • Bell, R. A.. (1973). "The carbon abundance and colours of Delta Pavonis". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 162 37. doi:10.1093/mnras/162.1.37.
  • (1970). "The composition of delta Pavonis". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 150 409. doi:10.1093/mnras/150.4.409.
  • Rodgers, A. W.. (1969). "The composition and age of δ Pavonis". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 145 (2) 151. doi:10.1093/mnras/145.2.151.

বহিঃসংযোগ

3 20 08 43.6084 - 66 10 55.446 19.89

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

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=ডেল্টা_প্যাভোনিল_(Delta_Pavonis)&oldid=7848"