পিজি ১১৫৯ তারা
একটি পিজি ১১৫৯ তারা (PG 1159 star), যাকে প্রায়শই প্রাক-অবক্ষয়িত (pre-degenerate)[1] বলা হয়, হলো এমন একটি তারা যার বায়ুমণ্ডলে হাইড্রোজেন-এর অভাব রয়েছে এবং এটি একটি গ্রহীয় নীহারিকার কেন্দ্রীয় তারা থেকে একটি উত্তপ্ত সাদা বামন তারায় রূপান্তরিত হওয়ার মধ্যবর্তী পর্যায়ে রয়েছে। এই তারাগুলো অত্যন্ত উত্তপ্ত, যাদের পৃষ্ঠতলের তাপমাত্রা ৭৫,০০০ কেলভিন থেকে ২০০,০০০ কেলভিনের মধ্যে থাকে,[2] এবং এদের বায়ুমণ্ডলে খুব সামান্য হাইড্রোজেন থাকে এবং এতে হিলিয়াম, কার্বন ও অক্সিজেন-এর শোষণ রেখা দেখা যায়। এদের পৃষ্ঠতলের অভিকর্ষ সাধারণত ১০৪ থেকে ১০৬ মিটার প্রতি সেকেন্ড বর্গ-এর মধ্যে থাকে। কিছু পিজি ১১৫৯ তারা তখনও হিলিয়াম ফিউশন বা সংযোজন প্রক্রিয়ার মধ্য দিয়ে যায়।[3], § 2.1.1, 2.1.2, Table 2. পিজি ১১৫৯ তারাগুলোর নামকরণ করা হয়েছে এদের প্রোটোটাইপ পিজি ১১৫৯-০৩৫ (PG 1159-035)-এর নামানুসারে। পালোমার-গ্রিন জরিপ (Palomar-Green survey)-এ আবিষ্কৃত এই তারাটিই ছিল প্রথম পিজি ১১৫৯ তারা, যা অতিবেগুনি-অতিরিক্ত নাক্ষত্রিক জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক বস্তু হিসেবে শনাক্ত হয়েছিল।[4]
ধারণা করা হয় যে, পিজি ১১৫৯ তারাগুলোর বায়ুমণ্ডলীয় গঠন অদ্ভুত হওয়ার কারণ হলো, অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চ (AGB) ত্যাগ করার পর তারা পুনরায় হিলিয়াম ফিউশন শুরু করে। এর ফলে, একটি পিজি ১১৫৯ তারার বায়ুমণ্ডল এমন উপাদানের মিশ্রণে গঠিত হয় যা তার এজিবি (AGB) পূর্বসূরী তারার হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম-জ্বলন্ত খোলসের মধ্যবর্তী স্থানে ছিল।[3], §1. ধারণা করা হয় যে, এরা শেষ পর্যন্ত ভর হারায়, শীতল হয় এবং ডিও (DO) সাদা বামনে পরিণত হয়।[2]; [5], §4.
কিছু পিজি ১১৫৯ তারার উজ্জ্বলতা পরিবর্তনশীল। এই তারাগুলো তাদের অভ্যন্তরে অ-রেডিয়াল মহাকর্ষীয় তরঙ্গ স্পন্দনের কারণে সামান্য (৫-১০%) উজ্জ্বলতার পরিবর্তন ঘটায়। এরা একই সাথে বিভিন্ন মোডে স্পন্দিত হয়, যার সাধারণ পর্যায়কাল ৩০০ থেকে ৩,০০০ সেকেন্ড-এর মধ্যে থাকে।[6][7], Table 1. এই ধরনের প্রথম পরিচিত তারাটিও হলো পিজি ১১৫৯-০৩৫, যা ১৯৭৯ সালে পরিবর্তনশীল হিসেবে শনাক্ত হয়েছিল[8] এবং ১৯৮৫ সালে একে পরিবর্তনশীল তারা হিসেবে 'জিডব্লিউ ভার্জিনিস (GW Virginis)' নাম দেওয়া হয়।[9] এই তারাগুলোকে তাদের প্রোটোটাইপের নামানুসারে জিডব্লিউ ভার (GW Vir) তারা বলা হয়, অথবা এই শ্রেণীটিকে ডিওভি (DOV) এবং পিএনএনভি (PNNV) তারায় বিভক্ত করা যেতে পারে।[7], § 1.1;[10]
আরও দেখুন
তথ্যসূত্র
- ↑ Jaschek & Jaschek: CARBON C
- ↑ 2.0 2.1 (2006). "Observational constraints on the evolutionary connection between PG 1159 stars and DO white dwarfs".
- ↑ 3.0 3.1 (2006). "The Elemental Abundances in Bare Planetary Nebula Central Stars and the Shell Burning in AGB Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 118 (840) 183. doi:10.1086/500443.
- ↑ (1986). "The Palomar-Green Catalog of Ultraviolet-Excess Stellar Objects". The Astrophysical Journal Supplement Series. 61 305. doi:10.1086/191115.
- ↑ (1998). "Determination of Mass-Loss Rates of PG 1159 Stars from Far-Ultraviolet Spectroscopy". The Astrophysical Journal. 500 (1) L55–L59. doi:10.1086/311383.
- ↑ (1998). "Asteroseismology of white dwarf stars". Journal of Physics: Condensed Matter. 10 (49) 11247–11261. doi:10.1088/0953-8984/10/49/014.
- ↑ 7.0 7.1 (2007). "Mapping the Instability Domains of GW vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram". The Astrophysical Journal Supplement Series. 171 (1) 219. doi:10.1086/513870.
- ↑ (1979). "PG 1159-035: A New, Hot, Non-Da Pulsating Degenerate". IAU Colloq. 53: White Dwarfs and Variable Degenerate Stars. 377.
- ↑ (1985). "The 67th Name-List of Variable Stars". Information Bulletin on Variable Stars. 2681 1.
- ↑ (2004). "Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429-1209". Astronomy and Astrophysics. 426 (2) L45–L48. doi:10.1051/0004-6361:200400079.
উৎস: ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “PG 1159 star” নিবন্ধের অনুবাদ। মূল নিবন্ধ: https://en.wikipedia.org/wiki/PG_1159_star এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।
