সিরিয়াস বি

From LTRC

J2000 en-UK −5.50[1] [2] 1.018 ± 0.011[2] EGGR 49, WD 0642-166, GCTP 1577.00[3] alf+CMa+B

সিরিয়াস বি (Sirius B) হলো একটি শ্বেত বামন নক্ষত্র এবং পৃথিবীর রাতের আকাশের উজ্জ্বলতম নক্ষত্র সিরিয়াস এ-এর (যা "ডগ স্টার" নামেও পরিচিত) একটি অনুজ্জ্বল সঙ্গী। এটি ক্যানিস মেজর নক্ষত্রমণ্ডলে অবস্থিত।[4]

এটি একটি শ্বেত বামন, যা একটি মাঝারি ভরের নক্ষত্রের অবশিষ্টাংশ যারা তাদের জ্বালানি নিঃশেষ করে ফেলেছে। এটি পৃথিবীর নিকটতম শ্বেত বামন। এটি সিরিয়াস বাইনারি সিস্টেমের গৌণ উপাদান, যার 'এ' উপাদানটি রাতের আকাশের উজ্জ্বলতম নক্ষত্র।[5] অন্যদিকে, সিরিয়াস বি খালি চোখে দেখা যায় না কারণ এর উজ্জ্বলতা সূর্যের মাত্র ২%। সিরিয়াস সূর্য থেকে পঞ্চম নিকটতম নক্ষত্রমণ্ডল, যা ৮.৬ আলোকবর্ষ দূরে অবস্থিত।[4]

সমস্ত শ্বেত বামনের মতো, সিরিয়াস বি অত্যন্ত ঘন: যদিও এর আকার পৃথিবীর সমান, এর ভর সূর্যের ভরের সমান।[6] এটি একটি ৫ সৌর ভরের নক্ষত্রের অবশিষ্টাংশ যা প্রায় ১০০ মিলিয়ন বছর আগে পর্যন্ত বিদ্যমান ছিল। সিরিয়াস বি-এর বর্তমান তাপমাত্রা 25000 K, যা সিরিয়াস এ-এর চেয়ে ২.৫ গুণ এবং সূর্যের চেয়ে চার গুণেরও বেশি উত্তপ্ত। এটি আর নিউক্লীয় সংযোজন প্রক্রিয়ায় শক্তি উৎপাদন করে না এবং সময়ের সাথে সাথে এর অবশিষ্ট তাপ মহাকাশে ছড়িয়ে পড়ে এটি শীতল হতে থাকবে।

এর নৈকট্যের কারণে, গত কয়েক দশকে বহির্গ্রহ (extrasolar planet) আবিষ্কারের প্রচেষ্টায় সিরিয়াস বি অনেক গবেষণার লক্ষ্যবস্তু হয়েছে। এদের কোনোটিতেই সিরিয়াস বি-কে ঘিরে কোনো গ্রহ শনাক্ত করা যায়নি, যদিও বর্তমান পর্যবেক্ষণ দ্বারা কিছু গ্রহীয় স্থাপত্যকে পুরোপুরি নাকচ করা যায়নি।

পটভূমি

মূল নিবন্ধ: শ্বেত বামন

মাঝারি ভরের নক্ষত্রের বিবর্তন (সূর্যের ভরের ০.৮ থেকে আট গুণ)

শ্বেত বামন হলো মাঝারি ভরের নক্ষত্রের (যেমন সূর্য) অবশিষ্টাংশ যারা তাদের জ্বালানি নিঃশেষ করে ফেলেছে।[7] নক্ষত্রগুলো চারটি হাইড্রোজেন নিউক্লিয়াসকে একটি হিলিয়াম নিউক্লিয়াসে রূপান্তর করে নিউক্লীয় সংযোজন প্রক্রিয়ায় শক্তি উৎপাদন করে। নির্গত শক্তি নক্ষত্র দ্বারা বিকিরিত শক্তির ভারসাম্য বজায় রাখে এবং নক্ষত্রটিকে হাইড্রোস্ট্যাটিক ভারসাম্য-এ রাখে। শেষ পর্যন্ত, মাঝারি ভরের নক্ষত্রগুলোতে কোরের হাইড্রোজেন ফুরিয়ে যায়, বাইরের স্তরগুলো প্রসারিত হতে শুরু করে এবং নক্ষত্রটি একটি লোহিত দানব-এ পরিণত হয়, যা তার মূল আকারের কয়েক ডজন থেকে কয়েকশ গুণ বড় হয়ে যায়। মহাকর্ষের বিপরীতে ধরে রাখার জন্য কোনো শক্তি উৎপাদন না থাকায় কোরটি আকারে সংকুচিত হতে থাকে। এরপর কোরের চারপাশে একটি আবরণে হাইড্রোজেনের নিউক্লীয় সংযোজন শুরু হয় এবং যখন কোরের তাপমাত্রা যথেষ্ট বেশি হয়, তখন কার্বনে হিলিয়াম সংযোজন অর্জিত হয়। বিবর্তনের শেষ পর্যায়ে, নক্ষত্রটি তার বাইরের স্তরগুলোকে নিক্ষেপ করে এবং কেবল একটি অবক্ষয়িত কোর অবশিষ্ট থাকে।[8]

শ্বেত বামনগুলো নিউক্লীয় সংযোজনের মাধ্যমে শক্তি উৎপাদন করে না এবং তাদের অবশিষ্ট তাপ বিকিরণ করে, সময়ের সাথে সাথে শীতল হতে থাকে।[8] কার্যত সমস্ত তাপ বেরিয়ে গেলে, তারা কৃষ্ণ বামন-এ পরিণত হবে, যা ঘটতে ১০ ট্রিলিয়ন বছরেরও বেশি সময় লাগবে বলে আশা করা হয়, যা ১৪ বিলিয়ন বছরের বর্তমান মহাবিশ্বের বয়স-এর চেয়ে অনেক বেশি। শ্বেত বামনগুলোর ঘনত্ব অত্যন্ত বেশি, প্রতি ঘন সেন্টিমিটারে ১০০,০০০ থেকে ১০০,০০০,০০০ গ্রাম,[9] তাই এক চা চামচ শ্বেত বামনের পদার্থের ওজন ৫.৫ টন হতে পারে।[8] ক্ষুদ্রতম এবং সবচেয়ে বিশাল শ্বেত বামনগুলোর মধ্যে একটি হলো ZTF J1901+1458, যা সূর্যের চেয়ে ১.৩ গুণেরও বেশি বিশাল, তবুও এর ব্যাসার্ধ মাত্র 2140 km, যা চাঁদ এবং বুধ-এর মাঝামাঝি।[10] অন্যান্য সাধারণ শ্বেত বামন যেমন প্রোসিয়ন বি বা ভ্যান মানেন ২-এর ভর যথাক্রমে ০.৬[11] এবং ০.৭ সৌর ভর ()[12] এবং ব্যাসার্ধ প্রায় ০.০১২[13] এবং ০.০১১ সৌর ব্যাসার্ধ ()।[12][note 1] = 0.01129\ R_\odot</math>.}}

আবিষ্কার এবং পর্যবেক্ষণ

সিরিয়াস নক্ষত্র সিস্টেমের শৈল্পিক উপস্থাপনা

সিরিয়াস বি-এর আবিষ্কার ১৯ শতকের মাঝামাঝি সময়ের। ১০ আগস্ট ১৮৪৪ সালের একটি চিঠিতে, জার্মান জ্যোতির্বিজ্ঞানী ফ্রিডরিখ উইলহেম বেসেল লক্ষ্য করেন যে সিরিয়াস এ-এর আপাত গতি পরিবর্তিত হচ্ছে, যা আগে কখনো দেখা যায়নি। এটিই ছিল প্রথম ইঙ্গিত যে সিরিয়াসের একটি অদৃশ্য সঙ্গী রয়েছে।[14] অনুজ্জ্বল সঙ্গী, সিরিয়াস বি, প্রথম ৩১ জানুয়ারি ১৮৬২ সালে আমেরিকান টেলিস্কোপ-নির্মাতা এবং জ্যোতির্বিজ্ঞানী আলভান গ্রাহাম ক্লার্ক পর্যবেক্ষণ করেন।[15] এটি ডিয়ারবর্ন অবজারভেটরি-র জন্য একটি ১৮.৫-ইঞ্চি অ্যাপারচার গ্রেট রিফ্র্যাক্টর টেলিস্কোপ পরীক্ষার সময় ঘটেছিল, যা সেই সময়ে বিদ্যমান বৃহত্তম প্রতিসরণকারী টেলিস্কোপ লেন্সগুলোর মধ্যে একটি এবং মার্কিন যুক্তরাষ্ট্র-এর বৃহত্তম টেলিস্কোপ ছিল।[16] সিরিয়াস বি-এর দর্শন ৮ মার্চ ছোট টেলিস্কোপ দিয়ে নিশ্চিত করা হয়েছিল।[17]

১৯১৫ সালে, ওয়াল্টার সিডনি অ্যাডামস, মাউন্ট উইলসন অবজারভেটরি-তে একটি ৬০-ইঞ্চি রিফ্লেক্টর ব্যবহার করে সিরিয়াস বি-এর বর্ণালী পর্যবেক্ষণ করেন এবং নির্ধারণ করেন যে এটি একটি অনুজ্জ্বল সাদাটে নক্ষত্র।[18] এটি জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের এই সিদ্ধান্তে পৌঁছাতে সাহায্য করে যে এটি একটি শ্বেত বামন—৪০ এরিদানি বি-এর পর আবিষ্কৃত দ্বিতীয় শ্বেত বামন।[19]

সিরিয়াস এ-এর উপস্থিতির কারণে, যার আলো বি-কে ছাপিয়ে যায়, ২০ শতকে সিরিয়াস বি-এর পর্যবেক্ষণ কঠিন ছিল। বিশেষ করে, ব্যাসার্ধ এবং তাপমাত্রার মতো ভৌত বৈশিষ্ট্য পরিমাপ করা এই হস্তক্ষেপের কারণে অত্যন্ত কঠিন ছিল, যদিও বাইনারির কক্ষপথ থেকে ভর তুলনামূলকভাবে সহজে পরিমাপ করা যেত। তবে, অতিবেগুনী তরঙ্গদৈর্ঘ্যে, সিরিয়াস বি সিরিয়াস এ-এর চেয়ে উজ্জ্বল এবং শতাব্দীর দ্বিতীয়ার্ধে এক্সট্রিম আল্ট্রাভায়োলেট এক্সপ্লোরার (EUVE) এবং ইন্টারন্যাশনাল আল্ট্রাভায়োলেট এক্সপ্লোরার (IUE)-এর মতো অতিবেগুনী স্যাটেলাইটের বিকাশের সাথে, এই বৈশিষ্ট্যগুলোর সুনির্দিষ্ট পরিমাপ অর্জন করা সম্ভব হয়। ১৯৯৮ সালে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা EUVE এবং IUE স্যাটেলাইটের বর্ণালীবীক্ষণ পরিমাপ একত্রিত করে ২৫,০০০±৩৫ কেলভিন তাপমাত্রা এবং ১০^৮.৫১±০.০৪ cgs পৃষ্ঠ অভিকর্ষ নির্ণয় করেন, যা পূর্ববর্তী পর্যবেক্ষণের চেয়ে অনেক বেশি নির্ভুল। এক বছর আগে, হিপারকস মিশন সরাসরি প্যারালাক্স থেকে সিস্টেমের দূরত্ব পরিমাপ করে, যার মান ২.৬৩৭±০.০১১ পারসেক পাওয়া যায়, যা পূর্ববর্তী পরিমাপের চেয়ে ২০% উন্নত। অতিবেগুনী তথ্যের সাথে একত্রে, এটি ০.০০৮৪±০.০০০২৫ সৌর ব্যাসার্ধের ব্যাসার্ধ প্রদান করে।[20]

সিরিয়াস বি এবং পৃথিবী-এর আকারের শৈল্পিক উপস্থাপনা

বৈশিষ্ট্য

সিরিয়াস বি-এর ভর কেপলারের তৃতীয় সূত্র-এ ভর, কক্ষপথের সময়কাল এবং সেমি-মেজর অক্ষের মধ্যে সম্পর্কের ভিত্তিতে পরিমাপ করা যেতে পারে। ১৯১০ সালের প্রথম পরিমাপের মান ছিল ০.৯৪ সৌর ভর।[21] এটি আধুনিক পরিমাপ থেকে খুব বেশি দূরে নয়; ২০১৭ সালের একটি পরিমাপ যা একাধিক পর্যবেক্ষণকে একত্রিত করে, ১.০১৮±০.০১১ সৌর ভরের মান দেয়।[2] সিরিয়াস বি-এর ভর এটিকে পরিচিত সবচেয়ে বিশাল শ্বেত বামনগুলোর একটি করে তুলেছে, যা গড় ০.৬ সৌর ভরের প্রায় দ্বিগুণ।[22]

সিরিয়াস বি-এর ব্যাসার্ধ সূর্যের ব্যাসার্ধের ০.০০৮০৯৮±১.৬% গুণ,[2] যা ৫,৬৩৫ কিলোমিটার বা পৃথিবীর ব্যাসার্ধের (৬,৩৭৮ কিমি) ০.৮৮ গুণের সমান। এটি প্রোসিয়ন বি বা ভ্যান মানেন ২-এর মতো অন্যান্য শ্বেত বামনের চেয়ে উল্লেখযোগ্যভাবে ছোট। শ্বেত বামনগুলোর কাঠামোর কারণে একটি অস্বাভাবিক বৈশিষ্ট্য রয়েছে যে, তারা যত বেশি বিশাল হয়, তত ছোট হয়, তাই একটি ছোট শ্বেত বামনের ভর একটি বড়টির চেয়ে বেশি হতে পারে।[23] সিরিয়াস বি-এর ভর এবং ব্যাসার্ধ এর মহাকর্ষীয় রেডশিফট থেকেও পরিমাপ করা যেতে পারে, যা ১.০১৭±০.০২৫ সৌর ভর এবং ০.০০৮০৩±০.০০০১১ সৌর ব্যাসার্ধের মান দেয়।[24]

যেহেতু শ্বেত বামনগুলো তাপ উৎপাদন করে না এবং সময়ের সাথে সাথে শীতল হয়, তাই শ্বেত বামন হিসেবে এর বয়স এর বর্তমান তাপমাত্রায় শীতল হতে কত সময় লেগেছে তা গণনা করে অনুমান করা যেতে পারে, যাকে "কুলিং এজ" বলা হয়। সিরিয়াস বি-এর ভর ১.০২ সৌর ভর এবং তাপমাত্রা ২৫,০০০ কেলভিন,[25] যেখানে সূর্যের তাপমাত্রা ৫,৭৭২ কেলভিন[26] এবং সিরিয়াস এ-এর তাপমাত্রা ৯,৮৪৫ কেলভিন।[27] এই পদ্ধতি থেকে ১২৬ মিলিয়ন বছরের বয়স পাওয়া যায়। এটি সিস্টেমের মোট ২৩০ মিলিয়ন বছরের বয়সের প্রায় অর্ধেক,[2] বাকি অর্ধেক হলো নক্ষত্রটির জ্বালানি পুড়িয়ে শ্বেত বামনে পরিণত হওয়ার সময়।

তাত্ত্বিক গণনা থেকে, সিরিয়াস বি-এর পূর্বসূরীর ভর সূর্যের ভরের ৫.০±০.১ গুণ গণনা করা হয়,[2] এবং এটি বি৫ভি শ্রেণির একটি বি-টাইপ মেইন-সিকোয়েন্স নক্ষত্র ছিল বলে অনুমান করা হয়।[28][29] উচ্চ ভরের অর্থ হলো সিরিয়াস বি সিরিয়াস এ-এর চেয়ে বেশি উজ্জ্বল ছিল, তাই এটি তার কোর-এর হাইড্রোজেন অনেক দ্রুত পুড়িয়েছে। সিস্টেমে উচ্চ ভরের অর্থ হলো কক্ষপথটিও ছোট ছিল—পেরিয়াস্ট্রন ১.৫ থেকে ১.৬ এইউ-এর মধ্যে ছিল বলে ধারণা করা হয়। লোহিত দানব পর্যায়ে, সিরিয়াস বি সূর্যের আকারের কয়েকশ গুণ প্রসারিত হয়েছিল, সম্ভবত সিরিয়াস এ-তে ভর স্থানান্তর করেছিল, যদিও এটি তার সঙ্গীকে গ্রাস করেনি।[2]

সিরিয়াস বি মূলত কার্বন-অক্সিজেন মিশ্রণে গঠিত যা পূর্বসূরী নক্ষত্রে হিলিয়াম সংযোজন দ্বারা তৈরি হয়েছিল।[25] এটি হালকা উপাদানের একটি আবরণ দ্বারা আবৃত, যা উচ্চ পৃষ্ঠ অভিকর্ষের কারণে ভর অনুসারে পৃথক হয়েছে।[30] সিরিয়াস বি-এর বাইরের বায়ুমণ্ডল এখন প্রায় বিশুদ্ধ হাইড্রোজেন—সবচেয়ে কম ভরের উপাদান—এবং এর বর্ণালীতে অন্য কোনো উপাদান দেখা যায় না।[31]

গ্রহের অনুসন্ধান

সিরিয়াস বি-কে প্রদক্ষিণকারী বহির্গ্রহ অনুসন্ধানের জন্য একাধিক জরিপ এবং গবেষণার বিষয় হয়েছে। শনাক্তকরণ পদ্ধতির মধ্যে রয়েছে রেডিয়াল ভেলোসিটি মনিটরিং, সরাসরি ইমেজিং এবং অ্যাস্ট্রোমেট্রিক পদ্ধতি, কিন্তু কোনো বহির্গ্রহ শনাক্ত করা যায়নি।[32] VLT/SPHERE এবং হাবল স্পেস টেলিস্কোপের মতো যন্ত্র দিয়ে উচ্চ-কনট্রাস্ট ইমেজিং কয়েক এইউ দূরত্বে ১০-৩৫ বৃহস্পতি ভর-এর চেয়ে বেশি ভরের দানব গ্রহগুলোকে নাকচ করেছে।[33] গাইয়া ডিআর৩ অ্যাস্ট্রোমেট্রি একটি ত্বরণ দেখায় যা সঙ্গী নক্ষত্র সিরিয়াস এ দ্বারা পুরোপুরি ব্যাখ্যা করা হতে পারে বা নাও হতে পারে; ০.৫-১.৩ এইউ দূরত্বে ১-২ বৃহস্পতি ভরের চেয়ে ছোট একটি অনাবিষ্কৃত গ্রহকে নাকচ করা যায় না।[34] অন্যান্য শ্বেত বামনদের চারপাশে একাধিক বহির্গ্রহ পাওয়া গেছে, যার প্রথমটি ছিল PSR B1620−26 b।[35]

[34]

আরও দেখুন

নোট

  1. ↑ Applying the Stefan–Boltzmann law with a nominal solar effective temperature of 5,772 K:
    <math>\sqrt{\biggl(\frac{5,772}{6,130}\biggr)^4 \cdot 10^{-3.79

তথ্যসূত্র

[23]

[2][25][9]

[24]

[8]

[7]

[20]

[26]

[15]

[22]

[14]

[29]

[16]

[28]

[21]

[11]

[27]

[10]

[31]

[12]

[13]

[30]

[19]

[18]

  1. ↑ (2006). "Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system". Astronomy Letters. 32 (11) 759–771. doi:10.1134/S1063773706110065.
  2. ↑ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 2.5 2.6 2.7 (2017). "The Sirius system and its astrophysical puzzles: Hubble Space Telescope and ground-based astrometry". The Astrophysical Journal. 840 (2) 70. doi:10.3847/1538-4357/aa6af8.
  3. ↑ Sirius B. SIMBAD Astronomical Database.
  4. ↑ 4.0 4.1 Sirius B | star | Britannica. Encyclopedia Britannica.
  5. ↑ News & Resources | Night Sky Network. nightsky.jpl.nasa.gov.
  6. ↑ Aller, Lawrence Hugh. End states of stars. এনসাইক্লোপিডিয়া ব্রিটানিকা.
  7. ↑ 7.0 7.1 information@eso.org. White Dwarf. esahubble.org.
  8. ↑ 8.0 8.1 8.2 8.3 Stellar Evolution : The Life and Death of Our Luminous Neighbors. websites.umich.edu.
  9. ↑ 9.0 9.1 (2001). "The potential of white dwarf cosmochronology". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 113 (782) 409–435. doi:10.1086/319535.
  10. ↑ 10.0 10.1 (30 June 2021). "A highly magnetized and rapidly rotating white dwarf as small as the Moon". Nature. 595 (7865) 39–42. doi:10.1038/s41586-021-03615-y.
  11. ↑ 11.0 11.1 (2015-11-04). "Hubble Space Telescope Astrometry of the Procyon System". The Astrophysical Journal. 813 (2) 106. doi:10.1088/0004-637x/813/2/106.
  12. ↑ 12.0 12.1 12.2 (July 2017). "The Solar Neighborhood. XXXIX. Parallax Results from the CTIOPI and NOFS Programs: 50 New Members of the 25 parsec White Dwarf Sample". The Astronomical Journal. 154 (1) 24. doi:10.3847/1538-3881/aa76e0.
  13. ↑ 13.0 13.1 (2002). "Procyon B: Outside the Iron Box". The Astrophysical Journal. 568 (1) 324–334. doi:10.1086/338769.
  14. ↑ 14.0 14.1 (December 1844). "On the Variations of the Proper Motions of Procyon and Sirius". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 6 (11) 136–141. doi:10.1093/mnras/6.11.136a.
  15. ↑ 15.0 15.1 Flammarion, Camille. (August 1877). "The Companion of Sirius". The Astronomical Register. 15 (176) 186–189.
  16. ↑ 16.0 16.1 The Craig Telescope. craig-telescope.co.uk.
  17. ↑ (1863). Appletons' annual cyclopaedia and register of important events of the year: 1862. 176. D. Appleton & Company.
  18. ↑ 18.0 18.1 Adams, W. S.. (December 1915). "The Spectrum of the Companion of Sirius". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 27 (161) 236–237. doi:10.1086/122440.
  19. ↑ 19.0 19.1 Holberg, J. B.. (2005). "How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs". Bulletin of the American Astronomical Society. 37 (2) 1503.
  20. ↑ 20.0 20.1 (April 1998). "Sirius B: A New, More Accurate View". The Astrophysical Journal. 497 (2) 935–942. doi:10.1086/305489.
  21. ↑ 21.0 21.1 Boss, L.. (1910). Preliminary General Catalogue of 6188 stars for the epoch 1900. Carnegie Institution of Washington.
  22. ↑ 22.0 22.1 (2007). "White dwarf mass distribution in the SDSS". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 375 (4) 1315–1324. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11388.x.
  23. ↑ 23.0 23.1 Imagine the Universe!. imagine.gsfc.nasa.gov.
  24. ↑ 24.0 24.1 (2018-12-01). "The gravitational redshift of Sirius B". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 481 (2) 2361–2370. doi:10.1093/mnras/sty2404.
  25. ↑ 25.0 25.1 25.2 (2005). "The age and progenitor mass of Sirius B". দ্য অ্যাস্ট্রোফিজিক্যাল জার্নাল. 630 (1) L69. doi:10.1086/462419.
  26. ↑ 26.0 26.1 Sun Fact Sheet. nssdc.gsfc.nasa.gov.
  27. ↑ 27.0 27.1 Davis, J.. (October 2010). "The Angular Diameter and Fundamental Parameters of Sirius A". Publications of the Astronomical Society of Australia. 28 58–65. doi:10.1071/AS10010.
  28. ↑ 28.0 28.1 Siess, Lionel. (2000). Computation of Isochrones. Institut d'Astronomie et d'Astrophysique, Université libre de Bruxelles.
  29. ↑ 29.0 29.1 Palla, Francesco. (16–20 May 2005). "Stellar evolution before the ZAMS". 196–205. Cambridge University Press.
  30. ↑ 30.0 30.1 Koester, D.. (1990). "Physics of white dwarf stars". Reports on Progress in Physics. 53 (7) 837–915. doi:10.1088/0034-4885/53/7/001.
  31. ↑ 31.0 31.1 (2004). "FUSE observations of Sirius B". Bulletin of the American Astronomical Society. 36 1514.
  32. ↑ (2022-02-01). "An Imaging Search for Post-main-sequence Planets of Sirius B". The Astronomical Journal. 163 (2) 81. doi:10.3847/1538-3881/ac4032.
  33. ↑ (2015-11-21). "High-contrast imaging of Sirius A with VLT/SPHERE: looking for giant planets down to one astronomical unit". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 454 (1) 129–143. doi:10.1093/mnras/stv1928.
  34. ↑ 34.0 34.1 (October 2025). "Searching for substellar companion candidates with Gaia: I. Introducing the GaiaPMEX tool". অ্যাস্ট্রোনমি অ্যান্ড অ্যাস্ট্রোফিজিক্স. 702 A76. doi:10.1051/0004-6361/202449335.
  35. ↑ (2003). "A Young White Dwarf Companion to Pulsar B1620-26: Evidence for Early Planet Formation". Science. 301 (5630) 193–196. doi:10.1126/science.1086326.

গ্রন্থপঞ্জি

বহিঃসংযোগ

dog days

১

০৬ ৪৫ ০৮.৯১৭৩ - ১৬ ৪২ ৫৮.০১৭ ৯

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

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=সিরিয়াস_বি&oldid=7995"