View source for প্রাক-মেইন-সিকোয়েন্স তারা

আগস্ট ২০১৪

একটি '''প্রাক-মেইন-সিকোয়েন্স তারা''' (যা '''পিএমএস তারা''' বা '''পিএমএস বস্তু''' নামেও পরিচিত) হলো এমন একটি [[তারা]], যা তার জীবনের এমন একটি পর্যায়ে রয়েছে যখন সেটি এখনও [[মেইন-সিকোয়েন্স|মেইন-সিকোয়েন্সে]] পৌঁছায়নি। তার জীবনের শুরুর দিকে, বস্তুটি একটি [[প্রোটোস্টার]] হিসেবে থাকে, যা তার চারপাশের আন্তঃনাক্ষত্রিক ধূলিকণা ও গ্যাসের আবরণ থেকে ভর সংগ্রহের মাধ্যমে বৃদ্ধি পায়। প্রোটোস্টারটি এই আবরণটি সরিয়ে ফেলার পর, এটি দৃশ্যমান হয় এবং [[হার্টজস্প্রুং-রাসেল চিত্র|হার্টজস্প্রুং-রাসেল চিত্রে]] [[স্টেলার বার্থলাইন|নাক্ষত্রিক জন্মরেখায়]] আবির্ভূত হয়। এই পর্যায়ে, তারাটি তার প্রায় সমস্ত ভর অর্জন করে ফেলে, কিন্তু তখনও [[হাইড্রোজেন বার্নিং]] (অর্থাৎ হাইড্রোজেনের [[নিউক্লীয় সংযোজন]]) শুরু করেনি। তারাটি সংকুচিত হতে থাকে এবং এর অভ্যন্তরীণ তাপমাত্রা বৃদ্ধি পেতে থাকে, যতক্ষণ না এটি [[জিরো এজ মেইন সিকোয়েন্স|জিরো এজ মেইন সিকোয়েন্সে]] হাইড্রোজেন বার্নিং শুরু করে। এই সংকোচনকালই হলো প্রাক-মেইন-সিকোয়েন্স পর্যায়।<ref name=Larson_2003/><ref name=Comins_Kaufmann_2011/><ref name="Ward-Thompson_Whitworth_2011"/><ref name=Stahler_Palla_2004/>

একটি পর্যবেক্ষিত পিএমএস বস্তু হয় একটি [[টি টরি তারা]] হতে পারে, যদি এর ভর ২ [[সৌর ভর]] (y) এর কম হয়, অথবা একটি [[হারবিগ এই/বি তারা]] হতে পারে, যদি এর ভর ২ থেকে ৮ y এর মধ্যে হয়। আরও বেশি ভরের তারাগুলোর কোনো পর্যবেক্ষণযোগ্য প্রাক-মেইন-সিকোয়েন্স পর্যায় নাও থাকতে পারে, কারণ প্রোটোস্টার হিসেবে তারা খুব দ্রুত সংকুচিত হয় এবং নাক্ষত্রিক গ্যাসের দ্বারা পরিবেষ্টিত থাকে। যখন তারা দৃশ্যমান হয়, ততক্ষণে তাদের কেন্দ্রে হাইড্রোজেন সংযোজন শুরু হয়ে যায় এবং তারা [[মেইন-সিকোয়েন্স|মেইন-সিকোয়েন্স]] বস্তুতে পরিণত হয়।<ref name=Perryman_2009/> [[বৃহৎ প্রতিফলক টেলিস্কোপের তালিকা|বৃহৎ প্রতিফলক টেলিস্কোপ]] তৈরির ফলে বিশাল [[তরুণ নাক্ষত্রিক বস্তু (YSO)]] অধ্যয়ন করা সম্ভব হয়েছে, যার মধ্যে প্রোটোস্টার এবং পিএমএস তারা অন্তর্ভুক্ত।<ref>(2016-12-05). "Highly Variable Young Massive Stars in Atlasgal Clumps". ''The Astrophysical Journal''. 833 (1) 24. doi:[https://doi.org/10.3847/0004-637X/833/1/24 10.3847/0004-637X/833/1/24].</ref><ref>(2017-08-01). "Massive pre-main-sequence stars in M17". ''Astronomy & Astrophysics''. 604 A78. doi:[https://doi.org/10.1051/0004-6361/201629503 10.1051/0004-6361/201629503].</ref><ref>(2024-01-01). "Spectroscopic variability of massive pre-main-sequence stars in M17". ''Astronomy & Astrophysics''. 681 A112. doi:[https://doi.org/10.1051/0004-6361/202347369 10.1051/0004-6361/202347369].</ref>

পিএমএস বস্তুর শক্তির উৎস হলো [[মহাকর্ষীয় সংকোচন]] এবং [[ডিউটেরিয়াম সংযোজন]],<ref name=Zwintz_Steindl_2022/> যা মেইন-সিকোয়েন্স তারার [[হাইড্রোজেন বার্নিং]] থেকে ভিন্ন। [[হার্টজস্প্রুং-রাসেল চিত্রে]], ০.৫  এর বেশি ভরের প্রাক-মেইন-সিকোয়েন্স তারাগুলো প্রথমে প্রোটোস্টার হিসেবে [[হায়াশি ট্র্যাক]] বরাবর উল্লম্বভাবে নিচের দিকে নেমে আসে, তারপর বাম দিকে এবং অনুভূমিকভাবে [[হেনি ট্র্যাক]] বরাবর চলতে থাকে যতক্ষণ না তারা [[মেইন-সিকোয়েন্স|মেইন-সিকোয়েন্সে]] পৌঁছায়।<ref>Henyey, L. G.; Lelevier, Robert; Levée, R. D.. (1955). [https://iopscience.iop.org/article/10.1086/126791 The Early Phases of Stellar Evolution]. ''Publications of the Astronomical Society of the Pacific''. 67 154. doi:[https://doi.org/10.1086/126791 10.1086/126791].</ref><ref>Hayashi, Chushiro; Hōshi, Rěun; Sugimoto, Daiichiro. (1962). [https://academic.oup.com/ptps/article-lookup/doi/10.1143/PTPS.22.1 Evolution of the Stars]. ''Progress of Theoretical Physics Supplement''. 22 165–171. doi:[https://doi.org/10.1143/PTPS.22.1 10.1143/PTPS.22.1].</ref> ০.৫  এর কম ভরের প্রাক-মেইন-সিকোয়েন্স তারাগুলো তাদের পুরো বিবর্তনকালে হায়াশি ট্র্যাক বরাবর উল্লম্বভাবে সংকুচিত হয়।

পিএমএস তারাগুলোকে মেইন-সিকোয়েন্স তারা থেকে আলাদা করার জন্য নাক্ষত্রিক বর্ণালী ব্যবহার করে তাদের পৃষ্ঠের অভিকর্ষ পরিমাপ করা হয়। একটি পিএমএস বস্তুর ব্যাসার্ধ একই [[নাক্ষত্রিক ভরের]] মেইন-সিকোয়েন্স তারার চেয়ে বড় হয়, তাই এর পৃষ্ঠের অভিকর্ষ কম থাকে। যদিও তারা দৃশ্যমান, তবুও মেইন-সিকোয়েন্সের তারার তুলনায় পিএমএস বস্তু বিরল, কারণ তাদের সংকোচনকাল [[হাইড্রোজেন সংযোজনের]] মোট আয়ুষ্কালের মাত্র ১ শতাংশ। পিএমএস পর্যায়ের শুরুর দিকে, বেশিরভাগ তারার চারপাশে [[সারকামস্টেলার ডিস্ক]] থাকে, যা [[গ্রহ গঠনের]] স্থান।

==আরও দেখুন==
* [[প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্ক]]
* [[প্রোটোস্টার]]
* [[নাক্ষত্রিক বিবর্তন]]
* [[তরুণ নাক্ষত্রিক বস্তু]]

==তথ্যসূত্র==
<references>
<ref name=Larson_2003>Larson, Richard B.. (10 September 2003). "The physics of star formation". ''Reports on Progress in Physics''. 66 (10) 1669–1673. doi:[https://doi.org/10.1088/0034-4885/66/10/r03 10.1088/0034-4885/66/10/r03].</ref>

<ref name=Comins_Kaufmann_2011>(2011). "Discovering the Universe". 350. Macmillan. ISBN 978-1-4292-5520-2.</ref>

<ref name="Ward-Thompson_Whitworth_2011">(2011). "An Introduction to Star Formation". 119. [[Cambridge University Press]]. ISBN 978-1-107-62746-8.</ref>

<ref name=Stahler_Palla_2004>(2004). "The Formation of Stars". [[Wiley-VCH]]. ISBN 978-3-527-40559-6.</ref>

<ref name=Perryman_2009>Perryman, M. A. C.. (2009). [https://books.google.com/books?id=kvbLd6yCNikC&pg=PA414 Astronomical Applications of Astrometry: Ten Years of Exploitation of the Hipparcos Satellite Data]. 414. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-51489-7.</ref>

<ref name=Zwintz_Steindl_2022>(June 2022). "The Pre-main Sequence: Challenges and Prospects for Asteroseismology". ''Frontiers in Astronomy and Space Sciences''. 9. doi:[https://doi.org/10.3389/fspas.2022.914738 10.3389/fspas.2022.914738].</ref>

</references>

[[Category:তারার ধরন]]
[[Category:তারার গঠন]]
[[Category:প্রাক-মেইন-সিকোয়েন্স তারা| ]]

----
''উৎস:'' ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Pre-main-sequence star” নিবন্ধের অনুবাদ।
''মূল নিবন্ধ:'' https://en.wikipedia.org/wiki/Pre-main-sequence_star
''এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।''