প্ল্যানেটারি নেবুলা

From LTRC
Revision as of 18:19, 27 September 2026 by Sourav001 (talk | contribs) (ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Planetary nebula” নিবন্ধের বাংলা অনুবাদ)
(diff) ← Older revision | Latest revision (diff) | Newer revision → (diff)
প্ল্যানেটারি নেবুলা (গ্রহীয় নীহারিকা)
mass 0.1-1[1]
commonscat Planetary nebulae
thing নিঃসরণ নীহারিকা
size ~1 ly[1]
density প্রতি ঘন সেন্টিমিটারে ১০০ থেকে ১০,০০০ কণা[1]
qid Q13632
discover ১৭৬৪, চার্লস মেসিয়ে[2]

[3]

একটি প্ল্যানেটারি নেবুলা (গ্রহীয় নীহারিকা) হলো এক ধরনের নিঃসরণ নীহারিকা, যা রেড জায়ান্ট বা লোহিত দানব নক্ষত্র থেকে তাদের জীবনের শেষ পর্যায়ে নির্গত আয়নিত গ্যাসের একটি প্রসারমান উজ্জ্বল খোলস নিয়ে গঠিত।[4]Cite error: Closing </ref> missing for <ref> tag</ref>

"প্ল্যানেটারি নেবুলা" শব্দটি একটি ভুল নাম (misnomer), কারণ এগুলোর সাথে গ্রহ-এর কোনো সম্পর্ক নেই। এই নামটি এসেছে প্রারম্ভিক জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের টেলিস্কোপে দেখা এই নীহারিকাগুলোর গ্রহের মতো গোলাকার আকৃতি থেকে। ১৭৮০-এর দশকে ইংরেজ জ্যোতির্বিজ্ঞানী উইলিয়াম হার্শেল সম্ভবত প্রথম এই শব্দটি ব্যবহার করেছিলেন, যিনি এই নীহারিকাগুলোকে গ্রহের মতো বলে বর্ণনা করেছিলেন; তবে ১৭৭৯ সালের জানুয়ারিতে ফরাসি জ্যোতির্বিজ্ঞানী অঁতোয়ান দারকিয়ের দ্য পেলপোয়া রিং নেবুলা পর্যবেক্ষণের সময় লিখেছিলেন, "খুবই অস্পষ্ট কিন্তু নিখুঁতভাবে রূপরেখা যুক্ত; এটি বৃহস্পতির মতো বড় এবং একটি ম্লান হতে থাকা গ্রহের মতো দেখতে"।[5][6][7] যদিও আধুনিক ব্যাখ্যা ভিন্ন, তবুও পুরনো শব্দটি এখনও ব্যবহৃত হয়।

সমস্ত প্ল্যানেটারি নেবুলা মাঝারি ভরের (প্রায় ১-৮ সৌর ভর) নক্ষত্রের জীবনের শেষ পর্যায়ে গঠিত হয়। আশা করা যায় যে, সূর্য তার জীবনচক্রের শেষে একটি প্ল্যানেটারি নেবুলা তৈরি করবে।[8] এগুলো তুলনামূলকভাবে স্বল্পস্থায়ী ঘটনা, যা কয়েক হাজার বছর স্থায়ী হতে পারে, যেখানে নাক্ষত্রিক বিবর্তন-এর অন্যান্য পর্যায়গুলো অনেক দীর্ঘস্থায়ী হয়।[9] রেড জায়ান্টের বায়ুমণ্ডল পুরোপুরি বিলীন হয়ে গেলে, উন্মুক্ত উত্তপ্ত উজ্জ্বল কেন্দ্র (যাকে প্ল্যানেটারি নেবুলা নিউক্লিয়াস বা P.N.N. বলা হয়) থেকে নির্গত শক্তিশালী অতিবেগুনী বিকিরণ নিক্ষিপ্ত পদার্থকে আয়নিত করে।[4] শোষিত অতিবেগুনী আলো তখন কেন্দ্রীয় নক্ষত্রের চারপাশের নীহারিকাময় গ্যাসের খোলসকে শক্তি জোগায়, যার ফলে এটি উজ্জ্বল রঙের প্ল্যানেটারি নেবুলা হিসেবে দৃশ্যমান হয়।

প্ল্যানেটারি নেবুলা সম্ভবত আকাশগঙ্গার রাসায়নিক বিবর্তনে গুরুত্বপূর্ণ ভূমিকা পালন করে, কারণ এগুলো নক্ষত্রের ভেতর তৈরি হওয়া মৌলগুলোকে আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যম-এ ছড়িয়ে দেয়। দূরবর্তী গ্যালাক্সিগুলোতেও প্ল্যানেটারি নেবুলা পর্যবেক্ষণ করা হয়, যা তাদের রাসায়নিক প্রাচুর্য সম্পর্কে দরকারী তথ্য প্রদান করে।

১৯৯০-এর দশকের শুরু থেকে, হাবল স্পেস টেলিস্কোপ-এর ছবিগুলো প্রকাশ করে যে অনেক প্ল্যানেটারি নেবুলার গঠন অত্যন্ত জটিল এবং বৈচিত্র্যময়। প্রায় এক-পঞ্চমাংশ মোটামুটি গোলাকার, কিন্তু অধিকাংশেরই গোলাকার প্রতিসাম্য নেই। এই বৈচিত্র্যময় আকৃতি এবং বৈশিষ্ট্য তৈরির প্রক্রিয়াগুলো এখনও পুরোপুরি বোঝা যায়নি, তবে বাইনারি কেন্দ্রীয় নক্ষত্র, নাক্ষত্রিক বায়ু এবং চৌম্বক ক্ষেত্র এতে ভূমিকা রাখতে পারে।

পর্যবেক্ষণ

আবিষ্কার

আবিষ্কৃত প্রথম প্ল্যানেটারি নেবুলা (যদিও তখনো এই নামে ডাকা হতো না) ছিল ভালপেকুলা নক্ষত্রমণ্ডলীর ডাম্বেল নেবুলা। এটি ১৭৬৪ সালের ১২ জুলাই চার্লস মেসিয়ে পর্যবেক্ষণ করেন এবং তার নীহারিকাময় বস্তুর ক্যাটালগে M27 হিসেবে তালিকাভুক্ত করেন।[10] কম রেজোলিউশনের টেলিস্কোপ ব্যবহারকারী প্রারম্ভিক পর্যবেক্ষকদের কাছে M27 এবং পরবর্তীতে আবিষ্কৃত প্ল্যানেটারি নেবুলাগুলোকে ইউরেনাস-এর মতো বিশাল গ্রহের মতো মনে হতো। ১৭৭৯ সালের জানুয়ারিতে ফরাসি জ্যোতির্বিজ্ঞানী অঁতোয়ান দারকিয়ের দ্য পেলপোয়া রিং নেবুলা পর্যবেক্ষণের সময় লিখেছিলেন, "একটি খুব ম্লান নীহারিকা, কিন্তু নিখুঁতভাবে রূপরেখা যুক্ত; বৃহস্পতির মতো বড় এবং একটি ম্লান হতে থাকা গ্রহের মতো দেখতে"।[5][6][7]

এই বস্তুগুলোর প্রকৃতি অস্পষ্ট ছিল। ১৭৮২ সালে, ইউরেনাসের আবিষ্কারক উইলিয়াম হার্শেল স্যাটার্ন নেবুলা (NGC 7009) খুঁজে পান এবং এটিকে বর্ণনা করেন এভাবে: "একটি কৌতূহলী নীহারিকা, বা একে আর কী বলব তা আমি জানি না"। পরবর্তীতে তিনি এই বস্তুগুলোকে "তারকীয় ধরনের" গ্রহ বলে বর্ণনা করেন।[11] দারকিয়েরের মতো হার্শেলও লক্ষ্য করেন যে, এর চাকতিটি একটি গ্রহের মতো, কিন্তু এটি এতই ম্লান যে গ্রহ হওয়া সম্ভব নয়। ১৭৮৫ সালে হার্শেল জেরোম লালাঁদ-কে লিখেছিলেন:

এগুলো এমন মহাজাগতিক বস্তু যার সম্পর্কে আমাদের এখনও কোনো পরিষ্কার ধারণা নেই এবং সম্ভবত এগুলো আমাদের পরিচিত মহাজাগতিক বস্তু থেকে সম্পূর্ণ ভিন্ন ধরনের। আমি ইতিমধ্যে চারটি খুঁজে পেয়েছি যাদের দৃশ্যমান ব্যাস ১৫ থেকে ৩০ সেকেন্ডের মধ্যে। এই বস্তুগুলোর চাকতি অনেকটা গ্রহের মতো, অর্থাৎ সবদিকে সমান উজ্জ্বল, গোলাকার বা কিছুটা ডিম্বাকৃতি, এবং গ্রহের চাকতির মতোই সুনির্দিষ্ট রূপরেখা যুক্ত। এদের আলো মাত্র এক ফুটের সাধারণ টেলিস্কোপে দেখার মতো শক্তিশালী, তবুও এদের কেবল নবম মানের একটি নক্ষত্রের মতো দেখায়।[12]

তিনি এগুলোকে তার "নীহারিকা" ক্যাটালগের চতুর্থ শ্রেণিতে অন্তর্ভুক্ত করেন এবং শেষ পর্যন্ত ৭৮টি "প্ল্যানেটারি নেবুলা" তালিকাভুক্ত করেন, যার বেশিরভাগই আসলে গ্যালাক্সি।[13]

হার্শেল এই বস্তুগুলোর জন্য "প্ল্যানেটারি নেবুলা" শব্দটি ব্যবহার করেছিলেন। এই নামের উৎপত্তি জানা যায়নি।[10][14] "প্ল্যানেটারি নেবুলা" লেবেলটি জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের পরিভাষায় দৃঢ়ভাবে গেঁথে যায় এবং আজও জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা এটি ব্যবহার করেন।[15][16]

বর্ণালী

ঊনবিংশ শতাব্দীর মাঝামাঝি সময়ে প্রথম বর্ণালীবীক্ষণ পর্যবেক্ষণ না হওয়া পর্যন্ত প্ল্যানেটারি নেবুলার প্রকৃতি অজানা ছিল। আলো বিচ্ছুরণের জন্য প্রিজম ব্যবহার করে, উইলিয়াম হাগিন্স মহাজাগতিক বস্তুর অপটিক্যাল বর্ণালী অধ্যয়নকারী প্রথম জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের একজন ছিলেন।[14]

১৮৬৪ সালের ২৯ আগস্ট, হাগিন্স প্রথম প্ল্যানেটারি নেবুলার বর্ণালী বিশ্লেষণ করেন যখন তিনি ক্যাটস আই নেবুলা পর্যবেক্ষণ করেন।[10] নক্ষত্র পর্যবেক্ষণে দেখা গিয়েছিল যে তাদের বর্ণালী অনেক অন্ধকার রেখা সহ বিকিরণের একটি ধারাবাহিকতা (continuum) নিয়ে গঠিত। তিনি দেখেছিলেন যে অনেক নীহারিকাময় বস্তু, যেমন অ্যান্ড্রোমিডা নেবুলা (তখনকার নাম), একই ধরনের বর্ণালী প্রদর্শন করে। কিন্তু যখন হাগিন্স ক্যাটস আই নেবুলার দিকে তাকালেন, তিনি সম্পূর্ণ ভিন্ন একটি বর্ণালী দেখতে পেলেন। শোষণ রেখা সহ শক্তিশালী ধারাবাহিকতার পরিবর্তে, ক্যাটস আই নেবুলা এবং অনুরূপ বস্তুগুলো বেশ কয়েকটি নিঃসরণ রেখা প্রদর্শন করেছিল।[14] এর মধ্যে সবচেয়ে উজ্জ্বলটি ছিল ৫০০.৭ ন্যানোমিটার তরঙ্গদৈর্ঘ্যে, যা কোনো পরিচিত মৌলের রেখার সাথে মিলছিল না।[17]

প্রথমে ধারণা করা হয়েছিল যে এই রেখাটি কোনো অজানা মৌলের কারণে হতে পারে, যার নাম দেওয়া হয়েছিল নেবুলিয়াম। ১৮৬৮ সালে সূর্য-এর বর্ণালী বিশ্লেষণের মাধ্যমে হিলিয়াম আবিষ্কারের ক্ষেত্রেও একই ধরনের ধারণা কাজ করেছিল।[10] যদিও সূর্যের বর্ণালীতে আবিষ্কারের পরপরই পৃথিবীতে হিলিয়াম পৃথক করা সম্ভব হয়েছিল, কিন্তু "নেবুলিয়াম" পাওয়া যায়নি। বিংশ শতাব্দীর শুরুতে, হেনরি নরিস রাসেল প্রস্তাব করেন যে, এটি নতুন কোনো মৌল নয়, বরং অপরিচিত পরিস্থিতিতে পরিচিত কোনো মৌলের কারণে ৫০০.৭ ন্যানোমিটারের রেখাটি তৈরি হয়েছে।[10]

১৯২০-এর দশকে পদার্থবিজ্ঞানীরা দেখান যে, অত্যন্ত কম ঘনত্বের গ্যাসে, ইলেকট্রন পরমাণু এবং আয়নের এমন সব উত্তেজিত মেটাস্ট্যাবল শক্তির স্তর-এ থাকতে পারে, যা উচ্চ ঘনত্বের ক্ষেত্রে সংঘর্ষের ফলে ডি-এক্সাইটেড হয়ে যেত।[18] নাইট্রোজেন এবং অক্সিজেন আয়নের (O+, O2+ (যা O iii নামেও পরিচিত), এবং N+) এই স্তরগুলো থেকে ইলেকট্রন স্থানান্তরের ফলেই ৫০০.৭ ন্যানোমিটারের নিঃসরণ রেখা এবং অন্যান্য রেখা তৈরি হয়।[10] এই বর্ণালী রেখাগুলো, যা কেবল অত্যন্ত কম ঘনত্বের গ্যাসে দেখা যায়, সেগুলোকে নিষিদ্ধ রেখা (forbidden lines) বলা হয়। এভাবে বর্ণালীবীক্ষণ পর্যবেক্ষণ প্রমাণ করে যে নীহারিকাগুলো অত্যন্ত বিরল গ্যাস দ্বারা গঠিত।[19]

[20]

কেন্দ্রীয় নক্ষত্র

প্ল্যানেটারি নেবুলার কেন্দ্রীয় নক্ষত্রগুলো অত্যন্ত উত্তপ্ত।[4] একটি নক্ষত্র যখন তার বেশিরভাগ পারমাণবিক জ্বালানি নিঃশেষ করে ফেলে, তখনই এটি সংকুচিত হয়ে ছোট আকার ধারণ করতে পারে। প্ল্যানেটারি নেবুলাকে নাক্ষত্রিক বিবর্তন-এর শেষ পর্যায় হিসেবে বোঝা হয়। বর্ণালীবীক্ষণ পর্যবেক্ষণ দেখায় যে সমস্ত প্ল্যানেটারি নেবুলা প্রসারিত হচ্ছে। এটি এই ধারণার জন্ম দেয় যে, নক্ষত্রের জীবনের শেষ পর্যায়ে বাইরের স্তরগুলো মহাকাশে নিক্ষিপ্ত হওয়ার ফলেই প্ল্যানেটারি নেবুলা তৈরি হয়।[10]

আধুনিক পর্যবেক্ষণ

বিংশ শতাব্দীর শেষের দিকে, প্রযুক্তিগত উন্নতি প্ল্যানেটারি নেবুলা অধ্যয়নে সহায়তা করে।[21] স্পেস টেলিস্কোপ জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের পৃথিবীর বায়ুমণ্ডল ভেদ করতে পারে না এমন তরঙ্গদৈর্ঘ্যের আলো নিয়ে গবেষণার সুযোগ করে দেয়। ১৯৭৩ সালের ডিসেম্বরে সয়ুজ ১৩ মহাকাশযানে থাকা ওরিয়ন ২ স্পেস অবজারভেটরি-র মাধ্যমে মহাকাশ থেকে PNe-এর (IC 2149) প্রথম অতিবেগুনী পর্যবেক্ষণ করা হয়,[22] এবং প্রথমবারের মতো নীহারিকা থেকে দ্বি-ফোটন নিঃসরণ শনাক্ত করা হয়।[23] প্ল্যানেটারি নেবুলার ইনফ্রারেড এবং অতিবেগুনী অধ্যয়ন নীহারিকার তাপমাত্রা, ঘনত্ব এবং মৌলগুলোর প্রাচুর্য আরও নির্ভুলভাবে নির্ধারণ করতে সাহায্য করে।[24][25] চার্জ-কাপলড ডিভাইস প্রযুক্তি আগের চেয়ে অনেক বেশি ম্লান বর্ণালী রেখা নির্ভুলভাবে পরিমাপ করতে সক্ষম করে। হাবল স্পেস টেলিস্কোপ আরও দেখায় যে, পৃথিবী থেকে পর্যবেক্ষণ করলে অনেক নীহারিকাকে সাধারণ এবং নিয়মিত কাঠামোর মনে হলেও, পৃথিবীর বায়ুমণ্ডল-এর উপরে থাকা টেলিস্কোপগুলোর উচ্চ অপটিক্যাল রেজোলিউশন অত্যন্ত জটিল কাঠামো প্রকাশ করে।[26][27]

মর্গান-কীনান বর্ণালী শ্রেণিবিন্যাস স্কিমের অধীনে, প্ল্যানেটারি নেবুলাগুলোকে টাইপ-P হিসেবে শ্রেণীবদ্ধ করা হয়, যদিও বাস্তবে এই চিহ্নটি খুব কমই ব্যবহৃত হয়।[28]

উৎপত্তি

৮ সৌর ভর () এর চেয়ে বড় নক্ষত্রগুলো সম্ভবত নাটকীয় সুপারনোভা বিস্ফোরণের মাধ্যমে তাদের জীবনের ইতি টানবে, যেখানে প্ল্যানেটারি নেবুলা কেবল 0.8 থেকে 8.0 ভরের মাঝারি এবং কম ভরের নক্ষত্রের জীবনের শেষ পর্যায়ে ঘটে।[29] প্ল্যানেটারি নেবুলা গঠনকারী প্রোজেনিটর নক্ষত্রগুলো তাদের জীবনের বেশিরভাগ সময় পারমাণবিক ফিউশন-এর মাধ্যমে নক্ষত্রের কেন্দ্রে হাইড্রোজেন থেকে হিলিয়াম তৈরিতে ব্যয় করে, যার তাপমাত্রা প্রায় ১৫ মিলিয়ন K। এটি কেন্দ্রে শক্তি উৎপন্ন করে, যা বাইরের দিকে চাপ সৃষ্টি করে এবং মহাকর্ষের ভেতরের দিকে চাপকে ভারসাম্যপূর্ণ করে।[30] সাম্যাবস্থার এই অবস্থাকে মেইন সিকোয়েন্স বলা হয়, যা ভরের ওপর নির্ভর করে কয়েক কোটি থেকে কয়েকশ কোটি বছর স্থায়ী হতে পারে।

যখন কেন্দ্রের হাইড্রোজেন ফুরিয়ে যেতে শুরু করে, তখন পারমাণবিক ফিউশন কম শক্তি উৎপন্ন করে এবং মহাকর্ষ কেন্দ্রকে সংকুচিত করতে শুরু করে, যার ফলে তাপমাত্রা প্রায় ১০০ মিলিয়ন K-তে উন্নীত হয় এবং হাইড্রোজেন দহন কেন্দ্রের চারপাশে একটি পাতলা খোলসে স্থানান্তরিত হয়।[31] তাপীয় সাম্যাবস্থা বজায় রাখার জন্য, নক্ষত্রের বাইরের স্তরগুলো প্রসারিত এবং শীতল হয়।[32] এই পর্যায়টি নাক্ষত্রিক উজ্জ্বলতার নাটকীয় বৃদ্ধি ঘটায়, কিন্তু যেহেতু নির্গত শক্তি অনেক বড় পৃষ্ঠতলে ছড়িয়ে পড়ে, তাই এটি আসলে পৃষ্ঠের তাপমাত্রা হ্রাস করে। নাক্ষত্রিক বিবর্তন-এর এই পর্যায়টি রেড জায়ান্ট ব্রাঞ্চ (RGB) নামে পরিচিত। 0.8-এর চেয়ে বেশি ভরের নক্ষত্রে, মূলত হিলিয়াম দিয়ে গঠিত কেন্দ্রটি আবার প্রজ্বলিত হয়; হিলিয়াম তখন কার্বন এবং অক্সিজেনে রূপান্তরিত হয়, যা ধীরে ধীরে কেন্দ্রের হিলিয়াম খরচ করে।[32]

যখন কেন্দ্রের হিলিয়াম ফুরিয়ে যায়, তখন কেন্দ্রের তাপমাত্রা RGB-এর মতোই আবার বাড়তে শুরু করে। উজ্জ্বলতা আবার বৃদ্ধি পায় এবং নক্ষত্রটি আরও একবার প্রসারিত হয়, যা পৃষ্ঠের তাপমাত্রা কমিয়ে দেয়। জীবনের এই পর্যায়ের নক্ষত্রগুলোকে অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চ নক্ষত্র (AGB) বলা হয়।[31] এই পর্যায়ে, নক্ষত্রটি তার নাক্ষত্রিক বায়ু থেকে মোট ভরের ৫০-৭০% হারিয়ে ফেলতে পারে।[33]

বায়ুমণ্ডল নির্গমন আন্তঃনাক্ষত্রিক মহাকাশে অব্যাহত থাকে। যখন উন্মুক্ত কেন্দ্রের বাইরের পৃষ্ঠের তাপমাত্রা প্রায় ৩০,০০০ K ছাড়িয়ে যায়, তখন নির্গত অতিবেগুনী ফোটন-এর সংখ্যা নিক্ষিপ্ত বায়ুমণ্ডলকে আয়নিত করার জন্য যথেষ্ট হয়, যার ফলে গ্যাসটি প্ল্যানেটারি নেবুলা হিসেবে জ্বলে ওঠে।[31]

জীবনকাল

[34]

একটি নক্ষত্র অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চ (AGB) পর্যায় অতিক্রম করার পর, নাক্ষত্রিক বিবর্তনের সংক্ষিপ্ত প্ল্যানেটারি নেবুলা পর্যায় শুরু হয়[21] যখন গ্যাসগুলো প্রতি সেকেন্ডে কয়েক কিলোমিটার গতিতে কেন্দ্রীয় নক্ষত্র থেকে দূরে সরে যায়। কেন্দ্রীয় নক্ষত্রটি তার AGB প্রোজেনিটরের অবশিষ্টাংশ, একটি ইলেকট্রন-ডিজেনারেট কার্বন-অক্সিজেন কেন্দ্র যা AGB-তে ভর হ্রাসের কারণে তার বেশিরভাগ হাইড্রোজেন খোলস হারিয়েছে।[21] গ্যাসগুলো প্রসারিত হওয়ার সাথে সাথে, কেন্দ্রীয় নক্ষত্রটি দুই-পর্যায়ের বিবর্তনের মধ্য দিয়ে যায়, প্রথমে সংকুচিত হতে থাকার সাথে সাথে উত্তপ্ত হয় এবং কেন্দ্রের চারপাশে খোলসে হাইড্রোজেন ফিউশন বিক্রিয়া ঘটে, এবং তারপর ধীরে ধীরে শীতল হয় যখন হাইড্রোজেন খোলস ফিউশন এবং ভর হ্রাসের মাধ্যমে নিঃশেষ হয়ে যায়।[10][21] দ্বিতীয় পর্যায়ে, এটি তার শক্তি বিকিরণ করে এবং ফিউশন বিক্রিয়া বন্ধ হয়ে যায়, কারণ কেন্দ্রীয় নক্ষত্রটি কার্বন এবং অক্সিজেন ফিউজ করার জন্য প্রয়োজনীয় কেন্দ্রীয় তাপমাত্রা তৈরি করার মতো ভারী নয়।[10][21] প্রথম পর্যায়ে, কেন্দ্রীয় নক্ষত্রটি ধ্রুবক উজ্জ্বলতা বজায় রাখে,[21] একই সাথে এটি আরও উত্তপ্ত হতে থাকে এবং শেষ পর্যন্ত প্রায় ১০০,০০০ K তাপমাত্রায় পৌঁছায়। দ্বিতীয় পর্যায়ে, এটি এত বেশি শীতল হয়ে যায় যে এটি ক্রমবর্ধমান দূরবর্তী গ্যাস মেঘকে আয়নিত করার জন্য পর্যাপ্ত অতিবেগুনী বিকিরণ দিতে পারে না। নক্ষত্রটি একটি হোয়াইট ডুয়ার্ফ বা শ্বেত বামন নক্ষত্রে পরিণত হয় এবং প্রসারিত গ্যাস মেঘ আমাদের কাছে অদৃশ্য হয়ে যায়, যা বিবর্তনের প্ল্যানেটারি নেবুলা পর্যায়ের সমাপ্তি ঘটায়। একটি সাধারণ প্ল্যানেটারি নেবুলার ক্ষেত্রে, এর গঠন এবং ফলস্বরূপ প্লাজমা-র পুনর্মিলনের মধ্যে প্রায় ১০,০০০ বছর[21] অতিবাহিত হয়।[10]

গ্যালাকটিক সমৃদ্ধকরণে ভূমিকা

[35]

প্ল্যানেটারি নেবুলা গ্যালাকটিক বিবর্তনে খুব গুরুত্বপূর্ণ ভূমিকা পালন করতে পারে। নবজাত নক্ষত্রগুলো প্রায় সম্পূর্ণভাবে হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম নিয়ে গঠিত,[36] কিন্তু নক্ষত্রগুলো যখন অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চ পর্যায়ের মধ্য দিয়ে বিবর্তিত হয়,[37] তখন তারা পারমাণবিক ফিউশন-এর মাধ্যমে ভারী মৌল তৈরি করে যা শেষ পর্যন্ত শক্তিশালী নাক্ষত্রিক বায়ু দ্বারা নিক্ষিপ্ত হয়।[38] প্ল্যানেটারি নেবুলাগুলোতে সাধারণত কার্বন, নাইট্রোজেন এবং অক্সিজেন-এর মতো মৌলের বৃহত্তর অনুপাত থাকে এবং এগুলো এই শক্তিশালী বায়ুর মাধ্যমে আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমে পুনর্ব্যবহৃত হয়। এইভাবে, প্ল্যানেটারি নেবুলা মিল্কিওয়ে এবং তাদের নীহারিকা-গুলোকে এই ভারী মৌলগুলো দিয়ে ব্যাপকভাবে সমৃদ্ধ করে – যা জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের কাছে সম্মিলিতভাবে ধাতু (metals) নামে পরিচিত এবং বিশেষভাবে ধাতবতা প্যারামিটার Z দ্বারা উল্লেখ করা হয়।[39]

এই ধরনের নীহারিকা থেকে গঠিত পরবর্তী প্রজন্মের নক্ষত্রগুলোতেও উচ্চ ধাতবতা থাকার প্রবণতা থাকে। যদিও এই ধাতুগুলো নক্ষত্রে তুলনামূলকভাবে সামান্য পরিমাণে থাকে, তবুও নাক্ষত্রিক বিবর্তন এবং ফিউশন বিক্রিয়ার ওপর এদের উল্লেখযোগ্য প্রভাব রয়েছে। মহাবিশ্ব-এর শুরুর দিকে গঠিত নক্ষত্রগুলোতে তাত্ত্বিকভাবে ভারী মৌলের পরিমাণ কম ছিল।[40] পরিচিত উদাহরণ হলো ধাতু-দরিদ্র পপুলেশন II নক্ষত্র। (দেখুন নাক্ষত্রিক জনসংখ্যা।)[41][42] নাক্ষত্রিক ধাতবতার বিষয়বস্তু বর্ণালীবীক্ষণ দ্বারা শনাক্ত করা হয়।

বৈশিষ্ট্য

ভৌত বৈশিষ্ট্য

একটি সাধারণ প্ল্যানেটারি নেবুলা প্রায় এক আলোকবর্ষ প্রশস্ত এবং অত্যন্ত বিরল গ্যাস নিয়ে গঠিত, যার ঘনত্ব সাধারণত প্রতি ঘন সেন্টিমিটারে ১০০ থেকে ১০,০০০ কণা।[43] (তুলনামূলকভাবে, পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলে প্রতি ঘন সেন্টিমিটারে 2.519 কণা থাকে।) তরুণ প্ল্যানেটারি নেবুলাগুলোর ঘনত্ব সবচেয়ে বেশি, কখনও কখনও প্রতি ঘন সেন্টিমিটারে 106 কণা পর্যন্ত হতে পারে। নীহারিকাগুলো বয়স বাড়ার সাথে সাথে তাদের প্রসারণের ফলে ঘনত্ব হ্রাস পায়। প্ল্যানেটারি নেবুলার ভর ০.১ থেকে ১ সৌর ভর পর্যন্ত হয়।[43]

কেন্দ্রীয় নক্ষত্র থেকে বিকিরণ গ্যাসগুলোকে প্রায় ১০,০০০ K তাপমাত্রায় উত্তপ্ত করে।[44] কেন্দ্রীয় অঞ্চলের গ্যাসের তাপমাত্রা সাধারণত পরিধির চেয়ে অনেক বেশি হয়, যা ১৬,০০০–২৫,০০০ K পর্যন্ত পৌঁছায়।[45] কেন্দ্রীয় নক্ষত্রের আশেপাশের আয়তন প্রায় ১,০০০,০০০ K তাপমাত্রার অত্যন্ত উত্তপ্ত (করোনাল) গ্যাস দ্বারা পূর্ণ থাকে। এই গ্যাস কেন্দ্রীয় নক্ষত্রের পৃষ্ঠ থেকে দ্রুত নাক্ষত্রিক বায়ুর আকারে উৎপন্ন হয়।[46]

নীহারিকাগুলোকে পদার্থ সীমাবদ্ধ (matter bounded) বা বিকিরণ সীমাবদ্ধ (radiation bounded) হিসেবে বর্ণনা করা যেতে পারে। প্রথম ক্ষেত্রে, নক্ষত্র দ্বারা নির্গত সমস্ত অতিবেগুনী ফোটন শোষণ করার জন্য নীহারিকায় পর্যাপ্ত পদার্থ থাকে না এবং দৃশ্যমান নীহারিকাটি সম্পূর্ণ আয়নিত থাকে। দ্বিতীয় ক্ষেত্রে, কেন্দ্রীয় নক্ষত্র দ্বারা নির্গত অতিবেগুনী ফোটনগুলো আশেপাশের সমস্ত গ্যাসকে আয়নিত করার জন্য যথেষ্ট নয় এবং একটি আয়নকরণ ফ্রন্ট নিরপেক্ষ পরমাণুর পরিধিগত খোলসের দিকে বাইরের দিকে অগ্রসর হয়।[47]

সংখ্যা এবং বণ্টন

আমাদের গ্যালাক্সিতে বর্তমানে প্রায় ৩০০০ প্ল্যানেটারি নেবুলা আছে বলে জানা যায়,[48] যা ২০০ বিলিয়ন নক্ষত্রের মধ্যে নগণ্য। মোট নাক্ষত্রিক জীবনকালের তুলনায় এদের অত্যন্ত সংক্ষিপ্ত জীবনকাল এদের বিরলতার কারণ। এগুলো মূলত মিল্কিওয়ে-এর সমতলের কাছাকাছি পাওয়া যায়, যার সবচেয়ে বেশি ঘনত্ব গ্যালাকটিক সেন্টার-এর কাছাকাছি।[49]

অঙ্গসংস্থানবিদ্যা (Morphology)

গ্রহাণু নীহারিকার মাত্র ২০% গোলাকারভাবে প্রতিসম (উদাহরণস্বরূপ, দেখুন Abell 39)।[50] এদের মধ্যে অত্যন্ত জটিল গঠনসহ বিভিন্ন ধরনের আকৃতি বিদ্যমান। গ্রহাণু নীহারিকাকে বিভিন্ন লেখক নাক্ষত্রিক, চাকতি, বলয়, অনিয়মিত, কুণ্ডলাকার, দ্বিমেরু, চতুর্মেরু[51] এবং অন্যান্য প্রকারে শ্রেণীবদ্ধ করেছেন,[52] যদিও এদের অধিকাংশই মূলত তিনটি প্রধান প্রকারের অন্তর্ভুক্ত: গোলাকার, উপবৃত্তাকার এবং দ্বিমেরু। দ্বিমেরু নীহারিকাগুলো গ্যালাকটিক সমতল-এ ঘনীভূত থাকে, যা সম্ভবত তুলনামূলকভাবে তরুণ বিশাল ভরের আদি নক্ষত্র থেকে উৎপন্ন হয়; এবং গ্যালাকটিক বাল্জ-এ অবস্থিত দ্বিমেরু নীহারিকাগুলো তাদের কক্ষপথের অক্ষকে গ্যালাকটিক সমতলের সমান্তরালে বিন্যস্ত রাখতে পছন্দ করে।[53] অন্যদিকে, গোলাকার নীহারিকাগুলো সম্ভবত সূর্যের মতো পুরনো নক্ষত্র থেকে উৎপন্ন হয়।[1]

আকৃতির এই বিশাল বৈচিত্র্যের আংশিক কারণ হলো প্রক্ষেপণ প্রভাব—একই নীহারিকাকে ভিন্ন ভিন্ন কোণ থেকে দেখলে ভিন্ন ভিন্ন মনে হয়।[54] তবুও, ভৌত আকৃতির এই বিশাল বৈচিত্র্যের কারণ পুরোপুরি বোঝা যায়নি।[52] কেন্দ্রীয় নক্ষত্রগুলো যদি দ্বৈত নক্ষত্র হয়, তবে সঙ্গী নক্ষত্রের সাথে মহাকর্ষীয় মিথস্ক্রিয়া এর একটি কারণ হতে পারে। আরেকটি সম্ভাবনা হলো, নীহারিকা গঠনের সময় গ্রহগুলো নক্ষত্র থেকে নির্গত পদার্থের প্রবাহে বাধা সৃষ্টি করে। এটি নির্ধারিত হয়েছে যে, অধিক ভরের নক্ষত্রগুলো আরও অনিয়মিত আকৃতির নীহারিকা তৈরি করে।[55] ২০০৫ সালের জানুয়ারিতে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা দুটি গ্রহাণু নীহারিকার কেন্দ্রীয় নক্ষত্রের চারপাশে চৌম্বক ক্ষেত্রের প্রথম শনাক্তকরণের ঘোষণা দেন,[56] যা ১৯৬০-এর দশকেই পূর্বাভাস দেওয়া হয়েছিল,[57] এবং ধারণা করা হয় যে এই ক্ষেত্রগুলো তাদের অসাধারণ আকৃতির জন্য আংশিক বা সম্পূর্ণভাবে দায়ী হতে পারে।[58] গ্রহাণু নীহারিকার অঙ্গসংস্থানবিদ্যার শ্রেণীকরণ পর্যবেক্ষণমূলক সংবেদনশীলতা এবং পর্যবেক্ষিত প্রজাতির ওপর নির্ভর করে। উদাহরণস্বরূপ, একটি দ্বিমেরু নীহারিকার কোমর বা মধ্যভাগকে উপবৃত্তাকার হিসেবে চিহ্নিত করা হতে পারে যদি দ্বিমেরু লোবগুলো শনাক্ত করার জন্য খুব অস্পষ্ট হয়। হুয়া (A&AS, 125, 355, 1997) এবং হুয়া প্রমুখ (A&AS, 133, 361, 1998) এনজিসি ৬৫০-১ (NGC 650–1), এসএইচ ১-৮৯ (Sh 1–89) এবং সাউই ৩ (SaWe 3)-এর ক্ষেত্রে এমনটি জানিয়েছেন।

গুচ্ছে সদস্যপদ

গ্রহাণু নীহারিকা চারটি গ্যালাকটিক গোলাকার গুচ্ছ-এর সদস্য হিসেবে শনাক্ত হয়েছে: Messier 15, Messier 22, NGC 6441 এবং Palomar 6। প্রমাণগুলো M31-এর গোলাকার গুচ্ছগুলোতেও গ্রহাণু নীহারিকা আবিষ্কারের সম্ভাবনার দিকে নির্দেশ করে।[59] তবে, বর্তমানে একটি উন্মুক্ত গুচ্ছ-এ গ্রহাণু নীহারিকা আবিষ্কারের মাত্র একটি ঘটনা রয়েছে যা স্বাধীন গবেষকদের দ্বারা স্বীকৃত।[60][61][62] সেই ঘটনাটি হলো গ্রহাণু নীহারিকা পিএইচআর ১৩১৫-৬৫৫৫ (PHR 1315-6555) এবং উন্মুক্ত গুচ্ছ অ্যান্ড্রুজ-লিন্ডসে ১ (Andrews-Lindsay 1)। প্রকৃতপক্ষে, গুচ্ছের সদস্যপদ থাকার কারণে, পিএইচআর ১৩১৫-৬৫৫৫ গ্রহাণু নীহারিকার জন্য নির্ধারিত সবচেয়ে সুনির্দিষ্ট দূরত্বের মধ্যে একটি (অর্থাৎ, ৪% দূরত্ব সমাধান) ধারণ করে। Messier 46-এ NGC 2818 এবং এনজিসি ২৩৪৮ (NGC 2348)-এর ক্ষেত্রে গ্রহাণু নীহারিকা এবং গুচ্ছের মধ্যে বেগের অমিল দেখা যায়, যা নির্দেশ করে যে এগুলো কেবল দৃষ্টিরেখার কাকতালীয় ঘটনা।[49][63][64] সম্ভাব্য গুচ্ছ/পিএন (PN) জোড়ার একটি উপ-নমুনা হিসেবে অ্যাবেল ৮ (Abell 8) এবং বিকা ৬ (Bica 6),[65][66] এবং হি ২-৮৬ (He 2-86) ও এনজিসি ৪৪৬৩ (NGC 4463)-এর নাম উল্লেখ করা যায়।[67]

তাত্ত্বিক মডেলগুলো পূর্বাভাস দেয় যে গ্রহাণু নীহারিকা এক থেকে আট সৌর ভরের প্রধান ধারা নক্ষত্র থেকে গঠিত হতে পারে, যা আদি নক্ষত্রের বয়স ৪০ মিলিয়ন বছরের বেশি নির্দেশ করে। যদিও সেই বয়স সীমার মধ্যে কয়েকশ পরিচিত উন্মুক্ত গুচ্ছ রয়েছে, বিভিন্ন কারণে তাদের মধ্যে গ্রহাণু নীহারিকা খুঁজে পাওয়ার সম্ভাবনা সীমিত।[49] একটি কারণ হলো, অধিক ভরের নক্ষত্রের জন্য গ্রহাণু নীহারিকা দশাটি সহস্রাব্দের ক্রমের, যা জ্যোতির্বিজ্ঞানের পরিভাষায় চোখের পলকের সমান। এছাড়াও, তাদের মোট ভরের স্বল্পতার কারণে, উন্মুক্ত গুচ্ছগুলোর মহাকর্ষীয় সংহতি তুলনামূলকভাবে দুর্বল এবং সাধারণত ১০০ থেকে ৬০০ মিলিয়ন বছরের মধ্যে এগুলো বিচ্ছিন্ন হয়ে যায়।[68]

গ্রহাণু নীহারিকা গবেষণায় বর্তমান সমস্যা

গ্রহাণু নীহারিকার দূরত্ব সাধারণত সঠিকভাবে নির্ণয় করা কঠিন,[69] তবে গাইয়া মিশন এখন তাদের কেন্দ্রীয় নক্ষত্র এবং পার্শ্ববর্তী নক্ষত্রগুলোর মধ্যে সরাসরি লম্বন দূরত্ব পরিমাপ করছে।[70] নিকটবর্তী গ্রহাণু নীহারিকার প্রসারণের হার পরিমাপ করেও তাদের দূরত্ব নির্ণয় করা সম্ভব। কয়েক বছর ব্যবধানে নেওয়া উচ্চ-রেজোলিউশন পর্যবেক্ষণগুলো দৃষ্টিরেখার লম্বভাবে নীহারিকার প্রসারণ দেখাবে, অন্যদিকে ডপলার সরণ-এর বর্ণালীবীক্ষণ পর্যবেক্ষণ দৃষ্টিরেখায় প্রসারণের গতি প্রকাশ করবে। কৌণিক প্রসারণের সাথে প্রাপ্ত প্রসারণের গতি তুলনা করলে নীহারিকার দূরত্ব জানা যাবে।[26]

নীহারিকার আকৃতির এত বৈচিত্র্য কীভাবে তৈরি হতে পারে তা একটি বিতর্কিত বিষয়। তাত্ত্বিকভাবে মনে করা হয় যে, নক্ষত্র থেকে বিভিন্ন গতিতে নির্গত পদার্থের মিথস্ক্রিয়া থেকে অধিকাংশ পর্যবেক্ষিত আকৃতি তৈরি হয়।[52] তবে, কিছু জ্যোতির্বিজ্ঞানী মনে করেন যে ঘনিষ্ঠ দ্বৈত কেন্দ্রীয় নক্ষত্রগুলো আরও জটিল এবং চরম গ্রহাণু নীহারিকার জন্য দায়ী হতে পারে।[71] বেশ কয়েকটিতে শক্তিশালী চৌম্বক ক্ষেত্র দেখা গেছে,[72] এবং আয়নিত গ্যাসের সাথে তাদের মিথস্ক্রিয়া কিছু গ্রহাণু নীহারিকার আকৃতির ব্যাখ্যা দিতে পারে।[56]

নীহারিকায় ধাতুর প্রাচুর্য নির্ণয়ের দুটি প্রধান পদ্ধতি রয়েছে। এগুলো রিকম্বিনেশন লাইন এবং সংঘর্ষজনিত উত্তেজিত লাইনের ওপর নির্ভর করে। পদ্ধতি দুটি থেকে প্রাপ্ত ফলাফলের মধ্যে মাঝে মাঝে বড় ধরনের অমিল দেখা যায়। গ্রহাণু নীহারিকার মধ্যে ছোট ছোট তাপমাত্রার ওঠানামার উপস্থিতির মাধ্যমে এর ব্যাখ্যা দেওয়া যেতে পারে। এই অমিলগুলো এত বড় হতে পারে যে তা কেবল তাপমাত্রার প্রভাবে ঘটা সম্ভব নয়, এবং কেউ কেউ পর্যবেক্ষণ ব্যাখ্যার জন্য খুব কম হাইড্রোজেনযুক্ত শীতল নট (knots)-এর অস্তিত্বের অনুমান করেন। তবে, এই ধরনের নট এখনো পর্যবেক্ষণ করা যায়নি।[73]

আরও দেখুন

নোট


তথ্যসূত্র

উদ্ধৃতিসমূহ

  1. ↑ 1.0 1.1 1.2 1.3 (2005). Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei. University Science Books. ISBN 978-1-891389-34-4.
  2. ↑ (19 Oct 2017). Messier 27 (The Dumbbell Nebula). nasa.gov.
  3. ↑ (Miszalski, Jones, Rodríguez-Gil, Boffin, 2011)
  4. ↑ 4.0 4.1 4.2 (Frankowski, Soker, 2009, pp. 654–8)
  5. ↑ 5.0 5.1 (1777). Observations astronomiques, faites à Toulouse (Astronomical observations, made in Toulouse). Avignon: J. Aubert; (and Paris: Laporte, etc.).
  6. ↑ 6.0 6.1 (June 2017). "Who Discovered the Ring Nebula?". Sky & Telescope. 32–37.
  7. ↑ 7.0 7.1 Wolfgang Steinicke. Antoine Darquier de Pellepoix.
  8. ↑ Daley, Jason. (May 8, 2018). The Sun Will Produce a Beautiful Planetary Nebula When It Dies. Smithsonian Magazine.
  9. ↑ এগুলো রেড জায়ান্ট পর্যায়ের পরে তৈরি হয়, যখন নক্ষত্রের বাইরের স্তরের বেশিরভাগ অংশ শক্তিশালী নাক্ষত্রিক বায়ু দ্বারা নিক্ষিপ্ত হয় (Frew, Parker, 2010, pp. 129–148)
  10. ↑ 10.00 10.01 10.02 10.03 10.04 10.05 10.06 10.07 10.08 10.09 (Kwok, 2000, pp. 1–7)
  11. ↑ Zijlstra, A.. (2015). Planetary nebulae in 2014: A review of research. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 51 221–230.
  12. ↑ উদ্ধৃত: (2014). "William Herschel and the Planetary Nebulae". Journal for the History of Astronomy. 45 (2) 209–225. doi:10.1177/002182861404500205.
  13. ↑ পৃষ্ঠা ১৬, (2007). "The Herschel Objects and How to Observe Them". ISBN 978-0-387-68124-5. doi:10.1007/978-0-387-68125-2.
  14. ↑ 14.0 14.1 14.2 (Moore, 2007, pp. 279–80)
  15. ↑ (SEDS, 2013)
  16. ↑ (Hubblesite.org, 1997)
  17. ↑ (Huggins, Miller, 1864, pp. 437–44)
  18. ↑ (Bowen, 1927, pp. 295–7)
  19. ↑ (Gurzadyan, 1997)
  20. ↑ A Planetary Nebula Divided.
  21. ↑ 21.0 21.1 21.2 21.3 21.4 21.5 21.6 (Kwok, 2005, pp. 271–8)
  22. ↑ (1975). "The ultraviolet spectrum of planetary nebula IC 2149". MNRAS. 172 249–256. doi:10.1093/mnras/172.1.249.
  23. ↑ (1976). "Two-photon emission in planetary nebula IC 2149". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 88 891. doi:10.1086/130041.
  24. ↑ (Hora, Latter, Allen, Marengo, 2004, pp. 296–301)
  25. ↑ (Kwok, Koning, Huang, Churchwell, 2006, pp. 445–6)
  26. ↑ 26.0 26.1 (Reed, Balick, Hajian, Klayton, 1999, pp. 2430–41)
  27. ↑ (Aller, Hyung, 2003, p. 15)
  28. ↑ (Krause, 1961, p. 187)
  29. ↑ (Maciel, Costa, Idiart, 2009, pp. 127–37)
  30. ↑ (Harpaz, 1994, pp. 55–80)
  31. ↑ 31.0 31.1 31.2 (Harpaz, 1994, pp. 99–112)
  32. ↑ 32.0 32.1 Pols, O.R.. (September 2011). STELLAR STRUCTURE AND EVOLUTION.
  33. ↑ (2004). "Long Secondary Periods in Pulsating Asymptotic Giant Branch Stars: An Investigation of Their Origin". The Astrophysical Journal. 604 (2) 800. doi:10.1086/382123.
  34. ↑ Hubble Offers a Dazzling Necklace. Picture of the Week.
  35. ↑ An Interstellar Distributor. Picture of the Week.
  36. ↑ W. Sutherland. (26 March 2013). The Galaxy. Chapter 4. Galactic Chemical Evolution.
  37. ↑ (1993). "Our Sun. III. Present and Future". The Astrophysical Journal. 418 457. doi:10.1086/173407.
  38. ↑ (1975). "Interstellar Bubbles". Astrophysical Journal Letters. 200 L107–L110. doi:10.1086/181908.
  39. ↑ (Kwok, 2000, pp. 199–207)
  40. ↑ Pan, Liubin. (1 October 2013). "Modeling the Pollution of Pristine Gas in the Early Universe". The Astrophysical Journal. 775 (2) 111. doi:10.1088/0004-637X/775/2/111.
  41. ↑ (Marochnik, Shukurov, Yastrzhembsky, 1996, pp. 6–10)
  42. ↑ (1998). "Introductory astronomy & astrophysics". 322. Saunders College Publishing. ISBN 0-03-006228-4.
  43. ↑ 43.0 43.1 (Osterbrock, Ferland, 2005, p. 10)
  44. ↑ (Gurzadyan, 1997, p. 238)
  45. ↑ (Gurzadyan, 1997, pp. 130–7)
  46. ↑ (Osterbrock, Ferland, 2005, pp. 261–2)
  47. ↑ (Osterbrock, Ferland, 2005, p. 207)
  48. ↑ (Parker, Acker, Frew, Hartley, 2006, pp. 79–94)
  49. ↑ 49.0 49.1 49.2 (Majaess, Turner, Lane, 2007, pp. 1349–60)
  50. ↑ (Jacoby, Ferland, Korista, 2001, pp. 272–86)
  51. ↑ (Kwok, Su, 2005, pp. L49–52)
  52. ↑ 52.0 52.1 52.2 (Kwok, 2000, pp. 89–96)
  53. ↑ (Rees, Zijlstra, 2013)
  54. ↑ Chen, Z. (2017). "Mass Transfer and Disc Formation in AGB Binary Systems". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 468 (4) 4465. doi:10.1093/mnras/stx680.
  55. ↑ (Morris, 1990, pp. 526–30)
  56. ↑ 56.0 56.1 (Jordan, Werner, O'Toole, 2005, pp. 273–9)
  57. ↑ (1969). "Planetary Nebulae". Gordon & Breach. ISBN 90-277-0117-2.
  58. ↑ (SpaceDaily Express, 2005)
  59. ↑ Jacoby, George H.; Ciardullo, Robin; De Marco, Orsola; Lee, Myung Gyoon; Herrmann, Kimberly A.; Hwang, Ho Seong; Kaplan, Evan; Davies, James E., (2013). A Survey for Planetary Nebulae in M31 Globular Clusters, ApJ, 769, 1
  60. ↑ Frew, David J. (2008). Planetary Nebulae in the Solar Neighbourhood: Statistics, Distance Scale and Luminosity Function, PhD Thesis, Department of Physics, Macquarie University, Sydney, Australia
  61. ↑ (Parker, 2011, pp. 1835–1844)
  62. ↑ Majaess, D.; Carraro, G.; Moni Bidin, C.; Bonatto, C.; Turner, D.; Moyano, M.; Berdnikov, L.; Giorgi, E., (2014). On the crucial cluster Andrews-Lindsay 1 and a 4% distance solution for its planetary nebula, A&A, 567
  63. ↑ (Kiss, Szabó, Balog, Parker, 2008, pp. 399–404)
  64. ↑ (Mermilliod, Clariá, Andersen, Piatti, 2001, pp. 30–9)
  65. ↑ Bonatto, C.; Bica, E.; Santos, J. F. C., (2008). Discovery of an open cluster with a possible physical association with a planetary nebula, MNRAS, 386, 1
  66. ↑ Turner, D. G.; Rosvick, J. M.; Balam, D. D.; Henden, A. A.; Majaess, D. J.; Lane, D. J. (2011). New Results for the Open Cluster Bica 6 and Its Associated Planetary Nebula Abell 8, PASP, 123, 909
  67. ↑ Moni Bidin, C.; Majaess, D.; Bonatto, C.; Mauro, F.; Turner, D.; Geisler, D.; Chené, A.-N.; Gormaz-Matamala, A. C.; Borissova, J.; Kurtev, R. G.; Minniti, D.; Carraro, G.; Gieren, W. (2014). Investigating potential planetary nebula/cluster pairs, A&A, 561
  68. ↑ (Allison, 2006, pp. 56–8)
  69. ↑ R. Gathier. Distances to Planetary Nebulae. ESO Messenger.
  70. ↑ SIMBAD references.
  71. ↑ (Soker, 2002, pp. 481–6)
  72. ↑ (Gurzadyan, 1997, p. 424)
  73. ↑ (Liu, Storey, Barlow, Danziger, 2000, pp. 585–587)

উদ্ধৃত উৎসসমূহ

আরও পড়ুন

  • (2007). "Nuclear physics of stars. Physics textbook". 18, 439–42. Wiley-VCH. ISBN 978-3-527-40602-9.
  • (1987). "Thermal pulses and the formation of planetary nebula shells". Proceedings of the 131st Symposium of the IAU. 131 391–400.

বহিঃসংযোগ

উৎস: ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Planetary nebula” নিবন্ধের অনুবাদ।

মূল নিবন্ধ: https://en.wikipedia.org/wiki/Planetary_nebula

এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=প্ল্যানেটারি_নেবুলা&oldid=697"