"শ্বেত বামন" পাতাটির দুইটি সংশোধিত সংস্করণের মধ্যে পার্থক্য

ভূমিকা
(r2.7.1) (বট যোগ করছে: scn:Nana janca)
(ভূমিকা)
[[চিত্র:Sirius A and B Hubble photo.jpg|thumb|right|[[সিরিয়াসলুব্ধক|সিরিয়াস এ এবং সিরিয়াস বি]] এর ছবি, [[হাবল মহাকাশ দুরবিন]] থেকে তোলা। সিরিয়াসলুব্ধক বি শ্বেত বামন হওয়ায় সিরিয়াসলুব্ধক -এর নিচের দিকে বাম কোণায় ক্ষীণভাবে দেখা যাচ্ছে।]]
'''শ্বেত বামন''' ([[ইংরেজি ভাষায়]]: White dwarf) এক ধরণের ছোট [[তারা]] যা মূলত [[ইলেকট্রন-অপজাত পদার্থ]] দিয়ে গঠিত। একারণে একে ''অপজাত বামন''-ও বলা হয়। এই বামনগুলোরএদের ভর সূর্যের সাথে তুলনীয় আরহলেও আয়তনতুলনীয় পৃথিবীর সাথে তুলনা, অর্থাৎ এরাএদের খুবইঘনত্ব ঘন।অনেক বেশি। উজ্জ্বলতা খুব কম যা তাদের জমিয়ে রাখা তাপ শক্তি থেকে উৎপন্ন হয়।<ref সূর্যেরname="osln" আশেপাশে/> যত২০০৯ তারাসালের রয়েছেজানুয়ারিতে তার''রিসার্চ শতকরাকনসোর্টিয়াম অন ভাগনেয়ারবাই শ্বেতস্টারস''-এর বামন।সদস্যরা এইসূর্যের তারাগুলোরসবচেয়ে অস্বাভাবিকনিকটে ক্ষীয়মানতাঅবস্থিত প্রথম১০০টি লক্ষ্যতারা করেছিলেনজগতে [[হেনরি৮টি নরিসশ্বেত রাসেল]],বামন [[এডওয়ার্ড চার্লস পিকারিং]] এবং [[উইলিয়ামিনা ফ্লেমিং]], [[১৯১০]]খুঁজে সালে।পান।<ref>
{{cite web
|last1=Henry |first1=T. J.
|date=1 January 2009
|title=The One Hundred Nearest Star Systems
|url=http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.posted.htm
|publisher=Research Consortium On Nearby Stars
|accessdate=21 July 2010
}}</ref> এই তারাগুলোর অস্বাভাবিক ক্ষীয়মানতা প্রথম লক্ষ্য করেছিলেন [[হেনরি নরিস রাসেল]], [[এডওয়ার্ড চার্লস পিকারিং]] এবং [[উইলিয়ামিনা ফ্লেমিং]], [[১৯১০]] সালে।<ref name="schatzman">''White Dwarfs'', E. Schatzman, Amsterdam: North-Holland, 1958.</ref><sup>, পৃ.&nbsp;১</sup> ১৯২২ সালে ইংরেজি ''white dwarf'' নামটি চয়ন করেছিলেন ডেনীয়-মার্কিন জ্যোতির্বিজ্ঞানী Willem Jacob Luyten।<ref name="holberg">
{{cite journal
|bibcode=2005AAS...20720501H
|title=How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs
|last1=Holberg |first1=J. B.
|volume=207
|year=2005 |pages=1503
|journal=American Astronomical Society Meeting 207
}}</ref>
 
ধারণা করা হয় শ্বেত বামন যেসব তারার ভর [[নিউট্রন তারা]] হওয়ার জন্য যথেষ্ট নয় তাদের সবাই বিবর্তনের শেষ পর্যায়ে শ্বেত বামনে পরিণত হয়। সে হিসেবে আমাদের ছায়াপথের শতকরা ৯৭ ভাগ তারার শেষ গন্তব্য শ্বেত বামন।<ref name="cosmochronology">
{{cite journal
|last1=Fontaine |first1=G.
|last2=Brassard |first2=P.
|last3=Bergeron |first3=P.
|year=2001
|title=The Potential of White Dwarf Cosmochronology
|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific
|volume=113 |issue=782 |pages=409
|bibcode=2001PASP..113..409F
|doi=10.1086/319535
}}</ref><sup>, §১.</sup> নিম্ন বা মাঝারি ভরের [[প্রধান ধারা|প্রধান ধারার]] তারাদের [[হাইড্রোজেন]] দহনের আয়ুষ্কাল শেষ হওয়ার পর তারা প্রসারিত হয় [[লোহিত দানব|লোহিত দানবে]] পরিণত হয়। লোহিত দানবদের কেন্দ্রে এক পর্যায়ে [[ত্রি-আলফা পদ্ধতি|ত্রি-আলফা বিক্রিয়া]] শুরু হয় যার মাধ্যমে [[হিলিয়াম]] পুড়ে [[কার্বন]] ও [[অক্সিজেন]] উৎপন্ন হয়। লোহিত দানবের ভর যদি কেন্দ্রে কার্বন দহন শুরু করতে প্রয়োজনীয় তাপমাত্রা (প্রায় ১০০ কোটি কেলভিন) তৈরির জন্য যথেষ্ট না হয় তাহলে কেন্দ্রভাগে কার্বন ও অক্সিজেন থেকেই যাবে। [[গ্রহ নীহারিকা]] তৈরির জন্য লোহিত দানব যখন তার বাইরের স্তরগুলো ঝেড়ে ফেলে তখন কেবল এই কার্বন-অক্সিজেন কেন্দ্রভাগটিই অবশিষ্ট থাকে যা শ্বেত বামন তৈরি করে।<ref name="rln">
{{cite web
|last1=Richmond |first=M
|title=Late stages of evolution for low-mass stars
|url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
|work=Lecture notes, Physics 230
|publisher=Rochester Institute of Technology
|accessdate=3 May 2007
}}</ref> সেহেতু সাধারণত শ্বেত বামন গঠিত হয় কার্বন ও অক্সিজেন দিয়ে। আদি তারাটির ভর যদি ৮ সৌরভরের চেয়ে বেশি কিন্তু ১০.৫ সৌরভরের কম হয় তাহলে কেন্দ্রের তাপমাত্রা কার্বন দহনের জন্য যথেষ্ট হলেও [[নিয়ন]] দহনের জন্য যথেষ্ট হবে না। সেক্ষেত্রে একটি অক্সিজেন-নিয়ন-[[ম্যাগনেসিয়াম]] শ্বেত বামন গঠিত হতে পারে।<ref name="oxne">
{{cite journal
|last1=Werner |first1=K.
|last2=Hammer |first2=N. J.
|last3=Nagel |first3=T.
|last4=Rauch |first4=T.
|last5=Dreizler |first5=S.
|year=2005
|title=On Possible Oxygen/Neon White Dwarfs: H1504+65 and the White Dwarf Donors in Ultracompact X-ray Binaries
|journal=14th European Workshop on White Dwarfs
|volume=334 |pages=165
|arxiv=astro-ph/0410690
|bibcode=2005ASPC..334..165W
}}</ref> এছাড়া মাঝেমাঝে [[যুগল তারা]] জগতে কোন একটি তারার ভর ক্রমান্বয়ে হ্রাসের মাধ্যমে [[হিলিয়াম]] শ্বেত বামনও তৈরি হয়।<ref name="apj606_L147">
{{cite journal
|last1=Liebert |first1=J.
|last2=Bergeron |first2=P.
|last3=Eisenstein |first3=D.
|last4=Harris |first4=H. C.
|last5=Kleinman |first5=S. J.
|last6=Nitta |first6=A.
|last7=Krzesinski |first7=J.
|year=2004
|title=A Helium White Dwarf of Extremely Low Mass
|journal=The Astrophysical Journal
|volume=606 |issue=2 |pages=L147
|arxiv=astro-ph/0404291
|bibcode=2004ApJ...606L.147L
|doi=10.1086/421462
}}</ref><ref name="he2">
{{cite press
|date=17 April 2007
|title=Cosmic weight loss: The lowest mass white dwarf
|url=http://spaceflightnow.com/news/n0704/17whitedwarf
|publisher=[[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]]
}}</ref>
 
শ্বেত বামনের ভেতরকার পদার্থের আর কোন [[নিউক্লীয় সংযোজন]] বিক্রিয়া ঘটে না সুতরাং তারাটির শক্তির কোন উৎস থাকে না। সেহেতু কেন্দ্রমুখী মহাকর্ষীয় বলের কারণে ধ্বস ঠেকানোর জন্য প্রয়োজনীয় বহির্মুখী বল নিউক্লীয় বিক্রিয়ার মাধ্যমে উৎপন্ন হতে পারে না। ধ্বস ঠেকাতে কাজ করে একমাত্র [[ইলেকট্র অপজাত্য চাপ]] যে কারণে শ্বেত বামনের ঘনত্ব অনেক বেশি। অপজাত্য বস্তুর পদার্থবিজ্ঞান ঘূর্ণনবিহীন শ্বেত বামনের ভরের একটি সর্বোচ্চ সীমা নির্দিষ্ট করে দেয় যার নাম [[চন্দ্রশেখর সীমা]]। এর মান প্রায় ১.৪ [[সূর্য|সৌরভর]]। ভর এর চেয়ে বেশি হলে অপজাত্য চাপ আর বামনটির ধ্বস ঠেকাতে পারে না। যদি কোন কার্বন-অক্সিজেন শ্বেত বামনের ভর প্রতিবেশী কোন তারা থেকে ভর [[বিবৃদ্ধি|বিবৃদ্ধির]] (accretion) কারণে এর চেয়ে বেশি হয়ে যায় তাহলে বামনটি সাধারণত [[কার্বন বিস্ফোরণ]] প্রক্রিয়ায় বিস্ফোরিত হয়ে টাইপ ১এ ধরণের [[অতিনবতারা]] গঠন করে।<ref name="osln">
{{cite web
|last=Johnson |first=J.
|year=2007
|url=http://www.astronomy.ohio-state.edu/~jaj/Ast162/lectures/notesWL22.html
|title=Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars
|work=Lecture notes, Astronomy 162
|publisher=Ohio State University
|accessdate=17 October 2011
}}</ref><ref name="rln" /> [[অতিনবতারা ১০০৬]] এমন বিস্ফোরণের একটি বিখ্যাত উদাহরণ।
 
শ্বেত বামন গঠিত হওয়ার সময় অনেক উত্তপ্ত থাকে। কিন্তু যেহেতু এর শক্তির কোন উৎস নেই সেহেতু জমে থাকা তাপ শক্তি বিকিরণ করে সে ধীরে ধীরে শীতল হতে থাকবে। এর অর্থ দাঁড়ায়, এর বিকিরণ, যার [[বর্ণ তাপমাত্রা]] প্রথমে অনেক বেশি থাকে, সময়ের সাথে সাথে হ্রাস পাবে এবং লালাভ হতে থাকবে। অনেক সময় পর শ্বেত বামনের তাপমাত্রা এত কমে যাবে যে সে আর উল্লেখযোগ্য পরিমাণ শক্তি বিকিরণ করতে পারবে না এবং তথাপি একটি শীতল [[কৃষ্ণ বামন|কৃষ্ণ বামনে]] পরিণত হবে।<ref name="rln" /> অবশ্য কোন শ্বেত বামনের বয়সই যেহেতু মহাবিশ্বের বয়সের (প্রায় ১৩.৭ বিলিয়ন বছর)<ref name="aou">
{{cite journal
|last1=Spergel |first1=D. N.
|last2=Bean |first2=R.
|last3=Doré |first3=O.
|last4=Nolta |first4=M. R.
|last5=Bennett |first5=C. L.
|last6=Dunkley |first6=J.
|last7=Hinshaw |first7=G.
|last8=Jarosik |first8=N.
|last9=Komatsu |first9=E.
|year=2007
|title=Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology
|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series
|volume=170 |issue=2 |pages=377
|arxiv=astro-ph/0603449
|bibcode=2007ApJS..170..377S
|doi=10.1086/513700
}}</ref> চেয়ে বেশি হতে পারে না সেহেতু সবচেয়ে পুরনো শ্বেত বামনগুলোও সাধারণত কয়েক হাজার কেলভিন তাপমাত্রায় বিকিরণ করে এবং ধারণা করা হয় এখন পর্যন্ত কোন কৃষ্ণ বামন গঠিত হয়নি।<ref name="osln" /><ref name="cosmochronology">
{{cite journal
|last1=Fontaine |first1=G.
|last2=Brassard |first2=P.
|last3=Bergeron |first3=P.
|year=2001
|title=The Potential of White Dwarf Cosmochronology
|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific
|volume=113 |issue=782 |pages=409
|bibcode=2001PASP..113..409F
|doi=10.1086/319535
}}</ref>
 
==তথ্যসূত্র==
{{reflist|2}}
 
[[বিষয়শ্রেণী:তারার প্রকারভেদ]]
[[বিষয়শ্রেণী:তারার বিবর্তন]]
[[বিষয়শ্রেণী:গুপ্ত পদার্থ]]
[[বিষয়শ্রেণী:নাক্ষত্রিক ঘটনা]]
[[বিষয়শ্রেণী:শ্বেত বামন]]
{{Link FA|fr}}
{{Link FA|ru}}
 
[[ar:قزم أبيض]]
[[bg:Бяло джудже]]
১৩,৪৫৫টি

সম্পাদনা