লাল বামন: আবিষ্কার, বৈশিষ্ট্য, বিবর্তন, রচনা - আর্ট - 2025

একটি লাল বামন একটি ছোট, শীতল তারা, যার ভর সূর্যের ভর 0.08 থেকে 0.8 গুনের মধ্যে। তারা মহাবিশ্বের সর্বাধিক প্রচুর এবং দীর্ঘকালীন জীবন্ত তারা: এ পর্যন্ত জানা তিন-চতুর্থাংশ পর্যন্ত known তাদের কম আলোকপাতের কারণে, তারা সূর্যের আশেপাশে অসংখ্য সত্ত্বেও খালি চোখে পর্যবেক্ষণযোগ্য নয়: কাছাকাছি 30 টি নক্ষত্রের, 20 টি লাল বামন।

আমাদের কাছে এর সান্নিধ্যের জন্য সর্বাধিক উল্লেখযোগ্য হ'ল প্রক্সিমা সেন্টাউড়ি, 4.4 আলোকবর্ষ দূরে সেন্টারাস নক্ষত্রমণ্ডলে। এটি 1915 সালে স্কটিশ জ্যোতির্বিজ্ঞানী রবার্ট ইনেস (1861-1933) দ্বারা আবিষ্কার করেছিলেন।

চিত্র 1. লাল বামন প্রক্সিমা সেন্টাউড়ি সেন্টাউড়ি নক্ষত্রের আলফা সেন্টাউড়ি তারকা ব্যবস্থার অংশ। সূত্র: উইকিমিডিয়া কমন্সের মাধ্যমে ইএসএ / হাবল এবং নাসা।

যাইহোক, প্রক্সিমা সেন্টাউরি আবিষ্কারের আগে ফরাসী জ্যোতির্বিদ জোসেফ ডি লালান্দের (1732-1802) দূরবীনটি ইতিমধ্যে উর্সা মেজর নক্ষত্রমুখে লাল বামন লালান্দে 21185 খুঁজে পেয়েছিল।

"লাল বামন" শব্দটি বিভিন্ন শ্রেণীর তারার সাথে বোঝাতে ব্যবহৃত হয়, বর্ণালী ধরণের কে এবং এম এর পাশাপাশি ব্রাউন বামন, তারা যেগুলি সত্যই এরকম নয়, কারণ তাদের চুল্লি শুরু করার মতো পর্যাপ্ত পরিমাণ কখনও ছিল না অভ্যন্তরীণ।

বর্ণাল প্রকারগুলি তারার পৃষ্ঠের তাপমাত্রার সাথে সামঞ্জস্য করে এবং এর আলো খুব চরিত্রগত লাইনগুলির একটি ধারাতে বিভক্ত হয়।

উদাহরণস্বরূপ, বর্ণাল ধরণের K এর তাপমাত্রা 5000 এবং 3500 K এর মধ্যে থাকে এবং এটি হলুদ-কমলা নক্ষত্রের সাথে মিলিত হয়, তবে এম টাইপের এমের তাপমাত্রা 3500 K এর চেয়ে কম থাকে এবং সেগুলি লাল তারা।

আমাদের সূর্যের বর্ণালী ধরণের জি, হলুদ বর্ণের এবং 5000 ডিগ্রি থেকে 6000 কে-এর মধ্যে একটি পৃষ্ঠের তাপমাত্রা রয়েছে a একটি নক্ষত্রের ভর অনুসারে, এর বিবর্তনও হবে।

লাল বামনগুলির বৈশিষ্ট্য

লাল বামনের নির্দিষ্ট বৈশিষ্ট্য রয়েছে যা তাদের আলাদা করে। আমরা ইতিমধ্যে কিছু শুরুতে উল্লেখ করেছি:

-লিটল সাইজ।

নিম্ন পৃষ্ঠের তাপমাত্রা।

উপাদান দহন কম হার।

- কম আলোকিততা।

ভর

ভর, যেমনটি আমরা বলেছি, প্রধান বৈশিষ্ট্য যা কোনও তারকাতে পৌঁছে যায় এমন বিভাগকে সংজ্ঞায়িত করে। লাল বামনগুলি প্রচুর পরিমাণে রয়েছে কারণ বৃহত্তর তারাগুলির চেয়ে কম লো-ভর তারা তৈরি হয়।

তবে কৌতূহলজনকভাবে, নিম্ন-ভরযুক্ত তারার গঠনে যে সময় লাগে এটি খুব বড় তারকাদের চেয়ে দীর্ঘ। এগুলি আরও দ্রুত বৃদ্ধি পায় কারণ মাধ্যাকর্ষণ শক্তির যে বিষয়টি কেন্দ্রের ক্ষেত্রে সংযোগ দেয়, তত বেশি ভর রয়েছে।

এবং আমরা জানি যে তাপমাত্রা যথাযথ হওয়ার জন্য সংশ্লেষের একটি নির্দিষ্ট পরিমাণের প্রয়োজন হয়, যাতে ফিউশন প্রতিক্রিয়া শুরু করা যায়। এইভাবে তারা তার প্রাপ্তবয়স্ক জীবন শুরু করে।

সূর্যের গঠনে কয়েক মিলিয়ন বছর সময় লেগেছে, তবে 5 গুণ বড় তারার এক মিলিয়ন বছরেরও কম সময় প্রয়োজন, যখন সবচেয়ে বড় আকারের মানুষ কয়েক হাজারে জ্বলতে শুরু করতে পারে।

তাপমাত্রা

পৃষ্ঠের তাপমাত্রা যেমন ইতিমধ্যে উল্লিখিত হয়েছে, অন্য একটি গুরুত্বপূর্ণ বৈশিষ্ট্য যা লাল বামনকে সংজ্ঞায়িত করে। এটি 5000K এর চেয়ে কম হওয়া উচিত, তবে 2000K এর চেয়ে কম নয়, অন্যথায় সত্যিকারের তারকা হওয়া খুব দুর্দান্ত।

2000 কে এর চেয়ে কম তাপমাত্রাযুক্ত স্টার্লার অবজেক্টগুলিতে ফিউশন নিউক্লিয়াস থাকতে পারে না এবং তারা তারা বাতিল হয়ে যায়, যা কখনও সমালোচনামূলক ভরতে পৌঁছায় না: বাদামী বামন।

বর্ণালী রেখার গভীর বিশ্লেষণ লাল বামন এবং বাদামী বামনের মধ্যে পার্থক্য নিশ্চিত করতে পারে। উদাহরণস্বরূপ, লিথিয়ামের প্রমাণগুলি দেখায় যে এটি একটি লাল বামন, তবে এটি যদি মিথেন বা অ্যামোনিয়া হয় তবে এটি সম্ভবত একটি বাদামী বামন।

স্পেকট্রাল প্রকার এবং হার্টজস্প্রং-রাসেল ডায়াগ্রাম

হার্টজস্প্রং-রাসেল ডায়াগ্রাম (এইচআর ডায়াগ্রাম) এমন একটি গ্রাফ যা তার বর্ণের বৈশিষ্ট্য অনুসারে একটি তারার বৈশিষ্ট্য এবং বিবর্তন দেখায়। এর মধ্যে রয়েছে পৃষ্ঠের তাপমাত্রা, যা আমরা বলেছি একটি নির্ধারক উপাদান, তেমনি এর আলোকসজ্জাও রয়েছে।

গ্রাফটি তৈরি করে এমন ভেরিয়েবলগুলি উল্লম্ব অক্ষের উপর আলোকপাত এবং অনুভূমিক অক্ষের কার্যকর তাপমাত্রা। এটি 1900 এর দশকের গোড়ার দিকে জ্যোতির্বিদ ইজনার হার্টজস্প্রং এবং হেনরি রাসেল স্বাধীনভাবে তৈরি করেছিলেন।

চিত্র 2. এইচআর ডায়াগ্রামটি নীচের ডানদিকে কোণায় প্রধান বক্ররেখায় লাল বামন দেখায়। সূত্র: উইকিমিডিয়া কমন্স। যে।

তাদের বর্ণালী অনুসারে, হার্ভার্ড বর্ণালী শ্রেণিবিন্যাস অনুসারে তারাগুলি দলবদ্ধ করা হয়েছে, যা নিম্নলিখিত বর্ণগুলির ক্রমের মধ্যে নক্ষত্রের তাপমাত্রা নির্দেশ করে:

OBAFGKM

আমরা উষ্ণতম তারাগুলি দিয়ে শুরু করি, ও টাইপ করুন, যখন শীতলতম এম টাইপ করুন চিত্রটিতে, বর্ণাল প্রকারগুলি গ্রাফের নীচে থাকে, বামদিকে নীল বর্ণের বারে পৌঁছানো পর্যন্ত until ডানদিকে লাল।

প্রতিটি প্রকারের মধ্যে ভিন্নতা রয়েছে, যেহেতু বর্ণাল রেখার বিভিন্ন তীব্রতা থাকে, তারপরে প্রতিটি প্রকারকে 10 টি উপশ্রেণীতে বিভক্ত করা হয়, 0 থেকে 9 পর্যন্ত সংখ্যার দ্বারা বোঝানো হয়, সংখ্যাটি যত কম হবে তত গরম ter উদাহরণস্বরূপ, সূর্যের ধরন জি 2 এবং প্রক্সিমা সেন্টোরি এম 6 M

গ্রাফের কেন্দ্রীয় অঞ্চল, যা মোটামুটি তির্যকভাবে চলে, তাকে মূল অনুক্রম বলা হয়। বেশিরভাগ তারা সেখানে রয়েছে, তবে তাদের বিবর্তন তাদের ছেড়ে যেতে এবং অন্য শ্রেণিতে যেমন একটি লাল দৈত্য বা সাদা বামনগুলিতে স্থাপন করতে পারে। এটি সমস্ত তারার ভর উপর নির্ভর করে।

লাল বামনদের জীবন সর্বদা প্রধান অনুক্রমে ঘটে এবং বর্ণালী ধরণের ক্ষেত্রে, সমস্ত এম-বর্গের বামনগুলি লাল বামন নয়, যদিও বেশিরভাগ ক্ষেত্রেই রয়েছে। তবে এই শ্রেণিতে বেটেলজিউস এবং এন্টারেস (এইচআর ডায়াগ্রামের উপরের ডানদিকে) এর মতো সুপারগিজিট তারকাও রয়েছে।

বিবর্তন

মহাকর্ষের ক্রিয়াটির জন্য আন্তঃকেন্দ্রিক পদার্থের পতনের সাথে যে কোনও তারকার জীবন শুরু হয়। পদার্থ যেমন বৃদ্ধি পায় তেমনি এটি কৌনিক গতি সংরক্ষণের জন্য ধন্যবাদ দ্রুত এবং দ্রুত ঘোরানো হয় এবং একটি ডিস্কে ফ্ল্যাশ হয়ে যায়। ভবিষ্যতে তারার কথা বলতে কেন্দ্রে প্রোটোস্টার, ভ্রূণ speak

সময় گذرার সাথে সাথে, তাপমাত্রা এবং ঘনত্ব বৃদ্ধি পায়, যতক্ষণ না কোনও সমালোচনামূলক ভর পৌঁছায় না, যেখানে ফিউশন চুল্লী তার কার্যক্রম শুরু করে। এটি আসার সময়ে তারার শক্তির উত্স এবং এর জন্য প্রায় 8 মিলিয়ন কে তাপমাত্রার মূল তাপমাত্রা প্রয়োজন

মূল ইগনিশনটি তারাটিকে স্থিতিশীল করে, কারণ এটি মহাকর্ষ বলের জন্য ক্ষতিপূরণ দেয়, হাইড্রোস্ট্যাটিক ভারসাম্যকে বাড়িয়ে তোলে। এটি সূর্যের ভর থেকে 0.01 এবং 100 গুণমানের মধ্যে একটি ভর প্রয়োজন the যদি ভরটি বেশি হয় তবে অতিরিক্ত গরম করার ফলে একটি বিপর্যয় ঘটতে পারে যা প্রোটোস্টারকে ধ্বংস করে দেয়।

চিত্র 3. একটি লাল বামনে, নিউক্লিয়াসে হাইড্রোজেনের ফিউশন মাধ্যাকর্ষণ শক্তির ভারসাম্য বজায় রাখে। সূত্র: এফ.জাপাটা।

একবার ফিউশন চুল্লি শুরু হয়ে গেলে এবং ভারসাম্য অর্জন করা হয়, তারকারা এইচআর ডায়াগ্রামের মূল অনুক্রমে যান। লাল বামনগুলি খুব ধীরে ধীরে শক্তি নির্গত করে, তাই তাদের হাইড্রোজেন সরবরাহ দীর্ঘদিন স্থায়ী হয়। একটি লাল বামন যেভাবে শক্তি প্রকাশ করে তা হ'ল সংবাহনের প্রক্রিয়া দ্বারা।

হিলিয়ামে হাইড্রোজেনের শক্তি উত্পাদনকারী রূপান্তর প্রোটন-প্রোটন চেইন দ্বারা লাল বামনগুলিতে সঞ্চালিত হয়, এটি একটি ক্রম যেখানে একটি হাইড্রোজেন আয়ন অন্যটির সাথে ফিউজ করে। এই ফিউশন সংঘটিত হওয়ার পথে তাপমাত্রা ব্যাপকভাবে প্রভাবিত করে।

হাইড্রোজেন নিঃশেষ হয়ে গেলে, তারার চুল্লিটি কাজ করা বন্ধ করে দেয় এবং ধীর শীতল প্রক্রিয়া শুরু হয়।

প্রোটন-প্রোটন চেইন

এই প্রতিক্রিয়াগুলি তারারগুলিতে খুব সাধারণ যেগুলি সবেমাত্র মূল ক্রমটিতে যোগদান করেছে, পাশাপাশি লাল বামনগুলিতেও। এটি এর শুরু হয়:

¹ ₁ এইচ + + ¹ ₁ এইচ → ² ₁ এইচ + E ^{+ +} + + ν

যেখানে ই ⁺ হ'ল একটি পজিট্রন, বৈদ্যুতিনের মতো সমস্ত ক্ষেত্রে অভিন্ন, তার চার্জটি ইতিবাচক এবং ν একটি নিউট্রিনো, একটি হালকা এবং অধরা কণা। এর অংশের জন্য ² ₁ এইচ হ'ল ডিউটিরিয়াম বা ভারী হাইড্রোজেন।

তারপরে এটি ঘটে:

¹ ₁ এইচ + ² ₁ এইচ → ³ ₂ তিনি + γ

পরবর্তীকালে, a একটি ফোটনের প্রতীক। উভয় প্রতিক্রিয়া দু'বার ঘটে, ফলস্বরূপ:

³ ₂ তিনি + ³ ₂ তিনি → ⁴ ₂ তিনি + 2 (¹ ₁ এইচ)

তারকা কীভাবে এটি করে শক্তি তৈরি করে? ঠিক আছে, প্রতিক্রিয়াগুলির ভরতে কিছুটা পার্থক্য রয়েছে, আইন ক্ষয়ের একটি ক্ষুদ্র ক্ষয় যা আইনস্টাইনের বিখ্যাত সমীকরণ অনুসারে শক্তিতে রূপান্তরিত হয়:

ই = এমসি ²

যেহেতু এই প্রতিক্রিয়াটি অগণিত সংখ্যক কণাকে জড়িত করে অসংখ্যবার সংঘটিত হয়, তাই প্রাপ্ত শক্তি প্রচুর পরিমাণে। তবে এটি কেবলমাত্র নক্ষত্রের অভ্যন্তরে ঘটে যাওয়া প্রতিক্রিয়া নয়, যদিও এটি লাল বামনগুলির মধ্যে সবচেয়ে ঘন ঘন।

তারার জীবনকাল

একটি তারকা কত দিন বেঁচে থাকে তার ভর নির্ভর করে on নিম্নলিখিত সমীকরণটি সেই সময়ের একটি অনুমান:

টি = এম ^-2.5

এখানে টি সময় এবং এম ভর হয়। সময় এবং ভরগুলির বিশালতার কারণে মূলধন বর্ণগুলির ব্যবহার যথাযথ।

সূর্যের মতো নক্ষত্র প্রায় 10 বিলিয়ন বছর বেঁচে থাকে, কিন্তু একটি তারা 30 গুণ সূর্যের ভর 30 মিলিয়ন বছর বেঁচে থাকে এবং আরও একটি বিশাল আকার প্রায় 2 মিলিয়ন বছর বেঁচে থাকতে পারে। যেভাবেই হোক না কেন এটি মানুষের জন্য চিরন্তন।

লাল বামনরা এর চেয়ে দীর্ঘকাল বেঁচে থাকে, পার্সিমনি দিয়ে ধন্যবাদ যে তারা তাদের পারমাণবিক জ্বালানী ব্যয় করে। সময়ের সাথে সাথে আমরা এটি অভিজ্ঞতা হিসাবে, একটি লাল বামন চিরকাল স্থায়ী হয়, কারণ নিউক্লিয়াস থেকে হাইড্রোজেনকে হ্রাস করতে যে সময় লাগে তা মহাবিশ্বের আনুমানিক বয়সকে ছাড়িয়ে যায়।

কোনও লাল বামন এখনও মারা যায় নি, সুতরাং তারা কত দিন বেঁচে থাকবে এবং তাদের পরিণতি কী হবে তা নিয়ে অনুমান করা যায় যে তাদের সম্পর্কে আমাদের যে তথ্য রয়েছে তার সাথে তৈরি মডেলগুলির কম্পিউটার সিমুলেশনগুলির কারণ।

এই মডেলগুলি অনুসারে, বিজ্ঞানীরা পূর্বাভাস দিয়েছেন যে যখন একটি লাল বামন হাইড্রোজেনের বাইরে চলে যায় তখন এটি নীল বামনে রূপান্তরিত হয়।

এই ধরণের একটি তারা কেউ কখনও দেখেনি, তবে হাইড্রোজেন পরার সাথে সাথে একটি লাল বামন একটি লাল দৈত্য তারাতে প্রসারিত হয় না, কারণ আমাদের সূর্য একদিন হবে will এটি কেবল তার তেজস্ক্রিয়তা বৃদ্ধি করে এবং এর সাথে এটির পৃষ্ঠের তাপমাত্রা নীল করে দেয়।

লাল বামনগুলির সংমিশ্রণ

নক্ষত্রগুলির রচনাটি খুব মিল, বেশিরভাগ অংশে তারা হাইড্রোজেন এবং হিলিয়ামের বিশাল বল। তারা গ্যাস ও ধূলিকণায় উপস্থিত কিছু উপাদানকে ধরে রেখেছিল যা তাদের উত্থিত করেছিল, তাই তাদের মধ্যে এমন উপাদানগুলির চিহ্নও রয়েছে যা পূর্ববর্তী তারাগুলি তৈরিতে সহায়তা করেছিল।

এই কারণে, লাল বামনগুলির রচনাটি সূর্যের সাথে সমান, যদিও তাপমাত্রার কারণে বর্ণালী রেখাগুলি উল্লেখযোগ্যভাবে পৃথক হয়। সুতরাং যদি কোনও তারার হাইড্রোজেন লাইন থাকে তবে এর অর্থ এই নয় যে এটিতে এই উপাদানটির অভাব রয়েছে।

লাল বামনগুলিতে অন্যান্য ভারী উপাদানগুলির চিহ্ন রয়েছে, যাকে জ্যোতির্বিদরা "ধাতু" বলে অভিহিত করে।

জ্যোতির্বিদ্যায়, এই সংজ্ঞাটি ধাতব হিসাবে যা সাধারণত বোঝা যায় তার সাথে মিলিত হয় না, কারণ এটি হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম বাদে কোনও উপাদানকে বোঝাতে এখানে ব্যবহৃত হয়।

প্রশিক্ষণ

তারকা গঠনের প্রক্রিয়া জটিল এবং অসংখ্য ভেরিয়েবল দ্বারা প্রভাবিত। এই প্রক্রিয়াটি সম্পর্কে এখনও অনেক কিছুই অজানা, তবে এটি পূর্ববর্তী বিভাগগুলিতে বর্ণিত হিসাবে সমস্ত নক্ষত্রের জন্য সমান বলে মনে করা হয়।

তারার তাপমাত্রার সাথে যুক্ত যে তারার আকার এবং রঙ নির্ধারণ করে ফ্যাক্টরটি এটি মহাকর্ষের বলকে ধন্যবাদ যোগ করতে পরিচালিত পরিমাণের পরিমাণ।

একটি প্রশ্ন যা জ্যোতির্বিদদের উদ্বেগ করে এবং এটিকে আরও স্পষ্ট করে বলা যায় যে লাল বামনগুলিতে হাইড্রোজেন, হিলিয়াম এবং লিথিয়ামের চেয়ে ভারী উপাদান রয়েছে।

একদিকে, বিগ ব্যাং তত্ত্ব ভবিষ্যদ্বাণী করে যে প্রথম তারা গঠিত তিনটি শুধুমাত্র তিনটি হালকা উপাদান নিয়ে গঠিত হতে পারে। তবে লাল বামনগুলিতে ভারী উপাদান সনাক্ত করা হয়েছে।

এবং যদি কোনও লাল বামন এখনও মরে না থাকে তবে এর অর্থ হ'ল প্রথম লাল বামনগুলি অবশ্যই কোথাও বাইরে থাকতে হবে, সমস্ত হালকা উপাদান দিয়ে তৈরি।

তারপরে লাল বামনগুলি পরে তৈরি হতে পারে, কারণ তাদের সৃষ্টিতে ভারী উপাদানগুলির উপস্থিতি প্রয়োজন। বা যে প্রথম প্রজন্মের লাল বামন আছে, কিন্তু এত ছোট এবং এত কম আলোকিততা সহ, তারা এখনও আবিষ্কার করা যায় নি।

লাল বামনগুলির উদাহরণ

নেক্সট সেন্টৌরি

এটি ৪.২ আলোকবর্ষ দূরের এবং এর ভর ভর সূর্যের এক অষ্টমীর সমান, তবে ৪০ গুণ কম। প্রক্সিমার একটি শক্তিশালী চৌম্বকীয় ক্ষেত্র রয়েছে, যা এটি শিখায় প্রবণ করে তোলে।

প্রক্সিমারও কমপক্ষে একটি পরিচিত গ্রহ রয়েছে: প্রক্সিমা সেন্টাউরি বি, ২০১ 2016 সালে উন্মোচিত But যেটি আমরা জানি, যেহেতু তারার নিঃসরণে এক্স-রে রয়েছে।

বার্নার্ড স্টার

চিত্র 4. সূর্য, বার্নার্ডের তারা এবং বৃহস্পতি গ্রহের মধ্যে মাপের তুলনা। সূত্র: উইকিমিডিয়া কমন্স।

এটি একটি খুব কাছাকাছি লাল বামন, 5.9 আলোকবর্ষ দূরে, যার মূল বৈশিষ্ট্যটি এর দুর্দান্ত গতি, সূর্যের দিকে প্রায় 90 কিমি / সে।

এটি টেলিস্কোপের মাধ্যমে এবং প্রক্সিমার মতো দৃশ্যমান, এটি শিখা এবং শিখাও প্রবণ। সম্প্রতি, বার্নার্ড তারার প্রদক্ষিণ করে একটি গ্রহ আবিষ্কার করা হয়েছিল।

টিগার্ডেন স্টার

সূর্যের মাত্র 8% ভরের এই লাল বামনটি মেষ রাশির নক্ষত্রমণ্ডলে রয়েছে এবং কেবল শক্তিশালী দূরবীণে দেখা যায়। এটি প্রায় 12 আলোকবর্ষের দূরত্বে সবচেয়ে কাছের তারাগুলির মধ্যে একটি।

এটি ২০০২ সালে আবিষ্কৃত হয়েছিল এবং এর নিজস্ব একটি অসাধারণ আন্দোলন ছাড়াও এটি তথাকথিত আবাসযোগ্য অঞ্চলে গ্রহ রয়েছে বলে মনে হয়।

নেকড়ে 359

এটি লিও নক্ষত্রমণ্ডলে একটি পরিবর্তনীয় লাল বামন এবং এটি আমাদের সূর্য থেকে প্রায় 8 আলোকবর্ষ দূরের a

তথ্যসূত্র

1. অ্যাডামস, এফ। রেড বামন এবং মূল অনুক্রমের সমাপ্তি। উদ্ধার করা থেকে: astroscu.unam.mx।
2. ক্যারল, বি। আধুনিক অ্যাস্ট্রো ফিজিক্সের একটি ভূমিকা। 2nd। সংস্করণ। পিয়ারসন।
3. কসমস। লাল বামন। থেকে উদ্ধার করা: অ্যাস্ট্রোনমি.সুইন.ইডু.উ।
4. মার্টিনিজ, ডি। স্টারলার বিবর্তন। পুনরুদ্ধার করা হয়েছে: গুগল বুকস।
5. টেলর, এন। রেড ডোয়ার্ফস: সর্বাধিক প্রচলিত এবং দীর্ঘতম জীবিত তারা। থেকে উদ্ধার: স্পেস.কম।
6. ফ্রেকনোই, উ। দ্য স্পেকট্রা অফ স্টারস (এবং ব্রাউন ডোয়ার্ফস)। থেকে উদ্ধার করা হয়েছে: phys.libretexts.org।