তারাগুলি: বৈশিষ্ট্যগুলি, কীভাবে তারা গঠিত হয়, জীবনচক্র, কাঠামো - বিজ্ঞান - 2025

একটি তারা হ'ল জ্যোতির্বিদ্যাগত বস্তু যা গ্যাস, প্রধানত হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম দ্বারা গঠিত এবং মহাকর্ষের বলকে সংকীর্ণ করে রাখার জন্য ভারসাম্য রক্ষিত হয়, যা গ্যাসকে সংকোচিত করে তোলে এবং গ্যাসের চাপ, যা এটি প্রসারিত করে।

এই প্রক্রিয়াতে, একটি তারা তার মূল থেকে প্রচুর পরিমাণে শক্তি উত্পাদন করে, যেখানে হিউজেন থেকে হিলিয়াম এবং অন্যান্য উপাদান সংশ্লেষ করে এমন একটি ফিউশন চুল্লি রয়েছে।

চিত্র ১. উত্তরের শীতে দেখা যায় বৃষ রাশির নক্ষত্রের প্লাইয়েডস ৪০০ আলোকবর্ষ দূরে প্রায় ৩,০০০ নক্ষত্রের একটি গুচ্ছ গঠন করে। সূত্র: উইকিমিডিয়া কমন্স।

এই ফিউশন প্রতিক্রিয়াগুলিতে, ভর সম্পূর্ণরূপে সংরক্ষণ করা হয় না, তবে একটি ছোট অংশ শক্তিতে রূপান্তরিত হয়। এবং যেহেতু একটি নক্ষত্রের ভর বিরাট, এমনকি এটি ক্ষুদ্রতমগুলির মধ্যে একটিও তাই, এটি প্রতি সেকেন্ডে যে পরিমাণ শক্তি দেয় তা হ'ল।

তারার বৈশিষ্ট্য

তারার প্রধান বৈশিষ্ট্যগুলি হ'ল:

- ভর: অত্যন্ত পরিবর্তনশীল, সূর্যের ভর থেকে একটি ক্ষুদ্র ভগ্নাংশ থেকে সুপারম্যাসিভ নক্ষত্র পর্যন্ত, সৌর ভর দিয়ে বহুগুণ ভর করে।

- তাপমাত্রা: এটিও একটি পরিবর্তনশীল পরিমাণ। আলোকসজ্জাতে, যা নক্ষত্রের আলোকিত পৃষ্ঠ, তাপমাত্রা 50000-3000 কে এর মধ্যে থাকে। এর কেন্দ্রে এটি কয়েক মিলিয়ন কেলভিনে পৌঁছে যায়।

- রঙ: তাপমাত্রা এবং ভর সঙ্গে ঘনিষ্ঠভাবে সম্পর্কিত। তারার যত উষ্ণতর হয় তার বর্ণটি ধূসর এবং বিপরীতক্রমে যত শীতল হয় ততই লাল রঙের দিকে ঝোঁক।

- আলোকসজ্জা: এটি তারার দ্বারা বিকিরিত শক্তির উপর নির্ভর করে, যা সাধারণত অভিন্ন হয় না। সবচেয়ে উষ্ণতম এবং বৃহত্তম তারা সবচেয়ে আলোকিত।

- প্রশস্ততা: পৃথিবী থেকে দেখা যাওয়ার পরে এগুলি তাদের প্রকৃতির উজ্জ্বলতা।

- চলাচল: তারারগুলির ক্ষেত্রে তাদের ক্ষেত্রের সাথে সম্পর্কযুক্ত চলাচল, পাশাপাশি ঘোরানো চলাচল রয়েছে।

- বয়স: নক্ষত্রগুলি মহাবিশ্বের মতো পুরানো হতে পারে - প্রায় 13.8 বিলিয়ন বছর - এবং যুবকটি 1 বিলিয়ন বছর বয়সী।

তারার গঠন কীভাবে হয়?

মিল্কিওয়ের কয়েক মিলিয়ন তারাগুলির মধ্যে একটি, সূর্য।

মহাকাশীয় গ্যাস এবং ধুলার বিশাল মেঘের মহাকর্ষীয় পতন থেকে নক্ষত্রগুলি গঠিত হয়, যার ঘনত্ব অবিচ্ছিন্নভাবে ওঠানামা করে। এই মেঘগুলিতে আদিম পদার্থগুলি আণবিক হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম এবং পৃথিবীর সমস্ত জ্ঞাত উপাদানগুলির সন্ধানও করে।

মহাকাশে ছড়িয়ে থাকা এই বিশাল পরিমাণে ভর করে এমন কণার গতিবিধি এলোমেলো। তবে প্রতি এখন এবং তার পরে ঘনত্ব এক পর্যায়ে কিছুটা বেড়ে যায়, ফলে সংকোচন ঘটে।

গ্যাসের চাপ এই সংকোচনের ঘটনাটিকে পূর্বাবস্থায় ফিরিয়ে আনতে ঝোঁক দেয়, তবে মহাকর্ষীয় শক্তি, যেগুলি অণুগুলিকে একসাথে টেনে তোলে, এটি খানিকটা উচ্চতর হয়, কারণ কণাগুলি একত্রে আরও কাছাকাছি থাকে, এবং তারপরে এই প্রভাবটিকে প্রতিহত করে।

তদুপরি, মাধ্যাকর্ষণ আরও বেশি পরিমাণে বৃদ্ধির জন্য দায়ী। এবং এটি হওয়ার সাথে সাথে তাপমাত্রা ধীরে ধীরে বৃদ্ধি পায়।

এখন এই ঘনীভবন প্রক্রিয়াটি একটি বৃহত্তর স্কেল এবং সমস্ত সময় উপলব্ধ সহ কল্পনা করুন। মাধ্যাকর্ষণ শক্তিটি রেডিয়াল এবং এইভাবে গঠিত পদার্থের মেঘের একটি গোলাকৃতির প্রতিসাম্যতা থাকবে। একে প্রোটোস্টার বলে।

তদ্ব্যতীত, পদার্থের এই মেঘ স্থিতিশীল নয়, তবে উপাদান সংকোচনের সাথে সাথে দ্রুত ঘোরে।

সময়ের সাথে সাথে, একটি কোর খুব উচ্চ তাপমাত্রা এবং প্রচণ্ড চাপে তৈরি হবে, যা তারার ফিউশন চুল্লীতে পরিণত হবে। এর জন্য একটি সমালোচনামূলক ভর প্রয়োজন, তবে এটি যখন ঘটে, তারার ভারসাম্য পৌঁছে যায় এবং এভাবে শুরু হয়, তাই বলা যায় এটির বয়স্ক জীবন life

তারার ভর এবং পরবর্তী বিবর্তন

নিউক্লিয়াসে যে ধরণের প্রতিক্রিয়া দেখা দিতে পারে তা প্রাথমিকভাবে তার ভর এবং তারার পরবর্তী বিবর্তনের উপর নির্ভর করবে।

সূর্যের ভর 0.02 গুণের চেয়ে কম গণের জন্য - প্রায় 2 x 10 30 কেজি - তারা তৈরি হবে না, যেহেতু নিউক্লিয়াস জ্বলবে না। এইভাবে গঠিত বস্তুটি ধীরে ধীরে শীতল হয়ে যাবে এবং ঘনীভবনটি ধীর হয়ে যাবে, একটি বাদামী বামনকে জন্ম দেয়।

অন্যদিকে, প্রোটোস্টারটি যদি খুব বেশি হয় তবে এটি তারকা হওয়ার জন্য প্রয়োজনীয় ভারসাম্যও অর্জন করতে পারে না, তাই এটি হিংস্রভাবে ভেঙে পড়বে।

মহাকর্ষীয় পতনের মাধ্যমে নক্ষত্র গঠনের তত্ত্বটি ইংরেজ জ্যোতির্বিদ এবং মহাজাগতিকবিদ জেমস জিন্সের (1877-1946) কারণেই তিনি মহাবিশ্বের স্থির রাষ্ট্রের তত্ত্বের প্রস্তাব করেছিলেন। আজ এই তত্ত্বটি, যে বিষয়টি ধরে রেখেছে ধারাবাহিকভাবে তৈরি করা হয়েছে, বিগ ব্যাং তত্ত্বের পক্ষে বাতিল করা হয়েছে।

তারকাদের জীবনচক্র

উপরে বর্ণিত হিসাবে, নক্ষত্রগুলি গ্যাস এবং মহাজাগতিক ধূলিকণা দ্বারা নীহারিকার ঘন প্রক্রিয়া দ্বারা গঠিত হয়।

এই প্রক্রিয়াটি সময় নেয়। এটি 10 ​​এবং 15 মিলিয়ন বছরের মধ্যে ঘটে বলে অনুমান করা হয়, যখন তারা তার চূড়ান্ত স্থায়িত্ব অর্জন করে। একবার বিস্তৃত গ্যাসের চাপ এবং সংক্রামক মাধ্যাকর্ষণ ভারসাম্যের জোরের পরে, তারকাটি মূল সিকোয়েন্স বলা হয় তাকে প্রবেশ করে।

এর ভর অনুসারে, তারাটি হার্টজস্প্রং-রাসেল ডায়াগ্রাম বা সংক্ষেপে এইচআর ডায়াগ্রামের একটি লাইনে অবস্থিত। এটি এমন একটি গ্রাফ যা তারকীয় বিবর্তনের বিভিন্ন লাইনগুলি দেখায়, এগুলি সমস্ত তারা নক্ষত্রের দ্বারা পরিচালিত।

এই গ্রাফটিতে, তারাগুলি তাদের কার্যকর তাপমাত্রার উপর ভিত্তি করে তাদের আলোকিতত্ব অনুসারে স্থান পেয়েছে, নীচে দেখানো হয়েছে:

চিত্র ২. এইচআর ডায়াগ্রামটি স্বাধীনভাবে জ্যোতির্বিজ্ঞানী এজনার হার্টজস্প্রং এবং হেনরি রাসেল ১৯১০ সালের দিকে তৈরি করেছিলেন। সূত্র: উইকিমিডিয়া কমন্স। যে।

তারার বিবর্তন লাইন

মূল ক্রমটি হ'ল মোটামুটি তির্যক অঞ্চল যা চিত্রের কেন্দ্রস্থল দিয়ে চলে। সেখানে, এক পর্যায়ে, নতুন গঠিত তারারগুলি তাদের ভর অনুসারে প্রবেশ করে।

সবচেয়ে উজ্জ্বল, সবচেয়ে উজ্জ্বল এবং সবচেয়ে বড় তারা নীচে এবং বাম দিকে রয়েছে, যখন দুর্দান্ত এবং ক্ষুদ্রতম তারা নীচে ডানদিকে রয়েছে।

ভর হ'ল সূক্ষ্ম বিবর্তনকে নিয়ন্ত্রণ করে এমন প্যারামিটার, যেমনটি বেশ কয়েকবার বলা হয়েছে। প্রকৃতপক্ষে, খুব বৃহত্তর তারা তাদের জ্বালানী দ্রুত ব্যবহার করে, যখন ছোট, শীতল তারা যেমন লাল বামনগুলি আরও ধীরে ধীরে পরিচালনা করে।

চিত্র 3. গ্রহ (1 এবং 2) এবং তারার (3,4,5 এবং 6) এর মধ্যে মাপের তুলনা। সূত্র: উইকিমিডিয়া কমন্স। ডেভ জার্ভিস (https://dave.autonoma.ca/)।

মানুষের জন্য, লাল বামনগুলি কার্যত চিরকালীন, এখনও কোনও পরিচিত লাল বামন মারা যায় নি।

মূল ক্রম সংলগ্ন তারাগুলি যা তাদের বিবর্তনের ফলে অন্যান্য লাইনে চলে গেছে। এইভাবে উপরে রয়েছে দৈত্যাকার ও সুপারজিয়ান্ট তারা এবং নীচে সাদা বামন।

বর্ণালী প্রকারের

দূরবর্তী তারা থেকে আমাদের কাছে যা আসে তা হ'ল তাদের আলোক এবং এর বিশ্লেষণ থেকে তারাটির প্রকৃতি সম্পর্কে প্রচুর তথ্য পাওয়া যায়। এইচআর ডায়াগ্রামের নীচে হ'ল একাধিক চিঠি যা সর্বাধিক সাধারণ বর্ণালী প্রকারগুলি বোঝায়:

OBAFGKM

সর্বাধিক তাপমাত্রা সহ তারাগুলি হ'ল এবং সবচেয়ে শীতলতম শ্রেণি এম। পরিবর্তে, এই বিভাগগুলির প্রত্যেককে দশটি বিভিন্ন উপপ্রকারে বিভক্ত করা হয়, 0 এবং 9 থেকে একটি সংখ্যা দ্বারা পৃথক করে উদাহরণস্বরূপ, F5 এবং F0 এবং মধ্যবর্তী মধ্যবর্তী তারকা G0।

মরগান কেইনানের শ্রেণিবিন্যাসটি তারকা থেকে বর্ণের বর্ণকে আলোকিত করে, প্রথম থেকে ভী পর্যন্ত রোমান সংখ্যার সাথে এইভাবে আমাদের সূর্য একটি জি 2 ভি-টাইপের তারা star এটি লক্ষ করা উচিত যে তারার দুর্দান্ত পরিবর্তনশীলতার কারণে তাদের জন্য অন্যান্য শ্রেণিবদ্ধকরণ রয়েছে।

চিত্রের এইচআর ডায়াগ্রাম অনুসারে প্রতিটি বর্ণালী শ্রেণীর একটি স্পষ্ট বর্ণ থাকে। এটি আনুমানিক রঙ যা কোনও পর্যবেক্ষক ছাড়াই বা বেশিরভাগ দূরবীণে খুব অন্ধকার এবং পরিষ্কার রাতে দেখা যাবে।

শাস্ত্রীয় বর্ণালীর ধরণ অনুসারে এর বৈশিষ্ট্যগুলির সংক্ষিপ্ত বিবরণ এখানে দেওয়া হল:

টাইপ ও

তারা বেগুনি রঙের নীল তারা stars তারা এইচআর ডায়াগ্রামের উপরের বাম কোণে পাওয়া যায়, অর্থাৎ এগুলি বড় এবং উজ্জ্বল, পাশাপাশি উচ্চ পৃষ্ঠের তাপমাত্রা 40,000 থেকে 20,000 কে এর মধ্যে থাকে।

এই ধরণের নক্ষত্রের উদাহরণ হ'ল অ্যালনিটাক এ, নক্ষত্রমণ্ডলের বেল্ট থেকে, উত্তর শীতের রাত্রিতে দৃশ্যমান এবং একই নক্ষত্রের সিগমা-ওরিওনিস।

চিত্র 4. অরিওনের বেল্টের তিনটি তারা। বাম থেকে ডান আলনিটাক, অ্যালনিলাম এবং মিন্টাকা। এছাড়াও, অ্যালনিটকের পাশে, শিখা এবং ঘোড়া মাথা নীহারিকা। সূত্র: উইকিমিডিয়া কমন্স।

টাইপ বি

তারা খালি চোখে দেখতে সহজ। এর রঙ সাদা-নীল, পৃষ্ঠের তাপমাত্রা 10,000 -7000 কে-এর মধ্যে রয়েছে। সিরিয়াস এ, নক্ষত্রের বাইনারি তারকা ক্যানিস মেজর হ'ল হ্যানের উজ্জ্বল নক্ষত্র ডেনেবের মতো একটি টাইপ এ তারকা।

টাইপ এফ

এগুলি সাদা বর্ণকে হলুদ বর্ণায় দেখায়, পৃষ্ঠের তাপমাত্রা পূর্ববর্তী ধরণের তুলনায় আরও কম: 000০০০ থেকে 000০০০ কে এর মধ্যে। উরসা মাইনর নক্ষত্র থেকে পোলার স্টার পোলারিস এই বিভাগের অন্তর্ভুক্ত, পাশাপাশি ক্যানোপাস, উজ্জ্বল নক্ষত্র কারিনা নক্ষত্রের, উত্তর শীতকালে উত্তর গোলার্ধের দক্ষিণে অনেক দূরে দৃশ্যমান।

টাইপ জি

এগুলি হলুদ এবং তাদের তাপমাত্রা 6000 থেকে 4800 কে এর মধ্যে থাকে Our আমাদের সূর্য এই বিভাগে আসে।

কে টাইপ

নীতিগতভাবে, কোনও তারার অভ্যন্তরীণ কাঠামোটি খুঁজে পাওয়া সহজ নয়, কারণ তাদের বেশিরভাগই খুব দূরের বস্তু।

নিকটতম নক্ষত্র সূর্যের অধ্যয়নের জন্য ধন্যবাদ, আমরা জানি যে বেশিরভাগ তারা গোলাকৃতির প্রতিসাম্যযুক্ত বায়বীয় স্তরগুলি দিয়ে গঠিত, যার কেন্দ্রস্থলে একটি নিউক্লিয়াস থাকে যেখানে ফিউশন হয়। এটি তারার মোট ভলিউমের কম বা কম 15% দখল করে।

মূলটিকে ঘিরে একটি আবরণ বা খামের মতো একটি স্তর রয়েছে এবং অবশেষে নক্ষত্রের বায়ুমণ্ডল রয়েছে, যার পৃষ্ঠটি তার বাহ্যিক সীমা হিসাবে বিবেচিত হয়। এই স্তরগুলির প্রকৃতি সময়ের সাথে পরিবর্তিত হয় এবং তারার পরে বিবর্তন ঘটে।

কিছু ক্ষেত্রে, হাইড্রোজেন, এর প্রধান পারমাণবিক জ্বালানী ফুরিয়ে যায় এমন এক পর্যায়ে, তারাটি ফুলে যায় এবং তারপরের বাইরের স্তরগুলি মহাশূন্যে বের করে দেয় এবং এটি একটি গ্রহীয় নীহারিকা হিসাবে পরিচিত যা গঠন করে, যার কেন্দ্রবিন্দুটি খালি থাকে। পরে, এটি একটি সাদা বামন হিসাবে পরিচিত।

এটি ঠিক তারার খামে, যেখানে কোর থেকে বাইরের স্তরগুলিতে শক্তির পরিবহণ ঘটে।

চিত্র 5. সূর্যের স্তরগুলি, সকলের মধ্যে সবচেয়ে স্টাডি স্টার। সূত্র: উইকিমিডিয়া কমন্স।

তারার প্রকার

বর্ণালী ধরণের ক্ষেত্রে উত্সর্গীকৃত বিভাগে, বর্তমানে যে ধরণের তারাগুলি পরিচিত তা খুব সাধারণভাবে উল্লেখ করা হয়েছে। এটি এর আলোর বিশ্লেষণের মাধ্যমে আবিষ্কৃত বৈশিষ্ট্যের দিক থেকে।

তবে তাদের বিবর্তন জুড়ে, বেশিরভাগ তারা মূল সিকোয়েন্সে ভ্রমণ করেন এবং এটিকে অন্য শাখাগুলিতে চিহ্নিত করে ছেড়ে যান। কেবল লাল বামন তারকারা তাদের পুরো জীবনই মূল ক্রমে রয়েছেন।

অন্যান্য ধরণের নক্ষত্র রয়েছে যা ঘন ঘন উল্লেখ করা হয়, যা আমরা সংক্ষেপে বর্ণনা করি:

বামন তারা

এটি একটি শব্দ যা বিভিন্ন ধরণের তারার বর্ণনা করতে ব্যবহৃত হয়, অন্যদিকে তাদের ছোট আকারের মিল রয়েছে। কিছু তারা খুব নিম্ন ভর দিয়ে গঠিত হয়, তবে অন্যরা তাদের জীবনকালে বামন হয়ে যায় instead

প্রকৃতপক্ষে, বামন তারাগুলি মহাবিশ্বে সর্বাধিক প্রচুর পরিমাণে তারকা, তাই এটি তাদের বৈশিষ্ট্যগুলিতে কিছুটা বিবেচনা করার মতো:

বাদামী বামন

তারা প্রোটোস্টার যাঁর ভর পারমাণবিক চুল্লি শুরু করার পক্ষে পর্যাপ্ত ছিল না যা একটি নক্ষত্রকে মূল অনুক্রমের দিকে চালিত করে। এগুলিকে বৃহস্পতির মতো গ্যাস দৈত্যাকার গ্রহ এবং একটি লাল বামন নক্ষত্রের মাঝামাঝি হিসাবে বিবেচনা করা যেতে পারে।

যেহেতু তাদের একটি স্থিতিশীল শক্তির উত্স নেই, তারা ধীরে ধীরে শীতল হওয়ার নিয়তিযুক্ত dest বাদামী বামনের উদাহরণ ভেলা নক্ষত্রের লুহমান 16। তবে এটি গ্রহগুলিকে প্রদক্ষিণ করতে বাধা দেয় না, যেহেতু এখনও পর্যন্ত বেশ কয়েকটি আবিষ্কার হয়েছে।

লাল বামন

চিত্র 6. সূর্যের তুলনামূলক আকার, লাল বামন গ্লিজ 229 এ, বাদামী বামন টিড 1 এবং গ্লিজ 229 বি এবং বৃহস্পতি গ্রহ। সূত্র: নাসা উইকিমিডিয়া কমন্সের মাধ্যমে।

তাদের ভর ছোট, সূর্যের চেয়ে কম তবে তারা সাবধানতার সাথে জ্বালানী ব্যয় করায় তাদের জীবন মূল অনুক্রমে চলে যায়। এই কারণে তারা আরও শীতল, তবে তারা সবচেয়ে প্রচুর পরিমাণে তারকা এবং সর্বোপরি দীর্ঘতমও।

সাদা বামন

এটি তারার অবশিষ্টাংশ যা মূল ক্রমটি ছেড়ে গিয়েছিল যখন তার মূল জ্বালানীটি ফুরিয়ে যায়, যখন এটি একটি লাল দৈত্য না হয়ে যায় lling এর পরে, তারা তার বাহ্যিক স্তরগুলি শেড করে, এর আকার হ্রাস করে এবং কেবল মূলটি রেখে যায়, যা সাদা বামন।

সাদা বামন মঞ্চটি সমস্ত নক্ষত্রের বিবর্তনে কেবলমাত্র একটি পর্যায় যা লাল বামন বা নীল দৈত্য নয়। দ্বিতীয়টি এত বড় আকারের হওয়ার কারণে তাদের জীবন নোভা বা সুপারনোভা নামে বিস্ফোরণে শেষ হয়।

তারকা আই কে পেগাসি একটি সাদা বামনের উদাহরণ, এমন এক ভাগ্য যা এখন থেকে আমাদের লক্ষ লক্ষ বছর ধরে অপেক্ষা করতে পারে।

নীল বামন

এগুলি অনুমানীয় তারা, অর্থাৎ তাদের অস্তিত্ব এখনও প্রমাণিত হয়নি। তবে এটি বিশ্বাস করা হয় যে জ্বালানী ফুরিয়ে গেলে লাল বামনগুলি শেষ পর্যন্ত নীল বামনগুলিতে রূপান্তরিত হয়।

কালো বামন

এগুলি হ'ল প্রাচীন সাদা বামন যা পুরোপুরি ঠান্ডা হয়ে গেছে এবং আর হালকা নির্গত হয় না।

হলুদ এবং কমলা বামন

সূর্যের তুলনায় বা তার চেয়ে কম ভরযুক্ত তারাগুলি, তবে লাল বামনগুলির চেয়ে আরও বড় এবং বড়, কখনও কখনও এইভাবে বলা হয়।

নিউট্রন তারকারা

এটি সুপারজিয়েন্ট তারকা জীবনের শেষ পর্যায়, যখন এটি ইতিমধ্যে তার পারমাণবিক জ্বালানী ব্যবহার করেছে এবং সুপারনোভা বিস্ফোরণে ভুগছে। বিস্ফোরণের কারণে, অবশিষ্টাংশের মূলটি অবিশ্বাস্যরূপে সংক্ষিপ্ত হয়ে যায়, যে বিন্দুতে ইলেক্ট্রন এবং প্রোটন নিউট্রন হয়ে যায়।

নিউট্রন নক্ষত্রটি এতটা ঘন, তবে এটি প্রায় 10 কিলোমিটার ব্যাসার্ধের ক্ষেত্রে একটি সৌর ভর দ্বিগুণ পর্যন্ত ধারণ করতে পারে। যেহেতু এর ব্যাসার্ধ এতটা হ্রাস পেয়েছে তাই কৌণিক গতিবেগ সংরক্ষণ ঘূর্ণনের উচ্চতর গতির দাবি করে।

তাদের আকারের কারণে তারা তীব্র বিকিরণগুলি সনাক্ত করে যা তারা রশ্মির আকারে নির্গত হয় যা তারাটির পাশের দিকে দ্রুত ঘুরে এবং একটি পালসার হিসাবে পরিচিত যা তৈরি করে।

তারার উদাহরণ

যদিও জীবন্ত জিনিসের মতো তারার বৈশিষ্ট্যগুলিও সাধারণ রয়েছে, তত পরিবর্তনশীলতা প্রচুর। যেমন দেখা গেছে, এখানে রয়েছে বিশালাকার ও সুপারজিয়ান্ট তারা, বামন, নিউট্রন, ভেরিয়েবল, বিশাল আকারের, বিশাল আকারের, কাছাকাছি এবং আরও দূরের:

- রাতের আকাশের সবচেয়ে উজ্জ্বল নক্ষত্রটি সিরিয়াস, নক্ষত্রমুখে ক্যানিস মেজর।

চিত্র 7. সিরিয়াস, প্রায় 8 আলোকবর্ষ দূরে ক্যানিস মেজর নক্ষত্রমণ্ডলে রাতের আকাশের সবচেয়ে উজ্জ্বল নক্ষত্র। সূত্র: পিক্সাবে।

-প্রক্সিমা সেন্টাউরি হ'ল সূর্যের সবচেয়ে কাছের তারা star

- উজ্জ্বল নক্ষত্রটি বেড়ানো মানেই সবচেয়ে উজ্জ্বল হওয়া নয়, কারণ দূরত্ব অনেকের জন্য গণনা করা হয় nts সর্বাধিক আলোকিত নক্ষত্রটিও সবচেয়ে বড়: R136a1 লার্জ ম্যাগেলানিক মেঘের সাথে সম্পর্কিত।

-আর 136 এ 1 এর ভর সূর্যের ভর 265 গুণ।

- সর্বশ্রেষ্ঠ ভর সহ তারা সর্বদা বৃহত্তম হয় না। আজ অবধি সবচেয়ে বড় তারকা telাল নক্ষত্রের ইউওয়াই স্কুটি। এর ব্যাসার্ধটি সূর্যের ব্যাসার্ধের চেয়ে প্রায় 1708 গুণ বড় (সূর্যের ব্যাসার্ধ 6.96 x 108 মিটার)।

- এখনও অবধি সবচেয়ে দ্রুত নক্ষত্রটি 708 মার্কিন ডলার ছিল, যা 1200 কিলোমিটার / সেকেন্ডে গতিবেগ করেছিল, তবে সম্প্রতি অন্য একটি তারা আবিষ্কার করেছেন যা এটি ছাড়িয়ে গেছে: 1700 কিমি / সেকেন্ডের গতিতে ক্রেন নক্ষত্রের S5-HVS1। দোষীটিকে আকাশগঙ্গার কেন্দ্রস্থলে সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাকহোল ধনু এ হিসাবে বিশ্বাস করা হয়।

তথ্যসূত্র

1. ক্যারল, বি। আধুনিক অ্যাস্ট্রো ফিজিক্সের একটি ভূমিকা। 2nd। সংস্করণ। পিয়ারসন।
2. কোস্টা, সি গ্যালাকটিক হার্টের অন্ধকার থেকে ছড়িয়ে পড়া একজন পালানো তারকা। উদ্ধৃত: aaa.org.uy.
3. দাজ-গিমেনেজ, ই। 2014. জ্যোতির্বিজ্ঞানের উপর প্রাথমিক নোটস Argentina আর্জেন্টিনার কর্ডোবা বিশ্ববিদ্যালয় কর্তৃক প্রকাশিত।
4. জাসচেক, সি। 1983. অ্যাস্ট্রোফিজিক্স। ওএএস দ্বারা প্রকাশিত।
5. মার্টিনিজ, ডি। স্টারলার বিবর্তন। Vaeliada। পুনরুদ্ধার করা হয়েছে: গুগল বুকস।
6. ওস্টার, এল। 1984. আধুনিক জ্যোতির্বিজ্ঞান। সম্পাদকীয় রিভার্ট é
7. স্প্যানিশ সোসাইটি অফ অ্যাস্ট্রোনমি। 2009. 100 অ্যাস্ট্রোনমি ধারণা
8. UNAM। উচ্চ শক্তি জ্যোতির্বিজ্ঞান। নিউট্রন তারকারা উদ্ধার করা থেকে: astroscu.unam.mx।
9. উইকিপিডিয়া। স্টার শ্রেণিবিন্যাস। উদ্ধার করা হয়েছে: es.wikedia.org থেকে ipedia
10. উইকিপিডিয়া। স্টার। উদ্ধার করা হয়েছে: es.wikedia.org থেকে ipedia