Milky Way Galaxy | আকাশগঙ্গা ছায়াপথ

Milky Way Galaxy | আকাশগঙ্গা ছায়াপথ

Milky Way Galaxy, আকাশগঙ্গা ছায়াপথ

মিল্কিওয়ে হল ছায়াপথ যা আমাদের সৌরজগতকে ধারণ করে, যার নামটি পৃথিবী থেকে ছায়াপথের উপস্থিতি বর্ণনা করে: রাতের আকাশে দেখা আলোর একটি আড়ম্বরপূর্ণ ব্যান্ড তারা থেকে তৈরি হয় যা খালি চোখের দ্বারা পৃথকভাবে পৃথক করা যায় না। পৃথিবী থেকে, মিল্কিওয়ে ব্যান্ড হিসাবে উপস্থিত হয় কারণ এর ডিস্ক-আকৃতির কাঠামোটি ভিতর থেকে দেখা হয়। গ্যালিলিও গ্যালিলি 1610 সালে তার টেলিস্কোপ দিয়ে আলোর ব্যান্ডটি প্রথম পৃথক তারার মধ্যে সমাধান করেছিলেন। 1920 এর দশকের আগ পর্যন্ত বেশিরভাগ জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা ভেবেছিলেন যে মিল্কি ওয়েতে মহাবিশ্বে সমস্ত তারা রয়েছে। জ্যোতির্বিদ হারলো শাপেলি এবং হেবার কার্টিসের মধ্যে 1920 সালের মহা বিতর্কের পরে, এডউইন হাবলের পর্যবেক্ষণগুলি প্রমাণ করেছে যে মিল্কিওয়ে অনেকগুলি ছায়াপথের মধ্যে একটি।

Milky Way Galaxy, আকাশগঙ্গা ছায়াপথ

মিল্কিওয়েটি একটি প্রতিবন্ধী সর্পিল ছায়াপথ, যার ব্যাস 150,000 থেকে 200,000 আলোক-বছরের মধ্যে রয়েছে। এটি 100-400 বিলিয়ন তারা এবং 100 বিলিয়নেরও বেশি গ্রহ ধারণ করে বলে অনুমান করা হয়। সৌরজগৎ গ্যালাকটিক সেন্টার থেকে প্রায় 27000 আলোক-বছরের ব্যাসার্ধে অবস্থিত, ওরিয়ন আর্মের অভ্যন্তরীণ প্রান্তে, গ্যাস এবং ধূলিকণায় সর্পিল আকারের ঘনত্বগুলির মধ্যে একটি। অন্তঃস্থল 10,000 আলোক-বছরের তারাগুলি একটি বাল্জ এবং এক বা একাধিক বার গঠন করে যা বাল্জ থেকে প্রসারিত হয়। গ্যালাকটিক কেন্দ্রটি একটি তীব্র রেডিও উত্স যা ধনু A* নামে পরিচিত, যা 4.100 (± 0.034) মিলিয়ন সৌর জনতার একটি সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাকহোল।

Milky Way Galaxy, আকাশগঙ্গা ছায়াপথ

গ্যালাকটিক সেন্টার কক্ষপথ থেকে প্রতি সেকেন্ডে প্রায় 220 কিলোমিটারে বিস্তৃত দূরত্বে তারা এবং গ্যাসগুলি। ধ্রুবক ঘূর্ণন গতি কেপলিরীয় গতিবিদ্যার বিধিগুলির বিরোধিতা করে এবং পরামর্শ দেয় যে মিল্কিওয়ের ভরগুলির প্রায় (প্রায় 90%) দূরবীন থেকে অদৃশ্য, বৈদ্যুতিন চৌম্বকীয় বিকিরণ নির্গত বা শোষণও করতে পারে না। এই অনুমানক ভরকে "গা dark় বিষয়" হিসাবে অভিহিত করা হয়েছে। ঘূর্ণন কাল সূর্যের ব্যাসার্ধে প্রায় 240 মিলিয়ন বছর is সামগ্রিকভাবে মিল্কিওয়ে রেফারেন্সের বহির্মুখী ফ্রেমের প্রতি সেকেন্ডে প্রায় 600 কিলোমিটার বেগে গতিতে চলেছে। মিল্কিওয়ের প্রাচীনতম তারাগুলি মহাবিশ্বের মতোই প্রায় পুরানো এবং সম্ভবত এটি বিগ ব্যাংয়ের অন্ধকার যুগের পরে তৈরি হয়েছিল।

মিল্কিওয়েতে বেশ কয়েকটি উপগ্রহ ছায়াপথ রয়েছে এবং এটি ছায়াপথের স্থানীয় গ্রুপের একটি অংশ, যা ভার্জো সুপারক্র্লাস্টারের অংশ, যা নিজেই ল্যানিয়াকা সুপারক্র্লাস্টারের একটি উপাদান।

Our Blogs:

Physics, Mathematics & Mechanical Engineering

Health Benefits of Vegetables & Non-Vegetables

Mathematics eBooks

SSSD Eating Show

SSSD Natural Images

SSSD Entertainment, Entertainment & Entertainment

What is Gravitational Wave | মহাকর্ষ তরঙ্গ কি?

What is Gravitational Wave | মহাকর্ষ তরঙ্গ কি?

Gravitational Wave | মহাকর্ষীয় তরঙ্গ

আইনস্টাইনের আপেক্ষিকতার সাধারণ তত্ত্বে মহাকর্ষকে মহাকাশকালীন বক্রতার ফলস্বরূপ হিসাবে বিবেচনা করা হয়। এই বক্রতা ভরের উপস্থিতি দ্বারা সৃষ্ট হয়। সাধারণত, স্থানের একটি নির্দিষ্ট পরিমাণের মধ্যে যত বেশি ভর থাকে, স্পেসটাইমের বক্রতা তত বেশি তার ভলিউমের সীমানায় থাকবে। মহাশূন্য বস্তুগুলি মহাশূন্য সময়ে ঘোরাফেরা করার সাথে সাথে, বক্ররেখার পরিবর্তন হয় অবজেক্টগুলির পরিবর্তিত অবস্থানগুলি প্রতিফলিত করতে। কিছু পরিস্থিতিতে ত্বকী বস্তুগুলি এই বক্ররেখার পরিবর্তন সাধন করে, যা তরঙ্গের মতো আলোর গতিতে বাইরের দিকে প্রচার করে। এই প্রচারের ঘটনাটি মহাকর্ষীয় তরঙ্গ হিসাবে পরিচিত।

মহাকর্ষীয় তরঙ্গ

মহাকর্ষীয় তরঙ্গ যেমন কোনও পর্যবেক্ষককে পাশ কাটিয়ে যায়, সেই পর্যবেক্ষক স্ট্রেনের প্রভাব দ্বারা স্পেসটাইমকে বিকৃত করে খুঁজে পাবেন। তরঙ্গটির সমতুল্য ফ্রিকোয়েন্সিতে তরঙ্গ চলে যাওয়ার সাথে সাথে বস্তুর মধ্যে দূরত্ব ছন্দবদ্ধভাবে বৃদ্ধি এবং হ্রাস পায়। উত্স থেকে বিপরীত দূরত্বের অনুপাতে এই প্রভাবটির প্রস্থতা হ্রাস পায়। অনুপ্রেরণামূলক বাইনারি নিউট্রন তারাগুলি একে অপরের নিকটে ঘুরতে যাওয়ার ফলে তাদের জনসাধারণের খুব বড় ত্বরণের কারণে তারা মিলিত হওয়ার সাথে সাথে মহাকর্ষ তরঙ্গগুলির একটি শক্তিশালী উত্স বলে পূর্বাভাস দেওয়া হয়। যাইহোক, এই উত্সগুলির জ্যোতির্বিজ্ঞানীয় দূরত্বের কারণে, পৃথিবীতে যখন পরিমাপ করা হয় তখন তার প্রভাবগুলি খুব কম হবে বলে পূর্বাভাস দেওয়া হয়, 1020 সালে 1 টিরও কম অংশের স্ট্রেন রয়েছে। বিজ্ঞানীরা আরও তীব্র সংবেদনশীল ডিটেক্টর দিয়ে এই তরঙ্গের অস্তিত্ব প্রমাণ করেছেন। সর্বাধিক সংবেদনশীল ডিটেক্টর LIGO এবং VIRGO পর্যবেক্ষণাগুলি দ্বারা সরবরাহিত 5e22 (2012 হিসাবে) এর প্রায় এক অংশের সংবেদনশীলতা পরিমাপের কাজটি সম্পন্ন করেছিলেন। একটি স্পেস ভিত্তিক অবজারভেটরি, লেজার ইন্টারফেরোমিটার স্পেস অ্যান্টেনা বর্তমানে ESA দ্বারা বিকাশাধীন।

মহাকর্ষীয় তরঙ্গ

মাধ্যাকর্ষণ তরঙ্গগুলি এমন জায়গাগুলিতে প্রবেশ করতে পারে যা বৈদ্যুতিন চৌম্বকীয় তরঙ্গগুলি পারে না। তারা ব্ল্যাক হোল এবং সম্ভবত অন্য বহিরাগতের অন্যান্য বহিরাগত বস্তুর সংশ্লেষণের পর্যবেক্ষণের অনুমতি দিতে সক্ষম হয়। এই জাতীয় সিস্টেমগুলি আরও ঐতিহ্যগত উপায়ে যেমন অপটিক্যাল টেলিস্কোপ বা রেডিও টেলিস্কোপগুলি দিয়ে পর্যবেক্ষণ করা যায় না, এবং তাই মহাকর্ষ তরঙ্গ জ্যোতির্বিজ্ঞানটি বিশ্বজগতের কার্যকারিতা সম্পর্কে নতুন অন্তর্দৃষ্টি দেয়। বিশেষত, মহাকর্ষীয় তরঙ্গগুলি মহাজাগতিকদের পক্ষে আগ্রহী হতে পারে কারণ তারা খুব প্রথম দিকে মহাবিশ্ব পর্যবেক্ষণের একটি সম্ভাব্য উপায় সরবরাহ করে। প্রচলিত জ্যোতির্বিদ্যার দ্বারা এটি সম্ভব নয়, যেহেতু পুনর্নির্মাণের আগে মহাবিশ্ব বৈদ্যুতিন চৌম্বকীয় বিকিরণের জন্য অস্বচ্ছ ছিল। মাধ্যাকর্ষণ তরঙ্গের যথাযথ পরিমাপ বিজ্ঞানীদের আপেক্ষিকতার সাধারণ তত্ত্বকে আরও ভালভাবে পরীক্ষা করার অনুমতি দেবে।

মহাকর্ষীয় তরঙ্গ

নীতিগতভাবে, মহাকর্ষীয় তরঙ্গ যে কোনও ফ্রিকোয়েন্সিতে থাকতে পারে। তবে, খুব কম ফ্রিকোয়েন্সি তরঙ্গগুলি সনাক্ত করা অসম্ভব এবং খুব উচ্চ ফ্রিকোয়েন্সি সনাক্তকরণযোগ্য তরঙ্গের কোনও বিশ্বাসযোগ্য উত্স নেই। স্টিফেন হকিং এবং ভার্নার ইস্রায়েল গ্রাভিটেশনাল ওয়েভগুলির জন্য বিভিন্ন ফ্রিকোয়েন্সি ব্যান্ডের তালিকা দেয় যেগুলি যথাযথভাবে সনাক্ত করা যায়, 10e−7 Hz থেকে 10e11 Hz পর্যন্ত।

জলের তরঙ্গ, শব্দ তরঙ্গ এবং তড়িৎ চৌম্বকীয় তরঙ্গ শক্তি, গতিবেগ এবং কৌণিক গতি বহন করতে সক্ষম হয় এবং এটি করে তারা সেই উত্স থেকে দূরে নিয়ে যায়। মহাকর্ষীয় তরঙ্গ একই কার্য সম্পাদন করে। সুতরাং, উদাহরণস্বরূপ, একটি বাইনারি সিস্টেম দুটি প্রদক্ষিণকারী বস্তু একে অপরের দিকে সর্পিল হিসাবে কৌণিক গতি হারায় — কৌণিক গতিবেগ মহাকর্ষীয় তরঙ্গ দ্বারা সরে যায়।

তরঙ্গগুলি লিনিয়ার গতিও বহন করতে পারে, এমন একটি সম্ভাবনা যা জ্যোতির্বিদ্যায় কিছু আকর্ষণীয় প্রভাব ফেলে। দুটি সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাক হোল একত্রিত হওয়ার পরে, রৈখিক গতির প্রসারণ 4000 km/s মতো প্রশস্ততার সাথে একটি "কিক" তৈরি করতে পারে। এটির হোস্ট গ্যালাক্সি থেকে সম্পূর্ণরূপে কয়েলসড ব্ল্যাকহোলকে বের করে দেওয়ার জন্য এটি যথেষ্ট দ্রুত। এমনকি যদি কিকটি সম্পূর্ণরূপে ব্ল্যাক হোলটি নির্গত করতে খুব ছোট হয়, তবে এটি গ্যালাক্সির নিউক্লিয়াস থেকে সাময়িকভাবে এটি সরিয়ে ফেলতে পারে, এর পরে এটি কেন্দ্রের দিকে দোলায় একটি লাথিযুক্ত ব্ল্যাকহোল এটির সাথে একটি স্টার ক্লাস্টারও বহন করতে পারে, একটি হাইপার-কমপ্যাক্ট স্টার্লার সিস্টেম গঠন করে। অথবা এটি গ্যাস বহন করতে পারে, সংঘবদ্ধ ব্ল্যাক হোলকে "নগ্ন কোয়াসার" হিসাবে অস্থায়ীভাবে প্রদর্শিত হতে পারে। কোয়াসার SDSS J092712.65+294344.0 তে একটি সঙ্কুচিত সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাকহোল রয়েছে বলে মনে করা হয়।

Our Blogs:

Physics, Mathematics & Mechanical Engineering

Health Benefits of Vegetables & Non-Vegetables

Mathematics eBooks

SSSD Eating Show

SSSD Natural Images

SSSD Entertainment, Entertainment & Entertainment

What is Quantum Gravity? | কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ কি?

What is Quantum Gravity? | কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ কি?

Albert Einstein

কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ তাত্ত্বিক পদার্থবিজ্ঞানের একটি ক্ষেত্র যা কোয়ান্টাম মেকানিক্সের নীতিমালা অনুসারে মাধ্যাকর্ষণ বর্ণনা করতে চায় এবং যেখানে কোয়ান্টাম প্রভাবগুলি উপেক্ষা করা যায় না, যেমন কমপ্যাক্ট অ্যাস্ট্রোফিজিকাল বস্তুগুলির নিকটে যেখানে মহাকর্ষের প্রভাব প্রবল।

Energy - Mass Equivalence Formula

মহাকর্ষের বর্তমান উপলব্ধি আলবার্ট আইনস্টাইনের সাধারণ আপেক্ষিক তত্ত্বের উপর ভিত্তি করে তৈরি করা হয়েছে, যা শাস্ত্রীয় পদার্থবিজ্ঞানের কাঠামোর মধ্যে তৈরি করা হয়। অন্যদিকে পদার্থবিদ্যার অপর তিনটি মৌলিক শক্তিগুলি কোয়ান্টাম মেকানিক্স এবং কোয়ান্টাম ফিল্ড তত্ত্বের কাঠামোর মধ্যে বর্ণিত হয়েছে, শারীরিক ঘটনা বর্ণনা করার জন্য মূলত বিভিন্ন আনুষ্ঠানিকতা। কখনও কখনও যুক্তি দেওয়া হয় যে মহাকর্ষের কোয়ান্টাম মেকানিকাল বিবরণ এমন কারণে প্রয়োজনীয় যে যে কোনও একটি ক্লাসিকাল সিস্টেমকে একটি কোয়ান্টামের সাথে ধারাবাহিকভাবে জোড়া দিতে পারে না।

Mathematical Science

কোয়ান্টাম মেকানিক্সের নীতিগুলির সাথে সাধারণ আপেক্ষিকতার পুনর্মিলন করার জন্য মহাকর্ষের একটি কোয়ান্টাম তত্ত্বের প্রয়োজন হতে পারে, তবে অনুমানকৃত গ্র্যাভিটন বোসনের মাধ্যমে মাধ্যাকর্ষণ বল প্রয়োগের ক্ষেত্রে কোয়ান্টাম ফিল্ড তত্ত্বের স্বাভাবিক প্রেসক্রিপশন প্রয়োগ করার সময় অসুবিধা দেখা দেয়। সমস্যাটি হচ্ছে যে তত্ত্বটি এইভাবে পায় তা পুনর্নবীকরণযোগ্য নয় - এটি কিছু পর্যবেক্ষণযোগ্য বৈশিষ্ট্যের জন্য অসীম মানগুলির পূর্বাভাস দেয় যেমন কণাগুলির ভর, এবং তাই এই বৈশিষ্ট্যগুলির অর্থপূর্ণ শারীরিক ভবিষ্যদ্বাণী করতে ব্যবহার করা যায় না। ফলস্বরূপ, তাত্ত্বিকরা কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ সমস্যার জন্য আরও মূলসূত্র গ্রহণ করেছেন, সর্বাধিক জনপ্রিয় পদ্ধতি স্ট্রিং থিয়োরি এবং লুপ কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ। যদিও স্ট্রিং থিওরির মতো কিছু কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ তত্ত্ব, অন্যান্য মৌলিক শক্তির সাথে মাধ্যাকর্ষণকে একীভূত করার চেষ্টা করে, অন্যরা যেমন লুপ কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ, এ জাতীয় কোনও প্রচেষ্টা করে না; পরিবর্তে, তারা মহাকর্ষীয় ক্ষেত্রের পরিমাণ নির্ধারণ করার চেষ্টা করে যখন এটি অন্য বাহিনী থেকে পৃথক রাখা হয়।

কড়া কথায় বলতে গেলে কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ লক্ষ্য কেবল মহাকর্ষ ক্ষেত্রের কোয়ান্টাম আচরণের বর্ণনা দেওয়া এবং সমস্ত মৌলিক মিথস্ক্রিয়াটিকে একক গাণিতিক কাঠামোর সাথে একীকরণের উদ্দেশ্য নিয়ে বিভ্রান্ত হওয়া উচিত নয়। মহাকর্ষের একটি কোয়ান্টাম ফিল্ড তত্ত্ব যা গ্র্যান্ড ইউনিফাইড তত্ত্বের সাথে একীভূত হয় কখনও কখনও সব কিছুর তত্ত্ব হিসাবে অভিহিত হয়। যদিও মহাকর্ষের বর্তমান বোঝার ক্ষেত্রে উল্লেখযোগ্য উন্নতি একীকরণের দিকে আরও কাজ করতে সহায়তা করবে, কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ গবেষণা একটি নিজস্ব ক্ষেত্র যা বিভিন্ন শাখাগুলির একীকরণের জন্য বিভিন্ন পন্থা রয়েছে।

কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ তত্ত্ব গঠনের একটি অসুবিধা হ'ল কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ প্রভাব কেবল প্ল্যানক স্কেলের কাছাকাছি দৈর্ঘ্যের স্কেলগুলিতে দেখা যায়, প্রায় 10e-35 মিটার, একটি স্কেল অনেক ছোট এবং সমানভাবে উচ্চতর শক্তির তুলনায় অনেক বেশি বড়, উচ্চতর শক্তি দ্বারা অ্যাক্সেসযোগ্যগুলির তুলনায় কণা ত্বক। অতএব, পদার্থবিজ্ঞানীদের পরীক্ষামূলক উপাত্তগুলির অভাব রয়েছে যা প্রতিযোগিতামূলক তত্ত্বগুলির মধ্যে পার্থক্য করতে পারে যা প্রস্তাবিত হয়েছিল এবং এইভাবে এই তত্ত্বগুলির পরীক্ষার হাতিয়ার হিসাবে পরীক্ষামূলক পদ্ধতির পরামর্শ দেওয়া হয়েছিল।

Our Blogs:

Physics, Mathematics & Mechanical Engineering

Health Benefits of Vegetables & Non-Vegetables

Mathematics eBooks

SSSD Eating Show

SSSD Natural Images

SSSD Entertainment, Entertainment & Entertainment

What is Neutron Star? | নিউট্রন তারকা কি?

What is Neutron Star? | নিউট্রন তারকা কি?

Neutron Star

নিউট্রন তারকা হ'ল দৈত্য নক্ষত্রের ধসের মূল, যার পতনের আগে মোট ভর 10 এবং 29 টি সৌর ভরের মধ্যে ছিল। নিউট্রন তারা হ'ল ক্ষুদ্রতম এবং ঘন তারা, ব্ল্যাক হোল, অনুমানকৃত শ্বেত গর্ত, কোয়ার্ক তারা এবং অদ্ভুত তারা বাদ দিয়ে। নিউট্রন তারকাদের দশ কিলোমিটারের ক্রম ব্যাসার্ধ এবং 1.4-3 গুন্  সৌর ভর রয়েছে। এগুলি মহাকর্ষীয় পতনের সাথে মিলিত একটি বিশাল নক্ষত্রের সুপারনোভা বিস্ফোরণের ফলে ঘটেছিল, যা মূল অতীতের সাদা বামন নক্ষত্রের ঘনত্বকে পারমাণবিক নিউক্লিয়ির সাথে সংকুচিত করে।

Neutron Star

একবার গঠন হয়ে গেলে, তারা আর সক্রিয়ভাবে তাপ উত্পাদন করে না এবং সময়ের সাথে সাথে শীতল হয়; যাইহোক, তারা এখনও সংঘর্ষ বা অভিজাতকরণের মাধ্যমে আরও বিকশিত হতে পারে। এই বিষয়গুলির জন্য বেশিরভাগ মৌলিক মডেলগুলি বোঝায় যে নিউট্রন তারা প্রায় সম্পূর্ণ নিউট্রন দ্বারা গঠিত; সাধারণ পদার্থে উপস্থিত ইলেকট্রন এবং প্রোটনগুলি নিউট্রন নক্ষত্রের শর্তে নিউট্রন উত্পাদন করতে একত্রিত হয়। নিউট্রন নক্ষত্রগুলি আংশিকভাবে নিউট্রন অবক্ষয় চাপ দ্বারা আরও ধসের বিরুদ্ধে সমর্থিত, পাওলি বর্জন নীতি দ্বারা বর্ণিত একটি ঘটনা, ঠিক যেমন সাদা বামনগুলি ইলেক্ট্রন অবক্ষয় চাপ দ্বারা ধসের বিরুদ্ধে সমর্থিত হয়। তবে নিউট্রন ডিজেনারসি চাপ নিজেই যথাযথ নয় যে কোনও বস্তু ধরে রাখতে 0.7 গুন বেশি সৌর ভর এবং বিকর্ষণকারী পারমাণবিক শক্তি আরও বৃহত্তর নিউট্রন নক্ষত্রকে সমর্থন করার ক্ষেত্রে বৃহত্তর ভূমিকা পালন করে। যদি অবশেষের তারাটির ভর প্রায় 2 সৌর জনগণের টোলম্যান-ওপেনহাইমার – ভোলকফের সীমা ছাড়িয়ে যায় তবে অবক্ষয় চাপ এবং পারমাণবিক শক্তির সংমিশ্রণ নিউট্রন নক্ষত্রকে সমর্থন করতে অপর্যাপ্ত এবং এটি একটি ব্ল্যাকহোল গঠনে অব্যাহত রয়েছে।

Neutron Star

নিউট্রন স্টারগুলি পর্যবেক্ষণ করা যায় খুব গরম এবং সাধারণত পৃষ্ঠের তাপমাত্রা প্রায় 600000 K হয়। এগুলি এত ঘন যে নিউট্রন-স্টার উপাদানযুক্ত একটি সাধারণ আকারের ম্যাচবক্সের ওজন প্রায় 3 বিলিয়ন টন এবং একই আকারের ওজন ধারণ করে পৃথিবীর পৃষ্ঠ থেকে পৃথিবীর 0.5 ঘনকিলোমিটার অংশ। তাদের চৌম্বকীয় ক্ষেত্রগুলি পৃথিবীর চৌম্বকীয় ক্ষেত্রের চেয়ে 108 থেকে 1015 গুণ বেশি শক্তিশালী। নিউট্রন তারার পৃষ্ঠের মহাকর্ষ ক্ষেত্রটি পৃথিবীর মহাকর্ষীয় ক্ষেত্রের চেয়ে প্রায় 200 বিলিয়ন গুণ বেশি|

Neutron Star

নক্ষত্রের মূলটি ধসে পড়ার সাথে সাথে কৌণিক গতিবেগ সংরক্ষণের ফলে এর ঘূর্ণন হার বৃদ্ধি পায়, সুতরাং নতুনভাবে গঠিত নিউট্রন নক্ষত্রগুলি প্রতি সেকেন্ডে কয়েক শতাধিক গতিতে ঘুরবে। কিছু নিউট্রন তারা বৈদ্যুতিন চৌম্বকীয় বিকিরণের মরীচি নির্গত করে যা তাদের পালসার হিসাবে সনাক্তযোগ্য করে তোলে। প্রকৃতপক্ষে, 1967 সালে জোসলিন বেল বার্নেল এবং অ্যান্টনি হুইশের পালসার আবিষ্কার প্রথম পর্যবেক্ষণমূলক পরামর্শ ছিল যে নিউট্রন তারার উপস্থিতি ছিল। পালসার থেকে বিকিরণগুলি প্রাথমিকভাবে তাদের চৌম্বকীয় মেরুগুলির নিকটবর্তী অঞ্চলগুলি থেকে নির্গত বলে মনে করা হয়। চৌম্বকীয় খুঁটি যদি নিউট্রন নক্ষত্রের ঘূর্ণন অক্ষের সাথে মিলে না যায় তবে নির্গমন বিম আকাশকে ছড়িয়ে দেবে, এবং যখন দূর থেকে দেখা যাবে, পর্যবেক্ষক মরীচিটির পথে কোথাও থাকলে তা বিকিরণের ডাল হিসাবে উপস্থিত হবে মহাকাশে একটি নির্দিষ্ট বিন্দু থেকে আসছে। দ্রুততম-স্পিনিং নিউট্রন তারকাটি PSR J1748-2446ad, প্রতি মিনিটে 43,000 বার, 0.24c উপরিভাগে রৈখিক গতি দেয়।

Neutron Star

মিল্কিওয়েতে প্রায় 100 মিলিয়ন নিউট্রন তারা রয়েছে বলে ধারণা করা হচ্ছে, এমন একটি চিত্র যা সুপারনোভা বিস্ফোরণ গুনে অনুমান করা হয়| তবে বেশিরভাগ পুরানো এবং ঠান্ডা, এবং নিউট্রন তারা কেবলমাত্র কয়েকটি ক্ষেত্রে সহজেই সনাক্ত করা যায় যেমন তারা যদি পালসার বা বাইনারি সিস্টেমের অংশ হয়। ধীর-ঘোরানো এবং অ-সংশোধনকারী নিউট্রন তারা প্রায় অন্বেষণযোগ্য; তবে, RX J185635−3754 এর হাবল স্পেস টেলিস্কোপ সনাক্তকরণের পর থেকে, কাছাকাছি কয়েকটি নিউট্রন তারা কেবল তাপীয় বিকিরণ নির্গত করে বলে সনাক্ত করা হয়েছে। নরম গামা রিপিটারগুলি এক ধরণের নিউট্রন তারকা বলে ধারণা করা হয় যা খুব শক্ত চৌম্বক ক্ষেত্র, যা চৌম্বক হিসাবে পরিচিত, বা বিকল্পভাবে, চারপাশে জীবাশ্মের ডিস্কযুক্ত নিউট্রন তারা রয়েছে।

Neutron Star

বাইনারি সিস্টেমে নিউট্রন তারকাগুলি একত্রিত হতে পারে যা এক্স-রেতে সাধারণত সিস্টেমকে উজ্জ্বল করে তোলে যখন নিউট্রন নক্ষত্রের উপর পড়া উপাদান হটস্পট তৈরি করতে পারে যা চিহ্নিত এক্স-রে পালসার সিস্টেমগুলিতে এবং দৃষ্টির বাইরে ঘুরতে পারে। অতিরিক্তভাবে, এই জাতীয় আধিকারিকতা পুরানো পালসারকে "পুনর্ব্যবহার" করতে পারে এবং সম্ভবত তথাকথিত মিলিসেকেন্ড পালসার তৈরি করে খুব দ্রুত ঘূর্ণন হারের পক্ষে ভর ও স্পিন-আপ অর্জন করতে পারে। এই বাইনারি সিস্টেমগুলি বিকাশ অব্যাহত রাখবে, এবং শেষ পর্যন্ত সঙ্গীরা নিজেরাই সাদা বামন বা নিউট্রন তারাগুলির মতো কমপ্যাক্ট অবজেক্টে পরিণত হতে পারে, যদিও অন্যান্য সম্ভাবনাগুলি বিলোপ বা সংযুক্তির মাধ্যমে সঙ্গীর সম্পূর্ণ ধ্বংস অন্তর্ভুক্ত। বাইনারি নিউট্রন তারাগুলির সংহতকরণ স্বল্প-সময়ের গামা-রে ফাটার উত্স হতে পারে এবং সম্ভবত মহাকর্ষ তরঙ্গের শক্তিশালী উত্স। 2017 সালে, এই জাতীয় ইভেন্ট থেকে মহাকর্ষীয় তরঙ্গের সরাসরি সনাক্তকরণ করা হয়েছিল এবং মহাকর্ষীয় তরঙ্গগুলি অপ্রত্যক্ষভাবে এমন একটি সিস্টেমেও সনাক্ত করা হয়েছিল যেখানে দুটি নিউট্রন তারা একে অপরকে প্রদক্ষিণ করে।

Our Blogs:

Physics, Mathematics & Mechanical Engineering

Health Benefits of Vegetables & Non-Vegetables

Mathematics eBooks

SSSD Eating Show

SSSD Natural Images

SSSD Entertainment, Entertainment & Entertainment