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।
No comments:
Post a Comment
Kindly do share your opinion about the post, if any.