সর্বাধিক চরম তাপমাত্রা (গরম এবং ঠান্ডা উভয়) নক্ষত্রগুলি সনাক্ত করা হয়েছে? তারাগুলির চিহ্নিত তাপমাত্রার জন্য কি কোনও উচ্চ এবং নিম্ন সীমা রয়েছে?
সর্বাধিক চরম তাপমাত্রা (গরম এবং ঠান্ডা উভয়) নক্ষত্রগুলি সনাক্ত করা হয়েছে? তারাগুলির চিহ্নিত তাপমাত্রার জন্য কি কোনও উচ্চ এবং নিম্ন সীমা রয়েছে?
উত্তর:
উত্তরটি "তারকা" হিসাবে আপনি কী বিবেচনা করতে চান তার উপর নির্ভর করে। যদি আপনি কেবল মুখ্য অনুক্রমের নক্ষত্রের কথা ভাবছেন , তবে আপনি কেবল ধ্রুপদী স্টার্লার প্রকারের চিঠিগুলি " ওবিএফজি কেএম " (যা "LTY" অক্ষরের সাথে শীতলতম বাদামী বামনগুলিকে সামঞ্জস্য করার জন্য তুলনামূলকভাবে প্রসারিত হয়েছে ) উল্লেখ করতে পারেন, যেখানে ও-তারকারা হটেস্ট তারকা (~ 30,000 কে) এবং ওয়াই-তারাগুলি হ'ল শীতল, তথাকথিত "ঘর-তাপমাত্রা" তারকা (~ 300 কে)।
স্ব-গ্র্যাভিটিটিং, বায়বীয় পদার্থগুলি প্রায় 13 বৃহস্পতির জনগণের নীচে ডিউটিরিয়ামকে ফিউজ করতে অক্ষম, এবং এভাবে কেবল ধীরে ধীরে ধীরে ধীরে ধীরে ধীরে ধীরে ধীরে পড়ে যায় এবং আমাদের সৌরজগতের সমস্ত দৈত্য গ্রহের ক্ষেত্রে এটি হয়। এই বিষয়গুলি 300 কে এর চেয়েও বেশি ঠাণ্ডা হতে পারে তবে তারা প্রযুক্তিগতভাবে তারা নন কারণ তারা পারমাণবিক সংশ্লেষণের মধ্য দিয়ে যায় না।
মূল ক্রম ছেড়ে যাওয়া তারার জন্য, দুটি সম্ভাব্য ফলাফল হ'ল একটি সাদা বামন নক্ষত্র বা নিউট্রন তারকা , উভয়ই অত্যন্ত উত্তপ্ত জন্মগ্রহণ করে: সাদা বামনগুলি surface 10 ^ 9 কে এর তলের তাপমাত্রা নিয়ে জন্মগ্রহণ করে, অন্যদিকে নিউট্রন নক্ষত্রগুলি পৃষ্ঠের সাথে জন্মগ্রহণ করে তাপমাত্রা 10 ^ 12 কে। তবে, সাদা বামন এবং নিউট্রন উভয় তারা বয়সের সাথে সাথেই শীতল হয়, শীতলতম পরিচিত সাদা বামনগুলি ~ 3,000 কে এবং নিউট্রন তারাগুলি 10 ডলার ^ 6 কেতে শীতল হয় ing
সুতরাং আপনার প্রশ্নের প্রথম অংশের উত্তর দেওয়ার জন্য: সর্বাধিক পরিচিততম তারাগুলি হ'ল ওয়াই-স্টার (অর্থাৎ বাদামী বামন) এবং সবচেয়ে পরিচিত তারকারা হ'ল ও-তারা বা তরুণ নিউট্রন তারা, আপনি নির্ভর করে যে বিষয়গুলি মূল ক্রম ছেড়ে গেছে তার উপর নির্ভর করে অথবা না.
এবং কড়া নীচের এবং উপরের সীমা হিসাবে, সবচেয়ে শীতলতম তারা সম্ভবত কালো বামন হতে পারে যা সাদা বামনগুলি দীর্ঘকাল ধরে শীতল হওয়ার পরে পরিণত হয় (> 10 ^ 15 বছর)। হটেস্ট স্টারগুলি সম্ভবত সদ্য জন্মগ্রহণকারী নিউট্রন তারা আমি আগে উল্লেখ করেছি, 10 ^ 12 কে এর চেয়ে বেশি গরম পাওয়া খুব কঠিন কারণ কোনও অতিরিক্ত শক্তি নিউট্রিনো দিয়ে চালিত করা হয়।
এই প্রশ্নের ইতিমধ্যে একটি খুব ভাল উত্তর রয়েছে, আমি কেবল কয়েকটি বিবরণ যুক্ত করতে চাই।
http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBhistory.html
এখানে বলে যে মহাবিশ্বটি যখন 10 diameter -33 সেমি ব্যাস ছিল তখন এর তাপমাত্রা ছিল 10 ^ 32K। অতএব এই মহাবিশ্বের মধ্যে সর্বোচ্চ সর্বোচ্চ তাপমাত্রা পৌঁছনীয় হওয়া উচিত এবং সুতরাং কোনও তারার সর্বাধিক তাপমাত্রা তার নীচে হওয়া উচিত; গিলোচোন উপরে যা বলেছিলেন তা খুব আকর্ষণীয়, নিউট্রিনোগুলি 10 ^ 12K এর উপরে অতিরিক্ত শক্তি বহন করে।
তারার রঙ তার তাপমাত্রা দেয়। এটি আকর্ষণীয় যে আমাদের সূর্যের সাথে তারার করোনার পরিমাণ প্রায় এক মিলিয়ন কে হতে পারে যদিও আমাদের তারার পৃষ্ঠের তাপমাত্রা প্রায় 6000 কে।
http://en.wikipedia.org/wiki/Corona
এছাড়াও, স্টারার কোরগুলিতে হিলিয়ামে হাইড্রোজেন ফিউশনটি 3 মিলিয়ন কে থেকে শুরু হয়, যখন কার্বন ফিউশন 500 মিলিয়ন কে এর উপরে শুরু হয়, এবং সিলিকন ফিউশন তুলনা করার জন্য 2700 মিলিয়ন কে-এর উপরে শুরু হয়।
সবচেয়ে উষ্ণ তারা - এবং এখানে, আমি ধরে নিয়েছি যে "তারা" সাদা বামন, নিউট্রন তারা এবং অন্যান্য বহিরাগত কমপ্যাক্ট অবজেক্টের মতো স্টার্লার অবশেষগুলি বাদ দিয়েছে - সম্ভবত ওল্ফ-রায়েট তারা হাইড্রোজেন হ্রাস দ্বারা চিহ্নিত বৈশিষ্ট্যযুক্ত এক শ্রেণীর হাইড্রোজেন-ঘাটতি তারা এবং লক্ষণীয় কার্বন, নাইট্রোজেন এবং অক্সিজেন লাইন। বিশাল জনসংখ্যা আই সাব-টাইপ সম্ভবত অতিরিক্ত শক্তিশালী স্টার্লার বাতাস সহ প্রাক্তন ও-টাইপ উচ্চ-ভর মূল সিকোয়েন্স তারকা are
গিলোচনের উত্তরে উল্লেখ করা হয়েছে যে ও-টাইপের তারার প্রায়শই প্রায় 30,000 কে-এর তাপমাত্রা থাকে Many হটেস্টের কয়েকটি হ'ল স্মল ম্যাগেলানিক ক্লাউডের বাইনারি AB7 এবং AB8 এর উলফ-রেয়েট উপাদান হতে পারে । উভয়েরই সাধারণ ও-টাইপ সহচর রয়েছে, যা অত্যন্ত উত্তপ্ত। তবে, ওল্ফ-রায়য়েটের উপাদানগুলির সর্বোচ্চ তাপমাত্রা যথাক্রমে 105,000 কে এবং 141,000 কে হতে পারে (উইকিপিডিয়া শেনার এট আল (২০১)) এখানে উদ্ধৃত করে )।
এখন, এখানে সমস্যা। ওল্ফ-রায়েট তারার পছন্দসই নির্ভুলতার তাপমাত্রা নির্ধারণ করা কুখ্যাতভাবে মুশকিল । কেন? ঠিক আছে, এটি মূলত তাদের উজ্জ্বল বাতাস এবং উচ্চ-লোকসানের হারের কারণে। বায়ুমণ্ডল এবং বাতাসের অংশগুলি অপটিকভাবে ঘন, যার অর্থ আমরা অবশ্যই প্রয়োজন যেখানে পর্যবেক্ষণ করতে পারি না যেখানে সাধারণত স্টার্লার অ্যাস্ট্রো ফিজিক্সে মিথ্যা বলা হয়। সুতরাং, আসুন আমরা মনে রাখি যে তালিকাবদ্ধ তাপমাত্রা কিছুটা কম হতে পারে - যদিও ওল্ফ-রায়েট তারকারা এখনও সাধারণ ও-টাইপের তারার চেয়ে বেশ স্পষ্টতর গরম।
এখনও সবচেয়ে উষ্ণ তারা যেগুলি তাদের কোরে ফিউজ করছে তারা হ'ল ওল্ফ-রেয়েট তারা যা ডাব্লুসি অনুক্রমের চূড়ান্ত প্রান্তে রয়েছে, যথাযথভাবে ডাব্লুও তারা হিসাবে শ্রেণিবদ্ধ করা হয়, যা বিশিষ্ট অক্সিজেন নির্গমন রেখা প্রদর্শন করে। সর্বাধিক পরিচিত তারকাটি ডাব্লুআর 102, যার বর্ণালি ধরণের ডাব্লুও 2 এবং 210,000 কেলভিনের পৃষ্ঠের তাপমাত্রা রয়েছে।
ডাব্লুআর 102 এর পরিমাণ 16.7 ডলার সৌর ভর রয়েছে বলে মনে করা হয়। যেহেতু এটি একটি অত্যন্ত বিকশিত ওল্ফ-রায়েট তারকা, তাই এই ভরটির বেশিরভাগ অংশটি চারদিকে একটি খুব পাতলা রেডিয়েটিভ স্তর সহ ফিউজিং কোর দ্বারা গঠিত। রেফারেন্সের জন্য, ও-টাইপ স্টার হওয়ার প্রান্তিকতা প্রায় 16 সৌর জনসাধারণ, সেই ভরটির মাত্র একটি ভগ্নাংশটি ফিউজিং কোর। এর অর্থ হ'ল ডাব্লুআর 102 সম্ভবত জ্যামসে প্রায় 50-60 সৌর জনসাধারণের সাথে শুরু হয়েছিল।
এই মুহুর্তে এটি অজানা যে ডাব্লুও স্টার হওয়ার পরে কোনও বিবর্তনীয় পর্যায় কিনা বা এটি যদি একটি অসাধারণ বিশাল তারকা লাগে যা ডব্লিউএন পর্যায়ে স্থানান্তরিত হওয়ার পরে সরাসরি ডব্লিউওতে যায়। বর্তমানে ডাব্লুও তারার সংখ্যা একক অঙ্কে রয়েছে তাই এই ধরণের তারকাদের সম্পর্কে এখনও অনেক কিছু শিখতে হবে।