Stellar mass
নাক্ষত্রিক ভর হল একটি বাক্যাংশ যা জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা একটি তারার ভর বর্ণনা করতে ব্যবহার করেন। এটি সাধারণত সৌর ভরের অনুপাত হিসাবে সূর্যের ভরের পরিপ্রেক্ষিতে গণনা করা হয়। তাই, উজ্জ্বল তারা সিরিয়াস চারপাশে রয়েছে। একটি তারার ভর তার জীবদ্দশায় পরিবর্তিত হবে কারণ নাক্ষত্রিক বাতাসের সাথে ভর হারিয়ে যায় বা স্পন্দনশীল আচরণের মাধ্যমে নির্গত হয়, বা যদি অতিরিক্ত ভর বৃদ্ধি পায়, যেমন একটি সহচর তারা থেকে। বৈশিষ্ট্য তারা কখনও কখনও তাদের বিবর্তনীয় আচরণের উপর ভিত্তি করে ভর দ্বারা গোষ্ঠীভুক্ত হয় যখন তারা তাদের পারমাণবিক ফিউশন জীবনকালের শেষের দিকে পৌঁছায়। 0. 0 এর নিচে ভর সহ খুব কম ভরের নক্ষত্রগুলি অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট শাখায় (এ. জি. বি) প্রবেশ করে না তবে সরাসরি সাদা বামনগুলিতে বিবর্তিত হয়। (অন্তত তত্ত্বগতভাবে, এই ধরনের নক্ষত্রগুলির জীবনকাল যথেষ্ট দীর্ঘ-আজ অবধি মহাবিশ্বের বয়সের চেয়ে দীর্ঘ-যে এখনও পর্যন্ত কারোরই এই পর্যায়ে বিবর্তিত হওয়ার এবং পর্যবেক্ষণ করার সময় হয়নি।) প্রায় 1.8-2.2 (গঠনের উপর নির্ভর করে) এর নিচে ভর সহ নিম্ন-ভরের তারা এ. জি. বি-তে প্রবেশ করে, যেখানে তারা একটি অবক্ষয়িত হিলিয়াম কোর তৈরি করে। মধ্যবর্তী ভরের নক্ষত্রগুলি হিলিয়াম ফিউশনের মধ্য দিয়ে যায় এবং একটি ক্ষয়প্রাপ্ত কার্বন-অক্সিজেন কোর তৈরি করে। বিশাল নক্ষত্রের সর্বনিম্ন ভর 5-10। এই নক্ষত্রগুলি কার্বন ফিউশনের মধ্য দিয়ে যায়, তাদের জীবন একটি মূল-পতন সুপারনোভা বিস্ফোরণে শেষ হয়। নাক্ষত্রিক পতনের ফলে সৃষ্ট কৃষ্ণগহ্বরকে নাক্ষত্রিক-ভরযুক্ত কৃষ্ণগহ্বর বলা হয়। একটি তারার ব্যাসার্ধ এবং ভরের সংমিশ্রণ পৃষ্ঠের মাধ্যাকর্ষণ নির্ধারণ করে। প্রধান অনুক্রম তারার তুলনায় দৈত্য তারাগুলির পৃষ্ঠের মাধ্যাকর্ষণ অনেক কম, অন্যদিকে সাদা বামনদের মতো অবক্ষয়িত, কম্প্যাক্ট তারার ক্ষেত্রে বিপরীত হয়। পৃষ্ঠের মাধ্যাকর্ষণ একটি তারার বর্ণালীর চেহারা প্রভাবিত করতে পারে, উচ্চ মাধ্যাকর্ষণ শোষণ রেখার সম্প্রসারণ ঘটায়। পরিচিত সবচেয়ে বিশাল নক্ষত্রগুলির মধ্যে একটি হল ইটা ক্যারিনে, যার আয়ু খুব কম-সর্বাধিক কয়েক মিলিয়ন বছর। আর্চেস ক্লাস্টারের একটি গবেষণা থেকে জানা যায় যে এটি মহাবিশ্বের বর্তমান যুগে তারার জন্য সর্বোচ্চ সীমা। এই সীমার কারণ সঠিকভাবে জানা যায়নি, তবে এটি আংশিকভাবে এডিংটন আলোকসজ্জার কারণে যা সর্বাধিক পরিমাণে আলোকসজ্জাকে সংজ্ঞায়িত করে যা কোনও নক্ষত্রের বায়ুমণ্ডলের মধ্য দিয়ে মহাকাশে গ্যাসগুলি নির্গত না করে যেতে পারে। যাইহোক, আরএমসি 136এ স্টার ক্লাস্টারে আর136এ1 নামে একটি নক্ষত্রের পরিমাপ 215 করা হয়েছে, যা এই সীমাটিকে প্রশ্নবিদ্ধ করেছে। একটি গবেষণায় নির্ধারণ করা হয়েছে যে, R136-এ 150-এর চেয়ে বড় তারাগুলি ঘনিষ্ঠ বাইনারি সিস্টেমে বিশাল তারার সংঘর্ষ এবং একত্রীকরণের মাধ্যমে তৈরি হয়েছিল, যা 150-এর সীমাকে পাশ কাটিয়ে যাওয়ার একটি উপায় প্রদান করে। বিগ ব্যাং-এর পরে গঠিত প্রথম নক্ষত্রগুলি লিথিয়ামের চেয়ে ভারী উপাদানগুলির সম্পূর্ণ অনুপস্থিতির কারণে 300 বা তার বেশি বড় হতে পারে। এই প্রজন্মের সুপারম্যাসিভ, জনসংখ্যা III তারা দীর্ঘকাল বিলুপ্ত, এবং বর্তমানে শুধুমাত্র তাত্ত্বিক। বৃহস্পতির ভরের মাত্র 93 গুণ বা. 09 সহ, এবি ডোরাডাস সি, এবি ডোরাডাস এ-এর সহচর, তার কেন্দ্রে পারমাণবিক সংমিশ্রণের মধ্য দিয়ে যাওয়া সবচেয়ে ছোট পরিচিত তারা। সূর্যের অনুরূপ ধাতবতার নক্ষত্রগুলির জন্য, তাত্ত্বিক ন্যূনতম ভর থাকতে পারে এবং এখনও কেন্দ্রে ফিউশনের মধ্য দিয়ে যেতে পারে, যা প্রায় 75টি বলে অনুমান করা হয়। ধাতবত্ব যখন খুব কম হয়, তবে সাম্প্রতিকতম ক্ষুদ্রতম তারাগুলির গবেষণায় দেখা গেছে যে সর্বনিম্ন তারার আকার সৌর ভরের প্রায় 8.3% বা প্রায় 87% বলে মনে হয়। ছোট দেহগুলিকে বাদামী বামন বলা হয়, যা তারা এবং গ্যাস দৈত্যের মধ্যে একটি দুর্বলভাবে সংজ্ঞায়িত ধূসর অঞ্চল দখল করে। পরিবর্তন সূর্য তড়িৎচুম্বকীয় শক্তির নির্গমন এবং সৌর বায়ুর সাথে পদার্থের নির্গমনের মাধ্যমে ভর হারাচ্ছে। এটি প্রায় প্রতি বছর বহিষ্কৃত হচ্ছে। সূর্য যখন লাল দৈত্য পর্যায়ে প্রবেশ করবে তখন ভর হ্রাসের হার বৃদ্ধি পাবে, যখন এটি লাল-দৈত্য শাখার প্রান্তে পৌঁছাবে তখন y−1 এ আরোহণ করবে। সূর্য একটি গ্রহের নীহারিকা তৈরি করার সাথে সাথে 10−5 থেকে 10−4 y−1 হারে শীর্ষে ওঠার আগে এটি অ্যাসিম্পটোটিক দৈত্য শাখায় y−1-এ উন্নীত হবে। সূর্য যখন একটি অধঃপতিত সাদা বামন হয়ে উঠবে, তখন এটি তার প্রারম্ভিক ভরের 46 শতাংশ হারাবে। তথ্যসূত্র গণসমাবেশ