আজ থেকে প্রায় 13.8 বিলিয়ন বছর আগে ঘটেছিলো বিগব্যাং। তার অন্তত 100 মিলিয়ন বছর পরে প্রথম নক্ষত্রগুলি গঠিত হয়। তখন থেকেই মহাবিশ্ব তারার আলোয় প্লাবিত হয়েছে। যখন পর্যাপ্ত পরিমাণে পদার্থ (অধিকাংশ ক্ষেত্রে হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম গ্যাস) একত্রিত হয়ে একক এবং কম্প্যাক্ট বস্তুতে পরিণত হয়, তখন অবশ্যই তার কেন্দ্রে নিউক্লিয়ার ফিউশন ঘটে, যা একটি সত্যিকারের নক্ষত্রের জন্ম দেয়।
কিন্তু সময় যায় এবং ফিউশন চলতে থাকে, অবশেষে সেই তারার জ্বালানি শেষ হয়ে যায়। কখনও কখনও নক্ষত্রটি যথেষ্ট বিশাল হয় যার ফলে অতিরিক্ত ফিউশন বিক্রিয়া ঘটে। তবে কিছু সময় পরে তাও বন্ধ হয়ে যায়। এমনকি যখন একটি সাধারণ তারকার জীবনকাল শেষ হয়, তবুও তাদের অবশিষ্টাংশগুলি 'জ্বলতে' থাকে। প্রকৃতপক্ষে ব্ল্যাক হোল ছাড়া সর্বকালের (এমনকি সেই প্রথম তারকাগুলি সহ) প্রতিটি নক্ষত্রের অবশিষ্টাংশ আজও জ্বলজ্বল করে। প্রথম তারাটির সত্যিকারের অন্ধকার হয়ে যাওয়ার জন্য আমাদের কতদিন অপেক্ষা করতে হবে? তার গল্পই আজ বলবো।
শুরু হয় গ্যাসীয় মেঘ থেকে। যখন আণবিক গ্যাসের মেঘ তার নিজস্ব মাধ্যাকর্ষণে ভেঙে পড়ে, তখন সর্বদা এমন কয়েকটি অঞ্চল থাকে যেগুলি অন্যদের তুলনায় একটু বেশি ঘনত্ব থেকে শুরু হয়। প্রতিটি স্থানের পদার্থ তার দিকে আরও বেশি করে পদার্থকে আকৃষ্ট করার জন্য যথাসাধ্য চেষ্টা করে, কিন্তু এই বেশি ঘনত্বপূর্ণ অঞ্চলগুলি অন্য সকলের চেয়ে বেশি দক্ষতার সাথে বস্তুকে আকর্ষণ করে। এখন যেহেতু মহাকর্ষীয় পতন একটি রান-আ্যওয়ে প্রক্রিয়া (runaway process), আপনি যত বেশি বস্তুকে আপনার আশেপাশে আকর্ষণ করবেন, তত দ্রুত অতিরিক্ত পদার্থ তার দিকে প্রবাহিত হবে।
একটি আণবিক মেঘকে একটি বৃহৎ, ছড়িয়ে থাকা অবস্থা থেকে তুলনামূলকভাবে একত্রিত হয়ে ভেঙে পড়া অবস্থায় যেতে কয়েক মিলিয়ন বছর সময় লাগতে পারে। তবে ঘন গ্যাসের ধ্বসে পড়া অবস্থা থেকে নক্ষত্রের একটি নতুন ক্লাস্টারে যাওয়ার প্রক্রিয়া, যেখানে সবচেয়ে ঘনত্ব অঞ্চলগুলি তাদের কোরে ফিউশন জ্বালায়, সেই অবস্থায় যেতে মাত্র কয়েক লক্ষ বছর সময় নেয়।
নক্ষত্রের রঙ, উজ্জ্বলতা এবং ভরের প্রচুর বৈচিত্র্য থাকে। একটি নক্ষত্রের জীবনচক্র এবং তার পরিণতি তার জন্মের মুহূর্ত থেকে নির্ধারিত হয়। আপনি যখন নক্ষত্রগুলির একটি নতুন ক্লাস্টারকে পর্যবেক্ষণ করেন, তখন সবচেয়ে সহজে লক্ষ্য করা যায় উজ্জ্বলতমগুলি, যেগুলি সবচেয়ে বড়োও হতে পারে৷ এইগুলি হল সবচেয়ে উজ্জ্বল, নীল রঙের, সবচেয়ে উষ্ণতম নক্ষত্র। যাদের ভর আমাদের সূর্যের কয়েক শতগুণ এবং উজ্জ্বলতা লক্ষ লক্ষ গুণ হতে পারে।
সবথেকে উজ্জ্বল নক্ষত্রগুলি সবচেয়ে দর্শনীয় দেখালেও, এইগুলি সংখ্যায় বিরল। এই নক্ষত্রগুলি সমস্ত পরিচিত মোট নক্ষত্রের 1% এরও কম। এরা স্বল্পস্থায়ী নক্ষত্র, কারণ তারা 1 মিলিয়ন থেকে 2 মিলিয়ন বছরের কম সময়ের মধ্যে তাদের কেন্দ্রের সমস্ত পারমাণবিক জ্বালানী (সমস্ত বিভিন্ন পর্যায়ে) পুড়িয়ে ফেলে।
যখন এই সবথেকে উজ্জ্বল এবং সবচেয়ে বৃহৎ নক্ষত্রগুলির জ্বালানি শেষ হয়ে যায় তখন সেগুলো Type II সুপারনোভা বিস্ফোরণে ধ্বংস হয়ে যায়। যখন এটি ঘটে, তখন অভ্যন্তরীণ কোরটি বিস্ফোরিত হয়, একটি নিউট্রন তারকা (নিম্ন ভরের কেন্দ্রের জন্য) অথবা একটি ব্ল্যাক হোলে (উচ্চ ভরের কেন্দ্রের জন্য) ভেঙে পড়ে এবং বাইরের স্তরগুলিকে আন্তঃনাক্ষত্রিকে মাধ্যমে (interstellar medium) ফিরিয়ে দেয়।
এই সমৃদ্ধ গ্যাসগুলি ভবিষ্যত প্রজন্মের নক্ষত্র ও গ্রহ, জৈব অণু এবং জীবন তৈরির জন্যও প্রয়োজনীয় ভারী উপাদান সরবরাহ করে। বিজ্ঞানীদের অনুমান যে নক্ষত্রের অন্তত তিনটি পূর্ববর্তী প্রজন্মের আণবিক গ্যাসীয় মেঘ থেকে অবশেষে আমাদের সূর্য এবং সৌরজগতের জন্ম হয়েছে।
যদি একটি সুপারম্যাসিভ নক্ষত্রের পতন থেকে একটি ব্ল্যাক হোল তৈরি হয় তবে এটি অন্ধকারে যাওয়ার জন্য খুব বেশি অপেক্ষা করতে হবে না। প্রকৃতপক্ষে সংজ্ঞা অনুসারে, ব্ল্যাক হোল অবিলম্বে প্রায় পুরোপুরি "কালো" হয়ে যায়। একবার নক্ষত্রের কোরটি পর্যাপ্তভাবে ভেঙে গিয়ে একটি ঘটনা দিগন্ত (event horizon) তৈরী হয়ে গেলে ভিতরের সমস্ত কিছু সেকেন্ডের একটি ভগ্নাংশে এককতায় (singularity) ভেঙে পড়ে। যেকোন অবশিষ্ট তাপ, আলো, বিকিরণ বা কোরের যেকোন শক্তি কেবল সিঙ্গুলারিটিতে যোগ হয়। এটি থেকে আর কোনও আলো আর কখনও নির্গত হবে না, কেবল ব্ল্যাক হোলের চারপাশের ইভেন্ট হরাইজন বা ঘটনা দিগন্তের ঠিক বাইরে থেকে হকিং বিকিরণের আকারে ব্ল্যাক হোল ক্ষয়িত হয়।
কিন্তু প্রতিটি বৃহদাকার নক্ষত্র ব্ল্যাক হোল গঠন করে না। যেগুলি নিউট্রন নক্ষত্র গঠন করে তারা একটি সম্পূর্ণ ভিন্ন গল্প বলে। একটি নিউট্রন তারকা একটি নক্ষত্রের কেন্দ্রে সমস্ত শক্তির প্রভাবে অবিশ্বাস্যভাবে দ্রুত ভেঙে পড়ে। এর মধ্যে তাপমাত্রা দ্রুত হারে বাড়তে থাকে।
লোহা, নিকেল, কোবাল্ট, সিলিকন এবং সালফারের প্রায় এক মিলিয়ন কিলোমিটার ব্যাস বিশিষ্ট কেন্দ্র সেকেন্ড থেকে মিনিটের ব্যবধানে প্রায় 16 থেকে 20 কিলোমিটার ব্যাস বিশিষ্ট একটি বলের মতো আকারে ভেঙ্গে পড়ে। এর ঘনত্ব quadrillion ফ্যাক্টরে বৃদ্ধি পায়, অর্থাৎ 10^15 গুণ! এরসাথে পাল্লা দিয়ে তাপমাত্রাও ব্যাপকভাবে বৃদ্ধি পায়। পৃষ্ঠদেশে তাপমাত্রা হয় প্রায় 10^6 কেলভিন এবং কেন্দ্রে তাপমাত্রা বেড়ে গিয়ে প্রায় 10^12 কেলভিনে পৌঁছে যায়। আর এখান থেকেই শুরু হয় গুরুত্বপূর্ণ প্রশ্ন।
সমস্ত শক্তি একটি ভেঙে পড়া নক্ষত্রের মধ্যে এইভাবে সঞ্চিত রয়েছে এবং এর পৃষ্ঠটি এতটাই উত্তপ্ত যে এটি কেবল বর্ণালীর দৃশ্যমান অংশে নীলাভ সাদাতে জ্বলে না, বেশিরভাগ শক্তি দৃশ্যমান বা এমনকি অতিবেগুনিও নয়, এটি এক্স-রে শক্তি! এই বস্তুর মধ্যে প্রচুর পরিমাণে শক্তি সঞ্চিত রয়েছে, তবে সেই শক্তিকে মহাবিশ্বে ছেড়ে দেওয়ার একমাত্র উপায় হল এর পৃষ্ঠতল থেকে। এবং সেই নিউট্রন তারকার পৃষ্ঠের ক্ষেত্রফল খুব ছোট। তাহলে একটি নিউট্রন তারকা ঠান্ডা হতে কতো সময় লাগবে?
এর উত্তর জানতে গেলে আমাদের একটা অন্য বিষয় জানতে হবে। তা হলো Neutrino Cooling. যখন ফোটন (বিকিরণ) স্বাভাবিক ব্যারিওনিক পদার্থ দ্বারা আবদ্ধ থাকে, তখন যদি নিউট্রিনো উৎপন্ন হয়, তা সম্পূর্ণ নিউট্রন নক্ষত্রের মধ্য দিয়ে নির্বিঘ্নে যেতে পারে। এই ক্ষেত্রে, নক্ষত্রের কেন্দ্র থেকে নিউট্রিনো নির্গমনের মাধ্যমে মহাকাশে উল্লেখযোগ্য পরিমাণে শক্তি পরিবাহিত হতে পারে। বিজ্ঞানীরা হিসাব করে দেখেছেন একটি নিউট্রন নক্ষত্র যথেষ্ট পরিমাণে ঠান্ডা হতে (তা থেকে নির্গত বিকিরণের তরঙ্গদৈর্ঘ্য দৃশ্যমান আলোর তরঙ্গ দৈর্ঘ্যের চেয়ে কম হতে) অন্তত 10^16 বছর সময় লাগবে, যা মহাবিশ্বের বর্তমান বয়সের প্রায় এক মিলিয়ন গুণ বেশি! কিন্তু এই ঠান্ডা হওয়ার প্রক্রিয়া যদি সামান্য ধীর গতিতে চলে তবে নিউট্রন নক্ষত্র ঠান্ডা হতে 10^20 বছরেরও বেশী সময় লেগে যেতে পারে।
তবে অন্যান্য নক্ষত্ররা আরও দ্রুত অন্ধকার হয়ে যাবে। অধিকাংশ নক্ষত্র সুপারনোভাতে পরিণত হয় না। বরং, তাদের জীবনের শেষে একটি শ্বেত বামন নক্ষত্রে সংকুচিত হয়। একটি সুপারনোভার ফলে নিউট্রন তারকা অথবা ব্ল্যাক হোল উৎপন্ন হওয়ার তুলনায় অনেক ধীরে এই প্রক্রিয়া সংঘটিত হয়। এটি কয়েক সেকেন্ড থেকে মিনিটের পরিবর্তে দশ থেকে কয়েক হাজার বছর সময় নেয়। কিন্তু এটি এখনও নক্ষত্রের কেন্দ্রে প্রায় সমস্ত তাপকে আটকে রাখার জন্য যথেষ্ট দ্রুতগতি সম্পন্ন।
একটি নিউট্রন তারকা ঠান্ডা হওয়ার চেয়ে একটি শ্বেত বামন তারকার ঠান্ডা হওয়ার মূল পার্থক্য হলো কেন্দ্রের তাপ মাত্র 16 কিলোমিটার ব্যাসের একটি গোলকের ভিতরে আটকে রাখার পরিবর্তে শ্বেত বামনের মধ্যে পৃথিবীর চেয়ে সামান্য বড়ো আকার বিশিষ্ট গোলকের মধ্যে আটকে পড়ে। সেই আকার নিউট্রন নক্ষত্রের চেয়ে প্রায় হাজার গুণ বড়ো। এর মানে হল যে এই শ্বেত বামনগুলির তাপমাত্রা যদিও খুব বেশি হতে পারে (এক লক্ষ কেলভিনের বেশি), সেগুলি নিউট্রন নক্ষত্রের চেয়ে অনেক দ্রুত শীতল হয়।
শ্বেত বামন নক্ষত্রে নিউট্রিনো নির্গমন খুবই নগন্য। অর্থাৎ পৃষ্ঠতলের উপর দিয়ে বিকিরণই একমাত্র প্রভাব যা এক্ষেত্রে গুরুত্বপূর্ণ। বিজ্ঞানীদের হিসাবে সূর্য যে ধরনের শ্বেত বামন নক্ষত্রের উৎপাদন করবে তা শীতল হতে প্রায় 10^14 থেকে 10^15 বছর সময় লাগবে। এখানে "শীতল" হওয়া মানে পরম শূন্য তাপমাত্রার মাত্র কয়েক ডিগ্ৰি উপরে।
এর মানে হল যে প্রায় 10 ট্রিলিয়ন বছর বা মহাবিশ্বের বর্তমান বয়সের প্রায় 1,000 গুণ পরে, একটি শ্বেত বামনের পৃষ্ঠের তাপমাত্রা এতো কমে যাবে যাতে এটি দৃশ্যমান আলোর বর্ণালীর বাইরে থাকে। এই অনেক সময় পেরিয়ে গেলে, মহাবিশ্ব একেবারে নতুন ধরণের বস্তুর অধিকারী হবে, তা হলো একটি কৃষ্ণ বামন (black dwarf) নক্ষত্র।
আমাদের মহাবিশ্বে কোথাও কোনোও কৃষ্ণ বামন নেই। মহাবিশ্ব এটির জন্য খুব কম বয়সী। প্রকৃতপক্ষে বিজ্ঞানীদের অনুমান অনুসারে এই মহাবিশ্বে প্রথম তৈরী হওয়ার পর থেকে শীতলতম শ্বেত বামনরা তাদের মোট তাপের 0.2% এরও কম হারিয়েছে। একটি ছোট্ট সাদা বামন যার পৃষ্ঠদেশের তাপমাত্রা 30,000 কেলভিনে তৈরি হয়েছে, এর মানে হল এর তাপমাত্রা এখনও কমপক্ষে 29,960 কেলভিন। এই ঘটনা আমাদের বলে, আমরা যদি একটি সত্যিকারের অন্ধকার নক্ষত্রের জন্য অপেক্ষা করি তবে আমাদের অনেক দীর্ঘ সময় যেতে হবে।
আমরা বর্তমানে আমাদের মহাবিশ্বকে নক্ষত্র দ্বারা পরিপূর্ণ হিসাবে দেখতে পাই। সেগুলি বিশাল দূরত্ব দ্বারা বিচ্ছিন্ন বিভিন্ন গ্যালাক্সিতে বন্টিত হয়ে রয়েছে। কিন্তু সময়ের সাথে সাথে আমাদের লোকাল গ্ৰুপের গ্যালাক্সিগুলি হয়তো একটি একক গ্যালাক্সিতে একত্রিত হয়ে যাবে। যে সমস্ত নক্ষত্র এখন বেঁচে রয়েছে তাদের বেশিরভাগই অনেক আগেই পুড়ে যাবে। তখনও বেঁচে থাকা নক্ষত্রগুলি প্রায় একচেটিয়াভাবে সর্বনিম্ন ভরের নক্ষত্র হবে, সব থেকে লাল এবং আবছা তারা। আর এর বাইরে? শুধুমাত্র অন্ধকার, ডার্ক এনার্জি অনেক আগেই অন্য সমস্ত গ্যালাক্সিকে দূরে ঠেলে দেবে।
এবং তবুও এই সমস্ত কিছুর মধ্যে, একটি নতুন ধরণের বস্তু প্রথমবারের মতো আসবে। যদিও আমরা কখনই তাকে দেখতে বা অনুভব করতে পারবো না, তবুও আমরা মোটামুটিভাবে জানি যে সেগুলি বিদ্যমান থাকবে, কীভাবে এবং কখন সেগুলি আসবে।
লিখাঃ সরোজ নাগ।
তথ্যসূত্র - 1) Cooling rates of neutron stars and the young neutron star in the Cassiopeia A supernova remnant. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 411, Issue 3, March 2011
2) NASA.
চিত্র পরিচিতি – কৃষ্ণ বামন নক্ষত্রের কল্পিত ছবি। সৌজন্যে Wikimedia Commons