রাতের আকাশে তাকালেই আমরা শত-সহস্র তারাকে মিটিমিটি জ্বলতে দেখি। শহর থেকে এই অসম্ভব সৌন্দর্য সেভাবে উপভোগ করা যায় না। কিন্তু এই প্রবল আলোকদূষণের হাত পেরিয়ে গ্রামমতন কোনো জায়গা থেকে আকাশে চোখ রাখলেই বুকের গভীরে অন্য রকম এক অনুভূতি টের পাওয়া যায়। তবে বিজ্ঞানীদের কেবল রোমাঞ্চ অনুভব করে বসে থাকলে চলে না। তাঁরা জানতে চান, এই যে এত তারা আকাশে, এরা সবাই কি একই রকম?
এই প্রশ্নের জবাব পেতে মানুষকে দীর্ঘদিন গবেষণা করতে হয়েছে। একসময় এ প্রশ্নের জবাব মিলেছে। জানা গেছে, এই সব রহস্যের চাবিকাঠি লুকিয়ে আছে নক্ষত্রের বর্ণালির মধ্যে। বর্ণালি মানে আলো। নক্ষত্রের বুক থেকে পৃথিবীতে যে আলো আসে, সেটাকে বিশ্লেষণ করে তারাদের গঠন এবং এর মধ্যকার রাসায়নিক পদার্থগুলোর ব্যাপারে জানা যায়। জানা যায়, তারাটির তাপমাত্রা কেমন, কেমন এর আকার-আকৃতি। বিজ্ঞানীরা এভাবে অনেক অনেক তারার বর্ণালি বিশ্লেষণ করার পরে দেখলেন, মহাবিশ্বের আর সবকিছুর মতোই তারাদেরও কয়েকটি ভাগে ভাগ করে ফেলা যায়। করা হলো শ্রেণিবিন্যাস। মাধ্যমিক-উচ্চমাধ্যমিকে আমরা জীবের শ্রেণিবিন্যাস পড়েছি। অনেক অনেক ভাগ, উপভাগ—শ্রেণি, বর্গ, গণ, প্রজাতি—সব মনে রাখতে গিয়ে একেবারে হিমশিম খেয়ে যাওয়ার দশা! তারাদের শ্রেণিবিন্যাসেও এ রকম কিছু ভাগ আছে, তবে এত এত উপভাগ নেই। আর এই ভাগগুলো বুঝে নেওয়া বেশ সহজ।
বর্তমানে নক্ষদের মরগ্যান-কিন্যান (MK) সিস্টেমে বিন্যস্ত করা হয়। এই সিস্টেমে প্রতিটি তারাকে হার্ভার্ড স্পেকট্রাল ক্ল্যাসিফিকেশন বা বর্ণালিভিত্তিক শ্রেণিবিন্যাস ব্যবস্থার কোনো একটি শ্রেণিতে ফেলা হয়। সঙ্গে রোমান সংখ্যা ব্যবহার করে এর দীপ্তি বা পরম উজ্জ্বলতার পরিমাণ বোঝানো হয়।
১৮৭৫ সাল। হার্ভার্ড কলেজ অবজারভেটরিতে তারাদের শ্রেণিবিন্যাস করার একটি প্রকল্প হাতে নেওয়া হয়েছিল। এই কাজে তারা বেশ কয়েকজন নারী জ্যোতির্বিদকে নিয়োগ দিয়েছিল। এর উদ্দেশ্য অবশ্য নারীর ক্ষমতায়ন ছিল না। ছেলেদের চেয়ে মেয়েদেরকে তখন কম টাকায় কাজ করিয়ে নেওয়া যেত, এই হচ্ছে কথা। যা–ই হোক, নক্ষত্রের শ্রেণিবিন্যাস করার জন্য প্রচুর পরিমাণে তারা-বর্ণালির ছবি তোলা হয়। সেই ছবি বিশ্লেষণ করে উইলিয়ামিনা ফ্লেমিং প্রথম তারাদের শ্রেণিবিন্যাস করে একটি তালিকা করেন। এর নাম হেনরি ড্রেপার ক্যাটালগ। নিজের করা তালিকা সাধারণত আরেকজনের নামে নামকরণ করা হয় না। এ ক্ষেত্রে হয়েছিল, কারণ, প্রকল্পে ডাক্তার হেনরি ড্রেপারের বিধবা স্ত্রী মোটা অংকের টাকা সাহায্য দিয়েছিলেন। তালিকাটিকে পরে আরও কিছুটা গুছিয়ে পাঁচ লক্ষের বেশি তারার শ্রেণিবিন্যাসের একটি তালিকা করেন অ্যানি জাম্প ক্যানন। দুই ভদ্রমহিলাই জ্যোতির্বিজ্ঞানের ইতিহাসে এ জন্য অমর হয়ে আছেন।
হার্ভার্ড বর্ণালিভিত্তিক শ্রেণিবিন্যাস ব্যবস্থায় ইংরেজি অক্ষর O, B, A, F, G, K এবং M নামে কিছু শ্রেণি আছে (তালিকা-১)। O হলো সবচেয়ে উত্তপ্ত তারাদের শ্রেণি, আর M হলো সবচেয়ে শীতল তারাদের শ্রেণি। যেসব তারার তাপমাত্রা ২,৪০০-৩,৭০০ কেলভিনের মধ্যে, এরা M শ্রেণির তারা। আবার, যাদের তাপমাত্রা ৩০,০০০ কেলভিনের সমান বা বেশি, এরা O শ্রেণির তারা। সমস্যা হলো, একই শ্রেণির মধ্যেও তো তাপমাত্রার অনেক পার্থক্য আছে। এই সমস্যা সমাধানে আনা হলো উপশ্রেণি 0-9। 0 হলো একটা শ্রেণির মধ্যে সবচেয়ে উত্তপ্ত তারা, আর 9 হলো সবচেয়ে শীতল। যেমন, A0 দিয়ে A শ্রেণির সবচেয়ে উত্তপ্ত তারাদের বোঝায়, আর A9 দিয়ে একই শ্রেণির সবচেয়ে কম উত্তপ্ত তারাদের বোঝায়। পরে এর সঙ্গে লুমিনোসিটি ক্লাস বা দীপ্তির শ্রেণিবিভাগ যুক্ত করা হয় (তালিকা-২)। যেমন, ০ বা Ia+ দিয়ে হাইপারজায়ান্ট বা অতি অতিকায় দানব তারা (এখানে একটা মজার ব্যাপার হলো, রোমান সংখ্যা পদ্ধতিতে I মানে এক। Ia+ দিয়ে আসলে এ ক্ষেত্রে শূন্যকেই বোঝানো হচ্ছে; এটি কোনো রোমান সংখ্যা নয়), I দিয়ে সুপারজায়ান্ট বা অতিদানব তারা ইত্যাদি বোঝায়। ক্রমানুসারে সবচেয়ে অনুজ্জ্বল হলো ক্লাস ডি বা VII শ্রেণির হোয়াইট ডোয়ার্ফ বা সাদা বামন নক্ষত্র।
বর্তমানে যেকোনো তারাকে চেনার জন্য MK ব্যবস্থায় এই তিনটি জিনিসকে একত্রে ব্যবহার করা হয়। যেমন সূর্য একটি G2V শ্রেণির তারা। যেকোনো নক্ষত্রবিজ্ঞানী এটুকু শুনলেই বুঝবেন, এটি মূল সিকোয়েন্স বা মূল ধারার মধ্যকার একটি নক্ষত্র, যার তাপমাত্রা ৫,৮০০ কেলভিনের কাছাকাছি। কথা হলো, এই ‘মূল ধারা’ জিনিসটা কী?
আসলে বিজ্ঞানের মূল লক্ষ্যগুলোর একটি হলো সবকিছুকে যথাসম্ভব এক সুতোয় গাঁথা। তাহলে সব কিছুর মধ্যকার সম্পর্কটুকু যেমন বোঝা যায়, তেমনি এদের কাজকর্মের একটা যৌক্তিক ব্যাখ্যাও পাওয়া যায়। একটু লক্ষ্য করলে বিজ্ঞানের সব শাখাতেই এই ব্যাপার চোখে পড়বে। যেমন রসায়নের পর্যায় সারণি কিংবা পদার্থবিজ্ঞানের সবকিছুর তত্ত্ব। তবে পদার্থবিজ্ঞানীদের আজন্ম সাধ এই সবকিছুর তত্ত্বের খোঁজ এখনো মেলেনি। চারটি মূল বলের তিনটি—শক্তিশালী নিউক্লিয়ার বল, দুর্বল নিউক্লিয়ার বল ও তড়িৎচুম্বক বলকে এক সুতোয় গাঁথা গেলেও মহাকর্ষ আজও জালে ধরা দেয়নি।
সে যা–ই হোক, প্রসঙ্গে ফিরি। নক্ষত্রদের শ্রেণিবিভাগের জন্য ব্যবহৃত সব তথ্যকে এক সুতোয় গাঁথার কাজ করেছে হার্থস্প্রাং–রাসেল রেখাচিত্র, সংক্ষেপে এইচ-আর রেখাচিত্র (H-R Diagram)। হেনরি নরিস রাসেল এবং এজনার হার্থস্প্রাং তারার দীপ্তি আর নক্ষত্রপৃষ্ঠের তাপমাত্রার সম্পর্ক নিয়ে চিন্তা করছিলেন। এ জন্য তারা হার্ভার্ড কলেজের অ্যান্টনিয়া মাউরি নামের আরেক জ্যোতির্বিদের সংগৃহীত তথ্যের সাহায্য নিয়েছিলেন। মাউরির কাজের বিশেষত্ব ছিল—কোন বর্ণালিরেখা কোথায় আছে, শুধু তা-ই নয়, এরা কতটুকু চওড়া—সেটাও তিনি দেখিয়েছিলেন। একই তাপমাত্রার দুটো নক্ষত্রের বর্ণালিরেখা ভিন্ন হওয়ার অর্থ তাদের দীপ্তি বা উজ্জ্বলতা ভিন্ন। এটা হতেই পারে। অনেক ভেবেচিন্তে তাঁরা এই তথ্য একই গ্রাফ বা রেখাচিত্রে বসালেন। তৈরি হলো এইচ-আর রেখাচিত্র।
এই রেখাচিত্রের আনুভূমিক অক্ষে থাকে তারার শ্রেণি, আর লম্ব বরাবর থাকে পরম উজ্জ্বলতা। রেখাচিত্রে তারাদের বসালে দেখা যায়, বেশির ভাগ তারা রেখাচিত্রের এক কর্ণ বরাবর একটি বক্ররেখায় অবস্থান করছে। এই বক্ররেখাই হলো নক্ষত্রের মূল ধারা। সূর্যসহ প্রায় ৯০ শতাংশ তারাই মূল ধারার তারা। এদিকে কিছু তারা ওপরের দিকের ডান কোনায় আছে। তাপমাত্রা একদম কম হলেও এদের উজ্জ্বলতা প্রচণ্ড। এদের নাম রেড জায়ান্ট বা লাল দানব তারা। আবার, নিচের বাঁ কোনার কাছাকাছি আছে কিছু সাদা তারা। তাপমাত্রা বেশি হলেও এই তারাদের উজ্জ্বলতা কম। এরা হলো হোয়াইট ডোয়ার্ফ বা সাদা বামন নক্ষত্র।
এইচ-আর রেখাচিত্র থেকে আমরা নক্ষত্রদের ব্যাপারে বেশ কিছু তথ্য সরাসরি জানতে পারি। যেমন হার্ভার্ড বর্ণালিভিত্তিক শ্রেণিবিন্যাস থেকে তাপমাত্রা এবং অন্যান্য নক্ষত্রের মধ্যে তার অবস্থান কোথায়—এটা জানা যায়। আবার রোমান সংখ্যা থেকে তার দীপ্তি বুঝতে পারি। এ ক্ষেত্রে সূর্যের দীপ্তিকে ১ ধরে নিয়ে হিসাব করা হয়। রেখাচিত্র দেখে বোঝা যায়, মূল সিকোয়েন্সে যে তারার উজ্জ্বলতা বেশি, তার আকার বড় এবং ভর বেশি। এর কারণটা খুবই সোজা। যার আকার যত বড়, তার ভর তত বেশি। আবার ভর বেশি হওয়ার অর্থ সেই নক্ষত্রের মহাকর্ষ বলের মান বা টান বেশি। আমরা জানি, এই মহাকর্ষ বল নক্ষত্রপৃষ্ঠের সবকিছুকে নক্ষত্রের কেন্দ্রের দিকে টানে। এই টানের ফলে নক্ষত্রপৃষ্ঠের সবকিছু সংকুচিত হয়ে কেন্দ্রে এসে পড়ার কথা। সেটা যাতে না হয়, নিজের আকার যেন ঠিক থাকে, সে জন্য নক্ষত্র মহাকর্ষের বিপরীত দিকে একটি বল প্রয়োগ করতে চায়। এই বল সে পায় কোথায়? জ্বালানি পুড়িয়ে! নক্ষত্রের বুকে যে ফিউশন বিক্রিয়া হয়, তার ফলে তৈরি হয় প্রবল শক্তি। এই শক্তি নক্ষত্রের বাইরের দিকে, মানে কেন্দ্রের মহাকর্ষের বিপরীতে কাজ করে। বোঝাই যাচ্ছে, যার আকার যত বড়, মানে যার ভর যত বেশি, তাকে কেন্দ্রের মহাকর্ষের সঙ্গে পাল্লা দেওয়ার জন্য তত বেশি শক্তি উৎপন্ন করতে হবে। আর যে নক্ষত্র যত বেশি শক্তি তৈরি করে, তার উজ্জ্বলতাও তত বেশি হয়। ফলে ভর, আকার আর উজ্জ্বলতার মধ্যে একটা সম্পর্ক পাওয়া যায়।
আবার উজ্জ্বলতা বা উৎপন্ন শক্তির সঙ্গে কিন্তু তাপমাত্রারও সম্পর্ক আছে। এখানে একটা মজার ব্যাপার দেখুন, সাধারণত রেখাচিত্রের আনুভূমিক অক্ষ আর লম্বাক্ষ যে বিন্দুতে মেলে, সেই বিন্দুকে শূন্য বিন্দু (০,০) ধরা হয়। এইচ-আর রেখাচিত্রে কিন্তু তা নয়। বরং আনুভূমিক অক্ষ যে বিন্দুতে লম্বাক্ষের সঙ্গে মিলেছে, সেখানে আনুভূমিক অক্ষের মান সবচেয়ে বেশি। যদিও আনুভূমিক অক্ষে O, B, A, F, G, K, M শ্রেণিকে বসানো হয়েছে, মনে রাখতে হবে এরা মূলত তাপমাত্রার কথা বলে। অর্থাৎ আনুভূমিক অক্ষের বাঁ দিকের তারাদের তাপমাত্রা ৩০,০০০ কেলভিনের সমান বা বেশি, আর ডানের তারাদের তাপমাত্রা ক্রমান্বয়ে কমেছে। ফলে দেখা যায়, যে তারার উজ্জ্বলতা যত বেশি, তার তাপমাত্রাও তত বেশি। কারণটা একটু আগেই বলেছি। উজ্জ্বলতা বেশি হওয়ার জন্য নিউক্লিয়ার ফিউশন বিক্রিয়ায় বেশি শক্তি উৎপন্ন করতে হয়। আর বেশি শক্তি উৎপন্ন করলে তাপমাত্রা তো সাধারণত বেশিই হবে, নাকি? এদিক থেকে লাল দানব আর সাদা বামন নক্ষত্রেরা ব্যতিক্রম। সে জন্যই তারা মূল ধারায় জায়গা পায়নি।
এখানে একটি গুরুত্বপূর্ণ ব্যাপার আছে। তারাদের এই যে শ্রেণিবিভাগ—এটি কিন্তু পরিবর্তিত হতে পারে। কোনো তারার জ্বালানি পুড়ে পুড়ে অনেক কমে গেলে তার উজ্জ্বলতা এবং তাপমাত্রাও কমে যাবে। এই জিনিস অবশ্যই ৫-১০ বছরে হয় না। কাজেই চট করে এটা বোঝা যায় না। তবে এইচ-আর রেখাচিত্রের দিকে তাকিয়ে একটুখানি ভাবলেই কিন্তু এটা বোঝা সম্ভব। রেখাচিত্রে যার দীপ্তি বা পরম উজ্জ্বলতা এবং তাপমাত্রা যত বেশি, সে তত ওপরের বাঁ দিকে (বা বক্র রেখাটির ওপরে ও বাঁয়ে) আছে; নাকি? এখন উজ্জ্বলতা আর তাপমাত্রা অনেকটা কমে গেলে তারাটির পক্ষে কিন্তু রেখাচিত্রের আগের জায়গায় থাকা আর সম্ভব নয়। তবে উজ্জ্বলতা ও তাপমাত্রা কমতে কমতে বক্ররেখা ধরে কোনো নক্ষত্র কিন্তু অনেক নিচে নেমে আসবে না। আসলে, জ্বালানি শেষ হয়ে এলে নক্ষত্রের কেন্দ্রের মহাকর্ষের টান আর জ্বালানি পুড়ে উৎপন্ন বাইরের দিকের বলের ভারসাম্য নষ্ট হয়ে যায়। শুরু হয় নক্ষত্রের মৃত্যুপ্রক্রিয়া। সুপারনোভা বা অতিনব তারার বিস্ফোরণ কিংবা কৃষ্ণগহ্বরের মতো আকস্মিক ও গুরুত্বপূর্ণ বিপর্যয় যেমন নেমে আসতে পারে, তেমনি লাল দানবে পরিণত হওয়ার মধ্য দিয়ে ধীরে ধীরে বৈচিত্র্যহীন মৃত্যু ঘটতে পারে নক্ষত্রের। তবে সে অন্য গল্প।
সংক্ষেপে পুরো ব্যাপারটা এমন: মূল ধারায় তিন ধরনের তারা দেখা যায়—নীল, হলুদ এবং লাল। নীল তারারা আকারে বড়, প্রচণ্ড উত্তপ্ত এবং অনেক উজ্জ্বল। এদের ভর ২০০ সৌরভর পর্যন্ত হতে পারে। হলুদ তারারা সবকিছুতেই মাঝামাঝি অবস্থানে আছে। এদের ভর সূর্যের কাছাকাছি। আর লাল তারারা খুবই ছোট, অনুজ্জ্বল এবং তারাদের মধ্যে সবচেয়ে শীতল। এদের ভর সর্বনিম্ন ০.১ সৌরভরের মতো হতে পারে।
মূল ধারার বাইরে আছে মূলত লাল দানব আর সাদা বামন নক্ষত্ররা। লাল এবং দানবাকৃতির হলেও এরা বেশ শীতল। ভর ০.৩ থেকে ০.৮ সৌরভরের মতো। এদিকে সাদা বামনেরা ছোট হলেও এদের ঝাল (পড়ুন উত্তাপ) বেশি। এদের ভর ০.২ থেকে ১.৩ সৌরভরের মতো হতে পারে।
দূর আকাশে মিটমিট করে চলা প্রতিটি নক্ষত্রের অনেক অনেক কিছু বলার আছে। আলোর চিরকুটে সে আমাদের এসব গল্পই বলে। ভাবতে অবাক লাগে না, এই পৃথিবীতে বসেই আমরা মহাবিশ্বের সব নক্ষত্রকে একটি ছোট্ট রেখাচিত্রে নিয়ে এসেছি? তাদের গল্পের সাধারণ কাঠামোটি ধরে ফেলেছি? ভাবলে বোঝা যায়, নক্ষত্রের মিটমিটি আলোর চেয়ে পৃথিবীর বিজ্ঞানীদের কাজকর্ম আসলে কোনো অংশেই কম বিস্ময়কর নয়!
লেখক: শিক্ষার্থী, কম্পিউটার সায়েন্স অ্যান্ড ইঞ্জিনিয়ারিং, ড্যাফোডিল ইন্টারন্যাশনাল ইউনিভার্সিটি