যুগলতারা

ডিপথট থেকে
লেখক
কপিলেফ্ট
খান মুহাম্মদ বিন আসাদ
তথ্যসূত্র
Encyclopedia of A&A
প্রাসঙ্গিক অন্যান্য নিবন্ধ
যুগলতারার তালিকা
HD 188753 Ab গ্রহের উপগ্রহ থেকে দেখা কাল্পনিক সূর্যাস্ত। এই গ্রহটি তার উপগ্রহকে নিয়ে একটি ত্রিতারকা জগতের চতুর্দিকে আবর্তন করে, সবচেয়ে উজ্জ্বল তারাটির অর্ধাংশ দিগন্তের একেবারে প্রান্তে দেখা যাচ্ছে।

যুগলতারা (Binary star) বলতে পরস্পরের সাথে মহাকর্ষীয়ভাবে আবদ্ধ, এবং তাদের অভিন্ন ভরকেন্দ্রের চতুর্দিকে পর্যাবৃত্তভাবে আবর্তনরত ২টি তারাকে বুঝানো হয়। এ যাবৎ আবিষ্কৃত তারাগুলোর অর্ধেকেরও বেশি যুগল জগতের বাসিন্দা, এবং যেসব অঞ্চলে প্রায় সকল তারা আবিষ্কৃত হয়েছে সেখানকার ৯০ শতাংশেরও বেশি যুগলবন্দী। যুগল তারা ২টি সাধারণত একই গ্যাসীয় মেঘ থেকে জন্ম লাভ করে, যে কারণে তাদের বয়স ও রাসায়নিক গঠন একই রকম হয়ে থাকে। কিন্তু এর ব্যতিক্রম আছে— ক্ষেত্রবিশেষে মহাকর্ষীয় গ্রেপ্তার প্রক্রিয়ায় যুগলতারা গঠিত হতে পারে, অর্থাৎ ১টি একক তারা অন্য ১টি একক তারাকে মহাকর্ষীয় বন্ধনে বেঁধে ফেলতে পারে, বা ১টি একক তারা ও ১টি যুগল, বা ২টি যুগলের মধ্যেও এমন লেনদেন চলতে পারে; তারাদের পারস্পরিক দূরত্ব কম হওয়ায় বর্তুলাকার স্তবকে এমনটি বেশি দেখা যায়। প্রতি ৫টি তে ১টি যুগলতারা কোনো না কোনো বহুনাক্ষত্রিক জগতের সদস্য, তবে অন্য তারাগুলো যুগলটি থেকে সাধারণত এত দূরে থাকে যে যুগলটির বিবর্তনকে খুব একটা প্রভাবিত করতে পারে না।

বেশ কয়েকটি কারণে যুগলতারা গবেষণা জ্যোতির্বিজ্ঞানে খুব গুরুত্বপূর্ণ। প্রথমত, কেবল যুগলতারাদেরই প্রকৃত ভর নির্ণয় করা যায়, আর ভরই তারার বিবর্তনের সবচেয়ে বড় নিয়ামক। দ্বিতীয়ত, বেশ কিছু জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক প্রক্রিয়া কেবল যুগল তারাদের মাঝেই ঘটতে দেখা যায়, বিশেষ করে নিকটযুগলে (যেখানে তারা ২টি খুব কাছাকাছি থাকায় মাঝেমধ্যে মিথস্ক্রিয়া করে; দূরযুগলের বিপরীত)। তৃতীয়ত, কোনো তারা যদি যুগলের অন্তর্ভুক্ত হয়, তাহলে তার চতুর্দিকে যত্রতত্র গ্রহ থাকতে পারে না, গ্রহদেরকে তার থেকে একটি সর্বনিম্ন দূরত্ব বজায় রাখতে হয়, যার চেয়ে কাছে চলে আসলে সে গ্রহটিকে গিলে ফেলে। এই সীমাবদ্ধতার কারণে যুগলাবর্তী গ্রহদের অবস্থান বেশ নিশ্চিতভাবে নির্ণয় করা যায়।

শ্রেণীবিন্যাস

যুগল-তারাদেরকে প্রধানত ৩টি মানদণ্ড অনুযায়ী শ্রেণীবিভক্ত করা যায়— (ক) তারা যেভাবে আবিষ্কৃত ও অধীত হয়েছে, (খ) তাদের বর্তমান ভৌত অবস্থা, এবং (গ) তাদের বর্তমান বিবর্তনীয় দশা। প্রতিটি যুগল-তারাকেই তাই ৩ ধরণের শ্রেণীর অন্তর্ভুক্ত করা সম্ভব।

আবিষ্কার পদ্ধতিভিত্তিক

আবিষ্কার ও অধ্যয়নের পদ্ধতির উপর ভিত্তি করে যুগল তারাদেরকে নিম্নের শ্রেণীগুলোতে ভাগ করা যায়:

  1. অভিন্ন নিয়ত গতি জোড় (Common proper motion) — দু'টি অনণুভক্ত আলোকবিন্দু আকাশে একসাথে ভ্রমণ করে, কিন্তু তাদের কক্ষীয় পর্যায়কাল অনেক বেশি হওয়ায় কোনো কক্ষীয় গতি দেখা যায় না।
  2. ঐক্ষিক যুগল (Visual) — দু'টি অণুভক্ত তারাকে পরস্পরকে আবর্তন করতে দেখা যায়।
  3. জ্যোতির্মিতিক যুগল (Astrometric) — কেবল ১টি তারা, বা ১টি প্রলম্বিত ছবি দেখা যায়; তারাটির কম্পন বা প্রলম্বিত ছবির বিন্যাসের পরিবর্তন থেকে সঙ্গীটির উপস্থিতি অনুমান করা যায়।
  4. বর্ণালী যুগল (Spectrum) — আপাতদৃষ্টিতে একটি একক তারার ছবির বর্ণালীগ্রামের বিশোষণ রেখাগুলোতে ২টি ভিন্ন তারার বৈশিষ্ট্যের সমন্বয় লক্ষ্য করা যায়।
  5. বর্ণালিবীক্ষণ যুগল (Spectroscopic) — আপাতদৃষ্টিতে একটি একক তারার ছবির বর্ণালীগ্রামে ১ বা ২ সেট বিশোষণ রেখা পাওয়া যায় যাদের অরীয় বেগ পর্যাবৃত্তভাবে পরিবর্তিত হয়।
  6. গ্রহণ যুগল (Eclipsing) — তারা ২টির আবর্তন তল আমাদের দৃষ্টিরেখার তলের এত কাছাকাছি যে, আমরা একটি তারার মাধ্যমে অন্যটির গ্রহণ পর্যবেক্ষণ করতে পারি।

অধিকাংশ যুগল তারাকে একাধিক পদ্ধতিতে পর্যবেক্ষণ করা যায়। যেমন, মায়াবতী একইসাথে বর্ণালিবীক্ষণ ও গ্রহণ যুগল (পর্যায়কাল ৩ দিন), এবং ৭০ অফিয়াকাই একইসাথে ঐক্ষিক ও বর্ণালিবীক্ষণ যুগল (পর্যায়কাল ৮৮ দিন)। সাধারণত, গ্রহণ ও বর্ণালিবীক্ষণ যুগলদের কক্ষপথ সবচেয়ে ছোট, ও আবর্তনকাল সবচেয়ে কম; অন্যদিকে ঐক্ষিক ও সিপিএম যুগলদের ক্ষেত্রে তারাদের পারস্পরিক দূরত্ব ও আবর্তনকাল সবচেয়ে বেশি।

আবর্তনকাল ও কক্ষপথের আকারের ব্যাপ্তি অনেক বিশাল। সাধারণ মূলধারার যুগল তারাদের ক্ষেত্রে আবর্তনকাল কয়েক ঘণ্টা থেকে শুরু করে কয়েক নিযুত বছর, আর তারাদ্বয়ের দূরত্ব সূর্যের ব্যাসার্ধ্যের দ্বিগুণ থেকে শুরু করে প্রায় ০.১ পারসেক পর্যন্ত হতে পারে। তবে মূলধারার বাইরের তারা, যেমন, শ্বেত বামন, নিউট্রন তারা বা কৃষ্ণবিবরের ক্ষেত্রে আবর্তনকাল কয়েক মিনিটও হতে পারে, তবে এরা বেশ ক্ষণস্থায়ী। দূরযুগলকে (তারাদের দূরত্ব অনেক বেশি) মাঝেমাঝে ‘’দ্বৈত তারা’’ (Double star) নামেও ডাকা হয়।

আবর্তনকাল এবং কক্ষপথের পরাক্ষ জানা থাকলে কেপলারের সূত্র দিয়ে যুগল তারা ২টির মোট ভর নির্ণয় করা যায়। তারা ২টির ভর যথাক্রমে <math>M_1</math> ও <math>M_2</math> (সূর্যের ভরের সাপেক্ষে) এবং তাদের আবর্তনকাল ও পরাক্ষ যথাক্রমে P (বছর) ও a (অ্যাই) হলে, কেপলারের গ্রহীয় গতির ৩য় সূত্র অনুযায়ী,

<math>(M_1+M_2)P^2 = a^3</math>

ভরকেন্দ্র থেকে তারা ২টির দূরত্বের অনুপাত, বা তাদের কক্ষীয় বেগের অনুপাত জানা থাকলে, তাদের ভরের অনুপাতও বের করা সম্ভব।

ভৌত অবস্থাভিত্তিক

তারাদের বর্তমান ভৌত অবস্থার উপর ভিত্তি করেও শ্রেণীবিন্যাস করা যায়। ভৌত অবস্থার একটি গুরুত্বপূর্ণ ও পর্যবেক্ষণযোগ্য বহিঃপ্রকাশ হচ্ছে রোশ লতিকা, এর উপর ভিত্তি করে যুগল তারাদেরকে নিম্নের শ্রেণীগুলোতে ভাগ করা যায়:

  1. বিযুক্ত যুগল (Detached) — কোনো তারারই রোশ লতিকা পূর্ণ নয়।
  2. অর্ধযুক্ত যুগল (Semi-detached) — কেবল একটি তারার (সাধারণত লোহিত দানব) রোশ লতিকা পূর্ণ, এবং তা থেকে কিছু পদার্থ <math>L_1</math> বিন্দু দিয়ে অন্যটিতে প্রবাহিত হচ্ছে।
  3. যুক্ত যুগল (Contact) — দু’টি তারারই রোশ লতিকা পূর্ণ।
  4. সহসংবৃত যুগল (Common envelope) — রোশ লতিকা দু’টি পরস্পরের সাথে মিশে তারা ২টির চতুর্দিকে একটি অভিন্ন সংবৃতি বা আবরণ তৈরি করেছে।

<math>L_2</math> বিন্দু পর্যন্ত পৌঁছাতে পারলে যেকোনো গ্যাস যুগল জগতের বন্ধন থেকে মুক্ত হয়ে যেতে পারে, যাওয়ার সময় সে বিপুল পরিমাণ কৌণিক ভরবেগ বহন করে নিয়ে যায় বলে তারকা দু'টি সর্পিল গতি অর্জন করতে পারে। বিযুক্ত যুগলের তারারাও শক্তিশালী নাক্ষত্রিক ঝড়ের মাধ্যমে পদার্থ লেনদেন করতে পারে।

ভৌত অবস্থাভিত্তিক এই শ্রেণীগুলোর সাথে আবিষ্কার পদ্ধতিভিত্তিক শ্রেণীগুলোর সম্পর্ক আছে। যেমন, যুক্ত যুগলের তারা দু'টির ক্ষেত্রে অবশ্যই গ্রহণ দেখা যাবে, সুতরাং তারা একইসাথে গ্রহণ যুগল। অপরদিকে, বিযুক্ত যুগলের তারা ২টি মূলধারার হলে গ্রহণ দেখতে পাওয়ার সম্ভাবনা বেশ কম, আর শ্বেত বামন হলে সম্ভাবনা একেবারেই নেই।

যুগল তারাদের ভর সূর্যের ভরের ০.০৮৫ গুণ থেকে শুরু করে ১০০ গুণ বা তারও বেশি হতে পারে। তাদের বিবর্তনীয় দশাও যেকেনো রকমের হতে পারে— প্রাক-মূলধারা থেকে শুরু করে মূলধারা, লোহিত দানব, মহাদানব, শ্বেত বামন, নিউট্রন তারা হয়ে একেবারে কৃষ্ণবিবর পর্যন্ত কেউই যুগল তৈরিতে কার্পণ্য করে না। কিন্তু যেকোনো ধরণের তারা যেকোনো ধরণের তারার সাথে যুগল গঠন করতে পারে না। যেমন, ৩০ সৌরভরের একটি তারা যতদিনে তার মূলধারার জীবন শেষ করবে, ততদিনে ১ সৌরভরের একটি তারা মূলধারায় পৌঁছুতেই পারবে না, তাই তাদের পক্ষে কখনও যুগল গঠন সম্ভব নয়। দু'টি তারারই বিবর্তনীয় দশা ক্ষণস্থায়ী (যেমন, যুগল শেফালী বিষমতারা), এমন যুগল প্রাকৃতিক কারণেই খুব একটা দেখা যায় না।

বিবর্তনীয় দশাভিত্তিক

যুগল তারাদেরকে বিবর্তনীয় দশার উপর ভিত্তি করে ভাগ করা সবচেয়ে জটিল, কিন্তু যুগলটি সম্পর্কে জানার এটিই সবচেয়ে কার্যকরী উপায়। যুগলটি জীবনচক্রের কোন স্তর পার করছে তার উপর ভিত্তি করে বিভিন্ন জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক গবেষণাপত্রে প্রায় ৫০টির ও বেশি শ্রেণী উল্লেখ করা হয়েছে। কিন্তু সেগুলোর অধিকাংশই বিতর্কিত। বিবর্তনভিত্তিক শ্রেণীগুলোর নাম সাধারণত সে শ্রেণীর আবিষ্কৃত প্রথম তারাটির (নমুনা তারা) নামে রাখা হয়। যেমন,

  • বিটা লাইরি তারা — তুলনামূলক ভারী ও পূর্ণলতিকা তারাটি থেকে তার সঙ্গী তারায় ভর স্থানান্তর মাত্র শুরু হয়েছে এবং বেশ দ্রুত ঘটছে।
  • মায়াবতী বিষমতারা — একটি ক্ষীণায়মান লোহিত দানব থেকে ধীরে ধীরে ভর অপেক্ষাকৃত ভারী হয়ে উঠা সঙ্গী তারাটিতে স্থানান্তরিত হচ্ছে।
  • ভি ৪৭১ টাউরি তারা — একটি শ্বেত ও একটি লোহিত বামনের যুক্ত যুগল, যারা একসময় প্রলয়ংকর বিষমতারা-তে বিবর্তিত হবে।

অধিকাংশ ক্ষেত্রেই নমুনা তারাটিকে সে শ্রেণীর তারার আদর্শ প্রতিনিধি বলা যায় না। কারণ, কোনো শ্রেণীর প্রথম আবিষ্কৃত তারাটি স্বভাবতই অতি উজ্জ্বল বা ব্যতিক্রমধর্মী (যে কারণে অন্য কিছুর বদলে সে প্রথম আবিষ্কৃত হয়েছে) হয়ে থাকে। যেমন, মায়াবতী আসলে একটি ত্রিতয় জগতের সদস্য; আর ভি ৪৭১ টাউরিতে সম্ভবত কিছুটা ভর স্থানান্তর চলছে, যে কারণে সে ব্যতিক্রমী রকমের উজ্জ্বল।

আবিষ্কার ও গবেষণার ইতিহাস

সুপ্রাচীন কাল থেকেই মানুষ কিছু তারাকে পরস্পরের খুব কাছাকাছি থাকতে দেখে যুগলতারা মনে করে আসছে, যেমন, সোমতারাপুনর্বর্সু। কিন্তু এগুলোর অধিকাংশই আসলে আলোক দ্বিতারকা (Optical double)— আমাদের দৃষ্টিরেখা বরাবর বিভিন্ন দূরত্বে অবস্থিত তারা, যাদের মধ্যে কোনো মহাকর্ষীয় সম্পর্ক নেই, কিন্তু আকাশপটে খুব কাছাকাছি অবস্থিত হওয়ায় যুগলতারা ভেবে ভ্রম হয়। আমাদের কাছেপিঠে এমন কোনো যুগল তারাজগৎ নেই যার তারাদ্বয়ের দূরত্ব মানব চক্ষুর রেজল্যুশনের (৩০ আর্কমিনিট) চেয়ে বেশি, তাই খালি চোখে যে যুগলতারা দেখা যাবে না তা বলাই বাহুল্য। দূরবীক্ষণ উদ্ভাবনের পর অবশ্য পরিস্থিতি পাল্টে যায়, ১৬১৭ সালে ইতালীয় জ্যোতির্বিজ্ঞানী বেনেদেত্তো কাস্তেল্লি প্রথম একটি যুগলতারা (বশিষ্ঠ-অরুন্ধতী) আবিষ্কার করেন।

উইলিয়াম হার্শেল প্রথম ১৭৭৫ সালে নিয়মতান্ত্রিক উপায়ে যুগল তারার তালিকা তৈরি শুরু করেন; পরবর্তী ১ দশকে তিনি প্রায় ৭০০ যুগলতারা সনাক্ত করেছিলেন। ১৮২৭ সালে জার্মান জ্যোতির্বিদ ভিলহেল্ম স্ট্রুফে ৩১১০ টি যুগলতারার তালিকা প্রণয়ন করেন। এসব যুগলতারাকে অবশ্য তখন আলোক দ্বিতারকা মনে করা হতো। কারণ, তখন সবাই ভাবত, সকল তারার উজ্জ্বলতা কমবেশী একই, সুতরাং একটি যুগলের ২টি তারার উজ্জ্বলতা যদি ভিন্ন হয় (যা অধিকাংশ ক্ষেত্রেই হতো) তাহলে বুঝতে হবে উজ্জ্বলটি আমাদের অপেক্ষাকৃত কাছে অবস্থিত, আর দূরত্ব বেশি হওয়ার কারণেই অন্যটিকে কম উজ্জ্বল দেখাচ্ছে। কিন্তু, ১৭৬৭ সালে ইংরেজ বহুশাস্ত্রজ্ঞ জন মিচেল কেবল পরিসাংখ্যিক হিসেব-নিকেশের মাধ্যমে দেখিয়েছিলেন যে, এত অধিক সংখ্যক তারার কাকতালীয়ভাবে এক দৃষ্টিরেখায় চলে আসার সম্ভাবনা খুব কম, সুতরাং অনেকগুলোকেই প্রকৃত যুগলতারা হতে হবে।

মিচেলের উপপ্রমেয় হার্শেল ১৮০৪ সালে প্রমাণ করেন। তিনি বিষ্ণুতারার পরস্পরের থেকে ৫ আর্কসেকেন্ড দূরত্বে অবস্থিত ২টি সদস্যকে ব্যবহার করে অপেক্ষাকৃত উজ্জ্বল (ও পূর্বধারণা মতে নিকটবর্তী) সদস্যের লম্বন পরিমাপ করার চেষ্টা করেন। কিন্তু লম্বন মাপতে গিয়ে তিনি মেপে ফেলেন তারাটির কক্ষীয় গতি; প্রমাণিত হয় যে, তারাটি যুগল জগৎটির অভিন্ন ভরকেন্দ্রের চতুর্দিকে আবর্তিত হচ্ছে। তুরীয়ানন্দে হার্শেল তার আবিষ্কারের ঘোষণায় পৌরাণিক রাজা তালুত-কে (সল) স্মরণ করেন, যে তার বাবার রেখে যাওয়া সম্পত্তির খোঁজ করতে গিয়ে একটি পুরো সম্রাজ্য পেয়ে গিয়েছিল। নিউটনীয় মহাকর্ষ অনুসারে যুগল তারাদের কক্ষপথ উপবৃত্তাকার হওয়ার কথা। ১৮২৭ সালে ফরাসি জ্যোতির্বিজ্ঞানী ফেলিক্স সাভারি ক্সি উর্সা ম্যাজরিস তারা পর্যবেক্ষণ করে ঠিক এমন কক্ষপথেরই প্রমাণ পান।

হার্শেলের ছেলে জন যুগলতারার তালিকা সমৃদ্ধ করতে থাকেন, এবং শেষ পর্যন্ত মোট ১০,০০০ হাজার যুগলতারার তথ্য লিপিবদ্ধ করতে সমর্থ হন। বর্তমানে এই সংখ্যাটি ১ লক্ষ ছাড়িয়ে গেছে। কিন্তু, পুরো কক্ষপথ পর্যবেক্ষণ করা হয়েছে এমন যুগলতারার সংখ্যা এখনও মাত্র ১ হাজার, আর খুব নিখুঁতভাবে কক্ষীয় রাশিমালা পরিমাপ করা হয়েছে এমন যুগলতারার সংখ্যা মাত্র কয়েক শত। নিখুঁতভাবে যুগলতারার ভর মাপতে হলে কক্ষপথের বিভিন্ন রাশির মান এবং আমাদের থেকে জগৎটির দূরত্ব ২টোই নিখুঁতভাবে জানতে হয়। এ কারণেই কয়েক শয়ের বেশি যুগলতারার প্রকৃত ভর আমরা জানি না।

প্রথম আবিষ্কৃত জ্যোতির্মিতিক যুগলতারা ছিল লুব্ধকপ্রভাস। জার্মান বিজ্ঞানী ফ্রিডরিশ ভিলহেল্ম বেসেল ১৮৪৪ সালের আগের দশকে আকাশপটে এই ২টি তারার সাইনাকার গতি পর্যবেক্ষণ করার পর প্রস্তাব করেন যে, তারা ২টির প্রত্যেকের প্রায় সমভরের সঙ্গী আছে। মার্কিন জ্যোতির্বিদ অ্যালভেন ক্লার্ক ১৮৬২ সালে এবং জন মার্টিন শেবার্লি ১৮৯৫ সালে যুগল ২টির দৌরবীক্ষণিক পর্যবেক্ষণের পর জানান যে, প্রত্যেকের একটি করে শ্বেত বামন সঙ্গী রয়েছে। প্রথমে জ্যোতির্মিতির মাধ্যমে আবিষ্কৃত অনেক যুগল তারাই এভাবে একসময় ঐক্ষিক যুগলে পরিণত হয়েছে। দূরবীক্ষণের উন্নতির সাথে সাথে ঈক্ষণের সুযোগ অনেক বেড়েছে, আলোক ব্যতিচারবীক্ষণ উদ্ভাবিত হওয়ার পর আগের চেয়ে আরও অনেক কাছাকাছি অবস্থিত যুগলেরও ছবি তোলা সম্ভব হয়েছে।

পরশু মণ্ডলের মায়াবতী নামক বিষমতারাটির আরবি নাম রাস-আল-গুল (লাতিন রূপ Algol), যার অর্থ দানবীর মস্তক। গ্রীক পুরাণে একে মেদুসা নামক এক গর্গনের চোখ বলে কল্পনা করা হতো। আরবি নামটির অর্থ থেকে মনে হয়, আরবরা এর পরিবর্তনশীল উজ্জ্বলতা সম্পর্কে জানত। কিন্তু এই বৈষম্যের প্রথম নথিভুক্ত উল্লেখ পাওয়া যায় ১৬৬৯ সালে জেমিনিয়ানো মোন্তানারি’র এক রচনায়। জন গুডরিক ১৭৮৩ সালে লক্ষ্য করেন যে, এর উজ্জ্বলতার পরিবর্তন পর্যাবৃত্ত, পর্যায়কাল ৬৮ ঘণ্টা। প্রথমে উজ্জ্বলতা কমতে কমতে আদি উজ্জ্বলতার প্রায় এক তৃতীয়াংশে নেমে আসে, এরপর পর্যায়কালের শেষ ১০ ঘণ্টায় আবার স্বাভাবিক অবস্থায় ফিরে যায়। এর কারণ হিসেবে গুডরিক প্রস্তাব করেছিলেন, হয় ঘূর্ণনশীল তারাটির পৃষ্ঠে সৌরকলঙ্কের চেয়ে অনেক বড় ও গভীর কলঙ্ক আছে, নয়ত তার চতুর্দিকে আবর্তনরত অন্য কোনো বস্তুর মাধ্যমে তার গ্রহণ ঘটছে। সে সময় কেবল সূর্য, চাঁদ ও বৃহস্পতির গ্রহণের কথা মানুষের জানা ছিল, তাই এত সাহসী প্রস্তাব তেমন মনোযোগ আকর্ষণ করতে পারেনি।

প্রথম আবিষ্কৃত বর্ণালিবীক্ষণ যুগল আবারও সেই বশিষ্ঠ-অরুন্ধতী। কাস্তেল্লি অনেক আগেই এটি পর্যবেক্ষণ করেছিলেন। হার্ভার্ড কলেজ অবজারভেটরি’র অ্যান্টনিয়া মোরি যুগলটির বর্ণালী বিশ্লেষণ করতে গিয়ে দেখেন, এর একটি বিশোষণ রেখা (আয়নিত ক্যালসিয়াম থেকে আসা “কে” রেখা) মাঝেমধ্যে ২ ভাগে ভাগ হয়ে যায়, এবং বিভাজিত রেখা ২টির দূরত্ব সময়ের সাথে সাথে পরিবর্তিত হয়। মানমন্দিরটির পরিচালক উইলিয়াম পিকারিং ১৮৮৯ সালে আবিষ্কারটির ঘোষণা দেয়ার সময় সঠিকভাবে ব্যাখ্যা করেন যে, এই পর্যাবৃত্ত পরিবর্তনের কারণ পরস্পরকে আবর্তরত প্রায় সমান তাপমাত্রা ও উজ্জ্বলতার ২টি তারার অরীয় বেগ কর্তৃক সৃষ্ট ডপলার সরণ। অরীয় বেগ যখন আমাদের দিকে বিশোষণ রেখাটি তখন নীলের দিকে সরে যায়, আর উল্টো ক্ষেত্রে সরে যায় লালের দিকে। রেখাটির সরণ থেকে তারা ২টির পর্যায়কালও পরিমাপ করা সম্ভব হয়— ৬৬৫ দিন। একই বছর জার্মান জ্যোতির্বিদ হেরমান কার্ল ফোগেল মায়াবতীর বর্ণালীতে এমন সৃতিশীল বিশোষণ রেখা দেখতে পান। এই আবিষ্কারগুলোই গ্রহণ যুগলকে বিজ্ঞানী সমাজে গ্রহণযোগ্য করে তুলে।

এখন পর্যন্ত প্রায় ১০০০ বর্ণালিবীক্ষণ যুগল পাওয়া গেছে। বিশোষণ রেখার ডপলার সরণ থেকে তারাদ্বয়ের বেগ এবং বেগ থেকে তাদের ভর নির্ণয় করা সম্ভব। কিন্তু, আমরা যে বেগ পরিমাপ করি সেটা কেবল মূল কক্ষীয় বেগের প্রক্ষিপ্ত রূপ। প্রকৃত বেগ ও ভর মাপার জন্য দৃষ্টিরেখার সাপেক্ষে যুগলটির নতি জানতে হয়। গ্রহণ যুগলকে অবশ্যই প্রায় পূর্ণাবনত (edge-on) হতে হবে, আর যে সামান্য নতি আছে সেটাও গ্রহণকালীন আলোকরেখা থেকে নিখুঁতভাবে নির্ণয় করা যায়। তাই যেসব যুগল দূরবীক্ষণের সাহায্যে সরাসরি দেখার পক্ষে বড্ড বেশি দূরে তাদের ভর নির্ণয়ের প্রধান উপায় বর্ণালিবীক্ষণ; ভাগ্যক্রমে যদি দূরবর্তী যুগলটি একইসাথে দ্বিরৈখিক বর্ণালিবীক্ষণগ্রহণ যুগল হয় তাহলে নিখুঁতভাবে তার ভর মাপা সম্ভব।

যুগলতারা গবেষণায় পরবর্তী ক্রান্তি আসার জন্য তারার বিবর্তন পুরোপুরি বুঝা খুব দরকার ছিল। ১৯৩৯ সালের পরবর্তী দশকে ঠিক সেটাই ঘটে। আমরা বুঝতে পারি যে, লোহিত দানব তারার বিবর্তনেরই একটি পরিণত দশা, মূলধারার তারার কেন্দ্রে হাইড্রোজেন ফুরিয়ে যাওয়ার পর এমন অবস্থার সৃষ্টি হয়। জানা যায়, একটি তারার মূলধারার আয়ু তার সঞ্চিত জ্বালানীর পরিমাণ (ভর) ও জ্বালানি দহনের হারের (দীপ্তি) অনুপাতের সমানুপাতিক। যেহেতু ভারী তারাদের জ্বালানি দহনের হার বেশি ও সে কারণে আয়ু কম, সেহেতু এই তথ্য থেকে মূলধারার আয়ুর (<math>t_{MS}</math>) একটি গাণিতিক রূপ পাওয়া যায়,

<math>t_{MS} = 10^{10} \text{yr} (M/M_\odot)^{-2.5}</math>

এই সম্পর্ক থেকে অচিরেই জন্ম নেয় বিখ্যাত মায়াবতী কূটাভাস— মায়াবতী এবং তার মতো অন্য অনেক গ্রহণ যুগলে অপেক্ষাকৃত দ্রুত নিঃশেষিত হয়ে যাওয়া তারাটি, অর্থাৎ লোহিত দানবটি, কেন কম ভারী হয়? রুশ জ্যোতির্বিদ ওতো স্ত্রুভে ১৯৫৩ সালে প্রথম কূটাভাসটি পেশ করেছিলেন। এর সমাধানের বীজ ওলন্দাজ জ্যোতির্বিদ খেরার্ড কাউপার-এর ১৯৪১ সালের একটি গবেষণাপত্রেই পোঁতা ছিল। তিনি বলেছিলেন, রোশ লতিকার বিশেষ কাঠামোর কারণেই তারা ২টির মাঝে ভর স্থানান্তর সম্ভব। জন ক্রফোর্ড ১৯৫৫ সালে ব্যাপারটির বিস্তারিত ব্যাখ্যা দেন— ভর স্থানান্তরের মাধ্যমে অপেক্ষাকৃত হালকা তারাটি তার লোহিত দানব সঙ্গী থেকে পদার্থ শুষে নিয়ে পরবর্তীতে বেশি ভারী হয়ে যেতে পারে। ডোনাল্ড মর্টন তার ১৯৬০ সালের পিএইচডি অভিসন্দর্ভে এ বিষয়ে আরও বিষদ গবেষণার ফলাফল প্রকাশ করেন। এরপর ভর স্থানান্তরকে কেন্দ্র করে যুগলতারা গবেষণায় একটি নবতরঙ্গের সূচনা হয় যার কেন্দ্রে ছিলেন তিন জন: প্রাহা’র মিরোস্লাভ প্লাভেক, ম্যুনশেন’র রুডলফ কিপেনান, এবং ভারশাভা’র বোহ্‌দান পাচিনস্কি। সম্প্রতি ভর স্থানান্তরের মাধ্যমে আরও অনেক তারার অস্তিত্বের ব্যাখ্যা দেয়া সম্ভব হয়েছে, যেমন, নীল দলভ্রষ্ট তারা

যুগলতারার পরিসংখ্যান

সংখ্যা (যেমন, ভর) জানার মাধ্যমে তারার কাঠামো ও বিবর্তন সম্পর্কে জানা যায়, আর পরিসংখ্যান জানার মাধ্যমে তারার জন্ম এবং স্বয়ং যুগলদের বিবর্তন সম্পর্কে জানা যায়। যুগলতারাদের প্রথম পারিসাংখ্যিক বিশ্লেষণ করেছিলেন খেরার্ড কাউপার। তিনি ১৯৩৫ সালে কয়েক ডজন ঐক্ষিক ও সিপিএম যুগল, এবং আরও বেশি সংখ্যক বর্ণালিবীক্ষণ যুগলের পর্যায়কালের (বা পরাক্ষের) হিস্টোগ্রাম তৈরি করেন। লেখচিত্রটিতে দেখা যায়, কোন পর্যায়কালের যুগলতারার সংখ্যা কত। তার হিস্টোগ্রামে ঐক্ষিক ও বর্ণালিবীক্ষণ যুগলদের মাঝে পর্যায়কালের একটি বিশাল ফাঁক ছিল। কিন্তু তিনি অত্যন্ত সাহসের সাথে ২টি চূড়ার মাঝে একটি সরলরেখা টেনে দিয়ে বলেন, সকল পর্যায়ের যুগলের গড়পড়তা সংখ্যা একই। পরবর্তী সব পর্যবেক্ষণের ফলাফল কাউপারের দুঃসাহসিক প্রস্তাবকেই সমর্থন করেছে। এযাবৎ আবিষ্কৃত যুগলদের পর্যায়কালের ব্যপ্তী বিশাল, তা ১ দিনের কম থেকে শুরু করে কয়েক নিযুত বছর পর্যন্ত হতে পারে।

কাউপার যুগলজগতের তারা ২টির ভরের অনুপাতের পরিসংখ্যানও হিসেব করেছিলেন। তার অনুমান ছিল, ২টি তারা যদি একই আদি গ্যাসমেঘ থেকে জন্ম লাভ করে তাহলে তাদের ভর প্রায় সমান হওয়া উচিত, আর যদি মহাকর্ষীয় প্রেপ্তার প্রক্রিয়ায় গঠিত হয় তাহলে গৌণ তারাটির ভর কম হওয়া উচিত, কারণ মহাবিশ্বে হালকা তারার সংখ্যাই বেশি। অনুমানটি পরীক্ষা করার জন্য তিনি কেবল একরৈখিক বর্ণালিবীক্ষণ যুগল নিয়ে কাজ করেন, কারণ দ্বিরৈখিক বা ঐক্ষিক উপায়ে আবিষ্কৃত হওয়ার জন্য তারা ২টিকে এমনিতেই প্রায় সমভরের হতে হয়, তাই এগুলো হিসেবের মধ্যে নিলে পরীক্ষণে পক্ষপাত থেকে যাবে। তিনি শেষ পর্যন্ত দেখেন, ভরের অনুপাতটি আসলেই ১-এর চেয়ে বেশ কম, কিন্তু তার পরীক্ষাতে অসম ভরের যুগলের প্রতিও এক ধরণের পক্ষপাত রয়ে গিয়েছিল।

আধুনিক উপাত্ত বলে, নিকটযুগল গুলোর মুখ্য তারাদের (অপেক্ষাকৃত ভারী) ভরের বণ্টন আদিভর ফাংশন অনুসরণ করে। গৌণ তারাদের (অপেক্ষাকৃত হালকা) ক্ষেত্রে পরিস্থিতিটা কী তা আজও পরিষ্কার জানা যায়নি, কারণ এদের ক্ষেত্রে পক্ষপাত অনেক বেশি। কিছু উপাত্তে দেখা যায় ভর অনুপাতটা বেশ কম, আবার অন্য উপাত্তে ১-এর কাছে একটা চূড়া পাওয়া যায়। তাই বর্তমানে কেবল একক গ্যাসমেঘ থেকে উৎপত্তি, বা মহাকর্ষীয় গ্রেপ্তার, এই দুই প্রক্রিয়া দিয়ে সব যুগলের উৎপত্তি ব্যাখ্যা করা যাবে না। এজন্য আরো কিছু উপপ্রমেয় প্রস্তাবিত হয়েছে, যেমন, খণ্ডায়ন, আলোকবিযুক্তায়ন, পারম্পরিক স্তবকায়ন ইত্যাদি।

দু’টো প্রধান বণ্টন পাওয়া গেল: পর্যায়কালের বণ্টন, এবং ভরের অনুপাতের বণ্টন। এখন প্রশ্ন হচ্ছে, একেক ধরণের নক্ষত্রগোষ্ঠীতে কি বণ্টন ২টো একেক রকম? আর তারার সাপেক্ষে যুগলতারার আনুপাতিক সংখ্যাটাও কি পরিবর্তনশীল? সম্ভবত, তবে নিশ্চিত করে বলার মতো উপাত্ত আমাদের হাতে নেই। এক সময় ভাবা হতো, পুরনো তারকাগোষ্ঠীতে (যারা আকাশগঙ্গার হেলোবর্তুলাকার স্তবক গঠন করে) যুগলতারা নেই বললেই চলে। তবে এর কারণ, আদ্যিকালের স্বল্পায়ু যুগলগুলো ইতিমধ্যে মরে গেছে, আর দীর্ঘায়ুগুলো সনাক্ত করা খুব কষ্টকর। অত্যাধুনিক আলোকমিতি-র মাধ্যমে প্রমাণিত হয়েছে ডব্লিউ আর্সা মেজরিস-এর মতো যুগলতারা থাকার সম্ভাবনা সৌর প্রতিবেশে যতটা, যেকোনো বর্তুলাকার স্তবকেও ততটা। তবে এ নিয়ে আরও অনেক পর্যবেক্ষণ, ও তাত্ত্বিক নকশায়ন প্রয়োজন। এখন পর্যন্ত জানা সব ঐক্ষিক বা বর্ণালিবীক্ষণ গ্রহণ যুগলের তারাগুলোর ভর ০.৫ থেকে ৫ সৌরভরের মতো। তারা ও বাদামী বামন-এর সীমারেখা বুঝার জন্য এর চেয়ে কম ভরের, আর তারার ভরের ঊর্ধ্বসীমা ও ভর স্থানান্তরের ইতিহাস বুঝার জন্য এর চেয়ে বেশি ভরের তারাবিশিষ্ট যুগলের তথ্য দরকার।

আমাদের ছায়াপথের বাইরের ছায়াপথের যুগল সম্পর্কেই স্বভাবতই আমরা খুব কম জানি। তবে যতটুকু জানা গেছে তা থেকে মনে হয়, সেখানকার পরিস্থিতি খুব একটা আলাদা নয়। যেমন, স্থানীয় গুচ্ছের বড় বড় সব ছায়াপথেই রঞ্জন-রশ্মি যুগল পাওয়া গেছে, আর কন্যা স্তবক এর মতো দূরবর্তী স্তবকের ছায়াপথেও নবতারা পাওয়া গেছে। তাদের সংখ্যাও এখন পর্যন্ত আশানুরূপ। তবে বহিশ্ছায়থীয় পর্যবেক্ষণের জন্য আরও সুবেদী ও অধিক রেজল্যুশনের দূরবীক্ষণ চাই, সেজন্য আরো উন্নত অভিযোজ্য আলোকযন্ত্র, ব্যতিচারবীক্ষণ বা নভোদূরবীক্ষণের বিকল্প নেই।

জন্ম

যুগলতারা কিভাবে জন্ম নেয় সে বিষয়ক কোনো সর্বজনগ্রাহ্য একক তত্ত্ব নেই। তবে এখন পর্যন্ত মনে করা হয়, নিকটযুগল গঠনে সবচেয়ে বড় ভূমিকা খণ্ডায়নের।

সবচেয়ে নবীন নক্ষত্রগোষ্ঠীতে যুগলতারা এবং ত্রিতারকা-র পারিসংখ্যিক সম্ভাব্যতা প্রায় সমান। ধারণা করা হয়, অনেক জগৎ প্রথমে তিনটি তারা নিয়ে গঠিত হয়; কিন্তু পরবর্তীতে ক্ষুদ্রতম তারাটি মুক্ত হয়ে স্বাধীন বহির্গ্রহ বা বাদামী বামন হিসেবে আত্মপ্রকাশ করে, আর বাকি ২টি আগের চেয়ে আরও কাছাকাছি চলে আসে।

নাক্ষত্রিক ঘটনার শ্রেণীবিন্যাস

অনেক নাক্ষত্রিক ঘটনা, প্রক্রিয়া, বা বস্তুকে যুগল জগতে তাদের উপস্থিতি বা অনুপস্থিতির উপর ভিত্তি করে বিভিন্ন ধরণে (টাইপ) ভাগ করা যায়।

ধরণ ১

যাদের উপস্থিতি কেবল যুগল জগতেই সম্ভব। যেমন:

  • নিখুঁতভাবে ভর নির্ণয় করা যায় এমন তারা
  • ডব্লিউ আর্সি মেজরিস বিষমতারা
  • বিটা লাইরি, ডব্লিউ সার্পেন্টিস, ও অ্যালগল বিষমতারা
  • জিটা অরিগি তারা
  • আর-এস এবং এ-এম কেনাম ভেনাটিকোরাম তারা
  • প্রলয়ংকর বিষমতারা
  • বিবৃদ্ধিজনিত ধ্বস
  • রঞ্জন-রশ্মি উৎস

ধরণ ২

প্রায় সব মডেল অনুসারে যুগলজগতে ঘটার কথা থাকলেও, যুগলটির উপস্থিতি পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে সর্বদা নিশ্চিত করা যায় না। যেমন:

  • নীল দলভ্রষ্ট তারা
  • বেরিয়াম তারা
  • বামন কার্বন তারা
  • ব্যতক্রমী বামন সেফেইড, ও এস-এক্স ফিনিসিস তারা
  • দুর্বল চৌম্বক ক্ষেত্রবিশিষ্ট মিলিসেকেন্ড পালসার
  • অতিনবতারা ১এ, ১বি, ১সি
  • Thorne-Zytkow বস্তু (নিউট্রন তারা কেন্দ্রবিশিষ্ট লোহিত দানব)
  • গামা-রশ্মি বিস্ফোরক

ধরণ ৩

নিকটযুগলে বেশি দেখা যায়, ভর ও ভরবেগ হারানোর মাধ্যমে কাজ করে। যেমন:

  • উলফ-রায়েট তারা
  • ও-এফ এবং ও-বি-এন তারা
  • আর করোনি বোরিয়েলিস এবং এফ-জি স্যাজিটি তারা

ধরণ ৪

মহাকর্ষীয় প্রভাবের কারণে যুগল জগতে খুব একটা দেখা যায় না। যেমন:

  • বাসযোগ্য গ্রহ
  • ও-বি-সি তারা
  • অতিনবতারা ২ (কারণ যুগলে দীর্ঘ আবরণীবিশিষ্ট ভারী তারা থাকে না)

ধরণ ৫

ঘূর্ণন ও আবর্তনের সমসঙ্কালনের কারণে কেবল নিকটযুগলে দেখা যেতেও পারে, আবার নাও পারে। যেমন:

  • বি-ওয়াই ড্রাকোনিস ও ইউ-ভি সেটি ধরণের উৎপাতমুখর তারা
  • ডায়নামো চালিত চৌম্বক ক্ষেত্র, নাক্ষত্রিক বর্ণমণ্ডল ও করোনা, রঞ্জন-রশ্মি ও বেতার নিঃসারী তারকালঙ্ক, ও এ ধরণের অন্যান্য নাক্ষত্রিক সক্রিয়তা
  • বি-ই তারা
  • ডেল্টা স্কুটি তারা
  • ও-বি তারকাঝড়
  • ব্যাপন, মিশ্রণ ও মধ্যরৈখিক সঞ্চালনের কারণে পৃষ্ঠের রাসায়নিক আদ্ভুত্য