গামা-রশ্মি বিস্ফোরণ: সংশোধিত সংস্করণের মধ্যে পার্থক্য

বিষয়বস্তু বিয়োগ হয়েছে বিষয়বস্তু যোগ হয়েছে

রৈখিক

১৬:১৭, ২০ জানুয়ারি ২০২৩ তারিখে সংশোধিত সংস্করণ

গামা-রশ্মি জ্যোতির্বিজ্ঞান, গামা-রশ্মি বিস্ফোরণ হল অত্যন্ত শক্তিশালী বিস্ফোরণ, যা দূরবর্তী ছায়াপথগুলিতে পরিলক্ষিত হয়েছে। এগুলি মহাবিস্ফোরণের পরবর্তী সময়ের সবচেয়ে শক্তিশালী ও আলোকিত তড়িৎচুম্বকীয় ঘটনা।^[১] বিস্ফোরণ দশ মিলিসেকেন্ড থেকে কয়েক ঘন্টা পর্যন্ত স্থায়ী হতে পারে।^[২]^[৩] গামা রশ্মির প্রাথমিক ঝলকানির পরে, একটি দীর্ঘস্থায়ী "আফটারগ্লো" সাধারণত দীর্ঘ তরঙ্গদৈর্ঘ্যে নির্গত হয় (এক্স-রে, অতিবেগুনী, দৃশ্যমান, অবলোহিত, অণুতরঙ্গ ও রেডিও)।^[৪]

সর্বাধিক পর্যবেক্ষিত গামা-রশ্মি বিস্ফোরণের তীব্র বিকিরণ একটি অতিনবতারা বা অতি আলোকিত অতিনবতারার বিস্ফোরণের সময় নির্গত হয় বলে মনে করা হয়, কারণ একটি উচ্চ-ভরের নক্ষত্র বিস্ফোরিত হয়ে একটি নিউট্রন তারা বা একটি কৃষ্ণগহ্বর তৈরি করে। গামা-রশ্মি বিস্ফোরণের একটি উপশ্রেণি যুগ্ম নিউট্রন তারার একীভূতকরণ থেকে উদ্ভূত বলে মনে হয়।^[৫]

বেশিরভাগ গামা-রশ্মি বিস্ফোরণের উৎস পৃথিবী থেকে বহু শতকোটি আলোকবর্ষ দূরে, যা বোঝায় যে বিস্ফোরণগুলি অত্যন্ত শক্তিশালী (একটি সাধারণ বিস্ফোরণ কয়েক সেকেন্ডের মধ্যে ততটা শক্তি নির্গত করে যতটা সূর্য তার পুরো ১০-শতকোটি বছরের জীবদ্দশায় করবে)^[৬] ও অত্যন্ত বিরল (প্রতি ছায়াপথে প্রতি মিলিয়ন বছরে কয়েকটি^[৭]) উভয়ই। সমস্ত পর্যবেক্ষিত গামা-রশ্মি বিস্ফোরণগুলি আকাশগঙ্গা ছায়াপথের বাইরে থেকে উদ্ভূত হয়েছে, যদিও ঘটনার একটি সম্পর্কিত শ্রেণি কোমল গামা রিপিটার আকাশগঙ্গা মধ্যস্থ ম্যাগনেটারগুলির সাথে সংযুক্ত। এটি অনুমান করা হয়েছে, যে আকাশগঙ্গায় সরাসরি পৃথিবীর দিকে নির্দেশ করে একটি গামা-রশ্মি বিস্ফোরণের ঘটনায় একটি গণ বিলুপ্তির ঘটনা ঘটাতে পারে।^[৮]

ভেলা কৃত্রিম উপগ্রহ দ্বারা ১৯৬৭ সালে সর্বপ্রথম গামা-রশ্মি বিস্ফোরণ সনাক্ত করা হয়েছিল, যা গোপন পারমাণবিক অস্ত্র পরীক্ষা সনাক্ত করার জন্য নকশাকৃত ছিল; পুঙ্খানুপুঙ্খ বিশ্লেষণের পর, এটি ১৯৭৩ সালে প্রকাশিত হয়েছিল।^[৯] এগুলির আবিষ্কারের পর, এই বিস্ফোরণগুলি ব্যাখ্যা করার জন্য ধূমকেতু ও নিউট্রন তারার মধ্যেকার সংঘর্ষের মতো শত শত তাত্ত্বিক মডেলের প্রস্তাব করা হয়েছিল।^[১০] প্রথম এক্স-রে ও অপটিক্যাল আফটারগ্লো সনাক্তকরণ এবং অপটিক্যাল বর্ণালীবীক্ষণ ব্যবহার করে তাদের লোহিত সরণগুলির সরাসরি পরিমাপ, এবং এইভাবে তাদের দূরত্ব ও শক্তির নির্গমন সনাক্ত করা ১৯৯৭ সাল পর্যন্ত সম্ভবপর না হওয়ায় উক্ত মডেলগুলি যাচাই করার জন্য খুব কম তথ্য উপলব্ধ ছিল। এই আবিষ্কারগুলি, এবং বিস্ফোরণের সঙ্গে সম্পর্কিত ছায়াপথ ও অতিনবতারাগুলির পরবর্তী গবেষণাগুলি, গামা-রশ্মি বিস্ফোরণগুলির দূরত্ব ও উজ্জ্বলতা স্পষ্ট করে, নিশ্চিতভাবে তাদের দূরবর্তী ছায়াপথগুলিতে স্থাপন করে।

শ্রেণীবিভাগ

গামা-রশ্মি বিস্ফোরণের আলোক বক্ররেখা অত্যন্ত বৈচিত্র্যময় ও জটিল।^[১১] কোন দুটি গামা-রশ্মি বিস্ফোরণের আলোর বক্ররেখা অভিন্ন নয়,^[১২] প্রায় প্রতিটি বৈশিষ্ট্যতে বড় ধরনের বৈচিত্র পরিলক্ষিত হয়: পর্যবেক্ষণযোগ্য নির্গমনের সময়কাল কয়েক মিলিসেকেন্ড থেকে দশ মিনিট পর্যন্ত পরিবর্তিত হতে পারে, একটি একক চূড়া বা একাধিক পৃথক উপস্পন্দন থাকতে পারে, এবং পৃথক চূড়াগুলি প্রতিসম হতে পারে বা দ্রুত উজ্জ্বল ও খুব ধীরে ধীরে বিবর্ণ হতে পারে। কিছু বিস্ফোরণ একটি "পূর্ববর্তী" ঘটনার দ্বারা পূর্বে হয়, একটি দুর্বল বিস্ফোরণ যা পরবর্তীতে (কয়েক সেকেন্ড থেকে কয়েক মিনিটের মধ্যে কোন নির্গমন ছাড়াই) আরও তীব্র "প্রকৃত" বিস্ফোরণ পর্ব দ্বারা অনুসরণ করা হয়।^[১৩] কিছু ঘটনার আলোক বক্ররেখায় অত্যন্ত বিশৃঙ্খল ও জটিল প্রোফাইল রয়েছে, যার প্রায় কোনও স্পষ্ট নিদর্শন নেই।^[১৪]

যদিও কিছু আলোক বক্ররেখা মোটামুটি কিছু সরলীকৃত মডেল ব্যবহার করে পুনরুত্পাদন করা যেতে পারে,^[১৫] পরিলক্ষিত সম্পূর্ণ বৈচিত্র্য বোঝার ক্ষেত্রে সামান্য অগ্রগতি হয়েছে। অনেক শ্রেণীবিভাগ পরিকল্পনা প্রস্তাব করা হয়েছে, কিন্তু এগুলি প্রায়শই শুধুমাত্র আলোক বক্ররেখার পার্থক্যের উপর ভিত্তি করে তৈরি এবং বিস্ফোরণের পূর্বজ মধ্যে একটি প্রকৃত শারীরিক পার্থক্য প্রতিফলিত নাও হতে পারে। যাইহোক, প্রচুর সংখ্যক গামা-রশ্মি বিস্ফোরণের জন্য পর্যবেক্ষণকৃত সময়কালের^{[ক ১]} বন্টনের প্লটগুলি একটি স্পষ্ট দ্বি-প্রকারতা প্রদর্শন করে, যা দুটি পৃথক জনসংখ্যার অস্তিত্বের পরামর্শ দেয়: একটি "ছোট" জনসংখ্যা যার গড় সময়কাল প্রায় ০.৩ সেকেন্ড এবং একটি "দীর্ঘ" জনসংখ্যা যার গড় সময়কাল প্রায় ৩০ সেকেন্ড।^[১৬] উভয় বন্টন একটি উল্লেখযোগ্য সমাপতিত অঞ্চলের সাথে খুব বিস্তৃত, যেখানে একটি প্রদত্ত ঘটনার পরিচয় শুধুমাত্র সময়কাল থেকে স্পষ্ট নয়। এই দ্বি-স্তরীয় ব্যবস্থার বাইরে অতিরিক্ত শ্রেণিগুলি পর্যবেক্ষণ ও তাত্ত্বিক উভয় ভিত্তিতে প্রস্তাব করা হয়েছে।^[১৭]^[১৮]^[১৯]^[২০]

সংক্ষিপ্ত গামা-রশ্মি বিস্ফোরণ

প্রায় দুই সেকেন্ডের কম সময়ের ঘটনাগুলিকে ছোট বা সংক্ষিপ্ত গামা-রশ্মি বিস্ফোরণ হিসাবে শ্রেণীবদ্ধ করা হয়। এইগুলি সমগ্র গামা-রশ্মি বিস্ফোরণের প্রায় ৩০ শতাংশ, তবে ২০০৫ সাল পর্যন্ত, কোনও সংক্ষিপ্ত ঘটনা থেকে কোনও আফটারগ্লো সফলভাবে সনাক্ত করা যায়নি এবং তাদের উত্স সম্পর্কে খুব সামান্য তথ্য জানা ছিল।^[২২] তারপর থেকে, কয়েক ডজন ছোট বা সংক্ষিপ্ত গামা-রশ্মি বিস্ফোরণের আফটারগ্লো সনাক্ত করা হয়েছে এবং স্থানীয়করণ করা হয়েছে, যার মধ্যে বেশ কয়েকটি ছোট বা কোন নক্ষত্র গঠনের অঞ্চলের সঙ্গে সম্পর্কিত, যেমন বৃহৎ উপবৃত্তাকার ছায়াপথ।^[২৩]^[২৪]^[২৫] এটি বৃহদাকার নক্ষত্রের সঙ্গে একটি সংযোগ বাতিল করে, এটি নিশ্চিত করে যে ছোট বা সংক্ষিপ্ত ঘটনাগুলি দীর্ঘ ঘটনা থেকে শারীরিকভাবে আলাদা। উপরন্তু, অতিনবতারা সঙ্গে কোন সম্পর্ক নেই।^[২৬]

এই বস্তুর প্রকৃত প্রকৃতি প্রাথমিকভাবে অজানা ছিল, এবং প্রধান অনুমান ছিল যে তারা যুগ্ম নিউট্রন তারা বা কৃষ্ণগহ্বরের সঙ্গে একটি নিউট্রন তারার একীভূতকরণ থেকে উদ্ভূত হয়েছিল। এই ধরনের একীভূতকরণ কিলোনবতারা তৈরির জন্য তাত্ত্বিক ছিল,^[২৭] এবং গামা-রশ্মি বিস্ফোরণ ১৩০৬০৩বি-এর সঙ্গে যুক্ত একটি কিলোনবতারার প্রমাণ দেখা গেছে।^[২৮]^[২৯] নাক্ষত্রিক পরিভাষায় ০.২ সেকেন্ডের এই ঘটনার গড় সময়কাল খুব ছোট শারীরিক ব্যাসের একটি উৎস নির্দেশ (কারণতার কারণ) করে; ০.২ আলোক-সেকেন্ডের চেয়ে কম (প্রায় ৬০,০০০ কিমি বা ৩৭,০০০ মাইল – পৃথিবীর ব্যাসের চারগুণ)। একটি সংক্ষিপ্ত গামা-রশ্মি বিস্ফোরণের পর কয়েক মিনিটের এক্স-রশ্মি ঝলকানির পর্যবেক্ষন একটি প্রাথমিক বস্তুর ছোট কণার সঙ্গে সামঞ্জস্যপূর্ণ, যেমন একটি নিউট্রন তারা প্রাথমিকভাবে একটি কৃষ্ণগহ্বরকে দুই সেকেন্ডেরও কম সময়ে গ্রাস করে, তারপরে কয়েক ঘন্টার কম শক্তির ঘটনা ঘটে, যেহেতু জোয়ারে বিঘ্নিত নিউট্রন তারার উপাদানের অবশিষ্ট খণ্ডাংশ (আর নিউট্রনিয়াম নয়) দীর্ঘ সময় ধরে কৃষ্ণগহ্বরে সর্পিল হওয়ার জন্য কক্ষপথে থাকে। [৫৩] সংক্ষিপ্ত গামা-রশ্মি বিস্ফোরণের একটি ছোট ভগ্নাংশ সম্ভবত কাছাকাছি ছায়াপথে কোমল গামা পুনরাবৃত্তিকারী থেকে দৈত্য শিখার দ্বারা উত্পাদিত হয়।

কিলোনবতারায় সংক্ষিপ্ত সংক্ষিপ্ত গামা-রশ্মি বিস্ফোরণের উৎপত্তি নিশ্চিত করা হয়েছিল, যখন মহাকর্ষীয় তরঙ্গ জিডব্লিউ১৭০৮১৭ সনাক্তকরণের মাত্র ১.৭ সেকেন্ড পরে সংক্ষিপ্ত গামা-রশ্মি বিস্ফোরণ ১৭০৮১৭এ সনাক্ত করা হয়েছিল, যা দুটি নিউট্রন তারার একীকরণের সংকেত ছিল। [৫]

দীর্ঘ গামা-রশ্মি বিস্ফোরণ

সর্বাধিক পর্যবেক্ষিত ঘটনার (৭০%) সময়কাল দুই সেকেন্ডের বেশি এবং এটিকে দীর্ঘ গামা-রশ্মি বিস্ফোরণ হিসাবে শ্রেণীবদ্ধ করা হয়। কারণ এই ঘটনাগুলি জনসংখ্যার সংখ্যাগরিষ্ঠ অংশ গঠন করে এবং যেহেতু এগুলির সবচেয়ে উজ্জ্বল আফটারগ্লো থাকে, এগুলিকে তাদের সংক্ষিপ্ত প্রতিপক্ষের তুলনায় অনেক বেশি বিশদভাবে পর্যবেক্ষণ করা হয়েছে। ভালভাবে অধ্যয়ন করা প্রায় প্রতিটি দীর্ঘ গামা-রশ্মি বিস্ফোরণকে দ্রুত নক্ষত্র গঠন সহ একটি ছায়াপথের সঙ্গে যুক্ত করা হয়েছে, এবং অনেক ক্ষেত্রে মূল-পতনযুক্ত অতিনবতারা সঙ্গেও, দ্ব্যর্থহীনভাবে দীর্ঘ গামা-রশ্মি বিস্ফোরণকে বৃহদায়তন তারার মৃত্যুর সঙ্গে যুক্ত করা হয়েছে। [৫৭] উচ্চ লাল স্থানান্তরে দীর্ঘ গামা-রশ্মি বিস্ফোরণ আফটারগ্লো পর্যবেক্ষণ, দীর্ঘ গামা-রশ্মি বিস্ফোরণের উৎপত্তি নক্ষত্র-গঠন অঞ্চলের সাথেও সামঞ্জস্যপূর্ণ। [৬৩] জ্যোতির্বিজ্ঞানীগণ ২০২২ সালের ডিসেম্বর মাসে নিউট্রন তারা একত্রিত হওয়ার দ্বারা উত্পাদিত একটি দীর্ঘ গামা-রশ্মি বিস্ফোরণের প্রথম প্রমাণ নথিভুক্ত করেছিল। [64]

অতি-দীর্ঘ গামা-রশ্মি বিস্ফোরণ

এই ঘটনাগুলি দীর্ঘ গামা-রশ্মি বিস্ফোরণ সময়কাল বিতরণের শেষ প্রান্তে রয়েছে, ১০,০০০ সেকেন্ডেরও বেশি স্থায়ী হয়। এগুলির একটি পৃথক শ্রেণি গঠনের প্রস্তাব করা হয়েছে, যা একটি নীল অতিদানব নক্ষত্রের পতন,^[৩০] একটি জোয়ার বিঘ্নিত ঘটনা^[৩১]^[৩২] বা একটি নবজাত ম্যাগনেটারের কারণে ঘটে।^[৩১]^[৩৩] আজ অবধি শুধুমাত্র কিছু অল্প সংখ্যাদের চিহ্নিত করা হয়েছে, তাদের প্রাথমিক বৈশিষ্ট্য হল তাদের গামা রশ্মি নির্গমনের সময়কাল। সর্বাধিক অধ্যয়ন করা অতি-দীর্ঘ ঘটনাগুলির মধ্যে জিআরবি ১০১২২৫এ এবং জিআরবি ১১১২০৯এ রয়েছে।^[৩২]^[৩৪]^[৩৫] কম সনাক্তকরণ হার এগুলির প্রকৃত পুনরাবৃত্তির হারের প্রতিফলনের পরিবর্তে দীর্ঘ-মেয়াদী ঘটনাগুলির প্রতি বর্তমান ডিটেক্টরগুলির কম সংবেদনশীলতার ফলাফল হতে পারে।^[৩২] একটি ২০১৩ সালের সমীক্ষা,^[৩৬] অন্যদিকে, দেখায় যে একটি পৃথক অতি-দীর্ঘ গামা-রশ্মি বিস্ফোরণের জনসংখ্যার জন্য একটি নতুন ধরনের পূর্বজের জন্য বিদ্যমান প্রমাণগুলি অমীমাংসিত, এবং আরও বহু-তরঙ্গদৈর্ঘ্য পর্যবেক্ষণের প্রয়োজন একটি দৃঢ় সিদ্ধান্তে পৌঁছাতে।

আরও দেখুন

টীকা

↑ একটি বিস্ফোরণের সময়কাল সাধারণত টি৯০ দ্বারা পরিমাপ করা হয়, সেই সময়কালের সময়কাল যা বিস্ফোরণের ৯০ শতাংশ শক্তি নির্গত হয়। Recently some otherwise "short" GRBs have been shown to be followed by a second, much longer emission episode that when included in the burst light curve results in T90 durations of up to several minutes: যখন এই উপাদানটি বাদ দেওয়া হয়, তখন এই ঘটনাগুলি শুধুমাত্র আক্ষরিক অর্থে সংক্ষিপ্ত হয়।

উদ্ধৃতি

↑ "Gamma Rays"। নাসা। ২ মে ২০১২ তারিখে মূল থেকে আর্কাইভ করা। সংগ্রহের তারিখ ১৯ জানুয়ারি ২০২৩।
↑ অ্যাটকিনসন, ন্যান্সি। "New Kind of Gamma Ray Burst is Ultra Long-Lasting"। ইউনিভার্স টুডে (ইংরেজি-মার্কিন ভাষায়)। সংগ্রহের তারিখ ১৯ জানুয়ারি ২০২৩।
↑ উদ্ধৃতি ত্রুটি: <ref> ট্যাগ বৈধ নয়; Kouveliotou নামের সূত্রটির জন্য কোন লেখা প্রদান করা হয়নি
↑ ভেড্রেন ও আত্তিয়া ২০০৯
↑ উদ্ধৃতি ত্রুটি: <ref> ট্যাগ বৈধ নয়; PhysRev নামের সূত্রটির জন্য কোন লেখা প্রদান করা হয়নি
↑ অ্যারিজোনা রাজ্য বিশ্ববিদ্যালয় (১৬ জুলাই ২০১৭)। "Massive star's dying blast caught by rapid-response telescopes"। PhysOrg। সংগ্রহের তারিখ ১৯ জানুয়ারি ২০২৩।
↑ পদসেদলোস্কি ২০০৪
↑ ম্যলোত ২০০৪
↑ উদ্ধৃতি ত্রুটি: <ref> ট্যাগ বৈধ নয়; KSO নামের সূত্রটির জন্য কোন লেখা প্রদান করা হয়নি
↑ হার্লি ২০০৩
↑ কাটজ ২০০২, পৃষ্ঠা ৩৭
↑ মারনি ১৯৯৭
↑ লাসাতি ২০০৫
↑ ফিশম্যান ও মিগান ১৯৯৫
↑ সিমিচ ২০০৫
↑ কৌভেলওতু ১৯৯৪
↑ হওভাথ ১৯৯৮
↑ হাক্কিলা ২০০৩
↑ চট্টোপাধ্যায় ২০০৭
↑ ভার্জিলি ২০০৯
↑ "Hubble captures infrared glow of a kilonova blast"। ইমেজ গ্যালারি। ইএসএ/হাবল। ৫ অগাস্ট ২০১৩। সংগ্রহের তারিখ ২০ জানুয়ারি ২০২৩।
↑ In a Flash NASA Helps Solve 35-year-old Cosmic Mystery. নাসা (২০০৫-১০-০৫) এখানে ৩০% চিত্র দেওয়া হয়েছে, সেইসাথে আফটারগ্লো আলোচনা।
↑ ব্লুম ২০০৬
↑ হজর্থ ২০০৫
↑ গেহরেলস ২০০৫
↑ উদ্ধৃতি ত্রুটি: <ref> ট্যাগ বৈধ নয়; Woosley06 নামের সূত্রটির জন্য কোন লেখা প্রদান করা হয়নি
↑ Li, Li-Xin; Paczyński, Bohdan (১৯৯৮-০৯-২১)। "Transient Events from Neutron Star Mergers"। দ্য অ্যাস্ট্রোফিজিক্যাল জার্নাল (ইংরেজি ভাষায়)। 507 (1): L59। arXiv:astro-ph/9807272 । আইএসএসএন 0004-637X। এসটুসিআইডি 3091361। ডিওআই:10.1086/311680। বিবকোড:1998ApJ...507L..59L।
↑ তানভীর, এন. আর.; লেভান, এ. জে.; ফ্রুচতার, এ. এস.; হজর্থ, জে.; হউনসেল, আর. এ.; উইয়েরসেমা, কে.; টানিক্লিফ, আর. এল. (২০১৩)। "A 'kilonova' associated with the short-duration γ-ray burst GRB 130603B"। নেচার। ৫০০ (7464): ৫৪৭–৫৪৯। arXiv:1306.4971 । এসটুসিআইডি 205235329। ডিওআই:10.1038/nature12505। পিএমআইডি 23912055। বিবকোড:2013Natur.500..547T।
↑ গুগ্লিউচি, নিকোল (৭ অগাস্ট ২০১৩)। "Kilonova Alert! Hubble Solves Gamma Ray Burst Mystery"। ডিসকভারি নিউজ। ৩ মার্চ ২০১৬ তারিখে মূল থেকে আর্কাইভ করা। সংগ্রহের তারিখ ২০ জানুয়ারি ২০২৩।
↑ Gendre, B.; Stratta, G.; Atteia, J. L.; Basa, S.; Boër, M.; Coward, D. M.; Cutini, S.; d'Elia, V.; Howell, E. J; Klotz, A.; Piro, L. (২০১৩)। "The Ultra-Long Gamma-Ray Burst 111209A: The Collapse of a Blue Supergiant?"। The Astrophysical Journal। 766 (1): 30। arXiv:1212.2392 । এসটুসিআইডি 118618287। ডিওআই:10.1088/0004-637X/766/1/30। বিবকোড:2013ApJ...766...30G।
↑ ^ক ^খ Greiner, Jochen; Mazzali, Paolo A.; Kann, D. Alexander; Krühler, Thomas; Pian, Elena; Prentice, Simon; Olivares E., Felipe; Rossi, Andrea; Klose, Sylvio; Taubenberger, Stefan; Knust, Fabian; Afonso, Paulo M. J.; Ashall, Chris; Bolmer, Jan; Delvaux, Corentin; Diehl, Roland; Elliott, Jonathan; Filgas, Robert; Fynbo, Johan P. U.; Graham, John F.; Guelbenzu, Ana Nicuesa; Kobayashi, Shiho; Leloudas, Giorgos; Savaglio, Sandra; Schady, Patricia; Schmidl, Sebastian; Schweyer, Tassilo; Sudilovsky, Vladimir; Tanga, Mohit; ও অন্যান্য (২০১৫-০৭-০৮)। "A very luminous magnetar-powered supernova associated with an ultra-long γ-ray burst"। Nature। 523 (7559): 189–192। arXiv:1509.03279 । এসটুসিআইডি 4464998। ডিওআই:10.1038/nature14579। পিএমআইডি 26156372। বিবকোড:2015Natur.523..189G।
↑ ^ক ^খ ^গ Levan, A. J.; Tanvir, N. R.; Starling, R. L. C.; Wiersema, K.; Page, K. L.; Perley, D. A.; Schulze, S.; Wynn, G. A.; Chornock, R.; Hjorth, J.; Cenko, S. B.; Fruchter, A. S.; O'Brien, P. T.; Brown, G. C.; Tunnicliffe, R. L.; Malesani, D.; Jakobsson, P.; Watson, D.; Berger, E.; Bersier, D.; Cobb, B. E.; Covino, S.; Cucchiara, A.; de Ugarte Postigo, A.; Fox, D. B.; Gal-Yam, A.; Goldoni, P.; Gorosabel, J.; Kaper, L.; ও অন্যান্য (২০১৪)। "A new population of ultra-long duration gamma-ray bursts"। The Astrophysical Journal। 781 (1): 13। arXiv:1302.2352 । এসটুসিআইডি 24657235। ডিওআই:10.1088/0004-637x/781/1/13। বিবকোড:2014ApJ...781...13L।
↑ Ioka, Kunihito; Hotokezaka, Kenta; Piran, Tsvi (২০১৬-১২-১২)। "Are Ultra-Long Gamma-Ray Bursts Caused by Blue Supergiant Collapsars, Newborn Magnetars, or White Dwarf Tidal Disruption Events?"। The Astrophysical Journal। 833 (1): 110। arXiv:1608.02938 । এসটুসিআইডি 118629696। ডিওআই:10.3847/1538-4357/833/1/110। বিবকোড:2016ApJ...833..110I।
↑ Boer, Michel; Gendre, Bruce; Stratta, Giulia (২০১৩)। "Are Ultra-long Gamma-Ray Bursts different?"। The Astrophysical Journal। 800 (1): 16। arXiv:1310.4944 । এসটুসিআইডি 118655406। ডিওআই:10.1088/0004-637X/800/1/16। বিবকোড:2015ApJ...800...16B।
↑ Virgili, F. J.; Mundell, C. G.; Pal'Shin, V.; Guidorzi, C.; Margutti, R.; Melandri, A.; Harrison, R.; Kobayashi, S.; Chornock, R.; Henden, A.; Updike, A. C.; Cenko, S. B.; Tanvir, N. R.; Steele, I. A.; Cucchiara, A.; Gomboc, A.; Levan, A.; Cano, Z.; Mottram, C. J.; Clay, N. R.; Bersier, D.; Kopač, D.; Japelj, J.; Filippenko, A. V.; Li, W.; Svinkin, D.; Golenetskii, S.; Hartmann, D. H.; Milne, P. A.; ও অন্যান্য (২০১৩)। "Grb 091024A and the Nature of Ultra-Long Gamma-Ray Bursts"। The Astrophysical Journal। 778 (1): 54। arXiv:1310.0313 । এসটুসিআইডি 119023750। ডিওআই:10.1088/0004-637X/778/1/54। বিবকোড:2013ApJ...778...54V।
↑ Zhang, Bin-Bin; Zhang, Bing; Murase, Kohta; Connaughton, Valerie; Briggs, Michael S. (২০১৪)। "How Long does a Burst Burst?"। অ্যাস্ট্রোফিজিক্যাল জার্নাল। ৭৮৭ (1): ৬৬। arXiv:1310.2540 । এসটুসিআইডি 56273013। ডিওআই:10.1088/0004-637X/787/1/66। বিবকোড:2014ApJ...787...66Z।

তথ্যসূত্র

হার্লি, ক. (২০০৩)। "A Gamma-Ray Burst Bibliography, 1973–2001" (পিডিএফ)। রিকার, জি.আর.; ভ্যান্ডারস্পেক, আর.কে.। Gamma-Ray Burst and Afterglow Astronomy, 2001: A Workshop Celebrating the First Year of the HETE Mission। আমেরিকান ইনস্টিটিউট অব ফিজিক্স। পৃষ্ঠা ১৫৩–১৫৫। আইএসবিএন 0-7354-0122-5।
ম্যলোত, এ.এল.; ও অন্যান্য (২০০৪)। "Did a gamma-ray burst initiate the late Ordovician mass extinction?"। ইন্টারন্যাশনাল জার্নাল অব অ্যাস্ট্রোবায়োলজি। ২ (1): ৫৫–৬১। arXiv:astro-ph/0309415 । hdl:1808/9204। এসটুসিআইডি 13124815। ডিওআই:10.1017/S1473550404001910। বিবকোড:2004IJAsB...3...55M।
ভিয়েত্রি, এম.; স্তেল্লা, এল. (১৯৯৮)। "A Gamma-Ray Burst Model with Small Baryon Contamination"। অ্যাস্ট্রোফিজিক্যাল জার্নাল লেটারস। ৫০৭ (1): এল৪৫–এল৪৮। arXiv:astro-ph/9808355 । এসটুসিআইডি 119357420। ডিওআই:10.1086/311674। বিবকোড:1998ApJ...507L..45V।

@@ ২৮ নং লাইন: / ২৮ নং লাইন: @@
 === অতি-দীর্ঘ গামা-রশ্মি বিস্ফোরণ ===
-এই ঘটনাগুলি দীর্ঘ গামা-রশ্মি বিস্ফোরণ সময়কাল বিতরণের শেষ প্রান্তে রয়েছে, ১০,০০০ সেকেন্ডেরও বেশি স্থায়ী হয়। এগুলির একটি পৃথক শ্রেণি গঠনের প্রস্তাব করা হয়েছে, যা একটি [[নীল অতিদানব তারা|নীল অতিদানব নক্ষত্রের]] পতন, [৬৫] একটি [[জোয়ার বিঘ্নিত ঘটনা]] [৬৬][৬৭] বা একটি নবজাত [[ম্যাগনেটার|ম্যাগনেটারের]] কারণে ঘটে। [৬৬][৬৮] আজ অবধি শুধুমাত্র কিছু অল্প সংখ্যাদের চিহ্নিত করা হয়েছে, তাদের প্রাথমিক বৈশিষ্ট্য হল তাদের গামা রশ্মি নির্গমনের সময়কাল। সর্বাধিক অধ্যয়ন করা অতি-দীর্ঘ ঘটনাগুলির মধ্যে [[জিআরবি ১০১২২৫এ]] এবং [[জিআরবি ১১১২০৯এ]] রয়েছে। [67][69][70] কম সনাক্তকরণ হার এগুলির প্রকৃত পুনরাবৃত্তির হারের প্রতিফলনের পরিবর্তে দীর্ঘ-মেয়াদী ঘটনাগুলির প্রতি বর্তমান ডিটেক্টরগুলির কম সংবেদনশীলতার ফলাফল হতে পারে। [67] একটি ২০১৩ সালের সমীক্ষা,<ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি |arxiv=1310.2540 |last1=Zhang |first1=Bin-Bin |শিরোনাম=How Long does a Burst Burst? |সাময়িকী=অ্যাস্ট্রোফিজিক্যাল জার্নাল |volume=৭৮৭ |issue=1 |page=৬৬ |last2=Zhang |first2=Bing |last3=Murase |first3=Kohta |last4=Connaughton |first4=Valerie |last5= Briggs |first5=Michael S. |s2cid=56273013 |তারিখ=২০১৪ |doi=10.1088/0004-637X/787/1/66 |bibcode=2014ApJ...787...66Z}}</ref> অন্যদিকে, দেখায় যে একটি পৃথক অতি-দীর্ঘ গামা-রশ্মি বিস্ফোরণের জনসংখ্যার জন্য একটি নতুন ধরনের পূর্বজের জন্য বিদ্যমান প্রমাণগুলি অমীমাংসিত, এবং আরও বহু-তরঙ্গদৈর্ঘ্য পর্যবেক্ষণের প্রয়োজন একটি দৃঢ় সিদ্ধান্তে পৌঁছাতে।
+এই ঘটনাগুলি দীর্ঘ গামা-রশ্মি বিস্ফোরণ সময়কাল বিতরণের শেষ প্রান্তে রয়েছে, ১০,০০০ সেকেন্ডেরও বেশি স্থায়ী হয়। এগুলির একটি পৃথক শ্রেণি গঠনের প্রস্তাব করা হয়েছে, যা একটি [[নীল অতিদানব তারা|নীল অতিদানব নক্ষত্রের]] পতন,<ref>{{cite journal |bibcode=2013ApJ...766...30G |doi=10.1088/0004-637X/766/1/30 |title=The Ultra-Long Gamma-Ray Burst 111209A: The Collapse of a Blue Supergiant? |journal=The Astrophysical Journal |volume=766 |issue=1 |page=30 |date=2013 |last1=Gendre |first1=B. |last2=Stratta |first2=G. |last3=Atteia |first3=J. L. |last4=Basa |first4=S. |last5=Boër |first5=M. |last6=Coward |first6=D. M. |last7=Cutini |first7=S. |last8=d'Elia |first8=V. |last9=Howell |first9=E. J |last10=Klotz |first10=A. |last11=Piro |first11=L. |s2cid=118618287 |arxiv = 1212.2392 }}</ref> একটি [[জোয়ার বিঘ্নিত ঘটনা]]<ref name="Greiner Mazzali Kann Krühler pp. 189–192">{{cite journal | last1=Greiner | first1=Jochen | last2=Mazzali | first2=Paolo A. | last3=Kann | first3=D. Alexander | last4=Krühler | first4=Thomas | last5=Pian | first5=Elena | last6=Prentice | first6=Simon | last7=Olivares E. | first7=Felipe | last8=Rossi | first8=Andrea | last9=Klose | first9=Sylvio | last10=Taubenberger | first10=Stefan | last11=Knust | first11=Fabian | last12=Afonso | first12=Paulo M. J. | last13=Ashall | first13=Chris | last14=Bolmer | first14=Jan | last15=Delvaux | first15=Corentin | last16=Diehl | first16=Roland | last17=Elliott | first17=Jonathan | last18=Filgas | first18=Robert | last19=Fynbo | first19=Johan P. U. | last20=Graham | first20=John F. | last21=Guelbenzu | first21=Ana Nicuesa | last22=Kobayashi | first22=Shiho | last23=Leloudas | first23=Giorgos | last24=Savaglio | first24=Sandra | last25=Schady | first25=Patricia | last26=Schmidl | first26=Sebastian | last27=Schweyer | first27=Tassilo | last28=Sudilovsky | first28=Vladimir | last29=Tanga | first29=Mohit | last30=Updike | first30=Adria C. | last31=van Eerten | first31=Hendrik | last32=Varela | first32=Karla | s2cid=4464998 | title=A very luminous magnetar-powered supernova associated with an ultra-long γ-ray burst | journal=Nature | volume=523 | issue=7559 | date=2015-07-08  | doi=10.1038/nature14579 | pmid=26156372 | display-authors=29 | pages=189–192|arxiv = 1509.03279 |bibcode = 2015Natur.523..189G }}</ref><ref name="Levan Tanvir Starling Wiersema">{{cite journal | last1=Levan | first1=A. J. | last2=Tanvir | first2=N. R. | last3=Starling | first3=R. L. C. | last4=Wiersema | first4=K. | last5=Page | first5=K. L. | last6=Perley | first6=D. A. | last7=Schulze | first7=S. | last8=Wynn | first8=G. A. | last9=Chornock | first9=R. | last10=Hjorth | first10=J. | last11=Cenko | first11=S. B. | last12=Fruchter | first12=A. S. | last13=O'Brien | first13=P. T. | last14=Brown | first14=G. C. | last15=Tunnicliffe | first15=R. L. | last16=Malesani | first16=D. | last17=Jakobsson | first17=P. | last18=Watson | first18=D. | last19=Berger | first19=E. | last20=Bersier | first20=D. | last21=Cobb | first21=B. E. | last22=Covino | first22=S. | last23=Cucchiara | first23=A. | last24=de Ugarte Postigo | first24=A. | last25=Fox | first25=D. B. | last26=Gal-Yam | first26=A. | last27=Goldoni | first27=P. | last28=Gorosabel | first28=J. | last29=Kaper | first29=L. | last30=Krühler | first30=T. | last31=Karjalainen | first31=R. | last32=Osborne | first32=J. P. | last33=Pian | first33=E. | last34=Sánchez-Ramírez | first34=R. | last35=Schmidt | first35=B. | last36=Skillen | first36=I. | last37=Tagliaferri | first37=G. | last38=Thöne | first38=C. | last39=Vaduvescu | first39=O. | last40=Wijers | first40=R. A. M. J. | last41=Zauderer | first41=B. A. | title=A new population of ultra-long duration gamma-ray bursts | journal=The Astrophysical Journal | volume=781 | issue=1 | year=2014 |display-authors=29 | arxiv=1302.2352 | doi=10.1088/0004-637x/781/1/13 | page=13 | bibcode=2014ApJ...781...13L| s2cid=24657235 }}</ref> বা একটি নবজাত [[ম্যাগনেটার|ম্যাগনেটারের]] কারণে ঘটে।<ref name="Greiner Mazzali Kann Krühler pp. 189–192" /><ref name="Ioka Hotokezaka Piran p=110">{{cite journal | last1=Ioka | first1=Kunihito | last2=Hotokezaka | first2=Kenta | last3=Piran | first3=Tsvi | s2cid=118629696 | title=Are Ultra-Long Gamma-Ray Bursts Caused by Blue Supergiant Collapsars, Newborn Magnetars, or White Dwarf Tidal Disruption Events? | journal=The Astrophysical Journal | volume=833 | issue=1 | date=2016-12-12  | doi=10.3847/1538-4357/833/1/110 | page=110|arxiv = 1608.02938 |bibcode = 2016ApJ...833..110I }}</ref> আজ অবধি শুধুমাত্র কিছু অল্প সংখ্যাদের চিহ্নিত করা হয়েছে, তাদের প্রাথমিক বৈশিষ্ট্য হল তাদের গামা রশ্মি নির্গমনের সময়কাল। সর্বাধিক অধ্যয়ন করা অতি-দীর্ঘ ঘটনাগুলির মধ্যে [[জিআরবি ১০১২২৫এ]] এবং [[জিআরবি ১১১২০৯এ]] রয়েছে।<ref name="Levan Tanvir Starling Wiersema"/><ref>{{cite journal |arxiv=1310.4944 |last1=Boer |first1=Michel |title=Are Ultra-long Gamma-Ray Bursts different? |journal=The Astrophysical Journal |volume=800 |issue=1 |pages=16 |last2=Gendre |first2=Bruce |last3=Stratta |first3=Giulia |s2cid=118655406 |doi=10.1088/0004-637X/800/1/16 |date=2013 |bibcode = 2015ApJ...800...16B }}</ref><ref>{{cite journal |bibcode=2013ApJ...778...54V |doi=10.1088/0004-637X/778/1/54 |title=Grb 091024A and the Nature of Ultra-Long Gamma-Ray Bursts |journal=The Astrophysical Journal |volume=778 |issue=1 |page=54 |date=2013 |last1=Virgili |first1=F. J. |last2=Mundell |first2=C. G. |last3=Pal'Shin |first3=V. |last4=Guidorzi |first4=C. |last5=Margutti |first5=R. |last6=Melandri |first6=A. |last7=Harrison |first7=R. |last8=Kobayashi |first8=S. |last9=Chornock |first9=R. |last10=Henden |first10=A. |last11=Updike |first11=A. C. |last12=Cenko |first12=S. B. |last13=Tanvir |first13=N. R. |last14=Steele |first14=I. A. |last15=Cucchiara |first15=A. |last16=Gomboc |first16=A. |last17=Levan |first17=A. |last18=Cano |first18=Z. |last19=Mottram |first19=C. J. |last20=Clay |first20=N. R. |last21=Bersier |first21=D. |last22=Kopač |first22=D. |last23=Japelj |first23=J. |last24=Filippenko |first24=A. V. |last25=Li |first25=W. |last26=Svinkin |first26=D. |last27=Golenetskii |first27=S. |last28=Hartmann |first28=D. H. |last29=Milne |first29=P. A. |last30=Williams |first30=G. |s2cid=119023750 |display-authors=29 |arxiv = 1310.0313 }}</ref> কম সনাক্তকরণ হার এগুলির প্রকৃত পুনরাবৃত্তির হারের প্রতিফলনের পরিবর্তে দীর্ঘ-মেয়াদী ঘটনাগুলির প্রতি বর্তমান ডিটেক্টরগুলির কম সংবেদনশীলতার ফলাফল হতে পারে।<ref name="Levan Tanvir Starling Wiersema"/> একটি ২০১৩ সালের সমীক্ষা,<ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি |arxiv=1310.2540 |last1=Zhang |first1=Bin-Bin |শিরোনাম=How Long does a Burst Burst? |সাময়িকী=অ্যাস্ট্রোফিজিক্যাল জার্নাল |volume=৭৮৭ |issue=1 |page=৬৬ |last2=Zhang |first2=Bing |last3=Murase |first3=Kohta |last4=Connaughton |first4=Valerie |last5= Briggs |first5=Michael S. |s2cid=56273013 |তারিখ=২০১৪ |doi=10.1088/0004-637X/787/1/66 |bibcode=2014ApJ...787...66Z}}</ref> অন্যদিকে, দেখায় যে একটি পৃথক অতি-দীর্ঘ গামা-রশ্মি বিস্ফোরণের জনসংখ্যার জন্য একটি নতুন ধরনের পূর্বজের জন্য বিদ্যমান প্রমাণগুলি অমীমাংসিত, এবং আরও বহু-তরঙ্গদৈর্ঘ্য পর্যবেক্ষণের প্রয়োজন একটি দৃঢ় সিদ্ধান্তে পৌঁছাতে।
 == আরও দেখুন ==