বিষয়বস্তুতে চলুন

আয়নিত হাইড্রোজেন অঞ্চল

উইকিপিডিয়া, মুক্ত বিশ্বকোষ থেকে
(H II অঞ্চল থেকে পুনর্নির্দেশিত)
এনজিসি ৬০৪, ট্রায়াঙ্গুলাম ছায়াপথের এক বিশাল H II অঞ্চল

H II অঞ্চল হলো আন্তনাক্ষত্রিক পারমাণবিক হাইড্রোজেনের একটি অঞ্চল যা আয়নিত।[১] সাধারণত, এটি একটি আংশিক আয়নিত গ্যাসের মেঘ, সম্প্রতি যেখানে তারা গঠন হয়েছিল। এদের আকার এক থেকে কয়েকশো আলোক বর্ষ পর্যন্ত এবং ঘনত্ব প্রতি ঘন সেন্টিমিটারে অল্প কিছু কণা থেকে প্রায় মিলিয়ন কণা পর্যন্ত হতে পারে। কালপুরুষ নীহারিকা, যা এখন H II অঞ্চল হিসাবে পরিচিত, নিকোলাস-ক্লাড ফ্যাব্রি ডি পিয়েরেস্ক কর্তৃক ১৬১০ সালে প্রথম টেলিস্কোপ দ্বারা পর্যবেক্ষিত হয়েছিলো, এটিই প্রথম এই জাতীয় আবিষ্কৃত বস্তু।

এগুলি যে কোনও আকারের হতে পারে, কারণ এদের মধ্যে তারা এবং গ্যাসের বিতরণ অনিয়মিত। এই অঞ্চলগুলিতে তৈরি স্বল্প-স্থায়ী নীল নক্ষত্রগুলি প্রচুর পরিমাণে অতিবেগুনী আলো নির্গত করে যা আশেপাশের গ্যাসকে আয়নিত করে ফেলে। H II অঞ্চলগুলি — কখনও কখনও কয়েকশো আলোক-বর্ষ জুড়ে বিস্তৃত — প্রায়শই আণবিক মেঘের সাথে মিলিত থাকে। এগুলি প্রায়শই ঝোপাকৃতি এবং তন্তুময় হিসেবে দেখা যায়, কখনও কখনও অশ্বমস্তক নিহারিকার মতো জটিল আকারেও দেখা যায়। H II অঞ্চলগুলি কয়েক মিলিয়ন বছর ধরে কয়েক হাজার তারা জন্ম দিতে পারে। শেষ পর্যন্ত, উৎপন্ন তারা গুচ্ছের সবচেয়ে বৃহত্তর তারাগুলির সুপারনোভা বিস্ফোরণ এবং শক্তিশালী নাক্ষত্রিক বায়ু H II অঞ্চলের গ্যাসগুলিকে বিকীর্ণ করে দেয়, এবং উৎপন্ন তারাগুচ্ছটিকে রেখে যায়, যেমন কৃত্তিকা।

H II অঞ্চলগুলি মহাবিশ্বের যথেষ্ট দূরত্বে লক্ষ্য করা যায় এবং ছায়াপথের দূরত্ব এবং রাসায়নিক সংমিশ্রণ নির্ধারণে এক্সট্রাগ্যালাকটিক H II অঞ্চলের অধ্যয়ন গুরুত্বপূর্ণ। সর্পিল এবং অনিয়মিত ছায়াপথগুলিতে অনেকগুলি H II অঞ্চল থাকে তবে উপবৃত্তাকার ছায়াপথগুলিতে এগুলি প্রায় থাকেই না। আমাদের আকাশগঙ্গা সহ অন্যান্য সর্পিল ছায়াপথগুলিতে, H II অঞ্চলগুলি সর্পিল বাহুগুলিতে নিবিষ্ট থাকে, তবে অনিয়মিত ছায়াপথগুলিতে এগুলি বিশৃঙ্খলভাবে থাকে। কিছু ছায়াপথে বিশাল H II অঞ্চল রয়েছে, যার মধ্যে হাজার হাজার তারা থাকতে পারে। এদের উদাহরণের মধ্যে বৃহৎ ম্যাগেলানিক মেঘের ৩০ ডোরাডাস অঞ্চল এবং ট্র্যাঙ্গুলাম গ্যালাক্সির এনজিসি ৬০৪ অন্তর্ভুক্ত।

পরিভাষা

[সম্পাদনা]
একেবারে নতুন তারার বুদ্বুদ, এলএইচএ 120-এন 180 বি[২]

জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা H II শব্দটি উচ্চারণ করেন "এইচ টু" হিসেবে। "H" হাইড্রোজেনের রাসায়নিক প্রতীক, এবং "II" হ'ল ২ এর রোমান অঙ্ক। জ্যোতির্বিদ্যার রীতি অনুযায়ী নিরপেক্ষ পরমাণুর জন্য রোমান সংখ্যা I, এককভাবে-আয়নিতের জন্য II - অন্যান্য বিজ্ঞানে H II হ'ল H+ - দোকর-আয়নিতের জন্য III, যেমন O III হলো O++।[৩] H II, বা H+, মুক্ত প্রোটন নিয়ে গঠিত। একটি H II অঞ্চল নিরপেক্ষ পারমাণবিক হাইড্রোজেন এবং একটি আণবিক মেঘ হলো আণবিক হাইড্রোজেন, H2। অ-জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের সাথে কথ্য আলোচনায় মাঝে মধ্যে "H II" এবং "H2" এর অভিন্ন কথ্য রূপগুলিতে বিভ্রান্তি দেখা দেয়।

উৎপত্তি ও জীবনকাল

[সম্পাদনা]
বৃহৎ ম্যাগেলানিক মেঘের বিশাল এক H II অঞ্চল, ট্যারান্টুলা নীহারিকার একটি ছোট্ট অংশ

H II অঞ্চলের পূর্বগামী হলো একটি দৈত্যাকার আণবিক মেঘ (জিএমসি)। জিএমসি হ'ল একটি ঠান্ডা (১০-২০ K) এবং ঘন মেঘ বেশিরভাগই আণবিক হাইড্রোজেন নিয়ে গঠিত।[৪] জিএমসিগুলি দীর্ঘ সময়ের জন্য একটি স্থিতিশীল অবস্থায় থাকতে পারে তবে সুপারনোভাজনিত কারণে শক ওয়েভ, মেঘের মধ্যে সংঘর্ষ এবং চৌম্বকীয় মিথস্ক্রিয়াগুলি তার পতনের কারণ হতে পারে। মেঘের ভাঙ্গন এবং খণ্ডিত হওয়ার প্রক্রিয়াটির মাধ্যমে যখন এগুলি ঘটে তখন তারার জন্ম হয় (দীর্ঘতর বিবরণের জন্য তারার বিবর্তন দেখুন)।[৫]

যেহেতু একটি জিএমসির মধ্যে নক্ষত্রের জন্ম হয়, সর্বাধিক বড়গুলি পার্শ্ববর্তী গ্যাসকে আয়নিত করতে যথেষ্ট তাপমাত্রায় পৌঁছে যায়।[৪] একটি আয়নাইজিং রেডিয়েশন ক্ষেত্র গঠনের অল্প সময়ের মধ্যেই, শক্তিশালী ফোটনগুলি একটি আয়নীকরণ মুখ তৈরি করে, যা পার্শ্ববর্তী গ্যাসকে সুপারসনিক গতিতে ছড়িয়ে দেয়। আয়নাইজিং তারাটির থেকে দূরত্ব বৃদ্ধির সাথে সাথে, আয়নীকরণ মুখটি ধীর হয়ে যায়, যখন নতুন আয়নিত গ্যাসের চাপের ফলে আয়নিত আয়তনটুকু প্রসারিত হয়ে যায়। অবশেষে, আয়নীকরণ মুখটি সাবসনিক গতিতে ধীর হয়ে যায় এবং নীহারিকা থেকে বেরিয়ে আসা পদার্থের প্রসারণের ফলে শকফ্রন্টে একে পাকড়াত্ত করে। H II অঞ্চলটি জন্মগ্রহণ করেছে।[৬]

H II অঞ্চলের জীবনকাল কয়েক মিলিয়ন বছরের ক্রম।[৭] উত্তপ্ত নতুন তারার বিকিরণের চাপ অবশেষে বেশিরভাগ গ্যাসকে দূরে সরিয়ে দেবে। প্রকৃতপক্ষে, পুরো প্রক্রিয়াটি খুব অদক্ষ হয়ে থাকে, H II অঞ্চলের ১০ শতাংশেরও কম গ্যাস অন্যদের প্রস্ফুটিত হওয়ার আগেই তারাতে পরিণত হয়।[৫] অতি বৃহত্তর তারাগুলির সুপারনোভা বিস্ফোরণ গ্যাসের বিনাসে অবদান রাখে, যা কেবল ১-২ মিলিয়ন বছর পরেই ঘটে।

নাক্ষত্রিক নার্সারির বিনাস

[সম্পাদনা]
আইসি ২৯৪৪ H II অঞ্চলে বোক গ্লোবিউল

শীতল আণবিক গ্যাসের ঝাড়ের ভেতর তারাগুলি উৎপন্ন হয় যা বর্ধনশীল নক্ষত্রগুলিকে আড়াল করে। কেবলমাত্র যখন কোনও তারা থেকে বিকিরণের চাপ তার 'কোকুন' সরিয়ে দেয় তখনই এটি দৃশ্যমান হয়। উষ্ণ, নীল তারা যেগুলি যথেষ্ট পরিমাণে হাইড্রোজেনকে আয়নিত করতে পারে এবং H II অঞ্চল গঠনের জন্য যথেষ্ট শক্তিশালী তারা এটি দ্রুত করে, এবং যে অঞ্চলটিতে তারা সবে গঠিত হয়েছিল তাকে আলোকিত করে। যে ঘন অঞ্চলগুলি নতুন বা কম বড়ো আকারের বর্ধমান তারাগুলি ধারণ করে এবং এদের গঠনকারী উপাদানগুলিকে এখনও প্রস্ফুটিত করেনি তারা প্রায়শই আয়নিত নীহারিকাটির বিপরীতে সিলুয়েটে দেখা যায়। বার্ট বোক এবং ই এফ রাইলি ১৯৪০ এর দশকে তারাগুলি ঘনীভূত আন্তনাক্ষত্রিক বস্তু থেকে তৈরী হতে পারে এমন ধারণায় "তুলনামূলকভাবে ছোটো অন্ধকার নীহারিকার" জন্য জ্যোতির্বিদ্যার ফটোগ্রাফগুলি অনুসন্ধান করেন; তারা এ জাতীয় বেশ কয়েকটি "ছোট আকারের প্রায় বৃত্তাকার বা ডিম্বাকৃতির অন্ধকার বস্তু" পেয়েছিল, তারা এদের "গ্লোবিউল" হিসাবে উল্লেখ করেন, তাই এরা বোক গ্লোবিউল হিসাবে পরিচিত।[৮] ১৯৮৬ সালের ডিসেম্বরে হার্ভার্ড মানমন্দির শতবর্ষীয় সম্মেলনে বোক প্রস্তাব করেন যে এই গ্লোবিউলগুলি সম্ভবত তারা গঠনের স্থান ছিল।[৯] ১৯৯০ সালে এটি নিশ্চিত হয় যে এরা সত্যই জন্মের স্থান ছিল।[১০] উষ্ণ তরুণ তারা এই গ্লোবিউলগুলি বিলুপ্ত করে দেয়, যেহেতু H II অঞ্চলে রাজত্বকারী নক্ষত্রের বিকিরণ উপাদানটিকে দূরে সরিয়ে দেয়। এই অর্থে, তারা যেগুলি H II অঞ্চল উৎপন্ন করে তারাই নাক্ষত্রিক নার্সারিগুলিকে ধ্বংস করতে কাজ করে। তবে এটি করার পরে তারা গঠনের একটি শেষ বিদারণ হতে পারে, কারণ সুপারনোভার রেডিয়েশন এবং যান্ত্রিক চাপ গ্লোবিউলগুলিকে নিষ্পেষণ করতে পারে যার ফলে তাদের মধ্যে ঘনত্ব বৃদ্ধি পায়।[১১]

H II অঞ্চলের নতুন তারাগুলি তাদেদ গ্রহ ব্যবস্থা থাকার জন্য প্রমাণ দেয়। হাবল স্পেস টেলিস্কোপ কালপুরুষ নীহারিকাতে শত শত প্রোটোপ্ল্যানেটরি ডিস্ক (প্রোপ্লাইড) প্রকাশ করেছে।[১২] কালপুরুষ নীহারিকার কমপক্ষে অর্ধেক নতুন তারা চারদিকে গ্যাস এবং ধূলিকণা দ্বারা বেষ্টিত বলে মনে হয়, সৌরজগৎের মতো গ্রহব্যবস্থা তৈরি করতে প্রয়োজনীয় পরিমাণের অনেক বেশি পরিমাণ ধারণ করবে বলে মনে করা হয়।[১৩]

আরও দেখুন

[সম্পাদনা]

তথ্যসূত্র

[সম্পাদনা]
  1. ↑ Ian Ridpath (২০১২)। A Dictionary of Astronomy: H II region (2nd rev. সংস্করণ)। Oxford University Press। ডিওআই:10.1093/acref/9780199609055.001.0001। আইএসবিএন ৯৭৮০১৯৯৬০৯০৫৫। সংগ্রহের তারিখ ২৪ ডিসেম্বর ২০১৫।
  2. ↑ "Bubbles of Brand New Stars"। www.eso.org (ইংরেজি ভাষায়)। সংগ্রহের তারিখ ৮ ফেব্রুয়ারি ২০১৯।
  3. ↑ "Thermal Radio Emission from HII Regions"। National Radio Astronomy Observatory (US)। ২৭ সেপ্টেম্বর ২০১৬ তারিখে মূল থেকে আর্কাইভকৃত। সংগ্রহের তারিখ ৭ অক্টোবর ২০১৬।
  4. 1 2 Anderson, L.D.; Bania, T.M.; Jackson, J.M.; এবং অন্যান্য (২০০৯)। "The molecular properties of galactic HII regions"। The Astrophysical Journal Supplement Series। ১৮১ (1): ২৫৫–২৭১। আরজাইভ:0810.3685। বিবকোড:2009ApJS..181..255A। ডিওআই:10.1088/0067-0049/181/1/255।
  5. 1 2 Pudritz, Ralph E. (২০০২)। "Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses"। Science। ২৯৫ (5552): ৬৮–৭৫। বিবকোড:2002Sci...295...68P। ডিওআই:10.1126/science.1068298। পিএমআইডি 11778037।
  6. ↑ Franco, J.; Tenorio-Tagle, G.; Bodenheimer, P. (১৯৯০)। "On the formation and expansion of H II regions"। Astrophysical Journal। ৩৪৯: ১২৬–১৪০। বিবকোড:1990ApJ...349..126F। ডিওআই:10.1086/168300।
  7. ↑ Alvarez, M.A.; Bromm, V.; Shapiro, P.R. (২০০৬)। "The H II Region of the First Star"। Astrophysical Journal। ৬৩৯ (2): ৬২১–৬৩২। আরজাইভ:astro-ph/0507684। বিবকোড:2006ApJ...639..621A। ডিওআই:10.1086/499578।
  8. ↑ Bok, Bart J.; Reilly, Edith F. (১৯৪৭)। "Small Dark Nebulae"। Astrophysical Journal। ১০৫: ২৫৫–২৫৭। বিবকোড:1947ApJ...105..255B। ডিওআই:10.1086/144901।
  9. ↑ Bok, Bart J. (১৯৪৮)। "Dimension and Masses of Dark Nebulae"। Harvard Observatory Monographs। ৭ (7): ৫৩–৭২। বিবকোড:1948HarMo...7...53B।
  10. ↑ Yun, J.L.; Clemens, D.P. (১৯৯০)। "Star formation in small globules – Bart Bok was correct"। Astrophysical Journal। ৩৬৫: ৭৩–৭৬। বিবকোড:1990ApJ...365L..73Y। ডিওআই:10.1086/185891।
  11. ↑ Stahler, S.; Palla, F. (২০০৪)। The Formation of Stars। Wiley VCH। ডিওআই:10.1002/9783527618675। আইএসবিএন ৯৭৮-৩-৫২৭-৬১৮৬৭-৫।
  12. ↑ Ricci, L.; Robberto, M.; Soderblom, D. R. (২০০৮)। "The Hubble Space Telescope/advanced Camera for Surveys Atlas of Protoplanetary Disks in the Great Orion Nebula"। Astronomical Journal। ১৩৬ (5): ২১৩৬–২১৫১। বিবকোড:2008AJ....136.2136R। ডিওআই:10.1088/0004-6256/136/5/2136।
  13. ↑ O'dell, C. R.; Wen, Zheng (১৯৯৪)। "Post refurbishment mission Hubble Space Telescope images of the core of the Orion Nebula: Proplyds, Herbig-Haro objects, and measurements of a circumstellar disk"। Astrophysical Journal। ৪৩৬ (1): ১৯৪–২০২। বিবকোড:1994ApJ...436..194O। ডিওআই:10.1086/174892।

বহিঃসংযোগ

[সম্পাদনা]
'https://bn.wikipedia.org/w/index.php?title=আয়নিত_হাইড্রোজেন_অঞ্চল&oldid=8527804' থেকে আনীত