মেটালিটি (Metallicity)

From LTRC
Revision as of 23:53, 19 October 2026 by Sourav001 (talk | contribs) (ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Metallicity” নিবন্ধের বাংলা অনুবাদ)
(diff) ← Older revision | Latest revision (diff) | Newer revision → (diff)
গ্লোবুলার ক্লাস্টার M80। গ্লোবুলার ক্লাস্টারের নক্ষত্রগুলো মূলত পপুলেশন ২-এর বয়স্ক, ধাতু-স্বল্প সদস্য।

জ্যোতির্বিজ্ঞানে, মেটালিটি (Metallicity) হলো কোনো বস্তুতে উপস্থিত হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম-এর চেয়ে ভারী মৌলগুলোর প্রাচুর্য। মহাবিশ্বে বর্তমানে শনাক্তযোগ্য (অর্থাৎ, ডার্ক ম্যাটার নয় এমন) সাধারণ পদার্থের বেশিরভাগই হাইড্রোজেন বা হিলিয়াম, এবং জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা ধাতু (metals) শব্দটি হাইড্রোজেন ও হিলিয়াম ব্যতীত অন্য সকল মৌল বোঝাতে একটি সুবিধাজনক সংক্ষিপ্ত রূপ হিসেবে ব্যবহার করেন। এই শব্দটির ব্যবহার রসায়ন বা পদার্থবিজ্ঞানের প্রচলিত সংজ্ঞা থেকে আলাদা, যেখানে ধাতু বলতে বিদ্যুৎ পরিবাহী মৌলকে বোঝায়। মেটালিটি নিয়ে আলোচনার সময়, অপেক্ষাকৃত বেশি ভারী মৌল সমৃদ্ধ নক্ষত্র এবং নীহারিকাকে ধাতু-সমৃদ্ধ (metal-rich) বলা হয়, যদিও রসায়নের ভাষায় এদের অনেককেই অধাতু বলা হয়।

ভারী মৌলের উপস্থিতি নাক্ষত্রিক নিউক্লিওসিন্থেসিসের ফল। মহাবিশ্বে হাইড্রোজেন ও হিলিয়ামের চেয়ে ভারী অধিকাংশ মৌল নক্ষত্রের বিবর্তনের সময় তাদের কেন্দ্রে তৈরি হয়। সময়ের সাথে সাথে, নাক্ষত্রিক বায়ু এবং সুপারনোভা এই ভারী ধাতুগুলোকে আশেপাশের পরিবেশে ছড়িয়ে দেয়, যা আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমকে সমৃদ্ধ করে এবং নতুন নক্ষত্র জন্মের জন্য উপাদান সরবরাহ করে। মহাবিশ্বের শুরুর দিকের ধাতু-স্বল্প পরিবেশে গঠিত নক্ষত্রগুলোর প্রজন্ম পুরনো, তাই স্বাভাবিকভাবেই তাদের মেটালিটি অপেক্ষাকৃত নতুন প্রজন্মের নক্ষত্রগুলোর চেয়ে কম, যারা অধিক ধাতু-সমৃদ্ধ মহাবিশ্বে গঠিত হয়েছে।

একটি নক্ষত্রের মেটালিটি সাধারণত [Fe/H] হিসেবে প্রকাশ করা হয়, যা সূর্যের মানের সাপেক্ষে হাইড্রোজেন ও লোহার লগারিদমিক অনুপাত নির্দেশ করে। এই স্কেলটি মানদণ্ড হিসেবে গৃহীত হওয়ার পেছনে বেশ কয়েকটি কারণ রয়েছে: গ্যালাক্সিতে লোহার প্রাচুর্য নাক্ষত্রিক নিউক্লিওসিন্থেসিস এবং সুপারনোভার মাধ্যমে সময়ের সাথে মোটামুটি রৈখিকভাবে বৃদ্ধি পায়; লোহার একটি সমৃদ্ধ বর্ণালী রয়েছে যা অপটিক্যাল পরিসরে শত শত শোষণ রেখা তৈরি করে, ফলে সৌর বর্ণালী মানচিত্রায়নের সময় লোহার রেখাগুলো অত্যন্ত স্পষ্ট হয়; এবং পরিশেষে, বিংশ শতাব্দীর মাঝামাঝি সময়ে লোহাকে ডিফল্ট রেফারেন্স মৌল হিসেবে স্বীকৃতি দেওয়া হয়েছিল কারণ এটি নির্ভরযোগ্যভাবে পরিমাপ করা যেত। আজকের মানদণ্ডগুলো লোহা-কেন্দ্রিক ক্যালিব্রেশনের ইতিহাসের ওপর ভিত্তি করে তৈরি। 2

প্রারম্ভিক বর্ণালীবীক্ষণে ধাতু

দৃশ্যমান সৌর বর্ণালী এবং ফ্রনহোফার রেখা।

১৮০২ সালে, উইলিয়াম হাইড ওলাস্টন[1] সৌর বর্ণালীতে বেশ কিছু অন্ধকার রেখার উপস্থিতি লক্ষ্য করেন।[2] ১৮১৪ সালে, জোসেফ ফন ফ্রনহোফার স্বাধীনভাবে এই রেখাগুলো পুনরায় আবিষ্কার করেন এবং পদ্ধতিগতভাবে সেগুলোর তরঙ্গদৈর্ঘ্য পরিমাপ করতে শুরু করেন, যেগুলোকে এখন ফ্রনহোফার রেখা বলা হয়। তিনি ৫৭০টিরও বেশি রেখা মানচিত্রায়িত করেন এবং সবচেয়ে স্পষ্ট রেখাগুলোকে A থেকে K অক্ষর দিয়ে চিহ্নিত করেন, আর দুর্বল রেখাগুলোকে অন্যান্য অক্ষর দিয়ে চিহ্নিত করেন।[3][4][5]

প্রায় ৪৫ বছর পর, গুস্তাভ কিরশফ এবং রবার্ট বুনসেন[6] লক্ষ্য করেন যে বেশ কয়েকটি ফ্রনহোফার রেখা উত্তপ্ত রাসায়নিক মৌলের বর্ণালীতে শনাক্ত করা বৈশিষ্ট্যসূচক নির্গমন রেখার সাথে মিলে যায়।[7] তারা সিদ্ধান্তে উপনীত হন যে সৌর বর্ণালীর অন্ধকার রেখাগুলো সৌর বায়ুমণ্ডলে থাকা রাসায়নিক মৌল দ্বারা শোষণের কারণে ঘটে।[8] তাদের পর্যবেক্ষণগুলো[9] দৃশ্যমান পরিসরে ছিল, যেখানে সবচেয়ে শক্তিশালী রেখাগুলো সোডিয়াম, পটাশিয়াম এবং লোহার মতো ধাতু থেকে আসে।[10] সূর্যের রাসায়নিক গঠন নিয়ে প্রাথমিক গবেষণায় বর্ণালীতে কেবল হাইড্রোজেন এবং বিভিন্ন ধাতুই শনাক্ত করা গিয়েছিল,[11]23–24 এবং সেগুলোকে বর্ণনা করার সময় প্রায়শই ধাতব (metallic) শব্দটি ব্যবহৃত হতো।[11]Part 2 জ্যোতির্বিজ্ঞানের সমসাময়িক ব্যবহারে হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম ব্যতীত অন্য সমস্ত অতিরিক্ত মৌলকে ধাতব বলা হয়।

ধাতব মৌলের উৎপত্তি

আরও দেখুন: নাক্ষত্রিক নিউক্লিওসিন্থেসিস, বিগ ব্যাং নিউক্লিওসিন্থেসিস ভারী মৌলের উপস্থিতি নাক্ষত্রিক নিউক্লিওসিন্থেসিসের ফল, যেখানে মহাবিশ্বের হাইড্রোজেন ও হিলিয়ামের চেয়ে ভারী অধিকাংশ মৌল (যাকে এরপর থেকে ধাতু বলা হবে) নক্ষত্রের বিবর্তনের সময় তাদের কেন্দ্রে তৈরি হয়। সময়ের সাথে সাথে, নাক্ষত্রিক বায়ু এবং সুপারনোভা ধাতুগুলোকে আশেপাশের পরিবেশে জমা করে, যা আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমকে সমৃদ্ধ করে এবং নতুন নক্ষত্র জন্মের জন্য পুনর্ব্যবহারযোগ্য উপাদান সরবরাহ করে। এর থেকে বোঝা যায় যে, পুরনো প্রজন্মের নক্ষত্রগুলো, যা ধাতু-স্বল্প আদি মহাবিশ্বে গঠিত হয়েছিল, তাদের মেটালিটি সাধারণত নতুন প্রজন্মের নক্ষত্রগুলোর চেয়ে কম, যারা অধিক ধাতু-সমৃদ্ধ মহাবিশ্বে গঠিত হয়েছে।

নাক্ষত্রিক পপুলেশন

পপুলেশন ১ নক্ষত্র রাইজেল এবং প্রতিফলন নীহারিকা IC 2118

বিভিন্ন ধরনের নক্ষত্রের রাসায়নিক প্রাচুর্যে পরিলক্ষিত পরিবর্তন, যা বর্ণালীর বিশেষত্বের ওপর ভিত্তি করে পরবর্তীতে মেটালিটির সাথে যুক্ত করা হয়, জ্যোতির্বিজ্ঞানী ওয়াল্টার বাড-কে ১৯৪৪ সালে নক্ষত্রের দুটি ভিন্ন পপুলেশন প্রস্তাব করতে পরিচালিত করে।[12] এগুলো সাধারণত পপুলেশন ১ (ধাতু-সমৃদ্ধ) এবং পপুলেশন ২ (ধাতু-স্বল্প) নক্ষত্র হিসেবে পরিচিতি পায়। ১৯৭৮ সালে তৃতীয়, সবচেয়ে প্রাচীন নাক্ষত্রিক পপুলেশন অনুমান করা হয়, যা পপুলেশন ৩ নক্ষত্র নামে পরিচিত।[13][14][15] এই "অত্যন্ত ধাতু-স্বল্প" (XMP) নক্ষত্রগুলো তাত্ত্বিকভাবে মহাবিশ্বে সৃষ্ট "প্রথম জন্ম নেওয়া" নক্ষত্র।

গণনার সাধারণ পদ্ধতি

জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা উপলব্ধ সরঞ্জাম এবং আগ্রহের বস্তুর ওপর নির্ভর করে ধাতুর প্রাচুর্য বর্ণনা এবং অনুমান করার জন্য বিভিন্ন পদ্ধতি ব্যবহার করেন। কিছু পদ্ধতির মধ্যে রয়েছে গ্যাস বনাম ধাতুর ভরের ভগ্নাংশ নির্ধারণ করা, অথবা সূর্যের মধ্যে পাওয়া অনুপাতের তুলনায় দুটি ভিন্ন মৌলের পরমাণুর সংখ্যার অনুপাত পরিমাপ করা।

ভরের ভগ্নাংশ

নাক্ষত্রিক গঠন প্রায়শই X, Y, এবং Z প্যারামিটার দ্বারা সংজ্ঞায়িত করা হয়। এখানে X হলো হাইড্রোজেনের ভরের ভগ্নাংশ, Y হলো হিলিয়ামের ভরের ভগ্নাংশ, এবং Z হলো অবশিষ্ট সমস্ত রাসায়নিক মৌলের ভরের ভগ্নাংশ। সুতরাং

X+Y+Z=1

অধিকাংশ নক্ষত্র, নীহারিকা, H II অঞ্চল এবং অন্যান্য মহাজাগতিক উৎসে হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম হলো দুটি প্রধান মৌল। হাইড্রোজেনের ভরের ভগ্নাংশ সাধারণত  X≡mHM , হিসেবে প্রকাশ করা হয়, যেখানে M হলো সিস্টেমের মোট ভর এবং  mH  হলো এতে থাকা হাইড্রোজেনের ভর। একইভাবে, হিলিয়ামের ভরের ভগ্নাংশকে  Y≡mHeM. হিসেবে চিহ্নিত করা হয়। অবশিষ্ট মৌলগুলোকে সম্মিলিতভাবে "ধাতু" বলা হয় এবং ধাতুর ভরের ভগ্নাংশ এভাবে গণনা করা হয়:

Z=∑e>HemeM=1−X−Y.

সূর্যের পৃষ্ঠের জন্য (প্রতীক ⊙), এই প্যারামিটারগুলোর পরিমাপকৃত মান নিম্নরূপ:[16]

বর্ণনা সৌর মান[16]
হাইড্রোজেনের ভরের ভগ্নাংশ  X⊙=0.7684±0.0035 
হিলিয়ামের ভরের ভগ্নাংশ  Y⊙=0.2485±0.0034 
ধাতুর ভরের ভগ্নাংশ  Z⊙=0.0165±0.0010
ধাতু-থেকে-হাইড্রোজেন অনুপাত  Z⊙/ X⊙=0.0225±0.0014

সৌর মডেলিং সমস্যা ছিল হেলিওসিসমোলজিক্যাল পর্যবেক্ষণ এবং সৌর অভ্যন্তরীণ মডেলের মধ্যে একটি দীর্ঘস্থায়ী অমিল, যা ২০০০-এর দশকের শুরুর দিকে শুরু হয়েছিল।[17] এটি ১৯৯৮ সালের সৌর মেটালিটির পরিমাপের ওপর ভিত্তি করে ছিল, যা ছিল প্রায়  Z⊙/ X⊙=0.0187±0.0009[17] এটি ২০২২ সালের একটি বিশ্লেষণের মাধ্যমে সমাধান করা হয়, যা সৌর মেটালিটিকে আপডেট করে এবং ১৯৯৮-এর আগের পরিমাপগুলোর সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ করে তোলে।[16][18]

নাক্ষত্রিক বিবর্তনের প্রভাবের কারণে, সূর্যের প্রাথমিক গঠন বা বর্তমান সামগ্রিক গঠন এর বর্তমান পৃষ্ঠের গঠনের মতো নয়।[19]

রাসায়নিক প্রাচুর্যের অনুপাত

সামগ্রিক নাক্ষত্রিক মেটালিটি প্রচলিতভাবে মোট হাইড্রোজেন সামগ্রী ব্যবহার করে সংজ্ঞায়িত করা হয়, যেহেতু মহাবিশ্বে এর প্রাচুর্য তুলনামূলকভাবে স্থির বলে মনে করা হয়, অথবা নক্ষত্রের লোহার সামগ্রী ব্যবহার করে, যার প্রাচুর্য মহাবিশ্বে সময়ের সাথে সাধারণত রৈখিকভাবে বৃদ্ধি পায়।[20] অতএব, লোহাকে নিউক্লিওসিন্থেসিসের একটি কালানুক্রমিক সূচক হিসেবে ব্যবহার করা যেতে পারে। নক্ষত্রের বর্ণালীতে লোহার রেখার আধিক্যের কারণে বর্ণালীবীক্ষণ পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে লোহা পরিমাপ করা তুলনামূলকভাবে সহজ[21] (যদিও অক্সিজেন হলো সবচেয়ে প্রচুর ভারী মৌল – নিচে H II অঞ্চলে মেটালিটি দেখুন)। প্রাচুর্যের অনুপাত হলো সূর্যের তুলনায় নক্ষত্রের লোহার প্রাচুর্যের অনুপাতের সাধারণ লগারিদম এবং এটি এভাবে গণনা করা হয়:[22]

[FeH]=log10(NFeNH)⋆−log10(NFeNH)⊙ ,

যেখানে  NFe  এবং  NH  যথাক্রমে প্রতি একক আয়তনে লোহার এবং হাইড্রোজেনের পরমাণুর সংখ্যা, ⊙ হলো সূর্যের জন্য মানক প্রতীক, এবং ⋆ হলো নক্ষত্রের জন্য (প্রায়শই নিচে বাদ দেওয়া হয়)। মেটালিটির জন্য প্রায়শই ব্যবহৃত একক হলো ডেক্স (dex), যা "decimal exponent"-এর সংক্ষিপ্ত রূপ।[23] এই সূত্র অনুযায়ী, সূর্যের চেয়ে বেশি মেটালিটি সম্পন্ন নক্ষত্রগুলোর একটি ধনাত্মক সাধারণ লগারিদম থাকে, যেখানে হাইড্রোজেন দ্বারা বেশি প্রভাবিত নক্ষত্রগুলোর একটি সংশ্লিষ্ট ঋণাত্মক মান থাকে। উদাহরণস্বরূপ, +১ মান সম্পন্ন নক্ষত্রগুলোর মেটালিটি সূর্যের ১০ গুণ (+1); বিপরীতভাবে, -১ মান সম্পন্ন নক্ষত্রগুলোর মেটালিটি 1/10, আর ০ মান সম্পন্ন নক্ষত্রগুলোর মেটালিটি সূর্যের সমান, ইত্যাদি।[24]

তরুণ পপুলেশন ১ নক্ষত্রগুলোর লোহার-হাইড্রোজেন অনুপাত পুরনো পপুলেশন ২ নক্ষত্রগুলোর তুলনায় উল্লেখযোগ্যভাবে বেশি। আদিম পপুলেশন ৩ নক্ষত্রগুলোর মেটালিটি -৬ এর কম বলে অনুমান করা হয়, যা সূর্যের লোহার প্রাচুর্যের দশ লক্ষ ভাগের এক ভাগ।[25][26] একই নোটেশন অন্যান্য স্বতন্ত্র মৌলের মধ্যে সূর্যের অনুপাতের তুলনায় প্রাচুর্যের তারতম্য প্রকাশ করতে ব্যবহৃত হয়। উদাহরণস্বরূপ,  [OFe]  নোটেশনটি সূর্যের তুলনায় নক্ষত্রের অক্সিজেনের প্রাচুর্য এবং লোহার সামগ্রীর লগারিদমের পার্থক্য নির্দেশ করে। সাধারণত, একটি নির্দিষ্ট নাক্ষত্রিক নিউক্লিওসিন্থেটিক প্রক্রিয়া কেবল কয়েকটি মৌল বা আইসোটোপের অনুপাত পরিবর্তন করে, তাই নির্দিষ্ট  [?Fe]⋆  মান সম্পন্ন একটি নক্ষত্র বা গ্যাসের নমুনা একটি সংশ্লিষ্ট, অধ্যয়নকৃত পারমাণবিক প্রক্রিয়ার ইঙ্গিত দিতে পারে।

ফটোমেট্রিক রঙ

জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা পরিমাপকৃত এবং ক্যালিব্রেটেড সিস্টেমের মাধ্যমে মেটালিটি অনুমান করতে পারেন যা ফটোমেট্রিক পরিমাপ এবং বর্ণালীবীক্ষণ পরিমাপকে সম্পর্কযুক্ত করে (আরও দেখুন স্পেকট্রোফটোমেট্রি)। উদাহরণস্বরূপ, জনসন UVB ফিল্টার নক্ষত্রে অতিবেগুনী (UV) আধিক্য শনাক্ত করতে ব্যবহার করা যেতে পারে,[27] যেখানে একটি ছোট UV আধিক্য ধাতুর বৃহত্তর উপস্থিতি নির্দেশ করে যা UV বিকিরণ শোষণ করে, যার ফলে নক্ষত্রটিকে "লাল" দেখায়।[28][29][30] UV আধিক্য, δ(U−B), একটি নক্ষত্রের U এবং B ব্যান্ড ম্যাগনিটিউডের পার্থক্য এবং হায়াডিস ক্লাস্টারের ধাতু-সমৃদ্ধ নক্ষত্রগুলোর U এবং B ব্যান্ড ম্যাগনিটিউডের পার্থক্যের মধ্যে পার্থক্য হিসেবে সংজ্ঞায়িত করা হয়।[31] দুর্ভাগ্যবশত, δ(U−B) মেটালিটি এবং তাপমাত্রা উভয়ের প্রতিই সংবেদনশীল: যদি দুটি নক্ষত্র সমানভাবে ধাতু-সমৃদ্ধ হয়, কিন্তু একটি অন্যটির চেয়ে শীতল হয়, তবে তাদের δ(U−B) মান ভিন্ন হওয়ার সম্ভাবনা থাকে[31] (আরও দেখুন ব্ল্যাঙ্কেট ইফেক্ট[32][33])। এই বিভ্রান্তি কমাতে সাহায্য করার জন্য, নক্ষত্রের B−V রঙ সূচক তাপমাত্রার সূচক হিসেবে ব্যবহার করা যেতে পারে। অধিকন্তু, UV আধিক্য এবং B−V সূচককে সংশোধন করে δ(U−B) মানকে লোহার প্রাচুর্যের সাথে সম্পর্কিত করা যায়।[34][35][36]

অন্যান্য ফটোমেট্রিক সিস্টেম যা নির্দিষ্ট মহাজাগতিক বস্তুর মেটালিটি নির্ধারণ করতে ব্যবহার করা যেতে পারে তার মধ্যে রয়েছে স্ট্রোমগ্রেন সিস্টেম,[37][38] জেনেভা সিস্টেম,[39][40] ওয়াশিংটন সিস্টেম,[41][42] এবং DDO সিস্টেম।[43][44]

বিভিন্ন মহাজাগতিক বস্তুতে মেটালিটি

নক্ষত্র

একটি নির্দিষ্ট ভর ও বয়সের ক্ষেত্রে, ধাতু-স্বল্প নক্ষত্র কিছুটা বেশি উষ্ণ হয়। পপুলেশন ২ নক্ষত্র-এর ধাতবতা সূর্যের প্রায় 1/1000 থেকে 1/10 অংশ ( [FeH] =−3.0 ... −1.0 ) , কিন্তু সামগ্রিকভাবে এই গোষ্ঠীটিকে পপুলেশন ১-এর তুলনায় শীতল মনে হয়, কারণ ভারী পপুলেশন ২ নক্ষত্রগুলো অনেক আগেই বিলুপ্ত হয়ে গেছে। ৪০ সৌর ভর-এর উপরে, ধাতবতা একটি নক্ষত্রের মৃত্যুর ধরন নির্ধারণ করে: পেয়ার-ইনস্ট্যাবিলিটি উইন্ডো-এর বাইরে, কম ধাতবতাসম্পন্ন নক্ষত্রগুলো সরাসরি ব্ল্যাক হোলে পরিণত হয়, অন্যদিকে উচ্চ ধাতবতাসম্পন্ন নক্ষত্রগুলো টাইপ Ib/c সুপারনোভা প্রক্রিয়ার মধ্য দিয়ে যায় এবং একটি নিউট্রন তারা রেখে যেতে পারে।

নাক্ষত্রিক ধাতবতা এবং গ্রহের মধ্যে সম্পর্ক

একটি নক্ষত্রের ধাতবতার পরিমাপ হলো এমন একটি প্যারামিটার যা নির্ধারণ করতে সাহায্য করে যে একটি নক্ষত্রের কোনো বিশাল গ্রহ থাকতে পারে কি না, কারণ ধাতবতা এবং বিশাল গ্রহের উপস্থিতির মধ্যে একটি সরাসরি সম্পর্ক রয়েছে। পরিমাপগুলো একটি নক্ষত্রের ধাতবতা এবং গ্যাস দানব গ্রহ, যেমন বৃহস্পতি ও শনি-এর মধ্যে সংযোগ প্রদর্শন করেছে। একটি নক্ষত্রে এবং এর ফলে তার গ্রহমণ্ডল ও প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্ক-এ যত বেশি ধাতু থাকে, সেই সিস্টেমে গ্যাস দানব গ্রহ থাকার সম্ভাবনা তত বেশি হয়। বর্তমান মডেলগুলো দেখায় যে, সঠিক গ্রহমণ্ডলের তাপমাত্রা এবং নক্ষত্র থেকে দূরত্বের পাশাপাশি ধাতবতা হলো গ্রহ ও প্ল্যানেটেসিমাল গঠনের মূল চাবিকাঠি। সমান বয়স ও ভরের কিন্তু ভিন্ন ধাতবতাসম্পন্ন দুটি নক্ষত্রের ক্ষেত্রে, কম ধাতবতাসম্পন্ন নক্ষত্রটি নীলাভ হয়। একই রঙের নক্ষত্রগুলোর মধ্যে, কম ধাতবতাসম্পন্ন নক্ষত্রগুলো বেশি অতিবেগুনি বিকিরণ নির্গত করে। সূর্য, যার আটটি গ্রহ এবং নয়টি স্বীকৃত বামন গ্রহ রয়েছে, তাকে ০.০০  [FeH]  মান ধরে রেফারেন্স হিসেবে ব্যবহার করা হয়।[45][46][47][48][49]

H II অঞ্চল

H II অঞ্চলে অবস্থিত তরুণ, বিশাল এবং উত্তপ্ত নক্ষত্রগুলো (সাধারণত O এবং B বর্ণালীর) UV ফোটন নির্গত করে যা গ্রাউন্ড-স্টেট হাইড্রোজেন পরমাণুকে আয়নিত করে এবং ইলেকট্রনগুলোকে মুক্ত করে; এই প্রক্রিয়াটি ফটোআয়নাইজেশন নামে পরিচিত। মুক্ত ইলেকট্রনগুলো কাছাকাছি থাকা অন্যান্য পরমাণুকে আঘাত করতে পারে, যা আবদ্ধ ধাতব ইলেকট্রনগুলোকে একটি মেটাস্ট্যাবল অবস্থায় উত্তেজিত করে। এগুলো পরবর্তীতে গ্রাউন্ড স্টেটে ফিরে আসার সময় এমন শক্তির ফোটন নির্গত করে যা নিষিদ্ধ রেখার সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ। এই রূপান্তরগুলোর মাধ্যমে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা H II অঞ্চলে ধাতুর প্রাচুর্য অনুমান করার জন্য বেশ কিছু পর্যবেক্ষণমূলক পদ্ধতি তৈরি করেছেন, যেখানে বর্ণালীবীক্ষণ পর্যবেক্ষণে নিষিদ্ধ রেখাগুলো যত শক্তিশালী হয়, ধাতবতা তত বেশি হয়।[50][51] এই পদ্ধতিগুলো নিম্নলিখিত এক বা একাধিক বিষয়ের উপর নির্ভরশীল: H II অঞ্চলের ভেতরের অসম ঘনত্বের বৈচিত্র্য, অন্তর্ভুক্ত নক্ষত্রগুলোর ভিন্ন ভিন্ন তাপমাত্রা এবং/অথবা আয়নিত অঞ্চলের ভেতরের ইলেকট্রন ঘনত্ব।[52][53][54][55]

তাত্ত্বিকভাবে, একটি H II অঞ্চলে একটি একক উপাদানের মোট প্রাচুর্য নির্ধারণ করতে হলে, সমস্ত ট্রানজিশন রেখা পর্যবেক্ষণ করে যোগ করা উচিত। তবে, রেখার শক্তির পার্থক্যের কারণে এটি পর্যবেক্ষণগতভাবে কঠিন হতে পারে।[56][57] H II অঞ্চলে ধাতুর প্রাচুর্য নির্ধারণের জন্য ব্যবহৃত সবচেয়ে সাধারণ নিষিদ্ধ রেখাগুলোর মধ্যে রয়েছে অক্সিজেন (যেমন [OII] λ = (3727, 7318, 7324) Å, এবং [OIII] λ = (4363, 4959, 5007) Å), নাইট্রোজেন (যেমন [NII] λ = (5755, 6548, 6584) Å), এবং সালফার (যেমন [SII] λ = (6717, 6731) Å এবং [SIII] λ = (6312, 9069, 9531) Å) যা অপটিক্যাল বর্ণালীতে পাওয়া যায়, এবং [OIII] λ = (52, 88) μm ও [NIII] λ = 57 μm রেখাগুলো ইনফ্রারেড বর্ণালীতে পাওয়া যায়। অক্সিজেন-এর কিছু শক্তিশালী এবং প্রচুর পরিমাণে রেখা H II অঞ্চলে থাকে, যা এই বস্তুগুলোর মধ্যে ধাতবতা অনুমানের জন্য একটি প্রধান লক্ষ্যবস্তু। অক্সিজেন ফ্লাক্স পরিমাপ ব্যবহার করে H II অঞ্চলে ধাতুর প্রাচুর্য গণনা করার জন্য, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা প্রায়শই R23 পদ্ধতি ব্যবহার করেন, যেখানে

R23= [ OII]3727Å+[ OIII]4959Å+5007Å [ Hβ]4861Å ,

যেখানে  [ OII]3727Å+[ OIII]4959Å+5007Å  হলো রেস্ট ফ্রেম λ = (3727, 4959 এবং 5007) Å তরঙ্গদৈর্ঘ্যে পরিমাপ করা অক্সিজেন নির্গমন রেখার ফ্লাক্সের সমষ্টি, যা রেস্ট ফ্রেম λ = 4861 Å তরঙ্গদৈর্ঘ্যে বামার সিরিজ Hβ নির্গমন রেখার ফ্লাক্স দ্বারা বিভক্ত।[58] এই অনুপাতটি মডেল এবং পর্যবেক্ষণমূলক গবেষণার মাধ্যমে সুসংজ্ঞায়িত,[59][60][61] তবে সতর্কতা অবলম্বন করা উচিত, কারণ এই অনুপাতটি প্রায়শই ডিজেনারেট (degenerate) হয়, যা নিম্ন এবং উচ্চ উভয় ধাতবতার সমাধান প্রদান করে, যা অতিরিক্ত রেখা পরিমাপের মাধ্যমে সমাধান করা যেতে পারে।[62] একইভাবে, অন্যান্য শক্তিশালী নিষিদ্ধ রেখার অনুপাত ব্যবহার করা যেতে পারে, যেমন সালফারের জন্য,[63]

S23= [ SII]6716Å+6731Å+[ SIII]9069Å+9532Å [ Hβ]4861Å.

H II অঞ্চলের ভেতরে ধাতুর প্রাচুর্য সাধারণত ১%-এর কম হয়, এবং গ্যালাকটিক সেন্টার থেকে দূরত্ব বাড়ার সাথে সাথে এই শতাংশ গড়ে হ্রাস পায়।[56][64][65][66][67]

উচ্চ রেডশিফটে ধাতবতা ক্যালিব্রেশন

উপরে বর্ণিত শক্তিশালী রেখা পদ্ধতিগুলো মূলত নিম্ন-রেডশিফট গ্যালাক্সি নমুনার উপর ক্যালিব্রেট করা হয়েছিল। জেমস ওয়েব স্পেস টেলিস্কোপ (JWST) এবং এর নিয়ার ইনফ্রারেড স্পেকট্রোগ্রাফ (NIRSpec) z ~ ৪-১০ রেডশিফটে বর্ণালীবীক্ষণ ধাতবতা পরিমাপ সম্ভব করেছে, যা মহাজাগতিক টাইমলাইনের প্রথম দুই বিলিয়ন বছরের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ।[68]

বেশিরভাগ নির্গমন রেখার অনুপাত রেডশিফটের সাথে উল্লেখযোগ্যভাবে পরিবর্তিত হয়। এটি প্রাথমিক গ্যালাক্সিগুলোতে ইন্টারস্টেলার মাধ্যমের আয়নাইজেশন প্যারামিটারের পদ্ধতিগত বৃদ্ধির কারণে ঘটে।[69] এই কারণে, উচ্চ-রেডশিফট বর্ণালীতে সাধারণ z ≈ ০ ক্যালিব্রেশন প্রয়োগ করলে তা অক্সিজেন প্রাচুর্যের অনুমানকে ১ ডেক্স (dex) পর্যন্ত নিচে নামিয়ে দিতে পারে।

JWST অ্যাডভান্সড ডিপ এক্সট্রাগ্যালাকটিক সার্ভে (JADES)-এর গভীর পর্যবেক্ষণ ৩-১০ এর মধ্যে z মানসম্পন্ন গ্যালাক্সিগুলোকে পর্যবেক্ষণ করেছে, যার মধ্যে নিম্ন-ভরের সিস্টেমগুলোও (log⁡( M⋆/ M⊙)≲8) অন্তর্ভুক্ত ছিল, যা স্থল-ভিত্তিক সুবিধা থেকে পর্যবেক্ষণ করা অসম্ভব ছিল।[70]

আরও দেখুন

তথ্যসূত্র

[24]

  1. ↑ Melvyn C. Usselman: William Hyde Wollaston Encyclopædia Britannica, retrieved 31 March 2013
  2. ↑ William Hyde Wollaston (1802) "A method of examining refractive and dispersive powers, by prismatic reflection," Philosophical Transactions of the Royal Society, 92: 365–380; see especially p. 378.
  3. ↑ Hearnshaw, J.B.. (1986). "The analysis of starlight". 27. কেমব্রিজ ইউনিভার্সিটি প্রেস. ISBN 978-0-521-39916-6.
  4. ↑ Joseph Fraunhofer (1814 - 1815) "Bestimmung des Brechungs- und des Farben-Zerstreuungs - Vermögens verschiedener Glasarten, in Bezug auf die Vervollkommnung achromatischer Fernröhre" (Determination of the refractive and color-dispersing power of different types of glass, in relation to the improvement of achromatic telescopes), Denkschriften der Königlichen Akademie der Wissenschaften zu München (Memoirs of the Royal Academy of Sciences in Munich), 5: 193–226; see especially pages 202–205 and the plate following page 226.
  5. ↑ (1981). Fundamentals of Optics. 18. McGraw-Hill. ISBN 978-0-07-256191-3.
  6. ↑ See:
    • Gustav Kirchhoff (1859) "Ueber die Fraunhofer'schen Linien" (On Fraunhofer's lines), Monatsbericht der Königlichen Preussische Akademie der Wissenschaften zu Berlin (Monthly report of the Royal Prussian Academy of Sciences in Berlin), 662–665.
    • Gustav Kirchhoff (1859) "Ueber das Sonnenspektrum" (On the sun's spectrum), Verhandlungen des naturhistorisch-medizinischen Vereins zu Heidelberg (Proceedings of the Natural History / Medical Association in Heidelberg), 1 (7) : 251–255.
  7. ↑ G. Kirchhoff. (1860). Ueber die Fraunhofer'schen Linien. Annalen der Physik. 185 (1) 148–150. doi:10.1002/andp.18601850115.
  8. ↑ G. Kirchhoff. (1860). Ueber das Verhältniss zwischen dem Emissionsvermögen und dem Absorptionsvermögen der Körper für Wärme und Licht. Annalen der Physik. 185 (2) 275–301. doi:10.1002/andp.18601850205.
  9. ↑ Kirchhoff and Bunsen on Spectroscopy. www.chemteam.info.
  10. ↑ (1872). Spectrum analysis in its application to terrestrial substances and the physical constitution of the heavenly bodies: familiarly explained / by H. Schellen .... HathiTrust.
  11. ↑ 11.0 11.1 Meadows, A. J. (Arthur Jack). (1970). Early solar physics. Oxford, New York, Pergamon Press. ISBN 978-0-08-006653-0.
  12. ↑ Baade, Walter. (1944). "The Resolution of Messier 32, NGC 205, and the central region of the Andromeda Nebula". Astrophysical Journal. 100 121–146. doi:10.1086/144650.
  13. ↑ Rees, M.J.. (1978). "Origin of pregalactic microwave background". Nature. 275 (5675) 35–37. doi:10.1038/275035a0.
  14. ↑ (1978). "Core condensation in heavy halos - a two-stage theory for galaxy formation and clustering". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 183 (3) 341–358. doi:10.1093/mnras/183.3.341.
  15. ↑ (1980). "Population III stars and the shape of the cosmological black body radiation". Astronomy and Astrophysics. 83 (3) L10–L12.
  16. ↑ 16.0 16.1 16.2 (May 2022). "Observational constraints on the origin of the elements: IV. Standard composition of the Sun". Astronomy & Astrophysics. 661 A140. doi:10.1051/0004-6361/202142971.
  17. ↑ 17.0 17.1 (2021). The chemical make-up of the Sun: A 2020 vision. Astronomy & Astrophysics. 653 A141. doi:10.1051/0004-6361/202140445.
  18. ↑ (April 2025). "Axion astrophysics". Physics Reports. 1117 1–102. doi:10.1016/j.physrep.2025.02.002.
  19. ↑ *Lodders, Katharina. (July 10, 2003). Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements. The Astrophysical Journal. 591 (2) 1220–1247. doi:10.1086/375492.
  20. ↑ (September 2014). Stellar abundances in the Solar neighborhood: The Hypatia Catalog. Astronomical Journal. 148 (3) 33. doi:10.1088/0004-6256/148/3/54.
  21. ↑ (September 1989). Abundance Ratios as a Function of Metallicity. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 27 (1) 279–349. doi:10.1146/annurev.aa.27.090189.001431.
  22. ↑ Matteucci, Francesca. (2001). The Chemical Evolution of the Galaxy. 253 7. Springer Science & Business Media. ISBN 978-0-7923-6552-5.
  23. ↑ Fenna, Donald. (2002). A Dictionary of Weights, Measures, and Units. OUP Oxford. ISBN 978-0-19-107898-9.
  24. ↑ 24.0 24.1 Martin, John C.. What we learn from a star's metal content. University of Illinois, Springfield.
  25. ↑ (4 June 2015). "Evidence for pop III-like stellar populations in the most luminous Lyman-α emitters at the epoch of re-ionisation: Spectroscopic confirmation". The Astrophysical Journal. 808 (2) 139. doi:10.1088/0004-637x/808/2/139.
  26. ↑ Overbye, Dennis. (17 June 2015). Astronomers report finding earliest stars that enriched the cosmos. The New York Times.
  27. ↑ (May 1953). "Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes Spectral Atlas". The Astrophysical Journal. 117 313. doi:10.1086/145697.
  28. ↑ Roman, Nancy G.. (December 1955). "A catalogue of high-velocity stars". The Astrophysical Journal Supplement Series. 2 195. doi:10.1086/190021.
  29. ↑ (1959-06-01). "On the existence of subdwarfs in the (MBol, log Te)-diagram". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 119 (3) 278–296. doi:10.1093/mnras/119.3.278.
  30. ↑ (September 1960). "Letter to the Editor: On the ultraviolet excess in G dwarfs". The Astrophysical Journal. 132 276. doi:10.1086/146926.
  31. ↑ 31.0 31.1 (January 1962). "On the effect of Fraunhofer lines on u, b, V measurements". The Astrophysical Journal. 135 94. doi:10.1086/147251.
  32. ↑ (September 1955). "On the colors of subdwarfs". The Astrophysical Journal. 122 353. doi:10.1086/146094.
  33. ↑ Cameron, L. M.. (June 1985). "Metallicities and distances of galactic clusters as determined from UBV data – Part Three – Ages and abundance gradients of open clusters". Astronomy and Astrophysics. 147 47.
  34. ↑ Sandage, A.R.. (December 1969). "New subdwarfs. II. Radial velocities, photometry, and preliminary space motions for 112 stars with large proper motion". The Astrophysical Journal. 158 1115. doi:10.1086/150271.
  35. ↑ Carney, B.W.. (October 1979). "Subdwarf ultraviolet excesses and metal abundances". The Astrophysical Journal. 233 211. doi:10.1086/157383.
  36. ↑ (June 1988). "A survey of proper-motion stars. III - Reddenings, distances, and metallicities". The Astronomical Journal. 95 1843. doi:10.1086/114782.
  37. ↑ Strömgren, Bengt. (1963). "Basic Astronomical Data: Stars and stellar systems". 123. University of Chicago Press.
    • 1980 reprint edition: OCLC: 7047642, ISBN: 0-2264-5964-0
    • 1988 reprint edition: ISBN: 978-2-2645-9640-6
  38. ↑ Crawford, L.D.. (1966). "Photo-electric H-beta and U V B Y photometry". Spectral Classification and Multicolour Photometry. 24 170.
  39. ↑ (October 1979). "Luminosity and Teff determinations for B-type stars". Astronomy and Astrophysics. 78 305.
  40. ↑ (November 1990). "A new calibration of the Geneva photometry in terms of Te, log g, (Fe/H) and mass for main sequence A4 to G5 stars". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 85 999.
  41. ↑ Geisler, D.. (1986). The empirical abundance calibrations for Washington photometry of population II giants. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 98 (606) 762. doi:10.1086/131822.
  42. ↑ (November 1991). "An improved metal abundance calibration for the Washington system". The Astronomical Journal. 102 1836. doi:10.1086/116008.
  43. ↑ (May 1994). "A revised effective-temperature calibration for the DDO photometric system". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 106 436. doi:10.1086/133398.
  44. ↑ James, K.A.. (May 1975). "Cyanogen strengths, luminosities, and kinematics of K giant stars". The Astrophysical Journal Supplement Series. 29 161. doi:10.1086/190339.
  45. ↑ Wang, Ji. Planet-metallicity correlation - the rich get richer. Caltech.
  46. ↑ (2005). "The planet-metallicity correlation". The Astrophysical Journal. 622 (2) 1102. doi:10.1086/428383.
  47. ↑ (2013). "Revealing a universal planet-metallicity correlation for planets of different sizes around Solar-type stars". The Astronomical Journal. 149 (1) 14. doi:10.1088/0004-6256/149/1/14.
  48. ↑ Sanders, Ray. (9 April 2012). When stellar metallicity sparks planet formation. Astrobiology Magazine.
  49. ↑ "The G star problem". 228 509–511. 2023-03-20
    Missing article's page numbers are imbedded in:
    Arimoto, N.. (23–27 May 2005). "Linking the halo to its surroundings". 228 503–512. IAU / Cambridge University Press. ISBN 978-0-52185199-2. doi:10.1017/S1743921305006344.
  50. ↑ (September 2002). "Using strong lines to estimate abundances in extragalactic H II regions and starburst galaxies". The Astrophysical Journal Supplement Series. 142 (1) 35–52. doi:10.1086/341326.
  51. ↑ (2006-09-12). "Gas metallicity diagnostics in star-forming galaxies". Astronomy & Astrophysics. 459 (1) 85–101. doi:10.1051/0004-6361:20065216.
  52. ↑ Peimbert, Manuel. (December 1967). "Temperature determinations of H II regions". The Astrophysical Journal. 150 825. doi:10.1086/149385.
  53. ↑ Pagel, B.E.J.. (1986). Nebulae and abundances in galaxies. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 98 (608) 1009. doi:10.1086/131863.
  54. ↑ (August 1999). "The distribution of heavy elements in spiral and elliptical galaxies". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 111 (762) 919–945. doi:10.1086/316403.
  55. ↑ (April 1999). "On measuring nebular chemical abundances in distant galaxies using global emission-line spectra". The Astrophysical Journal. 514 (2) 544–557. doi:10.1086/306987.
  56. ↑ 56.0 56.1 Grazyna, Stasinska. (2004). "Cosmochemistry: The melting pot of the elements". 115–170. Cambridge University Press.
  57. ↑ (December 2005). "Chemical composition of two H II regions in NGC 6822 based on VLT spectroscopy". The Astrophysical Journal. 634 (2) 1056–1066. doi:10.1086/444557.
  58. ↑ (1979-11-01). "On the composition of H II regions in southern galaxies – I. NGC 300 and 1365". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 189 (1) 95–113. doi:10.1093/mnras/189.1.95.
  59. ↑ (August 1986). "Theoretical models for H II regions. II - The extragalactic H II region abundance sequence". The Astrophysical Journal. 307 431. doi:10.1086/164432.
  60. ↑ McGaugh, Stacy S.. (October 1991). "H II region abundances - Model oxygen line ratios". The Astrophysical Journal. 380 140. doi:10.1086/170569.
  61. ↑ Pilyugin, L.S.. (April 2001). On the oxygen abundance determination in H II regions. Astronomy & Astrophysics. 369 (2) 594–604. doi:10.1051/0004-6361:20010079.
  62. ↑ (1999-01-20). "Chemical Properties of Star-forming Emission-Line Galaxies atz=0.1–0.5". The Astrophysical Journal. 511 (1) 118–135. doi:10.1086/306673.
  63. ↑ (2000-02-11). "An empirical calibration of nebular abundances based on the sulphur emission lines". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 312 (1) 130–138. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03117.x.
  64. ↑ (1983-09-01). "The galactic abundance gradient". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 204 (1) 53–112. doi:10.1093/mnras/204.1.53.
  65. ↑ (1997-03-20). "Galactic abundance gradients from infrared fine-structure lines in compact H II regions". The Astrophysical Journal. 478 (1) 190–205. doi:10.1086/303771.
  66. ↑ (1997). "Nucleosynthesis and Chemical Evolution of Galaxies". 392. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-55061-1.
  67. ↑ (2011-08-10). "H II region metallicity distribution in the Milky Way disk". The Astrophysical Journal. 738 (1) 27. doi:10.1088/0004-637X/738/1/27.
  68. ↑ (2022-11-16). The chemical enrichment in the early Universe as probed by JWST via direct metallicity measurements at z ∼ 8. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 518 (1) 425–438. doi:10.1093/mnras/stac2737.
  69. ↑ (2023-10-10). High-redshift metallicity calibrations for JWST spectra: insights from line emission in cosmological simulations. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 526 (3) 3504–3518. doi:10.1093/mnras/stad2745.
  70. ↑ (2024). JADES: Insights into the low-mass end of the mass–metallicity–SFR relation at 3 < z < 10 from deep JWST/NIRSpec spectroscopy. Astronomy & Astrophysics. 684 A75. doi:10.1051/0004-6361/202346698.

25em

আরও পড়ুন

উৎস: ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Metallicity” নিবন্ধের অনুবাদ। মূল নিবন্ধ: https://en.wikipedia.org/wiki/Metallicity এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=মেটালিটি_(Metallicity)&oldid=7936"