জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক বর্ণালীবীক্ষণ

জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক বর্ণালীবীক্ষণ হলো বর্ণালীবীক্ষণ কৌশলের সাহায্যে জ্যোতির্বিজ্ঞান চর্চা, যার মাধ্যমে নক্ষত্র ও অন্যান্য মহাজাগতিক বস্তু থেকে বিকিরিত তড়িচ্চুম্বকীয় বর্ণালী, যেমন— দৃশ্যমান আলো, অতিবেগুনি, রঞ্জন রশ্মি (এক্স-রে), অবলোহিত এবং বেতার তরঙ্গ পরিমাপ করা হয়। একটি নাক্ষত্রিক বর্ণালী থেকে নক্ষত্রের রাসায়নিক গঠন, তাপমাত্রা, ঘনত্ব, ভর, দূরত্ব এবং উজ্জ্বলতার মতো অনেক বৈশিষ্ট্য জানা যায়। বর্ণালীবীক্ষণের মাধ্যমে ডপলার সরণ পরিমাপ করে পর্যবেক্ষকের দিকে বা পর্যবেক্ষক থেকে দূরে বস্তুর গতির বেগ নির্ণয় করা সম্ভব। এছাড়া গ্রহ, নীহারিকা, গ্যালাক্সি এবং সক্রিয় গ্যালাক্সীয় নিউক্লিয়াসের মতো আরও অনেক ধরনের মহাজাগতিক বস্তুর ভৌত বৈশিষ্ট্য গবেষণায় বর্ণালীবীক্ষণ ব্যবহৃত হয়।

 পটভূমি 

 আলোক বর্ণালীবীক্ষণ 
আইজ্যাক নিউটন যখন আলোর প্রতিসরণ ধর্ম পর্যবেক্ষণের জন্য প্রথম সাধারণ প্রিজম ব্যবহার করেন, তখন থেকেই পদার্থবিদরা সৌর বর্ণালী নিয়ে গবেষণা করছেন। ১৮০০-এর দশকের শুরুতে ইয়োসেফ ফন ফ্রাউনহোফার কাঁচ নির্মাতা হিসেবে তাঁর দক্ষতাকে কাজে লাগিয়ে অত্যন্ত বিশুদ্ধ প্রিজম তৈরি করেন, যার ফলে তিনি আপাতদৃষ্টিতে একটি নিরবচ্ছিন্ন বর্ণালীর মধ্যে ৫৭৪টি কালো রেখা পর্যবেক্ষণ করতে সক্ষম হন। এর কিছুকাল পরেই তিনি টেলিস্কোপ ও প্রিজম যুক্ত করে শুক্র, চাঁদ, মঙ্গল এবং বেটেলজিউসের মতো বিভিন্ন নক্ষত্রের বর্ণালী পর্যবেক্ষণ করেন; ১৮৮৪ সালে বন্ধ হওয়ার আগ পর্যন্ত তাঁর কোম্পানি তাঁর মূল নকশার ওপর ভিত্তি করে উচ্চমানের প্রতিসারক টেলিস্কোপ তৈরি ও বিক্রি চালিয়ে গিয়েছিল।

একটি প্রিজমের বিশ্লেষণ ক্ষমতা (resolution) এর আকারের ওপর সীমাবদ্ধ; বড় প্রিজম আরও বিস্তারিত বর্ণালী প্রদান করে, কিন্তু এর ভর বৃদ্ধি পাওয়ায় এটি অত্যন্ত সূক্ষ্ম কাজের জন্য অনুপযুক্ত হয়ে পড়ে। ১৯০০-এর দশকের শুরুর দিকে কানাডার অটোয়ায় ডোমিনিয়ন মানমন্দিরে জে. এস. প্লাসকেট উচ্চমানের প্রতিফলন গ্রেটিং (reflection grating) তৈরির মাধ্যমে এই সমস্যার সমাধান করেন। দর্পণে আপতিত আলো একই কোণে প্রতিফলিত হয়, তবে আলোর একটি ছোট অংশ ভিন্ন কোণে প্রতিসরিত হয়; এটি উপাদানের প্রতিসরণাঙ্ক এবং আলোর তরঙ্গদৈর্ঘ্যের ওপর নির্ভর করে। সমান্তরাল অনেকগুলো দর্পণ ব্যবহার করে একটি 'ব্লেজড' গ্রেটিং তৈরির মাধ্যমে আলোর এই ছোট অংশটিকে কেন্দ্রীভূত করে দেখা সম্ভব। এই নতুন বর্ণালীবীক্ষণ যন্ত্রগুলো প্রিজমের চেয়ে বেশি বিস্তারিত তথ্য দিতে পারত, এতে কম আলোর প্রয়োজন হতো এবং গ্রেটিংটি বাঁকিয়ে বর্ণালীর নির্দিষ্ট অংশে ফোকাস করা যেত।

ব্লেজড গ্রেটিংয়ের সীমাবদ্ধতা হলো দর্পণের প্রস্থ, যা ফোকাস হারানোর আগে কেবল একটি নির্দিষ্ট সীমা পর্যন্তই ঘষে ছোট করা সম্ভব; এর সর্বোচ্চ সীমা প্রায় ১০০০ রেখা/মিমি। এই সীমাবদ্ধতা কাটিয়ে উঠতে হলোগ্রাফিক গ্রেটিং উদ্ভাবন করা হয়। ভলিউম ফেজ হলোগ্রাফিক গ্রেটিংয়ে কাঁচের তলের ওপর ডাইক্রোমেটেড জেলাটিনের একটি পাতলা স্তর ব্যবহার করা হয়, যা পরবর্তীতে একটি ইন্টারফেরোমিটার দ্বারা সৃষ্ট ব্যতিচার নকশার সংস্পর্শে আনা হয়। এই তরঙ্গ নকশাটি ব্লেজড গ্রেটিংয়ের মতো একটি প্রতিফলন প্যাটার্ন তৈরি করে কিন্তু এখানে ব্র্যাগ অপবর্তন ব্যবহৃত হয়—যে প্রক্রিয়ায় প্রতিফলন কোণ জেলাটিনের পরমাণু বিন্যাসের ওপর নির্ভর করে। হলোগ্রাফিক গ্রেটিং প্রতি মিলিমিটারে ৬০০০ রেখা পর্যন্ত হতে পারে এবং এটি আলো সংগ্রহে ব্লেজড গ্রেটিংয়ের তুলনায় দ্বিগুণ দক্ষ হতে পারে। যেহেতু এগুলো দুটি কাঁচের পাতের মধ্যে সিল করা থাকে, তাই হলোগ্রাফিক গ্রেটিংগুলো দীর্ঘস্থায়ী হয় এবং প্রতিস্থাপনের প্রয়োজন হওয়ার আগে কয়েক দশক পর্যন্ত টিকে থাকতে পারে।

বর্ণালী লিখন যন্ত্রে (স্পেক্ট্রোগ্রাফ) গ্রেটিং বা প্রিজম দ্বারা বিচ্ছুরিত আলো একটি ডিটেক্টরের মাধ্যমে রেকর্ড করা যায়। ঐতিহাসিকভাবে, ইলেকট্রনিক ডিটেক্টর উদ্ভাবনের আগে বর্ণালী রেকর্ড করতে আলোকচিত্রীয় প্লেট ব্যাপকভাবে ব্যবহৃত হতো। বর্তমানে আলোক বর্ণালী লিখন যন্ত্রে সাধারণত চার্জ-কাপল্ড ডিভাইস (সিসিডি) ব্যবহৃত হয়। একটি বর্ণালীর তরঙ্গদৈর্ঘ্য স্কেল পরিচিত তরঙ্গদৈর্ঘ্যের গ্যাস-ডিসচার্জ ল্যাম্পের নিঃসরণ রেখা পর্যবেক্ষণ করে ক্যালিব্রেট করা যেতে পারে। একটি বর্ণালীর ফ্লাক্স স্কেলকে আলোক শোষণের জন্য প্রয়োজনীয় সংশোধন করে একটি প্রমাণ নক্ষত্রের পর্যবেক্ষণের সাথে তুলনা করে তরঙ্গদৈর্ঘ্যের ফাংশন হিসেবে ক্যালিব্রেট করা যেতে পারে; এটি বর্ণালী-আলোকমিতি হিসেবে পরিচিত।

 বেতার বর্ণালীবীক্ষণ 
১৯৩০-এর দশকের শুরুতে বেল ল্যাবসে কর্মরত থাকাকালীন কার্ল জানস্কির কাজের মাধ্যমে বেতার জ্যোতির্বিজ্ঞানের ভিত্তি স্থাপিত হয়। তিনি ট্রান্স-আটলান্টিক বেতার সঞ্চালনে সম্ভাব্য বিঘ্ন ঘটাতে পারে এমন উৎসগুলো খোঁজার জন্য একটি বেতার অ্যান্টেনা তৈরি করেন। তিনি যে শব্দের উৎসগুলো আবিষ্কার করেন তার মধ্যে একটি পৃথিবী থেকে নয়, বরং আকাশগঙ্গার কেন্দ্র তথা ধনু রাশির দিক থেকে আসছিল। ১৯৪২ সালে জে এস হে সামরিক রাডার রিসিভার ব্যবহার করে সূর্যের রেডিও কম্পাঙ্ক গ্রহণ করেন। ১৯৫১ সালে ২১-সেন্টিমিটার এইচ আই রেখা (H I line) আবিষ্কারের মাধ্যমে বেতার বর্ণালীবীক্ষণ শুরু হয়।

 বেতার ব্যতিচারমিতি 
বেতার ব্যতিচারমিতি (Radio interferometry) ১৯৪৬ সালে প্রথম শুরু হয়, যখন জোসেফ লেড পসি, রুবি পেইন-স্কট এবং লিন্ডসে ম্যাকক্রিডি ২০০ মেগাহার্টজ (MHz) সৌর বিকিরণ পর্যবেক্ষণের জন্য সমুদ্রের ধারের উঁচু পাহাড়ের ওপর একটি একক অ্যান্টেনা ব্যবহার করেন। দুটি আপতিত রশ্মি—একটি সরাসরি সূর্য থেকে এবং অন্যটি সমুদ্রের পৃষ্ঠ থেকে প্রতিফলিত হয়ে—প্রয়োজনীয় ব্যতিচার তৈরি করেছিল। একই বছরে মার্টিন রাইল এবং ভনবার্গ প্রথম মাল্টি-রিসিভার ইন্টারফেরোমিটার তৈরি করেন। ১৯৬০ সালে রাইল এবং অ্যান্টনি হিউইশ ইন্টারফেরোমিটার ডেটা বিশ্লেষণের জন্য অ্যাপারচার সিন্থেসিস কৌশলটি প্রকাশ করেন। অ্যাপারচার সিন্থেসিস প্রক্রিয়ায় আগত সংকেতকে অটো-কোরেলেটিং এবং ডিসক্রিট ফুরিয়ার ট্রান্সফর্ম করা হয়, যা ফ্লাক্সের স্থানিক এবং কম্পাঙ্ক উভয় পরিবর্তনকে পুনরুদ্ধার করে। এর ফলাফল হলো একটি ত্রিমাত্রিক চিত্র (3D image), যার তৃতীয় অক্ষটি হলো কম্পাঙ্ক। এই কাজের জন্য রাইল এবং হিউইশ যৌথভাবে ১৯৭৪ সালে পদার্থবিজ্ঞানে নোবেল পুরস্কার লাভ করেন।

 রঞ্জন রশ্মি বর্ণালীবীক্ষণ 

 নক্ষত্র এবং তাদের বৈশিষ্ট্য 

 রাসায়নিক বৈশিষ্ট্য 
নিউটন সাদা আলোকে বর্ণালীর রঙে বিভক্ত করতে প্রিজম ব্যবহার করেছিলেন এবং ফ্রাউনহোফারের উচ্চমানের প্রিজম বিজ্ঞানীদের অজানা উৎসের কালো রেখাগুলো দেখার সুযোগ করে দিয়েছিল। ১৮৫০-এর দশকে গুস্তাভ কার্শফ এবং রবার্ট বুনসেন এই কালো রেখাগুলোর পেছনের ঘটনা বর্ণনা করেন। উত্তপ্ত কঠিন বস্তু নিরবচ্ছিন্ন বর্ণালী তৈরি করে, উত্তপ্ত গ্যাস নির্দিষ্ট তরঙ্গদৈর্ঘ্যের আলো নির্গত করে, আর শীতল গ্যাস দ্বারা বেষ্টিত উত্তপ্ত কঠিন বস্তু কালো রেখাসহ একটি প্রায়-নিরবচ্ছিন্ন বর্ণালী প্রদর্শন করে যা গ্যাসের নিঃসরণ রেখার সাথে মিলে যায়। সূর্যের শোষণ রেখাগুলোর সাথে পরিচিত গ্যাসের নিঃসরণ বর্ণালীর তুলনা করে নক্ষত্রের রাসায়নিক গঠন নির্ণয় করা যায়।

প্রধান ফ্রাউনহোফার রেখাগুলো এবং সেগুলোর সাথে সম্পর্কিত উপাদানগুলো নিচের টেবিলে দেখানো হয়েছে। আদি বামার সিরিজের নামগুলো বন্ধনীতে দেওয়া হয়েছে।

নাম/উপাধিউপাদানতরঙ্গদৈর্ঘ্য (ন্যানোমিটার)yঅক্সিজেন (O2)৮৯৮.৭৬৫ZO2৮২২.৬৯৬AO2৭৫৯.৩৭০BO2৬৮৬.৭১৯C (Hα)হাইড্রোজেন৬৫৬.২৮১aO2৬২৭.৬৬১D1সোডিয়াম৫৮৯.৫৯২D2Na৫৮৮.৯৯৫D3 or dহিলিয়াম৫৮৭.৫৬১৮eপারদ৫৪৬.০৭৩E2লোহা৫২৭.০৩৯b1ম্যাগনেসিয়াম৫১৮.৩৬২b2Mg৫১৭.২৭০b3Fe৫১৬.৮৯১b4Mg৫১৬.৭৩৩নাম/উপাধিউপাদানতরঙ্গদৈর্ঘ্য (ন্যানোমিটার)cFe৪৯৫.৭৬১F (Hβ)H৪৮৬.১৩৪dFe৪৬৬.৮১৪eFe৪৩৮.৩৫৫G' (Hγ)H৪৩৪.০৪৭GFe৪৩০.৭৯০Gক্যালসিয়াম৪৩০.৭৭৪h (Hδ)H৪১০.১৭৫HCa+৩৯৬.৮৪৭KCa+৩৯৩.৩৬৮LFe৩৮২.০৪৪NFe৩৫৮.১২১Pটাইটানিয়াম+৩৩৬.১১২TFe৩০২.১০৮tনিকেল২৯৯.৪৪৪

সূর্যের সব উপাদান তাৎক্ষণিকভাবে শনাক্ত করা যায়নি। নিচে দুটি উদাহরণ দেওয়া হলো:
 ১৮৬৮ সালে নরম্যান লকায়ার এবং পিয়ের জানসেন স্বতন্ত্রভাবে সোডিয়াম ডাবলেটের (D1 এবং D2) পাশে একটি রেখা পর্যবেক্ষণ করেন যা লকায়ারের মতে একটি নতুন উপাদান ছিল। তিনি এর নাম দেন হিলিয়াম, তবে ১৮৯৫ সালের আগে পৃথিবীতে এই উপাদানটি পাওয়া যায়নি।
 ১৮৬৯ সালে জ্যোতির্বিজ্ঞানী চার্লস অগাস্টাস ইয়ং এবং উইলিয়াম হার্কনেস একটি গ্রহণের সময় স্বতন্ত্রভাবে সূর্যের করোনায় একটি অভিনব সবুজ নিঃসরণ রেখা পর্যবেক্ষণ করেন। এই "নতুন" উপাদানটির ভুলভাবে নাম দেওয়া হয়েছিল করোনিয়াম, কারণ এটি কেবল করোনাতেই পাওয়া গিয়েছিল। ১৯৩০-এর দশকে ওয়াল্টার গ্রোট্রিয়ান এবং বেংট এডলেন আবিষ্কার করেন যে ৫৩০.৩ ন্যানোমিটারের এই বর্ণালী রেখাটি মূলত অত্যধিক আয়নিত লোহার (Fe13+) কারণে তৈরি হয়েছিল। করোনা বর্ণালীর অন্যান্য অস্বাভাবিক রেখাগুলোও নিকেল এবং ক্যালসিয়ামের মতো অত্যধিক আয়নিত আয়নের কারণে ঘটে, আর এই উচ্চ আয়নাইজেশনের কারণ হলো সূর্যের করোনার চরম তাপমাত্রা।
আজ পর্যন্ত ২৯৩.৫ থেকে ৮৭৭.০ ন্যানোমিটারের মধ্যে সূর্যের জন্য ২০,০০০-এরও বেশি শোষণ রেখা তালিকাভুক্ত করা হয়েছে, তবুও এই রেখাগুলোর মাত্র প্রায় ৭৫% মৌলিক শোষণের সাথে যুক্ত করা সম্ভব হয়েছে।

একটি নির্গমন বর্ণালীর প্রতিটি বর্ণালী রেখার তূল্য বিস্তার বিশ্লেষণের মাধ্যমে নক্ষত্রে উপস্থিত উপাদান এবং তাদের আপেক্ষিক প্রাচুর্য—উভয়ই নির্ধারণ করা যায়। এই তথ্য ব্যবহার করে নক্ষত্রগুলোকে নাক্ষত্রিক পপুলেশন হিসেবে শ্রেণীবদ্ধ করা যায়; পপুলেশন ১ (Population I) নক্ষত্রগুলো সবচেয়ে নবীন এবং এগুলোতে ধাতব উপাদানের পরিমাণ সবচেয়ে বেশি (সূর্য একটি পপুলেশন ১ নক্ষত্র), অন্যদিকে পপুলেশন ৩ (Population III) নক্ষত্রগুলো সবচেয়ে প্রাচীন এবং এগুলোতে ধাতব উপাদানের পরিমাণ অত্যন্ত কম।

 তাপমাত্রা এবং আকার 
১৮৬০ সালে গুস্তাফ কির্শহফ কৃষ্ণবস্তুর ধারণাটি প্রস্তাব করেন, যা এমন এক ধরণের পদার্থ যা সব তরঙ্গদৈর্ঘ্যের তড়িচ্চুম্বকীয় বিকিরণ নির্গত করতে পারে। ১৮৯৪ সালে ভিলহেল্ম ভিন একটি গাণিতিক প্রকাশ উদ্ভাবন করেন যা কৃষ্ণবস্তুর তাপমাত্রা (T) এবং এর সর্বোচ্চ নির্গমন তরঙ্গদৈর্ঘ্যের (λmax) মধ্যে সম্পর্ক স্থাপন করে:

এখানে b একটি সমানুপাতিক ধ্রুবক, যাকে ভিনের সরণ ধ্রুবক বলা হয়। এর মান হলো । এই সমীকরণটি ভিনের সরণ সূত্র নামে পরিচিত। কোনো নক্ষত্রের সর্বোচ্চ তরঙ্গদৈর্ঘ্য পরিমাপের মাধ্যমে এর পৃষ্ঠের তাপমাত্রা নির্ধারণ করা সম্ভব। উদাহরণস্বরূপ, যদি কোনো নক্ষত্রের সর্বোচ্চ তরঙ্গদৈর্ঘ্য ৫০২ ন্যানোমিটার (nm) হয়, তবে তার তাপমাত্রা হবে ৫৭৭২ কেলভিন।

একটি নক্ষত্রের উজ্জ্বলতা বা দীপ্তি হলো একটি নির্দিষ্ট সময়ে নির্গত তড়িচ্চুম্বকীয় শক্তির পরিমাপ। উজ্জ্বলতা (L) এবং নক্ষত্রের তাপমাত্রার (T) মধ্যে সম্পর্কটি হলো:
 ,

যেখানে R হলো নক্ষত্রের ব্যাসার্ধ এবং σ হলো স্টিফান–বল্টজম্যান ধ্রুবক, যার মান । সুতরাং, যখন উজ্জ্বলতা এবং তাপমাত্রা উভয়ই জানা থাকে (সরাসরি পরিমাপ এবং গণনার মাধ্যমে), তখন একটি নক্ষত্রের ব্যাসার্ধ নির্ণয় করা যায়।

 ছায়াপথ 
ছায়াপথ বা গ্যালাক্সির বর্ণালী নক্ষত্রের বর্ণালীর মতোই দেখায়, কারণ এগুলো কোটি কোটি নক্ষত্রের সম্মিলিত আলো নিয়ে গঠিত।

১৯৩৭ সালে ফ্রিৎস জুইকি ছায়াপথ স্তবক বা গ্যালাক্সি ক্লাস্টার নিয়ে ডপলার শিফট গবেষণায় দেখতে পান যে, স্তবকের ছায়াপথগুলো দৃশ্যমান আলো থেকে অনুমিত ভরের তুলনায় অনেক বেশি দ্রুত গতিতে ছুটছে। জুইকি অনুমান করেছিলেন যে, ছায়াপথ স্তবকগুলোতে প্রচুর পরিমাণে অ-দীপ্তিশীল পদার্থ থাকতে হবে, যা পরবর্তীতে অন্ধকার বস্তু বা 'ডার্ক ম্যাটার' হিসেবে পরিচিতি পায়। তার এই আবিষ্কারের পর থেকে জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা নিশ্চিত করেছেন যে, ছায়াপথগুলোর (এবং মহাবিশ্বের বেশিরভাগ অংশের) একটি বড় অংশ ডার্ক ম্যাটার দিয়ে তৈরি। তবে ২০০৩ সালে চারটি ছায়াপথে (NGC 821, NGC 3379, NGC 4494, এবং NGC 4697) ডার্ক ম্যাটারের তেমন কোনো প্রভাব খুঁজে পাওয়া যায়নি; এই অভাবের পেছনের কারণ এখনো অজানা।

১৯৫০-এর দশকে খুব অস্পষ্ট এবং লাল বস্তুর সাথে শক্তিশালী রেডিও উৎসের সংযোগ পাওয়া যায়। যখন এই বস্তুগুলোর মধ্যে একটির প্রথম বর্ণালী গ্রহণ করা হয়েছিল, তখন সেখানে এমন সব তরঙ্গদৈর্ঘ্যে শোষণ রেখা দেখা গিয়েছিল যেখানে থাকার কথা ছিল না। দ্রুতই বোঝা গেল যে, যা দেখা গেছে তা মূলত একটি সাধারণ গ্যালাকটিক বর্ণালী, কিন্তু তা উচ্চমাত্রায় লোহিত বিচ্যুত বা রেড শিফটেড। ১৯৬৪ সালে হং-ই চিউ এগুলোর নাম দেন কোয়াসি-স্টেলার রেডিও সোর্স বা কোয়াসার। বর্তমানে মনে করা হয় কোয়াসার হলো আমাদের মহাবিশ্বের শুরুর দিকে গঠিত ছায়াপথ, যেগুলোর প্রচণ্ড শক্তির উৎস হলো অতি-বিশাল কৃষ্ণগহ্বর।

ছায়াপথের বৈশিষ্ট্যগুলো সেগুলোর ভেতরে থাকা নক্ষত্রগুলো বিশ্লেষণের মাধ্যমেও নির্ধারণ করা যেতে পারে। কন্যা স্তবকের (Virgo Cluster) একটি ছায়াপথ NGC 4550-এর নক্ষত্রগুলোর একটি বড় অংশ অন্য অংশের বিপরীত দিকে ঘোরে। ধারণা করা হয়, এই ছায়াপথটি দুটি ছোট ছায়াপথের মিলনের ফলে সৃষ্টি হয়েছে যেগুলো একে অপরের বিপরীত দিকে ঘুরছিল। ছায়াপথের উজ্জ্বল নক্ষত্রগুলো এর দূরত্ব নির্ণয় করতেও সাহায্য করতে পারে, যা প্যারালাক্স বা প্রমিত মোমবাতি (Standard candles) পদ্ধতির চেয়ে বেশি নির্ভুল হতে পারে।

 আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যম 

আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যম হলো সেইসব পদার্থ যা একটি ছায়াপথের নক্ষত্রমণ্ডলগুলোর মধ্যবর্তী স্থান দখল করে থাকে। এই পদার্থের ৯৯% হলো গ্যাসীয়—যাতে হাইড্রোজেন, হিলিয়াম এবং অল্প পরিমাণে অন্যান্য আয়নিত উপাদান যেমন অক্সিজেন থাকে। বাকি ১% হলো ধূলিকণা, যা মূলত গ্রাফাইট, সিলিকেট এবং বরফ বলে মনে করা হয়। এই ধুলো এবং গ্যাসের মেঘকে নীহারিকা বলা হয়।

নীহারিকা মূলত তিন ধরণের হয়: শোষণ, প্রতিফলন এবং নির্গমন নীহারিকা। শোষণ (বা অন্ধকার) নীহারিকা ধুলো এবং গ্যাস দিয়ে এমনভাবে গঠিত যে এগুলো পেছনের নক্ষত্রের আলোকে বাধা দেয়, ফলে ফটোমেট্রি করা কঠিন হয়ে পড়ে। প্রতিফলন নীহারিকা, এর নাম থেকেই বোঝা যায়, কাছের নক্ষত্রের আলোকে প্রতিফলিত করে। এগুলোর বর্ণালী আশেপাশের নক্ষত্রের মতোই হয়, তবে আলো কিছুটা নীলচে দেখায়; কারণ দীর্ঘ তরঙ্গদৈর্ঘ্যের তুলনায় ক্ষুদ্র তরঙ্গদৈর্ঘ্য ভালো ছড়িয়ে পড়ে। নির্গমন নীহারিকা তাদের রাসায়নিক গঠনের ওপর ভিত্তি করে নির্দিষ্ট তরঙ্গদৈর্ঘ্যের আলো নির্গত করে।

 গ্যাসীয় নির্গমন নীহারিকা 
জ্যোতির্বিজ্ঞানের বর্ণালীবীক্ষণের শুরুর দিকে বিজ্ঞানীরা গ্যাসীয় নীহারিকার বর্ণালী দেখে বিভ্রান্ত হয়েছিলেন। ১৮৬৪ সালে উইলিয়াম হাগিন্স লক্ষ্য করেন যে, অনেক নীহারিকা নক্ষত্রের মতো পূর্ণ বর্ণালী না দেখিয়ে কেবল নির্গমন রেখা দেখায়। কির্শহফের কাজ থেকে তিনি সিদ্ধান্তে পৌঁছান যে, নীহারিকাগুলোতে অবশ্যই "বিপুল পরিমাণ উজ্জ্বল গ্যাস বা বাষ্প" রয়েছে। তবে বেশ কয়েকটি নির্গমন রেখা পাওয়া গিয়েছিল যা পৃথিবীর কোনো উপাদানের সাথে মেলানো যায়নি, যার মধ্যে সবচেয়ে উজ্জ্বল ছিল ৪৯৫.৯ ন্যানোমিটার এবং ৫০০.৭ ন্যানোমিটারের রেখা দুটি। ১৯২৭ সালে আইরা বোয়েন নির্ধারণ করেন যে এই রেখাগুলো আসলে উচ্চ আয়নিত অক্সিজেন (O+2) থেকে আসছে, এর আগে এই রেখাগুলোর জন্য একটি নতুন উপাদান নেবুলিয়াম-কে দায়ী করা হতো। এই নির্গমন রেখাগুলো পরীক্ষাগারে তৈরি করা সম্ভব হয়নি কারণ এগুলো নিষিদ্ধ রেখা (forbidden lines); নীহারিকার নিম্ন ঘনত্ব (প্রতি ঘন সেন্টিমিটারে একটি পরমাণু) মেটাস্টেবল আয়নগুলোকে অন্য পরমাণুর সাথে সংঘর্ষের পরিবর্তে নিষিদ্ধ রেখা নির্গমনের মাধ্যমে ক্ষয় হতে সাহায্য করে।

সব নির্গমন নীহারিকা নক্ষত্রের আশেপাশে বা কাছে পাওয়া যায় না যেখানে সৌর উত্তাপ আয়নন ঘটায়। বেশিরভাগ গ্যাসীয় নির্গমন নীহারিকা নিরপেক্ষ হাইড্রোজেন দিয়ে গঠিত। ভূমি অবস্থায় নিরপেক্ষ হাইড্রোজেনের দুটি সম্ভাব্য স্পিন অবস্থা থাকে: ইলেকট্রন এবং প্রোটন হয় একই স্পিনে থাকে অথবা বিপরীত স্পিনে। পরমাণু যখন এই দুই অবস্থার মধ্যে পরিবর্তিত হয়, তখন এটি ২১ সেন্টিমিটারের একটি নির্গমন বা শোষণ রেখা ছেড়ে দেয়। এই রেখাটি রেডিও সীমার মধ্যে পড়ে এবং অত্যন্ত নির্ভুল পরিমাপের সুযোগ দেয়:
ডপলার শিফট-এর মাধ্যমে মেঘের গতিবেগ মাপা যায়
২১ সেন্টিমিটার রেখার তীব্রতা থেকে মেঘের ঘনত্ব এবং পরমাণুর সংখ্যা জানা যায়
মেঘের তাপমাত্রা গণনা করা যায়
এই তথ্যগুলো ব্যবহার করে আকাশগঙ্গা বা মিল্কিওয়ের আকৃতি যে একটি সর্পিল ছায়াপথ, তা নিশ্চিত করা হয়েছে, যদিও এর সর্পিল বাহুগুলোর সঠিক সংখ্যা এবং অবস্থান এখনো গবেষণার বিষয়।

 জটিল অণু 

আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের ধুলো এবং অণুগুলো কেবল ফটোমেট্রিতেই বাধা দেয় না, বরং বর্ণালীবীক্ষণে শোষণ রেখাও তৈরি করে। এগুলোর বর্ণালী বৈশিষ্ট্যগুলো বিভিন্ন শক্তি স্তরের মধ্যে ইলেকট্রনের রূপান্তর অথবা আবর্তনশীল বা কম্পনশীল বর্ণালীর মাধ্যমে উৎপন্ন হয়। এই শনাক্তকরণ সাধারণত বর্ণালীর রেডিও, মাইক্রোওয়েভ বা ইনফ্রারেড অংশে ঘটে। যেসব রাসায়নিক বিক্রিয়ায় এই অণুগুলো তৈরি হয় তা শীতল, প্রসারিত মেঘে অথবা অতিবেগুনি আলোয় আলোকিত ঘন অঞ্চলে ঘটতে পারে। মহাকাশে পরিচিত বেশিরভাগ যৌগই জৈব যৌগ, যা ক্ষুদ্র অণু যেমন অ্যাসিটিলিন C2H2 এবং অ্যাসিটোন (CH3)2CO থেকে শুরু করে বৃহৎ অণু যেমন ফুলারিন এবং পলিসাইক্লিক অ্যারোমেটিক হাইড্রোকার্বন কিংবা কঠিন পদার্থ যেমন গ্রাফাইট বা অন্যান্য ভুষার মতো উপাদান পর্যন্ত হতে পারে।

 মহাবিশ্বে গতি 
নক্ষত্র এবং আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাস মহাকর্ষের মাধ্যমে আবদ্ধ হয়ে ছায়াপথ গঠন করে এবং ছায়াপথগুলোর দল মহাকর্ষের মাধ্যমে ছায়াপথ স্তবক গঠন করতে পারে। আকাশগঙ্গার নক্ষত্র এবং স্থানীয় দল (Local Group)-এর ছায়াপথগুলো বাদে মহাবিশ্বের প্রায় সব ছায়াপথই মহাবিশ্বের প্রসারণের কারণে পৃথিবী থেকে দূরে সরে যাচ্ছে।

 ডপলার প্রভাব এবং লোহিত বিচ্যুতি 
নাক্ষত্রিক বস্তুগুলোর গতি তাদের বর্ণালী দেখে নির্ধারণ করা যায়। ডপলার প্রভাবের কারণে, পর্যবেক্ষকের দিকে এগিয়ে আসা বস্তুগুলোর ক্ষেত্রে নীল বিচ্যুতি এবং দূরে সরে যাওয়া বস্তুগুলোর ক্ষেত্রে লোহিত বিচ্যুতি ঘটে। লোহিত বিচ্যুত আলোর তরঙ্গদৈর্ঘ্য দীর্ঘতর হয়, যা উৎসের তুলনায় লাল দেখায়। বিপরীতভাবে, নীল বিচ্যুত আলোর তরঙ্গদৈর্ঘ্য ছোট হয়, যা উৎসের আলোর তুলনায় নীল দেখায়:

এখানে  হলো নির্গত তরঙ্গদৈর্ঘ্য,  হলো বস্তুর গতিবেগ এবং  হলো পর্যবেক্ষিত তরঙ্গদৈর্ঘ্য। মনে রাখবেন যে, v<0 নীল বিচ্যুত তরঙ্গদৈর্ঘ্য & lambda;<λ0 নির্দেশ করে। একটি লোহিত বিচ্যুত শোষণ বা নির্গমন রেখা স্থির রেখার তুলনায় বর্ণালীর লাল প্রান্তের দিকে বেশি সরে যাবে। ১৯১৩ সালে ভেস্তো স্লিফার নির্ধারণ করেন যে অ্যান্ড্রোমিডা ছায়াপথ নীল বিচ্যুত, যার অর্থ এটি মিল্কিওয়ের দিকে এগিয়ে আসছে। তিনি অন্য ২০টি ছায়াপথের বর্ণালী রেকর্ড করেছিলেন—যার মধ্যে ৪টি বাদে বাকি সবই লোহিত বিচ্যুত ছিল—এবং পৃথিবীর সাপেক্ষে সেগুলোর গতিবেগ গণনা করতে সক্ষম হয়েছিলেন। এডুইন হাবল পরবর্তীতে এই তথ্য এবং তার নিজস্ব পর্যবেক্ষণ ব্যবহার করে হাবলের সূত্র সংজ্ঞায়িত করেন: একটি ছায়াপথ পৃথিবী থেকে যত দূরে অবস্থিত, সেটি তত দ্রুত দূরে সরে যাচ্ছে। হাবলের সূত্রকে এভাবে সাধারণীকরণ করা যায়:

যেখানে  হলো বেগ (বা হাবল ফ্লো),  হলো হাবল ধ্রুবক এবং  হলো পৃথিবী থেকে দূরত্ব।

লোহিত বিচ্যুতিকে (z) নিচের সমীকরণগুলোর মাধ্যমে প্রকাশ করা যায়:
+ লোহিত বিচ্যুতি,  গণনা তরঙ্গদৈর্ঘ্যের ভিত্তিতে  কম্পাঙ্কের ভিত্তিতে    

এই সমীকরণগুলোতে, কম্পাঙ্ককে  এবং তরঙ্গদৈর্ঘ্যকে  দ্বারা চিহ্নিত করা হয়েছে। z-এর মান যত বেশি হবে, আলো তত বেশি লোহিত বিচ্যুত হবে এবং বস্তুটি পৃথিবী থেকে তত দূরে থাকবে। ২০১৩ সালের জানুয়ারি পর্যন্ত পাওয়া তথ্য অনুযায়ী, হাবল আল্ট্রা-ডিপ ফিল্ড ব্যবহার করে সবচেয়ে বেশি লোহিত বিচ্যুতি z~১২ পাওয়া গেছে, যা ১৩ বিলিয়ন বছরেরও বেশি আগের সময়ের (মহাবিশ্বের বয়স প্রায় ১৩.৮২ বিলিয়ন বছর)।

ডপলার প্রভাব এবং হাবলের সূত্র একত্রিত করে  সমীকরণটি পাওয়া যায়,
যেখানে c হলো আলোর গতি।

 নিজস্ব গতি 
মহাকর্ষীয়ভাবে আবদ্ধ বস্তুগুলো একটি সাধারণ ভরকেন্দ্রকে ঘিরে ঘোরে। নাক্ষত্রিক বস্তুগুলোর জন্য এই গতি নিজস্ব বেগ (peculiar velocity) নামে পরিচিত এবং এটি হাবল ফ্লো-কে পরিবর্তন করতে পারে। সুতরাং, হাবলের সূত্রের সাথে নিজস্ব গতির জন্য একটি অতিরিক্ত পদ যোগ করা প্রয়োজন:

সৌর বা গ্যালাকটিক বর্ণালী দেখার সময় এই গতি বিভ্রান্তি সৃষ্টি করতে পারে, কারণ সাধারণ হাবল সূত্রের ওপর ভিত্তি করে প্রত্যাশিত লোহিত বিচ্যুতি এই নিজস্ব গতির কারণে অস্পষ্ট হয়ে যেতে পারে। উদাহরণস্বরূপ, কন্যা স্তবকের ছায়াপথগুলোর বিশাল নিজস্ব বেগের কারণে এই স্তবকের আকার এবং আকৃতি নিয়ে বিজ্ঞানীদের মধ্যে ব্যাপক পর্যালোচনার প্রয়োজন হয়েছে।

 যুগল নক্ষত্র 
গ্রহ যেমন নক্ষত্রের সাথে মহাকর্ষীয়ভাবে আবদ্ধ থাকতে পারে, তেমনি এক জোড়া নক্ষত্রও একে অপরকে প্রদক্ষিণ করতে পারে। কিছু যুগল নক্ষত্র হলো দৃশ্যমান যুগল, যার অর্থ টেলিস্কোপের মাধ্যমে তাদের একে অপরকে প্রদক্ষিণ করতে দেখা যায়। তবে কিছু যুগল নক্ষত্র একে অপরের এত কাছে থাকে যে তাদের আলাদাভাবে শনাক্ত করা যায় না। এই দুটি নক্ষত্রকে যখন একটি স্পেকট্রোমিটারের মাধ্যমে দেখা হয়, তখন একটি মিশ্র বর্ণালী দেখা যায়: প্রতিটি নক্ষত্রের বর্ণালী একসাথে যোগ হয়। যখন নক্ষত্রগুলোর উজ্জ্বলতা একই রকম হয় কিন্তু বর্ণালী শ্রেণী আলাদা হয়, তখন এই মিশ্র বর্ণালী শনাক্ত করা সহজ হয়।

স্পেকট্রোস্কোপিক বাইনারি বা বর্ণালীবীক্ষণীয় যুগল নক্ষত্রগুলো তাদের অরীয় বেগ (radial velocity)-এর কারণেও শনাক্ত করা যায়; যেহেতু তারা একে অপরকে প্রদক্ষিণ করে, একটি নক্ষত্র পৃথিবীর দিকে এগিয়ে আসতে পারে যখন অন্যটি দূরে সরে যায়, যার ফলে মিশ্র বর্ণালীতে ডপলার শিফট ঘটে। এই ব্যবস্থার কক্ষীয় তল (orbital plane) পর্যবেক্ষিত বিচ্যুতির পরিমাণ নির্ধারণ করে: যদি পর্যবেক্ষক কক্ষীয় তলের লম্বভাবে দেখেন, তবে কোনো অরীয় বেগ লক্ষ্য করা যাবে না। উদাহরণস্বরূপ, কোনো ব্যক্তি যদি পাশ থেকে একটি নাগরদোলা (carousel) দেখেন তবে তিনি দেখবেন প্রাণিগুলো তার দিকে আসছে এবং দূরে সরে যাচ্ছে, কিন্তু যদি তিনি সরাসরি ওপর থেকে দেখেন তবে সেগুলো কেবল অনুভূমিক তলে ঘুরতে দেখা যাবে।

 গ্রহ, গ্রহাণু এবং ধূমকেতু 
গ্রহ, গ্রহাণু এবং ধূমকেতু তাদের মাতৃ-নক্ষত্র থেকে আসা আলো প্রতিফলিত করে এবং নিজস্ব আলো নির্গত করে। শীতল বস্তুসমূহের জন্য (যার মধ্যে সৌরজগতের গ্রহ এবং গ্রহাণু অন্তর্ভুক্ত) বেশিরভাগ নির্গমন ঘটে অবলোহিত (ইনফ্রারেড) তরঙ্গদৈর্ঘ্যে যা আমরা দেখতে পাই না, তবে তা নিয়মিতভাবে বর্ণালীবীক্ষণ যন্ত্রের সাহায্যে পরিমাপ করা হয়। গ্যাস দ্বারা পরিবেষ্টিত বস্তুর ক্ষেত্রে (যেমন ধূমকেতু এবং বায়ুমণ্ডল বিশিষ্ট গ্রহ), গ্যাসে নির্দিষ্ট তরঙ্গদৈর্ঘ্যে আরও নির্গমন এবং শোষণ ঘটে, যার ফলে কঠিন বস্তুর বর্ণালীর ওপর গ্যাসের বর্ণালীর ছাপ পড়ে। ঘন বায়ুমণ্ডল বা মেঘ অথবা কুয়াশার সম্পূর্ণ আবরণযুক্ত জগতের ক্ষেত্রে (যেমন চারটি দানব গ্রহ, শুক্র এবং শনি-র উপগ্রহ টাইটান), বর্ণালী মূলত বা সম্পূর্ণভাবে কেবল বায়ুমণ্ডলের কারণেই তৈরি হয়।

 গ্রহ 
একটি গ্রহের প্রতিফলিত আলোতে শিলাময় বস্তুর ক্ষেত্রে বিদ্যমান শিলাসমূহের খনিজ পদার্থের কারণে অথবা বায়ুমণ্ডলে উপস্থিত মৌলিক পদার্থ ও অণুর কারণে শোষণ রেখা (absorption bands) থাকে। আজ পর্যন্ত ৩,৫০০-এরও বেশি বহির্গ্রহ আবিষ্কৃত হয়েছে। এগুলোর মধ্যে তথাকথিত উষ্ণ বৃহস্পতি এবং পৃথিবীর মতো গ্রহও রয়েছে। বর্ণালীবীক্ষণ (spectroscopy) ব্যবহার করে ক্ষারীয় ধাতু, জলীয় বাষ্প, কার্বন মনোক্সাইড, কার্বন ডাই অক্সাইড এবং মিথেনের মতো যৌগসমূহ আবিষ্কৃত হয়েছে।

 গ্রহাণু 
গ্রহাণুগুলোকে তাদের বর্ণালী অনুযায়ী তিনটি প্রধান প্রকারে শ্রেণীবদ্ধ করা যেতে পারে। মূল বিভাগগুলো ১৯৭৫ সালে ক্লার্ক আর. চ্যাপম্যান, ডেভিড মরিসন এবং বেন জেলনার তৈরি করেছিলেন এবং ১৯৮৪ সালে ডেভিড জে. থোলেন তা আরও বিস্তারিত করেন। বর্তমানে যা থোলেন শ্রেণীবিন্যাস নামে পরিচিত, তাতে সি-টাইপ (C-types) কার্বনযুক্ত উপাদান দিয়ে তৈরি, এস-টাইপ (S-types) মূলত সিলিকেট দ্বারা গঠিত এবং এক্স-টাইপ (X-types) গ্রহাণুগুলো হলো 'ধাতব'। অস্বাভাবিক গ্রহাণুর জন্য অন্যান্য শ্রেণীবিন্যাসও রয়েছে। সি- এবং এস-টাইপ গ্রহাণু সবচেয়ে সাধারণ। ২০০২ সালে থোলেন শ্রেণীবিন্যাসকে আরও উন্নত করে স্মাস (SMASS) শ্রেণীবিন্যাসে রূপান্তর করা হয়, যেখানে গ্রহাণুগুলোর আরও সুনির্দিষ্ট বর্ণালীবীক্ষণিক বিশ্লেষণের জন্য বিভাগের সংখ্যা ১৪ থেকে বাড়িয়ে ২৬ করা হয়।

 ধূমকেতু 
থাম্ব|৩০০পিক্সেল|ডানে|হিয়াকুতাক ধূমকেতুর আলোক বর্ণালী।
ধূমকেতুর বর্ণালী মূলত ধূমকেতুকে ঘিরে থাকা ধূলিকণার মেঘ থেকে প্রতিফলিত সৌর বর্ণালী এবং সূর্যের আলো বা রাসায়নিক বিক্রিয়ার ফলে প্রতিপ্রভার মাধ্যমে উদ্দীপ্ত গ্যাসীয় পরমাণু ও অণু থেকে উৎপন্ন নির্গমন রেখা (emission lines) নিয়ে গঠিত। উদাহরণস্বরূপ, সায়ানোজেন (CN) এবং দুই ও তিন-কার্বন পরমাণুর (C২ এবং C৩) উজ্জ্বল নির্গমন রেখার কারণে বর্ণালীবীক্ষণের মাধ্যমে আইসন ধূমকেতুর (Comet ISON) রাসায়নিক গঠন নির্ণয় করা হয়েছিল। কাছাকাছি থাকা ধূমকেতুগুলোকে এমনকি এক্স-রে রশ্মিতেও দেখা যেতে পারে, কারণ কোমা অভিমুখে ধাবমান সৌর বায়ুর আয়নগুলো সেখানে প্রশমিত (neutralized) হয়। তাই ধূমকেতুর এক্স-রে বর্ণালী ধূমকেতুর অবস্থার পরিবর্তে সৌর বায়ুর অবস্থাকেই প্রতিফলিত করে।

 আরও দেখুন 

 তথ্যসূত্র 

বিষয়শ্রেণী:জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক বর্ণালীবীক্ষণ
বিষয়শ্রেণী:বর্ণালীবীক্ষণ
বিষয়শ্রেণী:পর্যবেক্ষণমূলক জ্যোতির্বিজ্ঞান