হারবিগ-হারো বস্তু

হারবিগ–হারো বস্তু (HH বস্তু) হলো নবজাত তারকাদের সঙ্গে যুক্ত উজ্জ্বল নীহারিকাময় ছোট ছোট অংশ। এগুলো তৈরি হয় যখন তারকা থেকে নির্গত আংশিক আয়নিত গ্যাস-এর সরু জেট কয়েকশ কিলোমিটার প্রতি সেকেন্ড বেগে কাছাকাছি গ্যাস ও ধূলিকণার মেঘের সঙ্গে ধাক্কা খায়। হারবিগ–হারো বস্তু সাধারণত তারকা গঠনের অঞ্চল-এ পাওয়া যায় এবং প্রায়ই একটি একক তারকার চারপাশে একাধিক দেখা যায়, যা তারকার ঘূর্ণন অক্ষ-এর সঙ্গে সারিবদ্ধ থাকে। এদের অধিকাংশ উৎস থেকে প্রায় এক পারসেক (৩.২৬ আলোকবর্ষ)-এর মধ্যে অবস্থিত, যদিও কিছু কয়েক পারসেক দূরেও পর্যবেক্ষণ করা গেছে। HH বস্তু সাময়িক ঘটনা যা কয়েক দশ হাজার বছর স্থায়ী হয়। এগুলো কয়েক বছরের সময়স্কেলে দৃশ্যমানভাবে পরিবর্তিত হতে পারে কারণ এগুলো দ্রুতবেগে তাদের মূল তারকা থেকে দূরে আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের (ISM) গ্যাস মেঘের মধ্যে চলে যায়। হাবল স্পেস টেলিস্কোপ-এর পর্যবেক্ষণে কয়েক বছরের মধ্যে HH বস্তুর জটিল বিবর্তন প্রকাশ পেয়েছে, যেখানে নীহারিকার কিছু অংশ ম্লান হয়ে যায় আবার অন্য অংশ উজ্জ্বল হয় কারণ এগুলো আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের গুচ্ছাকার উপাদানের সঙ্গে সংঘর্ষ করে।

১৯শ শতাব্দীর শেষের দিকে শারবার্ন ওয়েসলি বার্নহ্যাম প্রথম এগুলো পর্যবেক্ষণ করেন। ১৯৪০-এর দশকে এগুলোকে একটি স্বতন্ত্র ধরনের উৎসর্জন নীহারিকা হিসেবে চিহ্নিত করা হয়। এদের বিস্তারিত অধ্যয়নকারী প্রথম জ্যোতির্বিজ্ঞানী ছিলেন জর্জ হারবিগ এবং গিয়ের্মো হারো, যাদের নামানুসারে এদের নামকরণ করা হয়েছে। হারবিগ ও হারো স্বাধীনভাবে তারকা গঠন নিয়ে গবেষণা করছিলেন যখন তারা প্রথম এই বস্তুগুলো বিশ্লেষণ করেন এবং বুঝতে পারেন যে এগুলো তারকা গঠন প্রক্রিয়ার একটি উপজাত। যদিও HH বস্তু দৃশ্যমান তরঙ্গদৈর্ঘ্য-এর ঘটনা, ধূলি ও গ্যাসের কারণে এদের অনেকগুলো দৃশ্যমান তরঙ্গদৈর্ঘ্যে অদৃশ্য থাকে এবং শুধুমাত্র অবলোহিত তরঙ্গদৈর্ঘ্যে শনাক্ত করা যায়। এ ধরনের বস্তু যখন নিকট-অবলোহিতে পর্যবেক্ষণ করা হয়, তখন এদের আণবিক হাইড্রোজেন উৎসর্জন-রেখা বস্তু (MHO) বলা হয়।

 আবিষ্কার ও পর্যবেক্ষণের ইতিহাস 

প্রথম HH বস্তু পর্যবেক্ষণ করেন ১৯শ শতাব্দীর শেষের দিকে শারবার্ন ওয়েসলি বার্নহ্যাম। তিনি লিক অবজারভেটরি-র  প্রতিসরক টেলিস্কোপ দিয়ে টি টরি তারকা পর্যবেক্ষণ করার সময় কাছাকাছি একটি ছোট নীহারিকাময় অংশ লক্ষ্য করেন। এটিকে একটি উৎসর্জন নীহারিকা মনে করা হয়েছিল, পরে যা বার্নহ্যামের নীহারিকা নামে পরিচিত হয় এবং এটিকে স্বতন্ত্র ধরনের বস্তু হিসেবে চিহ্নিত করা হয়নি। টি টরি একটি অত্যন্ত তরুণ ও পরিবর্তনশীল তারকা হিসেবে পাওয়া যায় এবং এটি টি টরি তারকা নামক শ্রেণির প্রোটোটাইপ, যেগুলো এখনও কেন্দ্রে নিউক্লিয়ার ফিউশন-এর মাধ্যমে শক্তি উৎপাদন ও মহাকর্ষীয় সংকোচন-এর মধ্যে হাইড্রোস্ট্যাটিক ভারসাম্য অর্জন করেনি। বার্নহ্যামের আবিষ্কারের পঞ্চাশ বছর পর একই রকম বেশ কয়েকটি নীহারিকা আবিষ্কৃত হয় যেগুলো প্রায় তারকার মতো দেখতে। ১৯৪০-এর দশকে জর্জ হারবিগ এবং গিয়ের্মো হারো স্বাধীনভাবে অরিয়ন নীহারিকা-য় এ ধরনের বেশ কয়েকটি বস্তু পর্যবেক্ষণ করেন। হারবিগ বার্নহ্যামের নীহারিকাটিও পরীক্ষা করেন এবং দেখেন এটির বিদ্যুৎচুম্বকীয় বর্ণালী অস্বাভাবিক, যাতে হাইড্রোজেন, গন্ধক এবং অক্সিজেন-এর উল্লেখযোগ্য উৎসর্জন রেখা রয়েছে। হারো দেখেন এ ধরনের সব বস্তু অবলোহিত আলোতে অদৃশ্য।

তাদের স্বাধীন আবিষ্কারের পর ১৯৪৯ সালের ডিসেম্বরে টুকসন, অ্যারিজোনা-য় একটি জ্যোতির্বিজ্ঞান সম্মেলন-এ হারবিগ ও হারোর সাক্ষাৎ হয়। হারবিগ প্রথমে তার আবিষ্কৃত বস্তুগুলোর প্রতি খুব মনোযোগ দেননি, কারণ তিনি মূলত কাছাকাছি তারকাগুলো নিয়ে উদ্বিগ্ন ছিলেন, কিন্তু হারোর ফলাফল শুনে তিনি এদের আরও বিস্তারিত অধ্যয়ন করেন। সোভিয়েত জ্যোতির্বিজ্ঞানী ভিক্টর আমবার্টসুমিয়ান এদের নাম দেন (হারবিগ–হারো বস্তু, সাধারণত HH বস্তু বলা হয়) এবং তরুণ তারকা (কয়েক লক্ষ বছর বয়সী) কাছাকাছি এদের অবস্থানের ভিত্তিতে পরামর্শ দেন যে এগুলো টি টরি তারকা গঠনের প্রাথমিক পর্যায়ের প্রতিনিধিত্ব করতে পারে। HH বস্তুর অধ্যয়নে দেখা যায় এগুলো অত্যন্ত আয়নিত, এবং প্রাথমিক তাত্ত্বিকরা অনুমান করেন যে এগুলো প্রতিফলন নীহারিকা যার ভিতরে নিম্ন-উজ্জ্বলতার গরম তারকা রয়েছে। কিন্তু নীহারিকা থেকে অবলোহিত বিকিরণের অনুপস্থিতি নির্দেশ করে যে এদের ভিতরে তারকা থাকতে পারে না, কারণ এমন তারকা প্রচুর অবলোহিত আলো নির্গত করত। ১৯৭৫ সালে আমেরিকান জ্যোতির্বিজ্ঞানী আর. ডি. শোয়ার্টজ তাত্ত্বিকভাবে বলেন যে টি টরি তারকা থেকে বায়ু আশেপাশের মাধ্যমে সংঘর্ষের সময় শক ওয়েভ সৃষ্টি করে যা দৃশ্যমান আলো উৎপন্ন করে। HH 46/47-এ প্রথম প্রোটো-স্টেলার জেট আবিষ্কারের সঙ্গে স্পষ্ট হয় যে HH বস্তু সত্যিই শক-প্ররোচিত ঘটনা যেখানে প্রোটোতারকা থেকে কলিমেটেড জেট দ্বারা শক চালিত হয়।

 গঠন 

তারকা গঠিত হয় আন্তঃনাক্ষত্রিক গ্যাস মেঘ-এর মহাকর্ষীয় সংকোচনের মাধ্যমে। সংকোচনের সঙ্গে ঘনত্ব বৃদ্ধি পায়, বিকিরণ শক্তি হ্রাস পায় অপার্কতা বৃদ্ধির কারণে। এটি মেঘের তাপমাত্রা বাড়ায় যা আরও সংকোচন রোধ করে এবং হাইড্রোস্ট্যাটিক ভারসাম্য প্রতিষ্ঠিত হয়। গ্যাস ঘূর্ণায়মান ডিস্কে কোরের দিকে পড়তে থাকে। এই সিস্টেমের কোরকে প্রোটোতারকা বলা হয়। সঞ্চিত পদার্থের কিছু অংশ তারকার ঘূর্ণন অক্ষ বরাবর দুটি আংশিক আয়নিত গ্যাস (প্লাজমা)-এর জেট হিসেবে বেরিয়ে যায়। এই কলিমেটেড দ্বিমুখী জেট উৎপন্নের প্রক্রিয়া সম্পূর্ণরূপে বোঝা যায়নি, তবে বিশ্বাস করা হয় যে অ্যাক্রিশন ডিস্ক ও তারকা চৌম্বক ক্ষেত্র-এর মধ্যে মিথস্ক্রিয়া সঞ্চিত পদার্থের কিছু অংশকে তারকা থেকে কয়েক জ্যোতির্বিদ্যা একক দূরে ডিস্ক সমতল থেকে দূরে ত্বরান্বিত করে। এই দূরত্বে আউটফ্লো বিচ্ছুরিত হয়, ১০–৩০° কোণে ছড়িয়ে পড়ে, কিন্তু উৎস থেকে কয়েক টেন থেকে শতাধিক জ্যোতির্বিদ্যা একক দূরে এটি ক্রমশ কলিমেটেড হয় কারণ এর বিস্তার সীমাবদ্ধ হয়। জেটগুলো অতিরিক্ত কৌণিক ভরবেগও বহন করে যা পদার্থ সঞ্চয়ের ফলে তারকায় জমা হয়, অন্যথায় তারকা অত্যধিক দ্রুত ঘূর্ণনের কারণে বিচ্ছিন্ন হয়ে যেত। এই জেটগুলো যখন আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের সঙ্গে ধাক্কা খায় তখন উজ্জ্বল উৎসর্জন-এর ছোট ছোট অংশ তৈরি হয় যা HH বস্তু গঠন করে।