বহিঃছায়াপথীয় জ্যোতির্বিজ্ঞান/তারার জন্ম ইতিহাস

Canada-France Redshift Survey এর মাধ্যমে তারার জন্ম ইতিহাস বিষয়ে আমরা অনেক কিছু জানতে পেরেছি। লুকব্যাক সময়ের ফাংশন হিসেবে তারা জন্মের হার নির্ণয় করা গেছে। দৃশ্যমান আলো এবং অতিবেগুনি রশ্মির মাধ্যমে এসব পর্যবেক্ষণ করা হয়েছে। কিন্তু অতিবেগুনি এবং দৃশ্যমান আলোর নীল অংশ খুব বেশি এক্সটিংশন এর শিকার হয়। অর্থাৎ ধূলি এসব তরঙ্গদৈর্ঘ্যের আলো শোষণ করে নেয়। ধূলি অতিবেগুনি রশ্মি শোষণ করে তা অবলোহিত রশ্মি হিসেবে পুনরায় বিকিরণ করে। এই অবলোহিত রশ্মি পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে তাই অতিবেগুনি ও নীল আলো সম্পর্কে ধারণা পাওয়া যায়। অবলোহিত রশ্মি পর্যবেক্ষণের জন্য মহাকাশে পাঠানো হয়েছিল স্পিৎজার দুরবিন। অনেকগুলো গুরুত্বপূর্ণ আবিষ্কার ইতিমধ্যেই সে করে ফেলেছে:

1. ৬ লাল সরণেরও বেশি দূরে ভারী ছায়াপথ আবিষ্কার
2. ধূলিময় অবলোহিত উজ্জ্বল ছায়াপথ ভেদ করে আসা সিএমবি কে ২০ থেকে ২০০ মাইক্রন তরঙ্গদৈর্ঘ্যে পর্যবেক্ষণ
3. তারার ধূলি দিয়ে আচ্ছাদিত সূতিকাগার পর্যবেক্ষণ
4. ৩ লাল সরণ পর্যন্ত তারার জন্মের ইতিহাস পরিমাপ

স্পিৎজার ২৪ মাইক্রন তরঙ্গদৈর্ঘ্যে সবচেয়ে বেশি সেনসিটিভ।

z=2 তে বলোমেট্রিক সংশোধন হচ্ছে, $\frac{L_{bol}}{\nu L_{\nu }}\sim 5-30$

নতুন জন্ম নেয়া তারাদের প্রভাকে তারা-জন্মহারে (SFR) রূপান্তরের একটি সরল সমীকরণ রয়েছে: $SFR=\dot{M}=K{L}_{sf}$ যেখানে,

• $\dot{M}$ তারা-জন্মহার। একক $M_{\odot }y{r}^{-1}$
• $L_{sf}$ নতুন জন্ম নেয়া তারাদের প্রভা। একক $L_{\odot }^{bol}$
• $K=1.7\times 10^{-10}$ (Kennicutt 1998 অনুসারে)

এই ধ্রুবকের মান নির্ণয়ের সময় ধরে নেয়া হয়েছে আদি ভর অপেক্ষক সলপিটার ফাংশন মেনে চলে। সলপিটার ভর ফাংশন হচ্ছে,

$N(M)\sim M_{\star }^{-2.35}$

কিন্তু সলপিটার ফাংশন সব সময় সত্য হয় না। যেসব ছায়াপথে প্রচুর তারার জন্ম হচ্ছে সেখানে ভিন্ন ভর ফাংশন প্রস্তাব করা হয়েছে যা নিম্ন ভরের তারার সংখ্যা অপেক্ষাকৃত কম বলে ভবিষ্যদ্বাণী করে। উল্লেখ্য সলপিটার অপেক্ষক ০.১ থেকে ১০০ সৌর ভরের তারার জন্য।

আপেক্ষিক তারা-জন্মহার, $SSFR=\frac{SFR}{M_{\star }}$

$M_{\star }$ হচ্ছে ছায়াপথের সকল তারার ভর। এটি নির্ণয় করা হয় ছায়াপথটির তারা জন্মের ইতিহাস সংশ্লিষ্ট মডেলের সাথে তার বিভিন্ন তরঙ্গদৈর্ঘ্যের এসইডি (SED - Spectral energy distribution) কে উপরিপাতনের মাধ্যমে। তবে এই এসইডি ফিটিং পদ্ধতির