Thursday, December 21, 2006

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം II- പ്രാങ് നക്ഷത്ര ദശ

അങ്ങനെ കഴിഞ്ഞപോസ്റ്റില്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് നമ്മളെപ്പോലെയൊക്കെ തന്നെ ജനനവും മരണവും ഉണ്ടെന്നു നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കി. ഇനി ഇതിന്റെ വിശദാംശങ്ങളിലേക്ക് കടക്കാം. എങ്ങനെയാണ് ഒരു നക്ഷത്രം ജനിക്കുന്നത്, അതിന്റെ ജീവിതം എങ്ങനെ ജീവിക്കുന്നത്, അവസാനം എങ്ങനെ മൃതിയടയുന്നു.? ഇതൊക്കെ തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കും. ഈ പോസ്റ്റില്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജനനത്തെ കുറിച്ച് മനസ്സിലാക്കാം.

ഇനിയുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദ്ര്യമാനവും, ആരവും, Luminosity യും ഒക്കെ സൌര ഏകകത്തിലാണ് പറയുക. അതായത് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം സൂര്യനെക്കാള്‍ എത്ര കൂടുതലാണ്/കുറവാണ്, അല്ലെങ്കില്‍ നക്ഷത്രം സൂര്യനേക്കാള്‍ എത്ര വലുതാണ് / ചെറുതാണ്,അതുമല്ലെങ്കില്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ Luminosity സൂര്യനെക്കാള്‍ എത്ര കൂടുതലാണ് /കുറവാണ് എന്നിങ്ങനെ. സൂര്യന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തെ M എന്ന ചിഹ്നം കൊണ്ടും, ആരത്തെ R എന്ന ചിഹ്നം കൊണ്ടും Luminosity-യെ L എന്ന ചിഹ്നം കൊണ്ടും ആണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. അപ്പോള്‍ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം 2.5 M ആണെന്നു പറഞ്ഞാല്‍ അത് സൂര്യന്റെ 2.5 ഇരട്ടി ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള നക്ഷത്രം ആണെന്നു വരുന്നു. അതേ പോലെ തന്നെ മറ്റുള്ളതും.

നക്ഷത്രാന്തരീയ മാദ്ധ്യമം (Interstellar medium)

നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കെല്ലാം ഒരു തുടക്കം ഉണ്ടെങ്കില്‍ അത് എങ്ങനെ? എവിടെ നിന്ന്? ഇതാണ് നാം ആദ്യമായി അന്വേഷിക്കുന്നത്.

ഒരു ദ്രുതവീക്ഷണത്തില്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് ഇടയിലുള്ള സ്ഥലം, അതായത് നക്ഷത്രാന്തരീയ ഇടം (Interstellar space), ശൂന്യമാണ് എന്നു തോന്നാം എങ്കിലും പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് പിറക്കാന്‍ പാകത്തില്‍ എന്തെങ്കിലും ഉണ്ടായിരിക്കണം. അല്ലെങ്കില്‍ ഇപ്പോഴും പുതുനക്ഷത്രങ്ങള്‍ ജനിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കില്ലല്ലോ. ഈ നക്ഷത്രാന്തരീയ ഇടത്തെ ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ സൂക്ഷമമായി നിരീക്ഷിച്ചപ്പോള്‍ അവിടെ ചെറു ദ്രവകണികകളും, വാതകങ്ങളും,മറ്റു ധൂളീപടലങ്ങളും നിറഞ്ഞിരിക്കുന്നതായി കണ്ടു. ഈ വസ്തുക്കളെ എല്ലാത്തിനേയും ചേര്‍ത്തു അവര്‍ നക്ഷത്രാന്തരീയ മാദ്ധ്യമം (Interstellar medium) എന്നു വിളിച്ചു.

നീഹാരിക (nebula)

നക്ഷത്രാന്തര മാദ്ധ്യമവും നക്ഷത്രങ്ങളും പരസ്പര ബന്ധമില്ലാത്ത വിഭിന്ന വസ്തുക്കള്‍ അല്ല. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ജനിക്കുകയും വളരുകയും ചെയ്യുന്ന ഇടമാണ് നക്ഷത്രാന്തര മാദ്ധ്യമം. നക്ഷത്രാന്തര ഇടത്തില്‍ ഘന സെന്റിമീറ്ററിനു 10 അണുക്കളോളം കാണും. സാധാരണ വാതക തന്മാത്രകളെ പോലെ ഈ ഭാഗത്തെ കണികകളും അണുക്കളുമെല്ലാം നിരന്തര ചലനത്തിലാണ്. ചലനത്തിനിടയില്‍ രണ്ട് കണികകള്‍ വളരെ അടുത്തെത്തുമ്പോള്‍ അവ തമ്മിലുള്ള ആകര്‍ഷണം കൂടുകയും അവ ഒരുമിച്ചു ചേരുകയും ചെയ്യുന്നു. രണ്ട് കണിക ചേര്‍ന്നുണ്ടായ ഈ പുതുകണികയോട് മറ്റൊന്നു കൂടി കൂടിചേരാന്‍ ഇടയാകാം. ഇങ്ങനെ ക്രമേണ ലക്ഷക്കണക്കിനു വര്‍ഷം കൊണ്ട് അത് കണികകളുടെ വലിയ ഒരു ശേഖരം ആയി മാറുന്നു. ചില പ്രത്യേക അവസരത്തില്‍ നക്ഷത്രാന്തരീയ മാദ്ധ്യമത്തിലെ വാതകങ്ങളുടെ ഈ കണികാ ശേഖരത്തെ ഒരു മേഘ പടലമായി കാണാവുന്നതാണ്. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഇത്തരം വാതക പടലത്തെ നെബുല(Nebula) എന്നു വിളിക്കുന്നു. മലയാളത്തില്‍ നീഹാരിക എന്നാണ് പേര്. ഈ നീഹാരികള്‍ നമുക്ക് നക്ഷത്രാന്തരീയ മാദ്ധ്യമത്തെ കുറിച്ചുള്ള തെളിവുകള്‍ തരുന്നു. ഹബ്ബിള്‍ ദൂരദര്‍ശിനി ഉപയോഗിച്ച് എടുത്ത eagle nebula-യുടെ ഒരു ചിത്രം താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്നത് നോക്കൂ.

ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: നാസാ വെബ്ബ് സൈറ്റ്

ഒരു ലക്ഷണമൊത്ത നീഹാരികയ്ക്ക് 1000 കണക്കിനു സൂര്യന്മാരുടെ ഭാരവും 35 പ്രകാശവര്‍ഷത്തോളം വ്യാപ്തിയും ഉണ്ടാകും. അതിന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ 75 % ഹൈഡ്രജനും 24 % ഹീലിയവും 1 % മറ്റ് മൂലകങ്ങളും ധൂളീപടലങ്ങളും ആയിരിക്കും. മറ്റൊരു നീഹാരികയായ കുതിരതല നീഹാരികയുടെ (horsehead nebula) ചിത്രം കാണൂ.

ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: നാസാ വെബ്ബ് സൈറ്റ്

നീഹാരികയില്‍ നിന്ന് നക്ഷത്രജനനത്തിനുള്ള ഭ്രൂണം

പക്ഷെ എങ്ങിനെയാണ് നീഹാരികയില്‍ നിന്നു ഒരു നക്ഷത്രം പിറക്കുക? അതാണ് നമ്മള്‍ ഇനി പഠിക്കുവാന്‍ പോകുന്നത്. മുകളില്‍ പറഞ്ഞതു പോലെ നീഹാരിക ഒരു പടലമായി മാത്രം നില്‍ക്കുകയാണെങ്കില്‍ അതില്‍ നിന്ന് നക്ഷത്രം പിറവിയെടുക്കില്ല. മാത്രമല്ല ഏത് വാതക പടലവും സ്വതന്ത്രമായി പോകാനാണ് ശ്രമിക്കുക. അപ്പോള്‍ നക്ഷത്രം ഉണ്ടാകണം എങ്കില്‍ ഈ പടലം ചുരുങ്ങണം. ഇങ്ങനെ ചുരുങ്ങണം എങ്കില്‍ പടലത്തിനു ആവശ്യത്തിനു ദ്രവ്യമാനം ഉണ്ടായിരിക്കണം. അപ്പോള്‍ വാതക പടലത്തിനു സങ്കോചിക്കാന്‍ അതിന്റെ പുറത്തേക്കുള്ള തള്ളലിനെ അതിജീവിക്കാന്‍ അതിന്റെ ഗുരുത്വബലത്തിനു കഴിയണം. വാതകപടലത്തിന്റെ സാന്ദ്രത കൂടിയ പ്രദേശത്ത് ഇത്തരം ചുരുങ്ങലിനു സാധ്യത ഉണ്ട്.അതായത് വാതകപടലത്തിന്റെ സാന്ദ്രത കൂടിയ പ്രദേശത്ത് ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം അതിന്റെ പുറത്തേക്കുള്ള തള്ളലിനെ അതിജീവിക്കുന്നു. അങ്ങനെ വാതകപടലം അകത്തേക്ക് ചുരുങ്ങാന്‍ തുടങ്ങുന്നു. ഇത് നക്ഷത്രജനനത്തിനുള്ള ഭ്രൂണം ആണ്. (മനുഷ്യരുടെ ജനനം പോലെ തന്നെ).

ഈ നക്ഷത്രഭ്രൂണത്തിനു ഗുരുത്വാകര്‍ഷബലം കൂടും. അതിനാല്‍ അത് കൂടുതല്‍ കണികകളെ തന്നിലേക്ക് വലിച്ചടുപ്പിക്കും. ഭ്രൂണാവസ്ഥയിലുള്ള കുഞ്ഞ് തന്റെ അമ്മയില്‍ നിന്നു തന്റെ വളര്‍ച്ചയ്ക്ക് വേണ്ട ആഹാരം എടുക്കന്നതുപോലെ തന്നെ. ഭ്രൂണകേന്ദ്രത്തിലേക്കുള്ള ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം മൂലം കണികകള്‍ ഉരഞ്ഞുരഞ്ഞ് നീങ്ങും. ഇത് മൂലവും ഭ്രൂണത്തിന്റെ വലിപ്പം വര്‍ദ്ധിക്കുന്നതു കാരണവും ഈ നക്ഷത്ര ഭ്രൂണത്തിന്റെ താപനില കൂടുന്നു.ഈ സമയത്തും സമീപത്തുള്ള നക്ഷത്രാന്തരീയ മാദ്ധ്യമത്തില്‍ നിന്ന് പദാര്‍ത്ഥം നിഹാരികയിലേക്ക് ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം മൂലം കൂട്ടിചേര്‍ക്കപ്പെട്ടുകൊണ്ടിരിക്കും.

നീഹാരികയിലെ പദാര്‍ത്ഥത്തിന്റെ അകത്തേക്കുള്ള ചുരുങ്ങല്‍ ആദ്യമൊക്കെ തടസ്സം ഒന്നും ഇല്ലാതെ മുന്നേറും. പക്ഷെ ഈ ചുരുങ്ങല്‍ തുടരും തോറും അതിലുള്ള വാതകങ്ങളുടെ വേഗതയും, സാന്ദ്രതയും, താപനിലയും വര്‍ദ്ധിക്കും. ഈ ഈ ചുരുങ്ങല്‍ മൂലം ഗുരുത്വ ഊര്‍ജ്ജം താപോര്‍ജ്ജമായി മാറും. ഇതു മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന ഊര്‍ജ്ജം താപസംവഹനം (convection) എന്ന പ്രക്രിയയിലൂടെ പുറത്തേക്ക് വ്യാപിച്ച് പുറം പാളികളെ ചൂടു പിടിപ്പിക്കുന്നു. ഇതോടെ നീഹാരികയില്‍ നിന്നു ഒരു പ്രാങ് നക്ഷത്രം (protostar) പിറവിയെടുക്കുന്നു. അമ്മയുടെ ഗര്‍ഭത്തില്‍ ഭ്രൂണം മൂന്നാമത്തെയോ നാലാമത്തെയോ മാസത്തില്‍ മനുഷ്യരൂപം പ്രാപിച്ച് കുഞ്ഞിന്റെ ലിംഗം നിര്‍ണ്ണിയിക്കാവുന്ന ഘട്ടത്തെ നമുക്ക് ഈ ദശയോട് ഉപമിക്കാം.

നീഹാരികയുടെ ദ്രവ്യമാനം ആയിരക്കണക്കിനു സൂര്യന്മാരുടെ ദ്രവ്യമാനത്തിനു തുല്യമായതു കൊണ്ടും അതിലെ പദാര്‍ത്ഥം പല സ്ഥലത്തായി കേന്ദ്രീകരിച്ചിരിക്കുന്നതു കൊണ്ടും ഒരു നീഹാരികയില്‍ നിന്നു നിരവധി പ്രാങ് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ പിറവിയെടുക്കും.

ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം മൂലമുള്ള ഈ ചുരുങ്ങലില്‍ ഉടനീളം പ്രാങ് നക്ഷത്രം അതിന്റെ ഗുരുത്വ ഊര്‍ജ്ജം താപോര്‍ജ്ജമാക്കി മാറ്റുന്നു. ഈ താപോര്‍ജ്ജത്തില്‍ ഒരു ഭാഗം താപസംവഹനത്തിലൂടെ പുറത്തേക്ക് വ്യാപിക്കുന്നു. ബാക്കി ഭാഗം പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആന്തരിക താപനില ഉയര്‍ത്തുന്നു. ഇങ്ങനെ ആന്തരിക താപനില വര്‍ദ്ധിച്ച് ഏകദേശം 50,000 K ആകുമ്പോള്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ അണുക്കള്‍ അയണീകൃതമാകുന്നു. അതായത് ഹൈഡ്രജന്‍ അണുവിലെ ബാഹ്യ ഇലക്‌ട്രോണ്‍ അണുവില്‍ നിന്ന് വേര്‍പെടും. അങ്ങനെ ഹൈഡ്രജന്‍ അണുകേന്ദ്രങ്ങളും ഇലക്‌ട്രോണുകളും വെവ്വേറെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന പദാര്‍ത്ഥത്തിന്റെ നാലാമത്തെ അവസ്ഥയായ പ്ലാസ്‌മയിലേക്ക് എത്തിച്ചേരുന്നു.

ഗുരുത്വബലവും വാതക മര്‍ദ്ദവും തമ്മില്‍ ബലപരീക്ഷണം

പ്രാങ് നക്ഷത്ര കേന്ദ്രത്തിലേക്ക് അണുക്കളെ കൂട്ടിചേര്‍ക്കുന്ന പ്രക്രിയയ്ക്ക് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ accretion എന്നാണ് പറയുക. പലതരത്തിലുള്ള പ്രതി പ്രവര്‍ത്തനങ്ങള്‍ പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉള്ളില്‍ നടക്കുന്നതിനാല്‍ അത് സ്ഥിരത കൈവരിക്കുന്നില്ല.പ്രാങ് നക്ഷത്രം ഒരു പൂര്‍ണ്ണ നക്ഷത്രം ആയി മാറണം എങ്കില്‍ അത് ഒരു സമതുലിതാവസ്ഥ (equilibrium) കൈവരിക്കണം. എന്താണ് സമതുലിതാവസ്ഥ അഥവാ equilibrium? അത് ഒരു സമീകരണം (balance) ആണ്. നമ്മുടെ ഉദാഹരണത്തില്‍ ഇവിടെ അത് അണുക്കളെ നക്ഷത്രകേന്ദ്രത്തിലേക്ക് വലിച്ചടുപ്പിക്കുന്ന ഗുരുത്വാകര്‍ഷണവും (gravitational force) നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉള്ളില്‍ നിന്നുള്ള താപവും (heat)വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളും (electromagnetic waves) പുറത്തേക്ക് തള്ളുന്ന വാതക മര്‍ദ്ദവും (gas pressure) തമ്മിലുള്ള ഒരു സമീകരണം ആണ്.

ഈ സമീകരണത്തില്‍ എത്തിചേരുക അല്പം ബുദ്ധിമുട്ടുള്ള കാര്യമാണ്. അങ്ങനെ ഒരു സമതുലിതാവസ്ഥയില്‍ എത്തിചേരാന്‍ പറ്റിയില്ലെങ്കില്‍ പ്രാങ് നക്ഷത്രം പിറക്കുന്നതിനു മുന്‍പേ മരണമടയുന്നു (ചാപിള്ളകളെ പോലെ).

സമതുലിതാവസ്ഥ (equilibrium) ഗുരുത്വവും വാതക മര്‍ദ്ദവും തമ്മിലുള്ള ബലപരീക്ഷണമാണ്. അത് എങ്ങനെയാണ് പ്രവൃത്തിക്കുന്നത് എന്ന് നോക്കാം.

  1. ഗുരുത്വം വാതകങ്ങളേയും ധൂളികളേയും മറ്റ് കണികകളേയും കേന്ദ്രത്തിലേക്ക് വലിച്ചടുപ്പിക്കുന്നു
  2. കേന്ദ്രത്തില്‍ വാതകങ്ങളിലെ അണുക്കള്‍ തമ്മിലുള്ള കൂട്ടിയിടി മൂലം താപനില വര്‍ദ്ധിക്കുന്നു
  3. കൂടുതല്‍ അണുക്കള്‍ കേന്ദ്രത്തിലേക്ക് എത്തുമ്പോള്‍ അവിടുത്തെ സാന്ദ്രത വര്‍ദ്ധിക്കുന്നു
  4. അണുക്കള്‍ തമ്മിലുള്ള കൂട്ടിയിടിയും സാന്ദ്രയും വര്‍ദ്ധിക്കുന്നതു മൂലം വാതക മര്‍ദ്ദം കൂടുന്നു
  5. ഇങ്ങനെ ഉണ്ടാകുന്ന വാതകമര്‍ദ്ദം പ്രാങ് നക്ഷത്രം ഗുരുത്വആകര്‍ഷണം മൂലം തകര്‍ന്നടിയുന്നത് തടയുന്നു
  6. ഇങ്ങനെ ലക്ഷക്കണക്കിനു വര്‍ഷത്തെ ബലപരീക്ഷണത്തിനു ശേഷം വാതകമര്‍ദ്ദം = ഗുരുത്വബലം ആകുമ്പോള്‍ accretion എന്ന പ്രക്രിയയ്ക്ക് അവസാനമാകുന്നു. അതായത് വാതകമര്‍ദ്ദം, ഗുരുത്വബലത്തിനു സമമാകുമ്പോള്‍ പ്രാങ് നക്ഷത്രം സമതുലിതാവസ്ഥ കൈവരിക്കുന്നു.

ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഈ സമതുലിതാവസ്ഥയെ hydrostatic equilibrium എന്നാണ് വിളിക്കുന്നത്. താഴെയുള്ള ചിത്രം ശ്രദ്ധിക്കൂ.


ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: Pearson Prentice Hall

പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ വിധി തീരുമാനിക്കപ്പെടുന്നു

accretion എന്ന പ്രക്രിയ പൂര്‍ത്തിയാകുന്നതോടെ ഗുരുത്വബലം സ്ഥിരമായി നില്‍ക്കും. അപ്പോള്‍ വാതകമര്‍ദ്ദത്തെ മാറ്റുന്ന എന്ത് പ്രക്രിയ ആണ് പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തില്‍ നടക്കുന്നത്? വാതകമര്‍ദ്ദം രണ്ട് കാര്യങ്ങളെ ആശ്രയിച്ച് ഇരിക്കുന്നു. ഒന്ന് ഉന്നതമായ താപനില (ഇത് അണുക്കളെ തമ്മില്‍ കൂട്ടിയിടിപ്പിക്കുന്നു), രണ്ട് ഉന്നതമായ വാതക സാന്ദ്രത (കുറഞ്ഞ സ്ഥലത്ത് കൂടുതല്‍ അണുക്കള്‍). ഈ സമയത്ത് പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ രൂപാന്തരത്തിനു രണ്ട് സാധ്യത ആണ് ഉള്ളത്.

  1. അണുസംയോജനം നടക്കുവാന്‍ ആവശ്യമായ ഉന്നതമായ താപനിലയില്‍ (critical temperature) പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിനു എത്താന്‍ പറ്റുകയാണെങ്കില്‍ പ്രാങ് നക്ഷത്രം അതിന്റെ പരിണാമത്തിന്റെ അടുത്ത ഘട്ടത്തിലേക്ക് (മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം) കടക്കുന്നു.
  2. അണുസംയോജനം നടക്കുവാന്‍ ആവശ്യമായ ഉന്നതമായ താപനിലയില്‍ പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിനു എത്താന്‍ പറ്റാതിരിക്കുകയാണെകില്‍ അത് ഹൈഡ്രജന്‍ പൂരിതമായ ഒരു വസ്തു ആയി മാറുന്നു. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഈ വസ്തുവിനെ തവിട്ടുകുള്ളന്‍ (brown dwarf) എന്നു വിളിക്കുന്നു. (കൂടുതല്‍ വിവരങ്ങള്‍ താഴെ).

ദശലക്ഷക്കണക്കിനു വര്‍ഷങ്ങള്‍ കൊണ്ട്, തുടര്‍ച്ചയായ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണവും ചുരുങ്ങലും കാരണം താപനില ഒരു കോടി കെല്‍‌വിനോളം ആകും.ഇത്രയും ഉയര്‍ന്ന താപനിലയില്‍ അണുസംയോജനം (Nuclear fusion) - ഹൈഡ്രജന്‍ അണുകേന്ദ്രങ്ങള്‍ സംയോജിച്ച് ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രം ആയി മാറുന്ന പ്രക്രിയ- ആരംഭിക്കും. ഈ ഘട്ടത്തില്‍ പ്രാങ് നക്ഷത്രം ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം (Main Sequence Star) ആയി മാറി അതിന്റെ ജീവിത ദശയുടെ അടുത്ത ഘട്ടത്തിലേക്ക് കടക്കുന്നു.

പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിനു മുഖ്യധാരനക്ഷത്രം ആകാന്‍ വേണ്ട സമയം

പ്രാങ് നക്ഷത്രം ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം ആയി മാറാന്‍ വേണ്ട സമയം ആ പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തെ ആശ്രയിച്ച് ഇരിക്കുന്നു. പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം കൂടുതല്‍ ആണെങ്കില്‍ അതിന്റെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ ബലവും കൂടുതല്‍ ആയിരിക്കും. അതിനാല്‍ ചുരുങ്ങലിന്റെ വേഗതയും വര്‍ദ്ധിക്കും. നമ്മുടെ സൂര്യന്‍ ഏതാണ്ട് 3 കോടി വര്‍ഷം കൊണ്ടാണ് പ്രാങ് നക്ഷത്ര ദശയില്‍ നിന്ന് മുഖ്യധാരാ ദശയിലേക്ക് എത്തിചേര്‍ന്നത്.

പക്ഷെ ഒരു 15 M (15 സൂര്യന്മാരുടെ ദ്രവ്യമാനം ഉള്ളത്) ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള ഒരു പ്രാങ് നക്ഷത്രം വെറും 1.6 ലക്ഷം വര്‍ഷം കൊണ്ട് ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം ആയി മാറും. മറിച്ച് ഒരു 0.2 M ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള ഒരു പ്രാങ് നക്ഷത്രം 100 കോടി വര്‍ഷം കൊണ്ടേ ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം ആയി മാറുകയുള്ളൂ.

100 M ഓ അതില്‍ കൂടുതലോ ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള ഒരു പ്രാങ് നക്ഷത്രം ഒരിക്കലും ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം ആയി പരിണമിക്കില്ല. ഇത്തരം പ്രാങ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ആന്തരിക താപ നില വളരെയധികം വര്‍ദ്ധിച്ച് പുറത്തേക്കുള്ള മര്‍ദ്ദം ഗുരുത്വബലത്തെ അതിജീവിച്ച് പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ പുറത്തേക്ക് ഭിന്നിപ്പിച്ചു കളയുന്നു. ഇതു മൂലം ഇത്തരം പ്രാങ് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ പിറവിയിലേ മരണമടയുന്നു. (ചില കുഞ്ഞുങ്ങള്‍ പിറവിയിലേ മരണമടയുന്നതു പോലെ).

അതേ പോലെ 0.08 M ഓ അതില്‍ കുറവോ ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഒരിക്കലും ഹൈഡ്രജന്‍ അണുകേന്ദ്രങ്ങള്‍ അണുസംയോജനം വഴി ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രം ആയി മാറാനുള്ള താപനില കൈവരിക്കുന്നില്ല. ഇത്തരത്തിലുള്ള പ്രാങ് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ പൂരിതമായ ഒരു വസ്തുവായി മാറും. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഇത്തരം വസ്തുവിനെ തവിട്ടു കുള്ളന്‍ (brown dwarf) എന്നു വിളിക്കുന്നു.

ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ ഒരു പ്രാങ് നക്ഷത്രം ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം ആയി പരിണമിക്കണമെങ്കില്‍ അതിന്റെ ദ്രവ്യമാനം 0.08 Mനും 100 M-നും ഇടയില്‍ ആയിരിക്കണം.ദ്രവ്യമാനം കൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ താരതമ്യേനെ കുറവായിരിക്കും.

അങ്ങനെ നമ്മള്‍ നക്ഷത്രം ജനിക്കുന്നതു വരെയുള്ള ചരിത്രം മനസ്സിലാക്കി. ബാക്കി ചരിത്രം തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍.

ആധാര പ്രമാണങ്ങള്‍

ഈ ലേഖനം എഴുതുന്നതിനു റെഫറന്‍സിനു വേണ്ടി ഉപയോഗിച്ച ചില ആധാര പ്രമാണങ്ങള്‍

  1. മാനം മഹാത്ഭുതം. കേരള ശാസ്ത്ര സാഹിത്യ പരിഷത്ത്
  2. Universe, Kaufmann and Freedman, W H Freeman and Company, New York
  3. പ്രപഞ്ച രേഖ, പി. പരമേശ്വരന്‍, ശാസ്ത്ര സാഹിത്യ പരിഷത്ത് പ്രസിദ്ധീകരണം
  4. NASA website

Friday, December 15, 2006

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം I - ആമുഖം

ഇനിയുള്ള കുറച്ചു പോസ്റ്റുകളില്‍ നക്ഷത്രപരിണാമം അഥവാ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം ആണ് നമ്മള്‍ പഠിക്കുവാന്‍ പോകുന്നത്. പോപ്പുലര്‍ അസ്ട്രോണമി പുസ്തകങ്ങള്‍ പലപ്പോഴും നക്ഷത്രപരിണാമം തമോഗര്‍ത്തം (Black hole) എന്ന ഒരൊറ്റ വസ്തുവില്‍ കേന്ദ്രീകരിച്ച് പിന്നെ അതുമായി ബന്ധപ്പെട്ട കുറച്ച് ത്വത്വശാസ്ത്രവും പറഞ്ഞ് ഈ വിഷയത്തെ വഴിതിരിച്ചുവിടുകയാണ് പതിവ്. പൊതുവെ നക്ഷത്രപരിണാമത്തിന്റെ എല്ലാ ദശകളും ലളിതമായി വിവരിക്കുന്ന പുസ്തകങ്ങളും കുറവാണ്. ഉള്ളവ തന്നെ നക്ഷത്രത്തിന്റെ അന്ത്യദശയില്‍ കേന്ദ്രീകരിച്ച് ഒടുവില്‍ Black hole-ലേക്ക് വഴുതി വീണ് ഈ പ്രക്രിയകളുടെ പുറകിലുള്ള ശാസ്ത്രം പഠിപ്പിക്കാന്‍ വിട്ടുപോവുകയും ചെയ്യുന്നു.

എന്റെ ഉദ്ദേശം അതല്ല. നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജനനം മുതല്‍ മരണം വരെയുള്ള ശാസ്ത്രം കുറച്ച് വിശദമായി കൈകാര്യം ചെയ്യാനാണ് എന്റെ എളിയ ശ്രമം.

അതിനു സഹായകരമായ ചില ഉപാധികള്‍ ആണ് കഴിഞ്ഞ 20 ഓളം പോസ്റ്റുകളില്‍ നമ്മള്‍ പരിചയപ്പെട്ടത്. പ്രത്യേകിച്ച് കഴിഞ്ഞ നാലഞ്ച് പോസ്റ്റുകളില്‍ പരിചയപ്പെട്ട HR ആരേഖവും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗികരണവും ഒക്കെ ഇനി നമുക്ക് ഇടയ്ക്കിടക്ക് പരാമര്‍ശിക്കേണ്ടി വരും. അതിനാല്‍ അത് വായിച്ചിട്ടില്ലാത്തവര്‍ അത് വായിച്ചിട്ട് നക്ഷത്രപരിണാമത്തിന്റെ ഈ ലേഖനപരമ്പരയിലേക്ക് വരാന്‍ അപേക്ഷ.

ബ്ലോഗ് ആയതു കൊണ്ട് നമുക്ക് പുസ്തകങ്ങള്‍ക്ക് ഇല്ലാത്ത പല സൌകര്യവും ഈ വിഷയം പഠിക്കുമ്പോള്‍ ഉണ്ട്. നമുക്ക് സമയമോ സ്ഥലമോ സൌകര്യമോ വായനക്കാരുടെ എണ്ണമോ ഒന്നും ഒരു പ്രശ്നമല്ല. മാത്രമല്ല ധാരാളം ചിത്രങ്ങളും അനിമേഷനുകളും മറ്റും ഉപയോഗിക്കാമെന്ന സൌകര്യവും ഇവിടെ ഉണ്ട്. സംശയം കമെന്റുകള്‍ ആയി ചോദിക്കുവാന്‍ ഉള്ള സൌകര്യം ഉണ്ട്. ലേഖനത്തില്‍ തെറ്റു വന്നാല്‍ അത് തിരുത്തി പുനഃ‍പ്രസിദ്ധീകരിക്കുവാന്‍ ഉള്ള സൌകര്യം ഉണ്ട്. മാത്രമല്ല പിന്നിട് എന്തെങ്കിലും കൂട്ടിച്ചേര്‍ക്കണം എന്നു തോന്നിയാല്‍ അതിനുള്ള സൌകര്യവും ഉണ്ട്. അതിനാല്‍ തന്നെ നക്ഷത്രപരിണാമത്തിന്റെ എല്ലാ ദശകളും സാമാന്യം വിശദമായി എന്നാല്‍ ഗണിതം ഉപയോഗിക്കാതെ (കഴിയുന്നതും) ലളിതമായി വിവരിക്കുവാന്‍ ആണ് എന്റെ എളിയ ശ്രമം. അതിനാല്‍ തന്നെ “നക്ഷത്ര പരിണാമത്തിന്റെ” ഈ പോസ്റ്റുകള്‍ ഏഴോളം ഭാഗം വരുന്ന തുടരന്‍ ആയിരിക്കും (എത്ര പോസ്റ്റ് കൊണ്ട് ഈ വിഷയം പൂര്‍ണ്ണമായി വിശദീകരിക്കാന്‍ പറ്റും എന്ന് കൃത്യമായി പറയാന്‍ ഇപ്പോള്‍ എനിക്കാവുന്നില്ല. എങ്കിലും ഒരു ഏഴു പോസ്റ്റുകൊണ്ട് തീര്‍ക്കാന്‍ പറ്റും എന്നാണ് എന്റെ അനുമാനം.)

ആമുഖം

ഒരു നക്ഷത്രം എങ്ങനെ ജനിക്കുന്നു. അത് എങ്ങനെ ജീവിക്കുന്നു? അതിന്റെ അവസാനം എങ്ങനെ? നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിതകഥകളിലേക്ക് ഒരു എത്തി നോട്ടമാണ് ഇനിയുള്ള കുറച്ചു ലേഖനങ്ങള്‍.

ജീവിതകഥകളോ? അതേ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിത കഥ അതിന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നതിനാല്‍ എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കും ഒരേ ജീവിത കഥയല്ല പറയാനുള്ളത്.

നക്ഷത്രങ്ങളെകുറിച്ചുള്ള പഠനത്തില്‍ ഏറ്റവും രസകരമായത് അവയുടെ പരിണാമത്തെ കുറിച്ചുള്ള പഠനമാണ്. ഒരു നക്ഷത്രത്തെ മാത്രം പഠിച്ച് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം ഉണ്ടാക്കാന്‍ നമുക്ക് പറ്റില്ല. കാരണം നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിത ദൈര്‍ഘ്യം മനുഷ്യവര്‍ഗ്ഗത്തിന്റേയോ നമ്മുടെ ഭൂമിയുടെ തന്നെയോ പ്രായത്തേക്കാള്‍ എത്ര എത്രയോ ഇരട്ടിയാണ്. അതിനാല്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ വിവിധ ജീവിത ഘട്ടങ്ങളില്‍ ഉള്ള പല പല നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിതം പഠിച്ച് ഈ പഠനങ്ങള്‍ ക്രോഡീകരിച്ചാണ് അവയുടെ ജീവിത കഥ മെനഞ്ഞെടുത്തത്.

ആദ്യം നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് എങ്ങനെയാണ് നമ്മളെപോലെ ജനനവും ജീവിതവും മരണവും ഉണ്ടെന്നും, പല തരം നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉണ്ടെന്ന് മനസ്സിലാക്കുന്നത് എന്നും നോക്കാം. ഒരു ഉദാഹരണം വഴി ഇതു മനസ്സിലാക്കാന്‍ ശ്രമിക്കാം.

ഒരു അന്യഗ്രഹ ജീവി ഭൂമിയില്‍ സന്ദര്‍ശനത്തിനു വന്നു എന്നിരിക്കട്ടെ. അവര്‍ ആദ്യം കുറച്ച് ഇരു കാലികളെ ആവും കാണുക. രൂപത്തിലും ഭാവത്തിലും എല്ലാം ഒരേ പോലെ ഇരിക്കുന്നവര്‍. (സിനിമകളില്‍ അന്യഗ്രഹ ജീവികള്‍ക്കു ഒരേ രൂപവും ഭാവവും ഉള്ളതു പോലെ.) എന്നാല്‍ കുറച്ച് ശ്രദ്ധിച്ചു പഠിക്കുമ്പോള്‍ ഈ ഇരുകാലികള്‍ രണ്ട് തരം ഉണ്ടെന്ന് അവര്‍ക്ക് മനസ്സിലാകുന്നു. ആണും പെണ്ണും. പിന്നീട് അവരില്‍ കറുത്തവരും വെളുത്തവരും ഉണ്ടെന്നു മനസ്സിലാകുന്നു. കുറച്ച് കൂടി ശ്രദ്ധിച്ചു പഠിക്കുമ്പോള്‍ ഇവരില്‍ വിവിധ പ്രായത്തില്‍ ഉള്ളവര്‍ ഉണ്ടെന്ന് മനസ്സിലാകുന്നു. കുഞ്ഞുങ്ങള്‍, ബാലര്‍, കൌമാരക്കാര്‍, യൌവനക്കാര്‍, മദ്ധ്യവയസ്കര്‍, വൃദ്ധര്‍ എന്നിങ്ങനെ. വൃദ്ധര്‍ പെട്ടന്ന് മരിക്കുന്നു.ചില ഗര്‍ഭധാരണം ചാപിള്ള ആയി പോകുന്നു. വേറെ ചിലര്‍ അകാലത്തില്‍ ചരമമടയുന്നു. ഇതൊക്കെ ഓരോന്നും സൂക്ഷമായി പഠിക്കുമ്പോള്‍ അവര്‍ക്ക് മനസ്സിലാക്കുന്നു.

അപ്പോള്‍ ഇത്രയും പറഞ്ഞത് ഒരു വര്‍ഗ്ഗത്തിന്റെ ജീവിത കഥ അറിയണമെങ്കില്‍ ആ വര്‍ഗ്ഗത്തെ മൊത്തമായി സൂക്ഷ്മമായി പഠിച്ചാല്‍ മതി.

ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാരും ചെയ്തത് ഇതു തന്നെയാണ്. വിവിധ ജീവിതഘട്ടങ്ങളില്‍ ഉള്ള നിരവധി നക്ഷത്രങ്ങളെ കുറിച്ച് പഠിച്ച് അവര്‍ നിഗമനങ്ങളില്‍ എത്തി ചേര്‍ന്നു. ഇങ്ങനെ പഠിച്ചപ്പോള്‍ അവര്‍ എത്തിചേര്‍ന്ന നിഗമനങ്ങള്‍ ചേര്‍ത്തു വച്ചപ്പോള്‍ നക്ഷത്ര പരിണാമത്തിനു നാലു സുപ്രധാന ഘട്ടങ്ങള്‍ ഉണ്ടെന്നു മനസ്സിലായി. അവ താഴെ പറയുന്ന ആണ്.

  1. പ്രാങ് നക്ഷത്ര ദശ (Protostar phase)
  2. മുഖ്യധാര ദശ (Main Sequence phase)
  3. മുഖ്യധാരാനന്തര ദശ (Post Main Sequence phase)
  4. അന്ത്യ ദശ (End phase)

ഇത് നമ്മുടെ ജീവിതത്തിലെ ശൈശവം, യുവത്വം, മദ്ധ്യവയസ്സ്, വാര്‍ദ്ധക്യം എന്നീ നാല് ഘട്ടങ്ങളോട് ഒരു പരിധി വരെ തുലനം ചെയ്യാം.

തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ ഇവ ഒരോന്നിനേയും നമുക്ക് വിശദമായി പരിചയപ്പെടാം. പോസ്റ്റുകളില്‍ അവിടവിടെ ഭൌതീക ശാസ്ത്രത്തിലെ ചില സംജ്ഞകളെ പരാമര്‍ശിക്കേണ്ടി വരും. കഴിയുന്നതും ലളിതമായ ഭാഷയില്‍ ഗണിതമില്ലാതെ ഓരോന്നും നമുക്ക് പരിചയപ്പെടാം.

Monday, December 11, 2006

HR ആരേഖം (HR Diagram)

സ്‌റ്റെല്ലാര്‍ സ്‌പെക്ട്രത്തേയും Luminosityയേയും അതോടൊപ്പം സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണത്തേയും പരിചയപ്പെട്ടുകഴിഞ്ഞ നമ്മള്‍ക്ക് അടുത്തതായി പരിചയപ്പെടാനുള്ള ഒരു പ്രധാന ജ്യോതിശാസ്ത്രപഠന സഹായി ആണ് HR digaram അഥവാ HR ആരേഖം. ഈ പോസ്റ്റില്‍ അതിനെ പരിചയപ്പെടുത്തുന്നു.

Hertzspurg, Russel എന്ന രണ്ട് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ സ്വതന്ത്രമായി 1912-ല്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ Luminosityയും ഉപരിതലതാപനിലയും തമ്മിലുള്ള ബന്ധത്തെപറ്റി നിരവധി പഠനങ്ങള്‍ നടത്തി. അവര്‍ തങ്ങള്‍ക്കു ലഭിച്ച വിവരങ്ങളില്‍ നിന്നു ചില നിഗമനങ്ങളില്‍ എത്തിചേര്‍ന്നു. പഠനം നടത്തിയ ഓരോ നക്ഷത്രത്തിന്റേയും ഉപരിതല താപനിലയും Luminosity-യും ഉപയോഗിച്ച് അവര്‍ ഒരു graph-ല്‍ ഉണ്ടാക്കി. ഇതാണ് HR ആരേഖം (HR Diagram) എന്ന് അറിയപ്പെടുന്നത്. അതിന്റെ ഒരു ചിത്രം താഴെ കൊടുക്കുന്നു.

ഈ രേഖാരൂപത്തിന്റെ ഏറ്റവും വലിയ പ്രത്യേകത അതിലുള്ള data points ആരേഖത്തില്‍ അവിടവിടെ വെറുതെ ചിതറിക്കിടക്കുക അല്ല; മറിച്ച് പലസ്ഥലത്ത് പ്രത്യേകതരത്തില്‍ കേന്ദ്രീകരിച്ച് കിടക്കുക എന്നുള്ളതാണ്. ഈ രേഖാചിത്രം ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിന്റെ പഠനത്തിനു അത്യാവശ്യം വേണ്ട ഒരു ഉപകരണമായി പിന്നീട് മാറി. HR ആരേഖത്തിന്റെ കുറച്ചുകൂടി വിശദീകരണങ്ങള്‍ ഉള്ള വേറെ ഒരു ചിത്രം താഴെ.


Image courtsey: http://cse.ssl.berkeley.edu/

HR ആരേഖത്തിന്റെ കുറുകേകിടക്കുന്ന നാടയില്‍(Band) ആകാശത്തിലെ ഭൂരിഭാഗം നക്ഷത്രങ്ങളും വരുന്നു. ഈ നാടയെ Main Sequence band (MS നാട) എന്നു പറയുന്നു. ഈ നാട മുകളില്‍ ഇടത്തേ അറ്റത്തുനിന്ന് ചൂടുകൂടിയ നീലനക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നു തൂടങ്ങി താഴെ വലത്തേ മൂലയില്‍ ഉള്ള തണുത്ത ചുവന്ന നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ അവസാനിക്കുന്നു. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഭൌതീക പ്രത്യേകതകള്‍ മൂലം അത് ഈ നാടയില്‍ ആണ് ഉള്‍പ്പെടുന്നത് എങ്കില്‍ അത്തരം നക്ഷത്രത്തെ മുഖ്യധാര നക്ഷത്രം (Main Sequence star) എന്നു പറയുന്നു. നമ്മള്‍ ഇന്നു ആകാശത്തു കാണുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ഭൂരിഭാഗവും ഈ വിഭാഗത്തിലാണ് പെടുക, ഉദാഹരണത്തിനു സൂര്യന്‍, സിറിയസ്, വേഗ ഇതൊക്കെ മുഖ്യധാര നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ആണ്.

HR ആരേഖത്തില്‍ മുകളില്‍ വലത്തേ മൂലയില്‍ വേറെ രണ്ട് പ്രധാന grouping കാണുന്നു. Super Giantsഎന്നും Giants എന്നും ആണ് ഈ grouping-ന്റെ പേര്. Luminosity വളരെ കൂടുതലും എന്നാല്‍ താരതമ്യേന തണുത്തതുമായ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ആണ് ഈ രണ്ട് grouping-ലും വരുന്നത്. Luminosity 103 നു (അതായതു സൂര്യന്റെ 103 ഇരട്ടി Luminosity ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍) മുകളിലുള്ളതും ദ്രവ്യമാനം 100 M๏ ഓളം(സൂര്യന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ 100 ഇരട്ടി) വരുന്നതും എന്നാല്‍ താരതമ്യേന തണുത്തതുമായ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ആണ് Super Giants എന്ന വിഭാഗത്തില്‍ വരുന്നത്. Luminosity 102 മുതല്‍ Luminosity 103 വരേയും ദ്രവ്യമാനം 10 M๏ സൂര്യന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ 10 ഇരട്ടി) വരെ വരുന്നതും ആയ തണുത്ത നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ആണ് Giantsഎന്ന വിഭാഗത്തില്‍ വരുന്നത്. തിരുവാതിര നക്ഷത്രം Super Giant നക്ഷത്രത്തിനും, Aldebaran Giant നക്ഷത്രത്തിനും ഉദാഹരണമാണ്.

HR ആരേഖത്തില്‍ വേറെ ഒരു പ്രധാന grouping ഉള്ളത് ഇടത്തേ മൂലയില്‍ Main Sequence band-നു താഴെയാണ്. ഈ സമൂഹത്തില്‍ പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളെ വെള്ളക്കുള്ളന്മാര്‍ (White Dwarfs) എന്നാണ് വിളിക്കുന്നത്. ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ താപനില കൂടുതല്‍ ആണെങ്കിലും Luminosity കുറവായിരിക്കും.

(Main Sequence, Super Giants, Giants, White Dwarf ഇവയുടെ ശരിക്കുള്ള നിര്‍വചനങ്ങളും വിശദീകരണങ്ങളും തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍.)

വ്യത്യസ്ത തരത്തിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉണ്ട് എന്നതാണ് HR ആരേഖത്തില്‍ നിന്നു നമുക്ക് ലഭിയ്ക്കുന്ന ഒന്നാമത്തെ പാഠം. ഉദാഹരണമായി പറഞ്ഞാല്‍ മനുഷ്യരുടെ ഇടയില്‍ വ്യത്യസ്ത നിറത്തിലുള്ള ആളുകള്‍ ഉണ്ട് എന്ന് പറയുന്നതു മാതിരി ഉള്ള ഒരു വ്യത്യസ്തത അല്ല മറിച്ച് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിതത്തിലെ വിവിധ ഘട്ടങ്ങളെ ആണ് ഇത് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. അതായത് നമ്മുടെ ജീവിതത്തിനു ബാല്യം, യൌവനം, മധ്യവയസ്സ്, വൃദ്ധത എന്നിങ്ങനെ പല ഘട്ടങ്ങള്‍ ഉള്ളതു പോലെ. ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിത രേഖ ആണ് HR ആരേഖം എന്നു പറയാം.

Main Sequence, Super Giants, Giants, White Dwarf ഇവയെകുറിച്ചൊക്കെ നമ്മള്‍ക്ക് തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ പോസ്റ്റുകളില്‍ നിന്നു മനസ്സിലാക്കാം. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമത്തെ കുറിച്ച് പഠിക്കുമ്പോള്‍ HR ആരേഖത്തിനുള്ള പ്രാധാന്യം നിങ്ങള്‍ക്ക് മനസ്സിലാകും. തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ നമ്മള്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവചരിത്രം ആണ് പഠിക്കാന്‍ പോകുന്നത്.

Friday, December 08, 2006

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം

ആമുഖം

നക്ഷത്രങ്ങള്‍ വളരെയധികം ദൂരത്തായതു കൊണ്ട് അതിന്റെ ഭൌതീകഘടനയും താപനിലയും അതിലുള്ള രാസസംയുക്തങ്ങളും മറ്റു വിവരങ്ങളും എല്ലാം അതില്‍ നിന്നു വരുന്ന വിദ്യുത് കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ പഠിക്കുന്നതിലൂടെ മാത്രമേ നമുക്കു മനസ്സിലാക്കാന്‍ പറ്റുകയുള്ളൂ. ഇങ്ങനെ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നു വരുന്ന പ്രകാശത്തെ സൂക്ഷ്മമായി പഠിക്കുന്ന ശാസ്ത്രശാഖയാണ് stellar spectroscopy. അതിന്റെ ചില പ്രാഥമികമായ വിവരങ്ങള്‍ ആണ് കഴിഞ്ഞ കുറച്ചു പോസ്റ്റുകളില്‍ നിന്നു നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കിയത്.

ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നു വരുന്ന പ്രകാശം സൂക്ഷമമായി പഠിച്ചപ്പോള്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രം എല്ലാം ഒരേ പോലെ അല്ല എന്നു കണ്ടു. ഉദാഹരണത്തിനു ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ വളരെ ശക്തമാണ്. പക്ഷെ സൂര്യനെ പോലുള്ള മറ്റു ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ വളരെ ദുര്‍ബലം ആണെന്നും പകരം അതില്‍ കാത്സിയം, ഇരുമ്പ്, സോഡിയം തുടങ്ങിയ ചില മൂലകങ്ങളുടെ absorption രേഖകള്‍ക്കാണ് പ്രാമുഖ്യം എന്നു കണ്ടു. ഇനി വേറെ ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ടൈറ്റാനിയം ഓക്സൈഡ് പോലുള്ള ചില തന്മാത്രകള്‍ ഉണ്ടാക്കുന്ന absorption രേഖകള്‍ക്കാണ് പ്രാമുഖ്യം എന്നും കണ്ടു. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ഉള്ള ഈ വൈവിധ്യത്തെ വിശദീകരിക്കാന്‍ ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഈ വൈവിധ്യം അനുസരിച്ചു തന്നെ നക്ഷത്രങ്ങളെ വര്‍ഗ്ഗീകരിച്ചു. ഇതാണ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം എന്ന് അറിയപ്പെടുന്നത്. നമുക്ക് ഇതിന്റെ വിശദാംശങ്ങള്‍ ഈ പോസ്റ്റില്‍ നിന്നു മനസ്സിലാക്കാം.

ചൂടുള്ള ഒരു വസ്തു (black body) continous spectrum ആണ് ഉണ്ടാക്കുക എന്നു നമ്മള്‍ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ കൂറിച്ചുള്ള പോസ്റ്റില്‍ നിന്നു മനസ്സിലാക്കി. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാര്യമെടുത്താല്‍ അതിന്റെ അകം പാളികളില്‍ ആണ് ഈ continous spectrum ഉണ്ടാകുന്നത്. അവിടെ വാതകങ്ങള്‍ വളരെ ചൂടുള്ളതും സാന്ദ്രവും ആയിരിക്കും. ഈ continous spectrum ഉള്ള വികിരണം താരതമ്യേനെ തണുത്തതും സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞതുമായ പുറം പാളിയിലൂടെയും നക്ഷത്രത്തിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിലൂടെയും പുറത്തേക്ക് വരുമ്പോള്‍ ഈ continous spectrum ത്തില്‍ absorption രേഖകള്‍ ഉണ്ടാകുന്നു. പുറം പാളിയിലും അന്തരീക്ഷത്തിലുമുള്ള വാതകങ്ങള്‍ ചില പ്രത്യേക തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള വികിരണങ്ങള്‍ ആഗിരണം ചെയ്യുന്നതുകൊണ്ടാണ് ഇങ്ങനെ absorption രേഖകള്‍ ഉണ്ടാകുന്നത്. ഏത് തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള രേഖകള്‍ക്ക് ആണ് absorption സംഭവിച്ചിരിക്കുന്നത് എന്ന് പുറം പാളിയിലും അന്തരീക്ഷത്തിലുമുള്ള വാതകങ്ങള്‍ക്ക് അനുസരിച്ച് ഇരിക്കും. ഇതിനെ കുറിച്ചൊക്കെ നമ്മള്‍ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ കൂറിച്ചുള്ള പോസ്റ്റില്‍ നിന്നു മനസ്സിലാക്കി.

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം നടത്തിയിരിക്കുന്നത് വിവിധ absorption രേഖകളുടെ കടുപ്പം അനുസരിച്ചാണ്. സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകളുടെ വീതി ആ നക്ഷത്രത്തില്‍ എത്ര അണുക്കള്‍ ഒരു പ്രത്യേക തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള വികിരണം ആഗിരണം ചെയ്യാന്‍ പാകത്തില്‍ ഉള്ളതായിരിക്കും എന്നതിനെ ആശ്രയിച്ച് ഇരിക്കുന്നു. ഒരു പ്രത്യേക മൂലകം കൂടുതല്‍ ഉണ്ടെങ്കില്‍ അത് ആഗിരണം ചെയ്യുന്ന വികിരണത്തിന്റെ രേഖകള്‍ക്ക് ബലം കൂടുതല്‍ ആയിരിക്കും. ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിലെ മൂലകങ്ങളും അതിന്റെ അളവും absorption രേഖകള്‍ ഏതൊക്കെ എത്ര ബലത്തില്‍ ആണ് എന്ന് നിര്‍ണ്ണയിക്കുന്നത്.

The Harvard Spectral Classification

ഇതാണ് ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം. ഇത് 1800കളുടെ പകുതിയില്‍ ചില ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തിലെ ഹൈഡ്രജന്‍ ബാമര്‍ രേഖകളുടെ ബലം അനുസരിച്ച് ഉണ്ടാക്കിയ വര്‍ഗ്ഗീകണത്തിന്റെ ഒരു വകഭേദം ആണ്. 1800കളുടെ പകുതിയിലെ വര്‍ഗ്ഗീകരണത്തില്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ ബാമര്‍ രേഖകളുടെ ബലം അനുസരിച്ച് നക്ഷത്ര സ്‌പെക്ട്രത്തിനു A മുതല്‍ P വരെയുള്ള വിവിധ അക്ഷരം കൊടുക്കുകയാണ് ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ചെയ്തത്. അന്നത്തെ ശാസ്ത്രത്തിനു ഈ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വരകളെ ഒന്നും വിശദീകരിക്കാന്‍ കഴിഞ്ഞില്ല. പിന്നീട് ഇതിനെ ശാസ്ത്രീയമായി വര്‍ഗ്ഗീകരിക്കുന്ന ചുമതല Harward College Observatory-യിലെ ചില ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ഏറ്റെടുത്തു. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ Edward C. Pickering ആണ് ഇതിനു മേല്‍നോട്ടം വഹിച്ചത്. വെറും ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകളെ മാത്രം അടിസ്ഥാനമാക്കാതെ എല്ലാ പ്രധാനപ്പെട്ട രേഖകളേയും ഉള്‍പ്പെടുത്തി വളരെ വിപുലമായ ഒരു പഠനം ആണ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ഇതിനു വേണ്ടി നടത്തിയത്. അമേരിക്കന്‍ ധനാഢ്യനും ഡോക്ടറും അതോടൊപ്പം ഒരു അമെച്വര്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനും ആയ Henry Draper ആണ് ഇതിനു വേണ്ട പണം മൊത്തം ചിലവഴിച്ചത്. ഇത് Harward project എന്ന പേരില്‍ ആണ് അറിയപ്പെട്ടത്.

ഇവരുടെ ശാസ്ത്രീയ പഠനത്തിന്റെ ഫലമായി ആദ്യം പറഞ്ഞ വര്‍ഗ്ഗീകരണത്തില്‍ ഉണ്ടായിരുന്ന (A മുതല്‍ P വരെയുള്ള) പലതിനേയും ഒഴിവാക്കുകയും വേറെ ചിലതിനെ ഒന്നിച്ചാക്കുകയും ചെയ്തു. ബാക്കി ഉണ്ടായിരുന്ന സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗത്തെ OBAFGKM എന്ന ക്രമത്തില്‍ ശാസ്ത്രീയമായി അടുക്കി. ഇതിനെ എളുപ്പത്തിലെ ഓര്‍മിക്കാന്‍ ഒരു സൂത്ര വാക്യം ഉണ്ട്. Oh Be A Fine Girl Kiss Me! (Girl-നെ Kissചെയ്യാന്‍ മടിയുള്ളവര്‍ക്ക് Girlന്റെ സ്ഥാനത്തു Guy എന്നാക്കാം). എന്തായാലും ഈ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം ക്രമത്തില്‍ ഓര്‍ത്താല്‍ മതി.

ആ സംഘത്തില്‍ ഉണ്ടായിരുന്ന Annie Jump Cannon എന്ന ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞ ഈ OBAFGKM എന്ന സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗത്തെ വീണ്ടും ചെറു സ്‌പെക്ട്രല്‍ തരങ്ങള്‍ (Spectral types) ആയി തരം തിരിക്കുന്നത് വളരെ ഉപയോഗപ്രദം ആണെന്നു കണ്ടു. (മറ്റു ശാസ്ത്രശാഖകള്‍ പോലെ അല്ല; മറ്റു പല വനിതകളും ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തില്‍ കാര്യമായ സംഭാവന നല്‍കിയിട്ടുണ്ട്. അതിനെ കുറിച്ച് പിന്നീട് ഒരു പോസ്റ്റ് ഇടാം.). ഇങ്ങനെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ തരം ഉണ്ടാക്കാന്‍ ഒരോ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗത്തോടും ഒപ്പം 0 മുതല്‍ 9വരെയുള്ള സംഖ്യകള്‍ കൊടുക്കുകയാണ് Annie Jump Cannon ചെയ്തത്. ഉദാഹരണത്തിനു F സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗ (Spectral Class) ത്തില്‍ F0, F1, F2, F3, F4....F9 എന്നിങ്ങനെ പത്തു സ്‌പെക്ട്രല്‍ തരം (Stectral Type) ഉണ്ട്. F9 കഴിഞ്ഞാല്‍ G0, G1,...എന്നിങ്ങനെ പോകും സ്‌പെക്ട്രല്‍ തരങ്ങള്‍. ഇങ്ങനെയുള്ള വര്‍ഗ്ഗീകരണത്തില്‍ ഉള്ള ചില പ്രധാനപ്പെട്ട നക്ഷത്ര സ്‌പെക്ട്രങ്ങള്‍ കാണൂ.

Image courtsey: www.astro.uu.se

ഒരു സ്‌പെക്ട്രല്‍ തരത്തില്‍ നിന്നു അടുത്തതിലേക്ക് വളരെ സുഗമമായി ആണ് രേഖകളുടെ വിന്യാസം എന്നു നമുക്ക് കാണാവുന്നതാണ്. ഉദാഹരണത്തിനു ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ B0 യില്‍ നിന്നു A0യിലേക്ക് പോകുമ്പോള്‍ ബലം പ്രാപിച്ചു വരുന്നതു കാണാം. A0യില്‍ നിന്ന് പിന്നേയും മുന്നോട്ട് പോകുമ്പോള്‍ രേഖകളുടെ ബലം കുറഞ്ഞു വരുന്നതായും G0 സ്‌പെക്ട്രല്‍ തരം ആകുമ്പോഴേക്ക് ഈ രേഖകള്‍ ഇല്ലാതാകുന്നതും കാണാം. സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ കാത്സ്യത്തിന്റേയും ഇരുമ്പിന്റേയും absorption രേഖകള്‍ക്ക് പ്രാമുഖ്യം ഉള്ള സൂര്യന്‍ ഒരു G2 നക്ഷത്രമാണ്.

Harward projectന്റെ നിഗമനങ്ങള്‍ എല്ലാം കൂടി ക്രോഡീകരിച്ച് 1918ന്റേയും 1924ന്റേയും ഇടയ്ക്ക് Henry Draper Catalogue പ്രസിദ്ധീകരിച്ചു. ഈ കാറ്റലോഗിനെ കുറിച്ച് നമ്മള്‍ നക്ഷത്ര കാറ്റലോഗുകള്‍ എന്ന പോസ്റ്റില്‍ പഠിച്ചിരുന്നുവല്ലോ. ഏതാണ്ട് 2,25,300 നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വിവരം ഇതില്‍ ഉണ്ട്. ഇതില്‍ ഓരോ നക്ഷത്രത്തിന്റേയും സ്‌പെക്ട്രം Annie Jump Cannon നേരിട്ട് പരിശോധിച്ച് തരംതിരിച്ചതാണ്. (എന്തൊരു കഠിന പ്രയത്നം അതിനു പുറകില്‍ ഉണ്ടാകും അല്ലേ. അതിനാല്‍ തന്നെ ഈ വനിതയ്ക്ക് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാരുടെ ഇടയില്‍ ഒരു പ്രത്യേക സ്ഥാനം ഉണ്ട്.)

ഈ കാറ്റലോഗ് പ്രസിദ്ധീകരിച്ച സമയം ഭൌതീകശാസ്ത്രത്തില്‍ വളരെ വിപ്ലവകരമായ കണ്ടുപിടുത്തങ്ങള്‍ നടന്നിരുന്ന കാലഘട്ടം ആയിരുന്നു. റതര്‍ഫോര്‍ഡും ബോറും ഒക്കെ അണുക്കളെകുറിച്ചും അണുകേന്ദ്രങ്ങളെകുറിച്ചും പുത്തന്‍ വിവരങ്ങള്‍ ശാസ്ത്രലോകത്തിനു സംഭാവന ചെയ്തു. അണുക്കളെ കുറിച്ചുള്ള ഈ കണ്ടുപിടുത്തങ്ങള്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രം വിശദീകരിക്കുന്നതിനുള്ള ചില ഉപാധികള്‍ (സൈദ്ധാന്തികപരമായും ഗണിതപരമായും) ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ക്ക് സമ്മാനിച്ചു.

ഇന്ത്യയുടെ സംഭാവന

ഇവിടെയാണ് നമ്മുടെ രാജ്യത്തില്‍ നിന്നുള്ള കാര്യമായ ഒരു സംഭാവന വരുന്നത്. അക്കാലത്തെ പ്രമുഖ ഇന്ത്യന്‍ ഭൌതീകശാസ്ത്രജ്ഞനായ മേഘനാഥ് സാഹ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉപരിതല താപനിലയും അതിന്റെ സ്‌പെക്ട്രവും തമ്മില്‍ എങ്ങനെ ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു എന്ന് വിശദീകരിക്കുന്നതില്‍ വിജയിച്ചു. OBAFGKM എന്ന സ്‌പെക്ട്രല്‍ ക്രമീകരണം യഥാര്‍ത്ഥത്തില്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലതാപനിലയുടെ വളരെ ക്രമാഗതമായ ഒരു ക്രമീകരണം ആണെന്ന് അദ്ദേഹം തെളിയിച്ചു. അതായത് O സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗത്തില്‍ ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഏറ്റവും താപനില കൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ആണെന്ന് അദ്ദേഹം സിദ്ധാന്തിച്ചു. ഈ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗത്തിന്റെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ഉള്ളതു മാതിരി ഉള്ള absorption രേഖകള്‍ ഉണ്ടാക്കണമെങ്കില്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതല താപനില 25,000 K നു മുകളില്‍ ആയിരിക്കണം എന്ന് അദ്ദേഹം തെളിയിച്ചു. അതേ പോലെ M സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗത്തില്‍ ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉപരിതല താപനില കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ (3000 K നോടടുത്ത്‍) ആണെന്നും അദ്ദേഹം തെളിയിച്ചു.

നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതല താപനിലയും സ്‌പെക്ട്രവും തമ്മിലുള്ള ബന്ധം

എന്തുകൊണ്ടാണ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉപരിതലതാപനിലയും അതിന്റെ സ്‌പെക്ട്രവും തമ്മില്‍ ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത് എന്നറിയാന്‍ ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകളുടെ കാര്യം നോക്കാം. ഹൈഡ്രജന്‍ ആണ് ഈ പ്രപഞ്ചത്തില്‍ ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ ഉള്ള മൂലകം. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ മൂന്നില്‍ നാലു ഭാഗത്തില്‍ കൂടുതല്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ ആണ് ഉള്ളത്. പക്ഷെ അത് കൊണ്ട് എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രങ്ങളില്‍ ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ ഉണ്ടാകണം എന്നില്ല. നമ്മള്‍ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ഉണ്ടാവുന്നത് എങ്ങനെ? എന്ന പോസ്റ്റില്‍ നിന്നു ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ എങ്ങനെയാണ് ഉണ്ടാവുന്നത് എന്ന് മനസ്സിലാക്കി.അതായത് n=2 എന്ന ഓര്‍ബിറ്റില്‍ നിന്നു മറ്റു ഉയര്‍ന്ന് ഓര്‍ബിറ്റുകളിലേക്ക് ഇലക്ട്രോണ്‍ മാറ്റപ്പെടുമ്പോഴാണ് ഹൈഡ്രജന്‍ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ ഉണ്ടാകുന്നത്.

പക്ഷെ താപനില 10,000 K നു മേല്‍ ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നു വരുന്ന അതീവ ഊര്‍ജ്ജപൂരിതമായ ഫോട്ടോണുകള്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ അണുവില്‍ നിന്ന് ഇലക്ട്രോണിനെ വേര്‍പെടുത്തും. അതായത് ഹൈഡ്രജന്‍ ആണുക്കള്‍ അയണീകൃതമാകും. ഹൈഡ്രജനിലെ ഒരേ ഒരു ഇലക്ട്രോണിനെ നഷ്ടപ്പെട്ടാല്‍ പിന്നെ അതിനു സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകള്‍ ഉണ്ടാക്കാന്‍ പറ്റില്ല. അതിനാല്‍ ഇത്തരം താപനിലകൂടിയ (10,000 K നു മേല്‍) നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ ഉണ്ടാകില്ല അല്ലെങ്കില്‍ വളരെ ദുര്‍ബലം ആയിരിക്കും.


അതേപോലെ താപനില 9000 K നു വളരെ താഴെ ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നു വരുന്ന ഫോട്ടോണുകള്‍ക്ക് ഹൈഡ്രജന്‍ അണുവിലെ ഇലക്ട്രോണിനെ n=1 എന്ന ഓര്‍ബിറ്റില്‍ നിന്നു n=2 എന്ന ഓര്‍ബിറ്റിലേക്ക് എത്തിക്കുവാന്‍ വേണ്ട ഊര്‍ജ്ജം ഉണ്ടാകില്ല, n=2 എന്ന ഓര്‍ബിറ്റില്‍ നിന്നു മറ്റ് ഉയര്‍ന്ന ഓര്‍ബിറ്റുകളിലേക്ക് ഇലക്ട്രോണ്‍ പോകുമ്പോഴാണാല്ലോ ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ ഉണ്ടാകുന്നത്. പക്ഷെ അതിനു സാധിക്കാത്തതു കൊണ്ട് ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളിലും ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ ഉണ്ടാകില്ല.

ചുരുക്കിപറഞ്ഞാല്‍ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ ഉണ്ടാകണമെങ്കില്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ താപനില കുറഞ്ഞത് ഹൈഡ്രജന്‍ അണുവിലെ ഇലക്ട്രോണിനെ ഉദ്ദീപിച്ച് n=1 എന്ന ഓര്‍ബിറ്റില്‍ നിന്നു n=2 എന്ന ഓര്‍ബിറ്റിലേക്ക് എത്തിക്കുവാന്‍ വേണ്ടത്ര ഉയര്‍ന്നതായിരിക്കണം; പക്ഷെ ഈ താപനില ഹൈഡ്രജന്‍ അണുക്കളില്‍ നിന്നു ഇലക്ട്രോണിനെ വേര്‍പെടുത്തുന്ന തരത്തില്‍ (അയണീകൃതമാക്കുന്ന തരത്തില്‍) ഉയര്‍ന്നതാകരുത് താനും. താപനില 9000 K നോടടുത്ത നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ആണ് ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ വളരെ ശക്തമായി കാണുന്നത്. ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗം A0നും A5നും ഇടയ്ക്ക് വരും.

ഇതേപോലെ തന്നെയാണ് മറ്റ് ഓരോ മൂലകത്തിന്റേയും സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകളുടെ കഥ. ഉദാഹരണത്തിനു താപനില 25,000 Kനോടടുത്ത നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ന്യൂട്രല്‍ ഹീലിയത്തിന്റെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകള്‍ വളരെ ശക്തമാണ്. പക്ഷെ താപനില 30,000 Kനോടടുക്കുമ്പോള്‍ ഹീലിയത്തിന്റെ ഒരു ഇലക്ട്രോണിനെ ഫോട്ടോണുകള്‍ വേര്‍പ്പെടുത്തും (അയണീകൃതമാകും). അതിനാല്‍ ന്യൂട്രല്‍ ഹീലിയത്തിന്റെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകള്‍ ദുര്‍ബലമാകും.

സൂര്യനെപോലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ (താപനില 6000 K നോടടുത്ത്) കാല്‍‌സിയത്തിന്റെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകള്‍ ആണ് വളരെ ശക്തം. വിവിധമൂലകങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ തരവും, സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകളുടെ ശക്തിയും ഉപരിതല താപനിലയുമായി ഉള്ള ബന്ധവും എല്ലാംകാണിക്കുന്ന ഒരു ചിത്രം ഇതാ തഴെ കൊടുക്കുന്നു.

Image Courtsey: Universe, Kaufamn

ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും ഒഴിച്ചുള്ള എല്ലാ മൂലകങ്ങളേയും ലോഹങ്ങളായാണ് (metal) വിശേഷിപ്പിക്കുന്നത്. രസതന്ത്രജ്ഞരും മറ്റ് ശാസ്ത്രജ്ഞരും നിര്‍വചിക്കുന്ന തരത്തില്‍ ഉള്ള ലോഹങ്ങള്‍ അല്ല ഇത്. ഒരു രസതന്ത്രജ്ഞന് സോഡിയവും ഇരുമ്പും ലോഹങ്ങള്‍ ആണ് പക്ഷെ കാര്‍ബണും ഓക്സിജനും അല്ല താനും. പക്ഷെ ഒരു ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനു ഇതെല്ലാം ലോഹങ്ങള്‍ ആണ്. ഈ നിര്‍വചനം അനുസരിച്ച് താപനില 10,000 Kനില്‍ കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ലോഹങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകള്‍ ആണ് ശക്തം. ഉപരിതല താപനില 6000K-നും 8000K-നും ഇടയ്ക്കുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ അയണീകൃത ലോഹങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകള്‍ക്കാണ് പ്രാമുഖ്യം. അതേ സമയം ഉപരിതല താപനില 4000K-നും 5000K-നും ഇടയ്ക്കുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ന്യൂട്രല്‍ ലോഹങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകള്‍ക്കാണ് പ്രാമുഖ്യം. 4000 K-നു താഴെ ഉപരിതല താപനില ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ അണുക്കള്‍ കൂടിച്ചേര്‍ന്ന് തന്മാത്രകള്‍ ആയിരിക്കുവാന്‍ പറ്റും. അതിനാല്‍ ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ TiO-പോലുള്ള ചില തന്മാത്രകളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകള്‍ക്കാണ് പ്രാമുഖ്യം.

താഴെയുള്ള പട്ടിക വിവിധ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗവും താപനിലയുമായുള്ള ബന്ധത്തെകുറിച്ചും ഓരോ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗത്തിലും ഉള്ള സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകളെകുറിച്ചുമുള്ള വിവരങ്ങള്‍ തരുന്നു.


സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗംനിറംഉപരിതല താപനിലസ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകളുടെ പ്രത്യേകതകള്‍ഉദാഹരണങ്ങള്‍
OBlue> 25,000 Kഹീലിയത്തിന്റെ അയണീകൃത രേഖകള്‍10 Lacertra
BBlue11,000 - 25,000ന്യൂട്രല്‍ ഹീലിയത്തിന്റെ രേഖകള്‍Rigel
Spica
ABlue7,500 - 11,000A0 നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ ശക്തം. അവിടെ നിന്നു മുന്നോട്ട് ഈ രേഖകളുടെ ശക്തി കുറഞ്ഞു വരുന്നുSirius Vega
FBlue to White6,000 - 7,500ലോഹങ്ങളുടെ രേഖകള്‍ പ്രകടമായി തുടങ്ങുന്നു.CanopusProcyon
GWhite to Yellow5,000 - 6,000സൂര്യനെ പോലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രം. ന്യൂട്രല്‍ ലോഹങ്ങളുടെ രേഖകള്‍ പ്രകടമാകുന്നുSun Capella
KOrange to Red3,500 - 5,000ലോഹങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകള്‍ കൂടുതല്‍ പ്രകടമാകുന്നുArcturus Aldebaran
MRed< 3,500തന്മാത്രകളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകളുടെ സാന്നിദ്ധ്യംBetelgeuse, ആntares

The Yerkes Spectral Classification or Luminosity Classification

നമ്മള്‍ ഇതിനു മുന്‍പ് പരിചയപ്പെട്ട Harvard Spectral Classification സ്‌പെക്ട്രത്തിനു താപനിലയുമായുള്ള ബന്ധം മാത്രമേ കണക്കിലെടുത്തുള്ളൂ. പക്ഷെ കുറച്ചുകൂടി കൃത്യമായ തരം തിരിവിനു നക്ഷത്രത്തിന്റെ Luminosity കൂടി കണക്കിലെടുക്കണം. കാരണം ഒരേ ഉപരിതല താപനില ഉള്ള രണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് വ്യത്യസ്തമായ Luminosity ഉണ്ടാകാം. അതിനാല്‍ Luminosity അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള വേറൊരു വര്‍ഗ്ഗീകരണം കൂടി ഉണ്ടായി. അത് Yerkes Spectral Classification അല്ലെങ്കില്‍ MKK (Morgan, Keenan and Kellman) Classification അതുമല്ലെങ്കില്‍ Luminosity Classification എന്ന് അറിയപ്പെടുന്നു. ഈ വര്‍ഗ്ഗീകരണത്തില്‍ ആറ് Luminosity classes താഴെ പറയുന്നവ ആണ്. ഈ വര്‍ഗ്ഗീകരണത്തില്‍ വിവിധ തരങ്ങള്‍ക്ക് റോമന്‍ സംഖ്യകള്‍ കൊടുക്കുകയാണ് പതിവ്.

  • I Super giants
  • II - Bright giants
  • III - Normal giants
  • IV - Sub giants
  • V - Dwarfs (Main Sequence stars)
  • VI - Sub dwarfs
  • VII - White dwarfs

ഇതില്‍ കാണുന്ന giants, Super giants, Main Sequence stars തുടങ്ങിയവയെല്ലാം പല തരം നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ആണ്. ഇവയെ വിശദമായി തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ പരിചയപ്പെടാം. ഇതില്‍ Super giants നെ പിന്നെയും തരം തിരിച്ച് Bright super giants (Ia), Normal Super Giants (Ib) എന്നു അടയാളപ്പെടുത്താറുണ്ട്.

ഈ വര്‍ഗ്ഗികരണത്തില്‍ സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകളുടെ രൂപവും ശക്തിയും ഉപയോഗിച്ച് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതല ഗുരുത്വം കണക്കു കൂട്ടിയെടുക്കുകയാണ് ചെയ്യുന്നത്. ഒരു ഭീമന്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതല gravitational acceleration ഒരു കുള്ളന്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റേതിനേക്കാള്‍ കുറവായിരിക്കും. g = G M / R2 എന്ന സമവാക്യം അനുസരിച്ച് ആണ് ഇത്. അതായത് കുള്ളന്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആരം ഭീമന്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആരത്തേക്കാള്‍ കുറവായതു കൊണ്ട്.

ഉപസംഹാരം

ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം പറയുകയാണെങ്കില്‍ രണ്ടു വര്‍ഗ്ഗീകരണവും ചേര്‍ത്താണ് പറയുക. ഉദാഹരണത്തിനു സൂര്യന്റെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം G2 V ആണ്. അതായത് Harvard Spectral Classification പ്രകാരം സൂര്യന്‍ G2 സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗത്തിലും Luminosity Classification പ്രകാരം സൂര്യന്‍ V സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗത്തിലും ആണ് പെടുക എന്നാണ് ഇതിനര്‍ത്ഥം.

രണ്ട് വര്‍ഗ്ഗീകരണവും രണ്ട് വ്യത്യസ്ത വിവരങ്ങളാണ് തരുന്നത്. അതിനാല്‍ തന്നെ ഒന്ന് മറ്റേതിനു പകരമാവില്ല. ഇനി ഇപ്പോള്‍ സൂര്യന്‍ ഒരു G2 V, തിരുവാതിര (Betelgeuse) ഒരു M2Ib, റീഗല്‍ ഒരു B8Ia, സിറിയസ് ഒരു A0V നക്ഷത്രമാണെന്ന് ഒക്കെ ആരെങ്കിലും പറഞ്ഞാലോ എവിടെയെങ്കിലും വായിച്ചാലോ അതിന്റെ അര്‍ത്ഥം നിങ്ങള്‍ക്ക് മനസ്സിലാകും എന്നു വിശ്വസിക്കുന്നു. അതിനു നിങ്ങള്‍ക്ക് കഴിഞ്ഞാല്‍ ഈ പോസ്റ്റ് അതിന്റെ ലക്ഷ്യം നേടി.

Wednesday, November 29, 2006

Luminosity

ഇനി മുന്നോട്ട് പോകുന്നതിനു മുന്‍പ് Stefan-Boltzmann law എന്ന പ്രധാനപ്പെട്ട ഒരു നിയമം കൂടി മനസ്സിലാക്കണം. കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റുകളില്‍ നമ്മള്‍ പരിചയപ്പെട്ട Weins law പോലെ ഇടയ്ക്കിടയ്ക്ക് എടുത്തു പ്രയോഗിക്കേണ്ടി വരുന്ന ഒരു നിയമം ആണ് ഇത്.

Stefan-Boltzmann law

ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ ഏകകം ജൂള്‍സ് ആണ്. J എന്ന അക്ഷരം കൊണ്ടാണ് ഇതിനെ സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. ഒരു black bodyയില്‍ നിന്നു വരുന്ന ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ അളവ് അതിന്റെ താപനിലയേയും ആ വസ്തുവിന്റെ ഉപരിതല വിസ്തീര്‍ണ്ണത്തേയും ആശ്രയിച്ച് ഇരിക്കുന്നു. ഇത് നമുക്ക് നിത്യജീവിതത്തില്‍ പരിചയമുള്ളതാണ്. താപനില ഒന്നാണെങ്കിലും ഒരു വിറകുകൊള്ളിയില്‍ നിന്ന്, ഒരു തീപ്പെട്ടി കമ്പില്‍ നിന്നു വരുന്നതിനേക്കാള്‍ കൂടുതല്‍ ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തുവരുന്നു.

ഇതില്‍ താപനിലയുടെ മാത്രം സ്വാധീനം മനസ്സിലാക്കാന്‍ വസ്തുവിന്റെ ഒരു ചതുരശ്രമീറ്റര്‍ സ്ഥലത്ത് നിന്ന് ഒരു സെക്കന്റില്‍ പുറപ്പെടുന്ന ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ അളവ് നോക്കിയാല്‍ മതിയാകും. ഈ അളവിനെ Energy flux എന്നു പറയുന്നു. F എന്ന അക്ഷരം കൊണ്ട് ഇതിനെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു.

Flux എന്നതിന് ഒഴുക്കിന്റെ അളവ് എന്നാണ് അര്‍ത്ഥം. അപ്പോള്‍ Energy flux (F) എന്നത് ഒരു വസ്തുവില്‍ നിന്നു ഒരു സെക്കന്റില്‍ പുറപ്പെടുന്ന ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ അളവ്. അതിന്റെ ഏകകം J/m2s.

ആസ്ട്രിയന്‍ ഭൌതീകശാസ്ത്രജ്ഞനായ Josef Stefan ഈ മേഖലയില്‍ വളരെയധികം പരീക്ഷണ നിരീഷണങ്ങള്‍ നടത്തിയതിനു ശേഷം 1879-ല്‍ തന്റെ അനുമാനങ്ങള്‍ പ്രസിദ്ധീകരിച്ചു. അതു പ്രകാരം ഒരു black bodyയില്‍ നിന്നു വരുന്ന Energy flux ആ black bodyയുടെ താപനിലയുടെ നാലാം വര്‍ഗ്ഗത്തിന് അനുപാതമായിരിക്കും. Josef Stefan തന്റെ ഫലം പ്രസിദ്ധീകരിച്ച് നാല് വര്‍ഷത്തിനുശേഷം മറ്റൊരു ആസ്ട്രിയന്‍ ഭൌതീകശാസ്ത്രജ്ഞനായ Ludwig Boltzmann, അണുക്കളേയും തന്മാത്രകളേയും കുറിച്ചുള്ള ചില അടിസ്ഥാന അനുമാനങ്ങളില്‍ നിന്ന് Josef Stefan ന്റെ ഫലം ഗണിതശാസ്ത്ര പരമായി നിര്‍ദ്ധാരണം ചെയ്യാം എന്നു തെളിയിച്ചു. ഈ ഫലം ഇന്ന് Stefan-Boltzmann law എന്ന പേരിലാണ് അറിയപ്പെടുന്നത്. അത് താഴെ കൊടുക്കുന്നു.

F = σT4

ഇവിടെ σ എന്നത് ഒരു constant ആകുന്നു. അതിന്റെ മൂല്യം 5.67 X 10−8 W·m-2·K-4 ആണ്.

Image courtsey:http://www.mhhe.com/physsci/astronomy/arny/instructor/indexnew.mhtml

Stefan-Boltzmann law നോക്കിയാല്‍ അറിയാം നമ്മള്‍ ഒരു വസ്തുവിന്റെ താപനില ഇരട്ടി ആക്കുക ആണെങ്കില്‍ ആ വസ്തുവില്‍ നിന്നു പുറപ്പെടുന്ന Energy flux ന്റെ അളവ് 24 = 16 ഇരട്ടി ആകും. താപനില പത്തിരട്ടി ആക്കിയാല്‍ Energy flux ന്റെ അളവ് 104 = 10,000 ഇരട്ടി ആകും.

ഇനി കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില്‍ പറഞ്ഞ ഉദാഹരണത്തില്‍ ഉള്ള ഇരുമ്പിന്റെ കാര്യമെടുക്കുക. സാധാരണ അന്തരീക്ഷ താപനിലയില്‍ (300 K) അത് വിടുന്ന വികിരണം മിക്കവാറും ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗങ്ങള്‍ ആയിരിക്കും. പക്ഷെ താപനില പത്തിരട്ടിയോളം (3000 K) ഉയരുമ്പോള്‍ ഊര്‍ജ്ജപ്രവാഹത്തിന്റെ അളവ് വര്‍ദ്ധിക്കുകയും അത് ദൃശ്യപ്രകാശത്തിന്റെ ഭാഗത്തേക്ക് നീങ്ങുകയും ചെയ്യുന്നു.

Luminosity

ഇനി വേറൊരു പ്രധാനപ്പെട്ട ഭൌതീക പരിമാണത കൂടി നമ്മള്‍ക്ക് മനസ്സിലാക്കാം. ഇതിന്റെ പേരാണ് Luminosity. ഒരു വസ്തു ഒരു സെക്കന്റില്‍ പുറത്തുവിടുന്ന ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ അളവാണ് Luminosity. അതായത് ഒരു വസ്തു പുറത്തുവിടുന്ന Energy flux ആകെ തുകയാണ് Luminosity. Luminosityയെ L എന്ന ചിഹ്നം കൊണ്ടാണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. ഒരു വസ്തുവില്‍ നിന്ന് ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തുവരുമ്പോള്‍ അത് വസ്തുവില്‍ നിന്ന് ദൂരത്താകുംതോറും കൂടുതല്‍ സ്ഥലത്തേക്ക് വ്യാപിക്കും എന്ന് നമുക്ക് അറിയാവുന്നതാണല്ലോ. ഉദാഹരണത്തിനു താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്ന ചിത്രം നോക്കൂ.

http://cse.ssl.berkeley.edu/bmendez/ay10/2002/notes.html


1 AU ദൂരത്ത് സൂര്യന്റെ ഒരു പ്രത്യേക അളവ് ഊര്‍ജ്ജം ഒരു ചതുരത്തിനകത്താണ് പതിക്കുന്നതെങ്കില്‍ 2 AU ദൂരത്ത് അതേ അളവ് ഊര്‍ജ്ജം നാല് ചതുരത്തിനകത്താണ് പതിക്കുന്നത്. 3 AU ദൂരത്താകുമ്പോള്‍ അത് ഒന്‍പത് ചതുരമാകുന്നു. അങ്ങനെ ഊര്‍ജ്ജം വസ്തുവില്‍ നിന്ന് ദൂരത്താകുംതോറും ഒരേ അളവ് ഊര്‍ജ്ജം കൂടുതല്‍ സ്ഥലത്തേക്ക് വ്യാപിക്കും.

സൂര്യന്റെ Energy flux

ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷത്തിനു പുറത്തു സ്ഥാപിച്ച വിവിധ detector-കള്‍ ഉപയോഗിച്ച് ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ സൂര്യനില്‍ വരുന്ന ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ (Energy flux) ശരാശരി മൂല്യം അളന്നു. ഈ ശരാശരി Energy flux-നു Solar Constant എന്നാണ് പേര്. അതിന്റെ മൂല്യം 1370 W/m 2 ആണ്. പക്ഷെ നമ്മള്‍ മുകളില്‍ പരിചയപ്പെട്ട Stefan-Boltzmann law പറയുന്ന പ്രകാരം ഉള്ള Energy flux (F) സൂര്യന്റെ ഉപരിതലത്തില്‍ ഉള്ള Energy flux ആണ്, അല്ലാതെ ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തില്‍ ലഭിയ്ക്കുന്ന സൌരോര്‍ജ്ജത്തിന്റെ Energy flux അല്ല.ഇനി F കണ്ടു പിടിക്കാന്‍ നമ്മള്‍ ആദ്യം, 1 AU ആരമുള്ള (AU എന്താണെന്ന് അറിയാന്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലെ ഏകകങ്ങള്‍ എന്ന പോസ്റ്റ് കാണൂ) സൂര്യന്‍ മദ്ധ്യഭാഗത്തായുള്ള വലിയ ഒരു ഗോളം സങ്കല്‍പ്പിക്കൂ.

അപ്പോള്‍ ഈ ഗോളത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തിലെ ഓരോ ചതുരശ്രമീറ്റര്‍ സ്ഥലത്തും ലഭിയ്ക്കുന്ന ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ അളവാണ് 1370 W/m 2. അങ്ങനെനോക്കിയാല്‍ ഈ ഗോളത്തിന്റെ മൊത്തം ഉപരിതലവിസ്തീര്‍ണ്ണത്തെ 1370 W/m 2 കൊണ്ട് ഗുണിച്ചാല്‍ നമുക്ക് സൂര്യന്‍ പുറത്തുവിടുന്ന ആകെ ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ അളവ് ലഭിയ്ക്കും. ഇങ്ങനെ ഒരു Black Body പുറത്തുവിടുന്ന ആകെ Energy flux ന്റെ മൂല്യത്തിനു ഒരു പ്രത്യേക പേരുണ്ട്. അതാണ് Luminosity. ചുരുക്കിപറഞ്ഞാല്‍ ഒരു ഖഗോളവസ്തു പുറത്തുവിടുന്ന Energy flux ആകെ തുകയാണ് Luminosity.

സൂര്യന്റെ Luminosity

സൂര്യന്റെ Luminosity യെ L๏ എന്ന ചിഹ്നം കൊണ്ടാണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. അതിന്റെ മൂല്യം 3.90 X 10 26 Watts. അതായത് സൂര്യന്‍ ഒരു സെക്കന്റില്‍ 3.90 X 1026 Watts ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തേക്ക് വ്യാപിക്കുന്നു. സൂര്യന്റെ വലിപ്പം നമുക്ക് അറിയുന്നത് കൊണ്ട് അതിന്റെ ഉപരിതല Energy flux കണക്കാക്കിയെടുക്കാന്‍ പറ്റും. അതായത് സൂര്യന്റെ ഉപരിതലത്തിലെ ഒരു ചതുരശ്രമീറ്റര്‍ സ്ഥലം ഒരു സെക്കന്റില്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ അളവ്.. സൂര്യന്റെ ആരം 6.96 X 10 8 m ആണെന്ന് നമ്മള്‍ക്കറിയാം. അതിനാല്‍ അതിന്റെ ഉപരിതലവിസ്തീര്‍ണ്ണം 4π R๏ 2. അതിനാല്‍ സൂര്യന്റെ Luminosityയെ അതിന്റെ ഉപരിതലവിസ്തീര്‍ണ്ണം കൊണ്ട് ഹരിച്ചാല്‍ നമുക്ക് സൂര്യന്റെ Energy flux കിട്ടും.

അതായത്


ഇതാണ് പ്രശസ്തമായ Inverse Square Law-യുടെ ഒരു രൂപം.


പക്ഷെ സൂര്യന്റെ ഉപരിതലത്തില്‍ ഉള്ള Energy flux നമ്മള്‍ മുന്‍പ് പരിചയപ്പെട്ട Solar Constant-നെക്കാള്‍ വളരെ കൂടുതല്‍ ആണെന്ന് കാണാം. അത് സ്വാഭാവികമാണ്. കാരണം സൂര്യനില്‍ നിന്ന് 15 കോടി കിലോമീറ്റര്‍ സഞ്ചരിച്ച് സൌരോര്‍ജ്ജം ഭൂമിയിലെത്തുമ്പോഴേക്കും അത് വളരെയധികം സ്ഥലത്തേക്ക് വ്യാപിച്ചിരിക്കും. അതിനാല്‍ ഒരു ചതുരശ്രമീറ്റര്‍ സ്ഥലത്ത് ലഭിയ്ക്കുന്ന ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ അളവും സ്വാഭാവികമായും കുറയും. രണ്ടാമത്തെ ചിത്രത്തില്‍ ഇതു വ്യക്തമാക്കിട്ടുണ്ടല്ലോ.

സൂര്യന്റെ ഉപരിതല താപനില

സൂര്യന്റെ Energy flux കിട്ടികഴിഞ്ഞാല്‍ നമുക്ക് മുകളില്‍ പരിചയപ്പെട്ട Stefan-Boltzmann law ഉപയോഗിച്ച് സൂര്യന്റെ ഉപരിതലതാപനില വളരെയധികം എളുപ്പത്തില്‍ കണ്ടെത്താം.

അതായത്

ഇതിന്റെ fourth root (നാലാം ഘാതം?) കണ്ടാല്‍ ഉപരിതല താപനില 5800 K ആണെന്ന് കിട്ടുന്നു.

ഇനി വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളും ജ്യോതിശാസ്ത്രവും എന്ന പോസ്റ്റില്‍ Wein's law ഉപയോഗിച്ച് നമ്മള്‍ കണ്ടെത്തിയ സൂര്യന്റെ ഉപരിതലതാപനിലയും ഇത് തന്നെയാണെന്ന് കാണാം. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദൃശ്യകാന്തിമാനം ഒക്കെ വളരെ കൃത്യമായി മനസ്സിലാക്കുന്നത് അതില്‍ നിന്ന് വരുന്ന Energy flux വിവിധ ഉപകരണങ്ങള്‍ ഉപയോഗിച്ച് വളരെ സൂക്ഷമമായി അളന്നിട്ടാണ്.

വിശ്വേട്ടന്‍ പറഞ്ഞ ഒരു കാര്യം കൂടി ഇതോടൊപ്പം ചേര്‍ത്തുവായിക്കുക. Intrinsic brightness of an object is called Luminosity. അതായത് ഒരു വസ്തുവിന്റെ യഥാര്‍ത്ഥ brightness എന്താണോ അതാണ് Luminosity. നമ്മള്‍ ഭൂമിയില്‍ നിന്നു വീക്ഷിക്കുമ്പോള്‍ ഒരു വസ്തുദൂരത്തായതു കൊണ്ട് അതിന്റെ brightness കുറവായി തോന്നാം. പക്ഷെ ഒരു വസ്തുവിന്റെ യഥാര്‍ത്ഥ brightness എന്താണോ (അതായത് ദൂരം ഒരു മാനദണ്ഡം ആക്കാതെ) അതാണ് Luminosity. ഇതേ പ്രതിസന്ധി തരണം ചെയ്യുന്നതിനാണ് കാന്തിമാനത്തിന്റെ കാര്യത്തില്‍ absolute magnitude എന്ന ഒരു concept കൊണ്ടുവന്നത്. (കൂടുതല്‍ വിവരത്തിന് കാന്തിമാനം എന്നാല്‍ എന്ത് എന്ന പോസ്റ്റ് കാണുക).

കാന്തിമാനവും Lumnosityയും Energy Fluxഉം ഒക്കെ നമുക്ക് ഇനി ഇറയ്ക്കിടയ്ക്ക് എടുത്തു പ്രയോഗിക്കേണ്ടി വരും. ഒരു വതുവിന്റെ ഏതെങ്കിലും ഒരു ഭൌതീക പരിമാണത (Physical quantity) അറിയാമെങ്കില്‍ അതില്‍ നിന്ന് ആ വസ്തുവിന്റെ Lumnosityയും, ദ്രവ്യമാനവും, ആരവും, താപനിലയും, വസ്തുവിലേക്കുള്ള ദൂരവും ഒക്കെ എങ്ങനെയാണ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ എങ്ങനെയാണ് കണ്ടെത്തുന്നത് എന്ന് വഴിയേ പറയാം.

Monday, November 20, 2006

വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ഉണ്ടാവുന്നത് എങ്ങനെ

കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റിന്റെ കമന്റില്‍ സുനില്‍ചേട്ടന്‍ പറഞ്ഞു: ‍

സുനില്‍ said...
ഷിജൂ, താങ്കള്‍ ചെയ്യുന്നതിനെ അഭിനന്ദിയ്ക്കാതെ വയ്യ. എന്നാലും “കുറച്ചു സങ്കീര്‍ണ്ണമായ പ്രക്രിയയിലൂടെ അണുവിന്റേയും, ഇലക്‌ട്രോണുകളുടേയും മറ്റ് അണുകണികകളുടേയും ന്യൂക്ലിയര്‍ കണികകളുടേയും മറ്റും ചലനത്തിന്റെ പ്രതിഫലനമായാണ് വിദ്യുത്കാന്തിക “ ഇതൊക്കെ വായിക്കുമ്പോള്‍ സങ്കീര്‍ണ്ണമായ ഈ പ്രക്രിയ എന്താണ്? ഈ പ്രക്രിയയ്കുള്ള ഊര്‍ജ്ജം എവിടുന്ന്‌ കിട്ടി എന്നൊക്കെ ചോദിക്കാന്‍ തോന്നുന്നു. ബ്ലോഗിന്റെ ഉദ്ദേശം തെറ്റിക്കാതെ മറുപടിയെഴുതിയാല്‍ ഉപകാരം. -സു-

അദ്ദേഹം ചോദിച്ച ഈ സംശയം ആണ് ഈ പോസ്റ്റ് എഴുതുന്നതിനു എന്നെ പ്രേരിപ്പിച്ചത്. ഈ പോസ്റ്റില്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തേക്കാള്‍ ശുദ്ധ ഭൌതീകശാസ്ത്രം ആണ് കൈകാര്യം ചെയ്യുന്നത്. ഇതില്‍ ചിലതൊക്കെ നമ്മള്‍ സ്കൂള്‍, കോളേജ് തലത്തില്‍ പഠിച്ചതാണ്. പക്ഷെ അതൊക്കെ ഒരു പ്രത്യേക രീതിയില്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തോട് ചേര്‍ന്നുനില്‍ക്കും വിധം കൈകാര്യം ചെയ്യാനാണ് ഈ പോസ്റ്റില്‍ ശ്രമിച്ചിട്ടുള്ളത്.

എങ്ങനെയാണ് വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ഉണ്ടാവുന്നത്? രണ്ട് വിധത്തിലാണ് ഒരു വസ്തുവില്‍ നിന്ന് വിദ്യുത്കാന്തികതരംഗങ്ങള്‍ വികിരണം ചെയ്യുന്നത്.

  1. Thermal emission
  2. Non-thermal emission‍

ഈ പോസ്റ്റില്‍ രണ്ടെണ്ണത്തെകുറിച്ചും വിശദീകരിച്ച് സംഗതി സങ്കീര്‍ണ്ണമാക്കാന്‍ ഉദ്ദേശിക്കുന്നില്ല. പക്ഷെ രണ്ട് തരം emissionനിലും ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട ചിലത് പരിചയപ്പെടുത്തുക മാത്രമേ ഇവിടെ ഉദ്ദേശിക്കുന്നുള്ളൂ. ഈ ഒരു പോസ്റ്റില്‍ (10 പോസ്റ്റില്‍ പോലും) ഒതുങ്ങുന്നതല്ല ഈ
വിഷയം. ഇവിടെ ഉദ്ദേശിക്കുന്നത് ജ്യോതിശാസ്ത്രവുമായി ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ പ്രാധാന്യമുള്ള കുറച്ച് കാര്യങ്ങള്‍ പരിചയപ്പെടുത്തുക എന്നത് മാത്രമാണ്. ഇതു കൊണ്ട് ഇപ്രകാരം മാത്രമേ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ നിര്‍മ്മിക്കപ്പെടൂ എന്ന് അര്‍ത്ഥമില്ല. ഇതു വരെ ഉള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ നിന്ന് ആര്‍ജ്ജിച്ച അറിവ് വച്ച് പരിചയപ്പെടുത്താന്‍ പറ്റുന്നത് മാത്രമേ ഈ പോസ്റ്റില്‍ ഈ കൈകാര്യം ചെയ്യുന്നുള്ളൂ. ശുദ്ധ ഭൌതീക ശാസ്ത്രമാണെകിലും ഇനി പറയാന്‍ പോകുന്നതൊക്കെ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലെ പഠനത്തിനു ഉപയോഗിക്കുന്നതാണ്. സത്യത്തില്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രം അതിന്റെ പഠനത്തിനു സഹായി ആയി ഉപയോഗിക്കാത്ത ശാസ്ത്രശാഖകള്‍ ഇല്ല എന്നു തന്നെ പറയാം.

കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില്‍ നമ്മള്‍ പരിചയപ്പെട്ട Wein's law ഒക്കെ പറയുന്ന വിധത്തില്‍ ഉണ്ടാകുന്ന വിദ്യുത്കാന്തികതരംഗങ്ങള്‍ ആണ് Thermal emission വഴി ഉണ്ടാകുന്നത്. അതായത് ഒരു വസ്തുവിന്റെ താപം മൂലം (black body radiation) അത് പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന വിദ്യുത്കാന്തികതരംഗങ്ങള്‍. Black body radiation കൂടാതെ രണ്ട് പ്രധാന തരത്തില്‍ കൂടെ Thermal emission മൂലം വിദ്യുത്കാന്തികതരംഗങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകുന്നുണ്ട്. അയണീകൃത വാതകങ്ങളില്‍ സംഭവിക്കുന്ന free-free emissionഉം മറ്റൊന്ന് spectral line emissionഉം. താപം മൂലമല്ലാതെ മറ്റു വിധത്തില്‍ നിര്‍മ്മിക്കപ്പെടുന്ന വിദ്യുത്കാന്തികതരംഗങ്ങളാണ് Non-thermal emission‍ വഴി വികിരണം ചെയ്യുന്നത്.‍

Blackbody Radiation

ഇതിനെ കുറിച്ച് നമ്മള്‍ പോസ്റ്റില്‍ മനസ്സിലാക്കി എങ്കിലും കുറച്ചു കാര്യങ്ങള്‍ കൂടി‍. 0 K നു മുകളില്‍ താപനില ഉള്ള ഏത് വസ്തുവും താപ വികിരണം പുറത്തുവിടും എന്ന് കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില്‍ പറഞ്ഞുവല്ലോ. ഒരു വസ്തുവിനേയും 0 K എന്ന മാന്ത്രിക താപനിലയിലേക്ക് തണുപ്പിക്കാന്‍ പറ്റില്ല. അതിനര്‍ത്ഥം ഈ പ്രപഞ്ചത്തിലുള്ള എല്ലാ വസ്തുക്കളും താപ വികിരണം (thermal radiation) പുറത്തു വിടുന്നു എന്നാണ്.

ഒരു വസ്തുവിന്റെ താപനില മൂലം അതിലുള്ള അണുക്കളും തന്മാത്രകളും നിരന്തരചലനത്തിലാണ്. ഇങ്ങനെ ഉള്ള ചലനം മൂലം ഈ അണുക്കള്‍ കൂട്ടിമുട്ടുന്നു. അങ്ങനെ കൂട്ടിമുട്ടുമ്പോള്‍ അവയുടെ ദിശ മാറുന്നു. ദിശ മാറുന്നു എന്നു പറഞ്ഞാല്‍ ത്വരണം ഉണ്ടാകുന്നു എന്നാണ് അര്‍ത്ഥം. ഇലക്ട്രിക് ചാര്‍ജ്ജ് ഉള്ള ഒരു കണത്തിനു ത്വരണം ഉണ്ടായാല്‍ അത് വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗം പുറപ്പെടുവിക്കും എന്നു നമ്മള്‍ സ്കൂള്‍ കോളേജ് തലത്തിലെ ഫിസിക്സില്‍ പഠിച്ചിട്ടുണ്ടല്ലോ. അതു കൊണ്ട് ഒരോ പ്രാവശ്യവും അണുക്കള്‍ ദിശ മാറുമ്പോള്‍ അത് വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗം പുറപ്പെടുവിക്കും. ഇങ്ങനെയാണ് ഈവിധത്തില്‍ വിദ്യുത് കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ നിര്‍മ്മിക്കപ്പെടുന്നത്.

(ഇതില്‍ കൂടുതല്‍ ഇത് വിശദീകരിക്കുന്നില്ല. ഇതിനെ കുറിച്ച് കൂടുതല്‍ അറിയുവാന്‍ താല്പര്യം ഉള്ളവര്‍ പ്ലസ് 2 ലെവലിലോ ഡിഗ്രി തലത്തിലോ ഉള്ള ഫിസിക്സ് പുസ്തകം വായിച്ചു നോക്കൂ)

പക്ഷെ ഇങ്ങനെ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗത്തിന്റെ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം അതിന്റെ താപനിലയ്ക്ക് അനുപാതമായിരിക്കും. ഇതാണ് Wein's law യില്‍ കൂടെ നമ്മള്‍ കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില്‍ മനസ്സിലാക്കിയത്. കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില്‍ ഒരു വെല്‍ഡര്‍ ഇരുമ്പ് ചൂടാക്കുന്നതിനെ കുറിച്ചുള്ള കാര്യം ചിത്ര സഹിതം വിശദകരിച്ചിരുന്നുവല്ലോ. അത് ഇനി ഒന്നു കൂടി വായിച്ചു നോക്കൂ.

അപ്പോള്‍ ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ ചാര്‍ജുള്ള കണങ്ങളും തന്മാത്രകളും മറ്റും അതിന്റെ വേഗതയോ സഞ്ചാരത്തിന്റെ ദിശയോ മാറ്റുമ്പോമ്പോഴാണ് വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നത്. ഇതിനെയാണ് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ Blackbody Radiation എന്നു വിളിക്കുന്നത്.

Free-Free Emission

ഇനി മറ്റൊരു തരത്തിലുള്ള താപ വികിരണം (thermal emission) വരുന്നത് അയണീകൃതമായ വാതകങ്ങളില്‍ നിന്നാണ്. അണുക്കള്‍ അയണീകൃതമാകുന്നത് അതിന്റെ ഇലക്‌ട്രോണ്‍ നഷ്ടപ്പെടുമ്പോഴാണ്. ഇങ്ങനെ സ്വതന്ത്രമാക്കപ്പെട്ട ഇലക്‌ട്രോണും അയണീകൃതമായ കണങ്ങളും ഉള്‍പ്പെട്ട പദാര്‍ത്ഥത്തിന്റെ നാലാമത്തെ അവസ്ഥയായ പ്ലാസ്മയിലേക്ക് മാറ്റപ്പെടുന്നു. ഇങ്ങനെ ഉള്ള പദാര്‍ത്ഥത്തില്‍ ഇലക്‌ട്രോണുകള്‍ക്ക് കണങ്ങളുടെ ആകര്‍ഷണം മൂലം തുടര്‍ച്ചയായ ത്വരണം സംഭവിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കും. അപ്പോള്‍ അത് വിദ്യുത് കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കും. ഇത്തരം വികിരണത്തെ Free-Free Emission അല്ലെങ്കില്‍ bremsstrahlung എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഇതു മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന വിദ്യുത് കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ കൂടുതലും എക്സ് കിരണങ്ങള്‍ അല്ലെങ്കില്‍ ഗാമാകിരങ്ങള്‍ ആയിരിക്കും.

ഈ വികിരണത്തിന്റെ ഒരു അനിമേഷന്‍ കാണണമെങ്കില്‍ ഈ ലിങ്കില്‍ ഞെക്കിയാല്‍ തുറന്നു വരുന്ന വെബ്ബ് പേജില്‍ Free-Free Emission നു നേരെയുള്ള ചിത്രത്തില്‍ ഒന്ന് ഞെക്കി നോക്കൂ. ഈ തുറന്നു വരുന്ന പേജില്‍ Free-Free Emissionനു പുറമേ താഴെ പരിചയപ്പെടുത്തുന്ന മിക്കതിന്റേയും/ അതോടൊപ്പം പരിചയപ്പെടുത്താതെ വിടുന്നതിന്റേയും (ഉദാ: Synchrotron Emission)അനിമേഷനുകള്‍ കാണാം. എല്ലാം ഒന്ന് പ്ലേ ചെയ്ത് നോക്കി അതിന്റെ പ്രവര്‍ത്തനം മനസ്സിലാക്കൂ. മാത്രമല്ല കൂടുതല്‍ അറിയണമെന്ന് താല്പര്യം ഉള്ളവര്‍ക്ക് അതില്‍ കൊടുത്തിരിക്കുന്ന ലിങ്കുകള്‍ പിന്തുടരാം.പക്ഷെ ആദ്യം ഈ ലേഖനം വായിക്കൂ.

Spectral Line Emission

അടുത്തത് സ്‌പെക്‍ട്രല്‍ ലൈന്‍ വികിരണം ആണ്. ഇത് ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തില്‍ വളരെ പ്രാധാന്യമുള്ള ഒന്നാണ്. നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഒക്കെ Spectral Line Emission നോക്കിയിട്ടാണ് അതില്‍ ഏതൊക്കെ മൂലകങ്ങള്‍ ഉണ്ടെന്ന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ മനസ്സിലാക്കുന്നത്. Spectroscopy എന്ന ശാസ്ത്രശാഖ ഇതിനെ കുറിച്ചുള്ള പഠനമാണ്. നമുക്ക് ഇതിന്റെ കുറച്ച് അടിസ്ഥാനപരമായ കാര്യങ്ങള്‍ മനസ്സിലാക്കാം.

ഒരു അണുവിലെ ഇലക്‌ട്രോണ്‍ അതിന്റെ ഉയര്‍ന്ന പഥത്തില്‍ നിന്ന് താഴ്ന്ന പഥത്തിലേക്ക് ചാടുമ്പോള്‍ (അല്ലെങ്കില്‍ തിരിച്ച്) ആ പഥങ്ങളുടെ ഊര്‍ജ്ജനിലകള്‍ തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസത്തിനു തുല്യമായ ഊര്‍ജ്ജം (അതായത് വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗം) പുറത്തുവിടുന്നു (അല്ലെങ്കില്‍ ആഗിരണം ചെയ്യുന്നു). ഇങ്ങനെ ഒരു പ്രത്യേക തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തില്‍ പുറത്തുവരുന്ന (അല്ലെങ്കില്‍ ആഗിരണം ചെയ്യപ്പെടുന്ന) വിദ്യുത്കാന്തികതരംഗം വിദ്യുത്കാന്തികവര്‍ണ്ണരാജിയില്‍ ഒരു വര ആയി കാണപ്പെടും. ഇതാണ് Spectral Line Emission/absorption എന്നത് കൊണ്ട് ഉദ്ദേശിക്കുന്നത്. മനസ്സിലായില്ല അല്ലേ. താഴേക്ക് വായിക്കൂ. ഈ പോസ്റ്റിന്റെ സിംഹഭാഗവും ഇത് വിശദീകരിക്കാണ് പോകുന്നത്. കാരണം ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തില്‍ ഇതിന്റെ പ്രാധാന്യം അത്രയ്ക്ക് വലുതാണ്.

ന്യൂട്ടന്‍ പ്രിസം ഉപയോഗിച്ച് സൂര്യപ്രകാശത്തില്‍ നിന്നു വര്‍ണ്ണരാജി ഉണ്ടാക്കിയ കാര്യം നമുക്കെല്ലാം അറിവുള്ളതാണല്ലോ. 1814-ല്‍ ജര്‍മ്മന്‍ കാരനായ Fraunhofer ഈ പരീക്ഷണം ഒന്ന് കൂടി ആവര്‍ത്തിച്ചു. പക്ഷെ ഇത്തവണ Fraunhofer പ്രിസത്തില്‍ നിന്നു വരുന്ന വര്‍ണ്ണ രാജിയെ പര്‍വ്വതീകരിച്ച് (magnify) വീക്ഷിച്ചു. അദ്ദേഹത്തെ അത്ഭുതപ്പെടുത്തികൊണ്ട് ആ വര്‍ണ്ണ രാജിയില്‍ ഏണ്ണകണക്കിനു കറുത്ത വരകള്‍ ഉള്ളതായി കണ്ടു. ഇന്ന് നമ്മള്‍ ഇതിനെ spectral lines എന്നാണ് വിളിക്കുന്നത്. പക്ഷെ ഒരു Blackbodyയില്‍ നിന്നു വരുന്ന വികിരണം ഇങ്ങനെ വരകള്‍ ഒന്നും ഇല്ലാതെ തുടച്ചയായതും സുഗമമായതും ആയിരിക്കും എന്ന് നമ്മള്‍ കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില്‍ നിന്നു മനസ്സിലാക്കിയിരുന്നല്ലോ. പക്ഷെ ഈ വരകള്‍ എങ്ങനെയാണ് ഉണ്ടാകുന്നത് എന്ന് വിശദീകരിക്കാന്‍ അന്നത്തെ ശാസ്ത്രത്തിനായില്ല.

Fraunhofer സൌരവര്‍ണ്ണരാജിയില്‍ ഏതാണ്ട് 600 dark spectral lines എണ്ണി. ഇന്ന് നമ്മള്‍ക്ക് ഏതാണ്ട് 30,000 ത്തിലധികം dark spectral lines-നെ അറിയാം. ഇതോടൊപ്പം കൊടുത്തിരിക്കുന്ന സൌരവര്‍ണ്ണരാജിയില്‍ ആയിരക്കണക്കിനു dark spectral lines-നെ നിങ്ങള്‍ക്ക് കാണാവുന്നതാണ്.

സൌര വര്‍ണ്ണ രാജി
Image credit. The National Radio Astronomy Observatory (NRAO)


അരനൂറ്റാണ്ടിനു ശേഷം സൂര്യനില്‍ മാത്രമല്ല ഭൂമിയിലെ പരീക്ഷണ ശാലകളില്‍ തന്നെ വിവിധ മൂലകങ്ങളില്‍ നിന്നു വരുന്ന സ്‌പെക്‍ട്രല്‍ വികിരണങ്ങള്‍ തങ്ങള്‍ക്ക് വേര്‍തിരിക്കാനാവും എന്നു രസതന്ത്രജ്ഞര്‍ തെളിയിച്ചു. മാത്രമല്ല സ്‌പെക്‍ട്രല്‍ വരകള്‍ നോക്കി ഒരു വസ്തു എന്ത് മൂലകങ്ങള്‍ കൊണ്ടാണ് നിര്‍മ്മിച്ചിരിക്കുന്നത് എന്ന് കണ്ടെത്താനാവുമെന്നും അവര്‍ തെളിയിച്ചു. ജര്‍മ്മന്‍ ഭൌതീകശാസ്ത്രജ്ഞനായ Kirchoff-ഉം രസതന്ത്രജ്ഞനായ Bunsenഉം ഒരോ മൂലകവും സമാനകളില്ലാത്ത spectral lines വികിരണം ചെയ്യും എന്ന് മനസ്സിലാക്കി. അങ്ങനെ 1859-ല്‍ spectral analysis എന്ന ശാസ്ത്ര സമ്പ്രദായത്തിനു തുടക്കമായി.

Kirchoff ഉം Bunsenഉം കൂടിച്ചേര്‍ന്ന് അന്ന് അവര്‍ക്ക് അറിവുണ്ടായിരുന്ന എല്ലാ മൂലകങ്ങളുടേയും spectral lines പരീക്ഷണശാലയില്‍ നിര്‍മ്മിച്ചു സൂക്ഷിച്ചു. അതിനുശേഷം അവര്‍ ചില രാസ രാസംയുക്തങ്ങളുടെ spectral lines ഉണ്ടാക്കിനോക്കിയപ്പോള്‍ അവര്‍ക്ക് അത് അന്ന് പരിചയം ഉണ്ടായിരുന്ന മൂലകങ്ങളുടെ ഒന്നും അല്ല എന്ന് കണ്ടെത്തി. ഉദാഹരണത്തിന് 1860-ല്‍ ധാതുജലത്തിന്റെ വര്‍ണ്ണരാജി ഉണ്ടാക്കി നോക്കിയപ്പോള്‍ നീലവര്‍ണ്ണത്തിന്റെ ഭാഗത്ത് ഒരു പുതിയ വര കണ്ടെത്തി. ഈ വര അവര്‍ക്ക് അന്ന് അറിയുമായിരുന്ന ഒരു മൂലകത്തിന്റെ വര്‍ണ്ണരാജിയിലും ഉണ്ടായിരുന്നില്ല. അതിനാല്‍ ഇത് ഒരു പുതിയ മൂലകത്തില്‍ നിന്നാവാം എന്ന് അവര്‍ ഊഹിച്ചു. അവര്‍ ആ spectral line ഉണ്ടാക്കുന്ന മൂലകത്തെ ലാറ്റിനില്‍ gray-blue എന്ന് അര്‍ത്ഥം വരുന്ന Caesium എന്ന് വിളിച്ചു. അടുത്ത വര്‍ഷം അവര്‍ ഇതേ പോലെ വേറൊരു ധാതുവില്‍ പരീക്ഷണം നടത്തുമ്പോള്‍ ചുവപ്പിന്റെ ഭാഗത്ത് ഒരു പുതിയ വര കണ്ടെത്തി. ഈ വര ഉണ്ടാക്കുന്ന മൂലകത്തെ ലാറ്റിനില്‍ red എന്നര്‍ത്ഥം വരുന്ന Rubidium എന്ന് അവര്‍ വിളിച്ചു.

ഇങ്ങനെ spectral analysis മൂലം പല പുതിയ മൂലകങ്ങളേയും കണ്ടെത്താന്‍ ശാസ്ത്രജ്ഞന്മര്‍ക്ക് സാധിച്ചു. ഭൂമിക്ക് പുറത്തും പുതിയ മൂലകങ്ങളെ കണ്ടെത്താന്‍ അവര്‍ക്ക് കഴിഞ്ഞു. 1868-ലെ സൂര്യഗ്രഹണ സമയത്ത് സൂര്യന്റെ upper surface-ല്‍ നിന്ന് വരുന്ന വികിരണത്തിന്റെ വര്‍ണ്ണരാജിയില്‍ പുതിയ ഒരു വര അവര്‍ കണ്ടു. ഈ വര ഉണ്ടാക്കുന്ന മൂലകത്തെ ഗ്രീക്കില്‍ സൂര്യന്‍ എന്നര്‍ത്ഥം വരുന്ന helios എന്ന വാക്കില്‍ നിന്ന് ഉണ്ടാക്കിയ helium എന്നു വിളിച്ചു. ഈ മൂലകത്തെ 1895 വരെ ഭൂമിയില്‍ കണ്ടെത്തിയിരുന്നില്ല.

Kirchoff laws

Kirchoff വര്‍ഷങ്ങളായുള്ള തന്റെ ഗവേഷണപരീക്ഷണങ്ങളുടെ നിഗമനങ്ങള്‍ മൂന്നു നിയമങ്ങളില്‍ ക്രോഡീകരിച്ചു. ഇത് ഇന്ന് Kirchoff laws എന്നാണ് അറിയപ്പെടുന്നത്. അത് എന്തൊക്കെയാണെന്ന് താഴെ പരിചയപ്പെടുത്തുന്നു.‍

നിയമം 1. ചൂടുള്ള അതാര്യമായ (Opaque) വസ്തു അല്ലെങ്കില്‍ സാന്ദ്രത കൂടിയ ചൂടുള്ള വാതകം spectral lines ഒന്നുമില്ലാത്ത Continuous Spectrum വികിരണം ചെയ്യുന്നു.‍

നിയമം 2. ചൂടുള്ള സുതാര്യമായ (transparent) വാതകം emission line spectrum വികിരണം ചെയ്യുന്നു. കറുത്ത പശ്ചാത്തലത്തിലുള്ള ഒരു സീരീസ് bright spectral lines ആയിട്ടാണ് emission spectrum കാണുക.‍

നിയമം 3. Continuous spectrum വികിരണം ചെയ്യുന്ന ഒരു വസ്തുവിന്റെ മുന്‍പിലുള്ള തണുത്ത സുതാര്യമായ (transparent) വാതകം absorption line spectrum വികിരണം ചെയ്യുന്നു. Continuous spectrum-ത്തില്‍ അടക്കം ചെയ്ത ഒരു സീരീസ് dark spectral lines ആയിട്ടാണ് absorption spectrum കാണുക.‍

ഇതോടൊപ്പം ഒരു വാതകത്തിന്റെ absorption spectrumത്തില്‍ dark spectral lines ഉള്ള അതേ സ്ഥാനത്തുതന്നെയായിരിക്കും അതേവാതകത്തിന്റെ emission line spectrum-ത്തിലെ bright spectral lines-ഉം ഉണ്ടാവുക. ഇതോടൊപ്പമുള്ള ചിത്രം കാണുക‍

മൂന്നു തരത്തിലുള്ള വികിരണങ്ങള്‍
Image credit. The National Radio Astronomy Observatory (NRAO)


ഒരു വാതക പടലത്തില്‍ നിന്നു emission spectrum ആണോ absorption spectrum വരിക എന്നതു തീരുമാനിക്കുന്നത് ആ വാതകപടലത്തിന്റേയും അതിന്റെ പശ്ചാത്തലത്തിന്റേയും ആപേക്ഷിക താപനില ആണ്. പശ്ചാത്തലം വാതകത്തേക്കാള്‍ ചൂടുള്ളതാണെങ്കില്‍ absorption spectrum ഉം തണുത്തതാണെങ്കില്‍ emission spectrumഉം വികിരണം ചെയ്യും.‍

Kirchoff ന്റെ നിയമങ്ങള്‍ ക്രോഡീകരിച്ച് ഒരു ഉദാഹരണത്തിലൂടെ വ്യക്തമാക്കാം. ഒരു സ്രോതസ്സില്‍ നിന്നുള്ള ധവള പ്രകാശ രശ്മി ഒരു വാതകത്തിലൂടെ കടന്നു പോകുന്നു എന്നും ഈ വാതകത്തിലെ അണുക്കള്‍ ചില പ്രത്യേക തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള വര്‍ണ്ണങ്ങള്‍ ഈ രശ്മിയില്‍ നിന്നു ആഗിരണം ചെയ്യുന്നു എന്നും കരുതുക. ഇനി വാതകത്തിലൂടെ കടന്നു വരുന്ന രശ്മിയെ നേരെ നോക്കുന്ന ഒരാള്‍ക്ക് (spectroscope എന്ന ഉപകരണം ഉപയോഗിച്ച്) ധവളപ്രകാശത്തില്‍ അടക്കം ചെയ്ത dark absorption spectral lines ആണ് കാണാന്‍ കഴിയുക.മാത്രമല്ല അതിനുശേഷം വാതകം, അത് ആഗിരണം ചെയ്ത തരംഗദൈര്‍ഘ്യങ്ങളെ എല്ലാ ദിശകളിലേക്കും വികിരണം ചെയ്യും. വാതകത്തെ നേരെയല്ലാതെ ചെരിഞ്ഞ ഒരു കോണില്‍ നിന്നു spectroscope ഉപയോഗിച്ച് നോക്കിയാല്‍ വാതകം വികിരണം ചെയ്യുന്ന bright emission spectral linesഉം കാണാം. ഇനി ഇതോടൊപ്പമുള്ള ചിത്രത്തില്‍ ഈ മുകളില്‍ പറഞ്ഞത് ഒരു Blackbodyയെ ആധാരമാക്കി വിവരിക്കുന്ന ഒരു ചിത്രം നോക്കൂ.‍

വിവിധ തരത്തിലുള്ള സ്പെക്ട്രം ഉണ്ടാകുന്നതെങ്ങനെ
Image credit. Universe, Kaufmann and Freedman, W H Freeman and Company, New York


Blackbodyയെ നേരിട്ട് (വാതകപടലത്തിലൂടെ അല്ലാതെ) spectroscope-ലൂടെ വീക്ഷിക്കുന്ന ഒരാള്‍ക്ക് Continuous spectrumഉം, Blackbodyയെ നേരെ വാതകപടലത്തിലൂടെ വീക്ഷിക്കുന്ന ആള്‍ക്ക് absorption spectrumഉം, വാതക പടലത്തെ ഒരു കോണിലൂടെ വീക്ഷിക്കുന്ന ആള്‍ക്ക് emission spectrumഉം ആണ് കാണാനാവുക. സ്വാഭാവികമായും വാതകത്തിലുള്ള മൂലകങ്ങള്‍ ആണ് spectral lines വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണ രാജിയുടെ ഏത് ഭാഗത്ത് വരും എന്ന് തീരുമാനിക്കുക. ‍

Spectroscopy എന്ന ശാസ്ത്രശാഖ പല തരം Spectra-കളുടേയും spectral linesന്റേയും ഒക്കെ ചിട്ടയായ പഠനമാണ്. അതിന്റെ പിറവിക്ക് വഴിതെളിച്ച ചില പ്രധാനസംഭവവികാസങ്ങളാണ് മുകളില്‍ പരിചയപ്പെടുത്തിയത്. spectral lines ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലെ പഠനത്തിന് വളരെ അത്യാവശ്യമാണ്. നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നും മറ്റ് ഖഗോളവസ്തുക്കളില്‍ നിന്നും ഒക്കെ വരുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ spectral lines പഠിക്കുന്നതിലൂടെയാണ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ക്ക് ആ വസ്തുക്കളുടെ രാസസംയുക്തം മനസ്സിലാക്കാന്‍ പറ്റുന്നത്.

ഇനി Kirchhoffന്റെ നിയമങ്ങള്‍ ശരിക്ക് മനസ്സിലാകണം എങ്കില്‍ അത് എങ്ങനെയാണ് പ്രവര്‍ത്തിക്കുന്നത് എന്ന് മനസ്സിലാക്കണം. എന്ത് കൊണ്ടാണ് ഒരു മൂലകം ചില പ്രത്യേക തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള പ്രകാശം മാത്രം ആഗിരണം ചെയ്യുന്നത്. അതേ പോലെ ഈ മൂലകങ്ങള്‍ എന്ത് കൊണ്ടാണ് ഇതേ തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള പ്രകാശം മാത്രം വികിരണം ചെയ്യുന്നത്. ഇനി നമ്മള്‍ അതിനുള്ള ഉത്തരം ആണ് തേടുന്നത്. ഇത് എന്താണെന്ന് മനസ്സിലാക്കണം എങ്കില്‍ ആദ്യം അണുവിന്റെ ഘടന എങ്ങനെയാണെന്ന് മനസ്സിലാക്കണം‍

അണുമാതൃകകള്‍

Rutherford model

ആദ്യമായി അണുവിന്റെ ആന്തരിക ഘടനയെ കുറിച്ച് തൃപ്തികരമായ ഒരു വിശദീകരണം തന്നത് ന്യൂസിലാന്‍ഡില്‍ നിന്നുള്ള ഒരു ഭൌതീകശാസ്ത്രജ്ഞനായ Ernest Rutherford ആണ് എന്ന് നമ്മള്‍ സ്കൂളില്‍ പഠിച്ചിട്ടുണ്ടല്ലോ. അണുമര്‍മ്മത്തിന്റെ (nucleus) ചുറ്റും ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന ഇലക്‌ട്രോണുകളുടെ ഒരു ഘടന ആയിരുന്നു Rutherford അണുവിനു വിവക്ഷിച്ചത്. അണുവിന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ 99.98 % വും അണുമര്‍മ്മത്തില്‍ ആണ് കേന്ദ്രീകരിച്ചിരിക്കുന്നത് എന്നും Rutherford സിദ്ധാന്തിച്ചു. ഇന്ന് നമ്മള്‍ക്ക് അണുമര്‍മ്മത്തില്‍ പ്രോട്ടോണ്‍, ന്യൂട്രോണ്‍ എന്നിങ്ങനെ കണികകള്‍ ഉണ്ടെന്നും പ്രോട്ടോണിന് ധന ചാര്‍ജ്ജ് ആണെന്നും ഇലക്‌ട്രോണിന് ഋണ ചാര്‍ജ്ജ് ആണെന്നും ന്യൂട്രോണിന് ചാര്‍ജ്ജ് ഒന്നും ഇല്ല എന്നൊക്കെ അറിയാം.

Rutherford അണു മാതൃകയില്‍ അണുവിന്റെ ഘടന വളരെ ലളിതമായിരുന്നു. ധന ചാര്‍ജ്ജുകള്‍ മൊത്തം കേന്ദ്രീകരിച്ചിരിക്കുന്ന അണുമര്‍മ്മത്തിനു ചുറ്റും കറങ്ങുന്ന ഋണ ചാര്‍ജ്ജുള്ള ഇലക്‌ട്രോണുകള്‍.

Rutherfordന്റെ പരീക്ഷണങ്ങള്‍ക്ക് അണുവിന്റെ ആന്തരിക ഘടനയെ കുറിച്ച് വിശദീകരിക്കാന്‍ കഴിഞ്ഞു എങ്കിലും എങ്ങനെയാണ് ഒരു അണു spectral line വികിരണം ചെയ്യുന്നത് എന്ന് വിശദീകരിക്കാന്‍ കഴിഞ്ഞില്ല. മാത്രമല്ല ഋണ ചാര്‍ജ്ജുള്ള ഇലക്ട്രോണുകള്‍ Rutherford അണു മാതൃകയില്‍ പറയുന്നതു പോലെ കറങ്ങുകയാണെങ്കില്‍ അത് വിദ്യുത് കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുകയും അവസാനം ഊര്‍ജ്ജനഷ്ടം സംഭവിച്ച് അണുമര്‍മ്മത്തില്‍ വീഴും. പക്ഷെ അങ്ങനെയൊന്നും സംഭവിക്കുന്നില്ല.

ഏറ്റവും ലളിതമായ അണുഘടനയുള്ള ഹൈഡ്രജന്‍ അണുവിന്റെ ദൃശ്യപ്രകാശ സ്‌പെക്‍ട്രത്തില്‍ spectral lines 656.3 nm തുടങ്ങി 364.6 nm -ല്‍ അവസാനിക്കുന്നു (1 nm = 10 -9 m). ഹൈഡ്രജന്‍ അണുവിലെ ആദ്യത്തെ spectral lineനെ Hα എന്നും രണ്ടാമത്തേതിനെ Hβ എന്നും മൂന്നാമത്തേതിനെ Hγ എന്നിങ്ങനെ വിളിക്കുന്നു. 364.6nm എന്ന കുറഞ്ഞ തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലേക്ക് അടുക്കും തോറും കൂടുതല്‍ വരകള്‍ കാണാവുന്നതാണ്.

ബാമര്‍ സീരീസ്
Image credit. The National Radio Astronomy Observatory (NRAO)

ഹൈഡ്രജന്‍ സ്പെക്ട്രത്തിന്റെ ഈ ക്രമാനുഗതമായ പാറ്റേണ്‍ ഗണിതപരമായി സ്വിസ് സ്ക്കൂള്‍ അദ്ധ്യാപനായ Johann Balmer വിശദീകരിച്ചു. ഹൈഡ്രജന്റെ ദൃശ്യപ്രകാശത്തിലുള്ള spectral lineനെ ഇന്ന് Balmer lines എന്നും Hα മുതലുള്ള ക്രമാനുഗതമായ പാറ്റേണിനെ Balmer series എന്നും വിളിക്കുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രത്തില്‍ Balmer series ലുള്ള lines കാണപ്പെടുന്നു.

ചില കണക്കുകൂട്ടലുകളിലൂടെ Balmer lines ന്റെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം കണക്കാക്കുന്നതിനുള്ള ഒരു സമവാക്യം Johann Balmer കണക്കുകൂട്ടിയെടുത്തു. Balmerന്റെ സമവാക്യം താഴെ കാണുന്ന വിധത്തിലാണ് എഴുതുന്നത്.

ഈ സമവാക്യത്തില്‍ n എന്നത് 2നു മുകളില്‍ ഉള്ള ഒരു പൂര്‍ണ്ണസംഖ്യയാണ്. R എന്നത് Rydberg constant എന്ന് അറിയപ്പെടുന്നു. അതിന്റെ മൂല്യം 1.097 X 107 m-1 ആണ്.

മുകളില്‍ പരിചയപ്പെടുത്തിയ സമവാക്യത്തില്‍ n = 3 എന്ന് ഇട്ടാല്‍ Hα യുടെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം കിട്ടുന്നു.Hβ കിട്ടാന്‍ n = 4 എന്ന് കൊടുക്കുക. അങ്ങനെ ഓരോന്നും. അവസാനം n = ∞ എന്നു കൊടുത്താല്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ സ്പെക്ട്രത്തിലെ അവസാനത്തെ spectral line-ന്റെ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യമായ 364.6 nm ഉം കിട്ടുന്നു.

പക്ഷെ ഈ പറഞ്ഞ spectral lines എങ്ങനെ ഉണ്ടാകുന്നു എന്നൊന്നും വിശദീകരിക്കാന്‍ Rutherfordന്റെ അണു മാതൃകയ്ക്ക് കഴിഞ്ഞില്ല. അണുവിന് തൃപ്തികരമായ ഒരു ഘടനയും അതോടൊപ്പം spectral lines-ഉം വിശദീകരിക്കാനുള്ള ജോലി ഡാനിഷ് ഭൌതീകശാസ്ത്രജ്ഞനായ Neils Bohr ഏറ്റെടുത്തു.

Bohr Atom Model

അണുഘടനയും അണു സ്‌പെക്‍ട്രവും തമ്മിലുള്ള ബന്ധം പഠിക്കുവാന്‍ തുനിഞ്ഞ Bohr തന്റെ പഠനം ഏറ്റവും ലളിതവും ദ്രവ്യമാനം കുറഞ്ഞതുമായ മൂലകവുമായ ഹൈഡ്രജന്‍ അണുവിനെ പഠിക്കുന്നതില്‍ നിന്ന് ആരംഭിച്ചു. അദ്ദേഹത്തിന്റെ അണുമാതൃകയെ ലളിതമായി താഴെ പറയുന്ന വിധത്തില്‍ വിശദീകരിക്കാം.

  1. ഇലക്ട്രോണുകള്‍ അണുമര്‍മ്മത്തിനു ചുറ്റും ഏതെങ്കിലും ഭ്രമണപഥത്തില്‍ കൂടി സഞ്ചരിക്കില്ല; പിന്നെയോ ചില നിശ്ചിതങ്ങളായ പഥങ്ങളില്‍ കൂടി മാത്രമേ സഞ്ചരിക്കൂ. ഓരോ പഥത്തിലുമുള്ള ഇലക്ട്രോണിന് നിശ്ചിതമായ ഊര്‍ജ്ജം ഉണ്ട്.‍
  2. മുകളില്‍ പറഞ്ഞ പഥങ്ങളില്‍ കൂടി സഞ്ചരിക്കുന്ന ഇലക്ടോണുകള്‍ വിദ്യുത് കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ പുറപ്പെടുവിക്കില്ല. ഈ പഥങ്ങളില്‍ അവ stable ആയിരിക്കും. എന്നാല്‍ ചിലപ്പോള്‍ ഒരു പഥത്തില്‍ നിന്ന് മറ്റൊരു തലത്തിലേക്ക് ഇലക്ട്രോണ്‍ ചാടിയെന്നിരിക്കും. അങ്ങനെ ചാടുമ്പോള്‍ ഈ രണ്ട് പഥങ്ങളുടെ ഊര്‍ജ്ജത്തിനു വ്യത്യാസത്തിനു തുല്യമായ ഒരു വിദ്യുത്കാന്തിക വികിരണത്തെ പുറത്തുവിടും. ഇതിന്റെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം നിശ്ചിതമാണ്.

ബോറിന്റെ ഘടനയില്‍ ഉള്ള ഇലക്ടോണ്‍ ഭ്രമണ പഥങ്ങളെ Bohr orbitals എന്നു പറയുന്നു. Bohr orbitals നെ n =1,2,3.... എന്നിങ്ങനെയാണ് അടയാളപ്പെടുത്തുന്നത്. ഈ orbitals-ല്‍ കൂടി മാത്രമേ ഇലക്ടോണ്‍ കണമര്‍മ്മത്തെ ചുറ്റി സഞ്ചരിക്കൂ. മുന്‍പ് പറഞ്ഞതു പോലെ ചിലപ്പോള്‍ ഒരു പഥത്തില്‍ നിന്ന് മറ്റൊരു പഥത്തിലേക്ക് ഇലക്ട്രോണ്‍ ചാടിയെന്നിരിക്കും.

ഒരു ഇലക്ട്രോണിനു ഒരു Bohr orbit-ല്‍ നിന്നു മറ്റൊരു Bohr orbit-ലേക്ക് ചാടണമെങ്കില്‍ ഒരു പ്രത്യേക തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള ഊര്‍ജ്ജം നേടുകയോ നഷ്ടപ്പെടുത്തുകയോ വേണം. ഒരു അക പഥത്തില്‍ (inner orbit) നിന്ന് ഒരു പുറം പഥത്തിലേക്ക് (outer orbit) ചാടാന്‍ ഇലക്ട്രോണ്‍ ഊര്‍ജ്ജം നേടിയിരിക്കണം. അതേ പോലെ ഒരു പുറം പഥത്തില്‍ നിന്ന് ഒരു അകം പഥത്തിലേക്ക് ചാടാന്‍ ഇലക്ട്രോണ്‍ ഊര്‍ജ്ജം നഷ്ടപ്പെടുത്തിയിരിക്കണം.‍

ഇലക്ട്രോണ്‍ ഒരു പഥത്തില്‍ നിന്ന് മറ്റൊരു പഥത്തിലേക്ക് ചാടുമ്പോള്‍ അത് നേടുന്നതോ നഷ്ടപ്പെടുത്തുന്നതോ ആയ ഊര്‍ജ്ജം ഈ രണ്ട് പഥങ്ങളുടെ ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ വ്യത്യാസത്തിനു തുല്യമായിരിക്കും. അതായത് ഒരു അക പഥത്തില്‍ നിന്ന് ഒരു പുറം പഥത്തിലേക്ക് ചാടാന്‍ ഇലക്ട്രോണിനു വേണ്ട അതേ ഊര്‍ജ്ജം തന്നെയായിരിക്കും പുറം പഥത്തില്‍ നിന്നു അക പഥത്തിലേക്കു ചാടുമ്പോള്‍ ഇലക്ട്രോണ്‍ നഷ്ടപ്പെടുത്തുന്നതും.

ഈ പുറത്തുവിടുന്ന ഊര്‍ജ്ജം ക്വാണ്ടം പാക്കറ്റുകള്‍ ആയിട്ടായിരിക്കും വികിരണം ചെയ്യുക എന്ന് ഐന്‍സ്റ്റീനും പ്ലാങ്കും സിദ്ധാന്തിച്ചു. ഈ ഊര്‍ജ്ജ പാക്കറ്റുകളുടെ ഊര്‍ജ്ജം E= hc/λ എന്ന സമവാക്യം കൊണ്ടാണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. ഇവിടെ h എന്നത് Planck's constant-ഉം, c എന്നത് പ്രകാശവേഗതയേയും λ എന്ന വികിരണത്തിന്റെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തേയും സൂചിപ്പിക്കുന്നു.‍

ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ ബോറിന്റെ ആറ്റം മോഡലിനു ഒരു മൂലകത്തിന്റെ അണു ഒരേ തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള വികിരണം ആണ് പുറത്തുവിടുകയും ആഗിരണം ചെയ്യുന്നത് എന്ന കിര്‍ക്കോഫിന്റെ നിരീക്ഷണത്തെ വിശദീകരിക്കാന്‍ പറ്റി.

ബോറിന്റെ അണു മാതൃക എങ്ങനെയാണ് emission line spectrum ഉണ്ടാകുന്നത് എന്നും മനസ്സിലാക്കാന്‍ നമ്മെ സഹായിച്ചു. ഒരു വാതകം ചൂടു പിടിക്കുമ്പോള്‍ അതിലെ അണുക്കള്‍ അന്യോന്യം അങ്ങോട്ടും ഇങ്ങോട്ടും വേഗത്തില്‍ സഞ്ചരിച്ച് തമ്മില്‍ കൂട്ടിയിടിക്കുന്നു. ഈ കൂട്ടിയിടി ആ അണുക്കളിലെ ഇലക്ട്രോണുകളെ ഉദ്ദീപിച്ച് ഉയര്‍ന്ന ഊര്‍ജ്ജനിലകളിലേക്ക് തള്ളി വിടുന്നു. ഈ ഉയര്‍ന്ന നിലകളില്‍ നിന്നു ഇലക്ട്രോണ്‍ പിന്നീട് അതിന്റെ സാധാരണ നിലകളിലേക്ക് മടങ്ങി വരുന്നു. മറങ്ങി വരുമ്പോള്‍ രണ്ട് ഊര്‍ജ്ജനിലകളുടേയും ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ വ്യത്യാസത്തിനു തുല്യമായ ഫോട്ടോണുകള്‍ ഉല്‍ത്സജനം ചെയ്യുന്നു. അങ്ങനെ ചൂടുള്ള ഒരു വാതകം emission line spectrum ഉണ്ടാക്കുന്നു.

ഇനി absorption line spectrum ഉണ്ടാകുന്നത് എങ്ങനെയാണെന്ന് നോക്കാം. തണുത്ത ഒരു വാതകത്തിലെ അണുക്കളിലെ ഇലക്ട്രോണുകള്‍ താഴ്ന്ന നിലകളില്‍ ആയിരിക്കും. ഈ തണുത്ത വാതകത്തിലേക്ക് സമീപത്തുള്ള ചൂടുള്ള continuous spectrum ഉണ്ടാക്കുന്ന ഒരു വസ്തുവില്‍ നിന്നുള്ള രശ്മികള്‍ കടന്നു പോകുന്നു എന്നു കരുതുക. മിക്കവാറും രശ്മികള്‍ ഒരു സ്വാധീനവും ചെലുത്താതെ കടന്നു പോകും. പക്ഷെ ഈ വാതകത്തിലെ ഊര്‍ജ്ജനിലകളുടെ വ്യത്യാസത്തിനു തുല്യമായ ഊര്‍ജ്ജം ഉള്ള ഫോട്ടോണുകളെ മാത്രം ആഗിരണം ചെയ്ത് വാതകത്തിലെ ഇലക്ട്രോണുകള്‍ ഉയര്‍ന്ന നിലകളിലേക്ക് പോകും. ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ ചില പ്രത്യേക ഫോട്ടോണുകളെ മാത്രം വാതകം ആഗിരണം ചെയ്യും. വാതകത്തിന്റെ സ്പെക്ട്രം പരിശോധിക്കുന്ന ഒരാള്‍ക്ക് അങ്ങനെ absorption line spectrum ലഭിയ്ക്കും.

തന്റെ അണുമാതൃകയിലെ അനുവനദീയമായ പ്രത്യേക ഭ്രമണ പഥങ്ങള്‍ എന്ന ചിത്രവും E = hc/λ എന്ന സമവാക്യവും ഉപയോഗിച്ച് ബോറിന് ഗണിതശാസ്ത്രപരമായി ഒരു ഇലക്ട്രോണ്‍ N എന്ന അക ഭ്രമണ പഥത്തില്‍ നിന്ന് nഎന്ന പുറം ഭ്രമണ പഥത്തിലേക്ക് ചാടുമ്പോള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ഫോട്ടോണിന്റെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം കണക്കാക്കാന്‍ പറ്റി. ആ സമവാക്യം താഴെ കൊടുക്കുന്നു.‍

ഇവിടെ N എന്നത് അക ഭ്രമണ പഥത്തിന്റെ സംഖ്യ n എന്നത് പുറം ഭ്രമണ പഥത്തിന്റെ സംഖ്യ R= Rydberg constant, λ എന്നത് വികിരണം ചെയ്യുകയോ ആഗിരണം ചെയ്യുകയോ ചെയ്ത ഫോട്ടോണിന്റെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം.‍

ഇനി ഈ സമവാക്യത്തില്‍ N = 2 എന്ന് കൊടുത്താല്‍ Balmerന്റെ സമവാക്യം ലഭിയ്ക്കുന്നു. അതിനാല്‍ ഇലക്ട്രോണ്‍ N = 2 എന്ന അക ഭ്രമണ പഥത്തില്‍ നിന്നു പഥത്തില്‍ നിന്ന് n = 3,4,5...എന്നിങ്ങനെയുള്ള പുറം ഭ്രമണ പഥത്തിലേക്ക് ചാടുമ്പോഴാണ് Balmer series-ലിലുള്ള spectral lines ഉണ്ടാകുന്നത് എന്ന് Bohr സിദ്ധാന്തിച്ചു. മാത്രമല്ല Bohrന്റെ ഈ സമവാക്യം ദൃശ്യപ്രകാശം അല്ലാത്ത മറ്റ് തരംഗദൈര്‍ഘ്യങ്ങളില്‍ നിന്ന് പുറത്തുവരുന്ന spectral lines നേയും വിശദീകരിക്കുന്നു.

Bohrന്റെ ഈ സമവാക്യത്തില്‍ N = 1എന്നും n = 2,3,4,5... എന്നും കൊടുത്താല്‍ പുതിയൊരു spectral lines ന്റെ പുതിയൊരു സീരീസ് കിട്ടുന്നു. ഇതിനു Lyman series എന്നാണ് പേര്. ഈ സീരീസിലുള്ള spectral lines, Lα (തരംഗദൈര്‍ഘ്യം 122 nm) തുടങ്ങി L (തരംഗദൈര്‍ഘ്യം 91 nm) യില്‍ അവസാനിക്കുന്നു. ഈ spectral lines എല്ലാം വിദ്യുത്കാന്തികവര്‍ണ്ണരാജിയില്‍ അള്‍ട്രാവയലറ്റ് ഭാഗത്താണ് വരിക.

ഇതേ പോലെ Bohrന്റെ ഈ സമവാക്യത്തില്‍ N = 3 എന്നും n = 4,5,6,... എന്നും കൊടുത്താല്‍ Paschen series എന്ന വേറൊരു spectral line സീരീസ് കിട്ടുന്നു. ഈ സീരീസിലുള്ള spectral lines, Pα (തരംഗദൈര്‍ഘ്യം 1875 nm) തുടങ്ങി P (തരംഗദൈര്‍ഘ്യം 821 nm) യില്‍ അവസാനിക്കുന്നു. ഈ spectral lines മൊത്തം വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണരാജിയില്‍ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് ഭാഗത്താണ് വരിക.

Lyman seriesലെ ഏറ്റവും കുറഞ്ഞ തരംഗദൈര്‍ഘ്യമായ L (തരംഗദൈര്‍ഘ്യം 91 nm) ഒരു പ്രത്യേകത ഉണ്ട്. ഏറ്റവും അകത്തുള്ള പഥമായ N = 1 ല്‍ നിന്ന് ഒരു ഇലക്ട്രോണ്‍ 91 nm തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള ഒരു ഫോട്ടോണ്‍ ആഗിരണം ചെയ്താല്‍ അത് n = ∞ എന്ന ഭ്രമണപഥത്തിലേക്ക് മാറ്റപ്പെടുന്നു. പക്ഷെ ഈ ഭ്രമണപഥം കണമര്‍മ്മത്തില്‍ നിന്നു വളരെയധികം അകലെയാണ്. അതിനാല്‍ ഇലക്ട്രോണ്‍ അണുവില്‍ നിന്ന് പുറത്തു ചാടി എന്നു പറയാം. ഇങ്ങനെ ഇലക്ട്രോണ്‍ അണുവില്‍ നീന്ന് നീക്കപ്പെടുന്ന പ്രക്രിയക്കാണ് ionization എന്നു പറയുന്നത്. ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ അണു അള്‍ട്രാവയലറ്റ് തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള ഒരു 91nm ഫോട്ടോണ്‍ ആഗിരണം ചെയ്താല്‍ അത് അയണീകൃതമാകുന്നു.

മുകളില്‍ പറഞ്ഞതെല്ലാം സംക്ഷിപ്തമായി ചിത്രീകരിച്ചിരിക്കുന്ന ഒരു ഡയഗ്രം നോക്കൂ.

Hyodrogen spectral series
Image credit. The National Radio Astronomy Observatory (NRAO)

Qunatum model

അണുവിനെ കുറിച്ച് നമുക്ക് ഇന്നുള്ള അടിസ്ഥാന വിവരത്തിന് നമ്മള്‍ അണുവിന്റെ ബോര്‍ മാതൃകയോട് കടപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. പക്ഷെ അണുവിന്റെ ആധുനിക മാതൃക ക്വാണ്ടം മെക്കാനിക്സ് അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ളതാണ്. ഇതില്‍ ഭൌതീക ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഇലക്ട്രോണ്‍ ഒരു അണുവില്‍ പ്രത്യേക ഭ്രമണ പഥത്തിലൂടെ സഞ്ചരിക്കുന്നു എന്ന് സിദ്ധാന്തിക്കുന്നില്ല. പകരം ഇലക്ട്രോണ്‍ അണുവില്‍ ചില പ്രത്യേക ഊര്‍ജ്ജനിലകള്‍ സ്വായത്തമാക്കുന്നു എന്നാണ് സിദ്ധാന്തിക്കുന്നത്. ഇതിന്റെ ഇടയ്ക്കുള്ള മറ്റ് ഊര്‍ജ്ജനിലകള്‍ കൈവരിക്കാന്‍ ഇലക്ട്രോണുകള്‍ക്ക് ആവില്ല. ഈ ഊര്‍ജ്ജനിലകളെ ക്വാണ്ടം നിലകള്‍ എന്നു പറയുന്നു.

ക്വാണ്ടം മെക്കാനിക്സില്‍ ഇലക്ട്രോണിനെ ഒരു കണികയായിട്ടല്ല മറിച്ച് കണികയുടേയും തരംഗത്തിന്റേയും സ്വഭാവം ഒരുമിച്ച് പ്രദര്‍ശിപ്പിക്കുന്ന ഒന്നായിട്ടാണ് കരുതുന്നത് (ഇതില്‍ കൂടുതല്‍ ഇതിനെ കുറിച്ച് ഇപ്പോള്‍ പറയുന്നില്ല. ഇതിനെ കുറിച്ച് ചില ചര്‍ച്ചകള്‍ ഡാലിയുടെ അദ്വൈതവും പദാര്‍ത്ഥത്തിന്റെ ദ്വന്ദ്വ സ്വഭാവവും എന്ന പോസ്റ്റില്‍ നടന്നിട്ടുണ്ട്. താല്പര്യമുള്ളവര്‍ക്ക് അത് വായിക്കാം).

Quantum model-ല്‍ ഒരു അണുവിന്റെ ഘടന കാണിക്കുന്നതിനുള്ള ഒരു പ്രധാന ഉപാധി ആണ് അതിന്റെ energy level diagram കാണിക്കുക എന്നത്. ഉദാഹരണത്തിനു താഴെയുള്ള ചിത്രത്തില്‍ കൊടുത്തിരിക്കുന്ന ഹൈഡ്രജന്റെ energy level diagram നോക്കൂ.

ഏറ്റവും താഴ്ന്ന ഊര്‍ജ്ജ നില ground state എന്ന് അറിയപ്പെടുന്നു. ഇത് ബോര്‍ അണുമാതൃകയിലെ n = 1 എന്ന പഥത്തിനു തുല്യമാണ്. അതിനു മുകളില്‍ ഉള്ള ഊര്‍ജ്ജനിലകള്‍ excited states എന്ന് അറിയപ്പെടുന്നു. ഇത് ബോര്‍ അണുമാതൃകയിലെ n =1നു മുകളില്‍ ഉള്ള ഭ്രമണ പഥങ്ങള്‍ ആണ്.

ഒരു ഇലക്ട്രോണിന് ground state ല്‍ (n = 1) നിന്ന് excited states ആയ n = 2 ലേക്ക് ചാടണമെങ്കില്‍ അതിന് 122 nm തരംഗദൈര്‍ഘ്യം ഒരു ഫോട്ടോണ്‍ (Lyman photon എന്ന് ഇതിനെ പറയാറുണ്ട്) ആഗിരണം ചെയ്യും. അതിനു മുകളിലോ താഴെയോ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം ഉള്ള ഫോട്ടോണ്‍ ആണെങ്കില്‍ ഈ ചാട്ടം സംഭവിക്കില്ല. ഫോട്ടോണിന്റെ ഊര്‍ജ്ജം കണക്കാക്കുന്നതിനുള്ള സമവാക്യം E = hν = hc/λ. അതിന്റെ SI unit J (Joule) ആണെങ്കിലും സാധാരണ ഇത് eV (electron volt) എന്ന ഏകകത്തിലാണ് പറയുക ഭൌതീകശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ പറയുക.

1 eV= 1.6 X 10-19 J.

Lyman photonന്റെ ഊര്‍ജ്ജം 10.19 eV ആണ്. അതിനാല്‍ ബോര്‍ മാതൃകയിലെ n = 2 ഭ്രമണപഥത്തെ 10.19 eV എന്ന ഊര്‍ജ്ജനില കൊണ്ട് സൂചിപ്പിക്കുന്നു. അതേ പോലെ n = 3 നെ 12.07 eV എന്നിങ്ങനെ ഒരോന്നും. n = ∞ എന്ന ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ ഊര്‍ജ്ജനില 13.6 eV. അതിന്റെ അര്‍ത്ഥം 13.6 eV ഓ അതിനു മുകളിലോ ഉള്ള ഊര്‍ജ്ജം ഉള്ള ഒരു ഫോട്ടോണ്‍ ഒരു ആഗിരണം ചെയ്യുകയാണെങ്കില്‍ ആ ഇലക്ട്രോണ്‍ അണുവില്‍ നിന്ന് വേര്‍പെടും മറ്റൊരു വിധത്തില്‍ പറഞ്ഞാല്‍ ആണു അയണീകൃതമാകും.

മുകളില്‍ കാണിച്ചിരിക്കുന്ന ഊര്‍ജ്ജനിലകള്‍ ഏതെങ്കിലും രണ്ടെണ്ണം തമ്മിലുള്ള ഊര്‍ജ്ജ വ്യത്യാസം കണക്കാക്കിയാല്‍ ആ ഊര്‍ജ്ജനിലയിലേക്ക് ചാടാന്‍ വേണ്ട ഫോട്ടോണിന്റെ ഊര്‍ജ്ജം ലഭിയ്ക്കും.

ഈ പറഞ്ഞത് വിശദീകരിക്കുന്ന ഒരു ചിത്രം നോക്കൂ.

Quantum model of spectral lines
Image credit. The National Radio Astronomy Observatory (NRAO)

ഉയര്‍ന്ന മൂലകങ്ങളുടെ energy-level diagram പിന്നേയും സങ്കീര്‍ണ്ണമാണ്. അതിനെ കുറിച്ച് വിശദീകരിക്കണം എങ്കില്‍ ആദ്യം പ്രീഡിഗ്രിക്ക് ഒക്കെ കെമിസ്ട്രിയിലും ഫിസിക്സിലും പഠിച്ച ആറ്റോമിക് എനര്‍ജി ലെവലസ് ആദ്യം വിശദീകരിക്കേണ്ടി വരും. അതിനൊന്നും ഇവിടെ മുതിരുന്നില്ല. സോഡിയത്തിന്റെ വര്‍ണ്ണരാജിയില്‍ ദൃശ്യ പ്രകാശ പരിധിയില്‍ വരുന്ന ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട രണ്ട് spectral lines ആണ് Sodium D lines. അതിന്റെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം 588.99 nm ഉം 588.59 nmഉം ആണ്.

ജ്യോതിശാസ്തജ്ഞന്മാര്‍ energy level diagram നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രം പഠിക്കുമ്പോള്‍ ഉപയോഗിക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന് മുകളില്‍ പരിചയപ്പെടുത്തിയ Sodium D lines ഒരു നക്ഷത്രസ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ഉണ്ടെങ്കില്‍ ആ നക്ഷത്രത്തില്‍ Sodium ഉണ്ടന്നാണ് അര്‍ഥം. അതിനര്‍ഥം ആ നക്ഷത്രം ഒരു Population I നക്ഷത്രം ആണെന്നാണ്. സൂര്യന്‍ ഒരു Population I നക്ഷത്രമാണ്. Population I നക്ഷത്രം എന്താണെന്നൊക്കെ വഴിയെ പരിചയപ്പെടാം.

21cm spectral line emission of neutral hydrogen

ഇത് വേറൊരു പ്രധാനപ്പെട്ട spectral line emission ആണ്. ഇത് എന്താണെന്നും ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തില്‍ ഇതിനുള്ള പ്രാധാന്യം എന്താണെന്നും നോക്കാം. ഇലക്ട്രോണ്‍ പ്രോട്ടോണ്‍ മുതലായ കണികകള്‍ക്ക് ദ്രവ്യമാനവും ചാര്‍ജ്ജും ഉണ്ടെന്ന് നിങ്ങള്‍ പഠിച്ചിട്ടുണ്ടല്ലോ. പക്ഷെ ഇതിനു പുറമേ വേറെ ഒരു പ്രധാന ഗുണം കൂടി ഈ കണങ്ങള്‍ക്ക് ഉണ്ട്. അതാണ് angular momentum commonly called as spin. ഇത് എന്താണെന്ന് നോക്കാം. നമുക്ക് ഇലക്ട്രോണിനേയും പ്രോട്ടോണിനേയും കറങ്ങുന്ന ചെറിയ കാന്തങ്ങളോട് ഉപമിക്കാം. ഈ രണ്ട് കാന്തങ്ങളുടേയും സമധ്രുവങ്ങള്‍ ഒരേ ദിശയില്‍ ആകുമ്പോള്‍ ആ സിസ്റ്റത്തിന്റെ ഊര്‍ജ്ജം കൂടുതലായിരിക്കും. എന്നാല്‍ ധ്രുവങ്ങള്‍ വ്യത്യസ്തദിശയില്‍ ആകുമ്പോള്‍ ആ സിസ്റ്റത്തിന്റെ ഊര്‍ജ്ജം കുറവായിരിക്കും. ചിത്രം നോക്കൂ.

21 cm spectral line emission of neutral hydrogen Image credit
The National Radio Astronomy Observatory (NRAO)

പക്ഷെ ഏതൊരു സിസ്റ്റത്തിന്റേയും അടിസ്ഥാന ത്വര ഏറ്റവും താഴ്ന്ന നിലയില്‍ ഇരിക്കുക എന്നതാണ്. ഇനി മുകളില്‍ പറഞ്ഞ spin എന്ന ഗുണം കാരണം ഇലക്ട്രോണും പ്രോട്ടോണും ചെറിയ കാന്തങ്ങളായി വര്‍ത്തിക്കും. ഇലക്ട്രോണും പ്രോട്ടോണും ഒരേ ദിശയില്‍ spin ചെയ്യുമ്പോള്‍ ആ സിസ്റ്റത്തിന്റെ ഊര്‍ജ്ജം എതിര്‍ ദിശയില്‍ spin ചെയ്യുമ്പോള്‍ ഉള്ള ഊര്‍ജ്ജത്തേക്കാള്‍ കൂടുതല്‍ ആയിരിക്കും. ഇലക്ട്രോണ്‍ ഉയര്‍ന്ന നിലയിലേക്ക് പോകുന്നത് അതിനു വേണ്ട ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ ഒരു ഫോട്ടോണ്‍ ആഗിരണം ചെയ്യുമ്പോഴോ അല്ലെങ്കില്‍ അണുക്കള്‍ തമ്മില്‍ കൂട്ടിയിടിക്കുമ്പോഴോ ആണ്. ഇലക്ട്രോണ്‍ അതിന്റെ spinന്റെ ദിശ മാറ്റുമ്പോള്‍ (അതായത് ഉയര്‍ന്നതില്‍ നിന്ന് താഴ്ന്നതിലേക്ക്) രണ്ട് ഊര്‍ജ്ജനിലകളുടേയും വ്യത്യാസത്തിനു തുല്യമായ ഒരു ഫോട്ടോണ്‍ പുറത്തുവിടും. ഈ പ്രക്രിയക്ക് spin-flip transition എന്നാണ് പറയുന്നത്. (വൈദ്യശാസ്ത്രത്തില്‍ ഉപയോഗിക്കുന്ന Magnetic Resonance Imaging (MRI)- ല്‍ പുറകില്‍ ഉള്ള ശാസ്ത്രവും Spin-Flip transition ആണ്)

ഇനി ഇങ്ങനെ പുറത്തുവിടുന്ന ഫോട്ടോണിന്റെ ഊര്‍ജ്ജം വളരെ കുറവായിരിക്കുന്നത് കൊണ്ട് അതിന്റെ ആവൃത്തിയും വളരെ കുറവായിരിക്കും. മറ്റൊരു വിധത്തില്‍ പറഞ്ഞാല്‍ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം കൂടുതല്‍ ആയിരിക്കും. ഈ spin-flip transition ന്റെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം 21 cm ആയിരിക്കും (കൃത്യമായി ഇതു 21.11 cm ആണ്. സൌകര്യത്തിനുവേണ്ടി 21 cm എന്നു പറയുന്നു). അത് വിദ്യുത് കാന്തികവര്‍ണ്ണരാജിയില്‍ റേഡിയോ മേഖലയില്‍ വരുന്ന തരംഗമാണ്. ഇതിനെയാണ് 21cm spectral line emission of neutral hydrogen എന്നു പറയുന്നത്. നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ നമുക്ക് എതിരായി ഉള്ള ഭാഗം ഗാലക്സിയുടെ കേന്ദ്രഭാഗത്ത് നക്ഷത്രാന്തരീയ മാധ്യമത്തിന്റെ സാന്ദ്രത കൂടിയതു കാരണം ദൃശ്യപ്രകാശത്തില്‍ വീക്ഷിക്കാന്‍ പറ്റില്ല. കാരണം അവിടെ നിന്ന് പുറപ്പെടുന്ന തരംഗദൈര്‍ഘ്യം കൂടിയ എല്ലാ തരംഗങ്ങളേയും നക്ഷത്രാന്തരീയ മാധ്യമം ആഗിരണം ചെയ്യും. പക്ഷെ ഈ നക്ഷത്രാന്തരീയ മാധ്യമത്തെ കടന്ന് പുറത്തുവരാന്‍ ആവൃത്തികുറഞ്ഞ റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ക്ക് ആകും. അങ്ങനെ പുറത്തു വരുന്ന റേഡിയോ തരംഗത്തില്‍ ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ടതാണ് 21cm spectral line emission. നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ spiral രൂപത്തെ കുറിച്ച് ഒക്കെ മനസ്സിലാക്കാന്‍ സഹായിച്ചത് ഈ തരംഗമാണ് സഹായിച്ചത്. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ തണുത്ത പലമേഖലകളെ കുറിച്ച് പഠിക്കാനും‍ ഈ തരംഗമാണ് നമുക്ക് പ്രയോജനപ്പെടുന്നത്.

ഇതു വരെ പരിചയപ്പെടുത്തിയതു കൂടാതെ മറ്റു പല തരത്തിലും വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ നിര്‍മ്മിക്കപ്പെടുന്നു. ഉദാഹരണത്തിനു Synchrotron radiation, Masers, Compton scattering അങ്ങനെ പലതും. ഇതു വരെയുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ നിന്നു നേടിയ അറിവ് വച്ച് പരിചയപ്പെടുത്താവുന്നത് മാത്രമേ ഇവിടെ കൈകാര്യം ചെയ്തിട്ടുള്ളൂ. മാത്രമല്ല അണുമര്‍മ്മത്തിലെ കണികകളുടെ പ്രവര്‍ത്തനം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ ഇവിടെ പ്രതിപാദിച്ചിട്ടില്ല. അതൊക്കെ കുറച്ചു സങ്കീര്‍ണ്ണം ആണ്. അതിനാല്‍ ഭാവിയില്‍ എപ്പോഴെങ്കിലും സന്ദര്‍ഭം ഒത്തു വരികയാണെങ്കില്‍ ലേഖനത്തിനു ആവശ്യമുള്ളവയെ അപ്പപ്പോള്‍ പരിചയപ്പെടുത്താം.

ഇനി ഇതില്‍ കൂടുതല്‍ ഈ വിഷയം വിശദീകരിക്കുന്നില്ല. ഈ പോസ്റ്റില്‍ നമ്മള്‍ Spectroscopyയുടേയും Atomic Physicsന്റേയും ചില അടിസ്ഥാനപാഠങ്ങള്‍ ആണ് മനസ്സിലാക്കിയത്. പക്ഷെ അതിലൂടെ spectral linesനെ നിങ്ങള്‍ക്ക് പരിചയപ്പെടുത്താന്‍ പറ്റി. ഞാന്‍ spectral lines ഒക്കെ നിങ്ങള്‍ക്ക് എങ്ങനെ പരിചയപ്പെടുത്തും എന്ന് ശങ്കിച്ചിരിക്കുകയായിരുന്നു. സുനില്‍ ചേട്ടന്റെ ചോദ്യം അതിനുള്ള ഒരു വഴി കാണിച്ചുതന്നു. Spectroscopy അതില്‍ തന്നെ വലിയൊരു ശാസ്ത്ര ശാഖയാണ്. ഇനി ഈ വിഷയത്തില്‍ കൂടുതല്‍ അറിവ് വേണമെന്നുള്ളവര്‍ ബിരുദ, ബിരുദാനന്തര നിലവാരത്തിലുള്ള Spectroscopyയുടേയും Atomic Physics-ന്റേയും പുസ്തകങ്ങള്‍ വായിച്ച് മനസ്സിലാക്കുക. പക്ഷെ കൂടുതല്‍ ആഴത്തിലേക്ക് പോകണമെങ്കില്‍ ഗണിതത്തിലും അത്യാവശ്യം ജ്ഞാനം വേണം. പക്ഷെ Spectroscopy വളരെ രസകരമായ ഒരു ശാസ്ത്രശാഖയാണ്. നമ്മുടെ സ്വന്തം C. V. Raman -ന് നോബേല്‍ സമ്മാനം കിട്ടിയത് ഈ മേഖലയിലെ പഠനത്തിനാണ്. ഇന്‍ഡ്യയിലെ ശാസ്ത്രസമൂഹം (പ്രത്യേകിച്ച് IISc-യും Raman Research Institute (RRI)-ഉം) ഈ ശാസ്ത്രശാഖയ്ക്ക് കാര്യമായ സംഭാവന നല്‍കിയിട്ടുണ്ട്.

ആധാര പ്രമാണങ്ങള്‍

  1. Riches of the Rainbow, Schaff F, Sky &Telescope; August 1992
  2. Unlocking the chemical secrets of the cosmos, Gingerich, Sky & Telescope; July 1981
  3. Universe, Kaufmann and Freedman, W H Freeman and Company, New York
  4. പ്രപഞ്ച രേഖ, പി. പരമേശ്വരന്‍, ശാസ്ത്ര സാഹിത്യ പരിഷത്ത് പ്രസിദ്ധീകരണം
  5. NASA website

Wednesday, November 01, 2006

വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളും ജ്യോതിശാസ്ത്രവും

നമ്മള്‍ ഇതുവരെയുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ നിരീക്ഷണ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിന്റെ (Observational Astronomy) ചില അടിസ്ഥാനപരമായ വിവരങ്ങളാണ് മനസ്സിലാക്കിയത്. ഇനി തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ നമ്മള്‍ ജ്യോതിര്‍ ഭൌതീകത്തിന്റെ (Astro Physics) അദ്ഭുത ലോകത്തേക്ക് കടക്കുകയാണ്. അതിനു ഒരു ആമുഖമായാണ് വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെകുറിച്ചുള്ള ഈ പോസ്റ്റ്.

ഇത് കുറച്ച് നീളം കൂടിയ പോസ്റ്റ് ആണ്. വളരെ അധികം വിഷയങ്ങള്‍ ഈ പോസ്റ്റില്‍ കൈകാര്യം ചെയ്യുന്നതിനാല്‍ ദയവ് ചെയ്ത് കുറച്ച് സമയം എടുത്ത് ശ്രദ്ധിച്ച് വായിക്കുക.

വലിയ സിദ്ധാന്തങ്ങളിലേക്കും വിശദീകരണങ്ങളിലേക്കും ഒന്നും പോകാതെ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ കുറിച്ചുള്ള ഒരു അടിസ്ഥാന ആമുഖമാണ് ഈ പോസ്റ്റ്. വിദ്യുത് കാന്തിക തരംഗങ്ങളുടെ വിശദീകരണങ്ങളിലേക്കും സിദ്ധാന്തത്തിന്റെ ഉള്ളറകളിലേക്കും ഒന്നും കടക്കാന്‍ ഈ പോസ്റ്റിലും ജ്യോതിശാസ്ത്രം ബ്ലോഗ്ഗിലും ഉദ്ദേശിക്കുന്നില്ല. അങ്ങനെ ചെയ്യാന്‍ നിന്നാല്‍ പ്രകാശത്തെ കുറിച്ചുള്ള വിവിധ സിദ്ധാന്തങ്ങളും സ്പെക്ട്രോസ്കോപ്പിയും, ക്വാണ്ടം മെക്കാനിക്സും (ക്വാണ്ടം മെക്കാനിക്സ് ചര്‍ച്ച ചെയ്താല്‍ ചിലര്‍ക്ക് അതിന്റെ ഒപ്പം അദ്വൈതത്തെ കുറിച്ചും ചര്‍ച്ച ചെയ്യണം) ഒക്കെ ചര്‍ച്ച ചെയ്ത് ഈ ജ്യോതിശാസ്ത്ര ബ്ലോഗ്ഗിന്റെ ഉദ്ദേശം തന്നെ നടക്കാതെ പോകും. വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണ രാജിയിലെ പ്രധാന തരംഗങ്ങള്‍ ഏതൊക്കെയാണെന്നും അതിനെ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തില്‍ എങ്ങനെ ഉപയോഗിക്കുന്നു എന്നും മാത്രമേ ഈ പോസ്റ്റില്‍ പറയുന്നുള്ളൂ. ഈ തരംഗങ്ങള്‍ ഓരോന്നും നമ്മള്‍ നിത്യ ജീവിതത്തില്‍ പലവിധത്തില്‍ പ്രയോജനപ്പെടുത്തുന്നുണ്ട്. പക്ഷെ അതൊന്നും ഇവിടെ പറയുന്നില്ല. ഖഗോള വസ്തുക്കളില്‍ നിന്നു വരുന്ന വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ ജ്യോതിശാസ്ത്ര പഠനത്തിനു എങ്ങനെ ഉപയോഗപ്പെടുത്തുന്നു എന്നതു മാത്രമാണ് ഈ പോസ്റ്റിന്റെ പ്രതിപാദ്യ വിഷയം. അതോടൊപ്പം ചില സുപ്രധാന ഭൌതീകവിജ്ഞാനകുറിപ്പുകളും അവിടവിടയെയായി പരിചയപ്പെടുത്തുന്നു.

വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണ രാജി

ഈ പ്രപഞ്ചത്തിലെ എല്ലാ വസ്തുക്കളും വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളായിട്ടാണ് ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തുവിടുന്നത്. കുറച്ചു സങ്കീര്‍ണ്ണമായ പ്രക്രിയയിലൂടെ അണുവിന്റേയും, ഇലക്ട്രോണുകളുടേയും മറ്റ് അണുകണികകളുടേയും ന്യൂക്ലിയര്‍ കണികകളുടേയും മറ്റും ചലനത്തിന്റെ പ്രതിഫലനമായാണ് വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ഉണ്ടാവുന്നത്. ഈ പ്രക്രിയയില്‍ ഉള്‍പ്പെടുന്ന ബലത്തിന്റെ തീവ്രത അനുസരിച്ച് വസ്തു പുറത്തുവിടുന്ന വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ഗാമാരശ്മികള്‍ തൊട്ട് റേഡിയോ തരംഗം വരെ ഏതുമാകാം. ഇങ്ങനെ ഗാമാരശ്മികള്‍ തൊട്ട് റേഡിയോ തരംഗം വരെയുള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ ഒന്നാകെ ചേര്‍ത്ത് നമ്മള്‍ വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണ രാജി എന്നു പറയുന്നു. ഇതിനെകുറിച്ച് നമ്മള്‍ ഹൈസ്കൂള്‍ ക്ലാസ്സുകളില്‍ പഠിച്ചിട്ടുണ്ടല്ലോ. വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണ രാജിയുടെ ഒരു ചിത്രം താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്നു.

വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണ രാജി

Image Courtsey: NASA image Gallery. Also took some images from the AstroPhysics articles by NASA. (http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html)

അനോന്യം ലംബമായി സ്പന്ദിക്കുന്ന വൈദ്യുതി ക്ഷേത്രവും കാന്തിക ക്ഷേത്രവും അടങ്ങിയതാണ് വിദ്യുത്കാന്തിക പ്രസരണം. അടുത്തുത്ത രണ്ട് crust-കളുടെ ഇടയിലുള്ള ദൂരത്തെയാണ് വിദ്യുത്കാന്തിക പ്രസരണത്തിന്റെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം (wave length) എന്ന് പറയുന്നത്. ഇതിനെ lambda (λ) എന്ന ഗ്രീക്ക് അക്ഷരം കൊണ്ടാണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. അതേ പോലെ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളുടെ ആവൃത്തി (frequency) എന്ന nu (ν) എന്ന ഗ്രീക്ക് അക്ഷരം കൊണ്ടാണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളുടെ ആവൃത്തിയേയും തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തേയും തമ്മില്‍ ബന്ധിപ്പിക്കുന്ന ഒരു ലളിതമായ സമവാക്യം ഉണ്ട്. അത് താഴെ കൊടുക്കുന്നു.

ν = c / λ

ν എന്നത് ആവൃത്തിയേയും(in Hz) , λ എന്നത് തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തേയും (in m), c എന്നത് പ്രകാശത്തിന്റെ വേഗതയേയും (3 X 108 m/s) കുറിക്കുന്നു.

താപനിലയും വിദ്യുത്കാന്തിക വികിരണങ്ങളും

ഒരു വസ്തു ചൂടുപിടിക്കുമ്പോള്‍ അത് ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തു വിടുന്നു. ഈ ഊര്‍ജ്ജം വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ആയി ആണ് വസ്തുവില്‍ നിന്ന് പുറപ്പെടുന്നത്. വസ്തു പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളുടെ ആവൃത്തി ആ വസ്തുവിന്റെ താപനിലയെ ആശ്രയിക്കുന്നു, കൂടുതല്‍ ചൂടുള്ള വസ്തു കൂടുതല്‍ ഊര്‍ജ്ജം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു. കൂടുതല്‍ ഊര്‍ജ്ജം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു എന്നു പറഞ്ഞാല്‍ തരംഗങ്ങളുടെ ആവൃത്തി കൂടി ഇരിക്കുന്നു എന്നത്ഥം.

ഒരു വസ്തുവിന്റെ താപനിലയും അത് പുറത്തു വിടുന്ന വികിരണങ്ങളേയും കുറച്ച് അറിയണം എങ്കില്‍ അദ്യം താപനില (temperature) എന്താണെന്ന് മനസ്സിലാക്കണം. ഒരു വസ്തുവിന്റെ താപനില ആ വസ്തുവിലെ മൊത്തം അണുക്കളുടെ ശരാശരി വേഗതയുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഒരു വസ്തുവിനു ചൂട് കൂടുതല്‍ ഉണ്ടെങ്കില്‍ അതിലെ അണുക്കള്‍ വേഗത്തില്‍ സഞ്ചരിക്കുന്നു. ആ വസ്തു തണുത്താണ് ഇരിക്കുന്നതെങ്കില്‍ (അല്ലെങ്കില്‍ ചൂട് കുറവാണെങ്കില്‍) അതിലെ അണുക്കള്‍ പതുക്കെ സഞ്ചരിക്കുന്നു. താപനിലയെകുറിച്ച് പറയുമ്പോള്‍ ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഉപയോഗിക്കുന്ന ഏകകം കെല്‍വിന്‍ (K) ആണ്. ഈ താപനില മാപനത്തില്‍ (temperature scale) പൂജ്യം കെല്‍വിനില്‍ നിന്ന് മേലോട്ടാണ് എണ്ണുന്നത്. ഒരു വസ്തുവിന് ചെന്നെത്താവുന്ന ഏറ്റവും കുറഞ്ഞ താപനില ആണ് 0 K. ഈ താപനില ഉള്ള വസ്തുവിലെ അണുക്കളുടെ ചലനം ഏറ്റവും കുറവായിരിക്കും.

താപനില അളക്കാന്‍ ഉപയോഗിക്കുന്ന വേറെ രണ്ട് ഏകകങ്ങള്‍ ആണ് ഡിഗ്രി സെല്‍ഷ്യസും , ഡിഗ്രി ഫാരന്‍ഹീറ്റും. സാധാരണ അന്തരീക്ഷ താപ നിലയെ കുറിച്ചൊക്കെ പറയുമ്പോള്‍ ഡിഗ്രി സെല്‍ഷ്യസ് ( °C എന്ന ചിഹ്നം കൊണ്ട് സൂചിപ്പിക്കുന്നു) ആണ് ഉപയോഗിക്കുന്നത് (കേരളത്തിലെ ഏറ്റവും കൂടിയ ചൂട് 39 ഡിഗ്രി സെല്‍ഷ്യസ് പുനലൂരില്‍ രേഖപ്പെടുത്തി എന്നൊക്കെ വാര്‍ത്ത വായിക്കുന്നത് കേട്ടിട്ടില്ലേ). അതേ പോലെ നമ്മുടെ ശരീരത്തിന്റെ താപനില ഒക്കെ പറയുമ്പോള്‍ ഡിഗ്രി ഫാരന്‍ഹീറ്റ് ( °F എന്ന ചിഹ്നം കൊണ്ട് സൂചിപ്പിക്കുന്നു.) ആണ് ഉപയോഗിക്കുക. (ഡോക്ടര്‍ പരിശോധിച്ചിട്ട് 102 ഡിഗ്രി പനിയുണ്ടായിരുന്നു എന്ന് ആരെങ്കിലും ആശുപത്രിയില്‍ ഒക്കെ പോയി വന്നാല്‍ പറയുന്നത് കേട്ടിട്ടില്ലേ). ശരിക്കും ഇതിനെ 102 ഡിഗ്രി ഫാരന്‍ഹീറ്റ് എന്നു തന്നെ പറയണം. ഇതു തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസം അറിയാത്തതു കൊണ്ടാണ് പലരും ആശുപത്രിയില്‍ ഒക്കെ പോയി വന്നീട്ട് 102 ഡിഗ്രി സെല്‍ഷ്യസ് ആയിരുന്നു എന്നൊക്കെ പറയുന്നത് ആന മണ്ടത്തരം ആണെന്ന് പറയുന്നത്.

ഈ മൂന്നു താപനില മാപനങ്ങളുടേയും വിശദീകരണത്തിലേക്കൊന്നും പോകാന്‍ ഈ പോസ്റ്റില്‍ ഉദ്ദേശിക്കുന്നില്ല. പക്ഷെ ഡിഗ്രി ഫാരന്‍ഹീറ്റിലുള്ള താപനില അറിഞ്ഞാല്‍ അത് ഡിഗ്രി സെല്‍ഷ്യസിലേക്കു മാറ്റാനും, ഡിഗ്രി സെല്‍ഷ്യസിലുള്ള താപനില അറിഞ്ഞാല്‍ അത് ഡിഗ്രി ഫാരന്‍ഹീറ്റിലേക്ക് മാറ്റാനും നിങ്ങളെ സഹായിക്കുന്ന രണ്ട് സമവാക്യങ്ങള്‍ താഴെ കൊടുക്കുന്നു.

TF = (9/5) TC + 32

TC = (5/9) (TF - 32)

ഇവിടെ TF എന്നത് ഫാരന്‍ഹീറ്റിലുള്ള താപനിലയും TC എന്നത് ഡിഗ്രി സെല്‍ഷ്യസിലുള്ള താപനിലയും ആണ്.

ഡിഗ്രി സെല്‍ഷ്യസിലുള്ള താപനില കെല്‍വിനിലേക്ക് മാറ്റാന്‍ വളരെ എളുപ്പമാണ്. ഡിഗ്രി സെല്‍ഷ്യസിലുള്ള താപനിലയോട് 273 കൂട്ടിയാല്‍ കെല്‍വിനിലുള്ള താപനില കിട്ടും. അതേപോലെ കെല്‍വിനിലുള്ള താപനിലയില്‍ നിന്ന് 273 കുറച്ചാല്‍ ഡിഗ്രി സെല്‍ഷ്യസിലുള്ള താപനില കിട്ടും.

താപനിലയുടെ SI Unit കെല്‍വിനാണ്. അതിനാല്‍ എല്ലാ ശാസ്ത്രീയമായ കണക്കുക്കൂട്ടലുകള്‍ക്കും കെല്‍വിനാണ് ഉപയോഗിക്കുന്നതും. ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലും എല്ലാ കണക്കുകളിലും കെല്‍വിനാണ് ഉപയോഗിക്കുന്നത്.

Blackbody ആരേഖം

താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്ന ആരേഖത്തില്‍ വിവിധ താപനിലകളില്‍ ഉള്ള Blackbodyയില്‍ നിന്നു വരുന്ന വിദ്യുത്കാന്തിക വികിരണത്തിന്റെ ഉച്ചതയെ വ്യക്തമാക്കുന്ന വക്രരേഖകള്‍ കാണൂ. അതിന്റെ താപനിലയുമായി എങ്ങനെ ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു എന്നു കാണിക്കുന്നു. (Blackbody എന്താണെന്ന് അറിയാന്‍ വിക്കിയിലെ ഈ ലേഖനം വായിക്കൂ. ഇടയ്ക്ക് ഇങ്ങനുള്ള ചില നിര്‍വചനങ്ങള്‍ ഇനി മുതല്‍ വിക്കിയിലേക്ക് ലിങ്ക് കൊടുക്കുന്നതായിരിക്കും. ഒരോ ഭൌതീക നിര്‍വചനങ്ങളും വിശദീകരിക്കാന്‍ നിന്നാല്‍ നമ്മുടെ പോസ്റ്റ് മുന്നോട്ട് നീങ്ങില്ല.)

Blackbody ആരേഖം

Image Courtsey: NASA image Gallery. Also took some images from the AstroPhysics articles by NASA. (http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html)

ഈ ആരേഖത്തിലെ ഓരോ വക്രരേഖയും ഒരു പ്രത്യേക താപനിലയില്‍ (ഇവിടെ 3000 K മുതല്‍ 7000K വരെ) Blackbody പുറത്തുവിടുന്ന വികിരണത്തിന്റെ തീവ്രത വ്യക്തമാക്കുന്നു. മറ്റൊരു വിധത്തില്‍ പറഞ്ഞാല്‍ ഈ വക്രരേഖ (ഇംഗ്ലീഷില്‍ ഈ വക്രരേഖയ്ക്ക് Blackbody curve എന്നാണ് പറയുന്നത്) ഒരു പ്രത്യേക താപനില ഉള്ള ഒരു വസ്തുവിന്റെ വര്‍ണ്ണരാജി എപ്രകാരം ഉള്ളതായിരിക്കും എന്നു പറഞ്ഞുതരുന്നു. ഏതു താപനിലയിലും ഒരു ചൂടുള്ള വസ്തു എല്ലാ തര വികിരണങ്ങളേയും പുറപ്പെടുവിക്കും. എന്നാല്‍ ഒരു പ്രത്യേക തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തില്‍ വികിരണം ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ (wave length of maximum emission) ആയിരിക്കും. അതേപോലെ ഈ വക്രരേഖ വിടവുകള്‍ ഒന്നുമില്ലാതെ, സുഗമമായ ഒരു തുടര്‍ച്ചയായ രേഖ ആയിരിക്കും.

പക്ഷെ ഈ രേഖയുടെ രൂപം വസ്തുവിന്റെ താപനില അനുസരിച്ച് മാറും. ഒരു താഴ്ന്ന താപനില (ഉദാ: 3000 K) ഉള്ള വസ്തുവിന്റെ Blackbody curve-ഉം താഴ്ന്നതായിരിക്കും. ഇത് ആ വസ്തുവില്‍ നിന്നു വരുന്ന താരതമ്യേന തീവ്രത കുറഞ്ഞ വികിരണങ്ങളെ ആണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. ഏത് ഭാഗത്താണോ ഈ വക്ര രേഖ ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ ഉയര്‍ന്നിരിക്കുന്നത് ആ തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള വികിരണങ്ങളായിരിക്കും ഒരു വസ്തുവില്‍ നിന്നു ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ വരിക. താപനില ഉയരുംതോറും ഈ രേഖയും ഉയരും. അതായത് വികിരണത്തിന്റെ തോത് തീവ്രത കുറഞ്ഞ തരംഗദൈര്‍ഘ്യമുള്ള ഭാഗത്തേക്ക് മാറുന്നു.

Wein's law

ഇത്രയും മനസ്സിലാക്കി കഴിഞ്ഞാല്‍ ഇനി നിങ്ങള്‍ അറിഞ്ഞിരിക്കേണ്ട ഒരു പ്രധാനപ്പെട്ട ഒരു നിയമമാണ് Wein's law. ഈ നിയമത്തിന്റെ സമവാക്യം താഴെ കൊടുക്കുന്നു.

λmax=0.0029/T

ഈ നിയമം ഒരു വസ്തുവിന്റെ താപനിലയും ആ വസ്തു ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗത്തിന്റെ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യവും തമ്മില്‍ ബന്ധിപ്പിക്കുന്നു. അതായത് ഒരു വസ്തുവിന്റെ താപനില അറിഞ്ഞാല്‍ നമുക്ക് അത് പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗത്തിന്റെ ഉച്ചത (wave length of maximum emission), വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണരാജിയുടെ ഏത് ഭാഗത്താണെന്ന് അറിയാം. ഉദാഹരണത്തിനു ഈ സമവാക്യം ഉപയോഗിച്ച് നമ്മള്‍ 3000 K, 6000 K, 12,000 K എന്നിങ്ങനെ വിവിധ താപനിലയുള്ള മൂന്നു വസ്തുക്കളുടെ വികിരണത്തിന്റെ തീവ്രതയുടെ ഉച്ചത കണ്ടാല്‍ അത് യഥാക്രമം 9600 X 10-10m, 4800 X 10-10m, 2400 X 10-10m ആണ് എന്നു കാണാം. ഈ മൂന്നു തരംഗങ്ങളും വര്‍ണ്ണരാജിയുടെ വിവിധ ഭാഗത്ത് കിടക്കുന്നതായി കാണാം. 9600 X 10-10m എന്നത് വര്‍ണ്ണ രാജിയുടെ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് ഭാഗത്തും, 4800 X 10-10m എന്നത് ദൃശ്യപ്രകാശ ഭാഗത്തും 2400 X 10-10m എന്നത് അള്‍ട്രാവയലറ്റ് ഭാഗത്തും ആണ് കിടക്കുന്നത്. Wein's law വളരെ പ്രധാനപ്പെട്ട ഒന്നാണ് ഇത് ഉപയോഗിച്ചാണ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉപരിതല താപനില കണ്ടു പിടിക്കുന്നത്.

ഇനി ഇതിന്റെ ഭൌതീക പ്രത്യേകത മനസ്സിലാക്കാന്‍ ഒരു ഉദാഹരണം കൊടുക്കട്ടെ. ഒരു വെല്‍ഡര്‍ ഒരു ഇരുമ്പ് കഷ്ണം എടുത്ത് ചൂടാക്കുന്നു എന്നു വയ്ക്കുക. ചൂടുകൂടും തോറും ഇരുമ്പിന്റെ നിറം കടും ചുവപ്പാകുന്നു. പിന്നേയും ചൂടാക്കികൊണ്ടിരുന്നാല്‍ ആദ്യം ഒരു ചുവപ്പ് കലര്‍ന്ന ഓറഞ്ച് നിറവും പിന്നീട് മഞ്ഞ കലര്‍ന്ന വെള്ള നിറവും ആകുന്നു. പിന്നേയും‍ ഇരുമ്പ് കഷ്ണം ഉരുകിവീഴാതെ ചൂടാക്കാന്‍ കഴിയുന്നു എങ്കില്‍ അതിന്റെ നിറം നീലകലര്‍ന്ന വെള്ള നിറവും ആകുന്നു. താഴെയുള്ള ചിത്രം കാണൂ.

ചൂട് കൂടുമ്പോള്‍ ഇരുമ്പ് പുറത്ത് വിടുന്ന തരംഗങ്ങളുടെ വ്യത്യാസം

Image Courtsey: NASA image Gallery. Also took some images from the AstroPhysics articles by NASA. (http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html)

ഈ ഉദാഹരണത്തില്‍ നിന്നു, ഒരു വസ്തു പുറത്തുവിടുന്ന ഊര്‍ജ്ജവും ആ ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തുവരുന്ന വൈദ്യുതികാന്തിക പ്രസരണവും വസ്തുവിന്റെ താപനില അനുസരിച്ച് ഇരിക്കുന്നു എന്നു മനസ്സിലാക്കാം. താപനില കൂടുതല്‍ ഉള്ള വസ്തു കൂടുതല്‍ ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തു വിടുന്നു. അതിനാല്‍ ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തുവരുന്നത് തരംഗദൈര്‍ഘ്യം കുറഞ്ഞ (അല്ലെങ്കില്‍ ആവൃത്തി കൂടിയ) വൈദ്യുതികാന്തിക തരംഗങ്ങളായിട്ടായിരിക്കും. അതേപോലെ താപനില കുറഞ്ഞ വസ്തു കുറച്ച് ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തു വിടുന്നു. ഈ ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തുവരുന്നത് തരംഗദൈര്‍ഘ്യം കൂടിയ (അല്ലെങ്കില്‍ ആവൃത്തി കുറഞ്ഞ) വൈദ്യുതികാന്തിക തരംഗങ്ങളായിട്ടായിരിക്കും.

അപ്പോള്‍ ഇത്രയും കാര്യങ്ങള്‍ പറഞ്ഞത് ഒരു ഖഗോള വസ്തു വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണ രാജിയിലെ വളരെ ചെറിയ ഒരു ഭാഗം മാത്രമായ ദൃശ്യ പ്രകാശം മാത്രമായല്ല ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തുവിടുന്നത് എന്നു കാണിക്കാനാണ്. ആ വസ്തുവിന്റെ താപനില അനുസരിച്ച് വികിരണത്തിന്റെ ഉച്ചത വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണ രാജിയിലെ ഏതു വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗവുമാകാം.

ഭൌമാന്തരീക്ഷവും വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളും

പക്ഷെ ഭൂമിയില്‍ നിന്നുള്ള ജ്യോതിശാസ്ത്ര നിരീക്ഷണത്തിന്റെ ഒരു പ്രശ്നം ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷം മിക്കവാറും എല്ലാ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളേയും തടയും എന്നതാണ്. സത്യത്തില്‍ ഇതു ഭൂമിയിലെ നമ്മുടെ നിലനിപ്പിനു അത്യാവശ്യമാണ്. അങ്ങനെയല്ലായിരുന്നു എങ്കില്‍ ഇന്നു ഭൂമിയില്‍ ജീവന്റെ ഒരു കണിക പോലും ഉണ്ടാകുമായിരുന്നില്ല. ഇങ്ങനെ അന്തരീക്ഷം വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ തടയുന്നതു മൂലം അതിനെ മറികടന്ന് ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തില്‍ എത്താന്‍ കഴിവുള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ദൃശ്യ പ്രകാശ തരംഗങ്ങളും റേഡിയോ തരംഗങ്ങളും മാത്രമാണ്. ബാക്കി എല്ലാ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെയും അന്തരീക്ഷം തടയും. ഏതൊക്കെ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ അന്തരീക്ഷത്തെ കടന്ന് ഭൂമിയിലെത്തും ഏതൊക്കെ തടയപ്പെടും എന്നു വ്യക്തമാക്കുന്ന ഒരു ചിത്രം ഇതാ.

ഭൌമാന്തരീക്ഷവും വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളും

Image Courtsey: NASA image Gallery. Also took some images from the AstroPhysics articles by NASA. (http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html)

വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളുടെ വിഭജനം

ഇനി നമ്മള്‍ക്ക് വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ എല്ലാം ഒന്നു പരിചയപ്പെടാം. വിദ്യുത് കാന്തിക തരംഗങ്ങളുടെ ഈ വിഭജനം വളരെ കൃത്യമായ അതിര്‍വരമ്പുകള്‍ നിര്‍വചിച്ചുകൊണ്ടുള്ളതല്ല. വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ കുറച്ച് പറയുമ്പോള്‍ അവയുടെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യംവും ആവൃത്തിയും ഫോട്ടോണിന്റെ ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ അളവും ഒക്കെ മാറി മാറി ഉപയോഗിക്കും. സാധാരണ റേഡിയോ തരംഗങ്ങളെ കുറിച്ച് ഒക്കെ പറയുമ്പോള്‍ ആവൃത്തിയും (ആകാശ വാണി തൃശൂര്‍, 630 kHz എന്നൊക്കെ പറയാറില്ലേ) എക്സ്-റേ തരംഗങ്ങളെക്കുറിച്ചും ഗാമാ തരംഗങ്ങളെക്കുറിച്ചും പറയുമ്പോള്‍ അവയുടെ ഫോട്ടോണിന്റെ ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ അളവോ തരംഗദൈര്‍ഘ്യൈമോ ഒക്കെ ആണ് സാധാരണ ഉപയോഗിക്കുക. ചിലപ്പോള്‍ ഇതൊക്കെ ഇടകലര്‍ത്തിയും ഉപയോഗിക്കാറുണ്ട്.

റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ ‍

മനുഷ്യനേത്രത്തിനു കാണാനാകാത്ത വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളില്‍ മനുഷ്യന്‍ ആദ്യം ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലെ പഠനങ്ങള്‍ക്ക് ഉപയോഗിച്ചത് റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ ആണ്. ഏതാണ്ട് 10-3 മീറ്ററില്‍ കൂടുതല്‍ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം ഉള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളാണ് റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ എന്നു വിളിക്കുന്നത്‍. വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണരാജിയില്‍ ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ തരംഗദൈര്‍ഘ്യൈം ഉള്ളതും ഇതിനാണ്.

ബെല്‍ ലബോറട്ടറിയില്‍ ജോലി ചെയ്തിരുന്ന അമേരിക്കന്‍ എഞ്ചിനീയറായ കാള്‍ ജി ജാന്‍സ്കി ആണ് ബഹിരാകാശത്തു നിന്നുള്ള റേഡിയോ തരംഗങ്ങളെ തികച്ചും യാദൃശ്ചികമായി ആദ്യം കണ്ടെത്തിയത്. അറ്റ്ലാന്റിക്കിനു കുറുകേ പുതുതായി സ്ഥാപിച്ച റേഡിയോ ലിങ്കില്‍ ഉണ്ടാകുന്ന disturbance നെ കുറിച്ചു പഠിക്കുകയായിരുന്നു അദ്ദേഹം. ധനു രാശി ആകാശത്തിന്റെ ഉച്ചിയില്‍ എത്തുന്ന സമയത്ത് ഈ disturbance ഏറ്റവും അധികം ആണെന്നു അദ്ദേഹം കണ്ടു. (നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ കേന്ദ്രം ധനു രാശിയില്‍ ആണ്.) ബഹിരാകാശത്തു നിന്നുള്ള റേഡിയോ തരംഗങ്ങളാണ് തന്റെ ശ്രദ്ധയില്‍ പെട്ടതെന്ന് അദ്ദേഹത്തിനു ബോധ്യപ്പെട്ടു. അവിടെ റേഡിയോ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിനു തുടക്കം കുറിച്ചു. നമുക്ക് ഇന്നു ആകാശഗംഗയെ കുറിച്ചുള്ള മിക്കവാറും എല്ലാ വിവരങ്ങളും റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ പഠിച്ചതു വഴി ലഭിച്ചതാണ്. ഉദാഹരണത്തിനു താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്ന ചിത്രം നോക്കു. ഇതില്‍ ആദ്യത്തെത് ശനിയുടെ ദൃശ്യ പ്രകാശ കാഴ്ച ആണ്. രണ്ടാമത്തേതു റേഡിയോ തരംഗ കാഴ്ചയും.

ശനി ദൃശ്യപ്രകാശത്തിലും റേഡിയോ തരംഗത്തിലും

Image Courtsey: NASA image Gallery. Also took some images from the AstroPhysics articles by NASA. (http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html)

ഇപ്പോള്‍ നിങ്ങള്‍ക്ക് തോന്നാവുന്ന ന്യായമായ ഒരു സംശയം ഉണ്ട്. ദൃശ്യ പ്രകാശ തരംഗം ഒഴിച്ച് മറ്റുള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ഒന്നും മനുഷ്യനു കാണാന്‍ പറ്റില്ല അപ്പോള്‍ പിന്നെ എങ്ങനെയാണ് റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ (അല്ലെങ്കില്‍ മറ്റ് ദൃശ്യപ്രകാശേതര വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍) ഇതേ പോലെ നമുക്ക് കാണാന്‍ പറ്റുന്ന വിധത്തിലാക്കുന്നത് എന്ന്. ഇതിനു ഉപയോഗിക്കുന്ന സംവിധാനത്തിനു false-color technique എന്നാണ് പറയുന്നത്. ഈ ചിത്രത്തില്‍ ഏറ്റവും തീവ്രത ഉള്ള റേഡിയോ തരംഗത്തിനു ചുവപ്പ് നിറം കൊടുത്തിരിക്കുന്നു. തീവ്രത ഏറ്റവും കുറഞ്ഞ റേഡിയോ തരംഗത്തിനു നീല നിറവും. ഇതിന്റെ ഇടയ്ക്ക് തീവ്രത ഉള്ള തരംഗങ്ങള്‍ക്ക് അതിന്റെ തീവ്രത അനുസരിച്ച് ചുവപ്പിന്റേയും നീലയുടേയും ഇടയ്ക്കുള്ള നിറങ്ങളും കൊടുത്തിരിക്കുന്നു. ഇതേ പോലെ ആണ് മറ്റുള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളേയും നമ്മുടെ കണ്ണുകള്‍ക്ക് കാണാന്‍ പറ്റുന്ന വിധത്തിലേക്ക് മാറ്റുന്നത്.

മൈക്രോവേവ് തരംഗങ്ങള്‍

1 മില്ലി മീറ്റര്‍ മുതല്‍ 10 സെന്റി മീറ്റര്‍ വരെ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം ഉള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ ആണ് മൈക്രോവേവ് തരംഗങ്ങള്‍ എന്നു പറയുന്നത്. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഉല്പത്തിയെ കുറിച്ചൊക്കെ വിവരം തരുന്ന cosmic microwave background radiation ഈ തരംഗത്തിലാണ് വരുന്നത്. Cosmic microwave background radiation നെ കുറിച്ച് പിന്നീട് ആദിമ പ്രപഞ്ചത്തെകുറിച്ച് പഠിക്കുമ്പോള്‍ വിശദീകരിക്കാം. ഇപ്പോള്‍ അതിന്റെ ഒരു മൈക്രോവേവ് തരംഗത്തിലുള്ള ചിത്രം താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്നത് നോക്കൂ.

cosmic microwave background radiation

Image Courtsey: NASA image Gallery. Also took some images from the AstroPhysics articles by NASA. (http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html)

ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗങ്ങള്‍

ദൃശ്യ പ്രകാശ തരംഗങ്ങളേക്കാല്‍ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം കൂടുതല്‍ ഉള്ളതും എന്നാല്‍ മൈക്രോ തരംഗങ്ങളേക്കാള്‍ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം കുറവും ഉള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ ആണ് ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗങ്ങള്‍ എന്നു പറയുന്നത്. 1 മില്ലി മീറ്റര്‍ മുതല്‍ 7 x 10-7 മീറ്റര്‍ വരെ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം ഉള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ആണ് ഈ വിഭാഗത്തില്‍ പെടുന്നത്. അന്തരീക്ഷത്തിലെ നീരാവി ഈ തരംഗങ്ങളെ മിക്കവാറും ആഗിരണം ചെയ്യും. അതിനാല്‍ തന്നെ ഭൂമിയില്‍ നിന്നു ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗങ്ങളെ നിരീക്ഷിക്കുവാന്‍ സാധ്യമല്ല. അന്തരീക്ഷത്തിലെ നീരാവി ഒക്കെ ഒഴിവാക്കി ഈ തരംഗങ്ങളെ നിരീക്ഷിക്കുവാനുള്ള ഏറ്റവും എളുപ്പമുള്ള മാര്‍ഗ്ഗം ഭൂമിയെ ചുറ്റിയുള്ള ഒരു ഭ്രമണപഥത്തില്‍ ഒരു ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് ടെലിസ്കോപ്പ് വയ്ക്കുക എന്നതാണ്. 1983-ല്‍ നാസ ചെയ്തതും അതു തന്നെയാണ്. ആ വര്‍ഷം നാസ Infrared Astronomical Satellite (IRAS) എന്ന ഒരു ബഹിരാകാശ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് ടെലിസ്കോപ്പ് ഭൂമിയില്‍ നിന്നു 900 കിമി ഉയരത്തിലുള്ള ഒരു ഭ്രമണ പഥത്തില്‍ ഇട്ടു. ഏതാണ്ട് പത്തു മാസം നീണ്ട നിരീക്ഷണത്തില്‍ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള അനേകം ചിത്രങ്ങള്‍ IRAS ഭൂമിയേക്ക് അയച്ചു. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ആദ്യമായി സൌരയൂഥത്തിലെ പൊടിപടലങ്ങളും സമീപ നക്ഷത്രങ്ങളെ ചുറ്റിയുള്ള പൊടിപടലങ്ങളുടെ വലയത്തേയും കണ്ടു. ഈ പൊടിപടലങ്ങളുടെ താപനില വളരെ കുറവായതിനാല്‍ ദൃശ്യ പ്രകാശ തരംഗങ്ങള്‍ ഇതില്‍ നിന്നും വികിരണം ചെയ്യുന്നുണ്ടായിരുന്നില്ല. അതിനാല്‍ തന്നെ ദൃശ്യ പ്രകാശ ദൂരദര്‍ശിനികള്‍ക്ക് ഇവയെ കണ്ടെത്താന്‍ കഴിയുമായിരുന്നില്ല. വിദൂര ഗാലക്സികള്‍ പുറത്തു വിടുന്ന ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗങ്ങളേയും ഈ ദൂരദര്‍ശിനി നമുക്ക് കാണിച്ചു തന്നു. താഴെയുള്ള ചിത്രം ശ്രദ്ധിക്കൂ.

ഓറിയോണ്‍ നെബുല

Image Courtsey: NASA image Gallery. Also took some images from the AstroPhysics articles by NASA. (http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html)

ഇത് ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗത്തിലുള്ള നമുക്ക് പരിചിതമായ ഓറിയോണ്‍ നെബുലയുടെ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് ചിത്രം ആണ്. ഈ ചിത്രത്തില്‍ മേഘപടലങ്ങളില്‍ നിന്നും ധൂളീ പടലങ്ങളില്‍ നിന്നും (ഇതില്‍ നിന്നാണ് പുതുനക്ഷത്രങ്ങള്‍ പിറക്കുന്നത്) വരുന്ന വികിരണങ്ങള്‍ നമുക്ക് വ്യക്തമായി കാണാം. (ഈ ചിത്രവും false-color technique ഉപയോഗിച്ചാണ് നമുക്ക് കാണാന്‍ പറ്റുന്ന വിധത്തിലാക്കിയത്). ഒരു ദൃശതരംഗദൂരദര്‍ശിനി കൊണ്ടൊന്നും ഇത് ഒരിക്കലും കാണാന്‍ പറ്റില്ല.

ദൃശ്യ പ്രകാശ തരംഗങ്ങള്‍

7 x 10-7 മീറ്റര്‍ മുതല്‍ 4 x 10-7 മീറ്റര്‍ വരെ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം ഉള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ആണ് ഈ വിഭാഗത്തില്‍ പെടുന്നത്. നമ്മളെ സംബന്ധിച്ചിടത്തോളം ഇതാണ് ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട വിദ്യുത് കാന്തിക തരംഗം. വിദ്യുത് കാന്തിക വര്‍ണ്ണ രാജിയിലെ വളരെ ഒരു ചെറിയ വിഭാഗം മാത്രമേ ദൃശ്യ പ്രകാശം ഉള്ളൂ എങ്കിലും നമ്മള്‍ ഇത് ഉപയോഗിച്ചാണ് ബാക്കി എല്ലാത്തിനേയും പഠിക്കുന്നത്. താഴെയുള്ള ചിത്രം ശ്രദ്ധിക്കൂ.

ദൃശ്യപ്രകാശ വര്‍ണ്ണ രാജി

Image Courtsey: NASA image Gallery. Also took some images from the AstroPhysics articles by NASA. (http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html)

ഈ ചിത്രത്തില്‍ വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണരാജിയിലെ ദൃശ്യ പ്രകാശ ഭാഗത്തിലെ ഓരോ തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലും ഉള്ള തരംഗങ്ങള്‍ക്കും ഉള്ള പേര്‍ കൊടുത്തിരിക്കുന്നു. റേഡിയോ തരംഗം ജ്യോതിശാസ്ത്രപഠനത്തിനു ഉപയോഗിക്കുന്നതിനു മുന്‍പ് അത് വരെ നമ്മള്‍ പ്രപഞ്ചത്തെകുറിച്ച് നേടിയ അറിവ് എല്ലാം ദൃശ്യ പ്രകാശ തരംഗങ്ങള്‍ ഉപയോഗിച്ചാണ്.

മനുഷ്യ നേത്രം അതില്‍ തന്നെ ഒരു അസാമാന്യ യന്ത്രം ആണെങ്കിലും ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിന്റെ അനന്തമായ സാധ്യതകളെ തിരയുവാന്‍ അത് അപര്യാപ്തമാണ്. ഗ്രഹങ്ങളും നക്ഷത്രങ്ങളും ഒക്കെ മനുഷ്യ നേത്രത്തിനു ചെന്നു എത്താവുന്നതിലും അകലങ്ങളില്‍ ഇരുന്നു മനുഷ്യനില്‍ നിന്നു അതിന്റെ യഥാര്‍ത്ഥ രൂപവും സ്വരൂപവും മറച്ചു പിടിക്കുന്നു. ഏതാണ്ട് പതിനഞ്ചാം നൂറ്റാണ്ടു വരെ നഗ്ന നേത്രം മാത്രമേ മനുഷ്യനെ ആകാശ നിരീക്ഷണത്തിനു സഹായിയായി ഉണ്ടായിരുന്നുള്ളൂ. അതിനു ശേഷം മനുഷ്യനെ ആകാശ നിരീക്ഷണത്തിനു സഹായിക്കാന്‍ പല ഉപാധികളും എത്തി. അങ്ങനെ മനുഷ്യനെ സഹായിച്ച ഒരു പ്രധാന ഉപാധി ആയിരുന്നു ദൂരദര്‍ശിനി. 1609-ല്‍ ഗലീലിയോ ഗലീലി ആണ് ദൂരദര്‍ശിനി കണ്ടെത്തിയത്. വിവിധ തരത്തിലും വലിപ്പത്തിലും ഉള്ള ദൃശ്യ പ്രകാശ ദൂരദര്‍ശിനികള്‍ (optical telescopes) അതിനു ശേഷം നമ്മെ ആകാശനിരീക്ഷണത്തിനു സഹായിക്കാനെത്തി. പക്ഷെ കാലം പുരോഗമിച്ചതോടെ ഭൂമിയില്‍ നിന്നുള്ള നിരീക്ഷണത്തിന്റെ പരിമിതികള്‍ മനുഷ്യന്‍ മനസ്സിലാക്കി. അങ്ങനെ അവന്‍ ദൃശ്യ പ്രകാശ ദൂരദര്‍ശിനികള്‍ അന്തരീക്ഷത്തിനു പുറത്ത് സ്ഥാപിച്ചും ആകാശ നിരീക്ഷണം നടത്തി. ഇതോടപ്പമുള്ള ചിത്രത്തില്‍ പ്ലൂട്ടോയെ ഭൂമിയില്‍ നിന്ന് നിരീക്ഷിച്ചപ്പോള്‍ എടുത്ത ചിത്രവും ഹബ്ബിള്‍ ബഹിരാകാശ ദൂരദര്‍ശിനി ഉപയോഗിച്ച് എടുത്ത ചിത്രവും കൊടുത്തിരിക്കുന്നു. ഈ ചിത്രം എടുത്തതിനു ശേഷമാണ് ഷാരോണിനെ കുറിച്ച് കൂടുതല്‍ മനസ്സിലാക്കാന്‍ നമുക്ക് കഴിഞ്ഞത്.

പ്ലൂട്ടോ ഭൂമിയില്‍ നിന്നും ബഹിരാകാശത്തുനിന്നും

Image Courtsey: NASA image Gallery. Also took some images from the AstroPhysics articles by NASA. (http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html)

അള്‍ട്രാ വയലെറ്റ് തരംഗങ്ങള്‍

ദൃശ്യ പ്രകാശ തരംഗങ്ങളേക്കാല്‍ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം കുറഞ്ഞതും എന്നാല്‍ എക്സ് റേ തരംഗങ്ങളേക്കാള്‍ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം കൂടുതലും ആയ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ ആണ് അള്‍ട്രാ വയലെറ്റ് തരംഗങ്ങള്‍ എന്നു പറയുന്നത്. 4 x 10-7 മീറ്റര്‍ മുതല്‍ 10-9 മീറ്റര്‍ വരെ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം ഉള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ആണ് ഈ വിഭാഗത്തില്‍ പെടുന്നത്. ഈ തരംഗങ്ങളിലെ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം കൂടിയ തരംഗങ്ങള്‍ ഭൂമിയിലെത്തും. അതിനു near-ultra violet വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ എന്നാണ് പറയുന്നത്. ഈ തരംഗങ്ങളെ ഭൂമിയില്‍ നിന്നു തന്നെ ഒരു അള്‍ട്രാ വയലറ്റ് ദൂരദര്‍ശിനി ഉപയോഗിച്ച് നിരീക്ഷിക്കാം. പക്ഷെ ദൂരദര്‍ശിനിയില്‍ ഗ്ലാസ്സ് ലെന്‍സ് ഉപയോഗിക്കാന്‍ പറ്റില്ല. കാരണം ഗ്ലാസ്സ് അള്‍ട്രാ വയലെറ്റ് തരംഗങ്ങളെ തടയും. അതിനാല്‍ ക്വാര്‍ട്ട്സ് പോലെ അള്‍ട്രാ വയലെറ്റ് തരംഗങ്ങളെ ആഗിരണം ചെയ്യാത്ത എന്തെങ്കിലും വേണം ഇത്തരം ദൂരദര്‍ശിനികളില്‍ ഉപയോഗിക്കാന്‍.

പക്ഷെ ഈ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളിലെ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം കുറഞ്ഞ വിഭാഗമായ far-ultra violet തരംഗങ്ങള്‍ ഭൂമിയിലേക്ക് എത്തില്ല. അപ്പോള്‍ പിന്നെ ഭൂമിയുടെ പുറത്തു നിന്നു അതിനെ നിരീക്ഷിക്കുകയേ വഴിയുള്ളൂ. അങ്ങനുള്ള ആദ്യത്തെ ദൂരദര്‍ശിനി നാസ 1978-ല്‍ വിക്ഷേപിച്ചു. International Ultraviolet Explorer എന്നായിരുന്നു ഇതിന്റെ പേര്. 1996- വരെ അത് ഭൂമിയിലേക്ക് ചിത്രങ്ങള്‍ അയച്ചു കൊണ്ടിരുന്നു. താഴെയുള്ള ചിത്രം നോക്കൂ. ഇത് ചന്ദ്രനില്‍ നിന്ന് എടുത്ത ഭൂമിയുടെ ഒരു അള്‍ട്രാ വയലെറ്റ് ചിത്രമാണ്. (ഇതിനെ കുറിച്ച് നമ്മള്‍ തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ കൂടുതല്‍ പഠിക്കും) Credit: NASA, Apollo 16, George Carruthers (NRL) and the Far UV Camera Team

ഭൂമി അള്‍ട്രാവയലറ്റ് തരംഗത്തില്‍

Image Courtsey: NASA image Gallery. Also took some images from the AstroPhysics articles by NASA. (http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html)

എക്സ് റേ തരംഗങ്ങള്‍

10 -9 മീറ്റര്‍ മുതല്‍ 10-11 മീറ്റര്‍ വരെ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം ഉള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ആണ് ഈ വിഭാഗത്തില്‍ പെടുന്നത്. ഈ കിരണങ്ങള്‍ക്കും അന്തരീക്ഷത്തെ മറികടന്ന് ഭൂമിയിലേക്ക് എത്താനാവില്ല. താപനില 106 K ഒക്കെയുള്ള വാതകങ്ങള്‍ ആണ് എക്സ് റേ തരംഗങ്ങള്‍ വികിരണം ചെയ്യുന്നത്. അതിനാല്‍ തന്നെ പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഊര്‍ജ്ജപൂരിതമായ മേഖലകളെ കുറിച്ച് പഠിക്കാനാണ് എക്സ് റേ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള വിദ്യുത് കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ഉപയോഗപ്പെടുക. ഇതോടൊപ്പമുള്ള ചിത്രത്തില്‍ സൂര്യന്റെ ഒരു എക്സ്-റേ തരംഗ ചിത്രം കൊടുക്കുന്നു. ഇതില്‍ സൂര്യന്റെ coronaയില്‍ നിന്നു വരുന്ന emissions വളരെ വ്യക്തമായി കാണാം. corona ഒക്കെ എന്താണെന്നു സൂരനെകുറിച്ച് പഠിക്കുമ്പോള്‍ മനസ്സിലാകും.

സൂര്യന്റെ എക്സ്-റേ തരംഗത്തിലുള്ള ചിത്രം

Image Courtsey: NASA image Gallery. Also took some images from the AstroPhysics articles by NASA. (http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html)

ഗാമാ തരംഗങ്ങള്‍

10-11 മീറ്ററിനു താഴെ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം ഉള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ആണ് ഈ വിഭാഗത്തില്‍ പെടുന്നത്. ഈ കിരണങ്ങള്‍ക്കും അന്തരീക്ഷത്തെ മറികടന്ന് ഭൂമിയിലേക്ക് എത്താനാവില്ല. അള്‍ട്രാ വയലെറ്റ്, ദൃശ്യ പ്രകാശം, ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് മുതലായ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ഒക്കെ അണുവിനു ചുറ്റും കറങ്ങുന്ന ഇലട്രോണ്‍ അതിന്റെ ഊര്‍ജ്ജ തലം മാറുന്നതു മൂലം ഉണ്ടാകുമ്പോള്‍ എക്സ് റേ തരംഗങ്ങളും ഗാമാ തരംഗങ്ങളും അണുകേന്ദ്രത്തിലെ ചില പ്രവര്‍ത്തനം മൂലം ആണ് ഉണ്ടാകുന്നത്. അതിനാല്‍ തന്നെ മറ്റ് വിദ്യുത് കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ തരുന്നതിനപ്പുറം വേറെ ചില വിവരങ്ങള്‍ ആണ് ഗാമാ തരംഗങ്ങള്‍ നമുക്ക് തരുന്നത്. 1960-ല്‍ Orbiting Solar Observatory (OSO 3) എന്ന ഉപഗ്രഹത്തില്‍ ഉണ്ടായിരുന്ന ഒരു ഗാമാ വികിരണ detector ആയിരുന്നു ആദ്യമായി ബഹിരാകാശത്തുനിന്നുള്ള ഗാമാ കിരണങ്ങളെ detect ചെയ്തത്.

ഇനി താഴെയുള്ള ചിത്രത്തില്‍ മുകളില്‍ വിവരിച്ച മിക്കവാറും എല്ലാ തരംഗങ്ങളിലും നമ്മുടെ ഗാലക്സിയെ നിരീക്ഷിച്ചാല്‍ എങ്ങനെ ഇരിക്കും എന്നു കാണിക്കുന്നു. ഇങ്ങനെ വിവിധ തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തില്‍ ഒരു ഖഗോളവസ്തുവിനെ കുറിച്ച് നടത്തുന്ന ജ്യോതിശാസ്ത്രപഠനങ്ങള്‍ക്ക് Multiwavelength Astronomy എന്നാണു പറയുന്നത്. (ബഹുതരംഗ ജ്യോതിശാസ്ത്രം എന്നോ മറ്റോ ഇതിനെ പരിഭാഷപ്പെടുത്താം അല്ലേ?)

ആകാശ ഗംഗ വിവിധ തരംഗങ്ങളില്‍

Image Courtsey: NASA image Gallery. Also took some images from the AstroPhysics articles by NASA. (http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html)

വിവിധ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളുടെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിനേയും ആവൃത്തിയുടേയും ഏകദേശ വ്യാപ്തി വ്യക്തമാക്കുന്ന ഒരു പട്ടിക ഇതാ.





വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണരാജി
RegionWavelength (Angstroms)Wavelength (centimeters)Frequency (Hz)
റേഡിയോ> 109> 10< 3 x 109
മൈക്രോവേവ്109 - 10610 - 0.013 x 109 - 3 x 1012
ഇന്‍ഫ്രാറെഡ്106 - 70000.01 - 7 x 10-53 x 1012 - 4.3 x 1014
ദൃശ്യപ്രകാശം7000 - 40007 x 10-5 - 4 x 10-54.3 x 1014 - 7.5 x 1014
അള്‍ട്രാവയലറ്റ്4000 - 104 x 10-5 - 10-77.5 x 1014 - 3 x 1017
എക്സ്-കിരണങ്ങള്‍10 - 0.110-7 - 10-93 x 1017 - 3 x 1019
ഗാമാ കിരണങ്ങള്‍< 0.1< 10-9> 3 x 1019

അനുബന്ധം


പലവിധ കാന്തിമാനം

നമ്മള്‍ കാന്തിമാനത്തെ കുറിച്ചുള്ള പോസ്റ്റില്‍ നിന്ന് ദൃശ്യകാന്തിമാനവും കേവല കാന്തിമാനവും ഒക്കെ എന്താണെന്ന് മനസ്സിലാക്കി. ഈ പോസ്റ്റില്‍ നിന്നു ഒരു ഖഗോളവസ്തുവിന്റെ താപനില അനുസരിച്ച് അതിന്റെ തരംഗ വികിരണത്തിന്റെ ഉച്ചത (wavelength of maximum emission) വിദ്യുത്കാന്തിക കാന്തിക വര്‍ണ്ണരാജിയിലെ ഏതു തരംഗവുമാകാം എന്നു നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കി. അതിനാല്‍ ഇപ്പോള്‍ ദൃശ്യകാന്തിമാനവും കേവല കാന്തിമാനവും ഒക്കെ പറയുമ്പോള്‍ അത് ഏത് തരംഗത്തിലുള്ള അളവ് അണെന്നും പറയണം. അതിനു വേണ്ടി ദൃശ്യപ്രകാശത്തില്‍ ഉള്ള കാന്തിമാനത്തോടൊപ്പം v എന്ന അക്ഷരവും (v=visual) ചേര്‍ക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിനു തിരുവാതിര നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദൃശ്യകാന്തിമാനം +0.45 ആണെന്നു പറഞ്ഞാല്‍ mv = +0.45 എന്നാണ് അര്‍ത്ഥം.

ഇതിന്റെ ഭൌതീക അര്‍ഥം ഖഗോളവസ്തു വിവിധ തരത്തിലുള്ള തരംഗങ്ങള്‍ പുറത്തു വിടുന്നതു കൊണ്ട് എല്ലാ തരംഗത്തിലും അതിന്റെ കാന്തിമാനം ഒന്നായിരിക്കില്ല എന്നതാണ്.

മനുഷ്യന്റെ വിദ്യുത് കാന്തിക വികിരണം

Blackbody യെ കുറിച്ചും Wein's Law യെ കൂറിച്ചും മുകളില്‍ നല്‍കിയ വിശദീകരണങ്ങളില്‍ നിന്നു നമുക്ക് എന്തുകൊണ്ട് ഇരുട്ടില്‍ കാണാന്‍ പറ്റില്ല എന്നു മനസ്സിലാക്കാന്‍ സഹായിക്കുന്നു. മനുഷ്യരുടെയും, മൃഗങ്ങളുടേയും, ഒരു മുറിയില്‍ ഉള്ള സാമാനങ്ങളുടേയും ഒക്കെ താപനില മുകളില്‍ വിവരിച്ച ഉദാഹരണത്തേക്കാള്‍ ഒക്കെ എത്രയോ കുറവായിരിക്കും. ഏതാണ്ട് 310 K ആണ് നമ്മുടെ ഒക്കെ ശരാശരി ശരീര താപനില. അപ്പോള്‍ Wein's Law അനുസരിച്ച് ഏതാണ്ട് 9300 X 10-9m ആണ് Wavelenghth of maximum emission. അതിനാല്‍ മുകളില്‍ പറഞ്ഞ വസ്തുക്കള്‍ ഒക്കെ പുറത്തു വിടുന്ന വൈദ്യുതികാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ചുവപ്പിനേക്കളും ഉയര്‍ന്ന തരംഗങ്ങള്‍ (ഇന്‍ഫ്രാ റെഡ് തരംഗങ്ങള്‍) ആയിട്ടായിരിക്കും വരിക. ഈ തരംഗങ്ങള്‍ കാണാനുള്ള കഴിവ് നമ്മുടെ കണ്ണിനില്ല. പക്ഷെ ഇന്‍ഫ്രാ റെഡ് തരംഗങ്ങള്‍ കാണാന്‍ കഴിവുള്ള ഒരു ക്യാമറ ഉപയോഗിച്ചാല്‍ ഈ തരംഗങ്ങളെ നമുക്ക് കാണാം.

ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗങ്ങള്‍ക്ക് ദൃശ്യപ്രകാശ തരംഗങ്ങള്‍ കടന്നു പോകാത്ത പല വസ്തുക്കളില്‍ കൂടെ കടന്നു പോകാനും കഴിയും. ഉദാഹരണം മൂടല്‍ മഞ്ഞ്, പുക, പ്ലാസ്റ്റിക് പോലുള്ള ചില വസ്തുക്കള്‍. അതിനാല്‍ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗങ്ങളെ കുറ്റാന്വേഷണത്തിനും, രക്ഷാപ്രവര്‍ത്തനത്തിനും, വിമാനം ഇറക്കാന്‍ പൈലറ്റുമാര്‍ക്ക് സഹായിയായും ഒക്കെ ഉപയോഗിക്കാറുണ്ട്. താഴത്തെ ചിത്രം നോക്കൂ.

മനുഷ്യന്റെ വിദ്യുത്കാന്തിക പ്രസരണം

Image Courtsey: NASA image Gallery. Also took some images from the AstroPhysics articles by NASA. (http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html)

ആദ്യത്തെ ചിത്രത്തില്‍ ഒരാള്‍ തന്റെ കൈ ഒരു പ്ലാസ്റ്റിക് ബാഗില്‍ ഇട്ടു നില്‍ക്കുന്ന ഒരു ദൃശ്യപ്രകാശ ചിത്രം. ഈ ദൃശ്യപ്രകാശ ചിത്രത്തില്‍ അയാളുടെ കൈ ദൃശ്യമാകുന്നില്ല. എന്നാല്‍ രണ്ടാമത്തെ ചിത്രം ഒരു ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് ക്യാമറ ഉപയോഗിച്ച് എടുത്തതാണ്. ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് ചിത്രത്തില്‍ അയാളുടെ കൈയില്‍ നിന്നുള്ള ഊര്‍ജ്ജം പ്ലാസ്റ്റിക് ബാഗ് കടന്ന് ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് ക്യാമറയില്‍ എത്തി. ദൃശ്യപ്രകാശ തരംഗം കടന്നു പോകാത്ത പല വസ്തുക്കളില്‍ കൂടെയും ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗം കടന്നു പോകും. പക്ഷെ അതേ പോലെ അതിന്റെ എതിരും ശരിയാണ്. ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗം കടന്നു പോകാത്ത പല വസ്തുക്കളില്‍ കൂടെ ദൃശ്യപ്രകാശ തരംഗം കടന്നു പോകും. ചിത്രത്തിലെ ഉദാഹരണത്തില്‍ ഈ മനുഷ്യന്റെ കണ്ണടയുടെ ഗ്ലാസ്സ് ശ്രദ്ധിക്കൂ. അതില്‍ കൂടെ ദൃശ്യപ്രകാശ തരംഗം കടന്നു പോകുമ്പോള്‍ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗം പോകുന്നില്ല. അതിനാല്‍ അയാളുടെ കണ്ണടയുടെ ഗ്ലാസ്സ് ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് ചിത്രത്തില്‍ കറുത്തിരിക്കുന്നു.

ഈ പോസ്റ്റില്‍ നിന്ന് നിങ്ങള്‍ നേടിയ അറിവ് വെച്ച് സപ്തവര്‍ണ്ണചേട്ടന്‍ വൈറ്റ് ബാലന്‍സ് എന്ന പോസ്റ്റില്‍ നിറങ്ങളും താപനിലയും തമ്മിലുള്ള ബന്ധത്തെപറ്റി പറഞ്ഞ കാര്യങ്ങള്‍ ഒന്നു കൂടി വായിച്ചു നോക്കൂ.

തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ നമുക്ക് വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ കുറിച്ച് കൂടുതല്‍ കാര്യങ്ങള്‍ പഠിക്കേണ്ടി വരും. അതിനൊക്കെ ഉള്ള ഒരു ആമുഖം ആണ് ഈ പോസ്റ്റ്. ഫിലോസഫി വേണമെങ്കില്‍ ഇതിന്റെ ഇടയ്ക്ക് ചര്‍ച്ച ചെയ്യാം. പക്ഷെ അത് ശാസ്ത്ര സംജഞകള്‍ കൂടുതല്‍ മനസ്സിലാക്കാന്‍ വേണ്ടി മാത്രം. അറ്റല്ലെങ്കില്‍ ഈ ബ്ലൊഗിന്റെ ഉദ്ദേശം നടക്കാതെ പോകും. നമ്മള്‍ ഇനി ജ്യോതിര്‍ഭൌതീകത്തിന്റെ അത്ഭുത പ്രപഞ്ചത്തിലേക്ക് നീങ്ങുകയാണ് . പ്രപഞ്ച രഹസ്യം തേടിയുള്ള യാത്ര നമ്മള്‍ നക്ഷത്രങ്ങളെ കുറിച്ച് പഠിക്കുന്നതില്‍ ആരംഭിക്കുന്നു. അതിലേകുള്ള ചവിട്ടുപടിയായിരിക്കും ഇനിയുള്ള കുറച്ചു പോസ്റ്റുകള്‍.

Problem

1. (a) സൂര്യന്റെ ഉപരിതല താപനില 5800 K ആണ്. അങ്ങനെയാണെങ്കില്‍ അതിന്റെ വികിരണത്തിന്റെ ഉച്ചതയുടെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം എത്രയാണെന്നും അത് വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണരാജിയുടെ ഏത് ഭാഗത്ത് വരുന്ന തരംഗം ആണെന്നും നിങ്ങള്‍ക്ക് കണ്ടു പിടിക്കാമോ?
(b)സൂര്യന്റെ ഉപരിതല താപനില ഇപ്പോഴുള്ളതിന്റെ പകുതി ആയിരുന്നെങ്കില്‍ അതിന്റെ വികിരണത്തിന്റെ ഉച്ചതയുടെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം എത്രയായിരുന്നേനേ. അത് വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണരാജിയുടെ ഏത് ഭാഗത്ത് വരുന്ന തരംഗം ആയിരിക്കും.

ഇതിന്റെ ഉത്തരം ഇവിടെ കമെന്റ് ആയി ഇട്ടാല്‍ മതി.