Friday, September 29, 2006

നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് പേരിടുന്നത്‌ എങ്ങനെ?- ഭാഗം രണ്ട്

ഇത് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് പേരിടുന്നത്‌ എങ്ങനെ?- ഭാഗം ഒന്ന് എന്ന ലേഖനത്തിന്റെ തുടര്‍ച്ച ആണ്. നക്ഷത്രങ്ങളെയും മറ്റ് ഖഗോള വസ്തുക്കളേയും എങ്ങനെയാണ് നാമകരണം ചെയ്യുന്നത് എന്നും പല തരത്തില്‍ ഉള്ള നക്ഷത്രനാമകരണ സമ്പ്രദായങ്ങളും കാറ്റലോഗുകളും ഒക്കെ‍ ഏതൊക്കെയാണെന്നും പരിചയപ്പെടുത്തുക ആണ് നാല് പോസ്റ്റുകലില്‍ ആയി ചെയ്യുന്നത്. ഈ സമ്പ്രദായങ്ങളേയും കാറ്റലോഗുകളേയും പരിചയപ്പെടുന്നത് വളരെ അത്യാവശ്യമാണ്, കാരണം ഇനി വരുന്ന പോസ്റ്റുകളില്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കും മറ്റു ഖഗോള വസ്തുക്കള്‍ക്കും അതിന്റെ ഒക്കെ അതിന്റെ കാറ്റലോഗ്/നാമകരണ സമ്പ്രദായ പേരുകള്‍ ആയിരിക്കും പറയുക. അപ്പോള്‍ ഒരു വിശദീകരണം തരുന്നത് ഒഴിവാക്കാനാണീ ഈ നാല് പോസ്റ്റുകള്‍.

ബെയറുടെ നാമകരണ സമ്പ്രദായം നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് തനതുനാമം കൊടുക്കുന്നതിനേക്കാള്‍ കുറച്ചുകൂടെ ക്രമം ഉള്ളതാണെന്ന് നമ്മള്‍ കണ്ടു. അതോടൊപ്പം തന്നെ അതിനു ചില പരിമിതികല്‍ ഉള്ളതായും നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കി. ഈ പരിമിതികള്‍ മറികടക്കുന്നതും എന്നാല്‍ അതിനോട് സാമ്യമുള്ളതുമായ ഒരു നക്ഷത്ര നാമകരണ സമ്പ്രദായം ഇംഗ്ലീഷ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ജോണ്‍ ഫ്ലാംസ്റ്റീഡ് (John Flamsteed) 1712-ല്‍ അവതരിപ്പിച്ചു. അതിനെയാണ് നമ്മള്‍ ഈ പോസ്റ്റില്‍ പരിചയപ്പെടുന്നത്.

ഫ്ലാംസ്റ്റീഡിന്റെ നാമകരണ സമ്പ്രദായം (The Flamsteed Naming System)

ഈ സമ്പ്രദായത്തില്‍ ഫ്ലാംസ്റ്റീഡ്, ബെയറുടെ സമ്പ്രദായത്തില്‍ ഉപയോഗിക്കുന്നതു പോലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പേരിനൊപ്പം നക്ഷത്രരാശിയുടെ Latin genetive നാമം തന്നെ ഉപയോഗിച്ചു. പക്ഷെ നക്ഷത്രരാശിയുടെ Latin genetive നാമത്തോടൊപ്പം ഗ്രീക്ക് അക്ഷരങ്ങളും മറ്റും ഉപയോഗിക്കുന്നതിനു പകരം അറബിക്ക് സംഖ്യകള്‍ ഉപയോഗിച്ചു. മാത്രമല്ല നക്ഷത്രങ്ങളെ വര്‍ഗ്ഗീകരിച്ചത് അതിന്റെ പ്രഭ അനുസരിച്ചായിരുന്നില്ല. മറിച്ച് ഏത് നക്ഷത്രരാശിയിലെ നക്ഷത്രങ്ങളെ ആണോ നാമകരണം ചെയ്യേണ്ടത് ആ നക്ഷത്രരാശിയുടെ പടിഞ്ഞാറേ അറ്റത്ത് നിന്ന് നക്ഷത്രങ്ങളെ എണ്ണാനാരംഭിച്ചു. നക്ഷത്രരാശിയുടേ ഏറ്റവും പടിഞ്ഞാറേ അറ്റത്തുള്ള നക്ഷത്രത്തെ 1, അതിന്റെ കിഴക്കുഭാഗത്തുള്ള തൊട്ടടുത്ത നക്ഷത്രത്തെ 2 എന്നിങ്ങനെ അദ്ദേഹം എണ്ണി. ഉദാഹരണത്തിന് ഓറിയോണ്‍ നക്ഷത്രരാശിയിലെ നക്ഷത്രങ്ങളെ ഫ്ലാംസ്റ്റീഡിന്റെ നാമകരണ സമ്പ്രദായം പ്രകാരം പടിഞ്ഞറേ അറ്റത്തുനിന്ന് എണ്ണി 1-orionis, 2-orionis, 3-orionis എന്നിങ്ങനെ വിളിച്ചു.

ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ ഫ്ലാംസ്റ്റീഡിന്റെ നാമകരണ സമ്പ്രദായത്തില്‍ ബെയറുടെ നാമകരണ സമ്പ്രദായത്തിലെ ആദ്യത്തെ രണ്ടു പരിമിതികള്‍ വളരെ എളുപ്പം മറികടന്നു. അതായത് സംഖ്യകള്‍ ഉപയോക്കുന്നതിനാല്‍ സൈദ്ധാന്തികമായി ഫ്ലാംസ്റ്റീഡിന്റെ സമ്പ്രദായത്തില്‍ എത്ര നക്ഷത്രങ്ങളെ വേണമെങ്കിലും ഉള്‍പ്പെടുത്താം. പ്രഭയുടെ പ്രശ്നവും വരുന്നില്ല. കാരണം നാമകരണം നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്ഥാനം അടിസ്ഥാനമാക്കിയാണ്. ബെയര്‍ നാമം ഉള്ള മിക്കവാറും എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കും ഫ്ലാംസ്റ്റീഡ് നാമവും ഉണ്ട്.

താഴെയുള്ള ചിത്രത്തില്‍ മിഥുനം (Gemini) രാശിയിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഫ്ലാംസ്റ്റീഡ് സമ്പ്രദായപ്രകാരം ഉള്ള ചിത്രവും നോക്കൂ. ഈ ചിത്രത്തില്‍ ദൃശ്യകാന്തിമാനം +5-നു മുകളിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളേ കാണിച്ചിട്ടുള്ളൂ. അതിനാല്‍ ഫ്ലാംസ്റ്റീഡ് സമ്പ്രദായപ്രകാരം ഉള്ള ചിത്രത്തില്‍ ചില സംഖ്യകള്‍ കണ്ടെന്ന് വരില്ല. ആ ചിത്രത്തിനു താഴെ ആ നക്ഷത്രരാശിയുടെ തനത് നാമം ഉള്ള ചിത്രവും, ബേയര്‍ സമ്പ്രദായപ്രകാരം ഉള്ള ചിത്രവും കൊടുത്തിരിക്കുന്നു.

മിഥുനം രാശിയിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഫ്ലാംസ്റ്റീഡ് സമ്പ്രദായപ്രകാരം ഉള്ള നാമകരണം

മിഥുനം രാശിയിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ തനതു നാമങ്ങള്‍

മിഥുനം രാശിയിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ബെയര്‍ സമ്പ്രദായപ്രകാരം ഉള്ള നാമകരണം

സൈദ്ധാന്തികമായി ഫ്ലാംസ്റ്റീഡ് സമ്പ്രദായം ഉപയോഗിച്ച് ഒരു രാശിയിലെ എത്ര നക്ഷത്രത്തെ വേണമെങ്കിലും നാമകരണം ചെയ്യമെങ്കിലും അത് അങ്ങനെ അനന്തമായി പോയില്ല. ഏറ്റവും ഉയര്‍ന്ന ഫ്ലാംസ്റ്റീഡ് സംഖ്യ ലഭിച്ചത് Taurus നക്ഷത്രരാശിയിലെ 140-Tauri എന്ന നക്ഷത്രത്തിനാണ്. ഫ്ലാംസ്റ്റീഡ് ഈ നാമകരണം നടത്തി വളരെയധികം വര്‍ഷം കഴിഞ്ഞാണ് 1930-ല്‍ അന്താരാഷ്ട്ര ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിയന്‍ 88 നക്ഷത്രരാശികളെ നിര്‍വചിച്ച് അതിന്റെ അതിര്‍ത്തി രേഖകള്‍ മാറ്റി വരച്ചത്. അതിനാല്‍ ഫ്ലാംസ്റ്റീഡ് സമ്പ്രദായപ്രകാരം ഉള്ള ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രാശിക്ക് വ്യത്യാസം വന്നു. അങ്ങനെ പ്രശ്നം ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് ഈ നാമകരണ സമ്പ്രദായം ഇപ്പോള്‍ ഉപയോഗിക്കുന്നില്ല. ഇത് ബെയര്‍ സമ്പ്രദായത്തിനും ബാധകമാണ്.

ഇപ്പോള്‍ സാധാരണ നക്ഷത്ര നിരീക്ഷണത്തിന് ഉപയോഗിക്കുന്ന നക്ഷത്ര ചാര്‍ട്ടുകളിലും മറ്റും ഈ മൂന്നു സമ്പ്രദായങ്ങളും ഒരുമിച്ച് ഉപയോഗിക്കുന്നു. ഒരു നക്ഷത്രരാശിയിലെ തനത് നാമം കൊണ്ട് നമുക്ക് പണ്ടേ പരിചയമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് തനതു നാമവും, ഏറ്റവും പ്രകാശം കൂടിയ കുറച്ച് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് ബേയര്‍ സമ്പ്രദായപ്രകാരം ഉള്ള നാമവും കുറച്ച് പ്രഭ മങ്ങിയതും എന്നാല്‍ അതേ സമയം പ്രാധാന്യവുമുള്ളതുമായ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് ഫ്ലാംസ്റ്റീഡ് സമ്പ്രദായപ്രകാരം ഉള്ള നാമവും കൊടുക്കുന്നു. അത്തരം ഒരു നക്ഷത്രചാര്‍ട്ടിലെ ഉര്‍സാ മേജര്‍ (സപ്തര്‍ഷി മണ്ഡലം) എന്ന നക്ഷത്ര രാശിയിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ നാമകരണം താഴെയുള്ള ചിത്രത്തില്‍ കാണാം. സന്തോഷേട്ടന്റെ നക്ഷത്രമെണ്ണുമ്പോള്‍ എന്ന പോസ്റ്റില്‍ ഈ നക്ഷത്രരാശിയുടെ കാര്യം പറയുന്നുണ്ട്.

സപ്തര്‍ഷി മണ്ഡലത്തിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ നാമകരണം

നക്ഷത്രനിരീക്ഷണം നടത്തുന്ന ഒരു സാധാരണക്കാരന് ഇത്രയും കാര്യങ്ങള്‍ അറിയാമെങ്കില്‍ പത്രങ്ങളില്‍ ഒക്കെ വരുന്ന നക്ഷത്ര ചാര്‍ട്ടുകളും മറ്റും എളുപ്പം മനസ്സിലാക്കാം. ഇനി ഒരു നക്ഷത്ര ചാര്‍ട്ടില്‍ α, β എന്നിങ്ങനെ കൂറച്ച് ഗ്രീക്ക് അക്ഷരങ്ങളോ അതല്ല കുറച്ചു സംഖ്യകളോ കണ്ടാല്‍ നിങ്ങള്‍ക്ക് അത് എന്താണെന്നു മനസ്സിലാകും എന്ന് വിശ്വസിക്കട്ടെ. ഈ രണ്ട് പോസ്റ്റ് കൊണ്ട് നിങ്ങള്‍ക്ക് അതിന് കഴിഞ്ഞാല്‍ നക്ഷത്ര നാമകരണത്തെ കുറിച്ചുള്ള കഴിഞ്ഞ രണ്ട് പോസ്റ്റുകള്‍ അതിന്റെ ലക്ഷ്യം നേടി. ഞാന്‍ കൃതാര്‍ത്ഥനുമായി. പക്ഷെ കുറച്ചു കൂടി ശാസ്ത്രീയതയും കൃത്യതയും ആവശ്യമുള്ള ജ്യോതിശാസ്ത്രപഠനങ്ങള്‍ക്ക് ഈ അറിവ് മതിയാകില്ല.

ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ വരവോടെ ഫ്ലാംസ്റ്റീഡിന്റെ നാമകരണ സമ്പ്രദായവും ഉപയോഗശൂന്യമായി. പല പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളേയും ഉള്‍പ്പെടുത്തണം എങ്കില്‍ ആദ്യം തൊട്ട് എണ്ണണം എന്ന സ്ഥിതി ആയി. അതിനാല്‍ ജ്യോതിശാസ്തജ്ഞര്‍ക്ക് മറ്റ് രീതികള്‍ ഉപയോഗിക്കേണ്ടി വന്നു.

സത്യം പറഞ്ഞാല്‍ നക്ഷത്രങ്ങളെയും വിവിധ ഖഗോള വസ്തുക്കളേയും നാമകരണം ചെയ്യുന്ന ചില പ്രധാന സമ്പ്രദായങ്ങളെ കൂടി ഇനി പരിചയപ്പെടുത്താനുണ്ട്. BD, NGC തുടങ്ങിയ കാറ്റലോഗുകളെ പരിചയപ്പെടുത്താനുണ്ട്. ഇനി ഒരു രണ്ട് പോസ്റ്റിലേക്കുള്ള വക കൂടിയുണ്ട്. പക്ഷെ ബൂലോഗത്തില്‍ ആരും ഇതിനു വലിയ താല്പര്യം കാണിക്കാത്തതു കൊണ്ട് ഞാന്‍ അതിനെ കുറിച്ച് എഴുതി നിങ്ങളെ മുഷിപ്പിക്കുന്നില്ല.

Monday, September 25, 2006

നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് പേരിടുന്നത്‌ എങ്ങനെ?- ഭാഗം ഒന്ന്

കഴിഞ്ഞ കുറച്ച് പോസ്റ്റുകളിലൂടെ നമ്മള്‍ നക്ഷത്രരാശി എന്താണെന്നും, രാശിചക്രം എന്താണെന്നും, രാശിചക്രത്തില്‍ ഉള്‍പ്പെടുന്ന നക്ഷത്രരാശികള്‍ ഏതൊക്കെയാണെന്നും മനസ്സിലാക്കി. ഇതിനു മുന്‍പുള്ള പോസ്റ്റില്‍ നിന്ന് കാന്തിമാനം എന്താണെന്നും മനസ്സിലാക്കി.

ഇനിയുള്ള നാല് പോസ്റ്റുകളില്‍ നക്ഷത്രങ്ങളെയും മറ്റ് ഖഗോള വസ്തുക്കളേയും എങ്ങനെയാണ് നാമകരണം ചെയ്യുന്നത് എന്നും പല തരത്തില്‍ ഉള്ള നക്ഷത്രനാമകരണ സമ്പ്രദായങ്ങളും കാറ്റലോഗുകളും ഒക്കെ‍ ഏതൊക്കെയാണെന്നും മനസ്സിലാക്കാം. ഈ സമ്പ്രദായങ്ങളേയും കാറ്റലോഗുകളേയും പരിചയപ്പെടുന്നത് വളരെ അത്യാവശ്യമാണ്, കാരണം ഇനി വരുന്ന പോസ്റ്റുകളില്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കും മറ്റു ഖഗോള വസ്തുക്കള്‍ക്കും അതിന്റെ ഒക്കെ അതിന്റെ കാറ്റലോഗ്/നാമകരണ സമ്പ്രദായ പേരുകള്‍ ആയിരിക്കും പറയുക. അപ്പോള്‍ ഒരു വിശദീകരണം തരുന്നത് ഒഴിവാക്കാനാണീ ഇനിയുള്ള നാല് പോസ്റ്റുകള്‍.



തനത് നാമം (Proper Name or Common Name)

പ്രഭ കൂടിയ പല നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കും തനതായ നാമം പണ്ട് നമ്മുടെ പൂര്‍വികര്‍ കൊടുത്തിരുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന് തിരുവാതിര, ചിത്തിര, ചോതി മുതലായ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ‍. എല്ലാ രാജ്യങ്ങളിലും അവിടുത്തെ ജനങ്ങള്‍ ഇതുപോലെ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് അവരുടെ സംസ്ക്കാരത്തിനും ഭാഷയ്ക്കും അനുയോജ്യമായ പേരുകള്‍ കൊടുത്തു. പതിനഞ്ചാം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ അവസാനം വരെ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഇങ്ങനെ അതിന്റെ തനതുനാമത്തിലാണ് അറിയപ്പെട്ടത്. കൂടുതലും അറബി നാമങ്ങള്‍ ആയിരുന്നു ഉപയോഗിച്ചിരുന്നത്. ഒരു നക്ഷത്രം തന്നെ പല സ്ഥലത്തും പല പേരുകളില്‍ അറിയപ്പെടുന്നത് ‍ പലപ്പോഴും ചിന്താകുഴപ്പത്തിന് ഇടയാക്കി. ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ കണ്ടെത്തലോടെ പുതിയ പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളെ കണ്ടെത്തികൊണ്ടിരുന്നു. മാത്രമല്ല മുന്‍പ് ഒറ്റ നക്ഷത്രമായി കരുതിയിരുന്ന പല നക്ഷത്രങ്ങളും നാലോ അഞ്ചോ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ചേര്‍ന്ന നക്ഷത്രക്കൂട്ടങ്ങള്‍ ആണെന്ന് ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ കണ്ടുപിടുത്തോടെ മനസ്സിലായി. അതോടെ ഒരോ നക്ഷത്രത്തിനും തനത് നാമം കൊടുക്കുന്നത് സാധ്യമല്ലാതായി. അതിനാല്‍ നക്ഷത്രനാമകരണത്തിന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ക്ക് പുതിയ രീതികള്‍ കണ്ടെത്തേണ്ടി വന്നു. ഇപ്പോള്‍ പ്രഭ കൂടിയ കുറച്ച് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് മാത്രമേ തനത് നാമം ഉപയോഗിക്കുന്നുള്ളൂ. ഉദാ: റീഗല്‍‍ , സിറിയസ്, വേഗ, പൊളാരിസ് മുതലയാവ.

ബെയറുടെ നാമകരണ സമ്പ്രദായം (The Bayer Naming System)

ജര്‍മ്മന്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ജൊഹാന്‍ ബെയറാണ് 1603-ല്‍ ഈ നാമകരണ സമ്പ്രദായം കണ്ടെത്തിയത്. ഈ സമ്പ്രദായത്തില്‍ ഓരോനക്ഷത്രരാശിയിലേയും നക്ഷത്രങ്ങളെ അതിന്റെ പ്രഭ അനുസരിച്ച് ഗ്രീക്ക് ചെറിയ അക്ഷരങ്ങള്‍ ഇട്ട് വിളിക്കുന്നു. അതായത് നക്ഷത്രരാശിയിലെ ഏറ്റവും പ്രഭയുള്ള നക്ഷത്രത്തെ α എന്ന് . അതിനേക്കാള്‍ കുറഞ്ഞ പ്രകാശം ഉള്ളതിനെ β എന്നിങ്ങനെ. എന്നിട്ട് ഈ ഗ്രീക്ക് അക്ഷരത്തോടൊപ്പം ആ നക്ഷത്രരാശിയുടെ Latin genetive നാമം ചേര്‍ത്ത് ആ നക്ഷത്രരാശിയെ വിളിക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന് നമ്മള്‍ക്ക് ഓറിയോണ്‍ രാശിയുടെ കാര്യം എടുക്കാം. ഓറിയോണിന്റെ genetive നാമം ഓറിയോണിസ് എന്നാണ്. അപ്പോള്‍ ആ നക്ഷത്ര രാശിയിലെ ഏറ്റവും പ്രകാശമുള്ള നക്ഷത്രത്തെ α-orionis എന്നു വിളിക്കുന്നു. α-orionis നമ്മുടെ തിരുവാതിര (Betelgeuse) നക്ഷത്രമാണ്. അതേപോലെ രണ്ടാമത്തെ പ്രഭയേറിയ നക്ഷത്രത്തെ β-orionisഎന്ന് വിളിക്കുന്നു. ഈ രീതിയില്‍ നാമകരണം ചെയ്ത ഓറിയോണ്‍ (ശബരന്‍) നക്ഷത്രരാശിലെ നക്ഷത്രങ്ങളെ കാണാന്‍ ഇതോടൊപ്പമുള്ള ചിത്രം നോക്കൂ.


ഇതേപോലെ ഏറ്റവും പ്രഭയുള്ള നക്ഷത്രമായ സിറിയസിന്റെ ബെയറുടെ സമ്പ്രദായത്തിലുള്ള നാമം α-Canis Majoris എന്നാണ്. അത് ഏത് രാശിയില്‍ വരുന്നതാണെന്ന് എളുപ്പം കണ്ടെത്താമല്ലോ. അത് ഏത് നക്ഷത്രരാശിയിലാണ് വരുന്നത് എന്നു നിങ്ങള്‍ക്ക് പറയാന്‍ പറ്റുമോ?

ഈ രീതിയുടെ മെച്ചം നക്ഷത്രത്തിന്റെ പേരില്‍ നിന്ന് തന്നെ അതിന്റെ രാശി തിരിച്ചറിയുവാന്‍ കഴിയുന്നു എന്നതാണ്. പേര് കിട്ടി കഴിഞ്ഞാല്‍ ആദ്യം രാശിയും പിന്നെ ഗ്രീക്ക് അക്ഷരത്തിന്റെ ക്രമം അനുസരിച്ച് പ്രഭയും മനസ്സിലാക്കിയാല്‍ നക്ഷത്രത്തെ എളുപ്പം മനസ്സിലാക്കാം. ഉദാഹരണത്തിന് സൂര്യന്‍ കഴിഞ്ഞാല്‍ നമ്മളോട് ഏറ്റവും അടുത്ത നക്ഷത്രം α-Centauri യുടെ അടുത്തുള്ള പ്രോക്സിമ (സമീപം) സെന്റോറി എന്ന നക്ഷത്രം ആണെന്നു നിങ്ങള്‍ കേട്ടിട്ടുണ്ടാകും. അപ്പോള്‍ ഈ നക്ഷത്രത്തെ കാണണെമെങ്കില്‍ Centaurus നക്ഷത്രരാശിയിലെ α നക്ഷത്രത്തിന്റെ അടുത്തു നോക്കണം എന്നു എളുപ്പം മനസ്സിലാക്കാമല്ലോ.

ബെയര്‍നാമകരണ സമ്പ്രദായത്തിന്റെ പരിമിതികള്‍

ഇപ്പോഴും ഉപയോഗത്തിലുണ്ടെങ്കിലും ബെയര്‍നാമകരണ സമ്പ്രദായത്തിന് ചില പരിമിതികള്‍ ഉണ്ട്.

ഒന്നാമതായി, ഗ്രീക്ക് അക്ഷരമാലയില്‍ 24 അക്ഷരങ്ങളേ ഉള്ളൂ. അതിനാല്‍ ഒരു നക്ഷത്രരാശിയിലെ പരമാവധി 24 നക്ഷത്രങ്ങളേ ഇത്തരത്തില്‍ നാമകരണം ചെയ്യാന്‍ പറ്റൂ. ഈ പരിമിതി മറികടക്കാന്‍ ബെയര്‍ ഗ്രീക്ക് അക്ഷരം തീര്‍ന്നപ്പോള്‍ ഇംഗ്ലീഷ് ചെറിയ അക്ഷരം ഉപയോഗിച്ചു (ഉദാ: m-Canis Majoris, h-Persei എന്നിങ്ങനെ). അതും തിര്‍ന്നപ്പോള്‍ ഇംഗ്ലീഷ് വലിയ അക്ഷരം ഉപയോഗിച്ചു (ഉദാ: G-Scorpii). എന്നാലും ഏറ്റവും കൂടിയാല്‍ 24+26+26=76 നക്ഷത്രങ്ങളെ മാത്രമേ ഇങ്ങനെ നാമകരണം ചെയ്യാന്‍ പറ്റൂ. ഏറ്റവും പ്രഭയുള്ള നക്ഷത്രത്തെ ചൂണ്ടികാണിക്കാന്‍ ഉപയോഗിക്കുന്ന ഗ്രീക്ക് അക്ഷരങ്ങള്‍ മാത്രമേ ഇപ്പോള്‍ ഉപയോഗിക്കാറുള്ളൂ.

രണ്ടാമതായി, ജൊഹാന്‍ ബെയറുടെ കാലത്ത് നക്ഷത്രങ്ങളെ പ്രഭ അനുസരിച്ച് വര്‍ഗ്ഗീകരിച്ചത് കൃത്യമായിരുന്നില്ല. ഓറിയോണ്‍ നക്ഷത്രരാശിയില്‍ ഉള്ള റീഗല്‍ നക്ഷത്രത്തിന് ജൊഹാന്‍ ബെയര്‍ β-orionis എന്ന നാമം ആണ് കൊടുത്തത്. സത്യത്തില്‍ റീഗല്‍ നക്ഷത്രം ബെയര്‍ α-orionis എന്നു പേരിട്ട തിരുവാതിര (Betelgeuse) നക്ഷത്രത്തേക്കാള്‍ അല്പം പ്രഭ കൂടിയതാണ്. ശരിക്കും റീഗല്‍ ആയിരുന്നു α-orionis ആകേണ്ടിയിരുന്നത്. ഇത് തന്നെ ആയിരുന്നു മറ്റ് പല നക്ഷത്രങ്ങളുടേയും സ്ഥിതി. ചുരുക്കത്തില്‍ ബെയര്‍ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന് കൊടുത്ത പ്രഭ ആയിരുന്നില്ല പിന്നീട് ഉപകരണങ്ങള്‍ ഉപയോഗിച്ച് കൃത്യമായി അളന്നപ്പോള്‍ കിട്ടിയത്. അതിനാല്‍ ഈ രീതിക്ക് ശാസ്ത്രീയത കുറവാണ്.

മൂന്നാമതായി, ഒറ്റ നക്ഷത്രമായി കരുതിയ പല നക്ഷത്രങ്ങളും പിന്നീട് ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ വരവോടെ മൂന്നും നാലും നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ചേര്‍ന്ന നക്ഷത്രക്കൂട്ടങ്ങള്‍ ആണെന്ന് കണ്ടെത്തി. അതോടെ ഈ പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളെ നാമകരണം ഒരു പ്രശ്നം ആയി. അതിന് ഗ്രീക്ക് അക്ഷരത്തോടൊപ്പം 1,2,3... എന്നിങ്ങനെ സംഖ്യകള്‍ superscript ആയി ഉപയോഗിച്ച് തല്‍ക്കാലം പ്രശ്നപരിഹാരം കണ്ടു.(ചിത്രത്തില്‍ π2345 എന്നൊക്കെയുള്ള നക്ഷത്രനാമം ശ്രദ്ധിക്കുക). പക്ഷെ പുതിയ പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ കണ്ടെത്തിയതോടെ ഈ രീതിയുടെ ശാസ്ത്രീയത കുറഞ്ഞു വന്നു. അതിനാല്‍ ശാസ്തജ്ഞര്‍ക്ക് പുതിയ നാമകരണ സമ്പ്രദായങ്ങള്‍ കണ്ടുപിടിക്കേണ്ടി വന്നു.

പ്രഭകൂടിയ ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ തനതുനാമവും ബെയര്‍ സമ്പ്രദായത്തിലുള്ള നാമവും താഴെയുള്ള പട്ടികയില്‍ കൊടുത്തിരിക്കുന്നു.

നക്ഷത്രത്തിന്റെ തനത് നാമം

നക്ഷത്രത്തിന്റെ ബേയര്‍ സമ്പ്രദായത്തിലുള്ള നാമം

നക്ഷത്രത്തിലേക്കുള്ള ദൂരം (പ്രകാശവര്‍ഷ കണക്കില്‍‍)

നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദൃശ്യകാന്തിമാനം

Sirius (സിറിയസ്)

α Canis Majoris

8.6

−1.47

Vega (വേഗ)

α Lyrae

25

+0.03

Betelgeuse (തിരുവാതിര)

α Orionis

430

+0.58

Rigel (റീഗല്‍)

β Orionis

770

+0.12

Deneb (ഡെനെബ്)

α Cygni

3200

+1.25

Alpha Centauri (ആല്ഫാ സെന്റോറി)

α Centauri

4.4

−0.01

Polaris (പൊളാരിസ്-ധ്രുവനക്ഷത്രം)

α Ursae Minoris

430

+2.01

Aldebaran (രോഹിണി)

α Tauri

65

+0.85




കൂടുതല്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വിവരങ്ങള്‍ കാണാന്‍ വിക്കി പീഡിയയില്‍ ഉള്ള ഈ പട്ടിക നോക്കൂ.

ഇന്നും പത്രങ്ങളില്‍ ഒക്കെ വരുന്ന നക്ഷത്രചാര്‍ട്ടുകളിലും മറ്റും ബെയറുടെ നാമകരണ രീതിയും തനതുനാമവും ഇടകലര്‍ത്തി ഉപയോഗിച്ചു കാണുന്നു. നഗ്ന നേത്രം കൊണ്ടോ ചെറിയ ദൂരദര്‍ശിനിയോ ബൈനോക്കുലറോ ഉപയോഗിച്ചുള്ള നക്ഷത്രനിരീക്ഷണത്തിന് ഈ നാമകരണ സമ്പ്രദായങ്ങള്‍ ധാരാളം മതി. അതിനാലാണ് ഇന്നും ഈ രീതി പിന്‍തുടരുന്നത്. പക്ഷെ കൂടുതല്‍ ശാസ്ത്രീയത ആവശ്യമുള്ള ജ്യോതിശാസ്ത്രപഠനങ്ങള്‍ക്ക് ഈ രീതി മതിയാകില്ല. അതിനാല്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ക്ക് വേറെ നാമകരണ രീതികള്‍ കണ്ടെത്തേണ്ടി വന്നു. കൂടുതല്‍ നാമകരണ സമ്പ്രദായ രീതികളെ‍ അടുത്ത പോസ്റ്റില്‍ പരിചയപ്പെടാം.

Thursday, September 21, 2006

കാന്തിമാനം എന്നാല്‍ എന്താണ്?

ജ്യോതിശാസ്ത്രം ഏറ്റവും പ്രാചീനമായ ഒരു ശാസ്ത്രശാഖ ആയത്‌ കൊണ്ട്‌ അതിന്റെ പഠനത്തിന് ഉപയോഗിക്കുന്ന പല സാമഗ്രികള്‍ക്കും നൂറ്റാണ്ടുകള്‍ പഴക്കമുണ്ട്‌. അത്തരത്തില്‍ ഉള്ള ഒന്നിനെ ആണ് നാം ഈ പോസ്റ്റില്‍ പരിചയപ്പെടുന്നത്‌.

നമ്മള്‍ നക്ഷത്രങ്ങളെ നിരീക്ഷിക്കുമ്പോള്‍ അറിയാം പല നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കും പലതാണ് പ്രഭ എന്ന്‌. പ്രഭകൂടിയ പല നക്ഷത്രങ്ങളെയും കണ്ടുപിടിക്കുവാന്‍ വളരെ എളുപ്പമാണ്. മാത്രമല്ല അവയില്‍ പലതിന്റേയും പേരും നമുക്ക്‌ അറിയാം. അപ്പോള്‍ ഈ പ്രഭ അളക്കുവാന്‍ ഒരു അളവുകോല്‍ ഉണ്ടെങ്കില്‍ അത്‌ ഉപയോഗിച്ച്‌ നക്ഷത്രങ്ങളെ വര്‍ഗ്ഗീകരിക്കാമല്ലോ. അങ്ങനെ നക്ഷത്രങ്ങളെ വര്‍ഗ്ഗീകരിക്കുവാന്‍ ഉപയോഗിക്കുന്ന ഒരു അളവുകോലാണ് കാന്തിമാനം.

വളരെ ലളിതമായി പറഞ്ഞാല്‍ ഒരു ഖഗോളവസ്തുവില്‍ നിന്ന്‌ ലഭിക്കുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ അളവാണ് കാന്തിമാനം. നക്ഷത്രനിരീക്ഷണത്തിനും നക്ഷത്രവര്‍ഗ്ഗീകരണത്തിനും ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ ഉപയോഗിക്കേണ്ടി വരുന്ന ഒരു ഏകകം ആണ് കാന്തിമാനം (magnitude).

ഗ്രീക്ക് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ഹിപ്പാര്‍ക്കസ്‌ ആണ് കാന്തിമാനം ഉപയോഗിച്ച്‌ നക്ഷത്രത്തെ ആദ്യമായി വര്‍ഗ്ഗീകരിച്ചത്‌ ‌. കാന്തിമാനം പലതരത്തില്‍ ഉണ്ട്‌. അവയില്‍ ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട രണ്ടെണ്ണത്തെ നമുക്ക്‌ ഈ പോസ്റ്റില്‍ പരിചയപ്പെടാം.



ദൃശ്യ കാന്തിമാനം (Apparent Magnitude)

ഒരു ഖഗോളവസ്തുവിനെ (അതിലേക്കുള്ള ദൂരം പരിഗണിക്കാതെ) ഭൂമിയില്‍ നിന്ന്‌ നിരീക്ഷിക്കുമ്പോള്‍ നമുക്ക്‌ കാഴ്ചയില്‍ തോന്നുന്ന പ്രഭയുടെ അളവാണ് ദൃശ്യ കാന്തിമാനം അഥവാ Apparent Magnitude. കാന്തിമാനം എന്ന വാക്ക്‌ കൊണ്ട്‌ സാധാരണ വിവക്ഷിക്കുന്നത്‌ ഈ കാന്തിമാനം ആണ്. ഈ കാന്തിമാനമാണ് ഹിപ്പാര്‍ക്കസ്‌ കണ്ടെത്തിയത്‌. ഈ അളവുകോല്‍ പ്രകാരം ഏറ്റവും പ്രഭ കൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങളെ ഒന്നാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രങ്ങള്‍ (first-magnitude ) എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഒന്നാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രത്തിന്റെ പകുതി മാത്രം പ്രഭ ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ രണ്ടാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രങ്ങള്‍ (second-magnitude stars) എന്നു വിളിക്കുന്നു. അങ്ങനെ പ്രഭ കുറയുന്നതിന് അനുസരിച്ച്‌ ആറാം കാന്തിമാന (sixth-magnitude) നക്ഷത്രങ്ങളെ വരെ നമുക്ക്‌ നഗ്നനേത്രം കൊണ്ട്‌ കാണാം. ദൃശ്യ കാന്തിമാനത്തെ m എന്ന അക്ഷരം കൊണ്ടാണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്‌.


പത്തൊന്‍പതാം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ ആരംഭത്തോടെ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്ന്‌ വരുന്ന പ്രഭ കൃത്യമായി അളക്കാന്‍ ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ പല സാങ്കേതങ്ങളും ഉപയോഗപ്പെടുത്തി.ആ സങ്കേതങ്ങളുടെ സഹായത്തോടെ നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രഭയുടെ ഏറ്റവും ചെറിയ വ്യത്യാസങ്ങളും അളക്കാന്‍ അവര്‍ക്ക്‌ പറ്റി. അങ്ങനെ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ഈ ദൃശ്യ കാന്തിമാന അളവുകോലിനെ സൂക്ഷമമായി നിര്‍വചിച്ചു. അങ്ങനെ കാന്തിമാന സംഖ്യയില്‍ ദശാംശ സംഖ്യകള്‍ വന്നു ചേര്‍ന്നു. മാത്രമല്ല പ്രഭ കുറയുന്നതിന് അനുസരിച്ച്‌ കാന്തിമാന സംഖ്യ കൂടി വരും. മറ്റോരു വിധത്തില്‍ പറഞ്ഞാല്‍ പ്രഭ കൂടിയ ഖഗോളവസ്തുക്കളുടെ കാന്തിമാന സംഖ്യ ഒരു ഋണ സംഖ്യ (negative) ആയിരിക്കും. ഈ അളവുകോല്‍ പ്രകാരം ഭൂമിയില്‍ നിന്ന്‌ നിരീക്ഷിക്കുമ്പോള്‍ ഏറ്റവും പ്രഭയുള്ള നക്ഷത്രമായ സിറിയസിന്റെ കാന്തിമാനം -1.37 ആണ്. അഭിജിത്ത്‌ (വേഗ) നക്ഷത്രത്തിന്റേത്‌ 0-ഉം തിരുവാതിര നക്ഷതത്തിന്റേത്‌ +0.41-ഉം ധ്രുവനക്ഷത്രത്തിന്റേത്‌ +2-ഉം ആണ് കാന്തിമാന സംഖ്യ.

വേഗയുടെ കാന്തിമാനം 0 എന്നും സിറിയസിന്റെ കാന്തിമാനം -1.37 എന്നും കാണുമ്പോള്‍ നിങ്ങള്‍ക്ക്‌ ഉയരാവുന്ന ന്യായമായ ഒരു സംശയം ഉണ്ട്‌. കൂടുതല്‍ പ്രഭ ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളായ ഇതിനെയൊന്നും ഒന്നാം കാന്തിമാനം നക്ഷത്രം എന്നു വിളിക്കാതെ എന്തിനു അതിലും പ്രഭ കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങളെ ഒന്നാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രങ്ങള്‍ എന്നു വിളിച്ചു എന്ന്‌. ഇതിന് പ്രത്യേകിച്ച്‌ കാരണം ഒന്നും ആരും ഇതുവരെ വിവക്ഷിച്ചു കണ്ടിട്ടില്ല. നക്ഷത്രങ്ങളെ കാന്തിമാനം അനുസരിച്ച്‌ വിഭജിക്കുമ്പോള്‍ ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ സമാന പ്രഭ ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഏതിലാണോ അതിനെയാണ് ഹിപ്പാര്‍ക്കസ്‌ ഒന്നാം കാന്തിമാനം നക്ഷത്രമായി പരിഗണിച്ചത്‌. സിറിയസിന്റെ പ്രഭ ഒന്നാം കാന്തിമാനം ആയി പരിഗണിച്ചാല്‍ അതിന്റെ ഒപ്പം വേറെ നക്ഷത്രങ്ങളെ ഒന്നും ഒന്നാം കാന്തിമാനം ആയി കണക്കാക്കാന്‍ പറ്റില്ല. അതിനാല്‍ അയിരിക്കണം ഹിപ്പാര്‍ക്കസ്‌ സിറിയസിനെ ഒന്നാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രം എന്നു വിളിക്കാതിരുന്നത്‌. ഇതിനെ കുറിച്ച്‌ രസകരമായ ഒരു കഥ ഉണ്ട്‌. ഈ കഥ എന്റെ ജ്യോതിശാസ്ത്ര പ്രൊഫസ്സര്‍ ക്ലാസ്സില്‍ പറഞ്ഞതാണ്. പിന്നീട്‌ ഇന്റര്‍നെറ്റിലും മറ്റും ഞാന്‍ ഇതു വായിച്ചിട്ടുണ്ട്‌. ഹിപ്പാര്‍ക്കസ്‌ കാന്തിമാന അളവുകോല്‍ ഉണ്ടാക്കാനിരുന്നപ്പോള്‍ ആകാശത്തിന്റെ ഒരു ഭാഗത്ത്‌ മാത്രമേ നോക്കിയുള്ളൂ. അളവുകോല്‍ ഉണ്ടാക്കി ആറാം കാന്തിമാനം വരെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ വര്‍ഗ്ഗീകരിച്ചു കഴിഞ്ഞപ്പോള്‍ നേരം വെളുക്കാറായി. പുള്ളിക്കാരന്‍ എഴുന്നേറ്റു പുറകിലേക്കു നോക്കിയപ്പോള്‍ അതാ അദ്ദേഹം ഉണ്ടാക്കിയ അളവുകോലിനേക്കാളും പ്രഭയുള്ള അഭിജിത്ത്‌ (വേഗ) നക്ഷത്രം ആകാശത്ത്‌ വിളങ്ങുന്നു. എന്ത്‌ ചെയ്യും ഈ നക്ഷത്രം ഈ അളവുകോലില്‍ പെടില്ല. ശരി ഇതിന് 0 എന്ന കാന്തിമാന സംഖ്യ കൊടുക്കാം. പിന്നെയും അകാശത്ത്‌ നോക്കിയപ്പോള്‍ അതാ ഏറ്റവും പ്രഭയുള്ള സിറിയസ്‌ ആകാശത്ത്‌ വിളങ്ങുന്നു. അതിന് -1 എന്ന കാന്തിമാന സംഖ്യ കൊടുത്ത്‌ പുള്ളി പ്രശ്നം പരിഹരിച്ചു. ഇതുവെറും കഥയാണു കേട്ടോ. ഇതിന്റെ ശരിക്കും കാരണം ഞാന്‍ ആദ്യം പറഞ്ഞാതാവാനാണ് സാധ്യത.

അപ്പോള്‍ പ്രഭകൂടുന്നതിനനുസരിച്ച്‌ ഖഗോളവസ്തുവിന്റെ കാന്തിമാന സംഖ്യ കുറയുന്ന രീതിയിലാണ് കാന്തിമാന അളവുകോല്‍ നിര്‍വചിച്ചിരിക്കുന്നത്‌. മാര്‍ക്ക്‌ കൂടുതല്‍ കിട്ടുമ്പോല്‍ ഒന്നാം റാങ്ക് കിട്ടുന്നതു പോലെ. കാലം പുരോഗമിച്ചപ്പോള്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ നക്ഷത്രങ്ങളെ മാത്രമല്ല സൂര്യനേയും ചന്ദ്രനേയും എല്ലാം ഈ അളവുകോല്‍ ഉപയോഗിച്ച്‌ അളന്നു. അതിനുവേണ്ടി കാന്തിമാന അളവുകോല്‍ രണ്ടുവശത്തേകും വ്യാപിപ്പിച്ചു. ഇതനുസരിച്ച്‌ സൂര്യന്റെ കാന്തിമാന സംഖ്യ -26.73 ഉം, പൂര്‍ണ്ണചന്ദ്രന്റേത്‌ -12.6 ഉം, ശുക്രന്റേത്‌ -4.4 ഉം ആണ്. നഗ്നനേത്രം കൊണ്ട്‌ നമുക്ക്‌ ദൃശ്യ കാന്തിമാന സംഖ്യ +6 വരെയുള്ള നക്ഷതങ്ങളെ മാത്രമേ കാണാന്‍ സാധിക്കൂ. ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ കണ്ടുപിടുത്തോടെ പിന്നേയും പ്രഭകുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങളെ കണ്ടെത്തി. ഒരു സാധാരണ ദൂരദര്‍ശിനി ഉപയോഗിച്ചാല്‍ കാന്തിമാനം +9 വരെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ കാണാനാകും. ശക്തിയേറിയ ദൂരദര്‍ശിനിയുണ്ടെങ്കില്‍ കാന്തിമാന സംഖ്യ +20 വരെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ കാണാനാകും. ഹബ്ബിള്‍ സ്‌പേസ്‌ ദൂരദര്‍ശിനി ഉപയോഗിച്ച്‌ കാന്തിമാന സംഖ്യ +29 വരെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ കാണാനാകും. ഇതോടൊപ്പമുള്ള ചിത്രത്തില്‍ ദൃശ്യ കാന്തിമാന അളവുകോല്‍ ഉപയോഗിച്ച്‌ വിവിധ ഖഗോളവസ്തുക്കളെ വര്‍ഗ്ഗീകരിച്ചത്‌ ചിത്രീകരിച്ചിരിക്കുന്നു.

ആധുനിക ഉപകരണങ്ങളുടെ സഹായത്തോടെ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ നടത്തിയ സൂക്ഷപഠനത്തില്‍ ഒന്നാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രത്തിന് ആറാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രത്തേക്കാള്‍ നൂറിരട്ടി പ്രഭ അധികമുണ്ട്‌ എന്ന്‌ കണ്ടെത്തി. അതായത്‌ നൂറ്‌, ആറാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രഭ ചേര്‍ന്നാല്‍ ഒരു ഒന്നാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രഭ കിട്ടും. വേറൊരു വിധത്തില്‍ പറഞ്ഞാല്‍ കാന്തിമാനത്തിന്റെ വ്യത്യാസം 5 ആണെങ്കില്‍ (6 -1) പ്രഭയുടെ വ്യത്യാസം 100 ഇരട്ടി ആകുന്നു.അങ്ങനെയാണെകില്‍ ഒരു കാന്തിമാനം വ്യത്യാസം ഉണ്ടെങ്കില്‍ 100 (1/5)=2.512 പ്രഭയുടെ വ്യത്യാസം ഉണ്ടാകും. അതായത്‌ 2.512, ആറാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ചേര്‍ന്നാല്‍ അഞ്ചാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രഭ കിട്ടും. (2.512)2 ആറാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ചേര്‍ന്നാല്‍ നാലാം കാന്തിമാന നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രഭ കിട്ടും.അതായത്‌ ഒരു കാന്തിമാനത്തിന്റെ വ്യത്യാസം ഉണ്ടെങ്കില്‍ പ്രഭയുടെ വ്യത്യാസം 2.512 ഇരട്ടി ആകുന്നു. ഇങ്ങനെയുള്ള അളവുകോലിനെ ലോഗരിതമിക് അളവുകോല്‍ എന്നാണ് പറയുന്നത്‌. (ലോഗരിതത്തിന്റെ മലയാളം ആര്‍ക്കെങ്കിലും അറിയാമോ?).

ഭൂമിയില്‍ നിന്ന്‌ ഉള്ള നക്ഷത്ര നിരീക്ഷണത്തിന് ദൃശ്യ കാന്തിമാനം ആണ് ഉപയോഗിക്കുന്നത്‌. ഇതിനെകുറിച്ച്‌ കൂടുതല്‍ കാര്യങ്ങള്‍ തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റില്‍. അപ്പോള്‍ ഭൂമിയില്‍ ഇന്ന്‌ നിരീക്ഷിക്കുമ്പോള്‍ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രഭ എന്താണോ അതിനെയാണ് ദൃശ്യ കാന്തിമാന അളവുകോല്‍ ഉപയോഗിച്ചു അളക്കുന്നതെന്ന്‌ നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കി. ഇതിന് നക്ഷത്രത്തിന്റെ യഥാര്‍ത്ഥ പ്രഭയുമായി യാതൊരു ബന്ധവും ഇല്ല. ഒരു നക്ഷത്രം നമുക്ക്‌ പ്രഭകുറഞ്ഞതായി തോന്നുന്നത്‌ ശരിക്കും അതിന്റെ പ്രഭ കുറഞ്ഞതായതു കൊണ്ടാവില്ല അത്‌ വളരെയധികം ദൂരത്തായതു കൊണ്ടായിരിക്കാം. അതേപോലെ സൂര്യന്‍ നമ്മളോട്‌ അടുത്തായതുകൊണ്ടാണ് അതിന്റെ പ്രഭ അധികമായിരിക്കുന്നതും. ഈ പ്രശ്നം പരിഹരിച്ച്‌ നക്ഷത്രം എത്ര ദൂരത്താണെങ്കിലും അതിന്റെ കേവലമായ പ്രഭ അളക്കുന്ന ഒരു അളവുകോലും ശാസ്തജ്ഞര്‍ നിര്‍വചിച്ചു.അതിനെയാണ് നമ്മള്‍ അടുത്തതായി പരിചയപ്പെടുവാന്‍ പോകുന്നത്‌ .

കേവല കാന്തിമാനം (Absolute Magnitude)

നമ്മള്‍ ഇന്നു ആകാശത്തു കാണുന്ന ഖഗോളവസ്തുക്കളെയെല്ലാം 10 പാര്‍സെക് (പാര്‍സെക്‌ എന്താണെന്ന്‌ അറിയാന്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തില്‍ ഉപയോഗിക്കുന്ന ഏകകങ്ങള്‍- ഭാഗം I എന്ന പോസ്റ്റ്‌ കാണുക) ദൂരത്തു കൊണ്ട്‌ വച്ചു എന്നു വിചാരിക്കുക. എന്നിട്ട്‌ അതിനെ ഭൂമിയില്‍ നിന്ന്‌ നിരീക്ഷിക്കുന്നു. അപ്പോള്‍ എന്ത്‌ കാന്തിമാനമാണോ നമ്മള്‍ക്ക് കിട്ടുന്നത്‌ അതിനെയാണ് കേവല കാന്തിമാനം (Absolute Magnitude) എന്നു പറയുന്നത്‌. അപ്പോള്‍ ഇതു ആ ഖഗോള വസ്തു വമിക്കുന്ന ആകെ പ്രകാശത്തിന്റെ അളവുകോലാണ്. ഈ അളവുകോലില്‍ ദൂരം കൂടിയതു കൊണ്ട്‌ കാന്തിമാനത്തില്‍ വ്യത്യാസം വരുന്നില്ല. കാരണം എല്ലാം ഒരേ ദൂരത്താണല്ലോ. ഈ അളവുകോല്‍ പ്രകാരം സൂര്യന്റെ കാന്തിമാനം + 4.86 ആണ്. അതായത്‌ സൂര്യന്‍ 10 പാര്‍സെക് ദൂരത്തായിരുന്നുവെങ്കില്‍ അതിനെ കഷ്ടിച്ചു നഗ്ന നേത്രം കൊണ്ടു കാണാമായിരുന്നു എന്നര്‍ത്ഥം. ചന്ദ്രനേയും ശുക്രനേയും ഒന്നും ശക്തിയേറിയ ദൂരദര്‍ശിനി ഉപയോഗിച്ചാലും കാണാന്‍ പറ്റുകയുമില്ല. കേവല കാന്തിമാനം കണക്കാക്കാന്‍ നക്ഷത്രങ്ങളിലേക്കുള്ള ദൂരം നമുക്ക്‌ അറിഞ്ഞിരിക്കണം. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കേവല താരതമ്യ പഠനത്തിനാണ് കേവല കാന്തിമാനം ഉപയോഗിക്കുന്നത്‌. സാധാരണ നക്ഷത്ര നിരീക്ഷണത്തിന് ഇതിന്റെ ആവശ്യമില്ല. കേവല കാന്തിമാനത്തെ M എന്ന അക്ഷരം കൊണ്ടാണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്‌.

Friday, September 15, 2006

ഡെക്ലിനേഷനും റൈറ്റ്‌ അസന്‍ഷനും

ഖഗോളത്തിലെ വിവിധ വസ്തുക്കളുടെ സ്ഥാനം ചൂണ്ടി കാണിക്കണമെങ്കില്‍ ഒരു നിര്‍ദേശാങ്കം (Coordinates)ആവശ്യമുണ്ടല്ലോ. അത്തരം ഒരു നിര്‍ദേശാങ്കത്തെ (Celestial Coordinates) ഈ പോസ്റ്റില്‍ പരിചയപ്പെടുത്തുന്നു.

ഈ ബ്ലൊഗ്ഗിലെ ആദ്യത്തെ പോസ്റ്റില്‍ ഖഗോള മദ്ധ്യരേഖ എന്നാല്‍ എന്താണ് പരിചയപ്പെടുത്തിയിരുന്നല്ലോ. (ഭൂമദ്ധ്യരേഖയുടെ തലം ഖഗോളത്തില്‍ കൂട്ടിമുട്ടുന്ന രേഖയാണ് ഖഗോള മദ്ധ്യരേഖ. കൂടുതല്‍ വ്യക്തതയ്ക്ക് ആ പോസ്റ്റിലെ ചിത്രം കാണുക.).

ധ്രുവരേഖ

നാം നില്‍ക്കുന്ന സ്ഥലത്തിന് നേരെ മുകളില്‍ ഖഗോളത്തില്‍ വരുന്ന ബിന്ദുവിനു ശിരോബിന്ദു (Zenith) എന്ന്‌ പറയുന്നു. നേരെ താഴെയുള്ളതിനു അധോബിന്ദു (Nadir) എന്നും പറയുന്നു.

ഖഗോളധ്രുവങ്ങളില്‍ കൂടെയും ശിരോ-അധോബിന്ദുക്കളില്‍ കൂടെയും കടന്നു പോകുന്ന മഹാവൃത്തത്തിന് ധ്രുവരേഖ (Meridian) എന്നും പറയുന്നു. ചിത്രം കാണുക. ഈ വൃത്തത്തിന് നക്ഷത്രനിരീക്ഷണത്തില്‍ പ്രാധാന്യം ഉണ്ട്‌. അത്‌ തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ നിന്ന്‌ മനസ്സിലാക്കാം.


ചിത്രത്തില്‍ കാണിച്ചിരിക്കുന്ന ഖഗോള ഉത്തരധ്രുവത്തിന്റെ സ്ഥാനം നിങ്ങള്‍ നില്‍ക്കുന്ന സ്ഥലത്തിന്റെ അക്ഷാംശം (latitude) അനുസരിച്ച്‌ മാറും. ഉദാഹരണത്തിന് മദ്ധ്യകേരളത്തിന്റെ അക്ഷാംശം 10° ആണ്. അപ്പോള്‍ അവിടെ ഖഗോള ഉത്തരധ്രുവത്തിന്റെ സ്ഥാനം (അതായത്‌ ധ്രുവനക്ഷത്രത്തിന്റെ) വടക്കേ ചക്രവാളത്തില്‍ നിന്ന്‌ 10 ഡിഗ്രി ഉയര്‍ന്നായിരിക്കും. ഇക്കാരണം കൊണ്ട്‌ തന്നെ മലകളാല്‍ ചുറ്റപെട്ട എന്റെ ജന്മസ്ഥലമായ കരിമ്പയില്‍ നിന്നൊന്നും ഞാന്‍ ധ്രുവനക്ഷത്തെ കണ്ടിട്ടേ ഇല്ല. തെക്കോട്ട്‌ പോകുമ്പോള്‍ പിന്നേയും വിഷമമാണ്. കാരണം അങ്ങോട്ട്‌ പിന്നെയും അക്ഷാംശം കുറഞ്ഞുവരികയാണല്ലോ.


ഡെക്ലിനേഷന്‍

നമ്മള്‍ ഭൂമദ്ധ്യരേഖയ്ക്ക്‌ സമാന്തരമായി വടക്കോട്ടും തെക്കോട്ടും ഉള്ള രേഖകളെ അക്ഷാംശം (latitude) എന്നാണല്ലോ പറയുന്നത്‌. ഇതേ പോലെ ഖഗോള മദ്ധ്യരേഖയ്ക്ക്‌ സമാന്തരമായി വടക്കോട്ടും തെക്കോട്ടും ഉള്ള രേഖകളെയാണ് ഡെക്ലിനേഷനന്‍ എന്ന്‌ പറയുന്നത്‌.


നമ്മള്‍ ഭൂമദ്ധ്യരേഖയ്ക്ക്‌ വടക്കോട്ടുള്ള അക്ഷാംശത്തെ + ചിഹ്നം കൊണ്ടോ N എന്ന വാക്കുകൊണ്ടോ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. തെക്കോട്ടുള്ളവയെ - ചിഹ്നം കൊണ്ടോ S എന്ന വാക്കുകൊണ്ടും സൂചിപ്പിക്കുന്നു. അതേ പോലെ ഖഗോള മദ്ധ്യരേഖയ്ക്ക്‌ വടക്കോട്ടുള്ള ഡെക്ലിനേഷനോടൊപ്പം + ചിഹ്നവും ഖഗോള മദ്ധ്യരേഖയ്ക്ക്‌ തെക്കോട്ടുള്ള ഡെക്ലിനേഷനോടൊപ്പം - ചിഹ്നവും വയ്ക്കുന്നു. ഇത്‌ പ്രകാരം ഖഗോളത്തിലെ ഉത്തരധ്രുവത്തിന്റെ ഡെക്ലിനേഷനന്‍ +90 യും ദക്ഷിണ ധ്രുവത്തിന്റെ ഡെക്ലിനേഷന്‍ -90 യും ആകുന്നു. + ആയാലും ‌- ആയാലും ഡെക്ലിനേഷന്‍ പറയുമ്പോള്‍ അതിന്റെ ഒപ്പം ചിഹ്നം നിര്‍ബന്ധമായിട്ടും ചേര്‍ക്കണം. ഡെക്ലിനേഷനെ α (ആല്ഫാ) എന്ന ഗ്രീക്ക്‌ ചിഹ്നം കൊണ്ടാണ് സാധാരണ സൂചിപ്പിക്കുന്നത്‌. Dec എന്നും എഴുതാറുണ്ട്‌.

റൈറ്റ്‌ അസന്‍ഷന്‍
‍ഡെക്ലിനേഷന്റെ നിര്‍വചനത്തില്‍ നിന്ന്‌ റൈറ്റ്‌ അസന്‍ഷന്‍ എന്താണ് എന്ന്‌ നിങ്ങള്‍ ഊഹിച്ചു കാണും. അതായത്‌ നമ്മടെ രേഖാശത്തിന്റെ (longitude) ഖഗോള equivalent. മലയാളത്തില്‍ ഇതിനെ വിഷുവാശം എന്ന്‌ വിളിക്കുന്നു. റൈറ്റ്‌ അസന്‍ഷന്‍ സാധാരണ മണിക്കൂര്‍(h), മിനിറ്റ്‌(m), സെകന്റ് (s)കണക്കിലാണ് പറയുന്നത്‌.


ഇംഗ്ലണ്ടിലുള്ള ഗ്രീനിച്ച്‌ എന്ന സ്ഥലത്തെ ഒരു Reference point ആയി എടുത്ത് അവിടുത്തെ രേഖാംശം പൂജ്യം ഡിഗ്രിയായി സങ്കല്‍പ്പിച്ചാണല്ലോ നമ്മള്‍ രേഖാംശം അടയാളപ്പെടുത്തുന്നത്‌. അപ്പോള്‍ ഖഗോളത്തില്‍ ഒരു Reference point ഉണ്ടെങ്കില്‍ നമുക്ക്‌ നമുക്ക്‌ റൈറ്റ്‌ അസന്‍ഷന്‍ രേഖപ്പെടുത്താം. പക്ഷെ എവിടെ നിന്ന്‌ തുടങ്ങും. നമ്മള്‍ വിഷുവങ്ങള്‍ എന്ന പോസ്റ്റില്‍ നിന്ന്‌ ക്രാന്തിവൃത്തവും ഖഗോളമദ്ധ്യവൃത്തവും തമ്മില്‍ രണ്ട്‌ ബിന്ദുക്കളില്‍ മാത്രമേ കൂട്ടിമുട്ടുന്നു ഉള്ളൂ എന്നും ഇവയാണ് വിഷുവങ്ങള്‍ എന്നും മനസ്സിലാക്കി. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ഇതിലെ മേഷാദിയെ (Vernal Equinox) Reference point ആയി എടുത്ത്‌ അതിന്റെ റൈറ്റ്‌ അസന്‍ഷന്‍ 0h 0m 0s ആയി സങ്കല്പിച്ച്‌ അവിടെ നിന്ന്‌ കിഴക്കോട്ട്‌ എണ്ണി. അപ്പോള്‍ തുലാവിഷുവത്തിന്റെ റൈറ്റ്‌ അസന്‍ഷന്‍ (Autumnal Equinox) 12h 0m 0s ആയിരിക്കും. റൈറ്റ്‌ അസന്‍ഷനനെ δ (ഡെല്‍റ്റ) എന്ന ഗ്രീക്ക്‌ ചിഹ്നം കൊണ്ടാണ് സാധാരണ സൂചിപ്പിക്കുന്നത്‌. RA എന്നും എഴുതാറുണ്ട്‌.

ഉദാഹരണത്തിന് തിരുവാതിര നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഖഗോള നിര്‍ദേശാങ്കം (Celestial cordinates) α 7° 24‘; δ 5h 52m 0s ആണെന്ന്‌ പറയുന്നു. ഡെക്ലിനേഷനും റൈറ്റ്‌ അസന്‍ഷനും തന്നാല്‍ അവ ഉപയോഗിച്ച്‌ നക്ഷത്രങ്ങളെ എങ്ങനെ കണ്ടുപ്പിടിക്കാമെന്ന്‌ തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ വിവരിക്കാം.