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.

9 comments:

ഷിജു അലക്സ്‌‌: :Shiju Alex said...

വലിയ സിദ്ധാന്തങ്ങളിലേക്കും വിശദീകരണങ്ങളിലേക്കും ഒന്നും പോകാതെ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ കുറിച്ചുള്ള ഒരു അടിസ്ഥാന ആമുഖമാണ് ഈ പോസ്റ്റ്.

ചില ഭൌതീക സംജഞകളുടെ മലയാളം വാക്ക് ശരിയാണോ എന്ന് എനിക്ക് ഉറപ്പില്ല. ഞാന്‍ ഇംഗ്ലീഷുകാരന്‍ ആയിരുന്നതിനാല്‍ മിക്കതിന്റേയും കൃത്യമായ മലയാളം എനിക്ക് അറിയില്ല. തെറ്റുണ്ടെങ്കില്‍ ദയവായി തിരുത്തി തരണം.

വിശ്വപ്രഭ viswaprabha said...

ആഹാ!
ഷിജൂ, ബ്യൂട്ടിഫുള്‍!

ഇന്നാള്‍ ഞാന്‍ പറഞ്ഞില്ലേ കൊച്ചുകുട്ടികള്‍ക്കുള്ള ഫിസിക്സ് എന്ന്, അതു തന്നെ ഇത്!

മക്കളേ, ഇനി പറയൂ, എന്തുകൊണ്ടാണ് ചുവപ്പുജ്വാലയെക്കാളും നീലജ്വാലയ്ക്ക് ചൂടുകൂടുന്നതെന്ന്!

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-

saptavarnangal said...

അഭിനന്ദനങ്ങള്‍, വളരെ ലളിതമായി വിവരിച്ചിരിക്കുന്നു.

വര്‍ഷങ്ങള്‍ക്ക് മുന്‍പ് ആസ്ട്രോഫിസിക്സുമായി നടത്തിയ മല്‍പ്പിടുത്തങ്ങള്‍ ഓര്‍മ്മയില്‍ വരുന്നു. പഠിച്ചതൊക്കെയും മറന്നു പോയെന്നു വിഷമത്തോടെ മനസ്സിലാക്കുന്നു, പോസ്റ്റ് വായിച്ചപ്പോള്‍ പിന്നെയും അവയൊക്കെ തലയില്‍ തെളിഞ്ഞു വരുന്നു!

പുഴയോരം said...

(ക്വാണ്ടം മെക്കാനിക്സ് ചര്‍ച്ച ചെയ്താല്‍ ചിലര്‍ക്ക് അതിന്റെ ഒപ്പം അദ്വൈതസിദ്ധാന്തവും ചര്‍ച്ച ചെയ്യണം)

അദ്വൈത സിദ്ധാന്തമല്ല. (തരംഗ്ങ്ങളുടെയും കണികകളുടേയും സ്വഭാവം ഒരുമിച്ച്‌ ദൃശ്യമാക്കുന്നതിനെയല്ലേ?). അതായത്‌ ഡ്യുവാലിറ്റി.. അത്‌ ദ്വൈതസിദ്ധാന്തം എന്നു വേണമെങ്കില്‍ പറയാം.. അക്ഷരപിശാചായിരുന്നല്ലേ?

ഷിജു വളരെ വിജ്ഞാനപ്രദമായ പോസ്റ്റ്‌. കുറെ കാര്യങ്ങളെങ്കിലും അറിയാവുന്നതായിരുന്നെങ്കിലും 2 വട്ടം വായിച്ചു.

മിക്കവാറും ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്ര ലേഖനങ്ങളിലും റേഡിയോ തരംഗ ചിത്രങ്ങളും മറ്റും ഉള്‍ക്കൊള്ളിക്കാറുണ്ടെങ്കിലും ഫാള്‍സ്‌ കളര്‍ ടെക്നിക്കിനെക്കുറിച്ച്‌ നാമമാത്രമായിപ്പോലും പരാമര്‍ശിച്ചു കണ്ടിട്ടില്ല. ഒരു അന്വേഷണകുതുകിയുടെ മനസ്സില്‍ ആദ്യമായി വരുന്ന സംശയം തന്നെയാണ്‌ താങ്കള്‍ ഫാള്‍സ്‌ കളര്‍ ടെക്നിക്കിനെക്കുറിച്ച്‌ വിശ്ദീകരിക്കുമ്പോള്‍ നിവാരണം ചെയ്യപ്പെടുന്നത്‌.

വീണ്ടും വീണ്ടും അഭിനന്ദനങ്ങള്‍.

പുഴയോരം said...

ഇനി ചോദ്യങ്ങള്‍ക്കുള്ള്‌ ഉത്തരങ്ങള്‍:

1. 500 നാനോ മീറ്റര്‍-ദൃശ്യപ്രകാശപരിധിയില്‍പ്പെടുന്നു.
2. 1 മൈക്രോ മീറ്റര്‍

seeyes said...

ഷിജു കലക്കുന്നുണ്ട്. അടുത്ത കാലത്തായി ഇന്‍ഫ്രാറെഡ്ഡിനും മൈക്രോവേവിനും ഇടക്കുള്ള ടെറാഹെര്‍ട്സും (http://en.wikipedia.org/wiki/Terahertz_radiation) പ്രശസ്തനായി വരുന്നുണ്ട്.

കിച്ചു said...

ഷിജൂ ലേഖലനം പൂര്‍ത്തിയായിട്ടുണ്ട്. അത് കമ്മന്റായി ഇടാന്‍ നോക്കിയപ്പം ഡാറ്റാ ബേസ് ഇറര്‍ എന്നു കാണിച്ചു. ഡ്രാഫ്റ്റാക്കാന്‍ നോക്കിയപ്പോള്‍ അതും നടക്കുന്നില്ല അതു കൊണ്ട് ആ ലേഖനം എന്റെ ബ്ലോഗില്‍ ഏറ്റവും പുതിയ പോസ്റ്റില്‍ കമ്മന്റായി ഇട്ടിട്ടുണ്ട്. ദയവായി എടുക്കുമല്ലോ? അടുത്ത ലേഖനത്തില്‍ എന്റെ റോള്‍ എന്താണ്? ഏതു ഭാഗമാണ് പൂര്‍ത്തിയാകാത്തത് എന്ന് പറഞ്ഞാല്‍ സഹായിക്കാം. പിന്നെ ഇതിന് ഇത്രയും സമയമെടുത്തത് വിഷയത്തെപ്പറ്റി നന്നായി പഠിച്ചിട്ടെഴുതാമെന്നു കരുതി. ദിഗ്വിജയം എന്റെ കഴിവിന്റെ പരമാവധി അല്ലെങ്കിലും നന്നായി ചെയ്തിട്ടുണ്ടെന്നാണ് വിശ്വാസം. അടുത്ത ഘട്ടം ജോലിക്കായി കാത്തിരിക്കുന്നു... കിച്ചു.

റോബി said...

വളരെ മികച്ച ഒരു ഉദ്യമം. അഭിനന്ദനങ്ങള്‍..