Thursday, September 11, 2008

സൂര്യന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ ഘടനയ്ക്കു ഒരു ആമുഖം

സൂര്യന്റെയും അതിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റേയും ഘടന പരിചയപ്പെടുത്തുക എന്നതു മാത്രമാണു കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റിന്റേയും ഈ പോസ്റ്റിന്റേയും ഉദ്ദേശം. കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില്‍ സൂര്യന്റെ ഘടനയിലെ മൂന്നു പ്രധാന പാളികളെ കുറിച്ചാണു പ്രതിപാദിച്ചതു്. ഈ പോസ്റ്റില്‍, സൂര്യന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിലെ വിവിധ പാളികളെ പരിചയപ്പെടുത്തുന്നു. ഈ പോസ്റ്റ് കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റിന്റെ തുടര്‍ച്ചയായതിനാല്‍ കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റ് വായിച്ചിട്ടില്ലാത്തവര്‍, ഇതു വായിക്കുന്നതിനു മുന്‍പ് ആ പോസ്റ്റ് വായിക്കുവാന്‍ താല്പര്യപ്പെടുന്നു.

സൂര്യനെ കാമ്പ്, വികിരണമേഖല, സംവഹനമേഖല ഇങ്ങനെ മൂന്നു പാളികളായി വിഭജിച്ചിരിക്കുന്നതായി നമ്മള്‍ കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില്‍ നിന്നു മനസ്സിലാക്കി. ഇതു മൂന്നും നമ്മുടെ പരമ്പരാഗത നിരീക്ഷണ സംവിധാനങ്ങള്‍ക്കു മറഞ്ഞിരിക്കുന്നു. സൌരശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ സൂര്യന്റെ ആന്തരികഘടനയെക്കുറിച്ചു പഠിക്കുന്ന ശാസ്ത്രശാഖയ്ക്കു ഹീലിയോസെസിമോളജി (helioseismology) എന്നാണു പേര്‍. സൂര്യനില്‍ നടക്കുന്ന വിവിധതരത്തിലുള്ള ആന്ദോളങ്ങള്‍ പഠിക്കുകയാണു ഈ ശാസ്ത്രശാഖയിലെ പ്രധാന ഗവേഷണവിഷയം. പ്രസ്തുതശാഖയിലെ പഠനങ്ങളിലൂടെയാണു സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം പോലുള്ള പ്രഹേളികയ്ക്കു ഉത്തരം കണ്ടെത്താന്‍ കഴിഞ്ഞത്.

കഴിഞ്ഞ പൊസ്റ്റില്‍ ചൂണ്ടി കാണിച്ച പോലെ സൂര്യന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിനു 3 പാളികള്‍ ആണുള്ളത്.

  1. പ്രഭാമണ്ഡലം (Photosphere)
  2. വര്‍ണ്ണമണ്ഡലം (Chromosphere)
  3. കൊറോണ (Corona)

ഈ മൂന്നു പാളികളേയും പരിചയപ്പെടുത്തുക എന്നതു മാത്രമാണു ഈ പോസ്റ്റിന്റെ ലക്ഷ്യം. ഈ പാളികള്‍ എല്ലാം തന്നെ വിവിധ ടെലിസ്കോപ്പുകളും വിവിധ തരത്തിലുള്ള ഡിറ്റക്‌‌ടറുകളൂം ഉപയോഗിച്ചു പഠിക്കാവുന്നതാണു. വിശദാംശങ്ങളിലേക്കു കടക്കാതെ ഓരോ പാളിയിലും നടക്കുന്ന വിവിധ പ്രവര്‍ത്തനങ്ങളെക്കുറിച്ച് വളരെ ലഘുവായി പ്രദിപാദിക്കാന്‍ ശ്രമിക്കാം.

സൂര്യന്റെ വിവിധഘടകങ്ങളെ പരിചയപ്പെടുത്തുന്ന ഒരു ചിത്രം
ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: http://learn.arc.nasa.gov/planets/0/sunparts.html

പ്രഭാമണ്ഡലം (Photosphere)

പ്രഭാമണ്ഡലത്തെ (Photosphere) സൂര്യന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിലെ ആദ്യപാളിയാണു. സൂര്യന്റെ ആപേക്ഷിക ഉപരിതലമാണു പ്രഭാമണ്ഡലം എന്നു പറയാം. സൂര്യന്‍ പൂര്‍ണ്ണമായും ഒരു വാതകഗോളമായതു കൊണ്ടു ഭൂമിയിലെ പോലെ ഉറച്ച പ്രതലമല്ല സൂര്യന്റെ ഉപരിതലം. ഭൂമിയില്‍ നിന്നു സൂര്യനെ നിരീക്ഷിക്കുമ്പോള്‍ നമ്മുടെ നിരീക്ഷണസംവിധാനങ്ങള്‍ക്കു പരമാവധി കടന്നെത്താവുന്ന ഇടമാണു പ്രഭാമണ്ഡലം. അതായതു നമ്മള്‍ സൂര്യനെ നിരീക്ഷിക്കുമ്പോള്‍ കാണുന്നതു അതിന്റെ പ്രഭാമണ്ഡലത്തേയാണു. (ദയവു ചെയ്തു നഗ്നനേത്രങ്ങളാല്‍ സൂര്യനെ നിരീക്ഷിക്കരുത്. അതു ഭാഗികമായോ പൂര്‍ണ്ണമായോ അന്ധതയ്ക്കു കാരണമാകും)

സൂര്യന്റെ പ്രഭാമണ്ഡലത്തിന്റെ ഒരു ചിത്രം. സൌരകളങ്കങ്ങള്‍ തെളിഞ്ഞു കാണാവുന്നതാണു.
ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: http://physics.uoregon.edu/~soper/Sun/photosphere.html

സൂര്യനില്‍ ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന ഊര്‍ജ്ജകണികളുടെ ബഹിര്‍ഗമന ഇടമാണു പ്രഭാമണ്ഡലം എന്നും പറയാവുന്നതാണു. ഇവിടെ നിന്നാണു ഊര്‍ജ്ജകണികകള്‍ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ അനന്തവിശാലതയിലേക്കുള്ള യാത്രതുടങ്ങുന്നതു. യാത്ര തുടങ്ങി ഏതാണ്ട് 8 മിനിറ്റ് കൊണ്ട് സൂര്യപ്രകാശം ഭൂമിയിലെത്തും. ഫോട്ടോസ്ഫിയറിനു ഏതാണ്ടു 500 km കട്ടിയുണ്ട്.

സൗരകളങ്കം (Sun spot), സൌരജ്വാല (Solar flare) , പ്രോമിനെന്‍സ് (Solar prominence) തുടങ്ങി പ്രതിഭാസങ്ങളുടേയും ഉറവിടം പ്രഭാമണ്ഡ‍ലം ആണു. ഈ പ്രതിഭാസങ്ങളെക്കുറിച്ച് തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളീല്‍ വിശദമായി കൈകാര്യം ചെയ്യുവാന്‍ ഉദ്ദേശിക്കുന്നതിനാല്‍ ഇപ്പോള്‍ വിശദീകരണത്തിനു തുനിയുന്നില്ല. പ്രഭാമണ്ഡലത്തിന്റെ ശരാശരി താപനില 5800 K ആണു. 5800 K ഉള്ള ഒരു വസ്തു ഏതു തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള വിദുത് കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ആണു ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുക എന്നു മനസ്സിലാക്കാന്‍ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളും ജ്യോതിശാസ്ത്രവും എന്ന പോസ്റ്റ് വായിക്കുക.

വര്‍ണ്ണമണ്ഡലം

പ്രഭാമണ്ഡലത്തിനു ശേഷം വര്‍ണ്ണമണ്ഡലം എന്ന പാളി. സൂര്യഗ്രഹണത്തിന്റെ സമയത്ത് ചന്ദ്രന്റെ അതിരില്‍ പിങ്ക് നിറത്തിലുള്ള നേര്ത്ത പാളി കാണാവുന്നതാണു. ഇതാണു ഏതാണ്ട് 2000 കിമി കനം ഉള്ള വര്‍ണ്ണമണ്ഡലം എന്ന പാളി.

സാധാരണ ഗതിയില്‍ നഗ്നനേത്രത്താല്‍ വര്‍ണ്ണമണ്ഡലം ദൃശ്യമാവില്ല. അതിനു കാരണം പ്രഭാമണ്ഡലത്തിന്റെ പ്രകാശം വര്‍ണ്ണമണ്ഡലത്തിന്റെ പ്രകാശത്തെ അതിശയിപ്പിക്കുന്നു എന്നതാണു. പക്ഷെ സൂര്യ ഗ്രഹണ സമയത്തു ചന്ദ്രന്‍ സൂര്യഗോളത്തെ (അതായതു പ്രഭാമണ്ഡലത്തെ) മറക്കുമ്പോള്‍ ചന്ദ്രന്‍ മറച്ച സൂര്യന്റെ അതിരുകളില്‍ ഒരു നേര്‍ത്ത ചുവന്ന വളയം പോലെ വര്‍ണ്ണമണ്ഡലം കാണപ്പെടും.

സൂര്യഗ്രഹണസമയത്തു വര്‍ണ്ണമണ്ഡലത്തിന്റെ ഭാഗങ്ങള്‍ ദൃശ്യമാകുന്നതിന്റെ ഒരു ചിത്രം
ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: http://commons.wikimedia.org/wiki/Image:Solar_eclips_1999_5.jpg

ഇനിയും ശാസ്ത്രജ്ഞര്ക്കു ശരിയായി മനസ്സിലാകാന്‍ സാധിക്കാത്തെ എന്തോ കാരണത്താല്‍ വര്‍ണ്ണമണ്ഡലത്തിലെ താപം 20,000 K ആണു (അതായതു പ്രഭാമണ്ഡത്തേതിലും നാലു ഇരട്ടിയോളം). പ്രഭാമണ്ഡലത്തില്‍ നിന്നുള്ള വികിരണം കൂടുതല്‍ സ്ഥ്ലത്തേക്കു പരക്കുമ്പോള്‍ സ്വാഭാവികമായും താപം കുറയും എന്നാണു പ്രതീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നത്. പക്ഷെ എന്തുകൊണ്ടു താപം 20, 000 K ആകുന്നു എന്ന പ്രഹേളികയുടെ കെട്ടഴിക്കാനുള്ള പഠനങ്ങള്‍ നടന്നു കൊണ്ടിരിക്കുന്നു. ചില സിദ്ധാങ്ങള്‍ ഒക്കെ മുന്നോട്ടു വച്ചിട്ടുണ്ടെന്കിലും പൂര്‍ണ്ണമായ ഉത്തരം ആയിട്ടില്ല. 20,000 K ഉള്ള വര്‍ണ്ണമണ്ഡലത്തിലെ പരമാണുക്കള്‍ ചുവപ്പു ദീപ്തിയുള്ള പ്രകാശം (H-alpha emission) ആണൂ പുറപ്പെടുവിക്കുക.

വര്‍ണ്ണമണ്ഡലത്തിന്റെ വേറൊരു ദൃശ്യം.

ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: http://solar-heliospheric.engin.umich.edu/

വര്‍ണ്ണമണ്ഡലത്തിനു ക്രമരഹിതമായ അതിരുകള്‍ ആണുള്ളതു. ഈ ക്രമരഹിതമായ രൂപത്തിനു കാരണം സ്പൈക്യൂള്‍സ് എന്നു പറയുന്ന പ്രതിഭാസമാണൂ. പ്രഭാമണ്ഡലത്തില്‍ നിന്നു പുറപ്പെട്ട് കൊറോണയിലേക്കു ജെറ്റ് പോലെ പായുന്ന സൗരപദാര്‍ത്ഥമാണു സ്പൈക്യൂള്‍സ് എന്നു അറിയപ്പെടുന്നതു. സ്പൈക്യൂള്‍സ് എന്ന ഈ പ്രതിഭാസമാണു വര്‍‌ണ്ണമണ്ഡലം എന്ന പാളിയുടെ സൃഷ്ടിക്കുകാരണം എന്നു കരുതുന്നു. സൗരജ്വാല, പ്രോമിനെന്‍സ് തുടങ്ങി പല പ്രതിഭാസങ്ങളും നടക്കുന്നത് വര്‍ണ്ണ മണ്ഡലത്തിലാണു. എല്ലാം കൂടി ഒരുമിച്ചു പറഞ്ഞാല്‍ ശരിയാവില്ല എന്നു കാരണത്താല്‍ ആ പ്രതിഭാസങ്ങളെക്കുറിച്ചൊക്കെ വ്യത്യസ്ത പോസ്റ്റുകളില്‍ പരിചയപ്പെടുത്താം.

കൊറോണ

സൂര്യന്റെ ഘടനയിലെ ഏറ്റവും ബാഹ്യമായ പാളിയാണു കൊറോണ. വര്‍‌ണ്ണമണ്ഡല പാളിയെ പോലെത്തന്നെ സൂര്യഗ്രഹണസമയത്തു പ്രഭാമണ്ഡലത്തില്‍ നിന്നുള്ള പ്രകാശം തടയപ്പെടുന്ന വേളയില്‍ മാത്രമേ കൊറോണ എന്ന പാളിയും നഗ്നനേത്രങ്ങള്‍ക്കു ദൃശ്യമാകൂ. കൊറോണഗ്രാഫ് എന്ന ഉപകരണത്തിന്റെ സഹായത്തോടെ (കൃത്രിമമായി സൂര്യഗ്രഹണം സൃഷ്ടിച്ച് പ്രഭാമണ്ഡലത്തില്‍ നിന്നുള്ള പ്രകാശം തടയുന്ന ഒരു ഉപകരണം) സാധാരണ സമയത്തും കൊറോണയെ നിരീക്ഷിക്കാവുന്നതാണു.

സൂര്യഗ്രഹണസമയത്തു കൊറോണ ദൃശ്യകാകുന്ന ഒരു ചിത്രം
ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: http://commons.wikimedia.org/wiki/Image:Solar_eclips_1999_4_NR.jpg

സൂര്യഗ്രഹണസമയത്തു കൊറോണ ദൃശ്യമാകുമ്പോള്‍ കാണുന്ന കിരീടം പോലെയുള്ള രൂപത്തില്‍ നിന്നാണു കൊറോണ എന്ന പേരു ഈ പാളിക്കു ഉണ്ടായതു. കൊറോണ സൂര്യന്റെ ചുറ്റും ഒരു വലയമായി നില്‍ക്കുകയല്ല, മറിച്ച് അതിന്റെ വിന്യാസം ബാഹ്യാകാശത്തിലേക്കു നീളുന്നു. കുറച്ചു കൂടി കൃത്യമായി പറഞ്ഞാല്‍ കൊറോണയില്‍ നിന്നുള്ള കണങ്ങള്‍ ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണപഥത്തോളം എത്തുന്നുണ്ട്.

കൊറോണയുടെ രൂപം ഒരു പരിധി വരെ സൂര്യന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രം ആണു നിര്‍ണ്ണയിക്കുന്നത്. കൊറോണയിലെ സ്വതന്ത്ര ഇലക്ട്രോണുകള്‍ സൂര്യന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ രേഖകള്‍ പിന്തുര്‍ന്നു പ്രത്യേകതരത്തിലുള്ള രൂപങ്ങള്‍ രചിക്കുന്ന ദൃശ്യം സൂര്യഗ്രഹണസമയത്തു നമുക്കു കാണാവുന്നതാണു.

കൊറേണയുടെ രൂപത്തില്‍ നിന്നു സൂര്യന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തെ കുറിച്ചു പഠിക്കാവുന്നതാണു
ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: http://apod.nasa.gov/apod/ap010408.html

20 ലക്ഷം കെല്‍‌വിനോളം വരും കൊറോണയിലെ താപനില. ചില പ്രത്യേക സൌരപ്രതിഭാസങ്ങളുടെ സമയത്തു ഇതു 36 ലക്ഷം കെല്‍‌വിനോളം ഉയരുന്നു എന്നും കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്.

കൊറോണയുടെ ഭൂരിഭാഗവും സൂര്യന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ ബന്ധനത്തിലാണു. എക്സ്-റേ ചിത്രങ്ങളില്‍ സൂര്യന്റെ ഈ കാന്തിക ക്ഷേത്രരേഖകള്‍ ലൂപ്പ് പോലെ കാണപ്പെടും. ഈ പ്രതിഭാസത്തിനാണു കൊറോണല്‍ ലൂപ്സ് (Coronal Loops) എന്നു പറയുന്നതു. എക്സ്-റേ ചിത്രങ്ങളില്‍ ഈ ഭാഗം തെളിഞ്ഞു കാണപ്പെടും.

കൊറോണല്‍ ലൂപ്സ്
ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: http://trace.lmsal.com/POD/TRACEpodarchive24.html

പക്ഷെ ചില കാന്തികക്ഷേത്ര രേഖകള്‍ സൂര്യനിലേക്കു ലൂപ്പ് അവസാനിപ്പിക്കുന്നില്ല എന്നു കാണുന്നു . ഇതിനാണു കൊറോണല്‍ ഹോള്‍സ് എന്നു പറയുന്നത്. കൊറോണല്‍ ഹോള്‍സ്(Coronal Holes) എക്-റേ ചിത്രത്തില്‍ ഇരുണ്ട് കാണപ്പെടും.

കൊറോണല്‍ ഹോള്‍സ്
ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: http://apod.nasa.gov/apod/ap030318.html

എക്സ്-റേ ചിത്രങ്ങളും ദൃശ്യപ്രകാശ ത്രംഗത്തില്‍ അല്ലാത്ത ചിത്രങ്ങള്‍ ഒക്കെ എങ്ങനെയാണു നമുക്കു കാണാവുന്ന വിധത്തിലാക്കുന്നതു എന്നു മനസ്സിലാക്കാന്‍ സഹായിക്കുന്ന ഫാള്‍സ് കളര്‍ ടെക്നിക്കിനെക്കുറിച്ച് മനസ്സിലാക്കാന്‍ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളും ജ്യോതിശാസ്ത്രവും എന്ന പോസ്റ്റിലെ റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ എന്ന വിഭാഗത്തില്‍ കൊടുത്തിട്ടുള്ള ബോക്സ് വായിക്കുക.

ഈ പോസ്റ്റ് വായിച്ചു കഴിയുമ്പോള്‍ ധാരാളം ചോദ്യങ്ങളാണു അവശേഷിക്കുക എന്നു മനസ്സിലാക്കുന്നു. പ്രത്യേകിച്ചു ഓരോ പാളിയിലും നടക്കുന്ന പ്രതിഭാസങ്ങളെക്കുറിച്ചുള്ള (ഉദാ: സൌരകളങ്കം, സൌരജ്വാല തുടങ്ങിയവ) സംശയങ്ങള്‍. കഴിഞ്ഞ രണ്ടു പോസ്റ്റു കൊണ്ടു ഉദ്ദേശിച്ചതു സൂര്യന്റേയും അതിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റേയും വിവിധഘടകങ്ങളെ പരിചയപ്പെടുത്തുക എന്നതു മാത്രമാണു. വിവിധഘടകങ്ങള്‍ക്കു ഒരു ആമുഖം മാത്രമാണു കഴിഞ്ഞ രണ്ട് പോസ്റ്റുകള്‍. തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ സൂര്യന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിലെ വിവിധപ്രതിഭാസങ്ങളെക്കുറിച്ചാണു കൈകാര്യം ചെയ്യുവാന്‍ ഉദ്ദേശിക്കുന്നതു. അതിനുള്ള ഒരു അടിസ്ഥാനമിടാന്‍ കഴിഞ്ഞ രണ്ടു പോസ്റ്റു കൊണ്ടു കഴിഞ്ഞു എന്നു കരുതട്ടെ.

Monday, September 08, 2008

സൂര്യന്റെ ആന്തരികഘടനയ്ക്ക്‌ ഒരു ആമുഖം

സൂര്യന്റെയും അതിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റേയും ഘടന പരിചയപ്പെടുത്തുകയാണു അടുത്തുള്ള രണ്ട് പോസ്റ്റുകളുടെ ലക്ഷ്യം. ഈ പോസ്റ്റില്‍ സൂര്യന്റെ ഘടനയും അടുത്ത പൊസ്റ്റില്‍ അതിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ ഘടനയും പരിചയപ്പെടാം. സൂര്യന്റേയും അതിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റേയും ഘടനയിലെ ഓരോ പാളിയിലും നടക്കുന്ന പ്രവര്‍ത്തനങ്ങളെ വിശദമായി പരിചയപ്പെടുത്തുക എന്നതല്ല ഈ പൊസ്റ്റിന്റെ ലക്ഷ്യമെന്‍കിലും, അതില്‍ നടക്കുന്ന പ്രവര്‍ത്തനത്തെ വളരെ ചുരുക്കത്തില്‍ പ്രദിപാദിക്കാന്‍ ശ്രമിക്കാം.


ഭൂമിയുടെ നിലനിപ്പിനു തന്നെ നിദാനമായതും ഭൂമിയോടു ഏറ്റവും അടുത്തു കിടക്കുന്നതുമായതുമായ നക്ഷത്രമാണ് സൂര്യന്‍. അതു തന്നെയാണു ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തില്‍ ആ ഖഗോളവസ്തുവിനുള്ള പ്രാധാന്യവും. സൂര്യനെക്കുറിച്ചുള്ള നിരീക്ഷണ-സൈദ്ധാന്തിക പഠനങ്ങളില്‍ നമ്മള്‍ നേടിയ മുന്നേറ്റങ്ങളാണ് ഇന്നു നമുക്കു സൂര്യനെക്കുറിച്ചുള്ള അറിവുകള്‍ക്ക് നിദാനം.

മുന്‍പ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം എന്ന പോസ്റ്റില്‍ ചൂണ്ടിക്കാണിച്ച പോലെ സൂര്യന്റെ സ്പെക്ട്രല്‍ തരം G2V യും കേവലകാന്തിമാനം +4.8ഉം ആപേക്ഷിക കാന്തിമാനം -26.8ഉം ആണ്. ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തില്‍ നിന്ന് 30,000 പ്രകാശവര്‍ഷം അകലെയാണ് സൂര്യന്റെ സ്ഥാനം. സെക്കന്റില്‍ 250 കിമി വേഗതയിലാണ് സൂര്യന്‍ ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തെ വലം വെക്കുന്നത്.

സൂര്യന്റെയും അതിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റേയും ഘടനെയെ വളരെ ചുരുക്കമായി വിവരിക്കാനുള്ള ശ്രമമാണു ഈ പോസ്റ്റില്‍. ഏറ്റവും അകത്തുള്ള കാമ്പ് മുതല്‍ ഏറ്റവും പുറമേയുള്ള കൊറോണ വരെയുള്ള വിവിധ പാളികള്‍ സൂര്യനും അതിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിനും കൂടിയുണ്ട്.

സൂര്യന്റെ ഘടന വളരെയെധികം സങ്കീര്‍ണ്ണതകള്‍ നിറഞ്ഞതാണു. നമുക്കു അതിനെ കുറിച്ച് കുറച്ച് മാത്രമേ മനസ്സിലാക്കാന്‍ കഴിഞ്ഞുട്ടുള്ളൂ. എങ്കിലും ഇതുവരെയുള്ള പഠനങ്ങളിലൂടെ വിവിധപാളികള്‍ തമ്മില്‍ എങ്ങനെയാണു പരസ്പരം പ്രവര്‍ത്തനങ്ങള്‍ നടത്തുന്നതെന്നു മനസ്സിലാക്കാന്‍ നമുക്കു സാധിച്ചിട്ടുണ്ട്.

സൂര്യന്റെ അകക്കാമ്പ് മുതല്‍ തുടങ്ങി പുറത്തേക്കുള്ള ഒരോ പാളിയേയും പരിചയപ്പെടാം. പ്രധാനമായ പാളികള്‍ ഇനി പറയുന്നവ ആണ്.

  1. കാമ്പ് (Core)
  2. വികിരണ മേഖല (Radiative Zone)
  3. സംവഹന മേഖല (Convection Zone)
  4. പ്രഭാമണ്ഡലം (Photosphere)
  5. വര്‍ണ്ണമണ്ഡലം (Chromosphere)
  6. കൊറോണ (Corona)

ആദ്യത്തെ മുന്നു പാളികള്‍ സൂര്യനിലും, പ്രഭാമണ്ഡലം സൂര്യന്റെ ഉപരിതലവും, ബാക്കിയുള്ളവ അതിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിലുമാണു. സൂര്യനെ അതിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തോട് ഒപ്പം ചേര്‍ത്ത് ഇവിടെ പരിഗണിക്കുന്നതിന്റെ പ്രധാന കാരണം സൂര്യന്‍ ഒരു വാതക ഗോളം ആണു എന്നതു കൊണ്ടാണു. അതിനാല്‍ തന്നെ ഒരു പ്രത്യേക ബിന്ദുവില്‍ വച്ച് ഒരു പാളി തീരുകയല്ല. മറിച്ച് അടുത്തടുത്ത 2 പാളികള്‍ തമ്മിലുള്ള അതിര്‍വരമ്പ് നിര്‍വചിക്കാവുന്നതല്ല.സൌരകേന്ദ്രത്തില്‍ നിന്നു ഏതാണ്ട് 0.25 Rsun ഭാഗം വരെയാണു സൂര്യന്റെ കാമ്പ് എന്നു പറയാം. 0.25 Rsunതൊട്ട് വികിരണ മേഖല ആരംഭിക്കുന്നു. അതു 0.7 Rsun വരെ നീണ്ടു കിടക്കുന്നു. അവീടെ നിന്നു ഉപരിതലം വരെയാണു സംവഹനമേഖലയുടെ സ്ഥാനം

സൂര്യന്റെ ഘടന,
ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: നാസയുടെ വെബ്ബ്സൈറ്റ്

കാമ്പ്

തെര്‍മോന്യൂക്ളിയാര്‍ പ്രക്രിയകളാണു സൂര്യനില്‍ ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ ഉറവിടമെങ്കിലും ഈ പ്രക്രിയകള്‍ സൂര്യന്റെ എല്ലാ ഭാഗങ്ങളിലും നടക്കില്ല. അതിനു കാരണം 10 7 K നു മുകളിലുള്ള താപമാണു ഈ പ്രക്രിയ നടക്കുവാന്‍ ആവശ്യമായതു എന്നാണു. ഇത്രയും താപം സൂര്യന്റെ കാമ്പില്‍ മാത്രമേ ഉള്ളൂ. അണുസംയോജന പ്രക്രിയയിലൂടെ ഊര്‍ജ്ജം ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന ഇടമാണു സൂര്യന്റെ കാമ്പ്. 15,000,000 K താപത്തില്‍ എരിഞ്ഞുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന പദാര്‍ത്ഥമാണു സൂര്യന്റെ കാമ്പില്‍ ഉള്ളത്. സൂര്യന്റെ കാമ്പിന്റെ സാന്ദ്രത 160,000 kg/m^3 ആണു. അതായതു വെള്ളത്തിന്റെ സാന്ദ്രതയുടെ 160 ഇരട്ടി.

ഹൈഡ്രജന്‍ അണുകേന്ദ്രം (പ്രോട്ടോണ്‍) ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രമായി മാറുന്ന അണുസംയോജന പ്രക്രിയയിലൂടെയാണു സൂര്യനില്‍ ഊര്‍ജ്ജം ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്നത്. അണുസംയോജനവും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഊര്‍ജ്ജ ഉല്‌പാദനവും ഭാഗം ഒന്ന്, നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഊര്‍ജ്ജ ഉല്‌പാദനം - ഭാഗം രണ്ട് എന്നീ രണ്ട് പോസ്റ്റുകളില്‍ നക്ഷത്രങ്ങളിലെ അണുസംയോജന പ്രക്രിയകളെ കുറിച്ച് പ്രദിപാദിച്ചിരുന്നല്ലോ. കൂടുതലറിയാന്‍ താല്പര്യമുള്ളവര്‍ പ്രസ്തുത പോസ്റ്റുകള്‍ വായിക്കുക. ഈ പോസ്റ്റില്‍ സൂര്യന്റെ ഘടനെയെക്കുറിച്ച് പ്രതിപാദിക്കുവാന്‍ ശ്രമിക്കുന്നതിനാല്‍ മറ്റുള്ള വിശദാംശങ്ങളിലേക്കു പോകുന്നില്ല.

വികിരണ മേഖല

നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പിനെ ചുറ്റി വികിരണ പാളി. ഈ പാളി കാമ്പിന്റെ ഇന്‍സുലേറ്ററായി പ്രവര്‍ത്തിക്കുകയും അണുസംയോജനം നടക്കാനാവശ്യമായ ഉന്നത താപനില നിലനിര്‍ത്താന്‍ കാമ്പിനെ സഹായിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. കാമ്പില്‍ തെര്‍മോന്യൂക്ലീയാര്‍ പ്രക്രിയയില്‍ ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന ഊര്‍ജ്ജ കണികകള്‍(ഗാമാ ഫോട്ടോണുകള്‍) പുറത്തേക്ക് വരുന്ന വഴിയിലുള്ള ദ്രവ്യവുമായി പ്രതിപ്രവര്‍ത്തനം നടത്തുന്നു. വികിരണമേഖലയക്കു അകത്തെ താപം 5 ലക്ഷം ഡിഗ്രി കെല്‍‌വിന്‍ ആണു. ഊര്‍ജ്ജകണികകള്‍ വികിരണമേഖലയിലെ അണുകേന്ദ്രങ്ങള്‍ തുടര്‍ച്ചയായി സ്വാംശീകരിക്കുകയും പുറം തള്ളുകയും ചെയ്യുന്നു. അന്യോന്യമുള്ള ഇടിമൂലം നിരന്തരമായി ഇതിന്റെ സഞ്ചാരദിശയും മാറി കൊണ്ടിരിക്കുന്നു.ഫോട്ടോണ്‍ റാന്‍ഡം വാക്ക് എന്ന് അറിയപ്പെടുന്ന ഈ പ്രക്രിയ അത്യന്തം സങ്കീര്‍ണ്ണമാണു.

ഫോട്ടോണ്‍ റാന്‍ഡം വാക്ക്.
ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്:http://solar.physics.montana.edu/YPOP/Spotlight/SunInfo/randwalk.html

സൂര്യന്റെ കാമ്പില്‍ ഉല്പാദിപ്പിക്കപെടുന്ന ഊര്‍ജ്ജകണികയ്ക്കു ഫോട്ടോണ്‍ റാന്‍ഡം വാക്കിലൂടെ സൂര്യന്റെ ഉപരിതലത്തില്‍ എത്താന്‍ കുറഞ്ഞത് 1,70,000 വര്‍ഷം എങ്കിലും എടുക്കുമെന്നു സൈദ്ധാന്തികമായി കണക്കു കൂട്ടിയിട്ടുണ്ട്. ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ ഇന്നു നമുക്കു ലഭിക്കുന്ന സൌരോര്‍ജ്ജത്തിന്റെ സ്രോതസ്സ് ഏതാണ്ട് 1,70,000 വര്‍ഷംവര്‍ഷങ്ങള്‍ക്കു മുന്‍പ് സൂര്യന്റെ കാമ്പില്‍ നടന്ന തെര്‍മോ ന്യൂക്ലിയാര്‍ പ്രക്രിയ ആണു

സൂര്യന്റെ ആരത്തിന്റെ 0.25 Rsunമുതല്‍ 0.7 Rsun വരെയാണു വികിരണമേഖലയായി കരുതുന്നത്. അതിനു ശെഷം സംവഹനമേഖല ആരംഭിക്കുന്നു.

സംവഹനമേഖല

ഫൊട്ടോണ്‍ റാന്‍ഡം വാക്ക് വഴി ഒരു വിധത്തില്‍ വികിരണ മേഖലയില്‍ നിന്നു രക്ഷപ്പെട്ടു വരുന്ന ഊര്‍ജ്ജകണികകള്‍ക്കു അവിടെ നിന്നു പുറത്തേക്കുള്ള യാത്രയ്ക്കു വേറൊരു യാത്രാമാദ്ധ്യമം അത്യാവശ്യമാണു. ഈ മാദ്ധ്യമം ഇവിടെ അത്യാവശ്യമാകുന്നതിന്റെ പ്രധാന കാരണം വികിരണമേഖല തീരുന്നിടത്തുള്ള താപം 2ലക്ഷം ഡിഗ്രി കെല്‍‌വിന്‍ മാത്രമാണു എന്നതാണു. വികിരണമേഖലയക്കു അകത്തെ താപം 5 ലക്ഷം ഡിഗ്രി കെല്‍‌വിന്‍ ആണെന്നു ഓര്‍ക്കുക. ഈ താപനിലയില്‍ സം‌വഹനമേഖലയിലെ പരമാണുക്കള്‍ ഊര്‍ജ്ജകണികളെ സ്വാംശീകരിക്കുമെങ്കിലും അത്ര പെട്ടന്നു പുറത്തു വിടുകയില്ല. അതിനാല്‍ വികിരണം വഴിയുള്ള യാത്രയുടെ വേഗത കുറയുന്നു. അതിനാല്‍ പുതിയൊരു മാദ്ധ്യമം ഉണ്ടായലേ ഊര്‍ജ്ജകണികയ്ക്കു അതിന്റെ പുറത്തേക്കൂള്ള യാത്ര സുഗമമായി തുടരാനാവൂ. അവിടാണു സംവഹന മേഖയുടെ സംഭാവന കടന്നു വരുന്നത്.

സൂര്യന്റെ ആരത്തിന്റെ അവസാനത്തെ 30 ശതമാനത്തോളം ഭാഗത്തു് ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തേക്ക് വരുന്നത് സംവഹനം വഴിയാണു.വാതകത്തിന്റെ കായികമായ ചലനങ്ങളിലൂടെ ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തേക്ക് എത്തിക്കുന്ന മേഖലയാണു ഇതു. അതു കൊണ്ടാണു ഇതിനു സംവഹന മേഖലയെന്നു പേരായതും.

താരമതമ്യേന താപം കുറഞ്ഞ ഈ മേഖലയില്‍ അയോണുകള്‍ക്കു ഫോട്ടോണുകളുടെ പുറത്തേക്കുള്ള പാച്ചിലിന്റെ വേഗത കുറയ്ക്കാനാകുന്നു. അതിനാല്‍ തന്നെ താപം കൂടിയ ഇടമായ സം‌വഹനമേഖലയുടെ അടിത്തട്ടില്‍ നിന്നു കായികമായ ചലനത്തോടെ താപം കുറഞ്ഞ ഇടമായ ഫൊട്ടോണുകള്‍ സം‌വഹനമേഖലയുടെ മുകളിലെത്തുന്നു. വെള്ളം വെട്ടിത്തിളക്കുമ്പോള്‍ കാണുന്ന അതേ പ്രതിഭാസത്തെ നമുക്കു ഇതിനോടു തരതമ്യപ്പെടുത്താം. ഈ കായിമായ ചലനം മൂലം ഏതാണ്ട് ഒരാഴ്ച സമയം കൊണ്ട് സം‌വഹനമേഖലയുടെ അടിത്തട്ടില്‍ നിന്നു ഫൊട്ടോണുകള്‍ സം‌വഹനമേഖലയുടെ മുകളിലെത്തുന്നു എന്നു കണക്കുക്കൂട്ടലിലൂടെ തെളിയിച്ചിട്ടുണ്ട്.

ചുരുക്കത്തില്‍ കാമ്പില്‍ നിന്നു വികിരണമേഖലയുടെ പുറത്തു കടക്കാന്‍ 1,70,000 വര്‍ഷം എടുക്കുന്ന ഊര്‍ജ്ജകണിക വെറും ഒരാഴ്ച കൊണ്ടു സംവഹനമേഖല പിന്നിട്ട് പുറത്തെക്കുള്ള യാത്ര തുടരുന്നു. മുന്‍പ് സൂചിപ്പിച്ചതു പോലെ ഏതാണ്ട് 1,70,000 വര്‍ഷങ്ങള്‍ക്ക് മുന്‍പ് സൂര്യന്റെ കാമ്പില്‍ സൃഷ്ടിക്കപ്പെട്ട ഊര്‍ജ്ജകണികളാണു നമുക്കു ഇന്നു ലഭിക്കുന്നത്.

കാമ്പിനേയും, വികിരണ മേഖലയേയും, സംവഹനമേഖലയേയും പരിചയപ്പെട്ട് കഴിഞ്ഞതിനാല്‍ നമുക്കു അടുത്ത പോസ്റ്റില്‍ സൂര്യന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ ഘടനയെ കുറിച്ച് മനസ്സിലാക്കാം. പ്രഭാമണ്ഡലം എന്ന പാളി ശരിക്കും പറഞ്ഞാല്‍ സൂര്യന്റെ ഉപരിതലം ആണു. അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ ഭാഗമല്ല അത്. എന്കിലും അതിനെ അടുത്ത പൊസ്റ്റില്‍ നമുക്കു സൗര അന്തരീക്ഷത്തെ പരിചയപ്പെടുന്ന കൂട്ടത്തില്‍ പരിചയപ്പെടാം. ബാക്കി അടുത്ത പൊസ്റ്റില്‍.

Thursday, September 04, 2008

അന്യഗ്രഹ ജീവികള്‍ക്കു വേണ്ടിയുള്ള തെരച്ചിലും ഡ്രേക്ക് സമവാക്യവും

ഭൂമിയിലെ ജീവന്റെ പരിണാമം ശാസ്ത്രീയമായി പഠിക്കുന്ന ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാരെ സംബന്ധിച്ചിടത്തോളം, നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിലെ മറ്റു നക്ഷത്രങ്ങളെ ചുറ്റുന്ന ഗ്രഹങ്ങളില്‍ ചിലതിനെങ്കിലും, ഭൂമിക്കു സാമാനമായ അന്തരീക്ഷം ഉണ്ടാകുവാനും, എല്ലാ സാഹചര്യവും ഒത്തു വന്നാല്‍ അവിടെ ജീവനുണ്ടാകുവാനും ഉള്ള സാദ്ധ്യത തള്ളികളയാനാവില്ല. ഈ സാദ്ധ്യതയാ‍ണു ഭൂമിക്കു പുറത്തു വേറൊരു ജീവന്‍ തുടിക്കുന്ന സ്ഥലം ഉണ്ടോ എന്നു തെരയുവാന്‍ ശാസ്ത്രജ്ഞരെ പ്രേരിപ്പിച്ചതു. അന്വേഷണവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട പ്രധാനപ്പെട്ടൊരു സമവാക്യത്തെക്കുറിച്ചും, അതിനെചുറ്റിപറ്റിയുള്ള വിവാദങ്ങളെ കുറിച്ചുമാണു ഈ പോസ്റ്റ്.

നമ്മുടെ നിലവിലുള്ള സാങ്കേതികത ഉപയോഗിച്ച് ഒരു ബഹിരാകാശവാഹനം തൊട്ടടുത്ത നക്ഷത്രത്തിലേക്കു വിട്ടാല്‍ പോലും അവിടെ എത്താന്‍ വേണ്ടി വരുന്ന യാത്രാസമയം പതിനായിരക്കണക്കിനു കൊല്ലങ്ങളായിരിക്കും. അതിനാല്‍ തന്നെ ഒരു ബഹിരാകാശവാഹത്തില്‍ പോയി മറ്റു നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ചുറ്റും കറങ്ങുന്ന ഗ്രഹങ്ങളില്‍ പോയി പഠനം നടത്തുന്നതു മനുഷ്യനു അപ്രാപ്യമാണു. അപ്പോള്‍ പിന്നെ ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ക്കു ചെയ്യാനുള്ളതു ബഹിരാകാശത്തു നിന്നു വരുന്ന വിദ്യുത്കാന്തികതരംഗങ്ങളെ പഠിക്കുക എന്നതു മാത്രമാണു. വിദ്യുത് കാന്തികതതരംഗങ്ങളിള്‍ റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ക്കാണു ഇത്തരം പഠനത്തില്‍ ഏറ്റവും പ്രാധാന്യം. അതിന്റെ കാരണം നക്ഷത്രാന്തരീയ മാദ്ധ്യമത്തിലെ വിവിധതടസ്സങ്ങളെ മറി കടന്നു ഭൂമിയിലെത്താനുള്ള റേഡിയോ തരംങ്ങളുടെ കഴിവാണു (ഇതിനെക്കുറിച്ച് കൂടുതല്‍ മനസ്സിലാകാന്‍ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളും ജ്യോതിശാസ്ത്രവും എന്ന പോസ്റ്റ് കാണുക).

അന്യഗ്രഹങ്ങളിലെ ആധുനിക സങ്കേതങ്ങള്‍ ഉപയോഗിച്ചുള്ള തിരച്ചില്‍ ഓരോ സാങ്കേകിതയും വികസിച്ചു വരുന്നതിനു ഒപ്പം തന്നെ തുടങ്ങുന്നു. റേഡിയോ ജ്യോതിശാസ്ത്രം ശക്തിപ്രാപിച്ച 1950-കളുടെ ശേഷമാണു അതു അന്യഗ്രഹങ്ങളിലെ ജീവന്‍ തെരയാന്‍ ഉപയോഗിച്ചു തുടങ്ങിയത്. അതിനു ശേഷം കഴിഞ്ഞ കുറച്ചു ദശകങ്ങളായി അന്യഗ്രഹങ്ങളില്‍ നിന്നുള്ള റേഡിയോ പ്രസരണങ്ങള്‍ തെരഞ്ഞുപിടിച്ചു പഠിക്കാന്‍ വിവിധ മാര്‍ഗ്ഗങ്ങള്‍ക്കായി ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ശ്രമിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കുകയാണു. അമേരിക്കയിലെ വെസ്റ്റ് വെര്‍ജീനിയയിലെ നാഷണല്‍ റേഡിയോ അസ്ട്രോണമി ഒബ്സര്‍വേറ്ററിയിലെ ശാസ്ത്രജ്ഞനായ ഫ്രാങ്ക് ഡ്രേക്ക് 1961-ല്‍, റേഡിയോ ടെലിസ്കോപ്പ് ഉപയോഗിച്ചു സൂര്യനോടു സാദൃശ്യമുള്ള രണ്ടു നക്ഷത്രങ്ങളായ Tau Ceti, Epsilon Eridani (നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഈ വിധത്തില്‍ പേരിടുന്നതു എങ്ങനെയെന്നു മനസ്സിലാക്കാന്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് പേരിടുന്നത്‌ എങ്ങനെ?- ഭാഗം ഒന്ന്, നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് പേരിടുന്നത്‌ എങ്ങനെ?- ഭാഗം രണ്ട് എന്നീ പോസ്റ്റുകള്‍ വായിക്കുക) എന്നീ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നുള്ള റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ സൂക്ഷമമായി പഠിക്കുന്നതാണു ഈ മേഖലയിലെ ആദ്യത്തെ പ്രധാന ചുവടുവെപ്പു്. പക്ഷെ പ്രതീക്ഷിച്ച ഫലം അതിനു കിട്ടിയില്ല. അതിനു ശേഷം കഴിഞ്ഞ കുറേ ദശകങ്ങളായി നിരവധി നിരീക്ഷണപഠനങ്ങള്‍ ഈ മേഖലയില്‍ നടന്നിട്ടുണ്ട്. ഈ മേഖലയില്‍ നിലവില്‍ ഏറ്റവും ഗൌരവത്തിലുള്ള പരീക്ഷണങ്ങള്‍ ഇപ്പോള്‍ നടക്കുന്നതു SETI Institute-ന്റെ പഠനങ്ങളില്‍ ആണു. ഇതിനകം നമ്മുടെ ഗാലക്സിയില്‍, സൂര്യനെപ്പോലുള്ള 1000ത്തോളം നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നുള്ള റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ ഇവര്‍ പഠനങ്ങള്‍ക്കു വിധേയമാക്കി. പക്ഷെ ഇതു വരെയുള്ള പരീക്ഷണങ്ങളില്‍ സന്തോഷസൂചകമായ സൂചനകള്‍ ഒന്നും ലഭിച്ചിട്ടില്ല.

ഈ മേഖലയില്‍ തുടര്‍ച്ചയായി ഉണ്ടാവുന്ന പരാജയത്തില്‍ മനംമടുത്ത് ഈ മേഖലയിലെ പഠനം ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ഉപേക്ഷിക്കണമോ? അനന്തമായി പരന്നുകിടക്കുന്ന ബഹിരാകാശത്തു നിന്നു റേഡിയോ തരംഗങ്ങളെ പഠിക്കുന്ന ഒരു ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനു ഒരു അന്യഗ്രഹത്തില്‍ നിന്നുള്ള റേഡിയോ തരംഗം കിട്ടാനുള്ള സാദ്ധ്യത എത്രത്തോളം ഉണ്ട്? എത്ര നക്ഷത്രങ്ങളെ പഠിച്ചുകഴിഞ്ഞാല്‍ പ്രതീക്ഷയുടെ ചെറുകണികയെങ്കിലും തരുന്ന വിധത്തില്‍ ഉള്ള റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ കിട്ടും? ഇങ്ങനെയുള്ള നിരവധി ചോദ്യങ്ങള്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ അഭിമുഖീകരിച്ചു. ഈ ചോദ്യങ്ങള്‍ക്കു വിശദീകരണം നല്‍കാനുള്ള ഉദ്യമം ആദ്യം നടത്തിയത് ഇപ്പോള്‍ കാലിഫോര്‍ണിയ യൂണിവേര്‍സിറ്റിയിലെ അസ്ട്രോണമി പ്രൊഫസര്‍ ആയ ഫ്രാങ്ക് ഡ്രേക്ക് ആയിരുന്നു. ഒരു ഗാലക്സിയിലെ, സാങ്കേതികമായി മുന്നേറ്റം ഉണ്ടാക്കിയ സംസ്ക്കാരങ്ങളുടെ എണ്ണം, ലളിതമായ ഒരു സമവാക്യം ഉപയോഗിച്ചു കണ്ടെത്താം എന്ന അഭിപ്രായം ഫ്രാങ്ക് ഡ്രേക്ക് മുന്നോട്ടു വെച്ചു. ആ സമവാക്യം ആണു ഇന്നു Drake equation (ഡ്രേക്ക് സമവാക്യം) എന്ന പേരില്‍ വളരെ പ്രശസ്തമായ സമവാക്യം. ഡ്രേക്ക് സമവാക്യം താഴെ പറയുന്ന വിധമാണു.

N= R* fp ne fl fi fc L

ഈ സമവാക്യത്തിലെ വിവിധ ഗണങ്ങളുടെ വിശദീകരണം താഴെ പറയുന്ന വിധമാണു.

N = ഒരു ഗാലക്സിയില്‍ ജീവനുണ്ടാവാന്‍ സാദ്ധ്യതയുള്ള ഗ്രഹങ്ങളുടെ എണ്ണം.
R* = ഗാലക്സിയില്‍ പുതുനക്ഷത്രങ്ങള്‍ പിറക്കുന്നതിന്റെ തോത്. (പ്രതിവര്‍ഷത്തില്‍ എത്ര നക്ഷത്രം എന്ന തോതില്‍)
fp = ഗ്രഹങ്ങള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ശതമാനം
ne = ഒരു നക്ഷത്രത്തില്‍, ഭൂമിയെപോലെ ജീവന്‍ നിലനിര്‍ത്താന്‍ സാഹചര്യം ഉള്ള ഗ്രഹങ്ങളുടെ ശരാശരി എണ്ണം
fl = ജീവന്‍ നിലനിര്‍ത്താന്‍ സാഹചര്യമുള്ള ഗ്രഹങ്ങളില്‍ ജീവന്‍ ഉടലെടുത്തതിന്റെ ശതമാനം
fi = ജീവന്‍ നിലനിര്‍ത്താന്‍ സാഹചര്യമുള്ള ഗ്രഹങ്ങളില്‍ ബൌദ്ധികമായി പരിണമിച്ച ജീവികളുള്ള ഗ്രഹങ്ങളുടെ ശതമാനം
fc = ജീവന്‍ നിലനിര്‍ത്താന്‍ സാഹചര്യം ഉള്ള ഗ്രഹങ്ങളില്‍ ബൌദ്ധികമായി പരിണമിക്കുകയും മറ്റൊരു ഗ്രഹവുമായി ആശയവിനിമയം നടത്താന്‍ ആവശ്യമായ സാങ്കേതികവളര്‍ച്ച കൈവരിക്കുകയും ചെയ്ത ഗ്രഹങ്ങളുടെ എണ്ണം
L = മറ്റൊരു ഗ്രഹവുമായി ആശയവിനിമയം നടത്താന്‍ ആവശ്യമായ സാങ്കേതികവളര്‍ച്ച കൈവരിക്കുകയും ആ ആശയം വിനിമയം നിലനിക്ക്കുകയും ചെയ്യുന്ന പരമാവധി ദൈര്‍ഘ്യം(വര്‍ഷത്തില്‍)

ഡ്രേക്ക് സമവാക്യത്തിന്റെ പ്രത്യേകത ഒരു ഗാലക്സിയില്‍ ഭൂമിയേ പോലെ ഉള്ള ഗ്രഹങ്ങളുടെ എണ്ണത്തിന്റെ ഒരു അനുമാനക്കണക്ക് കൂട്ടിയെടുക്കാന്‍ അതു സഹായിക്കുന്നു എന്നതാണു. ഈ സമവാക്യത്തിലെ ചില ഗണങ്ങളുടെ ഉത്തരം നമുക്കു നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമത്തെ കുറിച്ചുള്ള പഠനത്തിലൂടെ എളുപ്പം കണ്ടെത്താവുന്നതാണു. ഉദാഹരണത്തിനു R* fp എന്നീ ഗണങ്ങള്‍.

ഡ്രേക്ക് സമവാക്യം ഉപയോഗിച്ചുള്ള കണക്കുകൂട്ടല്‍

വിവിധ ലോജിക്കുകള്‍ ഉപയോഗിച്ചു ഈ സമവാക്യം നിര്‍ദ്ധാരണം ചെയ്യാന്‍ നമുക്കൊന്നു ശ്രമിക്കാം.

R* എന്ന ഗണം പരിഗണിക്കുമ്പോള്‍ നമ്മള്‍ സൂര്യന്റെ പിണ്ഡത്തിന്റെ 1.5 ഇരട്ടിയില്‍ കൂടുതലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ ഒക്കെ ഒഴിവാക്കാം . കാരണം നക്ഷത്രത്തിന്റെ പിണ്ഡം കൂടും തോറും അതിന്റെ ജീവിതദൈര്‍ഘ്യം കുറഞ്ഞു വരും. അതിനാല്‍ പിണ്ഡം കൂടുതലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളീല്‍ ജീവന്‍ ഉടലെടുക്കാനുള്ള സാദ്ധ്യത തീര്‍ത്തും ഇല്ലാതാകും. അതേ പോലെ സൂര്യന്റെ പിണ്ഡത്തിനു താഴെ ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ പ്രകാശം വളരെ കമ്മിയായിരിക്കും. അതിനാല്‍ അതിനെ ചുറ്റുന്ന ഗ്രഹങ്ങളില്‍ ഭൌമസമാനമായ അന്തരീക്ഷത്തിനു സാദ്ധ്യത ഇല്ല. ചുരുക്കത്തില്‍ സൂര്യന്റെ പിണ്ഡത്തിന്റെ ഒന്നു മുതല്‍ 1.5 ഇരട്ടി പിണ്ഡം വരെ ദ്രവ്യമാനമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ചുറ്റും കറങ്ങുന്ന ഗ്രഹങ്ങളിലാണു ജീവന്‍ ഉടലെടുക്കാനുള്ള സാദ്ധ്യത ഉള്ളതു. വിശദമായി നടത്തിയ സൈദ്ധാന്തിക പഠനങ്ങളിലൂടെ ഒരു വര്‍ഷം ഒരു ഗാലക്സിയില്‍ പരമാവധി 1 നക്ഷത്രം അത്തരത്തില്‍ പിറവിയെടുക്കും എന്നു ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ കണക്കുകൂട്ടിയെടുത്തു. ഇതേ പോലെയുള്ള യുക്തി ഉപയോഗിച്ച് fp യുടെ മൂല്യവും 1 തന്നെയാണെന്നു കണക്കുകൂട്ടിയെടുക്കാവുതാണു.

പക്ഷെ ഡ്രേക്ക് സമവാക്യത്തിലെ ബാക്കിയുള്ള ഗണങ്ങളുടെ മൂല്യം ഇതു പോലെ എളുപ്പത്തില്‍ കണക്കുകൂട്ടിയെടുക്കാന്‍ പറ്റില്ല. അതിനാല്‍ ചില അനുമാനങ്ങള്‍ വച്ച് ബാക്കിയുള്ള ഗണങ്ങളുടെ മൂല്യം കണക്കാക്കി ഡ്രേക്ക് സമവാക്യത്തിന്റെ ഉത്തരത്തില്‍ എത്താന്‍ നോക്കാം.

ഇതിനു മുന്‍പുള്ള നിയമങ്ങള്‍ ഒക്കെ പാലിക്കുന്ന ഒരു നക്ഷത്രയൂഥത്തില്‍ ജീവനു അനുയോജ്യമായ എത്ര ഗ്രഹങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകും എന്നതു നമുക്കു ഇന്നത്തെ അറിവു വെച്ച് ഊഹിക്കാന്‍ പറ്റില്ല. നമ്മുടെ സൗരയൂഥം ഉദാഹരണം ആയി എടുത്താല്‍, ഇത്തരം നക്ഷത്രയൂഥത്തില്‍ ne യുടെ മൂല്യം 1 ആണെന്നു വരും.പക്ഷെ നമുക്കു കുറച്ചു കൂടി റെസ്ട്രിക്റ്റീവ് ആകാം. ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ പത്തിലൊന്നിനേ ജീവനു അനുയോജ്യമായ ഗ്രഹങ്ങള്‍ നിലനിര്‍ത്താനുള്ള ശേഷി ഉള്ളൂ എനു കരുതുക. അപ്പോള്‍ ne യുടെ മൂല്യം 0.1 ആണെന്നു വരുന്നു.

നമ്മള്‍ തെരഞ്ഞെടുത്ത ഇത്തരം ജീവന്‍ നിലനിര്‍ത്താന്‍ സാഹചര്യം ഉള്ള ഗ്രഹങ്ങളില്‍ എല്ലാം ഭൂമിയിലേതു പോലെ ജീവന്‍ പരിണമിക്കാന്‍ ഉള്ള സാഹചര്യം ഉണ്ടാകും എന്നു കരുതുക. അതായതു fl ന്റെ മൂല്യം 1 ആണെന്നു വരുന്നു. ഈ കണക്കുകൂട്ടല്‍ സത്യത്തില്‍ ജീവശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ക്കു പ്രിയപ്പെട്ട ഒരു മേഖലയാണു.

ഇതേ ലോജിക്കുകള്‍ ഉപയോഗിച്ച്, ഭൂമി ഉദാഹരണം ആയി എടുത്ത് fi ന്റെ മൂല്യം 1 ആണെന്നു വയ്ക്കുക. ഇത്തരം അനുമാനം വലിയ തെറ്റില്ലാതെ നടത്താവുന്ന വിധത്തില്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ എണ്ണം നമ്മള്‍ R* എന്ന ഗണത്തിലൂടെ നമ്മള്‍ കുറച്ച് കൊണ്ടു വന്നിട്ടുണ്ട്.

ശാസ്ത്രീയമായി നിരീക്ഷിച്ചാല്‍ ഒരു സംസ്കാരം ഉയര്‍ന്നു വരികയാണെങ്കില്‍ അവര്‍ തീര്‍ച്ചയായും തങ്ങളുടെ ഗ്രഹത്തിനു പുറത്തേക്കു ആശയവിനിമയം നടത്താനുള്ള സാങ്കേതിക ജ്ഞാനം നേടിയിരിക്കും. അങ്ങനെ നോക്കുമ്പോള്‍ fc യുടെ മൂല്യവും 1 ആണെനു വരുന്നു.

അവസാനത്തെ ഗണമായ L ആണു ഊഹിക്കാന്‍ ഏറ്റവും ബുദ്ധിമൂട്ടുള്ളത്. അന്തരീക്ഷവും സമുദ്രവും ഒക്കെ മലീമസമാവുകയും, അണ്വായുധങ്ങള്‍ ഒക്കെ ഉപയോഗിച്ച് അന്യോന്യം നശിപ്പിക്കാന്‍ കാത്തു നില്‍ക്കുന്ന ഭൂമിയെ ഉദാഹരണം ആയി എടുത്താല്‍ L എന്നതു 100 വര്‍ഷം ആണെന്നു സങ്കല്‍പ്പിക്കാം.

ഇനി മുകളില്‍ ഊഹിച്ചെടുത്ത മൂല്യങ്ങള്‍ എല്ലാം കൂടി സമവാക്യത്തില്‍ കൊടുത്താല്‍ കിട്ടുന്ന ഉത്തരം എന്താണെണെന്നു നോക്കാം.


N= R* fp ne fl fi fc = 1 X 0.1 X 1 X 1 X 1 X 100 = 10

അതായത് N= 10.

ചുരുക്കത്തില്‍ നമ്മുടെ ഗാലക്സിയില്‍ കോടി കോടികണക്കിനു നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ടെങ്കിലും, അത്രയും നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ വെറും പത്തെണ്ണത്തില്‍ മാത്രമേ ജീവന്റെ കണിക ഉണ്ടാവാന്‍ സാദ്ധ്യതയുള്ള ഗ്രഹങ്ങള്‍ ഉണ്ടാവൂ. ഈ നക്ഷ്ത്രസാഗരത്തില്‍ നിന്നു ജീവന്‍ നിലനില്ക്കുന്ന ഗ്രഹങ്ങള്‍ ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ തേടുന്നത് എത്രത്തോളം ബുദ്ധിമുട്ടാണ് എന്നു അനുമാനിക്കാവുന്നതേ ഉള്ളൂ. ഡ്രേക്ക് സമവാക്യം ശരിയാണെന്നു വന്നാല്‍ ഈ ഒരു കാരണം കൊണ്ടു തന്നെയാണു വിജയതീരത്തടുക്കാന്‍ പ്രയാസവും.

ഡ്രേക്ക് സമവാക്യത്തിലെ ഗണങ്ങള്‍ക്ക് വിവിധതരത്തിലുള്ള മൂല്യങ്ങള്‍ ഉപയോഗിച്ച് പല ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ പല വിധ സംഖ്യകള്‍ നിര്‍ധാരണം ചെയ്തെടുത്തു. ഒരു ഗാലക്സിയില്‍ ഒരു നക്ഷത്രയൂഥത്തിനു മാത്രമേ ഭൂമിയെപ്പോലെയുള്ള നിലകൈവരിക്കാന്‍ പറ്റൂ എന്നും, ആകാശഗംഗാ ഗാലക്സിയില്‍ അതു നമ്മളായതു കൊണ്ട് ഇനി നമ്മുടെ ഗാലക്സിയില്‍ തെരയുന്നതില്‍ കാര്യമില്ല എന്നും വാദിക്കുന്ന ചില ശാസ്ത്രജ്നമാര്‍ ഉണ്ട്. അവരുടെ അഭിപ്രായത്തില്‍ നമ്മുടെ ഗാലക്സിക്കു പുറത്താണു ഇതിനുള്ള അന്വേഷണം നടത്തേണ്ടതു. മറ്റു ഗാലക്സികളിലെ നക്ഷത്രങ്ങളെ പഠിക്കുക എന്നതു അതീവ പ്രയാസകരമായ കാര്യമാണു. ചുരുക്കത്തില്‍ അന്യഗ്രഹജീവികളെ തേടിയുള്ള നമ്മുടെ യാത്ര ഇപ്പോഴും തുടരുകയാണു.

വിമര്‍ശനങ്ങള്‍

ഈ സമവാക്യം ഉപയോഗിച്ച് വിവിധ ലോജിക്കുകള്‍ ഉപയോഗിച്ച് പല ഉത്തരങ്ങളില്‍ എത്തിച്ചേരാം . അതു കൊണ്ടു തന്നെ ഇതു ശാസ്ത്രീയമല്ല എന്നു വാദിക്കുന്നവരുണ്ട്. SETI Institute-ന്റെ പഠനങ്ങളും ഡ്രേക് സമവാക്യവും എല്ലാം കപട ശാസ്ത്രത്തെ പിന്തുണയ്ക്കുന്നവരുടെ സ്രൃഷ്ടിയാണെന്നും വാദിക്കുന്നവര്‍ ഉണ്ട്.

The Drake equation cannot be tested and therefore SETI is not science. SETI is unquestionably a religion.

എന്നാണു പ്രശസ്ത്നായ ഒരു ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്‍ അഭിപ്രായപ്പെട്ടതു.


പക്ഷെ പൊതുധാരയില്‍ നിന്നു വേറിട്ടു ചിന്തിക്കുന്ന ചിലരാണു പല പ്രധാന ശാസ്ത്രകണ്ടെത്തലുകളൂടേയും പിറകില്‍ എന്നത് ആലോചിക്കുമ്പോള്‍ വേറൊരു സാദ്ധ്യത മുന്നോട്ടു വയ്ക്കുന്നതു വരെ SETI Institute-പോലുള്ള സ്ഥാപനങ്ങളുടെ പഠനങ്ങളും, ഡ്രേക് സമവാക്യവും ഒക്കെ സജീവമായി ഇവിടെത്തന്നെ കാണും.

Sunday, February 10, 2008

ടൈറ്റസ്-ബോഡെ നിയമം

പതിവുപോലെ ഈ പോസ്റ്റും മലയാളം വിക്കിപീഡിയയെ കൂടി മുന്നില്‍ കണ്ടു എഴുതിയതാണു. ഈ ലേഖനം മലയാളം വിക്കിപീഡിയയിലും ഇട്ടിട്ടുണ്ട്. അതു ഇവിടെ കാണാം.
.

പതിനെട്ടാം നൂറ്റാണ്ടില്‍, ജര്‍മ്മന്‍ ഭൌതിക-ഗണിത ശാസ്ത്രജ്ഞനായിരുന്ന ജോഹന്‍ ടൈറ്റസ്, സൂര്യനു ചുറ്റും ഗ്രഹങ്ങളുടെ വിന്യാസം വിശദീകരിക്കുവാന്‍ പര്യാപ്തമായ ഒരു ഗണിതസൂത്രവാക്യം കണ്ടെത്തി. ഗ്രഹങ്ങളുടെ സൂര്യനു ചുറ്റുമുള്ള വിന്യാസം കൃത്യമായി പ്രതിപാദിക്കുവാന്‍ കഴിയും എന്നു ഒരു കാലത്ത് കരുതപ്പെട്ട ഈ ഗണിത സൂത്രവാക്യം ആണ് ടൈറ്റസ്-ബോഡെ നിയമം. അദ്ദേഹം തന്റെ കണ്ടെത്തല്‍ 1766-ല്‍ പ്രസിദ്ധീകരിച്ചുവെങ്കിലും ജര്‍മ്മന്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനും ബെര്‍ലിന്‍ നക്ഷത്രനിരീക്ഷണാലയത്തിന്റെ ഡയറക്ടറുമായിരുന്ന ജോഹാന്‍ ബോഡെ 1772-ല്‍ അതിനു വമ്പിച്ച പരസ്യം കൊടുക്കുന്നതു വരെ ഈ നിയമം ആരും ശ്രദ്ധിച്ചിരുന്നില്ല. പ്രസ്തുത സൂത്രവാക്യം ഇന്നു ടൈറ്റസ്-ബോഡെ നിയമം എന്നു (അല്ലെങ്കില്‍ അതിന്റെ സൃഷ്ടാവിനോട് അനാദരവ് കാണിച്ച് ബോഡെ നിയമം) എന്നു അറിയപ്പെടുന്നു.

നിയമത്തിന്റെ വിശദീകരണം

ടൈറ്റസ്-ബോഡെ നിയമം ഇപ്രകാരം ആണ്:

  1. 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96....എന്ന സംഖ്യശ്രേണി എഴുതുക (ഈ ശ്രേണിയിലെ 3നു ശേഷമുള്ള സംഖ്യകള്‍ അതിന്റെ തൊട്ട് മുന്‍പത്തെ സംഖ്യയുടെ ഇരട്ടി ആണെന്നു ശ്രദ്ധിക്കുക)
  2. ഈ ശ്രേണിയിലെ‍ ഓരോ സംഖ്യയോടും 4 എന്ന സംഖ്യ കൂട്ടുക
  3. ഉത്തരമായി ലഭിക്കുന്ന ഓരോ സംഖ്യയേയും 10 കൊണ്ട് ഹരിക്കുക

ഉത്തരമായി ലഭിക്കുന്ന സംഖ്യകള്‍ സൂര്യനില്‍ നിന്നുള്ള ഓരോ ഗ്രഹത്തിന്റേയും ദൂരം ആണ് (സൗര ദൂര ഏകകത്തിലുള്ളത്). ഇതാണ് ടൈറ്റസ്-ബോഡെ നിയമത്തിന്റെ രത്ന ചുരുക്കം.

ടൈറ്റസ്-ബോഡെ നിയമവും ഗ്രഹങ്ങളുടെ യഥാര്‍ത്ഥ വിന്യാസവും

ടൈറ്റസ്-ബോഡെ നിയമപ്രകാരം ഗ്രഹങ്ങളുടെ വിന്യാസവും യഥാര്‍ത്ഥത്തിലുള്ള വിന്യാസവും താരതമ്യപ്പെടുത്തുന്ന പട്ടിക താഴെ.




ഗ്രഹംkടൈറ്റസ്-ബോഡെ നിയമ പ്രകാരം ഉള്ള ദൂരം (AU)യഥാര്‍ത്ഥത്തിലുള്ള ദൂരം (AU
ബുധന്‍00.40.39
ശുക്രന്‍10.70.72
ഭൂമി21.01.00
ചൊവ്വ41.61.52
സെറസ്82.82.77
വ്യാഴം165.25.20
ശനി3210.09.54
യുറാനസ്6419.619.2
നെപ്റ്റ്യൂണ്‍12838.830.06
പ്ലൂട്ടോ25677.239.44

നിയമത്തിന്റെ ശാസ്ത്രീയത

ഈ പട്ടികയില്‍ നിന്ന് ടൈറ്റസ്-ബോഡെ നിയമം പ്രവചിക്കുന്ന നിയമം ഏതാണ്ട് എല്ലാ ഗ്രഹങ്ങളും ഒരു വിധം കൃത്യതയോടെ പാലിക്കുന്നു എന്നു കാണാം. ഹെര്‍ഷല്‍ യുറാനസിനെ വളരെ അപ്രതീക്ഷിതമായി കണ്ടെത്തുന്നതു വരെ സൂര്യനില്‍ നിന്ന് ഗ്രഹങ്ങളുടെ ദൂരം മനഃപാഠം പഠിക്കുന്നതിനുള്ള ഒരു എപ്പുപ്പവഴിയായാണ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ഈ നിയമത്തെ കണ്ടത്. പക്ഷെ യുറാനസിന്റെ കണ്ടെത്തല്‍ 2.8 AU ദൂരത്ത് ഇതു വരെ കണ്ടെത്തിയിട്ടില്ലാത്ത ഒരു ഗ്രഹത്തെ തിരയാന്‍ ജ്യോതിശസ്ത്രജ്ഞരെ പ്രേരിപ്പിച്ചു. താമസിയാതെ തന്നെ ഏകദേശം ഈ ദൂരത്ത് തന്നെ ഉല്‍ക്കാവലയത്തെ കണ്ടെത്താന്‍ കഴിഞ്ഞപ്പോള്‍ ഈ നിയമത്തിനു എന്തോ പ്രവചന സ്വഭാവമുണ്ടെന്നും ഈ നിയമം സൌരയൂഥത്തിന്റെ ഒരു ഭൌതിക ഗുണമാണെന്നും ഉള്ള ചിന്ത ഉടലെടുക്കുന്നതിനു ഇടയായി.

പക്ഷെ പിന്നീട് സൗരയൂഥത്തിലെ മറ്റ് രണ്ട് ഗ്രഹങ്ങായ നെപ്റ്റ്യൂണിനേയും പ്ലൂട്ടോയേയും (പ്ലൂട്ടോയെ ഇപ്പോള്‍ ഒരു ഗ്രഹമായല്ല കരുതുന്നത്) ഈ നിയമം അനുസരിക്കാത്ത ഇടങ്ങളില്‍ കണ്ടെത്തിയത് ഈ നിയമത്തിന്റെ ശാസ്ത്രീയത സംശയിക്കുന്നതിനു ഇടയായി. ആധുനിക വിശദീകരണം അനുസരിച്ച് ഗ്രഹങ്ങള്‍ ഈ നിയമം അനുസരിക്കുന്നതിനു അടിസ്ഥാനപരമായ ഒരു കാരണവും കാണുന്നില്ല. ചില ഗ്രഹങ്ങള്‍ ഈ നിയമം അനുസരിക്കുന്നത് വെറും യാദൃശ്ചികമാണ് എന്നാണ് ശാസ്ത്രജ്ഞമാരുടെ അനുമാനം. സൌരയൂഥം ഉടലെടുത്ത സൌരനെബുലയിലെ വിന്യാസം മറ്റൊന്നായിരുന്നെങ്കില്‍ ഗ്രഹങ്ങളുടെ വിന്യാസവും മറ്റൊരു തരത്തിലായേനെ എന്നും അതു ടൈറ്റസ്-ബോഡെ നിയമം അനുസരിക്കുന്ന ഒന്ന് ആയിരിക്കില്ല എന്നും ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ അനുമാനിക്കുന്നു. ഗ്രഹങ്ങള്‍ ഈ നിയമം കൃത്യമായി പാലിക്കാത്തതു കൊണ്ട് ഇതിനെ ഒരു ശാസ്ത്ര നിയമം എന്നു വിളിക്കുന്നതു നിര്‍ഭാഗ്യകരമാണ്. എങ്കിലും ഭൂരിപക്ഷം ഗ്രഹങ്ങളുടേയും സൂര്യനില്‍ നിന്നുള്ള ഏകദേശ ദൂരം കണക്കാക്കാന്‍ ഈ നിയമം സഹായിക്കുന്നു