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.

5 comments:

മൂര്‍ത്തി said...

പലതും അറിയാത്ത കാര്യങ്ങള്‍..നന്ദി..തുടരുക.

നിഷാന്ത് said...

നന്നായി വിവരിച്ചിരിക്കുന്നു.
തുടരുക...

സിമി said...

ithu wiki il aakku shijuvey

ടോട്ടോചാന്‍ (edukeralam) said...

നന്നായിരിക്കുന്നു. ഇനിയും തുടരുക. ആശംസകള്‍.
പിന്നെ ഓണാശംസകളും...

biju chandran said...

very good article.thanks!