Monday, April 27, 2009

സൌരകളങ്കങ്ങള്‍ എങ്ങനെയുണ്ടാകുന്നു?

കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില്‍ സൗരകളങ്കങ്ങള്‍ എന്താണെന്നും അവയെക്കുറിച്ചുള്ള വളരെ അടിസ്ഥാനപരമായ വിവരങ്ങളും നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കി. ഈ പോസ്റ്റില്‍ സൗരകളങ്കങ്ങളെക്കുറിച്ചു് അല്പം വിശദമായി മനസ്സിലാക്കാന്‍ ശ്രമിക്കാം. ഈ പോസ്റ്റില്‍ വളരെയധികം ചിത്രങ്ങളുണ്ടു്. അതു് ലോഡു് ചെയ്യാന്‍ അല്പം കൂടുതല്‍ സമയം എടുത്തേക്കാം.

സ്പോററുടെ നിയമം (Sporer's law)

സൗരകളങ്ക ചക്രത്തിന്റെ ദൈര്‍ഘ്യം ഏകദേശം 11 വര്‍ഷമാണെന്നു് കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില്‍ നിന്നു് നാം മനസ്സിലാക്കി. സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ സ്ഥാനം, സൗരചക്രത്തിന്റെ ഏതു് ഘട്ടത്തിലാണു് കളങ്കങ്ങള്‍ പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നതു് എന്നതിനനുസരിച്ചു് മാറുമെന്നു് റിച്ചാര്‍ഡ് കാരിങ്ങ്ടന്‍ എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞന്‍ ദീര്‍ഘനാളത്തെ നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ കൊണ്ടു് മനസ്സിലാക്കി. ഈ പ്രതിഭാസം പിന്നീടു് ഗുസ്താവു് സ്പോറര്‍ എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞന്‍ വളരെ വിശദമായി പഠിച്ചു. അതിനാല്‍ ഇന്നീ പ്രതിഭാസം സ്പോററുടെ നിയമം (Sporer's law) എന്ന പേരിലറിയപ്പെടുന്നു. ഇതനുസരിച്ചു് സണ്‍സ്പോട്ട് മിനിമത്തിനു ശേഷം പുതിയൊരു സൗരചക്രം തുടങ്ങുന്ന സമയത്തു്, കൂടുതല്‍ കളങ്കങ്ങളും മദ്ധ്യരേഖക്കു് ഏകദേശം 30° തെക്കും വടക്കും ആയാണു് കാണുക. ചക്രം മുന്നോട്ടു് പോകുന്നതിനനുസരിച്ചു് സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ സ്ഥാനം സൂര്യന്റെ മദ്ധ്യരേഖയുടെ സമീപത്തേക്കു് നീങ്ങി കൊണ്ടിരിക്കും. സണ്‍സ്പോട്ട് മാക്സിമത്തിന്റെ സമയത്തു് കൂടുതല്‍ സൗരകളങ്കങ്ങള്‍ മദ്ധ്യരേഖക്കു് 15° തെക്കും വടക്കും ആയാണു് കാണുക. ചക്രം അവസാനിക്കുന്ന സമയത്തു് കളങ്കങ്ങള്‍ ഭൂരിഭാഗവും സൗരമദ്ധ്യരേഖയുടെ വളരെ സമീപത്തായാണു് കാണുക.

ബട്ടര്‍ഫ്ലൈ ഡയഗ്രം

സ്പോററുടെ നിയമം അനുസരിച്ചുള്ള സൗകളങ്കങ്ങളുടെ രേഖാംശത്തിലൂടെയുള്ള വിന്യാസം, കളങ്കം കണ്ട വര്‍ഷത്തിനെതിരെ പ്ലോട്ട് ചെയ്താല്‍ ബട്ടര്‍ഫ്ലൈ ഡയഗ്രം എന്ന പേരില്‍ പ്രശസ്തമായ ആരേഖം ലഭിക്കുന്നു.

പ്ലോട്ട് ചെയ്യുമ്പോള്‍ കിട്ടുന്ന രൂപത്തിനു പൂമ്പാറ്റയുമായുള്ള സാമ്യം കൊണ്ടു് മാത്രമാണു് ഇതിനു് ബട്ടര്‍ഫ്ലൈ ഡയഗ്രം എന്നു് പേരു് കിട്ടിയതു്. അല്ലാതെ സൗരകളങ്കങ്ങള്‍ക്ക് പൂമ്പാറ്റയുമായി യാതൊരു ബന്ധവും ഇല്ല.

നിരവധി ചൊദ്യങ്ങള്‍

എന്തു് കൊണ്ടാണു് 11 വര്‍ഷത്തെ കാലയളവില്‍ സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ എണ്ണത്തില്‍ ക്രമമായ വ്യതിയാനം വരുന്നതു്? എന്തു് കൊണ്ടാണു് സൗരകളങ്കങ്ങള്‍ ദൃശ്യമാകുന്ന രേഖാംശങ്ങള്‍ മാറി കൊണ്ടിരിക്കുന്നതു്? ഇതിനൊക്കെ അപ്പുറം എന്തു് കൊണ്ടാണു് സൗരകളങ്കങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകുന്നതു്? ഈ ചോദ്യങ്ങള്‍ക്കൊക്കെ ഉത്തരം കണ്ടെത്താനുള്ള തുടക്കം 1908-ല്‍ ജോര്‍ജ്ജ് ഹാലി സൗരകളങ്കങ്ങളോടു് ബന്ധപ്പെട്ടു് അതിതീവ്രമായ കാന്തിക ക്ഷേത്രമുണ്ടു് എന്നു് കണ്ടെത്തുന്നതോടെയാണു് ആരംഭിക്കുന്നതു്.

സൌരകളങ്കങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രോസ്കോപ്പി


സൗരകളങ്കങ്ങളില്‍ നിന്നു് വരുന്ന സൂര്യപ്രകാശം സ്പെക്ട്രോസ്കോപ്പു് ഉപയോഗിച്ചു് വിശകലനം ചെയ്തപ്പോള്‍ പല സ്പെക്ട്രല്‍ രേഖകളും വിഭജിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നതായി ഹാലി കണ്ടു.

1896-ല്‍ ഡാനിഷ് ഭൗതീകശാസ്ത്രജ്ഞനായ പീറ്റര്‍ സീമാന്‍ ആണു് സ്പെക്ട്രല്‍ രേഖകള്‍ വിഭജിക്കപ്പെടുന്ന പ്രതിഭാസം ആദ്യമായി തന്റെ പരീക്ഷണശാലയില്‍ കണ്ടെത്തിയതു്. അതിനാല്‍ സ്പെക്ട്രല്‍ രേഖകള്‍ വിഭജിക്കപ്പെടുന്ന പ്രതിഭാസം സീമാന്‍ ഇഫക്ട് എന്നാണു് അറിയപ്പെടുന്നതു്. പരമാണുക്കളെ തീവ്രശക്തിയുള്ള കാന്തികക്ഷേത്രത്തിനു് വിധേയമാക്കിയാല്‍ സ്പെക്ട്രല്‍ രേഖകള്‍ വിഭജിക്കപ്പെടുമെന്നു് സീമാന്‍ തെളിയിച്ചിരുന്നു. കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ തീവ്രതകൂടുന്നതിനനുസരിച്ചു് വിഭജനത്തിന്റെ വ്യാപ്തിയും കൂടും.

വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ഉണ്ടാവുന്നത് എങ്ങനെ? നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം എന്നീ രണ്ടു് പൊസ്റ്റുകളിലൂടെ സ്പെക്ടോസ്കോപ്പിയെക്കുറിച്ചു് ചില അടിസ്ഥാന വിവരങ്ങളും ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിനുള്ള അതിനുള്ള പ്രാധാന്യവും വിശദീകരിക്കാന്‍ ശ്രമിച്ചിരുന്നു. താല്പര്യമുള്ളവര്‍ പ്രസ്തുത ലേഖനങ്ങള്‍ വായിക്കുക.

സൗരകളങ്കങ്ങളില്‍ നിന്നു വരുന്ന രശ്മികളുടെ സ്പെക്ട്രല്‍ രേഖകള്‍ വിഭജിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നതായി കണ്ടതു്, സൂര്യന്റെ പ്രഭാമണ്ഡലത്തില്‍ ചൂടേറിയ സൗരവാതകങ്ങള്‍ നിര്‍ഗമിക്കുന്ന പാതയില്‍ സാന്ദ്രതയേറിയ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ സാന്നിദ്ധ്യം ഉണ്ടെന്നു് മനസ്സിലാക്കാന്‍ ശാസ്ത്രജ്ഞരെ സഹായിച്ചു.

ഹെയിലിന്റെ പൊളാരിറ്റി നിയമം

സൗരകളങ്കങ്ങള്‍ കൂടുതലെണ്ണവും കൂട്ടമായാണു് കാണപ്പെടുക. സൗരകളങ്കകൂട്ടങ്ങളെല്ലാം ബൈപോളാര്‍ (bipolar) ആണു്. അതായതു് N പൊളാരിറ്റിയുള്ള സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ എണ്ണത്തിന്റെ അത്രതന്നെ S പൊളാരിറ്റിയുള്ള കളങ്കങ്ങളും ഉണ്ടായിരിക്കും. ഒരു സൗരകളങ്ക ഗ്രൂപ്പില്‍ 2 പ്രധാന സൗരകളങ്കങ്ങള്‍ ഉണ്ടെങ്കില്‍ അതു് വിപരീത പൊളാരിറ്റിയോടു് കൂടിയതായിരിക്കും. വലിയ അളവില്‍ സൗരകളങ്കങ്ങളിലെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ വിന്യാസം പഠിക്കുകയാണെങ്കില്‍ വളരെ അത്ഭുതപ്പെടുത്തുന്ന വിധത്തില്‍ സാമ്യത കാണുന്നുവെന്നു് ജോര്‍ജ്ജു് ഹെയില്‍ കണ്ടെത്തി.

ഒരു സൗരകളങ്ക കൂട്ടത്തില്‍ സൂര്യന്റെ കറക്കത്തിന്റെ ദിശയിലുള്ള സൗരകളങ്കങ്ങളെ പ്രിസീഡിങ്ങ് മെംമ്പേര്‍സു് (preceding members) എന്നു് പറയുന്നു. അതിനെ പിന്തുര്‍ന്നു് പോകുന്ന കളങ്കങ്ങളെ ഫോളൊയിങ്ങ് മെംമ്പേര്‍സു് (following members) എന്നു് പറയുന്നു. ജോര്‍ജ്ജു് ഹെയില്‍ ഉത്തര-ദക്ഷിണ സൗരാര്‍ദ്ധഗോളങ്ങളിലുള്ള സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ കാന്തികപൊളാരിറ്റിയെ വളരെ വിശദമായി പഠിച്ചു. ഒരു സൗരാര്‍ദ്ധഗോളത്തിലുള്ള പ്രിസീഡിങ്ങ് മെംമ്പേര്‍സിനു് എല്ലാം ഒരേ പൊളാരിറ്റിയും, ഫോളോയിങ്ങ് മെംമ്പേര്‍സിനു് എല്ലാം വിപരീത പൊളാരിറ്റിയും ആണെന്നു് ഹെയില്‍ മനസ്സിലാക്കി. മറ്റേ സൗരാര്‍ദ്ധഗോളത്തില്‍ ഇതിന്റെ നേരെ വിപരീത വിധത്തിലായിരിക്കും സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ കാന്തിക പൊളാരിറ്റി.

ഒരു സൗരചക്രത്തിന്റെ കാലയളവിലുടനീളം ഈ നിയമം പാലിക്കപ്പെടുന്നു എന്നു ഹെയില്‍ മനസ്സിലാക്കി. അടുത്ത സൗരചക്രത്തില്‍ ഇതിനു് നേരെ വിപരീതമായ വിധത്തിലായിരിക്കും സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ കാന്തിക പൊളാരിറ്റി. അതിനെത്തുടര്‍ന്നു് വരുന്ന ചക്രത്തില്‍ പിന്നേയും കാന്തിക പൊളാരിറ്റി ആദ്യത്തെ പോലെയായിരിക്കും. സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ കാന്തിക പൊളാരിറ്റിയുടെ ഈ പ്രതിഭാസം ഇന്നു് Hale's Polarity Law എന്നു് അറിയപ്പെടുന്നു.

സൌരചക്രത്തിന്റെ ദൈര്‍ഘ്യം 22 വര്‍ഷം ആണെന്നും പറയാം!

സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ കാന്തിക പൊളാരിറ്റിയുടെ ഈ സവിശേഷത കൊണ്ടു്, കാന്തികപൊളാരിറ്റി അടിസ്ഥാനമായെടുത്താല്‍ സൗരചക്രത്തിന്റെ കാലദൈര്‍ഘ്യം 11 വര്‍ഷത്തിനു് പകരം 22 വര്‍ഷമാണു് എന്നു് പറയാവുന്നതാണു്.

സൌരകളങ്കങ്ങള്‍ എങ്ങനെയുണ്ടാകുന്നു?

സൌരകളങ്കങ്ങളെക്കുറിച്ചു് കൂടുതല്‍ വിശദീകരിക്കുന്നതിനു് മുന്‍പു് സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ വിശദീകരിക്കുന്നതിനാ‍വശ്യമായ മൂന്നു് സവിശേഷതകള്‍ പരിചയപ്പെടുത്തട്ടെ.

  1. ഡിഫെറെന്‍ഷ്യല്‍ ഭ്രമണം
  2. സൂര്യനില്‍ ഊര്‍ജ്ജം ഒരു മേഖലയില്‍ നിന്നു് മറ്റൊരു മേഖലയിലേക്കു് പ്രവഹിക്കുന്ന വിധം
  3. സോളാര്‍ ഗ്രാനുലേഷന്‍

ഡിഫെറെന്‍ഷ്യല്‍ ഭ്രമണം

സൂര്യന്റെ ഭ്രമണം ഭൂമിയുടേതില്‍ നിന്നു് വളരെ വ്യത്യസ്തമായ വിധത്തിലാണു്. അതിനുള്ള പ്രധാന കാരണം സൂര്യന്‍ ഒരു വാതക ഗോളമാണു് എന്നുള്ളതാണു്. അതിനാല്‍ സൂര്യന്റെ ഭ്രമണം ഡിഫെറെന്‍ഷ്യന്‍ ഭ്രമണം ആണു്. അതായതു് സൂര്യന്റെ മദ്ധ്യരേഖാഭാഗം ധ്രുവങ്ങളെ അപേക്ഷിച്ചു് വേഗത്തില്‍ ഭ്രമണം ചെയ്യും. ഇതിന്റെ ഫലമായി സൂര്യന്റെ മദ്ധ്യരേഖാഭാഗം ധ്രുവങ്ങളേക്കാള്‍ ദിവസങ്ങളുടെ വ്യത്യാസത്തില്‍ ഭ്രമണം പൂര്‍ത്തിയാക്കും. ഇതു് വിശദമാക്കുന്ന ഒരു ചിത്രം താഴെ.

സൂര്യനില്‍ ഊര്‍ജ്ജം ഒരു മേഖലയില്‍ നിന്നു് മറ്റൊരു മേഖലയിലേക്കു് പ്രവഹിക്കുന്ന വിധം

സൂര്യന്റെ ആന്തരികഘടനയ്ക്ക്‌ ഒരു ആമുഖം എന്ന പോസ്റ്റില്‍, സൂര്യനിലെ വിവിധ ആന്തരിക പാളികളെ പരിചയപ്പെടുത്തിയിരുന്നു. അതില്‍ ഏറ്റവും പുറമേയുള്ള പാളിയായ സംവഹനമേഖലയാണു് നമ്മുടെ പഠനത്തില്‍ ഇവിടെ പ്രധാനം. സംവഹനമെഖലയെക്കുറിച്ചു് അവിടെ പറഞ്ഞതു് ഇവിടെ ഒന്നു് കൂടി ആവര്‍ത്തിക്കുന്നു.

സൂര്യന്റെ ആരത്തിന്റെ അവസാനത്തെ 30 ശതമാനത്തോളം ഭാഗത്തു് ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തേക്ക് വരുന്നത് സംവഹനം വഴിയാണു്. വാതകത്തിന്റെ കായികമായ ചലനങ്ങളിലൂടെ ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തേക്ക് എത്തുന്ന 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 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.

സോളാര്‍ ഗ്രാനുലേഷന്‍

തക്കതായ ഫില്‍റ്ററുകളുള്ള ടെലിസ്കോപ്പുപയോഗിച്ചു് സൂര്യന്റെ ഉപരിതലം (പ്രഭാമണ്ഡലം) പരിശോധിക്കുന്ന ഒരാള്‍ക്കു് ആദ്യം കണ്ണില്‍പ്പെടുക സൂര്യന്റെ ഉപരിതലം നമ്മള്‍ കരുതന്നതു പോലെ ക്രമമല്ല അല്ലെന്നുള്ളതാണു്. ധാന്യമണികള്‍ പരത്തിയിട്ടതു് പോലുള്ള ഒരു ക്രമീകരണം ആണു് നമ്മള്‍ക്കു് കാണുക. ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ഈ ക്രമീകരണത്തെ സോളാര്‍ ഗ്രാന്യൂള്‍സു് എന്നു് വിളിക്കുന്നു.

ഓരോ ഗ്രാന്യൂളിനു് ഏതാണ്ടു് 1000 കിലോമീറ്ററിനടുത്താണു് വ്യാസം. സംവഹനം മൂലം വാതകം പുറത്തേക്കു് തള്ളപ്പെടുന്ന പ്രക്രിയയാ‍ണു് ഗ്രാന്യൂള്‍സു് ഉണ്ടാക്കുന്നതെന്നതിനാല്‍ ഈ പ്രക്രിയ സോളാര്‍ ഗ്രാനുലേഷന്‍ എന്നറിയപ്പെടുന്നു. താഴേതട്ടില്‍ നിന്നു് വാതകം മുകളിലേക്കുയര്‍ന്നു് പ്രഭാമണ്ഡലത്തില്‍ വാതകം തണുക്കുകയും തിരിച്ചു് ഗ്രാനൂളിന്റെ അതിര്‍ത്തിയിലൂടെ തിരിച്ചു പോവുകയും ആണു് ചെയ്യുക. (താഴെയുള്ള ചിത്രത്തില്‍ സോളാര്‍ ഗ്രാന്യൂള്‍സു് സൌരകളങ്ക മേഖലയില്‍ എങ്ങനെയാണു് കാണപ്പെടുക എന്നു് കാണിച്ചിരിക്കുന്നു.)

ബാബ്കോക്കിന്റെ മാഗ്നെറ്റിക്ക് ഡൈനാമോ

1960-ല്‍ അമേരിക്കന്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ബാബ്കോക്ക് സൌരകളങ്കങ്ങളുടെ 22 വര്‍ഷ ചക്രത്തിന്റെ പല സവിശെഷതകളും വിശദീകരിക്കുന്ന ഒരു സിദ്ധാന്തം മുന്നോട്ടു് വച്ചു. ഇന്നു് ഈ സിദ്ധാന്തം ബാബ്കോക്കിന്റെ മാഗ്നെറ്റിക്ക് ഡൈനാമോ സിദ്ധാന്തം എന്ന പേരില്‍ അറിയപ്പെടുന്നു. ഇതിന്റെ വിശദീകരണം.

ബാബ്കോക്കിന്റെ മാഗ്നെറ്റിക്ക് ഡൈനാമോ സിദ്ധാന്തപ്രകാരം, സൌരചക്രത്തിന്റെ പ്രധാന കാരണം സൂര്യന്റെ ഡിഫെറെന്‍ഷ്യല്‍ ഭ്രമണം ആണു്. ചിത്രം കാണുക.

സൂര്യന്റെ വടക്കേ കാന്തികധ്രുവത്തില്‍ നിന്നു് തെക്കേ കാന്തിക ധ്രുവത്തിലേക്കു് പോകുന്ന കാന്തികബല രേഖ ശ്രദ്ധിക്കുക. ഡിഫറനെഷ്യല്‍ ഭ്രമണം കാരണം ഒരു ഭ്രമണം കഴിയുമ്പോഴേക്കു് ബലരേഖയുടെ രൂപത്തിലുണ്ടാകുന്ന വ്യതിയാനം ശ്രദ്ധിക്കുക. നിരവധി ഭ്രമണങ്ങള്‍ക്കു് ശേഷം സൂര്യന്റെ കാന്തിക ബലരേഖകള്‍ കെട്ടു പിണഞ്ഞു് കിടക്കുന്ന പോലാകും. കാന്തിക ബലരേഖകളുടെ ഈ കെട്ടു പിണയല്‍ മൂലം മദ്ധ്യരേഖയോടു് ചേര്‍ന്നുള്ള പ്രദേശങ്ങളില്‍ കാന്തിക ബലരേഖകളുടെ സാന്ദ്രത കൂടി വരും. സംവഹനം മൂലം ബലരേഖകള്‍ പുറത്തേക്കു് തള്ളപ്പെടും. ഇങ്ങനെ തള്ളപ്പെടുന്ന ഇടങ്ങള്‍ സൌരകളങ്കമായി നമുക്കു് കാണപ്പെടുന്നു. സൌരകളങ്കത്തിന്റെ പ്രെസീഡിങ്ങ് മെമ്പറിന്റെ പൊളാരിറ്റി അതു് ഏതു് സൌരാര്‍ദ്ധഗോളത്തിലാണു് എന്നതും പ്രസ്തുത അര്‍ദ്ധഗൊളത്തിന്റെ ധ്രുവത്തിന്റെ പൊളാരിറ്റി എന്താണു് എന്നതും ആശ്രയിച്ചു് ഇരിക്കും. അതു കൊണ്ടു് തന്നെ മുകളിലെ ചിത്രത്തിന്റെ അവസാനശകലത്തില്‍ കാണുന്ന പോലെ, അവിടെ ദക്ഷിണാര്‍ദ്ധധ്രുവത്തിന്റെ പൊളാരിറ്റി S ആയതിനാല്‍ പ്രസ്തുത സൌരാര്‍ദ്ധഗോളത്തിലെ പ്രെസീഡിങ്ങ് മെമ്പേര്‍സിനു് എല്ലാം S പൊളാരിറ്റി ആയിരിക്കും. മറ്റേ സൌരാര്‍ദ്ധഗോളത്തില്‍ ഇതിന്റെ നേരെ വിപരീതമായിരിക്കും പ്രെസീഡിങ്ങ് മെമ്പേര്‍സിന്റെ പൊളാരിറ്റി.

സംവഹനം മൂലം പുറത്തേക്കു് തള്ളപ്പെടുന്ന ബലരേഖകള്‍ മുറിഞ്ഞു് പോവുകയല്ല. മറിച്ചു് ഒരു കളങ്കത്തിലൂടെ പുറത്തു് വന്നു് പ്രഭാമണ്ഡലത്തിലൂടെ വളഞ്ഞു് അതിന്റെ ജോടിയായ കളങ്കത്തിലൂടെ പ്രഭാമണ്ഡലത്തിനു് അകത്തേക്കു് തന്നെ പോവുകയാണു്.

കാന്തിക ബലരേഖകളുടെ പുറത്തേക്കുള്ള തള്ളലും തന്മൂലം ഉടലെടുക്കുന്ന സൌരകളങ്കങ്ങളെയും കുറിച്ചു് വിശദീകരിക്കുന്ന ഒരു അനിമേഷന്‍ വീഡിയോ "Click here to Start" എന്ന കണ്ണിയില്‍ ഞെക്കി കാണുക.

ഡിഫറന്‍ഷ്യന്‍ ഭ്രമണം കാലക്രമേണ പിരിഞ്ഞു കിടക്കുന്ന കാന്തിക രേഖകളെ സ്വതന്ത്രമാക്കും. അങ്ങനെ സൌരകളങ്കങ്ങളിലെ പ്രസീഡിംങ്ങ് മെംബേര്‍സു് ക്രമേണ മദ്ധ്യരേഖയിലേക്കു് നീങ്ങും. രണ്ടു് അര്‍ദ്ധഗോളത്തിലേയും പ്രെസീഡിങ്ങ് മെമ്പേര്‍സിന്റെ പോളാരിറ്റി വിപരീതമായതിനാല്‍ അവ തമ്മില്‍ റദ്ദു് ചെയ്യപ്പെടും. പക്ഷെ ഓരോ സൌരാര്‍ദ്ധ ഗോളത്തിലും ഫോളോയിങ്ങു് മെമ്പേര്‍സിന്റെ പൊളാരിറ്റി അവിടുത്തെ കാന്തിക ധ്രുവത്തിനു് വിപരീതമായിരിക്കും എന്നു് മുന്‍പു് സൂചിപ്പിച്ചിരുന്നല്ലോ. കാന്തിക ബല രെഖകള്‍ സ്വതന്ത്രമാക്കപ്പെടുമ്പോള്‍ ഫോളൊയിംങ്ങ് മെമ്പേര്‍സു് പ്രസ്തുക അര്‍ദ്ധഗോളത്തിന്റെ ധ്രുവത്തിലേക്കു് നീങ്ങും. അവിടുത്തെ പൊളാരിറ്റി വിപരീതമായതിനാല്‍ ആദ്യം അവ തമ്മില്‍ റദ്ദു ചെയ്യപ്പെടുകയും തുടര്‍ന്നു് സൂര്യന്റെ ധ്രുവപ്രദേശത്തിന്റെ കാന്തിക ധ്രുവത്തിന്റെ പൊളാരിറ്റി നേര്‍ വിപരീതമാക്കുകയും ചെയ്യും. ഈ സമയത്തു് കാന്തിക ബല രേഖകള്‍ ചിത്രത്തില്‍ ആദ്യ ഭാഗത്തില്‍ കാണുന്ന പോലെ സാധാരണ നില കൈവരിക്കും. പിന്നേയും ഡിഫറെഷ്യല്‍ ഭ്രമണം കാന്തിക ബലരേഖകളെ കെട്ടു പിണയ്ക്കാന്‍ തുടങ്ങും. അങ്ങനെ അടുത്ത സൌരചക്രത്തിനു് തുടക്കമാകും. പക്ഷെ അടുത്ത ചക്രത്തില്‍ സൂര്യന്റെ കാന്തിക പൊളാരിറ്റി തൊട്ടു മുന്‍പത്തെ ചക്രത്തിന്റേതിനു് നേര്‍ വിപരീതമായിരിക്കും. ഈ വിശദീകരണം മൂലം സൂര്യന്റെ കാന്തിക പൊളാരിറ്റിയുടെ കീഴ്മറിയല്‍ വിശദീകരിക്കാന്‍ ബാബ്കോക്കിന്റെ ഡൈനാമോ മോഡലിനു് കഴിഞ്ഞു. ഒപ്പം സൌരകളങ്കത്തിന്റെ 22 വര്‍ഷ ചക്രവും വിശദീകരിച്ചു.

നിലവില്‍ ഈ സിദ്ധാന്തത്തിനു് സൌരകളങ്കത്തിന്റെ അത്യാവശ്യം സവിശെഷതകള്‍ ഒക്കെ വിശദീകരിക്കാന്‍ കഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ടെങ്കിലും ഇനിയും ഉത്തരം കിട്ടാത്ത നിരവധി ചൊദ്യങ്ങള്‍ അവശേഷിക്കുന്നുണ്ടു്. അടുത്ത കാലത്തായി വേറെ ചില സൌരഡൈനാമോ സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ പുറത്തു് വന്നിട്ടുണ്ടു്. ഏറ്റവും സജീവമായ ഗവേഷണങ്ങള്‍ നടക്കുന്ന ഒരു മെഖലയാണു് ഇതു്. ഈ ഗവേഷണങ്ങള്‍ ഉത്തരം കിട്ടാത്ത കിടക്കുന്ന നിരവധി ചോദ്യങ്ങള്‍ക്കു് ഉത്തരം തരുമെന്നു് നമുക്കു് പ്രത്യാശിക്കാം.സൌരകളങ്കങ്ങളെക്കുറിച്ചുള്ള ലേഖനശ്രേണി ഇതോടെ അവസാനിപ്പിക്കുന്നു.

Tuesday, April 14, 2009

എന്താണു് സൗരകളങ്കങ്ങള്‍?

സൗരകളങ്കങ്ങളെ (sunspots) കുറിച്ചുള്ള വൈജ്ഞാനികശകലങ്ങള്‍ സംക്ഷിപ്തമായി അവതരിപ്പിക്കാനാണു് തുടര്ന്നുള്ള രണ്ടു് പോസ്റ്റുകളില്‍ ശ്രമിക്കുന്നതു്. ഒന്നാമത്തെ ഭാഗത്തു് , അതായതു് ഈ പോസ്റ്റില്‍, അടിസ്ഥാനപരമായ വിവരങ്ങള്‍ മാത്രമേ കൊടുക്കുന്നുള്ളൂ. സൗരകളങ്കങ്ങളെ കൂടുതല്‍ വിശദമായി പരിചയപ്പെടുത്തുന്ന അവസാന ഭാഗം അടുത്ത പോസ്റ്റില്‍.

സൂര്യന്റെ പ്രഭാമണ്ഡലത്തിലെ‍ (ഫോട്ടോസ്ഫിയര്‍), പ്രകാശതീവ്രത കുറഞ്ഞതായി കാണുന്ന ക്രമരഹിതമായ ഭാഗങ്ങളാണ് സൗരകളങ്കങ്ങള്‍ എന്നറിയപ്പെന്നത്. ചുറ്റുമുള്ള ഭാഗങ്ങളിലെ ശക്തമായ പ്രകാശതീവ്രതമൂലം ഈ പ്രദേശങ്ങള്‍ കറുത്തതായി കാണപ്പെടും. പ്രഭാമണ്ഡലത്തില്‍ ചിതറിക്കിടക്കുന്ന ഇവയുടെ സാന്നിദ്ധ്യം സ്ഥിരമല്ലെന്നും, എണ്ണത്തില്‍ വ്യത്യാസം ഉണ്ടാകാറുണ്ടെന്നും ,ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. ചാക്രികമായി, പതിനൊന്നു കൊല്ലത്തിലൊരിക്കല്‍ ഇവയുടെ എണ്ണം പരമാവധിയാകുന്നു എന്നു് കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ടു്.

സൗരകളങ്കങ്ങള്‍
ചിത്രത്തിനു് കടപ്പാടു് നാസയുടെ Earth Observatory: http://earthobservatory.nasa.gov

ആധുനിക ദൂരദര്‍ശിനികള്‍ സൗരകളങ്കങ്ങളെ കുറിച്ചുള്ള നിരവധി വിവരങ്ങള്‍ നമുക്ക് വെളിവാക്കി തന്നിട്ടുണ്ട്. എല്ലാ സൌരകളങ്കങ്ങളള്‍ക്കും അം‌ബ്ര എന്ന ഇരുണ്ട മദ്ധ്യഭാഗവും അതിന്റെ ചുറ്റി താരതമ്യേന ഇരുളിച്ച കുറഞ്ഞ പെനംബ്ര എന്ന ഭാഗവും ഉണ്ടു്. താഴെയുള്ള ചിത്രം കാണുക.

സൗരകളങ്കത്തിന്റെ ഭാഗങ്ങളായ അംബ്രയേയും പെനംബ്രയേയും വ്യക്തമാക്കിത്തരുന്ന ഒരു ക്ളോസപ്പ് ചിത്രം
ചിത്രത്തിനു് കടപ്പാടു്: Institute for Solar Physics, Royal Swedish Academy of Sciences

ഗ്രഹണങ്ങളെക്കുറിച്ചു് (eclipses) പഠിക്കുമ്പോള്‍ ഭൂമിയുടേയും ചന്ദ്രന്റേയും നിഴലിന്റെ ഭാഗങ്ങളെ കുറിയ്ക്കാന്‍ അം‌ബ്ര, പെനംബ്ര എന്നീ വാക്കുകള്‍ നമ്മളുപയോഗിക്കാറുണ്ടെങ്കിലും സൌരകളങ്കങ്ങള്‍ നിഴല്‍ അല്ല. സൂര്യന്റെ പ്രഭാമണ്ഡലത്തിലെ താരതമ്യേന താപനിലകുറഞ്ഞതും, തന്മൂലം പ്രകാശതീവ്രത കുറഞ്ഞതുമായ ഭാഗങ്ങളാണു് സൗരകളങ്കങ്ങള്. ചുറ്റുമുള്ള പ്രഭാമണ്ഡലം കാഴ്ചയില്‍ നിന്നു മറച്ചാല്‍ അം‌ബ്ര ചുവപ്പു് നിറത്തിലും, പെനം‌ബ്ര ഓറഞ്ചു് നിറത്തിലും കാണപ്പെടും. ഈ വിവരങ്ങളും വെയിന്‍‌സു് നിയമവും ഉപയോഗിച്ചു് നമുക്ക് അം‌ബ്രയിലേയും, പെനംബ്രയിലേയും താപനില കണക്കു് കൂട്ടിയെടുക്കാവുന്നതാണു്. അതു് പ്രകാരം അം‌ബ്രയിലെ ശരാശരി താപനില 4300 K -നും പെനംബ്രയിലേതു് 5000 K - നും ആണു്. ഭൂമിയിലെ അളവുകള്‍ വെച്ചു് ഇതു് വലിയ താപനില ആണെങ്കിലും, ഈ മൂല്യങ്ങള്‍ സൂര്യന്റെ ശരാശരി ഉപരിതല താപനിലയായ 5800 -K നും വളരെ താഴെയാണു്.

സൗരകളങ്കങ്ങളിലെ താപനില അതിനു ചുറ്റുമുള്ള ഇടങ്ങളിലെ താപനിലയേക്കാള്‍ 1500-K നോളം കുറവാണെങ്കില്‍ എന്താണു് അതിനെ ഈ ചെറിയ താപനിലയില്‍ നിര്‍‌ത്താന്‍ സഹായിക്കുന്നതു്? ഈ ലളിതമായ ചോദ്യത്തിനു് പൂര്‍‌ണ്ണമായൊരു ഉത്തരം കണ്ടെത്താന്‍ ഇതു വരെ ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ക്ക് ആയിട്ടില്ല. നിരവധി ഗവേഷണപഠനങ്ങള്‍ നടക്കുന്ന ഒരു മേഖലയാണിതു്. സൗരകളങ്കങ്ങളിലെ ശീതീകരണവും അതിലെ ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രവും തമ്മില്‍ അഭേദ്യമായൊരു ബന്ധമുണ്ടെന്ന കാര്യത്തില്‍ ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ സമവായത്തിലെത്തിയിട്ടുണ്ടു്. സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ പല സവിശേഷതകള്‍ക്കും പിറകില്‍ അതിലെ ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രമാണെന്നു് കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ടു്. ഇതിനെ കുറിച്ചു് കൂടുതല്‍ അടുത്ത പോസ്റ്റില്‍ പരാമര്‍ശിക്കാം.

സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ ജനനവും മരണവും

സൗരകളങ്കങ്ങള്‍ സൂര്യന്റെ സൌരോപരിതലത്തിലെ സ്ഥിരമായൊരു സവിശേഷതയല്ല. ഓരോ സൗരകളങ്കത്തിനും ജനനവും മരണവും ഉണ്ടു്. സൗരകളങ്കളുടെ ജീവിതദൈര്‍ഘ്യം ഏതാനും മണിക്കൂറുകള്‍ മുതല്‍ ഏതാനും മാസങ്ങള്‍ വരെ നീണ്ടു നില്‍ക്കും.

സൗരകളങ്ക ചക്രം

കഴിഞ്ഞ കുറേക്കാലത്തെ സൂക്ഷ്മനിരീക്ഷണങ്ങളില്‍ നിന്നു് സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ എണ്ണം ക്രമമായി കൂടുകയും കുറയുകയും ചെയ്യുന്നു എന്നു കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ടു്. സൗരകളങ്കളെ നിരവധി വര്‍ഷങ്ങള്‍ ശാസ്ത്രീയമായി പഠിച്ചു് സൌരകളങ്കളുടെ എണ്ണത്തിലുണ്ടാകുന്ന വ്യതിയാനത്തെകുറിച്ചു് ആദ്യമായി മനസ്സിലാക്കിയതു് ജര്‍മ്മന്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനാ‍യിരുന്ന ഹെന്‍‌ട്രി ഷാബെ ആണു്. 1843ലാണു് അദ്ദേഹം തന്റെ കണ്ടുപിടുത്തം പ്രസിദ്ധീകരിച്ചതു്. അദ്ദേഹം കണ്ടെത്തിയ സൗരകളങ്കളുടെ എണ്ണത്തിലുണ്ടാകുന്ന ചാക്രികമായ വ്യതിയാനം സൗരകളങ്ക ചക്രം (sunspot cycle) എന്നു് അറിയപ്പെടുന്നു.

ചിത്രത്തില്‍ കാണിച്ചിരിക്കുന്ന പോലെ സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ ശരാശരി എണ്ണത്തില്‍ 11 വര്‍ഷത്തെ കാലയളവില്‍ ക്രമമായ വ്യതിയാനം വരുന്നു. എല്ലാ 11 വര്‍ഷത്തിലും സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ ശരാശരി എണ്ണം പരമാവധിയില്‍ എത്തുന്നു. അതായതു് സൗരകളങ്ക ചക്രത്തിന്റെ ശരാശരി കാലയളവു് 11 വര്‍ഷമാണു്.

സൗരകളങ്കളുടെ എണ്ണം വളരെ കൂടുതലായിരിക്കുന്ന കാലയളവിനെ സണ്‍സ്പോട്ട് മാക്സിമം എന്നു് പറയുന്നു. അതേപോലെ സൗരകളങ്കളുടെ എണ്ണം വളരെ കുറവായിരിക്കുന്ന കാലയളവിനെ സണ്‍സ്പോട്ട് മിനിമം എന്നു് പറയുന്നു.2001ലാണു് അവസാനത്തെ സണ്‍സ്പോട്ട് മാക്സിമം ഉണ്ടായതു്. അതിനാല്‍ ഇനി 2012ഓടുകൂടി അടുത്ത സണ്‍സ്പോട്ട് മാക്സിമം പ്രതീക്ഷിക്കാം. 2006-2007 വര്‍ഷങ്ങള്‍ സണ്‍‌സ്പോട്ട് മിനിമം കാലഘട്ടം ആയിരുന്നു.

ഇവിടെ മനസ്സിലാക്കേണ്ട ഒരു പ്രധാന കാര്യം സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ 11 വര്‍ഷത്തെ ചാക്രിക ആവര്‍ത്തനവും ഒരു പ്രത്യേക സൌരകളങ്കത്തിന്റെ ജീവിത ദൈര്‍ഘ്യവും തമ്മില്‍ യാതൊരു ബന്ധവുമില്ല എന്ന കാര്യമാണു്. ഒരു സാധാരണ സൗരകളങ്കത്തിന്റെ ജീവിത ദൈര്‍ഘ്യം ഏതാനും മാസങ്ങള്‍ മാത്രമാണു്. സൂര്യനിലെ സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ ജനനനിരക്കാണു് ഒരു പ്രത്യേക സമയത്തെ സൌരകളങ്കങ്ങളുടെ എണ്ണം കൊണ്ടു് സൂചിപ്പിക്കുന്നതു്.

മൗണ്ടര്‍ മിനിമം

സൗരകളങ്കങ്ങളെക്കുറിച്ചുള്ള പഴയ രേഖകള്‍ പഠിച്ചതില്‍ നിന്നു് 17ആം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ അവസാനകാലത്തു് സൂര്യനിലെ കാന്തികപ്രവര്‍ത്തനങ്ങള്‍ വളരെ കുറവായിരുന്നു എന്നു് കാണുന്നു. 1645 മുതല്‍ 1715 വരെയുള്ള ഈ കാലയളവില്‍ സൂര്യനില്‍ വളെ കുറച്ചു് സൗരകളങ്കങ്ങളേ കാണപ്പെട്ടുള്ളൂ. ഇന്നു് നടക്കുന്ന വിധത്തിലുള്ള വിപുലമായ പഠനങ്ങളൊന്നും നടന്നിരുന്ന കാലമല്ലെങ്കിലും അക്കാലത്തു് സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ എണ്ണത്തിലുണ്ടായ കുറവു് രേഖപ്പെടുത്തപ്പെട്ടിട്ടുണ്ടു്. ഇക്കാലയളവു് പൊതുവെ ലിറ്റില്‍ ഐസ് ഏജു് എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ഇക്കാലത്തു് പൊതുവെ ഉത്തരാര്‍ദ്ധ ഗോളത്തില്‍ ശൈത്യം കൂടുതലായിരുന്നു എന്നു രേഖകള്‍ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. ഈയടുത്തായി ദക്ഷിണാര്‍ദ്ധഗോളത്തിലും സമാനമായ സ്ഥിതിയായിരുന്നു എന്ന തെളിവുകള്‍ വരുന്നുണ്ടു്. ഇതിനെക്കുറിച്ചു് കൂടുതലറിയാല്‍ വിക്കിയിലെ Little Ice Age എന്ന ലേഖനം വായിക്കുക.

സൂര്യന്‍ ഇതിനു് മുന്‍പും ഇതിനു സമാനമായ അവസ്ഥയിലൂടെ കടന്നു് പോയിട്ടുണ്ടു് എന്നതിനു് തെളിവുകള്‍ ഉണ്ടു്. സൂര്യനിലെ കാന്തിക ക്ഷേത്രത്തിന്റെ തീവ്രതയും ഭൂമിയിലെ കാലാവസ്ഥയും തമ്മിലുള്ള ബന്ധം കണ്ടെത്താനുള്ള പഠനങ്ങള്‍ ഇപ്പോഴും നടക്കുന്നതേ ഉള്ളൂ.



സൗരകളങ്കങ്ങളെ കൂടുതല്‍ വിശദമായി പരിചയപ്പെടുത്തുന്ന അവസാന ഭാഗം അടുത്ത പോസ്റ്റില്‍.