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.