tag:blogger.com,1999:blog-311946422012-01-06T04:25:21.109+05:30അനന്തം, അജ്ഞാതം, അവര്ണ്ണനീയംഷിജു അലക്സ്: :Shiju Alexhttp://www.blogger.com/profile/11433154801831809186noreply@blogger.comBlogger381100tag:blogger.com,1999:blog-31194642.post-62054905426927741732009-04-27T01:40:00.001+05:302009-04-27T01:40:31.840+05:30സൌരകളങ്കങ്ങള് എങ്ങനെയുണ്ടാകുന്നു?<p><a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2009/04/blog-post.html">കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില്</a> 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. </p><h2>സ്പോററുടെ നിയമം (Sporer's law)</h2><p>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 <b>സ്പോററുടെ നിയമം (Sporer's law)</b> 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.</p><h2>ബട്ടര്ഫ്ലൈ ഡയഗ്രം</h2><p>സ്പോററുടെ നിയമം അനുസരിച്ചുള്ള സൗകളങ്കങ്ങളുടെ രേഖാംശത്തിലൂടെയുള്ള വിന്യാസം, കളങ്കം കണ്ട വര്ഷത്തിനെതിരെ പ്ലോട്ട് ചെയ്താല് ബട്ടര്ഫ്ലൈ ഡയഗ്രം എന്ന പേരില് പ്രശസ്തമായ ആരേഖം ലഭിക്കുന്നു.</p><p><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://solarwww.mtk.nao.ac.jp/image/butterfly.gif"><img style="display:block; margin:0px auto 10px; text-align:center;cursor:pointer; cursor:hand;width: 594px; height: 264px;" src="http://solarwww.mtk.nao.ac.jp/image/butterfly.gif" border="0" alt="" /></a></p><p>പ്ലോട്ട് ചെയ്യുമ്പോള് കിട്ടുന്ന രൂപത്തിനു പൂമ്പാറ്റയുമായുള്ള സാമ്യം കൊണ്ടു് മാത്രമാണു് ഇതിനു് ബട്ടര്ഫ്ലൈ ഡയഗ്രം എന്നു് പേരു് കിട്ടിയതു്. അല്ലാതെ സൗരകളങ്കങ്ങള്ക്ക് പൂമ്പാറ്റയുമായി യാതൊരു ബന്ധവും ഇല്ല.</p><h2>നിരവധി ചൊദ്യങ്ങള്</h2><p>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.</p><h3>സൌരകളങ്കങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രോസ്കോപ്പി</h3><br /><p>സൗരകളങ്കങ്ങളില് നിന്നു് വരുന്ന സൂര്യപ്രകാശം സ്പെക്ട്രോസ്കോപ്പു് ഉപയോഗിച്ചു് വിശകലനം ചെയ്തപ്പോള് പല സ്പെക്ട്രല് രേഖകളും വിഭജിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നതായി ഹാലി കണ്ടു.</p><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://4.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SfS2AxEWIjI/AAAAAAAAB2M/UmCfMpeZPas/s1600-h/sunspot_spectra.jpg"><img style="display:block; margin:0px auto 10px; text-align:center;cursor:pointer; cursor:hand;width: 597px; height: 345px;" src="http://4.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SfS2AxEWIjI/AAAAAAAAB2M/UmCfMpeZPas/s320/sunspot_spectra.jpg" border="0" alt=""id="BLOGGER_PHOTO_ID_5329084383373959730" /></a><p> 1896-ല് ഡാനിഷ് ഭൗതീകശാസ്ത്രജ്ഞനായ പീറ്റര് സീമാന് ആണു് സ്പെക്ട്രല് രേഖകള് വിഭജിക്കപ്പെടുന്ന പ്രതിഭാസം ആദ്യമായി തന്റെ പരീക്ഷണശാലയില് കണ്ടെത്തിയതു്. അതിനാല് സ്പെക്ട്രല് രേഖകള് വിഭജിക്കപ്പെടുന്ന പ്രതിഭാസം <b>സീമാന് ഇഫക്ട്</b> എന്നാണു് അറിയപ്പെടുന്നതു്. പരമാണുക്കളെ തീവ്രശക്തിയുള്ള കാന്തികക്ഷേത്രത്തിനു് വിധേയമാക്കിയാല് സ്പെക്ട്രല് രേഖകള് വിഭജിക്കപ്പെടുമെന്നു് സീമാന് തെളിയിച്ചിരുന്നു. കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ തീവ്രതകൂടുന്നതിനനുസരിച്ചു് വിഭജനത്തിന്റെ വ്യാപ്തിയും കൂടും. </p><p><a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/11/blog-post_20.html">വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള് ഉണ്ടാവുന്നത് എങ്ങനെ?</a> <a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/12/blog-post.html">നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗീകരണം</a> എന്നീ രണ്ടു് പൊസ്റ്റുകളിലൂടെ സ്പെക്ടോസ്കോപ്പിയെക്കുറിച്ചു് ചില അടിസ്ഥാന വിവരങ്ങളും ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിനുള്ള അതിനുള്ള പ്രാധാന്യവും വിശദീകരിക്കാന് ശ്രമിച്ചിരുന്നു. താല്പര്യമുള്ളവര് പ്രസ്തുത ലേഖനങ്ങള് വായിക്കുക.</p><p>സൗരകളങ്കങ്ങളില് നിന്നു വരുന്ന രശ്മികളുടെ സ്പെക്ട്രല് രേഖകള് വിഭജിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നതായി കണ്ടതു്, സൂര്യന്റെ പ്രഭാമണ്ഡലത്തില് ചൂടേറിയ സൗരവാതകങ്ങള് നിര്ഗമിക്കുന്ന പാതയില് സാന്ദ്രതയേറിയ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ സാന്നിദ്ധ്യം ഉണ്ടെന്നു് മനസ്സിലാക്കാന് ശാസ്ത്രജ്ഞരെ സഹായിച്ചു.</p><h3>ഹെയിലിന്റെ പൊളാരിറ്റി നിയമം</h3><p>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.</p><p>ഒരു സൗരകളങ്ക കൂട്ടത്തില് സൂര്യന്റെ കറക്കത്തിന്റെ ദിശയിലുള്ള സൗരകളങ്കങ്ങളെ <b>പ്രിസീഡിങ്ങ് മെംമ്പേര്സു് (preceding members)</b> എന്നു് പറയുന്നു. അതിനെ പിന്തുര്ന്നു് പോകുന്ന കളങ്കങ്ങളെ <b>ഫോളൊയിങ്ങ് മെംമ്പേര്സു് (following members)</b> 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.</p><p>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 <b>Hale's Polarity Law</b> എന്നു് അറിയപ്പെടുന്നു.</p><h3>സൌരചക്രത്തിന്റെ ദൈര്ഘ്യം 22 വര്ഷം ആണെന്നും പറയാം!</h3><p>സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ കാന്തിക പൊളാരിറ്റിയുടെ ഈ സവിശേഷത കൊണ്ടു്, കാന്തികപൊളാരിറ്റി അടിസ്ഥാനമായെടുത്താല് <b>സൗരചക്രത്തിന്റെ കാലദൈര്ഘ്യം 11 വര്ഷത്തിനു് പകരം 22 വര്ഷമാണു്</b> എന്നു് പറയാവുന്നതാണു്.</p><h2>സൌരകളങ്കങ്ങള് എങ്ങനെയുണ്ടാകുന്നു?</h2><p>സൌരകളങ്കങ്ങളെക്കുറിച്ചു് കൂടുതല് വിശദീകരിക്കുന്നതിനു് മുന്പു് സിദ്ധാന്തങ്ങള് വിശദീകരിക്കുന്നതിനാവശ്യമായ മൂന്നു് സവിശേഷതകള് പരിചയപ്പെടുത്തട്ടെ.</p><ol><li>ഡിഫെറെന്ഷ്യല് ഭ്രമണം</li><li>സൂര്യനില് ഊര്ജ്ജം ഒരു മേഖലയില് നിന്നു് മറ്റൊരു മേഖലയിലേക്കു് പ്രവഹിക്കുന്ന വിധം</li><li>സോളാര് ഗ്രാനുലേഷന്</li></ol><h3>ഡിഫെറെന്ഷ്യല് ഭ്രമണം</h3><p>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.</p> <a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_e/lecture/ch11/imgs/rotation.gif"><img style="display:block; margin:0px auto 10px; text-align:center;cursor:pointer; cursor:hand;width: 369px; height: 342px;" src="http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_e/lecture/ch11/imgs/rotation.gif" border="0" alt="" /></a><h3>സൂര്യനില് ഊര്ജ്ജം ഒരു മേഖലയില് നിന്നു് മറ്റൊരു മേഖലയിലേക്കു് പ്രവഹിക്കുന്ന വിധം</h3><p><a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2008/09/i.html">സൂര്യന്റെ ആന്തരികഘടനയ്ക്ക് ഒരു ആമുഖം</a> എന്ന പോസ്റ്റില്, സൂര്യനിലെ വിവിധ ആന്തരിക പാളികളെ പരിചയപ്പെടുത്തിയിരുന്നു. അതില് ഏറ്റവും പുറമേയുള്ള പാളിയായ സംവഹനമേഖലയാണു് നമ്മുടെ പഠനത്തില് ഇവിടെ പ്രധാനം. സംവഹനമെഖലയെക്കുറിച്ചു് അവിടെ പറഞ്ഞതു് ഇവിടെ ഒന്നു് കൂടി ആവര്ത്തിക്കുന്നു.</p><p> 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.</p><p>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. </p><h3>സോളാര് ഗ്രാനുലേഷന്</h3><p>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.</p><p><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://image.gsfc.nasa.gov/poetry/educator/a2b.gif"><img style="display:block; margin:0px auto 10px; text-align:center;cursor:pointer; cursor:hand;width: 720px; height: 620px;" src="http://image.gsfc.nasa.gov/poetry/educator/a2b.gif" border="0" alt="" /></a></p><p>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.)</p><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://www.amnh.org/education/resources/rfl/web/sunscapes/images/NAS15.jpg"><img style="display:block; margin:0px auto 10px; text-align:center;cursor:pointer; cursor:hand;width: 423px; height: 423px;" src="http://www.amnh.org/education/resources/rfl/web/sunscapes/images/NAS15.jpg" border="0" alt="" /></a><h2>ബാബ്കോക്കിന്റെ മാഗ്നെറ്റിക്ക് ഡൈനാമോ</h2><p>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.</p><p>ബാബ്കോക്കിന്റെ മാഗ്നെറ്റിക്ക് ഡൈനാമോ സിദ്ധാന്തപ്രകാരം, സൌരചക്രത്തിന്റെ പ്രധാന കാരണം സൂര്യന്റെ ഡിഫെറെന്ഷ്യല് ഭ്രമണം ആണു്. ചിത്രം കാണുക. </p><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://4.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SfSmFBwFfOI/AAAAAAAAB18/SG-QLyFWp4Q/s1600-h/babcock_magnetic_dynamo.gif"><img style="display:block; margin:0px auto 10px; text-align:center;cursor:pointer; cursor:hand;width: 600px; height: 243px;" src="http://4.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SfSmFBwFfOI/AAAAAAAAB18/SG-QLyFWp4Q/s320/babcock_magnetic_dynamo.gif" border="0" alt=""id="BLOGGER_PHOTO_ID_5329066864385817826" /></a><p>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. </p><p>സംവഹനം മൂലം പുറത്തേക്കു് തള്ളപ്പെടുന്ന ബലരേഖകള് മുറിഞ്ഞു് പോവുകയല്ല. മറിച്ചു് ഒരു കളങ്കത്തിലൂടെ പുറത്തു് വന്നു് പ്രഭാമണ്ഡലത്തിലൂടെ വളഞ്ഞു് അതിന്റെ ജോടിയായ കളങ്കത്തിലൂടെ പ്രഭാമണ്ഡലത്തിനു് അകത്തേക്കു് തന്നെ പോവുകയാണു്. </p><p><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://1.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SfSoeB1WxVI/AAAAAAAAB2E/sRKyoilMR4g/s1600-h/sunspota.jpg"><img style="display:block; margin:0px auto 10px; text-align:center;cursor:pointer; cursor:hand;width: 598px; height: 496px;" src="http://1.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SfSoeB1WxVI/AAAAAAAAB2E/sRKyoilMR4g/s320/sunspota.jpg" border="0" alt=""id="BLOGGER_PHOTO_ID_5329069492927907154" /></a></p><p>കാന്തിക ബലരേഖകളുടെ പുറത്തേക്കുള്ള തള്ളലും തന്മൂലം ഉടലെടുക്കുന്ന സൌരകളങ്കങ്ങളെയും കുറിച്ചു് വിശദീകരിക്കുന്ന ഒരു അനിമേഷന് വീഡിയോ "Click here to Start" എന്ന കണ്ണിയില് ഞെക്കി കാണുക.</p><TABLE BORDER=10 BORDERCOLOR=RED><TR> <TD><embed src="http://www.suntrek.org/images/flash/how-sunspots-occur.swf" quality="high" allowscriptaccess="always" type="application/x-shockwave-flash" pluginspage="http://www.macromedia.com/go/getflashplayer" align="middle" height="300" width="400"></embed> </TD> </TR></TABLE><p>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. </p><p>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.</p><div class="blogger-post-footer"><img width='1' height='1' src='https://blogger.googleusercontent.com/tracker/31194642-6205490542692774173?l=jyothisasthram.blogspot.com' alt='' /></div>ഷിജു അലക്സ്: :Shiju Alexhttp://www.blogger.com/profile/11433154801831809186noreply@blogger.com7tag:blogger.com,1999:blog-31194642.post-81957082103218509342009-04-14T22:23:00.003+05:302009-04-27T21:12:31.083+05:30എന്താണു് സൗരകളങ്കങ്ങള്?<blockquote style="color: rgb(0, 0, 153);"><p>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.</p></blockquote><p> സൂര്യന്റെ <a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2008/09/blog-post_11.html">പ്രഭാമണ്ഡലത്തിലെ (ഫോട്ടോസ്ഫിയര്)</a>, പ്രകാശതീവ്രത കുറഞ്ഞതായി കാണുന്ന ക്രമരഹിതമായ ഭാഗങ്ങളാണ് <b>സൗരകളങ്കങ്ങള്</b> 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.</p><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://earthobservatory.nasa.gov/images/imagerecords/37000/37575/20000719_1112_mdi_1024.gif"><img style="margin: 0px auto 10px; display: block; text-align: center; cursor: pointer; width: 600px; height: 600px;" src="http://earthobservatory.nasa.gov/images/imagerecords/37000/37575/20000719_1112_mdi_1024.gif" alt="" border="0" /></a><p align="center"><b>സൗരകളങ്കങ്ങള്</b><br /><i>ചിത്രത്തിനു് കടപ്പാടു് <b>നാസയുടെ Earth Observatory</b>: http://earthobservatory.nasa.gov</i></p><p>ആധുനിക ദൂരദര്ശിനികള് സൗരകളങ്കങ്ങളെ കുറിച്ചുള്ള നിരവധി വിവരങ്ങള് നമുക്ക് വെളിവാക്കി തന്നിട്ടുണ്ട്. എല്ലാ സൌരകളങ്കങ്ങളള്ക്കും <b>അംബ്ര</b> എന്ന ഇരുണ്ട മദ്ധ്യഭാഗവും അതിന്റെ ചുറ്റി താരതമ്യേന ഇരുളിച്ച കുറഞ്ഞ <b>പെനംബ്ര</b> എന്ന ഭാഗവും ഉണ്ടു്. താഴെയുള്ള ചിത്രം കാണുക.</p><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://www.solarphysics.kva.se/NatureNov2002/images/AR10030_4877_color.jpeg"><img style="margin: 0px auto 10px; display: block; text-align: center; cursor: pointer; width: 588px; height: 600px;" src="http://www.solarphysics.kva.se/NatureNov2002/images/AR10030_4877_color.jpeg" alt="" border="0" /></a><p align="center"><b>സൗരകളങ്കത്തിന്റെ ഭാഗങ്ങളായ അംബ്രയേയും പെനംബ്രയേയും വ്യക്തമാക്കിത്തരുന്ന ഒരു ക്ളോസപ്പ് ചിത്രം</b><br />ചിത്രത്തിനു് കടപ്പാടു്: Institute for Solar Physics, Royal Swedish Academy of Sciences</p><p>ഗ്രഹണങ്ങളെക്കുറിച്ചു് (eclipses) പഠിക്കുമ്പോള് ഭൂമിയുടേയും ചന്ദ്രന്റേയും നിഴലിന്റെ ഭാഗങ്ങളെ കുറിയ്ക്കാന് അംബ്ര, പെനംബ്ര എന്നീ വാക്കുകള് നമ്മളുപയോഗിക്കാറുണ്ടെങ്കിലും സൌരകളങ്കങ്ങള് നിഴല് അല്ല. <b>സൂര്യന്റെ പ്രഭാമണ്ഡലത്തിലെ താരതമ്യേന താപനിലകുറഞ്ഞതും, തന്മൂലം പ്രകാശതീവ്രത കുറഞ്ഞതുമായ ഭാഗങ്ങളാണു് </b><b>സൗ</b><b>രകളങ്കങ്ങള്.</b> ചുറ്റുമുള്ള പ്രഭാമണ്ഡലം കാഴ്ചയില് നിന്നു മറച്ചാല് <b>അംബ്ര ചുവപ്പു് നിറത്തിലും</b>, <b>പെനംബ്ര ഓറഞ്ചു് നിറത്തിലും</b> കാണപ്പെടും. ഈ വിവരങ്ങളും <a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/11/blog-post.html"><b>വെയിന്സു് നിയമവും</b></a> 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.</p><p><b>സൗ</b><b>രകളങ്കങ്ങളിലെ താപനില അതിനു ചുറ്റുമുള്ള ഇടങ്ങളിലെ താപനിലയേക്കാള് 1500-K നോളം കുറവാണെങ്കില് എന്താണു് അതിനെ ഈ ചെറിയ താപനിലയില് നിര്ത്താന് സഹായിക്കുന്നതു്?</b> 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.</p><h3><b>സൗ</b>രകളങ്കങ്ങളുടെ ജനനവും മരണവും</h3><p>സൗരകളങ്കങ്ങള് സൂര്യന്റെ സൌരോപരിതലത്തിലെ സ്ഥിരമായൊരു സവിശേഷതയല്ല. ഓരോ സൗരകളങ്കത്തിനും ജനനവും മരണവും ഉണ്ടു്. സൗരകളങ്കളുടെ ജീവിതദൈര്ഘ്യം ഏതാനും മണിക്കൂറുകള് മുതല് ഏതാനും മാസങ്ങള് വരെ നീണ്ടു നില്ക്കും.</p><h3><b>സൗ</b>രകളങ്ക ചക്രം</h3><p>കഴിഞ്ഞ കുറേക്കാലത്തെ സൂക്ഷ്മനിരീക്ഷണങ്ങളില് നിന്നു് സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ എണ്ണം ക്രമമായി കൂടുകയും കുറയുകയും ചെയ്യുന്നു എന്നു കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ടു്. സൗരകളങ്കളെ നിരവധി വര്ഷങ്ങള് ശാസ്ത്രീയമായി പഠിച്ചു് സൌരകളങ്കളുടെ എണ്ണത്തിലുണ്ടാകുന്ന വ്യതിയാനത്തെകുറിച്ചു് ആദ്യമായി മനസ്സിലാക്കിയതു് ജര്മ്മന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായിരുന്ന <b><a href="http://en.wikipedia.org/wiki/Samuel_Heinrich_Schwabe">ഹെന്ട്രി ഷാബെ</a></b> ആണു്. 1843ലാണു് അദ്ദേഹം തന്റെ കണ്ടുപിടുത്തം പ്രസിദ്ധീകരിച്ചതു്. അദ്ദേഹം കണ്ടെത്തിയ സൗരകളങ്കളുടെ എണ്ണത്തിലുണ്ടാകുന്ന ചാക്രികമായ വ്യതിയാനം <b>സൗ</b><b>രകളങ്ക ചക്രം (sunspot cycle)</b> എന്നു് അറിയപ്പെടുന്നു.</p><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://science.nasa.gov/headlines/y2008/images/solarcycleupdate/ssn_yearlyNew2.jpg"><img style="margin: 0px auto 10px; display: block; text-align: center; cursor: pointer; width: 600px; height: 221px;" src="http://science.nasa.gov/headlines/y2008/images/solarcycleupdate/ssn_yearlyNew2.jpg" alt="" border="0" /></a><p>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.</p><p>സൗരകളങ്കളുടെ എണ്ണം വളരെ കൂടുതലായിരിക്കുന്ന കാലയളവിനെ <b>സണ്സ്പോട്ട് മാക്സിമം</b> എന്നു് പറയുന്നു. അതേപോലെ സൗരകളങ്കളുടെ എണ്ണം വളരെ കുറവായിരിക്കുന്ന കാലയളവിനെ <b>സണ്സ്പോട്ട് മിനിമം</b> എന്നു് പറയുന്നു.2001ലാണു് അവസാനത്തെ സണ്സ്പോട്ട് മാക്സിമം ഉണ്ടായതു്. അതിനാല് ഇനി 2012ഓടുകൂടി അടുത്ത സണ്സ്പോട്ട് മാക്സിമം പ്രതീക്ഷിക്കാം. 2006-2007 വര്ഷങ്ങള് സണ്സ്പോട്ട് മിനിമം കാലഘട്ടം ആയിരുന്നു.</p><p>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.</p><h3>മൗണ്ടര് മിനിമം</h3><p>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 <a href="http://en.wikipedia.org/wiki/Little_Ice_Age">വിക്കിയിലെ Little Ice Age എന്ന ലേഖനം</a> വായിക്കുക.</p><p>സൂര്യന് ഇതിനു് മുന്പും ഇതിനു സമാനമായ അവസ്ഥയിലൂടെ കടന്നു് പോയിട്ടുണ്ടു് എന്നതിനു് തെളിവുകള് ഉണ്ടു്. സൂര്യനിലെ കാന്തിക ക്ഷേത്രത്തിന്റെ തീവ്രതയും ഭൂമിയിലെ കാലാവസ്ഥയും തമ്മിലുള്ള ബന്ധം കണ്ടെത്താനുള്ള പഠനങ്ങള് ഇപ്പോഴും നടക്കുന്നതേ ഉള്ളൂ.</p><br /><br /><p>സൗരകളങ്കങ്ങളെ കൂടുതല് വിശദമായി പരിചയപ്പെടുത്തുന്ന അവസാന ഭാഗം അടുത്ത പോസ്റ്റില്.</p><div class="blogger-post-footer"><img width='1' height='1' src='https://blogger.googleusercontent.com/tracker/31194642-8195708210321850934?l=jyothisasthram.blogspot.com' alt='' /></div>ഷിജു അലക്സ്: :Shiju Alexhttp://www.blogger.com/profile/11433154801831809186noreply@blogger.com0tag:blogger.com,1999:blog-31194642.post-7178485314282055242008-09-11T08:43:00.001+05:302008-09-11T08:48:29.169+05:30സൂര്യന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ ഘടനയ്ക്കു ഒരു ആമുഖം<p>സൂര്യന്റെയും അതിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റേയും ഘടന പരിചയപ്പെടുത്തുക എന്നതു മാത്രമാണു <a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2008/09/i.html">കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റിന്റേയും</a> 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 <a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2008/09/i.html">ആ പോസ്റ്റ് വായിക്കുവാന് </a>താല്പര്യപ്പെടുന്നു.</p><p>സൂര്യനെ <b>കാമ്പ്, വികിരണമേഖല, സംവഹനമേഖല</b> ഇങ്ങനെ മൂന്നു പാളികളായി വിഭജിച്ചിരിക്കുന്നതായി നമ്മള് കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില് നിന്നു മനസ്സിലാക്കി. ഇതു മൂന്നും നമ്മുടെ പരമ്പരാഗത നിരീക്ഷണ സംവിധാനങ്ങള്ക്കു മറഞ്ഞിരിക്കുന്നു. സൌരശാസ്ത്രജ്ഞര് സൂര്യന്റെ ആന്തരികഘടനയെക്കുറിച്ചു പഠിക്കുന്ന ശാസ്ത്രശാഖയ്ക്കു <b>ഹീലിയോസെസിമോളജി (helioseismology)</b> എന്നാണു പേര്. സൂര്യനില് നടക്കുന്ന വിവിധതരത്തിലുള്ള ആന്ദോളങ്ങള് പഠിക്കുകയാണു ഈ ശാസ്ത്രശാഖയിലെ പ്രധാന ഗവേഷണവിഷയം. പ്രസ്തുതശാഖയിലെ പഠനങ്ങളിലൂടെയാണു <a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2007/08/blog-post.html">സോളാര് ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം</a> പോലുള്ള പ്രഹേളികയ്ക്കു ഉത്തരം കണ്ടെത്താന് കഴിഞ്ഞത്.</p><p>കഴിഞ്ഞ പൊസ്റ്റില് ചൂണ്ടി കാണിച്ച പോലെ സൂര്യന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിനു 3 പാളികള് ആണുള്ളത്. </p><ol><li>പ്രഭാമണ്ഡലം (Photosphere)</li><li>വര്ണ്ണമണ്ഡലം (Chromosphere)</li><li>കൊറോണ (Corona)</li></ol><p><b>ഈ മൂന്നു പാളികളേയും പരിചയപ്പെടുത്തുക എന്നതു മാത്രമാണു ഈ പോസ്റ്റിന്റെ ലക്ഷ്യം</b>. ഈ പാളികള് എല്ലാം തന്നെ വിവിധ ടെലിസ്കോപ്പുകളും വിവിധ തരത്തിലുള്ള ഡിറ്റക്ടറുകളൂം ഉപയോഗിച്ചു പഠിക്കാവുന്നതാണു. വിശദാംശങ്ങളിലേക്കു കടക്കാതെ ഓരോ പാളിയിലും നടക്കുന്ന വിവിധ പ്രവര്ത്തനങ്ങളെക്കുറിച്ച് വളരെ ലഘുവായി പ്രദിപാദിക്കാന് ശ്രമിക്കാം.</p><p><a href="http://4.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SMgarj6Pe9I/AAAAAAAAAbM/43z3aYd-cq4/s1600-h/sunpartsfull.jpg"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5244471101749165010" style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://4.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SMgarj6Pe9I/AAAAAAAAAbM/43z3aYd-cq4/s400/sunpartsfull.jpg" border="0" /></p></a><a href="http://4.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SMgarj6Pe9I/AAAAAAAAAbM/43z3aYd-cq4/s1600-h/sunpartsfull.jpg"><p></a></p><p align="center"><strong>സൂര്യന്റെ വിവിധഘടകങ്ങളെ പരിചയപ്പെടുത്തുന്ന ഒരു ചിത്രം<br />ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: http://learn.arc.nasa.gov/planets/0/sunparts.html</strong></p><h2>പ്രഭാമണ്ഡലം (Photosphere)</h2><p>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. <b>അതായതു നമ്മള് സൂര്യനെ നിരീക്ഷിക്കുമ്പോള് കാണുന്നതു അതിന്റെ പ്രഭാമണ്ഡലത്തേയാണു.</b> <span style="color:#990000;"><b><i>(ദയവു ചെയ്തു നഗ്നനേത്രങ്ങളാല് സൂര്യനെ നിരീക്ഷിക്കരുത്. അതു ഭാഗികമായോ പൂര്ണ്ണമായോ അന്ധതയ്ക്കു കാരണമാകും)</i></b></span></p><p><a href="http://4.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SMgjZX9kRRI/AAAAAAAAAbU/u6two-7yr10/s1600-h/white.gif"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5244480684908889362" style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://4.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SMgjZX9kRRI/AAAAAAAAAbU/u6two-7yr10/s400/white.gif" border="0" /></p><p align="center"></a><strong>സൂര്യന്റെ പ്രഭാമണ്ഡലത്തിന്റെ ഒരു ചിത്രം. സൌരകളങ്കങ്ങള് തെളിഞ്ഞു കാണാവുന്നതാണു.<br />ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: http://physics.uoregon.edu/~soper/Sun/photosphere.html</strong></p><p>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.</p><p>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 <a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/11/blog-post.html">വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളും ജ്യോതിശാസ്ത്രവും</a> എന്ന പോസ്റ്റ് വായിക്കുക. </p><h2>വര്ണ്ണമണ്ഡലം</h2><p>പ്രഭാമണ്ഡലത്തിനു ശേഷം വര്ണ്ണമണ്ഡലം എന്ന പാളി. സൂര്യഗ്രഹണത്തിന്റെ സമയത്ത് ചന്ദ്രന്റെ അതിരില് പിങ്ക് നിറത്തിലുള്ള നേര്ത്ത പാളി കാണാവുന്നതാണു. ഇതാണു ഏതാണ്ട് 2000 കിമി കനം ഉള്ള വര്ണ്ണമണ്ഡലം എന്ന പാളി.</p><p>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.</p><p><a href="http://1.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SMgmXYyNfII/AAAAAAAAAbc/Y0rakouDIUg/s1600-h/Solar_chromosphere.jpg"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5244483949304839298" style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://1.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SMgmXYyNfII/AAAAAAAAAbc/Y0rakouDIUg/s400/Solar_chromosphere.jpg" border="0" /></a></p><p align="center"><strong>സൂര്യഗ്രഹണസമയത്തു വര്ണ്ണമണ്ഡലത്തിന്റെ ഭാഗങ്ങള് ദൃശ്യമാകുന്നതിന്റെ ഒരു ചിത്രം<br />ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: http://commons.wikimedia.org/wiki/Image:Solar_eclips_1999_5.jpg</strong></p><p>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.</p><p><a href="http://solar-heliospheric.engin.umich.edu/hjenning/eit304_512.gif"><img style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; WIDTH: 400px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://solar-heliospheric.engin.umich.edu/hjenning/eit304_512.gif" border="0" /></a></p><p align="center"><strong>വര്ണ്ണമണ്ഡലത്തിന്റെ വേറൊരു ദൃശ്യം.</strong></p><p align="center"><strong>ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: </strong><a href="http://solar-heliospheric.engin.umich.edu/"><strong>http://solar-heliospheric.engin.umich.edu/</strong></a></p><p>വര്ണ്ണമണ്ഡലത്തിനു ക്രമരഹിതമായ അതിരുകള് ആണുള്ളതു. ഈ ക്രമരഹിതമായ രൂപത്തിനു കാരണം <strong>സ്പൈക്യൂള്സ്</strong> 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. </p><h2>കൊറോണ</h2><p>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.</p><p></p><a href="http://3.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SMgrv8FpFCI/AAAAAAAAAbk/8jANzTr_VTQ/s1600-h/Solar_eclipse_corona.jpg"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5244489868656579618" style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://3.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SMgrv8FpFCI/AAAAAAAAAbk/8jANzTr_VTQ/s400/Solar_eclipse_corona.jpg" border="0" /></a> <p></p><p align="center"><strong>സൂര്യഗ്രഹണസമയത്തു കൊറോണ ദൃശ്യകാകുന്ന ഒരു ചിത്രം<br />ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: http://commons.wikimedia.org/wiki/Image:Solar_eclips_1999_4_NR.jpg</strong></p><p>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.</p><p>കൊറോണയുടെ രൂപം ഒരു പരിധി വരെ സൂര്യന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രം ആണു നിര്ണ്ണയിക്കുന്നത്. കൊറോണയിലെ സ്വതന്ത്ര ഇലക്ട്രോണുകള് സൂര്യന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ രേഖകള് പിന്തുര്ന്നു പ്രത്യേകതരത്തിലുള്ള രൂപങ്ങള് രചിക്കുന്ന ദൃശ്യം സൂര്യഗ്രഹണസമയത്തു നമുക്കു കാണാവുന്നതാണു.</p><p><a href="http://4.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SMgthdwMl2I/AAAAAAAAAbs/Lncj7oAkRsQ/s1600-h/corona_big.jpg"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5244491819018655586" style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://4.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SMgthdwMl2I/AAAAAAAAAbs/Lncj7oAkRsQ/s400/corona_big.jpg" border="0" /></a></p><p align="center"><strong>കൊറേണയുടെ രൂപത്തില് നിന്നു സൂര്യന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തെ കുറിച്ചു പഠിക്കാവുന്നതാണു<br />ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: http://apod.nasa.gov/apod/ap010408.html</strong></p><p>20 ലക്ഷം കെല്വിനോളം വരും കൊറോണയിലെ താപനില. ചില പ്രത്യേക സൌരപ്രതിഭാസങ്ങളുടെ സമയത്തു ഇതു 36 ലക്ഷം കെല്വിനോളം ഉയരുന്നു എന്നും കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്.</p><p>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.</p><p><a href="http://2.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SMgthoHNBLI/AAAAAAAAAb0/Z1lvIh6V8zU/s1600-h/coronal_loop.jpg"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5244491821799507122" style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://2.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SMgthoHNBLI/AAAAAAAAAb0/Z1lvIh6V8zU/s400/coronal_loop.jpg" border="0" /></a></p><p align="center"><strong>കൊറോണല് ലൂപ്സ്<br />ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: http://trace.lmsal.com/POD/TRACEpodarchive24.html</strong></p><p>പക്ഷെ ചില കാന്തികക്ഷേത്ര രേഖകള് സൂര്യനിലേക്കു ലൂപ്പ് അവസാനിപ്പിക്കുന്നില്ല എന്നു കാണുന്നു . ഇതിനാണു കൊറോണല് ഹോള്സ് എന്നു പറയുന്നത്. കൊറോണല് ഹോള്സ്(Coronal Holes) എക്-റേ ചിത്രത്തില് ഇരുണ്ട് കാണപ്പെടും.</p><p><a href="http://2.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SMgvLiW5ROI/AAAAAAAAAb8/buf41iKlOAY/s1600-h/holes_soho.jpg"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5244493641320842466" style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://2.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SMgvLiW5ROI/AAAAAAAAAb8/buf41iKlOAY/s400/holes_soho.jpg" border="0" /></a></p><p align="center"><strong>കൊറോണല് ഹോള്സ്<br />ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: http://apod.nasa.gov/apod/ap030318.html</strong></p><p>എക്സ്-റേ ചിത്രങ്ങളും ദൃശ്യപ്രകാശ ത്രംഗത്തില് അല്ലാത്ത ചിത്രങ്ങള് ഒക്കെ എങ്ങനെയാണു നമുക്കു കാണാവുന്ന വിധത്തിലാക്കുന്നതു എന്നു മനസ്സിലാക്കാന് സഹായിക്കുന്ന ഫാള്സ് കളര് ടെക്നിക്കിനെക്കുറിച്ച് മനസ്സിലാക്കാന് <a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/11/blog-post.html">വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളും ജ്യോതിശാസ്ത്രവും</a> എന്ന പോസ്റ്റിലെ <strong>റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്</strong> എന്ന വിഭാഗത്തില് കൊടുത്തിട്ടുള്ള ബോക്സ് വായിക്കുക.</p><p>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.</p><div class="blogger-post-footer"><img width='1' height='1' src='https://blogger.googleusercontent.com/tracker/31194642-717848531428205524?l=jyothisasthram.blogspot.com' alt='' /></div>ഷിജു അലക്സ്: :Shiju Alexhttp://www.blogger.com/profile/11433154801831809186noreply@blogger.com3tag:blogger.com,1999:blog-31194642.post-28504788667069375952008-09-08T01:04:00.004+05:302009-04-26T11:42:09.897+05:30സൂര്യന്റെ ആന്തരികഘടനയ്ക്ക് ഒരു ആമുഖം<p>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.</p><p><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://3.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SMQXlk1SNSI/AAAAAAAAAaE/u23ZPbOgrYg/s1600-h/Sun920607.jpg"><img style="margin: 0px auto 10px; display: block; text-align: center; cursor: pointer;" src="http://3.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SMQXlk1SNSI/AAAAAAAAAaE/u23ZPbOgrYg/s400/Sun920607.jpg" alt="" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5243341800475866402" border="0" /></a></p><br /><p>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.</p><p>മുന്പ് <a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/12/blog-post.html">നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗീകരണം</a> എന്ന പോസ്റ്റില് ചൂണ്ടിക്കാണിച്ച പോലെ സൂര്യന്റെ സ്പെക്ട്രല് തരം G2V യും <a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/09/blog-post_21.html">കേവലകാന്തിമാനം</a> +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.</p><p>സൂര്യന്റെയും അതിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റേയും ഘടനെയെ വളരെ ചുരുക്കമായി വിവരിക്കാനുള്ള ശ്രമമാണു ഈ പോസ്റ്റില്. ഏറ്റവും അകത്തുള്ള കാമ്പ് മുതല് ഏറ്റവും പുറമേയുള്ള കൊറോണ വരെയുള്ള വിവിധ പാളികള് സൂര്യനും അതിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിനും കൂടിയുണ്ട്.</p><p>സൂര്യന്റെ ഘടന വളരെയെധികം സങ്കീര്ണ്ണതകള് നിറഞ്ഞതാണു. നമുക്കു അതിനെ കുറിച്ച് കുറച്ച് മാത്രമേ മനസ്സിലാക്കാന് കഴിഞ്ഞുട്ടുള്ളൂ. എങ്കിലും ഇതുവരെയുള്ള പഠനങ്ങളിലൂടെ വിവിധപാളികള് തമ്മില് എങ്ങനെയാണു പരസ്പരം പ്രവര്ത്തനങ്ങള് നടത്തുന്നതെന്നു മനസ്സിലാക്കാന് നമുക്കു സാധിച്ചിട്ടുണ്ട്. </p><p>സൂര്യന്റെ അകക്കാമ്പ് മുതല് തുടങ്ങി പുറത്തേക്കുള്ള ഒരോ പാളിയേയും പരിചയപ്പെടാം. പ്രധാനമായ പാളികള് ഇനി പറയുന്നവ ആണ്.</p><ol><li>കാമ്പ് (Core)</li><li>വികിരണ മേഖല (Radiative Zone)</li><li>സംവഹന മേഖല (Convection Zone)</li><li>പ്രഭാമണ്ഡലം (Photosphere)</li><li>വര്ണ്ണമണ്ഡലം (Chromosphere)</li><li>കൊറോണ (Corona)</li></ol><p>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 R<sub>sun</sub> ഭാഗം വരെയാണു സൂര്യന്റെ കാമ്പ് എന്നു പറയാം. 0.25 R<sub>sun</sub>തൊട്ട് വികിരണ മേഖല ആരംഭിക്കുന്നു. അതു 0.7 R<sub>sun</sub> വരെ നീണ്ടു കിടക്കുന്നു. അവീടെ നിന്നു ഉപരിതലം വരെയാണു സംവഹനമേഖലയുടെ സ്ഥാനം</p><div style="text-align: center;"><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://4.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SMQWTXk01lI/AAAAAAAAAZ8/kqaHz0yPyH8/s1600-h/Sun_parts_big.jpg"><img style="margin: 0px auto 10px; display: block; text-align: center; cursor: pointer;" src="http://4.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SMQWTXk01lI/AAAAAAAAAZ8/kqaHz0yPyH8/s400/Sun_parts_big.jpg" alt="" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5243340388167898706" border="0" /></a><span style="font-weight: bold;">സൂര്യന്റെ ഘടന,</span><br /><span style="font-weight: bold;">ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: നാസയുടെ വെബ്ബ്സൈറ്റ്</span></div><h1>കാമ്പ്</h1><p>തെര്മോന്യൂക്ളിയാര് പ്രക്രിയകളാണു സൂര്യനില് ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന ഊര്ജ്ജത്തിന്റെ ഉറവിടമെങ്കിലും ഈ പ്രക്രിയകള് സൂര്യന്റെ എല്ലാ ഭാഗങ്ങളിലും നടക്കില്ല. അതിനു കാരണം 10 <sup>7</sup> 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. </p><p>ഹൈഡ്രജന് അണുകേന്ദ്രം (പ്രോട്ടോണ്) ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രമായി മാറുന്ന അണുസംയോജന പ്രക്രിയയിലൂടെയാണു സൂര്യനില് ഊര്ജ്ജം ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്നത്. <a href="http://shijualex.blogspot.com/2007/02/blog-post_10.html">അണുസംയോജനവും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഊര്ജ്ജ ഉല്പാദനവും ഭാഗം ഒന്ന്</a>, <a href="http://shijualex.blogspot.com/2007/04/blog-post.html">നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഊര്ജ്ജ ഉല്പാദനം - ഭാഗം രണ്ട്</a> എന്നീ രണ്ട് പോസ്റ്റുകളില് നക്ഷത്രങ്ങളിലെ അണുസംയോജന പ്രക്രിയകളെ കുറിച്ച് പ്രദിപാദിച്ചിരുന്നല്ലോ. കൂടുതലറിയാന് താല്പര്യമുള്ളവര് പ്രസ്തുത പോസ്റ്റുകള് വായിക്കുക. ഈ പോസ്റ്റില് സൂര്യന്റെ ഘടനെയെക്കുറിച്ച് പ്രതിപാദിക്കുവാന് ശ്രമിക്കുന്നതിനാല് മറ്റുള്ള വിശദാംശങ്ങളിലേക്കു പോകുന്നില്ല.</p><h1>വികിരണ മേഖല</h1><p>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.<b>ഫോട്ടോണ് റാന്ഡം വാക്ക്</b> എന്ന് അറിയപ്പെടുന്ന ഈ പ്രക്രിയ അത്യന്തം സങ്കീര്ണ്ണമാണു.</p><p style="text-align: center;"><a onblur="try {parent.deselectBloggerImageGracefully();} catch(e) {}" href="http://2.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SMQnOvuVTbI/AAAAAAAAAaU/eI3Yuwg9hyY/s1600-h/randwalk.gif"><img style="margin: 0px auto 10px; display: block; text-align: center; cursor: pointer;" src="http://2.bp.blogspot.com/_h5sqYMznD_0/SMQnOvuVTbI/AAAAAAAAAaU/eI3Yuwg9hyY/s400/randwalk.gif" alt="" id="BLOGGER_PHOTO_ID_5243359000448552370" border="0" /></a><b>ഫോട്ടോണ് റാന്ഡം വാക്ക്.<br />ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്:<a href="http://solar.physics.montana.edu/YPOP/Spotlight/SunInfo/randwalk.html">http://solar.physics.montana.edu/YPOP/Spotlight/SunInfo/randwalk.html</a></b></p><p>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</p><p></p>സൂര്യന്റെ ആരത്തിന്റെ 0.25 R<sub>sun</sub>മുതല് 0.7 R<sub>sun</sub> വരെയാണു വികിരണമേഖലയായി കരുതുന്നത്. അതിനു ശെഷം സംവഹനമേഖല ആരംഭിക്കുന്നു.<p></p><h1>സംവഹനമേഖല</h1><p>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.</p><p>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.</p><p>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.</p><p>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. </p><p>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.</p><div class="blogger-post-footer"><img width='1' height='1' src='https://blogger.googleusercontent.com/tracker/31194642-2850478866706937595?l=jyothisasthram.blogspot.com' alt='' /></div>ഷിജു അലക്സ്: :Shiju Alexhttp://www.blogger.com/profile/11433154801831809186noreply@blogger.com5tag:blogger.com,1999:blog-31194642.post-16101580777397570522008-09-04T11:40:00.001+05:302008-09-04T23:35:32.300+05:30അന്യഗ്രഹ ജീവികള്ക്കു വേണ്ടിയുള്ള തെരച്ചിലും ഡ്രേക്ക് സമവാക്യവും<p>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.<span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">ആ</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">അന്വേഷണവുമായി</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">ബന്ധപ്പെട്ട</span> <span style="font-weight: bold;">പ്രധാനപ്പെട്ടൊരു</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">സമവാക്യത്തെക്കുറിച്ചും</span><span style="font-weight: bold;">, </span><span style="font-weight: bold;">അതിനെചുറ്റിപറ്റിയുള്ള</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">വിവാദങ്ങളെ</span> കുറിച്ചുമാണു ഈ പോസ്റ്റ്.</p><p>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 <a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/11/blog-post.html">വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളും ജ്യോതിശാസ്ത്രവും</a> എന്ന പോസ്റ്റ് കാണുക).</p><p>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 <strong><a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/09/blog-post_115916043835888016.html">നക്ഷത്രങ്ങള്ക്ക് പേരിടുന്നത് എങ്ങനെ?- ഭാഗം ഒന്ന്</a></strong>, <strong><a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/09/blog-post_115951382045212127.html">നക്ഷത്രങ്ങള്ക്ക് പേരിടുന്നത് എങ്ങനെ?- ഭാഗം രണ്ട്</a></strong> 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 <a href="http://www.seti.org/">SETI Institute</a>-ന്റെ പഠനങ്ങളില് ആണു. ഇതിനകം നമ്മുടെ ഗാലക്സിയില്, സൂര്യനെപ്പോലുള്ള 1000ത്തോളം നക്ഷത്രങ്ങളില് നിന്നുള്ള റേഡിയോ തരംഗങ്ങള് ഇവര് പഠനങ്ങള്ക്കു വിധേയമാക്കി. പക്ഷെ ഇതു വരെയുള്ള പരീക്ഷണങ്ങളില് സന്തോഷസൂചകമായ സൂചനകള് ഒന്നും ലഭിച്ചിട്ടില്ല.</p><p>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 <a href="http://en.wikipedia.org/wiki/Frank_Drake">ഫ്രാങ്ക് ഡ്രേക്ക്</a> ആയിരുന്നു. ഒരു ഗാലക്സിയിലെ, സാങ്കേതികമായി മുന്നേറ്റം ഉണ്ടാക്കിയ സംസ്ക്കാരങ്ങളുടെ എണ്ണം, ലളിതമായ ഒരു സമവാക്യം ഉപയോഗിച്ചു കണ്ടെത്താം എന്ന അഭിപ്രായം ഫ്രാങ്ക് ഡ്രേക്ക് മുന്നോട്ടു വെച്ചു. ആ സമവാക്യം ആണു ഇന്നു <span style="font-weight: bold;">Drake equation (ഡ്രേക്ക് സമവാക്യം)</span> എന്ന പേരില് വളരെ പ്രശസ്തമായ സമവാക്യം. ഡ്രേക്ക് സമവാക്യം താഴെ പറയുന്ന വിധമാണു.</p><p style="text-align: center; font-weight: bold;"><span style="color: rgb(51, 51, 255);font-size:130%;" >N= R* f<sub>p</sub> n<sub>e</sub> f<sub>l</sub> f<sub>i</sub> f<sub>c</sub> L</span></p><p>ഈ സമവാക്യത്തിലെ വിവിധ ഗണങ്ങളുടെ വിശദീകരണം താഴെ പറയുന്ന വിധമാണു.<br /><br /><span style="font-weight: bold; color: rgb(102, 102, 204);">N</span> = ഒരു ഗാലക്സിയില് ജീവനുണ്ടാവാന് സാദ്ധ്യതയുള്ള ഗ്രഹങ്ങളുടെ എണ്ണം.<br /><span style="color: rgb(51, 51, 255);font-size:130%;" >R*</span> = ഗാലക്സിയില് പുതുനക്ഷത്രങ്ങള് പിറക്കുന്നതിന്റെ തോത്. (പ്രതിവര്ഷത്തില് എത്ര നക്ഷത്രം എന്ന തോതില്)<br /><span style="color: rgb(51, 51, 255);font-size:130%;" >f<sub>p</sub></span><sub></sub> = ഗ്രഹങ്ങള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ശതമാനം<br /><span style="color: rgb(51, 51, 255);font-size:130%;" >n<sub>e</sub></span> = ഒരു നക്ഷത്രത്തില്, ഭൂമിയെപോലെ ജീവന് നിലനിര്ത്താന് സാഹചര്യം ഉള്ള ഗ്രഹങ്ങളുടെ ശരാശരി എണ്ണം<br /><span style="color: rgb(51, 51, 255);font-size:130%;" >f<sub>l</sub></span> = ജീവന് നിലനിര്ത്താന് സാഹചര്യമുള്ള ഗ്രഹങ്ങളില് ജീവന് ഉടലെടുത്തതിന്റെ ശതമാനം<br /><span style="color: rgb(51, 51, 255);font-size:130%;" >f<sub>i</sub></span> = ജീവന് നിലനിര്ത്താന് സാഹചര്യമുള്ള ഗ്രഹങ്ങളില് ബൌദ്ധികമായി പരിണമിച്ച ജീവികളുള്ള ഗ്രഹങ്ങളുടെ ശതമാനം<br /><span style="color: rgb(51, 51, 255);font-size:130%;" >f<sub>c</sub></span> = ജീവന് നിലനിര്ത്താന് സാഹചര്യം ഉള്ള ഗ്രഹങ്ങളില് ബൌദ്ധികമായി പരിണമിക്കുകയും മറ്റൊരു ഗ്രഹവുമായി ആശയവിനിമയം നടത്താന് ആവശ്യമായ സാങ്കേതികവളര്ച്ച കൈവരിക്കുകയും ചെയ്ത ഗ്രഹങ്ങളുടെ എണ്ണം<br /><span style="color: rgb(51, 51, 255);font-size:130%;" >L</span> = മറ്റൊരു ഗ്രഹവുമായി ആശയവിനിമയം നടത്താന് ആവശ്യമായ സാങ്കേതികവളര്ച്ച കൈവരിക്കുകയും ആ ആശയം വിനിമയം നിലനിക്ക്കുകയും ചെയ്യുന്ന പരമാവധി ദൈര്ഘ്യം(വര്ഷത്തില്)<br /><br /></p><p>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 <span style="color: rgb(102, 51, 255);"> R* f</span><sub style="color: rgb(102, 51, 255);">p</sub> എന്നീ ഗണങ്ങള്.</p><h3>ഡ്രേക്ക് സമവാക്യം ഉപയോഗിച്ചുള്ള കണക്കുകൂട്ടല്</h3><p>വിവിധ ലോജിക്കുകള് ഉപയോഗിച്ചു ഈ സമവാക്യം നിര്ദ്ധാരണം ചെയ്യാന് നമുക്കൊന്നു ശ്രമിക്കാം. </p><p><span style="color: rgb(102, 51, 255);">R*</span> എന്ന ഗണം പരിഗണിക്കുമ്പോള് നമ്മള് സൂര്യന്റെ പിണ്ഡത്തിന്റെ 1.5 ഇരട്ടിയില് കൂടുതലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ ഒക്കെ ഒഴിവാക്കാം . കാരണം <span style="font-weight: bold;">നക്ഷത്രത്തിന്റെ</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">പിണ്ഡം</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">കൂടും</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">തോറും</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">അതിന്റെ</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">ജീവിതദൈര്ഘ്യം</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">കുറഞ്ഞു</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">വരും</span>. 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 <span style="color: rgb(51, 51, 255);font-size:130%;" >f<sub>p</sub></span> യുടെ മൂല്യവും 1 തന്നെയാണെന്നു കണക്കുകൂട്ടിയെടുക്കാവുതാണു.</p><p>പക്ഷെ ഡ്രേക്ക് സമവാക്യത്തിലെ ബാക്കിയുള്ള ഗണങ്ങളുടെ മൂല്യം ഇതു പോലെ എളുപ്പത്തില് കണക്കുകൂട്ടിയെടുക്കാന് പറ്റില്ല. അതിനാല് ചില അനുമാനങ്ങള് വച്ച് ബാക്കിയുള്ള ഗണങ്ങളുടെ മൂല്യം കണക്കാക്കി ഡ്രേക്ക് സമവാക്യത്തിന്റെ ഉത്തരത്തില് എത്താന് നോക്കാം.</p><p>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 <span style="color: rgb(51, 51, 255);font-size:130%;" >n<sub>e</sub></span> യുടെ മൂല്യം 1 ആണെന്നു വരും.പക്ഷെ നമുക്കു കുറച്ചു കൂടി റെസ്ട്രിക്റ്റീവ് ആകാം. ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളില് പത്തിലൊന്നിനേ ജീവനു അനുയോജ്യമായ ഗ്രഹങ്ങള് നിലനിര്ത്താനുള്ള ശേഷി ഉള്ളൂ എനു കരുതുക. അപ്പോള് <span style="color: rgb(51, 51, 255);font-size:130%;" >n<sub>e</sub></span> യുടെ മൂല്യം 0.1 ആണെന്നു വരുന്നു.</p><p>നമ്മള് തെരഞ്ഞെടുത്ത ഇത്തരം ജീവന് നിലനിര്ത്താന് സാഹചര്യം ഉള്ള ഗ്രഹങ്ങളില് എല്ലാം ഭൂമിയിലേതു പോലെ ജീവന് പരിണമിക്കാന് ഉള്ള സാഹചര്യം ഉണ്ടാകും എന്നു കരുതുക. അതായതു <span style="color: rgb(51, 51, 255);font-size:130%;" >f<sub>l</sub></span> ന്റെ മൂല്യം 1 ആണെന്നു വരുന്നു. ഈ കണക്കുകൂട്ടല് സത്യത്തില് ജീവശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്ക്കു പ്രിയപ്പെട്ട ഒരു മേഖലയാണു. </p><p>ഇതേ ലോജിക്കുകള് ഉപയോഗിച്ച്, ഭൂമി ഉദാഹരണം ആയി എടുത്ത് <span style="color: rgb(51, 51, 255);font-size:130%;" >f<sub>i</sub></span> ന്റെ മൂല്യം 1 ആണെന്നു വയ്ക്കുക. ഇത്തരം അനുമാനം വലിയ തെറ്റില്ലാതെ നടത്താവുന്ന വിധത്തില് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ എണ്ണം നമ്മള് <span style="color: rgb(102, 51, 255);">R*</span> <span>എന്ന</span> ഗണത്തിലൂടെ നമ്മള് കുറച്ച് കൊണ്ടു വന്നിട്ടുണ്ട്.</p><p>ശാസ്ത്രീയമായി നിരീക്ഷിച്ചാല് ഒരു സംസ്കാരം ഉയര്ന്നു വരികയാണെങ്കില് അവര് തീര്ച്ചയായും തങ്ങളുടെ ഗ്രഹത്തിനു പുറത്തേക്കു ആശയവിനിമയം നടത്താനുള്ള സാങ്കേതിക ജ്ഞാനം നേടിയിരിക്കും. അങ്ങനെ നോക്കുമ്പോള് <span style="color: rgb(51, 51, 255);font-size:130%;" >f<sub>c</sub></span> യുടെ മൂല്യവും 1 ആണെനു വരുന്നു. </p><p>അവസാനത്തെ ഗണമായ <span style="color: rgb(51, 51, 255);font-size:130%;" >L</span> ആണു ഊഹിക്കാന് ഏറ്റവും ബുദ്ധിമൂട്ടുള്ളത്. അന്തരീക്ഷവും സമുദ്രവും ഒക്കെ മലീമസമാവുകയും, അണ്വായുധങ്ങള് ഒക്കെ ഉപയോഗിച്ച് അന്യോന്യം നശിപ്പിക്കാന് കാത്തു നില്ക്കുന്ന ഭൂമിയെ ഉദാഹരണം ആയി എടുത്താല് <span style="color: rgb(51, 51, 255);font-size:130%;" >L</span> എന്നതു 100 വര്ഷം ആണെന്നു സങ്കല്പ്പിക്കാം. </p><p>ഇനി മുകളില് ഊഹിച്ചെടുത്ത മൂല്യങ്ങള് എല്ലാം കൂടി സമവാക്യത്തില് കൊടുത്താല് കിട്ടുന്ന ഉത്തരം എന്താണെണെന്നു നോക്കാം. </p><br /><div style="text-align: center; font-weight: bold;"><span style="color: rgb(102, 51, 255);font-size:180%;" >N= R* f<sub>p</sub> n<sub>e</sub> f<sub>l</sub> f<sub>i</sub> f<sub>c</sub></span><span style="font-size:180%;"><span style="color: rgb(102, 51, 255);"> = 1 X 0.1 X 1 X 1 X 1 X 100 = 10</span></span><br /></div><br />അതായത് N= 10.<br /><br /><p>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. </p><p>ഡ്രേക്ക് സമവാക്യത്തിലെ ഗണങ്ങള്ക്ക് വിവിധതരത്തിലുള്ള മൂല്യങ്ങള് ഉപയോഗിച്ച് പല ശാസ്ത്രജ്ഞര് പല വിധ സംഖ്യകള് നിര്ധാരണം ചെയ്തെടുത്തു.<span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">ഒരു</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">ഗാലക്സിയില്</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">ഒരു</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">നക്ഷത്രയൂഥത്തിനു</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">മാത്രമേ</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">ഭൂമിയെപ്പോലെയുള്ള</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">നിലകൈവരിക്കാന്</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">പറ്റൂ</span> <span style="font-weight: bold;">എന്നും</span><span style="font-weight: bold;">, </span><span style="font-weight: bold;">ആകാശഗംഗാ</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">ഗാലക്സിയില്</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">അതു</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">നമ്മളായതു</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">കൊണ്ട്</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">ഇനി</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">നമ്മുടെ</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">ഗാലക്സിയില്</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">തെരയുന്നതില്</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">കാര്യമില്ല</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">എന്നും</span> <span style="font-weight: bold;">വാദിക്കുന്ന</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">ചില</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">ശാസ്ത്രജ്നമാര്</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">ഉണ്ട്</span>. അവരുടെ അഭിപ്രായത്തില് നമ്മുടെ ഗാലക്സിക്കു പുറത്താണു ഇതിനുള്ള അന്വേഷണം നടത്തേണ്ടതു. മറ്റു ഗാലക്സികളിലെ നക്ഷത്രങ്ങളെ പഠിക്കുക എന്നതു അതീവ പ്രയാസകരമായ കാര്യമാണു. ചുരുക്കത്തില് അന്യഗ്രഹജീവികളെ തേടിയുള്ള നമ്മുടെ യാത്ര ഇപ്പോഴും തുടരുകയാണു.</p><h3>വിമര്ശനങ്ങള്</h3><p>ഈ സമവാക്യം ഉപയോഗിച്ച് വിവിധ ലോജിക്കുകള് ഉപയോഗിച്ച് പല ഉത്തരങ്ങളില് എത്തിച്ചേരാം . അതു കൊണ്ടു തന്നെ ഇതു ശാസ്ത്രീയമല്ല എന്നു വാദിക്കുന്നവരുണ്ട്. <span style="font-weight: bold;">SETI Institute-</span><span style="font-weight: bold;">ന്റെ</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">പഠനങ്ങളും</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">ഡ്രേക്</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">സമവാക്യവും</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">എല്ലാം</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">കപട</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">ശാസ്ത്രത്തെ</span> <span style="font-weight: bold;">പിന്തുണയ്ക്കുന്നവരുടെ</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">സ്രൃഷ്ടിയാണെന്നും</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">വാദിക്കുന്നവര്</span><span style="font-weight: bold;"> </span><span style="font-weight: bold;">ഉണ്ട്</span><span style="font-weight: bold;">.</span><br /></p><p> </p><blockquote>The Drake equation cannot be tested and therefore SETI is not science. SETI is unquestionably a religion.</blockquote><p></p><p>എന്നാണു പ്രശസ്ത്നായ ഒരു ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന് അഭിപ്രായപ്പെട്ടതു. </p><p><br /></p><p>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.</p><div class="blogger-post-footer"><img width='1' height='1' src='https://blogger.googleusercontent.com/tracker/31194642-1610158077739757052?l=jyothisasthram.blogspot.com' alt='' /></div>ഷിജു അലക്സ്: :Shiju Alexhttp://www.blogger.com/profile/11433154801831809186noreply@blogger.com11tag:blogger.com,1999:blog-31194642.post-68283169394568336492008-02-10T13:09:00.002+05:302008-09-06T01:13:53.721+05:30ടൈറ്റസ്-ബോഡെ നിയമം<blockquote>പതിവുപോലെ ഈ പോസ്റ്റും മലയാളം വിക്കിപീഡിയയെ കൂടി മുന്നില് കണ്ടു എഴുതിയതാണു. ഈ ലേഖനം മലയാളം വിക്കിപീഡിയയിലും ഇട്ടിട്ടുണ്ട്. അതു <a href="http://ml.wikipedia.org/wiki/Titius-Bode_law">ഇവിടെ</a> കാണാം. </blockquote>. <p>പതിനെട്ടാം നൂറ്റാണ്ടില്, ജര്മ്മന് ഭൌതിക-ഗണിത ശാസ്ത്രജ്ഞനായിരുന്ന <strong>ജോഹന് ടൈറ്റസ്</strong>, സൂര്യനു ചുറ്റും ഗ്രഹങ്ങളുടെ വിന്യാസം വിശദീകരിക്കുവാന് പര്യാപ്തമായ ഒരു ഗണിതസൂത്രവാക്യം കണ്ടെത്തി. <strong>ഗ്രഹങ്ങളുടെ സൂര്യനു ചുറ്റുമുള്ള വിന്യാസം കൃത്യമായി പ്രതിപാദിക്കുവാന് കഴിയും എന്നു ഒരു കാലത്ത് കരുതപ്പെട്ട ഈ ഗണിത സൂത്രവാക്യം ആണ് ടൈറ്റസ്-ബോഡെ നിയമം.</strong> അദ്ദേഹം തന്റെ കണ്ടെത്തല് 1766-ല് പ്രസിദ്ധീകരിച്ചുവെങ്കിലും ജര്മ്മന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനും ബെര്ലിന് നക്ഷത്രനിരീക്ഷണാലയത്തിന്റെ ഡയറക്ടറുമായിരുന്ന <strong>ജോഹാന് ബോഡെ </strong>1772-ല് അതിനു വമ്പിച്ച പരസ്യം കൊടുക്കുന്നതു വരെ ഈ നിയമം ആരും ശ്രദ്ധിച്ചിരുന്നില്ല. പ്രസ്തുത സൂത്രവാക്യം ഇന്നു <strong>ടൈറ്റസ്-ബോഡെ നിയമം </strong>എന്നു (<em><strong>അല്ലെങ്കില് അതിന്റെ സൃഷ്ടാവിനോട് അനാദരവ് കാണിച്ച് ബോഡെ നിയമം</strong></em>) എന്നു അറിയപ്പെടുന്നു.</p><h2>നിയമത്തിന്റെ വിശദീകരണം</h2><p>ടൈറ്റസ്-ബോഡെ നിയമം ഇപ്രകാരം ആണ്:</p><ol><li>0, 3, 6, 12, 24, 48, 96....എന്ന സംഖ്യശ്രേണി എഴുതുക (ഈ ശ്രേണിയിലെ 3നു ശേഷമുള്ള സംഖ്യകള് അതിന്റെ തൊട്ട് മുന്പത്തെ സംഖ്യയുടെ ഇരട്ടി ആണെന്നു ശ്രദ്ധിക്കുക)</li><li>ഈ ശ്രേണിയിലെ ഓരോ സംഖ്യയോടും 4 എന്ന സംഖ്യ കൂട്ടുക</li><li>ഉത്തരമായി ലഭിക്കുന്ന ഓരോ സംഖ്യയേയും 10 കൊണ്ട് ഹരിക്കുക</li></ol><p>ഉത്തരമായി ലഭിക്കുന്ന സംഖ്യകള് സൂര്യനില് നിന്നുള്ള ഓരോ ഗ്രഹത്തിന്റേയും ദൂരം ആണ് (സൗര ദൂര ഏകകത്തിലുള്ളത്). ഇതാണ് <strong>ടൈറ്റസ്-ബോഡെ നിയമത്തിന്റെ രത്ന ചുരുക്കം</strong>.</p><h2>ടൈറ്റസ്-ബോഡെ നിയമവും ഗ്രഹങ്ങളുടെ യഥാര്ത്ഥ വിന്യാസവും</h2><p>ടൈറ്റസ്-ബോഡെ നിയമപ്രകാരം ഗ്രഹങ്ങളുടെ വിന്യാസവും യഥാര്ത്ഥത്തിലുള്ള വിന്യാസവും താരതമ്യപ്പെടുത്തുന്ന പട്ടിക താഴെ.</p><table border="1"><tbody><tr><th>ഗ്രഹം</th><th>k</th><th>ടൈറ്റസ്-ബോഡെ നിയമ പ്രകാരം ഉള്ള ദൂരം (AU)</th><th>യഥാര്ത്ഥത്തിലുള്ള ദൂരം (AU</th></tr><tr><td>ബുധന്</td><td>0</td><td>0.4</td><td>0.39</td></tr><tr><td>ശുക്രന്</td><td>1</td><td>0.7</td><td>0.72</td></tr><tr><td>ഭൂമി</td><td>2</td><td>1.0</td><td>1.00</td></tr><tr><td>ചൊവ്വ</td><br /><td>4</td><td>1.6</td><td>1.52</td></tr><tr><td>സെറസ്</td><td>8</td><td>2.8</td><td>2.77</td></tr><tr><td>വ്യാഴം</td><td>16</td><td>5.2</td><td>5.20</td></tr><tr><br /><td>ശനി</td><td>32</td><td>10.0</td><td>9.54</td></tr><tr><td>യുറാനസ്</td><td>64</td><br /><td>19.6</td><td>19.2</td></tr><tr><td>നെപ്റ്റ്യൂണ്</td><td>128</td><td>38.8</td><td>30.06</td></tr><tr><td>പ്ലൂട്ടോ</td><td>256</td><td>77.2</td><td>39.44</td></tr></tbody></table><h2>നിയമത്തിന്റെ ശാസ്ത്രീയത </h2><p>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.</p><p>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</p><div class="blogger-post-footer"><img width='1' height='1' src='https://blogger.googleusercontent.com/tracker/31194642-6828316939456833649?l=jyothisasthram.blogspot.com' alt='' /></div>ഷിജു അലക്സ്: :Shiju Alexhttp://www.blogger.com/profile/11433154801831809186noreply@blogger.com6tag:blogger.com,1999:blog-31194642.post-90848399580723949142007-08-15T21:40:00.000+05:302007-08-16T23:59:24.074+05:30സോളാര് ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം<blockquote><a href="http://ml.wikipedia.org/">മലയാളം വിക്കിപീഡിയയില്</a> ഇടാനായി തയ്യാറാക്കി വന്ന ലേഖനം ആണ് ഇതു. പക്ഷെ വിക്കിയില് ഇടുന്നതിനു മുന്പ് ബ്ലോഗിലെ വായനക്കാരുടെ നിര്ദ്ദേശങ്ങളും പുതിയ അറിവുകളും കൂടി ഉള്പ്പെടുത്താം എന്നു കരുതി ഇവിടെ പോസ്റ്റുന്നു. വിക്കിയില് ഇടണമെങ്കില് ഇതു ഒന്ന് പുനഃക്രമീകരിച്ച് എഴുതണം മാത്രമല്ല കൂടുതല് വിവരണങ്ങള് ചേര്ക്കണം. ഈ വിഷയത്തില് അറിവുള്ളവര് സഹായിച്ചാല് നമുക്ക് ഇതു മലയാളം വിക്കിപീഡിയയിലെ മികച്ച ലേഖനങ്ങളില് ഒന്നാക്കാം.</blockquote><p><a href="http://shijualex.blogspot.com/2007/04/blog-post.html">നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഊര്ജ്ജ ഉല്പാദനം - ഭാഗം രണ്ട്</a> എന്ന പോസ്റ്റില് നക്ഷത്രങ്ങളില് നടക്കുന്ന അണുസംയോജന പ്രക്രിയകളുടെ വിശദാംശങ്ങള് പരിചയപ്പെടുത്തിയിരുന്നുവല്ലോ. അതില് സൂര്യനെ പോലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില് ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന ഊര്ജ്ജത്തിന്റെ 85%നും വരുന്നത് Proton- Proton Chain ന്റെ ശാഖയായ PPI വഴിയാണ് എന്നു പറഞ്ഞിരുന്നു. ആ പ്രക്രിയയുടെ ആകെ ഫലം താഴെ ഉള്ള സമീകരണം വഴി സൂചിപ്പിക്കാം.</p><p>4<sub>1</sub>H + 3H ---------> 4He + 2γ + 2e+ 2ν<sub>e</sub></p><p>ഈ പ്രക്രിയയുടെ ആകമാന ഫലം 4 ഹൈഡ്രജന് അണുകേന്ദ്രങ്ങള് സംയോജിച്ച് ഒരു ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രം ഉണ്ടായി ഊര്ജ്ജവും പുറത്തു വിടുന്നു എന്നാകുന്നു. അതോടൊപ്പം രണ്ട് പോസിട്രോണും രണ്ട് ന്യൂട്രിനോയും ഈ പ്രക്രിയയുടെ ഫലമായി ഉണ്ടാകുന്നു.</p><p>ഊര്ജ്ജോല്പാദനത്തോടൊപ്പം പുറത്തു വരുന്ന ന്യൂട്രിനോ എന്ന കണികകയെ പഠിക്കുന്നത് വളരെ പ്രയോജനപ്രദം ആണെന്ന് 1950കളില് തന്നെ മനസ്സിലാകിയിരുന്നു. ന്യൂട്രിനോ പ്രപഞ്ചത്തിലെ അടിസ്ഥാനകണികകളില് ഒന്നാണ്. അതിനെ ν എന്ന ഗ്രീക്ക് അക്ഷരം കൊണ്ടാണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. മനുഷ്യന് ഏറ്റവും കുറച്ച് മനസ്സിലാക്കിയ അടിസ്ഥാന കണികയും ഇതാണ്.</p><p>ന്യൂട്രിനോയ്ക്ക് ഏറ്റവും സാമ്യം ഉള്ളത് ഇലക്ട്രോണ് എന്ന കണികയുമായാണ്. പക്ഷെ ഒരു പ്രധാന വ്യത്യാസം ഉണ്ട്. ന്യൂട്രിനോ ഇലക്ടോണിനെപോലെ ഇലക്ട്രിക്ക് ചാര്ജ്ജ് വഹിക്കുന്നില്ല. ചാര്ജ്ജ് ഇല്ലാത്തതിനാല് തന്നെ ഇലക്ട്രോണിനെ പോലെ അതിനെ വിദ്യുത്കാന്തിക ബലങ്ങള് ഒന്നും ഇതിനെ ബാധിക്കില്ല. അതിനാല് തന്നെ പദാര്ത്ഥങ്ങളില് കൂടെ ഒരു പ്രതിപ്രവര്ത്തനവും കൂടാതെ ഈ കണിക കടന്നു പോകും. ന്യൂട്രിനോയുടെ ഈ പ്രത്യേകത മൂലം അതിനെ പിടിച്ചെടുത്ത് പരീക്ഷണങ്ങള്ക്ക് വിധേയമാക്കുന്നത് അതീവ ശ്രമകരം ആണ്. Standard Model of Particle Physics അനുസരിച്ച് ന്യൂട്രിനോകള്ക്ക് ദ്രവ്യമാനം ഇല്ല. </p><p>മൂന്നു തരത്തിലുള്ള ന്യൂട്രിനോകള് ആണ് ഉള്ളത്. ഭൌതിക ശാസ്ത്രജ്ഞര് ന്യൂട്രിനോയുടെ തരം എന്നു പറയുന്നതിനു പകരം <b>ഫ്ലേവര് </b>എന്നാണ് പറയുക. അതായത് ന്യൂട്രിനോയ്ക്ക് മൂന്നു ഫ്ലേവര് ഉണ്ടെന്നു പറയും. ഇലക്ട്രോണ് ന്യൂട്രിനോ, മ്യുവോണ് ന്യൂട്രിനോ, ടാവു ന്യൂട്രിനോ എന്നിവയാണ് അത്.</p><p>ഇനി സോളാര് ന്യൂട്രിനോയെ സംബന്ധിച്ച ഒരു പ്രധാന പ്രശ്നത്തിലേക്ക്. ശാസ്ത്രജ്ഞരെ ദശാബ്ദങ്ങളോളം കുഴക്കിയ പ്രശ്നം ആയിരുന്നു ഇതു. എന്താണ് ഈ പ്രശ്നം എന്നും അതു എങ്ങനെ പരിഹരിച്ചു എന്നും ഈ പോസ്റ്റില് വിശദീകരിക്കാന് ശ്രമിക്കാം.</p><h2>എന്താണ് സോളാര് ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം</h2><p>ഇരുപതാം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ തുടക്കത്തില് തന്നെ ഹൈഡ്രജന് ഹീലിയം ആയി മാറുന്ന അണുസംയോജന പ്രക്രിയ ആണ് സൂര്യന്റെ ഊര്ജ്ജത്തിന്റെ ഉറവിടം എന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് മനസ്സിലാക്കിയിരുന്നു. അണുസംയോജനം എന്ന ന്യൂക്ലിയാര് പ്രക്രിയ ആണ് സൂര്യന്റെ ഊര്ജ്ജ സ്രോതസ്സ് എന്നും അതിനാല് തന്നെ ഭൂമിയിലെ ജീവന്റെ നിലനില്പ്പിനു ആധാരം എന്നും പറയാം.</p><p>ഓരോ പ്രാവശ്യവും മുകളില് പറഞ്ഞ ന്യൂക്ലിയാര് പ്രക്രിയകള് നടക്കുമ്പോള് 2 ന്യൂട്രിനോകള് ഉണ്ടാവുന്നു. ന്യൂട്രിനോ പദാര്ഥവുമായി പ്രതിവര്ത്തിക്കില്ല. ഭൂമിയിലൂടെ ഓരോ സെക്കന്റിലും കടന്നു പോയ് കൊണ്ടിരിക്കുന്ന കോടി കണക്കിനു ന്യൂട്രിനോക്കളില് ഏറ്റവും കൂടിയാല് ഒരെണ്ണം മാത്രം മാത്രമായിരിക്കും പദാര്ഥവുമായി പ്രതിപ്രവര്ത്തിക്കുക.</p><p>പദാര്ത്ഥവുമായി പ്രതിപ്രവര്ത്തിക്കാത്ത ഈ ഒരു ഗുണം മൂലം തന്നെ സൂര്യന്റെ കാമ്പില് അണു സംയോജനം മൂലം ഉത്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന ന്യൂട്രിനോകള് സൂര്യന്റെ കാമ്പില് നിന്ന് വളരെ പെട്ടെന്ന് തന്നെ രക്ഷപ്പെടും. അതിനാല് തന്നെ <b>സൂര്യന്റെ കാമ്പില് നിന്ന് വരുന്ന ഇത്തരം ന്യൂട്രിനോകള് സൂര്യന്റെ കാമ്പിനെ കുറിച്ച് പഠിക്കാനുള്ള ഒരു ഉത്തമ ഉപാധിയാണ്</b>.</p><p>മൂന്നു തരത്തിലുള്ള ന്യൂട്രിനോകള് ഉണ്ടെങ്കിലും സൂര്യന്റെ കാമ്പില് മുകളില് വിവരിച്ച പ്രക്രിയ മൂലം ഇലക്ട്രോണ് ന്യൂട്രിനോ മാത്രമാണ് ഉണ്ടാവുന്നത്। ഭൂമിയില് എത്തുന്ന ന്യൂട്രിനോകളുടെ സിംഹഭാഗവും സൂര്യനില് നിന്നാണ് വരുന്നത്। നമ്മുടെ ശരീരത്തിലൂടെ ഓരോ സെക്കന്റിലും 50,000 കോടി സോളാര് ഇലക്ടോണ് ന്യൂട്രിനോകള് കടന്നു പോകുന്നുണ്ട് എന്നാണ് കണക്ക്. പക്ഷെ അതൊന്നും നമ്മളില് ഒരു മാറ്റവും വരുത്തില്ല. കാരണം ന്യൂട്രിനോ പദാര്ത്ഥവുമായി പ്രതിപ്രവത്തിക്കില്ല എന്നത് തന്നെ കാരണം.</p><p> </p><h2>ന്യൂട്രിനോകളെ കാണാതാവുന്നു</h2><p>1964-ല് പ്രശസ്ത ഭൌതീക ശാസ്ത്രജ്ഞരായ <b>ജോണ് ബക്കാള്</b>, <b>റെയ്മണ്ട് ഡേവിഡ് ജൂനിയര്</b> എന്നിവര് ചേര്ന്ന് 4 ഹൈഡ്രജന് അണുക്കള് സംയോജിച്ചു ഒരു ഹീലിയം അണുവാകുന്ന പ്രക്രിയയിലൂടെ തന്നെയാണോ സൂര്യന് ഊര്ജ്ജം ഉല്പാദിപ്പിക്കുന്നത് എന്ന സിദ്ധാന്തം പരീക്ഷണങ്ങള്ക്ക് വിധേയമാക്കുവാന് തീരുമാനിച്ചു. അവരുടെ പരീക്ഷണത്തിന്റെ ഉദ്ദേശം മുകളില് വിവരിച്ച ഇക്വേഷന് പോലെ തന്നെയാണോ സൂര്യന് ഊര്ജ്ജം ഉല്പാദിപ്പിക്കുന്നത് എന്ന് അറിയുക ആയിരുന്നു.</p><p>സൂര്യന് ഒരു സെക്കന്റില് ഉണ്ടാക്കുന്ന വിവിധ ഊര്ജ്ജമുള്ള ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണം കമ്പ്യൂട്ടര് സിമുലേഷനും മറ്റും ഉപയോഗിച്ച് ജോണ് ബാക്കല് തന്റെ സഹപ്രവര്ത്തകരുമൊത്ത് കണക്കു കൂട്ടിയെടുത്തു. മാത്രമല്ല ഈ സോളാര് ന്യൂട്രിനോകളില് എത്ര എണ്ണം ഭൂമിയില് എത്തും എന്നും അവര് കണക്കാക്കി. ക്ലോറിന് അടിസ്ഥാനമായ ക്ലീനിംഗ് ഫ്ലൂയിഡിഡ് (C<sub>2</sub>Cl<sub>4</sub>) നിറച്ച ഒരു വലിയ ടാങ്കില് സൂര്യനില് നിന്ന് എത്തുന്ന സോളാര് ന്യൂട്രിനോകള് പ്രതിപ്രവര്ത്തിച്ച് എത്ര റേഡിയോ ആക്ടീവ് ആര്ഗണ് അണുക്കള് (<sup>37</sup>Ar) ഉണ്ടാകും എന്നും അവര് കണക്കുകൂട്ടിയെടുത്തു. ഒരു മാസം കൊണ്ട് ഏതാണ്ട് 45 റേഡിയോ ആക്ടീവ് ആര്ഗണ് അണുക്കള് (<sup>37</sup>Ar) ഈ സോളാര് ന്യൂട്രിനോകള് ഉണ്ടാകും എന്നായിരുന്നു അവരുടെ കണക്കുക്കൂട്ടല്.</p><p>ഈ വിധത്തിലുള്ള കണക്കുകൂട്ടല് ചില വിദഗ്ദന്മാര്ക്ക് വിചിത്രമായി തോന്നിയെങ്കിലും ഈ പരീക്ഷണം വിഭാവനം ചെയ്ത റെയ്മണ്ട് ഡേവിഡ് ജൂനിയറിനു തന്റെ നിഗമനങ്ങളിലും കണക്കുകൂട്ടലിലും പൂര്ണ്ണ വിശ്വാസം ഉണ്ടായിരുന്നു.</p><p>1968-ല് ഈ പരീക്ഷണത്തിന്റെ ഫലങ്ങള് പുറത്തു വിട്ടു। എല്ലാവരേയും അത്ഭുതപ്പെടുത്തി കൊണ്ട് തങ്ങള് കണക്കുകൂട്ടിയതിന്റെ മൂന്നിലൊന്ന് (ഏതാണ്ട് 15ഓളം) ആര്ഗണ് അണുക്കളെ മാത്രമേ അവര്ക്ക് കണ്ടെത്താന് കഴിഞ്ഞുള്ളൂ। സിദ്ധാന്തപരമായി പ്രവചിച്ച ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണവും പരീക്ഷണം ചെയ്തപ്പോള് കിട്ടിയ എണ്ണവും തമ്മിലുള്ള പൊരുത്തക്കേട് ശാസ്ത്രലോകത്ത് ഏറ്റവും വലിയ നിഗൂഡതകളില് ഒന്നായി അവശേഷിച്ചു। ഇതാണ് പില്ക്കാലത്ത് <b>The Solar Neutrino Proble</b> എന്ന പേരില് പ്രശസ്തമായത്.</p><h2>ചില വ്യാഖ്യാനങ്ങള്</h2><p>ഈ നിഗൂഡതയ്ക്ക് പരിഹാരം കാണുന്നതിനു മൂന്നു വ്യത്യസ്ത വ്യാഖ്യാനങ്ങള് നിര്ദ്ദേശിക്കപ്പെട്ടു.</p><ol><li>ആദ്യത്തേത് സ്വാഭാവികമായും സിദ്ധാന്തപരമായ കണക്കുകൂട്ടലുകള് തെറ്റാണെന്നായിരുന്നു. ഇതു രണ്ട് തരത്തില് ആവാം. ഒന്നുകില് പ്രവചിച്ച ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണം തെറ്റായിരുന്നു. അല്ലെങ്കില് റേഡിയോ ആക്ടീവ് ആര്ഗണ് അണുക്കളുടെ ഉത്പാദന നിരക്ക് കണക്കുകൂട്ടിയത് തെറ്റായിരുന്നു.</li><li>രണ്ടാമത്തെ വ്യാഖ്യാനം റേയുടെ പരീക്ഷണ സംവിധാനം തന്നെ തെറ്റാണെന്നായിരുന്നു.</li><li>മൂന്നാമാത്തെ വ്യാഖ്യാനം ഒരേസമയം ഏറ്റവും ആശങ്കാകുലവും പ്രതീക്ഷാനിര്ഭരവും ആയിരുന്നു. അതായത് നമ്മള് ഇതു വരെ ന്യൂട്രിനോയെ കുറിച്ച് പൂര്ണ്ണമായും മനസ്സിലാക്കുകയോ, ഉന്നത ദൂരങ്ങള് താണ്ടുമ്പോള് ന്യൂട്രിനോ എങ്ങനെ പ്രതിപ്രവര്ത്തിക്കുന്നു എന്നതിനെ കുറിച്ചു മനസ്സിലാക്കാനോ സാധിച്ചിട്ടില്ല.</li></ol><p>സിദ്ധാന്തപരമായ കണക്കുക്കൂട്ടലുകള് അടുത്ത 20 വര്ഷത്തിനുള്ളില് ജോണ് ബെക്കാലും സഹ പ്രവര്ത്തകരും പല തവണ പല വിധത്തില് കണക്കു കൂട്ടി അതിന്റെ സ്വീകാര്യത ബോദ്ധ്യപ്പെട്ടു. അതിനാല് ഒന്നാമത്തെ സാദ്ധ്യത തള്ളി കളഞ്ഞു.</p><p>അതേ പോലെ റേ തന്റെ പരീക്ഷണത്തിന്റെ കൃത്യത കൂട്ടി. മാത്രമല്ല മറ്റു പല വിധത്തിലുള്ള പരീക്ഷണങ്ങളും റേ നടത്തി. എല്ലാത്തിലും ഒരേ ഫലം തന്നെയായിരുന്നു. അതിനാല് രണ്ടാമത്തെ വ്യാഖ്യാനവും തള്ളി. ഇതിനും പുറമേ ലോകത്തിന്റെ വേറെ പല പരീക്ഷണശാലകളിലും വേറെ ശാസ്ത്രജ്ഞര് പല തരത്തിലുള്ള പുതിയ പരീക്ഷണ സംവിധാനങ്ങള് ഒരുക്കി. പക്ഷെ അതില് നിന്നു ഒക്കെ ലഭിച്ച പരീക്ഷണഫലം ഒന്നു തന്നെയായിരുന്നു. അതായത് പ്രവചിച്ചതിന്റെ മൂന്നിലൊന്ന് ന്യൂട്രിനോകളെ മാത്രമേ ശാസ്ത്രജ്ഞര്ക്ക് കണ്ടെത്താന് കഴിഞ്ഞുള്ളൂ . സിദ്ധാന്തവും പരീക്ഷണഫലവും തമ്മിലുള്ള പൊരുത്തക്കേട് മാത്രം അവശേഷിച്ചു.</p><p><br />മൂന്നാമത്തെ വിശദീകരണം ആണ് പിന്നീട്. 1969-ല് തന്നെ സോവിയറ്റ് യൂണിയനിലെ Bruno Pontecorvo, Vladmir Gribov എന്നീ രണ്ട് ഭൌതീക ശാസ്ത്രജ്ഞര് ന്യൂട്രിനോ നമ്മള് ഇതു വരെ മനസിലാക്കിയതിനു വിരുദ്ധമായി ആണ് പെരുമാറുക എന്ന് സിദ്ധാന്തിച്ചു. വളരെ കുറച്ച് ഭൌതീക ശാസ്ത്രജ്ഞര് മാത്രമേ ഇവരുടെ വിശദീകരണം അന്ന് കാര്യമായി എടുത്തുള്ളൂ. പക്ഷെ കാലക്രമേണ അവരുടെ സിദ്ധാന്തമാണ് ശരി എന്നതിലേക്ക് കാര്യങ്ങള് നീങ്ങി കൊണ്ടിരുന്നു.</p><h2>തെളിവുകള് പുതിയ ഫിസിക്സിനെ അനുകൂലിച്ചു</h2><p>ആദ്യത്തെ പരീക്ഷണഫലം പ്രസിദ്ധീകരിച്ച് 21 വര്ഷത്തിനു ശേഷം 1989-ല് ഒരു ജപ്പാന്-അമേരിക്കന് സംയുക്ത പരീക്ഷണ സംവിധാനം ജപ്പാനില് സ്ഥാപിച്ചു. ഈ പരീക്ഷണ ഗ്രൂപ്പ് Kamiokande എന്നാണ് അറിയപ്പെട്ടത്. ശുദ്ധ ജലം ഉപയോഗിച്ചു കൊണ്ടുള്ള ഒരു ഡിറ്റക്ടര് ആണ് Kamiokande ഉപയോഗിച്ചത്. സൂര്യനിലെ അണുസംയോജന പ്രക്രിയയില് ഒരു പ്രത്യേക ന്യൂക്ലിയര് പ്രക്രിയയില് ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന ഉന്നതോര്ജ്ജ ന്യൂട്രിനോയുടെ എണ്ണം അളക്കുക്ക എന്നതായിരുന്നു Kamiokandeന്റെ ഉദ്ദേശം. റേയുടെ പരീക്ഷണഫലം പോലെ തന്നെ ഇതിന്റെ പരീക്ഷണ ഫലത്തിലും സിദ്ധാന്തവുമായുള്ള പൊരുത്തക്കേട് തുടര്ന്നു. പക്ഷെ Kamiokandeന്റെ പരീക്ഷണ ഫലം ശാസ്ത്രജ്ഞരെ പിന്നേയും അത്ഭുതപ്രാന്തരാക്കി. പൊരുത്തക്കേട് കുറവായിരുന്നു എന്നതാണ് അതിനു കാരണം. മൂന്നിലൊന്നിനു പകരം ഏതാണ്ട് പകുതി ന്യൂട്രിനോകളെ ഡിറ്റക്ട് ചെയ്യാന് Kamiokande പരീക്ഷണത്തിനു പറ്റി. (ഇതിനുള്ള കാരണം പുറകേ വ്യക്തമാകും).</p><p>അടുത്ത ഒരു ദശകത്തില് (1990-കളില്) മൂന്നു വ്യത്യസ്ത വിധത്തിലുള്ള പരീക്ഷണങ്ങള് വിവിധ പരീക്ഷണഗ്രൂപ്പുകള് ലോകത്തിന്റെ വിവിധ ഭാഗങ്ങളില് നടത്തി. ഇറ്റലിയിലും റഷ്യയിലും നടന്ന പരീക്ഷണങ്ങളില് ഗാലിയം ഉള്ക്കൊള്ളുന്ന ഭീമന് ഡിറ്റക്ടറുകള് ആണ് ഉപയോഗിച്ചത്. ഇറ്റലിയില് നടന്ന പരീക്ഷണം GALLEX എന്നും റഷ്യയില് നടന്നത് SAGEഎന്നും ആണ് അറിയപ്പെട്ടത്. ഈ പരീക്ഷണങ്ങള്ക്കും താഴ്ന്ന ഊര്ജ്ജമുള്ള ന്യൂട്രോനോകളില് മൂന്നിലൊന്നിനെ മാത്രമേ കണ്ടെത്താന് പറ്റിയുള്ളൂ.</p><p>GALLEX, SAGE പരീക്ഷണങ്ങളിലെ ഡിറ്റക്ടര് താഴ്ന്ന ഊര്ജ്ജമുള്ള ന്യൂട്രിനോകള്ക്ക് സംവേദനമുള്ളതാണ് എന്ന യാഥാര്ത്ഥ്യം വളരെ പ്രാധാന്യം ഉള്ളതാണെന്ന് ജോണ് ബാക്കല് അഭിപ്രായപ്പെടുന്നു. താഴ്ന്ന ഊര്ജ്ജമുള്ള ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണം ഉന്നതോര്ജ്ജമുള്ള ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണത്തെ അപേക്ഷിച്ച് കൃത്യതയോടു കൂടി കണക്കാക്കാം എന്നതാണ് അതിനു കാരണം.</p><p>GALLEX, SAGE പരീക്ഷണങ്ങള്ക്ക് പുറമേ ജപ്പാനില് Kamiokandeന്റെ പരീക്ഷണസംവിധാനത്തില് ചില പരിഷ്കാരങ്ങള് വരുത്തി Super-Kamiokande എന്ന ഒരു പുതിയ detector ഉണ്ടാക്കി. ഇതു ഉപയോഗിച്ച് ഉന്നതോര്ജ്ജമുള്ള ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണം പിന്നേയും അളന്നു. Kamiokandeന്റെ പരീഷണഫലം ആവര്ത്തിക്കുയാണ് ചെയ്തത്. അതായത് സൂര്യനില് നിന്നു പുറപ്പെടുന്ന ന്യൂട്രിനോകളില് ഏതാണ്ട് പകുതിയോളം ഭൂമിയിലെ ഡിറ്റക്ടറുകളില് എത്തുമ്പോഴേക്ക് അപ്രത്യക്ഷമാകുന്നു.</p><p>സിദ്ധാന്തവും പരീക്ഷണഫലവും തമ്മിലുള്ള പൊരുത്തക്കേട് തുടര്ന്നു. സൂര്യനില് നിന്നു പുറപ്പെടുന്ന ന്യൂട്രിനോകളില് കുറച്ച് എണ്ണത്തിനു അതിന്റെ യാത്രയ്ക്കിടയില് എന്തോ സംഭവിക്കുന്നു എന്ന വ്യാഖ്യാനത്തിനു ശക്തി പ്രാപിച്ചു. 1990-ല് Hans Betheയും John Bachall -യും ഇതൊക്കെ വിശദീകരിക്കുന്നതിനു പുതിയ ഒരു ന്യൂട്രിനോ ഫിസിക്സ് അത്യാവശ്യം ആണെന്ന് സിദ്ധാന്തിച്ചു.</p><h2>പരിഹാരം</h2><p>2001 ജൂണ് 18-നു കനേഡിയന്, അമേരിക്കന്, ബ്രിട്ടീഷ് ശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ ഒരു സംഘം നാടകീയമായ ഒരു പ്രഖ്യാപനം നടത്തി. സോളാര് ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം പരിഹരിച്ചിരിക്കുന്നു.</p><p>ആയിരം ടണ്ണോളം ഘനജലം അടങ്ങുന്ന ഒരു ഡിറ്റക്ടര് ഉപയോഗിച്ചു നടത്തിയ പരീക്ഷണ ഫലങ്ങള് അവര് പുറത്തുവിട്ടു. കാനഡയിലെ സാന്ബറിയിലുള്ള ഒരു നിക്കല് ഖനിയില് സ്ഥാപിച്ച ഈ ഡിറ്റക്ടര് SNO detector എന്ന പേരില് ആണ് അറിയപ്പെട്ടത്. ശുദ്ധജലം ഉപയോഗിച്ചു Kamiokande, Super-Kamiokande കളില് നടത്തിയ ഉന്നതോര്ജ്ജ ന്യൂട്രിനോ പരീക്ഷണഫലങ്ങള് ശസ്ത്രജ്ഞര് SNO detector-ല് ഘനജലം ഉപയോഗിച്ച് നടത്തിയ പരീക്ഷണ ഫലവുമായി താരതമ്യം ചെയ്തു.</p><p>SNO detectorന്റെ ഏറ്റവും വലിയ പ്രത്യേകത അതു ഇലക്ട്രോണ് ന്യൂട്രിനോയ്ക്കു പുറമേ മ്യുവോണ് ന്യൂട്രിനോയ്ക്കും ടാവു ന്യൂട്രിനോയ്ക്കും സംവാദന ക്ഷമമായിരുന്നു എന്നതാണ്.</p><p>ഇലക്ട്രോണ് ന്യൂട്രിനോകള്ക്ക് മാത്രം സംവേദനക്ഷമമായ വിധത്തിലാണ് SNO detectorലെ പരീക്ഷണ സംവിധാനം ആദ്യം ഉപയോഗിച്ചത്. സിദ്ധാന്തത്തിലൂടെ പ്രവചിച്ചിരുന്ന ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണത്തിന്റെ മൂന്നിലൊന്ന് (മുന്പു നടത്തിയിരുന്ന പല പരീക്ഷണങ്ങളുടേയും അതേ ഫലം) എണ്ണം മാത്രമേ ഈ പരീക്ഷണത്തിനും ഡിറ്റക്ട് ചെയ്യുവാന് പറ്റിയുള്ളൂ. പിന്നീട് SNO detector മൂന്നു തരം ന്യൂട്രിനോകളേയും ഒരുമിച്ച് സംവേദനക്ഷമമാകുന്ന വിധത്തില് ക്രമീകരിച്ചു. ശാസ്ത്രജ്ഞരെ അത്ഭുതപ്പെടുത്തി കൊണ്ട് അവര്ക്ക് കിട്ടിയ ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണം Solar model of physics പ്രവചിച്ചിരുന്ന എണ്ണത്തിനു തുല്യമാകുന്നു എന്നു കണ്ടു. അതായത് ഈ നൂറ്റാണ്ടിലെ ഒരു പ്രധാന ശാസ്ത്ര നിഗൂഡത പരിഹരിച്ചിരിക്കുന്നു.<br /></p><p><i><b>Super-Kamiokande ഡിറ്റക്ടറില് ഇലക്ടോണ് ന്യൂടിനോയ്ക്കു പുറമേ ഒരു ചെറിയ അളവില് മറ്റു രണ്ടു തരം ന്യൂടിനോകളെ കൂടി ഡിറ്റക്ട് ചെയ്യാനുള്ള സൌകര്യം ഉണ്ടായിരുന്നു. അതിനാലാണ് സോളാര് മോഡല് പ്രവചിച്ചതിന്റെ 50% ന്യൂട്രിനോകളെ കണ്ടെത്താന് അതിനു പറ്റിയത്.</b></i></p><p>സ്റ്റാന്ഡേര്ഡ് മോഡല് ഓഫ് പാര്ട്ടിക്കിള് ഫിസിക്സ് (SMPP) ശരിയാണെങ്കില് SNO detectorലെ പരീക്ഷണ ഫലവും Super-Kamiokande-ലെ പരീക്ഷണ ഫലവും തുല്യമാകണം. മാത്രമല്ല എല്ലാ ന്യൂടിനോകളും ഇലക്ട്രോണ് ന്യൂടിനോകളും ആകണം. പക്ഷെ രണ്ട് പരീക്ഷണ ഫലങ്ങളും വ്യത്യസ്തമായിരുന്നു. അതിന്റെ അര്ത്ഥം വ്യക്തമാണ്. SMPP തെറ്റാണ് അല്ലെങ്കില് നവീകരിക്കണം.</p><p>Super-Kamiokande-യുടേയും SNO-യുടേയും പരീക്ഷണ ഫലങ്ങള് ക്രോഡീകരിച്ച് SNO സംഘം മൂന്നു തരത്തിലുള്ള ന്യൂടിനോകളുടേയും ഒന്നു ചേര്ന്നതിന്റെ കണക്കും ഇലക്ടോണ് ന്യൂടിനോയുടെ മാത്രം കണക്കും എടുത്തു. മൂന്നു തരത്തിലുള്ള ന്യൂടിനോകളുടേയും ഒന്നു ചേര്ന്നതിന്റെ കണക്ക് സ്റ്റാന്ഡേര്ഡ് മോഡല് ഓഫ് പാര്ട്ടിക്കിള് ഫിസിക്സ് പ്രവചിച്ച കണക്കുമായി പൊരുത്തപ്പെട്ടു. ഈ മൊത്തം കണക്കില് ഇലക്ടോണ് ന്യൂട്രിനോയുടെ എണ്ണം മൊത്തം ന്യൂടിനോകല്ഊടെ എണ്ണത്തിന്റെ മൂന്നിലൊന്നായിരുന്നു.</p><p>സോളാര് ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം, ന്യൂട്രിനോയുടെ ഗുണഗണങ്ങളെ പറ്റി നമ്മള് മനസ്സിലാക്കിയതിന്റെ പരിമതി മൂലം ഉറവെടുത്ത ഒരു പ്രശ്നം ആണ്. Standard Model of Particle Physics അനുസരിച്ച് മുന്നു തരത്തിലുള്ള ന്യൂട്രിനോകള് ആണ് ഉള്ളത്. ഇലക്ട്രോണ് ന്യൂട്രിനോ, മ്യൂവോണ് ന്യൂട്രിനോ, ടാവു ന്യൂട്രിനോ. ഇതില് ഇലക്ടോണ് ന്യൂട്രിനോ ആണ് സൂര്യനില് നടക്കുന്ന അണുസംയോജന പ്രക്രിയയില് ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്നത്. Standard Model of Particle Physics അനുസരിച്ച് ന്യൂട്രിനോകള്ക്ക് ദ്രവ്യമാനം ഇല്ല മാത്രമല്ല ഒരു തരത്തില് നിന്നു മറ്റൊരു തരം ആയി മാറാനും പറ്റില്ല (അതായത് ഫ്ലേവര് മാറില്ല).</p><p>പക്ഷെ 1990 കളില് ഭൌതീക ശാസ്ത്രജ്ഞര് ന്യൂട്രിനോയ്ക്ക് ദ്രവ്യമാനം (not massless) ഉണ്ടെന്നും അതിനു ഒരു തരത്തില് നിന്നു മറ്റൊരു തരം ആയി മാറാനും (types are invarient) കഴിയും എന്ന് സിദ്ധാന്തിച്ചു. സോളാര് ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം ഉണ്ടായത് തന്നെ ന്യുട്രിനോയുടെ <b>ഫ്ലേവര് മാറല്</b> ഗുണം (type variation) മൂലമാണെന്നു ഇന്നു പഠനങ്ങള് സൂചിപ്പിക്കുന്നു. അതിനാല് സൂര്യനില് നിന്നു പുറപ്പെട്ട ഇലക്ട്രോണ് ന്യൂടിനോകളുടെ ഒരു ഭാഗം ഈ ഫ്ലേവര് മാറല് പരിപാടി മൂലം മ്യൂവോണ് ന്യൂട്രിനോ, ടാവു ന്യൂട്രിനോകള് ആയി മാറി. ന്യൂടിനൊയുടെ ഈ തരം മാറല് പരിപാടി <b>ന്യൂട്രിനോ ഓസിലേഷന്സ്</b> എന്ന പേരില് അറിയപ്പെടുന്നു.</p><p>ചുരുക്കത്തില്, ന്യൂട്രിനോ ഓസിലേഷന്സ് എന്ന പ്രതിഭാസം മൂലമാണ് സോളാര് ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം ഒരു നിഗൂഡതയായി ശാസ്ത്രജ്ഞരെ നാലു ദശാബ്ദത്തോളം കുഴക്കിയത്. നമ്മുടെ യന്ത്ര സംവിധാനങ്ങള്ക്ക് ഒന്നും അളക്കാന് പറ്റാത്ത അത്ര ചെറിയ ദ്രവ്യമാനം ആണ് ന്യൂട്രിനോയ്ക്ക് ഉള്ളത്. ഭാവിയില് അതിനു കഴിയുന്ന വിധത്തില് നമ്മുടെ സാങ്കേതികത വികസിക്കും എന്നു പ്രതീക്ഷിക്കാം.</p><p>ന്യൂട്രിനോ ഓസിലേഷന്സിനെ പറ്റി കൂടുതല് കാര്യങ്ങള് വേറൊരു പോസ്റ്റില്.</p><div class="blogger-post-footer"><img width='1' height='1' src='https://blogger.googleusercontent.com/tracker/31194642-9084839958072394914?l=jyothisasthram.blogspot.com' alt='' /></div>ഷിജു അലക്സ്: :Shiju Alexhttp://www.blogger.com/profile/11433154801831809186noreply@blogger.com4tag:blogger.com,1999:blog-31194642.post-15546758038711504952007-05-12T12:19:00.000+05:302007-05-12T20:22:12.093+05:30സൂപ്പര്നോവയ്ക്ക് പേരിടുന്നത് എങ്ങനെ?<p>"<a href="http://shijualex.blogspot.com/2007/05/sn-2006gy.html">SN 2006gy - പുതിയ ഒരു സൂപ്പര് നോവാ സ്ഫോടനം</a>" എന്ന പോസ്റ്റില് ശ്രീ. ചള്ളിയന് ഒരു സംശയം ചോദിച്ചു</p><blockquote><strong><em>ചള്ളിയാന് said...<br />ഈ SN, gy എന്നൊക്കെയുളള പേരിനു പിന്നിലെന്താ? ശ്രീ നാരായണ ഗുരു അല്ലല്ലോ? :)</em></strong></blockquote><p>അതായത് ഈ സൂപ്പര് നോവകള്ക്ക് പേരിടുന്നത് എങ്ങനെയാണ് എന്ന്. അതിനുള്ള ഉത്തരം ആണ് ഈ പോസ്റ്റ്.</p><h3>നക്ഷത്രങ്ങള്ക്ക് പേരിടുന്നത് എങ്ങനെ?</h3><p>കുറേ നാള് മുന്പ് നക്ഷത്രങ്ങള്ക്കും മറ്റ് ഖഗോള വസ്തുക്കള്ക്കും പേരിടുന്നത് എങ്ങനെയാണ് എന്നതിനെ കുറിച്ച് നാലു ഭാഗങ്ങളായി ലേഖനം ജ്യോതിശാസ്ത്ര ബ്ലോഗില് എഴുതിയിരുന്നു. അതിലേക്കുള്ള ലിങ്കുകള് ഇതാ. <p><ol><li><a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/09/blog-post_115916043835888016.html">നക്ഷത്രങ്ങള്ക്ക് പേരിടുന്നത് എങ്ങനെ?- ഭാഗം ഒന്ന്</a></li><li><a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/09/blog-post_115951382045212127.html">നക്ഷത്രങ്ങള്ക്ക് പേരിടുന്നത് എങ്ങനെ?- ഭാഗം രണ്ട്</a></li><li><a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/10/blog-post_03.html">ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലെ കാറ്റലോഗുകള്-ഭാഗം ഒന്ന്</a></li><li><a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/10/blog-post_115993769864117378.html">ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലെ കാറ്റലോഗുകള്-ഭാഗം രണ്ട്</a></li></ol><p>ഈ ലേഖനങ്ങളില് പ്രധാനമായും നക്ഷത്രങ്ങള്ക്ക് പേരിടുന്ന വിവിധ രീതികളെ കുറിച്ച് വിശദീകരിക്കനാണ് ശ്രമിച്ചത്. അതിനാല് തന്നെ സൂപ്പര് നോവ, ന്യൂട്രോണ് താരം, തമോ ഗര്ത്തം, ഗാലക്സികള് എന്നിങ്ങനെയുള്ള വിവിധ ഖഗോളവസ്തുക്കളുടെ പേരീടീലിന്റെ വിശദാംശങ്ങളിലേക്ക് നമ്മള് പോയില്ല.</p><p>ഈ പോസ്റ്റില് സൂപ്പര് നോവകള്ക്ക് എങ്ങനെയാണ് പേരിടുന്നത് എന്നു മനസ്സിലാക്കാം.</p><h3>സൂപ്പര്നോവയ്ക്ക് പേരിടുന്നത് എങ്ങനെ?</h3><h4>പേരിന്റെ ഒന്നാം ഭാഗം</h4><p>ആദ്യമായി സൂപ്പര് നോവകള്ക്ക് എല്ലാം അതിന്റെ പേരിന്റെ മുന്നില് SN എന്നു ചേര്ക്കും. ഇതു Super Nova എന്നുള്ളതിന്റെ ചുരുക്കം ആണ്. അല്ലാതെ Sree Narayanaguru വോ SN ട്രസ്റ്റോ ഒന്നും ഇല്ല. :) </p><h4>പേരിന്റെ രണ്ടാം ഭാഗം</h4><p>രണ്ടാമതായി സൂപ്പര് നോവകള്ക്ക് എല്ലാം പേരിന്റെ ഒപ്പം പ്രസ്തുത സൂപ്പര്നോവ കണ്ടെത്തിയ വര്ഷവും ചേര്ക്കും. 1987-ല് കണ്ടെത്തിയ സൂപ്പര് നോവയ്ക്ക് SN 1987, 2006-ല് കണ്ടെത്തിയതിനു SN 2006 എന്നിങ്ങനെ. ഇപ്പോള് SN 2006gy എന്ന സൂപ്പര്നോവയുടെ പേരിലെ SN 2006 എന്ന ആദ്യഭാഗം എങ്ങനെ വന്നു എന്നു മനസ്സിലായി കാണുമല്ലോ.</p><h4>പേരിന്റെ മൂന്നാം ഭാഗം</h4><p>ഇനി പേരിന്റെ ബാക്കി ഭാഗം എങ്ങനെ വന്നു എന്നു നോക്കാം.</p><p>ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് സൂപ്പര്നോവകളെ കുറിച്ചുള്ള നിരന്തര ഗവേഷണത്തിലാണ്. എല്ലാ വര്ഷവും നൂറുകണക്കിനു പുതിയ സൂപ്പര് നോവകളെ നമ്മുടെ ഗാലക്സിയായ ആകാശഗംഗയിലും മറ്റു സമീപ ഗാലക്സികളിലും കണ്ടെത്തുന്നു. ഇപ്പോള് NGC 1260 എന്ന ഗാലക്സിയില് സൂപ്പര്നോവയെ കണ്ടെത്തിയതു പോലെ തന്നെ. നമ്മുടെ നിരീക്ഷണ സംവിധാനങ്ങള് മെച്ചപ്പെടുന്നതു കൊണ്ട് ഓരോ വര്ഷവും കണ്ടെത്തുന്ന സൂപ്പര് നോവകളുടെ എണ്ണവും കൂടി കൊണ്ടിക്കുകയാണ്.</p><p>പക്ഷെ നൂറുകണക്കിനു സൂപ്പര് നോവകള്ക്ക് പേരിടുമ്പോള് പ്രശ്നം ആകും. അതിനാല് സൂപ്പര്നോവയ്ക്ക് പേരിടാന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് നമ്മുടെ മോട്ടോര് വാഹന വകുപ്പിന്റെ സഹായം തേടി. :) </p><p>ഒരു വര്ഷം ആദ്യമായി കാണുന്ന നക്ഷത്രത്തിനു പേരിന്റെ ഒപ്പം A എന്നു ചേര്ത്തു. അപ്പോള് 2006-ല് ആദ്യമായി കണ്ടെത്തിയ സൂപ്പര്നോവയെ SN2006A എന്നു വിളിച്ചു. രണ്ടാമതു കണ്ടെത്തിയതിനെ SN2006B എന്നു വിളിച്ചു. മൂന്നാമതു കണ്ടെത്തിയതിനെ SN2006C എന്നു വിളിച്ചു അങ്ങനെ.</p><p>പക്ഷെ അപ്പോള് ഒരു പ്രശ്നം ഉണ്ട്. ഒരു വര്ഷം 26 സൂപ്പര്നോവയെ കണ്ടെത്തി അതിനു SN2006Z എന്നു പേരിട്ടു കഴിഞ്ഞാല് ഇങ്ങനെ പേരിടാനുള്ള അക്ഷരങ്ങള് കഴിഞ്ഞു. അപ്പോഴാണ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് വണ്ടികള്ക്ക് പേരിടുന്നതു പോലെ സൂപ്പര്നോവകള്ക്കും പേരിടാന് തുടങ്ങിയത്.</p><p>SN2006Z നു ശേഷം കണ്ടെത്തുന്ന സൂപ്പര് നോവയ്ക്ക് (അതയത് ആ വര്ഷത്തെ 27ആമത്തെ സൂപ്പനോവയെ) SN2006aa എന്നു പേര് വിളിച്ചു. 28ആമത്തെ സൂപ്പര്നോവയെ SN2006ab എന്നു വിളിച്ചു.അങ്ങനെ ഈ സീരീസ് aa,ab, ac........az വരെ. അതു കഴിഞ്ഞാല് ba,bb,bc...bz വരെ. അങ്ങനെ 182 സൂപ്പര്നോവകളെ കണ്ടെത്തിയാല് പിന്നെ g series ആരംഭിക്കും. SN2006ga, SN2006gb.... എന്നിങ്ങനെ.</p><p>അങ്ങനെ നമ്മുടെ കഥാനായകന് SN 2006gy എന്ന സൂപ്പര് നോവയെ കണ്ടെത്തിയത് 2006 സെപ്റ്റംബറില് ആയിരുന്നു. അപ്പോഴേക്ക്അതിനു മുന്പ് 206 സൂപ്പര്നോവയെ കണ്ടെത്തിരുന്നു. അതിനാല് നമ്മുടെ കഥാനായകനു SN 2006gy എന്ന പേര് കിട്ടി.</p><h3>എല്ലാ കണ്ടെത്തലും ശരിയാവണം എന്നില്ല</h3><p>ചിലപ്പോള് ആദ്യം സൂപ്പര്നോവയായി നാമകരണം ചെയ്യപ്പെടുന്ന ചില ഖഗോളവസ്തുക്കള് പിന്നീട് വേറെ എന്തെങ്കിലും ഖഗോളവസ്തുകളാണ് എന്നു തിരിച്ചറിയപ്പെടാറുണ്ട്. അങ്ങേനെയുള്ള അവസരത്തില് അത്തരം വസ്തുക്കളെ സൂപ്പര്നോവകയുടെ പട്ടികയില് നിന്നു ഒഴിവാക്കും. പക്ഷെ അപ്പോള് നിലവിലുള്ള പട്ടിക റീ നമ്പര് ചെയ്യുകയില്ല. അത് നിലവിലുള്ള സംഖ്യയില് നിന്നു തന്നെ മുന്നോട്ട് എണ്ണും.</p><h3>പഴയകാലത്ത് കണ്ടെത്തിയ ഒരു സൂപ്പര്നോവ</h3><p><a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2007/05/blog-post.html">സൂപ്പര് നോവയെ കുറിച്ചുള്ള പോസ്റ്റില്</a>പരിയപ്പെടുത്തിയ SN 1054 എന്ന സൂപ്പര് നോവ ഇതേ പോലെ ക്രിസ്തുവര്ഷം 1054-ല് പൊട്ടിത്തെറിച്ചതാണ്. ഇതിനെ കുറിച്ച് ചൈനീസ്, അറബ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് രേഖപ്പെടുത്തിറയിട്ടുണ്ട്. അതിനാല് അതിനെ SN 1054 എന്നു വിളിച്ചു.</p><h3>2006ലെ സൂപ്പനോവകളുടെ പട്ടിക</h3><p>2006-ല് കണ്ടെത്തിയ പ്രധാനപ്പെട്ട സൂപ്പര് നോവകളുടെ ഒരു പട്ടിക <a href="http://www.astrosurf.com/snweb2/2006/SN2006.htm">ഈ ലിങ്കില് ഉണ്ട്</a>.</p><h3>ഉപസംഹാരം</h3><p>ചുരുക്കത്തില് ഒരു സൂപ്പര്നോവയെ നാമകരണം ചെയ്യുന്നത് പ്രസ്തുത സൂപ്പര് നോവയെ ഭൂമിയില് നമ്മള് ഏതു വര്ഷം ആദ്യമായി കണ്ടു എന്നതിനെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയാണ്. അല്ലാതെ സ്ഫോടനം എപ്പോള് നടന്നു എന്നതിനെ ആധാരമാക്കി അല്ല. ഇപ്പോള് സൂപ്പര്നോവയെ നാമകരണം ചെയ്യുന്നത് എങ്ങനെയാണെന്ന് എല്ലാവര്ക്കും മനസ്സിലായി എന്നു വിശ്വസിക്കട്ടെ.</p><div class="blogger-post-footer"><img width='1' height='1' src='https://blogger.googleusercontent.com/tracker/31194642-1554675803871150495?l=jyothisasthram.blogspot.com' alt='' /></div>ഷിജു അലക്സ്: :Shiju Alexhttp://www.blogger.com/profile/11433154801831809186noreply@blogger.com5tag:blogger.com,1999:blog-31194642.post-88472577424035711622007-05-02T07:14:00.000+05:302007-05-02T23:30:37.380+05:30സൂപ്പര് നോവ (Supernova)<a href="http://heasarc.gsfc.nasa.gov/Images/animation/supernova.gif"><img style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; WIDTH: 150px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://heasarc.gsfc.nasa.gov/Images/animation/supernova.gif" border="0" /></a><br /><blockquote>കഴിഞ്ഞ ഒന്പതു ഭാഗമായി തുടര്ന്നു വന്നിരുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം എന്ന ഈ ലേഖന പരമ്പര ഈ ലേഖനത്തോടെ സമാപിക്കുന്നു. ഈ ലേഖനം 5 വര്ഷങ്ങള്ക്ക് മുന്പ് എഴുതിയതാണ്. പക്ഷെ ഇപ്പോള് ബ്ലോഗ് വഴിയാണ് ഇതിനു വെളിച്ചം കാണാനുള്ള ഭാഗ്യം ഉണ്ടായത്. :)</blockquote><p>ഒരു ഭീമന് നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പില് അണുപ്രക്രിയകള് മൂലം ഇരുമ്പ് ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്നതോടെ കാമ്പിന്റെ എരിയല് അവസാനിക്കുന്നതായി നമ്മള് <a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2007/04/blog-post.html">ന്യൂട്രോണ് നക്ഷത്രത്തെകുറിച്ചുള്ള പോസ്റ്റില് </a>നിന്നു മനസ്സിലാക്കി. എന്തു കൊണ്ട് <strong>നക്ഷത്രങ്ങളില് അണുസംയോജനം മൂലം ഇരുമ്പിനു മുകളില് ഉള്ള മൂലകങ്ങള് ഉത്പാദിപ്പിക്കുവാന് കഴിയുകയില്ല</strong> എന്നു മനസ്സിലാക്കാന് <a href="http://shijualex.blogspot.com/2007/02/blog-post_10.html">നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഊര്ജ്ജ ഉലപാദനം </a>എന്ന പോസ്റ്റും കാണുക.</p><p><strong>അങ്ങനെയെങ്കില് ഇരുമ്പിനു മുകളില് ഉള്ള മൂലകങ്ങള് ഈ പ്രപഞ്ചത്തില് എങ്ങനെ ഉണ്ടായി?</strong> അതിനുള്ള ഉത്തരം ആണ് സൂപ്പര്നോവയെ കുറിച്ചുള്ള പഠനങ്ങള് നമ്മള്ക്ക് തരുന്നത്.</p><h2>കാമ്പ് ഇരുമ്പായി തീര്ന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ പരിണാമം</h2><p>കാമ്പ് ഇരുമ്പായി തീര്ന്ന ഒരു ഭീമന് നക്ഷത്രത്തില് ഊര്ജ്ജൗല്പാദനത്തിനുള്ള ഒരേ ഒരു വഴി സങ്കോചം മൂലം ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന താപം ആണ്. ഇപ്രകാരം സങ്കോചം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന താപം കാമ്പിലെ താപനില 5 X 10 <sup>9</sup> K ആയി ഉയര്ത്തുന്നു. ഈ താപനില ഉണ്ടാക്കുന്ന ഗാമാ കിരണങ്ങള് ഇരുമ്പിന്റെ ന്യൂക്ലിയസ്സുമായി കൂട്ടിയിടിച്ച് ഗാമാ കണങ്ങളും മറ്റും ഉണ്ടാക്കുന്നു.</p><p>ഈ പ്രക്രിയയ്ക്ക് <strong>ഫോട്ടോ ഡിസിന്റഗ്രേഷന് (Photodisintegration)</strong> എന്നു പറയുന്നു. അതായത് ഉയര്ന്ന അണുസംഖ്യയുള്ള മൂലകങ്ങള് ഉന്നതോര്ജ്ജ ഫോട്ടോണുകളുമായി കൂട്ടിയിടിച്ച് അടിസ്ഥാനകണികകള് ആയ പ്രോട്ടോണ്, ന്യൂട്രോണ്, ആല്ഫാ കണങ്ങള് എന്നിവ ഒക്കെ പുറത്ത് വിട്ട് അണുസംഖ്യയുള്ള മൂലകങ്ങള് ആയി മാറുന്ന പ്രക്രിയ. ഇതു മൂലം നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പ് അതീവ സാന്ദ്രമാവുകയും ഋണ ചാര്ജ്ജുള്ള ഇലക്ട്രോണുകള് ധന ചാര്ജ്ജുള്ള പ്രോട്ടോണുകളുമായി ചേര്ന്ന് ന്യൂട്രല് ചാര്ജ്ജുള്ള ന്യൂട്രോണുകള് ഉണ്ടാകുന്നു.</p><p>ഈ സംയോജനത്തില് ന്യൂട്രോണിനോടൊപ്പം ഉണ്ടാകുന്ന ന്യൂട്രോണിനോ എന്ന കണിക നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പിലെ ഊര്ജ്ജവും വഹിച്ചു കൊണ്ട് പുറത്തേയ്ക്ക് പ്രവഹിക്കുന്നു. ഇതു മൂലം കാമ്പ് തണുക്കുകയും അതിനാല് സങ്കോചത്തിന്റെ വേഗത വര്ദ്ധിച്ച് കൂടുതല് താപം ഉളവായി മുകളില് വിവരിച്ച പ്രക്രിയ വളരെ വേഗത്തില് നടക്കുന്നു.</p><p>ഈ പ്രക്രിയയില് ന്യൂട്രോണിനോടൊപ്പം ഉണ്ടാകുന്ന ന്യൂട്രിനോ എന്ന കണിക കാമ്പിലെ ഊര്ജ്ജം പുറത്തേക്ക് കൊണ്ട് പോകുന്നു. ഇതു മൂലം കാമ്പ് തണുക്കുകയും സങ്കോചം വേഗത്തില് നടന്ന് കൂടുതല് ഇലക്ട്രോണുകള് പ്രോട്ടോണുകളുമായി ചേര്ന്നു കൂടുതല് ന്യൂട്രോണുകള് ഉണ്ടാവുന്നു. അങ്ങനെ കാമ്പിലെ ന്യൂട്രോണുകളുടെ എണ്ണം പിന്നേയും വര്ദ്ധിക്കുന്നു.</p><h3>കാമ്പ് ദൃഡമാകുന്നു</h3><p>ഈ പ്രക്രിയകള് മൂലം ഒരു ഘട്ടത്തില് കാമ്പിലെ ന്യൂട്രോണിന്റെ സാന്ദ്രത അണുകേന്ദ്രത്തിലെ സാന്ദ്രതയോട് തുല്യമാകുന്നു. ഇങ്ങനെ അണുകേന്ദ്ര സാന്ദ്രതയോട് തുല്യമാകുന്ന ഘട്ടത്തില് കാമ്പ് വളരെ പെട്ടെന്ന് ഉറച്ച് ദൃഡമാകുന്നു. അതായത് കാമ്പിനെ സങ്കോചം വളരെ പെട്ടെന്ന് നിലയ്ക്കുന്നു. ഈ പെട്ടെന്നുള്ള നിലയ്ക്കല് മൂലം കാമ്പിനെ പുറത്തുള്ള പാളികളിലേക്ക് അതി ശക്തമായ മര്ദ്ദതരംഗങ്ങള് പായുന്നു.</p><h3>മര്ദ്ദതരംഗങ്ങള് പുറത്തേക്ക് പായുന്നു</h3><p>ഈ സന്ധിദ്ധ ഘട്ടത്തില് മുന്പു വിവരിച്ച പ്രക്രിയകള് മൂലമുള്ള കാമ്പിനെ തണുക്കല് മൂലം കാമ്പിന്റെ തണുക്കല് മൂലം കാമ്പിന്റെ ചുറ്റുമുള്ള പാളികളിലെ പദാര്ത്ഥം പ്രകാശത്തിന്റെ 15% വരെ വേഗത്തില് കാമ്പിലേക്ക് അടുക്കും. ഇങ്ങനെ കാമ്പിലേക്ക് അടുക്കുന്ന പദാര്ത്ഥം, കാമ്പ് ഉറച്ച് ദൃഡമാകുന്നതു മൂലം പുറത്തേക്ക് വരുന്ന അതിശക്തമായ മര്ദ്ദതരംഗവുമായി കൂട്ടിയിടിക്കുന്നു. തല്ഫലമായി ഒരു നിമിഷാര്ത്ഥത്തിനുള്ളില് കാമ്പിലേക്ക് നീങ്ങി കൊണ്ടിരുന്ന പദാര്ത്ഥം, ഈ അതി ശക്തമയ മര്ദ്ദതരംഗം മൂലവും കാമ്പില് നിന്നു പുറത്തേക്ക് വരുന്ന ന്യൂട്രിനോകളുടെ അതി ശക്തമായ ഊര്ജ്ജ പ്രവാഹം മൂലവും നേരെ എതിര് ദിശയില് പുറത്തേക്ക് പായുന്നു.</p><h3>നക്ഷത്രം പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നു</h3><p>ഇങ്ങനെ പുറത്തേക്ക് പായുന്ന തരംഗം സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞ പുറം പാളികളുമായി സന്ധിക്കുന്നതു മൂലം അതിന്റെ വേഗത പിന്നേയും വര്ദ്ധിക്കുന്നു. കുറച്ച് മണിക്കൂറുകള്ക്കുള്ളില് ഈ മര്ദ്ദതരംഗം നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തില് എത്തുകയും അതിന്റെ പുറം പാളികളെ അത്യുഗ്രമായ ഒരു സ്ഫോടനത്തില് പുറത്തേക്ക് ഭിന്നിപ്പിച്ചു കളയുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ അത്യുഗ്ര സ്ഫോടനം ഉണ്ടാക്കുന്ന പ്രക്രിയയില് 10<sup>46</sup> J ഊര്ജ്ജം വരെ ഉണ്ടാകുന്നു. <strong>ഇപ്രകാരം ഒരു നക്ഷത്രത്തില് നടക്കുന്ന അത്യുഗ്ര സ്ഫോടനത്തെയാണ് സൂപ്പര് നോവ എന്നു പറയുന്നത്</strong>. <p></p><p>സൂപ്പര് കമ്പ്യൂട്ടറുകള് ഉപയോഗിച്ചു നടത്തിയ പരീക്ഷണത്തില് ഒരു 25 M<sub>๏</sub> നക്ഷത്രം അതിന്റെ 95% പദാര്ത്ഥം വരെ സൂപ്പര് നോവ സ്ഫോടനത്തിലൂടെ ചുറ്റുമുള്ള നക്ഷത്രാന്തരീയ ഇടത്തേക്ക് തള്ളുന്നു എന്നു പഠനങ്ങള് തെളിയിക്കുന്നു.</p><h3>ന്യൂക്ലിയാര് പ്രക്രിയകളുടെ ശ്രേണിക്ക് തിരി കൊളുത്തുന്നു</h3><p>സൂപ്പര്നോവ സ്ഫോടനം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന അതി ഭീമമായ ഊര്ജ്ജം ന്യൂക്ലിയാര് പ്രക്രിയകളുടെ ഒരു ശ്രേണിക്ക് തന്നെ തിരി കൊളുത്തുന്നു. ഇതു മൂലം കാമ്പിന്റെ കത്തല് കൊണ്ട് ഉല്പാദിപ്പിക്കുവാന് സാധിക്കാത്ത ഇരുമ്പിനു മുകളില് ഉള്ള എല്ലാ മൂലകങ്ങളും സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്നു. ഇരുമ്പിന്റെ മുകളില് ഉള്ള മൂലകങ്ങള് ഉണ്ടാകുമ്പോള് ഊജ്ജം ആഗിരണം ചെയ്യുന്നു എന്ന് നമ്മള് ഇതിനകം മനസ്സിലാക്കിയല്ലോ. ഈ പ്രക്രിയക്ക് വേണ്ട ഊര്ജ്ജം സൂപ്പര്നോവ സ്ഫോടനത്തില് ഉണ്ടാകുന്ന ഊര്ജ്ജത്തില് നിന്നു ലഭ്യമാകുന്നു. താഴെ ഒരു സൂപ്പര് നോവാ സ്ഫോടനത്തിന്റെ സൂപ്പര്കമ്പ്യൂട്ടര് ഉപയോഗിച്ചു ചെയ്ത സിമുലേഷന്റെ വീഡിയോ കാണാവുന്നതാണ്.</p><embed src="http://www.youtube.com/v/JuYnljymc4o" width="425" height="350" type="application/x-shockwave-flash"></embed> <p align="center"><strong>സൂപ്പര് നോവാ സ്ഫോടനത്തിന്റെ സൂപ്പര് കമ്പ്യൂട്ടര് ഉപയോഗിച്ചു ചെയ്ത സിമുലേഷന്റെ ഒരു വീഡിയോ.<br /><span style="font-size:85%;">വീഡിയോയ്ക്കു കടപ്പാട്: ചന്ദ്ര എക്സ്-റേ ഒബ്സര്വേറ്ററി http://chandra.harvard.edu/about/axaf_mission.html</span></strong></p><h3>നമ്മളെല്ലാം സൂപ്പര്നോവയുടെ ബാക്കിപത്രം</h3><p>അതീവ ഊര്ജ്ജ പൂരിതമായ സൂപ്പര്നോവയുടെ മര്ദ്ദതരംഗങ്ങള് മാത്രമാണ് ഉയര്ന്ന മൂലകങ്ങളായ Zinc, Copper, Tin, Gold, Mercury, Lead തുടങ്ങിയവ സൃഷ്ടിക്കുന്നതിനുള്ള ഏക മാര്ഗ്ഗം.ഈ മൂലകങ്ങള് എല്ലാം ഇന്നു ഭൂമിയില് കാണപ്പെടുന്നുണ്ട്. അതിനര്ഥം നമ്മുടെ സൗരയൂഥവും, ഭൂമിയും എന്തിനധികം <strong>നമ്മുടെ ഓരോരുത്തരുടേയും ശരീരം വരേയും </strong>മുന്പ് ജീവിച്ച് സൂപ്പര്നോവ ആയി മൃതിയടഞ്ഞ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഭാഗങ്ങള് ഉള്ക്കൊള്ളുന്നു എന്നാണ്.</p><p>സൂപ്പര് നോവ സ്ഫോടനം നമ്മുടെ കാലഘട്ടത്തില് തന്നെ ദര്ശിക്കാനുള്ള ഒരു അപൂര്വ്വ ഭാഗ്യം നമുക്ക് ഉണ്ടായി. 1987 -ല് സ്രാവ് (Dorado)എന്ന നക്ഷത്ര രാശിയിലെ Sanduleak -69 202 എന്ന നക്ഷത്രം സൂപ്പര് നോവയായി മാറി. ഈ നക്ഷത്രം 169,000 പ്രകാശവര്ഷം അകലെയാണ്. ഇതു 167,000 B.C-ത്തില് സൂപ്പര്നോവയായി പൊട്ടിത്തെറിച്ചു. ഈ സൂപ്പര് നോവയില് നിന്നുള്ള പ്രകാശം 169,000 വര്ഷങ്ങള് സഞ്ചരിച്ച് അവസാനം 1987 ഫെബ്രുവരി 23-നു ഭൂമിയില് എത്തി. പ്രസ്തുത നക്ഷത്രം സൂപ്പര്നോവയായി പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നതിനു മുന്പും പിന്പും ഉള്ള ചിത്രങ്ങള് താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്നു.</p><p><a href="http://bp2.blogger.com/_h5sqYMznD_0/RjdzmrNjNYI/AAAAAAAAAC4/aw35YvqASMo/s1600-h/aat050_72c.jpg"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5059639814645822850" style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://bp2.blogger.com/_h5sqYMznD_0/RjdzmrNjNYI/AAAAAAAAAC4/aw35YvqASMo/s400/aat050_72c.jpg" border="0" /></a></p><p align="center"><strong>SN 1987A എന്ന സൂപ്പര് നോവയുടെ സ്ഫോടനത്തിന്റെ മുന്പും പിന്പും ഉള്ള ചിത്രം.<br /></strong><span style="font-size:85%;">ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: </span><a href="http://www.aao.gov.au/images/captions/aat050.html"><span style="font-size:85%;">http://www.aao.gov.au/images/captions/aat050.html</span></a></p><p><a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2007/04/blog-post.html">ന്യൂട്രോണ് നക്ഷത്രത്തെ കുറിച്ചുള്ള പോസ്റ്റില് </a>പരിചയപ്പെടുത്തിയ <strong>ക്രാബ് നെബുലയ്ക്ക്</strong> കാരണമായ നക്ഷത്രവും ഇതേ പോലെ സൂപ്പര് നോവയായി പൊട്ടിത്തെറിച്ചതാണ്. അതിന്റെ ഒരു സിമുലേഷനും താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്നു. </p><p>ചൈനീസ് അറബ് ജ്യോതിശസ്ത്രജ്ഞന്മാര് ഈ സൂപ്പര്നോവയെ കണ്ടതായി രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുണ്ട്. ഈ നക്ഷത്രം നമ്മില് നിന്നു 6300 പ്രകാശവര്ഷം അകലെയായിരുന്നു. അതിനാല് തന്നെ ഈ സ്ഫോടനം അതീവ തീവ്രതയോടെ 1054 - ല് അന്നത്തെ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞമാര്ക്ക് നിരീക്ഷിക്കാന് പറ്റി.ഈ സൂപ്പര് നോവയുടെ പ്രകാശ തീവ്രത കാരണം 23 ദിവസം പകല് വെളിച്ചത്തില് പോലും അത് ദൃശ്യമായിരുന്നത്രേ. 653 ദിവസത്തോളം രാത്രിയിലും കാണാന് കഴിഞ്ഞിരുന്നു എന്നാണ് ആ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞ്മാര് രേഖപ്പെടുത്തിയിരിക്കുന്നത്. </p><embed src="http://www.youtube.com/v/0J8srN24pSQ" width="425" height="350" type="application/x-shockwave-flash" wmode="transparent"></embed> <p align="center"><strong>SN 1054 എന്ന സൂപ്പര് നോവാ സ്ഫോടനത്തിന്റെ കമ്പ്യൂട്ടര് സിമുലേഷന്</strong></p><p>ഒരു സൂപ്പര്നോവ സ്ഫോടനത്തിനു ശേഷം ബാക്കിയാകുന്ന കാമ്പ് പരിണമിച്ചാണ് ന്യൂട്രോണ് താരങ്ങളും തമോഗര്ത്തങ്ങളും എല്ലാം ഉണ്ടാകുന്നത്. അതിനെ കഴിഞ്ഞ രണ്ട് പോസ്റ്റിലൂടെ പരിചയപ്പെടുത്തിയിരുന്നല്ലോ.</p><p>ഇതോടെ ഈ ലേഖന പരമ്പര സമാപിച്ചു.</p><div class="blogger-post-footer"><img width='1' height='1' src='https://blogger.googleusercontent.com/tracker/31194642-8847257742403571162?l=jyothisasthram.blogspot.com' alt='' /></div>ഷിജു അലക്സ്: :Shiju Alexhttp://www.blogger.com/profile/11433154801831809186noreply@blogger.com8tag:blogger.com,1999:blog-31194642.post-72981601130961348082007-04-25T08:29:00.000+05:302007-04-28T22:46:51.435+05:30തമോഗര്ത്തം (Black Hole)<p>മുഖ്യധാരാനന്തര ദശയ്ക്കു ശേഷം (Post Main sequence phase) സൂര്യന്റെ 1.44M<sub>๏</sub> ഇരട്ടി ദ്രവ്യമാനത്തില് (ചന്ദ്രശേഖര് സീമ) കൂടുതല് ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള് ന്യൂട്രോണ് താരമായി തീര്ന്നു അവയുടെ ജീവിതം അവസാനിക്കും എന്ന് കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില് നിന്നു നമ്മള് മനസ്സിലാക്കി.</p><p>പക്ഷെ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം വളരെ കൂടുതല് ആണെങ്കില് (8M<sub>๏</sub> മുകളില്. ഇതു കൃത്യമായ കണക്കല്ല. ഈ ദ്രവ്യമാനപരിധിയെകുറിച്ച് ഇപ്പോഴും പഠനങ്ങള് നടക്കുന്നതേ ഉള്ളൂ. പിന്നെ ഈ ദ്രവ്യമാനം സൂപ്പര്നോവാ സ്ഫോടനത്തില് എത്ര ദ്രവ്യം നഷ്ടപ്പെടുന്നു എന്നതിനേയും ആശ്രയിച്ചു ഇരിക്കുന്നു. അതിനാല് കൃത്യമായ ഒരു അതിര് വരമ്പ് കൊടുക്കാമോ എന്ന് സംശയം ആണ്.) ന്യൂട്രോണ് അപഭ്രഷ്ട മര്ദ്ദത്തിനും ഗുരുത്വാകര്ഷണം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന സങ്കോചത്തെ തടഞ്ഞു നിര്ത്താന് സാധിക്കാതെ വരും. പദാര്ത്ഥത്തിന്റെ അതിഭീമമായ മര്ദ്ദം മൂലം നക്ഷത്രം കൂടുതല് ഞെരിഞ്ഞമരും. ഇതു മൂലം നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതല ഗുരുത്വം അതിഭീമമായി വര്ദ്ധിക്കുന്നു. ഗുരുത്വബലം അതിഭീമമായി വര്ദ്ധിച്ച് അതിലെ വിടുതല് പ്രവേഗം (Escape velocity) പ്രകാശത്തിന്റെ പ്രവേഗത്തിനു തുല്യമാകുന്നു. അതോടെ പ്രകാശത്തിനു പോലും അതില് നിന്നു പുറത്തുകടക്കാന് പറ്റാതാകും. ഈ അവസ്ഥയില് പ്രകാശത്തിനു പോലും പുറത്തു കടക്കാന് കഴിയാതെ നക്ഷത്രം അപ്രത്യക്ഷം ആകുന്നു. </p><p>(പ്രകാശം ഗുരുത്വത്തിനു വിധേയമാകുന്നതും മറ്റും വിശദീകരിക്കുന്നതിനു <strong>ഐന്സ്റ്റീന്റെ സാമാന്യ ആപേക്ഷികാ സിദ്ധാന്തം (General theory of relativity)</strong> ആവശ്യമാണ്. അതിന്റെ സങ്കീര്ണ്ണതകളിലേക്ക് പോയില്ലെങ്കിലും മുകളിലെ ചോദ്യത്തിനു ലളിതമായ ഒരു വിശദീകരണം <strong>ആര്ക്കെങ്കിലും താല്പര്യം ഉണ്ടെങ്കില് മാത്രം</strong> വേറെ ഒരു പോസ്റ്റില് വിശദീകരിക്കാം.)</p><p>ഈ അവസ്ഥയില് ഉള്ള നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആരം (Radius),<br />R<sub>s</sub> = 2GM/c<sup>2</sup><br />എന്ന സമവക്യം കൊണ്ട് സൂചിപ്പിക്കാം. ഈ ആരത്തെ <strong>Schwarchild's radius</strong> എന്നു പറയുന്നു. പ്രകാശരശ്മിക്ക് പുറത്ത് കടക്കാന് വയ്യാത്തതു കൊണ്ടു R<sub>s</sub>നു അകത്തു നടക്കുന്ന ഒരു പ്രവൃത്തിയും പുറമേക്ക് ദൃശ്യമാകില്ല. അതു കൊണ്ട് തന്നെ ഈ വിധത്തില് മൃതിയടഞ്ഞ നക്ഷത്രത്തെ നമുക്ക് നേരിട്ട് നിരീക്ഷിക്കാന് പറ്റില്ല.ഈ അവസ്ഥയില് ആയ നക്ഷത്രത്തിന്റെ അകത്തു നടക്കുന്ന എല്ലാ പ്രവൃത്തിയും (Event) പുറത്തേയ്ക്ക് മറഞ്ഞിരിക്കുന്നതിനാല് ഈ അതിര്ത്തിയെ <strong>സംഭവ സീമ (Event Horizon)</strong> എന്നു പറയുന്നു. ഇപ്രകാരം അന്ത്യദശയിലേക്ക് എത്തപ്പെട്ട നക്ഷത്രങ്ങളെ ആണ് <b>തമോഗര്ത്തം (Black Hole)</b> എന്നു വിളിക്കുന്നത്.</p><p>അതിഭീമഗുരുത്വം തമോഗര്ത്തത്തിനു സമീപത്തുള്ള എന്തിനേയും ബാധിക്കുന്നു. സ്ഥലം (Space) പോലും അതിഭീമഗുരുത്വത്തിന്റെ സ്വാധീനത്താല് വളയുന്നു. സ്ഥലത്തിന്റെ വളയല് പക്ഷെ തമോഗര്ത്തത്തോട് മാത്രം ബന്ധപ്പെട്ട കാര്യം അല്ല. ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള ഏതൊരു വസ്തുവിന്റെ അരികിലും സ്ഥലത്തിനു വളവ് സംഭവിക്കും. അതിന്റെ വിശദാംശങ്ങളിലേക്ക് പിന്നീട് ഒരിക്കല് വരാം.</p><p>തമോഗര്ത്തങ്ങള് യഥാര്ത്ഥത്തില് നിലനില്ക്കുന്നുണ്ടോ. ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് അങ്ങനെ കരുതുന്നു. സംഭവസീമയ്ക്ക് പുറത്തേക്ക് പ്രകാശം വരാത്തതു കൊണ്ട് തമോഗര്ത്തത്തെ നേരിട്ടു നിരീക്ഷിക്കാന് നമുക്കു മാര്ഗ്ഗമില്ല.അതിന്റെ അതിഭീമ ഗുരുത്വം സമീപത്തുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില് ചെലുത്തുന്ന സ്വാധീനം നിരീക്ഷിക്കുക മാത്രം ആണ് നമുക്ക് അങ്ങേയറ്റം ചെയ്യാനുള്ളത്.</p><p>ദ്വന്ദ്വ നക്ഷത്രങ്ങള് (binary stars) ഇത്തരത്തിലുള്ള നിരീക്ഷണത്തിനു നമ്മെ സഹായിക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിനു ഒരു ദ്വന്ദ്വ നക്ഷത്രകൂട്ടത്തിലെ ഒരു നക്ഷത്രം ഒരു തമോഗര്ത്തം ആയി മാറി എന്നിരിക്കട്ടെ. ഈ തമോഗര്ത്തം അതിന്റെ അതി ഭീമ ഗുരുത്വം ഉപയോഗിച്ച് സഹനക്ഷത്രത്തിലെ പദാര്ത്ഥം അതിലേക്ക് വലിച്ചടുപ്പിക്കും. സഹ നക്ഷത്രത്തിലെ പദാര്ത്ഥം ഇപ്രകാരം ഗുരുത്വം മൂലം തമോദ്വാരത്തിലേക്ക് വലിച്ചടുപ്പിക്കുമ്പോള് അണുക്കള് തമ്മില് കൂട്ടിയിടിച്ച് തല്ഫലമായുണ്ടാകുന്ന താപം മൂലം എക്സ് കിരണങ്ങള് ഉണ്ടാകുന്നു. ഈ എക്സ് കിരണത്തെ എക്സ് റേ ടെലിസ്ക്പോപ്പ് ഉപയോഗിച്ച് നമുക്ക് നിരീക്ഷിക്കാം. നാസ കുറച്ച് വര്ഷങ്ങള്ക്ക് മുന്പ് വിക്ഷേപിച്ച ചന്ദ്ര എക്സ് റേ ഒബ്സര്വേറ്ററി (ഇന്ത്യക്കാരനായ <strong>സുബ്രമണ്യം ചന്ദ്രശേഖറിന്റെ </strong>സ്മരണാര്ത്ഥം) ഇത്തരം നിരീക്ഷണങ്ങള്ക്ക് വേണ്ടി വിക്ഷേപിച്ചതാണ്.Cygnus X-1, LMCX3 എന്നീ രണ്ട് എക്സ് റേ ഉറവിടങ്ങള്ക്ക് സമീപമുള്ള വസ്തുക്കള് തമോഗര്ത്തം ആണെന്ന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് വിശ്വസിക്കുന്നു.</p><p><a href="http://bp2.blogger.com/_h5sqYMznD_0/Ri4158yTXqI/AAAAAAAAACw/FEl1emLj5JE/s1600-h/Black_hole_in+_binary_system.jpg"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5057038701269573282" style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://bp2.blogger.com/_h5sqYMznD_0/Ri4158yTXqI/AAAAAAAAACw/FEl1emLj5JE/s400/Black_hole_in+_binary_system.jpg" border="0" /></a></p><p align="center"><strong>ദ്വന്ദ്വനക്ഷത്ര സമൂഹത്തിലെ ഒരു നക്ഷത്രം തമോഗര്ത്തം ആയി മാറിയാല് സഹനക്ഷത്രത്തിലെ പദാര്ത്ഥം അതിലേക്ക് വലിച്ചടുപ്പിക്കുന്നത് ചിത്രകാരന്റെ ഭാവനയില്<br /><span style="font-size:85%;">ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്:നാസാ</span></strong></p><p>ആധുനിക ഭൌതീകശാസ്ത്രത്തിലെ ഏറ്റവും അതി വിചിത്രമായ ഒരു ആശയമായി തമോഗര്ത്തങ്ങളെ കുറിച്ചുള്ള പഠനം മാറി. ത്വത്വ ചിന്തകര്ക്കും സാമാന്യ ജനത്തിനും തമോഗര്ത്തം പലവിധകാരണങ്ങളാല് ഇഷ്ടവിഷയമാണ്. </p><p>ആദ്യകാലത്ത് തമോഗര്ത്തങ്ങളെ കുറിച്ചുള്ള പഠനങ്ങള് പല ശാസ്ത്രജ്ഞരും സംശയത്തോടെ ആണ് വീക്ഷിച്ചിരുന്നതെങ്കിലും ഇന്നു ആകാശത്തു കാണുന്ന ഭീമന് താരങ്ങളില് പലതും ഭാവിയില് തമോഗര്ത്തം ആയി പരിണമിക്കും എന്ന് പിന്നീടുള്ള പഠനങ്ങള് തെളിയിച്ചു.</p><p>ഇതിനൊക്കെ അപ്പുറം അമ്പരിപ്പിക്കുന്നതായിട്ടുള്ളത് പല ഗാലക്സികളുടേയും കേന്ദ്രത്തില് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന ലക്ഷക്കണക്കിനു സൂര്യന്മാരുടെ ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള ഭീമന് തമോഗര്ത്തങ്ങളെ കുറിച്ചുള്ള പഠനം ആണ്. നമ്മുടെ സ്വന്തം ഗാലക്സിയായ ആകാശഗംഗയുടെ കേന്ദ്രത്തിലും ഒരു ഭീമന് തമോഗര്ത്തം ആണെന്നാണ് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് കരുതുന്നത്. ഈ അതിഭീമ തമോഗര്ത്തത്തെകുറിച്ചുള്ള പഠനങ്ങള് നടന്നു കൊണ്ടിരിക്കുന്നതേ ഉള്ളൂ. </p><p>തമോഗര്ത്തം എന്നതിനെ കുറിച്ചും അതിന്റെ ഘടനയെ പറ്റിയും മറ്റും <strong>കൂടുതല് അറിയുവാന് താല്പര്യം ഉള്ളവര് ഉണ്ടെങ്കില്</strong> <strong>മാത്രം</strong> അത് വിശദീകരിക്കുന്ന വേറെ ഒരു പോസ്റ്റ് ഇടാം. ഇപ്പോള് നക്ഷത്ര പരിണാമത്തിന്റെ വിവിധഘട്ടങ്ങള് പരിചയപ്പെടുത്തുക എന്ന ഉദ്ദേശമേ ഉള്ളൂ. അതിനാല് കൂടുതല് സിദ്ധാന്തങ്ങളിലേക്കും വിശദീകരണങ്ങളിലേക്കും പോകുന്നില്ല.</p><div class="blogger-post-footer"><img width='1' height='1' src='https://blogger.googleusercontent.com/tracker/31194642-7298160113096134808?l=jyothisasthram.blogspot.com' alt='' /></div>ഷിജു അലക്സ്: :Shiju Alexhttp://www.blogger.com/profile/11433154801831809186noreply@blogger.com6tag:blogger.com,1999:blog-31194642.post-79978526227442432072007-04-16T08:05:00.000+05:302007-04-25T00:23:06.864+05:30ന്യൂട്രോണ് താരം<h4>ചന്ദ്രശേഖര്സീമയ്ക്കു മുകളില് ദ്രവ്യമാനമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമം</h4><p>മുഖ്യധാരാനന്തര ദശയ്ക്കു ശേഷം (Post Main sequence phase) സൂര്യന്റെ 1.44 ഇരട്ടി വരെ ദ്രവ്യമാനമുള്ള (1.44 M<sub>๏</sub> = ചന്ദ്രശേഖര് സീമ) നക്ഷത്രങ്ങള് വെള്ളക്കുള്ളന്മാരായി തീര്ന്നു അവയുടെ ജീവിതം അവസാനിക്കും എന്ന് നമ്മള് കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില് നിന്നു മനസ്സിലാക്കി. അങ്ങനെയെങ്കില് ചന്ദ്രശേഖര്സീമയില് കൂടുതല് ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്ക്ക് അവയുടെ അന്ത്യത്തില് എന്ത് സംഭവിക്കും. അതാണ് ഇനിയുള്ള പോസ്റ്റുകളില് വിവരിക്കുന്നത്. ദ്രവ്യമാനം കൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങള് മുന്പ് വിവരിച്ച പ്രക്രികകള് മൂലം കാമ്പ് എരിഞ്ഞ് ഓരോ പുതിയ മൂലകം നിര്മ്മിക്കുകയും അങ്ങനെ അവസാനം ഇരുമ്പ് ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്നതോടെ അതിന്റെ ഊര്ജ്ജോല്പാദനം അവസാനിക്കുന്നതായും നമ്മള് ഇതിനകം മനസ്സിലാക്കി. എന്തു കൊണ്ടാണ് ഇരുമ്പ് ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്നതോടെ നക്ഷത്രങ്ങളില് ഊര്ജ്ജോല്പാദനം അവസാനിക്കുന്നതും എന്തു കൊണ്ടാണ് ഇരുമ്പിനു മുകളിലുള്ള മൂലകങ്ങള് അണുസംയോജനം വഴി ഉല്പാദിപ്പിക്കാന് നക്ഷത്രങ്ങള്ക്ക് കഴിയാത്തതും എന്നും മനസ്സിലാക്കാന് <a href="http://shijualex.blogspot.com/2007/02/blog-post_10.html">അണുസംയോജനവും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഊര്ജ്ജ ഉല്പാദനവും</a> എന്ന പോസ്റ്റ് കാണുക.</p><h4>ഫോട്ടോ ഡിസിന്റഗ്രേഷന് (Photodisintegration)</h4><p>കാമ്പിലെ ഊര്ജ്ജോല്പ്പാദനം നിലയ്ക്കുന്നതോടെ കാമ്പ് ഗുരുത്വാകര്ഷണം മൂലം സങ്കോചിക്കുവാന് തുടങ്ങുന്നു. ഇപ്രകാരം സങ്കോചം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന ഊര്ജ്ജം നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പിലെ താപനില 5 X 10<sup>9</sup> K ആയി ഉയര്ത്തുന്നു. ഈ താപനില ഉണ്ടാക്കുന്ന ഗാമാ കിരണങ്ങള് ഇരുമ്പിന്റെ ന്യൂക്ലിയസ്സുമായി കൂട്ടിയിടിച്ച് ഗാമാ കണങ്ങളും മറ്റും ഉണ്ടാക്കുന്നു.</p><p>ഈ പ്രക്രിയയ്ക്ക് <a href="http://cosmos.swin.edu.au/lookup.html?e=photodisintegration">ഫോട്ടോ ഡിസിന്റഗ്രേഷന് </a>(Photodisintegration) എന്നു പറയുന്നു. അതായത് ഉയര്ന്ന അണുസംഖ്യയുള്ള മൂലകങ്ങള് ഉന്നതോര്ജ്ജ ഫോട്ടോണുകളുമായി കൂട്ടിയിടിച്ച് അടിസ്ഥാനകണികകള് ആയ പ്രോട്ടോണ് ന്യൂട്രോണ്, ആല്ഫാ കണങ്ങള് എന്നിവ ഒക്കെ പുറത്ത് വിട്ട് അണുസംഖ്യയുള്ള മൂലകങ്ങള് ആയി മാറുന്ന പ്രക്രിയ. ഇതു മൂലം നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പ് അതീവ സാന്ദ്രമാവുകയും ഋണ ചാര്ജ്ജുള്ള ഇലക്ട്രോണുകള് ധന ചാര്ജ്ജുള്ള പ്രോട്ടോണുകളുമായി ചേര്ന്ന് ന്യൂട്രല് ചാര്ജ്ജുള്ള ന്യൂട്രോണുകള് ഉണ്ടാകുന്നു.</p><p>ഈ സംയോജനത്തില് ന്യൂട്രോണിനോടൊപ്പം ഉണ്ടാകുന്ന ന്യൂട്രോണിനോ എന്ന കണിക നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പിലെ ഊര്ജ്ജവും വഹിച്ചു കൊണ്ട് പുറത്തേയ്ക്ക് പ്രവഹിക്കുന്നു. ഇതു മൂലം കാമ്പ് തണുക്കുകയും അതിനാല് സങ്കോചത്തിന്റെ വേഗത വര്ദ്ധിച്ച് കൂടുതല് താപം ഉളവായി മുകളില് വിവരിച്ച പ്രക്രിയ വളരെ വേഗത്തില് നടക്കുന്നു.</p><h4>ന്യൂട്രോണ് അപഭ്രഷ്ടം (Neutron degeneracy)</h4><p>അവസാനം ഈ പ്രക്രിയ മൂലം ന്യൂട്രോണുകളുടെ എണ്ണം വര്ദ്ധിച്ച് ഇനി കൂടുതല് ചുരുങ്ങാന് പറ്റാത്ത വിധത്തില് കാമ്പ് സാന്ദ്രമാകുന്നു. ഇതിനു കാരണം നാം മുന്പ് പരിചയപ്പെട്ട പോളിയുടെ നിയമം അനുസരിച്ചാണ്. ഇതുമൂലം ഉണ്ടാകുന്ന പോളീ മര്ദ്ദം നക്ഷത്രത്തിന്റെ സങ്കോചത്തെ തടയുന്നു. ഇത്തരത്തില് ന്യൂട്രോണിന്റെ മര്ദ്ദം മൂലം സങ്കോചം അവസാനിക്കുന്ന പ്രക്രിയയ്ക്ക് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് <strong>ന്യൂട്രോണ് അപഭ്രഷ്ടം</strong> (Neutron degeneracy) എന്നു പറയുന്നു.</p><h3>ന്യൂട്രോണ് താരം</h3><p>സങ്കോചം നിലച്ച് ന്യൂട്രോണ് അപഭ്രഷ്ടം മൂലം ഉള്ള മര്ദ്ദം കൊണ്ട് നക്ഷത്രത്തിന്റെ സങ്കോചത്തെ തടഞ്ഞ് സമതുലിതാവസ്ഥയില് എത്തുന്ന ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളെ ആണ് <strong>ന്യൂട്രോണ് താരം</strong> എന്നു പറയുന്നത്.</p><h4>സൂപ്പര്നോവ </h4><p>ന്യൂട്രോണ് അപഭ്രഷ്ടം മൂലം ഈ ഘട്ടത്തില് കാമ്പിന്റെ ചുരുങ്ങല് വളരെ പെട്ടെന്ന് നിലയ്ക്കുമ്പോള് കാമ്പില് നിന്നു പുറപ്പെടുന്ന അതിഭീമ മര്ദ്ദതരംഗങ്ങള് നക്ഷത്രത്തിന്റെ പുറംപാളികളെ ഭിന്നിപ്പിച്ചു കളഞ്ഞ് ഉഗ്രസ്ഫോടനം ഉണ്ടാക്കുന്നു. ഇപ്രകാരം ഉണ്ടാകുന്ന അത്യുഗ്ര സ്ഫോടനത്തെയാണ് <strong>സൂപ്പര്നോവ</strong> എന്നു പറയുന്നത്. (സൂപ്പര്നോവയെ കുറിച്ച് കൂടുതല് കാര്യങ്ങള് നമ്മള് ഈ ലേഖനപരമ്പരയുടെ അവസാന ഭാഗത്തില് മനസ്സിലാക്കും.)</p><p><a href="http://bp2.blogger.com/_h5sqYMznD_0/RiLekkhUFtI/AAAAAAAAACo/o6Ppeh3Ldrc/s1600-h/Neutron_star_cross_section.jpg"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5053846451723179730" style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://bp2.blogger.com/_h5sqYMznD_0/RiLekkhUFtI/AAAAAAAAACo/o6Ppeh3Ldrc/s400/Neutron_star_cross_section.jpg" border="0" /></a></p><p align="center"><strong>ന്യൂട്രോണ് താരത്തിന്റെ ഘടന<br /><span style="font-size:85%;">ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്:വിക്കിപ്പീഡിയ</span></strong></p><h4>ന്യൂട്രോണ് താരത്തിനു വേണ്ടിയുള്ള തിരച്ചില്-പള്സാറുകളെ കണ്ടെത്തുന്നു</h4><p>പതിറ്റാണ്ടുകളോളം ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് സൂപ്പര്നോവങ്ങളെ കുറിച്ച് സൈദ്ധാന്തികമായി സംസരിച്ചു കൊണ്ടേ ഇരുന്നു എങ്കിലും അവര്ക്ക് അതിനുള്ള തെളിവുകള് ഒന്നും കിട്ടിയിരുന്നില്ല. ന്യൂട്രോണ് താരത്തെ എവിടെ എങ്ങനെ തിരയണം എന്നു പോലും അവര്ക്ക് അറിയുമായിരുന്നില്ല.</p><p>അവസാനം 1967 നവമ്പറില് ഇംഗ്ലണ്ടിലെ ഒരു റേഡിയോ ടെലിസ്കോപ്പ് ഒരു പ്രത്യേക തരത്തില് റേഡിയോ തരംഗങ്ങള് പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ഒരു അപരിചിത വസ്തുവിനെ കണ്ടെത്തി. <a href="http://en.wikipedia.org/wiki/Jocelyn_Bell_Burnell">Joycelyn Bell </a>എന്ന ഗവേഷവിദ്യാര്ത്ഥിനി തന്റെ ഗവേഷണഫലങ്ങള് വിശകലനം ചെയ്തപ്പോല് ഈ റേഡിയോ വസ്തു ഒരോ 1.33 സെക്കന്റിലും ഓരോ റേഡിയോ സ്പന്ദനം വീതം അയക്കുന്നു എന്നു കണ്ടെത്തി. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് ഇതു ഏതോ അന്യ ഗ്രഹജീവിയുടെ പ്രവര്ത്തനം ആയിരിക്കും എന്നാണ് ആദ്യം കരുതിയത്. പക്ഷെ പിന്നീട് നടത്തിയ പഠനങ്ങള് ഈ വാദത്തെ തള്ളിക്കളഞ്ഞു. 1968 ജനുവരിയില് വ്യത്യസ്ത റേഡിയോ ഫ്രീക്വന്സി ഉള്ള വേറെ ഒരു റേഡിയോ വസ്തുവിനെ കണ്ടെത്തി. ഇപ്രകാരം ക്രമീകൃതമായ സ്പന്ദനമുള്ള റേഡിയോ ഉറവിടത്തെ ജ്യോതിശാസ്തജ്ഞന്മാര് <strong>പള്സാറുകള് </strong>(Pulsar- Pulsating Radio Source) എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഈ പള്സാറുകള് പതിറ്റാണ്ടുകളായി ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് തിരഞ്ഞു കൊണ്ടിരിക്കുന്ന ന്യൂട്രോണ് താരങ്ങളാണ് എന്നു പിന്നീടു മനസ്സിലായി. ഇതോടപ്പമുള്ള ചിത്രത്തില് SN 1054 എന്ന സൂപ്പര്നോവയുടെ അവശിഷ്ടമായ <strong>ക്രാബ് നെബുല</strong>യുടെ ഹബ്ബിള് ടെലിസ്കോപ്പ് ചിത്രം കൊടുത്തിരിക്കുന്നു. ചൈനീസ്, അറബ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് AD 1054-ല് ക്രാബ് നെബുലയ്ക്ക് കാരണമായ ഈ സൂപ്പര്നോവയെ കണ്ടതായി ചരിത്രം ഉണ്ട്. </p><p><a href="http://bp3.blogger.com/_h5sqYMznD_0/RiJuy0hUFsI/AAAAAAAAACg/Od_nlVgj7HQ/s1600-h/crab_pulsar_posse_1024.jpg"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5053723551234004674" style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://bp3.blogger.com/_h5sqYMznD_0/RiJuy0hUFsI/AAAAAAAAACg/Od_nlVgj7HQ/s400/crab_pulsar_posse_1024.jpg" border="0" /></a></p><p><p align="center"><strong>ചിത്രത്തിന്റെ നടുക്ക് സൂപ്പനോവാ സ്ഫോടനത്തിനു കാരണമായ നക്ഷത്രത്തിന്റെ അവശിഷ്ടമായ പള്സാറിനെ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര് കണ്ടെത്തിയിരിക്കുന്നു. PSR B 0531+21 എന്ന പള്സറിനെ ഈ ചിത്രത്തില് ചൂണ്ടിക്കാണിച്ചിരിക്കുന്നു. ഇതിന്റെ വ്യാസം വെറും 10 കിലോമീറ്ററും ദ്രവ്യമാനം 3.9782 X 10<sup>30</sup> kg ഉം ആണ്. വലിപ്പത്തിലുള്ള ഈ ചെറുപ്പം കൊണ്ടുതന്നെ ഭൂമിയില് നിന്ന് ഇത്തരം വസ്തുക്കളെ സാധാരണ നിരീക്ഷിണ സംവിധാനം ഉപയോഗിച്ചു കണ്ടുപിടിക്കാന് പറ്റില്ല. അതുകൊണ്ടു തന്നെയാണ് ഇവ ഇത്രനാള് നമ്മുടെ കണ്ണില്പെടാതെ ഇരുന്നതും.<br /><span style="font-size:85%;">ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: </span></strong><a href="http://www.zombiedefense.org/"><span style="font-size:85%;"><strong>www.zombiedefense.org</strong></span></a></p><p>ഏതാണ്ട് 1.44 M<sub>๏</sub> മുതല് 8 M<sub>๏</sub> വരെ ദ്രവ്യമാനമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളാണ് ഇങ്ങനെ ന്യൂട്രോണ് താരമായി മാറുക. ഇതു ഒരു ഏകദേശ കണക്ക് മാത്രം ആണ്. അപ്പോള് സ്വാഭാവികമായും അടുത്ത ചോദ്യം വരുന്നു. അങ്ങനെയാണെങ്കില് 8 M<sub>๏</sub>നു മുകളില് ദ്രവ്യമാനമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്ക്ക് എന്തു സംഭവിക്കും? അതിന്റെ വിശദാംശങ്ങള് അടുത്ത പോസ്റ്റില്.</p><div class="blogger-post-footer"><img width='1' height='1' src='https://blogger.googleusercontent.com/tracker/31194642-7997852622744243207?l=jyothisasthram.blogspot.com' alt='' /></div>ഷിജു അലക്സ്: :Shiju Alexhttp://www.blogger.com/profile/11433154801831809186noreply@blogger.com7tag:blogger.com,1999:blog-31194642.post-5420287409526837782007-03-19T03:41:00.000+05:302007-05-10T21:48:22.108+05:30വെള്ളക്കുള്ളന്<h2>നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം VI - അന്ത്യദശ-വെള്ളക്കുള്ളന്</h2><p>ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിതം എങ്ങനെയാണ് അവസാനിക്കുന്നത്? ഇന്ധനമെല്ലാം എരിഞ്ഞു തീര്ന്നതിനു ശേഷം അതിനു എന്തു സംഭവിക്കുന്നു? അതാണ് തുടര്ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില് നിന്നു നമ്മള് മനസ്സിലക്കാന് പോകുന്നത്.</p><h3>Planetary Nebula</h3><p></p><p>കഴിഞ്ഞ രണ്ട് പോസ്റ്റില് നിന്ന് മുഖ്യധാരാനന്തര ദശയില് നക്ഷത്രങ്ങള് ചുവന്ന ഭീമന് ആകുന്ന ഘട്ടത്തില് അതിന്റെ പുറം പാളികള് വികസിക്കുന്നു എന്നും, പക്ഷെ അതോടൊപ്പം അതിന്റെ കാമ്പ് സങ്കോചിക്കുകയും ചെയ്യും എന്നു നമ്മള് മനസ്സിലാക്കി. ഇങ്ങനെ പുറത്തേയ്ക്ക് വികസിച്ചു വരുന്ന പുറംപാളികള് വിവിധ പ്രവര്ത്തനങ്ങള് മൂലം നക്ഷത്രത്തില് നിന്നു അടര്ന്നു പോകും. ഇങ്ങനെ അടര്ന്നു പോകുന്ന ഭാഗത്തിനാണ് Planetary Nebula എന്നു പറയുന്നത്. Planetary Nebula എന്നാണ് പേരെങ്കിലും ഇതിനു Planet-മായി ബന്ധമൊന്നും ഇല്ല. ഇതിനു ejection nebula എന്നാണ് വിളിക്കേണ്ടത് എന്നു ചില ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് വാദിക്കുന്നു. 95 % നക്ഷത്രങ്ങളും ഇങ്ങനെ ഒരു ദശയിലൂടെ കടന്നു പോകും എന്നാണ് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാരുടെ അഭിപ്രായം. ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് വളരെയധികം പ്ലാനെറ്ററി നെബുലകളെ കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. ചില Planetary Nebula-കളുടെ ചിത്രം താഴെ കൊടുക്കുന്നു.</p><p><a href="http://bp1.blogger.com/_h5sqYMznD_0/RfzwvZk-eLI/AAAAAAAAABw/p2priMBTiNQ/s1600-h/Planetary_nebula_m29.jpg"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5043170379858606258" style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://bp1.blogger.com/_h5sqYMznD_0/RfzwvZk-eLI/AAAAAAAAABw/p2priMBTiNQ/s400/Planetary_nebula_m29.jpg" border="0" /></a></p><p><a href="http://bp0.blogger.com/_h5sqYMznD_0/RfzxLJk-eMI/AAAAAAAAAB4/mUnEs7hp2nY/s1600-h/Planetary_nebula_hb5.jpg"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5043170856599976130" style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://bp0.blogger.com/_h5sqYMznD_0/RfzxLJk-eMI/AAAAAAAAAB4/mUnEs7hp2nY/s400/Planetary_nebula_hb5.jpg" border="0" /></a></p><p><a href="http://bp1.blogger.com/_h5sqYMznD_0/RfzxXZk-eNI/AAAAAAAAACA/kMA0X0I0SS4/s1600-h/Planetary_nebula_mz3old..jpg"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5043171067053373650" style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://bp1.blogger.com/_h5sqYMznD_0/RfzxXZk-eNI/AAAAAAAAACA/kMA0X0I0SS4/s400/Planetary_nebula_mz3old..jpg" border="0" /></a></p><p align="center"><strong>വിവിധ പ്ലാനെറ്ററി നെബുലകളുടെ ചിത്രങ്ങള്. ചിത്രങ്ങള്ക്ക് എല്ലാം കടപ്പാട് </strong><a href="http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html"><strong>നാസയുടെ ഇമേജ് ഗാലറി</strong></a><strong>.<br /></p></strong><h3>കാമ്പ് അവശേഷിക്കുന്നു</h3><p>പ്ലാനെറ്ററി നെബുലയിലൂടെ പുറംപാളികള് നഷ്ടപ്പെട്ടാല് പിന്നെ നക്ഷത്രത്തില് കാമ്പ് മാത്രം ആണ് അവശേഷിക്കുക.</p><p>പിറവിയിലും പിന്നീടുള്ള ദശകളിലും വൈവിധ്യമുള്ള പ്രത്യേകതകള് കാണിക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങള് പക്ഷെ അതിന്റെ അവസാനത്തില് വെള്ളക്കുള്ളന് (White dwarf), ന്യൂട്രോണ് താരം (Neutron Star), തമോഗര്ത്തം (Black Hole) എന്നീ മൂന്നു വസ്തുക്കളില് ഒന്നായോ അല്ലെങ്കില് പ്ലാനെറ്ററി നെബുല എന്ന് ദശ വരെ പോലും എത്താതെ ഒരു സൂപ്പര്നോവ (Super Nova) ആയി തീര്ന്ന് ഒരു പൊടി പോലും അവശേഷിപ്പിക്കാതെ മറയുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ വസ്തുകളെ ഓരോന്നായി നമുക്ക് പരിചയപ്പെടാം.</p><h2>വെള്ളക്കുള്ളന്</h2><p>ഒരു ലഘു താരത്തിന്റെ ഊര്ജ്ജ ഉല്പാദനം അതിന്റെ കാമ്പ് ഹീലിയം / കാര്ബണ് ആയി തീരുന്നതോടെ അവസാനിക്കുന്നു എന്ന് നമ്മള് ഇതിനു മുന്പുള്ള പോസ്റ്റുകളില് നിന്നു മനസ്സിലാക്കി. അടുത്ത ന്യൂക്ലിയര് പ്രക്രിയ ആരംഭിക്കുവാന് വേണ്ട താപം ഉല്പാദിപ്പിക്കുവാന് ലഘുതരത്തിനു കഴിയാതെ വരുന്നു. കാമ്പില് ഊര്ജ്ജ ഉല്പാദനം നിലയ്ക്കുന്നതോടെ കാമ്പ് തണുക്കാനും അതു മൂലം കാമ്പ് സങ്കോചിക്കാനും തുടങ്ങുന്നു.</p><h3>പോളീ മര്ദ്ദം </h3><p>സങ്കോചം മൂലം കാമ്പിലെ പദാര്ത്ഥത്തിന്റെ സാന്ദ്രതയും താപവും വര്ദ്ധിക്കുന്നു.അത്യുഗ്രമായ താപവും മര്ദ്ദവും ഉള്ള ഈ ഘട്ടത്തില് കാമ്പ് ചുരുങ്ങി കൊണ്ടേ ഇരിക്കും. സാന്ദ്രത വര്ദ്ധിച്ച് ഇനി ഒരു ചുരുങ്ങല് സാധിക്കാത്ത വിധത്തില് കാമ്പിലെ ഇലക്ട്രോണുകള് തമ്മില് അടുക്കുന്നു. അതോടെ സങ്കോചം നിലയ്ക്കുന്നു. അതിനു കാരണം Pauli's exclusion principle എന്ന നിയമം ആണ്. ഈ നിയമം അനുസരിച്ച് ഒന്നിലേറെ ഇലക്ട്രോണുകള്ക്ക് ഒരേ സമയം ഒരേ ഊര്ജ്ജാവസ്ഥയില് ഇരിക്കാന് പറ്റില്ല. തന്മൂലം ഇലക്ട്രോണുകളെല്ലാം വ്യത്യസ്ത ഊര്ജ്ജ അവസ്ഥകളില് ആയിരിക്കുവാന് ശ്രമിക്കുന്നു. ഒരു നക്ഷത്രത്തിലെ കോടാനുകോടി ഇലക്ട്രോണുകള്ക്ക് വ്യത്യസ്ത ഊര്ജ്ജാവസ്ഥ ഉണ്ടാകണം എങ്കില് അവയെല്ലാം അതിവേഗം ചലിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കണമല്ലോ. ഈ ചലനം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന അത്യധികമായ ഉയര്ന്ന മര്ദ്ദത്തെ <b>പോളീ മര്ദ്ദം</b> എന്നു പറയുന്നു. ഈ മര്ദ്ദം ആണ് സങ്കോചത്തെ തടയുന്നത്.</p><p>ഇത്തരത്തില് ഇലക്ട്രോണിന്റെ പോളി മര്ദ്ദം മൂലം സങ്കോചം അവസാനിക്കുന്ന പ്രക്രിയയെ ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് <strong>"electron degeneracy"</strong> അഥവാ <strong>ഇലക്ട്രോണ് അപഭ്രഷ്ടം</strong> എന്നു പറയുന്നു. ഇലക്ട്രോണ് അപഭ്രഷ്ടം മൂലം സങ്കോചം നിലച്ച് സന്തുലിതാവസ്ഥയില് എത്തിയ ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളെ ആണ് <strong>വെള്ളകുള്ളന്</strong> അഥവാ White dwarf എന്ന് വിളിക്കുന്നത്. സാധാരണ വാതകകങ്ങള് സങ്കോചിക്കുമ്പോള് ഇത്തരം ഒരു പ്രശ്നം അല്ല. കാരണം എല്ലാ ഊര്ജ്ജനിലകളും പ്രാപിക്കുവാന് ആവശ്യമായ ഇലക്ട്രോണുകള് ഉണ്ടാവില്ല. പക്ഷെ ഈ അവസ്ഥയില് ഉള്ള ഒരു നക്ഷത്രത്തില് അതില് ഉള്ള ഇലക്ട്രോണുകള് എല്ലാം ഗുരുത്വാകര്ഷണം മൂലം വലിച്ചടുപ്പിക്കപ്പെടും. അതിനാല് എല്ലാ ഊര്ജ്ജനിലകളിലും ഇലക്ടോണുകളാല് നിറയപ്പെടും. അങ്ങനെ എല്ലാ ഉര്ജ്ജനിലകളിലും ഇലക്ട്രോണുകളാല് നിറയപ്പെട്ടാല് നക്ഷത്രം <strong>അപഭ്രഷ്ടം</strong> ആകുന്നു.</p><p>അപഭ്രഷ്ട പദാര്ത്ഥത്തിനു ചില പ്രത്യേക സവിശേഷതകള് ഉണ്ട്. ഉദാഹരണത്തിനു <strong>വെള്ളക്കുള്ളന്റെ ദ്രവ്യമാനം കൂടും തോറും അതിന്റെ വ്യാസം കുറയുന്നു</strong>. അതിനു കാരണം ദ്രവ്യമാനം കൂടുതല് ഉള്ള വെള്ളക്കുള്ളനില് ഇലക്ടോണുകള് കൂടുതല് വലിച്ചടുപ്പിച്ചാലേ ഗുരുത്വാകര്ഷ്ഗണത്തെ അതിജീവിക്കുവാനുള്ള മര്ദ്ദം കിട്ടൂ എന്നതിനാലാണ്. </p><table><tbody><tr><td><strong><em>Degerenacy/Degenerate matterനെ കുറിച്ച് ഇതില് കൂടുതല് ഇപ്പോള് വിശദീകരിക്കുന്നില്ല. ആര്ക്കെങ്കിലും താല്പര്യം ഉണ്ടെങ്കില് അത് വേറെ ഒരു പോസ്റ്റ് ആയി ഇടാം.</em></strong></td></tr></tbody></table><p>ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് ഇതു വരെ കണ്ടെത്തിയ വെള്ളക്കുള്ളന്മാരുടെ ഉപരിതല താപനില 5000 K മുതല് 70,000 K വരെ നീളുന്ന വിപുലമായ ഒരു റേഞ്ചില് ആണ്. എങ്കിലും കൂടുതല് എണ്ണത്തിന്റേയും ഉപരിതല താപനില 6000 K ന്റേയും 8 000 K ന്റേയും ഇടയില് ആണ്. <a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/12/blog-post.html">നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെട്രത്തെ കുറിച്ചുള്ള പോസ്റ്റില് നിന്ന്</a> ഉപരിതല താപനില ഇത്രയും വരുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെട്രല് ക്ലാസ് F, G യും ഒക്കെ ആണെന്ന് മനസ്സിലാക്കിയല്ലോ. അപ്പോള് ഈ സ്പെട്രല് ക്ലാസ്സില് ഉള്ള വസ്തു വെളുത്ത പ്രഭയോടെ ആണ് പ്രകാശിക്കുക. അതു കൊണ്ടാണ് ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങള്ക്ക് വെളുത്തക്കുള്ളന് എന്ന പേരു വീണത്. മാത്രമല്ല ആദ്യകാലത്ത് കണ്ടെത്തിയ ഭൂരിഭാഗം വെള്ളക്കുള്ളന്മാരുടേയും ഉപരിതല താപനില ഈ റേഞ്ചില് ആയിരുന്നു. പിന്നിട് കണ്ടെത്തിയ പല വെള്ളക്കുള്ളന്മാരും നിറം വെള്ള മാത്രം ആയിരുന്നില്ല.</p><p>സൌരയൂഥത്തിനു സമീപം കുറേയധികം വെള്ളക്കുള്ളന്മാരെ കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്.പക്ഷെ അത് ഒന്നും തന്നെ നഗ്നനേത്രം കൊണ്ട് കാണാവുന്ന തരത്തില് ഉള്ള പ്രകാശം ചൊരിയുന്നില്ല. ആകാശത്തിലെ ഏറ്റവും പ്രകാശം ഉള്ള നക്ഷത്രമായ <strong>സിറിയസ് ഒരു Binary star</strong> അണെന്ന് മുന്പുള്ള ഒരു പോസ്റ്റില് സൂചിപ്പിച്ചിരുന്നുവല്ലോ. ഈ നക്ഷത്രത്തിന്റെ കൂട്ടാളി നക്ഷത്രമായ <strong>Sirius B</strong> ആണ് ആദ്യമായി കണ്ടെത്തിയ വെള്ളക്കുള്ളന്മാരില് പ്രധാനി. ആ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഒരു ചിത്രം ഇതോടൊപ്പം കൊടുക്കുന്നു</p><p><a href="http://bp1.blogger.com/_h5sqYMznD_0/Rf0NCJk-eOI/AAAAAAAAACI/QUcf7A-hoqM/s1600-h/SiriusB.jpg"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5043201488306731234" style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://bp1.blogger.com/_h5sqYMznD_0/Rf0NCJk-eOI/AAAAAAAAACI/QUcf7A-hoqM/s400/SiriusB.jpg" border="0" /></a></p><p align="center"><strong>Sirius- B വെള്ളക്കുള്ളന്റെ ഒരു ഉദാഹരണം. ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട് </strong><a href="http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html"><strong>നാസയുടെ ഇമേജ് ഗാലറി</strong></a><strong>.</strong> </p><h3>ചന്ദ്രശേഖര് സീമ </h3><p>എന്നാല് ദ്രവ്യമാനം കൂടിയ നക്ഷത്രമാണെങ്കില് പോളീമര്ദ്ദത്തിനും നക്ഷത്രത്തിന്റെ സങ്കോചത്തെ തടഞ്ഞു നിര്ത്താന് പറ്റാതെ വരും. അപ്പോള് ഒരു നക്ഷത്രം മൃതിയടയുമ്പോള് അത് വെള്ളക്കുള്ളന് ആയി മാറണം എങ്കില് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിനു ഒരു പരിധി ഉണ്ടെന്നു വരുന്നു. ഈ ദ്രവ്യമാനപരിധി 1.44 M<sub>๏</sub> (സൂര്യന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ 1.44 ഇരട്ടി വരെ) ആയിരിക്കും എന്ന് പ്രശസ്ത ജ്യോതിര് ഭൌതീക ശാസ്ത്രജ്ഞനായ <strong>സുബ്രഹ്മണ്യം ചന്ദ്രശേഖര്</strong> കണക്കുക്കൂട്ടലിലൂടെ കണ്ടെത്തി. അതിനാല് ഈ ദ്രവ്യമന പരിധിയ്ക്ക് <strong>ചന്ദ്രശേഖര് സീമ (Chandrasekhar limit)</strong> എന്നു പറയുന്നു. ഇതനുസരിച്ച് ദ്രവ്യമാനം 1.44 M<sub>๏</sub> വരെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളേ വെള്ളക്കുള്ളന്മാര് ആയി മാറൂ. നമ്മുടെ സൂര്യന്റെ ദ്രവ്യമാനം ഈ പരിധിക്ക് ഉള്ളിലായത് കൊണ്ട് സൂര്യനും അതിന്റെ അന്ത്യദശയില് ഒരു വെള്ളക്കുള്ളന് ആയി മാറും.</p><p>വെള്ളക്കുള്ളന്റെ അകത്തുള്ള പദാര്ത്ഥം degenerate ആയ ഇലക്ട്രോണുകളുടെ കടലില് ഒഴുകി നടക്കുന്ന അയണീകൃത കാര്ബണ് ആയിരിക്കും. ഇപ്രകാരം വെള്ളകുള്ളനായി തീര്ന്ന ഒരു നക്ഷത്രം തണുക്കുമ്പോള് അതിലെ കണികകളുടെ ചലനവേഗത കുറയുകയും കണികകള് തമ്മിലുള്ള ഇലക്ട്രോണിക ബലം താപ ബലത്തെ അതി ജീവിക്കുകയും ചെയ്യും. അതോടെ അയോണുകളുടെ സ്വതന്ത്ര ചലനം അവസാനിക്കുന്നു. ചില ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാരുടെ അഭിപ്രായത്തില് കാലക്രമേണ ഈ അയോണുകള് ഒരു ക്രിസ്റ്റലില് ഉള്ളതു പോലെ ക്രമമായി അടുക്കപ്പെടുന്നു. degenerate ആയ ഇലക്ട്രോണുകള് ഈ ക്രിസ്റ്റലില് സ്വതന്ത്രമായി ചലിക്കുന്നു. വജ്രം ക്രിസ്റ്റല് രൂപത്തിലുള്ള കാര്ബണ് ആണെന്ന് നമുക്കറിയാമല്ലോ. ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല് കാര്ബണ് കാമ്പ് ഉള്ള ഒരു തണുത്ത വെള്ളക്കുള്ളന് ഒരു അതീഭീമ വജ്രത്തോട് സദൃശ്യം ആയിരിക്കും. ഭൂമിക്ക് അടുത്ത് വല്ലതും ഒരു തണുത്ത വെള്ളക്കുള്ളന് ഉണ്ടായിരുന്നു എങ്കില് അവിടെ പോയി വജ്രം വെട്ടി എടുക്കാമായിരുന്നു അല്ലേ. :)</p><br /><p></p><p>അപ്പോള് അന്ത്യദശയില് ദ്രവ്യമാനം1.44 M<sub>๏</sub> വരെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള് വെള്ളക്കുള്ളന്മാര് ആയി തീര്ന്നു ജീവിതം അവസാനിപ്പിക്കും എന്ന് നമ്മള് ഈ പോസ്റ്റില് നിന്നു മനസ്സിലാക്കി. അപ്പോള് അതില് കൂടുതല് ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളോ. അതാണ് തുടര്ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില് വിശദീകരിക്കുന്നത്.</p><div class="blogger-post-footer"><img width='1' height='1' src='https://blogger.googleusercontent.com/tracker/31194642-542028740952683778?l=jyothisasthram.blogspot.com' alt='' /></div>ഷിജു അലക്സ്: :Shiju Alexhttp://www.blogger.com/profile/11433154801831809186noreply@blogger.com6tag:blogger.com,1999:blog-31194642.post-19413552026694795282007-03-07T22:46:00.000+05:302007-03-08T01:19:47.977+05:30നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം V<h2>നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം V - മുഖ്യധാരാനന്തര ദശ (തുടരുന്നു) </h2><p>മുഖ്യധാരാനന്തര ദശയില് (Post main sequence phase) നക്ഷത്രത്തില് shell hydrogen burning മൂലം നക്ഷത്രത്തിന്റെ വലിപ്പം വര്ദ്ധിപ്പിക്കുകയും അത് ഒരു ചുവന്ന ഭീമനായി തീരുകയും ചെയ്യും എന്ന് നമ്മള് കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില് നിന്ന് മനസ്സിലാക്കി. ഈ shell hydrogen burning മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന ഹീലിയവും കാമ്പിലേക്കു കൂട്ടിച്ചേര്ക്കപ്പെട്ടു കൊണ്ടിരിക്കും. അവിടുത്തെ സാന്ദ്രതയും വര്ദ്ധിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കും. കാമ്പില് നിന്ന് പുറത്തേയ്ക്ക് ഊര്ജ്ജപ്രവാഹം ഇല്ലാത്തതിനാല് അവിടെ ഗുരുത്വബലം മേല്ക്കൈ നേടുകയും കാമ്പ് സങ്കോചിക്കുകയും ചെയ്യും.</p><h3>Helium Flash</h3><p>പക്ഷേ ചുവന്ന ഭീമന്റെ കാമ്പിലുള്ള ഹീലിയം സംയോജിച്ച് അടുത്ത ഉയര്ന്ന മൂലകം ഉണ്ടാകണം എങ്കില് കാമ്പിലെ താപനില വളരെയധികം ഉയര്ന്നതായിരിക്കണം. കാമ്പിന്റെ സങ്കോചം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന താപനില ഏതാണ്ട് 10<sup>8</sup> K ആകുമ്പോള് ഹീലിയം എരിച്ച് ഊര്ജ്ജ ഉല്പാദനം തുടങ്ങും. ഈ പ്രക്രിയക്കാണ് <strong>ഹീലിയം ഫ്ലാഷ് </strong>(Helium Flash) എന്നു പറയുന്നത്. അതായത് ഹീലിയത്തിന്റെ എരിയല് തുടങ്ങുന്ന ഘട്ടം.</p><p>ഒരു സാധാരണ ലഘുതാരത്തിന്റെ ജീവിതത്തില് ഈ രണ്ട് തരത്തിലുള്ള എരിയല് മാത്രമേ ഉണ്ടാവൂ. Carbon, Oxygen ഉം ആണ് ഇതു മൂലം അങ്ങേയറ്റം ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന മൂലകങ്ങള്.</p><h3>ഉയര്ന്ന ദ്രവ്യന്മാനം ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമം</h3><p>ഒരു ലഘുതാരവും ഭീമതാരവും തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസം ഹീലിയം കാമ്പിന്റെ കത്തല് അവസാനിക്കുന്നതോടെ തെളിയുന്നു. ലഘുതാരങ്ങളിലെ കാര്ബണ് കാമ്പ് തുടര്ന്ന് എരിഞ്ഞ് മറ്റ് ഉയര്ന്ന മൂലകങ്ങള് ഉല്പാദിപ്പിക്കുവാന് തക്ക ചൂട് കൈവരിക്കുവാന് സാധിക്കാതെ അതിനെ ജീവിതത്തിന്റെ അന്ത്യ ദശയിലേക്ക് കടക്കുന്നു. പിണ്ഡം വളരെ കുറഞ്ഞ ചില താരങ്ങള്ക്ക് ഹീലിയം എരിക്കുവാന് ഉള്ള താപനില തന്നെ കൈവരിക്കുവാന് സാധിക്കാതെ ജീവിതത്തിന്റെ അടുത്ത ദശയിലേക്ക് കടക്കുന്നു.</p><p>പക്ഷെ നക്ഷത്രം ഒരു ഭീമതാരം ആണെങ്കില് തെര്മോന്യൂക്ലീയര് പ്രക്രിയകളുടെ അടുത്ത ഘട്ടത്തിലേക്ക് അതിന്റെ കാര്ബണ് കാമ്പ് പ്രവേശിക്കും. സങ്കോചം മൂലം കാമ്പിന്റെ താപനില 6 X 10<sup>8</sup> K -നില് എത്തുമ്പോള് കാമ്പിലെ കാര്ബണ് എരിഞ്ഞ് മറ്റ് ഉയര്ന്ന മൂലകങ്ങളായ Oxygen, Neon, Sodium, Magnesium, Silicon മുതലായവ ഉല്പാദിപ്പിക്കുവാന് തുടങ്ങും. കാര്ബണ് കാമ്പ് എരിഞ്ഞു തീര്ന്നതിനു ശേഷം സംകോചം മൂലം കാമ്പിലെ താപനില 10 <sup>9</sup> K-നില് എത്തുമ്പോള് Neon എരിയുവാന് തുടങ്ങും. തുടര്ന്ന് താപനില 1.5 X 10 <sup>9</sup> K -നില് എത്തുമ്പോള് Oxyegen-ഉം 2.7 X 10 <sup>9</sup> K -നില് എത്തുമ്പോള് Silicon-ഉം എരിയാന് തുടങ്ങും. </p><h3>Onion Structure</h3><p>ഇത്തരത്തിലുള്ള ഓരോ പുതിയ ജ്വലനവും ഒരു ഭീമന് താരത്തിന്റെ കാമ്പില് ഓരോ പുതിയ പാളികള് സൃഷ്ടിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കും. അങ്ങനെ നിരവധി ഘട്ടങ്ങള്ക്ക് ശേഷം ഒരു ഭീമന് താരത്തിന്റെ അകം ഘടന ഒരു ഉള്ളിയോട് സദൃശം ആയിരിക്കും. ഈ ഘടനയ്ക്ക് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര് onion structure of a postmain sequence star എന്നാണ് പറയുന്നത്. താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്ന ചിത്രം നോക്കൂ. മുഖ്യധാരാനന്തര ദശയില് ഉള്ള ഒരു ഭീമന് താരത്തിന്റെ താരത്തിന്റെ അകഘടന ഇതില് കാണുന്നതു പോലെ ആയിരിക്കും.</p><p></p><p><a href="http://bp2.blogger.com/_h5sqYMznD_0/Re7nzO0GYQI/AAAAAAAAABk/pgayAz3_kCo/s1600-h/onion+structure+of+star.jpg"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5039219900410126594" style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://bp2.blogger.com/_h5sqYMznD_0/Re7nzO0GYQI/AAAAAAAAABk/pgayAz3_kCo/s400/onion+structure+of+star.jpg" border="0" /></a></p><p align="center"><strong>Onion structure of a high mass post main sequence star<br /></strong><strong>ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട് :http://astronomy.nmsu.edu/</strong></p><h3>അണുസംയോജനത്തിനു അവസാനമാകുന്നു</h3><p>ഒരു ഭീമന് താരത്തിനു അതിന്റെ ഘടനയോട് ഇങ്ങനെ പാളികള് അനന്തമായി കൂടിച്ചേര്ക്കാനാവില്ല. ഒരു മൂലകം എരിഞ്ഞ് ഊര്ജ്ജം ഉല്പാദിപ്പിക്കണമെങ്കില് അതിന്റെ അണുകേന്ദ്രങ്ങള് തമ്മില് സംയോജിക്കുമ്പോള് ഊര്ജ്ജം പുറത്തു വിടണം. പക്ഷെ മുകളില് വിവരിച്ച പ്രക്രിയകള് മൂലം അവസാനം ഇരുമ്പ് ഉല്പാദിപ്പിച്ചു കഴിഞ്ഞാല് ഈ പ്രക്രിയയ്ക്ക് അവസാനമാകുന്നു. അതിന്റെ കാരണം ഇരുമ്പിന്റെ സംയോജനം ഊര്ജ്ജം ആഗിരണം ചെയ്യുന്ന ഒരു പ്രക്രിയ ആണ് എന്നതാണ്. ഇതിനെകുറിച്ചുള്ള കൂടുതല് വിവരത്തിനു <a href="http://shijualex.blogspot.com/2007/02/blog-post_10.html">അണുസംയോജനവും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഊര്ജ്ജ ഉല്പാദനവും</a> എന്ന പോസ്റ്റ് നോക്കൂ. ബന്ധനോര്ജ്ജം (Binding energy) എന്നാല് എന്താണെന്നു മനസ്സിലായെങ്കില് ഇരുമ്പിനു മുകളില് ഉള്ള മൂലകങ്ങള് എന്തു കൊണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങളില് അണുസംയോജനം മൂലം സൃഷ്ടിക്കപ്പെടില്ല എന്നു നമുക്ക് മനസ്സിലാക്കാം. അതിനാല് സംയോജനം മൂലം ഇരുമ്പിനു മുകളിലുള്ള മൂലകങ്ങള് നിര്മ്മിക്കാന് സാധിക്കാതെ വരുന്നു. അങ്ങനെ കാമ്പ് ഇരുമ്പായി തീരുന്നതോടെ നക്ഷത്രങ്ങളിലെ അണുസംയോജന പ്രക്രിയക്ക് അവസാനമാകുന്നു.</p><h3>നക്ഷത്രത്തിന്റെ HR ആരേഖത്തിലൂടെ ഉള്ള യാത്ര</h3><p>ഈ പ്രക്രിയകള് ഒക്കെ നടക്കുമ്പോള് നക്ഷത്രത്തിന്റെ തേജ്ജസിലും വ്യത്യാസം വന്നു കൊണ്ടിരിക്കും. തേജസ്സില് വ്യത്യാസം വന്നാല് HR ആരേഖത്തിലെ അവയുടെ സ്ഥാനത്തിനും വ്യത്യാസം വരും എന്ന് നമുക്ക് അറിയാമല്ലോ. അതിനാല് ഈ പല വിധ പ്രക്രിയകളിലൂടെ കടന്നു പോകുന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്ഥാനങ്ങള് നമ്മള് HR ആരേഖത്തില് രേഖപ്പെടുത്തുക ആണെങ്കില് ആ നക്ഷത്രം HR ആരേഖത്തിലൂടെ പലവിധത്തില് നീങ്ങി കളിക്കുന്നത് കാണാം. താഴെയുള്ള ചിത്രം നോക്കൂ. <p></p><p><a href="http://bp2.blogger.com/_h5sqYMznD_0/Re7djO0GYPI/AAAAAAAAABc/iZ3-KO-2GSk/s1600-h/Postmiansequencetrack.jpg"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5039208630415941874" style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://bp2.blogger.com/_h5sqYMznD_0/Re7djO0GYPI/AAAAAAAAABc/iZ3-KO-2GSk/s400/Postmiansequencetrack.jpg" border="0" /></a></p><p align="center"><strong>മുഖ്യധാരാനന്തര ദശയില് ആരേഖത്തില് കൂടി നക്ഷത്രം നടത്തുന്ന ചലനം വ്യക്തമാക്കുന്ന ഒരു ചിത്രം<br />ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്:<br /></strong><a href="http://outreach.atnf.csiro.au/"><strong>http://outreach.atnf.csiro.au/</strong></a><strong> </strong></p><p><p>ഈ ചിത്രത്തില് വ്യത്യസ്ത ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള് HR ആരേഖത്തിലൂടെ നടത്തുന്ന ചുറ്റിക്കളി നമുക്ക് കാണാവുന്നതാണ്. സൂര്യന് ഇങ്ങനെ ഒരു ദശയില് ആകുമ്പോള് അതിന്റെ ചുറ്റിക്കളി എങ്ങനെ ആയിരിക്കും എന്ന് ഇതില് കാണിച്ചിരിക്കുന്നു.</p><p>നിങ്ങള്ക്ക് ഇപ്പോള് സ്വാഭാവികമായും ഉയര്ന്നു വരാവുന്ന ഒരു സംശയം ഉണ്ട്. അണുസംയോജനം മൂലം നക്ഷത്രങ്ങളില് ഇരുമ്പിനു മുകളില് ഉള്ള മൂലകങ്ങള് ഉണ്ടാവുകയില്ല എന്ന് ഈ പോസ്റ്റില് നിന്നും മറ്റേ ബ്ലോഗ്ഗിലെ പോസ്റ്റില് നിന്നും മനസ്സിലാക്കാം. പഷെ അങ്ങനെയാനെങ്കില് ഇരുമ്പിനു മുകളില് ഉള്ള മൂലകങ്ങള് ഈ പ്രപഞ്ചത്തില് എങ്ങനെയുണ്ടായി. അതിനുള്ള ഉത്തരം തുടര്ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില് ലഭിയ്ക്കും. ഇനി നമ്മള് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അന്ത്യദശയിലേക്ക് കടക്കുക ആണ്.</p><h3>കൂടുതല് വായനയ്ക്ക്</h3><p><a href="http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_postmain.html">ഒരു പുറം കണ്ണി</a></p><div class="blogger-post-footer"><img width='1' height='1' src='https://blogger.googleusercontent.com/tracker/31194642-1941355202669479528?l=jyothisasthram.blogspot.com' alt='' /></div>ഷിജു അലക്സ്: :Shiju Alexhttp://www.blogger.com/profile/11433154801831809186noreply@blogger.com9tag:blogger.com,1999:blog-31194642.post-48143614900908154012007-02-26T23:18:00.000+05:302007-02-27T13:57:03.944+05:30നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം IV<h2>നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം IV- മുഖ്യധാരാനന്തര ദശ</h2><p>ഇത് ഈ ബ്ലോഗ്ഗിലെ ഇരുപത്തിഅഞ്ചാമത്തെ പോസ്റ്റാണ്. ഈ ബ്ലോഗ് ആരംഭിയ്ക്കുമ്പോള് ഇത്ര ലേഖനങ്ങള് എഴുതാന് കഴിയും എന്ന് ഒരിക്കലും ഞാന് പ്രതീക്ഷിച്ചിരുന്നില്ല. പ്രത്യേകിച്ച് ഓരോ ലേഖനവും എഴുതാന് വേണ്ടി വരുന്ന effort ആലോചിക്കുമ്പോള്. ഇപ്പോഴും ഇത് എത്ര നാള് മുന്പോട്ട് പോകാന് കൊണ്ടും പോകാന് കഴിയും എന്നതിനെ കുറിച്ച് എനിക്ക് വലിയ ഊഹം ഇല്ല. റെഫറന്സിനുള്ള മെറ്റീരിയലുകള് കിട്ടാത്താണ് പ്രശ്നം. ഈ പോസ്റ്റില് ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ മുഖ്യധാര ദശയ്ക്ക് ശേഷമുള്ള ചുവന്ന ഭീമന് എന്ന അവസ്ഥയെ പരിചയപ്പെടുത്തുന്നു.ഉമേഷേട്ടന്റെ അഭ്യര്ഥന മാനിച്ച് ചിത്രം വരച്ചുള്ള വിശദീകരണം കുറച്ചിട്ടുണ്ട്. എന്നാലും ഒരെണ്ണം ഇതില് ഉപയോഗിക്കേണ്ടി വന്നു. :)</p><h2>ചുവന്ന ഭീമന്</h2><p>ഒരു പ്രാങ്നക്ഷത്രം Hydrostatic equilibrium നേടിയെടുക്കുന്നതോടെ അതിന്റെ ഹൈഡ്രജന് അണുക്കള് സംയോജിച്ച് ഊര്ജ്ജ ഉല്പാദനം തുടങ്ങുകയും, അതോടെ ആ നക്ഷത്രം ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം ആയി മാറുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ സമയത്താണ് ഒരു നക്ഷത്രം ശരിക്കും ജനിക്കുന്നത് എന്നും ഈ അവസ്ഥയില് ഉള്ള നക്ഷത്രത്തെ Zero Age Main sequence Star (ZAMS) എന്നും പറയുന്നു. ഇതൊക്കെ കഴിഞ്ഞ 3 പോസ്റ്റുകളില് നിന്നു നമ്മള് മനസ്സിലാക്കി. നക്ഷത്രത്തിനു ഈ Hydrostatic equilibrium കാത്തു സൂക്ഷിക്കുവാന് കഴിയുന്ന കാലത്തോളം അത് മുഖ്യധാര ദശയില് കഴിയുന്നു. ഒരു നക്ഷത്രം അതിന്റെ ജീവിതത്തില് ഏറ്റവും കൂടുതല് ചിലവഴിക്കുന്ന ദശയും ഇതു തന്നെ. അതിനാലാണ് HR ആരേഖത്തിലെ മുഖ്യധാരാ ദശയുടെ നാടയില് നമ്മള് ഏറ്റവും അധികം നക്ഷത്രങ്ങളെ കാണുന്നത്.</p><p>അപ്പോള് മുഖ്യധാരാ ദശ വരെയുള്ള കാര്യങ്ങള് നമ്മള് കഴിഞ്ഞ മൂന്നു പോസ്റ്റുകളില് നിന്നു മനസ്സിലാക്കി. <strong>പക്ഷെ ഒരു നക്ഷത്രത്തിനു അനന്തമായി ഇങ്ങനെ മുഖ്യധാരാ ദശയില് തുടരാന് പറ്റില്ല</strong>. നമ്മള്ക്ക് ചിരംജീവി ആയി ഇരിക്കണം എന്ന് ആഗ്രഹം ഉണ്ടെങ്കിലും അത് നടക്കാത്തതു പോലെ തന്നെ. മുഖ്യധാരാ ദശയുടെ അന്ത്യത്തില് നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പിലുള്ള ഹൈഡ്രജന് മൊത്തം ഉപയോഗിച്ചു തീരുകയും അതോടെ അവിടുത്തെ ഹൈഡ്രജന്റെ എരിയല് അവസാനിക്കുകയും ചെയ്യും. </p><h4>Shell Hydrogen Burning</h4><p>പക്ഷെ ഈ അവസ്ഥയിലും നക്ഷത്രത്തില് ഹൈഡ്രജന് എരിയുന്നുണ്ടാകും പക്ഷെ അത് മുഖ്യധാരാ ദശയിലെ പോലെ കാമ്പിലല്ല മറിച്ച് കാമ്പിനെ ചുറ്റിയുള്ള വാതക പാളിയിലാണ്. ഇങ്ങനെ ഉള്ള എരിയലിനു <strong>Shell Hydrogen Burning</strong> എന്നാണ് പറയുന്നത്. ആദ്യം ഈ എരിയല് കാമ്പിനോട് അടുത്തു കിടക്കുന്ന വാതക പാളിയില് മാത്രമേ നടക്കുകയുള്ളൂ. കാമ്പിലെ ഹൈഡ്രജന് എരിഞ്ഞു തീരുന്നതോടെ നക്ഷത്രത്തിന്റെ Hydrostatic equilibrium-ത്തിനു ഇളക്കം തട്ടുന്നു. ഊര്ജ്ജ ഉല്പാദനം നിലയ്ക്കുന്നതോടെ പുറത്തേക്കുള്ള ഊര്ജ്ജ കിരണങ്ങളുടെ പ്രവാഹം നിലയ്ക്കുന്നു. തന്മൂലം ഗുരുത്വആകര്ഷണം മേല്ക്കൈ നേടുകയും ചെയ്യുകയും നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പ് സങ്കോചിക്കാന് തുടങ്ങുകയും ചെയ്യുന്നു. കാമ്പിനു പുറത്തുള്ള വാതക പാളികളും സംങ്കോചിക്കുന്നു. കാമ്പിനോട് അടുത്തുള്ള പാളികള് കൂടുതല് വേഗത്തില് സംങ്കോചിക്കുന്നു. ഈ സങ്കോചം മൂലം താപം വര്ദ്ധിച്ച് അത് പുറത്തേയ്ക്ക് പ്രവഹിക്കുന്നു. ഈ താപപ്രവാകം കാമ്പിനു ചുറ്റുമുള്ള ഹൈഡ്രജന് പാളിയെ ചൂടുപിടിപ്പിക്കുകയും തന്മൂലം പുറം പാളികളിലെ ഹൈഡ്രജന് സംയോജിച്ച് ഹീലിയം ആയി മാറി ഈ ഹീലിയം കാമ്പിലേക്ക് കൂട്ടിചേര്ക്കപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ ഘട്ടത്തില് ഒരു ഹീലിയം കാമ്പും അതിനു ചുറ്റും ഹൈഡ്രജന് എരിയുന്ന പാളിയുമുള്ള അവസ്ഥയിലേക്ക് നക്ഷത്രം മാറ്റപ്പെടുന്നു.</p><p>ഈ പ്രക്രിയ തുടരുമ്പോള് കാമ്പില് നിന്നു പുറത്തേക്ക് വരുന്ന അതിഭീമമായ താപത്തിന്റെ മര്ദ്ദം മൂലം നക്ഷത്രം വികസിക്കുകയും അതിന്റെ തേജസ്സ് (Luminosity) വളരെയധികം വര്ദ്ധിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. സ്വാഭാവികമായും നക്ഷത്രം വികസിക്കുമ്പോള് അതിന്റെ ഉപരിതല താപനില കുറയുമല്ലോ. ഉപരിതല താപ നില ഏതാണ്ട് 3500 K എത്തുമ്പോള് നക്ഷത്രം ചുവന്ന പ്രഭയോടെ പ്രകാശിക്കുന്നു. ഈ അവസ്ഥയില് ആയ നക്ഷത്രത്തെയാണ് ചുവന്ന ഭീമന് (Red Giant) എന്ന് വിളിക്കുന്നത്. </p><p>3500 K എത്തുമ്പോള് എന്തുകൊണ്ടാണ് ചുവപ്പ് നിറം വരുന്നത് എന്നറിയാനും താപനിലയും നിറവും തമ്മിലുള്ള ബന്ധം മനസ്സിലാക്കാനും <a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/11/blog-post.html">വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളും ജ്യോതിശാസ്ത്രവും</a>, <a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/11/blog-post_20.html">വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള് ഉണ്ടാവുന്നത് എങ്ങനെ</a>, എന്നീ പോസ്റ്റുകള് സന്ദര്ശിക്കുക.</p><p>അപ്പോള് കാമ്പിലെ ഹൈഡ്രജന് മൊത്തം തീര്ന്ന് ജീവിതത്തിന്റെ അടുത്ത ദശയിലേക്ക് കാലെടുത്തു വയ്ക്കുന്ന മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രത്തെ ആണ് ചുവന്ന ഭീമന് എന്നു പറയുന്നത്. ഓറിയോണ് രാശിയിലുള്ള തിരുവാതിര (Betelgeuse) നക്ഷത്രം ഈ ദശയില് ഉള്ള നക്ഷത്രത്തിനു ഉദാഹരണം ആണ്.</p><br /><p><a href="http://bp2.blogger.com/_h5sqYMznD_0/ReMYRfZM_8I/AAAAAAAAABE/HMfZ1wvUl3E/s1600-h/betelgeuse.jpg"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5035895497094397890" style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://bp2.blogger.com/_h5sqYMznD_0/ReMYRfZM_8I/AAAAAAAAABE/HMfZ1wvUl3E/s400/betelgeuse.jpg" border="0" /></a></p><strong><p align="center">തിരുവാതിര നക്ഷത്രം ഒരു ചുവന്ന ഭീമന് നക്ഷത്രം ആണ്.<br />ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: നാസയുടെ വെബ്ബ് സൈറ്റ് </p></strong><h3>സൂര്യനും ചുവന്നഭീമനാകും!</h3><p>മുകളിലെ വിവരണത്തില് നിന്നു ഈ ദശയില് ഉള്ള നക്ഷത്രത്തെ എന്തു കൊണ്ട് ചുവന്ന ഭീമന് എന്നു പറയുന്നു എന്നു മനസ്സിലാക്കാമല്ലോ. നമ്മൂടെ സൂര്യന് അതിന്റെ ജീവിതത്തിന്റെ മുഖ്യധാരാ ദശയില് ആണെന്നു കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില് സൂചിപ്പിച്ചിരുന്നുവല്ലോ. അപ്പോള് നമ്മൂടെ സൂര്യന്റെ കാമ്പില് ഇപ്പോള് ഹൈഡ്രജന് എരിഞ്ഞു കൊണ്ടിരിക്കുകയാണ്. ഇനി ഒരു 500 കോടി കൊല്ലം കൂടി എരിയാനുള്ള ഇംധനം സൂര്യന്റെ കാമ്പില് ഉണ്ട്. പക്ഷെ കാമ്പിലുള്ള ഹൈഡ്രജന് തീര്ന്നു കഴിഞ്ഞാല് നമ്മുടെ സൂര്യനും മുകളില് വിവരിച്ച പോലെ ഒരു ചുവന്ന ഭീമന് ആകും. അതായത് സൂര്യന്റെ വ്യാസം വര്ദ്ധിക്കും. അതിന്റെ വ്യാസം വര്ദ്ധിച്ച് അത് ബുധനേയും ശുക്രനേയും ഒക്കെ വിഴുങ്ങി കളയും. ഏകദേശം ഭൂമിയുടെ അടുത്ത് വരെ അതിന്റെ വ്യാസം വര്ദ്ധിക്കും. സൂര്യനില് നിന്നു വരുന്ന അത്യുഗ്ര ചൂടിനാല് ഭൂമിലെ എല്ലാം ഭസ്മമായി പോകും സമുദ്രമൊക്കെ വറ്റിപോകും. പക്ഷെ അതിനു മുന്പ് തന്നെ മനുഷ്യന് വേറെ ഏതെങ്കിലും ഒരു ഗ്രഹത്തിലേക്ക് ചേക്കേറും എന്ന് നമ്മള്ക്ക് വിവ്ഹാരിക്കാം. ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല് സൂര്യന് ഒരു ചുവന്ന ഭീമനാകുന്ന ഘട്ടത്തില് അതിനെ ചുറ്റുന്ന ഗ്രഹങ്ങളെ ഒക്കെ വിഴുങ്ങി കളയുകയോ അതിന്റെ അന്തരീക്ഷം ഒക്കെ ആകെ മാറ്റി മറിക്കുകയോ ചെയ്യും. താഴെയുള്ള ചിത്രം കാണുക.</p><p><a href="http://bp0.blogger.com/_h5sqYMznD_0/ReMYZ_ZM_9I/AAAAAAAAABM/spEf4EDvEfg/s1600-h/redgiant.png"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5035895643123285970" style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://bp0.blogger.com/_h5sqYMznD_0/ReMYZ_ZM_9I/AAAAAAAAABM/spEf4EDvEfg/s400/redgiant.png" border="0" /></a></p><p align="center"><strong>സൂര്യന്റെ ഇപ്പോഴത്തെ വലിപ്പവും ചുവന്ന ഭീമന് ആവുമ്പോഴത്തെ വലിപ്പവും<br /></strong>This image was copied from <a href="http://www.astronomynotes.com">Nick Strobel's Astronomy Notes</a>. But it is rendered to suite the requirements of this article.</p><p>മുഖ്യധാരാനന്തര ദശയുടെ വിശേഷങ്ങള് അവസാനിച്ചിട്ടില്ല. അത് അടുത്ത പോസ്റ്റില് തുടരും. </p><div class="blogger-post-footer"><img width='1' height='1' src='https://blogger.googleusercontent.com/tracker/31194642-4814361490090815401?l=jyothisasthram.blogspot.com' alt='' /></div>ഷിജു അലക്സ്: :Shiju Alexhttp://www.blogger.com/profile/11433154801831809186noreply@blogger.com9tag:blogger.com,1999:blog-31194642.post-31310238020414394012007-02-12T08:31:00.000+05:302007-02-21T09:40:36.704+05:30നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം III- മുഖ്യധാരാ ദശ<p>അങ്ങനെ ഒരു ഇടവേളയ്ക്കു ശേഷം മലയാളം ബ്ലോഗിങ്ങിന്റെ ലോകത്തേയ്ക്ക് മടങ്ങി വരുന്നു. ഇവിടെ ബ്ലോഗ് സ്പോട്ട് ബ്ലോക്ക് ചെയ്തതായിരുന്നു പ്രശ്നം. ഈ ലേഖനം ഒന്നര മാസത്തിനു മുന്പേ പൂര്ത്തിയായിരുന്നു. പക്ഷെ ബ്ലോക്കിങ്ങ് കാരണം പ്രസിദ്ധീകരിക്കാന് പറ്റിയില്ല. പിന്നെ ജോലിസ്ഥലത്തും നല്ല തിരക്കായിരുന്നു. എന്തായാലും മെയിലിലൂടെയും മറ്റും ക്ഷേമാന്വേഷണങ്ങള് അറിയിക്കുകയും വേണ്ട പിന്തുണതരികയും ചെയ്ത എല്ലാവര്ക്കും നന്ദി.</p><h2>മുഖ്യധാരാദശ</h2><p>കഴിഞ്ഞ രണ്ട് പോസ്റ്റുകളില് നിന്നു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജനനം വരെയുള്ള കഥ നമ്മള് മനസ്സിലാക്കി. ഇനി തുടര്ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില് അതിനു ശേഷമുള്ള കഥകള് നമ്മള്ക്ക് പഠിക്കാം. ഒരു പ്രാങ് നക്ഷത്രം ഹൈഡ്രജന് എരിച്ച് ഊര്ജ്ജ ഉല്പാദനം തുടങ്ങുന്ന ഘട്ടത്തില് ആ നക്ഷത്രം ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം (main sequence star) ആയി മാറും എന്ന് കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില് നിന്ന് നമ്മള് മനസ്സിലാക്കി. ഈ സമയമാണ് ഒരു നക്ഷത്രം പിറന്നു വീഴുന്നത് എന്നു പറയാം.</p><h3>അണുസംയോജന പ്രക്രിയ</h3><p>നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പില് നടക്കുന്ന അണുസംയോജന പ്രകിയകള് മൂലം 4 ഹൈഡ്രജന് അണുകേന്ദ്രങ്ങള് സംയോജിച്ച് ഒരു ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രം ഉണ്ടാകുന്നു. ഇപ്രകാരം ഉണ്ടാകുന്ന ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം 4 ഹൈഡ്രജന് അണുകേന്ദ്രങ്ങളുടെ ദ്രവ്യമാനത്തേക്കാള് അല്പം കുറവായിരിക്കും. ദ്രവ്യമാനത്തിലുള്ള ഈ വ്യത്യാസം ഐന്സ്റ്റീന്റെ E = mc<sup>2</sup> എന്ന സമവാക്യം അനുസരിച്ച് ഊര്ജ്ജം ആയി മാറും. ഈ പ്രക്രിയയുടെ വിശദാംശങ്ങള് താഴെ.</p><p><sup>1</sup>H<sub>1</sub> + <sup>1</sup>H<sub>1</sub> + <sup>1</sup>H<sub>1</sub> + <sup>1</sup>H<sub>1</sub> -> <sup>2</sup>He<sub>4</sub> + 2 e + 2 nu (e) + energy </p><p>സംയോജനം നടക്കുന്നതിനു മുന്പുള്ള നാല് ഹൈഡ്രജന് അണുകേന്ദ്രങ്ങളുടെ മൊത്തം ദ്രവ്യമാനം = 4 X 1.007825 amu = 4.0313 amu </p><p>സംയോജനം നടന്നതിനു ശേഷം ഉള്ള ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രത്തിന്റേയും 2 പോസിട്രോണിന്റേയും മൊത്തം ദ്രവ്യമാനം = 4.00370 amu </p><br /><p>ദ്രവ്യമാനത്തില് വന്ന വ്യത്യാസം = 4.0313 amu - 4.00370 amu = 0.027599 amu </p><br /><p>(amu എന്നത് അണുക്കളുടെ ദ്രവ്യമാനം പറയാന് വേണ്ടി ഉപയോഗിക്കുന്ന ഒരു ഏകകമാണ്. 1 amu = 1.6604 X 10<sup>-27</sup> kg ആണ്. അതിനാല് 0.027599 amu എന്നത് 4.58 X 10<sup>-29</sup> kg ആണ്)</p>ദ്രവ്യമാനത്തില് വന്ന വ്യത്യാസം ഐന്സ്റ്റീന്റെ സമവാക്യം അനുസരിച്ച് ഊര്ജ്ജം ആയി മാറുന്നു. അതായത് E = mc<sup>2</sup> = 4.58 X 10<sup>-29</sup> X (3 X 10<sup>8</sup>)<sup>2</sup> Joules = 4.122 X 10<sup>-12</sup> Joules <p>സത്യത്തില് മുകളില് കാണിച്ചിരിക്കുന്നത് പോലെ അത്ര ലളിതമല്ല നക്ഷത്രങ്ങളില് നടക്കുന്ന ഊര്ജ്ജോല്പാദനത്തിന്റെ വഴി. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദ്രവ്യമാനം അനുസരിച്ച് പല വിധത്തിലുള്ള സങ്കീര്ണ്ണമായ പ്രക്രിയകളാണ് ഓരോ നക്ഷത്രത്തിലും നടക്കുന്നത്. അവയില് ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ടത് (i) Proton-Proton chain-ഉം (ii) CNO Cycle-ഉം ആണ്.</p><p>നക്ഷത്രങ്ങളില് നടക്കുന്ന ന്യൂക്ലിയര് സംയോജന പ്രക്രിയകളെ കുറിച്ചുള്ള വിശദമായ ലേഖനം <a href="http://shijualex.blogspot.com/2007/02/blog-post_10.html">അന്വേഷണം എന്ന ബ്ലോഗില് </a>വിശദമായി കൈകാര്യം ചെയ്ത് തുടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. കുറച്ചു കൂടി ഉയര്ന്ന ഭൌതീക സംജ്ഞകള് ഉള്പ്പെടുന്നതിലാണ് അത് വേറെ ഒരു ലേഖനം ആക്കിയത്. മാത്രമല്ല അണു സംയോജന സമവാക്യങ്ങള് ചിലര്ക്ക് ദുര്ഗ്രാഹ്യമായി തോന്നാം. അതിനാലാണ് അത് ലേഖനത്തിന്റെ മുഖ്യ ഭാഗത്തു നിന്നു അടര്ത്തിയത്. പിന്നെ നമ്മുടെ ഈ ലേഖനത്തിന്റെ തുടര്ച്ചയെ ബാധിക്കാതെയും നോക്കണമല്ലോ. അണുസംയോജനവും അതുമായി ബന്ധപ്പെട്ട എല്ലാ സംശയവും ആ ബ്ലോഗില് ചോദിക്കുക. അതിനെ കുറിച്ച് വിശദമായി അറിയുവാന് താല്പര്യം ഉള്ളവര് മറ്റേ ബ്ലോഗിലെ ഈ വിഷയത്തെകുറിച്ച് തുടര്ച്ചയായി വരുന്ന പോസ്റ്റുകള് വായിക്കുക.</p><p>ഈ ലേഖനത്തില് നമ്മള് അണു സംയോജന സമവാക്യങ്ങളെ കുറിച്ച് വലിയതായി വ്യാകുലപ്പെടേണ്ട കാര്യമില്ല. നക്ഷത്രങ്ങള് ഊര്ജ്ജം ഉല്പാദനം നടത്തുന്നത് അണുസംയോജനം എന്ന പ്രക്രിയ വഴി ആണ് എന്നു മാത്രം അറിഞ്ഞാല് മതി.</p><h3>Zero Age Main Sequence Star</h3><p>ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല് അണുസംയോജനം വഴി ഊര്ജ്ജ ഉല്പാദനം ആരംഭിക്കുന്നതോടെ പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തില് നിന്ന് ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം പിറവിയെടുക്കുന്നു. ഇങ്ങനെ പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തില് നിന്ന് പിറവിയെടുക്കുന്ന മുഖ്യധാര നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിതത്തിന്റെ ഈ ദശയ്ക്ക് Zero Age Main Sequence Phase (ZAMS Phase) എന്നാണ് പറയുന്നത്. നക്ഷത്രത്തെ Zero Age Main Sequence Star (ZAMS Star) എന്നും പറയുന്നു.</p><p>സ്വയം ഊര്ജ്ജ ഉല്പാദനം തുടങ്ങന്നതോടെ നക്ഷത്രം പ്രകാശിക്കുന്നു. ഈ സമയത്തുള്ള നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം (Zero Age Main Sequence mass) ആണ് അതിന്റെ പിന്നീടുള്ള ജീവചരിത്രം തീരുമാനിക്കുന്നത്. നക്ഷത്രം പ്രകാശിക്കാന് തുടങ്ങുന്നതോടെ അതിന്റെ Luminosity (തേജസ്സ്) കണക്കാക്കാന് നമുക്ക് പറ്റും. Luminosity-യും ഉപരിതല താപനിലയും അറിഞ്ഞാല് നമുക്ക് നക്ഷത്രത്തിന്റെ HR-ആരേഖത്തിലുള്ള സ്ഥാനം കണ്ടെത്താം. (<a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/12/hr-hr-diagram.html">HR-ആരേഖത്തെ കുറിച്ചുള്ള വിവരത്തിനു HR- ആരേഖം എന്ന പോസ്റ്റ് കാണുക.</a>) ഇങ്ങനെ പ്രാങ് നക്ഷത്ര ദശയില് നിന്ന് മുഖ്യധാര നക്ഷത്ര ദശയിലേക്ക് കാലെടുത്തു വയ്ക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളെ HR-ആരേഖത്തിലെ മുഖ്യധാരാ നാടയിലെ Zero Age Main Sequence band എന്ന രേഖയില് കാണാവുന്നതാണ്. </p><br /><p>അപ്പോള് ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിതം ശരിക്കും ആരംഭിക്കുന്നത് അത് ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം ആകുമ്പോഴാണ്. നമ്മള് പിറന്നു വീഴുമ്പോള് നമ്മുടെ ജീവിതം ആരംഭിക്കുന്നതു പോലെ. ഇപ്രകാരം ജ്വലിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രത്തില് പ്രധാനമായും രണ്ട് ബലങ്ങളാണ് വര്ത്തിക്കുന്നത്. ഒന്ന് ഗുരുത്വാകര്ഷണം. അത് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉള്ളിലേക്ക് മര്ദ്ദം ചെലുത്തുന്നു. രണ്ട് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉള്ളില് നിന്നു പുറത്തേക്ക് പ്രവഹിക്കുന്ന ഊര്ജ്ജകിരണങ്ങളുടെ പുറത്തേക്കുള്ള മര്ദ്ദം. ഇവ രണ്ടും സമതുലിതാവസ്ഥയില് ആയിരിക്കുന്നയിടത്തോളം നക്ഷത്രം സാധാരണ നിലയില് ജ്വലിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കും. കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില് ഇതുമായി ബന്ധപ്പെട്ട ചിത്രം കൊടുത്തിട്ടുണ്ട്. അത് കാണുക. </p><h3>സമതുലിതാവസ്ഥ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിത ലക്ഷ്യം</h3><p>താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഘടന നോക്കൂ. നക്ഷത്രത്തിനു അടിസ്ഥാനപമായി രണ്ട് ഭാഗമാണ് ഉള്ളത്. ഒന്ന് അണുസംയോജന പ്രക്രിയകള് നടക്കുകയും ഊര്ജ്ജം ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പ് (Core). രണ്ട് കാമ്പിനെ ചുറ്റിയുള്ള വാതക പാളി (Outer gaseous shell).</p><p><a href="http://bp2.blogger.com/_h5sqYMznD_0/Rc4IKj9stBI/AAAAAAAAAA4/u-Sf-gN3O2E/s1600-h/untitled.bmp"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5029966811365159954" style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://bp2.blogger.com/_h5sqYMznD_0/Rc4IKj9stBI/AAAAAAAAAA4/u-Sf-gN3O2E/s400/untitled.bmp" border="0" /></a></p><p>Image courtsey: http://aspire.cosmic-ray.org/labs/star_life/starlife_main.html</p><p>കാമ്പ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഗുരുത്വ“കേന്ദ്രം“ ആയി വര്ത്തിക്കുന്നു. അത് അതീവ സാന്ദ്രവും ചൂടും ഉള്ളതാണ്. കാമ്പിനെ ചുറ്റിയുള്ള പുറം പാളി ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും ചേര്ന്ന വാതകപാളിയാണ്. ഈ വാതകപാളി കാമ്പില് ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന താപത്തെ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തിലേക്ക് എത്തിക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തില് നിന്ന് താപത്തിന്റേയും വെളിച്ചത്തിന്റേയും രൂപത്തില് ഊര്ജ്ജം പുറത്തേക്ക് പ്രവഹിക്കുന്നു.</p><p>നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിതലക്ഷ്യം തന്നെ സമതുലിതാവസ്ഥയില് (equilibriuim) നില്ക്കുക എന്നതാണ്. സമതുലിതാവസ്ഥ എന്നത് കൊണ്ട് നക്ഷത്രത്തില് വ്യത്യാസം ഒന്നും വരുന്നില്ല എന്നല്ല അര്ത്ഥം. മറിച്ച് വ്യത്യാസങ്ങള് തമ്മില് ഒരു സമതുലിതാവസ്ഥ ഉണ്ട് എന്നാണ്. ഒരു സ്ഥിരനക്ഷത്രത്തില് നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പില് നിന്ന് പുറത്തേക്ക് പ്രവഹിക്കുന്ന വാതകമര്ദ്ദവും പുറഭാഗത്തുള്ള അണുക്കളെ കാമ്പിലേക്ക് വലിച്ചടിപ്പിക്കുന്ന ഗുരുത്വബലവും തമ്മില് ഒരു സന്തുലിതാവസ്ഥ ഉണ്ട് എന്നാണ് ഇതിനു അര്ത്ഥം. മറ്റൊരു വിധത്തില് പറഞ്ഞാല് ഈ രണ്ട് ബലങ്ങളും തുല്യമായിരിക്കുന്നിടത്തോളം കാലം നക്ഷത്രം സ്ഥിരമായിരിക്കും. അണുസംയോജനം വഴി ഊര്ജ്ജം പുറത്തുവിട്ടു കൊണ്ടേ ഇരിക്കും.</p><p>ഒരു നക്ഷത്രം ആദ്യം സമതുലിതാവസ്ഥയില് എത്തുമ്പോള് ഹൈഡ്രജന് അണുക്കളെ എരിച്ച് (സംയോജിപ്പിച്ച്) ഹീലിയം അണുക്കള് ഉണ്ടാക്കി ആണ് ഊര്ജ്ജം ഉല്പാദിപ്പിക്കുന്നത്.</p><p>നമുക്ക് ഇത്തരത്തില് ജ്വലിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കുന്ന നക്ഷത്രത്തില് നടക്കുന്ന പ്രക്രിയകളെ അഞ്ച് ഘട്ടമായി വിഭജിക്കാം.</p><ol><li>കാമ്പില് അണുസംയോജനം നടക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തില് ഗുരുത്വ ബലം = വാതക മര്ദ്ദം (നക്ഷത്രം സമതുലിതാവസ്ഥയില്)</li><li>കാമ്പില് ഇന്ധനം തീരുന്നു</li><li>ഇന്ധനം തീരുന്നതോടെ കാമ്പില് അണുസംയോജം നിലയ്ക്കുന്നു. അതോടെ താപനില കുറയുന്നു.</li><li>ഗുരുത്വബലം മേല്കൈനേടുന്നു. പുറം പാളികളില് നിന്ന് വാതകം കാമ്പിലേക്ക് വലിച്ചടുപ്പിക്കപ്പെടുന്നു. </li><li>കൂടുതല് അണുക്കളും കൂടുതല് കൂട്ടിയിടിയും മൂലം കാമ്പിലെ സാന്ദ്രത വര്ദ്ധിക്കുന്നു താപനില വര്ദ്ധിക്കുന്നു. അതോടെ കാമ്പില് അണുസംയോജനം പുനഃരാരംഭിക്കുന്നു. പിന്നേയും ഒന്നാമത്തെ ഘട്ടം മുതല് ആരംഭിക്കുന്നു. ഈ ചാക്രിക പ്രക്രിയ തുടരുന്നു.</li></ol><p>നക്ഷത്രത്തിന്റെ 90 % നവും ഹൈഡ്രജന് ആയതിനാല് ഇങ്ങനെ അണുസംയോജനം വഴി ഊര്ജ്ജം ഉല്പാദിപ്പിച്ച് സമതുലിതാവസ്ഥയില് ഇരിക്കുന്നിടത്തോളം കാലം നക്ഷത്രം സ്ഥിരമായിരിക്കും. <b>നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഈ ദശയെ ആണ് നമ്മള് മുഖ്യധാരാ ദശ എന്ന് പറയുന്നത്.</b> </p><h3>മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രവും HR-ആരേഖവും</h3><br /><p>ജ്വലിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലതാപനിലയിലും തേജസ്സിലും ആ നക്ഷത്രം പരിണമിക്കുന്നതിനനുസരിച്ച് ക്രമേണ വ്യത്യാസം വരികയും HR-ആരേഖത്തില് ആ നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്ഥാനം Zero Age Main Sequence രേഖയില് നിന്നു ക്രമേണ അകലുകയും ചെയ്യുന്നു. വിവിധ ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള് മുഖ്യധാരാ ദശയില് അവ പരിണമിക്കുന്നതിനനുസരിച്ച് HR-ആരേഖത്തില് അവയ്ക്ക് വരുന്ന വ്യത്യാസം താഴെയുള്ള ചിത്രത്തില് കാണിച്ചിരിക്കുന്നു.</p><p><a href="http://bp0.blogger.com/_h5sqYMznD_0/Rczgqj9ss9I/AAAAAAAAAAM/h4q5H5KXC0Y/s1600-h/maninsequence++evolution.jpg"><img id="BLOGGER_PHOTO_ID_5029641905679152082" style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://bp0.blogger.com/_h5sqYMznD_0/Rczgqj9ss9I/AAAAAAAAAAM/h4q5H5KXC0Y/s400/maninsequence++evolution.jpg" border="0" /></a></p><p align="center">Image Courtsey: The Universe, Kaumann, WH Freeman and Company NewYork. </p><p>ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല് ഒരു നക്ഷത്രം പരിണമിക്കുന്നതിനനുസരിച്ച് HR-ആരേഖത്തിലുള്ള ആ നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്ഥാനവും ക്രമേണ മാറുന്നു. അതു കൊണ്ടാണ് HR-ആരേഖത്തെകുറിച്ചുള്ള പോസ്റ്റില് HR-ആരേഖം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിത രേഖയാണെന്നു പറഞ്ഞത്. മറ്റൊരു വിധത്തില് പറഞ്ഞാല് HR-ആരേഖത്തില് ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്ഥാനം നോക്കിയിട്ട് അത് ജീവിതത്തിന്റെ ഏത് ദശയില് ആണെന്ന് പറയാന് പറ്റും. അതാണ് HR-ആരേഖത്തിനു നക്ഷത്രപരിണാമത്തെകുറിച്ചുള്ള പഠനത്തില് ഇത്ര പ്രാധാന്യം.</p><h3>സൂര്യനും മുഖ്യധാരാ ദശയും</h3><p>നമ്മുടെ സൂര്യന് എല്ലാ ലക്ഷണങ്ങളും ഒത്തിണങ്ങിയ ഒരു മുഖ്യധാര നക്ഷത്രം ആണ്. 500 കോടി കൊല്ലങ്ങള്ക്ക് മുന്പ് സൂര്യന് അതിന്റെ മുഖ്യധാര ദശ ആരംഭിച്ചപ്പോള് അതിന്റെ തേജസ്സ് ഇപ്പോഴുള്ളതിന്റെ 70 % ശതമാനം മാത്രമായിരുന്നു. ഇനി ഒരു 500 കോടി കൊല്ലം കഴിഞ്ഞ് സൂര്യന് അതിന്റെ മുഖ്യധാരാ ദശ അവസാനിപ്പിക്കുമ്പോള് അതിന്റെ തേജസ്സ് ഇപ്പോഴുള്ളതിന്റെ രണ്ടിരട്ടി ആയിരിക്കും.</p><p>സൂര്യന് ഇപ്പോള് പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന തേജസ്സ് ഉണ്ടാക്കാന് ഓരോ സെക്കന്റിലും ഏകദേശം 6 X 10 <sup>11</sup>kg ഹൈഡ്രജന് അണുക്കള് സംയോജിച്ച് ഹീലിയം ആയി മാറണം. ഭൂമിയിലെ അളവ് വെച്ച് ഇതു ഭീമാകാരമായ ഒരു സംഖ്യ ആണെങ്കിലും സൂര്യന് ഈ നിലയില് കത്താന് തുടങ്ങിയിട്ട് 500 കോടി കൊല്ലം കഴിഞ്ഞു. ഇനി ഒരു 500 കോടി കൊല്ലം കൂടി ഈ നിലയിലുള്ള കത്തല് തുടരുകയും ചെയ്യും. അപ്പോള് സൂര്യനിലുള്ള ഹൈഡ്രജന്റെ അളവ് എത്രത്തോളം ഭീമമാണ് എന്ന് ഊഹിക്കാമല്ലോ.</p><p>ഒരു നക്ഷത്രം എത്രകാലം മുഖ്യധാരാ ദശയില് ജീവിക്കും എന്നത് ആ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം അനുസരിച്ച് ഇരിക്കുന്നു. ഭീമന് നക്ഷത്രങ്ങള് അതിവേഗം ഇന്ധനം ഉപയോഗിക്കുകയും അതിനാല് അവയുടെ മുഖ്യധാര ദശ പെട്ടെന്ന് അവസാനിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. പക്ഷെ ചെറു നക്ഷത്രങ്ങള് വളരെ സാവധാനമേ ഇന്ധനം ഉപയോഗിക്കുകയുള്ളൂ. അതിനാല് അവയുടെ മുഖ്യധാരാജീവിത കാലവും കൂടുതല് ആയിരിക്കും.</p><p>ഉദാഹരണത്തിനു ഒരു 25 M നക്ഷത്രം വെറും 10 ലക്ഷം വര്ഷം കൊണ്ട് അതിന്റെ ഇന്ധനം ഉപയോഗിച്ച് തീരുന്നു. പക്ഷെ ചില ലഘു താരങ്ങള് 10,000 കോടി കൊല്ലവും അതിലധികവും ജീവിക്കുന്നു. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഇപ്പോഴത്തെ പ്രായം ഏതാണ്ട് 1300 കോടി കൊല്ലം മാത്രമായതു കൊണ്ട് ചില ലഘുതാരങ്ങള് അവയുടെ ശൈശവ കാലം പോലും പിന്നിട്ടിട്ടില്ല എന്ന് അര്ത്ഥം!</p><p>അപ്പോള് ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ മുഖ്യധാരാ ദശ അവസാനിക്കുന്നത് ഊര്ജ്ജ ഉല്പാദനത്തിനുള്ള അതിന്റെ ഇന്ധനം തീരുമ്പോഴാണ് എന്നു നമ്മള് മനസ്സിലാക്കി. അപ്പോള് ഇന്ധനം തീര്ന്നതിനുശേഷം നക്ഷത്രത്തിനു എന്തു സംഭവിക്കുന്നു? നക്ഷത്രത്തിന്റെ മുഖ്യധാരാന്തര ജീവിതത്തെകുറിച്ചാണ് ഇനിയുള്ള പോസ്റ്റുകളില് നമ്മള് പഠിക്കുവാന് പോകുന്നത്. അത്യന്തം ആവേശകരമായ വിവരങ്ങളാണ് ഇനി നമ്മള് മനസ്സിലാക്കാന് പോകുന്നത്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിതകഥകളിലൂടെ ഉള്ള അത്ഭുത യാത്ര നമ്മള് തുടരുകയാണ്.</p><div class="blogger-post-footer"><img width='1' height='1' src='https://blogger.googleusercontent.com/tracker/31194642-3131023802041439401?l=jyothisasthram.blogspot.com' alt='' /></div>ഷിജു അലക്സ്: :Shiju Alexhttp://www.blogger.com/profile/11433154801831809186noreply@blogger.com14tag:blogger.com,1999:blog-31194642.post-1166682846080081122006-12-21T12:02:00.000+05:302006-12-21T16:31:43.156+05:30നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം II- പ്രാങ് നക്ഷത്ര ദശ<p>അങ്ങനെ കഴിഞ്ഞപോസ്റ്റില് നക്ഷത്രങ്ങള്ക്ക് നമ്മളെപ്പോലെയൊക്കെ തന്നെ ജനനവും മരണവും ഉണ്ടെന്നു നമ്മള് മനസ്സിലാക്കി. ഇനി ഇതിന്റെ വിശദാംശങ്ങളിലേക്ക് കടക്കാം. എങ്ങനെയാണ് ഒരു നക്ഷത്രം ജനിക്കുന്നത്, അതിന്റെ ജീവിതം എങ്ങനെ ജീവിക്കുന്നത്, അവസാനം എങ്ങനെ മൃതിയടയുന്നു.? ഇതൊക്കെ തുടര്ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില് നമ്മള് മനസ്സിലാക്കും. ഈ പോസ്റ്റില് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജനനത്തെ കുറിച്ച് മനസ്സിലാക്കാം.</p><p>ഇനിയുള്ള പോസ്റ്റുകളില് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദ്ര്യമാനവും, ആരവും, Luminosity യും ഒക്കെ സൌര ഏകകത്തിലാണ് പറയുക. അതായത് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം സൂര്യനെക്കാള് എത്ര കൂടുതലാണ്/കുറവാണ്, അല്ലെങ്കില് നക്ഷത്രം സൂര്യനേക്കാള് എത്ര വലുതാണ് / ചെറുതാണ്,അതുമല്ലെങ്കില് നക്ഷത്രത്തിന്റെ Luminosity സൂര്യനെക്കാള് എത്ര കൂടുതലാണ് /കുറവാണ് എന്നിങ്ങനെ. സൂര്യന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തെ M<sub>๏</sub> എന്ന ചിഹ്നം കൊണ്ടും, ആരത്തെ R<sub>๏</sub> എന്ന ചിഹ്നം കൊണ്ടും Luminosity-യെ L<sub>๏</sub> എന്ന ചിഹ്നം കൊണ്ടും ആണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. അപ്പോള് ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം 2.5 M<sub>๏</sub> ആണെന്നു പറഞ്ഞാല് അത് സൂര്യന്റെ 2.5 ഇരട്ടി ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള നക്ഷത്രം ആണെന്നു വരുന്നു. അതേ പോലെ തന്നെ മറ്റുള്ളതും.</p><h3>നക്ഷത്രാന്തരീയ മാദ്ധ്യമം (Interstellar medium)</h3><p>നക്ഷത്രങ്ങള്ക്കെല്ലാം ഒരു തുടക്കം ഉണ്ടെങ്കില് അത് എങ്ങനെ? എവിടെ നിന്ന്? ഇതാണ് നാം ആദ്യമായി അന്വേഷിക്കുന്നത്.</p><p>ഒരു ദ്രുതവീക്ഷണത്തില് നക്ഷത്രങ്ങള്ക്ക് ഇടയിലുള്ള സ്ഥലം, അതായത് <b>നക്ഷത്രാന്തരീയ ഇടം (Interstellar space)</b>, ശൂന്യമാണ് എന്നു തോന്നാം എങ്കിലും പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങള്ക്ക് പിറക്കാന് പാകത്തില് എന്തെങ്കിലും ഉണ്ടായിരിക്കണം. അല്ലെങ്കില് ഇപ്പോഴും പുതുനക്ഷത്രങ്ങള് ജനിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കില്ലല്ലോ. ഈ നക്ഷത്രാന്തരീയ ഇടത്തെ ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് സൂക്ഷമമായി നിരീക്ഷിച്ചപ്പോള് അവിടെ ചെറു ദ്രവകണികകളും, വാതകങ്ങളും,മറ്റു ധൂളീപടലങ്ങളും നിറഞ്ഞിരിക്കുന്നതായി കണ്ടു. ഈ വസ്തുക്കളെ എല്ലാത്തിനേയും ചേര്ത്തു അവര് <b>നക്ഷത്രാന്തരീയ മാദ്ധ്യമം (Interstellar medium)</b> എന്നു വിളിച്ചു.</p><h3>നീഹാരിക (nebula)</h3><p>നക്ഷത്രാന്തര മാദ്ധ്യമവും നക്ഷത്രങ്ങളും പരസ്പര ബന്ധമില്ലാത്ത വിഭിന്ന വസ്തുക്കള് അല്ല. നക്ഷത്രങ്ങള് ജനിക്കുകയും വളരുകയും ചെയ്യുന്ന ഇടമാണ് നക്ഷത്രാന്തര മാദ്ധ്യമം. നക്ഷത്രാന്തര ഇടത്തില് ഘന സെന്റിമീറ്ററിനു 10 അണുക്കളോളം കാണും. സാധാരണ വാതക തന്മാത്രകളെ പോലെ ഈ ഭാഗത്തെ കണികകളും അണുക്കളുമെല്ലാം നിരന്തര ചലനത്തിലാണ്. ചലനത്തിനിടയില് രണ്ട് കണികകള് വളരെ അടുത്തെത്തുമ്പോള് അവ തമ്മിലുള്ള ആകര്ഷണം കൂടുകയും അവ ഒരുമിച്ചു ചേരുകയും ചെയ്യുന്നു. രണ്ട് കണിക ചേര്ന്നുണ്ടായ ഈ പുതുകണികയോട് മറ്റൊന്നു കൂടി കൂടിചേരാന് ഇടയാകാം. ഇങ്ങനെ ക്രമേണ ലക്ഷക്കണക്കിനു വര്ഷം കൊണ്ട് അത് കണികകളുടെ വലിയ ഒരു ശേഖരം ആയി മാറുന്നു. ചില പ്രത്യേക അവസരത്തില് നക്ഷത്രാന്തരീയ മാദ്ധ്യമത്തിലെ വാതകങ്ങളുടെ ഈ കണികാ ശേഖരത്തെ ഒരു മേഘ പടലമായി കാണാവുന്നതാണ്. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് ഇത്തരം വാതക പടലത്തെ <b>നെബുല(Nebula)</b> എന്നു വിളിക്കുന്നു. മലയാളത്തില് <b>നീഹാരിക</b> എന്നാണ് പേര്. ഈ നീഹാരികള് നമുക്ക് നക്ഷത്രാന്തരീയ മാദ്ധ്യമത്തെ കുറിച്ചുള്ള തെളിവുകള് തരുന്നു. ഹബ്ബിള് ദൂരദര്ശിനി ഉപയോഗിച്ച് എടുത്ത eagle nebula-യുടെ ഒരു ചിത്രം താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്നത് നോക്കൂ.</p><p><a href="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/400/32154/eagle_nebula.jpg"><img style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; WIDTH: 611px; CURSOR: hand; HEIGHT: 673px; TEXT-ALIGN: center" height="701" alt="" src="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/1600/207990/eagle_nebula.jpg" width="623" border="0" /></a></p><p align="center"><strong>ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: നാസാ വെബ്ബ് സൈറ്റ്</strong></p><p>ഒരു ലക്ഷണമൊത്ത നീഹാരികയ്ക്ക് 1000 കണക്കിനു സൂര്യന്മാരുടെ ഭാരവും 35 പ്രകാശവര്ഷത്തോളം വ്യാപ്തിയും ഉണ്ടാകും. അതിന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ 75 % ഹൈഡ്രജനും 24 % ഹീലിയവും 1 % മറ്റ് മൂലകങ്ങളും ധൂളീപടലങ്ങളും ആയിരിക്കും. മറ്റൊരു നീഹാരികയായ കുതിരതല നീഹാരികയുടെ (horsehead nebula) ചിത്രം കാണൂ.</p><p><a href="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/400/166562/Horse%20head.jpg"><img style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/1600/226132/Horse%20head.jpg" border="0" /></a></p><p align="center"><strong>ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: നാസാ വെബ്ബ് സൈറ്റ്</strong></p><h3>നീഹാരികയില് നിന്ന് നക്ഷത്രജനനത്തിനുള്ള ഭ്രൂണം</h3><p>പക്ഷെ എങ്ങിനെയാണ് നീഹാരികയില് നിന്നു ഒരു നക്ഷത്രം പിറക്കുക? അതാണ് നമ്മള് ഇനി പഠിക്കുവാന് പോകുന്നത്. മുകളില് പറഞ്ഞതു പോലെ നീഹാരിക ഒരു പടലമായി മാത്രം നില്ക്കുകയാണെങ്കില് അതില് നിന്ന് നക്ഷത്രം പിറവിയെടുക്കില്ല. മാത്രമല്ല ഏത് വാതക പടലവും സ്വതന്ത്രമായി പോകാനാണ് ശ്രമിക്കുക. അപ്പോള് നക്ഷത്രം ഉണ്ടാകണം എങ്കില് ഈ പടലം ചുരുങ്ങണം. ഇങ്ങനെ ചുരുങ്ങണം എങ്കില് പടലത്തിനു ആവശ്യത്തിനു ദ്രവ്യമാനം ഉണ്ടായിരിക്കണം. അപ്പോള് വാതക പടലത്തിനു സങ്കോചിക്കാന് അതിന്റെ പുറത്തേക്കുള്ള തള്ളലിനെ അതിജീവിക്കാന് അതിന്റെ ഗുരുത്വബലത്തിനു കഴിയണം. വാതകപടലത്തിന്റെ സാന്ദ്രത കൂടിയ പ്രദേശത്ത് ഇത്തരം ചുരുങ്ങലിനു സാധ്യത ഉണ്ട്.അതായത് വാതകപടലത്തിന്റെ സാന്ദ്രത കൂടിയ പ്രദേശത്ത് ഗുരുത്വാകര്ഷണം അതിന്റെ പുറത്തേക്കുള്ള തള്ളലിനെ അതിജീവിക്കുന്നു. അങ്ങനെ വാതകപടലം അകത്തേക്ക് ചുരുങ്ങാന് തുടങ്ങുന്നു. ഇത് നക്ഷത്രജനനത്തിനുള്ള ഭ്രൂണം ആണ്. (മനുഷ്യരുടെ ജനനം പോലെ തന്നെ).</p><p>ഈ നക്ഷത്രഭ്രൂണത്തിനു ഗുരുത്വാകര്ഷബലം കൂടും. അതിനാല് അത് കൂടുതല് കണികകളെ തന്നിലേക്ക് വലിച്ചടുപ്പിക്കും. ഭ്രൂണാവസ്ഥയിലുള്ള കുഞ്ഞ് തന്റെ അമ്മയില് നിന്നു തന്റെ വളര്ച്ചയ്ക്ക് വേണ്ട ആഹാരം എടുക്കന്നതുപോലെ തന്നെ. ഭ്രൂണകേന്ദ്രത്തിലേക്കുള്ള ഗുരുത്വാകര്ഷണം മൂലം കണികകള് ഉരഞ്ഞുരഞ്ഞ് നീങ്ങും. ഇത് മൂലവും ഭ്രൂണത്തിന്റെ വലിപ്പം വര്ദ്ധിക്കുന്നതു കാരണവും ഈ നക്ഷത്ര ഭ്രൂണത്തിന്റെ താപനില കൂടുന്നു.ഈ സമയത്തും സമീപത്തുള്ള നക്ഷത്രാന്തരീയ മാദ്ധ്യമത്തില് നിന്ന് പദാര്ത്ഥം നിഹാരികയിലേക്ക് ഗുരുത്വാകര്ഷണം മൂലം കൂട്ടിചേര്ക്കപ്പെട്ടുകൊണ്ടിരിക്കും.</p><p>നീഹാരികയിലെ പദാര്ത്ഥത്തിന്റെ അകത്തേക്കുള്ള ചുരുങ്ങല് ആദ്യമൊക്കെ തടസ്സം ഒന്നും ഇല്ലാതെ മുന്നേറും. പക്ഷെ ഈ ചുരുങ്ങല് തുടരും തോറും അതിലുള്ള വാതകങ്ങളുടെ വേഗതയും, സാന്ദ്രതയും, താപനിലയും വര്ദ്ധിക്കും. ഈ ഈ ചുരുങ്ങല് മൂലം ഗുരുത്വ ഊര്ജ്ജം താപോര്ജ്ജമായി മാറും. ഇതു മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന ഊര്ജ്ജം താപസംവഹനം (convection) എന്ന പ്രക്രിയയിലൂടെ പുറത്തേക്ക് വ്യാപിച്ച് പുറം പാളികളെ ചൂടു പിടിപ്പിക്കുന്നു. ഇതോടെ നീഹാരികയില് നിന്നു ഒരു <b>പ്രാങ് നക്ഷത്രം (protostar)</b> പിറവിയെടുക്കുന്നു. അമ്മയുടെ ഗര്ഭത്തില് ഭ്രൂണം മൂന്നാമത്തെയോ നാലാമത്തെയോ മാസത്തില് മനുഷ്യരൂപം പ്രാപിച്ച് കുഞ്ഞിന്റെ ലിംഗം നിര്ണ്ണിയിക്കാവുന്ന ഘട്ടത്തെ നമുക്ക് ഈ ദശയോട് ഉപമിക്കാം.</p><p>നീഹാരികയുടെ ദ്രവ്യമാനം ആയിരക്കണക്കിനു സൂര്യന്മാരുടെ ദ്രവ്യമാനത്തിനു തുല്യമായതു കൊണ്ടും അതിലെ പദാര്ത്ഥം പല സ്ഥലത്തായി കേന്ദ്രീകരിച്ചിരിക്കുന്നതു കൊണ്ടും ഒരു നീഹാരികയില് നിന്നു നിരവധി പ്രാങ് നക്ഷത്രങ്ങള് പിറവിയെടുക്കും.</p><p>ഗുരുത്വാകര്ഷണം മൂലമുള്ള ഈ ചുരുങ്ങലില് ഉടനീളം പ്രാങ് നക്ഷത്രം അതിന്റെ ഗുരുത്വ ഊര്ജ്ജം താപോര്ജ്ജമാക്കി മാറ്റുന്നു. ഈ താപോര്ജ്ജത്തില് ഒരു ഭാഗം താപസംവഹനത്തിലൂടെ പുറത്തേക്ക് വ്യാപിക്കുന്നു. ബാക്കി ഭാഗം പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആന്തരിക താപനില ഉയര്ത്തുന്നു. ഇങ്ങനെ ആന്തരിക താപനില വര്ദ്ധിച്ച് ഏകദേശം 50,000 K ആകുമ്പോള് ഹൈഡ്രജന് അണുക്കള് അയണീകൃതമാകുന്നു. അതായത് ഹൈഡ്രജന് അണുവിലെ ബാഹ്യ ഇലക്ട്രോണ് അണുവില് നിന്ന് വേര്പെടും. അങ്ങനെ ഹൈഡ്രജന് അണുകേന്ദ്രങ്ങളും ഇലക്ട്രോണുകളും വെവ്വേറെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന പദാര്ത്ഥത്തിന്റെ നാലാമത്തെ അവസ്ഥയായ പ്ലാസ്മയിലേക്ക് എത്തിച്ചേരുന്നു.</p><h3>ഗുരുത്വബലവും വാതക മര്ദ്ദവും തമ്മില് ബലപരീക്ഷണം</h3><p>പ്രാങ് നക്ഷത്ര കേന്ദ്രത്തിലേക്ക് അണുക്കളെ കൂട്ടിചേര്ക്കുന്ന പ്രക്രിയയ്ക്ക് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് accretion എന്നാണ് പറയുക. പലതരത്തിലുള്ള പ്രതി പ്രവര്ത്തനങ്ങള് പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉള്ളില് നടക്കുന്നതിനാല് അത് സ്ഥിരത കൈവരിക്കുന്നില്ല.പ്രാങ് നക്ഷത്രം ഒരു പൂര്ണ്ണ നക്ഷത്രം ആയി മാറണം എങ്കില് അത് ഒരു സമതുലിതാവസ്ഥ (equilibrium) കൈവരിക്കണം. എന്താണ് സമതുലിതാവസ്ഥ അഥവാ equilibrium? അത് ഒരു സമീകരണം (balance) ആണ്. നമ്മുടെ ഉദാഹരണത്തില് ഇവിടെ അത് അണുക്കളെ നക്ഷത്രകേന്ദ്രത്തിലേക്ക് വലിച്ചടുപ്പിക്കുന്ന ഗുരുത്വാകര്ഷണവും (gravitational force) നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉള്ളില് നിന്നുള്ള താപവും (heat)വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളും (electromagnetic waves) പുറത്തേക്ക് തള്ളുന്ന വാതക മര്ദ്ദവും (gas pressure) തമ്മിലുള്ള ഒരു സമീകരണം ആണ്.</p><p>ഈ സമീകരണത്തില് എത്തിചേരുക അല്പം ബുദ്ധിമുട്ടുള്ള കാര്യമാണ്. അങ്ങനെ ഒരു സമതുലിതാവസ്ഥയില് എത്തിചേരാന് പറ്റിയില്ലെങ്കില് പ്രാങ് നക്ഷത്രം പിറക്കുന്നതിനു മുന്പേ മരണമടയുന്നു (ചാപിള്ളകളെ പോലെ). <p><p>സമതുലിതാവസ്ഥ (equilibrium) ഗുരുത്വവും വാതക മര്ദ്ദവും തമ്മിലുള്ള ബലപരീക്ഷണമാണ്. അത് എങ്ങനെയാണ് പ്രവൃത്തിക്കുന്നത് എന്ന് നോക്കാം.</p><ol><li>ഗുരുത്വം വാതകങ്ങളേയും ധൂളികളേയും മറ്റ് കണികകളേയും കേന്ദ്രത്തിലേക്ക് വലിച്ചടുപ്പിക്കുന്നു</li><li>കേന്ദ്രത്തില് വാതകങ്ങളിലെ അണുക്കള് തമ്മിലുള്ള കൂട്ടിയിടി മൂലം താപനില വര്ദ്ധിക്കുന്നു</li><li>കൂടുതല് അണുക്കള് കേന്ദ്രത്തിലേക്ക് എത്തുമ്പോള് അവിടുത്തെ സാന്ദ്രത വര്ദ്ധിക്കുന്നു</li><li>അണുക്കള് തമ്മിലുള്ള കൂട്ടിയിടിയും സാന്ദ്രയും വര്ദ്ധിക്കുന്നതു മൂലം വാതക മര്ദ്ദം കൂടുന്നു</li><li>ഇങ്ങനെ ഉണ്ടാകുന്ന വാതകമര്ദ്ദം പ്രാങ് നക്ഷത്രം ഗുരുത്വആകര്ഷണം മൂലം തകര്ന്നടിയുന്നത് തടയുന്നു</li><li>ഇങ്ങനെ ലക്ഷക്കണക്കിനു വര്ഷത്തെ ബലപരീക്ഷണത്തിനു ശേഷം വാതകമര്ദ്ദം = ഗുരുത്വബലം ആകുമ്പോള് accretion എന്ന പ്രക്രിയയ്ക്ക് അവസാനമാകുന്നു. അതായത് വാതകമര്ദ്ദം, ഗുരുത്വബലത്തിനു സമമാകുമ്പോള് പ്രാങ് നക്ഷത്രം സമതുലിതാവസ്ഥ കൈവരിക്കുന്നു.</li></ol><p>ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് ഈ സമതുലിതാവസ്ഥയെ hydrostatic equilibrium എന്നാണ് വിളിക്കുന്നത്. താഴെയുള്ള ചിത്രം ശ്രദ്ധിക്കൂ.</p><p><a href="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/400/35028/hydrostatic%20equilibrium.jpg"><img style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; WIDTH: 631px; CURSOR: hand; HEIGHT: 542px; TEXT-ALIGN: center" height="563" alt="" src="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/1600/148785/hydrostatic%20equilibrium.jpg" width="651" border="0" /></a></p><br /><p align="center"><strong>ചിത്രത്തിനു കടപ്പാട്: Pearson Prentice Hall</strong></p><h3>പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ വിധി തീരുമാനിക്കപ്പെടുന്നു </h3><p>accretion എന്ന പ്രക്രിയ പൂര്ത്തിയാകുന്നതോടെ ഗുരുത്വബലം സ്ഥിരമായി നില്ക്കും. അപ്പോള് വാതകമര്ദ്ദത്തെ മാറ്റുന്ന എന്ത് പ്രക്രിയ ആണ് പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തില് നടക്കുന്നത്? വാതകമര്ദ്ദം രണ്ട് കാര്യങ്ങളെ ആശ്രയിച്ച് ഇരിക്കുന്നു. ഒന്ന് ഉന്നതമായ താപനില (ഇത് അണുക്കളെ തമ്മില് കൂട്ടിയിടിപ്പിക്കുന്നു), രണ്ട് ഉന്നതമായ വാതക സാന്ദ്രത (കുറഞ്ഞ സ്ഥലത്ത് കൂടുതല് അണുക്കള്). ഈ സമയത്ത് പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ രൂപാന്തരത്തിനു രണ്ട് സാധ്യത ആണ് ഉള്ളത്.</p><ol><li>അണുസംയോജനം നടക്കുവാന് ആവശ്യമായ ഉന്നതമായ താപനിലയില് (critical temperature) പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിനു എത്താന് പറ്റുകയാണെങ്കില് പ്രാങ് നക്ഷത്രം അതിന്റെ പരിണാമത്തിന്റെ അടുത്ത ഘട്ടത്തിലേക്ക് (മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം) കടക്കുന്നു.</li><li>അണുസംയോജനം നടക്കുവാന് ആവശ്യമായ ഉന്നതമായ താപനിലയില് പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിനു എത്താന് പറ്റാതിരിക്കുകയാണെകില് അത് ഹൈഡ്രജന് പൂരിതമായ ഒരു വസ്തു ആയി മാറുന്നു. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് ഈ വസ്തുവിനെ തവിട്ടുകുള്ളന് (brown dwarf) എന്നു വിളിക്കുന്നു. (കൂടുതല് വിവരങ്ങള് താഴെ).</li></ol><p>ദശലക്ഷക്കണക്കിനു വര്ഷങ്ങള് കൊണ്ട്, തുടര്ച്ചയായ ഗുരുത്വാകര്ഷണവും ചുരുങ്ങലും കാരണം താപനില ഒരു കോടി കെല്വിനോളം ആകും.ഇത്രയും ഉയര്ന്ന താപനിലയില് അണുസംയോജനം (Nuclear fusion) - ഹൈഡ്രജന് അണുകേന്ദ്രങ്ങള് സംയോജിച്ച് ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രം ആയി മാറുന്ന പ്രക്രിയ- ആരംഭിക്കും. ഈ ഘട്ടത്തില് പ്രാങ് നക്ഷത്രം ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം (Main Sequence Star) ആയി മാറി അതിന്റെ ജീവിത ദശയുടെ അടുത്ത ഘട്ടത്തിലേക്ക് കടക്കുന്നു.</p><h3>പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിനു മുഖ്യധാരനക്ഷത്രം ആകാന് വേണ്ട സമയം</h3><p>പ്രാങ് നക്ഷത്രം ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം ആയി മാറാന് വേണ്ട സമയം ആ പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തെ ആശ്രയിച്ച് ഇരിക്കുന്നു. പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം കൂടുതല് ആണെങ്കില് അതിന്റെ ഗുരുത്വാകര്ഷണ ബലവും കൂടുതല് ആയിരിക്കും. അതിനാല് ചുരുങ്ങലിന്റെ വേഗതയും വര്ദ്ധിക്കും. നമ്മുടെ സൂര്യന് ഏതാണ്ട് 3 കോടി വര്ഷം കൊണ്ടാണ് പ്രാങ് നക്ഷത്ര ദശയില് നിന്ന് മുഖ്യധാരാ ദശയിലേക്ക് എത്തിചേര്ന്നത്.</p><p>പക്ഷെ ഒരു 15 M<sub>๏</sub> (15 സൂര്യന്മാരുടെ ദ്രവ്യമാനം ഉള്ളത്) ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള ഒരു പ്രാങ് നക്ഷത്രം വെറും 1.6 ലക്ഷം വര്ഷം കൊണ്ട് ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം ആയി മാറും. മറിച്ച് ഒരു 0.2 M<sub>๏</sub> ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള ഒരു പ്രാങ് നക്ഷത്രം 100 കോടി വര്ഷം കൊണ്ടേ ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം ആയി മാറുകയുള്ളൂ.</p><p>100 M<sub>๏</sub> ഓ അതില് കൂടുതലോ ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള ഒരു പ്രാങ് നക്ഷത്രം ഒരിക്കലും ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം ആയി പരിണമിക്കില്ല. ഇത്തരം പ്രാങ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ആന്തരിക താപ നില വളരെയധികം വര്ദ്ധിച്ച് പുറത്തേക്കുള്ള മര്ദ്ദം ഗുരുത്വബലത്തെ അതിജീവിച്ച് പ്രാങ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ പുറത്തേക്ക് ഭിന്നിപ്പിച്ചു കളയുന്നു. ഇതു മൂലം ഇത്തരം പ്രാങ് നക്ഷത്രങ്ങള് പിറവിയിലേ മരണമടയുന്നു. (ചില കുഞ്ഞുങ്ങള് പിറവിയിലേ മരണമടയുന്നതു പോലെ).</p><p>അതേ പോലെ 0.08 M<sub>๏</sub> ഓ അതില് കുറവോ ദ്രവ്യമാനം ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള് ഒരിക്കലും ഹൈഡ്രജന് അണുകേന്ദ്രങ്ങള് അണുസംയോജനം വഴി ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രം ആയി മാറാനുള്ള താപനില കൈവരിക്കുന്നില്ല. ഇത്തരത്തിലുള്ള പ്രാങ് നക്ഷത്രങ്ങള് ഹൈഡ്രജന് പൂരിതമായ ഒരു വസ്തുവായി മാറും. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് ഇത്തരം വസ്തുവിനെ തവിട്ടു കുള്ളന് (brown dwarf) എന്നു വിളിക്കുന്നു.</p><p>ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല് ഒരു പ്രാങ് നക്ഷത്രം ഒരു മുഖ്യധാരാ നക്ഷത്രം ആയി പരിണമിക്കണമെങ്കില് അതിന്റെ ദ്രവ്യമാനം 0.08 M<sub>๏</sub>നും 100 M<sub>๏</sub>-നും ഇടയില് ആയിരിക്കണം.ദ്രവ്യമാനം കൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങള് താരതമ്യേനെ കുറവായിരിക്കും.</p><p>അങ്ങനെ നമ്മള് നക്ഷത്രം ജനിക്കുന്നതു വരെയുള്ള ചരിത്രം മനസ്സിലാക്കി. ബാക്കി ചരിത്രം തുടര്ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്. </p><h4>ആധാര പ്രമാണങ്ങള്</h4><p>ഈ ലേഖനം എഴുതുന്നതിനു റെഫറന്സിനു വേണ്ടി ഉപയോഗിച്ച ചില ആധാര പ്രമാണങ്ങള് <ol><li>മാനം മഹാത്ഭുതം. കേരള ശാസ്ത്ര സാഹിത്യ പരിഷത്ത്</li><li>Universe, Kaufmann and Freedman, W H Freeman and Company, New York</li><li>പ്രപഞ്ച രേഖ, പി. പരമേശ്വരന്, ശാസ്ത്ര സാഹിത്യ പരിഷത്ത് പ്രസിദ്ധീകരണം</li><li>NASA website</li></ol><p></p><div class="blogger-post-footer"><img width='1' height='1' src='https://blogger.googleusercontent.com/tracker/31194642-116668284608008112?l=jyothisasthram.blogspot.com' alt='' /></div>ഷിജു അലക്സ്: :Shiju Alexhttp://www.blogger.com/profile/11433154801831809186noreply@blogger.com16tag:blogger.com,1999:blog-31194642.post-1166156778493861122006-12-15T09:55:00.000+05:302006-12-19T17:32:49.553+05:30നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം - ഭാഗം I - ആമുഖം<p>ഇനിയുള്ള കുറച്ചു പോസ്റ്റുകളില് നക്ഷത്രപരിണാമം അഥവാ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം ആണ് നമ്മള് പഠിക്കുവാന് പോകുന്നത്. പോപ്പുലര് അസ്ട്രോണമി പുസ്തകങ്ങള് പലപ്പോഴും നക്ഷത്രപരിണാമം തമോഗര്ത്തം (Black hole) എന്ന ഒരൊറ്റ വസ്തുവില് കേന്ദ്രീകരിച്ച് പിന്നെ അതുമായി ബന്ധപ്പെട്ട കുറച്ച് ത്വത്വശാസ്ത്രവും പറഞ്ഞ് ഈ വിഷയത്തെ വഴിതിരിച്ചുവിടുകയാണ് പതിവ്. പൊതുവെ നക്ഷത്രപരിണാമത്തിന്റെ എല്ലാ ദശകളും ലളിതമായി വിവരിക്കുന്ന പുസ്തകങ്ങളും കുറവാണ്. ഉള്ളവ തന്നെ നക്ഷത്രത്തിന്റെ അന്ത്യദശയില് കേന്ദ്രീകരിച്ച് ഒടുവില് Black hole-ലേക്ക് വഴുതി വീണ് ഈ പ്രക്രിയകളുടെ പുറകിലുള്ള ശാസ്ത്രം പഠിപ്പിക്കാന് വിട്ടുപോവുകയും ചെയ്യുന്നു.</p><p>എന്റെ ഉദ്ദേശം അതല്ല. നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജനനം മുതല് മരണം വരെയുള്ള ശാസ്ത്രം കുറച്ച് വിശദമായി കൈകാര്യം ചെയ്യാനാണ് എന്റെ എളിയ ശ്രമം.</p><p>അതിനു സഹായകരമായ ചില ഉപാധികള് ആണ് കഴിഞ്ഞ 20 ഓളം പോസ്റ്റുകളില് നമ്മള് പരിചയപ്പെട്ടത്. പ്രത്യേകിച്ച് കഴിഞ്ഞ നാലഞ്ച് പോസ്റ്റുകളില് പരിചയപ്പെട്ട <a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/12/hr-hr-diagram.html">HR ആരേഖവും </a>നക്ഷത്രങ്ങളുടെ <a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/12/blog-post.html">സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗികരണവും </a>ഒക്കെ ഇനി നമുക്ക് ഇടയ്ക്കിടക്ക് പരാമര്ശിക്കേണ്ടി വരും. അതിനാല് അത് വായിച്ചിട്ടില്ലാത്തവര് അത് വായിച്ചിട്ട് നക്ഷത്രപരിണാമത്തിന്റെ ഈ ലേഖനപരമ്പരയിലേക്ക് വരാന് അപേക്ഷ.</p><p>ബ്ലോഗ് ആയതു കൊണ്ട് നമുക്ക് പുസ്തകങ്ങള്ക്ക് ഇല്ലാത്ത പല സൌകര്യവും ഈ വിഷയം പഠിക്കുമ്പോള് ഉണ്ട്. നമുക്ക് സമയമോ സ്ഥലമോ സൌകര്യമോ വായനക്കാരുടെ എണ്ണമോ ഒന്നും ഒരു പ്രശ്നമല്ല. മാത്രമല്ല ധാരാളം ചിത്രങ്ങളും അനിമേഷനുകളും മറ്റും ഉപയോഗിക്കാമെന്ന സൌകര്യവും ഇവിടെ ഉണ്ട്. സംശയം കമെന്റുകള് ആയി ചോദിക്കുവാന് ഉള്ള സൌകര്യം ഉണ്ട്. ലേഖനത്തില് തെറ്റു വന്നാല് അത് തിരുത്തി പുനഃപ്രസിദ്ധീകരിക്കുവാന് ഉള്ള സൌകര്യം ഉണ്ട്. മാത്രമല്ല പിന്നിട് എന്തെങ്കിലും കൂട്ടിച്ചേര്ക്കണം എന്നു തോന്നിയാല് അതിനുള്ള സൌകര്യവും ഉണ്ട്. അതിനാല് തന്നെ നക്ഷത്രപരിണാമത്തിന്റെ എല്ലാ ദശകളും സാമാന്യം വിശദമായി എന്നാല് ഗണിതം ഉപയോഗിക്കാതെ (കഴിയുന്നതും) ലളിതമായി വിവരിക്കുവാന് ആണ് എന്റെ എളിയ ശ്രമം. അതിനാല് തന്നെ “നക്ഷത്ര പരിണാമത്തിന്റെ” ഈ പോസ്റ്റുകള് ഏഴോളം ഭാഗം വരുന്ന തുടരന് ആയിരിക്കും (എത്ര പോസ്റ്റ് കൊണ്ട് ഈ വിഷയം പൂര്ണ്ണമായി വിശദീകരിക്കാന് പറ്റും എന്ന് കൃത്യമായി പറയാന് ഇപ്പോള് എനിക്കാവുന്നില്ല. എങ്കിലും ഒരു ഏഴു പോസ്റ്റുകൊണ്ട് തീര്ക്കാന് പറ്റും എന്നാണ് എന്റെ അനുമാനം.)</p><h3>ആമുഖം</h3><p>ഒരു നക്ഷത്രം എങ്ങനെ ജനിക്കുന്നു. അത് എങ്ങനെ ജീവിക്കുന്നു? അതിന്റെ അവസാനം എങ്ങനെ? നക്ഷത്രത്തിന്റെ <b>ജീവിതകഥകളിലേക്ക്</b> ഒരു എത്തി നോട്ടമാണ് ഇനിയുള്ള കുറച്ചു ലേഖനങ്ങള്.</p><p><b>ജീവിതകഥകളോ?</b> അതേ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിത കഥ അതിന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നതിനാല് എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങള്ക്കും ഒരേ ജീവിത കഥയല്ല പറയാനുള്ളത്.</p><p>നക്ഷത്രങ്ങളെകുറിച്ചുള്ള പഠനത്തില് ഏറ്റവും രസകരമായത് അവയുടെ പരിണാമത്തെ കുറിച്ചുള്ള പഠനമാണ്. ഒരു നക്ഷത്രത്തെ മാത്രം പഠിച്ച് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവചരിത്രം ഉണ്ടാക്കാന് നമുക്ക് പറ്റില്ല. കാരണം നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിത ദൈര്ഘ്യം മനുഷ്യവര്ഗ്ഗത്തിന്റേയോ നമ്മുടെ ഭൂമിയുടെ തന്നെയോ പ്രായത്തേക്കാള് എത്ര എത്രയോ ഇരട്ടിയാണ്. അതിനാല് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് വിവിധ ജീവിത ഘട്ടങ്ങളില് ഉള്ള പല പല നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിതം പഠിച്ച് ഈ പഠനങ്ങള് ക്രോഡീകരിച്ചാണ് അവയുടെ ജീവിത കഥ മെനഞ്ഞെടുത്തത്.</p><p>ആദ്യം നക്ഷത്രങ്ങള്ക്ക് എങ്ങനെയാണ് നമ്മളെപോലെ ജനനവും ജീവിതവും മരണവും ഉണ്ടെന്നും, പല തരം നക്ഷത്രങ്ങള് ഉണ്ടെന്ന് മനസ്സിലാക്കുന്നത് എന്നും നോക്കാം. ഒരു ഉദാഹരണം വഴി ഇതു മനസ്സിലാക്കാന് ശ്രമിക്കാം.</p><p>ഒരു അന്യഗ്രഹ ജീവി ഭൂമിയില് സന്ദര്ശനത്തിനു വന്നു എന്നിരിക്കട്ടെ. അവര് ആദ്യം കുറച്ച് ഇരു കാലികളെ ആവും കാണുക. രൂപത്തിലും ഭാവത്തിലും എല്ലാം ഒരേ പോലെ ഇരിക്കുന്നവര്. (സിനിമകളില് അന്യഗ്രഹ ജീവികള്ക്കു ഒരേ രൂപവും ഭാവവും ഉള്ളതു പോലെ.) എന്നാല് കുറച്ച് ശ്രദ്ധിച്ചു പഠിക്കുമ്പോള് ഈ ഇരുകാലികള് രണ്ട് തരം ഉണ്ടെന്ന് അവര്ക്ക് മനസ്സിലാകുന്നു. ആണും പെണ്ണും. പിന്നീട് അവരില് കറുത്തവരും വെളുത്തവരും ഉണ്ടെന്നു മനസ്സിലാകുന്നു. കുറച്ച് കൂടി ശ്രദ്ധിച്ചു പഠിക്കുമ്പോള് ഇവരില് വിവിധ പ്രായത്തില് ഉള്ളവര് ഉണ്ടെന്ന് മനസ്സിലാകുന്നു. കുഞ്ഞുങ്ങള്, ബാലര്, കൌമാരക്കാര്, യൌവനക്കാര്, മദ്ധ്യവയസ്കര്, വൃദ്ധര് എന്നിങ്ങനെ. വൃദ്ധര് പെട്ടന്ന് മരിക്കുന്നു.ചില ഗര്ഭധാരണം ചാപിള്ള ആയി പോകുന്നു. വേറെ ചിലര് അകാലത്തില് ചരമമടയുന്നു. ഇതൊക്കെ ഓരോന്നും സൂക്ഷമായി പഠിക്കുമ്പോള് അവര്ക്ക് മനസ്സിലാക്കുന്നു.<p><p>അപ്പോള് ഇത്രയും പറഞ്ഞത് ഒരു വര്ഗ്ഗത്തിന്റെ ജീവിത കഥ അറിയണമെങ്കില് ആ വര്ഗ്ഗത്തെ മൊത്തമായി സൂക്ഷ്മമായി പഠിച്ചാല് മതി.</p><p>ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാരും ചെയ്തത് ഇതു തന്നെയാണ്. വിവിധ ജീവിതഘട്ടങ്ങളില് ഉള്ള നിരവധി നക്ഷത്രങ്ങളെ കുറിച്ച് പഠിച്ച് അവര് നിഗമനങ്ങളില് എത്തി ചേര്ന്നു. ഇങ്ങനെ പഠിച്ചപ്പോള് അവര് എത്തിചേര്ന്ന നിഗമനങ്ങള് ചേര്ത്തു വച്ചപ്പോള് നക്ഷത്ര പരിണാമത്തിനു നാലു സുപ്രധാന ഘട്ടങ്ങള് ഉണ്ടെന്നു മനസ്സിലായി. അവ താഴെ പറയുന്ന ആണ്.</p><ol><li>പ്രാങ് നക്ഷത്ര ദശ (Protostar phase)</li><li>മുഖ്യധാര ദശ (Main Sequence phase)</li><li>മുഖ്യധാരാനന്തര ദശ (Post Main Sequence phase)</li><li>അന്ത്യ ദശ (End phase)</li></ol><p>ഇത് നമ്മുടെ ജീവിതത്തിലെ ശൈശവം, യുവത്വം, മദ്ധ്യവയസ്സ്, വാര്ദ്ധക്യം എന്നീ നാല് ഘട്ടങ്ങളോട് ഒരു പരിധി വരെ തുലനം ചെയ്യാം.</p><p>തുടര്ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില് ഇവ ഒരോന്നിനേയും നമുക്ക് വിശദമായി പരിചയപ്പെടാം. പോസ്റ്റുകളില് അവിടവിടെ ഭൌതീക ശാസ്ത്രത്തിലെ ചില സംജ്ഞകളെ പരാമര്ശിക്കേണ്ടി വരും. കഴിയുന്നതും ലളിതമായ ഭാഷയില് ഗണിതമില്ലാതെ ഓരോന്നും നമുക്ക് പരിചയപ്പെടാം.</p><div class="blogger-post-footer"><img width='1' height='1' src='https://blogger.googleusercontent.com/tracker/31194642-116615677849386112?l=jyothisasthram.blogspot.com' alt='' /></div>ഷിജു അലക്സ്: :Shiju Alexhttp://www.blogger.com/profile/11433154801831809186noreply@blogger.com31tag:blogger.com,1999:blog-31194642.post-1165808759715273332006-12-11T09:03:00.000+05:302006-12-13T11:11:55.966+05:30HR ആരേഖം (HR Diagram)<p>സ്റ്റെല്ലാര് സ്പെക്ട്രത്തേയും Luminosityയേയും അതോടൊപ്പം സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗീകരണത്തേയും പരിചയപ്പെട്ടുകഴിഞ്ഞ നമ്മള്ക്ക് അടുത്തതായി പരിചയപ്പെടാനുള്ള ഒരു പ്രധാന ജ്യോതിശാസ്ത്രപഠന സഹായി ആണ് HR digaram അഥവാ HR ആരേഖം. ഈ പോസ്റ്റില് അതിനെ പരിചയപ്പെടുത്തുന്നു.</p><p>Hertzspurg, Russel എന്ന രണ്ട് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് സ്വതന്ത്രമായി 1912-ല് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ Luminosityയും ഉപരിതലതാപനിലയും തമ്മിലുള്ള ബന്ധത്തെപറ്റി നിരവധി പഠനങ്ങള് നടത്തി. അവര് തങ്ങള്ക്കു ലഭിച്ച വിവരങ്ങളില് നിന്നു ചില നിഗമനങ്ങളില് എത്തിചേര്ന്നു. പഠനം നടത്തിയ ഓരോ നക്ഷത്രത്തിന്റേയും ഉപരിതല താപനിലയും Luminosity-യും ഉപയോഗിച്ച് അവര് ഒരു graph-ല് ഉണ്ടാക്കി. ഇതാണ് HR ആരേഖം (HR Diagram) എന്ന് അറിയപ്പെടുന്നത്. അതിന്റെ ഒരു ചിത്രം താഴെ കൊടുക്കുന്നു.</p><p><a href="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/1600/196507/HR-Diagram.png"><img style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/400/156443/HR-Diagram.png" border="0" /></a></p><p>ഈ രേഖാരൂപത്തിന്റെ ഏറ്റവും വലിയ പ്രത്യേകത അതിലുള്ള data points ആരേഖത്തില് അവിടവിടെ വെറുതെ ചിതറിക്കിടക്കുക അല്ല; മറിച്ച് പലസ്ഥലത്ത് പ്രത്യേകതരത്തില് കേന്ദ്രീകരിച്ച് കിടക്കുക എന്നുള്ളതാണ്. ഈ രേഖാചിത്രം ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിന്റെ പഠനത്തിനു അത്യാവശ്യം വേണ്ട ഒരു ഉപകരണമായി പിന്നീട് മാറി. HR ആരേഖത്തിന്റെ കുറച്ചുകൂടി വിശദീകരണങ്ങള് ഉള്ള വേറെ ഒരു ചിത്രം താഴെ. </p><p><a href="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/1600/119655/HR%20Diagram2.png"><img style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/400/31729/HR%20Diagram2.png" border="0" /></a></p><br /><p align="center">Image courtsey: <a href="http://cse.ssl.berkeley.edu/">http://cse.ssl.berkeley.edu/</a></p><p>HR ആരേഖത്തിന്റെ കുറുകേകിടക്കുന്ന നാടയില്(Band) ആകാശത്തിലെ ഭൂരിഭാഗം നക്ഷത്രങ്ങളും വരുന്നു. ഈ നാടയെ Main Sequence band (MS നാട) എന്നു പറയുന്നു. ഈ നാട മുകളില് ഇടത്തേ അറ്റത്തുനിന്ന് ചൂടുകൂടിയ നീലനക്ഷത്രങ്ങളില് നിന്നു തൂടങ്ങി താഴെ വലത്തേ മൂലയില് ഉള്ള തണുത്ത ചുവന്ന നക്ഷത്രങ്ങളില് അവസാനിക്കുന്നു. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഭൌതീക പ്രത്യേകതകള് മൂലം അത് ഈ നാടയില് ആണ് ഉള്പ്പെടുന്നത് എങ്കില് അത്തരം നക്ഷത്രത്തെ മുഖ്യധാര നക്ഷത്രം (Main Sequence star) എന്നു പറയുന്നു. നമ്മള് ഇന്നു ആകാശത്തു കാണുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളില് ഭൂരിഭാഗവും ഈ വിഭാഗത്തിലാണ് പെടുക, ഉദാഹരണത്തിനു സൂര്യന്, സിറിയസ്, വേഗ ഇതൊക്കെ മുഖ്യധാര നക്ഷത്രങ്ങള് ആണ്.</p><p>HR ആരേഖത്തില് മുകളില് വലത്തേ മൂലയില് വേറെ രണ്ട് പ്രധാന grouping കാണുന്നു. Super Giantsഎന്നും Giants എന്നും ആണ് ഈ grouping-ന്റെ പേര്. Luminosity വളരെ കൂടുതലും എന്നാല് താരതമ്യേന തണുത്തതുമായ നക്ഷത്രങ്ങള് ആണ് ഈ രണ്ട് grouping-ലും വരുന്നത്. Luminosity 10<sup>3</sup> നു (അതായതു സൂര്യന്റെ 10<sup>3</sup> ഇരട്ടി Luminosity ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്) മുകളിലുള്ളതും ദ്രവ്യമാനം 100 M๏ ഓളം(സൂര്യന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ 100 ഇരട്ടി) വരുന്നതും എന്നാല് താരതമ്യേന തണുത്തതുമായ നക്ഷത്രങ്ങള് ആണ് Super Giants എന്ന വിഭാഗത്തില് വരുന്നത്. Luminosity 10<sup>2</sup> മുതല് Luminosity 10<sup>3</sup> വരേയും ദ്രവ്യമാനം 10 M๏ സൂര്യന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ 10 ഇരട്ടി) വരെ വരുന്നതും ആയ തണുത്ത നക്ഷത്രങ്ങള് ആണ് Giantsഎന്ന വിഭാഗത്തില് വരുന്നത്. തിരുവാതിര നക്ഷത്രം Super Giant നക്ഷത്രത്തിനും, Aldebaran Giant നക്ഷത്രത്തിനും ഉദാഹരണമാണ്. </p><p>HR ആരേഖത്തില് വേറെ ഒരു പ്രധാന grouping ഉള്ളത് ഇടത്തേ മൂലയില് Main Sequence band-നു താഴെയാണ്. ഈ സമൂഹത്തില് പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളെ വെള്ളക്കുള്ളന്മാര് (White Dwarfs) എന്നാണ് വിളിക്കുന്നത്. ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ താപനില കൂടുതല് ആണെങ്കിലും Luminosity കുറവായിരിക്കും.</p><p>(Main Sequence, Super Giants, Giants, White Dwarf ഇവയുടെ ശരിക്കുള്ള നിര്വചനങ്ങളും വിശദീകരണങ്ങളും തുടര്ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില്.)</p><p>വ്യത്യസ്ത തരത്തിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള് ഉണ്ട് എന്നതാണ് HR ആരേഖത്തില് നിന്നു നമുക്ക് ലഭിയ്ക്കുന്ന ഒന്നാമത്തെ പാഠം. ഉദാഹരണമായി പറഞ്ഞാല് മനുഷ്യരുടെ ഇടയില് വ്യത്യസ്ത നിറത്തിലുള്ള ആളുകള് ഉണ്ട് എന്ന് പറയുന്നതു മാതിരി ഉള്ള ഒരു വ്യത്യസ്തത അല്ല മറിച്ച് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിതത്തിലെ വിവിധ ഘട്ടങ്ങളെ ആണ് ഇത് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. അതായത് നമ്മുടെ ജീവിതത്തിനു ബാല്യം, യൌവനം, മധ്യവയസ്സ്, വൃദ്ധത എന്നിങ്ങനെ പല ഘട്ടങ്ങള് ഉള്ളതു പോലെ. ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവിത രേഖ ആണ് HR ആരേഖം എന്നു പറയാം.</p><p>Main Sequence, Super Giants, Giants, White Dwarf ഇവയെകുറിച്ചൊക്കെ നമ്മള്ക്ക് തുടര്ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില് പോസ്റ്റുകളില് നിന്നു മനസ്സിലാക്കാം. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമത്തെ കുറിച്ച് പഠിക്കുമ്പോള് HR ആരേഖത്തിനുള്ള പ്രാധാന്യം നിങ്ങള്ക്ക് മനസ്സിലാകും. തുടര്ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില് നമ്മള് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ജീവചരിത്രം ആണ് പഠിക്കാന് പോകുന്നത്.</p><div class="blogger-post-footer"><img width='1' height='1' src='https://blogger.googleusercontent.com/tracker/31194642-116580875971527333?l=jyothisasthram.blogspot.com' alt='' /></div>ഷിജു അലക്സ്: :Shiju Alexhttp://www.blogger.com/profile/11433154801831809186noreply@blogger.com1tag:blogger.com,1999:blog-31194642.post-1165549927671613762006-12-08T09:00:00.000+05:302006-12-19T16:57:42.093+05:30നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗീകരണം<h2>ആമുഖം</h2><p>നക്ഷത്രങ്ങള് വളരെയധികം ദൂരത്തായതു കൊണ്ട് അതിന്റെ ഭൌതീകഘടനയും താപനിലയും അതിലുള്ള രാസസംയുക്തങ്ങളും മറ്റു വിവരങ്ങളും എല്ലാം അതില് നിന്നു വരുന്ന വിദ്യുത് കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ പഠിക്കുന്നതിലൂടെ മാത്രമേ നമുക്കു മനസ്സിലാക്കാന് പറ്റുകയുള്ളൂ. ഇങ്ങനെ നക്ഷത്രങ്ങളില് നിന്നു വരുന്ന പ്രകാശത്തെ സൂക്ഷ്മമായി പഠിക്കുന്ന ശാസ്ത്രശാഖയാണ് stellar spectroscopy. അതിന്റെ ചില പ്രാഥമികമായ വിവരങ്ങള് ആണ് കഴിഞ്ഞ കുറച്ചു പോസ്റ്റുകളില് നിന്നു നമ്മള് മനസ്സിലാക്കിയത്.</p><p>ശാസ്ത്രജ്ഞര് നക്ഷത്രങ്ങളില് നിന്നു വരുന്ന പ്രകാശം സൂക്ഷമമായി പഠിച്ചപ്പോള് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രം എല്ലാം ഒരേ പോലെ അല്ല എന്നു കണ്ടു. ഉദാഹരണത്തിനു ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രത്തില് ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര് രേഖകള് വളരെ ശക്തമാണ്. പക്ഷെ സൂര്യനെ പോലുള്ള മറ്റു ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രത്തില് ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര് രേഖകള് വളരെ ദുര്ബലം ആണെന്നും പകരം അതില് കാത്സിയം, ഇരുമ്പ്, സോഡിയം തുടങ്ങിയ ചില മൂലകങ്ങളുടെ absorption രേഖകള്ക്കാണ് പ്രാമുഖ്യം എന്നു കണ്ടു. ഇനി വേറെ ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രത്തില് ടൈറ്റാനിയം ഓക്സൈഡ് പോലുള്ള ചില തന്മാത്രകള് ഉണ്ടാക്കുന്ന absorption രേഖകള്ക്കാണ് പ്രാമുഖ്യം എന്നും കണ്ടു. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രത്തില് ഉള്ള ഈ വൈവിധ്യത്തെ വിശദീകരിക്കാന് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് ഈ വൈവിധ്യം അനുസരിച്ചു തന്നെ നക്ഷത്രങ്ങളെ വര്ഗ്ഗീകരിച്ചു. ഇതാണ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗീകരണം എന്ന് അറിയപ്പെടുന്നത്. നമുക്ക് ഇതിന്റെ വിശദാംശങ്ങള് ഈ പോസ്റ്റില് നിന്നു മനസ്സിലാക്കാം.</p><p>ചൂടുള്ള ഒരു വസ്തു (black body) continous spectrum ആണ് ഉണ്ടാക്കുക എന്നു നമ്മള് വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ കൂറിച്ചുള്ള പോസ്റ്റില് നിന്നു മനസ്സിലാക്കി. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാര്യമെടുത്താല് അതിന്റെ അകം പാളികളില് ആണ് ഈ continous spectrum ഉണ്ടാകുന്നത്. അവിടെ വാതകങ്ങള് വളരെ ചൂടുള്ളതും സാന്ദ്രവും ആയിരിക്കും. ഈ continous spectrum ഉള്ള വികിരണം താരതമ്യേനെ തണുത്തതും സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞതുമായ പുറം പാളിയിലൂടെയും നക്ഷത്രത്തിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിലൂടെയും പുറത്തേക്ക് വരുമ്പോള് ഈ continous spectrum ത്തില് absorption രേഖകള് ഉണ്ടാകുന്നു. പുറം പാളിയിലും അന്തരീക്ഷത്തിലുമുള്ള വാതകങ്ങള് ചില പ്രത്യേക തരംഗദൈര്ഘ്യത്തിലുള്ള വികിരണങ്ങള് ആഗിരണം ചെയ്യുന്നതുകൊണ്ടാണ് ഇങ്ങനെ absorption രേഖകള് ഉണ്ടാകുന്നത്. ഏത് തരംഗദൈര്ഘ്യത്തിലുള്ള രേഖകള്ക്ക് ആണ് absorption സംഭവിച്ചിരിക്കുന്നത് എന്ന് പുറം പാളിയിലും അന്തരീക്ഷത്തിലുമുള്ള വാതകങ്ങള്ക്ക് അനുസരിച്ച് ഇരിക്കും. ഇതിനെ കുറിച്ചൊക്കെ നമ്മള് വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ കൂറിച്ചുള്ള പോസ്റ്റില് നിന്നു മനസ്സിലാക്കി.</p><p>നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗീകരണം നടത്തിയിരിക്കുന്നത് വിവിധ absorption രേഖകളുടെ കടുപ്പം അനുസരിച്ചാണ്. സ്പെക്ട്രല് രേഖകളുടെ വീതി ആ നക്ഷത്രത്തില് എത്ര അണുക്കള് ഒരു പ്രത്യേക തരംഗദൈര്ഘ്യത്തിലുള്ള വികിരണം ആഗിരണം ചെയ്യാന് പാകത്തില് ഉള്ളതായിരിക്കും എന്നതിനെ ആശ്രയിച്ച് ഇരിക്കുന്നു. ഒരു പ്രത്യേക മൂലകം കൂടുതല് ഉണ്ടെങ്കില് അത് ആഗിരണം ചെയ്യുന്ന വികിരണത്തിന്റെ രേഖകള്ക്ക് ബലം കൂടുതല് ആയിരിക്കും. ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല് നക്ഷത്രത്തിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിലെ മൂലകങ്ങളും അതിന്റെ അളവും absorption രേഖകള് ഏതൊക്കെ എത്ര ബലത്തില് ആണ് എന്ന് നിര്ണ്ണയിക്കുന്നത്.</p><h2>The Harvard Spectral Classification</h2><p>ഇതാണ് ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗീകരണം. ഇത് 1800കളുടെ പകുതിയില് ചില ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രത്തിലെ ഹൈഡ്രജന് ബാമര് രേഖകളുടെ ബലം അനുസരിച്ച് ഉണ്ടാക്കിയ വര്ഗ്ഗീകണത്തിന്റെ ഒരു വകഭേദം ആണ്. 1800കളുടെ പകുതിയിലെ വര്ഗ്ഗീകരണത്തില് ഹൈഡ്രജന് ബാമര് രേഖകളുടെ ബലം അനുസരിച്ച് നക്ഷത്ര സ്പെക്ട്രത്തിനു A മുതല് P വരെയുള്ള വിവിധ അക്ഷരം കൊടുക്കുകയാണ് ശാസ്ത്രജ്ഞര് ചെയ്തത്. അന്നത്തെ ശാസ്ത്രത്തിനു ഈ സ്പെക്ട്രല് വരകളെ ഒന്നും വിശദീകരിക്കാന് കഴിഞ്ഞില്ല. പിന്നീട് ഇതിനെ ശാസ്ത്രീയമായി വര്ഗ്ഗീകരിക്കുന്ന ചുമതല Harward College Observatory-യിലെ ചില ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര് ഏറ്റെടുത്തു. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ Edward C. Pickering ആണ് ഇതിനു മേല്നോട്ടം വഹിച്ചത്. വെറും ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര് രേഖകളെ മാത്രം അടിസ്ഥാനമാക്കാതെ എല്ലാ പ്രധാനപ്പെട്ട രേഖകളേയും ഉള്പ്പെടുത്തി വളരെ വിപുലമായ ഒരു പഠനം ആണ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര് ഇതിനു വേണ്ടി നടത്തിയത്. അമേരിക്കന് ധനാഢ്യനും ഡോക്ടറും അതോടൊപ്പം ഒരു അമെച്വര് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനും ആയ Henry Draper ആണ് ഇതിനു വേണ്ട പണം മൊത്തം ചിലവഴിച്ചത്. ഇത് Harward project എന്ന പേരില് ആണ് അറിയപ്പെട്ടത്.</p><p>ഇവരുടെ ശാസ്ത്രീയ പഠനത്തിന്റെ ഫലമായി ആദ്യം പറഞ്ഞ വര്ഗ്ഗീകരണത്തില് ഉണ്ടായിരുന്ന (A മുതല് P വരെയുള്ള) പലതിനേയും ഒഴിവാക്കുകയും വേറെ ചിലതിനെ ഒന്നിച്ചാക്കുകയും ചെയ്തു. ബാക്കി ഉണ്ടായിരുന്ന സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗത്തെ <b>OBAFGKM</b> എന്ന ക്രമത്തില് ശാസ്ത്രീയമായി അടുക്കി. ഇതിനെ എളുപ്പത്തിലെ ഓര്മിക്കാന് ഒരു സൂത്ര വാക്യം ഉണ്ട്. <b>O</b>h <b>B</b>e <b>A</b> <b>F</b>ine <b>G</b>irl <b>K</b>iss <b>M</b>e! (Girl-നെ Kissചെയ്യാന് മടിയുള്ളവര്ക്ക് Girlന്റെ സ്ഥാനത്തു Guy എന്നാക്കാം). എന്തായാലും ഈ സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗീകരണം ക്രമത്തില് ഓര്ത്താല് മതി.</p><p>ആ സംഘത്തില് ഉണ്ടായിരുന്ന Annie Jump Cannon എന്ന ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞ ഈ <b>OBAFGKM</b> എന്ന സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗത്തെ വീണ്ടും ചെറു സ്പെക്ട്രല് തരങ്ങള് (Spectral types) ആയി തരം തിരിക്കുന്നത് വളരെ ഉപയോഗപ്രദം ആണെന്നു കണ്ടു. (മറ്റു ശാസ്ത്രശാഖകള് പോലെ അല്ല; മറ്റു പല വനിതകളും ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തില് കാര്യമായ സംഭാവന നല്കിയിട്ടുണ്ട്. അതിനെ കുറിച്ച് പിന്നീട് ഒരു പോസ്റ്റ് ഇടാം.). ഇങ്ങനെ സ്പെക്ട്രല് തരം ഉണ്ടാക്കാന് ഒരോ സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗത്തോടും ഒപ്പം 0 മുതല് 9വരെയുള്ള സംഖ്യകള് കൊടുക്കുകയാണ് Annie Jump Cannon ചെയ്തത്. ഉദാഹരണത്തിനു F സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗ (Spectral Class) ത്തില് F0, F1, F2, F3, F4....F9 എന്നിങ്ങനെ പത്തു സ്പെക്ട്രല് തരം (Stectral Type) ഉണ്ട്. F9 കഴിഞ്ഞാല് G0, G1,...എന്നിങ്ങനെ പോകും സ്പെക്ട്രല് തരങ്ങള്. ഇങ്ങനെയുള്ള വര്ഗ്ഗീകരണത്തില് ഉള്ള ചില പ്രധാനപ്പെട്ട നക്ഷത്ര സ്പെക്ട്രങ്ങള് കാണൂ.</p><p><a href="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/1600/900470/Figure1.jpg"><img style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; WIDTH: 487px; CURSOR: hand; HEIGHT: 329px; TEXT-ALIGN: center" height="314" alt="" src="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/400/647584/Figure1.jpg" width="464" border="0" /></a></p><p align="center">Image courtsey: <a href="http://www.astro.uu.se">www.astro.uu.se</a></p><p>ഒരു സ്പെക്ട്രല് തരത്തില് നിന്നു അടുത്തതിലേക്ക് വളരെ സുഗമമായി ആണ് രേഖകളുടെ വിന്യാസം എന്നു നമുക്ക് കാണാവുന്നതാണ്. ഉദാഹരണത്തിനു ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര് രേഖകള് B0 യില് നിന്നു A0യിലേക്ക് പോകുമ്പോള് ബലം പ്രാപിച്ചു വരുന്നതു കാണാം. A0യില് നിന്ന് പിന്നേയും മുന്നോട്ട് പോകുമ്പോള് രേഖകളുടെ ബലം കുറഞ്ഞു വരുന്നതായും G0 സ്പെക്ട്രല് തരം ആകുമ്പോഴേക്ക് ഈ രേഖകള് ഇല്ലാതാകുന്നതും കാണാം. സ്പെക്ട്രത്തില് കാത്സ്യത്തിന്റേയും ഇരുമ്പിന്റേയും absorption രേഖകള്ക്ക് പ്രാമുഖ്യം ഉള്ള സൂര്യന് ഒരു G2 നക്ഷത്രമാണ്.</p><p>Harward projectന്റെ നിഗമനങ്ങള് എല്ലാം കൂടി ക്രോഡീകരിച്ച് 1918ന്റേയും 1924ന്റേയും ഇടയ്ക്ക് Henry Draper Catalogue പ്രസിദ്ധീകരിച്ചു. ഈ കാറ്റലോഗിനെ കുറിച്ച് നമ്മള് <a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/10/blog-post_03.html">നക്ഷത്ര കാറ്റലോഗുകള് എന്ന പോസ്റ്റില് പഠിച്ചിരുന്നുവല്ലോ</a>. ഏതാണ്ട് 2,25,300 നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വിവരം ഇതില് ഉണ്ട്. ഇതില് ഓരോ നക്ഷത്രത്തിന്റേയും സ്പെക്ട്രം Annie Jump Cannon നേരിട്ട് പരിശോധിച്ച് തരംതിരിച്ചതാണ്. (എന്തൊരു കഠിന പ്രയത്നം അതിനു പുറകില് ഉണ്ടാകും അല്ലേ. അതിനാല് തന്നെ ഈ വനിതയ്ക്ക് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാരുടെ ഇടയില് ഒരു പ്രത്യേക സ്ഥാനം ഉണ്ട്.)</p><p>ഈ കാറ്റലോഗ് പ്രസിദ്ധീകരിച്ച സമയം ഭൌതീകശാസ്ത്രത്തില് വളരെ വിപ്ലവകരമായ കണ്ടുപിടുത്തങ്ങള് നടന്നിരുന്ന കാലഘട്ടം ആയിരുന്നു. റതര്ഫോര്ഡും ബോറും ഒക്കെ അണുക്കളെകുറിച്ചും അണുകേന്ദ്രങ്ങളെകുറിച്ചും പുത്തന് വിവരങ്ങള് ശാസ്ത്രലോകത്തിനു സംഭാവന ചെയ്തു. അണുക്കളെ കുറിച്ചുള്ള ഈ കണ്ടുപിടുത്തങ്ങള് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രം വിശദീകരിക്കുന്നതിനുള്ള ചില ഉപാധികള് (സൈദ്ധാന്തികപരമായും ഗണിതപരമായും) ശാസ്ത്രജ്ഞര്ക്ക് സമ്മാനിച്ചു.</p><h3>ഇന്ത്യയുടെ സംഭാവന</h3><p>ഇവിടെയാണ് നമ്മുടെ രാജ്യത്തില് നിന്നുള്ള കാര്യമായ ഒരു സംഭാവന വരുന്നത്. അക്കാലത്തെ പ്രമുഖ ഇന്ത്യന് ഭൌതീകശാസ്ത്രജ്ഞനായ <b>മേഘനാഥ് സാഹ</b> നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉപരിതല താപനിലയും അതിന്റെ സ്പെക്ട്രവും തമ്മില് എങ്ങനെ ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു എന്ന് വിശദീകരിക്കുന്നതില് വിജയിച്ചു. OBAFGKM എന്ന സ്പെക്ട്രല് ക്രമീകരണം യഥാര്ത്ഥത്തില് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലതാപനിലയുടെ വളരെ ക്രമാഗതമായ ഒരു ക്രമീകരണം ആണെന്ന് അദ്ദേഹം തെളിയിച്ചു. അതായത് O സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗത്തില് ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള് ഏറ്റവും താപനില കൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങള് ആണെന്ന് അദ്ദേഹം സിദ്ധാന്തിച്ചു. ഈ സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗത്തിന്റെ സ്പെക്ട്രത്തില് ഉള്ളതു മാതിരി ഉള്ള absorption രേഖകള് ഉണ്ടാക്കണമെങ്കില് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതല താപനില 25,000 K നു മുകളില് ആയിരിക്കണം എന്ന് അദ്ദേഹം തെളിയിച്ചു. അതേ പോലെ M സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗത്തില് ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങള് ഉപരിതല താപനില കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങള് (3000 K നോടടുത്ത്) ആണെന്നും അദ്ദേഹം തെളിയിച്ചു.</p><h4>നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതല താപനിലയും സ്പെക്ട്രവും തമ്മിലുള്ള ബന്ധം</h4><p>എന്തുകൊണ്ടാണ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉപരിതലതാപനിലയും അതിന്റെ സ്പെക്ട്രവും തമ്മില് ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത് എന്നറിയാന് ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര് രേഖകളുടെ കാര്യം നോക്കാം. ഹൈഡ്രജന് ആണ് ഈ പ്രപഞ്ചത്തില് ഏറ്റവും കൂടുതല് ഉള്ള മൂലകം. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ മൂന്നില് നാലു ഭാഗത്തില് കൂടുതല് ഹൈഡ്രജന് ആണ് ഉള്ളത്. പക്ഷെ അത് കൊണ്ട് എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രങ്ങളില് ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര് രേഖകള് ഉണ്ടാകണം എന്നില്ല. നമ്മള് <a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/11/blog-post_20.html">വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള് ഉണ്ടാവുന്നത് എങ്ങനെ?</a> എന്ന പോസ്റ്റില് നിന്നു ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര് രേഖകള് എങ്ങനെയാണ് ഉണ്ടാവുന്നത് എന്ന് മനസ്സിലാക്കി.അതായത് n=2 എന്ന ഓര്ബിറ്റില് നിന്നു മറ്റു ഉയര്ന്ന് ഓര്ബിറ്റുകളിലേക്ക് ഇലക്ട്രോണ് മാറ്റപ്പെടുമ്പോഴാണ് ഹൈഡ്രജന് ബാമര് രേഖകള് ഉണ്ടാകുന്നത്.</p><p>പക്ഷെ താപനില 10,000 K നു മേല് ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില് നിന്നു വരുന്ന അതീവ ഊര്ജ്ജപൂരിതമായ ഫോട്ടോണുകള് ഹൈഡ്രജന് അണുവില് നിന്ന് ഇലക്ട്രോണിനെ വേര്പെടുത്തും. അതായത് ഹൈഡ്രജന് ആണുക്കള് അയണീകൃതമാകും. ഹൈഡ്രജനിലെ ഒരേ ഒരു ഇലക്ട്രോണിനെ നഷ്ടപ്പെട്ടാല് പിന്നെ അതിനു സ്പെക്ട്രല് രേഖകള് ഉണ്ടാക്കാന് പറ്റില്ല. അതിനാല് ഇത്തരം താപനിലകൂടിയ (10,000 K നു മേല്) നക്ഷത്രങ്ങളില് ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര് രേഖകള് ഉണ്ടാകില്ല അല്ലെങ്കില് വളരെ ദുര്ബലം ആയിരിക്കും.</p><br /><p>അതേപോലെ താപനില 9000 K നു വളരെ താഴെ ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില് നിന്നു വരുന്ന ഫോട്ടോണുകള്ക്ക് ഹൈഡ്രജന് അണുവിലെ ഇലക്ട്രോണിനെ n=1 എന്ന ഓര്ബിറ്റില് നിന്നു n=2 എന്ന ഓര്ബിറ്റിലേക്ക് എത്തിക്കുവാന് വേണ്ട ഊര്ജ്ജം ഉണ്ടാകില്ല, n=2 എന്ന ഓര്ബിറ്റില് നിന്നു മറ്റ് ഉയര്ന്ന ഓര്ബിറ്റുകളിലേക്ക് ഇലക്ട്രോണ് പോകുമ്പോഴാണാല്ലോ ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര് രേഖകള് ഉണ്ടാകുന്നത്. പക്ഷെ അതിനു സാധിക്കാത്തതു കൊണ്ട് ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളിലും ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര് രേഖകള് ഉണ്ടാകില്ല.</p><p>ചുരുക്കിപറഞ്ഞാല് ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്പെക്ട്രത്തില് ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര് രേഖകള് ഉണ്ടാകണമെങ്കില് നക്ഷത്രത്തിന്റെ താപനില കുറഞ്ഞത് ഹൈഡ്രജന് അണുവിലെ ഇലക്ട്രോണിനെ ഉദ്ദീപിച്ച് n=1 എന്ന ഓര്ബിറ്റില് നിന്നു n=2 എന്ന ഓര്ബിറ്റിലേക്ക് എത്തിക്കുവാന് വേണ്ടത്ര ഉയര്ന്നതായിരിക്കണം; പക്ഷെ ഈ താപനില ഹൈഡ്രജന് അണുക്കളില് നിന്നു ഇലക്ട്രോണിനെ വേര്പെടുത്തുന്ന തരത്തില് (അയണീകൃതമാക്കുന്ന തരത്തില്) ഉയര്ന്നതാകരുത് താനും. താപനില 9000 K നോടടുത്ത നക്ഷത്രങ്ങളില് ആണ് ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര് രേഖകള് വളരെ ശക്തമായി കാണുന്നത്. ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗം A0നും A5നും ഇടയ്ക്ക് വരും.</p><p>ഇതേപോലെ തന്നെയാണ് മറ്റ് ഓരോ മൂലകത്തിന്റേയും സ്പെക്ട്രല് രേഖകളുടെ കഥ. ഉദാഹരണത്തിനു താപനില 25,000 Kനോടടുത്ത നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രത്തില് ന്യൂട്രല് ഹീലിയത്തിന്റെ സ്പെക്ട്രല് രേഖകള് വളരെ ശക്തമാണ്. പക്ഷെ താപനില 30,000 Kനോടടുക്കുമ്പോള് ഹീലിയത്തിന്റെ ഒരു ഇലക്ട്രോണിനെ ഫോട്ടോണുകള് വേര്പ്പെടുത്തും (അയണീകൃതമാകും). അതിനാല് ന്യൂട്രല് ഹീലിയത്തിന്റെ സ്പെക്ട്രല് രേഖകള് ദുര്ബലമാകും.</p><p>സൂര്യനെപോലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില് (താപനില 6000 K നോടടുത്ത്) കാല്സിയത്തിന്റെ സ്പെക്ട്രല് രേഖകള് ആണ് വളരെ ശക്തം. വിവിധമൂലകങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രല് തരവും, സ്പെക്ട്രല് രേഖകളുടെ ശക്തിയും ഉപരിതല താപനിലയുമായി ഉള്ള ബന്ധവും എല്ലാംകാണിക്കുന്ന ഒരു ചിത്രം ഇതാ തഴെ കൊടുക്കുന്നു.</p><p> </p><p><a href="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/400/382042/Figure2.jpg"><img style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/1600/126406/Figure2.jpg" border="0" /></a></p><p align="center">Image Courtsey: Universe, Kaufamn</p><p>ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും ഒഴിച്ചുള്ള എല്ലാ മൂലകങ്ങളേയും ലോഹങ്ങളായാണ് (metal) വിശേഷിപ്പിക്കുന്നത്. രസതന്ത്രജ്ഞരും മറ്റ് ശാസ്ത്രജ്ഞരും നിര്വചിക്കുന്ന തരത്തില് ഉള്ള ലോഹങ്ങള് അല്ല ഇത്. ഒരു രസതന്ത്രജ്ഞന് സോഡിയവും ഇരുമ്പും ലോഹങ്ങള് ആണ് പക്ഷെ കാര്ബണും ഓക്സിജനും അല്ല താനും. പക്ഷെ ഒരു ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനു ഇതെല്ലാം ലോഹങ്ങള് ആണ്. ഈ നിര്വചനം അനുസരിച്ച് താപനില 10,000 Kനില് കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങളില് ലോഹങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രല് രേഖകള് ആണ് ശക്തം. ഉപരിതല താപനില 6000K-നും 8000K-നും ഇടയ്ക്കുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില് അയണീകൃത ലോഹങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രല് രേഖകള്ക്കാണ് പ്രാമുഖ്യം. അതേ സമയം ഉപരിതല താപനില 4000K-നും 5000K-നും ഇടയ്ക്കുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില് ന്യൂട്രല് ലോഹങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രല് രേഖകള്ക്കാണ് പ്രാമുഖ്യം. 4000 K-നു താഴെ ഉപരിതല താപനില ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില് അണുക്കള് കൂടിച്ചേര്ന്ന് തന്മാത്രകള് ആയിരിക്കുവാന് പറ്റും. അതിനാല് ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളില് TiO-പോലുള്ള ചില തന്മാത്രകളുടെ സ്പെക്ട്രല് രേഖകള്ക്കാണ് പ്രാമുഖ്യം.</p><p>താഴെയുള്ള പട്ടിക വിവിധ സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗവും താപനിലയുമായുള്ള ബന്ധത്തെകുറിച്ചും ഓരോ സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗത്തിലും ഉള്ള സ്പെക്ട്രല് രേഖകളെകുറിച്ചുമുള്ള വിവരങ്ങള് തരുന്നു. </p><br /><p><center><table cellpadding="5" border="1"><tbody><tr><th>സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗം</th><th align="middle">നിറം</th><th align="middle">ഉപരിതല താപനില</th><th align="middle">സ്പെക്ട്രല് രേഖകളുടെ പ്രത്യേകതകള്</th><th align="middle">ഉദാഹരണങ്ങള്</th></tr><tr><th>O</th><td align="middle">Blue</td><td align="middle">> 25,000 K</td><td>ഹീലിയത്തിന്റെ അയണീകൃത രേഖകള്</td><td>10 Lacertra</td></tr><tr><th>B</th><td align="middle">Blue</td><td align="middle">11,000 - 25,000</td><td>ന്യൂട്രല് ഹീലിയത്തിന്റെ രേഖകള്</td><td>Rigel<br />Spica</td></tr><tr><th>A</th><td align="middle">Blue</td><td align="middle">7,500 - 11,000</td><td>A0 നക്ഷത്രങ്ങളില് ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര് രേഖകള് ശക്തം. അവിടെ നിന്നു മുന്നോട്ട് ഈ രേഖകളുടെ ശക്തി കുറഞ്ഞു വരുന്നു</td><td>Sirius Vega</td></tr><tr><th>F</th><td align="middle">Blue to White</td><td align="middle">6,000 - 7,500</td><td>ലോഹങ്ങളുടെ രേഖകള് പ്രകടമായി തുടങ്ങുന്നു.</td><td>CanopusProcyon</td></tr><tr><th>G</th><td align="middle">White to Yellow</td><td align="middle">5,000 - 6,000</td><td>സൂര്യനെ പോലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രം. ന്യൂട്രല് ലോഹങ്ങളുടെ രേഖകള് പ്രകടമാകുന്നു</td><td>Sun Capella</td></tr><tr><th>K</th><td align="middle">Orange to Red</td><td align="middle">3,500 - 5,000</td><td>ലോഹങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രല് രേഖകള് കൂടുതല് പ്രകടമാകുന്നു</td><td>Arcturus Aldebaran</td></tr><tr><th>M</th><td align="middle">Red</td><td align="middle">< 3,500</td><td>തന്മാത്രകളുടെ സ്പെക്ട്രല് രേഖകളുടെ സാന്നിദ്ധ്യം</td><td>Betelgeuse, ആntares</td></tr></tbody></table></center><p></p><h2>The Yerkes Spectral Classification or Luminosity Classification</h2><p>നമ്മള് ഇതിനു മുന്പ് പരിചയപ്പെട്ട Harvard Spectral Classification സ്പെക്ട്രത്തിനു താപനിലയുമായുള്ള ബന്ധം മാത്രമേ കണക്കിലെടുത്തുള്ളൂ. പക്ഷെ കുറച്ചുകൂടി കൃത്യമായ തരം തിരിവിനു നക്ഷത്രത്തിന്റെ Luminosity കൂടി കണക്കിലെടുക്കണം. കാരണം ഒരേ ഉപരിതല താപനില ഉള്ള രണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങള്ക്ക് വ്യത്യസ്തമായ Luminosity ഉണ്ടാകാം. അതിനാല് Luminosity അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള വേറൊരു വര്ഗ്ഗീകരണം കൂടി ഉണ്ടായി. അത് Yerkes Spectral Classification അല്ലെങ്കില് MKK (Morgan, Keenan and Kellman) Classification അതുമല്ലെങ്കില് Luminosity Classification എന്ന് അറിയപ്പെടുന്നു. ഈ വര്ഗ്ഗീകരണത്തില് ആറ് Luminosity classes താഴെ പറയുന്നവ ആണ്. ഈ വര്ഗ്ഗീകരണത്തില് വിവിധ തരങ്ങള്ക്ക് റോമന് സംഖ്യകള് കൊടുക്കുകയാണ് പതിവ്.</p><ul><li>I Super giants</li><li>II - Bright giants</li><li>III - Normal giants</li><li>IV - Sub giants</li><li>V - Dwarfs (Main Sequence stars)</li><li>VI - Sub dwarfs</li><li>VII - White dwarfs</li></ul><p>ഇതില് കാണുന്ന giants, Super giants, Main Sequence stars തുടങ്ങിയവയെല്ലാം പല തരം നക്ഷത്രങ്ങള് ആണ്. ഇവയെ വിശദമായി തുടര്ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളില് പരിചയപ്പെടാം. ഇതില് Super giants നെ പിന്നെയും തരം തിരിച്ച് Bright super giants (Ia), Normal Super Giants (Ib) എന്നു അടയാളപ്പെടുത്താറുണ്ട്. <p><p>ഈ വര്ഗ്ഗികരണത്തില് സ്പെക്ട്രല് രേഖകളുടെ രൂപവും ശക്തിയും ഉപയോഗിച്ച് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതല ഗുരുത്വം കണക്കു കൂട്ടിയെടുക്കുകയാണ് ചെയ്യുന്നത്. ഒരു ഭീമന് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതല gravitational acceleration ഒരു കുള്ളന് നക്ഷത്രത്തിന്റേതിനേക്കാള് കുറവായിരിക്കും. g = G M / R<sup>2</sup> എന്ന സമവാക്യം അനുസരിച്ച് ആണ് ഇത്. അതായത് കുള്ളന് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആരം ഭീമന് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആരത്തേക്കാള് കുറവായതു കൊണ്ട്.</p><h2>ഉപസംഹാരം</h2><p>ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗീകരണം പറയുകയാണെങ്കില് രണ്ടു വര്ഗ്ഗീകരണവും ചേര്ത്താണ് പറയുക. ഉദാഹരണത്തിനു സൂര്യന്റെ സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗീകരണം G2 V ആണ്. അതായത് Harvard Spectral Classification പ്രകാരം സൂര്യന് G2 സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗത്തിലും Luminosity Classification പ്രകാരം സൂര്യന് V സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗത്തിലും ആണ് പെടുക എന്നാണ് ഇതിനര്ത്ഥം.</p><p>രണ്ട് വര്ഗ്ഗീകരണവും രണ്ട് വ്യത്യസ്ത വിവരങ്ങളാണ് തരുന്നത്. അതിനാല് തന്നെ ഒന്ന് മറ്റേതിനു പകരമാവില്ല. ഇനി ഇപ്പോള് സൂര്യന് ഒരു G2 V, തിരുവാതിര (Betelgeuse) ഒരു M2Ib, റീഗല് ഒരു B8Ia, സിറിയസ് ഒരു A0V നക്ഷത്രമാണെന്ന് ഒക്കെ ആരെങ്കിലും പറഞ്ഞാലോ എവിടെയെങ്കിലും വായിച്ചാലോ അതിന്റെ അര്ത്ഥം നിങ്ങള്ക്ക് മനസ്സിലാകും എന്നു വിശ്വസിക്കുന്നു. അതിനു നിങ്ങള്ക്ക് കഴിഞ്ഞാല് ഈ പോസ്റ്റ് അതിന്റെ ലക്ഷ്യം നേടി.</p><div class="blogger-post-footer"><img width='1' height='1' src='https://blogger.googleusercontent.com/tracker/31194642-116554992767161376?l=jyothisasthram.blogspot.com' alt='' /></div>ഷിജു അലക്സ്: :Shiju Alexhttp://www.blogger.com/profile/11433154801831809186noreply@blogger.com2tag:blogger.com,1999:blog-31194642.post-1164789461445455922006-11-29T14:06:00.000+05:302006-11-29T17:17:59.563+05:30Luminosity<p>ഇനി മുന്നോട്ട് പോകുന്നതിനു മുന്പ് Stefan-Boltzmann law എന്ന പ്രധാനപ്പെട്ട ഒരു നിയമം കൂടി മനസ്സിലാക്കണം. കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റുകളില് നമ്മള് പരിചയപ്പെട്ട Weins law പോലെ ഇടയ്ക്കിടയ്ക്ക് എടുത്തു പ്രയോഗിക്കേണ്ടി വരുന്ന ഒരു നിയമം ആണ് ഇത്.</p><h3>Stefan-Boltzmann law</h3><p>ഊര്ജ്ജത്തിന്റെ ഏകകം ജൂള്സ് ആണ്. J എന്ന അക്ഷരം കൊണ്ടാണ് ഇതിനെ സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. ഒരു black bodyയില് നിന്നു വരുന്ന ഊര്ജ്ജത്തിന്റെ അളവ് അതിന്റെ താപനിലയേയും ആ വസ്തുവിന്റെ ഉപരിതല വിസ്തീര്ണ്ണത്തേയും ആശ്രയിച്ച് ഇരിക്കുന്നു. ഇത് നമുക്ക് നിത്യജീവിതത്തില് പരിചയമുള്ളതാണ്. താപനില ഒന്നാണെങ്കിലും ഒരു വിറകുകൊള്ളിയില് നിന്ന്, ഒരു തീപ്പെട്ടി കമ്പില് നിന്നു വരുന്നതിനേക്കാള് കൂടുതല് ഊര്ജ്ജം പുറത്തുവരുന്നു.</p><p>ഇതില് താപനിലയുടെ മാത്രം സ്വാധീനം മനസ്സിലാക്കാന് വസ്തുവിന്റെ ഒരു ചതുരശ്രമീറ്റര് സ്ഥലത്ത് നിന്ന് ഒരു സെക്കന്റില് പുറപ്പെടുന്ന ഊര്ജ്ജത്തിന്റെ അളവ് നോക്കിയാല് മതിയാകും. ഈ അളവിനെ Energy flux എന്നു പറയുന്നു. <i>F</i> എന്ന അക്ഷരം കൊണ്ട് ഇതിനെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു.</p><p>Flux എന്നതിന് ഒഴുക്കിന്റെ അളവ് എന്നാണ് അര്ത്ഥം. അപ്പോള് Energy flux (F) എന്നത് ഒരു വസ്തുവില് നിന്നു ഒരു സെക്കന്റില് പുറപ്പെടുന്ന ഊര്ജ്ജത്തിന്റെ അളവ്. അതിന്റെ ഏകകം J/m<sup>2</sup>s.</p><p>ആസ്ട്രിയന് ഭൌതീകശാസ്ത്രജ്ഞനായ Josef Stefan ഈ മേഖലയില് വളരെയധികം പരീക്ഷണ നിരീഷണങ്ങള് നടത്തിയതിനു ശേഷം 1879-ല് തന്റെ അനുമാനങ്ങള് പ്രസിദ്ധീകരിച്ചു. അതു പ്രകാരം ഒരു black bodyയില് നിന്നു വരുന്ന Energy flux ആ black bodyയുടെ താപനിലയുടെ നാലാം വര്ഗ്ഗത്തിന് അനുപാതമായിരിക്കും. Josef Stefan തന്റെ ഫലം പ്രസിദ്ധീകരിച്ച് നാല് വര്ഷത്തിനുശേഷം മറ്റൊരു ആസ്ട്രിയന് ഭൌതീകശാസ്ത്രജ്ഞനായ Ludwig Boltzmann, അണുക്കളേയും തന്മാത്രകളേയും കുറിച്ചുള്ള ചില അടിസ്ഥാന അനുമാനങ്ങളില് നിന്ന് Josef Stefan ന്റെ ഫലം ഗണിതശാസ്ത്ര പരമായി നിര്ദ്ധാരണം ചെയ്യാം എന്നു തെളിയിച്ചു. ഈ ഫലം ഇന്ന് Stefan-Boltzmann law എന്ന പേരിലാണ് അറിയപ്പെടുന്നത്. അത് താഴെ കൊടുക്കുന്നു.</p><p>F = σT<sup>4</sup></p><p>ഇവിടെ σ എന്നത് ഒരു constant ആകുന്നു. അതിന്റെ മൂല്യം 5.67 X 10<sup>−8</sup> W·m<sup>-2</sup>·K<sup>-4</sup> ആണ്.</p><p><a href="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/1600/301394/Figure1.png"><img style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/400/477299/Figure1.png" border="0" /></a></p><p>Image courtsey:http://www.mhhe.com/physsci/astronomy/arny/instructor/indexnew.mhtml</p><p>Stefan-Boltzmann law നോക്കിയാല് അറിയാം നമ്മള് ഒരു വസ്തുവിന്റെ താപനില ഇരട്ടി ആക്കുക ആണെങ്കില് ആ വസ്തുവില് നിന്നു പുറപ്പെടുന്ന Energy flux ന്റെ അളവ് 2<sup>4</sup> = 16 ഇരട്ടി ആകും. താപനില പത്തിരട്ടി ആക്കിയാല് Energy flux ന്റെ അളവ് 10<sup>4</sup> = 10,000 ഇരട്ടി ആകും.</p><p>ഇനി കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില് പറഞ്ഞ ഉദാഹരണത്തില് ഉള്ള ഇരുമ്പിന്റെ കാര്യമെടുക്കുക. സാധാരണ അന്തരീക്ഷ താപനിലയില് (300 K) അത് വിടുന്ന വികിരണം മിക്കവാറും ഇന്ഫ്രാറെഡ് തരംഗങ്ങള് ആയിരിക്കും. പക്ഷെ താപനില പത്തിരട്ടിയോളം (3000 K) ഉയരുമ്പോള് ഊര്ജ്ജപ്രവാഹത്തിന്റെ അളവ് വര്ദ്ധിക്കുകയും അത് ദൃശ്യപ്രകാശത്തിന്റെ ഭാഗത്തേക്ക് നീങ്ങുകയും ചെയ്യുന്നു.</p><h2>Luminosity</h2><p>ഇനി വേറൊരു പ്രധാനപ്പെട്ട ഭൌതീക പരിമാണത കൂടി നമ്മള്ക്ക് മനസ്സിലാക്കാം. ഇതിന്റെ പേരാണ് Luminosity. ഒരു വസ്തു ഒരു സെക്കന്റില് പുറത്തുവിടുന്ന ഊര്ജ്ജത്തിന്റെ അളവാണ് Luminosity. അതായത് ഒരു വസ്തു പുറത്തുവിടുന്ന Energy flux ആകെ തുകയാണ് Luminosity. Luminosityയെ <i>L</i> എന്ന ചിഹ്നം കൊണ്ടാണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. ഒരു വസ്തുവില് നിന്ന് ഊര്ജ്ജം പുറത്തുവരുമ്പോള് അത് വസ്തുവില് നിന്ന് ദൂരത്താകുംതോറും കൂടുതല് സ്ഥലത്തേക്ക് വ്യാപിക്കും എന്ന് നമുക്ക് അറിയാവുന്നതാണല്ലോ. ഉദാഹരണത്തിനു താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്ന ചിത്രം നോക്കൂ.</p><p><a href="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/400/140230/Figure2.png"><img style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/1600/836850/Figure2.png" border="0" /></a></p><p>http://cse.ssl.berkeley.edu/bmendez/ay10/2002/notes.html</p><br /><p>1 AU ദൂരത്ത് സൂര്യന്റെ ഒരു പ്രത്യേക അളവ് ഊര്ജ്ജം ഒരു ചതുരത്തിനകത്താണ് പതിക്കുന്നതെങ്കില് 2 AU ദൂരത്ത് അതേ അളവ് ഊര്ജ്ജം നാല് ചതുരത്തിനകത്താണ് പതിക്കുന്നത്. 3 AU ദൂരത്താകുമ്പോള് അത് ഒന്പത് ചതുരമാകുന്നു. അങ്ങനെ ഊര്ജ്ജം വസ്തുവില് നിന്ന് ദൂരത്താകുംതോറും ഒരേ അളവ് ഊര്ജ്ജം കൂടുതല് സ്ഥലത്തേക്ക് വ്യാപിക്കും.</p><h3>സൂര്യന്റെ Energy flux</h3><p>ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷത്തിനു പുറത്തു സ്ഥാപിച്ച വിവിധ detector-കള് ഉപയോഗിച്ച് ശാസ്ത്രജ്ഞര് സൂര്യനില് വരുന്ന ഊര്ജ്ജത്തിന്റെ (Energy flux) ശരാശരി മൂല്യം അളന്നു. ഈ ശരാശരി Energy flux-നു Solar Constant എന്നാണ് പേര്. അതിന്റെ മൂല്യം 1370 W/m <sup>2</sup> ആണ്. പക്ഷെ നമ്മള് മുകളില് പരിചയപ്പെട്ട Stefan-Boltzmann law പറയുന്ന പ്രകാരം ഉള്ള Energy flux (F) സൂര്യന്റെ ഉപരിതലത്തില് ഉള്ള Energy flux ആണ്, അല്ലാതെ ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തില് ലഭിയ്ക്കുന്ന സൌരോര്ജ്ജത്തിന്റെ Energy flux അല്ല.ഇനി F കണ്ടു പിടിക്കാന് നമ്മള് ആദ്യം, 1 AU ആരമുള്ള (AU എന്താണെന്ന് അറിയാന് ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലെ ഏകകങ്ങള് എന്ന പോസ്റ്റ് കാണൂ) സൂര്യന് മദ്ധ്യഭാഗത്തായുള്ള വലിയ ഒരു ഗോളം സങ്കല്പ്പിക്കൂ.</p><p><a href="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/400/757076/Figure3.png"><img style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/1600/214125/Figure3.png" border="0" /></a></p><p>അപ്പോള് ഈ ഗോളത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തിലെ ഓരോ ചതുരശ്രമീറ്റര് സ്ഥലത്തും ലഭിയ്ക്കുന്ന ഊര്ജ്ജത്തിന്റെ അളവാണ് 1370 W/m <sup>2</sup>. അങ്ങനെനോക്കിയാല് ഈ ഗോളത്തിന്റെ മൊത്തം ഉപരിതലവിസ്തീര്ണ്ണത്തെ 1370 W/m <sup>2</sup> കൊണ്ട് ഗുണിച്ചാല് നമുക്ക് സൂര്യന് പുറത്തുവിടുന്ന ആകെ ഊര്ജ്ജത്തിന്റെ അളവ് ലഭിയ്ക്കും. ഇങ്ങനെ ഒരു Black Body പുറത്തുവിടുന്ന ആകെ Energy flux ന്റെ മൂല്യത്തിനു ഒരു പ്രത്യേക പേരുണ്ട്. അതാണ് Luminosity. ചുരുക്കിപറഞ്ഞാല് ഒരു ഖഗോളവസ്തു പുറത്തുവിടുന്ന Energy flux ആകെ തുകയാണ് Luminosity.</p><h3>സൂര്യന്റെ Luminosity</h3><p>സൂര്യന്റെ Luminosity യെ L๏ എന്ന ചിഹ്നം കൊണ്ടാണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. അതിന്റെ മൂല്യം 3.90 X 10 <sup>26</sup> Watts. അതായത് സൂര്യന് ഒരു സെക്കന്റില് 3.90 X 10<sup>26</sup> Watts ഊര്ജ്ജം പുറത്തേക്ക് വ്യാപിക്കുന്നു. സൂര്യന്റെ വലിപ്പം നമുക്ക് അറിയുന്നത് കൊണ്ട് അതിന്റെ ഉപരിതല Energy flux കണക്കാക്കിയെടുക്കാന് പറ്റും. അതായത് സൂര്യന്റെ ഉപരിതലത്തിലെ ഒരു ചതുരശ്രമീറ്റര് സ്ഥലം ഒരു സെക്കന്റില് പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ഊര്ജ്ജത്തിന്റെ അളവ്.. സൂര്യന്റെ ആരം 6.96 X 10 <sup>8</sup> m ആണെന്ന് നമ്മള്ക്കറിയാം. അതിനാല് അതിന്റെ ഉപരിതലവിസ്തീര്ണ്ണം 4π <i>R๏ </i><sup>2</sup>. അതിനാല് സൂര്യന്റെ Luminosityയെ അതിന്റെ ഉപരിതലവിസ്തീര്ണ്ണം കൊണ്ട് ഹരിച്ചാല് നമുക്ക് സൂര്യന്റെ Energy flux കിട്ടും.</p><p>അതായത് </p><p><a href="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/400/406754/eq1.png"><img style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/1600/463808/eq1.png" border="0" /></a></p><br /><p>ഇതാണ് പ്രശസ്തമായ Inverse Square Law-യുടെ ഒരു രൂപം.</p><p><a href="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/400/871080/eq2.png"><img style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/1600/943672/eq2.png" border="0" /></a></p><br /><p>പക്ഷെ സൂര്യന്റെ ഉപരിതലത്തില് ഉള്ള Energy flux നമ്മള് മുന്പ് പരിചയപ്പെട്ട Solar Constant-നെക്കാള് വളരെ കൂടുതല് ആണെന്ന് കാണാം. അത് സ്വാഭാവികമാണ്. കാരണം സൂര്യനില് നിന്ന് 15 കോടി കിലോമീറ്റര് സഞ്ചരിച്ച് സൌരോര്ജ്ജം ഭൂമിയിലെത്തുമ്പോഴേക്കും അത് വളരെയധികം സ്ഥലത്തേക്ക് വ്യാപിച്ചിരിക്കും. അതിനാല് ഒരു ചതുരശ്രമീറ്റര് സ്ഥലത്ത് ലഭിയ്ക്കുന്ന ഊര്ജ്ജത്തിന്റെ അളവും സ്വാഭാവികമായും കുറയും. രണ്ടാമത്തെ ചിത്രത്തില് ഇതു വ്യക്തമാക്കിട്ടുണ്ടല്ലോ. </p><h3>സൂര്യന്റെ ഉപരിതല താപനില</h3><p>സൂര്യന്റെ Energy flux കിട്ടികഴിഞ്ഞാല് നമുക്ക് മുകളില് പരിചയപ്പെട്ട Stefan-Boltzmann law ഉപയോഗിച്ച് സൂര്യന്റെ ഉപരിതലതാപനില വളരെയധികം എളുപ്പത്തില് കണ്ടെത്താം. </p><p>അതായത്</p><p><a href="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/400/430567/eq3.png"><img style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/1600/339846/eq3.png" border="0" /></a></p><p>ഇതിന്റെ fourth root (നാലാം ഘാതം?) കണ്ടാല് ഉപരിതല താപനില 5800 K ആണെന്ന് കിട്ടുന്നു.</p><p><a href="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/400/857724/eq4.png"><img style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://photos1.blogger.com/x/blogger/5537/2845/1600/295401/eq4.png" border="0" /></a></p><p>ഇനി വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളും ജ്യോതിശാസ്ത്രവും എന്ന പോസ്റ്റില് Wein's law ഉപയോഗിച്ച് നമ്മള് കണ്ടെത്തിയ സൂര്യന്റെ ഉപരിതലതാപനിലയും ഇത് തന്നെയാണെന്ന് കാണാം. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദൃശ്യകാന്തിമാനം ഒക്കെ വളരെ കൃത്യമായി മനസ്സിലാക്കുന്നത് അതില് നിന്ന് വരുന്ന Energy flux വിവിധ ഉപകരണങ്ങള് ഉപയോഗിച്ച് വളരെ സൂക്ഷമമായി അളന്നിട്ടാണ്. </p><p>വിശ്വേട്ടന് പറഞ്ഞ ഒരു കാര്യം കൂടി ഇതോടൊപ്പം ചേര്ത്തുവായിക്കുക. <b>Intrinsic brightness of an object is called Luminosity.</b> അതായത് ഒരു വസ്തുവിന്റെ യഥാര്ത്ഥ brightness എന്താണോ അതാണ് Luminosity. നമ്മള് ഭൂമിയില് നിന്നു വീക്ഷിക്കുമ്പോള് ഒരു വസ്തുദൂരത്തായതു കൊണ്ട് അതിന്റെ brightness കുറവായി തോന്നാം. പക്ഷെ ഒരു വസ്തുവിന്റെ യഥാര്ത്ഥ brightness എന്താണോ (അതായത് ദൂരം ഒരു മാനദണ്ഡം ആക്കാതെ) അതാണ് Luminosity. ഇതേ പ്രതിസന്ധി തരണം ചെയ്യുന്നതിനാണ് കാന്തിമാനത്തിന്റെ കാര്യത്തില് absolute magnitude എന്ന ഒരു concept കൊണ്ടുവന്നത്. (കൂടുതല് വിവരത്തിന് <a href="http://jyothisasthram.blogspot.com/2006/09/blog-post_21.html">കാന്തിമാനം എന്നാല് എന്ത് </a>എന്ന പോസ്റ്റ് കാണുക). </p><p>കാന്തിമാനവും Lumnosityയും Energy Fluxഉം ഒക്കെ നമുക്ക് ഇനി ഇറയ്ക്കിടയ്ക്ക് എടുത്തു പ്രയോഗിക്കേണ്ടി വരും. ഒരു വതുവിന്റെ ഏതെങ്കിലും ഒരു ഭൌതീക പരിമാണത (Physical quantity) അറിയാമെങ്കില് അതില് നിന്ന് ആ വസ്തുവിന്റെ Lumnosityയും, ദ്രവ്യമാനവും, ആരവും, താപനിലയും, വസ്തുവിലേക്കുള്ള ദൂരവും ഒക്കെ എങ്ങനെയാണ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര് എങ്ങനെയാണ് കണ്ടെത്തുന്നത് എന്ന് വഴിയേ പറയാം.</p><div class="blogger-post-footer"><img width='1' height='1' src='https://blogger.googleusercontent.com/tracker/31194642-116478946144545592?l=jyothisasthram.blogspot.com' alt='' /></div>ഷിജു അലക്സ്: :Shiju Alexhttp://www.blogger.com/profile/11433154801831809186noreply@blogger.com8tag:blogger.com,1999:blog-31194642.post-1163997828113473932006-11-20T10:12:00.000+05:302006-11-24T12:20:41.186+05:30വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള് ഉണ്ടാവുന്നത് എങ്ങനെ<p>കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റിന്റെ കമന്റില് സുനില്ചേട്ടന് പറഞ്ഞു: </p><p><i>സുനില് said...<br />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-</i></p><p>അദ്ദേഹം ചോദിച്ച ഈ സംശയം ആണ് ഈ പോസ്റ്റ് എഴുതുന്നതിനു എന്നെ പ്രേരിപ്പിച്ചത്. ഈ പോസ്റ്റില് ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തേക്കാള് ശുദ്ധ ഭൌതീകശാസ്ത്രം ആണ് കൈകാര്യം ചെയ്യുന്നത്. ഇതില് ചിലതൊക്കെ നമ്മള് സ്കൂള്, കോളേജ് തലത്തില് പഠിച്ചതാണ്. പക്ഷെ അതൊക്കെ ഒരു പ്രത്യേക രീതിയില് ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തോട് ചേര്ന്നുനില്ക്കും വിധം കൈകാര്യം ചെയ്യാനാണ് ഈ പോസ്റ്റില് ശ്രമിച്ചിട്ടുള്ളത്.</p><p>എങ്ങനെയാണ് വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള് ഉണ്ടാവുന്നത്? രണ്ട് വിധത്തിലാണ് ഒരു വസ്തുവില് നിന്ന് വിദ്യുത്കാന്തികതരംഗങ്ങള് വികിരണം ചെയ്യുന്നത്.</p><ol><li>Thermal emission</li><li>Non-thermal emission</li></ol><p></p><p>ഈ പോസ്റ്റില് രണ്ടെണ്ണത്തെകുറിച്ചും വിശദീകരിച്ച് സംഗതി സങ്കീര്ണ്ണമാക്കാന് ഉദ്ദേശിക്കുന്നില്ല. പക്ഷെ രണ്ട് തരം emissionനിലും ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട ചിലത് പരിചയപ്പെടുത്തുക മാത്രമേ ഇവിടെ ഉദ്ദേശിക്കുന്നുള്ളൂ. ഈ ഒരു പോസ്റ്റില് (10 പോസ്റ്റില് പോലും) ഒതുങ്ങുന്നതല്ല ഈ<br />വിഷയം. ഇവിടെ ഉദ്ദേശിക്കുന്നത് ജ്യോതിശാസ്ത്രവുമായി ഏറ്റവും കൂടുതല് പ്രാധാന്യമുള്ള കുറച്ച് കാര്യങ്ങള് പരിചയപ്പെടുത്തുക എന്നത് മാത്രമാണ്. ഇതു കൊണ്ട് ഇപ്രകാരം മാത്രമേ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള് നിര്മ്മിക്കപ്പെടൂ എന്ന് അര്ത്ഥമില്ല. ഇതു വരെ ഉള്ള പോസ്റ്റുകളില് നിന്ന് ആര്ജ്ജിച്ച അറിവ് വച്ച് പരിചയപ്പെടുത്താന് പറ്റുന്നത് മാത്രമേ ഈ പോസ്റ്റില് ഈ കൈകാര്യം ചെയ്യുന്നുള്ളൂ. ശുദ്ധ ഭൌതീക ശാസ്ത്രമാണെകിലും ഇനി പറയാന് പോകുന്നതൊക്കെ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലെ പഠനത്തിനു ഉപയോഗിക്കുന്നതാണ്. സത്യത്തില് ജ്യോതിശാസ്ത്രം അതിന്റെ പഠനത്തിനു സഹായി ആയി ഉപയോഗിക്കാത്ത ശാസ്ത്രശാഖകള് ഇല്ല എന്നു തന്നെ പറയാം.</p><p>കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില് നമ്മള് പരിചയപ്പെട്ട Wein's law ഒക്കെ പറയുന്ന വിധത്തില് ഉണ്ടാകുന്ന വിദ്യുത്കാന്തികതരംഗങ്ങള് ആണ് Thermal emission വഴി ഉണ്ടാകുന്നത്. അതായത് ഒരു വസ്തുവിന്റെ താപം മൂലം (black body radiation) അത് പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന വിദ്യുത്കാന്തികതരംഗങ്ങള്. Black body radiation കൂടാതെ രണ്ട് പ്രധാന തരത്തില് കൂടെ Thermal emission മൂലം വിദ്യുത്കാന്തികതരംഗങ്ങള് ഉണ്ടാകുന്നുണ്ട്. അയണീകൃത വാതകങ്ങളില് സംഭവിക്കുന്ന free-free emissionഉം മറ്റൊന്ന് spectral line emissionഉം. താപം മൂലമല്ലാതെ മറ്റു വിധത്തില് നിര്മ്മിക്കപ്പെടുന്ന വിദ്യുത്കാന്തികതരംഗങ്ങളാണ് Non-thermal emission വഴി വികിരണം ചെയ്യുന്നത്. </p><h2>Blackbody Radiation</h2><p>ഇതിനെ കുറിച്ച് നമ്മള് പോസ്റ്റില് മനസ്സിലാക്കി എങ്കിലും കുറച്ചു കാര്യങ്ങള് കൂടി. 0 K നു മുകളില് താപനില ഉള്ള ഏത് വസ്തുവും താപ വികിരണം പുറത്തുവിടും എന്ന് കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില് പറഞ്ഞുവല്ലോ. ഒരു വസ്തുവിനേയും 0 K എന്ന മാന്ത്രിക താപനിലയിലേക്ക് തണുപ്പിക്കാന് പറ്റില്ല. അതിനര്ത്ഥം ഈ പ്രപഞ്ചത്തിലുള്ള എല്ലാ വസ്തുക്കളും താപ വികിരണം (thermal radiation) പുറത്തു വിടുന്നു എന്നാണ്.</p><p>ഒരു വസ്തുവിന്റെ താപനില മൂലം അതിലുള്ള അണുക്കളും തന്മാത്രകളും നിരന്തരചലനത്തിലാണ്. ഇങ്ങനെ ഉള്ള ചലനം മൂലം ഈ അണുക്കള് കൂട്ടിമുട്ടുന്നു. അങ്ങനെ കൂട്ടിമുട്ടുമ്പോള് അവയുടെ ദിശ മാറുന്നു. ദിശ മാറുന്നു എന്നു പറഞ്ഞാല് ത്വരണം ഉണ്ടാകുന്നു എന്നാണ് അര്ത്ഥം. ഇലക്ട്രിക് ചാര്ജ്ജ് ഉള്ള ഒരു കണത്തിനു ത്വരണം ഉണ്ടായാല് അത് വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗം പുറപ്പെടുവിക്കും എന്നു നമ്മള് സ്കൂള് കോളേജ് തലത്തിലെ ഫിസിക്സില് പഠിച്ചിട്ടുണ്ടല്ലോ. അതു കൊണ്ട് ഒരോ പ്രാവശ്യവും അണുക്കള് ദിശ മാറുമ്പോള് അത് വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗം പുറപ്പെടുവിക്കും. ഇങ്ങനെയാണ് ഈവിധത്തില് വിദ്യുത് കാന്തിക തരംഗങ്ങള് നിര്മ്മിക്കപ്പെടുന്നത്. </p><p>(ഇതില് കൂടുതല് ഇത് വിശദീകരിക്കുന്നില്ല. ഇതിനെ കുറിച്ച് കൂടുതല് അറിയുവാന് താല്പര്യം ഉള്ളവര് പ്ലസ് 2 ലെവലിലോ ഡിഗ്രി തലത്തിലോ ഉള്ള ഫിസിക്സ് പുസ്തകം വായിച്ചു നോക്കൂ)</p><p>പക്ഷെ ഇങ്ങനെ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗത്തിന്റെ തരംഗ ദൈര്ഘ്യം അതിന്റെ താപനിലയ്ക്ക് അനുപാതമായിരിക്കും. ഇതാണ് Wein's law യില് കൂടെ നമ്മള് കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില് മനസ്സിലാക്കിയത്. കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില് ഒരു വെല്ഡര് ഇരുമ്പ് ചൂടാക്കുന്നതിനെ കുറിച്ചുള്ള കാര്യം ചിത്ര സഹിതം വിശദകരിച്ചിരുന്നുവല്ലോ. അത് ഇനി ഒന്നു കൂടി വായിച്ചു നോക്കൂ.</p><p>അപ്പോള് ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല് ചാര്ജുള്ള കണങ്ങളും തന്മാത്രകളും മറ്റും അതിന്റെ വേഗതയോ സഞ്ചാരത്തിന്റെ ദിശയോ മാറ്റുമ്പോമ്പോഴാണ് വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നത്. ഇതിനെയാണ് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് Blackbody Radiation എന്നു വിളിക്കുന്നത്.</p><h2>Free-Free Emission</h2><p>ഇനി മറ്റൊരു തരത്തിലുള്ള താപ വികിരണം (thermal emission) വരുന്നത് അയണീകൃതമായ വാതകങ്ങളില് നിന്നാണ്. അണുക്കള് അയണീകൃതമാകുന്നത് അതിന്റെ ഇലക്ട്രോണ് നഷ്ടപ്പെടുമ്പോഴാണ്. ഇങ്ങനെ സ്വതന്ത്രമാക്കപ്പെട്ട ഇലക്ട്രോണും അയണീകൃതമായ കണങ്ങളും ഉള്പ്പെട്ട പദാര്ത്ഥത്തിന്റെ നാലാമത്തെ അവസ്ഥയായ പ്ലാസ്മയിലേക്ക് മാറ്റപ്പെടുന്നു. ഇങ്ങനെ ഉള്ള പദാര്ത്ഥത്തില് ഇലക്ട്രോണുകള്ക്ക് കണങ്ങളുടെ ആകര്ഷണം മൂലം തുടര്ച്ചയായ ത്വരണം സംഭവിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കും. അപ്പോള് അത് വിദ്യുത് കാന്തിക തരംഗങ്ങള് പുറപ്പെടുവിക്കും. ഇത്തരം വികിരണത്തെ Free-Free Emission അല്ലെങ്കില് bremsstrahlung എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഇതു മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന വിദ്യുത് കാന്തിക തരംഗങ്ങള് കൂടുതലും എക്സ് കിരണങ്ങള് അല്ലെങ്കില് ഗാമാകിരങ്ങള് ആയിരിക്കും.</p><p>ഈ വികിരണത്തിന്റെ ഒരു അനിമേഷന് കാണണമെങ്കില് <a href="http://www.nrao.edu/whatisra/mechanisms.shtml">ഈ ലിങ്കില് ഞെക്കിയാല് തുറന്നു വരുന്ന വെബ്ബ് പേജില് </a>Free-Free Emission നു നേരെയുള്ള ചിത്രത്തില് ഒന്ന് ഞെക്കി നോക്കൂ. ഈ തുറന്നു വരുന്ന പേജില് Free-Free Emissionനു പുറമേ താഴെ പരിചയപ്പെടുത്തുന്ന മിക്കതിന്റേയും/ അതോടൊപ്പം പരിചയപ്പെടുത്താതെ വിടുന്നതിന്റേയും (ഉദാ: Synchrotron Emission)അനിമേഷനുകള് കാണാം. എല്ലാം ഒന്ന് പ്ലേ ചെയ്ത് നോക്കി അതിന്റെ പ്രവര്ത്തനം മനസ്സിലാക്കൂ. മാത്രമല്ല കൂടുതല് അറിയണമെന്ന് താല്പര്യം ഉള്ളവര്ക്ക് അതില് കൊടുത്തിരിക്കുന്ന ലിങ്കുകള് പിന്തുടരാം.പക്ഷെ ആദ്യം ഈ ലേഖനം വായിക്കൂ.</p><h2>Spectral Line Emission</h2><p>അടുത്തത് സ്പെക്ട്രല് ലൈന് വികിരണം ആണ്. ഇത് ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തില് വളരെ പ്രാധാന്യമുള്ള ഒന്നാണ്. നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഒക്കെ Spectral Line Emission നോക്കിയിട്ടാണ് അതില് ഏതൊക്കെ മൂലകങ്ങള് ഉണ്ടെന്ന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര് മനസ്സിലാക്കുന്നത്. Spectroscopy എന്ന ശാസ്ത്രശാഖ ഇതിനെ കുറിച്ചുള്ള പഠനമാണ്. നമുക്ക് ഇതിന്റെ കുറച്ച് അടിസ്ഥാനപരമായ കാര്യങ്ങള് മനസ്സിലാക്കാം.</p><p>ഒരു അണുവിലെ ഇലക്ട്രോണ് അതിന്റെ ഉയര്ന്ന പഥത്തില് നിന്ന് താഴ്ന്ന പഥത്തിലേക്ക് ചാടുമ്പോള് (അല്ലെങ്കില് തിരിച്ച്) ആ പഥങ്ങളുടെ ഊര്ജ്ജനിലകള് തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസത്തിനു തുല്യമായ ഊര്ജ്ജം (അതായത് വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗം) പുറത്തുവിടുന്നു (അല്ലെങ്കില് ആഗിരണം ചെയ്യുന്നു). ഇങ്ങനെ ഒരു പ്രത്യേക തരംഗദൈര്ഘ്യത്തില് പുറത്തുവരുന്ന (അല്ലെങ്കില് ആഗിരണം ചെയ്യപ്പെടുന്ന) വിദ്യുത്കാന്തികതരംഗം വിദ്യുത്കാന്തികവര്ണ്ണരാജിയില് ഒരു വര ആയി കാണപ്പെടും. ഇതാണ് Spectral Line Emission/absorption എന്നത് കൊണ്ട് ഉദ്ദേശിക്കുന്നത്. മനസ്സിലായില്ല അല്ലേ. താഴേക്ക് വായിക്കൂ. ഈ പോസ്റ്റിന്റെ സിംഹഭാഗവും ഇത് വിശദീകരിക്കാണ് പോകുന്നത്. കാരണം ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തില് ഇതിന്റെ പ്രാധാന്യം അത്രയ്ക്ക് വലുതാണ്.</p><p>ന്യൂട്ടന് പ്രിസം ഉപയോഗിച്ച് സൂര്യപ്രകാശത്തില് നിന്നു വര്ണ്ണരാജി ഉണ്ടാക്കിയ കാര്യം നമുക്കെല്ലാം അറിവുള്ളതാണല്ലോ. 1814-ല് ജര്മ്മന് കാരനായ Fraunhofer ഈ പരീക്ഷണം ഒന്ന് കൂടി ആവര്ത്തിച്ചു. പക്ഷെ ഇത്തവണ Fraunhofer പ്രിസത്തില് നിന്നു വരുന്ന വര്ണ്ണ രാജിയെ പര്വ്വതീകരിച്ച് (magnify) വീക്ഷിച്ചു. അദ്ദേഹത്തെ അത്ഭുതപ്പെടുത്തികൊണ്ട് ആ വര്ണ്ണ രാജിയില് ഏണ്ണകണക്കിനു കറുത്ത വരകള് ഉള്ളതായി കണ്ടു. ഇന്ന് നമ്മള് ഇതിനെ spectral lines എന്നാണ് വിളിക്കുന്നത്. പക്ഷെ ഒരു Blackbodyയില് നിന്നു വരുന്ന വികിരണം ഇങ്ങനെ വരകള് ഒന്നും ഇല്ലാതെ തുടച്ചയായതും സുഗമമായതും ആയിരിക്കും എന്ന് നമ്മള് കഴിഞ്ഞ പോസ്റ്റില് നിന്നു മനസ്സിലാക്കിയിരുന്നല്ലോ. പക്ഷെ ഈ വരകള് എങ്ങനെയാണ് ഉണ്ടാകുന്നത് എന്ന് വിശദീകരിക്കാന് അന്നത്തെ ശാസ്ത്രത്തിനായില്ല.</p><p>Fraunhofer സൌരവര്ണ്ണരാജിയില് ഏതാണ്ട് 600 dark spectral lines എണ്ണി. ഇന്ന് നമ്മള്ക്ക് ഏതാണ്ട് 30,000 ത്തിലധികം dark spectral lines-നെ അറിയാം. ഇതോടൊപ്പം കൊടുത്തിരിക്കുന്ന സൌരവര്ണ്ണരാജിയില് ആയിരക്കണക്കിനു dark spectral lines-നെ നിങ്ങള്ക്ക് കാണാവുന്നതാണ്.</p><p><a href="http://http://photos1.blogger.com/blogger/5537/2845/400/1-Solar%20Spectrum.jpg"><img style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://photos1.blogger.com/blogger/5537/2845/1600/1-Solar%20Spectrum.jpg" border="0" /></a></p><p align="center"><strong>സൌര വര്ണ്ണ രാജി<br />Image credit. The National Radio Astronomy Observatory (NRAO)</strong></p><br /><p>അരനൂറ്റാണ്ടിനു ശേഷം സൂര്യനില് മാത്രമല്ല ഭൂമിയിലെ പരീക്ഷണ ശാലകളില് തന്നെ വിവിധ മൂലകങ്ങളില് നിന്നു വരുന്ന സ്പെക്ട്രല് വികിരണങ്ങള് തങ്ങള്ക്ക് വേര്തിരിക്കാനാവും എന്നു രസതന്ത്രജ്ഞര് തെളിയിച്ചു. മാത്രമല്ല സ്പെക്ട്രല് വരകള് നോക്കി ഒരു വസ്തു എന്ത് മൂലകങ്ങള് കൊണ്ടാണ് നിര്മ്മിച്ചിരിക്കുന്നത് എന്ന് കണ്ടെത്താനാവുമെന്നും അവര് തെളിയിച്ചു. ജര്മ്മന് ഭൌതീകശാസ്ത്രജ്ഞനായ Kirchoff-ഉം രസതന്ത്രജ്ഞനായ Bunsenഉം ഒരോ മൂലകവും സമാനകളില്ലാത്ത spectral lines വികിരണം ചെയ്യും എന്ന് മനസ്സിലാക്കി. അങ്ങനെ 1859-ല് spectral analysis എന്ന ശാസ്ത്ര സമ്പ്രദായത്തിനു തുടക്കമായി.</p><p>Kirchoff ഉം Bunsenഉം കൂടിച്ചേര്ന്ന് അന്ന് അവര്ക്ക് അറിവുണ്ടായിരുന്ന എല്ലാ മൂലകങ്ങളുടേയും spectral lines പരീക്ഷണശാലയില് നിര്മ്മിച്ചു സൂക്ഷിച്ചു. അതിനുശേഷം അവര് ചില രാസ രാസംയുക്തങ്ങളുടെ spectral lines ഉണ്ടാക്കിനോക്കിയപ്പോള് അവര്ക്ക് അത് അന്ന് പരിചയം ഉണ്ടായിരുന്ന മൂലകങ്ങളുടെ ഒന്നും അല്ല എന്ന് കണ്ടെത്തി. ഉദാഹരണത്തിന് 1860-ല് ധാതുജലത്തിന്റെ വര്ണ്ണരാജി ഉണ്ടാക്കി നോക്കിയപ്പോള് നീലവര്ണ്ണത്തിന്റെ ഭാഗത്ത് ഒരു പുതിയ വര കണ്ടെത്തി. ഈ വര അവര്ക്ക് അന്ന് അറിയുമായിരുന്ന ഒരു മൂലകത്തിന്റെ വര്ണ്ണരാജിയിലും ഉണ്ടായിരുന്നില്ല. അതിനാല് ഇത് ഒരു പുതിയ മൂലകത്തില് നിന്നാവാം എന്ന് അവര് ഊഹിച്ചു. അവര് ആ spectral line ഉണ്ടാക്കുന്ന മൂലകത്തെ ലാറ്റിനില് gray-blue എന്ന് അര്ത്ഥം വരുന്ന Caesium എന്ന് വിളിച്ചു. അടുത്ത വര്ഷം അവര് ഇതേ പോലെ വേറൊരു ധാതുവില് പരീക്ഷണം നടത്തുമ്പോള് ചുവപ്പിന്റെ ഭാഗത്ത് ഒരു പുതിയ വര കണ്ടെത്തി. ഈ വര ഉണ്ടാക്കുന്ന മൂലകത്തെ ലാറ്റിനില് red എന്നര്ത്ഥം വരുന്ന Rubidium എന്ന് അവര് വിളിച്ചു.</p><p>ഇങ്ങനെ spectral analysis മൂലം പല പുതിയ മൂലകങ്ങളേയും കണ്ടെത്താന് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മര്ക്ക് സാധിച്ചു. ഭൂമിക്ക് പുറത്തും പുതിയ മൂലകങ്ങളെ കണ്ടെത്താന് അവര്ക്ക് കഴിഞ്ഞു. 1868-ലെ സൂര്യഗ്രഹണ സമയത്ത് സൂര്യന്റെ upper surface-ല് നിന്ന് വരുന്ന വികിരണത്തിന്റെ വര്ണ്ണരാജിയില് പുതിയ ഒരു വര അവര് കണ്ടു. ഈ വര ഉണ്ടാക്കുന്ന മൂലകത്തെ ഗ്രീക്കില് സൂര്യന് എന്നര്ത്ഥം വരുന്ന helios എന്ന വാക്കില് നിന്ന് ഉണ്ടാക്കിയ helium എന്നു വിളിച്ചു. ഈ മൂലകത്തെ 1895 വരെ ഭൂമിയില് കണ്ടെത്തിയിരുന്നില്ല.</p><h3>Kirchoff laws</h3><p>Kirchoff വര്ഷങ്ങളായുള്ള തന്റെ ഗവേഷണപരീക്ഷണങ്ങളുടെ നിഗമനങ്ങള് മൂന്നു നിയമങ്ങളില് ക്രോഡീകരിച്ചു. ഇത് ഇന്ന് Kirchoff laws എന്നാണ് അറിയപ്പെടുന്നത്. അത് എന്തൊക്കെയാണെന്ന് താഴെ പരിചയപ്പെടുത്തുന്നു.</p><p><b>നിയമം 1.</b> ചൂടുള്ള അതാര്യമായ (Opaque) വസ്തു അല്ലെങ്കില് സാന്ദ്രത കൂടിയ ചൂടുള്ള വാതകം spectral lines ഒന്നുമില്ലാത്ത <b><i>Continuous Spectrum</i></b> വികിരണം ചെയ്യുന്നു.</p><p><b>നിയമം 2.</b> ചൂടുള്ള സുതാര്യമായ (transparent) വാതകം <b><i>emission line spectrum</i></b> വികിരണം ചെയ്യുന്നു. കറുത്ത പശ്ചാത്തലത്തിലുള്ള ഒരു സീരീസ് bright spectral lines ആയിട്ടാണ് emission spectrum കാണുക.</p><p><b>നിയമം 3.</b> Continuous spectrum വികിരണം ചെയ്യുന്ന ഒരു വസ്തുവിന്റെ മുന്പിലുള്ള തണുത്ത സുതാര്യമായ (transparent) വാതകം <i><b>absorption line spectrum</b></i> വികിരണം ചെയ്യുന്നു. Continuous spectrum-ത്തില് അടക്കം ചെയ്ത ഒരു സീരീസ് dark spectral lines ആയിട്ടാണ് absorption spectrum കാണുക.</p><p>ഇതോടൊപ്പം ഒരു വാതകത്തിന്റെ absorption spectrumത്തില് dark spectral lines ഉള്ള അതേ സ്ഥാനത്തുതന്നെയായിരിക്കും അതേവാതകത്തിന്റെ emission line spectrum-ത്തിലെ bright spectral lines-ഉം ഉണ്ടാവുക. ഇതോടൊപ്പമുള്ള ചിത്രം കാണുക</p><p><a href="http://photos1.blogger.com/blogger/5537/2845/400/2.%20Three%20types%20of%20spectra.png"><img style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://photos1.blogger.com/blogger/5537/2845/1600/2.%20Three%20types%20of%20spectra.png" border="0" /></a> <p align="center"><strong>മൂന്നു തരത്തിലുള്ള വികിരണങ്ങള്<br />Image credit. The National Radio Astronomy Observatory (NRAO)</strong></p><br /><p>ഒരു വാതക പടലത്തില് നിന്നു emission spectrum ആണോ absorption spectrum വരിക എന്നതു തീരുമാനിക്കുന്നത് ആ വാതകപടലത്തിന്റേയും അതിന്റെ പശ്ചാത്തലത്തിന്റേയും ആപേക്ഷിക താപനില ആണ്. പശ്ചാത്തലം വാതകത്തേക്കാള് ചൂടുള്ളതാണെങ്കില് absorption spectrum ഉം തണുത്തതാണെങ്കില് emission spectrumഉം വികിരണം ചെയ്യും.</p><p>Kirchoff ന്റെ നിയമങ്ങള് ക്രോഡീകരിച്ച് ഒരു ഉദാഹരണത്തിലൂടെ വ്യക്തമാക്കാം. ഒരു സ്രോതസ്സില് നിന്നുള്ള ധവള പ്രകാശ രശ്മി ഒരു വാതകത്തിലൂടെ കടന്നു പോകുന്നു എന്നും ഈ വാതകത്തിലെ അണുക്കള് ചില പ്രത്യേക തരംഗദൈര്ഘ്യത്തിലുള്ള വര്ണ്ണങ്ങള് ഈ രശ്മിയില് നിന്നു ആഗിരണം ചെയ്യുന്നു എന്നും കരുതുക. ഇനി വാതകത്തിലൂടെ കടന്നു വരുന്ന രശ്മിയെ നേരെ നോക്കുന്ന ഒരാള്ക്ക് (spectroscope എന്ന ഉപകരണം ഉപയോഗിച്ച്) ധവളപ്രകാശത്തില് അടക്കം ചെയ്ത dark absorption spectral lines ആണ് കാണാന് കഴിയുക.മാത്രമല്ല അതിനുശേഷം വാതകം, അത് ആഗിരണം ചെയ്ത തരംഗദൈര്ഘ്യങ്ങളെ എല്ലാ ദിശകളിലേക്കും വികിരണം ചെയ്യും. വാതകത്തെ നേരെയല്ലാതെ ചെരിഞ്ഞ ഒരു കോണില് നിന്നു spectroscope ഉപയോഗിച്ച് നോക്കിയാല് വാതകം വികിരണം ചെയ്യുന്ന bright emission spectral linesഉം കാണാം. ഇനി ഇതോടൊപ്പമുള്ള ചിത്രത്തില് ഈ മുകളില് പറഞ്ഞത് ഒരു Blackbodyയെ ആധാരമാക്കി വിവരിക്കുന്ന ഒരു ചിത്രം നോക്കൂ.</p><p><a href="http://photos1.blogger.com/blogger/5537/2845/400/3-Emission%20from%20black%20body.0.jpg"><img style="DISPLAY: block; MARGIN: 0px auto 10px; CURSOR: hand; TEXT-ALIGN: center" alt="" src="http://photos1.blogger.com/blogger/5537/2845/1600/3-Emission%20from%20black%20body.0.jpg" border="0" /></a></p><p align="center"><strong>വിവിധ തരത്തിലുള്ള സ്പെക്ട്രം ഉണ്ടാകുന്നതെങ്ങനെ<br />Image credit. Universe, Kaufmann and Freedman, W H Freeman and Company, New York</strong></p><br /><p>Blackbodyയെ നേരിട്ട് (വാതകപടലത്തിലൂടെ അല്ലാതെ) spectroscope-ലൂടെ വീക്ഷിക്കുന്ന ഒരാള്ക്ക് Continuous spectrumഉം, Blackbodyയെ നേരെ വാതകപടലത്തിലൂടെ വീക്ഷിക്കുന്ന ആള്ക്ക് absorption spectrumഉം, വാതക പടലത്തെ ഒരു കോണിലൂടെ വീക്ഷിക്കുന്ന ആള്ക്ക് emission spectrumഉം ആണ് കാണാനാവുക. സ്വാഭാവികമായും വാതകത്തിലുള്ള മൂലകങ്ങള് ആണ് spectral lines വിദ്യുത്കാന്തിക വര്ണ്ണ രാജിയുടെ ഏത് ഭാഗത്ത് വരും എന്ന് തീരുമാനിക്കുക. </p><p>Spectroscopy എന്ന ശാസ്ത്രശാഖ പല തരം Spectra-കളുടേയും spectral linesന്റേയും ഒക്കെ ചിട്ടയായ പഠനമാണ്. അതിന്റെ പിറവിക്ക് വഴിതെളിച്ച ചില പ്രധാനസംഭവവ