Skip to content. | Skip to navigation

Vikaspedia

ഹോം പേജ് / ഊര്‍ജ്ജം / ഊർജ്ജ വസ്തുതകൾ / ഭൌമാന്തരീക്ഷവും വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളും
പങ്കുവയ്ക്കുക
Views
  • നില എഡിറ്റ്‌ ചെയുവാൻ വേണ്ടി തയ്യാ

ഭൌമാന്തരീക്ഷവും വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളും

ഭൌമാന്തരീക്ഷവും വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളും -കൂടുതല്‍ വിവരങ്ങള്‍

വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണ രാജി

ഈ പ്രപഞ്ചത്തിലെ എല്ലാ വസ്തുക്കളും വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളായിട്ടാണ് ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തുവിടുന്നത്. കുറച്ചു സങ്കീര്‍ണ്ണമായ പ്രക്രിയയിലൂടെ അണുവിന്റേയും, ഇലക്ട്രോണുകളുടേയും മറ്റ് അണുകണികകളുടേയും ന്യൂക്ലിയര്‍ കണികകളുടേയും മറ്റും ചലനത്തിന്റെ പ്രതിഫലനമായാണ് വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ഉണ്ടാവുന്നത്. ഈ പ്രക്രിയയില്‍ ഉള്‍പ്പെടുന്ന ബലത്തിന്റെ തീവ്രത അനുസരിച്ച് വസ്തു പുറത്തുവിടുന്ന വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ഗാമാരശ്മികള്‍ തൊട്ട് റേഡിയോ തരംഗം വരെ ഏതുമാകാം. ഇങ്ങനെ ഗാമാരശ്മികള്‍ തൊട്ട് റേഡിയോ തരംഗം വരെയുള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ ഒന്നാകെ ചേര്‍ത്ത് നമ്മള്‍ വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണ രാജി എന്നു പറയുന്നു. ഇതിനെകുറിച്ച് നമ്മള്‍ ഹൈസ്കൂള്‍ ക്ലാസ്സുകളില്‍ പഠിച്ചിട്ടുണ്ടല്ലോ.

വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണ രാജി

അനോന്യം ലംബമായി സ്പന്ദിക്കുന്ന വൈദ്യുതി ക്ഷേത്രവും കാന്തിക ക്ഷേത്രവും അടങ്ങിയതാണ് വിദ്യുത്കാന്തിക പ്രസരണം. അടുത്തുത്ത രണ്ട് crust-കളുടെ ഇടയിലുള്ള ദൂരത്തെയാണ് വിദ്യുത്കാന്തിക പ്രസരണത്തിന്റെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം (wave length) എന്ന് പറയുന്നത്. ഇതിനെ lambda (λ) എന്ന ഗ്രീക്ക് അക്ഷരം കൊണ്ടാണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. അതേ പോലെ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളുടെ ആവൃത്തി (frequency) എന്ന nu (ν) എന്ന ഗ്രീക്ക് അക്ഷരം കൊണ്ടാണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളുടെ ആവൃത്തിയേയും തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തേയും തമ്മില്‍ ബന്ധിപ്പിക്കുന്ന ഒരു ലളിതമായ സമവാക്യം ഉണ്ട്. അത് താഴെ കൊടുക്കുന്നു.

ν = c / λ

ν എന്നത് ആവൃത്തിയേയും(in Hz) , λ എന്നത് തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തേയും (in m), c എന്നത് പ്രകാശത്തിന്റെ വേഗതയേയും (3 X 108 m/s) കുറിക്കുന്നു.

താപനിലയും വിദ്യുത്കാന്തിക വികിരണങ്ങളും

ഒരു വസ്തു ചൂടുപിടിക്കുമ്പോള്‍ അത് ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തു വിടുന്നു. ഈ ഊര്‍ജ്ജം വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ആയി ആണ് വസ്തുവില്‍ നിന്ന് പുറപ്പെടുന്നത്. വസ്തു പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളുടെ ആവൃത്തി ആ വസ്തുവിന്റെ താപനിലയെ ആശ്രയിക്കുന്നു, കൂടുതല്‍ ചൂടുള്ള വസ്തു കൂടുതല്‍ ഊര്‍ജ്ജം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു. കൂടുതല്‍ ഊര്‍ജ്ജം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു എന്നു പറഞ്ഞാല്‍ തരംഗങ്ങളുടെ ആവൃത്തി കൂടി ഇരിക്കുന്നു എന്നത്ഥം.

ഒരു വസ്തുവിന്റെ താപനിലയും അത് പുറത്തു വിടുന്ന വികിരണങ്ങളേയും കുറച്ച് അറിയണം എങ്കില്‍ അദ്യം താപനില (temperature) എന്താണെന്ന് മനസ്സിലാക്കണം. ഒരു വസ്തുവിന്റെ താപനില ആ വസ്തുവിലെ മൊത്തം അണുക്കളുടെ ശരാശരി വേഗതയുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഒരു വസ്തുവിനു ചൂട് കൂടുതല്‍ ഉണ്ടെങ്കില്‍ അതിലെ അണുക്കള്‍ വേഗത്തില്‍ സഞ്ചരിക്കുന്നു. ആ വസ്തു തണുത്താണ് ഇരിക്കുന്നതെങ്കില്‍ (അല്ലെങ്കില്‍ ചൂട് കുറവാണെങ്കില്‍) അതിലെ അണുക്കള്‍ പതുക്കെ സഞ്ചരിക്കുന്നു. താപനിലയെകുറിച്ച് പറയുമ്പോള്‍ ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഉപയോഗിക്കുന്ന ഏകകം കെല്‍വിന്‍ (K) ആണ്. ഈ താപനില മാപനത്തില്‍ (temperature scale) പൂജ്യം കെല്‍വിനില്‍ നിന്ന് മേലോട്ടാണ് എണ്ണുന്നത്. ഒരു വസ്തുവിന് ചെന്നെത്താവുന്ന ഏറ്റവും കുറഞ്ഞ താപനില ആണ് 0 K. ഈ താപനില ഉള്ള വസ്തുവിലെ അണുക്കളുടെ ചലനം ഏറ്റവും കുറവായിരിക്കും.

താപനില അളക്കാന്‍ ഉപയോഗിക്കുന്ന വേറെ രണ്ട് ഏകകങ്ങള്‍ ആണ് ഡിഗ്രി സെല്‍ഷ്യസും , ഡിഗ്രി ഫാരന്‍ഹീറ്റും. സാധാരണ അന്തരീക്ഷ താപ നിലയെ കുറിച്ചൊക്കെ പറയുമ്പോള്‍ ഡിഗ്രി സെല്‍ഷ്യസ് ( °C എന്ന ചിഹ്നം കൊണ്ട് സൂചിപ്പിക്കുന്നു) ആണ് ഉപയോഗിക്കുന്നത് (കേരളത്തിലെ ഏറ്റവും കൂടിയ ചൂട് 39 ഡിഗ്രി സെല്‍ഷ്യസ് പുനലൂരില്‍ രേഖപ്പെടുത്തി എന്നൊക്കെ വാര്‍ത്ത വായിക്കുന്നത് കേട്ടിട്ടില്ലേ). അതേ പോലെ നമ്മുടെ ശരീരത്തിന്റെ താപനില ഒക്കെ പറയുമ്പോള്‍ ഡിഗ്രി ഫാരന്‍ഹീറ്റ് ( °F എന്ന ചിഹ്നം കൊണ്ട് സൂചിപ്പിക്കുന്നു.) ആണ് ഉപയോഗിക്കുക. (ഡോക്ടര്‍ പരിശോധിച്ചിട്ട് 102 ഡിഗ്രി പനിയുണ്ടായിരുന്നു എന്ന് ആരെങ്കിലും ആശുപത്രിയില്‍ ഒക്കെ പോയി വന്നാല്‍ പറയുന്നത് കേട്ടിട്ടില്ലേ). ശരിക്കും ഇതിനെ 102 ഡിഗ്രി ഫാരന്‍ഹീറ്റ് എന്നു തന്നെ പറയണം. ഇതു തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസം അറിയാത്തതു കൊണ്ടാണ് പലരും ആശുപത്രിയില്‍ ഒക്കെ പോയി വന്നീട്ട് 102 ഡിഗ്രി സെല്‍ഷ്യസ് ആയിരുന്നു എന്നൊക്കെ പറയുന്നത് ആന മണ്ടത്തരം ആണെന്ന് പറയുന്നത്.

ഈ മൂന്നു താപനില മാപനങ്ങളുടേയും വിശദീകരണത്തിലേക്കൊന്നും പോകാന്‍ ഈ പോസ്റ്റില്‍ ഉദ്ദേശിക്കുന്നില്ല. പക്ഷെ ഡിഗ്രി ഫാരന്‍ഹീറ്റിലുള്ള താപനില അറിഞ്ഞാല്‍ അത് ഡിഗ്രി സെല്‍ഷ്യസിലേക്കു മാറ്റാനും, ഡിഗ്രി സെല്‍ഷ്യസിലുള്ള താപനില അറിഞ്ഞാല്‍ അത് ഡിഗ്രി ഫാരന്‍ഹീറ്റിലേക്ക് മാറ്റാനും നിങ്ങളെ സഹായിക്കുന്ന രണ്ട് സമവാക്യങ്ങള്‍ താഴെ കൊടുക്കുന്നു.

TF = (9/5) TC + 32

TC = (5/9) (TF - 32)

ഇവിടെ TF എന്നത് ഫാരന്‍ഹീറ്റിലുള്ള താപനിലയും TC എന്നത് ഡിഗ്രി സെല്‍ഷ്യസിലുള്ള താപനിലയും ആണ്.

ഡിഗ്രി സെല്‍ഷ്യസിലുള്ള താപനില കെല്‍വിനിലേക്ക് മാറ്റാന്‍ വളരെ എളുപ്പമാണ്. ഡിഗ്രി സെല്‍ഷ്യസിലുള്ള താപനിലയോട് 273 കൂട്ടിയാല്‍ കെല്‍വിനിലുള്ള താപനില കിട്ടും. അതേപോലെ കെല്‍വിനിലുള്ള താപനിലയില്‍ നിന്ന് 273 കുറച്ചാല്‍ ഡിഗ്രി സെല്‍ഷ്യസിലുള്ള താപനില കിട്ടും.

താപനിലയുടെ SI Unit കെല്‍വിനാണ്. അതിനാല്‍ എല്ലാ ശാസ്ത്രീയമായ കണക്കുക്കൂട്ടലുകള്‍ക്കും കെല്‍വിനാണ് ഉപയോഗിക്കുന്നതും. ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലും എല്ലാ കണക്കുകളിലും കെല്‍വിനാണ് ഉപയോഗിക്കുന്നത്.

ആരേഖം (Blackbody)

താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്ന ആരേഖത്തില്‍ വിവിധ താപനിലകളില്‍ ഉള്ള Blackbodyയില്‍ നിന്നു വരുന്ന വിദ്യുത്കാന്തിക വികിരണത്തിന്റെ ഉച്ചതയെ വ്യക്തമാക്കുന്ന വക്രരേഖകള്‍ കാണൂ. അതിന്റെ താപനിലയുമായി എങ്ങനെ ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു എന്നു കാണിക്കുന്നു

ഈ ആരേഖത്തിലെ ഓരോ വക്രരേഖയും ഒരു പ്രത്യേക താപനിലയില്‍ (ഇവിടെ 3000 K മുതല്‍ 7000K വരെ) Blackbody പുറത്തുവിടുന്ന വികിരണത്തിന്റെ തീവ്രത വ്യക്തമാക്കുന്നു. മറ്റൊരു വിധത്തില്‍ പറഞ്ഞാല്‍ ഈ വക്രരേഖ (ഇംഗ്ലീഷില്‍ ഈ വക്രരേഖയ്ക്ക് Blackbody curve എന്നാണ് പറയുന്നത്) ഒരു പ്രത്യേക താപനില ഉള്ള ഒരു വസ്തുവിന്റെ വര്‍ണ്ണരാജി എപ്രകാരം ഉള്ളതായിരിക്കും എന്നു പറഞ്ഞുതരുന്നു. ഏതു താപനിലയിലും ഒരു ചൂടുള്ള വസ്തു എല്ലാ തര വികിരണങ്ങളേയും പുറപ്പെടുവിക്കും. എന്നാല്‍ ഒരു പ്രത്യേക തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തില്‍ വികിരണം ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ (wave length of maximum emission) ആയിരിക്കും. അതേപോലെ ഈ വക്രരേഖ വിടവുകള്‍ ഒന്നുമില്ലാതെ, സുഗമമായ ഒരു തുടര്‍ച്ചയായ രേഖ ആയിരിക്കും.

പക്ഷെ ഈ രേഖയുടെ രൂപം വസ്തുവിന്റെ താപനില അനുസരിച്ച് മാറും. ഒരു താഴ്ന്ന താപനില (ഉദാ: 3000 K) ഉള്ള വസ്തുവിന്റെ Blackbody curve-ഉം താഴ്ന്നതായിരിക്കും. ഇത് ആ വസ്തുവില്‍ നിന്നു വരുന്ന താരതമ്യേന തീവ്രത കുറഞ്ഞ വികിരണങ്ങളെ ആണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. ഏത് ഭാഗത്താണോ ഈ വക്ര രേഖ ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ ഉയര്‍ന്നിരിക്കുന്നത് ആ തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള വികിരണങ്ങളായിരിക്കും ഒരു വസ്തുവില്‍ നിന്നു ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ വരിക. താപനില ഉയരുംതോറും ഈ രേഖയും ഉയരും. അതായത് വികിരണത്തിന്റെ തോത് തീവ്രത കുറഞ്ഞ തരംഗദൈര്‍ഘ്യമുള്ള ഭാഗത്തേക്ക് മാറുന്നു.

Wein's law

ഈ നിയമത്തിന്റെ സമവാക്യം താഴെ കൊടുക്കുന്നു.

λmax=0.0029/T

ഈ നിയമം ഒരു വസ്തുവിന്റെ താപനിലയും ആ വസ്തു ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗത്തിന്റെ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യവും തമ്മില്‍ ബന്ധിപ്പിക്കുന്നു. അതായത് ഒരു വസ്തുവിന്റെ താപനില അറിഞ്ഞാല്‍ നമുക്ക് അത് പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗത്തിന്റെ ഉച്ചത (wave length of maximum emission), വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണരാജിയുടെ ഏത് ഭാഗത്താണെന്ന് അറിയാം. ഉദാഹരണത്തിനു ഈ സമവാക്യം ഉപയോഗിച്ച് നമ്മള്‍ 3000 K, 6000 K, 12,000 K എന്നിങ്ങനെ വിവിധ താപനിലയുള്ള മൂന്നു വസ്തുക്കളുടെ വികിരണത്തിന്റെ തീവ്രതയുടെ ഉച്ചത കണ്ടാല്‍ അത് യഥാക്രമം 9600 X 10-10m, 4800 X 10-10m, 2400 X 10-10m ആണ് എന്നു കാണാം. ഈ മൂന്നു തരംഗങ്ങളും വര്‍ണ്ണരാജിയുടെ വിവിധ ഭാഗത്ത് കിടക്കുന്നതായി കാണാം. 9600 X 10-10m എന്നത് വര്‍ണ്ണ രാജിയുടെ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് ഭാഗത്തും, 4800 X 10-10m എന്നത് ദൃശ്യപ്രകാശ ഭാഗത്തും 2400 X 10-10m എന്നത് അള്‍ട്രാവയലറ്റ് ഭാഗത്തും ആണ് കിടക്കുന്നത്. Wein's law വളരെ പ്രധാനപ്പെട്ട ഒന്നാണ് ഇത് ഉപയോഗിച്ചാണ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉപരിതല താപനില കണ്ടു പിടിക്കുന്നത്.

ഇനി ഇതിന്റെ ഭൌതീക പ്രത്യേകത മനസ്സിലാക്കാന്‍ ഒരു ഉദാഹരണം കൊടുക്കട്ടെ. ഒരു വെല്‍ഡര്‍ ഒരു ഇരുമ്പ് കഷ്ണം എടുത്ത് ചൂടാക്കുന്നു എന്നു വയ്ക്കുക. ചൂടുകൂടും തോറും ഇരുമ്പിന്റെ നിറം കടും ചുവപ്പാകുന്നു. പിന്നേയും ചൂടാക്കികൊണ്ടിരുന്നാല്‍ ആദ്യം ഒരു ചുവപ്പ് കലര്‍ന്ന ഓറഞ്ച് നിറവും പിന്നീട് മഞ്ഞ കലര്‍ന്ന വെള്ള നിറവും ആകുന്നു. പിന്നേയും‍ ഇരുമ്പ് കഷ്ണം ഉരുകിവീഴാതെ ചൂടാക്കാന്‍ കഴിയുന്നു എങ്കില്‍ അതിന്റെ നിറം നീലകലര്‍ന്ന വെള്ള നിറവും ആകുന്നു. താഴെയുള്ള ചിത്രം കാണൂ.

ചൂട് കൂടുമ്പോള്‍ ഇരുമ്പ് പുറത്ത് വിടുന്ന തരംഗങ്ങളുടെ വ്യത്യാസം

ഈ ഉദാഹരണത്തില്‍ നിന്നു, ഒരു വസ്തു പുറത്തുവിടുന്ന ഊര്‍ജ്ജവും ആ ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തുവരുന്ന വൈദ്യുതികാന്തിക പ്രസരണവും വസ്തുവിന്റെ താപനില അനുസരിച്ച് ഇരിക്കുന്നു എന്നു മനസ്സിലാക്കാം. താപനില കൂടുതല്‍ ഉള്ള വസ്തു കൂടുതല്‍ ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തു വിടുന്നു. അതിനാല്‍ ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തുവരുന്നത് തരംഗദൈര്‍ഘ്യം കുറഞ്ഞ (അല്ലെങ്കില്‍ ആവൃത്തി കൂടിയ) വൈദ്യുതികാന്തിക തരംഗങ്ങളായിട്ടായിരിക്കും. അതേപോലെ താപനില കുറഞ്ഞ വസ്തു കുറച്ച് ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തു വിടുന്നു. ഈ ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തുവരുന്നത് തരംഗദൈര്‍ഘ്യം കൂടിയ (അല്ലെങ്കില്‍ ആവൃത്തി കുറഞ്ഞ) വൈദ്യുതികാന്തിക തരംഗങ്ങളായിട്ടായിരിക്കും.

അപ്പോള്‍ ഇത്രയും കാര്യങ്ങള്‍ പറഞ്ഞത് ഒരു ഖഗോള വസ്തു വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണ രാജിയിലെ വളരെ ചെറിയ ഒരു ഭാഗം മാത്രമായ ദൃശ്യ പ്രകാശം മാത്രമായല്ല ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തുവിടുന്നത് എന്നു കാണിക്കാനാണ്. ആ വസ്തുവിന്റെ താപനില അനുസരിച്ച് വികിരണത്തിന്റെ ഉച്ചത വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണ രാജിയിലെ ഏതു വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗവുമാകാം.

ഭൌമാന്തരീക്ഷവും വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളും

പക്ഷെ ഭൂമിയില്‍ നിന്നുള്ള ജ്യോതിശാസ്ത്ര നിരീക്ഷണത്തിന്റെ ഒരു പ്രശ്നം ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷം മിക്കവാറും എല്ലാ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളേയും തടയും എന്നതാണ്. സത്യത്തില്‍ ഇതു ഭൂമിയിലെ നമ്മുടെ നിലനിപ്പിനു അത്യാവശ്യമാണ്. അങ്ങനെയല്ലായിരുന്നു എങ്കില്‍ ഇന്നു ഭൂമിയില്‍ ജീവന്റെ ഒരു കണിക പോലും ഉണ്ടാകുമായിരുന്നില്ല. ഇങ്ങനെ അന്തരീക്ഷം വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ തടയുന്നതു മൂലം അതിനെ മറികടന്ന് ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തില്‍ എത്താന്‍ കഴിവുള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ദൃശ്യ പ്രകാശ തരംഗങ്ങളും റേഡിയോ തരംഗങ്ങളും മാത്രമാണ്. ബാക്കി എല്ലാ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെയും അന്തരീക്ഷം തടയും. ഏതൊക്കെ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ അന്തരീക്ഷത്തെ കടന്ന് ഭൂമിയിലെത്തും ഏതൊക്കെ തടയപ്പെടും എന്നു വ്യക്തമാക്കുന്ന ഒരു ചിത്രം ഇതാ.

വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളുടെ വിഭജനം

ഇനി നമ്മള്‍ക്ക് വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ എല്ലാം ഒന്നു പരിചയപ്പെടാം. വിദ്യുത് കാന്തിക തരംഗങ്ങളുടെ ഈ വിഭജനം വളരെ കൃത്യമായ അതിര്‍വരമ്പുകള്‍ നിര്‍വചിച്ചുകൊണ്ടുള്ളതല്ല. വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ കുറച്ച് പറയുമ്പോള്‍ അവയുടെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യംവും ആവൃത്തിയും ഫോട്ടോണിന്റെ ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ അളവും ഒക്കെ മാറി മാറി ഉപയോഗിക്കും. സാധാരണ റേഡിയോ തരംഗങ്ങളെ കുറിച്ച് ഒക്കെ പറയുമ്പോള്‍ ആവൃത്തിയും (ആകാശ വാണി തൃശൂര്‍, 630 kHz എന്നൊക്കെ പറയാറില്ലേ) എക്സ്-റേ തരംഗങ്ങളെക്കുറിച്ചും ഗാമാ തരംഗങ്ങളെക്കുറിച്ചും പറയുമ്പോള്‍ അവയുടെ ഫോട്ടോണിന്റെ ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ അളവോ തരംഗദൈര്‍ഘ്യൈമോ ഒക്കെ ആണ് സാധാരണ ഉപയോഗിക്കുക. ചിലപ്പോള്‍ ഇതൊക്കെ ഇടകലര്‍ത്തിയും ഉപയോഗിക്കാറുണ്ട്.

റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ ‍

മനുഷ്യനേത്രത്തിനു കാണാനാകാത്ത വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളില്‍ മനുഷ്യന്‍ ആദ്യം ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലെ പഠനങ്ങള്‍ക്ക് ഉപയോഗിച്ചത് റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ ആണ്. ഏതാണ്ട് 10-3 മീറ്ററില്‍ കൂടുതല്‍ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം ഉള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളാണ് റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ എന്നു വിളിക്കുന്നത്‍. വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണരാജിയില്‍ ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ തരംഗദൈര്‍ഘ്യൈം ഉള്ളതും ഇതിനാണ്.

ബെല്‍ ലബോറട്ടറിയില്‍ ജോലി ചെയ്തിരുന്ന അമേരിക്കന്‍ എഞ്ചിനീയറായ കാള്‍ ജി ജാന്‍സ്കി ആണ് ബഹിരാകാശത്തു നിന്നുള്ള റേഡിയോ തരംഗങ്ങളെ തികച്ചും യാദൃശ്ചികമായി ആദ്യം കണ്ടെത്തിയത്. അറ്റ്ലാന്റിക്കിനു കുറുകേ പുതുതായി സ്ഥാപിച്ച റേഡിയോ ലിങ്കില്‍ ഉണ്ടാകുന്ന disturbance നെ കുറിച്ചു പഠിക്കുകയായിരുന്നു അദ്ദേഹം. ധനു രാശി ആകാശത്തിന്റെ ഉച്ചിയില്‍ എത്തുന്ന സമയത്ത് ഈ disturbance ഏറ്റവും അധികം ആണെന്നു അദ്ദേഹം കണ്ടു. (നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ കേന്ദ്രം ധനു രാശിയില്‍ ആണ്.) ബഹിരാകാശത്തു നിന്നുള്ള റേഡിയോ തരംഗങ്ങളാണ് തന്റെ ശ്രദ്ധയില്‍ പെട്ടതെന്ന് അദ്ദേഹത്തിനു ബോധ്യപ്പെട്ടു. അവിടെ റേഡിയോ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിനു തുടക്കം കുറിച്ചു. നമുക്ക് ഇന്നു ആകാശഗംഗയെ കുറിച്ചുള്ള മിക്കവാറും എല്ലാ വിവരങ്ങളും റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ പഠിച്ചതു വഴി ലഭിച്ചതാണ്.

ശനി ദൃശ്യപ്രകാശത്തിലും റേഡിയോ തരംഗത്തിലും

ഇപ്പോള്‍ നിങ്ങള്‍ക്ക് തോന്നാവുന്ന ന്യായമായ ഒരു സംശയം ഉണ്ട്. ദൃശ്യ പ്രകാശ തരംഗം ഒഴിച്ച് മറ്റുള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ഒന്നും മനുഷ്യനു കാണാന്‍ പറ്റില്ല അപ്പോള്‍ പിന്നെ എങ്ങനെയാണ് റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ (അല്ലെങ്കില്‍ മറ്റ് ദൃശ്യപ്രകാശേതര വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍) ഇതേ പോലെ നമുക്ക് കാണാന്‍ പറ്റുന്ന വിധത്തിലാക്കുന്നത് എന്ന്. ഇതിനു ഉപയോഗിക്കുന്ന സംവിധാനത്തിനു false-color technique എന്നാണ് പറയുന്നത്. ഈ ചിത്രത്തില്‍ ഏറ്റവും തീവ്രത ഉള്ള റേഡിയോ തരംഗത്തിനു ചുവപ്പ് നിറം കൊടുത്തിരിക്കുന്നു. തീവ്രത ഏറ്റവും കുറഞ്ഞ റേഡിയോ തരംഗത്തിനു നീല നിറവും. ഇതിന്റെ ഇടയ്ക്ക് തീവ്രത ഉള്ള തരംഗങ്ങള്‍ക്ക് അതിന്റെ തീവ്രത അനുസരിച്ച് ചുവപ്പിന്റേയും നീലയുടേയും ഇടയ്ക്കുള്ള നിറങ്ങളും കൊടുത്തിരിക്കുന്നു. ഇതേ പോലെ ആണ് മറ്റുള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളേയും നമ്മുടെ കണ്ണുകള്‍ക്ക് കാണാന്‍ പറ്റുന്ന വിധത്തിലേക്ക് മാറ്റുന്നത്.

മൈക്രോവേവ് തരംഗങ്ങള്‍

1 മില്ലി മീറ്റര്‍ മുതല്‍ 10 സെന്റി മീറ്റര്‍ വരെ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം ഉള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ ആണ് മൈക്രോവേവ് തരംഗങ്ങള്‍ എന്നു പറയുന്നത്. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഉല്പത്തിയെ കുറിച്ചൊക്കെ വിവരം തരുന്ന cosmic microwave background radiation ഈ തരംഗത്തിലാണ് വരുന്നത്.

cosmic microwave background radiation

ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗങ്ങള്‍

ദൃശ്യ പ്രകാശ തരംഗങ്ങളേക്കാല്‍ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം കൂടുതല്‍ ഉള്ളതും എന്നാല്‍ മൈക്രോ തരംഗങ്ങളേക്കാള്‍ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം കുറവും ഉള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ ആണ് ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗങ്ങള്‍ എന്നു പറയുന്നത്. 1 മില്ലി മീറ്റര്‍ മുതല്‍ 7 x 10-7 മീറ്റര്‍ വരെ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം ഉള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ആണ് ഈ വിഭാഗത്തില്‍ പെടുന്നത്. അന്തരീക്ഷത്തിലെ നീരാവി ഈ തരംഗങ്ങളെ മിക്കവാറും ആഗിരണം ചെയ്യും. അതിനാല്‍ തന്നെ ഭൂമിയില്‍ നിന്നു ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗങ്ങളെ നിരീക്ഷിക്കുവാന്‍ സാധ്യമല്ല. അന്തരീക്ഷത്തിലെ നീരാവി ഒക്കെ ഒഴിവാക്കി ഈ തരംഗങ്ങളെ നിരീക്ഷിക്കുവാനുള്ള ഏറ്റവും എളുപ്പമുള്ള മാര്‍ഗ്ഗം ഭൂമിയെ ചുറ്റിയുള്ള ഒരു ഭ്രമണപഥത്തില്‍ ഒരു ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് ടെലിസ്കോപ്പ് വയ്ക്കുക എന്നതാണ്. 1983-ല്‍ നാസ ചെയ്തതും അതു തന്നെയാണ്. ആ വര്‍ഷം നാസ Infrared Astronomical Satellite (IRAS) എന്ന ഒരു ബഹിരാകാശ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് ടെലിസ്കോപ്പ് ഭൂമിയില്‍ നിന്നു 900 കിമി ഉയരത്തിലുള്ള ഒരു ഭ്രമണ പഥത്തില്‍ ഇട്ടു. ഏതാണ്ട് പത്തു മാസം നീണ്ട നിരീക്ഷണത്തില്‍ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള അനേകം ചിത്രങ്ങള്‍ IRAS ഭൂമിയേക്ക് അയച്ചു. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ആദ്യമായി സൌരയൂഥത്തിലെ പൊടിപടലങ്ങളും സമീപ നക്ഷത്രങ്ങളെ ചുറ്റിയുള്ള പൊടിപടലങ്ങളുടെ വലയത്തേയും കണ്ടു. ഈ പൊടിപടലങ്ങളുടെ താപനില വളരെ കുറവായതിനാല്‍ ദൃശ്യ പ്രകാശ തരംഗങ്ങള്‍ ഇതില്‍ നിന്നും വികിരണം ചെയ്യുന്നുണ്ടായിരുന്നില്ല. അതിനാല്‍ തന്നെ ദൃശ്യ പ്രകാശ ദൂരദര്‍ശിനികള്‍ക്ക് ഇവയെ കണ്ടെത്താന്‍ കഴിയുമായിരുന്നില്ല.

ദൃശ്യ പ്രകാശ തരംഗങ്ങള്‍

7 x 10-7 മീറ്റര്‍ മുതല്‍ 4 x 10-7 മീറ്റര്‍ വരെ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം ഉള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ആണ് ഈ വിഭാഗത്തില്‍ പെടുന്നത്. നമ്മളെ സംബന്ധിച്ചിടത്തോളം ഇതാണ് ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട വിദ്യുത് കാന്തിക തരംഗം. വിദ്യുത് കാന്തിക വര്‍ണ്ണ രാജിയിലെ വളരെ ഒരു ചെറിയ വിഭാഗം മാത്രമേ ദൃശ്യ പ്രകാശം ഉള്ളൂ എങ്കിലും നമ്മള്‍ ഇത് ഉപയോഗിച്ചാണ് ബാക്കി എല്ലാത്തിനേയും പഠിക്കുന്നത്. താഴെയുള്ള ചിത്രം ശ്രദ്ധിക്കൂ.

ദൃശ്യപ്രകാശ വര്‍ണ്ണ രാജി

റേഡിയോ തരംഗം ജ്യോതിശാസ്ത്രപഠനത്തിനു ഉപയോഗിക്കുന്നതിനു മുന്‍പ് അത് വരെ നമ്മള്‍ പ്രപഞ്ചത്തെകുറിച്ച് നേടിയ അറിവ് എല്ലാം ദൃശ്യ പ്രകാശ തരംഗങ്ങള്‍ ഉപയോഗിച്ചാണ്.

മനുഷ്യ നേത്രം അതില്‍ തന്നെ ഒരു അസാമാന്യ യന്ത്രം ആണെങ്കിലും ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിന്റെ അനന്തമായ സാധ്യതകളെ തിരയുവാന്‍ അത് അപര്യാപ്തമാണ്. ഗ്രഹങ്ങളും നക്ഷത്രങ്ങളും ഒക്കെ മനുഷ്യ നേത്രത്തിനു ചെന്നു എത്താവുന്നതിലും അകലങ്ങളില്‍ ഇരുന്നു മനുഷ്യനില്‍ നിന്നു അതിന്റെ യഥാര്‍ത്ഥ രൂപവും സ്വരൂപവും മറച്ചു പിടിക്കുന്നു. ഏതാണ്ട് പതിനഞ്ചാം നൂറ്റാണ്ടു വരെ നഗ്ന നേത്രം മാത്രമേ മനുഷ്യനെ ആകാശ നിരീക്ഷണത്തിനു സഹായിയായി ഉണ്ടായിരുന്നുള്ളൂ. അതിനു ശേഷം മനുഷ്യനെ ആകാശ നിരീക്ഷണത്തിനു സഹായിക്കാന്‍ പല ഉപാധികളും എത്തി. അങ്ങനെ മനുഷ്യനെ സഹായിച്ച ഒരു പ്രധാന ഉപാധി ആയിരുന്നു ദൂരദര്‍ശിനി. 1609-ല്‍ ഗലീലിയോ ഗലീലി ആണ് ദൂരദര്‍ശിനി കണ്ടെത്തിയത്. വിവിധ തരത്തിലും വലിപ്പത്തിലും ഉള്ള ദൃശ്യ പ്രകാശ ദൂരദര്‍ശിനികള്‍ (optical telescopes) അതിനു ശേഷം നമ്മെ ആകാശനിരീക്ഷണത്തിനു സഹായിക്കാനെത്തി. പക്ഷെ കാലം പുരോഗമിച്ചതോടെ ഭൂമിയില്‍ നിന്നുള്ള നിരീക്ഷണത്തിന്റെ പരിമിതികള്‍ മനുഷ്യന്‍ മനസ്സിലാക്കി. അങ്ങനെ അവന്‍ ദൃശ്യ പ്രകാശ ദൂരദര്‍ശിനികള്‍ അന്തരീക്ഷത്തിനു പുറത്ത് സ്ഥാപിച്ചും ആകാശ നിരീക്ഷണം നടത്തി.

അള്‍ട്രാ വയലെറ്റ് തരംഗങ്ങള്‍

ദൃശ്യ പ്രകാശ തരംഗങ്ങളേക്കാല്‍ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം കുറഞ്ഞതും എന്നാല്‍ എക്സ് റേ തരംഗങ്ങളേക്കാള്‍ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം കൂടുതലും ആയ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ ആണ് അള്‍ട്രാ വയലെറ്റ് തരംഗങ്ങള്‍ എന്നു പറയുന്നത്. 4 x 10-7 മീറ്റര്‍ മുതല്‍ 10-9 മീറ്റര്‍ വരെ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം ഉള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ആണ് ഈ വിഭാഗത്തില്‍ പെടുന്നത്. ഈ തരംഗങ്ങളിലെ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം കൂടിയ തരംഗങ്ങള്‍ ഭൂമിയിലെത്തും. അതിനു near-ultra violet വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ എന്നാണ് പറയുന്നത്. ഈ തരംഗങ്ങളെ ഭൂമിയില്‍ നിന്നു തന്നെ ഒരു അള്‍ട്രാ വയലറ്റ് ദൂരദര്‍ശിനി ഉപയോഗിച്ച് നിരീക്ഷിക്കാം. പക്ഷെ ദൂരദര്‍ശിനിയില്‍ ഗ്ലാസ്സ് ലെന്‍സ് ഉപയോഗിക്കാന്‍ പറ്റില്ല. കാരണം ഗ്ലാസ്സ് അള്‍ട്രാ വയലെറ്റ് തരംഗങ്ങളെ തടയും. അതിനാല്‍ ക്വാര്‍ട്ട്സ് പോലെ അള്‍ട്രാ വയലെറ്റ് തരംഗങ്ങളെ ആഗിരണം ചെയ്യാത്ത എന്തെങ്കിലും വേണം ഇത്തരം ദൂരദര്‍ശിനികളില്‍ ഉപയോഗിക്കാന്‍.

പക്ഷെ ഈ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളിലെ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം കുറഞ്ഞ വിഭാഗമായ far-ultra violet തരംഗങ്ങള്‍ ഭൂമിയിലേക്ക് എത്തില്ല. അപ്പോള്‍ പിന്നെ ഭൂമിയുടെ പുറത്തു നിന്നു അതിനെ നിരീക്ഷിക്കുകയേ വഴിയുള്ളൂ. അങ്ങനുള്ള ആദ്യത്തെ ദൂരദര്‍ശിനി നാസ 1978-ല്‍ വിക്ഷേപിച്ചു. International Ultraviolet Explorer എന്നായിരുന്നു ഇതിന്റെ പേര്. 1996- വരെ അത് ഭൂമിയിലേക്ക് ചിത്രങ്ങള്‍ അയച്ചു കൊണ്ടിരുന്നു.

ഭൂമി അള്‍ട്രാവയലറ്റ് തരംഗത്തില്‍

എക്സ് റേ തരംഗങ്ങള്‍

10 -9 മീറ്റര്‍ മുതല്‍ 10-11 മീറ്റര്‍ വരെ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം ഉള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ആണ് ഈ വിഭാഗത്തില്‍ പെടുന്നത്. ഈ കിരണങ്ങള്‍ക്കും അന്തരീക്ഷത്തെ മറികടന്ന് ഭൂമിയിലേക്ക് എത്താനാവില്ല. താപനില 106 K ഒക്കെയുള്ള വാതകങ്ങള്‍ ആണ് എക്സ് റേ തരംഗങ്ങള്‍ വികിരണം ചെയ്യുന്നത്. അതിനാല്‍ തന്നെ പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഊര്‍ജ്ജപൂരിതമായ മേഖലകളെ കുറിച്ച് പഠിക്കാനാണ് എക്സ് റേ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള വിദ്യുത് കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ഉപയോഗപ്പെടുക. .

ഗാമാ തരംഗങ്ങള്‍

10-11 മീറ്ററിനു താഴെ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം ഉള്ള വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ആണ് ഈ വിഭാഗത്തില്‍ പെടുന്നത്. ഈ കിരണങ്ങള്‍ക്കും അന്തരീക്ഷത്തെ മറികടന്ന് ഭൂമിയിലേക്ക് എത്താനാവില്ല. അള്‍ട്രാ വയലെറ്റ്, ദൃശ്യ പ്രകാശം, ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് മുതലായ വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ഒക്കെ അണുവിനു ചുറ്റും കറങ്ങുന്ന ഇലട്രോണ്‍ അതിന്റെ ഊര്‍ജ്ജ തലം മാറുന്നതു മൂലം ഉണ്ടാകുമ്പോള്‍ എക്സ് റേ തരംഗങ്ങളും ഗാമാ തരംഗങ്ങളും അണുകേന്ദ്രത്തിലെ ചില പ്രവര്‍ത്തനം മൂലം ആണ് ഉണ്ടാകുന്നത്. അതിനാല്‍ തന്നെ മറ്റ് വിദ്യുത് കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ തരുന്നതിനപ്പുറം വേറെ ചില വിവരങ്ങള്‍ ആണ് ഗാമാ തരംഗങ്ങള്‍ നമുക്ക് തരുന്നത്. 1960-ല്‍ Orbiting Solar Observatory (OSO 3) എന്ന ഉപഗ്രഹത്തില്‍ ഉണ്ടായിരുന്ന ഒരു ഗാമാ വികിരണ detector ആയിരുന്നു ആദ്യമായി ബഹിരാകാശത്തുനിന്നുള്ള ഗാമാ കിരണങ്ങളെ detect ചെയ്തത്.

വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണരാജി

Region

Wavelength (Angstroms)

Wavelength (centimeters)

Frequency (Hz)

റേഡിയോ

; 109

; 10

< 3 x 109

മൈക്രോവേവ്

109 - 106

10 - 0.01

3 x 109 - 3 x 1012

ഇന്‍ഫ്രാറെഡ്

106 - 7000

0.01 - 7 x 10-5

3 x 1012 - 4.3 x 1014

ദൃശ്യപ്രകാശം

7000 - 4000

7 x 10-5 - 4 x 10-5

4.3 x 1014 - 7.5 x 1014

അള്‍ട്രാവയലറ്റ്

4000 - 10

4 x 10-5 - 10-7

7.5 x 1014 - 3 x 1017

എക്സ്-കിരണങ്ങള്‍

10 - 0.1

10-7 - 10-9

3 x 1017 - 3 x 1019

ഗാമാ കിരണങ്ങള്‍

< 0.1

< 10-9

> 3 x 1019

 

പലവിധ കാന്തിമാനം

ഒരു ഖഗോളവസ്തുവിന്റെ താപനില അനുസരിച്ച് അതിന്റെ തരംഗ വികിരണത്തിന്റെ ഉച്ചത (wavelength of maximum emission) വിദ്യുത്കാന്തിക കാന്തിക വര്‍ണ്ണരാജിയിലെ ഏതു തരംഗവുമാകാം എന്നു നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കി. അതിനാല്‍ ഇപ്പോള്‍ ദൃശ്യകാന്തിമാനവും കേവല കാന്തിമാനവും ഒക്കെ പറയുമ്പോള്‍ അത് ഏത് തരംഗത്തിലുള്ള അളവ് അണെന്നും പറയണം. അതിനു വേണ്ടി ദൃശ്യപ്രകാശത്തില്‍ ഉള്ള കാന്തിമാനത്തോടൊപ്പം v എന്ന അക്ഷരവും (v=visual) ചേര്‍ക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിനു തിരുവാതിര നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദൃശ്യകാന്തിമാനം +0.45 ആണെന്നു പറഞ്ഞാല്‍ mv = +0.45 എന്നാണ് അര്‍ത്ഥം.

ഇതിന്റെ ഭൌതീക അര്‍ഥം ഖഗോളവസ്തു വിവിധ തരത്തിലുള്ള തരംഗങ്ങള്‍ പുറത്തു വിടുന്നതു കൊണ്ട് എല്ലാ തരംഗത്തിലും അതിന്റെ കാന്തിമാനം ഒന്നായിരിക്കില്ല എന്നതാണ്.

മനുഷ്യന്റെ വിദ്യുത് കാന്തിക വികിരണം

Blackbody യെ കുറിച്ചും Wein's Law യെ കൂറിച്ചും മുകളില്‍ നല്‍കിയ വിശദീകരണങ്ങളില്‍ നിന്നു നമുക്ക് എന്തുകൊണ്ട് ഇരുട്ടില്‍ കാണാന്‍ പറ്റില്ല എന്നു മനസ്സിലാക്കാന്‍ സഹായിക്കുന്നു. മനുഷ്യരുടെയും, മൃഗങ്ങളുടേയും, ഒരു മുറിയില്‍ ഉള്ള സാമാനങ്ങളുടേയും ഒക്കെ താപനില മുകളില്‍ വിവരിച്ച ഉദാഹരണത്തേക്കാള്‍ ഒക്കെ എത്രയോ കുറവായിരിക്കും. ഏതാണ്ട് 310 K ആണ് നമ്മുടെ ഒക്കെ ശരാശരി ശരീര താപനില. അപ്പോള്‍ Wein's Law അനുസരിച്ച് ഏതാണ്ട് 9300 X 10-9m ആണ് Wavelenghth of maximum emission. അതിനാല്‍ മുകളില്‍ പറഞ്ഞ വസ്തുക്കള്‍ ഒക്കെ പുറത്തു വിടുന്ന വൈദ്യുതികാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ചുവപ്പിനേക്കളും ഉയര്‍ന്ന തരംഗങ്ങള്‍ (ഇന്‍ഫ്രാ റെഡ് തരംഗങ്ങള്‍) ആയിട്ടായിരിക്കും വരിക. ഈ തരംഗങ്ങള്‍ കാണാനുള്ള കഴിവ് നമ്മുടെ കണ്ണിനില്ല. പക്ഷെ ഇന്‍ഫ്രാ റെഡ് തരംഗങ്ങള്‍ കാണാന്‍ കഴിവുള്ള ഒരു ക്യാമറ ഉപയോഗിച്ചാല്‍ ഈ തരംഗങ്ങളെ നമുക്ക് കാണാം.

ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗങ്ങള്‍ക്ക് ദൃശ്യപ്രകാശ തരംഗങ്ങള്‍ കടന്നു പോകാത്ത പല വസ്തുക്കളില്‍ കൂടെ കടന്നു പോകാനും കഴിയും. ഉദാഹരണം മൂടല്‍ മഞ്ഞ്, പുക, പ്ലാസ്റ്റിക് പോലുള്ള ചില വസ്തുക്കള്‍. അതിനാല്‍ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗങ്ങളെ കുറ്റാന്വേഷണത്തിനും, രക്ഷാപ്രവര്‍ത്തനത്തിനും, വിമാനം ഇറക്കാന്‍ പൈലറ്റുമാര്‍ക്ക് സഹായിയായും ഒക്കെ ഉപയോഗിക്കാറുണ്ട്.

മനുഷ്യന്റെ വിദ്യുത്കാന്തിക പ്രസരണം

ദൃശ്യപ്രകാശ തരംഗം കടന്നു പോകാത്ത പല വസ്തുക്കളില്‍ കൂടെയും ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗം കടന്നു പോകും. പക്ഷെ അതേ പോലെ അതിന്റെ എതിരും ശരിയാണ്. ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗം കടന്നു പോകാത്ത പല വസ്തുക്കളില്‍ കൂടെ ദൃശ്യപ്രകാശ തരംഗം കടന്നു പോകും. ചിത്രത്തിലെ ഉദാഹരണത്തില്‍ ഈ മനുഷ്യന്റെ കണ്ണടയുടെ ഗ്ലാസ്സ് ശ്രദ്ധിക്കൂ. അതില്‍ കൂടെ ദൃശ്യപ്രകാശ തരംഗം കടന്നു പോകുമ്പോള്‍ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് തരംഗം പോകുന്നില്ല. അതിനാല്‍ അയാളുടെ കണ്ണടയുടെ ഗ്ലാസ്സ് ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് ചിത്രത്തില്‍ കറുത്തിരിക്കുന്നു.

നമ്മള്‍ ഇനി ജ്യോതിര്‍ഭൌതീകത്തിന്റെ അത്ഭുത പ്രപഞ്ചത്തിലേക്ക് നീങ്ങുകയാണ് . പ്രപഞ്ച രഹസ്യം തേടിയുള്ള യാത്ര നമ്മള്‍ നക്ഷത്രങ്ങളെ കുറിച്ച് പഠിക്കുന്നതില്‍ ആരംഭിക്കുന്നു.

1. (a) സൂര്യന്റെ ഉപരിതല താപനില 5800 K ആണ്. അങ്ങനെയാണെങ്കില്‍ അതിന്റെ വികിരണത്തിന്റെ ഉച്ചതയുടെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം എത്രയാണെന്നും അത് വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണരാജിയുടെ ഏത് ഭാഗത്ത് വരുന്ന തരംഗം ആണെന്നും നിങ്ങള്‍ക്ക് കണ്ടു പിടിക്കാമോ?
(b)സൂര്യന്റെ ഉപരിതല താപനില ഇപ്പോഴുള്ളതിന്റെ പകുതി ആയിരുന്നെങ്കില്‍ അതിന്റെ വികിരണത്തിന്റെ ഉച്ചതയുടെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം എത്രയായിരുന്നേനേ. അത് വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണരാജിയുടെ ഏത് ഭാഗത്ത് വരുന്ന തരംഗം ആയിരിക്കും.

വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ഉണ്ടാവുന്നത് എങ്ങനെ

 

 

എങ്ങനെയാണ് വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ ഉണ്ടാവുന്നത്? രണ്ട് വിധത്തിലാണ് ഒരു വസ്തുവില്‍ നിന്ന് വിദ്യുത്കാന്തികതരംഗങ്ങള്‍ വികിരണം ചെയ്യുന്നത്.

  1. Thermal emission
  2. Non-thermal emission‍

. . ശുദ്ധ ഭൌതീക ശാസ്ത്രമാണെകിലും ഇനി പറയാന്‍ പോകുന്നതൊക്കെ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലെ പഠനത്തിനു ഉപയോഗിക്കുന്നതാണ്. സത്യത്തില്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രം അതിന്റെ പഠനത്തിനു സഹായി ആയി ഉപയോഗിക്കാത്ത ശാസ്ത്രശാഖകള്‍ ഇല്ല എന്നു തന്നെ പറയാം.

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.‍

Blackbody വികിരണം

ഒരു വസ്തുവിനേയും 0 K എന്ന മാന്ത്രിക താപനിലയിലേക്ക് തണുപ്പിക്കാന്‍ പറ്റില്ല. അതിനര്‍ത്ഥം ഈ പ്രപഞ്ചത്തിലുള്ള എല്ലാ വസ്തുക്കളും താപ വികിരണം (thermal radiation) പുറത്തു വിടുന്നു എന്നാണ്.

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.

പക്ഷെ ഇങ്ങനെ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗത്തിന്റെ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യം അതിന്റെ താപനിലയ്ക്ക് അനുപാതമായിരിക്കും.

അപ്പോള്‍ ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ ചാര്‍ജുള്ള കണങ്ങളും തന്മാത്രകളും മറ്റും അതിന്റെ വേഗതയോ സഞ്ചാരത്തിന്റെ ദിശയോ മാറ്റുമ്പോമ്പോഴാണ് വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നത്. ഇതിനെയാണ് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ Blackbody Radiation എന്നു വിളിക്കുന്നത്.

Free-Free Emission

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.

മുകളില്‍ പരിചയപ്പെടുത്തിയ സമവാക്യത്തില്‍ n = 3 എന്ന് ഇട്ടാല്‍ Hα യുടെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം കിട്ടുന്നു.Hβ കിട്ടാന്‍ n = 4 എന്ന് കൊടുക്കുക. അങ്ങനെ ഓരോന്നും. അവസാനം n = ∞ എന്നു കൊടുത്താല്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ സ്പെക്ട്രത്തിലെ അവസാനത്തെ spectral line-ന്റെ തരംഗ ദൈര്‍ഘ്യമായ 364.6 nm ഉം കിട്ടുന്നു.

പക്ഷെ ഈ പറഞ്ഞ spectral lines എങ്ങനെ ഉണ്ടാകുന്നു എന്നൊന്നും വിശദീകരിക്കാന്‍ Rutherfordന്റെ അണു മാതൃകയ്ക്ക് കഴിഞ്ഞില്ല. അണുവിന് തൃപ്തികരമായ ഒരു ഘടനയും അതോടൊപ്പം spectral lines-ഉം വിശദീകരിക്കാനുള്ള ജോലി ഡാനിഷ് ഭൌതീകശാസ്ത്രജ്ഞനായ Neils Bohr ഏറ്റെടുത്തു.

Bohr Atom Model

അണുഘടനയും അണു സ്‌പെക്‍ട്രവും തമ്മിലുള്ള ബന്ധം പഠിക്കുവാന്‍ തുനിഞ്ഞ Bohr തന്റെ പഠനം ഏറ്റവും ലളിതവും ദ്രവ്യമാനം കുറഞ്ഞതുമായ മൂലകവുമായ ഹൈഡ്രജന്‍ അണുവിനെ പഠിക്കുന്നതില്‍ നിന്ന് ആരംഭിച്ചു. അദ്ദേഹത്തിന്റെ അണുമാതൃകയെ ലളിതമായി താഴെ പറയുന്ന വിധത്തില്‍ വിശദീകരിക്കാം.

  1. ഇലക്ട്രോണുകള്‍ അണുമര്‍മ്മത്തിനു ചുറ്റും ഏതെങ്കിലും ഭ്രമണപഥത്തില്‍ കൂടി സഞ്ചരിക്കില്ല; പിന്നെയോ ചില നിശ്ചിതങ്ങളായ പഥങ്ങളില്‍ കൂടി മാത്രമേ സഞ്ചരിക്കൂ. ഓരോ പഥത്തിലുമുള്ള ഇലക്ട്രോണിന് നിശ്ചിതമായ ഊര്‍ജ്ജം ഉണ്ട്.‍
  2. മുകളില്‍ പറഞ്ഞ പഥങ്ങളില്‍ കൂടി സഞ്ചരിക്കുന്ന ഇലക്ടോണുകള്‍ വിദ്യുത് കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ പുറപ്പെടുവിക്കില്ല. ഈ പഥങ്ങളില്‍ അവ stable ആയിരിക്കും. എന്നാല്‍ ചിലപ്പോള്‍ ഒരു പഥത്തില്‍ നിന്ന് മറ്റൊരു തലത്തിലേക്ക് ഇലക്ട്രോണ്‍ ചാടിയെന്നിരിക്കും. അങ്ങനെ ചാടുമ്പോള്‍ ഈ രണ്ട് പഥങ്ങളുടെ ഊര്‍ജ്ജത്തിനു വ്യത്യാസത്തിനു തുല്യമായ ഒരു വിദ്യുത്കാന്തിക വികിരണത്തെ പുറത്തുവിടും. ഇതിന്റെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം നിശ്ചിതമാണ്.

ബോറിന്റെ ഘടനയില്‍ ഉള്ള ഇലക്ടോണ്‍ ഭ്രമണ പഥങ്ങളെ Bohr orbitals എന്നു പറയുന്നു. Bohr orbitals നെ n =1,2,3.... എന്നിങ്ങനെയാണ് അടയാളപ്പെടുത്തുന്നത്. ഈ orbitals-ല്‍ കൂടി മാത്രമേ ഇലക്ടോണ്‍ കണമര്‍മ്മത്തെ ചുറ്റി സഞ്ചരിക്കൂ. മുന്‍പ് പറഞ്ഞതു പോലെ ചിലപ്പോള്‍ ഒരു പഥത്തില്‍ നിന്ന് മറ്റൊരു പഥത്തിലേക്ക് ഇലക്ട്രോണ്‍ ചാടിയെന്നിരിക്കും.

ഒരു ഇലക്ട്രോണിനു ഒരു Bohr orbit-ല്‍ നിന്നു മറ്റൊരു Bohr orbit-ലേക്ക് ചാടണമെങ്കില്‍ ഒരു പ്രത്യേക തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള ഊര്‍ജ്ജം നേടുകയോ നഷ്ടപ്പെടുത്തുകയോ വേണം. ഒരു അക പഥത്തില്‍ (inner orbit) നിന്ന് ഒരു പുറം പഥത്തിലേക്ക് (outer orbit) ചാടാന്‍ ഇലക്ട്രോണ്‍ ഊര്‍ജ്ജം നേടിയിരിക്കണം. അതേ പോലെ ഒരു പുറം പഥത്തില്‍ നിന്ന് ഒരു അകം പഥത്തിലേക്ക് ചാടാന്‍ ഇലക്ട്രോണ്‍ ഊര്‍ജ്ജം നഷ്ടപ്പെടുത്തിയിരിക്കണം.‍

ഇലക്ട്രോണ്‍ ഒരു പഥത്തില്‍ നിന്ന് മറ്റൊരു പഥത്തിലേക്ക് ചാടുമ്പോള്‍ അത് നേടുന്നതോ നഷ്ടപ്പെടുത്തുന്നതോ ആയ ഊര്‍ജ്ജം ഈ രണ്ട് പഥങ്ങളുടെ ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ വ്യത്യാസത്തിനു തുല്യമായിരിക്കും. അതായത് ഒരു അക പഥത്തില്‍ നിന്ന് ഒരു പുറം പഥത്തിലേക്ക് ചാടാന്‍ ഇലക്ട്രോണിനു വേണ്ട അതേ ഊര്‍ജ്ജം തന്നെയായിരിക്കും പുറം പഥത്തില്‍ നിന്നു അക പഥത്തിലേക്കു ചാടുമ്പോള്‍ ഇലക്ട്രോണ്‍ നഷ്ടപ്പെടുത്തുന്നതും.

ഈ പുറത്തുവിടുന്ന ഊര്‍ജ്ജം ക്വാണ്ടം പാക്കറ്റുകള്‍ ആയിട്ടായിരിക്കും വികിരണം ചെയ്യുക എന്ന് ഐന്‍സ്റ്റീനും പ്ലാങ്കും സിദ്ധാന്തിച്ചു. ഈ ഊര്‍ജ്ജ പാക്കറ്റുകളുടെ ഊര്‍ജ്ജം E= hc/λ എന്ന സമവാക്യം കൊണ്ടാണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. ഇവിടെ h എന്നത് Planck's constant-ഉം, c എന്നത് പ്രകാശവേഗതയേയും λ എന്ന വികിരണത്തിന്റെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തേയും സൂചിപ്പിക്കുന്നു.‍

ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ ബോറിന്റെ ആറ്റം മോഡലിനു ഒരു മൂലകത്തിന്റെ അണു ഒരേ തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള വികിരണം ആണ് പുറത്തുവിടുകയും ആഗിരണം ചെയ്യുന്നത് എന്ന കിര്‍ക്കോഫിന്റെ നിരീക്ഷണത്തെ വിശദീകരിക്കാന്‍ പറ്റി.

ബോറിന്റെ അണു മാതൃക എങ്ങനെയാണ് emission line spectrum ഉണ്ടാകുന്നത് എന്നും മനസ്സിലാക്കാന്‍ നമ്മെ സഹായിച്ചു. ഒരു വാതകം ചൂടു പിടിക്കുമ്പോള്‍ അതിലെ അണുക്കള്‍ അന്യോന്യം അങ്ങോട്ടും ഇങ്ങോട്ടും വേഗത്തില്‍ സഞ്ചരിച്ച് തമ്മില്‍ കൂട്ടിയിടിക്കുന്നു. ഈ കൂട്ടിയിടി ആ അണുക്കളിലെ ഇലക്ട്രോണുകളെ ഉദ്ദീപിച്ച് ഉയര്‍ന്ന ഊര്‍ജ്ജനിലകളിലേക്ക് തള്ളി വിടുന്നു. ഈ ഉയര്‍ന്ന നിലകളില്‍ നിന്നു ഇലക്ട്രോണ്‍ പിന്നീട് അതിന്റെ സാധാരണ നിലകളിലേക്ക് മടങ്ങി വരുന്നു. മറങ്ങി വരുമ്പോള്‍ രണ്ട് ഊര്‍ജ്ജനിലകളുടേയും ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ വ്യത്യാസത്തിനു തുല്യമായ ഫോട്ടോണുകള്‍ ഉല്‍ത്സജനം ചെയ്യുന്നു. അങ്ങനെ ചൂടുള്ള ഒരു വാതകം emission line spectrum ഉണ്ടാക്കുന്നു.

ഇനി absorption line spectrum ഉണ്ടാകുന്നത് എങ്ങനെയാണെന്ന് നോക്കാം. തണുത്ത ഒരു വാതകത്തിലെ അണുക്കളിലെ ഇലക്ട്രോണുകള്‍ താഴ്ന്ന നിലകളില്‍ ആയിരിക്കും. ഈ തണുത്ത വാതകത്തിലേക്ക് സമീപത്തുള്ള ചൂടുള്ള continuous spectrum ഉണ്ടാക്കുന്ന ഒരു വസ്തുവില്‍ നിന്നുള്ള രശ്മികള്‍ കടന്നു പോകുന്നു എന്നു കരുതുക. മിക്കവാറും രശ്മികള്‍ ഒരു സ്വാധീനവും ചെലുത്താതെ കടന്നു പോകും. പക്ഷെ ഈ വാതകത്തിലെ ഊര്‍ജ്ജനിലകളുടെ വ്യത്യാസത്തിനു തുല്യമായ ഊര്‍ജ്ജം ഉള്ള ഫോട്ടോണുകളെ മാത്രം ആഗിരണം ചെയ്ത് വാതകത്തിലെ ഇലക്ട്രോണുകള്‍ ഉയര്‍ന്ന നിലകളിലേക്ക് പോകും. ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ ചില പ്രത്യേക ഫോട്ടോണുകളെ മാത്രം വാതകം ആഗിരണം ചെയ്യും. വാതകത്തിന്റെ സ്പെക്ട്രം പരിശോധിക്കുന്ന ഒരാള്‍ക്ക് അങ്ങനെ absorption line spectrum ലഭിയ്ക്കും.

തന്റെ അണുമാതൃകയിലെ അനുവനദീയമായ പ്രത്യേക ഭ്രമണ പഥങ്ങള്‍ എന്ന ചിത്രവും E = hc/λ എന്ന സമവാക്യവും ഉപയോഗിച്ച് ബോറിന് ഗണിതശാസ്ത്രപരമായി ഒരു ഇലക്ട്രോണ്‍ N എന്ന അക ഭ്രമണ പഥത്തില്‍ നിന്ന് nഎന്ന പുറം ഭ്രമണ പഥത്തിലേക്ക് ചാടുമ്പോള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ഫോട്ടോണിന്റെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം കണക്കാക്കാന്‍ പറ്റി. ആ സമവാക്യം താഴെ കൊടുക്കുന്നു.‍

ഇവിടെ N എന്നത് അക ഭ്രമണ പഥത്തിന്റെ സംഖ്യ n എന്നത് പുറം ഭ്രമണ പഥത്തിന്റെ സംഖ്യ R= Rydberg constant, λ എന്നത് വികിരണം ചെയ്യുകയോ ആഗിരണം ചെയ്യുകയോ ചെയ്ത ഫോട്ടോണിന്റെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം.‍

ഇനി ഈ സമവാക്യത്തില്‍ N = 2 എന്ന് കൊടുത്താല്‍ Balmerന്റെ സമവാക്യം ലഭിയ്ക്കുന്നു. അതിനാല്‍ ഇലക്ട്രോണ്‍ N = 2 എന്ന അക ഭ്രമണ പഥത്തില്‍ നിന്നു പഥത്തില്‍ നിന്ന് n = 3,4,5...എന്നിങ്ങനെയുള്ള പുറം ഭ്രമണ പഥത്തിലേക്ക് ചാടുമ്പോഴാണ് Balmer series-ലിലുള്ള spectral lines ഉണ്ടാകുന്നത് എന്ന് Bohr സിദ്ധാന്തിച്ചു. മാത്രമല്ല Bohrന്റെ ഈ സമവാക്യം ദൃശ്യപ്രകാശം അല്ലാത്ത മറ്റ് തരംഗദൈര്‍ഘ്യങ്ങളില്‍ നിന്ന് പുറത്തുവരുന്ന spectral lines നേയും വിശദീകരിക്കുന്നു.

Bohrന്റെ ഈ സമവാക്യത്തില്‍ N = 1എന്നും n = 2,3,4,5... എന്നും കൊടുത്താല്‍ പുതിയൊരു spectral lines ന്റെ പുതിയൊരു സീരീസ് കിട്ടുന്നു. ഇതിനു Lyman series എന്നാണ് പേര്. ഈ സീരീസിലുള്ള spectral lines, Lα (തരംഗദൈര്‍ഘ്യം 122 nm) തുടങ്ങി L (തരംഗദൈര്‍ഘ്യം 91 nm) യില്‍ അവസാനിക്കുന്നു. ഈ spectral lines എല്ലാം വിദ്യുത്കാന്തികവര്‍ണ്ണരാജിയില്‍ അള്‍ട്രാവയലറ്റ് ഭാഗത്താണ് വരിക.

ഇതേ പോലെ Bohrന്റെ ഈ സമവാക്യത്തില്‍ N = 3 എന്നും n = 4,5,6,... എന്നും കൊടുത്താല്‍ Paschen series എന്ന വേറൊരു spectral line സീരീസ് കിട്ടുന്നു. ഈ സീരീസിലുള്ള spectral lines, Pα (തരംഗദൈര്‍ഘ്യം 1875 nm) തുടങ്ങി P (തരംഗദൈര്‍ഘ്യം 821 nm) യില്‍ അവസാനിക്കുന്നു. ഈ spectral lines മൊത്തം വിദ്യുത്കാന്തിക വര്‍ണ്ണരാജിയില്‍ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് ഭാഗത്താണ് വരിക.

Lyman seriesലെ ഏറ്റവും കുറഞ്ഞ തരംഗദൈര്‍ഘ്യമായ L (തരംഗദൈര്‍ഘ്യം 91 nm) ഒരു പ്രത്യേകത ഉണ്ട്. ഏറ്റവും അകത്തുള്ള പഥമായ N = 1 ല്‍ നിന്ന് ഒരു ഇലക്ട്രോണ്‍ 91 nm തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള ഒരു ഫോട്ടോണ്‍ ആഗിരണം ചെയ്താല്‍ അത് n = ∞ എന്ന ഭ്രമണപഥത്തിലേക്ക് മാറ്റപ്പെടുന്നു. പക്ഷെ ഈ ഭ്രമണപഥം കണമര്‍മ്മത്തില്‍ നിന്നു വളരെയധികം അകലെയാണ്. അതിനാല്‍ ഇലക്ട്രോണ്‍ അണുവില്‍ നിന്ന് പുറത്തു ചാടി എന്നു പറയാം. ഇങ്ങനെ ഇലക്ട്രോണ്‍ അണുവില്‍ നീന്ന് നീക്കപ്പെടുന്ന പ്രക്രിയക്കാണ് ionization എന്നു പറയുന്നത്. ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ അണു അള്‍ട്രാവയലറ്റ് തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള ഒരു 91nm ഫോട്ടോണ്‍ ആഗിരണം ചെയ്താല്‍ അത് അയണീകൃതമാകുന്നു.

Qunatum model

അണുവിനെ കുറിച്ച് നമുക്ക് ഇന്നുള്ള അടിസ്ഥാന വിവരത്തിന് നമ്മള്‍ അണുവിന്റെ ബോര്‍ മാതൃകയോട് കടപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. പക്ഷെ അണുവിന്റെ ആധുനിക മാതൃക ക്വാണ്ടം മെക്കാനിക്സ് അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ളതാണ്. ഇതില്‍ ഭൌതീക ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഇലക്ട്രോണ്‍ ഒരു അണുവില്‍ പ്രത്യേക ഭ്രമണ പഥത്തിലൂടെ സഞ്ചരിക്കുന്നു എന്ന് സിദ്ധാന്തിക്കുന്നില്ല. പകരം ഇലക്ട്രോണ്‍ അണുവില്‍ ചില പ്രത്യേക ഊര്‍ജ്ജനിലകള്‍ സ്വായത്തമാക്കുന്നു എന്നാണ് സിദ്ധാന്തിക്കുന്നത്. ഇതിന്റെ ഇടയ്ക്കുള്ള മറ്റ് ഊര്‍ജ്ജനിലകള്‍ കൈവരിക്കാന്‍ ഇലക്ട്രോണുകള്‍ക്ക് ആവില്ല. ഈ ഊര്‍ജ്ജനിലകളെ ക്വാണ്ടം നിലകള്‍ എന്നു പറയുന്നു.

ക്വാണ്ടം മെക്കാനിക്സില്‍ ഇലക്ട്രോണിനെ ഒരു കണികയായിട്ടല്ല മറിച്ച് കണികയുടേയും തരംഗത്തിന്റേയും സ്വഭാവം ഒരുമിച്ച് പ്രദര്‍ശിപ്പിക്കുന്ന ഒന്നായിട്ടാണ് കരുതുന്നത് (ഇതില്‍ കൂടുതല്‍ ഇതിനെ കുറിച്ച് ഇപ്പോള്‍ പറയുന്നില്ല.

Quantum model-ല്‍ ഒരു അണുവിന്റെ ഘടന കാണിക്കുന്നതിനുള്ള ഒരു പ്രധാന ഉപാധി ആണ് അതിന്റെ energy level diagram കാണിക്കുക എന്നത്.

ഏറ്റവും താഴ്ന്ന ഊര്‍ജ്ജ നില ground state എന്ന് അറിയപ്പെടുന്നു. ഇത് ബോര്‍ അണുമാതൃകയിലെ n = 1 എന്ന പഥത്തിനു തുല്യമാണ്. അതിനു മുകളില്‍ ഉള്ള ഊര്‍ജ്ജനിലകള്‍ excited states എന്ന് അറിയപ്പെടുന്നു. ഇത് ബോര്‍ അണുമാതൃകയിലെ n =1നു മുകളില്‍ ഉള്ള ഭ്രമണ പഥങ്ങള്‍ ആണ്.

ഒരു ഇലക്ട്രോണിന് ground state ല്‍ (n = 1) നിന്ന് excited states ആയ n = 2 ലേക്ക് ചാടണമെങ്കില്‍ അതിന് 122 nm തരംഗദൈര്‍ഘ്യം ഒരു ഫോട്ടോണ്‍ (Lyman photon എന്ന് ഇതിനെ പറയാറുണ്ട്) ആഗിരണം ചെയ്യും. അതിനു മുകളിലോ താഴെയോ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം ഉള്ള ഫോട്ടോണ്‍ ആണെങ്കില്‍ ഈ ചാട്ടം സംഭവിക്കില്ല. ഫോട്ടോണിന്റെ ഊര്‍ജ്ജം കണക്കാക്കുന്നതിനുള്ള സമവാക്യം E = hν = hc/λ. അതിന്റെ SI unit J (Joule) ആണെങ്കിലും സാധാരണ ഇത് eV (electron volt) എന്ന ഏകകത്തിലാണ് പറയുക ഭൌതീകശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ പറയുക.

1 eV= 1.6 X 10-19 J.

Lyman photonന്റെ ഊര്‍ജ്ജം 10.19 eV ആണ്. അതിനാല്‍ ബോര്‍ മാതൃകയിലെ n = 2 ഭ്രമണപഥത്തെ 10.19 eV എന്ന ഊര്‍ജ്ജനില കൊണ്ട് സൂചിപ്പിക്കുന്നു. അതേ പോലെ n = 3 നെ 12.07 eV എന്നിങ്ങനെ ഒരോന്നും. n = ∞ എന്ന ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ ഊര്‍ജ്ജനില 13.6 eV. അതിന്റെ അര്‍ത്ഥം 13.6 eV ഓ അതിനു മുകളിലോ ഉള്ള ഊര്‍ജ്ജം ഉള്ള ഒരു ഫോട്ടോണ്‍ ഒരു ആഗിരണം ചെയ്യുകയാണെങ്കില്‍ ആ ഇലക്ട്രോണ്‍ അണുവില്‍ നിന്ന് വേര്‍പെടും മറ്റൊരു വിധത്തില്‍ പറഞ്ഞാല്‍ ആണു അയണീകൃതമാകും.

മുകളില്‍ കാണിച്ചിരിക്കുന്ന ഊര്‍ജ്ജനിലകള്‍ ഏതെങ്കിലും രണ്ടെണ്ണം തമ്മിലുള്ള ഊര്‍ജ്ജ വ്യത്യാസം കണക്കാക്കിയാല്‍ ആ ഊര്‍ജ്ജനിലയിലേക്ക് ചാടാന്‍ വേണ്ട ഫോട്ടോണിന്റെ ഊര്‍ജ്ജം ലഭിയ്ക്കും.

Quantum model of spectral lines
Image credit. The National Radio Astronomy Observatory (NRAO)

ഉയര്‍ന്ന മൂലകങ്ങളുടെ energy-level diagram പിന്നേയും സങ്കീര്‍ണ്ണമാണ്. അതിനെ കുറിച്ച് വിശദീകരിക്കണം എങ്കില്‍ ആദ്യം പ്രീഡിഗ്രിക്ക് ഒക്കെ കെമിസ്ട്രിയിലും ഫിസിക്സിലും പഠിച്ച ആറ്റോമിക് എനര്‍ജി ലെവലസ് ആദ്യം വിശദീകരിക്കേണ്ടി വരും. അതിനൊന്നും ഇവിടെ മുതിരുന്നില്ല. സോഡിയത്തിന്റെ വര്‍ണ്ണരാജിയില്‍ ദൃശ്യ പ്രകാശ പരിധിയില്‍ വരുന്ന ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട രണ്ട് spectral lines ആണ് Sodium D lines. അതിന്റെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം 588.99 nm ഉം 588.59 nmഉം ആണ്.

ജ്യോതിശാസ്തജ്ഞന്മാര്‍ energy level diagram നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രം പഠിക്കുമ്പോള്‍ ഉപയോഗിക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന് മുകളില്‍ പരിചയപ്പെടുത്തിയ Sodium D lines ഒരു നക്ഷത്രസ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ഉണ്ടെങ്കില്‍ ആ നക്ഷത്രത്തില്‍ Sodium ഉണ്ടന്നാണ് അര്‍ഥം. അതിനര്‍ഥം ആ നക്ഷത്രം ഒരു Population I നക്ഷത്രം ആണെന്നാണ്. സൂര്യന്‍ ഒരു Population I നക്ഷത്രമാണ്. Population I നക്ഷത്രം എന്താണെന്നൊക്കെ വഴിയെ പരിചയപ്പെടാം.

21cm spectral line emission of neutral hydrogen

ഇത് വേറൊരു പ്രധാനപ്പെട്ട spectral line emission ആണ്. ഇത് എന്താണെന്നും ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തില്‍ ഇതിനുള്ള പ്രാധാന്യം എന്താണെന്നും നോക്കാം. ഇലക്ട്രോണ്‍ പ്രോട്ടോണ്‍ മുതലായ കണികകള്‍ക്ക് ദ്രവ്യമാനവും ചാര്‍ജ്ജും ഉണ്ടെന്ന് നിങ്ങള്‍ പഠിച്ചിട്ടുണ്ടല്ലോ. പക്ഷെ ഇതിനു പുറമേ വേറെ ഒരു പ്രധാന ഗുണം കൂടി ഈ കണങ്ങള്‍ക്ക് ഉണ്ട്. അതാണ് angular momentum commonly called as spin. ഇത് എന്താണെന്ന് നോക്കാം. നമുക്ക് ഇലക്ട്രോണിനേയും പ്രോട്ടോണിനേയും കറങ്ങുന്ന ചെറിയ കാന്തങ്ങളോട് ഉപമിക്കാം. ഈ രണ്ട് കാന്തങ്ങളുടേയും സമധ്രുവങ്ങള്‍ ഒരേ ദിശയില്‍ ആകുമ്പോള്‍ ആ സിസ്റ്റത്തിന്റെ ഊര്‍ജ്ജം കൂടുതലായിരിക്കും. എന്നാല്‍ ധ്രുവങ്ങള്‍ വ്യത്യസ്തദിശയില്‍ ആകുമ്പോള്‍ ആ സിസ്റ്റത്തിന്റെ ഊര്‍ജ്ജം കുറവായിരിക്കും.

21 cm spectral line emission of neutral hydrogen Image credit
The National Radio Astronomy Observatory (NRAO)

പക്ഷെ ഏതൊരു സിസ്റ്റത്തിന്റേയും അടിസ്ഥാന ത്വര ഏറ്റവും താഴ്ന്ന നിലയില്‍ ഇരിക്കുക എന്നതാണ്. ഇനി മുകളില്‍ പറഞ്ഞ spin എന്ന ഗുണം കാരണം ഇലക്ട്രോണും പ്രോട്ടോണും ചെറിയ കാന്തങ്ങളായി വര്‍ത്തിക്കും. ഇലക്ട്രോണും പ്രോട്ടോണും ഒരേ ദിശയില്‍ spin ചെയ്യുമ്പോള്‍ ആ സിസ്റ്റത്തിന്റെ ഊര്‍ജ്ജം എതിര്‍ ദിശയില്‍ spin ചെയ്യുമ്പോള്‍ ഉള്ള ഊര്‍ജ്ജത്തേക്കാള്‍ കൂടുതല്‍ ആയിരിക്കും. ഇലക്ട്രോണ്‍ ഉയര്‍ന്ന നിലയിലേക്ക് പോകുന്നത് അതിനു വേണ്ട ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ ഒരു ഫോട്ടോണ്‍ ആഗിരണം ചെയ്യുമ്പോഴോ അല്ലെങ്കില്‍ അണുക്കള്‍ തമ്മില്‍ കൂട്ടിയിടിക്കുമ്പോഴോ ആണ്. ഇലക്ട്രോണ്‍ അതിന്റെ spinന്റെ ദിശ മാറ്റുമ്പോള്‍ (അതായത് ഉയര്‍ന്നതില്‍ നിന്ന് താഴ്ന്നതിലേക്ക്) രണ്ട് ഊര്‍ജ്ജനിലകളുടേയും വ്യത്യാസത്തിനു തുല്യമായ ഒരു ഫോട്ടോണ്‍ പുറത്തുവിടും. ഈ പ്രക്രിയക്ക് spin-flip transition എന്നാണ് പറയുന്നത്. (വൈദ്യശാസ്ത്രത്തില്‍ ഉപയോഗിക്കുന്ന Magnetic Resonance Imaging (MRI)- ല്‍ പുറകില്‍ ഉള്ള ശാസ്ത്രവും Spin-Flip transition ആണ്)

ഇനി ഇങ്ങനെ പുറത്തുവിടുന്ന ഫോട്ടോണിന്റെ ഊര്‍ജ്ജം വളരെ കുറവായിരിക്കുന്നത് കൊണ്ട് അതിന്റെ ആവൃത്തിയും വളരെ കുറവായിരിക്കും. മറ്റൊരു വിധത്തില്‍ പറഞ്ഞാല്‍ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം കൂടുതല്‍ ആയിരിക്കും. ഈ spin-flip transition ന്റെ തരംഗദൈര്‍ഘ്യം 21 cm ആയിരിക്കും (കൃത്യമായി ഇതു 21.11 cm ആണ്. സൌകര്യത്തിനുവേണ്ടി 21 cm എന്നു പറയുന്നു). അത് വിദ്യുത് കാന്തികവര്‍ണ്ണരാജിയില്‍ റേഡിയോ മേഖലയില്‍ വരുന്ന തരംഗമാണ്. ഇതിനെയാണ് 21cm spectral line emission of neutral hydrogen എന്നു പറയുന്നത്. നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ നമുക്ക് എതിരായി ഉള്ള ഭാഗം ഗാലക്സിയുടെ കേന്ദ്രഭാഗത്ത് നക്ഷത്രാന്തരീയ മാധ്യമത്തിന്റെ സാന്ദ്രത കൂടിയതു കാരണം ദൃശ്യപ്രകാശത്തില്‍ വീക്ഷിക്കാന്‍ പറ്റില്ല. കാരണം അവിടെ നിന്ന് പുറപ്പെടുന്ന തരംഗദൈര്‍ഘ്യം കൂടിയ എല്ലാ തരംഗങ്ങളേയും നക്ഷത്രാന്തരീയ മാധ്യമം ആഗിരണം ചെയ്യും. പക്ഷെ ഈ നക്ഷത്രാന്തരീയ മാധ്യമത്തെ കടന്ന് പുറത്തുവരാന്‍ ആവൃത്തികുറഞ്ഞ റേഡിയോ തരംഗങ്ങള്‍ക്ക് ആകും. അങ്ങനെ പുറത്തു വരുന്ന റേഡിയോ തരംഗത്തില്‍ ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ടതാണ് 21cm spectral line emission. നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ spiral രൂപത്തെ കുറിച്ച് ഒക്കെ മനസ്സിലാക്കാന്‍ സഹായിച്ചത് ഈ തരംഗമാണ് സഹായിച്ചത്. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ തണുത്ത പലമേഖലകളെ കുറിച്ച് പഠിക്കാനും‍ ഈ തരംഗമാണ് നമുക്ക് പ്രയോജനപ്പെടുന്നത്.

ഇതു വരെ പരിചയപ്പെടുത്തിയതു കൂടാതെ മറ്റു പല തരത്തിലും വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങള്‍ നിര്‍മ്മിക്കപ്പെടുന്നു. ഉദാഹരണത്തിനു Synchrotron radiation, Masers, Compton scattering അങ്ങനെ പലതും. ഇതു വരെയുള്ള പോസ്റ്റുകളില്‍ നിന്നു നേടിയ അറിവ് വച്ച് പരിചയപ്പെടുത്താവുന്നത് മാത്രമേ ഇവിടെ കൈകാര്യം ചെയ്തിട്ടുള്ളൂ. മാത്രമല്ല അണുമര്‍മ്മത്തിലെ കണികകളുടെ പ്രവര്‍ത്തനം മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളെ ഇവിടെ പ്രതിപാദിച്ചിട്ടില്ല. അതൊക്കെ കുറച്ചു സങ്കീര്‍ണ്ണം ആണ്. അതിനാല്‍ ഭാവിയില്‍ എപ്പോഴെങ്കിലും സന്ദര്‍ഭം ഒത്തു വരികയാണെങ്കില്‍ ലേഖനത്തിനു ആവശ്യമുള്ളവയെ അപ്പപ്പോള്‍ പരിചയപ്പെടുത്താം.

ഇനി ഇതില്‍ കൂടുതല്‍ ഈ വിഷയം വിശദീകരിക്കുന്നില്ല. ഈ പോസ്റ്റില്‍ നമ്മള്‍ Spectroscopyയുടേയും Atomic Physicsന്റേയും ചില അടിസ്ഥാനപാഠങ്ങള്‍ ആണ് മനസ്സിലാക്കിയത്. പക്ഷെ അതിലൂടെ spectral linesനെ നിങ്ങള്‍ക്ക് പരിചയപ്പെടുത്താന്‍ പറ്റി. ഞാന്‍ spectral lines ഒക്കെ നിങ്ങള്‍ക്ക് എങ്ങനെ പരിചയപ്പെടുത്തും എന്ന് ശങ്കിച്ചിരിക്കുകയായിരുന്നു. സുനില്‍ ചേട്ടന്റെ ചോദ്യം അതിനുള്ള ഒരു വഴി കാണിച്ചുതന്നു. Spectroscopy അതില്‍ തന്നെ വലിയൊരു ശാസ്ത്ര ശാഖയാണ്. ഇനി ഈ വിഷയത്തില്‍ കൂടുതല്‍ അറിവ് വേണമെന്നുള്ളവര്‍ ബിരുദ, ബിരുദാനന്തര നിലവാരത്തിലുള്ള Spectroscopyയുടേയും Atomic Physics-ന്റേയും പുസ്തകങ്ങള്‍ വായിച്ച് മനസ്സിലാക്കുക. പക്ഷെ കൂടുതല്‍ ആഴത്തിലേക്ക് പോകണമെങ്കില്‍ ഗണിതത്തിലും അത്യാവശ്യം ജ്ഞാനം വേണം. പക്ഷെ Spectroscopy വളരെ രസകരമായ ഒരു ശാസ്ത്രശാഖയാണ്. നമ്മുടെ സ്വന്തം C. V. Raman -ന് നോബേല്‍ സമ്മാനം കിട്ടിയത് ഈ മേഖലയിലെ പഠനത്തിനാണ്. ഇന്‍ഡ്യയിലെ ശാസ്ത്രസമൂഹം (പ്രത്യേകിച്ച് IISc-യും Raman Research Institute (RRI)-ഉം) ഈ ശാസ്ത്രശാഖയ്ക്ക് കാര്യമായ സംഭാവന നല്‍കിയിട്ടുണ്ട്..

Stefan-Boltzmann law

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.

ഇതില്‍ താപനിലയുടെ മാത്രം സ്വാധീനം മനസ്സിലാക്കാന്‍ വസ്തുവിന്റെ ഒരു ചതുരശ്രമീറ്റര്‍ സ്ഥലത്ത് നിന്ന് ഒരു സെക്കന്റില്‍ പുറപ്പെടുന്ന ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ അളവ് നോക്കിയാല്‍ മതിയാകും. ഈ അളവിനെ Energy flux എന്നു പറയുന്നു. F എന്ന അക്ഷരം കൊണ്ട് ഇതിനെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു.

Flux എന്നതിന് ഒഴുക്കിന്റെ അളവ് എന്നാണ് അര്‍ത്ഥം. അപ്പോള്‍ Energy flux (F) എന്നത് ഒരു വസ്തുവില്‍ നിന്നു ഒരു സെക്കന്റില്‍ പുറപ്പെടുന്ന ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ അളവ്. അതിന്റെ ഏകകം J/m2s.

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.

F = σT4

ഇവിടെ σ എന്നത് ഒരു constant ആകുന്നു. അതിന്റെ മൂല്യം 5.67 X 10−8 W·m-2·K-4 ആണ്.

Stefan-Boltzmann law നോക്കിയാല്‍ അറിയാം നമ്മള്‍ ഒരു വസ്തുവിന്റെ താപനില ഇരട്ടി ആക്കുക ആണെങ്കില്‍ ആ വസ്തുവില്‍ നിന്നു പുറപ്പെടുന്ന Energy flux ന്റെ അളവ് 24 = 16 ഇരട്ടി ആകും. താപനില പത്തിരട്ടി ആക്കിയാല്‍ Energy flux ന്റെ അളവ് 104 = 10,000 ഇരട്ടി ആകും.

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.

Luminosity

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 L എന്ന ചിഹ്നം കൊണ്ടാണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. ഒരു വസ്തുവില്‍ നിന്ന് ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തുവരുമ്പോള്‍ അത് വസ്തുവില്‍ നിന്ന് ദൂരത്താകുംതോറും കൂടുതല്‍ സ്ഥലത്തേക്ക് വ്യാപിക്കും എന്ന് നമുക്ക് അറിയാവുന്നതാണല്ലോ.

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.

സൂര്യന്റെ Energy flux

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 2 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.

അപ്പോള്‍ ഈ ഗോളത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തിലെ ഓരോ ചതുരശ്രമീറ്റര്‍ സ്ഥലത്തും ലഭിയ്ക്കുന്ന ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ അളവാണ് 1370 W/m 2. അങ്ങനെനോക്കിയാല്‍ ഈ ഗോളത്തിന്റെ മൊത്തം ഉപരിതലവിസ്തീര്‍ണ്ണത്തെ 1370 W/m 2 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.

സൂര്യന്റെ Luminosity

സൂര്യന്റെ Luminosity യെ L๏ എന്ന ചിഹ്നം കൊണ്ടാണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. അതിന്റെ മൂല്യം 3.90 X 10 26 Watts. അതായത് സൂര്യന്‍ ഒരു സെക്കന്റില്‍ 3.90 X 1026 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 8 m ആണെന്ന് നമ്മള്‍ക്കറിയാം. അതിനാല്‍ അതിന്റെ ഉപരിതലവിസ്തീര്‍ണ്ണം 4π R2. അതിനാല്‍ സൂര്യന്റെ Luminosityയെ അതിന്റെ ഉപരിതലവിസ്തീര്‍ണ്ണം കൊണ്ട് ഹരിച്ചാല്‍ നമുക്ക് സൂര്യന്റെ Energy flux കിട്ടും.

അതായത്

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.

സൂര്യന്റെ ഉപരിതല താപനില

സൂര്യന്റെ Energy flux കിട്ടികഴിഞ്ഞാല്‍ നമുക്ക് മുകളില്‍ പരിചയപ്പെട്ട Stefan-Boltzmann law ഉപയോഗിച്ച് സൂര്യന്റെ ഉപരിതലതാപനില വളരെയധികം എളുപ്പത്തില്‍ കണ്ടെത്താം.

അതായത്

ഇതിന്റെ fourth root (നാലാം ഘാതം?) കണ്ടാല്‍ ഉപരിതല താപനില 5800 K ആണെന്ന് കട്ടുന്നു.

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.

Intrinsic brightness of an object is called Luminosity. 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.

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.

സൂര്യന്റെ ആന്തരികഘടനയ്ക്ക്‌ ഒരു ആമുഖം

 

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.

ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തില്‍ നിന്ന് 30,000 പ്രകാശവര്‍ഷം അകലെയാണ് സൂര്യന്റെ സ്ഥാനം. സെക്കന്റില്‍ 250 കിമി വേഗതയിലാണ് സൂര്യന്‍ ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തെ വലം വെക്കുന്നത്.

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

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

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

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

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

കാമ്പ്

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

ഹൈഡ്രജന്‍ അണുകേന്ദ്രം (പ്രോട്ടോണ്‍) ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രമായി മാറുന്ന അണുസംയോജന പ്രക്രിയയിലൂടെയാണു സൂര്യനില്‍ ഊര്‍ജ്ജം ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്നത്.

വികിരണ മേഖല

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

ഫോട്ടോണ്‍ റാന്‍ഡം വാക്ക്.

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

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

സംവഹനമേഖല

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

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

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

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

കാമ്പിനേയും, വികിരണ മേഖലയേയും, സംവഹനമേഖലയേയും പരിചയപ്പെട്ട് കഴിഞ്ഞതിനാല്‍ നമുക്കു അടുത്ത പോസ്റ്റില്‍ സൂര്യന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ ഘടനയെ കുറിച്ച് മനസ്സിലാക്കാം. പ്രഭാമണ്ഡലം എന്ന പാളി ശരിക്കും പറഞ്ഞാല്‍ സൂര്യന്റെ ഉപരിതലം ആണു. അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ ഭാഗമല്ല അത്.

സൂര്യന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ ഘടനയ്ക്കു ഒരു ആമുഖം

 

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

സൂര്യന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിനു 3 പാളികള്‍ ആണുള്ളത്.

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

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

പ്രഭാമണ്ഡലം (Photosphere)

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

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

സൗരകളങ്കം (Sun spot), സൌരജ്വാല (Solar flare) , പ്രോമിനെന്‍സ് (Solar prominence) തുടങ്ങി പ്രതിഭാസങ്ങളുടേയും ഉറവിടം പ്രഭാമണ്ഡ‍ലം ആണു. ഈ പ്രതിഭാസങ്ങളെക്കുറിച്ച് തുടര്‍ന്നുള്ള പോസ്റ്റുകളീല്‍ വിശദമായി കൈകാര്യം ചെയ്യുവാന്‍ ഉദ്ദേശിക്കുന്നതിനാല്‍ ഇപ്പോള്‍ വിശദീകരണത്തിനു തുനിയുന്നില്ല. പ്രഭാമണ്ഡലത്തിന്റെ ശരാശരി താപനില 5800 K ആണു.

വര്‍ണ്ണമണ്ഡലം

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

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

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.

വര്‍ണ്ണമണ്ഡലത്തിനു ക്രമരഹിതമായ അതിരുകള്‍ ആണുള്ളതു. ഈ ക്രമരഹിതമായ രൂപത്തിനു കാരണം സ്പൈക്യൂള്‍സ് എന്നു പറയുന്ന പ്രതിഭാസമാണൂ. പ്രഭാമണ്ഡലത്തില്‍ നിന്നു പുറപ്പെട്ട് കൊറോണയിലേക്കു ജെറ്റ് പോലെ പായുന്ന സൗരപദാര്‍ത്ഥമാണു സ്പൈക്യൂള്‍സ് എന്നു അറിയപ്പെടുന്നതു. സ്പൈക്യൂള്‍സ് എന്ന ഈ പ്രതിഭാസമാണു വര്‍‌ണ്ണമണ്ഡലം എന്ന പാളിയുടെ സൃഷ്ടിക്കുകാരണം എന്നു കരുതുന്നു. സൗരജ്വാല, പ്രോമിനെന്‍സ് തുടങ്ങി പല പ്രതിഭാസങ്ങളും നടക്കുന്നത് വര്‍ണ്ണ മണ്ഡലത്തിലാണു.

കൊറോണ

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

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

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

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

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

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

കൊറോണല്‍ ഹോള്‍സ്

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.

എന്താണു് സൗരകളങ്കങ്ങള്‍?

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

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

സൗരകളങ്കങ്ങള്‍

ആധുനിക ദൂരദര്‍ശിനികള്‍ സൗരകളങ്കങ്ങളെ കുറിച്ചുള്ള നിരവധി വിവരങ്ങള്‍ നമുക്ക് വെളിവാക്കി തന്നിട്ടുണ്ട്. എല്ലാ സൌരകളങ്കങ്ങളള്‍ക്കും അം‌ബ്ര എന്ന ഇരുണ്ട മദ്ധ്യഭാഗവും അതിന്റെ ചുറ്റി താരതമ്യേന ഇരുളിച്ച കുറഞ്ഞ പെനംബ്ര എന്ന ഭാഗവു