സൗരയൂഥം - 1 : ഗ്രഹങ്ങളും ക്യുപ്പേര്‍ ബെല്‍റ്റ്‌ വസ്തുക്കളും

സൗരയൂഥത്തെ കുറിച്ച് വളരെ നല്ല ധാരണ പൊതു സമൂഘത്തിനുണ്ട്. അത് കൊണ്ട് തന്നെ ഈ ലേഖനം അല്പം ലളിതമായി തോന്നാന്‍ സാധ്യതയും ഉണ്ട്. എങ്കിലും ഗ്രഹങ്ങളില്‍ നിന്നും ഉപഗ്രഹങ്ങളില്‍ നിന്നും കുറച്ചു കൂടി മുന്നോട്ടു കൊണ്ടുപോകാന്‍ ശ്രമിക്കുകയാണ്. സൗരയൂഥത്തിന്റെ ഘടനയെ കുറിച്ചുള്ള പഠനങ്ങളില്‍ പ്രധാനമായും പരിഗണിക്കപ്പെടുന്നത് സൂര്യന് ചുറ്റുമുള്ള ഗ്രഹങ്ങളുടെ സഞ്ചാര പാതയാണ് (ഭ്രമണപഥം). ഭ്രമണപഥത്തെ വിശധീകരിക്കുവാനുള്ള ആധുനിക സമ വാക്യങ്ങള്‍ അവതരിപ്പിച്ചത് കെപ്ലര്‍ എന്ന ജര്‍മന്‍ ശാസ്ത്രന്ജനാണ്. അദ്ദേഹത്തിന് ഈ കണ്ടെത്തല്‍ നടത്തുവാന്‍ സഹായകമായത് ടൈക്കോ ബ്രാഹെ (Tycho Brahe) എന്ന ഡാനിഷ് ശാസ്ത്രഞ്ജന്‍ വര്‍ഷങ്ങളോളം നടത്തിയ നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ ആണ്. അദ്ദേഹം നിരവധി വര്‍ഷങ്ങള്‍  ഗ്രഹങ്ങളുടെ സ്ഥാനം രേഖപ്പെടുത്തി കൊണ്ടിരുന്നു. ടൈക്കോ ബ്രാഹെ യുടെ സഹായിയായി ജോലി ആരംഭിച്ചതോടെ ആണ്  കേപ്ലര്‍ക്ക് ഈ വിവരങ്ങള്‍ ലഭിച്ചത്. അതില്‍ നിന്നുമാണ് കെപ്ലര്‍ അദ്ധേഹത്തിന്റെ പ്രസിദ്ധമായ ഗ്രഹ ചലന നിയമങ്ങള്‍ രൂപപ്പെടുത്തിയെടുത്തത്. കെപ്ലറുടെ ഗ്രഹ ചലന നിയമങ്ങള്‍ പ്രകാരം ഗ്രഹങ്ങള്‍ അണ്‌ഡവൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഭ്രമണപഥത്തിലൂടെ സഞ്ചരിക്കുന്നു. ഓരോ ഗ്രഹങ്ങളുടെയും സഞ്ചാര പഥം പ്രധാനമായും നിര്‍ണയിക്കുന്നത് സൂര്യന്റെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം ആണ്. എന്നാല്‍ മറ്റു ഗ്രഹങ്ങളുടെ സ്വാധീനം മൂലം ഒരു ഗ്രഹങ്ങളുടെയും ഭ്രമണപഥത്തിനു  മന്ദഗതിയില്‍ വ്യത്യാസം സംഭവിക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന്, ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണപഥം പൂര്‍ണ വൃത്താകൃതിയില്‍ നിന്നും ചെറിയ തോതിലുള്ള അണ്‌ഡാകൃതിയിലേക്കും തിരിച്ചും മാറികൊണ്ടിരിക്കും. സൗരയൂഥത്തിലെ ഗ്രഹങ്ങളില്‍ ബുധനും പ്ലൂട്ടോയും ഒഴിച്ചുള്ള ഗ്രഹങ്ങള്‍ എല്ലാം തന്നെ പൂര്‍ണ വൃത്തതിനോടടുത്ത ഭ്രമണപഥങ്ങളില്‍ ആണ് സഞ്ചരിക്കുന്നത്.

ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഭ്രമണപഥത്തെകുറിച്ച് രസകരമായ ഒരു കണ്ടു പിടുത്തം പതിനെട്ടാം നൂറ്റാണ്ടില്‍ ഉണ്ടായി. സൂര്യനില്‍ നിന്നും അന്ന് വരെ അറിയപ്പെട്ടിട്ടുള്ള ഓരോ ഗ്രഹങ്ങളിലെക്കും ഉള്ള ദൂരം വളരെ ലളിതമായ സൂര്യനില്‍ നിന്നും മേര്‍ക്കുരിയിലെക്കുള്ള (ബുധന്‍) ദൂരത്തിന്റെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ എഴുതാം എന്ന് മനസിലാക്കി. ഇതിനെ ടിടിയാസ്-ബോഡെ നിയമം എന്നാണ് അറിയപ്പെടുന്നത്. ഈ നിയമ പ്രകാരം ചൊവ്വക്കും വ്യാഴത്തിനും ഇടയില്‍ ഒരു വസ്തു നിലനില്‍ക്കുന്നുണ്ട് എന്ന് പ്രവചിച്ചു. 1801 - ഇല്‍ ഈ നിയമം പ്രവചിച്ചത് പോലെ തന്നെ സെറെസ് (Ceres) എന്ന ഏറ്റവും വലിയ അസ്ട്രോയിടിനെ കണ്ടു പിടിച്ചു. എന്നാല്‍ 1846  ഇല്‍ കണ്ടുപിടിക്കപ്പെട്ട എട്ടാമത്തെ ഗ്രഹമായ നെപ്ടുന്നും, 1930 കണ്ടു പിടിക്കപ്പെട്ട ഒന്‍പതാമത്തെ ഗ്രഹമായ പ്ലൂട്ടോയും ടിടിയാസ്-ബോഡെ നിയമം  പൂര്‍ണമായും ശരിയല്ല എന്ന് തെളിയിച്ചു. ടിടിയാസ്-ബോഡെ നിയമ പ്രകാരം എട്ടാമത്തെയും ഒന്പതമാതെയും ഗ്രഹങ്ങള്‍ സ്ഥിതി ചെയ്യേണ്ടത് സൂര്യനില്‍ നിന്നും ഏകദേശം 39 ഉം 77 ഉം അസ്ട്രോനോമിക്കല്‍ യൂനിറ്റ് അകലെ ആണ്. എന്നാല്‍ നെപ്ടുന്നും പ്ലൂട്ടോയും സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത് മുപ്പതും നാല്‍പ്പതും അസ്ട്രോനോമിക്കല്‍ യൂനിറ്റ് അകലെ വീതമാണ്.

സൗരയൂഥത്തില്‍ സൂര്യനോട് ഏറ്റവും അടുത്ത് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന നാല് ഗ്രഹങ്ങളെ (ബുധന്‍, ശുക്ക്രന്‍, ഭൂമി, ചൊവ്വ) ടെറസ്ട്രിയല്‍ ഗ്രഹങ്ങള്‍ (terrestrial planets) എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ഈ ഗ്രഹങ്ങള്‍ സാന്ദ്രത കൂടിയ ശിലാമയമായവയാണ്. ഈ ഗ്രഹങ്ങളുടെ മറ്റൊരു സാമ്യത അവയുടെ ഉപരിതലത്തില്‍ കാണുന്ന കുഴികളാണ് (crater). എന്നാല്‍ ഭൂമിയിലും, ശുക്രനിലും കുഴികള്‍ വളരെ അപൂര്‍വ്വമായി മാത്രമേ കാണുന്നുള്ളൂ. അതിനു പ്രധാന കാരണം ഈ ഗ്രഹങ്ങളില്‍ നടക്കുന്ന ഭൂ പരിണാമങ്ങള്‍ (geological process) ആണ് (ഭൂഖണ്ഡങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകുന്നത് ഇത് മൂലമാണ്). ഇവിടെ പരാമര്‍ശിക്കേണ്ട ഒരു കാര്യം, ചില സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍  പ്രകാരം  വാസ യോഗ്യമായ ഒരു ഗ്രഹത്തിന് ഭൂ പരിണാമങ്ങള്‍ അത്യാവശ്യമാണ്. അവ കാര്‍ബണ്‍ ചക്രം പൂര്‍ത്തികരിക്കുവാന്‍ ആവശ്യമാണെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു  (ആസ്ട്രോ ബയോളജിയെ കുറിച്ച്  ആര്‍ക്കെങ്കിലും എഴുതുവാന്‍ താല്‍പ്പര്യമുണ്ടെങ്കില്‍ ഞങ്ങളെ അറിയിക്കുക). 

ടെറസ്ട്രിയല്‍ ഗ്രഹങ്ങളെ കൂടാതെ നാല് പ്രധാന ഗ്രഹങ്ങള്‍ ആണ് സൂര്യനുള്ളത്, വ്യാഴം , ശനി, യുറാനസ്, നെപ്ടുന്‍. ഇവക്കു ചുറ്റും വളയങ്ങള്‍ ഉണ്ട് എന്നതാണ് ഈ ഗ്രഹങ്ങളുടെ പൊതു സവിശേഷത. എന്നാല്‍ ശനിയുടെ വളയങ്ങള്‍ ആണ് കൂടുതല്‍ വ്യക്തമായിട്ടുള്ളത്. ഇവക്കു കൂടുതലും ഹൈദ്രോജനും, ഹീലിയവും അടങ്ങുന്ന അന്തരീക്ഷം ആണുള്ളത്. എന്നാല്‍ അവയുടെ ഉള്‍ഭാഗങ്ങള്‍ വളരെ വ്യത്യസ്തമാണ്. വ്യാഴത്തിനും  ശനിക്കും കൂടുതലും സൂര്യനോടടുത്ത മിശ്രണമാണുള്ളത്. എന്നാല്‍ യുറാനസ്, നെപ്ടുന്‍ എന്നിവയില്‍ ജലം, മീതയിന്‍, അമോണിയ എന്നിവ ആണ് കൂടുതലും ഉള്ളത്.

അവസാനമായി പ്ലൂട്ടോയുടെ കാര്യം എടുക്കാം. പ്ലൂട്ടോയെ കണ്ടുപിടിക്കുന്നതിനു മുന്നേ അത്തരം ഒരു വസ്തുവിന്റെ സാന്നിധ്യം പ്രവചിക്കപ്പെട്ടിരുന്നു. യുറനസിന്റെയും നേപ്ടുനിന്റെയും ചലനങ്ങള്‍ മനസിലാക്കിയാണ് അത്തരം ഒരു പ്രവചനം നടത്തപ്പെട്ടത്. ഭൂമിയുടെ പിണ്ടത്തെക്കാള്‍ ഏകദേശം ആറു ഇരട്ടിയുള്ള വസ്തുവിനെയാണ് പ്രവചിചിരുന്നുവെങ്കിലും ഏറ്റവും പുതിയ പഠനങ്ങള്‍ പ്രകാരം പ്ലുട്ടോക്ക് ഭൂമിയുടെ ആയിരത്തില്‍ രണ്ടു അംശം മാത്രമേ ഭാരമുള്ളൂ എന്ന് മനസിലാക്കിയിട്ടുണ്ട്. ഇത് ടെറസ്ട്രിയല്‍ ഗ്രഹങ്ങളെക്കാളും വളരെ കുറവായതിനാല്‍ പ്ലൂട്ടോയെ അത്തരം ഗണത്തില്‍ പെടുത്തുന്നില്ല. കൂടാതെ സൌരയൂഥത്തിന്റെ പിറവിയെ കുറിച്ചുള്ള സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ നേപ്ടുനിനും അകലെ പ്ലൂട്ടോയെ കൂടാതെ മറ്റു വസ്തുക്കളുടെ സാന്നിധ്യം പ്രവചിച്ചു. ആധുനിക സാങ്കേതിക വിദ്യയുടെ വരവോടെ അവയില്‍ നിരവധി വസ്തുക്കളെ കണ്ടെത്തി കഴിഞ്ഞു. അവയെ ക്യുപ്പേര്‍ ബെല്‍റ്റ്‌ (kuiper belt) വസ്തുക്കള്‍ എന്നാണ് അറിയപ്പെടുന്നത്. നൂറു കിലോമീറ്റരുകളില്‍ കൂടുതല്‍ വ്യാസമുള്ള പതിനായിരത്തോളം വസ്തുക്കള്‍ ക്യുപ്പേര്‍ ബെല്‍റ്റില്‍ ഉണ്ടെന്നു വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു. അവയില്‍ ആയിരത്തി മുന്നുറോളം വസ്തുക്കളെ ഇതുവരെ കണ്ടെത്തി കഴിഞ്ഞു. ക്യുപ്പേര്‍ ബെല്‍റ്റിലെ വസ്തുക്കളില്‍ ചിലത് നേപ്ടുനിന്റെ ഗുരുത്വകര്‍ഷണ പ്രഭാവം മൂലം സൌരയൂഥത്തിന്റെ ഉള്ളിലേക്ക് പ്രവേശിക്കുന്നു. അവയില്‍ ചിലത് വാല്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ആയി മാറുകയും മറ്റു ചിലത് സൌരയുധതിനു പുറത്തേക്കു പോകുകയും ചെയ്യും. നിരവധി ക്യുപ്പേര്‍ ബെല്‍റ്റ്‌ വസ്തുക്കള്‍ക്ക് പ്ലുട്ടോയുടെതിനു സമാനമായ വലുപ്പം ഉണ്ട്. ആയതിനാല്‍ പ്ലൂട്ടോ അവയുടെ വര്‍ഗ്ഗത്തില്‍ പെടുന്ന വസ്തുവാണെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു.

ക്യുപ്പേര്‍ ബെല്‍റ്റിന്റെ സ്ഥാനം (കൂടുതല്‍ വിവരങ്ങള്‍ക്ക് ഇവിടെ പോകുക )

ഉദാഹരണത്തിന്, പ്ലൂട്ടോയെ ഗ്രഹങ്ങളുടെ പട്ടികയില്‍ നിന്നും മാറ്റുവാന്‍ ഉള്ള തീരുമാനത്തിനു  കാരണം 2005 ല്‍ കണ്ടുപിടിച്ച എറിസ് (Eris) എന്ന  ക്യുപ്പേര്‍ ബെല്‍റ്റ്‌ വസ്തുവാണ്. എറിസിനു പ്ലുട്ടോയെക്കളും പത്തു ശതമാനം വലുപ്പ കൂടുതലും ഉണ്ട്. അതിനാല്‍ തന്നെ പ്ലൂട്ടോ, എറിസ്, സെറെസ് തുടങ്ങിയ വസ്തുക്കളെ കുള്ളന്‍ ഗ്രഹങ്ങള്‍ എന്ന ഒരു വര്‍ഗ്ഗത്തില്‍ ഉള്‍പ്പെടുത്താന്‍ 2006 ലെ അന്താരാഷ്ട്ര ജ്യോതി ശാസ്ത്രന്ജരുടെ യൂണിയന്‍ (International Astronomical Union) തീരുമാനിച്ചു. എന്ത് കൊണ്ടാണ്  പ്ലൂട്ടോയെ 1930 ല്‍  കണ്ടെത്തിയിട്ടും അതിനെക്കാള്‍ വലുപ്പമുള്ള വസ്തുക്കളെ കണ്ടെത്താന്‍ കഴിയാതിരുന്നത് എന്ന ചോദ്യം തോന്നാന്‍ ഇടയുണ്ട്. പ്ലൂട്ടോയുടെ അന്തരീക്ഷം കൂടുതലും മീതയിന്‍ ഐസ് കണങ്ങള്‍ കൊണ്ടാണ് നിര്‍മ്മിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത്. ഇതു സൂര്യപ്രകാശത്തെ വളരെ കൂടുതല്‍ പ്രതിഫലിപ്പിക്കുന്നു.

അറിയപ്പെട്ടിട്ടുള്ളതില്‍ വലിയ ക്യുപ്പേര്‍ ബെല്‍റ്റ്‌ വസ്തുക്കള്‍, (കൂടുതല്‍ വിവരങ്ങള്‍ക്ക് ഇവിടെ പോകുക )

സൌരയൂഥത്തിന്റെ അതിര്‍ത്തി പ്ലുട്ടോക്കും ക്യുപ്പേര്‍ ബെല്‍റ്റിനും അപ്പുറം വ്യാപിച്ചിരിക്കുന്നു.  പതിനാറാം നൂറ്റാണ്ടില്‍ എഡ്മണ്ട് ഹാലി എന്ന ശാസ്ട്രന്ജന്‍ ന്യൂട്ടന്റെ ചലന നിയമങ്ങളെ അടിസ്ഥാനപ്പെടുത്തി, വാല്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ സൂര്യന് ചുറ്റും വലം വയ്ക്കുന്ന വസ്തുക്കള്‍ ആണെന്ന് മനസിലാക്കി. അതിന്റെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍, 1682 ല്‍ പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ട വാല്‍ നക്ഷത്രം 1607, 1531 എന്നീ വര്‍ഷങ്ങളില്‍ പ്രത്യക്ഷപെട്ട വാല്‍നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ആയിരുന്നെന്നു അത് വീണ്ടും 1758 ല്‍ പ്രത്യക്ഷപ്പെടും എന്നും അദ്ദേഹം പ്രവചിച്ചു. തന്റെ പ്രവചനം ശരിയാകുന്നത് കാണുന്നതിനു മുന്നേ അദ്ദേഹം മരണപ്പെട്ടു. എങ്കിലും ഹാലിയുടെ വാല്‍ നക്ഷത്രത്തെ കുറിച്ച് അറിയാത്തവന്‍ ഇപ്പോള്‍ ചുരുക്കമായിരിക്കും. എന്താണ് വാല്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍? അവ എവിടെ നിന്നും വരുന്നു? ഈ ചോദ്യങ്ങള്‍ക്കുള്ള ഉത്തരങ്ങളിലൂടെ സൌരയൂഥത്തിന്റെ അറിയപ്പെട്ടിട്ടുള്ള അതിര്‍ത്തിയിലേക്ക് ചെല്ലാം.

റഫറന്‍സ്:
1. ദി ഒറിജിന്‍ ആന്‍ഡ്‌ എവലുഷന്‍ ഓഫ് ദി സോളാര്‍ സിസ്റ്റം - എം എം വുള്‍ഫ്സന്‍ (M M Woolfson)
2. http://solarsystem.nasa.gov

നക്ഷത്രങ്ങള്‍ മിന്നുന്നത് (twinkle) എന്തു കൊണ്ട് ?

രാത്രി ആകാശത്തില്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ചിമ്മിത്തുറക്കുന്നതു (blink) പോലെ മിന്നുന്നത് (twinkle) നിങ്ങളെല്ലാവരും കണ്ടുകാണും . ഇതിനു കാരണം ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷമാണ് (atmosphere). നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നുള്ള പ്രകാശം ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷത്തിലൂടെ കടന്നു വേണം നമ്മുടെ കണ്ണുകളിലെത്താന്‍. എന്നാല്‍ നമ്മുടെ അന്തരീക്ഷം വളരെ പ്രക്ഷുബ്ധമാണ് (turbulent). പ്രക്ഷുബ്ധ പ്രവാഹങ്ങള്‍ (turbulent flows) അന്തരീക്ഷത്തെ നിരന്തരമായി മഥനം (churn) ചെയ്യുകയും ഇളക്കിമറിക്കുകയും ചെയ്യും. ഇത് കാരണം ഭൌമാന്തരീക്ഷത്തില്‍ ചുഴികളും (eddies), വായു മണ്ഡലങ്ങളും (air-pockets) തുടര്‍ച്ചയായി രൂപപ്പെടുകയും നശിപ്പിക്കപ്പെടുകയും ചെയ്യും. ഈ പ്രക്ഷുബ്ധ ചുഴികളും (turbulent eddies), വായു മണ്ഡലങ്ങളും ചെറിയ ലെന്‍സുകളായും (lens) പ്രിസങ്ങളായും (prisms) പ്രവര്‍ത്തിക്കുമെന്നതിനാല്‍ അവയിലൂടെ കടന്നു പോകുന്ന പ്രകാശരശ്മികള്‍ക്ക് അപവര്‍ത്തനം (refraction) സംഭവിയ്ക്കും. അങ്ങിനെ നക്ഷത്രരശ്മികള്‍ അന്തരീക്ഷത്തിലൂടെ സഞ്ചരിച്ചു നമ്മുടെ കണ്ണുകളിലെത്തുന്നതിനു മുന്‍പ് അവയ്ക്ക് പല തവണ ദിശാവ്യതിയാനം സംഭവിച്ചിരിക്കും. ഈ ദിശാവ്യതിയാനങ്ങള്‍ ഒരു നിമിഷത്തില്‍ പല വട്ടം സംഭവിയ്ക്കാം. ഇതു കാരണം നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നുള്ള പ്രകാശരശ്മികള്‍ നമ്മുടെ കണ്ണുകളുടെ ദൃഷ്‌ടികേന്ദ്ര (focal point) ത്തില്‍ എല്ലായ്പ്പോഴും കൃത്യമായി ഫോക്കസ് (focus) ചെയ്യപ്പെടുകയില്ല. അവ ദൃഷ്‌ടികേന്ദ്രത്തിന്റെ മുന്‍പിലും പിറകിലുമായി മാറി മാറി കേന്ദ്രീകരിയ്ക്കപ്പെടും. അതായത് കണ്ണുകളിലുണ്ടാകപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രതിച്ഛായ (image) ദൃഷ്‌ടികേന്ദ്ര തല (focal plane) ത്തില്‍ നിന്നും പ്രലംബമായി (perpendicular) അകത്തേയ്ക്കും പുറത്തേയ്ക്കും നീങ്ങിക്കൊണ്ടിരിയ്ക്കും. നക്ഷത്രരശ്മികള്‍ ദൃഷ്‌ടികേന്ദ്രത്തില്‍ കൃത്യമായി കേന്ദ്രീകരിയ്ക്കപ്പെടുകയാണെങ്കില്‍ പ്രതിച്ഛായ ദൃഷ്‌ടികേന്ദ്രതലത്തില്‍ തന്നെ രൂപപ്പെടുകയും നക്ഷത്രം തെളിഞ്ഞു പ്രകാശിക്കുന്നതായി നമുക്ക് തോന്നുകയും ചെയ്യും. എന്നാല്‍ പ്രതിച്ഛായ ദൃഷ്‌ടികേന്ദ്രതലത്തിനു മുന്‍പിലോ പിറകിലോ രൂപപ്പെടുകയാണെങ്കില്‍ നക്ഷത്രം മങ്ങി കത്തുന്നതായി നമുക്ക് തോന്നും. ഇത് ഒരു നിമിഷത്തില്‍ തന്നെ പല തവണ തുടര്‍ച്ചയായി സംഭവിക്കുന്നതിനാലാണ് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ മങ്ങിയും തെളിഞ്ഞും മിന്നുന്നതായി നമുക്ക് തോന്നുന്നത്. ജ്യോതിശാസ്ത്ര ഭാഷയില്‍ ഈ പ്രതിഭാസം അസ്ട്രോണമികല്‍ സിന്റിലേഷന്‍ (astronomical scintillation) എന്ന പേരില്‍ അറിയപ്പെടുന്നു. അത് പോലെ തന്നെ, നക്ഷത്രരശ്മികള്‍ക്ക് അന്തരീക്ഷത്തില്‍ വച്ച് സംഭവിക്കുന്ന ദിശാവ്യതിയാനങ്ങള്‍ മൂലം നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രതിച്ഛായ ദൃഷ്‌ടികേന്ദ്ര തലത്തിനു സമാന്തരമായും (parallel) നീങ്ങിക്കൊണ്ടിരിയ്ക്കും. ഇത് കാരണം നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ആകാശത്തില്‍ ഇടത്തോട്ടും വലത്തോട്ടും ചെറുതായി നീങ്ങുന്നത്‌ പോലെ നമുക്ക് തോന്നും.

ഗ്രഹങ്ങള്‍, പക്ഷെ, നക്ഷത്രങ്ങളെ പോലെ മങ്ങിയും തെളിഞ്ഞും മിന്നില്ല. ഈ വസ്തുത, രാത്രി ആകാശത്തില്‍ ഗ്രഹങ്ങളെ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്ന് തിരിച്ചറിയാന്‍ ഉപയോഗിക്കാവുന്നതാണ്. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ നമ്മളില്‍ നിന്ന് വളരെ അകലെയാണെന്നതിനാല്‍ അവ ആകാശത്തില്‍ പ്രകാശത്തിന്റെ ബിന്ദു സ്രോതസ്സു (point sources) കളായാണ് കാണപ്പെടുക. എന്നാല്‍ ഗ്രഹങ്ങള്‍ നമ്മുടെ വളരെ അടുത്തായതിനാല്‍ നമ്മള്‍ അവയെ പരിമിതമായ വലുപ്പ (finite size) ത്തോടെയാണ് കാണുക. അതായത്, അവയെ അനേകം ബിന്ദു സ്രോതസ്സുകളുടെ കൂട്ട (collection) മായി വേണമെങ്കില്‍ കരുതാം. ഓരോ ബിന്ദു സ്രോതസ്സും മങ്ങിയും തെളിഞ്ഞും മിന്നുമെങ്കിലും, അന്തിമമായി ഇത് average out ആകുന്നതു കൊണ്ട് ഗ്രഹങ്ങള്‍ മിന്നുന്നതായി നമുക്ക് തോന്നുകയില്ല.

ഹവായിയിലെ ദൂരദര്‍ശിനികള്‍: പ്രപഞ്ചത്തിലേക്കുള്ള കണ്ണുകള്‍

ഹവായി ദ്വീപസമൂഹത്തില്‍, മൌനാ കിയാ (Mauna Kea) എന്ന നിഷ്ക്രിയമായ (dormant) അഗ്നിപര്‍വ്വതത്തിന്റെ (volcano) മുകളിലാണ് ലോകത്തിലെ ഏറ്റവും വലുതും, ശക്തിയേറിയതുമായ ദൂരദര്‍ശിനികള്‍ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്. മൌനാ കിയാ നിരീക്ഷണാലയം (Mauna Kea Observatories) എന്ന് പൊതുവേ അറിയപ്പെടുന്ന ഈ പര്‍വ്വത ശിഖരത്തില്‍ 13 ദൂരദര്‍ശിനികളാണ് ഇപ്പോളുള്ളത് : ഇതില്‍ ഒന്‍പതെണ്ണം optical/infrared തരംഗങ്ങള്‍ സ്വീകരിക്കുന്നവയും, ബാക്കിയുള്ളവ sub-millimeter/millimeter തരംഗങ്ങള്‍ സ്വീകരിക്കുന്നവയും ആണ്. optical/infrared തരംഗങ്ങള്‍ സ്വീകരിക്കുന്ന ദൂരദര്‍ശിനികളില്‍ ലോകത്തിലെ ഏറ്റവും വലുപ്പമുള്ള (10 മീറ്റര്‍ വ്യാസമുള്ള കണ്ണാടി ) രണ്ടു കെക്ക് ദൂരദര്‍ശിനികളും (Keck Telescopes), 8 മീറ്റര്‍ വ്യാസമുള്ള കണ്ണാടിയോട് കൂടിയ ജെമിനി (Gemini) & സുബാരു (Subaru) ദൂരദര്‍ശിനികളും ഇവിടെയാണുള്ളത്. പ്രപഞ്ചത്തിലേക്കുള്ള ഏറ്റവും ശക്തിയേറിയ കണ്ണുകളായ മൌനാ കിയായിലെ ഈ ദൂരദര്‍ശിനികളില്‍ നിരീക്ഷണ സമയം (observing time) ലഭിക്കാന്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ജ്ഞര്‍ തമ്മില്‍ കടുത്ത മത്സരമാണ്‌.

മൌനാ കിയായിലെ ദൂരദര്‍ശിനികള്‍. ചിത്രത്തില്‍ ഇടത്തേ അറ്റത്ത്‌ നിന്ന് രണ്ടാമതായി കാണുന്നതാണ് ജെമിനി ദൂരദര്‍ശിനി.








ലോകത്തിലെ ഏറ്റവും വലിയ ഇരട്ട കെക്ക് ദൂരദര്‍ശിനികള്‍. ഇവയുടെ ഇടതു ഭാഗത്ത്‌ കാണുന്നതാണ് സുബാരു ദൂരദര്‍ശിനി.

എന്ത് കൊണ്ട് ഈ വലിയ ദൂരദര്‍ശിനികള്‍ മൌനാ കിയായില്‍ സ്ഥാപിക്കപ്പെട്ടു ? infrared/submillimeter തരംഗദൈര്ഘ്യങ്ങളില്‍ astronomical objects (നക്ഷത്രങ്ങള്‍, ഗ്യാലക്സികള്‍ ഇത്യാദി) ഫലപ്രദമായി നിരീക്ഷിക്കുവാന്‍ അന്തരീക്ഷത്തിലെ നീരാവിയുടെ അംശം (water vapour content) വളരെ കുറവായിരിക്കണം. അല്ലങ്കില്‍ അവയില്‍ നിന്നുള്ള വൈദ്യുതകാന്തിക വികിരണങ്ങള്‍ (electro-magnetic radiation) ഭൂമിയുടെ പ്രതലത്തില്‍ എത്തുന്നതിനു മുന്‍പ് തന്നെ അന്തരീക്ഷത്തില്‍ ആഗിരണം (absorb) ചെയ്യപ്പെടും. അത് പോലെ തന്നെ നിരീക്ഷണാലയത്തിനു മുകളിലുള്ള അന്തരീക്ഷം സ്ഥായിയായിരിക്കണം (stable). പ്രക്ഷുബ്ധമായ (turbulent) അന്തരീക്ഷം ആണെങ്കില്‍ ദൂരദര്‍ശിനിയിലൂടെ ലഭിക്കുന്ന ഇമേജുകളുടെ ഗുണനിലവാരം (image quality) കുറവായിരിക്കും. (ഇത് എന്ത് കൊണ്ടാണെന്ന് അടുത്ത ലേഖനത്തില്‍ വിവരിയ്ക്കാം.) മൌനാ കിയാ കൊടുമുടി, സമുദ്രനിരപ്പില്‍ നിന്നും 13, 796 അടി (4,205 മീറ്റര്‍) ഉയരത്തിലാണ്. അതായത് , ഈ പര്‍വ്വത ശിഖരം ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ 40 ശതമാനത്തിനും മുകളിലാണ് . ഈര്‍പ്പമേറിയ മഴ മേഘങ്ങള്‍ ശിഖരത്തിന്റെ വളരെ താഴെ മാത്രമേ രൂപപ്പെടുകയുള്ളൂ. ഈ കാരണങ്ങളാല്‍ മൌനാ കിയാ നിരീക്ഷണാലയത്തിനു മുകളിലുള്ള അന്തരീക്ഷം വരണ്ടതും, സ്ഥായിയുമാണ് . അത് കൂടാതെ മൌനാ കിയാ ആകാശം മേഘവൃതമാകുന്നത് വളരെ വിരളമാണ്. ഇരുണ്ട ആകാശവും, വരണ്ട കാലാവസ്ഥയും, മലിനീകരണപ്പെടാത്ത സുതാര്യമായ അന്തരീക്ഷവും , മൌന കിയയെ അനന്യവും, ഉദാത്തവും ആയ ഒരു ജ്യോതിശാസ്ത്ര നിരീക്ഷണാലയമാക്കുന്നു.

പിന്‍കുറിപ്പ് : മൌനാ കിയാ നിരീക്ഷണാലയത്തെ കുറിച്ചുള്ള കൂടുതല്‍ വിവരങ്ങള്‍ക്ക് ഈ വെബ്സൈറ്റ് കാണുക.

പരീക്ഷണങ്ങളും നിരീക്ഷണങ്ങളും ജ്യോതിശാസ്ത്രവും

പരീക്ഷണങ്ങളും  നിരീക്ഷണങ്ങളും ശാസ്ത്രത്തില്‍ ഒഴിച്ചുകൂടാനാവാത്ത രണ്ടു പ്രോസീസ്സുകള്‍ ആണു. ഗ്രിഗോര്‍ മെന്റല്‍ പയറ് ചെടികളില്‍ നടത്തിയ പരീക്ഷണ-നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ ഉല്പതിയെ കുറിച്ചുള്ള പഠനങ്ങള്‍ക്ക് തുടക്കം കുറിച്ചത് ഓര്‍മിക്കുക.  ഭൌതിക ശാസ്ത്രത്തില്‍ അതെങ്ങനെ ആണെന്ന്‌  ലളിതമായി പരിശോദിക്കാം. എല്ലാ വസ്തുക്കളും താഴേക്കു വീഴുന്നത് നിങ്ങള്‍ നിരീക്ഷിചിരിക്കും.  നിങ്ങള്‍ ഈ  നിരീക്ഷണത്തെ 'എല്ലാ വസ്തുക്കളും ഭൂമിയിലേക്ക്‌ ആകര്‍ഷിക്കപ്പെടുന്നു' എന്നു interpret ചെയ്യും. എന്നാല്‍ ഒരു തേങ്ങ (ഭാരം കൂടിയ വസ്തു) വീഴുന്നതും മാങ്ങാ (ഭാരം കുറഞ്ഞ വസ്തു) വീഴുന്നതും തമ്മില്‍ എന്തെങ്കിലും വ്യത്യാസം ഉണ്ടോയെന്നു ശ്രെദ്ധിക്കുക. ഇല്ലെന്നാണ് നിങ്ങള്‍ക്ക് കണ്ടെത്താനാവുക. അപ്പോള്‍ നിങ്ങളുടെ interpretation 'എല്ലാ വസ്തുക്കളും താഴേക്കു പതിക്കുന്നത് ഒരേ ത്വരണത്തില്‍ ആണു. അവയുടെ പിണ്ഡം ത്വരണത്തില്‍ ഒരു മാറ്റവും ഉണ്ടാക്കുന്നില്ല' എന്നാവും. ഇനി നിങ്ങളുടെ ഈ നിരീക്ഷണം ശരിയാണോ എന്നറിയാന്‍ ഒരു പരീക്ഷണത്തില്‍ ഏര്‍പ്പെടുക. നിങ്ങള്‍ ഒരു കിലോ ഗ്രാം ഭാരമുള്ളതും അഞ്ചു കിലോഗ്രാം ഭാരമുള്ളതുമായ രണ്ടും വസ്തുക്കള്‍ പത്തു മീറ്റര്‍ ഉയരമുള്ള ഒരു കെട്ടിടത്തില്‍ നിന്നും താഴേക്കിടുക. ആ രണ്ടു വസ്തുക്കളും താഴെയെത്താന്‍ ആവശ്യമായ സമയം അളക്കുക. ആ രണ്ടു സമയങ്ങളും ഒരു പോലെ ആണെങ്കില്‍ നിങ്ങളുടെ നിഗമനം ശരിയാണെന്ന് മനസിലാക്കാം.
നിരീക്ഷണങ്ങളില്‍ നിന്നും എത്തി ചേരുന്ന ഏതൊരു ശാസ്ത്ര നിഗമനവും അഗീകരിക്കുവാന്‍ പരീക്ഷണങ്ങള്‍ നടത്തേണ്ടത് അത്യാവശ്യമാണ്. എന്നാല്‍ ജ്യോതി ശാസ്ത്രത്തില്‍ പരീക്ഷണങ്ങള്‍ നടത്തുവാന്‍ വളരെയേറെ ബുദ്ധിമുട്ടുകള്‍ ഉണ്ട്‌.  പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ തുടക്കത്തില്‍ നിലനിന്നിരുന്ന അവസ്ഥ മനസിലാക്കുവാന്‍ നടത്തുന്ന ലാര്‍ജ് ഹട്രോണ്‍ കൊളയിടര്‍ പരീക്ഷണത്തെ കുറിച്ചും അവയുടെ സങ്കീര്‍ണതയെ കുറിച്ചും കേട്ടിരിക്കുമല്ലോ. എന്നാല്‍ ഭൌധിക ശാസ്ത്രം പ്രപഞ്ചത്തില്‍ എല്ലായിടത്തും ഒരു പോലെ ആയതിനാല്‍ ഭൂമിലെ പരീക്ഷണ-നിരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെ നേടിയ അറിവ് പ്രപഞ്ച വസ്തുക്കളില്‍ നമുക്ക് apply ചെയ്യുവാന്‍ സാധിക്കും. ആയതിനാല്‍ പ്രപഞ്ചത്തെ സൂക്ഷമായി നിരീക്ഷിക്കുക എന്നത് ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തില്‍ വളരെ പ്രധാനമാണ്.  ഒരു ഉദാഹരണത്തിലൂടെ ഇതു കൂടുതല്‍ മനസിലാക്കാം. എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളും ജ്വലിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കുന്നത് അവയില്‍ നടക്കുന്ന ന്യുക്ളിയാര്‍ ഫ്യുഷന്‍ വഴിയാണെന്ന് നമുക്കറിയാം. അതുകൊണ്ട്  നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉയര്‍ന്ന താപ നിലയിലായിരിക്കും. നമുക്ക് അവയുടെ താപ നില അളക്കണം എന്നു കരുതുക. അവയില്‍ നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശത്തില്‍ നിന്നും നമുക്ക് അത് സാധ്യമാക്കേണ്ടത് ഉണ്ട്. ചൂട് പിടിച്ച ഒരു വസ്തു പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ (ചുട്ടു പഴുത്ത ഇരുമ്പില്‍ നിന്നും ചുവന്ന പ്രകാശം വരുന്നത് ഓര്‍ക്കുക) തരംഗ ദൈര്‍ഖ്യം  അവയുടെ താപനിലയുമായി ബന്ദപ്പെട്ടിരിക്കുന്നതിനാല്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രകാശത്തില്‍ നിന്നും അവയുടെ താപനില നമുക്ക് അളക്കുവാന്‍ കഴിയും. ഇവിടെ നാം പരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെ ആര്‍ജിച്ച പ്ലാങ്ക്സ് നിയമം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പഠനങ്ങള്‍ക്ക് വേണ്ടി ഉപയോഗിച്ചു.

ഭൌധിക ശാസ്ത്രം എല്ലായിടത്തും ഒരു പോലെ ആയതിനാല്‍ നമുക്ക് അറിയാവുന്ന ചില പ്രതിഭാസങ്ങള്‍ പ്രപഞ്ചത്തില്‍  നിരീക്ഷിക്കുവാന്‍  സാധിക്കും. അതിലൂടെ പ്രപഞ്ചത്തെ കൂടുതല്‍ മനസിലാക്കുവാനും നമുക്ക് കഴിയും. അതില്‍ പ്രധാന പെട്ട ഒന്നാണ് ലെന്‍സിംഗ്. അതിനെ കുറിച്ച് അടുത്ത പോസ്റ്റില്‍ വിശദമാക്കാം.

നീഹാരിക അഥവാ നെബുല

നക്ഷത്രാന്തരീയ വാതകങ്ങളുടെയും പൊടിപടലങ്ങളുടെയും മേഘങ്ങളെയാണ് നീഹാരിക എന്ന് വിളിക്കുന്നത്‌. ആകാശഗംഗയ്ക്ക് പുറമേ, താരാപഥങ്ങള്‍ പോലെ വ്യാപിച്ച് കിടക്കുന്ന എന്തിനെയും പൊതുവേ നെബുലകള്‍ എന്ന് വിളിച്ചുവന്നിരുന്നു. പുതു നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജന്മസ്ഥലങ്ങളാണ് നീഹാരികകള്‍ (Nebula).


വിവിധതരം നെബുലകളില്‍ പല അനുപാതത്തില്‍ വിവിധ മൂലകങ്ങള്‍ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. നെബുലകള്‍, മരണാസന്നമായ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നും രൂപം കൊള്ളുന്നവ ഒഴികെ, ധാരാളം ഹൈഡ്രജന്‍ ഉള്‍കൊള്ളുന്നവയാണ്. ഇത്തരം നെബുലകള്‍ക്ക് അനുയോജ്യമായ മര്‍ദ്ദവും ഊഷ്മാവും നേടാനായാല്‍, പുതുതലമുറ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് ജന്മം നല്‍കാന്‍ അവയ്ക്കാകും.


നക്ഷത്രങ്ങളെല്ലാം തന്നെ നീഹാരികയില്‍ നിന്നും രൂപമെടുത്ത് ഭീമന്മാരോ കുള്ളനമാരോ (ഇത് കാണുക) ആയ ശേഷം ജീവിതചക്രം പൂര്‍ത്തിയാക്കി മറ്റൊരു നീഹാരികയായി മാറുന്നു. രൂപീകരണ രീതി അനുസരിച്ച്, ഇത്തരം നെബുലകള്‍ ഗ്രഹ നീഹാരികകള്‍ (Planetary Nebulas)  എന്നോ അതിനോവ അവശിഷ്ടങ്ങള്‍ (Supernova Remnants) എന്നോ അറിയപ്പെടുന്നു. ഇവകളില്‍ നിന്നാണ് ഹൈഡ്രജന്‍, ഹീലിയം എന്നിവയെക്കാള്‍ ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങള്‍ പ്രപഞ്ചത്തില്‍ ഉണ്ടാകുന്നത്. ഭൂമിയുടെയും സസ്യ-ജീവജാലങ്ങളുടെയും എല്ലാം അടിസ്ഥാന നിര്‍മ്മാണ ഘടകങ്ങള്‍ ഈ ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങളാണ്. നാം ശ്വസിക്കുന്ന ഓക്സിജന്‍ ചുവന്ന ഭീമന്‍ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നുമാണ് ഉത്ഭവിച്ചതെങ്കില്‍ നമ്മുടെ രക്തത്തിലെ ഇരുമ്പ് അതിനോവയായി മാറുന്ന ഭാരം കൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നുമാണ് വരുന്നത്. നാമെല്ലാവരും തന്നെ രൂപപെട്ടിരിക്കുന്നത് നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ (നക്ഷത്രധൂളികളില്‍) നിന്നുമാണെന്ന് പറയുന്നതില്‍ അതിശയോക്തി ഇല്ല! We all are made of star dust!


നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പുനര്‍ജനനവും അതുവഴി ഭാരം കൂടിയ മൂലകങ്ങളുടെ രൂപീകരണത്തിലും നെബുലകള്‍ എങ്ങനെ ഭാഗഭാക്കാകുന്നു എന്ന് അടുത്ത പോസ്റ്റില്‍ പറയാം.


അഭിപ്രായങ്ങള്‍ / നിര്‍ദ്ദേശങ്ങള്‍ / തെറ്റ് തിരുത്തല്‍ എന്നിവ എല്ലായ്പ്പോഴും പ്രതീക്ഷിക്കുന്നു.