ஞாயிறு (விண்மீன்)

கட்டற்ற கலைக்களஞ்சியமான விக்கிப்பீடியாவில் இருந்து.
(பரிதி இலிருந்து வழிமாற்றப்பட்டது)
தாவிச் செல்லவும்: வழிசெலுத்தல், தேடல்
ஞாயிறு
சோகோ(SOHO) விலிருந்து ஞாயிற்றின் படிமம்
பெரிய படிமம்
அவதானிப்புத் தரவுகள்
பூமியிலிருந்து
தொலைவு (சராசரி)
1.496×1011 மீ
காணொளி
வெளிச்சம்
(V)
-26.8m
வெளிச்சத்
தனிமுதல் அளவு
4.8m
இயற்பியல் பண்புகள்
விட்டம் 1,392,000 கிமீ
சார்பு விட்டம்(dS/dE) 109
மேற்பரப்பளவு 6.09 × 1012 கிமீ2
கன அளவு 1.41 × 1027 மீ3
நிறை 1.9891 × 1030 கிகி
பூமி ஒப்புத் திணிவு 332 946
அடர்த்தி 1411 கிகி மீ−3
பூமி ஒப்பு அடர்த்தி 0.26
நீர் சார்பான அடர்த்தி 1.409
மேற்பரப்பு ஈர்ப்பு 274 மீ நொடி−2
பூமி சார்மேற்பரப்பு ஈர்ப்பு 27.94 கிராம்
மேற்பரப்பு
வெப்பநிலை
5778 K
சூழ்புலத்தின்
வெப்பநிலை
5 × 106 K
ஒளிர்வு (LS) 3.827 × 1026 J s−1
சுற்றுப்பாதைசார் இயல்புகள்
சுழற்சிக்காலம்  
மையக் கோட்டில்: 27நா 6ம 36நி
At 30° latitude: 28d 4h 48m
At 60° latitude: 30d 19h 12m
At 75° latitude: 31d 19h 12m
கலக்டிக் மையம் பற்றிச்
சுற்றும் காலம்
2.2 × 108 ஆண்டுகள்
ஒளிக்கோள உட்கூறுcomposition
ஐதரசன் 73.46 %
ஈலியம் 24.85 %
ஆக்சிசன் 0.77 %
கரிமம் 0.29 %
இரும்பு 0.16 %
நியோன் 0.12 %
நைதரசன் 0.09 %
சிலிக்கன் 0.07 %
மக்னீசியம் 0.05 %
கந்தகம் 0.04 %

ஞாயிறு அல்லது சூரியன் (Sun) மஞ்சள் குறுமீன் வகையைச் சார்ந்த, ஞாயிற்று மண்டலத்தின் மையத்தில் உள்ள, ஞாயிற்று மண்டலத்தின் ஆதாரமான விண்மீன் ஆகும். பூமி உள்பட பல கோள்களும், கோடிக்கணக்கான விண்கற்களும், வால்வெள்ளிகளும், அண்டத்தூசி ஆகியனவும் பல்வேறு கோளப் பாதைகளில் ஞாயிற்றைச் சுற்றி வருகின்றன.[1] ஞாயிற்றின் எடை மட்டுமே பரிதி மண்டலத்தின் நிறையில் 98.6 சதவிகிதத்தைக் கொண்டுள்ளது குறிப்பிடத்தக்கது . பரிதிக்கும் பூமிக்கும் இடையே உள்ள சராசரி தொலைவு தோராயமாக 149 ,600 ,000 கிலோமீட்டர்கள். இத்தொலைவை ஒளி சுமார் 8 நிமிடங்கள், 19 வினாடிகளில் கடக்கிறது. புவியில் உயிர்கள் வாழ்வதற்கு வாழ்வாதாரம் பரிதி ஆற்றலேயாகும். ஒளிச்சேர்க்கை மூலம் தாவரங்களில் சேகரிக்கப்படும் பரிதி ஆற்றல், பூமியின் அனைத்து உயிர்களின் ஆதார ஆற்றல் ஆகும்.[2]. மேலும் பூமியின் காலநிலை மற்றும் வானிலை ஆகியவையும் பரிதியைச் சார்ந்தே உள்ளன.

பரிதி காந்த ஆற்றல் மிகுந்த விண்மீன் என ஆராய்ச்சியாளர்கள் கண்டறிந்துள்ளனர். பரிதிக் காந்தப்புலம் ஒவ்வொரு வருடமும் தன்னிலையில் சிறு மாற்றம் அடைவதுடன், பதினொரு வருடங்களுக்கு ஒருமுறை நேர்மாறாகிறது. பரிதிக் காந்தப்புலம், பரிதியில் பல்வேறு விளைவுகளை ஏற்படுத்துகிறது. இவ்விளைவுகளை கதிரவனுயிர்ப்பு (solar activity ) என்று குறிப்பிடுவர். உதாரணமாக சூரியமரு (sunspot) , சூரிய எரிமலை (solar flare ), சூரிய சூறாவளி (solar winds) ஆகியவை சூரிய காந்த புலத்தில் ஏற்படும் மாற்றங்களால் தோன்றும் கதிரவனுயிர்ப்பு நிகழ்வுகள் ஆகும். சூரிய மண்டல உருவாக்கத்தில் சூரியனில் நடைபெறும் கதிரவனுயிர்ப்பு நிகழ்வுகள் பெரும் பங்காற்றி உள்ளதாக ஆய்வாளர்கள் நம்புகின்றனர். கதிரவனுயிர்ப்பு நிகழ்வுகள் மூலம் புவியின் அயன மண்டலம் வடிவத்தில் மாற்றம் அடைகிறது.

கதிரவன் பெருமளவில் ஐதரசன் (சுமார் 74% நிறை, மற்றும் 92% கனவளவு) மற்றும் ஈலியம் (சுமார் 24% நிறை , 7% கனவளவு) ஆகியவற்றையும், சிறிய அளவில் பிற தனிமங்களான, இரும்பு, நிக்கல், ஆக்சிசன், சிலிக்கன் , கந்தகம் , மக்னீசியம் , கரிமம், நியான் , கல்சியம் , குரோமியம் ஆகியவற்றையும் கொண்டுள்ளது.[3].

வகைப்பாடு[தொகு]

சூரியன் விண்மீன் வகைப்பாட்டில் G2V வகையை சார்ந்ததாக குறிக்கப்படுகிறது. G2 வகை விண்மீன்களின் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை தோராயமாக 5 ,500 °C ஆக இருப்பதால் வெண்மை நிறத்தில் ஒளி தரும். பூமிக்கு வந்து சூரிய ஒளியின் நிறமாலையில் உள்ள ஊதா மற்றும் நீல நிறங்களின் அலைநீளம் அதிகமாக இருப்பதனால் அவை ஒளிச்சிதறல் விளைவால் குறைக்கப்பட்டு மனிதக் கண்களுக்கு மஞ்சள் நிறமாகத் தெரிகிறது. இதே ஒளிச்சிதறல் விளைவாலே வானம் நீல நிறத்தினைக் கொண்டிருப்பதாகத் திரு.சி.வி.இராமன் கண்டறிந்த இராமன் விளைவு விளக்குகிறது. உண்மையில் அண்டவெளி கருமை நிறத்தினைக் கொண்டது. சூரியன் பூமியில் மறையும் தருவாயில் குறுகிய அலை நெடுக்கத்தைக் கொண்ட சிவப்பு நிறம் ஒளிச்சிதறல் விளைவால் சூரியனை செம்மஞ்சள் நிறமாகவோ அல்லது சிவப்பு நிறமாகவோ காட்டுகிறது [4]

G2V என்ற குறியிட்டில் V என்ற எழுத்து மற்ற பல விண்மீன்களை போன்று சூரியனும் தனது ஆற்றலை அணுக்கரு புணர்தல் பெறுவதை குறிக்கிறது. சூரியனில் ஹைட்ரஜன் கருவும் ஹீலியம் கருவும் சேர்வதால் ஆற்றல் உருவாகிறது. நமது விண்மீன் மண்டலத்தில் சுமார் 100 மில்லியன் G2 வகை விண்மீன்கள் உள்ளன. அவற்றில் சூரியனும் ஒன்று. சூரியன் பால் வழியில்(நமது விண்மீன் மண்டலம்) உள்ள பல சிவப்பு குறுமீன்களை விட 85% வெளிச்சமானது.[5] சூரியன் தோராயமாக 24 ,000 to 26 ,000 ஒளியாண்டுகள் அப்பால் உள்ள விண்மீன் மண்டல மையத்தை 225–250 மில்லியன் வருடங்களுக்கு ஒருமுறை என்ற வேகத்தில் சுற்றி வருகிறது. இக்காலம் ஒரு விண்மீன் மண்டல ஆண்டு என்று அழைக்கப்படுகிறது. சூரியனின் கோளொழுக்க வேகம் ( orbital speed ) சுமார் 251 கிமீ/வினாடி [6]. இந்த அளவீடுகள் இப்போதைய அறிவின்படி, நவின கணித யுத்திகளால் கணிக்கப்பட்டது. இவை வருங்காலத்தில் மாற வாய்ப்புள்ளது.[7] மேலும் சூரியன் சுற்றி வரும் நமது விண்மீன் மண்டலமும் அண்ட மையத்தை கொண்டு வினாடிக்கு 550 கிலோமீட்டர் என்ற வேகத்தில் சுற்றி வருவது வியப்பூட்டும் தகவலாகும்.[8]

நிலவு கதிரவனைக் கடப்பதை சூரிய ஆராய்ச்சிக் கலமான STEREO B பதிந்துள்ள குறும்படம்

சூரியன் விண்மீன் வகைபாட்டில் G2V வகையை சார்ந்ததாகக் குறிக்கப்படுகிறது. மேலும், விண்மீன்கள் அவற்றில் உள்ள உலோகங்களால் வகை செய்யப்படுகின்றன.

  1. உலோகச்செறிவு மிக்க விண்மீன்கள் (population i )
  2. உலோகச்செறிவு இல்லா விண்மீன்கள் (population ii )
  3. உலோகமில்லா விண்மீன்கள் (population iii )

இவற்றுள் சூரியன் முதல் வகையான உலோகசெறிவு மிக்க விண்மீன்கள் வகையை சார்ந்தது. சூரியன் உருவாக்க சூரியனுக்கு அருகில் உள்ள மீயொளிர் விண்மீன் வெடிப்புகளின் (supernova) அதிர்ச்சி அலைகளே காரணமாய் இருக்கக் கூடும் என்று அறிவியல் ஆய்வாளர்கள் கருதுகின்றனர்.[9] இத்தகைய விளைவுகள் வேதியல் தனிமங்கள் மிகுந்த சூரியன் போன்ற விண்மீன்களை எளிதாக உருவாக்க காரணம் காரணம் ஆகும்.

புவியின் மீது ஞாயிற்றின் ஆற்றல்[தொகு]

சூரிய ஒளியே புவியில் கிடைக்கும் ஆற்றலின் மூல ஆதாரமாகும். சூரிய மாறிலி (solar constant) என்பது ஒரு குறிப்பிட்ட பரப்பளவில் சூரிய ஒளியின் காரணமாக கிடைக்கும் ஆற்றலை குறிக்கும். சூரிய மாறிலி, சூரியனில் இருந்து ஒரு வானியல் அலகு தூரத்தில் கிடைக்கும் ஆற்றலை குறிக்கும். இது தோராயமாக 1368 வாட் / சதுர மீட்டர் ஆகும். சூரிய ஒளி பூமி மேற்பரப்புக்கு வந்தடைவதற்கு முன் வளி மண்டலத்தால் பெரிதும் மட்டுப்படுத்தப் படுகிறது. குறைவான அளவிலான வெப்பமே தரையை வந்தடைகிறது. ஒளிச்சேர்க்கை யின் போது தாவரங்கள் சூரிய ஒளி ஆற்றலை வேதியல் ஆற்றலாக மாற்றுகின்றன. சூரிய மின்கலனில், சூரிய ஒளியாற்றல்/ வெப்பம் மின்சார ஆற்றலாக மாற்றப்படுகிறது. பெட்ரோலியம் சார்ந்த எரிபொருள்களில் இருந்து கிடைக்கும் ஆற்றலும் சூரிய ஒளியில் இருந்து மறைமுகமாக, (மக்கிய தாவரங்களில்) இருந்து கிடைக்கும் ஆற்றலே. சூரியனில் இருந்து வரும் புறஊதா கதிர்கள் நுண்நுயிர் கொல்லியாகும். மேலும் இக்கதிர்கள் மாந்தர்களிடம் வேனிற் கட்டி போன்ற கொடிய விளைவுகளையும், மற்றும் உயிர்ச்சத்து D (விட்டமின் D) உற்பத்தி ஆகிய நன்விளைவுகளையும் ஏற்படுத்துகிறது. . புறஊதா கதிர்கள் பூமியை சூழ்ந்துள்ள ஓசோன் படலம் மூலம் மட்டுப் படுத்தப் படுகிறது. இக்கதிர்களே மனிதரின் வேறுபட்ட தோல் நிறத்துக்கும் காரணமாக அறியப்படுகிறது.[10]

பால் வீதியில் கதிரவனின் அமைவிடம்[தொகு]

பால் வீதியின் வடிவம் - சுருள் வடிவம் கொண்ட பால் வீதியில் பல வளைவுகள் அமைந்துள்ளன. அவற்றுள் ஓரியன் வளைவில் சூரியன் அமைந்துள்ளது. மஞ்சள் நிற புள்ளி சூரியனை குறிக்கிறது.[11].

நமது விண்மீன் மண்டலமான பால்வீதியின் உள் வட்டத்தில் அமைந்துள்ள ஓரியன் வளைவில் சூரியன் அமைந்துள்ளது. சூரியன் அமைந்துள்ள இடத்தில் இருந்து விண்மீன் மண்டல மையம் சுமார் 24 ,800 ஒளியாண்டுகள் இருக்கலாம் எனறு கணிக்கப்படுகிறது.[12][13][14][15] நமது சூரியன் அமைந்துள்ள ஓரியன் வளைவுக்கும், அருகில் உள்ள பெர்சியஸ் வளைவுக்கும் இடையே உள்ள தொலைவு சுமார் 6 ,500 ஒளியாண்டுகள் ஆகும்.[16]

சூரிய உச்சி (solar apex) என்ற பதம் சூரியன் பால் வழியில் பயணிக்கும் திசையை கூற பயன்படுத்தப் படுகிறது. தற்பொழுது சூரியன் வேகா விண்மீனை நோக்கி பயணம் செய்கிறது. வேகா விண்மீன் ஹெர்குலஸ் விண்மீன் தொகுதிக்கு அருகில் அமைந்துள்ளது. கதிரவனின் கோளொழுக்கு நீள்வட்ட பாதையில் அமைந்திருக்கலாம் என்று ஆய்வாளர்கள் கருதுகின்றனர். [17]

சூரிய மண்டலம் ஒருமுறை விண்மீன் மண்டலத்தை (பால் வீதி) சுற்றி வரச் சுமார் 225–250 மில்லியன் வருடங்கள் ஆகலாம் என்று கணக்கிடப்பட்டுள்ளது. இக்காலம் ஒரு விண்மீன் மண்டல ஆண்டு என்று அழைக்கப்படுகிறது [18]

இதன் மூலம், சூரியன் தன் தோற்றத்தில் இருந்து தோராயமாக 20–25 தடவைகள் விண்மீன் மண்டலத்தை சுற்றி வந்துள்ளது என்பதை அறியலாம். மற்றொரு வகையில் கூறினால் மனித தோற்றத்தில் இருந்து இன்று வரை தனது பாதையில் சுமார் 1/1250 பங்கு தூரத்தை கடந்துள்ளது. விண்மீன் மண்டல மையத்தில் இருந்து நோக்கினால் சூரியனின் கோளோழுக்க வேகம் தோராயமாக 251 km/s [6] . இந்த வேகத்தில் 1400 வருடங்களில் சூரிய மண்டலம் பயணித்த தூரம் 1 ஒளியாண்டு ஆகும்.[19]

வாழ்க்கைச் சுழற்சி[தொகு]

விண்மீன்களும் வாழ்க்கைச் சுழற்சிக்கு உட்பட்டவையே. உலோகசெறிவு மிக்க விண்மீன்கள் வகையைச் சார்ந்த சூரியன் தோராயமாக 4.57 பில்லியன் வருடங்களுக்கு முன் ஹைட்ரஜன் மூலக்கூறு மேகங்களின் மோதலால் பால் வழியில் தோன்றியது. தோராயமாக வட்டவடிவில் இருக்கும் சூரியனின் கோளப் பாதை பால் வழி விண்மீன் மண்டல மையத்திலிருந்து சுமார் 26,000 ஒளியாண்டுகள் அப்பால் அமைந்துள்ளது.

சூரிய உருவாக்கத்தைக் கணிக்க இரு வகையான கணக்கீடுகள் பயன் படுத்தப்படுகின்றன. முதல் முறையில் சூரியனின் பரிணாம வளர்ச்சியில் தற்போதய நிலை, கணிப்பொறி உருவகப்படுத்துதல் முறையில் கணிக்கப்படுகிறது. இம்முறையில் சூரியனின் நிறை, வெப்ப ஆற்றல், ஒளியின் மூலம் அறியப்படுகின்ற தனிமங்களின் அளவு ஆகியவை கணக்கில் எடுத்துக் கொள்ளப் படுகின்றன. இம்முறை மூலம் சூரியனின் வயது 4.57 பில்லியன் வருடங்கள் என்று மதிப்பீடு செய்யப்படுகிறது .[20] மற்றொரு முறையான கதிரியக்க அளவியல் முறையில் சூரிய மண்டலத்தின் மிகமுந்தைய துகள்களை ஆய்வதன் மூலம் சூரியனின் வயதை கண்டறிவது. இம்முறையில் சூரியனின் வயது 4.567 பில்லியன் வருடங்கள் என்று மதிப்பீடு செய்யப்படுகிறது .[21][22]

ஆயிரக்கணக்கான விண்மீன்களின் வாழ்க்கைச் சுழற்சியை ஆய்வாளர்கள் ஆய்ந்ததில் சூரியன் தனது நடுவயதை அடைந்து விட்டதைக் கண்டறிந்துள்ளனர். இந்நிலையில் சூரியனில் உள்ள ஹைட்ரஜன் அணுக்கள் அணுக்கரு புணர்வு விளைவினால் ஈலியம் அணுக்களாக மாற்றப்படுகின்றன. ஒவ்வொரு வினாடியும் சுமார் 4 மில்லியன் டன் எரிபொருள் ஆற்றலாக மாற்றப்படுகின்றது. இவ்வாற்றலையே நாம் சூரிய ஒளியாகவும், வெப்பமாகவும் பெறுகிறோம். சூரியத் தோற்றத்தில் இருந்து சுமார் 100 பூமியின் எடையுள்ள பொருள் ஆற்றலாக இதுவரை மாற்றப்பட்டுள்ளது.

அளவில் பெரிய விண்மீன்கள் தம் பரிணாம வளர்ச்சியின் முடிவில் அவற்றில் உள்ள எரிபொருள் எரிந்து தீர்ந்தபின் தம் ஈர்ப்பு விசையில் மாற்றம் ஏற்படுவதனால் நியூட்ரான் விண்மீனாகவோ அல்லது கருங்குழியாகவோ மாறுகின்றன. இம்மாற்றத்தை அடையும் முன் அவற்றின் வெளிப்பகுதி ஈர்ப்பு நிலை ஆற்றலால் வெடித்து சிதறுகின்றது. இந்நிகழ்வை மீயொளிர் விண்மீன் வெடிப்பு என்று கூறலாம்.

சூரியனின் நிறை மீயொளிர் விண்மீன் வெடிப்பு (supernova) ஏற்படப் போதுமானது அன்று. எனவே 5 பில்லியன் வருடங்களுக்கு பின், சூரியன் ஒரு சிவப்புப் பெருங்கோளாக (red giant) மாறும். அதன் வெளி அடுக்குகள் விரிவடைந்து உள்பகுதியில் உள்ள ஹைரஜன் எரிபொருள் அணுக்கரு புணர்வு விளைவுக்கு உட்பட்டு ஈலியமாக மாறும். வெப்பநிலை படிப்படியாக உயர்ந்து 100 மில்லியன் கெல்வின் என்ற நிலையில் ஈலியம் புணர்வு விளைவு ஆரம்பிக்கப்படும். இவ்விளைவின் விளைவுப் பொருள் கார்பன் ஆகும். .[23]

சூரியனின் வாழ்க்கை சுழற்சி

இந்நிலையில் பூமியின் உள்ளமை ஐயத்துக்குரியது. ஏனெனில், சிவப்புப் பெருங்கோளாக சூரியன் மாற்றம் பெறும்போது அதன் ஆரம் தற்போதய ஆரத்தை விட சுமார் 250 மடங்கு பெரியதாக விரிவடையும். அத்தகைய விரிவடைதல் பூமியின் சுற்றுவட்ட பாதையை முழுவதுமாக சூரியனுக்குள் இழுத்து விடும்.[24] ஆனால் சூரியனின் நிறை பெரிதும் குறைந்திருப்பதால் கோள் பாதைகள் விரிவடைய வாய்ப்பு உண்டு. நவீன ஆராய்ச்சி முடிவுகளின்படி சூரியன் பூமியை முழுவதுமாக விழுங்கி விடவே வாய்ப்புகள் அதிகம் இருப்பதாக தெரிகிறது. [24] சில இயற்பியல் விதிமுறைகளின் படி பூமி சூரியனால் விழுங்கப்படாமல் இருப்பினும் அதிக வெப்பத்தினால் பூமியில் உள்ள அனைத்து நீரும் ஆவியாகி வெளியேறி விடும். மேலும் காற்று மண்டலம் முழுவதுமாக அழிக்கப்பட்டு உயிரினங்களின் வாழ்க்கை முற்று பெறும். ஒவ்வொரு பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கும் சூரியனின் வெப்பம் 10% அதிகமாகிறது. [24][25]

சிவப்புப் பெருங்கோள் நிலையினைத் தொடர்ந்து சூரியனின் வெளி அடுக்குகள் வீசி எறியப்படும். அவை கோள வான்புகையுருவை (planetary nebula) உருவாக்க கூடும். மீதம் இருக்கும் கோள் மெதுவாகக் குளிர்ந்து குள்ள வெள்ளைக் கோளாக (white dwarf) மாறும். இதே விண்மீன் பரிமாணமே சிறிய மற்றும் நடுத்தர அளவு நிறையுள்ள விண்மீன்களிடம் காணப்படுகின்றது. [26][27]

வடிவம்[தொகு]

கதிரவனின் வடிவம் - விளக்கப்படம் :
1 . உள்ளகம்
2 . கதிர்வீச்சுப் பகுதி (radiative zone)
3 . வெப்பச்சலன பகுதி (convective zone)
4 . ஒளி மண்டலம் (photosphere)
5 . நிறமண்டலம் (chromosphere)
6 . ஒளி வளையம் (corona)
7 . சூரிய மரு ( sunspot)
8 . சூரிய பரல் (granules)
9 . பிதுக்கம் (prominence)

சூரியன் மஞ்சள் குறுமீன் வகையைச் சார்ந்த, சூரிய மண்டலத்தின் மையத்தில் உள்ள ஒரு விண்மீன் ஆகும். சூரியனின் எடை மட்டுமே சூரிய மண்டலத்தின் நிறையில் 98.6% ஐ கொண்டுள்ளது. தோராயமாக கோள வடிவத்தை கொண்டுள்ளது.[28] இருப்பினும் அதன் துருவ விட்டம் அதன் நிலநடுக்கோடு விட்டத்தை விட 10 கிலோமீட்டர் குறைவானது. கதிரவன் திட, திரவ, வாயு நிலையில் இல்லாமல் பிளாஸ்மா நிலையில் இருப்பதால் அதன் நிலநடுக்கோட்டு சுற்று வேகம் துருவ வேகத்தை அதிகமானது. இதன் காரணமாக நிலநடுக்கோட்டு சுற்று வேகம் தோராயமாக 25 நாள்களாகவும் துருவ சுற்று வேகம் 35 நாள்களாகவும் உள்ளது.

பூமியைப் போன்று சூரியனுக்கு ஒரு திடமான எல்லை இல்லை. பகலவனின் மையப் பகுதியில் இருந்து வெளி எல்லை வரை அதன் வாயுக்கள் அடர்த்தி தோராயமாக அடுக்குக்குறிப் பரம்பலுகேற்ப (exponential ) குறைகிறது. சூரிய உள்ளகத்தின் கன அளவு, மொத்த கன அளவில் 10 விழுக்காட்டைக் கொண்டுள்ளது; ஆனால் அப்பகுதியே அதன் நிறையில் 40 விழுக்காட்டை கொண்டுள்ளது.[29]

கதிரவனின் உள்வடிவத்தை நேரடியாக ஆய்வது அரிதான செயலாகும். பூமியின் உள்வடிவத்தை ஆய நிலநடுக்கவியல் பெரிதும் பயன்படுத்தப்படுகிறது. புவியதிர்ச்சிகள் பூமியின் உள்வடிவத்தை உணரப் பயன்படுகின்றன. ஆய்வாளர்கள் கதிரவனின் உள்வடிவத்தை ஆய இதே வகையான ஆய்வு முறைகளை கையாளுகின்றனர். கதிரவனின் உள்பகுதியில் இருந்து தோன்றும் அழுத்த அலைகளைக் கணிப்பொறி மாதிரியமைத்தல் முறையில் உருவகித்து உள்பகுதியினைக் கணித்துள்ளனர்.

சூரிய உள்ளகம்[தொகு]

கதிரவனின் குறுக்கு வெட்டு தோற்றம்

சூரிய உள்ளகம் சூரியனின் மையப் பகுதியாகும். இப்பகுதியின் அடர்த்தி சுமார் 150,000 கிலோகிராம்/மீட்டர்3 ஆகும். இப்பகுதியின் வெப்பம் தோராயமாக 13,600,000 கெல்வின் ஆகும். (சூரிய மேற்பரப்பு 5,800 கெல்வின்) .[30] கதிரவனின் ஆற்றல் அணுக்கருப் புணர்ச்சி மூலம் கிடைக்கிறது. இவ்வகைப் புணர்ச்சியை புரோட்டான்-புரோட்டான் தொடர் விளைவு என்பர். இவ்விளைவில் ஹைட்ரஜன் ஹீலியமாக மாற்றப்படுகிறது. கதிரவ உள்ளகத்தில் மட்டுமே நடைபெறும் அணுக்கருப் புணர்ச்சியின் விளைவாக உருவாகும் ஆற்றல் கதிரவனின் மற்ற அடுக்குகளில் படிபடியாக பரவுகிறது.

ஒவ்வொரு வினாடியிலும் தோராயமாக 3.4×10 38 புரோட்டான் கள் (ஹைரஜன்அணுக்கரு) ஹீலியம் அணுக்கருவாக மாற்றப்படுகின்றன. கதிரவனில் சுமார் 8.9×10 56 புரோட்டான்கள் உள்ளதாக கணிக்கப்பட்டுள்ளது. கதிரவன் ஒரு வினாடிக்கு சுமார் 383 யோட்டா வாட் அளவு ஆற்றலை வெளியிடுகிறது. இது 9.15×10 10 மெகா டன் TNT வெடிபொருளை வெடிப்பதற்கு சமமாகும்.

உயர் ஆற்றல் கொண்ட ஒளித்துகள் (ஃபோட்டான்) கள் (காமாக் கதிர்கள்) அணுக்கருப் புணர்ச்சி விளைவால் சூரிய உள்ளகத்தில் உருவாகப்படுகின்றன. மிகக் குறைந்த அளவில் சூரிய பிளாஸ்மாவால் உட்கிரகிக்கப் படும் ஒளித்துகள்கள் மீண்டும் குறைந்த ஆற்றலில் பல திசைகளிலும் எதிரொளிக்கப் படிகின்றன. இவ்வாறு திருப்பி அனுப்பப்படும் ஒளித்துகள்கள் பகலவனின் மேல்பகுதியை கதிரியக்கம் விளைவாக அடைய சுமார் 10 ,000 முதல் 170 ,000 வருடங்கள் ஆகிறது.[31] வெப்பச்சலன பகுதியை கடந்து ஒளி மண்டலத்தை அடையும் ஒளித்துகள்கள் காண்புறு ஒளி யாக சூரிய மணடலத்தில் பயணிக்கிறது. சூரிய உள்ளகத்தில் உருவாகும் ஒவ்வொரு காமாக் கதிரும் பல மில்லியன் ஒளித்துகள்களாக மாற்றப்படுகிறது. காமா கதிர்களை போன்று நியூட்ரினோ துகள்களும் அணுக்கருப் புணர்ச்சியின் விளைவாக உருவாக்கப்படுகின்றன. ஒளித்துகள்களை போலன்றி இவை பிளாசுமாவினால் பாதிக்கப்படாததால் இவை சூரியனை உடனடியாக வெளியேறுகின்றன.

வெப்பச்சலன பகுதி[தொகு]

கதிரவனின் வெளி அடுக்குகளில் (தோராயமாக 70% சூரிய ஆரம்), சூரிய பிளாஸ்மாவின் அடர்த்தி மிகக் குறைவாக காணப்படுவதால், இப்பகுதியில் கதிர்வீச்சு வழியே வெப்பம் கடத்தப்படுவது இயலாததாகிறது. அதனால் வெப்பச்சலனம் மூலம் வெப்பம் கடத்தப்படுகிறது. வெப்பச்சலனம் என்பது வளி அல்லது நீர்மம் அல்லது பிளாஸ்மா ஆகியவற்றின் அழுத்த வேறுபாடு மூலமாக வெப்பம் கடத்தப்படுதலை குறிக்கும். கதிரவனில் வெப்பப் படுத்தப்பட்ட பிளாஸ்மா குறைந்த அடர்த்தியை கொண்டிருப்பதால் அது சூரியனின் வெளிபுறம் நோக்கி நகர்வதாலும், அவ்விடத்தை நிறைக்க குறைந்த வெப்பத்தை கொண்ட பிளாஸ்மா உள்நோக்கி நகர்வதாலும் நடக்கும் சுழற்சியின் வழியாக வெப்பம் கடத்தப்படுகிறது. இத்தகைய சுழற்சி மூலம் வெப்பம் கதிர்வீச்சுப் பகுதியில் இருந்து . ஒளி மண்டலத்திற்கு கடத்தப்படுகிறது. வெப்பச்சலன விளைவினால் அடுக்கடுக்காக வெளி நோக்கி தள்ளப்படும் பிளாஸ்மா தனித்தனி பரல்களாக சூரியனின் மேல்பரப்பில் தோன்றுகிறது. இதனை சூரிய பரலாக்கம் என்பர்.


ஒளி மண்டலம்[தொகு]

சூரியனின் பார்க்கக்கூடிய மேற்பரப்பு ஒளி மண்டலம் என்று அறியப்படுகிறது. இப்பகுதில் இருந்து வெளியேறும் ஒளி ஆற்றல் எந்த வித தடங்கலும் இன்றி விண்ணில் பயணிக்க இயலும்.[32][33] ஒளி மண்டலம் பல நூறு கிலோமீட்டர் தடிமனானது. ஒளி மண்டலத்தின் வெளிப்பகுதி உள்பகுதியை விட சற்றே குளிர்ச்சியானது. ஒளி மண்டலத்தின் துகள் அடர்த்தி தோராயமாக 1023 m−3 (அதாவது புவியின் கடல் மட்டத்தில் காணப்படும் வளி மண்டத்தின் அடர்த்தியில் 1% அடர்த்தி ) .

பெரும் அறிவியல் முன்னேற்றம் கண்டிராத காலத்தில் சூரியனின் ஒளி மண்டலத்தின் ஒளி அலைமாலையை ஆய்ந்த அறிவியலாளர்கள் சூரியனில் புவியில் இல்லாத ஒரு வேதியியல் தனிமம் இருப்பதாக உணர்ந்தனர். 1868 ஆம் ஆண்டு, ஆய்வாளர் நோர்மன் லோக்கர் இத்தனிமத்திற்கு கிரேக்க சூரிய கடவுளான ஹெலியோஸ் நினைவாக "ஹீலியம் " என்று பெயர் சூட்டினார். இதன் பிறகு 25 வருடங்கள் கடந்தபின் ஹீலியம் பூமியில் ஆய்வாளர்களால் பிரித்து எடுக்கப்பட்டது.[34]

கதிரவ வளிமண்டலம்[தொகு]

முழு சூரிய கிரகணம் ஏற்படும்போது வெறும் கண்களால் கொரோனாவை எளிதாக பார்க்கலாம்
சூரிய தொலைநோக்கி வழியாக சனவரி 12, 2007 ஆம் ஆண்டு எடுக்கப்பட்ட சூரியனின் பிளாஸ்மாவின் காந்த புலத்தை விளக்கும் புகைபடம்.

ஒளி மண்டலத்துக்கு அப்பால் இருக்கும் பகுதியே சூரிய வளிமண்டலம் ஆகும். இப்பகுதியை மின்காந்த அலைமாலை யைக் காண உதவும் தொலைநோக்கி வழியாகவோ, காண்புறு ஒளியில் இருந்து காமாக் கதிர் கள் வரை அடங்கியுள்ள ரேடியோ கதிர்களை ஆய்வதன் மூலமோ காணலாம். இப்பகுதி ஐந்து பகுதிகளாக பிரிக்கப்படுகிறது. அவையாவன: குறைந்த வெப்பநிலை பகுதி, நிறமண்டலம்( chromosphere ), நிலைமாற்றப் பகுதி , ஒளி வளையம் ( corona ) , சூரிய மண்டலம் (heliosphere ).[35] சூரியனின் குறைந்த வெப்ப பகுதி சுமார் ஒளிமண்டலத்தில் இருந்து 500 கிமீ மேலே அமைந்துள்ளது. இப்பகுதியின் வெப்பம் சுமார் 4,000 கெல்வின் ஆகும். இப்பகுதியின் வெப்ப குறைவு காரணமாக இப்பகுதில் தனிமங்கள் மட்டுமல்லாது கார்பன் மோன் ஆக்சைடு , நீர் ஆகிய சில மூலக்கூறுகளும் காணப்படுகின்றன.

குறைந்த வெப்ப பகுதிக்கு மேலே சுமார் 2 ,500 கிமீ தடிமனில் உள்ள மெல்லிய அடுக்கு நிறமண்டலம் என்று அறியப்படுகிறது.[36]. இப்பகுதியின் நிற மாலை உமிழ்வு காரணமாக இப்பெயர் பெற்றது. சூரிய கிரகணத்தின் துவக்கத்திலும் முடிவிலும் இப்பகுதியில் இருந்து நிறமாலையின் பல்வேறு நிறங்களை காணலாம்.

காந்தப் புலம்[தொகு]

சூரியன் காந்தச் செயற்பாடு கொண்ட ஒரு விண்மீன். ஆண்டு தோறும் மாற்றமடைகின்றதும் ஒவ்வொரு 11 ஆண்டும் திசை மாற்றம் அடைவதுமான வலுவான காந்தப் புலம் சூரியனுக்கு உண்டு. சூரியனின் காந்தப்புலம், ஒருங்கே ஞாயிற்றுயிர்ப்பு என்று அழைக்கப்படும் பல்வேறு விளைவுகளை ஏற்படுத்துகிறது. சூரியனின் மேற்பரப்பில் ஏற்படும் சூரியப் புள்ளிகள், சூரியத் தீக்கொழுந்து, சூரிய மண்டலத்தினூடாக பல்வேறு பொருட்களை எடுத்துச் செல்லும் சூரியக் காற்று என்பன இவ்விளைவுகளுள் அடங்கும். இடை முதல் உயர் குறுக்குக்கோடு வரையிலான பகுதிகளிலான துருவ ஒளி, வானொலித் தொடர்புகளிலும், மின்சாரத்திலும் ஏற்படும் இடையீடுகள் என்பன ஞாயிற்றுயிர்ப்பினால் பூமியில் ஏற்படும் தாக்கங்கள். சூரிய மண்டலத்தின் உருவாக்கத்திலும் படிவளர்ச்சியிலும் ஞாயிற்றுயிர்ப்புக்குப் பெரும் பங்கு உண்டு என்று கருதப்படுகிறது. ஞாயிற்றுயிர்ப்பு புவியின் வெளி வளிமண்டலத்தில் அமைப்பையும் மாற்றுகிறது.

உயர்ந்த வெப்பநிலையினால் சூரியனில் உள்ள எல்லாப் பொருட்களும் வளிமம், அல்லது பிளாசுமா வடிவிலேயே உள்ளன. இதனால், சூரியனின் நடுக்கோட்டுப் பகுதியின் வேகம் உயர் குறுக்குக் கோட்டுப் பகுதியின் வேகத்திலும் கூடிய வேகத்தில் சுழல்கிறது. நடுக்கோட்டுப் பகுதியில் சுழற்சி 25 நாட்களுக்கு ஒரு முறையும், துருவப்பகுதிகளில் 35 நாட்களுக்கு ஒரு முறையாகவும் காணப்படுகிறது.

சூரியக் காந்தப்புலம் சூரியனுக்கு வெளியிலும் பரந்துள்ளது. காந்தமாக்கப்பட்ட சூரியக் காற்றுப் பிளாசுமா சூரியக் காந்தப் புலத்தை வான்வெளிக்குள் கொண்டு சென்று கோளிடைக் காந்தப் புலத்தை உருவாக்குகிறது. பிளாசுமா காந்தப் புலக் கோடுகள் வழியே மட்டுமே செல்ல முடியும் என்பதால், தொடக்கத்தில், கோளிடைக் காந்தப்புலம் சூரியனில் இருந்து ஆரைப்போக்கில் வெளிப்புறமாக விரிந்து செல்கிறது.

வெயில்[தொகு]

நிலத்தில் பாயும் வேயில்

பூமியில் படும் சூரிய ஒளிக் கதிர்களை வெயில் என்கிறோம். பிரிசத்தின் மூலம் இந்த வெயிலைப் பகுத்து அதன் 7 நிறங்களைக் காணமுடியும். குவியாடி மூலம் குவித்து வெயிலின் வெப்பத்தை அதிகமாக்க முடியும்.

இவற்றையும் பார்க்க[தொகு]

மேற்கோள்கள்[தொகு]

  1. ஞாயிற்று மண்டலம் -அறிமுகம்
  2. Simon, Anne (2001), The real science behind the X-files : microbes, meteorites, and mutants, New York: Simon & Schuster, pp. 25–27, ISBN 0684856182, http://books.google.com/books?id=1gXImRmz7u8C&pg=PA26&dq=bacteria+that+live+with+out+the+sun&lr=&ei=HiJ4SYWlC4LeyASZ-Y2xBg#PPA25,M1 
  3. Basu, Sarbani; Antia, H. M. (2008). "கதிரவனில் உள்ள தனிமங்கள்" (PDF). Physics Reports 457: 217. doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002. arXiv:0711.4590. http://arxiv.org/pdf/0711.4590v1. 
  4. "வானம் ஏன் நீல நிறமாக உள்ளது?". Voorhees, NJ, USA: Science Made Simple, Inc. (1997). பார்த்த நாள் 2008-09-24.
  5. Than, Ker (January 30, 2006). "விண்மீன்கள் தனிமை விரும்பிகள்". SPACE.com. http://www.space.com/scienceastronomy/060130_mm_single_stars.html. பார்த்த நாள்: 2007-08-01. 
  6. 6.0 6.1 "பால் வழியின் வேகம்", New Scientist 13 Aug., 2008, p. 8.
  7. Kerr, F. J.; Lynden-Bell D. (1986). "Review of galactic constants" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 221: 1023–1038. http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1986MNRAS.221.1023K&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf. 
  8. "பால் வழியும் சுற்றுகிறது " Kogut, et al Astrophysical Journal, 1993
  9. Falk, S. W.; Lattmer, J. M., Margolis, S. H. (1977). "Are supernovae sources of presolar grains?". Nature 270: 700–701. doi:10.1038/270700a0. http://www.nature.com/nature/journal/v270/n5639/abs/270700a0.html. 
  10. Barsh, Gregory S. (2003). "What Controls Variation in Human Skin Color?". PLoS Biology 1: e7. doi:10.1371/journal.pbio.0000027. 
  11. See the "Spiral Arms" part of this NASA animation for details
  12. Reid, Mark J. (1993). "The distance to the center of the Galaxy". Annual review of astronomy and astrophysics 31: 345–372. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.002021. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1993ARA%26A..31..345R&amp. பார்த்த நாள்: 2007-05-10. 
  13. Eisenhauer, F.; Schödel, R.; Genzel, R.; Ott, T.; Tecza, M.; Abuter, R.; Eckart, A.; Alexander, T. (2003). "விண்மீன் மண்டல் மையம் தொலைவு கணக்கீடு". The Astrophysical Journal 597: L121–L124. doi:10.1086/380188. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003astro.ph..6220E. பார்த்த நாள்: 2007-05-10. 
  14. Horrobin, M.; Eisenhauer, F.; Tecza, M.; Thatte, N.; Genzel, R.; Abuter, R.; Iserlohe, C.; Schreiber, J.; Schegerer, A.; Lutz, D.; Ott, T.; Schödel, R. (2004). "First results from SPIFFI. I: The Galactic Center" (PDF). Astronomische Nachrichten 325: 120–123. doi:10.1002/asna.200310181. http://www.mpe.mpg.de/SPIFFI/preprints/first_result_an1.pdf. பார்த்த நாள்: 2007-05-10. 
  15. Eisenhauer, F. et al. (2005). "விண்மீன் மண்டல் மையம்". The Astrophysical Journal 628 (1): 246–259. doi:10.1086/430667. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...628..246E. பார்த்த நாள்: 2007-08-12. 
  16. English, Jayanne (1991-07-24). "ஒரியன் வளைவு". Hubble News Desk. http://www.ras.ucalgary.ca/CGPS/press/aas00/pr/pr_14012000/pr_14012000map1.html. பார்த்த நாள்: 2007-05-10. 
  17. Gillman, M. and Erenler, H. (2008). "கதிரவன் எங்கே பயணிக்கிறது". International Journal of Astrobiology 386: 155. doi:10.1017/S1473550408004047. http://journals.cambridge.org/action/displayAbstract?aid=1804088. பார்த்த நாள்: 2008-04-11. 
  18. Leong, Stacy (2002). "சூரிய கோளொழுக்கு". The Physics Factbook. பார்த்த நாள் 2007-05-10.
  19. Garlick, Mark Antony (2002). ஞாயிறு மண்டல வரலாறு. Cambridge University. பக். 46. ISBN 0521803365. 
  20. Bonanno, A.; Schlattl, H.; Patern, L. (2008). "பகலவனுக்கு நடுவயது". Astronomy and Astrophysics 390: 1115–1118. doi:10.1051/0004-6361:20020749. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0204331. 
  21. Amelin, Y; Krot, An; Hutcheon, Id; Ulyanov, Aa (Sep 2002). "சூரியனின் வயதை கண்டுபிடிக்கும் முயற்சி .". Science (New York, N.Y.) 297 (5587): 1678–83. doi:10.1126/science.1073950. பப்மெட் 12215641. 
  22. Baker, J.; Bizzarro, M.; Wittig, N.; Connelly, J.; Haack, H. (2005-08-25). "Early planetesimal melting from an age of 4.5662 Gyr for differentiated meteorites". Nature 436: 1127–1131. doi:10.1038/nature03882. 
  23. Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. பக். 322. ISBN 0030062284. 
  24. 24.0 24.1 24.2 Schröder, K.-P.; Smith, Robert Connon (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386: 155. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. arxiv-0801.4031. 
    See also Palmer, Jason (February 22, 2008). "Hope dims that Earth will survive Sun's death". NewScientist.com news service. http://space.newscientist.com/article/dn13369-hope-dims-that-earth-will-survive-suns-death.html?feedId=online-news_rss20. பார்த்த நாள்: 2008-03-24. 
  25. Carrington, Damian (February 21, 2000). "பூமி பாலையாகும் காலம்". BBC News. http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/specials/washington_2000/649913.stm. பார்த்த நாள்: 2007-03-31. 
  26. Pogge, Richard W. (1997). "கதிரவன் அழிவில் பூமியின் நிலை என்ன?" (lecture notes). New Vistas in Astronomy. The Ohio State University (Department of Astronomy). பார்த்த நாள் 2005-12-07.
  27. Sackmann, I.-Juliana; Arnold I. Boothroyd; Kathleen E. Kraemer (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal 418: 457. doi:10.1086/173407. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1993ApJ%2E%2E%2E418%2E%2E457S&db_key=AST&high=24809&nosetcookie=1. 
  28. Godier, S.; Rozelot J.-P. (2000). "ஞாயிறுவின் வடிவம்" (PDF). Astronomy and Astrophysics 355: 365–374. http://aa.springer.de/papers/0355001/2300365.pdf. 
  29. Hannah Cohen (2007-05-16). "From Core to Corona: Layers of the Sun". Princeton Plasma Physics Laboratory (PPPL).
  30. Garcia R. A. et al. "சூரிய உள்ளகம்", Science, American Association for the Advancement of Science, 316, 5831, 1591 - 1593 (2007)
  31. "The 8-minute travel time to Earth by sunlight hides a thousand-year journey that actually began in the core".
  32. Gibson, Edward G. (1973). The Quiet Sun. NASA. 
  33. Shu, Frank H. (1991). The Physics of Astrophysics. University Science Books. 
  34. "Discovery of Helium". Solar and Magnetospheric MHD Theory Group. University of St Andrews. பார்த்த நாள் 2006-03-22.
  35. De Pontieu, Bart; et al (2007-12-07). "Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind". Science (American Association for the Advancement of Science) 318 (5856): 1574–77. doi:10.1126/science.1151747. பப்மெட் 18063784. http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/318/5856/1574. பார்த்த நாள்: 2008-01-22. 
  36. "The Sun - Introduction". Goddard Space Flight Center. NASA. பார்த்த நாள் 2008-11-28. "chromosphere is about 2500 km thick"

வெளி இணைப்புகள்[தொகு]

"http://ta.wikipedia.org/w/index.php?title=ஞாயிறு_(விண்மீன்)&oldid=1558423" இருந்து மீள்விக்கப்பட்டது