കേവലകാന്തിമാനം
വിക്കിപീഡിയ, ഒരു സ്വതന്ത്ര വിജ്ഞാനകോശം.
 |
ഈ ലേഖനം വിക്കിവല്ക്കരിക്കേണ്ടതുണ്ട്; താങ്കളുടെ സഹായം പ്രതീക്ഷിക്കുന്നു. |
ആകാശത്തു കാണുന്ന ഖഗോളവസ്തുക്കളെയെല്ലാം 10 പാര്സെക്ദൂരത്തു ആണെന്നു സങ്കല്പ്പിച്ച് , അതിനെ ഭൂമിയില് നിന്ന് നിരീക്ഷിക്കുമ്പോള് ലഭിക്കുന്ന കാന്തിമാനം ആണു കേവല കാന്തിമാനം (Absolute Magnitude) എന്നു അറിയപ്പെടുന്നത്. കേവല കാന്തിമാനം ഖഗോള വസ്തുവിന്റെ തേജസ്സിന്റെ അളവുകോലാണ്. ഈ അളവുകോലില് എല്ലാ ഖഗോളവസ്തുക്കളും ഒരേ ദൂരത്ത് വച്ചിരിക്കുന്നത് കൊണ്ട് ദൂരവ്യത്യാസം കൊണ്ട് കാന്തിമാനത്തില് വ്യത്യാസം വരുന്നില്ല. ഈ അളവുകോല് പ്രകാരം സൂര്യന്റെ കാന്തിമാനം + 4.86 ആണ്. അതായത് സൂര്യന് 10 പാര്സെക് ദൂരത്തായിരുന്നുവെങ്കില് അതിനെ കഷ്ടിച്ചു നഗ്ന നേത്രം കൊണ്ടു കാണാമായിരുന്നു എന്നര്ത്ഥം. ചന്ദ്രനേയും ശുക്രനേയും ഒന്നും ശക്തിയേറിയ ദൂരദര്ശിനി ഉപയോഗിച്ചാലും കാണാന് പറ്റുകയുമില്ല. കേവല കാന്തിമാനം കണക്കാക്കാന് നക്ഷത്രങ്ങളിലേക്കുള്ള ദൂരം നമുക്ക് അറിഞ്ഞിരിക്കണം. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കേവല താരതമ്യ പഠനത്തിനാണ് കേവല കാന്തിമാനം ഉപയോഗിക്കുന്നത്. സാധാരണ നക്ഷത്ര നിരീക്ഷണത്തിന് ഇതിന്റെ ആവശ്യമില്ല. കേവല കാന്തിമാനത്തെ M എന്ന അക്ഷരം കൊണ്ടാണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്.
കേവല കാന്തിമാനം ഏതെങ്കിലും ഉപകരണം ഉപയോഗിച്ച് അളക്കുക അല്ല, മറിച്ച് ദൃശ്യകാന്തിമാനത്തില് നിന്നു കണക്കുകൂട്ടിയെടുക്കുകയാനു ചെയ്യുന്നത്. അതിനായി ആദ്യം ഏത് നക്ഷത്രത്തിന്റെ കേവല കാന്തിമാനം ആണോ അറിയേണ്ടത് അതിന്റെ ദൃശ്യ കാന്തിമാനം കണ്ടുപിടിക്കുന്നു. പിന്നീട് ആ നക്ഷത്രത്തിലേക്കുള്ള ദൂരം വേറെ ഏതെങ്കിലും വിധത്തില് കണ്ടെത്തുന്നു. എന്നിട്ട് m − M = 5(logd − 1) എന്ന സമവാക്യം ഉപയോഗിച്ച് അതിന്റെ കേവല കാന്തിമാനം കാണാം. ഇവിടെ m = ദൃശ്യ കാന്തിമാനം M = കേവല കാന്തിമാനം d = നക്ഷത്രത്തിലേക്ക് പാര്സെക് കണക്കില് ഉള്ള ദൂരം.
 |
ഈ ലേഖനം അപൂര്ണ്ണമാണ്. ഇതു പൂര്ത്തിയാക്കുവാന് സഹകരിക്കുക. സഹായത്തിനു ഈ ലേഖനത്തിന്റെ ഇംഗ്ലീഷ് പതിപ്പ്. |
