ചന്ദ്രൻ

വിക്കിപീഡിയ, ഒരു സ്വതന്ത്ര വിജ്ഞാനകോശം.
ചന്ദ്രൻ Moon symbol crescent.svg
Full Moon Luc Viatour.jpg

ഭൂമിയിൽ നിന്നുള്ള കാഴ്ച

ഭ്രമണപഥം സംബന്ധിച്ച വിവരങ്ങൾ
ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ
ചുറ്റളവ്‌
2,413,402 കി.മീ
(0.016 AU)
Eccentricity 0.0554
ഉപഭൂ 363,104 km
(0.0024 AU)
അപഭൂ 405,696 km
(0.0027 AU)
പരിക്രമണ സമയം

(നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക്
ആപേക്ഷികമായി
)

27.321 66155 d
(27 ദി. 7 മ. 43.2 മി.)
ഭൂമിക്ക്
ആപേക്ഷികമായി
29.530 588 d
(29 ദി. 12 മ. 44.0 മി.)
ശരാശരി
പരിക്രമണ വേഗം
1.022 കി.മീ/സെ.
ഏറ്റവും കൂടിയ
പരിക്രമണ വേഗം
1.082 കി.മീ/സെ.
ഏറ്റവും കുറഞ്ഞ
പരിക്രമണ വേഗം
0.968 കി.മീ/സെ.
ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ
ചരിവ്
28.60° - 18.30°
(ക്രാന്തിവൃത്തവുമായി
5.145 396°)
രാഹു/കേതു എന്നിവയുടെ
ചലനം
പശ്ചാത്ഗതി,
18.6 വർഷത്തിൽ ഒരു
ചക്രം പൂർത്തിയാക്കുന്നു
ഉപഭൂകോണിന്റെ ചലനം പുരോഗതി,
8.85 വർഷത്തിൽ ഒരു
ചക്രം പൂർത്തിയാക്കുന്നു
ഏത് ഗ്രഹത്തിനു ചുറ്റും
ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നു:
ഭൂമി
ഭൗതിക വിവരങ്ങൾ
മധ്യരേഖാ വ്യാസം 3,476.2 കീ.മീ[1]
(ഭൂമിയുടെ 0.273 ഇരട്ടി)
ധ്രുവരേഖാ വ്യാസം 3,472.0 കി.മീ
(ഭൂമിയുടെ 0.273 ഇരട്ടി)
ഗോളത്തിൽ നിന്നുള്ള
വ്യതിയാനം
0.0012[2]
ഉപരിതല വിസ്തീർണ്ണം 3.793 × 107km²
(ഭൂമിയുടെ 0.074 ഇരട്ടി)
വ്യാപ്തം 2.1958 × 1010km³
(ഭൂമിയുടെ 0.020 ഇരട്ടി)
പിണ്ഡം 7.347 673 × 1022kg
(ഭൂമിയുടെ 0.0123 ഇരട്ടി)
ശരാശരി സാന്ദ്രത 3,346.2 kg/m3
മധ്യരേഖാപ്രദേശത്തെ
ഗുരുത്വാകർഷണം
1.622 m/s2
(ഭൂമിയുടെ 0.1654 ഇരട്ടി)
വിടുതൽ പ്രവേഗം 2.38 km/s
ഭ്രമണസമയം 27.321 661 d
(synchronous)
ഭ്രമണ വേഗം 16.655 km/h
(മധ്യരേഖാപ്രദേശത്ത്)
അച്ചുതണ്ടിന്റെ ചരിവ് ക്രാന്തിവൃത്തത്തിന് 1.5424°
ആൽബിഡോ 0.12
ദൃശ്യകാന്തിമാനം -12.74
ഉപരിതലത്തിലെ
താപനില
കുറവ്‌ ശരാശരി കൂടുതൽ‌
40 K 250 K 396 K
ചന്ദ്രന്റെ മാന്റിൽ, ക്രസ്റ്റ്
എന്നിവയുടെ നിർമ്മിതി
ശതമാനം ഭാരം (ഏകദേശം)
ഓക്സിജൻ 42.6 %
മഗ്നീഷ്യം 20.8 %
സിലിക്കൺ 20.5 %
ഇരുമ്പ് 9.9 %
കാത്സ്യം 2.31 %
അലുമിനിയം 2.04 %
നിക്കൽ 0.472 %
ക്രോമിയം 0.314 %
മാംഗനീസ് 0.131 %
ടൈറ്റാനിയം 0.122 %
അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ സവിശേഷതകൾ
അന്തരീക്ഷ മർദ്ദം 3 × 10-13kPa
ഹീലിയം 25 %
നിയോൺ 25 %
ഹൈഡ്രജൻ 23 %
ആർഗൺ 20 %
മീഥേൻ

അമോണിയ
കാർബൺ ഡയോക്സൈഡ്

ചെറിയ അംശങ്ങൾ

ഭൂമിയുടെ ഒരേയൊരു പ്രകൃതിദത്ത ഉപഗ്രഹമാണ് ചന്ദ്രൻ.ഇംഗ്ലീഷ്: Moon, Luna. ഭൂമിയിൽ നിന്ന്‌ ശരാശരി 3,84,403 കിലോമീറ്റർ ദൂരെയാണ് ചന്ദ്രൻ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്‌; ഭൂമിയുടെ വ്യാസത്തിന്റെ ഏകദേശം മുപ്പത് മടങ്ങ് വരും ഈ ദൂരം. ഭൂമിയും ചന്ദ്രനുമടങ്ങുന്ന വ്യൂഹത്തിന്റെ പിണ്ഡ കേന്ദ്രം ഭൂമിയുടെ വ്യാസാർദ്ധത്തിന്റെ ഏകദേശം നാലിലൊന്നു വരുന്ന 1,700 കി.മീ ആഴത്തിൽ ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തിനു താഴെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നു. ഭൂമിക്ക് ചുറ്റും ഒരു തവണ പ്രദക്ഷിണം ചെയ്യാൻ ചന്ദ്രന് 27.3 ദിവസങ്ങൾ വേണം.[nb 1]

3,474 കി.മീ. ആണ് ചന്ദ്രന്റെ വ്യാസം,[3] ഇത് ഭൂമിയുടെ വ്യാസത്തിൽ നാലിലൊന്നിനെക്കാൾ അല്പം കൂടുതലാണ്. അതിനാൽ തന്നെ ചന്ദ്രന്റെ ഉപരിതല വിസ്തീർണ്ണം ഭൂമിയുടേതിന്റെ പത്തിലൊന്നിലും കുറവാണ് (ഇത് ഏകദേശം ഭൂമിയുടെ കരഭാഗങ്ങളുടെ മൊത്തം വിസ്തീർണ്ണത്തിന്റെ നാലിലൊന്ന് വരും - റഷ്യ, കാനഡ, അമേരിക്കൻ ഐക്യനാടുകൾ എന്നിവ ചേർന്നാലുള്ളത്ര വിസ്തീർണ്ണം). ഉപരിതലത്തിലെ ഗുരുത്വാകർഷണശക്തി ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തിൽ അനുഭവപ്പെടുന്നതിന്റെ പതിനേഴ് ശതമാനമാണ്. ചന്ദ്രന്റെ ഉപരിതലത്തിൽ തട്ടി പ്രതിഫലിക്കുന്ന സൂര്യപ്രകാശം ഭൂമിയിലെത്താൻ ഏകദേശം 1.3 സെക്കന്റുകൾ എടുക്കുന്നു. സൗരയൂഥത്തിലെ 8 ഗ്രഹങ്ങളുടെ സ്വാഭാവിക ഉപഗ്രഹങ്ങളിൽ വലിപ്പം കൊണ്ട്‌ ചന്ദ്രൻ അഞ്ചാം സ്ഥാനത്താണ്‌. ഭാരം കൊണ്ടും വ്യാസം കൊണ്ടും ഈ സ്ഥാനം ചന്ദ്രനു തന്നെ.

ആദ്യമായി ചന്ദ്രോപരിതലം സ്പർശിച്ച മനുഷ്യനിർമിത വസ്തു ലൂണ 2 ആണ്‌. 1959-ൽ ഈ വാഹനം ചന്ദ്രോപരിതലത്തിൽ വന്നിടിച്ച്‌ തകരുകയാണുണ്ടായത്‌. ഇതേ വർഷം തന്നെ മറ്റൊരു മനുഷ്യ നിർമിത ശൂന്യാകാശയാനമായ ലൂണ 3 ചന്ദ്രന്റെ ഭൂമിക്ക്‌ അഭിമുഖമല്ലാത്ത മറുവശത്തിന്റെ ചിത്രം എടുക്കുന്നതിൽ വിജയിച്ചു. വിജയകരവും അപകടരഹിതവുമായി ചന്ദ്രോപരിതലത്തിൽ ഇറങ്ങിയ യാനം എന്ന ബഹുമതി 1966-ൽ ചന്ദ്രനിലിറങ്ങിയ ലൂണ 9-ന്‌ അവകാശപ്പെട്ടതാണ്‌. മനുഷ്യനെ വഹിച്ചു കൊണ്ടുള്ള ആദ്യത്തെ ചന്ദ്രയാത്ര അപ്പോളോ 8 എന്ന യാനം നിർവഹിച്ചെങ്കിലും ആദ്യമായി മനുഷ്യൻ ചന്ദ്രനിൽ വിജയകരമായി കാലു കുത്തിയത്‌ 1969-ൽ അപ്പോളോ 11 എന്ന ശൂന്യാകാശയാനത്തിലാണ്‌. ഭൂമിക്ക്‌ പുറത്ത്‌ മനുഷ്യൻ ചെന്നെത്തിയിട്ടുള്ള ഒരേയൊരു ശൂന്യാകാശഗോളം ചന്ദ്രനാണ്‌.

ചരിത്രം[തിരുത്തുക]

ജൊഹാനസ് ഹെവെലിയസിന്റെ സെലിനൊഗ്രാഫിയയിലെ ചാന്ദ്രഭൂപടം

സാഹിത്യകാരന്മാർക്കും ചിത്രകാരന്മാർക്കും എല്ലാം എന്നും ഒരു പ്രചോദനമായിട്ടാണ് ചന്ദ്രൻ നിലകൊള്ളുന്നത്‌. കവിത, കഥ, നാടകം, സംഗീതം, ചിത്രങ്ങൾ എന്നിവയിലെല്ലാം ഒരു പ്രതിരൂപമാണ് ഈ ഗോളം. അയർലണ്ടിലെ നോത്ത് എന്ന സ്ഥലത്ത്‌ നിന്ന്‌ കണ്ടെടുത്ത 5000 വർഷം പഴക്കമുള്ള ഒരു പാറക്കഷണത്തിൽ കണ്ട ചന്ദ്രന്റെ കൊത്തുപണി അത്തരത്തിലുള്ള ഏറ്റവും പുരാതനമായ ഒന്നായി കണക്കാക്കപ്പെടുന്നു[4]. പുരാതന കാലഘട്ടത്തിൽ പല സംസ്കാരങ്ങളിലും ചന്ദ്രനെ ഒരു ദൈവമായി ആരാധിച്ചു പോന്നിരുന്നു. ഹിന്ദു പുരാണപ്രകാരം ചന്ദ്രൻ ഒരു ദേവതയാണ്‌. ഇന്നും ചന്ദ്രനെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള ജ്യോതിഷരീതികൾ നിലവിലുണ്ട്‌.

ഗ്രീക്ക് ചിന്തകനായ അനക്സാഗൊരാസ് ആണ് പാശ്ചാത്യലോകത്ത് ആദ്യമായി ചന്ദ്രനും സൂര്യനുമെല്ലാം വലിയ ഗോളരൂപമുള്ള പാറകളാണ് എന്ന്‌ സമർത്ഥിക്കാൻ ശ്രമിച്ചത്‌. ചന്ദ്രൻ സൂര്യപ്രകാശം പ്രതിഫലിപ്പിക്കുക മാത്രമേ ചെയ്യുന്നുള്ളൂ എന്നും അദ്ദേഹം അഭിപ്രായപ്പെട്ടു. അദ്ദേഹത്തിന്റെ ഈ പ്രസ്താവന അദ്ദേഹത്തെ തടവ് ശിക്ഷക്കും നാടുകടത്തലിനും ആണ് വിധേയനാക്കിയത്‌[5]. അരിസ്ടോട്ടിലിന്റെ പ്രപഞ്ചഘടനയിൽ മാറ്റങ്ങൾ വരുന്ന ഭൂമി, ജലം, വായു, അഗ്നി എന്നിവയുടെ ഗോളങ്ങളെയും മാറ്റമില്ലാത്തതായ ഈഥറിലെ നക്ഷത്രങ്ങളെയും തമ്മിൽ വേർതിരിക്കുന്ന അതിർത്തി ചന്ദ്രനായിരുന്നു. നൂറ്റാണ്ടുകളോളം ഭൗതികശാസ്ത്രജ്ഞർ ഈ വിശ്വാസത്തിൽ തുടർന്നു[6].

അസ്തമയാകാശത്തെ ചന്ദ്രൻ
സൂപ്പർ മൂൺ പ്രതിഭാസ ദിനത്തിൽ ചന്ദ്രൻ

മധ്യകാലഘട്ടമായപ്പോഴേക്കും ദൂരദർശിനിയുടെ കണ്ടുപിടിത്തത്തിന് മുമ്പു തന്നെ കൂടുതൽ കൂടുതൽ ആളുകൾ ചന്ദ്രൻ ഒരു ഗോളവസ്തുവാണെന്ന തിരിച്ചറിവ് നേടിത്തുടങ്ങി. എന്നിരുന്നാലും അത്യന്തം മിനുസമേറിയ ഒരു ഗോളമാണെന്ന ധാരണയായിരുന്നു അതിൽ അധികം പേർക്കും[7]. 1609-ൽ തന്റെ Sidereus Nuncius എന്ന പുസ്തകത്തിൽ ചന്ദ്രൻ മിനുസമാർന്ന ഒരു ഗോളമല്ല മറിച്ച്‌ കുന്നുകളും കുഴികളും നിറഞ്ഞതാണെന്ന്‌ ഗലീലിയോ പ്രസ്താവിച്ചു. പിന്നീട് 17-ആം നൂറ്റാണ്ടിൽ ജിയോവാനി ബാറ്റിസ്റ്റ റിച്ചിയോളിയും ഫ്രാഞ്ചെസ്കോ മരിയാ ഗ്രിബാൾഡിയും ചന്ദ്രന്റെ ഒരു ഭൂപടം തയ്യാറാക്കി. അവർ അതിൽ ഗർത്തങ്ങൾക്കും, പർവതങ്ങൾക്കും ഉപയോഗിച്ച പല പേരുകളും ഇന്നും തുടർന്നുപയോഗിച്ചു വരുന്നു.

Le Voyage dans la Lune (ചന്ദ്രനിലേക്കുള്ള യാത്ര) എന്ന നിശ്ശബ്ദചലച്ചിത്രത്തിലെ ദൃശ്യം

ചന്ദ്രന്റെ ഭൂപടങ്ങളിൽ ഇരുണ്ട ഭാഗങ്ങളെ മരിയ (കടലുകൾ) എന്നും പ്രകാശമാനമായവയെ ടെറേ (ഭൂഖണ്ഡങ്ങൾ) എന്നും നാമകരണം ചെയ്തു. ചന്ദ്രനിൽ സസ്യജാലങ്ങളും നിവാസികളുമുണ്ടാകാം എന്ന വിശ്വാസം പത്തൊമ്പതാം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ ആദ്യശതകങ്ങൾ വരെ പ്രഗൽഭ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ പുലർത്തിപ്പോന്നു. 1835-ൽ Great Moon Hoax വിശ്വസിച്ചവർ ചന്ദ്രനിൽ അദ്ഭുതജീവികൾ ജീവിക്കുന്നുണ്ടെന്ന് കരുതി[8]. എന്നാൽ ഏതാണ്ട് അക്കാലം തന്നെ വിൽഹെൽമ് ബിയർ, ജൊഹാൻ മാഡ്ലർ എന്നിവർ Mappa Selenographica, Der Mond എന്നീ ഗ്രന്ഥങ്ങൾ പ്രസിദ്ധീകരിച്ച് ചന്ദ്രനിൽ ജലമോ കാര്യമായ അന്തരീക്ഷമോ ഇല്ല എന്ന് സ്ഥാപിച്ചു.

ഇരുപതാം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ ആദ്യപകുതിയുടെ അവസാനം വരെപ്പോലും ചന്ദ്രന്റെ ദൂരപക്ഷഭാഗത്തെക്കുറിച്ച് യാതൊന്നും തന്നെ അറിയപ്പെട്ടിരുന്നില്ല. 1959-ൽ സോവിയറ്റ് യൂണിയന്റെ ലൂണ-3 ആണ് ആദ്യമായി ഇതിൽ വിജയിച്ചത്. തുടർന്ന് 1960-കളിൽ ലൂണാർ ഓർബിറ്റർ പ്രോഗ്രാം ദൂരപക്ഷഭാഗത്തെക്കുറിച്ച് കൂടുതൽ വിവരങ്ങൾ നല്കുകയും ആ ഭാഗത്തിന്റെ ഭൂപടം ഉണ്ടാക്കുന്നതിൽ വിജയിക്കുകയും ചെയ്തു.

ചന്ദ്രോപരിതലം[തിരുത്തുക]

ചന്ദ്രബിംബത്തിന്റെ രണ്ട് മുഖങ്ങൾ[തിരുത്തുക]

ഭൂമിയെ പ്രദക്ഷിണം ചെയ്യുന്ന അതേ സമയദൈർഘ്യം കൊണ്ടു തന്നെയാണ് ചന്ദ്രൻ അതിന്റെ അച്ചുതണ്ടിൽ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നതും, അതിനാൽ തന്നെ ഭൂമിയിൽ നിന്ന് നിരീക്ഷിക്കുമ്പോൾ എല്ലായ്പ്പോഴും ഒരുവശം മാത്രമേ ദൃഷ്ടിഗോചരമാകുന്നുള്ളൂ. മുൻപ് കൂടിയ വേഗത്തിൽ ഭ്രമണം ചെയ്തിരുന്ന ചന്ദ്രൻ ഭൂമിയുമായുള്ള ഘർഷണ പ്രഭാവങ്ങൾ നിമിത്തം ഭ്രമണവേഗം കുറഞ്ഞ് ഇന്നത്തെ അവസ്ഥയിൽ സ്ഥിരപ്പെടുകയായിരുന്നു.[9]

ചന്ദ്രൻ ഭൂമിയെ പ്രദക്ഷിണം ചെയ്യുന്നതിനിടയിൽ ചെറുതായി ചാഞ്ചാടുന്നതുവഴി ഭൂമിയിൽ നിന്നുള്ള വീക്ഷണകോണിൽ മാറ്റം വരുന്നതിനാൽ ചന്ദ്രോപരിതലത്തിന്റെ 59 ശതമാനം ഭാഗം വരെ ഭൂമിയിൽ നിന്ന് ദൃശ്യമാകും (എന്നാൽ ഒരു സമയം പകുതി മാത്രമേ കാണാനാകൂ)[3]. ഈ പ്രതിഭാസം ലിബറേഷൻ (Libration) എന്നറിയപ്പെടുന്നു.

ഭൂമിയിൽ നിന്ന് ദൃശ്യമാകുന്ന ചന്ദ്രമുഖത്തെ സമീപപക്ഷവശം എന്നും മറുഭാഗത്തെ ദൂരപക്ഷവശം എന്നും പറയുന്നു. നമുക്ക് ദർശിക്കാനാവാത്ത ഭാഗത്തെ ചന്ദ്രന്റെ ഇരുണ്ട ഭാഗം എന്നും പറയാറുണ്ടെങ്കിലും യഥാർത്ഥത്തിൽ ഭൂമിയിൽ നിന്നും കാണാവുന്ന ഭാഗത്ത്‌ ലഭിക്കുന്ന അത്ര തന്നെ സൂര്യപ്രകാശം ഈ ഭാഗത്തും ലഭിക്കുന്നുണ്ട്‌. 1959 സോവിയറ്റ് യൂണിയന്റെ ബഹിരാകാശ പര്യവേഷണ വാഹനമായ ലൂണ 3 (Luna 3) ആണ് ചന്ദ്രന്റെ ദൂരവശത്തിന്റെ ചിത്രം ആദ്യം പകർത്തിയത്. ദൂരവശത്തിന്റെ എടുത്തു പറയേണ്ട ഒരു പ്രത്യേകത അവിടെ സാധാരണ ചന്ദ്രബിംബത്തിൽ കണ്ടു വരുന്ന കറുത്ത അടയാളങ്ങൾ വളരെക്കുറവേ കാണപ്പെടുന്നുള്ളൂ എന്നതാണ്. ഈ കറുത്ത അടയാളങ്ങൾ വളരെ പണ്ടുകാലത്തുണ്ടായ ഉൽക്കാപതനങ്ങൾ നിമിത്തം ബഹിർഗമിക്കപ്പെട്ട ബസാൾട്ട് മൂലം രൂപം കൊണ്ട ബസാൾട്ട് സമതലങ്ങൾ ആണ്.

90° W സമീപപക്ഷവശം(Near side)
PIA00305 PIA00302
PIA00303 PIA00304
90° E ദൂരപക്ഷവശം (Far side)

മരിയ[തിരുത്തുക]

ഭൂമിയിൽ നിന്ന് നഗ്നനേത്രങ്ങൾക്കൊണ്ട് വീക്ഷിക്കുമ്പോൾ ദൃശ്യമാകുന്ന കറുത്ത പാടുകൾ മരിയ (Maria) എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ലാറ്റിനിൽ കടലുകൾ എന്നാണ് ഈ വാക്കിനർത്ഥം. പുരാതന വാനനിരീക്ഷകർ ഇവ ചന്ദ്രനിലെ കടലുകളാണ് എന്നായിരുന്നു ധരിച്ചിരുന്നത്. പ്രാചീനകാലത്ത് ബാസാൾട്ട് ലാവകൾ ഉറച്ചുണ്ടായ സമതലങ്ങളാണ് അവ എന്ന് നിലവിൽ അറിയുന്ന കാര്യമാണ്. ചന്ദ്രോപരിതലത്തിൽ ഉൽക്കാപതനം മൂലമുണ്ടായ ഗർത്തങ്ങളിൽ ബസാൾട്ട് ലാവകൾ ഒഴുകിയിറങ്ങി രൂപപ്പെട്ടവയാണ് ഇവയിൽ ഭൂരിഭാഗവും. (ഓഷ്യാനസ് പ്രൊസെല്ലേറം ഇതിനൊരപവാദമാണ്, ഉൽക്കാപതനം മൂലമുണ്ടായ ഭാഗമല്ല അത് എന്നാണ് കരുതപ്പെടുന്നത്). ഈ കറുത്തപാടുകൾ സമീപപക്ഷത്തിൽ മാത്രമായി കാണപ്പെടുന്നു എന്നത് ശ്രദ്ധേയമാണ്, ദൂരപക്ഷത്തിൽ അവ തീരെ ഇല്ല എന്നുതന്നെ പറയാം, അവിടിവിടെയായി ഏതാനും പാടുകൾ മാത്രമേ (ഏതാണ്ട് ആ ഭാഗത്തിന്റെ 2% മാത്രം) ആ ഭാഗത്തുള്ളൂ[10]. എന്നാൽ സമീപ പക്ഷത്തിന്റെ 31 ശതമാനത്തോളം വരും ഈ പാടുകൾ.[3] ലൂണാർ പ്രൊസ്പെക്റ്ററിലെ (Lunar Prospector) ഗാമാ റേ സ്പെക്‌ട്രോമീറ്ററിൽ (gamma-ray spectrometer) നിന്നുള്ള വിവരങ്ങൾ വഴി തയ്യാറാക്കിയ ജിയോകെമിക്കൽ മാപ്പുകളുടെ പ്രത്യക്ഷവൽക്കരണം വഴി സമീപ പക്ഷ അർദ്ധഗോളത്തിലെ താപോല്പാദന മൂലകങ്ങളുടെ സാന്നിദ്ധ്യമാണ്‌ ഇതിനു നൽകപ്പെട്ട ഒരു വിശദീകരണം[11][12]. സമീപ പക്ഷ ഭാഗത്തെ കറുത്ത പാടുകളിൽ നിരവധി അഗ്നിപർവ്വതങ്ങളുടെ സാന്നിദ്ധ്യവുമുണ്ട്.[13]

ടെറേ[തിരുത്തുക]

ചന്ദ്രോപരിതലത്തിലെ തെളിഞ്ഞ ഭാഗങ്ങൾ ടെറേ (Terrae) എന്നു വിളിക്കപ്പെടുന്നു, കറുത്ത പാടുകളായി കാണുന്ന മരിയയേക്കാൾ താരതമ്യേന ഉയർന്ന തലങ്ങളാണ് അവ. ചന്ദ്രോപരിതലത്തിൽ സമീപപക്ഷവശത്തുള്ള പ്രധാന പർവ്വതനിരകളെല്ലാം ഉൽക്കാപതനം മൂലമുണ്ടായ ഗർത്തതടങ്ങളുടെ വശങ്ങളിലാണ് നിലകൊള്ളുന്നത്, ഇത്തരം ഗർത്തങ്ങളിൽ കുറേ ഭാഗത്തിലും ബസാൾട്ട് നിറഞ്ഞുകഴിഞ്ഞിരിക്കുന്നു, ഈ പർവ്വതനിരകളെല്ലാം തന്നെ അത്തരം ഗർത്തതടങ്ങളുടെ അവശേഷിക്കുന്ന അരികുകളാണെന്ന് വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു.[14] ഭൂമിയിൽ ടെക്റ്റോണിക്ക് പ്രവർത്തനങ്ങൾ വഴി രൂപപ്പെടുന്ന പോലെയായിരിക്കില്ല ചന്ദ്രനിൽ ഇത്തരം പർവ്വതങ്ങളിൽ ഭൂരിഭാഗവും രൂപപ്പെട്ടത് എന്നും അനുമാനിക്കുന്നു.[15]

2004-ൽ ജോൺ ഹോപ്കിൻസ് സർവകലാശാലയിലെ ഡോ.ബെൻ ബസ്സിയുടെ നേതൃത്വത്തിൽ, ചന്ദ്രന്റെ ഉപരിതലത്തിൽ 73 കിലോമീറ്റർ വിസ്താരമുള്ള പിയറി ഗർത്തം എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഭാഗത്ത്‌ ദിവസം മുഴുവൻ പ്രകാശപൂരിതമായി നിൽക്കുന്ന നാല് മലനിരകൾ കണ്ടെത്തുകയുണ്ടായി. ചന്ദ്രന്റെ അച്ചുതണ്ടിന്റെ വളരെ ചെറിയ ചെരിവാണ് ഇതിന് കാരണമായി പറയപ്പെടുന്നത്‌. ഇതുപോലുള്ള ഭാഗങ്ങൾ താരതമ്യേന പർവതനിരകൾ കുറവായ ദക്ഷിണ ധ്രുവ പ്രദേശത്ത്‌ കാണുന്നില്ല. എന്നിരുന്നാലും ഷാക്കിൾട്ടൺ ഗർത്തം എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഗർത്തത്തിന്റെ വശങ്ങൾ ദിവസത്തിന്റെ 80%-ത്തോളം സമയം പ്രകാശപൂരിതമായി കാണപ്പെടുന്നുണ്ട്‌. ഈ വിശകലങ്ങളെല്ലാം ക്ലമന്റൈൻ മിഷൻ സമയത്തെടുത്ത ചിത്രങ്ങളെ ആസ്പദമാക്കിയാണ് നടന്നിരിക്കുന്നത്‌. ഈ ചിത്രങ്ങൾ എടുക്കപ്പെട്ട സമയത്ത്‌ ചന്ദ്രന്റെ ഉത്തരാർദ്ധഗോളത്തിൽ ചൂടുകാലമായിരുന്നു. ശിശിരകാലത്ത് ഈ പ്രതിഭാസം ഇങ്ങനെ തന്നെ തുടരുന്നുണ്ടോ എന്ന വിശകലനങ്ങൾ ഇനിയും നടന്നിട്ടില്ല.ചന്ദ്രന്റെ അച്ചുതണ്ടിലുള്ള ചെറിയ ചെരിവിന്റെ പരിണതഫലമായി ധ്രുവമേഖലയിലെ പല ഗർത്തങ്ങളുടെയും അടിഭാഗത്ത് സൂര്യപ്രകാശം എത്താറേയില്ല.[16]

ഗർത്തങ്ങൾ[തിരുത്തുക]

ഡെയ്‌ഡാലസ് എന്ന ചാന്ദ്ര ഗർത്തം. നാസയുടെ ചിത്രം.

ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ, ധൂമകേതുക്കൾ, ഉൽക്കകൾ എന്നിവയുടെ പതനം മൂലമുണ്ടായ ഗർത്തങ്ങളാൽ (Craters)[17] നിറഞ്ഞതാണ്‌ ചന്ദ്രോപരിതലം. ഒരു ദൂരദർശിനി വഴി ഭൂമിയിൽ നിന്ന്‌ നോക്കുമ്പോൾ 1 കിലോമീറ്ററെങ്കിലും വ്യാസമുള്ള 30000 -ൽ അധികം ഗർത്തങ്ങൾ ചന്ദ്രനിൽ കാണാവുന്നതാണ്. എന്നാൽ ചന്ദ്രന്റെ ഭ്രമണപഥത്തിൽ നിന്നും കുറച്ചുകൂടി അടുത്ത് കാണാവുന്ന ദൃശ്യത്തിൽ കുറേക്കൂടി അധികം ചെറിയ ഗർത്തങ്ങളും ദൃശ്യമാണ്. ഇവയിൽ പലതും നൂറുകണക്കിന് ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ പഴക്കമുള്ളവയാണ്. ചന്ദ്രനിൽ അന്തരീക്ഷം ഇല്ലാത്തതും അവിടത്തെ ഭൗതിക ഘടനയുടെ പ്രത്യേകതയും നിമിത്തമാണ് ഇവ കാലങ്ങളായി യാതൊരു മാറ്റവും കൂടാതെ നിലകൊള്ളുന്നത്‌.

സൗരയൂഥത്തിലെ തന്നെ അറിയപ്പെടുന്നതിൽ വെച്ച് ഏറ്റവും വലിയ ഗർത്തങ്ങളിലൊന്നായ South Pole-Aitken basin നിലകൊള്ളുന്നത്‌ ചന്ദ്രനിലാണ്.[18] ചന്ദ്രന്റെ മറുപുറത്ത്, ദക്ഷിണ ധ്രുവത്തിനടുത്തായി സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന ഈ ഗർത്തത്തിന് 2240 കിലോമീറ്റർ വ്യാസവും 13 കിലോമീറ്റർ ആഴവുമുണ്ട്‌.[19][20]. ഇമ്പ്രിയം (Imbrium), സെറെനിറ്റേറ്റിസ് (Serenitatis), ക്രിസിയം (Crisium), നെക്റ്റാറിസ് (Nectaris) എന്നിവയാണ് സമീപ പക്ഷ വശത്തിലെ പ്രധാന ഗർത്തതടങ്ങൾ.

റിഗോലിത്ത്[തിരുത്തുക]

ചന്ദ്രന്റെ പുറന്തോടിനു മുകളിലായി ഒരു പുതപ്പു പോലെ ഉരുണ്ട ഗോലി പോലുള്ള പാറക്കഷണങ്ങളുടെ ഒരു ആവരണം ഉണ്ട്‌. റിഗോലിത്ത് (Regolith) എന്നാണിത് അറിയപ്പെടുന്നത്‌. ലക്ഷക്കണക്കിന് വർഷങ്ങളായി പതിച്ച ഉൽക്കാകഷണങ്ങളാണിവ. ചന്ദ്രന്റെ പുറന്തോടിന്റെ ഘനം 60 കിലോമീറ്റർ മുതൽ 100 കിലോമീറ്റർ വരെയാണെങ്കിൽ റീഗോലിത്തിന്റെ ഘനം മരിയ പ്രദേശങ്ങളിൽ 3 മുതൽ 5 മീറ്റർ വരെയും ഉയർന്ന പ്രദേശങ്ങളിൽ 10 മുതൽ 20 മീറ്റർ വരെയുമാണ്[21]. റിഗോലിത്തിന്റെ താഴെയുള്ള ഭാഗം മെഗാറിഗോലിത്ത് എന്നറിയപ്പെടുന്നു. റിഗോലിത്തിനെക്കാൾ കട്ടി കൂടിയതാണ്‌ ഈ ഭാഗം[22].

ചന്ദ്രോപരിതലത്തിലെ പൊടി തൊടുമ്പോൾ മഞ്ഞുപോലെ അനുഭവപ്പെടുന്നു എന്നും അതിന്റെ ഗന്ധം വെടിമരുന്നിന്‌ സമാനമാണെന്നും ബഹിരാകാശസഞ്ചാരികൾ അഭിപ്രായപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്[23]. ഉൽക്കാപതനങ്ങളിൽ നിന്ന് പുറന്തള്ളപ്പെട്ട സിലിക്കൺ ഡയോക്സൈഡാണ്‌ ചന്ദ്രനിലെ പൊടിയിലെ പ്രധാന ഘടകം. കാത്സ്യം, മഗ്നീഷ്യം എന്നിവയും ഇതിൽ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു.

ജലത്തിന്റെ സാന്നിധ്യം[തിരുത്തുക]

വളരെക്കാലമായി ഒരുപാട് ഉൽക്കാശകലങ്ങളും വാൽനക്ഷത്രങ്ങളും ചന്ദ്രനിൽ പതിക്കുകയുണ്ടായിട്ടുണ്ട്‌. ഇവയിൽ ചിലതിലെല്ലാം വെള്ളത്തിന്റെ അംശങ്ങളും ഉണ്ടായിരുന്നു. സൂര്യപ്രകാശം അതിനെ ഘടകമൂലകങ്ങളായ ഹൈഡ്രജനും ഓക്സിജനുമായി വിഘടിപ്പിക്കുന്നു. ഈ രണ്ട് മൂലകങ്ങളും ചന്ദ്രന്റെ താഴ്ന്ന ഗുരുത്വാകർഷണം മൂലം ഉടൻ തന്നെ ബഹിരാകാശത്തിലേക്ക്‌ പുറന്തള്ളപ്പെടും. എന്നാൽ ധ്രുവപ്രദേശങ്ങളിലെ ഗർത്തങ്ങളുടെ സൂര്യപ്രകാശമെത്താത്ത കേന്ദ്രഭാഗങ്ങളിൽ ജലം എത്തിപ്പെടുകയാണെങ്കിൽ അത് കൂടുതൽ കാലം അവിടെ സ്ഥിരമായി നിൽക്കാൻ സാധ്യതയുണ്ട്.

ദക്ഷിണധ്രുവത്തിലെ ഇത്തരം ഗർത്തങ്ങളെ ക്ലമന്റൈൻ മിഷൻ മാപ്പ് ചെയ്തിട്ടുണ്ട്[24]. 14000 ചതുരശ്രകിലോമീറ്ററോളം ഭാഗം ഇങ്ങനെ സൂര്യപ്രകാശമെത്താത്തതായി ഉണ്ടാകുമെന്ന് കമ്പ്യൂട്ടർ സിമുലേഷനുകൾ കാണിക്കുന്നു[16]. ഖരാവസ്ഥയിലുള്ള ജലം നിൽക്കുന്ന ചെറിയ ചെറിയ ഭാഗങ്ങൾ ഉപരിതലത്തിന്റെ തൊട്ടുതാഴെയായി ഉണ്ടെന്നാണ്‌ മിഷനിലെ റഡാർ പരീക്ഷണം കാണിച്ചത്. ധ്രുവപ്രദേശങ്ങളിലെ റിഗോലിത്തിൽ ഹൈഡ്രജന്റെ അളവ് വളരെയധികമാണെന്ന് ലൂണാർ പ്രോസ്പെക്റ്ററിന്റെ ന്യൂട്രോൺ സ്പെക്ട്രോമീറ്ററും കണ്ടെത്തി[25]. മൊത്തം ഒരു ഘനകിലോമീറ്ററോളം ജലം ചന്ദ്രനിലുണ്ടെന്ന് കണക്കാക്കപ്പെട്ടു.

ഉപയോഗയോഗ്യമായ ജലം ഉണ്ടാവുക എന്നത് ചന്ദ്രനിൽ മനുഷ്യരാശി താമസമുറപ്പിക്കണമെന്നുണ്ടെങ്കിൽ അത്യാവശ്യമാണ്‌. അത്തരം അവസ്ഥയിൽ ഭൂമിയിൽ നിന്ന് ചന്ദ്രനിലേക്ക് വെള്ളം കൊണ്ടുപോവുക സാമ്പത്തികമായി അപ്രായോഗികമായേക്കാം. എന്നാൽ അരസിബോ നടത്തിയ പഠനം സൂചിപ്പിക്കുന്നത് ഐസിന്റെ ലക്ഷണമായി ക്ലമന്റൈൻ മിഷൻ കണക്കാക്കിയ റഡാർ നിരീക്ഷണഫലങ്ങൾ യഥാർത്ഥത്തിൽ പ്രായം കുറഞ്ഞ ഗർത്തങ്ങളിൽ നിന്ന് പാറകൾ ഉത്സർജ്ജിക്കപ്പെടുന്നതാവാമെന്നാണ്‌[26]. അതിനാൽ ചന്ദ്രനിൽ യഥാർത്ഥത്തിൽ എത്ര ജലം ഉണ്ട് എന്ന ചോദ്യത്തിന്‌ ഇനിയും ഉത്തരമായിട്ടില്ല. ചന്ദ്രനിൽ നിന്ന് അപ്പോളോ 15 ബഹിരാകാശവാഹനം 2008 ജൂലൈയിൽ കൊണ്ടുവന്ന Volcanic pearls ൽ ജലത്തിന്റെ അംശങ്ങളുണ്ടായിരുന്നു[27].

മുമ്പ് കരുതിയിരുന്നതിനെക്കാളധികം ജലം ചന്ദ്രോപരിതലത്തിലുണ്ടെന്ന് ഇന്ത്യയുടെ ചാന്ദ്രയാൻ ദൗത്യം കണ്ടെത്തി. 2009 സെപ്റ്റംബർ 24-നാണ്‌ ഈ കണ്ടെത്തൽ പുറത്തുവന്നത്[28].

ഭ്രമണപഥവും ഭൂമിയുമായുള്ള ബന്ധവും[തിരുത്തുക]

1968 ഡിസംബർ 24 ന് അപ്പോളോ 8 ൽ നിന്നും ചന്ദ്രനു സമീപത്തുവച്ച് എടുത്ത ഭൂമിയുടെ ചിത്രം

ചന്ദ്രൻ ഭൂമിയെ ഒരു തവണ പൂർണമായി വലം വെക്കാൻ ഏകദേശം 27.3 ദിവസം എടുക്കുന്നു.[nb 1] അതേ സമയം ഭൂമി സൂര്യനു ചുറ്റും പരിക്രമണം നടത്തുന്നുണ്ട് എന്നതിനാൽ ഒരു പൗർണ്ണമി മുതൽ അടുത്തത് വരെയുള്ള സമയം ഇതിനെക്കാൾ അല്പം കൂടുതലാണ്‌ - 29.5 ദിവസം.[3] സൗരയൂഥത്തിലെ മറ്റ് ഗ്രഹങ്ങളുടെ നിരവധി ഉപഗ്രഹങ്ങളിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമായി ചന്ദ്രൻ ഭൂമിയെ ചുറ്റുന്നത്‌ ഭൂമധ്യരേഖാ തലത്തിലല്ല മറിച്ച്‌ ക്രാന്തിവൃത്തത്തിന്‌ അടുത്തായിട്ടാണ്.

സൗരയൂഥത്തിലെ ഉപഗ്രഹങ്ങളിൽ മാതൃഗ്രഹവുമായി താരതമ്യം ചെയ്താൽ വലിപ്പം ഏറ്റവും കൂടുതൽ ചന്ദ്രനാണ്‌. ഏകദേശം ഭൂമിയുടെ നാലിലൊന്നു വ്യാസവും ഭൂമിയുടെ പിണ്ഡത്തിന്റെ 1/81 ഭാഗം പിണ്ഡവും ചന്ദ്രനുണ്ട്. പ്ലൂട്ടോ ഗ്രഹമായിരുന്നപ്പോൾ അതിന്റെ ഉപഗ്രഹമായ കാരോണായിരുന്നു ഈ സ്ഥാനം. എന്നിരുന്നാലും ഭൂമിയേയും ചന്ദ്രനേയും ഒരു ഗ്രഹ-ഉപഗ്രഹ വ്യവസ്ഥയായാണ് കണക്കാക്കുന്നത്, അല്ലാതെ ഇരട്ട ഗ്രഹങ്ങളായല്ല, കാരണം ഈ വ്യവസ്ഥയുടെ പിണ്ഡകേന്ദ്രം ഭൂമിയുടെ അകത്തുതന്നെയാണ്‌ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നത്. ബാരിസെന്റർ എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഈ ബിന്ദുവിന്റെ സ്ഥാനം ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തിൽ നിന്ന് 1,700 കിലോമീറ്റർ ആഴത്തിലാണ്‌ (അതായത് ഭൂമിയുടെ വ്യാസാർദ്ധത്തിന്റെ നാലിലൊരു ഭാഗം ആഴത്തിൽ). ചന്ദ്രന്റെ ഉപരിതല വിസ്തീർണ്ണവും ഭൂമിയുടെ പത്തിലൊന്നിലും കുറവേയുള്ളൂ.

ഭൂമിക്കും ചന്ദ്രനും പരസ്പരം പലതരം ഭൗതിക സ്വാധീനങ്ങൾ ഉണ്ട്‌. അതിൽ പ്രധാനപ്പെട്ടതാണ്‌ വേലിയേറ്റവും വേലിയിറക്കവും. ഭൂമിയിൽ അനുഭവപ്പെടുന്ന ഭൂരിഭാഗം വേലിയേറ്റവും ചന്ദ്രന്റെ ഗുരുത്വാകർഷണം മൂലം അനുഭവപ്പെടുന്നതാണ്. ഇതിന്റെ ഫലമായി ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണവേഗത കുറഞ്ഞുകൊണ്ടിരിക്കുന്നുണ്ട്. നൂറ്റാണ്ടിൽ ദിവസത്തിന്റെ നീളം 0.002 സെക്കന്റ് വർദ്ധിക്കുന്ന വിധത്തിലാണ്‌ ഈ മാറ്റം[29].

ഭൗമ-ചാന്ദ്രവ്യവസ്ഥയുടെ പരിണാമം[തിരുത്തുക]

ഭൗമ-ചാന്ദ്രവ്യവസ്ഥ ഭൗതികശാസ്ത്രത്തിലെ അടിസ്ഥാനതത്ത്വങ്ങളിലൊന്നായ കോണീയസം‌വേഗസം‌രക്ഷണനിയമം (Law of conservation of angular momentum) അനുസരിക്കേണ്ടതുണ്ട്. അതായത്, ബാഹ്യമായ ടോർകിന്റെ അസാന്നിദ്ധ്യത്തിൽ ഒരു വ്യവസ്ഥയുടെ മൊത്തത്തിലുള്ള കോണീയസം‌വേഗം സ്ഥിരമായിരിക്കണം. ഭൗമ-ചാന്ദ്രവ്യവസ്ഥയിൽ കോണീയസം‌വേഗം രണ്ട് രീതിയിലാണ്‌ പ്രധാനമായും ഉള്ളത്:

  • ഭുമി ഓരോ 24 മണിക്കൂറും ചുറ്റിക്കറങ്ങുന്നു. ഈ ഭ്രമണം മൂലമുള്ള കോണീയസം‌വേഗം
  • ചന്ദ്രൻ 27.3 ദിവസത്തിൽ ഭൂമിയെ പരിക്രമണം ചെയ്തുക്കൊണ്ടിരിക്കുന്നു. ഇത് മൂലമുള്ള കോണീയസം‌വേഗം

ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണവേഗത കുറയുമ്പോൾ അതോടനുബന്ധിച്ചുള്ള കോണീയസം‌വേഗവും കുറയുന്നു. അതിനാൽ മൊത്തം കോണീയസം‌വേഗം സം‌രക്ഷിക്കപ്പെടണമെങ്കിൽ ചന്ദ്രന്റെ പരിക്രമണം മൂലമുള്ള കോണീയസം‌വേഗം വർദ്ധിക്കണം. ഇങ്ങനെ സം‌ഭവിക്കണമെങ്കിൽ ഭൂമിയിൽ നിന്ന് ചന്ദ്രനിലേക്കുള്ള ദൂരം വർദ്ധിക്കേണ്ടതുണ്ട്. നൂറ്റാണ്ടിൽ 3.8 മീറ്റർ എന്ന കണക്കിലാണ്‌ ഈ വർദ്ധനവ്[30].

പണ്ട് ചന്ദ്രൻ സ്വയംഭ്രമണത്തിനും പരിക്രമണത്തിനും വ്യത്യസ്ത സമയമായിരുന്നു എടുത്തിരുന്നത്. എന്നാൽ ഭൂമിയുടെ ഗുരുത്വാകർഷണബലം ചന്ദ്രന്റെ വിവിധ ഭാഗങ്ങളിൽ വ്യത്യസ്തമായതുമൂലം (ഭൂമിയിൽ വേലിയേറ്റത്തിന്‌ കാരണമാകുന്ന അതേ പ്രഭാവം) ഈ സമയങ്ങൾ തുല്യമായി വന്നു. അതുകൊണ്ടാണ്‌ ചന്ദ്രന്റെ ഒരു ഭാഗം മാത്രം നമുക്ക് കാണാൻ സാധിക്കുന്നത്. ഈ പ്രതിഭാസത്തെ ടൈഡൽ ലോക്കിങ്ങ് എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണകാലത്തിനും ടൈഡൽ ബലങ്ങൾ മൂലം ഈ മാറ്റം വരും. അതായത്, ഭൗമ-ചാന്ദ്രവ്യവസ്ഥയുടെ പരിണാമത്തിന്റെ അവസാനം ഭൂമിയിൽ നിന്ന് നോക്കിയാൽ ചന്ദ്രന്റെ ഒരു വശം മാത്രം കാണാൻ സാധിക്കുന്നതുപോലെ ചന്ദ്രനിൽ നിന്ന് നോക്കിയാൽ ഭൂമിയുടെ ഒരു ഭാഗം മാത്രം കാണാൻ സാധിക്കുന്നതിലായിരിക്കും.

പ്ലൂട്ടോ-കാരോൺ വ്യവസ്ഥയിൽ രണ്ട് ജ്യോതിശാസ്ത്രവസ്തുക്കളും ഇതുപോലെ ലോക്ക്ഡ് ആണ്‌. ഭൗമ-ചാന്ദ്രവ്യവസ്ഥയിൽ ഇത് സംഭവിക്കുമ്പോൾ ഭൂമിയുടെയും ചന്ദ്രന്റെയും ഭ്രമണസമയങ്ങളും ചന്ദ്രൻ ഭൂമിയെ പരിക്രമണം ചെയ്യാനെടുക്കുന്ന സമയവും തുല്യമാവും. 47 ദിവസമായിരിക്കും ഈ ദൈർഘ്യം. എന്നാൽ കോടിക്കണക്കിന്‌ വർഷങ്ങൾക്കുശേഷമേ ഇത് സംഭവിക്കുകയുള്ളൂ.


ചന്ദ്രനും ഭൂമിയും തമ്മിലുള്ള ആപേക്ഷിക വലിപ്പവ്യത്യാസവും ദൂരവും ചിത്രത്തിൽ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു. ഭൂമിയിൽനിന്ന് പ്രകാശം ചന്ദ്രനിലെത്താൻ യഥാർത്ഥത്തിൽ എടുക്കുന്ന സമയം കൊണ്ടാണ് ചിത്രത്തിലും പ്രകാശം ഇവയ്ക്കിടയിൽ സഞ്ചരിക്കുന്നത്. ഭൂമിയിൽ നിന്ന് ചന്ദ്രനിലേക്കുള്ള ശരാശരി ദൂരം സഞ്ചരിക്കാൻ പ്രകാശം 1.255 സെക്കന്റ് എടുക്കുന്നു.


ഉത്പത്തിയും ഭൂഗർഭശാസ്ത്രപരമായ പരിണാമവും[തിരുത്തുക]

ഉത്പത്തി[തിരുത്തുക]

2005-ൽ ജർമനി, ബ്രിട്ടൻ, സ്വിറ്റ്സർലാന്റ് എന്നിവിടങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള ഒരു സംഘം ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാർ ചന്ദ്രന്റെ പ്രായം 452.7 ± 1 കോടി വർഷങ്ങൾ എന്ന്‌ കണ്ടു പിടിച്ചു. സൗരയൂഥം രൂപം കൊണ്ടതിനു ശേഷം 3 മുതൽ 5 കോടി വർഷങ്ങൾക്കു ശേഷമാണ് ചന്ദ്രൻ ഉണ്ടായത്‌ എന്നാണ് ഇതിൽ നിന്ന്‌ അനുമാനിക്കാവുന്നത്‌[31]. ചന്ദ്രന്റെ ഉത്പത്തി വിശദീകരിക്കുവാൻ വിവിധ വിശദീകരണങ്ങൾ പരികൽ‌പന ചെയ്യപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. ഈ വിഷയത്തിൽ ഇന്നും നിരവധി തർക്കങ്ങൾ നടന്നു വരുന്നു.

വിഘടനപരികൽപന[തിരുത്തുക]

ആദ്യകാല ഊഹാപോഹങ്ങൾ പ്രകാരം ചന്ദ്രൻ ഭൂമിയുടെ അപകേന്ദ്രബലം മൂലം ഭൂമിയിൽ നിന്ന്‌ അടർന്ന്‌ തെറിച്ച ഒരു ഭാഗമാണ് എന്ന് കരുതിയിരുന്നു[32]. ഈ സിദ്ധാന്തം വിഘടനപരികൽപന (Fission hypothesis) എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ചന്ദ്രൻ ആയി മാറിയ ഭാഗം അടർന്ന്‌ തെറിച്ചപ്പോൾ അവശേഷിച്ച വലിയ ഗർത്തമാണ് പസഫിക് സമുദ്രം എന്നും ഈ വാദം പിന്താങ്ങുന്നവർ കരുതി.വിഘടനപരികൽപന ശരിയായിരിക്കണമെങ്കിൽ ഭൂമിയുടെ ആദ്യകാലങ്ങളിലെ കറക്കം വളരെ വേഗതയേറിയതായിരുന്നിരിക്കണം. ഭൂമിയുടെ ഫലകചലനസിദ്ധാന്തപ്രകാരമുള്ള പസഫിക് സമുദ്രത്തിന്റെ സ്ഥാനവും മേൽപ്പറഞ്ഞ സിദ്ധാന്തപ്രകാരമുള്ള സ്ഥാനവും തമ്മിൽ വൈരുദ്ധ്യങ്ങളുള്ളതിനാൽ ഈ വാദം അത്രയ്ക്ക് വിശ്വസനീയമല്ല. മാത്രമല്ല, ഈ സിദ്ധാന്തമനുസരിച്ചായിരുന്നു ചന്ദ്രന്റെ ഉത്പത്തി എങ്കിൽ ക്രാന്തിവൃത്തത്തിനു പകരം ഖഗോളമദ്ധ്യരേഖയുടെ തലത്തിലാവുമായിരുന്നു ചന്ദ്രന്റെ പരിക്രമണം[33].

Capture പരികൽപന[തിരുത്തുക]

ചന്ദ്രൻ മറ്റെവിടെയോ രൂപം കൊണ്ട ചെറു ഗ്രഹമാണെന്നും പിന്നീട്‌ ഭൂമിയുടെ ഭൂമിയുടെ ഗുരുത്വാകർഷണമണ്ഡലത്തിൽ എത്തിപ്പെട്ട് ഉപഗ്രഹമായി മാറിയതാണെന്നുമുള്ള വിശദീകരണമാണ്‌ Capture പരികൽപന[34]. എന്നാൽ ഇത് ശരിയാകണമെങ്കിൽ ഘർഷണം മൂലം ചന്ദ്രന്റെ ഊർജ്ജം കുറയ്ക്കുവാൻ മാത്രം ഉയരം ഭൗമാന്തരീക്ഷത്തിന്‌ ആദ്യകാലത്ത് ഉണ്ടായിരുന്നിരിക്കണം. ഇക്കാരണത്താൽ ഈ വിശദീകരണവും ശരിയാകാൻ സാധ്യത കുറവാണ്‌[33].

Co-formation പരികൽപന[തിരുത്തുക]

Condensation പരികൽപന എന്നും അറിയപ്പെടുന്ന ഈ സിദ്ധാന്തമനുസരിച്ച് ഭൂമിയും ചന്ദ്രനും സൗരയൂഥത്തിന്റെ പ്രാരംഭദശയിൽ ഉണ്ടായിരുന്ന അക്ക്രീഷൻ ഡിസ്കിൽ നിന്ന് ഒരേ കാലയളവിൽ ഉണ്ടായതാണ്‌. മറ്റു ഗ്രഹങ്ങളൊക്കെ രൂപമെടുത്തതുപോലെത്തന്നെ സൂര്യനു ചുറ്റുമുണ്ടായിരുന്ന പദാർത്ഥത്തിൽ നിന്ന് ഭൂമിക്ക് സമീപത്തായി നിർമ്മിക്കപ്പെട്ടതാണ്‌ ചന്ദ്രൻ എന്ന് ഈ പരികൽപന പറയുന്നു. എന്നാൽ ചന്ദ്രനിലെ ഇരുമ്പിന്റെ അംശം ഭൂമിയെ അപേക്ഷിച്ച് വളരെ വളരെ കുറവായിരിക്കുന്നതിനെ വിശദീകരിക്കുന്നതിൽ ഈ സിദ്ധാന്തം പരാജയപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു[33].

ഭൗമ-ചാന്ദ്ര വ്യവസ്ഥയുടെ ഉയർന്ന കോണീയസം‌വേഗം വിശദീകരിക്കാൻ ഈ സിദ്ധാന്തങ്ങൾക്കൊന്നും തന്നെ സാധിക്കുന്നില്ല[35].

കൂട്ടിയിടി പരികൽപന[തിരുത്തുക]

കൂട്ടിയിടി പരികൽപനയുടെ ആനിമേഷൻ.

ഭൂമിയും മറ്റൊരു ചെറു ഗ്രഹവുമായുള്ള വലിയൊരു കൂട്ടിയിടി മൂലമുണ്ടായ അവശിഷ്ടങ്ങൾ ചേർന്നുണ്ടായതാണ് ചന്ദ്രൻ എന്നാണ്‌ കൂട്ടിയിടി പരികൽപന (Impact/Collision hypothesis) വിശദീകരിക്കുന്നത്. അടുത്ത കാലത്തായി ഈ സിദ്ധാന്തമാണ് കൂടുതൽ വിശ്വസനീയമായി കരുതിപ്പോരുന്നത്‌. തിയ അഥവാ ഓർഫ്യൂസ് എന്നറിയപ്പെട്ടിരുന്നതും ഏകദേശം ചൊവ്വാഗ്രഹത്തോളം വലിപ്പമുണ്ടായിരുന്നതുമായ ഒരു വൻ ഗ്രഹം അർദ്ധദ്രാവകാവസ്ഥയിലായിരുന്ന ഭൂമിയുമായി കൂട്ടിയിടിച്ചതിന്റെ ഫലമായി പുറന്തള്ളപ്പെട്ട വസ്തുക്കളിൽ നിന്ന്‌ രൂപം കൊണ്ടതാണ് ചന്ദ്രൻ എന്നതാണ് ഈ സിദ്ധാന്തം. ഈ സിദ്ധാന്തത്തിന് തെളിവുകളായി നിരത്തുന്നത് പ്രധാനമായും 2 വാദങ്ങളാണ്:

  • ഭൂമിയും ചന്ദ്രനും ഒരേ പ്രതിഭാസം വഴി ഒരേ കാലത്ത് ഉണ്ടായതായിരുന്നുവെങ്കിൽ ഭൂമിയിൽ കണ്ടു വരുന്ന ഭാരമൂലകങ്ങൾ ചന്ദ്രനിലും ഉണ്ടാവേണ്ടതായിരുന്നു. എന്നാൽ ചന്ദ്രനിൽ ഇവ വളരെ കുറഞ്ഞ അളവിലെ കാണുന്നുള്ളു. ചന്ദ്രന്റെ പദാർത്ഥ ഘടന ഭൂമിയുടെ പുറന്തോടിന്റെ ഘടനയുമായി വളരെ സാമ്യമുള്ളതാണ്‌ താനും
  • റേഡിയോ ഡേറ്റിങ്ങ് ഉപയോഗിച്ച് നടത്തിയ പ്രായഗണനയനുസരിച്ച് ചന്ദ്രന്റെ ക്രസ്റ്റ് രൂപം പ്രാപിച്ചത് ഭൂമിയുടേതിന്‌ രണ്ടോ മൂന്നോ കോടി വർഷങ്ങൾ കഴിഞ്ഞാണ്‌. ഭൂമിയെക്കാൾ ചെറുതായതിനാൽ ചന്ദ്രനിൽ നിന്ന് താപോർജ്ജം വേഗത്തിൽ നഷ്ടമാകുന്നതിനാൽ ഇത് വിശദീകരിക്കാൻ മറ്റു സിദ്ധാന്തങ്ങൾക്കൊന്നും സാധിക്കുന്നില്ല

മാഗ്മ സമുദ്രം[തിരുത്തുക]

കൂട്ടിയിടി മൂലമുണ്ടായ ഉയർന്ന ഊർജ്ജം കാരണം ആദ്യകാലത്ത് ചന്ദ്രന്റെ വലിയൊരു ഭാഗം ദ്രവാവസ്ഥയിലായിരുന്നു. ദ്രവരൂപത്തിലെ ചന്ദ്രന്റെ പുറംഭാഗം മാഗ്മ സമുദ്രം എന്നറിയപ്പെടുന്നു.ഇതിന്റെ ആഴം 500 കിലോമീറ്റർ ആണെന്നതു മുതൽ ചന്ദ്രൻ മുഴുവനും തന്നെ മാഗ്മ സമുദ്രമായിരുന്നു എന്നതുവരെ വിവിധ അഭിപ്രായങ്ങളുണ്ട്[11].

മാഗ്മ സമുദ്രം തണുത്തപ്പോൾ അത് ഭാഗികമായി ക്രിസ്റ്റലീകരിക്കപ്പെടുകയും ക്രസ്റ്റ്, മാന്റിൽ എന്നിങ്ങനെ വ്യത്യസ്ത ഭാഗങ്ങളായി ചന്ദ്രന്റെ ആന്തരഘടന മാറുകയും ചെയ്തു. ഒലിവിൻ, ക്ലീനോപൈറോക്സിൻ, ഓർതോപൈറോക്സിൻ എന്നീ ധാതുക്കളുടെ പ്രെസിപിറ്റേഷൻ വഴിയാണ്‌ മാന്റിൽ ഉണ്ടായത് എന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. മാഗ്മ സമുദ്രത്തിന്റെ ക്രിസ്റ്റലീകരണം ഏതാണ്ട് നാലിൽ മൂന്നു ഭാഗം പൂർത്തിയായപ്പോൾ അനോർത്തൈറ്റ് ധാതു ഉപരിതലത്തിലേക്ക് പ്ലവമായി വരികയും ക്രസ്റ്റായി മാറുകയും ചെയ്തു[11]. കട്ടിയുള്ള ക്രസ്റ്റ് രൂപം കൊണ്ടപ്പോഴും ഉള്ളിൽ ഉറക്കാതെ കിടന്ന ദ്രവരൂപത്തിലുള്ള വസ്തു വേലിയേറ്റങ്ങൾക്കനുസരിച്ച് തുടർന്നും ഇളകിക്കൊണ്ടിരുന്നു. ഭൂമിയുടെ ഭാഗത്തേക്കുള്ള വശത്തേക്ക് ഇത് കൂടുതൽ തള്ളി ഇരുന്നതിനാൽ ഭൂമിക്കഭിമുഖമായുള്ള വശത്തെ പുറന്തോടിന് മറുഭാഗത്തെ അപേക്ഷിച്ച്‌ കട്ടി കുറവായി.

ഏറ്റവുമവസാനം ക്രിസ്റ്റലീകൃതമായ ദ്രാവകങ്ങൾ ക്രസ്റ്റിന്റെയും മാന്റിലിന്റെയും ഇടയിലായിരുന്നിരിക്കണം ഉണ്ടായിരുന്നത്. ഒന്നിച്ചുചേരാത്തതും ചൂട് പുറത്തുവിടുന്നതുമായ മൂലകങ്ങൾ ചേർന്നുണ്ടായ ഈ ദ്രാവകം ക്രീപ് (KREEP) എന്നറിയപ്പെടുന്നു. പൊട്ടാഷ്യം (K),ദുർലഭമൂലകങ്ങൾ (Rare Earth Elements - REE), ഫോസ്ഫറസ് (P) എന്നതിൽ നിന്നാണ്‌ ഈ പേര്‌. ഓഷ്യാനസ് പ്രൊസെല്ലാറം, മാരേ ഇംബ്രിയം എന്നിവ അടങ്ങിയ പ്രൊസെല്ലാറം ക്രീപ് ടെറയ്നിലാണ്‌ ഇത് കൂടുതലായും കാണപ്പെടുന്നത്[36]. സമീപപക്ഷഭാഗത്താണ്‌ ഈ പ്രദേശം. ചന്ദ്രന്റെ പുറന്തോടിന്റെ ലാവ സ്വഭാവങ്ങളും, ഉൽക്കകളും മറ്റ് ബഹിരാകാശവസ്തുക്കളും ചന്ദ്രനിൽ പതിച്ചതിന്റെ ക്രമ വിവരങ്ങളും മറ്റും ഗവേഷണവിഷയമാക്കിയിട്ടുള്ളവർക്ക്‌ വളരെയധികം ഉപയോഗപ്രദമായിട്ടുള്ള ഘടകമാണ് ക്രീപ്.

ഭൂഗർഭശാസ്ത്രപരമായ പരിണാമം[തിരുത്തുക]

ടൈക്കൊ ഗർത്തത്തിന്റെ നടുവിലെ കൊടുമുടി

മാഗ്മ സമുദ്രം ഘനീഭവിച്ചതിനുശേഷമുള്ള ഭൂഗർഭശാസ്ത്രപരമായ പരിണാമത്തിൽ പ്രധാന പങ്കു വഹിച്ചത് ഉൽക്കകളും മറ്റുമായുണ്ടായ കൂടിയിടികളാണ്‌ . പ്രധാന മരിയയുടെ സൃഷ്ടിക്ക് കാരണമായ ഉൽക്കാപതനങ്ങളെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയാണ്‌ ചന്ദ്രന്റെ ഭൂഗർഭശാസ്ത്രപരമായ കാലഘട്ടങ്ങൾ വിഭജിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നതു തന്നെ - നെക്റ്റേറിയൻ (മാരേ നെക്റ്റാറിസ്), ലോവർ ഇംബ്രിയൻ (മാരേ ഇംബ്രിയം), ഓറിയന്റലെ (മാരേ ഓറിയന്റെലെ) എന്നിങ്ങനെ. ഈ ഗർത്തങ്ങളെല്ലാം കൂട്ടിയിടിയുടെ ഫലമായി ഉയർന്നു പൊങ്ങിയ വസ്തുക്കളുടെ ഒന്നിലധികം വലയങ്ങളുള്ളതും നൂറുകണക്കിന്‌ മുതൽ ആയിരക്കണക്കിന്‌ വരെ കിലോമീറ്ററുകൾ വ്യാസമുള്ളതുമാണ്‌. ഒന്നിലധികം വലയങ്ങളുള്ള കുറച്ചു റിങ്ങുകളുടെ കാലഗണന മാത്രമേ കൃത്യമായി നടത്തിയിട്ടുള്ളുവെങ്കിലും ആപേക്ഷികമായ കാലഗണനയിൽ അവ വളരെയധികം സഹായിക്കുന്നു. ക്രസ്റ്റിന്‌ കട്ടി കുറഞ്ഞ സമീപപക്ഷഭാഗത്താണ്‌ ഉൽക്കാപതനങ്ങൾ സാരമായ വൻ ഗർത്തങ്ങൾ ഉണ്ടാക്കിയത്. എന്നാൽ താരതമ്യേന കട്ടി കൂടിയ മറുഭാഗത്ത് ഉൽക്കാപതനങ്ങൾ മൂലം കാര്യമായ കേടുപാടുകൾ സംഭവിച്ചില്ല.

മരിയയിലെ അഗ്നിപർവതസ്ഫോടനങ്ങളാണ്‌ പരിണാമത്തിൽ കാര്യമായ പങ്കു വഹിച്ച മറ്റൊരു ഘടകം. പ്രൊസെല്ലാറം ക്രീപ് ടെറയ്നിലെ താപം പുറത്തുവിടുന്ന മൂലകങ്ങൾ മാന്റിലിനെ ചൂടാക്കുകയും ഭാഗികമായി ഉരുക്കുകയും ചെയ്തു എന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. ഇങ്ങനെയുണ്ടായ മാഗ്മയിൽ ഒരു ഭാഗം അഗ്നിപർവതസ്ഫോടനങ്ങളിലൂടെ ഉപരിതലത്തിലേക്ക് വരികയും സമീപപക്ഷവശത്തിലെ ബാസാൾട്ടിന്റെ ആധിക്യത്തിന്‌ കാരണമാവുകയും ചെയ്തു[11]. ചന്ദ്രനിലെ മരിയയിൽ ബാസാൾട്ട് നിക്ഷേപിച്ച മിക്ക അഗ്നിപർവതസ്ഫോടനങ്ങളും നടന്നത് ഇംബ്രിയൻ കാലഘട്ടത്തിലാണ്‌ - അതായത് മുന്നൂറു കോടി മുതൽ മുന്നൂറ്റിഅൻപത് കോടി വരെ വർഷങ്ങൾക്കു മുമ്പ്. എന്നിരുന്നാലും നാന്നൂറ്റിഇരുപത് കോടി വർഷം വരെ പഴക്കമുള്ളതും[37] നൂറ്റി‌ഇരുപത് വർഷം മാത്രം പഴക്കമുള്ളവയും[38] ആയ ബാസാൾട്ട് പാറകളും കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. ചന്ദ്ര കളങ്കങ്ങൾ എന്ന്‌ ഇന്നറിയപ്പെടുന്ന കറുത്ത പാടുകൾ ഇങ്ങനെ ഗർത്തങ്ങളിൽ ലാവ നിറഞ്ഞുണ്ടായവയാണ്. പുറന്തോടിന് കട്ടി കൂടിയ ദൂരപക്ഷഭാഗത്ത് ഇത്തരം കളങ്കങ്ങൾ കുറവാണ്.

ചന്ദ്രന്റെ ഭൂമിശാസ്ത്രം സ്ഥിരമാണോ അതോ കാലത്തിനനുസരിച്ച് മാറ്റങ്ങൾ വരുന്നതാണോ എന്ന കാര്യത്തിൽ തർക്കങ്ങളുണ്ട്. ഗർത്തങ്ങൾ പ്രത്യക്ഷമായതായും അപ്രത്യക്ഷമായതായും അവകാശവാദങ്ങളുണ്ട്. എന്നാൽ ഇവയിലധികവും മിഥ്യയാണെന്ന് തെളിയിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. എങ്കിലും ചന്ദ്രനിൽ നിന്ന് റേഡിയോആക്റ്റീവതയുടെ ഫലമായി വാതകങ്ങൾ പുറത്തുപോകുന്നത് (ഔട്ട്ഗ്യാസിങ്ങ്) ഇവയിൽ ചിലതിനെങ്കിലും കാരണമായിട്ടുണ്ടാകാമെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. ചന്ദ്രോപരിതലത്തിലെ മൂന്നു കിലോമീറ്റർ വ്യാസമുള്ള ഒരു ഭാഗത്ത് പത്തു ലക്ഷത്തോളം വർഷങ്ങൾ മുമ്പ് ഇങ്ങനെയുള്ള ഒരു ഔട്ട്ഗ്യാസിങ്ങിന്റെ ഫലമായി മാറ്റങ്ങൾ വന്നു എന്ന് അടുത്തിടെ കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്[39][40].

പാറകൾ[തിരുത്തുക]

ചന്ദ്രനിലെ പാറകളെ അവ ടെറേയിലേതാണോ മരിയയിലേതാണോ എന്നതിനെ അടിസ്ഥാനമാക്കി വർഗ്ഗീകരിച്ചിരിക്കുന്നു. ടെറേയിലെ പാറകളെ മൂന്ന് സ്യൂട്ടുകളായി തരം തിരിച്ചിരിക്കുന്നു : ഫെറോവൻ അനോർത്തോസൈറ്റ് സ്യൂട്ട്, മഗ്നീഷ്യൻ സ്യൂട്ട്, ആൽക്കലി സ്യൂട്ട് (ഇത് മഗ്നീഷ്യൻ സ്യൂട്ടിന്റെ ഉപവിഭാഗമാണെന്ന അഭിപ്രായവും ഉണ്ട്). ഫെറോവൻ അനോർത്തോസൈറ്റ് സ്യൂട്ടിലെ പാറകൾ ഏകദേശം പൂർണ്ണമായും അനോർത്തൈറ്റ് ധാതു ഉപയോഗിച്ച് നിർമ്മിക്കപ്പെട്ടവയാണ്‌. റേഡിയോമെട്രിക് രീതികൾ ഉപയോഗിച്ച് ഇവയുടെ പ്രായം 440 കോടി വർഷമാണെന്ന് കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്[37][38].

മറ്റു രണ്ട് സ്യൂട്ടുകളും പ്രധാനമായും സിലിക്കേറ്റ് ധാതുക്കളടങ്ങിയ പ്ലൂട്ടോണിക് പാറകളാണ്‌. ഡ്യൂണൈറ്റ്, ട്രോക്റ്റോലൈറ്റ്, ഗാബ്രോ, ആൽക്കലി അനോർത്തോസൈറ്റ്, ഗ്രാനൈറ്റ് എന്നിവയാണ്‌ ഉദാഹരണങ്ങൾ. ഇവയിലെ മഗ്നീഷ്യവും ഇരുമ്പും തമ്മിലുള്ള അംശബന്ധം ഫെറോവൻ അനോർത്തോസൈറ്റ് സ്യൂട്ടിലെ പാറകളെക്കാൾ ഉയർന്നതാണ്‌. 390 കോടി മുതൽ 440 കോടി വർഷങ്ങൾ വരെയാണ്‌ ഇവയുടെ പ്രായം കണക്കാക്കപ്പെടുന്നത്. ഇവയിൽ ക്രീപ്പ് ഉയർന്ന അളവിൽ കാണപ്പെടുന്നു.

മരിയയിലെ പാറകൾ പൂർണ്ണമായും മാരേ ബാസാൾട്ടുകളാണ്‌. ഭൂമിയിലെ ബാസാൾട്ടുകൾക്ക് സമാനമാണെങ്കിലും ഇവയിൽ ഇരുമ്പിന്റെ അംശം കൂടുതലാണ്‌. ടൈറ്റേനിയം വിവിധ അളവുകളിൽ കാണപ്പെടുന്ന ഇവയിൽ hydrous alteration products തീരെ ഇല്ല താനും. [41][42]

ഭൗതിക സ്വഭാവവിശേഷങ്ങൾ[തിരുത്തുക]

ഘടന[തിരുത്തുക]

Moon structure.svg
ചന്ദ്രന്റെ ആന്തരഘടനയുടെ ചിത്രീകരണം

ക്രസ്റ്റ്, മാന്റിൽ, കോർ എന്നിങ്ങനെ മൂന്നു ഭാഗങ്ങളാണ്‌ ചന്ദ്രന്റെ ആന്തരഘടനയിലുള്ളത്. ചന്ദ്രന്റെ ഉത്പത്തിക്ക് കുറച്ചുകാലത്തിനുശേഷം ചന്ദ്രനിലെ മാഗ്മ സമുദ്രത്തിന്റെ ഭാഗിക ക്രിസ്റ്റലീകരണം വഴിയാണ്‌ ഈ ഘടന ഉണ്ടായത് എന്ന് അനുമാനിക്കപ്പെടുന്നു. ഏകദേശം 440 കോടി വർഷം മുമ്പായിരുന്നു ഇത്.[43]. ചന്ദ്രന്റെ ബാഹ്യഭാഗങ്ങളെ ഉരുക്കി മാഗ്മ നിർമ്മിക്കാനുള്ള ഊർജ്ജം ലഭ്യമായത് ഭൂമിയുമായുണ്ടായ കൂട്ടിയിടിയിൽ നിന്നാണ്‌. സിലിക്കേറ്റ് ധാതുക്കളാൽ സമ്പുഷ്ടമായ മാന്റിലും പ്ലാജിയോക്ലെയ്സ് വിഭാഗത്തിലെ ധാതുക്കൾ നിറഞ്ഞ ക്രസ്റ്റും ഇങ്ങനെ ഉണ്ടായി.

അനോർതോസൈറ്റ് എന്ന ധാതു നിറഞ്ഞതാണ്‌ ക്രസ്റ്റ് എന്ന കണ്ടെത്തൽ മാഗ്മ സമുദ്രപരികല്പനയ്ക്ക് ഉപോൽബലകമാണ്‌[44]. ഓക്സിജൻ, സിലിക്കൺ, മഗ്നീഷ്യം, ഇരുമ്പ്, കാത്സ്യം, അലൂമിനിയം എന്നിവയാണ്‌ ക്രസ്റ്റിലെ പ്രധാന മൂലകങ്ങൾ. ക്രസ്റ്റിന്റെ ആഴം ഏകദേശം 50 കിലോമീറ്ററാണെന്നാണ്‌ കണക്കാക്കപ്പെട്ടിട്ടുള്ളത്.[36]

മാന്റിലിനുള്ളിൽ ഭാഗികമായി ഉരുകിയ ബാസാൾട്ട് അഗ്നിപർവ്വതസ്ഫോടനങ്ങളിലൂടെ ചന്ദ്രോപരിതലത്തിലെത്തിയിട്ടുണ്ട്. ഒലിവിൻ, ഓർത്തോപൈറോക്സിൻ, ക്ലീനോപൈറോക്സിൻ എന്നീ ധാതുക്കൾ കൂടുതലായി അടങ്ങിയതും ഭൂമിയുടെ മാന്റിലിനെക്കാൾ ഇരുമ്പിന്റെ അംശം കൂടുതലുള്ളതുമാണ്‌ ചന്ദ്രന്റെ മാന്റിൽ എന്ന് ബാസാൾട്ട് പഠനം സൂചിപ്പിക്കുന്നു. ഉയർന്ന അളവ് ടൈറ്റാനിയമുള്ള (ഇൽമനൈറ്റ് രൂപത്തിൽ) ബാസാൾട്ട് പാറകളും ചന്ദ്രോപരിതലത്തിൽ കണ്ടെത്തിയിട്ടുള്ളതിൽ നിന്ന് ഏകജാതീയമല്ല മാന്റിൽ എന്നും ഊഹിക്കുന്നു. ഉപരിതലത്തിന്‌ ആയിരം കിലോമീറ്ററോളം താഴെ മാന്റിലിൽ ചാന്ദ്രകമ്പങ്ങൾ ഉണ്ടാകുന്നതായി കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. ഒരു മാസം ഇടവിട്ടുണ്ടാകുന്ന ഇത്തരം ചാന്ദ്രകമ്പങ്ങൾക്ക് പ്രധാന കാരണം ഭൂമിയിൽ നിന്നുള്ള ടൈഡൽ ബലങ്ങളാണ്‌[36].

ചന്ദ്രന്റെ ശരാശരി സാന്ദ്രത 3,346.4 kg/m³ ആണ്‌. അയോ കഴിഞ്ഞാൽ സൗരയൂഥത്തിൽ ഏറ്റവും സാന്ദ്രതയേറിയ ഉപഗ്രഹമാണ്‌ ചന്ദ്രൻ. എങ്കിലും ചന്ദ്രന്റെ കോർ വളരെ ചെറുതാണെന്നതിന്‌ (ആരം 350 കിലോമീറ്ററിൽ കുറവ്) തെളിവുകളുണ്ട്.[36] ചന്ദ്രന്റെ 20% മാത്രമേ ഇത് വരൂ. എന്നാൽ മറ്റ് ഗോളങ്ങളുടെ കാര്യത്തിൽ ഇത് 50 ശതമാനത്തോളമാണ്‌. കോറിന്റെ നിർമ്മിതി കൃത്യമായി മനസ്സിലാക്കപ്പെട്ടിട്ടില്ല. എന്നാലും സൾഫർ, നിക്കൽ എന്നിവയുടെ ചെറിയ അംശങ്ങളുള്ള ഇരുമ്പുകൊണ്ടാണ്‌ കോർ നിർമ്മിച്ചിരിക്കുന്നത് എന്ന് അനുമാനിക്കുന്നു. ചന്ദ്രന്റെ സ്ഥിരമല്ലാത്ത പരിക്രമണസമയത്തിൽ നിന്ന് ഭാഗികമായെങ്കിലും ദ്രവാവസ്ഥയിലാണ്‌ കോർ എന്ന് മനസ്സിലാക്കാം[45]

ടോപോഗ്രഫി[തിരുത്തുക]

ചന്ദ്രനിലെ വിവിധ ഭാഗങ്ങളുടെ ഉയരങ്ങൾ കാണിക്കുന്ന മാപ്പ്

ലേസർ ഉപയോഗിച്ചും സ്റ്റീരിയോ ഇമേജിംഗ് രീതികൾ ഉപയോഗിച്ചും ചന്ദ്രോപരിതലത്തിന്റെ ഉയർച്ചതാഴ്ചകൾ ശാസ്ത്രജ്ഞർ മനസ്സിലാക്കിയിട്ടുണ്ട്. ക്ലമന്റൈൻ മിഷൻ ആണ്‌ അവസാനമായി ഈ വിഷയത്തിൽ വിവരങ്ങൾ നൽകിയത്. ദൂരപക്ഷവശത്തെ പ്രധാനപ്പെട്ട topographic feature South Pole-Aitken basin ആണ്‌. ചന്ദ്രോപരിതലത്തിലെ ഏറ്റവും ഉയരം കുറഞ്ഞ പ്രദേശം ഇതിനുള്ളിലാണ്‌. ഏറ്റവും ഉയരം കൂടിയ പ്രദേശം ഇതിന്‌ വടക്കുകിഴക്കായി സ്ഥിതിചെയ്യുന്നു. ഖഗോളവസ്തു ചന്ദ്രനിൽ വന്നിടിച്ച് South Pole-Aitken basin സൃഷ്ടിച്ചപ്പോൾ തെറിച്ചുപോയ വസ്തുക്കൾ അടിഞ്ഞാണ്‌ ഈ ഉയർന്ന പ്രദേശം ഉണ്ടായതെന്ന് വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു. ഇംബ്രിയം, സെറെനിറ്റാറ്റിസ്, ക്രിസിയം, സ്മിതൈ, ഓറിയെന്റലെ എന്നീ മരിയയിലും താഴ്ന്ന കേന്ദ്രഭാഗങ്ങളും ഉയർന്ന അരികുകളുമുണ്ട്. ദൂരപക്ഷഭാഗത്തെ സ്ഥലങ്ങളുടെ ശരാശരി ഉയരം സമീപപക്ഷഭാഗത്തേതിനെക്കാൾ 1.9 കിലോമീറ്റർ കൂടുതലാണ്‌.[36]

ഗുരുത്വാകർഷണമണ്ഡലം[തിരുത്തുക]

ചന്ദ്രോപരിതലത്തിലെ ഗുരുത്വാകർഷണമണ്ഡലത്തിന്റെ മാപ്പ്

പരിക്രമണം ചെയ്യുന്ന ബഹിരാകാശവാഹനങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള റേഡിയോ തരംഗങ്ങളുടെ ട്രാക്കിങ്ങ് വഴി ചന്ദ്രന്റെ ഗുരുത്വാകർഷണമണ്ഡലം അളക്കാൻ സാധിച്ചിട്ടുണ്ട്. ഡോപ്ലർ പ്രഭാവമുപയോഗിച്ചാണ്‌ ഈ പഠനം നടത്തുന്നത്. റേഡിയോ തരംഗത്തിന്റെ ആവൃത്തിയിൽ വരുന്ന ചെറിയ മാറ്റങ്ങളിൽ നിന്നും ഭൂമിയിലെ ഒരു സ്റ്റേഷനിലേക്കുള്ള ബഹിരാകാശവാഹനത്തിന്റെ ദൂരത്തിൽ നിന്നും ബഹിരാകാശവാഹനത്തിന്റെ ത്വരണം എത്രയുണ്ടെന്ന് കണക്കുകൂട്ടുന്നു. ചന്ദ്രന്റെ ഒരു വശം മാത്രമേ ഭൂമിയിൽ നിന്ന് കാണാൻ സാധിക്കൂ എന്നതിനാൽ ദൂരപക്ഷവശത്തെ ഗുരുത്വാകർഷണമണ്ഡലത്തെക്കുറിച്ച് അത്ര വ്യക്തമായ ധാരണകളൊന്നുമില്ല[46].

ചന്ദ്രന്റെ ഗുരുത്വാകർഷണമണ്ഡലത്തിന്റെ പ്രധാന പ്രത്യേകത വലിയ ഗർത്തങ്ങളോടനുബന്ധിച്ച് ഗുരുത്വാകർഷണമണ്ഡലത്തിലുണ്ടാവുന്ന വർദ്ധനയാണ്‌. ഈ വർദ്ധനകൾ മാസ്കോണുകൾ എന്നറിയപ്പെടുന്നു[47] . ബഹിരാകാശവാഹനത്തിന്റെ ചന്ദ്രനു ചുറ്റുമുള്ള പരിക്രമണത്തിൽ ഇവ വലിയ സ്വാധീനം ചെലുത്തുന്നു. അതിനാൽ മനുഷ്യനെ വഹിക്കുന്നതും അല്ലാത്തതുമായ ബഹിരാകാശവാഹനങ്ങൾ വിക്ഷേപിക്കുമ്പോൾ ഗുരുത്വാകർഷണമണ്ഡലത്തിലെ മാറ്റങ്ങളെപ്പറ്റി വ്യക്തമായ ധാരണയുണ്ടാവേണ്ടത് അത്യാവശ്യമാണ്‌.

സാന്ദ്രതയേറിയ ബാസാൾട്ട് അടങ്ങിയ ലാവ ഗർത്തങ്ങളിൽ ഘനീഭവിച്ചതാണ്‌ മാസ്കോണുകൾക്ക് കാരണം എന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. എന്നാൽ ക്രസ്റ്റ്-മാന്റിൽ പ്രതലത്തിന്റെ ഉയർച്ച പരിഗണിക്കാതെ ലാവ മാത്രം ഉപയോഗിച്ച് ഗുരുത്വാകർഷണമണ്ഡലത്തിലെ വ്യത്യാസങ്ങൾ പൂർണ്ണമായി വിശദീകരിക്കാനാവില്ല. ബാസാൾട്ട് സാന്നിദ്ധ്യം കാണിക്കാത്ത മാസ്കോണുകളുമുണ്ടെന്ന് ലൂണാർ പ്രോസ്പെക്റ്റർ കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്[48]. ഓഷ്യാനസ് പ്രൊസെല്ലാറം ഭാഗത്ത് ലാവ ഘനീഭവിച്ചുണ്ടായ ബാസാൾട്ട് പാറകളുണ്ടെങ്കിലും ഈ ഭാഗം ഗുരുത്വാകർഷണമണ്ഡലത്തിൽ വർദ്ധന കാണിക്കുന്നില്ല.

കാന്തികക്ഷേത്രം[തിരുത്തുക]

ലൂണാർ പ്രോസ്പെക്റ്റർ നൽകിയ വിവരങ്ങളിൽ നിന്ന് നിർമ്മിച്ച ചന്ദ്രനിലെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ ഗ്രാഫ്

ഭൂമിയെ അപേക്ഷിച്ച്‌ ചന്ദ്രന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രം വളരെ ദുർബലമാണ്. ഒന്നു മുതൽ നൂറു വരെ നാനോടെസ്‌ല ആണ്‌ ചന്ദ്രനിലെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ ശക്തി. ഇത് ഭൂമിയുടേതിന്റെ നൂറിലൊരു ഭാഗത്തിലും ചെറുതാണ്‌. മറ്റൊരു പ്രധാന വ്യത്യാസം ചന്ദ്രന്‌ കോറിലെ ജിയോഡൈനാമോ മൂലം ഉണ്ടാകുന്ന രീതിയിലുള്ള ഇരട്ടധ്രുവ കാന്തികക്ഷേത്രമില്ല എന്നതാണ്‌. ചന്ദ്രന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രം ഏകദേശം പൂർണ്ണമായും ക്രസ്റ്റിലാണ്‌ ഉത്ഭവിക്കുന്നത്[49]. ആദിമകാലത്ത് ജിയോഡൈനാമോ പ്രവർത്തനക്ഷമമായിരുന്ന കാലത്ത് അതിൽനിന്നും ക്രസ്റ്റ് കാന്തികത നേടിയതാണെന്നാണ്‌ ഒരു സിദ്ധാന്തം. എന്നാൽ കോറിന്റെ വലിപ്പക്കുറവ് ഈ പരികൽപനയ്ക്ക് വിലങ്ങുതടിയാണ്‌. ചന്ദ്രനിൽ അന്തരീക്ഷമില്ലാത്തതിനാൽ ഭീമൻ ഉൽക്കാപതനങ്ങളുടെ ഫലമായി കാന്തികക്ഷേത്രം സൃഷ്ടിക്കപ്പെട്ടതാണ്‌ എന്നതാണ്‌ മറ്റൊരു വാദം. ഗർത്തങ്ങളുടെ ആന്റിപോഡുകളിലാണ്‌ ക്രസ്റ്റിൽ കാന്തികത കൂടുതൽ എന്നത് ഈ പരികൽപനയ്ക്ക് തെളിവായി ഉയർത്തിക്കാട്ടുന്നു. ഉൽക്കകളുടെയും മറ്റും കൂട്ടിയിടിയിൽ പുറന്തള്ളപ്പെടുന്ന പ്ലാസ്മയാണ്‌ ഈ പ്രതിഭാസത്തിന്‌ കാരണം എന്ന് ഈ സിദ്ധാന്തം പറയുന്നു[50].

അന്തരീക്ഷം[തിരുത്തുക]

ചന്ദ്രനിൽ അന്തരീക്ഷം നാമമാത്രമാണ്‌. അന്തരീക്ഷത്തിലെ വാതകങ്ങൾ ആകെ പത്ത് ടണ്ണിൽ താഴെയേ വരൂ[51]. അന്തരീക്ഷമർദ്ദം 3 \times10-15 ബാർ ആണ്‌[52].

ചന്ദ്രന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിലെ പ്രധാന ഭാഗവും ക്രസ്റ്റിലും മാന്റിലിലും നടക്കുന്ന റേഡിയോആക്റ്റീവ് പ്രക്രിയകളിൽ നിന്നും പുറന്തള്ളപ്പെടുന്ന റാഡോൺ മുതലായ വാതകങ്ങളാണ്‌. ചെറിയ ഉൽക്കകൾ, സൗരവാതത്തിലെ അയോണുകൾ, സൂര്യപ്രകാശം എന്നിവ ചന്ദ്രോപരിതലത്തിൽ പതിക്കുന്നതുമൂലമുണ്ടാവുന്നതാണ്‌ മറ്റൊരു ഭാഗം[44]. ഈ പ്രക്രിയ സ്പട്ടറിംഗ് എന്നറിയപ്പെടുന്നു. സ്പട്ടറിംഗ് മൂലമുണ്ടാകുന്ന വാതകങ്ങൾ ഗുരുത്വാകർഷണം മൂലം റിഗോലിത്തിലേക്ക് തിരിച്ചുപോവുകയോ സൂര്യനിൽ നിന്നുള്ള റേഡിയേഷൻ മർദ്ദമോ സൗരവാതത്തിലെ കാന്തികമണ്ഡലമോ (അവ അയണീകൃതമാണെങ്കിൽ) മൂലം ബഹിരാകാശത്തേക്ക് നീക്കം ചെയ്യപ്പെടുകയോ സംഭവിക്കാം. അന്തരീക്ഷത്തിൽ സോഡിയം, പൊട്ടാഷ്യം എന്നിവയുടെ സാന്നിദ്ധ്യം ഭൂമിയിൽ നിന്നും സ്പെക്ട്രോസ്കോപ്പി ഉപയോഗിച്ചും റാഡോൺ-222, പൊളോണിയം-210 എന്നിവയുടേത് ലൂണാർ പ്രോസ്പെക്റ്ററിലെ ആൽഫാ കണ സ്പെക്ട്രോമീറ്റർ ഉപയോഗിച്ചും കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്[53]. ആർഗൺ-40, ഹീലിയം-4, ഓക്സിജൻ, മീഥെയ്ൻ, നൈട്രജൻ, കാർബൺ മോണോക്സൈഡ്, കാർബൺ ഡയോക്സൈഡ് എന്നിവയുടെ സാന്നിദ്ധ്യം കണ്ടെത്തിയത് ചന്ദ്രനിൽ വച്ച് പരീക്ഷണം നടത്തിയ അപ്പോളോ യാത്രികരാണ്‌[54].

താപനില[തിരുത്തുക]

ചന്ദ്രനിൽ പകൽസമയത്തെ ശരാശരി ഉപരിതലതാപനില 107 ഡിഗ്രി സെൽഷ്യസും രാത്രിസമയത്തേത് -153 ഡിഗ്രി സെൽഷ്യസുമാണ്‌[55].

ഗ്രഹണം[തിരുത്തുക]

പൂർണ്ണ ചന്ദ്രഗ്രഹണം
പൂർണ്ണ ചന്ദ്രഗ്രഹണം 16-06-2011 ന് രാവിലെ 12.20 ന് ദൃശ്യമായത്
പ്രധാന ലേഖനം: ഗ്രഹണം

സൂര്യൻ, ചന്ദ്രൻ, ഭൂമി എന്നിവ ഒരു നേർരേഖയിൽ വരുമ്പോഴാണ് ഗ്രഹണം എന്ന പ്രതിഭാസം സംഭവിക്കുന്നത്‌. ചന്ദ്രഗ്രഹണം നടക്കുന്നത്‌ പൗർണ്ണമി ദിനത്തിലും സൂര്യഗ്രഹണം നടക്കുന്നത് അമാവാസി ദിനത്തിലുമാണ്‌. സൂര്യനും ചന്ദ്രനും ഇടയിൽ ഭൂമി വരുമ്പോൾ ഭൂമിയുടെ നിഴൽ ചന്ദ്രനിൽ പതിക്കുന്നതിനെയാണ് ചന്ദ്രഗ്രഹണം എന്ന്‌ പറയുന്നത്‌. ചന്ദ്രൻ ഭൂമിയുടെയും സൂര്യന്റെയും ഇടയിൽ വരുന്നതിനാൽ ഭൂമിയിൽ ചന്ദ്രന്റെ നിഴൽ വീഴുന്നത് സൂര്യഗ്രഹണം എന്നും അറിയപ്പെടുന്നു. രണ്ട് ഗ്രഹണങ്ങളിലും പൂർണ്ണഗ്രഹണവും ഭാഗീക ഗ്രഹണവും നടക്കാറുണ്ട്‌.

ചന്ദ്രന്റെ പ്രദക്ഷിണപഥം ക്രാന്തിവൃത്തത്തിന്‌ അഞ്ച് ഡിഗ്രി ചരിവോടുകൂടിയതിനാൽ എല്ലാ പൗർണ്ണമിയിലും അമാവാസിയിലും ഗ്രഹണങ്ങൾ നടക്കുന്നില്ല. രണ്ട് ഭ്രമണപഥങ്ങളും കൂടിച്ചേരുന്ന രണ്ട് ബിന്ദുക്കളിലൊന്നിനടുത്ത് ചന്ദ്രൻ എത്തുമ്പോൾ മാത്രമേ ഗ്രഹണം നടക്കുകയുള്ളൂ.[56] ഗ്രഹണങ്ങളുടെ ആവർത്തനം സാരോസ് ചക്രം ഉപയോഗിച്ച് വിശദീകരിക്കാം, 18 വർഷവും 11 ദിവസവും 8 മണിക്കൂറും (6,585.3 ദിവസങ്ങൾ) ദൈർഘ്യമുള്ള കാലയളവാണ് സരോസ് ചക്രം.[57]

സൂര്യചന്ദ്രന്മാരുടെ കോണീയവ്യാസങ്ങൾ ഏകദേശം തുല്യമായതിനാലാണ്‌ സൂര്യഗ്രഹണസമയത്ത് സൂര്യൻ പൂർണ്ണമായി മറയ്ക്കപ്പെടുന്ന വിധത്തിലുള്ള പൂർണ്ണ സൂര്യഗ്രഹണങ്ങളുണ്ടാകുന്നത്. ഭൗമ-ചാന്ദ്രവ്യവസ്ഥയുടെ പരിണാമത്തിന്റെ ഫലമായി ചന്ദ്രൻ ഭൂമിയിൽ നിന്ന് അകന്നുപോകുന്നതോടെ ഇതിന്‌ മാറ്റം വരും. അതിനുശേഷം ഭാഗികഗ്രഹണങ്ങളും വലയഗ്രഹണങ്ങളും മാത്രമേ ഉണ്ടാവുകയുള്ളൂ. ഏകദേശം 60 കോടി വർഷങ്ങൾക്കു ശേഷമാണ്‌ ഇത് സംഭവിക്കുക.

നിരീക്ഷണം[തിരുത്തുക]

ചന്ദ്രൻ ഭൂമിയെ വലം‌വെക്കുമ്പോൾ ചന്ദ്രന്റെ പ്രകാശിതമായ ഭാഗത്തിൽ വരുന്ന വ്യതിയാനങ്ങളുടെ ചലച്ചിത്രം. ചന്ദ്രൻ ആന്ദോളനം ചെയ്യുന്നതുപോലെ തോന്നുന്നതിന് ലിബറേഷൻ എന്നാണ് പറയുക

പൗർണ്ണമിസമയത്ത് ചന്ദ്രന്റെ ദൃശ്യകാന്തിമാനം -12.6 ആണ്‌ (താരതമ്യത്തിന്‌ സൂര്യന്റേത് -26.8). ചന്ദ്രബിംബത്തിന്റെ പകുതി മാത്രം കാണാനാവുന്ന അവസ്ഥയിൽ അതിന്റെ പ്രകാശതീവ്രത പൂർണ്ണചന്ദ്രന്റേതിന്‌ പകുതിയല്ല - ഏകദേശം പത്തിലൊന്നോളമേ വരൂ. ചന്ദ്രൻ ഒരു തികഞ്ഞ ലാംബർട്ടിയൻ റിഫ്ലക്റ്റർ അല്ലാത്തതാണ്‌ ഇതിന്‌ കാരണം. പരുക്കൻ പ്രതലങ്ങളിൽ നിന്ന് കൂടുതൽ പ്രകാശം പ്രതിഫലിക്കുക പ്രകാശസ്രോതസ്സിന്റെ ദിശയിലാണ്‌. പൗർണ്ണമിസമയത്ത് പ്രകാശസ്രോതസ്സായ സൂര്യന്റെ ദിശയിലാണ്‌ ഭൂമി എന്നതിനാൽ ഭൂമിയിലെ നിരീക്ഷകന്‌ ചന്ദ്രബിംബം വളരെയേറെ പ്രകാശിതമായി അനുഭവപ്പെടുന്നു. എന്നാൽ മറ്റു സമയങ്ങളിൽ ചന്ദ്രനിലെ ഉയർച്ചതാഴ്ചകൾ ചന്ദ്രോപരിതലത്തിൽ നിഴലുകൾ തീർക്കുന്നതിനാൽ മങ്ങിയതായും കാണുന്നു.

ചക്രവാളത്തിനടുത്തായിരിക്കെ ചന്ദ്രബിംബം കൂടുതൽ വലുതായി അനുഭവപ്പെടുന്നു. ഇത് യഥാർത്ഥത്തിൽ ഒരു മായികാനുഭവമാണ്‌. ചക്രവാളത്തിനടുത്തായിരിക്കെ നിരീക്ഷകനിൽ നിന്ന് ചന്ദ്രനിലേക്കുള്ള ദൂരം കൂടുതലായിരിക്കും എന്നതിനാൽ ചന്ദ്രന്റെ കോണീയവലിപ്പം 1.5 ശതമാനത്തോളം കുറയുകയാണുണ്ടാകുന്നത്. അപവർത്തനം മൂലം ഈ വലിപ്പം അൽപം വർദ്ധിക്കുന്നു. എന്നാൽ നമ്മുടെ തലച്ചോർ ദൃശ്യങ്ങളെ മനസ്സിലാക്കുന്ന രീതി മൂലമാണ്‌ ചന്ദ്രൻ വളരെ വലുതായി അനുഭവപ്പെടുന്നത്.

ചന്ദ്രോപരിതലത്തിലെ സൂര്യപ്രകാശമേൽക്കാത്ത ഭാഗം ഭൂമിയിൽ നിന്ന് പ്രതിഫലിക്കുന്ന പ്രകാശം മൂലം കാണാനാകുന്നു

വളരെ പ്രകാശമുള്ള വസ്തുവായി അനുഭവപ്പെടുന്നുവെങ്കിലും യഥാർത്ഥത്തിൽ ചന്ദ്രന്റെ ആൽബിഡോ (പ്രതിഫലിപ്പിക്കുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ ശതമാനം) വളരെ കുറവാണ്‌. സൗരയൂഥത്തിൽ പ്രകാശം ഏറ്റവും കുറവ് പ്രതിഫലിപ്പിക്കുന്ന വസ്തുക്കളിലൊന്നാണ്‌ ചന്ദ്രൻ. ചന്ദ്രന്റെ ആൽബിഡോ ആയ 7 ശതമാനം കൽക്കരിയുടേതിന്‌ സമാനമാണ്‌. എന്നിരുന്നാലും ചന്ദ്രൻ ഒരു ലാംബർട്ടിയൻ റിഫ്ലക്റ്റർ അല്ലാത്തതിനാൽ സൂര്യന്റെ ദിശയിൽ 12 ശതമാനം പ്രകാശം പ്രതിഫലിപ്പിക്കുന്നു. പൗർണ്ണമിചന്ദ്രന്റെ പ്രകാശതീവ്രത വർദ്ധിക്കാനും പൗർണ്ണമിസമയത്ത് ചന്ദ്രന്റെ വശങ്ങൾ കേന്ദ്രഭാഗത്തെപ്പോലെ പ്രകാശിതമാകാനും ഇത് കാരണമാകുന്നു[58] . ഇതിനു പുറമെ രാത്രി ആകാശം ഇരുണ്ടതാണ്‌ എന്നതും ചന്ദ്രൻ വളരെ പ്രകാശമേറിയ വസ്തുവാണെന്ന പ്രതീതിയുണ്ടാക്കാൻ കാരണമാകുന്നു.

സൂര്യനിൽ നിന്ന് പ്രകാശം പ്രതിഫലിപ്പിക്കുന്ന ഭാഗമാണ് ഏറ്റവും പ്രകാശിതമായി കാണാനാവുക എങ്കിലും മറ്റു ഭാഗങ്ങളും മങ്ങിയ വെളിച്ചത്തിൽ ചിലപ്പോൾ ദൃശ്യമാവാറുണ്ട്. ഭൂമിയിൽ നിന്ന് പ്രതിഫലിക്കുന്ന സൂര്യപ്രകാശം ചന്ദ്രനിൽ നിന്ന് വീണ്ടും പ്രതിഫലിച്ച് ഭൂമിയിലെത്തുന്നതിനാലാണിത്. ഈ പ്രതിഭാസം Planetshine എന്നറിയപ്പെടുന്നു. അമാവാസിയോടടുത്ത ദിനങ്ങളിലാണ് ഇത് കൂടുതൽ വ്യക്തമായി കാണാനാവുക.


ചാന്ദ്രപര്യവേഷണങ്ങൾ[തിരുത്തുക]

എഡ്വിൻ ആൾഡ്രിൻ ചന്ദ്രനിൽ

ദൂരദർശിനിയുടെ കണ്ടുപിടുത്തമാണ് ചാന്ദ്രനിരീക്ഷണ രംഗത്ത്‌ കുതിച്ചു ചാട്ടം വരുത്തിയത്‌. ഗലീലിയോ ഗലീലി എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞൻ ദൂരദർശിനി ഉപയോഗിച്ച്‌ ചന്ദ്രനിലെ പർവതങ്ങളും, ഗർത്തങ്ങളും വീക്ഷിക്കുന്നതിൽ വിജയിച്ചു.

ശീതസമരകാലത്ത് അമേരിക്കൻ ഐക്യനാടുകളിലും സോവിയറ്റ് യൂണിയനിലും ഉണ്ടായ ബഹിരാകാശയാത്രാമാത്സര്യം ചന്ദ്രനെക്കുറിച്ചുള്ള വിശദമായ പഠനത്തിന് ആക്കം കൂട്ടി. 1959-ൽ സോവിയറ്റ് യൂണിയന്റെ ആളില്ലാത്ത ശൂന്യാകാശ വാഹനമായ ലൂണ-2 ചന്ദ്രോപരിതലത്തിൽ ഇടിച്ചിറങ്ങിയതോടെ മനുഷ്യന്റെ ചാന്ദ്രയാത്രാസ്വപ്നങ്ങൾക്ക് ജീവൻ വച്ചു. 1966 റഷ്യയുടെ ലൂണ-9 ചന്ദ്രോപരിതലത്തിൽ ഇറങ്ങിയത് ഇതിന്‌ ശക്തി പകർന്നു. [59]

മനുഷ്യനെ ചന്ദ്രനിലിറക്കാൻ ആരംഭിച്ച യജ്ഞം അമേരിക്കയുടെ ശൂന്യാകാശഗവേഷണ കേന്ദ്രമായ നാസയുടെ 1967-ൽ ആരംഭിച്ച അപ്പോളോ -1 ദൗത്യം ആയിരുന്നു. 1967 ജനുവരി 27 ൻ തുടങ്ങിയ അപ്പോളോ -1 ദുരന്തമായിത്തീർന്നു. പേടകത്തിന്‌ തീപിടിച്ച് യാത്രികർ മൂന്നുപേരും മരിച്ചു[59]. എന്നാൽ അപ്പോളോ 4 മുതലുള്ള പരീക്ഷണങ്ങൾ വിജയകരമായിരുന്നു. 1969-ൽ ചന്ദ്രനിൽ മനുഷ്യനെ ഇറക്കുന്നതിൽ അമേരിക്ക വിജയിച്ചു[60] . നീൽ ആംസ്ട്രോങ് ചന്ദ്രനിൽ ഇറങ്ങിയ ആദ്യ മനുഷ്യനായി. 1969 ജൂലൈ 21-ആം തിയതി ചന്ദ്രനിൽ ഇറങ്ങിയ അപ്പോളോ-11 എന്ന ബഹിരാകാശയാനത്തിന്റെ കമാണ്ടർ ആയിരുന്നു അദ്ദേഹം. എഡ്വിൻ ആൽഡ്രിൻ അദ്ദേഹത്തോടൊപ്പം, ചന്ദ്രനിലിറങ്ങി. ആദ്യമായി ചന്ദ്രനിൽ കാൽ വച്ചശേഷം നീൽ ആംസ്ട്രോങ് ഇങ്ങനെ പറഞ്ഞു

ഒരു മനുഷ്യനെ സംബന്ധിച്ചിടത്തോളം വളരെ ചെറിയ ഒരു ചുവടുവയ്പ്, പക്ഷേ മനുഷ്യരാശിക്ക് ഇതൊരു വൻ കുതിച്ചു ചാട്ടമാണ്‌

അപ്പോളോ പരമ്പരയിലെ ആറ് വിക്ഷേപണങ്ങളിൽ നിന്നായി പന്ത്രണ്ട് പേർ ചന്ദ്രനിൽ ഇറങ്ങിയിട്ടുണ്ട്. അവർ ഹാരിസൺ ജാക്ക്സ്മിത്ത്, അലൻ ബീൻ, ചാൾസ് ദ്യൂക്ക് എഡ്ഗാർ മിച്ചൽ, അലൻ ഷെപ്പേർഡ്, ഡേവിഡ് സ്കോട്ട്, ജയിംസ് ഇർവിൻ, ജോൺ യങ്, ചാൾസ് കോൺറാഡ്, യൂജിൻ സർണാൻ എന്നിവരാണ്‌[59]. ഇതുവരെ ചന്ദ്രനിൽ ഏറ്റവും അവസാനം ഇറങ്ങിയത്‌ അപ്പോളോ 17 എന്ന വാഹനത്തിൽ സഞ്ചരിച്ച്, 1972 ഡിസംബറിൽ ചന്ദ്രനിൽ കാലുകുത്തിയ യൂജിൻ സെർനാൻ ആണ്. അതുവരെ അജ്ഞാതമായിരുന്ന ചന്ദ്രന്റെ മറുപുറത്തിന്റെ ചിത്രം ആദ്യമെടുത്തത് 1959-ൽ റഷ്യൻ പേടകമായ ലൂണ-3 ആണ്‌. ചന്ദ്രനിൽ നിന്ന്‌ പല ദൌത്യങ്ങളിലായി പാറക്കഷണങ്ങൾ ശാസ്ത്രജ്ഞർ ശേഖരിച്ചിട്ടുണ്ട്‌.

അപ്പോളോ ദൌത്യങ്ങളുടെ ഭാഗമായി ഭൂകമ്പമാപിനികളും, റിഫ്ലക്റ്റീവ് പ്രിസങ്ങളും ഉൾപ്പെടെ പല ശാസ്ത്രീയ ഉപകരണങ്ങളും ചന്ദ്രനിൽ സ്ഥാപിച്ചിട്ടുണ്ട്‌. അതിൽ പലതും ഇന്നും പ്രവർത്തനനിരതമാണ്.

1960-കളുടെ പകുതി മുതൽ 70-കളുടെ പകുതി വരെ 65 ചന്ദ്രപര്യടനങ്ങൾ നടന്നിട്ടുണ്ട്‌. അതിൽ 10 എണ്ണം 1971-ൽ മാത്രമായിരുന്നു. എന്നാൽ 1976-ലെ ലൂണ-24 നു ശേഷം ചാന്ദ്രപര്യടനങ്ങൾ നിർത്തി വെച്ചു. സോവിയറ്റ് യൂണിയൻ ശുക്രനിലേക്കും മറ്റ് ബഹിരാകാശ നിലയങ്ങളിലേക്കും ശ്രദ്ധ തിരിച്ചപ്പോൾ അമേരിക്കയുടെ താല്പര്യം ചൊവ്വാഗ്രഹത്തിലേക്കായി. 1990-ൽ ഹൈട്ടൺ എന്ന ബഹിരാകാശ വാഹനം ചന്ദ്രന്റെ ഭ്രമണപഥത്തിൽ വിക്ഷേപിച്ചു കൊണ്ട്‌ ജപ്പാൻ ഈ നേട്ടം കൈവരിക്കുന്ന മൂന്നാമത്തെ രാജ്യമായി മാറി. എന്നാൽ അതിന്റെ ദൌത്യം സാങ്കേതികത്തകരാറുകൾ മൂലം പരാജയമായിരുന്നു.

1994-ൽ അമേരിക്ക വീണ്ടും ചന്ദ്രനിലേക്കു തിരിഞ്ഞു. ക്ലമന്റൈൻ മിഷൻ എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഈ റോബോട്ടിക് സംരംഭം അമേരിക്കൻ പ്രതിരോധ വകുപ്പും നാസയും സംയുക്തമായി സംഘടിപ്പിച്ചതാണ്. പിന്നീട് 1998-ലും ലൂണാർ പ്രോസ്പെക്റ്റർ എന്ന പേരിൽ അമേരിക്കയുടെ സംരംഭം നടന്നു.

2004 ജനുവരി 14-ന് അമേരിക്കൻ പ്രസിഡണ്ട് ജോർജ്ജ് ബുഷ്, 2020-ഓടെ അമേരിക്ക വീണ്ടും ചന്ദ്രനിൽ മനുഷ്യനെ ഇറക്കാനുള്ള ശ്രമങ്ങൾ ചെയ്യും എന്ന്‌ പ്രഖ്യാപിച്ചു. സമീപഭാവിയിൽ തന്നെ ചന്ദ്രനെ കുറിച്ചു കൂടുതൽ പഠനങ്ങൾ നടത്താൻ യൂറോപ്യൻ സ്‌പേസ് ഏജൻസിയും പദ്ധതി തയ്യാറാക്കുന്നു. ചൈനയുടെ ചാങ്-എ ചാന്ദ്രപദ്ധതിയിലെ ആദ്യ ബഹിരാകാശവാഹനമായ ചാങ്-എ 1 ഒക്ടോബർ 24 2007-ന്‌ വിജയകരമായി വിക്ഷേപിച്ചു. 2020-ൽ മനുഷ്യനെ ചന്ദ്രനിലെത്തിക്കുക എന്നതാണ്‌ പദ്ധതിയുടെ പ്രഖ്യാപിതലക്ഷ്യം. 2007-ൽ തന്നെ ജപ്പാൻ ചാന്ദ്രവാഹനമായ സെലീൻ വിക്ഷേപിച്ചു.

ഇന്ത്യയുടെ ചാന്ദ്രഗവേഷണപദ്ധതിയാണ്‌ ചാന്ദ്രയാൻ. ഈ പദ്ധതിയിലെ ആദ്യ ബഹിരാഹാശവാഹനമായ ചാന്ദ്രയാൻ-1 ഒക്ടോബർ 22 2008 ന്‌ വിജയകരമായി വിക്ഷേപിച്ചു. പത്ത് മാസത്തെ പ്രവർത്തനത്തിനു ശേഷം ഓഗസ്റ്റ് 29 2009 ന് ബഹിരാകാശപേടകവുമായുള്ള ബന്ധം നഷ്ടപ്പെട്ടു. ചാന്ദ്രയാൻ-2 2010-ലോ 2011-ലോ വിക്ഷേപിക്കാനാണ്‌ ഐ.എസ്.ആർ.ഓ. ഉദ്ദേശിക്കുന്നത്. ഒരു റോബോട്ടിക് റോവർ ഈ പദ്ധതിയുടെ ഭാഗമായുണ്ടാകും. 2020 ആകുമ്പോഴേക്കും മനുഷ്യനെ ചന്ദ്രനിലെത്തിക്കാനുള്ള ആഗ്രഹം ഇന്ത്യ പ്രകടിപ്പിച്ചിട്ടുണ്ട്[61].

ഇതുംകൂടി കാണുക[തിരുത്തുക]

നിലാവ്

കുറിപ്പുകൾ[തിരുത്തുക]

  1. 1.0 1.1 More accurately, the Moon's mean sidereal period (fixed star to fixed star) is 27.321661 days (27d 07h 43m 11.5s), and its mean tropical orbital period (from equinox to equinox) is 27.321582 days (27d 07h 43m 04.7s) (Explanatory Supplement to the Astronomical Ephemeris, 1961, at p.107).

അവലംബം[തിരുത്തുക]

  1. Onasch, Bernd (2006). "Moon". ശേഖരിച്ചത്: 2006-03-20. 
  2. "Moon Fact Sheet". NSSDC. ശേഖരിച്ചത്: 2006-03-20. 
  3. 3.0 3.1 3.2 3.3 Spudis, P.D. (2004). "Moon". World Book Online Reference Center, NASA. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  4. "Space Today Online". ശേഖരിച്ചത്: 2006-10-08. 
  5. O'Connor, J.J.; Robertson, E.F. (February 1999). "Anaxagoras of Clazomenae". University of St Andrews. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  6. Lewis, C.S. (1964). The Discarded Image. Cambridge: Cambridge University Press. p. 108. ഐ.എസ്.ബി.എൻ. 0-521047735-2 Check |isbn= value (സഹായം). 
  7. Van Helden, A. (1995). "The Moon". Galileo Project. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  8. Boese, A. (2002). "The Great Moon Hoax". Museum of Hoaxes. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  9. Alexander, M. E. (1973). "The Weak Friction Approximation and Tidal Evolution in Close Binary Systems". Astrophysics and Space Science 23: 459–508. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1007/BF00645172. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  10. Gillis, J.J.; Spudis, P.D. (1996). "The Composition and Geologic Setting of Lunar Far Side Maria". Lunar and Planetary Science 27: 413–404. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  11. 11.0 11.1 11.2 11.3 Shearer, C.; et al. (2006). "Thermal and magmatic evolution of the Moon". Reviews in Mineralogy and Geochemistry 60: 365–518. ഡി.ഒ.ഐ.:10.2138/rmg.2006.60.4. 
  12. Taylor, G.J. (2000-08-31). "A New Moon for the Twenty-First Century". Planetary Science Research Discoveries, Hawai'i Institute of Geophysics and Planetology. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  13. Head, L.W.J.W. (2003). "Lunar Gruithuisen and Mairan domes: Rheology and mode of emplacement". Journal of Geophysical Research 108: 5012. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1029/2002JE001909. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  14. Kiefer, W. (2000-10-03). "Lunar Orbiter: Impact Basin Geology". Lunar and Planetary Institute. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  15. Munsell, K. (2006-12-04). "Majestic Mountains". Solar System Exploration. NASA. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  16. 16.0 16.1 Martel, L.M.V. (2003-06-04). "The Moon's Dark, Icy Poles". Planetary Science Research Discoveries, Hawai'i Institute of Geophysics and Planetology. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  17. Melosh, H. J. (1989). Impact cratering: A geologic process. Oxford Univ. Press. 
  18. "Nasa Spacecraft Reveal Largest Crater in Solar System - on Mars". ശേഖരിച്ചത്: 2008-06-26. 
  19. Taylor, G.J. (1998-07-17). "The Biggest Hole in the Solar System". Planetary Science Research Discoveries, Hawai'i Institute of Geophysics and Planetology. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  20. Sarah Dunkin; David Heather (July 1999). "Physics Web: New views of the Moon" (ഭാഷ: English). Physics Web. ശേഖരിച്ചത്: 2006-10-09. 
  21. Heiken, G.; Vaniman, D.; French, B. (eds.) (1991). Lunar Sourcebook, a user's guide to the Moon. New York: Cambridge University Press. p. 736. 
  22. Rasmussen, K.L.; Warren, P.H. (1985). "Megaregolith thickness, heat flow, and the bulk composition of the moon". Nature 313: 121–124. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1038/313121a0. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  23. The Smell of Moondust from NASA
  24. "Lunar Polar Composites". Lunar and Planetary Institute. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  25. "Eureka! Ice found at lunar poles". Lunar Prospector (NASA). 2001-08-31. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  26. Spudis, P. (2006-11-06). "Ice on the Moon". The Space Review. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  27. Versteckt in Glasperlen: Auf dem Mond gibt es Wasser - Wissenschaft - SPIEGEL ONLINE - Nachrichten
  28. http://www.ptinews.com/news/298416_Water-detected-on-moon-by-Chandrayaan--ISRO-says-path-breaking
  29. Ray, R. (2001-05-15). "Ocean Tides and the Earth's Rotation". IERS Special Bureau for Tides. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  30. "Apollo Laser Ranging Experiments Yield Results". NASA. 2005-07-11. ശേഖരിച്ചത്: 2007-05-30. 
  31. Kleine, T.; Palme, H.; Mezger, K.; Halliday, A.N. (2005). "Hf–W Chronometry of Lunar Metals and the Age and Early Differentiation of the Moon". Science 310 (5754): 1671–1674. PMID 16308422. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1126/science.1118842. 
  32. Binder, A.B. (1974). "On the origin of the moon by rotational fission". The Moon 11 (2): 53–76. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1007/BF01877794. ശേഖരിച്ചത്: April 12, 2007. 
  33. 33.0 33.1 33.2 Stroud, Rick (2009). The Book of the Moon. Walken and Company. pp. 24–27. ഐ.എസ്.ബി.എൻ. 0802717349. 
  34. Mitler, H.E. (1975). "Formation of an iron-poor moon by partial capture, or: Yet another exotic theory of lunar origin". Icarus 24: 256–268. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1016/0019-1035(75)90102-5. ശേഖരിച്ചത്: april 12, 2007. 
  35. Stevenson, D.J. (1987). "Origin of the moon–The collision hypothesis". Annual Review of Earth and Planetary Sciences 15: 271–315. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1146/annurev.ea.15.050187.001415. ശേഖരിച്ചത്: April 12, 2007. 
  36. 36.0 36.1 36.2 36.3 36.4 Wieczorek, M.; et al. (2006). "The constitution and structure of the lunar interior". Reviews in Mineralogy and Geochemistry 60: 221–364. ഡി.ഒ.ഐ.:10.2138/rmg.2006.60.3. 
  37. 37.0 37.1 Papike, J.; Ryder, G.; Shearer, C. (1998). "Lunar Samples". Reviews in Mineralogy and Geochemistry 36: 5.1–5.234. 
  38. 38.0 38.1 Hiesinger, H.; Head, J.W.; Wolf, U.; Jaumanm, R.; Neukum, G. (2003). "Ages and stratigraphy of mare basalts in Oceanus Procellarum, Mare Numbium, Mare Cognitum, and Mare Insularum". J. Geophys. Res. 108: 1029. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1029/2002JE001985. 
  39. Taylor, G.J. (2006-11-08). "Recent Gas Escape from the Moon". Planetary Science Research Discoveries, Hawai'i Institute of Geophysics and Planetology. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  40. Schultz, P.H.; Staid, M.I.; Pieters, C.M. (2006). "Lunar activity from recent gas release". Nature 444: 184–186. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1038/nature05303. 
  41. Norman, M. (2004-04-21). "The Oldest Moon Rocks". Planetary Science Research Discoveries. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  42. Varricchio, L. (2006). Inconstant Moon. Xlibris Books. ഐ.എസ്.ബി.എൻ. 1-59926-393-9. 
  43. Timing of crystallization of the lunar magma ocean constrained by the oldest zircon, Nemchin, Timms, Pidgeon, Geisler, Reddy & Meyer, published in Nature 25 January, 2009, latest access 4 February 2009
  44. 44.0 44.1 Lucey, P.; et al. (2006). "Understanding the lunar surface and space-Moon interactions". Reviews in Mineralogy and Geochemistry 60: 83–219. ഡി.ഒ.ഐ.:10.2138/rmg.2006.60.2. 
  45. Williams, J.G.; Turyshev, S.G.; Boggs, D.H.; Ratcliff, J.T. (2006). "Lunar laser ranging science: Gravitational physics and lunar interior and geodesy". Advances in Space Research 37 (1): 6771. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1016/j.asr.2005.05.013. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  46. "Doppler Gravity Experiment Results". Lunar Prospector (NASA). 2001-08-31. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  47. Muller, P.; Sjogren, W. (1968). "Masons: lunar mass concentrations". Science 161: 680–684. PMID 17801458. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1126/science.161.3842.680. 
  48. Konopliv, A.; Asmar, S.; Carranza, E.; Sjogren, W.; Yuan, D. (2001). "Recent gravity models as a result of the Lunar Prospector mission". Icarus 50: 1–18. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1006/icar.2000.6573. 
  49. "Magnetometer / Electron Reflectometer Results". Lunar Prospector (NASA). 2001. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  50. Hood, L.L.; Huang, Z. (1991). "Formation of magnetic anomalies antipodal to lunar impact basins: Two-dimensional model calculations". J. Geophys. Res. 96: 9837–9846. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1029/91JB00308. 
  51. Globus, Ruth (2002). "Impact Upon Lunar Atmosphere". ശേഖരിച്ചത്: August 29, 2007. 
  52. "Moon." Encyclopædia Britannica. 2008. Encyclopædia Britannica Online. 10 Sep. 2008 <http://www.britannica.com/EBchecked/topic/391266/Moon>.
  53. Lawson, S.; Feldman, W.; Lawrence, D.; Moore, K.; Elphic, R.; Belian, R. (2005). "Recent outgassing from the lunar surface: the Lunar Prospector alpha particle spectrometer". J. Geophys. Res. 110: 1029. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1029/2005JE002433. 
  54. Stern, S.A. (1999). "The Lunar atmosphere: History, status, current problems, and context". Rev. Geophys. 37: 453–491. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1029/1999RG900005. 
  55. Artemis Project: Lunar Surface Temperatures
  56. Thieman, J.; Keating, S. (2006-05-02). "Eclipse 99, Frequently Asked Questions". NASA. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  57. Espenak, F. "Saros Cycle". NASA. ശേഖരിച്ചത്: 2007-04-12. 
  58. Mike Luciuk. "How Bright is the Moon?". ശേഖരിച്ചത്: July 3, 2008. 
  59. 59.0 59.1 59.2 "ചന്ദ്രോത്സവം- പഠിപ്പുര" (ഭാഷ: മലയാളം). മലയാള മനോരമ. 2007 ജൂലൈ 20 വെള്ളി. 
  60. Coren, M (July 26, 2004). "'Giant leap' opens world of possibility". CNN.com. ശേഖരിച്ചത്: April 12, 2007. 
  61. "India's Space Agency Proposes Manned Spaceflight Program". SPACE.com. November 10, 2006. ശേഖരിച്ചത്: October 23, 2008. 


സൗരയൂഥം
സൂര്യൻ ബുധൻ ശുക്രൻ ചന്ദ്രൻ ഭൂമി ഫോബോസും ഡെയ്മോസും ചൊവ്വ സെറെസ് ഛിന്നഗ്രഹവലയം വ്യാഴം വ്യാഴത്തിന്റെ ഉപഗ്രഹങ്ങൾ ശനി ശനിയുടെ ഉപഗ്രഹങ്ങൾ യുറാനസ് യുറാനസിന്റെ ഉപഗ്രഹങ്ങൾ നെപ്റ്റ്യൂൺറ്റെ ഉപഗ്രഹങ്ങൾ നെപ്റ്റ്യൂൺ കാരോൺ പ്ലൂട്ടോ കുയ്പർ വലയം ഡിസ്നോമിയ ഈറിസ് The scattered disc ഊർട്ട് മേഘംSolar System XXVII.png
നക്ഷത്രം: സൂര്യൻ
ഗ്രഹങ്ങൾ: ബുധൻ - ശുക്രൻ - ഭൂമി - ചൊവ്വ - വ്യാഴം - ശനി - യുറാനസ് - നെപ്റ്റ്യൂൺ
കുള്ളൻ ഗ്രഹങ്ങൾ: സീറീസ് - പ്ലൂട്ടോ - ഈറിസ്
മറ്റുള്ളവ: ചന്ദ്രൻ - ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ - ധൂമകേതുക്കൾ - ഉൽക്കകൾ - കൈപ്പർ വലയം

"http://ml.wikipedia.org/w/index.php?title=ചന്ദ്രൻ&oldid=1910016" എന്ന താളിൽനിന്നു ശേഖരിച്ചത്