ധൂമകേതു
സൂര്യനെ പ്രദക്ഷിണം ചെയ്യുകയും ഇടയ്ക്കെങ്കിലും ഒരു കോമ (അന്തരീക്ഷം), വാല് എന്നിവയിൽ ഏതെങ്കിലും പ്രദർശിപ്പിക്കുകയും ചെയ്യുന്ന ബഹിരാകാശ വസ്തുക്കളെയാണ് ധൂമകേതു (വാൽനക്ഷത്രം) എന്ന് പറയുന്നത്. കോമ (അന്തരീക്ഷം), വാല് എന്നിവ ധൂമകേതുവിന്റെ ന്യൂക്ലിയസിൽ സൂര്യപ്രകാശം പതിക്കുന്നതുകൊണ്ട് ദൃശ്യമാവുന്നതാണ്. ധൂമകേതുവിന്റെ ന്യൂക്ലിയസ് (കാമ്പ്) പാറ, പൊടി, ഹിമം എന്നിവയുടെ ഒരു മിശ്രണമാണ്. ഒരു ധൂമകേതുവിന്റെ ഭ്രമണപഥം തുടർച്ചയായി മാറിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്നു: ധൂമകേതുക്കൾ ഉണ്ടാവുന്നത് സൗരയൂഥത്തിനു പുറത്താണ്. പ്രധാന ഗ്രഹങ്ങളുടെ അടുത്തെത്തുമ്പോൾ ധൂമകേതുക്കളുടെ സഞ്ചാരപഥത്തിൽ സാരമായ മാറ്റം വരുന്നു. ചില ധൂമകേതുക്കൾ സൂര്യനോട് വളരെ അടുത്ത ഭ്രമണപഥത്തിൽ എത്തുകയും നശിച്ചുപോവുകയും ചെയ്യുന്നു. മറ്റു ചിലത് സൗരയൂഥത്തിൽനിന്ന് എന്നന്നേയ്ക്കുമായി എറിഞ്ഞുകളയപ്പെടുന്നു.[അവലംബം ആവശ്യമാണ്]ഗ്രഹങ്ങൾ, ക്ഷുദ്രഗ്രഹങ്ങൾ എന്നിവയെ അപേക്ഷിച്ച് ധൂമകേതുക്കൾക്ക് പിണ്ഡം തീരെ കുറവാണ്. പിണ്ഡത്തിൽ ഭൂരിഭാഗവും ഘനീഭവിച്ച പദാർഥങ്ങളാണ്. ഇരുമ്പ്, നിക്കൽ എന്നിവയുടെ ധൂളികൾ, ഖരാവസ്ഥയിലുള്ള അമോണിയ, മീഥേൻ, പലതരം സിലിക്കേറ്റുകൾ, കാർബൺ എന്നിവയും ഹൈഡ്രജൻ, കാർബൺ, നൈട്രജൻ, ഓക്സിജൻ തുടങ്ങിയ വാതകങ്ങളുമാണ് പ്രധാന ഘടകപദാർഥങ്ങൾ. സഞ്ചാരവേളയിൽ, സൂര്യന്റെ അടുത്തെത്തുമ്പോൾ പദാർഥങ്ങൾ സൗരവാതവും (solar wind) സൂര്യപ്രകാശവുമേറ്റ് ബാഷ്പമാവുകയും ഒരു വാതകാവരണം (കോമ) രൂപീകൃതമാവുകയും ചെയ്യുന്നു. മേഘസദൃശമായ ഈ ആവരണത്തിന് അനേകം ദശലക്ഷം കി.മീ. വ്യാസമുണ്ടാകും. കോമയ്ക്കു ചുറ്റുമായി അനേകലക്ഷം കി.മീ. വ്യാസത്തിൽ ന്യൂക്ലിയസ്സിൽനിന്നു ബഹിർഗമിക്കുന്ന ഹൈഡ്രജൻ ആറ്റങ്ങളുടെ ഒരു ആവരണം കൂടി ഉണ്ടാകുന്നു (ഹ്രൈഡജൻ മേഘം). തുടർന്ന് ഇതിൽ ഒരുഭാഗം സൗരവാതത്തിന്റെ തള്ളൽമൂലം പിന്നിലേക്കു നീണ്ട് സൂര്യന്റെ എതിർദിശയിലായി അനേക ദശലക്ഷം കി.മീ. നീളമുള്ള വാലുകൾ (രണ്ടോ അതിൽ കൂടുതലോ) സംജാതമാകുന്നു. പ്രധാനമായിട്ടുള്ളത് ധൂളീവാൽ (dust tail), പ്ലാസ്മാവാൽ (plasma tail) എന്നിവയാണ്.
വർഷംതോറും അൻപതിലേറെ ധൂമകേതുക്കളെ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞർ കണ്ടെത്തുന്നുണ്ട്. 2007-ൽ കണ്ടെത്തിയത് 119 എണ്ണമാണ്. അതിൽ 86 എണ്ണവും സോഹോ (SOHO) എന്ന നിരീക്ഷണ ഉപഗ്രഹത്തിന്റെ കണ്ടെത്തലാണ്. 2011 ആയപ്പോഴേക്കും 4100-ലധികം ധൂമകേതുക്കളെ കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്[1] ധൂമകേതുക്കളിൽ പലതും ഭൂമിയിൽനിന്ന് കാണാൻ കഴിയാത്തവയാണ്. എന്നാൽ ചിലത് ദീപ്തിയേറിയതായിരിക്കും (Bright or Great comet). സാധാരണയായി രാവിലെയും വൈകുന്നേരവുമാണ് ധൂമകേതുക്കളെ കാണാൻ സാധിക്കുന്നത്. എങ്കിലും അപൂർവമായി പകൽസമയത്തും കാണാൻ കഴിയുന്ന ധൂമകേതുക്കൾ പ്രത്യക്ഷപ്പെടാറുണ്ട്. ഒരു വർഷത്തിൻ ശരാശരി നഗ്നനേത്രങ്ങൾകൊണ്ട് കാണാൻ പറ്റാവുന്ന ഒരു ധൂമകേതു പ്രത്യക്ഷമായേക്കാം [2]
ധൂമകേതുക്കൾ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ ശ്രദ്ധയാകർഷിക്കാൻ നിരവധി കാരണങ്ങളാണുള്ളത്. ധൂമകേതുവിൽ നടക്കുന്ന സങ്കീർണങ്ങളായ രാസ-ഭൗതിക പ്രക്രിയകൾ പഠനാർഹമാണ്. കൂടാതെ, സൗരവാത നിർണയനത്തിനുള്ള വിലയേറിയ സങ്കേതങ്ങളാണിവ. മാത്രമല്ല, സൗരയൂഥത്തിന്റെ ആദ്യകാല അവശിഷ്ടങ്ങളാകയാൽ സൗരയൂഥത്തിന്റെ ഉദ്ഭവത്തിലേക്കു വെളിച്ചം വീശുന്ന വിവരങ്ങളുടെ ഒരു കലവറ കൂടിയാണ് ധൂമകേതുക്കൾ.
ഉള്ളടക്കം |
ചരിത്രം [തിരുത്തുക]
പ്രാചീനകാലത്ത് ധൂമകേതുക്കളെക്കുറിച്ച് അനവധി അന്ധവിശ്വാസങ്ങൾ നിലനിന്നിരുന്നു. ആകാശത്ത് അപ്രതീക്ഷിതമായി ഇവ ദൃശ്യമാകുന്നത് ഒരു ദുഃസൂചനയായി(ക്ഷാമം, മരണം, യുദ്ധം, അപകടം എന്നിവയുടെ മുന്നോടിയായി)ജനങ്ങൾ കരുതിയിരുന്നു. 1066-ൽ പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ട ഹാലി ധൂമകേതുവിനെ ദുഃസൂചനയായി ചിത്രീകരിക്കുന്ന ബായൂ റ്റാപ്പസ്റ്റ്രി (Bayeux tapestry) (80 മീ. നീളവും 50 സെ.മീ. വീതിയും) ഇതിനുദാഹരണമാണ്. വില്യമിന്റെ നേതൃത്വത്തിൽ നോർമൻകാർ തിരിച്ചുവന്ന് ഇംഗ്ലണ്ടിലെ അപ്പോഴത്തെ രാജാവായിരുന്ന ഹാരോൾഡിനെ സ്ഥാനഭ്രഷ്ടനാക്കിയേക്കുമെന്ന് അദ്ദേഹത്തെ ഒരു ഭൃത്യൻ അറിയിക്കുന്നതായി ഇതിൽ ചിത്രീകരിച്ചിരിക്കുന്നു.
ധൂമകേതുക്കളെക്കുറിച്ച് ആദ്യമായി ഒരു ശാസ്ത്രീയ വിശദീകരണം നല്കിയത് (ബി.സി. 350) അരിസ്റ്റോട്ടൽ ആണ്. അദ്ദേഹമാണ് കോമറ്റ്(Comet) എന്ന പദത്തിന് അടിസ്ഥാനമായ ഗ്രീക്ക് പദം κομήτης(komētēs) ആദ്യമായി ഉപയോഗിച്ചത്. ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തിൽനിന്ന് വരണ്ടതും ചൂടുള്ളതുമായ നീരാവി ഉയർന്നുപൊങ്ങി അവ രൂപംകൊള്ളുന്നു എന്നായിരുന്നു അദ്ദേഹത്തിന്റെ വാദം. നൂറ്റാണ്ടുകളോളം ഈ അഭിപ്രായം നിലനിന്നു. അവ ഖഗോളവസ്തുക്കളാണെന്നു തിരിച്ചറിഞ്ഞത് ടൈക്കോ ബ്രാഹെ, കെപ്ലർ എന്നീ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞരാണ്. 1609-ൽ ഗലീലിയോ ദൂരദർശിനി കണ്ടുപിടിച്ചതോടെ ധൂമകേതുക്കളെ സംബന്ധിച്ച നിരീക്ഷണപഠനങ്ങൾക്ക് ആക്കം വർധിച്ചു. ഏറെത്താമസിയാതെ മൂന്ന് ധൂമകേതുക്കളെ കണ്ടെത്താൻ (1618) ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞർക്കു സാധിച്ചു. ഏകദേശം 24 ധൂമകേതുക്കളുടെ സഞ്ചാരപഥം, വലുപ്പം, ക്രമീകരണം എന്നിവ നിർണയിച്ച ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനാണ് സർ എഡ്മണ്ട് ഹാലി (1656-1742).
അദ്ദേഹം സർ ഐസക് ന്യൂട്ടന്റെ സമകാലികനും ആത്മസുഹൃത്തും ആയിരുന്നു. ന്യൂട്ടന്റെ ഗുരുത്വാകർഷണ നിയമം ഉപയോഗിച്ച് അദ്ദേഹം ധൂമകേതുക്കളുടെ പഥനിർണയം നടത്തി. 1680-ൽ പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ട ധൂമകേതുക്കളുടെ സഞ്ചാരപഥം ന്യൂട്ടൺ കണക്കാക്കിയിരുന്നു. മിക്കവാറും എല്ലാ ധൂമകേതുക്കളുടെയും സഞ്ചാരപഥം ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലാണെന്നും ചിലവ ബഹിർവലയാകൃതി(Hyperbolic path)യിലോ പരാവലയാകൃതി(Parabolic path)യിലോ സഞ്ചരിക്കുന്നുവെന്നും ഇദ്ദേഹം കണ്ടെത്തി. തുടർന്ന്, യോഹാൻ എൻഖെ (1791-1865) 3.3 വർഷം പ്രദക്ഷിണകാലമുള്ള ധൂമകേതുവിനെയും ജർമൻ ഗലേ (1812-1910) മറ്റു മൂന്ന് ധൂമകേതുക്കളെയും കണ്ടെത്തി. സ്പെക്ട്രോസ്കോപ്പിന്റെ സഹായത്തോടെ ഡൊനാറ്റി ആദ്യമായി ധൂമകേതുക്കളുടെ വർണരാജിചിത്രമെടുത്തു (1858). ഹാലി ധൂമകേതു (1986), ഹയാകുറ്റാകേ ധൂമകേതു (1996), ഹെയ് ൽ-ബോപ്പ് ധൂമകേതു (1997) തുടങ്ങിയവയെപ്പറ്റി ആധുനിക നിരീക്ഷണ ഉപകരണങ്ങളുടെയും ബഹിരാകാശ വാഹനങ്ങളുടെയും സഹായത്തോടെ മനസ്സിലാക്കാൻ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞർക്കു കഴിഞ്ഞു.
ഉറവിടം [തിരുത്തുക]
ധൂമകേതുക്കളുടെ പരിണാമത്തെക്കുറിച്ച് വളരെ കൃത്യമായ നിഗമനത്തിലെത്താൻ ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് ഇനിയും കഴിഞ്ഞിട്ടില്ല. ഇവയുടെ ഉറവിടത്തെക്കുറിച്ച് ഡച്ച് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനായ യാൻ ഹെന്ഡ്രിക് ഊർട്ടിന്റെ (Jan Hendriek Oort: 1900-92) അഭിപ്രായം പൊതുവേ അംഗീകരിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. സൗരയൂഥത്തിന്റെ വിദൂര മേഖലകളിൽ, പ്ളൂട്ടോയ്ക്കും അപ്പുറം, സൂര്യനെ ചുറ്റിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്ന അനേക കോടി (10,000 കോടിയോളം) ഗോളങ്ങൾ ഉണ്ടെന്ന് ഊർട്ട് വാദിച്ചു. ഏകദേശം 70% വരെ ഐസും ബാക്കി പാറക്കഷണങ്ങളും ധൂളികളും അടങ്ങിയ ഇവയെ 'മലിന ഹിമം' (dirty ice) എന്നാണു വിളിക്കുന്നത്. ഈ മേഖലയെ ഊർട്ട് മേഘം (Oort cloud) എന്നു വിളിക്കുന്നു. സൗരയൂഥത്തിന്റെ രൂപീകരണഘട്ടത്തിൽത്തന്നെ സൗരയൂഥ നെബുല സങ്കോചിച്ച് രൂപംകൊണ്ടവയാണ് ഇവ എന്ന നിഗമനത്തിലാണ് ജെറാൾഡ് കുയ്പ്പറും കെന്നത്ത് ഇ.എഡ്ജ്വർത്തും എത്തുന്നത്. പല കാരണങ്ങളാൽ ഈ ഹിമഗോളങ്ങൾക്ക് അവയുടെ പഥങ്ങൾ നഷ്ടമാവുകയും (ഉദാ. ഒരു അന്യവസ്തുവിന്റെ ആഗമനം സൃഷ്ടിക്കുന്ന വിക്ഷോഭം മൂലം) ചിലത് സൂര്യസമീപത്തേക്കു പതിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. സഞ്ചാരദിശയിൽ വ്യാഴം, ശനി എന്നിവപോലുള്ള ഭാരിച്ച ഗ്രഹങ്ങളുടെ സാമീപ്യമുണ്ടായാൽ അവയുടെ ആകർഷണംമൂലം ഇവ പഥം മാറി, സൂര്യനിൽ പതിക്കാതെ, സൂര്യനെ ദീർഘവൃത്തത്തിൽ ചുറ്റിക്കറങ്ങാൻ ഇടയാകുന്നു. ഇങ്ങനെയാണ് ധൂമകേതുക്കൾ ഉണ്ടാകുന്നത്. നെപ്ട്യ്യൂണിന്റെ പ്രദക്ഷിണപഥത്തിനു വെളിയിലെ കൈപ്പർ വലയത്തിൽനിന്നാണ് ഹ്രസ്വകാല ധൂമകേതുക്കൾ ഉത്ഭവിക്കുന്നത്.[3] . ഇരുപതോളം ദീർഘകാല ധൂമകേതുക്കളുടെ പ്രദക്ഷിണപഥത്തെക്കുറിച്ച് ഊർട്ട് വിശദീകരിച്ചിട്ടുണ്ട്.
പ്രദക്ഷിണകാലവും സഞ്ചാരരീതിയും [തിരുത്തുക]
ഓരോ ധൂമകേതുവിന്റെയും പ്രദക്ഷിണകാലം വ്യത്യസ്തമാണ്. മൂന്നേകാൽ വർഷം മുതൽ 10,00,000 വർഷം വരെ പ്രദക്ഷിണകാലമുള്ള ധൂമകേതുക്കളുണ്ട് [4](ഒരിക്കൽമാത്രം പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ട് എന്നെന്നേക്കുമായി പോയ്മറയുന്നവയുമുണ്ട്). പ്രദക്ഷിണകാലം 200 വർഷത്തിൽ കുറഞ്ഞവയെ ഹ്രസ്വകാല ധൂമകേതുക്കളെന്നും 200 വർഷത്തിൽ കൂടിയവയെ ദീർഘകാല ധൂമകേതുക്കളെന്നും വിളിക്കുന്നു. ഹ്രസ്വകാല ധൂമകേതുക്കളെ വീണ്ടും വ്യാഴകുടുംബം(പ്രദക്ഷിണകാലം 20 വർഷത്തിൽ കുറഞ്ഞവ), ഹാലി കുടുംബം(പ്രദക്ഷിണകാലം 20 വർഷത്തിനും 200 വർഷത്തിനുമിടയിൽ) എന്നിങ്ങനെ വേർതിരിച്ചിരിക്കുന്നു. ഹാലി ധൂമകേതു(75-76 വർഷം), എൻഖെ ധൂമകേതു (3.3 വർഷം) എന്നിവ ഹ്രസ്വകാല ധൂമകേതുക്കളും 1864-ൽ ദൃശ്യമായ 'മഹാധൂമകേതു' (The Great Comet) ദീർഘകാല ധൂമകേതുവുമാണ് (പ്രദക്ഷിണകാലം 28 ലക്ഷം വർഷം).
സൗരയൂഥത്തിലെ ഗ്രഹങ്ങളുടെ പരിക്രമണതലത്തിലല്ല ധൂമകേതുക്കൾ മിക്കതും സഞ്ചരിക്കുന്നത്; അവയിൽ ചിലതിന്റെ പഥങ്ങളെ മുറിച്ചുകടക്കുംവിധമാണ്. സൂര്യസമീപത്തെത്തുമ്പോൾ മണിക്കൂറിൽ ഏതാനും ലക്ഷം കി.മീ. വരെ വേഗതയുണ്ടാകും ഇവയ്ക്ക്. ഓരോ തവണയും സൂര്യനോടടുക്കുമ്പോൾ ഇവയുടെ ഉപരിതലപാളിയിൽനിന്ന് വാതകങ്ങളും ശിലാധൂളികളും നഷ്ടമായിക്കൊണ്ടിരിക്കും (ആകെ ഭാരത്തിന്റെ 1-2% വരെ). നൂറുതവണയിൽ കൂടുതൽ സൂര്യനെ സമീപിക്കാൻ കഴിയുന്ന ധൂമകേതുക്കൾ അപൂർവമാണ്. ചിലവ അവയുടെ സഞ്ചാരവേളയിൽ ഗ്രഹങ്ങളുടെ (ഉദാ. വ്യാഴം) സമീപത്തെത്തുമ്പോൾ ഗ്രഹത്തിന്റെ ആകർഷണം കാരണം അവയുടെ കുറേ ഭാഗം നഷ്ടമാവുകയും ഇങ്ങനെ പല തവണ ആവർത്തിക്കപ്പെടുന്നതോടെ ശിഥിലീകരിക്കപ്പെടുകയും ചെയ്യും. 1994 ജൂലൈയിൽ ഷുമാക്കർ-ലെവി 9 ധൂമകേതു (SL 9) വ്യാഴത്തിനു സമീപമെത്തിയതോടെ ഇരുപതിലേറെ കഷണങ്ങളായി ശിഥിലീകരിക്കപ്പെടുകയും അവ ഒന്നിനു പുറകെ ഒന്നായി വ്യാഴത്തിൽ പോയി പതിച്ച് വൻ വിക്ഷോഭം സൃഷ്ടിക്കുകയും ചെയ്തു.[5]
ഘടന [തിരുത്തുക]
ധൂമകേതുവിന്റെ പ്രധാനപ്പെട്ട ഭാഗങ്ങളാണ് ന്യൂക്ലിയസ്സ് (Nucleus), കോമ (Coma), ഹൈഡ്രജൻ മേഘം (Hydrogen cloud), വാൽ (tail) എന്നിവ.
ന്യൂക്ലിയസ്സ് [തിരുത്തുക]
ഘനീഭവിച്ച പദാർഥങ്ങൾ അടങ്ങിയ കേന്ദ്രത്തെയാണ് ധൂമകേതുവിന്റെ ന്യൂക്ലിയസ്സ് എന്നു വിളിക്കുന്നത്. ഒരു ധൂമകേതുവിന്റെ പിണ്ഡം (സാധാരണയായി 1011 കി.ഗ്രാം മുതൽ 1016 കി. ഗ്രാം വരെ) മുഴുവൻ അതിന്റെ ന്യൂക്ലിയസ്സിൽ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. രൂപവൈകൃതം സംഭവിച്ച ഒരു ഗോളത്തോട് ന്യൂക്ലിയസ്സിനെ ഉപമിക്കാം.
ഏകദേശം 60 മീ. മുതൽ 40 കി.മീ. വരെ വ്യാസം ഇവയ്ക്കുണ്ടായിരിക്കും. ഘനീഭവിച്ച പദാർഥങ്ങൾ കൂടിച്ചേർന്ന പിണ്ഡത്തിൽ ധൂളീകണികകൾ പതിച്ചുവച്ചപോലുള്ള ഇവയെ അമേരിക്കൻ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനായ ഫ്രെഡ് എൽ. വിപ്പിൾ (1906- 2007) 'മലിന ഗോളം' (dirty snowball) എന്നാണ് വിശേഷിപ്പിച്ചത്. ന്യൂക്ലിയസ്സിന്റെ ഒരു മോഡൽ ഇദ്ദേഹം ഉണ്ടാക്കി. ഹാലി ധൂമകേതുവിന്റെ നിരീക്ഷണപഠനങ്ങളിൽ(1986)നിന്ന് ന്യൂക്ലിയസ്സിനെക്കുറിച്ച് കൂടുതൽ വിവരങ്ങൾ പില്ക്കാലത്തു ലഭ്യമായിട്ടുണ്ട്. ഇരുമ്പ്, നിക്കൽ, മഗ്നീഷ്യം എന്നിവയുടെ ചെറിയ കഷണങ്ങളും ജലം, അമോണിയ, മീഥേൻ [6]എന്നിവയുടെ ഹിമരൂപങ്ങളും സിലിക്കേറ്റിന്റെയും കാർബണിന്റെയും ശിലാധൂളികളും ന്യൂക്ലിയസ്സിൽ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. 70%-ത്തിലധികം ഹിമമായിരിക്കും.
ചില സന്ദർഭങ്ങളിൽ, ചില ധൂമകേതുക്കളുടെ ന്യൂക്ലിയസ്സ് രണ്ടോ അതിൽ കൂടുതലോ കഷണങ്ങളായി വിഭജിച്ച രീതിയിലും കാണപ്പെടാറുണ്ട് (ഉദാ. മഹാധൂമകേതു വെസ്റ്റ് -1976 VI).
ധൂമകേതുക്കളുടെ ന്യൂക്ലിയസ്സ് വളരെക്കുറച്ച് പ്രകാശമേ പ്രതിഫലിപ്പിക്കുകയുള്ളൂ, സൗരയൂഥത്തിൽ ഏറ്റവും കുറച്ച് പ്രകാശം പ്രതിഫലിപ്പിക്കുന്നു വസ്തുക്കളിലൊന്നാണ് ധൂമകേതുക്കളുടെ ന്യൂക്ലിയസ്സ്. ഹാലിയുടെ ധൂമകേതുവിന്റെ ന്യൂക്ലിയസ്സ് അതിൽ പതിക്കുന്ന വെളിച്ചത്തിലെ നാല് ശതമാനം മാത്രമേ പ്രതിഫലിപ്പിക്കുന്നുള്ളുവെന്ന് ജിയോട്ടോ ബഹിരാകാശപേടകം കണ്ടെത്തുകയുണ്ടായി,[7]. ഡീപ് സ്പേസ് 1 എന്ന ബഹിരാകാശപേടകം ബോറേലിയുടെ ധൂമകേതുവിന്റെ ന്യൂക്ലിയസ്സ് അതിൽ പതിക്കുന്ന വെളിച്ചത്തിന്റെ 2.4 ശതമാനം മുതൽ മൂന്ന് ശതമാനം വരെയെ പ്രതിഫലിപ്പിക്കുന്നുള്ളുവെന്നും കണ്ടെത്തുകയുണ്ടായി [7]
കോമ [തിരുത്തുക]
സൂര്യനോട് അടുത്തുവരുമ്പോൾ സൂര്യകിരണങ്ങളും സൗരവാതവുമേറ്റ് ധൂമകേതുവിന്റെ ന്യൂക്ലിയസ്സിനു ചുറ്റുമായി ഏകദേശം ഗോളാകൃതിയിൽ, അത്യന്തം നേർത്തതും ബൃഹത്തായതുമായ ഒരു വാതകാവരണം രൂപീകൃതമാകുന്നു. ഇതിനെയാണ് കോമ അഥവാ ധൂമകേതുവിന്റെ ശിരസ്സ് എന്നു പറയുന്നത്. ഏകദേശം 105 മുതൽ 106 വരെ കി.മീ. വ്യാസം ഇതിനുണ്ടായിരിക്കും. സെക്കൻഡിൽ ഒരു കിലോമീറ്ററോളം വേഗതയിൽ ന്യൂക്ലിയസ്സിൽനിന്ന് ഹൈഡ്രജൻ, ഓക്സിജൻ, സൾഫർ, കാർബൺ, ഇരുമ്പ്, കാൽസിയം, വനേഡിയം, ക്രോമിയം, മാങ്ഗനീസ്, സോഡിയം, പൊട്ടാസ്യം തുടങ്ങിയ അറ്റോമിക കണങ്ങളും അവയുടെ റാഡിക്കലുകളും പ്രവഹിക്കുന്നുണ്ടാകും. ഇവയിൽ പലതും അയോണീകൃതവും (ionized) ആയിരിക്കും. കോമയിൽ ഉയർന്ന തോതിൽ ഡോയിട്ടേറിയം (Deutarium) അടങ്ങിയിട്ടുണ്ടെന്ന് സമീപകാലത്ത് കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. സൂര്യനോട് അടുത്തുവരുന്തോറും കൂടുതൽ വാതക തന്മാത്രകൾ സ്വതന്ത്രമാവുകയും കോമയുടെ വ്യാപ്തി വർധിക്കുകയും ചെയ്യും. ഒപ്പം (സൂര്യസാമീപ്യംമൂലം) ധൂമകേതുവിന്റെ സഞ്ചാരവേഗതയും വർധിക്കും. ചില ധൂമകേതുക്കളുടെ കോമയ്ക്ക് സൂര്യനെക്കാൾ വലുപ്പം ഉണ്ടാകാറുണ്ട്. [6] [8] സൂര്യനിൽനിന്ന് 2.5 മുതൽ 3 വരെ അഡ അടുത്ത് എത്തിയാൽപ്പിന്നെ (സൂര്യശോഭമൂലം) ധൂമകേതുക്കളുടെ കോമ ദൃശ്യമാകില്ല.
ഹൈഡ്രജൻ മേഘം [തിരുത്തുക]
കോമയ്ക്കു ചുറ്റും, അങ്ങിങ്ങായി ചിതറിക്കിടക്കുന്ന തരത്തിൽ, ഹൈഡ്രജൻ ആറ്റങ്ങളുടെ വളരെ ബൃഹത്തായ (കോടി കി.മീ. വ്യാസം) ഒരു ആവരണം ധൂമകേതുക്കളിൽ രൂപംകൊള്ളാറുണ്ട്. ഇതാണ് ഹൈഡ്രജൻ മേഘം. 1970-ലാണ് ഹൈഡ്രജൻ മേഘത്തെക്കുറിച്ചുള്ള വിവരങ്ങൾ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞർക്കു കിട്ടിയത്. ടാഗോ-സാറ്റോ-കൊസാകാ ധൂമകേതു (1969 g), ബെന്നറ്റ് ധൂമകേതു (1969 i) എന്നിവയുടെ കോമയ്ക്കു ചുറ്റും ഭീമാകാരമായ ഈ ആവരണമുണ്ടെന്ന് കണ്ടെത്തുകയുണ്ടായി. തുടർന്ന് 1976-ൽ വെസ്റ്റ് ധൂമകേതുവിനും ഹൈഡ്രജൻ മേഘമുണ്ടെന്നു വ്യക്തമായിട്ടുണ്ട്.
ഹൈഡ്രജൻ മേഘത്തിന്റെ വ്യാപ്തി ന്യൂക്ലിയസ്സിൽനിന്നു ബഹിർഗമിക്കുന്ന ഹൈഡ്രജൻ ആറ്റങ്ങളെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കും. സെക്കൻഡിൽ 8 കി.മീ. വേഗത്തിൽ ഹൈഡ്രജൻ ആറ്റങ്ങൾ പ്രവഹിക്കുന്നുണ്ടെന്നു കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. പ്രകാശവിയോജനത്താൽ (Photodissociation) ഹൈഡ്രോക്സിൽ (OH) ആറ്റങ്ങളിൽനിന്നാണ് ഹൈഡ്രജൻ പ്രവഹിക്കുന്നതെങ്കിൽ ഇവയുടെ പ്രവേഗം വർധിച്ചുവരും.
വാൽ [തിരുത്തുക]
ഒരു വലിയ ധൂമകേതുവിന് സൂര്യനിൽനിന്ന് ഏതാണ്ട് 30 കോടി കി.മീ. അകലെവച്ച് വാൽ രൂപംകൊള്ളാൻ തുടങ്ങുന്നു. ദൂരം കുറയുന്തോറും അതിന്റെ വലുപ്പം വർധിച്ചുവരും. 1577 ന.-ൽ പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ട മഹാധൂമകേതുവിന്റെ വാൽ 60° വളഞ്ഞാണിരിക്കുന്നതെന്ന് ടൈക്കോ ബ്രാഹേ (1546-1601) കണ്ടെത്തി. കൂടാതെ ഈ ധൂമകേതുവും ഭൂമിയും തമ്മിലുള്ള അകലവും ഇദ്ദേഹം നിർണയിച്ചു. വാലിന്റെ ദിശ സൂര്യന് പ്രതിമുഖമായിരിക്കുമെന്നുള്ള ഫ്രസ്കേറ്റർ (Frascator: 1483-1553), പിയറി ഏപിയൻ (Pierre Apian :1495-1552), ടൈക്കോ എന്നിവരുടെ അഭിപ്രായത്തെ കെപ്ളർ (1571-1630) സ്ഥിരീകരിച്ചു. കൂടാതെ, സൂര്യനിൽനിന്നു പ്രസരിക്കുന്ന വികിരണസമ്മർദത്തിന്റെ ഫലമായിട്ടാണ് വാൽ ഉണ്ടാകുന്നതെന്നും അദ്ദേഹം കണ്ടെത്തി. ചിലവയുടെ വാലിന് വളരെയധികം നീളം ഉണ്ട്. സൂര്യനും ഭൂമിയും തമ്മിലുള്ള അകലത്തിന്റെ ഇരട്ടി നീളം ചില വാലുകൾക്കുണ്ട്. 30 കോടി കിലോമീറ്ററിൽ കൂടുതൽ നീളമുള്ള വാലുള്ളവയെ കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്.
ധൂളീകണികകളാൽ രൂപീകൃതമാകുന്നവയാണ് ധൂളീവാൽ. കാഴ്ചയിൽ വെളുത്ത നിറമോ ഇളം മഞ്ഞ നിറമോ ആണിതിന്. ഇത് അല്പം വളഞ്ഞാണിരിക്കുക. നീളം ഏകദേശം 106 കി.മീ.നും 107കി.മീ.നും ഇടയ്ക്കു വരും. ഒന്നിലേറെ വാലുകളുണ്ടെങ്കിലും ഏത് ധൂമകേതുവിനും പ്രാമുഖ്യം ഒരു വാലിനു മാത്രമായിരിക്കും. ഹെയ് ൽ-ബോപ്പ് ധൂമകേതുവിന് ധൂളീവാലാണ് പ്രബലം. സാധാരണഗതിയിൽ ധൂളീവാലുകളെല്ലാം ആപേക്ഷികമായി ഏകജാതീയമാണ്; ഇതിൽനിന്നു വ്യത്യസ്തമായിട്ടുള്ളത് വെസ്റ്റ് ധൂമകേതുവിന്റേതാണ്. മിക്ക ധൂളീകണികകളുടെയും വ്യാസം ഒരു മൈക്രോമീറ്ററിനടുത്ത് ആയിരിക്കുമെന്നും ഘടനയിൽ കൂടുതലും സിലിക്കേറ്റുകളാണെന്നും നിരീക്ഷണപഠനങ്ങൾ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. അറെങ്-റൊളാങ് (Arend-Roland) ധൂമകേതു (1957), ഹാലി ധൂമകേതു (1986) എന്നിവയുടെ ധൂളീവാലുകൾ പ്രക്ഷേപപ്രഭാവം കാരണം സൂര്യനഭിമുഖമായിട്ടാണെന്നു തോന്നാറുണ്ട്. അതിനാൽ ഇവയെ പ്രതിപൃച്ഛങ്ങൾ (antitails) എന്നു വിളിക്കുന്നു.
അയോണീകൃത വാതകങ്ങളാണ് പ്ലാസ്മാവാലിനു രൂപംകൊടുക്കുന്നത്. നീലയോ നീലകലർന്ന പച്ചയോ നിറത്തിൽ ഇവ ദൃശ്യമാകുന്നു. ഇവയ്ക്ക് ഏകദേശം 107കി.മീ.-നും 108 കി.മീ.-നും ഇടയ്ക്ക് നീളമുണ്ട്. 1843-ൽ പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ട മഹാധൂമകേതുവിന്റെ പ്ലാസ്മാവാലിന് 2 AU-ൽ കൂടുതൽ നീളമുണ്ടായിരുന്നു. പ്ലാസ്മാവാൽ പ്രബലമായിട്ടുള്ള മറ്റൊരു ധൂമകേതു ഹയാകുറ്റാകേയാണ്.
പ്ലാസ്മാവാലിന്റെ രൂപീകരണത്തിന് സൗരവാതങ്ങളും സൂര്യന്റെ കാന്തികമണ്ഡലവും പ്രധാന പങ്കു വഹിക്കുന്നുണ്ടെന്ന് 1957-ൽ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനായ എച്ച്. ആൽ ഫ്വെൻ കണ്ടെത്തുകയുണ്ടായി. സൂര്യന്റെ കാന്തികമേഖലകളുടെ ദിശയിലായിരിക്കും പ്ലാസ്മാവാൽ. ഹാലി ധൂമകേതു (1986), ഗിയാ കോബിനി-സിന്നർ ധൂമകേതു (1985), ഗ്രിഗ്-സ്കെജെല്ലെറപ് (Grigg-skjellerup) ധൂമകേതു (1992) എന്നിവയിലെ നിരീക്ഷണഫലങ്ങൾ ഈ ആശയത്തെ സ്ഥിരീകരിക്കുന്നുണ്ട്.
നാമകരണം [തിരുത്തുക]
ധൂമകേതുക്കളെ നാമകരണം ചെയ്യുന്ന രീതി ആരംഭിച്ചത് 16-ആം ശ.-ത്തിലാണ്. ധൂമകേതുക്കൾ പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്ന വർഷത്തോടൊപ്പം കണ്ടെത്തുന്ന ക്രമം സൂചിപ്പിക്കുംവിധം ഇംഗ്ലീഷ് അക്ഷരമാലയിലെ ചെറിയ അക്ഷരങ്ങൾകൂടി ചേർത്ത് എഴുതുന്ന രീതിക്ക് ഉദാഹരണങ്ങളാണ് 1956 h, 1927 j എന്നിവ. മറ്റൊന്ന്, പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്ന വർഷത്തോട് റോമൻ അക്കങ്ങൾ കൂടി ചേർക്കുന്ന രീതിയാണ്. ഉദാ. 1862 III, 1913 III എന്നിങ്ങനെ. കണ്ടുപിടിക്കുന്ന ഉപകരണം, നിരീക്ഷണാലയം (SOLWIND,IRAS,SOHO തുടങ്ങിയവ) എന്നിവയുടെ പേരിനോടു ചേർത്തും ധൂമകേതുക്കൾക്ക് പേര് നല്കുന്നുണ്ട്. കണ്ടുപിടിച്ച ശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ പേരിലാണ് പല ധൂമകേതുക്കളും അറിയപ്പെടുന്നത്. ഉദാ. ഹാലി ധൂമകേതു, എൻഖെ ധൂമകേതു, ഹെയ് ൽ-ബോപ്പ് ധൂമകേതു മുതലായവ.
1995 മുതൽ ഇന്റർനാഷണൽ അസ്ട്രോണമിക്കൽ യൂണിയൻ (IAU) ധൂമകേതുനാമകരണത്തിന് ഒരു നൂതനരീതി പ്രാബല്യത്തിൽ വരുത്തിയിട്ടുണ്ട്. ഇതിനായി, ഇംഗ്ലീഷ് അക്ഷരമാലയിലെ അക്ഷരങ്ങളെ വിവിധ ഗ്രൂപ്പുകളാക്കി തരംതിരിച്ചിരിക്കുന്നു. ജനുവരി ഒന്നിനും പതിനഞ്ചിനും ഇടയ്ക്കാണ് ധൂമകേതു പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നതെങ്കിൽ വർഷത്തോടൊപ്പം A എന്നു ചേർക്കും. ഈ ദിവസങ്ങൾക്കുള്ളിൽ ആദ്യമാദ്യം കണ്ടുപിടിക്കുന്നതിനനുസരിച്ച് Aയുടെ കൂടെ 1, 2, 3... എന്നുകൂടി ചേർക്കുന്നു. ജനുവരി 16-നും 31-നും ഇടയ്ക്കാണ് പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നതെങ്കിൽ, വർഷത്തോടൊപ്പം B എന്നു ചേർക്കും. ഫെബ്രുവരിയിലാണെങ്കിൽ യഥാക്രമം C,D ഇവ ചേർക്കാം. ഈ രീതിയിൽ, ഡിസംബർ 16-നും 31-നും ഇടയ്ക്ക് പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്ന ധൂമകേതുവിന് Y എന്നു ചേർക്കണം. I,Z എന്നീ അക്ഷരങ്ങളെ ഈ രീതിയിൽനിന്ന് ഒഴിവാക്കിയിട്ടുണ്ട്. ഇതനുസരിച്ച് ഹയാകുറ്റാകെ ധൂമകേതുവിന് C/1996 B2 എന്നും ഹെയ് ൽ-ബോപ്പ് ധൂമകേതുവിന് C/ 1995 O1 എന്നുമാണ് നാമധേയം. കൃത്യമായി ആവർത്തിച്ചുവരുന്ന (periodic) ധൂമകേതുക്കളെ സൂചിപ്പിക്കാൻ P എന്ന സൂചകം ചേർ ത്തെഴുതുന്ന രീതിയുമുണ്ട്. ഉദാ. P/ഹാലി, P/സ്വിഫ്റ്റ്-ടട്ടിൽ.
പ്രശസ്തമായ ചില ധൂമകേതുക്കൾ [തിരുത്തുക]
ഹാലി ധൂമകേതു [തിരുത്തുക]
വളരെയധികം ശ്രദ്ധേയമായ ഹാലി ധൂമകേതുവാണ് (Halley's Comet) ഏറ്റവും ആദ്യം കണ്ടെത്തിയ ഒരു ഹ്രസ്വകാല ധൂമകേതു. ഇത് ഒരു ആവർത്തന ധൂമകേതുവാണെന്നു കണ്ടെത്തിയതും ഇതിന്റെ ആവർത്തനകാലവും (75-76 വർഷം) പഥവും കണക്കാക്കിയതും 1682-ൽ സർ എഡ്മണ്ട് ഹാലി എന്ന ബ്രിട്ടിഷ് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനാണ്. ഹാലി ധൂമകേതുവിന്റെ ഔദ്യോഗിക നാമധേയം: 1P/1682 Q1 (അഥവാ 1P/ഹാലി). ധൂമകേതുക്കളുടെ ചരിത്രം പരിശോധിച്ച ഹാലി ബി.സി. 140, എ.ഡി. 1456, 1531, 1607, 1682 എന്നീ വർഷങ്ങളിൽ പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ടതായി രേഖപ്പെടുത്തപ്പെട്ടത് ഒരേ ധൂമകേതുതന്നെയാണെന്നു കണ്ടെത്തുകയായിരുന്നു. 1759-ൽ അത് വീണ്ടും പ്രത്യക്ഷപ്പെടുമെന്ന് അദ്ദേഹം പ്രഖ്യാപിച്ചു. അത് കാണാൻ അദ്ദേഹം ജീവിച്ചിരുന്നില്ലെങ്കിലും ധൂമകേതു പ്രത്യക്ഷപ്പെടുകതന്നെ ചെയ്തു. ധൂമകേതുക്കളെക്കുറിച്ചു നിലനിന്ന അന്ധവിശ്വാസങ്ങളും ഭീതിയും ഒട്ടൊക്കെ മാറാൻ ഇടയാക്കിയത് ഹാലിയുടെ പ്രവചനത്തിന്റെ ഫലമായാണ്. 1910-ലും 1986-ലും വീണ്ടും പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ട ഹാലി ധൂമകേതുവിനെ 2061-62 കാലത്ത് വീണ്ടും പ്രതീക്ഷിക്കുന്നു. ഹാലി ധൂമകേതുവിനെ സംബന്ധിച്ച വിശദമായ പഠനത്തിലൂടെ ധൂമകേതുക്കളെ സംബന്ധിച്ച നിരവധി കാര്യങ്ങൾ മനസ്സിലാക്കാൻ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞർക്കു കഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. സൂര്യൻ ഒരു ഫോക്കസ്സിൽ വരുംവിധമുള്ള അതിദീർഘവൃത്തമാണ് അതിന്റെ പഥം. അതിന്റെ സൂര്യോച്ചം (aphelion) സൂര്യനിൽനിന്ന് വളരെ അകലെ, നെപ്റ്റ്യൂണിന്റെ പ്രദക്ഷിണപഥത്തിനും അപ്പുറത്താണ് (500-600 കോടി കി.മീ. ദൂരെ). സൂര്യസമീപകം (perihelion) സൂര്യനിൽനിന്ന് 9 കോടി കി.മീ. മാത്രം അകലെയും. അതിന്റെ ന്യൂക്ലിയസ്സിന് ഗോളാകാരമില്ല; 8 × 7 ×15 കി.മീ. വലുപ്പമുള്ള ഒരു പെട്ടിപോലെയാണ്. ദ്രവ്യമാനം 100 ബില്യൺ മെട്രിക് ടൺ വരും. ഓരോ തവണ സൂര്യനെ പ്രദക്ഷിണംചെയ്തു പോകുമ്പോഴും ഏകദേശം 12% ദ്രവ്യം ഇതിൽനിന്നു നഷ്ടപ്പെടുന്നു. പ്രകാശപ്രതിഫലനശേഷി (Albedo) നന്നേ കുറവാണ് : 4%. അതായത് ന്യൂക്ലിയസ്സിൽ പതിക്കുന്ന സൂര്യപ്രകാശത്തിന്റെ 4% മാത്രമേ അതു പ്രതിഫലിപ്പിക്കുന്നുള്ളൂ.
എൻഖെ ധൂമകേതു [തിരുത്തുക]
കണ്ടെത്തിയ ധൂമകേതുക്കളിൽ ഏറ്റവും ചുരുങ്ങിയ പ്രദക്ഷിണകാലമുള്ള (3.3 വർഷം) ധൂമകേതുവാണ് എൻഖെ ധൂമകേതു(Encke's Comet). ഇതിനെ കണ്ടെത്തിയത് (1822) ജോഹൻ ഫ്രാൻസ് എൻഖെ എന്ന ജർമൻ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനാണ്. ഔദ്യോഗിക നാമധേയം: 2P/എൻഖെ.
ഡൊനാറ്റി ധൂമകേതു [തിരുത്തുക]
1858-ൽ ഗിയോവാനി ഡൊനാറ്റിയാണ് ഇതിനെ കണ്ടെത്തിയത്. വളരെ പ്രദീപ്തമായ ശിരസ്സും വളഞ്ഞ വാലും ഇതിന്റെ പ്രത്യേകതകളാണ്.
ഇക്കേയ-സെക്കി ധൂമകേതു [തിരുത്തുക]
ഏകദേശം ഒരേ പഥത്തിൽക്കൂടി സഞ്ചരിക്കുന്ന, അല്പം വ്യത്യസ്ത പ്രദക്ഷിണകാലമുള്ള ധൂമകേതുക്കളെ ഒരു ധൂമകേതുഗ്രൂപ്പിലെ അംഗങ്ങളായി പരിഗണിക്കാം. ഇതിന് ഒരു ഉദാഹരണമാണ് ഇക്കേയ-സെക്കി ധൂമകേതു(Ikeya-Seki Comet). ജപ്പാൻ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞരായ ഇക്കേയയും സെക്കിയുമാണ് ഇതിനെ കണ്ടെത്തിയത് (1965 ഒക്ടോബർ 21). പ്രദക്ഷിണംചെയ്ത് സൂര്യനടുത്തെത്തിയപ്പോൾ അത് രണ്ട് കഷണങ്ങളായി പിളരുകയും തത്സമയം ചന്ദ്രനെക്കാൾ അഞ്ചുമടങ്ങ് ദീപ്തിയുണ്ടാവുകയും ചെയ്തു. വാലിന് മൂന്നുകോടിയിലധികം കി.മീ. നീളമുള്ള ഇതിന്റെ പ്രദക്ഷിണകാലം കൃത്യമായി അറിയില്ലെങ്കിലും, 500-1000 വർഷം കഴിഞ്ഞ് വീണ്ടും പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ടേക്കാമെന്നു കരുതപ്പെടുന്നു.
മഹാധൂമകേതു [തിരുത്തുക]
മറ്റു ധൂമകേതുക്കളെ അപേക്ഷിച്ച് സാമാന്യം വലുപ്പവും ദീപ്തിയുമുള്ള ന്യൂക്ലിയസ്സും കോമയും പ്രവർത്തനക്ഷമമായ പ്രതലം ഉള്ളവയും സൂര്യനോടടുക്കുമ്പോഴും ഭൂമിയോടടുക്കുമ്പോഴും വളരെ നന്നായി നിരീക്ഷിക്കാനുള്ള സാഹചര്യം നല്കുന്നവയും ആയ ധൂമകേതുക്കളെയാണ് മഹാധൂമകേതുക്കൾ (The Great Comet) ആയി പരിഗണിക്കുന്നത്. ഉദാ. ഹെയ്ൽ-ബോപ്പ് ധൂമകേതു, വെസ്റ്റ് ധൂമകേതു[9] മുതലായവ. 21-ആം നൂറ്റാണ്ടിലെ ആദ്യത്തെ മഹാധൂമകേതു സി/2006 പി 1 (McNaught) 2007- ജനുവരിയിൽ നഗ്നനേത്രങ്ങൾകൊണ്ട് ദൃശ്യമായിരുന്നു.
ഹയാകുറ്റാകെ ധൂമകേതു [തിരുത്തുക]
ജാപ്പനീസ് ശാസ്ത്രജ്ഞനായ യൂചി ഹയാകുറ്റാകെ കണ്ടെത്തിയ(1996 ജനു. 30) ഹയാകുറ്റാകെ ധൂമകേതുവിന്റെ (Hyakutake comet) പ്രദക്ഷിണകാലം 72,000 വർഷമാണ്. ഔദ്യോഗിക നാമധേയം: C/1996 B2. കാർബൺ, കാർബൺ മോണോക്സൈഡ്, കാർബൺ ഡൈഓക്സൈഡ്, മെഥനോൾ, ഹൈഡ്രജൻ സയനൈഡ്, ഹൈഡ്രജൻ ഐസോ സയനൈഡ്, മീതൈൽ സയനൈഡ്, ഫോർമാൽഡിഹൈഡ്, ഹൈഡ്രജൻ സൾഫൈഡ്, അമോണിയ, സൾഫർ മോണോക്സൈഡ്, സൾഫർ ഡൈഓക്സൈഡ്, കാർബോനിൽ സൾഫൈഡ് (OCS), തയോഫോർമാൽഡിഹൈഡ് (H2CS), സയനോജൻ (CN) എന്നിവ ഇതിൽ അടങ്ങിയിട്ടുണ്ട്. കൂടാതെ ഹൈഡ്രോകാർബണുകളായ മീഥേൻ (CH4), അസറ്റലിൻ (C2H2), ഈഥേൻ(C2H4) എന്നിവയുടെ തന്മാത്രകളും അടങ്ങിയത് കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്.
ഹെയ്ൽ ബോപ്പ് ധൂമകേതു [തിരുത്തുക]
അലൻ ഹെയ്ലും തോമസ് ബോപ്പും ചേർന്ന് കണ്ടുപിടിച്ച ധൂമകേതുവാണ് ഹെയ്ൽ ബോപ്പ് ധൂമകേതു(Hale-Bopp Comet).1995 ജൂല. 23-ന് പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ട ഇത് ഏറ്റവും കൂടുതൽ ദീപ്തമായത് 1997 മാ. 22-നാണ്. ഔദ്യോഗിക നാമധേയം: C/1995 01. പ്രദക്ഷിണകാലം 2,400 വർഷത്തിലേറെയാണ് എന്നു കണക്കാക്കുന്നു. ന്യൂക്ലിയസ്സിന് 40 കി.മീ. വ്യാസമുണ്ട്. ഈ ധൂമകേതുവിന് ധൂളീവാൽ, പ്ലാസ്മാവാൽ, സോഡിയംവാൽ എന്നീ മൂന്നുതരം വാലുകളുണ്ടായിരുന്നു. സോഡിയം, സൾഫർ മോണോക്സൈഡ്, സൾഫർ ഡൈഓക്സൈഡ്, നൈട്രജൻ സൾഫൈഡ്, ഫോർമിക് ആസിഡ്, മീതൈൽ ഫോമേറ്റ്, ഹൈഡ്രജൻ സയനൈഡ്, ഫോമൈഡ് (NH2 CHO) എന്നിവയും ജലം, ഘനജലം (HDO), ഫോമാൽഡിഹൈഡ്, ഹൈഡ്രജൻ സൾഫൈഡ്, കാർബൺ മോണോസൾഫൈഡ്, കാർബോനൈൽ സൾഫൈഡ്, സയനോജൻ, മീതൈൽ സയനൈഡ്, ഹൈഡ്രജൻ ഐസോസയനൈഡ്, മെഥനോൾ, അസറ്റലിൻ, ഈഥേൻ, അമോണിയ, മീഥേൻ എന്നിവയുടെ തന്മാത്രകളും ഇതിലടങ്ങിയിരിക്കുന്നു എന്നു കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്.
ഉൽക്കാവർഷവും ധൂമകേതുക്കളും [തിരുത്തുക]
ധൂമകേതുക്കൾ മൂലം പലപ്പോഴും ഉൽക്കാവർഷം (meteor shower) സംഭവിക്കാറുണ്ട്. ധൂമകേതുക്കൾ സൂര്യനെ പ്രദക്ഷിണം ചെയ്തു കടന്നുപോകുമ്പോൾ അവയിൽനിന്നു നഷ്ടപ്പെടുന്ന ദ്രവ്യം ഗ്രഹാന്തരതലത്തിൽ (Interplanetary space) തങ്ങിനില്ക്കും. (ധൂമകേതുവിന്റെ വാൽ അതിൽനിന്നു നഷ്ടപ്പെടുന്ന ദ്രവ്യത്തിന്റെ ഒഴുക്കാണ്; വാൽ സ്ഥിരമല്ല.) ധൂമകേതുക്കളുടെ പ്രദക്ഷിണപഥത്തിൽക്കൂടി ഭൂമി കടന്നുപോകുമ്പോൾ ഇവ, പ്രത്യേകിച്ച് ധൂളികളും പാറക്കഷണങ്ങളും മറ്റും ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷത്തിൽ പ്രവേശിച്ച്, ഘർഷണംമൂലം കത്താനിടയാകുന്നു. ഇതാണ് ഉൽക്കാവർഷമായി കാണപ്പെടുന്നത്. ചില ധൂമകേതുക്കളുടെ കാര്യത്തിൽ ഈ പ്രതിഭാസം ക്രമമായിത്തന്നെ സംഭവിക്കുന്നു. വർഷംതോറും ആഗസ്റ്റ് 9-നും 13-നും ഇടയ്ക്ക് ഉണ്ടാകാറുള്ള പെഴ്സീഡ് ഉൽക്കാവർഷത്തിന്റെ (Perseid meteor shower) ഉറവിടം 2007 ആഗസ്തിൽ വന്നുപോയ സ്വിഫ്റ്റ് ടട്ടിൽ (Swift-Tuttle) ധൂമകേതുവാണ്. ഒക്ടോബറിലെ ഒറിയോൺ ഉൽക്കാവർഷത്തിനു കാരണം ഹാലി ധൂമകേതുവും നവംബറിലേതിന് ബിയേല ധൂമകേതുവുമാണ്(Biela comet).[10]
കൂട്ടിമുട്ടൽ സാധ്യത [തിരുത്തുക]
ധൂമകേതുക്കൾ ഭൂമിയുമായി കൂട്ടിമുട്ടാനുള്ള സാധ്യത നന്നേ ചെറുതാണ്. കാരണം, അവയിൽ മിക്കതിന്റെയും പരിക്രമണതലം ഭൂമിയുടെ പരിക്രമണതലത്തിൽനിന്നു വ്യത്യസ്തമാണ്. കുറച്ചെണ്ണം മാത്രമേ ഭൂപഥത്തെ മുറിച്ച് കടന്നുപോകുന്നുള്ളൂ. ഇവയിൽ ചിലത് ഭൂമിയിൽ പതിച്ചുകൂടെന്നില്ല. അത്തരം സംഭവങ്ങളുടെ കുറച്ച് അടയാളങ്ങളേ ഭൂമിയിൽ അവശേഷിച്ചിട്ടുള്ളൂ. മിക്കതും കാറ്റും മഴയും മഞ്ഞും സസ്യങ്ങളും എല്ലാം ചേർന്നു മായ്ച്ചുകളഞ്ഞിരിക്കുന്നു.
1908 ജൂൺ 30-ന് സൈബീരിയയിലെ തുങ്കുഷ്ക്ക (Tungushka) എന്ന വനപ്രദേശത്ത് ഒരു കൊച്ചു ധൂമകേതു പതിച്ചതിന്റെ അടയാളം ഇപ്പോഴും ഉണ്ട്. ഭൂതലത്തിൽനിന്ന് 8 കി.മീ. മുകളിലെത്തി, വായുവിന്റെ ഘർഷണം കൊണ്ട് ജ്വലിച്ച് പൊട്ടിത്തെറിച്ച അത് 10 മെഗാടൺ ടി.എൻ.ടി.ക്കു തുല്യമായ ഊർജം (നിരവധി ഹിരോഷിമാ ബോംബുകൾക്കു സമം) ചുറ്റും വിതറി. അത് സൃഷ്ടിച്ച ഷോക്ക് തരംഗങ്ങൾ അനേകം കി.മീ. ചുറ്റളവിലുള്ള വനത്തെ നാമാവശേഷമാക്കി.[11][12][13]
ധൂമകേതുവിന്റെ വലുപ്പം ഒരു കിലോമീറ്ററിലധികമാണെങ്കിൽ അത് നിരവധി ദശലക്ഷം മെഗാടൺ ഊർജം പുറത്തുവിടുകയും ആഗോള ദുരന്തത്തിനിടയാക്കുകയും ചെയ്യും. ഭൂമിയിൽനിന്ന് ഉയരുന്ന ധൂളീപടലവും അഗ്നിബാധ സൃഷ്ടിക്കുന്ന പുകയും ദീർഘകാലത്തേക്ക് സൂര്യപ്രകാശത്തെ തടയുകയും കാലാവസ്ഥയെ തകിടം മറിക്കുകയും ചെയ്യും. 6.5 കോടി വർഷം മുമ്പ് ചിക്സുലബ് പ്രദേശം ദിനോസോറുകളുൾപ്പെടെ നിരവധി ജീവിവർഗങ്ങളുടെ ഉന്മൂലനത്തിനിടയാക്കിയത് ഇത്തരം ഒരു ധൂമകേതു പതനമാണെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു.[14]]] ഏതാനും ദശലക്ഷം വർഷത്തിലൊരിക്കൽ ഇത്തരം ആപത്തുകൾ ആവർത്തിക്കാനുള്ള സാധ്യതയുണ്ട്. അത് തടയാൻ ആവശ്യമായ മിസൈൽ സാങ്കേതികവിദ്യ വികസിപ്പിക്കാൻ ശാസ്ത്രജ്ഞർക്കു കഴിഞ്ഞേക്കും എന്നാണ് പ്രതീക്ഷ.
ആധുനിക പഠനങ്ങൾ [തിരുത്തുക]
ബഹിരാകാശ വാഹനങ്ങളുടെ സഹായത്തോടെ ധൂമകേതു നിരീക്ഷണം കൂടുതൽ പുരോഗതി നേടാൻ തുടങ്ങിയത് 1985 മുതലാണ്. ഇന്റർനാഷണൽ സൺ-എർത്ത് എക്സ്പ്ളോറർ അഥവാ ഇന്റർനാഷണൽ കോമറ്റ് എക്സ്പ്ളോറർ (ISEE-3/ICE) ആയിരുന്നു ഇതിനായി നിയോഗിക്കപ്പെട്ട ആദ്യ ബഹിരാകാശ വാഹനം. 21 P/ ഗിയാകോബിനി-സിന്നർ (Giacobini-Zinner) ധൂമകേതുവിന്റെ വാലിൽക്കൂടി കടന്നുപോയ ഈ പേടകത്തിന് വാലിന്റെ ഘടനയെക്കുറിച്ചും മറ്റു പ്രത്യേകതകളെക്കുറിച്ചും ഉള്ള വിവരങ്ങൾ ശേഖരിക്കാൻ കഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്.
യൂറോപ്യൻ സ്പേയ്സ് ഏജൻസി നിയോഗിച്ച ഗിയോട്ടോ (Giotto), മുൻ സോവിയറ്റ് യൂണിയന്റെ വേഗ-1 (1986 മാ. 4), വേഗ-2, ജപ്പാന്റെ സൂയിസെയ് (Suisei), സാക്കിഗാകേ തുടങ്ങിയവയാണ് ഹാലി ധൂമകേതുവിനെക്കുറിച്ച് പഠനങ്ങൾ നടത്തിയ പ്രധാന ബഹിരാകാശ ദൗത്യങ്ങൾ. ഇവയിൽ ഗിയോട്ടോ ദൗത്യമാണ് (1986 മാ. 14) ഹാലി ധൂമകേതു പഠനത്തിന് നിർണായക സംഭാവനകൾ നല്കിയത്. ധൂമകേതുവിന്റെ വളരെ അടുത്തെത്തിയ (600 കി.മീ.) ഗിയോട്ടോവിന് ന്യൂക്ലിയസ്സിന്റെ 2112 വർണചിത്രങ്ങളെടുത്ത് ഭൂമിയിലേയ്ക്കയയ്ക്കാൻ കഴിഞ്ഞു. ഈ ചിത്രങ്ങൾ, മുൻധാരണയ്ക്കതീതമായി ന്യൂക്ലിയസ്സിന് കൂടുതൽ വലുപ്പമുള്ളതായി (15 കി.മീ. നീളം, 7-10 കി.മീ. വീതി) കാണിച്ചു. കൂടാതെ, ന്യൂക്ലിയസ്സിന്റെ ഏകദേശം 10% വരുന്ന പുറംഭാഗം മാത്രമേ സൂര്യസമീപത്തെത്തുമ്പോൾ പ്രവർത്തനക്ഷമമാകുന്നുള്ളൂവെന്നും സു. 4.5 × 109 വർഷം മുമ്പാണ് ഈ ധൂമകേതു രൂപീകൃതമായതെന്നും ഈ പഠനങ്ങൾ വ്യക്തമാക്കുന്നു. മുൻ ധാരണയ്ക്കു വിരുദ്ധമായി ധൂമകേതുക്കളിലെ പ്രധാന ഘടകം ധൂളീകണികകളാണെന്നുള്ള കണ്ടെത്തൽ ഈ ദൗത്യത്തിന്റെ മറ്റൊരു സുപ്രധാന നേട്ടമായിരുന്നു. ഈ ധൂളീകണികകളിൽ ഭൂരിഭാഗവും സാന്ദ്രീകരിച്ച ഹൈഡ്രജൻ, കാർബൺ, നൈട്രജൻ, ഓക്സിജൻ കണികകളാണെന്നും കണ്ടെത്തി. കൂടാതെ ധാതുക്കളുടെയും കാർബണിക പദാർഥങ്ങളുടെയും സാന്നിധ്യമുണ്ടെന്നും വ്യക്തമായിട്ടുണ്ട്. ധൂളീകണികകളുടെ പിണ്ഡം 10-17 ഗ്രാമിനും 4 ×10-2 ഗ്രാമിനും ഇടയ്ക്കാണെന്നും പഠനങ്ങൾ വ്യക്തമാക്കുന്നു. കൂടാതെ ധൂമകേതുക്കളുടെ വാൽ, കാന്തികമണ്ഡലം, ഹൈഡ്രജൻ അയോണുകളുടെ സാന്നിധ്യം എന്നിവയെക്കുറിച്ചും വിവരങ്ങൾ ശേഖരിക്കാൻ ഗിയോട്ടോ പര്യവേക്ഷണത്തിനു കഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. ഗിയോട്ടോ ദൗത്യം, 26 P/ഗ്രിഗ്-സ്കെജെൽറപ്പ് (Grigg-skjellerup) ധൂമകേതുക്കളിലുള്ള അയോണുകളുടെ സാന്നിധ്യം കണ്ടെത്തി.
ധൂമകേതുപഠന നിരീക്ഷണങ്ങൾ ധൂമകേതുവിൽനിന്ന് എക്സ്-റേ ഉത്സർജനം നടക്കുന്നുവെന്ന് വെളിവാക്കുന്നു (1990). ധൂമകേതുക്കളും സൗരവാതങ്ങളും തമ്മിലുള്ള പരസ്പര പ്രവർത്തനത്തിന്റെ ഫലമായിട്ടായിരിക്കണം ഇതുണ്ടാകുന്നതെന്നു കരുതപ്പെടുന്നു. ഹയാകുറ്റാകെ ധൂമകേതുനിരീക്ഷണങ്ങളിൽ നിന്നാണ് ഈ ഉത്സർജനം മനസ്സിലാക്കാൻ കഴിഞ്ഞത്. പിന്നീട് ഹെയ് ൽ-ബോപ്പ് ധൂമകേതു പഠനങ്ങളിലൂടെയും (1992) ഇത് സ്ഥിരീകരിക്കപ്പെട്ടു.
ഗിയോട്ടോ ദൗത്യത്തിന്റെ നിരീക്ഷണ ഫലങ്ങൾ റോസറ്റ ഉൾ പ്പെടെയുള്ള നിരവധി ധൂമകേതു നിരീക്ഷണ ദൗത്യങ്ങൾക്ക് പ്രചോദനം നല്കി. നാസയുടെ ഡീപ്പ് സ്പേയ്സ്-1 (19 P/ബോറല്ലി ധൂമകേതു; 2001 സെപ്. 22), സ്റ്റാർഡസ്റ്റ് (P/വൈൽഡ് 2; 2004 ജനു. 2), ഡീപ്പ് ഇംപാക്റ്റ് (9 P/ടെമ്പൽ; 2005 ജൂല. 4), ക്രാഫ് (കോഫ് ധൂമകേതു; 2000 ആഗ.) തുടങ്ങിയവയെല്ലാം ധൂമകേതു ദൗത്യങ്ങളിൽ ഉൾ പ്പെടുന്നു. സൂര്യനെ പ്രദക്ഷിണം ചെയ്യുന്ന സോഹോ (SOHO) നിരീക്ഷണാലയമാണ് ഇന്ന് കൂടുതൽ ധൂമകേതുക്കളെയും കണ്ടെത്തുന്നത്. സോഹോ കണ്ടെത്തിയ ധൂമകേതുക്കളിൽ, ആയിരാമത്തേതിനെ 2005-ലാണ് കണ്ടെത്തിയത്. സൂര്യന് വളരെ അടുത്തുകൂടി കടന്നുപോകുന്ന ധൂമകേതുക്കളിൽ (Sungrazing comets) ഭൂരിഭാഗവും സോഹോ നിരീക്ഷണാലയം കണ്ടെത്തിയവയാണ്.
21-ാം ശ.-ത്തിൽ ആദ്യം കണ്ടെത്തിയ മഹാധൂമകേതുവാണ് മക് നോട്ട് (Comet Mc Naught). 2007 ജനു. മാസത്തിലാണ് ഇത് ദൃശ്യമായത്. റോസറ്റ ദൗത്യം പല ധൂമകേതുക്കളുടെയും ന്യൂക്ലിയസ്സ്, ഉപരിതലത്തിലെ ഊർജ സന്തുലനം, വാതകപ്രവാഹം തുടങ്ങിയവയെക്കുറിച്ചുള്ള വിവരങ്ങൾ ശേഖരിച്ചിട്ടുണ്ട്. 2014-ൽ 67 P/ചുര്യുമോഫ്-ഗെറാസിമെങ്കോ (67 P/Churyumov-Gerasimenko) ധൂമകേതുവിന്റെ ഭൗതികസവിശേഷതകളെക്കുറിച്ചുള്ള വിവരങ്ങൾ റോസറ്റ ദൗത്യം ശേഖരിക്കുമെന്നാണ് പ്രതീക്ഷ.
ധൂമകേതുക്കളെക്കുറിച്ച് പഠനം നടത്തുന്ന ശാസ്ത്രമാണ് കോമറ്റോളജി. സ്മിത്ത്സോണിയൻ നിരീക്ഷണാലയം ധൂമകേതുക്കളെ കണ്ടെത്തുന്നവർക്കായി സമ്മാനം ഏർപ്പെടുത്തിയിട്ടുണ്ട് (1998). 'വിൽസൺ പ്രൈസ്' എന്ന് ഇത് അറിയപ്പെടുന്നു.
2003-ൽ വിക്ഷേപിച്ച റോസറ്റ ദൗത്യം എട്ട് വർഷത്തിനുശേഷം 2011-ൽ ജ/വിർട്ടാനെൻ ധൂമകേതു(P/Wirtanen comet)വിനടുത്തെത്തുമെന്നു പ്രതീക്ഷിക്കുന്നു. അന്ന് ഈ ദൗത്യം സൂര്യനിൽനിന്ന് 5 AU അകലെയായിരിക്കും. ധൂമകേതുവും റോസറ്റയും സൂര്യനിൽനിന്ന് 4 AU അകലത്തിൽ കുറയുമ്പോൾ ധൂമകേതുവിന്റെ ന്യൂക്ലിയസ്സിനെക്കുറിച്ചുള്ള നിരീക്ഷണം തുടങ്ങുമെന്നാണ് അനുമാനം. ന്യൂക്ലിയസ്സിന്റെ വലുപ്പം, ആകൃതി, പിണ്ഡം, സാന്ദ്രത, ഭ്രമണാവസ്ഥ, താപനില, ഉപരിതല ഘടന, ആന്തരിക ഘടന, ബാഹ്യപാളിയുടെ തന്മാത്രീയ സംയോഗം, ധാതവഘടന (mineralogical composition) തുടങ്ങിയവയെക്കുറിച്ചുള്ള വിവരങ്ങൾ ശേഖരിക്കാൻ കഴിയുമെന്ന് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞർ കരുതുന്നു.
അവലംബം [തിരുത്തുക]
- ↑ Johnston, R. (22 January 2011). "Known populations of solar system objects". ശേഖരിച്ചത് 2011-03-09.
- ↑ Licht, A. L. (1999). "The Rate of Naked-Eye Comets from 101 BC to 1970 AD". Icarus 137 (2): 355. doi:10.1006/icar.1998.6048.
- ↑ Davidsson, B. (2008). "Comets - Relics from the birth of the Solar System". Uppsala University. ശേഖരിച്ചത് 2009-04-25.
- ↑ "Small Bodies: Profile". NASA/JPL. 29 October 2008. ശേഖരിച്ചത് 2010-02-26.
- ↑ http://apod.nasa.gov/apod/ap040724.html
- ↑ 6.0 6.1 Yeomans, Donald K. (2005). "Comet". World Book Online Reference Center. World Book. ശേഖരിച്ചത് 2008-12-27.
- ↑ 7.0 7.1 Britt, R. R. (29 November 2001). "Comet Borrelly Puzzle: Darkest Object in the Solar System". Space.com. ശേഖരിച്ചത് 2008-10-26.
- ↑ Biermann, L. (1963). "The plasma tails of comets and the interplanetary plasma". Space Science Reviews 1 (3): 553. doi:10.1007/BF00225271.
- ↑ Kronk, Gary W. "C/1975 V1 (West)". Gary W. Kronk's Cometography. ശേഖരിച്ചത് 2006-03-05.
- ↑ "Major Meteor Showers". Meteor Showers Online. ശേഖരിച്ചത് 2009-05-18.
- ↑ Pasechnik, I. P. Refinement of the moment of explosion of the Tunguska meteorite from the seismic data. – Cosmic Matter and the Earth. Novosibirsk: Nauka, 1986, p. 66 (in Russian).
- ↑ P. Farinella, L. Foschini, Ch. Froeschlé, R. Gonczi, T. J. Jopek, G. Longo, P. Michel Probable asteroidal origin of the Tunguska Cosmic Body
- ↑ Trayner, C. Perplexities of the Tunguska meteorite
- ↑ "PIA03379: Shaded Relief with Height as Color, Yucatan Peninsula, Mexico". Shuttle Radar Topography Mission. NASA. ശേഖരിച്ചത് 28 October 2010.
കൂടുതൽ വായനക്ക് [തിരുത്തുക]
- Schechner, S. J. (1997). Comets, Popular Culture, and the Birth of Modern Cosmology. Princeton University Press..
- Brandt, J.C. and Chapman, R.D.: Introduction to comets, Cambridge University Press 2004
പുറത്തേക്കുള്ള കണ്ണികൾ [തിരുത്തുക]
- Comets at the Open Directory Project
- Comets Page at NASA's Solar System Exploration
- Source of useful comet-related material on the Web
- How to Make a Model of a Comet audio slideshow - National High Magnetic Field Laboratory
| സൗരയൂഥം |
|---|
 |
| നക്ഷത്രം: സൂര്യൻ |
| ഗ്രഹങ്ങൾ: ബുധൻ - ശുക്രൻ - ഭൂമി - ചൊവ്വ - വ്യാഴം - ശനി - യുറാനസ് - നെപ്റ്റ്യൂൺ |
| കുള്ളൻ ഗ്രഹങ്ങൾ: സീറീസ് - പ്ലൂട്ടോ - ഈറിസ് |
| മറ്റുള്ളവ: ചന്ദ്രൻ - ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ - ധൂമകേതുക്കൾ - ഉൽക്കകൾ - കൈപ്പർ വലയം |
 |
കടപ്പാട്: കേരള സർക്കാർ ഗ്നൂ സ്വതന്ത്ര പ്രസിദ്ധീകരണാനുമതി പ്രകാരം ഓൺലൈനിൽ പ്രസിദ്ധീകരിച്ച മലയാളം സർവ്വവിജ്ഞാനകോശത്തിലെ ധൂമകേതു എന്ന ലേഖനത്തിന്റെ ഉള്ളടക്കം ഈ ലേഖനത്തിൽ ഉപയോഗിക്കുന്നുണ്ട്. വിക്കിപീഡിയയിലേക്കു് പകർത്തിയതിനു് ശേഷം പ്രസ്തുത ഉള്ളടക്കത്തിനു് സാരമായ മാറ്റങ്ങൾ വന്നിട്ടുണ്ടാകാം. |
