ബുധൻ

വിക്കിപീഡിയ, ഒരു സ്വതന്ത്ര വിജ്ഞാനകോശം.
(മെർക്കുറി ഗ്രഹം എന്ന താളിൽ നിന്നും തിരിച്ചുവിട്ടതു പ്രകാരം)
ബുധൻ എന്ന വാക്കാൽ വിവക്ഷിക്കാവുന്ന ഒന്നിലധികം കാര്യങ്ങളുണ്ട്. അവയെക്കുറിച്ചറിയാൻ ബുധൻ (വിവക്ഷകൾ) എന്ന താൾ കാണുക. ബുധൻ (വിവക്ഷകൾ)
ബുധൻ  
Mercury
MESSENGER false color image of Mercury
ഭ്രമണ സവിശേഷതകൾ [1]
ഇപ്പോക്ക് J2000
അപസൗരത്തിലെ ദൂരം: 69,816,900 km
0.466 697 AU
ഉപസൗരത്തിലെ ദൂരം: 46,001,200 km
0.307 499 AU
സെമി-മേജർ അക്ഷം: 57,909,100 km
0.387 098 AU
എക്സൻട്രിസിറ്റി: 0.205 630[2]
പരിക്രമണകാലദൈർഘ്യം: 87.969 1 d
(0.240 846 a)
0.5 Mercury solar day
സൈനോഡിക് പിരീഡ്: 115.88 d[2]
ശരാശരി പരിക്രമണ വേഗത: 47.87 km/s[2]
മീൻ അനോമലി: 174.796°
ചെരിവ്: 7.005° to Ecliptic
3.38° to Sun’s equator
6.34° to Invariable plane[3]
പിണ്‌ഡത്തിൽ നിന്നുള്ള ആരോഹണ രേഖാംശം: 48.331°
Argument of perihelion: 29.124°
ഉപഗ്രഹങ്ങൾ: None
ഭൗതിക സവിശേഷതകൾ
ശരാശരി ആരം : 2,439.7 ± 1.0 km[4][5]
0.3829 Earths
പ്രതലവിസ്തീർണ്ണം: 7.48 × 107 km²[4]
0.147 Earths
വ്യാപ്തം: 6.083 × 1010 km³[4]
0.056 Earths
പിണ്ഡം: 3.3022 × 1023 kg[4]
0.055 Earths
ശരാശരി സാന്ദ്രത: 5.427 g/cm³[4]
ഇക്വിറ്റോറിയൽ പ്രതല ഗുരുത്വം: 3.7 m/s²
0.38 g[4]
നിഷ്ക്രമണ പ്രവേഗം: 4.25 km/s[4]
Sidereal rotation period: 58.646 day
1407.5 h[4]
Rotation velocity at equator: 10.892 km/h (3.026 m/s)
Axial tilt: 2.11′ ± 0.1′[6]
Right ascension of North pole: 18 h 44 min 2 s
281.01°[2]
Declination of North pole: 61.45°[2]
Albedo: 0.119 (bond)
0.106 (geom.)[2]
ഉപരിതല താപം:
   0°N, 0°W
   85°N, 0°W
min mean max
100 K 340 K 700 K
80 K 200 K 380 K
ദൃശ്യ കാന്തിമാനം: −2.3 to 5.7[7][2]
Angular size: 4.5" – 13"[2]
നാമവിശേഷണങ്ങൾ: Mercurian, Mercurial[8]
അന്തരീക്ഷം
പ്രതലത്തിലെ മർദ്ദം: trace
ഘടന: 42% Molecular oxygen
29.0% sodium
22.0% hydrogen
6.0% helium
0.5% potassium
Trace amounts of argon, nitrogen, carbon dioxide, water vapor, xenon, krypton, & neon[2]

സൗരയൂഥത്തിലെ ഏറ്റവും ചെറിയതും സൂര്യനോട്‌ ഏറ്റവും അടുത്തു കിടക്കുന്നതുമായ ഗ്രഹമാണ്‌ ബുധൻ (ഇംഗ്ലീഷ്:Mercury).[ക] 87.969 ദിവസങ്ങൾ കൊണ്ടാണ്‌ ബുധൻ സൂര്യനുചുറ്റും പരിക്രമണം പൂർത്തിയാക്കുന്നത്. സൗരയൂഥത്തിലെ ഗ്രഹങ്ങളിൽ വെച്ച് ഏറ്റവും ദീർഘവൃത്താകാരമായ പരിക്രമണപഥം ബുധന്റേതാണ്‌, അച്ചുതണ്ടിന്റെ ചെരിവ് ഏറ്റവും കുറവും ഇതിനാണ്‌. സൂര്യനുചുറ്റും ഏതാണ്ട് രണ്ട് പരിക്രമണം ചെയ്യാനെടുക്കുന്ന സമയം കൊണ്ട് ബുധൻ അച്ചുതണ്ടിൽ മൂന്നു തവണ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നു. ദൃശ്യകാന്തിമാനം −2.3 മുതൽ 5.7 വരെയുള്ള നിലയിൽ ഭൂമിയിൽ നിന്ന് വീക്ഷിക്കുമ്പോൾ തിളക്കത്തോടെ കാണപ്പെടുന്ന ഗ്രഹമാണ്‌ ബുധൻ. പക്ഷെ സൂര്യനിൽ നിന്ന് പരമാവധി കോണീയ അകലം 28.3° ആയതിനാൽ ബുധൻ എളുപ്പത്തിൽ ദൃശ്യമേഖലയിൽ വരുന്നില്ല. പ്രഭാതത്തിലും സന്ധ്യാസമയത്തും മാത്രമേ ബുധനെ നേരിട്ട് നിരീക്ഷിക്കുവാൻ സാധിക്കുകയുള്ളൂ, അല്ലാത്ത അവസരങ്ങളിൽ സൂര്യന്റെ പ്രഭയിൽ മുങ്ങിപ്പോകുന്നതിനാൽ നേരിട്ടുള്ള നിരീക്ഷണം സാധ്യമാകുന്നില്ല. സൂര്യഗ്രഹണത്തിന്റെ അവസരങ്ങളിൽ സൗരപ്രഭ കുറയുന്നതിനാൽ ബുധനെ നിരീക്ഷിക്കുക സാധ്യമാണ്. ബുധന് സ്വന്തമായി ഉപഗ്രഹങ്ങളോ അന്തരീക്ഷമോ ഇല്ല.

സൗരയൂഥത്തിലെ മറ്റ് ഗ്രഹങ്ങളുമായി താരതമ്യം ചെയ്യുമ്പോൾ പരിമിതമായ വിവരങ്ങൾ മാത്രമേ ഈ ഗ്രഹത്തെ കുറിച്ച്‌ ലഭ്യമായിട്ടുള്ളൂ. കുറച്ചു വിവരങ്ങൾ മാത്രമേ ഭൗമോപരിതലത്തിലെ ദൂരദർശിനികളിൽ നിന്നും വീക്ഷിക്കുമ്പോൾ ലഭ്യമാകുന്നുള്ളൂ. ആദ്യമായി ബുധനെ നിരീക്ഷിച്ച ബഹിരാകാശപേടകം മാരിനർ 10 ആണ്‌, 1974 മുതൽ 1976 വരെയുള്ള കാലയളവിൽ മാരിനർ 10 ബുധനെ സമീപിച്ച്‌ പഠനങ്ങൾ നടത്തുകയും ഈ ഗ്രഹത്തിന്റെ 45 ശതമാനത്തോളം ഭാഗങ്ങൾ മാത്രം പകർത്തുകയും ചെയ്തു. രണ്ടാമതായി ബുധനെ നിരീക്ഷിച്ചത് മെസെഞ്ചർ ബഹിരാകാശപേടകമാണ്‌, 2008 ജനുവരി 14 ൽ നടത്തിയ നിരീക്ഷണത്തിൽ ബാക്കിയുള്ളതിൽ ഏതാണ്ട് 30 ശതമാനം ഭാഗങ്ങൾ കൂടി പകർത്തുകയുണ്ടായി. 2009 സെപ്റ്റംബറിലാണ്‌ മെസെഞ്ചർ അവസാനമായി ബുധനെ നിരീക്ഷിച്ചത്. മെസെഞ്ചറുപയോഗിച്ച് 2011 ൽ ബുധനു ചുറ്റും പ്രദക്ഷിണം ചെയ്ത് നിരീക്ഷിക്കുവാൻ പദ്ധതി തയ്യാറാക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്.

ഉപരിതലം ഉൽക്കാ പതനം മൂലമുള്ള ഗർത്തങ്ങൾ കൊണ്ട് നിറഞ്ഞിരിക്കുന്നതിനാൽ ഭൗതികമായി ചന്ദ്രനോടാണ് ബുധന് സാദൃശ്യം. നിരപ്പായ സമതലങ്ങളും ബുധനിൽ കാണപ്പെടുന്നു. ചന്ദ്രനിൽ നിന്നും വ്യത്യസ്തമായി ബുധന്‌ വലിയ ഇരുമ്പിന്റെ കാമ്പ് ഉണ്ട്, ഇത് ആ ഗ്രഹത്തിനു ഭൂമിയുടെ 1% വരുന്ന ഒരു കാന്തികക്ഷേത്രം സമ്മാനിക്കുന്നു.[9] താരതമ്യേന വലിപ്പമുള്ള കാമ്പുള്ളതിനാൽ തന്നെ സാന്ദ്രത കൂടിയ ഗ്രഹമാണ്‌ ബുധൻ. ഉപരിതല താപനില -180 മുതൽ +430 വരെ വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കും.[10] ഏറ്റവും താപനില കൂടിയ ഭാഗം സൂര്യന്‌ അഭിമുഖമായ ഭാഗവും താപനില കുറഞ്ഞത് ധ്രുവങ്ങൾക്കടുത്തുള്ള ഗർത്തങ്ങളുടെ അടിത്തട്ടുമാണ്‌.

ഭാരതീയർ ഇതിനു ചന്ദ്രന്റെ പുത്രനായ ബുധന്റെ പേരാണ് കൊടുത്തിരിക്കുന്നത്. റോമാക്കാർ വാണിജ്യ-വാഗ്‌ ദേവനായ മെർക്കുറിയുടെ പേരും. ഇതാണ്‌ ഇംഗ്ലീഷുകാരും പിന്തുടരുന്നത്. ബി.സി. അഞ്ചാം നൂറ്റാണ്ടിനു മുൻപ് ഗ്രീക്കുകാർ ഈ ഗ്രഹത്തെ രണ്ടു വ്യത്യസ്ത ഖഗോള വസ്തുക്കളായാണ് കരുതിയത്. സൂര്യോദയ സമയത്തു മാത്രം ദൃശ്യമാകുന്ന ഒന്നായും സൂര്യാസ്തമയ സമയത്തു മാത്രം ദൃശ്യമാകുന്ന ഒന്നായും. സൂര്യോദയ സമയത്ത് ദൃശ്യമാകുന്നതിനെ അവർ അപ്പോളോ എന്നും സൂര്യാസ്തമയത്ത് ദൃശ്യമാകുന്നതിനെ ഹെർമീസ് എന്നും വിളിച്ചു.[11] ചൈന, കൊറിയ, ജപ്പാൻ, വിയറ്റ്നാം എന്നീ രാജ്യങ്ങളിൽ ജല നക്ഷത്രം (ജലം അഞ്ച് മൂലകങ്ങളിൽ ഒന്നായിരുന്നല്ലോ) എന്നായിരുന്നു ഈ ഗ്രഹം അറിയപ്പെട്ടിരുന്നത്. എബ്രായർ ഇതിനെ Kokhav Hamah (כוכב חמה) (ചൂടുള്ളതിന്റെ നക്ഷത്രം ;ഇവിടെ ചൂടുള്ളത് സൂര്യൻ) എന്നായിരുന്നു വിളിച്ചിരുന്നത്.

ആന്തരിക ഘടന[തിരുത്തുക]

സൗരയൂഥത്തിലെ നാല് പാറഗ്രഹങ്ങളിൽ ഒന്നാണ്‌ ബുധൻ, ഭൂമിയുടേതുപോലെ ബുധനും പാറകളാലാണ്‌ നിർമ്മിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത്. സൗരയൂഥത്തിലെ ഏറ്റവും ചെറിയ ഗ്രഹമായ ബുധന്റെ മധ്യരേഖാ വ്യാസാർദ്ധം 2,439.7 കി.മീ ആണ്‌.[2] സൗരയൂഥത്തിലെ വലിപ്പം കൂടിയ ഉപഗ്രഹങ്ങളായ ഗാനിമീഡ്, ടൈറ്റൻ എന്നിവയേക്കാളും ചെറുതാണ്‌ ബുധൻ, എങ്കിലും അവയേക്കാൾ പിണ്ഡം ഈ ഗ്രഹത്തിനുണ്ട്. ഏതാണ്ട് 70 ശതമാനം ലോഹസം‌യുക്തങ്ങളും 30 ശതമാനം സിലിക്കേറ്റുകളും അടങ്ങിയതാണ്‌ ബുധൻ.[12] സൗരയൂഥ വസ്തുക്കളിൽ ഭൂമിക്കുശേഷം രണ്ടാമതായി ഏറ്റവും സാന്ദ്രത ബുധനാണ്‌, 5.427 g/cm³ ആണ്‌ ബുധന്റെ സാന്ദ്രത ഇത് ഭൂമിയുടെ സാന്ദ്രതയായ 5.515 g/cm³ ൽ നിന്ന് അല്പം മാത്രമേ കുറയുന്നുള്ളൂ.[2] ഗുരുത്വപരമായ സമ്മർദ്ദത്തിന്റെ ഘടകങ്ങൾ കണക്കിലെടുക്കുമ്പോൾ ബുധൻ നിർമ്മിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്ന പദാർത്ഥങ്ങളുടെ സാന്ദ്രത ഉയർന്നതാണെന്നു അനുമാനിക്കപ്പെടുന്നു.[13]

ബുധന്റെ ഉയർന്ന സാന്ദ്രത അതിന്റെ ആന്തരിക ഘടനയെക്കുറിച്ച് പഠിക്കാൻ സഹായകമാണ്‌. ഭൂമിയുടെ ഉയർന്ന സാന്ദ്രതയുടെ ഒരു പങ്ക് അതിന്റെ കാമ്പിന്റെ (core) ഞെരുങ്ങൽ മൂലമാണ്. പക്ഷെ ബുധൻ ചെറിയ ഗ്രഹം ആയതിനാൽ അതിന്റെ ആന്തരിക ഭാഗങ്ങൾ അത്ര അധികം ഞെരുങ്ങിയിട്ടില്ല. അതിനാൽതന്നെ അതിന്റെ കാമ്പ് ആപേക്ഷികമായി വലുതും കാമ്പിലെ ഇരുമ്പിന്റെ തോത് കൂടുതലായതുമായിരിക്കാം ഇത്രയധികം സാന്ദ്രത ഉണ്ടാകുവാനുള്ള കാരണം.[14]

1. Crust—100–300 km കട്ടി
2. Mantle—600 km കട്ടി
3. Core—1,800 km വ്യാസാർദ്ധം

ഭൗമശാസ്ത്രജ്ഞർ ബുധന്റെ കാമ്പ് അതിന്റെ മൊത്തം വ്യാപ്തത്തിന്റെ 42% വരും (ഭൂമിയുടേത് 17 ശതമാനമേ വരൂ) എന്നു കണക്കുകൂട്ടുന്നു. കാമ്പിന്റെ വ്യാസം 1800 km ആണ്. ബുധന്റെ കാമ്പ് ഉയർന്ന ഊഷ്മാവിനാൽ ഉരുകി ദ്രാവകാവസ്ഥയിലാണ്‌ എന്നാണ്‌ അടുത്ത് നടത്തിയ നിരീക്ഷണങ്ങൾ വഴി മനസ്സിലാക്കാൻ സാധിക്കുന്നത്.[15][16] കാമ്പിനെ ചുറ്റി 500-700 കി.മീ കട്ടിയുള്ള ഉള്ള സിലിക്കേറ്റുകൾ അടങ്ങിയ ബാഹ്യാവരണം (mantle) ബുധനുണ്ട്.[17][18] മാരിനർ 10 ബഹിരാകാശപേടകത്തിൽ നിന്നുള്ള വിവരങ്ങളുടെ അടിസ്ഥാനത്തിലും ഭൂമിയിൽ നിന്നുള്ള നിരീക്ഷണങ്ങളുടെ അടിസ്ഥാനത്തിലും ബുധന്റെ പുറന്തോടിനു (crust) ഏതാണ്ട് 100–300 km കട്ടി ഉണ്ട് എന്നു മനസ്സിലാക്കിയിട്ടുണ്ട്.[19] ബുധഗ്രഹത്തിന്റെ ആദ്യകാലത്ത് നൂറുകണക്കിനു കിലോമീറ്റർ വ്യാസമുള്ള ഒരു സൗരയൂഥ വസ്തുവുമായുള്ള കൂട്ടിയിടി മൂലം അതിന്റെ ബഹിരാവരണത്തിലെ ഒരു സിംഹഭാഗം അതിൽ നിന്നു അടർന്നു പോയി എന്നും അതിനാലാണ് ബുധനു കാമ്പുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ ചെറിയ ഒരു ബഹിരാവരണം ഉള്ളത് എന്നും ചില ശാസ്ത്രജ്ഞർ വിശ്വസിക്കുന്നു. നൂറുകണക്കിനു കിലോമീറ്റർ നീണ്ടുകിടക്കുന്ന ഭ്രംശതാഴ്വരകളാണ്‌ ബുധന്റെ ഉപരിതലത്തിലെ മറ്റൊരു പ്രത്യേകത. നേരത്തേ സാന്ദ്രീകൃതമായ പുറന്തോടിനു ശേഷം കാമ്പും ബഹിരാവരണവും തണുത്ത് സങ്കോചിച്ചപ്പോഴാണ് ഈ ഭ്രംശമേഖലകൾ രൂപപ്പെട്ടതെന്നു കരുതുന്നു.[20]

സൗരയൂഥത്തിലെ മറ്റേതു ഗ്രഹത്തേക്കാളും കാമ്പിൽ ഇരുമ്പിന്റെ അംശം കൂടുതലുള്ള ഗ്രഹമാണ്‌ ബുധൻ. ഇതു വിശദീകരിക്കാൻ പല സിദ്ധാന്തങ്ങളും മുന്നോട്ട് വയ്ക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. വ്യാപകമായി അംഗീകരിക്കപ്പെട്ട ഒരു സിദ്ധാന്തം താഴെ പറയുന്നതാണ്. ബുധന് ആദ്യം ഇന്നത്തേതിന്റെ 2.5 ഇരട്ടി ദ്രവ്യമാനം ഉണ്ടായിരുന്നു. മാത്രമല്ല അതിന്റെ ലോഹ-അലോഹ അനുപാതം സാധാരണ ഗ്രഹങ്ങളിൽ ഉള്ളതു പോലെ ആയിരുന്നു.[21] പക്ഷെ സൗരയൂഥത്തിന്റെ രൂപവത്കരണ ഘട്ടത്തിൽ ബുധന്റെ ആറിൽ ഒന്നു ദ്രവ്യമാനമുള്ള ഒരു പ്രാഗ് ഗ്രഹം ബുധനുമായി കൂട്ടിയിടിച്ചു.[21] ഈ കൂട്ടിയിടി ബുധന്റെ പുറന്തോടിന്റേയും ബഹിരാവരണത്തിന്റേയും സിംഹഭാഗത്തേയും അതിൽ നിന്നു തെറിപ്പിച്ചു കളഞ്ഞ് നല്ലൊരു ഭാഗം കാമ്പുള്ള അവസ്ഥയിൽ അവശേഷിപ്പിച്ചു.[21] ഇതിനു സമാനമായ ഒരു സിദ്ധാന്തമാണ് ചന്ദ്രന്റെ ഉദ്ഭവം വിശദീകരിക്കാനും മുന്നോട്ടുവയ്ക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നതും.[21]

വേറൊരു സിദ്ധാന്ത പ്രകാരം സൂര്യന്റെ ഊർജ്ജപ്രക്രിയ സ്ഥിരമാകുന്നതിനു മുൻപ് സൗര നെബുലയിൽ നിന്നാണ് ബുധൻ ജനിക്കുന്നത്. ഇതു പ്രകാരം ഈ ഗ്രഹത്തിനു ഇന്നുള്ളതിന്റെ ഇരട്ടി പിണ്ഡം ഉണ്ടായിരുന്നു. പക്ഷെ പ്രാഗ് നക്ഷത്രം സങ്കോചിച്ചപ്പോൾ ബുധനു സമീപമുള്ള താപനില 10,000 K വരെ ഉയർന്നിരിക്കാം.[22] ഇത്രയും ഉയർന്ന താപനില ബുധന്റെ ഉപരിതലത്തിലെ പാറകളേയും മറ്റും ബാഷ്പീകരിച്ചു കളയുകയും ഈ ബാഷ്പങ്ങളെ സൗരക്കാറ്റ് വഴി വഹിച്ചു കൊണ്ടുപോയിരിക്കുകയുമാവാം സംഭവിച്ചത്.[22]

മൂന്നാമത്തെ സിദ്ധാന്ത പ്രകാരം ബുധന്റെ രൂപവത്കരണസമയത്ത് അടിഞ്ഞുകൂടുന്ന പദാർത്ഥങ്ങളുടെ മേൽ സമയത്ത് സൗരനീഹാരികയുടെ വലിവാണ് ചെറിയ മൂലകങ്ങളെ ബുധനിൽ നിന്നു നഷടപ്പെടുത്തിയത്.[23] മുകളിൽ പറഞ്ഞ എല്ലാ സിദ്ധാന്തങ്ങളും പലതരത്തിലുള്ള ഉപരിതല രാസസംയോഗം ആണ് പ്രവചിക്കുന്നത്. നിലവിൽ വിക്ഷേപിക്കപ്പെട്ട ബഹിരാകാശ പഠന വാഹനമായ മെസെഞ്ചറും (MESSENGER) വിക്ഷേപിക്കുവാൻ ഉദ്ദേശിക്കുന്ന ബെപികൊളംബോയും (BepiColombo) നിരീക്ഷണങ്ങൾ നടത്തുവാനും ഈ സിദ്ധാന്തങ്ങളെ പരീക്ഷിച്ചറിയുവാനും നമ്മളെ സഹായിക്കും.[24][25]

ഉപരിതലഘടന[തിരുത്തുക]

ബുധന്റെ ആദ്യത്തെ ഉന്നത റസല്യൂഷൻ ചിത്രം (false color image), മെസെഞ്ചർ ബഹിരാകാശപേടകം പകർത്തിയത്
ബുധനെ സമീപിച്ച് രണ്ടാമത് മെസെഞ്ചർ എടുത്ത ചിത്രം. മധ്യത്തിൽ നിന്ന് തൊട്ട് താഴെയായി കാണുന്നത് ക്വിപെർ ഗർത്തമാണ് (Kuiper crater).
മാരിനർ 10 ശേഖരിച്ച വിവരങ്ങൾ ഉപയോഗിച്ച് തയ്യാറാക്കിയ ചിത്രം, മിനുസമുള്ളതായി കാണുന്നത് ചിത്രങ്ങൾ ശേഖരിക്കപ്പെടാത്ത ഭാഗങ്ങളാണ്

ചന്ദ്രന്റെ ഉപരിതലത്തിനു സമാനമായതാണ്‌ ബുധന്റെ ഉപരിതലം. ചന്ദ്രനിലേതുപോലെ ബുധന്റെ ഉപരിതലത്തിലും കറുത്തപാടുകളും വലിയ ഗർത്തങ്ങളും കാണപ്പെടുന്നുണ്ട്. ഇതു സൂചിപ്പിക്കുന്നത് ഭൗമശാസ്ത്രപരമായി ബുധന്റെ ഉപരിതലം ബില്യൺ കണക്കിനു വർഷങ്ങളായി നിർജീവാവസ്ഥയിലാണ്‌ എന്നാണ്‌. 1975 ൽ മരിനർ ബഹിരാകാശപേടകം ശേഖരിച്ചവയാണ്‌ ബുധനെക്കുറിച്ച് ലഭ്യമായിട്ടുള്ള പ്രധാന വിവരങ്ങൾ, സൗരയൂഥ ഗ്രഹങ്ങളിൽ ഏറ്റവും കുറച്ച് വിവരങ്ങൾ മാത്രം ലഭ്യമുള്ളത് ഈ ഗ്രഹത്തെക്കുറിച്ചാണ്.[16] അടുത്തകാലത്ത് മെസെഞ്ചർ പേടകം ശേഖരിച്ച വിവരങ്ങൾ വിശകലനം ചെയ്യുന്നതുവഴി ബുധനെ കുറിച്ച് കൂടുതൽ വിവരങ്ങൾ ലഭിക്കും എന്നു പ്രതീക്ഷിക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന്‌ വികിരണങ്ങൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ഒരു അസാധാരണ ഗർത്തം ഉപരിതലത്തിലുണ്ട് എന്ന് കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്, "ചിലന്തി" ("the spider") എന്നാണ്‌ ശാസ്ത്രജ്ഞർ ഇതിനെ വിളിക്കുന്നത്.[26]

ബുധന്റെ വിവിധ ഭാഗങ്ങളുടെ പ്രകാശം പ്രതിഫലിപ്പിക്കാനുള്ള ശേഷി (ആൽബിഡോ) വളരെ വ്യത്യസ്തമാണ്‌. ആൽബിഡോയും ദൂരദർശിനി ഉപയോഗിച്ചുള്ള നിരീക്ഷണങ്ങളും ഉപയോഗിച്ച് ബുധോപരിതലത്തിൽ ഡോർസ (Dorsa), മോണ്ടെസ് (Montes), പ്ലാന്റിഷ്യേ (Planitiae), റൂപെസ് (Rupes), വാലെസ് (Valles) എന്നീ വ്യത്യസ്ത ഭാഗങ്ങളുള്ളതായി കണ്ടെത്തിയിരിക്കുന്നു

ബുധൻ രൂപീകൃതമാകുന്ന സമയത്തോ അതിനു തൊട്ടു ശേഷമോ (ഏതാണ്ട് 460 കോടി വർഷം മുൻപ്) ആ ഗ്രഹത്തിൽ ഉൽക്കകളും വാൽനക്ഷത്രങ്ങളും ധാരാളമായി വന്നിടിച്ചിരുന്നു. 380 കോടി വർഷം മുൻപാണ് ഇതിനൊരു അന്ത്യമുണ്ടായത്.[27] തടുക്കുവാൻ അന്തരീക്ഷം ഇല്ലാത്തതിന്റെ ഫലമായി ഈ കാലയളവിൽ ഇങ്ങനെ വ്യാപകമായി ഉണ്ടായ ഈ കൂട്ടിയിടി മൂലം ഗ്രഹത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തിലെല്ലായിടത്തും ഗർത്തങ്ങൾ രൂപപ്പെട്ടു.[28] [29] ആ കാലഘട്ടത്തിൽ ഗ്രഹത്തിലെ അഗ്നിപർവ്വതങ്ങൾ സജീവമായിരുന്നു. കാളോറിസ് ബേസിൻ തുടങ്ങിയ തടങ്ങളിൽ ഗ്രഹത്തിന്റെ അന്തർഭാഗത്തുനിന്നുള്ള മാഗ്മയാൽ നിറയുകയായിരുന്നു. ഇത് ചന്ദ്രന്റെ മരിയകളെ പോലെ നിരപ്പായ തടങ്ങൾ ബുധനിൽ സൃഷ്ടിച്ചു.[30][31] ബുധോപരിതലത്തിലുള്ള ഗർത്തങ്ങളുടെ വ്യാസം ഏതാനും മീറ്റർ മുതൽ നൂറുകണക്കിനു കിലോമീറ്റർ വരെയാണ്. 1300 കി.മീ. വ്യാസം ഉള്ള കളോരിസ് ബേസിൻ ആണ് ഇതിൽ ഏറ്റവും വലിയത്. കളോരിസ് ബേസിൻ ഉണ്ടാക്കിയ കൂട്ടിയിടി വളരെയധികം തീവ്രമായിരുന്നു.

2008 ഒക്ടോബറിൽ മെസഞ്ചർ ബഹിരാകാശപേടകം നടത്തിയ നിരീക്ഷണങ്ങൾ വഴിയുള്ള ഗവേഷണങ്ങൾ വഴി ഗ്രഹത്തിന്റെ പരുക്കൻ ഉപരിതലത്തെക്കുറിച്ചുള്ള കുറേയേറെ വിവരങ്ങൾ ഗവേഷകർക്ക് ലഭിക്കുകയുണ്ടായി. ചൊവ്വ ഗ്രഹത്തേക്കാളും ചന്ദ്രനേക്കാളും വൈവിധ്യമാർന്നതാണ്‌ ബുധന്റെ ഉപരിതലം, ചൊവ്വയിലും ചന്ദ്രനിലും സമാനമായ ഗർത്തങ്ങളും ഗർത്തതടങ്ങളും ഉണ്ട്.[32]

ഗർത്തങ്ങളും ഗർത്തതടങ്ങളും[തിരുത്തുക]

ബുധനിലെ കലോറിസ് തടം സൗരയൂഥത്തിലെതന്നെ ഏറ്റവും വലിയ കൂട്ടിയിടി ഫലങ്ങളിലൊന്നാണ്‌.

ചെറിയ കുഴിപോലെയുള്ളതു മുതൽ നൂറുകണക്കിന്‌ കിലോമീറ്റർ വിസ്താരം വരെയുള്ള ഗർത്തങ്ങൾ ബുധനിലുണ്ട്. അടുത്തിടെ രൂപം കൊണ്ടതും വളരെ പുരാതനമായതുമടക്കം എല്ലാത്തരം പഴക്കത്തിലുള്ള ഗർത്തങ്ങൾ ഈ ഗ്രഹത്തിലുണ്ട്. ചാന്ദ്രഗർത്തങ്ങളുമായി ചെറിയ വ്യത്യാസങ്ങൾ ബുധഗർത്തങ്ങൾക്കുണ്ട്, ഇതിലെ ഗർത്തങ്ങൾ വ്യപിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്ന മേഖല ഗ്രഹത്തിന്റെ ശക്തമായ ഉപരിതല ഗുരുത്വ ഫലമായി ആപേക്ഷികമായി ചെറുതാണ്‌.[33]

1,500 കി.മീ വ്യാസമുള്ള കലോറിസ് തടം (Caloris Basin),[34] പുറം വളയത്തിന് 2,300 കി.മീ. വ്യാസമുള്ള സ്കിനെയ്കസ് തടം (Skinakas Basin)[35] എന്നിവയാണ് ഏറ്റവും വലിയ ഗർത്തങ്ങൾ. കലോറിസ് തടം സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുവാൻ കാരണമായ കൂട്ടിയിടി വളരെ ശക്തമായിരുന്നു, കൂട്ടിയിടിയിൽ ലാവാ പ്രവാഹം ഉണ്ടാവുകയും സൃഷ്ടിക്കപ്പെട്ട ഗർത്തത്തിനു ചുറ്റും 2 കി.മീറ്ററിൽ കൂടുതൽ ഉയരമുള്ള ഏകകേന്ദ്ര വളയം രൂപപ്പെടുവാനും അത് കാരണമായി. ഗ്രഹത്തിൽ കലോറിസ് തടത്തിന്റെ വിപരീത വശത്ത് "വിചിത്ര മേഖല" എന്നറിയപ്പെടുന്ന കുന്നുകളോടുകൂടിയ മേഖലയുണ്ട്. കലോറിസ് ഗർത്ത രൂപവത്കരണ സമയത്ത് സൃഷ്ടിക്കപ്പെട്ട ആഘാത തരംഗങ്ങൾ ഗ്രഹത്തിനന്തർഭാഗത്തുകൂടി സഞ്ചരിച്ച് വിപരീത വശത്ത് കേന്ദ്രീകരിക്കപ്പെടുകയും അതുമൂലമുണ്ടായ സമ്മർദ്ദങ്ങൾ കാരണം ആ മേഖല സൃഷ്ടിക്കപ്പെട്ടു എന്നാണ്‌ ഒരു അനുമാനം.[36] മുന്നോട്ടു വയ്ക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്ന മറ്റൊരു അനുമാനമനുസരിച്ച് ആ മേഖല സൃഷ്ടിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത് ഗർത്തരൂപവത്കരണം വഴിയുണ്ടായ പുറം തള്ളലുകൾ വിപരീതവശത്ത് കേന്ദ്രീകരിക്കുക വഴിയാണ്‌ അത് രൂപപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത്.[37]

ബുധന്റെ പകർത്തപ്പെട്ട ഭാഗങ്ങളിൽ ആകെ 15 ഗർത്തതടങ്ങൾ കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. അതിൽ ശ്രദ്ധേയമായത് ഒന്നിലധികം വളയങ്ങളോടുകൂടിയ 400 കി.മീ. വിസ്താരമുള്ള ടോൾസ്റ്റോജ് തടമാണ്, ഇതിന്റെ വക്കിൽ നിന്നും 500 കി.മീ. അകലെ വരെ പുരത്തേക്ക് വ്യാപിച്ചുകിടക്കുന്നതായ് പുറംതള്ളപ്പെട്ട പുതപ്പും ഉണ്ട്. തടത്തിന്റെ അകം മിനുത്ത പദാർത്ഥങ്ങൾകൊണ്ട് നിറഞ്ഞ് നിരപ്പായ അവസ്ഥയിലാണ്‌. ഇതേപോലെ പുറംതള്ളപ്പെട്ടു കിടക്കുന്ന പുതപ്പോടുകൂടിയതാണ്‌ ബീഥോവൻ തടവും, ഈ തടത്തിന്‌ 625 കി.മീ. വ്യാസമുള്ള വളയമുണ്ട്.[33] ചന്ദ്രന്റെ ഉപരിതലത്തെ പോലെ ബുധന്റെ ഉപരിതലവും സൗരക്കാറ്റ്, സൂക്ഷ്മ ഉൽക്കാവർഷം തുടങ്ങിയ ബഹിരാകാശ പ്രതിഭാസങ്ങളുടെ പ്രക്രിയകൾക്ക് വിധേയമായിട്ടുണ്ടാകാം.[38]

സമതലങ്ങൾ[തിരുത്തുക]

കലോറിസ് ഗർത്തം സൃഷ്ടിക്കപ്പെടാൻ കാരണമായ കൂട്ടിയിടിയുടെ ഫലമായി ഗ്രഹത്തിൽ അതിന്റെ വിപരീത വശത്ത് രൂപപ്പെട്ട "വിചിത്ര മേഖല".

ഭൗമശാസ്ത്രപരമായി രണ്ട് വ്യത്യസ്ത തരത്തിൽപ്പെട്ട സമതല മേഖലകൾ ബുധനിലുണ്ട്.[33][39] ഗർത്തങ്ങൾക്കിടയിൽ കുന്നുകളോടുകൂടിയതും നിരപ്പുള്ളതുമായ മേഖല, ഇത്തരം മേഖല ബുധന്റെ ഉപരിതലത്തിന്റെ ഏറ്റവും പഴക്കമുള്ള ഭാഗങ്ങളാണ്‌,[33] മറ്റൊന്ന് വളരെയധികം ഗർത്തങ്ങളാൽ നിറഞ്ഞ മേഖലകളാണ്‌. ഗർത്തങ്ങൾക്കിടയിലുള്ള മേഖല ആദ്യകാല ഗർത്തങ്ങളാൽ പൂർണ്ണനശീകരണത്തിനു വിധേയമായി കാണപ്പെടുന്നു, ഇവിടങ്ങളിൽ കുറഞ്ഞ അളവിൽ 30 കി.മീറ്ററിൽ താഴെ വ്യാസമുള്ള ഗർത്തങ്ങൾ കണ്ടുവരുന്നു.[39] അവ അഗ്നിപർവ്വത പ്രവർത്തനങ്ങളാൽ രൂപപ്പെട്ടതാണോ അതോ ഉൽക്കാവർഷങ്ങളാൽ രൂപപ്പെട്ടതാണോ എന്ന് വ്യക്തമല്ല.[39] ഇത്തരം മേഖലകൾ ഗ്രഹത്തിന്റെ ഉപരിതലം മുഴുവൻ ഏകതാനമായി വ്യാപിച്ചുകിടക്കുന്നു.

ഉപരിതലത്തിലെ വ്യത്യസ്ത വലിപ്പത്തിലുള്ള നിമ്‌നഭാഗങ്ങളിൽ പദാർത്ഥങ്ങൾ നിറഞ്ഞുണ്ടായ വ്യാപകമായി കാണപ്പെടുന്ന നിരപ്പായ ഭാഗങ്ങളാണ്‌ ഒഴുക്കൻ സമതലങ്ങൾ . ഇതിൽ ശ്രദ്ധേയമാണ്‌ കലോറിസ് തടത്തിന്റെ വളയത്തിനകം നിറഞ്ഞുണ്ടായ ഭാഗം. ചന്ദ്രനിലെ മരിയകളിൽ നിന്നും വ്യത്യസ്തമായി ഇത്തരം ഒഴുക്കൻ സമതല മേഖലകൾക്ക് ഗർത്തങ്ങൾക്കിടയിലുള്ള ഭാഗങ്ങളുടെ അതേ ആൽബിഡോ (സൂര്യനിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശത്തെ പ്രതിഫലിപ്പിക്കുന്ന സ്വഭാവം) തന്നെയാണ്‌ കാണപ്പെടുന്നത്. അഗ്നിപർവ്വത പ്രക്രിയകളൊന്നും കാണപ്പെടുന്നില്ലെങ്കിലും ഇത്തരം ഭാഗങ്ങൾ അഗ്നിപർവ്വത പ്രവർത്തനങ്ങൾക്ക് ശക്തമായ ഹേതുവാകുന്ന തരത്തിലുള്ളവയാണ്‌.[33] കലോറിസ് തടത്തിൽ പുറംതള്ളപ്പെട്ട ഭാഗങ്ങളിൽ കാണപ്പെടുന്ന ഉൽക്കാവർഷങ്ങളുടെ അളവ് അത്തരം ഭാഗങ്ങളിൽ കുറഞ്ഞ രീതിയിൽ കാണപ്പെടുന്നതിനാൽ ഇത്തരത്തിൽ ബുധനിലുള്ള ഒഴുക്കൻ സമതലങ്ങളിൽ ഏറിയ പങ്കും കലോറിസ് തടത്തിനു ശേഷം സൃഷ്ടിക്കപ്പെട്ടവയാണ്‌ എന്നു കരുതുന്നു.[33] ഭൗമശാസ്ത്രപരമായി മറ്റുഭാഗങ്ങളിൽ നിന്നും വ്യത്യസ്തമായി കലോറിസ് തടത്തിന്റെ തറഭാഗം നിരപ്പായ സമതലമാണ്‌, ഇതിൽ ഇടക്ക് ബഹുഭുജങ്ങളുടെ ആകൃതിയിൽ തിട്ടകളാലും അപഭംഗങ്ങളാലുമുള്ള രൂപങ്ങളുണ്ട്. ഉൽക്കാപതനത്തോടെ സൃഷ്ടിക്കപ്പെട്ട അഗ്നിപർവ്വത ലാവകളാലാണോ അതോ ഉൽക്കാവർഷത്തോടൊപ്പമുള്ള പദാർത്ഥങ്ങൾ പതിച്ച് ആ ഭാഗം സൃഷ്ടിക്കപ്പെട്ടത് എന്ന് വ്യക്തമല്ല.[33]

ഉപരിതലത്തിന്റെ മറ്റൊരു പ്രത്യേകതയാണ്‌ സമതലങ്ങൾക്ക് തലങ്ങനേയും വിലങ്ങനേയും കാണപ്പെടുന്ന സമ്മർദ്ദഫലമായുണ്ടായ മടക്കുകൾ. ഗ്രഹത്തിന്റെ ആന്തരഭാഗം തണുത്ത് സങ്കോചിച്ചപ്പോൾ ഉപരിതലം ചുരുങ്ങുകയും ഇത്തരത്തിൽ മടക്കുകൾ രൂപപ്പെടുകയും ചെയ്തു എന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. ഉൽക്കാ പതനഫലമായുണ്ടായ ഗർത്തങ്ങൾ പോലെയുള്ള മറ്റ് സവിശേഷ മേഖലകൾക്ക് മീതേയും ഇത്തരം മടക്കുകൾ കാണപ്പെടുന്നു, ഇത് സൂചിപ്പിക്കുന്നത് അവ അടുത്ത കാലയളവിൽ സൃഷ്ടിക്കപ്പെട്ടതാണ്‌ എന്നാണ്‌.[40] ബുധന്റെ ഉപരിതലത്തെ സൂര്യന്റെ വലിവുബലം സ്വാധീനിക്കുകയും അതിന്‌ ആകൃതിഭ്രംശം സംഭവിക്കുകയും ചെയ്തിട്ടുണ്ട്, സൂര്യൻ ബുധന്റെ മേൽ ചെലുത്തുന്ന വലിവുബലം ചന്ദ്രൻ ഭൂമിയുടെ മേൽ ചെലുത്തുന്ന വലിവുബലത്തേക്കാൾ പതിനേഴ് മടങ്ങ് ശക്തമാണ്‌.[41]

ഉപരിതല അവസ്ഥയും അന്തരീക്ഷവും[തിരുത്തുക]

ബുധന്റെ ഉത്തരധ്രുവത്തിന്റെ റഡാർ ചിത്രം
ഭൂമിക്ക് സമാനമായ ഗ്രഹങ്ങളുടെ വലിപ്പതാരതമ്യം : ഇടത്തുനിന്ന് വലത്തേക്ക് ബുധൻ, ശുക്രൻ, ഭൂമി, ചൊവ്വ

ബുധോപരിതലത്തിലെ ശരാശരി താപനില 442.5 കെൽവിൻ ആണ്‌[2]. എങ്കിലും ഉപരിതലതാപനില വിവിധ ഭാഗങ്ങളിൽ 100 മുതൽ 700 കെൽവിൻ വരെയാണ്‌[42]. അന്തരീക്ഷമില്ലാത്തതും മധ്യരേഖാപ്രദേശത്തെ ഊഷ്മാവും ധ്രുവങ്ങളിലെ ഊഷ്മാവും തമ്മിൽ വലിയ വ്യത്യാസമുള്ളതുമാണ്‌ ഇതിന്‌ കാരണം. സൂര്യരശ്മികൾ ലംബമായി പതിക്കുന്നിടത്തെ താപനില ഉപസൗരത്തിൽ 700 കെൽവിനും അപസൗരത്തിൽ 550 കെൽവിനുമാണ്‌[43]. സൂര്യൻ ദൃശ്യമാകാത്ത ഭാഗത്തെ ശരാശരി താപനില 110 കെൽവിൻ ആണ്‌[44]. ബുധോപരിതലത്തിലെത്തുന്ന സൂര്യപ്രകാശതീവ്രത സൗരസ്ഥിരാങ്കത്തിന്റെ 4.59 ഇരട്ടി മുതൽ 10.61 ഇരട്ടി വരെയാണ്‌[45].

ഉപരിതലതാപനില വളരെക്കൂടുതലാണെങ്കിലും ബുധനിൽ ജലം ഖരാവസ്ഥയിൽ കാണപ്പെടുന്നുണ്ടെന്ന് നിരീക്ഷണങ്ങൾ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. ധ്രുവപ്രദേശത്തെ ഗർത്തങ്ങളുടെ അടിഭാഗത്ത് സൂര്യപ്രകാശമെത്താറേയില്ല. അവിടെ എക്കാലവും ഊഷ്മാവ് 102 കെൽവിനിലും താഴെയായിരിക്കും[46]. ഖരരൂപത്തിലുള്ള ജലം റഡാർ കിരണങ്ങളെ ശക്തിയായി പ്രതിഫലിപ്പിക്കുന്നു. ഗോൾഡ്സ്റ്റോൺ ദൂരദർശിനി, വി.എൽ.എ എന്നിവ ചേർന്ന് 1990-കളിൽ നടത്തിയ പഠനങ്ങളിൽ നിന്ന് റഡാർ കിരണങ്ങളെ ശക്തിയായി പ്രതിഫലിപ്പിക്കുന്ന ഭാഗങ്ങൾ ധ്രുവപ്രദേശങ്ങളിലുണ്ടെന്ന് മനസ്സിലായി[47]. ഇത്തരം ഉയർന്ന പ്രതിഫലനത്തിന്‌ ഐസ് മാത്രമല്ല കാരണമാകുന്നത് എങ്കിലും അതിനാണ്‌ കൂടുതൽ സാധ്യത എന്നാണ്‌ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ കരുതുന്നത്[48]

1014–1015 കിലോഗ്രാം ഐസ് ബുധനിൽ ഉണ്ടെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു[49]. ഇത് റെഗോലിത്തിന്റെ ഒരു പാളിയാൽ ആവരണം ചെയ്യപ്പെട്ടതും അതിനാൽ ഉത്പതനം തടയപ്പെട്ടതുമായേക്കാം[50]. ബുധനിൽ ഐസിന്റെ ഉദ്ഭവം എങ്ങനെയാണെന്ന് വ്യക്തമായിട്ടില്ല. ഉൾഭാഗത്തുനിന്ന് വാതകങ്ങൾ പുറന്തള്ളപ്പെടുന്നതോ ധൂമകേതുക്കളുടെ പതനമോ ആകാം ജലസ്രോതസ്സ്[49].

ബുധന്റെ ഗുരുത്വാകർഷണബലത്തിന്‌ ശക്തി കുറവായതിനാൽ വാതകങ്ങളെ പിടിച്ചുനിർത്താൻ കഴിവുള്ള ഒരു അന്തരീക്ഷം ബുധനിലില്ല. എങ്കിലും ബുധനിൽ ഒരു സർഫസ്-ബൗണ്ടഡ് എക്സോസ്ഫിയർ ഉണ്ട്[51]. ഹൈഡ്രജൻ, ഹീലിയം, ഓക്സിജൻ, സോഡിയം, പൊട്ടാഷ്യം, കാൽഷ്യം എന്നിവയാണ്‌ പ്രധാന ഘടകങ്ങൾ. എങ്കിലും ഈ എക്സോസ്ഫിയർ സ്ഥിരമല്ല. നിരന്തരം ആറ്റങ്ങൾ നഷ്ടപ്പെടുകയും പുതുതായി വരുകയും ചെയ്തുകൊണ്ടിരിക്കുന്നു. സൗരവാതം ബുധന്റെ മാഗ്നെറ്റോസ്ഫിയറിലേക്ക് ഡിഫ്യൂഷൻ നടക്കുന്നതാണ്‌ ഹൈഡ്രജന്റെയും ഹീലിയത്തിന്റെയും പ്രധാന സ്രോതസ്സ്. ഇവ പിന്നീട് ബഹിരാകാശത്തേക്ക് നഷ്ടപ്പെടുന്നു. പുറന്തോടിൽ നടക്കുന്ന റേഡിയോആക്റ്റീവ് ക്ഷയം സോഡിയം, പൊട്ടാഷ്യം, ഹീലിയം എന്നിവയും പുറത്തുവിടുന്നു. കാൽഷ്യം, ഹീലിയം, ഹൈഡ്രോക്സൈഡ്, മഗ്നീഷ്യം, ഓക്സിജൻ, പൊട്ടാഷ്യം, സിലിക്കൺ, സോഡിയം എന്നിവ ഉയർന്ന അളവിൽ ഉള്ളതായി മെസ്സഞ്ചർ വാഹനം കണ്ടെത്തി. ധൂമകേതുക്കളുടെ കൂട്ടിയിടി, സ്പട്ടറിംഗ്, ഉത്പതനം മുതലായവ മൂലം നീരാവിയും എക്സോസ്ഫിയറിലുണ്ട്. O+, OH-, and H2O+ എന്നീ അയോണുകളുടെ കണ്ടെത്തൽ ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാർക്ക് അദ്ഭുതമായിരുന്നു[52][53]. ബുധോപരിതലത്തിൽ നിന്നോ എക്സോസ്ഫിയറിൽ നിന്നോ സൗരവാതത്തിന്റെ പ്രവർത്തനം മൂലമാകാം ഇവ പുറപ്പെട്ടത് എന്നാണ്‌ കരുതുന്നത്[54][55]

സോഡിയം, പൊട്ടാഷ്യം എന്നിവ അന്തരീക്ഷത്തിലുണ്ടെന്ന് മനസ്സിലായത് 1980-കളിലാണ്‌. ചെറിയ ഉൽക്കകളുമായുള്ള കൂട്ടിയിടി മൂലം ഉപരിതലത്തിലെ പാറകൾ ബാഷ്പീകരിക്കപ്പെടുന്നതുവഴിയാകാം ഇവ അന്തരീക്ഷത്തിലെത്തുന്നത്. സൂര്യപ്രകാശം ഡിഫ്യൂസ് ചെയ്യാനുള്ള ഇവയുടെ കഴിവ് മൂലം ഭൂമിയിലെ നിരീക്ഷകർക്ക് എളുപ്പത്തിൽ അവയുടെ അളവ് നിശ്ചയിക്കാനാകും. സോഡിയം വികിരണം ചില സമയത്ത് ബുധന്റെ കാന്തികധ്രുവങ്ങളിലേക്ക് ചുരുങ്ങിയതായി കാണപ്പെടാറുണ്ട്. മാഗ്നെറ്റോസ്ഫിയറും ബുധോപരിതലവും തമ്മിലുള്ള പ്രതിപ്രവർത്തനത്തിലേക്കാണ്‌ ഇത് വിരൽചൂണ്ടുന്നത്[56]

കാന്തികക്ഷേത്രവും കാന്തമണ്ഡലവും[തിരുത്തുക]

ബുധന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ ആപേക്ഷികമായ ശക്തി കാണിക്കുന്ന ചിത്രം

ചെറിയ വലിപ്പവും 59 ദിവസം കൊണ്ടുമാത്രം പൂർത്തിയാകുന്ന ഭ്രമണവുമാണെങ്കിലും ബുധന് കാര്യമായ തരത്തിലുള്ള ആഗോള കാന്തികക്ഷേത്രമുണ്ട്. മരിനർ 10 നടത്തിയ മാപനങ്ങൾ പ്രകാരം ഇത് ഭൂമിയുടെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ ഏകദേശം 1.1 ശതമാനത്തോളം ശക്തമാണ്‌. ബുധന്റെ മധ്യരേഖാ മേഖലയിൽ ഈ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ ശക്തി 300 nT ആണ്‌.[57][58] ഭൂമിയുടേതുപോലെ തന്നെ ബുധന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രവും ദ്വധ്രുവങ്ങളോടു കൂടിയതാണ്‌.[56] പക്ഷെ ഭൂമിയുടേതിൽ നിന്നും വ്യത്യസ്തമായി ഈ കാന്തിക ധ്രുവങ്ങൾ ഗ്രഹത്തിന്റെ അച്ചുതണ്ടുമായി യോജിച്ച് നിൽക്കുന്ന അവസ്ഥയിലാണ്‌.[59] മരിനർ 10, മെസെഞ്ചർ എന്നീ ബഹിരാകാശപേടകങ്ങളുപയോഗിച്ച് ശേഖരിച്ച വിവരങ്ങൾ ബുധന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ ആകൃതിയും ബലവും സ്ഥിരതയുള്ളതാണെന്ന് സൂചിപ്പിക്കുന്നു.[59]

ഭൂമിയുടേതിന് സമാനമായ രീതിയിൽ ഡൈനാമോ പ്രതിഭാസം വഴിയായിരിക്കണം ബുധന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രവും സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്നത്.[60][61] ഗ്രഹത്തിന്റെ ഇരുമ്പിനാൽ സമ്പുഷ്ടമായ ദ്രാവക കാമ്പിന്റെ കറക്കത്തിന്റെ ഫലമായിരിക്കും ഈ ഡൈനാമോ പ്രതിഭാസം. പ്രത്യേകിച്ച് ഗ്രഹത്തിന്റെ ഉയർന്ന വികേന്ദ്രതയുള്ള (eccentricity) പരിക്രമണപഥത്തിനാൽ ഉളവാകപ്പെടുന്ന വലിവു പ്രതിഭാസങ്ങൾ ദ്രാവക കാമ്പിന്റെ ഈ ഡൈനാമോ പ്രതിഭാസം നിലനിർത്തുവാൻ സഹായിക്കുന്നുണ്ടാകണം.[62]

ഗ്രഹത്തിന്റെ സൗരക്കാറ്റുകളെ വ്യതിചലിപ്പിക്കാൻ തക്കവണ്ണം ശക്തമാണ്‌ ബുധന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രം, ഇത് ഒരു കാന്തമണ്ഡലം സൃഷ്ടിക്കുന്നു. ഈ ഗ്രഹത്തിന്റെ കാന്തമണ്ഡലത്തിന്‌ ഭൂമിയുടെ ഉള്ളിലൊതുക്കാനുള്ള വലിപ്പമേ ഉള്ളുവെങ്കിലും[56] സൗരക്കാറ്റിലെ പ്ലാസ്മയെ കീഴടക്കുവാൻ മാത്രം ശക്തമാണത്. ഇത് ഗ്രഹത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തിന്‌ ബഹിരാകാശ നിയന്ത്രിതമായ കാലാവസ്ഥ സമ്മാനിക്കുന്നു.[59] കാന്തമണ്ഡലത്തിൽ ഗ്രഹത്തിന്റെ രാത്രിവശത്തുള്ള ഭാഗത്തെ താഴ്ന്ന ഊർജ്ജനിലയിലുള്ള പ്ലാസ്മയെ മാരിനർ 10 ബഹിരാകാശപേടകം ഉപയോഗിച്ചുള്ള നിരീക്ഷണങ്ങൾ വഴി സ്ഥിരീകരിച്ചിട്ടുണ്ട്.[56]

മെസെഞ്ചർ ബഹിരാകാശപേടകം രണ്ടാമത്തെ തവണയായി 2008 ഒക്ടോബറിൽ 6 ൽ ഗ്രഹത്തിനടുത്തുകൂടി സഞ്ചരിക്കുമ്പോൾ നടത്തിയ നിരീക്ഷണങ്ങൾ ബുധന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രം വളരെ ചോർച്ചയുള്ളതാണെന്ന് കണ്ടിരുന്നു. 800 കി.മീ. വരെ വിസ്താരവും ഗ്രഹത്തിന്റെ വ്യാസാർദ്ധത്തിന്റെ മൂന്നിലൊന്നു വരെ വലിപ്പമുള്ളതും ബാഹ്യബഹിരാകാശവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട നിലയിലുള്ളതുമായ പരസ്പരം ചുറ്റപ്പെട്ട കാന്തിക "ടൊർണാഡൊകളെ" മെസെഞ്ചർ കണ്ടുമുട്ടുകയുണ്ടായി. സൗരക്കാറ്റുകൾ വഹിക്കുന്ന കാന്തികക്ഷേത്രങ്ങൾ ഗ്രഹത്തിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രവുമായി ബന്ധപ്പെടുമ്പോഴാണ്‌ ഇത്തരത്തിലുള്ള "ടൊർണാഡോകൾ" രൂപപ്പെടുന്നത്. സൗരക്കാറ്റുകൾ ഗ്രഹത്തെ കടന്ന് പോകുമ്പോൾ ഇത്തരത്തിൽ ബന്ധപ്പെട്ടുകിടക്കുന്ന കാന്തികക്ഷേത്രങ്ങൾ ചുഴി രൂപത്തോടെ ചുഴറ്റി രൂപപ്പെടുന്നു. ഈ കാന്തിക ബലരേഖ നാളങ്ങൾ (magnetic flux tubes) ഗ്രഹത്തിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിൽ ദ്വാരങ്ങൾ സൃഷ്ടിക്കുകയും സൗരക്കാറ്റിന്‌ പ്രവേശിക്കുവാനും ഉപരിതലത്തിലെത്തുവാനും സഹായിച്ചേക്കും, ഇതിനെ സാങ്കേതികമായി വിളിക്കപ്പെടുന്നത് ബലരേഖ കൈമാറ്റ സംഭവങ്ങൾ (flux transfer events) എന്നാണ്‌[63].

ഇത്തരത്തിൽ ഗ്രഹ ഇതര, ഗ്രഹ കാന്തികക്ഷേത്രങ്ങൾ പരസ്പരം കൂടിച്ചേരുന്ന പ്രക്രിയ കാന്തിക പുനർബന്ധനം (magnetic reconnection) എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്നു. ഇത്തരം പ്രവർത്തനങ്ങൾ പ്രപഞ്ചത്തിൽ സാധാരണമാണ്‌. ഭൂമിയുടെ കാന്തിക ക്ഷേത്രത്തിലും ഇത്തരം പ്രക്രിയകൾ അരങ്ങേറാറുണ്ട്. പക്ഷെ മെസെഞ്ചർ നടത്തിയ നിരീക്ഷണങ്ങൾ കാണിക്കുന്നത് ബുധനിൽ ഈ പുനർബന്ധന നിരക്ക് പത്തിരട്ടി കൂടുതലാണെന്നാണ്‌. ബുധന്‌ സൂര്യനുമായുള്ള സാമീപ്യത ഇതിൽ ഏകദേശം മൂന്നിലൊന്ന് പുനർബന്ധനത്തിനു മാത്രമേ സഹായകമാകുകയുള്ളൂ എന്നും മെസെഞ്ചർ വഴിയുള്ള നിരീക്ഷണങ്ങൾ കാണിക്കുന്നു.[63]

പരിക്രമണവും ഭ്രമണവും[തിരുത്തുക]

ബുധന്റെ ഭ്രമണപഥവും (മഞ്ഞ) അതേ semimajor axis ഉള്ള വൃത്താകാര ഭ്രമണപഥവും

ഗ്രഹങ്ങളിൽ വച്ച് ഏറ്റവും ദീർഘവൃത്താകാരമായ പരിക്രമണപഥമുള്ളത് ബുധനാണ്‌. 0.21 ആണ്‌ ബുധപരിക്രമണപഥത്തിന്റെ വികേന്ദ്രത. സൂര്യനിൽ നിന്നുള്ള ദൂരം 4.6 കിലോമീറ്റർ മുതൽ 7 കോടി കിലോമീറ്റർ വരെയാണ്‌. സൂര്യനുചുറ്റും ഒരു തവണ പരിക്രമണം പൂർത്തിയാക്കാൻ ബുധൻ 88 ദിവസമെടുക്കുന്നു. സൂര്യനിലേക്കുള്ള ദൂരത്തിൽ വരുന്ന വ്യത്യാസവും 3:2 അനുപാതത്തിലുള്ള ഭ്രമണ-പരിക്രമണ അനുരണനവും ചേർന്ന് ബുധന്റെ ഉപരിതലതാപനിലയെ സങ്കീർണ്ണമായി മാറ്റിമറിക്കുന്നു.[12]

ബുധൻ അതിന്റെ അച്ചുതണ്ടിൽ ഭ്രമണം ചെയ്യാൻ 58.647 ദിവസങ്ങളെടുക്കുന്നു. അതിനാൽ ബുധനിൽ ഒരു ദിവസം ഏതാണ്ട് 176 ഭൗമദിനങ്ങൾക്ക് തുല്യമാണ്‌. ബുധന്റെ പരിക്രമണകാലത്തിന്‌ ഏതാണ്ട് ഇരട്ടിയാണ്‌ ഈ സമയം. അതായത്, ഒരു ബുധവർഷം അര ബുധദിനം മാത്രമാണ്‌.[64]

ബുധന്റെ ഭ്രമണപഥം ഭൂമിയുടേതിനോട് 7 ഡിഗ്രി ചരിഞ്ഞാണിരിക്കുന്നത്. അതിനാൽ ബുധൻ ക്രാന്തിവൃത്തത്തിലായിരിക്കവെ സൂര്യനുമായി നേർരേഖയിൽ വന്നാലേ ബുധസംതരണങ്ങൾ സാധ്യമാകൂ. ഏതാണ്ട് ഏഴ് വർഷത്തിലൊരിക്കലാണ്‌ ഇത് സംഭവിക്കുന്നത്.[65]

ബുധന്റെ ഭ്രമണപഥം അസെന്റിംഗ് നോഡിൽ നിന്നും (താഴെ) പത്ത് ഡിഗ്രി മുകളിൽ നിന്നും (മുകളിൽ) വീക്ഷിക്കുമ്പോൾ

ബുധന്റെ അച്ചുതണ്ടിന്റെ ചരിവ് ഏതാണ്ട് പൂജ്യമാണ്‌.[66][67] 0.027° ആണ്‌ ഏറ്റവും കൃത്യമായി അളന്നിട്ടുള്ള വില. രണ്ടാമത്തെ താഴ്ന്ന ചരിവുള്ള ഗ്രഹമായ വ്യാഴത്തിന്റേതിൽ നിന്നും (3.1°) തീരെക്കുറവാണിത്. അതായത്, ബുധന്റെ ധ്രുവപ്രദേശത്തുനിൽക്കുന്ന ഒരു നിരീക്ഷകന്‌ സൂര്യനെ ചക്രവാളത്തിൽ നിന്ന് 2.1′ൽ കൂടുതൽ ഉയരത്തിൽ കാണാനാകില്ല.

ബുധോപരിതത്തിലെ ചില ഭാഗങ്ങളിൽ നിന്ന് നോക്കിയാൽ സൂര്യൻ ഏതാണ്ട് പകുതിവരെ ഉദിക്കുന്നതും തിരിച്ച് അസ്തമിക്കുന്നതും വീണ്ടും ഉദിക്കുന്നതും ഒരേ ബുധദിനത്തിൽ തന്നെ കാണാനാകും. ഉപസൗരത്തിന്‌ ഏതാണ്ട് നാല്‌ ദിനം മുമ്പ് ബുധന്റെ കോണീയ ഭ്രമണവേഗവും കോണീയ പരിക്രമണവേഗവും തുല്യമാകുന്നതിനാലാണിത്. ഉപസൗരം കഴിഞ്ഞ് നാലു ദിവസമാകുന്നതോടെ ഈ പശ്ചാത്ഗതി അവസാനിക്കുന്നു.[12]

ഭ്രമണ-പരിക്രമണ അനുരണനം[തിരുത്തുക]

ഒരു പരിക്രമണം കഴിയുമ്പോഴേക്ക് ബുധൻ തന്റെ അച്ചുതണ്ടിൽ 1.5 തവണ ഭ്രമണം പൂർത്തിയാക്കുന്നു. അതായത്, രണ്ട് പരിക്രമണകാലങ്ങൾക്ക് ശേഷം ബുധന്റെ അതേ അർദ്ധഗോളത്തിൽത്തന്നെ സൂര്യപ്രകാശമെത്തുന്നു

ചന്ദ്രൻ ഭൂമിയോടെന്നപോലെ ബുധൻ സൂര്യനോട് ടൈഡൽ ലോക്കിംഗിന്‌ വിധേയമായതാണെന്നാണ്‌ പണ്ട് കരുതിയിരുന്നത് - അതായത്, ഭ്രമണകാലവും പരിക്രമണകാലവും തുല്യമാണെന്നും സൂര്യനുനേരെ ഒരേ അർദ്ധഗോളമേ തിരിഞ്ഞിരിക്കൂ എന്നും. എന്നാൽ 1965-ൽ നടത്തിയ റഡാർ നിരീക്ഷണങ്ങൾ ബുധൻ 3:2 ഭ്രമണ-പരിക്രമണ അനുരണനത്തിലാണെന്ന് തെളിയിച്ചു. മൂന്ന് തവണ തന്റെ അച്ചുതണ്ടിൽ ഭ്രമണം നടത്തുന്ന കാലം കൊണ്ട് ബുധൻ കൃത്യം രണ്ട് തവണ സൂര്യനുചുറ്റും പ്രദക്ഷിണം വയ്ക്കുന്നു. ബുധന്റെ ഭ്രമണപഥം ദീർഘവൃത്താകാരമാണെന്നത് ഈ അനുരണനത്തിന്‌ സ്ഥിരത നൽകുന്നു. ടൈഡൽ ബലങ്ങൾ ഏറ്റവും ശക്തമാകുന്ന ഉപസൗരത്തിൽ ബുധനിൽ നിന്ന് നോക്കുമ്പോൾ ആകാശത്ത് സൂര്യൻ ഏതാണ്ട് നിശ്ചലാവസ്ഥയിലായിരിക്കും[68]

ബുധനെ നിരീക്ഷിക്കാൻ ഏറ്റവും നല്ല സമയത്ത് അത് 3:2 അനുരണനത്തിലെ ഒരേ ബിന്ദുവിലായിരുന്നു എന്നതിനാലാണ്‌ അത് ലോക്ക്ഡ് ആണെന്ന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാർ കരുതിയിരുന്നത്. അതിനാൽത്തന്നെ അപ്പോൾ ബുധൻ ഒരേ വശമാണ്‌ കാണിച്ചിരുന്നത്. ബുധന്റെ ഭ്രമണകാലം. ഭൂമിയുമായുള്ള സിനോഡിക് കാലത്തിന്റെ ഏതാണ്ട് കൃത്യം പകുതിയാണ്‌ എന്നതിനാലാണ്‌ ഇങ്ങനെ വന്നത്. 3:2 അനുരണനം മൂലം ബുധനിൽ ഒരു സൗരദിനം ഏതാണ്ട് 176 ഭൗമദിനങ്ങളാണ്‌. ഭ്രമണകാലമാകട്ടെ 58.7 ദിവസവും[12]

മറ്റ് ഗ്രഹങ്ങളുമായുള്ള പ്രവർത്തനങ്ങൾ മൂലം ബുധന്റെ പ്രദക്ഷിണപഥത്തിന്റെ എക്സണ്ട്രിസിറ്റി ഏതാണ്ട് പൂജ്യം മുതൽ 0.45 വരെയായി മാറുന്നു എന്ന് സിമ്യുലേഷനുകൾ കാണിക്കുന്നു. കോടിക്കണക്കിന്‌ വർഷങ്ങളെടുക്കുന്ന ഈ മാറ്റം പ്രവചനാതീതവുമാണ്‌.[12][69] 3:2 അനുരണനത്തിന്‌ കാരണം ഇതാണെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. ഉയർന്ന എക്സൻട്രിസിറ്റിയുള്ള ഭ്രമണപഥങ്ങളിൽ 3:2 അനുരണനത്തിന്‌ അല്ലാത്തപക്ഷം കൂടുതൽ സാധാരണമായ 1:1 അനുരണനത്തെക്കാൾ സാധ്യത കൂടുതലാണ്‌.[70]

ഉപസൗരത്തിന്റെ ചലനം[തിരുത്തുക]

ന്യൂട്ടോണിയൻ ബലതന്ത്രം മാത്രമുപയോഗിച്ച് മറ്റ് ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഗുരുത്വാകർഷണം മാത്രം കണക്കിലെടുത്തുകൊണ്ട് ബുധന്റെ ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ പുരസ്സരണം പൂർണ്ണമായി വിശദീകരിക്കാനാവില്ലെന്ന് 1859-ൽ ഫ്രഞ്ച് ഗണിതശാസ്ത്രജ്ഞനും ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനുമായ ലെവെരിയർ കണ്ടെത്തി. മറ്റൊരു ഗ്രഹം ബുധനെക്കാൾ ചെറിയ ഭ്രമണപഥത്തിൽ സൂര്യനുചുറ്റും പരിക്രമണം നടത്തുന്നുണ്ടാകാം എന്നാണ്‌ ഇതിന്‌ അദ്ദേഹം വിശദീകരണം നൽകിയത്.[71] സൂര്യന്റെ ഗോളാകൃതിയിൽ നിന്നുള്ള വ്യതിയാനവും മറ്റൊരു വിശദീകരണമായി നൽകപ്പെട്ടു. യുറാനസിന്റെ ഭ്രമണപഥത്തിലെ വ്യതിയാനങ്ങളെ അടിസ്ഥാനമാക്കി നെപ്റ്റ്യൂൺ കണ്ടെത്താനായത് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരെ ആദ്യത്തെ വിശദീകരണത്തിൽ വിശ്വസിക്കാൻ പ്രേരിപ്പിച്ചു. ഈ ചെറുഗ്രഹത്തിന്‌ വൾക്കാൻ എന്ന് പേരും നൽകി. എന്നാൽ ഏറെക്കാലത്തെ പരിശ്രമത്തിനുശേഷവും ഇങ്ങനെയൊരു ഗ്രഹത്തെ കണ്ടെത്താനായില്ല.[72]

ബുധന്റെ പുരസ്സരണം നൂറ്റാണ്ടിൽ 5600 ആർക് സെക്കന്റാണ്‌. മറ്റെല്ലാ ഗ്രഹങ്ങളെയും കണക്കിലെടുത്താൽ ന്യൂട്ടോണിയൻ ബലതന്ത്രത്തിലെ കണക്കുകളിൽ നിന്ന് ലഭിക്കുന്ന വില 5557 ആർക് സെക്കന്റും.[73] ഇരുപതാം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ ആദ്യത്തിൽ സാമാന്യ ആപേക്ഷികതാസിദ്ധാന്തമുപയോഗിച്ച് ആൽബർട്ട് ഐൻസ്റ്റൈൻ ഈ വ്യത്യാസം വിശദീകരിച്ചു. ആപേക്ഷികത മൂലം ബുധന്റെ ഭ്രമണപഥത്തിനുണ്ടാകുന്ന പുരസ്സരണം നൂറ്റാണ്ടിൽ 42.98 ആർക് സെക്കന്റ് മാത്രമാണ്‌. അതായത്, ഒരു മുഴുവൻ വൃത്തം പൂർത്തിയാക്കാൻ 1.2 കോടി പരിക്രമണകാലയളവുകളെടുക്കും. സമാനമായതും എന്നാൽ ഇതിലും പ്രാമുഖ്യം കുറഞ്ഞതുമായ പ്രതിഭാസങ്ങൾ മറ്റ് ഗ്രഹങ്ങൾക്കുമുണ്ട്. ശുക്രന്റെ പുരസ്സരണം നൂറ്റാണ്ടിൽ 8.62 ആർക് സെക്കന്റും ഭൂമിയുടേത് 3.84 ആർക് സെക്കന്റും ചൊവ്വയുടേത് 1.35 ആർക് സെക്കന്റുമാണ്‌.[74]

അക്ഷാംശരേഖാംശ വ്യവസ്ഥ[തിരുത്തുക]

ബുധനിൽ പടിഞ്ഞാറോട്ട് പോകുന്തോറും രേഖാംശം വർദ്ധിക്കുന്ന വിധത്തിൽ കണക്കാക്കിയിരിക്കുന്നു. ഹൂൺ കാൽ എന്ന ചെറിയ ഗർത്തത്തെയാണ്‌ രേഖാംശം കണക്കാക്കുന്നതിനു വേണ്ടിയുള്ള അവലംബമായി നിശ്ചയിച്ചിരിക്കുന്നത്. നിർവ്വചനമനുസരിച്ച് ഈ ഗർത്തം 20° പശ്ചിമ രേഖാംശത്തിലാണ്‌.[75]

നിരീക്ഷണം[തിരുത്തുക]

ബുധന്റെ ദൃശ്യകാന്തിമാനം -2.3 മുതൽ (ഇത് സിറിയസിനെക്കാൾ പ്രകാശമേറിയതാണ്‌) 5.7 വരെ വ്യത്യാസപ്പെടുന്നു. ബുധനും സൂര്യനും തമ്മിലുള്ള കോണീയദൂരം തീരെ കുറവായിരിക്കുമ്പോഴാണ്‌ ഈ രണ്ട് വിലകളും സാധ്യമാവുക[7]. സൂര്യനോടുള്ള അടുപ്പം ബുധനെ നിരീക്ഷിക്കുന്നത് വിഷമകരമാക്കുന്നു. മിക്കസമയവും സൂര്യപ്രകാശം മൂലം ബുധനെ കാണാനാകില്ല. സൂര്യോദയത്തിന്‌ മുമ്പോ അസ്തമയത്തിന്‌ ശേഷമോ അല്പസമയത്തേക്ക് മാത്രമേ ബുധനെ നഗ്നനേത്രങ്ങൾ കൊണ്ട് നിരീക്ഷിക്കാനാകൂ. സൂര്യനിൽ നിന്ന് ചുരുങ്ങിയ കോണീയ അകലം പാലിക്കുന്നതിനാൽ ഹബിൾ ബഹിരാകാശ ദൂരദർശിനിക്ക് ബുധനെ നിരീക്ഷിക്കാനേ സാധിക്കില്ല[76]

ഭൂമിയിൽ നിന്നും നോക്കുമ്പോൾ ചന്ദ്രനെപ്പോലെ ബുധനും വിവിധ വൃദ്ധിക്ഷയങ്ങൾ കാണിക്കുന്നു. ഇൻഫീരിയർ കൺജങ്ഷനിൽ അമാവാസിക്ക് സമാനമായി ഭൂമിയെ അഭിമുഖീകരിക്കുന്ന ഭാഗം സൂര്യപ്രകാശമെത്തുന്നേയില്ല. സുപീരിയർ കൺജങ്ഷനിലാകുമ്പോൾ പൗർണ്ണമിക്ക് സമാനമായി ഭൂമിയെ അഭിമുഖീകരിക്കുന്ന ഭാഗം മുഴുവനും സൂര്യപ്രകാശമെത്തുന്നു. ഈ രണ്ട് അവസ്ഥകളിലും സൂര്യനോടൊത്താണ്‌ ബുധന്റെ ഉദയവും അസ്തമയവും എന്നതിനാൽ ഈ അവസ്ഥകളിൽ ബുധൻ ഭൂമിയിൽ നിന്ന് ദൃശ്യമാകില്ല. കിഴക്കുള്ള ആദ്യത്തെയും പടിഞ്ഞാറ് വശത്തെ അവസാനത്തെയും നാലിലൊന്ന് ഘട്ടങ്ങൾ ദൃശ്യമാകുന്നത് ബുധൻ പരമാവധി കോണീയ അകലത്തിൽ ആയിരിക്കുമ്പോഴാണ്‌. അപ്പോൾ സൂര്യനിൽ നിന്ന് ബുധന്റെ കോണീയ വ്യാസം 17.9 ഡിഗ്രിക്കും (ഉപസൗരത്തിലായിരിക്കുമ്പോൾ) 27.8 ഡിഗ്രിക്കും (അപസൗരത്തിലായിരിക്കുമ്പോൾ) ഇടയിലായിരിക്കും[77][78]. പടിഞ്ഞാറ് പരമാവധി കോണീയ അകലത്തിലായിരിക്കേ ബുധൻ ഏറ്റവും നേരത്തെ ഉദിക്കുന്നു. കിഴക്കുഭാഗം പരമാവധി അകലത്തിലായിരിക്കുമ്പോൾ ഏറ്റവും വൈകി അസ്തമിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. അതിനാൽ ഈ അവസരങ്ങളിലാണ്‌ ബുധനെ എളുപ്പത്തിൽ നിരീക്ഷിക്കാനാവുക[79].

ശരാശരി 116 ദിവസത്തിലൊരിക്കൽ ബുധൻ ഇൻഫീരിയർ കൺജങ്ഷനിൽ എത്തുന്നു[2]. എന്നാൽ ഈ കാലയളവ് ബുധന്റെ ദീർഘവൃത്തപരിക്രമണപഥം മൂലം 105 ദിവസം മുതൽ 129 ദിവസം വരെയായി വ്യത്യാസപ്പെടാം. ബുധൻ 7.73 കോടി കിലോമീറ്റർ വരെ ഭൂമിയോട് അടുത്തുവരാം. ഭൂമിയിൽ ദക്ഷിണാർദ്ധഗോളത്തിൽ നിന്നാണ്‌ ഉത്തരാർദ്ധഗോളത്തെക്കാൾ നന്നായി ബുധനെ നിരീക്ഷിക്കാനാവുക. ബുധന്‌ പടിഞ്ഞാറ് പരമാവധി കോണീയ അകലത്തിലായിരിക്കുമ്പോൾ ദക്ഷിണാർദ്ധഗോളത്തിൽ ശിശിരകാലത്തിന്റെ ആദ്യഭാഗവും പടിഞ്ഞാറ് പരമാവധി കോണീയ അകലത്തിലായിരിക്കുമ്പോൾ ശരത്കാലത്തിന്റെ അവസാനഭാഗവും ആയിരിക്കും എന്നതിനാലാണിത്[79]. ഈ സമയങ്ങളിൽ ബുധൻ ക്രാന്തിവൃത്തവുമായുണ്ടാക്കുന്ന കോൺ ഏറ്റവും കൂടുതലായതിനാൽ അർജന്റീന, ന്യൂസീലാൻഡ് മുതലായ രാജ്യങ്ങളിൽ സൂര്യന്‌ മണിക്കൂറുകൾ മുമ്പ് ബുധൻ ഉദിക്കുകയും മണിക്കൂറുകൾക്ക് ശേഷം മാത്രം അസ്തമിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. എന്നാൽ ഉത്തരാർദ്ധഗോളത്തിൽ ബുധൻ ഒരിക്കലും ഇരുണ്ട ആകാശത്തിൽ ചക്രവാളത്തിന്‌ ഏറെ ഉയരെ വരുകയില്ല. മറ്റ് ഗ്രഹങ്ങളെയും പ്രകാശമേറിയ നക്ഷത്രങ്ങളെയും പോലെ ബുധനെയും പൂർണ്ണ സൂര്യഗ്രഹണസമയത്ത് കാണാനാകും[80]

ബുധൻ ഗിബ്ബോസ് ഘട്ടത്തിലായിരിക്കുമ്പോഴാണ്‌ (പകുതിയിൽ കൂടുതൽ ഭാഗം പ്രകാശിക്കുന്ന അവസ്ഥ) ഭൂമിയിൽ നിന്ന് വീക്ഷിക്കുമ്പോൾ ഏറ്റവും തിളക്കത്തോടെ കാണപ്പെടുക. ചന്ദ്രക്കലാകൃതിയിലുള്ള അവസ്ഥയിൽ ആയിരിക്കുന്നതിനേക്കാൾ ബുധൻ ഗിബ്ബോസ് ഘട്ടത്തിലായിരിക്കുമ്പോൾ ഭൂമിയിൽ നിന്നും കൂടുതൽ അകലെയായിരിക്കുമെങ്കിലും, കൂടുതൽ കൂടുതൽ ഭാഗങ്ങൾ പ്രകാശിതമായിരിക്കുന്നതുവഴി വ്യക്തമായി കാണുന്നത് ആ വിടവ് നികത്തുന്നു.[7] ശുക്രന്റെ കാര്യത്തിൽ ഇതിന്റെ വിപരീതമാണ്‌ ശരിയാവുക, ഗിബ്ബോസ് ഘട്ടത്തിലായിരിക്കുന്നതിനേക്കാൾ കൂടുതൽ ഭൂമിയുമായി അടുത്തുവരുന്നതിനാൽ ചന്ദ്രക്കലാകൃതിയിലായിരിക്കുമ്പോഴാണ്‌ ശുക്രൻ തിളക്കത്തോടെ ദൃശ്യമാകുക.[81]

ബുധനെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനങ്ങൾ[തിരുത്തുക]

പുരാതന ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ[തിരുത്തുക]

ബാബിലോണിയൻ ജ്യോതിഷത്തിലെ മുൽ.ആപിൻ ഗണ്ഡൂഷങ്ങളിലാണ്‌ ബുധനെക്കുറിച്ചുള്ള ഏറ്റവും പുരാതന നിരീക്ഷണങ്ങൾ കാണാൻ കഴിയുന്നത്. ക്രി.മു. പതിനാലാം നൂറ്റാണ്ടിലെ ഒരു അസീറിയൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞൻ നടത്തിയ നിരീക്ഷണങ്ങളായിരിക്കാം ഇവയെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു.[82] അതിലെ ക്യൂനീഫോം ലിപിയിൽ ബുധനെ രേഖപ്പെടുത്തിയിരിക്കുന്നത് "ചാടുന്ന ഗ്രഹം" എന്നാണ്‌.[83] ഗ്രഹത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ബാബിലോണിയൻ രേഖകൾ ക്രിസ്തുവിനു മുൻപത്തെ ആദ്യ സഹസ്രാബ്ദങ്ങളിലേതാണ്‌. ബാബിലോണിയർ ഗ്രഹത്തെ തങ്ങളുടെ ദേവന്റെ നാമമായ നബു എന്നാണ്‌ വിളിച്ചിരുന്നത്.[84]

ഹീസിയദിന്റെ കാലത്തെ പുരാതന ഗ്രീക്കുകാർ ഗ്രഹത്തെ Στίλβων (സ്റ്റിൽബോൺ)(ഒളിമിന്നുന്നത്) എന്നും Ἑρμάων (ഹെർമവോൺ) എന്നും വിളിച്ചു.[85] ശേഷമുള്ള ഗ്രീക്കുകാർ ഗ്രഹത്തെ സൂര്യോദയ സമയത്തുള്ളതിനെ അപ്പോളോ എന്നും സൂര്യാസ്തമയത്തുള്ളതിനെ ഹെർമീസ് എന്നും വിളിച്ചു. ഏകദേശം ക്രി.മു. നാലാം നൂറ്റാണ്ടോടുകൂടി ഗ്രീക്ക് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ അവർ ഉപയോഗിച്ച രണ്ട് പേരുകളും ഒരേ ഗ്രഹം തന്നെയാണെന്ന് മനസ്സിലാക്കി. റോമാക്കാർ ഗ്രഹത്തെ അവരുടെ ദേവനായി മെർക്കുറി എന്നാണ്‌ വിളിച്ചത്, മറ്റേത് ഗ്രഹത്തേക്കാളും വേഗത്തിൽ ചക്രവാളത്തിലൂടെ സഞ്ചരിക്കുന്നതിനാൽ അവർ ഇതിനെ ഗ്രീക്കുകാരുടെ ഹെർമീസിന്‌ തുല്യമായിക്കാണുകയും ചെയ്തു.[11][86]

പുരാതന ചൈനയിൽ ബുധനെ ഷെൻ-ഹ്സിങ്ങ് (Ch'en-Hsing) എന്നാണ് വിളിച്ചിരുന്നത്, "നാഴിക നക്ഷത്രം" എന്നാണിതിന്റെ അർത്ഥം. അഞ്ച് ഘട്ടങ്ങളായ വു സിങ്ങിലെ (Wu Xing) ദിശയുമായും ജലത്തിന്റെ ഘട്ടവുമായാണ്‌ ഗ്രഹത്തെ അവർ ബന്ധപ്പെടുത്തിയത്.[87] പുരാതന ഭാരതീയർ ബുധനാഴ്ചയുടെ ദേവനായി ഗ്രഹത്തെ കണ്ടു.[88] ജർമ്മൻ വിഗ്രഹാരാധകർ അവരുടെ ഓഡിൻ (Odin) അഥവാ വോഡെൻ (Woden) ദേവനെ ഗ്രഹവുമായി ബന്ധപ്പെടുത്തി, Woden's day എന്നതിൽ നിന്നാണ്‌ ഇംഗ്ലീഷിലെ ബുധനാഴ്ചയ്ക്കുള്ള Wednesday എന്ന പദം ഉരുത്തിരിഞ്ഞത്.[89] പാതാളത്തിലേക്കുള്ള സന്ദേശവാഹകനായ മൂങ്ങയായിട്ടാണ്‌ (നാല്‌ മൂങ്ങകളായിരിക്കാൻ സാധ്യതയുണ്ട്; രണ്ടെണ്ണം പ്രഭാതത്തിനും രണ്ടെണ്ണം പ്രദോഷത്തിനും) മായന്മാർ ബുധനെ കണ്ടത്.[90]

ഭൂതലത്തിൽനിന്ന് ദൂരദർശിനികളുപയോഗിച്ചുള്ള ഗവേഷണം[തിരുത്തുക]

ബുധന്റെ സംതരണം. സൂര്യന്റെ മധ്യത്തിനു തൊട്ട് താഴെ ചെറിയ പൊട്ടായി കാണുന്നതാണ് ബുധൻ. ഇടതുവശത്ത് സൗരോപരിതലത്തിൽ കാണുന്ന കറുത്ത പാട് ഒരു സൗരകളങ്കമാണ്.

ആദ്യമായി ദൂരദർശിനിയിലൂടെ ബുധനിരീക്ഷണം നടത്തിയത് പതിനേഴാം നൂറ്റാണ്ടിൽ ഗലീലിയോ ആയിരുന്നു. ശുക്രന്റെ കലകൾ അദ്ദേഹം നിരീക്ഷിച്ചുവെങ്കിലും ബുധന്റെ കലകൾ കാണുവാൻ മാത്രം ശക്തമായിരുന്നില്ല അദ്ദേഹത്തിന്റെ ദൂരദർശിനി. സൗര പശ്ചാത്തലത്തിലൂടെയുള്ള ബുധന്റെ സംതരണം ആദ്യമായി 1631 ൽ പിയറി ഗാസെൻഡി നിരീക്ഷിച്ചു, ജൊഹന്നാസ് കെപ്ലെർ മുൻകൂട്ടി കണ്ടതനുസരിച്ചായിരുന്നു അത്. ശുക്രൻ ചന്ദ്രൻ എന്നിവയെ പോലെ ബുധനും പരിക്രമണ ഘട്ടങ്ങളുണ്ടെന്ന് 1639 ൽ ഗയോവനി സുപി ദൂരദർശിനിയുപയോഗിച്ച് കണ്ടെത്തി. ബുധൻ സൂര്യനു ചുറ്റും പരിക്രമണം ചെയ്യുന്നുണ്ടെന്നതിന് വിശദീകരണം നൽകുന്നതായിരുന്നു ഈ നിരീക്ഷണം.[12]

ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലെ അപൂർവ്വ കാഴ്ചകളിലൊന്നാണ് ഭൂമിയിൽ നിന്നും നോക്കുമ്പോൾ ഒരു ഗ്രഹം മറ്റൊരു ഗ്രഹത്തിനു മുന്നിലായി കടന്നു പോകുന്നത് (occultation). ഇങ്ങനെ ബുധനു ശുക്രനും ഏതാനും നൂറ്റാണ്ടുകൾ കൂടുമ്പോൾ പരസ്പരം കടന്നുപോകാറുണ്ട്, ഇങ്ങനെ ചരിത്രത്തിൽ രേഖപ്പെടുത്തപ്പെട്ട ഒരേയൊരു ദൃശ്യം 1737 മെയ് 28 ന് ജോൺ ബേവിസ് റോയൽ ഗ്രീന്വിച്ച് ഒബ്സെർവേറ്ററിയിൽ വെച്ച് നിരീക്ഷിച്ചിരുന്നു.[91] ഈ രീതിയിൽ ബുധനെ ശുക്രൻ ഇനി കടന്നുപോകുക 2133 ഡിസംബർ 3 നാണ്.[92]

ബുധനെ നിരീക്ഷിക്കുവാൻ സ്വതവേയുള്ള ബുദ്ധിമുട്ടുകൾ സൂചിപ്പിക്കുന്നത് ഏറ്റവും കുറച്ച് പഠനവിധേയമാക്കപ്പെട്ട സൗരയൂഥഗ്രഹമാണിതെന്നാണ്. 1800 ൽ ജോഹന്നാൻ ഷ്രോട്ടർ (Johann Schröter) ഗ്രഹത്തിന്റെ സവിശേഷതകൾ നിരീക്ഷിച്ചു, 20 കി.മീ ഉയരമുള്ള പർവ്വതങ്ങൾ നിരീക്ഷിച്ചെന്ന വാദമുന്നയിക്കുകയും ചെയ്തിരുന്നു. ഷ്രോട്ടറിന്റെ വരപ്പുകളെ ഉപയോഗിച്ച് ഫ്രെഡെറിക്ക് ബെസെൽ (Friedrich Bessel) ഭ്രമണസമയദൈർഘ്യം 24 മണിക്കൂറെന്നും അച്ചുതണ്ടിന്റെ ചെരിവ് 70° എന്നും തെറ്റായി കണക്കാക്കുകയുണ്ടായി.[93] 1880കളിൽ ഗയോവന്നി ഷിയപെരേലി (Giovanni Schiaparelli) ബുധനെ കൂടുതൽ കൃത്യമായ മാപനങ്ങൾക്ക് വിധേയമാക്കുകയും ടൈഡൽ ലൊക്കിങ്ങ് (tidal locking) കാരണമായി ഭ്രമണകാലം പരിക്രമണകാലത്തിനു തുല്യമായി 88 ദിവസമാണെന്ന് അഭിപ്രായപ്പെട്ടു.[94] ഈ പ്രതിഭാസത്തിന്‌ സിംക്രണസ് റൊട്ടേഷൻ (synchronous rotation) എന്നാണ്‌ പറയുക, ഭൂമിയുടെ ചന്ദ്രന്റെ ഭ്രമണം ഇപ്രകാരമാണ്‌. യൂജിനിയോസ് അന്റോണിയാഡി (Eugenios Antoniadi) ബുധന്റെ ഉപരിതലം മാപ്പുചെയ്യാനുള്ള ശ്രമങ്ങൾ തുടരുകയും, 1934 ൽ ഈ രണ്ട് മാപ്പുകളും അദ്ദേഹത്തിന്റേതും ഉൾപ്പെടുത്തി പുസ്തകം പ്രസിദ്ധീകരിക്കുകയും ചെയ്യുകയുമുണ്ടായി.[56] അന്റോണിയാഡിയുടെ മാപ്പിൽ നിന്നാണ് ബുധന്റെ ഉപരിതലത്തിലെ പല സവിശേഷതകളുടേയും, പ്രത്യേകിച്ച് ആൽബിഡോ സംബന്ധമായ സവിശേഷതകളുടെ പേരുകൾ‌ സ്വീകരിച്ചിരിക്കുന്നത്.[95]

1962 ൽ സോവിയേറ്റ് യൂണിയനിലെ യു.എസ്.എസ്.ആർ. അക്കാദമി ഓഫ് സയൻസെസിലെ (USSR Academy of Sciences) ഇൻസ്റ്റിസ്റ്റ്യൂട്ട് ഓഫ് റേഡിയോ-എൻജിനീയറിങ്ങിലെ (Institute of Radio-engineering and Electronics) വ്ലാദമിർ കോട്ടെൽനികോവിന്റെ (Vladimir Kotelnikov) നേതൃത്വത്തിലുള്ള ശാസ്ത്രജ്ഞർ റഡാർ സിഗ്നൽ പ്രതിഫലിപ്പിക്കുന്നതിൽ ആദ്യമായി വിജയിച്ചു, ഇത് ഗ്രഹത്തിന്റെ റഡാർ വഴിയുള്ള നിരീക്ഷണങ്ങൾക്ക് തുടക്കമിട്ടു.[96][97][98] മൂന്നു വർഷത്തിനുശേഷം 300 മീറ്റർ വ്യാസമുള്ള അരിസീബൊ ഒബ്സെർവേറ്ററി (Arecibo Observatory) റേഡിയോ ടെലിസ്കോപ്പുപയോഗിച്ച് അമേരിക്കൻ ശാസ്ത്രജ്ഞരായ ഗോർഡൺ പീറ്റെൻഗിൽ (Gordon Pettengill), ആർ. ഡൈസ് (R. Dyce) എന്നിവർ നടത്തിയ നിരീക്ഷണങ്ങൾ ഗ്രഹത്തിന്റെ ഭ്രമണദൈർഘ്യം 59 ഭൗമദിനങ്ങൾക്ക് തുല്യമാണെന്ന് തെളിയിച്ചു.[99][100] ഇത് ശാസ്ത്രജ്ഞരിൽ അതിശയമുളവാക്കുന്ന കാര്യമായിരുന്നു, കാരണം അതിനു ബുധന്റെ മുൻപ് ഭ്രമണദൈർഘ്യം പരിക്രമണകാലത്തിനു തുല്യമായ അവസ്ഥയായ ടൈഡൽ ലോക്കിങ്ങിനു വിധേയമാണെന്നായിരുന്നു കരുതിയിരുന്നത്. ബുധൻ ടൈഡൽ ലോക്കിങ്ങിനു വിധേയമായിരുന്നെങ്കിൽ അതിന്റെ ഇരുണ്ടവശം വളരെയധികം തണുത്തതായിരിക്കണം പക്ഷെ പ്രതീക്ഷയ്ക്ക് വിരുദ്ധമായി റേഡിയോ വികിരണങ്ങൾ വഴിയുള്ള നിരീക്ഷണങ്ങൾ താപനില വളരേ കൂടുതലാണെന്ന് കാണിക്കുന്നതായിരുന്നു. ആ അവസരത്തിൽ സിംക്രണസ് റൊട്ടേഷൻ സിദ്ധാന്തം ഉപേക്ഷിക്കുവാൻ വൈമനസ്യമുണ്ടായിരുന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞർ ഇതിനു കാരണമായി അതിശക്തമായ തപവിതരണ പ്രവാഹങ്ങളെ നിരീക്ഷണത്തിനു വിശദീകരിക്കുവാൻ മുന്നോട്ടുവയ്ക്കുകയും ചെയ്തു.[101]

ഇറ്റാലിയൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ഗിസെപ്പോ കൊളംബോ (Giuseppe Colombo) ബുധന്റെ ഭ്രമണകാലം പരിക്രമണകാലത്തിന്റെ ഏതാണ്ട് മൂന്നിലൊന്നാണെന്ന കാര്യം സൂചിപ്പിച്ചു, സാധാരണ പറഞ്ഞുവരാറുള്ള 1:1 അനുപാതത്തിൽ നിന്നും വിഭിന്നമായ 3:2 അനുപാതത്തിലുള്ള ഇത് ടൈഡൽ ലോക്കിങ്ങിന്റെ മറ്റൊരു രൂപമാണെന്ന് കാര്യം മുന്നോട്ടുവയ്ക്കുകയും ചെയ്തു.[102] മാരിനർ 10 ൽ നിന്നുള്ള വിവരങ്ങൾ ഈ കാഴ്ച്ചപ്പാടിനെ ശരിവെക്കുന്നതായിരുന്നു.[103] ഇതുവഴി ഷിയപെരേലിയുടേയും അന്റോണിയാഡിയുടെയും മാപ്പുകൾ തെറ്റാണെന്ന് വരുന്നില്ല, ആ ശാസ്ത്രജ്ഞർ നിരീക്ഷണങ്ങൾ നടത്തുമ്പോൾ ഒരേ വശത്തെ ഉപരിതല സവിശേഷതകളായിരുന്നു കണ്ടിരുന്നത്, അന്നത്തെ മോശം ചുറ്റുപാടിലുള്ള നിരീക്ഷണത്തിൽ വ്യത്യാസങ്ങൾ ഒഴിവാക്കുകയും ചെയ്യുകയായിരുന്നു.[93]

സൂര്യനോടേറ്റവും അടുത്തുള്ള ഈ ഗ്രഹത്തെപ്പറ്റിയുള്ള വിവരങ്ങളിലേക്ക് ഭൗമോപരിതലത്തിൽ നിന്നുള്ള നിരീക്ഷണങ്ങൾ അധികം വെളിച്ചം വീശിയിരുന്നില്ല. ഇതിനെ കടന്ന് ആദ്യമായി ഒരു ബഹിരാകാശപേടകം സഞ്ചരിച്ചതിനു ശേഷമാണ് ഗ്രഹത്തെ കുറിച്ചുള്ള അടിസ്ഥാനപരമായ പല വിവരങ്ങളും ലഭിക്കുന്നത്. എങ്കിലും അടുത്തകാലത്ത് സാങ്കേതികവിദ്യയിലുണ്ടായ മുന്നേറ്റങ്ങൾ ഭൗമോപരിതലത്തിൽ നിന്നും കൂടുതൽ മെച്ചപ്പെട്ട നിരീക്ഷണങ്ങൾ നടത്തുന്നതിലേക്ക് നയിച്ചിട്ടുണ്ട്. 2000 ൽ മൗണ്ട് വിത്സൺ ഒബ്സർവേറ്ററിയിലെ (Mount Wilson Observatory) 1.5 മീ വ്യാസമുള്ള ഹെയ്‌ൽ ടെലിസ്കോപ്പ് (Hale telescope) നിരീക്ഷണങ്ങൾ വഴി ബുധന്റെ ഉയർന്ന റെസെല്യൂഷനിലുള്ള ചിത്രങ്ങൾ തയ്യാറാക്കിയിരുന്നു. ഇത് മാരിനർ ദൗത്യത്തിൽ പകർത്തപ്പെടാത്ത ഗ്രഹത്തിന്റെ ഭാഗങ്ങൾ നൽകുന്നതിൽ സഹായിച്ചു.[104] പിന്നീട് പകർത്തിയ ചിത്രങ്ങൾ കലോറിസ് തടത്തേക്കാളും വലിയ ഇരട്ട വലയത്തോടു കൂടിയ ഉൽക്കാപതന ഗർത്തം മരിനർ പകർത്താത്ത അർദ്ധഗോളത്തിൽ ഉണ്ടായിരിക്കാനുള്ള സാധ്യതയിലേക്ക് വിരൽ ചൂണ്ടുന്നതായിരുന്നു. ഇതിനെ അനൗദ്യോഗികമായി സ്കിനാകസ് തടം (Skinakas Basin) എന്നാണ് വിളിക്കുന്നത്.[35] ഗ്രഹത്തിന്റെ ഭൂരിഭാഗം ഭാഗങ്ങളേയും അരീസിബോ റഡാർ ടെലിസ്കോപ്പ് 5 കി.മീ. റെസെല്യൂഷനോടുകൂടി പകർത്തിയിട്ടുണ്ട്, ഇതിൽ ധ്രുവങ്ങളിലെ ഇരുണ്ട ഗർത്തങ്ങളുംപെടുന്നു, അവിടെ ജലം മഞ്ഞ് രൂപത്തിൽ ഉണ്ടായിരിക്കാനിടയുണ്ട്.[105]

ബഹിരാകാശപേടകങ്ങൾ ഉപയോഗിച്ചുള്ള ഗവേഷണം[തിരുത്തുക]

ഭൂമിയെ അപേക്ഷിച്ച് ബുധൻ സൂര്യനോടെ വളരെ അടുത്ത് സ്ഥിതിചെയ്യുന്നതിനാൽ ഭൂമിയിൽ നിന്നും ബുധനിലേക്ക് എത്തിച്ചേരുക എന്നുള്ളത് സാങ്കേതികമായ നിരവധി വെല്ലുവിളികൾ നിറഞ്ഞതാണ്‌. ബുധനെ ലക്ഷ്യമാക്കി സഞ്ചരിക്കുന്ന പേടകത്തിന്‌ സൂര്യന്റെ ഗുരുത്വാകർഷണ ബലത്തിന്റെ ദിശയിൽ 9.1 കി.മീറ്ററിൽകൂടുതൽ സഞ്ചരിക്കേണ്ടതായുണ്ട്. ബുധൻ സൂര്യനുചുറ്റും പരിക്രമണം ചെയ്യുന്നത് 48 കി.മീ./സെക്കന്റ് എന്ന നിരക്കിലാണ്‌, ഭൂമി 30 കി.മീ./സെക്കന്റ് എന്ന നിരക്കിലും. മറ്റു ഗ്രഹങ്ങളെ അപേക്ഷിച്ച് ബുധന് അടുത്തുള്ള ഹോഹ്മാൻ ട്രാൻസ്ഫർ പരിക്രമണപാതയിൽ (Hohmann transfer orbit) പ്രവേശിക്കുവാൻ ബഹിരാകാശപേടകത്തിന്‌ പ്രവേഗത്തിൽ (delta-v) വലിയ മാറ്റം വരുത്തേണ്ടതുണ്ട്.[106]

സൂര്യന്റെ പൊട്ടെൻഷ്യൽ വെല്ലിനു (potential well) താഴോട്ട് സഞ്ചരിക്കുന്നതുവഴി സ്വതന്ത്രമാക്കപ്പെടുന്ന സ്ഥിതികോർജ്ജം ഗതികോർജ്ജമായി മാറുന്നു; ബുധനെ പെട്ടെന്ന് കടന്നുപോകുന്നതല്ലാത്ത എന്തെങ്കിലും ചെയ്യേണ്ടതുണ്ടെങ്കിൽ ഈ അവസ്ഥ ഡെൽറ്റ-v വരുത്തേണ്ടതായ മാറ്റത്തിന്റെ അളവ് വർദ്ധിപ്പിക്കുന്നു. ഗ്രഹത്തിൽ സുരക്ഷിതമായി ഇറങ്ങുന്നതിനോ സ്ഥിരമായ പരിക്രമണപാഥയിൽ പ്രവേശിക്കുന്നതിനോ പേടകത്തിന്‌ റോക്കറ്റ് മോട്ടറുകളെ ആശ്രയിക്കേണ്ടിവരുന്നു. ഇവിടെ എയറോബ്രേക്കിങ്ങ് (Aerobraking) ഫലപ്രദമല്ല കാരണം ഗ്രഹത്തിന്‌ വളരെ നേരിയ അന്തരീക്ഷമേ ഉള്ളൂ എന്നതുതന്നെ. ഇതൊക്കെ കാരണം ബുധനടുത്തേക്ക് സഞ്ചരിക്കുവാൻ ഒരു ബഹിരാകാശപേടകത്തിന്‌ സൗരയൂഥത്തിൽ നിന്ന് തന്നെ പുറത്തുപോകുന്നതിനേക്കാൾ റോക്കറ്റ് ഇന്ധനം ആവശ്യമായി വരുന്നു. അതിനാൽ തന്നെ ഇതുവരെ രണ്ട് ബഹിരാകാശപേടകങ്ങൾ മാത്രമേ ബുധനെ സന്ദർശിച്ചിട്ടുള്ളൂ.[107] മുന്നോട്ടു വയ്ക്കപ്പെട്ട മറ്റൊരുപായം സൂര്യനുചുറ്റും ബുധന്‌ സമാനമായ പരിക്രമണപാത കൈവരിക്കുന്നതിന്‌ സോളാർ സെയ്ൽ (solar sail) നടത്തുക എന്നതാണ്‌.[108]

മാരിനർ 10[തിരുത്തുക]

ആദ്യമായി സൂര്യനോടേറ്റവും അടുത്തുള്ള ഗ്രഹത്തെ സന്ദർശിച്ച മാരിനർ 10 ബഹിരാകാശപേടകം.
മാരിനർ 10 ൽ നിന്നുള്ള ബുധന്റെ കാഴ്ച

നാസ വിക്ഷേപിച്ച മാരിനർ 10 ആണ്‌ ബുധനെ സന്ദർശിച്ച (1974–75) ആദ്യത്തെ ബഹിരാകാശയാനം.[11] ബുധനെ സമീപിക്കുന്നതിനായി വാഹനത്തിന്റെ പരിക്രമണ പ്രവേഗം ക്രമീകരിക്കുന്നതിന്‌ ശുക്രന്റെ ഗുരുത്വബലമാണ്‌ മാരിനർ ഉപയോഗിച്ചത്. ഇതുവഴി ഗ്രാവിറ്റേഷനൽ സ്ലിങ്ങ്ഷോട്ട് എന്ന ഈ പ്രതിഭാസം ഉപയോഗിക്കുന്ന ആദ്യത്തേതും, ഒന്നിൽ കൂടുതൽ ഗ്രഹങ്ങൾ സന്ദർശിച്ച ആദ്യത്തേതുമായ ബഹിരാകാശവാഹമായിത്തീർന്നു ഈ പേടകം.[106] ബുധന്റെ സമീപത്തുനിന്നെടുത്ത ചിത്രങ്ങൾ ആദ്യമായി മാരിനർ പകർത്തിയെടുത്തു, ഇത് ബുധന്റെ ഉൽക്കപതനങ്ങൾ മൂലം ഗർത്തങ്ങളാൽ നിറഞ്ഞ ഉപരിതലവും, ഇരുമ്പ് കാമ്പ് തണുക്കുന്നതുമൂലം ഗ്രഹം ചുരുങ്ങുകവഴി ഉപരിതലത്തിലുണ്ടായ മടക്കുകൾ പോലെയുള്ള മറ്റ് ഭൗമശാസ്ത്ര പ്രത്യേകതകളും വെളിപ്പെടുത്തിത്തന്നു.[109] നിർഭാഗ്യവശാൽ മാരിനർ 10 ന്റെ പരിക്രമണദൈർഘ്യം കാരണമായി ഗ്രഹത്തെ സമീപിക്കുന്ന അവസരങ്ങളിലെല്ലാം ഭ്രമണം വഴി ഒരു വശം മാത്രം അഭിമുഖമായി വരുകയായിരുന്നു. ഇത് ഗ്രഹത്തിന്റെ രണ്ട് വശങ്ങളിലും നിരീക്ഷണം നടത്തുന്നത് അസാധ്യമാക്കി,[110] അതിനാൽ തന്നെ ഉപരിതലത്തിന്റെ 45 ശതമാനത്തിൽ താഴെ ഭാഗങ്ങളുടെ മാപ്പിങ്ങ് മാത്രമേ നടത്താൻ കഴിഞ്ഞുള്ളൂ.[111]

1974 മാർച്ച് 27 ന്‌ അതായത് ആദ്യമായി ബുധനെ കടന്നു സഞ്ചരിക്കുന്നതിന്‌ രണ്ട് ദിവസം മുൻപ്, മാരിനർ 10 ലെ ഉപകരണങ്ങൾ ബുധന്റെ സമീപഭാഗത്ത് വലിയ അളവിൽ അൾട്രാവയലറ്റ് കിരണങ്ങൾ രേഖപ്പെടുത്തുവാൻ തുടങ്ങി. ഇത് ബുധന്റെ ഉപഗ്രഹത്തിൽ നിന്നെത്തുന്നതെന്ന അനുമാനത്തിലേക്ക് നയിച്ചു, കുറച്ചുകഴിഞ്ഞ് ഈ വലിയതോതിലുള്ള അൾട്രാവയലറ്റ് കിരണങ്ങൾ ചഷകം നക്ഷത്രരാശിയിലെ നക്ഷത്രം 31 ൽ നിന്നുള്ളതാണെന്ന് സ്ഥിരീകരിച്ചു, ഇതോടെ ബുധന്റെ ഉപഗ്രഹമെന്ന വാദം ജ്യോതിശാസ്ത്രചരിത്രത്തിൽ ഒരു അടിക്കുറിപ്പിലേക്ക് നീക്കപ്പെട്ടു.

ബുധനുമായി മൂന്ന് തവണ ഈ ബഹിരാകാശപേടകം അടുത്ത് സന്ധിച്ചിട്ടുണ്ട്, അതിൽ ഏറ്റവും അടുത്തുവന്ന അവസരത്തിൽ ഉപരിതലത്തിൽ നിന്നും 327 കി.മീ ദൂരത്തിലായിരുന്നു.[112] ആദ്യതവണ സമീപിച്ചപ്പോൾ ഗ്രഹഭൗമശാസ്ത്രജ്ഞരിൽ അമ്പരപ്പുളവാക്കിക്കൊണ്ട് പേടകത്തിലെ ഉപകരണങ്ങൾ ഗ്രഹത്തിന്‌ കാന്തികക്ഷേത്രമുണ്ടെന്ന കാര്യം തിരിച്ചറിഞ്ഞു, ബുധന്റെ സാവധാനത്തിലുള്ള ഭ്രമണം ഡൈനാമോ പ്രതിഭാസം ഉളവാക്കാൻ പോന്നതല്ല എന്നായിരുന്നു കരുതിയിരുന്നത്. രണ്ടാം തവണ സമീപിച്ചപ്പോൾ പ്രധാനമായി ചിത്രങ്ങൾ പകർത്തുകയായിരുന്നു ചെയ്തത്. മൂന്നാം തവണ, വലിയ അളവിൽ കാന്തിക വിവരങ്ങൾ ശേഖരിക്കുവാൻ സാധിച്ചു. ഈ വിവരങ്ങൾ വഴി ഗ്രഹത്തിന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രം ഭൂമിയുടേതിന്‌ താരതമ്യപ്പെടുത്താവുന്നതാണെന്ന് കാട്ടിത്തന്നു. ബുധന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രവും സൗരക്കാറ്റുകളെ വ്യതിചലിപ്പിക്കുന്നുണ്ട്. എങ്കിലും ഇപ്പോഴും ബുധന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ കാരണത്തെപ്പറ്റി വ്യത്യസ്തമായ സിദ്ധാന്തങ്ങൾ നിലവിലുണ്ട്.[113]

പേടകം അവസാനമായി സമീപസന്ദർശനം നടത്തിയതിന്‌ ഏതാനും ദിവസങ്ങൾക്ക് ശേഷം ഇന്ധനം തീർന്നുപോവുകയുണ്ടായി. അതിനു ശേഷം പിന്നീടിതുവരെ വാഹനത്തിന്റെ പരിക്രമണം നിയന്ത്രിക്കുവാൻ കഴിഞ്ഞിട്ടില്ല. 1975 മാർച്ച് 25 ന്‌ ദൗത്യസംഘം വാഹനത്തിലേക്ക് അതിന്റെ പ്രവർത്തനങ്ങൾ അവസാനിപ്പിക്കുവാനുള്ള നിർദ്ദേശസന്ദേശങ്ങൾ അയക്കുകയും ചെയ്തു.[114] ഏതാനും മാസങ്ങൾ കൂടുമ്പോൾ ബുധനെ കടന്നുപോയിക്കൊണ്ട് ഇപ്പോഴും മാരിനർ 10 സൂര്യനെ പരിക്രമണം ചെയ്യുന്നുണ്ടെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു.[115]

മെസെഞ്ചർ[തിരുത്തുക]

വിക്ഷേപണത്തിന്‌ തയ്യാറാക്കപ്പെട്ടുകൊണ്ടിരുന്ന മെസെഞ്ചർ

രണ്ടാമതായി നാസ ബുധദൗത്യത്തിനു വിക്ഷേപിച്ച ബഹിരാകാശപേടകമാണ്‌ മെസെഞ്ചർ (MESSENGER, MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging), 2004 ഓഗസ്റ്റ് 3 ന്‌ കേപ്പ് കാനവെറൽ എയർ ഫോഴ്സ് സ്റ്റേഷനിൽ നിന്നും ബോയിങ്ങ് ഡെൽറ്റ 2 റോക്കറ്റിലേറ്റിയാണ്‌ വിക്ഷേപണം നടത്തിയത്. ഭൂമിയെ വിട്ട് പറന്നത് 2005 ഓഗസ്റ്റിനാണ്‌, ഒക്ടോബർ 2006 നും ജൂൺ 2007 നുമാണ്‌ ശുക്രനെ സമീപിച്ചത്, ബുധനു ചുറ്റുമുള്ള കൃത്യമായ പരിക്രമണപാതയിലേക്ക് എത്തുന്നതിനായുള്ള വിക്ഷേപണപഥം പ്രാപിക്കുന്നതിനു വേണ്ടിയായിരുന്നു ഇത്.[116] ആദ്യമായി ബുധനെ കടന്ന് സഞ്ചരിച്ചത് 2008 ജനുവരി 14 നാണ്‌, രണ്ടാമതായി 2008 ഒക്ടോബർ 6 നും,[117] മൂന്നാമതായി 2009 സെപ്റ്റംബർ 29 നും സഞ്ചരിച്ചു.[118] മാരിനർ 10 ന്‌ പകർത്താൻ സാധിക്കാതിരുന്ന അർദ്ധഭാഗത്തിന്റെ ഭൂരിഭാഗവും ഈ അവസരങ്ങളിൽ പകർത്തുകയുണ്ടായി. പേടകം 2011 മാർച്ച് 18ന് ഗ്രഹത്തിനു ചുറ്റുമുള്ള ദീർഘവൃത്തപരിക്രമണപാതയിൽ പ്രവേശിച്ചു. 2011 മാർച്ച് 29ന് മെസ്സഞ്ചറിൽ നിന്നുള്ള ആദ്യത്തെ ഇമേജ് ലഭ്യമായി. ഏതാണ്ട് ഒരു വർഷത്തോളമുള്ള മാപ്പിങ്ങ് ദൗത്യമാണ്‌ മെസ്സഞ്ചറിന്റേത്.[117]

ബുധന്റെ ഉയർന്ന സാന്ദ്രതയ്ക്കുള്ള കാരണം, അതിന്റെ ഭൗമശാസ്ത്രപരമായ ചരിത്രം, കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ സ്വഭാവം, കാമ്പിന്റെ ഘടന, ധ്രുവങ്ങളിൽ മഞ്ഞുണ്ടായിരിക്കാനുള്ള സാധ്യത, നേർത്ത അന്തരീക്ഷം ഉണ്ടായതിനുള്ള കാരണം എന്നിവ കണ്ടെത്തി വിശദീകരിക്കുകയാണ്‌ ദൗത്യത്തിന്റെ ഉദ്ദേശം. ഇതിനൊക്കെ വേണ്ടി മാരിനർ 10 ൽ ഉണ്ടായിരുന്നതിനേക്കാൾ മെച്ചപ്പെട്ട രീതിയിൽ ഗ്രഹത്തിന്റെ ഉയർന്ന റെസെല്യൂഷനിലുള്ള ചിത്രം പകർത്തുന്നതിനുവേണ്ടിയുള്ള ഉപകരണങ്ങൾ, പുറന്തോടിലെ മൂലകങ്ങളുടെ വിതരണം അറിയുന്നതിനായി വ്യത്യസ്തതരത്തിലുള്ള സ്പെക്ട്രോമീറ്ററുകൾ, ചാർജ്ജ് ചെയ്യപ്പെട്ട കണങ്ങളുടെ പ്രവേഗങ്ങൾ അളക്കുന്നതിനുള്ള മാഗ്നെറ്റോമീറ്ററുകളും മറ്റുപകരണങ്ങളും ഗ്രഹത്തിന്റെ ആന്തരഘടനയെ കുറിച്ചുള്ള നിഗമനങ്ങളിലെത്തുന്നതിനായി പേടകത്തിന്റെ പരിക്രമണപ്രവേഗത്തിൽ വരുന്ന മാറ്റങ്ങൾ അറിയുന്നതിനുള്ള ഉപാധികൾ എന്നിവ അതിൽ സജ്ജീകരിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്.[24]

ബെപികൊളംബോ[തിരുത്തുക]

ജപ്പാനുമായി ചേർന്ന് യൂറോപ്പ്യൻ സ്പേസ് ഏജൻസി നടത്താനുദ്ദേശിക്കുന്ന ദൗത്യമാണ്‌ ബെപികൊളംബോ (BepiColombo), രണ്ട് പേടകങ്ങളാണ്‌ ഈ ദൗത്യത്തിൽ ഉപയോഗിക്കപ്പെടുന്നത്, ഒന്ന് ഗ്രഹത്തിന്റെ മാപ്പുകൾ തയ്യാറാക്കാനും മറ്റൊന്ന് അതിന്റെ കാന്തികമണ്ഡലത്തെക്കുറിച്ച് പഠിക്കാനുള്ള മാഗ്നെറ്റോമീറ്ററുമാണ്‌.[119] വിക്ഷേപണത്തിനുശേഷം 2019 ൽ പേടകം ബുധനരികിൽ എത്തുമെന്ന് പ്രതീക്ഷിക്കുന്നു.[120] അവിടെ എത്തിച്ചേർന്നതിനു ശേഷം മാഗ്നെറ്റോമീറ്ററിനെ പേടക വ്യൂഹം ഒരു ദീർഘവൃത്തത്തിൽ വിക്ഷേപിക്കും, അതിനു ശേഷം കെമിക്കൽ റോക്കറ്റുകളുപയോഗിച്ച് മാപ്പിങ്ങ് പേടകത്തെ വൃത്തപാതയിൽ ക്രമീകരിക്കുകയും ചെയ്യും. രണ്ടുപേടകങ്ങളും ഒരു ഭൗമവർഷക്കാലത്തോളം പ്രവർത്തിക്കും.[119] മെസിഞ്ചറിൽ ഉണ്ടായിരുന്നതുപോലെയുള്ള സ്പെക്ട്രോമീറ്ററുകളുടെ നിര മാപ്പെർ പേടകത്തിൽ ഉണ്ടായിരിക്കും, ഇവയുപയോഗിച്ച് ഗ്രഹത്തെ ഇൻഫ്രാറെഡ്, അൾട്രാവയലറ്റ്, എക്സ്-കിരണം, ഗാമ കിരണം തുടങ്ങി വ്യത്യസ്ത തരംഗദൈർഘ്യങ്ങളിൽ പഠനവിധേയമാക്കുകയും ചെയ്യും.[121]

കുറിപ്പുകൾ[തിരുത്തുക]

.^  പ്ലൂട്ടോ ആയിരുന്നു ഏറ്റവും ചെറിയ ഗ്രഹം, പക്ഷെ 2008 മുതൽ അതിനെ ഒരു കുള്ളൻ ഗ്രഹമായാണ്‌ പരിഗണിക്കുന്നത്.

അവലംബം[തിരുത്തുക]

  1. Yeomans, Donald K. (April 7, 2008). "HORIZONS System". NASA JPL. ശേഖരിച്ചത് 2008-04-07. 
  2. 2.00 2.01 2.02 2.03 2.04 2.05 2.06 2.07 2.08 2.09 2.10 2.11 2.12 "Mercury Fact Sheet". NASA Goddard Space Flight Center. November 30, 2007. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-28. 
  3. "The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter". 2009-04-03. യഥാർത്ഥ സൈറ്റിൽ നിന്ന് 2009-04-20-നു ആർക്കൈവ് ചെയ്തത്. ശേഖരിച്ചത് 2009-04-03.  (produced with Solex 10 written by Aldo Vitagliano; see also Invariable plane)
  4. 4.0 4.1 4.2 4.3 4.4 4.5 4.6 4.7 Munsell, Kirk; Smith, Harman; Harvey, Samantha (May 28, 2009). "Mercury: Facts & Figures". Solar System Exploration. NASA. ശേഖരിച്ചത് 2008-04-07. 
  5. Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; et al. (2007). "Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 90: 155–180. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1007/s10569-007-9072-y. ശേഖരിച്ചത് 2007-08-28. 
  6. Margot, L.J.; Peale, S. J.; Jurgens, R. F.; Slade, M. A.; Holin, I. V. (2007). "Large Longitude Libration of Mercury Reveals a Molten Core". Science 316: 710–714. PMID 17478713. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1126/science.1140514. 
  7. 7.0 7.1 7.2 Espenak, Fred (July 25, 1996). "Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006". NASA Reference Publication 1349. NASA. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-23. 
  8. "mercurial". Merriam-Webster Online. ശേഖരിച്ചത് 2008-06-12. 
  9. "Mercury magnetic field". C. T. Russell & J. G. Luhmann. ശേഖരിച്ചത് 2007-03-16. 
  10. "Background Science". European Space Agency. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-23. 
  11. 11.0 11.1 11.2 Dunne, J. A. and Burgess, E. (1978). "Chapter One". The Voyage of Mariner 10 — Mission to Venus and Mercury. NASA History Office. 
  12. 12.0 12.1 12.2 12.3 12.4 12.5 Strom, Robert G.; Sprague, Ann L. (2003). Exploring Mercury: the iron planet. Springer. ഐ.എസ്.ബി.എൻ. 1852337311. 
  13. staff (May 8, 2003). "Mercury". U.S. Geological Survey. ശേഖരിച്ചത് 2006-11-26. 
  14. Lyttleton, R. A. (1969). "On the Internal Structures of Mercury and Venus". Astrophysics and Space Science 5 (1): 18. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1007/BF00653933. 
  15. Gold, Lauren (May 3, 2007). "Mercury has molten core, Cornell researcher shows". Chronicle Online (Cornell University). ശേഖരിച്ചത് 2008-05-12. 
  16. 16.0 16.1 Finley, Dave (May 3, 2007). "Mercury's Core Molten, Radar Study Shows". National Radio Astronomy Observatory. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-12. 
  17. Spohn, Tilman; Sohl, Frank; Wieczerkowski, Karin; Conzelmann, Vera (2001). "The interior structure of Mercury: what we know, what we expect from BepiColombo". Planetary and Space Science 49 (14–15): 1561–1570. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1016/S0032-0633(01)00093-9. ബിബ്‌കോഡ്:2001P&SS...49.1561S. 
  18. Gallant, R. 1986. The National Geographic Picture Atlas of Our Universe. National Geographic Society, 2nd edition.
  19. J.D. Anderson, et al. (July 10, 1996). "Shape and Orientation of Mercury from Radar Ranging Data". Icarus (Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology) 124: 690. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1006/icar.1996.0242. 
  20. Schenk, P.; Melosh, H. J.;. "Lobate Thrust Scarps and the Thickness of Mercury’s Lithosphere". Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference 1994: 1994LPI....25.1203S. ശേഖരിച്ചത് 2008-06-03. 
  21. 21.0 21.1 21.2 21.3 Benz, W.; Slattery, W. L.; Cameron, A. G. W. (1988). "Collisional stripping of Mercury’s mantle". Icarus 74 (3): 516–528. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1016/0019-1035(88)90118-2. 
  22. 22.0 22.1 Cameron, A. G. W. (1985). "The partial volatilization of Mercury". Icarus 64 (2): 285–294. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1016/0019-1035(85)90091-0. 
  23. Weidenschilling, S. J. (1987). "Iron/silicate fractionation and the origin of Mercury". Icarus 35 (1): 99–111. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1016/0019-1035(78)90064-7. 
  24. 24.0 24.1 Grayzeck, Ed. "MESSENGER Web Site". Johns Hopkins University. ശേഖരിച്ചത് 2008-04-07. 
  25. "BepiColombo". ESA Science & Technology. European Space Agency. ശേഖരിച്ചത് 2008-04-07. 
  26. Staff (February 28, 2008). "Scientists see Mercury in a new light". Science Daily. ശേഖരിച്ചത് 2008-04-07. 
  27. Strom, Robert (September 1979). "Mercury: a post-Mariner assessment". Space Science Reviews 24: 3–70. 
  28. Dunne, J. A. and Burgess, E. (1978). "Chapter Seven". The Voyage of Mariner 10 — Mission to Venus and Mercury. NASA History Office. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-28. 
  29. Broadfoot, A. L.; S. Kumar, M. J. S. Belton, and M. B. McElroy (July 12, 1974). "Mercury's Atmosphere from Mariner 10: Preliminary Results". Science 185 (4146): 166–169. PMID 17810510. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1126/science.185.4146.166. 
  30. Staff (August 5, 2003). "Mercury". U.S. Geological Survey. ശേഖരിച്ചത് 2008-04-07. 
  31. Head, James W.; Solomon, Sean C. (1981). "Tectonic Evolution of the Terrestrial Planets". Science 213 (4503): 62–76. PMID 17741171. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1126/science.213.4503.62. ശേഖരിച്ചത് 2008-04-07. 
  32. Jefferson Morris, "Laser Altimetry", Aviation Week & Space Technology Vol 169 No 18, 10 Nov. 2008, p. 18: "Mercury's crust is more analogous to a marbled cake than a layered cake."
  33. 33.0 33.1 33.2 33.3 33.4 33.5 33.6 Spudis, P. D. (2001). "The Geological History of Mercury". Workshop on Mercury: Space Environment, Surface, and Interior, Chicago: 100. ശേഖരിച്ചത് 2008-06-03. 
  34. Shiga, David (January 30, 2008). "Bizarre spider scar found on Mercury's surface". NewScientist.com news service. 
  35. 35.0 35.1 L. V. Ksanfomality (2006). "Earth-based optical imaging of Mercury". Advances in Space Research 38: 594. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1016/j.asr.2005.05.071. 
  36. Schultz, Peter H.; Gault, Donald E. (1975). "Seismic effects from major basin formations on the moon and Mercury". Earth, Moon, and Planets 12 (2): 159–175. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1007/BF00577875. ശേഖരിച്ചത് 2008-04-16. 
  37. Wieczorek, Mark A.; Zuber, Maria T. (2001). "A Serenitatis origin for the Imbrian grooves and South Pole-Aitken thorium anomaly". Journal of Geophysical Research 106 (E11): 27853–27864. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1029/2000JE001384. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-12. 
  38. Denevi, B. W.; Robinson, M. S. (2008). "Albedo of Immature Mercurian Crustal Materials: Evidence for the Presence of Ferrous Iron". Lunar and Planetary Science 39: 1750. ശേഖരിച്ചത് 2008-06-03. 
  39. 39.0 39.1 39.2 R.J. Wagner et al. (2001). "Application of an Updated Impact Cratering Chronology Model to Mercury's Time-Stratigraphic System". Workshop on Mercury: Space Environment, Surface, and Interior, Chicago: 106. 
  40. Dzurisin, D. (October 10, 1978). "The tectonic and volcanic history of Mercury as inferred from studies of scarps, ridges, troughs, and other lineaments". Journal of Geophysical Research 83: 4883–4906. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1029/JB083iB10p04883. ശേഖരിച്ചത് 2008-06-03. 
  41. Van Hoolst, Tim; Jacobs, Carla (2003). "Mercury’s tides and interior structure". Journal of Geophysical Research 108 (E11): 7. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1029/2003JE002126. 
  42. Prockter, Louise (2005). Ice in the Solar System. Volume 26 (number 2). Johns Hopkins APL Technical Digest. ശേഖരിച്ചത് 2009-07-27. 
  43. Lewis, John S. (2004). Physics and Chemistry of the Solar System (2nd എഡി.). Academic Press. p. 463. ഐ.എസ്.ബി.എൻ. 012446744X. 
  44. Murdock, T. L.; Ney, E. P. (1970). "Mercury: The Dark-Side Temperature". Science 170 (3957): 535–537. PMID 17799708. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1126/science.170.3957.535. ശേഖരിച്ചത് 2008-04-09. 
  45. Lewis, John S. (2004). Physics and Chemistry of the Solar System. Academic Press. p. 461. ശേഖരിച്ചത് 2008-06-03. 
  46. Ingersoll, Andrew P.; Svitek, Tomas; Murray, Bruce C. (November 1992). "Stability of polar frosts in spherical bowl-shaped craters on the moon, Mercury, and Mars". Icarus 100 (1): 40–47. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1016/0019-1035(92)90016-Z. ബിബ്‌കോഡ്:1992Icar..100...40I. 
  47. Slade, M. A.; Butler, B. J.; Muhleman, D. O. (1992). "Mercury radar imaging — Evidence for polar ice". Science 258 (5082): 635–640. PMID 17748898. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1126/science.258.5082.635. 
  48. Williams, David R. (June 2, 2005). "Ice on Mercury". NASA Goddard Space Flight Center. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-23. 
  49. 49.0 49.1 Rawlins, K; Moses, J. I.; Zahnle, K.J. (1995). "Exogenic Sources of Water for Mercury's Polar Ice". Bulletin of the American Astronomical Society 27: 1117. ബിബ്‌കോഡ്:1995DPS....27.2112R. 
  50. Harmon, J. K.; Perillat, P. J.; Slade, M. A. (January 2001). "High-Resolution Radar Imaging of Mercury's North Pole". Icarus 149 (1): 1–15. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1006/icar.2000.6544. 
  51. Domingue, Deborah L. et al. (August 2009). "Mercury's Atmosphere: A Surface-Bounded Exosphere". Space Science Reviews 131 (1–4): 161–186. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1007/s11214-007-9260-9. 
  52. Hunten, D. M.; Shemansky, D. E.; Morgan, T. H. (1988). [www.uapress.arizona.edu/onlinebks/Mercury/MercuryCh17.pdf "The Mercury atmosphere"] Check |url= scheme (സഹായം). Mercury. University of Arizona Press. ഐ.എസ്.ബി.എൻ. 0-8165-1085-7. ശേഖരിച്ചത് 2009-05-18. 
  53. Lakdawalla, Emily (July 3, 2008). "MESSENGER Scientists 'Astonished' to Find Water in Mercury's Thin Atmosphere". ശേഖരിച്ചത് 2009-05-18. 
  54. Zurbuchen, Thomas H. et al. (July 2008). "MESSENGER Observations of the Composition of Mercury’s Ionized Exosphere and Plasma Environment". Science 321 (5885): 90–92. PMID 18599777. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1126/science.1159314. 
  55. "Instrument Shows What Planet Mercury Is Made Of". University of Michigan. June 30, 2008. ശേഖരിച്ചത് 2009-05-18. 
  56. 56.0 56.1 56.2 56.3 56.4 Beatty, J. Kelly; Petersen, Carolyn Collins; Chaikin, Andrew (1999). The New Solar System. Cambridge University Press. ഐ.എസ്.ബി.എൻ. 0521645875. 
  57. Seeds, Michael A. (2004). Astronomy: The Solar System and Beyond (4th എഡി.). Brooks Cole. ഐ.എസ്.ബി.എൻ. 0534421113. 
  58. Williams, David R. (January 6, 2005). "Planetary Fact Sheets". NASA National Space Science Data Center. ശേഖരിച്ചത് 2006-08-10. 
  59. 59.0 59.1 59.2 Staff (January 30, 2008). "Mercury’s Internal Magnetic Field". NASA. ശേഖരിച്ചത് 2008-04-07. 
  60. Gold, Lauren (May 3, 2007). "Mercury has molten core, Cornell researcher shows". Cornell University. ശേഖരിച്ചത് 2008-04-07. 
  61. Christensen, Ulrich R. (2006). "A deep dynamo generating Mercury's magnetic field". Nature 444: 1056–1058. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1038/nature05342. 
  62. Spohn, T.; Sohl, F.; Wieczerkowski, K.; Conzelmann, V. (2001). "The interior structure of Mercury: what we know, what we expect from BepiColombo". Planetary and Space Science 49 (14–15): 1561–1570. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1016/S0032-0633(01)00093-9. 
  63. 63.0 63.1 Steigerwald, Bill (June 2, 2009). "Magnetic Tornadoes Could Liberate Mercury's Tenuous Atmosphere". NASA Goddard Space Flight Center. ശേഖരിച്ചത് 2009-07-18. 
  64. "Space Topics: Compare the Planets: Mercury, Venus, Earth, The Moon, and Mars". Planetary Society. ശേഖരിച്ചത് 2007-04-12. 
  65. Espenak, Fred (April 21, 2005). "Transits of Mercury". NASA/Goddard Space Flight Center. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-20. 
  66. Samantha Harvey (April 24, 2008). "Weather, Weather, Everywhere?". NASA Jet Propulsion Laboratory. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-23. 
  67. S. Biswas (2000). Cosmic Perspectives in Space Physics. Springer. p. 176. 
  68. Liu, Han-Shou; O'Keefe, John A. (1965). "Theory of Rotation for the Planet Mercury". Science 150 (3704): 1717. PMID 17768871. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1126/science.150.3704.1717. 
  69. Correia, Alexandre C.M; Laskar, Jacques (2009). "Mercury's capture into the 3/2 spin-orbit resonance including the effect of core-mantle friction". Icarus. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1016/j.icarus.2008.12.034. ശേഖരിച്ചത് 2009-03-03. 
  70. Correia, Alexandre C. M.; Laskar, Jacques (2004). "Mercury’s capture into the 3/2 spin–orbit resonance as a result of its chaotic dynamics". Nature 429: 848–850. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1038/nature02609. 
  71. U. Le Verrier (1859), (in French), "Lettre de M. Le Verrier à M. Faye sur la théorie de Mercure et sur le mouvement du périhélie de cette planète", Comptes rendus hebdomadaires des séances de l'Académie des sciences (Paris), vol. 49 (1859), pp.379-383. (At p.383 in the same volume Le Verrier's report is followed by another, from Faye, enthusiastically recommending to astronomers to search for a previously undetected intra-mercurial object.)
  72. Baum, Richard; Sheehan, William (1997). In Search of Planet Vulcan, The Ghost in Newton's Clockwork Machine. New York: Plenum Press. ഐ.എസ്.ബി.എൻ. 0-306-45567-6. 
  73. Clemence, G. M. (October 1947). "The Relativity Effect in Planetary Motions". Reviews of Modern Physics 19 (4): 361–364. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1103/RevModPhys.19.361. 
  74. Anonymous. "6.2 Anomalous Precession". Reflections on Relativity. MathPages. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-22. 
  75. "USGS Astrogeology: Rotation and pole position for the Sun and planets (IAU WGCCRE)". ശേഖരിച്ചത് 22 October 2009. 
  76. Baumgardner, Jeffrey; Mendillo, Michael; Wilson, Jody K. (2000). "A Digital High-Definition Imaging System for Spectral Studies of Extended Planetary Atmospheres. I. Initial Results in White Light Showing Features on the Hemisphere of Mercury Unimaged by Mariner 10". The Astronomical Journal 119: 2458–2464. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1086/301323. 
  77. John Walker. "Mercury Chaser's Calculator". Fourmilab Switzerland. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-29.  (look at 1964 and 2013)
  78. "Mercury Elognation and Distance". യഥാർത്ഥ സൈറ്റിൽ നിന്ന് 2011-05-12-നു ആർക്കൈവ് ചെയ്തത്. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-30.  —Numbers generated using the Solar System Dynamics Group, Horizons On-Line Ephemeris System.
  79. 79.0 79.1 Patrick Kelly, ed. (2007). Observer's Handbook 2007. Royal Astronomical Society of Canada. ഐ.എസ്.ബി.എൻ. 0-9738109-3-9. 
  80. Tunç Tezel (January 22, 2003). "Total Solar Eclipse of 2006 March 29". Department of Physics at Fizik Bolumu in Turkey. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-24. 
  81. Espenak, Fred (1996). "NASA Reference Publication 1349; Venus: Twelve year planetary ephemeris, 1995–2006". Twelve Year Planetary Ephemeris Directory. NASA. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-24. 
  82. Schaefer, Bradley E. (May 2007). "The Latitude and Epoch for the Origin of the Astronomical Lore in MUL.APIN". American Astronomical Society Meeting 210, #42.05 (American Astronomical Society). 
  83. Hunger, Hermann; Pingree, David (1989). "MUL.APIN: An Astronomical Compendium in Cuneiform". Archiv für Orientforschung (Austria: Verlag Ferdinand Berger & Sohne Gesellschaft MBH) 24: 146. 
  84. Staff (2008). "MESSENGER: Mercury and Ancient Cultures". NASA JPL. ശേഖരിച്ചത് 2008-04-07. 
  85. H.G. Liddell and R. Scott; rev. H.S. Jones and R. McKenzie (1996). Greek–English Lexicon, with a Revised Supplement (9th edition എഡി.). Oxford: Clarendon Press. pp. 690 and 1646. ഐ.എസ്.ബി.എൻ. 0-19-864226-1. 
  86. Antoniadi, Eugène Michel; Translated from French by Moore, Patrick (1974). The Planet Mercury. Shaldon, Devon: Keith Reid Ltd. pp. 9–11. 
  87. Kelley, David H.; Milone, E. F.; Aveni, Anthony F. (2004). Exploring Ancient Skies: An Encyclopedic Survey of Archaeoastronomy. Birkhäuser. ഐ.എസ്.ബി.എൻ. 0387953108. 
  88. Pujari, R.M.; Kolhe, Pradeep; Kumar, N. R. (2006). Pride of India: A Glimpse Into India's Scientific Heritage. Samskrita Bharati. ഐ.എസ്.ബി.എൻ. 8187276274. 
  89. Bakich, Michael E. (2000). The Cambridge Planetary Handbook. Cambridge University Press. ഐ.എസ്.ബി.എൻ. 0521632803. 
  90. Milbrath, Susan (1999). Star Gods of the Maya: Astronomy in Art, Folklore and Calendars. University of Texas Press. ഐ.എസ്.ബി.എൻ. 0292752261. 
  91. Sinnott, RW; Meeus, J (1986). "John Bevis and a Rare Occultation". Sky and Telescope 72: 220. 
  92. Ferris, Timothy (2003). Seeing in the Dark: How Amateur Astronomers. Simon and Schuster. ഐ.എസ്.ബി.എൻ. 0684865807. 
  93. 93.0 93.1 Colombo, G.; Shapiro, I. I. "The Rotation of the Planet Mercury". SAO Special Report #188R. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-23. 
  94. Holden, E. S. (1890). "Announcement of the Discovery of the Rotation Period of Mercury [by Professor Schiaparelli]". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 2 (7): 79. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1086/120099. ശേഖരിച്ചത് 2008-06-03. 
  95. Merton E. Davies, et al. (1978). "Surface Mapping". Atlas of Mercury. NASA Office of Space Sciences. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-28. 
  96. Evans, J. V.; Brockelman, R. A.; Henry, J. C.; Hyde, G. M.; Kraft, L. G.; Reid, W. A.; Smith, W. W. (1965). "Radio Echo Observations of Venus and Mercury at 23 cm Wavelength". Astronomical Journal 70: 487–500. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1086/109772. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-23. 
  97. Moore, Patrick (2000). The Data Book of Astronomy. New York: CRC Press. p. 483. ഐ.എസ്.ബി.എൻ. 0750306203. 
  98. Butrica, Andrew J. (1996). "Chapter 5". To See the Unseen: A History of Planetary Radar Astronomy. NASA History Office, Washington D.C. 
  99. Pettengill, G. H.; Dyce, R. B. (1965). "A Radar Determination of the Rotation of the Planet Mercury". Nature 206 (1240): 451–2. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1038/2061240a0. 
  100. Mercury at Eric Weisstein's 'World of Astronomy'
  101. Murray, Bruce C.; Burgess, Eric (1977). Flight to Mercury. Columbia University Press. ഐ.എസ്.ബി.എൻ. 0231039964. 
  102. Colombo, G. (1965). "Rotational Period of the Planet Mercury". Nature 208: 575. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1038/208575a0. ശേഖരിച്ചത് 2009-05-30. 
  103. Davies, Merton E. et al. (October 1976). "Mariner 10 Mission and Spacecraft". SP-423 Atlas of Mercury. NASA JPL. ശേഖരിച്ചത് 2008-04-07. 
  104. Dantowitz, R. F.; Teare, S. W.; Kozubal, M. J. (2000). "Ground-based High-Resolution Imaging of Mercury". Astronomical Journal 119: 2455–2457. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1016/j.asr.2005.05.071. 
  105. Harmon, J. K. et al. (2007). "Mercury: Radar images of the equatorial and midlatitude zones". Icarus 187: 374. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1016/j.icarus.2006.09.026. 
  106. 106.0 106.1 Dunne, J. A. and Burgess, E. (1978). "Chapter Four". The Voyage of Mariner 10 — Mission to Venus and Mercury. NASA History Office. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-28. 
  107. "Mercury". NASA Jet Propulsion Laboratory. May 5, 2008. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-29. 
  108. Leipold, M.; Seboldt, W.; Lingner, S.; Borg, E.; Herrmann, A.; Pabsch, A.; Wagner, O.; Bruckner, J. (July 1996). "Mercury sun-synchronous polar orbiter with a solar sail". Acta Astronautica 39 (1): 143–151. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1016/S0094-5765(96)00131-2. 
  109. Phillips, Tony (October 1976). "NASA 2006 Transit of Mercury". SP-423 Atlas of Mercury. NASA. ശേഖരിച്ചത് 2008-04-07. 
  110. "BepiColumbo - Background Science". European Space Agency. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-30. 
  111. Tariq Malik (August 16, 2004). "MESSENGER to test theory of shrinking Mercury". USA Today. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-23. 
  112. Merton E. Davies, et al. (1978). "Mariner 10 Mission and Spacecraft". Atlas of Mercury. NASA Office of Space Sciences. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-30. 
  113. Ness, Norman F. (March 1978). "Mercury - Magnetic field and interior". Space Science Reviews 21: 527–553. ഡി.ഒ.ഐ.:10.1007/BF00240907. ബിബ്‌കോഡ്:1978SSRv...21..527N. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-23. 
  114. Dunne, J. A. and Burgess, E. (1978). "Chapter Eight". The Voyage of Mariner 10 — Mission to Venus and Mercury. NASA History Office. 
  115. Grayzeck, Ed (April 2, 2008). "Mariner 10". NSSDC Master Catalog. NASA. ശേഖരിച്ചത് 2008-04-07. 
  116. "MESSENGER Engine Burn Puts Spacecraft on Track for Venus". SpaceRef.com. 2005. ശേഖരിച്ചത് 2006-03-02. 
  117. 117.0 117.1 "Countdown to MESSENGER's Closest Approach with Mercury". Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory. January 14, 2008. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-30. 
  118. "MESSENGER Gains Critical Gravity Assist for Mercury Orbital Observations". MESSENGER Mission News. September 30, 2009. ശേഖരിച്ചത് 2009-09-30. 
  119. 119.0 119.1 "ESA gives go-ahead to build BepiColombo". European Space Agency. February 26, 2007. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-29. 
  120. Fleming, Nic (January 18, 2008). "Star Trek-style ion engine to fuel Mercury craft". The Telegraph. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-23. 
  121. "Objectives". European Space Agency. February 21, 2006. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-29. 
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=ബുധൻ&oldid=1858963" എന്ന താളിൽനിന്നു ശേഖരിച്ചത്