സൗരകളങ്കങ്ങൾ

വിക്കിപീഡിയ, ഒരു സ്വതന്ത്ര വിജ്ഞാനകോശം.
സൗരകളങ്കങ്ങൾ

സൂര്യന്റെ പ്രഭാമണ്ഡലത്തിൽ (ഫോട്ടോസ്ഫിയർ) പ്രകാശതീവ്രത കുറഞ്ഞതായി കാണുന്ന ക്രമരഹിതമായ മേഖലകളാണു് സൗരകളങ്കം (Sunspot) എന്നറിയപ്പെടുന്നത്. പ്രഭാമണ്ഡലത്തിലെ താരതമ്യേന താപനിലകുറഞ്ഞതും, തന്മൂലം പ്രകാശതീവ്രത കുറഞ്ഞതുമായ ഭാഗങ്ങളാണു് ഇവ. ചുറ്റുമുള്ള ഭാഗങ്ങളിലെ ശക്തമായ പ്രകാശതീവ്രതമൂലം ഈ പ്രദേശങ്ങൾ ഇരുണ്ടു് കാണപ്പെടും.

പ്രഭാമണ്ഡലത്തിൽ ചിതറിക്കിടക്കുന്ന ഇവയുടെ സാന്നിദ്ധ്യം സ്ഥിരമല്ലെന്നും, എണ്ണത്തിൽ വ്യത്യാസം ഉണ്ടാകാറുണ്ടെന്നും, ശാസ്ത്രജ്ഞർ കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. ചാക്രികമായി, 11 വർഷത്തിലൊരിക്കൽ ഇവയുടെ എണ്ണം പരമാവധിയാകുന്നു എന്നു് കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ടു്[1][2].

നിരീക്ഷണചരിത്രം[തിരുത്തുക]

1611-ൽ ഗലീലിയോയും ഡേവിഡ് ഫബ്രീഷ്യസുമാണ് സൂര്യകളങ്കങ്ങൾ കണ്ടെത്തിയത്. എന്നാൽ അതിനും നൂറ്റാണ്ടുകൾ മുമ്പേ ഭാരതീയരും ചൈനക്കാരും നഗ്നനേത്രങ്ങൾ കൊണ്ട് സൗരകളങ്കങ്ങളെ നിരീക്ഷിച്ചിരുന്നു. സൗരകളങ്കങ്ങളും ഹനുമാനുമായി ബന്ധപ്പെടുത്തി ഭാരതത്തിൽ ഐതിഹ്യങ്ങൾ വരെ ഉണ്ട്.[അവലംബം ആവശ്യമാണ്] 1843-ൽ സാമുവൽ സ്വാബ് എന്ന നിരീക്ഷകൻ സൂര്യകളങ്കങ്ങളെ കൂടുതൽ പഠിച്ച് ഫലങ്ങൾ പ്രസിദ്ധീകരിച്ചു. കളങ്കങ്ങളുടെ എണ്ണം പതിനൊന്നു വർഷത്തിനിടക്ക് ഏറ്റവും കുറയുകയും കൂടുകയും ചെയ്യുന്നതായി സാമുവൽ കണ്ടെത്തി. സൗരകളങ്കങ്ങൾ ആവർത്തിക്കുന്ന കാലയളവിന് സൗരചക്രം എന്നാണ് പറയുന്നത്. സൗരചക്രങ്ങളുടെ ഇടവേള ഒമ്പത് കൊല്ലം മുതൽ 12.5 കൊല്ലം വരെ ആകാമെന്നും സാമുവൽ കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. 1908-ൽ ഹെയ്‌ൽ എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞൻ അതിശക്തമായ കാന്തിക ക്ഷേത്രം ഉള്ള ഭാഗങ്ങളിലാണിത് സംഭവിക്കുന്നതെന്നു കണ്ടെത്തിയിരുന്നു.

ഘടന[തിരുത്തുക]

സൗരകളങ്കത്തിലെ അംബ്രയും പെനംബ്രയും

ആധുനിക ദൂരദർശിനികൾ സൗരകളങ്കങ്ങളെ കുറിച്ചുള്ള നിരവധി വിവരങ്ങൾ നമുക്ക് വെളിവാക്കി തന്നിട്ടുണ്ട്. എല്ലാ സൗരകളങ്കങ്ങളൾക്കും അം‌ബ്ര എന്ന ഇരുണ്ട മദ്ധ്യഭാഗവും അതിനെ ചുറ്റി താരതമ്യേന ഇരുളിച്ച കുറഞ്ഞ പെനംബ്ര എന്ന ഭാഗവും ഉണ്ടു്.

ചുറ്റുമുള്ള പ്രഭാമണ്ഡലം കാഴ്ചയിൽ നിന്നു മറച്ചാൽ അം‌ബ്ര ചുവപ്പു് നിറത്തിലും, പെനം‌ബ്ര ഓറഞ്ചു് നിറത്തിലും കാണപ്പെടും. ഈ വിവരങ്ങളും വെയിൻ‌സു് നിയമവും ഉപയോഗിച്ചു് അം‌ബ്രയിലേയും, പെനംബ്രയിലേയും താപനില കണക്കു് കൂട്ടിയെടുക്കാവുന്നതാണു്. അതു് പ്രകാരം അം‌ബ്രയിലെ ശരാശരി താപനില 4300 K -നും പെനംബ്രയിലേതു് 5000 K - നും ആണു്. ഭൂമിയിലെ അളവുകൾ വെച്ചു് ഇതു് വലിയ താപനില ആണെങ്കിലും, ഈ മൂല്യങ്ങൾ സൂര്യന്റെ ശരാശരി ഉപരിതല താപനിലയായ 5800 -K നും വളരെ താഴെയാണു്.

സൗരകളങ്കങ്ങളിലെ താപനില അതിനു ചുറ്റുമുള്ള ഇടങ്ങളിലെ താപനിലയേക്കാൾ 1500-K നോളം കുറവാകാൻ കാരണമെന്തു് എന്ന ചോദ്യത്തിനു് തൃപ്തികരമായ ഒരുത്തരം കണ്ടെത്താൻ ഇതു വരെ ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് ആയിട്ടില്ല. നിരവധി ഗവേഷണപഠനങ്ങൾ നടക്കുന്ന ഒരു മേഖലയാണിതു്. സൗരകളങ്കങ്ങളിലെ ശീതീകരണവും അതിലെ ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രവും തമ്മിൽ അഭേദ്യമായൊരു ബന്ധമുണ്ടെന്ന കാര്യത്തിൽ ശാസ്ത്രജ്ഞർ സമവായത്തിലെത്തിയിട്ടുണ്ടു്. സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ പല സവിശേഷതകൾക്കും പിറകിൽ അതിലെ ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രമാണെന്നു് കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ടു്.

സൗരകളങ്ക ചക്രം[തിരുത്തുക]

സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ ശരാശരി എണ്ണത്തിലും അവയെ കാണപ്പെടുന്ന മേഖലയിലും11 വർഷത്തെ കാലയളവിൽ ക്രമമായ വ്യതിയാനം വരുന്നു. സൗരകളങ്ങളുടെ ക്രമമായ ഈ വ്യതിയാനം സൗരകളങ്ക ചക്രം എന്നു് അറിയപ്പെടുന്നു.

എല്ലാ 11 വർഷത്തിലും സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ ശരാശരി എണ്ണം പരമാവധിയിൽ എത്തുന്നു. അതായതു് സൗരകളങ്ക ചക്രത്തിന്റെ ശരാശരി കാലയളവു് 11 വർഷമാണു്. സൗരകളങ്കളുടെ എണ്ണം പരമാവധിയായിരിക്കുന്ന കാലയളവിനെ സൺസ്പോട്ട് മാക്സിമം എന്നും അവയുടെ എണ്ണം വളരെ കുറവായിരിക്കുന്ന കാലയളവിനെ സൺസ്പോട്ട് മിനിമം എന്നു് പറയുന്നു.

സൗരകളങ്കങ്ങളിൽ നിന്നു വരുന്ന രശ്മികളുടെ സ്പെക്ട്രൽ രേഖകൾ വിഭജിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നതായി കണ്ടതു്, സൂര്യന്റെ പ്രഭാമണ്ഡലത്തിൽ ചൂടേറിയ സൗരവാതകങ്ങൾ നിർഗമിക്കുന്ന പാതയിൽ സാന്ദ്രതയേറിയ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ സാന്നിദ്ധ്യം ഉണ്ടെന്നു് മനസ്സിലാക്കാൻ ശാസ്ത്രജ്ഞരെ സഹായിച്ചു.

ഹെയിലിന്റെ പൊളാരിറ്റി നിയമം[തിരുത്തുക]

സൗരകളങ്കങ്ങൾ കൂടുതലെണ്ണവും കൂട്ടമായാണു് കാണപ്പെടുക. സൗരകളങ്കകൂട്ടങ്ങളെല്ലാം ബൈപോളാർ (bipolar) ആണു്. അതായതു് N പൊളാരിറ്റിയുള്ള സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ എണ്ണത്തിന്റെ അത്രതന്നെ S പൊളാരിറ്റിയുള്ള കളങ്കങ്ങളും ഉണ്ടായിരിക്കും. ഒരു സൗരകളങ്ക ഗ്രൂപ്പിൽ 2 പ്രധാന സൗരകളങ്കങ്ങൾ ഉണ്ടെങ്കിൽ അതു് വിപരീത പൊളാരിറ്റിയോടു് കൂടിയതായിരിക്കും. വലിയ അളവിൽ സൗരകളങ്കങ്ങളിലെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ വിന്യാസം പഠിക്കുകയാണെങ്കിൽ വളരെ അത്ഭുതപ്പെടുത്തുന്ന വിധത്തിൽ സാമ്യത കാണുന്നുവെന്നു് ജോർജ്ജു് ഹെയിൽ കണ്ടെത്തി.

ഒരു സൗരകളങ്ക കൂട്ടത്തിൽ സൂര്യന്റെ കറക്കത്തിന്റെ ദിശയിലുള്ള സൗരകളങ്കങ്ങളെ പ്രിസീഡിങ്ങ് മെംമ്പേർസു് (preceding members) എന്നു് പറയുന്നു. അതിനെ പിന്തുർന്നു് പോകുന്ന കളങ്കങ്ങളെ ഫോളൊയിങ്ങ് മെംമ്പേർസു് (following members) എന്നു് പറയുന്നു. ജോർജ്ജു് ഹെയിൽ ഉത്തര-ദക്ഷിണ സൗരാർദ്ധഗോളങ്ങളിലുള്ള സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ കാന്തികപൊളാരിറ്റിയെ വളരെ വിശദമായി പഠിച്ചു. ഒരു സൗരാർദ്ധഗോളത്തിലുള്ള പ്രിസീഡിങ്ങ് മെംമ്പേർസിനു് എല്ലാം ഒരേ പൊളാരിറ്റിയും, ഫോളോയിങ്ങ് മെംമ്പേർസിനു് എല്ലാം വിപരീത പൊളാരിറ്റിയും ആണെന്നു് ഹെയിൽ മനസ്സിലാക്കി. മറ്റേ സൗരാർദ്ധഗോളത്തിൽ ഇതിന്റെ നേരെ വിപരീത വിധത്തിലായിരിക്കും സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ കാന്തിക പൊളാരിറ്റി.

ഒരു സൗരചക്രത്തിന്റെ കാലയളവിലുടനീളം ഈ നിയമം പാലിക്കപ്പെടുന്നു എന്നു ഹെയിൽ മനസ്സിലാക്കി. അടുത്ത സൗരചക്രത്തിൽ ഇതിനു് നേരെ വിപരീതമായ വിധത്തിലായിരിക്കും സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ കാന്തിക പൊളാരിറ്റി. അതിനെത്തുടർന്നു് വരുന്ന ചക്രത്തിൽ പിന്നേയും കാന്തിക പൊളാരിറ്റി ആദ്യത്തെ പോലെയായിരിക്കും. സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ കാന്തിക പൊളാരിറ്റിയുടെ ഈ പ്രതിഭാസം ഇന്നു് ഹെയിലിന്റെ പൊളാരിറ്റി നിയമം (Hale's Polarity Law) എന്നു് അറിയപ്പെടുന്നു.

സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ കാന്തിക പൊളാരിറ്റിയുടെ ഈ സവിശേഷത കൊണ്ടു്, കാന്തികപൊളാരിറ്റി അടിസ്ഥാനമായെടുത്താൽ സൗരചക്രത്തിന്റെ കാലദൈർഘ്യം 11 വർഷത്തിനു് പകരം 22 വർഷമാണു് എന്നു് പറയാവുന്നതാണു്.

സ്പോററുടെ നിയമം (Sporer's law)[തിരുത്തുക]

സൗരകളങ്ക ചക്രത്തിന്റെ ദൈർഘ്യം ഏകദേശം 11 വർഷമാണെന്നും സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ സ്ഥാനം, സൗരചക്രത്തിന്റെ ഏതു് ഘട്ടത്തിലാണു് കളങ്കങ്ങൾ പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നതു് എന്നതിനനുസരിച്ചു് മാറുമെന്നു് റിച്ചാർഡ് കാരിങ്ങ്ടൻ എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞൻ ദീർഘനാളത്തെ നിരീക്ഷണങ്ങൾ കൊണ്ടു് മനസ്സിലാക്കി. ഈ പ്രതിഭാസം പിന്നീടു് ഗുസ്താവു് സ്പോറർ എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞൻ വളരെ വിശദമായി പഠിച്ചു. അതിനാൽ ഇന്നീ പ്രതിഭാസം സ്പോററുടെ നിയമം (Sporer's law) എന്ന പേരിലറിയപ്പെടുന്നു. ഇതനുസരിച്ചു് സൺസ്പോട്ട് മിനിമത്തിനു ശേഷം പുതിയൊരു സൗരചക്രം തുടങ്ങുന്ന സമയത്തു്, കൂടുതൽ കളങ്കങ്ങളും മദ്ധ്യരേഖക്കു് ഏകദേശം 30° തെക്കും വടക്കും ആയാണു് കാണുക. ചക്രം മുന്നോട്ടു് പോകുന്നതിനനുസരിച്ചു് സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ സ്ഥാനം സൂര്യന്റെ മദ്ധ്യരേഖയുടെ സമീപത്തേക്കു് നീങ്ങി കൊണ്ടിരിക്കും. സൺസ്പോട്ട് മാക്സിമത്തിന്റെ സമയത്തു് കൂടുതൽ സൗരകളങ്കങ്ങൾ മദ്ധ്യരേഖക്കു് 15° തെക്കും വടക്കും ആയാണു് കാണുക. ചക്രം അവസാനിക്കുന്ന സമയത്തു് കളങ്കങ്ങൾ ഭൂരിഭാഗവും സൗരമദ്ധ്യരേഖയുടെ വളരെ സമീപത്തായാണു് കാണുക.

ബട്ടർഫ്ലൈ ഡയഗ്രം[തിരുത്തുക]

സ്പോററുടെ നിയമമനുസരിച്ചുള്ള സൗകളങ്കങ്ങളുടെ രേഖാംശത്തിലൂടെയുള്ള വിന്യാസം, കളങ്കം കണ്ട വർഷത്തിനെതിരെ പ്ലോട്ട് ചെയ്താൽ ബട്ടർഫ്ലൈ ഡയഗ്രം എന്ന പേരിൽ പ്രശസ്തമായ ആരേഖം ലഭിക്കുന്നു.

സൗരകളങ്ക ബട്ടർഫ്ലൈ ഡയഗ്രം. നാസയുടെ മാർഷൽ സ്പേസു് സെന്ററിലെ സോളാർ ഗ്രൂപ്പാണു് സൗരകളങ്ക ബട്ടർഫ്ലൈ ഡയഗ്രത്തിന്റെ ഈ ആധുനിക പതിപ്പു് നിർമ്മിക്കുകയും സ്ഥിരമായി പുതുക്കികൊണ്ടിരിക്കുകയും ചെയ്യുന്നതു്.

പ്ലോട്ട് ചെയ്യുമ്പോൾ കിട്ടുന്ന രൂപത്തിനു പൂമ്പാറ്റയുമായുള്ള സാമ്യം കൊണ്ടു് മാത്രമാണു് ഇതിനു് ബട്ടർഫ്ലൈ ഡയഗ്രം എന്നു് പേരു് കിട്ടിയതു്. അല്ലാതെ സൗരകളങ്കങ്ങൾക്ക് പൂമ്പാറ്റയുമായി യാതൊരു ബന്ധവും ഇല്ല.

കാരണങ്ങൾ[തിരുത്തുക]

സൗരകളങ്കങ്ങളിൽ കാന്തികക്ഷേത്ര തീവ്രത 2500 മുതൽ 3000 ഗൌസ് വരെ ആയിരുക്കുമത്രേ. കളങ്കജോഡികൾ വിപരീതധ്രുവങ്ങളായിരിക്കും. ഒന്നിൽ നിന്ന് മറ്റൊന്നിലേക്ക് കാന്തിക ബലരേഖകൾ ഉള്ളതായും അവയെ ചുറ്റി ഊർജ്ജിത കണങ്ങൾ(Charged Particles) ഉള്ളതായും കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. അതുകൊണ്ടാണ് പെനംബ്ര ഭാഗത്ത് നാരുകൾ പോലുള്ള ഭാഗങ്ങൾ ഉണ്ടാകുന്നത്. സൗരോപരിതലത്തിലെ ചാർജിതകണങ്ങളും സൂര്യന്റെ തന്നെ കാന്തികബലരേഖകളും തമ്മിലുള്ള പ്രതിപ്രവർത്തനമാണ് കളങ്കങ്ങളുണ്ടാകാൻ കാരണമെന്ന് കണ്ടെത്തിയിരിക്കുന്നു. അതിശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രം മൂലം സൂര്യന്റെ ഉൾഭാഗത്തുനിന്നും വികിരണങ്ങൾക്ക് ഉയർന്നുവരാൻ സാധിക്കാത്തതുകൊണ്ടാണത്രേ ഇത്തരം തണുത്ത പ്രദേശങ്ങളുണ്ടാവുന്നത്.

പതിനൊന്നു വർഷത്തിലൊരിക്കൽ സൂര്യന്റെ ഉത്തര ദക്ഷിണ ധ്രുവങ്ങൾ പരസ്പരം മാറുന്നതാണത്രേ സൗരചക്രത്തിനിടയാക്കുന്നത്. വാതകാവസ്ഥയിലുള്ള സൂര്യന്റെ ധ്രുവഭാഗങ്ങൾ മറ്റുള്ള ഭാഗത്തേക്കാളും പതുക്കെ അതായത് 30 ദിവസം കൊണ്ടാണത്രേ ഒരു ഭ്രമണം പൂർത്തിയാക്കുന്നത്. എന്നാൽ മധ്യമേഖല 26 ദിവസം കൊണ്ടിത് പൂർത്തിയാക്കും ഈ വ്യത്യാസമാണ് അതിശക്തമായ കാന്തികമേഖലകൾക്ക് കാരണമാകുന്നത്.

ഭൂമിയിലുണ്ടാക്കുന്ന മാറ്റങ്ങൾ[തിരുത്തുക]

ഇന്ത്യയിലെ മൺസൂണും സൂര്യകളങ്കങ്ങളും തമ്മിൽ ബന്ധമുണ്ട് എന്ന് ചിലരെങ്കിലും വിശ്വസിക്കുന്നു. ചിലകാര്യങ്ങളിൽ ഒത്തുപോകുന്നുണ്ട് എന്ന് എല്ലാ ശാസ്ത്രജ്ഞരും സമ്മതിക്കുന്നു. 1645 മുതൽ 1715 വരെ യൂറോപ്പിലുണ്ടായ ചെറു ഹിമയുഗം സൗരകളങ്കങ്ങളുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു എന്നു വിശ്വസിക്കുന്നു. അത് ഒരു മൗണ്ടർ മിനിമം കാലഘട്ടമായിരുന്നു. കാർബൺ-14 പ്രയോജനപ്പെടുത്തിയുള്ള കാർബൺ കാലാന്വേഷണം ഉപയോഗിച്ച് തടികളുടെ വാർഷിക വലയങ്ങൾ പരിശോധിച്ചപ്പോൾ സൗരകളങ്കങ്ങൾ കുറവുള്ള വർഷങ്ങളിൽ രൂപപ്പെട്ട വളയങ്ങളിൽ C-14 ന്റെ അളവ് താരതമ്യേന കൂടുതലാണെന്ന് കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്.

സൗരകളങ്കം കൂടുതലുള്ളപ്പോൾ പ്രക്ഷുബ്ധമായ സൂര്യനിൽ നിന്നും ചാർജിത കണങ്ങളുടെ പ്രവാഹം കൂടുതലായിരിക്കും. അത് ദീർഘദൂര മൈക്രോവേവ് വാർത്താവിനിമയ ശൃംഖലയേയും[3] വൈദ്യുതവിതരണ ശൃംഖലയേയും തകരാറിലാക്കാറുണ്ട്. ആ സമയത്ത് ഭൂമിയോടടുത്ത വായുമണ്ഡലം കൂടുതൽ ചൂടാവാനിടയുണ്ട്. അതിനാൽ അവിടെ മർദ്ദവ്യതിയാനം ഉണ്ടാകാനും താഴ്ന്ന ഭ്രമണപഥങ്ങളിലൂടെ ഭൂമിയെ ചുറ്റുന്ന കൃത്രിമോപഗ്രഹങ്ങളെ പഥത്തിൽ നിന്നും വ്യതിചലിപ്പിക്കാനും ഇടയായേക്കാം. 1990-ൽ അമേരിക്കൻ കൃത്രിമോപഗ്രഹമായ സ്കൈലാബ് താഴെ വീണത് ഇത്തരത്തിലാണെന്നു കരുതുന്നു[4][5].

അവലംബം[തിരുത്തുക]

  1. http://solarscience.msfc.nasa.gov/SunspotCycle.shtml
  2. http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/sun/activity/sunspot_cycle.html
  3. http://www.aip.de/~rend/aah4579.pdf
  4. http://www.spaceref.com/iss/skylab.deorbit.html
  5. http://www.time.com/time/magazine/article/0,9171,920502-6,00.html
"http://ml.wikipedia.org/w/index.php?title=സൗരകളങ്കങ്ങൾ&oldid=1725494" എന്ന താളിൽനിന്നു ശേഖരിച്ചത്