സൗരകളങ്കങ്ങള്
വിക്കിപീഡിയ, ഒരു സ്വതന്ത്ര വിജ്ഞാനകോശം.
സൂര്യന്റെ പ്രഭാമണ്ഡലത്തില് (ഫോട്ടോസ്ഫിയര്) പ്രകാശതീവ്രത കുറഞ്ഞതായി കാണുന്ന ക്രമരഹിതമായ മേഖലകളാണു് സൗരകളങ്കം (Sunspot) എന്നറിയപ്പെടുന്നത്. പ്രഭാമണ്ഡലത്തിലെ താരതമ്യേന താപനിലകുറഞ്ഞതും, തന്മൂലം പ്രകാശതീവ്രത കുറഞ്ഞതുമായ ഭാഗങ്ങളാണു് ഇവ. ചുറ്റുമുള്ള ഭാഗങ്ങളിലെ ശക്തമായ പ്രകാശതീവ്രതമൂലം ഈ പ്രദേശങ്ങള് ഇരുണ്ടു് കാണപ്പെടും.
പ്രഭാമണ്ഡലത്തില് ചിതറിക്കിടക്കുന്ന ഇവയുടെ സാന്നിദ്ധ്യം സ്ഥിരമല്ലെന്നും, എണ്ണത്തില് വ്യത്യാസം ഉണ്ടാകാറുണ്ടെന്നും, ശാസ്ത്രജ്ഞര് കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. ചാക്രികമായി, 11 വര്ഷത്തിലൊരിക്കല് ഇവയുടെ എണ്ണം പരമാവധിയാകുന്നു എന്നു് കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ടു്[1][2].
ഉള്ളടക്കം |
[തിരുത്തുക] നിരീക്ഷണചരിത്രം
1611-ല് ഗലീലിയോയും ഡേവിഡ് ഫബ്രീഷ്യസുമാണ് സൂര്യകളങ്കങ്ങള് കണ്ടെത്തിയത്. എന്നാല് അതിനും നൂറ്റാണ്ടുകള് മുമ്പേ ഭാരതീയരും ചൈനക്കാരും നഗ്നനേത്രങ്ങള് കൊണ്ട് സൗരകളങ്കങ്ങളെ നിരീക്ഷിച്ചിരുന്നു. സൗരകളങ്കങ്ങളും ഹനുമാനുമായി ബന്ധപ്പെടുത്തി ഭാരതത്തില് ഐതിഹ്യങ്ങള് വരെ ഉണ്ട്. 1843-ല് സാമുവല് സ്വാബ് എന്ന നിരീക്ഷകന് സൂര്യകളങ്കങ്ങളെ കൂടുതല് പഠിച്ച് ഫലങ്ങള് പ്രസിദ്ധീകരിച്ചു. കളങ്കങ്ങളുടെ എണ്ണം പതിനൊന്നു വര്ഷത്തിനിടക്ക് ഏറ്റവും കുറയുകയും കൂടുകയും ചെയ്യുന്നതായി സാമുവല് കണ്ടെത്തി. സൗരകളങ്കങ്ങള് ആവര്ത്തിക്കുന്ന കാലയളവിന് സൗരചക്രം എന്നാണ് പറയുന്നത്. സൗരചക്രങ്ങളുടെ ഇടവേള ഒമ്പത് കൊല്ലം മുതല് 12.5 കൊല്ലം വരെ ആകാമെന്നും സാമുവല് കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. 1908-ല് ഹെയ്ല് എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞന് അതിശക്തമായ കാന്തിക ക്ഷേത്രം ഉള്ള ഭാഗങ്ങളിലാണിത് സംഭവിക്കുന്നതെന്നു കണ്ടെത്തിയിരുന്നു.
[തിരുത്തുക] ഘടന
ആധുനിക ദൂരദര്ശിനികള് സൗരകളങ്കങ്ങളെ കുറിച്ചുള്ള നിരവധി വിവരങ്ങള് നമുക്ക് വെളിവാക്കി തന്നിട്ടുണ്ട്. എല്ലാ സൗരകളങ്കങ്ങളള്ക്കും അംബ്ര എന്ന ഇരുണ്ട മദ്ധ്യഭാഗവും അതിനെ ചുറ്റി താരതമ്യേന ഇരുളിച്ച കുറഞ്ഞ പെനംബ്ര എന്ന ഭാഗവും ഉണ്ടു്.
ചുറ്റുമുള്ള പ്രഭാമണ്ഡലം കാഴ്ചയില് നിന്നു മറച്ചാല് അംബ്ര ചുവപ്പു് നിറത്തിലും, പെനംബ്ര ഓറഞ്ചു് നിറത്തിലും കാണപ്പെടും. ഈ വിവരങ്ങളും വെയിന്സു് നിയമവും ഉപയോഗിച്ചു് അംബ്രയിലേയും, പെനംബ്രയിലേയും താപനില കണക്കു് കൂട്ടിയെടുക്കാവുന്നതാണു്. അതു് പ്രകാരം അംബ്രയിലെ ശരാശരി താപനില 4300 K -നും പെനംബ്രയിലേതു് 5000 K - നും ആണു്. ഭൂമിയിലെ അളവുകള് വെച്ചു് ഇതു് വലിയ താപനില ആണെങ്കിലും, ഈ മൂല്യങ്ങള് സൂര്യന്റെ ശരാശരി ഉപരിതല താപനിലയായ 5800 -K നും വളരെ താഴെയാണു്.
സൗരകളങ്കങ്ങളിലെ താപനില അതിനു ചുറ്റുമുള്ള ഇടങ്ങളിലെ താപനിലയേക്കാള് 1500-K നോളം കുറവാകാന് കാരണമെന്തു് എന്ന ചോദ്യത്തിനു് തൃപ്തികരമായ ഒരുത്തരം കണ്ടെത്താന് ഇതു വരെ ശാസ്ത്രജ്ഞര്ക്ക് ആയിട്ടില്ല. നിരവധി ഗവേഷണപഠനങ്ങള് നടക്കുന്ന ഒരു മേഖലയാണിതു്. സൗരകളങ്കങ്ങളിലെ ശീതീകരണവും അതിലെ ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രവും തമ്മില് അഭേദ്യമായൊരു ബന്ധമുണ്ടെന്ന കാര്യത്തില് ശാസ്ത്രജ്ഞര് സമവായത്തിലെത്തിയിട്ടുണ്ടു്. സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ പല സവിശേഷതകള്ക്കും പിറകില് അതിലെ ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രമാണെന്നു് കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ടു്.
[തിരുത്തുക] സൗരകളങ്ക ചക്രം
സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ ശരാശരി എണ്ണത്തിലും അവയെ കാണപ്പെടുന്ന മേഖലയിലും11 വര്ഷത്തെ കാലയളവില് ക്രമമായ വ്യതിയാനം വരുന്നു. സൗരകളങ്ങളുടെ ക്രമമായ ഈ വ്യതിയാനം സൗരകളങ്ക ചക്രം എന്നു് അറിയപ്പെടുന്നു.
എല്ലാ 11 വര്ഷത്തിലും സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ ശരാശരി എണ്ണം പരമാവധിയില് എത്തുന്നു. അതായതു് സൗരകളങ്ക ചക്രത്തിന്റെ ശരാശരി കാലയളവു് 11 വര്ഷമാണു്. സൗരകളങ്കളുടെ എണ്ണം പരമാവധിയായിരിക്കുന്ന കാലയളവിനെ സണ്സ്പോട്ട് മാക്സിമം എന്നും അവയുടെ എണ്ണം വളരെ കുറവായിരിക്കുന്ന കാലയളവിനെ സണ്സ്പോട്ട് മിനിമം എന്നു് പറയുന്നു.
സൗരകളങ്കങ്ങളില് നിന്നു വരുന്ന രശ്മികളുടെ സ്പെക്ട്രല് രേഖകള് വിഭജിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നതായി കണ്ടതു്, സൂര്യന്റെ പ്രഭാമണ്ഡലത്തില് ചൂടേറിയ സൗരവാതകങ്ങള് നിര്ഗമിക്കുന്ന പാതയില് സാന്ദ്രതയേറിയ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ സാന്നിദ്ധ്യം ഉണ്ടെന്നു് മനസ്സിലാക്കാന് ശാസ്ത്രജ്ഞരെ സഹായിച്ചു.
[തിരുത്തുക] ഹെയിലിന്റെ പൊളാരിറ്റി നിയമം
സൗരകളങ്കങ്ങള് കൂടുതലെണ്ണവും കൂട്ടമായാണു് കാണപ്പെടുക. സൗരകളങ്കകൂട്ടങ്ങളെല്ലാം ബൈപോളാര് (bipolar) ആണു്. അതായതു് N പൊളാരിറ്റിയുള്ള സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ എണ്ണത്തിന്റെ അത്രതന്നെ S പൊളാരിറ്റിയുള്ള കളങ്കങ്ങളും ഉണ്ടായിരിക്കും. ഒരു സൗരകളങ്ക ഗ്രൂപ്പില് 2 പ്രധാന സൗരകളങ്കങ്ങള് ഉണ്ടെങ്കില് അതു് വിപരീത പൊളാരിറ്റിയോടു് കൂടിയതായിരിക്കും. വലിയ അളവില് സൗരകളങ്കങ്ങളിലെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ വിന്യാസം പഠിക്കുകയാണെങ്കില് വളരെ അത്ഭുതപ്പെടുത്തുന്ന വിധത്തില് സാമ്യത കാണുന്നുവെന്നു് ജോര്ജ്ജു് ഹെയില് കണ്ടെത്തി.
ഒരു സൗരകളങ്ക കൂട്ടത്തില് സൂര്യന്റെ കറക്കത്തിന്റെ ദിശയിലുള്ള സൗരകളങ്കങ്ങളെ പ്രിസീഡിങ്ങ് മെംമ്പേര്സു് (preceding members) എന്നു് പറയുന്നു. അതിനെ പിന്തുര്ന്നു് പോകുന്ന കളങ്കങ്ങളെ ഫോളൊയിങ്ങ് മെംമ്പേര്സു് (following members) എന്നു് പറയുന്നു. ജോര്ജ്ജു് ഹെയില് ഉത്തര-ദക്ഷിണ സൗരാര്ദ്ധഗോളങ്ങളിലുള്ള സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ കാന്തികപൊളാരിറ്റിയെ വളരെ വിശദമായി പഠിച്ചു. ഒരു സൗരാര്ദ്ധഗോളത്തിലുള്ള പ്രിസീഡിങ്ങ് മെംമ്പേര്സിനു് എല്ലാം ഒരേ പൊളാരിറ്റിയും, ഫോളോയിങ്ങ് മെംമ്പേര്സിനു് എല്ലാം വിപരീത പൊളാരിറ്റിയും ആണെന്നു് ഹെയില് മനസ്സിലാക്കി. മറ്റേ സൗരാര്ദ്ധഗോളത്തില് ഇതിന്റെ നേരെ വിപരീത വിധത്തിലായിരിക്കും സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ കാന്തിക പൊളാരിറ്റി.
ഒരു സൗരചക്രത്തിന്റെ കാലയളവിലുടനീളം ഈ നിയമം പാലിക്കപ്പെടുന്നു എന്നു ഹെയില് മനസ്സിലാക്കി. അടുത്ത സൗരചക്രത്തില് ഇതിനു് നേരെ വിപരീതമായ വിധത്തിലായിരിക്കും സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ കാന്തിക പൊളാരിറ്റി. അതിനെത്തുടര്ന്നു് വരുന്ന ചക്രത്തില് 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 അടിസ്ഥാനമായെടുത്താല് സൗരചക്രത്തിന്റെ കാലദൈര്ഘ്യം 11 വര്ഷത്തിനു് പകരം 22 വര്ഷമാണു് എന്നു് പറയാവുന്നതാണു്.
[തിരുത്തുക] സ്പോററുടെ നിയമം (Sporer's law)
സൗരകളങ്ക ചക്രത്തിന്റെ ദൈര്ഘ്യം ഏകദേശം 11 വര്ഷമാണെന്നും സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ സ്ഥാനം, സൗരചക്രത്തിന്റെ ഏതു് ഘട്ടത്തിലാണു് കളങ്കങ്ങള് പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നതു് എന്നതിനനുസരിച്ചു് മാറുമെന്നു് റിച്ചാര്ഡ് കാരിങ്ങ്ടന് എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞന് ദീര്ഘനാളത്തെ നിരീക്ഷണങ്ങള് കൊണ്ടു് മനസ്സിലാക്കി. ഈ പ്രതിഭാസം പിന്നീടു് ഗുസ്താവു് സ്പോറര് എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞന് വളരെ വിശദമായി പഠിച്ചു. അതിനാല് ഇന്നീ പ്രതിഭാസം സ്പോററുടെ നിയമം (Sporer's law) എന്ന പേരിലറിയപ്പെടുന്നു. ഇതനുസരിച്ചു് സണ്സ്പോട്ട് മിനിമത്തിനു ശേഷം പുതിയൊരു സൗരചക്രം തുടങ്ങുന്ന സമയത്തു്, കൂടുതല് കളങ്കങ്ങളും മദ്ധ്യരേഖക്കു് ഏകദേശം 30° തെക്കും വടക്കും ആയാണു് കാണുക. ചക്രം മുന്നോട്ടു് പോകുന്നതിനനുസരിച്ചു് സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ സ്ഥാനം സൂര്യന്റെ മദ്ധ്യരേഖയുടെ സമീപത്തേക്കു് നീങ്ങി കൊണ്ടിരിക്കും. സണ്സ്പോട്ട് മാക്സിമത്തിന്റെ സമയത്തു് കൂടുതല് സൗരകളങ്കങ്ങള് മദ്ധ്യരേഖക്കു് 15° തെക്കും വടക്കും ആയാണു് കാണുക. ചക്രം അവസാനിക്കുന്ന സമയത്തു് കളങ്കങ്ങള് ഭൂരിഭാഗവും സൗരമദ്ധ്യരേഖയുടെ വളരെ സമീപത്തായാണു് കാണുക.
[തിരുത്തുക] ബട്ടര്ഫ്ലൈ ഡയഗ്രം
സ്പോററുടെ നിയമമനുസരിച്ചുള്ള സൗകളങ്കങ്ങളുടെ രേഖാംശത്തിലൂടെയുള്ള വിന്യാസം, കളങ്കം കണ്ട വര്ഷത്തിനെതിരെ പ്ലോട്ട് ചെയ്താല് ബട്ടര്ഫ്ലൈ ഡയഗ്രം എന്ന പേരില് പ്രശസ്തമായ ആരേഖം ലഭിക്കുന്നു.
പ്ലോട്ട് ചെയ്യുമ്പോള് കിട്ടുന്ന രൂപത്തിനു പൂമ്പാറ്റയുമായുള്ള സാമ്യം കൊണ്ടു് മാത്രമാണു് ഇതിനു് ബട്ടര്ഫ്ലൈ ഡയഗ്രം എന്നു് പേരു് കിട്ടിയതു്. അല്ലാതെ സൗരകളങ്കങ്ങള്ക്ക് പൂമ്പാറ്റയുമായി യാതൊരു ബന്ധവും ഇല്ല.
[തിരുത്തുക] കാരണങ്ങള്
സൗരകളങ്കങ്ങളില് കാന്തികക്ഷേത്ര തീവ്രത 2500 മുതല് 3000 ഗൌസ് വരെ ആയിരുക്കുമത്രേ. കളങ്കജോഡികള് വിപരീതധ്രുവങ്ങളായിരിക്കും. ഒന്നില് നിന്ന് മറ്റൊന്നിലേക്ക് കാന്തിക ബലരേഖകള് ഉള്ളതായും അവയെ ചുറ്റി ഊര്ജിത കണങ്ങള്(Charged Particles) ഉള്ളതായും കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. അതുകൊണ്ടാണ് പെനംബ്ര ഭാഗത്ത് നാരുകള് പോലുള്ള ഭാഗങ്ങള് ഉണ്ടാകുന്നത്. സൗരോപരിതലത്തിലെ ചാര്ജിതകണങ്ങളും സൂര്യന്റെ തന്നെ കാന്തികബലരേഖകളും തമ്മിലുള്ള പ്രതിപ്രവര്ത്തനമാണ് കളങ്കങ്ങളുണ്ടാകാന് കാരണമെന്ന് കണ്ടെത്തിയിരിക്കുന്നു. അതിശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രം മൂലം സൂര്യന്റെ ഉള്ഭാഗത്തുനിന്നും വികിരണങ്ങള്ക്ക് ഉയര്ന്നുവരാന് സാധിക്കാത്തതുകൊണ്ടാണത്രേ ഇത്തരം തണുത്ത പ്രദേശങ്ങളുണ്ടാവുന്നത്.
പതിനൊന്നു വര്ഷത്തിലൊരിക്കല് സൂര്യന്റെ ഉത്തര ദക്ഷിണ ധ്രുവങ്ങള് പരസ്പരം മാറുന്നതാണത്രേ സൗരചക്രത്തിനിടയാക്കുന്നത്. വാതകാവസ്ഥയിലുള്ള സൂര്യന്റെ ധ്രുവഭാഗങ്ങള് മറ്റുള്ള ഭാഗത്തേക്കാളും പതുക്കെ അതായത് 30 ദിവസം കൊണ്ടാണത്രേ ഒരു ഭ്രമണം പൂര്ത്തിയാക്കുന്നത്. എന്നാല് മധ്യമേഖല 26 ദിവസം കൊണ്ടിത് പൂര്ത്തിയാക്കും ഈ വ്യത്യാസമാണ് അതിശക്തമായ കാന്തികമേഖലകള്ക്ക് കാരണമാകുന്നത്.
[തിരുത്തുക] ഭൂമിയിലുണ്ടാക്കുന്ന മാറ്റങ്ങള്
ഇന്ത്യയിലെ മണ്സൂണും സൂര്യകളങ്കങ്ങളും തമ്മില് ബന്ധമുണ്ട് എന്ന് ചിലരെങ്കിലും വിശ്വസിക്കുന്നു. ചിലകാര്യങ്ങളില് ഒത്തുപോകുന്നുണ്ട് എന്ന് എല്ലാ ശാസ്ത്രജ്ഞരും സമ്മതിക്കുന്നു. 1645 മുതല് 1715 വരെ യൂറോപ്പിലുണ്ടായ ചെറു ഹിമയുഗം സൗരകളങ്കങ്ങളുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു എന്നു വിശ്വസിക്കുന്നു. അത് ഒരു മൗണ്ടര് മിനിമം കാലഘട്ടമായിരുന്നു. കാര്ബണ്-14 പ്രയോജനപ്പെടുത്തിയുള്ള കാര്ബണ് കാലാന്വേഷണം ഉപയോഗിച്ച് തടികളുടെ വാര്ഷിക വലയങ്ങള് പരിശോധിച്ചപ്പോള് സൗരകളങ്കങ്ങള് കുറവുള്ള വര്ഷങ്ങളില് രൂപപ്പെട്ട വളയങ്ങളില് C-14 ന്റെ അളവ് താരതമ്യേന കൂടുതലാണെന്ന് കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്.
സൗരകളങ്കം കൂടുതലുള്ളപ്പോള് പ്രക്ഷുബ്ധമായ സൂര്യനില് നിന്നും ചാര്ജിത കണങ്ങളുടെ പ്രവാഹം കൂടുതലായിരിക്കും. അത് ദീര്ഘദൂര മൈക്രോവേവ് വാര്ത്താവിനിമയ ശൃംഖലയേയും[3] വൈദ്യുതവിതരണ ശൃംഖലയേയും തകരാറിലാക്കാറുണ്ട്. ആ സമയത്ത് ഭൂമിയോടടുത്ത വായുമണ്ഡലം കൂടുതല് ചൂടാവാനിടയുണ്ട്. അതിനാല് അവിടെ മര്ദ്ദവ്യതിയാനം ഉണ്ടാകാനും താഴ്ന്ന ഭ്രമണപഥങ്ങളിലൂടെ ഭൂമിയെ ചുറ്റുന്ന കൃത്രിമോപഗ്രഹങ്ങളെ പഥത്തില് നിന്നും വ്യതിചലിപ്പിക്കാനും ഇടയായേക്കാം. 1990-ല് അമേരിക്കന് കൃത്രിമോപഗ്രഹമായ സ്കൈലാബ് താഴെ വീണത് ഇത്തരത്തിലാണെന്നു കരുതുന്നു[4][5].
[തിരുത്തുക] അവലംബം
- ↑ http://solarscience.msfc.nasa.gov/SunspotCycle.shtml
- ↑ http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/sun/activity/sunspot_cycle.html
- ↑ http://www.aip.de/~rend/aah4579.pdf
- ↑ http://www.spaceref.com/iss/skylab.deorbit.html
- ↑ http://www.time.com/time/magazine/article/0,9171,920502-6,00.html
|
|
||
|---|---|---|
| ഘടന | സൂര്യന്റെ കാമ്പ് - Radiation zone - Convection zone |  |
| അന്തരീക്ഷം | പ്രഭാമണ്ഡലം - Chromosphere - Transition region - Corona | |
| വികസിത ഘടന | Termination Shock - Heliosphere - Heliopause - Heliosheath - Bow Shock | |
| Solar phenomena | സൗരകളങ്കങ്ങള് - Faculae - Granules - Supergranulation - സൗരകാറ്റ് - Spicules - Coronal loops - സൗരജ്വാല - Solar Prominences - Coronal Mass Ejections - Moreton Waves - Coronal Holes | |
| മറ്റുള്ളവ | സൗരയൂഥം - Solar Variation - Solar Dynamo - Heliospheric Current Sheet - Solar Radiation - സൂര്യഗ്രഹണം - നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രല് വര്ഗ്ഗീകരണം | |
