ഹൈഡ്രജൻ രേഖ
ന്യൂട്രൽ ഹൈഡ്രജനിൽ കണങ്ങളുടെ ഊർജ്ജനിലയിൽ മാറ്റമുണ്ടാകുമ്പോൾ അത് പുറത്ത് വിടുന്ന സ്‌പെക്ട്രൽ രേഖയെ ആണ് ഹൈഡ്രജൻ രേഖ (Hydrogen line) എന്നു പറയുന്നത്. ഈ സ്‌പെക്ട്രൽ ഉത്സജനം (emission) നടക്കുന്നത് 21 cm തരംഗദൈർഘ്യൈത്തിൽ അഥവാ 1420.40575 MHz ആവൃത്തിയിൽ ആണ്. അതിനാൽ ഇതിനെ 21 cm വികിരിണം എന്നും വിളിക്കുന്നു. ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൽ, പ്രത്യേകിച്ച് റേഡിയോ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൽ ഈ വികിരണത്തെ കുറിച്ചുള്ള പഠനം വളരെയധികം പ്രാധാന്യം അർഹിക്കുന്ന ഒന്നാണ്.
വിശദീകരണം
[തിരുത്തുക]
ഇലക്ട്രോൺ പ്രോട്ടോൺ മുതലായ കണികകൾക്ക് ദ്രവ്യമാനത്തിനും ചാർജ്ജിനും പുറമേ ഉള്ള വേറെ ഒരു പ്രധാന ഗുണം ആണ് കോണീയ പ്രവേഗം - ഇത് സ്പിൻ എന്നും അറിയപ്പെടുന്നു. ഇത് ക്വാണ്ടം ഭൗതികം ഉപയോഗിച്ചു മാത്രം വിശദീകരിക്കാനാകുന്ന ഒരു പ്രതിഭാസമാണ്‌. ഉദാത്ത ഭൗതികവുമായി ബന്ധപ്പെടുത്തിയാൽ ഇലക്ട്രോണിനേയും പ്രോട്ടോണിനേയും കറങ്ങുന്ന ചെറിയ കാന്തങ്ങളോട് ഉപമിക്കാം. ഈ രണ്ട് കാന്തങ്ങളുടേയും സമധ്രുവങ്ങൾ ഒരേ ദിശയിൽ ആകുമ്പോൾ ആ വ്യൂഹത്തിന്റെ ഊർജ്ജം കൂടുതലായിരിക്കും. എന്നാൽ ധ്രുവങ്ങൾ വ്യത്യസ്തദിശയിൽ ആകുമ്പോൾ ആ വ്യൂഹത്തിന്റെ ഊർജ്ജം കുറവായിരിക്കും. ചിത്രം കാണുക.
ഏതൊരു വ്യൂഹത്തിന്റേയും അടിസ്ഥാന ത്വര ഏറ്റവും താഴ്ന്ന ഊർജ്ജനിലയിൽ ഇരിക്കുക എന്നതാണ്. ഇലക്ട്രോൺ, പ്രോട്ടോൺ എന്നിവയുടെ സ്പിൻ ഒരേ ദിശയിലാകുമ്പോൾ ആ വ്യൂഹത്തിന്റെ ഊർജ്ജം എതിർ ദിശയിൽ ആകുമ്പോൾ ഉള്ള ഊർജ്ജത്തേക്കാൾ കൂടുതൽ ആയിരിക്കും. ഇലക്ട്രോൺ ഉയർന്ന നിലയിലേക്ക് പോകുന്നത് അതിനു വേണ്ട ഊർജ്ജത്തിനനുസരിച്ച ആവൃത്തി ഉള്ള ഒരു ഫോട്ടോൺ ആഗിരണം ചെയ്യുമ്പോഴോ അല്ലെങ്കിൽ അണുക്കൾ തമ്മിൽ കൂട്ടിയിടിക്കുമ്പോഴോ ആണ്. ഇലക്ട്രോൺ അതിന്റെ സ്പിൻ ദിശ മാറ്റുമ്പോൾ (അതായത് ഉയർന്നതിൽ നിന്ന് താഴ്ന്നതിലേക്ക്) രണ്ട് ഊർജ്ജനിലകളുടേയും വ്യത്യാസത്തിനു തുല്യമായ ഒരു ഫോട്ടോൺ പുറത്തുവിടും. ഈ പ്രക്രിയക്ക് spin-flip transition എന്നാണ് പറയുന്നത്. വൈദ്യശാസ്ത്രത്തിൽ ഉപയോഗിക്കുന്ന Magnetic Resonance Imaging (MRI)- ൽ പുറകിൽ ഉള്ള ശാസ്ത്രവും Spin-Flip transition ആണ്.
ഇങ്ങനെ പുറത്തുവിടുന്ന ഫോട്ടോണിന്റെ ഊർജ്ജം വളരെ കുറവായിരിക്കുന്നത് കൊണ്ട് അതിന്റെ ആവൃത്തിയും വളരെ കുറവായിരിക്കും. മറ്റൊരു വിധത്തിൽ പറഞ്ഞാൽ തരംഗദൈർഘ്യം കൂടുതൽ ആയിരിക്കും. ഈ spin-flip transition ന്റെ തരംഗദൈർഘ്യം 21 cm ആയിരിക്കും (കൃത്യമായി ഇതു 21.11 cm ആണ്. സൗകര്യത്തിനുവേണ്ടി 21 cm എന്നു പറയുന്നു). ഇത് വിദ്യുത് കാന്തിക വർണ്ണരാജിയിൽ റേഡിയോ മേഖലയിൽ വരുന്ന തരംഗമാണ്. ഇതിനെയാണ് 21cm spectral line emission of neutral hydrogen എന്നു പറയുന്നത്.
21 cm സ്പ്‌കട്രൽ രേഖയുടെ ഉപയോഗം
[തിരുത്തുക]നമ്മുടെ താരാപഥത്തിൽ നമുക്ക് എതിരായി ഉള്ള ഭാഗം താരാപഥത്തിന്റെ കേന്ദ്രഭാഗത്ത് നക്ഷത്രാന്തരീയ മാധ്യമത്തിന്റെ സാന്ദ്രത കൂടിയതു കാരണം ദൃശ്യപ്രകാശത്തിൽ വീക്ഷിക്കാൻ പറ്റില്ല. കാരണം അവിടെ നിന്ന് പുറപ്പെടുന്ന തരംഗദൈർഘ്യം കൂടിയ എല്ലാ തരംഗങ്ങളേയും നക്ഷത്രാന്തരീയ മാധ്യമം ആഗിരണം ചെയ്യും. പക്ഷേ ഈ നക്ഷത്രാന്തരീയ മാധ്യമത്തെ കടന്ന് പുറത്തുവരാൻ ആവൃത്തി കുറഞ്ഞ റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾക്ക് ആകും. അങ്ങനെ പുറത്തു വരുന്ന റേഡിയോ തരംഗത്തിൽ ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ടതാണ് 21cm spectral line emission. നമ്മുടെ താരാപഥത്തിന്റെ സ്പൈറൽ രൂപത്തെ കുറിച്ച് ഒക്കെ മനസ്സിലാക്കാൻ സഹായിച്ചത് ഈ തരംഗമാണ് സഹായിച്ചത്. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ തണുത്ത പലമേഖലകളെ കുറിച്ച് പഠിക്കാനും ഈ തരംഗമാണ് നമുക്ക് പ്രയോജനപ്പെടുന്നത്.
മറ്റ് ലിങ്കുകൾ
[തിരുത്തുക]- The story of Ewen and Purcell's discovery of the 21 cm line
- Ewen and Purcell's original paper in Nature
- PAST experiment, arΧiv:astro-ph/0404083.
- LOFAR experiment
- Mileura Widefield Array experiment Archived 2005-02-11 at the Wayback Machine.
- Square Kilometer Array experiment
|
രസതന്ത്രവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട ഈ ലേഖനം അപൂർണ്ണമാണ്‌. ഇതു വികസിപ്പിക്കുവാൻ സഹായിക്കുക. |
|
ജ്യോതിശാസ്ത്രവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട ഈ ലേഖനം അപൂർണ്ണമാണ്‌. ഇതു വികസിപ്പിക്കുവാൻ സഹായിക്കുക. |