കേവലകാന്തിമാനം
 | ഈ ലേഖനം വിക്കിപീഡിയ ശൈലി അനുസരിച്ച് വിക്കിവൽക്കരിക്കേണ്ടതുണ്ട്. ഉചിതമായ അന്തർവിക്കി കണ്ണികൾ ചേർത്തും, ലേഖനത്തിന്റെ ലേ ഔട്ട് നന്നാക്കിയും ദയവായി ലേഖനത്തെ മെച്ചപ്പെടുത്താൻ സഹായിക്കൂ. |
ആകാശത്തു കാണുന്ന ഖഗോളവസ്തുക്കളെയെല്ലാം 10 പാർസെക് ദൂരത്തു ആണെന്നു സങ്കൽപ്പിച്ച് , അതിനെ ഭൂമിയിൽ നിന്ന്‌ നിരീക്ഷിക്കുമ്പോൾ ലഭിക്കുന്ന കാന്തിമാനം ആണു കേവല കാന്തിമാനം (Absolute Magnitude) എന്നു അറിയപ്പെടുന്നത്‌. കേവല കാന്തിമാനം ഖഗോള വസ്തുവിന്റെ തേജസ്സിന്റെ അളവുകോലാണ്. ഈ അളവുകോലിൽ എല്ലാ ഖഗോളവസ്തുക്കളും ഒരേ ദൂരത്ത് വച്ചിരിക്കുന്നത് കൊണ്ട് ദൂരവ്യത്യാസം കൊണ്ട് കാന്തിമാനത്തിൽ വ്യത്യാസം വരുന്നില്ല. ഈ അളവുകോൽ പ്രകാരം സൂര്യന്റെ കാന്തിമാനം + 4.86 ആണ്. അതായത്‌ സൂര്യൻ 10 പാർസെക് ദൂരത്തായിരുന്നുവെങ്കിൽ അതിനെ കഷ്ടിച്ചു നഗ്ന നേത്രം കൊണ്ടു കാണാമായിരുന്നു എന്നർത്ഥം. ചന്ദ്രനേയും ശുക്രനേയും ഒന്നും ശക്തിയേറിയ ദൂരദർശിനി ഉപയോഗിച്ചാലും കാണാൻ പറ്റുകയുമില്ല. കേവല കാന്തിമാനം കണക്കാക്കാൻ നക്ഷത്രങ്ങളിലേക്കുള്ള ദൂരം നമുക്ക്‌ അറിഞ്ഞിരിക്കണം. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കേവല താരതമ്യ പഠനത്തിനാണ് കേവല കാന്തിമാനം ഉപയോഗിക്കുന്നത്‌. സാധാരണ നക്ഷത്ര നിരീക്ഷണത്തിന് ഇതിന്റെ ആവശ്യമില്ല. കേവല കാന്തിമാനത്തെ M എന്ന അക്ഷരം കൊണ്ടാണ് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്‌.
കേവല കാന്തിമാനം ഏതെങ്കിലും ഉപകരണം ഉപയോഗിച്ച്‌ അളക്കുക അല്ല, മറിച്ച് ദൃശ്യകാന്തിമാനത്തിൽ നിന്നു കണക്കുകൂട്ടിയെടുക്കുകയാനു ചെയ്യുന്നത്. അതിനായി ആദ്യം ഏത്‌ നക്ഷത്രത്തിന്റെ കേവല കാന്തിമാനം ആണോ അറിയേണ്ടത്‌ അതിന്റെ ദൃശ്യ കാന്തിമാനം കണ്ടുപിടിക്കുന്നു. പിന്നീട്‌ ആ നക്ഷത്രത്തിലേക്കുള്ള ദൂരം വേറെ ഏതെങ്കിലും വിധത്തിൽ കണ്ടെത്തുന്നു. എന്നിട്ട്‌ എന്ന സമവാക്യം ഉപയോഗിച്ച്‌ അതിന്റെ കേവല കാന്തിമാനം കാണാം. ഇവിടെ m = ദൃശ്യ കാന്തിമാനം M = കേവല കാന്തിമാനം d = നക്ഷത്രത്തിലേക്ക്‌ പാർസെക് കണക്കിൽ ഉള്ള ദൂരം.
|
ജ്യോതിശാസ്ത്രവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട ഈ ലേഖനം അപൂർണ്ണമാണ്‌. ഇതു വികസിപ്പിക്കുവാൻ സഹായിക്കുക. സഹായത്തിനു ഈ ലേഖനത്തിന്റെ ഇംഗ്ലീഷ് പതിപ്പ്. |