"നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രൽ വർഗ്ഗീകരണം" എന്ന താളിന്റെ പതിപ്പുകൾ തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസം
No edit summary |
|||
| വരി 1: | വരി 1: | ||
{{Prettyurl|Stellar classification}} |
{{Prettyurl|Stellar classification}} |
||
{{വൃത്തിയാക്കേണ്ടവ}} |
{{വൃത്തിയാക്കേണ്ടവ}} |
||
[[നക്ഷത്രം|നക്ഷത്രങ്ങളില്‍]] നിന്നു വരുന്ന പ്രകാശം ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ സൂക്ഷമമായി പഠിച്ചപ്പോള്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ [[സ്‌പെക്ട്രം]] എല്ലാം ഒരേ പോലെ അല്ല എന്നു കണ്ടു. ഉദാഹരണത്തിനു ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ഹൈഡ്രജന്റെ [[ബാമര്‍ രേഖ|ബാമര്‍ രേഖകള്‍]] വളരെ ശക്തമാണ്. പക്ഷെ സൂര്യനെ പോലുള്ള മറ്റു ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ വളരെ ദുര്‍ബലമാണ്. പക്ഷെ അതില്‍ കാത്സിയം, ഇരുമ്പ്, സോഡിയം തുടങ്ങിയ ചില മൂലകങ്ങളുടെ അവശോഷണ (absorption) രേഖകള്‍ക്കാണ് പ്രാമുഖ്യം. അതേ സമയം വേറെ ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ടൈറ്റാനിയം ഓക്സൈഡ് പോലുള്ള ചില തന്മാത്രകള്‍ ഉണ്ടാക്കുന്ന അവശോഷണ (absorption) രേഖകള്‍ക്കാണ് പ്രാമുഖ്യം. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ഉള്ള ഈ വൈവിധ്യത്തെ വിശദീകരിക്കാന്‍ ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഈ വൈവിധ്യം അനുസരിച്ചു തന്നെ നക്ഷത്രങ്ങളെ വര്‍ഗ്ഗീകരിച്ചു. ഇതാണ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം എന്ന് അറിയപ്പെടുന്നത്. |
[[നക്ഷത്രം|നക്ഷത്രങ്ങളില്‍]] നിന്നു വരുന്ന പ്രകാശം ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ സൂക്ഷമമായി പഠിച്ചപ്പോള്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ [[സ്‌പെക്ട്രം]] എല്ലാം ഒരേ പോലെ അല്ല എന്നു കണ്ടു. ഉദാഹരണത്തിനു ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ഹൈഡ്രജന്റെ [[ബാമര്‍ രേഖ|ബാമര്‍ രേഖകള്‍]] വളരെ ശക്തമാണ്. പക്ഷെ സൂര്യനെ പോലുള്ള മറ്റു ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ വളരെ ദുര്‍ബലമാണ്. പക്ഷെ അതില്‍ കാത്സിയം, ഇരുമ്പ്, സോഡിയം തുടങ്ങിയ ചില മൂലകങ്ങളുടെ അവശോഷണ (absorption) രേഖകള്‍ക്കാണ് പ്രാമുഖ്യം. അതേ സമയം വേറെ ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ടൈറ്റാനിയം ഓക്സൈഡ് പോലുള്ള ചില തന്മാത്രകള്‍ ഉണ്ടാക്കുന്ന അവശോഷണ (absorption) രേഖകള്‍ക്കാണ് പ്രാമുഖ്യം. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ഉള്ള ഈ വൈവിധ്യത്തെ വിശദീകരിക്കാന്‍ ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഈ വൈവിധ്യം അനുസരിച്ചു തന്നെ നക്ഷത്രങ്ങളെ വര്‍ഗ്ഗീകരിച്ചു. ഇതാണ് '''നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം''' എന്ന് അറിയപ്പെടുന്നത്. |
||
നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം നടത്തിയിരിക്കുന്നത് വിവിധ അവശോഷണ രേഖകളുടെ കടുപ്പം അനുസരിച്ചാണ്. സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകളുടെ വീതി ആ നക്ഷത്രത്തില്‍ എത്ര അണുക്കള്‍ ഒരു പ്രത്യേക തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള വികിരണം ആഗിരണം ചെയ്യാന്‍ പാകത്തില്‍ ഉള്ളതായിരിക്കും എന്നതിനെ ആശ്രയിച്ച് ഇരിക്കുന്നു. ഒരു പ്രത്യേക മൂലകം കൂടുതല്‍ ഉണ്ടെങ്കില്‍ അത് ആഗിരണം ചെയ്യുന്ന വികിരണത്തിന്റെ രേഖകള്‍ക്ക് ബലം കൂടുതല്‍ ആയിരിക്കും. ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിലെ മൂലകങ്ങളും അതിന്റെ അളവും ആണ് അവശോഷണ രേഖകള്‍ ഏതൊക്കെ എത്ര ബലത്തില്‍ ആണ് എന്ന് നിര്‍ണ്ണയിക്കുന്നത്. |
നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം നടത്തിയിരിക്കുന്നത് വിവിധ അവശോഷണ രേഖകളുടെ കടുപ്പം അനുസരിച്ചാണ്. സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകളുടെ വീതി ആ നക്ഷത്രത്തില്‍ എത്ര അണുക്കള്‍ ഒരു പ്രത്യേക തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള വികിരണം ആഗിരണം ചെയ്യാന്‍ പാകത്തില്‍ ഉള്ളതായിരിക്കും എന്നതിനെ ആശ്രയിച്ച് ഇരിക്കുന്നു. ഒരു പ്രത്യേക മൂലകം കൂടുതല്‍ ഉണ്ടെങ്കില്‍ അത് ആഗിരണം ചെയ്യുന്ന വികിരണത്തിന്റെ രേഖകള്‍ക്ക് ബലം കൂടുതല്‍ ആയിരിക്കും. ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിലെ മൂലകങ്ങളും അതിന്റെ അളവും ആണ് അവശോഷണ രേഖകള്‍ ഏതൊക്കെ എത്ര ബലത്തില്‍ ആണ് എന്ന് നിര്‍ണ്ണയിക്കുന്നത്. |
||
17:31, 15 ഓഗസ്റ്റ് 2008-നു നിലവിലുണ്ടായിരുന്ന രൂപം
 | വിക്കിപീഡിയയുടെ ഗുണനിലവാരത്തിലും, മാനദണ്ഡത്തിലും എത്തിച്ചേരാൻ ഈ ലേഖനം വൃത്തിയാക്കി എടുക്കേണ്ടതുണ്ട്. ഈ ലേഖനത്തെക്കുറിച്ച് കൂടുതൽ വിശദീകരണങ്ങൾ നൽകാനാഗ്രഹിക്കുന്നെങ്കിൽ ദയവായി സംവാദം താൾ കാണുക. ലേഖനങ്ങളിൽ ഈ ഫലകം ചേർക്കുന്നവർ, ഈ താൾ വൃത്തിയാക്കാനുള്ള നിർദ്ദേശങ്ങൾ കൂടി ലേഖനത്തിന്റെ സംവാദത്താളിൽ പങ്കുവെക്കാൻ അഭ്യർത്ഥിക്കുന്നു. |
നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നു വരുന്ന പ്രകാശം ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ സൂക്ഷമമായി പഠിച്ചപ്പോള്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രം എല്ലാം ഒരേ പോലെ അല്ല എന്നു കണ്ടു. ഉദാഹരണത്തിനു ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ വളരെ ശക്തമാണ്. പക്ഷെ സൂര്യനെ പോലുള്ള മറ്റു ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകള്‍ വളരെ ദുര്‍ബലമാണ്. പക്ഷെ അതില്‍ കാത്സിയം, ഇരുമ്പ്, സോഡിയം തുടങ്ങിയ ചില മൂലകങ്ങളുടെ അവശോഷണ (absorption) രേഖകള്‍ക്കാണ് പ്രാമുഖ്യം. അതേ സമയം വേറെ ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ടൈറ്റാനിയം ഓക്സൈഡ് പോലുള്ള ചില തന്മാത്രകള്‍ ഉണ്ടാക്കുന്ന അവശോഷണ (absorption) രേഖകള്‍ക്കാണ് പ്രാമുഖ്യം. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തില്‍ ഉള്ള ഈ വൈവിധ്യത്തെ വിശദീകരിക്കാന്‍ ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഈ വൈവിധ്യം അനുസരിച്ചു തന്നെ നക്ഷത്രങ്ങളെ വര്‍ഗ്ഗീകരിച്ചു. ഇതാണ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം എന്ന് അറിയപ്പെടുന്നത്.
നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം നടത്തിയിരിക്കുന്നത് വിവിധ അവശോഷണ രേഖകളുടെ കടുപ്പം അനുസരിച്ചാണ്. സ്‌പെക്ട്രല്‍ രേഖകളുടെ വീതി ആ നക്ഷത്രത്തില്‍ എത്ര അണുക്കള്‍ ഒരു പ്രത്യേക തരംഗദൈര്‍ഘ്യത്തിലുള്ള വികിരണം ആഗിരണം ചെയ്യാന്‍ പാകത്തില്‍ ഉള്ളതായിരിക്കും എന്നതിനെ ആശ്രയിച്ച് ഇരിക്കുന്നു. ഒരു പ്രത്യേക മൂലകം കൂടുതല്‍ ഉണ്ടെങ്കില്‍ അത് ആഗിരണം ചെയ്യുന്ന വികിരണത്തിന്റെ രേഖകള്‍ക്ക് ബലം കൂടുതല്‍ ആയിരിക്കും. ചുരുക്കി പറഞ്ഞാല്‍ നക്ഷത്രത്തിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിലെ മൂലകങ്ങളും അതിന്റെ അളവും ആണ് അവശോഷണ രേഖകള്‍ ഏതൊക്കെ എത്ര ബലത്തില്‍ ആണ് എന്ന് നിര്‍ണ്ണയിക്കുന്നത്.
ഹാര്‍‌വാര്‍ഡ് സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം
ഇതാണ് ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട സ്‌പെക്ട്രല്‍ വര്‍ഗ്ഗീകരണം. ഈ വര്‍ഗ്ഗീകരണം 1800കളുടെ പകുതിയില്‍ ചില ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ട്രത്തിലെ ഹൈഡ്രജന്‍ ബാമര്‍ രേഖകളുടെ ബലം അനുസരിച്ച് ഉണ്ടാക്കിയ വര്‍ഗ്ഗീകണത്തിന്റെ ഒരു വകഭേദം ആണ്. 1800കളുടെ പകുതിയിലെ വര്‍ഗ്ഗീകരണത്തില്‍ ഹൈഡ്രജന്‍ ബാമര്‍ രേഖകളുടെ ബലം അനുസരിച്ച് നക്ഷത്ര സ്‌പെക്ട്രത്തിനു A മുതല്‍ P വരെയുള്ള വിവിധ അക്ഷരം കൊടുക്കുകയാണ് ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ചെയ്തത്. അന്നത്തെ ശാസ്ത്രത്തിനു ഈ സ്‌പെക്ട്രല്‍ വരകളെ ഒന്നും വിശദീകരിക്കാന്‍ കഴിഞ്ഞില്ല. പിന്നീട് ഇതിനെ ശാസ്ത്രീയമായി വര്‍ഗ്ഗീകരിക്കുന്ന ചുമതല ഹാര്‍‌വാര്‍ഡ് കോളേജ് ഒബ്‌സര്‍‌വേറ്ററിയിലെ-യിലെ ചില ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ഏറ്റെടുത്തു. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ എഡ്‌വേര്‌ഡ് സി പിക്കെറിംങ്ങ് (Edward C. Pickering) ആണ് ഇതിനു മേല്‍നോട്ടം വഹിച്ചത്. ഹൈഡ്രജന്റെ ബാമര്‍ രേഖകളെ മാത്രം അടിസ്ഥാനമാക്കാതെ എല്ലാ പ്രധാനപ്പെട്ട രേഖകളേയും ഉള്‍പ്പെടുത്തി വളരെ വിപുലമായ ഒരു പഠനം ആണ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ഇതിനു വേണ്ടി നടത്തിയത്. അമേരിക്കന്‍ ധനാഢ്യനും ഡോക്ടറും അതോടൊപ്പം ഒരു അമെച്വര്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനും ആയ ഹെന്ററി ഡാപ്പര്‍ (Henry Draper) ആണ് ഇതിനു വേണ്ട പണം മൊത്തം ചിലവഴിച്ചത്. അതിനാല്‍ തന്നെ ഇത് ഹാര്‍‌വേര്‍ഡ് പ്രൊജെക്ട് എന്ന പേരില്‍ ആണ് അറിയപ്പെട്ടത്.