സൂര്യൻ്റെ ഘടന. സൂര്യൻ്റെ പ്രകാശം അല്ലെങ്കിൽ അത് എത്ര ഊർജ്ജം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു? സോളാർ സ്ഥിരമായ പ്രകാശം
സൂര്യൻ്റെ പ്രകാശം മാറുന്നുണ്ടോ?
പുരാതന ഗ്ലേസികൾ
ചരിത്രപരമായ ഭൂമിശാസ്ത്രം കാണിക്കുന്നത് മുൻ ഭൂഗർഭ കാലഘട്ടങ്ങളിൽ, തണുത്ത സ്നാപ്പുകൾ ഇടയ്ക്കിടെ ഉണ്ടായിട്ടുണ്ട്. നമ്മുടെ നാളുകളിൽ നിന്ന് 2,500 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ നീക്കം ചെയ്തതാണ് അറിയപ്പെടുന്ന ആദ്യത്തെ ഹിമാനികൾ. ഒരു ഹിമാനിയുടെ പ്രവർത്തനത്തിൽ രൂപംകൊണ്ട പാറകളും കളിമണ്ണും ഉൾപ്പെടെ തരംതിരിക്കാത്ത പാറകൾ - ടിലൈറ്റുകൾ എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്നവയുടെ കണ്ടെത്തലുകളുടെ അടിസ്ഥാനത്തിലാണ് ജിയോളജിസ്റ്റുകൾ വിദൂര ഭൂതകാലത്തിൽ ഹിമയുഗങ്ങളുടെ അസ്തിത്വം വിലയിരുത്തുന്നത്. ഭൂമിശാസ്ത്ര ചരിത്രത്തിൽ അറിയപ്പെടുന്ന എല്ലാ പ്രധാന ഹിമാനികളുടെ പ്രകടനവും നാം പരിഗണിക്കുകയാണെങ്കിൽ, കാലക്രമേണ അവയുടെ വിതരണത്തിൻ്റെ അസമത്വം ശ്രദ്ധിക്കാൻ ഒരാൾക്ക് കഴിയില്ല. ഏകദേശം 2500-2200 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ് സംഭവിച്ച നിരവധി ഘട്ടങ്ങൾക്ക് ശേഷം, ഹിമാനികൾ ഇല്ലാതിരുന്ന 1500 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ് ഒരു നീണ്ട ഇടവേള ഉണ്ടായി. ഏകദേശം 900 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ്, ഹിമാനികൾ പുനരാരംഭിക്കുകയും 50-100 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങളുടെ ഇടവേളകളിൽ സംഭവിക്കുകയും ചെയ്തു. ഭൂമിയിൽ ശക്തമായ ഹിമപാതങ്ങൾക്ക് കാരണമായ ശക്തമായ തണുത്ത സ്നാപ്പുകൾ കൂടാതെ, ഗ്രഹത്തിലെ വ്യാപകമായ ഐസ് വിതരണത്തിന് തണുപ്പ് അപര്യാപ്തമായപ്പോൾ കുറഞ്ഞ താപനിലയും ഉണ്ടായിരുന്നു.
ഹിമാനികളുടെ പ്രത്യേകത, അവയുടെ പ്രകടനത്തിന് പ്രതികൂലമായ സാഹചര്യത്തിലാണ് അവ സംഭവിച്ചത് (ഭൂമിയിലെ കാലാവസ്ഥ ചൂടായിരുന്നു, കാലാവസ്ഥാ മേഖലകളായി വ്യക്തമായ വിഭജനം ഉണ്ടായിരുന്നില്ല). എന്നിരുന്നാലും, മൂർച്ചയുള്ള തണുപ്പിക്കൽ അക്ഷാംശം പരിഗണിക്കാതെ മുഴുവൻ ഗ്രഹത്തെയും ബാധിച്ചു. ഉദാഹരണത്തിന്, ഭൂമിശാസ്ത്രപരമായ അക്ഷാംശം കണക്കിലെടുക്കാതെ, 900 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ് സംഭവിച്ച അപ്പർ പ്രോട്ടോറോസോയിക് ഗ്ലേസിയേഷൻ്റെ അടയാളങ്ങൾ ഗ്രഹത്തിൻ്റെ വിവിധ സ്ഥലങ്ങളിൽ കണ്ടെത്തി. ഗ്ലേഷ്യൽ രൂപങ്ങൾ (ടില്ലൈറ്റ്സ്) പലപ്പോഴും ചൂടുള്ള കാലാവസ്ഥയിൽ രൂപം കൊള്ളുന്ന അവശിഷ്ടങ്ങളാൽ അടിവരയിടുകയും കൂടാതെ/അല്ലെങ്കിൽ മൂടുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ വസ്തുതകൾ സൂചിപ്പിക്കുന്നത് തണുപ്പിക്കൽ താരതമ്യേന വേഗത്തിൽ സംഭവിക്കുകയും പിന്നീട് പെട്ടെന്ന് അവസാനിക്കുകയും ചെയ്തു. ഗ്ലേഷ്യൽ രൂപങ്ങളുടെ ചെറിയ കനം തണുത്ത കാലഘട്ടങ്ങളുടെ ഹ്രസ്വകാല ദൈർഘ്യത്തെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു.
പുരാതന ഹിമയുഗങ്ങളുടെ ഈ സവിശേഷതകൾ അവയെ ഏതെങ്കിലും "ഭൗമിക കാരണങ്ങളുമായി" ബന്ധപ്പെടുത്താൻ ഞങ്ങളെ അനുവദിക്കുന്നില്ല, ഉദാഹരണത്തിന്, പർവത നിർമ്മാണ പ്രക്രിയകൾ അല്ലെങ്കിൽ കരയുടെയും കടലിൻ്റെയും കോൺഫിഗറേഷനിലെ മാറ്റങ്ങൾ. വാസ്തവത്തിൽ, ആ വിദൂര കാലത്ത്, ഉയർന്ന പർവതങ്ങളൊന്നും ഉണ്ടായിരുന്നില്ല, അഗ്നിപർവ്വത പ്രവർത്തനത്തിൻ്റെ പൊട്ടിപ്പുറപ്പെട്ടതിനാൽ സമുദ്രനിരപ്പിലെ ഏറ്റക്കുറച്ചിലുകൾ വളരെ സാവധാനത്തിൽ മാറിയിട്ടുണ്ട്, കാരണം വർദ്ധിച്ച അഗ്നിപർവ്വതത്തിൻ്റെയും ഹിമാനിയുടെയും കാലഘട്ടങ്ങൾ തമ്മിൽ യാതൊരു ബന്ധവുമില്ല. അഗ്നിപർവ്വത പ്രക്രിയകൾ ഭൂമിയിൽ പലപ്പോഴും സംഭവിച്ചു, ഹിമാനികൾ - ചില സന്ദർഭങ്ങളിൽ, അഗ്നിപർവ്വത സ്ഫോടനങ്ങൾ ഹിമാനിയുടെ കൂടുതൽ തീവ്രമായ വികാസത്തിന് കാരണമായേക്കാം ഭൂമിയുടെ അച്ചുതണ്ടിൻ്റെ ചരിവ് അല്ലെങ്കിൽ ഭൂമിയുടെ അച്ചുതണ്ടിൽ അന്തരീക്ഷ താപനില പതിനായിരക്കണക്കിന് കുറയുന്നതിന് കാരണമാകില്ല (ഭൗമ അല്ലെങ്കിൽ കോസ്മിക്). സൂര്യൻ്റെ തെളിച്ചത്തിലെ മാറ്റങ്ങളാൽ ഹിമപാളികൾ വിശദീകരിക്കുന്നത് സ്വാഭാവികമാണ്: ഏകദേശം 80-100 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം പ്രകാശം കുറയുന്നു.
ഹിമാനികളുടെ ഘട്ടങ്ങളും അവയുടെ ആനുകാലികതയും സൗര പ്രകാശത്തിൻ്റെ വലിയ താളങ്ങളുടെ അസ്തിത്വത്തെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. കഴിഞ്ഞ 900 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ ഹിമാനികളുടെ എപ്പിസോഡിക് ഘട്ടങ്ങളാണ്. കൂടാതെ, നൂറ്റാണ്ടുകളുടെ ആഴത്തിൽ, ഹിമാനികളുടെ അഭാവത്തിൻ്റെ ഒരു കാലഘട്ടം കണ്ടെത്തി, അത് 1500 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ നീണ്ടുനിന്നു. നമ്മുടെ കാലഘട്ടത്തിൽ നിന്ന് പോലും, ഹിമാനികൾ വീണ്ടും പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നു, പക്ഷേ ഇത്രയും കാലം അല്ല. നേരത്തെ സൂര്യൻ്റെ പ്രകാശത്തിൽ ഏറ്റക്കുറച്ചിലുകൾ ഉണ്ടായിരുന്നുവെന്നത് തള്ളിക്കളയാനാവില്ല, പക്ഷേ അവ ഹിമാനികളുടെ രൂപത്തിൽ പ്രകടമായില്ല, കാരണം ഭൂമിയിലെ താപനില അന്ന് ഉയർന്നതും തണുപ്പിക്കുന്ന ഘട്ടത്തിൽ 0 ഡിഗ്രി സെൽഷ്യസിൽ താഴെയാകാത്തതുമാണ്. നമ്മുടെ അനുമാനം ശരിയാണെങ്കിൽ, സോളാർ ലുമിനോസിറ്റിയിലെ ഏറ്റക്കുറച്ചിലുകളുടെ ആനുകാലികതയെക്കുറിച്ച് നമുക്ക് സംസാരിക്കാം. ഒരു നിശ്ചിത സമയത്തേക്ക്, സൂര്യൻ ഒരു നിശ്ചലനക്ഷത്രം പോലെ പ്രവർത്തിക്കുന്നു, തുടർന്ന്, ഏകദേശം അതേ കാലയളവിൽ, അത് 80-100 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ കൊണ്ട് സ്പന്ദിക്കുന്നു. സൂര്യൻ്റെ പ്രകാശം കുറയുകയും ഗ്രഹത്തിൻ്റെ ഉപരിതലത്തിലെ താപനില കുറയുകയും ചെയ്യുന്ന സമയത്തിൻ്റെ ഇടവേളകളെ ഹിമപാളികൾ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. വിപരീത പ്രതിഭാസത്തിന് തെളിവുകളുണ്ടോ - സൂര്യൻ്റെ തിളക്കത്തിൽ എപ്പിസോഡിക് വർദ്ധനവ്? ഭൂമിയുടെ ചരിത്രം ഈ ചോദ്യത്തിന് കൃത്യമായ ഉത്തരം നൽകുന്നില്ല. സൂര്യൻ്റെ തെളിച്ചം വർദ്ധിക്കുന്നത് ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തെ ചൂടാക്കാനും തൽഫലമായി, ജലത്തിൻ്റെ താപനില വർദ്ധിക്കാനും ഇടയാക്കിയിരിക്കണം, ഇത് പാരിസ്ഥിതിക സാഹചര്യത്തിൽ മാറ്റങ്ങൾക്ക് കാരണമാകും. ഭൗമശാസ്ത്രജ്ഞർ ഒന്നിലധികം തവണ ഇത്തരം മാറ്റങ്ങൾ രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുണ്ട്, എന്നാൽ അവ താപനിലയിലെ വർദ്ധനവുമായി ബന്ധപ്പെട്ടതാണോ എന്ന് പറയാൻ പ്രയാസമാണ്.
ചൊവ്വ ഭൂമിയുടെ ചരിത്രത്തെ കുറിച്ച് പറയുമോ?
ചൊവ്വയുടെ ചരിത്രം പഠിക്കുന്നത് സൂര്യൻ്റെ പ്രകാശത്തിൻ്റെ വ്യതിയാനങ്ങൾ പഠിക്കാൻ സഹായിക്കും. അറിയപ്പെടുന്നതുപോലെ, അതിൻ്റെ ഉപരിതലത്തിലെ താപനില രാത്രിയിൽ -120 ° C മുതൽ പകൽ സമയത്ത് +20 ° C വരെയാണ്. എന്നിരുന്നാലും, ചൊവ്വയുടെ ചരിത്രത്തിൽ താപനില കൂടുതൽ ഉയരുകയും നദികൾ ചൊവ്വയിലൂടെ ഒഴുകുകയും ചെയ്ത കാലഘട്ടങ്ങൾ ഉണ്ടായിരുന്നു. ചൊവ്വയിൽ ഇത്തരം താപനം ഒന്നിലധികം തവണ സംഭവിച്ചിട്ടുണ്ട്, പക്ഷേ ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് ഇപ്പോഴും ഈ ഊഷ്മള യുഗങ്ങളുടെ സമയം കൃത്യമായി നിർണ്ണയിക്കാൻ കഴിയില്ല, കാരണം ഗ്രഹത്തിൻ്റെ പാറകളുടെ പ്രായത്തിന് സമ്പൂർണ്ണ തീയതികളൊന്നുമില്ല. ചൊവ്വയുടെ ഉപരിതലത്തിൽ ദ്രാവക ജലം ഉണ്ടായത് മഴയുടെ ഫലമല്ല, മറിച്ച് ഉരുകുന്നത് മൂലമാണെന്ന് വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു ഭൂഗർഭ ഐസ്. ഉരുകിയ മണ്ണിൽ നിന്ന് ഉയർന്നുവരുന്ന ജലം, അത് വികസിപ്പിച്ച നദീതടങ്ങളിലേക്ക് കുതിച്ചു, തുടർന്ന് വലിയ അഴുക്കുചാലുകൾക്കുള്ളിൽ വീണ്ടും ഭൂമിയിലേക്ക് പോയി. ചൊവ്വയിൽ ചൂട് കൂടുന്നതിൻ്റെ കാരണങ്ങളെക്കുറിച്ച് സമവായമില്ല. ഭൂഗർഭ ഐസ് ഉരുകുന്നത് ആഴത്തിലുള്ള പ്രക്രിയകളുടെ സജീവമാക്കലും എല്ലാറ്റിനുമുപരിയായി അഗ്നിപർവ്വത പ്രവർത്തനവും മൂലമാണെന്ന് പലരും വിശ്വസിക്കുന്നു. ഈ നിഗമനത്തോട് യോജിക്കാൻ പ്രയാസമാണ്, കാരണം ചൊവ്വയിലെ എൻഡോജെനസ് പ്രവർത്തനം അതിൻ്റെ ചരിത്രത്തിൻ്റെ പ്രാരംഭ കാലഘട്ടത്തിൽ (മുമ്പ് 2.5 ബില്യൺ വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ്) തീവ്രമായി പ്രകടമായി, മറിച്ച്, ജലത്തിൻ്റെ മണ്ണൊലിപ്പ് പ്രവർത്തനം, നേരെമറിച്ച്, കഴിഞ്ഞ 2.5 ബില്യൺ വർഷങ്ങളുടെ സവിശേഷതയാണ്. . ചൊവ്വയിലെ നദീതടങ്ങൾ സാധാരണയായി അഗ്നിപർവ്വത മാസിഫുകളിൽ നിന്ന് വളരെ അകലെയാണ് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്. അഗ്നിപർവ്വത സ്ഫോടനങ്ങളാൽ മുഴുവൻ ഗ്രഹത്തെയും എപ്പിസോഡിക് ചൂടാക്കാനുള്ള ഒരു സംവിധാനം സങ്കൽപ്പിക്കുക എന്നത് ഊർജ്ജസ്വലമായി ബുദ്ധിമുട്ടാണ്.
ചൊവ്വയിലെ താപനത്തെ സൂര്യൻ്റെ പ്രകാശത്തിൻ്റെ വർദ്ധനവുമായി ബന്ധിപ്പിക്കുന്നതിന് കൂടുതൽ കാരണങ്ങളുണ്ട്. അതിൽ നിന്ന് വരുന്ന താപത്തിൻ്റെ വർദ്ധനവ് ചൊവ്വയുടെ ഉപരിതലത്തിൽ താപനിലയിൽ ഗണ്യമായ വർദ്ധനവിന് കാരണമായി, അതിൻ്റെ ഫലമായി തണുത്തുറഞ്ഞ മണ്ണ് ഉരുകാൻ തുടങ്ങി. ചിലയിടങ്ങളിൽനിന്നുള്ള അധികജലം മറ്റുള്ളവയിലേക്ക് ഒഴുകാൻ തുടങ്ങി ഭൂഗർഭജലംതാഴ്ന്നതായിരുന്നു. ചൊവ്വയെക്കുറിച്ചുള്ള ആധുനിക അറിവ് അതിൻ്റെ ഉപരിതലത്തിലെ ഫ്ലൂവിയൽ (ജലശോഷണം) പ്രവർത്തനത്തിൻ്റെ രണ്ട് ഘട്ടങ്ങളെങ്കിലും വേർതിരിച്ചറിയാൻ ഞങ്ങളെ അനുവദിക്കുന്നു. അവയിൽ ആദ്യത്തേത്, പുരാതന താഴ്വരകൾ സ്ഥാപിതമായപ്പോൾ - ഉസ്ബോയ്, ലാഡോൺ, മാഡിം, ബഖ്റാം - ഏകദേശം 2500 വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പാണ്. കസയ്, ടിയു, സിമുദ്, വെദ്ര, മദ്സ തുടങ്ങിയ താഴ്വരകൾ രൂപപ്പെട്ടപ്പോൾ, ചൊവ്വയുടെ ചരിത്രത്തിൻ്റെ അവസാന ബില്യൺ വർഷങ്ങളിൽ സംഭവിക്കുന്നത് ഇളയ ഫ്ലൂവിയൽ ഘട്ടമാണ്.
സൂര്യൻ്റെ രണ്ട് അവസ്ഥകൾ?
ഭൂമിയിലെ ഹിമാനിയുടെ യുഗങ്ങളും ചൊവ്വയിലെ ഫ്ലൂവിയൽ പ്രക്രിയകളുടെ യുഗങ്ങളും താരതമ്യം ചെയ്താൽ, അവ ഏകദേശം സമയവുമായി പൊരുത്തപ്പെടുന്നു. ഒരുപക്ഷേ ഇത് ആകസ്മികമല്ല, ഈ കാലഘട്ടങ്ങളിൽ, സൂര്യപ്രകാശം അതിൻ്റെ മൂർച്ചയുള്ള വർദ്ധനവിൻ്റെയും കുറവിൻ്റെയും ദിശയിൽ മാറി. വർദ്ധനവ് ചൊവ്വയിൽ ഫ്ലൂവിയൽ ഘട്ടങ്ങളായും ഭൂമിയിലെ കുറവ് ഹിമയുഗങ്ങളുടെ രൂപത്തിലും പ്രകടമായി. ഈ അനുമാനങ്ങൾ ശരിയാണെങ്കിൽ, പകൽ വെളിച്ചത്തിന് ഇടയ്ക്കിടെ പരസ്പരം മാറ്റിസ്ഥാപിക്കുന്ന രണ്ട് തരം അവസ്ഥകളുണ്ട്. ആദ്യത്തേത് താരതമ്യേന ശാന്തമാണ്, 2250 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ മുതൽ 900 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ വരെയുള്ള കാലഘട്ടത്തിൻ്റെ സവിശേഷത, തിളക്കത്തിൻ്റെ തീവ്രതയിൽ കാര്യമായ മാറ്റങ്ങളൊന്നുമില്ല. തിളക്കം കൂടുകയും കുറയുകയും ചെയ്യുന്ന രണ്ട് ഘട്ടങ്ങളും സംഭവിച്ചപ്പോൾ രണ്ടാമത്തേത് വൈരുദ്ധ്യമാണ്. 900 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ നീണ്ടുനിൽക്കുന്ന വൈരുദ്ധ്യാത്മക യുഗത്തിലാണ് നാം ജീവിക്കുന്നത്.
സൂര്യൻ്റെ തിളക്കത്തിൽ ഇത്രയും മൂർച്ചയുള്ള ഏറ്റക്കുറച്ചിലുകൾ ഉണ്ടാകാനുള്ള കാരണം എന്താണ്? എല്ലാത്തിനുമുപരി, ഇത് ഒരു നിശ്ചല നക്ഷത്രമായി കണക്കാക്കപ്പെടുന്നു, കൂടാതെ സോളാർ സ്ഥിരാങ്കത്തിലെ ഏറ്റക്കുറച്ചിലുകൾ 0.3% കവിയരുത് (ഇത് ആഗോള ഹിമാനിക്ക് പൂർണ്ണമായും അപര്യാപ്തമാണ്). എന്നിരുന്നാലും, ഇൻ ഈയിടെയായിചില ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ സൗരപ്രകാശത്തിൽ കൂടുതൽ കാര്യമായ ഏറ്റക്കുറച്ചിലുകൾക്കുള്ള സാധ്യത സമ്മതിക്കുന്നു. ഗ്രൗണ്ട് അധിഷ്ഠിത ഉപകരണങ്ങൾ രേഖപ്പെടുത്തുന്ന സോളാർ ന്യൂട്രിനോകളുടെ അളവ് സൈദ്ധാന്തിക കണക്കുകൂട്ടലുകൾ അനുസരിച്ച് ഉണ്ടാകേണ്ടതിനേക്കാൾ വളരെ കുറവാണെന്ന് അറിയാം. അങ്ങനെ, W. ഫൗളർ (1972) നിർദ്ദേശിച്ച മാതൃക അനുസരിച്ച്, ഉയർന്ന താപനിലന്യൂക്ലിയർ പ്രക്രിയകൾ ആരംഭിക്കുന്നതിന് ആവശ്യമായ, നിശ്ചിത സമയ ഇടവേളകളിൽ - 200-300 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങളുടെ ക്രമത്തിൽ സൂര്യൻ്റെ ആന്തരിക ഭാഗങ്ങളിൽ ഇടയ്ക്കിടെ സ്ഥാപിക്കപ്പെടുന്നു. ഈ താപനിലയിൽ എത്തുമ്പോൾ, സംവഹന അസ്ഥിരത കാരണം ചൂടുള്ള പ്ലാസ്മ ഉയരുകയും ഉപരിതലത്തിലെ താരതമ്യേന തണുത്ത പദാർത്ഥവുമായി കലരുകയും ചെയ്യുന്നു. തൽഫലമായി, സൂര്യൻ്റെ പ്രകാശം ഏകദേശം 35% കുറയുന്നു, കൂടാതെ ഭൂമിയിലെ താപനില 30 ° C അല്ലെങ്കിൽ അതിൽ കൂടുതലും കുറയുന്നു. ഈ സംസ്ഥാനം ഏകദേശം 10 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ നീണ്ടുനിൽക്കും. സ്വാഭാവികമായും, ഈ സിദ്ധാന്തം ചില എതിർപ്പുകൾ നേരിടുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന്, ന്യൂട്രിനോകൾക്ക് ഒരു വിശ്രമ പിണ്ഡം ഉണ്ടാകാനുള്ള സാധ്യതയെ സൂചിപ്പിക്കുന്ന ഡാറ്റ ലഭിച്ചിട്ടുണ്ട്, ഇത് സൂര്യൻ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ന്യൂട്രിനോകൾ സ്വീകാര്യമായ രീതികളാൽ കണ്ടെത്താനാകാത്ത വിധത്തിൽ രൂപാന്തരപ്പെടുന്നു എന്ന വസ്തുതയിലേക്ക് നയിച്ചേക്കാം. പരിഗണനയിലുള്ള പ്രശ്നം ഗുണപരമായ തലത്തിൽ മാത്രമേ ചർച്ച ചെയ്യപ്പെടുകയുള്ളൂ. ഹിമാനി ഉണ്ടാകാൻ സൂര്യൻ്റെ പ്രകാശം എത്രത്തോളം കുറയണം എന്ന ചോദ്യം പരിഹരിക്കാൻ, പ്രത്യേക കണക്കുകൂട്ടലുകൾ ആവശ്യമാണ്. പ്രത്യക്ഷത്തിൽ, നമ്മൾ സംസാരിക്കുന്നത് 10% അല്ലെങ്കിൽ അതിൽ കൂടുതൽ പ്രകാശം കുറയുന്നതിനെക്കുറിച്ചാണ്.
ദശലക്ഷക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ് നടന്ന സൗര പ്രകാശത്തിൻ്റെ ഏറ്റക്കുറച്ചിലുകൾ കണ്ടെത്താനും വിലയിരുത്താനുമുള്ള ഒരേയൊരു അവസരമാണ് ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തിലെ താപനിലയിലെ മാറ്റങ്ങൾ സൂചിപ്പിക്കുന്ന ഭൂമിശാസ്ത്രപരമായ ഡാറ്റയുടെ വിശകലനം എന്നത് ഊന്നിപ്പറയേണ്ടതാണ്. സൂര്യൻ്റെ തിളക്കത്തിൽ ഏറ്റക്കുറച്ചിലുകളുടെ അത്തരം വിപുലമായ ചക്രങ്ങൾ സ്ഥാപിക്കാൻ ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് ഇതുവരെ നേരിട്ടുള്ള മാർഗമില്ല. അതിനാൽ, പരോക്ഷമായ ഒരു മാർഗം മാത്രമേ അവശേഷിക്കുന്നുള്ളൂ - സൂര്യനെ ചുറ്റുന്ന ഗ്രഹങ്ങളുടെ ചരിത്രത്തിൽ അതിൻ്റെ സ്പന്ദനങ്ങളുടെ അടയാളങ്ങൾ തിരയുക. ഒരു സാഹചര്യം കൂടി ശ്രദ്ധിക്കാം. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർക്കും ഭൂഭൗതികശാസ്ത്രജ്ഞർക്കും ഇടയിൽ ഭൂമിയുടെ രൂപീകരണ സമയത്ത്, അതായത്. 4.6 ബില്യൺ വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ്, ലെവൽ സൗരവികിരണംഇപ്പോഴുള്ളതിനേക്കാൾ 40% കുറവായിരുന്നു, അന്നുമുതൽ ഇന്നുവരെ അത് വർദ്ധിച്ചു. തൽഫലമായി, ഭൂമിയിലെ താപനില ക്രമേണ വർദ്ധിക്കണം. ഭൂമിയുടെ "കല്ല് റെക്കോർഡ്" ൽ നിന്നുള്ള ഡാറ്റ വിപരീതത്തെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു - ഗ്രഹത്തിൻ്റെ ഉപരിതലത്തിലെ താപനില ക്രമേണ കുറഞ്ഞു. അങ്ങനെ, 3.8 ബില്യൺ വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ്, ഇസുവ സീരീസിലെ (ഗ്രീൻലാൻഡ്) സിലിസിയസ് നിക്ഷേപങ്ങളിലെ ഓക്സിജൻ ഐസോടോപ്പുകളുടെ അനുപാതം നിർണ്ണയിക്കുന്നതിൻ്റെ അടിസ്ഥാനത്തിൽ, താപനില 90-150 ഡിഗ്രി സെൽഷ്യസായിരുന്നു. മൂന്ന് ബില്യൺ വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ് ഇത് 90 മുതൽ 65 ഡിഗ്രി സെൽഷ്യസ് വരെയായിരുന്നു, പിന്നീട് ക്രമേണ ആധുനികതയിലേക്ക് കുറഞ്ഞു. ഈ വൈരുദ്ധ്യത്തെ എങ്ങനെ മറികടക്കാമെന്ന് ഭാവിയിലെ ഗവേഷണങ്ങൾ മാത്രമേ കാണിക്കൂ.
- ലേഖനത്തിൻ്റെ രചയിതാവ് ഐ.എ. റെസനോവ്, ഡോക്ടർ ഓഫ് ജിയോളജിക്കൽ ആൻഡ് മിനറോളജിക്കൽ സയൻസസ്, ഇൻസ്റ്റിറ്റ്യൂട്ട് ഓഫ് ഹിസ്റ്ററി ഓഫ് നാച്ചുറൽ സയൻസ് ആൻഡ് ടെക്നോളജി RAS-ൻ്റെ പേര്. എസ്.ഐ. വാവിലോവ
- പ്രോജക്റ്റ് "ആസ്ട്രോഗലക്സി" തയ്യാറാക്കലും പ്രകാശനവും 09/15/2007
നക്ഷത്ര പ്രകാശംഒരു നക്ഷത്രത്തെ ഒരു കോസ്മിക് ലൊക്കേഷനിൽ വിടുന്ന വൈദ്യുത വികിരണത്തിൻ്റെ ആകെ ശക്തിയെ വിളിക്കുക.
സൂര്യൻ്റെ പ്രകാശം 3.827·1026 W (SI സിസ്റ്റത്തിൽ) അല്ലെങ്കിൽ 3.827·1033 erg/sec (GHS സിസ്റ്റത്തിൽ) ആണ്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും താരാപഥങ്ങളുടെയും പ്രകാശം അളക്കുന്നതിനുള്ള ഒരു യൂണിറ്റായി ജ്യോതിഷികൾ സൂര്യൻ്റെ പ്രകാശം ഉപയോഗിക്കുന്നു.
വർഷത്തിൽ സൂര്യൻ പ്രകാശിക്കുന്നുബഹിരാകാശ ഊർജ്ജത്തിലേക്ക് 1.2·1034 J = 3.4·1018 ടെറാവാട്ട് മണിക്കൂർ. ഒരു സെക്കൻഡിൽ ഒരിക്കൽ, പിണ്ഡത്തിൻ്റെയും ഊർജ്ജത്തിൻ്റെയും തുല്യത (E = mc2) കാരണം സൂര്യൻ്റെ പിണ്ഡം 4.3 ദശലക്ഷം ടൺ ചെറുതാക്കുന്നു. സാങ്കൽപ്പികമായ 4.5 ബില്യൺ വർഷങ്ങളിൽ, സൂര്യന് 6·1026 കിലോഗ്രാം നഷ്ടപ്പെട്ടു, ഇത് സൂര്യൻ്റെ പിണ്ഡത്തിൻ്റെ 0.03% ആണ്.
ഭൂമിയിൽ എത്തുന്നുഈ ഊർജ്ജത്തിൻ്റെ ഏകദേശം 2 ബില്ല്യൺ, അതിൽ ~37% (ഭൂമിയുടെ ആൽബിഡോ) ഉടൻ തന്നെ ബഹിരാകാശത്തേക്ക് പ്രതിഫലിക്കുന്നു. ഭൂമി പ്രതിവർഷം 1 ബില്യൺ ടെറാവാട്ട് മണിക്കൂർ സൗരോർജ്ജം ആഗിരണം ചെയ്യുന്നു. താരതമ്യത്തിന്, ആഗോള വൈദ്യുതി ഉൽപ്പാദനം പ്രതിവർഷം ഏകദേശം 20 ആയിരം ടെറാവാട്ട്-മണിക്കൂറാണ്, മറ്റൊരു രീതിയിൽ പറഞ്ഞാൽ, സൗരോർജ്ജത്തിൻ്റെ 0.002%.
ഉറവിടങ്ങൾ:
കാഴ്ചയിൽ, ഭൂമിയിലെ ഒരു നിരീക്ഷകന് നക്ഷത്രങ്ങൾ വ്യത്യസ്തമായി കാണപ്പെടുന്നു: ചിലത് കൂടുതൽ തിളങ്ങുന്നു, മറ്റുള്ളവ മങ്ങുന്നു.
എന്നിരുന്നാലും, നക്ഷത്രങ്ങൾ വ്യത്യസ്ത അകലങ്ങളിലായതിനാൽ ഇത് അവരുടെ വികിരണത്തിൻ്റെ യഥാർത്ഥ ശക്തിയെ ഇതുവരെ സൂചിപ്പിക്കുന്നില്ല.
ഉദാഹരണത്തിന്, ഓറിയോൺ നക്ഷത്രസമൂഹത്തിൽ നിന്നുള്ള നീല റിഗലിന് ദൃശ്യകാന്തിമാനം 0.11 ആണ്, കൂടാതെ ആകാശത്ത് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന ഏറ്റവും തിളക്കമുള്ള സിറിയസിന് മൈനസ് 1.5 ൻ്റെ ദൃശ്യകാന്തിമാനമുണ്ട്.
എന്നിരുന്നാലും, റിഗൽ സിറിയസിനേക്കാൾ 2,200 മടങ്ങ് കൂടുതൽ ദൃശ്യമായ ഊർജ്ജം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു, മാത്രമല്ല അത് നമ്മിൽ നിന്ന് സിറിയസിനേക്കാൾ 90 മടങ്ങ് അകലെയായതിനാൽ മങ്ങിയതായി തോന്നുന്നു.
അതിനാൽ, ദൃശ്യകാന്തിമാനം തന്നെ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ സവിശേഷതയാകാൻ കഴിയില്ല, കാരണം അത് ദൂരത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു.
ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ വികിരണ ശക്തിയുടെ യഥാർത്ഥ സ്വഭാവം അതിൻ്റെ പ്രകാശമാണ്, അതായത്, ഒരു യൂണിറ്റ് സമയത്തിന് നക്ഷത്രം പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന മൊത്തം ഊർജ്ജം.
തിളക്കംജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൽ - മൊത്തം ഊർജ്ജം, ഒരു യൂണിറ്റ് സമയത്തിന് ഒരു ജ്യോതിശാസ്ത്ര വസ്തു (ഗ്രഹം, നക്ഷത്രം, ഗാലക്സി മുതലായവ) പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു. കേവല യൂണിറ്റുകളിൽ അളക്കുന്നത്: വാട്ട്സ് (W) - ഇൻ്റർനാഷണൽ സിസ്റ്റം ഓഫ് യൂണിറ്റുകളിൽ SI; erg/s - GHS സിസ്റ്റത്തിൽ (സെൻ്റീമീറ്റർ-ഗ്രാം-സെക്കൻഡ്); അല്ലെങ്കിൽ സൗര പ്രകാശത്തിൻ്റെ യൂണിറ്റുകളിൽ (സോളാർ ലുമിനോസിറ്റി L s = 3.86·10 33 erg/s അല്ലെങ്കിൽ 3.8·10 26 W).
പ്രകാശം വസ്തുവിലേക്കുള്ള ദൂരത്തെ ആശ്രയിക്കുന്നില്ല;
താരതമ്യപ്പെടുത്താൻ അനുവദിക്കുന്ന ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട നക്ഷത്ര സവിശേഷതകളിൽ ഒന്നാണ് പ്രകാശം വിവിധ തരം"സ്പെക്ട്രം - ലുമിനോസിറ്റി", "മാസ് - ലുമിനോസിറ്റി" എന്നീ ഡയഗ്രമുകളിലെ നക്ഷത്രങ്ങൾ.
ഇവിടെ R എന്നത് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ആരം ആണ്, T എന്നത് അതിൻ്റെ ഉപരിതലത്തിൻ്റെ താപനിലയാണ്, σ എന്നത് സ്റ്റെഫാൻ-ബോൾട്ട്സ്മാൻ സ്ഥിരാങ്കമാണ്.
നക്ഷത്രങ്ങളുടെ തിളക്കം വളരെ വ്യത്യസ്തമാണെന്നത് ശ്രദ്ധിക്കേണ്ടതാണ്: സൂര്യനേക്കാൾ 500,000 മടങ്ങ് കൂടുതൽ തിളക്കമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ട്, കൂടാതെ കുള്ളൻ നക്ഷത്രങ്ങളും ഉണ്ട്, അവയുടെ പ്രകാശം ഏകദേശം അതേ എണ്ണം മടങ്ങ് കുറവാണ്.
ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പ്രകാശം ഭൌതിക യൂണിറ്റുകളിൽ അളക്കാൻ കഴിയും (പറയുക, വാട്ട്സ്), എന്നാൽ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ പലപ്പോഴും സൗര പ്രകാശത്തിൻ്റെ യൂണിറ്റുകളിൽ നക്ഷത്ര പ്രകാശം പ്രകടിപ്പിക്കുന്നു.
ഉപയോഗിച്ച് ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ യഥാർത്ഥ പ്രകാശം പ്രകടിപ്പിക്കാനും നിങ്ങൾക്ക് കഴിയും കേവലമായ അളവ്.
നമ്മൾ എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളെയും അരികിലാക്കി ഒരേ അകലത്തിൽ നിന്ന് വീക്ഷിക്കുകയാണെന്ന് സങ്കൽപ്പിക്കുക. അപ്പോൾ പ്രത്യക്ഷമായ കാന്തിമാനം ഇനി ദൂരത്തെ ആശ്രയിക്കില്ല, അത് പ്രകാശമാനതയാൽ മാത്രം നിർണ്ണയിക്കപ്പെടും.
സ്റ്റാൻഡേർഡ് ദൂരം 10 പിഎസ് (പാർസെക്) ആണ്.
ഒരു നക്ഷത്രത്തിന് ആ അകലത്തിൽ ഉണ്ടാവുന്ന ദൃശ്യകാന്തിമാനത്തെ (m) കേവല കാന്തിമാനം (M) എന്ന് വിളിക്കുന്നു.
അങ്ങനെ, കേവല കാന്തിമാനം എന്നത് ഒരു വസ്തുവിൻ്റെ പ്രകാശമാനതയുടെ അളവ് സ്വഭാവമാണ്, 10 പാർസെക്കുകളുടെ ഒരു സ്റ്റാൻഡേർഡ് അകലത്തിൽ ആ വസ്തുവിൻ്റെ കാന്തിമാനത്തിന് തുല്യമാണ്.
പ്രകാശം ദൂരത്തിൻ്റെ ചതുരത്തിന് വിപരീത അനുപാതമായതിനാൽ
ഇവിടെ E എന്നത് ഭൂമിയിൽ നിന്ന് r പാർസെക് അകലെയുള്ള ഒരു നക്ഷത്രം സൃഷ്ടിച്ച പ്രകാശമാണ്; E 0 - ഒരു സാധാരണ ദൂരത്തിൽ നിന്ന് ഒരേ നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശം r 0 (10 pc).
പോഗ്സണിൻ്റെ ഫോർമുല ഉപയോഗിച്ച്, നമുക്ക് ലഭിക്കുന്നത്:
m – M = -2.5lg(E/E 0) = -2.5lg(r 0 /r) 2 = -5lgr 0 + 5lgr.
അത് പിന്തുടരുന്നു
M = m + 5lgr 0 - 5lgr .
വേണ്ടി r 0 = 10 pc
M = m + 5 - 5lgr. (1)
(1) ൽ ആണെങ്കിൽ r = r 0 = 10 pc, അത് M = m- കേവല മാഗ്നിറ്റ്യൂഡിൻ്റെ നിർവചനം പ്രകാരം.
ദൃശ്യമായ (m), കേവല (M) മാഗ്നിറ്റ്യൂഡുകൾ തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസത്തെ ഡിസ്റ്റൻസ് മോഡ്യൂൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നു
m - M = 5 lgr - 5 .
M നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ സ്വന്തം പ്രകാശത്തെ മാത്രം ആശ്രയിക്കുമ്പോൾ, m അതിലേക്കുള്ള r (ps-ൽ) ദൂരത്തെയും ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു.
ഉദാഹരണത്തിന്, നമുക്ക് ഏറ്റവും തിളക്കമുള്ളതും അടുത്തുള്ളതുമായ ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കേവല കാന്തിമാനം കണക്കാക്കാം - സെൻ്റോറി.
അതിൻ്റെ ദൃശ്യകാന്തിമാനം -0.1 ആണ്, അതിൻ്റെ ദൂരം 1.33 പിഎസ് ആണ്. ഈ മൂല്യങ്ങൾ ഫോർമുലയിലേക്ക് (1) പകരം വയ്ക്കുന്നത്, നമുക്ക് ലഭിക്കുന്നത്: M = -0.1 + 5 - 5lg1.33 = 4.3.
അതായത്, ഒരു സെൻ്റൗറിയുടെ കേവല കാന്തിമാനം സൂര്യൻ്റെ കേവല കാന്തിമാനത്തോട് അടുത്താണ്, 4.8 ന് തുല്യമാണ്.
ഇൻ്റർസ്റ്റെല്ലാർ മീഡിയം നക്ഷത്രപ്രകാശം ആഗിരണം ചെയ്യുന്നതും കണക്കിലെടുക്കണം. ഈ ആഗിരണം നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ തെളിച്ചത്തെ ദുർബലപ്പെടുത്തുകയും ദൃശ്യകാന്തിമാനം m വർദ്ധിപ്പിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു.
ഈ സാഹചര്യത്തിൽ: m = M - 5 + 5lgr + A(r), ഇവിടെ A(r) എന്ന പദം നക്ഷത്രാന്തര ആഗിരണത്തെ കണക്കിലെടുക്കുന്നു.
തിളക്കം
പ്രത്യക്ഷവും കേവലവുമായ അളവുകൾ
വിക്കിപീഡിയ
നമുക്ക് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള നക്ഷത്രം തീർച്ചയായും സൂര്യനാണ്. കോസ്മിക് പാരാമീറ്ററുകൾ അനുസരിച്ച് ഭൂമിയിൽ നിന്ന് അതിലേക്കുള്ള ദൂരം വളരെ ചെറുതാണ്: സൂര്യപ്രകാശം സൂര്യനിൽ നിന്ന് ഭൂമിയിലേക്ക് 8 മിനിറ്റിനുള്ളിൽ സഞ്ചരിക്കുന്നു.
മുമ്പ് കരുതിയതുപോലെ സൂര്യൻ ഒരു സാധാരണ മഞ്ഞ കുള്ളൻ അല്ല. ഇത് സൗരയൂഥത്തിൻ്റെ കേന്ദ്ര ബോഡിയാണ്, അതിന് ചുറ്റും ധാരാളം ഭാരമുള്ള മൂലകങ്ങൾ ഉണ്ട്. നിരവധി സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങൾക്ക് ശേഷം രൂപപ്പെട്ട ഒരു നക്ഷത്രമാണിത്, അതിന് ചുറ്റും ഒരു ഗ്രഹവ്യവസ്ഥ രൂപപ്പെട്ടു. അനുയോജ്യമായ അവസ്ഥകൾക്ക് സമീപമുള്ള സ്ഥാനം കാരണം, മൂന്നാം ഗ്രഹമായ ഭൂമിയിൽ ജീവൻ ഉയർന്നു. സൂര്യന് ഇതിനകം അഞ്ച് ബില്യൺ വർഷം പ്രായമുണ്ട്. എന്നാൽ അത് തിളങ്ങുന്നത് എന്തുകൊണ്ടാണെന്ന് നമുക്ക് കണ്ടുപിടിക്കാം? സൂര്യൻ്റെ ഘടന എന്താണ്, അതിൻ്റെ സവിശേഷതകൾ എന്തൊക്കെയാണ്? അവൻ്റെ ഭാവി എന്താണ്? ഭൂമിയിലും അതിലെ നിവാസികളിലും അത് എത്രത്തോളം സ്വാധീനം ചെലുത്തുന്നു? നമ്മുടേതുൾപ്പെടെ സൗരയൂഥത്തിലെ 9 ഗ്രഹങ്ങളും ചുറ്റുന്ന ഒരു നക്ഷത്രമാണ് സൂര്യൻ. 1 എ.യു. (ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റ്) = 150 ദശലക്ഷം കിലോമീറ്റർ - ഭൂമിയിൽ നിന്ന് സൂര്യനിലേക്കുള്ള ശരാശരി ദൂരം ഇതാണ്. സൗരയൂഥത്തിൽ ഒമ്പത് വലിയ ഗ്രഹങ്ങൾ, നൂറോളം ഉപഗ്രഹങ്ങൾ, നിരവധി ധൂമകേതുക്കൾ, പതിനായിരക്കണക്കിന് ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ (ചെറിയ ഗ്രഹങ്ങൾ), ഉൽക്കാഗ്രഹങ്ങൾ, അന്തർഗ്രഹ വാതകങ്ങളും പൊടിപടലങ്ങളും ഉൾപ്പെടുന്നു. എല്ലാറ്റിൻ്റെയും കേന്ദ്രം നമ്മുടെ സൂര്യനാണ്.
ദശലക്ഷക്കണക്കിന് വർഷങ്ങളായി സൂര്യൻ പ്രകാശിക്കുന്നു, നീല-പച്ച-നീല ആൽഗകളുടെ അവശിഷ്ടങ്ങളിൽ നിന്ന് ലഭിച്ച ആധുനിക ജൈവ ഗവേഷണത്തിലൂടെ ഇത് സ്ഥിരീകരിക്കുന്നു. സൂര്യൻ്റെ ഉപരിതല താപനില 10% പോലും മാറിയാൽ, ഭൂമിയിലെ എല്ലാ ജീവജാലങ്ങളും മരിക്കും. അതിനാൽ, നമ്മുടെ നക്ഷത്രം മനുഷ്യരാശിയുടെയും ഭൂമിയിലെ മറ്റ് ജീവജാലങ്ങളുടെയും സമൃദ്ധിക്ക് ആവശ്യമായ ഊർജ്ജം തുല്യമായി പ്രസരിപ്പിക്കുന്നത് നല്ലതാണ്. ലോകത്തിലെ ജനങ്ങളുടെ മതങ്ങളിലും പുരാണങ്ങളിലും, സൂര്യൻ എല്ലായ്പ്പോഴും പ്രധാന സ്ഥാനം നേടിയിട്ടുണ്ട്. പുരാതന കാലത്തെ മിക്കവാറും എല്ലാ ആളുകൾക്കും, സൂര്യൻ ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട ദേവനായിരുന്നു: ഹീലിയോസ് - പുരാതന ഗ്രീക്കുകാർക്കിടയിൽ, റാ - പുരാതന ഈജിപ്തുകാരുടെ സൂര്യദേവൻ, സ്ലാവുകളിൽ യാരിലോ. സൂര്യൻ ഊഷ്മളതയും വിളവെടുപ്പും കൊണ്ടുവന്നു, എല്ലാവരും അതിനെ ബഹുമാനിച്ചു, കാരണം അതില്ലാതെ ഭൂമിയിൽ ജീവൻ ഉണ്ടാകില്ല. സൂര്യൻ്റെ വലിപ്പം ശ്രദ്ധേയമാണ്. ഉദാഹരണത്തിന്, സൂര്യൻ്റെ പിണ്ഡം ഭൂമിയുടെ പിണ്ഡത്തിൻ്റെ 330,000 മടങ്ങാണ്, അതിൻ്റെ ആരം 109 മടങ്ങ് കൂടുതലാണ്. എന്നാൽ നമ്മുടെ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ സാന്ദ്രത ചെറുതാണ് - ജലത്തിൻ്റെ സാന്ദ്രതയേക്കാൾ 1.4 മടങ്ങ് കൂടുതലാണ്. ഉപരിതലത്തിലെ പാടുകളുടെ ചലനം ഗലീലിയോ ഗലീലി തന്നെ ശ്രദ്ധിച്ചു, അങ്ങനെ സൂര്യൻ നിശ്ചലമായി നിൽക്കുന്നില്ല, മറിച്ച് കറങ്ങുന്നുവെന്ന് തെളിയിച്ചു.
സൂര്യൻ്റെ സംവഹന മേഖല
റേഡിയോ ആക്ടീവ് സോൺ സൂര്യൻ്റെ ആന്തരിക വ്യാസത്തിൻ്റെ 2/3 ആണ്, ദൂരം ഏകദേശം 140 ആയിരം കിലോമീറ്ററാണ്. കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്ന് അകന്നുപോകുമ്പോൾ, കൂട്ടിയിടിയുടെ സ്വാധീനത്തിൽ ഫോട്ടോണുകൾക്ക് അവയുടെ ഊർജ്ജം നഷ്ടപ്പെടും. ഈ പ്രതിഭാസത്തെ സംവഹനത്തിൻ്റെ പ്രതിഭാസം എന്ന് വിളിക്കുന്നു. ഒരു തിളയ്ക്കുന്ന കെറ്റിൽ സംഭവിക്കുന്ന പ്രക്രിയയെ ഇത് അനുസ്മരിപ്പിക്കുന്നു: ചൂടാക്കൽ മൂലകത്തിൽ നിന്ന് വരുന്ന ഊർജ്ജം ചാലകത്തിലൂടെ നീക്കം ചെയ്യുന്ന തുകയേക്കാൾ വളരെ കൂടുതലാണ്. ചൂടുവെള്ളം, തീയുടെ അടുത്ത് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നു, ഉയരുന്നു, തണുത്ത ഒന്ന് താഴേക്ക് പോകുന്നു. ഈ പ്രക്രിയയെ കൺവെൻഷൻ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. സംവഹനത്തിൻ്റെ അർത്ഥം, സാന്ദ്രമായ വാതകം ഉപരിതലത്തിൽ വിതരണം ചെയ്യുകയും തണുപ്പിക്കുകയും വീണ്ടും മധ്യഭാഗത്തേക്ക് പോകുകയും ചെയ്യുന്നു എന്നതാണ്. സൂര്യൻ്റെ സംവഹന മേഖലയിൽ മിശ്രിത പ്രക്രിയ തുടർച്ചയായി നടക്കുന്നു. സൂര്യൻ്റെ ഉപരിതലത്തിൽ ഒരു ദൂരദർശിനിയിലൂടെ നോക്കുമ്പോൾ, നിങ്ങൾക്ക് അതിൻ്റെ ഗ്രാനുലാർ ഘടന കാണാം - ഗ്രാനുലേഷനുകൾ. തരികൾ കൊണ്ട് ഉണ്ടാക്കിയതാണെന്ന് തോന്നുന്നു! ഫോട്ടോസ്ഫിയറിനു താഴെയുള്ള സംവഹനമാണ് ഇതിന് കാരണം.
സൂര്യൻ്റെ ഫോട്ടോസ്ഫിയർ
ഒരു നേർത്ത പാളി (400 കിലോമീറ്റർ) - സൂര്യൻ്റെ ഫോട്ടോസ്ഫിയർ, സംവഹന മേഖലയ്ക്ക് നേരിട്ട് പിന്നിൽ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നു, ഇത് ഭൂമിയിൽ നിന്ന് ദൃശ്യമാകുന്ന "യഥാർത്ഥ സൗര ഉപരിതലത്തെ" പ്രതിനിധീകരിക്കുന്നു. 1885-ൽ ഫ്രഞ്ചുകാരനായ ജാൻസൻ ആണ് ഫോട്ടോസ്ഫിയറിലെ ഗ്രാനുലുകൾ ആദ്യമായി ഫോട്ടോ എടുത്തത്. ശരാശരി ഗ്രാനുളിന് 1000 കി.മീ വലിപ്പമുണ്ട്, 1 കി.മീ/സെക്കൻഡ് വേഗതയിൽ നീങ്ങുന്നു, ഏകദേശം 15 മിനിറ്റ് നിലനിൽക്കും. ഫോട്ടോസ്ഫിയറിലെ ഇരുണ്ട രൂപങ്ങൾ മധ്യരേഖാ ഭാഗത്ത് നിരീക്ഷിക്കാൻ കഴിയും, തുടർന്ന് അവ മാറുന്നു. ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രങ്ങൾ അത്തരം പാടുകളുടെ ഒരു പ്രത്യേക സവിശേഷതയാണ്. എ ഇരുണ്ട നിറംചുറ്റുമുള്ള ഫോട്ടോസ്ഫിയറുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ കുറഞ്ഞ താപനില കാരണം ഇത് ലഭിക്കുന്നു.
സൂര്യൻ്റെ ക്രോമോസ്ഫിയർ
സോളാർ ക്രോമോസ്ഫിയർ (നിറമുള്ള ഗോളം) സൗരാന്തരീക്ഷത്തിൻ്റെ (10,000 കി.മീ) ഇടതൂർന്ന പാളിയാണ്, അത് ഫോട്ടോസ്ഫിയറിന് തൊട്ടുപിന്നിലാണ്. ഫോട്ടോസ്ഫിയറിനോട് ചേർന്നുള്ള സ്ഥാനം കാരണം ക്രോമോസ്ഫിയർ നിരീക്ഷിക്കുന്നത് തികച്ചും പ്രശ്നകരമാണ്. ചന്ദ്രൻ ഫോട്ടോസ്ഫിയറിനെ മൂടുമ്പോൾ ഇത് നന്നായി കാണപ്പെടുന്നു, അതായത്. സൂര്യഗ്രഹണ സമയത്ത്.
ഹൈഡ്രജൻ്റെ വൻതോതിലുള്ള ഉദ്വമനങ്ങളാണ് സോളാർ പ്രൊമിനൻസുകൾ. സൂര്യൻ്റെ വ്യാസത്തിൽ (1.4 മി.മീ. കി.മീ.) എത്തുന്നു, ഏകദേശം 300 കി.മീ/സെക്കൻറ് വേഗതയിൽ നീങ്ങുകയും താപനില 10,000 ഡിഗ്രിയിലെത്തുകയും ചെയ്യുന്നു.
ക്രോമോസ്ഫിയറിന് മുകളിൽ നിന്ന് ഉത്ഭവിക്കുന്ന സൂര്യൻ്റെ അന്തരീക്ഷത്തിൻ്റെ ബാഹ്യവും വിപുലവുമായ പാളികളാണ് സോളാർ കൊറോണ. സോളാർ കൊറോണയുടെ നീളം വളരെ ദൈർഘ്യമേറിയതാണ്, കൂടാതെ നിരവധി സൗര വ്യാസങ്ങളുടെ മൂല്യങ്ങളിൽ എത്തുന്നു. കൃത്യമായി എവിടെയാണ് അവസാനിക്കുന്നത് എന്ന ചോദ്യത്തിന് ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് ഇതുവരെ വ്യക്തമായ ഉത്തരം ലഭിച്ചിട്ടില്ല.
സോളാർ കൊറോണയുടെ ഘടന അപൂർവമായ, ഉയർന്ന അയോണൈസ്ഡ് പ്ലാസ്മയാണ്. അതിൽ കനത്ത അയോണുകൾ, ഹീലിയം കോർ ഉള്ള ഇലക്ട്രോണുകൾ, പ്രോട്ടോണുകൾ എന്നിവ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. സൂര്യൻ്റെ ഉപരിതലവുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ കൊറോണയുടെ താപനില 1 മുതൽ 2 ദശലക്ഷം ഡിഗ്രി K വരെയാണ്.
സൗരാന്തരീക്ഷത്തിൻ്റെ പുറംചട്ടയിൽ നിന്നുള്ള ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ (പ്ലാസ്മ) തുടർച്ചയായ ഒഴുക്കാണ് സൗരവാതം. ഇതിൽ പ്രോട്ടോണുകൾ, ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസുകൾ, ഇലക്ട്രോണുകൾ എന്നിവ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. സൂര്യനിൽ സംഭവിക്കുന്ന പ്രക്രിയകൾക്ക് അനുസൃതമായി സൗരവാതത്തിൻ്റെ വേഗത 300 കി.മീ/സെക്കൻഡ് മുതൽ 1500 കി.മീ/സെക്കൻഡ് വരെ വ്യത്യാസപ്പെടാം. സൗരവാതം മുഴുവൻ വ്യാപിക്കുന്നു സൗരയൂഥംകൂടാതെ, ഭൂമിയുടെ കാന്തികക്ഷേത്രവുമായി ഇടപഴകുന്നത് കാരണമാകുന്നു വിവിധ പ്രതിഭാസങ്ങൾ, അതിലൊന്നാണ് വടക്കൻ വിളക്കുകൾ.
സൂര്യൻ്റെ സവിശേഷതകൾ
സൂര്യൻ്റെ പിണ്ഡം: 2∙1030 കിലോഗ്രാം (332,946 ഭൗമ പിണ്ഡം)
വ്യാസം: 1,392,000 കി.മീ
ദൂരം: 696,000 കി.മീ
ശരാശരി സാന്ദ്രത: 1,400 കിലോഗ്രാം/m3
അച്ചുതണ്ട് ചരിവ്: 7.25° (ക്രാന്തിവൃത്ത തലവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട്)
ഉപരിതല താപനില: 5,780 കെ
സൂര്യൻ്റെ മധ്യഭാഗത്തുള്ള താപനില: 15 ദശലക്ഷം ഡിഗ്രി
സ്പെക്ട്രൽ ക്ലാസ്: G2 V
ഭൂമിയിൽ നിന്നുള്ള ശരാശരി ദൂരം: 150 ദശലക്ഷം കി.മീ
പ്രായം: 5 ബില്യൺ വർഷം
ഭ്രമണ കാലയളവ്: 25.380 ദിവസം
തിളക്കം: 3.86∙1026 W
ദൃശ്യകാന്തിമാനം: 26.75മീ
നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രകാശത്തെ പ്രതിനിധീകരിക്കാൻ. സൂര്യൻ്റെ പ്രകാശത്തിന് തുല്യമാണ്, അത് 3.827 × 10 26 W അല്ലെങ്കിൽ 3.827 × 10 33 Erg / s ആണ്.
സ്ഥിരമായ കണക്കുകൂട്ടൽ
ഒരു ഗോളത്തിൻ്റെ വിസ്തീർണ്ണം സൂര്യനിൽ നിന്നുള്ള ഭൂമിയുടെ ദൂരത്തിന് (നക്ഷത്രത്തെ കേന്ദ്രീകരിച്ച്) തുല്യമായ ആരവും (നക്ഷത്രത്തെ കേന്ദ്രീകരിച്ച്) നിർമ്മിച്ച ഒരു വിഭാഗത്തിൻ്റെ വിസ്തീർണ്ണവും താരതമ്യം ചെയ്തുകൊണ്ട് നിങ്ങൾക്ക് ഭൂമിയിൽ പതിക്കുന്ന സൗരോർജ്ജത്തിൻ്റെ അളവ് കണക്കാക്കാം. ഭ്രമണത്തിൻ്റെ അച്ചുതണ്ട് സെക്ഷൻ തലത്തിൻ്റേതാണ്.
- ഭൂമിയുടെ വ്യാസാർദ്ധം 6.378 കിലോമീറ്ററാണ്.
- ഭൂമിയുടെ ക്രോസ്-സെക്ഷണൽ ഏരിയ: എസ് എർത്ത് = π× ആരം = 128,000,000 കിമീ²
- സൂര്യനിലേക്കുള്ള ശരാശരി ദൂരം: R സൂര്യൻ = 150,000,000 കി.മീ. (1 AU)
- ഗോളത്തിൻ്റെ വിസ്തീർണ്ണം: S സൂര്യൻ = 4×π×R സൂര്യൻ² = 2.82×10 17 കി.മീ.
- ഭൂമിയിൽ വീഴുന്ന ഒരു യൂണിറ്റ് സമയത്തിനുള്ള ഊർജ്ജത്തിൻ്റെ അളവ്: P Earth = P Sun × S Earth / S സൂര്യൻ = 1.77 × 10 17 W.
- ഒരു ചതുരശ്ര മീറ്ററിന് ഊർജ്ജത്തിൻ്റെ അളവ് (ഒരു യൂണിറ്റ് സമയത്തിന്): P Earth / S Earth = 1387 W/m² (സൗര സ്ഥിരാങ്കം)
- മാനവികത ഏകദേശം 12x10 12 വാട്ട്സ് ഉപയോഗിക്കുന്നു. ഊർജ്ജ ആവശ്യങ്ങൾ നിറവേറ്റാൻ എത്ര സ്ഥലം ആവശ്യമാണ്? മികച്ച സോളാർ സെല്ലുകൾക്ക് ഏകദേശം 33% കാര്യക്ഷമതയുണ്ട്. ആവശ്യമായ വിസ്തീർണ്ണം 12×10 12 /(1387×0.33) = 26×10 9 m² = 26000 km², അല്ലെങ്കിൽ ഒരു ചതുരം ~160×160 km. (വാസ്തവത്തിൽ, ഒരു വലിയ പ്രദേശം ആവശ്യമാണ്, കാരണം സൂര്യൻ എല്ലായ്പ്പോഴും അതിൻ്റെ ഉന്നതിയിലല്ല, കൂടാതെ, ചില വികിരണങ്ങൾ മേഘങ്ങളാലും അന്തരീക്ഷത്താലും ചിതറിക്കിടക്കുന്നു.)
ലിങ്കുകൾ
- ഐ.-ജെ. സാക്ക്മാൻ, എ.ഐ. ബൂത്രോയ്ഡ് (2003). "ഞങ്ങളുടെ സൂര്യൻ ദി ആസ്ട്രോഫിസിക്കൽ ജേണൽ 583 (2): 1024-1039.
വിക്കിമീഡിയ ഫൗണ്ടേഷൻ.
2010.
മറ്റ് നിഘണ്ടുവുകളിൽ "സൂര്യൻ്റെ പ്രകാശം" എന്താണെന്ന് കാണുക: ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൽ, ഒരു യൂണിറ്റ് സമയത്തിൽ ഒരു സ്രോതസ്സ് പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന മൊത്തം ഊർജ്ജം (കേവല യൂണിറ്റുകളിൽ അല്ലെങ്കിൽ സൗര പ്രകാശത്തിൻ്റെ യൂണിറ്റുകളിൽ; സോളാർ ലുമിനോസിറ്റി = 3.86 1033 erg/s). ചിലപ്പോൾ അവർ പൂർണ്ണമായ S. നെക്കുറിച്ചല്ല, ഒരു നിശ്ചിത തരംഗദൈർഘ്യത്തിൽ S. നെക്കുറിച്ചാണ് സംസാരിക്കുന്നത്. ഉദാഹരണത്തിന്, ൽ ... ...
ജ്യോതിശാസ്ത്ര നിഘണ്ടു ചിലത് പേരിടാൻ ഉപയോഗിക്കുന്ന ഒരു പദമാണ് ലുമിനോസിറ്റിഭൗതിക അളവ്
. ഉള്ളടക്കം 1 ഫോട്ടോമെട്രിക് ലുമിനോസിറ്റി 2 ഒരു ആകാശഗോളത്തിൻ്റെ പ്രകാശം ... വിക്കിപീഡിയ ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പ്രകാശം, ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പ്രകാശ തീവ്രത, അതായത് ഒരു യൂണിറ്റ് സോളിഡ് ആംഗിളിൽ അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന ഒരു നക്ഷത്രം പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന പ്രകാശ പ്രവാഹത്തിൻ്റെ അളവ്. "സ്റ്റാർ ലുമിനോസിറ്റി" എന്ന പദം പൊതുവായ ഫോട്ടോമെട്രിയുടെ "പ്രകാശം" എന്ന പദവുമായി പൊരുത്തപ്പെടുന്നില്ല. എസ് നക്ഷത്രങ്ങളെ ഇങ്ങനെ വിളിക്കാം...
ഗ്രേറ്റ് സോവിയറ്റ് എൻസൈക്ലോപീഡിയ ഉപരിതലത്തിൽ ഒരു ബിന്ദുവിൽ. പ്രകാശ അളവുകളിലൊന്ന്, ഒരു ഉപരിതല മൂലകത്തിൽ നിന്ന് ഈ മൂലകത്തിൻ്റെ വിസ്തൃതിയിലേക്ക് പുറപ്പെടുന്ന പ്രകാശ പ്രവാഹത്തിൻ്റെ അനുപാതം. യൂണിറ്റ് എസ്. (എസ്ഐ) ലുമൺ എസ്ചതുരശ്ര മീറ്റർ (lm/m2). ഊർജ്ജ സംവിധാനത്തിൽ സമാനമായ മൂല്യം. അളവ് എന്ന് വിളിക്കുന്നു ... ...
ലുമിനോസിറ്റി, ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കേവല തെളിച്ചം, അതിൻ്റെ ഉപരിതലം സെക്കൻഡിൽ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ഊർജ്ജത്തിൻ്റെ അളവ്. വാട്ട്സ് (സെക്കൻഡിൽ ജൂൾസ്) അല്ലെങ്കിൽ സോളാർ തെളിച്ചത്തിൻ്റെ യൂണിറ്റുകളിൽ പ്രകടിപ്പിക്കുന്നു. ബോലോമെട്രിക് ലുമിനോസിറ്റി ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പ്രകാശത്തിൻ്റെ ആകെ ശക്തി അളക്കുന്നു... ... ശാസ്ത്ര സാങ്കേതിക വിജ്ഞാനകോശ നിഘണ്ടു
ലുമിനോസിറ്റി, 1) ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൽ, ഒരു യൂണിറ്റ് സമയത്തിന് ഒരു കോസ്മിക് ഒബ്ജക്റ്റ് പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന മൊത്തം ഊർജ്ജത്തിൻ്റെ അളവ്. ചിലപ്പോൾ നമ്മൾ ഒരു നിശ്ചിത തരംഗദൈർഘ്യമുള്ള പ്രകാശത്തെ കുറിച്ച് സംസാരിക്കും, ഉദാഹരണത്തിന് റേഡിയോ ലുമിനോസിറ്റി. സാധാരണയായി erg/s, W അല്ലെങ്കിൽ യൂണിറ്റുകളിൽ അളക്കുന്നു... ... ആധുനിക വിജ്ഞാനകോശംവിക്കിപീഡിയ