776
തിരുത്തലുകൾ
"ഹാലി ധൂമകേതുവിനു സ്വാഗതം" എന്ന താളിന്റെ പതിപ്പുകൾ തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസം
പരിഷത്ത് വിക്കി സംരംഭത്തിൽ നിന്ന്
ഹാലി ധൂമകേതുവിനു സ്വാഗതം (മൂലരൂപം കാണുക)
16:18, 8 ഡിസംബർ 2013-നു നിലവിലുണ്ടായിരുന്ന രൂപം
, 16:18, 8 ഡിസംബർ 2013തിരുത്തലിനു സംഗ്രഹമില്ല
| (ഒരേ ഉപയോക്താവ് ചെയ്ത ഇടയ്ക്കുള്ള 5 നാൾപ്പതിപ്പുകൾ പ്രദർശിപ്പിക്കുന്നില്ല) | |||
| വരി 107: | വരി 107: | ||
# ധ്രുവൻ യഥാർത്ഥത്തിൽ ധ്രുവത്തിൽ നിന്നു് ഏതാണ്ട് ഒരു ഡിഗ്രി മാറിയാണ് കിടക്കുന്നത്. ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണാക്ഷത്തിന് ആട്ടമുണ്ട്. അതിനാൽ ധ്രുവസ്ഥാനങ്ങൾ മാറുന്നു. (ഉദാഹരണമായി പമ്പരം കറക്കിക്കാണിക്കാം.) | # ധ്രുവൻ യഥാർത്ഥത്തിൽ ധ്രുവത്തിൽ നിന്നു് ഏതാണ്ട് ഒരു ഡിഗ്രി മാറിയാണ് കിടക്കുന്നത്. ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണാക്ഷത്തിന് ആട്ടമുണ്ട്. അതിനാൽ ധ്രുവസ്ഥാനങ്ങൾ മാറുന്നു. (ഉദാഹരണമായി പമ്പരം കറക്കിക്കാണിക്കാം.) | ||
# ഇതിന്റെ ഫലമായി വിഷുവൽസ്ഥാനങ്ങൾക്കും മാറ്റം വരുന്നു. ഇന്നു 0 ഡിഗ്രി മേഷാദിയായ അശ്വതിയുടെ സ്ഥാനത്തെയല്ല, മീനത്തിൽ ഉത്രട്ടാതിക്കും രേവതിക്കുമിടക്കുള്ള സ്ഥാനത്തെയാണ്. യഥാർത്ഥവിഷു ഇപ്പോൾ ഏതാണ്ട് മീനം 5നാണ്. (മേടം 1 ആഴ്ച) | # ഇതിന്റെ ഫലമായി വിഷുവൽസ്ഥാനങ്ങൾക്കും മാറ്റം വരുന്നു. ഇന്നു 0 ഡിഗ്രി മേഷാദിയായ അശ്വതിയുടെ സ്ഥാനത്തെയല്ല, മീനത്തിൽ ഉത്രട്ടാതിക്കും രേവതിക്കുമിടക്കുള്ള സ്ഥാനത്തെയാണ്. യഥാർത്ഥവിഷു ഇപ്പോൾ ഏതാണ്ട് മീനം 5നാണ്. (മേടം 1 ആഴ്ച) | ||
#ഖഗോളമദ്ധ്യരേഖക്കു സമാന്തരമായി തെക്കുഭാഗത്തും വടക്കുഭാഗത്തും കിഴക്കുപടിഞ്ഞാറു വൃത്തങ്ങൾ വരയ്ക്കാം. ഇവറ്റെ ധ്രുവാംശങ്ങൾ എന്നു പറയാം(Declination). ഇവ തെക്കും വടക്കുമായി സ്ഥിതിചെയ്യുന്നു. ഇത് എത്ര ഡിഗ്രി എന്നതിന് "ദിൿ പാതം" അല്ലെങ്കിൽ ഡെക്ലിനേഷൻ എന്നു പറയാം. ഭൂമിയിലെ അക്ഷാംശത്തിനു സമാനമാണിത്. | |||
# രണ്ടു ഖഗോള ധ്രുവങ്ങളിലൂടെയും കടന്നു പോകുന്ന അനേകം വൃത്തങ്ങൾ വരയ്ക്കാം--അവ ഖമദ്ധ്യരേഖയെ വിവിധ സ്ഥാനങ്ങളിൽ ഖണ്ഡിക്കുന്നു. ഇവയെ വിഷുവാംശവൃത്തങ്ങൾ എന്നു വിളിക്കാം--ഇംഗ്ലീഷിൽ Right Assension. വിഷുവാംശങ്ങളും ദിൿപാതങ്ങളും കൂടി ഖഗോളത്തിൽ ഒരു കാർത്തീയ നിർദ്ദേശാങ്കവ്യൂഹം (Cartetian cordinates) ചമയ്ക്കുന്നു. ഇവ രണ്ടും ഉപയോഗിച്ച് ഏതു വസ്തുവിന്റെയും സ്ഥാനം നിർണ്ണയിക്കാം. | |||
# അന്താരാഷ്ട്ര ജോതിശാസ്ത്ര യൂണിയനിലെ അംഗങ്ങൾ പരസ്പരം അംഗീകരിച്ചുകൊണ്ട് മാനത്ത് ഇങ്ങനെയൊരു സാങ്കല്പികഗ്രാഫ് പേപ്പർ ഉണ്ടാക്കിയിരിക്കുന്നു.--കിഴക്കുപടിഞ്ഞാറു ദിശയിൽ മണിക്കൂർ അളവിലും (12 ധ്രുവങ്ങൾ) ഖമദ്ധ്യരേഖയെ 24 ഇടങ്ങളിൽ ഖണ്ഡിക്കുന്നു; അതിനാൽ 24 മണിക്കൂർ--ഓരോ മണിക്കൂറും 15ഡിഗ്രി വീതം. തെക്കുവടക്കു ദിശയെ ഡെക്ലിനേഷൻ ഡിഗ്രിയിലും കുറിക്കുന്നു. വടക്കോട്ടു (+) ആയും [ഉത്തരധ്രുവം +90<sup>0</sup>] തെക്കോട്ട് (-)ആയും [ദക്ഷിണധ്രുവം -90<sup>0</sup>] അംഗീകരിച്ചിരിക്കുന്നു. | |||
# ഭൂമദ്ധ്യരേഖയിൽ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന ആളുകൾക്ക് തലക്ക് നേരെ മുകളിലുള്ള ബിന്ദു ഖമദ്ധ്യരേഖയിൽ തന്നെയുള്ളതായിരിക്കും. കേരളം വടക്കേ അർദ്ധഗോളത്തിൽ ഏകദേശം 8<sup>0</sup>യ്ക്കും 13<sup>0</sup>യ്ക്കും ഇടയ്ക്കാണ്. ഏതാണ്ട് 10<sup>0</sup>വടക്കു സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന എറണാകുളത്തു നിന്നു നോക്കുന്ന ആളുടെ ശിരോബിന്ദുവിൽ നിന്ന് ഏതാണ്ട് 10<sup>0</sup> തെക്കായിരിക്കും ഖമദ്ധ്യരേഖ. | |||
# ഉത്തരധ്രുവത്തിൽ നിൽക്കുന്ന ഒരാളുടെ തലയ്ക്കു മുകളിൽ ധ്രുവനക്ഷത്രമായിരിക്കും. മറ്റു നക്ഷത്രങ്ങൾ അതിനു ചുറ്റും കറങ്ങുന്നതായി കാണും. ഉദയവും അസ്തമനവും ഇല്ലാതെ. | |||
---- | |||
'''കേന്ദ്രബിന്ദു:-''' ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തിൽ അക്ഷാംശം കൊണ്ടും രേഖാംശം കൊണ്ടും കുറിക്കുന്നതു പോലെ ഖഗോളത്തെ (Declilnation)കൊണ്ടും വിഷുവാംശം (Right Assension)കൊണ്ടും കുറിക്കാവുന്നതാണ്. | |||
---- | |||
==ക്ലാസ്-5== | |||
===നക്ഷത്രങ്ങളും നക്ഷത്രഗണങ്ങളും=== | |||
# മാനത്തെ നക്ഷത്രങ്ങളെ പല വ്യത്യസ്ത'ഗണ'ങ്ങളായി വേർതിരിച്ചിട്ടുണ്ട്. പൗരാണികമനുഷ്യർ തുടങ്ങിവെച്ചതാണ് ഈ ഏർപ്പാട്. ഇന്ന് അന്താരാഷ്ട്ര ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിയൻ അംഗീകരിച്ചിട്ടുള്ള വിധി പ്രകാരം ഖഗോളത്തെ ആകെ 88 ഗണങ്ങളായി വിഭജിച്ചിരിക്കുന്നു. | |||
# ഈ ഗണങ്ങളെ പൊതുവിൽ 3 വിഭാഗങ്ങളായി വേർതിരിക്കാം. ക്രാന്തിവൃത്തത്തിൽ രാശിചക്രത്തിൽ കിടക്കുന്ന ഗണങ്ങൾ, ധ്രുവങ്ങൾക്കു സമീപമുള്ള ഗണങ്ങൾ, രണ്ടിനും ഇടയ്ക്കുള്ള ഗണങ്ങൾ. | |||
# ഈ ഗണങ്ങൾക്ക് വിവിധ ജീവികളുടെയും വസ്തുക്കളുടേയും പേരുകൾ നൽകപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. ചുരുക്കം ചിലവയുടെ കാര്യത്തിലൊഴിച്ച് മറ്റുള്ളവയുടെ കാര്യത്തിലൊന്നും സാദൃശ്യം വ്യക്തമല്ല. | |||
# രാശിചക്രത്തിൽ പെട്ട ഗണങ്ങളാണ് ചിങ്ങം, കന്നി മുതലായവ. അശ്വതി, ഭരണി മുതലായവയിൽ ചിലവ ഒറ്റ നക്ഷത്രങ്ങളാണ്. ചിലവ ഏതാനും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കൂട്ടമാണ്. | |||
# രാശിചക്രത്തിൽ പെട്ട ചിങ്ങം, വൃശ്ചികം, എന്നീ ഗണങ്ങളും ഒറിയോൺ, സപ്തർഷികൾ, കസിയോപ്പിയ (കാശ്യപി) ഔറിഗ (പ്രാജിത) എന്നീ ഗണങ്ങളും സിറിയസ്സ്, പ്രോസിയോൺ, കാസ്റ്റർ, പോളക്സ്, കനേപ്പസ് തുടങ്ങിയ നക്ഷത്രങ്ങളും എളുപ്പത്തിൽ വേർതിരിച്ചറിയാം. കുറച്ചൊന്നു മിനക്കെട്ടാൽ നക്ഷത്ര ചാർട്ടുകളുടെ സഹായത്തോടെ മിക്ക ഗണങ്ങളും ശോഭയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളും കണ്ടുപിടിക്കാം. രാത്രിയിൽ മാനം നോക്കി ഇവ കണ്ടുപിടിക്കുകയെന്നത് അത്യന്തം രസാവഹമായ ഒരു ഹോബിയാണ്. | |||
# നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ചിലവയ്ക്കൊക്കെ പേരുകളുണ്ട്--ലാറ്റിനിലും, സംസ്കൃതത്തിലും, മലയാളത്തിലും. എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കും പേർ കൊടുക്കാൻ പറ്റില്ല. അതിനാൽ ശോഭയുടെ ക്രമത്തിൽ ഓരോ ഗണത്തിലെയും നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് α, β, γ... തുടങ്ങിയ ഗ്രീക്ക് അക്ഷരങ്ങളും 1, 2, 3.... തുടങ്ങിയ സംഖ്യകളും ഗണനാമവും ഉപയോഗിച്ച് പേർ നൽകുന്നു. α ഒറിയോണിസ് എന്നു പറഞ്ഞാൽ ഓറയോൺ ഗണത്തിലെ α-ഒന്നാമത്തെ നക്ഷത്രം, γ ഉഴ്സാമെജോറിസ് എന്നു പറഞ്ഞാൽ സപ്തർഷി (ഉഴ്സാമേജർ) ഗണത്തിലെ മൂന്നാമത്തെ (ശോഭയിൽ) നക്ഷത്രം എന്നർത്ഥം. | |||
# ആദ്യകാലത്ത് ശോഭമതിക്കുന്നതിൽ വന്ന ചില വ്യത്യാസങ്ങൾ കാരണം ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ക്രമത്തിൽ ചില്ലറ വ്യത്യാസങ്ങൾ വന്നിട്ടുണ്ട്. ഉദാ;- αയേക്കാൾ β നക്ഷത്രം ശോഭയുള്ളതാവുക. | |||
# നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ശോഭ "കാന്തിമാനം" എന്ന രാശി കൊണ്ടു കുറിക്കുന്നു. ആദ്യകാലത്ത് വെറും കണ്ണുകൊണ്ടുള്ള മതിപ്പുമാത്രമാണ് ഇതിനാധാരമായിരുന്നത്. ഏറ്റവും പ്രകാശമുള്ളവയുടെ കാന്തിമാനം 1 എന്നും ഏറ്റവും കുറഞ്ഞവയുടെ--വെറും കണ്ണുകൊണ്ട് കഷ്ടിച്ചു മാത്രം കാണാവുന്നവയുടെ--കാന്തിമാനം 6 എന്നും എടുത്തു. യഥാർത്ഥത്തിൽ ഈ കാന്തിമാനങ്ങൾ തമ്മിൽ ഉള്ള അന്തരം ഏതാണ്ട് 100 മടങ്ങായിരുന്നു. അങ്ങനെ കാന്തിമാനം 5 എന്നത് 6ന്റെ 2.512 മടങ്ങ് അതിന്റെ 2.512 മടങ്ങ് 4.... എന്നിങ്ങനെ നിജപ്പെടുത്തി. ശോഭയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ തന്നെ ചിലതിനു് കൂടുതൽ ശോഭയുണ്ട്. അവയുടെ കാന്തിമാനം 1-ൽ കുറവാണ്. ചിലവയുടെത് പൂജ്യത്തിൽ കുറവും ഏറ്റവും ശോഭയുള്ള സിറിയസ്സിന്റേത്--1.7 അടുത്തത് അഗസ്ത്യൻ--കാനോപ്പസ്--0.72. | |||
# നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കാണപ്പെടുന്ന കാന്തിമാനം അവയുടെ യഥാർത്ഥ ശോഭയെ വെളിപ്പെടുത്തുന്നുല്ല. അവ വ്യത്യസ്ത ദൂരത്തിലാണ് സ്ഥിതിചെയ്യുന്നത്. എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും ഒരു നിശ്ചിതദൂരത്തിൽ വച്ച് അവയുടെ കേവല കാന്തിമാനങ്ങൾ തുലനം ചെയ്യാം. ഇതിനു ശാസ്ത്രജ്ഞർ അംഗീകരിച്ചിട്ടുള്ള ദൂരം 10 പാർസെക് അഥവാ 32.6 പ്രകാശവർഷം ആണ്. ഈ ദൂരത്തിൽ സൂര്യനെ കഷ്ടിച്ചേ കാണാൻ കഴിയൂ. ചില നക്ഷത്രങ്ങൽ ചന്ദ്രനോളമില്ലെങ്കിലും അതിനടുത്ത ശോഭ കാണും. | |||
# ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ വ്യാസം 30 കോടി കി.മീറ്റർ--വ്യാസാർദ്ധം 15 കോടി കി.മീറ്റർ ഒരു സെക്കന്റ് ഉൾക്കൊള്ളിക്കുന്നതിന് എത്ര ദൂരം വേണമോ അതാണ് പാർസെക്. സെക്കന്റിൽ 2.998 ലക്ഷം കി.മീറ്റർ വേഗത്തിൽ ഒരു കൊല്ലം കൊണ്ട് പ്രകാശം സഞ്ചരിക്കുന്ന ദൂരമാണ് പ്രകാശവർഷം. ഇത് ഏതാണ്ട് 10 ലക്ഷം കോടി കി.മീറ്ററാണ്. ഒരു പാർസെക് ഏതാണ്ട് 32 ലക്ഷം കോടി കി.മീറ്ററും (3.26 പ്രകാശവർഷം). ഈ ദൂരം ഒരു സെക്കന്റ് ഉൾക്കൊള്ളിക്കുന്നു. ഏറ്റവും അടുത്ത നക്ഷത്രം സൂര്യനാണ്. അതിലേക്ക് 8പ്രകാശ മിനിറ്റ് ദൂരമുണ്ട്. അടുത്തതിലേക്ക് 4.2 പ്രകാശവർഷവും. | |||
# നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് പല നിറങ്ങൾ ഉള്ളതായി കാണാം. ചെമപ്പ്, വെള്ള, മഞ്ഞ, നീല ഇത്യാദി. അവയുടെ ഉപരിതല താപനിലയാണ് ഇതിനെ നിർണ്ണയിക്കുന്നത്. താപനില കൂടുന്നതിനനുസരിച്ച് നിറം ചെമപ്പിൽ നിന്നും നീലയിലേക്കു മാറുന്നു. | |||
# നക്ഷത്രങ്ങളെ വർഗ്ഗീകരിക്കുന്നതിൽ നിറം, താപനില ഒരു പ്രധാനരാശിയാണ്. വലുപ്പമാണ് മറ്റൊരു രാശി. അങ്ങനെ സാധാരണ നക്ഷത്രങ്ങൾ, നീലനക്ഷത്രങ്ങൾ, വെള്ളക്കുള്ളന്മാർ, ചെമന്ന ഭീമന്മാർ....എന്നിങ്ങനെ പലതരം നക്ഷത്രങ്ങളും കിട്ടുന്നു. | |||
# ഇതു കൂടാതെ ഇരട്ടനക്ഷത്രങ്ങളും ബഹുലനക്ഷത്രങ്ങളും ഉണ്ട്. അവ പൊതുവായ ഒരു ഗുരുത്വകേന്ദ്രത്തിനു ചുറ്റും കറങ്ങുന്നു. ശോഭയിൽ മാറ്റം വരുന്ന ചില നക്ഷത്രങ്ങളും ഉണ്ട്. | |||
---- | |||
'''കേന്ദ്രബിന്ദു:-''' നക്ഷത്രങ്ങളെ ഗണങ്ങളായി തിരിച്ചിരിക്കുന്നു--ഇവയെ വേർതിരിച്ചറിയാം--വ്യത്യസ്ത നിറവും ശോഭയും ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ട്. | |||
---- | |||
==ക്ലാസ്:-6== | |||
===സൂര്യൻ ഒരു സാധാരണ നക്ഷത്രം=== | |||
# നക്ഷത്രങ്ങളെ പറ്റി പൊതുവായി പഠിക്കാൻ തുടങ്ങുന്നതിനു മുമ്പ് നമുക്ക് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ളതും നമ്മുടെ ഊർജ്ജ(അന്ന)ദാതാവുമായ സൂര്യനെ പറ്റി പഠിക്കാം. കാരണം നമ്മുടെ ജീവിതത്തെ അതു സാരമായി ബാധിക്കുന്നു. | |||
# സൂര്യനെ ടെലസ്കോപിലൂടെയോ ബൈനോക്കുലറിലൂടെയോ നേരിട്ടു നോക്കരുത്. കണ്ണു പൊട്ടിപ്പോകും. സൗരബിംബത്തിൽ കാണുന്ന സവിശേഷതകൾ: ഇരുണ്ട പാടുകൾ(കളങ്കങ്ങൾ) ഈ കളങ്കങ്ങളുടെ ചാക്രികമായ ഏറ്റക്കുറച്ചിൽ -11 വർഷ ചക്രം- ഭൂമിയിലെ കാലാവസ്ഥയിൽ ഇതു പ്രതിഫലിപ്പിക്കപ്പെടുന്നു. സൂര്യന്റെ ഭ്രമണം-എല്ലാ ഭാഗവും ഒരേ വേഗത്തിലല്ല തിരിയുന്നത്.- ശരാശരി ഭ്രമണകാലം സൂര്യ കളങ്കങ്ങൾ കറക്കവേഗം നിർണ്ണയിക്കാൻ സഹായിക്കുന്നു. | |||
# കളങ്കങ്ങൾക്കു പുറമേ ചൂട്ടുകൾ(faculac) "മണികൾ" മുതലായവയും സൗരബിംബത്തിൽ കാണാം. കാന്തികകൊടുങ്കാറ്റുകൾ സൂര്യനിൽ ധാരാളമാണ്. | |||
# നാം കാണുന്ന സൗരബിംബത്തെ ഫോട്ടോസ്പിയർ അഥവാ പ്രഭാമണ്ഡലം എന്നു പറയുന്നു. അതിനു പുറമെ വർണ്ണമണ്ഡലം(ക്രോമോസ്ഫിയർ), കൊറോണ എന്നിവയുമുണ്ട്. വർണ്ണമണ്ഡലത്തിലെ മൂലകങ്ങൾ പ്രഭാമണ്ഡലത്തിൽ നിന്നു വരുന്ന പ്രകാശത്തിലെ വിവിധ തരംഗങ്ങളെ അവശോഷിപ്പിച്ച് സ്പെക്ട്രത്തിൽ അവശോഷണരേഖകൾ സൃഷ്ടിക്കുന്നു. | |||
# സൂര്യൻ സജീവമായ ഒരു ഗോളമാണ്. പല തരത്തിലുള്ള ആളലുകൾ, സൗരനാക്കുകൾ, പ്രൊമിനൻസുകൾ, വിസ്ഫോടനങ്ങൾ എന്നിവ കാണാം. | |||
# സൂര്യനിൽ നിന്നു പലതരത്തിലുള്ള കണങ്ങളുടെ ഒരു പ്രവാഹമുണ്ട്. ഇതിനെ സൗരവാതം എന്നു പറയും. ധൂമകേതുവിനു വാൽജനിക്കുന്നതിനുള്ള പ്രധാന കാരണം ഇതാണ്--ഭൂമിയിലെ വിവിധ കാന്തികപ്രതിഭാസങ്ങളെയും ഇതു ബാധിക്കുന്നു. | |||
# സൂര്യന്റെ വ്യാസം ഏതാണ്ടു 14 ലക്ഷം കി.മീറ്ററാണ്. അതിന്റെ അന്തർഭാഗം എങ്ങനെയിരിക്കുന്നുവെന്ന് പഠിക്കാൻ പറ്റില്ല(നേരിട്ട്). നിഗമിച്ചെടുക്കാനെ പറ്റു. കേന്ദ്രത്തിലെ താപനില ഏതാണ്ട് 150ലക്ഷം ഡിഗ്രി വരുമെന്നെ മതിച്ചിരിക്കുന്നു. ഈ താപനിലയിൽ അണുകേന്ദ്രങ്ങൾ തമ്മിൽ സംയോജനം നടക്കുന്നു. ഹൈഡ്രജൻ അണുകേന്ദ്രങ്ങൾ കൂടിച്ചേർന്നു ഹീലിയം ഉണ്ടാകുന്നു--ഫ്യൂഷൻ പ്രകൃയ--ഇതിൽ നിന്നുണ്ടാകുന്ന ഊർജ്ജമാണ് സൂര്യന്റെ ഊർജ്ജ ഉറവിടം. ഈ പ്രതിപ്രവർത്തനം തന്നെയാണ് ഹൈഡ്രജൻ ബോംബിന്റെയും ആധാരം. | |||
# സൂര്യനിൽ ഓരോ സെക്കന്റിലും 40ലക്ഷം ടൺ ഹൈഡ്രജൻ ഹീലിയമായി മാറുന്നുണ്ട്. ഹൈഡ്രജൻ ബോംബിലാകട്ടെ ഏതാനും കി.ഗ്രാം ഹൈഡ്രജനാണ് ഹീലിയമായി മാറുന്നത്. | |||
---- | |||
'''കേന്ദ്രബിന്ദു:-''' സൂര്യൻ അത്യന്തം സജീവമായ ഒരു ഗോളമാണ്. അണുസംയോജനപ്രകൃയകളാണ് അതിന്റെ എല്ലാ ചൈതന്യത്തിന്റെയും ഉറവിടം. | |||
---- | |||
==ക്ലാസ്-7== | |||
===ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്വകാര്യ ജീവിതം=== | |||
# പ്രപഞ്ചത്തെ ശൂന്യാകാശം എന്നു പറയാറുണ്ടെങ്കിലും അതു ശൂന്യമല്ല. പ്രോട്ടോണുകൾ അവിടെയുമുണ്ട്. ഒരു ഘനമീറ്റർ വ്യാപ്തത്തിൽ ചിലപ്പോൾ ഒന്നേ ഉണ്ടായിരിക്കൂ. ചിലപ്പോൾ അതിലും കുറവ്. പക്ഷേ ഊഹിക്കാനാവാത്തത്ര വലുതാണ് പ്രപഞ്ചം. | |||
# പ്രപഞ്ചമാകെ ഗുരുത്വാകർഷണത്തിന്റേതായ ഒരു മണ്ഡലമാണ്, അതിന്റെ ശക്തിയിൽ പ്രാദേശികമായ ഏറ്റക്കുറച്ചിലുകൾ ഉണ്ടാകുന്നു. തരംഗങ്ങൾ ഉണ്ടാകുന്നു. പ്രാദേശികമായ ഘനത്വം വർദ്ധിക്കുന്നു. ഇത് പ്രാദേശിക ഗുരുത്വാകർഷണത്തെ ശക്തിപ്പെടുത്തുന്നു. ഇത് പ്രാദേശികമായ ദ്രവ്യസ്വരൂപണത്തിലേക്കു നയിക്കുന്നു. ഗുരുത്വാർകഷണത്തിന്റെ ഫലമായി കുറെ പ്രദേശത്തെ ദ്രവ്യം കേന്ദ്രത്തിലേക്കു ഇടിഞ്ഞു വീഴുന്നു--സങ്കോചിക്കുന്നു എന്നു പറയാം. | |||
# ചിലയിടങ്ങളിൽ പ്രോട്ടോണുകളുടെയും മറ്റു മൂലകങ്ങളുടെയും അസാധാരണമായ കേന്ദ്രീകരണം കാണുന്നു. ഒരു തരത്തിലുള്ള പുകപടലം പോലിരിക്കും. ഇവയെ പൊതുവെ നെബുലകൾ എന്നു പറയുന്നു. | |||
# മുകളിൽ (പാരഗ്രാഫ്-2) പറഞ്ഞ ഇടിഞ്ഞു വീഴൽ(Collaps) ഒരു ഘട്ടമെത്തുമ്പോൾ ആന്തരികമർദ്ദം വർദ്ധിച്ച് മന്ദീകരിക്കപ്പെടുകയും അവസാനം നില്ക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഒരു തരം സന്തുലാവസ്ഥയിൽ എത്തുന്നു. പക്ഷെ ഇതിനകം കേന്ദ്രത്തിലെ താപനില ഗണ്യമായി ഉയർന്നിരിക്കും. | |||
# ഒരു പ്രത്യേക വസ്തു രൂപം കൊണ്ടിരിക്കുന്നു. ഇതിനെ "നക്ഷത്ര ഭ്രൂണം" എന്നു വിളിക്കാം. ഈ ഭ്രൂണത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം വളരെ കൂടുതലായിരിക്കും. സൂര്യന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ അനേകമടങ്ങായിരിക്കാം. കുറഞ്ഞുമിരിക്കാം. പലേ പ്രാദേശികസാഹചര്യങ്ങളെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കും ഇത്. പിന്നീടുള്ള വികാസഗതി നിർണ്ണയിക്കുന്നത് തുടക്കത്തിലുണ്ടായിരുന്ന ഈ ദ്രവ്യമാനമാണ്. | |||
# സൂര്യന്റെതിനേക്കാൾ വളരെ കൂടുതലാണ് ദ്രവ്യമാനമെങ്കിൽ സങ്കോചഫലമായുണ്ടാവുന്ന കേന്ദ്രതാപനില അണുകേന്ദ്രപ്രക്രിയ ആരംഭിക്കാൻ തക്കവണ്ണം ഒരിക്കലും ഉയരുകയില്ല. മങ്ങിയ ചുവപ്പുനിറത്തോടുകൂടിയ ഒരു ഗോളമായി കുറെ കാലം വർത്തിക്കും. അതിനു ശേഷം മങ്ങി മങ്ങി ഇല്ലാതായി തീരുന്നു. | |||
# ഏതാണ്ട് സൂര്യന്റെ ദ്രവ്യമാനമുള്ള നക്ഷത്രഭ്രൂണങ്ങളിൽ സങ്കോചഫലമായ കേന്ദ്രതാപനില ഏതാണ്ട് ഒരു കോടി ഡിഗ്രിവരെ ഉയരുന്നു. അണുസംയോജനം ആരംഭിക്കുന്നു. ഹൈഡ്രജൻ അണുകേന്ദ്രങ്ങൾ സംയോജിച്ച് ഹീലിയം ഉണ്ടാവുന്നു. കുറെ കാലം ഇങ്ങനെ തുടരും. കുറെക്കഴിയുമ്പോൾ മദ്ധ്യഭാഗത്തെ ഹൈഡ്രജൻ കഴിയുന്നു. നക്ഷത്രം വീണ്ടും സങ്കോചിക്കുന്നു. താപനില വീണ്ടും കൂടുന്നു. അവസാനം ഏതാണ്ട് പത്തു കോടി ആവുമ്പോൾ ഹീലിയം അണുക്കൾ സംയോജിക്കാൻ തുടങ്ങുന്നു. കാർബൺ ഉണ്ടാകുന്നു. ഹീലിയം മുഴുവൻ കാർബണായി മാറിയാൽ അവസാനം ശ്വേതവാമനനും(white dwarf) പിന്നെ കൃഷ്ണവാമനനും ആയിത്തീരുന്നു. | |||
# സൂര്യന്റെ പല മടങ്ങു ദ്രവ്യമാനമുള്ള നക്ഷത്രഭ്രൂണം മേലപറഞ്ഞ ഘട്ടങ്ങളിലൂടെ കടന്നു പോയ ശേഷം വീണ്ടും സങ്കോചം നടക്കുകയും താപനില 70കോടി ഡിഗ്രി എത്തുമ്പോൾ കാർബൺ അണുക്കളുമായി ചേർന്ന് ഓക്സിജൻ ഉണ്ടാകുന്നു. 100ഡിഗ്രിയിൽ ഓക്സിജൻ അണുക്കൾ സംയോജിച്ച് സിലിക്കണും 300ഡിഗ്രിയിൽ ഇരുമ്പും ഉണ്ടാകുന്നു. പിന്നീട് പൊട്ടിയമർച്ച (Implosion) നടക്കും. അത് നക്ഷത്രം ആകെ പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നതിലേക്ക് നയിക്കുന്നു--സൂപ്പർനോവ. അവശേഷിക്കുന്ന കാതൽ ന്യൂട്രോൺ നിമ്മിതമായിരിക്കും. | |||
# ചില സന്ദർഭങ്ങളിൽ ഇതിന്റെ ഘനത്വം അത്ര അധികമായിത്തീരുകയും നിഷ്‌ക്രമണവേഗം പ്രകാശവേഗത്തെക്കാൾ കൂടുതലാവുകയും ഒരു തമോദ്വാരം രൂപം കൊള്ളുകയും ചെയ്യുന്നു. | |||
---- | |||
'''കേന്ദ്രബിന്ദു:-''' നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ഒരു പരിണാമമുണ്ട്. ഈ പരിണാമഗതി തുടക്കത്തിലേ ഉണ്ടായിരുന്ന ദ്രവ്യമാനത്തിൽ നിശ്ചയിക്കപ്പെടുന്നു. അന്ത്യം ശ്വേതവാമനൻ, ന്യൂട്രോൺ ദ്വാരം എന്നിവയൊക്കെ ആകാം. | |||
---- | |||
==ക്ലാസ്-8== | |||
===അപരിചിത ആകാശം=== | |||
# ആകാശത്തിൽ നമുക്കു പരിചിതമായ വസ്തുക്കൾക്കു പുറമെ അപരിചിതമായ ചില വസ്തുക്കളുമുണ്ട്. പരിചിതമുഖങ്ങൾക്കു തന്നെ അപരിചിതമുഖങ്ങളുമുണ്ട്. നാം ഇതുവരെ നക്ഷത്രങ്ങളെ പറ്റി പറഞ്ഞതെല്ലാം അവയിൽ നിന്നു കിട്ടുന്ന ദൃശ്യപ്രകാശത്തെ അടിസ്ഥാനപ്പെടുത്തിയാണ്. | |||
# എന്നാൽ അതിവിപുലമായ വിദ്യുത്കാന്തികസ്പെക്ട്രത്തിലെ നേരിയ ഒരു ബാന്റ് മാത്രമാണ് ദൃശ്യപ്രകാശം. ഗാമാരശ്മികൾ, എക്സ് രശ്മികൾ, അൾട്രാവയലറ്റ് രശ്മികൾ,ഇൻഫ്രാറെഡ് രശ്മികകൾ, റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾ ഇവയെല്ലാം വിദ്യുത്കാന്തിക തരംഗങ്ങളാണ്. | |||
# നമ്മുടെ കണ്ണുകൊണ്ട് കാണാൻ പറ്റില്ലെങ്കിലും ഇവയ്ക്കോരോന്നിനും പ്രത്യേകം പ്രത്യേകം സംവേദനകരങ്ങളായ ഫോട്ടോഗ്രാഫിക് പ്ലേറ്റുകളിൽ ഇവ പിടിച്ചെടുക്കാവുന്നതാണ്. അങ്ങനെ കിട്ടുന്ന നഭസ്സിന്റെ ചിത്രങ്ങൾ നാം വെറും കണ്ണുകൊണ്ടു കാണുന്ന ചിത്രത്തിൽ നിന്നും വിഭിന്നമായിരിക്കും. | |||
# അങ്ങനെ പ്രാകാശിക ടെലസ്കോപുകൾക്കു പുറമെ ഇന്ന് അതിഭീമങ്ങളായ റേഡിയോ ടെലസ്കോപുകളും ഉണ്ട്. മിക്കവാറും എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളും ശക്തമോ ദുർബലമോ ആയ റേഡിയോ തരംഗങ്ങളെ പുറത്തു വിടുന്നു. റേഡിയോ ജ്യോതിശാസ്ത്രം ഒട്ടേറെ പേരെ ആകർഷിക്കാൻ തുടങ്ങി. | |||
# റേഡിയോ നക്ഷത്രങ്ങളെ തേടവേ ആണ് അസാധാരണങ്ങളായ പല പൾസാറുകളും കണ്ടുപിടിക്കപ്പെട്ടത്. ഇവ ഊഹിക്കാനാവാത്തത്ര കൃത്യതയോടെ ഒരു സെക്കന്റിന്റെ ഒരു കോടിയിൽ ഒരംശം പോലും മാറ്റം വരാതെ റേഡിയോ സ്പന്ദങ്ങൾ പുറത്തുവിട്ടുകൊണ്ടിരിക്കുന്നു. ആവർത്തനകാലം 0.03 സെക്കന്റു മുതൽ 3-4 സെക്കന്റുവരെയുണ്ട്. ഈ കുറഞ്ഞ ആവർത്തനകാലവും സൂക്ഷ്മതയും വിസ്മയാവഹമാൺ്. | |||
# സ്പന്ദങ്ങൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങൽ Pulsating Stars- പൾസാറുകൾ എന്നു വിളിച്ചു. പൾസാറുകൾ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളാണ് എന്നാണ് ഇന്നു കരുതുന്നത്. | |||
# നിലാവും മഴക്കാറും ഇല്ലാത്ത രാത്രികളിൽ ആകാശത്ത് നീണ്ടുകിടക്കുന്നതായി കാണുന്ന നേർത്ത മേഘത്തെ ആകാശഗംഗ അഥവാ ക്ഷീരപഥം എന്നു പറയുന്നു. ഈ ഗാലക്സിയിലെ ഒരു ശരാശരി നക്ഷത്രം മാത്രമാണ് സൂര്യൻ. | |||
# ടെലസ്കോപിലൂടെ നോക്കിയാൽ ഇതിൽ എണ്ണിയാലൊടുങ്ങാത്ത നക്ഷത്രങ്ങൾ കാണാം. വളഞ്ഞ സർക്കിളാകൃതിയിലുള്ള രണ്ടു ഭുജങ്ങളിലായാണ് ഈ നക്ഷത്രങ്ങൾ വിതരണം ചെയ്തിട്ടുള്ളത്. ഒരറ്റത്തുനിന്നു നോക്കുമ്പോൾ അതിഭീമമായ വെള്ളയപ്പം പോലിരിക്കും. വ്യാസം ഒരു ലക്ഷം പ്രകാശവർഷം. നടുവിലെ കനം 20,000 പ്രകാശവർഷം. വക്കിലെ കനം ഏതാണ് 60 പ്രകാശവർഷം. കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്ന് സൂര്യനിലേക്ക് ഏതാണ് 30.000 പ്രകാശവർഷം. | |||
# ഈ ഗാലക്സി കറങ്ങുന്നു. 22 കൊല്ലത്തിലൊരിക്കൽ. നമ്മുടെ സൗരയൂഥത്തിന്റെ ചലനവേഗത 300കി.മീ/സെ. മണിക്കൂറിൽ 10ലക്ഷം കി.മീറ്റർ. | |||
# ആൻഡ്രോമീഡ ഗണത്തിലും നോർമഗണത്തിലും തുക്കാനഗണത്തിലും കാണുന്ന മങ്ങിയ നക്ഷത്രപ്പൊട്ടുകൾ ഇത്തരം ഗാലക്സികളാണ്. ടെലസ്കോപുകൊണ്ടു നോക്കിയാൽ കാണാം. നമ്മുടെ ഗാലക്സിക്കു വെളിയിൽ വെറും കണ്ണുകൊണ്ട് കാണാവുന്ന വസ്തുക്കൾ ഇവ മാത്രമാണ്. ടെലസ്കോപിലൂടെ നോക്കുമ്പോൾ കോടിക്കണക്കിനു ഗാലക്സികൾ കാണാം. പല വലിപ്പത്തിലും രൂപത്തിലും ഉള്ളവ. | |||
# കൂടുതൽ കൂടുതൽ ശക്തങ്ങളായ ടെലസ്കോപുകൾ കൂടുതൽ കൂടുതൽ അകലെയുള്ള ഗാലക്സികൾ കാണിച്ചു തരുന്നു. കൂടാതെ കാഴ്ചയിൽ നക്ഷത്രം പോലിരിക്കുന്നതും എന്നാൽ ഗാലക്സികളേക്കാൾ പ്രകാശവും ഊർജ്ജവും റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾ പുറത്തു വിടുന്നതും കൂടുതൽ ദൂരെയുള്ളതുമായ ചില വസ്തുക്കളെയും കാണിച്ചുതരുന്നു. ഇവയെ ക്വാസാറുകൾ എന്നു വിളിക്കുന്നു. എന്താണ് ഈ ക്വാസാറുകൾ? അതിന്റെ ഊർജ്ജ ഉറവിടങ്ങൾ എന്ത്? വ്യക്തമായ ഉത്തരമൊന്നുമില്ല. | |||
# അസാധാരണങ്ങളായ അനേകം പ്രതിഭാസങ്ങൾ നിറഞ്ഞതാണ് ആകാശം. ഏതാണ്ട് 1600കോടി പ്രകാശവർഷം അകലെയുള്ള വസ്തുക്കൾ--ഒരു ക്വാസാർ--വരെ കണ്ടുപിടിച്ചിട്ടുണ്ട്. | |||
---- | |||
'''കേന്ദ്രബിന്ദു:-''' പുതിയ ഉപകരണങ്ങൾ പുതിയ വിജ്ഞാനം നൽകുന്നു. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ചക്രവാളം അനന്തമായി നീളുന്നു. | |||
---- | |||
==ക്ലാസ്-9== | |||
===വികസിക്കുന്ന പ്രപഞ്ചം=== | |||
# നക്ഷത്രങ്ങളെയും ഗാലക്സികളെയും പറ്റി പഠിക്കാനും അവയിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശത്തെ സ്പെക്ട്രോസ്കോപിലൂടെ അപഗ്രഥിക്കുകയും സാധാരണമാണ്. അവയുടെ സ്പെക്ട്രത്തിൽ കാണുന്ന രേഖകൾ ചേരുവയെ പറ്റി വിവരം തരുന്നു. | |||
# ഈ രേഖകൾക്ക് നിയതമായ സ്ഥാനങ്ങളുണ്ട്. അതിൽ നിന്നു കൂട്ടത്തോടെ വരുന്ന മാറ്റങ്ങൾ നമ്മിൽ നിന്നു് അവയിലേക്കുള്ള ദൂരത്തിൽ വരുന്ന മാറ്റത്തിന്റെ വേഗത്തെ കുറിക്കുന്നു. ചെമപ്പിലേക്കു നീങ്ങിയാൽ ദൂരം വർദ്ധിക്കുന്നു. അകലുന്നു. നീലയിലേക്കു നീങ്ങിയാൽ അടുക്കുന്നു. | |||
# ഈ വികാസത്തിനു് പല കാരണങ്ങളും നിർദ്ദേശിക്കപ്പെട്ടു. അങ്ങനെ പല പ്രപഞ്ചവികാസചിത്രങ്ങളും. ചിലർ പ്രപഞ്ചോൽപത്തി ചിത്രമെന്നും പറയും. അതു ശരിയല്ല. രചിക്കപ്പെട്ട സ്ഥിരപ്രപഞ്ചം, മഹാസ്ഫോടനപ്രപഞ്ചം, ആന്ദോളനപ്രപഞ്ചം എന്നിവയാണു് ഇവയിൽ മുഖ്യം. | |||
# ഈ പഠനങ്ങൾ ദൂരെയുള്ള എല്ലാ ഗാലക്സികളും (ക്വാസാറുകളും) നമ്മിൽ നിന്ന് അകലുന്നതായി കാണിച്ചു. പ്രപഞ്ചം വികസിക്കുകയാണെന്നു കണ്ടു. | |||
# പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ സാമാന്യ ചിത്രം ആയിരമോ പതിനായിരമോ ലക്ഷമോകോടിയോ കൊല്ലം മുമ്പും, ഇനിയും ലക്ഷം കോടി കൊല്ലം കഴിഞ്ഞും ഇതുപോലെതന്നെയിരിക്കും പ്രപഞ്ചവികാസഫലമായി നേർക്കുകയില്ല. അതിന്റെ ശരാശരി ഘനത്വം സ്ഥിരമായിരിക്കും. ഒന്നിൽ നിന്നുമല്ലാതെ ദ്രവ്യം പ്രത്യപ്പെട്ടുകൊണ്ടിരിക്കും. ഇതാണ് ഫ്രഡ്‌ഹോയിലിന്റെ സ്ഥിരപ്രപഞ്ചസിദ്ധാന്തം. | |||
# ഇന്നത്തെ പ്രപഞ്ചവികാസത്തിനു് ഒരു തുടക്കമുണ്ട്. സമയത്തിൽ പിന്നോക്കം പോകുന്തോറും പ്രപഞ്ചം കൂടുതൽ സാന്ദ്രമായി വരുന്നു. ഏതാണ്ട് 2000 കോടി കൊല്ലം മുൻപ് ഊഹിക്കാനാവാത്തത്ര ഘനത്വത്തോടുകൂടിയ ഒരു പ്രപഞ്ചാണ്ഡമായിരുന്നു അത്. ഈ അണ്ഡം പൊട്ടിത്തെറിച്ചകലുന്ന തുണ്ടങ്ങളാണ് ഗാലക്സികൾ, ഇതാണു് ജോർജ്ജ് ഗാമോയും കൂട്ടരും അവതരിപ്പിച്ച ചിത്രം. | |||
# ഈ വികാസം അനന്തമായി വരുമോ അതോ ഒരു ഘട്ടം കഴിഞ്ഞാൽ വീണ്ടും സങ്കോചിച്ച് അവസാനം പ്രപഞ്ചാണ്ഡത്തിലേക്ക് തിരിച്ചെത്തുമോ? രണ്ടു വാദങ്ങളുണ്ട്. അണ്ഡത്തിൽ നിന്നു വികസിച്ച രൂപത്തിലേക്കും തിരിച്ച് അണ്ഡത്തിലേക്കും മാറിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്ന പ്രപഞ്ചചിത്രമാണ് ആന്ദോളനപ്രപഞ്ചം. | |||
# ഇതേവരെ കിട്ടിയിട്ടുള്ള ആനുഷംഗികതെളിവുകൾ എല്ലാം മഹാസ്ഫോടനസിദ്ധാന്തത്തിനു കൂടുതൽ അനുകൂലമാണ്. എന്നാൽ പ്രപഞ്ചം എത്രകാലം നിലനിന്നു? എന്തുകൊണ്ട് അതു പൊട്ടിത്തെറിച്ചു? വേറെയും പ്രപഞ്ചങ്ങളും പ്രപഞ്ചാണ്ഡങ്ങളും ഉണ്ടോ? ഉണ്ടെങ്കിൽ അവയ്ക്കും നമ്മുടെ പ്രപഞ്ചത്തിനും കൂടി പൊതുവായി എന്തു പറയാം? പ്രപഞ്ചം എന്ന വാക്കിന്റെ പൊരുളെന്ത്? ഉത്തരം കിട്ടിയില്ലാത്ത ചോദ്യങ്ങളാണ് ഇവ. | |||
--- | |||
'''കേന്ദ്രബിന്ദു:-''' പ്രപഞ്ചം മഹാപ്രപഞ്ചം തന്നെയാണ്. ആയിരക്കണക്കിനു് കോടി പ്രകാശവർഷം അപ്പുറത്തേക്ക് മനുഷ്യന്റെ കണ്ണെത്തിയിരിക്കുന്നു. 20സെ.മീറ്റർ മാത്രം വ്യാസമുള്ള മനുഷ്യന്റെ തലയിൽ ഒന്നര കി.ഗ്രാം മാത്രം തൂക്കമുള്ള തലച്ചോറിൽ ഈ അനന്തമായ പ്രപഞ്ചം ഉൾക്കൊണ്ടിരിക്കുന്നു. മനുഷ്യ മസ്തിഷ്കത്തേക്കാൾ മഹത്തായി ഒന്നുമില്ല. | |||
--- | |||
{{അപൂർണ്ണം}} | {{അപൂർണ്ണം}} | ||
