ஞாயிறு (விண்மீன்)

ஞாயிறு, கதிரவன் அல்லது சூரியன் (Sun) என்பது கதிரவ அமைப்பின் மையத்தில் உள்ள விண்மீன் ஆகும். இது கிட்டத்தட்ட கோள வடிவில் இருக்கும் சூடான பிளாசுமா ஆகும்.[11][12] இதன் உட்புற வெப்பச்சலன இயக்கமானது இயக்கவியல் செயல்முறை மூலம் காந்தப்புலத்தை உருவாக்குகிறது.[13] புவியில் உயிர்கள் வாழ்வதற்கான ஆற்றல் மூலமாகக் கதிரவன் விளங்கி வருகிறது. புவியை விட 109 மடங்கு பெரியதாக உள்ள கதிரவனின் விட்டம் சுமார் 1.39 மில்லியன் கிலோமீட்டர்கள் ஆகும். இதன் நிறை புவியை விட 330,000 மடங்கு அதிகமானதாகும். இது கதிரவ அமைப்பின் மொத்த நிறையில் தோராயமாக 99.86 விழுக்காட்டினைக் கொண்டுள்ளது.[14] கதிரவ நிறையில் மூன்றில் ஒரு பங்கு ஐட்ரசனும் (~73%) மீதமுள்ள பங்கில் பெருமளவு ஈலியமும் (~25%) உள்ளன. அவற்றுடன் சிறிய அளவில் ஆக்சிஜன், கரிமம், இரும்பு மற்றும் நியான் உள்ளிட்ட கனமான தனிமங்களும் உள்ளன.[15]

கதிரவன்
கதிரவ ஒளியில் இருந்து
வடிகட்டப்பட்ட கதிரவனின் உருவம்
கூர்நோக்குத் தரவுகள்
புவியில் இருந்து
சராசரி தொலைவு		1 au ≈ 1.496×108 km
ஒளியின் வேகம்:
8 min 19 sec
தோற்ற ஒளிப்பொலிவெண் (V)−26.74[1]
தனி ஒளிப்பொலிவெண்4.83[1]
விண்மீன் வகைப்பாடுG2V
உலோக தன்மைZ = 0.0122[2]
கோண விட்டம்31.6–32.7 பாகைத்துளி[3]
உரிச்சொல்கதிரவ
சுற்றுப்பாதையின் பண்புகள்
பால் வழி மையத்தில்
இருந்து சராசரி தொலைவு		≈ 2.7×1017 km
27,200 ஒளியாண்டுகள்
பால்வெளி ஆண்டு(2.25–2.50)×108 yr
திசைவேகம்≈ 220 km/s (பால் வழி
மையச் சுற்றுப்பாதை)
இயற்பியல் பண்புகள்
நடுக்கோட்டின் ஆரம்696,342±65 km[4]
109 × புவி [5]
நடுக்கோட்டின் சுற்றளவு4.379×106 km[5]
109 × புவி [5]
சமதளமாக்கல்9×10−6
மேற்பரப்பு6.09×1012 km2[5]
12,000 × புவி[5]
கன அளவு1.41×1018 km3[5]
1,300,000 ×புவி
நிறை1.9885×1030 kg[1]
333,000 × புவி[1]
சராசரி அடர்த்தி1.408 g/cm3[1][5][6]
0.255 × புவி[1][5]
மைய அடர்த்தி (ஒப்புருவாக்கம்)162.2 g/cm3[1]
12.4 × புவி
நடுக்கோட்டின் பரப்பு விசை274 m/s2[1]
28 × புவி[5]
விடுபடு திசைவேகம்
(மேற்பரப்பில் இருந்து)		617.7 km/s[5]
55 × புவி[5]
வெப்பம்மையம் (ஒப்புருவாக்கம்): 1.57×107 K
ஒளிக்கோளம் (பயனுறு): 5772 K
கொரோனா: ≈5×106 K
ஒளிர்வு(Lsol)3.846×1026 [[W]][1]
≈ 3.75×1028 lm
≈ 98 lm/W ஒளிர்திறன்
சராசரி ஒளிவீச்சு (Isol)2.009×107 W·m−2·sr−1
வயது≈4.6 பில்லியன்
ஆண்டுகள்[7][8]
சுழற்சி பண்புகள்
அச்சுச் சாய்வு7.25°[1]
(மறைப்புக் கோட்டிற்கு)
67.23°
(பால்வெளிக் கோட்டிற்கு)
வட துருவத்தின்
வலது ஏறுவரிசை[9]		286.13°
19 h 4 min 30 s
வட துருவச்
சரிவு		+63.87°
63° 52' வடக்கு
விண்மீன்வழிச் சுழற்சிக் காலம்
(நடுக்கோட்டில்)		25.05 நாட்கள்[1]
(16° நிலநேர்க்கோட்டில்)25.38 நாட்கள்[1]
25 d 9 h 7 min 12 s[9]
(துருவங்களில்)34.4 நாட்கள்[1]
சுற்று திசைவேகம்
(நடுக்கோட்டில்)		7.189×103 km/h[5]
ஒளிக்கோளக் கலவை (நிறைகளின் படி)
ஐட்ரசன்73.46%[10]
ஈலியம்24.85%
ஆக்சிசன்0.77%
கரிமம்0.29%
இரும்பு0.16%
நியான்0.12%
நைட்ரசன்0.09%
சிலிக்கான்0.07%
மக்னீசியம்0.05%
கந்தகம்0.04%

நிறமாலை வகைப்பாட்டின் அடிப்படையில் ஞாயிறு என்பது ஒரு G-வகை முதன்மை வரிசை விண்மீன் (G2V) ஆகும். எனவே இது மஞ்சள் குறுமீன் என்றும் அழைக்கப்படுகிறது. ஆனால் அதன் ஒளி மஞ்சளை விட வெள்ளை நிறத்திற்கே நெருக்கமானதாகும். சுமார் 4.568 பில்லியன்[nb 1] ஆண்டுகளுக்கு முன்பு ஒரு பெரிய மூலக்கூறு மேகத்தின் ஒரு பகுதியின் உள்ளே இருந்த பருப்பொருளின் ஈர்ப்புவிசைச் சுருக்கத்தில் இருந்து ஒரு பருப்பொருள் உருவானது. அதன் பெரும்பகுதி, மையப் பகுதியில் ஒன்றுசேர்ந்து கதிரவனாக உருவெடுத்தது. மீதமிருந்த பகுதிகள் சுற்றுப்பாதை வட்டுக்களாகத் தட்டையடைந்து கதிரவ அமைப்பாக உருமாறின. கதிரவனின் மையப்பகுதி மிகுந்த வெப்பமும் அடர்த்தியும் கொண்டதாக மாறி, அதன் உள்ளகத்தில் அணுக்கரு இணைவைத் தொடக்கியது. பெரும்பாலும் அனைத்து விண்மீன்களும் மேற்கண்ட நிகழ்வின் மூலமே உருவானதாகக் கருதப்படுகிறது.

தற்போது கதிரவன் கிட்டத்தட்ட தனது நடுத்தர வயதில் இருக்கிறது; நான்கு பில்லியனுக்கும்[7][16] அதிகமான ஆண்டுகள் கழிந்த பிறகும் வியத்தகு முறையில் மாற்றமடையாது இருப்பதுடன், இன்னும் ஐந்து பில்லியன் ஆண்டுகளுக்குப் பிறகும் மிகவும் நிலைத்தன்மையுடன் இருக்கும். தற்போது வினாடிக்கு சுமார் 600 மில்லியன் டன்கள் ஐட்ரசனை இணைத்து ஈலியமாக மாற்றி வருவதன் மூவம் வினாடிக்கு 4 மில்லியன் டன்கள் கொண்ட பருப்பொருளை ஆற்றலாக மாற்றிக் கொண்டிருக்கிறது. கதிரவனின் ஒளி மற்றும் வெப்பத்திற்கு மூலமாக உள்ள இந்த ஆற்றல், கதிரவ உள்ளகத்தில் இருந்து விடுபட 10,000 முதல் 170,000 ஆண்டுகள் வரை எடுக்கும். தோராயமாக 5 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்குள் கதிரவ உள்ளகத்தில் நிகழும் ஐட்ரசன் இணைவு குறைந்து, நீர்நிலைச் சமநிலையற்ற நிலைக்கு கதிரவன் வந்துவிடும். இதனால் கதிரவ மையத்தின் அளவும் வெப்பமும் குறிப்பிடத்தக்க அளவில் அதிகரிக்கும். அதேநேரம் அதன் வெளிப்புற அடுக்குகள் விரிவடைந்து இறுதியில் ஒரு செம்பெருமீனாக மாற்றமடையும். அதன் அளவு தற்போது உள்ள புதன் மற்றும் வெள்ளியின் சுற்றுப்பாதையை விழுங்கிவிடுகின்ற அளவிற்கு பெரியதாக இருக்கும் என கணக்கிடப்பட்டு உள்ளது. எனவே அப்போது புவி வாழத்தகுந்த இடமாக மாறிவிடும். அதன்பிறகு கதிரவன் தனது வெளி அடுக்குகளை இழந்து வெண் குறுமீன் எனப்படும் அடர்த்தியான குளிரும் விண்மீனாக மாற்றமடையும். இனி கதிரவனால் இணைப்பின் மூலம் ஆற்றலை உற்பத்தி செய்ய இயலாது. எனினும் அது ஒளிர்வுடனும் முந்தைய இணைப்புகளில் இருந்து கிடைத்த வெப்பத்தை வெளியிட்டுக் கொண்டும் இருக்கும்.

பெயர்க்காரணம்

கதிரவன் என்றால் ஒளிக்கதிர்களை உடையவன் என்று பொருள். ஞாயிறு என்பது நாயிறு என்ற சொல்லின் மரூஉ ஆகும். இதற்கு கோள்களின் தலைவன் என்று பொருள்.[17] இதுதவிர பகலவன், அனலி, வெய்யோன் போன்ற பல தமிழ்ப்பெயர்கள் கதிரவனுக்கு உண்டு. சூரியன் என்பது கதிரவனின் வடமொழிப் பெயராகும்.

பண்புகள்

கதிரவன் என்பது ஒரு G-வகை முதன்மை வரிசை விண்மீன் ஆகும். இது கதிரவ அமைப்பின் நிறையில் 99.86 விழுக்காட்டினைக் கொண்டுள்ளது . +4.83 என்ற தனி ஒளி அளவைக் கொண்டுள்ள கதிரவன், பால் வழியில் உள்ள ஏறக்குறைய 85% விண்மீன்களை விட ஒளிர்வுமிக்கதாகும். அந்த விண்மீன்களில் பெரும்பாலனாவை செங்குறுமீன்கள் ஆகும். கதிரவன் ஒரு உலோகசெறிவு மிக்க விண்மீன் வகையை சார்ந்தது. கதிரவன் உருவாக அதன் அருகில் இருந்த மீயொளிர் விண்மீன் வெடிப்புகளின் (supernova) அதிர்ச்சி அலைகளே காரணமாய் இருக்கக் கூடும் என்று அறிவியல் ஆய்வாளர்கள் கருதுகின்றனர்.[18] இத்தகைய விளைவுகள் வேதியியல் தனிமங்கள் மிகுந்த கதிரவன் போன்ற விண்மீன்களை எளிதாக உருவாக வைக்கிறது.

புவியின் வானில் தெரியும் வானியல் பொருட்களில் கதிரவனே ஒளிமிக்கதாகும். வானில் 2வது ஒளிர்வுமிக்க விண்மீனான சீரியசை விட இது 13 பில்லியன் மடங்கு ஒளிர்வுமிக்கதாகும். புவியின் மையத்தில் இருந்து கதிரவ மையத்தின் சராசரி தூரம் 1 வானியல் அலகு ஆகும். எனினும் இந்தத் தொலைவின் அளவு, சனவரி மாதத்தில் கதிரவ அண்மைநிலையிலும் சூலை மாதத்தில் கதிரவச் சேய்மைநிலையிலும் புவி இருக்கும்போது வேறுபடும். இந்த சராசரி தொலைவில் கதிரவ கிடைமட்டத்தில் இருந்து புவியின் கிடைமட்டத்திற்கு ஒளி 8 நிமிடங்கள் 19 நொடிகளில் வந்தடைகிறது. அதேநேரம் கதிரவன் மற்றும் புவியின் அண்மைப்பகுதியில் இருந்து ஒளி சென்றடைய இரு நொடிகளுக்கும் குறைவாகவே எடுத்துக்கொள்கிறது. இந்தக் கதிரவ ஒளியின் ஆற்றல் பெரும்பாலும் புவியில் உள்ள அனைத்து உயிரினங்களுக்கும் முதன்மைத் தேவையாக உள்ள ஒளிச்சேர்க்கைக்கு உதவுகிறது.[19] மேலும் இது புவியின் காலநிலை மற்றும் வானிலை ஆகியவற்றையும் இயக்குகிறது.

கதிரவன் ஒரு குறிப்பிட்ட எல்லையைக் கொண்டிருக்கவில்லை. எனினும் ஒளிக்கோளத்தின் மேல் உள்ள உயரம் அதிகரிப்பதால் அதன் அடர்த்தி மிக வேகமாகக் குறைந்து வருகிறது. கதிரவன் அதன் முனைகளை விட நடுக்கோட்டில் வேகமாகச் சுழல்கிறது. இந்த வேறுபட்ட சுழற்சிக்கு வெப்பப் பரிமாற்றத்தால் ஏற்படும் வெப்பச்சலன இயக்கம் மற்றும் கதிரவ சுழற்சியால் ஏற்படும் கோரியாலிஸ் விளைவு ஆகிய இரண்டும் காரணம் ஆகும். கதிரவனைச் சுற்றிவரும் புவியில் இருந்து காணும்போது நடுக்கோட்டில் கதிரவனின் முழு சுழற்சிக்காலம் 28 நாட்களாகும்.

வகைப்பாடு

விண்மீன் வகைப்பாட்டில் கதிரவன் G2V வகையை சார்ந்ததாக குறிக்கப்படுகிறது. G2 வகை விண்மீன்களின் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை தோராயமாக 5 ,500 °செ ஆக இருப்பதால் வெண்மை நிறத்தில் ஒளி தரும். புவிக்கு வந்தடையும் கதிரவ ஒளியின் நிறமாலையில் உள்ள ஊதா மற்றும் நீல நிறங்களின் அலைநீளம் அதிகமாக இருப்பதனால் அவை ஒளிச்சிதறல் விளைவால் குறைக்கப்பட்டு மனிதக் கண்களுக்கு மஞ்சள் நிறமாகத் தெரிகிறது. இதே ஒளிச்சிதறல் விளைவாலே வானம் நீல நிறத்தினைக் கொண்டிருப்பதாக சர் சி.வி.இராமன் கண்டறிந்த இராமன் விளைவு விளக்குகிறது. உண்மையில் அண்டவெளி கருமை நிறத்தினைக் கொண்டது. கதிரவன் புவியில் மறையும் தருவாயில் குறுகிய அலை நெடுக்கத்தைக் கொண்ட சிவப்பு நிறம் ஒளிச்சிதறல் விளைவால் கதிரவனை செம்மஞ்சள் அல்லது சிவப்பு நிறத்தில் காட்டுகிறது [20]

G2V என்ற குறியிட்டில் V என்ற எழுத்து மற்ற பல விண்மீன்களை போன்று கதிரவனும் தனது ஆற்றலை அணுக்கரு இணைவின் மூலம் பெறுவதை குறிக்கிறது. கதிரவனில் ஐட்ரசன் கருவும் ஈலியம் கருவும் சேர்வதால் ஆற்றல் உருவாகிறது. நமது விண்மீன் மண்டலத்தில் சுமார் 100 மில்லியன் G2 வகை விண்மீன்கள் உள்ளன. அவற்றில் கதிரவனும் ஒன்று. கதிரவன் பால் வழியில் (நமது விண்மீன் மண்டலம்) உள்ள பல சிவப்பு குறுமீன்களை விட 85% வெளிச்சமானது.[21] இது தோராயமாக 24 ,000 to 26 ,000 ஒளியாண்டுகள் தொலைவில் உள்ள பால்வெளி மையத்தை 225–250 மில்லியன் வருடங்களுக்கு ஒருமுறை என்ற வேகத்தில் சுற்றி வருகிறது. இக்காலம் ஒரு பால்வெளி ஆண்டு என்று அழைக்கப்படுகிறது. கதிரவனின் சுழற்சி வேகம் (orbital speed) சுமார் 251 கிமீ/வினாடி [22]. இந்த அளவீடுகள் இப்போதைய அறிவின்படி, நவீன கணித யுத்திகளால் கணிக்கப்பட்டது. இவை வருங்காலத்தில் மாற வாய்ப்புள்ளது.[23] மேலும் கதிரவன் சுற்றி வரும் நமது பால்வழியும் அண்ட மையத்தை கொண்டு வினாடிக்கு 550 கிலோமீட்டர் என்ற வேகத்தில் சுற்றி வருவது வியப்பூட்டும் தகவலாகும்.[24]

புவியின் மீது கதிரவனின் ஆற்றல்

கதிரவ ஒளியே புவியில் கிடைக்கும் ஆற்றலின் மூல ஆதாரமாகும். கதிரவ மாறிலி (solar constant) என்பது ஒரு குறிப்பிட்ட பரப்பளவில் கதிரவ ஒளியின் காரணமாக கிடைக்கும் ஆற்றலை குறிக்கும். கதிரவ மாறிலி, கதிரவனில் இருந்து ஒரு வானியல் அலகு தூரத்தில் கிடைக்கும் ஆற்றலை குறிக்கும். இது தோராயமாக 1368 வாட்/சதுர மீட்டர் ஆகும். கதிரவ ஒளி புவியின் மேற்பரப்புக்கு வந்தடைவதற்கு முன்பு வளி மண்டலத்தால் பெரிதும் மட்டுப்படுத்தப் படுகிறது. இதனால் குறைந்த அளவிலான வெப்பமே தரைக்கு வந்தடைகிறது. ஒளிச்சேர்க்கையின் போது தாவரங்கள் கதிரவ ஒளி ஆற்றலை வேதியல் ஆற்றலாக மாற்றுகின்றன. கதிரவ மின்கலனில், கதிரவ ஒளியாற்றல்/வெப்பம் மின்சார ஆற்றலாக மாற்றப்படுகிறது. பெட்ரோலியம் சார்ந்த எரிபொருள்களில் இருந்து கிடைக்கும் ஆற்றலும் கதிரவ ஒளியில் இருந்து மறைமுகமாக, (மக்கிய தாவரங்களில்) இருந்து கிடைக்கும் ஆற்றலே ஆகும். கதிரவனில் இருந்து வரும் புறஊதாக் கதிர்கள் நுண்ணுயிர் கொல்லியாகும். மேலும் இக்கதிர்கள் மாந்தர்களிடம் வேனிற்கட்டி போன்ற தீய விளைவுகளையும், மற்றும் உயிர்ச்சத்து D (விட்டமின் D) உற்பத்தி ஆகிய நன்விளைவுகளையும் ஏற்படுத்துகிறது. புறஊதாக் கதிர்கள் புவியை சூழ்ந்துள்ள ஓசோன் படலம் மூலம் மட்டுப்படுத்தப்படுகிறது. இக்கதிர்களே மனிதரின் வேறுபட்ட தோல் நிறத்துக்கும் காரணமாக அறியப்படுகிறது.[25]

கட்டமைப்பு மற்றும் ஆற்றல் உற்பத்தி
கதிரவனின் கட்டமைப்பு

கதிரவனின் உள்கட்டமைப்பு பின்வரும் அடுக்குகளைக் கொண்டது.

  • உள்ளகம் (core) கதிரவ ஆரத்தின் 20-25% உட்புற பகுதியில் உள்ள வெப்பம் (ஆற்றல்) மற்றும் அழுத்தம், ஐட்ரசன் மற்றும் ஈலியம் இடையே அணுக்கரு இணைவு நிகழப் போதுமானதாக இருக்கும். இதன்மூலம் கதிரவ ஆற்றல் வெளிப்படும். ஈலியம் படிப்படியாக உள்ளகத்தின் உள்ளே படிந்து ஈலியத்தின் உள்ளகத்தை உருவாக்குகிறது.
  • கதிர்வீச்சுப் பகுதி (radiative zone) கதிரவனின் மேற்பரப்பு மிகவும் நெருக்கமாக இருக்கும் வரையில் வெப்பசலனம் ஏற்படாது. எனவே 20-25% ஆரம் மற்றும் 70% ஆரம் ஆகியவற்றிற்கு இடையே, ஒரு கதிர்வீச்சுப் பகுதி உள்ளது. அங்கு கதிர்வீச்சு (ஃபோட்டான்கள்) மூலம் ஆற்றல் பறிமாற்றம் நிகழ்கிறது.
  • வேகச்சரிவு (tachocline)- கதிர்வீச்சு மற்றும் வெப்பசலனம் ஆகிய இரு பகுதிகளுக்கு இடையே உள்ள எல்லைப்பகுதி.
  • வெப்பச்சலனப் பகுதி (convective zone) கதிரவனின் வெளி அடுக்குகளில் (தோராயமாக 70% கதிரவ ஆரம்), கதிரவ பிளாஸ்மாவின் அடர்த்தி மிகக் குறைவாக காணப்படுவதால், இப்பகுதியில் கதிர்வீச்சு வழியே வெப்பம் கடத்தப்படுவது இயலாததாகிறது. அதனால் வெப்பச்சலனம் மூலம் வெப்பம் கடத்தப்படுகிறது. .
  • ஒளிக்கோளம் (photosphere)- கதிரவனின் ஆழமான பகுதி. கதிரவ வெளிச்சத்தைக் கொண்டு இதை நேரடியாகக் காண இயலும். கதிரவன் ஒரு வாயுப்பொருள் என்பதால் தெளிவாக வரையறுக்கப்பட்ட மேற்பரப்பு இல்லை. அதன் காணக்கூடிய பகுதிகள் பொதுவாக 'ஒளிக்கோளம்' மற்றும் 'வளிக்கோளம்' என்று இரண்டாகப் பிரிக்கப்படுகின்றன.
  • வளிக்கோளம் (atmosphere)- கதிரவனைச் சுற்றியுள்ள ஒரு வாயு 'ஒளி', நிறக்கோளம், கதிரவ நிலைமாற்றப் பகுதி, கொரோனா மற்றும் கதிரவக்கோளம் ஆகியவற்றை உள்ளடக்கியது. கதிரவனின் முக்கியப் பகுதி மறைக்கப்படும் போது இவற்றைக் காண இயலும்.

உள்ளகம்

கதிரவ உள்ளகம், என்பது மையத்திலிருந்து 20-25% கதிரவ ஆரம் வரை பரவியுள்ளது. இது சுமார் 150g/cm3 வரையிலான அடர்த்தியும் [26][27][28] (நீரின் அடர்த்தியில் சுமார் 150 மடங்கு) 15.7 மில்லியன் கெல்வின் அளவிலான வெப்பமும் கொண்டுள்ளது.[28] இதற்கு மாறாக, கதிரவனின் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை சுமார் 5,800 கெல்வின் அளவில் இருக்கிறது. SOHO திட்டத் தரவுகளின் அண்மைய பகுப்பாய்வுகள் மூலம் கதிரவனின் மேல் உள்ள கதிர்வீச்சுப் பகுதியை விட அதன் மையத்தில் சுழற்சி விகிதம் வேகமாக இருப்பது தெரியவந்தது.[26] கதிரவன் தனது வாழ்க்கையின் பெரும்பகுதியில் புரோட்டான்-புரோட்டான் சங்கிலி என்றழைக்கப்படும் தொடர்ச்சியான வழிமுறைகளால் மையப் பகுதியில் அணுக்கரு இணைப்பின் மூலம் ஆற்றல் உற்பத்தி செய்கிறது; இந்த செயல்முறை ஐட்ரசன் அணுக்களை ஈலியமாக மாற்றுகிறது.[29] கதிரவனில் உருவாக்கப்பட்ட ஆற்றலில் 0.8% மட்டுமே CNO சுழற்சியில் இருந்து வருகிறது. இருப்பினும் இந்த விகிதம் கதிரவனின் வயதைப் பொறுத்து அதிகரிக்கும் என எதிர்பார்க்கப்படுகிறது.[30]

கதிரவனில் உள்ளகப் பகுதி மட்டுமே அணுக்கரு இணைவு மூலம் கணிசமான வெப்ப ஆற்றலை உருவாக்குகிறது. கதிரவ உள்ளகத்தில் மட்டுமே நடைபெறும் அணுக்கரு இணைவின் விளைவாக உருவாகும் ஆற்றல் கதிரவனின் மற்ற அடுக்குகளில் படிப்படியாகப் பரவுகிறது.[31]

ஒவ்வொரு வினாடியிலும் தோராயமாக 3.4×1038 புரோட்டான்கள் (ஐட்ரசன் அணுக்கரு) ஈலியம் அணுக்கருவாக மாற்றப்படுகின்றன. கதிரவனில் சுமார் 8.9×1056 புரோட்டான்கள் உள்ளதாக கணிக்கப்பட்டுள்ளது. கதிரவன் ஒரு வினாடிக்கு சுமார் 383 யோட்டா வாட் அளவு ஆற்றலை வெளியிடுகிறது. இது 9.15×1010 மெகா டன் TNT அளவுள்ள வெடிபொருளை வெடிப்பதற்கு சமமாகும்.

உயர் ஆற்றல் கொண்ட ஒளித்துகள் (ஃபோட்டான்)கள் (காமாக் கதிர்கள்) அணுக்கருப் புணர்ச்சி விளைவால் கதிரவ உள்ளகத்தில் உருவாகப்படுகின்றன. மிகக் குறைந்த அளவில் கதிரவ பிளாஸ்மாவால் உட்கிரகிக்கப் படும் ஒளித்துகள்கள் மீண்டும் குறைந்த ஆற்றலில் பல திசைகளிலும் எதிரொளிக்கப் படிகின்றன. இவ்வாறு திருப்பி அனுப்பப்படும் ஒளித்துகள்கள் கதிரவனின் மேல்பகுதியை கதிரியக்கம் விளைவாக அடைய சுமார் 10 ,000 முதல் 170 ,000 வருடங்கள் ஆகிறது.[32] வெப்பச்சலனப் பகுதியை கடந்து ஒளி மண்டலத்தை அடையும் ஒளித்துகள்கள் காண்புறு ஒளியாக கதிரவ அமைப்பில் பயணிக்கிறது. கதிரவ உள்ளகத்தில் உருவாகும் ஒவ்வொரு காமாக் கதிரும் பல மில்லியன் ஒளித்துகள்களாக மாற்றப்படுகிறது. காமா கதிர்களைப் போன்று நியூட்ரினோ துகள்களும் அணுக்கருப் புணர்ச்சியின் விளைவாக உருவாக்கப்படுகின்றன. ஒளித்துகள்களை போலன்றி இவை பிளாசுமாவினால் பாதிக்கப்படாததால் இவை கதிரவனை உடனடியாக வெளியேறுகின்றன.

கதிர்வீச்சுப் பகுதி

உள்ளகத்தில் இருந்து சுமார் 0.7 கதிரவ ஆரங்கள் வரை, ஆற்றல் பரிமாற்றத்தின் முதன்மையான வழிமுறையாக வெப்பக் கதிர்வீச்சு இருக்கிறது.[33] மையத் தொலைவு அதிகரிக்கும் போது சுமார் 7 மில்லியன் முதல் 2 மில்லியன் கெல்வின் வரை வெப்பநிலை குறைகிறது.[28] இந்த வெப்பநிலைச் சரிவு மாறாவெப்பக் குறைவு விகிதத்தை விட குறைவாக இருப்பதால் வெப்பசலனத்தை இயக்க முடியாது. எனவே இப்பகுதி வழியாக நடைபெறும் வெப்பப் பறிமாற்றம் வெப்பசலனம் மூலம் இல்லாமல் கதிர்வீச்சு மூலம் நடைபெறுகிறது.[28]

வேகச்சரிவு

கதிர்வீச்சு பகுதியும் வெப்பச்சலனப் பகுதியும் வேகச்சரிவு என்ற நிலைமாற்ற அடுக்கு ஒன்றால் பிரிக்கப்பட்டுள்ளது. இது கதிர்வீச்சுப் பகுதியின் நிலையான சுழற்சி மற்றும் வெப்பசலனப் பகுதியின் மாறுபட்ட சுழற்சி ஆகிய இரண்டிற்கும் இடையே திடீர் மாற்றம் ஏற்படும் பகுதி ஆகும். இதன் விளைவாக சறுக்குப் பெயர்ச்சி எனப்படும் தொடர்ச்சியான கிடைமட்ட அடுக்குகள் ஒன்றையொன்று கடந்து செல்லும் நிலை ஏற்படுகிறது.[34] தற்போது இந்த அடுக்கினுள் உள்ள காந்த இயக்கயவியல் கதிரவனின் காந்தப்புலத்தை உருவாக்குவதாகக் கருதப்படுகிறது.[28]

வெப்பச்சலனப் பகுதி

கதிரவனின் வெளி அடுக்குகளில் (தோராயமாக 70% கதிரவ ஆரம்), கதிரவ பிளாஸ்மாவின் அடர்த்தி மிகக் குறைவாக காணப்படுவதால், இப்பகுதியில் கதிர்வீச்சு வழியே வெப்பம் கடத்தப்படுவது இயலாததாகிறது. அதனால் வெப்பச்சலனம் மூலம் வெப்பம் கடத்தப்படுகிறது. வெப்பச்சலனம் என்பது வளி அல்லது நீர்மம் அல்லது பிளாஸ்மா ஆகியவற்றின் அழுத்த வேறுபாடு மூலமாக வெப்பம் கடத்தப்படுதலை குறிக்கும். கதிரவனில் வெப்பப் படுத்தப்பட்ட பிளாஸ்மா குறைந்த அடர்த்தியை கொண்டிருப்பதால் அது சூரியனின் வெளிபுறம் நோக்கி நகர்வதாலும், அவ்விடத்தை நிறைக்க குறைந்த வெப்பத்தை கொண்ட பிளாஸ்மா உள்நோக்கி நகர்வதாலும் நடக்கும் சுழற்சியின் வழியாக வெப்பம் கடத்தப்படுகிறது. இத்தகைய சுழற்சி மூலம் வெப்பம் கதிர்வீச்சுப் பகுதியில் இருந்து ஒளி மண்டலத்திற்கு கடத்தப்படுகிறது. வெப்பச்சலன விளைவினால் அடுக்கடுக்காக வெளி நோக்கி தள்ளப்படும் பிளாஸ்மா தனித்தனி பரல்களாக சூரியனின் மேல்பரப்பில் தோன்றுகிறது. இதனை கதிரவ பரலாக்கம் என்பர்.

ஒளிக்கோளம்

கதிரவனின் பார்க்கக்கூடிய மேற்பரப்பு ஒளி மண்டலம் என்று அறியப்படுகிறது. இப்பகுதில் இருந்து வெளியேறும் ஒளி ஆற்றல் எந்த வித தடங்கலும் இன்றி விண்ணில் பயணிக்க இயலும்.[35][36] ஒளி மண்டலம் பல நூறு கிலோமீட்டர் தடிமனானது. ஒளி மண்டலத்தின் வெளிப்பகுதி உள்பகுதியை விட சற்றே குளிர்ச்சியானது. ஒளி மண்டலத்தின் துகள் அடர்த்தி தோராயமாக 1023 m−3 (அதாவது புவியின் கடல் மட்டத்தில் காணப்படும் வளி மண்டத்தின் அடர்த்தியில் 1% அடர்த்தி ) .

பெரும் அறிவியல் முன்னேற்றம் கண்டிராத காலத்தில் கதிரவனின் ஒளி மண்டலத்தின் ஒளி அலைமாலையை ஆய்ந்த அறிவியலாளர்கள் கதிரவனில் புவியில் இல்லாத ஒரு வேதியியல் தனிமம் இருப்பதாக உணர்ந்தனர். 1868 ஆம் ஆண்டு, ஆய்வாளர் நோர்மன் லோக்கர் இத்தனிமத்திற்கு கிரேக்க கதிரவக் கடவுளான ஈலியோசு நினைவாக ஈலியம் என்று பெயர் சூட்டினார். இதன் பிறகு 25 வருடங்கள் கடந்தபின் ஈலியம் புவியில் ஆய்வாளர்களால் பிரித்து எடுக்கப்பட்டது.[37]

வளிக்கோளம்
முழு கதிரவ மறைபின் உச்சக்கட்டத்தின் போது, வெறும் கண்களால் கொரோனாவை எளிதாக பார்க்க இயலும்,
கதிரவ தொலைநோக்கி வழியாக சனவரி 12, 2007 ஆம் ஆண்டு எடுக்கப்பட்ட பிளாஸ்மாவின் காந்த புலத்தை விளக்கும் கதிரவனின் புகைப்படம்.

முழுமையான கதிரவ மறைப்பின் போது நிலவு கதிரவனை முழுமையாக மறைக்கிறது. அப்போது கதிரவனைச் சுற்றியுள்ள வளிக்கோளத்தின் பகுதிகளைக் காண இயலும். இது நிறக்கோளம், நிலைமாற்றப் பகுதி, கொரோனா மற்றும் கதிரவக்கோளம் என்று நான்கு தனித்தனி பகுதிகளைக் கொண்டது.

இப்பகுதியை மின்காந்த அலைமாலையைக் காண உதவும் தொலைநோக்கி வழியாகவோ, காண்புறு ஒளியில் இருந்து காமாக் கதிர்கள் வரை அடங்கியுள்ள ரேடியோ கதிர்களை ஆய்வதன் மூலமோ காணலாம்.[38] கதிரவனின் குறைந்த வெப்பப் பகுதி ஒளிக்கோளத்தில் இருந்து சுமார் 500 கிமீ மேலே அமைந்துள்ளது. இப்பகுதியின் வெப்பம் சுமார் 4,000 கெல்வின் ஆகும். இப்பகுதியின் வெப்பக்குறைவு காரணமாக இப்பகுதியில் தனிமங்கள் மட்டுமல்லாது கார்பன் மோனாக்சைடு, நீர் ஆகிய சில மூலக்கூறுகளும் காணப்படுகின்றன.

குறைந்த வெப்ப பகுதிக்கு மேலே சுமார் 2 ,500 கிமீ தடிமனில் உள்ள மெல்லிய அடுக்கு நிறக்கோளம் என்று அறியப்படுகிறது.[39] இப்பகுதியின் நிறமாலை உமிழ்வு காரணமாக இப்பெயர் பெற்றது.

காந்தப் புலமும் செயல்பாடுகளும்

கதிரவன், அதன் மேற்பரப்பு முழுவதும் மாறுபடும் ஒரு காந்த புலத்தை கொண்டுள்ளது. ஆண்டு தோறும் மாற்றமடைகின்றதும் ஒவ்வொரு 11 ஆண்டும் திசை மாற்றம் அடைவதுமான வலுவான காந்தப் புலம் கதிரவனுக்கு உண்டு. கதிரவனின் காந்தப்புலம், ஒருங்கே கதிரவ செயல்பாடுகள் என்று அழைக்கப்படும் பல்வேறு விளைவுகளை ஏற்படுத்துகின்றன. அவற்றுள் கதிரவ மேற்பரப்பில் இருக்கும் கதிரவ புள்ளிகள், கதிரவ தீக்கொழுந்து, கதிரவ அமைப்பின் வழியாக பல்வேறு பொருட்களை எடுத்துச் செல்லும் கதிரவ காற்று ஆகியவை அடங்கும். இடை முதல் உயர் குறுக்குக்கோடு வரையிலான பகுதிகளிலான துருவ ஒளி, வானொலித் தொடர்புகளிலும், மின்சாரத்திலும் ஏற்படும் இடையீடுகள் என்பன கதிரவ செயல்பாடுகள் புவியில் ஏற்படும் தாக்கங்கள் ஆகும். கதிரவ அமைப்பின் உருவாக்கத்திலும் படிவளர்ச்சியிலும் கதிரவ செயல்பாட்டிற்குப் பெரும் பங்கு உண்டு என்று கருதப்படுகிறது. இது புவியின் வெளி வளிமண்டலத்தில் அமைப்பையும் மாற்றுகிறது.

உயர்ந்த வெப்பநிலையினால் கதிரவனில் உள்ள எல்லாப் பொருட்களும் வளிமம், அல்லது பிளாசுமா வடிவிலேயே உள்ளன. இதனால், கதிரவனின் நடுக்கோட்டுப் பகுதியின் வேகம் உயர் குறுக்குக் கோட்டுப் பகுதியின் வேகத்திலும் கூடிய வேகத்தில் சுழல்கிறது. நடுக்கோட்டுப் பகுதியில் சுழற்சி 25 நாட்களுக்கு ஒரு முறையும், துருவப்பகுதிகளில் 35 நாட்களுக்கு ஒரு முறையாகவும் காணப்படுகிறது.

கதிரவ காந்தப்புலம் கதிரவனுக்கு வெளியிலும் பரந்துள்ளது. காந்தமாக்கப்பட்ட கதிரவக் காற்றுப் பிளாசுமா கதிரவக் காந்தப் புலத்தை வான்வெளிக்குள் கொண்டு சென்று கோளிடைக் காந்தப் புலத்தை உருவாக்குகிறது. பிளாசுமா காந்தப் புலக் கோடுகள் வழியே மட்டுமே செல்ல முடியும் என்பதால், தொடக்கத்தில், கோளிடைக் காந்தப்புலம் கதிரவனில் இருந்து ஆரைப்போக்கில் வெளிப்புறமாக விரிந்து செல்கிறது.

வாழ்க்கைச் சுழற்சி
கதிரவனின் வாழ்க்கை சுழற்சி

தற்போது கதிரவன் கிட்டத்தட்ட தன் வாழ்வின் மிக நிலையான பகுதியில் பாதியளவைக் கடந்துவிட்டது; இது நான்கு பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு மேலாக வியத்தகு முறையில் மாற்றம் அடையாமல் இருப்பதுடன், இன்னும் ஐந்து பில்லியன் ஆண்டுகளுக்குப் பிறகும் மிகவும் நிலைத்தன்மையுடன் இருக்கும். இருப்பினும், அதன் மையத்தில் நடைபெறும் ஐட்ரசன் இணைவு நின்றுவிடும் போது, கதிரவனின் உட்புறத்திலும் வெளிப்புறத்திலும் வியத்தகு மாற்றங்கள் ஏற்படும்.

விண்மீன்களும் வாழ்க்கைச் சுழற்சிக்கு உட்பட்டவையே. உலோகச்செறிவு மிக்க விண்மீன்கள் வகையைச் சார்ந்த கதிரவன் தோராயமாக 4.57 பில்லியன் வருடங்களுக்கு முன் ஐட்ரசன் மூலக்கூறு மேகங்களின் மோதலால் பால் வழியில் தோன்றியது. தோராயமாக வட்டவடிவில் இருக்கும் கதிரவனின் கோளப் பாதை பால் வழி விண்மீன் மண்டல மையத்திலிருந்து சுமார் 26,000 ஒளியாண்டுகள் தொலைவில் அமைந்துள்ளது.

கதிரவ உருவாக்கத்தைக் கணிக்க இரு வகையான கணக்கீடுகள் பயன் படுத்தப்படுகின்றன. முதல் முறையில் கதிரவனின் பரிணாம வளர்ச்சியில் தற்போதய நிலை, கணிப்பொறி உருவகப்படுத்துதல் முறையில் கணிக்கப்படுகிறது. இம்முறையில் கதிரவனின் நிறை, வெப்ப ஆற்றல், ஒளியின் மூலம் அறியப்படுகின்ற தனிமங்களின் அளவு ஆகியவை கணக்கில் எடுத்துக் கொள்ளப் படுகின்றன. இம்முறை மூலம் கதிரவனின் வயது 4.57 பில்லியன் வருடங்கள் என்று மதிப்பீடு செய்யப்படுகிறது .[40] மற்றொரு முறையான கதிரியக்க அளவியல் முறையில் கதிரவ அமைப்பின் மிகமுந்தைய துகள்களை ஆய்வதன் மூலம் கதிரவனின் வயதை கண்டறிவதாகும். இம்முறையில் கதிரவனின் வயது 4.567 பில்லியன் வருடங்கள் என்று மதிப்பீடு செய்யப்படுகிறது .[41][42]

ஆயிரக்கணக்கான விண்மீன்களின் வாழ்க்கைச் சுழற்சியை ஆய்வாளர்கள் ஆய்ந்ததில் கதிரவன் தனது நடுவயதை அடைந்து விட்டதைக் கண்டறிந்துள்ளனர். இந்நிலையில் கதிரவனில் உள்ள ஐட்ரசன் அணுக்கள் அணுக்கரு புணர்வு விளைவினால் ஈலியம் அணுக்களாக மாற்றப்படுகின்றன. ஒவ்வொரு வினாடியும் சுமார் 4 மில்லியன் டன் எரிபொருள் ஆற்றலாக மாற்றப்படுகின்றது. இவ்வாற்றலையே நாம் கதிரவ ஒளியாகவும், வெப்பமாகவும் பெறுகிறோம். கதிரவன் தோன்றியதில் இருந்து இதுவரை சுமார் 100 புவியின் எடையுள்ள பருப்பொருள் ஆற்றலாக மாற்றப்பட்டுள்ளது.

அளவில் பெரிய விண்மீன்கள் தம் பரிணாம வளர்ச்சியின் முடிவில் அவற்றில் உள்ள எரிபொருள் எரிந்து தீர்ந்தபின் தம் ஈர்ப்பு விசையில் மாற்றம் ஏற்படுவதனால் நியூட்ரான் விண்மீனாகவோ அல்லது கருங்குழியாகவோ மாறுகின்றன. இம்மாற்றத்தை அடையும் முன் அவற்றின் வெளிப்பகுதி ஈர்ப்பு நிலை ஆற்றலால் வெடித்து சிதறுகின்றது. இந்நிகழ்வை மீயொளிர் விண்மீன் வெடிப்பு என்று கூறலாம்.

கதிரவனின் நிறை மீயொளிர் விண்மீன் வெடிப்பு (supernova) ஏற்படப் போதுமானது அன்று. எனவே 5 பில்லியன் வருடங்களுக்கு பின், கதிரவன் ஒரு செம்பெருமீனாக (red giant) மாறும். அதன் வெளி அடுக்குகள் விரிவடைந்து உள்பகுதியில் உள்ள ஐட்ரசன் எரிபொருள் அணுக்கரு இணைவு விளைவுக்கு உட்பட்டு ஈலியமாக மாறும். வெப்பநிலை படிப்படியாக உயர்ந்து 100 மில்லியன் கெல்வின் என்ற நிலையில் ஈலியம் இணைவு விளைவு தொடக்கப்படும். இவ்விளைவின் விளைவுப் பொருள் கார்பன் ஆகும். .[43]

இந்நிலையில் புவியின் உள்ளகத்தின் நிலை ஐயத்துக்குரியது. ஏனெனில், செம்பெருமீனாக கதிரவனின் மாற்றம் பெறும்போது அதன் ஆரம் தற்போதய ஆரத்தை விட சுமார் 250 மடங்கு பெரியதாக விரிவடையும். அத்தகைய விரிவடைதல் புவியின் சுற்றுவட்ட பாதையை முழுவதுமாக கதிரவனுக்குள் இழுத்து விடும்.[44] ஆனால் கதிரவனின் நிறை பெரிதும் குறைந்திருப்பதால் கோள் பாதைகள் விரிவடைய வாய்ப்பு உண்டு. நவீன ஆராய்ச்சி முடிவுகளின்படி கதிரவன் புவியை முழுவதுமாக விழுங்கி விடவே வாய்ப்புகள் அதிகம் இருப்பதாக தெரிகிறது.[44] சில இயற்பியல் விதிமுறைகளின் படி புவி கதிரவனால் விழுங்கப்படாமல் இருப்பினும் அதிக வெப்பத்தினால் புவியில் உள்ள அனைத்து நீரும் ஆவியாகி வெளியேறி விடும். மேலும் காற்று மண்டலம் முழுவதுமாக அழிக்கப்பட்டு உயிரினங்களின் வாழ்க்கை முற்றுப்பெறும். ஒவ்வொரு பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கும் கதிரவனின் வெப்பம் 10% அதிகமாகிறது.[44][45]

செம்பெருமீன் நிலையினைத் தொடர்ந்து கதிரவனின் வெளி அடுக்குகள் வீசி எறியப்படும். அவை கோள் விண்மீன் படலத்தை (planetary nebula) உருவாக்க கூடும். மீதம் இருக்கும் கோள் மெதுவாகக் குளிர்ந்து வெண் குறுமீனாக (white dwarf) மாறும். இதே விண்மீன் பரிமாணமே சிறிய மற்றும் நடுத்தர அளவு நிறையுள்ள விண்மீன்களிடம் காணப்படுகின்றது.[46]

இயக்கம் மற்றும் அமைவிடம்

நமது விண்மீன் பேரடையான பால்வீதியின் உள்வட்டத்தில் அமைந்துள்ள ஓரியன் சுருள்கையில் கதிரவன் அமைந்துள்ளது. கதிரவன் அமைந்துள்ள இடத்தில் இருந்து பால்வெளி மையம் சுமார் 24 ,800 ஒளியாண்டுகள் தொலைவில் இருக்கலாம் எனறு கணிக்கப்படுகிறது.[47][48][49][50] கதிரவன் அமைந்துள்ள ஓரியன் சுருள்கைக்கும், அருகில் உள்ள பெர்சியசு சுருள்கைக்கும் இடையே உள்ள தொலைவு சுமார் 6 ,500 ஒளியாண்டுகள் ஆகும்.[51]

கதிரவ உச்சி (solar apex) என்ற பதம் கதிரவன் பால் வழியில் பயணிக்கும் திசையை கூற பயன்படுத்தப்படுகிறது. தற்பொழுது கதிரவன், வேகா என்ற விண்மீனை நோக்கி பயணம் செய்கிறது. வேகா விண்மீன் எர்குலசு விண்மீன் தொகுதிக்கு அருகில் அமைந்துள்ளது. கதிரவனின் சுழற்சி நீள்வட்ட பாதையில் அமைந்திருக்கலாம் என்று ஆய்வாளர்கள் கருதுகின்றனர்.[52]

கதிரவ அமைப்பு ஒருமுறை பால் வீதியைச் சுற்றி வர சுமார் 225–250 மில்லியன் வருடங்கள் ஆகலாம் என்று கணக்கிடப்பட்டுள்ளது. இக்காலம் ஒரு பால்வெளி ஆண்டு என்று அழைக்கப்படுகிறது [53]

இதன் மூலம், கதிரவன் தன் தோன்றியதில் இருந்து தோராயமாக 20–25 முறை பால்வீதியைச் சுற்றி வந்துள்ளது என்பதை அறியலாம். பால்வெளி மையத்தில் இருந்து நோக்கினால் கதிரவனின் சுழற்சி வேகம் தோராயமாக 251 km/s ஆகும்.[22] இந்த வேகத்தில் கதிரவ அமைப்பு 1 ஒளியாண்டு தொலைவு வரை பயணிக்க 1,190 ஆண்டுகள் ஆகும்.

கதிரவ விண்வெளி திட்டங்கள்

1959 முதல் 1968 வரையிலான காலகட்டத்தில் ஏவப்பட்ட நாசாவின் பயனியர் 5, 6, 7, 8 மற்றும் 9 ஆகியவை கதிரவனைக் கண்காணிக்கும் வகையில் வடிவமைக்கப்பட்ட முதல் செயற்கைக்கோள்கள்கள் ஆகும். இந்த ஆய்வுக்கலங்கள் புவியைப் போல கதிரவனை ஒரு குறிப்பிட தொலைவில் சுற்றி வந்து முதன்முறையாகக் கதிரவக் காற்று மற்றும் கதிரவ காந்தப் புலம் ஆகியவற்றை விரிவாக அளவீடுகள் செய்தன.

இதுவரையிலான கதிரவ திட்டங்களில் கதிரவ மற்றும் கதிரவக்கோள ஆய்வுக்கலம் (SOHO) மிக முக்கியமான திட்டமாகும். ஐரோப்பிய விண்வெளி நிறுவனம் மற்றும் நாசா ஆகியவை இணைந்து உருவாக்கிய இந்த விண்கலம் 2 டிசம்பர் 1995 அன்று ஏவப்பட்டது. இது புவி மற்றும் கதிரவன் இடையேயான லெக்ராஞ்சிய புள்ளியில் இருந்துகொண்டு கதிரவனின் நிலையான காட்சியை பல அலைநீளங்களில் வழங்கியுள்ளது. இதுதவிர, பெரிய அளவிலான வால்வெள்ளிகளையும் கண்டறிய உதவியது. அவற்றில் பெரும்பாலும் கதிரவனுக்கு அருகில் செல்வதால் எரியும் வகையைச் சேர்ந்த சிறிய வால்வெள்ளிகள் ஆகும்.

கதிரவ காற்றின் ஒரு மாதிரியை எடுத்து வர நாசாவால் அனுப்பப்பட்ட ஜெனிசீஸ் என்ற விண்கலம், கதிரவ மூலப்பொருட்களின் கலவையை நேரடியாக அளவீடு செய்ய வானியலாளர்களுக்கு உதவியது.

இந்திய விண்வெளி ஆய்வு மையம், 100 கிலோ எடை கொண்ட ஆதித்யா என்ற விண்கலத்தை 2021ஆம் ஆண்டளவில் அனுப்பவிருக்கிறது. இது கதிரவ கொரோனாவின் இயக்கவியல் குறித்து ஆய்வு செய்யவுள்ளது.

வெயில்
நிலத்தில் பாயும் வெயில்

புவியில் படும் கதிரவனின் ஒளிக்கதிர்கள் வெயில் என்று அழைக்கப்படுகிறது. முப்பட்டக ஆடியின் மூலம் இந்த வெயிலைப் பகுத்து அதன் 7 நிறங்களைக் காணமுடியும். குவியாடி மூலம் குவித்து வெயிலின் வெப்பத்தை அதிகமாக்க முடியும்.

கோள் அமைப்பு

கதிரவன் எட்டு அறியப்பட்ட கோள்களைக் கொண்டுள்ளது. இதில் நான்கு புவியொத்த கோள்கள் (புதன், வெள்ளி, புவி, மற்றும் செவ்வாய்), இரண்டு வாயு அரக்கர்கள் (வியாழன் மற்றும் சனி) மற்றும் இரண்டு பனி அரக்கர்கள் (யுரேனசு மற்றும் நெப்டியூன்) ஆகியவை அடங்கும். மேலும் கதிரவ அமைப்பில் குறைந்தது ஐந்து குறுங்கோள்கள், ஒரு சிறுகோள் பட்டை, எண்ணற்ற வால்வெள்ளிகள், மற்றும் நெப்டியூன் சுற்றுப்பாதைக்கு அப்பால் இருக்கும் பெரிய அளவிலான பனிப் பொருட்கள் ஆகியவை உள்ளன.

இவற்றையும் பார்க்க

குறிப்புகள்
  1. இந்த கட்டுரையில் உள்ள அனைத்து எண்களும் குறுகிய ஒப்பளவுகள் ஆகும். ஒரு பில்லியன் என்பது 109 அல்லது 1,000,000,000.

மேற்கோள்கள்
  1. Williams, D. R. (1 July 2013). "Sun Fact Sheet". NASA Goddard Space Flight Center. பார்த்த நாள் 12 August 2013.
  2. Asplund, M.; Grevesse, N.; Sauval, A. J. (2006). "The new solar abundances – Part I: the observations". Communications in Asteroseismology 147: 76–79. doi:10.1553/cia147s76. Bibcode: 2006CoAst.147...76A.
  3. "Eclipse 99: Frequently Asked Questions". தேசிய வானூர்தியியல் மற்றும் விண்வெளி நிர்வாகம் (ஐக்கிய அமெரிக்கா). பார்த்த நாள் 24 October 2010.
  4. Emilio, M.; Kuhn, J. R.; Bush, R. I.; Scholl, I. F. (2012). "Measuring the Solar Radius from Space during the 2003 and 2006 Mercury Transits". The Astrophysical Journal 750 (2): 135. doi:10.1088/0004-637X/750/2/135. Bibcode: 2012ApJ...750..135E.
  5. "Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures". தேசிய வானூர்தியியல் மற்றும் விண்வெளி நிர்வாகம் (ஐக்கிய அமெரிக்கா). மூல முகவரியிலிருந்து 2 January 2008 அன்று பரணிடப்பட்டது.
  6. Ko, M. (1999). Elert, G.:"Density of the Sun". The Physics Factbook.
  7. Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. (2008). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS". Astronomy and Astrophysics 390 (3): 1115–1118. doi:10.1051/0004-6361:20020749. Bibcode: 2002A&A...390.1115B.
  8. "The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk". Science 338 (6107): 651–655. 2 November 2012. doi:10.1126/science.1226919. பப்மெட்:23118187. Bibcode: 2012Sci...338..651C. //www.sciencemag.org/content/338/6107/651.full. பார்த்த நாள்: 17 March 2014.(registration required)
  9. "Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000" (2000). பார்த்த நாள் 22 March 2006.
  10. "The Sun's Vital Statistics". Stanford Solar Center. பார்த்த நாள் 29 July 2008. Citing Eddy, J. (1979). A New Sun: The Solar Results From Skylab. தேசிய வானூர்தியியல் மற்றும் விண்வெளி நிர்வாகம் (ஐக்கிய அமெரிக்கா). பக். 37. NASA SP-402. http://history.nasa.gov/SP-402/contents.htm.
  11. "How Round is the Sun?". NASA. 2 October 2008. https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2008/02oct_oblatesun/. பார்த்த நாள்: 7 March 2011.
  12. "First Ever STEREO Images of the Entire Sun". NASA. 6 February 2011. https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/06feb_fullsun/. பார்த்த நாள்: 7 March 2011.
  13. Charbonneau, P. (2014). "Solar Dynamo Theory". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 52: 251–290. doi:10.1146/annurev-astro-081913-040012. Bibcode: 2014ARA&A..52..251C.
  14. Woolfson, M. (2000). "The origin and evolution of the solar system". Astronomy & Geophysics 41 (1): 12. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x. Bibcode: 2000A&G....41a..12W.
  15. Basu, S.; Antia, H. M. (2008). "Helioseismology and Solar Abundances". Physics Reports 457 (5–6): 217–283. doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002. Bibcode: 2008PhR...457..217B.
  16. Connelly, James N.; Bizzarro, Martin; Krot, Alexander N.; Nordlund, Åke; Wielandt, Daniel; Ivanova, Marina A. (2 November 2012). "The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk". Science 338 (6107): 651–655. doi:10.1126/science.1226919. பப்மெட்:23118187. Bibcode: 2012Sci...338..651C.
  17. http://www.tamilvu.org/slet/lA100/lA100pd2.jsp?bookid=187&pno=41
  18. Falk, S. W.; Lattmer, J. M., Margolis, S. H. (1977). "Are supernovae sources of presolar grains?". Nature 270: 700–701. doi:10.1038/270700a0. http://www.nature.com/nature/journal/v270/n5639/abs/270700a0.html.
  19. Simon, Anne (2001), The real science behind the X-files : microbes, meteorites, and mutants, New York: Simon & Schuster, pp. 25–27, ISBN 0-684-85618-2
  20. "வானம் ஏன் நீல நிறமாக உள்ளது?". Voorhees, NJ, USA: Science Made Simple, Inc. (1997). பார்த்த நாள் 2008-09-24.
  21. Than, Ker (January 30, 2006). "விண்மீன்கள் தனிமை விரும்பிகள்". SPACE.com. http://www.space.com/scienceastronomy/060130_mm_single_stars.html. பார்த்த நாள்: 2007-08-01.
  22. "பால் வழியின் வேகம்", New Scientist 13 Aug., 2008, p. 8.
  23. Kerr, F. J.; Lynden-Bell D. (1986). "Review of galactic constants" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 221: 1023–1038. http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1986MNRAS.221.1023K&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf.
  24. "பால் வழியும் சுற்றுகிறது " Kogut, et al Astrophysical Journal, 1993
  25. Barsh, Gregory S. (2003). "What Controls Variation in Human Skin Color?". PLoS Biology 1: e7. doi:10.1371/journal.pbio.0000027.
  26. García, R. (2007). "Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core". Science 316 (5831): 1591–1593. doi:10.1126/science.1140598. பப்மெட்:17478682. Bibcode: 2007Sci...316.1591G.
  27. Basu, S. (2009). "Fresh insights on the structure of the solar core". The Astrophysical Journal 699 (2): 1403–1417. doi:10.1088/0004-637X/699/2/1403. Bibcode: 2009ApJ...699.1403B.
  28. "NASA/Marshall Solar Physics". Marshall Space Flight Center (18 January 2007). பார்த்த நாள் 11 July 2009.
  29. Broggini, C.(2003). "Physics in Collision, Proceedings of the XXIII International Conference: Nuclear Processes at Solar Energy". {{{booktitle}}}.
  30. Goupil, M. J.; Lebreton, Y.; Marques, J. P.; Samadi, R.; Baudin, F. (2011). "Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns". Journal of Physics: Conference Series 271 (1): 012031. doi:10.1088/1742-6596/271/1/012031. Bibcode: 2011JPhCS.271a2031G.
  31. Garcia R. A. et al. "சூரிய உள்ளகம்", அறிவியல், American Association for the Advancement of Science, 316, 5831, 1591–1593 (2007)
  32. "The 8-minute travel time to Earth by sunlight hides a thousand-year journey that actually began in the core".
  33. "Sun". NASA. மூல முகவரியிலிருந்து 10 May 2013 அன்று பரணிடப்பட்டது. பார்த்த நாள் 10 October 2012.
  34. Tobias, S. M. (2005). "The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo". in A. M. Soward. Fluid Dynamics and Dynamos in Astrophysics and Geophysics. CRC Press. பக். 193–235. பன்னாட்டுத் தரப்புத்தக எண்:978-0-8493-3355-2. https://books.google.com/?id=PLNwoJ6qFoEC&pg=PA193.
  35. Gibson, Edward G. (1973). The Quiet Sun. NASA.
  36. Shu, Frank H. (1991). The Physics of Astrophysics. University Science Books.
  37. "Discovery of Helium". Solar and Magnetospheric MHD Theory Group. University of St Andrews. பார்த்த நாள் 2006-03-22.
  38. De Pontieu, Bart; et al (2007-12-07). "Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind". Science (American Association for the Advancement of Science) 318 (5856): 1574–77. doi:10.1126/science.1151747. பப்மெட்:18063784. http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/318/5856/1574. பார்த்த நாள்: 2008-01-22.
  39. "The Sun – Introduction". Goddard Space Flight Center. தேசிய வானூர்தியியல் மற்றும் விண்வெளி நிர்வாகம் (ஐக்கிய அமெரிக்கா). பார்த்த நாள் 2008-11-28. "chromosphere is about 2500 km thick"
  40. Bonanno, A.; Schlattl, H.; Patern, L. (2008). "பகலவனுக்கு நடுவயது". Astronomy and Astrophysics 390: 1115–1118. doi:10.1051/0004-6361:20020749. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0204331.
  41. Amelin, Y; Krot, An; Hutcheon, Id; Ulyanov, Aa (Sep 2002). "சூரியனின் வயதை கண்டுபிடிக்கும் முயற்சி .". Science (New York, N.Y.) 297 (5587): 1678–83. doi:10.1126/science.1073950. பப்மெட்:12215641.
  42. Baker, J.; Bizzarro, M.; Wittig, N.; Connelly, J.; Haack, H. (2005-08-25). "Early planetesimal melting from an age of 4.5662 Gyr for differentiated meteorites". Nature 436: 1127–1131. doi:10.1038/nature03882.
  43. Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ). Saunders College Publishing. பக். 322. பன்னாட்டுத் தரப்புத்தக எண்:0-03-006228-4.
  44. Schröder, K.-P.; Smith, Robert Connon (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386: 155. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. arxiv-0801.4031.See also Palmer, Jason (February 22, 2008). "Hope dims that Earth will survive Sun's death". NewScientist.com news service. http://space.newscientist.com/article/dn13369-hope-dims-that-earth-will-survive-suns-death.html?feedId=online-news_rss20. பார்த்த நாள்: 2008-03-24.
  45. Carrington, Damian (February 21, 2000). "பூமி பாலையாகும் காலம்". BBC News. http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/specials/washington_2000/649913.stm. பார்த்த நாள்: 2007-03-31.
  46. Pogge, Richard W. (1997). "கதிரவன் அழிவில் பூமியின் நிலை என்ன?" (lecture notes). New Vistas in Astronomy. ஒகைய்யோ மாநிலப் பல்கலைக்கழகம் (Department of Astronomy). பார்த்த நாள் 2005-12-07.
  47. Reid, Mark J. (1993). "The distance to the center of the Galaxy". Annual review of astronomy and astrophysics 31: 345–372. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.002021. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1993ARA%26A..31..345R&amp. பார்த்த நாள்: 2007-05-10.
  48. Eisenhauer, F.; Schödel, R.; Genzel, R.; Ott, T.; Tecza, M.; Abuter, R.; Eckart, A.; Alexander, T. (2003). "விண்மீன் மண்டல் மையம் தொலைவு கணக்கீடு". The Astrophysical Journal 597: L121–L124. doi:10.1086/380188. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003astro.ph..6220E. பார்த்த நாள்: 2007-05-10.
  49. Horrobin, M.; Eisenhauer, F.; Tecza, M.; Thatte, N.; Genzel, R.; Abuter, R.; Iserlohe, C.; Schreiber, J.; Schegerer, A.; Lutz, D.; Ott, T.; Schödel, R. (2004). "First results from SPIFFI. I: The Galactic Center" (PDF). Astronomische Nachrichten 325: 120–123. doi:10.1002/asna.200310181. http://www.mpe.mpg.de/SPIFFI/preprints/first_result_an1.pdf. பார்த்த நாள்: 2007-05-10.
  50. Eisenhauer, F. et al. (2005). "விண்மீன் மண்டல் மையம்". The Astrophysical Journal 628 (1): 246–259. doi:10.1086/430667. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...628..246E. பார்த்த நாள்: 2007-08-12.
  51. English, Jayanne (1991-07-24). "ஒரியன் வளைவு". Hubble News Desk. http://www.ras.ucalgary.ca/CGPS/press/aas00/pr/pr_14012000/pr_14012000map1.html. பார்த்த நாள்: 2007-05-10.
  52. Gillman, M. and Erenler, H. (2008). "கதிரவன் எங்கே பயணிக்கிறது". International Journal of Astrobiology 386: 155. doi:10.1017/S1473550408004047. http://journals.cambridge.org/action/displayAbstract?aid=1804088. பார்த்த நாள்: 2008-04-11.
  53. Leong, Stacy (2002). "சூரிய கோளொழுக்கு". The Physics Factbook. பார்த்த நாள் 2007-05-10.

வெளி இணைப்புகள்
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.