හිරු
 2010 දී ලබාගත් හිරුගේ අසත්‍ය-වර්ණ ඡායාරූපයක් | |
| නිරීක්ෂණ දත්ත | |
|---|---|
| මුළු දුර පෘථිවියේ සිට | 1.496×108 km 8 min 19 s at light speed |
| Visual brightness (V) | −26.74[1] |
| Absolute magnitude | 4.83[1] |
| Spectral classification | G2V |
| Metallicity | Z = 0.0122[2] |
| Angular size | 31.6–32.7′[3] |
| Adjectives | Solar |
| Orbital characteristics | |
| Mean distance from Milky Way core | ≈ 2.7×1017 km 27200 light-years |
| Galactic period | (2.25–2.50)×108 a |
| Velocity | ≈ 220 km/s (orbit around the center of the Milky Way) ≈ 20 km/s (relative to average velocity of other stars in stellar neighborhood) ≈ 370 km/s[4] (relative to the cosmic microwave background) |
| Physical characteristics | |
| Equatorial radius | 696342±65 km[5] 109 × Earth[6] |
| Equatorial circumference | 4.379×106 km[6] 109 × Earth[6] |
| Flattening | 9×10−6 |
| Surface area | 6.09×1012 km2[6] 12000 × Earth[6] |
| Volume | 1.41×1018 km3[6] 1300000 × Earth |
| Mass | (1.98855±0.00025)×1030 kg[1] 333000 × Earth[1] |
| Average density | 1.408 g/cm3[1][6][7] 0.255 × Earth[1][6] |
| Center density (modeled) | 162.2 g/cm3[1] 12.4 × Earth |
| Equatorial surface gravity | 274.0 m/s2[1] 27.94 g 27542.29 cgs 28 × Earth[6] |
| Escape velocity (from the surface) | 617.7 km/s[6] 55 × Earth[6] |
| Temperature | Center (modeled): 1.57×107 K[1] Photosphere (effective): 5778 K[1] Corona: ≈ 5×106 K |
| Luminosity (Lsol) | 3.846×1026 W[1] ≈ 3.75×1028 lm ≈ 98 lm/W efficacy |
| Mean radiance (Isol) | 2.009×107 W·m−2·sr−1 |
| Age | ≈4.6 billion years[8][9] |
| Rotation characteristics | |
| Obliquity | 7.25°[1] (to the ecliptic) 67.23° (to the galactic plane) |
| Right ascension of North pole[10] | 286.13° 19 h 4 min 30 s |
| Declination of North pole | +63.87° 63° 52' North |
| Sidereal rotation period (at equator) | 25.05 days[1] |
| (at 16° latitude) | 25.38 days[1] 25 d 9 h 7 min 12 s[10] |
| (at poles) | 34.4 days[1] |
| Rotation velocity (at equator) | 7.189×103 km/h[6] |
| Photospheric composition (by mass) | |
| Hydrogen | 73.46%[11] |
| Helium | 24.85% |
| Oxygen | 0.77% |
| Carbon | 0.29% |
| Iron | 0.16% |
| Neon | 0.12% |
| Nitrogen | 0.09% |
| Silicon | 0.07% |
| Magnesium | 0.05% |
| Sulfur | 0.04% |
.svg){kind=small}
සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයේ කේන්ද්‍රයේ ඇති තරුව හිරු හෙවත් සූර්යයායි. ( ලතින් භාෂාවෙන් හැදින්වෙන්නේ සොල් යනුවෙනි) පෘථිවිය ඇතුලු අනෙකුත් වස්තුන් (අනෙක් ග්‍රහලෝක, ග්‍රහක,උප ග්‍රහයන්,වාමන ග්‍රහයන්) සූර්යයා වටා ගමන් කරන අතර සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයේ ස්කන්ධයෙන් 99.8% කට පමණ වගකියන්නේ සූර්යයායි. සූර්ය ශක්තිය , හිරු එළිය සහ තාපය ලෙස පෘථිවිය මත වෙසෙන සියලුම ජීවින්ට අත්‍යාවශ්‍ය වේ. සූර්යාලෝකය ප්‍රධාන වශයෙන් අවශ්‍ය වන්නේ ප්‍රභාසංස‍්ලේෂණ ක්‍රියාවලියටය. එසේම සූර්යයා මගින් පෘථිවියේ දේශගුණය හා කාලගුණය පාලනය කරයි. සූර්යයා පෘථිවිය මෙන් 109 ගුණයක් විශාල වේ.
සූර්යයා ගේ මතුපිට සංයුතිය හයිඩ්‍රජන් (එහි ස්කන්ධයෙන් 74% ක් පමණ හෝ එහි පරිමාවෙන් 92% ක් පමණ ) හීලියම් (ස්කන්ධයෙන් 24 – 25% ක් , පරිමාවෙන් 7% ක් )සහ යකඩ , නිකල්, ඔක්සිජන්, සිලිකන්, සල්ෆර්, මැග්නීසියම්, කාබන්, නියෝන්, කැල්සියම්, සහ ක්‍රෝමියම් යන මුලද්‍රව්‍ය ඉතා සුළු ප්‍රමාණ වලින් ද සමන්විත වේ.
සුර්යයාට ඇත්තේ G2V ලෙස හැඳින්වෙන වර්ණාවලි පන්තියකි. G2 යනුවෙන් අර්ථ දැක්වෙන්නේ 5,780 K මතුපිට උෂ්ණත්වයක් එය සතුව ඇති බවත් එනිසා එයට සුදු පැහැයක් ලැබී ඇති බවත් ය. වායුගෝලීය විසිරීම හේතුවෙන් පෘථිවි පෘෂ්ඨයේ සිට බලන කල සූර්යයා දිස්වන්නේ කහ පැහැයෙනි.
එහි වර්ණාවලිය සතුව අයනීකරණය වු සහ උදාසීන ලෝහ රේඛා මෙන්ම ඉතා දුර්වල හයිඩ්‍රජන් රේඛාද වේ. වර්ණාවලි පන්තියේ V යන්නෙන් අදහස් වන්නේ බොහෝ තාරකා මෙන්ම සුර්යයාද ප්‍රධාන අනුක්‍රමයේ තරුවක් බවයි. එනම්, එමගින් ශක්තිය නිපදවන්නේ හයිඩ්‍රජන් න්‍යෂ්ටි හා හීලියම් න්‍යෂ්ටි විලයනයෙනි. අපගේ ගැලැක්සියේ G2 පන්තියේ තාරකා මිලියන 100 කට අධික සංඛ්‍යාවක් තිබේ. කුඩා සහ සාපේක්ෂව වැදගත් නොවන තරුවක් ලෙස සැලකණු සූර්යයා ගැලැක්සියේ ඇති තාරකා (රතු කුරුමිට්ටන්) 85% කටත් වඩා දීප්තිමත් බවක් පෙන්නුම් කරයි.
ක්ෂිරපථය මධ්‍යයේ සිට සූර්යයාට ඇති දුර ආලෝක වර්ෂ 26,000 ක් පමණ වන අතර සූර්යයා එය වටා කක්ෂගත වේ. එහි උපරිම කක්ෂ වේගය තත්පරයට කි.මී. 220 ක් පමණ වේ. එනම් සෑම වසර 1400 කටම එක් ආලෝක වර්ෂයක් ද සෑම දින 8 කට ම තාරකා විද්‍යා ඒකකයක් ද (සූර්යයා සහ පෘථිවිය අතර ඇති දුර තාරකා විද්‍යා ඒකකයක් වේ) ගමන් කරයි. දැනට සොයා ගෙන ඇති කරුණු අනුව මෙම දුර ප්‍රමාණයන් නිවැරදි වන නමුත් නව දැනුම සමඟ මෙම අගයන් වෙනස් වීමට ඉඩ ප්‍රස්තාව ඇත.
පෘථිවියේ සිට ආලෝක වර්ෂ 17 ක් ඇතුලත පිහිටි ආසන්නම තාරකා පද්ධති 50 අතරින් දීප්තිමත් බවින් 4 වැනියට වැඩිම තාරකාව ද සූර්යයා වේ.
ලක්ෂණ
[සංස්කරණය]
1. ගර්භය
2. විකිරණ කලාපය
3. සංවාහී කලාපය
4. ප්‍රභාගෝලය
5. වර්ණගෝලය
6. රැස් වළල්ල
7. සූර්ය ලපය
8. කැටිති
9. නෙරුම
සූර්යයා යනු G-වර්ගයේ ප්‍රධාන අනුක්‍රමණ තාරකාවක් වන අතර සෞර ග්‍රහ මණ්ඩලයේ සම්පූර්ණ ස්කන්ධයෙන් 99.8632% ක් පමණ ප්‍රමාණයක් සඳහා සම්මාදම් වෙයි. එය පරිපූර්ණත්වයට කිට්ටු ගෝලයක් වන අතර, එහි විපිටත්වය ඇස්තමේන්තු කර ඇත්තේ මිලියනයෙන් පංගු 9 ක් පමණ ලෙසින් වන අතර,[12] මෙයින් අදහස් වන්නේ එහි ධ්‍රැවීය විෂ්කම්භය හා නිරක්ෂීය විෂ්කම්භය අතර වෙනස 10km පමණක් බවයි.
භ්‍රමණය
[සංස්කරණය]සූර්යයා සමන්විත වන්නේ ප්ලාස්මාවකින් වන අතර එය ඝන වස්තුවක් නොවන බැවින්, එහි ධ්‍රැවයන්හිදීට වඩා වේගයෙන් එය එහි නිරක්ෂයේදී භ්‍රමණය වෙයි. මෙම ආචරණය හැඳින්වෙන්නේ ආන්තර භ්‍රමණය ලෙසින් වන අතර, එය එසේ වන්නේ සූර්යයා තුල ඇති වන සංවහනය නිසා සහ එහි ගර්භයෙහි සිට ඉවතට පවතින තියුණු උෂ්ණත්ව අනුක්‍රමණයන් නිසාවෙන් ඇති වන ස්කන්ධ ගමනය හේතුවෙනි. ක්‍රාන්තිවලමය උත්තර ධ්‍රැවයෙහි සිට බලන කල්හී සූර්යයාගේ වාමාවර්ත කෝණික ගම්‍යතාවයෙහි කොටසක බැර මෙම ස්කන්ධය විසින් දැරෙන අතර, එනයින් කෝණික ප්‍රවේගයෙහි විබෙදුම යළි සිදුකෙරෙයි. මෙම සත්‍ය භ්‍රමණයෙහි කාලාවර්තය දළ වශයෙන් නිරක්ෂයෙහිදී දින 25.6 ක් හා ධ්‍රැවයන්හී දින 33.5 පමණ වෙයි. කෙසේවෙතත්, සූර්යයා වටා පරිභ්‍රමණය නිසාවෙන් අප විසින් පෘථිවියෙහි සිට සූර්යයා නැරඹුම් ලක්ෂ්‍යය නිරන්තරයෙන් වෙනස් වන බැවින්, එහි නිරක්ෂයෙහිදී තාරකාවෙහි දෘශ්‍ය භ්‍රමණය දින 28 ක් පමණ වෙයි.[13] මෙම ලැසි භ්‍රමණයෙහි කේන්ද්‍රාභිසාරී ආචරණය සූර්යයාගේ නිරක්ෂයෙහිදී පෘෂ්ඨික ගුරුත්වයට වඩා 18 මිලියන ගුණයක් දුර්වල වෙයි. ග්‍රහ ලෝකයන්හී උදම් ආචරණය මෙයටත් වඩා දුර්වල වන අතර, සූර්යයාගේ හැඩය සැලකිය යුතු තරම් වෙනස් නොකරයි.[14]
රසායනික
[සංස්කරණය]සූර්යයා වනාහී සංගහන I, හෝ බැර මූලද්‍රව්‍යයන්ගෙන් පොහොසත්,[සටහන 1] තාරකාවකි.[15] කිට්ටුව පිහිටි සුපර්නෝවාවන් එකක් හෝ කිහිපයක කම්පන තරංගයන් නිසා සූර්යයාගේ නිර්මාණය ක්‍රියාරම්භය වන්නට ඇත.[16] ඊනියා සංගහන II (බැර මූලද්‍රව්‍යය-විරල) තාරකාවල එම මූලද්‍රව්‍යයන්හී බහුලතාවය හා සංසන්දනය කරන කළ, සෞර ග්‍රහ මණ්ඩලයෙහි පවතින රත්රන් හා යුරේනියම් වැනි බැර මූලද්‍රව්‍යයන්ගේ අධික බහුලතාවය මෙම අදහස ඉදිරිපත් වීමට හේතු වී ඇත. මෙම මූලද්‍රව්‍ය නිපැයීම බොහෝ දුරට සිදුවන්නට ඇත්තේ සුපර්නෝවාවක් තුලදී ශක්තිවශෝෂක න්‍යෂ්ටික ප්‍රතික්‍රියා තුලින් හෝ මහත් විශාල දෙවන-පරම්පරාවෙහි තාරකාවක් තුලදී නියුට්‍රෝන අවශෝෂණය ඔස්සේ තත්ත්වාන්තරය මගින්ය.[15]
පෘෂ්ඨය
[සංස්කරණය]ශිලාමය ග්‍රහලෝකයන්හී මෙන් නිශ්චිත මායිමක් සූර්යයාට නොමැති අතර කේන්ද්‍රයෙහි සිට දුර වැඩි වන විට එහි පිටස්තර කොටස්හීදී ඇති වායූන්ගේ ඝනත්වය ඝාතීය ලෙසින් පහළ බසියි.[17] කෙසේවෙතත්, පහත විස්තර කෙරෙන පරිදී, සුවිශද අභ්‍යන්තර ව්‍යුහයක් එය සතුව ඇත. සූර්යයාගේ අරය මනිනු ලබනුයේ එහි කේන්දුයෙහි සිට ප්‍රභාගෝලයේ කෙළවර වෙතටය. සරල වශයෙන් පවසතොත් මෙම ස්ථරයට ඉහළින් පිහිටි වායුව සිසිල් වැඩි හෝ සිහින් වැඩි බැවින් සැලකියයුතු තරම් ආලෝක ප්‍රමාණයක් නිකුත් කිරීමට අසමත් වෙන බැවින් පියවි ඇසට ඉතා පහසුවෙන් දිස්වන පෘෂ්ඨය එය වෙයි .[18]
සූර්යය අභ්‍යන්තරය සෘජු ලෙසින් නිරික්ෂණය කළ නොහැකි අතර සූර්යයා විද්‍යුත්චුම්භක විකිරණයන්ට පාරාන්ධ බවක් දක්වයි. කෙසේවෙතත්, භූමිකම්පා විසින් ජනනය කරනු ලබන තරංග විසින් පෘථිවියෙහි අභ්‍යන්තර ව්‍යුහය අණාවරණය කිරීමට භූකම්පන විද්‍යාව ඉවහල් වනවා මෙන්ම, සූර්ය භූකම්පන විද්‍යාව නම් ශික්ෂාව විසින් සූර්ය අභ්‍යන්තරයෙහි ගමන් ගන්නා පීඩන තරංග (අවධ්වනිය) උපයෝගී කොට ගෙන තාරකාවේ අභ්‍යන්තර ව්‍යුහය මැනීම හා දෘශ්‍යකරණය සිදු කෙරෙයි.[19] සූර්යයාගේ පරිගණක නිරූපකරණය ද එහි ගැඹුරු ස්ථර විමර්ශනය කිරීම සඳහා සෛද්ධාන්තික මෙවලමක් ලෙසින් භාවිතා වෙයි.
ගර්භය
[සංස්කරණය]
එහි කේන්දුයෙහි සිට සූර්ය අරයෙන් 20–25% ක් පමණ වන තෙක් සූර්යයාගේ ගර්භය විහිදෙන බවට සැලකෙයි.[20] එහි ඝනත්වය 150 ග්‍රෑ/සෙමී3 දක්වා අගයයක් ගන්නා අතර [21][22] (ජලයේ ඝනත්වය මෙන් 150 ගුණයක් පමණ) මිලියන 15.7 කෙල්වින් (K) ට ආසන්න උෂ්නත්වයක් දරයි.
රසායනික සංයුතිය
[සංස්කරණය]සූර්යයා සෑදී ඇත්තේ රසායනික මූලද්‍රව්‍ය වලිනි. ඒවා කොතරම් සුලබ ද, ග්‍රහලෝකවල ඇති මුල ද්‍රව්‍ය වලට ඒවායේ ඇති සබඳතාවය සහ සුර්යයාගේ අභ්‍යන්තරය තුල ඒවායේ විසරණය කෙබඳුද යන්න සොයා බැලීමට නොයෙකුත් විද්‍යාඥයින් විසින් මෙම මුලද්‍රව්‍ය විශ්ලේෂණය කරනලදි.
මුලද්‍රව්‍ය වල සුලබතාවය
[සංස්කරණය]බාකල් (Bahcal) විසින් 1990 දී සොයාගෙන ඇති පරිදි සුර්ය අභ්‍යන්තරයෙහි ඇති විශේෂ මුල ද්‍රව්‍ය සමහරකගේ ස්කන්ධ ප්‍රතිශතයන් මෙසේය.
- හයිඩ්‍රජන් - 34%
- හීලියම් - 64%
- ඔක්සිජන් - 1%
ලිතියම්, බෙරලියම් සහ බෝරෝන්
[සංස්කරණය]පෙර සිතුවාට වඩා ලිතියම්, බෙරලියම් සහ බෝරෝන් යන මුලද්‍රව්‍ය සුලබ බව 1968 දී බෙල්ජියානු විද්‍යාඥයෙකු විසින් සොයා ගන්නා ලදි.
නියෝන්
[සංස්කරණය]2005 වර්ෂයේ දී විද්‍යාඥයින් තිදෙනෙක් විසින් කියා සිටියේ සූර්යයා තුල නියෝන් වල සුලබතාවය පෙර සිතා සිටියාට වඩා වැඩි බවය.
හීලියම්
[සංස්කරණය]1986 වන තුරුම පිළිගෙන තිබුනේ සුර්යයාගේ හීලීයම් සංයුතිය Y = 0.25 බවය. නමුත් 1986 දී විද්‍යාඥයින් දෙදෙනෙකු විසින් එම සංයුතිය Y = 0.279 ක් බවට නිවැරදි කරන ලදි.
තනිව අයනීකරණය වූ යකඩ කාණ්ඩයේ මුලද්‍රව්‍ය
[සංස්කරණය]1970 දී යකඩ කාණ්ඩයේ මුලද්‍රව්‍ය සුර්යයා තුල කොතරම් සුලබද යන්න පිලිබද පර්යේෂණ දියත් කරන ලදි.
තනිව අයනීකරණය වූ යකඩ කාණ්ඩයේ මුලද්‍රව්‍ය වල සම්පූර්ණ gf අගයන් මුලින්ම ඉදිරිපත් කරන ලද්දේ කොරෝලිස්, බො‍ස්මාන් සහ වෝනර් විසිනි. ස්මිත් නැමැත්තා විසින් වැඩි දියුණු කරන ලද f අගයන් පරිගණක ගත කරන ලදි. තනිව අයනීකරණය වූ යකඩ කාණ්ඩයේ මූල ද්‍රව්‍ය වල සුලබතාවය 1978 වසරේ දී බෙයිමොන්ට් විසින් සොයාගන්නා ලදි. ඇතැම් යකඩ කාණ්ඩයේ මූලද්‍රව්‍ය වල, එනම් කොබෝල්ට් සහ මැන්ගනීස් වැනි මුලද්‍රව්‍ය වල සුලබතාව තීරණය කිරිමට අපහසු වී ඇත්තේ එම මූලද්‍රව්‍ය සතුව පවතින ඉතාමත් සියුම් ව්‍යුහයන් නිසාය.
සූර්යයා සහ ග්‍රහලෝකවල භාගික ස්කන්ධ සබඳතාව
[සංස්කරණය]සූර්යයාගේ සහ ග්‍රහලෝක වල නිෂ්ක්‍රීය වායුන්ගේ සමස්ථානික සංයුති අතර භාගික ස්කන්ධ අතර සබදතාවයක් ඇති බව බොහෝ ලේඛකයින්ගේ අවධානයට ලක් වූ කරුණකි. උදාහරණ ලෙස සුර්යයාගේ සහ ග්‍රහලෝකවල නියෝන්(Ne) සහ සෙනොන් (Xe) යන මුලද්‍රව්‍ය වල සමස්ථානික සංයුතිය පිළිබද සබඳතාවය ඔවුන් විසින් පෙන්වා දෙන ලදි. කෙසේ නමුත් 1983 වන තුරුම විශ්වාස කළේ සෞරග්‍රහ වායුගෝලීය සංයුතිය හා සූර්යයාගේ සංයුතිය සමාන බවය.
1983 වසරේ දී විද්‍යාඥයින් දෙදෙනෙකු විසින් අනාවරණය කලේ ග්‍රහලෝක සහ සූර්යයා අතර ඇති නිෂ්ක්‍රීය වායු වල සමස්තානිකයන්ගේ සංයුතිය අතර භාගික සබඳතාවට හේතුව සූර්යයාගේ භාගීකරණයම බවය.
මුලද්‍රව්‍ය විසරණය
[සංස්කරණය]සූර්යයා සෑදී ඇත්තේ රසායනික මුලද්‍රව්‍ය වලිනි. සුර්යයා තුල මෙම මුලද්‍රව්‍ය විසරණය වී ඇති ආකාරය එනම් සූර්ය අභ්‍යන්තරය තුළ ඒවායේ පැතිරීම පිළිබඳ විශේෂ විද්‍යාත්මක අවධානයක් යොමු විය. සුර්ය මුලද්‍රව්‍ය වල විසරණය තීරණය කරන සාධක කිහිපයක් ඇත. ගුරුත්වාකර්ෂණය ඉන් එකකි. ගුරුත්වාකර්ෂණය නිසා බරින් වැඩි මුලද්‍රව්‍ය (උදාහරණ ලෙස වෙනත් බරින් වැඩි ලෝහ නොමැති අවස්ථාවලදී හීලියම් ) සූර්ය ස්කන්ධයේ මධ්‍යයට ඇලී පවතින අතර හයිඩ්‍රජන් වැනි බරින් අඩු මුලද්‍රව්‍ය සූර්යාගේ බාහිර පෘෂ්ඨය දෙසට පැතිරි පවතී.
හීලියම් විසරණය
[සංස්කරණය]සූර්ය අභ්‍යන්තරය තුල හීලියම් වල විසරණය විද්‍යාඥයින් ගේ විශේෂ අවධානයට පාත්‍ර වන්නකි. කාලයත් සමඟ හීලියම් වල විසරණ ක්‍රියාවලිය වේගවත් වන බව සොයාගෙන ඇත.
ප්‍රකාශ ගෝලයේ (Photosphere) මූලදුව්‍ය සංයුතිය
[සංස්කරණය]ප්‍රකාශ ගෝලයේ සංයුතිය, එනම් සූර්යාගේ මතුපිට ස්ථරවල සංයුතිය, ආදින් සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයේ රසායනික සංයුතියට සමානතාවක් දක්වන බව 1968 දී සොයා ගන්නා ලදි. නමුත් ඩියුටීරිය, ලිතියම්, බොරෝන් සහ බෙරිලියම් යන මුලද්‍රව්‍ය වල සංයුතියන් මීට වඩා වෙනස් වේ
සූර්ය ලප සහ සූර්ය ලප චක්‍රය
[සංස්කරණය]
සූර්යා පිළිබඳව කාලෝචිත නිර්ණායක යෙදෙන විට ප්‍රථමයෙන්ම දිස්වන මුහුණුවර නම් සූර්ය ලපයි. වටපිටාවට වඩා අඩු උෂ්ණත්වයක් පැවතීම නිසා ඒවා සූර්ය ලප ලෙස හඳුන්වනු ලැබේ. ප්‍රබල චුම්භක ක්ෂේත්‍ර මගින් සංවහන ක්‍රියාවලිය අඩාල කරන නිසා සූර්ය ලප චුම්භක ක්‍රියාකාරිත්වය වැඩිවීමත් සමග වැඩි වේ. ප්‍රභල චුම්භක ක්ෂේත්‍ර මගින් මතුපිටට ශක්ති පරිවහනය අඩු කරන අතර ක්‍රියාකාරී ප්‍රදේශ නිර්මාණය කිරීම මගින් සූර්ය රැස් වළලුවලට අවශ්‍ය ශක්තිය ලබා දේ. එමනිසා ඒ සමග සූර්ය ගිනි දළු සහ රැස් වළලු ස්කන්ධ විසරණය වී ඉහළ යයි. විශාලතම සූර්ය ලපයක් කිලෝමීටර් 1000 ක් පමණ පළල වේ.
සූර්යා මත දැකිය හැකි සූර්ය ලප ප්‍රමාණය නියතයක් නොවුවද සූර්ය ලපවලට අවුරුදු 11ක පමණ චක්‍රයක් පවතින අතර එය සූර්ය චක්‍රය ලෙස හැඳින්වේ. එක්තරා කාලයකදී සූර්ය ලප කිහිපයක් පමණක් දැකිය හැකි අතර අනෙක් කාලය තුළදී සම්පූර්ණ සූර්ය ලප ප්‍රමාණයම දැකිය හැක. සූර්ය ලප ප්‍රථමයෙන් ඉහළ සූර්ය අක්ෂාංශවලින් ආරම්භවන අතර සූර්ය චක්‍රය දිගින් දිගටම සිදුවෙත්ම ඒවා ගණනින් වැඩිවන අතරම ඒවා සූර්යාගේ සමකය දෙසට ඇදීයයි. මෙම සංසිද්ධිය ස්පෝරස් නියමයෙන් පහදා දෙනු ලබයි.ප්‍රතිවිරුද්ධ චුම්භක ධ්‍රැව නිසා සූර්ය ලප සුලභ වශයෙන් හටගනී. සූර්ය ලපයක චුම්භක ධ්‍රැවය සූර්ය චක්‍රයෙන් සූර්ය චක්‍රයට මාරුවේ. එනම් මෙවර සූර්ය ලපයක උතුරු චුම්භක ධ්‍රැවය පිහිටයි නම් අනෙක්වර එහි පිහිටනුයේ දකුණු චුම්භක ධ්‍රැවයයි.
සූර්ය ලප අභ්‍යාවකාශ කාලගුණයට සහ පෘථිවියේ දේශගුණයට ද දැඩි සේ බලපෑම් එල්ල කරයි. සූර්ය ක්‍රියාකාරිත්වයේ අඩුවීම. අඩු උෂ්ණත්ව සමග සහ සම්බන්ධවන අතර සූර්ය ක්‍රියාකාරිත්වයේ වැඩිවීම උණුසුම් උෂ්ණත්ව තත්ව සමග සම්බන්ධව පවතී. 17 වන සියවසේ දී දශක කිහිපයක්ම සූර්ය ලපවල ක්‍රියාකාරිත්වය නැවතී තිබුණේය. මෙම කාලය තුළ ඉතා කුඩා සූර්ය ලප ගණනක් පමණක් නිරීක්ෂණය කොට තිබුණේය. මෙම යුගය කුඩා අයිස් යුගයක් ලෙස හඳුන්වාදී තිබුණි. මෙම කාලය තුළ යුරෝපය තුළ ඉතා පහත් උෂ්ණත්වයක් වාර්තාගතවී තිබිණි. ශාක වළලු අධ්‍යයනය මගින් අතීතයේ දී මෙලෙස ගෝලීය උණුසුම මධ්‍යන්‍යය උණුසුමට වඩා අඩු වූ යුගයක් වූ බව සොයාගෙන ඇත.
සිදුවිය හැකි දීර්ඝ කාලීන චක්‍ර
[සංස්කරණය]වසර 41,000 හෝ වසර 100,000 ක කාල ප්‍රාන්තරයන් තුළ සූර්ය මධ්‍යයයේ චුම්භක අස්ථාවරත්වයක් සිදුවීම මගින් චුම්භක බලපෑමේ යම් අඩු වැඩිවීම් සිදුවන බව නවතම සිද්ධාන්ත පවසයි. මෙම සිද්ධාන්ත අයිස් යුගය පිළිබඳව “මිලන්කොවිච් චක්‍රය” ට වඩා හොඳ පැහැදිලි කිරීමක් ලබා දෙයි. නමුත් අභ්‍යාවකාශ භෞතික විද්‍යාවේ බොහෝ සිද්ධාන්ත මෙන්ම මෙම සිද්ධාන්තය ද එකවර පරීක්ෂා කළ නොහැකිය.
සූර්යයාගේ චුම්භක ක්ෂේත්‍රය
[සංස්කරණය]සූර්යයාගේ ධ්‍රැවීය චුම්භක ක්ෂේත්‍ර වල වෙනස්වීම සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයේ සියලු වස්තූන්ට බලපායි. සූර්යයා පවතින්නේ වායු හා Plasma ස්වරූපයෙන් පමණි. ඊට හේතුව වන්නේ එහි අධික උෂ්ණත්වයයි. මෙම ස්වරූපය නිසා සූර්යයාගේ සමකාසන්න භ්‍රමණ කාලය, ධ්‍රැවයන්ට වඩා අඩු වේ. (ධ්‍රැවයන් ආසන්නයේ සූර්ය භ්‍රමණයට දින 35 ක් පමණ ගතවන අතර සමකාසන්නයේදී සූර්ය භ්‍රමණයට දින 25 ක් පමණ ගතවේ) මෙම භ්‍රමණ කාලයන්ගේ වෙනස නිසා හිරුගේ චුම්භක ක්ෂේත්‍ර රේඛා එකිනෙක ඡේදනය වීම සිදු වේ. මේ නිසා සමහරක් ස්ථානයන්ගේ චුම්භක බලපෑම අඩුවේ. එවිට එම ස්ථානයන්ගේ හිරුලප හා නෙරීම් (Solor Prominence) හට ගැනීමට හේතු වේ. මෙම චුම්භක රේඛා ඡේදනයන් නිසා හිරු තුළ පිහිටි ඉලෙක්ට්‍රොන වල වෙනස්වීම් සිදු වේ. අවුරුදු 11 ට වතාවක් මේ නිසා චුම්භක ක්ෂේත්‍ර දිශාවන් වෙනස් වේ. සූර්යයාගේ මෙම ධ්‍රැව වෙනස්වීම සූර්ය පෘෂ්ඨයට බලපායි. මෙවිට පෘෂ්ඨයෙන් චුම්භක විහිදෙන දිශාවන් වෙනස් වේ. සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයේ සියලු වස්තූන්ට හිරුගේ බලපෑම දැනීමට, සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයේ Plosma හේතු වේ. Plosma වලින් තොර, රික්ත අභ්‍යවකාශයක් තිබුණේ නම් හිරුගේ චුම්භක බලපෑම පෘථිවියට 10-4 සිට 10-11 අඩුවිය යුතුය. නමුත් චන්ද්‍රිකාවන්ට අනුව Magnetohydrodynomic (MHD) ඉලෙක්ට්‍රොනික වලාවන්හි බලපෑම නිසා මෙම බලපෑම රික්ත තත්ත්වයකදී 10-9 ක් බව ගණන් බලා ඇත.
සූර්යයා සම්බන්ධ ගැටළු
[සංස්කරණය]සූර්යයාගේ රුක් වළලු තාපන ගැටළු
[සංස්කරණය]සූර්යයාගේ දෘෂ්‍යමය මතුපිට (ප්‍රකාශ ගෝලය) ආසන්න වශයෙන් කෙල්වින් 6000 ක පමණ උෂ්ණත්වයක් පවතී. එහෙත් සූර්යයාගේ රුක්වළල්ලක උෂ්ණත්වය කෙල්වින් 1000000 පමණ වේ. ඒ අනුව සූර්යය රුක්වළල්ලකට ප්‍රකාශ ගෝලයෙන් සෘජුවම සන්නායක වන තාපයට අමතරව වෙනත් ක්‍රමයකින් තාපය ලැබිය යුතුය.
ප්‍රකාශ ගෝලයට පහතින්වන සංවහන කලාපයක සිදුවන ආකූල චලනයක් මගින් එම රැස් වළලුවලට අවශ්‍ය තාපය ලැබෙන බව මතයකි. එසේම එම රුක් වළලුවලට තාපය ලැබෙන ආකාරය පැහැදිලි කරන ප්‍රධාන යාන්ත්‍රණ දෙකක් පවතී. පළමු යාන්ත්‍රණය තරංග යාන්ත්‍රණයකි. සංවහන කලාපයේ සිදුවන අනුකූලතාව ගුරුත්වජ සහ චුම්භක ජල ගතික නිසා හටගන්නා බව එම යාන්ත්‍රණය මගින් පෙන්වා දෙයි. එම තරංග ප්‍රකාශයන් වායුගෝලය හරහා ඉහළටම ගමන් කරන අතර සුර්යයා රැස්වළලු අවට අවකාශයට මුදාහරිනු ලබයි. හාත්පස පැතිර පවතින වාතයෙහි තාපක ලෙස මෙහි ශක්තිය ගබඩා කෙරේ.
අනෙක් යාන්ත්‍රණය චුම්භක තාපනයකි. එහිදී ප්‍රකාශ ගෝලයේ සිදුවන වෙනස්වීම් නිසා චුම්භක ශක්තිය නිරන්තරයෙන් වර්ධනය වේ. එම ශක්තිය චුම්භක ප්‍රතිබිම්භය මගින් විශාල සූර්යය ගිනිදලු සහ කුඩා ප්‍රමාණයේ ගණන් කළ නොහැකි තරමේ ගිනිදලු පිටතට මුදාහරිනු ලබයි.
තරංග කාර්යක්ෂම තාපන ක්‍රමවේදයක් දැයි තවමත් පැහැදිලි නැත. “ඇල්ෆනි” තරංග හැර අනෙක් සියළුම තරංග රැස්වළල්ලට පැමිණීමට ප්‍රථම විසිරී යෑම හෝ වර්තනය වී යෑම සිදුවන බව සොයා ගෙන ඇත. ඇල්ෆන් තරංග සාමාන්‍යයෙන් රැස් වළල්ල තුළදී විසිරී නොයයි. එම හේතු නිසා රැස්වළලු සංසිද්ධිය පිළිබඳව නව අධ්‍යනයන් සිදු කරමින් පවතී. එය සිදුවිය හැකි ආකාරය පිළිබඳව දැනට සුළු වශයෙන් අනාවරණය කරගෙන තිබේ. කෙසේ වෙතත් එය ගවේෂණය සදහා විවෘත මාතෘකාවක් සපයා ඇත.
සෛද්ධාන්තික ගැටළු - සුර්ය නියුට්රිනෝව පිළිබද ගැටළුව
[සංස්කරණය]බොහෝ වසරවල පෘථිවිය තුළ නිරීක්ෂණය කරන ලද සුර්ය ඉලෙක්ට්‍රෝන නියුට්‍රියෝන ප්‍රමාණය සම්මත සූර්ය ආකෘතිය මත පදනම්ව අපේක්ෂා කරන ලද ප්‍රමාණයෙන් තුනෙන් එකක් හෝ අර්ධයක්ව පැවතුණි. මෙම පරස්පර විරෝධීතාවය අඩු කළ යුතුය. නැතහොත් සූර්ය ඉලෙක්ට්‍රෝන නියුට්රිනෝව සුර්යයා සහ පෘථිවිය අතර ගමන්කිරීමේදී නිරීක්ෂණය කළ නොහැකි tau බවට හෝ meon නියුට්රිනෝව බවට පරිවර්තනය විය යුතුය යන්න එම සිද්ධාන්තවල සදහන්ව තිබිණි.
වර්ෂ 1980 දී පමණ සූර්යය නියුට්රිනෝව වඩා නිවැරදිව ග්‍රහණය කර ගැනීමේ අරමුණින් ස්බිඩරි නියුට්රිනෝ නිරීක්ෂකාගාරය, කැමියොක්නෙඩ් නිරීක්ෂකාගාරය සහ කැමියොක්නේඩ් නිරීක්ෂණාගාරය ඇතුළත නිරීක්ෂණාගාර රැසක් පිහිටුවනු ලැබිණි. එම නිරීක්ෂණාගාරවල ප්‍රතිඵල අනුව සූර්ය නියුට්රිනෝව ඉතා කුඩා ශේෂ ස්කන්ධයන්ගෙන් සමන්විත බව සොයා ගැනුණි. 2001 වසරේදී සඩ්බරි නිරීක්ෂකාගාරයට නියුට්රිනෝවල ප්‍රභේද තුනම සෘජුවම නිරීක්ෂණය කිරීමට හැකිවිය. තවද එමගින් සූර්යයා නියුට්රිනෝ හිටවීමේ සමස්ත ශිඝ්‍රතාවය සම්මත සූර්යය ආකෘතිය හා එකග බවද සොයාගනු ලැබීය.
සූර්යයා නියුට්රිනෝවේ සමස්ත ශක්තියෙන් තුනෙන් එකක් පමණ සුළු ප්‍රමාණයක් පමණක් පෘථිවිය තුළදී ඉලෙක්ට්‍රෝන නියුට්රිනෝ මාදිලියෙන් දැකගත හැකි බවද සොයා ගැනුණි. මෙම සමානුපාතය නියුට්රිනෝව ස්කන්ධය බවට පත්වීමේ ක්‍රමය ගැන පැහැදිලි කරන මික්හේයිව් - ස්මිර්නෝව් -වුල්ෆෙන්ස්ටෙයින් සංසිද්ධිය සමග මනාව ගැලපේ. එහෙයින් සූර්යය නියුමිනෝව පිළිබද ගැටළුව විසදුණි.
අඳුරු තරුණ සූර්ය ගැටළුව
[සංස්කරණය]සෛද්ධාන්තික ආකෘති මගින් අදින් වසර බිලියන 3.8 ත් 2.5ත් අතර ප්‍රාග් කේම්බ්රියා යුගයේ දී සූර්යයාගේ වර්තමාන දීප්තියෙන් 75% පමණ ගහණය කර ඇත. එවන් දුර්වල සූර්යයයෙක් මගින් පෘථිවිය මත ද්‍රව හා ජලය නොපවතී. කෙසේ වෙතත් භූ විද්‍යාත්මක ආදර්ශනයන් මගින් පෘථිවිය තම අතීතය තුළ ස්ථායී උෂ්ණත්වයක් දරා සිටි බව පෙන්වාදී ඇත. සැබවින්ම මුල්කාලයේ පෘථිවිය දැන් පවතින පෘථිවියට වඩා තරමක් උණුසුම්ව පැවතිණි. එකළ පෘථිවි වායුගෝලය තුළ වර්තමානයට වඩා වැඩි ප්‍රතිශතවලින් හරිතාගාර වායූන් (කාබන්ඩයොක්සයිඩ් , මීතේන් , සහ ඇමෝනියා වැනි) අඩංගුව පැවති බවට විද්‍යාඥයින් තුළ ඒකමතිකභාවයක් පවතී. එම වායූන් මගින් පෘථිවිය කරා පැමිණෙන සූර්යය විකිරණය රදවා ගැනීම මගින් පෘථිවිය මත අවශ්‍ය තරම් තාපයක් රදවා ගනී.
නිරීක්ෂණය සහ ඇසට සිදුවන හානිය
[සංස්කරණය]thumb|පෘථිවි පෘෂ්ඨයේ සිට බලන කළ කැමරා කාචය තුලින් සුර්යයා දිස්වන අන්දම සූර්යාලෝකය ඉතාමත් දීප්තිමත් වන අතර පියවි ඇසින් සුර්යයා දෙස කෙටි වේලාවක් කෙලින්ම බලා සිටීම වේදනාකාරී විය හැකිය. නමුත් එය සාමාන්‍ය, කණිනිකාව විශාල නොවූ ඇස්වලට එතරම් ගැටලුවක් ඇති නොකරයි. කෙලින්ම සූර්යයා දෙස බැලීමෙන් Phosphene දෘෂ්ටි මායාවන් සහ තාවකාලිකව අර්ධ වශයෙන් අන්ධවීම සිදුවිය හැකිය. එමඟින් මිලිවොට් 4 ක පමණ සූර්යාලෝකයක් දෘෂ්ටි විතානය මතට පතිත වන අතර එමඟින් දෘෂ්ටි විතානය මද වශයෙන් උණුසුම් වී ආලෝකයට අනුව නිසි පරිදි ප්‍රතිචාර දැක්විය නොහැකියාවක් ඇති අක්ෂිවලට හානි ඇති කරයි. UV කිරණ වලට නිරාවරණය වීම මඟින් කාලයක් යන විට ඇසේ කාචය කහ පැහැයක ගන්නා අතර, ඇසේ සුද (Cataracts) ඇති වීමට මෙය දායකවන බව විශ්වාස කරයි. නමුත් මෙසේ සිදුවන්නේ සූර්ය UV කිරණවලට සාමාන්‍ය ලෙසට නිරාවරණය වීම නිසා මිසක සූර්යයා දෙස කෙලින්ම බලා සිටීම නිසා නොවේ. සූර්යයා දෙස බොහෝ වේලාවක් කෙලින් බලා සිටීම නිසා UV කිරණ මඟින් ඇති කරන පිළිස්සීම් වැනි දෑ තප්පර 100 ක පමණ පසු දෘෂ්ටි විතානය මත ඇති විය හැකිය. විශේෂයෙන් ම සූර්යයාගෙන් පැමිණෙන UV කිරණ තීව්‍ර හා හොඳින් නාභිගත වී ඇති අවස්ථාවල මෙම තත්ත්වය ඇති වේ. කුඩා දරුවන්ගේ ඇස් හෝ අලුතින් කාච තැන්පත් කරන ලද ඇස් (වයස්ගත වන සාමාන්‍ය ඇස් වලට වඩා වැඩි UV කිරණ ප්‍රමාණයක් මෙම ඇස් වලට ඇතුළු වේ) Zenith අසල සූර්ය කෝණ, සහ උස් අක්ෂාංශ වල සිට නිරීක්ෂණ කිරිම වැනි හේතු නිසා තත්වය වඩා බරපතල විය හැකිය.
ද්වීනේත්‍ර දුරදක්න (Binocular) වැනි ආලෝකය ඒකරාශ්‍රී කරන උපකරණ වල නියමිත. UV කිරණ අවහිර කරන පෙරහන් සවිකර නොමැත්තේ නම් මේවා තුලින් සුර්යයා දෙස බැලීම ඉතාමත් හානිකරයි. පෙරහන් රහිත ද්විනේත්‍ර දුරදක්නා මඟින් පියවි ඇසින් බලන විට දී වඩා 500 ගුණයකින් වැඩි ශක්තියක් ඇසට ඇතුලුවන බැවින් ක්ෂණිකවම දාෂ්ටි විතානයේ සෛල මරුමුවට පත් වේ. මධ්‍යහන ඉර දෙස පෙරහන් රහිත ද්විනේත්‍ර දුර දක්නා වලින් ඉතා කෙටි කාලයක් සුර්යයා දෙස බලාසිටිමෙන් ද ඇස් අන්ධ වීමේ ඉඩ කඩක් පවතී.
සූර්යයා දෙස ආරක්ෂිතව බැලීය හැකි එක් ක්‍රමයක් වන්නේ දුරදක්නය හෝ උපනෙත තුලින් පැමිණෙන ඡායාව තිරය මතට පතිත කිරිමෙනි. නමුත් ඇතැම් දුරදක්න වලට මෙම ක්‍රියාවේ දී හානි ඇතිවිය හැකි බැවින් මේ සඳහා භාවිතා කළ හැක්කේ කුඩා පරාවර්තන දුරදක්න හෝ ද්වීනේත්‍ර දුරදක්න පමණි.
අර්ධ සූර්යග්‍රහණ පියවි ඇසින් නැරඹිම හානිකර වන්නේ එහිදී ඇතිවන අසාමාන්‍ය ලෙස අධික දෘෂ්ටියට සරිලන පරිදි ඇසේ කණිනිකාව සැකසෙන්නේ නැති බැවිනි. මෙහිදි ඇසට සිදුවන හානිය කිසිදු වේදනාවකින් තොර වන අතර අන්ධ බව ඇතිවන්නේ තරමක කාලයකට පසුවය.
සූර්ය ගවේෂණ ඉතිහාසය
[සංස්කරණය]සූර්ය ගවේෂණ ව්‍යාපෘති
[සංස්කරණය]
සූර්ය ගවේෂණ සඳහා නිර්මාණය කරන ලද පළමු චන්ද්‍රිකා වනුයේ 1959 දී හා 1968 දී අජටාකාශගත කළ පයනියර් 5,6,7,8 සහ 9 වේ. මෙම චන්ද්‍රිකාවන් සූර්යාගේ සිට පෘථිවියට ඇති දුරට ආසන්න දුරකින් කක්ෂගතව පැවතුන අතර ඒවා මගින් සූර්ය සුළගේ සහ සූර්යා චුම්භක කේෂ්ත්‍රයේ ප්‍රථම සවිස්තරාත්මක මිනුම් ලබා ගැනුණි. “පයනියර් 9” ඉතා දිගු කාලයක් ක්‍රියාත්මක වූ අතර එය 1987 වන තෙක් දත්ත සම්ප්‍රේෂණය සිදු කළේය.
1970 දී “හේලියස් 1” චන්ද්‍රිකාව මගින් සහ “ස්කයිලැබ්” අභ්‍යාවකාශ නැවතුම්පලේ “ඇපලෝ” දුරේක්ෂය මගින් සූර්ය සුළග සහ සූර්ය කොරෝනාව පිළිබඳ ඉතා වැදගත් දත්ත විද්‍යාඥයින්ට සපයන ලදී. හේලික්ස් - 1 චන්ද්‍රිකාව ඇමරිකාව එක්සත් ජනපදයේ සහ ජර්මනියේ ඒකාබද්ධ ව්‍යාපෘතියකි. එය බුදගේ කක්ෂයේ සූර්යාට සමීප ස්ථානයක රැදී සිටිමින් සූර්යා සුළග පිළිබදව අධ්‍යයනයක නිරත විය. “ස්කයි ලැබ්” අභ්‍යාවකාශ මධ්‍යස්ථානය 1973 දී “නාසා” ආයතනය මගින් අජටාකාශ ගත කරන ලද අතර එහි වූ සූර්යා ගවේෂණ මොඩියුලය “ඇපලෝ දුරේක්ෂ නැංවුම” ලෙස නම් කරනු ලැබූ අතර එය අභ්‍යාවකාශ මධ්‍යස්ථානයේ නවාතැන්ගත් ගගනගාමීන් විසින් ක්‍රියා කරවනු ලැබීය. සූර්ය රැස්වළලු මගින් නිපදවෙන සූර්ය සංක්‍රාන්ති මණ්ඩලය පිළිබඳ ප්‍රථම කාල නිර්ණය කළ නිරීක්ෂණය සිදු කරන ලදී. ඒ හැර පාරජම්බුල විමෝචනයේදී නිරීක්ෂණය කරන ලදී. “රැස් වළලු සංක්‍රාමණය” ලෙස පසුව හඳුන්වනු ලැබූ රැස් වළලු ස්කන්ධ විසර්ජනය පිළිබඳ ප්‍රථම නිරීක්ෂණය සහ සූර්ය සුළඟ සමග තදින් බැඳී පවතින රැස් වළලු සිදුරු පිළිබඳ නිරීක්ෂණ ඇතුළු බොහෝ සොයාගැනීම් මෙම පරීක්ෂණාගාරය මගින් සිදුවිය.
1980 දී නාසා ආයතනය මගින් Solar Maximum ව්‍යාපෘතිය දියත් කරන ලදී. සූර්ය ක්‍රියාකාරිත්වයන් අධික වූ කාල සීමාවක් තුළ සූර්ය ගිනිදැල් මගින් නිකුත්වන ගැමා කිරණ , X - කිරණ , සහ පාරජම්බුල කිරණ නිරීක්ෂණය කිරීම සඳහා මෙම චන්ද්‍රිකාව සැලසුම් කරන ලදී. දියත් කිරීමෙන් මාස කිහිපයකට පසු පරිපථ දෝෂයක් නිසා යානය හදිසි අවස්ථාවන් සඳහා සූදානමින් පසුවන මට්ටමට පත් වූ අතර යානය ඉදිරි වසර තුනක කාලය තුළ මෙම අක්‍රීය අවස්ථාවේ පසු වුණි.
1984 දී චැලෙන්ජර් අභ්‍යාවකාශ ෂටලයේ මෙහෙයුම් අංක STS – 41C මෙහෙයුම යටතේ දී චන්ද්‍රිකාවේ වැරදි නිවැරදි කරන ලද අතර නැවත මුදා හැරීමට පෙර එහි පරිපථ අළුත්වැඩියා කරන ලදී. පසුව මෙම චන්ද්‍රිකාව විසින් 1989 ජුනි මස පෘථිවි වායුගෝලයට නැවත ඇතුල්වීමට ප්‍රථමයෙන් සූර්යා රැස් වළලුවල ජායාරූප දහස්ගණනක් ලබා ගැණුනි.
සුර්යා ගිනිදැල් X - කිරණ තරංග ආයාමය යටතේ ජායාරූපගත කිරීම සදහා ජපානය 1991 දී යෝකොහෝ (සූර්යකිරණය) චන්ද්‍රිකාව කක්ෂගත කරන ලදී. මෙහෙයුම් දත්ත මගින් විද්‍යාඥයින්ට එකිනෙකට වෙනස් විවිධ සූර්ය ගිනිදැල් වර්ග හදුනාගැනීමට හැකිවිය. තවද සූර්යා රැස්වළලු කලින් සදහන් කළ පරිදි උපරිම ක්‍රියාකාරී කලාපයේ ඇති නොවී ඉන් මදක් බැහැරින් වූ ප්‍රදේශවල හට ගන්නා බව මෙමගින් ආදර්ශනය කළේය. යොකොහෝ චන්ද්‍රිකාව පූර්ණ සූර්ය වටයක් නිරීක්ෂණය කිරීමට සමත් වුවද 2001 දී ඇති වූ වලයාකාර ග්‍රහණය නිසා එහි සූර්ය නිරීක්ෂණ පද්ධතිය නැතිවී ගිය අතර එය හදිසි අවස්ථාවන් සදහා සූදානම් මට්ටමට පත් වුණු අතර 2005 වසරේදී පෘථිවි වායු ගෝලයට නැවත ඇතුල්වීමේ දී එය විනාශ වී ගියේය.
යුරෝපා අභ්‍යවකාශ ඒජන්සියේ සහ නාසා ආයතනයේ ඒකාබද්ධතාවයෙන් ගොඩනංවන 1995 දෙසැම්බර් 02 දින දියත් කරන ලද “සූර්ය සහ සූර්යා දර්ශක පරීක්ෂණාගාරය තවත එක් වැදගත් සූර්ය නිරීක්ෂක ව්‍යාපෘතියකි. මෙය සත්‍ය වශයෙන්ම වසර දෙකක් සඳහා නිර්මාණය කරන ලද්දක් වුවද , එය දැනට වසර දහයකටත් වඩා ක්‍රියාකාරී මට්ටමේ පවතී. (2007 දක්වා) මෙම ව්‍යාපෘතිය ඊට පසුව ගෙන එන ලද “සූර්ය ගතික පරීක්ෂණාගාර” ව්‍යාපෘතියට බොහෝ සේ ප්‍රයෝජනවත් විය. මෙම චන්ද්‍රිකාව 2008 වසරේදී අභ්‍යාවකාශ ගත කිරීමට සැලසුම් කෙරිණි. සූර්යයා හා පෘථිවිය අතර වන ගුරුත්ව උදාසීන ලක්ෂ්‍යයේ (සූර්යාගේ හා පෘථිවියේ ගුරුත්වාකර්ෂණ බලයන් සමාන වන තැන) මෙය ස්ථානගත කොට ඇත. දියත් කරන ලද දිනයේ සිට විවිධ තරංග ආයාමවලින් සූර්යාගේ ස්ථායී ජායාරූප බොහෝමයක් ලබා ගැනීමට SOHO චන්ද්‍රිකාව සමත් විය.
SOHO හි සෘජු සූර්ය නිරීක්ෂණය හැරුණු විට එමගින් බොහෝ ධූම කේතූන් ද සොයාගැනීමට හැකිවිය. මේවායින් බොහොමයක් සූර්යාට ළංවන විට පිලිස්සී අලුවන ක්ෂුද්‍ර සූර්ය දිලිසුම් ධූම කේතු විය.
සියලුම චන්ද්‍රිකා සූර්ය නිරීක්ෂණය කර ඇත්තේ සමතලා කක්ෂ තලයක සිටය. එමනිසා ඔවුන්ට නිරීක්ෂණය කිරීමට හැකි වූයේ නිරක්ෂයට යාබද ප්‍රදේශ පමණි. සූර්යාගේ ධ්‍රැව ප්‍රදේශ නිරීක්ෂණය කිරීමේ අරමුණින් 1990 දී “යුලිසිස්” චන්ද්‍රිකාව කක්ෂගතකරන ලදී. ප්‍රථමයෙන් එය බ්‍රහස්පති වෙත ගමන්ගත් අතර slingshot මගින් එය කක්ෂවලට බොහෝ ඉහළින්වන කක්ෂයක් කරා ගමන් ගන්නා ලදී. තත්කාලීන න්‍යායන්ට අනුව එය 1994 දී ශූමාකර් - ලෙවී 9 ධූමකේතුව බ්‍රහස්පති සමග ගැටීම නිරීක්ෂණය කිරීමට හොඳින් ස්ථානගතව පැවතුණි. “යුලිසීස්” චන්ද්‍රිකාව තමාගේ සැලසුම්ගත කක්ෂයේ ගමන්ගන්නා විට ඉහළ සූර්ය අක්ෂාංශවලදී සූර්යා සුළඟ සහ සූර්ය චුම්භක කේෂ්ත්‍රය ප්‍රබලව නිරීක්ෂණය කරන ලදී. තවද ඉහළ සූර්ය අක්ෂාංශවලදී නිකුත් වුන සූර්ය සුළඟ අපේක්ෂිත අගයට වඩා අඩු අගයක් වන තත්පරයට කිලෝමීටර් 750 ක වේගයෙන් චලනයවන බවද එමගින් සොයා ගැණුනි. තවද ඉහළ අක්ෂාංශවලින් මුදා හැරෙන චුම්භක තරංග , තාරකා මණ්ඩලය තුළ තැනින් තැන පවතින අන්තරීක්ෂ විකිරණ තුළින් මතුවන බවද මෙම චන්ද්‍රිකාව මගින් සොයා ගැණුනි.
ප්‍රකාශ ගෝලය තුළ මූලද්‍රව්‍යවල සුලභතාවය වර්ණාවලීක්ෂ අධ්‍යයනයන් මගින් සොයාගෙන ඇති නමුත් සූර්යාගේ අභ්‍යන්තර සංයුතිය පිළිබඳව ඇත්තේ දුර්වල දැනුමකි. සූර්ය සුළං සාම්පලයක් නැවත රැගෙන ඒමේ ව්‍යාපෘතිය හෙවත් “ජෙනිසීස්” ව්‍යාපෘතිය දියත් කරන ලද්දේ සූර්ය තැනුම් ද්‍රව්‍යය පිළිබඳ පැහැදිලි මිණුම් විද්‍යාඥයින්ට ලබාගැනීමට හැකිවීමටය.
ජෙනිසීස් යානය 2004 වසරරේදී පෘථිවියට නැවත ඇතුල් වුණ නමුත් පෘථිවි වායු ගෝලයට නැවත ඇතුල්වීමේ දී එහි පැරෂුට් පද්ධතියේ ඇති වූ දෝශයක් නිසා පොළවේ ගැටී චන්ද්‍රිකාවට හානි සිදුවිය. දැඩි හානි සිදු වුවද , අභ්‍යාවකාශ යානයේ නැවත පැමිණි කොටස්වලින් වැදගත් සාම්පල කිහිපයක් සොයා ගැණුනි. මේ වන විටත් ඒවා පිළිබඳ පරීක්ෂණ සිදුවෙමින් පවතී.
සූර්යා පෘථිවි සම්බන්ධතා පරීක්ෂණ (STEREO) ව්‍යාපෘතිය 2006 ඔක්තෝබර් මාසයේ දී දියත් කරනු ලැබීය. මෙමගින් සුවිශේෂ චන්ද්‍රිකා දෙකක් කක්ෂ ගත කරන ලදී. එකක් සූර්යාගෙන් පෘථිවියට විරුද්ධ පසින් ද අනෙක පෘථිවියට ආසන්නයේ කක්ෂගත කිරීමෙන් රැස්වළලු ස්කන්ධ විසර්ජනය වැනි සූර්ය සංසිද්ධි පිළිබඳ ත්‍රිමානේක්ෂීය අවබෝධයක් ලබාගැනීමට තීරණය කරන ලදී.
එක් චන්ද්‍රිකාවක් සංසිද්ධියක් ළඟම තාරකා පද්ධතිය වන ඇල්ෆා සේනචූරිවලින් නිරීක්ෂණය කළේ නම් සූර්යා කැසියෝහියා තාරකා මණ්ඩලය තුළ දිස්විය යුතු වුණි.
සටහන්
[සංස්කරණය]- ^ තාරකා විද්‍යාත්මක විද්‍යාවන්හීදී, බැර මූල ද්‍රව්‍යයන් (හෝ ලෝහයන්) යන්නෙන් අදහස් වන්නේ හයිඩ්‍රජන් සහ හීලියම් හැර අනෙකුත් සමස්ත මූලද්‍රව්‍යයන් වෙති.
ආශ්‍රිත
[සංස්කරණය]- ^ a b c d e f g h i j k l m n o Williams, D. R. (1 July 2013). "Sun Fact Sheet". NASA. සම්ප්‍රවේශය 12 August 2013.
- ^ Asplund, M.; Grevesse, N.; Sauval, A. J. (2006). "The new solar abundances - Part I: the observations". Communications in Asteroseismology. 147: 76–79. Bibcode:2006CoAst.147...76A. doi:10.1553/cia147s76. ISSN 1021-2043.
- ^ "Eclipse 99: Frequently Asked Questions". NASA. සම්ප්‍රවේශය 24 October 2010.
- ^ Hinshaw, G.; et al. (2009). "Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: data processing, sky maps, and basic results". The Astrophysical Journal Supplement Series. 180 (2): 225–245. arXiv:0803.0732. Bibcode:2009ApJS..180..225H. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225.
- ^ 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. arXiv:1203.4898. Bibcode:2012ApJ...750..135E. doi:10.1088/0004-637X/750/2/135.
- ^ a b c d e f g h i j k l "Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures". NASA. 2 January 2008 දින මුල් පිටපත වෙතින් සංරක්ෂණය කරන ලදී.
- ^ Ko, M. (1999). Elert, G. (ed.). "Density of the Sun". The Physics Factbook.
- ^ 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. arXiv:astro-ph/0204331. Bibcode:2002A&A...390.1115B. doi:10.1051/0004-6361:20020749.
{{cite journal}}: Invalid|ref=harv(help) - ^ "The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk". Science. 338 (6107): 651–655. 2 November 2012. Bibcode:2012Sci...338..651C. doi:10.1126/science.1226919. සම්ප්‍රවේශය 17 March 2014.ASDAQ:INTC) increased 1.9% on news the business may form a foundry relationship with Apple Inc. (NASDAQ:AAPL).Sprint Nextel Corp (NYSE:S) fell 2.1% when Stifel Nicolaus Co.In nearby Arachova and Livadi there's plenty of nightlife with numerous lively bars and restaurants.The UNESCO World Heritage site of Delphi is probably 30 minutes drive from Elatos. It ranks being among the most significant archaeological sites belonging to the ancient world. That it was home to the oracle a vey important oracle in the classical Greek world a
- ^ a b Seidelmann, P. K.; et al. (2000). "Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000". සම්ප්‍රවේශය 22 March 2006.
- ^ "The Sun's Vital Statistics". Stanford Solar Center. සම්ප්‍රවේශය 29 July 2008. Citing Eddy, J. (1979). A New Sun: The Solar Results From Skylab. NASA. p. 37. NASA SP-402. 2015-01-13 දින මුල් පිටපත වෙතින් සංරක්ෂණය කරන ලදී. සම්ප්‍රවේශය 2015-06-09.
- ^
Godier, S.; Rozelot, J.-P. (2000). "The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface" (PDF). [[:en:Astronomy and Astrophysics|]]. 355: 365–374. Bibcode:2000A&A...355..365G.
{{cite journal}}: Invalid|ref=harv(help) - ^ Philips, Kenneth J.H. (1995). Guide to the sun. Cambridge University Press. pp. 78–79. ISBN 9780521397889.
- ^ Schutz, Bernard F. (2003). Gravity from the ground up. Cambridge University Press. pp. 98–99. ISBN 9780521455060.
- ^ a b Zeilik, M.A.; Gregory, S.A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. p. 322. ISBN 978-0-03-006228-5.
- ^
Falk, S.W.; Lattmer, J.M.; Margolis, S.H. (1977). "Are supernovae sources of presolar grains?". Nature. 270 (5639): 700–701. Bibcode:1977Natur.270..700F. doi:10.1038/270700a0.
{{cite journal}}: Invalid|ref=harv(help) - ^ Zirker, Jack B. (2002). Journey from the centre of the sun. Princeton University Press. p. 11. ISBN 9780691057811.
- ^ Phillips, Kenneth J.H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. p. 73. ISBN 9780521397889.
- ^ Phillips, Kenneth J.H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. 58–67. ISBN 9780521397889.
- ^
ගාර්සියා, ආර්. (2007). "ට්‍රැකිං සෝලාර් ග්‍රැවිටි මෝඩ්ස්: ද ඩයිනමික්ස් ඔෆ් ද සෝලාර් කෝ". සයන්ස්. 316 (5831): 1591–1593. Bibcode:2007Sci...316.1591G. doi:10.1126/science.1140598. PMID 17478682.
{{cite journal}}: Invalid|ref=harv(help); Unknown parameter|coauthors=ignored (|author=suggested) (help) - ^
බාසු හා අනෙකුන්; චැප්ලින්, විලියම් ජේ.; එල්ස්වර්ත්, ඉවෝන්; නිව්, රොජර්; සෙරෙනෙලි, ඇල්ඩො එම්. (2009). "ෆ්‍රෙෂ් ඉන්සයිට්ස් ඔන් ද ස්ට්‍රක්චර් ඔෆ් ද සෝලර් කෝ". දි ඇස්ට්‍රොෆිසික්ස් ජර්නල්. 699 (699): 1403. Bibcode:2009ApJ...699.1403B. doi:10.1088/0004-637X/699/2/1403.
{{cite journal}}: Invalid|ref=harv(help); More than one of|work=and|journal=specified (help) - ^ "නාසා/මාෂල් සෝලා ෆිසික්ස්". Solarscience.msfc.nasa.gov. 2007-01-18. සම්ප්‍රවේශය 2009-07-11.
| |||||||||||||||||
සෞරග්‍රහ මණ්ඩලය → Local Interstellar Cloud → Local Bubble → Gould Belt → Orion Arm → ක්ෂීර පථය → Milky Way subgroup → Local Group → Virgo Supercluster → Laniakea Supercluster → Observable universe → විශ්වය | |||||||||||||||||
