සියවසේ අවසන් සිකුරු සංක්‍රාන්තිය — Transit of Venus, 2012

තාරකා විද්‍යාවට ඇළුම් කරන ඔබ අතපසු නොකරම නිරීක්ෂණය කල යුතු අවස්ථාවක් මෙම වසරේ ජූනි මස මුල භාගයේදී උදාවේ..එනම් සිකුරු සංක්‍රාන්තියයි. මෙම වසරින් පසු නැවතත් සුර්ය පෘෂ්ඨය හරහා සිකුරු ගමන් කරනවා මෙන් දිස් වීම නැවතත් නිරීක්ෂණය කල හැක්කේ වර්ෂ 2117දී පමණය. (ඔබත් මමත් වාසනාවන්තවේද යන්න සැක සහිත වේ.)
සැබවින්ම මෙය ඉතා දුර්ලභ අවස්ථාවකි. ක්‍රි.ව. 2000ත් ක්‍රි.පූ. 4000ත් අතර 81 වරක් පමණක් සිදුව ඇති මෙම සංසිද්ධිය මිනිසා විසින් නිරීක්ෂණය කොට වාර්තා ගත කොට ඇත්තේ 6 වරක් පමණි. එනම් 1639,1761,1769,1874දී හා 2004 වසරවල් වලදීය. 1882දී ප්‍රංශ ජාතික තාරකා විද්‍යාඥයකු වූ Camille Flammarion 1631 සිට 2984 දක්වා සිදුවන සිකුරු සංක්‍රාන්ති ලේඛන ගත කොට ඇත.
සිකුරු සංක්‍රාන්තිය වක්‍රාකාර කාල අන්තර වලදී සිදුවන්නේ යයි උපකල්පනය කළහොත් එය වසර 8+ 121.5+8+105.5 = 243 යන ආකාරයට සිදුවේ. මෙවර සංක්‍රාන්තිය ජුනි මස 5 වන දින සිදු වීමට නියමිත අතර නැවතත් 2117 දෙසම්බර් 11 වන දා එය සිදු වනු ඇත.
මෙවර ග්‍රහණය පෘතුවියෙන් 3/4 කට පමණ දිස් වනු ඇත. පළමුව දකුණු ඇමරිකාවේ උතුරු ප්‍රදේශයටත්, උතුරු ඇමරිකාවටත් මධ්‍යම හා බටහිර ආසියාව ඇතුළු ප්‍රදේශ කීපයකට නිරීක්ෂණය කල හැක. ග්‍රහණය අවස්ථාවේදී සිකුරු කළු පැහැයෙන් සූර්යාගේ ප්‍රමාණයෙන් 1/32 ප්‍රමාණයකින් පෙනේ. මෙම විශාලත්වය පියවි ඇසින් දැකීමට තරම් ප්‍රමාණවත්ය. ( නමුත් හිරු දෙස එක එල්ලේ බැලීම ඇසට ඉතාමත් හානිදායක වේ. එබැවින් ආරක්ෂාකාරී ක්‍රම අනුගමනය කරන ලෙස ඉතා දැඩිව අවධාරණය කරමු.)
සියවසේ ඉතාමත් දුර්ලභ අවස්ථාවක් වන මෙය නිරීක්ෂණය කිරීමට සුදානමින් සිටින්න.

කෙප්ලර් නියම – Kepler’s laws

ටයිකෝ බ්‍රාහේ ( Tycho Brahe) නම් තාරකා විද්‍යාඥයාගේ නිරීක්ෂණ මත පදනම්ව, ඔහුගේ ශිෂ්‍යයෙක් වූ ජොහැන්නස් කේප්ලර් (1571-1630) විසින් ග්‍රහලෝක චලිතය පිළිබද ඉතා වැදගත් නියම තුනක් ඉදිරිපත් කරන ලදී.

පළමු නියමය – සුර්යා එක් නාභියක පිහිටන පරිදි අනෙකුත් ග්‍රහලෝක සූර්යා වටා ඉලිප්සාකාර පථයක භ්‍රමණයවේ.
ඉලිප්සය යනු ගණිතයේදී භාවිතා කරන ප්‍රධාන හැඩයන්ගෙන් එකකි. අපි දන්නා පරිදි වෘත්තයකට ඇත්තේ එක් කේන්ද්‍රයක් හෙවත් නාභියක් පමණක් වුවත් ඉලිප්සයකට නාභි දෙකක් පවතී. ඉලිප්සයක නාභියන් දෙක ඒක ලක්ෂ වූ විට නැවතත්   වෘත්තයක් සෑදේ. මේ අනුව ඉලිප්සය  වෘත්තයක විශේෂ අවස්ථාවක් ලෙසද සරලව දැක්විය හැක. ඉලිප්සයක ඉලිප්සීයතාව හෙවත් එය වෘත්තයකින් කොපමණ ප්‍රමාණයකින් වෙනස් වී ඇත්ද යන්න විකෙන්ද්‍රියතාව (eccentricity ) මගින් මනිනු ලැබේ.එය 0ත් 1ත් අතර අගයකි.(අගය වැඩිවන විට ඉලිප්සියතාව වැඩිවේ ). මෙම නියමයේ තහවුරු කිරීම් සදහා ධ්‍රැවීය ඛංඩාන්ක පද්දතිය භාවිතා වේ.

ගණනය සදහා ඉලිප්සයක සමීකරණය පහත පරිදි ලියා දැක්විය හැක.

r = P/( 1+ e cos o )

මෙහි r හා o ධ්‍රැවීය ඛන්ඩාංක වන අතර p යනු අර්ධනාභිය ලම්භයයි ( semi -latus rectum). e යනු විකෙන්ද්‍රියතාවයයි.ඉලිප්සයක වර්ගඵලය 

A = (phi)a*b 

මගින් ලැබේ. o =0 දී ග්‍රහලෝකය සූර්යාට ආසන්නයේ (perihelion) පවතින අතර .o =180 දී එය ඈතින්ම (aphelion) පිහිටයි.

දෙවන නියමය – සූර්යා හා ග්‍රහලොව අතර අදිනලද මන්ඃකල්පිත රේඛාවක් සැලකු විට එය හැමවිටම සමාන කාල අන්තර තුලදී සමාන වර්ගඵල ගෙවා යයි.

ඉහත රූප සටහනේ පරිදි සූර්යාට ආසන්නයේදී ග්‍රහලොව වේගයෙන් ගමන් කරයි. එබැවින් එයට සමාන කාල වලදී සමාන වර්ගඵල ගෙවා යාහැක.කොළ පැහැති ඊතල මගින් ග්‍රහලෝකයේ වේගයත්, අනෙක් ඊතල මගින් එය මත ක්‍රියාකරන බලයත් පෙන්නුම් කරයි.

තෙවන නියමය – ග්‍රහලෝකයක ආවර්ත කාලයේ වර්ගය එහි අර්ධ- මහා අක්ෂයේ තුන්වන බලයට අනුලෝමව සමානුපාතික වේ.

මෙම නියමයන් පසුව නිව්ටන් විසින් වැඩි දියුණු කරන ලදී. නමුත් ග්‍රහවස්තුවල චලිතය පිළිබද ඉතා වැදගත් නියමයන් ලෙස හදුන්වනු ලැබේ.

කළු කුහර ඡායාරූපයකට ?? – First-Ever Black Hole Photo

කළු කුහරයක් කියන්නේ ඉතාමත් අධික ගුරුත්වාකර්ෂණ බලයකින් යුත් වස්තුවක්. අපි දන්න විදියට එයට ආලෝක කිරණ පවා ඇද ගන්නවා. එහෙනම් කොහොමද කළු කුහර ඡායාරූපයකට ගන්නේ?. මේ සදහා නව පර්යේෂණ කණ්ඩායමක් උත්සහ දරනවා. ඔවුන්ගේ අරමුණ පෘතුවිය තරම් විශාල දුරේක්ෂ ජාලයක් ගොඩනගන්නයි. මෙය Event Horizon Telescope ලෙස හදුන්වන අතර එය පෘතුවිය වටා පිහිටි රේඩියෝ දුරේක්ෂ එකතුවක් හෙවත් දුරේක්ෂ ජාලයක්.  මේ උත්සාහය කොතරම් දුරට සාර්ථක වේදැයි කියන්න බැරි උනත් ඇරිසෝනා විශ්ව විද්‍යාලයේ Steward නිරික්ෂනාගාරයේ පර්යේෂකයන් මේ ගැන බොහෝ බලාපොරොත්තු සහගතව පසුවෙනවා.. අප මන්දාකිණිය මධ්‍යයේ ඇතැයි සැලකෙන සුපිරි කළු කුහරය ඔවුන්ගේ ඡායාරූප ඉලක්කයයි. මෙම කාර්ය සාර්ථක කරගන්නා ආකාරය දෙස අපි බලා සිටිමු.

අපේ නිවස – Home Earth

Cupola තුලින් පෘතුවිය දිස්වන අයුරු

අපි මොන මොන ග්‍රහලෝක තාරකා මණ්ඩල ගැන කථාකරත්, ඉගෙන ගත්තත් පෘතුවිය ඒ අතරින් සුවිශේෂයි. ඒ එය අපි හැමෝගෙම ගෙදර හින්දා.. ඉහත  ඡායාරූපයෙන් දැක්වෙන්නේ අන්තර්ජාතික අභ්‍යවකාශ මධ්‍යස්ථානයේ   (ISS) Expedition 30 කන්ඩායම මගින් ගන්නා ලද පෘතුවියේ එක් ප්‍රදේශයක්. ISS හි ඇති cupola (අර්ධ ගෝල ශිර්ෂිකාව) තුලින් මෙම  ඡායාරූපය ගෙන ඇත. රූපයේ මධ්‍යයේ තුර්කියේ Edigar golu ඇළ දැක්වේ. එහි පිහිටුම ආසන්න වශයෙන් උතුරු අක්ෂාංශ 38.5 හා නැගෙනහිර දේශාංශ 30.89 වේ. මේ නිල් පැහැ සොදුරු ග්‍රහලොව සුරැකීමේ වගකීම අප සතුය. කිමද යත් මනුෂ්‍ය වාසයට තවමත් වඩාත්ම සුදුසු වන්නේ එය බැවිනි.

Cupola – මෙය යුරෝපානු අභ්‍යවකාශ ඒජන්සිය (ESA) මගින් 2010 පෙබරවාරි 8 වනදා STS-130 මෙහෙයුමෙන්  ISS මත සවිකරන ලදී. කවුළු 7කින් යුත් මෙය පෘතුවි නිරීක්ෂණ කටයුතු සදහා බහුලව භාවිතා වේ. මෙය මෙතෙක් අභ්‍යවකාශයෙදී භාවිතා කරන ලද විශාලම කවුළුවයි.

Cupola

හිරු ලප – Sun spots

සාමාන්‍යයෙන් නිරීක්ෂණය කරන්න අමාරු උනත් විශේෂිත ආරක්ෂාකාරී ක්‍රම මගින් හිරු දෙස බැලුවොත් අපිට සුර්ය පෘෂ්ටයේ අදුරු කලාප දැකගන්න පුළුවන්. මේවා හිරු ලප හෙවත් sun spots ලෙස හදුන්වනවා. මේ විදියට ඒවා පෙන්න ප්‍රධානම හේතුව වෙන්නේ හිරු ලප පිහිටා ඇති ප්‍රකාශ ගෝලය හා ඒවා අතර ඇති  උෂ්ණත්ව වෙනසයි. සාමාන්‍යයෙන් හිරු ලප පිහිටි ප්‍රදේශයේ උෂ්ණත්වය 4500k පමණ අතර එය ප්‍රකාශ ගෝලයේ උෂ්ණත්වයට වඩා 1500k පමණ අඩු අගයක්. මේවායේ අදුරු බවත් සාපේක්ෂයි. එනම් අපට අදුරු ලෙස නිරීක්ෂණය උනත් වෙනත් ඊට වැඩ අඩු දීප්තියක් ඇති පසුබිමකදී වැඩි දීප්තියකින් හිරු ලප දීප්තිමත් ලෙස දකින්න පුළුවන්.

දැනට නිරීක්ෂණය කර ඇති විශාලම හිරු ලපය ආසන්න වශයෙන් 50,000 km පමණ විෂ්කම්භයක් සහිතයි. එනම් එය පියවි ඇසින්වුවත් දැකිය හැකියි. පොකුරු වශයෙන්ද දැකිය හැකි හිරුලප පොකුරක හිරු ලප 100ක් පමණ ඇති අවස්ථාත් නිරික්ෂණය කොට ඇත. මේවා ඇති වී පවතින කාලය පැය දින හෝ මාස ගණනක් විය හැකයි. ගැලිලියෝ සිද්ධාන්තයට අනුව හිරු ලප සුර්ය භ්‍රමණයත් සමගම සූර්ය පෘෂ්ඨය වටා ගමන් කරයි. හිරුලපයක් ප්‍රධාන වශයෙන් කොටස් දෙකකින් යුක්තයි. එහි මැද පිහිටි අදුරු කලාපය (umbra) හා ඊට පිටතින් පිහිටි මදක් දීප්තිමත් කලාපයයි (penumbra).

සූර්ය භ්‍රමන කාලය.

සූර්ය භ්‍රමන කාලය පළමුව ගණනය කරන ලද්දේ හිරුලප සූර්ය පෘෂ්ටයේ ඇතිකරන චලනය නිරීක්ෂණය කිරීම මගිනි. ගැලිලියෝ මෙම ක්‍රමය මගින් සූර්ය භ්‍රමන කාලයච මාසයකට ආසන්න බව ගණනය කරන ලදී. මෙම ක්‍රමය යොදා ගැනීමට හේතුව ලෙස දැක්විය හැක්කේ හිරු ඝන වස්තුවක් නොවීමයි. එම නිසා එයට නිවැරදි භ්‍රමන කාලයක් නොමැත. වර්තමාන ගණනයන්ට අනුව එහි භ්‍රමන කාලයන්, සූර්ය සමකය ආසන්නයේදී දින 25ක්ද අක්ෂාංශ 40දී දින 28ක් හා ධ්‍රැව ආසන්නයේදී දින 35ක්ද වේ. 

 සූර්ය ලප වක්‍රය. (Sun spot cycle)

ගැලිලියෝ සමයේ පටන් හිරුලප නිරීක්ෂණය කර ඇති බැවින් දීර්ඝ කාලයක දත්ත මේ වන විට ලැබී ඇත.එම දත්ත විශ්ලේෂණය මගින් හිරු ලප පිළිබද අනාවැකි පැවසිමටද හැකියාව තිබේ. කාලය හා නිරීක්ෂණය කරන ලද හිරු ලප ප්‍රමාණය අතර ඇද ඇති පහත ප්‍රස්ථාරයට අනුව සැම අවුරුදු 11කට වරක්ම සූර්ය ලප සංඛ්‍යාව වැඩි වන බව පෙනේ. මෙම අවුරුදු 11ක කාලය සූර්ය ලප වක්‍රය ලෙස හදුන්වයි.

හිරුලප ප්‍රමාණය හිරු ගෙන් පිටවන විකිරණ ප්‍රමනයටද බලපානු ලබයි. ඉහත ප්‍රස්ථාරයේ හිරු ලප වැඩි කාලවලදී හිරුගේ විකිරණ ප්‍රමාණය වැඩි බව නිරීක්ෂණය කොට ඇත.එනම් වැඩි හිරුලප කාල යනු විකිරණ වැඩි කාලයන්ය.

හිරුලප අධ්‍යයනය පෘතුවියේ දේශගුණික වෙනස් වීම් පිළිබද අනාවැකි පවසිමටද උපයෝගීකර ගත හැක.එමෙන්ම හිරුලප වැඩි කාලවලදී අධික සූර්ය ක්‍රියාකාරිත්වය හේතුවෙන් පෘතුවිය මත සන්නිවේදන පද්ධති වල ක්‍රියාකාරිත්වයට බාධා පැමිණේ.

<සැකසෙමින් පවතී.>

Quadrantids උල්කාපාත වර්ෂාව

Quadrantids යනු ජනවාරි මස මුලදී දැකගත හැකි සාමාන්‍ය ප්‍රමාණයේ උල්කා වර්ෂාවකි. 2012 ජනවාරි 3 හා 4 යන දිනවලදී මෙහි උපරිමය නිරීක්ෂණය කිරීමට ලැබෙනු ඇති අතර මෙහි දීප්තිමත්ම පෙදෙස  Boötes.තාරකා රාශියට අයත් වේ. දැනට භාවිතා නොකරන   Boötes රාශියට අයත් Quadrans Muralis නම් තාරකා රාශිය හේතුවෙන් උල්කා වර්ෂාවට මෙම නම ලැබී ඇත. Adolphe Quetelet විසින් 1830දී   Brussels අභ්‍යවකාශ නිරීක්ෂණාගාරයේදී මෙය ප්‍රථම වරට නිරීක්ෂණය කරන ලදී. සාමාන්‍යයෙන් පැයකට උල්කා 40-45 ක පමණ ප්‍රමාණයක් නිරීක්ෂණය කල හැකිවනු ඇත. බාහිර ආලෝකයන්ගෙන් තොර පැහැදිලි අහසක් තෝරා ගැනීමෙන් ඔබටත් මෙම උල්කා වර්ෂාව නිරීක්ෂණය කළ හැකිවේ. 

බ්‍රහස්පති ඇයි මේ පාටින් – Color of Jupiter

Jupitor

සාමාන්‍යයෙන් බ්‍රහස්පති ග්‍රහයා නිරීක්ෂණය කල විට ඒ තුලින් පරාවර්තනය වී පෙනෙන සුදු,රතු, තැබිලි, දුඹුරු හා කහ වැනි විවිධ වර්ණ දැක ගත හැක. මෙයට හේතු වන්නේ එහි වායුගෝලයේ ඇති කුණාටු හා සුළඟේ බලපෑමයි.
හිරු කිරණ බ්‍රහස්පති වෙත ලැබුන විට එහි ඇති නොයෙක් රසායන ද්‍රව්‍ය මගින් ඒවා පරාවර්තනය කරයි. වැඩිම ප්‍රතිශතයකින් යුත් හයිඩ්රජන් හා හීලියම් වලට අමතරව බ්‍රහස්පති  වලාකුළු වල ඉහල ස්ථරය ඇමෝනියා ස්ඵටික, ජල හා අයිස් බිදිති වලින් මෙන්ම ඇමෝනියා හයිඩ්රො සල්ෆයිඩ් වලින්ද යුක්තය.විශාල කුණාටු බ්‍රහස්පති සංවහන නිසා ඇතිවන්නන් වේ. එම කුණාටු මගින් බ්‍රහස්පති මතුපිට ඇති හයිඩ්රෝ කාබන්, පොස්පරස්     සල්ෆර් වැනි සංයෝගද වලාකුළු මතු පිටට ගෙන එයි. මෙවැනි රසායන ද්‍රව්‍ය පරාවර්තන අප විවිධ පැහැයෙන් නිරීක්ෂණය කරයි. සුදු පැහැය සිසිල් කුණාටු මගින්ද  දුඹුරු පැහැය උණුසුම් කුණාටු මගින්ද රත් පැහැය ඉතා උණුසුම් කුණාටු මගින්ද ලැබේ.

බ්‍රහස්පතිගේ රතු ලපය මෙවැනි කුණාටු වලට ඉතා හොද උදාහරණයකි.Giovanni Cassini විසින් 1600දී පමණ මෙය පළමුව නිරීක්ෂණය කල බව පැවසේ. 1974දී නාසාහි Pioneer 10 යානය මගින් ආසන්නයට ගොස් පැහැදිලි ඡායාරූප රැසක් ලබාගන්නා ලදී. මිට ශත වර්ෂයකට පෙර මනිනවිට 40000 km විෂ්කම්භයකින් රතු ලපය නිරීක්ෂණය වුවද දැන් එය එම ප්‍රමාණයෙන් භාගයකට අඩු වී ඇත. තව දුරටත් එය කුඩා වන අතර එහි පැවැත්ම ගැන තාමත් නිවැරදි තීරණයක් නොමැත.
බ්‍රහස්පතිගේ වර්ණ විද්‍යාඥයින්ට වැදගත් වන්නේ එමගින් එහි වායුගෝලයේ ස්වභාවය නිරීක්ෂණය කල හැකි බැවිනි,

Sri Lankan Astronomy – Sinhala Astronomy

පෘතුවියට නිවුන් සොහොයුරන් – NASA’S KEPLER MISSION

නාසාහි කෙප්ලර් මෙහෙයුම ගැන අපි මීට කලිනුත් කථා කරා. ඒ කෙප්ලර් 22-b ගැනයි. තාරකා විද්‍යා දැනුම දිනෙන් දින අළුත් වෙන බව තහවුරු කරමින් කෙප්ලර් මෙහෙයුම තවත් විශේෂ සොයා ගැනීමක් සිදුකොට ඇත. එනම් පෘතුවියේ විශාලත්වයට ඉතා සමාන තවත් ග්‍රහලෝක දෙකක් වෙනත් සූර්ය මණ්ඩලයකින් පළමුවතාවට නිරීක්ෂණය කිරීමයි. මේවා Kepler 22-e හා  Kepler 22-f ලෙස නම් කර ඇත. නමුත් මේවා Habitable Zone හෙවත් මතුපිට ද්‍රව ජලය පැවතිය හැකි ප්‍රදේශයට අයත් නොවේ. ඒවා තම සුර්යයාට ඉතා ලගින් පිහිටිම මෙයට හේතුවයි.

කෙප්ලර් 22-e

කෙප්ලර් 22-e පෘතුවියේ අරය මෙන් 0.87ක අරයකින් යුක්ත වන අතර සිකුරු ග්‍රහයාට වඩා මදක් කුඩා වේ. පෘතුවියට මදක් විශාල කෙප්ලර් 22-f පෘතුවි අරය මෙන් 1.03ක අරයක්‌ සහිත ග්‍රහලොවකි.මේවා පාෂාණමය ග්‍රහ වස්තූන් ලෙස සලකනු ලබයි. කෙප්ලර් 20 නම් පද්ධතියට අයත් මෙම ග්‍රහලෝක Lyra තාරකා මණ්ඩලයේ සිට ආසන්න වශයෙන් ආලෝක වර්ෂ 1000 පමණ දුරින් පිහිටයි.

කෙප්ලර් 22-f

දින 6.1ක ආවර්ත කාලයක්  කෙප්ලර් 22-eට ද දින 19.6ක ආවර්ත කාලයක්  කෙප්ලර් 22-f ට ද ඇත. එමෙන්ම ඒවායේ මතුපිට උෂ්ණත්වය පිලිවෙලින් 800 F හා 1400 F වේ. මෙම පද්ධතියට තවත් ග්‍රහලෝක 3ක් අයත් වේ. ඒවා Kepler 22-b , Kepler 22-c හා  Kepler 22-d ලෙස නම් කර ඇත. ඒවායේ ආවර්ත කාල දින 3.7, 10.9 , හා 77.6 ලෙස පිලිවෙලින් දැක්විය හැක.

නාසා වෙබ් අඩවිය ඇසුරෙනි.

කළු කුහර – Black Holes

පෘථිවිය ඇතුළු අනෙකුත් ග්‍රහවස්තූන් සූර්යයා වටා භ්‍රමණය වනු ලබන්නේත්, චන්ද්‍රයා පෘථිවිය වටා භ්‍රමණය වනු ලබන්නේත් එම වස්තූන් අතර ක්‍රියාත්මක වනු ලබන ආකර්ෂණ බල හේතුවෙනි. මෙම බල ගුරුත්වාකර්ෂණ බල නම් වන අතර, යම් ග්‍රහවස්තුවක් ඒ වටා ඇති කරනු ලබන ගුරුත්වාකර්ෂණ බලයන්ගේ විසිරීම ගුරුත්වාකර්ෂණ ක්ෂේත්‍රය  නම්වේ. පෘථිවිය ඇතුළු අනෙකුත් ග්‍රහවස්තූන් සූර්යයා වටා භ්‍රමණය වනු ලබන්නේ ඒවා සූර්යයාගේ ගුරුත්ව ක්ෂේත්‍රයට නතුව පවතින හෙයිනි. යම් ග්‍රහවස්තූවක් මගින් ඇති කරනු ලබන ගුරුත්වාකර්ෂණ ක්ෂේත්‍රයේ ප්‍රබලත්වය ඊට ලඟා වන විට වැඩිවේ. ඉන් ඉවත් වන විට හීන වී යයි. එසේම ග්‍රහ වස්තූවක් මගින් ඇති කරන ගුරුත්වාකර්ෂණ ක්ෂේත්‍රයේ තීව්‍රතාවය එහි ස්කන්ධය හා අරය මත රඳා පවතී. එනම් ස්කන්ධය වැඩි වන විට ක්ෂේත්‍රයේ තීව්‍රතාවය වැඩි වන අතර අරය වැඩි වනවිට අඩුවේ. 

වියෝග ප්‍රවේගය

යම් ග්‍රහවස්තුවක් මත සිට කුඩා වස්තුවක් නැවත එම ග්‍රහවස්තුවට නොවැටෙන ලෙසට ඉන් ඉවතට ප්‍රක්ෂේපණය කල යුතු අවම ප්‍රවේගය එම ග්‍රහවස්තුවේ වියෝග ප්‍රවේගය නම් වේ. (පෘථිවියේ මෙම අගය 11kms^-1 පමණ වේ.) ප්‍රක්ෂේපණ වේගය මෙම අගයට වඩා අඩු නම් වස්තුව නැවත ග්‍රහවස්තුවට ඇද වැටෙන අතර මෙම අගය ඉක්මවූ විට නැවත ඇද නොවැටේ. ග්‍රහවස්තුව මගින් ඇති කරන ගුරුත්වාකර්ෂණ ක්ෂේත්‍රය වැඩිවත්ම වියෝග ප්‍රවේගයේ අගයද වැඩි වේ.

කළු කුහර යනු????  

ස්කන්ධයෙන් වැඩි විශාල තාරකා ඒවායේ ආයු කාලය නිමාවෙත්ම විවිධ අදියර ගණනාවක්ම පසුකර අවසානයේදී එහි ගුරුත්වාකර්ෂණ ක්ෂෙත්‍රයේ ප්‍රබලතාව නිසා සංකෝචනය වේ. එමගින් තරුවේ ගුරුත්වාකර්ෂණ ක්ෂේත්‍රය තවදුරටත් විශාල වේ. (අරය අඩු වන බැවින්) එහි ප්‍රතිඵලයක් ලෙසට එහි වියෝග ප්‍රවේගයද ඉහල යයි. එම වියෝග ප්‍රවේගයේ අගය ආලෝකයේ ප්‍රවේගය (3x10⁸ms–¹) ඉක්මවූ විට ආලෝකය පවා ඉන් පිටතට නොපැමිණෙයි. මෙවන් ග්‍රහවස්තුවක් කළුකුහරයක් නමින් හදුන්වයි.

ආලෝකය ඇතුළු කිසිදු විද්‍යුත් චුම්භක කිරණයක් කළු කුහරයකින් නිකුත් නොවන නිසා ඒවා සෘජුව නිරීක්ෂණය කල නොහැක. එබැවින් කළු කුහර අධ්‍යයනය කරනු ලබන්නේ ඒවා අවටදී අනෙකුත් ග්‍රහවස්තූන්ගේ චලිත ස්වභාවයන් නිරීක්ෂණය කිරීම තුලිනි. විශේෂයෙන්ම ද්විත්ව තාරකා පද්ධතියක විශාල තාරකාව කළු කුහරයක් බවට පත්වූ අවස්ථාවකදී අනෙක් තාරකාවේ පරිභ්‍රමණ වේගය හා චලිත ස්වභාවය නිරීක්ෂණය කිරීමෙන් කළු කුහරයේ ස්වභාවය වටහා ගත හැක

ක්වේසාර් (Quasar)

කළු කුහරයක් අවට හයිඩ්‍රජන් හා හීලියම් වායූන් වලාවක්සේ පිහිටන අවස්ථාවකදී එම වායූන් කළු කුහරයේ අධික ගුරුත්වයට නතුව තැටියක ආකාරයට වේගයෙන් එය වටා භ්‍රමණය වීමට පටන් ගනී. මෙම අධිවේගී වායූ අණු එකිනෙක ගැටීමෙන් ඝර්ෂණය නිසා අධික උෂ්ණත්වයකට පත් වේ. උෂ්ණත්වය කෙල්වින් මිලියන 15 ඉක්ම වූ විට න්‍යෂ්ටික ප්‍රතික්‍රියා ආරම්භවී තැටියේ භ්‍රමණ අක්ෂය ඔස්සේ ගැමා කිරණ නිකුත් වීමට පටන් ගනී. මෙවැනි පද්ධතියක් ක්වේසාර නම් වන අතර මේවා ඉතා දීප්තිමත් ය.

සාමාන්‍යයෙන් කළු කුහර බිහිවන්නේ විශාල තාරකාවක් මිය යෑමත් සමගය. දැනට සොයාගෙන ඇති විශාලම මෙවන් කළු කුහර වල ස්කන්ධය සූර්ය ස්කන්ධ 30 ක් පමණ වේ. නමුත් විශාලත්වයෙන් ඉතා ඉහල සුපිරි කළු කුහර වල පැවැත්ම ඉතා මෑතක් වන තුරුම සෛද්ධාන්තික කල්පිතයක් පමණක් විය. සුපිරි කළු කුහර යනුවෙන් හදුන්වන්නේ සූර්ය ස්කන්ධ මිලියන ගණනකින් යුතු කළු කුහරයන්ය. මේවායේ පැවැත්ම ගැන විවිධ මත පැවති අතර ක්‍රියාකාරී මන්දාකිණි වල මධ්‍යයේ සුපිරි කළු කුහර පවතින බවට මත පළවුනි. (ක්‍රියාකාරී මන්දාකිණි යනු මධ්‍යයේ විශාල ක්වේසාරයක් පවතින මන්දාකිණිය.)

ක්‍රියාකාරී මන්දාකිණියක මධ්‍යයේ සුපිරි කළු කුහරයක් පවතින බවට තහවුරු කිරීම  සදහා 1983 දී තාරකා විද්‍යාඥ ඇලන් ඩ්‍රෙස්ලර් (Alan Dressler) ක්‍රියාකාරී මන්දාකිණියක් වූ NGC 1068 හා අක්‍රිය මන්දාකිණියක් වූ ඇන්ඩ්‍රොමීඩා (Andromida) මන්දාකිණිය යොදා ගත්තේය. එම මන්දාකිණිවල මධ්‍යයට ආසන්නයේ පවතින තරු වල ප්‍රවේග ගණනය කර එමගින් ක්‍රියාකාරී මන්දාණියේ මධ්‍යයේ සුපිරි කළු කුහරයක් පවතින බවට තහවුරු කිරීම ඔහුගේ අභිප්‍රාය විය. කැලිෆෝනියාවේ පැලමාර් (Palomar) දුරේක්ෂය භාවිතා කරමින් කල පරීක්ෂණ සුපිරි කළු කුහර පිලිබද එතෙක් පැවති මතය නව මගකට යොමු කිරීමට සමත් විය.

NGC 1068 ක්‍රියාකරී මන්දාණියෙන් ලද දත්ත ඉතා අපැහැදිලි වූ අතර ගණනයන්ට සුදුසු නොවීය. නමුත් ඇන්ඩ්‍රොමීඩා මන්දාකිණියේ මධ්‍යයේ තාරකා 150kms^-1 ක පමණ වේගයකින් චලනය වෙමින් පැවැති අතර එමගින් එහි මධ්‍යයේ සුපිරි කලු කුහරයක් පවතින බවට මුල් වරට සාධක ලැබුණි. 

මෙම සුවිශේෂී ප්‍රතිඵලයත් සමඟින් සුපිරි කළු කුහර සම්බන්ධයෙන් සිදු කෙරුනු පර්යේෂණ විශාල වශයෙන් පුළුල් වූ අතර වඩා ප්‍රභල හබල් දුරේක්ෂය භාවිතා කරමින් අප වටා ඇති ක්‍රියාකරී හා අක්‍රිය මන්දාකිනි 27 ක් නිරීක්ෂණය කරන ලදී. මෙම සෑම මන්දාකිණියකම මධ්‍යයේ සුපිරි කළු කුහරයක් පවතින බව එමගින් තහවුරු කරන ලදී.

මෙම සොයාගැනීමත් සමඟම සුපිරි කළු කුහර හා මන්දාකිණි පිළිබදව පැවැති මතවාද ප්‍රභල ලෙස වෙනස්වූ අතර මුලදී ඉතා දුලබ වස්තුවක් යැයි සැලකූ සුපිරි කළු කුහර පසුව සෑම මන්දාකිණියකම මධ්‍යයේ පවතින බවට තහවුරු වීමත් සමග මන්දාකිණියක ස්වභාවය, උපත හා විකාශනය පිළිබද පැවැති අදහස් විශාල ලෙස වෙනස් කරන ලදි. මන්දාකිණිත්, ඒවා මධ්‍යයේ පවතින සුපිරි කළු කුහර පිළිබඳත් සිදු කරන ලද පරියේෂණ වලින් සනාත වූ කරුණක් වූයේ, මන්දාකිණියේ ප්‍රමාණය කොපමණ වුවද එහි මුළු ස්කන්ධයෙන් 0.5% ක් මධ්‍යයේ ඇති සුපිරි කළු කුහරයේ පවතින බවය. මෙය ඉතා සුවිශේෂී වූ අතර මන්දාකිණියේ ප්‍රමාණය කුමක් වුවද මෙම අනුපාතය නියතව පවතින බව නිරීක්ෂණය විය. මහාචාර්ය ලෝරා ෆ්‍රෙන්ස් (Prof. Laura Ferrarese) හා කර්ල් ගර්බාර්ඩ් (Prof. Karl Gebhardt) වසර 3 ක් මුළුල්ලේ සිදු කරණ ලද පරීක්ෂණ වලින් අනතුරුව මන්දාකිණි හා ඒවායේ සුපිරි කළු කුහර පිළිබදව වැදගත් තොරතුරු රාශියක් අනාවරණය විය. ඉන් වඩාත් විශේෂිත කරුණ වූයේ සුපිරි කළු කුහරයේ ස්කන්ධයත් මන්දාකිණියේ පිටතම කවචයේ ඇති තරු වල වේගයත් (සිග්මා – sigma) අතර රේඛීය සම්බන්ධයක් පවතින බව සොයාගැනීමයි. 
එනම් සුපිරි කළු කුහරයේ ස්කන්ධය වැඩි වත්ම සිග්මා හි අගයද, ඒ හා සමනුපාතිකව වැඩි වන බවයි. මෙහි ඇති විශේෂත්වය නම් පිටතම කවචයේ ඇති තරු වලට මධ්‍යයේ ඇති සුපිරි කළු කුහරයේ ගුරුත්වාකර්ෂණය නොදැනීමයි. මින් පැහැදිලි වූ කරුණ වුයේ මන්දාකිණි හා සුපිරි කළු කුහර අතර පවතින සබඳතාව එම මන්දාකිණි වර්තමානයේ පවතින තත්වයට පත් වීමට පෙර සිට පැවති බවත් සුපිරි කළු කුහරයක් යනු මන්දාකිණියකට අනිවාර්‍ය හා අත්‍යාවශ්‍ය සාධකයක් බව හා මේ දෙක මන්දාකිණියේ උපතේ සිටම එකිනෙක හා බැදී පවතින බවයි.

න්‍යායාත්මක භෞතික විද්‍යාඥයෙක් වු ඔක්ස්ෆර්ඩ් විශ්ව විද්‍යාලයේ මහාචාර්ය ජෝශප් සිල්ක් (Prof. Joseph Silk) ඉදිරිපත් කල  මන්දාකිණි බිහිවීම පිලිබඳව වු න්‍යාය තුලින් ඉහත සම්බන්ධය පැහැදිලි කිරීමට සමත් වීමත් සමග මන්දාකිණි බිහිවීම හා ඒවායේ විකාශනය පිලිබඳ පැවති මත වාද බෙහෙවින් වෙනස් විය. මෙයට පෙර තාරකා විද්‍යාඥයන් විශ්වාස කරනු ලැබුවේ විශාල හයිඩ්‍රජන් හා හීලියම් වායු වලාවන් ස්වයංක්‍රීයව ඉහල ඝනත්ව වලට පත්වීම තුලින් මන්දාකිණි හා තාරකා බිහිවූ බවයි. නමුත් මෙම න්‍යායට අනුව වායු වලාවේ මධ්‍යය අධික ගුරුත්වය නිසා ක්ෂණිකව සංකෝචනය වීම තුලින් සුපිරි කළු කුහර බිහිවී ඇත. ඒ අවට පවත්නා වායූන් කළු කුහරයේ ගුරුත්වයට නතුවී ඊට ඇද වැටීම හරහා දීප්තිමත් ක්වේසාරයක් බිහිවේ. මෙහිදී වායූන්ගේ සිදුවන විශාල උෂ්ණත්ව වෙනස නිසා වායු ඝනත්වය ඉහල ගොස් තාරකා හා මන්දාකිණි බිහි වී තිබේ.

මේ අනුව සුපිරි කළු කුහර යනු අතිශය විනාශකාරී ප්‍රබල ගුරුත්වයකට හේතු වන්නා වූ වස්තුවක් පමනක්ම නොව විශ්වයේ පැවති වායු වලා තුලින් තාරකා වලින් මන්දාකිණි බිහි කරලීම සඳහා ආරම්භක සාධකයක් ද වේ. එනම් වර්තමානයේ පවත්නා විශ්වයේ ස්වභාවයට බෙහෙවින් හේතු වන්නා වූ සාධකයක් ලෙස සුපිරි කළු කුහර හඳුනා ගෙන ඇත.

චාමික ගුණතිලක

Sri Lankan Astronomy – Sinhala Astronomy

විශ්වයේ රෝස කුසුම – Puppis

ආදරයේ සංකේතය ලෙස සලකන රතු රෝස මලක් අභ්‍යවකාශයෙදී නිරීක්ෂණය කිරීමට තාරකා විද්‍යාඥයින් සමත්ව ඇත. මීට වසර 3700 කට පමණ පෙර සිදුවූ  Super Nova පිපිරීමක් හේතුවෙන් මෙම දර්ශනය දැකිය හැකිව තිබේ. සැබවින්ම ඉහත දැක්වෙන ඡායාරූපය WISE හෙවත් Wide-field infrared Survey Explorer නම් අධෝරක්ත කැමරාවෙන් ලබාගත්  ඡායාරූපයකි. රතු පාට දුහුවිලි වලා හේතුවෙන් මෙම රෝස මලක හැඩය මෙයට ලැබී ඇත. මෙය පුප්පිස් (Puppis) ලෙස නම් කර ඇති අතර රුපයේ නිල් හා සයින් පැහැය 3.4 හා 4.6 microns තරංග ආයමයෙන් යුත් අධෝරක්ත විකිරණ හේතුවෙන්ද රතු හා කොළ පැහැය 12 හා 22 microns තරංග ආයමයෙන් යුත් අධෝරක්ත විකිරණ හේතුවෙන්ද ඇති වී තිබේ. මේවා ඉතා අධික උෂ්ණත්වයකට රත් වූ දුහුවිලි වලාවන්ගෙන් නිකුත් වූ විකිරණයි. සැබවින්ම විශ්වය රහස් සගවාගත් ස්ථානයක් පමණක් නොවේ. එය කුතුහලය උපදවන කලාගාරයකි.