സര്‍വ്വവിജ്ഞാനകോശം സംരംഭത്തില്‍ നിന്ന്
(തിരഞ്ഞെടുത്ത പതിപ്പുകള്‍ തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസം)
|
|
| വരി 1: |
വരി 1: |
| | ==ആസ്റ്റ്രാമെട്രി== | | ==ആസ്റ്റ്രാമെട്രി== |
| | ==Astrometry== | | ==Astrometry== |
| | + | [[ചിത്രം:Hipparcos-testing-estec.jpg.jpg|thumb|]] |
| | ഖഗോളങ്ങളുടെ സ്ഥാനങ്ങളും ചലനങ്ങളും നിർണയിക്കുന്നതിനു സാങ്കേതികവും പ്രായോഗികവുമായ മാർഗങ്ങള്‍ പ്രതിപാദിക്കുന്ന ജ്യോതിഃശാസ്‌ത്രശാഖ. | | ഖഗോളങ്ങളുടെ സ്ഥാനങ്ങളും ചലനങ്ങളും നിർണയിക്കുന്നതിനു സാങ്കേതികവും പ്രായോഗികവുമായ മാർഗങ്ങള്‍ പ്രതിപാദിക്കുന്ന ജ്യോതിഃശാസ്‌ത്രശാഖ. |
| - | നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്ഥാനത്തെ സംബന്ധിച്ച പഠനങ്ങള്‍ 2,000-ലേറെ വർഷങ്ങള്‍ക്കു മുന്‍പ്‌ ആരംഭിച്ചതാണ്‌. ഖഗോളീയ വസ്‌തുക്കളുടെ വിഷുവത്‌- നിർദേശാങ്കങ്ങള്‍ (equatorial co-ordinates) ക്കെുണ്ടാകുന്ന ദീർഘകാല പരിവർത്തനങ്ങള്‍ (Secular change)ക്കു നിദാനമായ വിഷുവ-അയനഭ്രംശം (Precession of the changes) ബെി.സി. 125-ൽ ഹിപ്പാർക്കസ്‌ കണ്ടുപിടിച്ചു. എ.ഡി. രണ്ടാം ശ.-ത്തിൽ ടോളമി രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുള്ള സ്ഥാനങ്ങളിൽനിന്നും ചില ദീപ്‌ത നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക്‌ ആപേക്ഷികവിസ്ഥാപനം (relative displacement) ഉേണ്ടാകുന്നതായി കണ്ടെത്തിയെന്ന്‌ 1718-ൽ എഡ്‌മണ്ട്‌ ഹാലി പ്രഖ്യാപിച്ചു. പ്രകാശത്തിന്റെ നിശ്ചിതവേഗവും സൂര്യനു ചുറ്റുമുള്ള ഭൂമിയുടെ വാർഷികചലനവും കാരണം ഉണ്ടാകുന്ന നക്ഷത്രവിപഥനം (stellar aberration) 1726-ൽ ജെയിംസ്‌ ബ്രാഡ്‌ലി ആണ്‌ കണ്ടുപിടിച്ചു വിശദീകരണം നല്‌കിയത്‌. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ നിജഗതി (proper motion)യിലുണ്ടാകുന്ന ദീർഘകാല ലംബനപ്രഭാവ (parallactic effect) നേിരീക്ഷണങ്ങളിൽനിന്നും സൂര്യന്‍ സ്ഥാനം മാറുന്നു എന്ന തത്ത്വം 1783-ൽ വില്യം ഹെർഷൽ സ്ഥാപിച്ചു. 1803-ൽ ഹെർഷൽതന്നെ യുഗ്മതാര(Double star)കളിലെ അംഗങ്ങളുടെ ആപേക്ഷിക പഥവും (orbital motion) കണ്ടുപിടിച്ചു. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രവാഹഗതി (streaming motion) ജാക്കോബസ്‌ കാപ്‌തേന്‍ 1905-ൽ കണ്ടുപിടിച്ചുവെങ്കിലും 1926-ൽ ബെർടിൽ ലിന്‍ഡ്‌ ബ്ലാഡ്‌ ഗാലക്‌സീയ ഘൂർണനം (galactic rotation) സംബന്ധിച്ച സിദ്ധാന്തം ആവിഷ്‌കരിച്ചതിനുശേഷം മാത്രമേ ഇതിനു വിശദീകരണം നല്‌കുവാന്‍ കഴിഞ്ഞുള്ളൂ. | + | നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്ഥാനത്തെ സംബന്ധിച്ച പഠനങ്ങള്‍ 2,000-ലേറെ വർഷങ്ങള്‍ക്കു മുന്‍പ്‌ ആരംഭിച്ചതാണ്‌. ഖഗോളീയ വസ്‌തുക്കളുടെ വിഷുവത്‌- നിർദേശാങ്കങ്ങള്‍ (equatorial co-ordinates) ക്കെുണ്ടാകുന്ന ദീർഘകാല പരിവർത്തനങ്ങള്‍ (Secular change)ക്കു നിദാനമായ വിഷുവ-അയനഭ്രംശം (Precession of the changes) ബെി.സി. 125-ൽ ഹിപ്പാർക്കസ്‌ കണ്ടുപിടിച്ചു. എ.ഡി. രണ്ടാം ശ.-ത്തിൽ ടോളമി രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുള്ള സ്ഥാനങ്ങളിൽനിന്നും ചില ദീപ്‌ത നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക്‌ ആപേക്ഷികവിസ്ഥാപനം (relative displacement) ഉേണ്ടാകുന്നതായി കണ്ടെത്തിയെന്ന്‌ 1718-ൽ എഡ്‌മണ്ട്‌ ഹാലി പ്രഖ്യാപിച്ചു. പ്രകാശത്തിന്റെ നിശ്ചിതവേഗവും സൂര്യനു ചുറ്റുമുള്ള ഭൂമിയുടെ വാർഷികചലനവും കാരണം ഉണ്ടാകുന്ന നക്ഷത്രവിപഥനം (stellar aberration) 1726-ൽ ജെയിംസ്‌ ബ്രാഡ്‌ലി ആണ്‌ കണ്ടുപിടിച്ചു വിശദീകരണം നല്‌കിയ |
| - | | + | |
| - | നിർദേശാങ്കങ്ങള്‍. ഖഗോളീയവസ്‌തുക്കളുടെ സ്ഥാനനിർണയത്തിന്‌ ക്‌ഷൈതിജം (horizontal), വിഷുവതീയം (equatorial), ഗാലക്‌സീയം (galactic) തുടങ്ങിയ നിർദേശാങ്ക സമ്പ്രദായങ്ങള്‍ (co-ordinate systems) നെിലവിലുണ്ട്‌. ഏതു സമ്പ്രദായത്തിലും ഒരു വസ്‌തുവിന്റെ സ്ഥാനം രണ്ടു ഗോളീയ (spherical) നിർദേശാങ്കങ്ങള്‍കൊണ്ടു നിർണയിക്കപ്പെടുന്നു. ഈ നിർദേശാങ്കങ്ങള്‍ ഒരു മൗലികവൃത്ത(Fundamental circle)ത്തെയും ഒരു ആധാരബിന്ദു(Zero point)വേിനെയും ആധാരമാക്കിയാണ്‌ നിർവചിക്കപ്പെട്ടിട്ടുള്ളത്‌. സർവസാധാരണമായി ഉപയോഗിക്കുന്ന വിഷുവതീയ-നിർദേശാങ്ക സമ്പ്രദായത്തിൽ മൗലികവൃത്തം വിഷുവത്‌വൃത്തം (equator), ആധാരബിന്ദു (origin), വസന്തവിഷുവം vernal equinox) എന്നിവയാണ്‌. സൂര്യന്റെ സാങ്കല്‌പിക - സഞ്ചാരപഥമായ ക്രാന്തിവൃത്തം (ecliptic) ആരോഹണദിശയിൽ വിഷുവദ്‌വൃത്തവുമായി സന്ധിക്കുന്ന ബിന്ദു (g) ആണ്‌ വസന്തവിഷുവം. നക്ഷത്രത്തിലൂടെയും ധ്രുവ (pole)ത്തിലൂടെയും കടന്നുപോകുന്ന ഗുരുവൃത്ത(Great circle)ത്തിന്മേൽ വിഷുവദ്‌വൃത്തം മുതൽ നക്ഷത്രംവരെയുള്ള കോണീയദൂരമായ "ക്രാന്തി' (declination) -ഉം, വിഷുവത്‌വൃത്തത്തിൽ വസന്തവിഷുവം മുതൽ പടിഞ്ഞാറുനിന്നും കിഴക്കോട്ട്‌ അളക്കുന്ന വിഷുവദംശം (Right ascension) മ-ഉം ആണ്‌ പ്രസ്‌തുത നക്ഷത്രത്തിന്റെ നിർദേശാങ്കങ്ങള്‍. അസ്റ്റ്രാണമിക്കൽ ട്രാന്‍സിറ്റ്‌ ഉപകരണം (Astronomical Transit Instrument), ഊേർധ്വാധരവൃത്തം (Vertical circle), മെറിഡിയന്‍വൃത്തം (Meridian circle) എന്നിവയാണ്‌ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്ഥാനം അളക്കുന്നതിനുള്ള ഉപകരണങ്ങള്‍. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സംക്രമണങ്ങള്‍ (transits) സെൂര്യന്റേതുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തിയാണ്‌ അവയുടെ വിഷുവദംശങ്ങള്‍ നിർണയിക്കുന്നത്‌. ക്രാന്തികളുടെ മാപനം നിമ്‌നോന്നതായനങ്ങ (upper and lower culminations)ളെുടെ നിരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെ സാധിക്കുന്നു.
| + | |
| - | അയനഭ്രംശം (precession), വിപഥനം, നിജഗതി എന്നിവ കാരണം നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക്‌ വർഷംതോറും സ്ഥാനമാറ്റം സംഭവിക്കുന്നു. ഭൂമിയുടെ ധ്രുവപ്രദേശത്തെ നിരപ്പ്‌ (Polar flattening), ക്രാന്തിവൃത്തത്തിന്റെ ചരിവ്‌ (obliquity), വസന്തവിഷുവത്തിന്റെ ദീർഘകാല വക്രഗതി (secular retrogression), ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണപഥത്തിന്മേൽ ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഗുരുത്വപ്രഭാവം (gravitational effect) തേുടങ്ങിയവയുടെ സ്വാധീനംകൊണ്ടുണ്ടാകുന്ന പലതരം അയനങ്ങള്‍ കാരണം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്ഥാനം സ്ഥിരമായിരിക്കുന്നില്ല. കൂടാതെ അവ, നിജഗതി എന്നറിയപ്പെടുന്ന അവയുടെ സ്വന്തമായ ചലനങ്ങള്‍ (സൗരചലനം, ഗാലക്‌സീയ ഘൂർണനം)ക്കും വിധേയമാണ്‌. അയനവും നിജഗതിയും ചേർന്നതാണ്‌ നക്ഷത്രത്തിന്റെ വാർഷിക വ്യതിയാനം (annual variation); പ്രകാശത്തിന്റെ നിശ്ചിതവേഗമാണ്‌ നക്ഷത്രവിപഥനത്തിനു കാരണം. ഇതുമൂലം നക്ഷത്രത്തിന്റെ മിഥ്യാദിശ (apparent direction) നിരീക്ഷകന്റെ ചലനദിശയിലേക്ക്‌ അല്‌പം ചരിയുന്നു. ഇതിനുംപുറമേ ഭൂമിയുടെ കക്ഷീയചലനം ഓരോ നക്ഷത്രത്തിനും ഒരു വാർഷിക ലംബനപഥം parallactic orbit) സേൃഷ്‌ടിക്കുന്നു. കൃത്യമായ സ്ഥാനനിർണയനത്തിന്‌ ഇവയെല്ലാം കണക്കിലെടുക്കേണ്ടതുണ്ട്‌.
| + | |
| - | ഛായാഗ്രഹണം. വളരെ ചെറിയ കോണീയ വിസ്ഥാപനങ്ങള്‍ (angular displacements) അെന്തർഭവിച്ചിട്ടുള്ള എല്ലാ ജ്യോതിഃശാസ്‌ത്രപഠനങ്ങളും ദൂരദർശിനികളുടെയും ഫോട്ടോഗ്രാഫിക്‌പ്ലേറ്റുകളുടെയും സഹായത്തോടെയാണ്‌ നിർവഹിക്കുന്നത്‌. മങ്ങിയ (faint) നേക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്ഥാനങ്ങളും ചലനങ്ങളും ഫോട്ടോഗ്രാഫിവഴി മാത്രമേ അളക്കുവാന്‍ കഴിയൂ. താരതമ്യേന അടുത്തു സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന നിരവധി മങ്ങിയ നക്ഷത്രങ്ങളെ കണ്ടുപിടിക്കാന്‍ കഴിഞ്ഞിട്ടുള്ളതും ഫോട്ടോഗ്രാഫി ഉപയോഗിച്ചാണ്‌.
| + | |
| - | | + | |
| - | "ദീർഘഫോക്കസ്‌ ഹോട്ടോഗ്രാഫിക്‌ ആസ്റ്റ്രാമെട്രി' (Long-focus photographic Astrometry) ആസ്റ്റ്രാമെട്രിയുടെ ഒരു മുഖ്യശാഖയായിത്തീർന്നിട്ടുണ്ട്‌. ഫോട്ടോഗ്രാഫിക്‌ പ്ലേറ്റിൽ മൂന്നോ നാലോ ആധാര നക്ഷത്രങ്ങളു(Reference stars)ടെ "പശ്ചാത്തല'ത്തിൽ നിർദിഷ്‌ട നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഛായാഗ്രഹണം നിർവഹിക്കുന്നു. സൂക്ഷ്‌മമായ നിരീക്ഷണം, ആവശ്യമായ മാപനം, പരികലനം എന്നിവയുടെ എല്ലാ സാങ്കേതിക മാർഗങ്ങളും ഫ്രാങ്ക്‌ ഷ്‌ലെസിംഗർ എന്ന ശാസ്‌ത്രജ്ഞന്‍ ആവിഷ്‌കരിച്ചിട്ടുണ്ട്‌. അതുവഴി മുമ്പെങ്ങും ലഭിച്ചിട്ടില്ലാത്തത്ര കൃത്യതയും അതിൽ നേടാന്‍ കഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്‌. നക്ഷത്രലംബന(stellar paralax)വുമായി ബന്ധപ്പെട്ട പ്രശ്‌നങ്ങള്‍ പഠിക്കുന്നതിനുവേണ്ടി ആവിഷ്‌കരിക്കപ്പെട്ട ദീർഘഫോക്കസ്‌ ഫോട്ടോഗ്രാഫി പിന്നീട്‌ യുഗ്മതാരത്തിലെ ഘടകങ്ങളുടെ കക്ഷീയചലനവും ആപേക്ഷികസ്ഥാനങ്ങളും നിർണയിക്കുന്നതിനു സഹായകമായിത്തീർന്നു. അനുയോജ്യമായ ഫോക്കസ്‌ ദൈർഘ്യ (focal length)വും വ്യാസ(aperture)വും ഫോക്കസാനുപാത (focal ratio)വും ഉള്ള അപവർണക ടെലിസ്‌കോപ്പും (Refractor), പാന്‍ക്രാമാറ്റിക്‌ എമള്‍ഷനുകളും (panchromatic emulsions) മെഞ്ഞ ഫിൽട്ടറും (നീലവെളിച്ചം ഒഴിവാക്കുന്നതിനുവേണ്ടി) ഉപയോഗിച്ച്‌ വ്യക്തമായ വർണചിത്രങ്ങള്‍ എടുക്കാന്‍ കഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്‌. ഇവയിൽനിന്നും നിരവധി നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദൂരം നിർണയിക്കുന്നതിനും കണ്ടിട്ടില്ലാത്ത പല സഹനക്ഷത്രങ്ങളെയും കണ്ടുപിടിക്കുന്നതിനും സാധിച്ചിട്ടുണ്ട്‌. കൂടുതൽ സംവേദക(sensitive)ങ്ങളായ ഫോട്ടോഗ്രാഫിക്‌ എമള്‍ഷനുകളുടെയും ക്വാർട്‌സ്‌ പ്രതിഫലകങ്ങ(Quartz Reflectors)ളെുടെയും ഉപയോഗവും പ്രതിബിംബ-നാളി (image tube) ഉപയോഗിച്ചുള്ള സങ്കേതങ്ങളും ദീർഘഫോക്കസ്‌ ഫോട്ടോഗ്രാഫിയിൽ പ്രധാന പരിവർത്തനങ്ങളാണ്‌ വരുത്തിയിട്ടുള്ളത്‌. ഫോട്ടോ ഇലക്‌ട്രിക്‌ (photoelectirc) റെക്കാർഡിങ്‌ സമ്പ്രദായങ്ങളും ആട്ടോമാറ്റിക്‌ റെക്കോർഡിങ്‌ സമ്പ്രദായങ്ങളും ഈ വിഷയത്തിൽ വീണ്ടും വമ്പിച്ച പുരോഗതി വരുത്തിത്തീർക്കുമെന്നു പ്രതീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു.
| + | |
| - | (എം. എന്‍. ശ്രീധരന്‍ നായർ)
| + | |
09:23, 15 ജൂണ്‍ 2014-നു നിലവിലുണ്ടായിരുന്ന രൂപം
ആസ്റ്റ്രാമെട്രി
Astrometry
ഖഗോളങ്ങളുടെ സ്ഥാനങ്ങളും ചലനങ്ങളും നിർണയിക്കുന്നതിനു സാങ്കേതികവും പ്രായോഗികവുമായ മാർഗങ്ങള്‍ പ്രതിപാദിക്കുന്ന ജ്യോതിഃശാസ്‌ത്രശാഖ.
നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്ഥാനത്തെ സംബന്ധിച്ച പഠനങ്ങള്‍ 2,000-ലേറെ വർഷങ്ങള്‍ക്കു മുന്‍പ്‌ ആരംഭിച്ചതാണ്‌. ഖഗോളീയ വസ്‌തുക്കളുടെ വിഷുവത്‌- നിർദേശാങ്കങ്ങള്‍ (equatorial co-ordinates) ക്കെുണ്ടാകുന്ന ദീർഘകാല പരിവർത്തനങ്ങള്‍ (Secular change)ക്കു നിദാനമായ വിഷുവ-അയനഭ്രംശം (Precession of the changes) ബെി.സി. 125-ൽ ഹിപ്പാർക്കസ്‌ കണ്ടുപിടിച്ചു. എ.ഡി. രണ്ടാം ശ.-ത്തിൽ ടോളമി രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുള്ള സ്ഥാനങ്ങളിൽനിന്നും ചില ദീപ്‌ത നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക്‌ ആപേക്ഷികവിസ്ഥാപനം (relative displacement) ഉേണ്ടാകുന്നതായി കണ്ടെത്തിയെന്ന്‌ 1718-ൽ എഡ്‌മണ്ട്‌ ഹാലി പ്രഖ്യാപിച്ചു. പ്രകാശത്തിന്റെ നിശ്ചിതവേഗവും സൂര്യനു ചുറ്റുമുള്ള ഭൂമിയുടെ വാർഷികചലനവും കാരണം ഉണ്ടാകുന്ന നക്ഷത്രവിപഥനം (stellar aberration) 1726-ൽ ജെയിംസ്‌ ബ്രാഡ്‌ലി ആണ്‌ കണ്ടുപിടിച്ചു വിശദീകരണം നല്‌കിയ
