This site is not complete. The work to converting the volumes of സര്‍വ്വവിജ്ഞാനകോശം is on progress. Please bear with us
Please contact webmastersiep@yahoo.com for any queries regarding this website.
Reading Problems? see Enabling Malayalam

സര്‍വ്വവിജ്ഞാനകോശം സംരംഭത്തില്‍ നിന്ന്

05:04, 18 ജനുവരി 2016-നു നിലവിലുണ്ടായിരുന്ന രൂപം

ഗ്രഹങ്ങള്‍

ഏതെങ്കിലും നക്ഷത്രത്തിനെ, (ഉദാ. സൂര്യനെ) പ്രദക്ഷിണം വയ്ക്കുന്ന, താരതമ്യേന ചെറിയ ഗോളീയ വസ്തുക്കള്‍. ബുധന്‍ (Mercury), ശുക്രന്‍ (Venus), ഭൂമി (Earth), ചൊവ്വ (Mars), വ്യാഴം (Jupiter), ശനി (Saturn), യുറാനസ്, നെപ്റ്റ്യൂണ്‍ എന്നീ എട്ട് ഗ്രഹങ്ങളാണ് സൂര്യന് ഉള്ളത്. ഇവ കൂടാതെ പ്രദക്ഷിണം വയ്ക്കുന്ന ധൂമകേതുക്കള്‍, ആസ്റ്ററോയ്ഡുകള്‍, പ്ളൂട്ടോ ഉള്‍പ്പെടെയുള്ള കുയ്പര്‍ബെല്‍റ്റ് (Kuiperbelt) വസ്തുക്കള്‍, ഊര്‍ട്ട് ക്ലൗഡ് വസ്തുക്കള്‍ തുടങ്ങിയവയും ഉണ്ട്. ഇവയെ ഗ്രഹങ്ങളായി കണക്കാക്കാറില്ല. ഗ്രഹമായി ഉറഞ്ഞുകൂടാന്‍ കഴിയാതെ പോയവസ്തുക്കളോ, ഒരു ഗ്രഹം പിന്നീട് പൊട്ടിച്ചിതറി പോയതോ ആകാം ആസ്റ്ററോയ്ഡുകള്‍ എന്നു വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു. സൂര്യനുള്ളതുപോലെ മറ്റു പല നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കും ഗ്രഹങ്ങള്‍ ഉണ്ട് എന്നതിനും തെളിവുകള്‍ ലഭിച്ചിട്ടുണ്ട്.

ബുധന്‍	ശുക്രന്‍	ഭൂമി	ചൊവ്വ
വ്യാഴം	ശനി	യുറാനസ്	നെപ്റ്റ്യൂണ്‍

ആമുഖം

സൂര്യന്റെ ഗ്രഹങ്ങളെ രണ്ടായി തരംതിരിക്കാം. ഭൂമിയെപ്പോലെ ഉറച്ച ഉപരിതലമുള്ള, താരതമ്യേന വലുപ്പം കുറഞ്ഞതും എന്നാല്‍ ഘനത്വം കൂടിയതുമായ ഗ്രഹങ്ങളാണ് ബുധന്‍, ശുക്രന്‍, ചൊവ്വ എന്നിവ. 'ഭൂസമാന' (Terrestrial) ഗ്രഹങ്ങള്‍ എന്നാണ് ഇവയെപ്പറ്റി പറയുക. താരതമ്യേന വലുപ്പം കൂടി ഘനത്വം കുറഞ്ഞ ഗ്രഹങ്ങളാണ് വ്യാഴം, ശനി, യുറാനസ്, നെപ്റ്റ്യൂണ്‍ എന്നിവ. 'വ്യാഴസമാന' (Jovian) ഗ്രഹങ്ങള്‍ എന്നു പറയപ്പെടുന്ന ഇവയുടെ പിണ്ഡത്തിന്റെ ഭൂരിഭാഗവും ദ്രവ ഹൈഡ്രജനാണ്. ബുധന്‍, ശുക്രന്‍ എന്നിവയൊഴിച്ച് മറ്റെല്ലാ ഗ്രഹങ്ങള്‍ക്കും ഒന്നോ അതിലധികമോ ഉപഗ്രഹങ്ങളുണ്ട്. ഭൂമിക്ക് ഒരു ഉപഗ്രഹം മാത്രമുള്ളപ്പോള്‍ വ്യാഴത്തിനാണ് (അറിഞ്ഞിടത്തോളം) ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ (60-ലേറെ) ഉപഗ്രഹങ്ങളുള്ളത്. വലിയ ഗ്രഹങ്ങള്‍ക്ക് ഒക്കെയും ചുറ്റും വലയങ്ങളുണ്ട്. പാറക്കഷണങ്ങള്‍, മണല്‍ത്തരികള്‍, ഐസ് തരികള്‍ തുടങ്ങിയ വസ്തുക്കളാണ് ഈ വലയങ്ങളിലുള്ളത്. ശനിയുടെ വലയങ്ങളാണ് ഏറ്റവും ശ്രദ്ധേയം. ഗ്രഹങ്ങളെപ്പറ്റിയുള്ള പ്രധാന വിവരങ്ങള്‍ പട്ടിക 1-ല്‍ കൊടുത്തിരിക്കുന്നു.

ഗ്രഹങ്ങള്‍ സൂര്യനുചുറ്റും ദീര്‍ഘവൃത്തീയ (elliptical) പഥങ്ങളിലൂടെ സഞ്ചരിക്കുന്നു. ഗ്രഹങ്ങളുടെ പ്രദക്ഷിണപഥങ്ങളെ സംബന്ധിക്കുന്ന മൂന്നു നിയമങ്ങള്‍ കണ്ടുപിടിച്ചത് യോഹാനസ് കെപ്ലറാണ്. ഗ്രഹങ്ങളുടെ പ്രദക്ഷിണ പഥങ്ങള്‍ ദീര്‍ഘവൃത്താകാരങ്ങളാണെന്നും അവയുടെ ഒരു ഫോക്കസ്സിലാണ് സൂര്യന്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നത് എന്നുമാണ് ആദ്യത്തെ നിയമം. ഒരു ഗ്രഹത്തില്‍നിന്ന് സൂര്യനിലേക്കുള്ള ഋജുരേഖ (ആര സദിശം,radius vector) തരണം ചെയ്യുന്ന പ്രതലത്തിന്റെ വിസ്തൃതി തുല്യ കാലയളവുകളില്‍ തുല്യമായിരിക്കും എന്നതാണ് രണ്ടാമത്തെ നിയമം. ഗ്രഹത്തില്‍നിന്ന് സൂര്യനിലേക്കുള്ള ദൂരം പ്രദക്ഷിണ പഥത്തിന്റെ വ്യത്യസ്തഭാഗങ്ങളില്‍ വ്യത്യസ്തമായതുകൊണ്ട് ഗ്രഹത്തിന്റെ വേഗതയും വ്യത്യസ്തമായിരിക്കും എന്ന് ഇതില്‍നിന്നു വ്യക്തമാകുന്നു. ഓരോ ഗ്രഹവും സൂര്യനെ പ്രദക്ഷിണം വയ്ക്കാനെടുക്കുന്ന സമയത്തിന്റെ വര്‍ഗം അതില്‍നിന്ന് സൂര്യനിലേക്കുള്ള ശ.ശ. ദൂരത്തിന്റെ മൂന്നാം ഘാതത്തിന് ആനുപാതികമാണ് എന്നതാണ് മൂന്നാമത്തെ നിയമം. പ്രദക്ഷിണ സമയം T-യും ശ.ശ. ദൂരം R-ഉം ആണെങ്കില്‍ T²/R³ എന്ന സംഖ്യ എല്ലാ ഗ്രഹങ്ങള്‍ക്കും തുല്യമായിരിക്കും എന്നര്‍ഥം. പിന്നീട് ഈ നിയമങ്ങള്‍ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണസിദ്ധാന്തത്തില്‍നിന്ന് സര്‍ ഐസക് ന്യൂട്ടന്‍ നിര്‍ധരിച്ചെടുക്കുകയുണ്ടായി.

സൂര്യനില്‍ നിന്ന് ഓരോ ഗ്രഹത്തിലേക്കുമുള്ള ശ.ശ. ദൂരം ഒരു ക്രമമനുസരിക്കുന്നുണ്ട് എന്ന് 1772-ല്‍ ജെ. ഡി. റ്റിറ്റ്യസ് (J.D Titus), ജെ. ഇ. ബോഡ് (J.E Bode) എന്നിവര്‍ കണ്ടുപിടിച്ചു. സൂര്യനില്‍നിന്ന് ഭൂമിയിലേക്കുള്ള ശ.ശ.ദൂരം ഒരു ഏകകമായി (=1 Astronomical unit) എടുക്കുമ്പോള്‍ ഒരു ഗ്രഹത്തിലേക്കുള്ള ദൂരം R = 0.4 + 0.3X2ⁿ എന്ന സമവാക്യത്തില്‍നിന്ന് കണ്ടുപിടിക്കാം എന്നാണവര്‍ കണ്ടെത്തിയത്. ഇവിടെ n = ∞ എന്നിട്ടാല്‍ ബുധന്റെയും,n = 0 എന്നിട്ടാല്‍ ശുക്രന്റെയും,n = 1 എന്നിട്ടാല്‍ ഭൂമിയുടെയും n = 2, 3, 4... എന്ന ക്രമത്തില്‍ ചൊവ്വ, ഛിന്നഗ്രഹങ്ങള്‍ (Asteroids), വ്യാഴം തുടങ്ങിയ മറ്റു ഗ്രഹങ്ങളുടെയും ശ.ശ. ദൂരം ലഭിക്കും. റ്റിറ്റ്യസ്-ബോഡ് നിയമത്തില്‍ നിന്നു ലഭിക്കുന്ന ദൂരങ്ങളും അളന്നു തിട്ടപ്പെടുത്തിയ ദൂരങ്ങളും തമ്മില്‍ സാമാന്യം നല്ല യോജിപ്പുണ്ട് (പട്ടിക 2). എന്നാല്‍ യാദൃച്ഛികമായി ഉണ്ടായതാകാം ഈ ക്രമമെന്ന് പല ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാരും കരുതുന്നു. എങ്കിലും ആസ്റ്ററോയ്ഡുകള്‍ കണ്ടുപിടിക്കാന്‍ കാരണമായത് ഈ നിയമമാണ്. n = 3 വരേണ്ട സ്ഥാനത്ത് ഗ്രഹങ്ങളൊന്നും കാണാഞ്ഞതു കൊണ്ടാണ് അതിനുവേണ്ടിയുള്ള തിരച്ചില്‍ ആരംഭിച്ചതും ആസ്റ്ററോയ്ഡുകളെ കണ്ടെത്തിയതും.

ഭൂമിയില്‍നിന്ന് ഒരു ഗ്രഹത്തെ നിരീക്ഷിക്കുമ്പോള്‍ അത് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കിടയില്‍ക്കൂടി നീങ്ങുന്നതായി കാണാം. ഈ ചലനം ഒരു പ്രത്യേകരീതിയിലാണ്. സൂര്യനെച്ചുറ്റിയുള്ള ഭൂമിയുടെയും നിരീക്ഷിക്കുന്ന ഗ്രഹത്തിന്റെയും ചലനങ്ങള്‍ ചേര്‍ന്നാണ് നാം കാണുന്നത്. ഭൂമിക്കും സൂര്യനും ഇടയ്ക്കുള്ള ബുധനും ശുക്രനും സൂര്യന്റെ ഒരു വശത്തുനിന്ന് മറുവശത്തേക്കും, തിരിച്ചും മാറിമാറി സഞ്ചരിക്കുന്നു. ഭൂമിയെക്കാള്‍ ദൂരത്തിലുള്ള ഗ്രഹങ്ങളുടെ ചലനം മറ്റൊരുവിധത്തിലാണ് ദൃശ്യമാകുന്നത്. കൂടുതല്‍ സമയവും ഇവ പടിഞ്ഞാറുനിന്ന് കിഴക്കോട്ടു നീങ്ങുന്നതായാണ് കാണുന്നത്. എന്നാല്‍ ഭൂമിയുടെ ഒരു വശത്ത് സൂര്യനും മറുവശത്ത് ഗ്രഹവും ആകുന്ന കാലങ്ങളില്‍ ഭൂമിയുടെ കോണിക വേഗത ബാഹ്യ ഗ്രഹങ്ങളെക്കാള്‍ കൂടിയിരിക്കുന്നതുകൊണ്ട് കിഴക്കോട്ടുള്ള യാത്ര മതിയാക്കി കുറച്ചു കാലത്തേക്ക് പടിഞ്ഞാറേക്ക് നീങ്ങുന്നു. താമസിയാതെ വീണ്ടും കിഴക്കോട്ടുതന്നെ യാത്ര തുടരുകയും ചെയ്യുന്നു (ചിത്രം 1).

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്ഥാനത്തെ അപേക്ഷിച്ച് സൂര്യനുചുറ്റും ഒരു പൂര്‍ണ പ്രദക്ഷിണം പൂര്‍ത്തിയാക്കാന്‍ ഒരു ഗ്രഹം എടുക്കുന്ന സമയത്തിന് നക്ഷത്രകാലം (sidereal perios) എന്നു പറയുന്നു. പ്രദക്ഷിണപഥത്തിലൂടെ ഒരു വട്ടം സഞ്ചരിക്കുന്നതിന് ഗ്രഹത്തിന് യഥാര്‍ഥത്തില്‍ ആവശ്യമായ സമയമാണിത്. സൂര്യനെയും ഭൂമിയെയും അപേക്ഷിച്ച് ഒരു സ്ഥാനത്തുനിന്നു പുറപ്പെട്ട് വീണ്ടും അതേ സ്ഥാനത്തെത്താന്‍ ഒരു ഗ്രഹത്തിനു വേണ്ടിവരുന്ന സമയമാണ് സംയുതി കാലം (synodic period).

ഗ്രഹങ്ങളുടെ സ്ഥാനങ്ങളുടെ അനേകം നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ നമുക്കിന്ന് ലഭ്യമാണ്. ഇവയുടെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍, കഴിഞ്ഞ ഏതാനും നൂറ്റാണ്ടുകള്‍ മുതല്‍, വരുന്ന ഏതാനും നൂറ്റാണ്ടുകള്‍ വരെയുള്ള ചലനങ്ങളുടെ പട്ടികകള്‍ തയ്യാറാക്കിയിട്ടുണ്ട്. ഓരോ വര്‍ഷവും ഗ്രഹങ്ങളുടെയെല്ലാം സ്ഥാനങ്ങളും മറ്റും പട്ടിക രൂപത്തില്‍ (ephemerides) പ്രസിദ്ധീകരിക്കുന്നുമുണ്ട്.

ഗ്രഹങ്ങള്‍ സൂര്യനെ ചുറ്റി സഞ്ചരിക്കുന്നത് വടക്കെ അര്‍ധഗോളത്തില്‍ നിന്നു നോക്കുമ്പോള്‍ അപ്രദക്ഷിണം (anticlockwise) ആയിട്ടാണ്. അതോടൊപ്പം എല്ലാ ഗ്രഹങ്ങളും സ്വന്തം അക്ഷത്തില്‍ തിരിയുന്നുമുണ്ട്. മിക്ക ഗ്രഹങ്ങളും സൂര്യനെ ചുറ്റുന്ന അതേ ദിശയില്‍ത്തന്നെയാണ് അക്ഷത്തില്‍ കറങ്ങുന്നതും, അതായത് വടക്കുനിന്നു നോക്കുമ്പോള്‍ അപ്രദക്ഷിണമായിട്ട്. ശുക്രനും യുറാനസും മാത്രമാണ് ഇതിനൊരപവാദം. ശുക്രന്‍ എതാണ്ട് എതിര്‍ദിശയിലാണ് സ്വയം ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നത്. ബുധന്‍ സ്വന്തം അക്ഷത്തില്‍ ഭ്രമണം ചെയ്യാനെടുക്കുന്ന സമയം, സൂര്യനെ പ്രദക്ഷിണം വയ്ക്കാനെടുക്കുന്ന സമയത്തിന്റെ കൃത്യം മൂന്നില്‍ രണ്ടുഭാഗമാണ്. ഇതിന്റെ ഫലമായി ആ ഗ്രഹത്തില്‍നിന്നു നോക്കുമ്പോള്‍ സൂര്യന്‍ ഒരിക്കലുദിച്ച് അസ്തമിച്ചശേഷം വീണ്ടും ഉദിക്കാന്‍ വേണ്ടസമയം ഭൂമിയിലെ ഏതാണ്ട് 176 ദിവസങ്ങളാണ്. ഇത് ബുധന് സൂര്യനെ ഒരിക്കല്‍ പ്രദക്ഷിണം വയ്ക്കാന്‍ ആവശ്യമായ സമയത്തെക്കാള്‍ കൂടുതലാണെന്ന് ശ്രദ്ധിക്കുക. അതായത്, ബുധനിലെ ഒരു ദിവസത്തിന് അവിടത്തെ ഒരു വര്‍ഷത്തെക്കാള്‍ ദൈര്‍ഘ്യമുണ്ട്. ബുധനിലെ ഒരു ദിവസത്തിന്റെ ഉച്ചസമയത്തിനോടടുക്കുമ്പോള്‍ സൂര്യന്‍ പടിഞ്ഞാറോട്ടുള്ള യാത്ര മതിയാക്കി കുറച്ചുനേരത്തേക്ക് കിഴക്കോട്ടു നീങ്ങുന്നതായി കാണാം. പ്രദക്ഷിണസമയവും ഭ്രമണസമയവും തമ്മിലുള്ള പ്രത്യേക ബന്ധത്തിന്റെ ഫലമാണിത്. ശുക്രന്റെയും ഭൂമിയുടെയും ചലനങ്ങള്‍ തമ്മിലും ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഇതിന്റെ ഫലമായി, ശുക്രന്‍ ഭൂമിക്കും സൂര്യനും ഇടയ്ക്കുവരുന്ന സന്ദര്‍ഭങ്ങളിലെല്ലാം ആ ഗ്രഹത്തിന്റെ ഒരേ വശമാണ് ഭൂമിയുടെ നേര്‍ക്ക് തിരിഞ്ഞിരിക്കുന്നത്. എല്ലാ ഗ്രഹങ്ങളുടെയും അക്ഷം പ്രദക്ഷിണപഥം ഉള്‍ക്കൊള്ളുന്ന പ്രതലത്തിനോട് മിക്കവാറും ലംബമായിട്ടാണിരിക്കുന്നത്. (70^o ക്കും 90^o ക്കും ഇടയ്ക്ക്). എന്നാല്‍ യുറാനസിന്റെ അക്ഷം മാത്രം വളരെയധികം ചരിഞ്ഞാണ് നില്ക്കുന്നത്. പ്രദക്ഷിണ പഥത്തിന് ലംബത്തില്‍ നിന്നുള്ള ചരിവ് ഭൂമിയുടെ കാര്യത്തില്‍ 23.5^o ആണ്. യുറാനസിന്റേത് 82^o5' ഉം. ഇതു കഴിഞ്ഞാല്‍ ഏറ്റവും ചരിവ് കൂടുതലുള്ളത് നെപ്റ്റ്യൂണിനാണ് 28^o48'. ഗ്രഹങ്ങള്‍, പൊതുവില്‍, സൂര്യനില്‍ നിന്നും ലഭിക്കുന്നത്ര ഊര്‍ജം തന്നെ വികിരണം ചെയ്യും. ഇതുമൂലം അവയുടെ ശ.ശ. ഊഷ്മാവ് ഒരേ നിലയില്‍ നില്ക്കുന്നു. എന്നാല്‍ വ്യാഴവും ശനിയും അവയ്ക്കു ലഭിക്കുന്നതിനെക്കാള്‍ കൂടുതല്‍ ഊര്‍ജം വികിരണം ചെയ്യുന്നുണ്ട്. ഈ അധിക ഊര്‍ജം എവിടെനിന്നു ലഭിക്കുന്നു എന്നകാര്യം വ്യക്തമായിട്ടില്ല. എങ്കിലും, ഈ ഗ്രഹങ്ങള്‍ സാവധാനത്തില്‍ ചുരുങ്ങുന്നുണ്ടാവാമെന്നും അതിലൂടെ സ്വതന്ത്രമാകുന്ന ഗുരുത്വഊര്‍ജം (gravitational energy) മൂലമാണ് ഈ ഊര്‍ജം ഉണ്ടാകുന്നതെന്നുമാണ് പൊതുവേ വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നത്.

ആന്തരികഘടന

അറിവായിട്ടുള്ളിടത്തോളം ഭൂമിയെപോലെയുള്ള ഗ്രഹങ്ങള്‍ക്കെല്ലാം ഏകദേശം ഒരേ തരത്തിലുള്ള ആന്തരിക ഘടനയാണ്. പ്രധാനമായും ഇരുമ്പടങ്ങിയ ദ്രവാവസ്ഥയിലുള്ള ഒരു കേന്ദ്രം; അതിനുചുറ്റും സിലിക്കേറ്റുകളടങ്ങിയ മാന്റ്ല്‍ (mantle); ഏറ്റവും പുറമേ സിലിക്കണ്‍, അലുമിനിയം, സോഡിയം, പൊട്ടാസിയം തുടങ്ങിയവ അടങ്ങിയ പുറന്തോട് (crust): ഇതാണ് ഇത്തരം ഗ്രഹങ്ങളുടെ മൊത്തത്തിലുള്ള ഘടന. പുറന്തോട് താരതമ്യേന തീരെ കട്ടികുറഞ്ഞതാണ്-ഏതാനും കി.മീ. മാത്രം. ഭൂമിയുടെ ശ.ശ. വ്യാസാര്‍ധം 6370 കി.മീ. ആയിരിക്കെ അതിന്റെ കേന്ദ്രഭാഗത്തിന്റെ വ്യാസാര്‍ധം 3470 കി.മീ. ആണ്. ബുധന്റെ കേന്ദ്രഭാഗം താരതമ്യേന വലുതാണ്. ഗ്രഹത്തിന്റെ വ്യാസാര്‍ധം 2440 കി.മീ. ആണെങ്കില്‍ അതില്‍ 1800 കി.മീ. വരെ വന്നുനില്ക്കുന്നു ഉരുകിയ കേന്ദ്രം. ഇരുമ്പ് അവിടെ താരതമ്യേന കൂടുതലുണ്ട് എന്നാണ് ഇത് അര്‍ഥമാക്കുന്നത്. എന്നിട്ടും ബുധന്റെ ശ.ശ. ഘനത്വം ഭൂമിയുടെതിനെക്കാള്‍ കുറവാണ്. ഭൂമിയുടെ ഉള്ളിലെ പദാര്‍ഥം വളരെക്കൂടുതല്‍ മര്‍ദത്തില്‍ ഞെരുങ്ങി ഇരിക്കുന്നു എന്നതാണ് ഇതിന് കാരണം. ഭൂമിയുടെ പിണ്ഡം ബുധന്റേതിനെക്കാള്‍ വളരെ കൂടുതല്‍ ആയതുകൊണ്ടാണ് ഉള്ളിലെ മര്‍ദവും വളരെ കൂടുതലായത്. ശുക്രന്‍, ചൊവ്വ എന്നിവയുടെ കേന്ദ്രങ്ങള്‍ ഭൂമിയുടേതിനോട് താരതമ്യപ്പെടുത്താവുന്നതാണ്.

വ്യാഴം പോലെയുള്ള ഗ്രഹങ്ങള്‍ വളരെ വലിയവയാണെങ്കിലും അവയുടെ ഘനത്വം വളരെ കുറവാണ്. അവയുടെ പിണ്ഡത്തില്‍ ഭൂരിഭാഗവും ഹൈഡ്രജനാണ് എന്നതാണിതിനു കാരണം. ഈ ഗ്രഹങ്ങളുടെ ആന്തരികഘടനയെപ്പറ്റി വിശദമായ അറിവ് കിട്ടിയിട്ടില്ല. എങ്കിലും അതേപ്പറ്റി കുറെയൊക്കെ ഊഹിച്ചെടുക്കാം. സൂര്യനിലുള്ളതിന്റെ അതേ തോതിലാണ് എല്ലാ മൂലകങ്ങളും ഈ ഗ്രഹങ്ങളിലും അടങ്ങിയിട്ടുള്ളത് എന്നതിന് സൂചനകള്‍ ലഭിച്ചിട്ടുണ്ട്. ഈ വസ്തുതയെ അടിസ്ഥാനമാക്കി മേല്പറഞ്ഞ ഗ്രഹങ്ങളുടെ ആന്തരികഘടന എങ്ങനെ ആയിരിക്കുമെന്ന് മനസ്സിലാക്കാം. ഉദാഹരണമായി, വ്യാഴത്തിന്റെ മധ്യഭാഗത്ത് ഇരുമ്പും സിലിക്കേറ്റുകളും അടങ്ങിയ കേന്ദ്രമുണ്ടായിരിക്കണം. ഈ ഭാഗത്തെ താപനില ഏതാണ്ട് 25,000 കെല്‍വിനും മര്‍ദം ഏകദേശം അയ്യായിരം കോടി ബാറും (ഒരു ബാര്‍ = ഭൗമോപരിതലത്തിലെ അന്തരീക്ഷമര്‍ദം) ആയിരിക്കുമെന്ന് കണക്കാക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. കേന്ദ്രത്തിനുമുകളില്‍ മധ്യത്തില്‍ നിന്ന് 70,000 കി.മീ. ദൂരം വരെ ദ്രവരൂപത്തിലുള്ള ഹൈഡ്രജന്‍ ആണ്. മുഴുവനും ദ്രവഹൈഡ്രജനാണെങ്കിലും ഏതാണ്ട് 46,000 കി. മീ. വരെയുള്ള ഭാഗത്തിന് ഒരു പ്രത്യേകതയുണ്ട്. ലോഹത്തിന്റെ സ്വഭാവങ്ങള്‍ പ്രകടിപ്പിക്കുന്ന അറ്റോമിക ഘടനയാവും ഇവിടെയുണ്ടാവുക. തന്മാത്രകള്‍ വിഘടിച്ച് ആറ്റങ്ങളായാവും ഇവിടെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നത്. ലോഹങ്ങളെപ്പോലെ നല്ലൊരു വൈദ്യുത ചാലകമാണ് ഈ ദ്രവഹൈഡ്രജന്‍. ഇതിനു മുകളിലുള്ള ഭാഗത്ത് സാധാരണ ദ്രവഹൈഡ്രജനായിരിക്കണം. അതിനും മുകളില്‍ അന്തരീക്ഷമുണ്ട്. ദൃശ്യമായ മേഘങ്ങളുടെ മുകള്‍ഭാഗം വരെ ഏകദേശം 1000 കി.മീ. ഉയരമുണ്ടാകണം ഈ അന്തരീക്ഷത്തിന്.

മറ്റു മൂന്നു ഗ്രഹങ്ങളുടെ ആന്തരികഘടനയില്‍ ചില ചെറിയ വ്യത്യാസങ്ങളുണ്ട്. ശനിയുടെ കേന്ദ്രഭാഗത്തിന് ഏതാണ്ട് 20,000 കി.മീ. വ്യാസമുണ്ടാകും. അതിനുമുകളില്‍ 5,000 കി.മീ. കട്ടിയില്‍ ഐസ് ഉണ്ടാകുമെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. അതിനുമുകളില്‍ ഏതാണ്ട് 8,000 കി.മീ. കനത്തില്‍ ദ്രവലോഹ ഹൈഡ്രജനും ശേഷിച്ചത് സാധാരണ ദ്രവ ഹൈഡ്രജനും ആയിരിക്കണം. യുറാനസിന്റെയും നെപ്റ്റ്യൂണിന്റെയും കേന്ദ്രത്തിന് ഏതാണ്ട് 16,000 കി.മീ. വ്യാസമുണ്ട്. അതിനു പുറമേ 8,000 കി.മീ. കനത്തില്‍ ഐസും ശേഷിച്ചത് സാധാരണ ദ്രവ ഹൈഡ്രജനും ആയിരിക്കണം. ഇവയില്‍ ദ്രവലോഹ ഹൈഡ്രജന്‍ ഇല്ലാത്തത്, അതുണ്ടാകാന്‍ ആവശ്യമായ മര്‍ദം ഇല്ലാത്തതുകൊണ്ടാണ്. വ്യാഴത്തെയും ശനിയെയും അപേക്ഷിച്ച് യുറാനസും നെപ്റ്റ്യൂണും ചെറുതാണല്ലോ.

ഉപരിതലം

വ്യാഴം പോലെയുള്ള വലിയ ഗ്രഹങ്ങള്‍ക്ക് ഉറച്ച ഉപരിതലം ഇല്ലാത്തതുകൊണ്ട് ഭൂമിയോടു സാദൃശ്യമുള്ള ഗ്രഹങ്ങളെപ്പറ്റിമാത്രം ഇവിടെ വിവരിക്കുന്നു.

ചെറിയ ഗ്രഹങ്ങളുടെയും ഉപഗ്രഹങ്ങളുടെയും എല്ലാം ഉപരിതലത്തില്‍ ഉല്‍ക്കകള്‍ പതിച്ചുണ്ടായ ക്രേറ്ററുകള്‍ കാണാം. സൗരയൂഥത്തിന്റെ ഉദ്ഭവത്തിനുശേഷം ഏതാണ്ട് നൂറുകോടി വര്‍ഷക്കാലം ഉല്‍ക്കകള്‍ സുലഭമായിരുന്നു. സൗരയൂഥത്തിലെ ഗ്രഹങ്ങളിലും ഉപഗ്രഹങ്ങളിലും കാണുന്ന ബഹുഭൂരിഭാഗം ക്രേറ്ററുകളും അക്കാലത്തുണ്ടായവയാണ്. വായുമണ്ഡലം ഇല്ലാത്ത ബുധന്റെ ഉപരിതലത്തില്‍ ഇവ വലിയ മാറ്റങ്ങളൊന്നും കൂടാതെ ഇന്നും നിലനില്ക്കുന്നു. അതുകൊണ്ട് ബുധന്റെ ഉപരിതലം ചന്ദ്രന്റേതിനോട് വളരെ സാമ്യമുള്ളതാണ്. എന്നാല്‍ ചന്ദ്രനിലേതുപോലെ അവിടെ ക്രേറ്ററുകള്‍ തിങ്ങി നിറഞ്ഞു നില്ക്കുന്നില്ല. ശുക്രനിലും ക്രേറ്ററുകളുള്ളതായി ബഹിരാകാശ പേടകങ്ങള്‍ റഡാര്‍ സങ്കേതമുപയോഗിച്ച് നടത്തിയ നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. (ശുക്രന്റെ അന്തരീക്ഷത്തില്‍ നിറഞ്ഞു നില്ക്കുന്ന കട്ടിയേറിയ മേഘങ്ങള്‍ കാരണം ഉപരിതലം പുറമേ നിന്ന് ദൃശ്യമല്ല). ഭൂമിയിലും ക്രേറ്ററുകള്‍ ഉണ്ടായിട്ടുണ്ട്. എന്നാല്‍ അവയില്‍ ഭൂരിഭാഗവും അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ പ്രവര്‍ത്തനങ്ങളാലും ടെക്ടോണിക് (tectonic) പ്രവര്‍ത്തനങ്ങളാലും തേഞ്ഞുമാഞ്ഞു പോവുകയാണ് ചെയ്തത്. എങ്കിലും ചില ക്രേറ്ററുകള്‍ തിരിച്ചറിയാന്‍ ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ക്ക് കഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. ചൊവ്വയുടെ ദക്ഷിണാര്‍ധത്തില്‍ ക്രേറ്ററുകള്‍ ധാരാളം കാണാം. ഉത്തരാര്‍ധത്തിലും ധാരാളം ക്രേറ്ററുകള്‍ ഉണ്ടായിരുന്നിരിക്കണം. ആ ഭാഗത്ത് പിന്നീടുണ്ടായ ലാവാപ്രവാഹം ആ ക്രേറ്ററുകളെ മൂടിക്കളഞ്ഞതാകാം.

ഭൂമിയെപ്പോലുള്ള ഗ്രഹങ്ങളില്‍ മിക്കവയിലും കാണുന്ന ഒരു പ്രത്യേകതയാണ് അഗ്നിപര്‍വതങ്ങള്‍. ചൊവ്വയുടെ ഉത്തരാര്‍ധത്തില്‍ നാലു കൂറ്റന്‍ അഗ്നിപര്‍വതങ്ങളുണ്ട്. ഇവയില്‍ ഏറ്റവും വലുത് 'ഒളിംപസ് മോണ്‍സ്' (Olympus Mons) എന്ന പേരില്‍ അറിയപ്പെടുന്നതാണ്. ചുവടുഭാഗത്തിന് 600 കി.മീ. വ്യാസമുള്ള ഈ അഗ്നിപര്‍വതത്തിന്റെ മുകളറ്റം പരിസര പ്രദേശത്തുനിന്ന് 26 കി.മീ. ഉയര്‍ന്നു നില്ക്കുന്നു. ഭൂമിയിലെ അഗ്നിപര്‍വതങ്ങള്‍ താരതമ്യേന വളരെ ചെറിയവയാണ്. ഹവായ്യിലെ 'മോന ലോഅ' (Mauna Loa), 'മോനേ കീ' (Mauna Kea) എന്നീ ഇരട്ട അഗ്നിപര്‍വതങ്ങള്‍ക്ക് മൊത്തം വ്യാസം ഏതാണ്ട് 200 കി.മീ. മാത്രമേ വരൂ. ഉയരം സമുദ്രത്തിന്റെ അടിത്തട്ടില്‍നിന്ന് 9 കി.മീറ്ററും. എന്നാല്‍ ഭൂമിയില്‍ ഇന്നും ജ്വലിക്കുന്ന അഗ്നിപര്‍വതങ്ങള്‍ ഉണ്ടെങ്കിലും ചൊവ്വയിലേതെല്ലാം കെട്ടടങ്ങിയവയാണ്. ശുക്രനിലും അഗ്നിപര്‍വതങ്ങള്‍ ഉണ്ടെന്നാണ് നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. ബുധനില്‍ ഇതുവരെ ഒന്നും കണ്ടെത്തിയിട്ടില്ല. എങ്കിലും ഒരു കാലത്ത് അവിടെയും അഗ്നിപര്‍വത സ്ഫോടനങ്ങള്‍ നടന്നിരിക്കണം എന്നതിനുള്ള ചില സൂചനകള്‍ കിട്ടിയിട്ടുണ്ട്.

ബുധന്റെ ഉപരിതലത്തില്‍ക്കാണുന്ന ഒരു പ്രത്യേകത കുത്തനെ ഉയര്‍ന്ന കുന്നുകളുടെ നിരകളാണ്. ഉപരിതലത്തിലെല്ലാം ഇവ ദൃശ്യമാണ്. ഉപരിതലം തണുത്തുറയുന്നതിനോടൊപ്പം ക്രമേണ ചുരുങ്ങിയതുമൂലം ഉണ്ടായ 'ചുളിവുകള്‍' ആണ് ഇവയെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. എന്നാല്‍ ചൊവ്വയിലും, ഉപരിതലത്തിന്റെ പ്രകൃതം കൊണ്ട് ബുധനോട് സാമ്യമുള്ള ചന്ദ്രനിലും, പുറന്തോട് വികസിച്ചതിന്റെ അടയാളങ്ങളാണ് കാണാനുള്ളത്. ഭൂമിയാകട്ടെ ഉണ്ടായതിനുശേഷം വികസിക്കുകയോ ചുരുങ്ങുകയോ ചെയ്തതിന്റെ തെളിവുകളൊന്നുമില്ല.

ചൊവ്വയുടെ ഉപരിതലത്തില്‍ ശ്രദ്ധേയമായ ചില സവിശേഷതകളുണ്ട്. ഇവയില്‍ മുഖ്യമായ ഒന്നാണ് കൂറ്റന്‍ മലയിടുക്കുകള്‍ (Canyons). വാലസ് മാരിനെറിസ് (Velles Marineris) എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഇവയ്ക്ക് 5,000 കി.മീ. ഓളം നീളവും 500 കി.മീ. വരെ വീതിയും 6 കി.മീ. വരെ ആഴവുമുണ്ട്. രൂപത്തില്‍ ഇതിനോടു സാദൃശ്യമുള്ളതായി ഭൂമിയിലുള്ളത് അമേരിക്കയില്‍ കൊളാറാഡോയിലെ ഗ്രാന്‍ഡ് കാനിയനാണ്. എന്നാല്‍ വലുപ്പത്തില്‍ ഗ്രാന്‍ഡ് കാനിയന്‍ വളരെ ചെറുതാണ്. വറ്റി വരണ്ടുപോയ നദിപോലെ കാണപ്പെടുന്ന തോടുകളാണ് മറ്റൊന്ന്. വെള്ളമൊഴുകി ഉണ്ടാകുന്ന ചാലുകളോട് ഇവയ്ക്കുള്ള സാദൃശ്യംമൂലം ചൊവ്വയില്‍ ഒരു കാലത്ത് ദ്രവരൂപത്തിലുള്ള വെള്ളമുണ്ടായിരുന്നുവോ എന്ന് സംശയിക്കപ്പെടുന്നു. ഋതുക്കള്‍ക്കൊത്ത് വികസിക്കുകയും ചുരുങ്ങുകയും ചെയ്യുന്ന 'ഹിമത്തൊപ്പി'കളാണ് (polar ice caps) ചൊവ്വയുടെ മറ്റൊരു രസകരമായ സവിശേഷത. ധ്രുവങ്ങളില്‍ കാണപ്പെടുന്ന ഇവയില്‍ കൂടുതല്‍ ഭാഗവും ഖര കാര്‍ബണ്‍ ഡയോക്സൈഡാണ്.

ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തിന്റെ ഒരു പ്രത്യേകതയാണ് ടെക്ടോണിക് (tectonic) പ്രവര്‍ത്തനങ്ങള്‍. ശുക്രനില്‍ ഇത് സംഭവിക്കുന്നുണ്ടോ എന്ന് അറിവായിട്ടില്ല. ഭൂമിയുടെ പുറന്തോട് പല പ്ളേറ്റുകളായി വിഭജിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഈ പ്ളേറ്റുകള്‍ സാവധാനം ചലിക്കുന്നുമുണ്ട്. ഈ ചലനംമൂലം ഉപരിതലത്തിന്റെ സ്വഭാവം ക്രമേണ മാറിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്നു. ഉദാഹരണമായി ഇന്ത്യ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന പ്ളേറ്റ് ഏഷ്യന്‍ പ്ളേറ്റുമായി കൂട്ടിമുട്ടി പരസ്പരം തള്ളുന്നതിന്റെ ഫലമായി ഉണ്ടായതാണ് ഹിമാലയന്‍ പര്‍വതനിരകള്‍. ഇന്നു കാണുന്ന ഭൂഖണ്ഡങ്ങളെല്ലാം ഏതാണ്ടു ഇരുപതുകോടി വര്‍ഷംമുന്‍പ് കൂടിച്ചേര്‍ന്നു കിടന്നിരുന്നതായി കരുതപ്പെടുന്നു. ഭൂമിയില്‍ വ്യാപകമായി നടക്കുന്ന ഒരു പ്രക്രിയയാണ് വെള്ളമൊഴുകി ഉപരിതലത്തില്‍ മാറ്റങ്ങളുണ്ടാകുക എന്നത്. തോടുകള്‍, പുഴകള്‍, കടലുകള്‍, ഹിമനദികള്‍ തുടങ്ങിയവ ഭൗമോപരിതലത്തില്‍ തുടര്‍ച്ചയായി മാറ്റങ്ങള്‍ സൃഷ്ടിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്നു. ചൊവ്വയില്‍ ഒരു കാലത്ത് ജലപ്രവാഹം ഉണ്ടായിരുന്നു എന്നുള്ളതിന് വ്യക്തമായ സൂചനകള്‍ കാണാനുണ്ട് എന്നതൊഴിച്ചാല്‍ മറ്റു ഗ്രഹങ്ങളിലൊന്നും ഇത്തരം പ്രക്രിയകള്‍ നടക്കുന്നില്ല.

അന്തരീക്ഷം

സൗരയൂഥത്തിലെ ഗ്രഹങ്ങളില്‍ ബുധന്‍ ഒഴിച്ച് മറ്റെല്ലാ ഗ്രഹങ്ങള്‍ക്കും അന്തരീക്ഷമുണ്ട്. വ്യാഴം, ശനി തുടങ്ങിയ വലിയ ഗ്രഹങ്ങളുടെ അന്തരീക്ഷങ്ങള്‍ ഏതാണ്ട് ഒരുപോലെയാണ്. എന്നാല്‍ ശുക്രന്‍, ഭൂമി, ചൊവ്വ, എന്നിവയുടെ അന്തരീക്ഷങ്ങള്‍ തമ്മില്‍ സാരമായ വ്യത്യാസങ്ങളുണ്ട്. ഈ വ്യത്യാസത്തിനുള്ള ഒരു പ്രധാന കാരണം, സൂര്യനില്‍ നിന്നുള്ള ദൂരം കൂടുന്നതിനനുസരിച്ച് ഗ്രഹത്തിനു ലഭിക്കുന്ന സൂര്യപ്രകാശത്തിന്റെ അളവും, തന്മൂലം ഉപരിതലത്തിന്റെ ശ.ശ. താപനിലയും കുറയുന്നു എന്നതാണ്. കൂടാതെ, ഭൂമിയില്‍ ഉദ്ഭവിച്ച ജീവനും ഗ്രഹത്തിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തില്‍ സാരമായ മാറ്റങ്ങള്‍ ഉണ്ടാക്കിയിട്ടുണ്ട്.

ശുക്രന്‍, ഭൂമി, ചൊവ്വ എന്നീ ഗ്രഹങ്ങളുടെ അന്തരീക്ഷത്തിലെ മുഖ്യഘടകങ്ങള്‍ പട്ടിക 3-ല്‍ കൊടുത്തിരിക്കുന്നു. ഇതില്‍ ശ്രദ്ധേയമായി രണ്ടു കാര്യങ്ങളാണുള്ളത്. 1. ശുക്രനിലും ചൊവ്വയിലും നിറഞ്ഞുനില്ക്കുന്ന കാര്‍ബണ്‍ഡയോക്സൈഡിന്റെ ഭൂമിയിലെ നാമമാത്രമായ സാന്നിധ്യം. 2. മറ്റു രണ്ടു ഗ്രഹങ്ങളിലും ചെറിയ തോതില്‍ മാത്രമുള്ള നൈട്രജനും, ഓക്സിജനും ഭൂമിയില്‍ ധാരാളമായി കാണപ്പെടുന്നത്.

ഈ മൂന്നു ഗ്രഹങ്ങളില്‍ ഏറ്റവും ഘനംകൂടിയ അന്തരീക്ഷമുള്ളത് ശുക്രനാണ്. അതിന്റെ പിണ്ഡം ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ നൂറു മടങ്ങാണ് എന്നു കണക്കാക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. ശുക്രന്റെ ഉപരിതലത്തിലെ വായുമര്‍ദം ഭൂമിയുടേതിന്റെ 90 മടങ്ങാണ്. ഊഷ്മാവ് ഏകദേശം 750 കെല്‍വിനും (477^oഇ). ഉപരിതലത്തില്‍നിന്നുള്ള ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് രശ്മികളെ കാര്‍ബണ്‍ഡയോക്സൈഡ് നിറഞ്ഞ അന്തരീക്ഷം മിക്കവാറും പൂര്‍ണമായി ആഗിരണം ചെയ്യുന്നതുമൂലമാണ് ഇത്ര കൂടിയ ഊഷ്മാവ് അവിടെ നിലനില്ക്കുന്നത്. ചൂടുകൂടുമ്പോള്‍ വായുവിന്റെ മര്‍ദവും കൂടുന്നു. ഉപരിതലത്തിലെ ഉയര്‍ന്ന ഊഷ്മാവു നിമിത്തം കാര്‍ബണ്‍ഡയോക്സൈഡ് പൂര്‍ണമായും വാതകരൂപത്തില്‍ അന്തരീക്ഷത്തില്‍ ലയിച്ചിരിക്കുകയാണ്. ഭൂമിയിലാണെങ്കില്‍ വളരെയധികം കാര്‍ബണ്‍ഡയോക്സൈഡ് കാര്‍ബണേറ്റുകളായി പാറകളിലും സമുദ്രങ്ങളിലും ഒളിഞ്ഞു കിടക്കുകയാണ്. ചൊവ്വയുടെ ധ്രുവങ്ങളില്‍ ഈ വാതകം ഖരരൂപത്തില്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നതായി പറഞ്ഞുവല്ലോ. ചൊവ്വയുടെ അന്തരീക്ഷം താരതമ്യേന വളരെ നേര്‍ത്തതാണ്. അവിടത്തെ ഉപരിതല മര്‍ദം ഭൂമിയുടേതിന്റെ ഏതാണ്ട് 160-ല്‍ ഒരു ഭാഗം മാത്രമാണ്.

മേഘങ്ങള്‍ മൂന്നു ഗ്രഹങ്ങളിലും ദൃശ്യമാണ്. ഭൂമിയിലെ മേഘങ്ങള്‍ ജലബിന്ദുക്കളോ ഐസ്കണങ്ങളോ അടങ്ങിയതാണെങ്കില്‍ ചൊവ്വയില്‍ ഐസ് കണങ്ങളടങ്ങിയ മേഘങ്ങളും ഖരകാര്‍ബണ്‍ഡയോക്സൈഡ് തരികളടങ്ങിയവയും ഉണ്ടെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. ശുക്രനിലെ മേഘങ്ങളില്‍ സള്‍ഫ്യൂറിക് ആസിഡാണ് ഭൂരിഭാഗവും. കൂടാതെ നേരിയ തോതില്‍ ഹൈഡ്രോക്ളോറിക് ആസിഡും ഹൈഡ്രോഫ്ളൂരിക് ആസിഡും ഉണ്ടായിരിക്കണം. അന്തരീക്ഷത്തിലുള്ള ഹൈഡ്രജന്‍ ഫ്ളൂറൈഡ് വാതകം സള്‍ഫ്യൂറിക് ആസിഡുമായി ചേര്‍ന്ന് അതിശക്തമായ ഫ്ളൂറോസള്‍ഫ്യൂറിക് ആസിഡും ഉത്പാദിപ്പിക്കുന്നുണ്ടാവണം. ശുക്രനിലേക്ക് ഇറങ്ങിച്ചെല്ലുന്ന ഒരു പേടകം നേരിടേണ്ടിവരുന്ന പ്രശ്നങ്ങളുടെ കൂട്ടത്തില്‍ ഈ ആസിഡുകളും ഉള്‍പ്പെടുന്നു.

മേഘങ്ങളുണ്ടാവുന്നത് ഈര്‍പ്പമടങ്ങിയ വായു മുകളിലേക്കുയര്‍ന്ന് തണുക്കുമ്പോഴാണ്. വായു മുകളിലേക്ക് ഉയരണമെങ്കിലുള്ള ഒരു നിബന്ധന ഊഷ്മാവ് മുകളിലേക്ക് ക്രമാതീതമായി കുറയണമെന്നതാണ്. ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷത്തില്‍ മധ്യരേഖയ്ക്കു സമീപമുള്ള പ്രദേശങ്ങളില്‍ ഏതാണ്ട് 18 കി.മീ. വരെയും ധ്രുവങ്ങള്‍ക്കടുത്ത് എതാണ്ട് 7-8 കി.മീ. വരെയും ഈ സ്ഥിതിയാണുള്ളത്. അതുകൊണ്ട് മേഘങ്ങള്‍ ഈ ഭാഗത്താണുണ്ടാവുക. എന്നാല്‍ ശുക്രന്റെ അന്തരീക്ഷത്തില്‍ ഏതാണ്ട് 90 കി.മീ. ഉയരംവരെ ഊഷ്മാവ് ക്രമമായി കുറയുന്നു. അവിടെ 30 കി.മീ.-നും 80 കി.മീ.-നും ഇടയ്ക്കുള്ള ഭാഗത്താണ് മേഘങ്ങളുണ്ടാകുന്നത്.

ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലം മുതല്‍ 8-18 കി.മീ. ഉയരംവരെ ഊഷ്മാവ് ക്രമമായി കുറയുന്ന ഭാഗത്തിന് 'ട്രോപോസ്ഫിയര്‍' (troposphere) എന്നു പറയുന്നു. അതിനുമുകളില്‍ ഏതാണ്ട് 50 കി.മീ. വരെ ഊഷ്മാവ് ക്രമമായി കൂടുകയാണ് ചെയ്യുന്നത്. ഈ ഭാഗത്തെ 'സ്ട്രാറ്റോസ്ഫിയര്‍' (stratosphere) എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഇവിടെ ഊഷ്മാവ് മുകളിലേക്ക് കൂടുന്നതുകൊണ്ട് വായു ഉയരുകയോ താഴുകയോ ചെയ്യുന്നില്ല. തന്മൂലം മുകളിലും താഴെയുമുള്ള വായു തമ്മില്‍ കൂടിക്കലരല്‍ തീരെയില്ല എന്നുതന്നെ പറയാം. ട്രോപോസ്ഫിയറിലേതില്‍നിന്നും തികച്ചും വ്യത്യസ്തമായ ഒരവസ്ഥയാണിത്. 50 കി.മീ. മുതല്‍ ഏതാണ്ട് 80 കി.മീ. വരെയുള്ള ഭാഗമാണ് 'മീസോസ്ഫിയര്‍' (mesosphere). ഇവിടെ ട്രോപോസ്ഫിയറില്‍ എന്നതുപോലെ ഉയരം കൂടുന്നതനുസരിച്ച് ഊഷ്മാവ് കുറയുകയാണു ചെയ്യുന്നത്. ഏറ്റവും മുകളിലുള്ള തെര്‍മോസ്ഫിയര്‍' (thermosphere) എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഭാഗത്ത് മുകളിലേക്കുയരുന്തോറും ഊഷ്മാവ് വര്‍ധിക്കുകയാണ്. 200 കി.മീ. മുതല്‍ 500 കി.മീ. വരെ എത്തുന്ന തെര്‍മോസ്ഫിയറിലെ ഊഷ്മാവ് 2,000 കെല്‍വിന്‍ വരെ ആകാറുണ്ട്. സൗരഅള്‍ട്രാവയലറ്റ് രശ്മികളുടെ ചില ഭാഗങ്ങളും എക്സ് വികിരണങ്ങളും ആഗിരണം ചെയ്യുന്നതിലൂടെയാണ് ഈ ഭാഗത്ത് ഊഷ്മാവ് ഇത്രയധികം വര്‍ധിക്കുന്നത്. ഇതിനുമപ്പുറം വായു തീരെ നേര്‍ത്തതായതുകൊണ്ട് അത് അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ ഭാഗമായി കണക്കാക്കാറില്ല. 'എക്സോസ്ഫിയര്‍' (exosphere) എന്നാണ് ആ ഭാഗങ്ങള്‍ക്ക് പറയുക.

ഉപരിതലം സൂര്യപ്രകാശം പിടിച്ചെടുത്ത് ചൂടാകുകയും ചൂടായ ഉപരിതലം ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് രശ്മികള്‍ പ്രസരിപ്പിക്കുകയും, ഈ രശ്മികളെ ആഗിരണം ചെയ്ത് അന്തരീക്ഷം ചൂടാകുകയുമാണ് സംഭവിക്കുന്നത്. അതുകൊണ്ട് ഉപരിതലത്തിനടുത്താകണം വായുവിന് ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ ചൂട് ഉണ്ടാകേണ്ടത്. മുകളിലേക്കുയരുംതോറും ഊഷ്മാവ് ക്രമമായി കുറയുകയും വേണം. എന്നാല്‍ ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷത്തില്‍ സ്ട്രാറ്റോസ്ഫിയര്‍ എന്ന ഭാഗത്തു മുകളിലേക്കു പോകുന്തോറും ഊഷ്മാവ് കൂടുന്നതായി പറഞ്ഞുവല്ലോ. ഇങ്ങനെ സംഭവിക്കാനുള്ള കാരണം ഭൗമാന്തരീക്ഷത്തില്‍ ഓക്സിജന്‍ ഉണ്ടായതാണ്. സൗരഅള്‍ട്രാവയലറ്റ് രശ്മികളുടെ ഒരു ഭാഗം ഓക്സിജന്‍ പിടിച്ചെടുക്കുകയും മൂന്ന് ഓക്സിജന്‍ ആറ്റങ്ങള്‍ അടങ്ങിയ ഓസോണ്‍ ഉണ്ടാകുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ ഓസോണ്‍ തന്മാത്രകള്‍ സൗരഅള്‍ട്രാവയലറ്റിന്റെ മറ്റൊരു ഭാഗം ആഗിരണം ചെയ്ത് വിഘടിച്ച് വീണ്ടും ഓക്സിജന്‍ ആയി മാറുന്നു. ജീവജാലങ്ങള്‍ക്ക് ഹാനികരമായ അള്‍ട്രാവയലറ്റ് രശ്മികളുടെ ഭൂരിഭാഗവും ഇങ്ങനെ അന്തരീക്ഷം പിടിച്ചെടുക്കുന്നവയാണ്. ഈ രശ്മികളിലടങ്ങുന്ന ഊര്‍ജം അങ്ങനെ താപോര്‍ജമായി വായുവിനെ ചൂടുപിടിപ്പിക്കുന്നു. ഇത് ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ സംഭവിക്കുന്നത് ഏതാണ്ട് 50 കി.മീ. ഉയരത്തിലാണ്. ഇക്കാരണത്താലാണ് സ്ട്രാറ്റോസ്ഫിയറില്‍ മുകളിലേക്ക് ഉയരുംതോറും ഊഷ്മാവ് വര്‍ധിക്കുന്നതായി കാണുന്നത്. അള്‍ട്രാവയലറ്റ് രശ്മികള്‍ ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ ആഗിരണം ചെയ്യപ്പെടുന്നത് 50 കി.മീ.-നു ചുറ്റുമുള്ള പ്രദേശത്താണെങ്കിലും അന്തരീക്ഷത്തില്‍ ഓസോണ്‍ സാന്ദ്രത ഏറ്റവും കൂടുതലുള്ളത് 30-35 കി.മീ. പ്രദേശത്താണ്.

ശുക്രന്റെ അന്തരീക്ഷത്തില്‍ ശക്തമായ കാറ്റുകള്‍ ഉണ്ടാകാറുണ്ട്. സെക്കന്‍ഡില്‍ 100 മീ. (മണിക്കൂറില്‍ 360 കി.മീ.) വരെ വേഗതയുണ്ടാകാം ഈ കാറ്റുകള്‍ക്ക്. മേഘങ്ങളുണ്ടാകുന്ന ഉയരങ്ങളിലാണ് ഈ കാറ്റുകള്‍ക്ക് വേഗത ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ എന്നു കരുതപ്പെടുന്നു. ഉപരിതലത്തിനടുത്ത് സെക്കന്‍ഡില്‍ 2-3 മീറ്റര്‍ (മണിക്കൂറില്‍ 7-11 കി.മീ.) വേഗത മാത്രമേ കാണൂ. ചൊവ്വയുടെ ഉപരിതലത്തിലാണെങ്കില്‍ ശക്തമായ മണല്‍ക്കാറ്റുകള്‍ ഉണ്ടാകാറുണ്ട്. അവിടത്തെ വായു വളരെ നേര്‍ത്തതാകയാല്‍ മണിക്കൂറില്‍ 150 കി.മീ. എങ്കിലും വേഗത ഉണ്ടെങ്കിലേ കാറ്റിന് മണല്‍ത്തരികളെ ഇളക്കി വിടാനാകൂ. സാധാരണ ഗതിയില്‍ വസന്തകാലത്തിന്റെ ആരംഭത്തില്‍ ദക്ഷിണാര്‍ധ ഗോളത്തില്‍ തുടക്കം കുറിക്കുന്ന ഈ കാറ്റ് ചിലപ്പോള്‍ ഗ്രഹത്തിന്റെ എല്ലാ ഭാഗങ്ങളിലേക്കും പടരാം. മാത്രമല്ല, മാസങ്ങളോളം തുടര്‍ച്ചയായി വീശുകയും ചെയ്യാം.

വ്യാഴത്തിന്റെ അന്തരീക്ഷഘടന കുറെയൊക്കെ കൃത്യമായി തിട്ടപ്പെടുത്താന്‍ കഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. അവിടെ ഏറ്റവും കൂടുതലുള്ളത് ഹൈഡ്രജനാണ്. അതിന്റെ ഏതാണ്ട് എട്ടിലൊരു ഭാഗത്തോളം ഹീലിയം വാതകവുമുണ്ട്. അളവില്‍ ബാക്കിയെല്ലാം അപ്രസക്തങ്ങളാണ്. എന്നാല്‍ അന്തരീക്ഷത്തിലെ രാസപ്രക്രിയകളെ സംബന്ധിച്ചിടത്തോളം പ്രധാനമായ ഒന്നാണ് മീഥേന്‍. ആകെയുള്ള അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ ഏകദേശം 0.2 ശ.മാ. മാത്രമേയുള്ളൂ എങ്കിലും ഭൂമിയെപ്പോലുള്ള ഗ്രഹങ്ങളില്‍ ഉള്ളതിനെക്കാള്‍ വളരെ കൂടുതലാണിത്. ജലാംശം പത്തുലക്ഷത്തില്‍ ഒരു ഭാഗത്തോളമേയുള്ളു. ശനി, യുറാനസ്, നെപ്റ്റ്യൂണ്‍ എന്നിവയുടെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റെയും രാസഘടന ഏതാണ്ടിതുപോലെതന്നെ ആയിരിക്കുമെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു.

വ്യാഴത്തില്‍ മധ്യരേഖയ്ക്കു സമാന്തരമായി ഒന്നിടവിട്ട് വെളുത്തതും ഇരുണ്ടതുമായ വീതിയുള്ള വരകള്‍ കാണാം. വെളുത്ത ഭാഗങ്ങള്‍ തനി വെള്ളനിറമോ ഇളം മഞ്ഞ കലര്‍ന്ന വെളുപ്പോ ആണെങ്കില്‍ ഇരുണ്ട ഭാഗങ്ങള്‍ ചെമപ്പുകലര്‍ന്ന തവിട്ടുനിറത്തിലാണ് കാണപ്പെടുന്നത്. വെളുത്ത ഭാഗങ്ങളില്‍ മഞ്ഞു തരികളോ ഖര അമോണിയയോ അടങ്ങിയ മേഘങ്ങളായിരിക്കുമെന്നു വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു. ഇവ സാമാന്യം ഉയരത്തിലായിരിക്കണം സ്ഥിതിചെയ്യുന്നത്. വായു താഴോട്ടു പ്രവഹിക്കുമ്പോള്‍ ഊഷ്മാവ് കൂടുകയും മഞ്ഞുതരികളും ഖരഅമോണിയയും ഉരുകിപ്പോവുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇങ്ങനെ സംഭവിക്കുന്ന ഭാഗങ്ങളാവണം ഇരുണ്ടിരിക്കുന്നത്. ബാന്‍ഡുകള്‍ മധ്യരേഖയ്ക്കു സമാന്തരമായിരിക്കുന്നതിനുള്ള കാരണം വ്യാഴത്തിന്റെ അതിവേഗത്തിലുള്ള കറക്കമായിരിക്കണം. ശക്തികൂടിയ ദൂരദര്‍ശിനിയില്‍ക്കൂടി നോക്കുമ്പോള്‍ വ്യാഴത്തില്‍ ദൃശ്യമാകുന്ന ശ്രദ്ധേയമായ ഒന്നാണ് ദീര്‍ഘവൃത്തീയമായ ഒരു ചുവന്ന പൊട്ട്. മധ്യരേഖയ്ക്കടുത്ത് തെക്കു വശത്തായാണ് ഇത് കാണപ്പെടുക. വ്യാസം കുറഞ്ഞദിശയില്‍ ഏതാണ്ട് 14,000 കി.മീറ്ററും ലംബമായ ദിശയില്‍ ഏതാണ്ട് 25,000 മുതല്‍ 40,000 വരെ കി.മീറ്ററും വലുപ്പംവരും അതിന്. അതായത് ഭൂമിയെപ്പോലുള്ള രണ്ടു ഗ്രഹങ്ങളെ അതില്‍ അടയ്ക്കാം. വ്യാഴത്തിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിലെ ഒരു വലിയ ചുഴലിക്കാറ്റാകാം അത് എന്നു കരുതപ്പെടുന്നു. 1665-ല്‍ ജിയോവാനി ഡൊമിനികോ കാസ്സിനി കണ്ടുപിടിച്ച ഈ പ്രതിഭാസം ഇന്നും നിലനില്ക്കുന്നുണ്ട് എന്നുള്ളത് ശ്രദ്ധേയമാണ്. ഇതുപോലത്തെ ചെറിയ ചില പാടുകള്‍ പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നതും ക്രമേണ മാഞ്ഞുപോകുന്നതും നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്.

ഉപഗ്രഹങ്ങളും വളയങ്ങളും

ഒരു ഗ്രഹത്തെ ചുറ്റി സഞ്ചരിക്കുന്ന വസ്തുവാണ് ഉപഗ്രഹം. സൗരയൂഥത്തില്‍ ബുധനും ശുക്രനും ഒഴിച്ച് മറ്റെല്ലാ ഗ്രഹങ്ങള്‍ക്കും ഉപഗ്രഹങ്ങളുണ്ട്. ഭൂമിയുടെ ഉപഗ്രഹമാണ് ചന്ദ്രന്‍. മറ്റെല്ലാ ഗ്രഹങ്ങള്‍ക്കും ഒന്നിലധികം ഉപഗ്രഹങ്ങളുണ്ട്. ഉപഗഹ്രങ്ങളില്‍ നാലെണ്ണം-നെപ്റ്റ്യൂണിന്റെ ട്രിറ്റോണ്‍ (Triton), ശനിയുടെ ടൈറ്റാന്‍ (Titan), വ്യാഴത്തിന്റെ ഗാനിമീഡ് (Ganymede), കാലിസ്റ്റോ (Calysto) എന്നിവ-ബുധനെക്കാള്‍ വലിയവയാണ്. സൗരയൂഥത്തിലെ ഏറ്റവും വലിയ ഉപഗ്രഹം ഗാനിമീഡ് ആണ്; ടൈറ്റാനും ഏതാണ്ട് അതിനടുത്ത വലുപ്പം ഉണ്ട്. വ്യാഴത്തിന്റെ മൂന്ന് ഉപഗ്രഹങ്ങള്‍ക്ക് ചന്ദ്രനെക്കാള്‍ വലുപ്പമുണ്ട്. എന്നാല്‍ വ്യാഴത്തിന്റെ തന്നെ അമാല്‍ത്തിയ (Amalthea) എന്ന ഉപഗ്രഹത്തിനാകട്ടെ വെറും 150 കി.മീ. മാത്രമേ വ്യാസമുള്ളു. വ്യാഴത്തിന്റെ ഉപഗ്രഹങ്ങളില്‍ ഏറ്റവും പുറമേയുള്ളവ 10-20 കി.മീ. മാത്രം വ്യാസമുള്ളവയാണ്. വലുപ്പംകൂടിയ ചില ഉപഗ്രങ്ങള്‍ക്ക് വായുമണ്ഡലവുമുണ്ട്. എന്നാല്‍ ഇവയെല്ലാംതന്നെ സൂര്യനില്‍നിന്ന് വളരെ ദൂരത്തില്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നതുകൊണ്ട് അവിടെ നമുക്ക് പരിചിതമായ തരത്തിലുള്ള ജീവന്‍ ഉണ്ടായിരിക്കാനുള്ള സാധ്യത വളരെ കുറവാണ്.

ഗലീലിയോ ഗലീലി ദൂരദര്‍ശനിയില്‍ക്കൂടി ആദ്യം നടത്തിയ കണ്ടുപിടുത്തങ്ങളിലൊന്നാണ് ശനിയുടെ വലയങ്ങള്‍. ഏതാനും മീറ്ററില്‍ കൂടുതല്‍ വലുപ്പമില്ലാത്ത പാറകളും ധൂളികളും അടങ്ങിയതാണ് ശനിയുടെ വലയങ്ങള്‍. ചൊവ്വയ്ക്കും വ്യാഴത്തിനും ഇടയ്ക്കായി കാണപ്പെടുന്ന ആസ്റ്ററോയ്ഡുകളുമായി ഈ വലയങ്ങള്‍ക്ക് ഒരു വിധത്തില്‍ സാമ്യമുണ്ട്; കാരണം, ഉറഞ്ഞുകൂടാന്‍ കഴിയാഞ്ഞതോ പിന്നീട് തകര്‍ന്നുപോയതോ ആയ ഗോളങ്ങളാണ് രണ്ടും. ചെറിയ ദൂരദര്‍ശനികളില്‍ക്കൂടി ഒറ്റ വലയമായിട്ടാണ് കാണുന്നത് എങ്കിലും ശനിക്ക് അനേകം വലയങ്ങളുണ്ട്. ഏറ്റവും പുറമേ ഉള്ളതിന്റെ കൂടിയ വ്യാസം 2,72,300 കി.മീറ്ററും ഏറ്റവും ഉള്ളിലെ വലയത്തിന്റെ അകത്തെ വ്യാസം 1,81,100 കി.മീറ്ററുമാണ്. വ്യാഴത്തിനും യുറാനസിനും നെപ്റ്റ്യൂണിനും വലയങ്ങളുള്ളതായി പിന്നീട് കണ്ടുപിടിക്കപ്പെട്ടു. വ്യാഴത്തിന്റെ വലയം വളരെ നേര്‍ത്തതാണ്. മൈക്രോമീറ്റര്‍ (മീറ്ററിന്റെ പത്തുലക്ഷത്തിലൊന്ന്) വലുപ്പമുള്ള തരികളടങ്ങിയ ഈ വളയം വ്യാഴത്തിന്റെ വ്യാസാര്‍ധത്തിന്റെ ഏകദേശം 1.8 മടങ്ങുദൂരം മുതല്‍ മിക്കവാറും മേഘങ്ങളുടെ മുകള്‍ ഭാഗംവരെ പടര്‍ന്നു കിടക്കുന്നു. യുറാനസിന് പതിനൊന്ന് വളയങ്ങളുണ്ട്. യുറാനസിന്റെ കേന്ദ്രത്തില്‍ നിന്ന് 41,600 കി.മീ. മുതല്‍ 50,700 കി.മീ. വരെ ഇവ പടര്‍ന്നു കിടക്കുന്നു. മിക്കവയ്ക്കും ഒരു കി.മീറ്ററിനും പത്തു കി.മീറ്ററിനും ഇടയ്ക്ക് വീതിയേ ഉള്ളു. ഒരെണ്ണത്തിനുമാത്രം ഏതാണ്ട് 100 കി.മീ. വീതിയുണ്ട്. വളരെ ഇരുണ്ട, വലുപ്പം കുറഞ്ഞ തരികളാണ് ഇവയില്‍.

കാന്തികമണ്ഡലം

മിക്ക ഗ്രഹങ്ങള്‍ക്കും കാന്തികമണ്ഡലമുണ്ട്. ചിലത് ശക്തിയുള്ളതും ചിലത് വളരെ ദുര്‍ബലവുമാണ്. പൊതുവേ, ഇരുമ്പ് ധാരാളമുള്ള ഉരുകിയ കേന്ദ്രഭാഗത്തിന്റെ തെളിവാണ് കാന്തികമണ്ഡലം. കേന്ദ്രഭാഗത്തിന്റെ ആപേക്ഷിക ഭ്രമണം കൊണ്ട് ഈ ഭാഗത്തു നിലനില്ക്കുന്ന വൈദ്യുത പ്രവാഹമാണ് കാന്തിക മണ്ഡലം സൃഷ്ടിക്കുന്നത് എന്നാണ് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാരുടെ നിഗമനം. എന്നാല്‍ ഈ പ്രക്രിയയുടെ വിശദാംശങ്ങള്‍ ഇന്നും വ്യക്തമല്ല. ഉദാഹരണമായി ഭൂമിയുടെ കാന്തികമണ്ഡലത്തിന്റെ ദിശ ഭൂവിജ്ഞാനീയ കാലയളവുകളില്‍ പല പ്രാവശ്യം മാറിയിട്ടുള്ളതിന് ധാരാളം തെളിവുകള്‍ ലഭിച്ചിട്ടുണ്ട്. ഈ മാറ്റങ്ങള്‍ എന്തുകൊണ്ട് സംഭവിക്കുന്നു എന്നുള്ളത് ഇന്നും വ്യക്തമല്ല. ഒരു ദിശയില്‍നിന്ന് മറ്റൊരു ദിശയിലേക്ക് മാറുന്നത് വളരെ പെട്ടെന്നാണ് എന്നുള്ളത് തികച്ചും അദ്ഭുതാവഹമാണ്.

സൗരയൂഥത്തിലെ ഗ്രഹങ്ങളില്‍ അറിയപ്പെട്ടിടത്തോളം, ശുക്രനും ചൊവ്വയ്ക്കും വളരെ നേര്‍ത്ത കാന്തികമണ്ഡലമേയുള്ളു. ബുധന്റെ ഉപരിതല മണ്ഡലത്തിന് ഭൂമിയുടേതിന്റെ നൂറിലൊന്ന് ശക്തിയേയുള്ളു എങ്കിലും ശുക്രന്റെ മണ്ഡലത്തെക്കാള്‍ നൂറുമടങ്ങ് ശക്തി കൂടുതലുണ്ട്. ശുക്രന്റെ കാന്തികമണ്ഡലം ഇത്ര ദുര്‍ബലമാകാനുള്ള ഒരു കാരണം അതിന്റെ വളരെ സാവധാനത്തിലുള്ള കറക്കമാകണം. ഉരുകിയ കേന്ദ്രഭാഗം കറങ്ങുമ്പോഴാണ് വൃത്താകൃതിയിലുള്ള വൈദ്യുത പ്രവാഹവും അതുമൂലം കാന്തികമണ്ഡലവും ഉണ്ടാകുന്നത്.

വ്യാഴത്തിന്റെ ഉപരിതല കാന്തികമണ്ഡലം ഭൂമിയുടേതിനെക്കാള്‍ ഏകദേശം പത്തിരട്ടി ശക്തികൂടിയതാണ്. ബുധന്റെ കാന്തിക അക്ഷം (magnetic axis) അതിന്റെ അച്ചുതണ്ടിനോട് 10^o ചരിഞ്ഞാണെങ്കില്‍ വ്യാഴത്തിന്റേത് 11^o ചരിഞ്ഞാണ് നില്ക്കുന്നത്. ഭൂമിയുടെത് ഏതാണ്ട് 11.4^o ചരിഞ്ഞ് ആണല്ലോ. മറ്റു ഗ്രഹങ്ങളുടെ കാന്തിക മണ്ഡലങ്ങളെപ്പറ്റി കാര്യമായ അറിവൊന്നും ലഭിച്ചിട്ടില്ല.

ഓരോ ഗ്രഹത്തിന്റെയും കാന്തികമണ്ഡലം (magnetopsphere) സൂര്യന്റെ മണ്ഡലവുമായും സൂര്യനില്‍ നിന്ന് പ്രവഹിക്കുന്ന അയോണുകളും ഇലക്ട്രോണുകളും അടങ്ങിയ പ്ലാസ്മയുമായും പ്രതിപ്രവര്‍ത്തിക്കുന്നുണ്ട്. ഗ്രഹത്തിന്റെയും സൂര്യന്റെയും മണ്ഡലങ്ങള്‍ ഏതാണ്ട് തുല്യ ശക്തിയാകുന്ന ഭാഗത്ത് ഇവ രണ്ടിന്റെയും കാന്തിക രേഖകള്‍ (magnetic field lines) ഒന്നിച്ചു ചേരുന്നു. ഈ ഭാഗത്തിന് മാഗ്നറ്റോപോസ് (magnetopause) എന്നാണ് പറയുക. സൗരവാതത്തിലെ കുറേഭാഗം കാന്തിക രേഖകളില്‍ക്കൂടി സഞ്ചരിച്ച് ഗ്രഹത്തിന്റെ കാന്തികധ്രുവ ഭാഗങ്ങളില്‍ എത്തുകയും അന്തരീക്ഷത്തില്‍ പ്രവേശിച്ച് വായുവുമായി പ്രതിപ്രവര്‍ത്തിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഭൂമിയുടെ ധ്രുവ പ്രദേശങ്ങളില്‍ ധ്രുവദീപ്തി (Aurora) എന്ന പ്രതിഭാസം സൃഷ്ടിക്കുന്നത് ഈ കണികകളാണ്. സൂര്യനെ അഭിമുഖീകരിക്കുന്ന വശത്ത് സൗരവാതം ചെലുത്തുന്ന മര്‍ദം കാരണം മാഗ്നറ്റോപോസ് അല്പം പരന്നാണിരിക്കുക. എന്നാല്‍ മറുവശത്ത് കാന്തിക രേഖകള്‍ സൗരവാതത്തില്‍പ്പെട്ട് വലിച്ചുനീട്ടപ്പെടുന്നു. ഈ വശത്ത് മാഗ്നറ്റോപോസ് നീണ്ട് ഗ്രഹാന്തരീയ കാന്തികമണ്ഡലത്തില്‍ ലയിക്കുന്നു. മാഗ്നറ്റോടെയില്‍ (magnetotail) എന്നാണ് ഇതിനു പറയുക. (ചിത്രം)

ഉദ്ഭവവും പരിണാമവും

ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഉദ്ഭവത്തെ സംബന്ധിക്കുന്ന അനേകം മോഡലുകളുണ്ട്. എങ്കിലും ഇവയെ മൊത്തത്തില്‍ രണ്ടായി തരം തിരിക്കാം: സൂര്യനും ഗ്രഹങ്ങളും ഒരുമിച്ചാണ് ഉണ്ടായത് എന്ന് സങ്കല്പിക്കുന്ന മോഡലുകളും, അവ വ്യത്യസ്ത സമയങ്ങളിലാണ് ഉണ്ടായത് എന്നു സങ്കല്പിക്കുന്നവയും. ഇതില്‍ ഓരോ തരത്തില്‍പ്പെട്ടവയെയും വീണ്ടും രണ്ടായി ഭാഗിക്കാം. ഒരു നെബുലയിലെ പദാര്‍ഥം കൂടിച്ചേര്‍ന്ന് നക്ഷത്രം ഉണ്ടായ ശേഷം നക്ഷത്രത്തിലെ പദാര്‍ഥം ഏതെങ്കിലും പ്രക്രിയയിലൂടെ വേര്‍പെട്ടാണ് ഗ്രഹങ്ങളുണ്ടായത് എന്നു സങ്കല്പിക്കുന്നവയാണ് ഒരു വര്‍ഗം. സൂര്യനും മറ്റൊരു നക്ഷത്രവും അടുത്തുകൂടി കടന്നുപോയപ്പോഴാണ് കുറേ സൗരപദാര്‍ഥം ഗുരുത്വാകര്‍ഷണബലത്താല്‍ പുറത്തെറിയപ്പെട്ടത് എന്നുള്ളതാണ് ഈ വര്‍ഗത്തില്‍പ്പെട്ട ഒരു സിദ്ധാന്തം. അങ്ങനെയല്ല നെബുലയില്‍ നിന്ന് ഗ്രഹങ്ങള്‍ നേരിട്ടു രൂപം കൊള്ളുകയായിരുന്നു എന്നു സങ്കല്പിക്കുന്നവയാണ് രണ്ടാമത്തെ വര്‍ഗം. ഈ നാലുതരം സിദ്ധാന്തങ്ങളില്‍ വച്ച് ഇന്ന് താരതമ്യേന കൂടുതല്‍ സ്വീകാര്യമായിട്ടുള്ളത് സൂര്യനും ഗ്രഹങ്ങളും ഒരു നെബുലയില്‍ നിന്ന് (വാതക-ധൂളിമേഘത്തില്‍ നിന്ന്) ഒരേസമയത്ത് ഉണ്ടായതാണ് എന്നു സങ്കല്പിക്കുന്ന സിദ്ധാന്തങ്ങളാണ്.

നമ്മുടെ സൂര്യന്‍ ഉള്‍പ്പെടുന്ന ക്ഷീരപഥം എന്ന നക്ഷത്രസമൂഹം ഭീമമായ ഒരു വാതകമേഘമായി രൂപം കൊണ്ടത് ഏതാണ്ട് 1300 കോടി വര്‍ഷം മുമ്പാണ്. ഇതില്‍ മിക്കവാറും ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും മാത്രമേ ഉണ്ടായിരുന്നിരിക്കാന്‍ ഇടയുള്ളു. ക്രമേണ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉദ്ഭവിക്കുകയും അവയിലൂടെ ഭാരം കൂടിയ മൂലകങ്ങള്‍ ഉത്പന്നമാക്കുകയും ചെയ്തു. ഏതാണ്ട് ആയിരം കോടി വര്‍ഷക്കാലം കൊണ്ട് ഈ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കിടയിലുള്ള വാതക മേഘങ്ങളില്‍ ഭാരം കൂടിയ മൂലകങ്ങളുടെ, പ്രധാനമായി ലോഹങ്ങളുടെ അളവ് രണ്ടോ മൂന്നോ ശ.മ. വരെ എത്തി. ഈ കാലഘട്ടത്തിലെപ്പോഴോ ഒരു വലിയ മേഘത്തില്‍ നിന്ന് അനേകം നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉറഞ്ഞൂകൂടി. അവയിലൊന്നാണ് സൂര്യന്‍.

ഉദ്ഭവകാലത്തുതന്നെ ഈ മേഘം ഇത്തരം മറ്റു മേഘങ്ങളെപ്പോലെ സാവധാനത്തില്‍ കറങ്ങുന്നുണ്ടായിരുന്നു. ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ ബലത്താല്‍ ചുരുങ്ങാന്‍ തുടങ്ങിയതോടെ മേഘം കറങ്ങുന്നതിന്റെ വേഗത വര്‍ധിച്ചുവന്നു. ഈ കാലഘട്ടത്തില്‍ മേഘത്തിന്റെ രൂപത്തെയും പരിണാമത്തെയും സാരമായി സ്വധീനിച്ച കാര്യങ്ങളാണ് ഗുരുത്വാകര്‍ഷണബലം, നക്ഷത്ര സമൂഹത്തിലെ കാന്തികമണ്ഡലത്തിന്റെ ബലം, മേഘത്തിന്റെ ഭ്രമണം എന്നിവ. ക്രമേണ മേഘം പരന്ന് ഒരു തളിക (disc) യുടെ രൂപത്തിലായി. പദാര്‍ഥം ഏറ്റവുമധികം ഒത്തുകൂടിയത് തളികയുടെ മധ്യത്തിലായിരുന്നു. അവിടെ പിണ്ഡവും മര്‍ദവും ഏറിവന്നതോടെ താപനില വര്‍ധിക്കുകയും ഒടുവില്‍ ഒരു നക്ഷത്രം ജന്മമെടുക്കുകയും ചെയ്തു.

മേഘത്തിന്റെ മറ്റു ഭാഗങ്ങളിലും സങ്കോചം പുരോഗമിക്കുന്നതനുസരിച്ച് പദാര്‍ഥത്തിന്റെ സാന്ദ്രത ഏറിവരുകയും ആറ്റങ്ങള്‍ കൂടിച്ചേര്‍ന്ന് തന്മാത്രകള്‍ രൂപം കൊള്ളുകയും ചെയ്തു. ഉയര്‍ന്ന ഊഷ്മാവില്‍ ബാഷ്പീകരിക്കുന്ന പല മൂലകങ്ങളും വേഗം തന്നെ ഉറഞ്ഞുകൂടി. ഇങ്ങനെ ഉറഞ്ഞുകൂടിയ തരികള്‍ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ ബലത്താല്‍ മേഘത്തിന്റെ അക്ഷത്തിനു ലംബമായ പ്രതലത്തിലേക്ക് അടിഞ്ഞുകൂടി. ഈ തരികളെല്ലാം ചേര്‍ന്ന് മേഘത്തിന്റെ നടുക്ക് താരതമ്യേന കട്ടികുറഞ്ഞ പുതിയൊരു തളികയായി രൂപംകൊണ്ടു. ഇതില്‍ നിന്നാണ് ഗ്രഹങ്ങള്‍ ഉദ്ഭവിച്ചത്.

ഇനിയുണ്ടായ സംഭവങ്ങളെപ്പറ്റി വ്യക്തമായ ധാരണ ഉണ്ടായിട്ടില്ല. സൂര്യനെ ചുറ്റിക്കറങ്ങുന്ന മേഘത്തില്‍നിന്ന് ഗ്രഹങ്ങള്‍ എങ്ങനെ രൂപംകൊണ്ടു എന്നത് തൃപ്തികരമായി വിശദീകരിക്കുന്ന സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകേണ്ടിയിരിക്കുന്നു. എങ്കിലും ഇപ്പോള്‍ പൊതുവേ അംഗീകരിക്കപ്പെടുന്ന പ്രക്രിയ ഏതാണ്ടിപ്രകാരമാണ്.

ഗ്രഹങ്ങളില്‍ കാണുന്നത് മൂന്നുതരം പദാര്‍ഥമാണ്: (1) പാറകള്‍, അതായത് ഇരുമ്പ്, അലുമിനിയം, മഗ്നീഷ്യം, കാത്സ്യം എന്നിവയുടെ ഓക്സൈഡ്; സിലിക്കേറ്റ് തുടങ്ങിയവ; (2) ജലം, അമോണിയ, മീഥേന്‍ എന്നിവയുടെ ഐസുകള്‍ (ഖരരൂപങ്ങള്‍); (3) വാതകങ്ങള്‍. ഇവയില്‍ ആദ്യത്തെ തരത്തില്‍പ്പെട്ടവ വളരെ ഉയര്‍ന്ന ഊഷ്മാവിലേ ബാഷ്പീകൃതമാവൂ. അതുകൊണ്ട് മേഘത്തില്‍നിന്ന് ആദ്യം ഉറഞ്ഞുകൂടിയത് ഇവയായിരിക്കും. ഇപ്പോള്‍ വലിയ ഗ്രഹങ്ങള്‍ (വ്യാഴം, ശനി തുടങ്ങിയവ) സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന ഭാഗങ്ങളില്‍ ഊഷ്മാവ് താരതമ്യേന കുറവായതിനാല്‍ അവിടെ ഉണ്ടായ പാറത്തരികളില്‍ ജലം, അമോണിയ, മീഥേന്‍ എന്നിവ ഖരരൂപത്തില്‍ ധാരാളം പറ്റിപ്പിടിച്ചിരിക്കണം. ഇങ്ങനെ ഐസിന്റെ പുറംചട്ട ലഭിച്ച പാറത്തരികള്‍ ക്രമേണ കൂട്ടിമുട്ടി യോജിച്ചു വളര്‍ന്ന് വലിയ പാറകളുണ്ടായി. ഇന്നും ചൊവ്വയ്ക്കും വ്യാഴത്തിനും ഇടയില്‍ കാണുന്ന ആസ്റ്ററോയ്ഡുകള്‍ ഇത്തരം പാറകളാകാം. ക്രമരഹിതമായ പഥങ്ങളില്‍ക്കൂടി സൂര്യനെ പ്രദക്ഷിണം വച്ചിരുന്ന ഈ പാറകള്‍ കാലക്രമത്തില്‍ കൂട്ടിയിടിച്ച് കുറേ ചിന്നിച്ചിതറുകയും പലതും കൂടിച്ചേരുകയും ചെയ്തു. സാമാന്യം വലുപ്പമുള്ള ഒരു വസ്തു ഇങ്ങനെ രൂപമെടുത്തു കഴിഞ്ഞാല്‍ അത് കൂടുതല്‍ പാറകളെ പിടിച്ചെടുത്ത് വളര്‍ന്നു വലുതാകാനുള്ള സാധ്യത കൂടുതലാണ്.

മേല്‍ സൂചിപ്പിച്ചതുപോലെ മേഘമധ്യത്തില്‍ നിന്ന് ദൂരെയുള്ള ഭാഗങ്ങളില്‍ പാറത്തരികളില്‍ കൂടുതല്‍ ഐസ് പറ്റിപ്പിടിക്കുകയും താരതമ്യേന വലുപ്പം കൂടിയ ഗ്രഹങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകുകയും ചെയ്തു. മാത്രമല്ല ഊഷ്മാവ് കുറഞ്ഞ ഭാഗമാകയാല്‍ കൂടുതല്‍ വാതകം പിടിച്ചെടുക്കാനും നിലനിര്‍ത്താനും ഈ ഗ്രഹങ്ങള്‍ക്കു കഴിഞ്ഞു. അതായത് കുറഞ്ഞ താപനിലയും കൂടിയ പിണ്ഡവും വ്യാഴം തുടങ്ങിയ ഗ്രഹങ്ങളെ കൂടുതല്‍ വാതകം പിടിച്ചെടുക്കാന്‍ സഹായിച്ചു. ഒരു ഗ്രഹം വളര്‍ന്ന് ഭൂമിയുടെ പിണ്ഡത്തിന്റെ എട്ടോ പത്തോ ഇരട്ടിവരെ എത്തിക്കഴിഞ്ഞാല്‍ ബഹിരാകാശത്തുണ്ടായിരുന്ന വാതകങ്ങള്‍ വളരെ വേഗം അതിലേക്ക് പതിക്കും എന്ന് കണക്കുകള്‍ കാണിക്കുന്നു. വ്യാഴവും ശനിയും മറ്റും അവയ്ക്ക് അടുത്തുണ്ടായിരുന്ന വാതകം ഭൂരിഭാഗവും പിടിച്ചെടുത്തിരിക്കണം.

ഗ്രഹങ്ങളുടെയും ഉപഗ്രഹങ്ങളുടെയും ഉദ്ഭവത്തിനു ശേഷവും കുറേയേറെ വാതകങ്ങളും ധൂളികളും സൗരയൂഥത്തില്‍ അവശേഷിച്ചിരിക്കണം. ഇതെല്ലാം സൂര്യനില്‍നിന്ന് ഒരിക്കല്‍ വീശിയ ശക്തമായ കാറ്റില്‍ പറന്നു പോയിരിക്കാമെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. സൂര്യനെപ്പോലൊരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ പരിണാമത്തിന്റെ ആദ്യഘട്ടങ്ങളില്‍ ടി-ടൗറി ഘട്ടം (T-Tauri Phase) എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഒരു ദശയുണ്ട്. ഈ ഘട്ടത്തില്‍ കുറേ വാതകം നക്ഷത്രത്തില്‍നിന്ന് ശക്തമായി പുറന്തള്ളപ്പെടും. ഇത് ശക്തമായ ഒരു കാറ്റുപോലെ പുറത്തേക്ക് പ്രവഹിക്കും. സൂര്യന്റെ ഈ ദശയില്‍ ഉണ്ടായ കാറ്റില്‍ പെട്ടായിരിക്കണം സൗരയൂഥത്തിലവശേഷിച്ച വാതകങ്ങളും ധൂളികളും നഷ്ടപ്പെട്ടത്.

ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഉദ്ഭവത്തെ സംബന്ധിക്കുന്ന ഏതു സിദ്ധാന്തവും വിശദീകരിക്കേണ്ട ചില കാര്യങ്ങളുണ്ട്. ഓരോ ഗ്രഹത്തിലെയും മൂലകങ്ങളുടെയും ധാതുക്കളുടെയും അളവ്, ഗ്രഹത്തിന്റെ ആന്തരികഘടന, അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ ഘടന എന്നിവ പ്രാധാന്യമര്‍ഹിക്കുന്ന കാര്യങ്ങളാണ്. ഒരു ഗ്രഹത്തിലെ മൂലകങ്ങളുടെയും ധാതുക്കളുടെയും അളവ് നിശ്ചയിക്കുന്നത് അതിനു രൂപം കൊടുത്ത പാറക്കഷണങ്ങളാണ്. എങ്കിലും ഉറഞ്ഞുകൂടാനെടുക്കുന്ന കാലത്തിന്റെ (ഇത് 10 ലക്ഷം മുതല്‍ 10 കോടി വരെ വര്‍ഷം ആകാം) ഓരോ ഘട്ടത്തിലും അതില്‍ വന്നു പതിക്കുന്ന പാറക്കഷണങ്ങള്‍ക്ക് ഓരോ രാസഘടനയാകാം. മുഖ്യമായി ഇരുമ്പടങ്ങിയ പാറകളാണ് ആദ്യം ഉണ്ടായതെന്നും അതുകൊണ്ടാണ് മിക്ക ഗ്രഹങ്ങളുടെയും കേന്ദ്രത്തില്‍ ധാരാളം ഇരുമ്പ് കാണുന്നതെന്നും വാദിക്കുന്ന സിദ്ധാന്തങ്ങളുണ്ട്. എന്നാല്‍ ഇത്തരം സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ കൂടുതല്‍ വിശകലനം ചെയ്യുമ്പോള്‍ മറികടക്കാന്‍ പറ്റാത്ത ചില പ്രശ്നങ്ങളില്‍ ചെന്നെത്തുന്നു. അതുകൊണ്ട് എല്ലാ ധാതുക്കളും കൂടിക്കലര്‍ന്നാണ് ഗ്രഹങ്ങള്‍ രൂപം കൊണ്ടത് എന്നു കരുതേണ്ടിയിരിക്കുന്നു. അങ്ങനെയെങ്കില്‍ ഗ്രഹത്തിന്റെ ഉദ്ഭവസമയത്തു തന്നെയോ അതുകഴിഞ്ഞ ഉടനെയോ ഗ്രഹം മിക്കവാറും പൂര്‍ണമായിത്തന്നെ ഉരുകി കേന്ദ്രഭാഗം വേര്‍പെട്ടിട്ടുണ്ടാകണം. ഇതിനാവശ്യമായ ഊര്‍ജം ലഭിക്കാന്‍ വഴിയുള്ളത് വന്നു പതിക്കുന്ന പാറക്കഷണങ്ങളില്‍ നിന്നു മാത്രമേയുള്ളു. 'കുറച്ചൊക്കെ റേഡിയോ ആക്റ്റിവിറ്റി വഴിയും.' ഗ്രഹത്തില്‍ പതിക്കുമ്പോള്‍ അവയുടെ ഗതികോര്‍ജം താപോര്‍ജമായി മാറുന്നു. ഈ താപോര്‍ജം ബഹിരാകാശത്തേക്കു നഷ്ടപ്പെടുന്നതിനുമുമ്പ് ഗ്രഹം ഉരുകണമെങ്കില്‍ താരതമ്യേന കുറഞ്ഞ കാലത്തിനുള്ളില്‍ ഗ്രഹങ്ങള്‍ രൂപം കൊണ്ടിട്ടുണ്ടാകണം. സിദ്ധാന്തത്തിന്റെ വിശദാംശങ്ങളില്‍ വരുത്തുന്ന മാറ്റങ്ങള്‍ക്കനുസൃതമായി ഈ കാലയളവിലും മാറ്റം വരാം-ഒരു ലക്ഷം വര്‍ഷം മുതല്‍ ഒരു കോടി വര്‍ഷം വരെ. ഗ്രഹം ഉരുകിയ സമയത്ത് ഇരുമ്പും അതിന്റെ ഓക്സൈഡ്, സള്‍ഫൈഡ് എന്നിവയും ഉള്ളിലേക്ക് താഴുന്നു. ഇന്നു കാണുന്ന ദ്രവരൂപത്തിലുള്ള കേന്ദ്രം അങ്ങനെയാണുണ്ടായത്. പിന്നീട് ഗ്രഹത്തിന്റെ പുറംഭാഗം തണുത്തു എങ്കിലും റേഡിയോ ആക്ടീവ് മൂലകങ്ങളില്‍ നിന്നുള്ള ഊര്‍ജം ഗ്രഹാന്തര്‍ഭാഗത്തെ ഊഷ്മാവ് നിലനിര്‍ത്താന്‍ സഹായകമായി.

ഭൂമിപോലത്തെ (terrestrial) ഗ്രഹങ്ങള്‍ക്ക് ഉദ്ഭവകാലത്തുണ്ടായിരുന്ന വായുമണ്ഡലം വേഗംതന്നെ നഷ്ടമായിട്ടുണ്ടാവണം. ഉയര്‍ന്ന ഊഷ്മാവും ഇന്നത്തെക്കാള്‍ വേഗത്തിലുള്ള ഭ്രമണവും ഇതിനു സഹായകമായിരിക്കണം. ശുക്രന്‍, ഭൂമി, ചൊവ്വ എന്നീ ഗ്രഹങ്ങളില്‍ ഇന്നു കാണുന്ന വായുമണ്ഡലം പിന്നീട് ഗ്രഹം കുറേക്കൂടി തണുത്തതിനുശേഷം, അഗ്നി പര്‍വതങ്ങളില്‍ കൂടിയും മറ്റും ഉള്ളില്‍ നിന്നു പുറത്തു കടന്ന വാതകങ്ങളാല്‍ സൃഷ്ടിക്കപ്പെട്ടതാണ്. ഈ വാതകങ്ങളില്‍ പ്രധാനപ്പെട്ടവ കാര്‍ബണ്‍ഡയോക്സൈഡും നീരാവിയുമാണ്. ബുധന് അന്തരീക്ഷമില്ലാത്തത് അത് വളരെ ചെറുതായതിനാല്‍ അതിന് വേണ്ടത്ര ഗുരുത്വാകര്‍ഷണബലം സൃഷ്ടിക്കാന്‍ കഴിയാത്തതുകൊണ്ടാണ്.

ശുക്രന്‍, ഭൂമി, ചൊവ്വ എന്നീ ഗ്രഹങ്ങളുടെ വായു മണ്ഡലങ്ങള്‍ ഉദ്ഭവിച്ച കാലത്ത് ഏതാണ്ട് ഒരുപോലെ ആയിരുന്നിരിക്കണം. ഇന്നു കാണുന്ന വ്യത്യാസങ്ങള്‍ ക്രമേണ ഉണ്ടായതാണ്. ഈ വ്യത്യാസങ്ങള്‍ക്ക് മുഖ്യമായ കാരണം ഓരോ ഗ്രഹത്തിലും ലഭിക്കുന്ന സൂര്യപ്രകാശത്തിന്റെ അളവിലുള്ള വ്യത്യാസമാണ്. ഇവയില്‍ സൂര്യനോട് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള ശുക്രനാണ് ഏറ്റവുമധികം സൂര്യപ്രകാശം ലഭിക്കുന്നത്. അതുകൊണ്ട് ഏറ്റവും കൂടിയ ഊഷ്മാവും അവിടെയായിരുന്നു. കൂടാതെ ഗ്രീന്‍ഹൌസ് ഇഫക്ട് എന്നറിയപ്പെടുന്ന പ്രക്രിയയും അവിടെ അനിയന്ത്രിതമായിത്തീര്‍ന്നു. സൂര്യപ്രകാശത്തിലടങ്ങിയ ഊര്‍ജത്തിന്റെ ബഹുഭൂരിഭാഗം അന്തരീക്ഷത്തിലൂടെ നിര്‍വിഘ്നം സഞ്ചരിച്ച് ഉപരിതലത്തില്‍ എത്തുന്നു. ഇതില്‍ നല്ലൊരു ഭാഗം പിടിച്ചെടുത്ത് ഉപരിതലം ചൂടാകുന്നു. ഉപരിതലത്തില്‍ നേരിട്ട് വായുവിലേക്ക് കൈമാറ്റം ചെയ്യപ്പെടുന്നതുകൂടാതെ ചൂടായ ഉപരിതലം വികിരണം ചെയ്യുന്ന ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് രശ്മികള്‍ വഴിയും വായു ചൂടാകുന്നുണ്ട്. ഈ രശ്മികള്‍ പിടിച്ചെടുക്കുന്നതില്‍ സമര്‍ഥമായിട്ടുള്ള വാതകങ്ങളാണ് കാര്‍ബണ്‍ഡയോക്സൈഡും നീരാവിയും. ഉപരിതലം വികിരണം ചെയ്യുന്ന ഊര്‍ജത്തിന്റെ നല്ലൊരു പങ്ക് ബഹിരാകാശത്തേക്ക് നഷ്ടപ്പെടുന്നതിനുപകരം ഇങ്ങനെ അന്തരീക്ഷത്തില്‍ ലയിക്കുന്നു. അന്തരീക്ഷം ക്രമേണ ചൂടാകുകയും അതിന്റെ മുകള്‍ ഭാഗങ്ങളില്‍ നിന്ന് ഊര്‍ജം ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് രശ്മികളായി ബഹിരാകാശത്തേക്ക് വികിരണം ചെയ്യപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്നു. സമതുലിതാവസ്ഥയില്‍ ഗ്രഹത്തിലേക്ക് പ്രവഹിക്കുന്ന സൗരോര്‍ജം മുഴുവനും ഈ രീതിയില്‍ നഷ്ടമാവുന്നു എങ്കിലും ഗ്രീന്‍ഹൌസ് വാതകങ്ങള്‍ അധികമുള്ള അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ താപനില അതില്ലാത്ത ഒന്നിനെക്കാള്‍ അധികമായിരിക്കും. ശുക്രനില്‍ ഈ പ്രക്രിയ അനിയന്ത്രിതമാകുകയും അവിടെ ജലത്തിന് ദ്രവാവസ്ഥയില്‍ നിലനില്ക്കാന്‍ കഴിയാതെ വരികയും ചെയ്തു. നീരാവിയായിത്തീര്‍ന്ന ജലം മിക്കവാറും മുഴുവനും തന്നെ സൗരഅള്‍ട്രാവയലറ്റ് രശ്മികളേറ്റ് ഹൈഡ്രജനും ഓക്സിജനുമായി വേര്‍പെട്ടിട്ടുണ്ടാകണം. ഹൈഡ്രജന്‍ പെട്ടെന്നുതന്നെ നഷ്ടപ്പെടുകയും ഓക്സിജന്‍ മറ്റു മൂലകങ്ങളുമായി ചേരുകയും ചെയ്തിരിക്കണം. ഭൂമിയിലാണെങ്കില്‍ ജലത്തിന് ദ്രവാവസ്ഥയില്‍ സ്ഥിതിചെയ്യാന്‍ പറ്റുന്ന താപനിലയായിരുന്നു. കുറഞ്ഞ താപനിലയില്‍ കാര്‍ബണ്‍ഡയോക്സൈഡിന്റെ നല്ലൊരു ഭാഗം കാര്‍ബണേറ്റുകളായി ഭൂമിയില്‍ ചേര്‍ന്നു. കടലുകളിലും ജലാശയങ്ങളിലും ഉദ്ഭവിച്ച ആദ്യത്തെ ജീവബിന്ദുക്കള്‍ കാര്‍ബണ്‍ ഡയോക്സൈഡ് നിറഞ്ഞ പരിസ്ഥിതിയില്‍ വളരുന്ന ബാക്റ്റീരിയകളും മറ്റും ആയിരിക്കണം. ഇവയില്‍ ചിലവ ചെടികളെപ്പോലെ കാര്‍ബണ്‍ ഡയോക്സൈഡ് പിടിച്ചെടുത്ത് ഓക്സിജന്‍ വിസര്‍ജിക്കുന്നവയായിരുന്നു. അന്തരീക്ഷത്തില്‍ അങ്ങനെ ഓക്സിജന്റെ തോത് വളര്‍ന്നുവന്നു; തുടര്‍ന്ന് ഓക്സിജന്‍ ശ്വസിക്കുന്ന ജീവജാലങ്ങളും. രാസ ജൈവ പ്രക്രിയയിലൂടെ കാര്‍ബണ്‍ ഡയോക്സൈഡ് ഏതാണ്ട് പൂര്‍ണമായിത്തന്നെ നഷ്ടമായപ്പോള്‍ നൈട്രജനും ഓക്സിജനും ഭൗമാന്തരീക്ഷത്തിലെ പ്രമുഖ വാതകങ്ങളായിത്തീര്‍ന്നു. താരതമ്യേന തണുപ്പ് കൂടിയ ചൊവ്വയില്‍ ഇതൊന്നും സംഭവിച്ചിട്ടില്ല. അവിടെ ജലത്തിന് ദ്രവാവസ്ഥയില്‍ നില നില്ക്കാന്‍ കഴിയില്ല. എങ്കിലും ജലപ്രവാഹം സൃഷ്ടിക്കുന്നതുപോലത്തെ ചാലുകള്‍ ചൊവ്വയില്‍ കണ്ടെത്തിയത് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാരെ കുഴക്കിയിട്ടുണ്ട്. കാര്‍ബണ്‍ ഡയോക്സൈഡ് പോലും ചൊവ്വയുടെ ധ്രുവങ്ങളില്‍ ഉറഞ്ഞു കട്ടിയായി കിടക്കുന്നുണ്ട്. ആ ഗ്രഹത്തില്‍ ഒരു കാലത്ത് നദികള്‍ ഒഴുകിയിരുന്നുവോ? ഉണ്ടെന്നാണ് സമീപകാല പഠനങ്ങള്‍ നല്‍കുന്ന സൂചന. എന്തായാലും നമ്മുടെ സൗരയൂഥത്തെപ്പറ്റി ഇനിയും വളരെയേറെ കാര്യങ്ങള്‍ അറിയാനുണ്ട് എന്നു വ്യക്തം.