ಕರೋನ(ಪ್ರಭಾವಲಯ)
ಕರೋನ ಎಂಬುದು ಸೂರ್ಯ ಅಥವಾ ಇತರ ಆಕಾಶಕಾಯಗಳ ಪ್ಲ್ಯಾಸ್ಮ (ಬೆಳಕಿನ ಗಟ್ಟಿ ಕಣಗಳು)"ವಾತಾವರಣದ" ಒಂದು ಮಾದರಿಯಾಗಿದೆ. ಇದು ಸೂರ್ಯನ ಹೊರಮೈಯಿಂದ ಲಕ್ಷಾಂತರ ಮೈಲಿಗಳವರೆಗೂ ಹರಡಿಕೊಂಡಿರುವುದರ ಜೊತೆಗೆ ಪೂರ್ಣ ಸೂರ್ಯಗ್ರಹಣದ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾಗಿ ಕಾಣುವುದಷ್ಟೇ ಅಲ್ಲದೇ ಪರಿವೇಷದರ್ಶಕದ ಮೂಲಕವೂ ಸಹ ಕಂಡುಬರುತ್ತದೆ. ಲ್ಯಾಟಿನ್ ಮೂಲದ ಕರೋನ ಪದವು ಕಿರೀಟ ಎಂಬ ಅರ್ಥ ನೀಡುತ್ತದೆ.
ಕರೋನದ ಅತ್ಯಧಿಕ ತಾಪಮಾನವು ಅದಕ್ಕೆ ಅಸಾಧಾರಣವಾದ ಆಕರ್ಷಕ ರೋಹಿತದ ಲಕ್ಷಣಗಳನ್ನು ನೀಡಿದೆ, ಇದರಿಂದಾಗಿ, ಇದು ಈ ಹಿಂದೆ "ಕರೋನಿಯಂ" ಎಂಬ ಅಪರಿಚಿತ ಅಂಶವನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿತ್ತೆಂದು ೧೯ನೇ ಶತಮಾನದಲ್ಲಿ ಕೆಲವರು ಸೂಚಿಸಿದರು. ಈ ರೋಹಿತದ ಲಕ್ಷಣಗಳಲ್ಲಿ ಅಲ್ಲಿಂದೀಚೆಗೆ ಅಧಿಕ ಅಯಾನೀಕೃತ ಕಬ್ಬಿಣವನ್ನು (Fe-XIV ) ಪತ್ತೆ ಹಚ್ಚಲಾಗಿದೆ, ಇದು ಅತ್ಯಧಿಕ ೧೦೬ ಕೆಲ್ವಿನ್ ನಲ್ಲಿ ಪ್ಲ್ಯಾಸ್ಮ(ವಿದ್ಯುತ್ವಾಹಕವಾಗಿ ವರ್ತಿಸಬಲ್ಲ ಅಯಾನೀಕೃತ ಅನಿಲ)ತಾಪಮಾನವನ್ನು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ.[೧]
ಕರೋನದಲ್ಲಿನ ಬೆಳಕು ಮೂರು ಪ್ರಾಥಮಿಕ ಮೂಲಗಳಿಂದ ಬರುತ್ತದೆ. ಇದರಲ್ಲಿರುವ ಇವುಗಳೆಲ್ಲವೂ ಸಮಾನ ವಿಸ್ತಾರದ ಗಾತ್ರವನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದರೂ, ವಿವಿಧ ಹೆಸರುಗಳಿಂದ ಕರೆಯಲ್ಪಡುತ್ತವೆ. K-ಕರೋನ (K ಎಂದರೆ ಜರ್ಮನ್ ಭಾಷೆಯಲ್ಲಿ ಕೊಂಟಿನುಯಿಯೇರ್ಲಿಚ್ , ಅಂದರೆ "ಸತತ") ಇಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ಗಳಿಂದ ಮುಕ್ತವಾದ ಸೂರ್ಯನ ಕಿರಣಗಳ ಹರಡುವಿಕೆಯಿಂದ ಸೃಷ್ಟಿಯಾಗುತ್ತದೆ; ಡಾಪ್ಲರ್ ನಿಂದ ವಿಸ್ತಾರಗೊಂಡ ಪ್ರತಿಫಲಿತ ದ್ಯುತಿಗೋಳದ ಚೂಷಣ ರೇಖೆಗಳು ಇವುಗಳನ್ನು ಸಂಪೂರ್ಣವಾಗಿ ಮಂಕಾಗಿಸುವುದರ ಜೊತೆಗೆ, ಯಾವುದೇ ಚೂಷಣ ರೇಖೆ ಗಳಿಲ್ಲದೆ ಅವಿಚ್ಛಿನ್ನವಾಗಿ ರೋಹಿತದಂತೆ ಗೋಚರವಾಗಿಸುತ್ತವೆ. F-ಕರೋನ (F ಎಂದರೆ ಫ್ರೌನ್ಹೋಫರ್) ಸೂರ್ಯಕಿರಣವು ಧೂಳಿನ ಕಣಗಳನ್ನು ಹೊರದೂಡುವ ಮೂಲಕ ಸೃಷ್ಟಿಯಾಗುತ್ತದೆ, ಜೊತೆಗೆ ಇದು ವೀಕ್ಷಣೀಯವಾಗಿದೆ, ಏಕೆಂದರೆ ಇದರ ಬೆಳಕು, ಶುದ್ಧವಾದ ಸೂರ್ಯನ ಬೆಳಕಿನಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುವ ಫ್ರೌನ್ಹೋಫರ್ ಚೂಷಣ ರೇಖೆಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿದೆ; F-ಕರೋನ, ಸೂರ್ಯನಿಂದ ಅತ್ಯಧಿಕ ವಿತಾನ ಕೋನಗಳವರೆಗೂ ವಿಸ್ತಾರಗೊಳ್ಳುತ್ತದೆ, ಇಲ್ಲಿ ಇದನ್ನು ರಾಶಿಪ್ರಭೆ ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. E-ಕರೋನ (E ಎಂದರೆ ಎಮಿಶನ್), ಪರಿವೇಷದ ಪ್ಲ್ಯಾಸ್ಮದಲ್ಲಿರುವ ಅಯಾನುಗಳಿಂದ ಉತ್ಪತ್ತಿಯಾದ ರೋಹಿತದ ಉತ್ಸರ್ಜನ ರೇಖೆಗಳ ಕಾರಣದಿಂದ ಹೊಮ್ಮುವಿಕೆಯಾಗಿದೆ; ಇದನ್ನು ವಿಸ್ತಾರವಾದ ಅಥವಾ ನಿಷೇಧಿತ ಅಥವಾ ಶಾಖದಿಂದ ಕೂಡಿದ ರೋಹಿತದ ಉತ್ಸರ್ಜನ ರೇಖೆಗಳಲ್ಲಿ ಕಾಣಬಹುದು. ಜೊತೆಗೆ ಕರೋನದ ಸಂಯೋಜನೆಯ ಬಗ್ಗೆ ದೊರೆಯುವ ಮಾಹಿತಿಯ ಪ್ರಮುಖ ಮೂಲವೆನಿಸಿದೆ.[೨]
ಭೌತಿಕ ಲಕ್ಷಣಗಳು
ಬದಲಾಯಿಸಿಸೂರ್ಯ ಕರೋನವು, ಗೋಚರವಾಗುವ ಸೂರ್ಯನ ಮೇಲ್ಮೈಗಿಂತ ಅತ್ಯಧಿಕ ಶಾಖದಿಂದ ಕೂಡಿದೆ. (ಸುಮಾರು ೨೦೦ರ ಅಪವರ್ತನದಲ್ಲಿ): ದ್ಯುತಿಗೋಳದ ಸರಾಸರಿ ತಾಪಮಾನವು, ಕರೋನದ ಒಂದರಿಂದ ಮೂರು ದಶಲಕ್ಷ ಕೆಲ್ವಿನ್ ಗೆ ಹೋಲಿಸಿದರೆ ೫೮೦೦ ಕೆಲ್ವಿನ್ ಗಳಷ್ಟಿದೆ. ದ್ಯುತಿಗೋಳಕ್ಕಿಂತ ಕರೋನ ೧೦−೧೨ರಷ್ಟು ಸಾಂದ್ರವಾಗಿದೆ, ಆದಾಗ್ಯೂ, ಜೊತೆಯಲ್ಲಿಯೇ ಈ ರೀತಿ ಗೋಚರವಾಗುವ ಮೇಲ್ಮೈ ಬೆಳಕಿಗಿಂತ ಒಂದು ದಶಲಕ್ಷದಷ್ಟು ಅಧಿಕ ಬೆಳಕನ್ನು ಉತ್ಪಾದಿಸುತ್ತದೆ. ಹೆಚ್ಚುಕಡಿಮೆ ಆಳವಿಲ್ಲದ,ಟೊಳ್ಳಾದ ವರ್ಣಗೋಳದ ಮೂಲಕ ಕರೋನ ದ್ಯುತಿಗೋಳದಿಂದ ಬೇರ್ಪಡುತ್ತದೆ. ಕರೋನ ಶಾಖಗೊಳ್ಳುವ ನಿಖರವಾದ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯ ಬಗ್ಗೆ ಇಂದಿಗೂ ಕೆಲವು ವಿವಾದಗಳಿವೆ, ಆದರೆ ಸಂಭಾವ್ಯ ಸಾಧ್ಯತೆಗಳಲ್ಲಿ ಸೂರ್ಯನ ಕಾಂತ ಕ್ಷೇತ್ರ ಹಾಗು ಕೆಳಗಿನಿಂದ ಉಂಟಾಗುವ ಶಬ್ದ ತರಂಗಗಳ ಚೋದನೆಗಳೂ ಸೇರಿವೆ. (ಎರಡನೇ ಸಾಧ್ಯತೆಯು ಬಹುಶಃ ಕಡಿಮೆ ಸಂಭವಿಸುತ್ತದೆ, ಕರೋನಗಳು ಅಸ್ತಿತ್ವದಲ್ಲಿರುವ ಮೊದಲ ಮಾದರಿಯಲ್ಲಿ, ಅಧಿಕ ಕಾಂತ ನಕ್ಷತ್ರಗಳೆಂದು ಪರಿಚಿತವಾಗಿವೆ). ಸೂರ್ಯನ ಕರೋನದ ಹೊರ ತುದಿಗಳು ಸತತವಾಗಿ ಪರಿವಹನಗೊಳ್ಳುತ್ತವೆ, ಏಕೆಂದರೆ ಮುಕ್ತವಾದ ಆಯಸ್ಕಾಂತದ ಪ್ರಸರಣವು ಸೌರ ವಾತವನ್ನು ಉತ್ಪಾದಿಸುತ್ತದೆ.
ಕರೋನವು ಯಾವಾಗಲೂ ಸೂರ್ಯನ ಮೇಲ್ಮೈಯುದ್ದಕ್ಕೂ ಸಮನಾಗಿ ಹಂಚಿಕೆಯಾಗಿರುವುದಿಲ್ಲ. ನಿಶ್ಚಲವಾದ ಅವಧಿಗಳಲ್ಲಿ, ಕರೋನ ಹೆಚ್ಚು ಕಡಿಮೆ ವಿಷುವದೀಯ ಪ್ರದೇಶದೊಳಗಿರುವುದರ ಜೊತೆಗೆ ಪರಿವೇಷದ ರಂಧ್ರಗಳು ಧ್ರುವೀಯ ಪ್ರದೇಶಗಳಲ್ಲಿ ಹರಡಿರುತ್ತವೆ. ಆದಾಗ್ಯೂ ಸೂರ್ಯನು ಸಕ್ರಿಯವಾಗಿರುವ ಅವಧಿಯಲ್ಲಿ, ಕರೋನ ವಿಷುವದೀಯ ಹಾಗು ಧ್ರುವೀಯ ಪ್ರದೇಶಗಳಲ್ಲಿ ಸಮನಾಗಿ ಹಂಚಿಕೆಯಾಗಿರುತ್ತದೆ, ಆದಾಗ್ಯೂ ಇದು ಸೌರಕಲೆ ಚಟುವಟಿಕೆಗಳಿರುವ ಪ್ರದೇಶದಲ್ಲಿ ಹೆಚ್ಚು ಪ್ರಮುಖವಾಗಿರುತ್ತದೆ. ಸೌರ ಕನಿಷ್ಠದಿಂದ ಹಿಡಿದು ಸೌರ ಗರಿಷ್ಠವನ್ನು ಒಳಗೊಂಡ ಸೌರ ಚಕ್ರವು ಸರಿಸುಮಾರು ೧೧ ವರ್ಷ ಅವಧಿಯಾಗಿರುತ್ತದೆ. ಇಲ್ಲಿ ಸೌರ ಕಾಂತ ಕ್ಷೇತ್ರವು ನಿರಂತರವಾಗಿ ಸುತ್ತಿಕೊಂಡಿರುತ್ತದೆ. (ಸೌರ ಸಮಭಾಜಕವೃತ್ತದಲ್ಲಿನ ವ್ಯತ್ಯಾಸಾತ್ಮಕ ಪರಿಭ್ರಮಣದಿಂದಾಗಿ; ಧ್ರುವಗಳಿಗಿಂತ ವೇಗವಾಗಿ ಸಮಭಾಜಕವೃತ್ತವು ಪರಿಭ್ರಮಣವಾಗುತ್ತದೆ). ಸೌರಕಲೆ ಚಟುವಟಿಕೆಯು ಸೌರ ಗರಿಷ್ಠದಲ್ಲಿ ಹೆಚ್ಚು ಬಲವಾಗಿರುತ್ತವೆ, ಇಲ್ಲಿ ಕಾಂತ ಕ್ಷೇತ್ರವು ಗರಿಷ್ಠ ಮಟ್ಟಕ್ಕೆ ಸುತ್ತುಚಲನೆಯಾಗುತ್ತದೆ. ಸೂರ್ಯನ ಒಳಭಾಗದಿಂದ ಅಪ್ವೆಲ್ (ಮೇಲ್ಮುಖವಾಗುವ)ಆಗುವ ಪರಿವೇಷದ ಕುಣಿಕೆಗಳು, ಕಾಂತ ಪ್ರಸರ ಕುಣಿಕೆಗಳು, ಸೌರಕಲೆಯೊಂದಿಗೆ ಸಂಯೋಜನೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. ಕಾಂತ ಪ್ರಸರವು ಅತ್ಯಧಿಕ ಶಾಖವುಳ್ಳ ದ್ಯುತಿಗೋಳವನ್ನು ಪಕ್ಕಕ್ಕೆ ತಳ್ಳಿ, ಕೆಳಕ್ಕೆ ತಂಪಾದ ಪ್ಲ್ಯಾಸ್ಮವನ್ನು ಹೊರಗೆಡವಿ, ಆ ಮೂಲಕ ಗಾಢವಾದ ಕಲೆಗಳನ್ನು ಸೃಷ್ಟಿಸುತ್ತವೆ.(ಸೂರ್ಯ ಮಂಡಲಕ್ಕೆ ಹೋಲಿಸಿದರೆ).
ಪರಿವೇಷಕ(ಕರೊನ ಮುಕುಟಕ್ಕೆ ಸಂಭಂಧಿಸಿದ) ಕುಣಿಕೆಗಳು
ಬದಲಾಯಿಸಿ
ಪರಿವೇಷಕ ಕುಣಿಕೆಗಳು ಕಾಂತ ಸೌರ ಕರೋನದ ಮೂಲ ರಚನೆಗಳಾಗಿವೆ. ಈ ಕುಣಿಕೆಗಳು ಪ್ರತಿಬಂಧಕ ಕಾಂತ ಪ್ರಸರಗಳಾಗಿದ್ದು, ಮುಕ್ತ-ಕಾಂತ ಪ್ರಸರಣದೊಂದಿಗೆ ಹೋಲಿಕೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ, ಇದು ಪರಿವೇಷಕ ರಂಧ್ರ(ಧ್ರುವೀಯ) ಪ್ರದೇಶಗಳಲ್ಲಿ ಹಾಗು ಸೌರ ವಾತದಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುತ್ತದೆ. ಕಾಂತ ಪ್ರಸರದ ಕುಣಿಕೆಗಳು ಸೌರಕಾಯದಿಂದ ಎತ್ತರದಲ್ಲಿದ್ದು, ಶಾಖಭರಿತ ಸೌರ ಪ್ಲ್ಯಾಸ್ಮವನ್ನು ತುಂಬುತ್ತವೆ. ಈ ಪರಿವೇಷಕ ಕುಣಿಕೆ ಪ್ರದೇಶಗಳಲ್ಲಿರುವ ಅತ್ಯಧಿಕ ಕಾಂತೀಯ ಚಟುವಟಿಕೆಯ ಕಾರಣದಿಂದಾಗಿ, ಪರಿವೇಷಕ ಕುಣಿಕೆಗಳು ಸೌರ ವಿಕಿರಣಸ್ಫೋಟ ಹಾಗು ಕರೋನಲ್ ಮಾಸ್ ಇಜೆಕ್ಷನ್ (CMEs) ಗಳಿಗೆ (ಬೃಹತ್ ಪ್ರಮಾಣದ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆ)ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಪೂರ್ವವರ್ತಿಯಾಗಿರುತ್ತವೆ. ಈ ರಚನೆಗಳಿಗೆ ಪುಷ್ಟಿ ಒದಗಿಸುವ ಸೌರ ಪ್ಲ್ಯಾಸ್ಮವನ್ನು ೬೦೦೦ Kಯಷ್ಟು ಕನಿಷ್ಟದಿಂದ ಹಿಡಿದು ೧×೧೦೬ವರೆಗೂ, ದ್ಯುತಿಗೋಳದಿಂದ, ಸಂಕ್ರಮಣ ಪ್ರದೇಶದಿಂದ ಹಾಗು ಕರೋನದೊಳಗೆ ಶಾಖವನ್ನು ನೀಡಲಾಗುತ್ತದೆ. ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ, ಸೌರ ಪ್ಲ್ಯಾಸ್ಮ ಈ ಕುಣಿಕೆಗಳನ್ನು ಒಂದು ಅಡಿ ಹಂತದಿಂದ ಭರ್ತಿ ಮಾಡಿ ಮತ್ತೊಂದರಿಂದ ಹೀರಿಹಾಕುತ್ತದೆ.(ಒತ್ತಡ ವ್ಯತ್ಯಾಸದಿಂದ ಉಂಟಾಗುವ ಸೈಫ್ಹನ್ ಪರಿಚಲನೆ ಒಂದು ಧ್ರುವದ ತುದಿಯಿಂದ ಇನ್ನೊಂದೆಡೆಗೆ), ಅಥವಾ ಇತರ ಯಾವುದೇ ಚಾಲಕದಿಂದ ಉಂಟಾಗುವ ಅಸಮ್ಮಿತ ಪರಿಚಲನೆ). ಇವುಗಳನ್ನು ಕ್ರಮವಾಗಿ ವರ್ಣಗೋಳೀಯ ಬಾಷ್ಪೀಕರಣ ಹಾಗು ವರ್ಣಗೋಳೀಯ ಹನೀಕರಣ ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ಕುಣಿಕೆಯ ಎರಡೂ ಅಡಿ ಹಂತಗಳಿಂದ ಸಮ್ಮಿತ ಪರಿಚಲನೆಯೂ ಸಹ ಉಂಟಾಗಬಹುದು, ಇದು ಕುಣಿಕೆಯ ರಚನೆಯಲ್ಲಿ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಹೆಚ್ಚಳವನ್ನುಂಟುಮಾಡುತ್ತದೆ. ಈ ಪ್ರದೇಶದಲ್ಲಿ ಪ್ಲ್ಯಾಸ್ಮ ತಂಪುಗೊಂಡು, ಸೌರ ಮಂಡಲದಲ್ಲಿ ಅಥವಾ ಜ್ವಾಲಾಶಿಲೆಗಳ ಅಂಚಿನಲ್ಲಿ ಕಪ್ಪು ಫಿಲಮೆಂಟ್(ನವಿರಾದ ದಾರದಂತಿರುವ ಯಾವುದೇ ಕಾಯ)ಗಳನ್ನು ಸೃಷ್ಟಿಸಬಹುದು. ಪರಿವೇಷಕ ಕುಣಿಕೆಗಳು ಸೆಕೆಂಡುಗಳು (ಜ್ವಾಲಶಿಲೆಯು ಸ್ಫೋಟಗೊಳ್ಳುವ ಸಂದರ್ಭಗಳಲ್ಲಿ), ನಿಮಿಷಗಳು, ಘಂಟೆಗಳು ಅಥವಾ ದಿವಸಗಳ ಲೆಕ್ಕದಲ್ಲಿ ತಮ್ಮ ಜೀವಿತಾವಧಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿರಬಹುದು. ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ದೀರ್ಘಕಾಲದವರೆಗೆ ಉಳಿಯುವ ಪರಿವೇಷಕ ಕುಣಿಕೆಗಳನ್ನು ಸ್ಥಿರ ಸ್ಥಿತಿ ಅಥವಾ ನಿಷ್ಕ್ರಿಯ ಪರಿವೇಷಕ ಕುಣಿಕೆ ಗಳೆಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ, ಇಲ್ಲಿ ಕುಣಿಕೆಯ ಶಕ್ತಿ ಮೂಲಗಳಲ್ಲಿ ಸಮಸ್ಥಿತಿಯಿರುತ್ತದೆ, ಹಾಗು ಶಾಖಚೋಷಕವಾಗುತ್ತದೆ.(ಉದಾಹರಣೆ)
ಪ್ರಸಕ್ತದ ಪರಿವೇಷಕ ತಾಪನ ಸಮಸ್ಯೆ ಯನ್ನು ಅರ್ಥೈಸಿಕೊಳ್ಳುವಲ್ಲಿ ಪರಿವೇಷಕ ಕುಣಿಕೆಗಳು ಬಹಳ ಮಹತ್ವದ್ದಾಗಿರುತ್ತವೆ. ಪರಿವೇಷಕ ಕುಣಿಕೆಗಳು ಪ್ಲ್ಯಾಸ್ಮದ ಅತ್ಯಧಿಕವಾಗಿ ಅಪಸರಣಗೊಳ್ಳುವ ಮೂಲಗಳಾಗಿವೆ; ಹಾಗು ಈ ರೀತಿಯಾಗಿ TRACE ನಂತಹ ಉಪಕರಣಗಳ ಮೂಲಕ ವೀಕ್ಷಿಸುವಲ್ಲಿ ಸುಲಭವಾಗುತ್ತದೆ; ಸೌರ ನಿಯತಕ್ರಮ ಚಲನೆ, ತರಂಗದ ಚಟುವಟಿಕೆ ಹಾಗು ನ್ಯಾನೋಫ್ಲೇರ್ ಗಳಂತಹ ಅಧ್ಯಯನ ಸಂಗತಿಗಳಿಗಾಗಿ ವೀಕ್ಷಣೀಯ ಪ್ರಯೋಗಾಲಯ ಗಳಿವೆ. ಆದಾಗ್ಯೂ, ಪರಿವೇಷಕ ತಾಪಕ ಸಮಸ್ಯೆಗಳಿಗೆ ಪರಿಹಾರ ಹುಡುಕುವುದು ಬಹಳ ಕಷ್ಟಕರ ಸಂಗತಿಯಾಗಿದೆ, ಏಕೆಂದರೆ ಹಲವು ದ್ವಂದ್ವಾರ್ಥತೆಗಳುಳ್ಳ ಈ ವಿನ್ಯಾಸಗಳನ್ನು ಪರೋಕ್ಷವಾಗಿ ವೀಕ್ಷಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. (ಅಂದರೆ LOSನುದ್ದಕ್ಕೂ ವಿಕಿರಣಗಳ ಕೊಡುಗೆಗಳು). ಸ್ಪಷ್ಟ ತೀರ್ಮಾನಕ್ಕೆ ಬರುವ ಮುಂಚೆ ಮೂಲ ಮಾಪನಗಳ ಅಗತ್ಯವಿರುತ್ತದೆ, ಆದರೆ ಕರೋನದ ಅತ್ಯಧಿಕ ಪ್ಲ್ಯಾಸ್ಮ ತಾಪಮಾನಗಳ ಕಾರಣದಿಂದಾಗಿ, ಮೂಲ ಮಾಪನಗಳನ್ನು ಮಾಡುವುದು ಅಸಾಧ್ಯ.(ಕಡೇಪಕ್ಷ ತತ್ಕಾಲಕ್ಕೆ ಸಾಧ್ಯವಿಲ್ಲ).
ಅಸ್ಥಿರತೆಗಳು
ಬದಲಾಯಿಸಿಸೌರ ವಿಕಿರಣ ಸ್ಫೋಟಗಳ ಜೊತೆಗೂಡುವಿಕೆ ಅಥವಾ ದೊಡ್ಡದಾದ ಸೌರ ಜ್ವಾಲಾಶಿಲೆಗಳು, "ಕರೋನ ಅಸ್ಥಿರತೆಗಳು" (ಇದನ್ನು ಕರೋನಲ್ ಮಾಸ್ ಇಜೆಕ್ಷನ್ ಗಳೆಂದೂ ಸಹ ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ) ಗಳನ್ನೂ ಕೆಲವೊಂದು ಬಾರಿ ಬಿಡುಗಡೆ ಮಾಡಲಾಗುತ್ತದೆ. ಇವುಗಳು ಪರಿವೇಷಕ ವಸ್ತುಗಳ ಬೃಹತ್ತಾದ ರಂಧ್ರಗಳಾಗಿದ್ದು ಪ್ರತಿ ಗಂಟೆಗೆ ಒಂದು ದಶಲಕ್ಷ ಕಿಲೋಮೀಟರ್ ವೇಗದಲ್ಲಿ ಸೂರ್ಯನಿಂದ ಆಚೆಗೆ ಚಲಿಸುತ್ತವೆ. ಇವುಗಳನ್ನು ಜೊತೆಗೂಡುವ ಸೌರ ವಿಕಿರಣ ಸ್ಫೋಟಗಳು ಅಥವಾ ಸೌರ ಜ್ವಾಲಶಿಲೆಗಳಿಗಿಂತ ಸರಿಸುಮಾರು ಹತ್ತು ಪಟ್ಟು ಅಧಿಕ ಬಲವನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ. ಕೆಲವೊಂದು ಬೃಹತ್ ನಿಷ್ಕಾಸನವು, ಪ್ರತಿ ಗಂಟೆಗೆ ಸರಿಸುಮಾರು ೧.೫ ದಶಲಕ್ಷ ಕಿಲೋಮೀಟರ್ ವೇಗದಲ್ಲಿ ನೂರಾರು ದಶಲಕ್ಷ ಟನ್ ಗಳಷ್ಟು ಪದಾರ್ಥಗಳನ್ನು ಆಕಾಶಕ್ಕೆ ಚಿಮ್ಮಿಸಬಹುದು.
ಇತರ ವಿಶಿಷ್ಟ ಲಕ್ಷಣಗಳು
ಬದಲಾಯಿಸಿಕರೋನದ ಕೆಲವು ಇತರ ಲಕ್ಷಣಗಳೆಂದರೆ ಹೆಲ್ಮೆಟ್ ಸ್ಟ್ರೀಮರ್ ಗಳು- ದೊಡ್ದಾದಾಗಿ ಚೂಪಾದ ತುದಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಟೋಪಿ ಮಾದರಿಯ ದೊಡ್ಡ ಪರಿವೇಷಕ ರಚನೆಗಳು, ಇವುಗಳು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಸೌರಕಲೆಗಳು ಹಾಗು ಸಕ್ರಿಯವಾದ ಪ್ರದೇಶಗಳನ್ನು ಆವರಿಸಲ್ಪಟ್ಟಿರುತ್ತವೆ-ಹಾಗು ಪೋಲಾರ್ ಪ್ಲ್ಯೂಮ್ಸ್-ಇವುಗಳು ಸೂರ್ಯನ ಉತ್ತರ ಹಾಗು ದಕ್ಷಿಣ ಧ್ರುವಗಳನ್ನು ಹೊರಭಾಗಕ್ಕೆ ಪ್ರಕ್ಷೇಪಿಸುವ ದೊಡ್ಡದಾಗಿ ತೆಳುವಾಗಿರುವ ಸ್ಟ್ರೀಮರ್ ಗಳು.
ಇತರ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು
ಬದಲಾಯಿಸಿಪರಿವೇಷಕ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಹರ್ಟ್ಜ್ ಪ್ರಂಗ್-ರಸೆಲ್ ನಕ್ಷೆಯಲ್ಲಿ(ಖಗೋಳಜ್ಞರ ನಕ್ಷೆ) ಕೂಲ್ ಹಾಫ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಸರ್ವತ್ರವಾಗಿದೆ.[೩] ಈ ಕರೋನಗಳನ್ನು ಎಕ್ಸ್ ರೆ ದೂರದರ್ಶಕವನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಂಡು ಪತ್ತೆಹಚ್ಚಬಹುದಾಗಿದೆ. ವಿಶೇಷವಾಗಿ ಚಿಕ್ಕ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿರುವ ಕೆಲವು ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಕರೋನಗಳು, ಸೂರ್ಯನಿಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾಗಿರುತ್ತವೆ. ಉದಾಹರಣೆಗೆ, FK ಕಾಮೆ ಬೇರೆನಿಸೆಸ್ ಚಂಚಲ ನಕ್ಷತ್ರದ FK ಕಾಂ ವರ್ಗದ ಮಾತೃಕೆಯಾಗಿದೆ. ಅಸಾಧಾರಣವಾದ ವೇಗ ಪರಿಚಲನೆ ಹಾಗು ತೀವ್ರತರವಾದ ಚಟುವಟಿಕೆಯ ಸಂಕೇತಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಇವುಗಳು G ಹಾಗು K ರೋಹಿತದ ಮಾದರಿಗಳ ಅಸಾಧಾರಣ ಬಲವನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ. ಇವುಗಳ ಎಕ್ಸ್ ರೆ ಕರೋನಗಳು ಅಧಿಕ ಪ್ರಕಾಶಮಾನಕರವಾದವುಗಳಲ್ಲಿ ಒಂದಾಗಿವೆ. (L x ≥ ೧೦೩೨ erg·s−೧ or ೧೦೨೫W) ಹಾಗು ೪೦ MK ವರೆಗೂ ಅಧಿಕ ತಾಪಮಾನಗಳೊಂದಿಗೆ ಅತ್ಯಂತ ಶಾಖಕರವೆನಿಸಿದೆ.[೩]
ಪರಿವೇಷಕದ ತಾಪನ ಸಮಸ್ಯೆ
ಬದಲಾಯಿಸಿಖಗೋಳ ಭೌತಶಾಸ್ತ್ರದಲ್ಲಿ(ಪ್ರಮುಖವಾಗಿ ಸೌರ ವಿಜ್ಞಾನಶಾಸ್ತ್ರೀಯವಾಗಿ) ಪರಿವೇಷಕದ ತಾಪನ ಸಮಸ್ಯೆ ಯು, ಸೂರ್ಯನ ಕರೋನ ತಾಪಮಾನವು ಅದರ ಮೇಲ್ಮೈಗಿಂತ ದಶಲಕ್ಷ ಕೆಲ್ವಿನ್ ನಷ್ಟು ಏಕೆ ಅಧಿಕವಾಗಿದೆಯೆಂಬ ಪ್ರಶ್ನೆಗೆ ಸಂಬಂಧಿಸಿದೆ. ಅಧಿಕ ತಾಪಮಾನವು, ಸೂರ್ಯನ ಒಳಭಾಗದಿಂದ ಕರೋನಾಗೆ ಶಾಖಧಾರಕವಲ್ಲದ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳ ಮೂಲಕ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ವರ್ಗಾವಣೆ ಮಾಡುವ ಅಗತ್ಯವಿರುತ್ತದೆ, ಏಕೆಂದರೆ ಉಷ್ಣಬಲ ವಿಜ್ಞಾನದ ಎರಡನೇ ನಿಯಮವು, ಶಾಖವು ನೇರವಾಗಿ ಸೌರ ದ್ಯುತಿಗೊಳಕ್ಕೆ ಅಥವಾ ಮೇಲ್ಮೈಗೆ ಹರಡುವುದನ್ನು ತಡೆಯುತ್ತದೆ. ಇದು ಸುಮಾರು ೫೮೦೦ Kಯಿಂದ ಹಿಡಿದು ಕರೋನದ ಸುಮಾರು ಒಂದರಿಂದ ಮೂರು MKಯಷ್ಟು ಅಧಿಕ ಶಾಖವನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿರುತ್ತದೆ.(ಕರೋನದ ಭಾಗಗಳು ೧೦ MKವರೆಗೂ ಸಹ ತಲುಪಬಹುದು). ಸೌರ ಕರೋನವನ್ನು ಶಾಖಗೊಳಿಸಲು ಬೇಕಾದ ಪ್ರಮಾಣದ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಸುಲಭವಾಗಿ ಗಣಿಸಬಹುದಾಗಿದೆ. ಇದು ಸೂರ್ಯನ ಮೇಲ್ಮೈ ಜಾಗದಲ್ಲಿ ಪ್ರತಿ ಸ್ಕ್ವೇರ್ ಮೀಟರ್ ಗೆ ಸುಮಾರು ಒಂದು ಕಿಲೋವ್ಯಾಟ್ ಗಳಷ್ಟಿರುತ್ತದೆ, ಅಥವಾ ಸೂರ್ಯನಿಂದ ಹೊರಬೀಳುವ ೧/೪೦೦೦೦ಗಳಷ್ಟು ಪ್ರಮಾಣದ ಬೆಳಕಿನ ಶಕ್ತಿಯಾಗಿರುತ್ತದೆ.
| Why is the Sun's Corona so much hotter than the Sun's surface? |
ತಾಪಮಾನವು ವರ್ಣಗೋಳದಿಂದ ಕರೋನವರೆಗೂ ಅಧಿಕಗೊಳ್ಳುವ ಈ ತೆಳು ಪ್ರದೇಶವನ್ನು ಸಂಕ್ರಮಣ ಪ್ರದೇಶವೆಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ. ಜೊತೆಗೆ ಇದು ಹತ್ತರಿಂದ ನೂರಾರು ಕಿಲೋಮೀಟರ್ ಗಳಷ್ಟು ಗಾತ್ರದಲ್ಲಿ ದಪ್ಪನಾಗಿರಬಹುದು. ಇದಕ್ಕಿರುವ ಒಂದು ಉಪಮಾನವೆಂದರೆ ತನ್ನ ಗಾಜಿನ ಮೇಲ್ಮೈಗಿಂತ ತನ್ನನ್ನು ಸುತ್ತುವರಿದ ಗಾಳಿಯನ್ನು ಅಧಿಕವಾಗಿ ಶಾಖಗೊಳಿಸುವ ವಿದ್ಯುತ್ ದೀಪ. ಇಲ್ಲಿ ಉಷ್ಣ ಬಲ ವಿಜ್ಞಾನದ ಎರಡನೇ ನಿಯಮವು ಅಪೂರ್ಣವಾಗಬಹುದು.
ಹಲವು ಪರಿವೇಷಕ ತಾಪಕ ಸಿದ್ಧಾಂತಗಳನ್ನು ಪ್ರಸ್ತಾಪಿಸಲಾಗಿದೆ, ಆದರೆ ಎರಡು ಸಿದ್ಧಾಂತಗಳು ಬಹುತೇಕವಾಗಿ ಉಳಿದ ಸಿದ್ಧಾಂತಗಳಾಗಿವೆ, ತರಂಗದ ತಾಪನ ಹಾಗು ಸಣ್ಣ ಕಣಾಂಶದ ಕಾಂತದ ಪುನಸ್ಸಂಪರ್ಕ (ಅಥವಾ ನ್ಯಾನೋಫ್ಲೇರ್ ಗಳು). ಕಳೆದ ೫೦ ವರ್ಷಗಳುದ್ದಕ್ಕೂ ಯಾವುದೇ ಸಿದ್ಧಾಂತವು, ತೀವ್ರತರವಾದ ಪರಿವೇಷಕ ತಾಪಮಾನಗಳಿಗೆ ವಿವರಣೆ ನೀಡಲು ಸಾಧ್ಯವಾಗಿಲ್ಲ. ಹಲವು ಖಗೋಳ ಭೌತವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು, ಹೇಳುವಂತೆ ಎರಡು ಸಿದ್ಧಾಂತಗಳ ಕೆಲವು ಸಂಯೋಜನೆಗಳು ಬಹುಶಃ ಪರಿವೇಷಕ ತಾಪನವನ್ನು ವಿವರಿಸಬಹುದೆಂದು ಪರಿಗಣಿಸುತ್ತಾರೆ, ಆದಾಗ್ಯೂ ಮಾಹಿತಿಗಳು ಇನ್ನೂ ಪೂರ್ಣವಾಗಿ ದೊರೆತಿಲ್ಲ.
NASAದ ಧ್ಯೇಯೋದ್ದೇಶವಾದ ಸೋಲಾರ್ ಪ್ರೋಬ್ +, ಪರಿವೇಷಕ ತಾಪನ ಹಾಗು ಸೌರ ವಾತದ ಮೂಲವನ್ನು ಸಂಶೋಧಿಸಲು, ಸರಿಸುಮಾರು ಸೂರ್ಯನ ೯.೫ ಸೌರ ರೇಡಿಯೊ ತರಂಗಗಳ ತ್ರಿಜ್ಯೀಯ, ದೂರವನ್ನು ಕ್ರಮಿಸುವ ಉದ್ದೇಶ ಹೊಂದಿದೆ.
| ತಾಪನಗೊಳಿಸುವ ಮಾದರಿಗಳು | ||
|---|---|---|
| ದ್ರವ ಬಲ ವೈಜ್ಞಾನಿಕ | ಕಾಂತೀಯ | |
|
DC (ಪುನಸ್ಸಂಪರ್ಕ ) | AC (ತರಂಗಗಳು ) |
|
| |
| ನಮ್ಮ ಸೂರ್ಯನಲ್ಲ! | ಸ್ಪರ್ಧಾತ್ಮಕ ಸಿದ್ಧಾಂತಗಳು | |
ವೇವ್ ಹೀಟಿಂಗ್ ಸಿದ್ಧಾಂತ
ಬದಲಾಯಿಸಿವೇವ್ ಹೀಟಿಂಗ್ ಸಿದ್ಧಾಂತವನ್ನು ೧೯೪೯ರಲ್ಲಿ ಎವ್ರಿ ಸ್ಚತ್ಜ್ಮನ್ ಪ್ರತಿಪಾದಿಸಿದರು, ಇದರಂತೆ ತರಂಗಗಳು ಸೂರ್ಯನ ಒಳಭಾಗದಿಂದ ಸೌರ ವರ್ಣಗೋಳ ಹಾಗು ಕರೋನಗೆ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಕೊಂಡೊಯ್ಯುತ್ತವೆ ಎಂದು ಪ್ರಸ್ತಾಪಿಸಿದರು. ಇತರ ಸಾಧಾರಣ ಅನಿಲಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ಸೂರ್ಯನು ಪ್ಲ್ಯಾಸ್ಮದಿಂದ ರಚಿತವಾಗಿದೆ, ಈ ರೀತಿಯಾಗಿ ಇದು ಗಾಳಿಯಲ್ಲಿರುವ ಶಬ್ದ ತರಂಗಗಳಿಗೆ ಹಲವಾರು ಮಾದರಿಯ ಶಬ್ದ ಮಾದರಿಗಳಿಗೆ ಸಹಾಯಕವಾಗಿದೆ. ಅತ್ಯಂತ ಪ್ರಮುಖ ತರಂಗಗಳ ಮಾದರಿಗಳೆಂದರೆ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋ-ಅಕೌಸ್ಟಿಕ್ ತರಂಗಗಳು ಹಾಗು ಅಲ್ಫ್ವೆನ್ ತರಂಗಗಳು.[೪] ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋ-ಅಕೌಸ್ಟಿಕ್ ತರಂಗಗಳು ಶಬ್ದ ತರಂಗಗಳಾಗಿದ್ದು, ಕಾಂತ ಕ್ಷೇತ್ರದ ಸಮ್ಮುಖದಲ್ಲಿ ಮಾರ್ಪಾಡುಗೊಂಡಿರುತ್ತವೆ, ಜೊತೆಗೆ ಅಲ್ಫ್ವೆನ್ ತರಂಗಗಳು ULF ರೇಡಿಯೋ ತರಂಗಗಳಿಗೆ ಸದೃಶವಾಗಿದ್ದು, ಪ್ಲ್ಯಾಸ್ಮದಲ್ಲಿರುವ ಪದಾರ್ಥದೊಂದಿಗೆ ಪಾರಸ್ಪರಿಕ ಕ್ರಿಯೆಯ ಮೂಲಕ ಮಾರ್ಪಾಡಾಗುತ್ತದೆ. ಎರಡೂ ಮಾದರಿಯ ತರಂಗಗಳನ್ನು ಸೌರ ದ್ಯುತಿಗೋಳದಲ್ಲಿ ತರಕಲಾಗಿ ಹಾಗು ಅಧಿಕವಾಗಿ ತರಕಲಾಗಿರುವ ಪ್ರಕ್ಷುಬ್ದ ಪ್ರವಾಹದ ಮೂಲಕ ಉಪಕ್ರಮಿಸಬಹುದು, ಜೊತೆಗೆ ಎರಡೂ ಬಗೆಯ ತರಂಗಗಳು, ಅವುಗಳ ಶಕ್ತಿಯು ಶಾಖವಾಗಿ ಚೆದುರಿಸುವ ಆಘಾತ ತರಂಗಗಳಾಗಿ ಬದಲಾಗುವ ಮುಂಚೆ ಸೌರ ವಾತಾವರಣದ ಮೂಲಕ ಸ್ವಲ್ಪ ದೂರದವರೆಗೂ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಕೊಂಡೊಯ್ಯಬಹುದು.
ವೇವ್ ಹೀಟಿಂಗ್ ನ ಒಂದು ಸಮಸ್ಯೆಯೆಂದರೆ ಶಾಖವನ್ನು ಯುಕ್ತವಾದ ಸ್ಥಳಕ್ಕೆ ಹಂಚಿಕೆ ಮಾಡುವುದು. ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋ-ಅಕೌಸ್ಟಿಕ್ ತರಂಗಗಳು, ವರ್ಣಗೋಳದ ಮೂಲಕ ಕರೋನಗೆ ಮೇಲ್ಮುಖವಾಗಿ ಸಾಕಷ್ಟು ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಕೊಂಡೊಯ್ಯುವುದಿಲ್ಲ, ಏಕೆಂದರೆ ವರ್ಣಗೋಳದಲ್ಲಿರುವ ಕಡಿಮೆ ಒತ್ತಡ ಹಾಗು ಇವುಗಳು ದ್ಯುತಿಗೋಳಕ್ಕೆ ಮತ್ತೆ ಪ್ರತಿಫಲಿಸಬಹುದಾದ ಪ್ರವಣತೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ. ಅಲ್ಫ್ವೆನ್ ತರಂಗಗಳು ಸಾಕಷ್ಟು ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಕೊಂಡೊಯ್ಯುತ್ತವೆ, ಆದರೆ ಇವುಗಳು ಒಂದೊಮ್ಮೆ ಕರೋನಕ್ಕೆ ಪ್ರವೇಶಿಸಿದ ನಂತರ ತ್ವರಿತವಾಗಿ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಹಂಚಿಕೆ ಮಾಡುವುದಿಲ್ಲ. ಪ್ಲ್ಯಾಸ್ಮಗಳಲ್ಲಿರುವ ತರಂಗಗಳ ಬಗ್ಗೆ ಅರ್ಥಮಾಡಿಕೊಳ್ಳಲು ಹಾಗು ವಿಶ್ಲೇಷಣಾತ್ಮಕವಾಗಿ ವಿವರಿಸಲು ಕಷ್ಟಕರವಾಗಿದೆ, ಆದರೆ ೨೦೦೩ರಲ್ಲಿ ಥಾಮಸ್ ಬಾಗ್ಡನ್ ಹಾಗು ಅವರ ಸಹಚರರು ನಡೆಸಿದ ಕಂಪ್ಯೂಟರ್ ಅನುಕರಣಗಳು, ಅಲ್ಫ್ವೆನ್ ತರಂಗಗಳು ಇತರ ತರಂಗ ಪ್ರಕಾರಗಳನ್ನು ಕರೋನದ ತಳಭಾಗದಲ್ಲಿ ಪರಿವರ್ತಿಸಬಹುದೆಂದು ತೋರಿಸಿತು, ಇದರಂತೆ ಇದು ದ್ಯುತಿಗೋಳದಿಂದ ಕರೋನಗೆ ದೊಡ್ಡ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಕೊಂಡೊಯ್ಯುವ ಒಂದು ಮಾರ್ಗವಾಗಿದೆ ಜೊತೆಗೆ ಇದು ನಂತರದಲ್ಲಿ ಶಾಖವಾಗಿ ಹಂಚಿಕೆಯಾಗುತ್ತದೆ.
ವೇವ್ ಹೀಟಿಂಗ್ ನ ಮತ್ತೊಂದು ಸಮಸ್ಯೆಯು ೧೯೯೦ರವರೆಗೂ ಸಂಪೂರ್ಣವಾಗಿ ಗಮನಕ್ಕೆ ಬಂದಿರಲಿಲ್ಲ, ಇದರಂತೆ ಸೌರ ಕರೋನದ ಮೂಲಕ ತರಂಗಗಳ ಪ್ರಸಾರಕ್ಕೆ ಯಾವುದೇ ನೆರವಾದ ಸಾಕ್ಷ್ಯಗಳಿರಲಿಲ್ಲ. ಸೌರ ಕರೋನದ ಒಳಗಡೆ ಹಾಗು ಅದರ ಮೂಲಕ ತರಂಗಗಳ ಮೊದಲ ನೇರ ವೀಕ್ಷಣೆಯನ್ನು ೧೯೯೭ರಲ್ಲಿ SOHO ಸ್ಪೇಸ್-ಬೋರ್ನ್ ಸೌರ ವೀಕ್ಷಣಾಲಯದಲ್ಲಿ ನಡೆಸಲಾಯಿತು, ಇದರಲ್ಲಿ, ಸ್ಥಿರವಾದ ದ್ಯುತಿಮಾಪನದೊಂದಿಗೆ ದೀರ್ಘಾವಧಿಯಲ್ಲಿ ತೀವ್ರವಾದ ನೆರಳಾತೀತ ಕಿರಣಗಳಿಗೆ ಸೂರ್ಯನು ಸಮಥವಾಗಿ ಒಳಪಟ್ಟಿದ್ದು ಕಂಡುಬಂದಿತು. ಇವುಗಳು ಸುಮಾರು ಒಂದು ಮಿಲ್ಲಿಹರ್ಟ್ಜ್ ಆವರ್ತನವನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋ-ಅಕೌಸ್ಟಿಕ್ ತರಂಗಗಳಾಗಿದ್ದವು (mHz, ೧,೦೦೦ ಸೆಕೆಂಡ್ ತರಂಗಾವಧಿಗೆ ಸದೃಶವಾಗಿದೆ), ಇದು ಕರೋನಗೆ ಶಾಖನೀಡಲು ಬೇಕಾದ ಕೇವಲ ೧೦% ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಕೊಂಡೊಯ್ಯುತ್ತದೆ. ಸ್ಥಳೀಕರಿಸಲಾದ ತರಂಗ ಸಂಗತಿಗಳ ಬಗ್ಗೆ ಹಲವು ವೀಕ್ಷಣೆಗಳು ಅಸ್ತಿತ್ವದಲ್ಲಿವೆ, ಉದಾಹರಣೆಗೆ ಸೌರ ವಿಕಿರಣಸ್ಫೋಟಗಳು ಉಪಕ್ರಮಿಸುವ ಅಲ್ಫ್ವೆನ್ ತರಂಗಗಳು, ಆದರೆ ಈ ಘಟನೆಗಳು ಅಸ್ಥಿರವಾಗಿದ್ದು ಸಮಾನವಾದ ಪರಿವೇಷಕ ಶಾಖವನ್ನು ವಿವರಿಸುವುದಿಲ್ಲ.
ಕರೋನವನ್ನು ಶಾಖಗೊಳಿಸಲು ತರಂಗದ ಎಷ್ಟು ಶಕ್ತಿಯು ಲಭ್ಯವಿದೆ ಎಂಬುದು ಖಚಿತವಾಗಿ ತಿಳಿದುಬಂದಿಲ್ಲ. TRACE ಗಗನನೌಕೆಯ ದತ್ತಾಂಶವನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಂಡು ೨೦೦೪ರಲ್ಲಿ ಪ್ರಕಟಿಸಲಾದ ಫಲಿತಾಂಶಗಳು, ಸೌರ ವಾತಾವರಣದಲ್ಲಿ ೧೦೦ mHzನಷ್ಟು (೧೦ ಸೆಕೆಂಡ್ ಅವಧಿ) ಅಧಿಕ ಆವರ್ತನಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ತರಂಗಗಳಿವೆಯೆಂದು ಸೂಚಿಸುತ್ತವೆ. SOHOನ ಮೇಲೆ UVCS ಉಪಕರಣಗಳೊಂದಿಗೆ ಸೌರ ವಾತದಲ್ಲಿ ವಿವಿಧ ಅಯಾನುಗಳ ತಾಪಾಮಾನಗಳ ಮಾಪನಗಳು, ಪರೋಕ್ಷವಾದ ನೇರ ಸಾಕ್ಷ್ಯಗಳನ್ನು ನೀಡುತ್ತವೆ, ಇದರಂತೆ ೨೦೦ Hzಗಳಷ್ಟು ಅಧಿಕ ಆವರ್ತನಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ತರಂಗಗಳಿವೆ, ಇದನ್ನು ಮಾನವನು ಕೇಳಿಸಿಕೊಳ್ಳಬಹುದು. ಈ ತರಂಗಗಳು ಸಾಧಾರಣ ಪರಿಸ್ಥಿತಿಗಳಲ್ಲಿ ಪತ್ತೆ ಹಚ್ಚಲು ಬಹಳ ಕಷ್ಟಕರವಾಗಿರುತ್ತದೆ, ಆದರೆ ಸೌರ ಗ್ರಹಣಗಳ ಸಂದರ್ಭದಲ್ಲಿ ವಿಲ್ಲಿಯಮ್ ಕಾಲೇಜ್ ಹಾಗು ಅವರ ತಂಡಗಳು ಸಂಗ್ರಹಿಸಿದ ಸಾಕ್ಷ್ಯಗಳು, ಇಂತಹ ತರಂಗಗಳು ೧–೧೦ Hz ಶ್ರೇಣಿಯಲ್ಲಿ ಅಸ್ತಿತ್ವದಲ್ಲಿದೆಯೆಂದು ಸೂಚಿಸುತ್ತವೆ.
ಕಾಂತೀಯ ಪುನಸ್ಸಂಪರ್ಕ ಸಿದ್ಧಾಂತ
ಬದಲಾಯಿಸಿಕಾಂತೀಯ ಪುನಸ್ಸಂಪರ್ಕ ಸಿದ್ಧಾಂತವು, ಸೌರ ಕರೋನದಲ್ಲಿ ವಿದ್ಯುತ್ ಪ್ರವಾಹವನ್ನು ಚೋದಿಸಲು ಸೌರ ಕಾಂತ ಕ್ಷೇತ್ರದ ಮೇಲೆ ಅವಲಂಬಿತವಾಗಿದೆ. ಪ್ರವಾಹಗಳು ಆಕಸ್ಮಿಕವಾಗಿ ಕುಸಿಯುವುದರ ಜೊತೆಗೆ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಶಾಖವಾಗಿ ಹಾಗು ತರಂಗವನ್ನು ಶಕ್ತಿಯಾಗಿ ಕರೋನದಲ್ಲಿ ಬಿಡುಗಡೆ ಮಾಡುತ್ತದೆ. ಈ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯನ್ನು "ಪುನಸ್ಸಂಪರ್ಕ"ವೆಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ ಏಕೆಂದರೆ ಪ್ಲ್ಯಾಸ್ಮದಲ್ಲಿ ಕಾಂತ ಕ್ಷೇತ್ರಗಳು ವಿಶಿಷ್ಟವಾಗಿ ವರ್ತಿಸುತ್ತವೆ (ಅಥವಾ ಯಾವುದೇ ವಿದ್ಯುತ್ತಿನಂತೆ ವಾಹಕವಾದ ದ್ರಾವಣಗಳು ಉದಾಹರಣೆಗೆ ಪಾದರಸ ಅಥವಾ ಸಮುದ್ರದನೀರು). ಪ್ಲ್ಯಾಸ್ಮದಲ್ಲಿ, ಕಾಂತ ಕ್ಷೇತ್ರದ ರೇಖೆಗಳು ಸಾಧಾರಣವಾಗಿ ಪದಾರ್ಥದ ಪ್ರತ್ಯೇಕ ಚೂರುಗಳಿಗೆ ಅಂಟಿಕೊಂಡಿರುತ್ತವೆ, ಈ ರೀತಿಯಾಗಿ ಕಾಂತ ಕ್ಷೇತ್ರದ ಟೋಪಾಲಜಿಯು ಒಂದೇ ರೀತಿಯಾಗಿ ಉಳಿಯುತ್ತದೆ: ನಿರ್ದಿಷ್ಟವಾದ ಉತ್ತರ ಹಾಗು ದಕ್ಷಿಣ ಕಾಂತೀಯ ಧ್ರುವಗಳು ಏಕೈಕ ಕ್ಷೇತ್ರ ರೇಖೆಗೆ ಸಂಬಂಧಿಸಿದ್ದರೆ, ಆಗ ಪ್ಲ್ಯಾಸ್ಮ ಸಹ ಕದಲುತ್ತದೆ ಅಥವಾ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟ್ ಗಳನ್ನು ಸುತ್ತಲೂ ಚಲಿಸಿದಾಗ, ಆ ಕ್ಷೇತ್ರ ರೇಖೆಯು ನಿರ್ದಿಷ್ಟ ಧ್ರುವಗಳಿಗೆ ಸಂಪರ್ಕಿಸಲು ಮುಂದುವರೆಯುತ್ತವೆ. ಈ ಸಂಯೋಜನೆಯನ್ನು, ಪ್ಲ್ಯಾಸ್ಮದಲ್ಲಿ ಚೋದಿತವಾದ ವಿದ್ಯುತ್ ಪ್ರವಾಹಗಳು ನಿರ್ವಹಣೆ ಮಾಡುತ್ತವೆ. ಕೆಲವು ನಿರ್ದಿಷ್ಟ ಪರಿಸ್ಥಿತಿಗಳಲ್ಲಿ, ವಿದ್ಯುತ್ ಪ್ರವಾಹಗಳು ಕುಸಿಯಬಹುದು, ಇದು ಕಾಂತ ಕ್ಷೇತ್ರವು ಇತರ ಕಾಂತೀಯ ಧ್ರುವಗಳೊಂದಿಗೆ "ಪುನಸ್ಸಂಪರ್ಕ" ಸಾಧಿಸಲು ಅವಕಾಶ ಮಾಡಿಕೊಡುತ್ತದೆ ಜೊತೆಗೆ ಈ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯಲ್ಲಿ ಶಾಖ ಹಾಗು ತರಂಗ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಬಿಡುಗಡೆ ಮಾಡುತ್ತವೆ.
ಕಾಂತೀಯ ಪುನಸ್ಸಂಪರ್ಕವನ್ನು, ಸೌರ ವಿಕಿರಣಸ್ಫೋಟಗಳ ಹಿಂದಿರುವ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯೇ ಎಂದು ಆಧಾರ ಕಲ್ಪನೆ ಮಾಡಲಾಗುತ್ತದೆ, ಇದು ನಮ್ಮ ಸೌರ ಮಂಡಲದ ಅತ್ಯಂತ ದೊಡ್ಡ ಸ್ಫೋಟವಾಗಿದೆ. ಇಷ್ಟೇ ಅಲ್ಲದೆ, ಸೂರ್ಯನ ಮೇಲ್ಮೈಯು ದಶಲಕ್ಷಗಟ್ಟಲೆ ಸಣ್ಣ ಕಾಂತೀಕರಿಸಿರುವ ಪ್ರದೇಶಗಳಿಂದ ೫೦–೧,೦೦೦ km ಉದ್ದಕ್ಕೂ ಆವೃತವಾಗಿದೆ. ಈ ಸಣ್ಣ ಕಾತೀಯ ಧ್ರುವಗಳನ್ನು ಸತತವಾದ ಕಣಗಳು ಅಪ್ಪಳಿಸಿ ಕ್ಷೋಭೆಗೊಳಿಸುತ್ತವೆ. ಸೌರ ಕರೋನದ ಕಾಂತ ಕ್ಷೇತ್ರವು, ಸುಮಾರಾಗಿ ಸತತವಾದ ಪುನಸ್ಸಂಪರ್ಕಕ್ಕೆ ಒಳಪಟ್ಟು, ಈ "ಕಾಂತೀಯ ಹಾಸಿನ" ಚಲನೆಗೆ ಹೊಂದಾಣಿಕೆಯಾಗಬೇಕು, ಈ ರೀತಿಯಾಗಿ ಪುನಸ್ಸಂಪರ್ಕದಿಂದ ಬಿಡುಗಡೆಯಾದ ಶಕ್ತಿಯು ಪರಿವೇಷಕ ತಾಪನಕ್ಕೆ ಸ್ವಾಭಾವಿಕ ಅಭ್ಯರ್ಥಿಯಾಗಿದೆ, ಬಹುಶಃ "ಮೈಕ್ರೋಫ್ಲೇರ್ ಗಳ" ಸರಣಿಯು ಪ್ರತ್ಯೇಕವಾಗಿ ಸ್ವಲ್ಪಮಟ್ಟಿಗಿನ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಒದಗಿಸುತ್ತವೆ ಆದರೆ ಒಟ್ಟಾರೆಯಾಗಿ ಅಗತ್ಯವಿರುವ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಪರಿಗಣಿಸುತ್ತವೆ.
ಮೈಕ್ರೋಫ್ಲೇರ್ ಗಳು ಕರೋನವನ್ನು ಶಾಖಗೊಳಿಸುತ್ತವೆ ಎಂಬ ಕಲ್ಪನೆಯನ್ನು ಯುಜಿನಿ ಪಾರ್ಕರ್ ೧೯೮೦ರಲ್ಲಿ ಪ್ರತಿಪಾದಿಸುತ್ತಾರೆ, ಆದರೆ ಇದು ಇನ್ನೂ ಚರ್ಚಾಸ್ಪದವಾಗಿದೆ. ನಿರ್ದಿಷ್ಟವಾಗಿ, ನೆರಳಾತೀತ ದೂರದರ್ಶಕಗಳು ಉದಾಹರಣೆಗೆ TRACE ಹಾಗು SOHO/EITಗಳಲ್ಲಿ ಪ್ರತ್ಯೇಕ ಮೈಕ್ರೋ-ಫ್ಲೇರ್ ಗಳನ್ನು, ತೀವ್ರವಾದ ನೆರಳಾತೀತ ಬೆಳಕಿನಲ್ಲಿ ಸಣ್ಣ ಪ್ರಕಾಶಗಳಾಗಿ ಕಂಡುಬರುತ್ತದೆ, ಕರೋನದಲ್ಲಿ ಬಿಡುಗಡೆಯಾದ ಶಕ್ತಿಯು ಕೆಲವೇ ಕೆಲವು ಸಣ್ಣ ಘಟನೆಗಳಲ್ಲಿ ಮಾತ್ರ ಕಂಡುಬಂದಿದೆ. ಪರಿಗಣಿತವಾಗದ ಹೆಚ್ಚಿನ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ತರಂಗ ಶಕ್ತಿಯು ಉತ್ಪಾದಿಸುತ್ತವೆ, ಅಥವಾ ಮೈಕ್ರೋಫ್ಲೇರ್ ಗಳಿಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ಮೆದುವಾಗಿ ಕಾಂತೀಯ ಪುನಸ್ಸಂಪರ್ಕದಿಂದ ಕ್ರಮೇಣವಾಗಿ ಬಿಡುಗಡೆಯಾಗುತ್ತದೆ ಜೊತೆಗೆ ಈ ರೀತಿಯಾಗಿ TRACE ದತ್ತಾಂಶದಲ್ಲಿ ಉತ್ತಮವಾಗಿ ಕಂಡುಬರುವುದಿಲ್ಲ. ಮೈಕ್ರೋಫ್ಲೇರ್ ನ ಆಧಾರ ಕಲ್ಪನೆಯ ಭಿನ್ನತೆಗಳು, ಕಾಂತ ಕ್ಷೇತ್ರ ಅಥವಾ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಬಿಡುಗಡೆಮಾಡಲು ಇತರ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳಿಗೆ ಹೆಚ್ಚು ಒತ್ತನ್ನು ನೀಡುತ್ತವೆ, ಜೊತೆಗೆ ಇದು ೨೦೦೫ರಲ್ಲಿ ಸಕ್ರಿಯವಾದ ಸಂಶೋಧನೆಯ ಒಂದು ವಿಷಯವಾಗಿತ್ತು.
ಪರಿವೇಷಕ ಭೂಕಂಪಶಾಸ್ತ್ರ
ಬದಲಾಯಿಸಿಪರಿವೇಷಕ ಭೂಕಂಪಶಾಸ್ತ್ರ ವೆಂದರೆ ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಹೈಡ್ರೋಡೈನಾಮಿಕ್ (MHD) ತರಂಗಗಳನ್ನು ಬಳಸಿಕೊಂಡು ಸೌರ ಕರೋನದಲ್ಲಿರುವ ಪ್ಲ್ಯಾಸ್ಮದ ಬಗ್ಗೆ ಅಧ್ಯಯನ ನಡೆಸುವ ಒಂದು ಹೊಸ ವಿಧಾನ. ಮ್ಯಾಗ್ನೆಟೋಹೈಡ್ರೋಡೈನಾಮಿಕ್ಸ್, ವಿದ್ಯುತ್ ವಾಹಕವಾದ ದ್ರಾವಣಗಳ ಬಲವಿಜ್ಞಾನದ ಅಧ್ಯಯನ-ಈ ಪರಿಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿ ದ್ರಾವಣವೆಂದರೆ ಪರಿವೇಷಕ ಪ್ಲ್ಯಾಸ್ಮ. ತಾತ್ತ್ವಿಕವಾಗಿ, ಪರಿವೇಷಕ ಭೂಕಂಪಶಾಸ್ತ್ರವು ಭೂಮಿಯ ಭೂಕಂಪಶಾಸ್ತ್ರ, ಸೂರ್ಯನ ಹೆಲಿಯೋಸೆಸಿಮಾಲಜಿ, ಹಾಗು ಪ್ರಾಯೋಗಿಕ ಪ್ಲ್ಯಾಸ್ಮ ಉಪಕರಣಗಳ MHD ರೋಹಿತದರ್ಶನ. ಈ ಎಲ್ಲ ಪ್ರಸ್ತಾಪಗಳಲ್ಲಿ, ಮಾಧ್ಯಮವನ್ನು ಪತ್ತೆಹಚ್ಚಲು ವಿವಿಧ ಬಗೆಯ ತರಂಗಗಳನ್ನು ಬಳಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಪರಿವೇಷಕ ಕಾಂತ ಕ್ಷೇತ್ರವನ್ನು ಅಂದಾಜಿಸುವಲ್ಲಿ ಪರಿವೇಷಕ ಭೂಕಂಪಶಾಸ್ತ್ರದ ಸಂಭಾವ್ಯತೆಯು, ಸಾಂದ್ರ ಸಾಧನದ ಎತ್ತರ, ಉತ್ತಮವಾದ ವಿನ್ಯಾಸ ಹಾಗು ತಾಪನವನ್ನು ವಿವಿಧ ಸಂಶೋಧನಾ ಗುಂಪುಗಳು ನಿರೂಪಣೆ ಮಾಡಿವೆ.
ಇವನ್ನೂ ನೋಡಿ
ಬದಲಾಯಿಸಿ- ಪರಿವೇಷಕ ಭೂಕಂಪಶಾಸ್ತ್ರ
ಉಲ್ಲೇಖಗಳು
ಬದಲಾಯಿಸಿ- ↑ Aschwanden, M. J. (2004). Physics of the Solar Corona. An Introduction. Praxis Publishing Ltd. ISBN 3-540-22321-5.
- ↑ Corfield, Richard (2007). Lives of the Planets. Basic Books. ISBN 978-0-465-01403-3.
- ↑ ೩.೦ ೩.೧ Güdel M (2004). "X-ray astronomy of stellar coronae" (PDF). Astron Astrophys Rev. 12: 71–237. doi:10.1007/s00159-004-0023-2.
- ↑ Alfvén, Hannes (1947). "Magneto hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona". MNRAS. 107: 211–219.
ಹೆಚ್ಚಿನ ಓದಿಗಾಗಿ
ಬದಲಾಯಿಸಿ- ತೋರ್ಸ್ಟನ್ ಡಾಮ್ಬೆಕ್ಕ್ :ಸೀದಿಂಗ್ ಕೌಲ್ಡ್ರನ್ ಇನ್ ದಿ ಸನ್ಸ್'ಸ್ ಫರ್ನೆಸ್ [permanent dead link] , ಮ್ಯಾಕ್ಸ್ ಪ್ಲಾಂಕ್ ರಿಸರ್ಚ್, ೨/೨೦೦೮, ಪುಟ. ೨೮ - ೩೩
ಬಾಹ್ಯ ಕೊಂಡಿಗಳು
ಬದಲಾಯಿಸಿ
- ಸೌರ ಕರೋನದ ಬಗ್ಗೆ NASAದ ವಿವರಣೆ Archived 2010-02-23 ವೇಬ್ಯಾಕ್ ಮೆಷಿನ್ ನಲ್ಲಿ.
- ಪರಿವೇಷಕ ತಾಪಕ ಸಮಸ್ಯೆಯ ಬಗ್ಗೆ ಇನ್ನೋವೇಶನ್ ರಿಪೋರ್ಟ್ ಗಳು
- ಪರಿವೇಷಕ ತಾಪಕ ಸಮಸ್ಯೆಯ ಬಗ್ಗೆ NASA/GSFC ವಿವರಣೆ
- ಪರಿವೇಷಕ ತಾಪನದ ಬಗ್ಗೆ FAQ
- ಸೌರ ಹಾಗು ಹೆಲಿಯೋಸ್ಪೆರಿಕ್ ಪ್ರಯೋಗಾಲಯ, ಇದರಲ್ಲಿ ಸೌರ ಕರೋನದ ಸಮೀಪದ ವಾಸ್ತವ ಚಿತ್ರಣಗಳು ಸೇರಿವೆ
- ಹಿನೋಡ್ XRTಯಿಂದ ಪರಿವೇಷಕ ಎಕ್ಸ್ ರೆ ಚಿತ್ರಣಗಳು
- ದಿನಾಂಕ ಜುಲೈ 26, 2009ರ nasa.govನ ಖಗೋಳ ವಿಜ್ಞಾನ ಚಿತ್ರಣ - ಸೌರ ಕರೋನದ ಮೂವತ್ತ ಮೂರು ಚಿತ್ರಗಳ ಸಂಯೋಜನೆ, ಇವುಗಳನ್ನು ಡಿಜಿಟಲ್ ಕಾರ್ಯವಿಧಾನದ ಮೂಲಕ ಮಾರ್ಚ್ ೨೦೦೬ರಲ್ಲಿ ಸಂಭವಿಸಿದ ಪೂರ್ಣ ಸೂರ್ಯಗ್ರಹಣದ ಅಸ್ಪಷ್ಟ ಲಕ್ಷಣಗಳನ್ನು ಪ್ರಮುಖ ಭಾಗದಲ್ಲಿ ತೋರಿಸಲಾಗಿದೆ
- ಸೂರ್ಯನ ದಿಂಡಿನ ಬಗ್ಗೆ ಅನಿಮೇಟೆಡ್ ವಿವರಣೆ Archived 2011-08-10 ವೇಬ್ಯಾಕ್ ಮೆಷಿನ್ ನಲ್ಲಿ. (ಗ್ಲಮೊರ್ಗನ್ ವಿಶ್ವವಿದ್ಯಾಲಯ)
- ಕರೋನದ ತಾಪಮಾನದ ಬಗ್ಗೆ ಅನಿಮೇಟೆಡ್ ವಿವರಣೆ Archived 2011-08-10 ವೇಬ್ಯಾಕ್ ಮೆಷಿನ್ ನಲ್ಲಿ.(ಗ್ಲಮಾರ್ಗನ್ ವಿಶ್ವವಿದ್ಯಾಲಯ)
- ಆಕಾಶ,ಸಮಯ,ಪದಾರ್ಥ ಹಾಗು ನಿರ್ವಾತ ಪ್ರದೇಶ: ಸೌರ ಕರೋನ. [permanent dead link]ಕ್ವಾಂಟಮ್ ಗ್ರ್ಯಾವಿಟಿಯ ಒಂದು ಸಂಕೇತ?([permanent dead link]ಸ್ಪ್ಯಾನಿಷ್‌)[permanent dead link]