"සෞර ග්‍රහ මණ්ඩලයෙහි නිර්මාණය සහ පරිණාමය" හි සංශෝධන අතර වෙනස්කම්
Content deleted Content added
සුළු →පූර්ව පූර්යයා |
සුළුNo edit summary |
||
67 පේළිය:
==පූර්ව පූර්යයා==
[[Image:TTauriStarDrawing.jpg|thumb|
නිහාරිකාව තුළ සංඝනීකරණය වීමත් සමඟම එය තුළ වූ පරමාණු වැඩිවන සංඛ්‍යතයකින් ගැටීමට පටන් ගැණුනි. වැඩිම ස්කන්ධ ප්‍රමාණයක් එකතු වී ඇති මධ්‍යයය තැටියේ අනෙක් පෙදෙස්වලට වඩා උණුසුම් විය. ගුරුත්වය, වායු පීඩනය, චුම්භක ක්ෂේත්‍රය හා භ්‍රමණය නිහාරිකාව මත ක්‍රියාකර එය භ්‍රමණය වන දල වශයෙන් පරිධිය 200AU වන මධ්‍යයේ උණුසුම්, ඝනත්වයෙන් ඉහළ පූර්ව තරුවකින් (proto sun) යුත් ප්‍රාථමික ග්‍රහ තැටියක් බවට පත් විය. වයසින් අඩු, පරිණාමයේ මෙම අවස්ථාවේ දී හිරුට සාමාන යැයි විශ්වාස කෙරෙන පූර්ව විලයන සූර්ය ස්කන්ධ තාරකා, (T ටෝරි තාරකා) පිළිබඳ අධ්‍යයනයන් පෙන්වන්නේ එම තාරකා නිතරම පූර්ව ග්‍රහ පදාර්ථවලින් යුත් තැටි සමඟ ඇති බවයි. මෙම තැටි නක්‍ෂත්‍ර ඒකක සිය ගණනක් දක්වා විස්තීරණය වන අතර එළඹෙන උපරිම උෂ්ණත්වය කෙල්වින් දහසක් පමණ වේ.
{{-}}
75 පේළිය:
==ග්‍රහලෝක නිර්මාණය==
[[Image:Protoplanetary-disk.jpg|thumb|
ඉතිරිව පවතින වායු වලාකුළු හා දූවිලි (පූර්ව ග්‍රහ තැටිය) මඟින් විවිධ ග්‍රහලෝක නිර්මාණය විය. ඒවා වැඩීම (accretion) මඟින් නිර්මාණය වූ බවට විශ්වාස කෙරේ. මධ්‍ය ප්‍රාථමික තාරකාව වටා කක්ෂවල දූවිලි අංශු ලෙස ග්‍රහලෝක ආරම්භ විය. ඉන්පසු මේවා සෘජු ගැටීම් හරහා පරිධිය මීටර් එකක් හා දහයක් අතර අගයක් ගන්නා තැටියක් බවට පත්වේ. ඉන්පසු තව තවත් ගැටී ප්‍රමාණයෙන් 5km පමණ වන විශාල වස්තු (ප්ලැනටෙසිමල්ස්) බවට පත්වේ. ඉන්පසු තව තවත් ගැටීම් තුළින් දළ වශයෙන් වසරකට 15cm බැඟින් ඊළඟ වසර මිලියන ගණන පුරාවට විශාල වීම සිදුවේ. ඇතුලු සෞරග්‍රහ මණ්ඩලය ජලය හා මීතේන් වැනි වාෂ්පශීලී අණුවලට සංඝනීකරණය විය නොහැකි තරම් උණුසුම් නිසා එහි නිර්මාණය වන ප්ලැනටෙසිමල්ස් සාපේක්ෂව කුඩා වන අතර (තැටියේ ස්කන්ධයෙන් 0.6% ක් පමණ) සිලිකේට හා ලෝහ වැනි ඉහල ද්‍රවාංක සහිත සංයෝගවලින් විශාල ලෙස සමන්විත වේ. මෙම දෘඩ වස්තු කාලයක් සමඟම භෞමික ග්‍රහලෝක බවට පත්වේ. තවදුරටත් විමසා බලන කළ බ්‍රහස්පතීගේ ගුරුත්වාකර්ෂණ බලපෑම් නිසා ඒ අවට වූ ප්‍රාථමික ග්‍රහ වස්තුවලට එකතු වීමට නොහැකි විය. ග්‍රාහක වළල්ල නිර්මාණය වූයේ එලෙසය.වඩා වාෂ්පශීලී අයිස් සංයෝග ඝන ආකාරයෙන් පැවතිය හැකි වූ තුහින රේඛාවට පිටින් වූ ප්‍රදේශයෙහි වූ බ්‍රහස්පති හා සෙනසුරු වායු දැවැන්තයන් විය. යුරේනස් හා නෙප්චූන් අඩු පදාර්ථ ප්‍රමාණයක් අල්වා ගත් අතර අයිස් දැවැන්තයන් ලෙස හඳුන්වයි. එයට හේතුව ඔවුන්ගේ හර වැඩි වශයෙන් අයිස්වලින් (හයිඩ්‍රජන් සංයෝග) නිර්මාණය වී ඇතැයි විශ්වාස කිරීමය. අලුත් සූර්යයා ශක්ති නිපදවීම ආරම්භ කළ විට සූර්ය සුළං (solar wind) ප්‍රාථමික ග්‍රහ තැටියේ වායු හා දූවිලි තාරකාන්තර විශ්වයට පා කර හරින අතර ග්‍රහලෝකවල වර්ධනය නිමා කරයි. T ටෝරි තාරකාවලට, වඩා පැරණි ස්ථායී තාරකාවලට වඩා වැඩි ශක්තිමත් තාරකා සුළඟක් (stellar wind) පවතී.
==සූර්යයාගේ මියයාම==
[[Image:Solar Life Cycle.svg|thumb|
[[Image:The life of Sun-like stars.jpg|thumb|
වර්තමානයේ අපි දන්නා පරිදි හිරු ප්‍රධාන අනුක්‍රමණයෙන් ඉවත් වනතෙක් සෞරග්‍රහ මණ්ඩලය පවතිනු ඇත. හයිඩ්‍රජන් ඉන්ධන දහනය හරහා සූර්යයා දහනය වන විට එය ඉතිරි ඉන්ධන දහනය කිරීම සඳහා තවත් උණුසුම් වේ. එම නිසා එය තවත් වේගයෙන් දහනය සිදු කරයි. මෙහි ප්‍රතිඵලයක් ලෙස සෑම වසර බිලියන 1.1 ටම දළව 10% කින් හිරුගේ දීප්තිය වැඩිවේ. මෙතැන් සිට වසර බිලියන 7.6 ගතවු කළ, හයිඩ්‍රජන් විලයනය අඩු ඝනත්ව උඩ වියන්වල සිදුවීමට තරම් සූර්ය හරය උණුසුම් වනු ඇත. මෙය හිරු දැන් පවතින පරිධිය මෙන් 260 වාරයක් පමණ දක්වා විශාල වීමට හේතු වේ. හිරු [[රතු යෝධ තරු|රතු දැවැන්තයා]] බවට පත් වන්නේ එලෙසය. මෙම අවස්ථාවේ දී එහි විශාලම ලෙස වැඩි වූ පෘෂ්ටික වර්ගඵලය නිසා සූර්යයා සීතල වීමට පටන් ගනී. ක්‍රම ක්‍රමයෙන් හිරුගේ බාහිර ස්ථර සුදු පැහැති කුඩා වස්තුවක් ඉතිරි කරමින් නැතිවී යනු ඇත. අසාමාන්‍ය ඝනත්වයකින් යුත් මෙම වස්තුව එහි මුල් ස්කන්ධයෙන් භාගයක් වන අතර ප්‍රමාණයෙන් පෘථිවිය තරම් වේ.
| |||