"හිරු" හි සංශෝධන අතර වෙනස්කම්
Content deleted Content added
සුළු r2.6.3) (රොබෝ එකතු කරමින්: vep:Päiväine |
සුළු ආකෘතිකරණය හා අක්ෂර විණ්‍යාස නිවැරදි කිරීම |
||
3 පේළිය:
සූර්යයා ගේ මතු පිට සංයුතිය [[හයිඩ්‍රජන්]] (එහි ස්කන්ධයෙන් 74% ක් පමණ හෝ එහි [[පරිමාව|පරිමාවෙන්]] 92% ක් පමණ ) [[හීලියම්]] (ස්කන්ධයෙන් 24 – 25% ක් , පරිමාවෙන් 7% ක් )සහ [[යකඩ]] , [[නිකල්]], [[ඔක්සිජන්]], [[සිලිකන්]], [[සල්ෆර්]], [[මැග්නීසියම්]], [[කාබන්]], [[නියෝන්]], [[කැල්සියම්]], සහ [[ක්‍රෝමියම්]] යන [[මුලද්‍රව්‍ය]] ඉතා සුළු ප්‍රමාණ වලින් ද සමන්විත වේ.
සුර්යයාට ඇත්තේ G2V ලෙස හැදින්‍වෙන [[වර්ණාවලිය|වර්ණාවලි]] පන්තියකි. G2 යුනවෙන් අර්ථ දැක්වෙන්නේ 5,780 K මතුපිට උෂ්ණත්වයක් එය සතුව ඇති බවත් එනිසා එයට සුදු පැහැයක් ලැබී
එහි වර්ණාවලිය සතුව [[අයනීකරණය]] වු සහ උදාසීන ලෝහ රේඛා මෙන්ම ඉතා දුර්වල හයිඩ්‍රජන් රේඛාද වේ. වර්ණාවලි පන්තියේ V යන්නෙන් අදහස් වන්නේ බොහෝ තාරකා මෙන්ම සුර්යයාද ප්‍රධාන අනුක්‍රමයේ තරුවක් බවයි. එනම්, එමගින් ශක්තිය නිපදවන්නේ හයිඩ්‍රජන් න්‍යෂ්ටි හා හීලියම් න්‍යෂ්ටි [[න්‍යෂ්ටික විලයනය|විලයනයෙනි]]. අපගේ ගැලැක්සියේ G2 පන්තියේ තාරකා මිලියන 100 කට අධික සංඛ්‍යාවක් තිබේ. කුඩා සහ සාපේක්ෂව වැදගත් නොවන තරුවක් ලෙස සැලකණු සූර්යයා ගැලැක්සියේ ඇති තාරකා (රතු කුරැමිට්ටන්) 85% කටත් වඩා දීප්තිමත් බවක්පෙන්වයි.
88 පේළිය:
==
බාකල් (Bahcal) විසින් 1990 දී සොයාගෙන ඇති පරිදි සුර්ය අභ්‍යන්තරයෙහි ඇති විශේෂ මුල ද්‍රව්‍ය සමහරකගේ ස්කන්ධ ප්‍රතිශතයන් මෙසේය.
* හයිඩ්‍රජන් - 34%
Line 97 ⟶ 95:
==
පෙර සිතුවාට වඩා ලිතියම්, බෙරලියම් සහ බෝරෝන් යන මුලද්‍රව්‍ය සුලබ බව 1968 දී බෙල්ජියානු විද්‍යාඥයෙකු විසින් සොයා ගන්නා ලදි.
▲== '''නියෝන්''' ==
2005 වර්ෂයේ දී විද්‍යාඥයින් තිදෙනෙක් විසින් කියා සිටියේ සූර්යයා තුල නියෝන් වල සුලබතාවය පෙර සිතා සිටියාට වඩා වැඩි බවය.
▲== '''හීලියම්''' ==
1986 වන තුරුම පිළිගෙන තිබුනේ සුර්යයාගේ හීලීයම් සංයුතිය Y = 0.25 බවය. නමුත් 1986 දී විද්‍යාඥයින් දෙදෙනෙකු විසින් එම සංයුතිය Y = 0.279 ක් බවට නිවැරදි කරන ලදි.
▲== '''තනිව අයනීකරණය වූ යකඩ කාණ්ඩයේ මුලද්‍රව්‍ය''' ==
1970 දී යකඩ කාණ්ඩයේ මුලද්‍රව්‍ය සුර්යයා තුල කොතරම් සුලබද යන්න පිලිබද පර්යේෂණ දියත් කරන ලදි.
තනිව අයනීකරණය වූ යකඩ කාණ්ඩයේ මුලද්‍රව්‍ය වල සම්පූර්ණ gf අගයන් මුලින්ම ඉදිරිපත් කරන ලද්දේ කොරෝලිස්, බො‍ස්මාන් සහ වෝනර් විසිනි. ස්මිත් නැමැත්තා විසින් වැඩි දියුණු කරන ලද f අගයන් පරිගණක ගත කරන ලදි. තනිව අයනීකරණය වූ යකඩ කාණ්ඩයේ මූල ද්‍රව්‍ය වල සුලබතාවය 1978 වසරේ දී බෙයිමොන්ට් විසින් සොයාගන්නා ලදි. ඇතැම් යකඩ කාණ්ඩයේ මූලද්‍රව්‍ය වල, එනම් කොබෝල්ට් සහ මැන්ගනීස් වැනි මුලද්‍රව්‍ය වල සුලබතාව තීරණය කිරිමට අපහසු වී ඇත්තේ එම මූලද්‍රව්‍ය සතුව පවතින ඉතාමත් සියුම් ව්‍යුහයන් නිසාය.
▲== '''සූර්යයා සහ ග්‍රහලෝකවල භාගික ස්කන්ධ සබඳතාව''' ==
සූර්යයාගේ සහ ග්‍රහලෝක වල නිෂ්ක්‍රීය වායුන්ගේ සමස්ථානික සංයුති අතර භාගික ස්කන්ධ අතර සබදතාවයක් ඇති බව බොහෝ ලේඛකයින්ගේ අවධානයට ලක් වූ කරුණකි. උදාහරණ ලෙස සුර්යයාගේ සහ ග්‍රහලෝකවල නියෝන්(Ne) සහ සෙනොන් (Xe) යන මුලද්‍රව්‍ය වල සමස්ථානික සංයුතිය පිළිබද සබඳතාවය ඔවුන් විසින් පෙන්වා දෙන ලදි. කෙසේ නමුත් 1983 වන තුරුම විශ්වාස කළේ සෞරග්‍රහ වායුගෝලීය සංයුතිය හා සූර්යයාගේ සංයුතිය සමාන බවය.
1983 වසරේ දී විද්‍යාඥයින් දෙදෙනෙකු විසින් අනාවරණය කලේ ග්‍රහලෝක සහ සූර්යයා අතර ඇති නිෂ්ක්‍රීය වායු වල සමස්තානිකයන්ගේ සංයුතිය අතර භාගික සබඳතාවට හේතුව සූර්යයාගේ භාගීකරණයම බවය.
▲== '''මුලද්‍රව්‍ය විසරණය''' ==
සූර්යයා සෑදී ඇත්තේ රසායනික මුලද්‍රව්‍ය වලිනි. සුර්යයා තුල මෙම මුලද්‍රව්‍ය විසරණය වී ඇති ආකාරය එනම් සූර්ය අභ්‍යන්තරය තුළ ඒවායේ පැතිරීම පිළිබඳ විශේෂ විද්‍යාත්මක අවධානයක් යොමු විය. සුර්ය මුලද්‍රව්‍ය වල විසරණය තීරණය කරන සාධක කිහිපයක් ඇත. ගුරුත්වාකර්ෂණය ඉන් එකකි. ගුරුත්වාකර්ෂණය නිසා බරින් වැඩි මුලද්‍රව්‍ය (උදාහරණ ලෙස වෙනත් බරින් වැඩි ලෝහ නොමැති අවස්ථාවලදී හීලියම් ) සූර්ය ස්කන්ධයේ මධ්‍යයට ඇලී පවතින අතර හයිඩ්‍රජන් වැනි බරින් අඩු මුලද්‍රව්‍ය සූර්යාගේ බාහිර පෘෂ්ඨය දෙසට පැතිරි පවතී.
==
සූර්ය අභ්‍යන්තරය තුල හීලියම් වල විසරණය විද්‍යාඥයින් ගේ විශේෂ අවධානයට පාත්‍ර වන්නකි. කාලයත් සමඟ හීලියම් වල විසරණ ක්‍රියාවලිය වේගවත් වන බව සොයාගෙන ඇත.
==
ප්‍රකාශ ගෝලයේ සංයුතිය, එනම් සූර්යාගේ මතුපිට ස්ථරවල සංයුතිය, ආදින් සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයේ රසායනික සංයුතියට සමානතාවක් දක්වන බව 1968 දී සොයා ගන්නා ලදි. නමුත් ඩියුටීරිය, ලිතියම්, බොරෝන් සහ බෙරිලියම් යන මුලද්‍රව්‍ය වල සංයුතියන් මීට වඩා වෙනස් වේ
▲=== සූර්ය ලප සහ සූර්ය ලප චක්‍රය ===
[[ගොනුව:Solar-cycle-data.png|thumb|පසුගිය වසර 30 තුළ සූර්ය චක්‍රවල සිදුවූ වෙනස්කම් පිළිබඳ ලබාගත් මිණුම්.]]
සූර්යා පිළිබඳව කාලෝචිත නිර්ණායක යෙදෙන විට ප්‍රථමයෙන්ම දිස්වන මුහුණුවර නම් සූර්ය ලපයි. වටපිටාවට වඩා අඩු උෂ්ණත්වයක් පැවතීම නිසා ඒවා සූර්ය ලප ලෙස හඳුන්වනු ලැබේ. ප්‍රබල චුම්භක ක්ෂේත්‍ර මගින් සංවහන ක්‍රියාවලිය අඩාල කරන නිසා සූර්ය ලප චුම්භක ක්‍රියාකාරිත්වය වැඩිවීමත් සමග වැඩි වේ. ප්‍රභල චුම්භක ක්ෂේත්‍ර මගින් මතුපිටට ශක්ති පරිවහනය අඩු කරන අතර ක්‍රියාකාරී ප්‍රදේශ නිර්මාණය කිරීම මගින් සූර්ය රැස් වළලුවලට අවශ්‍ය ශක්තිය ලබා දේ. එමනිසා ඒ සමග සූර්ය ගිනි දළු සහ රැස් වළලු ස්කන්ධ විසරණය වී ඉහළ යයි. විශාලතම සූර්ය ලපයක් කිලෝමීටර් 1000 ක් පමණ පළල වේ.
Line 166 ⟶ 140:
වසර 41,000 හෝ වසර 100,000 ක කාල ප්‍රාන්තරයන් තුළ සූර්ය මධ්‍යයයේ චුම්භක අස්ථාවරත්වයක් සිදුවීම මගින් චුම්භක බලපෑමේ යම් අඩු වැඩිවීම් සිදුවන බව නවතම සිද්ධාන්ත පවසයි. මෙම සිද්ධාන්ත අයිස් යුගය පිළිබඳව “මිලන්කොවිච් චක්‍රය” ට වඩා හොඳ පැහැදිලි කිරීමක් ලබා දෙයි. නමුත් අභ්‍යාවකාශ භෞතික විද්‍යාවේ බොහෝ සිද්ධාන්ත මෙන්ම මෙම සිද්ධාන්තය ද එකවර පරීක්ෂා කළ නොහැකිය.
== සූර්යයාගේ චුම්භක
සූර්යයාගේ ධ්‍රැවීය චුම්භක ක්ෂේත්‍ර වල වෙනස්වීම සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයේ සියලු වස්තූන්ට බලපායි.
සූර්යයා පවතින්නේ වායු හා
සූර්යයාගේ මෙම ධ්‍රැව වෙනස්වීම සූර්ය පෘෂ්ඨයට බලපායි. මෙවිට පෘෂ්ඨයෙන් චුම්භක විහිදෙන දිශාවන් වෙනස් වේ. සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයේ සියලු වස්තූන්ට හිරුගේ බලපෑම දැනීමට, සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයේ Plosma හේතු වේ. Plosma වලින් තොර, රික්ත අභ්‍යවකාශයක් තිබුණේ නම් හිරුගේ චුම්භක බලපෑම පෘථිවියට 10-4 සිට 10-11 අඩුවිය යුතුය. නමුත් චන්ද්‍රිකාවන්ට අනුව Magnetohydrodynomic (MHD) ඉලෙක්ට්‍රොනික වලාවන්හි බලපෑම නිසා මෙම බලපෑම රික්ත තත්ත්වයකදී 10-9 ක් බව ගණන් බලා ඇත.
Line 176 ⟶ 150:
සූර්යයාගේ දෘෂ්‍යමය මතුපිට (ප්‍රකාශ ගෝලය) ආසන්න වශයෙන් කෙල්වින් 6000 ක පමණ උෂ්ණත්වයක් පවතී. එහෙත් සූර්යයාගේ රුක්වළල්ලක උෂ්ණත්වය කෙල්වින් 1000000 පමණ වේ. ඒ අනුව සූර්යය රුක්වළල්ලකට ප්‍රකාශ ගෝලයෙන් සෘජුවම සන්නායක වන තාපයට අමතරව වෙනත් ක්‍රමයකින් තාපය ලැබිය යුතුය.
ප්‍රකාශ ගෝලයට පහතින්වන සංවහන කලාපයක සිදුවන ආකූල චලනයක් මගින් එම රැස් වළලුවලට අවශ්‍ය තාපය ලැබෙන බව මතයකි. එසේම එම රුක් වළලුවලට තාපය ලැබෙන ආකාරය පැහැදිලි කරන ප්‍රධාන යාන්ත්‍රණ දෙකක් පවතී. පළමු යාන්ත්‍රණය තරංග යාන්ත්‍රණයකි. සංවහන කලාපයේ සිදුවන අනුකූලතාව ගුරුත්වජ සහ චුම්භක ජල ගතික නිසා හටගන්නා බව එම යාන්ත්‍රණය මගින් පෙන්වා දෙයි. එම තරංග ප්‍රකාශයන් වායුගෝලය හරහා ඉහළටම ගමන් කරන අතර සුර්යයා රැස්වළලු අවට අවකාශයට මුදාහරිනු ලබයි. හාත්පස පැතිර පවතින වාතයෙහි තාපක ලෙස මෙහි ශක්තිය ගබඩා කෙරේ.
Line 183 ⟶ 156:
තරංග කාර්යක්ෂම තාපන ක්‍රමවේදයක් දැයි තවමත් පැහැදිලි නැත. “ඇල්ෆනි” තරංග හැර අනෙක් සියළුම තරංග රැස්වළල්ලට පැමිණීමට ප්‍රථම විසිරී යෑම හෝ වර්තනය වී යෑම සිදුවන බව සොයා ගෙන ඇත. ඇල්ෆන් තරංග සාමාන්‍යයෙන් රැස් වළල්ල තුළදී විසිරී නොයයි. එම හේතු නිසා රැස්වළලු සංසිද්ධිය පිළිබඳව නව අධ්‍යනයන් සිදු කරමින් පවතී. එය සිදුවිය හැකි ආකාරය පිළිබඳව දැනට සුළු වශයෙන් අනාවරණය කරගෙන තිබේ. කෙසේ වෙතත් එය ගවේෂණය සදහා විවෘත මාතෘකාවක් සපයා ඇත.
බොහෝ වසරවල පෘථිවිය තුළ නිරීක්ෂණය කරන ලද සුර්ය ඉලෙක්ට්‍රෝන
වර්ෂ 1980 දී පමණ සූර්යය
සූර්යයා නියුට්රිනෝවේ සමස්ත ශක්තියෙන් තුනෙන් එකක් පමණ සුළු ප්‍රමාණයක් පමණක් පෘථිවිය තුළදී ඉලෙක්ට්‍රෝන නියුට්රිනෝ මාදිලියෙන් දැකගත හැකි බවද සොයා ගැනුණි. මෙම සමානුපාතය නියුට්රිනෝව ස්කන්ධය බවට පත්වීමේ ක්‍රමය ගැන පැහැදිලි කරන මික්හේයිව් - ස්මිර්නෝව් -වුල්ෆෙන්ස්ටෙයින් සංසිද්ධිය සමග මනාව ගැලපේ. එහෙයින් සූර්යය නියුමිනෝව පිළිබද ගැටළුව විසදුණි.
සෛද්ධාන්තික ආකෘති මගින් අදින් වසර බිලියන 3.8 ත් 2.5ත් අතර ප්‍රාග් කේම්බ්රියා යුගයේ දී සූර්යයාගේ වර්තමාන දීප්තියෙන් 75% පමණ ගහණය කර ඇත. එවන් දුර්වල සූර්යයයෙක් මගින් පෘථිවිය මත ද්‍රව හා ජලය නොපවතී. කෙසේ වෙතත් භූ විද්‍යාත්මක ආදර්ශනයන් මගින් පෘථිවිය තම අතීතය තුළ ස්ථායී උෂ්ණත්වයක් දරා සිටි බව පෙන්වාදී ඇත. සැබවින්ම මුල්කාලයේ පෘථිවිය දැන් පවතින පෘථිවියට වඩා තරමක් උණුසුම්ව පැවතිණි. එකළ පෘථිවි වායුගෝලය තුළ වර්තමානයට වඩා වැඩි ප්‍රතිශතවලින් හරිතාගාර වායූන් (කාබන්ඩයොක්සයිඩ් , මීතේන් , සහ ඇමෝනියා වැනි) අඩංගුව පැවති බවට විද්‍යාඥයින් තුළ ඒකමතිකභාවයක් පවතී. එම වායූන් මගින් පෘථිවිය කරා පැමිණෙන සූර්යය විකිරණය රදවා ගැනීම මගින් පෘථිවිය මත අවශ්‍ය තරම් තාපයක් රදවා ගනී.
Line 210 ⟶ 183:
==සටහන්==
{{ආශ්‍රලැයිස්තුව|group=සටහන}}
==ආශ්‍රිත==
| |||