අභ්‍යවකාශ විද්‍යාව-ග්‍රහක පටිය
ග්‍රහක පටිය යනු සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයේ අඟහරු හා බ්‍රහස්පති ග්‍රහයන්ගේ කක්ෂ අතර ප්‍රදේශයයි. එම ප්‍රදේශය තුල අක්‍රමවත් හැඩැති වස්තුන් (ග්‍රහක) නැතිනම් කුඩා ග්රහලෝක ගණනාවක් දක්නට ලැබේ. සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයේ වෙනත් කුඩා ග්රහලෝක එකතු, එනම් කියු‍පර් පටිය සහ විසිරුණු තැටිය වැනි එකතූන්ගෙන් වෙන්කර හඳුනාගැනීම පිණිස මෙම ග්‍රහක පටිය, ප්‍රධාන පටිය ලෙසද හඳුන්වනු ලැබේ.
ග්‍රහක පටියේ ස්කන්ධයෙන් අඩකටත් වඩා ගැබ් වී ඇත්තේ සෙරෙස්, වෙස්ටා 4, පල්ලාස් 2 සහ හයිජියා 10 යන විශාල වස්තූන් තුලය. මේ වස්තු හතරටම කිලෝමීටර 400 කට වඩා වැඩි මධ්‍යයන විෂ්කම්බයක් ඇති අතර ග්‍රහක පටියේ එකම කුරුමිටි ග්‍රහයා වන සෙරෙස් ගේ විෂ්කම්භය කිලෝමීටර් 950 ක් වේ. අනෙකුත් ග්‍රහක දුවිලි අංශුවක් දක්වා විවිධ ප්‍රමාණ වලින් යුක්ත වේ. ග්‍රහක ද්‍රව්‍ය තුනී ලෙස පැතිරී ඇති බැවින් කිසිදු අනතුරකින් තොරව මිනිසුන් නොමැතිව අභ්‍යවකාශ යානා ගණනාවක් මේවා අතරින් ගමන්කර තිබේ.
කෙසේ වෙතත් විශාල ග්‍රහක අතර ගැටීම් ඇති වන අතර මේ නිසා සමාන කක්ෂීය ලක්ෂණ හා සංයුතීන් සහිත ග්‍රහක පවුල් ඇති විය හැකිය. ඝට්ටන මඟින් සියුම් දූවිල්ලක් සෑදෙන අතර එය රාශි චක්‍රයෙහි ආලෝකයෙහි ප්‍රධාන සංඝටකයක් වේ. ප්‍රධාන පටිය තුල ඇති ග්‍රහක වල වර්ණාවලි අනුව ඒවා වර්ගීකරණය කෙරෙන අතර කාබන්මය (C – type), සිලිකාමය (S – type) සහ ලෝහ (M-type) වලින් පිරිපුන් යන මුලික කාණ්ඩ 3 ට ඉන් බොහෝමයක් ඇතුලත් වේ.
ග්‍රහක පටිය - නිරීක්ෂණය කිරීමේ ඉතිහාසය
සංස්කරණය
ග්රහලෝක වල පිහිටීමෙහි නිශ්චිත රටාවක් ඇති බව 1766 දී ජොහාන් ඩැනි‍යල් ටිටියස් නැමැති තාරකා විද්‍යාඥයා විසින් සොයා ගන්නා ලදි. ග්‍රහ වස්තු පිලිවෙලින් 1,3,6,12,24,48 (දෙගුණ වන ලෙස) යන ආකාරයට නම් කර පසුව ඒ සෑම ඉලක්කමකටම 4 ක් එකතු කර 10 න් බෙදූ විට එක් එක් ග්‍රහයාගේ කක්ෂවල අගයන් තාරකාවිද්‍යා ඒකකයෙන් (Astronomical Unit) ලැබෙන බව ඔහු විසින් සොයා ගන්නා ලදි. පෘථිවිය හා සූර්යයා අතර දුර තාරකාවිද්‍යා ඒකකයක් ලෙස සැලකේ. මෙම රටාව ටිටියස් - බෝඩ් නීතිය ලෙස හැඳින්වෙන අතර එමඟින් එවකට සොයා ගෙන තිබූ ග්රහලෝක 6 හි (බුධ, සිකුරු, පෘථිවි, අඟහරු හා බ්‍රහස්පති) අර්ධ - ප්‍රධාන අක්ෂ පිළිබඳ අනාවැකි පල කෙරුණි. අඟහරු හා බ්‍රහස්පතිගේ ග්‍රහ කක්ෂ අතර තවත් ග්‍රහයෙක් සඳහා ඉඩ ඇති බව ඉන් හෙළිවිය. 1781 දී විලියම් හර්ෂල් විසින් යුරේනස් ග්‍රහයා සොයාගත් විට එහි පිහිටීම මෙම නීතියට හරියටම ගැලපෙන බව පෙනී ගියේ ය. එබැවින් අඟහරු හා බ්‍රහස්පති කක්ෂ අතර ට පැමිණිය යුතු ග්‍රහ ලෝකය පිළිබඳ සොයා බැලීමට විද්‍යාඥයෝ තව තවත් උනන්දු වුහ.
1800 දී තාරකා විද්‍යාඥ ෆ්රාන්ස් සේවර් වොන් සැච් තම සගයින් 24 දෙනෙකු එකතු කරගෙන ලියන්තල් සංගමය නැමැති නිල නොවන සංගමයක් පිහිටුවා ගත්තේය. සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයේ අංශක 15 ක ප්‍රදේශයක් බැගින් මේ සාමාජිකයින් 24 දෙනාට බෙදා දුන් අතර නැති වූ ග්‍රහලෝකය සොයා ගැනීම ඔවුන්ගේ කාර්යභාරය විය.
1801 දී ටිටියස්, බෝඩ් නීතියෙන් අනාවැකි පළ කළ පිහිටීමෙහි, චලනය වන කුඩා වස්තුවක් තාරකා විද්‍යාඥ ගියුසෙප්පේ පියටිසි විසින් නිරීක්ෂණය කරන ලදි. සිසිලියෙහි අස්වැන්නට අධිපති රෝම දෙවඟන වූ සෙරෙස් නමින් එම වස්තුව නම් කිරීමට ඔහු පෙලඹුනි. මෙය වල්ගාතරුවක් ලෙස පියටිසි විසින් මුලින් කල්පනා කලත් එහි වල්ගයක් නොතිබුනු බැවින් එය ග්‍රහලෝකයක් වන්නට ඇති බවට අනුමාන කෙරුණි. පල්ලාස් නැමැති දෙවැනි වස්තුව මෙම ප්‍රදේශය අවට දීම සොයා ගැනීමට ඔල්බර්ස් නැමැත්තාට හැකි විය.
1802 දී විලියම් හර්ෂල්විසින් මෙම වස්තු ග්‍රහක (Asteroids) යන ගණයට ඇතුලත් කරන ලදි. 1807 දී වැඩි දුර ගවේෂණවලදී 3 ජුනෝ හා 4 වෙස්ටා නමැති තවත් අලුත් වස්තූන් දෙකක් මෙම ප්‍රදේශයෙන් හමු විය. නැපෝලියන් යුද්ධය නිසා මෙම සොයා ගැනීම් ඇණ හිටීමකට ලක් වූ අතර නැවත 1845 දී 5 ඇස්ට්‍රියා නැමැති තවත් වස්තුවක් සොයා ගන්නා ලදි.
ඉන් පසුව ඉතාමත් කෙටි කාල තුල වස්තූන් ගණනාවක් සොයා ගෙන තිබුණු අතර මේවා ග්රහලෝක බවට ඇතැමුන් දැරූ මතය බැහැර කරමින් විලියම් හෂල්ගේ ග්‍රහක කාණ්ඩයට ඒවා ඇතුලත් කිරිමට විද්‍යාඥයෝ උත්සුක වුහ.
1846 දී නෙප්චූන් සොයා ගැනීමත් සමඟ ටිටියස් - බොඩ් නීතිය බොරුවක් බවට පත් වුනි. එම නීතියට අනුව අනාවැකි පල කෙරුනු පිහිටීම නෙප්චූන්ගේ කක්ෂයේ පිහිටීම කිසිසේත් ආසන්න නොවුනි. මෙම නීතියට විද්‍යාත්මක අර්ථකථනයක් ලබා දීමට අද වනතුරුත් හැකි වී නැත.
1868 වන විට ග්‍රහක සියයක් සොයා ගැනුනු අතර 1891 දී ග්‍රහක ඡායාරූපකරණය මැක්ස් වුල්ෆ් නැමැත්තා විසින් ලොවට හඳුන්වා දීමත් සමඟ ග්‍රහක සොයාගැනීමේ වේගය තව තවත් වැඩිවුනි. 1923 වන විට ග්‍රහක 1000 ක් ද 1951 වන විට 10,000 ක් ද 1982 වන විට 100,000 ක් ද සොයා ගෙන තිබුණි. මේ වන විට, නවීන ග්‍රහක සමික්ෂණ පද්ධති මඟින් අලුත් කුඩා ග්රහලෝක සොයා ගැනීම සඳහා ස්වයංක්‍රීය ක්‍රමයක් භාවිතා කරන බැවින් පෙරටත් වඩා වේගයෙන් නව ග්‍රහක හඳුනාගැනීමට හැකියාව ලැබී ඇත.
සෞරග්‍රහ මණ්ඩලය තුළ ව්‍යාප්තීන්
සංස්කරණයවර්තමානය වනවිට මසකට 500 ක් තරම් වන ඉතා සීඝ්‍රතාවයකින් යුතුව සෞරග්‍රහ මණ්ඩල තුළ සියදහස් ගණනක් ග්‍රාහක හඳුනාගෙන ඇත. 400000 කට අධික ප්‍රමාණයක් අප්‍රධාන ග්‍රහයින් ලෙස (minor planets) ලේඛණ ගත කරන ලද ඒවා වන අතර 185000 කට නිත්‍ය ලෙස වෙන් කළ හැකිතරමට හොදින් හදුනාගෙන ඇති කක්ෂ පවා ඇත. එයින් 14336 ක් නිල වශයෙන් නම් කර ඇත. අවම සංඛ්‍යාගත, නම් නොකරන ලද අප්‍රධාන ග්‍රහයා 175629 ලැම්බර්ටිනිය. වර්තමාන ඇස්තමේන්තු මගින් සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයේ ඇති 1km ට වැඩි විෂ්කම්භයක් ඇති මුළු ග්‍රාහක සංඛ්‍යාව මිලියන 1.1-1.9 අතර බව දක්වයි. 975x909km විෂ්කම්භයක් ඇති සෙරස් වරක් සෞරග්‍රහ මණ්ඩලය තුළ විශාලම ග්‍රාහකය ලෙස සැලකිණි. එහෙත් එය නැවතත් වාමන ග්‍රාහලොවක් ලෙස වර්ගීකරණය කරනු ලැබීය. මෙම වෙනස දැන් 500km පමණ විෂ්කම්භයක් ඇති 2-පෙලොස් හා 4 වෙස්ටාටද බලපා ඇත. සාමාන්‍යයෙන් ප්‍රධාන ග්‍රාහක වළල්ලේ ඇස්ටොරයිඩවලින් සමහර අවස්ථාවලදී පියවි ඇසට දර්ශනය වන එකම ග්‍රාහකය 4 වෙස්ටාය. කෙසේ වුවද ඉතා දුර්ලභ අවස්ථාවන්හිදී පෘථිවියට ආසන්න ග්‍රාහක පවා කෙටි කාලයකට තා‍ක්ෂණික සහයකින් තොරව දර්ශනය කරගත හැක. (99942 ඇපෝෆිස් බලන්න)
අගහරු හා බ්‍රහස්පති කක්ෂ අතරින් වැටී ඇති ප්‍රධාන ග්‍රාහක වළල්ලේ වස්තූන්ගේ මුළු ස්කන්ධය 3.0 – 3.6 x 1021kg පමණ බවට ඇස්තමේන්තු කර ඇත. එය චන්ද්‍රයාගේ ස්කන්ධයෙන් 4% ක් පමණ වේ. එයින් මුළු ස්කන්ධයෙන් 32% පමණ වන 0.95 x 1021kg ස්කන්ධයක් සිරස්ට අයත් වේ. ඉතිරි විශාලතම ග්‍රාහකයින් 3 හි ස්කන්ධ, 4 වෙස්ටා 9%, 2 පෙලාස් 7%, 10 හයිජියා (3%) ලෙස වන අතර ඒවා මෙම අගය 51% දක්වා ගෙන එයි. ඉතිරි විශාලම ග්‍රාහකයින් තිදෙනා වන 511 වැඩිඩා (1.2%) , 704 ඉන්ටරුමේනියා (1%) හා දුජුනෝ (0.9%) ට අයත් වන්නේ මුළු ස්කන්ධයෙන් 3% ක් පමණය. මෙසේ ඉතිරි ග්‍රාහක ගණන සංඛ්‍යාවෙන් සීඝ්‍රයෙන් වැඩි වුවද ඒවායේ තනි තනි ස්කන්ධයන් අඩුවේ.
ප්‍රාධාන ග්‍රාහක වළල්ලෙන් පිට විවිධ පන්තිවලට අයත් ග්‍රාහක සොයාගෙන ඇත. පෘථිවිය සමීපයේ ඇති ග්‍රාහකවලට පෘථිවි කක්ෂයට ආසන්න කක්ෂ ඇත.ට්‍රොජන් ඇස්ටෝරයිඩ ග්‍රහලොවක් සමග සමමුහුර්තකරණය වෙමින් ගුරුත්වාකර්ෂණයෙන් අගුළු වැටී ඇති අතර ඒවා අදාල ග්‍රහලොවේ එහි කක්ෂයේ ඉදිරියෙන් හෝ පසුපසින් යයි. මේවායින් බොහෝමයක් බ්‍රහස්පති සමග සම්බන්ධ වී ඇති අතර කිහිපයක් අගහරු හා නේප්චූන් සමග කක්ෂ ගත වී ඇත. බ්‍රහස්පති හා නෙප්චූන් අතර කක්ෂගතව පවතින ග්‍රාහක සෙන්ටොර්ස් නමින් හඳුන්වයි. එයින් ඔබ්බට නෙප්චූන් වඩා දුරින් ඇති වස්තූන්ගෙන් (trans Neptunian Objects) පිරී ඇත. සූර්යයාට ඉතා ලගින් බුධගේ කක්ෂයට ආසන්නව වල්කැනොයිඩ්ස් නමින් හැදින්වෙන ග්‍රාහක කාණ්ඩයක් ඇති බව විශ්වාස කෙරෙන මුත් ඒවා කිසිවක් තවමත් සොයා ගෙන නැත.
ග්‍රාහක වර්ගීකරණය
සංස්කරණය
පොදුවේ ග්‍රාහක වර්ගීකරණය කරනු ලබන්නේ නිර්ණායක 2 ක් අනුවය : ඒවායේ කක්ෂීය ලක්ෂණ හා පරාවර්තිත වර්ණාවලි ලක්ෂණවලට අනුවය. (reflectance spectrum)
කක්ෂීය කාණ්ඩ හා ග්‍රාහක පවුල්
සංස්කරණයබොහෝ ග්‍රහක කාණ්ඩ හා පවුල්වලට වර්ගීකරණය කොට ඇත්තේ ඒවායේ කක්ෂවල ලක්ෂණවලට අනුවය. විශේෂම වර්ගීකරණයන්හිදී හැරෙන්නට සාමාන්‍යයෙන් ග්‍රාහක කාණ්ඩවලට නම් දෙන්නේ එම කාණ්ඩයේ සොයාගන්නා ලද ප්‍රථම ග්‍රාහකයේ නම අනුවය. කාණ්ඩ යනු සාපේක්ෂව ලිහිල් ගතික සම්බන්ධතාවයන් වන අතර පවුලක් යනු අතීතයේ දී විශාල ඇස්ටොරයිඩයක විනාශකාරී පිපිරුමකින් හටගත් ප්‍රතිඵල වේ. ග්‍රාහක පවුල් අනාවරණය කොටගෙන ඇත්තේ ප්‍රධාන ග්‍රාහක වළල්ලේ පමණි. වර්ෂ 1918 දී කියොට්සුගු හිරයාමා විසින් ඒවා ප්‍රථමයෙන්ම හදුනාගනු ලැබිණි. එම නිසා ඔහුට ගෞරව කිරීමක් වශයෙන් ඒවා හිරයාමා පවුල් වශයෙන් ද හදුන්වයි.
ප්‍රධාන ග්‍රාහක වළල්ලේ 30% - 35% පමණ වස්තූන් ගතික පවුල්වලට අයත්වේ. ඒවාට අතීතයේ ග්‍රාහක අතර සිදුවූ ගැටීම් වැනි පොදු සම්භවයක් ඇති බව විශ්වාස කෙරේ. එක් පවුලක් (136108)2003EL61 නෙප්චූන්වලට වඩා දුරින් ඇති (trans Neptunian Object) වස්තුවක් සමග ද සම්බන්ධය.
අර්ධ චන්ද්‍රිකා හා ඛූරප වස්තූන්
සංස්කරණයඇතැම් ග්‍රාහකවලට පෘථිවිය සමග හෝ වෙනත් ග්‍රහලෝකයක් සමග සම්බන්ධ වූ අසාමාන්‍ය අශ්ව ලාඩම් හැඩැති කක්ෂ පවතී. උදාහරණ ලෙස 3753 කෲත්හි හා 2002AA දැක්විය හැක. ඒ ආකාරයේ කක්ෂීය සැකැස්මකට නිදර්ශනයක් මුලින්ම සොයා ගැනුනේ සෙනසුරුගේ චන්ද්‍රයින් දෙදෙනෙක් වන එපිමෙතියස් හා ජැනුස් අතරය. සමහර අවස්ථාවලදී මෙම ඛුරුප (අශ්වලාඩම්) වස්තූන් දශක කිහිපයකට හෝ වසර සිය ගණනකට තාවකාලිකව අර්ධ චන්ද්‍රිකා බවට පත්වන අතර පසුව නැවතත් ඒවායේ මුල් අවස්ථාවට පත් වේ. පෘථිවියට හා සිකුරුටද මෙවැනි අර්ධ චන්ද්‍රිකා ඇති බවට හදුනාගෙන ඇත. පෘථිවිය , සිකුරු හා අනුමාන වශයෙන් බුධ සමඟ සම්බන්ධ වී ඇති මෙවැනි වස්තූන් ඒටීන් (Aten) ග්‍රාහකවල විශේෂ පන්තියකට අයත් වේ. කෙසේ වුවද මෙම වස්තූන් වෙනත් ග්‍රහ ලෝකයක් සමඟ ද සම්බන්ධ වී පැවතිය හැක.
වර්ණාවලි වර්ගීකරණය
සංස්කරණය433 එරොස්ගේ මෙම ඡායාරූපය ඇස්ටොරයිඩයේ යට පිහිටි බොකු නියන් හැඩය හරහා එක් කෙළවරක සිට අනෙක් කෙළවරට පෙනෙන දර්ශනය දක්වයි. 35m පමණ වන කුඩා ලක්ෂණ දැකිය හැක. පැහැය , අල්බිඩෝව හා වර්ණාවලි හැඩය මත පදනම්ව ඇස්ටොරයිඩ වර්ගීකරණ පද්ධතිය වර්ෂ 1975 දී ක්ලාක් ආර්. චැප්මන් , ඩේවිඩ් මොරිසන්, බෙන් සිල්නර් විසින් වැඩි දියුණු කරන ලදී. මෙම ගුණාංග ඇස්ටොරයිඩවල මතුපිට භෞතික ගුණාංගවලට සම්බන්ධයක් ඇතැයි විශ්වාස කරයි. මුල් වර්ගීකරණ පද්ධතියේ ප්‍රභේද 3ක් තිබිණි. ආහාර මිශ්‍රිත කළු පැහැති වස්තූන් C වර්ගය (හදුනාගෙන ඇති ග්‍රාහකවලින් 75%ක් පමණ) ගල් හා සිලිකා සහිත S වර්ගයේ වස්තූන් (හදුනාගෙන ඇති ඇස්ටොරයිඩවලින් 17% පමණ) හා C හා S ට අයත් නොවූ සියළුම වස්තූන් අයත් වන U වර්ගයේ ඒවාය. මේ වර්ගීකරණය දැන් තවත් ප්‍රභේද කිහිපයක් ද එකතුව ව්‍යාප්ත (වර්ධනය) වී ඇත. තවත් ග්‍රාහක අධ්‍යයනයකරත්ම ඊටත් වඩා ප්‍රභේද මෙයට එකතු විය හැකිය.
වර්තමානයේ භාවිතාවන , වඩාත් පුළුල් භාවිතයක් ඇති වර්ගීකරණ වන්නේ තෝලන් වර්ගීකරණය හා SMASS වර්ගීකරණයයි. මුලින් සදහන් කළ වර්ගීකරණය වර්ෂ 1984 දී ඩේවිඩ් ජේ. තෝලන් විසින් යෝජනා කෙරුණකි. එය 1980 වර්ෂයේ දී සිදුකරන ලද වර්ණ 8 කින් යුත් ග්‍රාහකයක් පරීක්ෂණයට ලක් කිරීමෙන් ලැබුණු තොරතුරු මත පදනම් විය. ඇස්ටොරයිඩ ප්‍රභේද 14 කට වර්ගීකරණය වීම එහි ප්‍රතිඵලය විය. වර්ෂ 2002 දී කුඩා ප්‍රධාන ග්‍රාහක වළල්ලේ වර්ණාවලීක්ෂ පිරික්සුම (SMALL MAIN BELT ASTORIDE SPECTROSCOPIC Survey) හි ප්‍රතිඵලය වූයේ තෝලන් වර්ගීකරණය ප්‍රභේද 24 දක්වා විකිරණය වීමය. මෙම පද්ධති 2 දී ග්‍රාහක C,S,X යනුවෙන් ප්‍රධාන ප්‍රභේද 3 කට වෙන් කරයි. X ට අයත් වන්නේ ප්‍රධාන වශයෙන් ලෝහමය ග්‍රාහකය උදාහරණ ලෙස M වර්ගයට අයත් ග්‍රාහක දැක්විය හැක. එහි තවත් කුඩා පන්ති ද රාශියකි.
වර්ණාවලි වර්ගීකරණයේ ඇති ගැටළු
සංස්කරණයමුල් අවධියේ දී වර්ණාවලි අනුව නාමකරණය පදනම්ව තිබුණේ ග්‍රාහකයේ සංයුතිය හා බැදුණු කරුණු මතය. කෙසේ වුවද වර්ණාවලි ලක්ෂණ හා සංයුතිය අතර අනුරූපතාව සෑම විටම ඉතා හොඳ නොවූ අතර විවිධ වර්ගීකරණ දැනට භාවිතයේ පවතී. මෙය සැලකිය යුතු ව්‍යාකූලතාවයකට මං පාදා ඇත. වෙනස් වර්ණාවලි වර්ගීකරණයන්ට අයත් ග්‍රාහක වෙනස් සංයුතීන්ගෙන් යුක්ත වීමේ ප්‍රවණතාවයක් තිබුණ ද එකම වර්ගීකරණ පන්තියකට අයත් ග්‍රාහකවල සංයුතිය එකම යයි නිසැකවම කිව නොහැක.
වර්තමානයේ වුවද තවම පිළිගන්නේ 1990 වර්ෂයේදී දළ වර්ණාවලීක්ෂ පරීක්ෂා කිහිපයක් මත පදනම් වූ වර්ණාවලි වර්ගීකරණයයි. ග්‍රාහක සාම්පල විශාල ගණනක විස්තර සහිත මිණුම් අඛණ්ඩව ලබා ගැනීමේ අපහසුව නිසා විද්‍යාඥයින්ට තවමත් වඩා හොද වර්ගීකරණයකට යාමට නොහැකි වී ඇත. (හොද විච්ඡේදිත වර්ණාවලි හෝ ඝනත්වය වැනි වර්ණාවලි ආශ්‍රීත නොවූ දත්ත ඉතා ප්‍රයෝජනවත් වනු ඇත)