বর্ণমণ্ডল

হাইড্রোজেন-আলফা ফিল্টার ব্যবহার করে দূরবীন দিয়ে সূর্য পর্যবেক্ষণ
সুইডিশ সৌর দূরবীন দ্বারা সূর্য্যের বর্ণমণ্ডলের উচ্চ-রেজোলিউশন চিত্র।
১৯৯৯ সালের পূর্ণগ্রহণ

বর্ণমণ্ডল (chromosphere আক্ষরিক অর্থে "রঙের গোলক") সূর্য এর বায়ুমন্ডলের যে তিনটি মূল স্তর রয়েছে তার মধ্যে এটি দ্বিতীয় স্তর। এটি প্রায় ৩,০০০ থেকে ৫,০০০ কিলোমিটার গভীর। এর গোলাপী লাল বর্ণটি কেবল গ্রহনের সময় দৃশ্যমান হয়। বর্ণমণ্ডলটি আলোকমণ্ডল এর ঠিক উপরে এবং সৌর স্থানান্তর অঞ্চল এর নীচে অবস্থান করে। আলোকমণ্ডলের উপরে এই বর্ণমণ্ডল স্তরটি সমসত্ব। লোমের মত দেখতে স্পিক্যুল-সমষ্টি সমজাতীয় স্তর থেকে উত্থিত হয় যার মধ্যে কিছু কিছু ১০,০০০ কিলোমিটার উপরে করোনা বা ছটামন্ডল পর্য্যন্ত প্রসারিত।

বর্ণমণ্ডলের ঘনত্ব আলোকমণ্ডল এর নীচে মাত্র ১০−৪ গুণ এবং পৃথিবীর সমুদ্রপৃষ্ঠে বায়ুমণ্ডল এর ১০−৮ গুণ। এই কারণটিই বর্ণমণ্ডলকে স্বাভাবিকভাবে অদৃশ্য করে তোলে এবং কেবলমাত্র পূর্ণ গ্রহণ এর সময় একে দেখা যায়। তখন এটি লালচে বর্ণে প্রকাশিত হয়। এই বর্ণ গোলাপী থেকে লালের মধ্যে যে কোনও রকম হতে পারে। [১] বিশেষ সরঞ্জাম ছাড়া বর্ণমণ্ডলটি নীচের আলোকমণ্ডলের অপ্রতিরোধ্য উজ্জ্বলতার কারণে সাধারণত দেখা যায় না।

বর্ণমণ্ডলের ঘনত্ব সূর্যের কেন্দ্র থেকে দূরত্ব বাড়ার সাথে সাথে হ্রাস পায়। তাৎপর্যপূর্ণভাবে এই হ্রাস হয় ১০১৭ কণা প্রতি ঘন সেমি বা বাইরের সীমানায় মোটামুটিভাবে ২×১০−৪ কেজি/মি3 থেকে ১.৬×১০−১১ কেজি/মি3। [২] ছটামন্ডল এর রূপান্তর স্তর সহ বাইরের সীমানায় ৩৫,০০০ K এর ওপরের ওঠার আগে [৩] অভ্যন্তরীণ সীমানা থেকে তাপমাত্রা হ্রাস পায় প্রায় ৬,০০০ K[৩] সর্বনিম্ন প্রায় ৩,৮০০ K পর্যন্ত।[৪]

সূর্য ছাড়া অন্য তারাতেও বর্ণমণ্ডল লক্ষ করা গেছে। [৫] সূর্যের বর্ণমণ্ডল পরীক্ষা করা এবং রহস্যোদ্ধার করা শক্ত হলেও তড়িৎ চৌম্বকীয় বর্ণালীর সাহায্যে সেই পর্যবেক্ষণ অব্যাহত রয়েছে।[৬]

বর্ণমণ্ডল এবং আলোকমণ্ডলের তুলনা

[সম্পাদনা]

আলোকমণ্ডল এর একটি শোষণ রেখা বর্ণালী রয়েছে। আর বর্ণমণ্ডলের বর্ণালী তে আধিপত্য বিস্তার করছে নির্গমন রেখা। বিশেষ করে এর অন্যতম শক্তিশালী লাইন হ'ল Hα যার তরঙ্গদৈর্ঘ্য হল ৬৫৬.৩ nm। যখনই ইলেক্ট্রন n = ৩ থেকে n = ২ শক্তি স্তর এ রূপান্তর করে তখনই এই লাইনটি হাইড্রোজেন পরমাণু দ্বারা নির্গত হয়। ৬৫৬.৩ nm তরঙ্গদৈর্ঘ্য বর্ণালীর লাল অংশে রয়েছে। ফলে বর্ণমণ্ডলটির পরিচিত বৈশিষ্ট্য লালচে বর্ণ ধারণ করে।

বর্ণমণ্ডলের বর্ণালী বিশ্লেষণ করে দেখা গেছে যে সৌর বায়ুমণ্ডলের এই স্তরটির তাপমাত্রা বর্ণমণ্ডলেরই ক্রমবর্ধমান উচ্চতার সাথে বৃদ্ধি পায়। আলোকমণ্ডল এর শীর্ষে তাপমাত্রা প্রায় ৪,৪০০ K। আর বর্ণমণ্ডলের শীর্ষে প্রায় ২,০০০ কিলোমিটার উঁচুতে এই তাপমাত্রা ২৫,০০০ K।[১][৭] এটি আলোকমণ্ডল এ আমরা যেটি পাই তার বিপরীত। এখানে তাপমাত্রা ক্রমবর্ধমান উচ্চতার সাথে নেমে আসে। বর্ণমণ্ডলের তাপমাত্রা কোন কারণের ফলে সূর্য এর অভ্যন্তর অপেক্ষায় আরও বাড়তে পারে তা এখনও পুরোপুরি বোঝা যায় নি। তবে এটি চৌম্বকীয় পুনঃসংযোগ দ্বারা আংশিক বা সম্পূর্ণরূপে ব্যাখ্যা করার মতো বলে মনে করা হচ্ছে।

বৈশিষ্ট্য

[সম্পাদনা]

বর্ণমণ্ডলে অনেক আকর্ষণীয় ঘটনা লক্ষ্য করা যায় যা খুব জটিল এবং পরিবর্তণশীল:

  • ফিলামেন্টস (এবং প্রমিনেন্স যা পাশের দিক দিয়ে দর্শণযোগ্য ফিলামেন্টস) অনেকগুলি করোনাল ভর নির্গমন রচনা করে এবং তাই মহাকাশ আবহাওয়ার পূর্বাভাসের জন্য তা গুরুত্বপূর্ণ। সৌর বিশিষ্ট্যতার আলোকমণ্ডল থেকে বর্ণমণ্ডলের মধ্য দিয়ে উঠে কখনও কখনও ১৫০,০০০ কিলোমিটার উচ্চতায় পৌঁছে যায়। কম ঘন ঘন সৌর শিখাকে বাদ দিয়ে এই বিশালাকার গ্যাস সৌর ঘটনাগুলির মধ্যে সবচেয়ে দর্শনীয়।
  • সর্বাধিক সাধারণ বৈশিষ্ট্য হ'ল স্পাইকুলি এর লম্বা পাতলা আঙুলেরন্যায় ভাস্বর গ্যাস। এগুলি নীচের আলোকমণ্ডল থেকে উপরের দিকে বেড়ে ওঠা জ্বলন্ত ঘাস এর বিশাল ক্ষেতের ব্লেডের মতো প্রদর্শিত হয়। স্পাইকুলিগুলি বর্ণমণ্ডলের শীর্ষে উঠে যায় এবং প্রায় ১০ মিনিটের পথ ধরে আবার নীচে ডুবে যায়। একইভাবে ফাইব্রিলস নামক গ্যাসের অনুভূমিক উইসপস রয়েছে যা স্পিকুলস থেকে দ্বিগুণ দীর্ঘস্থায়ী হয়।
  • সাধারণত ক্রোমোস্ফেরিক রেখায় তোলা চিত্রে যে উজ্জ্বল কোষগুলির উপস্থিতি দেখায় সাধারণত তাদের নেটওয়ার্ক নামে ডাকা হয় এবং আশেপাশের অন্ধকার অঞ্চলের নামকরণ করা হয় ইন্টারনেট ওয়ার্ক। এগুলি সাধারণত আলোকমণ্ডল এ দেখতে পাওয়া তাপের পরিচলন এর জন্য সৃষ্ট গ্রানুলস এর মতো।
  • এসইউএমইআর যন্ত্র এসওএইছও এর সহায্যে প্রথম পর্যবেক্ষণের পরে পর্যায়ক্রমিক দোলনের সন্ধান পাওয়া গেছে যা তিন মিনিটের বৈশিষ্ট্যযুক্ত পর্যায়ক্রমিক সময়সীমার সাথে সামঞ্জস্য রেখে স্পন্দনহার ৩ মেগাহার্টজ থেকে ১০ মেগাহার্টজ পর্যন্ত হয়।[৮] প্লাজমা বেগের রেডিয়াল উপাদানগুলির দোলন উচ্চ বর্ণমণ্ডলের বৈশিষ্ট্যযুক্ত। এখন আমরা জানি যে ফোটোস্ফেরিক গ্রানুলেশন প্যাটার্ন সাধারণত ২০ মেগাহার্টজের উপরে কোনও দোলন থাকে না। তবে টিআরএসিই দ্বারা উচ্চতর কম্পাঙ্কের তরঙ্গ (১০০ মেগাহার্টজ বা ১০ সময়কাল) সৌর বায়ুমণ্ডলে শনাক্ত করা হয়েছিল (রূপান্তর অঞ্চল এবং ছটামন্ডলের তাপমাত্রায়)। [৯]
  • কুল লুপস সোলার ডিস্কের সীমান্তে দেখা যায়। এগুলি লক্ষণীয়তা থেকে পৃথক হয়। কারণ ঘণীভূত খিলানের মতো দেখতে এগুলির সর্বাধিক তাপমাত্রা ০.১ এমকে (খুবই নিম্ন হওয়ায় ছটামন্ডলের বৈশিষ্ট্য হিসাবে বিবেচনা করা যায় না)। এই শীতল লুপগুলি প্রচুর পরিবর্তনশীলতা দেখায়: এগুলি এক ঘন্টারও কম সময়ের মধ্যে কিছু ইউভি রেখায় দৃশ্যমান এবং অদৃশ্য হয়ে যায় অথবা ১০-২০ মিনিটের মধ্যে দ্রুত প্রসারিত হয়। ফুকাল [১০] ১৯৭৬ সালে স্কাইলাব -এর ইইউভি স্পেকট্রোমিটারের সাহায্যে করা পর্যবেক্ষণ থেকে এই শীতল লুপগুলি বিশদভাবে অধ্যয়ন করেছিলেন। যখন এই লুপগুলির প্লাজমা তাপমাত্রা ছটামন্ডলের মতো হয়ে যায় (১ এমকে-র উপরে) তখন এই বৈশিষ্ট্যগুলি আরও স্থিতিশীল দেখায় এবং দীর্ঘস্থায়ী হয়।

সৌর বর্ণমণ্ডলের ফ্ল্যাশ বর্ণালী দেখুন (৭ই মার্চ, ১৯৭০ এর গ্রহণ)।

অন্যান্য তারার উপর

[সম্পাদনা]

অন্যান্য তারার বর্ণমণ্ডলের ক্রিয়াকলাপের একটি বর্ণালী পরিমাপ হ'ল মাউন্ট উইলসন এস-ইনডেক্স। [১১][১২] আরও দেখুন সুপারফ্লায়ার তারার বর্ণালী পর্যবেক্ষণ।

তথ্যসূত্র

[সম্পাদনা]
  1. ↑ ক খ Freedman, R. A.; Kaufmann III, W. J. (২০০৮)। Universeবিনামূল্যে নিবন্ধন প্রয়োজন। New York, USA: W. H. Freeman and Co.। পৃষ্ঠা 762। আইএসবিএন 978-0-7167-8584-2। 
  2. ↑ Kontar, E. P.; Hannah, I. G.; Mackinnon, A. L. (২০০৮), "Chromospheric magnetic field and density structure measurements using hard X-rays in a flaring coronal loop", Astronomy and Astrophysics, 489 (3): L57, arXiv:0808.3334 অবাধে প্রবেশযোগ্য, ডিওআই:10.1051/0004-6361:200810719, বিবকোড:2008A&A...489L..57K 
  3. ↑ ক খ "SP-402 A New Sun: The Solar Results From Skylab"। ২০০৪-১১-১৮ তারিখে মূল থেকে আর্কাইভ করা। 
  4. ↑ Avrett, E. H. (২০০৩), "The Solar Temperature Minimum and Chromosphere", ASP Conference Series, 286: 419, আইএসবিএন 978-1-58381-129-0, বিবকোড:2003ASPC..286..419A 
  5. ↑ "The Chromosphere"। ২০১৪-০৪-০৪ তারিখে মূল থেকে আর্কাইভ করা। সংগ্রহের তারিখ ২০১৪-০৪-২৮। 
  6. ↑ Jess, D.B; Morton, RJ; Verth, G; Fedun, V; Grant, S.T.D; Gigiozis, I. (জুলাই ২০১৫)। "Multiwavelength Studies of MHD Waves in the Solar Chromosphere."। Space Science Reviews। 190 (1–4): 103–161। arXiv:1503.01769 অবাধে প্রবেশযোগ্য। ডিওআই:10.1007/s11214-015-0141-3। বিবকোড:2015SSRv..190..103J। 
  7. ↑ "World Book at NASA – Sun"। [অকার্যকর সংযোগ]
  8. ↑ Carlsson, M.; Judge, P.; Wilhelm, K. (১৯৯৭)। "SUMER Observations Confirm the Dynamic Nature of the Quiet Solar Outer Atmosphere: The Internetwork Chromosphere"। The Astrophysical Journal। 486 (1): L63। arXiv:astro-ph/9706226 অবাধে প্রবেশযোগ্য। ডিওআই:10.1086/310836। বিবকোড:1997ApJ...486L..63C। 
  9. ↑ De Forest, C.E. (২০০৪)। "High-Frequency Waves Detected in the Solar Atmosphere"। The Astrophysical Journal। 617 (1): L89। ডিওআই:10.1086/427181। বিবকোড:2004ApJ...617L..89D। 
  10. ↑ Foukal, P.V. (১৯৭৬)। "The pressure and energy balance of the cool corona over sunspots"। The Astrophysical Journal। 210: 575। ডিওআই:10.1086/154862। বিবকোড:1976ApJ...210..575F। 
  11. ↑ Observational evidence for enhanced magnetic activity of superflare stars
  12. ↑ A small survey of the magnetic fields of planet-hosting stars gives "Wright J. T., Marcy G. W., Butler R. P., Vogt S. S., 2004, ApJS, 152, 261" as a ref for s-index.