सूर्य - ४

याआधीचे भाग १, भाग २, भाग ३

सूर्याचा आतला भाग, सूर्याचे चुंबकीय क्षेत्र आणि त्यामुळे दिसणार्‍या घटनांची माहिती घेतल्यावर आपण या भागात सूर्याच्या वातावरणाची माहिती घेऊ. सूर्य हा मुळात वायूंचा गोळा असल्यामुळे वातावरण कशाला म्हणावे? सूर्याकडे डोळ्यांनी (योग्य फिल्टर वापरून) पहाताना दिसतो तो सूर्याचा पृष्ठभाग. त्याच्या बाहेर सूर्याचा जो विस्तार आहे ते सर्व सूर्याचे वातावरण म्हणून ओळखले जाते. सूर्याच्या वातावरणातही हायड्रोजन, इलेक्ट्रॉन, प्रोटॉन असा प्लाझ्मा (plasma) आहे. सूर्याच्या वातावरणाचे घनता आणि इतर गुणधर्मांनुसार दोन भाग केलेले आहेतः

१. रंगावरण (chromosphere)

सूर्याच्या रंगावरणाचे दोन फोटो (फोटोविकीपिडीयावरून घेतले आहेत.)

सूर्याच्या पृष्ठभागाच्या बाहेरच्या साधारण २००० किमी जाडीच्या थराला रंगावरण असे म्हणतात. रंगावरणाची घनता पृष्ठभाग किंवा photosphere च्या तुलनेत १०^-४ एवढी कमी आहे. पण रंगावरणाची घनता पृथ्वीच्या वातावरणाच्या १०^८ (एकावर आठ शून्य) पट जास्त आहे. पण रंगावरणाचे तापमान पृष्ठभागापेक्षा बरेच जास्त असते. पृष्ठभागावर साधारणतः ४५०० केल्व्हीन (~४२०० ०से.) एवढे तापमान असते तर रंगावरणाच्या वरच्या थरातले तापमान २५००० केल्व्हीनपर्यंत जाते. सूर्याच्या पृष्ठभागावर सूर्याचे तापमान सर्वात कमी असते. सूर्याच्या आतल्या आणि बाहेरच्या बाजूला हे तापमान वाढत जाते. सूर्याच्या बाहेरच्या भागांचे तापमान बरेच कमी असेल असे सामान्यतः वाटते. पण रंगावरण आणि बाहेरच्या किरीटाच्या भागात magnetohydrodynamic waves मुळे आतली ऊर्जा बाहेरच्या भागांपर्यंत पोहोचते आणि बाहेरचे भागही तप्त असतात. थोडक्यात इथेही सूर्याच्या चुंबकीय क्षेत्राचा परिणाम होतो. फक्त बाहेरचा भाग अतिविरळ असल्यामुळे आपल्याला सामान्यतः दिसत नाही. रंगावरण बघण्यासाठी सर्वोत्तम संधी खग्रास सूर्यग्रहणात मिळते. टीव्ही किंवा इतर प्रकारे चित्रित केलेले सूर्यग्रहण पाहिल्यास खग्रास स्थितीच्या आधीची डायमंड रिंग आकर्षक दिसते. प्रत्यक्ष पहाताना अनेकांना खग्रास स्थिती आल्यानंतर आधी दिसणारे रंगावरण आणि नंतरचा किरीट अधिक सुंदर वाटतो. डाव्या बाजूला चित्रात १९९९ च्या खग्रास ग्रहणाच्या वेळेस काढलेला फोटो आहे. फोटोत दिसणारा लाल रंग हा तिथल्या विशिष्ट तापमानामुळे दिसतो. या फोटोत तंतू किंवा गवताच्या पात्यांसारखे spicules दिसत आहेत. सूर्याच्या पृष्ठभागावरून निघणारे वायूचे हे प्रवाह साधारण १५ मिनीटांच्या आसपास टिकतात. उगमापाशी २० किमी/तास एवढा वेग असणारा हा वायू अशा पद्धतीने बाहेर पडण्याचे कारण सूर्याचे सूक्ष्म-आंदोलन असावे असे समजले जाते.

उजव्या बाजूच्या Hα फिल्टर वापरून सूर्याच्या रंगावरणाचे काढलेले चित्र दिलेले आहे. रंगावरण आणि पृष्ठभाग यांच्यातला मुख्य फरक आहे या दोन्ही भागांचा वर्णपट (spectrum). वर्णपटात वेगवेगळ्या तरंगलांबी /wavelngth (किंवा वारंवारितेला/frequency) ला किती तीव्रता आहे हे मोजले जाते. सूर्याचा वर्णपट पाहिल्यास ५५० नॅनोमीटर्स या तरंगलांबीत सर्वाधिक तीव्रता दिसते. पण सूर्याच्या वेगवेगळ्या भागांचा वर्णपट निरनिराळा दिसतो. पृष्ठभागाच्या वर्णपटात काही काळ्या रेषा दिसतात. याचा अर्थ सूर्याच्या आतल्या बाजूने पांढरा प्रकाश (ज्यात सर्व रंग आहेत) बाहेर येतो. आणि पृष्ठभागात काही विशिष्ट तरंगलांबीचा प्रकाश शोषला जातो. त्यातून सूर्यात ऑक्सिजनचे रेणू, सोडीयम, पारा, लोखंड, मॅग्निसियम अशी इतरही मूलद्रव्य असल्याचं लक्षात आलं. या अणूंचे इलेक्ट्रॉन्स विशिष्ट प्रकारचा, विशिष्ट वारंवारितेचा प्रकाश शोषून घेतात आणि त्यामुळे त्या ठिकाणी आपल्याला काळा भाग दिसतो. या काळ्या रेषांना जोसेफ फ्राऊनहॉफर या शास्त्रज्ञाच्या नावाने फ्राऊनहॉफर रेषा म्हणतात. त्याचे एक चित्र खाली दाखवले आहे.

फोटोचा स्रोत

अशा प्रकारच्या वर्णपटास शोषित वर्णपट (absorption spectrum) असे म्हणतात. त्याउलट रंगावरणाचा वर्णपट उत्सर्जित वर्णपट (emission spectrum) असतो. रंगावरणाचे तापमान पृष्ठभागापेक्षा अधिक असल्यामुळे हा फरक पडतो.

२. सौर किरीट (corona)

सूर्याचे हे सर्वात बाहेरचे आवरण. या भागात प्लाझ्मा असतो आणि रंगावरणाच्या बाहेरच्या भागापासून किरीटाची घनता फारच कमी होत जाते. अत्यंत विरळ (पृष्ठभागाच्या १०^-१२ एवढी घनता) असणारे हे आवरण खग्रास सूर्यग्रहणाचे व्यवच्छेदक लक्षण म्हणण्यास हरकत नाही. चंद्र सूर्याची तबकडी पूर्णपणे झाकतो तेव्हा सूर्याचा हा सर्वात बाहेरचा थर काही प्रमाणात दिसतो. खाली दोन ग्रहणांची खग्रास स्थिती दाखवली आहे.

१९९५ च्या दिवाळीतलं भारतातून दिसलेलं ग्रहण	११ ऑगस्टचं भारतातून ढगांमुळे न दिसलेलं ग्रहण

वरचे दोन्ही फोटो इथून घेतले आहेत. तिथे इतर ग्रहणांचेही फोटो पहाता येतील.

हे फोटो पाहून एक गोष्ट लक्षात येईल की सौरकिरीटाचा आकार स्थिर रहात नाही. सूर्याच्या चुंबकीय क्षेत्राच्या तीव्रतेप्रमाणे किरीटाचा आकार बदलत रहातो. १९९५ साली चुंबकीय क्षेत्र शांत होते, सौर डागांची संख्या कमी होती आणि किरीट चुंबकीय ध्रुवांच्या दिशेने पसरलेला होता. १९९९ मधे चुंबकीय क्षेत्र अस्थिर होते, सौरडागांची संख्या अधिक होती आणि किरीटाच्या आकाराला अधिक गोलाई होती, आकारनेही किरीट अधिक पसरलेला होता. किरीटामधे दिसणारा हा प्रकाश पृष्ठभागापासून निघालेलाच असतो. त्या प्रकाशाचे एकतर सुट्या इलेक्ट्रॉन्समुळे किंवा धूलीकणांमुळे विकीरण होते. त्यावरून किरीटाचे वेगवेगळे भाग करता येतात, कारण स्रोतांनुसार किरीटाचा वर्णपट बदलतो. किरीटातील प्रकाशाचा तिसरा स्रोत म्हणजे उच्च तापमानाच्या प्लाझ्मातून होणारे प्रकाशाचे उत्सर्जन.

सौर किरीटामधे सूर्याच्या अ‍ॅक्टीव्हीटीनुसारही दोन भाग करता येतात. अ‍ॅक्टीव्ह / अस्थिर भाग आणि शांत भाग. किरीटामधे असणार्‍या अस्थिरतेचेही कारण सूर्याचे चुंबकीय क्षेत्रच आहे. विरूद्ध ध्रुवीयता असणाऱ्या दोन सौर डागांना जोडणाऱ्या प्रचंड आकाराच्या कमानी किरीटाच्या भागात असतात. या कमानींमधे प्रचंड तप्त द्रायू असतो. तप्त द्रायू आणि चुंबकीय क्षेत्रामधे रस्सीखेच होऊन द्रायू अशा प्रकारे बाहेर फेकला जातो. उजव्या बाजूच्या फोटोमधे अशा प्रकारची एक कमान दाखवलेली आहे. (चित्रसौजन्य नॅशनल जिऑग्राफिक आणि नासा) या एका कमानीची उंची पंधरा ते वीस हजार किलोमीटर एवढी भरू शकते. सौर ज्वाळा आणि/किंवा करोनल मास इजेक्शनच्या आधी सौर कमानी दिसत असाव्यात असा अंदाज आहे. या कमानींच्या पायाशी, पृष्ठभागावर तापमान फारतर ६००० केल्व्हीनच्या आसपास असते तर वरच्या बाजूचे तापमान दहा लाख केल्व्हीनच्याही वर असते. कमानींच्या एका पायथ्यापासून वायू वर जातो आणि दुसऱ्या पायाशी खाली जातो. कमान तयार होताना सुरूवातीला आकार कमी असतो. रंगावरणात द्रायू चटकन थंड होतो आणि परत खाली येतो. अशा वेळेस पायाशी कमी तापमानाचे फिलामेंट्स दिसतात, जे कॉण्ट्रास्टअभावी काळपट दिसतात. या कमानी सामान्यतः अतिनील (ultraviolet) फिल्टरमधूनच दिसतात (किंवा त्या तरंगलांबीला सर्वाधिक तेजस्वी असतात.) या कमानींमधल्या द्रायूच्या प्रवाहाच्या स्थिरतेवर कमानींचे आयुष्य किती हे ठरते. काही कमानी काही सेकंदच टिकतात तर द्रायूंचा प्रवाह अधिक स्थिर असल्यास काही दिवसही एकच कमान टिकून रहाते.

किरीटाच्या अशांत भागात महत्वाचे आहेत करोनल मास इजेक्शन. जेव्हा दोन विरूद्ध ध्रुवीयतेच्या चुंबकीय रेषा एकत्र येतात तेव्हा किरीटातून प्रचंड प्रमाणात वस्तूमान आणि विद्युतचुंबकीय प्रारणे बाहेर फेकली जातात. दृष्य प्रकाश आपल्यापर्यंत आठ मिनीटांत पोहोचतो. पण वस्तूमान पोहोचण्यास सामान्यतः दोन-तीन दिवस लागतात. याचा आपल्यावर परिणाम होऊ शकतो. पृथ्वीच्या चुंबकीय क्षेत्र आणि वातावरणामुळे आपल्याला ध्रुवीय प्रकाश (aurora) दिसतो. वस्तूमानात असलेली ऊर्जा वातावरणामुळे आपल्याला प्रकाशाच्या स्वरूपात दिसते, वातावरणामुळे आपला असाही बचाव होतो. पण अवकाशात असणाऱ्या कृत्रिम उपग्रहांना अशा प्रकारचे संरक्षण नाही. कृत्रिम उपग्रह अशा वेळेस बंद करून ठेवणे क्रमप्राप्त असते. आधुनिक सौर संशोधक दुर्बिणींमुळे या घटनांची माहिती आधी मिळाल्यामुळे शक्यतोवर कमी नुकसान होईल अशी काळजी घेता येते.

खालच्या फोटोत सूर्याचे वेगवेगळ्या तरंगलांबींना घेतलेले फोटो एकत्र करून दाखवलेले आहेत. सौर कमानी, सौर ज्वाला, किरीटातले तत्प भाग, काळपट भाग या फोटोत स्पष्ट दिसत आहेत. यातला पंढरा भाग सगळ्यात तप्त आहे. काळा रंग सर्वात थंड भागात आहे. हा काळा भाग जिथे फिलामेंट्स अजिबात दिसत नाहीत, त्या कॅव्हीटीमधे असतो. चुंबकीय क्षेत्रामुळे तरंगणारे थंड ढग काळ्या रंगाचे दिसतात. या ढगांचा रंग काळा दिसण्याचे कारण तेच ज्यामुळे सौर डाग काळे दिसतात; कमी तापमान आणि कॉण्ट्रास्टचा अभाव. या फोटोमधे काही तेजस्वी ठिपकेही दिसत आहेत. सौर डागांची संख्या अधिक असते, चुंबकीय क्षेत्र अधिक अस्थिर असते तेव्हा या ठिपक्यांची संख्याही वाढते. त्याशिवाय चुंबकीय ध्रुवांच्या भागात तापमान कमी असते, आणि ते भाग क्ष-किरणात पाहिल्यास काळपट दिसतात.

Solar Dynamic observatory (SDO) ने सौर किरीटाचा घेतलेला फोटो. नासाच्या सौजन्याने

सौर किरीटाबद्दल लिहीण्यासारखी बरीच माहिती उपलब्ध आहे. या भागात फक्त सुंदर फोटोंच्या संदर्भातच लिहीले आहे.