SUN සූර්යයා

සූර්යයා

                       සූර්යයා යනු සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයේ ස්කන්ධය ,ශක්තිය නිෂ්පදනය යන කුමන ආකරකින් සැළකුවද ප්‍රදානතම වස්තුව වේ. මෙම සටහන තුලින් සුර්යයගේ අභ්‍යන්තර හා බාහිර ලක්ෂන කිහිපයක් පිළිබඳ දල  අදහසක් ලබාදීමට බලාපොරොත්තු වෙමි.
සුර්යයා ගෙ මුලිකතම ලක්ශන පිළිබඳ සැලකුවහොත් සුර්යයා ආසන්න ලෙස පරිපුර්ණ ගොලක් වන අතර විශ්කම්බය 1,392,648 Km  වේ. ස්කන්දය 2 x 10^30 kg වේ. එය මුළු සෞරග්‍රහ මණ්ගලයේ ස්කන්දයෙන් 99.86% කි. සුර්යයා ප්‍රධාන වශයෙන් හයිඩ්‍රජන් වලින් සැදී ඇති අතර හීලියම් ද ඔක්සිජන් , කාබන් , නියොන් හා යකඩ ද සුලු වශයෙන් පවතී.
හිරු නිර්මානයවූයේ සැලකෙන්නේ වසර බිලියන 4.5 කට පෙර විශාල අනුක වලාවකින් බවයි. ප්‍රධානම ලෙස ස්කන්දය මධ්‍යට කෙන්ද්‍ර ගතව ඇති අතර ඉතිරියෙන් සෞරග්‍රහ මන්ඩලයේ ඉතිරිය නිර්මනය වී ඇත.
හිරු වර්ණාවලිය යටතේ කොටස් කිරීමෙදී G2V යන කාන්ඩයට අයත් වන කහා වාමන තරකාවකි. මෙම නම ලැබිමට හේතුව වන්නේ පෘතිවියට වැටෙනා හිරුගෙ අලොකයේ වර්ණය කහ වර්ණය  කොටසට සන්ද්‍රගත වීමයි. G2 ( spectral class ) යන්නෙන් හිරුගේ මතුපිට උෂ්නත්වයද  V ( luminosity class )යන්නෙන් හිරු ප්‍රදාන අණුක්‍රමනයේ තරකාවක් බවද පෙන්වා දේ.හිරු ගේ සත්‍ය දීප්තිවිශාලනය + 4.83ක් ද දෘශ්‍ය දීප්තිවිශාලනය -26.74 ක් දවේ.  

සුර්යයා ගේ මූලික ලක්ෂණ


               හිරු කලින් සඳහන් කල පරිදි G පන්තියට අයත් ප්‍රධාන අණුක්‍රමනයේ තාරකාවකි. එමෙන් ම එය පරිපුර්න ගෝලකි . එනම් හිරුගේ ධ්‍රැවක විශ්කම්බය සමක විශ්කම්බයෙන් වෙනස් වන්නේ 10km කින් පමණි. හිරු සැදී අත්තේ අයණීකරනය වූ පරමාණු වලිනි. මෙම අයණීකරනය වූ පධාර්ත ප්ලස්මා ලෙස පොදුවේ හඳුන්වයි. හිරු ගේ මෙම ප්ලස්මා පදර්ථය නිසා හිරු සමකය අසන්නයේ වඩා වැඩි වේගයකින්ද ධ්‍රැව ආසන්නයේ දී අඩු වේගයකින්ද භ්‍රමණය වේ. මෙම සංසිද්දිය differential rotation  ලෙස හඳුන්වයි. සුර්යයා ට සමකය ආසන්නයේ දී භ්‍රමණය වීමට දින 26.5 ක් ද ධ්‍රැවක ආසන්නයේ දී දින 33.5 ද ගතවේ.
හිරු  population 1 (ලෝහ බහුලතාව ඉහල ) තාරකාවකි. එනම් හිරු යනු දෙවන පරම්පරාවේ තාරකාවක් විනාශ විමන් පසු එහි ඉතිරියෙන් නිර්මාණය වූ තාරකාවකි. සූර්යාගේ අභ්‍යන්තරය ප්‍රධාන ලෙස කොටස් 4 කට වෙන් කල හැක. එවානම්, 
              
                 1. හරය ( ගර්භය ) (Core) 
                 2. විකිරණ කලපය (Radiation zone)
                 3. සංවහන කලාපය ( Convection zone) 
                 4.ප්‍රකාශ ගොලය.  (Photo sphere)

            

              මෙම එක් එක් කලාප පිළිඹ්ඳ මුලික හැඳින්වීමක් වෙත යොමුවෙමු. 


හරය 
              
                හිරු ගේ හරය ලෙස සැළකෙන්නේ මධ්‍යයේ සිට අරයෙන් 20%-25% අතරට ඇතුලත්ව පවතින ගෝලාකර ප්‍රදේශයයි. මෙම කලාපය හිරු ගේ ඝනත්වයෙන් උපරිම වන කලාපය වන අතර එම අගය 150 g/cm^3 පමනවේ. එමෙන්ම ඉතා අදික උෂ්නත්වයකින් සමන්විත මෙම ප්‍රදේශයේ උෂ්ණත්වය හරය මධ්‍යයෙදී කෙල්වින් මිලියන 1.5 ක් පමණ වේ. SOHO මෙහෙයුම් වල කරන ලද ප්‍රයේශන වලින් පෙන්වාදී ඇත්තෙ හිරු ගේ වැඩිතම වේගයකින් භ්‍රමණය වන කලාපය එහි හරය බවයි. හිරු නිපදවන මුලු ශක්තියෙන් 99% ම පහේ නිපදවන්නෙ එහි හරය තුලයි. මෙම ශක්තිය නිපදවන ක්‍රියාවලිය න්‍යෂ්ඨික විලයන ප්‍රථික්‍රීයාවක් වන අතර එය P- P  දාම ප්‍රතික්‍රියාව ලෙස සලකයි.  මුළු ශක්තියෙන් 0.8% CNO ක්‍රියාවලිය හරහාද නිපදවේ. සුර්යයාගෙ සිදුවන සියලුම න්‍යෂ්ඨික ප්‍රතික්‍රියා අරයෙන් 30 % මායිම් වන ප්‍රදේශය තුලට පමණක් සිදුවේ. සෑම තත්පරයකදීම p-p දාම ප්‍රතික්‍රියා 9.2 x 10^37 ක් පමණ සිදුවේ. එනම් මෙම ප්‍රතික්‍රියාවක දී H පරමාණු 3.7x10^38 සෑම තත්පරයකදීම නිකුත්වේ ( 6.2 x 10^11 kg ). විලයන ප්‍රතික්‍රියාවකදී ස්කන්ධයේන් 0.7% ක ප්‍රමණයක් ශක්තිය බවට හරවයි. එනම් සෑම තත්පරයකදීම හිරු මෙට්‍රික් ටොන් 4.26 කට සමනුපතික ස්කන්ධයක් ශක්තිය බවට පරිවර්තනය කරයි. එනම් 3.9 x 10^26 W ශක්තියකි.

P-P chain

CNO Cycle 

                සුර්යයාගේ මධ්‍යයේ සිට හරයේ තැනින් තැනට ඇති දුරමත එහි එකක පරිමාවක් තුල නිපදවන ශක්තියද වෙනස් වීම සිදුවේ. සෛද්දාන්තික පදනම් මත සිට  කල ගණනය කිරීම් වලට අනුව සුර්යයගේ  මධ්‍යයේ ඒකක පරිමවක් තුල නිපදවන ශක්තිය 276 W බව ගණන් බලා ඇත.


විකිරණ කලාපය  

           
                හිරුගේ හරයේ පිටත සීමාවේ සිට සුර්යයාගේ අරයෙන් 0.7ක් දක්වා වූ කලාපය විකිරණ කලාපය ලෙස හදුන්වයි. මෙම කලාපයේ උෂ්ණත්වය හා ඝනත්වය අභ්‍යන්තර ශක්තිය විකිරණලෙස  පිටතට ගෙනයාමට තරම් ඉහල වේ.විකිරණ කලාපයේ උෂ්ණත්වය කෙල්වින් මිලියන 7 සිට කෙල්වින් මිලියන 2 දක්වා අරය වැඩිවීමත් සමග අඩු වන අතර ඝනත්වය 20gcm^-3 සිට 0.2gcm^-3 දක්වා අඩුවේ. 
                 විකිරණ කලාපය හා සංවහන කලාපය වෙන් කරනා වූ සීමාව ( transition layer) tachocline ලෙස හඳුන්වයි. සංවහන කලාපයේ භ්‍රමණ වෙනස්වීම( differential rotation ලෙස කලින් සඳහන් කල ඇති සංසිද්දිය ) හා විකිරණ කලාපයේ සිදුවන එකාකාර භ්‍රමණය මෙම කලාපය නිර්මණය කිරීම කෙරෙහි බලපා ඇත.විද්‍යාඥයින්  විශ්වස කරනා ආකරයට සුර්යයාගේ චුම්භක ක්ශේත්‍රය නිර්මණය වීම කෙරෙහි බලපා ඇත්තෙ මෙම කලාපයයි. 

සංවහන කලාපය ( Convection Zone )



                 සුර්යයාගේ මතුපිට පෘෂ්ඨයේ සිට 200,000 km දක්වා අභ්‍යන්තරයට විහිදෙන ප්‍රදෙශය සංවහන කලාපය ලෙස හදුන්වයි. මෙම කලාපයට මෙම නම ලැබී ඇත්තේ මෙම කලපය තුල තාප ( ශක්ති ) හුවමාරුව සිදුවන්නෙ සංවහන ධාර ( thermal columns) ලෙසයි. මෙම කලාපය තුල පවතින අඩු උෂ්ණත්වය හා අඩු ඝනත්වය තාපය විකිරණ ලෙස පිට කිරිමට ප්‍රමණවත් නොවීම නිසා මෙම කලාපය තුල ඇති පධාර්ත උණුසුම්ව ඉහලට ගමන් කොට නැවත සිසිල් වී පහලට පැමිණීම යන චක්‍රානුකූල ක්‍රියාවලිය තුලින් තාපය සුර්යයා මතුපිට ගෙන යයි. සංවහන කලාපයේ මතුපිට උෂ්ණත්වය සමන්‍යයෙන් කෙල්වින් 5700 ක් පමණ වේ. ක්‍රමයෙන් මතුපිටට ගමන් කිරීමෙදි ඝනත්වය ඝන මිටරයට ග්‍රැම් 0.2 දක්වා පහළ බසී.( එනම් පෘථිවි වායුගොලයේ ඝනත්වය මෙන් 60,000 කින් එකකි )සුර්යයා මතුපිට  solar granulation හා super granulation ඇතිවීම කෙරෙහි බලපා ඇත්තේ සංවහනධාරායි.

Solar granulation

             

                    විලන ප්‍රතික්‍රියාව නිසා හිරු ගේ අභ්‍යන්තරය තුල නිපදවෙන ශක්තිය සුර්යයා මතුපිටට පැමිණීමට වසර 10,000 ත් 170,000 අතර කාලයක් ගතවේ. නමුත් අලෝකයේ වේගයට වඩා අඩු වේගයකින් ගමන් ගන්නා නියුට්‍රිනො අංශුන් තත්පර 2.3 අතුලත මතුපිටට පැමිනේ . මෙම සංසිද්දිය පැහැදිලි කරනු ලබන්නේ මධ්‍යයෙන් නිකුත්වන පොටොන ඉතා කුඩා දුරක් තුල පරමානූ විශාල සංඛ්‍යවක් තුල ගැටී එවා තුලට අවෂෝශනය වෙමින්  ගමන් ගන්නා නිසා එම පොටෝන වල ගමන් මර්ගය වෙනස්වේ. මේ හේතුව නිසා පොටෝන වලට මතුපිටට පැමිණීමට ඉතා වැඩි කාලයක් ගතවේ. 

ප්‍රකාශ ගෝලය ( photo sphere )


                සුර්යයාගේ අපට පියවි ඇසෙන් නිරීක්ෂණය කල හැකි කලාපය ප්‍රකාශ ගොලය ලෙස හදුන්වයි. මෙම කලාපයේ ඉහල කොටසේ දී සුර්ය ශක්තිය අලෝකය ( විද්‍යුත් චුම්භක විකිරණ )ලෙස අවකාශයට නිදහස් වේ. මෙම කලාපය තුල H- අයන සංඛ්‍යය ඉතා අඩු නිසා පහසුවෙන් අලෝකයට චලනය වියහැක. ප්‍රකාශ ගෝලයට 10 km සිට 100 km දක්ව ඝනකමක් ඇත.ප්‍රකාශ ගොලයේ ඉහල කලාපය පහල කාලාපයට වඩා දීප්තියෙන් ( උණුසුමෙන් ) වැඩි වීම නිසා සුර්යයා ගේ ඡායාරුපයක් ගත්විට එහි තැටියේ මධ්‍ය කොටසේ දීප්තිය දාර වලට වඩා වැඩි ලෙස පෙනේ . මෙම සංසිද්දිය  limb darkening ලෙස හඳුන්වයි. ප්‍රකාශ ගොලයේ ඝනත්වය ඉතා අඩු අතර එක ඝන මිටරයක අංශු 10^23 ක් පමණ වේ. එමෙන්ම අඩු උෂ්ණත්වය නිසා එම කලාපයේ මුලද්‍රව්‍ය වලින් අයන ලෙස පවතින්නෙ 3% ක් පමණි. 
                
                 1868 දී Norman Lakyer හට Helium මුලද්‍රව්‍ය සොයා ගැනීමට හැකිවුයේ හිරුගේ ප්‍රකාශ ගෝලයේ පවතින He හි අවෂෝශන රේඛා මගිනි.


Atmosphere



                සුර්යයාගේ ප්‍රකාශ ගොලයට ඉහලින් පවතින ප්‍රදේශය සුර්ය වායුගෝලය ලෙස හදුන්වයි. මෙම කලාපය තවත් උප කොටස් 5 කට වෙන් කල හැක.


                            1. Temperature minimum  
                            2. වර්ණ ගෝලය ( Chromosphere )
                            3. Transition region  
                            4. කොරෝනාව (Corona) 
                            5. Helio sphere 


                මෙම කලාප අතුරින් Chromosphere, Transition region හා Coronaයන කලාප සුර්යයාගේ මතුපිට උෂ්ණත්වයට වඩා උෂ්ණත්වයෙන් ඉහල කලාපවේ. Helio sphere යන කලාපය ප්ලුටෝගේ කක්ශයෙන් ද එපිට වූ Helio pause යන සීමව දක්වා විහිදී පවතී. Helio pause යනු අප සෞරග්‍රහ මණ්ඩලය අන්තර්තාරීය වලාවෙන් වෙන් කරන සීමාවයි.

                සුර්යයාගේ පවතින උෂ්ණත්වයෙන් අඩුම කලාපය Temperature minimum ලෙස හදුන්වයි. මෙම කලාපය ප්‍රකශගොලයේ සිට  500 km පමණ ඉහලින් පවතින අතර අණුක ආකාරයෙන් CO හා ජලවෂ්ප පවතී. 

                Temperature minimum කලාපයට  ඉහලින් පවතින 2000 km පමණ පළල් කලාපය Chromosphere (වර්ණ ගෝලය )  ලෙස හදුන්වයි. මෙම කලාපය තුල අවෂොශන හා විමොචන රේඛා  විශාල වශයෙන් දැකිය හැක. වර්ණගෝලයේ උෂ්ණත්වය ඉහලට යාමත් සමගම වැඩිවන අතර කලාපයේ ඉහලදී උෂ්ණත්වය 20,000 K පමණවේ.
                 
                වර්ණගෝලයට ඉහලින් පවතින තුනී ( 200 kmපමණ ඝනකම් කලාපය ) transition region ලෙස හඳුන්වයි. වර්ණගෝලය හා කොරෝනාව අතර පවතින මෙම කලාපය තුලදී  උෂ්ණත්වය 20,000 k සිට ඉහලට යාමේදී 1,000,000 k දක්වා වැඩි වේ. මෙම කලාපය තුල හීලියම් පූර්ණලෙස අයණීකරනයවී පවතී. 

                 කොරොනාව සුර්යයාගෙන් බාහිරයට විහිදෙන ඉතා විශාලවූ කලාපයකි. කොරොනාව නොනවත්වාම සුර්ය සුළං ලෙස පිටතට විහිදුවමින්  විසිරීයයි. කොරොනාවේ පහළ කොටස සමන්‍යයෙන් ඝනත්වය ඝනමිටරයට අංශු 10^15 -10^16 ක් පමණ වන අතර කොරොනාවේ සාමන්‍ය උෂ්ණත්වය 1,000,000 k ත් 2,000,000 k ත් අතරවේ. උණුසුමෙන් ඉහලම ස්ථානවලදී එම අගය 8,000,000 k-20,000,000 k දක්වා ඉහල යයි.

                    
                 Heliosphere කලාපය පිරී ඇත්තේ සුර්ය සුළං ලෙස නිකුත්වන අයන වලිනි. මෙම කලපය 0.1 AUසිට සෞරග්‍රහ මණ්ගලයේ සීමව දක්වාම විහිදීපවතී. 



චුම්භක ක්ශෙත්‍රය  
         

                සුර්යයාගේ පවතින  සුර්ය ලප , සුර්ය ගිනිදළු වලට ප්‍රධානතම හේතුවවී ඇත්තෙ සුර්යයගේ පවතින චුම්භක ක්ෂෙත්‍රයයි. මෙම ක්ෂෙත්‍රයේ දිශාව වසරින් වසර වෙනස් වන අතර වසර 11 කට වරක් සම්පුර්ණයෙන්ම දිශාමරු වේ. පෘථිවියේ ඇති වන උත්තරාලෝක වලටද ප්‍රධානතම හේතුවවන්නේ සුර්යයාගේ චුම්භක ක්ශේත්‍රයයි. 
                    
                සුර්යයාගේ එක් එක් කලාපවල භ්‍රමණ වේග වෙනස් වීම සුර්යයාගේ චුම්භක ක්ශෙත්‍රය වසරින් වසර වෙනස් වීමට හේතුවේ. මෙම විකෘති වීම නිසා සමහර අවස්තා වලදී චුම්භක පුඩු සුර්යයාගේ මතුපිට පෘෂ්ඨයට තල්ලුවේ. මෙවැනි අවස්තා සුර්ය ලප හා සුර්ය ගිනිදළු ඇති වීම කෙරෙහි බලපායි.

            මෙම අවර්තිතව සිදුවන චුම්භක ක්ශෙත්‍ර වෙනස්වීම වසර 11 ක සුර්යචක්‍ර නිර්මනය වීම කෙරෙහි බලපයි. 

සුර්ය චක්‍ර හා සුර්ය ලප

                සුදුසු පෙරහන් හරහා සුර්යයා නිරික්ශනය කිරීමෙදී මුලින්ම දක්නට ලැබෙන්නේ සුර්ය ලපයි. සුර්ය ලපයක් යනු සුර්යයා මතුපිට පවතින කලුපැහැති උෂ්නත්වයෙන් අඩු ප්‍රදේශ වේ. සුර්යලපයක උෂ්නත්වය සුර්යයාගේ සමන්‍ය උෂ්ණත්වයට 1700 K පමණ අඩු වේ. මෙම ස්ථානවල උෂ්ණත්වය අඩු වෙන්නේ එම ස්ථන අශ්‍රිතව පවතින අධික චුම්භක ක්ශෙත්‍රය නිසා සංවහන ධාරා එම ස්තාන වලට ගමන් කොකිරීමයි. මෙම විශල චුම්භක තිව්‍රතාවෙන් වැඩි ස්ථන ඉන් ඉහලින් පිහිටම කොරොනාව තුල ක්‍රියාකාරී කලාප ( active region ) ඇති කරයි. මෙම ක්‍රියාකරී කලප නිසා  solar flares  හා coronal mass ejection ඇතිවේ. සුර්ය ලපයකට කිලොමීටර දහස් ගණනක විශ්කම්භයක් තිබිය හැක.    

                 සුර්යයා ගෙ දක්නට ලැබෙන සුර්යලප ගණන නියත නොවේ. වසර 11 කට බැගින් සිදුවන සුර්ය චක්‍රයක් ප්‍රධන ලෙස කොටස් දෙකකින් දැක්විය හැක එවනම් Solar maximum හා Solar minimum . 

               සුර්ය ලප අවම අවස්තාවක ( Solar minimum ) සුර්යලප ඉතා කුඩා ප්‍රමණයක් හෝ සුර්යලප දක්නටම නොලැබේ. දක්නට ලැබෙනම් ඒවා සුර්යයගේ සමකයට අංශක 40ක් උතුරින් හෝ දකුණින් දක්නට ලැබේ. කාලය ගෙවී යමත් සමග දක්නට ලැබෙන සුර්ය ලප ප්‍රමණය ක්‍රමයෙන් වැඩිවෙන අතර එවා ක්‍රමක්ක්‍රමයෙන් සමකය ආසන්නයට ගමන් කිරීමක් සිදුවේ( Solar maximum අවස්ථාවට අසන්න වීමෙදී ). 

               සුර්ය ලප සෑමවිටම  යුගල් ලෙස පවතී. එවා Proceeding හා following ලෙස හන්දුන්වයි. මෙම යුගල් වලට අයත් ලප උත්තරත් ධ්‍රැව හා දක්ශින ධ්‍රැව වන අතර ඉදිරි ලපය ( සුර්යයගෙ භ්‍රමණ දිශාවට අනුව පවතින , proceeding  ) උත්තරත් ධ්‍රැවයක් නම් පසුපස ලපය (Following ) දක්ශිණ ධ්‍රැවයක් වේ.  එමෙන්ම  proceeding   දක්ශිණ ධ්‍රැවයක් නම්  following  උත්තරක් ධ්‍රැවයක් වේ. වසර 11 කට වරක් මෙම ධ්‍රැව වල චුම්භක දිශාමාරු වන අතර නැවත වසර 22 කින් සමනම ආකරයේ ධ්‍රැව  සහිත සුර්ය ලප නිර්මණය වේ. පහත රුප සටහන බලන්න. 

                 සුර්ය ලප සංඛ්‍යව ගණනය කිරිම සඳහා බොහෝවිට පහත සමීකරණය භාවිතාවේ. මෙය Wolf number  ලෙසද හඳුන්වයි.

       

                        R= k ( 10 . g + s ) 

R-  relative sunspot number ( wolf number )                                                                                                                              g-  number of sunspot groups
s-  number of individual sunspots
k- factor that varies with location and instrumentation



සුර්යයා වැනි තාරකාවක ( මතුපිට උෂ්ණත්වය 10,000 K අඩු )  B-V index අගය දන්න විට පහත සමීකරණය භාවිතයෙන් එම තාරකාවේ මතුපිට උෂ්නත්වය T ගණනය කරගත හැක.


                    T = 8540/{ ( B-V ) + 0.865 } K





මෙම ලිපිය තුලින් සුර්යයාගෙ මුලික ලක්ෂණ කිහිපයක් පිලිබඳව අවධනය යොමු කිරිමට සමත් වූ යේ යැයි සිතමි. 

                            ශ්‍රි ලංකා තරකා විද්‍යා ඔලිම්පියාඩ් තරඟාවලියේ කනිශ්ඨ අංශයේ රිදී පදක්කමක් හා ජේශ්ඨ අංශයේ ලෝකඩ පදක්කම් දිනගත් තක්ෂිලා මධ්‍ය විද්‍යාලයේ SR හෙට්ටිආරච්චි හා  PDCG කරුණාතිලක සොයුරන්ට උණුසුම් සුබපැතුම්.

Taxila Astronomical Association (Horana) Acadamics: Black hole කළු කුහර

Taxila Astronomical Association (Horana) Acadamics: Black hole කළු කුහර: කළු කුහර               කළු කුහර පිළිඹඳ ඔබ අප සියලු දෙනාම හොදින් අසා ඇත.මෙම ලිපිය තුලින් කළු කුහර පිළිඹඳ ඔබ නොදන්නා කරුණු කිහිපයක් ඉදිරි...

Black hole කළු කුහර

කළු කුහර

              කළු කුහර පිළිඹඳ ඔබ අප සියලු දෙනාම හොදින් අසා ඇත.මෙම ලිපිය තුලින් කළු කුහර පිළිඹඳ ඔබ නොදන්නා කරුණු කිහිපයක් ඉදිරිපත් කිරීමට හැකිවේ යැයි බලපොරොත්තුවෙමි.  

              කළු කුහරයක් යනු කුමක් දැයි මුලින්ම සොය බලමු. ගුරුත්වය විසින් විශ්වයේ කිසිම වස්තුවකට ගැලවීයාමට ඉඩ නොදෙන අවකාශීය ප්‍රදේශය කළු කුහරයක් ලෙස හදුන්වයි. එනම් මෙම අධික ගුරුත්වාකර්ශන බලය නිසා  අලොකයට පවා ගැලවී යාමට ඉඩ නොදේ. (ආලෝකය යනු නිදහස් ස්කන්දයක් නොමැති වස්තුවක් නිස අලෝකය කෙරෙහි ගුරුත්වය බලපන්නේ කෙසෙදැයි ඔබට ප්‍රශ්නයක් නැගෙනු ඇත.එ පිළිඹඳව වැඩි දුර විස්තර අවශ්‍ය නම් සමාන්‍ය සාපේක්ශතාවදය පිළිබඳ කරුනු සොයා බලන්න.) එනම් කලු කුහරයක් විසින් කිසිම විටෙක විද්‍යුත් චුම්භක විකිරණයක් පිටනොකරන නිසා ( Hawking විකිරණ හැරුනුවිට ) එවා කිසිම ප්‍රකාශ වස්තුවකට හදුනාගත නොහැකිවේ.

කළු කුහර පිළිබඳ ඉතිහාසය

              කළු කුහර පිළිබඳව මුල්ම වරට අදහසක් ඉදිරිපත් කර ඇත්තේ එංගලන්ත ජාතික භූවිද්‍යාඥයකු වූ ජෝන් මිචෙල් විසිනි. 1783 දී රාජකීය සංගමයට යැවූ ලිපියකින් ඔහු පෙන්වා දී ඇත්තේ හිරුට සමාන ස්කන්දයකින් යුත් වස්තුවක අරය ක්‍රමයෙන් කුඩා කලහොත් එම වස්තුව මතුපිට වියෝග ප්‍රවේගය කිසියම් අවස්ථාවකදී අලොකයේ වේගය ඉක්මවා යන බවයි. එනම් එම වස්තුව මතුපිටින් පිටවන විද්‍යුත් චුම්භක විකිරණවලට කිසිම ලෙසකින් වත් එම වස්තුව මතුපිටින් ගැලවී යමට නොහැකිවනු ඇත. 

              නමුත් මෙම කරුනු එම කාලයේදි ප්‍රතික්ශෙප කරන ලද්දේ නිදහස් ස්කන්දයක් නොමැති අලෝකය වැනි තරංග වලට ගුරුත්වය බලපන්නේ කෙසේදැයි එකල කිසිදු අවබොදයක් කිසිවෙකුට නොතීබූ බැවිනි. 1915 දී මෙම කාරනා යලි හිස එසෙවුනේ ඇල්බට් අයින්ස්ටයින් විසින් සාමාන්‍ය සාපෙක්ශතාවදය ගොඩනැගිමෙන් අනතුරුවයි. එහිදී ඔහු විසින් ආලෝකයේ චලිතය කෙරෙහි ගුරුත්වය බලපැම පෙන්වාදෙන ලදී. ඉන් මාස කිහිපයකට පසු කාල් සවාක්චයිල්ඩ් විසින් කළු කුහරවල ගුරුත්වාකර්ශන ක්ශෙත්‍ර එනම් ලක්ෂිය ස්කන්දවල ගුරුත්වාකර්ශන ක්ශෙත්‍ර පිළිබඳ සාමාන්‍ය සපෙක්ශතාවාදය ඇසුරෙන් පැහැදිලි කරදීමට සමත්විය.  නමුත් මෙම පහැදිලි කිරිම කළු කුහරවල් අභ්‍යන්තරය පිළිබඳ අවබෝදයක් ලබාගැනීමට ප්‍රමාණවත් නොවීය. එයට හේතු වූයේ කළු කුහරය අභ්‍යන්තරයෙ පවතින singularity යන අවස්ථාව සාමන්‍ය සාපෙක්ශතාවදයෙන් පැහැදිලි කල නොහැකිවීමයි.

              කළු කුහර ඇති වන්නේ කෙසේද යන ප්‍රශ්නයට පිලිතුරක් දීමට ප්‍රථමයෙන් හැකිවුනේ සුබ්‍රමනියම් චන්ද්‍රසෙකර් විද්‍යාඥයාටයි. ඔහු පෙන්වා දුන්නේ ප්‍රමණවත් තරම් ස්කධයකින් යුක්ත වස්තුවක ගුරුත්වජ බලය එම ස්කන්ද අතරම පවතින විකර්ශන බලවලට වඩා ප්‍රබලවූ විට එම වස්තුව සිය ගුරුත්වය යටතේම කඩාවටෙන බවයි. එනම් යම් තරුවක ( අභ්‍යන්තර විකිරණ පීඩනයක් නොමැති ) ස්කන්දය සුර්යයාගේ ස්කන්දයමෙන් 1.4 වාරයකට වඩා විශාලනම් එම තරුවේ ඉලෙක්ට්‍රොන අතර පවතින විකර්ශන බල( electron degeneracy pressure)  එම තරුවේ ගුරුත්වජ බලය තුලනය කිරීමට ප්‍රමානවත් නොවේ. එනම් හිරු ගේ ස්කන්දයට වඩා 1.4 වාරයකට වඩා වැඩි සුදුවාමන තරුවක් කිසිලෙසකින්වත් ස්ථායී නොවේ, එම තරුව තවදුරටත් ගුරුත්වයයටතේ කඩාවැටී නියුට්‍රොන තාරකාවක් බවට පත්වේ. මෙම 1.4 නම් වූ සීමාව චන්ද්‍රසෙකර් සීමාව ලෙස හදුන්වයි. 

              1939 දී රොබට් ඔපෙන්හයිමර් විසින් නියුට්‍රොන තාරකාවක ස්කන්දය සූර්යයාගෙ ස්කන්දය මෙන් 3 ගුණයකට වඩා වැඩිනම් එම තරකාවේ නියුට්‍රොන අතර විකර්ශණ බල(neutron degeneracy pressure) එහි ගුරුත්වජ බල තුලනය කිරීමට ප්‍රමණවත් නොවෙනු ඇති බව පෙන්වාදෙන ලදී. එය නියුට්‍රෝන තරකාවක් ලෙස ස්ථායීනොවී තවදුරටත් ගුරුත්වයයටතේ කඩාවැටී භ්‍රමණය නොවන කළු කුහරයක් බවට පත්වේ. මෙම 3 නම් වු සීමාව ටොල්මන් ඔපන්හයිමර් වොල්කොෆ් සීමාව(TOV limit) ලෙස හදුන්වයි.

              ඔපන්හයිමර් විසින් කළු කුහර පිළිබඳව තවත් වැදගත් කරුනක් පෙන්වා දෙන ලදී. එනම් ස්වාක්චයිල්ඩ් අරය ලෙස හඳුන්වන සිමාවේ දී පිටත නිරික්ශකයෙකුට සාපෙක්ශව කාලය යන මානය නතරවන බවයි. මෙනිසා කළු කුහරයක් තුලට වැටෙනා වස්තූන් කිසිම දිනක අපිට සාපෙක්ශව එය කළුකුහරය තුලට ගමන් නොකරයි. එම වස්තුන් හරියටම කළු කුහරය මතුපිටදී කාලයතුල ගමන් කිරීම නවතී. මෙනිසා මෙම තරු මුලදී  Frozen stars ලෙස හඳුන්වන ලදි.

              1958 දී ඩේවිඩ් ෆින්කල්ස්ටේන් විසින් කළු කුහරයේ අවස්ථා ක්ෂිතිජය යන්න කළු කුහරයේ ස්වාක්චයිල්ඩ් අරය(schwarzschild radius)ම බව පෙන්වා ඩෙන ලදී. කළු කුහරයක අවස්ථා ක්ෂිතිජය යනු එක් දිශාවකට පමණක් ගමන් කල හැකි කළු කුහර වටවූ බුබුලක් වැනී මනඃකල්පිත සීමාවකි. මෙම සීමාව පසුකල පසු කිසිම ශක්තියකට නැවත එම සීමාව අනෙක් පසට පසුකල නොහැක. 

              1967 දී සොයාගත් ප්ලසාර්(pulsar) තරු කළු කුහරවල පැවැත්ම පිළිබඳ විද්‍යඥයන් අතර පැවතු මතවාද දුරු කිරිමට හේතුවිය. මක් නිසද යත් ප්ලසාර් තරු යනු අධික වේගයෙන් භ්‍රමණයවන නියුට්‍රෝන තාරකා වර්ගයක් බව හඳුනාගැනීම නිසා නියුට්‍රෝන තාරකාවල පැවැත්ම පිළිබඳව තිබු සැකය තුරන්ව ගියහ. මෙ නිසා විද්‍යඥයින් කළු කුහර ගැන සෙවීමට වඩාත් උනන්දු විය.
              1963 දී රෝයි කෙර් විසින් භ්‍රමණයවන කළු කුහර සඳහා නියමයක් ඉදිරිපත් කිරීමට සමත්විය. මෙම නියමය  no-hair theorem ලෙස හඳුන්වයි. මෙම නියමය භාවිතයෙන් කළු කුහරවල ස්කන්දය , කෝණික ගම්‍යතාව හා විද්‍යුත් අරෝපණ පිළිබඳව කරුනු පැහැදිළි කිරීමට සමත්විය.  

              1974 දී ස්ටිවන් හෝකින් විසින් පෙන්වදෙන ලද්දෙ කොන්ටම් විද්‍යාවෙ එන න්‍යායන්ට අනුව කළු කුහර කෘශණ වස්තුවක් ලෙසම විකිරණ පිට කල යුතු බවත්ය එම විකිරණයේ උෂ්ණත්වය කළු කුහරයේ මතුපිට ගුරුත්වාකර්ශන බලයට අනුලොමව සමානුපාතික බවද පෙන්වා දෙනලදී.( pair annihilating යන සංසිදියෙන් මෙම විකිරණවල ඇතිවීම පැදිලිකෙරේ).  

              pair annihilation යන්නෙන් කියවෙන්නෙ විශ්වයේ ඕනැම  පොටොනයක් අවස්ථාවකදි පධර්තය බවට පත්විය හැකි බවයි. එනම්  පොටොනයක් තුලින් පධර්තය අංශුවක් හා එම පධර්ත වර්ගයේම (electron, positron ) ප්‍රතිපධර්ත අංශුවක් නිපදවෙන බවයි. මෙම pair annihilation යන සිද්දිය කළු කුහරයේ අවස්ථා ක්ශිතිජය ආසන්නයේ දී සිදුවුවහොත් එක අංශුවක් කළු කුහරය තුලට ගමන්ගනු ඇති අතර අනෙක් අංශුව අවස්ථා ක්ෂිතිජය එපිට පවතින්නෙ නම් එම අංශුව විකිරණරක් ලෙස කළු කුහරය මතුපිටින් නිකුත්විය හැකි බවයි. ක්ශුද්‍ර කළු කුහර වෂ්පවීයාම මෙම විකිරණ භාවිතයෙන් පැහැදිලි කරයි. මෙම විකිරණවල පැවැත්ම තවමත් විද්‍යඥයින් විසින් සොයාගෙන නොමැත. 

කළු කුහර වර්ග

              තාරකා භෞතිකවිද්‍යඥයින් පිළිගන්නා අන්දමට කළුකුහරයක් නිර්මාණය තරකාවක් විනාශවීමේ එක් අවදියක් ලෙස හො ඉතා අධික වේගයකින් ගමන්ගන්න උපපරමාණුක අංශු දෙකක් එකිනෙක ගැටුනුවිටයි . තරකාවක් විනාශවීමෙන් සැදෙන කළු කුහර  ලෙස හදුන්වන අතර අංශු ත්වාරකවල( particle accelerator )  නිපදවෙන  කළු කුහර  ලෙස හදුන්වයි. මෙම  හුදෙක්ම තවමත් න්‍යයක්ම පමනක් වන අතර මෙම කලු කුහර ඇති වූවත් එව තත්පර 10^-27 වැනි ඉතා කුඩා කාලයක් තුල වාශ්පවීයයි. දැනට හදුනාගෙන ඇති කළුකුහර වර්ග පිලිබඳ වර්ගීකරණයක් පහත දැක්වේ.  

වර්ගය	ස්කන්දය	විශාලත්වය
Supermassive black hole	~105–109 MSun	~0.001–10 AU
Intermediate-mass black hole	~103 MSun	~103 km = REarth
Stellar black hole	~10 MSun	~30 km
Micro black hole	up to ~MMoon	up to ~0.1 mm

AU- Astronomical Units -150 milllion km

              තරකාවිද්‍යාවෙදී බොහො විට ක්ශුද්‍ර(micro) කළු කුහර පිළිබඳ කතාකිරිමක් සිදුනොකෙරේ. ඕනැම මන්දාකිණියක් මධ්‍යයේ බොහොවිට Super massive black hole (SMBH)  එකක් පවතී. අපගේ ක්ෂිරපථය මධ්‍යයේ පවතින Sagittarius A කළුකුහරය මෙවැනි කළුකුහර වලට උදාහරණ වේ.Intermediate black hole  යනු stellar වලට වඩා ස්කන්දයෙන් වැඩී වූ එහෙත් super massive තරම් විශාල නොවූ කළුකුහර වර්ගයකි.   

Super massive black hole 

              SMBH යනු මන්දාකිණියක දක්නට ලැබෙන විශාලත්වයෙන් වැඩිතම වූ කළු කුහර වර්ගයයි. සමාන්‍යයෙන් මෙවැනි කළු කුහරයක ස්කන්ධය සුර්යයාගේ ස්කන්ධයමෙන් මිලියන වාරයක් පමණ වේ.SM කළු කුහරයක් සැම මන්දකිණියක් මධ්‍යයයෙම බොහොවිට දක්නට ලැබෙ.

              මෙවැනි කළු කුහර අනෙක් කළු කුහර වර්ගවලින් වෙන්විමට හේතු වන්නෙ මෙවායේ අධික ස්කන්ධයයි. එමෙන්ම මෙවැනි වර්ගයේ කළුකුහරයක මධ්‍යන ඝනත්වය(මුළු ස්කන්ධය අවස්ථා ක්ශිතිජයෙන් වටවූ පරිමාවෙන් බෙදූවිට ) සාමාන්‍ය ජලයේ ඝනත්වයට වඩා අඩු යැයි පැවසුවහොත් ඔබ විශ්වස කරනවාද? ඔව් එය 100% ම සත්‍යයක් වේ. සමහර SM කළු කුහර වල මධ්‍යනය ඝනත්වය ජලයේ ඝනත්වයට වඩා අඩු වේ. එයට ප්‍රදානතම හේතුව වන්නේ මෙවැනි කළු කුහරවල ස්වාක්චල්ඩ් අරය(අවස්ථා ක්ශිතිජයට අති දුර )විශාල වීමයි. කළු කුහරයක ස්වාක්චල්ඩ් අරය පහත සමිකරණය මගින් ගණනය කර ගත හැක

                              Rsc={(2GM)^1/2}/C

                                          M-කළු කුහරයේ ස්කන්ධය

                                          G-සාර්වත්‍ර ගුරුත්වාකර්ශණ නියතය

                                          C-ආලෝකයේ වේගය

                                          Rsc-ස්වාක්චල්ඩ් අරය

              කළු කුහරයක ස්කන්දය විශාලවීමත් සමගම එහි ස්වාක්චල්ඩ් අරය විශාල විම සිදුවේ. මෙනිසා SM කළු කුහරවල ඝනත්වය ජලයේ ඝනත්වයට වඩා අඩුවිය හැක. සාමාන්‍ය stellar mass  කළු කුහරයක මධ්‍ය singularity සිට අවස්ථා ක්ශිතිජයට ඇති දුර කුඩා අගයකි. මෙනිසා කළු කුහරය අසන්නයට යාමෙදී ඉතා විශාල ගුරුත්වජ උදම් බල(tidal force) ඇතිවිය හැක. ( ගුරුත්වජ උදම් බලයක් ලෙස අදහස් කරන්නෙ කළු කුහරය ආසන්නයේ දී ඉතා කුඩා දුරක් ගුරුත්වජ ක්ශෙත්‍රය විශාල ලෙස වෙනස් වීමයි. මක්නිසා ද යත් ඕනැම වස්තුවක ගුරුත්වජ ක්ශෙත්‍ර තීව්‍රතාවතව වස්තුවේ මධ්‍යයයේ සිට අති දුරේ වර්ගයට ප්‍රතිලෝමව සමනුපතිකවේ.) මෙනිසා වස්තුවක් කළු කුහරය අසන්නයට පැමිණීමෙදී එහි අවස්ථා ක්ශිතිජය පසු කරනවත් සමගම වගේ විශාල ගුරුත්වජ උදම් බල නිසා වස්තුවේ පරමනු එකිනෙක වෙන්වි යයි. මෙය නිකම් ලනුවක් ගෙන දෙපසට ඇදිමෙන් එය කඩාදැමීම වැනි සිද්දියකි. නමුත් SM කළු කුහරයක අවස්ථා ක්ෂිතිජය එහි මධ්‍ය singularity එකෙන් ඉතා ඇතින් පවතින නිසා එවැනි කළු කුහරයක් අසාන්නයට යාමෙදී එම බලය මිනිසෙකු ඉරා දැමිමට තරම් ප්‍රබල නොවනු ඇති බව විද්‍යඥයින්ගේ මතයයි. මෙනිසා ගගනගාමියෙකුට පනපිටින් SM කළු කුහරයක අවස්ථා  ක්ෂිතිජය  පසුකර කළු කුහරයට තුලට ගමන් කලහැක.
              1971 දී ඩොනල් ලයිඩන් බෙල් හා මාටින් රොස් විසින් අප   ක්ෂිරපථය මධ්‍යයේ මෙවැනි කළු කුහරයක් පැවතිය හැකිබවට මුලින්ම පෙන්වාදෙන ලදී. එම නිසා මුලින්ම හඳුනාගත් SM කළු කුහරය  ක්ෂිරපථය මධ්‍යයේ පවතින  Sagittarius A  කළු කුහරය වේ.

          

              SM වර්ගයේ කළු කුහරයක් ඇතිවන්නෙ කෙසේද යන්න පිළිඹඳ හරි හැටි අවබෝදයක් තවමත් තරකා විද්‍යඥයින් තුල නොපවතී. නමුත් මෙවැනි කළු කුහරය ඇති විය හැකි ආකර පිළිඹඳ අදහස් කිහිපයක් ඔවුන් ඉදිරිපත් කර ඇත. ඒ අතරින් එක් මතයක් වන්නේ සාමන්‍ය stellar mass කළු කුහරයක්ම මුලින් ඇතිවී එම කළු කුහරය උපචනය ( Accretion of matter)මගින් හො වෙනත් කළු කුහර හා එක්වීමෙන් මෙවැනී අතිවිශාල කළු කුහරයක් නිර්මානය විය හැකි බවයි. තවත් මතයක් වන්නේ Quasi තරු නම් වු තාරකා වර්ගයකින් මෙවැනි කළු කුහර නිර්මානය වූ බවයි.Qusai තරුවක් යනු විශ්වය බිහිවී මුල්වදියේ දී ඇති වූයේ යැයි සලකන මනඃකල්පිත තරු විශේෂයකි.( මෙවැනි තරුතිබූ බවට තවම කිසිදු සක්ෂියක් නොමැත. ) සාමාන්‍ය තරකාවක මෙන් Qusai තරුවක් ශක්තිය නිපදවන්නේ එය මධ්‍යයේ පවතින කළු කුහරයේ උපචයන තැටිය(Accretion disk)මගින් නිකුත් කරන ශක්තියෙනී. මෙවනි තරකාවකින් කළු කුහරයක් ඇති වීමෙදී අධිනව පිපිරුමක්( supernova) ඇති නොවන නිස එම තරුවේ ස්කන්ධයෙන් 100% ම පහේ මධ්‍ය කළු කුහරය මගින් සිය ග්‍රහනයටනතු කර ගනී. මෙනිසා කළු කුහරයේ ස්කන්ධය අති විශාලවේ.

Sagittarius A 

                     ක්ශීරපථය මධ්‍යයේ පවතින SM කළු කුහරය Sagittarius A ලෙස හඳුන්වයි. මෙම කළු කුහරය සොයාගනීමට හැකිවූයේ එම කළු කුහරය ආසන්නයේ පවතින තාරකාවල අසාමන්‍ය චලිතයයි. එම තාරකා අතරින් S2 නම්වූ තාරකවේ පථය පිළිබඳ අධ්‍යයන මෙම කළු කුහරය සොයා ගැනීමට හේතු විය.
           කළු කුහරයක් විමට හේතු,
 1. වසර 15.2 වූ අවර්ත කලයක් සහිතතව මධ්‍යවස්තුවක් වටා භ්‍රමණය වීම.
 2.එනම් මධ්‍ය වස්තුවේ ස්කන්ධය ආසන්න ලෙස සුර්ය ස්කන්ධ මිලියන 4.1 පමණ විය යුතුවීම.( සුර්ය ස්කන්ධ 1ක් යනු ආසන්නව 2x10^30 Kg ). මධ්‍ය වස්තුවේ අරය ආසන්නලෙස ආලොක පැය 17 ට වඩා අඩු විය යුතු වීම. නැතහොත් එම තරුව වස්තුවා ගැටිය යුතුවේ. 
              පසුව කල සොයාගැනීම් වලින් පෙනීගොස් ඇත්තේ එම මධ්‍ය වස්තුවේ අරය ආලොකය පැය 6.25 (යුරෙනස් ග්‍රහයාගෙ කක්ශය තරම්)ටත් වඩා කුඩා විය යුතු බවයි. එම නිසා මෙම අති විශාල ස්කන්ධයෙන් යුත් වස්තුව කළු කහරයක්ම විය යුතු බව නිගමනය කල හැක.

Stellar mass කළු කුහර 

              stellar mass කළු කුහර ඇති වේ යැයි සැළකෙන්නෙ විශාල තාරකා විනාශවිමේ ඵලයක් ලෙසයි. මෙවැනි කළු කුහර ස්කන්ධයෙන් සුර්යයා මෙන් 3 ගුණයක සිට දස ගුණයක් තරම් විශාල විය හැක. කළු කුහර අධිනව තාරකා පිපිරුමක් ලෙස හෝ  Gamma ray Burst යන හේතු දෙකෙන් එකක් උඩ නිර්මාණය විය හැක.
              අධිනව පිපිරුමක්( Supernova) යනු සුර්යයාට වඩා විශාල තරකාවක් විනාශවිමේ එක් පියවරකි. සුර්යයා වැනි තාරකාවක් රතු යොධතාරකාවක් බවට පත්වී විනාශවන මුත් විශාල තාරකාවක්  අධිනව පිපිරුමකට ලක් වී නියුට්‍රොන තාරකාවක් බවට හො කළු කුහර බවට පත් වේ. නියුට්‍රොන තාරකාවක් හා කළු කුහරක් වෙන් කරන සීමව කලින් සඳහන් කර ඇත.

කළු කුහරවල ලක්ෂණ

              no hair theorem භාවිතයෙන් කළු කුහරයන්ගේ ප්‍රධන ලක්ෂණ 3ක් ගැන විස්තර කරයි. එවානම් ස්කන්ධය, අරෝපණය හා කළු කුහරයේ කෝණික ගම්‍යතවයි. මෙම ලක්ෂණ 3නම කළු කුහරයක පිටින් සිට නිරික්ෂණය ලක්ෂණවේ. ස්කන්ධය කළු කුහරයේ ගුරුත්වකර්ෂණ බලය තුලින්ද, ආරෝපණය කළු කුහරය අරොපිත අංශුන් කෙරෙහි දක්වන බලපැමෙන්ද, කොණික ගම්‍යතාව අවකාශය තුල සිදුකරනframe dragging යන බලපැමෙන්ද සොයගත හැක. කළු කුහරයක මෙම ලක්ෂණ වලට අමතරව තවත් විශේෂ කොටස් කිහිපයක් නිරික්ෂණය කල හැක.   

              ඒවානම් කළු කුහරයක අවස්ථා ක්ෂිතිජය(Event horizon), උපචයන තැටිය( accretion disk),  පොටොන ගොලය (photon sphere), Ergo sphere හා Singularity යන කොටස් වේ. මෙ පිළිඹඳ පහතින් කෙටියෙන් විස්තර කිරීමට බලාපොරොත්තුවෙමි.


අවස්ථා ක්ෂිතිජය

              අවකාශ කාලය තුල පධර්ත හා ශක්තින්ට එකපසකට පමණක් ගමන් කල හැකි සීමව අවස්ථා ක්ෂිතිජය ලෙස හදුන්වයි. එනම් අවස්ථා ක්ෂිතිජයෙන් අභ්‍යන්තරයේ වූ දත්ත කිසිවක් ඉන් පිටතට නොපැමිණේ. ස්ටිවන් හොකින් විසින් ඉදිරිපත් කරන ලද කළු කුහරයේ දත්ත අතුරුදහන්වීම පිළිඹඳව විරෝධාභානය( Information lost paradox) කළු කුහරවල අවස්ථා ක්ෂිතිජය පිළිබඳ කරුණු ඉගෙනීම වඩාත් තීව්‍රකෙරිණි. එහි දී ඔහු විසින් පවසන ලද්දෙ කළු කුහරය තුලට ගමන් ගන්නා තොරතුරු සියල්ල විනාශවන බවයින් නමුත් මෙම කරුණ භෞතික විද්‍යවේ එන ප්‍රදාන නීතියක් උල්ලන්ගනය කිරීමකී එනම් තොරතුරු විනශ විම. නමුත් ලෙනඩ් සස්කින්ඩ් නම් විද්‍යඥයා පෙන්වාදුන්නෙ කළු කුහරයට වැටෙනා තොරතුරු සියල්ලම එම කළු කුහරයේ අවස්ථා ක්ෂිතිජය මතුපිට තැම්පත්වන බවයි.


Singularity 


              සාමන්‍ය සපෙක්ශතාවදයේ කළු කුහරයක මධ්‍යය පැහැදිලිකරන්නෙ Singularity ලෙසයි. Singularityයනු කළු කුහරයේ සියලුම ශක්තිය ( ස්කන්ධද ඇතුළු ) එකට එක්වී ඇති යැයි සැලකෙන පරිමාවක් නොමැති ලක්ශීය ස්කන්ධයකි. මෙම අනන්තවූ ඝනත්වය නිසා ඒ ආසන්න අවකාශ කාලය සිමවක් නොමැතිව අනන්තය තෙක්ම වක්‍රවී පවතී. මෙ නිසා සමහර විද්‍යඥයන් Singularity දකින් සමන්‍ය අවකාශ කාලයේ ප්‍රතිවිරුද්ද නිරුපණයක් ලෙසයි. සමන්‍ය අවකාශ කාලයෙදී ශක්තින්ට  අවකශය තුල නිදහස් චලනයක් සිදුකල හැකි නමුත් කාලය තුල නිදහස් චලනයක් සිදුකල නොමැත. නමුත් Singularity තුලදී අවකාශය තුල නිදහස් චලනයක් සිදුකල නොහැකිනිසා කලය තුල නිදහස් චලනයක් සිදුකල හැකි බවයි.  

Photon sphere

              ස්වක්චයිඩ් අරය මෙන් 1.5ක් පමණ විශාලවූ පොටොන වලින් පිරුණු ගොලය මෙනමින් හදුන්වයි. මෙම කලපය තුල කළු කුහරයෙ ගුරුත්වය නිසා පොටොන වෘතාකාර කක්ශවල භ්‍රමණය වෙමින් පවතී. නමුත් මෙම කලාපය තුල පොටොන වලට නිදහසේ ගමන් කල හැක.පොටොන ගොලයක්  බොහෝවිට නියුට්‍රොන තාරකාවලත් දක්නට ලැබේ.


Ergo sphere

              Ergo sphere යනු කළු කුහරය අසන්නයේම වූ අවකාශ කාලය විකෘතිවූ ප්‍රදේශයකි(frame dragging ) . මෙම කලාපය විකෘතිවිමට හේතුව වන්නේ කළු කුහරයේ අධික කෝණික ගම්‍යතාවයි. මෙම කලාපය දියසුලි යක්වටා වූ කලාපයකට වැනි වේ. මෙම කලාපය තුල නිදහස්ව සිට ගෙන සිටීමට නොහැක.  

Accretion Disk

              කළු කුහරය තුලට පධාර්ත එකතු කරගන්නේ උපචයනය යන ක්‍රමයක් මඟිනී. මෙම ක්‍රමයේ දී සිදුවන්නේ කළු කුහරය වටා වූ වායූ හා දූවිලි තැටියක් ලෙස භ්‍රමණය වෙමින් කළු කුහරය තුලට කඩාවැටීමයි. අධික ගුරුත්වජ ක්ෂෙත්‍රයක් තුල සිදුවන මේ භ්‍රමණය නිසා උපචයන තැටියේ පධර්ත කළු කුහරයට අසන්නවනවිට එවා අලෝකයේ වේගයට ඉතා අසන්න වේගයක් දක්වා ත්වරණයවේ. මෙම උපචයන තැටි විශ්වයේ දැනට හදුනාගෙන ඇති කර්යක්ශමම ශක්තිජනයන් බව විද්‍යඥයින්ගේ මතයයි. මෙම තැටි සිය ස්කන්ධයන්ගෙන් 40% ම ශක්තිය බවට පරිවර්තනය කරයි. අනෙක් කර්යක්ශමම ක්‍රමයවන්නෙ තාරකාවල මධ්‍යයේ සිදුවන න්‍යශ්ඨික විලයන ප්‍රතික්‍රියාවයි. එහිදී ශක්තිය බවට හැරවෙන්නේ යොදගන්නා ස්කන්ධයෙන් 0.7% පමණි. X කිරණ දිත්වතරු පත්ධතිවලද එක් තරුවක් පධාර්තය ලබගන්නෙ මෙවැනි උපචයන තැටියකිනි. කළු කුහරයක මෙවැනි උපචයන තැටියකින් නිකුත්වන අධිශක්ති X කිරණ පෘතිවියට පැමිණෙන්නේ බොහෝ විට රේඩියො කිරණ ලෙසයි. මෙයට හේතුව වන්නෙ එම කිරණ  කළු කුහරයේ ගුරුත්වයට හසුවී අධික ලෙස රක්තවිස්තාපනය වීමයි. ක්ෂිරපථය මධ්‍යයේ පවතින කළු කුහරයද මුලින්ම හඳුනාගෙන ඇත්තෙ මෙම රේඩියෝ කිරණ භාවිතයෙනි.

Through The Wormhole: The Riddle Of Black Holes

Star's colour and tempreture

තාරකාවක උෂ්ණත්වය හා වර්ණය

         

           තාරකාවක් සැමවිටම සියළුම සන්ඛ්‍යාත වලට අයත් තරoග වර්ග විමෝචනය කිරීම සිදු කරයි. නමුත් ඒ ඒ තාරකාවේ මතුපිට උෂ්ණත්වයට අනුව නිකුත් කරන උපරිම තීව්‍රතාවට අයත් තරoගයේ තරන්ග ආයාමය වෙනස් වේ. මෙම සම්බන්දය වීන් ගේ නියමය ලෙස හදුන්වයි.

වීන් ගේ විස්ථාපන නියමය

        රත් වු කෘශන වස්තුවකින්(Black body) නිකුත්වන තාප විකිරණවල උපරිම තීව්‍රතවට අයත් තරoග ආයාම එම වස්තුවේ මතුපිට උෂ්ණත්වයේ කෙල්වින් අගයට ප්‍රතිලෝමව සමානුපාතිකවේ. 

           ඉහත සම්බන්ඳයෙන් ඔබට පැහැදිලිවන්නේ තාරකාවක උෂ්ණත්වය වැඩි නම් එම තාරකාව වඩා නිල්පැහැයෙන් ද තාරකාවක උෂ්ණත්වය අඩු නම් එම තාරකාව වඩා රතු පැහැයෙන් ද යුක්තවන බවයි. ඉහත සම්බන්දය ඇසුරෙන් ඕනැම තාරකාවක මතුපිට උෂ්ණත්වය දන්නා විට එම තාරකාවේ උපරිම තීව්‍රතාවයකින් යුත් වර්ණය ගණනය කල හැක. නැතහොත් එම තාරකාවේ උපරිම තීව්‍රතාවයෙන් යුත් තරoග ආයාමය දන්නා විට එහි මතුපිට උෂ්ණත්වය ගණනය කරගත හැක.

අභ්‍යාසය 
  
1. සුර්යයා පරිපූර්ණ කෘශන වස්තුවක් යැයි සලකා සුර්යයා මගින් නිකුත් කරන වැඩිතම තීව්‍රතාවය සහිත විකිරණයේ තරoග ආයාමය සොයන්න. සුර්යයාගේ මතුපිට උෂ්ණත්වය 6000 කෙල්වින් යැයි සලකන්න.

B-V \Colour index 

          තාරකාවක වර්ණය එක් එක් තාරකාවෙන් තාරකාවට වෙනස් වේ. මෙයට ප්‍රධාන ලෙසම බලපන්නේ එම තාරකාවේ මතුපිට උෂ්ණත්වයයි. තාරකාවක වර්ණය මනිනා ප්‍රධානතම ක්‍රමයක් වන්නේ B-V colour index භාවිතයයි.
          පියවි ඇසෙන් තාරකාවක වර්ණය නිරික්ශනය කිරීම නිවැරදිම ක්‍රමයක් නොවේ. මක්නිසාද යත් තාරකාවක වර්ණය නිවැරදිව හඳුනාගැනිම පියවි ඇසට කල නොහැක්කකි. පියවි ඇස කොල හා කහ වර්ණයන්ට වඩා සoවේදී නිසා එම පියවි ඇසෙන් තාරකාවෙ දෘශ්‍ය දීප්තිය මැනීමෙදී බොහෝවිට නිවැරදි අගය නොලැබේ. එම නිසා මේ සඳහා B හා V යන පෙරණ වර්ග භාවිතා කිරීම සිදුකරයි.

 B හා V පෙරහන් භාවිතය තුලින් තරුවක් නිවැරදි වර්ණය පිලිඹඳව අවබෝදයක් ලබාගත හැක. මෙහිදී කරනු ලබන්නේ B හා V යන පෙරහන් වෙන වෙනම භාවිතා කරමින් තාරකාවේ දෘශ්‍ය දීප්තිවිශාලනය වෙන වෙනම මැනගැනීමයි. B (Blue) යන පෙරහන භාවිතයේ දී තාරකාවේ නිල් පැහැති ආලෝකය පමණක්ද V (Visual) යන පෙරහන භාවිතයේ දී තාරකාවේ(V යනු සත්‍ය වශයෙන්ම පෙරහනක් නොවේ. ) කොල හා කහ යන අලෝකය පමණක් ද නිරීක්ශනය කිරීම සිදුකෙරේ. මෙහිදි ලබාගන්නා දෘශ්‍ය දීප්තිවිශාලන අගයන් දෙක පිළිවෙලින් mb හා mv අගයන් ලෙස හඳුන්වයි.

           යම් තරුවක් සැලකීමෙදී එම තාරකාවේ mb අගය mv අගයට වඩා විශාලවේ නම් එම තාරකාව රතු පැහැති තාරකාවක් ලෙසද , mb  අගය mv අගයට වඩා අඩු වේ නම් එම තාරකාව නිල් පැහැති තාරකාවක් ලෙස නිගමනය කල හැක. එනම් මෙම අගයන් දෙකෙහි විශාලත්ව ඇසුරෙන් තාරකාවේ Spectral class එක හදුනාගත හැක. ඒ සඳහා colour index යන අගය භාවිතා කිරීම සිදුකෙරේ.

Colour Index, CI = B - V 

or CI = m_B - m_V

          මෙම අගය ඍණ අගයක් නම් එම තාරකාව නිල් පැහැයට හුරු තාරකාවක් ද ,ධන අගයක් නම් එම තාරකාව රතු පැහැයට හුරු තාරකාවක් ලෙසද නිගමනය කල හැක. මෙම colour index යන අගයේ විශාලත්වය මත අප කලින් සඳහන් කල පරිදි එම තාරකාවේ   එක හඳුනාගත හැක. පහත රූපසටහන් දෙක දෙස අවධානය යොමුකරන්න. එහි ප්‍රථම රූපයෙන් 15,000 කෙල්වින් මතුපිට උෂ්ණත්වයකින් යුත් තාරකාවකද දෙවෙනි රූපයෙන් මතුපිට උෂ්ණත්වය 3000 කෙල්වින් වූ තාරකාවකද තීව්‍රතවා හා තරoග ආයාම අතර ප්‍රස්ථාර දැක්වේ.

          ඉහත ප්‍රස්තාරයේ ඇති තාරකාවේ  B-V අගය ඍණ අගයකි. එනම් එම තාරකාව වඩා නිල් පැහැතිවේ.

            මෙම ප්‍රස්තාරයේ දී B-V අගය ධන අගයකි. එනම් එම තාරකාව රතු පැහැතිවේ.

              වේගා තරුවේ එක හරියටම 0.00 වේ. ප්‍රධාන තාරකාවල colour index  අගයන් පහතින් දක්වා ඇත.

තරුව	Spectral & Luminosity Class	Colour Index අගය
σ Ori	O9.5 V	-0.24
Achernar (α Eri)	B3 V	-0.16
Vega (α Lyr)	A0 V	0.00
Procyon (α CMi)	F5 IV-V	+0.42
Sun	G2 V	+0.65
Aldebaran (&alpha Tau)	K5 III	+1.54
Betelgeuse (α Ori)	M1 Ia	+1.85

               ප්‍රධාන අනුක්‍රමණයේ (Luminosity class 5) තරු සඳහා අගයන් පහත වගුවේ දක්වා ඇත.

Spectral Class	Colour Index අගය
B0	-0.30
A0	0.00
F0	+0.30
G0	+0.58
K0	+0.81
M0	+1.40

අභ්‍යාසය


1.  τ Cet යන ප්‍රධන අනුක්‍රමණයේ තාරකාවේ දෘශ්‍ය B දිප්තිවිශාලන අගය +4.22ක් ද දෘශ්‍ය V දීප්තිවිශාලන අගය +3.50ක් ද වේ. මෙම තරුවේ B-V අගය ගණනය කරන්න. එමගින් එම තරුවේ වර්ණවලි පන්තිය හා වර්ණය පිලිඹඳ නිගමනය කරන්න(ඉහත වගුවේ දත්ත භාවිතා කරන්න.).


2.  Procyon (α CMi) තරුවේ දෘශ්‍ය V දිප්තිවිශාලනයේ අගය +0.34ක් ද එම තරකාවේ colour index +0.42ක් ද වේ නම් එම තාරකාවේ දෘශ්‍ය B දීප්තිවිශාලනය ගණනය කරන්න.

exit pupil නිර්යාත කණිනිකාව

දුරේක්ෂයකින් අහස නිරීක්ෂණය කිරීමේදී දැන සිටිය යුතු වැදගත් කරුණකි නිර්යාත කණිනිකාව ( exit pupil)..


නිර්යාත කණීනිකාව යනු යම් දුරේක්ෂයකට ( හෝ ඕනෑම දෘෂ්ඨික උපකරණයක) සවි කරන ලද උපනෙතක් තුලින් ඉවතට එන ආලෝක කදම්භයේ විෂ්කම්භයයි..සාර්ථක නිරීක්ෂණයක් සඳහා මෙම විෂ්කම්භය නිරීක්ෂකයාගේ ඇසෙහි කණිනිකාවේ විශ්කම්භයට සමාන හෝ කුඩා විය යුතුයි..
නිර්යාත කනිනිකාව වඩා විශාල වීමෙන් දුරේක්ෂයෙන් ලැබෙන ආලෝකය සම්පුර්ණයෙන් ඇස තුලට ඇතුළු නොවී හානි වී යයි..මෙය වඩාත් තියුණු ප්‍රතිබිම්භයක් දැක ගැනීමේ හැකියාවට බාධා කරයි..

දුරෙක්ෂයක නිර්යාත කණිනිකාව උපනෙත මගින් පමණක් තීරණය නොවන අතර අවනෙතෙහි ස්වභාවය මතද රඳා පවතියි..එනම් නිර්යාත කනිනිකාව උපනෙත දුරේක්ෂයකින් වෙන්ව ඇති විට නිගමනය කල හැක්කක් නොවේ..


නිර්යාත කනිනිකාව පහත පරිදි ලබාගත හැකිය..,


 exit pupil = focal length of eyepiece ( mm) / focal ratio of the telescope


focal ratio අවනෙත විෂ්කම්භය මත රඳා පවතින බැවින් නිර්යාත කනිනිකාව යනු යම් අවනෙතකට නිශ්චිත අගයක් නොවේ..


ඉහත සම්බන්ධයෙන් ලබා දෙනුයේ දුරේක්ෂය උපරිම නාභිගත අවස්ථාවේ පවතින විට අවනෙතින් පිටවන ආලෝක කදම්භයේ විෂ්කම්භයයි..


දෙනෙතියක ( binocular) නම් මෙම අගය,


exit pupil = diameter of objective/ magnification


ලෙස ලබාගැනීම පහසුය..


සාමාන්‍යයෙන් මිනිස් ඇසක කනිනිකාවේ උපරිම විෂ්කම්භය වයස මත රඳා පවතියි..වයස අවුරුදු 30 ට අඩු අයගේ උපරිම කණිනිකා විෂ්කම්භය 7mm පමණ වේ..වයසින් වැඩි වත්ම මෙම අගය 5mm ක උපරිමයක්‌ දක්වා අඩු වෙයි..මින් පැහැදිලි වන්නේ සෑමවිටම නිර්යාත කනිනිකාව 7mm ට අඩුවෙන්වත් පවත්වාගත යුතු බවයි.. 


ex:-


1) L=55mm, f/10 then what is the exit pupil? is it good for an adult observer of 50 years?


answer- exit pupil = L/f = 55/10 = 5.5 mm 
              not very good for an adult observer because exit pupil is greater than 5mm


2) දෙනෙතියක විශාලනය 25 ක් වන අතර අවනෙත විෂ්කම්භය මි.මී.125 වේ. නිර්යාත කනිනිකාවේ අගය කොපමණද? 
  
answer- exit pupil = Diameter of objective/ magnification = 125/ 25 = 5mm

නැවත හමුවෙමු..
                              

Distance measuring using type 1a supernova

දුරමැනීම සඳහා Type 1a සුපර්නෝවා තරු භාවිතය

           

           type 1a සුපර්නෝවා තරු ඉතා ඇතින් පිහිටි මණ්දාකිනි වලට ඇති දුර මැනීම සඳහා යොදාගනී. සුපර්නෝවා තරුවක් යනු සාපෙක්ෂව සුර්යයාට වඩා ස්කන්ධයෙන් වැඩි තරුවක් විනාශ වන ආකාරයයි. සුපර්නෝවා පිපිරුමකින් පසු ඉතිරි වන්නේ කළු කුහරයක් හෝ නියුට්‍රෝන තාරකාවක් පමණි.( චන්ද්‍රසේකර් සීමාව පිළිඹඳ සොයා බලන්න.)   

         තාරකා විද්‍යඥයින්ට සුපර්නෝවා තරු අතරින් වැදගත් ම සුපර්නෝවා තාරකා වර්ගය වන්නේ  type 1a සුපර්නෝවා තාරකාවේ. එයට හේතුව  type 1a සුපර්නෝවා තරු Standard Candles ලෙස යොදාගත හැකිවිමයි.

Standard candle method

         Standard candle ආකෘතිය යනු ඉතා සරළ සිද්ධාන්තයකි. එය මම මෙ ආකාරයට ඉදිරිපත් කරමි. කාමරයක් තුල තැනින්තැන කාමරය පුරාම විසිරී සිටින සේ එකම ප්‍රමාණයේ හා එකම වර්ගයේ ( සර්වසම ) ඉටිපන්දම් සමූහයක් දල්වා ඔබ කාමරයේ කොනක ගොස් එම ඉටිපන්දම් දෙස නිරීක්ශනය කරන්නේ යැයි සිතන්න. ඔබට දක්නට ලැබෙන්නේ එම කාමරයේ ඔබ සිටින ස්ථානයට ආසන්නයෙන් පවතින ඉටිපන්දම් වල ආලොකය ඔබට දුරින් පිහිටන ඉටිපන්දම් වල ආලෝකයට වඩා වැඩි බවයි . ( සෑම ඉටිපන්දමකින්ම සමාන ආලෝකයක් නිකුත් කරන බැවින්.) එනම් ඕනෑම ඉටිපන්දමක දීප්තිය නිරීක්ශනය කිරීමෙන් එම ඉටිපන්දමට ඔබ සිටින ස්ථානයේ සිට ඇති දුර නිගමනය කළ හැක.)  

        type 1a සුපර්නෝවා තරුවක්  ලෙස ගත හැක්කේ කෙලසදැයි දැන් සළකා බලමු.

        සාමන්‍ය සුපර්නෝවා පිපිරුමක දිප්තිය එම තරුවේ ස්කන්ධය මත වෙනස්වේ. එනම් ස්කන්ධයෙන් වඩා විශාල තරු බොහෝවිට වඩා වැඩි දීප්තියක් ද, ස්කන්ධයෙන් වඩා අඩු තරු බොහෝ විට වඩා අඩු දිප්තියක් ද නිකුත් කරයි. නමුත්  type 1a සුපර්නෝවා පිපුරුමක් යනු සාමාන්‍ය සුපර්නෝව පිපුරුමකට වඩා වෙනස් අවස්ථාවකි. එහි දි ඇති ඇති වීශේෂත්වය වන්නේ  type 1a සුපර්නෝවා පිපුරුමක් ඇති විය හැක්කේ දිත්ව තරු පද්ධතියක පමණි.

Type 1a සුපර්නෝවා

       තාරකා දෙක වඩා අසන්නයෙන් පවතින දිත්ව තරු පද්ධතියක තාරකා දෙකෙන් එක් තාරකාවක් සුදු වාමන තාරකාවක් වූ විට එම තාරකා පද්ධතිය  type 1a  සුපර්නෝව පිපිරුමක් ලබාගැනීමේ මාර්ගයට පිවිසේ. ඉන්පසු කල යුත්තේ බලාසිටීම පමණි. 

         මෙම ඡායාරූපයෙන් දැක්වෙන්නේ  type 1a සුපර්නෝවා පිපිරුමකට ප්‍රථමයෙන් තාරකා දෙක දිස්වන ආකරය පිළිඹඳ සිතුවමකි. මෙහි සුදු වාමන තරුව කුඩා සුදු පැහැයෙන් ද අසල්වාසි අනෙක් තරුව විශාල ලෙස කහ පැහැයෙන්ද දැක්වේ. මෙම තාරකා දෙක ප්‍රමාණවත් ලෙස ආසන්නව පවතින විට සුදු වාමන තරුව මගින් සිය අසල්වාසී තරුවේ ස්කන්ධය accretion disk එකක් හරහා ක්‍රමයෙන් සියග්‍රහණයට නතුකරගනියි. මෙය මේ ලෙසම දිගටම පැවතුනොත් විශාල තාරකාවෙ ස්කධයෙන් විශාල ප්‍රමාණයක් සුදුවාමන තාරකාව ලබාගෙන කිසියම් අවස්ථාවක මෙම පද්ධතිය ස්ථයීවනු ඇත. මෙය මෙලෙස සිදුවුන හොත් කිසිම ආකාරයක සුපර්නෝවා පිපිරුමක් ඇති නොවනබව ඔබට සිතෙනු ඇත. නමුත් මෙහිදි අප එක් ප්‍රධානතම කරුණක් අමතක කර ඇත. එනම් 1930 දි චන්ද්‍රසේකර් විසින් පෙන්වා දුන්නේ සුදුවාමන තරුවකට පැවතිය හැකි උපරිම ස්කන්ධය වන්නේ සුර්යයාගෙ ස්කන්ධයමෙන් 1.44 වාරයක් පමණක් බවයි. සුදුවාමන තරුවක ස්කන්ධය කිසිම ලෙසකින්වත් මෙම සීමාවට වඩා වැඩි විය නොහැක. යම්කිසි සුදුවාමන තාරකාවක් මෙම සීමව ඉක්මවා ගියහොත් එම තාරකාවේ ඉලෙක්ට්‍රෝන අතර විකර්ශන බලයට වඩා තාරකාවේ ගුරුත්වජපීඩනය ඉහලවේ එනම් එය නියුට්‍රොන තාරකාවක් බවට පත්වේ. සුදුවාමන තාරකාව සිය අසල්වැසි තාරකාවෙන් ස්කන්ධය ලබාගැනීමෙදී යම් අවස්ථාවක දී මෙම සිමාව පසු කරනු ඇත. එම සීමාව පසු කිරීමත් සමඟම සුදුවාමන තාරකාව සුපර්නොවා පිපිරුමකට ලක්වීම සිදුවේ. මෙ අවස්ථාවේ දි තාරකාවේ ස්කන්ධය ( අසන්නලෙස ) සුර්යයාගේ ස්කන්ධය මෙන් 1.4 වේ. එනම් සෑම type 1a සුපර්නෝවා පිපිරුමකදීම තාරකාවේ ස්කන්ධය 1.4 Mඔ යන නියත අගයක් ගනී. එනම් සෑම type 1a සුපර්නෝවා පිපිරුමකදීම නිකුත් කරන්නේ එකහා සමාන ශක්තියකි. එනත් සුපර්නෝවා පිපිරුමකදී ලබාදෙන උපරිම දීප්තිය ( සත්‍ය දීප්තිවිශාලනය ) එකම අගයකි.

          සියළුම සුපර්නෝවා පිපිරුම් වර්ග අතරින්  type 1 වර්ගය හදුනාගත හැක්කේ එහි වර්ණාවලියේ H අවශෝෂණ රේඛා දැකිය නොහැක. එමෙන් ම  type 1a හි දි උපරිම දීප්තිය අසන්නයේ දි සිලිකන් හි අවශෝෂණ රේඛා නීරික්ශනය කල හැක. සුපර්නෝවා පිපිරුමෙන් ලැබෙන ආලොකයේ වර්ණාවලිය නිරික්ශනය කිරීමෙන් එම සුපර්නෝවා පිපිරුම කුමන කොටසට අයත් දැයි සොයාගත හැක.

         ඉහත ප්‍රස්තාරයෙන් දැක්වෙන්නෙ සුපර්නෝවා පිපිරුම් වර්ග අනුව එවයේ light curve එක වෙනස් වන ආකාරයයි.

         type 1a සුපර්නෝවා පිපිරුමක සත්‍ය දීප්තිවිශාලනය -19.3+/-0.03 යන අගය අතර පවතී. එනම් අප අහසේ කුමන හො ස්ථනයක  type 1a සුපර්නෝවා පිපිරුමක් නිරික්ශනය කලේ නම් එම සුපර්නෝව පිපිරුමේ light curve එක අසුරෙන් එම සුපර්නෝවා පිපිරුමේ උපරිම දෘශ්‍ය විශාලනයද, දත්ත ඇසුරෙන් එහි සත්‍ය දීප්තිවිශාලනයද සොයාගත හැක. ඉන්පසු කල යුත්තෙ අපගේ සුපුරුදු  m-M=5log(d/10) සමිකරණය භාවිතයෙන් දුර සෙවිම පමණි. 

          සුපර්නෝවා පිපිරුමක අධික දීප්තිය නිසා ඉතා ඇතින් පිහිටන මන්දාකිණියක වුවද සුපර්නෝවා පිපිරුමක් සිදු වුයේ නම් එය පහසුවෙන් නිරීක්ශනය කල හැක. සුපෙර්නෝවා පිපිරුමක දීප්තිය එම සම්පූර්ණ මන්දාකිනියේ මුලු දීප්තියටත් වඩා වැඩි වේ. මෙම ක්‍රමය මණ්දාකිනි අතර දුර මැනිමට විශ්වන්‍යාය විද්‍යාවේ දී යොදා ගනී.

The Universe - Supernovae