ഡോ.അജേഷ് എ

Assistant Professor

Department of Physics, University of Kerala

സോളാർ റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾ

ഡോ. എ. അജേഷ്

സൂര്യനെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനത്തിൽ താരതമ്യേന പുതിയ ശാഖയായ സോളാർ റേഡിയോ ആസ്ട്രോണമിയെക്കുറിച്ച് വായിക്കാം. സോളാർ സ്ഫോടനങ്ങൾ, അവയുടെ ഉറവിടങ്ങൾ, അവ വാർത്ത വിനിമയ രംഗത്തെ ബാധിക്കുന്നതെങ്ങനെ തുടങ്ങിയവ വിശദീകരിക്കുന്നു…

ശാസ്ത്രഗതി 2023 മാര്‍ച്ച് ലക്കത്തില്‍ പ്രസിദ്ധീകരിച്ച ലേഖനം

കോടാനുകോടി നക്ഷത്രങ്ങളുള്ള പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഒരു സാധാരണ (വലുപ്പം, ചൂട്, തിളക്കം) നക്ഷത്രം മാത്രമാണ് സൂര്യൻ. ഏകദേശം 450 കോടി വർഷങ്ങൾ പ്രായമുള്ള ഈ നക്ഷത്രത്തെ മനസ്സിലാക്കുന്നതുവഴി നമുക്ക് ബാക്കിയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ അറിയാനും പഠിക്കാനും കഴിയും. ഒരു ബ്ലാക്ക് ബോഡി ആയ സൂര്യൻ, ഗാമ മുതൽ റേഡിയോ വരെ എല്ലാ തരംഗ ദൈർഘ്യങ്ങളും ഉള്ള കിരണങ്ങളും പ്ലാസ്മയും (സൗരവാതം) പുറപ്പെടുവിക്കുന്നുണ്ട്. പ്ലാസ്മ ഭീമൻ ആയ സൂര്യനെ പഠിക്കാൻ ഈ തരംഗങ്ങളും സൗരവാതവും ഒരുപാട് സഹായകരമാണ്. സോളാർ ആക്ടിവിറ്റി എന്നത് ഏകദേശം 11 വർഷങ്ങൾ കൂടുമ്പോൾ മാറുന്ന സൗര കളങ്കങ്ങളുടെ എണ്ണം മാത്രമല്ല, ഗാമ മുതൽ യു.വി.വരെയും മൈക്രോവേവ് മുതൽ റേഡിയോ വരെയും ഉള്ള തരംഗങ്ങളുടെ തീവ്രതയിൽ ഏകദേശം ഒരു ശതമാനത്തിൽ താഴെ വരെ വരാവുന്ന മാറ്റങ്ങളുടേതുകൂടിയാണ്.

ദൃശ്യ പ്രകാശം, ചൂട് എന്നി തരംഗങ്ങളിൽ സോളാർ ആക്ടിവിറ്റി കാരണം വലിയ മാറ്റങ്ങൾ സംഭവിക്കുന്നില്ല. സോളാർ സ്പെക്ട്രത്തിന്റെ ഏതാണ്ട് 80 ശതമാനവും ദൃശ്യ പ്രകാശവും ചൂട് കിരണങ്ങളും (visible and infrared radiations) ആയതിനാൽ ഭൗമോപരിതലത്തോട് ചേർന്നുനിൽക്കുന്ന ട്രോപ്പോസ്ഫിയറിൽ വലിയ മാറ്റങ്ങൾ സോളാർ ആക്ടിവിറ്റി മൂലം ദൃശ്യമാകുന്നില്ല. ബാക്കി ഏതാണ്ട് 11 ശതമാനം വരുന്ന ഗാമ മുതൽ യു വി വരെയുള്ള തരംഗങ്ങളിലും ഏതാണ്ട് 9 ശതമാനം വരുന്ന മൈക്രോ വേവ് മുതൽ റേഡിയോ വരെയുള്ള തരംഗങ്ങളിലും തീവ്രതയിൽ മാറ്റങ്ങൾ ദൃശ്യമാണ്. അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ ഉയർന്ന തലങ്ങളിൽ (മെസോസ്ഫിയർ മുതൽ മുകളിലേക്ക്) സോളാർ ആക്ടിവിറ്റിയുടെ പ്രഭാവം വളരെ പ്രധാനമായി അനുഭവപ്പെടുന്നുണ്ട്.

സോളാർ റേഡിയോ ആസ്ട്രോണമി

നാല്പതുകളിൽ തുടങ്ങിയ താരതമ്യേന പുതിയ ശാസ്ത്ര ശാഖയാണ് സോളാർ റേഡിയോ അസ്ട്രോണോമി. ഭൗമാന്തരീക്ഷം ഏതാനും സെന്റീമീറ്റർ മുതൽ പത്ത് മീറ്റർ വരെയുള്ള റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾക്കു സുതാര്യമാണ് (ചിത്രം 1 പരിശോധിക്കുക). 0.05 സെന്റീമീറ്ററിനു താഴെയുള്ള റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾ മുഴുവനും അന്തരീക്ഷത്തിൽ ആഗിരണം ചെയ്യപ്പെട്ടു പോകും. 0.05-3 സെന്റീ മീറ്റർ വരെയുള്ള തരംഗങ്ങൾ അന്തരീക്ഷത്തിലെ ഓക്സിജനും നീരാവിയും ആഗിരണം ചെയ്യുന്നു. 20 മീറ്ററിന് മുകളിൽ തരംഗ ദൈർഘ്യമുള്ള കിരണങ്ങളെ മുഴുവൻ അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ അയണോസ്ഫിയർ തടയുന്നു.

ഗലീലിയോ ടെലിസ്കോപ്പ് കണ്ടുപിടിച്ചതു മുതൽ ശാസ്ത്ര താൽപര്യമുള്ള മനുഷ്യർ ടെലിസ്കോപ്പ് ഉപയോഗിച്ച് സൂര്യനെ നിരീക്ഷിക്കുന്നുണ്ട്. അന്നുമുതൽ സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ (sunspots) എണ്ണവും രേഖപ്പെടുത്തുന്നുണ്ട്. സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ എണ്ണം സൂര്യന്റെ ആക്ടിവിറ്റിയുടെ ഒരു അളവാണ്. കൂടുതൽ കളങ്കങ്ങൾ ഉണ്ടെങ്കിൽ സൂര്യൻ കൂടുതൽ ആക്ടീവും കളങ്കങ്ങളുടെ എണ്ണം കുറവാണെങ്കിൽ ആക്ടിവിറ്റി കുറവും ആയിരിക്കും. സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ ഉദ്ഭവം ഫോട്ടോസ്ഫിയറിൽ ആയതിനാലും, പ്രതികൂല കാലാവസ്ഥയും (മഴ, മേഘങ്ങൾ etc.) ഉപയോഗിക്കുന്ന ടെലിസ്കോപ്പുകളുടെ ശേഷിയും അനുസരിച്ച് അവയുടെ എണ്ണം കൃത്യമായി രേഖപ്പെടുത്തുന്നതിൽ പിഴവുകൾ വരാനുള്ള വളരെ ചെറിയ സാധ്യതയുണ്ട്.

സൗരകളങ്കങ്ങളെ അപേക്ഷിച്ച് സോളാർ റേഡിയോ ഫ്ളക്സ് (solar radio flux) ഉപയോഗിക്കുമ്പോൾ നമുക്ക് സൂര്യന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ (ഫോട്ടോസ്ഫിയറിനു മുകളിൽ വരുന്ന ക്രോമോസ്ഫിയറും കൊറോണയും, ചിത്രം 2) ആക്ടിവിറ്റി മനസ്സിലാക്കാൻ കഴിയുന്നതാണ്. റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾ ആയതിനാൽ, അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ ഇന്റർഫെറൻസ് വളരെ കുറവാണ്. സാധാരണയായി സൂര്യന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിലാണ് (above photosphere) റേഡിയോ കിരണങ്ങൾ ഉദ്ഭവിക്കുന്നത്. ഫ്ളയറുകൾ പോലെയുള്ള സ്രോതസ്സിനുള്ളിൽത്തന്നെയും കൊറോണയിലും സൗരവാതത്തിലും വ്യാപിക്കുന്ന വിവിധ പ്രക്രിയകളാൽ ഇവ പുറപ്പെടുന്നുണ്ട്. ചിലപ്പോഴൊക്കെ ഉണ്ടാകുന്ന സോളാർ റേഡിയോ സ്ഫോടനങ്ങളുടെ ഘടനയുടെ വ്യാഖ്യാനം സങ്കീർണ്ണമായതാണ്. ഫോട്ടോസ്ഫിയറിനു മുകളിലേക്കു വ്യാപിച്ചിരിക്കുന്ന സോളാർ പ്ലാസ്മ ഏകതാനമല്ലാത്തതും ചലനാത്മകവുമായതാണ് (non uniform and highly dynamic) ഇതിനു കാരണം. സൗരഡിയോ തരംഗങ്ങൾ നിരീക്ഷിക്കുക വഴി സൂര്യന്റെ അന്തരീക്ഷത്തെക്കുറിച്ചും കോറോണൽ മാസ്സ് ഇജക്ഷൻ (Coronal Mass Ejection, CME), മാഗ്നെറ്റിക് ഫീൽഡുകളെക്കുറിച്ചും ഇപ്പോഴും ഗവേഷണം നടക്കുന്ന കോറോണൽ ഹീറ്റിങ് (Coronal Heating) പ്രതിഭാസവും പഠന വിധേയമാക്കുന്നുണ്ട്.

1930 കളുടെ അവസാനം മുതൽ തന്നെ, റേഡിയോ അസ്ട്രോണോമി ഗവേഷണം തുടങ്ങിയിരുന്നു എങ്കിലും യുദ്ധാനന്തരമാണ് സോളാർ റേഡിയോ ഗവേഷണങ്ങൾ തുടങ്ങിയത്. കാനഡയിൽ നിന്നുള്ള ആർതർ കോവിങ്ടണും സംഘവും തുടർച്ചയായി സൂര്യനെ നിരീക്ഷിക്കുക വഴി സൂര്യനിൽ നിന്നും പുറപ്പെടുന്ന റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾക്കു സമയമനുസരിച്ച് മാറ്റങ്ങൾ വരുന്നുണ്ടെന്നും ഫോട്ടോസ്ഫിയറിനേക്കാൾ കൂടുതൽ ചൂടുള്ള സ്ഥലങ്ങളിൽ നിന്നാണ് റേഡിയോ എമിഷൻസ് വരുന്നതെന്നും സൂര്യന്റെ ആക്ടീവ് ആയ സ്ഥലങ്ങളിൽ (ഫ്ളയറുകൾ, പ്രോമിനൻസു കൾ etc.) കൂടുതൽ തരംഗങ്ങൾ ഉദ്ഭവിക്കുന്നുണ്ട് എന്നും മനസ്സിലാക്കി. ആദ്യകാലത്തു നിരീക്ഷണത്തിനായി 1.2 മീറ്റർ വ്യാസം വരുന്ന ഡിഷ്ആന്റിന ആയിരുന്നു ഉപയോഗിച്ചിരുന്നത്. റെസല്യൂഷൻ വളരെ കുറവായതിനാൽ സൂര്യനെ ഒഴികെ വേറെ ഒരു റേഡിയോ ഉറവിടവും മനസ്സിലാക്കാനായില്ല. 10.7 സെന്റീമീറ്റർ തരംഗദൈർഘ്യം ഉള്ള റേഡിയോ എമിഷൻ ആയിരുന്നു അവർ പഠന വിധേയമാക്കിയത്. തികച്ചും ആകസ്മികമായിരുന്നു ഈ തരംഗദൈർഘ്യം തന്നെ തിരഞ്ഞെടുക്കാനുള്ള കാരണം. കാലാന്തരത്തിൽ ഈ ഡാറ്റ സൂര്യന്റെ ആക്ടിവിറ്റി പഠിക്കാനുള്ള ഒരു ഇൻഡക്സ് ആയി മാറി. 1947 മുതൽ 2014 വരെയുള്ള റേഡിയോ ഫ്ളക്സിന്റെ വ്യതിയാനങ്ങളാണ് ചിത്ര ത്തിൽ (ചിത്രം 3) കൊടുത്തിട്ടുള്ളത്. 50-70വരെയുള്ള SFU-കൾ (Solar Flux Unit) കുറഞ്ഞ സോളാർ ആക്ടിവിറ്റിയെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. ഗ്രാഫിലെ കൂടിയ SFU ഉയർന്ന സോളാർ ആക്ടിവിറ്റിയെയും കാണിക്കുന്നു.

സോളാർ റേഡിയോ തരംഗങ്ങളെ സ്വീകരിക്കാൻ വേണ്ടി വലിയ ഡിഷ് ആന്റിനകളാണ് ഉപയോഗിക്കുന്നത്. ഉദാഹരണത്തിന്, എഫിൽസ്ബർ ഗിലുള്ള (ജർമ്മനി) റേഡിയോ ടെലിസ്കോപ്പിന് 100 മീറ്റർ വ്യാസമുണ്ട്. ഒരു വലിയ ആന്റിന ഉപയോഗിക്കുമ്പോൾ റെസല്യൂഷൻ കുറവാണ്, നിർമ്മാണ-പരിപാലന ചെലവു കൾ കൂടുതലാണ്, നിർമ്മാണവും ഡിഷിനെ വിവിധ ദിശകളിലേക്ക് ചലിപ്പിക്കാനും മറ്റും കൂടുതൽ സങ്കീർണ്ണതകളുണ്ട് എന്നിവ പോരായ്മകളാണ്. ഇന്റർഫെറോമീറ്ററി ടെക്നിക്കുകൾ ഉപയോഗിച്ച്, മുകളിൽ പറഞ്ഞ പോരായ്മകളെ നമുക്ക് മറികടക്കാവുന്നതാണ്. അമേരിക്കയിലെ വെരി ലാർജ് അറെ (VLA) ഇതിനൊരു ഉദാഹരണമാണ്. ജൻസ്കി എന്ന യൂണിറ്റിലാണ് റേഡിയോ അസ്ട്രോണോമിയിൽ സ്വീകരിക്കപ്പെടുന്ന തരംഗങ്ങളുടെ തീവ്രത പ്രസ്താവിക്കുന്നത്. (1932-ൽ കെ.ജി ജൻസ്കിയാണ് ആദ്യമായി ഭൂമിക്കു പുറത്തുനിന്നും വരുന്ന റേഡിയോ തരംഗങ്ങളെ നിരീക്ഷിച്ചത്.) ഒരു സോളാർ ഫ്ളക്സ് യൂണിറ്റ് (1 SFU=104 Jy =10-22 W m-1 Hz-1) എന്നത് 104 ജൻസ്കിയാണ്.

സോളാർ സ്ഫോടനങ്ങൾ

സോളാർ സ്ഫോടനങ്ങൾ (solar radio bursts) ടൈപ്പ് I, II, III, IV, V എന്നിങ്ങനെയായി തരംതിരിച്ചിരിക്കുന്നു. സോളാർ ആക്ടീവ് റീജിയനുകൾ റേഡിയോ സ്ഫോടനങ്ങൾക്കും വഴിയൊരുക്കുന്നുണ്ട്. അതുകൊണ്ടുതന്നെ, ഫ്ളയറുകൾ, പ്രോമിനൻസുകൾ എന്നിവ ഇവയുടെ പ്രധാന ഉറവിടങ്ങളുമാണ്. തരംഗ-കണികാ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ (wave-particle interactions) വഴിയും സിൻകോട്രോൺ ഉദ്വമനം (synchrotron emission) വഴിയുമാണ് സോളാർ റേഡിയോ സ്ഫോടനങ്ങൾ പൊതുവേ സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്നത്.

ടൈപ്പ് I

ടൈപ്പ് I റേഡിയോ എമിഷൻസ് സൂര്യന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിൽ വളരെ സാധാരണമായ, മിനിട്ടുകൾ മുതൽ ദിവസങ്ങളോളം നീണ്ടുനിൽക്കാറുള്ള ഒരു പ്രതിഭാസമാണ്. ഏകദേശം മീറ്ററിനടുത്ത് തരംഗദൈർഘ്യങ്ങൾ ഉള്ള ഇവ പ്രധാനമായും സോളാർ പശ്ചാത്തല റേഡിയോ തരംഗങ്ങളുടെ കൂടെയാണ് കാണപ്പെടുക. സൗരഅന്തരീക്ഷത്തിൽ എല്ലായ്പ്പോഴും നടന്നുകൊണ്ടാരിക്കുന്ന കാന്തിക പുനഃസംയോജനമാണ് ഇവയുടെ ഉദ്ഭവസ്ഥാനം. കാന്തികമേഖലകളിൽ അകപ്പെടുന്ന ഇലക്ട്രോണുകൾ റേഡിയോ തരംഗങ്ങളെ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു.

ടൈപ്പ് II

ടൈപ്പ് II റേഡിയോ സ്ഫോടനങ്ങൾ ഉണ്ടാകുന്നത് പ്രധാനമായും വളരെ വേഗതകൂടിയ കൊറോണൽ മാസ്സ് ഇജക്ഷൻ (CME) വേഗത കുറഞ്ഞ CMEയുമായി പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളിൽ ഏർപ്പെടുമ്പോഴാണ്. ഷോക്കുകൾ എന്നാണ് ഇങ്ങനെ ഉണ്ടാകുന്ന പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ പൊതുവേ അറിയപ്പെടുന്നത്. പൊതുവേ, കോറോണയിൽ നിന്നും ഗ്രഹാന്തര മേഖലകളിലേക്ക് (interplanetary medium) CME പോകുമ്പോഴാണ് ടൈപ്പ് II ഉദ്ഭവിക്കുന്നത്. ടൈപ്പ് II എമിഷൻസിന്റെ ഉദ്ഭവത്തെക്കുറിച്ച് ഇപ്പോഴും ഗവേഷണങ്ങൾ തുടരുന്നുണ്ട്. ഷോക്ക് മൂലം ടൈപ്പ് IV യും ഉണ്ടാകാം.

ടൈപ്പ് III

ടൈപ്പ് III സോളാർ റേഡിയോ സ്ഫോടനങ്ങൾ (solar radio bursts) കൊറോണയിൽ നിന്നും ഗ്രഹാന്തര മാധ്യമത്തിലേക്ക് രക്ഷപ്പെടുന്ന വളരെയധികം ത്വരണം ഉള്ള ഇലക്ട്രോണുകളാണ് സൃഷ്ടിക്കുന്നത്. ഫ്ളയറുകൾ ഉണ്ടാകുമ്പോഴും ടൈപ്പ് III എമിഷൻസ് ഉണ്ടാകുന്നുണ്ട്

ഷോക്കുകളിൽ ഇലക്ട്രോണുകൾ മാഗ്നെറ്റിക് ഫീൽഡ് ട്രാപ്പിലായാൽ സിൻകാട്രോൺ എമിഷൻസ് വഴി ടൈപ്പ് IV റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾ അധികമായ രീതിയിൽ ഉണ്ടാകും. സൂര്യനിൽനിന്നും അകന്നുപോകുന്തോറും CMEയുടെ വലുപ്പം കൂടി വരുന്നതുമൂലം, റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾ ഉണ്ടാകുന്നതിന്റെ സ്പെഷ്യൽ പരിധിയും (spatial extent) കൂടിവരുന്നു.

ടൈപ്പ് III യും V ഉം എമിഷൻസ് ഉണ്ടാകുന്നത് ഒരേ കൊറോണൽ മാസ്സ് ഇജക്ഷൻ ഘടനകളിൽ നിന്നുമാണ്. ടൈപ്പ് III എമിഷൻസിനെ പിന്തുടർന്നു പുറത്തേക്കുവരുന്ന റേഡിയോ തരംഗങ്ങളാണ് ടൈപ്പ് V. ഇവ ഒറ്റയ്ക്ക് ഉണ്ടാകുന്നില്ല, കൂടിയ തരംഗ ദൈർഘ്യങ്ങളിലാണ് ഇവ ഉണ്ടാകുന്നത്. ഒന്നു മുതൽ മൂന്നു മിനിട്ടുകൾ വരെയാണ് സാധാരണയായി ഇവയുടെ സമയ ദൈർഘ്യം.

സോളാർ റേഡിയോ സ്ഫോടനങ്ങളുടെ പ്രാധാന്യം (Importance of Solar Radio Bursts)

സോളാർ റേഡിയോ എമിഷൻസ് മൂലം ചക്രവാളത്തിന് മുകളിൽക്കൂടിയുള്ള (over the horizon) വാർത്താ വിനിമയ തരംഗങ്ങളിൽ നോയ്സ് (noise) വളരെയധികം കൂടുകയും കൃത്രിമോപഗ്രഹങ്ങളും ഭൂമിയിലെ നിയന്ത്രണ കേന്ദ്രങ്ങളും തമ്മിലുള്ള വിനിമയങ്ങളിൽ തടസ്സങ്ങൾ നേരിടുകയും ചെയ്യും. ജിപിഎസ് (GPS) സിഗ്നലുകളെ റേഡിയോ എമിഷൻസ് സ്വാധീനിക്കുകവഴി കൃത്യമായ സ്ഥാനം, സമയം ഇവ നിർണ്ണയിക്കാൻ കഴിയാതെ വരും. L, S ബാൻഡ് സിഗ്നലുകളിൽ ഇന്റർഫെറൻസുകൾ വരുന്നതുമൂലം സോളാർ നോയ്സ് വിമാനങ്ങളും നിയന്ത്രണ കേന്ദ്രങ്ങളും തമ്മിലുള്ള വാർത്താ വിനിമയം തടസ്സപ്പെടുത്തുന്നുണ്ട്. കമ്മ്യൂണിക്കേഷൻ സിഗ്നലുകളിൽ ഇന്റർഫെറെൻസ് ഉണ്ടാകുന്നതുമൂലം മൊബൈൽ ഫോൺവഴിയുള്ള വാർത്താവിനിമയം തടസ്സപ്പെടുകയും ചെയ്യും. സോളാർ റേഡിയോ തരംഗങ്ങൾ റേഡിയോ അസ്ട്രോണമിയിൽ ഗവേഷണം നടത്തുന്നവർക്കു സിഗ്നലിൽ നോയ്സ് കൂട്ടാൻ കാരണമാകുന്നുണ്ട്.

സൂര്യൻ ഒരു ശക്തിയേറിയ റേഡിയോ സ്രോതസ്സ് ആയതിനാൽ അവിടെനിന്നും വരുന്ന റേഡിയോ എമിഷൻസ് നമ്മുടെ ടെക്നോളജികളിൽ സ്വാധീനം ചെലുത്തുന്നുണ്ട്. ഫ്ളയറുകൾ, CME കൾ, സോളാർ റേഡിയോ സ്ഫോടനങ്ങൾ എന്നിവ മുൻകൂട്ടി പ്രവചിക്കാൻ കഴിയാത്തതാണ്. അതുകൊണ്ടുതന്നെ, ഇവ എങ്ങനെ സിഗ്നലുകളെ സ്വാധീനിക്കും എന്ന് മോഡൽ ചെയ്യാനും കഴിയില്ല. സോളാർ റേഡിയോ സ്ഫോടനങ്ങളുടെ ചലനാത്മക സ്വഭാവങ്ങളും (dynamic nature) ഭൂമിയുടെ അയണോസ്ഫെറിക് ലയറിന്റെ പ്രതികരണവും ഇപ്പോഴും വലിയതോതിൽ അജ്ഞാതമാണ്. സോളാർ റേഡിയോ എമിഷൻസ് പഠനവിധേയമാക്കുന്നതുവഴി സൗരാന്തരീക്ഷത്തെക്കുറിച്ചു മനസ്സിലാക്കാനായി സാധിക്കും. കൂടുതൽ ഗവേഷണങ്ങളും പഠനങ്ങളും ഈ മേഖലയിൽ ഇനിയും അനിവാര്യമാണ്.

അധിക വായനയ്ക്ക്

1. https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_radio_emission
2. https://www.e-callisto.org
3. https://www.ngdc.noaa.gov/stp/space-weather/solar-data/solar-features/solar-radio/
4. https://spaceweather.gc.ca/forecast-prevision/solar-solaire/solarflux/sx-5-en.php
5. https://www.spaceweather.gc.ca/forecast-prevision/solar-solaire/solarflux/
6. Cerruti, A.P., Kintner Jr, P.M., Gary, D.E., Mannucci, A.J., Meyer, R.F., Doherty, P., & Coster, A.J. (2008). Effect of intense December 2006 solar radio bursts on GPS receivers. Space Weather, 6(10). Karlick, M. (2017). Chains of type-I radio bursts and drifting pulsation structures. Astronomy & Astrophysics, 602, A122.
7. Marqu, C., Klein, K.L., Monstein, C., Opgenoorth, H., Pulkkinen, A., Buchert, S.,… & Thulesen, P. (2018). Solar radio emission as a disturbance of aeronautical radionavigation. Journal of Space Weather and Space Climate, 8, A42.
8. Melrose, D.B. (1980). The emission mechanisms for solar radio bursts. Space Science Reviews, 26(1), 3-38. Raulin, J.P., & Pacini, A.A. (2005). Solar radio emissions. Advances in Space Research, 35(5), 739-754.
9. Shibasaki, K., Alissandrakis, C.E., & Pohjolainen, S. (2011). Radio emission of the quiet Sun and active regions (invited review). Solar Physics, 273, 309-337.
10. Wijesekera, J. V., Jayaratne, K.P.S.C., & Adassuriya, J. (2018, April). Analysis of type II and type III solar radio bursts. In Journal of Physics: Conference Series (Vol. 1005, No. 1, p. 012046). IOP Publishing.

Happy

0 0 %

Sad

0 0 %

Excited

1 33 %

Sleepy

0 0 %

Angry

0 0 %

Surprise

2 67 %