Read Time:37 Minute
സൗരയൂഥത്തിന്റെ ഭാഗമായിരുന്നുകൊണ്ട് സൂര്യനെ ചുറ്റുകയും സൂര്യന്റെ സമീപം എത്തുമ്പോള്‍ സൂര്യതാപത്താല്‍ ഉണ്ടാകുന്ന വാതകങ്ങളാല്‍ ആവരണം ചെയ്യപ്പെടുകയും അതില്‍നിന്നും വാല്‍ രൂപപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്ന വസ്തുക്കളാണല്ലോ ധൂമകേതുക്കള്‍ അഥവാ വാല്‍നക്ഷത്രങ്ങള്‍.
സൗരയൂഥത്തിന്റെ ഉദ്ഭവത്തെ സംബന്ധിച്ച ആധുനിക സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ അനുസരിച്ച് സൗരയൂഥം ഏകദേശം 450 കോടി വര്‍ഷം മുമ്പ് രൂപമെടുത്തു. പ്രപഞ്ചത്തെ മൊത്തമായെടുത്താല്‍ അതിന്റെ പ്രായം ഇതിന്റെ മൂന്നിരട്ടി വരും. സൗരയൂഥത്തിന്റെ ആദിമ രൂപത്തെ സോളാര്‍നെബുല എന്നുവിളിക്കുന്നു. നമ്മുടെ ഗാലക്‌സിയിലെ നക്ഷത്രാന്തരീയ വാതക മേഘത്തിന്റെ ഒരുഭാഗം ഗുരുത്വാകര്‍ഷണത്താല്‍ അടുത്തുകൂടി ചുരുങ്ങി ഒരു വന്‍ഗോളമായി മാറിയിരിക്കാം. അതിനു മുമ്പു ജീവിച്ചിരുന്ന ഏതെങ്കിലും നക്ഷത്രം സൂപ്പര്‍നോവയായി പൊട്ടിത്തെറിച്ചപ്പോള്‍ ഉണ്ടായ ആഘാതം ഇതിനു കാരണമായിരിക്കാം. ഈ സോളാര്‍ നെബുല നമ്മുടെ ഗാലക്‌സിയുടെ കേന്ദ്രത്തിനു ചുറ്റും തിരിയുന്നതിനിടയില്‍ത്തന്നെ അത് സ്വയം തിരിയുന്ന ഒരു ഡിസ്‌കിന്റെ രൂപമെടുക്കുന്നു. അതിന്റെ കേന്ദ്രഭാഗത്ത് നടക്കുന്ന പ്രക്രിയകള്‍ വഴി ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും മറ്റു വസ്തുക്കളും ചേര്‍ന്ന് സൂര്യന്‍ സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്നു; ചുറ്റുമുള്ള വസ്തുക്കള്‍ ചേര്‍ന്ന് ഗ്രഹങ്ങള്‍ രൂപപ്പെടുന്നു; ഇതില്‍ സൂര്യനോടടുത്തുള്ള ഗ്രഹങ്ങളില്‍ സൂര്യന്റെ താപംനിമിത്തം പെട്ടെന്ന് ആവിയാകുന്ന വസ്തുക്കള്‍ക്ക് സാധ്യത ഇല്ലാതാകുന്നു. എന്നാല്‍ സൂര്യനില്‍ നിന്ന് അകലെ രൂപപ്പെടുന്ന ഗ്രഹങ്ങളിലും ഉപഗ്രഹങ്ങളിലും ജലം, അമോണിയ, കാര്‍ബണ്‍ ഡയോക്‌സൈഡ് തുടങ്ങിയ വസ്തുക്കള്‍ ഖരരൂപത്തില്‍ (ഐസ്) നിലനില്‍ക്കുന്നു. സൗരയൂഥത്തിലെ വമ്പന്മാരൊക്കെ ഉണ്ടായതിനുശേഷം ബാക്കിവന്ന വസ്തുക്കള്‍ ചേര്‍ന്നാകണം ക്ഷുദ്രഗ്രഹങ്ങളും വാല്‍നക്ഷത്രവസ്തുക്കളും ഉണ്ടായത്. ഇതില്‍ നെപ്ട്യൂണിന്റെ ഭ്രമണപഥത്തിനപ്പുറത്ത് വലയരൂപത്തില്‍ കുയ്പര്‍ബെല്‍റ്റ് എന്ന പേരില്‍ ഒരു വന്‍ വാല്‍നക്ഷത്രവസ്തുശേഖരമുണ്ട്. അതില്‍ നിന്നും വളരെ അകലെ, സൂര്യനില്‍ നിന്നും ശരാശരി 40000-50000 അസ്‌ട്രോണമിക്കല്‍ യൂണിറ്റ് (സൂര്യനില്‍ നിന്ന് ഭൂമിയിലേക്കുള്ള ശരാശരി ദൂരമായ അസ്‌ട്രോണമിക്കല്‍ യൂണിറ്റ് ഏതാണ്ട് 15 കോടി കിലോമീറ്റര്‍) അകലെ ഗോളാകൃതിയില്‍ ഊര്‍ട്ട്‌മേഘമെന്ന പേരില്‍ മറ്റൊരു ശേഖരവും ഉണ്ട്. ഇവയില്‍ നിന്ന് ഇടയ്ക്കിടെ വിട്ടുപോരുന്ന വസ്തുക്കളാണ് വാല്‍നക്ഷത്രമായി നമ്മള്‍ കാണുന്നത്. ഇവ ഓരോ തവണയും സൂര്യനെ ചുറ്റിസഞ്ചരിക്കുമ്പോള്‍ കുറച്ചുദ്രവ്യം നഷ്ടപ്പെടുമെന്നതിനാല്‍ ഇവയ്ക്ക് പരമാവധി ഒരു ദശലക്ഷം വര്‍ഷമാണ് വാല്‍നക്ഷത്രമായി നിലനില്‍ക്കാന്‍ കഴിയുക. ചില വാല്‍നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ആദ്യയാത്രയില്‍ തന്നെ ഇല്ലാതാകും. ഒരു ദശലക്ഷം വര്‍ഷമെന്നത് സൗരയൂഥത്തിന്റെ പ്രായമായ 450 കോടിവര്‍ഷത്തെ അപേക്ഷിച്ച് നിസ്സാരമാണെന്നോര്‍ക്കുക. അങ്ങനെ നോക്കുമ്പോള്‍ കുയ്പ്പര്‍ബെല്‍റ്റിലും ഊര്‍ട്ട്‌മേഘത്തിലുമായി വാല്‍നക്ഷത്രമാകാന്‍ സാധ്യതയുള്ള വസ്തുക്കളുടെ ഒരു വന്‍ശേഖരം നിലനില്‍ക്കുന്നുണ്ടാകണം. ഗുരുത്വാകര്‍ഷണത്തിലുണ്ടാകുന്ന ചില ഏറ്റക്കുറച്ചിലുകള്‍ അപൂര്‍വമായി അതില്‍ ചില വസ്തുക്കളെ സൂര്യനടുത്തേക്ക് തള്ളിവിടുന്നുണ്ടാകണം. ഇത്തരത്തില്‍ ആദ്യമായി സൂര്യനടുത്തേക്കുവരുന്ന ധുമകേതുക്കളില്‍ സൗരയൂഥത്തിന്റെ ജനനകാലത്തുണ്ടായ വസ്തുക്കള്‍ വലിയമാറ്റമില്ലാതെ നിലനില്‍ക്കുന്നുണ്ടാകണം. അക്കാരണത്താല്‍ വാല്‍നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഘടനയും രാസചേരുവയും പഠിക്കുന്നത് സൗരയൂഥത്തിന്റെ ഉദ്ഭവത്തെക്കുറിച്ചും പരിണാമത്തെക്കുറിച്ചും പഠിക്കാന്‍ സഹായിക്കുമെന്ന് തീര്‍ച്ചയാണ്.
ധൂമകേതുക്കളുടെ ഉറവിടം – കൂയ്പ്പര്‍ ബെല്‍റ്റും ഊര്‍ട്ട് മേഘവും
സൗരയൂഥത്തില്‍ എട്ടു ഗ്രഹങ്ങളാണല്ലോ ഉള്ളത്. ഇതില്‍ സൂര്യനില്‍ നിന്ന് ഭൂമിയിലേക്കുള്ള ശരാശരി ദൂരം ഏതാണ്ട് 15 കോടി കിലോമീറ്റര്‍ വരും. ഈ ദൂരത്തിന് മറ്റൊരു പേരുണ്ട്. അത് അസ്‌ട്രോണമിക്കല്‍ യൂണിറ്റ് എന്നാണ്. ഇത്രയും ദൂരം താണ്ടാന്‍ പ്രകാശം എടുക്കുന്ന ദൂരം 500 സെക്കന്റ് വരും. പ്രകാശത്തിന്റെ വേഗത സെക്കന്‍ഡില്‍ ഏകദേശം 3 ലക്ഷം കിലോമീറ്റര്‍ ആണെന്നത് ഓര്‍ക്കുക. സൂര്യനില്‍ നിന്ന് ഏറ്റവും അകലെയുള്ള സൗരയൂഥ ഗ്രഹമായ നെപ്ട്യൂണ്‍ ഏകദേശം 30 അസ്‌ട്രോണമിക്കല്‍ യൂണിറ്റ് അകലെയാണ്.
നെപ്ട്യൂണിനും അപ്പുറത്ത് സൗരയൂഥത്തിന്റെ ഭാഗമായി എന്തെങ്കിലും വസ്തുക്കളുണ്ടോ? ഉണ്ടാകണം, തീര്‍ച്ചയായും ഉണ്ടാകണം എന്നു ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ കരുതുന്നു. ഇത്തരത്തില്‍ പറയാന്‍ രണ്ടു കാരണങ്ങളുണ്ട്. ധൂമകേതുക്കള്‍ നമ്മുടെ കണ്ണില്‍ പെടുക, അവ സൂര്യനോട് താരതമ്യേന അടുത്തെത്തുമ്പോഴാണ്. ടെലിസ്‌കോപ്പുകള്‍ ഉപയോഗിച്ചാല്‍ കുറേക്കൂടി മുമ്പേ കാണാന്‍ കഴിയും. എന്നാല്‍ കുറച്ചുകാലം കൃത്യമായി നിരീക്ഷിച്ചാല്‍ തന്നെ അവയുടെ ഭ്രമണപഥം ഗണിച്ചെടുക്കാന്‍ കഴിയും. ഈ ഭ്രമണപഥങ്ങള്‍ പലതും ദീര്‍ഘവൃത്താകൃതിയിലാണ്. സൂര്യന്റെ ആകര്‍ഷണബലം മാത്രം പരിഗണിച്ചാല്‍ അവ അങ്ങനെ തന്നെ ആകണം. എന്നാല്‍ മറ്റു ഗ്രഹങ്ങളുടെയുമൊക്കെ ഗുരുത്വബലം കാരണം ഭ്രമണപഥത്തിന് മാറ്റങ്ങള്‍ വരാം.
ഈ ദീര്‍ഘവൃത്തത്തില്‍ സൂര്യനില്‍ നിന്ന് എത്ര അകലെവരെ പോകുന്നുവെന്നത് കണക്കാക്കിയാല്‍, ഈ ധൂമകേതുക്കള്‍ പലതും വരുന്നത് നെപ്ട്യൂണിനും അപ്പുറത്തുനിന്നാണെന്നു കാണാന്‍ കഴിയും.
ഓരോ ധൂമകേതുവും സൂര്യന്റെ അടുത്തെത്തുമ്പോള്‍ സൂര്യതാപത്താല്‍ അതിലെ ഖരവസ്തുക്കള്‍ ദ്രാവകമാവുകയും ദ്രാവകം വാതകമാകുകയുമൊക്കെ ചെയ്യും. ഈ വാതകങ്ങളെ പിടിച്ചുനിര്‍ത്താന്‍ വേണ്ട ഗുരുത്വബലമൊന്നും ധൂമകേതുക്കള്‍ക്കില്ല. അവയുടെ ദ്രവ്യമാനം (മാസ്സ്) ഭൂമിയെ അപേക്ഷിച്ച് വളരെക്കുറവാണ്. ഭൂമി അന്തരീക്ഷവായുവിനെ പുറത്തേക്കു പോകാതെ പിടിച്ചുനിര്‍ത്തുന്നത് ഗുരുത്വബലത്താലാണ്. അതേസമയം ചന്ദ്രനില്‍ ഗുരുത്വബലം കുറവായതിനാല്‍ വായുവിനെ പിടിച്ചുനിര്‍ത്താന്‍ കഴിയില്ല. അതുകൊണ്ട് ചന്ദ്രനില്‍ ഒട്ടുംതന്നെ അന്തരീക്ഷവായുവില്ല. ചന്ദ്രനേക്കാളൊക്കെ വളരെ ചെറുതാണ് ധൂമകേതുവിന്റെ ന്യൂക്ലിയസ്സ്. പുറത്തുപോകുന്ന വായുവിനെ തിരികെ പിടിക്കാന്‍ അതിനു സാധിക്കില്ല. അതിനാല്‍ ഓരോ തവണയും ധൂമകേതുക്കളുടെ ദ്രവ്യമാനം കുറച്ചു നഷ്ടപ്പെടും. ഇക്കാരണത്താല്‍ ധൂമകേതുക്കള്‍ക്ക് ആയുസ്സു കുറവാണ്. സൂര്യചന്ദ്രന്മാരുടെ ആയുസ്സുമായി താരതമ്യം ചെയ്താണ് ഇതുപറയുന്നത്. ചില ധൂമകേതുക്കള്‍ ആദ്യയാത്രയില്‍ത്തന്നെ ഇല്ലാതാകും. പ്രസിദ്ധമായ ഹാലി ധൂമകേതുവാകട്ടെ ഏതാണ്ട് 74-76 വര്‍ഷങ്ങളുടെ ഇടവേളകളില്‍ നമ്മളെ സന്ദര്‍ശിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്നു. ഇതിനകം ഏതാണ്ട് 30 തവണ ഹാലിയുടെ ധൂമകേതു വന്നതായി രേഖകള്‍ ലഭ്യമാണ്. ഇതിന് 2236 വര്‍ഷം എടുത്തുകാണും. അതേസമയം സൗരയൂഥമുണ്ടായിട്ട് ഏതാണ്ട് 450 കോടിയിലധികം വര്‍ഷമായി. ഒരു ധൂമകേതുവിനും ഇത്രയും കാലം പോയിട്ട് ഇതിന്റെ ലക്ഷത്തിലൊന്നുകാലം പോലും നിലനില്‍ക്കാന്‍ കഴിയില്ല. ആദ്യകാല ധൂമകേതുക്കളൊക്കെ പണ്ടേതന്നെ ഇല്ലാതായിട്ടുണ്ടാകണം. ഇപ്പോള്‍ നിലവില്‍ സൂര്യനെ ചുറ്റുന്ന ധൂമകേതുക്കളൊക്കെ താരതമ്യേന പുതിയവ ആകണം. ഈ സാമാന്യ ബുദ്ധിവച്ചുനോക്കിയാല്‍ ധൂമകേതുക്കള്‍ ഇടയ്ക്കിടെ രൂപപ്പെടുന്നുണ്ടാകണം.
ധൂമകേതുക്കളുടെ പിറവിയെക്കുറിച്ച് സാമാന്യം അംഗീകരിക്കാവുന്ന ഒരു സിദ്ധാന്തം ആദ്യമായി അവതരിപ്പിച്ചത് ജെറാര്‍ഡ് കൂയ്പ്പര്‍ (1905-73) എന്ന അമേരിക്കന്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനാണ്. ഇദ്ദേഹത്തിന്റെ സിദ്ധാന്തമനുസരിച്ച് സൗരയൂഥത്തില്‍, സൂര്യനില്‍ നിന്ന് ഏറെ അകലെ, നെപ്റ്റിയൂണിനും പ്ലൂട്ടോയ്ക്കുമപ്പുറം ഒരു ബെല്‍റ്റിന്റെ രൂപത്തില്‍ കോടിക്കണക്കിന് ധൂമകേതു വസ്തുക്കള്‍ സൂര്യനെ ചൂറ്റിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്നു. സൗരയൂഥത്തിന്റെ രൂപീകരണ സമയത്ത് ആദ്യം ഇത്തരം വസ്തുക്കള്‍ ഉണ്ടാകുകയും പിന്നീട് ഇവ ചേര്‍ന്ന് ഗ്രഹങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകുകയും ചെയ്തു. നെപ്റ്റിയൂണിനുമപ്പുറത്ത് ഒരു ഗ്രഹമാകാതെ പോയ വസ്തുക്കളാണ് ഒരു ബെല്‍റ്റായി സൂര്യനെ ചുറ്റിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്നത്. സാധാരണഗതിയില്‍ അവ സൂര്യനെ ചുറ്റിക്കൊണ്ടുതന്നെ ഇരിക്കും. പക്ഷേ വളരെ അപൂര്‍വമായി അവയില്‍ ചിലത് മറ്റു ചില വസ്തുക്കളുടെ ഗുരുത്വബലത്തില്‍ പെട്ട് ആ വലയത്തില്‍ നിന്ന് വേര്‍പെട്ടുപോരുന്നു. അവ പതുക്കെ സൂര്യനടുത്തേക്കു നീങ്ങുന്നു. സൂര്യനോട് കൂടുതല്‍ അടുക്കുന്തോറും അവയില്‍ അനുഭവപ്പെടുന്ന ആകര്‍ഷണ ബലം കൂടുന്നു. വേഗതയും കൂടുന്നു. സൂര്യന്റെ താപമേറ്റ് അതിലെ വസ്തുക്കള്‍ ബാഷ്പീകരിക്കപ്പെടുന്നതോടെ അതിന് വലിപ്പം കൂടുകയും സൂര്യപ്രകാശത്തിന്റെ പ്രകീര്‍ണനം നിമിത്തം ദൃശ്യമാവുകയും ചെയ്യും. സൂര്യനെ ചുറ്റിക്കൊണ്ട് ഇവ കുറച്ചു വര്‍ഷങ്ങള്‍ കഴിയും. ഓരോ തവണയും കുറച്ചുദ്രവ്യം ഇവയ്ക്ക് നഷ്ടമാകും. കുറേ ഭ്രമണം കഴിയുമ്പോള്‍ ഇവ ഏതാണ്ട് പൂര്‍ണമായും നഷ്ടമാകും. അതോടെ ആ ധൂമകേതുവിന്റെ കഥ കഴിയും.
മറ്റൊരു തരത്തിലും ധൂമകേതുക്കള്‍ ഇല്ലാതാകാം. ധൂമകേതുക്കളുടെ ചലനത്തിനിടയില്‍ സൗരയൂഥഗ്രഹങ്ങളോരോന്നും അതിനെ അവയുടെ ഗുരുത്വബലത്താല്‍ പിടിച്ചുലയ്ക്കും. ഇതിനാല്‍ അവയില്‍ ചിലത് സൗരയുഥത്തിനുമപ്പുറത്തേക്ക് വലിച്ചെറിയപ്പെടും. ചിലതൊക്കെ സൂര്യനിലോ ഏതെങ്കിലും ഗ്രഹത്തിലോ ചെന്നു പതിക്കും. ഉദാഹരണമായി ഷൂമാക്കര്‍-ലെവി 9 എന്ന പേരിലുള്ള ഒരു ധൂമകേതു 1994 ജൂലൈയില്‍ വ്യാഴത്തില്‍ ചെന്നു പതിച്ചത് വലിയ വാര്‍ത്തയായിരുന്നു. ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തിലുള്ള വിവിധ ടെലിസ്‌കോപ്പുകള്‍, ബഹിരാകാശത്തെ ഹബ്ബ്ള്‍സ്‌പേസ് ടെലിസ്‌കോപ്പ്, ഗലീലിയോ ബഹിരാകാശപേടകം എന്നിവ ഇതിന്റെ വിശദാംശങ്ങള്‍ രേഖപ്പെടുത്തി.
മേല്‍പറഞ്ഞ വിവിധ രീതികളില്‍ ധൂമകേതുക്കള്‍ ഇല്ലാതാകാം. പക്ഷേ, ഇപ്പോഴും ഇടയ്ക്കിടെ പുതിയ ധൂമകേതുക്കള്‍ പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നുണ്ട്. ഇതിനര്‍ഥം ധൂമകേതുക്കളുടെ ഒരു റിസെര്‍വ് എവിടെയോ ഉണ്ടാകണമെന്നാണ്. അതില്‍ ഒന്നാണ് കൂയ്പ്പര്‍ ബെല്‍റ്റ്.
കൂയ്പ്പര്‍ ബെല്‍റ്റ്
സൗരയൂഥത്തില്‍ ഏറ്റവും ഒടുവിലത്തെ ഗ്രഹമായ നെപ്ട്യൂണിനുമപ്പുറം ഒരു വലയരൂപത്തില്‍ നിലയുറപ്പിച്ചിട്ടുള്ള ചെറുവസ്തുക്കളുടെ ശേഖരമാണ് കൂയ്പ്പര്‍ ബെല്‍റ്റ്. ശനിയുടെ ചുറ്റുമുള്ള വലയവുമായി ഇതിനെ ഉപമിക്കാം. ഇവയില്‍ നിന്നാണ് ധൂമകേതുക്കളുടെ ഒരു വിഭാഗം ഉടലെടുക്കുന്നതെന്നു കരുതപ്പെടുന്നു. 200 വര്‍ഷത്തില്‍ താഴെ ഭ്രമണകാലമുള്ളതും സൗരയൂഥ ഗ്രഹങ്ങളുടെ തലത്തിലുള്ളതുമായ ധൂമകേതുക്കളുടെ തുടക്കം ഇവിടെ നിന്നാണെന്നു കരുതുന്നു. കൂയ്പ്പര്‍ വലയത്തില്‍ ദശകോടിക്കണക്കിനു വസ്തുക്കള്‍ ഉണ്ടെന്നു കരുതുന്നു. എന്നാല്‍ ഈ വലയത്തിന്റെ ചിത്രമെടുക്കാനൊന്നും കഴിഞ്ഞിട്ടില്ല. കാരണം, ഇവ ദശകോടിക്കണക്കിനുണ്ടെങ്കിലും ഈ വസ്തുക്കള്‍ തമ്മിലുള്ള അകലം വളരെ കൂടുതലാണ്. ശക്തിയേറിയ ദൂരദര്‍ശിനികള്‍ ഉപയോഗിച്ച് ഇവയില്‍ വലിയ ചില വസ്തുക്കളെ ഒറ്റതിരിച്ചുകാണാന്‍ കഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്.
ഇത്തരത്തിലുള്ള ആദ്യവസ്തുവിനെ 1992ല്‍ അമേരിക്കന്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞന്‍ ഡേവിഡ് ലെവിറ്റും (David Lewitt) അദ്ദേഹത്തിന്റെ വിദ്യാര്‍ഥി ജേന്‍ ലൂവും (Jane Luu) ചേര്‍ന്ന് കണ്ടെത്തി. 200-250 കിലോമീറ്റര്‍ വ്യാസമുള്ള ഇതിനെ പ്ലൂട്ടോയുടെ ഭ്രമണപഥത്തിനു പുറത്തായാണ് കണ്ടെത്തിയത്. 1992ഝ.യ1 എന്നാണ് ഇതിനു പേര് നല്‍കിയിരിക്കുന്നത്.
പ്ലൂട്ടോയേയും കൂയ്പ്പര്‍ വലയവസ്തു (Kuiper Belt Object)ആയാണ് പരിഗണിക്കുന്നത്. 1992നു ശേഷം ആയിരത്തിലധികം കൂയ്പ്പര്‍ വലയ വസ്തുക്കളെ കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. ഇവയെല്ലാം നൂറുകിലോമീറ്ററെങ്കിലും വ്യാസമുള്ളവയാണ്. അതിലും ചെറിയവയെ കണ്ടെത്താന്‍ നമ്മുടെ ടെലിസ്‌കോപ്പുകള്‍ മതിയാകില്ല. ഈ വലിപ്പമുള്ളവ ഒരു ലക്ഷം എണ്ണത്തിനെയെങ്കിലും ഇനിയും കണ്ടെത്താന്‍ കഴിയുമെന്നാണ് കരുതുന്നത്. അതിലും താഴെ, ഒരു കിലോമീറ്ററിനും 100 കിലോമീറ്ററിനും ഇടയില്‍ വ്യാസമുള്ളവ ദശലക്ഷക്കണക്കിനു വരുമെന്നാണ് കരുതപ്പെടുന്നത്.
2005ല്‍ കണ്ടെത്തിയ എറിസ് (Eris) എന്ന വസ്തു പ്ലൂട്ടോവിനേക്കാള്‍ വലുതാണ്. കാലിഫോര്‍ണിയയിലെ പലോമര്‍ ഒബ്‌സര്‍വേറ്ററിയിലാണ് അതിനെ കണ്ടെത്തിയത്. ഇതിന്റെ വ്യാസം ഏകദേശം 2500 കിലോമീറ്റര്‍ വരും. ഇതിന്റെ പ്രതലത്തില്‍ ഐസ് രൂപത്തിലുള്ള മീഥേന്‍ ഉണ്ടെന്നും കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. ഇതിനെ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന ഡിസ്നോമിയ (Dysnomia) എന്നു പേരുള്ള മറ്റൊരു വസ്തുകൂടിയുണ്ട്.
എറിസ് (Eris)
നെപ്ട്യൂണിനും പൂട്ടോയ്ക്കും അപ്പുറത്ത് – കുയ്പർ വലയത്തിൽ ദീർഘവൃത്തപഥത്തിൽ – സൂര്യനെ ചുറ്റുന്ന ഒരു കുള്ളൻ ഗ്രഹമാണ് (Dwarf Planet) എറിസ്. 2005ൽ കണ്ടെത്തിയ എറിസ് ആണ് ഇതുവരെ കണ്ടെത്തിയിട്ടുള്ള ഏറ്റവും വലിയ കുയ്പർ വലയ വസ്തു. ഇത് 560 വർഷം കൊണ്ടാണ് സൂര്യനെ ഒരുപാവശ്യം – ചുറ്റുന്നത്. ഏതാണ്ട് 2500 കിലോമീറ്റർ വ്യാസമുള്ള ഈ കുള്ളൻഗ്രഹം പ്ലൂട്ടോയേക്കാൾ – (വ്യാസം 2344 കിലോമീറ്റർ) വലിയതാണ്. – ഇതിന് ഡിസ്നോമിയ എന്നപേരിൽ ഒരു ഉപഗ്രഹം കൂടി കണ്ടുപിടിച്ചിട്ടുണ്ട്. ഗ്രീക്ക് ദേവതയായ എറിസിന്റെ പേര് ഔദ്യോഗികമായി സ്വീകരിക്കുന്നതിനു മുമ്പ് ഇതിന് 2003UB313, – കസേന (Xena), പത്താംഗ്രഹം എന്നിങ്ങനെ വിവിധ പേരുകൾ ഉണ്ടായിരുന്നു. എറിസിന്റെ – സ്പെക്ട്രം പഠിച്ചതിൽ നിന്നും ഇതിന്റെ ഉപരി തലത്തിൽ ഐസ് രൂപത്തിൽ മീഥേൻ നിൽക്കുന്നതായി തെളിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. എന്നാൽ ഒരു വാൽന ക്ഷതമാകാൻ വേണ്ട തലയും (Coma) വാലും (Tail) ഇതിൽ കണ്ടെത്തിയിട്ടില്ല.
കൂയ്പ്പര്‍ വലയത്തിനകത്തെ വസ്തുക്കളെല്ലാം സൂര്യനെ വലംവച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുകയാണ്. ഇവയെ പൊതുവെ രണ്ടുതലത്തിലായി തിരിക്കാം. സൂര്യനില്‍ നിന്ന് 40 മുതല്‍ 50 വരെ അസ്‌ട്രോണമിക്കല്‍ യൂണിറ്റ് വരെ ദൂരത്തി ല്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന സാധാരണ വസ്തുക്കള്‍. ഇവയുടെ ചലനത്തെ നെപ്ട്യൂണിന്റെ ഗുരുത്വബലം കാര്യമായി ബാധിക്കുന്നില്ല. ആകെയുള്ള വസ്തുക്കളുടെ മൂന്നില്‍ രണ്ടുഭാഗവും ഈ ഇനത്തില്‍പ്പെടും.
മറ്റൊരു വിഭാഗത്തില്‍ പെടുന്നവ നെപ്ട്യൂണിന്റെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണത്തില്‍ പെട്ട് അതിന്റെ താളത്തിനു തുള്ളുന്നവരാണ്. ഉദാഹരണത്തിന്, പ്ലൂട്ടോ. നെപ്ട്യൂണ്‍ സൂര്യനെ മൂന്നുപ്രാവശ്യം ചുറ്റുന്ന സമയം കൊണ്ട് പ്ലൂട്ടോ രണ്ടുപ്രാവശ്യം ചുറ്റിവരും. (നെപ്ട്യൂണിന്റെ ഭ്രമണകാലം 164.8വര്‍ഷം. പ്ലൂട്ടോയുടേത് 247.7 വര്‍ഷം). ഇതേ തരത്തില്‍ ഭ്രമണപഥമുള്ള 200 വസ്തുക്കളെ നമുക്കറിയാം. ഇവയെ പൊതുവേ പ്ലൂട്ടിനോകള്‍ എന്നുപറയുന്നു. ഇതുകൂടാതെ നെപ്ട്യൂണിന്റെ ഇരട്ടി ഭ്രമണകാലമുള്ള കൂയ്പ്പര്‍ വസ്തുക്കളുമുണ്ട്.
കൂയ്പ്പര്‍ വസ്തുക്കളുടെ ചേരുവയില്‍ ഒരു സമാനതയുണ്ട്. അവയിലെല്ലാം തന്നെ മീഥേന്‍, അമോണിയ, ജലം എന്നിവ ഐസുരൂപത്തില്‍ നിലനില്‍ക്കുന്നു. കൂയ്പ്പര്‍ വസ്തുക്കള്‍ എണ്ണത്തില്‍ ഏറെയുണ്ടെങ്കിലും അവയുടെ ദ്രവ്യമാനം മുഴുവന്‍ കൂട്ടിയാലും സൂര്യന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ ചെറിയൊരംശമേ ഉണ്ടാകൂ എന്നാണ് അനുമാനം.
കൂയ്പ്പര്‍ വലയ വസ്തുക്കളെക്കുറിച്ചു പഠിക്കാനായി നാസ ഒരു ബഹിരാകാശ പേടകത്തെ വിക്ഷേപിച്ചിട്ടുണ്ട്. 2006 ജനുവരി 19ന് ഭൂമിയില്‍ നിന്ന് യാത്രയാരംഭിച്ച ന്യൂഹൊറൈസണ്‍സ് (New Horizons) പേടകം.
ഊര്‍ട്ട് മേഘം
നെപ്ട്യൂണിന്റെ ഭ്രമണപഥത്തേക്കാളും ഏറെ അകലെ എല്ലാദിശയിലുമായി ചെറിയവസ്തുക്കള്‍ ഗോളാകൃതിയിലുള്ള ഒരു മേഘം പോലെ നില്‍ക്കുന്നതാണ് ഊര്‍ട്ട് മേഘം. ഇതിലേക്കുള്ള ദൂരം കൃത്യമായി കണക്കാക്കിയിട്ടില്ല. 5000 മുതല്‍ 1 ലക്ഷം വരെ അസ്‌ട്രോണമിക്കല്‍ യൂണിറ്റ് ദൂരത്തില്‍ ഇതു സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നുവെന്നാണ് മതിപ്പുകണക്ക്. ഭൂമിയില്‍ നിന്ന് ഏതാണ്ട് ഒരു പ്രകാശവര്‍ഷം വരെ അകലെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നതിനാല്‍ ഇതിലെ ഒരു വസ്തുവിനെപ്പോലും നമ്മള്‍ നേരിട്ടു നിരീക്ഷിച്ചിട്ടില്ല; ഉടനെയൊന്നും നേരിട്ടു നിരീക്ഷിക്കാന്‍ കഴിയുമെന്നും കരുതുന്നില്ല. എന്നാല്‍ ഇത്തരത്തിലൊന്ന് നിലനില്‍ക്കുന്നുവെന്നു കരുതാന്‍ ഏറെ ന്യായങ്ങളുണ്ട്.
സൗരയൂഥത്തിന് 450 കോടിയിലധികം വര്‍ഷം പഴക്കമുണ്ട്. ഇതുമായി താരതമ്യം ചെയ്യുമ്പോള്‍ ഇതുവരെ നിരീക്ഷണവിധേയമായിട്ടുള്ള ധൂമകേതുക്കളെല്ലാം അല്പായുസ്സുകളാണ്. ഒരു ദശലക്ഷം വര്‍ഷക്കാലം കഴിയുന്നതിനുമുമ്പേ ഇവയെല്ലാം നമ്മോടു യാത്രപറയും. സൗരയൂഥത്തിലൂടെ പ്രയാണം ചെയ്യുന്നതിനിടയില്‍ ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണത്തില്‍പ്പെട്ട് വഴിതെറ്റി, ഇവയില്‍ ചിലത് സൗരയൂഥത്തിനു പുറത്തേക്ക് യാത്രയാകും, മറ്റു ചിലത് സൂര്യനുചുറ്റും ചെറിയ ഭ്രമണപഥങ്ങളിലെത്തിച്ചേരും. സൂര്യസമീപം ചുറ്റിത്തിരിയുന്നവ കുറച്ചുകാലത്തിനകം സൂര്യതാപത്താല്‍ ആവിയാകും. പക്ഷേ, നമ്മള്‍ ഇടയ്ക്കിടെ പുതിയ ധൂമകേതുക്കളെ കാണുന്നുണ്ട്. അതിനു മുമ്പ് ഏറെക്കാലം അവ സൂര്യതാപമേല്‍ക്കാത്ത വളരെ അകലത്തെവിടെയോ ആയിരുന്നിരിക്കണം. സൂര്യനില്‍ നിന്ന് ഏറെ അകലെയായി സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന ഇത്തരം ധൂമകേതുക്കളുടെ വാസസ്ഥലമാണ് ഊര്‍ട്ട് മേഘം എന്നറിയപ്പെടുന്നത്. ഇത് സൂര്യനില്‍ നിന്ന് വളരെ അകലെയാണ്. പക്ഷേ അത് ഗുരുത്വബലത്താല്‍ സൗരയൂഥത്തോടു ബന്ധിപ്പിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു
ഊര്‍ട്ട് മേഘം എങ്ങനെ രൂപപ്പെട്ടുവെന്നുനോക്കാം. സൗരയൂഥത്തിലെ വന്‍ഗ്രഹങ്ങള്‍ക്കൊപ്പം തുടക്കത്തിലേ ഈ മേഘവും രൂപപ്പെട്ടുവെന്നു കരുതാന്‍ ചില ന്യായങ്ങളുണ്ട്. സോവിയറ്റു ശാസ്ത്രജ്ഞന്‍ വിക്‌ടോര്‍ സാഫ്രനോവ് 1972ല്‍ പ്രസിദ്ധീകരിച്ച സിദ്ധാന്തപ്രകാരം സൂര്യന്റെ ചുറ്റും രൂപപ്പെട്ട തളികാരൂപത്തിലുള്ള പൊടിപടലങ്ങളില്‍ നിന്നാണ് ഗ്രഹങ്ങളുടെ തുടക്കം. ഇവ ചേര്‍ന്ന് ഗ്രഹശകലങ്ങള്‍(Planetesimals) ഉണ്ടാകുകയും അതുചേര്‍ന്ന് ഗ്രഹങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകുകയും ചെയ്തു. എന്നാല്‍, വന്‍ ഗ്രഹമാകാതെ ബാക്കി വന്ന വസ്തുക്കളാണ് ഊര്‍ട്ട്‌മേഘമായത്.
1970കളില്‍ അമേരിക്കന്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനായ കാമെറോണ്‍ (A.G.W. Cameron) ഊര്‍ട്ട് മേഘത്തെ സംബന്ധിച്ച് കുറച്ചു വ്യത്യസ്തമായ മറ്റൊരു സിദ്ധാന്തമുണ്ടാക്കി. ഇതനുസരിച്ച് സൗരയൂഥം പിറവിയെടുത്തകാലത്ത് സൂര്യനില്‍ നിന്ന് ഏകദേശം 1000 അസ്‌ട്രോണമിക്കല്‍ യൂണിറ്റ് അകലെ ഒരു വൃത്താകാരവലയമുണ്ടായി. ഇത് ഗ്രഹങ്ങളുടെ സ്ഥാനത്തേക്കാളും വളരെ അകലെയാണെന്നത് ഓര്‍ക്കുക. പിന്നീട് ഇതിലെ വസ്തുക്കളുടെ വൃത്താകാരപഥങ്ങള്‍ കൂടുതല്‍ വലിപ്പമുള്ള പഥങ്ങളായി രൂപപ്പെട്ടു.
സാഫ്രോനോവിന്റെയോ കാമെറോണിന്റെയോ സിദ്ധാന്തം അനുസരിച്ചു നോക്കിയാല്‍ മറ്റു സൗരയൂഥ വസ്തുക്കള്‍ക്കൊപ്പം തന്നെ ഏതാണ്ട് 450-460 കോടി വര്‍ഷം മുമ്പ് ഊര്‍ട്ട് മേഘം രൂപപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. പല യുവ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കു ചുറ്റിലും ഇത്തരം വലയങ്ങളെ ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് ടെലിസ്‌കോപ്പുകള്‍ ഉപയോഗിച്ച് കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട് എന്നത് ഊര്‍ട്ട് മേഘത്തിന്റെ അസ്തിത്വത്തിന് സാധ്യതകൂട്ടുന്നുണ്ട്.
ധൂമകേതുക്കളിലെ വസ്തുക്കള്‍ ചിലതെങ്കിലും സൗരയൂഥത്തിനു പുറത്തു നിന്നു വന്നതാണെന്ന തരത്തിലുള്ള ചില സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ ഉണ്ടായിട്ടുണ്ട്. എന്നാല്‍ ഇവയ്ക്ക് നിരീക്ഷണങ്ങളുടെ പിന്തുണ വേണ്ടത്ര രീതിയില്‍ ലഭിച്ചിട്ടില്ല.
ധൂമകേതുക്കള്‍ക്ക് സൗരയൂഥത്തേക്കാള്‍ പഴക്കമുണ്ടെന്ന് കരുതുന്നവരുമുണ്ട്. രണ്ടുതരം സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ ആണ് അവര്‍ മുന്നോട്ടു വയ്ക്കുന്നത്. ആദ്യത്തെ സിദ്ധാന്തം അനുസരിച്ച് സൗരയൂഥത്തിനു മുമ്പേതന്നെ ആകാശഗംഗയില്‍ (Milkyway Galaxy) തന്മാത്രാ മേഘങ്ങളില്‍ കോമെറ്റുകള്‍ രൂപപ്പെട്ടിരുന്നു. ഇത് നക്ഷത്രാന്തരീയ ധൂളികളും ഓര്‍ഗാനിക് തന്മാത്രകളും ചേര്‍ന്നുണ്ടായതായിരിക്കണം. പിന്നീട് ഇതിന്റെ ഒരുഭാഗം പരസ്പരം ചേര്‍ന്ന് സൂര്യനും ഗ്രഹങ്ങളുമൊക്കെ ഉണ്ടായി. മറ്റൊരു സിദ്ധാന്തമനുസരിച്ച് നക്ഷത്രാന്തരീയ ധൂളികള്‍ ചേര്‍ന്ന് കോമെറ്റുകള്‍ രൂപപ്പെട്ടില്ല. അതേസമയം തന്മാത്രാ മേഘം ഘനീഭവിച്ച് ആദിമസൂര്യന്‍ (Proto-Sun) ഉണ്ടായപ്പോള്‍ അതിനുചുറ്റും ഒരു വലയമുണ്ടായി. ഇതില്‍ നിന്ന് പുറംഭാഗം പുറത്തേക്കു നീങ്ങി ഊര്‍ട്ട്‌മേഘമായി രൂപപ്പെട്ടു. അകംഭാഗം ചേര്‍ന്ന് ഗ്രഹങ്ങളായി രൂപപ്പെട്ടു.
ഒരിക്കല്‍ നമ്മുടെ ഏതെങ്കിലും ചില ബഹിരാകാശപേടകങ്ങള്‍ കോമെറ്റുകളുടെ ഉത്പത്തി സംബന്ധിച്ച് വ്യക്തമായ ഉത്തരം നല്‍കുമെന്ന് പ്രതീക്ഷിക്കുന്നു.
ക്ഷുദ്രഗ്രഹങ്ങളും വാല്‍നക്ഷത്രങ്ങളും
1000 കിലോമീറ്ററിനു താഴെ വ്യാസമുള്ള, പ്രധാനമായും കല്ലുകള്‍ നിറഞ്ഞ സൂര്യനെ ചുറ്റുന്ന വസ്തുക്കളെയാണ് ക്ഷുദ്രഗ്രഹങ്ങള്‍ എന്നു വിളിക്കുന്നത്. ഇവ പ്രധാനമായും ചൊവ്വയുടെയും വ്യാഴത്തിന്റെയും ഇടയിലുള്ള പ്രദേശങ്ങളിലൂടെയാണ് സൂര്യനെ ചുറ്റുന്നത്. ഇവയ്ക്ക് ലഘുഗ്രഹങ്ങള്‍ (Minor Planets) എന്നും പേരുണ്ട്. ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ കൂടുതലായും ഉപയോഗിക്കുന്ന പേര് മൈനര്‍പ്ലാനെറ്റ് എന്നാണ്.
1801ലാണ് പിയാസി (Giueseppe Piazzi) എന്ന ഇറ്റാലിയന്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞന്‍ ആദ്യമായി ഒരു ക്ഷുദ്രഗ്രഹത്തെ കണ്ടെത്തുന്നത്. അദ്ദേഹം ആദ്യം വിചാരിച്ചത് ഒരു വാല്‍നക്ഷത്രത്തെ കണ്ടെത്തി എന്നാണ്. പിന്നീട് അത് ചൊവ്വയ്ക്കും വ്യാഴത്തിനും ഇടയിലുള്ള ഭ്രമണപഥത്തിലൂടെ സൂര്യനെ ചുറ്റുന്ന ഒരു ലഘുഗ്രഹമാണെന്നു മനസ്സിലായി. ഏകദേശം 940 കിലോമീറ്റര്‍ വ്യാസമുള്ള, സെറെസ്(Ceres) എന്നു പേരുള്ള, ക്ഷുദ്രഗ്രഹഗണത്തിലെ ഈ പ്രധാനി 2006ല്‍ നിലവില്‍ വന്ന തരംതിരിക്കല്‍ രീതി അനുസരിച്ച് ഒരു കുള്ളന്‍ ഗ്രഹമാണ് (Dwarf Planet). സെറസിന്റെ കണ്ടെത്തലിനുശേഷം അടുത്ത ആറുവര്‍ഷത്തിനകം പല്ലാസ്, ജൂനോ, വെസ്റ്റ എന്നീ മറ്റു മൂന്ന് ക്ഷുദ്രഗ്രഹങ്ങളെക്കൂടി കണ്ടെത്തി. ഫോട്ടോഗ്രാഫിക് സാങ്കേതികവിദ്യ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രനിരീക്ഷണത്തിന് ഉപയോഗിക്കാന്‍ തുടങ്ങിയതോടെ നമുക്കറിയാവുന്ന ക്ഷുദ്രഗ്രഹങ്ങളുടെ എണ്ണം കൂടിവന്നു. 19-ാം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ ഒടുവിലാകുമ്പോള്‍ ക്ഷുദ്രഗ്രഹങ്ങളുടെ എണ്ണം 464 ആയി. ഇരുപതാം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ ഒടുവില്‍ ഇത് ഒരുലക്ഷം കവിഞ്ഞു. ഇപ്പോള്‍ ഇത് ദശലക്ഷങ്ങള്‍ കവിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. എന്നാല്‍ ആദ്യം കണ്ടുപിടിച്ച നാലു വമ്പന്‍ ക്ഷുദ്രഗ്രഹങ്ങളെ അപേക്ഷിച്ച് വലിപ്പത്തില്‍ നിസ്സാരന്മാരാണ് പിന്നീട് കണ്ടുപിടിച്ചവയൊക്കെ. എങ്കിലും ഇവയിലൊന്ന് ഭൂമിയില്‍ വന്നു പതിച്ചാല്‍ അത് ഒരു ഭയങ്കര സംഭവമാകും. 65 ദശലക്ഷം വര്‍ഷം മുമ്പ് അങ്ങനെയൊന്നു സംഭവിച്ചതിന്റെ ഫലമായി ദിനോസോറുകള്‍ ഉള്‍പ്പെടെ വലിയൊരു ഭാഗം ജീവജാതികള്‍ അന്യംനിന്നതായി കരുതപ്പെടുന്നു.
ഏതെങ്കിലും ക്ഷുദ്രഗ്രഹമോ ധൂമകേതുവോ ഭൂമിയില്‍ വന്നു പതിക്കാനുള്ള സാധ്യത വളരെക്കുറവാണെന്നു നാം അനുഭവത്തിന്റെയും കണക്കുകൂട്ടലുകളുടെയും അടിസ്ഥാനത്തില്‍ വിശ്വസിക്കുന്നു. എന്നാല്‍ ആ സാധ്യത പൂര്‍ണമായും തള്ളിക്കളയാനും ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ തയ്യാറല്ല. ഏതായാലും ഇത്തരം സാധ്യതയെക്കുറിച്ചു പഠിക്കാന്‍ പല നിരീക്ഷണപദ്ധതികളും നിലവിലുണ്ട്. ഈ പദ്ധതികളിലൂടെ ധാരാളം ക്ഷുദ്രഗ്രഹങ്ങളെയും ധൂമകേതുക്കളെയും നാം കണ്ടുപിടിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്നു.
ഒരു ക്ഷുദ്രഗ്രഹത്തെക്കുറിച്ചു പഠിക്കാനായി ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ആദ്യം അയച്ച ബഹിരാകാശപേടകമാണ് നിയര്‍ ഷുമാക്കെര്‍ (Near Earth Asteroid Rendezvous – Shoemaker). 2001ല്‍ ഇത് ഭൂമിയുടെ അടുത്തുകൂടി സഞ്ചരിക്കുന്ന ഇറോസ് (Eros) ക്ഷുദ്രഗ്രഹത്തിനടുത്തെത്തി പഠനം നടത്തി.
നാസയുടെ ഡോണ്‍ (Dawn) മിഷന്‍ ക്ഷുദ്രഗ്രഹങ്ങളെക്കുറിച്ചു പഠിക്കാനുള്ള ഗവേഷണപദ്ധതിയാണ്. ഇതിന്റെ ഭാഗമായി ഒരു ബഹിരാകാശപേടകം 2007 സെപ്തംബറില്‍ വിക്ഷേപിക്കപ്പെട്ടു. 2011-12 കാലഘട്ടത്തില്‍ വെസ്റ്റ (Vesta)യുടെ അടുത്തെത്തിയ ഡോണ്‍ പേടകം അതിന്റെ ധാരാളം ചിത്രങ്ങളെടുക്കുകയും വിശദമായി പഠിക്കുകയും ചെയ്തു.
കൈറോണ്‍ (Chiron)
ആദ്യം ഒരു ക്ഷുദ്രഗ്രഹമെന്നു ധരിക്കുകയും പിന്നീട് ഒരു വാൽനക്ഷത്രമെന്നു തിരിച്ചറിയുകയും ചെയ്ത വസ്തുവാണ് കെറോൺ. 1977ൽ അമേരിക്കൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞൻ ചാൾസ് കോവൽ (Charles Kowal) ഇതിനെ കണ്ടെത്തിയപ്പോൾ ആദ്യം ധരിച്ചത് ഏറ്റവും അകലെയുള്ള ഒരു ക്ഷുദ്രഗ്രഹം എന്നാണ്, ശനിയുടെയും യുറാനസിന്റെയും ഇടയിലുള്ള ഒരു ഭ്രമണപഥത്തിലൂടെ 50.7 വര്‍ഷം കൊണ്ട് ഇത് സൂര്യനെ ചുറ്റുന്നു. 1989ൽ ഇതിന്റെ ചുറ്റും ഒരു നേർത്ത വാതക പടലം കണ്ടെത്തി. ഒരു വാൽനക്ഷത്രത്തിന്റെ ന്യൂക്ലിയസ്സിലെ വിവിധതരം ഐസ് ബാഷ്പീകരിച്ചുണ്ടാകുന്ന വാതകങ്ങളും പൊടിയും ചേർന്ന ഒരു കോമയാണ് ഇതെന്നു മനസ്സിലായതോടെ ഇത് ഒരു വാൽനക്ഷത്രമാണെന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞർ ഉറപ്പാക്കി. തുടർന്ന് – അത് പുനർനാമകരണം ചെയ്യപ്പെട്ടു.ക്ഷുദ്രഗ്രഹമായിരുന്നപ്പോൾ അതിന്റെ ഔദ്യോഗികപേര് Minor Planet (2060) Chiron എന്നായിരുന്നു. പിന്നീടത് Comet 95P/Chiron എന്നായിമാറി. കൈറോണിന്റെ ഭ്രമണപഥം സുസ്ഥിരമല്ല. അടുത്ത ഏതാനും ആയിരം വർഷത്തിനകം അത് ശനിയുടെ ഗുരുത്വബലത്താൽ സൂര്യനടുത്തേക്കു വലിക്കപ്പെടുകയും ഒരു ഗംഭീര വാൽനക്ഷത്രമായി പരിണമിക്കുകയും ചെയ്യുമെന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞർ കരുതുന്നു.
കേരള ശാസ്ത്രസാഹിത്യ പരിഷത്ത് പ്രസിദ്ധീകരിച്ച ധൂമകേതുക്കളും സൌരയൂഥത്തിന്റെ ഉത്പത്തിയും (പ്രൊഫ. കെ.പാപ്പൂട്ടി, ഡോ.എന്‍.ഷാജി) എന്ന പുസ്തകത്തില്‍ നിന്നും
അനുബന്ധലേഖനങ്ങള്‍
Happy
80 %
Sad
0 %
Excited
0 %
Sleepy
20 %
Angry
0 %
Surprise
0 %
2
0
One thought on “സൗരയൂഥവും വാല്‍നക്ഷത്രങ്ങളും”