എട്ട്‌

ഓരോ നിരീക്ഷകർക്കും ഒരു റഡാർ ഉപയോഗിച്ച്‌ പ്രകാശത്തിന്റേയോ റേഡിയോ തരംഗങ്ങളുടെയോ ഒരു സ്‌പന്ദനം അയച്ചുകൊണ്ട്‌ ഒരു സംഭവം എപ്പോൾ എവിടെ നടന്നു എന്ന്‌ മനസ്സിലാക്കാൻ കഴിയും. സ്‌പന്ദനത്തിന്റെ ഒരു ഭാഗം സംഭവത്തിൽ തട്ടി പ്രതിഫലിക്കുകയും നിരീക്ഷകൻ ഈ പ്രതിധ്വനി തിരിച്ചെത്തുമ്പോഴത്തെ സമയം അളക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. അപ്പോൾ സംഭവസമയം സ്‌പന്ദനം അയച്ചതിനും അതിന്റെ പ്രതിഫലനം തിരിച്ചെത്തിയതിനും നേർ മദ്ധ്യത്തിലായിരിക്കും; സംഭവത്തിന്റെ അകലം ഈ യാത്രക്കുവേണ്ടി വന്ന സമയത്തിന്റെ പകുതിയെ പ്രകാശവേഗത കൊണ്ട്‌ ഗുണിച്ചാൽ കിട്ടുന്നതായിരിക്കും. (ഒരു സംഭവം ഈ അർത്ഥത്തിൽ സ്ഥലരാശിയിൽ ഒരൊറ്റ ബിന്ദുവിൽ ഒരു നിശ്ചിത സമയബിന്ദുവിൽ സംഭവിക്കുന്ന ഒന്നാണ്‌. ഈ ആശയമാണ്‌ ചിത്രം 2.1 കാണിച്ചിരിക്കുന്നത്‌. ഇത്‌ സ്ഥല-സമയ ആലേഖനത്തിന്‌ ഒരു ഉദാഹരണമാണ്‌. ഈ നടപടിക്രമ പ്രകാരം പരസ്‌പരം ആപേക്ഷികമായി സഞ്ചരിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന നിരീക്ഷകർ ഒരേ സംഭവത്തിന്‌ വ്യത്യസ്‌തമായ സമയങ്ങളും സ്‌ഥാനങ്ങളും രേഖപ്പെടുത്തും. ഒരു നിരീക്ഷകന്റേയും അളവുകൾ മറ്റുളളവരേക്കാൾ കൃത്യമാണെന്നു പറയാനാവില്ല, എല്ലാ അളവുകളും പരസ്‌പരം ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കാം. ഏതൊരു നിരീക്ഷകനും മറ്റൊരാൾ രേഖപ്പെടുത്തിയ സംഭവത്തിന്റെ സമയവും സ്‌ഥാനവും കൃത്യമായി കണക്കാക്കാൻ കഴിയും, അയാളുടെ ആപേക്ഷിക വേഗത അറിഞ്ഞിരിക്കണമെന്നു മാത്രം.

ഇക്കാലത്ത്‌ ദൂരങ്ങൾ കൃത്യമായി അളക്കുവാൻ നാം ഈ മാർഗ്ഗമാണ്‌ ഉപയോഗിക്കുന്നത്‌. കാരണം ദൂരം അളക്കുന്നതിനേക്കാൾ കൂടുതൽ കൃത്യമായി നമുക്ക്‌ സമയം അളക്കാൻ കഴിയും. ഫലത്തിൽ, മീറ്റർ ഇപ്പോൾ നിർവ്വചിക്കപ്പെടുന്നത്‌ ഒരു സീസിയം ക്ലോക്കിന്റെ സഹായത്തോടെ അളക്കുന്ന, 0.000000003335640952 സെക്കന്റിൽ പ്രകാശം സഞ്ചരിക്കുന്ന ദൂരം എന്നാണ്‌. (ഈ സംഖ്യയുടെ പ്രത്യേകത എന്തെന്ന്‌ വച്ചാൽ അത്‌ മീറ്ററിന്റെ ചരിത്രപരമായ നിർവ്വചനമായ പാരീസിൽ സൂക്ഷിച്ച പ്ലാറ്റിനം തകിടിലെ രണ്ട്‌ അടയാളങ്ങൾ തമ്മിലുളള അകലത്തിന്‌ സമമാണെന്നതാണ്‌.) അതുപോലെത്തന്നെ നമുക്ക്‌ നീളത്തിന്‌ പ്രകാശസെക്കന്റ്‌ എന്ന പേരിൽ കൂടുതൽ സൗകര്യപ്രദമായ ഒരു ഏകകം ഉപയോഗിക്കാവുന്നതാണ്‌. ഇതിന്‌ പ്രകാശം ഒരു സെക്കന്റിൽ സഞ്ചരിക്കുന്ന ദൂരം എന്ന നിർവ്വചനം നല്‌കുകയും ചെയ്യാം. ആപേക്ഷിക സിദ്ധാന്തത്തിൽ നാം ദൂരത്തെ സമയവും പ്രകാശവേഗതയും ബന്ധപ്പെടുത്തിക്കൊണ്ടാണ്‌ നിർവ്വചിക്കുന്നത്‌. അപ്പോൾ സ്വാഭാവികമായും എല്ലാ നിരീക്ഷകരും കണക്കാക്കുന്ന പ്രകാശവേഗത ഒന്നു തന്നെയായിരിക്കും. (നിർവ്വചന പ്രകാരം 0.000000003335640952 സെക്കന്റിൽ ഒരു മീറ്റർ) അതിനാൽ മൈക്കിൾസൺ-മോർലീ പരീക്ഷണം തെളിച്ചപോലെ, ഇതർ എന്ന കണ്ടെത്താൻ പറ്റിയിട്ടില്ലാത്ത ഒരു വസ്‌തുവിനെ ഉൾക്കൊളളിക്കേണ്ട ആവശ്യമില്ല. ആപേക്ഷികസിദ്ധാന്തം, പക്ഷെ, സ്‌ഥലം, സമയം എന്നിവയെപ്പറ്റിയുളള നമ്മുടെ സങ്കല്‌പങ്ങൾ വേരോടെ പിഴുതെറിയുന്നു. സമയം സ്ഥലരാശിയിൽ നിന്നും വ്യത്യസ്‌തവും സ്വതന്ത്രവുമല്ലെന്നും മറിച്ച്‌ രണ്ടും കൂടി സംയോജിച്ച്‌ സ്‌ഥല-സമയം എന്ന ഒന്ന്‌ രൂപം കൊളളുന്നുവെന്നും നമുക്ക്‌ അംഗീകരിക്കേണ്ടിവരും.

സ്ഥലരാശിയിൽ ഒരു ബിന്ദുവിനെ മൂന്ന്‌ സംഖ്യകൾ, അഥവാ, നിർദ്ദേശാങ്കങ്ങൾ കൊണ്ട്‌ വിവരിക്കാമെന്ന്‌ നിത്യാനുഭവത്തിൽ നിന്നും നമുക്കറിയാം. ഉദാഹരണത്തിന്‌, ഒരു മുറിയിലെ ഒരു ബിന്ദു ഏതെങ്കിലും ചുമരിൽ നിന്ന്‌ 7 അടിയും മറ്റേതിൽ നിന്ന്‌ മൂന്നടിയും തറയിൽ നിന്നും അഞ്ചടിയും അകലത്തിലാണെന്നു പറയാം. അല്ലെങ്കിൽ ഒരു ബിന്ദു ഒരു പ്രത്യേക അക്ഷാംശത്തിലും രേഖാംശത്തിലും ഉയരത്തിലുമാണെന്നും പറയാം. നമുക്ക്‌ ഉചിതമെന്നു തോന്നുന്ന ഏതെങ്കിലും മൂന്ന്‌ നിർദ്ദേശാങ്കങ്ങൾ ഉപയോഗിക്കാമെങ്കിലും അവയ്‌ക്ക്‌ പരിമിതമായ സാധ്യതയേ ഉണ്ടാവുകയുളളൂ. ചന്ദ്രന്റെ സ്ഥാനം ആരും പിക്കാഡിലി സർക്കസിന്‌ ഇത്ര നാഴിക വടക്ക്‌, ഇത്ര നാഴിക പടിഞ്ഞാറ്‌, സമുദ്രനിരപ്പിൽ നിന്ന്‌ ഇത്ര നാഴിക ഉയരത്തിൽ എന്ന്‌ വിവരിക്കുകയില്ലല്ലോ. പകരം അത്‌ സൂര്യനിൽ നിന്നുളള ദൂരം, ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഭ്രമണപഥങ്ങളുടെ തലത്തിൽ നിന്നുളള ദൂരം, ചന്ദ്രനെയും സൂര്യനേയും യോജിപ്പിക്കുന്ന രേഖയും സൂര്യനേയും അടുത്തുളള നക്ഷത്രമായ ആൽഫാ സെഞ്ചുറിയേയും യോജിപ്പിക്കുന്ന രേഖയും തമ്മിലുളള കോൺ എന്നിവയെ അടിസ്‌ഥാനപ്പെടുത്തി വിവരിച്ചുവെന്നു വരാം. ഈ നിർദ്ദേശാങ്കങ്ങൾ പോലും നമ്മുടെ ഗാലക്‌സിയിൽ സൂര്യന്റെ സ്ഥാനം വിവരിക്കുന്നതിനോ അല്ലെങ്കിൽ പ്രാദേശിക ഗാലക്‌സി സമൂഹത്തിൽ നമ്മുടെ ഗാലക്‌സിയുടെ സ്‌ഥാനം വിവരിക്കുന്നതിനോ തീരെ അപര്യാപ്‌തമാണ്‌. വാസ്‌തവത്തിൽ പ്രപഞ്ചം മുഴുവൻ പരസ്‌പരം കവിഞ്ഞു കിടക്കുന്ന പ്രതലങ്ങളുടെ ഒരു കൂട്ടമായി വിവരിക്കാം. ഓരോ പ്രതലത്തിലേയും സ്‌ഥാന നിർണ്ണയത്തിന്‌ വ്യത്യസ്‌തമായ മൂന്നു നിർദ്ദേശാങ്കങ്ങൾ ഉപയോഗിക്കാവുന്നതാണ്‌.

ഒരു സംഭവം എന്ന്‌ പറയുന്നത്‌ സ്ഥലരാശിയിൽ ഒരു പ്രത്യേക ബിന്ദുവിൽ ഒരു പ്രത്യേക സമയത്ത്‌ നടക്കുന്ന കാര്യമാണ്‌. അതിനാൽ നമുക്കതിനെ നാല്‌ സംഖ്യകൾ കൊണ്ട്‌, അല്ലെങ്കിൽ നിർദ്ദേശാങ്കങ്ങൾ കൊണ്ട്‌ വിവരിക്കാവുന്നതാണ്‌. വീണ്ടും നിർദ്ദേശാങ്കങ്ങൾ തിരഞ്ഞെടുക്കുന്നതിന്‌ വ്യവസ്ഥയൊന്നുമില്ല. ഏതെങ്കിലും മൂന്ന്‌ നിർദ്ദേശാങ്കങ്ങളും ഏതെങ്കിലും സമയമാനം സമയത്തിനും ഉപയോഗിക്കാം. ആപേക്ഷികതയിൽ സ്‌ഥലത്തിന്റെയും സമയത്തിന്റെയും നിർദ്ദേശാങ്കങ്ങൾ തമ്മിൽ ഭിന്നതയില്ല. സ്ഥലത്തിന്റെ രണ്ടു നിർദ്ദേശാങ്കങ്ങൾ തമ്മിൽ പറയത്തക്ക വ്യത്യാസമില്ലാത്തതുപോലെ നമുക്ക്‌ വേണമെങ്കിൽ പഴയ രണ്ടു സ്ഥല നിർദ്ദേശാങ്കങ്ങൾ സംയോജിപ്പിച്ചുകൊണ്ട്‌ പുതിയ നിർദ്ദേശാങ്കങ്ങൾ ഉണ്ടാക്കാം. ഉദാഹരണത്തിന്‌, ഭൂമിയിലെ ഒരു ബിന്ദുവിന്റെ സ്‌ഥാനം നാഴികയിൽ പിക്കാഡിലിക്ക്‌ വടക്കും പിക്കാഡിലിക്ക്‌ പടിഞ്ഞാറും അളക്കുന്നതിനുപകരം പിക്കാഡിലിക്ക്‌ വടക്ക്‌ കിഴക്കും പിക്കാഡിലിക്ക്‌ വടക്കുപടിഞ്ഞാറും എടുക്കാവുന്നതാണ്‌. അതുപോലെ, ആപേക്ഷികത്വത്തിൽ, സമയത്തിന്‌ പഴയ സമയത്തിന്റെ നിർദ്ദേശാങ്കവും (സെക്കന്റ്‌) പുറമേ ദൂരവും (പ്രകാശ സെക്കന്റ്‌) എടുക്കാവുന്നതാണ്‌.

ഒരു സംഭവത്തെ സ്ഥലസമയം എന്നു വിളിക്കുന്ന ഒരു ചതുർമാന സ്‌ഥലരാശിയിൽ അതിന്റെ സ്ഥാനം നിർണ്ണയിക്കുന്ന നാല്‌ നിർദ്ദേശാങ്കങ്ങളോടെ കാണാൻ ശ്രമിക്കുന്നത്‌ പലപ്പോഴും സഹായകമായിരിക്കും. എന്നാൽ ഒരു ചതുർമാന സ്ഥലരാശി വിഭാവനം ചെയ്യുക അസാദ്ധ്യമാണ്‌. എനിക്ക്‌ വ്യക്തിപരമായി ത്രിമാന സ്ഥലരാശി സങ്കല്പിക്കാൻ തന്നെ പ്രയാസമാണ്‌. എങ്കിലും ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലം പോലുളള ദ്വിമാന സ്ഥലത്തിന്റെ ചിത്രം വരയ്‌ക്കാൻ എളുപ്പമാണ്‌. (ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലം ദ്വിമാനമാണ്‌. കാരണം, അതിലെ ഒരു ബിന്ദുവിന്റെ സ്ഥാനം നിർണ്ണയിക്കാൻ രണ്ട്‌ നിർദ്ദേശാങ്കങ്ങൾ മതി അക്ഷാംശവും രേഖാംശവും) ഞാൻ സാധാരണ സമയം മുകളിലേക്ക്‌ വർദ്ധിക്കുകയും സ്ഥലമാനങ്ങളിലൊന്ന്‌ തിരശ്ചീനമായും വരയ്‌ക്കുകയാണ്‌ പതിവ്‌. മറ്റ്‌ രണ്ട്‌ സ്ഥലമാനങ്ങൾ വേണ്ടെന്നു വയ്‌ക്കുകയോ അല്ലെങ്കിൽ അവയിലൊന്നിന്‌ ഖനരൂപം നല്‌കിക്കൊണ്ട്‌ വരയ്‌ക്കുകയോ ചെയ്യും. (ഇവയെ സ്ഥലസമയ ചിത്രങ്ങൾ എന്നു വിളിക്കുന്നു-ചിത്രം 2.1 പോലെ) ഉദാഹരണത്തിന്‌, ചിത്രം 2.2ൽ സമയം മുകളിലേക്ക്‌ കൊല്ലങ്ങളിൽ അളക്കുകയും സൂര്യനിൽ നിന്നും ആൽഫാ സെഞ്ചുറിയിലേക്കുളള ദൂരം നാഴികയിൽ തിരശ്ചീനമായും അളക്കുന്നു. സൂര്യന്റേയും ആൽഫാ സെഞ്ചുറിയുടെയും സ്ഥലസമയത്തിലൂടെയുളള പാത ചിത്രത്തിന്റെ ഇടത്തും വലത്തുമുളള ലംബരേഖകളിലൂടെ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു. സൂര്യനിൽ നിന്നുളള ഒരു പ്രകാശരശ്‌മി കോണോടുകോണുളള രേഖയിലൂടെ ആൽഫാ സെഞ്ചുറിയിലെത്തുവാൻ നാലുവർഷമെടുക്കുന്നു.

നാം മുമ്പ്‌ കണ്ടപോലെ മാക്‌സ്‌വെല്ലിന്റെ സമവാക്യങ്ങൾ പ്രകാശവേഗത, അതിന്റെ ഉത്ഭവസ്ഥാനത്തിന്റെ വേഗത എന്തുതന്നെ ആയാലും, ഒന്നുതന്നെയായിരിക്കും എന്ന്‌ പ്രവചിച്ചു. ഇത്‌ കൃത്യമായ പരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെ സ്ഥിരീകരിക്കപ്പെട്ട വസ്‌തുതയാണ്‌. ഇതിനർത്ഥം ഒരു പ്രത്യേക സമയത്ത്‌ ഒരു പ്രത്യേക സ്ഥലത്ത്‌ നിന്നും ഒരു പ്രകാശസ്‌പന്ദനം പുറത്തു വിടുകയാണെങ്കിൽ അത്‌ സമയം നീങ്ങുന്നതനുസരിച്ച്‌, ഒരു പ്രകാശഗോളമായി ചുറ്റും വ്യാപിക്കുന്നു. ഈ പ്രകാശഗോളത്തിന്റെ വലിപ്പവും ഉത്ഭവസ്ഥാനത്തിന്റെ വേഗതയുമായി യാതൊരു ബന്ധവുമുണ്ടായിരിക്കുകയില്ല.

Generated from archived content: samayam8.html Author: stephen_hoking

അഭിപ്രായങ്ങൾ

അഭിപ്രായങ്ങൾ

അഭിപ്രായം എഴുതുക

Please enter your comment!
Please enter your name here

 Click this button or press Ctrl+G to toggle between Malayalam and English