ചന്ദ്രിക ഇല്ലാത്ത തെളിഞ്ഞ രാത്രികളില്‍ ആകാശത്തേക്കു നോക്കുമ്പോള്‍ പ്രകാശമാനമായ ശുക്രന്‍ ചൊവ്വ വ്യാഴം ശനി എന്നീ ഗ്രഹങ്ങളെയും സൂര്യനേപ്പോലുള്ള മറ്റനേകം നക്ഷത്രങ്ങളേയും വളരെ അകലെയായി കാണാന്‍ കഴിഞ്ഞേക്കും. ഭൂമി സൂര്യനു ചുറ്റും കറങ്ങുമ്പോള്‍ സ്ഥിര നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ( യഥാര്‍ത്ഥത്തില്‍ സ്ഥിരമല്ല) ചിലതിന്റെ സ്ഥാനങ്ങളില്‍ അന്യോന്യം ആപേക്ഷികമായി മാറ്റങ്ങള്‍ കാണപ്പെടുന്നു. ഇതു കാരണം , അവ ആപേക്ഷികമായി നമ്മോട് അടുത്ത് കിടക്കുന്നു എന്നതാണ്. ഭൂമി സൂര്യനെ ചുറ്റുമ്പോള്‍ നമ്മള്‍ അവയെ കാണുന്നത് വ്യത്യസ്ഥ സ്ഥലങ്ങളില്‍ നിന്ന് വളരെ അകലെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പശ്ചാത്തലത്തിലാണ്. ഇതൊരു ഭാഗ്യം തന്നെയാണ്. കാരണം നമ്മളില്‍ നിന്നും ഈ നക്ഷത്തങ്ങളിലേക്കുള്ള അകലം അളക്കാന്‍ ഇത് നമ്മളെ പ്രാപ്തരാക്കുന്നു. എന്നാല്‍ ഈ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ എത്ര അടുത്താണോ അത്രയും കൂടുതല്‍ വേഗത്തില്‍ അവ ചലിക്കുന്നതായി കാണുന്നു. പ്രോക്സിമാസെനെന്റോ എന്നു വിളിക്കുന്ന നമ്മുടെ ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള നക്ഷത്രം ഏകദേശം നാല് പ്രകാശവര്‍ഷം അകലെയാണ്. (ഇതില്‍ നിന്നുള്ള പ്രകാശരശ്മി ഭൂമിയിലെത്താന്‍ ഏകദേശം നാലുവര്‍ഷം എടുക്കും എന്നര്‍ത്ഥം) അല്ലെങ്കില്‍ ഏകദേശം 23 X10 മൈലുകള്‍ അകലെ, നഗ്നനേത്രങ്ങള്‍കൊണ്ട് കാണാന്‍ കഴിയുന്ന മറ്റു നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ മിക്കതും നമ്മില്‍ നിന്ന് നൂറു പ്രകാശവര്‍ഷം വരെ അകലെയാണ്. താരതമ്യത്തിനു നമ്മുടെ സൂര്യന്‍ വെറും എട്ട് പ്രകാശമിനിറ്റ് അകലേ മാത്രം. ദൃശ്യനക്ഷത്രങ്ങള്‍ സന്ധ്യാകാശത്ത് മുഴുവനായി പരന്ന് കാണുന്നെങ്കിലും ഇവയെല്ലാം പ്രത്യേകിച്ച് ഒരു ഗ്രൂപ്പില്‍ കേന്ദ്രീകരിച്ചിരിക്കുന്നു. ഇതിനെയാണ് നമ്മള്‍ ആകാശഗംഗ എന്നു വിളിക്കുന്നത്. ദൃശ്യനക്ഷത്രങ്ങളില്‍ അധികവും ഒരൊറ്റ ചാക്രികതാവിധാനക്രമത്തിലാണെങ്കില്‍ ( ഉദാ : സര്‍പ്പിള ഗാലക്സി ) ആകാശഗംഗയുടെ കാഴ്ചയെ നമുക്ക് വിശദീകരിക്കാനാകുമെന്ന് 1750 – ന് വളരെ മുമ്പ് തന്നെ ചില ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ജന്മാര്‍ അഭിപ്രായപ്പെടുകയുണ്ടായി. ഏതാനും ദശവര്‍ഷങ്ങള്‍‍ക്ക് ശേഷം സര്‍ വില്യം ഹെര്‍ഷല്‍ അനേകം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്ഥാനത്തേയും അകലങ്ങളേയും കഠിനാദ്ധാനത്തിലൂടെ സൂചീകരണം നടത്തിയാണ് തന്റെ ആശയങ്ങളെ സ്ഥിതീകരിച്ചത്. എന്നിരുന്നാലും ഈ ആശയത്തിന് സമ്പൂര്‍ണ്ണ സ്വീകാര്യത ലഭിച്ചത് ഈ നൂറ്റാണ്ടിന്റെ ആദ്യത്തില്‍ മാത്രമാണ്. 1924- ല്‍ അമേരിക്കന്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ജനായ എഡ്വിന്‍ നമ്മുടെതു മാത്രമല്ല ഗാലക്സി എന്ന് തെളിവ് സഹിതം സ്ഥാപിച്ചത് മുതലാണ് നമ്മുടെ ആധുനിക പ്രപഞ്ചചരിത്രം തുടങ്ങുന്നത് യഥാര്‍ത്ഥത്തില്‍ ധാരാളം മറ്റു ഗ്യാലക്സികളും അവക്കിടയില്‍ ധാരാളം അതിവിസൃതമായ ശൂന്യാകാശ മേഖലകളും ഉണ്ടായിരുന്നു. ഇതു തെളിയിക്കാനായി അദ്ദേഹത്തിനു മറ്റു ഗാലക്സികളിലേക്കുള്ള അകലങ്ങള്‍ കണ്ടു പിടിക്കേണ്ടതായി വന്നു. എന്നാല്‍ ഇവ വളരെ അകലെയായതു കാരണം യഥാര്‍ത്ഥത്തില്‍ സ്ഥിരമായി കാണപ്പെട്ടു. അതുകൊണ്ട് ദൂരങ്ങള്‍ അളക്കാന്‍ മറ്റു രീതികള്‍ ഉപയോഗിക്കുന്നതിന് ഹബിള്‍ നിര്‍ബന്ധിതനായി. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രത്യക്ഷത്തിലുള്ള തിളക്കം രണ്ട് ഘടകങ്ങളെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. ഇതിലൊന്ന് ഇത് വികിരണം ചെയ്യുന്ന പ്രകാശവും ( അതിന്റെ ദീപ്തി) രണ്ടാമത്തേത് നമ്മളില്‍ നിന്നുള്ള ഇതിന്റെ അകലവും അടുത്തുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രത്യക്ഷ തിളക്കവും അവയുടെ അകലവും അളക്കാന്‍ കഴിയുന്നതുകൊണ്ട് നമുക്ക് അവയുടെ ദീപ്തി ഗണിച്ചെടുക്കാന്‍ കഴിയും. ഇതിനു വിപരീതമായി മറ്റ് ഗാലക്സികളിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദീപ്തി നമുക്ക് അറിയുമായിരുന്നെങ്കില്‍ അവയുടെ പ്രത്യക്ഷജ്യോതി തീവ്രത അളന്നുകൊണ്ട് അവയുടെ അകലം ഗണിച്ചെടുക്കാന്‍ കഴിയുമായിരുന്നു. ദീപ്തി അളന്നു കണ്ടു പിടിക്കാന്‍ മാത്രം നക്ഷത്രങ്ങള്‍ അടുത്താണെങ്കില്‍ ഇവയ്ക്കു ഒരേ ദീപ്തി തന്നെയായിരിക്കുമെന്ന് ഹബിള്‍ കണ്ടെത്തി. അതുകൊണ്ട് ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളെ മറ്റു ഗാലക്സികളില്‍ കണ്ടാല്‍ അവയ്ക്കു ഒരേ ദീപ്തിയാണെന്നു സങ്കല്‍പ്പിച്ച് ഈ ഗാലക്സികളിലേക്കുള്ള ദൂരം ഗണിച്ചെടുക്കാന്‍ കഴിയുമെന്ന് അദ്ദേഹം വാദിച്ചു. ഒരേ ഗാലക്സിയിലെ അനേകം നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ഈ കണക്കു കൂട്ടലുകള്‍ ആവര്‍ത്തിക്കുമ്പോള്‍ കിട്ടുന്ന ദൂരം ഒന്നാണെങ്കില്‍ ഈ ഏകദേശ നിര്‍ണ്ണയത്തെ കുറിച്ച് നമുക്ക് ന്യായമായ ആത്മവിശ്വാസം ഉണ്ടാകും.
*******************
കാലത്തിന്റെ ഒരു സംക്ഷിപ്ത ചരിത്രം
വിവര്‍ത്തനം- പി. സേതുമാധവന്‍
Generated from archived content: kalathinte15.html Author: stephen_hoking
