ഇതുപ്രകാരം എഡ്വിന്‍ ഹബിള്‍ ഒന്‍പത് വ്യത്യസ്ത ഗാലക്സികളുടെ ദൂരങ്ങള്‍ ഗണിച്ചെടുക്കുകയുണ്ടായി. ആധുനിക ദൂരദര്‍ശിനി ഉപയോഗിച്ചു കണ്ടെത്താന്‍ കഴിയുന്ന നൂറോളം ശതകോടി ഗാലക്സികളില്‍ ഒന്നു മാത്രമാണ് നമ്മുടേതെന്ന് ഇന്ന് നമുക്കറിയാം. ഓരോ ഗാലക്സികളിലും ശതകോടി നക്ഷത്രങ്ങളും കാണപ്പെടുന്നു. മറ്റൊരു ഗാലക്സിയിലും ശതകോടി നക്ഷത്രങ്ങളും കാണപ്പെടുന്നു. മറ്റൊരു ഗാലക്സിയില്‍ നിന്ന് നമ്മുടെ ഗാലക്സിയെ നോക്കിക്കാണുമ്പോള്‍ ഏതുപോലെയാണോ അത്തരത്തിലുള്ള ഒരു സര്‍പ്പിള ഗാലക്സിയാണ് (ചിത്രം 3.1) -ല്‍ കാണുന്നത്. നാം ജീവിക്കുന്ന ഗാലക്സി ഏകദേശം ദശലക്ഷം പ്രകാശവര്‍ഷം കുറുകെയും സാവാധാനത്തിലും കറങ്ങുന്നതാണ് . സര്‍പ്പിള ബാഹുക്കളിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ അതിന്റെ കേന്ദ്രത്തെ ആധാരമാക്കി കറങ്ങുന്നത് ഏകദേശം ശതകോടി വര്‍ഷങ്ങളില്‍ ഒരിക്കല്‍ മാത്രമാണ്. നമ്മുടെ സൂര്യന്‍ സര്‍പ്പിള ബാഹുക്കളിലൊന്നിന്റെ അരികെ കിടക്കുന്ന സാധാരണ ശരാശരി വലിപ്പമുള്ള ഒരു പീത നക്ഷത്രമാണ്. അരിസ്റ്റോറ്റില്‍, ടോളമി എന്നിവരില്‍ നിന്ന് നമ്മള്‍ ബഹു ദൂരം സഞ്ചരിച്ചു കഴിഞ്ഞു എന്നത് തീര്‍ച്ചയാണ്. ഭൂമിയാണ് പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ കേന്ദ്രം എന്ന് നമ്മള്‍ ചിന്തിച്ച കാലമായിരുന്നു അത്.
നക്ഷത്രങ്ങള്‍ വളരെ അകലെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നതു കാരണം നമ്മെ സംബന്ധിച്ചിടത്തോളം അവ പ്രകാശ ബിന്ദുക്കളായി കാണപ്പെടുന്നു. നമുക്കവയുടെ വലിപ്പമോ ആകൃതിയോ കാണാന്‍ പറ്റുന്നില്ല പിന്നെ എങ്ങനെ നമുക്ക് വ്യത്യസ്ത തരം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദൂരത്തെ കുറിച്ച് പറയാന്‍ കഴിയും? എന്നാല്‍ വന്‍ ഭൂരിപക്ഷം വരുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടേയും ഒരു ഗുണവിശേഷം ( അവയുടെ പ്രകാശവര്‍ണ്ണം) നമുക്ക് നിരീക്ഷിക്കാന്‍ കഴിയുമെന്നതാണ്. സൂര്യനില്‍ നിന്നു വരുന്ന പ്രകാശരശ്മികള്‍ ഒരു പ്രിസത്തിലൂടെ കടത്തി വിട്ടാല്‍ ഒരു മഴവില്ലിലേതുപോലെ അനേകം നിറങ്ങളായി (അതിന്റെ വര്‍ണ്ണരാജി) മാറുമെന്ന് ന്യൂട്ടന്‍ കണ്ടു പിടിച്ചു. ഇതേ പോലെ ഒരു ദൂരദര്‍ശിനി ഉപയോഗിച്ച് ഒരു ഗാലക്സിയേയോ നക്ഷത്രത്തേയോ നിരീക്ഷിക്കുമ്പോള്‍ അതില്‍ നിന്നുള്ള പ്രകാശവര്‍ണ്ണരാജിയെ ഒരാള്‍ക്കു കാണാന്‍ കഴിയും. വ്യത്യസ്ത നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് വ്യത്യസ്തവര്‍ണ്ണരാജി ഉണ്ടെങ്കിലും വ്യത്യസ്ത നിറങ്ങളുടെ ആപേക്ഷിക ജ്യോതി തീവ്രത എല്ലായ്പ്പോഴും ഒരു ചുട്ടുപഴുത്ത വസ്തു ഉത്സര്‍ജ്ജിക്കുന്ന പ്രകാശത്തില്‍ നിന്ന് ഒരാള്‍ പ്രതീക്ഷിക്കുന്നത് തുല്യമായിരിക്കും. യഥാര്‍ത്ഥത്തില്‍ ചുട്ടു പഴുത്ത ഒരു അതാര്യ വസ്തു പരത്തുന്ന പ്രകാശത്തിന് അതിന്റെ താപനിലയെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്ന ഒരു സഹജലക്ഷണവര്‍ണ്ണരാജിയുണ്ട് ഒരു താപീയവര്‍ണ്ണരാജി. ഇതിനര്‍ത്ഥം ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രകാശവര്‍ണ്ണരാജിയില്‍ നിന്ന് അതിന്റെ താപനില നിര്‍ണ്ണയിക്കാന്‍ കഴിയും എന്നതാണ്. ഇതിലുപരി നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വര്‍ണ്ണരാജിയില്‍ നിന്ന് ചില പ്രത്യേക നിറങ്ങള്‍ നഷ്ടപ്പെടുന്നതായി നമുക്ക് കാണാന്‍ കഴിയും. ഈ നഷ്ടപ്പെടുന്ന നിറങ്ങള്‍ ഓരോ നക്ഷത്രത്തിലും വ്യത്യസ്തമായിരിക്കും. ഓരോ രാസമൂലകങ്ങളും ഒരു പ്രത്യേക നിറത്തെ ആഗിരണം ചെയ്യുന്നുവെന്ന് നമുക്കറിയാം. അതുകൊണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വര്‍ണ്ണരാജിയില്‍ കാണാതിരിക്കുന്ന നിറങ്ങളെ നോക്കി നമുക്ക് നക്ഷ്ത്രത്തിന്റെ പ്രകാശത്തില്‍ അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന മൂലകങ്ങളെ കൃത്യമായി നിര്‍ണ്ണയിക്കാന്‍ കഴിയും.
1920 – കളില്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ മറ്റു ഗാലക്സികളിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വര്‍ണ്ണരാജിയെ വീക്ഷിക്കാന്‍ തുടങ്ങിയപ്പോള്‍ നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വര്‍ണ്ണരാജിയില്‍ നിന്ന് പുറപ്പെട്ടതായി കണ്ട അതേ നിറങ്ങള്‍ മറ്റു ഗാലക്സികളിലെ നക്ഷ്ത്രങ്ങളിലും നഷ്ടപ്പെടുന്നുവെന്ന അസാധാരണ കാര്യം അവര്‍ കണ്ടെത്തി. എന്നാല്‍ ഇവയെല്ലാം താരതമ്യേന തുല്യ അളവില്‍ വര്‍ണ്ണരാജിയുടെ ചുകപ്പ് അറ്റത്തേക്ക് വ്യതിചലിച്ചതായി കണ്ടു. ഇതിന്റെ വിവക്ഷിതാര്‍ത്ഥം മനസിലാക്കണമെങ്കില്‍ നമ്മള്‍ ആദ്യമായി ഡോപ്ലര്‍ പ്രഭാവം മനസിലാക്കണം.
വിദ്യുത്കാന്തിക ക്ഷേത്രത്തില്‍ നാം കണ്ടതുപോലെ ദൃശ്യപ്രകാശത്തില്‍ തരംഗങ്ങള്‍ അഥവാ ആന്ദോളനങ്ങള്‍ അടങ്ങിയിട്ടുണ്ട്. പ്രകാശത്തിന്റെ ആവൃത്തി ( ഒരു സെക്കന്റിലുള്ള തരംഗങ്ങളുടെ എണ്ണം) ഒരു സെക്കന്റില്‍ 400 ദശോപലക്ഷം തരംഗങ്ങളാണ്. പ്രകാശത്തിന്റെ വ്യത്യസ്ത ആവൃത്തിയിലുള്ള തരംഗങ്ങളെ നാം വ്യത്യസ്ത നിറങ്ങളായി കാണുന്നു. ഇതിലേറ്റവും കുറഞ്ഞ ആവൃത്തിയിലുള്ളവ വര്‍ണ്ണരാജിയുടെ ചുകപ്പ് അറ്റത്തും ഉയര്‍ന്ന ആവൃത്തിയിലുള്ളവ നീല അറ്റത്തും കാണപ്പെടുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങളേപ്പോലെ അകലെയുള്ള ഒരു പ്രകാശസ്ത്രോതസ്സില്‍ നിന്നും നാം സ്വീകരിക്കുന്ന തരംഗങ്ങളുടെ ആവൃത്തിയും അവ ഉത്സര്‍ജിക്കുന്ന തരംഗത്തിന്റെ ആവൃത്തിയും ഒന്നുതന്നെയായിരിക്കും. ( ഗാലക്സിയുടെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ മണ്ഡലം സാരമായ പ്രഭാവം ഉണ്ടാക്കാന്‍ പോന്നതല്ല. ) പ്രകാശസ്ത്രോതസ്സ് നമുക്ക് നേരെ സമീപിക്കുന്നുവെന്ന് സങ്കല്‍പ്പിക്കുക. സ്ത്രോതസ്സ് അടുത്ത തരംഗശീര്‍ഷത്തെ ഉത്സര്‍ജ്ജിക്കുമ്പോള്‍ അത് നമുക്ക് വളരെ അടുത്തായിരിക്കും. അതുകൊണ്ട് നക്ഷത്രം വിരാമമ അവസ്ഥയില്‍ ആകുമ്പോള്‍ എത്തുന്നതിനേക്കാള്‍ കുറഞ്ഞ സമയം കൊണ്ട് തരംഗശീര്‍ഷം നമ്മിലെത്തുന്നു. ഇതിനര്‍ത്ഥം നമ്മിലെത്തുന്ന രണ്ടു തരംഗശീര്‍ഷങ്ങള്‍‍ക്കിടയിലുള്ള സമയം ചെറുതാണെന്നാണ്. അതുകൊണ്ട് ഓരോ സെക്കന്റിലും നമുക്ക് കിട്ടുന്ന തരംഗങ്ങളുടെ എണ്ണം നക്ഷത്രം വിരാമാവസ്ഥയിലാവുമ്പോള്‍ കിട്ടുന്നതിനേക്കാള്‍ കൂടുതലായിരിക്കും. ഇതേപോലെ സ്ത്രോതസ്സ് നമ്മില്‍ നിന്ന് അകന്നു പോകുമ്പോള്‍ നമുക്ക് ലഭിക്കുന്ന തരംഗങ്ങളുടെ ആവൃത്തി കുറവായിരിക്കും. അതുകൊണ്ട് പ്രകാശത്തിന്റെ കാര്യത്തില്‍ നമ്മില്‍ നിന്ന് അകന്നു പോകുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വര്‍ണ്ണരാചി ചുകപ്പു അറ്റത്തേക്കു നീങ്ങുന്നു. നമ്മോടടുത്ത് വരുന്ന നക്ഷ്ത്രങ്ങള്‍ക്കു നീല നീക്കവും ഉണ്ടാകുന്നു. ആവൃത്തിയും വേഗതയും തമ്മിലുള്ള ഈ പരസ്പരബന്ധത്തെ നാം ഡോപ്ല്ര് പ്രഭാവം എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഇത് ദൈനം ദിന ജീവിതത്തില്‍ അനുഭവപ്പെടുന്ന ഒന്നാണ്. റോഡിലൂടെ സഞ്ചരിക്കുന്ന ഒരു കാറിനെ ശ്രദ്ധിക്കുക. കാറ് അടുത്തു വരുമ്പോള്‍ അതിന്റെ എഞ്ചിന്‍ ഉയര്‍ന്ന ആവൃത്തിയിലുള്ള ശബ്ദം ഉണ്ടാക്കുന്നു. കാറ് നമ്മെ കടന്ന്‍ പൊയ്ക്കഴിഞ്ഞാല്‍ ശബ്ദം താഴ്ന്ന ആവൃത്തിയില്‍ കേള്‍ക്കുന്നു. പ്രകാശതരംഗങ്ങളുടേയും അല്ലെങ്കില്‍ റേഡിയോ തരംഗംങ്ങളുടേയും സ്വഭാവം ഒരേ പോലെയാണ്. ഡോപ്ല്ര് പ്രഭാവം ഉപയോഗിച്ചാണ് പോലീസുകാര്‍ കാറുകളുടെ വേഗത നിര്‍ണ്ണയിക്കുന്നത്. കാറില്‍ നിന്ന് പ്രതിഫലനം ചെയ്തു വരുന്ന റേഡിയോ തരംഗങ്ങളുടെ സ്പന്ദനത്തില്‍ ആവൃത്തി കണ്ടുപിടിച്ചുകൊണ്ടാണ് ഇത് സാധ്യമാകുന്നത്.
Generated from archived content: kalathinte16.html Author: stephen_hoking
