മഹാസ്‌ഫോടനത്തിന്റെ അതേ സമയത്ത്‌ പ്രപഞ്ചം പൂജ്യം വലുപ്പവും, അതിനാൽ, അനന്തമായ ചൂടുള്ളതുമായിരിക്കുമെന്നാണ്‌ കരുതപ്പെടുന്നത്‌. പക്ഷെ, പ്രപഞ്ചം വികസിച്ചപ്പോൾ വികിരണത്തിന്റെ ഊഷ്‌മാവ്‌ കുറഞ്ഞു. മഹാസ്‌ഫോടനത്തിന്‌ ഒരു സെക്കന്റിന്‌ശേഷം അത്‌ ആയിരം കോടി ഡിഗ്രി ആയി കുറഞ്ഞിരിക്കണം. ഇത്‌ സൂര്യന്റെ മദ്ധ്യത്തിലെ ഊഷ്‌മാവിന്റെ ഏകദേശം ആയിരം ഇരട്ടിയാണ്‌. പക്ഷെ, ഹൈഡ്രജൻ ബോംബ്‌ സ്‌ഫോടനത്തിൽ ഇത്രയും വലിയ ഊഷ്‌മാവ്‌ ഉണ്ടായിരിക്കും. ഈ സമയത്ത്‌ പ്രപഞ്ചം ഫോട്ടോണുകളും ഇലക്‌ട്രോണുകളും ന്യൂട്രിനോകളും (‘ഗുരുത്വാകർഷണവും ദുർബ്ബലശക്തിയും മാത്രം സ്വാധീനിക്കുന്ന അത്യധികം കനം കുറഞ്ഞ കണികകൾ) അവയുടെ പ്രതികണികകളും പിന്നെ അൽപം പ്രോട്ടോണുകളും ന്യൂട്രോണുകളുമടങ്ങിയതായിരിക്കും. പ്രപഞ്ചം വികാസം തുടരുകയും ഊഷ്‌മാവ്‌ താഴുകയും ചെയ്‌തപ്പോൾ ഇലക്‌ട്രോൺ പ്രതിഇലക്‌ട്രോൺ ജോഡികളുടെ ഉൽപാദന തോത്‌ അവയുടെ ഉന്മൂലനം വഴിയുള്ള നാശത്തിന്റെ തോതിലും താഴെയായിരിക്കണം. അതിനാൽ, മിക്ക ഇലക്‌ട്രോണുകളും പ്രതിഇലക്‌ട്രോണുകളും പരസ്‌പരം ഉന്മൂലനം ചെയ്‌ത്‌ പ്രോട്ടോണുകളുണ്ടാവുകയും ബാക്കി കുറച്ച്‌ ഇലക്‌ട്രോണുകൾ മാത്രം അവശേഷിക്കുകയും ചെയ്‌തിരിക്കും. എന്നാൽ ന്യൂട്രിനോകളും പ്രതി ന്യൂട്രിനോകളും ഇങ്ങനെ പരസ്‌പരം ഉന്മൂലനം ചെയ്യപ്പെടുകയില്ല. കാരണം, ഈ കണികകൾ വളരെ ദുർബ്ബലമായി മാത്രമെ മറ്റു കണികകളുമായി പ്രതിപ്രവർത്തിക്കുകയുള്ളു. അതിനാൽ അവ ഇന്നും ഉണ്ടായിരിക്കണം. നമുക്ക്‌ അവയെ കണ്ടെത്താൻ കഴിഞ്ഞുവെങ്കിൽ, അത്‌ അത്യധികം താപമുള്ള പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ആദ്യകാലഘട്ടത്തിന്റെ ചിത്രത്തിന്‌ ഒരു നല്ല തെളിവായിരിക്കും. നിർഭാഗ്യവശാൽ, ഇക്കാലത്ത്‌ അവയുടെ ഊർജ്ജം നമുക്കവയെ നേരിട്ട്‌ കാണുവാൻ കഴിയാൻ പറ്റാത്ത വിധം കുറവായിരിക്കും. എന്നിരുന്നാലും, ന്യൂട്രിനോകൾ പിണ്ഡരഹിതമല്ലെങ്കിൽ, മറിച്ച്‌, അവയ്‌ക്ക്‌ അവയുടേതായ ചെറിയ പിണ്ഡമുണ്ടെങ്കിൽ നമുക്കവയെ പരോക്ഷമായി കണ്ടുപിടിക്കാൻ കഴിയും. അവ, മുമ്പ്‌ സൂചിപ്പിച്ചപോലെ, പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ വികാസം തടയാനും വീണ്ടും ചുരുങ്ങാനും ഇടയാക്കത്തക്കവണ്ണം ശക്തമായ ഗുരുത്വാകർഷണമുള്ള ഒരു തരം ’ഇരുണ്ട ദ്രവ്യ‘ മായിരിക്കാം.
മഹാസ്‌ഫോടനത്തിന്‌ 100 സെക്കന്റിനുശേഷം ഊഷ്‌മാവ്‌ ഏകദേശം നൂറ്‌ കോടി ഡിഗ്രി ഏറ്റവും ചൂടുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്കുള്ളിലെ ചൂട്‌, ആയി കുറഞ്ഞിരിക്കും. ഈ ഊഷ്‌മാവിൽ പ്രോട്ടോണിനും ന്യൂട്രോണിനും ബലിഷ്‌ഠഅണുശക്തിയുടെ ആകർഷണത്തിൽ നിന്നും രക്ഷപ്പെടാൻ വേണ്ട ഊർജ്ജമുണ്ടാവാതെ വരികയും അവ സംയോജിച്ച്‌ ഡ്യൂട്ട്രിയം (ഘനഹൈഡ്രജൻ) അണുവിന്റെ അണുകേന്ദ്രങ്ങളുണ്ടാവാൻ തുടങ്ങുകയും ചെയ്യും. ഡ്യൂട്ട്രിയം അണുകേന്ദ്രങ്ങൾ വീണ്ടും സംയോജിച്ച്‌ രണ്ടു പ്രോട്ടോണും രണ്ടും ന്യൂട്രോണും അടങ്ങിയ ഹീലിയം, അണുകേന്ദ്രം ഉണ്ടാകുകയും കൂടെ ചെറിയ അംശം കൂടുതൽ ഘനമുള്ള ലിതിയവും ബെറിലിയവും ഉൽപാദിപ്പിക്കുകയും ചെയ്യും. ഉയർന്ന ഊഷ്‌മാവുള്ള മഹാസ്‌ഫോടനമാതൃകയിൽ പ്രോട്ടോണുകളുടേയും ന്യൂട്രോണുകളുടേയും ഏകദേശം കാൽഭാഗം ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രമായും കൂടെ കുറച്ച്‌ ഘനഹൈഡ്രജനും മറ്റു മൂലകങ്ങളുമായും മാറും. അവ ശേഷിക്കുന്ന ന്യൂട്രോണുകൾ സാധാരണ ഹൈഡ്രജന്റെ അണുകേന്ദ്രമായ പ്രോട്ടോണുകളായി വിഘടിക്കുകയും ചെയ്യും.
പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഈ അത്യധികം ചൂടുള്ള ആദ്യകാലഘട്ടത്തിന്റെ ചിത്രം മുന്നോട്ട്‌ വെച്ചത്‌ 1948-ൽ ജോർജ്ജ്‌ ഗാമോവ്‌ എന്ന ശാസ്‌ത്രജ്ഞൻ തന്റെ വിദ്യാർത്ഥിയായ റാൽഫ്‌ ആൽഫറു (Ralph Alpher) മൊത്ത്‌ എഴുതിയ ലേഖനത്തിലാണ്‌. ഗാമോന്‌ നല്ല നർമ്മബോധമുണ്ടായിരുന്നു. അദ്ദേഹം, പ്രബന്ധത്തിന്റെ കർത്താക്കളുടെ പേരുകൾ ഗ്രീക്കു ഭാഷയിലെ ആദ്യത്തെ അക്ഷരങ്ങളായ ആർഫ, ബീറ്റ, ഗാമ എന്ന പോലെ ആൽഫർ, ബീത്തൊ ഗാമോവ്‌ എന്നിങ്ങനെയാവാൻ വേണ്ടി ഹാൻസ്‌ ബീത്തെ എന്ന ശാസ്‌ത്രജ്ഞനെ തന്റെ പേരുകൂടി ചേർക്കുവാൻ നിർബ്ബന്ധിച്ചു. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഉത്ഭവത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ഒരു പ്രബന്ധത്തിന്‌ ഇത്‌ പ്രത്യേകിച്ചും അനുചിതമാണല്ലോ. ഈ ഗവേഷണ പ്രബന്ധത്തിൽ അവർ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ താപമാർന്ന ആദ്യഘട്ടങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള വികരണങ്ങൾ (ഫോട്ടോണുകളുടെ രൂപത്തിൽ) ഇന്നും ഇവിടെയെല്ലാം ഉണ്ടെന്നും എന്നാൽ അവയുടെ ഊഷ്‌മാവ്‌ കേവലപൂജ്യത്തിൽ (-273 സി) നിന്ന് ഏതാനും ഡിഗ്രികൾ മാത്രം മുകളിലായിരിക്കുമെന്നുമുള്ള വിസ്‌മയകരമായ പ്രവചനം നടത്തി. ഈ വികിരണങ്ങളാണ്‌ 1965-ൽ പെൻസിയാസും വിൽസണും കണ്ടെത്തിയത്‌. ആൽഫറും, ബീത്തെയും, ഗാമോവും പ്രബന്ധമെഴുതിയ അകാല ന്യൂട്രോണുകളുടേയും പ്രോട്ടോണുകളുടെയും അണുപ്രവർത്തനങ്ങളെപ്പറ്റി വളരെയൊന്നും അറിയാമായിരുന്നില്ല. അതിനാൽ ആദ്യകാലപ്രപഞ്ചത്തിൽ വിവിധ മൂലകങ്ങളുടെ അനുപാതത്തെ സംബന്ധീച്ച പ്രവചനങ്ങൾ അത്ര കൃത്യമായിരുന്നില്ല. എന്നാൽ ഈ ഗണനക്രിയകൾ പുതിയ വിജ്ഞാനത്തിന്റെ വെളിച്ചത്തിൽ വീണ്ടും ആവർത്തിക്കുകയും നിരീക്ഷണങ്ങളുമായി വളരെ നന്നായി ഒത്തുവരികയും ചെയ്‌തു. മാത്രമല്ല, പ്രപഞ്ചത്തിൽ ഇത്രയധികം ഹീലിയം എങ്ങനെ വന്നുവെന്ന്‌ മറ്റ്‌ ഏതെങ്കിലും വിധത്തിൽ വിശദീകരിക്കുവാൻ വിഷമമാണ്‌. അതിനാൽ, ചുരുങ്ങിയത്‌, മഹാസ്‌ഫോടനത്തിനുശേഷം ഒരു സെക്കന്റ്‌ വരെയെങ്കിലുമുള്ളതിനെപ്പറ്റി നമുക്ക്‌ ശരിയായ ചിത്രമുണ്ടെന്ന്‌ ഏറെക്കുറെ തീർച്ചയുണ്ട്‌.
Generated from archived content: samayam24.html Author: stephen_hoking
