ഇങ്ങനെ എഡ്‌വിൻ ഹബ്‌ൾ ഒമ്പത്‌ വ്യത്യസ്ത നക്ഷത്രവ്യൂഹങ്ങളിലേക്കുള്ള ദൂരം കണക്കാക്കി. ഇന്ന്‌, നമ്മുടെ നക്ഷത്രവ്യൂഹം ആധുനിക ദൂരദർശിനികൾ കൊണ്ട്‌ കാണാവുന്ന പതിനായിരം കോടി നക്ഷത്രവ്യൂഹങ്ങളിലൊന്നു മാത്രമാണെന്നും ഓരോ നക്ഷത്രവ്യൂഹത്തിലും പതിനായിരം കോടി നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ടെന്നും നമുക്കറിയാം. മറ്റൊരു ഗാലക്സിയിൽ നിന്ന് നോക്കുമ്പോൾ നമ്മുടെ നക്ഷത്ര വ്യൂഹം (galaxy) എങ്ങനെ കാണപ്പെടുമെന്ന്‌ നാം കരുതുന്നുവോ, അതുപോലെയുള്ള ഒരു സർപ്പിള നക്ഷത്രത്തിന്റെ ചിത്രമാണ്‌ (3.1) ഇവിടെ കാണിച്ചിട്ടുള്ളത്‌. ഏകദേശം ഒരു ലക്ഷം പ്രകാശവർഷങ്ങൾ വ്യാസമുള്ള, സാവധാനത്തിൽ തിരിഞ്ഞു കൊണ്ടിരിക്കുന്ന ഒരു നക്ഷത്രവ്യൂഹത്തിലാണ്‌ നാം ജീവിക്കുന്നത്‌. അതിന്റെ ഒരു സർപ്പിള കൈവരിയിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ കേന്ദ്രബിന്ദുവിന്‌ ചുറ്റും അനേകം കോടി വർഷങ്ങളിലൊരിക്കൽ കറങ്ങിയെത്തുന്നു. നമ്മുടെ സൂര്യൻ ഒരു സർപ്പിള കൈവരിയുടെ അകത്തെ വക്കിനടുത്തുള്ള ശരാശരി വലുപ്പമുള്ള ഒരു സാധാരാണ മഞ്ഞ നക്ഷത്രം മാത്രമാണ്‌. ഭൂമി പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ കേന്ദ്രബിന്ദുവാണെന്ന്‌ കരുതിപ്പോന്ന, അരിസ്‌റ്റോട്ടിലിന്റെയും ടോളമിയുടേയും കാലത്തിൽ നിന്ന് നാം ബഹുദൂരം മുന്നോട്ടുപോയിരിക്കുന്നു.
നക്ഷത്രങ്ങൾ വളരെ ദൂരെയായതിനാൽ അവ പ്രകാശത്തിന്റെ ഒരു സൂചിമുന മാത്രമായാണ്‌ നമുക്ക്‌ തോന്നുന്നത്‌. നമുക്ക്‌ അവയുടെ വലുപ്പമോ ആകൃതിയോ കാണാൻ കഴിയുകയില്ല. അപ്പോൾ എങ്ങനെയാണ്‌ വിവിധ തരം നക്ഷത്രങ്ങളെ വേർതിരിച്ചറിയുക? ബഹുഭൂരിപക്ഷം നക്ഷത്രങ്ങൾക്കും ദൃശ്യമായ ഒരു ഗുണസവിശേഷത മാത്രമേയുള്ളൂ. അവയുടെ പ്രകാശത്തിന്റെ നിറം. സൂര്യപ്രകാശം ത്രികോണാകൃതിയിലുള്ള പ്രിസം എന്നു പറയുന്ന ചില്ലിലൂടെ കടന്നുപോകുമ്പോൾ ഒരു മഴവില്ലിലെന്നപോലെ അതിലെ ഘടക വർണങ്ങളായി (അതിന്റെ സ്പെക്ര്ടം) വേർതിരിയുന്നു. ഒരു പ്രത്യേക നക്ഷത്രത്തേയോ ഗാലക്സിയേയോ ദൂരദർശിനിയിൽ ഫോക്കസ്‌ ചെയ്‌ത്‌ ഇതുപോലെ നമുക്ക്‌ ആ നക്ഷത്രത്തിന്റെയോ ഗാലക്സിയുടേയോ പ്രകാശത്തിന്റെ സ്പെക്ര്ടം കാണാൻ കഴിയും. വ്യത്യസ്ത നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക്‌ വ്യത്യസ്ത സ്പെക്ര്ടം ഉണ്ടായിരിക്കും. എന്നാൽ അവയിലെ വ്യത്യസ്ത വർണ്ണങ്ങളുടെ ആപേക്ഷികത്തിളക്കം എല്ലായ്‌പ്പോഴും കൃത്യമായും ചുട്ടുഴുത്തിരിക്കുന്ന ഒരു വസ്‌തുവിൽ നിന്നും ബഹിർഗ്ഗമിക്കുന്ന പ്രകാശത്തിലുള്ള വർണ്ണങ്ങളുടേതു പോലെതന്നെയാണ്‌. (വാസ്തവത്തിൽ, ചുട്ടുപഴുത്തിരിക്കുന്ന അതാര്യമായ ഒരു വസ്‌തുവിൽ നിന്നുവരുന്ന അതിന്റെ തനതായ സ്പെക്ര്ടം, അതിന്റെ താപനിലയെ മാത്രം ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. ഇതാണ്‌ താപസ്‌പെക്ര്ടം. ഇതിനർത്ഥം പ്രകാശത്തിന്റെ സ്പെക്ര്ടത്തിൽ നിന്നും ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ താപനില അറിയാൻ കഴിയുമെന്നാണ്‌). കൂടാതെ, ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ര്ടത്തിൽ ചില പ്രത്യേക നിറങ്ങൾ കാണുന്നില്ലെന്നും ഈ നിറങ്ങൾ ഓരോ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കും വ്യത്യസ്തമാണെന്നും കാണാൻ കഴിയും. ഓരോ രാസമൂലകവും സവിശേഷവും അതി സൂക്ഷ്‌മവുമായ ഒരു വർണ്ണനിരയെ ആഗിരണം ചെയ്യുന്നുവെന്ന്‌ നമുക്കറിയാവുന്നതിനാൽ, ഇവയും നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്പെക്ര്ടത്തിൽ കാണാത്ത നിറങ്ങളും ഒത്തു നോക്കിയാൽ ആ നക്ഷത്രത്തിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിലുള്ള മൂലകങ്ങളേതൊക്കെയാണെന്ന്‌ നിർണ്ണയിക്കാൻ കഴിയും.
1920കളിൽ ജ്യോതിശാസ്‌ത്രജ്ഞൻമാർ മറ്റു നക്ഷത്രവ്യൂഹങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ര്ടങ്ങൾ പഠിക്കാൻ തുടങ്ങിയപ്പോൾ അവർക്ക്‌ അതിവിചിത്രമായ ഒരു വസ്‌തുത കാണാൻ കഴിഞ്ഞു. അവയിലും നമ്മുടെ നക്ഷത്രവ്യൂഹത്തിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്‌പെക്ര്ടത്തിലെപ്പോലെ അതേ വർണ്ണനിരകൾ തന്നെ ദൃശ്യമല്ലായിരുന്നു, എന്നാൽ അവ ഒരേ ആപേക്ഷിക അളവിൽ സ്‌പെക്ര്ടത്തിന്റെ ചുവപ്പ്‌ ഭാഗത്തേയ്‌ക്ക്‌ കൂടുതൽ നീങ്ങിയിരുന്നു. ഇതിന്റെ അർത്ഥവ്യാപ്തി മുഴുവൻ മനസിലാക്കുവാൻ ആദ്യം നമുക്ക്‌ ഡോപ്ലർ പ്രഭാവം (Doppler effect) മനസ്സിലാക്കേണ്ടിയിരിക്കുന്നു. മുമ്പ്‌ പറഞ്ഞപോലെ, ദൃശ്യമായ പ്രകാശം വൈദ്യുതകാന്ത മണ്ഡലത്തിലെ അലകൾ അല്ലെങ്കിൽ തരംഗങ്ങളാണ്‌. ഈ പ്രകാശത്തിന്റെ ആവൃത്തി (സെക്കൻഡിൽ ഉണ്ടാവുന്ന തരംഗങ്ങളുടെ എണ്ണം) അത്യധികം ഉയർന്നതാണ്‌ – ഏകദേശം സെക്കന്റിൽ 400 ദശലക്ഷത്തിനും 700 ദശലക്ഷത്തിനും ഇടയ്‌ക്ക്‌ തരംഗങ്ങൾ. വിവിധ ആവൃത്തിയിലുള്ള പ്രകാശതരംഗങ്ങളെയാണ്‌ നാം വിവിധ വർണ്ണങ്ങളായി കാണുന്നത്‌, അതിൽ ഏറ്റവും കുറവ്‌ ആവൃത്തിയുള്ളത്‌ സ്‌പെക്ര്ടത്തിന്റെ ചുവപ്പ്‌ ഭാഗത്തും ഏറ്റവും കൂടുതലുള്ളത്‌ നീലവശത്തും കാണപ്പെടുന്നു. ഇനി, നമ്മിൽ നിന്നും നിശ്ചിത ദൂരത്തുള്ള ഒരു നിശ്ചിത ആവൃത്തിയിൽ പ്രകാശിക്കുന്ന നക്ഷത്രത്തെപ്പോലുള്ള ഒരു പ്രകാശ സ്രോതസ്‌ സങ്കൽപ്പിക്കുക. തീർച്ചയായും അവിടെ നിന്ന് പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന അതേ ആവൃത്തിയിലുള്ള തരംഗങ്ങൾ തന്നെയാവും നമുക്ക്‌ ലഭിക്കുക. (നക്ഷത്രവ്യൂഹത്തിന്റെ ഗുരുത്വാകർഷണ വലയം ഗണ്യമായ മാറ്റമുണ്ടാക്കാൻ തക്കവണ്ണം ശക്തമായിരിക്കുകയില്ല). ഇനി ആ പ്രകാശ സ്രോതസ്‌ നമ്മോട്‌ അടുക്കാൻ തുടങ്ങുകയാണെന്നിരിക്കട്ടെ. പ്രകാശത്തിന്റെ അടുത്ത തരംഗശിഖരം പുറപ്പെടുവിക്കുമ്പോഴേക്കും ഉത്ഭവസ്ഥാനം നമ്മോട്‌ കൂടുതൽ അടുത്തിരിക്കും. അതിനാൽ ആ തരംഗശിഖരം നമ്മുടെ അടുത്തെത്താനെടുക്കുന്ന സമയം നക്ഷത്രം നിശ്ചലമായിരിക്കുമ്പോഴത്തേതിനേക്കാൾ കുറവായിരിക്കുമല്ലോ. അതായത്‌, രണ്ട്‌ ശിഖരങ്ങൾ നമ്മുടെ അടുത്തെത്തുന്നതിനിടയിലുള്ള സമയം കുറവായിരിക്കുകയും അതിനാൽ ഒരു സെക്കന്റിൽ നമുക്ക്‌ ലഭിക്കുന്ന തരംഗങ്ങളുടെ എണ്ണം ((അതായത്‌ ആവൃത്തി) കൂടുതലായിരിക്കും. അതുപോലെതന്നെ പ്രകാശസ്രോതസ്‌ നമ്മിൽ നിന്നകന്നു പോവുകയാണെങ്കിൽ നമുക്ക്‌ ലഭിക്കുന്ന തരംഗങ്ങളുടെ ആവൃത്തി കുറവായിരിക്കും. അതിനാൽ ദൃശ്യമായ പ്രകാശത്തിന്റെ കാര്യത്തിൽ നമ്മിൽ നിന്നകന്നു പോകുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ര്ടം ചുവപ്പിന്റെ ഭാഗത്തേയ്‌ക്ക്‌ നീങ്ങുകയും നമ്മോട്‌ അടുത്തുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ര്ടം നീലയുടെ ഭാഗത്തേയ്‌ക്ക്‌ നീങ്ങുകയും ചെയ്യും. ഡോപ്ലർ പ്രഭാവം (Doppler effect) എന്നു വിളിക്കുന്ന ആവൃത്തിയും വേഗതയും തമ്മിലുള്ള ഈ ബന്ധം ദൈനംദിന ജീവിതത്തിലെ ഒരു സാധാരണ അനുഭവമാണ്‌. റോഡിലൂടെ പോകുന്ന ഒരു കാറിന്റെ ശബ്ദം ശ്രദ്ധിക്കുക. കാർ അടുത്തുവരുമ്പോൾ അതിന്റെ എഞ്ചിന്റെ ശബ്ദം ഉച്ചസ്ഥായിയിലായിരിക്കുകയും (ശബ്ദതരംഗങ്ങളുടെ ആവൃത്തിയുടെ ഉയർച്ചയാണിത്‌ കാണിക്കുന്നത്‌) പിന്നീട്‌ അത്‌ കടന്നുപോകുമ്പോൾ ശബ്ദം താഴ്‌ന്ന സ്ഥായിയിലാകുകയും ചെയ്യുന്നു. റേഡിയോ തരംഗങ്ങളുടെ സ്വഭാവവും വ്യത്യസ്തമല്ല. റേഡിയോ തരംഗങ്ങളയച്ച്‌ അവയുടെ പ്രതിഫലനങ്ങളുടെ ആവൃത്തി അളന്ന്‌ കാറുകളുടെ വേഗത കണക്കാക്കുന്ന പോലീസുകാരും ഡോപ്ലർ പ്രഭാവം തന്നെയാണ്‌ ഉപയോഗിക്കുന്നത്‌.
Generated from archived content: samayam_2nd2.html Author: stephen_hoking
Click this button or press Ctrl+G to toggle between Malayalam and English