ഭൌതിക ശാസ്ത്ര നോബല്‍ സമ്മാനം (2011)

പ്രപഞ്ച പരിണാമവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട അതിപ്രധാനമായ ഒരു കണ്ടുപിടുത്തത്തിനാണ് 2011ലെ ഭൌതിക ശാസ്ത്ര നോബല്‍ സമ്മാനം ലഭിച്ചിരിക്കുന്നത്. സ്പേസ് ടെലസ്കോപ്പ് ഇന്സ്ടിട്ട്യൂടിലെ ആദം റീസ് , ഓസ്ട്രേലിയന്‍ നാഷണല്‍ യൂനിവേര്‍സിടിയിലെ  ബ്രയാന്‍ ഷ്മിറ്റ് , യൂനിവേര്‍സിടി ഓഫ് കാലിഫോര്‍ണിയയിലെ സോള്‍ പെല്‍മട്ടെര്‍ എന്നിവരാണ്  പുരസ്കാരം പങ്കിട്ടത്. ആയിരത്തി തൊള്ളായിരത്തി തൊണൂറ്റി എട്ടില്‍ അവര്‍ പ്രസിദ്ധീകരിച്ച Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant എന്ന പ്രബന്ധമാണ് നോബല്‍ സമ്മാനം അവരുടെ കൈകളില്‍ എത്തിച്ചത്. ആ പ്രബന്ധത്തിന്റെ ശീര്‍ഷകം സൂചിപ്പിക്കുന്നത് പോലെ തന്നെ പ്രപഞ്ചം ത്വരണത്തോട് കൂടി വികസിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കുകയാണെന്നും അതിനാല്‍ ഐന്‍സ്ടീന്‍ തന്റെ ജീവിതത്തിലെ ഏറ്റവും വലിയ മണ്ടത്തരം എന്ന് വിശേഷിപ്പിച്ച 'കോസ്മോലോജിക്കല്‍ സ്ഥിരാങ്കം' പ്രപഞ്ച പരിണാമം വിശദീകരിക്കുവാന്‍ ആവശ്യമാണെന്നും അവര്‍ വാദിച്ചു. മറ്റൊരു തരത്തില്‍ പറഞ്ഞാല്‍ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ വികാസ വേഗം കുറഞ്ഞു വരികയല്ല, മറിച്ച് കൂടി വരികയാണ് . പ്രപഞ്ചത്തിനു വിദൂര ഭാവിയില്‍ ഒരു പൊട്ടിയമര്‍ച്ച അഥവാ ബിഗ്‌ ക്രഞ്ച് ഉണ്ടാവാനുള്ള സാധ്യതെയെയാണ് ഈ കണ്ടെത്തെല്‍ തള്ളിക്കളയുന്നത്.

'ടൈപ്പ് 1a സൂപ്പര്‍ നോവകള്‍'എന്നറിയപ്പെടുന്ന ചില പ്രത്യേകതരം നക്ഷത്ര വിസ്ഫോടനങ്ങള്‍ ഉപയോഗിച്ചുള്ള പഠനങ്ങള്‍ ആണ് ഈ സുപ്രധാന കണ്ടുപിടുത്തത്തിലേക്ക് വെളിച്ചം വീശിയത്. വെള്ളക്കുള്ളന്മാര്‍ എന്ന പേരില്‍  അറിയപ്പെടുന്ന ചില സവിശേഷ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പൊട്ടിത്തെറികളാണ് ടൈപ്പ് 1a സൂപ്പര്‍ നോവകള്‍ എന്ന് അറിയപ്പെടുന്നത്. വെള്ളക്കുള്ളന്മാര്‍ കുറഞ്ഞ പിണ്ടമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമപ്രക്രിയയിലെ അവസാനത്തെ അവസ്ഥയാണ്‌. എല്ലാ വെള്ളക്കുള്ളമാരും പൊട്ടിത്തെറിക്കുമ്പോള്‍ ഉണ്ടാകുന്ന പ്രകാശതീവ്രത ഏകദേശം ഒരുപോലെ ആയിരിക്കും. അതിനാല്‍ ഭൂമിയില്‍ നിന്നും അകലെ സംഭവിക്കുന്ന ടൈപ് 1a സൂപ്പര്‍ നോവയുടെ  പ്രകാശ തീവ്രത കൃത്യമായി അളക്കുകയാണെങ്കില്‍ അവയുടെ ദൂരം നമുക്ക് കണക്കു കൂട്ടുവാന്‍ സാധിക്കുന്നതാണ്. വികാസവേഗം കൂടി വരുന്ന ഒരു പ്രപഞ്ചത്തില്‍ ഇത്തരം സൂപ്പര്‍ നോവകള്‍ വികാസ വേഗം കുറഞ്ഞു വരുന്ന ഒരു പ്രപഞ്ചത്തെ അപേക്ഷിച്ച് മങ്ങിയതായി അഥവാ തിളക്കം കുറഞ്ഞതായി കാണപ്പെടും. ഇപ്രകാരത്തില്‍ 1998 ലെ സൂപ്പര്‍ നോവ നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ വികാസ വേഗം കൂടി വരുന്ന ഒരു പ്രപഞ്ച മാതൃകയെ പിന്തുണക്കുകയും  തുടര്‍ന്നുണ്ടായ നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ ഇതിനെ ശരി വക്കുകയും ചെയ്തു.

വായിക്കുന്നവര്‍ക്ക് ഇതിനോടകം നിരവധി സംശയങ്ങള്‍ ഉണ്ടായിക്കാണും. എന്താണ് 'കോസ്മോലോജിക്കല്‍ സ്ഥിരാങ്കം', ഐന്‍സ്ടയിനു ഇതുമായി എങ്ങനെ ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു, പ്രപഞ്ചവികാസത്തിന്റെ നിരക്കിനെ ഇതെങ്ങനെ ത്വരിതപെടുത്തുന്നു എന്നൊക്കെ. ഇവയുടെയൊക്കെ ഉത്തരം മനസിലാക്കുവാന്‍ ഐന്‍സ്ടീന്റെ തന്നെ പൊതു ആപേക്ഷികത വാദത്തെകുറിച്ചു ചില കാര്യങ്ങള്‍ മനസിലാക്കേണ്ടതുണ്ട്. അതിനായി ചില കുറിമാനങ്ങള്‍ ഇവിടെയും ഇവിടെയും കണ്ടെത്താവുന്നതാണ്. ഒറ്റ വാക്യത്തില്‍  പറഞ്ഞാല്‍ വസ്തുക്കളുടെ പിണ്ഡവും ആക്കവും(മര്‍ദവും) സ്ഥലകാല വക്രതയുണ്ടാക്കുന്നു എന്നും ഈ വക്രതയാണ് ഗുരുത്വബലത്തിന്റെ അടിസ്ഥാനം എന്നുമാണ് പൊതു ആപേക്ഷികതവാദം പറയുന്നത്. 1920 കളുടെ മുന്‍പ് പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ മൊത്തമായുള്ള സ്വഭാവത്തെ പഠിക്കുവാന്‍ ഐന്‍സ്റീന്‍ തന്റെ പൊതു ആപേക്ഷികത സിദ്ധാന്തം ഉപയോഗിക്കുകയുണ്ടായി തുടര്‍ച്ചയായി വികസിക്കുകയോ ചുരുങ്ങുകയോ ചെയ്യുന്ന പ്രപഞ്ച മാതൃകകളാണ് ആപേക്ഷികത സിദ്ധാന്തം ഐന്‍സ്ടീനു മുന്‍പില്‍ വച്ചത്. തന്റെ കണ്ടെത്തലുകളുടെ  വളരെ ലളിതമായ വ്യാഖ്യാനമനുസരിച്ച് വികസിക്കുന്ന ഒരു പ്രപഞ്ചത്തിനു മാത്രമേ സാധുത ഉള്ളു എന്നും പ്രപഞ്ചത്തില്‍ അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന ദ്രവ്യത്താല്‍ ഉണ്ടാകുന്ന ഗുരുത്വ ബലം ഈ വികാസത്തെ പിന്നോട്ടടിക്കുന്നു (വികാസ നിരക്ക് കുറക്കുന്നു) എന്നും അദ്ദേഹം മനസിലാക്കി. ഒരു പക്ഷെ ദാര്‍ശനിക കാരണങ്ങളാല്‍ (കൃത്യമായ നിരീക്ഷണങ്ങളുടെ അഭാവത്തില്‍, ആ നാളുകളില്‍ ഗ്യലക്സികളെ കുറിച്ച് കൃത്യമായ അറിവുകള്‍ ഉണ്ടായിരുന്നില്ല, അത് കൊണ്ട് പ്രപഞ്ചം സ്ഥായി ആണെന്ന് തെറ്റിദ്ധരിച്ചിരുന്നു) ഐന്‍സ്റീന്‍ തന്റെ വിപ്ലവകരമായ കണ്ടെത്തെലുകളില്‍ തൃപ്തനായില്ല. അതിനാല്‍ ഒരു സ്ഥിര പ്രപഞ്ചത്തെ (വികസികാതെ എപ്പോഴും ഒരേ വലുപ്പത്തില്‍ നിലനില്‍ക്കുന്ന) മുന്‍പോട്ടു വക്കുവാനായിരുന്നു ഐന്‍സ്റീന്‍ തന്റെ വിഖ്യാതമായ 'കൊസ്മോലോജിക്കള്‍ സ്ഥിരാങ്കം' മുന്‍പോട്ടു വച്ചത്. പ്രപഞ്ചം മുഴുവന്‍ നിറഞ്ഞു നിക്കുന്ന ഋണ മര്‍ദം(നെഗറ്റീവ് പ്രഷര്‍ ) ഉള്ള ഒരു ഊര്‍ജ മണ്ഡലമായിട്ടാണ് കൊസ്മോലോജിക്കള്‍ സ്ഥിരങ്കത്തെ ഐന്‍സ്റീന്‍ അവതരിപ്പിച്ചത്. ഇവിടെ ഋണ മര്‍ദം എന്നത് ആശയകുഴപ്പം ഉണ്ടാക്കിയേക്കാം. നിത്യ ജീവിതത്തില്‍ നമുക്ക് പരിചിതമായ മര്‍ദം (Pressure) അല്ല ഇവിടെ ഉദ്ദേശിക്കുന്ന മര്‍ദം. നമുക്ക് പരിചിതമായ ദ്രവ്യത്തിന്റെ (ശ്യാമ ദ്രവ്യവും ഇതില്‍ പെടും) പിണ്ഡവും അതിന്റെ മര്‍ദവും എപ്പോഴും ഗുരുത്വബലത്താല്‍ പ്രപഞ്ച വികാസത്തെ കുറച്ചു കൊണ്ട് വരുവാന്‍ ശ്രമിക്കുന്നു എന്ന് നേരത്തെ സൂചിപ്പിച്ചുവല്ലോ. എന്നാല്‍ ഋണമര്‍ദം  ഉള്ള പദാര്‍ത്ഥത്തിന്റെ ഗുരുത്വബലം പ്രപഞ്ച വികാസത്തെ ത്വരിതപെടുതുന്നു. അതായത് ആകര്‍ഷണത്തിനു പകരം ഒരുതരം വികര്‍ഷണം. ഇത്തരത്തിലുള്ള ഒരു കോസ്മോളജിക്കല്‍ സ്ഥിരാങ്കത്തിന്റെ അസ്ഥിത്വമാകട്ടെ ഊര്‍ജ സംരക്ഷണ നിയമത്തിന്റെ കൃത്യമായ പരിധിയില്‍ ആണ് താനും. ഇനി ഐന്‍സ്റീന്‍ പറഞ്ഞതെന്തെന്നാല്‍ ആകര്‍ഷിക്കുന്ന സാധാരണ ദ്രവ്യവും 'വികര്‍ഷിക്കുന്ന' കൊസ്മോലോജിക്കള്‍ സ്ഥിരാങ്കവും പ്രപഞ്ചത്തില്‍ ഉണ്ടാക്കുന്ന ബലങ്ങള്‍ തുല്യമായതിനാല്‍   പ്രപഞ്ചം സ്ഥായിയായി (വികാസമോ ചുരുങ്ങലോ ഇല്ലാതെ) നിലനില്‍ക്കും എന്നാണ്. എന്നാല്‍ പിന്നീടു ഫ്രീട്മാന്‍ ഐന്‍സ്ടീന്റെ ഈ തെറ്റ് തിരുത്തുകയും വികസിക്കുന്ന പ്രപഞ്ച മാതൃകകള്‍ മുന്‍പോട്ടു വയ്ക്കുകയും ചെയ്തു. ഇതിനെ പിന്നീട് ഹബിള്‍ തന്റെ നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ വഴി സാധൂകരിച്ചപ്പോഴാണ് ഐന്‍സ്റീന്‍ തന്റെ മടയത്തരത്തെ ഓര്‍ത്തു പശ്ചാത്തപിച്ചത്‌. കടലാസ്സില്‍ കുത്തി കുറിച്ച സമീകരണങ്ങളില്‍ നിന്ന് പ്രപഞ്ചം വികസിക്കുന്നു എന്ന് വിളിച്ചു പറയുവാനുള്ള സുവര്‍ണാവസരം ആണ് അദ്ദേഹം കളഞ്ഞു കുളിച്ചത്.

ഇത്തരത്തിലുള്ള ഒരു 'കോസ്മോളജിക്കല്‍ സ്ഥിരാങ്കത്തിന്റെ' സാന്നിധ്യമാണ് സൂപ്പര്‍ നോവ നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ സൂചിപ്പിച്ചത്. ഐന്‍സ്റീന്‍ ചൂണ്ടിക്കാട്ടിയതില്‍ നിന്ന് അല്പം വ്യത്യസ്തമായിയാണ് ഇത് പ്രപഞ്ച പരിണാമത്തെ സ്വാധീനിക്കുന്നത്. സാധാരണ ദ്രവ്യത്തിന്റെ സാന്ദ്രത അതിന്റെ വ്യാപ്തം വര്‍ത്തിപ്പിച്ചാല്‍ കുറഞ്ഞു വരുമല്ലോ. അതിനാല്‍ പ്രപഞ്ചം വികസിക്കുമ്പോള്‍ അതിലുള്ള പദാര്‍ദ്തത്തിന്റെ സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞു വരും. പക്ഷെ കോസ്മോളജിക്കല്‍ സ്ഥിരാങ്കത്തിന്റെ ഒരു സവിശേഷത പ്രപഞ്ചം വികസിക്കുമ്പോള്‍ അതിന്റെ സാന്ദ്രതക്ക് മാറ്റം വരില്ല എന്നതാണ്. (അവയുടെ ഋണമര്‍ദം നിമിത്തം ഇത് ഊര്‍ജ സംരക്ഷണ നിയമത്തെ ലംഖിക്കുന്നില്ല.) അതിനാലാണ് ഇവയെ സ്ഥിരാങ്കം എന്ന് വിളിക്കുന്നത്‌ തന്നെ. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ആരംഭത്തില്‍ സാധാരണ ദ്രവ്യത്തിന്റെ സാന്ദ്രത കോസ്മോളജിക്കല്‍ സ്ഥിരാങ്കത്തെക്കാള്‍ കൂടുതലായിരുന്നു. അതിനാല്‍ ആ സമയത്ത് ഇവയുടെ വിരുദ്ധബലങ്ങള്‍ തമ്മിലുള്ള ഏറ്റുമുട്ടലില്‍ ഇപ്പോഴും ദ്രവ്യം വിജയിക്കുകുകയും അതിനാല്‍ പ്രപഞ്ച വികാസത്തിന്റെ നിരക്ക് കുറഞ്ഞു വരികയും ചെയ്തിരുന്നു. പക്ഷെ പ്രപഞ്ചം വികസിച്ചതോടെ കോസ്മോളജിക്കല്‍ സ്ഥിരാങ്കത്തിന്റെ സാന്ദ്രത ദ്രവ്യത്തിന്റെ സാന്ദ്രതയെ മറികടക്കുകയും തത്ഫലമായി പ്രപഞ്ചം ത്വരണത്തോടെ വികസിക്കുകയും ചെയ്തു. ഇപ്പോള്‍ പ്രപഞ്ചത്തില്‍ മൊത്ത ദ്രവ്യത്തില്‍ ഏകദേശം 73 %കോസ്മോളജിക്കല്‍ സ്ഥിരാങ്കവും ബാക്കി 27 % സാധാരണ ദ്രവ്യവും (ഡാര്‍ക്ക്‌ മാറ്ററും കൂടി ഉള്‍പ്പെട്ട) സംഭാവന ചെയ്യുന്നു എന്ന് നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ വ്യക്തമാക്കുന്നു.

വാസ്തവത്തില്‍ കോസ്മോളജിക്കല്‍ സ്ഥിരാങ്കം എന്നത് ശ്യാമ ഊര്‍ജം എന്നയൊരു ഊര്‍ജ മണ്ഡലത്തിന്റെ ഒരു പ്രത്യേക ഉപവിഭാഗം ആണ്. മുകളിലത്തെ ഖണ്ടികകളില്‍ കോസ്മോളജിക്കല്‍ സ്ഥിരാങ്കം എന്ന് ആവര്‍ത്തിച്ചു ഉപയോഗിച്ചിട്ടുണ്ടെങ്കിലും അത് ഒരു ശ്യാമ ഊര്‍ജ്യമാണോ (ഡാര്‍ക്ക്‌ എനര്‍ജി) അതോ കൊസ്മോലോജിക്കള്‍ സ്ഥിരാങ്കം തന്നെയാണോ എന്ന് ഇപ്പോഴും വളെരെ വ്യക്തമല്ല. ശ്യാമ ഊര്‍ജത്തിന്റെ പ്രത്യേകസ്വഭാവം അവയുടെ ഋണമര്‍ദം ആണ്. പക്ഷെ പ്രപഞ്ചം വികസിക്കുമ്പോള്‍ ഇവയുടെ ഊര്‍ജ മണ്ഡലത്തിന്റെ സാന്ദ്രതയ്ക്ക് ചെറിയ രീതിയില്‍ വ്യത്യാസം സംഭവിക്കാം. അതെ സമയം കൊസ്മോലോജിക്കള്‍ സ്ഥിരാങ്കത്തിന്റെ സാന്ദ്രത വ്യത്യാസപെടുന്നില്ല. അതിനാലാണ് കോസ്മോളജിക്കല്‍ സ്ഥിരാങ്കത്തെ ശ്യാമഊര്‍ജത്തിന്റെ ഉപവിഭാഗമായി കണക്കാക്കുന്നത്. ശ്യാമ ഊര്‍ജത്തിന്റെ പല വകഭേദങ്ങളും മുന്‍പോട്ടു വക്കപെട്ടിടുണ്ട്. ക്വിന്റസ്സെന്‍സ് (quintessence ), ഫാന്റം ഊര്‍ജം തുടങ്ങിയ പേരുകളില്‍ അവ അറിയപ്പെടുന്നു. ഭാവിയിലെ നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ക്ക് മാത്രമേ അതിന്റെ ശരിയായ സ്വഭാവം വ്യക്തമാക്കുവാന്‍ സാധിക്കുകയുള്ളൂ. ഈ നിരീക്ഷണങ്ങളെല്ലാം തന്നെ ശ്യാമ ഊര്‍ജത്തിന്റെ സാന്നിധ്യവും പിണ്ട-മര്‍ദ ബന്ധവും കിറുകൃത്യമായി മനസിലാക്കുവാന്‍ സഹായിക്കുന്നതാണ്. പക്ഷെ ഇതിലെല്ലാം ഉപരിയായി ശ്യാമ ഊര്‍ജത്തിന്റെ സൂക്ഷ്മ തലത്തിലുള്ള സ്വഭാവം മനസിലാക്കേണ്ടിയിരിക്കുന്നു. നാം കാണുന്ന ദ്രവ്യം വിവിധ കണങ്ങളാല്‍ നിര്‍മിതമാണ് എന്ന് നമുക്ക് ഇന്ന് അറിയാവുന്നത് പോലെ ശ്യാമഊര്‍ജവും എന്ത് കൊണ്ട് ഉണ്ടാക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു എന്ന് അറിയേണ്ടിയിരിക്കുന്നു. അതിനായി ശ്യാമഊര്‍ജത്തെ ഭൌതികശാസ്ത്രത്തിലെ ക്ഷേത്രസിദ്ധാന്തത്തിന്റെ (Field Theory) പരിധിയില്‍ കൊണ്ട് വരേണ്ടത് അത്യന്താപേക്ഷിതമാണ്. വേറൊരു തരത്തില്‍ പറഞ്ഞാല്‍ ശ്യാമ ഊര്‍ജം വിശദീകരിക്കുവാന്‍ ഏതു തരത്തിലുള്ള ക്ഷേത്രത്തിനു (Field) കഴിയും എന്ന് മനസിലാക്കേണ്ടിയിരിക്കുന്നു. സൈദ്ധാന്തികതലത്തില്‍ ഊര്‍ജിതമായ ഗവേഷണം നടക്കുന്ന ഒരു മേഖലയാണിത്. ശ്യാമഊര്‍ജത്തെ വിശദീകരിക്കുവാന്‍ ഇത്തരത്തില്‍ നിരവധി ക്ഷേത്ര മാതൃകകള്‍ മുന്നോട്ടു വയ്ക്കപെട്ടിട്ടുണ്ടെങ്കിലും, ഈ കൂട്ടത്തില്‍ ശരിയായതിനെ തിരഞ്ഞെടുക്കുവാന്‍ ഭാവിയിലെ നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ക്ക് മാത്രമേ സാധിക്കൂ.

ശ്യാമ ഊര്‍ജത്തിന്റെ സാന്നിധ്യം നിമിത്തം പ്രപഞ്ച വികാസ നിരക്ക് വര്‍ത്തിക്കുന്നതിന്റെ ഒരു ചിത്രീകരണം.

പ്രപഞ്ചത്തിലെ ദ്രവ്യ സാന്ദ്രത

പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ത്വരഗതിയിലുള്ള ഈ വികാസത്തെ ശ്യാമദ്രവ്യത്തിന്റെ സഹായമില്ലാതെ വിശദമാക്കാന്‍ ശാസ്ത്രലോകം മറ്റു പല സിദ്ധാന്തങ്ങളും മുന്‍പോട്ടു വച്ചിരുന്നു. അക്കൂട്ടത്തില്‍ പെടുന്ന കുമിള സിദ്ധാന്തം നിരീക്ഷങ്ങളാല്‍ തള്ളിക്കളഞ്ഞത് ഈ വര്‍ഷമാണ്‌. അതിനെ പറ്റി വായിക്കുവാന്‍ ഇവിടെ ഞെക്കുക. കുമിളാ സിദ്ധാന്തം പോലെ മുഖ്യധാരയിലുള്ള മറ്റൊരു സ്ഥാനാര്‍ഥിയാണ് f(R) ഗുരുത്വ സിദ്ധാന്തം. ഇത് ശരിയെങ്കില്‍ പൊതു ആപേക്ഷികത വാദത്തില്‍ തിരുത്തലുകള്‍ ആവശ്യമായി വരും. ഈ പദ്ധതിക്ക് അതിന്റേതായ പല പോരായ്മകള്‍ ഉണ്ടെങ്കിലും ഇപ്പോഴും പൂര്‍ണമായും ഉപേക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടില്ല. എന്തൊക്കെയാണെങ്കിലും വര്‍ദ്ധിതവേഗതോടെയുള്ള പ്രപഞ്ചവികാസം വിശദമാക്കുവാന്‍ വിപ്ലവകരമായ ഒരു കാരണത്തിന് മാത്രമേ സാധിക്കുകയുള്ളൂ. അവസാനമായി എടുത്തു പറയേണ്ട ഒരു കാര്യം, വിവിധ ഗാലക്സികള്‍ ഈ വിധത്തില്‍ അകന്നു പോകുന്നുണ്ടെങ്കിലും ഒരു ഗാലക്സിക്കുള്ളിലെ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ പരസ്പരം അകന്നു പോകുന്നില്ല എന്നതാണ്. ഇത് ഓരോ ഗാലക്സിയും ഗുരുത്വാകര്‍ഷനത്താല്‍ സ്വയ ബന്ധിതം (self bounded) ആയതിനാലാണ്. നാം ജീവിക്കുന്ന സൌരയൂധവും ഈ വിധത്തില്‍ ഒരു സ്വയ ബന്ധിത വ്യൂഹമാണ്. പക്ഷെ വിദൂരതയിലുള്ള രണ്ടു ഗാലക്സികള്‍ തമ്മില് ശക്തമായ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം ഇല്ലാത്തതിനാല്‍ പ്രപഞ്ച വികാസത്തിനോപ്പം അവ പരസ്പരം അകന്നു പോകുന്നു.

പ്രകാശ വേഗം

ചില കണങ്ങള്‍ പ്രകാശത്തേക്കാള്‍ വേഗത്തില്‍ സഞ്ചരിക്കുന്നതായി  ചില ശാസ്ത്രഞ്ജര്‍ സംശയം പ്രകടിപ്പിച്ചത്   ഇതിനോടകം എല്ലാവരും കേട്ടിരിക്കും. ലാര്‍ജ് ഹട്രോണ്‍ കോളയിടര്‍ നടത്തിപ്പോരുന്ന സേണ്‍ (CERN) എന്ന സ്ഥാപനത്തിലെ ശാസ്ത്രഞ്ജര്‍ ആണ് ഈ ഗവേഷണ  ഫലം പുറത്തു വിട്ടിരിക്കുന്നത്. OPERA  എന്ന് അറിയപ്പെടുന്ന ഈ പരീക്ഷണത്തിലൂടെ CERN -ല്‍ നിന്നും  മ്യുയോണ്‍  ന്യൂട്രിനോകള്‍ (muon neutrino) എന്നറിയപ്പെടുന്ന കണങ്ങളെ 740 കിലോമീറ്റര്‍ അകലെ ഇറ്റലിയിലെ ഗ്രാന്‍ സാസ്സോ ഭൂഗര്‍ഭ ലബോറട്ടറിയില്‍ സ്ഥാപിച്ചിട്ടുള്ള ഡിടക്ടറിലേക്ക്  പ്രവഹിപ്പിച്ചു. ഈ ദൂരം സഞ്ചരിക്കുവാന്‍ മ്യുയോണ്‍  ന്യൂട്രിനോകള്‍ക്ക്  പ്രകാശത്തേക്കാള്‍ ഏകദേശം 60 നാനോ സെക്കന്റുകള്‍ (സെക്കന്റിന്റെ പത്തു കോടിയില്‍ ഒരംശം) കുറച്ചു മാത്രമേ വേണ്ടി വന്നുള്ളൂ. അതായത് ഈ ന്യൂട്രിനോകള്‍ ഒരു സെക്കന്റില്‍ പ്രകാശത്തേക്കാള്‍ ഏകദേശം 7500 മീറ്ററുകള്‍ അധികം സഞ്ചരിക്കുന്നു. രണ്ടായിരത്തി ഒന്‍പതു മുതല്‍ മൂന്നു വര്‍ഷം നടത്തിയ പരീക്ഷണ ഫലങ്ങള്‍ ആണ് ഇപ്പോള്‍ പുറത്തു വന്നിരിക്കുന്നത്. OPERA പരീക്ഷണത്തെ കുറിച്ചുള്ള കൂടുതല്‍ വിവരങ്ങള്‍ ഇവിടെ ലഭിക്കും. ഇന്നേ വരെ നടത്തിയിട്ടുള്ള ഒരു പരീക്ഷണത്തിലും പ്രകാശത്തേക്കാള്‍  വേഗതയില്‍ സഞ്ചരിക്കുന്ന ഒരു കണതെയും കണ്ടെത്തുവാന്‍ കഴിഞ്ഞിട്ടില്ല.

OPERA പരീക്ഷണ ഫലം ശരിയാണോ എന്നറിയുവാന്‍ മറ്റു പല സ്വതന്ത്ര പരീക്ഷണങ്ങളും ആവശ്യമാണ്. കാരണം പ്രകാശത്തിന്റെ വേഗതയെ ആശ്രയിച്ചാണ്‌ ഐയിന്സ്ടയിന്‍ സ്പെഷ്യല്‍ റിലേറ്റിവിറ്റി   ആവിഷ്കരിച്ചിരിക്കുന്നത്. ഈ സിദ്ധാന്തത്തിന്റെ അടിസ്ഥാന പ്രമാണം പ്രകാശത്തിന്റെ വേഗത എല്ലാ നിരീക്ഷകര്‍ക്കും ഒരു പോലെ ആണെന്നതാണ്. ന്യൂട്ടോനിയന്‍ (Newtonian ) ഭൌതിക ശാസ്ത്രത്തിനു വിശദീകരിക്കുവാന്‍ കഴിയാത്ത പല ഭൌതിക പ്രതിഭാസങ്ങളേയും കൃത്യമായി വിശദീകരിച്ചതിലൂടെ സ്പെഷ്യല്‍ റിലേറ്റിവിറ്റിയും അതിനു വേണ്ടി ഐയിന്സ്ടയിന്‍ ഉപയോഗിച്ച അടിസ്ഥാനതത്ത്വങ്ങളും പരക്കെ അംഗീകരിക്കപ്പെട്ടു. ഒരു വസ്തുവിനും  പ്രകാശ വേഗതയില്‍ കൂടുതല്‍ സഞ്ചരിക്കുവാന്‍ കഴിയില്ല ഏന്നതും പിണ്ട്ടമുള്ള പദാര്‍ഥങ്ങള്‍ പ്രകാശതെക്കാളും താഴ്ന്ന വേഗതയിലെ സഞ്ചരിക്കൂ എന്നതും ആപേക്ഷികത വാദത്തിന്റെ ഒരു കണ്ടെത്തലാണ്. ന്യുട്രീനോ ആന്തോളന പരീക്ഷണങ്ങള്‍ പ്രസ്തുത കണങ്ങള്‍ക്ക് ഒരു പിണ്ട്ടമുന്ടെന്നു വ്യക്തമാക്കിയിട്ടുണ്ട് . അതിനാല്‍ ആപേക്ഷികത സിദ്ധാന്തം മൂലം പ്രകാശവേഗത്തെ മറികടക്കാന്‍ ഈ കണങ്ങള്‍ക്ക് ആവില്ല. ഈ കണ്ടെത്തലിന്റെ നില നില്‍പ്പാണ് OPERA പരീക്ഷണത്തിലൂടെ ചോദ്യം ചെയ്യപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത്.

ഈ പരീക്ഷണ ഫലം  ചോദ്യം ചെയ്യപ്പെടുന്നതിന് നിരവധി കാരണങ്ങള്‍ ഉണ്ട്. ഇന്നോളം നടത്തിയിട്ടുള്ള ഒരു പരീക്ഷണത്തിലും പ്രകാശത്തേക്കാള്‍ വേഗത്തില്‍ സഞ്ചരിക്കുന്ന കണങ്ങളെ കണ്ടെത്തിയിട്ടില്ല എന്ന് മുകളില്‍ സൂചിപ്പിച്ചു. എന്നാല്‍ മറ്റൊരു പ്രധാപ്പെട്ട തെളിവ് ആയിരത്തി തൊള്ളായിരത്തി എണ്‍പത്തി ഏഴില്‍ ലാര്‍ജ് മെഗല്ലനിക് ക്ലൌഡ് എന്ന ഗ്യലക്സിയില്‍ ഉണ്ടായ SN 1987A  സൂപ്പര്‍ നോവ നിരീക്ഷിച്ചതിലൂടെ ആണ്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അവസാന ഘട്ടത്തില്‍ അവ പൊട്ടി തെറിക്കുന്ന പ്രതിഭാസമാണ് സൂപ്പര്‍ നോവ എന്നറിയപ്പെടുന്നത്. സുപ്പര്‍ നോവകള്‍ രണ്ടു തരത്തില്‍ ഉണ്ട്. അവയില്‍ SN 1987A  ഉള്‍പ്പെടുന്ന 'ടൈപ്പ് രണ്ട്' (Type II ) വിഭാഗത്തില്‍ പെടുന്ന സുപ്പര്‍ നോവകള്‍ ടൈപ്പ് ഒന്ന് വിഭാഗത്തേക്കാള്‍  കൂടുതല്‍ ന്യൂട്രിനോകള്‍ ഉണ്ടാക്കുന്നു. സൂപ്പര്‍ നോവകളിലെ  ന്യൂട്രിനോ ഉല്‍പ്പാദനത്തിന്  കാരണമായ പ്രതിഭാസം (ഷോക്ക്‌ തരംഗങ്ങള്‍) പ്രകാശം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നതിന് അല്‍പ്പം മുന്‍പ് സംഭവിക്കുന്നു. (സൂപ്പര്‍ നോവകളെ കുറിച്ച് മറ്റൊരു ലേഖനത്തില്‍ വിശദീകരിക്കാം) അതായത് സൂപ്പര്‍ നോവകളില്‍ നിന്നും ആദ്യം ഉത്ഭവിക്കുന്നത് ന്യൂട്രിനോകള്‍ ആണ്.  SN 1987A ലേക്കുള്ള ദൂരം ഏകദേശം അന്‍പത് കിലോ പാര്‍ സെക് ആണ്. അപ്പോള്‍ ന്യൂട്രിനോകളുടെ വേഗത പ്രകാശത്തിനു തുല്യമായാല്‍ പോലും സൂപ്പര്‍ നോവയില്‍ നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശത്തിനു ഏകദേശം ഒരു വര്‍ഷം മുന്നേ എങ്കിലും ന്യൂട്രിനോകള്‍ ഭൂമിയില്‍ എത്തിച്ചേരും. എന്നാല്‍ ജപ്പാനിലെ കാമിയോകാ ഒബസര്‍വേറ്ററിയില്‍  നടത്തിയ നിരീക്ഷണത്തില്‍  ന്യൂട്രിനോകളുടെ സാനിദ്ധ്യം കണ്ടെത്തുകയും അവയും പ്രകാശവും  ഭൂമിയില്‍ എത്തിച്ചേര്‍ന്നത് ഏകദേശം ഒരേ സമയത്താണ് എന്ന്  മനസിലാകുകയും ചെയ്തു. ഇതില്‍ നിന്നും ന്യൂട്രിനോകളുടെ വേഗത പ്രകാശത്തിനെക്കാള്‍ കൂടുതല്‍ അല്ല എന്ന അനുമാനത്തില്‍ എത്തിച്ചേരുകയും ചെയ്തു. എന്നിരുന്നാലും ഭൌതിക സിദ്ധാന്തങ്ങളുടെ നിലനില്‍പ്പ്‌  തെളിയിക്കപ്പെടെണ്ടത് പരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെ ആയതിനാല്‍ OPERA പരീക്ഷണ ഫലം ഭൌതിക ശാസ്ത്ര ലോകം വളരെ ഗൌരവത്തോടെ ആണ് വീക്ഷിക്കുന്നത്. OPERA പരീക്ഷണ ഫലം ശരിയാണെന്ന് തെളിഞ്ഞാലും അല്ലെങ്കിലും അത് ഭൌതിക ശാസ്ത്രത്തിനു വളരെ വലിയ  സംഭാവയാണ് നല്‍കുവാന്‍ പോകുന്നത്.

ഭൌതിക ശാസ്ത്രത്തിന്റെ ഗതി മാറ്റി വിടാന്‍ ഒരുപക്ഷെ കാരണമായേക്കാവുന്ന ഈ പ്രശ്നത്തിന് ശാസ്ത്രലോകം ഇപ്പോള്‍ തന്നെ ഒരുപാട് ഉത്തരങ്ങള്‍ മുന്‍പോട്ടു വച്ചിട്ടുണ്ട്. ശാസ്ത്രലോകത്തിലെ ഏറിയ പങ്കും വിശ്വസിക്കുന്നത് OPERA പരീക്ഷണഫലങ്ങളില്‍ തെറ്റുകള്‍ കടന്നു കൂടിയിട്ടുണ്ട് എന്നാണ്. അങ്ങനെയെങ്കില്‍ ആ തെറ്റുകള്‍ കണ്ടെത്തേണ്ടിയിരിക്കുന്നു. മറ്റൊരു പരിഹാരം ആപേക്ഷികത സിദ്ധാന്തത്തിന്റെ ഒരു അടിസ്ഥാന തത്വം പരിഷകരിക്കുക എന്നതാണ്. ഇതിന്‍ പ്രകാരം പ്രകാശത്തെക്കാള്‍ അധികമായ വേഗത്തില്‍ സഞ്ചരിക്കുന്ന ഏതോ ഒരു കണത്തിന്റെ വേഗത എല്ലാ നിരീക്ഷകര്‍ക്കും ഒരു പോലെയാണ് എന്നയൊരു അടിസ്ഥാന പ്രമാണം ഉപയോഗിച്ച് ആപേക്ഷികത വാദം രൂപപെടുത്തുക എന്നതാണ്. അങ്ങനെയെങ്കില്‍ പ്രകാശവും ന്യുട്രീനോയും മറ്റും  ഈ കണികയെക്കള്‍ സാവധാനത്തിലാണ് സഞ്ചരിക്കുന്നത് എന്ന് സ്വാഭാവികമായി ഉരിത്തിരിയും. പക്ഷെ ആപേക്ഷികത സിദ്ധാന്തത്തിന്റെ പല പരീക്ഷണ നിരീക്ഷണങ്ങളും അതോടെ വിശദീകരിക്കാന്‍ പറ്റാതെ വരും. സ്ഥാന നിര്‍ണയത്തിന് മൊബൈലില്‍ മറ്റും ഉപയോഗിക്കുന്ന GPS സംവിധാനം അങ്ങനെയെങ്കില്‍ ഒരിക്കലും കൃത്യമായി പ്രവര്‍ത്തിക്കുകയില്ലായിരുന്നു. ഇതൊന്നുമല്ല കാരണം, മറിച്ച് ന്യുട്രീനോകള്‍ പുതിയൊരു സ്ഥല മാനത്തിലൂടെ(space dimension ) സഞ്ചരിച്ചു ലക്ഷ്യസ്ഥാനത്ത് എത്തുന്നു എന്നും ഒരു വാദഗതിയുണ്ട്. ഇത് ഒരു പന്തിന്റെ ഒരു ബിന്ദുവില്‍ നിന്ന് മറ്റൊരു ബിന്ദുവില്‍ എത്തുവാന്‍ അതിന്റെ പ്രതലത്തിലൂടെ സഞ്ചരിക്കുന്നതിനു പകരം അതിന്റെ ഉള്ളിലൂടെ (ഒരു ടണല്‍ വഴി പോകുന്നത് പോലെ ) പോയാല്‍ കുറച്ചു ദൂരം മതി എന്നത് പോലെയാണ്. പക്ഷെ ഇതിനും വ്യക്തമായ സൈദ്ധാന്തിക പിന്തുണ ഇല്ല. ഇതൊന്നുമല്ല നുട്രീനോകള്‍ പ്രകാശത്തെക്കാള്‍ വേഗത്തില്‍ ചലിക്കുന്ന ടാക്കിയോനുകള്‍ ആണെന്ന വാദവും വളെരെ നേരത്തെ തന്നെ ഉന്നയിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്‌. വിഖ്യാത മലയാളീ ശാസ്ത്രഞ്ജന്‍ ആയ ഇ സി ജി സുദര്‍ശന്‍ ആണ് ടാക്കിയോനുകളുടെ അസ്ഥിത്വം ആദ്യമായി പ്രവചിച്ചത്. ഇത് ശരിയെങ്കില്‍ ഭൌതിക ശാസ്ത്രത്തില്‍ മാറ്റത്തിന്റെ ഒരു കൊടുംകാറ്റു പ്രതീക്ഷിക്കാവുന്നതാണ്. ഇതിനോടൊപ്പം തന്നെ ആപേക്ഷികത വാദം മാറ്റങ്ങള്‍ക്കു വിധേയമാക്കണം എന്നതിന്റെ സൂചനയാണ് ഈ പരീക്ഷണം എന്നും കരുതുന്നവര്‍ ഉണ്ട്. ഭൌതിക ശാസ്ത്രത്തില്‍ അടിസ്ഥാന തത്വങ്ങളില്‍ മാറ്റം വരുത്തിയാലെ ഇതിനു സാധിക്കുകയുള്ളൂ.


ചുരുക്കത്തില്‍ OPERA പരീക്ഷണം ഭൌതിക ശാസ്ത്രത്തെ ശക്തമായ ധര്‍മ സങ്കടത്തില്‍ എത്തിച്ചിരിക്കുകയാണ്. ഇതിനെ സാധൂകരിക്കുവാന്‍/തള്ളിക്കളയുവാന്‍ അമേരിക്കയിലെ ഫെര്‍മി ലാബും കൂടുതല്‍ പരീക്ഷണങ്ങളിലേക്ക് കടക്കുകയാണ്. കൂടുതല്‍ ഫലങ്ങള്‍ പുറത്തു വരുവാന്‍ ഏകദേശം 2012 വരെ കാത്തിരിക്കേണ്ടി വരും. അതിനായി ആകാംഷയോടെ കാത്തിരിക്കുകയാണ് ഭൌതിക ശാസ്ത്ര ലോകം.

ആപേക്ഷികതാ വാദം വീണ്ടും അതിജീവിക്കപ്പെട്ടു.

ഐയ്ന്‍സ്ടീന്‍ ശരിയാണെന്ന് വീണ്ടും തെളിഞ്ഞിരിക്കുന്നു. നാസയുടെ ഗ്രാവിടി പ്രോബ് ബി ഉപഗ്രഹം ഐന്‍സ്ടീന്റെ പൊതു ആപേക്ഷികത സിദ്ധാന്തത്തിന്റെ രണ്ടു പ്രവചനങ്ങളെ ശരി വച്ചു. ഭൂമിക്കു ചുറ്റുമുള്ള സ്ഥലകാലത്തിന്റെ വക്രതയും ഭൂഭ്രമണം മൂലം ഈ വക്രതയില്‍ ഉണ്ടാകുന്ന വ്യതിയാനവും ഐന്‍സ്ടീന്റെ സിദ്ധാന്തം അണുവിട തെറ്റാതെ പ്രവചിക്കുന്നു എന്നാണ് പ്രസ്തുത ഉപഗ്രഹത്തിലെ "പമ്പര " പരീക്ഷണങ്ങള്‍ തെളിയിച്ചത്. ഇതോടെ കഴിഞ്ഞ 96 വര്‍ഷങ്ങളില്‍ നടന്ന എല്ലാ പരീക്ഷണ നിരീക്ഷനങ്ങളെയും അതിജീവിക്കാന്‍ പൊതു ആപേക്ഷികത വാദത്തിനു കഴിഞ്ഞു.

1915 ഇല് ഐന്‍സ്റീന്‍ തന്റെ വിഖ്യാദമായ പൊതു ആപേക്ഷികത വാദം ഉപയോഗിച്ച് ഗുരുത്വാകര്‍ഷണത്തെ വിശദീകരിക്കുമ്പോള്‍ അതിനെ സാധൂകരിക്കുന്ന നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ കാര്യമായി ഒന്നുമില്ലായിരുന്നു. ഗുരുത്വ ബലം എന്നൊന്നില്ല , മറിച്ചു സ്ഥല -സ്ഥല ചതുര്മാനങ്ങളും പദാര്‍ഥങ്ങളുടെ പിണ്ട്ട-ആക്കങ്ങളും തമ്മിലുള്ള പ്രതിപ്രവര്തനതെയാണ് നാം ഗുരുത്വമായി കാണുന്നത് എന്നാണ് ഈ സിദ്ധാന്തത്തില്‍ ഐന്‍സ്റീന്‍ മുന്‍പോട്ടു വച്ചത്. ലളിതമായി പറഞ്ഞാല്‍ പദാര്‍ഥങ്ങളുടെ പിണ്ഡം അതിനു ചുറ്റുമുള്ള സ്ഥല-കാലത്തെ രൂപാന്തരപെടുതുന്നു അഥവാ വളക്കുന്നു.പദാര്‍ഥങ്ങളുടെ പ്രവേഗവും സ്ഥല കാലങ്ങളുടെ വളവിനെ സ്വാധീനിക്കുന്നു. ഈ വളഞ്ഞ സ്ഥല കാലത്തില്‍ സഞ്ചരിക്കുന്ന മറ്റൊരു വസ്തുവകട്ടെ നേര് രേഖക്ക് പകരം ഒരു വളഞ്ഞ വഴിയില്‍ സഞ്ചരിക്കുന്നു. ഈ പ്രതിഭാസമാണ് ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം. ഉദാഹരണത്തിന് ഭൂമിയുടെ പിണ്ഡം അതിനു ചുറ്റുമുള്ള സ്ഥലത്തെ വളച്ചു നിര്ത്തുന്നു. ഭൂമിക്കു ചുറ്റും സഞ്ചരിക്കുന്ന ചന്ദ്രന് അതിനാല്‍ ഒരു 'വളഞ്ഞ വഴി' പിന്തുടരേണ്ടി വരുന്നു. അതിന്റെ ഫലമായി ചന്ദ്രന്‍ ഭൂമിയെ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നു. ഈ ഉത്കൃഷ്ട ആശയത്തെ വിശ്രുത ശാസ്ത്രകാരന്‍ ജോണ്‍ വീലെര്‍ അവതരിപ്പിക്കുന്നത്‌ ഇപ്രകാരമാണ് -"പദാര്‍ത്ഥം സ്ഥല കാലങ്ങളോട് എങ്ങനെ വളയണം എന്ന് പറയുന്നു. സ്ഥല കാലങ്ങള്‍ പടര്തതോട് എങ്ങനെ സഞ്ചരിക്കണം എന്നും."

പൊതു ആപേക്ഷിക സിദ്ധാന്തം ന്യൂട്ടണ്‍ന്റെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ സിദ്ധാന്തത്തെ അപേക്ഷിച്ച് വിഭിന്നമായ പല പ്രവചനങ്ങളും നടത്തുന്നു. പൊതു ആപേക്ഷികത വാദം ശരിയാണ് എന്ന് തെളിയിക്കാന്‍ ഉള്ള മാര്‍ഗം ഈ പ്രവചനങ്ങള്‍ പരീക്ഷണ നിരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെ ശരി വക്കുക എന്നതാണ്.ഐന്‍സ്റീന്‍ തന്റെ സിദ്ധാന്തം മുന്‍പോട്ടു വക്കുമ്പോള്‍ തന്നെ അതിനു ബുധ ഗ്രഹത്തിന്റെ സൂര്യനെ ചുറ്റിയുള്ള ഭ്രമണ പാതയില്‍ ഉണ്ടാകുന്ന വ്യതിയാനം കൃത്യമായി പ്രവചിക്കാന്‍ (ന്യൂട്ടണ്‍ ന്റെ സിദ്ധാന്തത്തിനു അത് സാധിച്ചിരുന്നില്ല.) കഴിഞ്ഞിരുന്നു. പിന്നീടു 1919 ഇല സൂര്യന് ചുറ്റും സഞ്ചരിക്കുന്ന പ്രകാശ കിരണങ്ങള്‍ സ്ഥല കല വക്രത നിമിത്തം വളയും എന്ന ആപേക്ഷികത വാദത്തിന്റെ പ്രവചനം നിരീക്ഷണത്തിലൂടെ സ്ഥിരീകരിക്കപ്പെട്ടു. പിന്നീടു ആപേക്ഷികത വാദത്തിന്റെ മഹത്തായ പ്രവച്ചനമായ 'പ്രപഞ്ച വികാസം' 1929 ഇല് എഡ്വിന്‍ ഹബിള്‍ നിരീക്ഷണത്തിലൂടെ തെളിയിച്ചു. ഈ സിദ്ധാന്തത്തിന്റെ മറ്റൊരു പ്രവചനമായ 'പ്രകാശത്തിന്റെ ചുവപ്പ് നീക്കം' 1925 ഇല നിരീക്ഷനതിലൂടെയും 1959 ഇല് പരീക്ഷനതിലൂടെയും തെളിയിക്കപ്പെട്ടു. പൊതു ആപേക്ഷികത വാദത്തിന്റെ മറ്റു രണ്ടു മഹാ പ്രവചനങ്ങള്‍ ആയ തമോദ്വാരങ്ങളും ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ തരംഗംകളും നേരിട്ടല്ലതെയുള്ള നിരീക്ഷനങ്ങലാല്‍ സ്ഥിരീകരിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട് ( ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ തരംഗംകള്‍ക്ക് അതി ശക്തമായ

തെളിവുകള്‍ ആണുള്ളത്.)

ഈ വിധത്തിലുള്ള വിവിധ തെളിവുകളുടെ ഗണത്തിലെ ഏറ്റവും പുതിയ അംഗങ്ങളാണ് ഗ്രാവിടി പ്രോബ് ബി ഉപഗ്രഹ പരീക്ഷണങ്ങള്‍. ഈ പരീക്ഷണങ്ങള്‍ സ്ഥല കാലത്തിന്റെ വക്രത മൂലമുണ്ടാകുന്ന രണ്ടു പ്രതിഭാസങ്ങളെ - 'ജിയോടെറ്റിക് പ്രതിഭാസവും' 'ഫ്രെയിം ഡ്രാഗിംഗ് ' പ്രതിഭാസവും - ശരി വച്ചിരിക്കുന്നു. ഇവിടെ ആദ്യത്തേത് 1916 ഇല് ഡി സിറ്ററും രണ്ടാമതെത് 1918 ഇല് ജോസഫ്‌ ലെന്‍സും ഹാന്‍സ്‌ തിയറിങ്ങും ചേര്‍ന്നുമാണ് കണ്ടെത്തിയത് . ഈ രണ്ടു പ്രതിഭാസങ്ങളും സ്ഥല കാല വക്രതിയില്‍ വ്യതിയാനങ്ങള്‍ ഉണ്ടാക്കുമെങ്കിലും, ഇവ അവയുടെ ഉദ്ഭവത്തിലും പ്രവച്ചനങ്ങളിലും വ്യത്യാസപെട്ടിരിക്കുന്നു. ഇതില്‍ ജിയോടെറ്റിക് പ്രതിഭാസം ഒരു കേന്ദ്ര പിണ്ഡത്തിന്റെ സാന്നിധ്യം കൊണ്ടാണ് സംഭവിക്കുന്നതെങ്കില്‍ ഫ്രെയിം ഡ്രാഗിംഗ് പ്രതിഭാസം കേന്ദ്ര പിണ്ഡത്തിന്റെ കറക്കം കൊണ്ടാണ് ഉണ്ടാകുന്നതു. രണ്ടു പ്രതിഭാസങ്ങളും പൊതുവേ സങ്കീര്‍ണം ആയതിനാല്‍ അവയുടെ ഒരു പ്രധാന പ്രവചനം മാത്രമേ ഈ ലേഖനത്തില്‍ വിശദമാക്കുകയുള്ളൂ. ജിയോടെട്ടിക് പ്രതിഭാസമാനുസരിച്ചു സ്വയം കറങ്ങിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്ന ഒരു വസ്തുവിന്റെ അച്ചുതണ്ടിന് , ആ വസ്തു മറ്റൊരു കേന്ദ്ര പിണ്ട്ടതിനു ചുറ്റും വലയം ചെയ്യുകയാണെങ്കില്‍ , തുടര്‍ച്ചയായി ദിശ വ്യതിയാനം സംഭവിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കും. ഉദാഹരണത്തിന് ഭൂമി സൂര്യനെ വലയം വയ്ക്കുന്നതിനോടൊപ്പം സ്വയവും കറങ്ങുന്നുണ്ട്. പൊതു ആപേക്ഷികത വാദം അനുസരിച്ച് സൂര്യന്റെ സാന്നിധ്യം കൊണ്ട് ഭൂമിയുടെ ഈ സ്വയം കറക്കത്തിന്റെ അച്ചുതണ്ടിന്റെ ദിശ തുടര്‍ച്ചയായി മാറിക്കൊണ്ടിരിക്കും. ഇത് നിരീക്ഷണത്തിലൂടെ സ്ഥിരീകരിക്കപെട്ടിട്ടുള്ള ഈ പ്രതിഭാസം ആപേക്ഷികത വാദത്തിന്റെ തെളിവായി കണക്കാക്കപെടുന്നു. ഇനി ഫ്രെയിം ഡ്രാഗിംഗ് പ്രതിഭാസമാനുസരിച്ചു മേല്‍ പറഞ്ഞ കേന്ദ്ര പിണ്ട്ടം (ഇവിടെ സൂര്യന്‍ ) സ്വയം ഭ്രമണം ചെയ്യുകയാണെങ്കില്‍ അത് അതിനെ വലയം ചെയ്യുന്ന സ്വയം ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന വസ്തുവിന്റെ (ഇവിടെ ഭൂമി ) അച്ചുതണ്ടിന് കൂടുതലായി ഒരു ദിശാവ്യതിയാനം വരുത്തും . പ്രായോഗികമായി സൂര്യനും ഭൂമിയും അടങ്ങുന്ന വ്യൂഹത്തില്‍ ഈ പ്രതിഭാസം വളരെ ദുര്‍ബലമായെ സ്വാധീനിക്കുന്നുള്ളൂ. അതിനാല്‍ തന്നെ നിരീക്ഷണത്തിലൂടെ അത് കണ്ടെത്തുക പ്രായോഗികമല്ല. ചുരുക്കത്തില്‍ ഈ രണ്ടു പ്രതിഭാസങ്ങളും കറങ്ങുന്ന ഒരു വസ്തുവിന്റെ അച്ചുതണ്ടിന്റെ ദിശ തുടര്‍ച്ചയായി മാറ്റിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്നു. ഇതില്‍ ഫ്രെയിം ഡ്രാഗിംഗ് പ്രതിഭാസം ജിയോടെട്ടിക് പ്രതിഭാസതെക്കാള്‍ വളെരെ ദുര്‍ബലം ആണെന്ന് മാത്രം.

ഇനി ഭൂമിക്കു ചുറ്റും ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന ഒരു പമ്പരം സങ്കല്‍പ്പിക്കുക. മേല്പറഞ്ഞ ജിയോടെട്ടിക് ,ഫ്രെയിം ഡ്രാഗിംഗ് പ്രതിഭാസങ്ങള്‍ ഈ പമ്പരത്തിന്റെ അച്ചുതണ്ടിന്റെ ദിശക്ക് വ്യതിയാനം ഉണ്ടാക്കും. (നമ്മള്‍ തറയില്‍ കറക്കി വിടുന്ന ഒരു പമ്പരത്തിന്റെ അച്ചുതണ്ടിന്റെ ദിശ മാറുന്നത് മേല്പറഞ്ഞ കാരണങ്ങള്‍ കൊണ്ടല്ല. ഒരു പമ്പരത്തിന്റെ അച്ചുതണ്ട് ഘര്‍ഷനമില്ലാത്ത പ്രതലത്തിനു കൃത്യമായി ലംബമായി വരുന്ന പോലെ വച്ച് കറക്കി വിട്ടാല്‍ ന്യൂട്ടണ്‍ന്റെ നിയമങ്ങള്‍ അനുസരിച്ച് ആ പമ്പരം ദിശക്ക് യാതൊരു വ്യതിയാനവുമില്ലാതെ ഇപ്പോഴും കറങ്ങിക്കൊണ്ടിരിക്കും). ഗ്രാവിടി പ്രോബ് ബി ഉപഗ്രഹത്തില്‍ ശാസ്ത്രഞ്ജന്മാര്‍ ഇത് പോലെയൊരു പമ്പരം കറക്കി വിട്ടിട്ടു അതിന്റെ ചലനം നിരീക്ഷിക്കുകയാണ് ചെയ്തത്. ഈ പമ്പരത്തിന്റെ അച്ചുതണ്ട് ഒരു വിദൂര നക്ഷത്രത്തിന്റെ നേര്‍ക്ക്‌ ആയിരിക്കും. ശൂന്യാകാശത്ത് മറ്റു ബലങ്ങള്‍ ഇല്ലാത്തതിനാല്‍ ഇതിന്റെ ദിശക്ക് വ്യതിയാനം വരാന്‍ പാടില്ല. പക്ഷെ ഭൂമിയുടെ പിണ്ഡവും കറക്കവും നിമിത്തം സ്ഥല കാലത്തിനുള്ള വളവു ഈ പമ്പരത്തിന്റെ അച്ചുതണ്ടിന്റെ ദിശക്ക് തുടര്‍ച്ചയായി വ്യതിയാനം വരുത്തും. ഇത് ഐന്‍സ്റീന്‍ന്റെ ആപേക്ഷികത വാദം പ്രവചിക്കുന്ന അതെ അളവിലാണോ എന്നതാണ് ശാസ്ത്രഞ്ജര്‍ കണ്ടെത്താന്‍ ശ്രമിച്ചത്. വാസ്തവത്തില്‍ മേല്പറഞ്ഞ പരീക്ഷണം ആപേക്ഷികത വാദത്തെ ശരി വക്കുക തന്നെ ചെയ്തു. ജിയോടെട്ടിക് പ്രതിഭാസം മൂലമുള്ള ദിശാവ്യതിയാനം 2008 ഓടെ തന്നെ സ്ഥിരീകരിക്കപെട്ടു . പ്രസ്തുത വ്യൂഹത്തിലെ അനാവശ്യ ശബ്ദം നിമിത്തം ഫ്രെയിം ഡ്രാഗിംഗ് പ്രതിഭാസം സ്ഥിരീകരിക്കുക ദുഷ്കരമായിരുന്നു. എങ്കില്‍ കൂടെയും 2011 മെയ്‌ 4 ഓടെ ഫ്രെയിം ഡ്രാഗിംഗ് പ്രതിഭാസവും സ്ഥിരീകരിക്കപെട്ടു എന്ന് നാസ പ്രഖ്യാപിച്ചു . ശാസ്ത്രലോകത്തിനു വളരെ വളരെ വിപ്ലവകരമായ ഒരു നേട്ടമാണ് ഈ നിരീക്ഷണ ഫലങ്ങള്‍ . പ്രസ്തുത ഫലങ്ങള്‍ ഫിസിക്കല്‍ റിവ്യൂ ലെറ്റര്‍ ശാസ്ത്ര മാസികയില്‍ പ്രസിധീകരിക്കപെട്ടിട്ടുണ്ട് .

ഗ്രാവിടി പ്രോബെ ബി പരീക്ഷണത്തിന്‌ വേണ്ടി അത്യാധുനിക സാങ്കേതിക വിദ്യ ഉപയോഗിക്കേണ്ടി വന്നു. അതിശീത ഹീലിയത്തില്‍ മുക്കിയ നാല് പമ്പരങ്ങള്‍ ഉപയോഗിക്കപ്പെട്ടു. ഈ പമ്പരങ്ങള്‍ ആവട്ടെ മനുഷ്യന്‍ ഇന്ന് വരെ നിര്മിച്ചതില്‍ ഏറ്റവും സമ്പൂര്‍ണമായ ഗോളങ്ങള്‍ കൊണ്ടാണ് നിര്‍മിച്ചിരിക്കുന്നത്. ഈ പരീക്ഷണത്തിന്‌ വേണ്ടി വന്ന മനുഷ്യാധ്വാനത്തിന്റെ അളവ് അവിശ്വസനീയമാണ് . നൂറിലധികം വിദ്യാര്ധികളുടെ ഡോക്ടരെട്റ്റ് പ്രബന്ദങ്ങള്‍ ഈ പരീക്ഷണത്തെ ആസ്പദമാക്കിയായിരുന്നു. നോബല്‍ സമ്മാന ജേതാക്കലടക്കം നിരവധി ശാസ്ത്രഞ്ഞന്മാരും നൂറു കണക്കിന് ശാസ്ത്ര വിദ്യാര്ധികളും നിരവധി സ്കൂള്‍ കുട്ടികള്‍ വരെയും ഈ പരീക്ഷണത്തില്‍ പങ്കാളികളായി. ഒടുവിലായി ഈ കണ്ടെത്തെലുകള്‍ക്കു ചില വിമര്‍ശനങ്ങളും ഉണ്ടെന്നു പറഞ്ഞു കൊള്ളെട്ടെ. ഇതൊരു പഴയ കണ്ടെത്തെലാനെന്നും അതിലെ വിവരങ്ങള്‍ ആപേക്ഷികത വാദത്തിനു അനുയോജ്യമായ വിധത്തിലാക്കാന്‍ വിശദമായ് മാതൃകകള്‍ സൃഷ്ട്ടിക്കുകയായിരുന്നു എന്നും വാദഗതികള്‍ ഉണ്ട് . പരീക്ഷണങ്ങളിലെ ശബ്ദത്തിന്റെ അളവ് മറച്ചു വച്ചാണ് ഈ ഫലങ്ങള്‍ അവകാശപെടുന്നത് എന്നാണ് ഒരു കൂട്ടരുടെ വാദം.

പുതിയ കണികയും ഹിഗ്ഗ് ബോസോണും

അമേരിക്കയിലെ ഫെര്‍മി ലാബില്‍ നടത്തിയ കണിക പരീക്ഷണം ഒരു പുതിയ കണികയുടെ നിലനില്പ്പിലേക്ക് വിരല്‍ ചൂണ്ടുന്നതാണ്‌. ലാര്‍ജ് ഹട്രോണ്‍ കോളയിടറിനെ പോലെ മറ്റൊരു വലിയ particle accelerator ആയ  ടെവാട്രോന്‍ കോളയിടര്‍ (Tevatron Collider)  ഉപയോഗിച്ചാണ് ഈ കണ്ടെത്തല്‍ നടത്തിയിരിക്കുന്നത്. ഏകദേശം ആറര കിലോ മീറ്റര്‍ ചുറ്റളവുള്ള  ടെവാട്രോന്‍ കോളയിടറില്‍  പ്രോട്ടോണുകളെയും ആന്റി-പ്രോട്ടോണുകളെയും ആണ് കൂടിയിടിപ്പിക്കുന്നത്. 

കണികകളുടെ അംഗീകൃത ഭൌധിക ശാസ്ത്ര മോഡല്‍ (standard model of particle physics ) പ്രകാരം ഹിഗ്ഗ് ബോസോണ്‍ (Higg boson) എന്ന കണികയുടെ നിലനില്‍പ്പ്‌ പ്രവചിക്കുന്നുണ്ട്. ഈ സിദ്ധാന്ത പ്രകാരം ഹിഗ്ഗ് ബോസോനുകളുടെ പിണ്ഡം പ്രോടോനുകളുടെ പിണ്ടത്തേക്കാള്‍  ഏകദേശം 120 മുതല്‍ 200 വരെ  ഇരട്ടിയാണ്.  എന്നാല്‍ ഇന്നേ വരെ നടത്തിയിട്ടുള്ള ഒരു പരീക്ഷണങ്ങളിലും ഹിഗ്ഗ് ബോസോണിന്റെ നിലനില്‍പ്പ്‌ കണ്ടെത്തുവാന്‍ സാധിച്ചിട്ടില്ല. എന്നാല്‍ ഇപ്പോള്‍ നടത്തിയ പരീക്ഷത്തില്‍ standard മോഡല്‍ പ്രവചിക്കുന്ന  പിണ്ടത്തേക്കാള്‍ കൂടുതല്‍ പിണ്ടമുള്ള ഒരു പുതിയ ഇനം കണികയെ ആണ് കണ്ടെത്തിയിരിക്കുന്നത്. ഈ കണിക ഹിഗ്ഗ് ബോസോണുകളുടെ ഗണത്തില്‍ പെടുന്നതാണ് എന്നാണ് ഭൌധിക ശാസ്ത്ര സിദ്ധാന്തവാദികളുടെ അനുമാനം. കൂടുതല്‍ വിവരങ്ങള്‍ ഇവിടെ  ലഭിക്കും.

ഡാര്‍ക്ക്‌ എനര്‍ജിയും കോസ്മിക്‌ കുമിളാ സിദ്ധാന്തവും

പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഓരോ ഗ്യാലക്സിയും പരസ്പരം അകന്നു പൊയ്ക്കൊണ്ടിരിക്കുകയാണ്. ഈ ത്വരണത്തിന് കാരണം ഡാര്‍ക്ക്‌ എനര്‍ജി എന്നാണ് പൊതുവേ ഉള്ള നിഗമനം. ഇതിനു കൂടുതല്‍ തെളിവുകള്‍ നല്‍കുകയാണ് ഹബിള്‍ ബഹിരാകാശ ദൂരദര്‍ശിനിയുടെ സഹായത്തോടെ നടത്തിയ ഒരു പഠനം. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഈ വികാസത്തെ നിര്‍ണയിക്കുന്ന പ്രധാന ഘടകത്തെ ഹബിള്‍ ഘടകം (Hubble parameter) എന്ന് വിളിക്കുന്നു. ഇതിന്റെ കൃത്യമായ മൂല്യം നിര്‍ണയിക്കുക എന്നത് വളരെ സങ്കീര്‍ണമാണ്. കോസ്മോളോജിയില്‍ (cosmology) ഹബിള്‍ ഘടകത്തിന്റെ പ്രാധാന്യം വളരെ വലുതാണ്‌. ഇതിന്റെ മൂല്യം കൃത്യമായി കണക്കാക്കുന്നതിലൂടെ പല സിദ്ധാന്തങ്ങളുടെയും നിലനില്‍പ്പ്‌  നമുക്ക്  പരിശോധിക്കുവാന്‍ കഴിയും. 'കിലോമീറ്റര്‍ പെര്‍ സെക്കന്റ്‌ പെര്‍ മെഗാ പാര്‍സെക്' (kpc/s/Mpc)  എന്ന ഏകകത്തില്‍ (unit) ആണ് ഇതു അളക്കുന്നത്. എഴുപതിനും എഴുപത്തി രണ്ടിനും മദ്ധ്യേ ആണ് ഇതിന്റെ മൂല്യം എന്ന് പല പരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെയും മനസിലായിട്ടുണ്ട് എങ്കിലും അതിന്റെ കൃത്യതയില്‍ അവ്യക്തത  നിലനില്‍ക്കുന്നത് കാരണം പ്രപഞ്ച രൂപീകരണത്തെ പറ്റിയുള്ള പല സിദ്ധാന്തങ്ങളെയും പൂര്‍ണമായും തള്ളികളയുവാന്‍ കഴിയുകയില്ല.

ഡാര്‍ക്ക്‌ എനര്‍ജിക്ക് ബദലായി അവതിരിപ്പിച്ച ഒരു സിദ്ധാന്തമാണ്‌ കോസ്മിക്‌  കുമിളാ സിദ്ധാന്തം (cosmic bubble theory). ഈ സിദ്ധാന്തം അനുസരിച്ച് പ്രപഞ്ചത്തിലെ സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞ ഭാഗങ്ങള്‍ (കുമിളകള്‍), സാന്ദ്രത കൂടിയ ഭാഗങ്ങളേക്കാള്‍ വേഗത്തില്‍ വികസിക്കുന്നു. പ്രപഞ്ചത്തില്‍ നമ്മുടെ ഗ്യാലക്സിയുടെ  സ്ഥാനം ഏകദേശം എട്ടു ബില്ല്യന്‍ പ്രകാശ വര്‍ഷം വ്യാസമുള്ള  വലിയൊരു ശൂന്യ സ്ഥലത്തിന്റെ ( പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ശരാശരി സാന്ദ്രതയെക്കാള്‍  വളരെ  കുറഞ്ഞ സ്ഥലം)(void) ഏകദേശം മദ്യഭാഗത്ത്  ആണെങ്കില്‍ അകലെയുള്ള ഗ്യാലക്സികള്‍ പരസ്പരം അകന്നു പോകുന്നത് നമ്മുടെ ഒരു മിഥ്യാബോധം (illusion )  മാത്രമാണെന്ന് വരും. അതായതു യഥാര്‍ഥത്തില്‍ ഗ്യാലക്സികള്‍ അകന്നു പോകുന്നില്ലെന്നും അപ്പോള്‍ ഡാര്‍ക്ക്‌ എനര്‍ജിയുടെ ആവശ്യം തന്നെ ഇല്ലെന്നും സമര്‍ഥിക്കാം. കുമിള സിദ്ധാന്തം അനുസരിച്ച് ഹബിള്‍ സ്ഥിരാങ്കത്തിന്റെ മൂല്യം അറുപതു മുതല്‍ അറുപത്തഞ്ചു ആണ്. എന്നാല്‍ ഹബിള്‍ ഹബിള്‍ ദൂരദര്‍ശിനി ഉപയോഗിച്ചുള്ള പുതിയ പഠനത്തിലൂടെ ഹബിള്‍ സ്ഥിരാങ്കത്തിന്റെ മൂല്യം 73.8 എന്ന് 3.3 ശതമാനം കൃത്യതയോടെ കണ്ടു പിടിച്ചു. ഇക്കാരണത്താല്‍  കുമിള സിദ്ധാന്തം പൂര്‍ണമായും തള്ളികളയുവാന്‍ സാധിക്കും. സുപ്പര്‍നോവ Ia, സീഫിഡ് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ (Cepheid) തുടങ്ങിയവയെ ഉപയോഗിച്ച്  ഗ്യാലക്സികളിലേക്കുള്ള  ദൂരം അളന്നതിലൂടെ ആണ്  പഠന സംഘം ഇതു സാധ്യമാക്കിയത്. സുപ്പര്‍നോവ Ia, സീഫിഡ് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ തുടങ്ങിയവ ഉപയോഗിച്ച് എങ്ങനെ ദൂരം അളക്കാം എന്നതിനെ കുറിച്ച് മറ്റൊരും ലേഖനത്തില്‍ വിവരിക്കാം. മാത്രമല്ല സുപ്പര്‍നോവ Ia കോസ്മോളോജിയില്‍  എത്ര മാത്രം പ്രാധാന്യം അര്‍ഹിക്കുന്നു എന്നും അതില്‍ വിവരിക്കുന്നതാണ്.

(ഈ പോസ്റ്റ്‌ അല്‍പ്പം സാങ്കേതികത്വം കൂടിയ വിഷയത്തെ പ്രതിപാധിക്കുന്നതു കൊണ്ട് ആശയങ്ങളില്‍ അവ്യക്തത  ഉണ്ടായിട്ടുണ്ടെകില്‍ ദയവായി ഞങ്ങളെ അറിയിക്കുക)

സൂപ്പര്‍ ചന്ദ്രനും പ്രകൃതി ദുരന്തങ്ങളും

കഴിഞ്ഞ പതിനെട്ടു കൊല്ലത്തിനുള്ളില്‍ ചന്ദ്രന്‍ ഭൂമിയുമായി ഏറ്റവും അടുത്ത് വരുന്ന ദിവസം ആണ് മാര്‍ച്ച്‌ 19. ഈ ദിവസത്തെ ചന്ദ്രനെ ആണ് സൂപ്പര്‍ മൂണ്‍ (super moon) എന്ന് ഒരു ജ്യോതിഷി വിളിച്ചത് . ആ വാക്കിനു ശാസ്ത്രവുമായി യാതൊരു ബന്ധവുമില്ല. 'സൂപ്പര്‍ മൂണ്‍' ഭൂമിയില്‍ വലിയ പ്രകൃതി ദുരന്തങ്ങള്‍ക്ക് കാരണമാകും എന്നും അതിന്റെ ഉദാഹരണമാണ്‌ ജപ്പാനിലെ ഭൂകമ്പവും അതിനെ തുടര്‍ന്നുണ്ടായ സുനാമിയും എന്നാണ് 'ജ്യോതിഷ പണ്ഡിതന്മാര്‍'  (ജ്യോതിശാസ്ത്രഞ്ജര്‍ അല്ല) പറഞ്ഞു പരത്തുന്നത്. ഇത്തരം ജ്യോതിശാസ്ത്ര പ്രതിഭാസങ്ങളെ 'ഭീകര രീതിയില്‍' ചിത്രീകരിച്ച് ശ്രദ്ധ പിടിച്ചു പറ്റുന്നവരും അത്തരം വാര്‍ത്തകളെ പൊടിപ്പും തൊങ്ങലും വച്ച് റിപ്പോര്‍ട്ട് ചെയ്യുന്ന മാധ്യമങ്ങളും  സാമാന്യ ജനങ്ങളെ പരിഭ്രാന്തരാക്കുക മാത്രമാണ് ചെയ്യുന്നത്.  അത് ഇപ്പോള്‍ ഇന്‍റര്‍നെറ്റില്‍ സജീവമായി ആളുകള്‍ കൈമാറി കൊണ്ടിരിക്കുന്നു. 

ചന്ദ്രന്‍ ഭൂമിയുമായി അടുത്തുവരുമ്പോള്‍  അവ തമ്മിലുള്ള ഗുരുത്വകര്‍ഷണ ബലത്തില്‍ വ്യത്യാസം ഉണ്ടാകുന്നു. ഇതിന്റെ ശക്തി സാധാരണ സമയത്തെക്കാള്‍ അല്‍പ്പം  കൂടി കൂടുതല്‍ ആയിരിക്കും. ഈ വ്യത്യാസം കടലിലും നദികളിലും സാധാരണ അനുഭവപ്പെടുന്നതിനെക്കാള്‍ അല്‍പ്പം കൂടി ശക്തിയേറിയ (വളരെ ചെറുത്) വേലിയേറ്റ/വേലിയിറക്കങ്ങള്‍ക്ക്  കാരണമാകും. എന്നാല്‍ ഗുരുത്വകര്‍ഷണ ബലത്തിലുള്ള ഈ വ്യത്യാസം ഭൂകമ്പങ്ങള്‍ക്ക് കാരണമാകുന്ന രീതിയില്‍ ഭൂമിയുടെ ഫലകങ്ങളുടെ ചലനത്തെ സ്വാധീനിക്കുവാന്‍  കഴിയുന്നതിനെക്കാള്‍ തീരെ ചെറുതാണ്. ഇനിയും ഇത്തരം ഭീതിപ്പെടുത്തുന്ന കെട്ടു കഥകള്‍ക്കെതിരെ കരുതിയിരിക്കുക.

ഏറ്റവും അകലെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന ഗ്യാലക്സി

അറിയപെട്ടിട്ടുള്ളതില്‍ വച്ച് ഏറ്റവും അകലെ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന ഗ്യാലക്സി ഭൂമിയില്‍ നിന്നും ഏകദേശം 13.2 ബില്ല്യന്‍ വര്‍ഷങ്ങള്‍ക്കു അകലെ ആണ്  സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്, അതായത്  പ്രപഞ്ചത്തിനു ഏകദേശം 500 മില്യണ്‍ മാത്രം പ്രായം ഉള്ളപ്പോള്‍. ഏവര്‍ക്കും ഇതിനോടകം പരിചിതമായ 'ഹബിള്‍' എന്ന ബഹിരാകാശ ദൂരദര്‍ശിനി ഉപയോഗിച്ചാണ്‌ ഈ കണ്ടെത്തല്‍ നടത്തിയിരിക്കുന്നത്. ഈ പുതിയ ഗ്യലക്സിക്ക് ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ ഏകദേശം ആറില്‍ ഒന്ന് വലുപ്പം മാത്രമേ ഉള്ളു. ഇത്തരം ചെറിയ ഗ്യാലക്സികള്‍ കൂട്ടിയിടിച്ചാണ് വലിയ ഗ്യാലക്സികള്‍ രൂപം കൊള്ളുന്നത് എന്ന സിദ്ധാന്തത്തിനു (hierarchical structure formation) ശക്തിയേകുന്ന കണ്ടെത്തല്‍ കൂടിയാണ് ഇതു. കൂടുതല്‍ വിവരങ്ങള്‍ 'നേച്ചര്‍' മാസികയില്‍ കഴിഞ്ഞ മാസം പ്രസിദ്ധീകരിച്ചിട്ടുണ്ട്. അത് സൗജന്യമായി ഇവിടെ ലഭ്യമാണ്. 

ഏറ്റവും അകലെ ഉള്ള ഗ്യാലക്സിയുടെ ചിത്രം. ഇതില്‍ വലിയ തോതില്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകുന്ന പ്രവര്‍ത്തനം നടക്കുന്നത് കൊണ്ടാണ്  ഇവ  നീല നിറത്തില്‍ കാണപ്പെടുന്നത്

ഏറ്റവും അകലെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന, പ്രായമുള്ള ക്ലുസ്റെര്‍ ഓഫ് ഗ്യാലക്സി

ഇന്നേ വരെ അറിയപ്പെട്ടിട്ടുള്ളതില്‍ വച്ച് ഏറ്റവും അകലെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന, പ്രായമുള്ള ക്ലുസ്റെര്‍ ഓഫ് ഗ്യാലക്സിയെ കണ്ടെത്തി. ഈ ക്ലുസ്റെരിന്റെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത് ചുവപ്പ് നീക്കം (redshift) 2.07 ഇല്‍ ആണ്. അതായത് പ്രപഞ്ചത്തിനു ഏകദേശം മൂന്ന് ബില്ല്യന്‍ വയസു ഉള്ളപ്പോള്‍. CL J1449+0856  എന്നാണ് പുതിയ ക്ലുസ്ടറിനു നല്‍കിയിരിക്കുന്ന പേര്. കോസ്മോളോജിയില്‍ ഈ കണ്ടുപിടുത്തം വളരെ പ്രാധാന്യം അര്‍ഹിക്കുന്നു.  യുറോപ്യന്‍ സതേണ്‍ ഒബ്സര്‍വേറ്ററിക്ക് (ESO) കീഴിലുള്ള   വെരി ലാര്‍ജ് ടെലിസ്കോപ്പ് (VLT) ഉപയോഗിച്ചാണ്‌ ഈ കണ്ടെത്തല്‍ നടത്തിയിരിക്കുന്നത്. പ്രായമുള്ള ക്ലുസ്റെര്‍ ആണോ എന്ന് മനസിലാക്കുവാന്‍ എക്സ് റേ ദൂരദര്‍ശിനി ഉപയോഗിച്ചുള്ള നിരീക്ഷണം ആവശ്യമാണ്. അതിനു വേണ്ടി XMM-ന്യൂട്ടണ്‍ എന്ന ബഹിരാകാശ എക്സ് റേ ദൂരദര്‍ശിനി ആണ് ഉപയോഗിച്ചത്. ക്ലുസ്റെര്‍ ഓഫ് ഗ്യാലക്സികളെ  കുറിച്ച് ഉടന്‍ തന്നെ ഒരു ലേഖനത്തിലൂടെ വിശദീകരിക്കുന്നതാണ്.  കൂടുതല്‍ വിവരങ്ങള്‍ ഇവിടെ ലഭ്യമാണ്. 

ചിത്രത്തില്‍ ചുവന്നു കാണപ്പെടുന്ന ഗ്യാലക്സികള്‍ ആണ് പുതിയ ക്ലുസ്ടരിന്റെ ഭാഗമായിട്ടുള്ളത്‌

ഡാര്‍ക്ക്‌ മാറ്ററിനെ എങ്ങനെ 'കാണാം'? - ഭാഗം ഒന്ന്

ഡാര്‍ക്ക്‌ മാറ്ററിനെ കുറിച്ച് മറ്റൊരു ലേഖനത്തില്‍ വിവരിച്ചിരുന്നുവല്ലോ. ഡാര്‍ക്ക്‌ മാറ്റെറിന്റെ നിലനിപ്പിനെ സാധൂകരിക്കുവാന്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെയോ ഗ്യാലക്സികലുടെയോ ചലനങ്ങള്‍ നിരീക്ഷിക്കുന്നതിലൂടെ എങ്ങിനെ കഴിയും എന്നും വിശദീകരിചിരുന്നുവല്ലോ. എന്നാല്‍ ഡാര്‍ക്ക്‌ മാറ്റെറിന്റെ നേരിട്ട് 'കാണുവാന്‍' കഴിയുന്ന തരത്തിലേക്കുള്ള പരീക്ഷണങ്ങള്‍ ജ്യോതി ശാസ്ത്രത്തില്‍ നടന്നു വരുകയാണ്. അത്തരം പരീക്ഷണങ്ങളെ കുറിച്ചാണ് ഈ ലേഖനത്തില്‍ വിശദീകരിക്കുവാന്‍ പോകുന്നത്.

ഡാര്‍ക്ക്‌ മാറ്റര്‍ ഏതു തരം കണികകള്‍ മൂലം ആണ് നിര്‍മിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത് എന്നതായിരുന്നു തുടക്കത്തിലെ ഉയര്‍ന്നു വന്ന ചോദ്യം. ന്യുട്രിനോകള്‍ ആയിരിക്കാം എന്ന് ചര്‍ച്ച ചെയ്യപ്പെട്ടെങ്കിലും പ്രപഞ്ചത്തിലെ മുഴുവന്‍ ഡാര്‍ക്ക്‌ മാറ്ററും ന്യുട്രിനോകള്‍ ആയിരുന്നാല്‍ പ്രപഞ്ചത്തില്‍ ഗ്യാലക്സികള്‍ ഉണ്ടാകുന്നതിനെ വിശദീകരിക്കുവാന്‍ ബുദ്ധിമുട്ടാകുന്നതായി കണ്ടെത്തി. അതില്‍ നിന്നും പ്രപഞ്ചത്തിലെ മുഴുവന്‍ ഡാര്‍ക്ക്‌ മാറ്ററും ന്യുട്രിനോകള്‍ അല്ല എന്ന് അനുമാനിച്ചു. എന്നാല്‍ ഡാര്‍ക്ക്‌ മാറ്റര്‍ ഏതു കണികകള്‍ കൊണ്ട് നിര്‍മിക്കപ്പെട്ടിരുന്നാലും അവ മറ്റു കണികകളുമായി കൂടിയിടിക്കുന്നതിനുള്ള സാധ്യത വളരെ വളരെ കുറവാണു. വിമ്പ് (WIMP - weakly interacting massive particle) എന്ന ഗണത്തില്‍ വരുന്ന കണികകളാല്‍  ആണ് ഭൂരിഭാഗം ഡാര്‍ക്ക്‌ മാറ്റര്‍ നിര്‍മ്മിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത് എന്നതാണ് ഇപ്പോള്‍ വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നത്. അത്തരം കണികകള്‍ നുട്രോണ്കളെക്കാള്‍ ഭാരമുള്ളതും സാവധാനം (പ്രകാശ വേഗത്തിന്റെ  ഏകദേശം ആയിരത്തില്‍ ഒന്ന്) സഞ്ചരിക്കുന്നതുമാണ് എന്ന് പല തെളിവുകളുടെയും അടിസ്ഥാനത്തില്‍ വിശ്വസിക്കുന്നു. ഇത്തരം കണികകളെയാണ് ജ്യോതി ശാസ്ത്രഞ്ജര്‍ 'ദൂര ദര്‍ശിനികളുടെ' സഹായത്തോടെ 'കാണുവാന്‍' ശ്രമിക്കുന്നത്.

എങ്ങനെയാണു ഇവയെ കാണുന്നത്? ഇവക്കു മറ്റു പദാര്‍ധങ്ങളുമായി interact ചെയ്യുവാന്‍ കഴിയാത്തത് കൊണ്ടും അവ പ്രപഞ്ചത്തില്‍ സര്‍വവ്യാപിയായത് കൊണ്ടും അത്തരം കണികകള്‍ നമുക്ക് ചുറ്റും ഇപ്പോഴും ഉണ്ടായിരിക്കും. ഓരോ ചതുരശ്ര മീറ്റര്‍ സ്ഥലത്തുകൂടി ലക്ഷക്കണക്കിന്‌ 'വിമ്പു'കള്‍ ഓരോ നിമിഷവും കടന്നു പൊയ്ക്കൊണ്ടിരിക്കുന്നു. ഒരു കിലോഗ്രാം ഭാരമുള്ള ഏതെങ്കിലും ഒരു വസ്തുവിലെ ഒരു ആറ്റവുമായി, അവയില്‍ ഒരു 'വിമ്പ്' കണിക ഒരു ദിവസം ഒരു തവണ കൂടിയിടിക്കും എന്നാണ് ഏകദേശ കണക്ക്. അങ്ങനെ 'വിമ്പു'മായി കൂടിയിടിക്കപ്പെട്ട ആറ്റത്തിന്റെ ഉര്‍ജ്ജ്യ നിലക്ക് വ്യത്യാസം ഉണ്ടാകുന്നു. ഈ വ്യത്യാസം അളക്കുന്നതിലൂടെ നമുക്ക് ഡാര്‍ക്ക്‌ മറ്റെറിന്റെ നിലനില്‍പ്പും അവയുടെ സ്വഭാവവും മനസിലാക്കുവാന്‍ കഴിയും. ഇവിടെ "ഒരു കിലോഗ്രാം ഭാരമുള്ള വസ്തു"വിനെ നമ്മള്‍ 'ടിറെക്ടര്‍' (detector ) എന്ന് വിളിക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന് 'ടിറെക്ടര്‍' ഒരു സിലികോന്‍ വസ്തു ആണെങ്കില്‍, ഡാര്‍ക്ക്‌ മാറ്ററുമായി അത് 'പ്രവര്‍ത്തിക്കുമ്പോള്‍' അവയില്‍ വൈദ്യുതി ഉല്‍പ്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്നു. അതിനെ നമ്മുക്ക് അളക്കുവാന്‍ കഴിയും. ഇങ്ങനെ ഉല്‍പ്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന  വൈദ്യുതിയെ 'സിഗ്നല്‍' (signal ) എന്നും വിളിക്കുന്നു.

മുകളില്‍ വിവരിച്ച സാങ്കേതിക വിദ്യ വളരെ ലളിതമായി തോന്നാമെങ്കിലും അത് നടപ്പില്‍ വരുത്തുന്നത് വളരെ സങ്കീര്‍ണമായ ജോലിയാണ്. കാരണം നാം അളക്കുവാന്‍ പോകുന്നത് വിമ്പ് ദിവസം ഒരു ആറ്റവുമായി ഒരു തവണ മാത്രം കൂട്ടിയിടിക്കുമ്പോള്‍ ഉണ്ടാകുന്ന സിഗ്നലിനെ ആണ്. എന്നാല്‍ ഒരു ദിവസം ലക്ഷക്കണക്കിന്‌ മറ്റു കണികകള്‍ 'ടിറ്റക്റ്ററു'മായി കൂടിയിടിക്കുകയും സിഗ്നല്‍ ഉണ്ടാക്കുകയും ചെയ്യും. അതില്‍ നിന്നും വിമ്പ് ഉണ്ടാക്കിയ സിഗ്നല്‍ വേര്‍തിരിച്ചെടുക്കുവാന്‍ കഴിയുകയില്ല. അപ്പോള്‍ എങ്ങനെയാണു ഡാര്‍ക്ക്‌ മാറ്റര്‍ ഉണ്ടാക്കിയ സിഗ്നല്‍ അളക്കുക?

മുകളിലെ പ്രശ്നത്തിനു  ഒരേ ഒരു വഴി മാത്രമേ ഉള്ളു. ടിട്ടെക്ടരില്‍ മറ്റു കണികകള്‍ വീഴുന്നത് തടയുക. അതിനു വേണ്ടി പലതരം കവചങ്ങള്‍ കണ്ടുപിടിച്ചിട്ടുണ്ട്. എന്നാല്‍ കോസ്മിക്‌ കിരണങ്ങളെ തടയുവാന്‍ അവയ്ക്ക് ആവുകയില്ല. കോസ്മിക് കിരണങ്ങള്‍ ചെന്ന് ചേരാത്ത സ്ഥലങ്ങള്‍ ഭൂമില്‍ ഉണ്ടെകില്‍ അത്തരം സ്ഥലങ്ങള്‍ ആണ് ഡാര്‍ക്ക്‌ മറ്റെരിനെ കണ്ടുപിടിക്കുവാന്‍ ഉപയോഗിക്കുന്ന ഉപകരണങ്ങള്‍ സ്ഥാപിക്കുവാന്‍ നല്ലത്. ഭൂമിക്കടിയില്‍ ആയിരം മീറ്ററോ അതില്‍ കൂടുതലോ ഉള്ള സ്ഥലങ്ങളില്‍ കോസ്മിക് രശ്മികള്‍ എത്തിപെടാനുള്ള സാധ്യത കുറവാണു. അക്കാരണത്താല്‍ ഡാര്‍ക്ക്‌ മാറ്റര്‍ 'ടിറ്റക്റ്ററു'കള്‍ വലിയ ഖനികളിലാണ്‌ സ്ഥാപിക്കുന്നത്. ബൌള്‍ബി (Boulby)  ബ്രിട്ടന്‍, സൌദാന്‍ ഖനി (യു എസ്), ഗ്രാന്‍ സാസ്സോ നാഷണല്‍ ലാബ്‌ , ഇറ്റലി തുടങ്ങിയവ അത്തരം ഗവേഷണ സ്ഥാപനങ്ങള്‍ക്ക് ഉദാഹരണങ്ങള്‍ ആണ്. ഇവയില്‍ ഗ്രാന്‍ സാസ്സോ നാഷണല്‍ ലാബില്‍ നടത്തിയ DAMA/Nal എന്ന പരീക്ഷണത്തില്‍ ഡാര്‍ക്ക്‌ മറ്റെറിന്റെ സാന്നിധ്യം കാണുവാന്‍ കഴിഞ്ഞു എന്ന് ശാസ്ത്രഞ്ജര്‍ അവകാശപ്പെടുന്നു. DAMA/Nal ന്റെ ചിത്രം താഴെക്കൊടുത്തിരിക്കുന്നു.

 

DAM/Nal (ഈ ചിത്രത്തിന്റെ കോപ്പി റൈറ്റ് ഈ ബ്ലോഗിനില്ല)

ബഹിരാകാശ സാങ്കേതിക വിദ്യയും ക്യാന്‍സര്‍ ചികിത്സയും

സസ്യങ്ങളുടെ വളര്‍ച്ചയുമായി ബന്ധപ്പെട്ടു ബഹിരാകാശനിലയത്തില്‍  നാസ നടത്തുന്ന പരീക്ഷണങ്ങളുടെ ഭാഗമായി വികസിപ്പിച്ചെടുത്ത ഒരു സാങ്കേതിക വിദ്യ ക്യാന്‍സര്‍ ചികിത്സ രംഗത്ത് പ്രയോഗത്തില്‍ വരുത്തുവാന്‍ പോകുന്നുന്നു. ഈ പുതിയ സാങ്കേതിക വിദ്യയിലൂടെ കീമോ തെറാപിയുടെ ഭാഗമായി വായിലും, അന്നനാളത്തിലും ഉണ്ടാകുന്ന വേദനയെ ശമിപ്പിക്കുവാന്‍ ഉപയോഗിക്കാം എന്ന് കണ്ടെത്തിയിരിക്കുന്നു. ഹീല്‍സ് (HEALS ) എന്ന് പുതിയ സാങ്കേതിക വിദ്യയെയും വാര്‍പ് (WARP ) എന്ന്  ഉപകരണത്തെയും വിളിക്കുന്നു. ഇന്‍ഫ്രാ റെഡ് (infra red ) പ്രകാശം പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ഡയോടുകള്‍  (LED ) ആണ് ഇതിന്റെ പ്രധാന ഘടകം.  ഉപയോഗിച്ചവരില്‍ 96 ശതമാനം ആളുകളിലും ഇത് ഫലപ്രദം ആണെന്ന് കണ്ടെത്തി. കൂടുതല്‍ വിവരങ്ങള്‍ക്ക് ഇവിടം സന്ദര്‍ശിക്കുക 

നക്ഷത്രങ്ങള്‍ മിന്നുന്നത് (twinkle) എന്തു കൊണ്ട് ?

രാത്രി ആകാശത്തില്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ചിമ്മിത്തുറക്കുന്നതു (blink) പോലെ മിന്നുന്നത് (twinkle) നിങ്ങളെല്ലാവരും കണ്ടുകാണും . ഇതിനു കാരണം ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷമാണ് (atmosphere). നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നുള്ള പ്രകാശം ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷത്തിലൂടെ കടന്നു വേണം നമ്മുടെ കണ്ണുകളിലെത്താന്‍. എന്നാല്‍ നമ്മുടെ അന്തരീക്ഷം വളരെ പ്രക്ഷുബ്ധമാണ് (turbulent). പ്രക്ഷുബ്ധ പ്രവാഹങ്ങള്‍ (turbulent flows) അന്തരീക്ഷത്തെ നിരന്തരമായി മഥനം (churn) ചെയ്യുകയും ഇളക്കിമറിക്കുകയും ചെയ്യും. ഇത് കാരണം ഭൌമാന്തരീക്ഷത്തില്‍ ചുഴികളും (eddies), വായു മണ്ഡലങ്ങളും (air-pockets) തുടര്‍ച്ചയായി രൂപപ്പെടുകയും നശിപ്പിക്കപ്പെടുകയും ചെയ്യും. ഈ പ്രക്ഷുബ്ധ ചുഴികളും (turbulent eddies), വായു മണ്ഡലങ്ങളും ചെറിയ ലെന്‍സുകളായും (lens) പ്രിസങ്ങളായും (prisms) പ്രവര്‍ത്തിക്കുമെന്നതിനാല്‍ അവയിലൂടെ കടന്നു പോകുന്ന പ്രകാശരശ്മികള്‍ക്ക് അപവര്‍ത്തനം (refraction) സംഭവിയ്ക്കും. അങ്ങിനെ നക്ഷത്രരശ്മികള്‍ അന്തരീക്ഷത്തിലൂടെ സഞ്ചരിച്ചു നമ്മുടെ കണ്ണുകളിലെത്തുന്നതിനു മുന്‍പ് അവയ്ക്ക് പല തവണ ദിശാവ്യതിയാനം സംഭവിച്ചിരിക്കും. ഈ ദിശാവ്യതിയാനങ്ങള്‍ ഒരു നിമിഷത്തില്‍ പല വട്ടം സംഭവിയ്ക്കാം. ഇതു കാരണം നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്നുള്ള പ്രകാശരശ്മികള്‍ നമ്മുടെ കണ്ണുകളുടെ ദൃഷ്‌ടികേന്ദ്ര (focal point) ത്തില്‍ എല്ലായ്പ്പോഴും കൃത്യമായി ഫോക്കസ് (focus) ചെയ്യപ്പെടുകയില്ല. അവ ദൃഷ്‌ടികേന്ദ്രത്തിന്റെ മുന്‍പിലും പിറകിലുമായി മാറി മാറി കേന്ദ്രീകരിയ്ക്കപ്പെടും. അതായത് കണ്ണുകളിലുണ്ടാകപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രതിച്ഛായ (image) ദൃഷ്‌ടികേന്ദ്ര തല (focal plane) ത്തില്‍ നിന്നും പ്രലംബമായി (perpendicular) അകത്തേയ്ക്കും പുറത്തേയ്ക്കും നീങ്ങിക്കൊണ്ടിരിയ്ക്കും. നക്ഷത്രരശ്മികള്‍ ദൃഷ്‌ടികേന്ദ്രത്തില്‍ കൃത്യമായി കേന്ദ്രീകരിയ്ക്കപ്പെടുകയാണെങ്കില്‍ പ്രതിച്ഛായ ദൃഷ്‌ടികേന്ദ്രതലത്തില്‍ തന്നെ രൂപപ്പെടുകയും നക്ഷത്രം തെളിഞ്ഞു പ്രകാശിക്കുന്നതായി നമുക്ക് തോന്നുകയും ചെയ്യും. എന്നാല്‍ പ്രതിച്ഛായ ദൃഷ്‌ടികേന്ദ്രതലത്തിനു മുന്‍പിലോ പിറകിലോ രൂപപ്പെടുകയാണെങ്കില്‍ നക്ഷത്രം മങ്ങി കത്തുന്നതായി നമുക്ക് തോന്നും. ഇത് ഒരു നിമിഷത്തില്‍ തന്നെ പല തവണ തുടര്‍ച്ചയായി സംഭവിക്കുന്നതിനാലാണ് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ മങ്ങിയും തെളിഞ്ഞും മിന്നുന്നതായി നമുക്ക് തോന്നുന്നത്. ജ്യോതിശാസ്ത്ര ഭാഷയില്‍ ഈ പ്രതിഭാസം അസ്ട്രോണമികല്‍ സിന്റിലേഷന്‍ (astronomical scintillation) എന്ന പേരില്‍ അറിയപ്പെടുന്നു. അത് പോലെ തന്നെ, നക്ഷത്രരശ്മികള്‍ക്ക് അന്തരീക്ഷത്തില്‍ വച്ച് സംഭവിക്കുന്ന ദിശാവ്യതിയാനങ്ങള്‍ മൂലം നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രതിച്ഛായ ദൃഷ്‌ടികേന്ദ്ര തലത്തിനു സമാന്തരമായും (parallel) നീങ്ങിക്കൊണ്ടിരിയ്ക്കും. ഇത് കാരണം നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ആകാശത്തില്‍ ഇടത്തോട്ടും വലത്തോട്ടും ചെറുതായി നീങ്ങുന്നത്‌ പോലെ നമുക്ക് തോന്നും.

ഗ്രഹങ്ങള്‍, പക്ഷെ, നക്ഷത്രങ്ങളെ പോലെ മങ്ങിയും തെളിഞ്ഞും മിന്നില്ല. ഈ വസ്തുത, രാത്രി ആകാശത്തില്‍ ഗ്രഹങ്ങളെ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ നിന്ന് തിരിച്ചറിയാന്‍ ഉപയോഗിക്കാവുന്നതാണ്. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ നമ്മളില്‍ നിന്ന് വളരെ അകലെയാണെന്നതിനാല്‍ അവ ആകാശത്തില്‍ പ്രകാശത്തിന്റെ ബിന്ദു സ്രോതസ്സു (point sources) കളായാണ് കാണപ്പെടുക. എന്നാല്‍ ഗ്രഹങ്ങള്‍ നമ്മുടെ വളരെ അടുത്തായതിനാല്‍ നമ്മള്‍ അവയെ പരിമിതമായ വലുപ്പ (finite size) ത്തോടെയാണ് കാണുക. അതായത്, അവയെ അനേകം ബിന്ദു സ്രോതസ്സുകളുടെ കൂട്ട (collection) മായി വേണമെങ്കില്‍ കരുതാം. ഓരോ ബിന്ദു സ്രോതസ്സും മങ്ങിയും തെളിഞ്ഞും മിന്നുമെങ്കിലും, അന്തിമമായി ഇത് average out ആകുന്നതു കൊണ്ട് ഗ്രഹങ്ങള്‍ മിന്നുന്നതായി നമുക്ക് തോന്നുകയില്ല.

ഹവായിയിലെ ദൂരദര്‍ശിനികള്‍: പ്രപഞ്ചത്തിലേക്കുള്ള കണ്ണുകള്‍

ഹവായി ദ്വീപസമൂഹത്തില്‍, മൌനാ കിയാ (Mauna Kea) എന്ന നിഷ്ക്രിയമായ (dormant) അഗ്നിപര്‍വ്വതത്തിന്റെ (volcano) മുകളിലാണ് ലോകത്തിലെ ഏറ്റവും വലുതും, ശക്തിയേറിയതുമായ ദൂരദര്‍ശിനികള്‍ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്. മൌനാ കിയാ നിരീക്ഷണാലയം (Mauna Kea Observatories) എന്ന് പൊതുവേ അറിയപ്പെടുന്ന ഈ പര്‍വ്വത ശിഖരത്തില്‍ 13 ദൂരദര്‍ശിനികളാണ് ഇപ്പോളുള്ളത് : ഇതില്‍ ഒന്‍പതെണ്ണം optical/infrared തരംഗങ്ങള്‍ സ്വീകരിക്കുന്നവയും, ബാക്കിയുള്ളവ sub-millimeter/millimeter തരംഗങ്ങള്‍ സ്വീകരിക്കുന്നവയും ആണ്. optical/infrared തരംഗങ്ങള്‍ സ്വീകരിക്കുന്ന ദൂരദര്‍ശിനികളില്‍ ലോകത്തിലെ ഏറ്റവും വലുപ്പമുള്ള (10 മീറ്റര്‍ വ്യാസമുള്ള കണ്ണാടി ) രണ്ടു കെക്ക് ദൂരദര്‍ശിനികളും (Keck Telescopes), 8 മീറ്റര്‍ വ്യാസമുള്ള കണ്ണാടിയോട് കൂടിയ ജെമിനി (Gemini) & സുബാരു (Subaru) ദൂരദര്‍ശിനികളും ഇവിടെയാണുള്ളത്. പ്രപഞ്ചത്തിലേക്കുള്ള ഏറ്റവും ശക്തിയേറിയ കണ്ണുകളായ മൌനാ കിയായിലെ ഈ ദൂരദര്‍ശിനികളില്‍ നിരീക്ഷണ സമയം (observing time) ലഭിക്കാന്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ജ്ഞര്‍ തമ്മില്‍ കടുത്ത മത്സരമാണ്‌.

മൌനാ കിയായിലെ ദൂരദര്‍ശിനികള്‍. ചിത്രത്തില്‍ ഇടത്തേ അറ്റത്ത്‌ നിന്ന് രണ്ടാമതായി കാണുന്നതാണ് ജെമിനി ദൂരദര്‍ശിനി.








ലോകത്തിലെ ഏറ്റവും വലിയ ഇരട്ട കെക്ക് ദൂരദര്‍ശിനികള്‍. ഇവയുടെ ഇടതു ഭാഗത്ത്‌ കാണുന്നതാണ് സുബാരു ദൂരദര്‍ശിനി.

എന്ത് കൊണ്ട് ഈ വലിയ ദൂരദര്‍ശിനികള്‍ മൌനാ കിയായില്‍ സ്ഥാപിക്കപ്പെട്ടു ? infrared/submillimeter തരംഗദൈര്ഘ്യങ്ങളില്‍ astronomical objects (നക്ഷത്രങ്ങള്‍, ഗ്യാലക്സികള്‍ ഇത്യാദി) ഫലപ്രദമായി നിരീക്ഷിക്കുവാന്‍ അന്തരീക്ഷത്തിലെ നീരാവിയുടെ അംശം (water vapour content) വളരെ കുറവായിരിക്കണം. അല്ലങ്കില്‍ അവയില്‍ നിന്നുള്ള വൈദ്യുതകാന്തിക വികിരണങ്ങള്‍ (electro-magnetic radiation) ഭൂമിയുടെ പ്രതലത്തില്‍ എത്തുന്നതിനു മുന്‍പ് തന്നെ അന്തരീക്ഷത്തില്‍ ആഗിരണം (absorb) ചെയ്യപ്പെടും. അത് പോലെ തന്നെ നിരീക്ഷണാലയത്തിനു മുകളിലുള്ള അന്തരീക്ഷം സ്ഥായിയായിരിക്കണം (stable). പ്രക്ഷുബ്ധമായ (turbulent) അന്തരീക്ഷം ആണെങ്കില്‍ ദൂരദര്‍ശിനിയിലൂടെ ലഭിക്കുന്ന ഇമേജുകളുടെ ഗുണനിലവാരം (image quality) കുറവായിരിക്കും. (ഇത് എന്ത് കൊണ്ടാണെന്ന് അടുത്ത ലേഖനത്തില്‍ വിവരിയ്ക്കാം.) മൌനാ കിയാ കൊടുമുടി, സമുദ്രനിരപ്പില്‍ നിന്നും 13, 796 അടി (4,205 മീറ്റര്‍) ഉയരത്തിലാണ്. അതായത് , ഈ പര്‍വ്വത ശിഖരം ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ 40 ശതമാനത്തിനും മുകളിലാണ് . ഈര്‍പ്പമേറിയ മഴ മേഘങ്ങള്‍ ശിഖരത്തിന്റെ വളരെ താഴെ മാത്രമേ രൂപപ്പെടുകയുള്ളൂ. ഈ കാരണങ്ങളാല്‍ മൌനാ കിയാ നിരീക്ഷണാലയത്തിനു മുകളിലുള്ള അന്തരീക്ഷം വരണ്ടതും, സ്ഥായിയുമാണ് . അത് കൂടാതെ മൌനാ കിയാ ആകാശം മേഘവൃതമാകുന്നത് വളരെ വിരളമാണ്. ഇരുണ്ട ആകാശവും, വരണ്ട കാലാവസ്ഥയും, മലിനീകരണപ്പെടാത്ത സുതാര്യമായ അന്തരീക്ഷവും , മൌന കിയയെ അനന്യവും, ഉദാത്തവും ആയ ഒരു ജ്യോതിശാസ്ത്ര നിരീക്ഷണാലയമാക്കുന്നു.

പിന്‍കുറിപ്പ് : മൌനാ കിയാ നിരീക്ഷണാലയത്തെ കുറിച്ചുള്ള കൂടുതല്‍ വിവരങ്ങള്‍ക്ക് ഈ വെബ്സൈറ്റ് കാണുക.

ഗ്യാലക്സികള്‍

 ഗ്യാലക്സികളെ കുറിച്ചുള്ള പൊതുവായ ചില അറിവുകളാണ് ഈ ലേഖനത്തില്‍ വിവരിക്കുവാന്‍ പോകുന്നത്.  പരമാണുക്കള്‍ ചേര്‍ന്ന് ദ്രവ്യങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകുന്നതു പോലെ അനേകായിരം നക്ഷത്രങ്ങളും പൊടി പടലങ്ങളും  വാതകങ്ങളും മനുഷ്യ നേത്രങ്ങള്‍ കൊണ്ട് കാണുവാന്‍ കഴിയാത്ത പദാര്ധങ്ങളും ചേര്‍ന്ന ഒരു ഗുരുത്വകര്‍ഷിത വ്യവസ്ഥ ആണ് ഓരോ ഗ്യാലക്സിയും. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ അടിസ്ഥാന നിര്‍മാണ ഘടകമാണ് ഗ്യലക്സികള്‍ എന്ന് പറയാം. പ്രപഞ്ചത്തില്‍ ഏകദേശം 125 ബില്ല്യന്‍ ഗാലക്സികള്‍ ഉണ്ടെന്നാണ് അനുമാനിക്കപ്പെടുന്നത്. എന്നാല്‍ ഇവയുടെ മുഴുവന്‍ volume പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ചെറിയൊരു  ശതമാനം മാത്രമേ വരൂ. ദ്രശ്യ പ്രകാശത്തിലൂടെ നോക്കുമ്പോള്‍ ഒരു സാധാരണം ഗാലക്സിയുടെ വ്യാസം ഏകദേശം  നാല്‍പ്പത് മുതല്‍ അറുപതു കിലോ പാര്‍ സെക് (kpc ) ആണ്. ഒരു കിലോ പാര്‍ സെക്  3.08e19 മീറ്റര്‍ ആണ്. എന്നാല്‍ ഗാലക്സികളുടെ അതിര്‍ത്തി അതിലും ഏറെ ദൂരം വ്യാപിച്ചു കിടക്കുന്നു. ഈ ഭാഗങ്ങള്‍ റേഡിയോ ദൂരദര്‍ശിനിയുടെയോ  എക്സ് റേ ദൂരദര്‍ശിനിയുടെയോ സഹായത്താല്‍ കാണുവാന്‍ കഴിഞ്ഞേക്കാം. ഒരു ഗാലക്സിയില്‍ നിന്നും വരുന്ന ദ്രശ്യ പ്രകാശത്തിന്റെ ഭൂരി ഭാഗവും സംഭാവന ചെയ്യുന്നത് അവയിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളാണ്. നെബുലകള്‍ ആണ് മറ്റൊരു ഉറവിടം. ഗാലക്സികളില്‍ അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന പിണ്ഡത്തിന്റെ ഭൂരിഭാഗവും നിലകൊള്ളുന്നത് ഡാര്‍ക്ക്‌ മാറ്റെറിന്റെ രൂപത്തിലാണ്. 

ഗാലക്സികളെ പ്രധാനമായും elliptical, spiral, irregular, active, dwarf, starbusrt എന്നിങ്ങനെ തരംതിരിക്കാം. ഈ തരംതിരിക്കല്‍ പ്രധാനമായും ഗാലക്സികളുടെ രൂപത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയാണ്. എന്നാല്‍ active , dwarf, starbusrt ഗാലക്സികള്‍ സാധാരണ ഗാലക്സികളില്‍ നിന്നും ഗുണപരമായും (ഉദാ: അവയുടെ നിറം, അവയിലെ നക്ഷത്ര ജനന തോത്  തുടങ്ങിയവ) )വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഇപ്പോള്‍ നിലവിലുള്ള രീതിയില്‍ ഗാള്‍ക്സികളെ വര്‍ഗീകരിച്ചത് എഡ്വാര്‍ഡ് ഹബിള്‍ എന്നാ അമേരിക്കന്‍ ശാസ്ത്രഞ്ജന്‍ ആണ്. അദ്ദേഹം രൂപം നല്‍കിയ വര്‍ഗീകരണ വ്യവസ്ഥ ചെറിയ മാറ്റങ്ങളോടെ ആധുനിക ജ്യോതിശാസ്ത്രം പിന്തുടരുന്നു. S0 എന്ന ഒരിനം ഗാള്‍ക്സികളെ ഉള്‍പ്പെടുത്തിയതാണ് ഈ വര്‍ഗീകരണ വ്യവസ്ഥയിലെ പ്രധാന മാറ്റം. ഹബിള്‍ വരിഗീകരണ വ്യവസ്ഥയുടെ ഒരു ചിത്രം താഴെ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു.

ഈ ചിത്രത്തില്‍ വലതു വശത്തേക്ക് പോകുംതോറും ഗാലക്സികള്‍ കൂടുതല്‍ പരന്നതായി കൊണ്ടിരിക്കുന്നത് ശ്രദ്ധിക്കുക. ഹബിള്‍ തന്റെ വര്‍ഗീകരണ വ്യവസ്ഥക്ക് രൂപം നല്‍കിയത്, elliptical ഗാലക്സികള്‍ ആണ് ആദ്യം ഉണ്ടായതെന്നും, പിന്നീടു അവയുടെ angular momentum മൂലം അവ സാവധാനം തളിക (disk) രൂപത്തിലുള്ള spiral ഗാലക്സികളില്‍ എത്തി എന്ന സിദ്ധാന്തത്താല്‍   ആയിരുന്നു. അക്കാരണം കൊണ്ട് Elliptical, S0 എന്നീ ഗാലക്സികളെ ഒരുമിച്ച് early ടൈപ്പ് (ആദ്യം ഉണ്ടായത് എന്ന അര്‍ഥത്തില്‍) ഗാലക്സികള്‍ എന്നും spiral, irregular എന്നിവയെ late type (പിന്നീടു ഉണ്ടായവ) ഗാലക്സികള്‍ എന്നും വിളിക്കുന്നു. എന്നാല്‍ ആ സിദ്ധാന്തം ശരിയല്ലെന്ന് ആധുനിക നിരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെ മനസിലാക്കുവാന്‍ കഴിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. എങ്കിലും ഇപ്പോഴും early, late എന്നീ പ്രയോഗങ്ങള്‍ നിലനില്‍ക്കുന്നു. എന്നാല്‍ അവയുടെ അര്‍ഥം പുതിയത് എന്നും പഴയത് എന്നും മാറിയിട്ടുണ്ട്. ഓരോ തരം ഗാലക്സികളുടെ ഉല്‍പ്പത്തിയും പരിണാമവും സ്വഭാവവും വ്യത്യസ്തമാണ്.  അതിനെ കുറിച്ച അടുത്ത ലേഖനത്തില്‍ വിവരിക്കാം. ഹബിള്‍ ഗാലക്സികളുടെ വര്‍ഗീകരണത്തിന് അടിസ്ഥാനമാക്കിയ മൂന്ന് പ്രധാന ഘടകങ്ങള്‍ താഴെ പറയുന്നവയാണ്.  1. ഗാലക്സികളുടെ ദീര്‍ഘ വൃത്താകൃതി 2. ഗാലക്സികളുടെ നടുവിലുള്ള ഉരുണ്ട ഭാഗവും (കേന്ദ്ര സ്ഥൌല്യം bulge) അവയുടെ തളിക ഭാഗവും (disk) തമ്മിലുള്ള ആനുപാതിക വലിപ്പം 3. അവയുടെ സര്‍പ്പിള കരങ്ങള്‍ (spiral arms) എത്ര മാത്രം ഇടുങ്ങിയതാണ് എന്നത്.   

1. Ellipticals

ഹബിളിന്റെ വര്‍ഗീകരണ വ്യവസ്ഥയിലെ ആദ്യ ഇനം ഗാലക്സികള്‍ ellipticals എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ഇവ ഗോളാകൃതിയിലോ ദീര്‍ഘ വൃത്താകൃതിയിലോ കാണപ്പെടുന്നു (ചിത്രം 2 ). ഇവക്കു കേന്ദ്ര സ്ഥൌല്യം മാത്രമേ ഉണ്ടായിരിക്കുകയുള്ളൂ. ഇവയില്‍ സര്‍പ്പിള കരങ്ങള്‍ ഉണ്ടായിരിക്കുകയില്ല. ഇവ പല വലുപ്പത്തോടും  പ്രകാശ തീവ്രതയോടും കാണപ്പെടുന്നു. അതിന്റെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ അവയെ കുള്ളന്‍ (dwarf), സാധാരണ (normal), cD എന്നിങ്ങനെ പ്രധാനമായും തരംതിരിക്കാം. ഇതില്‍ cD elliptical ഗാലക്സികളുടെ വലുപ്പം പത്തു ലക്ഷം പാര്‍ സെക് വരെ ആകാവുന്നതാണ്. കൂടാതെ cD ഗാലക്സികള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ അളവ് കുള്ളന്‍ ഗാലക്സികളില്‍ നിന്നും വരുന്നതിന്റെ ആറു ലക്ഷം ഇരട്ടിയോളവും, സാധാരണ elliptical ഗാലക്സികള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ പത്തു മുതല്‍ നൂറു ഇരട്ടി വരെയും ആകാവുന്നതാണ്. സാധാരണ elliptical ഗാലക്സികളുടെ പിണ്ഡം സൌര പിണ്ഡത്തിന്റെ കോടി മുതല്‍ പത്തു ലക്ഷം കോടി മടങ്ങ്‌ വരെ ആണ്. എന്നാല്‍ cD ഗാലക്സികളുടെ  പിണ്ഡം സൌര പിണ്ഡത്തിന്റെ പതിനായിരം കോടി മുതല്‍ കോടി കോടി മടങ്ങ്‌ വരെയാണ്. കുള്ളന്‍ ഗാലക്സികളില്‍ കോടി മുതല്‍ പത്തു കോടി സൂര്യന്മാര്‍ വരെ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. അതായത് ഗാലക്സികളില്‍ നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ അളവും അവയുടെ പിണ്ഡവും തമ്മില്‍ ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. 

ഗാലക്സികളുടെ നടുവില്‍ നിന്നും പുറത്തേക്കു പോകുമ്പോള്‍ അവ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ അളവില്‍ വ്യതിയാനം സംഭവിക്കുന്നു. സാധാരണ elliptical ഗാലക്സികളിലും cD ഗാലക്സികളിലും ഈ വ്യതിയാനം സംഭവിക്കുന്നത് ഒരു പ്രത്യേക സൂത്ര വാക്യ പ്രകാരമാണെന്ന് ഡി വാക്കുളര്‍ എന്ന ഫ്രഞ്ച് ശാസ്ത്രഞ്ജന്‍ കണ്ടുപിടിച്ചു. ഇതിനെ ഇപ്പോള്‍ ഡി വാക്കുളര്‍ നിയമം എന്നറിയപ്പെടുന്നു. 

Elliptical ഗാലക്സികള്‍ പ്രധാനമായും പ്രായമേറിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ കൊണ്ടാണ് നിര്‍മിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത്. ആയതിനാല്‍ ഇവക്കു ചുവന്ന നിറമാണ് ഉള്ളത്. ഇവയില്‍ അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന വാതകങ്ങളുടെയും പൊടി പടലങ്ങളുടെയും അളവ് തീരെ കുറവായതിനാല്‍ elliptical ഗാലക്സികളില്‍ നക്ഷത്ര ജനന തോത് വളരെ കുറവായിരിക്കും. ഇവയില്‍ അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന neutral ഹൈഡ്രജന്‍ മുതലായ വാതകങ്ങളുടെ സാന്നിധ്യം എക്സ് റേ, റേഡിയോ തുടങ്ങിയ വികിരിനങ്ങളിലൂടെയാണ് കൂടുതലും വ്യക്തമാകുന്നത്. ഇവയില്‍ അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന ലോഹങ്ങളുടെ അളവ് അവയുടെ മധ്യ ഭാഗത്തേക്ക്‌ പോകുംതോറും കൂടുന്നതായി കാണപ്പെടുന്നു.

Elliptical ഗാലക്സികളുടെ ദീര്‍ഘ വൃത്താകൃതിയെ അടിസ്ഥാനമാക്കി അവയെ E0, E1.. E7 എന്നിങ്ങനെ എട്ടായി തരംതിരിക്കാം. 0, 1, .. 7 തുടങ്ങിയ അക്കങ്ങള്‍ അവയുടെ ദീര്‍ഘ വൃത്താകൃതിയെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. ആയതിനാല്‍ E0 ഗാലക്സികള്‍ E1 ഗാലക്സികളെ അപേക്ഷിച് കൂടുതല്‍ ഉരുണ്ടാതായിരിക്കും. E7 ഗാലക്സികള്‍ ആണ് ഈ ഗണത്തില്‍ ഏറ്റവും പരന്നവ.  പ്രകാശ തീവ്രത കുറഞ്ഞ ചില elliptical ഗാലക്സികളുടെ പരന്ന രൂപത്തിന് കാരണം അവയുടെ പരിക്രമണം മൂലമാണെന്ന് തെളിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. എന്നാല്‍ പ്രകാശ തീവ്രതയേറിയ elliptical ഗാലക്സികളുടെ പരന്ന രൂപത്തെ വിശധീകരിക്കുവാന്‍ സങ്കീരണങ്ങളായ  ഗണിത പ്രക്രീയകള്‍ ആവശ്യമാണ്‌.

ചിത്രം 2

2. സര്‍പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികള്‍ (Spiral galaxies)
സര്‍പ്പിള കരങ്ങളോട്  കൂടി കാണപ്പെടുന്ന തകിട് (disk) ഗ്യാലക്സികള്‍ ആണിവ (ചിത്രം 3 ).  നമ്മുടെ ഗ്യാലക്സിയായ ആകാശ ഗംഗ ഈ ഗണത്തില്‍പ്പെടുന്നു. പ്രപഞ്ചത്തില്‍ ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ജനിക്കുന്നത് ഇത്തരം ഗ്യാലക്സികളിലാണ്. സര്‍പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികള്‍  പ്രധാനമായും ദണ്ട്കളോട്  (barred spirals) കൂടിയവയായും അവ ഇല്ലാത്തവയും കാണപ്പെടുന്നു (ചിത്രം 4 ). ഗ്യാലക്സികളുടെ മധ്യ ഭാഗത്ത്‌ കൂടെ കുറുകെ കാണപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കൂട്ടത്തെയാണ് ദണ്ടുകള്‍ എന്നറിയപ്പെടുന്നത്. സര്‍പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളുടെ കേന്ദ്ര സ്ഥൌല്യ (bulge) ത്തിന്റെ വലുപ്പം, സര്‍പ്പിളാകാര കരങ്ങള്‍ (spiral arms) എത്ര മാത്രം ഇടുങ്ങിയതാണ് എന്നിവയെ അടിസ്ഥാനമാക്കി സര്‍പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളെ വീണ്ടും Sa, Sb, Sc, Sd എന്നും SBa, SBb, SBc, SBd എന്നും തരം തിരിക്കാം. ഇവയില്‍ Sa ഗ്യാലക്സികള്‍ ദണ്ടുകള്‍ ഇല്ലാത്തവയും, വലുപ്പം കൂടിയ കേന്ദ്ര സ്ഥൌല്യം ഉള്ളവയും, സര്‍പ്പിളാകാര കരങ്ങള്‍ കൂടുതല്‍ ഇടുങ്ങിയവയും ആയിരിക്കും. SBa ഗ്യാലക്സികളെ കുറുകെ ദണ്ട് കാണുമെന്നത് ഒഴിച്ചാല്‍ അവ Sa ഗ്യാലക്സികളില്‍ നിന്നും വിഭിന്നമല്ല. Sa(SBa) ഗ്യാലക്സികളില്‍ നിന്നും Sd(SBd) ഗ്യാലക്സികളിലെക്ക് പോകുമ്പോള്‍ അവയുടെ സര്‍പ്പിള കരങ്ങള്‍ ഇടുങ്ങിയത്  അല്ലാതായി മാറുന്നു. കൂടാതെ അവയുടെ കേന്ദ്ര സ്ഥൌല്യം വലുപ്പം കുറഞ്ഞു പോയ്ക്കൊണ്ടിരിക്കുകയും ചെയ്യും. Sa(SBa) ഗ്യാലക്സികളിലെ നക്ഷത്ര ജനന തോത്  Sd(SBd) ഗ്യാലക്സികളെ അപേക്ഷിച്ച് വളരെ കുറവാണ്.

ചിത്രം 3

ചിത്രം 4

സര്‍പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളുടെ പ്രകാശ തീവ്രതയും അവയുടെ പിണ്ഡവും elliptical ഗ്യാലക്സികളെ അപേക്ഷിച്ചു വളരെ കുറവാണ്. അവയുടെ പിണ്ഡം സൂര്യ പിണ്ഡത്തിന്റെ ഏകദേശം പത്തു മുതല്‍ പതിനായിരം കോടി വരെയാകാം. സര്‍പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളുടെ എഴുപത് ശതമാനവും ദണ്ടുകളോട് കൂടിയവയാണ്. ഈ പ്രത്യക ഘടന ഗ്യാലക്സികളുടെ രൂപ പരിണാമത്തില്‍ പ്രധാന പങ്കു വഹിക്കുന്നു. ദണ്ടുകള്‍ ഗ്യാലക്സികളുടെ നടുവിലേക്ക് വാതകങ്ങളെ ഒഴുക്കി കൊണ്ട് വരുകയും, അത് പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രൂപീകരണത്തിന് ഇടയാക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. തത്ഫലമായി ഗ്യാലക്സികളുടെ കേന്ദ്ര സ്ഥൌല്യം വലുതാകുകയും അങ്ങനെ അവയുടെ രൂപത്തില്‍ മാറ്റം വരുകയും ചെയ്യും. ഈ പ്രവര്‍ത്തനങ്ങളുടെ ഫലമായി ദണ്ടുകള്‍ സ്വയം നശിച്ചു പോകുകയും വീണ്ടും ഉദ്ഭവിക്കുകയും ചെയ്യാം.

Elliptical ഗ്യാലക്സികളിലെ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഭൂരിഭാഗവും വളരെ പ്രായമുള്ളതാണ്  എങ്കില്‍ സര്‍പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളില്‍ അവ താരതമേന്യ ചെറുപ്പം ആയിരിക്കും. സര്‍പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളില്‍ അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന വാതകങ്ങളുടെ അളവ് വളരെ കൂടുതലാണ്, പ്രധാനമായും സര്‍പ്പിള കരങ്ങളില്‍. അത്തരം അവസ്ഥകള്‍ ആണു പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകുവാന്‍ പ്രധാന പങ്കു  വഹിക്കുന്നത്. തന്മൂലം സര്‍പ്പിള കരങ്ങളില്‍ കൂടുതല്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകുകയും അവ വളരെ കൂടുതല്‍ പ്രകാശ തീവ്രതയോടു കൂടി കാണപ്പെടുകയും ചെയ്യും. പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഊഷ്മാവ് വളരെ കൂടുതലായതിനാല്‍ സര്‍പ്പിള കരങ്ങള്‍ കൂടുതല്‍ നീല നിറത്തില്‍ കാണപ്പെടുന്നു. സര്‍പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളിലെ പഴയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ കൂടുതല്‍ കാണപ്പെടുന്നത് അവയുടെ കേന്ദ്ര സ്ഥുല്യതിലും തളികയുടെ ചുറ്റിലും ആയിരിക്കും. അവയുടെ വേഗത പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളെ അപേക്ഷിച്ച് വളരെ കൂടുതല്‍ ആയിരിക്കും. Eggen O. J., Lynden-Bell, Sandage A.R. എന്നീ ശാസ്ത്രഞ്ജര്‍ 1962 ല്‍ നടത്തിയ പഠനത്തില്‍ നിന്നും വ്യക്തമായത് ഇവയുടെ വേഗത ഗ്യാലക്സികളുടെ ഉല്‍പ്പത്തിയുമായി  ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു എന്നതാണ്.  നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രായത്തിന്റെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ ഗ്യാലക്സികളുടെ തകിട് പോലുള്ള ഭാഗം (disk) പല അടുക്കുകളായി വിഭജിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഏറ്റവും ഉള്ളിലുള്ള തകിടിലാണ് കൂടുതല്‍ വാതകങ്ങളും പൊടി പടലങ്ങളും അടങ്ങിയിരിക്കുന്നത്. ഈ തകിടിനിനെ കൃശ ചക്രം (thin disk) എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ഈ ഭാഗത്താണ് ഏറ്റവും കൂടുതല്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകുന്നത്. ഗ്യാലക്സിയുടെ തകിടിന്റെ ഏറ്റവും പുറത്തുള്ള പാളിയെ സ്ഥൂല ചക്രം (thick disk)  എന്നറിയപ്പെടുന്നു. അവ കൂടുതലായും നിര്‍മിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത് പഴയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ കൊണ്ടാണ്.  കൃശ ചക്രം ഗ്യാലക്സികളുടെ പ്രതലത്തില്‍ നിന്നും നൂറു മുതല്‍ 350 പാര്‍ സെക് വരെയും സ്ഥൂല ചക്രം 1500 പാര്‍ സെക് വരെയും വ്യാപിച്ചു കിടക്കുന്നു. സര്‍പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സിയുടെ ഒരു ചിത്രം താഴെ കൊടുത്തിരിക്കുന്നത് ശ്രദ്ധിക്കുക.

ആകാശ ഗംഗയുടെ സ്ഥൂല ചക്രത്തിന്റെ ഭാരം സൂര്യന്റെ ഭാരത്തിന്റെ പത്തു കോടി മടങ്ങില്‍ അധികമാണ്. കൃശ ചക്രത്തിന്റെ ഭാരം അതിനെക്കാള്‍ പതിനഞ്ചു മുതല്‍ മുപ്പത് ഇരട്ടി വരെയും, കേന്ദ്ര സ്ഥുല്യതിന്റെ ഭാരം രണ്ടു മുതല്‍ അഞ്ച് ഇരട്ടി വരെയുമാണ്. കൃശ ചക്രത്തില്‍ നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ അളവ് സ്ഥൂല ചക്രത്തെക്കാള്‍ തൊണ്ണൂറു ഇരട്ടിയിലധികവും, കേന്ദ്ര സ്ഥുല്യത്തില്‍ നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ അളവിനേക്കാള്‍ ആറ് ഇരട്ടിയുമാണ്.

സര്‍പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളുടെ മറ്റൊരു സവിശേഷതയാണ് കേന്ദ്രത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള അവയുടെ ഭ്രമണം. ഇവിടെ ഭ്രമണം എന്നു ഉദ്ദേശിക്കുന്നത് അവയില്‍ അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും പൊടി പടലങ്ങളുടെയും ഗ്യാലക്സിയുടെ കേന്ദ്രത്തെ ചുറ്റി സഞ്ചരിക്കുന്നതിനെ ആണു. ഗ്യാലക്സികളുടെ കേന്ദ്രത്തില്‍ നിന്നും ദൂരെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന നക്ഷത്രങ്ങള്‍ കേന്ദ്രത്തിനോട് അടുത്ത് നില്‍ക്കുന്നവയെക്കള്‍ വളരെ വേഗത്തില്‍ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നു. ഈ പ്രതിഭാസത്തെ വ്യവകലിത ഭ്രമണം (differential rotation) എന്നു വിളിക്കുന്നു. സര്‍പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളുടെ സര്‍പ്പിള കരങ്ങള്‍ക്ക് കാരണം വ്യവകലിത ഭ്രമണം ആണെന്ന്‌ കരുതപ്പെട്ടിരുന്നു. എന്നാല്‍ അത് പൂര്‍ണമായും ശരിയല്ലെന്ന് തെളിഞ്ഞിട്ടുണ്ട്. സര്‍പ്പിള കരങ്ങളുടെ ഉത്ഭവത്തെ കുറിച്ച് മറ്റൊരു പോസിറ്റില്‍ വിശദമാക്കാം. ഗ്യാലക്സിയില്‍ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഭ്രമണ പ്രവേഗം (orbital velocity) അതിന്റെ ഭ്രമണ പഥത്തിനുള്ളില്‍ അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന പിണ്ടത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. അതായത് ഭ്രമണ പഥത്തിന്റെ വ്യാസം കൂടും തോറും, അത് ഉള്‍ക്കൊള്ളുന്ന പിണ്ഡം വര്‍ദ്ധിക്കുകയും നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രവേഗത്തില്‍ വര്‍ധന ഉണ്ടാകുകയും ചെയ്യുന്നു. അത് കൊണ്ട് ഗ്യാലക്സിയുടെ കാണുവാന്‍ കഴിയുന്ന ഭാഗത്തില്‍ നിന്നും അകലേക്ക്‌ പോകും തോറും അത് ഉള്‍ക്കൊള്ളുന്ന പിണ്ടത്തിന്റെ അളവ് സ്ഥിരമായതിനാല്‍ വളരെ ദൂരത്തില്‍ നില്‍ക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രവേഗത്തില്‍ കുറവ് വരുമെന്ന് പ്രതീക്ഷിക്കാം. എന്നാല്‍ ഗ്യലക്സികളുടെ ദൃശ്യമായ അതിര്‍ത്തിയില്‍ നിന്നും അകലേക്ക്‌ പോകുമ്പോള്‍ ഭ്രമണ പ്രവേഗം സ്ഥിരമായി നിലനില്‍ക്കുന്നു എന്നു പല നിരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെയും വെളിപ്പെട്ടു. അതായത് ദൃശ്യ പ്രകാശത്താല്‍ കാണുവാന്‍ സാധിക്കാത്ത പദ്ധര്‍ദങ്ങള്‍ ഗ്യാലക്സിയെ ചുറ്റി നില്‍ക്കുന്നതായി അനുമാനിക്കപ്പെട്ടു. അത്തരം പദ്ധര്ധങ്ങളെ ഡാര്‍ക്ക്‌ മാറ്റര്‍ എന്നു വിളിക്കുന്നു.

സര്‍പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളുടെ ഭ്രമണം അവയുടെ പ്രകാശ തീവ്രതയുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. കൂടുതല്‍ പ്രകശം പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന സര്‍പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികള്‍ കൂടുതല്‍ വേഗത്തില്‍ കറങ്ങുന്നു. ഇതിനെ Tully-Fisher relationship എന്നാണു അറിയപ്പെടുന്നത്. ജ്യോതി ശാസ്ത്രത്തില്‍ ഇതിനു വളരെയധികം പ്രാധാന്യമുണ്ട്. സര്‍പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളിലെക്കുള്ള ദൂരം അളക്കാന്‍ നമുക്ക് ഇതിനെ ഉപയോഗപ്പെടുത്താം. ജ്യോതി ശാസ്ത്രത്തില്‍ ദൂരം  അളക്കുന്ന വഴികളെ കുറിച്ച് പിന്നീടു വ്യക്തമാക്കാം.

3. S0 ഗ്യാലക്സികള്‍
തരംതിരിക്കല്‍ വ്യവസ്ഥയില്‍ elliptical ഗ്യാലക്സികള്‍ക്കും സര്‍പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികള്‍ക്കും ഇടയില്‍ ആണു S0 ഗ്യാലക്സികളുടെ സ്ഥാനം (ചിത്രം 6). ഹബിളിന്റെ തരം തിരിക്കല്‍ വ്യവസ്ഥയില്‍ വന്ന പ്രധാന മാറ്റം S0 ഗ്യാലക്സികള്‍ ചേര്‍ക്കപ്പെട്ടു എന്നുള്ളതാണ്. S0 ഗ്യാലക്സികളെ lenticular ഗ്യാലക്സികള്‍ എന്നും അറിയപ്പെടുന്നു. ഇവക്കു സര്‍പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളെ പോലെ കേന്ദ്ര സ്ഥുല്യവും അതിനു ചുറ്റും തളിക ഭാഗവും ഉണ്ട്‌. എന്നാല്‍ ഇവയില്‍ സര്‍പ്പിള കരങ്ങള്‍ കാണപ്പെടുന്നില്ല. കൂടാതെ അവയുടെ കേന്ദ്ര സ്ഥുല്യതിന്റെ വലുപ്പം സര്‍പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളെ അപേക്ഷിച്ച് വലുപ്പം ഉള്ളതുമാണ്. ഈ കാരണങ്ങളാല്‍ S0 ഗ്യാലക്സികള്‍ സര്‍പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളില്‍ നിന്നും elliptical ഗ്യാലക്സികളിലെക്കുള്ള പരിണാമ വ്യവസ്ഥയായി വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു. സര്‍പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികളെ പോലെ S0 ഗ്യാലക്സികളെയും ദണ്ടുകള്‍ ഉള്ളവയെന്നു ഇല്ലതവയെന്നും തിരിച്ചിട്ടുണ്ട്.

ചിത്രം 6

4. അനിയമിതാകാര ഗ്യാലക്സികള്‍ (Irregular galaxies)
ഈ വിഭാഗത്തില്‍ പെടുന്ന ഗ്യാലക്സികള്‍ക്ക് പ്രത്യേക ആകൃതി ഉണ്ടായിരിക്കുകയില്ല. ആകാശ ഗംഗയുടെ അമ്പതു കിലോ പാര്‍ സെക് ദൂരെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന വലിയ മെഗല്ലനിക് ഘനപടലങ്ങള്‍ (Large Megellanic ക്ലൌട്സ്, ചിത്രം 7 ), അറുപത്തി  മൂന്ന് കിലോ പാര്‍ സെക്  ദൂരെയുള്ള ചെറിയ മെഗല്ലനിക് ഘനപടലങ്ങള്‍ (Small Megellanic clouds) എന്നീ ഗ്യാലക്സികള്‍ ഈ വിഭാഗതില്‍പ്പെടുന്നവയാണ്. ഇവയെ വീണ്ടും Sdm, Sm, Im, Ir എന്നിങ്ങനെ അവയുടെ നിയതാകാരം കുറയുന്നതിന് അനുസരിച്ച് വീണ്ടും തരംതിരിച്ചിട്ടുണ്ട്. ഇവ elliptical സര്‍പ്പിളാകാര ഗ്യാലക്സികള്‍ എന്നിവയെ അപേക്ഷിച്ച് പ്രകാശ തീവ്രതയും പിണ്ഡവും കുറഞ്ഞവയാണ്. എന്നാല്‍ അവയില്‍ അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന വാതകത്തിന്റെ അളവ് വളരെ കൂടുതലായതിനാല്‍ അവയില്‍ നക്ഷത്ര ജനന തോത് വളരെ കൂടുതലാണ്.

ചിത്രം 7

മുകളില്‍ വിവരിച്ചിട്ടുള്ള ഗ്യാലക്സികളെ എല്ലാം തന്നെ വര്‍ഗീകരിച്ചിട്ടുള്ളത് അവയുടെ രൂപത്തിന്റെ അടിസ്ഥാനത്തിലാണ്. എന്നാല്‍ ഗ്യാലക്സികള്‍ അവയുടെ ഭൌതിക സ്വഭാവത്താലും വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. അത്തരം ഗ്യാലക്സികളെ കുറിച്ച് മറ്റൊരു പോസ്റ്റില്‍ വിശദീകരിക്കാം.