POST DETAILS

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ശോഭ-കാഴ്ചയും യാഥാര്‍ത്ഥ്യവും

ടി.കെ.ദേവരാജന്‍

നക്ഷത്രങ്ങളെ കുറിച്ചുള്ള അറിവുകള്‍ നമുക്ക് ലഭ്യമാവാനുള്ള ഏക ഇന്ദ്രിയാനുഭവം കാഴ്ച മാത്രമാണ്. വലിപ്പം, ശോഭ,നിറം – ഇവ മൂന്നുമാണ് നിരീക്ഷണത്തിലൂടെ ലഭ്യമാകാവുന്ന വിവരങ്ങള്‍. അതെല്ലാം കാഴ്ചയില്‍ തോന്നുന്നവയാണ്. ഓരോന്നും വ്യത്യസ്ത ദൂരത്തായതിനാല്‍ യാഥാര്‍ത്ഥ്യവുമായി ഏറെ അന്തരമുണ്ടാകും. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കാഴ്ചയിലെ വലിപ്പവും അളക്കാന്‍ ഏറെ ദുഷ്കരമാണ്. ശക്തിയേറിയ ടെലസ്കോപ്പിലൂടെ നോക്കിയാലും ഇളകികൊണ്ടിരിക്കുന്ന പ്രകാശപുഞ്ജങ്ങളായേ തോന്നു. അപ്പോള്‍ വളരെ പ്രകടമായി മനസ്സിലാക്കാന്‍ കഴിയുക അതിന്റെ ശോഭയും നിറവും മാത്രവുമാണ്. അവിടെ നിന്നാണ് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദൂരം, വലിപ്പം, താപനില, അതിലെ മൂലകങ്ങള്‍, പ്രായം തുടങ്ങിയ വിവരങ്ങള്‍ എല്ലാം തേടി ചെന്നെത്തിയത്. സാങ്കേതികവിദ്യകളെക്കാള്‍ ശാസ്ത്രത്തിന്റെ സവിശേഷമായ  രീതിയാണ് അവിടെയെല്ലാം പ്രയോഗിക്കപ്പെട്ടത്.

ഹിപ്പാര്‍ക്കസ്(ബി.സി.190 – 120)

ഗ്രീക്ക് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ  ഹിപ്പാര്‍ക്കസ്(ബി സി 190-120) ആണ് നക്ഷത്രങ്ങളെ കാഴ്ചയിലുള്ള ശോഭയുടെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ ആദ്യമായി വര്‍ഗ്ഗീകരിച്ചത്. ഏറ്റവും ശോഭ കൂടിയ 20 നക്ഷത്രങ്ങളെ  ഒന്നാം തരമായി കണക്കാക്കി. (കാന്തിമാനം 1). കാഴ്ചക്ക് തിരിച്ചറിയാന്‍ നന്നെ പ്രയാസമുള്ളവയെ ആറാം തരമായും (കാന്തിമാനം 6). ബാക്കിയുള്ളവയെ ശോഭ കുറയുന്നതിനനുസരിച്ച് രണ്ടു മുതല്‍ അഞ്ചുവരെയുള്ള കാന്തിമാനമായി കണക്കാക്കിയിരിക്കുന്നു. ഹിപ്പാര്‍ക്കസിന്റെ ഈ രീതി തന്നെയാണ് ഇന്നും ഉപയോഗിക്കുന്നത്. എന്നാല്‍ നിരീക്ഷണ സംവിധാനങ്ങള്‍ മെച്ചപ്പെട്ടതിനാല്‍ കുറെകൂടി കൃത്യതയോടെ നെഗറ്റീവ് സംഖ്യകളും ദശാംശവും ഉപയോഗിച്ച്  അവയെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു എന്ന് മാത്രം. ഒന്നാം ഗണത്തിലെ ശരാശരി നക്ഷത്രവും ആറാം ഗണത്തിലെ ശരാശരി നക്ഷത്രവും തമ്മില്‍ നൂറിലൊന്ന്  വ്യതിയാനമാണ്

ശോഭയിലുള്ളതെന്ന് അളക്കാന്‍ കഴിഞ്ഞു. അപ്പോള്‍ കാന്തിമാനം 1 ആയ നക്ഷത്രത്തിന്റെ  2.5 ല്‍ ഒരുഭാഗം ശോഭയാണ് കാന്തിമാനം 2 ഉള്ളവക്ക്. കാന്തിമാനം 6 ആയ നക്ഷത്രത്തിന്റെ 2.5 ഇരട്ടി ശോഭ കാന്തിമാനം 5 ന് ഉണ്ടാവും. ഒന്ന് കാന്തിമാനമായ നക്ഷത്രത്തിന്റെ 2.5 മടങ്ങ് ശോഭയുള്ളതിന്  അപ്പോള്‍ 0 കാന്തിമാനമായാണ് കണക്കാക്കുക. അതിന്റെയും 2.5 ഇരട്ടി ശോഭയുള്ളതിന്  -1 ഉം. ഇത് പ്രകാരം ഹിപ്പാര്‍ക്കസിന്റെ ഒന്നാം കാന്തിമാന ഗണത്തില്‍പെട്ട നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദൃശ്യകാന്തിമാനം  ഇന്ന് കണക്കു കൂട്ടിയിരിക്കുന്നത് ഇപ്രകാരമാണ്

നക്ഷത്രത്തിന്റെ പേര്  ഏത് നക്ഷത്രഗണത്തിലെന്ന്  ദൃശ്യകാന്തിമാനം
സിറിയസ് (രുദ്രന്‍) കാനിസ് മേജര്‍ -1.44
കാനോപ്പസ് (അഗസ്ത്യന്‍) കരീന -0.62
ആല്‍ഫാ സെന്റോറി സെന്റാറസ് -.0.28
ആര്‍ക്ടൂറസ് (ചോതി) ബൂട്ടസ് -0.05
വേഗ(അഭിജിത്ത്) ലൈറ 0.03
കാപെല്ല ഓറിഗ 0.08
റീഗല്‍ ഒറിയോണ്‍ 0.18
പ്രോസിയോണ്‍ കാനിസ് മൈനര്‍ 0.40
അഖര്‍ണര്‍ ഇറിഡനസ് 0.45
തിരുവാതിര ഒറിയോണ്‍ 0.45
ഹാദര്‍ സെന്റാറസ് 0.61
അള്‍ട്ടേര്‍(തിരുവോണം) അക്വില 0.76
അക്രുക്സ് ക്രക്സ്(തെക്കന്‍ കുരിശ്) 0.77
അള്‍ഡിബറന്‍(രോഹിണി) ടോറസ്(ഇടവം) 0.87
സ്പൈക്ക( ചിത്തിര) വിര്‍ഗോ(കന്നി) 0.98
അന്റാറസ്( തൃക്കേട്ട) സ്കോര്‍പിയോ(വൃശ്ചികം) 1.06
പോളക്സ് ജമിനി(മിഥുനം) 1.16
ഫോമല്‍ഹാട്ട് പിസിസ് ആസ്ട്രിനസ് 1.17
ബിറ്റ ക്രുസിസ് ക്രക്സ്(തെക്കന്‍ കുരിശ്) 1.25
ദനബ് സിഗ്നി 1.25
റെഗുലസ്(മകം) ലിയോ(ചിങ്ങം) 1.36

 

കോപ്പര്‍നിക്കസിന്റെ കാലം വരെ  നക്ഷത്രങ്ങള്‍ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ പുറം പാളിയില്‍ ഒരേഅകലത്തില്‍ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നവയെന്നാണ് കരുതപ്പെട്ടത്. എന്നാല്‍ കാര്‍ത്തികകൂട്ടത്തെ ടെലിസ്കോപ്പ് കൊണ്ട് നിരീക്ഷിച്ച ഗലീലിയോ അതിലെ ദൃശ്യമാകുന്ന നക്ഷത്രത്തിലെ വര്‍ധനവിന് കാരണം കൂടുതല്‍ അകലത്തില്‍ കിടക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങള്‍    ടെലസ്കോപ്പിലൂടെ കാണാന്‍ കഴിഞ്ഞതാണ് എന്ന അനുമാനത്തിലെത്തി. അതോടെ കൂടുതല്‍ ശോഭയുള്ളനക്ഷത്രങ്ങള്‍ അടുത്തും മങ്ങിയവ അകലെയുമെന്ന ചിന്തയിലായിരുന്നു ശാസ്ത്ര ലോകം. ഭൂമി സൂര്യനെ ചുറ്റുമ്പോള്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് പാരലാക്സ് മൂലം സ്ഥാനഭ്രംശം ഉണ്ടാകാത്തതിന്റെ കാരണം അവ ഗ്രഹങ്ങളെ അപേക്ഷിച്ച്  വളരെ അകലെയായതിനാലാണെന്ന്  കോപ്പര്‍നിക്കസ് വാദിച്ചിരുന്നു.

                                                          പാരലാക്സ്                                           

     

                                         ഫ്രഡറിക്ക് ബെസല്‍                                                   

എന്നാല്‍ എത്ര ദൂരെ? അത് കണക്കാക്കാനുള്ള മാര്‍ഗ്ഗം നിര്‍ദേശിച്ചത് ഗലീലിയോ ആണ്. സൂര്യനെ ഭൂമി ഒരു വര്‍ഷം കൊണ്ട്  പ്രദക്ഷിണം ചെയ്യുന്നതിനാല്‍ ആറുമാസത്തിനിടയില്‍ അതിന്റെ സ്ഥാനം പരമാവധി അകലെയായിരിക്കും. അതിനാല്‍ ആ സമയങ്ങളില്‍ ഒരു നക്ഷത്രത്തെ നിരീക്ഷിച്ച് സ്ഥാനം നിര്‍ണ്ണയിച്ചാല്‍ ആ നക്ഷത്രത്തിന് സംഭവിക്കുന്ന  പാരലാക്സ് അളക്കാമെന്നുംഅതിലൂടെ അവ എത്ര ദൂരമെന്ന് കണ്ടെത്താനാവുമെന്നുമായിരുന്നു ഗലീലിയോയുടെ അനുമാനം. സാധാരണ നക്ഷത്രങ്ങളിലൊന്നും ആ പദ്ധതി വിജയിച്ചില്ല. പിന്നീട് അതീവ ശോഭയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഏറ്റവും അടുത്താണെന്ന പ്രതീക്ഷയില്‍ അവയെ പ്രത്യേകമെടുത്ത് നിരീക്ഷിച്ചു. അപ്പോഴും ഫലം കിട്ടിയില്ല. കാരണം അവയെല്ലാം അത്രയേറെ അകലത്തിലായിരുന്നു.  പിന്നീട് നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് സംഭവിക്കുന്ന സ്ഥാനമാറ്റങ്ങള്‍ സംബന്ധിച്ച പുതിയ ധാരണകള്‍ ശോഭയും ദൂരവും തമ്മില്‍ എല്ലായ്പോഴും ബന്ധമുണ്ടാകണമെന്നില്ല എന്ന തിരിച്ചറിവ് നല്തി. അതായത് മങ്ങിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ അടുത്തുണ്ടാകാം. ശോഭയുള്ളവ വളരെ അകലെയും. അതോടെ അവ കൂടി പരിഗണിച്ചുള്ള  അന്വേഷണമായി. ഏത് നക്ഷത്രമാവും നമ്മോടടുത്തെന്ന്. അവസാനം 1838 ല്‍ ഫ്രഡറിക് ബസ്സല്‍ എന്ന ജര്‍മന്‍ വാനനിരീക്ഷകന്‍ ആദ്യമായി ഒരു നക്ഷത്രത്തിലേക്കുള്ള ദൂരമളന്നു., ഗലീലിയോ നിര്‍ദേശിച്ച പാരലാക്സ് രീതിയില്‍. 61 സിഗ്നി എന്ന നക്ഷത്രം 10.6 പ്രകാശവര്‍ഷം അകലെ ആണെന്നായിരുന്നു കണ്ടെത്തല്‍ . അദികം വൈകാതെ മറ്റു പലനക്ഷത്രങ്ങളിലേക്കുമുള്ള ദൂരം സമാന രീതിയില്‍ കണ്ടെത്തി. ദൂരം അറിഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ യഥാര്‍ത്ഥ ശോഭയും അതിലൂടെ അറിയാമെന്നായി.അതിപ്രാകാരമാണ്.

ഏതൊരു പ്രകാശ സ്രോതസ്സില്‍ നിന്നും നാം ദൂരേക്ക് പോകുമ്പോള്‍ നമുക്കനുഭവപ്പെടുന്ന പ്രകാശ തീവ്രത കുറയും. അങ്ങിനെ കുറയുന്ന തോത് പ്രകാശ സ്രോതസ്സിന്റെ അകലത്തിന്റെ വര്‍ഗ്ഗത്തിന് അനുപാതികമായിട്ടായിരിക്കും. അതായത്  പത്ത് പ്രകാശവര്‍ഷം അകലെയുള്ള ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ യഥാര്‍ത്ഥ ശോഭ അതേശോഭയില്‍ കാണപ്പെടുന്നഎന്നാല്‍ 5 പ്രകാശവര്‍ഷം അകലെയുള്ള നക്ഷത്രത്തെക്കാള്‍ നാലിരട്ടി കൂടുതലാവും. മുമ്പ് വിവരിച്ച നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദൂരവും യഥാര്‍ത്ഥ കാന്തിമാനവും ചുവടെ ചേര്‍ത്തിരിക്കുന്നു.

 

നക്ഷത്രത്തിന്റെ പേര്

 

ദൃശ്യ കാന്തിമാനം

 

ദൂരം

 

യഥാര്‍ത്ഥ കാന്തിമാനം(സൂര്യനുമായുള്ള താരതമ്യം)

സൂര്യന്‍ -26.74 15 കോടി കി മീ 1
ആല്‍ഫാ സെന്റോറി -0.28 4.4 പ്രകാശ വര്‍ഷം 1.56
സിറിയസ് -1.44 8.6 23.5
കാനോപസ് -0.62 310 1510
വേഗ 0.03 25 55
തിരുവാതിര 0.45 640 14000
ചോതി -0.05 37 115
റീഗല്‍ 0.18 860 46000
തൃക്കേട്ട 1.06 600 5500

 

അതായത് നാം ഏറ്റവും ശോഭയോടെ കാണുന്ന സിറിയസ് നക്ഷത്രം സൂര്യനെക്കാള്‍ 23.5 മടങ്ങ് പ്രകാശതീവ്രതയുളള നക്ഷത്രമാണ്.  അതിന്റെ മൂന്നിലൊന്ന് ശോഭയില്‍ മാത്രം കാണുന്ന റീഗല്‍ നക്ഷത്രമാകട്ടെ സൂര്യനെക്കാള്‍ 46000 മടങ്ങ് പ്രകാശതീവ്രതയില്‍ ജ്വലിക്കുന്ന ഒന്നാണ്.

 

 

(തുടരും)

Leave a Reply