வானம் எனக்கொரு போதிமரம் - அத்தியாயம் (5)

1784 இல் ஆங்கிலேய வானவியலாளர் ஜான் குட்ரிக் என்பார் செபியஸ் (Cepheus) அல்லது அரசன்(King) எனப்படும் விண்மீன் குழுவில் ஒரு புதிய வகை விண்மீனைக் கண்டார். டெல்டா செஃப்பி( Delta Cephei)என்ற இந்த விண்மீன் தனது பொலிவில் மாறிக் கொண்டே இருக்கிறது என்றறியப்பட்டது. இத்தகைய விண்மீன்கள் செஃப்பியிட்(Cepheids) என அழைக்கப் படுகின்றன.செஃப்பியிட் விண்மீன்கள் தங்களது பொலிவில் ஒரு குறிப்பிட்ட கால இடைவெளியில் அதிகரித்தும், பின்னர் குறைந்தும் மாறி வரும்.

இதனைச் செபியிட் மாறிகள் என்கிறோம். நமது பால் வழிக் கூட்டத்திற்கு அப்பால் உள்ள பிற விண்மீன் திரள்(GALAXY) களிலும் செபியிட்கள் இருப்பது அறியப்பட்டது.குட்ரிக்கிற்குப் பின், பிற விண்மீன் திரள்களில் செபியிட்கள் பற்றிய ஆய்வுகளிலிருந்து வானவியலாளர்கள் மேலும் ஒரு புதிய அளவு கோலினைத் தற்செயலாகக் கண்டறிந்தனர்.

மெக்லானிக் மேகங்கள் (MAGELLANIC CLOUDS)

இந்தியாவில் தென் கோடியான கன்யாகுமரி முனையிலிருந்து டிசம்பர்,சனவரி மாதங்களில் ,தெற்கு நோக்கிப் பார்த்தால் வெள்ளையான இரு ஒட்டுத்துண்டுகள் போன்ற, தெளிவில்லாத,தூரத்திலுள்ள மேகங்கள் மாதிரியாகத் தோற்றமளிக்கும் ஒளிப் பிழம்புகளைக் காணலாம். இவை போர்ச்சுக்கல் நாட்டைச் சேர்ந்த மாலுமி மெக்கல்லனால் (1480-1521) மேற்கொள்ளப்பட்ட பிரசித்தி பெற்ற உலகப் பயணத்தின் போது கண்டறியப்பட்டது.

அவரால் தொலைவான மேகக் கூட்டம் என்று கருதப்பட்ட இவை, உண்மையில் மேகக்கூட்டம் இல்லை. இவை நம் பால்வழிக் கூட்டத்திற்கு வெளியே அமைந்த, தொலைவாக உள்ள மற்றொரு(GALAXY) விண்மீன் திரளாகும். இதனைக் கண்டறிந்த மெக்கல்லனின் பெயரால் மெக்லானிக் மேகங்கள் (MAGELLANIC CLOUDS) என்றழைக்கப்படுகின்றன.

Picture courtesy : new-universe.org

ஹென்ரெய்ட்டா லேவிட்(Henrietta Leavitt) என்ற வானவியலாளர் 1912 இல் அமெரிக்காவில் உள்ள ஹார்வேர்ட் வானியியல் ஆய்வு மையத்திலிருந்து செப்பியிட்ஸ்(Cepheids) கள் பற்றிய ஆய்வுகளை மேற்கொண்டிருந்தார்.சிறிய மெக்கலானிக் மேக விண்மீன் திரளின்(SMALL MAGELLANIC CLOUD GALAXY) செஃப்பியிட் மாறிகள் குறித்த ஆய்வுகளிலிருந்து, மிகவும் வியக்கத்தக்க ஒரு தொடர்பைக் கண்டறிந்தார்.பொலிவு மாறும் இந்த விண்மீன்களின் பொலிவும், பொலிவு மாற்றக் கால இடை வெளியும் நேர் விகிதத்தில் உள்ளதென்பதைக் கண்டறிந்தார்.

அவர் ஒரே விண்மீன் திரளில் உள்ள 25 செஃப்பியிட்களை ஆய்வு செய்தார். அப்போது ஒரு அனுமானத்தை (ASSUMPTION) மேற்கொண்டார். சென்னையிலிருந்து டோக்கியோ நகரின் தொலைவை நோக்கும் கால், அந்நகரில் உள்ள தனித்தனி தெருக்களின் தொலைவைப் புறக்கணிக்க முடியும்.எனவே டோக்கியோ நகரின் எல்லாத் தெருக்களும் சென்னையிலிருந்து சம தூரத்தில் இருப்பதாகக் கருதுவதில் பெரிய அளவில் பிழை ஏதும் இல்லை எனலாம். அதாவது நம்மிடமிருந்து விண்மீன் திரள்கள் பல கோடிக்கணக்கான ஒளி ஆண்டுகள் தொலைவில் உள்ளன. நம்மிடமிருந்து மெக்கெலானிக் மேக விண்மீன் திரள் போன்ற, சிறிய விண்மீன் திரள்களில் அமைந்த செபியிட்களின் தொலைவுகள் அனைத்தும் சமம்.

ஏனெனில் விண்மீன் திரள் நம்மிடமிருந்து அமையும் தொலைவை ஒப்பிட அவ்விண்மீன் திரளிலுள்ள செஃப்பியிட்களின் தொலைவுகள் மிகச் சிறியவை என்பதால் புறக்கணிக்க முடியும். பல ஆயிரம் மில்லியன் கிலோமீட்டர்களுடன் சில நூறு கிலோமீட்டர்களைக் கூட்டுவதாலோ அன்றி கழிப்பதாலோ பெரிய மாறுபாடுகள் விளையப் போவதில்லை. எனவே ஹென்ரேய்ட்டா லேவிட்டின் கற்பிதக் கொள்கையை சரி என்று கொள்ளலாம். 

ஹென்ரேய்ட்டாலேவிட், அதிகப் பொலிவான செஃப்பியிட் விண்மீன்கள் ஒரு பொலிவு மாற்ற சுழற்சிக்கு எடுத்துக் கொள்ளும் காலமானது, (Time period for one cycle of change in brightness) பொலிவு குறைந்த செபியிட் விண்மீன் எடுத்துக் கொள்ளும் காலத்தை விட அதிகம் என்று கண்டறிந்தார். இவ்வாறு பொலிவுமாற எடுத்துக் கொள்ளும் காலம் ஒரு நாளை விடக் குறைந்த கால அளவிலிருந்து கிட்டத்தட்ட இரு மாதங்கள் வரை கூட அமையும். ஒரு செஃப்பியிட் விண்மீனின், மெய்யான பொலிவு எண்ணால் குறிப்பிடப்படும் அதன் உள்ளார்ந்த பொலிவிற்கும் (Intrinsic brightness) அதன் பொலிவு மாற்ற சுழற்சிக்காலத்திற்கும் தொடர்பு இருப்பின்,அது அமையும் தொலைவை எளிய கணக்கீடுகள் மூலம் பெற இயலும். இக் கணக்கிடும் முறையை  எளிய முறையில் கீழே கடைசியாகத் தந்துள்ளேன். அதை புரிந்து கொள்ள கொஞ்சம் லாகிரிதம்(Logarithm) பற்றிய அடிப்படையான விவரங்கள் தெரிந்திருந்தாலே போதுமானது.  

உதாரணமாக சம பொலிவு மாறுபாட்டுச் சுழற்சிக் காலத்தை உடைய இரு செஃப்பியிட் களை எடுத்துக் கொள்வோம்.இதில் ஒன்று மற்றதை விட நான்கு மடங்கு பொலிவில் குறைவாக உள்ளது எனில் பொலிவு குறைந்த செஃப்பியிட் விண்மீன் பொலிவு அதிகமானதை விடஎதிர் விகித இருமடி விதிப்படி இரு மடங்கு அதிகத் தொலைவில் இருக்கும். எதிர் விகித இருமடி விதிப்படி ஒரு ஒளிவீசும் பொருளொன்றின் தோற்றப் பொலிவு பார்வையாளரிடமிருந்து அது அமையும் தொலைவின் இருமடிக்கு எதிர் விகிதப் பொருத்தத்தில் அமையும். 

Image courtesy : firstrays.com

எனவே தூரம் இரு மடங்கு அதிகரித்தால் பொலிவு நான்கில் ஒரு பங்காகக் குறையும். ஆனால் இதில் உள்ள பிரச்சனை என்னவென்றால் ஏதாவது ஒரு செஃப்பியிட்டுக்காவது மெய்யான பொலிவு தெரிந்தால் மட்டுமே லாவிட்டின் தொடர்பு மூலம் மெய்யான தொலைவைப்(Actual Distances) பெற முடியும். இல்லாதவரை செஃப்பியிட் விண்மீன்களுக்கிடைப்பட்ட சார்புத் தொலைவை(Relative distance) மட்டுமே பெற முடியும்.

இந்தத் தடையும் வானவியலாளர்களால் தகர்த்து எறியப்பட்டது. பல ஆண்டுகாலமாக சில விண்மீன்களை , அவற்றின் பின்னணியுடன் ஒப்பு நோக்கி அவற்றின் இடப் பெயர்ச்சி அளவிடுவதால் , இக்குறைபாடு சரி செய்யப்படுகிறது. விண்மீனின் இத்தகைய இடப் பெயர்ச்சி விண்மீனின் சீர் இயக்கத்தால்( Proper Motion) உண்டாகிறது. இது சாதாரண பாரலாக்ஸ் (Parallax Displacement) இடப்பெயர்ச்சியிலிருந்து மாறுபட்டது. இச் சிறிய இடப் பெயர்ச்சி விண்மீன் குழுக்கள் புவியிலிருந்து நகர்ந்து செல்வதால் ஏற்படுவதாகும்.

செஃப்பியிட்களை கொண்ட மற்றும் செஃப்பியிட்கள் அற்ற பல விண்மீன் குழுக்களின் இத்தகைய இடப் பெயர்ச்சியை அளவிடுவதின் மூலம் வானியலாளர்கள் அவற்றின் தோராயமான தூரத்தை மதிப்பிட்டனர். இப்போது இவ் விண்மீன்களின் உண்மையான பொலிவு மதிப்பை, செஃப்பியிட்களின் தோற்றப் பொலிவை மதிப்பிடுவதன் மூலம் எளிதாகக் கணக்கிடலாம்.

உண்மையான பொலிவு எண் - 2.3 உடைய செபியிட்டின் பொலிவு மாற்ற சுழற்சிக் காலம் ஆறு நாட்களுக்குச் சற்றுக் குறைவாக உள்ளதென அறியப்பட்டது. 

Picture courtesy : en.wikipedia.org

வானியலில் இது ஒரு முக்கியமான கண்டுபிடிப்பெனக் கூறலாம். மேலுமொரு புதிய அளவுகோல் கண்டுபிடிக்கப்பட்டதால் அண்டத்தின் பல மில்லியன் ஒளி ஆண்டு தொலைவுகளை அளவிட வானியலாளர்களுக்கு இப்போது முடியும்.

தொடரும்.......

*****************************************************************************************

*****************************************************************************************