ಎಲ್ಲದರ ಸಿದ್ಧಾಂತ : ವಿಸ್ತಾರಗೊಳ್ಳುವ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡ! (ಭಾಗ 5)

ನಮ್ಮ ಸೂರ್ಯ ಮತ್ತು ಹತ್ತಿರದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳೆಲ್ಲವು 'Milky Way' ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜ ಎಂದು ಕರೆಯಲ್ಪಡುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಒಂದು ದೊಡ್ಡ ಸಂಗ್ರಹದ ಭಾಗವಾಗಿದೆ. ಇದು ಇಡೀ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡ ಎಂದು ದೀರ್ಘಕಾಲದವರೆಗೆ ಭಾವಿಸಲಾಗಿತ್ತು. 1924 ರಲ್ಲಿ ಅಮೇರಿಕನ್ ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞ ಎಡ್ವಿನ್ ಹಬಲ್ [Edwin Hubble] ನಮ್ಮದು ಕೇವಲ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜವಲ್ಲ ಎಂದು ತೋರಿಸಿಕೊಟ್ಟರು. ವಾಸ್ತವವಾಗಿ, ಅವುಗಳ ನಡುವೆ ಖಾಲಿ ಜಾಗದ ಬಹಳಷ್ಟು ವಿಶಾಲವಾದ ಟ್ರ್ಯಾಕ್‌ಗಳಿದ್ದವು. ಇದನ್ನು ಸಾಬೀತುಪಡಿಸಲು ಅವರು ಈ ಇತರ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳ ಅಂತರವನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸುವ ಅಗತ್ಯಬಿತ್ತು. ಭೂಮಿಯು ಸೂರ್ಯನ ಸುತ್ತ ಸುತ್ತುತ್ತಿದ್ದಂತೆ ಅವು ಹೇಗೆ ಸ್ಥಾನವನ್ನು ಬದಲಾಯಿಸುತ್ತವೆ ಎಂಬುದನ್ನು ಗಮನಿಸುವುದರ ಮೂಲಕ ನಾವು ಹತ್ತಿರದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಅಂತರವನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದು. ಆದರೆ ಇತರ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳು ತುಂಬಾ ದೂರದಲ್ಲಿದ್ದು, ಹತ್ತಿರದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗಿಂತ ಭಿನ್ನವಾಗಿ, ಅವು ನಿಜವಾಗಿಯೂ ಸ್ಥಿರವಾಗಿ ಕಾಣುತ್ತವೆ. ಹಾಗಾಗಿ, ಹಬಲ್ ಅವರನ್ನು ದೂರದ ಅಳೆಯಲು ಪರೋಕ್ಷ ವಿಧಾನಗಳನ್ನು ಬಳಸಲು ಒತ್ತಾಯಿಸಲಾಯಿತು.

ಈಗ ನಕ್ಷತ್ರದ ಸ್ಪಷ್ಟ ಹೊಳಪು [Apparent Brightness] ಎರಡು ಅಂಶಗಳ ಮೇಲೆ ಅವಲಂಬಿತವಾಗಿದೆ: ಅದರ ಪ್ರಕಾಶ ಮತ್ತು ಅದು ನಮ್ಮಿಂದ ಎಷ್ಟು ದೂರವಿದೆ. ಹತ್ತಿರದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ನಾವು ಅವುಗಳ ಸ್ಪಷ್ಟ ಹೊಳಪು ಮತ್ತು ದೂರ ಎರಡನ್ನೂ ಸರಾಗವಾಗಿ ಅಳೆಯಬಹುದಾದುದರಿಂದ ನಾವು ಅವುಗಳ ಉಜ್ವಲತೆಯನ್ನೂ ​ಎಣಿಸಬಹುದು. ಇದಕ್ಕೆ ತದ್ವಿರುದ್ಧವಾಗಿ, ಇತರ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳಲ್ಲಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಹೊಳಪನ್ನು ನಾವು ತಿಳಿದಿದ್ದರೆ, ಅವುಗಳ ಸ್ಪಷ್ಟ ಉಜ್ವಲತೆ ಅಳೆಯುವ ಮೂಲಕ ನಾವು ಅವುಗಳ ದೂರವನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿಯಬಹುದು. ನಾವು ಅಳತೆ ಮಾಡುವಷ್ಟು ಹತ್ತಿರವಿರುವಾಗ ಯಾವಾಗಲೂ ಒಂದೇ ರೀತಿಯ ಪ್ರಕಾಶವನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ ಕೆಲವು ರೀತಿಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿವೆ ಎಂದು ಹಬಲ್ ವಾದಿಸಿದರು. ಒಂದು ವೇಳೆ, ನಾವು ಇನ್ನೊಂದು ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದಲ್ಲಿ ಅಂತಹ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಕಂಡುಕೊಂಡರೆ, ಅವುಗಳು ಒಂದೇ ರೀತಿಯ ಪ್ರಕಾಶವನ್ನು ಹೊಂದಿವೆ ಎಂದು ನಾವು ಊಹಿಸಬಹುದು. ಹೀಗಾಗಿ, ನಾವು ಆ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದ ಅಂತರವನ್ನು ಲೆಕ್ಕ ಹಾಕಬಹುದು. ಒಂದೇ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದಲ್ಲಿರುವ ಹಲವಾರು ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ ನಾವು ಇದನ್ನು ಮಾಡಲು ಸಾಧ್ಯವಾದರೆ ಮತ್ತು ನಮ್ಮ ಲೆಕ್ಕಾಚಾರಗಳು ಯಾವಾಗಲೂ ಒಂದೇ ಅಂತರವನ್ನು ನೀಡಿದರೆ, ನಮ್ಮ ಅಂದಾಜಿನ ಬಗ್ಗೆ ನಮಗೆ ಸಾಕಷ್ಟು ವಿಶ್ವಾಸವಿರಬಹುದು. ಈ ರೀತಿಯಾಗಿ, ಎಡ್ವಿನ್ ಹಬಲ್ ಒಂಬತ್ತು ವಿಭಿನ್ನ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ದೂರವನ್ನು ಕೆಲಸ ಮಾಡಿದರು.

ನಮ್ಮ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜವು ಆಧುನಿಕ ದೂರದರ್ಶಕಗಳನ್ನು ಬಳಸಿ ನೋಡಬಹುದಾದ ಕೆಲವು ಲಕ್ಷ ಮಿಲಿಯನ್‌ಗಳಲ್ಲಿ ಒಂದು ಮಾತ್ರ ಎಂದು ನಮಗೆ ಈಗ ತಿಳಿದಿದೆ; ಪ್ರತಿಯೊಂದು ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜವೂ ಸುಮಾರು ಒಂದು ಲಕ್ಷ ಮಿಲಿಯನ್ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡಿದೆ. ನಾವು ಸುಮಾರು ಒಂದು ಲಕ್ಷ ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷಗಳಷ್ಟು ದೂರದಲ್ಲಿರುವ ಮತ್ತು ನಿಧಾನವಾಗಿ ತಿರುಗುತ್ತಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದಲ್ಲಿ ವಾಸಿಸುತ್ತಿದ್ದೇವೆ; ಸುರುಳಿಯಾಕಾರದ ತೋಳುಗಳಲ್ಲಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಸುಮಾರು ನೂರು ದಶಲಕ್ಷ ವರ್ಷಗಳಿಗೊಮ್ಮೆ ಅದರ ಕೇಂದ್ರದ ಸುತ್ತ ಸುತ್ತುತ್ತವೆ. ನಮ್ಮ ಸೂರ್ಯ ಕೇವಲ ಸಾಮಾನ್ಯ, ಸರಾಸರಿ ಗಾತ್ರದ, ಹಳದಿ ನಕ್ಷತ್ರ, ಸುರುಳಿಯಾಕಾರದ ತೋಳುಗಳ ಹೊರ ಅಂಚಿನ ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿದೆ. ಭೂಮಿಯು ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಕೇಂದ್ರ ಎಂದು ನಾವು ಭಾವಿಸಿದಾಗ, ಅರಿಸ್ಟಾಟಲ್ ಮತ್ತು ಟಾಲೆಮಿಯಿಂದ ನಾವು ಖಂಡಿತವಾಗಿಯೂ ಬಹಳ ದೂರ ಬಂದಿದ್ದೇವೆ.

ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ತುಂಬಾ ದೂರದಲ್ಲಿದ್ದು ಅವು ನಮಗೆ ಕೇವಲ ಬೆಳಕಿನ ಬಿಂದುಗಳಂತೆ ಕಾಣುತ್ತವೆ. ನಾವು ಅವುಗಳ ಗಾತ್ರ ಅಥವಾ ಆಕಾರವನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸಲು ಸಾಧ್ಯವಿಲ್ಲ. ಹಾಗಾದರೆ ನಾವು ಬೇರೆ ಬೇರೆ ರೀತಿಯ ನಕ್ಷತ್ರಗಳನ್ನು ಹೇಗೆ ಹೇಳಬಹುದು? ಬಹುಪಾಲು ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗೆ, ನಾವು ಗಮನಿಸಬಹುದಾದ ಒಂದೇ ಒಂದು ಸರಿಯಾದ ವಿಶಿಷ್ಟ ಲಕ್ಷಣವಿದೆ - ಅವುಗಳ ಬೆಳಕಿನ ವರ್ಣಗಳು. ಸೂರ್ಯನ ಬೆಳಕನ್ನು ಬೆಳಕೊಡೆಕ [Prism] ಮೂಲಕ ಹಾದು ಹೋದರೆ, ಅದು ಅದರ ಕಾಂಪೊನೆಂಟ್ [Component] ಬಣ್ಣಗಳಾಗಿ - ಅದರ ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರಮ್ [Spectrum] ಆಗಿ - ಕಾಮನಬಿಲ್ಲಿನಂತೆ ಕಾಣಸಿಗುತ್ತದೆ ಎಂದು ನ್ಯೂಟನ್ ಕಂಡುಹಿಡಿದರು. ಪ್ರತ್ಯೇಕ ನಕ್ಷತ್ರ ಅಥವಾ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದ ಮೇಲೆ ದೂರದರ್ಶಕವನ್ನು ಕೇಂದ್ರೀಕರಿಸುವ ಮೂಲಕ, ಅದೇ ರೀತಿ ಆ ನಕ್ಷತ್ರ ಅಥವಾ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದಿಂದ ಬೆಳಕಿನ ವರ್ಣಪಟಲವನ್ನು ವೀಕ್ಷಿಸಬಹುದು. ವಿಭಿನ್ನ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ವಿಭಿನ್ನ ವರ್ಣಪಟಲವನ್ನು [Spectra] ಹೊಂದಿವೆ; ಆದರೆ, ವಿಭಿನ್ನ ಬಣ್ಣಗಳ ಸಾಪೇಕ್ಷ ಹೊಳಪನ್ನು ಯಾವಾಗಲೂ ಕೆಂಪು ಬಿಸಿಯಾಗಿ ಹೊಳೆಯುವ ವಸ್ತುವಿನಿಂದ ಹೊರಸೂಸುವ ಬೆಳಕಿನಲ್ಲಿ ಕಂಡುಕೊಳ್ಳಬಹುದು. ಇದರರ್ಥ ನಾವು ನಕ್ಷತ್ರದ ತಾಪಮಾನವನ್ನು ಅದರ ಬೆಳಕಿನ ವರ್ಣಪಟಲದಿಂದ ಹೇಳಬಹುದು. ಇದಲ್ಲದೆ, ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ವರ್ಣಪಟಲದಿಂದ ಕೆಲವು ನಿರ್ದಿಷ್ಟ ಬಣ್ಣಗಳು ಕಾಣೆಯಾಗಿರುವುದನ್ನು ನಾವು ಕಂಡುಕೊಳ್ಳುತ್ತೇವೆ ಮತ್ತು ಈ ಕಾಣೆಯಾದ ಬಣ್ಣಗಳು ನಕ್ಷತ್ರದಿಂದ ನಕ್ಷತ್ರಕ್ಕೆ ಬದಲಾಗಬಹುದು. ಪ್ರತಿಯೊಂದು ರಾಸಾಯನಿಕ ಅಂಶವು ನಿರ್ದಿಷ್ಟ ಬಣ್ಣಗಳ ವಿಶಿಷ್ಟ ಗುಂಪನ್ನು ಹೀರಿಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ ಎಂದು ನಮಗೆ ತಿಳಿದಿದೆ. ಹೀಗಾಗಿ, ನಕ್ಷತ್ರದ ವರ್ಣಪಟಲದಲ್ಲಿ ಕಾಣೆಯಾದ ಪ್ರತಿಯೊಂದನ್ನು ಹೊಂದಿಸುವ ಮೂಲಕ, ನಕ್ಷತ್ರದ ವಾತಾವರಣದಲ್ಲಿ ಯಾವ ಅಂಶಗಳು ಇರುತ್ತವೆ ಎಂಬುದನ್ನು ನಾವು ನಿಖರವಾಗಿ ನಿರ್ಧರಿಸಬಹುದು.

1920 ರ ದಶಕದಲ್ಲಿ, ಖಗೋಳಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು ಇತರ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳಲ್ಲಿನ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ವರ್ಣಪಟಲವನ್ನು ನೋಡಲು ಪ್ರಾರಂಭಿಸಿದಾಗ, ಅವರು ಅತ್ಯಂತ ವಿಚಿತ್ರವಾದದ್ದನ್ನು ಕಂಡುಕೊಂಡರು: ನಮ್ಮದೇ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದಲ್ಲಿನ ವರ್ಣಹೀನ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಂತೆಯೇ  ಗುಣಲಕ್ಷಣಗಳಿದ್ದವು, ಆದರೆ ಅವೆಲ್ಲವನ್ನೂ ಒಂದೇ ಸಂಬಂಧಿಯಿಂದ ವರ್ಣಪಟಲದ ಕೆಂಪು ತುದಿಗೆ ಮೊತ್ತವರ್ಗಾಯಿಸಲಾಯಿತು. [There were the same characteristic sets of missing colors as for stars in our own galaxy, but they were all shifted by the same relative amount toward the red end of the spectrum.] ಇದರ ಏಕೈಕ ಸಮಂಜಸವಾದ ವಿವರಣೆಯೆಂದರೆ, ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳು ನಮ್ಮಿಂದ ದೂರ ಸರಿಯುತ್ತಿವೆ, ಮತ್ತು ಅವುಗಳಿಂದ ಬೆಳಕಿನ ತರಂಗಗಳ ಆವರ್ತನವು ಡಾಪ್ಲರ್ ಪರಿಣಾಮದಿಂದ [Doppler Effect] ಕಡಿಮೆಯಾಗುತ್ತದೆ ಅಥವಾ ಕೆಂಪು-ವರ್ಗಾವಣೆಯಾಗುತ್ತಿದೆ [Red Shift]. ರಸ್ತೆಯಲ್ಲಿ ಹಾದುಹೋಗುವ ಕಾರನ್ನು ಆಲಿಸಿ: ಕಾರು ಸಮೀಪಿಸುತ್ತಿರುವಾಗ, ಅದರ ಎಂಜಿನ್ ಹೆಚ್ಚಿನ ಔನ್ನತ್ಯದಲ್ಲಿ ಧ್ವನಿಸುತ್ತದೆ, ಇದು ಧ್ವನಿ ತರಂಗಗಳ ಹೆಚ್ಚಿನ ಆವರ್ತನಕ್ಕೆ ಅನುಗುಣವಾಗಿರುತ್ತದೆ; ಮತ್ತು ಅದು ಹಾದುಹೋಗುವಾಗ ಮತ್ತು ದೂರ ಹೋದಾಗ, ಅದು ಕಡಿಮೆ ಔನ್ನತ್ಯದಲ್ಲಿ ಧ್ವನಿಸುತ್ತದೆ. ಬೆಳಕು ಅಥವಾ ರೇಡಿಯಲ್ ತರಂಗಗಳ [Radial Waves] ನಡವಳಿಕೆಯು ಹೋಲುತ್ತದೆ. ವಾಸ್ತವವಾಗಿ, ಪೋಲಿಸರು ಡಾಪ್ಲರ್ ಎಫೆಕ್ಟ್ ಅನ್ನು ಉಪಯೋಗಿಸಿ ಕಾರುಗಳ ವೇಗವನ್ನು ಅಳೆಯುವ ಮೂಲಕ ಅವುಗಳ ಪ್ರತಿಫಲಿತ ರೇಡಿಯೋ ತರಂಗಗಳ ಆವರ್ತನವನ್ನು ಅಳೆಯುವ ಮೂಲಕ ಬಳಸುವರು.

ಇತರ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳ ಅಸ್ತಿತ್ವದ ಪುರಾವೆಗಳ ನಂತರದ ವರುಷಗಳಲ್ಲಿ, ಹಬಲ್ ಅವರು ಅವುಗಳ ದೂರವನ್ನು ಪಟ್ಟಿ ಮಾಡಲು ಮತ್ತು ಅವುಗಳ ವರ್ಣಪಟಲವನ್ನು ಗಮನಿಸಲು ತನ್ನ ಸಮಯವನ್ನು ಕಳೆದನು. ಆ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಹೆಚ್ಚಿನ ಜನರು ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳು ಯಾದೃಚ್ಛಿಕವಾಗಿ ಚಲಿಸುತ್ತಿವೆ ಎಂದು ನಿರೀಕ್ಷಿಸಿದ್ದರು, ಮತ್ತು ಆದ್ದರಿಂದ ಕೆಂಪು-ಸ್ಥಳಾಂತರಗೊಂಡಂತೆ [Red Shift] ನೀಲಿ-ವರ್ಗಾವಣೆಯಾದ [Blue Shift] ಅನೇಕ ವರ್ಣಪಟಲಗಳನ್ನು ಕಂಡುಕೊಳ್ಳುವ ನಿರೀಕ್ಷೆಯಿದೆ. ಇದು ತುಂಬಾ ಆಶ್ಚರ್ಯಕರವಾಗಿತ್ತು, ಆದ್ದರಿಂದ, ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳೆಲ್ಲವೂ ಕೆಂಪು-ಶಿಫ್ಟ್ ಆಗಿ ಕಾಣಿಸಿಕೊಂಡವು. ಪ್ರತಿಯೊಂದು ದಿವ್ಯಗಳು ನಮ್ಮಿಂದ ದೂರ ಸರಿಯುತ್ತಿತ್ತು. 1929 ರಲ್ಲಿ ಹಬಲ್ ಪ್ರಕಟಿಸಿದ ಫಲಿತಾಂಶವು ಇನ್ನೂ ಆಶ್ಚರ್ಯಕರವಾಗಿದೆ: ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದ ಕೆಂಪು ಬದಲಾವಣೆಯ ಗಾತ್ರವು ಯಾದೃಚ್ಛಿಕವಾಗಿಲ್ಲ, ಆದರೆ ನಮ್ಮಿಂದ ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜದ ಅಂತರಕ್ಕೆ ನೇರವಾಗಿ ಅನುಪಾತದಲ್ಲಿತ್ತು. ಅಥವಾ, ಬೇರೆ ರೀತಿಯಲ್ಲಿ ಹೇಳ ಬಯಸುವುದಾದರೆ, ನಕ್ಷತ್ರಪುಂಜಗಳು ವೇಗವಾಗಿ ದೂರ ಸರಿಯುತ್ತಿವೆ. ಮತ್ತು ಇದರರ್ಥ, ಎಲ್ಲರೂ ಹಿಂದೆ ತೀರ್ಮಾನಿಸಿದಂತೆ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡವು ಸ್ಥಿರವಾಗಿರಲು ಸಾಧ್ಯವಿಲ್ಲ; ಆದರೆ ವಾಸ್ತವವಾಗಿ ವಿಸ್ತರಿಸುತ್ತಿದೆ. ವಿವಿಧ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ನಡುವಿನ ಅಂತರವು ನಿರಂತರವಾಗಿ ಬೆಳೆಯುತ್ತಿದೆ.

'ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡವು ವಿಸ್ತರಿಸುತ್ತಿದೆ' ಎಂಬ ಆವಿಷ್ಕಾರವು ಇಪ್ಪತ್ತನೇ ಶತಮಾನದ ಮಹಾನ್ ಬೌದ್ಧಿಕ-ಪ್ರಾಜ್ಞ ಕ್ರಾಂತಿಯಾಗಿದೆ. ಹಿನ್ನೋಟದಿಂದ, ಯಾರೂ ಇದನ್ನು ಮೊದಲು ಏಕೆ ಯೋಚಿಸಲಿಲ್ಲ ಎಂದು ಆಶ್ಚರ್ಯ ಪಡುವುದು ಸುಲಭ. ಸ್ಥಿರ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡವು ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಪ್ರಭಾವದಿಂದ ಶೀಘ್ರದಲ್ಲೇ ಸಂಕುಚಿತಗೊಳ್ಳಲು ಆರಂಭವಾಗುತ್ತದೆ ಎಂದು ನ್ಯೂಟನ್ ಮತ್ತು ಇತರರು ಅರಿತುಕೊಂಡಿರಬೇಕು. ಆದರೆ ಊಹಿಸಿಕೊಳ್ಳಿ, ಸ್ಥಿರವಾಗಿರುವ ಬದಲು, ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡವು ವಿಸ್ತರಿಸುತ್ತಿದೆ. ಇದು ನಿಧಾನವಾಗಿ ವಿಸ್ತರಿಸುತ್ತಿದ್ದರೆ, ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಬಲವು ಅಂತಿಮವಾಗಿ ವಿಸ್ತರಿಸುವುದನ್ನು ನಿಲ್ಲಿಸಿ ನಂತರ ಸಂಕುಚಿತಗೊಳ್ಳಲು ಕಾರಣವಾಗುತ್ತದೆ. ಹೇಗಾದರೂ, ಇದು ಒಂದು ನಿರ್ದಿಷ್ಟ ನಿರ್ಣಾಯಕ ದರಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ವಿಸ್ತರಿಸುತ್ತಿದ್ದರೆ, ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯು ಅದನ್ನು ತಡೆಯಲು ಎಂದಿಗೂ ಬಲವಾಗಿರುವುದಿಲ್ಲ ಮತ್ತು ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡವು ಶಾಶ್ವತವಾಗಿ ವಿಸ್ತರಿಸುತ್ತಲೇ ಇರುತ್ತದೆ. ಇದು ರಾಕೆಟ್ ಅನ್ನು ಭೂಮಿಯ ಮೇಲ್ಮೈಯಿಂದ ಮೇಲಕ್ಕೆ ಹಾರಿಸಿದಂತಿದೆ. ಇದು ಕಡಿಮೆ ವೇಗವನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದರೆ, ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯು ಅಂತಿಮವಾಗಿ ರಾಕೆಟ್ ಅನ್ನು ನಿಲ್ಲಿಸುತ್ತದೆ ಮತ್ತು ಅದು ಮತ್ತೆ ಬೀಳಲು ಪ್ರಾರಂಭಿಸುತ್ತದೆ. ಮತ್ತೊಂದೆಡೆ, ರಾಕೆಟ್ ನಿರ್ದಿಷ್ಟ ನಿರ್ಣಾಯಕ ವೇಗಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ಹೊಂದಿದ್ದರೆ - ಸೆಕೆಂಡಿಗೆ ಸುಮಾರು ಏಳು ಮೈಲಿಗಳು - ಗುರುತ್ವವು ಅದನ್ನು ಹಿಂದಕ್ಕೆ ಎಳೆಯುವಷ್ಟು ಬಲವಾಗಿರುವುದಿಲ್ಲ, ಹಾಗಾಗಿ ಅದು ಭೂಮಿಯಿಂದ ಶಾಶ್ವತವಾಗಿ ದೂರ ಹೋಗುತ್ತದೆ.

ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಈ ನಡವಳಿಕೆಯು ನ್ಯೂಟನ್‌ನ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಸಿದ್ಧಾಂತದಿಂದ ಹತ್ತೊಂಬತ್ತನೇ, ಹದಿನೆಂಟನೇ ಅಥವಾ ಹದಿನೇಳನೇ ಶತಮಾನದ ಅಂತ್ಯದಲ್ಲಿ ಊಹಿಸಲ್ಪಟ್ಟಿರಬಹುದು. ಆದರೂ ಸ್ಥಿರ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ನಂಬಿಕೆಯು ಎಷ್ಟು ಪ್ರಬಲವಾಗಿದೆಯೆಂದರೆ ಅದು ಇಪ್ಪತ್ತನೆಯ ಶತಮಾನದ ಆರಂಭದವರೆಗೂ ಮುಂದುವರಿಯಿತು. 1915 ರಲ್ಲಿ ಐನ್‌ಸ್ಟೈನ್ General Theory of Relativity ಅನ್ನು ರೂಪಿಸಿದಾಗಲೂ, ವಿಶ್ವವು ಸ್ಥಿರವಾಗಿರಬೇಕು ಎಂದು ಅವನಿಗೆ ಖಚಿತವಾಗಿತ್ತು. ಆದ್ದರಿಂದ ಅವನು ತನ್ನ ಸಿದ್ಧಾಂತವನ್ನು ಇದನ್ನು ಸಾಧ್ಯವಾಗಿಸಲು ಮಾರ್ಪಡಿಸಿದನು, ತನ್ನ ಸಮೀಕರಣ Equations ಗಳಲ್ಲಿ ಕಾಸ್ಮಾಲಾಜಿಕಲ್ ಸ್ಥಿರಾಂಕ [Cosmological Constants] ವನ್ನು ಪರಿಚಯಿಸಿದನು. ಇದು ಹೊಸ "Anti-Gravity" ಶಕ್ತಿಯಾಗಿದ್ದು, ಇತರ ಶಕ್ತಿಗಳಿಗಿಂತ ಭಿನ್ನವಾಗಿ, ಯಾವುದೇ ನಿರ್ದಿಷ್ಟ ಮೂಲದಿಂದ ಬಂದಿಲ್ಲ; ಆದರೆ ಸ್ಥಳಾವಕಾಶದ ವಿನ್ಯಾಸದಲ್ಲಿ ಇದನ್ನು ನಿರ್ಮಿಸಲಾಗಿದೆ. ಅವರ ಕಾಸ್ಮೊಲಾಜಿಕಲ್ ಸ್ಥಿರಾಂಕವು ಜಾಗದ ಸಮಯವನ್ನು ವಿಸ್ತರಿಸುವ ಅಂತರ್ಗತ ಪ್ರವೃತ್ತಿಯನ್ನು ನೀಡಿತು, ಮತ್ತು ಇದನ್ನು ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಎಲ್ಲಾ ವಸ್ತುವಿನ ಆಕರ್ಷಣೆಯನ್ನು ನಿಖರವಾಗಿ ಸಮತೋಲನಗೊಳಿಸಬಹುದು ಇದರಿಂದ ಸ್ಥಿರ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡವು ಉಂಟಾಗುತ್ತದೆ.

ಒಬ್ಬ ವ್ಯಕ್ತಿ ಮಾತ್ರ ಸಾಮಾನ್ಯ ಸಾಪೇಕ್ಷತೆ [General Relativity]ಯನ್ನು ಮುಖಬೆಲೆಯಲ್ಲಿ ತೆಗೆದುಕೊಳ್ಳಲು ಸಿದ್ಧನಾಗಿದ್ದನೆಂದು ತೋರುತ್ತದೆ. ಐನ್‌ಸ್ಟೈನ್ ಮತ್ತು ಇತರ ಭೌತವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ಸ್ಥಿರವಲ್ಲದ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಸಾಮಾನ್ಯ ಸಾಪೇಕ್ಷತೆಯ ಮುನ್ಸೂಚನೆಯನ್ನು ತಪ್ಪಿಸುವ ಮಾರ್ಗಗಳನ್ನು ಹುಡುಕುತ್ತಿರುವಾಗ, ರಷ್ಯಾದ ಭೌತವಿಜ್ಞಾನಿ ಅಲೆಕ್ಸಾಂಡರ್ ಫ್ರೀಡ್‌ಮ್ಯಾನ್ [Alexander Friedman] ಅದನ್ನು ವಿವರಿಸುವಲ್ಲಿ ತೊಡಗಿದರು.

ಇಲ್ಲಿಗೆ ಹಾಕಿಂಗ್ ಅವರ ದ್ವಿತೀಯ ಉಪನ್ಯಾಸದ ಮೊದಲ ಭಾಗ ಮುಕ್ತಾಯಗೊಳ್ಳುತ್ತೆ. ಮುಂದಿನ ಭಾಗದಲ್ಲಿ, ಅವರ ದ್ವಿತೀಯ ಉಪನ್ಯಾಸದ ಮುಂದಿನ ಭಾಗ 'Friedman Model’ ಉಪಶೀರ್ಷಿಕೆಯಡಿಯಲ್ಲಿ ಮುಂದುವರಿಸಲಾಗುವುದು...

-ಶಿಕ್ರಾನ್ ಶರ್ಫುದ್ದೀನ್ ಎಂ, ಮಂಗಳೂರು

ಚಿತ್ರ ಕೃಪೆ: ಇಂಟರ್ನೆಟ್ ತಾಣ