અમને લાગે છે કે અમે તારાઓનો અભ્યાસ કરી રહ્યા છીએ
પરંતુ તે બહાર આવ્યું કે અમે અણુનો અભ્યાસ કરી રહ્યા છીએ.
આર. ફેનમેન

બ્રહ્માંડનો અર્થ શું છે? માઇક્રોવર્લ્ડ, મેક્રોવર્લ્ડ અને મેગાવર્લ્ડ શું છે અને તેમના ભીંગડા શું છે? મેગાવર્લ્ડના મોટા પાયે અને માઇક્રોવર્લ્ડના સૌથી નાના સ્કેલનો અભ્યાસ કરતી વખતે આપણી ક્ષમતાઓ કેવી રીતે મર્યાદિત છે?

લેસન-લેક્ચર

બ્રહ્માંડની છબી. બ્રહ્માંડ એ તમામ પદાર્થોની સંપૂર્ણતા તરીકે સમજવામાં આવે છે જે એક અથવા બીજી રીતે મનુષ્ય દ્વારા અવલોકન કરવામાં આવે છે. આમાંથી, માત્ર થોડા જ ઇન્દ્રિયો દ્વારા અવલોકન માટે સુલભ છે. વિશ્વનો આ ભાગ કહેવાય છે મેક્રોકોઝમ. સૌથી નાની વસ્તુઓ (અણુઓ, પ્રાથમિક કણો) બને છે માઇક્રોકોઝમ. પદાર્થો કે જે કદમાં વિશાળ છે અને આપણાથી ખૂબ દૂર છે લાંબા અંતર, કહેવાય છે મેગાવર્લ્ડ.

સાલ્વાડોર ડાલી. ન્યુક્લિયર ક્રોસ

એક અનુમાન લગાવો કે એસ. ડાલીએ તેમની પેઇન્ટિંગને "ન્યુક્લિયર ક્રોસ" કેમ કહ્યું.

વિશ્વોની સ્કેલ. આ વિશ્વો વચ્ચેની સીમાઓ તદ્દન મનસ્વી છે. મેક્રોવર્લ્ડ, માઈક્રોવર્લ્ડ અને મેગાવર્લ્ડની વસ્તુઓની દૃષ્ટિની કલ્પના કરવા માટે, આપણે માનસિક રીતે કોઈ ચોક્કસ ક્ષેત્રને ઘણી વખત વધારી અથવા ઘટાડીશું.

ચાલો 10 સે.મી.ની ત્રિજ્યાવાળા ગોળા સાથે શરૂ કરીએ આ મેક્રોકોઝમમાં એક પદાર્થનું લાક્ષણિક કદ છે. જાણીતા વિશ્વની સીમાઓ સુધી ઝડપથી પહોંચવા માટે, આપણે ગોળાને ઘણી વખત વધારવો અને ઘટાડવો પડશે. ચાલો આટલી મોટી સંખ્યા તરીકે અબજ લઈએ.

1. 10 સે.મી.ની ત્રિજ્યા સાથેના ગોળાને અબજ વખત મોટું કરવાથી, આપણને 100,000 કિમીની ત્રિજ્યા સાથેનો ગોળો મળે છે. આ માપો શું છે? આ પૃથ્વીથી ચંદ્રના અંતરના લગભગ એક ક્વાર્ટર જેટલું છે. આવા અંતર માનવ ચળવળ માટે તદ્દન સુલભ છે; તેથી, અવકાશયાત્રીઓ ચંદ્રની મુલાકાત લઈ ચૂક્યા છે. આ ઓર્ડરના પરિમાણો ધરાવતી દરેક વસ્તુ મેક્રોકોઝમ (ફિગ. 8) ને આભારી હોવી જોઈએ.

ચોખા. 8 મેક્રોકોઝમનો સ્કેલ

2. બીજા અબજ ગણો વધારો કરવાથી, આપણને 10 14 કિમીની ત્રિજ્યા સાથેનો ગોળો મળે છે. આ. અલબત્ત, ખગોળીય કદ. ખગોળશાસ્ત્રમાં, અંતર માપવાની સુવિધા માટે, પ્રકાશ એકમોનો ઉપયોગ કરવામાં આવે છે, જે પ્રકાશને ચોક્કસ અંતરની મુસાફરી કરવામાં જે સમય લાગે છે તેને અનુરૂપ છે.

10 પ્રકાશની ત્રિજ્યા સાથેનો ગોળો શું છે. વર્ષો? આપણી નજીકના તારાનું અંતર આશરે 4 પ્રકાશ વર્ષ છે. વર્ષ (સૂર્ય, અલબત્ત, તારાઓમાંનો એક છે, પરંતુ માં આ કિસ્સામાંઅમે તેને ધ્યાનમાં લેતા નથી.) 10 sv ની ત્રિજ્યા સાથેનો ગોળો. વર્ષો, જેનું કેન્દ્ર સૂર્ય પર છે, લગભગ એક ડઝન તારાઓ ધરાવે છે. કેટલાક પ્રકાશવર્ષનું અંતર માનવ મુસાફરી માટે હવે સુલભ નથી. મનુષ્યો દ્વારા પ્રાપ્ત કરી શકાય તેવી ઝડપે (લગભગ 30 કિમી/સેકંડ), લગભગ 40,000 વર્ષોમાં નજીકના તારા સુધી પહોંચવું શક્ય છે. અન્ય કોઈપણ શક્તિશાળી એન્જિન, ઉદાહરણ તરીકે, જે પરમાણુ પ્રતિક્રિયાઓના આધારે કાર્ય કરે છે, તે હાલમાં પ્રોજેક્ટમાં પણ અસ્તિત્વમાં નથી. તેથી નજીકના ભવિષ્ય માટે, માનવતાને એ હકીકત સાથે મૂકવાની ફરજ પડી છે કે તારાઓની મુસાફરી અશક્ય છે.

અલબત્ત, અંતર 10 સેન્ટ છે. વર્ષો પહેલાથી જ મેગાવર્લ્ડના છે. તેમ છતાં, આ આપણી સૌથી નજીકની જગ્યા છે. આપણે આપણી નજીકના તારાઓ વિશે ઘણું જાણીએ છીએ: તેમનાથી અંતર, તેમની સપાટીનું તાપમાન એકદમ સચોટ રીતે માપવામાં આવ્યું છે, તેમની રચના, કદ અને સમૂહ નક્કી કરવામાં આવ્યા છે. કેટલાક તારાઓમાં ઉપગ્રહો - ગ્રહો હોય છે. આ તારાઓના ઉત્સર્જન સ્પેક્ટ્રાનો અભ્યાસ કરીને આ માહિતી મેળવવામાં આવી છે. આપણે કહી શકીએ કે 10 પ્રકાશની ત્રિજ્યા સાથેનો ગોળો. વર્ષોથી અવકાશનો ખૂબ સારી રીતે અભ્યાસ કરવામાં આવ્યો છે.

3. એક અબજ ગણો વધુ વધારો કરીને, આપણને 10 અબજ પ્રકાશની ત્રિજ્યા સાથેનો ગોળો મળે છે. વર્ષ તે આપણાથી આ અંતર પર છે કે જે આપણે અવલોકન કરી શકીએ છીએ તે સૌથી દૂરના પદાર્થો સ્થિત છે. આમ આપણે એક એવો ગોળ મેળવ્યો છે જેમાં આપણે બ્રહ્માંડના તમામ પદાર્થોનું અવલોકન કરીએ છીએ. નોંધ કરો કે આપણાથી આટલા મોટા અંતરે સ્થિત વસ્તુઓ ખૂબ જ છે તેજસ્વી પ્રકાશ; સૂર્ય સાથે સરખાવી શકાય તેવો તારો સૌથી શક્તિશાળી ટેલિસ્કોપમાં પણ દેખાતો નથી.

આ ક્ષેત્રની બહાર શું છે તે કહેવું મુશ્કેલ છે. સામાન્ય રીતે સ્વીકૃત પૂર્વધારણા કહે છે કે આપણે એવા પદાર્થોનું અવલોકન કરી શકતા નથી જે આપણાથી 13 અબજ પ્રકાશવર્ષથી વધુ દૂર હોય. વર્ષ આ હકીકત એ હકીકતને કારણે છે કે આપણું બ્રહ્માંડ 13 અબજ વર્ષ પહેલાં જન્મ્યું હતું, તેથી વધુ દૂરના પદાર્થોમાંથી પ્રકાશ હજી સુધી આપણા સુધી પહોંચ્યો નથી. તેથી, અમે મેગાવર્લ્ડની સીમાઓ સુધી પહોંચી ગયા છીએ (ફિગ. 9).

ચોખા. 9. મેગાવર્લ્ડનો સ્કેલ

બ્રહ્માંડની સીમા આપણે અવલોકન કરીએ છીએ તે લગભગ 10 અબજ પ્રકાશવર્ષના અંતરે સ્થિત છે. વર્ષ

ચાલો હવે માઈક્રોવર્લ્ડમાં ઊંડા જઈએ. 10 સે.મી.ની ત્રિજ્યાવાળા ગોળાને અબજ વખત ઘટાડીને, આપણે 10 -8 cm = 10 -10 m = 0.1 nm ની ત્રિજ્યા સાથેનો ગોળ મેળવીએ છીએ. તે તારણ આપે છે કે માઇક્રોકોઝમ માટે આ એક લાક્ષણિક સ્કેલ છે. અણુઓ અને સૌથી સરળ પરમાણુઓ આ ક્રમના પરિમાણો ધરાવે છે. આ સ્કેલના માઇક્રોકોઝમનો ખૂબ સારી રીતે અભ્યાસ કરવામાં આવ્યો છે. આપણે એવા નિયમો જાણીએ છીએ જે અણુઓ અને પરમાણુઓની ક્રિયાપ્રતિક્રિયાનું વર્ણન કરે છે.

આ કદના પદાર્થો નરી આંખે અવલોકન કરવા માટે અગમ્ય છે અને સૌથી શક્તિશાળી માઇક્રોસ્કોપમાં પણ દેખાતા નથી, કારણ કે તરંગલંબાઇ દૃશ્યમાન પ્રકાશ 300-700 એનએમની રેન્જમાં આવેલું છે, એટલે કે, ઑબ્જેક્ટના કદ કરતાં હજારો ગણું વધારે. અણુઓ અને પરમાણુઓની રચના પરોક્ષ માહિતી દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે, ખાસ કરીને અણુઓ અને પરમાણુઓના સ્પેક્ટ્રા પરથી. અણુઓ અને પરમાણુઓ દર્શાવતી તમામ ચિત્રો મોડેલ ઈમેજનું ફળ છે. તેમ છતાં, અમે ધારી શકીએ છીએ કે અણુઓ અને પરમાણુઓની દુનિયા - લગભગ 0.1 એનએમ કદની દુનિયા - પહેલેથી જ સારી રીતે અભ્યાસ કરવામાં આવી છે અને આ વિશ્વમાં કોઈ મૂળભૂત રીતે નવા કાયદા દેખાશે નહીં.

અલબત્ત, આ જગત હજુ જ્ઞાનની મર્યાદા નથી; ઉદાહરણ તરીકે પરિમાણો અણુ ન્યુક્લીલગભગ 10,000 ગણું ઓછું. 0.1 nm ત્રિજ્યા સાથે એક અબજ વખત ઘટાડી, અમે 10 -17 cm, અથવા 10 -19 m ત્રિજ્યા સાથે એક ગોળા મેળવીએ છીએ. મુદ્દો એ છે કે માપો નાના કણોપદાર્થો - ઇલેક્ટ્રોન અને ક્વાર્ક (તેઓની ચર્ચા § 29 માં કરવામાં આવશે) - 10 -16 સે.મી.ની તીવ્રતાનો ક્રમ ધરાવે છે, એટલે કે, આપણા ગોળા કરતા થોડો મોટો. ઇલેક્ટ્રોન અને ક્વાર્કની અંદર શું છે, અથવા, બીજા શબ્દોમાં કહીએ તો, ઇલેક્ટ્રોન અને ક્વાર્ક છે સંયુક્ત કણો, હાલમાં અજ્ઞાત. શક્ય છે કે 10 -17 સે.મી.નું કદ હવે દ્રવ્યના કોઈપણ વાસ્તવિક માળખાકીય એકમને અનુરૂપ ન હોય.

10 -15 - 10 -16 સે.મી.ના ભીંગડા પર દ્રવ્યની હિલચાલ અને માળખું નક્કી કરતા કાયદાઓનો હજુ સુધી સંપૂર્ણ અભ્યાસ કરવામાં આવ્યો નથી. આધુનિક પ્રાયોગિક શક્યતાઓઅમને માઇક્રોવર્લ્ડમાં વધુ ઊંડે સુધી પ્રવેશવાની મંજૂરી આપશો નહીં.

નાના સ્કેલમાં આપણી પહોંચ મર્યાદિત હોવાના કારણો શું છે? હકીકત એ છે કે માઇક્રોપાર્ટિકલ્સની રચનાનો અભ્યાસ કરવાની મુખ્ય પદ્ધતિ વિવિધ કણો વચ્ચેની અથડામણનું અવલોકન છે. કુદરતના નિયમો એવા છે કે ટૂંકા અંતરે કણો એકબીજાને ભગાડે છે. તેથી, નાના ભીંગડાના વૈજ્ઞાનિકો અભ્યાસ કરે છે, અથડાતા કણોને વધુ ઊર્જા આપવી જોઈએ. આ ઉર્જા પ્રવેગકમાં કણોના પ્રવેગ દરમિયાન આપવામાં આવે છે, અને જેટલી વધારે ઉર્જા પ્રદાન કરવાની જરૂર છે, તેટલી જ પ્રવેગકનું કદ મોટું હોવું જોઈએ. આધુનિક પ્રવેગક કદમાં ઘણા કિલોમીટર છે. માઈક્રોવર્લ્ડની ઊંડાઈમાં વધુ આગળ વધવા માટે, ગ્લોબના કદના પ્રવેગકની જરૂર છે.

તેથી, હવે તમારે કલ્પના કરવી જોઈએ કે માઇક્રોકોઝમ કયા સ્કેલને અનુરૂપ છે (ફિગ. 10).

માઇક્રોવર્લ્ડ 10. માઇક્રોવર્લ્ડનું સ્કેલ

માઇક્રોવર્લ્ડમાં, મેક્રોવર્લ્ડમાં અને મેગાવર્લ્ડમાં, પ્રકૃતિના નિયમો અલગ અલગ રીતે પ્રગટ થાય છે. માઇક્રોવર્લ્ડના પદાર્થોમાં કણોના ગુણધર્મો અને તરંગોના ગુણધર્મો બંને હોય છે; મેક્રોવર્લ્ડ અને મેગાવર્લ્ડમાં આવા પદાર્થો વ્યવહારીક રીતે અસ્તિત્વમાં નથી.

• શા માટે આપણે બ્રહ્માંડની "ક્ષિતિજની બહાર" જોઈ શકતા નથી - આપણાથી 13 અબજ પ્રકાશ વર્ષોથી વધુ દૂર રહેલા પદાર્થોને જોઈ શકતા નથી? વર્ષો?
• મેગાવર્લ્ડ અને માઇક્રોવર્લ્ડનો અભ્યાસ કરવા માટેની પ્રાયોગિક પદ્ધતિઓમાં શું સામ્ય છે?
• કેટલાક સૂક્ષ્મ કણો 10 -18 સેકન્ડ સુધી જીવે છે, ત્યારબાદ તેઓ વિઘટન થાય છે. લંબાઈના અનુરૂપ પ્રકાશ એકમ (આ સમય દરમિયાન પ્રકાશ જે અંતર મુસાફરી કરે છે) તેની સાથે તુલના કરી શકાય છે?

જે તેના પર છે. મોટા ભાગના ભાગ માટે, આપણે બધા જ્યાં રહીએ છીએ અને કામ કરીએ છીએ તે સ્થાન સાથે સાંકળો છીએ. આપણા વિશ્વનું કદ આશ્ચર્યજનક છે, પરંતુ તે બ્રહ્માંડની તુલનામાં બિલકુલ કંઈ નથી. જેમ તેઓ કહે છે - "વિશ્વનું અન્વેષણ કરવામાં મોડું થયું, અને અવકાશનું અન્વેષણ કરવામાં ખૂબ વહેલું". તે અપમાનજનક પણ છે. જો કે, ચાલો શરૂ કરીએ - માત્ર ચક્કર ન આવે તેની કાળજી રાખો.

1. આ પૃથ્વી છે.

આ એ જ ગ્રહ છે જે આ ક્ષણેમાનવતાનું એકમાત્ર ઘર છે. સ્થળ જ્યાં જાદુઈ રીતેજીવન દેખાયું (અથવા કદાચ એટલું જાદુઈ રીતે નહીં) અને ઉત્ક્રાંતિ દરમિયાન તમે અને હું દેખાયા.

2. સૌરમંડળમાં આપણું સ્થાન.

નજીકના મુખ્ય અવકાશ પદાર્થોજે આપણી આસપાસ છે, અલબત્ત, સૌરમંડળમાં આપણા પડોશીઓ છે. દરેક વ્યક્તિ બાળપણથી તેમના નામો યાદ રાખે છે, અને તેમની આસપાસની દુનિયા વિશેના પાઠ દરમિયાન તેઓ મોડેલો બનાવે છે. એવું બન્યું કે તેમની વચ્ચે પણ આપણે સૌથી મોટા નથી ...

3. આપણી પૃથ્વી અને ચંદ્ર વચ્ચેનું અંતર.

તે એટલું દૂર નથી લાગતું, બરાબર? અને જો આપણે આધુનિક ગતિને પણ ધ્યાનમાં લઈએ, તો તે "બિલકુલ કંઈ નથી."

4. હકીકતમાં, તે ખૂબ દૂર છે.

જો તમે પ્રયત્ન કરો છો, તો પછી ખૂબ જ સચોટ અને આરામથી - ગ્રહ અને ઉપગ્રહની વચ્ચે તમે સૌરમંડળના બાકીના ગ્રહોને સરળતાથી મૂકી શકો છો.

5. જો કે, ચાલો ગ્રહો વિશે વાત કરવાનું ચાલુ રાખીએ.

તમારી સામે ઉત્તર અમેરિકા, જાણે તે ગુરુ પર મૂકવામાં આવ્યું હોય. હા, આ નાનો લીલો સ્પેક ઉત્તર અમેરિકા છે. શું તમે કલ્પના કરી શકો છો કે જો આપણે તેને ગુરુના સ્કેલ પર ખસેડીએ તો આપણી પૃથ્વી કેટલી વિશાળ હશે? લોકો કદાચ હજુ પણ નવી જમીનો શોધતા હશે)

6. ગુરુની સરખામણીમાં આ પૃથ્વી છે.

સારું, વધુ સ્પષ્ટ રીતે, છ પૃથ્વી - સ્પષ્ટતા માટે.

7. શનિની રિંગ્સ, સર.

શનિના વલયો ખૂબ જ સુંદર દેખાવ ધરાવતા હશે, જો તેઓ પૃથ્વીની આસપાસ ફરે. પોલિનેશિયા જુઓ - ઓપેરા આઇકન જેવું જ છે, ખરું ને?

8. ચાલો પૃથ્વીની તુલના સૂર્ય સાથે કરીએ?

તે આકાશમાં એટલું મોટું નથી લાગતું...

9. ચંદ્ર પરથી તેને જોતી વખતે પૃથ્વીનો આ દૃશ્ય છે.

સુંદર, ખરું ને? ખાલી જગ્યાની પૃષ્ઠભૂમિ સામે તેથી એકલતા. કે ખાલી નથી? ચાલો ચાલુ રાખીએ...

10. અને તેથી મંગળથી

હું શરત લગાવું છું કે તે પૃથ્વી છે કે નહીં તે તમે કહી શકશો નહીં.

11. આ શનિના વલયોની બહાર પૃથ્વીનો શોટ છે

12. પણ નેપ્ચ્યુનથી આગળ.

માત્ર 4.5 અબજ કિલોમીટર. શોધવામાં કેટલો સમય લાગશે?

13. તો, ચાલો સૂર્ય નામના તારા પર પાછા જઈએ.

એક આકર્ષક દૃશ્ય, તે નથી?

14. અહીં મંગળની સપાટીથી સૂર્ય છે.

15. અને અહીં VY કેનિસ મેજોરિસ સ્ટારના સ્કેલ સાથે તેની સરખામણી છે.

તમને તે કેવી રીતે ગમે છે? પ્રભાવશાળી કરતાં વધુ. શું તમે ત્યાં કેન્દ્રિત ઊર્જાની કલ્પના કરી શકો છો?

16. પરંતુ જો આપણે આપણા દેશી તારાને આકાશગંગાના કદ સાથે સરખાવીએ તો આ બધું વાહિયાત છે.

તેને વધુ સ્પષ્ટ કરવા માટે, કલ્પના કરો કે આપણે આપણા સૂર્યને શ્વેત રક્તકણના કદમાં સંકુચિત કર્યો છે. આ કિસ્સામાં, આકાશગંગાનું કદ રશિયાના કદ સાથે તદ્દન તુલનાત્મક છે, ઉદાહરણ તરીકે. આ આકાશગંગા છે.

17. સામાન્ય રીતે, તારાઓ વિશાળ હોય છે

આ પીળા વર્તુળમાં જે બધું મૂકવામાં આવ્યું છે તે બધું જ તમે પૃથ્વી પરથી રાત્રે જોઈ શકો છો. બાકીનું નગ્ન આંખ માટે અગમ્ય છે.

18. પરંતુ અન્ય તારાવિશ્વો છે.

અહીં આકાશગંગા IC 1011 ની તુલનામાં આકાશગંગા છે, જે પૃથ્વીથી 350 મિલિયન પ્રકાશ વર્ષ દૂર સ્થિત છે.

ચાલો તેના પર ફરી જઈએ?

તેથી, આ પૃથ્વી આપણું ઘર છે.

ચાલો સૌરમંડળના કદમાં ઝૂમ આઉટ કરીએ...

ચાલો થોડું વધારે ઝૂમ કરીએ...

અને હવે આકાશગંગાના કદ સુધી...

ચાલો ઘટાડવાનું ચાલુ રાખીએ...

અને બીજી એક વાત...

લગભગ તૈયાર છે, ચિંતા કરશો નહીં...

તૈયાર! સમાપ્ત!

આ તે બધું છે જેનો ઉપયોગ કરીને માનવતા હવે અવલોકન કરી શકે છે આધુનિક ટેકનોલોજી. તે કીડી પણ નથી... તમારા માટે જજ કરો, ફક્ત પાગલ થશો નહીં...

આવા ભીંગડાને સમજવું પણ મુશ્કેલ છે. પરંતુ કોઈ વ્યક્તિ વિશ્વાસપૂર્વક ઘોષણા કરે છે કે આપણે બ્રહ્માંડમાં એકલા છીએ, જો કે તેઓ પોતે ખરેખર ખાતરી કરતા નથી કે અમેરિકનો ચંદ્ર પર હતા કે નહીં.

ત્યાં અટકો મિત્રો... ત્યાં અટકો.

જો લેખક, આ કાર્યની પ્રક્રિયામાં, ગેલેક્સીના કદની વિશાળતા વિશે, આકાશગંગાના તાજને બનાવેલા ગેસના અકલ્પનીય દુર્લભતા વિશે, આપણા નાના ગ્રહની તુચ્છતા અને આપણા પોતાના અસ્તિત્વ વિશે ફિલોસોફિકલ પ્રતિબિંબમાં વ્યસ્ત રહે છે. , અને અન્ય કોઈ ઓછા સાચા વિષયો વિશે, સૌર અને આકાશ ગંગાની કોરોનાની સમસ્યાઓ પર કામ આપોઆપ બંધ થઈ જશે...

વાચક મને આ "ગીતાત્મક વિષયાંતર" માફ કરવા દો. મને કોઈ શંકા નથી કે અન્ય ખગોળશાસ્ત્રીઓએ તેમની સમસ્યાઓ પર કામ કર્યું હોવાથી તેમના પણ સમાન વિચારો હતા. મને લાગે છે કે કેટલીકવાર વૈજ્ઞાનિક કાર્યના "રસોડા" થી વધુ પરિચિત થવું ઉપયોગી છે ...

પ્રમાણમાં તાજેતરમાં સુધી, વિશ્વ લોકોને વિશાળ લાગતું હતું. મેગેલનના બહાદુર સાથીઓને પ્રથમ પરિપૂર્ણ કરવામાં ત્રણ વર્ષથી વધુ સમય લાગ્યો વિશ્વભરની સફર. તે સમયની નવીનતમ તકનીકી પ્રગતિનો ઉપયોગ કરીને, જુલ્સ વર્નની વિજ્ઞાન સાહિત્ય નવલકથાના સાધનસંપન્ન હીરોએ 80 દિવસમાં વિશ્વભરમાં પ્રવાસ કર્યો તે સમયને 100 વર્ષથી થોડો વધુ સમય વીતી ગયો છે. અને સમગ્ર માનવજાત માટે તે યાદગાર દિવસોને 50 વર્ષથી થોડા ઓછા સમય વીતી ગયા છે જ્યારે પ્રથમ સોવિયેત અવકાશયાત્રીગેગરીને 89 મિનિટમાં સુપ્રસિદ્ધ વોસ્ટોક અવકાશયાન પર વિશ્વની પરિક્રમા કરી. અને લોકોના વિચારો અનૈચ્છિકપણે અવકાશના વિશાળ વિસ્તરણ તરફ વળ્યા, જેમાં નાનો ગ્રહ પૃથ્વી ખોવાઈ ગયો હતો ...

1 પાર્સેક (pc) 3.26 પ્રકાશ વર્ષ બરાબર છે. પાર્સેક એ અંતર તરીકે વ્યાખ્યાયિત કરવામાં આવે છે જ્યાંથી પૃથ્વીની ભ્રમણકક્ષાની ત્રિજ્યા 1 સેકન્ડના ખૂણા પર દેખાય છે. ચાપ આ એક ખૂબ જ નાનો કોણ છે. એટલું કહેવું પૂરતું છે કે આ ખૂણાથી 3 કિમી દૂરથી એક-કોપેક સિક્કો દેખાય છે.

કોઈપણ તારાઓ - સૂર્યમંડળના સૌથી નજીકના પડોશીઓ - 1 પીસી કરતાં આપણી નજીક નથી. ઉદાહરણ તરીકે, ઉલ્લેખિત પ્રોક્સિમા સેંટૌરી અમારાથી લગભગ 1.3 પીસીના અંતરે સ્થિત છે. જે સ્કેલ પર આપણે સૌરમંડળનું ચિત્રણ કર્યું છે, તે 2 હજાર કિમીને અનુરૂપ છે. આ બધું આજુબાજુના તારાઓની પ્રણાલીઓથી આપણા સૌરમંડળના મહાન અલગતાને સારી રીતે દર્શાવે છે.

પરંતુ સૂર્ય અને સૂર્યની આસપાસના તારાઓ તારાઓ અને નિહારિકાઓના વિશાળ જૂથનો માત્ર એક નજીવો ભાગ છે, જેને "ગેલેક્સી" કહેવામાં આવે છે. આકાશને પાર કરતી આકાશગંગાના પટ્ટા તરીકે આપણે સ્પષ્ટ ચંદ્રવિહીન રાતોમાં તારાઓના આ સમૂહને જોઈએ છીએ. ગેલેક્સીમાં તદ્દન છે જટિલ માળખું. પ્રથમ, સૌથી ખરબચડા અંદાજમાં, અમે ધારી શકીએ છીએ કે તે જે તારાઓ અને નિહારિકાઓ ધરાવે છે તે ક્રાંતિના અત્યંત સંકુચિત લંબગોળ આકારના કદને ભરે છે. ઘણીવાર માં લોકપ્રિય સાહિત્યગેલેક્સીના આકારની સરખામણી બાયકોન્વેક્સ લેન્સ સાથે કરવામાં આવે છે. વાસ્તવમાં, બધું વધુ જટિલ છે, અને દોરેલું ચિત્ર ખૂબ રફ છે. હકીકતમાં, તે તારણ આપે છે કે વિવિધ પ્રકારના તારાઓ ગેલેક્સીના કેન્દ્ર તરફ અને તેના "વિષુવવૃત્તીય વિમાન" તરફ સંપૂર્ણપણે અલગ રીતે ધ્યાન કેન્દ્રિત કરે છે. ઉદાહરણ તરીકે, વાયુ નિહારિકાઓ, તેમજ ખૂબ જ ગરમ મોટા તારાઓ, આકાશગંગાના વિષુવવૃત્તીય સમતલ તરફ મજબૂત રીતે કેન્દ્રિત છે (આકાશમાં આ વિમાન આકાશગંગાના મધ્ય ભાગોમાંથી પસાર થતા મોટા વર્તુળને અનુરૂપ છે). તે જ સમયે, તેઓ ગેલેક્ટીક કેન્દ્ર તરફ નોંધપાત્ર એકાગ્રતા દર્શાવતા નથી. બીજી બાજુ, કેટલાક પ્રકારના તારાઓ અને તારાઓના ક્લસ્ટરો (કહેવાતા "ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરો") ગેલેક્સીના વિષુવવૃત્તીય સમતલ તરફ લગભગ કોઈ એકાગ્રતા દર્શાવતા નથી, પરંતુ તેના કેન્દ્ર તરફ વિશાળ એકાગ્રતા દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છે. અવકાશી વિતરણના આ બે આત્યંતિક પ્રકારો વચ્ચે (જેને ખગોળશાસ્ત્રીઓ "સપાટ" અને "ગોળાકાર" કહે છે) બધા મધ્યવર્તી કિસ્સાઓ છે. જો કે, તે તારણ આપે છે કે ગેલેક્સીમાં મોટા ભાગના તારાઓ એક વિશાળ ડિસ્કમાં સ્થિત છે, જેનો વ્યાસ લગભગ 100 હજાર પ્રકાશ વર્ષ છે અને જાડાઈ લગભગ 1500 પ્રકાશ વર્ષ છે. આ ડિસ્કમાં સૌથી વધુ 150 અબજ કરતાં સહેજ વધુ તારાઓ છે વિવિધ પ્રકારો. આપણો સૂર્ય આ તારાઓમાંનો એક છે, જે તેના વિષુવવૃત્તીય સમતલની નજીક ગેલેક્સીની પરિઘ પર સ્થિત છે (વધુ સ્પષ્ટ રીતે, "માત્ર" લગભગ 30 પ્રકાશ વર્ષોના અંતરે - તારાઓની ડિસ્કની જાડાઈની તુલનામાં મૂલ્ય ખૂબ નાનું છે).

સૂર્યથી ગેલેક્સીના કોર (અથવા તેના કેન્દ્ર) સુધીનું અંતર લગભગ 30 હજાર પ્રકાશ વર્ષ છે. ગેલેક્સીમાં તારાઓની ઘનતા ખૂબ અસમાન છે. તે ગેલેક્ટીક કોરના ક્ષેત્રમાં સૌથી વધુ છે, જ્યાં, નવીનતમ માહિતી અનુસાર, તે 2 હજાર તારા પ્રતિ ઘન પાર્સેક સુધી પહોંચે છે, જે સૂર્યની નજીકમાં સરેરાશ તારાઓની ઘનતા કરતા લગભગ 20 હજાર ગણી વધારે છે. વધુમાં, તારાઓ અલગ જૂથો અથવા ક્લસ્ટરો બનાવવાનું વલણ ધરાવે છે. આવા ક્લસ્ટરનું સારું ઉદાહરણ પ્લીએડ્સ છે, જે આપણા શિયાળાના આકાશમાં દેખાય છે.

ગેલેક્સીમાં માળખાકીય વિગતો પણ મોટા પાયે છે. સંશોધનોએ સાબિત કર્યું છે કે નિહારિકાઓ, તેમજ ગરમ મોટા તારાઓ, સર્પાકારની શાખાઓ સાથે વિતરિત થાય છે. સર્પાકાર માળખું ખાસ કરીને અન્ય તારામંડળમાં સ્પષ્ટપણે દેખાય છે - તારાવિશ્વો (એક નાના અક્ષર સાથે, આપણા તારામંડળથી વિપરીત - ગેલેક્સીસ). ગેલેક્સીનું સર્પાકાર માળખું સ્થાપિત કરવું જેમાં આપણે આપણી જાતને શોધીએ છીએ તે મુશ્કેલ હતું. ઉચ્ચતમ ડિગ્રીમુશ્કેલ

ગેલેક્સીમાં તારાઓ અને નિહારિકાઓ ખૂબ જટિલ રીતે આગળ વધે છે. સૌ પ્રથમ, તેઓ તેના વિષુવવૃત્તીય સમતલ પર લંબરૂપ અક્ષની આસપાસ ગેલેક્સીના પરિભ્રમણમાં ભાગ લે છે. આ પરિભ્રમણ નક્કર શરીરની જેમ નથી: ગેલેક્સીના જુદા જુદા ભાગોમાં પરિભ્રમણના જુદા જુદા સમયગાળા હોય છે. આમ, સૂર્ય અને તેની આસપાસના તારાઓ એક વિશાળ ક્ષેત્રમાં કેટલાંક સો પ્રકાશ વર્ષ કદમાં લગભગ 200 મિલિયન વર્ષોમાં સંપૂર્ણ ક્રાંતિ પૂર્ણ કરે છે. સૂર્ય, તેના ગ્રહોના પરિવાર સાથે મળીને, દેખીતી રીતે લગભગ 5 અબજ વર્ષોથી અસ્તિત્વ ધરાવે છે, તેના ઉત્ક્રાંતિ દરમિયાન (ગેસ નેબ્યુલાના જન્મથી તેની વર્તમાન સ્થિતિ સુધી) તેણે ગેલેક્સીના પરિભ્રમણની ધરીની આસપાસ આશરે 25 ક્રાંતિ કરી છે. આપણે કહી શકીએ કે સૂર્યની ઉંમર ફક્ત 25 "ગેલેક્ટિક વર્ષ" છે, ચાલો તેનો સામનો કરીએ, તે એક ખીલતી ઉંમર છે ...

સૂર્ય અને તેના પડોશી તારાઓની તેમની લગભગ ગોળાકાર આકાશગંગાની ભ્રમણકક્ષામાં ગતિની ગતિ 250 કિમી/સેકન્ડ સુધી પહોંચે છે. તારાઓની અસ્તવ્યસ્ત, અવ્યવસ્થિત હલનચલન આકાશગંગાના કેન્દ્રની આસપાસની આ નિયમિત ગતિ પર આધારિત છે. આવી હિલચાલની ઝડપ ઘણી ઓછી હોય છે - લગભગ 10-50 કિમી/સેકન્ડ, અને તે વિવિધ પ્રકારના પદાર્થો માટે અલગ હોય છે. સૌથી ધીમી ગતિ ગરમ વિશાળ તારાઓ (6-8 કિમી/સેકન્ડ) માટે છે સૌર પ્રકારતેઓ લગભગ 20 કિમી/સે. આ વેગ જેટલો ઓછો છે, આપેલ પ્રકારના તારાનું વિતરણ વધુ "સપાટ" છે.

જે સ્કેલ પર આપણે સૌરમંડળને દૃષ્ટિની રીતે રજૂ કરવા માટે ઉપયોગ કરતા હતા, ગેલેક્સીનું કદ 60 મિલિયન કિમી હશે - જે મૂલ્ય પૃથ્વીથી સૂર્યના અંતરની ખૂબ નજીક છે. અહીંથી તે સ્પષ્ટ છે કે જેમ જેમ આપણે બ્રહ્માંડના વધુને વધુ દૂરના પ્રદેશોમાં પ્રવેશ કરીએ છીએ, આ સ્કેલ હવે યોગ્ય નથી, કારણ કે તે સ્પષ્ટતા ગુમાવે છે. તેથી, અમે એક અલગ સ્કેલ લઈશું. ચાલો આપણે શાસ્ત્રીય બોહર મોડેલમાં પૃથ્વીની ભ્રમણકક્ષાને હાઈડ્રોજન અણુની સૌથી અંદરની ભ્રમણકક્ષાના કદ સુધી માનસિક રીતે ઘટાડીએ. ચાલો યાદ કરીએ કે આ ભ્રમણકક્ષાની ત્રિજ્યા 0.53x10 -8 સેમી છે, પછી નજીકનો તારો આશરે 0.014 મીમીના અંતરે હશે, ગેલેક્સીનું કેન્દ્ર લગભગ 10 સેમીના અંતરે હશે, અને આપણા પરિમાણો તારો પ્રણાલી લગભગ 35 સેમી હશે. સૂર્યનો વ્યાસ સૂક્ષ્મ પરિમાણ ધરાવશે : 0.0046 A (10 -8 સે.મી.ની લંબાઈનો એંગસ્ટ્રોમ એકમ).

અમે પહેલાથી જ ભારપૂર્વક જણાવ્યું છે કે તારાઓ એકબીજાથી ખૂબ જ અંતરે સ્થિત છે, અને આ રીતે તેઓ વ્યવહારીક રીતે અલગ છે. ખાસ કરીને, આનો અર્થ એ છે કે તારાઓ લગભગ ક્યારેય એકબીજા સાથે ટકરાતા નથી, જો કે તેમાંથી દરેકની ગતિ ગેલેક્સીના તમામ તારાઓ દ્વારા બનાવેલ ગુરુત્વાકર્ષણ ક્ષેત્ર દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે. જો આપણે ગેલેક્સીને ચોક્કસ ગેસથી ભરેલા પ્રદેશ તરીકે માનીએ, અને ગેસના અણુઓ અને અણુઓની ભૂમિકા તારાઓ દ્વારા ભજવવામાં આવે છે, તો આપણે આ ગેસને અત્યંત દુર્લભ ગણવો જોઈએ. સૌર નજીકમાં, તારાઓ વચ્ચેનું સરેરાશ અંતર તારાઓના સરેરાશ વ્યાસ કરતાં લગભગ 10 મિલિયન ગણું વધારે છે. દરમિયાન, સામાન્ય હવામાં સામાન્ય સ્થિતિમાં, પરમાણુઓ વચ્ચેનું સરેરાશ અંતર પછીના કદ કરતાં માત્ર દસ ગણું વધારે છે. સંબંધિત વિરલતાની સમાન ડિગ્રી પ્રાપ્ત કરવા માટે, હવાની ઘનતા ઓછામાં ઓછી 1018 ગણી ઘટાડવી પડશે! જો કે, નોંધ કરો કે ગેલેક્સીના મધ્ય પ્રદેશમાં, જ્યાં તારાઓની ઘનતા પ્રમાણમાં વધારે છે, તારાઓ વચ્ચે સમયાંતરે અથડામણ થશે. અહીં આપણે દર મિલિયન વર્ષે અંદાજે એક અથડામણની અપેક્ષા રાખવી જોઈએ, જ્યારે ગેલેક્સીના "સામાન્ય" પ્રદેશોમાં આપણા તારાઓની સિસ્ટમના ઉત્ક્રાંતિના સમગ્ર ઇતિહાસમાં તારાઓ વચ્ચે વર્ચ્યુઅલ રીતે કોઈ અથડામણ થઈ નથી, જે ઓછામાં ઓછી 10 અબજ વર્ષ જૂની છે.

હવે ઘણા દાયકાઓથી, ખગોળશાસ્ત્રીઓ સતત અન્ય સ્ટાર સિસ્ટમ્સનો અભ્યાસ કરી રહ્યા છે જે આપણા જેવા જ છે. સંશોધનના આ ક્ષેત્રને "એક્સ્ટ્રાગાલેક્ટિક એસ્ટ્રોનોમી" કહેવામાં આવે છે. તે હવે ખગોળશાસ્ત્રમાં લગભગ અગ્રણી ભૂમિકા ભજવે છે. છેલ્લા ત્રણ દાયકાઓમાં, એક્સ્ટ્રા ગેલેક્ટિક ખગોળશાસ્ત્રે આશ્ચર્યજનક પ્રગતિ કરી છે. ધીમે ધીમે, મેટાગાલેક્સીના ભવ્ય રૂપરેખાઓ બહાર આવવા લાગ્યા, જેમાંથી આપણી સ્ટાર સિસ્ટમ નાના કણ તરીકે સમાવિષ્ટ છે. અમે હજુ પણ મેટાગાલેક્સી વિશે બધું જ જાણતા નથી. પદાર્થોની પ્રચંડ દૂરસ્થતા ખૂબ ચોક્કસ મુશ્કેલીઓ ઊભી કરે છે, જેનું નિરાકરણ ઊંડાણ સાથે સંયોજનમાં નિરીક્ષણના સૌથી શક્તિશાળી માધ્યમોનો ઉપયોગ કરીને કરવામાં આવે છે. સૈદ્ધાંતિક સંશોધન. હજુ સુધી માં મેટાગાલેક્સીની સામાન્ય રચના તાજેતરના વર્ષોમોટે ભાગે સ્પષ્ટ થઈ ગયું.

અમે મેટાગાલેક્સીને તારા પ્રણાલીઓના સંગ્રહ તરીકે વ્યાખ્યાયિત કરી શકીએ છીએ - ગેલેક્સીઓ આગળ વધી રહી છે વિશાળ જગ્યાઓબ્રહ્માંડનો એક ભાગ જે આપણે અવલોકન કરી શકીએ છીએ. આપણા તારામંડળની સૌથી નજીકની તારાવિશ્વો પ્રખ્યાત મેગેલેનિક વાદળો છે, જે દક્ષિણ ગોળાર્ધના આકાશમાં લગભગ આકાશગંગા જેવી જ સપાટીની તેજના બે મોટા સ્થળો તરીકે સ્પષ્ટપણે દેખાય છે. મેગેલેનિક વાદળોનું અંતર "માત્ર" લગભગ 200 હજાર પ્રકાશ વર્ષ છે, જે તદ્દન તુલનાત્મક છે કુલ લંબાઈઅમારી ગેલેક્સી. આપણી નજીકની બીજી ગેલેક્સી એન્ડ્રોમેડા નક્ષત્રમાં નિહારિકા છે. તે નરી આંખે 5મી તીવ્રતાના પ્રકાશના ઝાંખા સ્પેક તરીકે દેખાય છે.

વાસ્તવમાં, આ તારાઓની સંખ્યા અને કુલ દળની દ્રષ્ટિએ આપણી ગેલેક્સી કરતાં ત્રણ ગણા વધારે છે, જે બદલામાં તારાવિશ્વોમાં એક વિશાળ છે. એન્ડ્રોમેડા નિહારિકાનું અંતર, અથવા, જેમ કે ખગોળશાસ્ત્રીઓ તેને એમ 31 કહે છે (આનો અર્થ એ છે કે મેસિયર નેબ્યુલાની જાણીતી સૂચિમાં તે નંબર 31 તરીકે સૂચિબદ્ધ છે), લગભગ 1800 હજાર પ્રકાશ વર્ષ છે, જે લગભગ 20 ગણું છે. ગેલેક્સીનું કદ. M 31 નિહારિકા સ્પષ્ટ રીતે વ્યાખ્યાયિત સર્પાકાર માળખું ધરાવે છે અને તેની ઘણી લાક્ષણિકતાઓમાં તે આપણા ગેલેક્સી જેવી જ છે. તેની બાજુમાં તેના નાના લંબગોળ ઉપગ્રહો છે. સર્પાકાર પ્રણાલીઓ સાથે (આવા તારાવિશ્વોને સર્પાકાર બંધારણના વિકાસની પ્રકૃતિના આધારે સા, એસબી અને એસસી પ્રતીકો દ્વારા નિયુક્ત કરવામાં આવે છે; જો કોરમાંથી પસાર થતો "પુલ" હોય, તો અક્ષર S પછી B અક્ષર મૂકવામાં આવે છે. ), ત્યાં ગોળાકાર અને લંબગોળ હોય છે, જે સર્પાકાર બંધારણના કોઈપણ નિશાનોથી વંચિત હોય છે, તેમજ "ખોટી" તારાવિશ્વો હોય છે. સારું ઉદાહરણજે મેગેલેનિક વાદળો તરીકે સેવા આપી શકે છે.

વિશાળ ટેલિસ્કોપમાં વિશાળ સંખ્યામાં તારાવિશ્વો જોવા મળે છે. જો ત્યાં દૃશ્યમાન 12મી મેગ્નિટ્યુડ કરતાં લગભગ 250 તારાવિશ્વો વધુ તેજસ્વી છે, તો 16મી કરતાં લગભગ 50 હજાર વધુ તેજસ્વી વસ્તુઓ છે, જે મર્યાદામાં 5 મીટરના અરીસાના વ્યાસ સાથે પ્રતિબિંબિત ટેલિસ્કોપ દ્વારા ફોટોગ્રાફ કરી શકાય છે. 24.5 ની તીવ્રતા, હબલ ઓર્બિટલ ટેલિસ્કોપ માટે આ મર્યાદાને 30 ની તીવ્રતાના પદાર્થો સુધી મર્યાદિત કરે છે. તે તારણ આપે છે કે આવા અબજો અસ્પષ્ટ પદાર્થોમાંથી, મોટાભાગની તારાવિશ્વો છે. તેમાંના ઘણા આપણાથી એવા અંતરે છે કે પ્રકાશ અબજો વર્ષોથી વધુ પ્રવાસ કરે છે. આનો અર્થ એ થયો કે પ્લેટને કાળી થવાનું કારણ બનેલું પ્રકાશ આર્કિઅન સમયગાળાના ઘણા સમય પહેલા આવી દૂરની આકાશગંગા દ્વારા ઉત્સર્જિત કરવામાં આવ્યું હતું. ભૂસ્તરશાસ્ત્રીય ઇતિહાસપૃથ્વી!

મોટાભાગની તારાવિશ્વોના સ્પેક્ટ્રા સૂર્યને મળતા આવે છે; બંને કિસ્સાઓમાં, વ્યક્તિગત શ્યામ શોષણ રેખાઓ એકદમ તેજસ્વી પૃષ્ઠભૂમિ સામે જોવા મળે છે. આ અણધાર્યું નથી, કારણ કે તારાવિશ્વોનું કિરણોત્સર્ગ એ અબજો તારાઓના કિરણોત્સર્ગ છે જે તેમને સમાવે છે, વધુ કે ઓછા સૂર્ય જેવા જ છે. ઘણા વર્ષો પહેલા તારાવિશ્વોના સ્પેક્ટ્રાના કાળજીપૂર્વક અભ્યાસથી મૂળભૂત મહત્વની શોધ થઈ. હકીકત એ છે કે પ્રયોગશાળા ધોરણના સંબંધમાં કોઈપણ વર્ણપટ રેખાની તરંગલંબાઇમાં પરિવર્તનની પ્રકૃતિ દ્વારા, વ્યક્તિ દૃષ્ટિની રેખા સાથે ઉત્સર્જન કરતા સ્ત્રોતની ગતિની ગતિ નક્કી કરી શકે છે. બીજા શબ્દોમાં કહીએ તો, સ્ત્રોત કઈ ઝડપે આવી રહ્યો છે અથવા દૂર જઈ રહ્યો છે તે નક્કી કરવું શક્ય છે.

જો પ્રકાશ સ્ત્રોત નજીક આવે છે, તો વર્ણપટ રેખાઓ વધુ તરફ વળે છે ટૂંકા તરંગો, જો દૂર કરવામાં આવે તો - લાંબા સમય સુધી. આ ઘટનાને "ડોપ્લર અસર" કહેવામાં આવે છે. તે બહાર આવ્યું છે કે તારાવિશ્વો (આપણી નજીકના થોડા અપવાદ સિવાય) સ્પેક્ટ્રલ રેખાઓ ધરાવે છે જે હંમેશા સ્પેક્ટ્રમના લાંબા-તરંગલંબાઇના ભાગમાં (રેખાઓની "રેડ શિફ્ટ") પર સ્થાનાંતરિત થાય છે, અને ગેલેક્સી જેટલું અંતર વધારે છે. અમારા તરફથી, આ પાળીની તીવ્રતા જેટલી વધારે છે.

આનો અર્થ એ છે કે બધી તારાવિશ્વો આપણાથી દૂર જઈ રહી છે, અને તારાવિશ્વો દૂર જતાં "વિસ્તરણ" ની ઝડપ વધે છે. તે પ્રચંડ મૂલ્યો સુધી પહોંચે છે. ઉદાહરણ તરીકે, રેડ શિફ્ટમાંથી મળેલી રેડિયો ગેલેક્સી સિગ્નસ A ની ઘટતી ઝડપ 17 હજાર કિમી/સેકંડની નજીક છે. લાંબા સમય સુધી, રેકોર્ડ ખૂબ જ અસ્પષ્ટ (20મી તીવ્રતાના ઓપ્ટિકલ કિરણોમાં) રેડિયો ગેલેક્સી 3S 295 નો હતો. 1960 માં, તેનું સ્પેક્ટ્રમ પ્રાપ્ત થયું હતું. તે બહાર આવ્યું છે કે જાણીતી અલ્ટ્રાવાયોલેટ સ્પેક્ટ્રલ લાઇન જે આયનાઇઝ્ડ ઓક્સિજનથી સંબંધિત છે તે સ્પેક્ટ્રમના નારંગી પ્રદેશમાં સ્થાનાંતરિત છે! અહીંથી તે શોધવાનું સરળ છે કે આ અદ્ભુત સ્ટાર સિસ્ટમને દૂર કરવાની ગતિ 138 હજાર કિમી/સેકન્ડ અથવા પ્રકાશની લગભગ અડધી ગતિ છે! રેડિયો ગેલેક્સી 3S 295 આપણાથી એટલા દૂર છે કે પ્રકાશ 5 અબજ વર્ષોમાં પ્રવાસ કરે છે. આમ, ખગોળશાસ્ત્રીઓએ સૂર્ય અને ગ્રહોની રચના વખતે ઉત્સર્જિત થતા પ્રકાશનો અભ્યાસ કર્યો, અને કદાચ "થોડો" પણ અગાઉ... ત્યારથી, ઘણી વધુ દૂરની વસ્તુઓ મળી આવી છે.

ગેલેક્સી સિસ્ટમના એકંદર વિસ્તરણ પર આધારિત છે વ્યક્તિગત તારાવિશ્વોના અનિયમિત વેગ, સામાન્ય રીતે કેટલાક સો કિલોમીટર પ્રતિ સેકન્ડ. આથી જ આપણી નજીકની તારાવિશ્વો વ્યવસ્થિત રેડશિફ્ટ પ્રદર્શિત કરતી નથી. છેવટે, આ તારાવિશ્વો માટે રેન્ડમ (કહેવાતા "વિશિષ્ટ") હલનચલનની ગતિ નિયમિત રેડશિફ્ટ ગતિ કરતા વધારે છે. બાદમાં વધારો થાય છે કારણ કે તારાવિશ્વો લગભગ 50 કિમી/સેકન્ડની ઝડપે દૂર જાય છે, દરેક મિલિયન પાર્સેક. તેથી, તારાવિશ્વો માટે કે જેનું અંતર કેટલાક મિલિયન પાર્સેક કરતાં વધુ નથી, રેન્ડમ વેગ રેડશિફ્ટને કારણે ઘટતા વેગ કરતાં વધી જાય છે. નજીકની તારાવિશ્વોમાં, એવી પણ છે જે આપણી નજીક આવી રહી છે (ઉદાહરણ તરીકે, એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા એમ 31).

તારાવિશ્વો મેટાગાલેક્ટિક અવકાશમાં સમાનરૂપે વિતરિત થતા નથી, એટલે કે. સતત ઘનતા સાથે. તેઓ અલગ જૂથો અથવા ક્લસ્ટરો બનાવવા માટે ઉચ્ચારણ વલણ દર્શાવે છે. ખાસ કરીને, આપણી નજીકની લગભગ 20 તારાવિશ્વોનું જૂથ (આપણી ગેલેક્સી સહિત) કહેવાતી "સ્થાનિક સિસ્ટમ" બનાવે છે. બદલામાં, સ્થાનિક પ્રણાલી એ તારામંડળના વિશાળ સમૂહનો ભાગ છે, જેનું કેન્દ્ર આકાશના તે ભાગમાં છે કે જેના પર કન્યા રાશિ પ્રક્ષેપિત છે. આ ક્લસ્ટરમાં હજારો સભ્યો છે અને તે સૌથી મોટામાંનું એક છે. ક્લસ્ટરો વચ્ચેની જગ્યામાં, તારાવિશ્વોની ઘનતા ક્લસ્ટરોની અંદર કરતાં દસ ગણી ઓછી હોય છે.

તારાઓના સમૂહો જે તારાવિશ્વો બનાવે છે અને તારાવિશ્વોના ક્લસ્ટરો વચ્ચેનો તફાવત નોંધનીય છે. પ્રથમ કિસ્સામાં, તારાઓના કદની તુલનામાં ક્લસ્ટર સભ્યો વચ્ચેનું અંતર ખૂબ જ મોટું છે, જ્યારે ગેલેક્સી ક્લસ્ટરોમાં ગેલેક્સીઓ વચ્ચેનું સરેરાશ અંતર તારાવિશ્વોના કદ કરતાં માત્ર અનેક ગણું મોટું છે. બીજી બાજુ, ક્લસ્ટરોમાં તારાવિશ્વોની સંખ્યાને તારાવિશ્વોમાં તારાઓની સંખ્યા સાથે સરખાવી શકાતી નથી. જો આપણે તારાવિશ્વોના સંગ્રહને એક પ્રકારનો ગેસ ગણીએ, જ્યાં પરમાણુઓની ભૂમિકા વ્યક્તિગત તારાવિશ્વો દ્વારા ભજવવામાં આવે છે, તો આપણે આ માધ્યમને અત્યંત ચીકણું ગણવું જોઈએ.

આપણા મોડેલમાં મેટાગાલેક્સી કેવી દેખાય છે, જ્યાં પૃથ્વીની ભ્રમણકક્ષા બોહર પરમાણુની પ્રથમ ભ્રમણકક્ષાના કદ જેટલી ઓછી થાય છે? આ સ્કેલ પર, એન્ડ્રોમેડા નિહારિકાનું અંતર 6 મીટર કરતાં થોડું વધારે હશે, કન્યા ગેલેક્સી ક્લસ્ટરના મધ્ય ભાગનું અંતર, જેમાં આપણી સ્થાનિક ગેલેક્સી સિસ્ટમનો સમાવેશ થાય છે, લગભગ 120 મીટર હશે, અને ક્લસ્ટરનું કદ પોતે જ હશે. સમાન ક્રમમાં હશે. રેડિયો ગેલેક્સી સિગ્નસ A હવે 2.5 કિમીના અંતરે દૂર કરવામાં આવશે અને રેડિયો ગેલેક્સી 3S 295 નું અંતર 25 કિમી સુધી પહોંચી જશે...

અમે અંદર મળ્યા સામાન્ય દૃશ્યમુખ્ય સાથે માળખાકીય સુવિધાઓઅને બ્રહ્માંડના સ્કેલ સાથે. તે તેના વિકાસની સ્થિર ફ્રેમ જેવું છે. તેણી હંમેશા જે રીતે આપણે તેને હવે જોઈએ છીએ તે રીતે ન હતી. બ્રહ્માંડમાં દરેક વસ્તુ બદલાય છે: તારાઓ અને નિહારિકાઓ દેખાય છે, વિકાસ કરે છે અને "મૃત્યુ પામે છે", ગેલેક્સી કુદરતી રીતે વિકસે છે, મેટાગાલેક્સીનું માળખું અને સ્કેલ બદલાય છે.

અનંતની સીડી

તારાઓનું અંતર કેવી રીતે નક્કી કરવું? આપણે કેવી રીતે જાણી શકીએ કે આલ્ફા સેંટૌરી લગભગ 4 પ્રકાશ વર્ષ દૂર છે? છેવટે, તમે તારાની તેજસ્વીતા દ્વારા ઘણું નક્કી કરી શકતા નથી જેમ કે - નજીકના ઝાંખા અને દૂરના તેજસ્વી તારાની તેજ સમાન હોઈ શકે છે. અને તેમ છતાં પૃથ્વીથી બ્રહ્માંડના સૌથી દૂરના ખૂણાઓ સુધીનું અંતર નક્કી કરવા માટે ઘણી વિશ્વસનીય રીતો છે. ઓપરેશનના 4 વર્ષોમાં, હિપ્પાર્ચસ એસ્ટ્રોમેટ્રિક ઉપગ્રહે 118 હજાર તારાઓ સુધીનું અંતર નક્કી કર્યું SPL

ભલે ભૌતિકશાસ્ત્રીઓ ત્રિ-પરિમાણીયતા, છ-પરિમાણીયતા અથવા અવકાશની અગિયાર-પરિમાણીયતા વિશે શું કહે છે, ખગોળશાસ્ત્રી માટે અવલોકનક્ષમ બ્રહ્માંડ હંમેશા દ્વિ-પરિમાણીય છે. આપણે અવકાશમાં શું થઈ રહ્યું છે તે અવકાશી ગોળાના પ્રક્ષેપણમાં જોઈએ છીએ, જેમ મૂવીમાં જીવનની સમગ્ર જટિલતાને ફ્લેટ સ્ક્રીન પર પ્રક્ષેપિત કરવામાં આવે છે. સ્ક્રીન પર, આપણે ત્રિ-પરિમાણીય મૂળ સાથેની આપણી ઓળખાણને કારણે નજીકની વસ્તુથી શું દૂર છે તે સરળતાથી પારખી શકીએ છીએ, પરંતુ તારાઓના દ્વિ-પરિમાણીય વિખેરવામાં કોઈ દ્રશ્ય સંકેત નથી જે આપણને તેને ત્રિ-પરિમાણીયમાં ફેરવવાની મંજૂરી આપે છે. ઇન્ટરસ્ટેલર જહાજના અભ્યાસક્રમ માટે યોગ્ય પરિમાણીય નકશો. દરમિયાન, અંતર એ લગભગ અડધા એસ્ટ્રોફિઝિક્સની ચાવી છે. તેમના વિના, તમે નજીકના ઝાંખા તારાને દૂરના પરંતુ તેજસ્વી ક્વાસરથી કેવી રીતે અલગ કરી શકો? કોઈ વસ્તુનું અંતર જાણીને જ તેની ઉર્જાનું મૂલ્યાંકન કરી શકાય છે અને અહીંથી તેના ભૌતિક સ્વભાવને સમજવાનો સીધો માર્ગ છે.

કોસ્મિક અંતરની અનિશ્ચિતતાનું તાજેતરનું ઉદાહરણ ગામા-કિરણોના વિસ્ફોટના સ્ત્રોતોની સમસ્યા છે, સખત કિરણોત્સર્ગના ટૂંકા સ્પંદનો કે જે વિવિધ દિશાઓથી દિવસમાં લગભગ એક વખત પૃથ્વી પર આવે છે. તેમના અંતરનો પ્રારંભિક અંદાજ સેંકડો ખગોળીય એકમો (દસ પ્રકાશ કલાકો) થી લાખો પ્રકાશ વર્ષો સુધીનો હતો. તદનુસાર, મોડેલોમાં ફેલાવો પણ પ્રભાવશાળી હતો - સૂર્યમંડળની બહારના ભાગમાં એન્ટિમેટર ધૂમકેતુઓના વિનાશથી લઈને સમગ્ર બ્રહ્માંડને હચમચાવી નાખતા ન્યુટ્રોન તારાઓના વિસ્ફોટ અને સફેદ છિદ્રોના જન્મ સુધી. 1990 ના દાયકાના મધ્ય સુધીમાં, ગામા-રે વિસ્ફોટોની પ્રકૃતિ માટે સો કરતાં વધુ વિવિધ સ્પષ્ટતાઓ પ્રસ્તાવિત કરવામાં આવી હતી. હવે જ્યારે અમે તેમના સ્ત્રોતો સુધીના અંતરનો અંદાજ લગાવી શક્યા છીએ, ત્યાં માત્ર બે મોડલ બાકી છે.

પરંતુ જો તમે શાસક અથવા લોકેટર બીમ વડે ઑબ્જેક્ટ સુધી પહોંચી શકતા નથી તો તમે અંતર કેવી રીતે માપી શકો? પરંપરાગત પાર્થિવ જીઓડીસીમાં વ્યાપકપણે ઉપયોગમાં લેવાતી ત્રિકોણ પદ્ધતિ બચાવમાં આવે છે. અમે જાણીતી લંબાઇનો એક સેગમેન્ટ પસંદ કરીએ છીએ - આધાર, તેના છેડાથી માપન કરીએ છીએ ખૂણાઓ કે જેના પર એક અથવા બીજા કારણસર અગમ્ય બિંદુ દૃશ્યમાન છે, અને પછી સરળ ત્રિકોણમિતિ સૂત્રોજરૂરી અંતર આપો. જ્યારે આપણે પાયાના એક છેડાથી બીજા છેડે જઈએ છીએ, ત્યારે બિંદુની દેખીતી દિશા બદલાય છે, તે દૂરની વસ્તુઓની પૃષ્ઠભૂમિ સામે બદલાય છે. તેને લંબન વિસ્થાપન અથવા લંબન કહેવામાં આવે છે. તેનું મૂલ્ય નાનું છે, ઑબ્જેક્ટ જેટલું દૂર છે, અને મોટો, આધાર જેટલો લાંબો છે.

તારાઓનું અંતર માપવા માટે, વ્યક્તિએ ખગોળશાસ્ત્રીઓ માટે ઉપલબ્ધ મહત્તમ આધાર લેવો પડશે, જે પૃથ્વીની ભ્રમણકક્ષાના વ્યાસ જેટલો છે. આકાશમાં તારાઓનું અનુરૂપ લંબન વિસ્થાપન (સખત રીતે કહીએ તો, તેનો અડધો ભાગ) વાર્ષિક લંબન કહેવા લાગ્યો. ટાયકો બ્રાહે તેને માપવાનો પ્રયાસ કર્યો, જેમને સૂર્યની આસપાસ પૃથ્વીના પરિભ્રમણનો કોપરનિકસનો વિચાર પસંદ ન હતો, અને તેણે તેને તપાસવાનું નક્કી કર્યું - છેવટે, લંબન પણ પૃથ્વીની ભ્રમણકક્ષાની ગતિને સાબિત કરે છે. લેવાયેલા માપમાં 16મી સદી માટે પ્રભાવશાળી ચોકસાઈ હતી - લગભગ એક મિનિટ ચાપ, પરંતુ લંબન માપવા માટે આ સંપૂર્ણપણે અપર્યાપ્ત હતું, જે બ્રાહે પોતે સમજી શક્યા ન હતા અને તારણ કાઢ્યું હતું કે કોપરનિકન સિસ્ટમ ખોટી હતી.

સ્ટાર ક્લસ્ટરોનું અંતર મુખ્ય ક્રમ ફિટિંગ પદ્ધતિ દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે

લંબન પર આગળનો હુમલો 1726માં ગ્રીનવિચ ઓબ્ઝર્વેટરીના ભાવિ ડિરેક્ટર, અંગ્રેજ જેમ્સ બ્રેડલી દ્વારા કરવામાં આવ્યો હતો. શરૂઆતમાં, એવું લાગતું હતું કે તે ભાગ્યશાળી હતો: નિરીક્ષણ માટે પસંદ કરાયેલ તારો, ગામા ડ્રેકો, વાસ્તવમાં 20 આર્ક સેકન્ડના સ્વિંગ સાથે એક વર્ષ દરમિયાન તેની સરેરાશ સ્થિતિની આસપાસ ફરતો હતો. જો કે, આ વિસ્થાપનની દિશા લંબન માટે અપેક્ષિત કરતાં અલગ હતી, અને બ્રેડલીને ટૂંક સમયમાં મળી ગઈ યોગ્ય સમજૂતી: પૃથ્વીની ભ્રમણકક્ષાની ઝડપ તારામાંથી આવતા પ્રકાશની ગતિમાં વધારો કરે છે અને તેની દેખીતી દિશા બદલે છે. એ જ રીતે, વરસાદના ટીપાં બસની બારીઓ પર ત્રાંસી પાટા છોડી દે છે. વાર્ષિક વિકૃતિ તરીકે ઓળખાતી આ ઘટના, સૂર્યની આસપાસ પૃથ્વીની ગતિનો પ્રથમ સીધો પુરાવો હતો, પરંતુ તેને લંબન સાથે કોઈ લેવાદેવા નથી.

માત્ર એક સદી પછી, ગોનોમીટર સાધનોની ચોકસાઈ જરૂરી સ્તરે પહોંચી. 19મી સદીના 30ના દાયકાના ઉત્તરાર્ધમાં, જ્હોન હર્શેલે કહ્યું તેમ, "તારા બ્રહ્માંડમાં પ્રવેશતા અટકાવતી દિવાલ લગભગ એક સાથે ત્રણ જગ્યાએથી તૂટી ગઈ હતી." 1837 માં, વેસિલી યાકોવલેવિચ સ્ટ્રુવે (તે સમયે ડોરપેટ ઓબ્ઝર્વેટરીના ડિરેક્ટર અને પછીથી પુલકોવો ઓબ્ઝર્વેટરીના) એ વેગા લંબન પ્રકાશિત કર્યું જે તેણે માપ્યું - 0.12 આર્કસેકંડ. ચાલુ આવતા વર્ષેફ્રેડરિક વિલ્હેમ બેસેલે અહેવાલ આપ્યો કે તારા 61મા સિગ્નીની લંબન 0.3 છે." અને એક વર્ષ પછી, સ્કોટિશ ખગોળશાસ્ત્રી થોમસ હેન્ડરસન, કેપ ખાતે દક્ષિણ ગોળાર્ધમાં કામ કરતા હતા. સારી આશા, આલ્ફા સેંટૌરી સિસ્ટમમાં લંબન માપ્યું - 1.16." જો કે, પાછળથી તે બહાર આવ્યું કે આ મૂલ્ય 1.5 ગણો વધારે છે અને સમગ્ર આકાશમાં 1 આર્ક સેકન્ડથી વધુ લંબન ધરાવતો એક પણ તારો નથી.

સમાંતર પદ્ધતિ દ્વારા માપવામાં આવેલા અંતર માટે, લંબાઈનું એક વિશેષ એકમ રજૂ કરવામાં આવ્યું હતું - પાર્સેક (પેરેલેક્ટિક સેકન્ડ, પીસીથી). એક પાર્સેકમાં 206,265 ખગોળીય એકમો અથવા 3.26 પ્રકાશ વર્ષ છે. આ અંતરથી જ પૃથ્વીની ભ્રમણકક્ષાની ત્રિજ્યા (1 ખગોળીય એકમ = 149.5 મિલિયન કિલોમીટર) 1 સેકન્ડના ખૂણા પર દેખાય છે. પારસેકમાં તારાનું અંતર નક્કી કરવા માટે, તમારે એકને તેના લંબન દ્વારા સેકંડમાં વિભાજીત કરવાની જરૂર છે. ઉદાહરણ તરીકે, આપણી સૌથી નજીકની સ્ટાર સિસ્ટમ માટે, આલ્ફા સેંટૌરી 1/0.76 = 1.3 પાર્સેક અથવા 270 હજાર ખગોળીય એકમો. એક હજાર પાર્સેકને કિલોપાર્સેક્સ (કેપીસી) કહેવામાં આવે છે, એક મિલિયન પાર્સેકને મેગાપાર્સેક્સ (એમપીસી) અને એક અબજને ગીગાપાર્સેક્સ (જીપીસી) કહેવામાં આવે છે.

અત્યંત નાના ખૂણાને માપવા માટે તકનીકી અભિજાત્યપણુ અને પ્રચંડ ખંતની જરૂર હતી (ઉદાહરણ તરીકે, બેસેલ, 61મા સિગ્નસના 400 થી વધુ વ્યક્તિગત અવલોકનો પર પ્રક્રિયા કરી હતી), પરંતુ પ્રથમ સફળતા પછી વસ્તુઓ સરળ થઈ ગઈ. 1890 સુધીમાં, પહેલાથી જ ત્રણ ડઝન તારાઓના લંબન માપવામાં આવ્યા હતા, અને જ્યારે ફોટોગ્રાફીનો ખગોળશાસ્ત્રમાં વ્યાપકપણે ઉપયોગ થવા લાગ્યો, ત્યારે લંબનનું ચોક્કસ માપન સ્ટ્રીમ પર મૂકવામાં આવ્યું હતું. લંબન માપન - એકમાત્ર પદ્ધતિવ્યક્તિગત તારાઓ માટે અંતરનો સીધો નિર્ધારણ. પરંતુ જમીન-આધારિત અવલોકનો દરમિયાન, વાતાવરણીય હસ્તક્ષેપ 100 પીસી કરતાં વધુ અંતર માપવા માટે સમાંતર પદ્ધતિને મંજૂરી આપતું નથી. બ્રહ્માંડ માટે આ બહુ મોટું મૂલ્ય નથી. ("તે અહીં દૂર નથી, સો પાર્સેક," જેમ ગ્રોમોઝેકાએ કહ્યું.) જ્યાં ભૌમિતિક પદ્ધતિઓ નિષ્ફળ જાય છે, ફોટોમેટ્રિક પદ્ધતિઓ બચાવમાં આવે છે.

ભૌમિતિક રેકોર્ડ્સ

તાજેતરના વર્ષોમાં, રેડિયો ઉત્સર્જનના ખૂબ જ કોમ્પેક્ટ સ્ત્રોતો - મેસર્સ - માટે અંતર માપવાના પરિણામો વધુને વધુ પ્રકાશિત થયા છે. તેમનું કિરણોત્સર્ગ રેડિયો શ્રેણીમાં જોવા મળે છે, જે તેમને રેડિયો ઇન્ટરફેરોમીટર્સ પર અવલોકન કરવાનું શક્ય બનાવે છે જે માઇક્રોસેકન્ડ ચોકસાઈ સાથે પદાર્થોના કોઓર્ડિનેટ્સને માપવામાં સક્ષમ છે, જે ઓપ્ટિકલ રેન્જમાં તારાઓ અવલોકન કરવામાં આવે છે તે અપ્રાપ્ય છે. મેસર્સ માટે આભાર, ત્રિકોણમિતિ પદ્ધતિઓ ફક્ત આપણા ગેલેક્સીમાં દૂરના પદાર્થો પર જ નહીં, પણ અન્ય તારાવિશ્વો પર પણ લાગુ કરી શકાય છે. ઉદાહરણ તરીકે, 2005 માં, એન્ડ્રેસ બ્રુન્થાલર (જર્મની) અને તેમના સાથીઓએ આ તારાઓની પ્રણાલીની પરિભ્રમણ ગતિ સાથે મેસર્સના કોણીય વિસ્થાપનની તુલના કરીને M33 આકાશગંગા (730 kpc) સુધીનું અંતર નક્કી કર્યું. એક વર્ષ પછી, યે ઝુ (PRC) અને સહકર્મીઓએ આપણા ગેલેક્સીના સર્પાકાર આર્મ્સમાંથી એકનું અંતર (2 kpc) માપવા માટે "સ્થાનિક" મેઝર સ્ત્રોતો પર શાસ્ત્રીય લંબન પદ્ધતિ લાગુ કરી. કદાચ, જે. હર્નસ્ટીન (યુએસએ) અને તેમના સાથીદારો 1999માં સૌથી વધુ આગળ વધવામાં સફળ થયા. સક્રિય ગેલેક્સી NGC 4258 ના કોર પર બ્લેક હોલની આસપાસ એક્રેશન ડિસ્કમાં મેસર્સની હિલચાલને ટ્રેક કરીને, ખગોળશાસ્ત્રીઓએ નક્કી કર્યું કે આ સિસ્ટમ આપણાથી 7.2 Mpc ના અંતરે સ્થિત છે. આજે આ ભૌમિતિક પદ્ધતિઓ માટે એક સંપૂર્ણ રેકોર્ડ છે.

માનક ખગોળશાસ્ત્રી મીણબત્તીઓ

કિરણોત્સર્ગનો સ્ત્રોત આપણાથી જેટલો દૂર છે, તેટલો ઝાંખો છે. જો તમે કોઈ વસ્તુની સાચી તેજસ્વીતા શોધી કાઢો, તો પછી તેની દેખીતી તેજ સાથે સરખામણી કરીને, તમે અંતર શોધી શકો છો. તે કદાચ હ્યુજેન્સ હતા જેમણે તારાઓનું અંતર માપવા માટે આ વિચારનો સૌપ્રથમ ઉપયોગ કર્યો હતો. રાત્રે તેણે સિરિયસનું અવલોકન કર્યું, અને દિવસ દરમિયાન તેણે તેની ચમકને સૂર્યને ઢાંકેલા સ્ક્રીનના નાના છિદ્ર સાથે સરખાવી. છિદ્રનું કદ પસંદ કરવું જેથી બંનેની તેજ એકરૂપ થાય, અને સરખામણી કરવી કોણીય મૂલ્યોહોલ અને સોલાર ડિસ્ક, હ્યુજેન્સે તારણ કાઢ્યું કે સિરિયસ આપણાથી સૂર્ય કરતાં 27,664 ગણો દૂર છે. આ વાસ્તવિક અંતર કરતાં 20 ગણું ઓછું છે. ભૂલનો ભાગ એ હકીકતને કારણે હતો કે સિરિયસ ખરેખર વધુ છે સૂર્ય કરતાં તેજસ્વી, અને અંશતઃ મેમરીમાંથી દીપ્તિની સરખામણી કરવામાં મુશ્કેલીને કારણે.

ખગોળશાસ્ત્રમાં ફોટોગ્રાફીના આગમન સાથે ફોટોમેટ્રિક પદ્ધતિઓના ક્ષેત્રમાં એક પ્રગતિ થઈ. 20મી સદીની શરૂઆતમાં, હાર્વર્ડ કોલેજ ઓબ્ઝર્વેટરીએ ફોટોગ્રાફિક પ્લેટ્સનો ઉપયોગ કરીને તારાઓની તેજસ્વીતા નક્કી કરવા માટે મોટા પાયે કામ હાથ ધર્યું હતું. ખાસ ધ્યાનઆપવામાં આવ્યું હતું ચલ તારા, જેની તેજસ્વીતા વધઘટ થાય છે. નાના મેગેલેનિક ક્લાઉડમાં વિશિષ્ટ વર્ગના ચલ તારાઓ - સેફેઇડ્સ - અભ્યાસ કરતી વખતે, હેનરીએટા લેવિટે નોંધ્યું કે તેઓ જેટલા તેજસ્વી છે, લાંબો સમયગાળોતેમની તેજસ્વીતામાં વધઘટ: કેટલાક દસ દિવસના સમયગાળા સાથેના તારાઓ લગભગ 40 વખત બહાર આવ્યા તારાઓ કરતાં તેજસ્વીલગભગ એક દિવસના સમયગાળા સાથે.

કારણ કે તમામ લેવિટ સેફિડ્સ એક જ સ્ટાર સિસ્ટમમાં હતા - નાના મેગેલેનિક ક્લાઉડ - તે આપણાથી સમાન (અજાણ્યા હોવા છતાં) અંતરે હોવાનું માનવામાં આવે છે. આનો અર્થ એ છે કે તેમની દેખીતી તેજમાં તફાવત તેજસ્વીતામાં વાસ્તવિક તફાવતો સાથે સંકળાયેલ છે. તે સમગ્ર અવલંબનને માપાંકિત કરવા માટે ભૌમિતિક પદ્ધતિનો ઉપયોગ કરીને એક સેફિડનું અંતર નક્કી કરવાનું બાકી હતું અને સમયગાળો માપીને, કોઈપણ સેફિડની સાચી તેજસ્વીતા અને તેમાંથી તારા અને તારાઓની પ્રણાલીનું અંતર નક્કી કરવા સક્ષમ થવાનું હતું. તે ધરાવે છે.

પરંતુ, કમનસીબે, પૃથ્વીની આજુબાજુમાં કોઈ સેફેઇડ્સ નથી. તેમાંથી સૌથી નજીકનો - ઉત્તર તારો - સૂર્યથી દૂર કરવામાં આવ્યો છે, જેમ કે આપણે હવે જાણીએ છીએ, 130 પીસી દ્વારા, એટલે કે, તે જમીન આધારિત લંબન માપની પહોંચની બહાર છે. આનાથી લંબનથી સીફેઇડ્સ સુધી સીધો પુલ બનાવવાનું શક્ય બન્યું ન હતું, અને ખગોળશાસ્ત્રીઓએ એક માળખું બનાવવું પડ્યું હતું જેને હવે અલંકારિક રીતે અંતરની સીડી કહેવામાં આવે છે.

તેના પર એક મધ્યવર્તી તબક્કો ખુલ્લા સ્ટાર ક્લસ્ટરો બની ગયો, જેમાં ઘણા દસથી લઈને સેંકડો તારાઓ જોડાયેલા હતા. કુલ સમયઅને જન્મ સ્થળ. જો તમે ક્લસ્ટરમાંના તમામ તારાઓના તાપમાન અને તેજસ્વીતાનું કાવતરું કરો છો, તો મોટાભાગના બિંદુઓ એક વલણવાળી રેખા (વધુ સ્પષ્ટ રીતે, એક સ્ટ્રીપ) પર પડશે, જેને મુખ્ય ક્રમ કહેવામાં આવે છે. તારાના સ્પેક્ટ્રમમાંથી ઉચ્ચ ચોકસાઈ સાથે તાપમાન નક્કી કરવામાં આવે છે, અને તેજ તેની દેખીતી તેજ અને અંતર પરથી નક્કી થાય છે. જો અંતર અજાણ્યું હોય, તો હકીકત એ છે કે ક્લસ્ટરમાંના તમામ તારાઓ આપણાથી લગભગ સમાન રીતે દૂર છે, જેથી બચાવમાં આવે છે, જેથી ક્લસ્ટરની અંદર, દેખીતી તેજ હજુ પણ તેજના માપ તરીકે ઉપયોગમાં લઈ શકાય.

તારાઓ બધે સરખા હોવાથી, તમામ ક્લસ્ટરોની મુખ્ય ક્રમ મેળ ખાતી હોવી જોઈએ. તફાવતો માત્ર એ હકીકતને કારણે છે કે તેઓ જુદા જુદા અંતર પર છે. જો આપણે ભૌમિતિક પદ્ધતિનો ઉપયોગ કરીને ક્લસ્ટરોમાંથી એકનું અંતર નક્કી કરીએ, તો આપણે શોધીશું કે "વાસ્તવિક" મુખ્ય ક્રમ કેવો દેખાય છે, અને પછી, તેની સાથે અન્ય ક્લસ્ટરો પરના ડેટાની તુલના કરીને, અમે તેમની વચ્ચેનું અંતર નક્કી કરીશું. આ પદ્ધતિને "મુખ્ય ક્રમ ફિટિંગ" કહેવામાં આવે છે. લાંબા સમય સુધી, તેના માટેનું ધોરણ પ્લીએડ્સ અને હાઇડ્સ હતું, જેનું અંતર જૂથ લંબન પદ્ધતિ દ્વારા નક્કી કરવામાં આવ્યું હતું.

સદભાગ્યે એસ્ટ્રોફિઝિક્સ માટે, સેફિડ્સ લગભગ બે ડઝન ખુલ્લા ક્લસ્ટરોમાં મળી આવ્યા છે. તેથી, મુખ્ય ક્રમને સમાયોજિત કરીને આ ક્લસ્ટરોના અંતરને માપવાથી, સેફિડ્સ સુધી "નિસરણી ખેંચવી" શક્ય છે, જે તેના ત્રીજા પગલા પર છે.

સેફેઇડ્સ અંતરના સૂચક તરીકે ખૂબ જ અનુકૂળ છે: તેમાંના પ્રમાણમાં ઘણા બધા છે - તે કોઈપણ આકાશગંગામાં અને કોઈપણ ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરમાં પણ મળી શકે છે, અને વિશાળ તારાઓ હોવાને કારણે, તેઓ તેમની પાસેથી આંતરગાલેક્ટિક અંતર માપવા માટે પૂરતા તેજસ્વી છે. આનો આભાર, તેઓએ "બ્રહ્માંડના બીકન્સ" અથવા "એસ્ટ્રોફિઝિક્સના સીમાચિહ્નો" જેવા ઘણા મોટા ઉપનામ મેળવ્યા છે. સેફિડ “લાઇન” 20 Mpc સુધી વિસ્તરે છે, જે આપણા ગેલેક્સીના કદ કરતાં લગભગ સો ગણું છે. તે પછી, તેઓ હવે સૌથી શક્તિશાળી આધુનિક સાધનો સાથે પણ ઓળખી શકાતા નથી, અને અંતરની સીડીના ચોથા પગથિયાં પર ચઢવા માટે, તમારે કંઈક તેજસ્વી જોઈએ છે.

જગ્યાના અંતર માપવા માટેની પદ્ધતિઓ

બ્રહ્માંડની હદ સુધી

સૌથી શક્તિશાળી એક્સ્ટ્રાગાલેક્ટિક અંતર માપન એક પેટર્ન પર આધારિત છે જેને તુલી-ફિશર સંબંધ તરીકે ઓળખવામાં આવે છે: સર્પાકાર આકાશગંગા જેટલી તેજસ્વી, તેટલી ઝડપથી તે ફરે છે. જ્યારે ગેલેક્સી ધાર પર અથવા નોંધપાત્ર નમેલી જોવામાં આવે છે, ત્યારે તેનો અડધો દ્રવ્ય પરિભ્રમણને કારણે આપણી નજીક જાય છે, અને અડધો દૂર ખસે છે, જે ડોપ્લર અસરને કારણે વર્ણપટ રેખાઓના વિસ્તરણ તરફ દોરી જાય છે. પરિભ્રમણની ગતિ આ વિસ્તરણથી નક્કી કરવામાં આવે છે, તેમાંથી તેજ નક્કી કરવામાં આવે છે, અને પછી, દૃશ્યમાન તેજ સાથે સરખામણી કરીને, ગેલેક્સીનું અંતર નક્કી કરવામાં આવે છે. અને, અલબત્ત, આ પદ્ધતિને માપાંકિત કરવા માટે, આપણને એવા તારાવિશ્વોની જરૂર છે જેનું અંતર Cepheids નો ઉપયોગ કરીને માપવામાં આવ્યું છે. તુલી-ફિશર પદ્ધતિ ખૂબ જ લાંબી-શ્રેણીની છે અને તે આપણાથી સેંકડો મેગાપાર્સેક દૂર તારાવિશ્વોને આવરી લે છે, પરંતુ તેની પણ એક મર્યાદા છે, કારણ કે ખૂબ દૂર અને અસ્પષ્ટ તારાવિશ્વો માટે પૂરતા પ્રમાણમાં ઉચ્ચ-ગુણવત્તાવાળા સ્પેક્ટ્રા મેળવવાનું શક્ય નથી.

અંતરની થોડી મોટી શ્રેણી પર, બીજી "માનક મીણબત્તી" ચાલે છે - Ia સુપરનોવા પ્રકાર. આવા સુપરનોવાના વિસ્ફોટો "સમાન પ્રકારના" હોય છે થર્મોન્યુક્લિયર વિસ્ફોટોનિર્ણાયક માસ (1.4 સૌર માસ) કરતા સહેજ ઉપરના સમૂહ સાથે સફેદ વામન. તેથી, તેમના માટે સત્તામાં મોટા પ્રમાણમાં ફેરફાર થવાનું કોઈ કારણ નથી. નજીકના તારાવિશ્વોમાં આવા સુપરનોવાના અવલોકનો, સેફેઇડ્સથી જે અંતર નક્કી કરી શકાય છે, તે આ સ્થિરતાને પુષ્ટિ આપે છે, અને તેથી કોસ્મિક થર્મોન્યુક્લિયર વિસ્ફોટો હવે અંતર નક્કી કરવા માટે વ્યાપકપણે ઉપયોગમાં લેવાય છે. તેઓ આપણાથી અબજો પાર્સેક દૂર પણ દૃશ્યમાન છે, પરંતુ તમે ક્યારેય જાણતા નથી કે કયા ગેલેક્સીનું અંતર માપવામાં આવશે, કારણ કે તે અગાઉથી જાણી શકાતું નથી કે આગામી સુપરનોવા ક્યાં ફૂટશે.

અત્યાર સુધી, ફક્ત એક જ પદ્ધતિ અમને વધુ આગળ વધવાની મંજૂરી આપે છે - રેડશિફ્ટ્સ. તેનો ઇતિહાસ, સેફિડ્સના ઇતિહાસની જેમ, 20મી સદીથી એક સાથે શરૂ થાય છે. 1915 માં, અમેરિકન વેસ્ટો સ્લિફરે, તારાવિશ્વોના સ્પેક્ટ્રાનો અભ્યાસ કર્યો, નોંધ્યું કે તેમાંથી મોટાભાગની રેખાઓ "લેબોરેટરી" સ્થિતિની તુલનામાં લાલ-શિફ્ટ થઈ ગઈ હતી. 1924 માં, જર્મન કાર્લ વિર્ટ્ઝે નોંધ્યું કે આ વિસ્થાપન વધુ મજબૂત છે, નાનું કોણીય પરિમાણોતારાવિશ્વો જો કે, ફક્ત એડવિન હબલ 1929 માં આ ડેટાને એક જ ચિત્રમાં લાવવામાં સફળ થયા. ડોપ્લર ઇફેક્ટ મુજબ, સ્પેક્ટ્રમમાં રેખાઓની લાલ પાળીનો અર્થ એ થાય છે કે વસ્તુ આપણાથી દૂર જતી રહે છે. સેફેઇડ્સથી નિર્ધારિત અંતર સાથે તારાવિશ્વોના સ્પેક્ટ્રાની તુલના કરીને, હબલે એક કાયદો ઘડ્યો: આકાશગંગા જે ઝડપે દૂર જઈ રહી છે તે તેના અંતરના પ્રમાણસર છે. આ સંબંધમાં પ્રમાણસરતા ગુણાંકને હબલ સ્થિર કહેવામાં આવે છે.

આમ, બ્રહ્માંડના વિસ્તરણની શોધ કરવામાં આવી હતી, અને તેની સાથે તેમના સ્પેક્ટ્રાથી તારાવિશ્વો માટેનું અંતર નક્કી કરવાની સંભાવના, અલબત્ત, જો હબલ સ્થિરાંક અન્ય કેટલાક "શાસકો" સાથે જોડાયેલ હોય. હબલે પોતે આ સંરેખણ લગભગ માપના ક્રમની ભૂલ સાથે કર્યું હતું, જે ફક્ત 1940 ના દાયકાના મધ્યમાં જ સુધારવામાં આવ્યું હતું, જ્યારે તે સ્પષ્ટ થઈ ગયું હતું કે સેફિડ્સ વિવિધ સમયગાળા-તેજસ્વીતા સંબંધો સાથે ઘણા પ્રકારોમાં વહેંચાયેલા છે. માપાંકન ફરીથી "શાસ્ત્રીય" સેફેઇડ્સના આધારે કરવામાં આવ્યું હતું, અને માત્ર ત્યારે જ હબલ સ્થિરાંકનું મૂલ્ય આધુનિક અંદાજની નજીક બન્યું હતું: આકાશગંગાના દરેક મેગાપાર્સેક અંતર માટે 50-100 કિમી/સે.

હવે રેડશિફ્ટ્સનો ઉપયોગ આપણાથી હજારો મેગાપાર્સેક દૂર તારાવિશ્વોની અંતર નક્કી કરવા માટે થાય છે. સાચું, આ અંતર ફક્ત લોકપ્રિય લેખોમાં મેગાપાર્સેકમાં સૂચવવામાં આવે છે. હકીકત એ છે કે તેઓ ગણતરીમાં અપનાવવામાં આવેલા બ્રહ્માંડના ઉત્ક્રાંતિના મોડેલ પર આધાર રાખે છે, અને તે ઉપરાંત, અવકાશના વિસ્તરણમાં તે સંપૂર્ણપણે સ્પષ્ટ નથી કે અંતરનો અર્થ શું છે: એક કે જેના પર આકાશગંગા કિરણોત્સર્ગના ઉત્સર્જનની ક્ષણે હતી. , અથવા તે કે જેના પર તે પૃથ્વી પર તેના સ્વાગતની ક્ષણે સ્થિત છે, અથવા પ્રારંભિક બિંદુથી અંતિમ બિંદુ સુધી તેના માર્ગ પર પ્રકાશ દ્વારા મુસાફરી કરેલું અંતર. તેથી, ખગોળશાસ્ત્રીઓ તેને મેગાપાર્સેકમાં રૂપાંતરિત કર્યા વિના, દૂરના પદાર્થો માટે માત્ર પ્રત્યક્ષ અવલોકન કરેલ રેડશિફ્ટ મૂલ્ય સૂચવવાનું પસંદ કરે છે.

"બ્રહ્માંડના કદ" સાથે તુલનાત્મક "કોસ્મોલોજિકલ" અંતરનો અંદાજ કાઢવા માટે આજે રેડશિફ્ટ્સ એકમાત્ર પદ્ધતિ છે અને તે જ સમયે તે કદાચ સૌથી વધુ ઉપયોગમાં લેવાતી તકનીક છે. જુલાઈ 2007માં, 77,418,767 તારાવિશ્વોની રેડશિફ્ટની સૂચિ પ્રકાશિત કરવામાં આવી હતી. સાચું છે, જ્યારે તેને બનાવતી વખતે, સ્પેક્ટ્રાનું વિશ્લેષણ કરવા માટે કંઈક અંશે સરળ સ્વચાલિત પદ્ધતિનો ઉપયોગ કરવામાં આવ્યો હતો, અને તેથી ભૂલો કેટલાક મૂલ્યોમાં ઘૂસી શકે છે.

ટીમ પ્લે

અંતર માપવા માટેની ભૌમિતિક પદ્ધતિઓ વાર્ષિક લંબન સાથે સમાપ્ત થતી નથી, જેમાં તારાઓના દેખીતા કોણીય વિસ્થાપનને તેની ભ્રમણકક્ષામાં પૃથ્વીની હિલચાલ સાથે સરખાવવામાં આવે છે. અન્ય અભિગમ સૂર્ય અને તારાઓની એકબીજા સાથે સંબંધિત હિલચાલ પર આધાર રાખે છે. ચાલો કલ્પના કરીએ કે સૂર્યની પાછળથી ઉડતા સ્ટાર ક્લસ્ટર. પરિપ્રેક્ષ્યના નિયમો અનુસાર, તેના તારાઓની દૃશ્યમાન ગતિ, ક્ષિતિજ પરની રેલની જેમ, એક બિંદુ પર એકરૂપ થાય છે - તેજસ્વી. તેની સ્થિતિ સૂચવે છે કે ક્લસ્ટર દૃષ્ટિની રેખા પર કયા ખૂણા પર ઉડે છે. આ ખૂણાને જાણીને, આપણે ક્લસ્ટર તારાઓની ગતિને બે ઘટકોમાં વિઘટન કરી શકીએ છીએ - દૃષ્ટિની રેખા સાથે અને તેની સાથે લંબ અવકાશી ક્ષેત્ર- અને તેમની વચ્ચેનું પ્રમાણ નક્કી કરો. કિલોમીટર પ્રતિ સેકન્ડમાં તારાઓનો રેડિયલ વેગ ડોપ્લર અસરનો ઉપયોગ કરીને માપવામાં આવે છે અને, મળેલા પ્રમાણને ધ્યાનમાં રાખીને, આકાશમાં વેગના પ્રક્ષેપણની ગણતરી કરવામાં આવે છે - તે પણ કિલોમીટર પ્રતિ સેકન્ડમાં. આની તુલના કરવાનું બાકી છે રેખીય ગતિલાંબા ગાળાના અવલોકનોના પરિણામો પરથી નિર્ધારિત કોણીય ખૂણાવાળા તારાઓ - અને અંતર જાણી શકાશે! આ પદ્ધતિ કેટલાક સો પાર્સેક સુધી કામ કરે છે, પરંતુ માત્ર સ્ટાર ક્લસ્ટરોને જ લાગુ પડે છે અને તેથી તેને સમૂહ લંબન પદ્ધતિ કહેવામાં આવે છે. આ રીતે હાઇડ્સ અને પ્લેઇડ્સનું અંતર પ્રથમ માપવામાં આવ્યું હતું.

સીડી ઉપર તરફ દોરી નીચે

સંભવતઃ સૌપ્રથમ સૂર્યનું અંતર નક્કી કરવાનો પ્રયાસ કરનાર સામોસના એરિસ્ટાર્કસ હતા, જેમણે પ્રસ્તાવ મૂક્યો હતો સૂર્યકેન્દ્રીય સિસ્ટમકોપરનિકસના દોઢ હજાર વર્ષ પહેલાંનું વિશ્વ. તેણે જોયું કે સૂર્ય આપણાથી ચંદ્ર કરતાં 20 ગણો દૂર છે. આ અંદાજ, જેમ આપણે હવે જાણીએ છીએ, 20 ના પરિબળ દ્વારા ઓછો અંદાજવામાં આવ્યો હતો, તે કેપ્લર યુગ સુધી ચાલ્યો હતો. જો કે તેણે પોતે ખગોળશાસ્ત્રીય એકમને માપ્યું ન હતું, તેણે પહેલેથી જ નોંધ્યું હતું કે સૂર્ય એરિસ્ટાર્કસ (અને તેના પછીના અન્ય તમામ ખગોળશાસ્ત્રીઓ) જે વિચારે છે તેના કરતાં ઘણો આગળ હોવો જોઈએ.

પૃથ્વીથી સૂર્યના અંતરનો પ્રથમ વધુ કે ઓછો સ્વીકાર્ય અંદાજ જીન ડોમિનિક કેસિની અને જીન રિચેટ દ્વારા મેળવવામાં આવ્યો હતો. 1672 માં, મંગળના વિરોધ દરમિયાન, તેઓએ પેરિસ (કેસિની) અને કેયેન (રિચેટ) બંનેના પૃષ્ઠભૂમિ તારાઓ સામે તેની સ્થિતિ માપી. ફ્રાન્સથી ફ્રેન્ચ ગુઆનાનું અંતર સમાંતર ત્રિકોણના આધાર તરીકે કામ કરે છે, જેમાંથી તેઓએ મંગળનું અંતર નક્કી કર્યું અને પછી સમીકરણોથી અવકાશી મિકેનિક્સ 140 મિલિયન કિલોમીટરનું મૂલ્ય પ્રાપ્ત કરીને ખગોળશાસ્ત્રીય એકમની ગણતરી કરી.

આગામી બે સદીઓમાં, સૌર ડિસ્ક પર શુક્રનું સંક્રમણ સૌરમંડળના માપને નક્કી કરવા માટેનું મુખ્ય સાધન બન્યું. થી તેમને વારાફરતી જોઈ રહ્યાં છે વિવિધ બિંદુઓગ્લોબ, તમે પૃથ્વીથી શુક્ર સુધીના અંતરની ગણતરી કરી શકો છો અને અહીંથી સૌરમંડળના અન્ય તમામ અંતરની ગણતરી કરી શકો છો. 18મી-19મી સદીઓમાં, આ ઘટના ચાર વખત જોવા મળી હતી: 1761, 1769, 1874 અને 1882માં. આ અવલોકનો પ્રથમ આંતરરાષ્ટ્રીય હતા વૈજ્ઞાનિક પ્રોજેક્ટ્સ. મોટા પાયે અભિયાનો સજ્જ હતા (1769 ના અંગ્રેજી અભિયાનનું નેતૃત્વ પ્રખ્યાત જેમ્સકૂક), વિશેષ નિરીક્ષણ સ્ટેશનો બનાવવામાં આવ્યા હતા... અને જો 18મી સદીના અંતમાં રશિયાએ માત્ર ફ્રેન્ચ વૈજ્ઞાનિકોને તેના પ્રદેશ (ટોબોલ્સ્કથી) ના માર્ગનું અવલોકન કરવાની તક પૂરી પાડી હતી, તો 1874 અને 1882 માં રશિયન વૈજ્ઞાનિકોએ પહેલેથી જ સંશોધનમાં સક્રિય ભાગ. કમનસીબે, અવલોકનોની અસાધારણ જટિલતાને કારણે અંદાજોમાં નોંધપાત્ર વિસંગતતાઓ આવી છે ખગોળશાસ્ત્રીય એકમ- અંદાજે 147 થી 153 મિલિયન કિલોમીટર. વધુ વિશ્વસનીય મૂલ્ય - 149.5 મિલિયન કિલોમીટર - એસ્ટરોઇડ્સના અવલોકનોથી માત્ર 19મી-20મી સદીના વળાંક પર પ્રાપ્ત થયું હતું. અને અંતે, તે ધ્યાનમાં લેવું આવશ્યક છે કે આ તમામ માપનના પરિણામો પાયાની લંબાઈના જ્ઞાન પર આધારિત હતા, જે ખગોળશાસ્ત્રીય એકમને માપતી વખતે પૃથ્વીની ત્રિજ્યા હતી. તેથી આખરે કોસ્મિક ડિસ્ટન્સ લેડરનો પાયો સર્વેઅર્સ દ્વારા નાખવામાં આવ્યો હતો.

માત્ર 20મી સદીના ઉત્તરાર્ધમાં વૈજ્ઞાનિકો પાસે કોસ્મિક અંતર - લેસર અને રડાર નક્કી કરવા માટે મૂળભૂત રીતે નવી પદ્ધતિઓ હતી. તેઓએ સૂર્યમંડળમાં માપનની ચોકસાઈને સેંકડો હજારો વખત વધારવાનું શક્ય બનાવ્યું. મંગળ અને શુક્ર માટે રડાર ભૂલ ઘણા મીટર છે, અને ચંદ્ર પર સ્થાપિત ખૂણાના પરાવર્તકનું અંતર સેન્ટીમીટરની ચોકસાઈથી માપવામાં આવે છે. ખગોળશાસ્ત્રીય એકમનું હાલમાં સ્વીકૃત મૂલ્ય 149,597,870,691 મીટર છે.

"હિપ્પાર્ચસ" નું મુશ્કેલ ભાવિ

ઉપગ્રહના નિર્માતાઓએ પોતાને એક ખૂબ જ મહત્વાકાંક્ષી કાર્ય સેટ કર્યું છે: 100 હજારથી વધુ તારાઓના લંબનને મિલિસેકન્ડની ચોકસાઈ સાથે માપવા માટે, એટલે કે, પૃથ્વી પરથી સેંકડો પાર્સેક સ્થિત તારાઓ સુધી પહોંચવા માટે. કેટલાક ખુલ્લા સ્ટાર ક્લસ્ટરો, ખાસ કરીને હાઇડ્સ અને પ્લેઇડ્સ માટેના અંતરને સ્પષ્ટ કરવું જરૂરી હતું. પરંતુ સૌથી અગત્યનું, સીફેઇડ્સના અંતરને સીધું માપીને "સ્ટેપ ઉપર કૂદવાનું" શક્ય બન્યું.

આ અભિયાન મુશ્કેલીઓથી શરૂ થયું. ઉપલા તબક્કામાં નિષ્ફળતાને લીધે, હિપ્પાર્ચસ ઇચ્છિત જીઓસ્ટેશનરી ભ્રમણકક્ષામાં પ્રવેશી શક્યું ન હતું અને મધ્યવર્તી, અત્યંત વિસ્તરેલ માર્ગ પર રહ્યું હતું. યુરોપિયન સ્પેસ એજન્સીના નિષ્ણાતો હજુ પણ પરિસ્થિતિનો સામનો કરવામાં સફળ રહ્યા, અને ઓર્બિટલ એસ્ટ્રોમેટ્રિક ટેલિસ્કોપ 4 વર્ષ સુધી સફળતાપૂર્વક સંચાલિત થયું. પરિણામોની પ્રક્રિયામાં એટલો જ સમય લાગ્યો, અને 1997માં લગભગ બેસો સેફિડ્સ સહિત 118,218 લ્યુમિનાયર્સની લંબન અને યોગ્ય ગતિ સાથેનો સ્ટાર કેટલોગ પ્રકાશિત થયો.

કમનસીબે, સંખ્યાબંધ મુદ્દાઓ પર ઇચ્છિત સ્પષ્ટતા આવી નથી. સૌથી અગમ્ય પરિણામ પ્લેઇડ્સ માટે હતું - એવું માનવામાં આવતું હતું કે "હિપ્પાર્ચસ" અંતરને સ્પષ્ટ કરશે, જેનો અગાઉ અંદાજ 130-135 પાર્સેક હતો, પરંતુ વ્યવહારમાં તે બહાર આવ્યું કે "હિપ્પાર્ચસ" એ તેને સુધાર્યું, ફક્ત 118 નું મૂલ્ય પ્રાપ્ત કર્યું. પાર્સેક નવા મૂલ્યને સ્વીકારવા માટે તારાઓની ઉત્ક્રાંતિના સિદ્ધાંત અને આંતરગાલેક્ટિક અંતર સ્કેલ બંનેમાં ગોઠવણોની જરૂર પડશે. આ એસ્ટ્રોફિઝિક્સ માટે એક ગંભીર સમસ્યા બની જશે, અને પ્લેઇડ્સનું અંતર કાળજીપૂર્વક તપાસવાનું શરૂ કર્યું. 2004 સુધીમાં, ઘણા જૂથોએ, સ્વતંત્ર પદ્ધતિઓનો ઉપયોગ કરીને, 132 થી 139 પીસીની રેન્જમાં ક્લસ્ટરના અંતરનો અંદાજ મેળવ્યો. અપમાનજનક અવાજો સંભળાવા લાગ્યા જે સૂચવે છે કે ઉપગ્રહને ખોટી ભ્રમણકક્ષામાં મૂકવાના પરિણામો સંપૂર્ણપણે દૂર થયા નથી. આમ, તેણે માપેલા તમામ લંબનને પ્રશ્નમાં બોલાવવામાં આવ્યા હતા.

હિપ્પાર્કસ ટીમને કબૂલ કરવાની ફરજ પડી હતી કે માપનના પરિણામો સામાન્ય રીતે સચોટ હતા, પરંતુ તેને ફરીથી પ્રક્રિયા કરવાની જરૂર પડી શકે છે. હકીકત એ છે કે અવકાશ એસ્ટ્રોમેટ્રીમાં, લંબન સીધું માપવામાં આવતું નથી. તેના બદલે, હિપ્પાર્કસે ચાર વર્ષ દરમિયાન તારાઓની અસંખ્ય જોડી વચ્ચેના ખૂણાઓ માપ્યા. સમાંતર વિસ્થાપન અને બંનેને કારણે આ ખૂણા બદલાય છે પોતાની હિલચાલઅવકાશમાં તારાઓ. અવલોકનોમાંથી બરાબર લંબન મૂલ્યોને "ખેંચવા" માટે, તદ્દન જટિલ ગાણિતિક પ્રક્રિયા જરૂરી છે. આ જ મારે પુનરાવર્તન કરવું પડ્યું. નવા પરિણામો સપ્ટેમ્બર 2007 ના અંતમાં પ્રકાશિત કરવામાં આવ્યા હતા, પરંતુ હજુ સુધી તે સ્પષ્ટ નથી કે પરિસ્થિતિમાં કેટલો સુધારો થયો છે.

એરિસ્ટોટલનું બ્રહ્માંડ પૃથ્વીથી સૂર્યના નવ અંતરે સમાપ્ત થયું. કોપરનિકસ માનતા હતા કે તારાઓ સૂર્ય કરતા 1,000 ગણા દૂર છે. લંબન નજીકના તારાઓને પણ ધકેલ્યા છે પ્રકાશ વર્ષ. 20મી સદીની શરૂઆતમાં, અમેરિકન ખગોળશાસ્ત્રી હાર્લો શેપ્લીએ, સેફેઇડ્સનો ઉપયોગ કરીને, નિર્ધારિત કર્યું કે ગેલેક્સીનો વ્યાસ (જેને તેણે બ્રહ્માંડ સાથે ઓળખ્યો) હજારો પ્રકાશ વર્ષોમાં માપવામાં આવ્યો હતો, અને હબલને આભારી, તેની સીમાઓ બ્રહ્માંડ કેટલાક ગીગાપાર્સેક સુધી વિસ્તર્યું. તેઓ કેટલા નિશ્ચિત છે?

અલબત્ત, અંતરની સીડીના દરેક પગથિયાં પર મોટી કે નાની ભૂલો હોય છે, પરંતુ સામાન્ય રીતે બ્રહ્માંડના ભીંગડા એકદમ સારી રીતે વ્યાખ્યાયિત કરવામાં આવે છે, એકબીજાથી સ્વતંત્ર વિવિધ પદ્ધતિઓ દ્વારા પરીક્ષણ કરવામાં આવે છે અને એક સુસંગત ચિત્ર સુધી ઉમેરાય છે. તેથી આધુનિક સરહદોબ્રહ્માંડ અચળ લાગે છે. જો કે, આનો અર્થ એ નથી કે એક દિવસ આપણે તેનાથી કેટલાક પડોશી બ્રહ્માંડનું અંતર માપવા માંગતા નથી!

શ્ક્લોવ્સ્કી I.S., દિમિત્રી વાઇબ. પૃથ્વી (સોલ III).

આની સામગ્રી પર આધારિત: www.vokrugsveta.ru, galspace.spb.ru,શ્ક્લોવ્સ્કી I.S. "બ્રહ્માંડ, જીવન, મન" / એડ. N.S. Kardashev અને V.I. 6ઠ્ઠી આવૃત્તિ.

બ્રહ્માંડનો સ્કેલ

સ્ટાર સિસ્ટમ્સ

તમે જાણો છો કે આપણી પૃથ્વી તેના ગ્રહો, અન્ય ગ્રહો અને તેમના ઉપગ્રહો, ધૂમકેતુઓ અને નાના ગ્રહો સાથે સૂર્યની આસપાસ ફરે છે, કે આ બધા પદાર્થો સૂર્યમંડળ બનાવે છે. બદલામાં, સૂર્ય અને આકાશમાં દેખાતા અન્ય તમામ તારાઓ એક વિશાળ તારામંડળનો ભાગ છે - આપણી ગેલેક્સી. સૂર્યમંડળની સૌથી નજીકનો તારો એટલો દૂર છે કે પ્રકાશ જે 300,000 કિમી/સેકંડની ઝડપે પ્રવાસ કરે છે તે કરતાં વધુ સમય લે છે. ચાર વર્ષ. તારાઓ સૌથી સામાન્ય પ્રકારનું અવકાશી પદાર્થ છે; એકલા આપણી ગેલેક્સીમાં એક કરતા વધુ છે કેટલાક સો અબજ. આ દ્વારા કબજે કરેલ વોલ્યુમ સ્ટાર સિસ્ટમ, એટલો મોટો કે પ્રકાશ ફક્ત તેને પાર કરી શકે છે 100 હજાર વર્ષ.

મુખ્ય માળખાકીય એકમોબ્રહ્માંડમાં "તારા ટાપુઓ" નો સમાવેશ થાય છે - આપણા જેવા જ. તેમાંથી એક એન્ડ્રોમેડા નક્ષત્રમાં સ્થિત છે. આ એક વિશાળ આકાશગંગા છે, જેનું બંધારણ આપણા જેવું જ છે અને તેમાં સેંકડો અબજો તારાઓ છે. તેના થી પ્રકાશ પૃથ્વી આવી રહી છેવધુ 2 મિલિયન વર્ષ.એન્ડ્રોમેડા ગેલેક્સી, આપણી ગેલેક્સી અને નાના સમૂહની અન્ય ઘણી તારાવિશ્વો સાથે, કહેવાતા સ્થાનિક જૂથ. મોટા અને નાના મેગેલેનિક વાદળો, નક્ષત્ર શિલ્પકાર, ઉર્સા માઇનોર, ડ્રેકો અને ઓરિઅન સહિતની તારામંડળની કેટલીક તારામંડળો આપણી આકાશગંગાના ઉપગ્રહો છે. તેની સાથે તેઓ ફરી વળે છે સામાન્ય કેન્દ્ર wt તે તારાવિશ્વોનું સ્થાન અને હિલચાલ છે જે સમગ્ર બ્રહ્માંડની રચના અને માળખું નક્કી કરે છે.

તારાવિશ્વો એકબીજાથી એટલા દૂર છે કે નરી આંખે માત્ર ત્રણ નજીકના જ જોઈ શકાય છે: બે દક્ષિણ ગોળાર્ધમાં - મોટા મેગેલેનિક વાદળ, નાના મેગેલેનિક વાદળ, અને ઉત્તરથી માત્ર એક જ છે - એન્ડ્રોમેડા નિહારિકા.

ધનુરાશિ નક્ષત્રમાં વામન આકાશગંગા- સૌથી નજીક. આ નાની આકાશગંગા એટલી નજીક છે કે આકાશગંગા તેને શોષી લે તેવું લાગે છે. ધનુરાશિ ગેલેક્સી સૂર્યથી 80 હજાર પ્રકાશ વર્ષ અને આકાશગંગાના કેન્દ્રથી 52 હજાર પ્રકાશ વર્ષ દૂર છે. આપણી આગળની સૌથી નજીકની આકાશગંગા એ લાર્જ મેગેલેનિક ક્લાઉડ છે, જે 170 હજાર પ્રકાશવર્ષ દૂર સ્થિત છે. 1994 સુધી, જ્યારે ધનુરાશિ નક્ષત્રમાં એક દ્વાર્ફ ગેલેક્સી મળી આવી હતી, ત્યારે એવું માનવામાં આવતું હતું કે સૌથી નજીકની ગેલેક્સી લાર્જ મેગેલેનિક ક્લાઉડ છે.

ધનુરાશિ દ્વાર્ફ ગેલેક્સી મૂળરૂપે લગભગ 1,000 પ્રકાશ-વર્ષનો ગોળ હતો. પરંતુ હવે તેનો આકાર આકાશગંગાના ગુરુત્વાકર્ષણને કારણે વિકૃત થઈ ગયો છે અને આકાશગંગાની લંબાઈ 10 હજાર પ્રકાશવર્ષ છે. ધનુરાશિના દ્વાર્ફના કેટલાક મિલિયન તારાઓ હવે ધનુરાશિ નક્ષત્રમાં ફેલાયેલા છે. તેથી, જો તમે માત્ર આકાશ તરફ જુઓ, તો આ આકાશગંગાના તારાઓ આપણી પોતાની ગેલેક્સીના તારાઓથી અલગ કરી શકાતા નથી.

કોસ્મિક અંતર

સૌથી દૂરની તારાવિશ્વોમાંથી, પ્રકાશ પૃથ્વી પર પહોંચે છે 10 અબજ વર્ષ. તારાઓ અને તારાવિશ્વોની બાબતનો નોંધપાત્ર ભાગ એવી પરિસ્થિતિઓમાં છે જે પૃથ્વીની પ્રયોગશાળાઓમાં બનાવી શકાતી નથી. બધી બાહ્ય જગ્યા ભરાઈ ગઈ છે ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક રેડિયેશન, ગુરુત્વાકર્ષણ અને ચુંબકીય ક્ષેત્રો, તારાવિશ્વોમાં તારાઓ વચ્ચે અને તારાવિશ્વો વચ્ચે ગેસ, ધૂળ, વ્યક્તિગત પરમાણુઓ, અણુઓ અને આયનો, અણુ મધ્યવર્તી કેન્દ્ર અને પ્રાથમિક કણો. જેમ જાણીતું છે, પૃથ્વીની સૌથી નજીકના અવકાશી પદાર્થ, ચંદ્રનું અંતર આશરે 400,000 કિમી છે. સૌથી દૂરના પદાર્થો આપણાથી એવા અંતરે સ્થિત છે જે ચંદ્રના અંતર કરતાં 10 ગણા વધુ છે. ચાલો એક જાણીતા મોડેલનો ઉપયોગ કરીને બ્રહ્માંડમાં અવકાશી પદાર્થોના કદ અને તેમની વચ્ચેના અંતરની કલ્પના કરવાનો પ્રયાસ કરીએ - પૃથ્વીનો શાળા ગ્લોબ, જે આપણા ગ્રહ કરતાં 50 મિલિયન ગણો નાનો છે. આ કિસ્સામાં, આપણે ચંદ્રને લગભગ 7 સે.મી.ના વ્યાસવાળા બોલ તરીકે દર્શાવવો જોઈએ, જે વિશ્વથી લગભગ 7.5 મીટરના અંતરે સ્થિત છે અને સૂર્યનું મોડેલ 28 મીટરના અંતરે હશે 3 કિમી, અને પ્લુટોનું મોડેલ - સૌરમંડળનો સૌથી દૂરનો ગ્રહ - આપણાથી 120 કિમી દૂર કરવામાં આવશે. મોડેલના આ સ્કેલ પર આપણી સૌથી નજીકનો તારો લગભગ 800,000 કિમીના અંતરે સ્થિત હશે, એટલે કે ચંદ્ર કરતાં 2 ગણો વધુ. આપણી ગેલેક્સીનું કદ લગભગ સૂર્યમંડળના કદ જેટલું સંકોચાઈ જશે, પરંતુ સૌથી દૂરના તારા હજુ પણ તેની બહાર સ્થિત હશે.

બધી તારાવિશ્વો આપણાથી દૂર જઈ રહી હોવાથી, કોઈ પણ વ્યક્તિ મદદ કરી શકતું નથી પરંતુ એવી છાપ મેળવી શકે છે કે આપણી ગેલેક્સી વિસ્તરણના કેન્દ્રમાં છે, વિસ્તરતા બ્રહ્માંડના સ્થિર કેન્દ્રિય બિંદુ પર છે. વાસ્તવમાં, આપણે એક ખગોળશાસ્ત્રીય ભ્રમણા સાથે કામ કરી રહ્યા છીએ. બ્રહ્માંડનું વિસ્તરણ એવી રીતે થાય છે કે તેમાં કોઈ "મુખ્ય" નિશ્ચિત બિંદુ નથી. આપણે જે બે તારાવિશ્વો પસંદ કરીએ, તેમની વચ્ચેનું અંતર સમય જતાં વધતું જશે. આનો અર્થ એ છે કે નિરીક્ષક પોતાને ગમે તે આકાશગંગામાં શોધે છે, તે તારાકીય ટાપુઓના છૂટાછવાયાનું ચિત્ર પણ જોશે, જે આપણે જોઈએ છીએ તેના જેવું જ છે.

સ્થાનિક જૂથસેકન્ડ દીઠ કેટલાક સો કિલોમીટરની ઝડપે, તે કન્યા રાશિમાં તારામંડળના બીજા ક્લસ્ટર તરફ આગળ વધી રહી છે. વિર્ગો ક્લસ્ટર એ તારાઓના ટાપુઓની વધુ વિશાળ સિસ્ટમનું કેન્દ્ર છે - તારાવિશ્વોના સુપરક્લસ્ટર્સ, જેમાં અમારા ગેલેક્સી સાથે સ્થાનિક જૂથનો સમાવેશ થાય છે. અવલોકન માહિતી અનુસાર, સુપરક્લસ્ટરમાં 90% થી વધુનો સમાવેશ થાય છે હાલની તારાવિશ્વોઅને આપણા બ્રહ્માંડમાં જગ્યાના કુલ જથ્થાના 10% જેટલી જગ્યા ધરાવે છે. સુપરક્લસ્ટર્સ પાસે 10 15 સોલર માસના ક્રમનું દળ હોય છે. ખગોળશાસ્ત્રીય સંશોધનના આધુનિક માધ્યમો લગભગ 10-12 બિલિયન પ્રકાશવર્ષની ત્રિજ્યા સાથે અવકાશના વિશાળ પ્રદેશ સુધી પહોંચે છે. આ વિસ્તારમાં, આધુનિક અંદાજ મુજબ, 10 10 તારાવિશ્વો છે. તેમની સંપૂર્ણતા કહેવામાં આવી હતી મેટાગાલેક્સીસ.

તેથી, આપણે એક બિન-સ્થિર, વિસ્તરતા બ્રહ્માંડમાં રહીએ છીએ, જે સમય સાથે બદલાય છે અને જેનો ભૂતકાળ તેની વર્તમાન સ્થિતિ સાથે સરખો નથી, અને વર્તમાન તેના ભવિષ્ય સાથે સમાન નથી.

પ્રિય મુલાકાતીઓ!

શું તમે જાણો છો કે આપણે જે બ્રહ્માંડનું અવલોકન કરીએ છીએ તેની ચોક્કસ સીમાઓ છે? આપણે બ્રહ્માંડને અનંત અને અગમ્ય કંઈક સાથે સાંકળવા ટેવાયેલા છીએ. જો કે, આધુનિક વિજ્ઞાન, જ્યારે બ્રહ્માંડની "અનંતતા" વિશે પૂછવામાં આવે છે, ત્યારે આવા "સ્પષ્ટ" પ્રશ્નનો સંપૂર્ણપણે અલગ જવાબ આપે છે.

આધુનિક ખ્યાલો અનુસાર, અવલોકનક્ષમ બ્રહ્માંડનું કદ આશરે 45.7 અબજ પ્રકાશ વર્ષ (અથવા 14.6 ગીગાપાર્સેક) છે. પરંતુ આ સંખ્યાઓનો અર્થ શું છે?

સામાન્ય વ્યક્તિના મનમાં પહેલો પ્રશ્ન એ આવે છે કે બ્રહ્માંડ અનંત કેવી રીતે ન હોઈ શકે? એવું લાગે છે કે તે નિર્વિવાદ છે કે આપણી આસપાસ અસ્તિત્વમાં છે તે બધાના કન્ટેનરને કોઈ સીમાઓ ન હોવી જોઈએ. જો આ સીમાઓ અસ્તિત્વમાં છે, તો તે બરાબર શું છે?

ચાલો કહીએ કે કેટલાક અવકાશયાત્રી બ્રહ્માંડની સીમાઓ સુધી પહોંચે છે. તે તેની સામે શું જોશે? નક્કર દિવાલ? આગ અવરોધ? અને તેની પાછળ શું છે - ખાલીપણું? અન્ય બ્રહ્માંડ? પરંતુ શું ખાલીપણું અથવા અન્ય બ્રહ્માંડનો અર્થ એ થઈ શકે કે આપણે બ્રહ્માંડની સરહદ પર છીએ? છેવટે, આનો અર્થ એ નથી કે ત્યાં "કંઈ" નથી. ખાલીપણું અને અન્ય બ્રહ્માંડ પણ "કંઈક" છે. પરંતુ બ્રહ્માંડ એક એવી વસ્તુ છે જેમાં સંપૂર્ણપણે બધું "કંઈક" સમાયેલું છે.

અમે સંપૂર્ણ વિરોધાભાસ પર પહોંચીએ છીએ. તે તારણ આપે છે કે બ્રહ્માંડની સીમાએ આપણાથી કંઈક છુપાવવું જોઈએ જે અસ્તિત્વમાં ન હોવું જોઈએ. અથવા બ્રહ્માંડની સીમાએ "કંઈક" થી "બધું" બંધ કરવું જોઈએ, પરંતુ આ "કંઈક" પણ "બધું" નો ભાગ હોવો જોઈએ. સામાન્ય રીતે, સંપૂર્ણ વાહિયાતતા. તો પછી વૈજ્ઞાનિકો આપણા બ્રહ્માંડનું મર્યાદિત કદ, દળ અને વય પણ કેવી રીતે જાહેર કરી શકે? આ મૂલ્યો, અકલ્પનીય રીતે મોટા હોવા છતાં, હજુ પણ મર્યાદિત છે. શું વિજ્ઞાન સ્પષ્ટ સાથે દલીલ કરે છે? આ સમજવા માટે, ચાલો આપણે સૌ પ્રથમ શોધીએ કે લોકો કેવી રીતે બ્રહ્માંડની આપણી આધુનિક સમજમાં આવ્યા.

સીમાઓ વિસ્તરી રહી છે

અનાદિ કાળથી, લોકો તેમની આસપાસની દુનિયા કેવી છે તેમાં રસ ધરાવતા હતા. બ્રહ્માંડને સમજાવવા માટે ત્રણ સ્તંભો અને પ્રાચીનકાળના અન્ય પ્રયાસોના ઉદાહરણો આપવાની જરૂર નથી. એક નિયમ તરીકે, અંતે તે બધું એ હકીકત પર આવ્યું કે બધી વસ્તુઓનો આધાર પૃથ્વીની સપાટી છે. પ્રાચીનકાળ અને મધ્ય યુગમાં પણ, જ્યારે ખગોળશાસ્ત્રીઓને "નિશ્ચિત" અવકાશી ગોળાની સાથે ગ્રહોની હિલચાલના નિયમોનું વ્યાપક જ્ઞાન હતું, ત્યારે પૃથ્વી બ્રહ્માંડનું કેન્દ્ર રહી હતી.

સ્વાભાવિક રીતે, પ્રાચીન ગ્રીસમાં પણ એવા લોકો હતા જેઓ માનતા હતા કે પૃથ્વી સૂર્યની આસપાસ ફરે છે. એવા લોકો હતા જેઓ અનેક વિશ્વો અને બ્રહ્માંડની અનંતતા વિશે વાત કરતા હતા. પરંતુ આ સિદ્ધાંતો માટે રચનાત્મક સમર્થન માત્ર વૈજ્ઞાનિક ક્રાંતિના વળાંક પર જ ઉદ્ભવ્યું.

16મી સદીમાં, પોલિશ ખગોળશાસ્ત્રી નિકોલસ કોપરનિકસે બ્રહ્માંડના જ્ઞાનમાં પ્રથમ મોટી સફળતા મેળવી હતી. તેમણે નિશ્ચિતપણે સાબિત કર્યું કે પૃથ્વી સૂર્યની આસપાસ ફરતા ગ્રહોમાંનો એક માત્ર છે. આવી પ્રણાલીએ અવકાશી ગોળામાં ગ્રહોની આવી જટિલ અને જટિલ હિલચાલની સમજૂતીને ખૂબ જ સરળ બનાવી છે. સ્થિર પૃથ્વીના કિસ્સામાં, ખગોળશાસ્ત્રીઓએ ગ્રહોની આ વર્તણૂકને સમજાવવા માટે તમામ પ્રકારના ચતુર સિદ્ધાંતો સાથે આવવું પડ્યું. બીજી બાજુ, જો પૃથ્વીને ગતિશીલ તરીકે સ્વીકારવામાં આવે, તો આવી જટિલ હિલચાલ માટે સમજૂતી કુદરતી રીતે આવે છે. આ રીતે હું ખગોળશાસ્ત્રમાં મજબૂત બન્યો નવો દાખલોસૂર્યકેન્દ્રીય કહેવાય છે.

ઘણા સૂર્ય

જો કે, આ પછી પણ, ખગોળશાસ્ત્રીઓએ બ્રહ્માંડને "સ્થિર તારાઓના ગોળા" સુધી મર્યાદિત કરવાનું ચાલુ રાખ્યું. 19મી સદી સુધી તેઓ તારાઓના અંતરનો અંદાજ લગાવવામાં અસમર્થ હતા. ઘણી સદીઓથી, ખગોળશાસ્ત્રીઓએ પૃથ્વીની ભ્રમણકક્ષા (વાર્ષિક લંબન) ની તુલનામાં તારાઓની સ્થિતિમાં વિચલનો શોધવાનો કોઈ ફાયદો ઉઠાવવાનો પ્રયાસ કર્યો નથી. તે સમયના સાધનો આવા ચોક્કસ માપને મંજૂરી આપતા ન હતા.

છેવટે, 1837 માં, રશિયન-જર્મન ખગોળશાસ્ત્રી વેસિલી સ્ટ્રુવે લંબન માપ્યું. આ અવકાશના માપદંડને સમજવામાં એક નવું પગલું ચિહ્નિત કરે છે. હવે વૈજ્ઞાનિકો સુરક્ષિત રીતે કહી શકે છે કે તારાઓ સૂર્ય સાથે દૂરના સમાનતા છે. અને આપણું લ્યુમિનરી હવે દરેક વસ્તુનું કેન્દ્ર નથી, પરંતુ અનંત સ્ટાર ક્લસ્ટરનો સમાન "નિવાસી" છે.

ખગોળશાસ્ત્રીઓ બ્રહ્માંડના માપદંડને સમજવાની વધુ નજીક આવ્યા છે, કારણ કે તારાઓનું અંતર ખરેખર ભયંકર હોવાનું બહાર આવ્યું છે. ગ્રહોની ભ્રમણકક્ષાનું કદ પણ સરખામણીમાં નજીવું લાગતું હતું. આગળ તે સમજવું જરૂરી હતું કે તારાઓ કેવી રીતે કેન્દ્રિત છે.

ઘણી આકાશગંગા

વિખ્યાત ફિલસૂફ ઈમેન્યુઅલ કાન્ટે 1755માં બ્રહ્માંડના મોટા પાયે બંધારણની આધુનિક સમજણના પાયાની ધારણા કરી હતી. તેમણે અનુમાન કર્યું કે આકાશગંગા એક વિશાળ ફરતી છે સ્ટાર ક્લસ્ટર. બદલામાં, ઘણી અવલોકન કરાયેલ નિહારિકાઓ પણ વધુ દૂરના "દૂધ માર્ગો" - તારાવિશ્વો છે. આ હોવા છતાં, 20મી સદી સુધી, ખગોળશાસ્ત્રીઓ માનતા હતા કે તમામ નિહારિકાઓ તારા નિર્માણના સ્ત્રોત છે અને તે આકાશગંગાનો ભાગ છે.

જ્યારે ખગોળશાસ્ત્રીઓ ઉપયોગ કરીને તારાવિશ્વો વચ્ચેનું અંતર માપવાનું શીખ્યા ત્યારે પરિસ્થિતિ બદલાઈ ગઈ. આ પ્રકારના તારાઓની સંપૂર્ણ તેજસ્વીતા તેમની પરિવર્તનશીલતાના સમયગાળા પર સખત રીતે આધાર રાખે છે. દૃશ્યમાન સાથે તેમની સંપૂર્ણ તેજસ્વીતાની તુલના કરીને, ઉચ્ચ ચોકસાઈ સાથે તેમના માટેનું અંતર નક્કી કરવું શક્ય છે. આ પદ્ધતિ 20મી સદીની શરૂઆતમાં એનાર હર્ટ્ઝસ્ચ્રંગ અને હાર્લો સ્કેલ્પી દ્વારા વિકસાવવામાં આવી હતી. તેમના માટે આભાર, 1922 માં સોવિયેત ખગોળશાસ્ત્રી અર્ન્સ્ટ એપિક એ એન્ડ્રોમેડાનું અંતર નક્કી કર્યું, જે તીવ્રતાનો ક્રમ હોવાનું બહાર આવ્યું. મોટા કદઆકાશગંગા.

એડવિન હબલે એપિકની પહેલ ચાલુ રાખી. અન્ય તારાવિશ્વોમાં સેફિડ્સની તેજને માપીને, તેણે તેમનું અંતર માપ્યું અને તેની તુલના તેમના સ્પેક્ટ્રામાં રેડશિફ્ટ સાથે કરી. તેથી 1929 માં તેણે પોતાનો પ્રખ્યાત કાયદો વિકસાવ્યો. તેમના કામે નિશ્ચિતપણે સ્થાપિત અભિપ્રાયને ખોટો સાબિત કર્યો કે આકાશગંગા બ્રહ્માંડની ધાર છે. હવે તે ઘણી આકાશગંગાઓમાંની એક હતી જેણે તેને એક સમયે માન્યું હતું અભિન્ન ભાગ. કાન્તની પૂર્વધારણા તેના વિકાસ પછી લગભગ બે સદીઓ પછી પુષ્ટિ મળી હતી.

ત્યારબાદ, હબલ દ્વારા તેની પાસેથી દૂર કરવાની ગતિના સંબંધમાં નિરીક્ષકથી આકાશગંગાના અંતર વચ્ચેના જોડાણને કારણે, બ્રહ્માંડના મોટા પાયે બંધારણનું સંપૂર્ણ ચિત્ર દોરવાનું શક્ય બન્યું. તે બહાર આવ્યું છે કે તારાવિશ્વો તેનો માત્ર એક નજીવો ભાગ છે. તેઓ ક્લસ્ટરોમાં જોડાયેલા છે, ક્લસ્ટરોને સુપર ક્લસ્ટરોમાં. બદલામાં, સુપરક્લસ્ટર્સ સૌથી મોટા બનાવે છે જાણીતી રચનાઓબ્રહ્માંડમાં થ્રેડો અને દિવાલો છે. વિશાળ સુપરવોઈડ () ને અડીને આવેલા આ બંધારણો હાલમાં જાણીતા બ્રહ્માંડના મોટા પાયે માળખું બનાવે છે.

દેખીતી અનંતતા

તે ઉપરથી અનુસરે છે કે માત્ર થોડી સદીઓમાં, વિજ્ઞાન ધીમે ધીમે ભૂકેન્દ્રવાદથી બ્રહ્માંડની આધુનિક સમજણ તરફ આગળ વધ્યું છે. જો કે, આજે આપણે બ્રહ્માંડને શા માટે મર્યાદિત કરીએ છીએ તેનો આ જવાબ નથી. છેવટે, અત્યાર સુધી આપણે ફક્ત અવકાશના સ્કેલ વિશે જ વાત કરતા હતા, અને તેના સ્વભાવ વિશે નહીં.

પ્રથમ જેણે બ્રહ્માંડની અનંતતાને ન્યાયી ઠેરવવાનું નક્કી કર્યું તે આઇઝેક ન્યૂટન હતા. સાર્વત્રિક ગુરુત્વાકર્ષણના નિયમની શોધ કર્યા પછી, તેઓ માનતા હતા કે જો અવકાશ મર્યાદિત હોત, તો તેના બધા શરીર વહેલા કે પછી એક સંપૂર્ણમાં ભળી જશે. તેમના પહેલાં, જો કોઈએ બ્રહ્માંડની અનંતતાનો વિચાર વ્યક્ત કર્યો હોય, તો તે ફક્ત દાર્શનિક નસમાં હતો. કોઈપણ વૈજ્ઞાનિક આધાર વગર. તેનું ઉદાહરણ જિયોર્દાનો બ્રુનો છે. બાય ધ વે, કાન્તની જેમ તે પણ વિજ્ઞાન કરતાં ઘણી સદીઓ આગળ હતો. તારાઓ છે તે જાહેર કરનાર તે પ્રથમ હતો દૂરના સૂર્ય, અને ગ્રહો પણ તેમની આસપાસ ફરે છે.

એવું લાગે છે કે અનંતની હકીકત તદ્દન વાજબી અને સ્પષ્ટ છે, પરંતુ 20 મી સદીના વિજ્ઞાનના વળાંકોએ આ "સત્ય" ને હચમચાવી નાખ્યું.

સ્થિર બ્રહ્માંડ

બ્રહ્માંડનું આધુનિક મોડલ વિકસાવવાની દિશામાં પહેલું મહત્ત્વનું પગલું આલ્બર્ટ આઈન્સ્ટાઈન દ્વારા લેવામાં આવ્યું હતું. પ્રખ્યાત ભૌતિકશાસ્ત્રીએ 1917 માં સ્થિર બ્રહ્માંડનું તેમનું મોડેલ રજૂ કર્યું. આ મોડેલ સાપેક્ષતાના સામાન્ય સિદ્ધાંત પર આધારિત હતું, જે તેણે એક વર્ષ અગાઉ વિકસાવ્યું હતું. તેમના મોડેલ મુજબ, બ્રહ્માંડ સમયની રીતે અનંત છે અને અવકાશમાં મર્યાદિત છે. પરંતુ, અગાઉ નોંધ્યું તેમ, ન્યૂટનના મતે, મર્યાદિત કદ સાથેનું બ્રહ્માંડ તૂટી પડવું જ જોઈએ. આ કરવા માટે, આઈન્સ્ટાઈને કોસ્મોલોજિકલ કોન્સ્ટન્ટ રજૂ કર્યું, જેણે વળતર આપ્યું ગુરુત્વાકર્ષણ આકર્ષણદૂરની વસ્તુઓ.

ભલે તે ગમે તેટલું વિરોધાભાસી લાગે, આઈન્સ્ટાઈને બ્રહ્માંડની અત્યંત સીમિતતાને મર્યાદિત કરી ન હતી. તેમના મતે, બ્રહ્માંડ એ હાયપરસ્ફિયરનું બંધ શેલ છે. સામ્યતા એ સામાન્ય ત્રિ-પરિમાણીય ગોળાની સપાટી છે, ઉદાહરણ તરીકે, ગ્લોબ અથવા પૃથ્વી. કોઈ પ્રવાસી પૃથ્વી પર ગમે તેટલી મુસાફરી કરે, તે ક્યારેય તેની ધાર સુધી પહોંચશે નહીં. જો કે, આનો અર્થ એ નથી કે પૃથ્વી અનંત છે. પ્રવાસી ફક્ત તે સ્થાને પાછો ફરશે જ્યાંથી તેણે તેની મુસાફરી શરૂ કરી હતી.

હાયપરસ્ફિયરની સપાટી પર

તે જ રીતે, એક અવકાશ ભટકનાર, સ્ટારશીપ પર આઈન્સ્ટાઈનના બ્રહ્માંડને પાર કરીને, પૃથ્વી પર પાછો ફરી શકે છે. ફક્ત આ જ સમયે ભટકનાર ગોળાની દ્વિ-પરિમાણીય સપાટી સાથે નહીં, પણ સાથે આગળ વધશે ત્રિ-પરિમાણીય સપાટીહાયપરસ્ફિયર્સ આનો અર્થ એ છે કે બ્રહ્માંડ મર્યાદિત વોલ્યુમ ધરાવે છે, અને તેથી અંતિમ સંખ્યાતારાઓ અને સમૂહ. જો કે, બ્રહ્માંડને ન તો સીમાઓ છે કે ન તો કોઈ કેન્દ્ર.

આઈન્સ્ટાઈન તેમના પ્રખ્યાત સિદ્ધાંતમાં અવકાશ, સમય અને ગુરુત્વાકર્ષણને જોડીને આ નિષ્કર્ષ પર આવ્યા હતા. તેમના પહેલાં, આ વિભાવનાઓને અલગ ગણવામાં આવતી હતી, તેથી જ બ્રહ્માંડની જગ્યા સંપૂર્ણપણે યુક્લિડિયન હતી. આઈન્સ્ટાઈને સાબિત કર્યું કે ગુરુત્વાકર્ષણ પોતે અવકાશ-સમયની વક્રતા છે. શાસ્ત્રીય ન્યુટોનિયન મિકેનિક અને યુક્લિડિયન ભૂમિતિ પર આધારિત આનાથી બ્રહ્માંડની પ્રકૃતિ વિશેના પ્રારંભિક વિચારોમાં ધરમૂળથી ફેરફાર થયો.

બ્રહ્માંડનું વિસ્તરણ

"નવા બ્રહ્માંડ" ના શોધનાર પણ પોતે ભ્રમણા માટે અજાણ્યા ન હતા. આઈન્સ્ટાઈને બ્રહ્માંડને અવકાશમાં મર્યાદિત કર્યું હોવા છતાં, તેણે તેને સ્થિર ગણવાનું ચાલુ રાખ્યું. તેમના મોડેલ મુજબ, બ્રહ્માંડ શાશ્વત હતું અને રહેશે, અને તેનું કદ હંમેશા એકસરખું રહે છે. 1922 માં, સોવિયેત ભૌતિકશાસ્ત્રી એલેક્ઝાન્ડર ફ્રિડમેને આ મોડેલને નોંધપાત્ર રીતે વિસ્તૃત કર્યું. તેમની ગણતરી મુજબ, બ્રહ્માંડ બિલકુલ સ્થિર નથી. તે સમય જતાં વિસ્તરી શકે છે અથવા સંકુચિત થઈ શકે છે. નોંધનીય છે કે ફ્રિડમેન સાપેક્ષતાના સમાન સિદ્ધાંત પર આધારિત આવા મોડેલ પર આવ્યા હતા. તેમણે બ્રહ્માંડ સંબંધી સ્થિરાંકને બાયપાસ કરીને આ સિદ્ધાંતને વધુ યોગ્ય રીતે લાગુ કરવામાં વ્યવસ્થાપિત કર્યું.

આલ્બર્ટ આઈન્સ્ટાઈને તરત જ આ "સુધારો" સ્વીકાર્યો ન હતો. આ નવું મોડેલ અગાઉ ઉલ્લેખિત હબલ શોધની સહાય માટે આવ્યું હતું. તારાવિશ્વોની મંદીએ બ્રહ્માંડના વિસ્તરણની હકીકતને નિર્વિવાદપણે સાબિત કરી. તેથી આઈન્સ્ટાઈને પોતાની ભૂલ સ્વીકારવી પડી. હવે બ્રહ્માંડની ચોક્કસ વય હતી, જે હબલના સ્થિરાંક પર સખત આધાર રાખે છે, જે તેના વિસ્તરણના દરને દર્શાવે છે.

કોસ્મોલોજીનો વધુ વિકાસ

વિજ્ઞાનીઓએ આ પ્રશ્નનો ઉકેલ લાવવાનો પ્રયાસ કર્યો તેમ, બ્રહ્માંડના અન્ય ઘણા મહત્વપૂર્ણ ઘટકોની શોધ થઈ અને તેના વિવિધ મોડેલો વિકસાવવામાં આવ્યા. તેથી 1948 માં, જ્યોર્જ ગેમોએ "હોટ યુનિવર્સ" પૂર્વધારણા રજૂ કરી, જે પાછળથી બિગ બેંગ થિયરીમાં ફેરવાઈ જશે. 1965 માં થયેલી શોધે તેની શંકાની પુષ્ટિ કરી. હવે ખગોળશાસ્ત્રીઓ બ્રહ્માંડ પારદર્શક બન્યું તે ક્ષણથી આવેલા પ્રકાશનું અવલોકન કરી શકે છે.

1932માં ફ્રિટ્ઝ ઝ્વીકી દ્વારા આગાહી કરાયેલ ડાર્ક મેટર, 1975માં પુષ્ટિ મળી હતી. ડાર્ક મેટર વાસ્તવમાં ગેલેક્સીઓ, ગેલેક્સી ક્લસ્ટરો અને સમગ્ર વિશ્વની રચનાના અસ્તિત્વને સમજાવે છે. આ રીતે વૈજ્ઞાનિકોએ જાણ્યું કે બ્રહ્માંડનો મોટા ભાગનો સમૂહ સંપૂર્ણપણે અદ્રશ્ય છે.

છેવટે, 1998 માં, અંતરના અભ્યાસ દરમિયાન, એવું જાણવા મળ્યું કે બ્રહ્માંડ ઝડપી ગતિએ વિસ્તરી રહ્યું છે. વિજ્ઞાનના આ નવીનતમ વળાંકે બ્રહ્માંડની પ્રકૃતિ વિશેની આપણી આધુનિક સમજણને જન્મ આપ્યો. બ્રહ્માંડ સંબંધી ગુણાંક, આઈન્સ્ટાઈન દ્વારા રજૂ કરવામાં આવ્યો હતો અને ફ્રાઈડમેન દ્વારા રદિયો આપવામાં આવ્યો હતો, તેણે ફરીથી બ્રહ્માંડના મોડેલમાં તેનું સ્થાન મેળવ્યું હતું. કોસ્મોલોજિકલ ગુણાંક (કોસ્મોલોજિકલ કોન્સ્ટન્ટ) ની હાજરી તેના ઝડપી વિસ્તરણને સમજાવે છે. કોસ્મોલોજિકલ કોન્સ્ટન્ટની હાજરીને સમજાવવા માટે, બ્રહ્માંડના મોટા ભાગના સમૂહ ધરાવતા કાલ્પનિક ક્ષેત્રની વિભાવના રજૂ કરવામાં આવી હતી.

અવલોકનક્ષમ બ્રહ્માંડના કદની આધુનિક સમજ

બ્રહ્માંડના આધુનિક મોડલને ΛCDM મોડલ પણ કહેવામાં આવે છે. અક્ષર "Λ" નો અર્થ છે કોસ્મોલોજિકલ કોન્સ્ટન્ટની હાજરી, જે બ્રહ્માંડના ઝડપી વિસ્તરણને સમજાવે છે. "CDM" એટલે કે બ્રહ્માંડ ઠંડા શ્યામ પદાર્થથી ભરેલું છે. નવીનતમ સંશોધનતેઓ કહે છે કે હબલ સ્થિરાંક લગભગ 71 (km/s)/Mpc છે, જે બ્રહ્માંડની ઉંમર 13.75 અબજ વર્ષોને અનુરૂપ છે. બ્રહ્માંડની ઉંમર જાણીને, આપણે તેના અવલોકનક્ષમ ક્ષેત્રના કદનો અંદાજ લગાવી શકીએ છીએ.

સાપેક્ષતાના સિદ્ધાંત મુજબ, કોઈપણ પદાર્થ વિશેની માહિતી પ્રકાશની ઝડપ (299,792,458 m/s) કરતાં વધુ ઝડપે નિરીક્ષક સુધી પહોંચી શકતી નથી. તે તારણ આપે છે કે નિરીક્ષક માત્ર એક પદાર્થ જ નહીં, પરંતુ તેનો ભૂતકાળ જુએ છે. કોઈ વસ્તુ તેની પાસેથી જેટલી દૂર છે, તે ભૂતકાળમાં તેટલો દૂર દેખાય છે. ઉદાહરણ તરીકે, ચંદ્રને જોતાં, આપણે જોઈએ છીએ કે તે એક સેકન્ડ કરતાં થોડો વધુ સમય પહેલાં હતો, સૂર્ય - આઠ મિનિટ કરતાં વધુ પહેલાં, નજીકના તારાઓ - વર્ષો, તારાવિશ્વો - લાખો વર્ષ પહેલાં, વગેરે. આઈન્સ્ટાઈનના સ્થિર મોડેલમાં, બ્રહ્માંડની કોઈ વય મર્યાદા નથી, જેનો અર્થ છે કે તેનો અવલોકનક્ષમ ક્ષેત્ર પણ કોઈ પણ વસ્તુ દ્વારા મર્યાદિત નથી. નિરીક્ષક, વધુને વધુ અત્યાધુનિક ખગોળશાસ્ત્રીય સાધનોથી સજ્જ, વધુને વધુ દૂરની અને પ્રાચીન વસ્તુઓનું અવલોકન કરશે.

અમારી સાથે એક અલગ ચિત્ર છે આધુનિક મોડલબ્રહ્માંડ. તે મુજબ, બ્રહ્માંડની એક વય છે, અને તેથી અવલોકનની મર્યાદા છે. એટલે કે, બ્રહ્માંડના જન્મથી, કોઈ પણ ફોટોન 13.75 અબજ પ્રકાશ વર્ષોથી વધુ અંતર કાપી શક્યું ન હતું. તે તારણ આપે છે કે આપણે કહી શકીએ કે અવલોકનક્ષમ બ્રહ્માંડ નિરીક્ષકથી 13.75 અબજ પ્રકાશ વર્ષોની ત્રિજ્યા સાથે ગોળાકાર પ્રદેશ સુધી મર્યાદિત છે. જો કે, આ સંપૂર્ણ રીતે સાચું નથી. આપણે બ્રહ્માંડના અવકાશના વિસ્તરણ વિશે ભૂલવું જોઈએ નહીં. ફોટોન નિરીક્ષક સુધી પહોંચે ત્યાં સુધીમાં, જે પદાર્થ તેને ઉત્સર્જિત કરે છે તે આપણાથી 45.7 અબજ પ્રકાશવર્ષ દૂર હશે. વર્ષ આ કદ કણોની ક્ષિતિજ છે, તે અવલોકનક્ષમ બ્રહ્માંડની સીમા છે.

ક્ષિતિજ પર

તેથી, અવલોકનક્ષમ બ્રહ્માંડનું કદ બે પ્રકારમાં વહેંચાયેલું છે. સ્પષ્ટ કદ, જેને હબલ ત્રિજ્યા (13.75 અબજ પ્રકાશ વર્ષ) પણ કહેવાય છે. અને વાસ્તવિક કદ, જેને કણ ક્ષિતિજ (45.7 અબજ પ્રકાશ વર્ષ) કહેવાય છે. મહત્વની વાત એ છે કે આ બંને ક્ષિતિજ બ્રહ્માંડના વાસ્તવિક કદને બિલકુલ દર્શાવતા નથી. પ્રથમ, તેઓ અવકાશમાં નિરીક્ષકની સ્થિતિ પર આધાર રાખે છે. બીજું, તેઓ સમય સાથે બદલાય છે. ΛCDM મોડેલના કિસ્સામાં, કણ ક્ષિતિજ હબલ ક્ષિતિજ કરતાં વધુ ઝડપે વિસ્તરે છે. ભવિષ્યમાં આ વલણ બદલાશે કે કેમ તે પ્રશ્નનો જવાબ આધુનિક વિજ્ઞાન આપતું નથી. પરંતુ જો આપણે ધારીએ કે બ્રહ્માંડ પ્રવેગ સાથે વિસ્તરણ કરવાનું ચાલુ રાખે છે, તો તે બધા પદાર્થો જે આપણે અત્યારે જોઈએ છીએ તે વહેલા કે પછી આપણા "દ્રષ્ટિના ક્ષેત્ર"માંથી અદૃશ્ય થઈ જશે.

હાલમાં, ખગોળશાસ્ત્રીઓ દ્વારા અવલોકન કરાયેલ સૌથી દૂરનો પ્રકાશ કોસ્મિક માઇક્રોવેવ પૃષ્ઠભૂમિ કિરણોત્સર્ગ છે. તેમાં ડોકિયું કરીને, વૈજ્ઞાનિકો બ્રહ્માંડને જુએ છે કારણ કે તે બિગ બેંગના 380 હજાર વર્ષ પછી હતું. આ ક્ષણે, બ્રહ્માંડ એટલું ઠંડુ થઈ ગયું છે કે તે મુક્ત ફોટોન ઉત્સર્જન કરવામાં સક્ષમ હતું, જે આજે રેડિયો ટેલિસ્કોપની મદદથી શોધી કાઢવામાં આવે છે. તે સમયે, બ્રહ્માંડમાં કોઈ તારાઓ અથવા તારાવિશ્વો નહોતા, પરંતુ માત્ર હાઇડ્રોજન, હિલીયમ અને અન્ય તત્વોની નજીવી માત્રાના સતત વાદળો હતા. આ વાદળમાં જોવા મળેલી અનિયમિતતાઓમાંથી, ગેલેક્સી ક્લસ્ટરો પછીથી રચાશે. તે તારણ આપે છે કે ચોક્કસપણે તે પદાર્થો કે જે કોસ્મિક માઇક્રોવેવ પૃષ્ઠભૂમિ કિરણોત્સર્ગમાં અસંગતતામાંથી બનાવવામાં આવશે તે કણોની ક્ષિતિજની સૌથી નજીક સ્થિત છે.

સાચી સીમાઓ

શું બ્રહ્માંડ સાચી, અવલોકનક્ષમ સીમાઓ ધરાવે છે તે હજુ પણ સ્યુડોસાયન્ટિફિક અનુમાનનો વિષય છે. એક અથવા બીજી રીતે, દરેક વ્યક્તિ બ્રહ્માંડની અનંતતા પર સંમત થાય છે, પરંતુ આ અનંતતાને સંપૂર્ણપણે અલગ રીતે અર્થઘટન કરે છે. કેટલાક બ્રહ્માંડને બહુપરિમાણીય માને છે, જ્યાં આપણું "સ્થાનિક" ત્રિ-પરિમાણીય બ્રહ્માંડ તેના સ્તરોમાંથી માત્ર એક છે. અન્ય લોકો કહે છે કે બ્રહ્માંડ ખંડિત છે - જેનો અર્થ છે કે આપણું સ્થાનિક બ્રહ્માંડ બીજાનું કણ હોઈ શકે છે. વિશે ભૂલશો નહીં વિવિધ મોડેલોમલ્ટિવર્સ તેના બંધ, ખુલ્લા, સમાંતર બ્રહ્માંડો, વોર્મહોલ્સ. અને ત્યાં ઘણા બધા વિવિધ સંસ્કરણો છે, જેની સંખ્યા ફક્ત માનવ કલ્પના દ્વારા મર્યાદિત છે.

પરંતુ જો આપણે ઠંડા વાસ્તવવાદને ચાલુ કરીએ અથવા ફક્ત આ બધી પૂર્વધારણાઓથી પાછળ હટીએ, તો આપણે માની શકીએ કે આપણું બ્રહ્માંડ બધા તારાઓ અને તારાવિશ્વોનું અનંત સજાતીય પાત્ર છે. તદુપરાંત, કોઈપણ ખૂબ જ દૂરના બિંદુએ, તે આપણાથી અબજો ગીગાપાર્સેક હોય, બધી સ્થિતિઓ બરાબર સમાન હશે. આ બિંદુએ, કણોની ક્ષિતિજ અને હબલ ગોળા બરાબર સમાન હશે, તેમની ધાર પર સમાન અવશેષ કિરણોત્સર્ગ હશે. આસપાસ સમાન તારાઓ અને આકાશગંગાઓ હશે. રસપ્રદ રીતે, આ બ્રહ્માંડના વિસ્તરણનો વિરોધ કરતું નથી. છેવટે, તે ફક્ત બ્રહ્માંડ જ નથી જે વિસ્તરી રહ્યું છે, પરંતુ તેની જગ્યા પોતે જ છે. હકીકત એ છે કે બિગ બેંગની ક્ષણે બ્રહ્માંડ એક બિંદુથી ઉભું થયું તેનો અર્થ એ છે કે અનંત નાના (વ્યવહારિક રીતે શૂન્ય) પરિમાણો જે તે સમયે હતા તે હવે અકલ્પનીય રીતે મોટામાં ફેરવાઈ ગયા છે. ભવિષ્યમાં, અમે અવલોકનક્ષમ બ્રહ્માંડના માપને સ્પષ્ટ રીતે સમજવા માટે આ પૂર્વધારણાનો ચોક્કસ ઉપયોગ કરીશું.

વિઝ્યુઅલ રજૂઆત

વિવિધ સ્ત્રોતો તમામ પ્રકારના વિઝ્યુઅલ મોડલ્સ પ્રદાન કરે છે જે લોકોને બ્રહ્માંડના માપને સમજવાની મંજૂરી આપે છે. જો કે, બ્રહ્માંડ કેટલું મોટું છે તે સમજવું આપણા માટે પૂરતું નથી. હબલ ક્ષિતિજ અને કણ ક્ષિતિજ જેવા ખ્યાલો વાસ્તવમાં પોતાને કેવી રીતે પ્રગટ કરે છે તેની કલ્પના કરવી મહત્વપૂર્ણ છે. આ કરવા માટે, ચાલો અમારા મોડેલની કલ્પના કરીએ.

ચાલો ભૂલી જઈએ કે આધુનિક વિજ્ઞાન બ્રહ્માંડના "વિદેશી" પ્રદેશ વિશે જાણતું નથી. મલ્ટિવર્સની આવૃત્તિઓ, ખંડિત બ્રહ્માંડ અને તેની અન્ય "વિવિધતાઓ" ને છોડીને, ચાલો કલ્પના કરીએ કે તે ફક્ત અનંત છે. અગાઉ નોંધ્યું તેમ, આ તેની જગ્યાના વિસ્તરણનો વિરોધાભાસ કરતું નથી. અલબત્ત, ચાલો ધ્યાનમાં લઈએ કે તેનો હબલ ગોળ અને કણોનો ગોળો અનુક્રમે 13.75 અને 45.7 અબજ પ્રકાશ વર્ષ છે.

બ્રહ્માંડનો સ્કેલ

START બટન દબાવો અને એક નવી, અજાણી દુનિયા શોધો!
પ્રથમ, ચાલો સમજવાનો પ્રયાસ કરીએ કે યુનિવર્સલ સ્કેલ કેટલો મોટો છે. જો તમે આપણા ગ્રહની આસપાસ પ્રવાસ કર્યો હોય, તો તમે સારી રીતે કલ્પના કરી શકો છો કે પૃથ્વી આપણા માટે કેટલી મોટી છે. હવે આપણા ગ્રહની કલ્પના કરો કે બિયાં સાથેનો દાણો અડધા ફૂટબોલ મેદાનના કદના તરબૂચ-સૂર્યની આસપાસ ભ્રમણકક્ષામાં ફરે છે. આ કિસ્સામાં, નેપ્ચ્યુનની ભ્રમણકક્ષા કદને અનુરૂપ હશે નાનું શહેર, પ્રદેશ - ચંદ્ર સુધી, સૂર્યના પ્રભાવની સીમાનો પ્રદેશ - મંગળ સુધી. તે તારણ આપે છે કે આપણું સૂર્યમંડળ પૃથ્વી કરતાં એટલું મોટું છે જેટલું મંગળ બિયાં સાથેનો દાણો કરતાં મોટું છે! પરંતુ આ માત્ર શરૂઆત છે.

હવે ચાલો કલ્પના કરીએ કે આ બિયાં સાથેનો દાણો આપણી સિસ્ટમ હશે, જેનું કદ લગભગ એક પાર્સેક જેટલું છે. પછી આકાશગંગા બે ફૂટબોલ સ્ટેડિયમનું કદ હશે. જો કે, આ અમારા માટે પૂરતું નથી. આકાશગંગાનું કદ પણ સેન્ટીમીટર સુધી ઘટાડવું પડશે. તે કંઈક અંશે કોફી-બ્લેક ઇન્ટરગાલેક્ટિક સ્પેસની મધ્યમાં વમળમાં આવરિત કોફી ફીણ જેવું જ હશે. તેમાંથી વીસ સેન્ટિમીટર ત્યાં સમાન સર્પાકાર "નાનો ટુકડો બટકું" છે - એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા. તેમની આસપાસ આપણી નાનકડી આકાશગંગાઓનું ટોળું હશે સ્થાનિક ક્લસ્ટર. આપણા બ્રહ્માંડનું દેખીતું કદ 9.2 કિલોમીટર હશે. અમે સાર્વત્રિક પરિમાણોની સમજમાં આવ્યા છીએ.

સાર્વત્રિક બબલની અંદર

જો કે, સ્કેલને સમજવા માટે તે આપણા માટે પૂરતું નથી. ગતિશીલતામાં બ્રહ્માંડની અનુભૂતિ કરવી મહત્વપૂર્ણ છે. ચાલો આપણી જાતને જાયન્ટ્સ તરીકે કલ્પના કરીએ, જેમના માટે આકાશગંગાનો વ્યાસ સેન્ટીમીટર છે. હમણાં નોંધ્યું તેમ, આપણે આપણી જાતને 4.57ની ત્રિજ્યા અને 9.24 કિલોમીટરના વ્યાસવાળા બોલની અંદર શોધીશું. ચાલો કલ્પના કરીએ કે આપણે આ બોલની અંદર તરતા હોઈએ છીએ, મુસાફરી કરી શકીએ છીએ, એક સેકન્ડમાં સમગ્ર મેગાપાર્સેક આવરી લઈએ છીએ. જો આપણું બ્રહ્માંડ અનંત છે તો આપણે શું જોશું?

અલબત્ત, દરેક પ્રકારની અસંખ્ય તારાવિશ્વો આપણી સમક્ષ દેખાશે. લંબગોળ, સર્પાકાર, અનિયમિત. કેટલાક વિસ્તારો તેમની સાથે ભરાઈ જશે, અન્ય ખાલી હશે. મુખ્ય લક્ષણ એ હશે કે જ્યારે આપણે ગતિહીન હોઈએ ત્યારે દૃષ્ટિની રીતે તે બધા ગતિહીન હશે. પરંતુ જલદી આપણે એક પગલું લઈશું, તારાવિશ્વો પોતે જ આગળ વધવાનું શરૂ કરશે. ઉદાહરણ તરીકે, જો આપણે સેન્ટીમીટર-લાંબા આકાશગંગામાં સૂક્ષ્મ સૌરમંડળને પારખી શકીએ, તો આપણે તેના વિકાસનું અવલોકન કરી શકીશું. આપણી આકાશગંગાથી 600 મીટર દૂર જઈને, આપણે રચનાની ક્ષણે પ્રોટોસ્ટાર સૂર્ય અને પ્રોટોપ્લેનેટરી ડિસ્ક જોશું. તેની નજીક જઈને, આપણે જોઈશું કે પૃથ્વી કેવી રીતે દેખાય છે, જીવન ઉત્પન્ન થાય છે અને માણસ દેખાય છે. એ જ રીતે, આપણે જોઈશું કે તારાવિશ્વો કેવી રીતે બદલાય છે અને ખસે છે કારણ કે આપણે તેમની પાસેથી દૂર જઈએ છીએ અથવા તેમની નજીક જઈએ છીએ.

તેથી, વધુ દૂરની તારાવિશ્વોઅમે પીઅર કરીશું, તે આપણા માટે વધુ પ્રાચીન હશે. તેથી સૌથી દૂરની તારાવિશ્વો આપણાથી 1300 મીટરથી વધુ દૂર સ્થિત હશે, અને 1380 મીટરના વળાંક પર આપણે અવશેષ રેડિયેશન જોઈશું. સાચું, આ અંતર આપણા માટે કાલ્પનિક હશે. જો કે, જેમ જેમ આપણે નજીક જઈએ છીએ કોસ્મિક માઇક્રોવેવ પૃષ્ઠભૂમિ રેડિયેશન, આપણે એક રસપ્રદ ચિત્ર જોઈશું. સ્વાભાવિક રીતે, અમે અવલોકન કરીશું કે કેવી રીતે હાઇડ્રોજનના પ્રારંભિક વાદળમાંથી તારાવિશ્વોની રચના અને વિકાસ થશે. જ્યારે આપણે આ રચાયેલી તારાવિશ્વોમાંથી એક પર પહોંચીશું, ત્યારે આપણે સમજીશું કે આપણે 1.375 કિલોમીટર નહીં, પરંતુ તમામ 4.57 કિલોમીટર કવર કર્યા છે.

ઝૂમ આઉટ

પરિણામે, અમે કદમાં વધુ વધારો કરીશું. હવે આપણે મુઠ્ઠીમાં સંપૂર્ણ ખાલી જગ્યાઓ અને દિવાલો મૂકી શકીએ છીએ. તેથી આપણે આપણી જાતને એક નાના પરપોટામાં શોધીશું જેમાંથી બહાર નીકળવું અશક્ય છે. પરપોટાની કિનારી પરના ઑબ્જેક્ટ્સનું અંતર જેમ જેમ તેઓ નજીક આવશે તેમ વધશે એટલું જ નહીં, પરંતુ કિનારી પણ અનિશ્ચિત સમય માટે બદલાશે. આ અવલોકનક્ષમ બ્રહ્માંડના કદનો સંપૂર્ણ બિંદુ છે.

બ્રહ્માંડ ગમે તેટલું મોટું હોય, નિરીક્ષક માટે તે હંમેશા મર્યાદિત બબલ જ રહેશે. નિરીક્ષક હંમેશા આ બબલના કેન્દ્રમાં રહેશે, હકીકતમાં તે તેનું કેન્દ્ર છે. પરપોટાની ધાર પર કોઈપણ પદાર્થ પર જવાનો પ્રયાસ કરતા, નિરીક્ષક તેનું કેન્દ્ર સ્થાનાંતરિત કરશે. જેમ જેમ તમે ઑબ્જેક્ટનો સંપર્ક કરો છો, આ ઑબ્જેક્ટ પરપોટાની કિનારીથી વધુ અને વધુ આગળ વધશે અને તે જ સમયે બદલાશે. ઉદાહરણ તરીકે, આકારહીન હાઇડ્રોજન વાદળમાંથી તે સંપૂર્ણ ગેલેક્સીમાં ફેરવાશે અથવા, આગળ, ગેલેક્ટીક ક્લસ્ટરમાં ફેરવાશે. આ ઉપરાંત, આ ઑબ્જેક્ટનો રસ્તો જેમ જેમ તમે તેની પાસે જશો તેમ વધશે, કારણ કે આસપાસની જગ્યા પોતે જ બદલાઈ જશે. આ ઑબ્જેક્ટ પર પહોંચ્યા પછી, અમે તેને ફક્ત બબલની ધારથી તેના કેન્દ્રમાં ખસેડીશું. બ્રહ્માંડની ધાર પર, અવશેષ કિરણોત્સર્ગ હજુ પણ ઝબકશે.

જો આપણે ધારીએ કે બ્રહ્માંડ ઝડપી ગતિએ વિસ્તરણ કરવાનું ચાલુ રાખશે, તો પછી પરપોટાના કેન્દ્રમાં રહીને અને અબજો, ટ્રિલિયનો અને વર્ષોના ઊંચા ઓર્ડર્સ દ્વારા સમય આગળ વધશે, તો આપણે એક વધુ રસપ્રદ ચિત્ર જોશું. જો કે આપણો પરપોટો પણ કદમાં વધશે, તેના બદલાતા ઘટકો વધુ ઝડપથી આપણાથી દૂર જશે, આ બબલની ધાર છોડીને, જ્યાં સુધી બ્રહ્માંડનો દરેક કણ અન્ય કણો સાથે ક્રિયાપ્રતિક્રિયા કરવાની તક વિના તેના એકલા પરપોટામાં અલગથી ભટકશે ત્યાં સુધી.

તેથી, આધુનિક વિજ્ઞાન પાસે બ્રહ્માંડના વાસ્તવિક કદ અને તેની સીમાઓ છે કે કેમ તે વિશેની માહિતી નથી. પરંતુ આપણે ખાતરીપૂર્વક જાણીએ છીએ કે અવલોકનક્ષમ બ્રહ્માંડ એક દૃશ્યમાન અને સાચી સીમા ધરાવે છે, જેને અનુક્રમે હબલ ત્રિજ્યા (13.75 અબજ પ્રકાશ વર્ષ) અને કણ ત્રિજ્યા (45.7 અબજ પ્રકાશ વર્ષ) કહેવાય છે. આ સીમાઓ અવકાશમાં નિરીક્ષકની સ્થિતિ પર સંપૂર્ણપણે આધાર રાખે છે અને સમય જતાં વિસ્તરે છે. જો હબલ ત્રિજ્યા પ્રકાશની ઝડપે સખત રીતે વિસ્તરે છે, તો કણ ક્ષિતિજનું વિસ્તરણ ઝડપી થાય છે. કણોની ક્ષિતિજની તેની પ્રવેગકતા આગળ ચાલુ રહેશે અને શું તે સંકોચન દ્વારા બદલવામાં આવશે તે પ્રશ્ન ખુલ્લો રહે છે.