অতীতের মহান পদার্থবিদ, আই. নিউটন এবং এ. আইনস্টাইনের কাছে মহাবিশ্ব স্থির বলে মনে হয়েছিল। সোভিয়েত পদার্থবিদ এ. ফ্রিডম্যান 1924 সালে "বিক্ষিপ্ত" ছায়াপথের তত্ত্ব নিয়ে এসেছিলেন। ফ্রিডম্যান মহাবিশ্বের সম্প্রসারণের ভবিষ্যদ্বাণী করেছিলেন। এটি আমাদের বিশ্বের শারীরিক বোঝার একটি বৈপ্লবিক বিপ্লব ছিল.
আমেরিকান জ্যোতির্বিদ এডউইন হাবল অ্যান্ড্রোমিডা নীহারিকা অন্বেষণ করেন। 1923 সাল নাগাদ, তিনি দেখতে পান যে এর বাইরের অংশগুলি পৃথক নক্ষত্রের ক্লাস্টার। হাবল নীহারিকা থেকে দূরত্ব গণনা করেছিলেন। এটি 900,000 আলোকবর্ষে পরিণত হয়েছে (আরো সঠিকভাবে গণনা করা দূরত্ব আজ 2.3 মিলিয়ন আলোকবর্ষ)। অর্থাৎ, নীহারিকাটি মিল্কিওয়ে-আওয়ার গ্যালাক্সির অনেক দূরে অবস্থিত। এটি এবং অন্যান্য নীহারিকা পর্যবেক্ষণ করার পর, হাবল মহাবিশ্বের গঠন সম্পর্কে একটি উপসংহারে আসেন।
মহাবিশ্ব বিশাল তারা ক্লাস্টারের একটি সংগ্রহ নিয়ে গঠিত - ছায়াপথ.
তারাই আমাদের কাছে আকাশে দূরবর্তী কুয়াশাচ্ছন্ন "মেঘ" হিসাবে দেখায়, যেহেতু আমরা এত বিশাল দূরত্বে পৃথক তারা দেখতে পারি না।
ই. হাবল প্রাপ্ত তথ্যে একটি গুরুত্বপূর্ণ দিক লক্ষ্য করেছিলেন, যা জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা আগে পর্যবেক্ষণ করেছিলেন, কিন্তু ব্যাখ্যা করা কঠিন ছিল। যথা: দূরবর্তী ছায়াপথের পরমাণু দ্বারা নির্গত বর্ণালী আলোক তরঙ্গের পর্যবেক্ষণ দৈর্ঘ্য স্থলজ গবেষণাগারে একই পরমাণু দ্বারা নির্গত বর্ণালী তরঙ্গের দৈর্ঘ্যের চেয়ে সামান্য বেশি। অর্থাৎ, প্রতিবেশী ছায়াপথগুলির বিকিরণ বর্ণালীতে, যখন একটি ইলেকট্রন কক্ষপথ থেকে কক্ষপথে লাফ দেয় তখন একটি পরমাণু দ্বারা নির্গত আলোর পরিমাণ পৃথিবীর একই পরমাণু দ্বারা নির্গত একটি অনুরূপ কোয়ান্টামের তুলনায় স্পেকট্রামের লাল অংশের দিকে কম্পাঙ্কে স্থানান্তরিত হয়। . হাবল এই পর্যবেক্ষণকে ডপলার প্রভাবের প্রকাশ হিসাবে ব্যাখ্যা করার স্বাধীনতা নিয়েছিলেন।
সমস্ত পর্যবেক্ষণ করা প্রতিবেশী ছায়াপথ পৃথিবী থেকে দূরে সরে যাচ্ছে, যেহেতু মিল্কিওয়ের বাইরের প্রায় সমস্ত গ্যালাকটিক বস্তু তাদের অপসারণের গতির সমানুপাতিক একটি লাল বর্ণালী স্থানান্তর প্রদর্শন করে।
সবচেয়ে গুরুত্বপূর্ণ, হাবল তার দূরত্ব পরিমাপের ফলাফলগুলিকে পার্শ্ববর্তী ছায়াপথগুলির সাথে তাদের মন্দা হারের পরিমাপের সাথে তুলনা করতে সক্ষম হয়েছিল (রেডশিফ্টের উপর ভিত্তি করে)।
গাণিতিকভাবে, আইনটি খুব সহজভাবে প্রণয়ন করা হয়:
যেখানে v যে গতিতে গ্যালাক্সি আমাদের থেকে দূরে সরে যাচ্ছে,
r হল এর দূরত্ব,
H হল হাবল ধ্রুবক।
এবং, যদিও হাবল প্রাথমিকভাবে আমাদের খুব কাছের কয়েকটি গ্যালাক্সি পর্যবেক্ষণের ফলে এই আইনে এসেছিল, তারপর থেকে আবিষ্কৃত দৃশ্যমান মহাবিশ্বের অনেকগুলি নতুন ছায়াপথের একটিও মিল্কিওয়ে থেকে ক্রমবর্ধমান দূরত্বের বাইরে পড়ে না। এই আইনের সুযোগ।
সুতরাং, হাবলের আইনের প্রধান পরিণতি:
মহাবিশ্ব প্রসারিত হচ্ছে।
বিশ্বের মহাকাশ খুব ফ্যাব্রিক প্রসারিত হয়. সমস্ত পর্যবেক্ষক (এবং আপনি এবং আমি ব্যতিক্রম নই) নিজেদেরকে মহাবিশ্বের কেন্দ্রে বলে মনে করেন।
গ্যালাক্সির মন্দার পরীক্ষামূলক তথ্য থেকে, মহাবিশ্বের বয়স অনুমান করা হয়েছিল। এটি সমান হতে দেখা গেল - প্রায় 15 বিলিয়ন বছর! এভাবে আধুনিক সৃষ্টিতত্ত্বের যুগ শুরু হয়।
স্বাভাবিকভাবেই প্রশ্ন জাগে: শুরুতে কী হয়েছিল? মহাবিশ্ব সম্পর্কে তাদের বোঝার সম্পূর্ণ বিপ্লব ঘটাতে বিজ্ঞানীদের সময় লেগেছে মাত্র 20 বছর।
উত্তরটি 40 এর দশকে অসামান্য পদার্থবিদ জি গামো (1904 - 1968) দ্বারা প্রস্তাবিত হয়েছিল। আমাদের পৃথিবীর ইতিহাস শুরু হয়েছিল বিগ ব্যাং দিয়ে। আজকে বেশিরভাগ জ্যোতির্পদার্থবিদরা এটাই মনে করেন।
মহাবিস্ফোরণ হল মহাবিশ্বের খুব অল্প আয়তনে ঘনীভূত পদার্থের প্রাথমিকভাবে প্রচুর ঘনত্ব, তাপমাত্রা এবং চাপের দ্রুত হ্রাস। মহাবিশ্বের সমস্ত পদার্থকে প্রোটো-ম্যাটারের একটি ঘন পিণ্ডে সংকুচিত করা হয়েছিল, যা মহাবিশ্বের বর্তমান স্কেলের তুলনায় খুব ছোট আয়তনে রয়েছে।
মহাবিশ্বের ধারণা, অতি-গরম পদার্থের একটি অতি-ঘন ঝাঁক থেকে জন্মগ্রহণ করে এবং প্রসারিত এবং শীতল হওয়ার পর থেকে, তাকে বিগ ব্যাং তত্ত্ব বলা হয়।
মহাবিশ্বের উৎপত্তি এবং বিবর্তনের সফল মহাজাগতিক মডেল আজ আর নেই।
বিগ ব্যাং তত্ত্ব অনুসারে, প্রাথমিক মহাবিশ্বে ফোটন, ইলেকট্রন এবং অন্যান্য কণা ছিল। ফোটন ক্রমাগত অন্যান্য কণার সাথে মিথস্ক্রিয়া করে। মহাবিশ্ব প্রসারিত হওয়ার সাথে সাথে এটি শীতল হয়ে যায় এবং একটি নির্দিষ্ট পর্যায়ে ইলেকট্রনগুলি হাইড্রোজেন এবং হিলিয়ামের নিউক্লিয়াসের সাথে একত্রিত হতে শুরু করে এবং পরমাণু তৈরি করে। এটি প্রায় 3000 K তাপমাত্রায় এবং মহাবিশ্বের আনুমানিক 400,000 বছর বয়সে ঘটেছিল। এই মুহূর্ত থেকে, ফোটনগুলি বস্তুর সাথে মিথস্ক্রিয়া ছাড়াই, কার্যত মহাকাশে অবাধে চলাচল করতে সক্ষম হয়েছিল। কিন্তু আমাদের এখনও সেই যুগের "সাক্ষী" আছে - রিলিক্ট ফোটন। এটা বিশ্বাস করা হয় যে মহাজাগতিক মাইক্রোওয়েভ পটভূমি বিকিরণ মহাবিশ্বের অস্তিত্বের প্রাথমিক পর্যায় থেকে সংরক্ষণ করা হয়েছে এবং এটি সমানভাবে পূরণ করে। বিকিরণের আরও শীতল হওয়ার ফলে, এর তাপমাত্রা কমেছে এবং এখন প্রায় 3 কে.
মহাজাগতিক মাইক্রোওয়েভ পটভূমি বিকিরণের অস্তিত্ব বিগ ব্যাং তত্ত্বের কাঠামোর মধ্যে তাত্ত্বিকভাবে ভবিষ্যদ্বাণী করা হয়েছিল। এটি বিগ ব্যাং তত্ত্বের অন্যতম প্রধান নিশ্চিতকরণ হিসাবে বিবেচিত হয়।
মানুষের কাছে পরিচিত সবচেয়ে উচ্চাভিলাষী ঘটনাটি হল আমাদের মহাবিশ্বের সম্প্রসারণ, যা 1929 সালে প্রমাণিত। গ্যালাক্সির ক্লাস্টারগুলির মধ্যে দূরত্ব ক্রমাগত বৃদ্ধি পাচ্ছে এবং এটি মহাবিশ্বের গঠন বোঝার জন্য সবচেয়ে গুরুত্বপূর্ণ সত্য। সম্প্রসারণের হার নির্ধারণ - হাবল ধ্রুবক - এবং সময়ের উপর এর নির্ভরতা স্থল-ভিত্তিক এবং কক্ষপথ পর্যবেক্ষণের সবচেয়ে গুরুত্বপূর্ণ বিষয়।
মহাবিশ্বের সম্প্রসারণের প্রথম লক্ষণগুলি প্রায় 80 বছর আগে আবিষ্কৃত হয়েছিল, যখন বেশিরভাগ জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা বিশ্বাস করেছিলেন যে আমাদের গ্যালাক্সি পুরো মহাবিশ্ব। অস্পষ্ট নীহারিকাগুলি, যার মধ্যে কয়েক হাজার অ্যাস্ট্রোফটোগ্রাফির আবির্ভাবের পর থেকে আবিষ্কৃত হয়েছে, মনে করা হয়েছিল যে তারা অত্যধিক মিল্কিওয়ে তারকা সিস্টেমের উপকণ্ঠে দূরবর্তী গ্যাসীয় নীহারিকা।
অ্যারিজোনার ফ্ল্যাগস্টাফ অবজারভেটরিতে ওয়েস্টন স্লাইফার বহু বছর ধরে এই "অজ্ঞাত নীহারিকা" এর বর্ণালী পাওয়ার জন্য বিশ্বের একমাত্র ব্যক্তি ছিলেন। তাদের সবচেয়ে আকর্ষণীয় প্রতিনিধি ছিল সুপরিচিত অ্যান্ড্রোমিডা নীহারিকা। 1914 সালে, স্লাইফার একটি 24-ইঞ্চি প্রতিসরাকের সাহায্যে প্রাপ্ত একটি বর্ণালীগ্রাম থেকে এই নীহারিকাটির রেডিয়াল বেগের প্রথম নির্ণয় প্রকাশ করেছিলেন।
দেখা গেল যে M31 প্রায় 300 কিমি/সেকেন্ড গতিতে আমাদের কাছে আসছে। 1925 সালের মধ্যে, স্লাইফারের সংগ্রহে 41টি বস্তুর স্পেকট্রা অন্তর্ভুক্ত ছিল। এই বর্ণালীগুলির একটি অদ্ভুত বৈশিষ্ট্য ছিল - তাদের সকলের বেগ ছিল খুব বেশি, এবং M31 এর নেতিবাচক বেগ একটি বিরল ব্যতিক্রম হিসাবে পরিণত হয়েছিল; নীহারিকাটির গড় গতি ছিল +375 কিমি/সে, এবং সর্বোচ্চ গতি ছিল +1125 কিমি/সেকেন্ড। তাদের প্রায় সবাই আমাদের থেকে দূরে সরে যাচ্ছিল এবং তাদের গতি জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের কাছে পরিচিত অন্য যেকোন বস্তুর গতিকে ছাড়িয়ে গেছে। (মনে রাখবেন যে নেতিবাচক বেগগুলি আমাদের দিকে পরিচালিত হয়, ইতিবাচকগুলি - আমাদের থেকে দূরে।)
ফ্ল্যাগস্টাফের মানমন্দিরটি পার্সিভাল লাভেল বিশেষভাবে মঙ্গল গ্রহের খাল পর্যবেক্ষণের জন্য তৈরি করেছিলেন। আমাদের মধ্যে কেউ কেউ জ্যোতির্বিজ্ঞানে এসেছিলেন, তাঁর বইটি দেখে মুগ্ধ হয়েছিলেন, যা অন্ধকারের তরঙ্গের কথা বলেছিল, মঙ্গল বসন্তে জলে উপচে পড়া চ্যানেলগুলির বিভাজনের কথা বলেছিল... যাইহোক, কম চমত্কার নয়, কিন্তু সম্পূর্ণ বাস্তব জিনিসগুলি এই মানমন্দিরে আবিষ্কৃত হয়েছিল . স্লিফারের কাজটি মহাবিশ্বের সম্প্রসারণের আবিষ্কারের দিকে প্রথম পদক্ষেপ হিসেবে চিহ্নিত।
18 শতকের শেষ থেকে "অজ্ঞান নীহারিকা" এর প্রকৃতি নিয়ে বিতর্ক চলছে। উইলিয়াম হার্শেল পরামর্শ দিয়েছিলেন যে তারা মিল্কিওয়ে সিস্টেমের মতো দূরবর্তী তারা সিস্টেম হতে পারে। 1785 সালে, তিনি নিশ্চিত ছিলেন যে নীহারিকাকে তারাতে পরিণত করা অসম্ভব কারণ তাদের দূরত্ব খুব বেশি ছিল। যাইহোক, 1795 সালে, গ্রহের নীহারিকা NGC 1514 পর্যবেক্ষণ করার সময়, তিনি স্পষ্টভাবে এর কেন্দ্রে একটি একক নক্ষত্র দেখতে পান, চারদিকে নীহারিকা পদার্থ দ্বারা বেষ্টিত। প্রকৃত নীহারিকাদের অস্তিত্ব সন্দেহের বাইরে ছিল, এবং মনে করার কোন প্রয়োজন ছিল না যে সমস্ত নীহারিকা দূরবর্তী তারা সিস্টেম ছিল। এবং 1820 সালে হার্শেল বলেছিলেন যে আমাদের নিজস্ব সিস্টেমের সীমা ছাড়িয়ে সবকিছু অজানার অন্ধকারে আবৃত।
19 শতকে, নীহারিকাগুলিতে যেগুলি তারার মধ্যে সমাধান করা যায়নি, তারা গঠনের প্রক্রিয়ায় গ্রহের সিস্টেমগুলি দেখতে পছন্দ করেছিল - ল্যাপ্লেসের অনুমানের চেতনায়; NGC 1514 সুদূর-উন্নত বিবর্তনের একটি উদাহরণ বলে মনে হয়েছিল - কেন্দ্রীয় নক্ষত্রটি ইতিমধ্যে প্রাথমিক নীহারিকা থেকে ঘনীভূত হয়েছিল।
শতাব্দীর মাঝামাঝি নাগাদ, জন হার্শেল তার পিতার দ্বারা আবিষ্কৃত 2,500টি নীহারিকাতে আরও 5,000 যোগ করেছিলেন এবং আকাশ জুড়ে তাদের বিতরণের অধ্যয়ন এই ধারণার বিরুদ্ধে প্রধান যুক্তি প্রদান করেছিল যে তারা দূরবর্তী তারা সিস্টেম ("দ্বীপ মহাবিশ্ব") অনুরূপ। আমাদের মিল্কিওয়ে সিস্টেম। একটি "পরিহারের অঞ্চল" আবিষ্কৃত হয়েছিল - মিল্কিওয়ের সমতলের কাছে আলোর এই ক্ষীণ দাগের প্রায় সম্পূর্ণ অনুপস্থিতি। এটি মিল্কিওয়ে সিস্টেমের সাথে তাদের সংযোগের একটি স্পষ্ট ইঙ্গিত হিসাবে বোঝা গিয়েছিল। আলোর শোষণ, যা গ্যালাক্সির সমতলে সবচেয়ে শক্তিশালী, তখনও অজানা ছিল।
1865 সালে, হেগিন্স প্রথম নীহারিকাগুলির বর্ণালী পর্যবেক্ষণ করেন। ওরিয়ন নেবুলার নির্গমন রেখা স্পষ্টভাবে এর গ্যাসের গঠন নির্দেশ করে, কিন্তু অ্যান্ড্রোমিডা নেবুলার (M31) বর্ণালী নক্ষত্রের মতো অবিচ্ছিন্ন ছিল। দেখে মনে হবে যে বিরোধটি সমাধান করা হয়েছে, কিন্তু হেগিনস উপসংহারে পৌঁছেছেন যে M31 এর এই ধরনের বর্ণালী শুধুমাত্র এর উপাদান গ্যাসের উচ্চ ঘনত্ব এবং অস্বচ্ছতা নির্দেশ করে।
1890 সালে, অগ্নিয়া ক্লার্ক, 19 শতকে জ্যোতির্বিদ্যার বিকাশ সম্পর্কে একটি বইয়ে লিখেছিলেন: "নীহারিকাগুলি বাহ্যিক ছায়াপথ কিনা সেই প্রশ্নটি এখন খুব কমই আলোচনার যোগ্য। গবেষণার অগ্রগতি এর উত্তর দিয়েছে। এটা বলা নিরাপদ যে না। একজন একক যোগ্য চিন্তাবিদ আগে "বিদ্যমান তথ্যের মুখে, এটা নিশ্চিত করা সম্ভব হবে না যে অন্তত একটি নীহারিকা আকাশগঙ্গার আকারে তুলনীয় একটি তারকা সিস্টেম হতে পারে।"
আমি জানতে চাই যে বর্তমানের সমানভাবে সুনির্দিষ্ট বিবৃতিগুলির মধ্যে কোনটি সময়ের সাথে ঠিক ততটাই ভুল হবে... মনে রাখবেন যে ক্লার্কের একশ বছর আগে, একটি ভিন্ন ভিন্ন রায় দেওয়া হয়েছিল। "নক্ষত্রগুলি... বিভিন্ন গোষ্ঠীতে সংগৃহীত বলে মনে হচ্ছে, যার মধ্যে কয়েকটিতে কোটি কোটি নক্ষত্র রয়েছে... আমাদের সূর্য এবং উজ্জ্বল নক্ষত্রগুলি এই গোষ্ঠীগুলির মধ্যে একটির অংশ হতে পারে, যা দৃশ্যত আকাশকে ঘিরে রয়েছে, মিল্কিওয়ে গঠন করে৷ " এই সতর্ক কিন্তু একেবারে সঠিক সূত্রটি মহান ল্যাপ্লেসের অন্তর্গত।
20 শতকের শুরুতে, 36-ইঞ্চি প্রতিফলক দিয়ে কিলারের তোলা ছবি দেখায় যে সেখানে অন্তত 120,000 ক্ষীণ নীহারিকা ছিল। প্লিয়েডস নক্ষত্রের চারপাশে প্রতিফলনের নাক্ষত্রিক বর্ণালী (বেশিরভাগ ধুলো) নীহারিকা এই ধারণাটিকে নিশ্চিত করে বলে মনে হচ্ছে। বর্ণালী গবেষণা দ্বারা সমস্যা সমাধান করা অসম্ভব। এটি ভি. স্লিফারকে পরামর্শ দেওয়ার অনুমতি দেয় যে অ্যান্ড্রোমিডা নীহারিকাটির বর্ণালীও কেন্দ্রীয় নক্ষত্রের আলোর প্রতিফলন দ্বারা ব্যাখ্যা করা হয় (যার জন্য তিনি ছায়াপথের মূল অংশ নিয়েছিলেন...)
"মূর্ছা নীহারিকা" এর প্রকৃতির প্রশ্নটি সমাধান করার জন্য তাদের দূরত্ব জানা দরকার ছিল। এই বিষয়ে আলোচনা 1925 সাল পর্যন্ত অব্যাহত ছিল; এটি একটি পৃথক গল্পের যোগ্য এবং এখানে আমরা শুধুমাত্র সংক্ষেপে বর্ণনা করব কিভাবে মূল বস্তুর দূরত্ব - অ্যান্ড্রোমিডা "নীহারিকা" - প্রতিষ্ঠিত হয়েছিল।
ইতিমধ্যে 1910 সাল নাগাদ, জর্জ রিচি, মাউন্ট উইলসন অবজারভেটরির 60" টেলিস্কোপ ব্যবহার করে, দুর্দান্ত ফটোগ্রাফগুলি পেয়েছিলেন যাতে এটি স্পষ্ট ছিল যে বৃহৎ নীহারিকাগুলির সর্পিল শাখাগুলি তারার আকৃতির বস্তু দিয়ে বিচ্ছুরিত ছিল, কিন্তু তাদের অনেকের ছবিই ঝাপসা ছিল। এবং কুয়াশাচ্ছন্ন। এগুলি কমপ্যাক্ট নীহারিকা, তারার ক্লাস্টার এবং তারার বেশ কয়েকটি একত্রিত চিত্র হতে পারে।
একই মানমন্দিরের একজন তরুণ জ্যোতির্বিজ্ঞানী এডউইন হাবল (1889 - 1953), প্রমাণ করতে সক্ষম হয়েছিলেন যে আমরা 1924 সালে বৃহৎ "নীহারিকা"তে একক তারা দেখতে পাই। একটি 100" টেলিস্কোপ ব্যবহার করে, তিনি অ্যান্ড্রোমিডা নীহারিকাতে 36টি সেফিড খুঁজে পান। এই পরিবর্তনশীল সুপারজায়ান্ট নক্ষত্রগুলির উজ্জ্বলতার পরিবর্তনের প্রশস্ততাগুলি আমাদের গ্যালাক্সির সিফিডস থেকে পরিচিতদের সাথে সম্পূর্ণভাবে মিলে যায় এবং এটি প্রমাণ করে যে আমরা একক তারার সাথে কাজ করছি। এবং সবচেয়ে গুরুত্বপূর্ণ, ম্যাগেলানিক ক্লাউডস এবং গ্যালাক্সির সেফিডস দ্বারা প্রতিষ্ঠিত পিরিয়ড-লুমিনোসিটি সম্পর্ক, হাবলের দ্বারা পাওয়া নক্ষত্রের উজ্জ্বলতা নির্ণয় করা সম্ভব করেছিল এবং উজ্জ্বলতার সাথে এটির তুলনা করে দূরত্ব দেওয়া হয়েছিল। এটি অ্যান্ড্রোমিডা নীহারিকাকে অনেক দূরে নিয়ে গেছে আমাদের তারা সিস্টেমের সীমানা। ক্ষীণ নীহারিকা দূরবর্তী ছায়াপথে পরিণত হয়েছে।
আপনি কেবল তা দেখতে পারেন যা আপনি দেখতে পারেন... যখন 20-এর দশকের প্রথম দিকে। হুমাসন শ্যাপলিকে বেশ কয়েকটি পরিবর্তনশীল নক্ষত্র দেখিয়েছিলেন - সম্ভাব্য সেফিডস, যা তিনি অ্যান্ড্রোমিডা নীহারিকাকে চিত্রিত করা একটি প্লেটে চিহ্নিত করেছিলেন। শ্যাপলি তার চিহ্নগুলি মুছে ফেলেছিলেন - এই গ্যাসীয় নীহারিকাতে কোনও তারা থাকতে পারে না!
সুতরাং, মহাবিশ্ব ছায়াপথ দ্বারা জনবহুল, বিচ্ছিন্ন নক্ষত্র দ্বারা নয়। শুধুমাত্র এখনই ন্যাসেন্ট কসমোলজির উপসংহার পরীক্ষা করা সম্ভব হয়েছে - সামগ্রিকভাবে মহাবিশ্বের গঠন এবং বিবর্তনের বিজ্ঞান। 1924 সালে, কে. উইর্টজ কৌণিক ব্যাস এবং ছায়াপথগুলির মন্দা বেগের মধ্যে একটি দুর্বল সম্পর্ক আবিষ্কার করেছিলেন এবং পরামর্শ দিয়েছিলেন যে এটি ডাব্লু ডি সিটারের মহাজাগতিক মডেলের সাথে সম্পর্কিত হতে পারে, যা অনুসারে দূরবর্তী বস্তুর মন্দার হার তাদের সাথে বাড়তে হবে। দূরত্ব ডি সিটারের মডেলটি একটি খালি মহাবিশ্বের সাথে সঙ্গতিপূর্ণ, কিন্তু 1923 সালে জার্মান গণিতবিদ জি. ওয়েইল উল্লেখ করেছিলেন যে যদি এটিতে পদার্থ স্থাপন করা হয় তবে এটি প্রসারিত হওয়া উচিত। একই বছরে প্রকাশিত এডিংটনের বইতেও ডি সিটার ইউনিভার্সের অ-স্থির প্রকৃতি নিয়ে আলোচনা করা হয়েছিল।
ডি সিটার, যিনি 1917 সালে "অন আইনস্টাইনের থিওরি অফ গ্র্যাভিটেশন অ্যান্ড ইটস অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল কনসেকুয়েন্স" প্রকাশ করেছিলেন, আপেক্ষিকতার সাধারণ তত্ত্বের আবির্ভাবের পরপরই, তিনি মাত্র তিনটি রেডিয়াল বেগ জানতেন; M31 এর জন্য এটি ছিল নেতিবাচক, এবং দুটি ক্ষীণ ছায়াপথের জন্য এটি ইতিবাচক এবং বড়।
Lundmark এবং তারপর Strömberg, যারা Wirtz-এর কাজের পুনরাবৃত্তি করেছিলেন, বিশ্বাসযোগ্য ফলাফল পাননি, এবং Strömberg এমনকি 1925 সালে বলেছিলেন যে "সূর্য থেকে দূরত্বের উপর রেডিয়াল বেগের কোন নির্ভরতা নেই।" যাইহোক, এটি কেবল স্পষ্ট ছিল যে ছায়াপথগুলির ব্যাস বা উজ্জ্বলতা তাদের দূরত্বের জন্য নির্ভরযোগ্য মানদণ্ড হিসাবে বিবেচিত হতে পারে না।
1925 সালে প্রকাশিত বেলজিয়ান তাত্ত্বিক J. Lemaitre-এর প্রথম মহাজাগতিক রচনায় একটি অ-শূন্য মহাবিশ্বের সম্প্রসারণ নিয়েও আলোচনা করা হয়েছিল। 1927 সালে প্রকাশিত তাঁর পরবর্তী নিবন্ধটিকে বলা হয় "ধ্রুব ভর এবং বর্ধিত ব্যাসার্ধের একটি সমজাতীয় মহাবিশ্ব, ব্যাখ্যা এক্সট্রাগ্যাল্যাকটিক নেবুলার রেডিয়াল বেগ।" গতি এবং দূরত্বের মধ্যে আনুপাতিকতার সহগ, লেমাইত্রে প্রাপ্ত, হাবলের 1929 সালে পাওয়া তার কাছাকাছি ছিল। 1931 সালে, এডিংটনের উদ্যোগে লেমাইত্রের নিবন্ধমাসিক নোটিশে পুনর্মুদ্রিত হয়েছিল এবং তখন থেকে ব্যাপকভাবে উদ্ধৃত হয়েছে; A.A. ফ্রিডম্যানের কাজগুলি 1922-1924 সালে প্রকাশিত হয়েছিল, কিন্তু অনেক পরে জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের মধ্যে ব্যাপকভাবে পরিচিত হয়ে ওঠে। যাই হোক না কেন, লেমাইত্রে প্রথম স্পষ্টভাবে বলেছিলেন যে সম্প্রসারণশীল মহাবিশ্বে বসবাসকারী বস্তুগুলি, যার বন্টন এবং গতি মহাজাগতিকতার বিষয় হওয়া উচিত, তারা নক্ষত্র নয়, দৈত্য নক্ষত্র সিস্টেম, গ্যালাক্সি। লেমাইত্রে হাবলের ফলাফলের উপর নির্ভর করেছিলেন, যেটির সাথে তিনি পরিচিত হয়েছিলেন মার্কিন যুক্তরাষ্ট্রে থাকাকালীন 1926 সালে তার রিপোর্টে।
আমেরিকান তাত্ত্বিক এইচ. রবার্টসন 1928 সালে, 1926 সালের হাবল ডেটা ব্যবহার করে, আরও খুঁজে পান যে ছায়াপথগুলির মন্দার গতি তাদের দূরত্বের সমানুপাতিক। স্পষ্টতই, হাবল এই কাজটি জানতেন। 1928 সাল থেকে, তার নির্দেশে, এম. হুমাসন (1891-1972) অবিরামভাবে সবচেয়ে দূরবর্তী ছায়াপথগুলির রেডশিফ্ট পরিমাপ করার চেষ্টা করেছিলেন। 45 ঘন্টা এক্সপোজারের পরে, পার্সিয়াস ক্লাস্টারে গ্যালাক্সি NGC 7619 এর মন্দা গতি 3779 কিমি/সেকেন্ড পরিমাপ করা হয়েছিল। (বলা বাহুল্য, শেষ দুটি সংখ্যা অপ্রয়োজনীয়)। হাবল নিজেই দূরবর্তী ছায়াপথগুলির জন্য দূরত্ব নির্ধারণের জন্য মানদণ্ড তৈরি করেছিলেন, সেফিডগুলি যেখানে 100" টেলিস্কোপের অ্যাক্সেসযোগ্য ছিল না। তারা এই ধারণার উপর ভিত্তি করে যে বিভিন্ন ছায়াপথের মধ্যে উজ্জ্বল স্বতন্ত্র নক্ষত্রের উজ্জ্বলতা অভিন্ন। 1929 সাল নাগাদ, তিনি আত্মবিশ্বাসী দূরত্ব অর্জন করেছিলেন। দুই ডজন গ্যালাক্সি, ভিরগো ক্লাস্টার সহ, যার গতি প্রায় 1100 কিমি/সেকেন্ডে পৌঁছেছে।
এবং তাই 17 জানুয়ারী, 1929-এ, মার্কিন যুক্তরাষ্ট্রের ন্যাশনাল একাডেমি অফ সায়েন্সেসের কার্যধারা এনজিসি 7619 এর রেডিয়াল বেগের উপর হুমাসনের নিবন্ধ এবং হাবলের নিবন্ধটি পেয়েছিল, যার শিরোনাম ছিল "এক্সট্রাগ্যাল্যাকটিক নীহারিকাগুলির দূরত্ব এবং রশ্মির বেগের মধ্যে সম্পর্ক।" রেডিয়াল বেগের সাথে এই দূরত্বগুলির তুলনা দূরত্বের উপর গতির একটি স্পষ্ট রৈখিক নির্ভরতা দেখায়, যাকে এখন হাবলের সূত্র বলা হয়।
হাবল তার আবিষ্কারের তাৎপর্য বুঝতে পেরেছিলেন। এটি সম্পর্কে রিপোর্ট করে, তিনি লিখেছেন যে "বেগ-দূরত্ব সম্পর্ক ডি সিটার প্রভাবকে প্রতিনিধিত্ব করতে পারে এবং তাই, এটি স্থানের সাধারণ বক্রতা নির্ধারণের জন্য পরিমাণগত তথ্য সরবরাহ করতে পারে।" হাবল নির্ভরতা ব্যাখ্যা করার অসংখ্য প্রচেষ্টা মহাবিশ্বের সম্প্রসারণ দ্বারা নয়, অন্য কিছু দ্বারা, যা আজও পাওয়া যায়, সর্বদা ব্যর্থ হয়। সুতরাং, পুরানো অনুমান যে দীর্ঘ ভ্রমণের সময় ফোটনের "বয়স", শক্তি হারায় এবং সংশ্লিষ্ট তরঙ্গদৈর্ঘ্য বৃদ্ধি পায় - এই ক্ষেত্রে, দূরবর্তী বস্তুর চিত্রগুলিও অস্পষ্ট হবে এবং লাল স্থানান্তরের মান নির্ভর করবে তরঙ্গদৈর্ঘ্য, যা পরিলক্ষিত হয় না। উপসংহারের সঠিকতার প্রত্যক্ষ প্রমাণ যে আরও দূরবর্তী বস্তুর একটি বৃহত্তর রেডশিফ্ট রয়েছে তা সম্প্রতি দূরবর্তী সুপারনোভার আলোর বক্ররেখা এবং বর্ণালী অধ্যয়ন থেকে পাওয়া গেছে।
আমরা জোর দিয়েছি যে হাবল দ্বারা বিকশিত ছায়াপথগুলির দূরত্ব নির্ধারণের পদ্ধতিগুলি সিদ্ধান্তমূলক গুরুত্বের ছিল, যার জন্য 100-ইঞ্চি প্রতিফলকের সরাসরি ফটোগ্রাফের প্রয়োজন ছিল।
তিরিশের দশকে, হাবল এবং তার সহযোগীরা সর্ববৃহৎ পর্যবেক্ষণ সময়ের অর্ধেকেরও বেশি দখল করেছিল - এবং কার্যত একমাত্র টেলিস্কোপটি তখন এই ধরনের কাজের জন্য উপযুক্ত। এবং প্রচেষ্টার এই একাগ্রতা বিংশ শতাব্দীর পর্যবেক্ষণমূলক জ্যোতির্বিদ্যার সর্বশ্রেষ্ঠ সাফল্যের দিকে পরিচালিত করেছিল!
1935 সাল নাগাদ, হিউমাসনের 150টি গ্যালাক্সির স্পেকট্রোগ্রাম ছিল যা দূরত্ব পর্যন্ত কুমারী গ্যালাক্সি ক্লাস্টারের চেয়ে 35 গুণ বেশি, এবং 1940 সাল নাগাদ তিনি আবিষ্কৃত সর্বোচ্চ গ্যালাক্সি মন্দা বেগ ছিল 40,000 কিমি/সেকেন্ড। এবং সর্বাধিক দূরত্ব পর্যন্ত, বর্ণালীতে রেখাগুলির লাল স্থানান্তরের মধ্যে একটি সরাসরি আনুপাতিক সম্পর্ক রয়ে গেছে,
এবং দূরত্ব, যা সাধারণত নিম্নরূপ লেখা হয়:
কোথায় গ- আলোর গতি, z- দূরত্ব এবং v- রেডিয়াল বেগ। আনুপাতিকতা ফ্যাক্টর এইচপরে হাবল ধ্রুবক বলা হয়।
প্রকৃতির এই নতুন নিয়মটি সাধারণ আপেক্ষিকতার উপর ভিত্তি করে মহাবিশ্বের মডেলগুলিতে ব্যাখ্যা করা হয়েছিল এমনকি এটি দৃঢ়ভাবে প্রতিষ্ঠিত হওয়ার আগেই। A.A. ফ্রিডম্যানকে অগ্রাধিকার দেওয়া উচিত; আইনস্টাইন এবং ডি সিটার এর আগে প্রাপ্ত মডেলগুলি ফ্রিডম্যানের মডেলগুলির ক্ষেত্রে সীমাবদ্ধ বলে প্রমাণিত হয়েছিল। দীর্ঘকাল ধরে, শুধুমাত্র লেমাইত্রের ফলাফল (তখন ফ্রিডম্যানের কাজের সাথে অপরিচিত) ব্যাপকভাবে পরিচিত ছিল, যারা হাবলের কাজ প্রকাশের পরে, এডিংটনকে 1927 সালে তার কাজের কথা মনে করিয়ে দিয়েছিলেন - এই কাজে লেমাইত্রে সম্প্রসারণের বিষয়ে সিদ্ধান্তে পৌঁছেছিলেন। মডেলটি
মহাবিশ্ব যার মধ্যে পদার্থের একটি সীমিত গড় ঘনত্ব রয়েছে। যাইহোক, ইতিমধ্যে 1931 সালে, আইনস্টাইন, সম্প্রসারিত মহাবিশ্ব সম্পর্কে কথা বলতে গিয়ে উল্লেখ করেছিলেন যে ফ্রিডম্যানই প্রথম এই পথটি গ্রহণ করেছিলেন।
যাইহোক, হাবল নিজেই শীঘ্রই আত্মবিশ্বাস হারিয়ে ফেলেন যে রেডশিফ্ট মানে মহাবিশ্বের সম্প্রসারণ, সম্ভবত এই অনুমান থেকে অদম্য উপসংহারের প্রভাবে। তখন জি. রাসেল যেমন লিখেছিলেন, "রিজার্ভেশন ছাড়াই ডি সিটারের তত্ত্বকে মেনে নেওয়া অকাল। সমস্ত ছায়াপথের আগে একসাথে থাকা দার্শনিকভাবে অগ্রহণযোগ্য। আমরা "কেন" প্রশ্নের উত্তর খুঁজে পাই না। এই কারণেই আইনস্টাইন তার 1916 সালের সমীকরণে একটি মহাজাগতিক ধ্রুবক প্রবর্তন করেছিলেন, যা মহাবিশ্বকে স্থিতিশীল করতে হবে। এই গভীরতম সমস্যাটি হল www.site ওয়েবসাইটে এডি চেরনিনের প্রবন্ধ "ফিজিক্যাল ভ্যাকুয়াম অ্যান্ড কসমিক অ্যান্টিগ্রাভিটি" এর বিষয় এবং এখানে আমরা শুধু লক্ষ করি যে 1998 সালে টাইপ আইএ সুপারনোভা দ্বারা আবিষ্কৃত মহাবিশ্বের ত্বরিত সম্প্রসারণ, নেতিবাচক চাপ দ্বারা ব্যাখ্যা করা হয়েছে। মহাজাগতিক শূন্যতার, অস্তিত্ব যা আইনস্টাইনের সমীকরণের অতিরিক্ত মহাজাগতিক শব্দ দ্বারা প্রতিফলিত হয়।
1929 সালের গ্রীষ্মে, হাবল মহাবিশ্বের সম্প্রসারণ সম্পর্কে তাত্ত্বিক এবং পর্যবেক্ষণমূলক সিদ্ধান্তের তুলনা করে একটি বিশদ কাজ প্রকাশ করার সাহসের জন্য ডি সিটারকে আক্রমণ করেছিলেন। তিনি ডি সিটারকে লিখেছিলেন যে গতি-দূরত্বের সম্পর্ক একটি "মাউন্ট উইলসনিয়ান অর্জন" এবং "নতুন ডেটার প্রথম আলোচনা স্বাভাবিকভাবেই যারা কাজটি করেছে তাদের জন্য।" যাইহোক, 1931 সালে, ফোটন বার্ধক্যের সম্ভাবনা সম্পর্কে Zwicky এর অনুমান প্রকাশের পর, হাবল ডি সিটারকে লিখেছিলেন যে "ব্যাখ্যাটি আপনার এবং খুব কম অন্যদের উপর ছেড়ে দেওয়া উচিত যারা কর্তৃপক্ষের সাথে বিষয়টি নিয়ে আলোচনা করতে সক্ষম" ... যতক্ষণ না তার জীবনের শেষ (1953) হাবল স্পষ্টতই, তিনি এখনও নিজের জন্য সিদ্ধান্ত নেননি যে লাল শিফট মহাবিশ্বের সম্প্রসারণকে নির্দেশ করে, নাকি এটি "প্রকৃতির কিছু নতুন নীতি" এর কারণে। সর্বকালের সর্বশ্রেষ্ঠ বিজ্ঞানীদের তালিকায় তার নাম চিরকাল থাকবে।
দূরত্বের সমানুপাতিক লাল স্থানান্তরের অর্থ এই নয় যে ছায়াপথগুলি আমাদের থেকে দূরে সরে যাচ্ছে, তবে মহাবিশ্বের সমস্ত বস্তুর মধ্যে সমস্ত দূরত্ব বৃদ্ধি পেয়েছে (আরও স্পষ্টভাবে, মহাকর্ষ দ্বারা সংযুক্ত নয় এমন বস্তুর মধ্যে - অর্থাৎ ছায়াপথের ক্লাস্টারগুলির মধ্যে) গতি সমানুপাতিক। দূরত্ব, যেমন স্ফীত বলের পৃষ্ঠে অবস্থিত সমস্ত বিন্দুর মধ্যে দূরত্ব বৃদ্ধি পায়। যে কোনো ছায়াপথের একজন পর্যবেক্ষক দেখেন যে অন্য সব ছায়াপথ তার থেকে দূরে ছড়িয়ে পড়ছে। মহাবিশ্বের সম্প্রসারণের হার জ্যোতির্বিজ্ঞানের সবচেয়ে গুরুত্বপূর্ণ সমস্যাগুলির মধ্যে একটি।
আসুন প্রথমে আপনাকে বলি যে হাবল নিজেই 1935 সালে এটি কীভাবে সমাধান করেছিলেন।
তার কাছে 29টি আশেপাশের গ্যালাক্সির রেডশিফ্ট সম্পর্কে ডেটা ছিল, তবে, স্থানীয় গোষ্ঠীর বাইরে অবস্থিত: খুব কাছাকাছি যে গ্যালাক্সিগুলি স্পষ্টতই ব্যবহার করা যাবে না, কারণ তাদের জন্য মহাবিশ্বের সম্প্রসারণের কারণে আমাদের থেকে অপসারণের বেগ খুব বেশি। ছোট এবং মহাকাশে তাদের এলোমেলো বেগের সাথে তুলনীয়।
এই 29টি গ্যালাক্সিতে, হাবল উজ্জ্বল নক্ষত্রের মাত্রা নির্ধারণ করেছিলেন। যেহেতু হাবলের মতো সমস্ত ছায়াপথে তাদের আলোকসজ্জা প্রায় একই, তাদের মাত্রাগুলি দূরত্বের একটি ফাংশন হওয়া উচিত এবং প্রকৃতপক্ষে, তারা হ্রাসকারী বেগের উপর নির্ভরশীলতা দেখায় v.
এই নির্ভরতা, হাবল তথ্য অনুযায়ী, সূত্র দ্বারা প্রতিনিধিত্ব করা হয়। অন্যদিকে, , , এবং , কোথায় এম- পরম মান। এই তিনটি সূত্র থেকে হাবল ধ্রুবক নির্ধারণ করা হয় যা অভিব্যক্তি অনুসরণ করে: . সাধারণভাবে, এটি হাবলের আইন এবং সূত্র থেকে অনুসরণ করে, যেমন .
হাবল দ্বারা পাওয়া উজ্জ্বল নক্ষত্রের পরম মাত্রা ছিল -6.35 মিটার, এবং মাত্রা এইচ(হাবল এটিকে নির্দেশ করেছে) এটি পরিণত হয়েছে 535 (কিমি/সেকেন্ড)/এমপিসি।
যেহেতু উজ্জ্বল নক্ষত্রের উজ্জ্বলতা নির্ধারণ করা হয়েছিল সেফিডসের সাথে তুলনা করে, সেহেতু পিরিয়ড-লুমিনোসিটি সম্পর্কের শূন্য বিন্দুর সংশোধন (W. Baade, 1952) মানে হাবল ধ্রুবকের মান সংশোধনের প্রয়োজন। 1955 সালে হুমাসন, মায়াল এবং স্যান্ডেজ, রেডশিফ্টে নতুন ডেটা ব্যবহার করে এবং পিরিয়ড-লুমিনোসিটি সম্পর্কের শূন্য বিন্দুতে Baade-এর সংশোধনকে বিবেচনায় নিয়ে, প্রাপ্ত করেছিলেন এইচ=180 (কিমি/সেকেন্ড)/এমপিসি।
1958 সালে, অ্যালান স্যান্ডেজ, তার শিক্ষক হাবলের কাজ অব্যাহত রেখে ধ্রুবকের একটি নতুন সংশোধনের ফলাফল প্রকাশ করেন। এইচ. প্রধানত নোভায়াসের উপর ভিত্তি করে, স্যান্ডেজ সিদ্ধান্তে পৌঁছেছেন যে ম্যাগেলানিক ক্লাউড, M31, M33 এবং NGC 6822 এর দূরত্বের মাত্রা হাবল দ্বারা গৃহীত মানগুলির তুলনায় গড়ে 2.3 মিটার বৃদ্ধি করা উচিত। ফলস্বরূপ, উজ্জ্বল নক্ষত্রের পরম মাত্রা একই পরিমাণে উজ্জ্বল হতে হবে; স্থানীয় গ্রুপ গ্যালাক্সির উজ্জ্বল নক্ষত্রের নতুন ডেটা ব্যবহার করেও সেগুলোকে পরিমার্জিত করা হয়েছে। কিন্তু, এই ব্যাখ্যাগুলি ছাড়াও, স্যান্ডেজ তার শিক্ষকের মধ্যে একটি গুরুতর ভুলও আবিষ্কার করেছিলেন - স্থানীয় গোষ্ঠীর বাইরে থাকা ছায়াপথগুলির উজ্জ্বল নক্ষত্রের জন্য হাবল যে বস্তুগুলি নিয়েছিলেন তা আসলে কমপ্যাক্ট নির্গমন নীহারিকা, HII অঞ্চল।
হাবল, যেটি বিশের দশকে শুধুমাত্র নীল রশ্মির প্রতি সংবেদনশীল প্লেটগুলির সাথে কাজ করতে পারে, বিশেষ করে দূরবর্তী ছায়াপথগুলিতে তারা থেকে কমপ্যাক্ট HII অঞ্চলের চিত্রগুলিকে আলাদা করার কোন উপায় ছিল না। এমনকি M31-এ, সতর্ক অনুসন্ধানের পরেও, তিনি একটি নির্গমন নীহারিকা খুঁজে পাননি, যদিও তাদের মধ্যে 981টি এখন সেখানে পরিচিত। সম্ভবত এই কারণেই হাবলের কাছে এই ধরনের বিভ্রান্তির সম্ভাবনা দেখা দেয়নি। 
শুধুমাত্র Baade, যিনি বিভিন্ন রশ্মিতে M31 এর ছবি তোলেন এবং বিশেষ করে, লাল রশ্মির প্রতি সংবেদনশীল প্লেট এবং লাল হাইড্রোজেন রেখা Hα কেটে ফেলা ফিল্টার ব্যবহার করেন, সেগুলি খুঁজে পেতে সক্ষম হন। স্যান্ডেজ, বিভিন্ন রশ্মিতে কুমারী ক্লাস্টারে গ্যালাক্সি NGC 4321 = M100-এর ছবি তুলে আবিষ্কার করেছেন যে উজ্জ্বলতম HII অঞ্চলগুলি উজ্জ্বল নক্ষত্রের চেয়ে 1.8 মিটার উজ্জ্বল - এইভাবে হাবল দূরত্বের মডুলাসকে কতটা অবমূল্যায়ন করেছে, "উজ্জ্বল তারা" থেকে এটি নির্ধারণ করে . হাবল দ্বারা গৃহীত দূরত্ব মডিউলগুলির মোট ত্রুটি তাই প্রায় 4.0 মিটার! ফলস্বরূপ, স্যান্ডেজের মতে, হাবল ধ্রুবক 50-100 (কিমি/সেকেন্ড)/এমপিসি-এর মধ্যে হওয়া উচিত। তিনি অবশিষ্ট অনিশ্চয়তার কারণটি প্রধানত উজ্জ্বল নক্ষত্রের পরম মানগুলির বিচ্ছুরণকে দায়ী করেছেন। স্যান্ডেজের ফলাফলের মানে হল যে হাবল দূরবর্তী ছায়াপথগুলির দূরত্বকে 6-7 ফ্যাক্টর দ্বারা অবমূল্যায়ন করেছেন!
1968 সালে, স্যান্ডেজ একটি ভিন্ন উপায়ে হাবল ধ্রুবক নির্ধারণ করেছিলেন। হাবল আরও প্রতিষ্ঠিত করেছেন যে গ্যালাক্সি ক্লাস্টারের উজ্জ্বলতম সদস্য - বিশাল উপবৃত্তাকার ছায়াপথ - প্রায় একই পরম মাত্রার। তাদের পক্ষে দৃশ্যমান মাত্রা এবং রেডশিফ্টের মধ্যে একটি সম্পর্ক তৈরি করাও সম্ভব (নিচে 1976 সালে স্যান্ডেজ, ক্রিশ্চিয়ান এবং ওয়েস্টফাল দ্বারা নির্মিত ক্লাস্টারে 65টি উজ্জ্বল ছায়াপথের জন্য এই চিত্রটি রয়েছে) এবং যদি আমরা তাদের মধ্যে অন্তত একটির আলোকসজ্জা নির্ধারণ করি। , এই সম্পর্ক থেকে আমরা হাবল ধ্রুবক নির্ধারণ করতে পারি, যেমন হাবল নিজেই উজ্জ্বল নক্ষত্রের সাথে এটি করেছিলেন। এটি বিশেষভাবে গুরুত্বপূর্ণ যে আমরা এখন অপরিমেয়ভাবে যেতে পারি - ক্লাস্টারের উজ্জ্বলতম ছায়াপথগুলি উজ্জ্বল নক্ষত্রের চেয়ে 11 মিটার -12 মিটার উজ্জ্বল! অন্তত একটি ক্লাস্টারের দূরত্ব জেনে ক্লাস্টারে উজ্জ্বলতম ছায়াপথের আলোকতা নির্ধারণ করা যেতে পারে। সবচেয়ে কাছের সমৃদ্ধ ক্লাস্টার হল Virgo ক্লাস্টার, এবং স্যান্ডেজ এর দূরত্ব নির্ধারণ করতে উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সি M87-এ গ্লোবুলার ক্লাস্টার ব্যবহার করেছে।
আমাদের গ্যালাক্সি (-9.7 m B, ω Centaur) এবং M31 (-9.8) এর উজ্জ্বলতম ক্লাস্টারের অবিচ্ছেদ্য পরম মাত্রা জেনেও, স্যান্ডেজের সাথে আরও অনুমান করা যায় যে, তাদের সমৃদ্ধ ছায়াপথগুলির উজ্জ্বলতম নক্ষত্রের ক্লাস্টারগুলির উজ্জ্বলতা একই। m B, B282), এবং সবচেয়ে উজ্জ্বল ক্লাস্টার M87 (21.3 m B) এর উজ্জ্বলতা, আমরা M87 এর দূরত্ব মডুলাস এবং সমগ্র গ্যালাক্সি ক্লাস্টার পাই: m-M=21.3 মি +9.8 মি = 31.1 মি। এটি অনুসরণ করে যে কুমারী ক্লাস্টারের উজ্জ্বলতম ছায়াপথ (উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সি NGC 4472, যেটিতে প্রচুর গ্লোবুলার ক্লাস্টারও রয়েছে) - এবং সেইজন্য সাধারণভাবে সমস্ত ক্লাস্টারের মধ্যে সবচেয়ে উজ্জ্বল ছায়াপথগুলির - 21.7 মিটারের পরম মাত্রা রয়েছে৷
ছায়াপথের পরম মাত্রা এবং লাল শিফটের উপর তাদের আপাত মাত্রার নির্ভরতা জেনে হাবল ধ্রুবক খুঁজে পাওয়া সহজ। এইভাবে 1968 সালে স্যান্ডেজ অর্থ পেয়েছিল এইচ=75 (কিমি/সেকেন্ড)/এমপিসি, যা দীর্ঘ সময়ের জন্য সবচেয়ে সম্ভাব্য হিসাবে বিবেচিত হয়েছিল।
যাইহোক, 1974-1975 সালে প্রকাশিত গবেষণাপত্রের একটি সিরিজে, এ. স্যান্ডেজ এবং সুইস জ্যোতির্বিজ্ঞানী জি. টাম্মান হাবল ধ্রুবকের জন্য 55 (কিমি/সেকেন্ড)/এমপিসি মান পেয়েছেন। Cepheids ব্যবহার করে স্থানীয় গোষ্ঠী এবং M81 ছায়াপথগুলির দূরত্ব নির্ধারণ করার পরে, তারা HII অঞ্চলের রৈখিক আকার এবং তাদের ধারণকারী ছায়াপথের আলোকসজ্জার মধ্যে একটি সম্পর্ক অর্জন করেছে। এই নির্ভরতা ব্যবহার করে, তারা HII অঞ্চলের কৌণিক ব্যাস থেকে অনেক অনিয়মিত এবং সর্পিল ক্ষেত্রের ছায়াপথের দূরত্ব খুঁজে পেয়েছিল এবং দৈত্যাকার সর্পিল এসসিআই ছায়াপথগুলির উজ্জ্বলতা নির্ধারণ করেছে, যা তাদের চেহারা দ্বারা আলাদা করা যেতে পারে। 50টি ক্ষীণ বিজ্ঞান গ্যালাক্সির জন্য, স্যান্ডেজ এবং তামান রেডিয়াল বেগ নির্ধারণ করেছিলেন (এরা সবগুলি 4000 কিমি/সেকেন্ডের বেশি ছিল)। আপাত এবং পরম মান জানা, হাবল ধ্রুবক প্রাপ্ত করা কঠিন নয়।
স্যান্ডেজ এবং তামম্যান জোর দিয়েছিলেন যে হাবল ধ্রুবক, প্রায় 10% এর ত্রুটি সহ, 50 (কিমি/সেকেন্ড)/কেপিসি ছিল, যখন জে. ডি ভাকোউলার্স একই ত্রুটির সাথে মান অর্জন করেছিলেন এইচ=95। 10% এর জাদু সংখ্যাটি এই ধ্রুবকের সংজ্ঞার সাথে অবিচ্ছেদ্যভাবে যুক্ত; আসুন আমরা স্মরণ করি যে হাবল এটিকে 535 (কিমি/সেকেন্ড)/কেপিসি-এর সমান নির্ধারণ করেছিলেন - এবং ত্রুটিটি ঠিক 10% অনুমান করেছিলেন... এটা অবশ্যই বলা উচিত যে বেশিরভাগ জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা এই মানটি পেয়েছেন এইচ 75 এবং 100-এর মধ্যে, এবং স্যান্ডেজ এবং তাম্মান দীর্ঘ দূরত্বের স্কেলের প্রায় একমাত্র প্রবক্তা ছিলেন। এই বিতর্কের প্রতিধ্বনি এখনও শোনা যায়, যদিও হাবল ধ্রুবকের জন্য মানগুলির সম্ভাব্য পরিসর সংকুচিত হয়েছে।
এটি ঘটেছিল মূলত হাবল স্পেস টেলিস্কোপে একটি বিশেষ সেফিড পর্যবেক্ষণ প্রোগ্রামের কারণে। তারা দুই ডজন ছায়াপথে পাওয়া গিয়েছিল এবং অধ্যয়ন করা হয়েছিল, প্রধানত কন্যা গোষ্ঠীতে, এবং পদ্ধতিগুলি (টুলি-ফিশার, সুপারনোভা আইএ, ইত্যাদি) এই ছায়াপথগুলির দূরত্ব ব্যবহার করে ক্রমাঙ্কিত করা হয়েছিল, যার ফলে আরও দূরবর্তী ছায়াপথগুলির দূরত্ব নির্ধারণ করা সম্ভব হয়েছিল। , যার জন্য তাদের এলোমেলো আন্দোলন উপেক্ষিত হতে পারে. সেফিড বিশেষজ্ঞ ভি. ফ্রিডম্যানের নেতৃত্বে গবেষকদের একটি দল 2001 সালে একটি মূল্য পেয়েছে এইচ=72+/-7, এবং এ. স্যান্ডেজের গ্রুপ 2000 সালে মান পেয়েছে এইচ=59+/-6। ত্রুটি আবার অনুমান করা হয়েছিল উভয় গ্রুপ ঠিক 10% হতে!
হাবল ধ্রুবক নির্ধারণের কাজটি এতই তীব্র ছিল কারণ মহাবিশ্বের স্কেল, এর গড় ঘনত্ব এবং বয়স তার মানের উপর নির্ভর করে। গ্যালাক্সির পশ্চাদপসরণ থেকে পিছনের দিকে এক্সট্রাপোলেট করা, আমরা এই উপসংহারে পৌঁছেছি যে তারা একবারে এক বিন্দুতে জড়ো হয়েছিল। যদি মহাবিশ্বের সম্প্রসারণ একই গতিতে ঘটে থাকে, তবে হাবল ধ্রুবকের পারস্পরিক সম্পর্ক () আমাদের বলতে দেয় যে এই মুহুর্তটি t=0 হয়েছে 13-19 ( এইচ=50) বা 7-10 ( এইচ=100) বিলিয়ন বছর আগে। এই "মহাবিশ্বের সম্প্রসারণ যুগ", হাবল ধ্রুবকের কম মান সহ, যা স্যান্ডেজ সর্বদাই পায়, আত্মবিশ্বাসের সাথে প্রাচীনতম তারার বয়সের চেয়ে বেশি, যা মান সম্পর্কে বলা যায় না এইচ=100। যাইহোক, এখন সমস্যাটি তার জরুরীতা হারিয়েছে, যেহেতু এখন কোন সন্দেহ নেই যে মহাবিশ্বের সম্প্রসারণ একটি অসম গতিতে এগিয়েছিল। হাবলের "ধ্রুবক" শুধুমাত্র মহাকাশে ধ্রুবক, কিন্তু সময়ের মধ্যে নয়।
মহাজাগতিক মাইক্রোওয়েভ পটভূমি বিকিরণের অ্যানিসোট্রপির সাম্প্রতিক (2003) স্যাটেলাইট পরিমাপ হাবলের ধ্রুবককে 71 (+4\-3) km\s\Mpc এবং মহাবিশ্বের বয়সের জন্য 13.7+\- এর মান দেয় 0.2 বিলিয়ন বছর (D. Spergel et al., astro-ph/0302209)। হতাশাবাদীরা এখনও বিশ্বাস করেন যে হাবল ধ্রুবকের জন্য 45-90 এর মান এবং 14+\-1 বিলিয়ন বছর মহাবিশ্বের বয়স সম্পর্কে কথা বলা ভাল। সর্বোত্তম স্থল-ভিত্তিক ডেটা (গ্যালাক্সি রেডশিফ্ট, তাদের অদ্ভুত বেগ এবং সুপারনোভা Ia - C. Odman et al., astro-ph/0405118 এর বড় সমীক্ষার ফলাফলের উপর ভিত্তি করে) হাবল ধ্রুবক 57 (+15) এর একটি মান দেয় \-14) কিমি\s\ Mpk।
দূরবর্তী ছায়াপথগুলিতে Ia সুপারনোভা টাইপের অধ্যয়ন, যার প্রথম ফলাফল 1998 সালে প্রকাশিত হয়েছিল, বিশ্ববিদ্যায় একটি নতুন বিপ্লবের সূচনা হয়েছিল, যা এডি চেরনিনের উপরে উল্লিখিত নিবন্ধে বর্ণিত হয়েছে। এখানে মাত্র কয়েকটি শব্দ বলি।
অনেক বড় দূরত্ব নির্ধারণের জন্য একটি "স্ট্যান্ডার্ড মোমবাতি" হিসাবে SNIa এর ব্যবহার 1970 এর দশকে SAI-তে সম্পাদিত Yu.P. Pskovsky এর কাজের জন্য সম্ভব হয়েছিল। এটা বিশ্বাস করা হয় যে সর্বাধিক একই আলোকসজ্জা এই সত্য দ্বারা ব্যাখ্যা করা হয়েছে যে সুপারনোভা Ia এর ঘটনাটি একটি ঘনিষ্ঠ সিস্টেমে ঘটে, যার মধ্যে একটি সাদা বামনও রয়েছে যার উপর পদার্থ দ্বিতীয় উপাদান থেকে সংগৃহীত হয়।
যখন একটি শ্বেত বামনের ভর 1.4 সৌর ভরের সীমাতে পৌঁছায়, তখন একটি বিস্ফোরণ ঘটে, যা এর অবশিষ্টাংশকে নিউট্রন তারকাতে পরিণত করে।
হাবল ডায়াগ্রামে টাইপ আইএ সুপারনোভার অবস্থান নির্দেশ করে যে আধুনিক যুগে মহাবিশ্বের সম্প্রসারণ ত্বরান্বিত হচ্ছে। এটি সবচেয়ে স্বাভাবিকভাবেই ব্যাখ্যা করা হয়েছে যে মহাজাগতিক ভ্যাকুয়ামের নেতিবাচক চাপ গ্যালাক্সি ক্লাস্টারগুলির প্রসারণকে ত্বরান্বিত করে। একটি ভ্যাকুয়ামের অ্যান্টি-গ্রাভিটি মানে মহাবিশ্বের সম্প্রসারণ চিরকাল অব্যাহত থাকবে।
যদি এই তাত্ত্বিক উপসংহারগুলি সঠিক হয়, তবে পূর্ববর্তী যুগে মহাবিশ্বের সম্প্রসারণটি ধীর হওয়া উচিত ছিল, যেহেতু এটি অন্ধকার পদার্থের মাধ্যাকর্ষণ দ্বারা ধীর হয়ে গিয়েছিল। 6-8 বিলিয়ন বছর আগে, তত্ত্ব অনুসারে, এর ঘনত্ব ভ্যাকুয়ামের চেয়ে কম হয়ে গিয়েছিল এবং প্রকৃতপক্ষে, কয়েকটি সবচেয়ে দূরবর্তী সুপারনোভা Ia একটি ধীর সম্প্রসারণ নির্দেশ করে। সম্প্রতি, এই উপসংহারটি গ্যালাক্সি ক্লাস্টারের এক্স-রেগুলিতে পর্যবেক্ষণ করা গরম গ্যাসের উপর চন্দ্র উপগ্রহ থেকে সম্পূর্ণ স্বাধীন ডেটা দ্বারা নিশ্চিত করা হয়েছে। এই গ্যাসের ভরের সাথে অন্ধকার পদার্থের ভরের অনুপাত সমস্ত ক্লাস্টারে একই হওয়া উচিত এবং এখান থেকে গ্যালাক্সি ক্লাস্টারগুলির দূরত্ব পাওয়া যেতে পারে। তারা দেখিয়েছিল যে মহাবিশ্বের ধীর সম্প্রসারণ 6 বিলিয়ন বছর আগে একটি ত্বরান্বিত হওয়ার পথ দিয়েছে।
এডি চেরনিন এবং তার সহকর্মীদের মতে ভ্যাকুয়াম অ্যান্টিগ্র্যাভিটির আধিপত্য, 1972 সালে এ. স্যান্ডেজের উল্লেখ করা প্যারাডক্সের ব্যাখ্যাও করে - মহাবিশ্বের সম্প্রসারণ হাবল দ্বারা আবিষ্কৃত হয়েছিল গ্যালাক্সিগুলিতে যা আপাতদৃষ্টিতে খুব কাছাকাছি ছিল, তাদের বিতরণের ভিন্নতা স্থান এবং সংশ্লিষ্ট মহাকর্ষীয় আন্দোলন সামগ্রিক প্রসারণকে ধুয়ে ফেলত। রাশিয়ান একাডেমি অফ সায়েন্সেসের স্পেশাল অ্যাস্ট্রোফিজিক্যাল অবজারভেটরির 6-মি টেলিস্কোপে আইডি কারাচেনসেভ এবং তার সহযোগীদের দ্বারা প্রাপ্ত সাম্প্রতিক ডেটা নিশ্চিত করে যে মহাবিশ্বের আইসোট্রপিক সম্প্রসারণ আমাদের খুব কাছাকাছি শুরু হয়, স্থানীয় গ্যালাক্সি গ্রুপের বাইরে।
সুতরাং, জ্যোতির্বিজ্ঞানের তথ্য প্রথমবারের মতো ভ্যাকুয়াম শক্তির ঘনত্ব নির্ধারণ করা সম্ভব করেছে; তারা পদার্থবিজ্ঞানে একটি নতুন বিপ্লবে পরিপূর্ণ, কারণ এই ঘনত্বের অর্থ আধুনিক তত্ত্ব দ্বারা ব্যাখ্যাতীত।
উপসংহারে, আমরা আপনাকে সর্বোচ্চ সম্ভাব্য রেডশিফ্ট সহ বস্তুর অনুসন্ধানের ফলাফল সম্পর্কে বলব। এর জন্য সবচেয়ে বড় টেলিস্কোপ এবং অনেক ঘন্টা এক্সপোজার প্রয়োজন। বহু বছর ধরে, এক হাতের আঙ্গুলের চেয়ে কম উত্সাহী এবং বড় টেলিস্কোপ ছিল। 200-ইঞ্চি টেলিস্কোপ চালু হওয়ার সাথে সাথে (ছবিতে - এই টেলিস্কোপের মূল ফোকাস কেবিনে হাবল, 40 এর দশকের শেষের ছবি), হিউমাসন পরিমাপ করতে সক্ষম হয়েছিল zহাইড্রা ক্লাস্টার থেকে একটি গ্যালাক্সির জন্য =0.20 ভি= 17.3 মি. দীর্ঘ সময়ের জন্য, রাতের আকাশের রেখাগুলি তাদের বর্ণালীতে শোষণ রেখা ব্যবহার করে অস্পষ্ট এবং আরও দূরবর্তী ছায়াপথগুলির জন্য লাল শিফট পেতে বাধা দেয়। একটি একক নির্গমন লাইন ব্যবহার করে, R. Minkowski 1960 সালে পাওয়া যায় zরেডিও গ্যালাক্সি 3C295 এর জন্য =0.46 ( ভি=19.9 মি), যা দীর্ঘ সময়ের জন্য গ্যালাক্সিগুলির জন্য একটি রেকর্ড ছিল। 1971 সালে, জে. ওক একটি 32-চ্যানেল স্পেকট্রোমিটার ব্যবহার করে 3C295 এর স্পেকট্রাম রেকর্ড করে এবং স্ট্যান্ডার্ড জিরো-রেডশিফ্ট স্পেকট্রামের তুলনায় এর স্থানান্তর নির্ধারণ করে শোষণ লাইন ব্যবহার করে এই মানটি নিশ্চিত করেছিল। এই কাজটি 200 ইঞ্চি টেলিস্কোপের সময়ের 8 ঘন্টা সময় নেয়। 1929 সালে, হিউমাসনের একটি 100-ইঞ্চি টেলিস্কোপ সহ 40 ঘন্টার প্রয়োজন ছিল একটি গ্যালাক্সি আট মাত্রার উজ্জ্বলতার রেডশিফ্ট নির্ধারণ করতে।
1975 সালে, X. Spinrad, একটি 3-মিটার প্রতিফলক ব্যবহার করে, পাওয়া যায় z=0.637 রেডিও গ্যালাক্সি 3C123 -- s এর জন্য ভি=21.7 মি. স্পিনরাড একটি ইলেকট্রন-অপটিক্যাল স্ক্যানিং স্পেকট্রোমিটার ব্যবহার করে 3C123 এর বর্ণালীতে বেশ কয়েকটি লাইন পরিমাপ করতে সক্ষম হয়েছিল, 4 রাতের 7 ঘন্টার পর্যবেক্ষণে ফোটন জমা করে।
এটি একটি দৈত্যাকার উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সি, সেন্টার এ. স্যান্ডেজ এবং তার সহযোগীরা তখন খুঁজে পেয়েছিলেন তার চেয়ে চারগুণ বেশি রেডিও-শক্তিশালী zরেডিও গ্যালাক্সি 3C330 এর জন্য =0.53। অবশেষে, 1981 সালে, স্পিনরাড, রেডিও ছায়াপথের বর্ণালী প্রাপ্ত করে, পাওয়া যায় z=1.050 3C13 এর জন্য এবং z 3C427 এর জন্য =1.175; এক্সপোজার আবার 40 ঘন্টা পৌঁছেছে, কিন্তু বস্তুগুলি পর্যবেক্ষণ করা হয়েছে যেগুলি 1929 সালের তুলনায় কয়েক হাজার গুণ কম ছিল।
অত্যন্ত বৃহৎ রেডশিফ্টের পরিমাপ ব্যক্তিদের অনেকটাই রয়ে গেছে, যতক্ষণ না এই ধারণাটি যে মহাবিশ্বকে অত্যন্ত বৃহৎ স্কেলে অধ্যয়ন করে, আমরা পদার্থবিদ্যাকে বুঝতে পারি যা মাইক্রোকসমকে নিয়ন্ত্রণ করে, জনসাধারণকে ধরে রাখে...
জ্যোতির্বিদ্যা, পদার্থবিদ্যার চেয়ে অর্ধ শতাব্দী পরে, বিগ সায়েন্সে রূপান্তরিত হতে শুরু করে, যেখানে অসংখ্য দল বিশাল স্থাপনার উপর কাজ করে। ইলেকট্রনিক্সের বিকাশও একটি বিশাল ভূমিকা পালন করেছে, যার ফলে কার্যকর আলো আবিষ্কারক তৈরি হয়েছে।
অ্যাংলো-অস্ট্রেলিয়ান 4-মি টেলিস্কোপের জন্য, একটি ডিভাইস তৈরি করা হয়েছিল যেটি, হালকা গাইড ব্যবহার করে, চার বর্গ ডিগ্রী পরিমাপের ক্ষেত্রে একযোগে বর্ণালী অধিগ্রহণের অনুমতি দেয়। 2001 সালের বসন্ত নাগাদ 250,000 ছায়াপথের রেডশিফ্টগুলি পাওয়ার পরিকল্পনা করা হয়েছিল, 150,000 ইতিমধ্যেই পরিমাপ করা হয়েছে৷ 20 - 30 জন এই সহযোগিতায় জড়িত৷ স্লোয়ান নিউমেরিক্যাল স্কাই সার্ভের কাজগুলি আরও উচ্চাভিলাষী, যার জন্য কোটিপতি স্লোনের খরচে একটি ওয়াইড-এঙ্গেল 3.5-মি টেলিস্কোপ তৈরি করা হয়েছিল। জরিপের লক্ষ্য হল মাল্টিকালার ফটোমেট্রি ব্যবহার করে, আকাশের এক চতুর্থাংশে প্রায় এক মিলিয়ন গ্যালাক্সির লাল স্থানান্তর পরিমাপ করা। 11টি প্রতিষ্ঠানের 150 জন জ্যোতির্বিজ্ঞানী ইতিমধ্যে এখানে জড়িত।
স্লোয়ান জরিপের প্রথম ক্যাচগুলির মধ্যে 2001 সালে একটি রেডশিফ্ট কোয়াসারের আবিষ্কার ছিল z=6.28। যাইহোক, পরের বছরই এই রেকর্ডটি ভেঙে যায় এবং চ্যাম্পিয়নটি কোয়াসার নয়, একটি গ্যালাক্সি হিসাবে পরিণত হয়েছিল। আমরা জানি, কোয়াসার হল একটি অস্বাভাবিক উজ্জ্বল নিউক্লিয়াস সহ গ্যালাক্সি এবং অধিক দূরত্বে সনাক্ত করা সহজ। এত দূরবর্তী সাধারণ গ্যালাক্সির রেডশিফ্ট সনাক্ত করা সম্ভব হয়েছিল কারণ মহাকর্ষীয় লেন্সিংয়ের প্রভাবের কারণে এটি থেকে আলোর প্রবাহ 4.5 গুণ বৃদ্ধি পেয়েছে। এই গ্যালাক্সি, মনোনীত এইচসিএম 6এ, বিশাল গ্যালাক্সি ক্লাস্টার অ্যাবেল 370 এর কেন্দ্র থেকে এক মিনিটের চাপে অবস্থিত, যা আমাদের অনেক কাছাকাছি হওয়ায় একটি মহাকর্ষীয় লেন্স হিসাবে কাজ করে। এই প্রাকৃতিক টেলিস্কোপের ক্রিয়াকলাপের জন্য ধন্যবাদ, মাউনা কেয়াতে 10-মি কেক-II টেলিস্কোপ ব্যবহার করে ইনফ্রারেডে গ্যালাক্সির বর্ণালী রেকর্ড করা সম্ভব হয়েছিল। 9190 অ্যাংস্ট্রোমের তরঙ্গদৈর্ঘ্যে একটি নির্গমন লাইন পাওয়া গেছে যা প্রায় নিশ্চিতভাবে একটি লাল স্থানান্তরিত লাইম্যান আলফা লাইন। zবর্ণালীর অতিবেগুনী অঞ্চল থেকে =6.56।
এই সনাক্তকরণটি কাছাকাছি জাপানি 8-মি সুবারু টেলিস্কোপের পর্যবেক্ষণ দ্বারা নিশ্চিত করা হয়েছিল, যা দেখায় যে আরও দূরবর্তী ইনফ্রারেড ব্যান্ডগুলিতে ফ্লাক্স এই নির্গমন লাইনের তুলনায় হাজার হাজার গুণ দুর্বল, এটি একটি লাইম্যান-আলফা লাইন হিসাবে সনাক্তকরণের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ।
পরবর্তী রেকর্ডটি সম্প্রতি চিলির মাউন্ট প্যারানালের দক্ষিণ ইউরোপীয় মানমন্দিরের 8-মিটার টেলিস্কোপ (VLT) ব্যবহার করে সেট করা হয়েছে। মহাকর্ষীয় লেন্সিং প্রভাবটি আবার ম্লান ছায়াপথগুলি সন্ধান করতে ব্যবহৃত হয়েছিল, যা কেবলমাত্র অবলোহিতে দৃশ্যমান, গ্যালাক্সি অ্যাবেল 1835 এর সমৃদ্ধ কমপ্যাক্ট ক্লাস্টারের কেন্দ্রের কাছে। যার শনাক্তকরণ লাইম্যান আলফা দিয়ে রেডশিফ্টের দিকে নিয়ে যায় z=10.0। অন্যান্য সম্ভাব্য শনাক্তকরণ প্রত্যাখ্যান করা হয়েছে কারণ এই ক্ষেত্রে বর্ণালীতে বেশ কয়েকটি শক্তিশালী রেখা পরিলক্ষিত হবে (R. Pello et al., astro-ph/0403025
অতীতের মহান পদার্থবিদ, আই. নিউটন এবং এ. আইনস্টাইনের কাছে মহাবিশ্ব স্থির বলে মনে হয়েছিল। সোভিয়েত পদার্থবিদ এ. ফ্রিডম্যান 1924 সালে "বিক্ষিপ্ত" ছায়াপথের তত্ত্ব নিয়ে এসেছিলেন। ফ্রিডম্যান মহাবিশ্বের সম্প্রসারণের ভবিষ্যদ্বাণী করেছিলেন। এটি আমাদের বিশ্বের শারীরিক বোঝার একটি বৈপ্লবিক বিপ্লব ছিল.
আমেরিকান জ্যোতির্বিদ এডউইন হাবল অ্যান্ড্রোমিডা নীহারিকা অন্বেষণ করেন। 1923 সাল নাগাদ, তিনি দেখতে পান যে এর বাইরের অংশগুলি পৃথক নক্ষত্রের ক্লাস্টার। হাবল নীহারিকা থেকে দূরত্ব গণনা করেছিলেন। এটি 900,000 আলোকবর্ষে পরিণত হয়েছে (আরো সঠিকভাবে গণনা করা দূরত্ব আজ 2.3 মিলিয়ন আলোকবর্ষ)। অর্থাৎ, নীহারিকাটি মিল্কিওয়ে-আওয়ার গ্যালাক্সির অনেক দূরে অবস্থিত। এটি এবং অন্যান্য নীহারিকা পর্যবেক্ষণ করার পর, হাবল মহাবিশ্বের গঠন সম্পর্কে একটি উপসংহারে আসেন।
মহাবিশ্ব বিশাল তারা ক্লাস্টারের একটি সংগ্রহ নিয়ে গঠিত - ছায়াপথ.
তারাই আমাদের কাছে আকাশে দূরবর্তী কুয়াশাচ্ছন্ন "মেঘ" হিসাবে দেখায়, যেহেতু আমরা এত বিশাল দূরত্বে পৃথক তারা দেখতে পারি না।
ই. হাবল প্রাপ্ত তথ্যে একটি গুরুত্বপূর্ণ দিক লক্ষ্য করেছিলেন, যা জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা আগে পর্যবেক্ষণ করেছিলেন, কিন্তু ব্যাখ্যা করা কঠিন ছিল। যথা: দূরবর্তী ছায়াপথের পরমাণু দ্বারা নির্গত বর্ণালী আলোক তরঙ্গের পর্যবেক্ষণ দৈর্ঘ্য স্থলজ গবেষণাগারে একই পরমাণু দ্বারা নির্গত বর্ণালী তরঙ্গের দৈর্ঘ্যের চেয়ে সামান্য বেশি। অর্থাৎ, প্রতিবেশী ছায়াপথগুলির বিকিরণ বর্ণালীতে, যখন একটি ইলেকট্রন কক্ষপথ থেকে কক্ষপথে লাফ দেয় তখন একটি পরমাণু দ্বারা নির্গত আলোর পরিমাণ পৃথিবীর একই পরমাণু দ্বারা নির্গত একটি অনুরূপ কোয়ান্টামের তুলনায় স্পেকট্রামের লাল অংশের দিকে কম্পাঙ্কে স্থানান্তরিত হয়। . হাবল এই পর্যবেক্ষণকে ডপলার প্রভাবের প্রকাশ হিসাবে ব্যাখ্যা করার স্বাধীনতা নিয়েছিলেন।
সমস্ত পর্যবেক্ষণ করা প্রতিবেশী ছায়াপথ পৃথিবী থেকে দূরে সরে যাচ্ছে, যেহেতু মিল্কিওয়ের বাইরের প্রায় সমস্ত গ্যালাকটিক বস্তু তাদের অপসারণের গতির সমানুপাতিক একটি লাল বর্ণালী স্থানান্তর প্রদর্শন করে।
সবচেয়ে গুরুত্বপূর্ণ, হাবল তার দূরত্ব পরিমাপের ফলাফলগুলিকে পার্শ্ববর্তী ছায়াপথগুলির সাথে তাদের মন্দা হারের পরিমাপের সাথে তুলনা করতে সক্ষম হয়েছিল (রেডশিফ্টের উপর ভিত্তি করে)।
গাণিতিকভাবে, আইনটি খুব সহজভাবে প্রণয়ন করা হয়:
যেখানে v যে গতিতে গ্যালাক্সি আমাদের থেকে দূরে সরে যাচ্ছে,
r হল এর দূরত্ব,
H হল হাবল ধ্রুবক।
এবং, যদিও হাবল প্রাথমিকভাবে আমাদের খুব কাছের কয়েকটি গ্যালাক্সি পর্যবেক্ষণের ফলে এই আইনে এসেছিল, তারপর থেকে আবিষ্কৃত দৃশ্যমান মহাবিশ্বের অনেকগুলি নতুন ছায়াপথের একটিও মিল্কিওয়ে থেকে ক্রমবর্ধমান দূরত্বের বাইরে পড়ে না। এই আইনের সুযোগ।
সুতরাং, হাবলের আইনের প্রধান পরিণতি:
মহাবিশ্ব প্রসারিত হচ্ছে।
বিশ্বের মহাকাশ খুব ফ্যাব্রিক প্রসারিত হয়. সমস্ত পর্যবেক্ষক (এবং আপনি এবং আমি ব্যতিক্রম নই) নিজেদেরকে মহাবিশ্বের কেন্দ্রে বলে মনে করেন।
গ্যালাক্সির মন্দার পরীক্ষামূলক তথ্য থেকে, মহাবিশ্বের বয়স অনুমান করা হয়েছিল। এটি সমান হতে দেখা গেল - প্রায় 15 বিলিয়ন বছর! এভাবে আধুনিক সৃষ্টিতত্ত্বের যুগ শুরু হয়।
স্বাভাবিকভাবেই প্রশ্ন জাগে: শুরুতে কী হয়েছিল? মহাবিশ্ব সম্পর্কে তাদের বোঝার সম্পূর্ণ বিপ্লব ঘটাতে বিজ্ঞানীদের সময় লেগেছে মাত্র 20 বছর।
উত্তরটি 40 এর দশকে অসামান্য পদার্থবিদ জি গামো (1904 - 1968) দ্বারা প্রস্তাবিত হয়েছিল। আমাদের পৃথিবীর ইতিহাস শুরু হয়েছিল বিগ ব্যাং দিয়ে। আজকে বেশিরভাগ জ্যোতির্পদার্থবিদরা এটাই মনে করেন।
মহাবিস্ফোরণ হল মহাবিশ্বের খুব অল্প আয়তনে ঘনীভূত পদার্থের প্রাথমিকভাবে প্রচুর ঘনত্ব, তাপমাত্রা এবং চাপের দ্রুত হ্রাস। মহাবিশ্বের সমস্ত পদার্থকে প্রোটো-ম্যাটারের একটি ঘন পিণ্ডে সংকুচিত করা হয়েছিল, যা মহাবিশ্বের বর্তমান স্কেলের তুলনায় খুব ছোট আয়তনে রয়েছে।
মহাবিশ্বের ধারণা, অতি-গরম পদার্থের একটি অতি-ঘন ঝাঁক থেকে জন্মগ্রহণ করে এবং প্রসারিত এবং শীতল হওয়ার পর থেকে, তাকে বিগ ব্যাং তত্ত্ব বলা হয়।
মহাবিশ্বের উৎপত্তি এবং বিবর্তনের সফল মহাজাগতিক মডেল আজ আর নেই।
বিগ ব্যাং তত্ত্ব অনুসারে, প্রাথমিক মহাবিশ্বে ফোটন, ইলেকট্রন এবং অন্যান্য কণা ছিল। ফোটন ক্রমাগত অন্যান্য কণার সাথে মিথস্ক্রিয়া করে। মহাবিশ্ব প্রসারিত হওয়ার সাথে সাথে এটি শীতল হয়ে যায় এবং একটি নির্দিষ্ট পর্যায়ে ইলেকট্রনগুলি হাইড্রোজেন এবং হিলিয়ামের নিউক্লিয়াসের সাথে একত্রিত হতে শুরু করে এবং পরমাণু তৈরি করে। এটি প্রায় 3000 K তাপমাত্রায় এবং মহাবিশ্বের আনুমানিক 400,000 বছর বয়সে ঘটেছিল। এই মুহূর্ত থেকে, ফোটনগুলি বস্তুর সাথে মিথস্ক্রিয়া ছাড়াই, কার্যত মহাকাশে অবাধে চলাচল করতে সক্ষম হয়েছিল। কিন্তু আমাদের এখনও সেই যুগের "সাক্ষী" আছে - রিলিক্ট ফোটন। এটা বিশ্বাস করা হয় যে মহাজাগতিক মাইক্রোওয়েভ পটভূমি বিকিরণ মহাবিশ্বের অস্তিত্বের প্রাথমিক পর্যায় থেকে সংরক্ষণ করা হয়েছে এবং এটি সমানভাবে পূরণ করে। বিকিরণের আরও শীতল হওয়ার ফলে, এর তাপমাত্রা কমেছে এবং এখন প্রায় 3 কে.
মহাজাগতিক মাইক্রোওয়েভ পটভূমি বিকিরণের অস্তিত্ব বিগ ব্যাং তত্ত্বের কাঠামোর মধ্যে তাত্ত্বিকভাবে ভবিষ্যদ্বাণী করা হয়েছিল। এটি বিগ ব্যাং তত্ত্বের অন্যতম প্রধান নিশ্চিতকরণ হিসাবে বিবেচিত হয়।
20 শতকের 30 এর দশক থেকে, জ্যোতির্পদার্থবিদরা ইতিমধ্যেই জানতেন যে, হাবলের আইন, মহাবিশ্ব প্রসারিত হচ্ছে, যার মানে অতীতে একটি নির্দিষ্ট সময়ে এর শুরু হয়েছিল। জ্যোতির্পদার্থবিদদের কাজ, এইভাবে, বাহ্যিকভাবে সহজ দেখাচ্ছিল: বিপরীত কালানুক্রমিকভাবে হাবল সম্প্রসারণের সমস্ত পর্যায়কে চিহ্নিত করা, প্রতিটি পর্যায়ে সংশ্লিষ্ট ভৌত আইন প্রয়োগ করা, এবং এইভাবে শেষ পর্যন্ত - বা বরং, একেবারে শুরুতে - সবকিছু ঠিক কিভাবে ঘটেছে তা বুঝতে।
1970-এর দশকের শেষের দিকে, তবে, প্রথম দিকের মহাবিশ্বের সাথে সম্পর্কিত বেশ কয়েকটি মৌলিক সমস্যা অমীমাংসিত থেকে যায়, যথা:
এই সমস্যাগুলি সমাধানের মূল চাবিকাঠি ছিল এই ধারণা যে এর জন্মের পরপরই মহাবিশ্ব খুব ঘন এবং খুব গরম ছিল। এর সমস্ত বিষয় ছিল কোয়ার্ক এবং লেপটনের উত্তপ্ত ভর ( সেমি. স্ট্যান্ডার্ড মডেল), যা পরমাণুতে একত্রিত হওয়ার কোন উপায় ছিল না। আধুনিক মহাবিশ্বে ক্রিয়াশীল বিভিন্ন শক্তি (যেমন ইলেক্ট্রোম্যাগনেটিক এবং মাধ্যাকর্ষণ শক্তি) তখন বল মিথস্ক্রিয়ার একটি একক ক্ষেত্রের সাথে মিলিত হয় ( সেমি. সার্বজনীন তত্ত্ব) কিন্তু মহাবিশ্ব প্রসারিত এবং শীতল হওয়ার সাথে সাথে অনুমানমূলক একীভূত ক্ষেত্রটি কয়েকটি শক্তিতে বিভক্ত হয়ে গেছে ( সেমি. প্রারম্ভিক মহাবিশ্ব).
1981 সালে, আমেরিকান পদার্থবিজ্ঞানী অ্যালান গুথ বুঝতে পেরেছিলেন যে একীভূত ক্ষেত্র থেকে শক্তিশালী মিথস্ক্রিয়াগুলির বিচ্ছেদ, যা মহাবিশ্বের জন্মের প্রায় 10-35 সেকেন্ড পরে ঘটেছিল (শুধু ভাবুন - এটি 34 শূন্য এবং দশমিক বিন্দুর পরে একটি!), এর উন্নয়নে একটি টার্নিং পয়েন্ট। ঘটেছিলো ফেজ রূপান্তরমহাবিশ্বের স্কেলে এক অবস্থা থেকে অন্য অবস্থাতে পদার্থগুলি জলের বরফে রূপান্তরের মতো একটি ঘটনা। এবং ঠিক যেমন জল জমে গেলে, এর এলোমেলোভাবে চলমান অণুগুলি হঠাৎ "আঁকড়ে ধরে" এবং একটি কঠোর স্ফটিক কাঠামো তৈরি করে, তাই মুক্তিপ্রাপ্ত শক্তিশালী মিথস্ক্রিয়াগুলির প্রভাবের অধীনে, একটি তাত্ক্ষণিক পুনর্গঠন ঘটেছিল, মহাবিশ্বে পদার্থের এক ধরণের "স্ফটিককরণ"।
যে কেউ দেখেছেন যে কীভাবে জলের পাইপ বা গাড়ির রেডিয়েটর টিউবগুলি তীব্র তুষারপাতের মধ্যে ফেটে যায়, যত তাড়াতাড়ি তাদের মধ্যে থাকা জল বরফে পরিণত হয়, ব্যক্তিগত অভিজ্ঞতা থেকে জানেন যে জল জমে গেলে প্রসারিত হয়। অ্যালান গুথ দেখাতে সক্ষম হয়েছিলেন যে যখন শক্তিশালী এবং দুর্বল মিথস্ক্রিয়া পৃথক হয়, তখন মহাবিশ্বে অনুরূপ কিছু ঘটেছিল - একটি লাফের মতো প্রসারণ। এটি একটি এক্সটেনশন বলা হয় মুদ্রাস্ফীতিমূলক, স্বাভাবিক হাবল সম্প্রসারণের চেয়ে অনেক গুণ দ্রুত। প্রায় 10-32 সেকেন্ডের মধ্যে, মহাবিশ্ব 50 ক্রম মাত্রার দ্বারা প্রসারিত হয়েছিল - এটি একটি প্রোটনের চেয়ে ছোট ছিল এবং একটি আঙ্গুরের আকারে পরিণত হয়েছিল (তুলনা করার জন্য, জল যখন হিমায়িত হয় তখন মাত্র 10% প্রসারিত হয়)। এবং মহাবিশ্বের এই দ্রুত স্ফীতিমূলক সম্প্রসারণ উপরের তিনটি সমস্যার মধ্যে দুটিকে সরিয়ে দেয়, সরাসরি ব্যাখ্যা করে।
সমাধান স্থান সোজা করার সমস্যানিম্নলিখিত উদাহরণটি এটি সবচেয়ে স্পষ্টভাবে প্রদর্শন করে: একটি পাতলা ইলাস্টিক মানচিত্রে আঁকা একটি স্থানাঙ্ক গ্রিড কল্পনা করুন, যা তারপরে এলোমেলোভাবে চূর্ণবিচূর্ণ হয়ে যায়। যদি আমরা এখন এই স্থিতিস্থাপক মানচিত্রটি গ্রহণ করি এবং দৃঢ়ভাবে ঝাঁকাই, একটি বলের মধ্যে চূর্ণবিচূর্ণ, এটি আবার একটি সমতল চেহারা নেবে, এবং এর উপর স্থানাঙ্ক রেখাগুলি পুনরুদ্ধার করা হবে, আমরা এটিকে চূর্ণবিচূর্ণ করার সময় এটিকে যতই বিকৃত করি না কেন। একইভাবে, মহাবিশ্বের স্ফীতি সম্প্রসারণ শুরু হওয়ার সময় মহাবিশ্বের স্থানটি কতটা বাঁকা ছিল তা বিবেচ্য নয়, মূল বিষয় হল এই সম্প্রসারণের শেষে, স্থানটি সম্পূর্ণ সোজা হয়ে গেছে। এবং যেহেতু থেকে আপেক্ষিক তত্ত্বআমরা জানি যে স্থানের বক্রতা এতে পদার্থ এবং শক্তির পরিমাণের উপর নির্ভর করে, এটি স্পষ্ট হয়ে যায় কেন মহাবিশ্বে ঠিক ততটা পদার্থ রয়েছে যা হাবলের সম্প্রসারণের ভারসাম্য বজায় রাখার জন্য প্রয়োজনীয়।
মুদ্রাস্ফীতি মডেল ব্যাখ্যা করে এবং দিগন্ত সমস্যা, যদিও সরাসরি না। তত্ত্ব থেকে কালো শরীরের বিকিরণআমরা জানি যে একটি দেহ দ্বারা নির্গত বিকিরণ তার তাপমাত্রার উপর নির্ভর করে। সুতরাং, মহাবিশ্বের দূরবর্তী অংশের বিকিরণ বর্ণালী থেকে, আমরা তাদের তাপমাত্রা নির্ধারণ করতে পারি। এই ধরনের পরিমাপগুলি অত্যাশ্চর্য ফলাফল দিয়েছে: এটি প্রমাণিত হয়েছে যে মহাবিশ্বের যেকোনো পর্যবেক্ষণযোগ্য বিন্দুতে তাপমাত্রা (চার দশমিক স্থান পর্যন্ত পরিমাপের ত্রুটি সহ) একই। সাধারণ হাবল সম্প্রসারণ মডেলের উপর ভিত্তি করে, বিগ ব্যাংয়ের পরপরই বিষয়টি তাপমাত্রা সমান করার জন্য অনেক দূরে ছড়িয়ে পড়েছিল। মুদ্রাস্ফীতিমূলক মডেল অনুসারে, মহাবিশ্বের ব্যাপারটি t = 10-35 সেকেন্ড মুহূর্ত পর্যন্ত হাবল সম্প্রসারণের সময় থেকে অনেক বেশি কম্প্যাক্ট ছিল। এই অত্যন্ত সংক্ষিপ্ত সময়টি একটি তাপীয় ভারসাম্য প্রতিষ্ঠার জন্য যথেষ্ট ছিল, যা মুদ্রাস্ফীতি সম্প্রসারণের পর্যায়ে বিঘ্নিত হয়নি এবং আজ পর্যন্ত সংরক্ষিত হয়েছে।
মুদ্রাস্ফীতি অনুমান অপসারণ না অ্যান্টিম্যাটার সমস্যা, কিন্তু এই সমস্যাটি একই সময়ে ঘটতে থাকা অন্যান্য প্রক্রিয়ার উল্লেখ করে ব্যাখ্যা করা যেতে পারে। আকর্ষণীয় জিনিসগুলি আবিষ্কৃত হয়েছে: প্রাথমিক মহাবিশ্বে প্রাথমিক কণাগুলির দ্রুত গঠনের সময়, প্রায় 100,000,001 সাধারণ কণার জন্য 100,000,000 প্রতিকণা ছিল। এক সেকেন্ডের পরবর্তী ভগ্নাংশে, কণা এবং প্রতিকণা, জোড়ায় একত্রিত হয়ে পরস্পরকে শক্তির বিশাল মুক্তির মাধ্যমে ধ্বংস করে - ভর বিকিরণে পরিণত হয়। এই ধরনের "আগাছা" পরে, মহাবিশ্বে সাধারণ পদার্থের কেবল একটি দুর্ভাগ্যজনক স্ক্র্যাপ অবশিষ্ট ছিল। এই "মহাকাশের ধ্বংসাবশেষ" থেকে আজ আমাদের কাছে পরিচিত সমগ্র মহাবিশ্ব গঠিত।
প্রথম বিশ্বযুদ্ধ থেকে ফিরে, এডউইন হাবল দক্ষিণ ক্যালিফোর্নিয়ার মাউন্ট উইলসন হাই-অল্টিটিউড অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল অবজারভেটরিতে চাকরি নেন, যেটি সেই সময়ে বিশ্বের সেরা সজ্জিত ছিল। 2.5 মিটার প্রাথমিক আয়না ব্যাস সহ এর নতুন প্রতিফলিত টেলিস্কোপ ব্যবহার করে, তিনি একটি কৌতূহলী পরিমাপ তৈরি করেছিলেন যা মহাবিশ্ব সম্পর্কে আমাদের ধারণাকে চিরতরে পরিবর্তন করেছিল।
প্রকৃতপক্ষে, হাবল একটি দীর্ঘস্থায়ী জ্যোতির্বিদ্যা সংক্রান্ত সমস্যা - নীহারিকা প্রকৃতির তদন্ত করতে চেয়েছিলেন। 18 শতক থেকে শুরু হওয়া এই রহস্যময় বস্তুগুলি তাদের উৎপত্তির রহস্য নিয়ে বিজ্ঞানীদের চিন্তিত করেছিল। 20 শতকের মধ্যে, এই নীহারিকাগুলির মধ্যে কিছু তারার জন্ম দেয় এবং দ্রবীভূত হয়, কিন্তু বেশিরভাগ মেঘই নীহারিকা থেকে যায় - এবং বিশেষ করে তাদের প্রকৃতির দ্বারা। এখানে বিজ্ঞানীরা নিজেদের প্রশ্ন জিজ্ঞাসা করেছিলেন: আমাদের গ্যালাক্সিতে এই নেবুলাস গঠনগুলি ঠিক কোথায় অবস্থিত? নাকি তাদের মধ্যে কেউ কেউ সেই যুগের অত্যাধুনিক ভাষা ব্যবহার করার জন্য অন্য "মহাবিশ্বের দ্বীপ" প্রতিনিধিত্ব করে? 1917 সালে মাউন্ট উইলসনে টেলিস্কোপ চালু হওয়ার আগে, এই প্রশ্নটি সম্পূর্ণরূপে তাত্ত্বিক ছিল, যেহেতু এই নীহারিকাগুলির দূরত্ব পরিমাপ করার জন্য কোনও প্রযুক্তিগত উপায় ছিল না।
হাবল অ্যান্ড্রোমিডা নীহারিকা নিয়ে তার গবেষণা শুরু করেছিলেন, সম্ভবত অনাদিকাল থেকে সবচেয়ে জনপ্রিয়। 1923 সাল নাগাদ তিনি দেখতে পান যে এই নীহারিকাটির বাইরের অংশগুলি পৃথক নক্ষত্রের ক্লাস্টার ছিল, যার মধ্যে কিছু ক্লাসের অন্তর্ভুক্ত ছিল। সেফিড ভেরিয়েবল(জ্যোতির্বিজ্ঞানের শ্রেণিবিন্যাস অনুসারে)। একটি সেফিড ভেরিয়েবলকে বেশ দীর্ঘ সময় ধরে পর্যবেক্ষণ করে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা এর উজ্জ্বলতার পরিবর্তনের সময়কাল পরিমাপ করেন এবং তারপরে সময়কাল-আলোক সম্পর্কএটি দ্বারা নির্গত আলোর পরিমাণও নির্ধারিত হয়।
পরবর্তী পদক্ষেপটি কী তা আরও ভালভাবে বোঝার জন্য, আসুন এই উপমা দেওয়া যাক। কল্পনা করুন যে আপনি একটি পিচ-অন্ধকার রাতে দাঁড়িয়ে আছেন, এবং তারপর দূরত্বে কেউ একটি বৈদ্যুতিক বাতি জ্বালাচ্ছেন। যেহেতু আপনি এই দূরবর্তী আলোর বাল্ব ছাড়া আপনার চারপাশে কিছুই দেখতে পাচ্ছেন না, তাই এটির দূরত্ব নির্ধারণ করা আপনার পক্ষে প্রায় অসম্ভব। হতে পারে এটি খুব উজ্জ্বল এবং দূরে জ্বলছে, অথবা হতে পারে এটি আবছা এবং কাছাকাছি জ্বলছে। কিভাবে এই নির্ধারণ করতে? এখন কল্পনা করুন যে আপনি কোনওভাবে প্রদীপের শক্তি খুঁজে বের করতে পেরেছেন - বলুন, 60, 100 বা 150 ওয়াট। কাজটি অবিলম্বে সরলীকৃত করা হয়েছে, যেহেতু দৃশ্যমান আলোকসজ্জা থেকে আপনি ইতিমধ্যে এটির জ্যামিতিক দূরত্বের আনুমানিক অনুমান করতে পারেন। সুতরাং: যখন একটি সেফিডের আলোতে পরিবর্তনের সময়কাল পরিমাপ করা হয়, তখন জ্যোতির্বিজ্ঞানী আপনার মতো প্রায় একই পরিস্থিতিতে থাকেন, একটি দূরবর্তী প্রদীপের দূরত্ব গণনা করে, এর উজ্জ্বলতা (বিকিরণ শক্তি) জেনে।
হাবল প্রথম যে কাজটি করেছিলেন তা হল অ্যান্ড্রোমিডা নীহারিকাগুলির উপকণ্ঠে সেফিডসের দূরত্ব গণনা করা, এবং তাই নীহারিকা নিজেই: 900,000 আলোকবর্ষ (এন্ড্রোমিডা ছায়াপথের দূরত্ব আরও নির্ভুলভাবে গণনা করা হয়েছে, যা এখন বলা হয়, 2.3 মিলিয়ন আলোকবর্ষ. -- বিঃদ্রঃ লেখক) - অর্থাৎ, নীহারিকাটি মিল্কিওয়ের অনেক দূরে অবস্থিত - আমাদের গ্যালাক্সি। এটি এবং অন্যান্য নীহারিকা পর্যবেক্ষণ করার পরে, হাবল মহাবিশ্বের গঠন সম্পর্কে একটি প্রাথমিক সিদ্ধান্তে পৌঁছেছেন: এটি বিশাল তারার ক্লাস্টারের একটি সংগ্রহ নিয়ে গঠিত -- ছায়াপথ. তারাই আমাদের কাছে আকাশে দূরবর্তী কুয়াশাচ্ছন্ন "মেঘ" হিসাবে দেখায়, যেহেতু আমরা এত বিশাল দূরত্বে পৃথক তারা দেখতে পারি না। একমাত্র এই আবিষ্কারই হাবলের বিজ্ঞানে তার সেবার বিশ্বব্যাপী স্বীকৃতি পাওয়ার জন্য যথেষ্ট হবে।
বিজ্ঞানী অবশ্য সেখানেই থেমে থাকেননি এবং প্রাপ্ত তথ্যে আরেকটি গুরুত্বপূর্ণ দিক লক্ষ্য করেছেন, যা জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা আগে পর্যবেক্ষণ করেছিলেন, কিন্তু ব্যাখ্যা করা কঠিন বলে মনে করেছিলেন। যথা: দূরবর্তী ছায়াপথের পরমাণু দ্বারা নির্গত বর্ণালী আলোক তরঙ্গের পর্যবেক্ষণ দৈর্ঘ্য স্থলজ গবেষণাগারে একই পরমাণু দ্বারা নির্গত বর্ণালী তরঙ্গের দৈর্ঘ্যের তুলনায় কিছুটা কম। অর্থাৎ, প্রতিবেশী ছায়াপথগুলির বিকিরণ বর্ণালীতে, যখন একটি ইলেকট্রন কক্ষপথ থেকে কক্ষপথে লাফ দেয় তখন একটি পরমাণু দ্বারা নির্গত আলোর পরিমাণ পৃথিবীর একই পরমাণু দ্বারা নির্গত একটি অনুরূপ কোয়ান্টামের তুলনায় স্পেকট্রামের লাল অংশের দিকে কম্পাঙ্কে স্থানান্তরিত হয়। . হাবল এই পর্যবেক্ষণকে একটি প্রকাশ হিসাবে ব্যাখ্যা করার স্বাধীনতা নিয়েছিলেন ডপলার এফেক্ট, যার মানে হল যে সমস্ত প্রতিবেশী ছায়াপথ পর্যবেক্ষণ করা হয়েছে মুছে ফেলা হয়পৃথিবী থেকে, যেহেতু মিল্কিওয়ের বাইরের প্রায় সব গ্যালাকটিক বস্তুর ঠিক আছে লালবর্ণালী স্থানান্তর তাদের অপসারণের গতির সমানুপাতিক।
সবচেয়ে গুরুত্বপূর্ণভাবে, হাবল তার দূরত্ব পরিমাপের ফলাফলগুলিকে পার্শ্ববর্তী ছায়াপথগুলির সাথে (সেফিড ভেরিয়েবলের পর্যবেক্ষণের উপর ভিত্তি করে) তাদের মন্দা হারের পরিমাপের সাথে তুলনা করতে সক্ষম হয়েছিল (রেডশিফ্টের উপর ভিত্তি করে)। এবং হাবল আবিষ্কার করেছেন যে একটি গ্যালাক্সি আমাদের থেকে যত দূরে, তত দ্রুত দূরে সরে যাচ্ছে। স্থানীয় পর্যবেক্ষণ বিন্দু থেকে দূরে সরে যাওয়ার সাথে সাথে ক্রমবর্ধমান গতির সাথে দৃশ্যমান মহাবিশ্বের কেন্দ্রমুখী "বিচ্ছুরণ" এর এই ঘটনাটিকে হাবলের সূত্র বলা হয়। গাণিতিকভাবে, এটি খুব সহজভাবে প্রণয়ন করা হয়:
কোথায় v-- যে গতিতে গ্যালাক্সি আমাদের থেকে দূরে সরে যাচ্ছে,
r- এটি থেকে দূরত্ব, এবং
এইচ-- তথাকথিত হাবল ধ্রুবক.
পরেরটি পরীক্ষামূলকভাবে নির্ধারিত হয়, এবং বর্তমানে আনুমানিক 70 km/(s Mpc) (কিলোমিটার প্রতি সেকেন্ড প্রতি মেগাপারসেক; 1 Mpc প্রায় 3.3 মিলিয়ন আলোকবর্ষের সমান)। এবং এর মানে হল যে আমাদের থেকে 10 মেগাপারসেক দূরত্বে একটি গ্যালাক্সি আমাদের থেকে 700 কিমি/সেকেন্ড গতিতে, 100 Mpc দূরত্বের একটি গ্যালাক্সি - 7000 কিমি/সেকেন্ড গতিতে, ইত্যাদি। এবং, যদিও প্রাথমিকভাবে হাবল আমাদের খুব কাছের কয়েকটি ছায়াপথ পর্যবেক্ষণের ফলে এই আইনে এসেছে; তখন থেকে আবিষ্কৃত দৃশ্যমান মহাবিশ্বের অনেকগুলি নতুন ছায়াপথের একটিও নয়, যা আকাশগঙ্গা থেকে ক্রমবর্ধমান দূরত্বে, এই আইনের আওতার বাইরে পড়ে।
সুতরাং, প্রধান এবং - মনে হবে - হাবলের নিয়মের অবিশ্বাস্য পরিণতি: মহাবিশ্ব প্রসারিত হচ্ছে! এই চিত্রটি আমার কাছে সবচেয়ে স্পষ্টভাবে এইরকম মনে হচ্ছে: ছায়াপথগুলি একটি দ্রুত ক্রমবর্ধমান খামিরের ময়দার মধ্যে কিশমিশ। নিজেকে একটি কিশমিশের একটি মাইক্রোস্কোপিক প্রাণী হিসাবে কল্পনা করুন, যার জন্য ময়দা স্বচ্ছ দেখায়: আপনি কী দেখতে পাবেন? ময়দা বাড়ার সাথে সাথে অন্যান্য সমস্ত কিশমিশ আপনার থেকে দূরে সরে যায় এবং একটি কিসমিস যত দূরে থাকে, তত দ্রুত এটি আপনার থেকে দূরে সরে যায় (যেহেতু আপনার এবং নিকটবর্তী কিশমিশের চেয়ে আপনার এবং দূরবর্তী কিশমিশের মধ্যে আটা বেশি প্রসারিত হয়)। একই সময়ে, এটি আপনার কাছে মনে হবে যে আপনিই প্রসারিত সর্বজনীন পরীক্ষার একেবারে কেন্দ্রে আছেন এবং এতে অদ্ভুত কিছু নেই - আপনি যদি অন্য কিশমিশে থাকেন তবে সবকিছু আপনার কাছে ঠিক একই রকম বলে মনে হবে। সুতরাং ছায়াপথগুলি একটি সাধারণ কারণে বিক্ষিপ্ত হচ্ছে: বিশ্ব মহাকাশের খুব ফ্যাব্রিক প্রসারিত হচ্ছে। সমস্ত পর্যবেক্ষক (এবং আপনি এবং আমি ব্যতিক্রম নই) নিজেদেরকে মহাবিশ্বের কেন্দ্রে বলে মনে করেন। এটি 15 শতকের কুসার চিন্তাবিদ নিকোলাস দ্বারা সর্বোত্তম প্রণয়ন করা হয়েছিল: "যেকোনো বিন্দুই সীমাহীন মহাবিশ্বের কেন্দ্র।"
যাইহোক, হাবলের সূত্র আমাদের মহাবিশ্বের প্রকৃতি সম্পর্কে অন্য কিছু বলে - এবং এই "কিছু" কেবল অসাধারণ। মহাবিশ্বের একটি সময় শুরু ছিল. এবং এটি একটি খুব সাধারণ উপসংহার: আমরা যে মহাবিশ্বের সম্প্রসারণটি পর্যবেক্ষণ করছি তার প্রচলিত ফিল্ম চিত্রটি গ্রহণ এবং মানসিকভাবে "ব্যাক স্ক্রোল" করা যথেষ্ট - এবং আমরা সেই পর্যায়ে পৌঁছে যাব যখন মহাবিশ্বের সমস্ত বিষয় একটি সংকুচিত হয়ে গিয়েছিল। প্রোটো-ম্যাটারের ঘন পিণ্ড, মহাবিশ্বের বর্তমান স্কেলের তুলনায় খুব ছোট আয়তনে আবদ্ধ। মহাবিশ্বের ধারণা, অতি-গরম পদার্থের একটি অতি-ঘন ঝাঁক থেকে জন্মগ্রহণ করে এবং তারপর থেকে প্রসারিত এবং শীতল হয়, তাকে তত্ত্ব বলা হয় বিগ ব্যাং, এবং আজ মহাবিশ্বের উৎপত্তি এবং বিবর্তনের আর কোন সফল মহাজাগতিক মডেল নেই। হাবলের সূত্র, যাইহোক, মহাবিশ্বের বয়স অনুমান করতেও সাহায্য করে (অবশ্যই, খুব সরলীকৃত এবং আনুমানিক)। ধরে নেওয়া যাক যে সমস্ত ছায়াপথ প্রথম থেকেই একই গতিতে আমাদের থেকে দূরে সরে যাচ্ছিল vযা আমরা আজ দেখছি। দিন t- তাদের ফ্লাইটের শুরু থেকে সময় অতিবাহিত হয়েছে। এটি মহাবিশ্বের বয়স হবে এবং এটি সম্পর্কের দ্বারা নির্ধারিত হয়:
vএক্স t = আর,বা t = r/ভি
কিন্তু হাবলের আইন থেকে এটি অনুসরণ করে
r/v = 1/এইচ
কোথায় এন-- হাবল ধ্রুবক। এর মানে হল বাহ্যিক ছায়াপথগুলির মন্দা বেগ পরিমাপ করে এবং পরীক্ষামূলকভাবে নির্ধারণ করে এন, এর মাধ্যমে আমরা গ্যালাক্সিগুলি বিচ্ছুরিত হওয়ার সময়ের একটি অনুমান পাই। এটি মহাবিশ্বের আনুমানিক জীবনকাল। মনে রাখার চেষ্টা করুন: সাম্প্রতিকতম অনুমানগুলি আমাদের মহাবিশ্বের বয়স প্রায় 15 বিলিয়ন বছর রাখে, কয়েক বিলিয়ন বছর দেয় বা নেয়। (তুলনার জন্য, পৃথিবীর বয়স 4.5 বিলিয়ন বছর বলে অনুমান করা হয়, এবং প্রায় 4 বিলিয়ন বছর আগে এটিতে জীবন শুরু হয়েছিল।) আপাত গতিতে একটি গ্যালাক্সি আমাদের থেকে দূরে সরে যাচ্ছে তার দূরত্বের সাথে সরাসরি সমানুপাতিক।
"1744 সালে, সুইস জ্যোতির্বিজ্ঞানী দে চেজো এবং 1826 সালে স্বাধীনভাবে ওলবারস নিম্নলিখিত প্যারাডক্স তৈরি করেছিলেন," টি. রেগে তার বইতে লিখেছেন, "যা তখনকার নিরীহ মহাজাগতিক মডেলগুলিতে একটি সংকটের দিকে নিয়ে গিয়েছিল। আসুন আমরা কল্পনা করি যে পৃথিবীর চারপাশের স্থানটি অসীম, চিরন্তন এবং অপরিবর্তনীয় এবং এটি সমানভাবে তারা দিয়ে পূর্ণ এবং তাদের ঘনত্ব গড় ধ্রুবক। সাধারণ গণনা ব্যবহার করে, শেজোট এবং ওলবারস দেখিয়েছেন যে নক্ষত্র দ্বারা পৃথিবীতে পাঠানো মোট আলোর পরিমাণ অসীম হওয়া উচিত, যার কারণে রাতের আকাশ কালো হবে না, তবে হালকাভাবে বলতে গেলে, আলোয় প্লাবিত হবে। তাদের প্যারাডক্স থেকে পরিত্রাণ পেতে, তারা মহাকাশে বিস্তৃত বিচরণকারী অস্বচ্ছ নীহারিকাগুলির অস্তিত্বের প্রস্তাব করেছিল, যা সবচেয়ে দূরবর্তী তারাগুলিকে অস্পষ্ট করে। প্রকৃতপক্ষে, পরিস্থিতি থেকে বেরিয়ে আসার কোন উপায় নেই: তারা থেকে আলো শোষণ করে, নীহারিকাগুলি অনিবার্যভাবে উত্তপ্ত হবে এবং তারার মতো একইভাবে আলো নির্গত করবে।
সুতরাং, যদি মহাজাগতিক নীতিটি সত্য হয়, তাহলে আমরা এরিস্টটলের একটি চিরন্তন এবং অপরিবর্তনীয় মহাবিশ্বের ধারণা গ্রহণ করতে পারি না। এখানে, আপেক্ষিকতার ক্ষেত্রে, প্রকৃতি তার বিকাশে কাল্পনিক অ্যারিস্টটলীয় পরিপূর্ণতার পরিবর্তে প্রতিসাম্যকে পছন্দ করে বলে মনে হয়।
যাইহোক, মহাবিশ্বের অলঙ্ঘনীয়তার সবচেয়ে গুরুতর আঘাতটি নাক্ষত্রিক বিবর্তনের তত্ত্ব দ্বারা নয়, মহান আমেরিকান জ্যোতির্বিজ্ঞানী এডউইন হাবল দ্বারা প্রাপ্ত ছায়াপথ অপসারণের হারের পরিমাপের ফলাফল দ্বারা মোকাবিলা করা হয়েছিল।
হাবল (1889-1953) মিসৌরির মার্শফিল্ডের ছোট শহরে বীমা এজেন্ট জন পাওয়েল হাবল এবং তার স্ত্রী ভার্জিনিয়া লি জেমসের কাছে জন্মগ্রহণ করেন। এডউইন প্রথম দিকে জ্যোতির্বিদ্যায় আগ্রহী হয়ে ওঠেন, সম্ভবত তার মাতামহের প্রভাবে, যিনি নিজেকে একটি ছোট টেলিস্কোপ তৈরি করেছিলেন।
1906 সালে, এডউইন স্কুল থেকে স্নাতক হন। ষোল বছর বয়সে, হাবল শিকাগো বিশ্ববিদ্যালয়ে প্রবেশ করেন, যেটি তখন মার্কিন যুক্তরাষ্ট্রের সেরা দশটি শিক্ষা প্রতিষ্ঠানের একটি ছিল। সেখানে কাজ করতেন জ্যোতির্বিজ্ঞানী এফ.আর. মাল্টন, সৌরজগতের উৎপত্তির বিখ্যাত তত্ত্বের লেখক। হাবলের পরবর্তী পছন্দের উপর তার ব্যাপক প্রভাব ছিল।
ইউনিভার্সিটি থেকে স্নাতক হওয়ার পর, হাবল রোডস স্কলারশিপ পেতে এবং তার শিক্ষা চালিয়ে যাওয়ার জন্য তিন বছরের জন্য ইংল্যান্ডে যেতে সক্ষম হন। যাইহোক, প্রাকৃতিক বিজ্ঞানের পরিবর্তে, তাকে কেমব্রিজে আইনশাস্ত্র অধ্যয়ন করতে হয়েছিল।
1913 সালের গ্রীষ্মে, এডউইন তার স্বদেশে ফিরে আসেন, কিন্তু আইনজীবী হননি। হাবল বিজ্ঞানে আকাঙ্ক্ষা করেছিলেন এবং শিকাগো বিশ্ববিদ্যালয়ে ফিরে আসেন, যেখানে তিনি প্রফেসর ফ্রস্টের নির্দেশে ইয়ারকে অবজারভেটরিতে ডক্টর অফ ফিলোসফি ডিগ্রির জন্য তার গবেষণাপত্র প্রস্তুত করেন। তার কাজটি ছিল আকাশের বিভিন্ন এলাকায় ক্ষীণ সর্পিল নীহারিকাগুলির একটি পরিসংখ্যানগত অধ্যয়ন এবং বিশেষ করে আসল ছিল না। কিন্তু তারপরও, হাবল মতামত শেয়ার করেছেন যে "সর্পিলগুলি হল দূরত্বের তারা সিস্টেম যা প্রায়ই লক্ষ লক্ষ আলোকবর্ষে পরিমাপ করা হয়।"
এই সময়ে, জ্যোতির্বিজ্ঞানে একটি দুর্দান্ত ঘটনা আসছিল - মাউন্ট উইলসন অবজারভেটরি, যার নেতৃত্বে ছিলেন অসাধারণ বিজ্ঞান সংগঠক ডি.ই. হেল, সবচেয়ে বড় টেলিস্কোপ চালু করার প্রস্তুতি নিচ্ছিলেন - একশ ইঞ্চি প্রতিফলক (250-সেন্টিমিটার - লেখকের নোট)। হাবল, অন্যদের মধ্যে, মানমন্দিরে কাজ করার আমন্ত্রণ পেয়েছিলেন। যাইহোক, 1917 সালের বসন্তে, যখন তিনি তার গবেষণাপত্র শেষ করছিলেন, মার্কিন যুক্তরাষ্ট্র প্রথম বিশ্বযুদ্ধে প্রবেশ করে। তরুণ বিজ্ঞানী আমন্ত্রণ প্রত্যাখ্যান করেছিলেন এবং সেনাবাহিনীতে স্বেচ্ছাসেবক হয়েছিলেন। আমেরিকান এক্সপিডিশনারি ফোর্সের অংশ হিসেবে, মেজর হাবল 1918 সালের শরত্কালে, যুদ্ধ শেষ হওয়ার কিছুক্ষণ আগে ইউরোপে এসেছিলেন এবং যুদ্ধে অংশ নেওয়ার সময় পাননি। 1919 সালের গ্রীষ্মে, হাবলকে ছেড়ে দেওয়া হয় এবং হেলের আমন্ত্রণ গ্রহণ করার জন্য দ্রুত পাসাডেনায় চলে যায়।
মানমন্দিরে, হাবল নীহারিকা অধ্যয়ন শুরু করেন, প্রথমে মিল্কিওয়ের ব্যান্ডে দৃশ্যমান বস্তুর উপর ফোকাস করেন।
K. Lang এবং O. Gingerich (USA) এর "The Book of Primary Sources on Astronomy and Astrophysics, 1900–1975" সংকলন, যা বিংশ শতাব্দীর তিন চতুর্থাংশের জন্য সবচেয়ে অসামান্য গবেষণা পুনরুত্পাদন করে, এতে হাবলের তিনটি কাজ রয়েছে, এবং তাদের মধ্যে প্রথমটি হল এক্সট্রা গ্যালাকটিক নীহারিকাগুলির শ্রেণীবিভাগের উপর একটি কাজ। অন্য দুটি এই নীহারিকাগুলির প্রকৃতি প্রতিষ্ঠা এবং লাল পরিবর্তনের আইন আবিষ্কারের সাথে সম্পর্কিত।
1923 সালে, হাবল ষাট এবং একশ ইঞ্চি প্রতিফলক ব্যবহার করে অ্যান্ড্রোমিডা নক্ষত্রমন্ডলে নীহারিকা পর্যবেক্ষণ শুরু করেন। বিজ্ঞানী উপসংহারে পৌঁছেছেন যে বৃহৎ এন্ড্রোমিডা নেবুলা প্রকৃতপক্ষে আরেকটি নক্ষত্রতন্ত্র। হাবল এমওএস 6822 নীহারিকা এবং ট্রায়াঙ্গুলাম নীহারিকা জন্য একই ফলাফল পেয়েছে।
যদিও অনেক জ্যোতির্বিজ্ঞানী শীঘ্রই হাবলের আবিষ্কার সম্পর্কে সচেতন হয়ে ওঠেন, আনুষ্ঠানিক ঘোষণাটি আসে শুধুমাত্র 1 জানুয়ারী, 1925 এ, যখন জি. রাসেল আমেরিকান অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল সোসাইটির সভায় হাবলের প্রতিবেদনটি পড়েন। বিখ্যাত জ্যোতির্বিজ্ঞানী ডি. স্টেবিন্স লিখেছেন যে হাবলের রিপোর্ট "বস্তুজগতের আয়তনকে একশতগুণ প্রসারিত করেছে এবং নিশ্চিতভাবে সর্পিলগুলির প্রকৃতি সম্পর্কে দীর্ঘ বিরোধের সমাধান করেছে, প্রমাণ করে যে তারা তারার বিশাল সংগ্রহ, যা আমাদের নিজস্ব গ্যালাক্সির আকারে প্রায় তুলনীয়। " এখন মহাবিশ্ব জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের কাছে তারকা দ্বীপ - গ্যালাক্সিতে ভরা একটি স্থান হিসাবে প্রদর্শিত হয়।
নীহারিকাগুলির প্রকৃত প্রকৃতি প্রতিষ্ঠা করা জ্যোতির্বিদ্যার ইতিহাসে হাবলের স্থান নির্ধারণ করে। তবে তার আরও একটি অসামান্য কৃতিত্ব ছিল - লাল শিফটের আইন আবিষ্কার।
সর্পিল এবং উপবৃত্তাকার "নীহারিকা" এর বর্ণালী অধ্যয়ন 1912 সালে এই ধরনের বিবেচনার ভিত্তিতে শুরু হয়েছিল 1 যদি তারা সত্যিই আমাদের গ্যালাক্সির বাইরে থাকে, তাহলে তারা এর ঘূর্ণনে অংশ নেয় না এবং তাই তাদের রেডিয়াল বেগ সূর্যের গতি নির্দেশ করবে। এটি প্রত্যাশিত ছিল যে এই গতিগুলি প্রতি সেকেন্ডে 200-300 কিলোমিটারের ক্রম অনুসারে হবে, অর্থাৎ, তারা গ্যালাক্সির কেন্দ্রের চারপাশে সূর্যের গতির সাথে মিলে যাবে।
এদিকে, কিছু ব্যতিক্রম ছাড়া, গ্যালাক্সির রেডিয়াল বেগ অনেক বেশি হতে দেখা গেছে: তারা প্রতি সেকেন্ডে হাজার হাজার এবং হাজার হাজার কিলোমিটারে পরিমাপ করা হয়েছিল।
1929 সালের জানুয়ারির মাঝামাঝি, মার্কিন যুক্তরাষ্ট্রের ন্যাশনাল একাডেমি অফ সায়েন্সেসের কার্যপ্রণালীতে, হাবল একটি ছোট নোট উপস্থাপন করেন যার শিরোনাম ছিল "অন দ্য রিলেশন এবং এক্সট্রাগ্যালাক্টিক নীহারিকা এর রেডিয়াল বেগের মধ্যে সম্পর্ক।" সেই সময়ে, হাবল ইতিমধ্যেই 36টি বস্তুর দূরত্বের সাথে একটি ছায়াপথের গতির তুলনা করতে সক্ষম হয়েছিল। দেখা গেল যে এই দুটি পরিমাণ সরাসরি আনুপাতিকতার শর্ত দ্বারা সম্পর্কিত: গতি হাবল ধ্রুবক দ্বারা গুণিত দূরত্বের সমান।
এই অভিব্যক্তিটিকে হাবলের সূত্র বলা হয়। বিজ্ঞানী 1929 সালে হাবল ধ্রুবকের সাংখ্যিক মান নির্ধারণ করেছিলেন 500 km/(c x Mpc)। যাইহোক, তিনি ছায়াপথের দূরত্ব স্থাপনে ভুল করেছিলেন। এই দূরত্বগুলির একাধিক সংশোধন এবং পরিমার্জনের পরে, হাবল ধ্রুবকের সংখ্যাসূচক মান এখন 50 কিমি/(c x Mpc) এর সমান হিসাবে গ্রহণ করা হয়েছে।
মাউন্ট উইলসন অবজারভেটরি ক্রমবর্ধমান দূরবর্তী ছায়াপথগুলির রেডিয়াল বেগ নির্ধারণ করতে শুরু করে। 1936 সাল নাগাদ, এম. হুমাসন একশত নীহারিকা সম্পর্কে তথ্য প্রকাশ করেন। দূরবর্তী উর্সা মেজর ক্লাস্টার অফ গ্যালাক্সির সদস্যদের কাছ থেকে প্রতি সেকেন্ডে 42,000 কিলোমিটারের রেকর্ড গতি রেকর্ড করা হয়েছিল। তবে এটি ইতিমধ্যে একশ ইঞ্চি টেলিস্কোপের ক্ষমতার সীমা ছিল। আরও শক্তিশালী সরঞ্জামের প্রয়োজন ছিল।
"আমরা আরও পরিচিত, স্বজ্ঞাত চিত্রগুলি ব্যবহার করে স্থানের হাবল সম্প্রসারণের সমস্যাটির সাথে যোগাযোগ করতে পারি," বলেছেন টি. রেজ৷ - উদাহরণস্বরূপ, কল্পনা করুন সৈন্যরা 1 মিটারের ব্যবধানের সাথে কিছু বর্গক্ষেত্রে সারিবদ্ধ। তারপরে সারিগুলিকে এক মিনিটের মধ্যে আলাদা করার জন্য নির্দেশ দেওয়া হোক যাতে এই ব্যবধানটি 2 মিটারে বৃদ্ধি পায়। কমান্ড যেভাবেই কার্যকর করা হোক না কেন, একে অপরের পাশে দাঁড়িয়ে থাকা দুই সৈন্যের আপেক্ষিক গতি হবে 1 মি/মিনিট, এবং একে অপরের থেকে 100 মিটার দূরত্বে দাঁড়িয়ে থাকা দুই সৈন্যের আপেক্ষিক গতি হবে 100 মি/মিনিট। মিন, প্রদত্ত যে তাদের মধ্যে দূরত্ব 100 থেকে 200 মিটার বৃদ্ধি পায়। এইভাবে, পারস্পরিক অপসারণের গতি দূরত্বের সমানুপাতিক। মনে রাখবেন যে সিরিজটি প্রসারিত করার পরে, মহাজাগতিক নীতিটি বৈধ থাকে: "সৈনিক ছায়াপথ" এখনও সমানভাবে বিতরণ করা হয় এবং বিভিন্ন পারস্পরিক দূরত্বের মধ্যে একই অনুপাত থাকে।
আমাদের তুলনার একমাত্র ত্রুটি হ'ল অনুশীলনে একজন সৈন্য সর্বদা স্কোয়ারের কেন্দ্রে স্থির থাকে, বাকিরা এমন গতিতে ছড়িয়ে পড়ে যা তাদের থেকে কেন্দ্রের দূরত্ব বাড়ায়। মহাকাশে, এমন কোন মাইলফলক নেই যার বিপরীতে গতির পরম পরিমাপ করা যেতে পারে; আপেক্ষিকতার তত্ত্ব দ্বারা আমরা এমন একটি সম্ভাবনা থেকে বঞ্চিত: প্রত্যেকে তার গতিকে কেবলমাত্র তার পাশে হাঁটা চলার সাথে তুলনা করতে পারে এবং একই সাথে তার কাছে মনে হবে যে তারা তার কাছ থেকে পালিয়ে যাচ্ছে।
তাই আমরা দেখতে পাই যে হাবলের আইন সর্বদা মহাজাগতিক নীতির অপরিবর্তনীয়তা নিশ্চিত করে এবং এটি আমাদের মতামত নিশ্চিত করে যে আইন এবং নীতি উভয়ই সত্যই বৈধ।
একটি স্বজ্ঞাত চিত্রের আরেকটি উদাহরণ হবে একটি বোমা বিস্ফোরণ; এই ক্ষেত্রে, খণ্ডটি যত দ্রুত উড়বে, তত দূরে উড়বে। বিস্ফোরণের এক মুহূর্ত পরে, আমরা দেখতে পাই যে টুকরোগুলি হাবলের নিয়ম অনুসারে বিতরণ করা হয়েছে, অর্থাৎ তাদের গতি তাদের দূরত্বের সমানুপাতিক। এখানে, যাইহোক, মহাজাগতিক নীতি লঙ্ঘন করা হয়েছে, যেহেতু আমরা যদি বিস্ফোরণ স্থান থেকে যথেষ্ট দূরে সরে যাই তবে আমরা কোন টুকরো দেখতে পাব না। এই চিত্রটি আধুনিক সৃষ্টিতত্ত্বের সবচেয়ে বিখ্যাত শব্দটি প্রস্তাব করে, "বিগ ব্যাং।" এই ধারণা অনুসারে, প্রায় 20 বিলিয়ন বছর আগে, মহাবিশ্বের সমস্ত বিষয় এক পর্যায়ে সংগ্রহ করা হয়েছিল, যেখান থেকে মহাবিশ্বের বর্তমান আকারে দ্রুত সম্প্রসারণ শুরু হয়েছিল।"
হাবলের সূত্র প্রায় অবিলম্বে বিজ্ঞানে স্বীকৃত হয়েছিল। হাবলের আবিষ্কারের তাৎপর্য আইনস্টাইনের দ্বারা অত্যন্ত প্রশংসিত হয়েছিল। 1931 সালের জানুয়ারিতে তিনি লিখেছেন: "লাল শিফট সম্পর্কে হাবল এবং হিউমাসনের নতুন পর্যবেক্ষণ... এটিকে সম্ভাব্য করে তোলে যে মহাবিশ্বের সাধারণ কাঠামো স্থির নয়।"
হাবলের আবিষ্কার অবশেষে অ্যারিস্টটলের সময় থেকে বিদ্যমান একটি স্থির, অবিচল মহাবিশ্বের ধারণাকে ধ্বংস করে দেয়। বর্তমানে, হাবলের সূত্রটি দূরবর্তী ছায়াপথ এবং কোয়াসারের দূরত্ব নির্ধারণ করতে ব্যবহৃত হয়।
গ্যালাক্সির শ্রেণীবিভাগ
ছায়াপথের জগতের "আবিষ্কার" এর ইতিহাস খুবই শিক্ষণীয়। দুশো বছরেরও বেশি আগে, হার্শেল গ্যালাক্সির প্রথম মডেল তৈরি করেছিলেন, এর আকার পনের গুণ কমিয়েছিলেন। অসংখ্য নীহারিকা অধ্যয়ন করে, যার রূপের বৈচিত্র্য তিনি প্রথম আবিষ্কার করেছিলেন, হার্শেল এই সিদ্ধান্তে পৌঁছেছিলেন যে তাদের মধ্যে কিছু দূরবর্তী তারা সিস্টেম ছিল "আমাদের তারকা সিস্টেমের মতো।" তিনি লিখেছিলেন: "আমি এটি পুনরাবৃত্তি করার প্রয়োজন মনে করি না যে স্বর্গগুলি এমন অঞ্চল নিয়ে গঠিত যেখানে সিস্টেমে সূর্য সংগ্রহ করা হয়।" এবং আরও একটি জিনিস: "... এই নীহারিকাগুলিকে মিল্কি উপায়ও বলা যেতে পারে - আমাদের সিস্টেমের বিপরীতে একটি ছোট অক্ষর সহ।"
যাইহোক, শেষ পর্যন্ত, হার্শেল নিজেই নীহারিকাগুলির প্রকৃতি সম্পর্কে একটি ভিন্ন অবস্থান নিয়েছিলেন। এবং এটি কোন দুর্ঘটনা ছিল না. সর্বোপরি, তিনি প্রমাণ করতে সক্ষম হন যে তার দ্বারা আবিষ্কৃত এবং পর্যবেক্ষণ করা বেশিরভাগ নীহারিকা তারার নয়, গ্যাসের। তিনি একটি অত্যন্ত হতাশাবাদী উপসংহারে এসেছিলেন: "আমাদের নিজস্ব সিস্টেমের বাইরের সমস্ত কিছুই অজানা অন্ধকারে আবৃত।"
ইংরেজ জ্যোতির্বিজ্ঞানী অ্যাগনেস ক্লার্ক 1890 সালে তার বই দ্য স্টার সিস্টেমে লিখেছিলেন: "এটা বলা নিরাপদ যে, সমস্ত উপলব্ধ প্রমাণের অধিকারী কোনও দক্ষ বিজ্ঞানীই এই মত পোষণ করবেন যে এমনকি একটি নীহারিকাও একটি নাক্ষত্রিক সিস্টেম যা আকারে তুলনীয়। মিল্কিওয়ে। এটি কার্যত প্রতিষ্ঠিত হয়েছে যে আকাশে পর্যবেক্ষণ করা সমস্ত বস্তু (উভয় তারা এবং নীহারিকা) একটি বিশাল এককের অন্তর্গত"...
এই দৃষ্টিভঙ্গির কারণটি ছিল যে দীর্ঘকাল ধরে জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা এই তারার সিস্টেমগুলির দূরত্ব নির্ধারণ করতে সক্ষম হননি। এইভাবে, 1907 সালে নেওয়া পরিমাপ থেকে এটি অনুসরণ করা হয়েছে যে অ্যান্ড্রোমিডা নেবুলার দূরত্ব 19 আলোকবর্ষের বেশি নয়। চার বছর পরে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা উপসংহারে পৌঁছেছিলেন যে দূরত্ব প্রায় 1,600 আলোকবর্ষ। উভয় ক্ষেত্রেই, ধারণা তৈরি করা হয়েছিল যে উল্লিখিত নীহারিকাটি আসলে আমাদের গ্যালাক্সিতে অবস্থিত।
গত শতাব্দীর বিশের দশকে, জ্যোতির্বিজ্ঞানী শ্যাপলি এবং কার্টিসের মধ্যে গ্যালাক্সি এবং টেলিস্কোপের সাহায্যে দৃশ্যমান অন্যান্য বস্তুর প্রকৃতি নিয়ে একটি মারাত্মক বিরোধ শুরু হয়েছিল। এই বস্তুগুলির মধ্যে বিখ্যাত অ্যান্ড্রোমিডা নেবুলা (M31), যা খালি চোখে মাত্র একটি চতুর্থ মাত্রার তারা হিসাবে দৃশ্যমান, কিন্তু একটি বড় টেলিস্কোপের মাধ্যমে দেখা হলে এটি একটি মহিমান্বিত সর্পিল হয়ে ওঠে। এই সময়ের মধ্যে, এই নীহারিকাগুলির মধ্যে কিছুতে নোভার বিস্ফোরণ সনাক্ত করা হয়েছিল। কার্টিস পরামর্শ দিয়েছিলেন যে সর্বাধিক উজ্জ্বলতায়, উল্লিখিত তারাগুলি আমাদের গ্যালাক্সির নতুন তারাগুলির মতো একই পরিমাণ শক্তি নির্গত করে। এইভাবে, তিনি প্রতিষ্ঠা করেছিলেন যে অ্যান্ড্রোমিডা নেবুলার দূরত্ব 500,000 আলোকবর্ষ। এটি কার্টিসকে যুক্তি দেওয়ার ভিত্তি দিয়েছে যে সর্পিল নীহারিকাগুলি মিল্কিওয়ের মতো দূরবর্তী তারার মহাবিশ্ব। শ্যাপলি এই উপসংহারের সাথে একমত হননি এবং তার যুক্তিও ছিল বেশ যৌক্তিক।
শ্যাপলির মতে, সমগ্র মহাবিশ্ব আমাদের একটি গ্যালাক্সি নিয়ে গঠিত, এবং M31-এর মতো সর্পিল নীহারিকাগুলি এই গ্যালাক্সির ভিতরে ছড়িয়ে ছিটিয়ে থাকা ছোট বস্তু, যেমন একটি কেকের কিসমিস।
ধরুন, তিনি বলেছেন, অ্যান্ড্রোমিডা নেবুলার আকার আমাদের গ্যালাক্সির সমান (তাঁর অনুমান অনুসারে 300,000 আলোকবর্ষ)। তারপর, এর কৌণিক মাত্রাগুলি জেনে আমরা দেখতে পাই যে এই নীহারিকাটির দূরত্ব হল 10 মিলিয়ন আলোকবর্ষ! কিন্তু তারপরে কেন অ্যান্ড্রোমিডা নেবুলায় দেখা নতুন তারাগুলি আমাদের গ্যালাক্সির চেয়ে উজ্জ্বল তা স্পষ্ট নয়। যদি এই "নীহারিকা" এবং আমাদের গ্যালাক্সিতে নোভার উজ্জ্বলতা একই হয়, তবে এটি অনুসরণ করে যে অ্যান্ড্রোমিডা নেবুলা আমাদের গ্যালাক্সির থেকে 20 গুণ ছোট।
কার্টিস, বিপরীতে, বিশ্বাস করেছিলেন যে M31 একটি স্বাধীন দ্বীপ গ্যালাক্সি, আমাদের গ্যালাক্সির থেকে মর্যাদার দিক থেকে নিকৃষ্ট নয় এবং এটি থেকে কয়েক লক্ষ আলোকবর্ষ দূরে। বৃহৎ টেলিস্কোপ তৈরি এবং জ্যোতির্পদার্থবিদ্যার অগ্রগতি কার্টিস যে সঠিক ছিল তা স্বীকৃতি দেয়। শ্যাপলি দ্বারা তৈরি পরিমাপ ভুল হতে পরিণত. তিনি M31 এর দূরত্বকে ব্যাপকভাবে অবমূল্যায়ন করেছেন। কার্টিস অবশ্য ভুল ছিল: এটা এখন জানা গেছে যে M31 এর দূরত্ব দুই মিলিয়ন আলোকবর্ষেরও বেশি।
সর্পিল নীহারিকাগুলির প্রকৃতি অবশেষে এডউইন হাবল দ্বারা প্রতিষ্ঠিত হয়েছিল, যিনি 1923 সালের শেষের দিকে অ্যান্ড্রোমিডা নীহারিকাতে প্রথম এবং শীঘ্রই আরও কয়েকটি সেফিড আবিষ্কার করেছিলেন। তাদের আপাত মাত্রা এবং সময়কাল অনুমান করার পরে, হাবল খুঁজে পেয়েছেন যে এই "নীহারিকা" এর দূরত্ব হল 900,000 আলোকবর্ষ। এইভাবে, আমাদের গ্যালাক্সির মতো নাক্ষত্রিক সিস্টেমের জগতে সর্পিল "নীহারিকা" এর অন্তর্গত অবশেষে প্রতিষ্ঠিত হয়েছিল।
যদি আমরা এই বস্তুগুলির দূরত্ব সম্পর্কে কথা বলি, তবে তাদের এখনও স্পষ্ট এবং সংশোধন করতে হবে। সুতরাং, আসলে, অ্যান্ড্রোমিডার এম 31 গ্যালাক্সির দূরত্ব 2.3 মিলিয়ন আলোকবর্ষ।
গ্যালাক্সির পৃথিবী আশ্চর্যজনকভাবে বিশাল হয়ে উঠেছে। তবে আরও আশ্চর্যজনক হল এর রূপের বৈচিত্র্য।
1925 সালে হাবল দ্বারা ছায়াপথের প্রথম এবং বেশ সফল শ্রেণীবিভাগ তাদের চেহারা দ্বারা করা হয়েছিল। তিনি প্রস্তাব করেছিলেন যে ছায়াপথগুলিকে নিম্নলিখিত তিনটি প্রকারের মধ্যে একটিতে শ্রেণীবদ্ধ করা হবে: 1) উপবৃত্তাকার (E অক্ষর দ্বারা চিহ্নিত), 2) সর্পিল (S), এবং 3) অনিয়মিত (1 গ্রাম)।
উপবৃত্তাকার ছায়াপথগুলি হল যেগুলিকে নিয়মিত বৃত্ত বা উপবৃত্তের মতো দেখায় এবং যার উজ্জ্বলতা কেন্দ্র থেকে পরিধি পর্যন্ত ধীরে ধীরে হ্রাস পায়। এই গোষ্ঠীটিকে EO থেকে E7 পর্যন্ত আটটি উপপ্রকারে বিভক্ত করা হয়েছে কারণ গ্যালাক্সির আপাত সংকোচন বৃদ্ধি পায়। তাই লেন্টিকুলার গ্যালাক্সিগুলি অত্যন্ত স্থূল উপবৃত্তাকার সিস্টেমের সাথে সাদৃশ্যপূর্ণ, তবে একটি স্পষ্টভাবে সংজ্ঞায়িত কেন্দ্রীয় তারকা-আকৃতির কোর রয়েছে।
সর্পিল ছায়াপথগুলি, সর্পিলগুলির বিকাশের মাত্রার উপর নির্ভর করে, সা, এসবি এবং এসসি উপশ্রেণীতে বিভক্ত। সা টাইপ গ্যালাক্সিগুলিতে, মূল উপাদানটি হল মূল, যখন সর্পিলগুলি এখনও দুর্বলভাবে প্রকাশ করা হয়। পরবর্তী সাবক্লাসে রূপান্তর হল সর্পিলগুলির ক্রমবর্ধমান বিকাশ এবং নিউক্লিয়াসের আপাত আকার হ্রাসের সত্যতার একটি বিবৃতি।
সাধারণ সর্পিল ছায়াপথের সমান্তরাল, তথাকথিত ক্রসড স্পাইরাল সিস্টেম (এসবি) রয়েছে। এই ধরনের ছায়াপথগুলিতে, একটি খুব উজ্জ্বল কেন্দ্রীয় কোর ব্যাস বরাবর একটি ট্রান্সভার্স স্ট্রাইপ দ্বারা ছেদ করা হয়। সর্পিল শাখাগুলি এই সেতুর প্রান্ত থেকে শুরু হয় এবং সর্পিলগুলির বিকাশের মাত্রার উপর নির্ভর করে, এই ছায়াপথগুলিকে SBA, SBb এবং SBc উপপ্রকারে বিভক্ত করা হয়।
অনিয়মিত ছায়াপথ (Ir) হল এমন বস্তু যেগুলির একটি স্পষ্টভাবে সংজ্ঞায়িত নিউক্লিয়াস নেই এবং ঘূর্ণন প্রতিসাম্য প্রদর্শন করে না। তাদের সাধারণ প্রতিনিধি ম্যাগেলানিক মেঘ।
"আমি এটি 30 বছর ধরে ব্যবহার করেছি," বিখ্যাত জ্যোতির্বিজ্ঞানী ওয়াল্টার বাডে পরে লিখেছিলেন, "এবং যদিও আমি ক্রমাগতভাবে এমন বস্তুর সন্ধান করেছি যেগুলি সত্যিই হাবল সিস্টেমে অন্তর্ভুক্ত করা যায় না, তাদের সংখ্যা এতটাই নগণ্য ছিল যে আমি তাদের গণনা করতে পারি। আমার আঙ্গুলগুলো." হাবলের শ্রেণীবিভাগ বিজ্ঞানকে পরিবেশন করে চলেছে, এবং প্রাণীর পরবর্তী সমস্ত পরিবর্তন এটিকে প্রভাবিত করেনি।
কিছু সময়ের জন্য এটি বিশ্বাস করা হয়েছিল যে এই শ্রেণীবিভাগের একটি বিবর্তনীয় অর্থ রয়েছে, অর্থাৎ, গ্যালাক্সিগুলি হাবলের "টিউনিং ফর্ক ডায়াগ্রাম" বরাবর "চলছে", ক্রমাগত তাদের আকৃতি পরিবর্তন করছে। এই দৃষ্টিভঙ্গি এখন ভ্রান্ত বলে বিবেচিত হয়।
কয়েক হাজার উজ্জ্বল ছায়াপথের মধ্যে 17 শতাংশ উপবৃত্তাকার, 80 শতাংশ সর্পিল এবং প্রায় 3 শতাংশ অনিয়মিত।
1957 সালে, সোভিয়েত জ্যোতির্বিজ্ঞানী B.A. Vorontsov-Velyaminov "ইন্টারঅ্যাক্টিং গ্যালাক্সি"-এর অস্তিত্ব আবিষ্কার করেছিলেন - "সেতু", "টেইল" এবং সেইসাথে "গামা-ফর্ম" দ্বারা সংযুক্ত গ্যালাক্সিগুলি, অর্থাত্ ছায়াপথ যেখানে একটি সর্পিল "মোচড়", অন্যটি "আনওয়াইন্ড"। পরে, মাত্র 3,000 আলোকবর্ষের মাত্রা সহ কম্প্যাক্ট গ্যালাক্সি এবং মাত্র 200 আলোকবর্ষ ব্যাস সহ বিচ্ছিন্ন তারকা সিস্টেম আবিষ্কৃত হয়। চেহারাতে, তারা কার্যত আমাদের গ্যালাক্সির তারা থেকে আলাদা নয়।
নতুন সাধারণ ক্যাটালগ (NCC) এ প্রায় দশ হাজার ছায়াপথের একটি তালিকা রয়েছে এবং তাদের সবচেয়ে গুরুত্বপূর্ণ বৈশিষ্ট্যগুলি (উজ্জ্বলতা, আকৃতি, দূরত্ব, ইত্যাদি) - এবং এটি দশ বিলিয়ন ছায়াপথের একটি ছোট ভগ্নাংশ যা নীতিগতভাবে দৃশ্যমান। পৃথিবী একটি রূপকথার দৈত্য, তার দৃষ্টি দিয়ে একশ বা দুই মিলিয়ন আলোকবর্ষ ঢেকে রাখতে সক্ষম, মহাবিশ্বের দিকে তাকিয়ে দেখবে যে এটি মহাজাগতিক কুয়াশায় ভরা, যার ফোঁটাগুলি ছায়াপথ। সময়ে সময়ে একত্রিত হাজার হাজার গ্যালাক্সি নিয়ে গঠিত ক্লাস্টার রয়েছে। এরকম একটি দৈত্যাকার ক্লাস্টার কন্যা রাশিতে অবস্থিত।
