| আমরা কিভাবে মহাকাশে দূরত্ব পরিমাপ করব? |
এখন আমরা জানবো জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা কীভাবে মহাকাশে দূরত্ব পরিমাপ করেন এবং আমরা কিভাবে একটি নিকটবর্তী ছায়াপথ থেকে শুরু করে অত্যন্ত দূরবর্তী গ্যালাক্সির দূরত্ব নির্ধারণ করতে পারি।জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা নিয়মিত আত্মবিশ্বাসের সাথে বলেন কোন নক্ষত্র বা গ্যালাক্সি কতটা দূরে অবস্থিত।
কিন্তু প্রশ্ন হলো—এত বিশাল দূরত্ব গণনা করা আদৌ কীভাবে সম্ভব?এই কঠিন কাজটি করতে জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা ব্যবহার করেন একটি শক্তিশালী ও পরীক্ষিত পদ্ধতি, যার নাম “মহাজাগতিক দূরত্বের মই” (Cosmic Distance Ladder)। এটি মূলত একাধিক আন্তঃসংযুক্ত কৌশলের সমষ্টি, যেখানে কাছের বস্তুর জন্য এক ধরনের পদ্ধতি এবং দূরের বস্তুর জন্য অন্য ধরনের পদ্ধতি ব্যবহার করা হয়।
| মহাজাগতিক দূরত্বের মই (Cosmic Distance Ladder) |
মহাকাশে দূরত্ব নির্ধারণের প্রধান পদ্ধতিগুলোর একটি হলো আদর্শ মোমবাতি (Standard Candle) ব্যবহার করা। আদর্শ মোমবাতি বলতে বোঝায় এমন জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক বস্তু, যাদের অন্তর্নিহিত বা প্রকৃত উজ্জ্বলতা প্রায় একই রকম।এই ধারণাটি খুব সহজ: কোনো বস্তু আমাদের কাছে যত ম্লান দেখায় তার প্রকৃত উজ্জ্বলতার তুলনায় সেটি তত বেশি দূরে অবস্থান করে সবচেয়ে পরিচিত স্ট্যান্ডার্ড ক্যান্ডেলের একটি উদাহরণ হলো টাইপ 1a সুপারনোভা, তবে এটিই একমাত্র পদ্ধতি নয়। নিচে মহাকাশে দূরত্ব নির্ধারণের কার্যকর ও পরীক্ষিত পদ্ধতিগুলো ধাপে ধাপে দেওয়া হলো।
| মহাবিশ্ব পরিমাপের পদ্ধতি |
| রাডার রেঞ্জিং (Radar Ranging) |
রঙ-কোডেড উচ্চতা এবং রাডার-ভিত্তিক চিত্র সহ চাদের দক্ষিণ মেরু।ক্রেডিট: Radarcon 2008
রাডার রেঞ্জিং হলো মহাবিশ্বে বিভিন্ন বস্তু কত দূরে আছে তা পরিমাপ করার একটি বৈজ্ঞানিক পদ্ধতি। এই কৌশলে শক্তিশালী রেডিও তরঙ্গ পৃথিবী থেকে মহাকাশের কোনো বস্তু যেমন চাঁদ, গ্রহ বা গ্রহাণুর দিকে পাঠানো হয়। সেই বস্তুতে আঘাত করার পর রেডিও তরঙ্গ আবার প্রতিফলিত হয়ে পৃথিবীতে ফিরে আসে। এই রেডিও তরঙ্গ যেতে এবং ফিরে আসতে মোট কত সময় লাগল, সেটি খুব সূক্ষ্মভাবে মাপা হয়। যেহেতু রেডিও তরঙ্গ আলোর গতিতে চলাচল করে, তাই সময়ের হিসাব ব্যবহার করে বস্তুটির দূরত্ব সহজেই নির্ণয় করা যায়। মূল ধারণাটি বেশ সরল:
দূরত্ব = (যাওয়া ও আসার মোট সময় × আলোর গতি) ÷ ২
রাডার রেঞ্জিং বিশেষভাবে সৌরজগতের ভেতরের বস্তুগুলোর দূরত্ব নির্ণয়ে খুব কার্যকর। চাঁদের দূরত্ব, শুক্র বা মঙ্গলের কক্ষপথের সঠিক অবস্থান, এমনকি সম্ভাব্য বিপজ্জনক গ্রহাণুর অবস্থান জানতেও এই পদ্ধতি ব্যবহৃত হয়। এই পদ্ধতিতে ১ বিলিয়ন কিলোমিটার পর্যন্ত দূরত্ব পরিমাপ করা যায়।
সংক্ষেপে বলা যায়, রাডার রেঞ্জিং মহাবিশ্ব পরিমাপের একটি নির্ভরযোগ্য ও অত্যন্ত নিখুঁত পদ্ধতি, যা আমাদের পৃথিবী থেকে মহাকাশের প্রতিবেশী বস্তুগুলোর অবস্থান ও দূরত্ব সম্পর্কে পরিষ্কার ধারণা দেয়।
| প্যারালাক্স (Parallax) |
ক্রেডিট: ESA
প্যারালাক্স হলো মহাবিশ্বে নক্ষত্র ও কাছাকাছি মহাজাগতিক বস্তুর দূরত্ব পরিমাপ করার একটি মৌলিক ও নির্ভরযোগ্য পদ্ধতি। এই কৌশলটি মানুষের দৈনন্দিন অভিজ্ঞতার সাথেই জড়িত। যেমন, একটি চোখ বন্ধ করে সামনে রাখা আঙুল দেখলে এবং পরে অন্য চোখ বন্ধ করলে আঙুলের অবস্থান একটু সরে গেছে বলে মনে হয়। এই অবস্থান পরিবর্তনের ধারণাটিই প্যারালাক্সের মূল ভিত্তি।
জ্যোতির্বিজ্ঞানে, পৃথিবী যখন সূর্যের চারদিকে ঘোরে, তখন ছয় মাসের ব্যবধানে পৃথিবীর অবস্থান পরিবর্তিত হয়। এই দুই ভিন্ন অবস্থান থেকে একই নক্ষত্রের দিকে তাকালে সেই নক্ষত্রের অবস্থানে সামান্য পরিবর্তন লক্ষ্য করা যায়। এই ক্ষুদ্র কোণকেই প্যারালাক্স কোণ বলা হয়। প্যারালাক্স কোণ যত বড় হয়, নক্ষত্রটি তত কাছাকাছি অবস্থান করে। আর কোণ যত ছোট হয়, নক্ষত্রটি তত দূরে থাকে। এই কোণ এবং পৃথিবী–সূর্যের দূরত্ব (যাকে জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক একক বলা হয়) ব্যবহার করে নক্ষত্রের প্রকৃত দূরত্ব গণনা করা সম্ভব।
এই পদ্ধতিতে ১০,০০০ আলোকবর্ষ পর্যন্ত দূরত্ব পরিমাপ করা যায় । ১০,০০০ আলোকবর্ষের বেশি দূরত্বে এই পরিবর্তন এত ক্ষুদ্র হয়ে যায় যে তা নির্ভুলভাবে মাপা কঠিন।
প্যারালাক্স পদ্ধতি মূলত আমাদের সৌরজগতের বাইরে নিকটবর্তী নক্ষত্রগুলোর দূরত্ব নির্ণয়ে ব্যবহৃত হয়। আধুনিক মহাকাশ দূরবীক্ষণযন্ত্র যেমন হিপারকস ও গাইয়া মিশনের মাধ্যমে এই পদ্ধতিকে আরও নিখুঁত করে তোলা হয়েছে। সংক্ষেপে বলা যায়, প্যারালাক্স হলো মহাবিশ্ব পরিমাপের প্রথম ধাপের একটি গুরুত্বপূর্ণ কৌশল, যার ওপর ভিত্তি করেই দূরবর্তী মহাবিশ্বের দূরত্ব নির্ণয়ের অন্যান্য পদ্ধতি গড়ে উঠেছে।
| সেফিড ভেরিয়েবল নক্ষত্র (Cepheid Variable Stars) কী? |
সেফিড ভেরিয়েবল তারকা RS পুপিসের হাবল চিত্র। ক্রেডিট: NASA, ESA, এবং হাবল হেরিটেজ টিম (STScI/AURA) স্বীকৃতি: এইচ. বন্ড (STScI এবং পেন স্টেট ইউনিভার্সিটি)
সেফিড ভেরিয়েবল নক্ষত্র হলো এমন এক বিশেষ ধরনের নক্ষত্র, যাদের উজ্জ্বলতা নির্দিষ্ট ও নিয়মিত সময়ের ব্যবধানে বাড়ে ও কমে। এই নিয়মিত উজ্জ্বলতা পরিবর্তনের বৈশিষ্ট্য ব্যবহার করে জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা মহাবিশ্বে দূরত্ব পরিমাপ করেন। তাই সেফিড ভেরিয়েবল নক্ষত্রকে মহাবিশ্ব পরিমাপের একটি অত্যন্ত গুরুত্বপূর্ণ পদ্ধতি হিসেবে ধরা হয়। এই নক্ষত্রগুলোর সবচেয়ে গুরুত্বপূর্ণ বৈশিষ্ট্য হলো তাদের পিরিয়ড–লুমিনোসিটি সম্পর্ক। অর্থাৎ, একটি সেফিড নক্ষত্র যত বেশি সময় নিয়ে একবার উজ্জ্বল থেকে ম্লান হয়, তার প্রকৃত উজ্জ্বলতা তত বেশি হয়। এই সম্পর্ক জানা থাকায়, কোনো সেফিড নক্ষত্রের উজ্জ্বলতা পরিবর্তনের সময়কাল মাপলেই তার আসল উজ্জ্বলতা নির্ণয় করা যায়। এই পদ্ধতিতে ১০০ মিলিয়ন আলোকবর্ষ পর্যন্ত পরিমাপ করা যায় । এরপর সেই নক্ষত্রকে পৃথিবী থেকে কতটা উজ্জ্বল দেখাচ্ছে, তার সঙ্গে প্রকৃত উজ্জ্বলতার তুলনা করে সহজেই নক্ষত্রটির দূরত্ব হিসাব করা সম্ভব হয়। এই পদ্ধতিটি প্যারালাক্সের তুলনায় অনেক বেশি দূরের বস্তু পরিমাপে কার্যকর। সেফিড ভেরিয়েবল নক্ষত্র ব্যবহার করে আমাদের গ্যালাক্সির ভেতরের দূরত্ব যেমন নির্ণয় করা যায়, তেমনি কাছাকাছি অন্যান্য গ্যালাক্সির দূরত্বও নির্ভুলভাবে মাপা সম্ভব। বিখ্যাত জ্যোতির্বিজ্ঞানী এডউইন হাবল প্রথম এই নক্ষত্র ব্যবহার করেই প্রমাণ করেছিলেন যে আমাদের মিল্কি ওয়ে গ্যালাক্সির বাইরেও আরও অসংখ্য গ্যালাক্সি রয়েছে। সংক্ষেপে বলা যায়, সেফিড ভেরিয়েবল নক্ষত্র হলো মহাবিশ্ব পরিমাপের সিঁড়ির একটি গুরুত্বপূর্ণ ধাপ, যা আমাদের কাছের নক্ষত্র থেকে শুরু করে দূরবর্তী গ্যালাক্সির দূরত্ব বোঝার পথ খুলে দিয়েছে।
| টুলি–ফিশার সম্পর্ক (Tully–Fisher Relation, TFR) কী? |
ফায়ারওয়ার্কস গ্যালাক্সি, NGC 6946। হাবল স্পেস টেলিস্কোপ, ৪ জানুয়ারী ২০২১ ক্রেডিট: ESA/হাবল এবং NASA, A. Leroy, K. S. Long; CC BY 4.0
টুলি–ফিশার সম্পর্ক হলো মহাবিশ্বে দূরবর্তী স্পাইরাল গ্যালাক্সির দূরত্ব পরিমাপের একটি গুরুত্বপূর্ণ জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক পদ্ধতি। এই পদ্ধতিতে কোনো গ্যালাক্সির ঘূর্ণনের গতি এবং তার মোট উজ্জ্বলতার মধ্যে থাকা একটি নির্দিষ্ট সম্পর্ক ব্যবহার করা হয়। স্পাইরাল গ্যালাক্সিগুলো নিজেদের কেন্দ্রের চারদিকে ঘুরতে থাকে। এই ঘূর্ণনের গতি স্পেকট্রোস্কোপের মাধ্যমে মাপা যায়, যেখানে গ্যালাক্সির ভেতরের নক্ষত্র ও গ্যাসের আলোতে ডপলার প্রভাব দেখা যায়। দেখা গেছে, যে গ্যালাক্সির ঘূর্ণন যত দ্রুত, সেই গ্যালাক্সির প্রকৃত উজ্জ্বলতাও তত বেশি হয়। এই নিয়মিত সম্পর্ককেই টুলি–ফিশার সম্পর্ক বলা হয়।
এই পদ্ধতিতে ১৫ মিলিয়ন আলোকবর্ষ পর্যন্ত পরিমাপ করা যায়। একবার যদি গ্যালাক্সির ঘূর্ণনের গতি জানা যায়, তবে এই সম্পর্ক ব্যবহার করে তার প্রকৃত উজ্জ্বলতা নির্ণয় করা সম্ভব। এরপর সেই প্রকৃত উজ্জ্বলতাকে পৃথিবী থেকে দেখা উজ্জ্বলতার সঙ্গে তুলনা করে গ্যালাক্সিটির দূরত্ব হিসাব করা যায়। টুলি–ফিশার সম্পর্ক সাধারণত সেইসব গ্যালাক্সির ক্ষেত্রে ব্যবহৃত হয়, যেগুলো সেফিড ভেরিয়েবল নক্ষত্র দিয়ে সরাসরি মাপার মতো খুব কাছে নয়, কিন্তু আবার অত্যন্ত দূরবর্তীও নয়। ফলে এটি মহাবিশ্ব পরিমাপের সিঁড়িতে একটি মধ্যবর্তী ও গুরুত্বপূর্ণ ধাপ হিসেবে কাজ করে।
সংক্ষেপে বলা যায়, টুলি–ফিশার সম্পর্ক আমাদের স্পাইরাল গ্যালাক্সির গঠন ও গতি বুঝতে সাহায্য করার পাশাপাশি, মহাবিশ্বের বিশাল পরিসরে গ্যালাক্সির দূরত্ব নির্ণয়ে একটি নির্ভরযোগ্য পদ্ধতি হিসেবে ব্যবহৃত হয়।
| রেডশিফ্ট (Redshift) কী? |
রেডশিফ্ট হলো মহাবিশ্বের সবচেয়ে দূরবর্তী বস্তুগুলোর দূরত্ব নির্ণয়ের একটি গুরুত্বপূর্ণ পদ্ধতি। এটি মূলত আলোতে ঘটে এমন পরিবর্তনের ওপর ভিত্তি করে কাজ করে। যখন কোনো নক্ষত্র, গ্যালাক্সি বা কসমিক বস্তু আমাদের থেকে দ্রুত দূরে সরে যায়, তখন তার থেকে আসা আলো দীর্ঘ তরঙ্গদৈর্ঘ্যে সরিয়ে যায়। অর্থাৎ, আলো লালদিকের দিকে সরে যায়, এবং এই প্রক্রিয়াটিকেই রেডশিফ্ট বলা হয়।
রেডশিফ্টের মাত্রা (Δλ/λ) মাপার মাধ্যমে বস্তুটির পৃথিবী থেকে সরে যাওয়ার গতি নির্ধারণ করা যায়। আর হাবল-এর সূত্র অনুযায়ী, যে বস্তু যত দ্রুত দূরে সরে যাচ্ছে, তার দূরত্ব তত বেশি। ফলে, রেডশিফ্ট ব্যবহার করে কেবল বস্তুটির গতি নয়, তার দূরত্বও নির্ধারণ করা সম্ভব। এই পদ্ধতিতে ১ বিলিয়ন আলোকবর্ষ পর্যন্ত দূরত্ব পরিমাপ করা যায়।
এই পদ্ধতি বিশেষভাবে ব্যবহার করা হয় দূরবর্তী গ্যালাক্সি, কোয়াজার বা মহাবিশ্বের বড় কাঠামোর দূরত্ব মাপার জন্য, যেখানে প্যারালাক্স বা সেফিড ভেরিয়েবল ব্যবহার করা সম্ভব নয়। এছাড়াও, রেডশিফ্ট আমাদের মহাবিশ্বের সম্প্রসারণ এবং হাবল কনস্ট্যান্ট নির্ধারণের ক্ষেত্রেও অত্যন্ত গুরুত্বপূর্ণ।
এডউইন হাবল আবিষ্কার করেছিলেন: গ্যালাক্সি যত দূরে রেডশিফ্ট তত বেশি। এই সম্পর্ক ব্যবহার করেই দূরতম গ্যালাক্সির দূরত্ব নির্ধারণ করা হয়।
সংক্ষেপে, রেডশিফ্ট হলো মহাবিশ্বের দূরত্ব পরিমাপের সবচেয়ে প্রগতিশীল পদ্ধতি, যা আমাদের দূরবর্তী নক্ষত্র ও গ্যালাক্সির অবস্থান এবং মহাবিশ্বের সম্প্রসারণ বোঝার শক্তিশালী হাতিয়ার হিসেবে কাজ করে।
| চন্দ্রশেখর সীমা (Chandrasekhar Limit) |
অধ্যাপক সুব্রহ্মণ্যন চন্দ্রশেখর ক্রেডিট: বেটম্যান / গেটি ইমেজ
১৯৩০-এর দশকে, মাত্র ১৯ বছর বয়সী পদার্থবিদ সুব্রহ্মণ্যন চন্দ্রশেখর ইউরোপে পড়াশোনা করার উদ্দেশ্যে ভারতে তাঁর বাড়ি থেকে নৌকায় যাত্রা করেছিলেন। তিন সপ্তাহের এই সমুদ্র যাত্রায় তিনি ভাবছিলেন শ্বেত বামন (White Dwarf) নক্ষত্র সম্পর্কে, যা সূর্যের মতো নক্ষত্রের মৃত্যুর পর তৈরি হয়। চন্দ্রশেখর গণনা করে দেখান: একটি শ্বেত বামন তারার ভরের একটি সর্বোচ্চ সীমা আছে যা সূর্যের ভরের ১.৪ গুণ। এই সীমাকেই আজ চন্দ্রশেখর সীমা বলা হয়।
ব্যাঙ্গালোরের ইন্ডিয়ান ইনস্টিটিউট অফ সায়েন্সের সুরজিৎ কলিতা বলেন, “এই ভরের উপরে একটি সাদা বামন টিকিয়ে রাখা যায় না। এটা ফেটে যাবে।” এই বিস্ফোরণই আমরা দেখি টাইপ 1a সুপারনোভা হিসেবে। এই ধরনের সুপারনোভাগুলোর উজ্জ্বলতা প্রায় একই হওয়ায় এগুলো মহাবিশ্বের দূরত্ব পরিমাপে সবচেয়ে নির্ভরযোগ্য স্ট্যান্ডার্ড ক্যান্ডেল হিসেবে ব্যবহৃত হয়।
| শেষ কথা |
মহাকাশে দূরত্ব পরিমাপ করা সহজ কাজ নয়। কিন্তু ধাপে ধাপে সাজানো মহাজাগতিক দূরত্বের মই ব্যবহার করে জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা চাঁদ থেকে শুরু করে কোটি কোটি আলোকবর্ষ দূরের গ্যালাক্সির দূরত্ব নির্ভুলভাবে নির্ধারণ করতে পারেন। এই পদ্ধতিগুলোই আমাদের মহাবিশ্বকে বুঝতে, তার আকার অনুমান করতে এবং আমাদের অবস্থান নির্ধারণ করতে সাহায্য করছে।
নিবন্ধ: এফ. রহমান
তথ্যসূত্র: ইন্টারনেট
