બાહ્ય તારાવિશ્વો

પૃથ્વીથી અતિ દૂર આવેલ આકાશગંગા (milky way) જેવાં અન્ય તારાવિશ્વો. ઉનાળાની મધ્યરાત્રિએ અંધારા આકાશનું અવલોકન કરતાં દક્ષિણે આવેલ વૃશ્ચિકના તારાઓથી ઉત્તર તરફના શ્રવણ અને અભિજિત તારાઓની વચ્ચેના વિસ્તારમાં ફેલાયેલો શ્વેતરંગનો વાદળ જેવો જણાતો પટ્ટો. તે ‘આકાશગંગા’ નામે ઓળખાય છે. શિયાળાની રાત્રે આ જ આકાશગંગાના પટ્ટાનો બીજો ભાગ દક્ષિણે આવેલા અગસ્ત્યના તેજસ્વી તારાની નજીકમાંથી શરૂ થઈને ઉત્તરે ક્રમશ: વ્યાધ આર્દ્રા તથા બ્રહ્મમંડળના તારા નજીક થઈને પસાર થાય છે. આમ, આ પટ્ટાની ખગોળીય રચના આપણી ફરતે વીંટળાયેલા એક પટ્ટાના સ્વરૂપની જણાય છે. આ આકાશગંગાને લોકવાયકામાં રાજા ભગીરથની તપસ્યા દ્વારા પૃથ્વી પર અવતારાયેલ સ્વર્ગની મંદાકિની માનવામાં આવે છે. અન્ય દેશોની લોકવાયકાઓમાં પણ આ પટ્ટાને મહદ્અંશે નદી સ્વરૂપે જ કલ્પવામાં આવે છે.

1610માં ગેલિલિયોએ દૂરબીન દ્વારા અવલોકન કરીને તારવ્યું કે અત્યંત નજીક નજીક આવેલા અગણિત, ઝાંખા, નરી આંખે અલગ જોઈ નહિ શકાતા તારાઓને કારણે આપણને આવા સફેદ રંગના વાદળનો ભાસ થાય છે. અઢારમી સદીના મધ્યભાગમાં ઇમૅન્યુએલ કેન્ટ અને ટૉમસ રાઇટ નામના તત્વચિંતક વૈજ્ઞાનિકોએ સ્વતંત્ર રીતે સૂચવ્યું કે આકાશગંગા એ તારાઓનો  એક વિશાળ  સમૂહ હોવો જોઈએ અને આપણો સૂર્ય પણ તેનો સદસ્ય હોઈ શકે. ‘બાહ્ય તારાવિશ્વો’(Island universe)નો ખ્યાલ એ એક અનુમાન જ હતું અને તે માટે કોઈ  સાબિતી નહોતી.

આકાશગંગાનો વ્યાપ અને નિહારિકાઓના સ્વરૂપનો વિવાદ : અઢારમી સદીના પાછલા ભાગમાં વિલિયમ હર્ષલ (યુરેનસ ગ્રહના શોધક) નામના ખગોળવૈજ્ઞાનિકે વિવિધ દિશાઓમાં તારાઓની સંખ્યા તથા તેજસ્વિતાની મોજણીને આધારે આકાશગંગાનો વ્યાપ નક્કી કરવાનો પ્રયત્ન કર્યો. આ સમયે તારાઓનાં અંતર માપવાનું શક્ય નહોતું તેથી હર્ષલે ‘બધા જ તારા એકસરખા તેજસ્વી છે’ એમ માની લઈને, સૌથી વધુ તેજસ્વી જણાતા વ્યાધના તારાના અંતરને એકમ ગણીને, આના પ્રમાણમાં આકાશગંગાનો વ્યાપ નક્કી કરવાનો પ્રયત્ન કર્યો, અને  તેણે તારવ્યું કે સૂર્ય આકાશગંગાના કેન્દ્રની નજીક હોવો જોઈએ.

ત્યારબાદ વીસમી સદીના પ્રથમ દસકામાં કેપ્ટીએન નામના ખગોળવૈજ્ઞાનિકે આ જ પ્રકારની, પરંતુ વધુ સઘન મોજણી હાથ ધરી, અને તારાઓના અંતર માટે તેણે સરેરાશ સ્થાનચલન(statistical parallax)ની રીત વાપરી અને તારવણી કરી કે આકાશગંગાના તારાઓ એક રકાબી જેવા વિસ્તારમાં પ્રસરેલા છે અને આ ‘રકાબી વિસ્તાર’(disc)નો વ્યાસ આશરે ત્રીસ હજાર પ્રકાશવર્ષ અને જાડાઈ આશરે છ હજાર પ્રકાશવર્ષ જેટલી હોવાં જોઈએ. તેની મોજણીમાં પણ સૂર્યનું સ્થાન આકાશગંગાના કેન્દ્રની નજીક નક્કી થયું. (આકાશગંગાના રકાબી આકારના વિસ્તારમાં ઘણા મોટા પ્રમાણમાં આવેલ ધૂલીય રજકણોથી મિશ્રિત વાયુનાં વાદળો દ્વારા થતા પ્રકાશના શોષણને કારણે જોનારની ર્દષ્ટિસીમા અવરોધાય છે. આ કારણે આ મોજણીની પદ્ધતિ ખામીભરેલી હતી.)

1915ના અરસામાં માઉન્ટ વિલ્સન વેધશાળાના પ્રમુખ ખગોળવિજ્ઞાની હાર્લો શેપ્લેએ એક નવી જ પદ્ધતિ અપનાવી. આકાશગંગામાં બે પ્રકારના તારકગુચ્છો જોવા મળે છે. એક પ્રકાર, જેને વિસ્તૃત તારકગુચ્છ (open clusters) તરીકે ઓળખવામાં આવે છે. તે આકાશગંગાના રકાબી વિસ્તારમાં જ જોવા મળે છે તેમજ તેમાં તારાની સંખ્યા સેંકડોથી માંડીને હજાર જેટલી હોય છે અને તેમાં તારાઓ પ્રમાણમાં વધુ વીખરાયેલા જણાય છે. (વરેણ્યકેશા એટલે કે coma Bernice આ પ્રકારનું ગુચ્છ છે. કૃત્તિકાનું ઝૂમખું પણ આ પ્રકારનું વધુ વિસ્તૃત ઝૂમખું છે.) બીજા પ્રકારના તારકગુચ્છમાં તારાઓ આશરે લાખની સંખ્યામાં, ઘણા સીમિત વિસ્તારમાં હોવાથી તે ગોળાકાર સ્વરૂપે દેખાય છે અને તેના તારાઓ નરી આંખે અલગ જણાતા નથી. આ પ્રકારના ‘ગોલીય તારકગુચ્છો’ (globular clusters) આકાશગંગાના રકાબી વિસ્તારની બહાર સવિશેષ જણાય છે. શેપ્લેએ નોંધ્યું કે આવા તારકગુચ્છો ધનરાશિ(Sagittarius)ની દિશામાં ઘણી વધુ સંખ્યામાં આવેલા છે. આ પરથી એણે અનુમાન કર્યું કે (1) આકાશગંગાના કેન્દ્રની ફરતા આવા તારકગુચ્છો ચોતરફ ફેલાયેલા હોવા જોઈએ – કેન્દ્રની નજીક વધુ અને તેનાથી દૂર ઓછા; (2) આકાશગંગાનું કેન્દ્ર ધનરાશિની દિશા તરફ હોવું જોઈએ; પરંતુ આકાશગંગાનો વ્યાપ અને સૂર્યથી તેનું અંતર નક્કી કરવા માટે આવા તારકગુચ્છોનું અંતર જાણવું જરૂરી હતું.

1908માં હેન્રિટા લીવિટ નામનાં મહિલા ખગોળવિજ્ઞાનીએ મૅગેલનનાં વાદળ(Magellanic clouds)માં આવેલા નિયતકાલીન તેજવિકારી તારાઓના અવલોકન દ્વારા એક અગત્યની શોધ એ કરી કે એ પ્રકારના તેજવિકારી તારાઓ (cepheid variables) માટે તેજવિકારનો સમયગાળો તારાની મૂળભૂત તેજસ્વિતા (absolute brightness) સાથે સીધો સંબંધ ધરાવે છે. આમ આ પ્રકારના કોઈ એક તારાનું વાસ્તવિક અંતર જાણી શકાય તો એ પ્રકારના અન્ય કોઈ પણ તારાનું અંતર અને તેની દેખીતી તેજસ્વિતા તથા તેના તેજવિકારના સમયગાળા પરથી નક્કી કરવામાં આવેલ તેની મૂળભૂત તેજસ્વિતા જાણી શકાય.

શેપ્લેએ નજીકના વિસ્તારમાં આવેલ આ પ્રકારના તેજવિકારી તારાઓનાં અંતર, સરેરાશ સ્થાનાંતર (statistical parallax) પરથી નક્કી કરીને, તેમને માટેના ‘સમયગાળા-તેજસ્વિતા’ના આલેખનું અંકન કર્યું. ત્યારબાદ ગોલીય તારકગુચ્છોમાં આવેલા આ પ્રકારનો તેજવિકાર દર્શાવતા તારાઓ માટે તેમના તેજવિકારનો સમયગાળો માપીને તેમનાં અંતર નક્કી કર્યાં. ઘણા દૂરના અંતર પર આવેલા આ પ્રકારના તારકગુચ્છો જેમાં આવો અભ્યાસ શક્ય નહોતો તે માટે તેમનાં અંતર, તેમના કોણીય માપના આધારે નક્કી કર્યાં – એમ માની લઈને કે સરેરાશ બધાં જ આવાં તારકજૂથો સરખા કદનાં હશે.

શેપ્લેએ તેની આ પદ્ધતિ દ્વારા આકાશગંગાનો જે વ્યાપ તારવ્યો તે ત્રણ લાખ પ્રકાશવર્ષ જેટલો હતો અને આમ કેપ્ટીએન દ્વારા તારવેલ ત્રીસહજાર પ્રકાશવર્ષ કરતાં દસ ગણો હતો. ઉપરાંત શેપ્લેની તારવણી અનુસાર સૂર્ય આકાશગંગાના કેન્દ્રભાગ નજીક નહિ, પરંતુ કેન્દ્રથી લગભગ પચાસ હજાર પ્રકાશવર્ષના અંતરે આવેલ છે એમ જણાયું.

જે વર્ષોમાં શેપ્લેએ આકાશગંગાના વિસ્તાર અંગે સંશોધન કર્યું તે જ અરસામાં દૂરબીન દ્વારા સર્પિલ નિહારિકાઓ(spiral nebulae)ની સમયાંતરે લેવાયેલ છબીઓ પરથી વાન મેનેન નામના વૈજ્ઞાનિકે એવી તારવણી કરી કે આવી નિહારિકાઓ વર્ષે ‘0.02’ આર્ક સેકંડ જેટલી સ્પષ્ટ ભ્રમણગતિ (proper motion) દર્શાવે છે. વાન મેનેન તે સમયે માઉન્ટ વિલ્સન વેધશાળામાં હતા, જ્યાં આ પ્રકારની મોજણી માટેનાં ઉત્તમ સાધનો ઉપલબ્ધ હતાં. એમની આ તારવણીને સારા પ્રમાણમાં તત્કાલીન વૈજ્ઞાનિક સમર્થન મળ્યું. જો આટલા પ્રમાણમાં આ નિહારિકાઓ સ્પષ્ટ ભ્રમણ બતાવતી હોય તો સ્વાભાવિક હતું કે તે પૃથ્વીથી અતિ દૂર ન હોઈ શકે. આમ શેપ્લેના મતે આવી નિહારિકાઓ પૃથ્વી પરથી દેખાતી આકાશગંગાના ભાગરૂપ જ હતી.

આથી વિરુદ્ધ લિક વેધશાળાના ખગોળવિજ્ઞાની કર્ટિસ અને તે સમયના અન્ય કેટલાક ખ્યાતનામ વૈજ્ઞાનિકોના મત અનુસાર, આકાશગંગાના રકાબી વિસ્તારનું કેપ્ટીએન મોજણી અનુસાર નક્કી થયેલ મૂલ્ય (ત્રીસ હજાર પ્રકાશવર્ષ) વધુ વાસ્તવિક હતું; તેમજ તેમના મંતવ્ય અનુસાર, સર્પિલ નિહારિકાઓ આકાશગંગાની બહાર આવેલાં આકાશગંગા પ્રકારનાં અન્ય તારાવિશ્વો હતાં. આમ ખગોળવિજ્ઞાનના ક્ષેત્રે એક મહત્વનો વિવાદ ઉત્પન્ન થયો.

એક ઐતિહાસિક ચર્ચા (The Great Debate) : આ પ્રશ્નની તલસ્પર્શી સમજૂતી માટે યુ.એસ.ના વૉશિંગ્ટન શહેરમાં નૅશનલ એકૅડમી ઑવ્ સાયન્સના ઉપક્રમે 26 એપ્રિલ 1920ના રોજ એક જાહેર ચર્ચા યોજાઈ, જે ખગોળવિજ્ઞાનના ઇતિહાસમાં એક ઐતિહાસિક ચર્ચા તરીકે જાણીતી છે. આ ચર્ચામાં કર્ટિસ તથા શેપ્લેએ પોતપોતાનાં મંતવ્યોના સમર્થનમાં વૈજ્ઞાનિક પુરાવાઓ રજૂ કર્યા; પરંતુ પ્રશ્નનું નિરાકરણ થયું નહિ અને સર્પિલ નિહારિકાઓના સ્વરૂપ અંગેનો મતભેદ ચાલુ રહ્યો.

વીસમી સદીના પ્રથમ બે દસકાઓમાં કાર્યાન્વિત બનેલ માઉન્ટ વિલ્સન વેધશાળાના 1.53 મી. તથા 2.54 મી.નાં દૂરબીનો દ્વારા કરાયેલાં અવલોકનોમાં 1923માં હબલ નામના વૈજ્ઞાનિકે બે સર્પિલ નિહારિકાઓ, Andromeda (M.31) તથા M.33માં આકાશગંગાના રકાબી વિસ્તારમાં દેખાતા વૃષપર્વા (cepheid) તેજવિકારી તારાઓના પ્રકારના તારાઓ શોધ્યા અને તેમના તેજવિકારના સમયગાળા પરથી પુરવાર કર્યું કે આ સર્પિલ નિહારિકાઓ પૃથ્વીથી 2,85,000 પ્રકાશવર્ષના અંતરે છે. લગભગ દસકા પહેલાં સ્લિફર નામના વૈજ્ઞાનિકે M.31 નિહારિકાના વર્ણપટની રેખાઓનું ડૉપ્લર ચલન (doppler shift) માપીને વિસ્મયજનક શોધ એ કરી હતી કે એ નિહારિકા સેંકડે 300 કિમી.ની પ્રચંડ ગતિથી પૃથ્વી તરફ ધસી રહી છે ! આ સંશોધનો પરથી સ્પષ્ટ થયું કે આવી નિહારિકાઓ આકાશગંગાની બહાર આવેલાં અન્ય તારાવિશ્વો જ છે.

વાન મેનેન નિહારિકાઓમાં જણાતી સ્પષ્ટ ભ્રમણગતિ(proper rotation)નાં અવલોકનોને આધારે શેપ્લેએ માન્યું હતું કે આ નિહારિકાઓ પૃથ્વીની નજીકના વિસ્તારમાં હોવી જોઈએ, જે ભૂલભરેલું પુરવાર થયું. હકીકતમાં, વર્ષોના સમયાંતરે આવી નિહારિકાઓની લેવાયેલ છબીઓમાં કોઈ પણ સ્પષ્ટ ગતિ જોઈ શકાતી નથી અને નિહારિકાઓની ભ્રમણગતિ પણ ફક્ત વર્ણપટ-રેખા પર તેની ડૉપ્લર અસર દ્વારા જ જાણી શકાય છે. આમ નિહારિકાઓ બાહ્ય તારાવિશ્વો છે એમ ચોક્કસપણે સાબિત થયું. જોકે આકાશગંગાના વિસ્તાર માટે શેપ્લેની તારવણી વાસ્તવિકતાની વધુ નજીક હતી.

આકાશગંગા તારાવિશ્વનું સ્વરૂપ : બાહ્ય તારાવિશ્વોના સ્વરૂપ અંગે વધુ માહિતી મેળવતાં પહેલાં આધુનિક સંશોધન દ્વારા નક્કી થયેલ ‘આકાશગંગા’ તારાવિશ્વના સ્વરૂપની રૂપરેખા જોઈએ. આકાશગંગાના રકાબી આકારનો વ્યાસ આશરે 1,50,000 પ્રકાશવર્ષ જેટલો છે. (એટલે કે શેપ્લેની તારવણી કરતાં અર્ધો !) રકાબી જેવા આ વિસ્તારમાં વાયુ અને નવસર્જિત તારાઓ સર્પાકાર આંટાઓના વિસ્તારમાં આવેલા છે. આમ પૃથ્વી પરથી દેખાતી આકાશગંગા પણ સર્પિલ તારાવિશ્વ (spiral galaxy) છે, જેના વિસ્તારમાં આવેલા વાયુનાં વાદળોમાંથી નવા તારાઓનું સર્જન થતું રહે છે. પૃથ્વી પરથી દેખાતી આકાશગંગામાં આવા ચારથી પાંચ જેટલા પ્રમુખ આંટાઓ જણાય છે અને સૂર્ય તેમાંના એક આંટાની સહેજ બહારના વિસ્તારમાં, આકાશગંગાના કેન્દ્રથી આશરે 25,000 પ્રકાશવર્ષના અંતરે આવેલ જણાય છે અને આકાશગંગાના કેન્દ્રની ફરતે આશરે 20 કરોડ વર્ષના સમયગાળે ભ્રમણ કરે છે. રકાબી વિસ્તારની જાડાઈ, બહારના વિસ્તારમાં આશરે હજાર પ્રકાશવર્ષ જેટલી જણાય છે. કેન્દ્રની નજીક ત્રણેક હજાર પ્રકાશવર્ષ જેટલી જાડાઈનો અને તેનાથી બમણો પહોળો એવો અંડાકાર વિસ્તાર છે, જે ઉભાર (bulge) તરીકે ઓળખાય છે. વળી કેન્દ્રની ચારેય તરફ આશરે દોઢ લાખ પ્રકાશવર્ષના વ્યાસનો ગોળાકાર વિસ્તાર છે, જે આભા (halo) તરીકે ઓળખાય છે. આ આભા-વિસ્તારમાં ઉપર વર્ણવેલાં ગોલીય તારકજૂથો છૂટાંછવાયાં આવેલાં છે, પરંતુ અન્ય તારાઓ જણાતા નથી. કેન્દ્ર નજીકના અંડાકાર-વિસ્તારના તારાઓ મુખ્યત્વે રતાશ પડતા ‘વૃદ્ધ’ તારાઓ છે અને સર્પાકાર આંટાઓમાં નવસર્જિત યુવાન તારાઓ ભૂરાશ પડતા રંગથી પ્રકાશતા જણાય છે. વળી કેન્દ્રની નજીકના તારાઓ તેમજ વાયુવાદળોના વર્ણપટમાં ડૉપ્લર અસરના અભ્યાસ દ્વારા મપાયેલ ભ્રમણગતિને આધારે જણાય છે કે કેન્દ્રની ઘણી સમીપ, આશરે સૂર્યમંડળના વિસ્તાર જેટલા સીમિત વિસ્તારમાં (એટલે કે સૂર્યથી નેપ્ચૂન જેટલા વિસ્તારમાં) સૂર્યથી દસ લાખ ગણું દ્રવ્ય ધરાવતા બ્લૅક હોલ(black hole)નું અસ્તિત્વ પણ છે !

અન્ય તારાવિશ્વોનાં સ્વરૂપ : આકાશગંગાની બહારનાં તારાવિશ્વો કંઈ બધાં જ સર્પિલ આકારનાં હોય છે તેવું નથી. આવાં તારાવિશ્વો લગભગ ગોળાકારથી માંડીને લંબવર્તુલાકાર (elliptical), ચપટાં પરંતુ આંતરિક રચના વગરનાં (lenticular), સર્પિલ આંટાવાળાં (spiral) અને આકારહીન (irregular) પણ જણાય છે. તારાવિશ્વો(galaxies)ના વર્ગીકરણની પદ્ધતિ તેમના દેખાવને આધારે સૌપ્રથમ હબ્બલે સૂચવી, જે મહદ્અંશે આજે પણ વપરાય છે. ઉપર નિર્દેશેલ ચાર પ્રમુખ પ્રકારોની વિગત નીચે પ્રમાણે છે :

(i) અંડાકાર (ellipsoidal) તારાવિશ્વો : ગોળાકારથી માંડીને જુદા જુદા પ્રમાણમાં લંબગોળાકાર જણાય છે, અને તેમાં કોઈ આંતરિક રચના જણાતી નથી. ચપટાં (lenticular) તારાવિશ્વો તેમનો જ એક પ્રકાર ગણાય. આ તારાવિશ્વોની અંદરના તારાઓ ઝાંખા, રતાશ પડતા રંગના પુરાણા તારાઓ જણાય છે. વળી આ તારાવિશ્વોમાં વાયુનાં વાદળોનું પ્રમાણ નહિવત્ જણાય છે. સામાન્ય રીતે એમ લાગે છે કે આ તારાવિશ્વોની રચના બ્રહ્માંડની ઉત્પત્તિ (આશરે તેર અબજ વર્ષ પૂર્વે) પછીનાં બે-ત્રણ અબજ વર્ષમાં જ થઈ હોવી જોઈએ અને તેમાં હાલના તબક્કે તારાના સર્જનની પ્રક્રિયા ચાલુ નથી. આવાં તારાવિશ્વોમાં વાયુવાદળોનું પ્રમાણ ઘણું અલ્પ છે અને તે પણ આ પરિસ્થિતિને સમર્થન આપે છે. (ii) સર્પિલ તારાવિશ્વો મહદ્અંશે આપણી આકાશગંગાના સ્વરૂપનાં છે. તેના કેન્દ્રભાગના વિસ્તારનાં (central bulge), અંડાકાર તારાવિશ્વોના તારાઓના પ્રકારના જ–રતાશ પડતા, ઝાંખા, પુરાણા તારાઓ જણાય છે; પરંતુ તેમના સર્પાકાર આંટાઓના વિસ્તારમાં તેજસ્વી અને ભૂરાશ પડતા રંગથી પ્રકાશતા, નવસર્જિત તારાઓ જણાય છે. આ તારાવિશ્વોના રકાબી (disc) વિસ્તારમાં વાયુવાદળોનું સારું એવું પ્રમાણ જણાય છે. તેમાંના ઘણામાં તો વચ્ચે આવેલો, પ્રકાશનું સંપૂર્ણ શોષણ કરતો આવા દ્રવ્યનો પટ્ટો પણ જણાય છે. સર્પાકાર આંટાઓના વિસ્તારમાં આવેલ આવાં ધૂલીય રજકણોથી મિશ્રિત વાયુવાદળોના સંકોચન દ્વારા નવા તારા સર્જાતા રહે છે. (iii) આકારહીન તારાવિશ્વો પ્રમાણમાં નાનાં જણાય છે; પરંતુ તેમાં વાયુનાં વાદળોનું પ્રમાણ વિશેષ છે તથા તારાના સર્જનની પ્રક્રિયા પણ સારા પ્રમાણમાં ચાલતી હોય છે. આવાં તારાવિશ્વોને કોઈ કેન્દ્ર જેવો ભાગ હોતો નથી. આકાશગંગાને અડીને આવેલા Larger Magellanic Cloud (LMC) તથા Smaller Magellanic Cloud (SMC) એ, આ પ્રકારનાં તારાવિશ્વો છે. (દક્ષિણ ગોળાર્ધમાં આવેલા હોવાથી આ આકાશી પદાર્થો ફક્ત દક્ષિણ ભારતના વિસ્તારોમાંથી ર્દષ્ટિગોચર થાય છે.) બ્રહ્માંડનું સર્જન આશરે 13 અબજ વર્ષો પૂર્વે થયું હતું. અગાઉ વર્ણવેલ આકાશગંગાનાં ગોલીય તારકજૂથોના તારાઓનું વય પણ લગભગ 13 અબજ વર્ષો જેટલું જણાયું છે. આમ આવાં તારકજૂથોના તારાઓ બ્રહ્માંડ જ્યારે ઘણું જ યુવાવસ્થામાં હતું, ત્યારે રચાયાં હોય તેમ જણાય છે. પરંતુ LMCનાં અને SMCનાં ગોલીય તારકજૂથો પ્રમાણમાં ઘણાં યુવાન જણાય છે. આમ, આવાં આકારહીન તારાવિશ્વો જે પ્રમાણમાં નાના કદનાં છે તેમાં તારાના સર્જનની પ્રક્રિયા મોડી શરૂ થઈ હોવાના સંકેત જણાય છે. એક અન્ય નોંધપાત્ર ઘટના LMCમાં 1987માં બની, જેમાં આ તારાવિશ્વમાં એક સુપરનોવા વિસ્ફોટ (Supernova 1987 A) સર્જાયો, જે નરી આંખે દેખી શકાતા તારા સ્વરૂપે જોઈ શકાયો હતો. આ સુપરનોવાના અભ્યાસ દ્વારા LMCનું પૃથ્વીથી અંતર 1,69,000 પ્રકાશવર્ષ જેટલું જણાયું.

મોટાં તારાવિશ્વોમાં તારાઓની સંખ્યા હજાર અબજ કરતાં પણ વધુ હોઈ શકે. જ્યારે નાનાં તારાવિશ્વોમાં આ સંખ્યા એક અબજ જેટલી હોઈ શકે. તાજેતરનાં વર્ષોમાં થયેલ સંશોધનોએ તારાવિશ્વોને લગતી કેટલીક વિસ્મયજનક બાબત પર ધ્યાન કેન્દ્રિત કર્યું છે. આવાં તારાવિશ્વોમાં કેન્દ્રને અનુલક્ષીને દ્રવ્યની  વહેંચણી, કેન્દ્રને ફરતી કક્ષામાં ઘૂમતા તારાઓ તેમજ વાયુવાદળોની ગતિ માપીને ગુરુત્વાકર્ષણના નિયમ અનુસાર મેળવી શકાય. આ ભ્રમણગતિ જાણવા માટે–તેમના વર્ણપટની રેખામાં ડૉપ્લર અસર દ્વારા ઉદભવતા વર્ણપટના ચલનને માપવામાં આવે છે અને ખાસ કરીને સર્પિલ તારાવિશ્વોમાં તેના બહારના વિસ્તારમાં આવેલા આયનીભૂત હાઇડ્રોજનનાં વાદળો (H II Clouds) દ્વારા ઉત્સર્જિત પ્રકાશના વર્ણપટ તેમજ પરમાણુ સ્વરૂપે રહેલ હાઇડ્રોજન દ્વારા ઉત્સર્જિત રેડિયો-તરંગોનો વર્ણપટ ખાસ ઉપયોગી નીવડ્યો છે. આ પ્રકારના અભ્યાસ દ્વારા બે નોંધપાત્ર માહિતી પ્રાપ્ત થઈ છે :

(1) કેન્દ્રની ફરતા ભ્રમણ કરતા તારાઓ તેમજ વાયુ પર તેની ભ્રમણકક્ષાની અંદર આવેલા દ્રવ્યનું ગુરુત્વાકર્ષણ જ અસર કરતું હોવાથી આવાં તારાવિશ્વોના બહારના ભાગમાં ભ્રમણની ઝડપ (V) તેના કેન્દ્રથી અંતર (R) સાથે જેવો સંબંધ દર્શાવે છે, જ્યારે અવલોકનો દર્શાવે છે કે દૂરના વિસ્તાર માટે V અચલ મૂલ્ય ધારણ કરે છે; જે દર્શાવે છે કે આવાં તારાવિશ્વોમાં, તેમાં રહેલ તારાઓ તથા વાયુના દ્રવ્ય કરતાં પણ વધુ પ્રમાણમાં દ્રવ્ય ‘અર્દશ્ય’ સ્વરૂપે ઘણા જ વિસ્તૃત વિસ્તારમાં પ્રસરેલું હોવું જોઈએ. આ દ્રવ્યના પ્રકાર વિશે ઘણાં મતમતાંતર પ્રવર્તે છે; અને તેને અર્દશ્ય દ્રવ્ય (Dark Matter) એવું નામ આપવામાં આવ્યું છે.

(2) લગભગ બધાં જ મોટાં તારાવિશ્વોમાં, કેન્દ્રની અત્યંત નજીકના નાના વિસ્તારમાં પદાર્થના ભ્રમણની ઝડપ ઘણી જ તેજ બનતી જાણવા મળે છે, જે દર્શાવે છે કે કેન્દ્રની સમીપના વિસ્તારમાં લાખોથી કરોડો સૂર્ય જેટલું દ્રવ્ય ધરાવતું બ્લૅક હોલ આવેલું હોવું જોઈએ. અગાઉ જોયું કે પૃથ્વી પરથી દેખાતી આકાશગંગાના કેન્દ્રમાં આવેલ બ્લૅક હોલ દસ લાખ સૂર્ય જેટલું દ્રવ્ય ધરાવે છે; પરંતુ કેટલાંક તારાવિશ્વોમાં તો કરોડો સૂર્ય જેટલા દ્રવ્યમાનવાળાં બ્લૅકહોલ જાણવા મળ્યાં છે.

બ્રહ્માંડમાં આવાં તારાવિશ્વો છૂટાંછવાયાં નહિ, પરંતુ જૂથોમાં આવેલાં જણાય છે; દા.ત., આપણી આકાશગંગા ઉપરાંત તેની નજીકના LMC તથા SMC તારાવિશ્વો, દેવયાની(Andromeda)નું વધુ વિરાટ તારાવિશ્વ તેમજ અન્ય કેટલાંક તારાવિશ્વો મળીને આશરે પાંત્રીસનું એક જૂથ છે. આવાં નાનાં જૂથો વડે હજારો, તારાવિશ્વોનાં મોટાં જૂથ (cluster) રચાય છે અને આવાં (cluster) મોટાં જૂથના વળી Super Clusters – જેમાં લાખેક જેટલાં તારાવિશ્વો સમાયેલાં હોય તે – રચાય છે. આવાં વિરાટ જૂથોને ત્રિપારિમાણિક (three dimensional) આકૃતિમાં દર્શાવીએ તો એક જાળા જેવી રચના જણાય છે, એટલે કે વિરાટ જૂથો વચ્ચેના વિરાટ આકાશમાં કોઈ પણ તારાવિશ્વનું અસ્તિત્વ જણાતું નથી ! આવા વિસ્તારોને ‘Voids’ નામ આપવામાં આવેલું છે. બ્રહ્માંડમાં આવાં ‘જાળાં’ જેવા આકારનાં જૂથોમાં જ તારાવિશ્વો કેમ સર્જાયાં તે બ્રહ્માંડસર્જનના વિજ્ઞાન (cosmology) માટે એક ઘણો જ મહત્વનો કોયડો છે. તે વિશે ઉપરછલ્લી માહિતી જ ઉપલબ્ધ થઈ છે.

બ્રહ્માંડની ઉત્પત્તિ અને વિસ્તરણ : મંગળના ગ્રહ પરની (કાલ્પનિક) નહેરોના સંદર્ભમાં વિજ્ઞાની પર્સિવલ લૉવેલનું નામ જાણીતું છે. તેમણે Arizonaમાં Lowell વેધશાળા સ્થાપી અને તેમના મતે (વીસમી સદીની શરૂઆતનાં વર્ષોમાં) સર્પિલ નિહારિકાઓ ગ્રહમાળાની સર્જનની પ્રાથમિક અવસ્થા દર્શાવતી હતી. ચેમ્બરલેઇન તથા મોઉટન નામના વૈજ્ઞાનિકો દ્વારા પ્રતિપાદિત ગ્રહમાળાના સર્જનના આ પ્રકારના ખ્યાલનું સમર્થન કરવા માટે તેમણે તેમની વેધશાળાના વૈજ્ઞાનિક સ્લિફરને, વર્ણપટની રેખાઓનાં ડૉપ્લર-ચલન માપીને આવી નિહારિકાઓનો ભ્રમણવેગ માપવા માટે સૂચન કર્યું; પરંતુ જ્યારે સ્લિફરે 1912માં દેવયાની (Andromeda) નિહારિકાનો વર્ણપટ મેળવ્યો ત્યારે વિસ્મયજનક શોધ થઈ કે આ નિહારિકા દર સેકંડે 300 કિમી.ના પ્રચંડ વેગથી આપણી તરફ ધસી રહી છે ! આ પછીના દસકામાં આ નિહારિકાઓ બાહ્ય તારાવિશ્વો છે એમ સાબિત થયું તથા તેમના વર્ણપટની રેખાના ડૉપ્લર-ચલન દ્વારા એમ પણ જણાયું કે તેમાંની મોટાભાગની નિહારિકાઓ પૃથ્વીથી દૂર જઈ રહી છે.

1923–25ના ગાળામાં હબ્બલ નામના વિજ્ઞાનીના સંશોધન દ્વારા આવી નિહારિકાઓ(એટલે કે તારાવિશ્વો)માં આવેલા વૃષપર્વા (cepheid) પ્રકારના તેજવિકારી તારાઓના તેજવિકારના સમયગાળા પરથી તેમની મૂળભૂત તેજસ્વિતાની તારવણી કરીને તેમનાં અંતર જાણવાનું શક્ય બન્યું અને આ અભ્યાસ દ્વારા 1929માં હબ્બલે એક સર્વસામાન્ય નિયમ તારવ્યો કે આવાં તારાવિશ્વોને તેમની આગવી ગતિ ઉપરાંત એક અન્ય સર્વવ્યાપી ‘પ્રવાહ’-ગતિ પણ હોય છે, જેનું મૂલ્ય પૃથ્વીથી તેમના અંતરના સમપ્રમાણમાં અને પૃથ્વીથી દૂર જતી દિશામાં હોય છે. ગણિતની ભાષામાં આ સંબંધને V = Hd સમીકરણ દ્વારા દર્શાવાય છે; જેમાં V, હબ્બલ પ્રવાહની ગતિ છે; ‘d’ એ તારાવિશ્વ અને પૃથ્વી વચ્ચેનું અંતર અને H, હબ્બલ અચળાંક છે; જેનું મૂલ્ય megaparsec-દીઠ આશરે 70 km/sec જેટલું છે. (1 megaparsec = 33 લાખ પ્રકાશવર્ષ). (દેવયાની તારાવિશ્વ આપણી ઘણું નજીક હોવાથી, તેની આગવી ગતિના પ્રમાણમાં હબ્બલ પ્રવાહની ગતિનું મૂલ્ય ઘણું ઓછું છે. તેથી તે નજીક આવી રહ્યું છે.)

આ ‘હબ્બલ પ્રવાહ’ની શોધને કારણે ‘વિસ્તરતા બ્રહ્માંડ’નો ખ્યાલ આવ્યો. બ્રહ્માંડના આ વિસ્તરણને રબરના ફુગ્ગાની સપાટીના દ્વિપારિમાણિક વિસ્તરણ સાથે સરખાવી શકાય. જેમ આ વિસ્તરણ સાથે ફુગ્ગાની સપાટી પરનાં ટપકાં એકબીજાંથી તેમની વચ્ચેના અંતરના સમપ્રમાણની ગતિથી દૂર જતાં જણાય છે તે રીતે બ્રહ્માંડના ત્રિપારિમાણિક (three dimensional) આકાશના વિસ્તરણ સાથે તેમાં આવેલાં તારાવિશ્વો પણ એકબીજાંથી દૂર જતાં જાય છે.

હબ્બલની આ શોધ બ્રહ્માંડને સમજવા માટે ઘણી જ મહત્વની નીવડી; અને  તેને લીધે બ્રહ્માંડનાં સ્વરૂપ અંગેના બે પ્રતિસ્પર્ધી વાદ સૂચવાયા :

(1) બૉન્ડી, ગોલ્ડ તથા હૉયલ (Hoyle) નામના વિજ્ઞાનીઓના સૂચન પ્રમાણે લાંબા ગાળે બ્રહ્માંડની પરિસ્થિતિમાં કોઈ ફેરફાર થતો નથી. બ્રહ્માંડના વિસ્તરણ સાથે આવું ત્યારે જ શક્ય બને જ્યારે તારાવિશ્વો જેમ જેમ એકમેકથી દૂર જતાં જાય તેમ તેમ તેમની વચ્ચેના આકાશમાં નવા દ્રવ્યનું સર્જન થતું રહે અને તે દ્રવ્યમાંથી નવાં તારાવિશ્વો સર્જાતાં રહે. આ પ્રકારના સર્જનને સમજવા માટે હૉયલ તથા નારલીકર દ્વારા ‘સર્જનક્ષેત્ર’(creation field)ના અસ્તિત્વનું સૂચન થયું. આ પ્રકારનો વાદ ‘સ્થાયી અવસ્થા બ્રહ્માંડ’ (steady state universe) તરીકે જાણીતો થયો.

(2) આનાથી વિરુદ્ધ V = Hd સમીકરણ પરથી એમ પણ તારવી શકાય કે આશરે  સમય પહેલાં (વધુ ચોકસાઈથી ) બ્રહ્માંડ અત્યંત સંકુચિત અવસ્થામાં બિંદુવત્ હતું અને વિસ્તરણ પામીને તે હાલની અવસ્થાએ પહોંચ્યું છે તથા હજી જેમ વિસ્તરતું જશે તેમ પ્રમાણમાં ‘ખાલી’ થતું જશે. Hના મૂલ્ય પરથી બ્રહ્માંડનો ઉત્પત્તિનો સમય આશરે 13 અબજ વર્ષ પૂર્વેનો આવે છે. (‘સમય’ની ઉત્પત્તિ પણ વિસ્ફોટ સમયે જ થઈ ગણાય !)

આ પ્રકારનો વાદ 1950ના અરસામાં સૂચવાયો અને તેના પ્રમુખ સમર્થક ગૅમો (Gamow) હતા. આ વાદ ‘મહાવિસ્ફોટની ઉત્પત્તિ’ એટલે કે ‘Big Bang’ તરીકે જાણીતો થયો છે. અગત્યની વાત એ છે કે આ વાદ અનુસાર ગૅમો તથા અન્ય વૈજ્ઞાનિકો, બ્રહ્માંડમાં પરમાણુઓના સ્વરૂપે પદાર્થનું સર્જન સમજાવી શક્યા છે. તેમજ બ્રહ્માંડમાં 76 % હાઇડ્રોજન તથા 23 % હીલિયમ શા કારણે છે તે પણ સમજી શકાયું છે. બ્રહ્માંડની શરૂઆતમાં ‘આકાશ’ અત્યંત સંકુચિત, બિંદુવત્ પરંતુ પ્રચંડ ઊર્જાના પુંજ સ્વરૂપનું હતું. વિસ્તરણ શરૂ થતાં ત્રણ લાખ વર્ષો બાદ તેનું તાપમાન 3,000 અંશ કેલ્વિન જેટલું નીચું જતાં હાઇડ્રોજન તથા હીલિયમના પરમાણુ બંધાયા અને ત્યારબાદ વધુ વિસ્તરણ થતાં હાલને તબક્કે આ 3000 કેલ્વિન તાપમાનનું વિકિરણ, હાલમાં સમગ્ર બ્રહ્માંડમાં 3 કેલ્વિનના વિકિરણના સ્વરૂપે ચોમેર પ્રવર્તી રહ્યું હોવું જોઈએ. આ પ્રકારનાં વિકિરણોનું અસ્તિત્વ પેન્ઝિયાસ તથા વિલ્સન દ્વારા 1965માં શોધાયું અને 1992માં અવકાશમાં તરતા મુકાયેલ ઉપગ્રહ COBE (Cosmic Background Explorer) દ્વારા તેને અત્યંત પ્રબળ સમર્થન મળ્યું. આ કારણોસર હાલ આ ‘મહાવિસ્ફોટ’ની ઉત્પત્તિના વાદ માટે લગભગ સર્વસંમતિ પ્રવર્તે છે.

બ્રહ્માંડ અને તારાવિશ્વોની ઉત્ક્રાંતિ : જો બ્રહ્માંડની ઉત્પત્તિ આ રીતે જ થઈ હોય તો આપણે જ્યારે અતિ દૂરનાં તારાવિશ્વો જોઈએ છીએ ત્યારે બ્રહ્માંડના ભૂતકાળનું દર્શન કરીએ છીએ; દા.ત., આપણે જ્યારે પાંચ અબજ પ્રકાશવર્ષ દૂરના તારાવિશ્વનો અભ્યાસ કરીએ છીએ ત્યારે આટલાં વર્ષો પૂર્વે એટલે કે સર્જનના આઠ અબજ વર્ષ બાદ તારાવિશ્વો કેવા પ્રકારનાં હતાં તેનો અભ્યાસ કરીએ છીએ. 1963માં ક્વૅસાર (Quasi Stellar Sources) તરીકે ઓળખાતા અવકાશી પદાર્થો શોધાયા. આ પદાર્થો દેખાવમાં તારા જેવા બિંદુવત્ જણાય છે, પરંતુ તેમાંથી સામાન્ય તારાવિશ્વ કરતાં સેંકડો ગણી વધુ ઊર્જાનું ઉત્સર્જન થતું હોય છે. આપણાથી નજીકમાં નજીકનો આવો પદાર્થ બે અબજ પ્રકાશવર્ષના અંતરે આવેલો છે અને ચારથી પાંચ અબજ પ્રકાશવર્ષના અંતર ઉપર તો સારી એવી સંખ્યામાં ક્વૅસાર આવેલા જણાય છે. (આ અંતરો અવકાશી પદાર્થોના વર્ણપટમાં ડૉપ્લર-ચલન માપીને પછી હબ્બલના નિયમ V = Hd દ્વારા નક્કી કરાય છે.) આ સદીના છેલ્લા બે દસકાઓમાં વધુ શક્તિશાળી દૂરબીનો તથા તેમની સાથે CCD જેવાં આધુનિક ઉપકરણો ઉપયોગમાં લેવાતાં જણાયું કે આવા ક્વૅસાર દૂરનાં તારાવિશ્વોના કેન્દ્રમાં આવેલાં છે અને છેલ્લાં પાંચ વર્ષમાં તો અવકાશસ્થિત હબ્બલ દૂરબીન વડે કરાયેલ અભ્યાસ દરમિયાન સ્પષ્ટ થયું છે કે દરેક ક્વૅસાર, કોઈ તારાવિશ્વના કેન્દ્રમાં આવેલ હોય છે. આ ઉપરથી સાબિત થયું કે ક્વૅસાર કોઈ નવીન પ્રકારના અવકાશી પદાર્થો નહિ, પરંતુ બ્રહ્માંડના ભૂતકાળનાં તારાવિશ્વોના કેન્દ્રમાં બનતી ઘટના છે અને આટલી વિપુલ માત્રામાં ઊર્જાનું ઉત્સર્જન, તારાવિશ્વના કેન્દ્રમાં રહેલ બ્લૅક હોલમાં તેના પ્રબળ ગુરુત્વાકર્ષણને કારણે પ્રવેશતા પદાર્થોને કારણે જ હોઈ શકે. અગાઉ જોયું કે હાલ પણ મોટાં તારાવિશ્વોના કેન્દ્રભાગમાં આવાં બ્લૅક હોલ હોય છે જ; પરંતુ તેની આસપાસ પૂરતા પ્રમાણમાં પદાર્થના અભાવને કારણે તેમાંથી ઊર્જાનું ઉત્સર્જન જણાતું નથી. ભૂતકાળમાં જ્યારે બ્રહ્માંડ વધુ સંકુચિત હતું ત્યારે તારાવિશ્વો એકબીજાંથી હાલના કરતાં ઘણાં વધુ નજીક હતાં અને તેમની વચ્ચે વધુ પ્રમાણમાં સંઘાત (interactions) સર્જાતા, અને તે કારણે વાયુનાં વાદળોના સ્વરૂપમાં બ્લૅક હોલ માટે ‘ખોરાક’નો જથ્થો વિપુલ માત્રામાં મળતો હોઈ શકે. હાલના તબક્કે નજીકનાં તારાવિશ્વોમાં ક્વૅસાર જણાતા નથી. પરંતુ તેને મળતી આવતી પ્રક્રિયાઓ ઘણાં તારાવિશ્વોના કેન્દ્રમાં બનતી જણાય છે; દા.ત., ક્વૅસારની નાની આવૃત્તિ. રેડિયો-તરંગોમાં વિપુલ માત્રામાં ઊર્જાનું ઉત્સર્જન કરતાં રેડિયો-તારાવિશ્વો પણ આમાં આવી જાય. આવાં તારાવિશ્વોના કેન્દ્રમાંથી લગભગ પ્રકાશની જ ઝડપે લાખો પ્રકાશવર્ષ દૂર સુધી ફેંકાતાં વીજાણુઓનાં કિરણો નીકળતાં જણાય છે. ઉપરાંત આ પ્રકારનાં ઘણાં તારાવિશ્વોનાં કેન્દ્ર ઘણાં તેજસ્વી જણાય છે તેમજ તેમાંથી ઉત્સર્જિત થતી ઊર્જાની માત્રામાં દિવસોથી માંડીને મિનિટોના ટૂંકા સમયગાળામાં થતા ઝડપી ફેરફાર જોવા મળે છે. આવી ઘટનાઓ ઓછી-વધતી માત્રામાં બ્લૅક હોલમાં પ્રપાત થતા પદાર્થોને કારણે હોઈ શકે.  તારાવિશ્વોને સક્રિય તારાવિશ્વકીય નાભિઓ (Active Galaric Nucllei) તેમજ sufert પ્રકારના તારાવિશ્વ તરીકે ઓળખવામાં આવે છે.

બ્રહ્માંડમાં તારાવિશ્વોની ઉત્ક્રાંતિના સંકેતો સૌપ્રથમ, ભારતીય રેડિયો વૈજ્ઞાનિક વિજય કપાહીએ ઉટી રેડિયો ટેલિસ્કોપ દ્વારા રેડિયો-તારાવિશ્વોના અભ્યાસમાં મેળવ્યા હતા. તેમણે શોધ્યું કે ભૂતકાળમાં રેડિયો-તારાવિશ્વો વધુ પ્રમાણમાં હતાં તેમજ તેમનાં કદ પ્રમાણમાં નાનાં હતાં. બ્રહ્માંડની બાલ્યાવસ્થામાં તેનાં તારાવિશ્વોમાં શક્તિશાળી વિસ્ફોટક ઘટનાઓ બનતી હોવી જોઈએ. તેના સંકેત અવારનવાર જાણવા મળતા ગૅમા કિરણોના વિસ્ફોટ (gamma ray bursts) ઉપરથી પણ મળે છે. આવી એક ઘણી શક્તિશાળી ઘટના 23 જાન્યુઆરી 1999ના રોજ Bappo-sux ઉપગ્રહે નોંધી હતી. જેના પછી થોડા સમયમાં  પ્રકાશી વિકિરણોમાં પણ તે નોંધાઈ અને આના અભ્યાસ પરથી જણાયું કે તે, દસ અબજ પ્રકાશવર્ષ દૂરના તારાવિશ્વમાં બનેલી ઘટના હતી ! આ પ્રકારની ઘટના મહાકાય તારાના અંતિમ તબક્કાના સુપરનોવા વિસ્ફોટ બાદ ન્યૂટ્રૉન તારાના સર્જન સાથે સંકળાયેલી હોઈ શકે.

જ્યોતીન્દ્ર ન. દેસાઈ