શેપ્લી, હાર્લો (Harlow Shapley) (જ. 1885; અ. 1972) : 20મી સદીના પૂર્વાર્ધના એક નામાંકિત ખગોળવિજ્ઞાની. પૃથ્વી પરથી દેખાતી ‘આકાશગંગા’નું વાસ્તવિક સ્વરૂપ નક્કી કરવામાં આ વૈજ્ઞાનિકનું પ્રદાન સીમાચિહ્નરૂપ બન્યું.
હાર્લો શેપ્લી
તે એચ. એન. રસેલ નામના અન્ય નામાંકિત ખગોળવિજ્ઞાની-(‘Hertzsprung Russel’ આકૃતિના સર્જક)ના વિદ્યાર્થી હતા. વૈજ્ઞાનિક તરીકેની કારકિર્દીની શરૂઆત માઉન્ટ વિલ્સન (કૅલિફૉર્નિયા, યુ.એસ.) ખાતેની પ્રખ્યાત વેધશાળાથી 1908માં કરી. આ સમયે આ વેધશાળા ખાતે 1.52 મીટર (60″) વ્યાસનો અરીસો ધરાવતું પરાવર્તક પ્રકારનું વિશ્વનું સૌથી મોટું દૂરબીન હતું. 1908થી 1918નાં વર્ષો દરમિયાન ગોલીય તારકજૂથો (globular clusters) તરીકે ઓળખાતા પદાર્થોની મોજણી દ્વારા આકાશગંગા તારાવિશ્વ(galaxy)-ના વ્યાપ તથા તેમાં સૂર્યના સ્થાન અંગે મહત્વની તરતપાસ કરી.
આકાશગંગાના વ્યાપ અંગેનો ચિતાર મેળવવાનો પ્રયત્ન વિલિયમ હર્ષેલ (William Herschel – યુરેનસના પ્રખ્યાત શોધક) દ્વારા 18મી સદીના અંતભાગમાં સૌપ્રથમ થયો હતો અને જુદી જુદી દિશાઓમાં આવેલ તારાઓની સંખ્યા અને તેમની તેજસ્વિતાના પ્રમાણને આધારે તેમણે તારવ્યું હતું કે આકાશગંગા એક રકાબી આકારનો તારાસમૂહ છે અને સૂર્ય તેના કેન્દ્રની નજીકના વિસ્તારમાં આવેલો હોવાની શક્યતા છે. આ પ્રકારની વધુ ઘનિષ્ઠ મોજણી કાપ્ટેન (Kapteyn) નામના વૈજ્ઞાનિકે 20મી સદીના આરંભમાં કરી અને તારવ્યું કે આકાશગંગાનો વ્યાપ (disc diameter) લગભગ ત્રીસ હજાર પ્રકાશવર્ષ જેવો હોઈ શકે અને સૂર્ય તેના કેન્દ્ર નજીકના વિસ્તારમાં જ આવેલો જણાય છે.
શેપ્લીએ એક જુદો તર્ક ચલાવ્યો. તેણે નોંધ્યું કે આકાશમાં ગોલીય તારકજૂથો(globular clusters)ની સંખ્યા જુદી જુદી દિશામાં સરખી નથી જણાતી; પરંતુ ધન રાશિની દિશા (sagittarius constellation) તરફ એ તારકજૂથો ઘણા વધુ પ્રમાણમાં આવેલ જણાય છે. આ પરથી એણે તર્ક કર્યો કે આકાશગંગાનું કેન્દ્ર, સૂર્ય નજીકના વિસ્તારમાં નહિ; પરંતુ તેનાથી દૂર ધન રાશિના તારાઓની દિશામાં આવેલું હોવું જોઈએ.
આ કેન્દ્રનું સૂર્યથી અંતર તારવવાનું તેમજ આકાશગંગાનો વ્યાપ નક્કી કરવાનું કામ મુશ્કેલ હતું. આ માટે તેમણે આ જ અરસામાં (1912માં) Henrietta Leavitt નામની ખગોળ વૈજ્ઞાનિકો દ્વારા; વૃષપર્વા વર્ગ(cepheid type)ના તેજવિકારી તારાઓ માટે શોધાયેલ તેજસ્વિતા-આવર્તકાળ સંબંધ(luminosity period relation)નો ઉપયોગ કર્યો; અને ગોલીય તારકજૂથોમાં આવેલ જણાતા આ પ્રકારના તારાઓની તેજસ્વિતાના આવર્તકાળને આધારે તેમની વચ્ચેનાં અંતરનાં માપ તારવ્યાં અને આ પ્રકારના અભ્યાસથી તારવ્યું કે આકાશગંગાનો વાસ્તવિક વ્યાપ (disc diameter) કાપ્ટેન દ્વારા તારવાયેલ 30,000 પ્રકાશવર્ષ જેટલો નહિ, પરંતુ તેનાથી લગભગ દસગણો, એટલે કે ત્રણ લાખ પ્રકાશવર્ષ જેવો અગાધ હોવો જોઈએ. વળી સૂર્ય આકાશગંગાના કેન્દ્ર નજીક નહિ, પરંતુ કેન્દ્રથી આશરે 30,000 પ્રકાશવર્ષના અંતરે આવેલ જણાયો. આમ જે રીતે કૉપરનિકસે પૃથ્વીને વિશ્વના કેન્દ્રસ્થાનેથી પદચ્યુત કરી તેમ શેપ્લીએ હવે સૂર્યને આકાશગંગાના કેન્દ્રસ્થાનેથી દૂર કર્યો ! શેપ્લી દ્વારા અપનાવાયેલ પદ્ધતિ તર્કની ષ્ટિએ તો વધુ વૈજ્ઞાનિક હતી, પરંતુ કેટલાંક કારણોસર (જેમાં તેજસ્વિતા-આવર્તકાળ વચ્ચેના સંબંધનું અંકન calibration પ્રમુખ કારણ હતું.) વાસ્તવિક વ્યાપ કરતાં તેણે નિર્ધારિત કરેલ વ્યાપ ઘણો વધુ પુરવાર થયો. (આકાશગંગાનો વાસ્તવિક વ્યાપ લગભગ એક લાખ પ્રકાશવર્ષ જણાય છે અને સૂર્ય તેના કેન્દ્રથી 30,000 પ્રકાશવર્ષ જેવા અંતરે આવેલ છે.)
શેપ્લી અને કાપ્ટેન દ્વારા તારવાયેલ આકાશગંગાના વ્યાપ વચ્ચેના મોટા તફાવતને કારણે 1920ના અરસામાં ખગોળવિજ્ઞાનના ક્ષેત્રે એક મોટો વિવાદ સર્જાયો. નિહારિકા (Nebula) જેવા જણાતા ધૂંધળા પદાર્થોમાંના ઘણા મોટા દૂરબીનથી જોતાં તારાસમૂહો જણાય છે, એ વાત તો આ સમયે નિશ્ચિત થઈ હતી; પરંતુ આ પ્રકારના તારાસમૂહો આકાશગંગાની અંદર આવેલ પદાર્થો છે કે તેની બહાર આવેલ આકાશગંગાના પ્રકારના અન્ય ખગોળીય પદાર્થો છે તે ચર્ચાસ્પદ બન્યું. જે વૈજ્ઞાનિકો [લિક વેધશાળાના નિયામક કર્ટિસ (Curtiss) આમાં મુખ્ય હતા.] કાપ્ટેન દ્વારા તારવાયેલ આકાશગંગાના સીમિત વ્યાપનું સમર્થન કરતા હતા. તેમની માન્યતા અનુસાર આ પદાર્થો આકાશગંગાની બહાર આવેલ તેના જેવા જ પદાર્થો (galaxies) હતા; જ્યારે શેપ્લી દ્વારા નક્કી થયેલ વ્યાપનું સમર્થન કરતા વૈજ્ઞાનિકો તેના આવા અગાધ વ્યાપને કારણે આવા પદાર્થોને આકાશગંગાની અંદર આવેલ તારાસમૂહો માનતા હતા. આ અરસાની ઐતિહાસિક ઘટના તે આ પ્રશ્નના નિકાલ માટે યુ.એસ.ની નૅશનલ સાયન્સ એકૅડેમી દ્વારા વૉશિંગ્ટન ખાતે 26 એપ્રિલ, 1920ના રોજ યોજાયેલ એક ચર્ચાસભા હતી; જે ખગોળવિજ્ઞાનના ક્ષેત્રે ‘The Great Debate’ તરીકે પ્રસિદ્ધ થઈ. ચર્ચા તો મહદ્અંશે અનિર્ણાયક રહી, પરંતુ સમગ્ર પ્રશ્નનો ઉકેલ ટૂંક સમયમાં જ એડ્વિન હબ્બલ અને તેના સહયોગીઓ દ્વારા લેવાયેલ અવલોકનો પરથી આવ્યો. તેમણે આ ચર્ચાસ્પદ તારાસમૂહોની (જેમાંનો એક ‘દેવયાની’ તારામંડળનો પદાર્થ પણ હતો) અંદર આવેલ તેજવિકારી તારાઓના આવર્તકાળને આધારે તેમનાં અંતર નક્કી કર્યાં, જે લાખો પ્રકાશવર્ષ જેવાં અગાધ જણાયાં. આમ આ પદાર્થો શેપ્લીની માન્યતાથી વિરુદ્ધ, આકાશગંગાની બહાર આવેલ આકાશગંગાના પ્રકારના જ તારાસમૂહો જણાયા; જે હવે ‘તારાવિશ્ર્વો’(galaxies)ના નામે ઓળખાય છે. આકાશગંગાના વ્યાપ અને તેમાં સૂર્યના સ્થાન અંગેની શેપ્લીની તારવણી વધુ વાસ્તવિક પુરવાર થઈ. અંકનની ક્ષતિ(calibration error)ને કારણે આ અંતરો વાસ્તવિક અંતર કરતાં લગભગ બે ગણાં તારવાયાં હતાં. આનો ઉકેલ તો છેક 1942માં મળ્યો, જ્યારે બેડે (Baade) નામના વૈજ્ઞાનિકે શોધ્યું કે ગોલીય તારકજૂથોની અંદર આવેલા, વૃષપર્વા (cepheid) પ્રકારના તેજવિકારી તારાઓ આ પ્રકારના વાસ્તવિક તેજવિકારી તારાઓ કરતાં જુદા પ્રકારના છે (જે હવે population II પ્રકારના કે RR Lyra પ્રકારના તારાઓ તરીકે ઓળખાય છે) અને આ તારાઓ માટેનું અંકન વાસ્તવિક વૃષપર્વા વર્ગના તારાઓ (classical cepheids) કરતાં જુદું તરી આવે છે. 1918 પછી શેપ્લી, હાર્વર્ડ યુનિવર્સિટીની વેધશાળાના નિયામક બન્યા.
શેપ્લીકર્ટિસ વચ્ચેનો વિવાદ એ ખગોળવિજ્ઞાનના ક્ષેત્રે ઘણી જ અગત્યની ઘટના હતી. આ વિવાદ તેમજ ત્યારબાદ ટૂંક સમયમાં હબ્બલ દ્વારા લેવાયેલ અવલોકનોએ બ્રહ્માંડના વાસ્તવિક સ્વરૂપનો પરિચય કરાવ્યો છે.
જ્યોતીન્દ્ર ન. દેસાઈ