“What you are seeing has been seen by no mortal except myself. You are the second.”
– Galileo in Bertolt Brecht’s play “The Life of Galileo.”

ഓരോ പുതിയ ടെലസ്കോപ്പും പുതിയ കാഴ്ചകളുടെ ഒരു വിസ്ഫോടനം മാത്രമല്ല. പ്രപഞ്ചത്തെപ്പറ്റിയും അതിൽ നമ്മുടെ സ്ഥാനത്തെപ്പറ്റിയുമുള്ള ഗാഢമായ ചോദ്യങ്ങൾക്ക് ഉത്തരം അന്വേഷിക്കാനുള്ള മനുഷ്യരാശിയുടെ പരിശ്രമത്തിന്റെ ഒരു പുതിയ അധ്യായം കൂടിയാണ്. ഈയിടെ വിക്ഷേപിക്കപ്പെട്ട ജെയിംസ് വെബ്ബ് ടെലസ്കോപ്പിന് ആധുനിക ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിന്റെ ചരിത്രത്തിലുള്ള സ്ഥാനം എന്താണ് എന്നാണ് ഈ കുറിപ്പിൽ അന്വേഷിക്കുന്നത്.

പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഒരു ലഘു ചരിത്രം:

ഏകദേശം 14 ബില്ല്യൺ വർഷങ്ങൾക്കുമുൻപാണ് പ്രപഞ്ചം ഉണ്ടായതെന്ന് ജ്യോതിശാസ്ത്ര നിരീക്ഷണങ്ങൾ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. തീർത്തും ചെറുതായ ഒരു ബിന്ദുവിൽനിന്ന് വികസിച്ചാണ് പ്രപഞ്ചം അതിന്റെ ഇന്നത്തെ വലിപ്പത്തിലെത്തിയത്. വളരെ ഉയർന്ന താപനിലയും സാന്ദ്രതയുമുള്ള അവസ്ഥകളിലാണ് ആദിമ പ്രപഞ്ചം നിലനിന്നത്. ഈ ഉയർന്ന ചൂടിൽ ആറ്റങ്ങൾക്ക് നിലനിൽക്കാൻ സാധിക്കില്ല. സബ് ആറ്റൊമിക കണങ്ങളുടെ വിചിത്ര മിശ്രണങ്ങളായാണ് ആദ്യത്തെ നാലുലക്ഷം വർഷത്തോളം ദ്രവ്യം നിലനിന്നിരുന്നത്. ഇതിലൂടെ പ്രകാശത്തിനുപോലും കടന്നു പോകാൻ കഴിയില്ല. പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ ക്രമേണയുള്ള വികാസം അതിന്റെ സാന്ദ്രതയും താപനിലയും കുറച്ചു. പ്രോട്ടോണുകളും ന്യൂട്രോണുകളും ഇലക്ട്രോണുകളുമായി കൂടിച്ചേർന്ന് ആറ്റങ്ങൾ രൂപപ്പെട്ടു. അതോടുകൂടി പ്രകാശത്തിന് പ്രപഞ്ചത്തിലൂടെ സഞ്ചരിക്കാമെന്നായി. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഈ പരിണാമദശയിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശമാണ് കോസ്മിക് മൈക്രോവേവ് വികിരണം (cosmic microwave radiation). പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ബാല്യത്തെപ്പറ്റി പഠിക്കാനുള്ള നിലവിലുള്ള ഏറ്റവും ശക്തമായ നിരീക്ഷണ മാധ്യമമാണ് ഇത്. പ്രകാശം ഉപയോഗിച്ച് നമുക്ക് നിരീക്ഷിക്കാവുന്ന പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഏറ്റവും ആദ്യ ദശയാണ് ഈ കാലഘട്ടം (Epoch of Recombination).

ആദ്യമായി നിർമ്മിക്കപ്പെട്ട ആറ്റങ്ങളിൽ മുക്കാൽ ഭാഗവും ഹൈഡ്രജൻ ആയിരുന്നു; ശേഷിച്ച കാൽ ഭാഗം ഹീലിയം. മറ്റുള്ള ആറ്റങ്ങളെല്ലാം മരുന്നിനുമാത്രം. കാരണം ലളിതമാണ്. ഹൈഡ്രജൻ ആണ് ഏറ്റവും ആറ്റോമിക ഭാരം കുറഞ്ഞ മൂലകം. ഒരു ഹൈഡ്രജൻ ആറ്റം ഉണ്ടാകാൻ ഒരു പ്രോട്ടോണും ഇലക്ട്രോണും കൂടിച്ചേർന്നാൽ മതി. ഹീലിയത്തിന് രണ്ട് പ്രോട്ടോണുകളും രണ്ട് ന്യൂട്രോണുകളും രണ്ട് ഇലക്ട്രോണുകളും വേണം. കൂടുതൽ ഭാരമുള്ള മൂലകങ്ങളുണ്ടാവാൻ കൂടുതൽ സബ് ആറ്റോമിക കണങ്ങൾ കൂടിച്ചേരണം. ആദിമ പ്രപഞ്ചത്തിൽ അതിനുള്ള അവസരങ്ങൾ തീരെ കുറവായിരുന്നു. ചാർജ് രഹിതമായ ആറ്റങ്ങൾ രൂപപ്പെട്ടതോടെ പ്രപഞ്ചത്തിൽ പ്രകാശ സ്രോതസ്സുകളില്ലാതെയായി. അടുത്ത 500 മില്ല്യൺ വർഷങ്ങൾ — ആദ്യ നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപപ്പെടുന്നതുവരെ — പ്രപഞ്ചം ഒരു ഇരുണ്ട കാലത്തിലായിരുന്നു (Dark Ages).

തുടർന്നുള്ള 14 ബില്യൺ വർഷങ്ങളോളം പ്രപഞ്ചം അതിന്റെ വികാസം തുടരുമ്പോഴും ഗ്രാവിറ്റി തന്നാലാവുംവിധം അതിനെതിരെ പണിയെടുത്തു കൊണ്ടിരുന്നു. ഡാർക്ക് മാറ്റർ (dark matter) എന്ന വിചിത്ര ദ്രവ്യത്തിന്റെ പങ്ക് ഇതിൽ പ്രധാനമാണ്. ആറ്റങ്ങൾ കൊണ്ട് നിർമ്മിക്കപ്പെട്ട നമുക്ക് പരിചിതമായ ദ്രവ്യത്തിന്റെ അഞ്ചു മടങ്ങിൽ ക്രൂടുതൽ ഡാർക്ക് മാറ്റർ കണങ്ങൾ പ്രപഞ്ചത്തിൽ നില നിൽക്കുന്നുണ്ട്. നേരിട്ടുള്ള നിരീക്ഷണങ്ങൾക്ക് ഇവ വഴങ്ങുന്നില്ലെങ്കിലും മറ്റു വസ്തുക്കളിൽ ഇവ ചെലുത്തുന്ന ഗുരുത്വാകർഷണം നമുക്ക് നിരീക്ഷിക്കാനാവും. ഈ ഗുരുത്വബലം ഡാർക്ക് മാറ്റർ കണങ്ങളെ പരസ്പരം അടുപ്പിച്ചു. ക്രമേണ അതിഭീമമായ ഡാർക്ക് മാറ്റർ വലയങ്ങൾ (dark matter halos) ആയി ഇവ - സൂര്യനേക്കാൾ ദശലക്ഷക്കണക്കിന് മടങ്ങ് ഭാരമുള്ളവ. ഇവയുടെ ശക്തമായ ഗുരുത്വാകർഷണവലയത്തിലേക്ക് ചുറ്റുമുള്ള ആറ്റങ്ങൾ ആകർഷിക്കപ്പെട്ടു. നൂറുകണക്കിന് സൂര്യൻമാരുടെ ഭാരമുള്ള വലിയ ഹൈഡ്രജൻ ഗോളങ്ങളായി മാറി അവ. ഇവയാണ് ആദ്യ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പൂർവികർ.

ഈ ഹൈഡ്രജൻ ഗോളങ്ങളുടെ കേന്ദ്രത്തിൽ നിലനിന്നിരുന്ന അതീവ സാന്ദ്രത അവയെ ചൂടുപിടിപ്പിച്ചു. ഹൈഡ്രജൻ ആറ്റങ്ങൾ വീണ്ടും പ്രോട്ടോണുകളും ഇലക്ട്രോണുകളുമായി വിഭജിക്കപ്പെട്ടു. പല പ്രോട്ടോണുകളും ന്യൂട്രോണുകളും ഒരുമിച്ചു ചേർന്ന് ഹീലിയം പോലെയുള്ള കൂടുതൽ ഭാരമുള്ള ആറ്റോമിക ന്യൂക്ലിയസ്സുകളുണ്ടായി. ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഈ പ്രവർത്തനം ഭീമമായ ഊർജം പുറത്തുവിടും. (ഹൈഡ്രജൻ ബോംബിന്റെ വിനാശ ശേഷിക്കു കാരണം ഇതാണ്). അങ്ങനെയാണ് ആദ്യ നക്ഷത്രങ്ങൾ പ്രകാശിക്കാൻ തുടങ്ങിയത്.

ഭീമമായ വാതക ഗോളങ്ങളുടെ നടുവിൽ മാത്രമേ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷന് ആവശ്യമായ താപനിലകൾ നിലനിൽക്കുന്നുള്ളൂ. അതിലും ചെറിയ ഗോളങ്ങൾ ഗ്രഹങ്ങളും ഉപഗ്രഹങ്ങളും മറ്റ് ചെറു വസ്തുക്കളുമായി. അവ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ആകർഷണ ബലത്തിനുസരിച്ച് നക്ഷത്രങ്ങളെ ചുറ്റി സഞ്ചരിക്കാൻ തുടങ്ങി. അങ്ങനെയാണ് ആദ്യ സൗരയൂഥങ്ങളുണ്ടായത്. ഒരു ഡാർക്ക് മാറ്റർ വലയത്തിന്റെ ഭാഗമായി രൂപംകൊണ്ട നക്ഷത്രങ്ങളെല്ലാം പരസ്പര ആകർഷണം മൂലം ഒരു കേന്ദ്ര ബിന്ദുവിനെ ചുറ്റിക്കറങ്ങാൻ തുടങ്ങി. അങ്ങനെയാണ് ആദ്യ ഗാലക്സികൾ രൂപം കൊള്ളുന്നത്.

പ്രപഞ്ചം വികസിക്കുമ്പോൾ തന്നെ ഗാലക്സികൾ പരസ്പരം ആകർഷിക്കപ്പെടുകയും മറ്റു ഗാലക്സികളുമായി കൂടിച്ചേരുകയും ചെയ്യും. ഇങ്ങനെ കൂടുതൽ ഭാരമുള്ള പുതിയ ഗാലക്സികളും ഗാലക്സി സമൂഹങ്ങളും (galaxy clusters) ഉണ്ടായി. ആദ്യ ഗാലക്സികൾക്ക് സൂര്യനേക്കാൾ ദശലക്ഷമോ കോടിയോ മടങ്ങ് ഭാരമേ ഉണ്ടായിരുന്നുള്ളൂ. എന്നാൽ ഇവയുടെ സങ്കലന ഫലമായി പിന്നീട് ഉണ്ടായ പുതിയ ഗാലക്സികൾക്ക് (നമ്മുടെ ആകാശഗംഗ അടക്കം) സൂര്യനേക്കാൾ ലക്ഷം കോടി മുതൽ കോടിക്കോടി മടങ്ങ് ഭാരമുണ്ട്.

ആദ്യ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള ശക്തമായ അൾട്രാവയലറ്റ് കിരണങ്ങൾ അതിനു പുറത്തുള്ള ആറ്റങ്ങളിലെ ഇലക്ട്രോണുകളെ തട്ടിത്തെറിപ്പിച്ചു (Ionisation). പദാർത്ഥത്തിന്റെ ഈ അവസ്ഥക്ക് പ്ലാസ്മ എന്നാണു പേര്. വളരെ കുറച്ചു കാലം കൊണ്ട് ഗാലക്സിയിലെ വാതകങ്ങളെ ഏറെക്കുറെ പൂർണമായി അയണീകരിക്കാൻ ഈ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് കഴിഞ്ഞു. ഈ കാലഘട്ടത്തിനെ Epoch of Reionization എന്നു വിളിക്കുന്നു.

നക്ഷത്രങ്ങളാണ് യഥാർത്ഥ ആൽക്കെമിസ്റ്റുകൾ. നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ടാവുന്നതിന് മുൻപ് പ്രപഞ്ചത്തിൽ നിലനിന്നിരുന്ന ആറ്റങ്ങൾ ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും മാത്രമായിരുന്നു (മറ്റു മൂലകങ്ങൾ പേരിനു മാത്രം). നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അന്തരാളങ്ങളിൽ പ്രോട്ടോണുകളും ന്യൂട്രോണുകളും കൂടിചേർന്ന് ഹീലിയം ന്യൂക്ലിയസ്സുകളുണ്ടായി. അവ കൂടിച്ചേർന്ന് കാർബണും ഓക്സിജനും നൈട്രജനുമടക്കം നമുക്ക് പരിചിതമായ ഭൂരിഭാഗം മൂലകങ്ങളുമുണ്ടായി. ആദ്യ നക്ഷത്രങ്ങൾ സൂര്യന് നൂറോ ആയിരമോ മടങ്ങ് ഭാരമുള്ള ഭീമൻ മാരായിരുന്നു എന്നാണ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ കരുതുന്നത് (ഇവയെ ഇതുവരെ നാം കണ്ടിട്ടില്ല). അവയിൽ ന്യൂക്ലിയർ റിയാക്ഷനുകൾ നടക്കുന്നതും അതിവേഗത്തിലാണ്. കുറച്ച് മില്യൺ വർഷങ്ങൾ കൊണ്ട് അവ ജ്വലിച്ചു തീരും. സൂപ്പർനോവ എന്നറിയപ്പെടുന്ന പൊട്ടിത്തെറികളിലാണ് ഇവയുടെ അവസാനം. ഒരു ഗാലക്സിയിലെ കോടാനുകോടി നക്ഷത്രങ്ങളുടെ മൊത്തം പ്രകാശത്തേക്കാൾ ഉജ്വലമാണ് ഈ പൊട്ടിത്തെറികൾ.

നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിർമ്മിക്കപ്പെടുന്ന പുതിയ മൂലകങ്ങൾ ഈ പൊട്ടിത്തെറിയുടെ ഭാഗമായി ഗാലക്സികളിൽ നിക്ഷേപിക്കപ്പെട്ടു. അതേസമയം ഈ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അകക്കാമ്പുകൾ വലിയ തമോഗർത്തങ്ങളാവും (black holes) എന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞർ കരുതുന്നു. ഇവയാണ് ഇന്നു നമ്മൾ കാണുന്ന (സൂര്യനേക്കാൾ കോടിക്കണക്കിന് ഭാരമുള്ള) ഭീമൻ തമോഗർത്തങ്ങളുടെ (supermassive black holes) പൂർവികർ. ഇന്നു നമ്മൾ കാണുന്ന എല്ലാ ഗാലക്സികളുടേയും (നമ്മുടേതടക്കം) നടുവിൽ ഈ ഭീമന്മാരുണ്ട്.

ഈ വിസ്ഫോടനങ്ങൾ അവസാനിക്കുമ്പോൾ ഗ്രാവിറ്റി അതിന്റെ കളി തുടരും. ഭാരമുള്ള വസ്തുക്കൾ പരസ്പരം ആകർഷിച്ച് കൂടുതൽ ഭാരമുള്ള ഗോളങ്ങളാവും. ഏറ്റവും ഭാരമുള്ള വാതകഗോളങ്ങളുടെ കേന്ദ്രങ്ങളിൽ ന്യൂക്ലിയർ റിയാക്ഷനുകൾ പുനരാരംഭിക്കും. അവ പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളാവും. ഈ രണ്ടാം തലമുറ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ഒന്നാം തലമുറക്കാരേക്കാൾ ഭാരം കുറവാണ്. അവ ജ്വലിക്കുന്നതും പതുക്കെയാണ്. അതുകൊണ്ടു തന്നെ അവയ്ക്ക് ആയുർദൈർഘ്യവും കൂടും. പല ബില്ല്യൺ വർഷങ്ങൾക്കു ശേഷം അവയും ഒരു പൊട്ടിത്തെറിയോടെ ജീവിതം അവസാനിപ്പിക്കും. ഇത്തരത്തിലുള്ള ഒരു ന്യൂ ജെനെറേഷൻ നക്ഷത്രമാണ് നമ്മുടെ സൂര്യൻ. ഇത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ചുറ്റുമാണ് ഭൂമി പോലെയുള്ള ഗ്രഹങ്ങൾ (rocky planets) ഉണ്ടാകുന്നത്. കാരണം ഭൂമിയിൽ സുലഭമായ ഓക്സിജൻ, കാർബൺ, സിലിക്കൺ തുടങ്ങിയ മൂലകങ്ങളൊക്കെ (നമ്മുടെ ജീവന് ആവശ്യമായ എല്ലാ മൂലകങ്ങളും) ഉണ്ടായത് മുൻതലമുറകളിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അന്തരാളങ്ങളിലാണ്. കാൾ സേഗൻ പറയുന്നുണ്ട്, "Cosmos is also within us. We're made of star stuff."

പ്രപഞ്ചത്തെ അറിയുന്നതെങ്ങനെ:

പതിനേഴാം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ ആദ്യ ശതകങ്ങളിൽ ഗലീലിയോ ഗലീലി നടത്തിയ ചില നിരീക്ഷണങ്ങൾ മനുഷ്യ ചരിത്രത്തെ മാറ്റിമറിച്ചു. കേവലം രണ്ടിഞ്ചു മാത്രം വ്യാസമുള്ള ഒരു ടെലസ്കോപ്പ് ആണ് ഈ നിരീക്ഷണങ്ങൾ സാധ്യമാക്കിയത്. ചന്ദ്രോപരിതലത്തിലെ ഗർത്തങ്ങളും പർവതങ്ങളും നിരീക്ഷിച്ചു കൊണ്ട് ചന്ദ്രൻ സ്വയം പ്രകാശിക്കുന്നില്ലെന്നും മറിച്ച് സൂര്യപ്രകാശത്തെ പ്രതിഫലിപ്പിക്കുക മാത്രമാണ് ചെയ്യുന്നതെന്നും ഗലീലിയോ വാദിച്ചു. വ്യാഴത്തെ ചുറ്റിസഞ്ചരിക്കുന്ന നാല് ഉപഗ്രഹങ്ങളുടെ നിരീക്ഷണം ഭൗമകേന്ദ്രീകൃതമായ പ്രപഞ്ചമാതൃകയ്ക്ക് ശക്തമായ ഒരു വെല്ലുവിളിയായി. ശുക്രനെ (Venus) സൂക്ഷ്മമായി നിരീക്ഷിക്കുക വഴി അതിനും ചന്ദ്രനേപ്പോലെ വൃദ്ധിക്ഷയങ്ങൾ (phases) ഉണ്ട് എന്ന് ഗലീലിയോ കണ്ടെത്തി. ശുക്രനും ഭൂമിയും സൂര്യനെ ചുറ്റിസഞ്ചരിക്കുകയാണെങ്കിൽ മാത്രമേ ഈ ശുക്രദശകളെ വിശദീകരിക്കാൻ സാധിക്കൂ. നിക്കോളാസ് കോപ്പർനിക്കസ് മുന്നോട്ടുവച്ച സൗര കേന്ദ്രീകൃതമായ സൗരയൂഥ മാതൃകയ്ക്ക് ശക്തമായ ഒരു തെളിവായി ഈ നിരീക്ഷണങ്ങൾ. ആധുനിക ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിന് അടിത്തറ പണിയുക മാത്രമല്ല ഇത് ചെയ്തത്; ശാസ്ത്ര വിപ്ലവം (Scientific Revolution) എന്നറിയപ്പെടുന്ന ബൗദ്ധിക മുന്നേറ്റത്തിന് തുടക്കം കുറിക്കുക കൂടി ചെയ്തു ഇത്. ആധുനിക ശാസ്ത്രത്തിന്റേയും സാങ്കേതിക വിദ്യയുടേയും ഉദ്ഭവം ഈ ബൗദ്ധിക മുന്നേറ്റത്തിലാണ്.

ആധുനിക ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ ഉപയോഗിക്കുന്ന ടെലസ്കോപുകൾക്ക് മീറ്ററുകളോളം വ്യാസമുണ്ട്. വലിയ ടെലസ്കോപ്പുകൾക്ക് ദുർബലമായ പ്രകാശത്തേപ്പോലും രേഖപ്പെടുത്താനാവും - ചെറിയ ചാറ്റൽ മഴയിലും പരന്ന ഒരു പാത്രം വച്ചാൽ കൂടുതൽ വെള്ളം ശേഖരിക്കാൻ പറ്റുന്നതു പോലെ. വിദൂര നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നും ഗാലക്സികളിൽ നിന്നുമൊക്കെ വളരെ കുറച്ച് പ്രകാശ കണങ്ങൾ മാത്രമാണ് ഭൂമിയിൽ എത്തുന്നത്. അവയെ ശേഖരിക്കാൻ വലിയ ടെലസ്കോപ്പുകൾ തന്നെ വേണം. ഉദാഹരണത്തിന്, ഗലീലിയോ കണ്ടെത്തിയ വ്യാഴത്തിന്റെ ഉപഗ്രഹങ്ങൾ ഭൂമിയിൽ നിന്ന് ഏറെക്കുറെ 70 കോടി കിലോമീറ്റർ ദൂരെയാണ്. പക്ഷേ, ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരെ സംബന്ധിച്ചിടത്തോളം ഇത് വളരെ അടുത്താണ്! നാസയുടെ കെപ്ലർ ടെലസ്കോപ്പ് ഇതിനേക്കാൾ ആയിരം കോടിയിലധികം മടങ്ങ് ദൂരത്തുള്ള (1600 കോടിക്കോടി കിലോമീറ്റർ) ഗ്രഹങ്ങളെ വരെ കണ്ടെത്താൻ സഹായിച്ചിട്ടുണ്ട്.

കൂടുതൽ വലിയ ടെലസ്കോപ്പുകൾ കൂടുതൽ ദൂരത്തിലുള്ള വസ്തുക്കളെ കാണാൻ മാത്രമല്ല, പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഭൂതകാലത്തിലേക്ക് തിരിഞ്ഞു നോക്കാൻ കൂടി സഹായിക്കുന്നുണ്ട്. പ്രകാശം സഞ്ചരിക്കുന്നത് ഒരു നിശ്ചിത വേഗതയിലാണ് (ഒരു സെക്കന്റിൽ മൂന്ന് ലക്ഷം കിലോമീറ്റർ). വ്യാഴത്തിൽ നിന്നും പുറപ്പെടുന്ന പ്രകാശത്തിന് ഭൂമിയിലെത്താൻ ഏതാണ്ട് 40 മിനിറ്റെടുക്കും. 40 മിനിട്ടിനു മുൻപ് വ്യാഴത്തിന്റെ ഉപഗ്രഹങ്ങൾ നിന്നിരുന്ന സ്ഥാനത്താണ് ഈ നിമിഷം ടെലസ്കോപ്പിലൂടെ നോക്കുമ്പോൾ നാം അവയെ കാണുന്നത്. 17000 പ്രകാശവർഷങ്ങൾ അകലെയുള്ള K2-2016-BLG-0005Lb എന്ന ഗ്രഹത്തിലേക്ക് നോക്കുന്ന കെപ്ലർ ടെലസ്കോപ്പ് കാണുന്നത് 17000 വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പുള്ള ആ ഗ്രഹത്തിന്റെ ചിത്രമാണ്. കൂടുതൽ ദൂരത്തേക്കു നോക്കും തോറും പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഭൂതകാലത്തിലേക്കാണ് നാം ചുഴിഞ്ഞു നോക്കുന്നത്. ഭൂമി കുഴിച്ചു കൊണ്ടിരിക്കുന്ന ഒരു ആർക്കിയോളജിസ്റ്റ് കൂടുതൽ ആഴത്തിലേക്കു പോകുംതോറും കൂടുതൽ ഭൂതകാലത്തിലെ വസ്തുക്കൾ കണ്ടെത്തുന്നതു പോലെ.

പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ പ്രായത്തേയും ഉദ്‌ഭവത്തേയും പറ്റിയുള്ള വിലമതിക്കാനാവാത്ത പല അറിവുകളും കോസ്മിക് മൈക്രോവേവ് തരംഗങ്ങളുടെ നിരീക്ഷണത്തിലൂടെ നമുക്ക് ലഭിച്ചിട്ടുണ്ട്. എന്നാൽ അതിനു ശേഷമുള്ള ഇരുണ്ട കാലത്തിനു (Dark Ages) ശേഷം എപ്പോഴാണ് ആദ്യ നക്ഷത്രങ്ങളും ആദ്യ ഗാലക്സികളും രൂപം കൊണ്ടതെന്ന് കൃത്യമായി നമുക്കറിയില്ല. ആ നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും ഗാലക്സികളുടെയും കൃത്യമായ സ്വഭാവങ്ങൾ എന്തൊക്കെയായിരുന്നു എന്നും നമുക്കറിയില്ല. കാരണം ഈ നക്ഷത്രങ്ങൾ പുറപ്പെടുവിച്ച അൾട്രാവയലറ്റ് കിരണങ്ങളെ നിരീക്ഷിക്കാനുള്ള ശക്തമായ ടെലസ്കോപ്പുകൾ നമുക്ക് ഉണ്ടായിരുന്നില്ല.

വരുന്നു ജെയിംസ് വെബ്ബ് :

ആറുമീറ്ററോളം വ്യാസമുള്ള ഒരു സ്പേസ് ടെലസ്കോപ്പ് ആണ് ജെയിംസ് വെബ്ബ് ടെലസ്കോപ്പ്. ഇതിനേക്കാൾ വലിയവ ഭൂമിയിലുണ്ട്. പക്ഷേ അവയേക്കാൾ പതിന്മടങ്ങ് കൃത്യമായ നിരീക്ഷണങ്ങൾ നടത്താൻ ജെയിംസ് വെബ്ബിന് സാധിക്കും. കാരണം ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷം പ്രകാശത്തിന്റെ സ്വതന്ത്ര സഞ്ചാരത്തിന് തടസമാണ്. ഇത് ഭൂമിയിലെ ടെലസ്കോപ്പുകളുടെ കാഴ്ചയെ പരിമിതപ്പെടുത്തുന്നു. ശൂന്യാകാശത്തായതിനാൽ സ്പേസ് ടെലസ്കോപ്പുകൾക്ക് ഈ പ്രശ്നം നേരിടേണ്ടിവരുന്നില്ല.

ദൃശ്യപ്രകാശത്തേക്കാൾ തരംഗദൈർഘ്യം കൂടിയ ഇൻഫ്രാറെഡ് തരംഗങ്ങളിലൂടെയാണ് ജെയിംസ് വെബ്ബ് പ്രപഞ്ചത്തെ നിരീക്ഷിക്കുക. പ്രപഞ്ചത്തിലെ ആദ്യ നക്ഷത്രങ്ങളെയും ഗാലക്സികളേയും നിരീക്ഷിക്കാനുള്ള മികച്ച ഒരു മാർഗമാണിത്. ഈ നക്ഷത്രങ്ങൾ പുറപ്പെടുവിച്ച അൾട്രാവയലറ്റ് കിരണങ്ങൾ പ്രപഞ്ചവികാസം മൂലം കൂടുതൽ തരംഗദൈർഘ്യമുള്ള ഇൻഫ്രാറെഡ് തരംഗങ്ങളായാണ് ഇന്ന് കാണപ്പെടുക. (Cosmological redshift എന്നാണ് ഈ പ്രതിഭാസത്തിനു പേര്). ഈ നിരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ പുനരയണീകരണത്തിന് (Reionization) കാരണമായ പ്രതിഭാസങ്ങളെന്തൊക്കെയായിരുന്നു എന്ന ചോദ്യത്തിന് ഉത്തരം നൽകാൻ ജെയിംസ് വെബ്ബിനു കഴിയും.

പ്രപഞ്ചത്തിലെ ആദ്യ ഗാലക്സികൾ ആകാശഗംഗപോലെയുള്ള ‘ആധുനിക’ ഗാലക്സികളിൽ നിന്നും തുലോം വ്യത്യസ്തമാണ്. ആദ്യ ഗാലക്സികൾ പരസ്പരം കൂടിച്ചേർന്ന് ഇന്നു കാണുന്ന ഭീമൻ ഗാലക്സികൾ ഉണ്ടാവുന്നതിന്റെ വിശദാംശങ്ങൾ ഇപ്പോഴും അജ്ഞാതമാണ്. എങ്ങനെയാണ് ഗാലക്സികൾ ഉണ്ടാവുന്നത്, അവയുടെ വ്യത്യസ്തമായ ആകൃതികൾക്ക് കാരണമെന്താണ്, ഗാലക്സികൾ പരസ്പരം ലയിക്കുമ്പോൾ എന്തു സംഭവിക്കുന്നു, ഭീമൻ തമോഗർത്തങ്ങൾക്ക് ഗാലക്സികളുടെ പരിണാമത്തിൽ ഉള്ള പങ്ക് എന്താണ് തുടങ്ങിയ ചോദ്യങ്ങൾക്കാണ് ജെയിംസ് വെബ്ബിലൂടെ ഉത്തരം നൽകാൻ ശാസ്ത്രജ്ഞർ ശ്രമിക്കുന്നത്.

ഇൻഫ്രാറെഡ് തരംഗങ്ങൾക്ക് മറ്റുചില മേന്മകൾ കൂടിയുണ്ട്. ദൃശ്യപ്രകാശം പൊടിപടലങ്ങളിൽ തട്ടി ചിന്നിത്തെറിക്കുമെന്ന് നമുക്കറിയാം. അതുകൊണ്ടാണ് പൊടിപടലങ്ങളും മൂടൽ മഞ്ഞുമൊക്കെ നമ്മുടെ കാഴ്ച മറക്കുന്നത്. ഗാലക്സികളിൽ നക്ഷത്രങ്ങളും ഗ്രഹങ്ങളുമൊക്കെ ഉണ്ടായിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്ന സ്ഥലങ്ങൾ (star forming regions) ദൃശ്യപ്രകാശം കൊണ്ട് നിരീക്ഷിക്കുക അത്ര എളുപ്പമല്ല. എന്നാൽ ഇൻഫ്രാറെഡ് തരംഗങ്ങൾക്ക് പൊടിപടലങ്ങളിലൂടെ കടന്നുപോകാൻ കഴിയും. നക്ഷത്രങ്ങളും ഗ്രഹങ്ങളും രൂപപ്പെടുന്ന പ്രക്രിയകളുടെ നമുക്ക് ഇന്നറിയാത്ത വിശദാംശങ്ങൾ പഠിക്കാൻ ജെയിംസ് വെബ്ബ് ശാസ്ത്രജ്ഞരെ സഹായിക്കും.

സൗരയൂഥത്തിനു പുറത്തുള്ള ഗ്രഹങ്ങളുടെ അന്തരീക്ഷങ്ങളിലുള്ള തന്മാത്രകളുടെ വിരലടയാളങ്ങൾ സ്പെക്ട്രോസ്കോപ്പി എന്ന സങ്കേതം ഉപയോഗിച്ച് കണ്ടെത്തുക എന്നതാണ് ജെയിംസ് വെബ്ബിൻ്റെ മറ്റൊരു ലക്ഷ്യം. ഭൂമിക്കു സമാനമായ മറ്റുഗ്രഹങ്ങളെ കണ്ടെത്താനും അവയിൽ ജീവൻ്റെ സാധ്യതകൾ അന്വേഷിക്കാനുമുള്ള വലിയ ഒരു ഉദ്യമത്തിന്റെ ഭാഗമാണിത്.

പ്രപഞ്ചപരിണാമത്തിന്റെ പല ഘട്ടങ്ങളെക്കുറിച്ചും നമ്മുടെ ധാരണകളിലുള്ള വലിയ ശൂന്യസ്ഥലങ്ങളെ ഒരു പരിധിവരെ പൂരിപ്പിക്കാൻ ജെയിംസ് വെബ്ബ് ടെലസ്കോപ്പിന് സാധിക്കുമെന്നാണ് ശാസ്ത്രജ്ഞർ പ്രതീക്ഷിക്കുന്നത്. പ്രപഞ്ചത്തിലെ ആദ്യനക്ഷത്രങ്ങളുടേയും ഗാലക്സികളുടെയും ഉത്‌പത്തിയേയും പരിണാമത്തേയും പറ്റിയുള്ള ചോദ്യങ്ങൾ, ഭൂമിയടക്കമുള്ള ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഉൽപ്പത്തിയെപറ്റിയുള്ള ചോദ്യങ്ങൾ, ജീവന് സാധ്യതയുള്ള മറ്റുഗ്രഹങ്ങളെപ്പറ്റിയുള്ള അന്വേഷണം തുടങ്ങിയവയൊക്കെ ജെയിംസ് വെബ്ബിന്റെ അന്വേഷണപരിധിയിൽ പെടും. ഈ ചോദ്യങ്ങളുടെയെല്ലാം ഉത്തരങ്ങൾ ജെയിംസ് വെബ്ബ് നല്‍കുമെന്നല്ല ഇതിന്റെ അർത്ഥം. ബെർട്ടോൾട് ബ്രെഹ്റ്റിന്റെ ഗലീലിയോ പറയുന്നതുപോലെ: “The aim of science is not to open the door to infinite wisdom, but to set a limit to infinite error.”