ഗണിതപരമായ തെളിവുകളില് മാത്രം ഒതുങ്ങിനിന്ന സാമാന്യ ആപേക്ഷിക സിദ്ധാന്തം എഡിങ്ടണും സംഘവുമാണ് 1919ല് സൂര്യഗ്രഹണ സമയത്ത് ആദ്യമായി പരീക്ഷണത്തിലൂടെ തെളിയിച്ചത്.
a
ഗുരുത്വാകര്ഷണം (gravity) എന്നു കേള്ക്കുമ്പോള്തന്നെ നമ്മുടെ മനസ്സില് വരുന്നത് ‘ആപ്പിള് തലയില് വീണ’ ഐസക് ന്യൂട്ടനെയാണ്. ഇതൊരു സാങ്കല്പിക കഥയാണത്രേ. ആപ്പിള് താഴേക്കു വീണതിനു കാരണം ഗുരുത്വാകര്ഷണമാണ് എന്നു ന്യൂട്ടന് കണ്ടെത്തിയെന്നാണ് നാം ഈ കഥയില്നിന്ന് മനസ്സിലാക്കേണ്ടത്. ആപ്പിള് വീഴാന് കാരണമായ അതേ ബലംതന്നെയാണ് ചന്ദ്രനെ ഭൂമിയോടു ചേര്ന്നുള്ള പരിക്രമണപഥത്തില് നിര്ത്തുന്നതെന്ന സാമാന്യവല്ക്ക രണമാണ് ന്യൂട്ടന്റെ പ്രതിഭയെ മഹത്തരമാക്കുന്നത്.
ന്യൂട്ടന്റെ ഗുരുത്വാകര്ഷണ നിയമം
പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഏതു രണ്ടു വസ്തുക്കളും പരസ്പരം ആകര്ഷിക്കുന്നുവെന്ന് സാര്വിക ഗുരുത്വാകര്ഷണ നിയമത്തിലൂടെ (universal law of gravitation) ന്യൂട്ടന് പറഞ്ഞു. ഈ ആകര്ഷണബലം കണ്ടെത്തുന്നതിനുള്ള സമവാക്യവും അതോടൊപ്പം ന്യൂട്ടന് ആവിഷ്കരിച്ചു.
അതായത്, രണ്ടു വസ്തുക്കള്ക്കിടയിലുള്ള ഗുരുത്വാകര്ഷണബലം അവയുടെ ദ്രവ്യമാന(mass)ങ്ങളുടെ ഗുണിതത്തിനു നേര് അനുപാതത്തിലും അവയുടെ ഇടയിലുള്ള ദൂരത്തിന്റെ വര്ഗത്തിനു വിപരീതാനുപാതത്തിലുമായിരിക്കും. എന്നാല്, എന്തുകൊണ്ടാണ് ഗുരുത്വാ കര്ഷണം ഉണ്ടാകുന്നത് എന്നു പറയാന് ന്യൂട്ടനു കഴിഞ്ഞില്ല. ഒപ്പം, സൂര്യനോട് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള ഗ്രഹമായ ബുധന്റെ പാതയ്ക്ക് ന്യൂട്ടന്റെ ഗുരുത്വാകര്ഷണനിയമം കൊണ്ട് വിശദീകരിക്കാന് കഴിയാത്ത ചില വ്യതിയാനങ്ങള് നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടു.
ഐന്സ്റ്റൈന്റെ ആപേക്ഷികതാസിദ്ധാന്തം
പരസ്പരം ആകര്ഷിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന രണ്ടു വസ്തുക്കളില് ആദ്യത്തെ വസ്തു ഇല്ലാതായാല് രണ്ടാമത്തെ വസ്തു എപ്പോഴാണ് അത് അറിയുക? വേറൊരു തരത്തില് ചോദിച്ചാല്, സൂര്യന് ഇല്ലാതായാല് അക്കാര്യം ഭൂമി എപ്പോള് ‘അറിയും’? തല്ക്ഷണം (instantaneously) അറിയുമെന്ന ഉത്തരമായിരുന്നു ന്യൂട്ടന്റേത്. എന്നാല് ഐന്സ്റ്റൈന്റെ വിശേഷ ആപേക്ഷികതാ സിദ്ധാന്തം (Special Theory of Relativity) അനുസരിച്ച് ഒന്നിനും പ്രകാശത്തെക്കാള് വേഗത്തില് സഞ്ചരിക്കാനാവില്ല. അതായത്, സൂര്യനില്ലാതായെന്ന് ഭൂമി ‘അറിയ’ണമെങ്കില് ഏകദേശം 8 മിനിറ്റ് സമയമെടുക്കും. ഇത്തരം ചില ചോദ്യങ്ങള്ക്കും നിരീക്ഷണങ്ങള്ക്കും ഉത്തരം നല്കാന് ന്യൂട്ടന്റെ സിദ്ധാന്തത്തിനു കഴിഞ്ഞില്ല. എങ്കിലും, ചന്ദ്രനില് മനുഷ്യനെ ഇറക്കാനും കൃത്രിമ ഉപഗ്രഹങ്ങള് വിക്ഷേപിക്കാനുമൊക്കെ ന്യൂട്ടന്റെ സിദ്ധാന്തം മതിയായിരുന്നു.
1915 ല് സാമാന്യ ആപേക്ഷികതാ സിദ്ധാന്ത(General Theory of Relativity)ത്തിലൂടെയാണ് ഐന്സ്റ്റൈന് ഗുരുത്വാകര്ഷണം എന്തുകൊണ്ടാണെന്നും അതെങ്ങനെ പ്രവര്ത്തിക്കുന്നുവെന്നും വിശദീകരിച്ചത്. ത്രിമാനസ്ഥല (space)ത്തോടൊപ്പം സമയം (time) കൂടി ചേര്ക്കുമ്പോള് ഒരു ചതുര്മാന (4D) സ്ഥല–കാലം (space – time) ഉണ്ടാകുന്നു. ഈ സ്ഥല–കാലത്തിനുണ്ടാകുന്ന വക്രതയാണ് (curvature) നമുക്ക് ഗുരുത്വാകര്ഷണമായി അനുഭവപ്പെടുന്നതെന്ന് ഐന്സ്റ്റൈന് സിദ്ധാന്തിച്ചു.
ദ്രവ്യമാനമുള്ള വസ്തുക്കള്ക്ക് സ്ഥല – കാലത്തെ വക്രീകരിക്കാന് കഴിയും. ദ്രവ്യമാനത്തിനു മാത്രമല്ല, ഊര്ജത്തിനും ഇതിനുള്ള കഴിവുണ്ട്. (E=mc2 അനുസരിച്ച് ഊര്ജവും ദ്രവ്യമാനവും പരസ്പരം ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു.)
സ്ഥല–കാലത്തിന്റെ വക്രീകരണം
ചതുര്മാനം എന്നത് ചിന്തിക്കാന് നമ്മുടെ തലച്ചോറിനു എളുപ്പമല്ല. എന്നിരുന്നാലും, നമുക്കിതിനെ ലളിതമായ ഒരു ഉദാഹരണത്തിലൂടെ മനസ്സിലാക്കാന് ശ്രമിക്കാം. നന്നായി വലിച്ചുകെട്ടിയ ഒരു തുണിയായി സ്ഥല – കാലത്തെ സങ്കല്പിക്കുക. ഇപ്പോള്, ഇത് വക്രതയില്ലാത്ത സ്ഥല – കാലമാണ്. എന്നാല്, ഇതില് ഒരു ക്രിക്കറ്റ് ബോള് വെച്ചാല് ബോള് വെച്ച ഭാഗത്തേക്ക് തുണി വക്രീകരിക്കുന്നത് കാണാം. വസ്തുവിന്റെ ദ്രവ്യമാനം കൂടുന്നതിനനുസരിച്ച് അത് സ്ഥല – കാലത്തിലുണ്ടാക്കുന്ന വക്രതയും വര്ധിക്കും.
ഇനി ബാള് മാറ്റാതെ ചെറിയ ഒരു ഗോലി ബോളിനു ചുറ്റും ഉരുട്ടിവിട്ട് നോക്കൂ. ഉള്ളിലേക്ക് വക്രീകരിച്ചിരിക്കുന്ന ഈ തുണിയിലൂടെ, വര്ത്തുളപാതയില്, ഗോലി ചലിക്കുന്നത് കാണാം. ഇതിനു സമാനമാണ് സൂര്യനു ചുറ്റുമുള്ള ഗ്രഹചലനവും. സൂര്യന് അതിന്റെ ചുറ്റുമുള്ള സ്ഥലകാലത്തെ വക്രീകരിക്കുന്നു. ഈ വക്രീകരിക്കപ്പെട്ട സ്ഥലകാലത്തിലൂടെയാണ് ഗ്രഹങ്ങള് സഞ്ചരിക്കുന്നത്. അതിനാല് അവ സൂര്യനെ ചുറ്റിക്കറങ്ങിക്കൊണ്ടിരിക്കും. ഗുരുത്വാകര്ഷണത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ഈ ജ്യാമിതീയ വിശദീകരണത്തിന്റെ ഗണിതരൂപമാണ് ഐന്സ്റ്റൈന്റെ ഫീല്ഡ് സമവാക്യങ്ങള്.
ഗുരുത്വാകര്ഷണ ലെന്സിങ്
പ്രകാശം എപ്പോഴും നേര്രേഖയിലാണ് സഞ്ചരിക്കുക എന്നു നാം പഠിച്ചിട്ടുണ്ട്. എന്നാല് ഈ പാതയില് മറ്റൊരു മാധ്യമം വന്നാല് പ്രകാശത്തിന്റെ പാതയ്ക്ക് മാറ്റംവരും. അപവര്ത്തനം എന്നാണ് ഇത് അറിയപ്പെടുന്നത്. ഈ തത്ത്വം ഉപയോഗിച്ചാണ് ലെന്സ് പ്രവര്ത്തിക്കുന്നത്. എന്നാല് ലെന്സ് ഇല്ലാതെ, ഗുരുത്വാകര്ഷണത്തിനും പ്രകാശത്തെ വളയ്ക്കാന് കഴിയും. ഈ പ്രതിഭാസമാണ് ഗുരുത്വാകര്ഷണ ലെന്സിങ് (gravitational lensing).
ദ്രവ്യമാനമുള്ള വസ്തുക്കള്ക്ക് അതിനു ചുറ്റുമുള്ള സ്ഥല – കാലത്തെ വളയ്ക്കാന് കഴിയുമെന്ന് ഐന്സ്റ്റൈന്റെ സിദ്ധാന്തം പറയുന്നു. എന്നാല് ഈ വളയല് നേരിട്ട് കാണുക എന്നത് അസാധ്യമാണ്. വളഞ്ഞ സ്ഥല – കാലത്തിലൂടെ വരുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ പാതയിലും ഇതേ മാറ്റം ഉണ്ടാകേണ്ടതാണ്. ഈ മാറ്റം ഉണ്ടോ എന്നു പരിശോധിക്കുക എളുപ്പമല്ല. ചെറിയ ദ്രവ്യമാനങ്ങള് ഉണ്ടാക്കുന്ന വ്യതിയാനം അളന്നെടുക്കാവുന്നത്ര വലുതല്ല. അവിടെയാണ് സൂര്യഗ്രഹണം സഹായകരമാവുന്നത്
സൂര്യന്റെ പിന്നിലുള്ള നക്ഷത്രത്തില്നിന്നു വരുന്ന പ്രകാശം സൂര്യന്റെ സമീപത്തുകൂടി കടന്നുപോയാല് ഗുരുത്വാകര്ഷണ ലെന്സിങ് നിമിത്തം 0.00050 മാത്രമാണ് പാതയ്ക്കുണ്ടാകുന്ന വ്യതിയാനം. ഈ വ്യതിയാനം ആദ്യമായി അളന്നത് 1919 ലെ സൂര്യഗ്രഹണ സമയത്താണ്.
എന്തായിരുന്നു അന്നത്തെ പരീക്ഷണം?
സൂര്യന്റെ പിന്നില് ഒരു നക്ഷത്രം ഉണ്ടെന്നു കരുതുക. സൂര്യന്റെ പിന്നിലായതുകൊണ്ട് ഭൂമിയില്നിന്ന് ആ സമയത്ത് ഈ നക്ഷത്രത്തെ നിരീക്ഷിക്കാന് കഴിയില്ല. പക്ഷേ, ഐന്സ്റ്റൈന്റെ സിദ്ധാന്തമനുസരിച്ച് സൂര്യന്റെ പിന്നിലെ നക്ഷത്രത്തില്നിന്നു വരുന്ന പ്രകാശം സൂര്യന്റെ അടുത്തെത്തുമ്പോള് പാതാവ്യതിയാനം സംഭവിച്ച് ഭൂമിയില് എത്തുന്നു. അങ്ങനെ സൂര്യനു പിന്നിലെ നക്ഷത്രം നമുക്ക് ദൃശ്യമാവുന്നു.
ഈ നിരീക്ഷണത്തില് പൂര്ണഗ്രഹണത്തിന്റെ ആവശ്യം എന്താണ്? സൂര്യന്റെ സമീപത്തുകൂടി വരുന്ന A എന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രകാശകിരണങ്ങളെ പകല്സമയത്തു മാത്രമേ നിരീക്ഷിക്കാന് കഴിയൂ. പക്ഷേ, പകല്സമയത്ത് നക്ഷത്രത്തെ പ്രായോഗികമായി നിരീക്ഷിക്കാനും സാധ്യമല്ല. ചന്ദ്രന് സൂര്യനെ പൂര്ണമായും മറയ്ക്കുന്ന പൂര്ണ സൂര്യഗ്രഹണ സമയത്ത് നിരീക്ഷിക്കുന്ന സ്ഥലം ഇരുട്ടിലായതിനാല് നക്ഷത്രങ്ങളെ കാണാന് കഴിയും.
1919 മെയ് 29 ന് പശ്ചിമ ആഫ്രിക്കയിലെ പ്രിന്സിപ്പി എന്ന ദ്വീപില്നിന്നാണ് ഗ്രഹണനിരീ ക്ഷണം നടത്തിയത്. സൂര്യഗ്രഹണസമയത്ത് സൂര്യന്റെ പിന്നിലുള്ള ഹ്യാഡ്സ് (Hyades) എന്നൊരു നക്ഷത്രക്കൂട്ടത്തിലെ നക്ഷത്രങ്ങളെയാണ് എഡിങ്ടണും (Eddington) സംഘവും നിരീക്ഷിച്ചത്. ഗ്രഹണസമയത്ത് എടുത്ത ഈ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ചിത്രവും രാത്രിയിലുള്ള ചിത്രവും തമ്മില് താരതമ്യം ചെയ്യുകയാണ് അവര് ചെയ്തത്. ഈ ചിത്രങ്ങളെ താരതമ്യം ചെയ്തപ്പോള് ഐന്സ്റ്റൈന് പ്രവചിച്ചതുപോലെ യുള്ള ഒരു വ്യതിയാനം കണ്ടു. ഐന്സ്റ്റൈന്റെ സിദ്ധാന്തം അങ്ങനെ ആദ്യമായി ഒരു പരീക്ഷണ വിജയം നേടുകയായിരുന്നു.
