This site is not complete. The work to converting the volumes of സര്‍വ്വവിജ്ഞാനകോശം is on progress. Please bear with us
Please contact webmastersiep@yahoo.com for any queries regarding this website.
Reading Problems? see Enabling Malayalam
ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രം(Astronomy)
സര്‍വ്വവിജ്ഞാനകോശം സംരംഭത്തില്‍ നിന്ന്
(→ടോളമിയുടെ പദ്ധത) |
(→പ്രപഞ്ചം-ആധുനിക വീക്ഷണം) |
||
| വരി 33: | വരി 33: | ||
പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ കേന്ദ്രം സൂര്യനാണെന്ന ധാരണ 20-ാം ശ.-ന്റെ ആദ്യദശകങ്ങളിലും നിലനിന്നിരുന്നു. ഈ സങ്കല്പത്തിന് അടിസ്ഥാനമായ വസ്തുത ആകാശ നിരീക്ഷണത്തില്‍ അകലം കൂടുന്തോറും എല്ലാ ദിശകളിലും നക്ഷത്ര നിബിഡത കുറഞ്ഞുവരുന്നുവെന്നതാണ്. ഫോട്ടോഗ്രാഫിക ചിത്രങ്ങളുടെ സൂക്ഷ്മപഠനവും ഇതുതന്നെയാണ് വ്യക്തമാക്കിയത്. സൂര്യകേന്ദ്രീയ പ്രപഞ്ചത്തെ സംബന്ധിച്ച കോസ്മോളജിക ധാരണകള്‍ ഹാര്‍ലോ ഷാപ്ലി (Harlow Shapley, 1885-1972) എന്ന അമേരിക്കന്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞന് തിരുത്തിക്കുറിച്ചു (1918). ആകാശത്തില്‍ നക്ഷത്ര നിബിഡതയുടെ കേന്ദ്രം സൂര്യനല്ലെന്നും, അന്നത്തെ കണക്കനുസരിച്ച് നക്ഷത്ര പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തില്‍ നിന്ന് സൂര്യന്റെ അകലം 35,000 പ്രകാശവര്‍ഷങ്ങളാണെന്നും അദ്ദേഹം തെളിയിച്ചു. ഗാലക്സീകേന്ദ്രിതമായ (galactocentric) ഒരു പ്രപഞ്ചവീക്ഷണത്തിന്റെ തുടക്കമായിരുന്നു ഇത്. ദൃഷ്ടിഗോചരമായതും അല്ലാത്തതുമായ അസംഖ്യം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സമുച്ചയമാണ് ഗാലക്സി. ഈ ഗാലക്സിയില്‍ സൂര്യനുമുള്‍പ്പെടുന്നു. സൂര്യനുള്‍പ്പെട്ട ഈ ഗാലക്സിയെ ആകാശഗംഗ (Milky Way) എന്നും പറയാറുണ്ട്. ആകാശഗംഗയാണ് പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ കേന്ദ്രം എന്ന ധാരണ കുറച്ചുകാലം ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ക്കിടയില്‍ അംഗീകാരം നേടി. ഇന്ന് ഗാലക്സീകേന്ദ്രിതമായ പ്രപഞ്ചവീക്ഷണവും മാറ്റിയെഴുതപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ആകാശഗംഗയില്‍ നിന്നും ദശലക്ഷത്തില്‍പ്പരം പ്രകാശവര്‍ഷങ്ങള്‍ അകലെയുള്ള ആന്‍ഡ്രോമിഡ(Andromeda)യെ നെബുല (വാതകത്തിന്റെയും പൊടിപടലങ്ങളുടെയും മേഘം) ആയിട്ടായിരുന്നു വളരെക്കാലം ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ കരുതിയിരുന്നത്. എന്നാല്‍ ആന്‍ഡ്രോമിഡ ഒരു ഗാലക്സിയാണെന്ന് അമേരിക്കക്കാരനായ എഡ്വിന്‍ ഹബ്ബിള്‍ (Edwin Hubble, 1889-1953) തെളിയിച്ചു (1924). ആകാശത്തിന്റെ അകലങ്ങളില്‍ ഇത്തരം ഒട്ടുവളരെ ഗാലക്സികളുണ്ടെന്നും ആകാശഗംഗ ഒറ്റപ്പെട്ട ഗാലക്സിയല്ലെന്നും പിന്നീട് സ്ഥിരീകരിക്കപ്പെട്ടു. | പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ കേന്ദ്രം സൂര്യനാണെന്ന ധാരണ 20-ാം ശ.-ന്റെ ആദ്യദശകങ്ങളിലും നിലനിന്നിരുന്നു. ഈ സങ്കല്പത്തിന് അടിസ്ഥാനമായ വസ്തുത ആകാശ നിരീക്ഷണത്തില്‍ അകലം കൂടുന്തോറും എല്ലാ ദിശകളിലും നക്ഷത്ര നിബിഡത കുറഞ്ഞുവരുന്നുവെന്നതാണ്. ഫോട്ടോഗ്രാഫിക ചിത്രങ്ങളുടെ സൂക്ഷ്മപഠനവും ഇതുതന്നെയാണ് വ്യക്തമാക്കിയത്. സൂര്യകേന്ദ്രീയ പ്രപഞ്ചത്തെ സംബന്ധിച്ച കോസ്മോളജിക ധാരണകള്‍ ഹാര്‍ലോ ഷാപ്ലി (Harlow Shapley, 1885-1972) എന്ന അമേരിക്കന്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞന് തിരുത്തിക്കുറിച്ചു (1918). ആകാശത്തില്‍ നക്ഷത്ര നിബിഡതയുടെ കേന്ദ്രം സൂര്യനല്ലെന്നും, അന്നത്തെ കണക്കനുസരിച്ച് നക്ഷത്ര പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തില്‍ നിന്ന് സൂര്യന്റെ അകലം 35,000 പ്രകാശവര്‍ഷങ്ങളാണെന്നും അദ്ദേഹം തെളിയിച്ചു. ഗാലക്സീകേന്ദ്രിതമായ (galactocentric) ഒരു പ്രപഞ്ചവീക്ഷണത്തിന്റെ തുടക്കമായിരുന്നു ഇത്. ദൃഷ്ടിഗോചരമായതും അല്ലാത്തതുമായ അസംഖ്യം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സമുച്ചയമാണ് ഗാലക്സി. ഈ ഗാലക്സിയില്‍ സൂര്യനുമുള്‍പ്പെടുന്നു. സൂര്യനുള്‍പ്പെട്ട ഈ ഗാലക്സിയെ ആകാശഗംഗ (Milky Way) എന്നും പറയാറുണ്ട്. ആകാശഗംഗയാണ് പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ കേന്ദ്രം എന്ന ധാരണ കുറച്ചുകാലം ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ക്കിടയില്‍ അംഗീകാരം നേടി. ഇന്ന് ഗാലക്സീകേന്ദ്രിതമായ പ്രപഞ്ചവീക്ഷണവും മാറ്റിയെഴുതപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ആകാശഗംഗയില്‍ നിന്നും ദശലക്ഷത്തില്‍പ്പരം പ്രകാശവര്‍ഷങ്ങള്‍ അകലെയുള്ള ആന്‍ഡ്രോമിഡ(Andromeda)യെ നെബുല (വാതകത്തിന്റെയും പൊടിപടലങ്ങളുടെയും മേഘം) ആയിട്ടായിരുന്നു വളരെക്കാലം ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ കരുതിയിരുന്നത്. എന്നാല്‍ ആന്‍ഡ്രോമിഡ ഒരു ഗാലക്സിയാണെന്ന് അമേരിക്കക്കാരനായ എഡ്വിന്‍ ഹബ്ബിള്‍ (Edwin Hubble, 1889-1953) തെളിയിച്ചു (1924). ആകാശത്തിന്റെ അകലങ്ങളില്‍ ഇത്തരം ഒട്ടുവളരെ ഗാലക്സികളുണ്ടെന്നും ആകാശഗംഗ ഒറ്റപ്പെട്ട ഗാലക്സിയല്ലെന്നും പിന്നീട് സ്ഥിരീകരിക്കപ്പെട്ടു. | ||
| - | |||
ആല്‍ബര്‍ട്ട് ഐന്‍സ്റ്റൈന്‍ (1879-1955)-ന്റെ ആപേക്ഷികതാസിദ്ധാന്തം പ്രപഞ്ചത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ധാരണകള്‍ക്ക് വലിയൊരളവോളം മാറ്റം വരുത്തി. ആപേക്ഷികതയെക്കുറിച്ചുള്ള പ്രത്യേക സിദ്ധാന്തം (Special Theory of Relativity) 1905-ലാണ് ഇദ്ദേഹം ആവിഷ്കരിച്ചത്. ഇതനുസരിച്ച് പ്രകാശവേഗതയെക്കാള്‍ വേഗതയില്‍ ഈ പ്രപഞ്ചത്തിലുള്ള ഒന്നും സഞ്ചരിക്കുന്നില്ല. കൂടാതെ ദ്രവ്യമാനവും (mass) ഊര്‍ജവും (energy) പരസ്പരം വിനിമയം ചെയ്യാവുന്നതാണ്. അവ തമ്മിലുള്ള ബന്ധം കുറിക്കുന്ന സമവാക്യമാണ് E = mc<sup>2</sup>. ഇതില്‍ E ഊര്‍ജത്തെയും m ദ്രവ്യമാനത്തെയും ര പ്രകാശവേഗതയെയും കുറിക്കുന്നു. ഐന്‍സ്റ്റൈനിന്റെ ഈ സമവാക്യമുപയോഗിച്ച് 1930-കളില്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ പുതിയൊരു നിഗമനത്തിലെത്തി. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് ഊര്‍ജം ലഭിക്കുന്നത് അവയുടെ ദ്രവ്യമാനം രൂപാന്തരപ്പെട്ട് ഊര്‍ജമാകുന്നതുകൊണ്ടാണ്. 1916-ലാണ് ഐന്‍സ്റ്റൈനിന്റെ ആപേക്ഷികതയെക്കുറിച്ചുള്ള സാമാന്യ സിദ്ധാന്തം (General Theory of Relativity) അവതരിപ്പിച്ചത്. ഈ സിദ്ധാന്തം സ്പേസിലുള്ള മൂന്നു വിമകളെ (dimensions) നാലാമതൊരു വിമയുമായി ബന്ധിപ്പിക്കുന്നു. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ അന്തരാളങ്ങളില്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന തമോഗര്‍ത്തങ്ങളെ(black holes)ക്കുറിച്ചും ആപേക്ഷികതാസിദ്ധാന്തം സൂചന നല്കുന്നു. ആപേക്ഷികതാബലതന്ത്ര(Relativistic Mechanics)ത്തിന്റെ വികാസത്തോടെ പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഏതു ഗാലക്സിയില്‍ നിന്നുള്ള വീക്ഷണത്തിലും പ്രപഞ്ചം മൊത്തത്തില്‍ ഒരുപോലെയായിരിക്കും എന്ന സങ്കല്പം ഉരുത്തിരിഞ്ഞു. സൂര്യകേന്ദ്രീയവും ഗാലക്സീകേന്ദ്രീയവുമായ പ്രപഞ്ച വീക്ഷണങ്ങളില്‍ നിന്നു വേറിട്ട് പ്രപഞ്ചത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ഒരു സാര്‍വലൗകിക വീക്ഷണമാണിത്. | ആല്‍ബര്‍ട്ട് ഐന്‍സ്റ്റൈന്‍ (1879-1955)-ന്റെ ആപേക്ഷികതാസിദ്ധാന്തം പ്രപഞ്ചത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ധാരണകള്‍ക്ക് വലിയൊരളവോളം മാറ്റം വരുത്തി. ആപേക്ഷികതയെക്കുറിച്ചുള്ള പ്രത്യേക സിദ്ധാന്തം (Special Theory of Relativity) 1905-ലാണ് ഇദ്ദേഹം ആവിഷ്കരിച്ചത്. ഇതനുസരിച്ച് പ്രകാശവേഗതയെക്കാള്‍ വേഗതയില്‍ ഈ പ്രപഞ്ചത്തിലുള്ള ഒന്നും സഞ്ചരിക്കുന്നില്ല. കൂടാതെ ദ്രവ്യമാനവും (mass) ഊര്‍ജവും (energy) പരസ്പരം വിനിമയം ചെയ്യാവുന്നതാണ്. അവ തമ്മിലുള്ള ബന്ധം കുറിക്കുന്ന സമവാക്യമാണ് E = mc<sup>2</sup>. ഇതില്‍ E ഊര്‍ജത്തെയും m ദ്രവ്യമാനത്തെയും ര പ്രകാശവേഗതയെയും കുറിക്കുന്നു. ഐന്‍സ്റ്റൈനിന്റെ ഈ സമവാക്യമുപയോഗിച്ച് 1930-കളില്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ പുതിയൊരു നിഗമനത്തിലെത്തി. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് ഊര്‍ജം ലഭിക്കുന്നത് അവയുടെ ദ്രവ്യമാനം രൂപാന്തരപ്പെട്ട് ഊര്‍ജമാകുന്നതുകൊണ്ടാണ്. 1916-ലാണ് ഐന്‍സ്റ്റൈനിന്റെ ആപേക്ഷികതയെക്കുറിച്ചുള്ള സാമാന്യ സിദ്ധാന്തം (General Theory of Relativity) അവതരിപ്പിച്ചത്. ഈ സിദ്ധാന്തം സ്പേസിലുള്ള മൂന്നു വിമകളെ (dimensions) നാലാമതൊരു വിമയുമായി ബന്ധിപ്പിക്കുന്നു. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ അന്തരാളങ്ങളില്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന തമോഗര്‍ത്തങ്ങളെ(black holes)ക്കുറിച്ചും ആപേക്ഷികതാസിദ്ധാന്തം സൂചന നല്കുന്നു. ആപേക്ഷികതാബലതന്ത്ര(Relativistic Mechanics)ത്തിന്റെ വികാസത്തോടെ പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഏതു ഗാലക്സിയില്‍ നിന്നുള്ള വീക്ഷണത്തിലും പ്രപഞ്ചം മൊത്തത്തില്‍ ഒരുപോലെയായിരിക്കും എന്ന സങ്കല്പം ഉരുത്തിരിഞ്ഞു. സൂര്യകേന്ദ്രീയവും ഗാലക്സീകേന്ദ്രീയവുമായ പ്രപഞ്ച വീക്ഷണങ്ങളില്‍ നിന്നു വേറിട്ട് പ്രപഞ്ചത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ഒരു സാര്‍വലൗകിക വീക്ഷണമാണിത്. | ||
| വരി 51: | വരി 50: | ||
(1) അതിന് സുസ്ഥിരമായ ഒരു പരിക്രമണപഥം ഉണ്ടായിരിക്കണം. ഈ പരിക്രമണപഥം മറ്റു ഗ്രഹങ്ങളുടെ പരിക്രമണ പഥത്തെ ശല്യം ചെയ്യും വിധം (ഉദാ. പരിപഥത്തെ മുറിച്ചു കടക്കുക) ആകരുത്. (2) അതിന് ദ്രവസ്ഥിതിക സംതുലനം (Hydro | (1) അതിന് സുസ്ഥിരമായ ഒരു പരിക്രമണപഥം ഉണ്ടായിരിക്കണം. ഈ പരിക്രമണപഥം മറ്റു ഗ്രഹങ്ങളുടെ പരിക്രമണ പഥത്തെ ശല്യം ചെയ്യും വിധം (ഉദാ. പരിപഥത്തെ മുറിച്ചു കടക്കുക) ആകരുത്. (2) അതിന് ദ്രവസ്ഥിതിക സംതുലനം (Hydro | ||
| - | Static equilibrium) ഉണ്ടായിരിക്കണം. (3) സ്വയം ഗോളാകാരം കൈവരിക്കാന്‍ വേണ്ട ഗുരുത്വബലം (അഥവാ പിണ്ഡം) അതിനുണ്ടായിരിക്കണം. ഈ വ്യവസ്ഥകള്‍ പാലിക്കാത്തതു കൊണ്ടാണ് പ്ലൂട്ടോയെ ഗ്രഹപ്പട്ടികയില്‍ നിന്നു പുറന്തള്ളുകയും കുള്ളന്‍ ഗ്രഹമായി (dwarf planet) അംഗീകരിക്കുകയും ചെയ്തത്. പ്ലൂട്ടോയ്ക്കു നന്നേ ചെറിയ പിണ്ഡവും നെപ്റ്റ്യൂണിന്റെ പഥത്തെ മുറിച്ചുകടക്കുന്ന പഥവും ആണുള്ളത്. പ്ലൂട്ടോയ്ക്കുമുണ്ട് മൂന്ന് ഉപഗ്രഹങ്ങള്‍-ഷാരോണ്‍, നിക്സ്, ഹൈഡ്ര എന്നിവ. | + | Static equilibrium) ഉണ്ടായിരിക്കണം. (3) സ്വയം ഗോളാകാരം കൈവരിക്കാന്‍ വേണ്ട ഗുരുത്വബലം (അഥവാ പിണ്ഡം) അതിനുണ്ടായിരിക്കണം. ഈ വ്യവസ്ഥകള്‍ പാലിക്കാത്തതു കൊണ്ടാണ് പ്ലൂട്ടോയെ ഗ്രഹപ്പട്ടികയില്‍ നിന്നു പുറന്തള്ളുകയും കുള്ളന്‍ ഗ്രഹമായി (dwarf planet) അംഗീകരിക്കുകയും ചെയ്തത്. പ്ലൂട്ടോയ്ക്കു നന്നേ ചെറിയ പിണ്ഡവും നെപ്റ്റ്യൂണിന്റെ പഥത്തെ മുറിച്ചുകടക്കുന്ന പഥവും ആണുള്ളത്. പ്ലൂട്ടോയ്ക്കുമുണ്ട് മൂന്ന് ഉപഗ്രഹങ്ങള്‍-ഷാരോണ്‍, നിക്സ്, ഹൈഡ്ര എന്നിവ. |
| - | + | ||
====ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞന്റെ പ്രപഞ്ചവീക്ഷണം==== | ====ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞന്റെ പ്രപഞ്ചവീക്ഷണം==== | ||
15:04, 16 ഫെബ്രുവരി 2016-നു നിലവിലുണ്ടായിരുന്ന രൂപം
ഉള്ളടക്കം |
ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രം
Astronomy നക്ഷത്രങ്ങള്‍, ഗ്രഹങ്ങള്‍, പ്രപഞ്ചം ഉള്‍ക്കൊള്ളുന്ന മറ്റു വസ്തുക്കള്‍ എന്നിവയുടെ പഠനം. ആധുനിക ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രം അനേകം ശാഖകളും ഉപശാഖകളും ഉള്‍ക്കൊള്ളുന്ന ബൃഹത്തായ ഒരു ശാസ്ത്രവിഭാഗമാണ്. അതിനാല്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ പഠന, ഗവേഷണ മേഖലകളും വ്യത്യസ്തങ്ങളാണ്. ഉദാഹരണമായി ചില ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ഖഗോള വസ്തുക്കളുടെ (Celestial bodies) സ്ഥാനവും ചലനവും സൂക്ഷ്മ നിരീക്ഷണത്തിനു വിധേയമാക്കുമ്പോള്‍ മറ്റു ചിലര്‍ നിരീക്ഷണവിധേയമായ വസ്തുതകളെ ഗണിതത്തിന്റെയും ഭൗതികശാസ്ത്രത്തിന്റെയും തത്ത്വങ്ങള്‍ സമന്വയിപ്പിച്ച് സൈദ്ധാന്തികതലത്തില്‍ അപഗ്രഥിക്കുന്നു. വേറെ ചിലര്‍ ഗ്രഹങ്ങള്‍, നക്ഷത്രങ്ങള്‍ തുടങ്ങിയവയുടെ മാത്രം സവിശേഷതകളുമായി ബന്ധപ്പെട്ടു പഠനം നടത്തുന്നു. എന്നാല്‍ കോസ്മോളജിസ്റ്റുകള്‍ പ്രപഞ്ചഘടനയില്‍ മൊത്തത്തിലുള്ള താത്പര്യമാണ് പ്രദര്‍ശിപ്പിക്കുന്നത്.
ഇന്ന് ത്വരിതഗതിയില്‍ വികാസം പ്രാപിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന ശാഖകളാണ് റേഡിയോ, എക്സ്-റേ, ഗാമാ-റേ, ഇന്‍ഫ്രാറെഡ് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രങ്ങള്‍. ഭൗതികശാസ്ത്രത്തിന്റെയും എന്‍ജിനീയറിങ്ങിന്റെയും കൂട്ടായ പ്രയോഗം ഇവയുടെ വികസനത്തിന് അത്യന്താപേക്ഷിതമാണ്. നിരീക്ഷണാവശ്യങ്ങള്‍ക്കുള്ള സാമഗ്രികളുടെ നിര്‍മിതിയിലാണ് എന്‍ജിനീയറിങ് സാങ്കേതികത ഉപയോഗിക്കുന്നത്. സൈദ്ധാന്തികവും നിരീക്ഷണപരവുമായ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്ര ഗവേഷണങ്ങളില്‍ ഇലക്ട്രോണിക് റഡാര്‍, വേഗത കൂടിയ കംപ്യൂട്ടറുകള്‍, വികിരണ നിദര്‍ശകങ്ങള്‍ (radiation detectors), ഭൂമിയെ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന നിരീക്ഷണ കേന്ദ്രങ്ങള്‍ (earth orbiting observatories) എന്നിവയ്ക്കും പ്രാധാന്യമുണ്ട്. നൂറ്റാണ്ടുകള്‍ക്കു മുമ്പ്, നഗ്നനേത്രങ്ങള്‍കൊണ്ടോ വളരെക്കുറച്ച് ഉപകരണങ്ങള്‍കൊണ്ടോ ആകാശത്തിലെ അകലങ്ങള്‍ നിരീക്ഷിച്ചിരുന്ന രീതിക്ക് ആധുനിക ശാസ്ത്രയുഗത്തില്‍ വളരെ വലിയ മാറ്റങ്ങള്‍ വന്നിട്ടുണ്ട്.
ശാസ്ത്രങ്ങളില്‍ ഏറ്റവും പഴക്കം ചെന്നത് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രമാണ്. നാഗരികതകളെപ്പറ്റി എഴുതപ്പെട്ട ആദ്യകാലരേഖകളില്‍ത്തന്നെ ഈ ശാസ്ത്രവിഭാഗത്തെക്കുറിച്ച് പ്രതിപാദിക്കുന്നു. അതിപ്രാചീന കാലഘട്ടത്തില്‍, ഖഗോളവസ്തുക്കള്‍ക്ക് നിശ്ചിതമായ സഞ്ചാരപഥങ്ങളുണ്ടെന്ന് നിരീക്ഷിച്ചതോടെയാണ് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രത്തിന്റെ തുടക്കം. അവയുടെ സഞ്ചാരപഥങ്ങളെക്കുറിച്ചുള്ള വിശകലനം കാലം ഗണിച്ചെടുക്കുക, ഋതുക്കളുടെ ആഗമനം കണ്ടുപിടിക്കുക, സമുദ്രയാനം സുഗമമാക്കുക തുടങ്ങിയ പ്രായോഗികാവശ്യങ്ങള്‍ക്ക് വളരെയേറെ സഹായകമായി.
ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രം നൂറ്റാണ്ടുകളിലൂടെ
അനാദികാലം മുതല്‍ മനുഷ്യന്‍ ആകാശ നിരീക്ഷണത്തില്‍ തത്പരനായിരുന്നു. സൂര്യന്റെയും ചന്ദ്രന്റെയും ഗ്രഹണങ്ങള്‍, സൂര്യന്റെ സഞ്ചാരപഥം തുടങ്ങിയവയായിരുന്നു ആദ്യകാലങ്ങളില്‍ രേഖപ്പെടുത്തപ്പെട്ട ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്ര വസ്തുതകള്‍. ബി.സി. 1300-ല്‍ ചൈനീസ് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ സൂര്യ-ചന്ദ്രഗ്രഹണങ്ങളെക്കുറിച്ചും നക്ഷത്രപഥങ്ങളെക്കുറിച്ചും നിരീക്ഷിച്ചിട്ടുള്ളതായി കാണുന്നു. ഗ്രഹങ്ങള്‍ സൂര്യന് ഏറ്റവും അടുത്തും ഏറ്റവും അകലെയും എപ്പോഴാണെത്തുന്നതെന്ന് ബി.സി. 700-ല്‍ ബാബിലോണിയക്കാര്‍ മനസ്സിലാക്കിയിരുന്നു. ഏറ്റവും പ്രകാശമുള്ള നക്ഷത്രമായ സിറിയസ്സിന്റെ സ്ഥാനം നോക്കി ഈജിപ്തുകാര്‍ വസന്തകാലത്തിന്റെ ആരംഭം പ്രവചിച്ചിരുന്നു. ചൈനക്കാരും ബാബിലോണിയക്കാരും ഈജിപ്തുകാരും ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്ര നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുണ്ട്. അവരുടെ പ്രാചീന നാഗരികതയുടെ വാസ്തുശില്പങ്ങള്‍ക്ക് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രവുമായി ബന്ധമുണ്ട്. ഉദാ. ദക്ഷിണ ഇംഗ്ളണ്ടിലെ സ്റ്റോണ്‍ഹെന്‍ജ് എന്ന പ്രാചീന ശിലാസ്മാരകം സൂര്യന്റെയും ചന്ദ്രന്റെയും സ്ഥാനങ്ങള്‍ നിര്‍ണയിക്കാന്‍ ഒരു കാലത്ത് ഉപയോഗിച്ചിരുന്നതായി ഗവേഷണങ്ങള്‍ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. പുരാവസ്തുവിജ്ഞാനത്തെയും ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രത്തെയും ബന്ധിപ്പിക്കുന്ന പഠനങ്ങള്‍ 'അസ്റ്റ്രോ ആര്‍ക്കിയോളജി' എന്ന പേരില്‍ ഇന്ന് അറിയപ്പെടുന്നു.
ഗ്രീക്ക് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രം
ഖഗോള(Celestial sphere) ത്തില്‍ സൂര്യന്റെ വാര്‍ഷികപഥമായ ക്രാന്തിവൃത്ത(ecliptic)ത്തെക്കുറിച്ചും ഭൂമധ്യരേഖയുടെ തലം ഖഗോളസീമ വരെ വികസിപ്പിച്ച ഖഗോള മധ്യരേഖ(Celestial equator)യെക്കുറിച്ചും ആദ്യകാല ചൈനീസ്, മെസൊപ്പൊട്ടേമിയന്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ക്ക് അറിയാമായിരുന്നു എന്ന് രേഖകള്‍ വ്യക്തമാക്കുന്നു. ഈ രണ്ടു വൃത്തങ്ങള്‍ പ്രതിച്ഛേദിക്കുന്ന ബിന്ദുക്കള്‍ (വിഷുവങ്ങള്‍ - equinoxes) വര്‍ഷംതോറും വളരെ ചെറിയ തോതില്‍ ചലിക്കുന്നു എന്ന് ഗ്രീക്കുകാര്‍ മനസ്സിലാക്കിയിരുന്നു. സുമാര്‍ ബി.സി. 600 മുതല്‍ ഗ്രീക്ക് തത്ത്വചിന്തകരും ശാസ്ത്രജ്ഞരും ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രപരമായി പ്രധാനപ്പെട്ട പല ആശയങ്ങളും ആവിഷ്കരിച്ചു. ഭൂമിക്ക് ഗോളാകൃതിയാണെന്നു സ്ഥാപിച്ചതു കൂടാതെ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഘടനാവിശേഷത്തെക്കുറിച്ചു വിശദീകരിക്കാനും പിഥഗോറസ് (സുമാര്‍ ബി.സി. 570-500) തയ്യാറായി. ബി.സി. 370-ഓടെ ഗ്രഹചലനങ്ങള്‍ വിശദീകരിക്കാനുള്ള ഒരു യാന്ത്രിക സംവിധാനം യുഡോക്സസ് ( സു. ബി.സി. 400-350) രൂപപ്പെടുത്തി. ഗ്രഹങ്ങളും സൂര്യനും ചന്ദ്രനും നക്ഷ്ത്രങ്ങളും ഭൂമിക്കു ചുറ്റും കറങ്ങുന്നു എന്ന് യുഡോക്സസ് പഠിപ്പിച്ചു. ബി.സി. 300-ല്‍ ഭൂകേന്ദ്രീയ (geocentric) സിദ്ധാന്തം അരിസ്റ്റോട്ടല്‍ (ബി.സി. 384-322) അംഗീകരിക്കുകയും അദ്ദേഹം അതു പ്രചരിപ്പിക്കുകയും ചെയ്തു.
ഖഗോളവസ്തുക്കള്‍ പടിഞ്ഞാറോട്ടു ചലിക്കുന്നുവെന്നു തോന്നുന്നത് യഥാര്‍ഥത്തില്‍ ഭൂമി അതിന്റെ അച്ചുതണ്ടില്‍ കിഴക്കോട്ടു ചലിക്കുന്നതു കൊണ്ടാണെന്ന് ഹെറാക്ളിഡ്സ് (Heraclides of Pontus, ബി.സി. 390-310) പ്രസ്താവിച്ചു. ഗ്രഹങ്ങള്‍ സൂര്യനെയാണ് വലംവയ്ക്കുന്നതെന്നും, ഭൂമിയെ അല്ലെന്നും ഇദ്ദേഹം വാദിച്ചു. ഒരു പടികൂടി കടന്നാണ് സമോസിലെ അരിസ്റ്റാര്‍ക്കസിന്റെ (സു.ബി.സി. 310-230) നിഗമനം. ഭൂമിയുള്‍പ്പെടെയുള്ള എല്ലാ ഗ്രഹങ്ങളും സൂര്യനെ പ്രദക്ഷിണം വയ്ക്കുന്നുവെന്ന് അരിസ്റ്റാര്‍ക്കസ് പ്രസ്താവിച്ചു. നിലവിലിരുന്ന ഭൂകേന്ദ്രീയ സിദ്ധാന്തത്തെ തകിടംമറിക്കാന്‍ ഇവരുടെ വാദമുഖങ്ങള്‍ക്കു കഴിഞ്ഞിരുന്നില്ല (Eudoxus of Cnidus. സു.ബി.സി. 150)-ല്‍ സൂര്യകേന്ദ്രീയ സിദ്ധാന്തം തിരസ്കരിക്കുകയും ഭൂകേന്ദ്രീയ സിദ്ധാന്തം മടക്കിക്കൊണ്ടുവരികയും ചെയ്ത ഗ്രീക്ക് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനായ ഹിപ്പാര്‍ക്കസ് (ബി.സി. 190-120) നക്ഷത്രങ്ങളെ അവയുടെ പ്രകാശതീവ്രതയനുസരിച്ച് പല വിഭാഗങ്ങളായി തരംതിരിച്ചു.
ടോളമിയുടെ പദ്ധതി
അരിസ്റ്റോട്ടല്‍ അംഗീകരിച്ച ഭൂകേന്ദ്രീയ സിദ്ധാന്തം എ.ഡി. 150-ല്‍ കൂടുതല്‍ വികസിപ്പിച്ചെടുത്തത് അലക്സാണ്ട്രിയ(ഗ്രീസ്)യിലെ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനായ ടോളമി (Cladius Ptolemy, 100-170) ആയിരുന്നു. ഇദ്ദേഹത്തിന്റെ അല്‍മജെസ്റ്റ് എന്ന കൃതിയാണ് ഗ്രീക്ക് ജ്യോതിശ്ശാത്രത്തെക്കുറിച്ച് പില്ക്കാലത്ത് അറിവു പകര്‍ന്നത്. പ്രപഞ്ചഘടനയെക്കുറിച്ചുള്ള ടോളമിയുടെ ഭൂകേന്ദ്രീയ സിദ്ധാന്തത്തിന് അക്കാലത്ത് പരക്കെ അംഗീകാരവും കിട്ടി. തുടര്‍ന്നുവന്ന 1500 കൊല്ലം ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ടോളമിയുടെ ആശയങ്ങളും ഗ്രഹചലനപ്പട്ടിക (Table of planetary motions) യും ഒരെതിര്‍പ്പും കൂടാതെ പിന്തുടര്‍ന്നു. 1100-ല്‍ ലത്തീന്‍ ഭാഷയിലെ തര്‍ജുമയിലൂടെ അല്‍മജെസ്റ്റിലെ ആശയങ്ങള്‍ യൂറോപ്പിലേക്കും വ്യാപിച്ചു.
ആധുനിക ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രത്തിന്റെ തുടക്കം
ടോളമിയുടെ പ്രപഞ്ചസങ്കല്പം ആദ്യമായി ചോദ്യംചെയ്തത് പോളിഷ് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനായ നിക്കോളാസ് കോപ്പര്‍നിക്കസ് (Nicolaus Copernicus, 1473-1543) ആണ്. ഡി റവലൂഷനിബസ് ഓര്‍ബിയം സീലെസ്റ്റിയം (De revolutionibus orbium coelestium - On the revolutions of the heavenly spheres- 1543) എന്ന കൃതിയിലാണ് അദ്ദേഹം പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ സൂര്യകേന്ദ്രീയ സിദ്ധാന്തം (heliocentric theory) ആവിഷ്കരിച്ചത്. ഇതനുസരിച്ച് സൂര്യന് പ്രപഞ്ചകേന്ദ്രത്തില്‍ സ്ഥിതി ചെയ്യുകയും ഗ്രഹങ്ങള്‍ സൂര്യനു ചുറ്റും വലംവയ്ക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഭൂകേന്ദ്രീയ സിദ്ധാന്തമുപയോഗിച്ച് ഗ്രഹങ്ങളുടെ ചലനം തൃപ്തികരമായി വ്യാഖ്യാനിക്കാന്‍ സാധ്യമല്ലായിരുന്നു. അതുകൊണ്ടാണ് എതിര്‍പ്പുകള്‍ നേരിട്ടുകൊണ്ടുതന്നെ കോപ്പര്‍നിക്കസ് പുതിയ സിദ്ധാന്തവുമായി രംഗത്ത് വന്നത്. നഗ്നനേത്രങ്ങള്‍കൊണ്ട് ആകാശനിരീക്ഷണം നടത്തിയ അവസാനത്തെ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനായിരുന്നു ഡന്മാര്‍ക്കിലെ ടൈക്കോ ബ്രാഹേ (Tycho Brahe, 1546-1601). അദ്ദേഹം കോപ്പര്‍നിക്കസ്സിന്റെ സിദ്ധാന്തത്തോട് എതിര്‍പ്പു പ്രകടിപ്പിച്ചു എങ്കിലും ഗ്രഹചലനങ്ങളെ സംബന്ധിച്ച അദ്ദേഹത്തിന്റെ കൃത്യമായ പട്ടികകള്‍ പില്ക്കാലത്ത്, ശിഷ്യനും ജര്‍മന്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനുമായ യൊഹാന്നസ് കെപ്ലര്‍(Johnannes Kepler, 1571-1630)ക്ക് കോപ്പര്‍നിക്കസ്സിന്റെ സിദ്ധാന്തം വികസിപ്പിച്ചെടുക്കാന്‍ പ്രചോദനമായി.
ഗലീലിയോ ഗലീലി (Galileo Galilei,, 1564-1642) കണ്ടുപിടിച്ച (1608) ദൂരദര്‍ശിനിയുപയോഗിച്ച് ആകാശ നിരീക്ഷണം തുടങ്ങിയതോടെയാണ് ഖഗോള വസ്തുക്കളുടെ ചലനത്തെ സംബന്ധിച്ച വ്യക്തമായ ഒരു തീരുമാനത്തിലെത്താന്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ക്ക് അവസരം ലഭിച്ചത്. അങ്ങനെ 1518-ല്‍ കെപ്ലര്‍ ഗ്രഹചലനങ്ങളെ സംബന്ധിച്ച മൂന്നു നിയമങ്ങള്‍ കണ്ടുപിടിച്ചു. സൂര്യനെ ചുറ്റിയുള്ള ഗ്രഹങ്ങളുടെ പരിക്രമണപഥങ്ങള്‍ ദീര്‍ഘവൃത്താകാര(elliptical)മാണെന്നും സൂര്യന് ദീര്‍ഘവൃത്തത്തിന്റെ ഒരു നാഭി(focus)യിലാണെന്നും കെപ്ലര്‍ സ്ഥാപിച്ചു. അതുവരെ ഗ്രഹങ്ങള്‍ വൃത്താകൃതിയിലുള്ള പഥങ്ങളിലാണ് ചലിക്കുന്നതെന്ന ധാരണ ടോളമിയുള്‍പ്പെടെയുള്ള ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ വച്ചുപുലര്‍ത്തിയിരുന്നു. സൂര്യകേന്ദ്രീയ പ്രപഞ്ചസങ്കല്പത്തെക്കുറിച്ചുള്ള പൊതുവായ എതിര്‍പ്പുകള്‍ അവസാനിച്ചത് ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ(gravity)ത്തെയും ചലനത്തെയും സംബന്ധിച്ചുള്ള നിയമങ്ങള്‍ സര്‍ ഐസക് ന്യൂട്ടന്‍ ആവിഷ്കരിച്ചതോടെയാണ് (1687). ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ നിയമമനുസരിച്ച് പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഓരോ വസ്തുവും മറ്റു വസ്തുക്കളെ ആകര്‍ഷിക്കുന്നു. രണ്ടു വസ്തുക്കള്‍ തമ്മിലള്ള ആകര്‍ഷണബലം അവയുടെ ദ്രവ്യമാനത്തെയും അവ തമ്മിലുള്ള ദൂരത്തെയും ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. ഗ്രഹങ്ങളുടെയും വാല്‍നക്ഷത്രങ്ങളു(comets)ടെയും ചലനം ഈ നിയമത്തിനു വിധേയമാണെന്നു ന്യൂട്ടന്‍ സ്ഥാപിച്ചു. ബ്രിട്ടീഷ് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനായ ജെയിംസ് ബ്രാഡ്ലി (James Bradley, 1693-1762) പ്രകാശത്തിന്റെ വിപഥനം (aberration of light), അതായത് ഭൂമിയുടെ ചലനംകൊണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങളില്‍നിന്നു വരുന്ന പ്രകാശ രശ്മികളുടെ ഗതിമാറ്റം കണ്ടുപിടിച്ചതോടെ (1728) പഴയ ഭൂകേന്ദ്രീയ പ്രപഞ്ചസങ്കല്പം തിരസ്കരിക്കപ്പെട്ടു. ഭൂമി സൂര്യനു ചുറ്റും കറങ്ങുന്നു എന്നത് അംഗീകരിക്കപ്പെട്ടു. പ്രകാശ വിപഥനത്തിന്റെ തത്ത്വമുപയോഗിച്ച് പ്രകാശത്തിന്റെ വേഗത കൂടുതല്‍ കൃത്യമായി നിര്‍ണയിക്കുവാന്‍ ബ്രാഡ്ലിക്കു കഴിഞ്ഞു (1676-ല്‍ റോമര്‍ എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞന്‍ പ്രകാശവേഗത കണക്കുകൂട്ടിയിരുന്നു).
പ്രപഞ്ചസങ്കല്പങ്ങള്‍
പ്രപഞ്ചം-ആധുനിക വീക്ഷണം
പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ കേന്ദ്രം സൂര്യനാണെന്ന ധാരണ 20-ാം ശ.-ന്റെ ആദ്യദശകങ്ങളിലും നിലനിന്നിരുന്നു. ഈ സങ്കല്പത്തിന് അടിസ്ഥാനമായ വസ്തുത ആകാശ നിരീക്ഷണത്തില്‍ അകലം കൂടുന്തോറും എല്ലാ ദിശകളിലും നക്ഷത്ര നിബിഡത കുറഞ്ഞുവരുന്നുവെന്നതാണ്. ഫോട്ടോഗ്രാഫിക ചിത്രങ്ങളുടെ സൂക്ഷ്മപഠനവും ഇതുതന്നെയാണ് വ്യക്തമാക്കിയത്. സൂര്യകേന്ദ്രീയ പ്രപഞ്ചത്തെ സംബന്ധിച്ച കോസ്മോളജിക ധാരണകള്‍ ഹാര്‍ലോ ഷാപ്ലി (Harlow Shapley, 1885-1972) എന്ന അമേരിക്കന്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞന് തിരുത്തിക്കുറിച്ചു (1918). ആകാശത്തില്‍ നക്ഷത്ര നിബിഡതയുടെ കേന്ദ്രം സൂര്യനല്ലെന്നും, അന്നത്തെ കണക്കനുസരിച്ച് നക്ഷത്ര പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തില്‍ നിന്ന് സൂര്യന്റെ അകലം 35,000 പ്രകാശവര്‍ഷങ്ങളാണെന്നും അദ്ദേഹം തെളിയിച്ചു. ഗാലക്സീകേന്ദ്രിതമായ (galactocentric) ഒരു പ്രപഞ്ചവീക്ഷണത്തിന്റെ തുടക്കമായിരുന്നു ഇത്. ദൃഷ്ടിഗോചരമായതും അല്ലാത്തതുമായ അസംഖ്യം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സമുച്ചയമാണ് ഗാലക്സി. ഈ ഗാലക്സിയില്‍ സൂര്യനുമുള്‍പ്പെടുന്നു. സൂര്യനുള്‍പ്പെട്ട ഈ ഗാലക്സിയെ ആകാശഗംഗ (Milky Way) എന്നും പറയാറുണ്ട്. ആകാശഗംഗയാണ് പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ കേന്ദ്രം എന്ന ധാരണ കുറച്ചുകാലം ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ക്കിടയില്‍ അംഗീകാരം നേടി. ഇന്ന് ഗാലക്സീകേന്ദ്രിതമായ പ്രപഞ്ചവീക്ഷണവും മാറ്റിയെഴുതപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ആകാശഗംഗയില്‍ നിന്നും ദശലക്ഷത്തില്‍പ്പരം പ്രകാശവര്‍ഷങ്ങള്‍ അകലെയുള്ള ആന്‍ഡ്രോമിഡ(Andromeda)യെ നെബുല (വാതകത്തിന്റെയും പൊടിപടലങ്ങളുടെയും മേഘം) ആയിട്ടായിരുന്നു വളരെക്കാലം ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ കരുതിയിരുന്നത്. എന്നാല്‍ ആന്‍ഡ്രോമിഡ ഒരു ഗാലക്സിയാണെന്ന് അമേരിക്കക്കാരനായ എഡ്വിന്‍ ഹബ്ബിള്‍ (Edwin Hubble, 1889-1953) തെളിയിച്ചു (1924). ആകാശത്തിന്റെ അകലങ്ങളില്‍ ഇത്തരം ഒട്ടുവളരെ ഗാലക്സികളുണ്ടെന്നും ആകാശഗംഗ ഒറ്റപ്പെട്ട ഗാലക്സിയല്ലെന്നും പിന്നീട് സ്ഥിരീകരിക്കപ്പെട്ടു.
ആല്‍ബര്‍ട്ട് ഐന്‍സ്റ്റൈന്‍ (1879-1955)-ന്റെ ആപേക്ഷികതാസിദ്ധാന്തം പ്രപഞ്ചത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ധാരണകള്‍ക്ക് വലിയൊരളവോളം മാറ്റം വരുത്തി. ആപേക്ഷികതയെക്കുറിച്ചുള്ള പ്രത്യേക സിദ്ധാന്തം (Special Theory of Relativity) 1905-ലാണ് ഇദ്ദേഹം ആവിഷ്കരിച്ചത്. ഇതനുസരിച്ച് പ്രകാശവേഗതയെക്കാള്‍ വേഗതയില്‍ ഈ പ്രപഞ്ചത്തിലുള്ള ഒന്നും സഞ്ചരിക്കുന്നില്ല. കൂടാതെ ദ്രവ്യമാനവും (mass) ഊര്‍ജവും (energy) പരസ്പരം വിനിമയം ചെയ്യാവുന്നതാണ്. അവ തമ്മിലുള്ള ബന്ധം കുറിക്കുന്ന സമവാക്യമാണ് E = mc2. ഇതില്‍ E ഊര്‍ജത്തെയും m ദ്രവ്യമാനത്തെയും ര പ്രകാശവേഗതയെയും കുറിക്കുന്നു. ഐന്‍സ്റ്റൈനിന്റെ ഈ സമവാക്യമുപയോഗിച്ച് 1930-കളില്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ പുതിയൊരു നിഗമനത്തിലെത്തി. നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് ഊര്‍ജം ലഭിക്കുന്നത് അവയുടെ ദ്രവ്യമാനം രൂപാന്തരപ്പെട്ട് ഊര്‍ജമാകുന്നതുകൊണ്ടാണ്. 1916-ലാണ് ഐന്‍സ്റ്റൈനിന്റെ ആപേക്ഷികതയെക്കുറിച്ചുള്ള സാമാന്യ സിദ്ധാന്തം (General Theory of Relativity) അവതരിപ്പിച്ചത്. ഈ സിദ്ധാന്തം സ്പേസിലുള്ള മൂന്നു വിമകളെ (dimensions) നാലാമതൊരു വിമയുമായി ബന്ധിപ്പിക്കുന്നു. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ അന്തരാളങ്ങളില്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന തമോഗര്‍ത്തങ്ങളെ(black holes)ക്കുറിച്ചും ആപേക്ഷികതാസിദ്ധാന്തം സൂചന നല്കുന്നു. ആപേക്ഷികതാബലതന്ത്ര(Relativistic Mechanics)ത്തിന്റെ വികാസത്തോടെ പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഏതു ഗാലക്സിയില്‍ നിന്നുള്ള വീക്ഷണത്തിലും പ്രപഞ്ചം മൊത്തത്തില്‍ ഒരുപോലെയായിരിക്കും എന്ന സങ്കല്പം ഉരുത്തിരിഞ്ഞു. സൂര്യകേന്ദ്രീയവും ഗാലക്സീകേന്ദ്രീയവുമായ പ്രപഞ്ച വീക്ഷണങ്ങളില്‍ നിന്നു വേറിട്ട് പ്രപഞ്ചത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ഒരു സാര്‍വലൗകിക വീക്ഷണമാണിത്.
ഗ്രഹങ്ങളുടെ കണ്ടുപിടിത്തം
വളരെക്കാലം ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ക്ക് ഭൂമിയുള്‍പ്പെടെ ആറു ഗ്രഹങ്ങളെക്കുറിച്ചു മാത്രമേ അറിവുണ്ടായിരുന്നുള്ളു. ബുധന്‍ (Mercury), ശുക്രന്‍ (Venus), ചൊവ്വ (Mars), വ്യാഴം (Jupiter), ശനി (Saturn) എന്നിവയായിരുന്നു ആ ഗ്രഹങ്ങള്‍ ബ്രിട്ടീഷ് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനായ വില്യം ഹെര്‍ഷല്‍ (William Herschel, 1738-1822) യുറാനസ് എന്ന ഗ്രഹം കണ്ടുപിടിച്ചു (1781). അതിനുമുമ്പുള്ള 172 വര്‍ഷം ഈ ഗ്രഹം ഒരു നക്ഷത്രമായിരിക്കുമെന്നാണ് വാനനിരീക്ഷകര്‍ കരുതിയിരുന്നത്. എന്നാണ് കണ്ടുപിടിക്കപ്പെട്ടതെന്നും ആരാണ് കണ്ടുപിടിച്ചതെന്നും പറയാവുന്ന ആദ്യത്തെ ഗ്രഹമാണ് യൂറാനസ്. സൂര്യനില്‍ നിന്നു യുറാനസിലേക്ക് ശരാശരി 2,85,248 x 104 കി.മീ. അകലമുണ്ട്. ഈ ഗ്രഹത്തിന് സൂര്യനെ ഒരു പ്രാവശ്യം വലംവയ്ക്കാന്‍ 84 വര്‍ഷം വേണ്ടിവരുന്നു. ഹെര്‍ഷല്‍ 1781-ല്‍ യുറാനസിനെ നിരീക്ഷിച്ചശേഷം വീണ്ടും ഈ ഗ്രഹത്തെ രണ്ടു പ്രാവശ്യം മാത്രമേ ഇതുവരെ കണ്ടിട്ടുള്ളൂ. മറ്റു ഗ്രഹങ്ങളെ അപേക്ഷിച്ച് യുറാനസിന്റെ ഒരു സവിശേഷത അതിന്റെ അക്ഷത്തിന്റെ ചരിവാണ്. സൂര്യനെ ചുറ്റുമ്പോള്‍ ഭൂമിയുടെ അക്ഷരേഖ ഭ്രമണതലത്തോട് 23°45' ചരിഞ്ഞാണ്. എന്നാല്‍ യുറാനസിന്റെ അക്ഷരേഖയ്ക്ക് ഭ്രമണതലത്തില്‍ നിന്നുള്ള ചരിവ് 98° ആണ്; അതായത് തിരശ്ചീനതലത്തില്‍ നിന്ന് 8° അധികം. ചരിവിന്റെ ഈ അസാധാരണത്വം ഗ്രഹത്തിന്റെ അന്തരീക്ഷസ്ഥിതിയെ സ്വാധീനിക്കുന്നു. 84 ഭൂവര്‍ഷമാണ് യുറാനസിന്റെ ഒരു സംവത്സരം. അതില്‍ 21 വര്‍ഷം ഗ്രഹത്തിന്റെ ഉത്തരാര്‍ധത്തിന്റെ ഏറിയഭാഗവും ഇരുളില്‍ മൂടപ്പെട്ടിരിക്കും. ആ സമയം ദക്ഷിണാര്‍ധത്തില്‍ അര്‍ധരാത്രിയിലും സൂര്യനുദിച്ചമാതിരി വെളിച്ചമാണ്. പിന്നീട് 21 വര്‍ഷം കാലാവസ്ഥ നേരെ വിപരീതമായിരിക്കും. ബാക്കി 42 വര്‍ഷം അന്തരീക്ഷസ്ഥിതി ഏതാണ്ട് സാധാരണ നിലയിലാണ്. യുറാനസിന് 27 ഉപഗ്രഹങ്ങളാണ് ഇതുവരെ കണ്ടെത്തിയിട്ടുള്ളത്. ഇവയില്‍ 20 എണ്ണത്തിന് പേര് നല്കിയിട്ടുണ്ട്.
1846-ലാണ് നെപ്റ്റ്യൂണ്‍ കണ്ടുപിടിച്ചത്. ജോണ്‍ കോച്ച് ആഡംസ്, അര്‍ബെയിന്‍ ലവറിയര്‍ എന്നീ രണ്ടു ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ കണക്കുകൂട്ടലുകളെ ആധാരമാക്കി ഗ്രഹത്തിന്റെ സ്ഥാനം പ്രവചിച്ചിരുന്നു. ഇതിന്റെ അടിസ്ഥാനത്തില്‍ ജര്‍മന്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനായ ജെ.ജി. ഗാളെയും അദ്ദേഹത്തിന്റെ സഹപ്രവര്‍ത്തകനായ ഹൈന്റിഷ് ദെ അറസ്റ്റും (Heinrich d' Arrest) നെപ്റ്റ്യൂണ്‍ കണ്ടുപിടിച്ചു. സൂര്യനില്‍ നിന്ന് 44.688 x 105 കി.മീ. അകലെയാണ് ഈ ഗ്രഹത്തിന്റെ സ്ഥാനം. സൂര്യനുചുറ്റും ഏതാണ്ട് വൃത്താകാരമായ ഭ്രമണപഥം വലംവയ്ക്കാന്‍ നെപ്റ്റ്യൂണിന് 165 വര്‍ഷം വേണം. മീഥേന്‍ വാതകം നിറഞ്ഞ അന്തരീക്ഷമാണ് ഗ്രഹത്തിലുള്ളതെന്ന് സ്പെക്ട്ര പഠനം തെളിയിക്കുന്നു. നെപ്റ്റ്യൂണിന് ട്രൈറ്റന്‍, നെറീഡ് എന്നീ രണ്ട് ഉപഗ്രഹങ്ങളുണ്ട്.
നെപ്റ്റ്യൂണ്‍, യുറാനസ് എന്നീ ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഭ്രമണപഥത്തില്‍ വ്യതിയാനങ്ങളുണ്ടാക്കുന്ന അജ്ഞാതമായ ഒരു ഗ്രഹത്തെക്കുറിച്ചുള്ള അന്വേഷണമാണ് പ്ലൂട്ടോ എന്ന ഗ്രഹത്തിന്റെ കണ്ടെത്തലിനു കാരണമായത് (2006-ല്‍ പ്ലൂട്ടോയെ കുള്ളന്‍ ഗ്രഹമായി അംഗീകരിച്ചിട്ടുണ്ട്.). പേഴ്സിവല്‍ ലോവല്‍ ഈ ഗ്രഹത്തിന്റെ സ്ഥാനം നിര്‍ണയിച്ചുവെങ്കിലും (1905) ഗ്രഹത്തെ കണ്ടെത്താന്‍ അദ്ദേഹത്തിനു സാധിച്ചില്ല. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പശ്ചാത്തലത്തില്‍ മന്ദഗതിയില്‍ സഞ്ചരിച്ചുകൊണ്ടിരുന്ന ഗ്രഹം പ്ലൂട് ആണെന്ന് ഫോട്ടോഗ്രാഫിക പ്ലേറ്റുകളില്‍ പ്രതിബിംബത്തില്‍ നിന്ന് അമേരിക്കന്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനായ ക്ലൈഡ് വില്യം ടോംബോ (Clyde William Tombaugh) 1930 ഫെ. 18-ന് കണ്ടുപിടിച്ചു. ഇത് സൂര്യനെ വലംവച്ച് ഒരു ഭ്രമണത്തിനു 248.54 ഭൂവര്‍ഷമെടുക്കുന്നു. 76 വര്‍ഷം വരെ, പ്ലൂട്ടോയെ ഒരു ഗ്രഹമായിത്തന്നെ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ കണക്കാക്കിയിരന്നു. പക്ഷേ, സൂര്യനെ പരിക്രമണം ചെയ്യുന്ന ഒരു വസ്തുവിനെ ഗ്രഹമായി പരിഗണിക്കണമെങ്കില്‍, അതു തഴെപ്പറയുന്ന വ്യവസ്ഥകള്‍ പാലിക്കണമെന്ന് 2006-ല്‍ ചേര്‍ന്ന അന്താരാഷ്ട്ര ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്ര യൂണിയന്‍ (International Astronomical Union) തീരുമാനിക്കുകയുണ്ടായി.
(1) അതിന് സുസ്ഥിരമായ ഒരു പരിക്രമണപഥം ഉണ്ടായിരിക്കണം. ഈ പരിക്രമണപഥം മറ്റു ഗ്രഹങ്ങളുടെ പരിക്രമണ പഥത്തെ ശല്യം ചെയ്യും വിധം (ഉദാ. പരിപഥത്തെ മുറിച്ചു കടക്കുക) ആകരുത്. (2) അതിന് ദ്രവസ്ഥിതിക സംതുലനം (Hydro
Static equilibrium) ഉണ്ടായിരിക്കണം. (3) സ്വയം ഗോളാകാരം കൈവരിക്കാന്‍ വേണ്ട ഗുരുത്വബലം (അഥവാ പിണ്ഡം) അതിനുണ്ടായിരിക്കണം. ഈ വ്യവസ്ഥകള്‍ പാലിക്കാത്തതു കൊണ്ടാണ് പ്ലൂട്ടോയെ ഗ്രഹപ്പട്ടികയില്‍ നിന്നു പുറന്തള്ളുകയും കുള്ളന്‍ ഗ്രഹമായി (dwarf planet) അംഗീകരിക്കുകയും ചെയ്തത്. പ്ലൂട്ടോയ്ക്കു നന്നേ ചെറിയ പിണ്ഡവും നെപ്റ്റ്യൂണിന്റെ പഥത്തെ മുറിച്ചുകടക്കുന്ന പഥവും ആണുള്ളത്. പ്ലൂട്ടോയ്ക്കുമുണ്ട് മൂന്ന് ഉപഗ്രഹങ്ങള്‍-ഷാരോണ്‍, നിക്സ്, ഹൈഡ്ര എന്നിവ.
ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞന്റെ പ്രപഞ്ചവീക്ഷണം
നൂറ്റാണ്ടുകളിലൂടെ കടന്നുപോകുമ്പോള്‍ പ്രപഞ്ചത്തെ സംബന്ധിച്ച് പുതിയ കാഴ്ചപ്പാടുകള്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ അവതരിപ്പിക്കുന്നു. ഭൌതികശാസ്ത്രത്തിന്റെയും സാങ്കേതികവിദ്യയുടെയും വികാസമാണ് അവയ്ക്ക് അടിസ്ഥാനം. ചരിത്രത്തിന്റെ പഴമയില്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ഭൂമിയെ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ കേന്ദ്രമായും മറ്റുള്ള ഖഗോള വസ്തുക്കളൊക്കെ ഭൂമിക്കു ചുറ്റും കറങ്ങുന്നതായും സങ്കല്പിച്ചു. സൂര്യനെ ചുറ്റുന്ന എട്ട് ഗ്രഹങ്ങളില്‍ ഒന്നുമാത്രമാണ് ഭൂമിയെന്നു മനസ്സിലാക്കാന്‍ പിന്നെയും നൂറ്റാണ്ടുകള്‍ വേണ്ടിവന്നു. ആകാശഗംഗയിലെ കോടിക്കണക്കിനു നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ശരാശരി വലുപ്പമുള്ള ഒരു നക്ഷത്രമാണ് സൂര്യന്. ആകാശഗംഗ പ്രപഞ്ചത്തിലെ എണ്ണമറ്റ ഗാലക്സികളില്‍ ഒന്നുമാത്രമാണ്.
സൗരയൂഥം (Solar system)
സൂര്യനെന്ന നക്ഷത്രവും അതിനെ ചുറ്റുന്ന ഖഗോളീയ വസ്തുക്കളും ചേര്‍ന്നതാണ് സൗരയൂഥം. ഖഗോളീയ വസ്തുക്കളില്‍ എട്ട് ഗ്രഹങ്ങള്‍, അവയുടെ ഉപഗ്രഹങ്ങള്‍, ആയിരക്കണക്കിനു ക്ഷുദ്രഗ്രഹങ്ങള്‍ (asteroids), ഉല്‍ക്കകള്‍ (meteors), ധൂമകേതുക്കള്‍ (comets), വാതകമേഘങ്ങള്‍, പൊടിപടലങ്ങള്‍ പ്ളൂട്ടോ ഉള്‍പ്പെടെയുള്ള കുയ്പര്‍ വലയ (Kuiper belt) വസ്തുക്കള്‍, ഊര്‍ട്ട് മേഘവസ്തുക്കള്‍ എന്നിവ ഉള്‍പ്പെടുന്നു. ആധുനിക ശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ നിഗമനമനുസരിച്ച് ഗ്രഹങ്ങള്‍ രൂപംകൊണ്ടത് മൂന്നു വിധത്തിലാകാം: (1) സൂര്യനില്‍നിന്ന്; (2) സൂര്യനും മറ്റേതോ നക്ഷത്രവുമായുള്ള ഘര്‍ഷണത്തില്‍ നിന്ന്; (3) സൂര്യന്റെ പരിസരത്തിലുണ്ടായിരുന്ന ധൂമനിബിഡമായ ഏതോ വസ്തുവില്‍നിന്ന്. ഇവയില്‍ 1943-ല്‍ വൈസേക്കര്‍ (C. Von Weizsacker) അവതരിപ്പിച്ച ആധുനിക സിദ്ധാന്തം ശാസ്ത്രചിന്തകര്‍ക്കിടയില്‍ കൂടുതല്‍ അംഗീകാരം നേടി. ഇദ്ദേഹത്തിന്റെ അഭിപ്രായത്തില്‍ ഏതോ വിദൂര കാലയളവില്‍ സൂര്യനു ചുറ്റും ധൂമപടല സാന്നിധ്യമുള്ള വലിയൊരു മേഖലയുണ്ടായിരുന്നു. ഈ മേഖലയുടെ രണ്ടരികും സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞും മധ്യഭാഗത്ത് പദാര്‍ഥങ്ങള്‍ ഞെരുങ്ങി ഉയര്‍ന്ന സാന്ദ്രതയിലുമായിരുന്നു. പദാര്‍ഥ കണികകള്‍ തമ്മിലുള്ള ആകര്‍ഷണം ക്രമേണ ഗ്രഹങ്ങള്‍ രൂപപ്പെടുന്നതില്‍ കലാശിച്ചു. ധൂമപടലമേഖലയുടെ രണ്ടറ്റത്തും സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞ പദാര്‍ഥമായതിനാല്‍ ചെറിയ ഗ്രഹങ്ങള്‍ ആ ഭാഗത്തും നടുവില്‍ സാന്ദ്രത കൂടിയിരുന്നതിനാല്‍ വലിയ ഗ്രഹങ്ങള്‍ മധ്യഭാഗത്തും രൂപംകൊള്ളാന്‍ ഇടയായി. ചന്ദ്രശേഖര്‍, കുപ്പര്‍ (Kuper) എന്നീ ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ഈ അഭിപ്രായം അംഗീകരിക്കുകയും പിന്നീടതിനെ നവീകരിക്കുകയും ചെയ്തു. ഗ്രഹം (Planet) എന്ന പദത്തിനു ഗ്രീക്കു ഭാഷയില്‍ സഞ്ചാരി (Wanderer) എന്നാണര്‍ഥം. ടോളമിയുടെ ഭൂകേന്ദ്രീയ സിദ്ധാന്തമനുസരിച്ച് ഗ്രഹങ്ങള്‍ ഏഴാണ്-സൂര്യന്, ചന്ദ്രന്‍, ബുധന്‍, ശുക്രന്‍, ചൊവ്വ, വ്യാഴം, ശനി. ഭ്രമണകേന്ദ്രം സൂര്യനാണെന്നും ഭൂമി ഒരു ഗ്രഹം മാത്രമാണെന്നും പിന്നീട് അറിവായതോടെയാണ് സൂര്യകേന്ദ്രീയ സിദ്ധാന്തത്തിനു തുടക്കം കുറിക്കുന്നത്. ഇന്ന് ബുധന്‍, ശുക്രന്‍, ഭൂമി, ചൊവ്വ, വ്യാഴം, ശനി, യുറാനസ്, നെപ്റ്റ്യൂണ്‍ എന്നിങ്ങനെ ദൂരമനുസരിച്ച് സൂര്യനുചുറ്റും ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന എട്ട് ഗ്രഹങ്ങളുള്ള സൌരയൂഥഘടന ചിര സമ്മതമായിത്തീര്‍ന്നിരിക്കുന്നു. അവയില്‍ സൂര്യന് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള നാലു ഗ്രഹങ്ങള്‍-ബുധന്‍, ശുക്രന്‍, ഭൂമി, ചൊവ്വ-താരതമ്യേന ചെറുതാണ്. സൂര്യനില്‍ നിന്നു കൂടുതല്‍ അകലെയുള്ള വ്യാഴം, ശനി, യുറാനസ്, നെപ്റ്റ്യൂണ്‍ ഇവ വളരെ വലിയ ഗ്രഹങ്ങളാണ്. ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണപഥത്തിനുള്ളിലുള്ള ബുധന്‍, ശുകന്‍ എന്നിവയെ അന്തര്‍ഗ്രഹങ്ങള്‍ (inner planets) എന്നും ഭ്രമണപഥത്തിനു പുറത്തുള്ളവയെ ബഹിര്‍ഗ്രഹങ്ങള്‍ (outer planets) എന്നും പറയുന്നു. വ്യാഴം, ശനി, യുറാനസ്, നെപ്റ്റ്യൂണ്‍ എന്നീ ഗ്രഹങ്ങള്‍ക്ക് വലയങ്ങളുണ്ടെങ്കിലും ശനിയുടെ വലയങ്ങള്‍ മാത്രമേ ഒരു സാധാരണ ദൂരദര്‍ശിനിയുപയോഗിച്ച് ദൃശ്യമാകുന്നുള്ളൂ.
ക്ഷുദ്രഗ്രഹങ്ങള്‍ (Asteroids)
സൂര്യനുചുറ്റും ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നതും വ്യാസം വളരെ കുറഞ്ഞതുമായ ഖഗോളീയ വസ്തുക്കളാണ് ക്ഷുദ്രഗ്രഹങ്ങള്‍ (ആസ്റ്ററോയിഡുകള്‍). ഛിന്നഗ്രഹങ്ങള്‍ എന്ന പേരിലും അറിയപ്പെടുന്നു. സൌരയൂഥത്തിലൊട്ടാകെ 25,000-ത്തിലേറെ ക്ഷുദ്രഗ്രഹങ്ങളെ ഇതിനകം പട്ടികപ്പെടുത്തിയിട്ടുണ്ട്. ഗ്രഹങ്ങള്‍, നക്ഷത്രങ്ങള്‍ തുടങ്ങിയവയെപ്പോലെ ക്ഷുദ്രഗ്രഹങ്ങള്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞന്റെ സവിശേഷ ശ്രദ്ധയാകര്‍ഷിക്കുന്നില്ല. ദൂരദര്‍ശിനിയിലൂടെ അവയെ കാണുക വിഷമകരമാണ്. ഫോട്ടോഗ്രാഫിക് പ്ളേറ്റില്‍ സ്ഥിരമായൊരു പ്രതിഫലനം സൃഷ്ടിക്കുവാനും അവയ്ക്കു സാധിക്കുന്നില്ല. അവയില്‍ ഏകദേശം 200 കിലോമീറ്ററില്‍ കൂടുതല്‍ വലുപ്പമുള്ളവയ്ക്കു ഗോളാകാരമാണുള്ളത്. 300 കിലോമീറ്ററിലേറെ വ്യാസമുള്ള ക്ഷുദ്രഗ്രങ്ങളാണ് പല്ലാസും വെസ്റ്റയും. മിക്ക ക്ഷുദ്രഗ്രഹങ്ങളും സഞ്ചരിക്കുന്നത് ചൊവ്വയുടെയും വ്യാഴത്തിന്റെയും ഭ്രമണപഥങ്ങള്‍ക്കുള്ളിലാണെങ്കിലും ഇവയ്ക്കു പുറത്തും ചിലതു കറങ്ങുന്നുണ്ട്. ഭൂസമീപക്ഷുദ്രഗ്രഹങ്ങള്‍ (Near earth asteroids) ഇവയില്‍പ്പെടുന്നു. സൂര്യനില്‍ നിന്ന് ഭൂമിയിലേക്കുള്ള ദൂരത്തെ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ഒരു അസ്റ്റ്രണോമിക്കല്‍ യൂണിറ്റ് (A.U.) ആയി എടുക്കാറുണ്ട് (149.66 ദശലക്ഷം കി.മീ.). ഇതനുസരിച്ച് ക്ഷുദ്രഗ്രഹങ്ങള്‍ കാണപ്പെടുന്നത് സാധാരണയായി 2.1 A.U. ദൂരം മുതല്ക്കാണ്.
ആദ്യത്തെ ക്ഷുദ്രഗ്രഹം ജി. പിയാസ്സി കണ്ടെത്തിയത് 1801 ജനു. 1-ന് സിസിലിയില്‍ ആയിരുന്നു. അന്ന് അതൊരു ഗ്രഹമോ ധൂമകേതുവോ ആയിരിക്കുമെന്നാണ് കരുതപ്പെട്ടത്. 936 കി.മീ. വ്യാസമുള്ള ഈ ക്ഷുദ്രഗ്രഹത്തിന് റോമന്‍ ധാന്യ-കൃഷിദേവതയായ സെറസ് (Ceres) എന്നു പേരിട്ടു. സെറസ് ക്ഷുദ്രഗ്രഹമാണ് കണ്ടെത്തിയവയില്‍ ഏറ്റവും വലുത്. പിന്നീടു കണ്ടെത്തിയ ക്ഷുദ്രഗ്രഹങ്ങള്‍ക്ക് ജൂണോ (വനിതകളുടെയും വിവാഹത്തിന്റെയും റോമന്‍ ദേവത), തെറ്റിസ് (അക്കിലിസിന്റെ മാതാവ്) എന്നിങ്ങനെ ഐതിഹാസിക നാമങ്ങള്‍ നല്കി. പിന്നീട് വളരെ കൂടുതല്‍ ക്ഷുദ്രഗ്രഹങ്ങള്‍ കണ്ടെത്തിയതോടെ അവ ഓര്‍ക്കാന്‍ വിഷമമുള്ള പേരുകളില്‍ അറിയപ്പെട്ടു. ഏറ്റവും ചെറിയ ക്ഷുദ്രഗ്രഹം 1991 ആഅ ആണ് (വ്യാസം 9 മീ.). നഗ്നനേത്രങ്ങള്‍കൊണ്ടു കാണാന്‍ കഴിയുന്ന ക്ഷുദ്രഗ്രഹം 4 വെസ്റ്റ ആണ് (വ്യാസം 520 കി.മീ.). ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഭ്രമണപഥങ്ങളെ അപേക്ഷിച്ച് ക്ഷുദ്രഗ്രഹപഥങ്ങളുടെ ദീര്‍ഘവൃത്താകാരത വളരെ കൂടുതലാണ്. സൗരയൂഥത്തിലെ പ്രധാന ക്ഷുദ്ര ഗ്രഹങ്ങളാണ് സെറസ്, പല്ലാസ്, വെസ്റ്റ, ഹൈജിയ, ഇന്ററാമിനിയ, ഒയ്റോപ്പ, ഡേവിഡ, സില്‍വിയ, സൈബിലി, യുനോമിയ, ജുനോ, ഷരിക്ലോ, യുഫ്രോസിനെ, ഹെക്റ്റോര്‍, ഷിരോണ്‍, തിസ്ബേ, ബിംബെര്‍ഗ, ഫോര്‍ച്ചുന, ഹെര്‍കുലിന, പേറ്റിന്‍ഷ്യ, ഡോറിയ, ഉര്‍സുല, കാമില്ല, യൂജിന, ഐറിസ് തുടങ്ങിയവ.
ഉല്‍ക്കകള്‍ (Meteors)
ആകാശത്തുനിന്നു വളരെ അപൂര്‍വമായി ഭൂമിയിലേക്കു നിപതിക്കുന്ന പ്രകാശമേറിയ വസ്തുക്കളായ ഉല്‍ക്കകള്‍ ഭൌമാന്തരീക്ഷത്തിലെ ഏറ്റവും വലുപ്പം കുറഞ്ഞ പദാര്‍ഥങ്ങളാണ്. ധൂമകേതുക്കളെപ്പോലെ ഉല്‍ക്കകളെയും വരാനിരിക്കുന്ന ഏതോ ആപത്തിന്റെ സൂചനകളായി നമ്മുടെ പൂര്‍വികര്‍ കരുതിയിരുന്നു. മീറ്റിയോറാണ്‍, മീറ്റിയോറസ് എന്നീ ഗ്രീക്കു പദങ്ങളില്‍ നിന്നാണ് 'മീറ്റിയര്‍' (ഉല്‍ക്ക) എന്ന ഇംഗ്ലീഷ് പദം രൂപപ്പെട്ടത്. ഉല്‍ക്കകള്‍ ഭൂമിയില്‍ പതിച്ചുണ്ടാകുന്ന പദാര്‍ഥങ്ങളെ 'ഉല്‍ക്കാശിലകള്‍' (meteorites) എന്നു പറയുന്നു.
ഉല്‍ക്കകളെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനത്തിന് ഫോട്ടോഗ്രാഫി, സ്പെക്ട്രോസ്ക്കോപ്പി തുടങ്ങിയ രീതികള്‍ സ്വീകരിച്ചുവരുന്നു. ഉല്‍ക്കകളുടെ സ്പെക്ട്രപഠനം അവയുടെ ആന്തരിക ഘടനയെക്കുറിച്ചു പല വിശദാംശങ്ങളും നല്കുന്നുണ്ട്. ഉല്‍ക്കകള്‍ രണ്ടുവിധത്തിലുണ്ട്. ചിലതില്‍ ഇരുമ്പ്, ക്രോമിയം, അലുമിനിയം തുടങ്ങിയ ലോഹങ്ങള്‍ക്കാണ് പ്രാമുഖ്യം. മറ്റു ചില ഉല്‍ക്കകളില്‍ കാത്സ്യം, നൈട്രജന്‍ തുടങ്ങിയവ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. ഉല്‍ക്കകള്‍ സാധാരണയായി കാണപ്പെടുന്നത് ഭൌമോപരിതലത്തില്‍ നിന്ന് 130-175 കി.മീ. ഉയരത്തിലാണ്. ഭൂമിയില്‍ നിന്ന് 20-25 കി.മീ. ഉയരത്തില്‍ എത്തുമ്പോഴേക്കും ഉല്‍ക്കകള്‍ക്ക് അന്തരീക്ഷത്തില്‍ പ്രവേശിക്കുമ്പോഴുണ്ടാകുന്ന പ്രവേഗം മിക്കവാറും നഷ്ടപ്പെടുന്നു. അവ പിന്നെ ഭൂമിയുടെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണത്തിനു വിധേയമായാണ് താഴോട്ടു പതിക്കുന്നത്. ചില ഉല്‍ക്കകള്‍ അന്തരീക്ഷത്തില്‍ വച്ചു തന്നെ കത്തി പ്രചണ്ഡമായ പ്രഭയും അത്യുഗ്രമായ ശബ്ദവും സാന്ദ്രതയേറിയ പുകപടലവും സൃഷ്ടിക്കുന്നു. മറ്റു ചില ഉല്‍ക്കകള്‍ ഈ അവസ്ഥാവിശേഷങ്ങളൊക്കെ കടന്ന് ഭൂതലത്തില്‍ വീണ് ഉല്‍ക്കാശിലകളാകുന്നു.
ധൂമകേതുക്കള്‍ (Comets)
നിശ്ചിതമായ ഒരാവര്‍ത്തനകാലത്തു സൂര്യനോടടുക്കുകയും പിന്നീടു തിരിച്ചു പോകുകയും ചെയ്യുന്ന ഖഗോളീയ വസ്തുക്കളാണ് ധൂമകേതുക്കള്‍ (വാല്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍). 'നീളന്‍ മുടിയുള്ള നക്ഷത്രം' എന്നര്‍ഥമുള്ള കൊമേറ്റസ് എന്ന ഗ്രീക്കു പദത്തില്‍ നിന്നാണ് കൊമേറ്റ എന്ന ലത്തീന്‍ പദവും ധൂമകേതു എന്നര്‍ഥമുള്ള കോമറ്റ് (Comets) എന്ന ഇംഗ്ലീഷ് പദവും നിഷ്പന്നമായത്. നീണ്ട വാല്‍ ധൂമകേതുക്കളുടെ സവിശേഷതയാണ്. സൗരയൂഥത്തിലാകെ ഒരു ലക്ഷത്തില്‍പ്പരം ധൂമകേതുക്കളുണ്ടെന്നു കണക്കാക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. പണ്ടുകാലത്ത് യുദ്ധം, വറുതി, ക്ഷാമം എന്നീ ദുരന്തങ്ങളുടെ മുന്നോടിയായിട്ടാണ് വാല്‍നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉദയത്തെ ഗണിച്ചിരുന്നത്.
ടൈക്കോ ബ്രാഹേ ആണ് ധൂമകേതുക്കളുടെ ശാസ്ത്രീയ സ്ഥാനനിര്‍ണയം തുടങ്ങിയത്. ചന്ദ്രനെക്കാള്‍ അകലെയാണ് ധൂമകേതുക്കള്‍ എന്ന് ഇദ്ദേഹം കണ്ടുപിടിച്ചു. നിസ്സാരമായ ദ്രവ്യമാനമുള്ള ഇവ സാധാരണയായി വെള്ളിപോലെ തിളക്കമാര്‍ന്ന നിറത്തില്‍ കാണപ്പെടുന്നു. ഖരവസ്തുക്കള്‍ രൂപംകൊടുക്കുന്ന ഒരു ന്യൂക്ലിയസ്, അതിനു ചുറ്റും വാതക നിബിഡമായ 'കോമ', നീളം കൂടിയ ഒരു വാല്‍ഭാഗം എന്നിങ്ങനെ സവിശേഷമായ ഒരു ഘടനയാണ് ധൂമകേതുക്കള്‍ക്കുള്ളത്. ഒന്നിലധികം വാലുകളുള്ള ധൂമകേതുക്കളും വിരളമായി കണ്ടിട്ടുണ്ട്. 1774-ല്‍ ഉദയംകൊണ്ട ഒരു ധൂമകേതുവിന് ആറു വാലുകള്‍ ഉണ്ടായിരുന്നു. ധൂമകേതുക്കളുടെ സഞ്ചാരപഥങ്ങള്‍ വ്യത്യസ്തങ്ങളാണ്. ദീര്‍ഘവൃത്ത പഥങ്ങളില്‍ സഞ്ചരിക്കുന്നവയുടെ ആവര്‍ത്തനകാലം (periods) ഹ്രസ്വവും, പരാബൊളികവും ഹൈപ്പര്‍ബൊളികവുമായ പഥങ്ങളില്‍ സഞ്ചരിക്കുന്നവയുടേതു താരതമ്യേന ദൈര്‍ഘ്യമേറിയതും ആണെന്നു നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. ബ്രിട്ടീഷ് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനായ എഡ്മണ്ട് ഹാലി(Edmund Halley, 1656-1742)യുടെ ബഹുമാനാര്‍ഥം നാമകരണം ചെയ്യപ്പെട്ട ധൂമകേതുവാണ് 'ഹാലി-ധൂമകേതു'. 75-76 വര്‍ഷം ആവര്‍ത്തനകാലമുള്ള ഈ ധൂമകേതു ഹാലിയുടെ ജീവിതകാലത്ത് 1682-ല്‍ പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ടു. 1759-ല്‍ അത് വീണ്ടും പ്രത്യക്ഷമാകുമെന്ന അദ്ദേഹത്തിന്റെ പ്രവചനം യാഥാര്‍ഥ്യമാകുകയും ചെയ്തു. 1066-ല്‍ ഇത് പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ടതായി രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുണ്ട്. ഏറ്റവും ഒടുവില്‍ 'ഹാലി ധൂമകേതു'വിനെ കണ്ടത് 1986 മാര്‍ച്ച്-ഏപ്രില്‍ മാസങ്ങളിലാണ്.
നക്ഷത്രങ്ങള്‍ (Stars)
സ്പേസിന്റെ അകലങ്ങളില്‍ കാണുന്ന ജ്വലിക്കുന്ന ജ്യോതിര്‍ഗോളങ്ങളാണ് നക്ഷത്രങ്ങള്‍. നഗ്നനേത്രങ്ങള്‍ക്ക് ഒരേസമയം 2000-ത്തില്‍ കൂടുതല്‍ നക്ഷത്രങ്ങളെ കാണാന്‍ സാധ്യമല്ല. ഒരു സാധാരണ ദൂരദര്‍ശിനി ഉപയോഗിച്ച് ദശലക്ഷക്കണക്കിന് നക്ഷത്രങ്ങളെ കാണാം. സൂര്യനാണ് ഭൂമിയോട് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള നക്ഷത്രം. സൂര്യനെക്കാള്‍ വലുപ്പമുള്ളവയാണ് പല നക്ഷത്രങ്ങളും.
നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദൂരം അളക്കാനുപയോഗിക്കുന്ന ഏകകങ്ങളാണ് പ്രകാശവര്‍ഷം (light year). പാര്‍സെക്ക് (parsec) എന്നിവ. സെക്കന്‍ഡില്‍ 3 ലക്ഷം കി.മീ. (ഒരു ലക്ഷത്തി എണ്‍പത്താറായിരം മൈല്‍) വേഗതയില്‍ പ്രകാശരശ്മികള്‍ ഒരു വര്‍ഷം സഞ്ചരിക്കുന്ന ദൂരമാണ് ഒരു പ്രകാശവര്‍ഷം. ഏകദേശം 3.26 പ്രകാശവര്‍ഷങ്ങള്‍ക്കു തുല്യമാണ് ഒരു പാര്‍സെക്ക്. സൂര്യന് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള നക്ഷത്രമായ ആല്‍ഫ സെന്റൗറി (Alpha Centauri) സൂര്യനില്‍നിന്നും 4.35 പ്രകാശവര്‍ഷം അകലെയാണ്. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ താപം, നിറം, ദീപ്തി (brightness) എന്നിവ അതിന്റെ ദ്രവ്യമാനം (mass) അനുസരിച്ചായിരിക്കും. ദ്രവ്യമാനം കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് ചുവപ്പുനിറമാണുള്ളത്.
നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കാന്തിമാനം (magnitude) അവയുടെ ദീപ്തിയുടെ അളവാണ്. നഗ്നനേത്രങ്ങള്‍കൊണ്ടു കാണാവുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളെ കാന്തിമാനമനുസരിച്ച് ആറു വിഭാഗങ്ങളായി ഗ്രീക്ക് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനായ ഹിപ്പാര്‍ക്കസ് തരംതിരിച്ചിട്ടുണ്ട്. അവയില്‍ ഏറ്റവും പ്രകാശം കൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഒന്നാം കാന്തിമാനത്തിലുള്ളവയാണ്. ഒന്നാം കാന്തിമാനത്തിലുള്ള 20 നക്ഷത്രങ്ങള്‍ തമ്മിലും ദീപ്തിയില്‍ വ്യത്യാസമുണ്ട്. ഒന്നാം കാന്തിമാനമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ഏറ്റവും പ്രകാശമുള്ളതാണ് സിറിയസ് (Sirius).
ബ്രിട്ടീഷ് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനായ സര്‍ വില്യം ഹെര്‍ഷലിന്റെ (1738-1822) പുത്രന്‍ ജോണ്‍ ഹെര്‍ഷല്‍ (1792-1871) നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കാന്തിമാനത്തെ സംബന്ധിച്ച് പുതിയൊരു സിദ്ധാന്തത്തിനു രൂപംകൊടുത്തു. അതനുസരിച്ച് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദീപ്തി കൂടുന്തോറും കാന്തിമാനം കുറഞ്ഞുവരും. പ്രകാശം വളരെ കൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കാന്തിമാനം ഋണസംഖ്യകളാണ്. ഏറ്റവും പ്രകാശം കൂടിയ നക്ഷത്രമായ സിറിയസിന്റെ കാന്തിമാനം -1.6, സൂര്യന്റെത് -26.6, ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രത്യക്ഷ ദീപ്തി (apparent brightness) അനുസരിച്ചു നിര്‍ണയിക്കുന്ന അളവിനെ പ്രത്യക്ഷ കാന്തിമാനം (apparent magnitude) എന്നു പറയുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ യഥാര്‍ഥ ദീപ്തി (real brightness) മനസ്സിലാക്കാന്‍ അവ ഒരേ അകലത്തിലാണെന്നു സങ്കല്പിക്കണം. സാധാരണയായി നക്ഷത്രങ്ങള്‍ 10 പാര്‍സെക്ക് അകലത്തിലാണെന്നു സങ്കല്പിച്ച് അവയുടെ പ്രത്യക്ഷ കാന്തിമാനം നിര്‍ണയിക്കുന്നു. ഇതാണ് നക്ഷത്രത്തിന്റെ കേവല കാന്തിമാനം (absolute magnitude). സൂര്യന്റെ കേവല കാന്തിമാനം 5 ആണെന്നു കണക്കാക്കിയിട്ടുണ്ട്.
നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രപഠനം അവ സൂര്യനു സദൃശമാണെന്നു തെളിയിക്കുന്നു. ഏതു നക്ഷത്രവും മറ്റുള്ളവയില്‍ നിന്ന് സാന്ദ്രത, നിറം, താപനില എന്നിവയില്‍ വ്യത്യസ്തമാണ്. രാസഘടനയില്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ വിഭിന്നമാണെങ്കിലും എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളിലും ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവുമാണ് പ്രധാന മൂലകങ്ങള്‍. സ്പെക്ട്രപഠനമനുസരിച്ച് നിറത്തിന്റെയും താപനിലയുടെയും അടിസ്ഥാനത്തില്‍ നക്ഷത്രങ്ങളെ O, B, A, F, G, K, M എന്നിങ്ങനെ ഏഴു വിഭാഗങ്ങളായി തരംതിരിച്ചിരിക്കുന്നു. ഇവയില്‍ O-വിഭാഗം താപനില വളരെ ഉയര്‍ന്ന, നീലനിറമുള്ള അതിഭീമതാര(Super Giant)കളാണ്. 10,000°C ആണ് ഇവയുടെ ഉപരിതല താപനില. M-വിഭാഗം താപനില താരതമ്യേന കുറഞ്ഞ ചുവപ്പുനിറമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളാണ്. അവയുടെ ഉപരിതല താപനില 3000° യില്‍ കുറവാണ്. ഉപരിതല താപനിലയുടെ അന്തരമനുസരിച്ച് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ നിറവും വ്യത്യസ്തമായിരിക്കുന്നു. ഉദാ. സിറിയസിന്റെ നീറം നീലയാണ്, റെഗലുസി(Regulus)നും വേഗ(Vega)യ്ക്കും നീലനിറം കലര്‍ന്ന വെളുപ്പ്, ബെറ്റല്‍ഗ്യൂസിന്റെ (Betelgeux) നിറം ചുവപ്പ്, ആള്‍ട്ടെയറും (Altair) പോളക്സും (pollux) മഞ്ഞ. ഒരു ചുവന്ന നക്ഷത്രത്തിന് 1400°-യും മഞ്ഞ നക്ഷത്രത്തിന് 4500°-യും വെളുത്ത നക്ഷത്രത്തിന് 6000°-യും താപനിലയുണ്ട്. ഉപരിതല താപനിലയുടെ ഏറ്റക്കുറവനുസരിച്ച് നക്ഷത്ര പ്രതലത്തിലെ ഒരോ ചതുരശ്രയൂണിറ്റും വികിരണം ചെയ്യുന്ന താപവും പ്രകാശവും വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കും.
വലുപ്പവും പ്രകാശതീവ്രത(luminosity)യുമനുസരിച്ച് നക്ഷത്രങ്ങളെ കുള്ളന്മാര്‍ (Dwarfs), മുഖ്യാനുക്രമ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ (Main
Sequence Stars), ഭീമന്മാര്‍ (Giants) എന്നിങ്ങനെ മൂന്നായി തരംതിരിച്ചിരിക്കുന്നു. സൂര്യനെക്കാള്‍ ചെറിയ നക്ഷത്രങ്ങളാണ് 'കുള്ളന്മാര്‍'. വാന്‍ മീനന്‍ നക്ഷത്രം (Van Meanen's Star) ഒരു കുള്ളനാണ്. ഭൂമിയെക്കാള്‍ അല്പംകൂടി വലുപ്പമുള്ള ഒരു നക്ഷത്രം 12.8 പ്രകാശവര്‍ഷം അകലെയാണ്. ഇടത്തരം വലുപ്പമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളാണ് മുഖ്യാനുക്രമ നക്ഷത്രങ്ങള്‍. 80 ശ.മാ. നക്ഷത്രങ്ങളും ഈ കൂട്ടത്തില്‍പ്പെടുന്നു. ഇവയുടെ കേവല കാന്തിമാനം (absolute magnitude) -2 മുതല്‍ +8 വരെയാണ്. സൂര്യന് ഒരു മുഖ്യാനുക്രമ നക്ഷത്രമാണ്. സൂര്യനെക്കാള്‍ അനേകമടങ്ങ് വലുപ്പമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളാണ് ഭീമന്മാര്‍. അവയുടെ കേവല കാന്തിമാനം -2-ല്‍ കുറവായിരിക്കും. ഭീമന്മാര്‍ക്ക് മുഖ്യാനുക്രമ നക്ഷത്രങ്ങളെക്കാള്‍ പ്രകാശതീവ്രത കൂടുതലാണ്. അവ മഞ്ഞ, ചുവപ്പ് എന്നീ നിറങ്ങളില്‍ കാണപ്പെടുന്നു. അസാധാരണമായ പ്രകാശതീവ്രതയുള്ള ഭീമന്മാരാണ് അതിഭീമതാരകള്‍ (Super Giants), ബെറ്റല്‍ഗ്യൂസ് (Betelgeux), റിഗെല്‍ (Rigel) എന്നീ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഈ വിഭാഗത്തില്‍പ്പെടുന്നു
ഗാലക്സികളും ക്വാസറുകളും
പ്രപഞ്ചത്തിലുള്ള എണ്ണമറ്റ ഗാലക്സികളില്‍ ഒന്നുമാത്രമാണ് ആകാശഗംഗ. ഈ ഗാലക്സിയുടെ കേന്ദ്രത്തില്‍ നിന്നു സജിറ്റേറിയസ് (Sagittarius) എന്ന താരാമണ്ഡല(Constellation)ത്തിന്റെ ദിശയില്‍ 30,000 പ്രകാശവര്‍ഷമകലെയാണ് സൂര്യന്റെ സ്ഥാനം. അസംഖ്യം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഒരു സമൂഹമാണ് ആകാശഗംഗ. ഇരുണ്ട രാത്രിയില്‍ നഗ്നനേത്രങ്ങള്‍ കൊണ്ട് കാണാന്‍ കഴിയുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അനേക മടങ്ങാണ് ശക്തിയേറിയ ഒരു ദൂരദര്‍ശിനിയിലൂടെ ആകാശഗംഗയില്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞന് കാണാന്‍ സാധിക്കുക. ആകാശഗംഗ മധ്യഭാഗത്ത് നക്ഷത്ര നിബിഡതകൊണ്ട് സാന്ദ്രതയേറിയും ധ്രുവങ്ങളിലെത്തുമ്പോള്‍ സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞ് പരന്നും കാണപ്പെടുന്നു. അനവധി ഗാലക്സികളടങ്ങിയ ഗാലക്സീയ വ്യൂഹം (galactic system) എന്ന നക്ഷത്രപ്രപഞ്ചത്തിന്റെ മധ്യഭാഗത്താണ് ആകാശഗംഗയുടെ സ്ഥാനം. സു. 1,00,000 പ്രകാശവര്‍ഷം വ്യാസവും 8,000 പ്രകാശ വര്‍ഷം കനവുമുള്ള (thickness) കാചാകൃതിയിലുള്ള പ്രദേശമാണ് ഗാലക്സീയ വ്യൂഹം. ഇതിനു പുറത്തും അസംഖ്യം നക്ഷത്രപ്രപഞ്ചങ്ങളുണ്ട്. അവ ബഹിര്‍ഗാലക്സീയ വ്യൂഹം (extra galactic system) എന്നറിയപ്പെടുന്നു
ഭൂമിയില്‍ നിന്നും ഏറ്റവും അകലെയുള്ള ജ്യോതിര്‍വസ്തുക്കളാണ് ക്വാസറുകള്‍ (Quasars). അതിശക്തമായ വികിരണതീവ്രത ക്വാസറുകള്‍ക്കുണ്ട്. ഇത്രയധികം വികിരണതീവ്രത ഇവയ്ക്ക് എങ്ങനെയുണ്ടായി എന്നത് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞരെ അദ്ഭുതപ്പെടുത്തുന്നു. ഓരോ ക്വാസറിനുള്ളിലും സൂര്യന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിന്റെ ഏതാനും ആയിരം മടങ്ങ് ദ്രവ്യമാനമുള്ള ഭീമാകാരമായ ഒരു തമോഗര്‍ത്തം ഉണ്ടെന്ന നിഗമനത്തിലാണ് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ ഈ തമോഗര്‍ത്തത്തില്‍ 'പദാര്‍ഥം' നിപതിക്കുമ്പോള്‍ ബഹിര്‍ഗമിക്കുന്ന ഊര്‍ജമാണ് ക്വാസറുകളുടെ വികിരണതീവ്രതയ്ക്ക് നിദാനമെന്നു വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു.
ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രം ഭാരതത്തില്‍
ഭാരതീയര്‍ക്ക് സഹസ്രാബ്ദങ്ങള്‍ നീണ്ടുനിന്ന ഒരു ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്ര പാരമ്പര്യമുണ്ടായിരുന്നു. വേദകാലം മുതല്‍ ആരാധനയുമായി ബന്ധം പുലര്‍ത്തിയ അനുഷ്ഠാനങ്ങളില്‍ കാലനിര്‍ണയം അനുപേക്ഷണീയമാണ്. കാലഗണനയെക്കുറിച്ചുള്ള നിരന്തരമായ അന്വേഷണങ്ങളില്‍ നിന്നാണ് പഞ്ചാംഗ(കലണ്ടര്‍)ത്തിന്റെ തുടക്കം. മുണ്ഡകോപനിഷത്തില്‍ വേദപഠനത്തെക്കുറിച്ചു പ്രതിപാദിക്കുന്ന ഭാഗങ്ങളില്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രത്തെക്കുറിച്ചും പരാമര്‍ശിക്കുന്നു. ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രപഠനം നക്ഷത്രനിരീക്ഷണത്തിലൂടെയും പരികലന (കണക്കുകൂട്ടല്‍)ത്തിലൂടെയും നടന്നിരുന്നുവെന്നതിന് ബ്രാഹ്മണ സാഹിത്യത്തില്‍ സൂചനകളുണ്ട്. അക്കാലത്ത് ഹിന്ദുക്കളെപ്പോലെ ജൈനരും മതപരമായ ചടങ്ങുകളില്‍ പരികര്‍മികളായ പണ്ഡിതര്‍ക്ക് ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രപരമായ വിജ്ഞാനം നിര്‍ബന്ധമാക്കിയിരുന്നു. ജൈനമതഗ്രന്ഥങ്ങളില്‍ ഗണിതാനുയോഗം, സംഖ്യാനം എന്നിവയ്ക്കു പുറമെ ജ്യോതിഷം എന്ന ഭാഗവുമുണ്ട്. ബുദ്ധമതക്കാര്‍ വലിയ പ്രാധാന്യമൊന്നും ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രത്തിനു നല്കിയില്ലെങ്കിലും വനവാസികളായ ബുദ്ധസന്ന്യാസിമാര്‍ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രപ്രമാണങ്ങള്‍ അറിഞ്ഞിരിക്കേണ്ടതാണെന്നു കരുതിയിരുന്നു.
