තාරකාවලට ඇති දුර මනින්නේ කෙලෙසද?

අපට ආසන්නයේම ඇති තාරකා කොපමණ දුරකින් පිහිටා තිබේද කියතොත් අපේ චන්ද්‍රයාට ඇති දුර මනින්න යොදා ගන්නා රේඩාර් යොදා ගෙන තාරකාවලට දුර මනින්න පුළුවන් වෙයි කියලා බලාපොරොත්තුවෙන්න බැහැ. එහෙත් ඈතින් පිහිටි කඳු මුදුනකට ඇති දුර නිර්ණය කරන්න මිනින්දෝරුවෝ යොදා ගන්නා ක‍්‍රමය අපට උපයෝගී කරගන්න පුළුවනි. (චිත්‍රය බලන්න)මිනින්දෝරුවන් සිදුකරන්නේ පාදකය (the base) යනුවෙන් දැක්වෙන  දැන සිටින දුරකින් වෙන් වූ ස්ථාන දෙකක සිට ඔවුන් විසින් තෝරාගනු ලැබූ භූමි සලකුණ නරඹන විට දිසාවේ වෙනස මැන බැලීමයි. කෝණ දෙකත්, පාදක දිගත් දන්නා කල ති‍්‍රකෝණය මුළුමනින්ම නිර්ණය කළ හැකිය. ඒ අනුව වස්තුවට ඇති දුර ගණනය කළ හැකිවේ. කෙසේ වෙතත්  (මුලින් සඳහන් කර ඇති පරිදි) තාරකාවලට ඇති දුර බොහෝය. එම නිසා ඉතා නිවරැුදිව (precision) ගණන් බැලීමට නම් හැකිතාක් දිග පාදක දුරක් යොදා ගත යුතුය. අපට ඒ සඳහා යොදා ගත හැකි දිගම පාදකය වන්නේ පෘථිවි කක්ෂයේ විෂ්කම්භයයි.

ඒ අනුව, ඉලක්ක කරගන්නා තාරකාවේ පිහිටීම ලබා ගන්නේ වසරේ එක්තරා කාලයකදී වඩාත්ම දුරින් පිහිටි පසුබිම් තාරකාවලට සාපේක්ෂව නිරික්ෂණය කිරීමෙනි. ඉන් පසුව ගතවන හයමාසයේදී පෘථිවිය සූර්යයා වටා කක්ෂයෙන් අඩක් සම්පූර්ණ කරයි. මෙහිදී නිර්මාණය වන පාදක රේඛාව දළ වශයෙන් කිලෝමීටර් මිලියන 300කි. තාරකාව අනතුරුව මෙම නව වාසිදායක ලක්ෂයේ සිට නිරීක්ෂණය කරනු ලබන්නේ නැවත වරක්් පසුබිම් තාරකාවලට සාපේක්ෂවය. තවද,  පිහිටිමෙහි දෘශ්‍ය වෙනස, තාරකාවෙහි දුර නිර්ණය කිරීමට අවකාශ සලසයි. එය සිදු කරන ආකාරය ඉහළ විස්තර කෙරිණ. තාරකාවේ සිට දකින ආකාරයට පෘථිවියෙහි කක්ෂයෙහි අරය මගින් ආපතනය කෙරෙන කෝණය හැඳින්වෙන්නේ අසම්පනය (subtended) යනුවෙනි. තවද මෙකී තාරීය ති‍්‍රකෝණකරණ (stellar triangulation) ක‍්‍රමයට ද යෙදෙන්නේ එම නමමය. අසම්පාතය චාප තත්පර1 යි නම් (උදා: අංශකයකින් 1/3600) තාරකාවට ඇති දුර ආලෝක වර්ෂ 3.26 කි. (3-1013) මෙය පාසිකයක් (parsec) ලෙස දැක්වේ.ආලෝක වර්ෂ 500ක් පමණ දුරක් වන තෙක් මේ ක‍්‍රමය සාර්ථකව යොදා ගත හැකිය. ඉන් ඔබ්බට ගත් කල වර්තමානයේ ඇති උපකරණවලින් මිනිය නොහැකි තරමට අසම්පාතය කුඩාය. හොඳම මිනුම් ලබාගෙන ඇත්තේ අභ්‍යාවකාශයේ සිට හිපාකොස් (Hipparcos) චන්ද්‍රිකාව මගිනි. ආලෝක වර්ෂ 150ක් තරම් ඈත තාරකාවල දුර 5%ක නිවැරදිතාවයකින් යුතුව නිර්ණය කිරීමට ඊට හැකි වී ඇත.

වඩාත් දුර තාරකාවල දුරමැනීමේ දී අප වක‍්‍ර ක‍්‍රම වෙත යොමුවිය යුතුවේ. මේ අතුරෙන් වඩාත්ම සුලබ ක‍්‍රමය වන්නේ තාරකාවේ දුර, එහි දෘශ්‍ය ප‍්‍රභාව (apparent brightness) අනුව තක්සේරු කිරීමයි. තාරකා එක එක ප‍්‍රමාණයෙන් මෙන්ම නොයෙක් වර්ණවලින්ද යුක්තය. කෙසේ වෙතත්, පොදුවේ ගත් කල පෙනී යන්නේ එකම වර්ණයේ තාරකා එකම (සමාන) නිසග දීප්තියකින් (intrinsic luminosity) බැබළෙන බවයි. ආලෝක ප‍්‍රභවයක දෘශ්‍ය ප‍්‍රභාව, එහි දුරෙහි වර්ගය  ලෙස අඩුවන හෙයින්, තාරකාවල දුර, එහි දෘශ්‍ය ප‍්‍රභාව හා තාරකාවේ වර්ගය අනුව ඇත්තමේන්තු කර ඇති නිසග දීප්තිය සමග සංසන්දනය කිරීමෙන් ගණනය කළ හැකිවේ. නිදසුනක් ලෙස  ගතෙහොත්, අපේ සූර්යයාට සමාන තාරකාවක් අපට සොයා ගත හැකි නම් එහි දෘශ්‍ය ප‍්‍රභාවෙන් අපට තාරකාවේ දුර තක්සේරු කළ හැක්කේ අප සූර්යාගේ නිසග දීප්තතාව දන්නා හෙයිනි.

මේ ක‍්‍රමය වඩාත්ම හොඳින් කි‍්‍රයාත්මක වන්නේ එක්තරා සුවිශේෂී පංතියක තාරකා සම්බන්ධයෙනි. ‘සම්මත ඉටිපන්දම්’(standard candles) යනුවෙන් හඳුන්වනු ලබන ඒවායේ පැහැය හැර වෙනත් ගති  ලක්ෂණ නිසග දීප්තතාවමගින් බොහොමයක්ම නිවැරදි ලෙස තක්සේරු කළ හැකිය. සුලබ නිදසුනක් වන්නේ සෙපියුස් (Cepheid) විචල්‍ය තාරකාය. මෙම පංතියේ තාරකාවල නිසග දීප්තතාවන් ඒවායේ ස්පන්දන කාලෙඡ්දයන්ට (pulsation periods) සම්බන්ධය. අවාසනාවකට මෙන් දෘශ්‍ය ප‍්‍රභාව මත පදනම්ව තාරකාවල දුර මැනීමේදී අන්තස්තාරිය වායු සහ ධූලි බලපෑමක් ඇති කරයි. මෙම වායු හා ධූලි තාරකාවේ ආලෝකයෙන් කොටසක් උරා ගන්නා හෙයිනි, එම තාරකා ඇත්තටම තිබෙනවාට වඩා එළිය අඩු වූ බවක් පෙනී යයි.

A Question and Answer Guide to Astronomy (2010) හි How are the distances to stars measured?  ලිපිය ඇසුරෙනි