തെളിഞ്ഞ, നിലാവില്ലാത്ത രാത്രിയിൽ ആകാശത്തേക്ക്‌ നോക്കുമ്പോൾ നാം കാണുന്ന ഏറ്റവും തിളക്കമുള്ള വസ്‌തുക്കൾ, ശുക്രൻ, ചൊവ്വ, വ്യാഴം, ശനി എന്നീ ഗ്രഹങ്ങളായിരിക്കും. കൂടാതെ, നമ്മുടെ സൂര്യനെപ്പോലെ തന്നെയുള്ള, എന്നാൽ അതിനേക്കാൾ വളരെ അകലെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന നിരവധി നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ടായിരിക്കും. ഈ സ്ഥിരമായ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ചിലത്‌, ഭൂമി സൂര്യനെ ചുറ്റുന്നതനുസരിച്ച്‌, മറ്റ്‌ നക്ഷത്രങ്ങളെ അപേക്ഷിച്ച്‌ അൽപം ചലിക്കുന്നതായി തോന്നും. എന്നാൽ വാസ്‌തവത്തിൽ അവ സ്ഥിര നക്ഷത്രങ്ങളല്ല. ഇതിനു കാരണം, അവ താരതമ്യേ നമുക്ക്‌ അടുത്താണ്‌ എന്നതാണ്‌. ഭൂമി സൂര്യനെ ചുറ്റുന്നതിനനുസരിച്ച്‌, കൂടുതൽ വിദൂരങ്ങളിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പശ്ചാത്തലത്തിൽ നാം അവയെ വ്യത്യസ്ത സ്ഥാനങ്ങളിലായി കാണുന്നു. ഇതൊരു ഭാഗ്യം തന്നെയാണ്‌. കാരണം, ഇത്‌ ഈ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദൂരം നേരിട്ട്‌ അളക്കുവാൻ നമ്മെ പ്രാപ്തരാക്കുന്നു. എത്ര കണ്ട്‌ അടുത്താണോ അത്രയും കൂടുതൽ അവ ചലിക്കുന്നതായി തോന്നുന്നു. പ്രോക്സിമ സെഞ്ചുറി (ഡഡപധനൂളവടമ ശപണഎമയനവഡഡപ) എന്നു വിളിക്കുന്ന ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള നക്ഷത്രം സുമാർ നാല്‌ പ്രകാശവർഷങ്ങൾ, അഥവാ 23 ലക്ഷം കോടി നാഴിക, ദൂരെയാണെന്ന്‌ കണക്കാക്കപ്പെടുന്നു. (അതിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശം ഭൂമിയിലെത്താൻ നാലു വർഷമെടുക്കുന്നു). നഗ്‌നനേത്രങ്ങൾക്ക്‌ ദൃശ്യമായ മറ്റ്‌ മിക്ക നക്ഷത്രങ്ങളും നമ്മിൽ നിന്ന്‌ ഏതാനും ശതപ്രകാശ വർഷങ്ങൾക്കുള്ളിലാണ്‌ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്‌. ഒരു താരതമ്യത്തിന്‌, നമ്മുടെ സൂര്യന്റെ വെറും എട്ട്‌ പ്രകാശമിനിട്ടുകൾ മാത്രം അകലെയാണ്‌. ദൃശ്യമായ നക്ഷത്രങ്ങൾ രാത്രിയിൽ ആകാശത്ത്‌ ഒരുപോലെ വ്യാപിച്ചു കിടക്കുന്നതായി തോന്നുമെങ്കിലും ചിലത്‌ ഒരു പാളിയിൽ തിങ്ങിയിരിക്കുന്നതായി കാണും. ഇതിനെയാണ്‌ നാം ആകാശഗംഗ എന്നു വിളിക്കുന്നത്‌. 1750ൽ തന്നെ, കാണപ്പെടുന്ന മിക്ക നക്ഷത്രങ്ങളും ഒരു ചക്രാകൃതിയിൽ വിന്യസിക്കുകയാണെങ്കിൽ, അത്‌ ആകാശഗംഗയ്‌ക്ക്‌ വിശദീകരണമാവുമെന്ന്‌ ചില ശാസ്‌ത്രജ്ഞർ നിർദ്ദേശിച്ചിരുന്നു. ഏതാനും ദശകങ്ങൾക്ക്‌ ശേഷം മാത്രമാണ്‌ സർ വില്ല്യം ഹെർഷൽ (Sir William Herschel) എന്ന ജ്യോതിശാസ്‌ത്രജ്ഞൻ കഠിനപ്രയത്നം കൊണ്ട്‌ നിരവധി നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്ഥാനവും ദൂരവും തിട്ടപ്പെടുത്തികൊണ്ട്‌ ഈ ആശയം സ്ഥിരീകരിച്ചത്‌. എന്നിട്ടും ഈ ആശയത്തിന്‌ പൂർണ്ണ അംഗീകാരം ലഭിച്ചത്‌ ഈ നൂറ്റാണ്ടിന്റെ ആദ്യത്തിൽ മാത്രമാണ്‌.
പ്രപഞ്ചത്തെക്കുറിച്ചുള്ള നമ്മുടെ ആധുനിക ചിത്രം രൂപപ്പെടുന്നത്‌ 1924ൽ അമേരിക്കൻ ജ്യോതിശാസ്‌ത്രജ്ഞൻ, എഡ്‌വിൻ ഹബ്‌ൾ(Edwin Hubble), നമ്മുടേതിന്‌ പുറമെയും നക്ഷത്രവ്യൂഹങ്ങളുണ്ട്‌ എന്ന്‌ തെളിവ്‌ സഹിതം സ്ഥാപിച്ചപ്പോഴാണ്‌. വാസ്‌തവത്തിൽ, ശൂന്യതയുടെ അപാര മേഖലകളാൽ ചുറ്റപ്പെട്ടുകൊണ്ട്‌ മറ്റ്‌ ഒരുപാട്‌ നക്ഷത്രവ്യൂഹങ്ങളുണ്ട്‌. ഇത്‌ തെളിയിക്കുന്നതിന്‌, അദ്ദേഹത്തിന്‌ അതിവിദൂരമായ, അതിനാൽ സമീപസ്ഥ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നും വ്യത്യസ്‌തമായി, നിശ്ചലങ്ങളായി തോന്നുന്ന ഈ നക്ഷത്രവ്യൂഹങ്ങളിലേക്കുള്ള ദൂരം നിർണ്ണയിക്കേണ്ടിയിരുന്നു. അതിനാൽ, ഈ ദൂരങ്ങൾ അളക്കുന്നതിന്‌ പരോക്ഷമായ രീതികൾ അവലംബിക്കാൻ ഹബ്‌ൾ നിർബന്ധിതനായി. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രതീതമായ പ്രകാശതീവ്രത (apparent brightness) രണ്ട്‌ ഘടകങ്ങളെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. അത്‌ എത്ര കണ്ട്‌ പ്രകാശം പ്രസരിപ്പിക്കുന്നു എന്നതും അത്‌ നമ്മിൽ നിന്ന്‌ എത്ര അകലെയാണ്‌ എന്നതും. സമീപനക്ഷത്രങ്ങളുടെ കാര്യത്തിൽ, അവയുടെ പ്രത്യക്ഷമായ പ്രകാശതീവ്രതയും അവയുടെ ദൂരവും നമുക്ക്‌ അളക്കാവുന്നതാണ്‌. അങ്ങനെ അവയുടെ പ്രകാശക്ഷമത (luminosity) നമുക്ക്‌ കണക്കാക്കാം. നേരെ തിരിച്ച്‌ പറയുകയാണെങ്കിൽ മറ്റു നക്ഷത്രവ്യൂഹങ്ങളിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രകാശക്ഷമത അറിയാമെങ്കിൽ അവയുടെ പ്രകാശതീവ്രത അളന്ന്‌ അതിൽ നിന്നും അവയുടെ ദൂരം കണക്കാക്കാം. ചില പ്രത്യേക തരം നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക്‌, അവ അളക്കാവുന്നത്ര അടുത്ത്‌ വരുമ്പോൾ എപ്പോഴും ഒരേ പ്രകാശക്ഷമതയാണുള്ളതെന്ന്‌ ഹബ്‌ൾ കണ്ടെത്തി. അതിനാൽ അതേപോലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ മറ്റൊരു നക്ഷത്രവ്യൂഹത്തിൽ കാണുകയാണെങ്കിൽ അവയ്‌ക്ക്‌ ഒരേ പ്രകാശക്ഷമതയാണുള്ളതെന്നും അനുമാനിക്കാമെന്ന്‌ വാദിച്ചു. അങ്ങനെ ആ നക്ഷത്രവ്യൂഹത്തിലേക്കുള്ള ദൂരവും കണക്കാക്കാം. ഇങ്ങനെ ആ നക്ഷത്രവ്യൂഹത്തിലെ കുറെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദൂരം കണക്കാക്കുകയും അപ്പോഴെല്ലാം ഒരേ ദൂരം തന്നെ കിട്ടുകയാണെങ്കിൽ നമ്മുടെ കണക്കിൽ തെറ്റില്ലെന്ന്‌ ഏറെക്കുറെ വിശ്വസിക്കാം.
