ज्योतिषशास्त्र

ज्योतिषशास्त्र : संपूर्ण जड विश्वासंबंधीचे ज्ञान मिळविणे हा ज्योतिषशास्त्राचा किंवा ज्योतिर्विज्ञानाचा उद्देश आहे. विश्वाच्या ज्या भागात आपण राहतो, त्याला सूर्यकुल म्हणतात. त्यात सूर्य, पृथ्वी, चंद्र, ग्रह व त्यांचे उपग्रह, लघुग्रह (मंगळ व गुरु यांच्या दरम्यानच्या कक्षांत फिरत असणारे असंख्य लहान खस्थ पदार्थ), धूमकेतू आणि उल्काभ (ज्यांच्यापासून उल्का व अशनी बनतात असे खस्थ पदार्थ) यांचा समावेश होतो. त्यांतून बरेच दूर असलेले सूर्यवत् तारे, युग्मतारे (जोडतारे), कृत्तिकापुंज यांसारखे तारकासमूह, तसेच आंतरतारकीय अवकाशातील धूलिमेघ व अभ्रिका (छोट्या ढगासारख्या दिसणाऱ्या धूसर ज्योती) मिळून एक मोठे तारामंडळ बनलेले आहे, त्यास आपण आकाशगंगा या नावाने ओळखतो. देवयानी तारकापुंजातील अभ्रिकासदृश तारामंडळ आणि दक्षिण खगोलार्धातील मॅगेलनी मेघ हीसुद्धा आकाशगंगेसारखी मोठी तारामंडळे आहेत. अशी कोट्यवधी तारामंडळे हेच विश्वाचे घटक होत. या सर्वांचा ज्योतिषशास्त्र विषयात अंतर्भाव होतो.

आकाशस्थ ज्योती फार दूर असल्यामुळे त्यांच्यासंबंधीची माहिती त्यांच्यावर प्रत्यक्ष प्रयोग करून मिळविता येत नाही. त्यांच्यापासून येणाऱ्या प्रकाशाची दिशा, प्रकाशमान, रंग, वर्णपट, ध्रुवण (एकाच विशिष्ट प्रतलात कंप पावणे) इत्यादींचा अभ्यास करून त्या ज्योतींची अंतरे, वस्तुमान, तापमान, व्यास, वायुदाब, चुंबकत्व इ. माहिती अप्रत्यक्षपणे मिळवावी लागते. यावरून हे शास्त्र प्रयोगात्मक नसून मुख्यतः अवलोकनात्मक आहे, हे दिसून येते. परंतु येथेही विज्ञानाची तर्कशुद्धता वापरूनच निष्कर्ष काढतात. अवलोकन पूर्णपणे निरपेक्ष करण्यासाठी दुर्बिण, छायाचित्रण काचा, प्रकाशविद्युत् घट (फोटो सेल), प्रतिमा नलिका [इमेज ट्यूब,  ⟶  प्रकाशविद्युत्] इ. साधने वापरतात.

प्रयोग करता येत नसल्याने ज्योतिषशास्त्र कमी आकर्षक होत नाही. उलट खगोलीय परिस्थिती कित्येकदा प्रयोगशाळेपेक्षा अगदी भिन्न असल्यामुळे तेथेही सामान्य भौतिकीचे नियम लागू पडतात किंवा नाही, हे पाहणे फार मनोरंजक ठरते. कित्येकदा ज्योतिषशास्त्राने इतर विज्ञानशाखांना मार्गदर्शनही केले आहे. ग्रहांच्या गतींवरून काढलेला न्यूटन यांचा गुरुत्वाकर्षण सिद्धांत आणि पदार्थांचे गतिनियम यांच्यावरच यामिकी (प्रेरणांची वस्तूंवर होणारी क्रिया व त्यामुळे निर्माण होणारी गती यांचा अभ्यास करणारे शास्त्र) आधारलेली आहे. हीलियमाचे अस्तित्व, अति-आयनीभूत (ज्यांच्यामधील काही इलेक्ट्रॉन काढून टाकले आहेत अशा) अणूंच्या निषिद्ध (ज्यांचे उत्सर्जन नेहमीच्या नियमाविरुद्ध आहे अशा) रेषा, घनातीत अवस्थेतील ‘ऱ्हसित’ पदार्थ [पुंजयामिकीमध्ये जेव्हा गतीच्या निरनिराळ्या अवस्था एकाच ऊर्जा पातळीशी निगडित असतात तेव्हा त्या अवस्थांना ऱ्हसित अवस्था म्हणतात, ⟶ पुंजयामिकी] यांसंबंधीची माहिती ज्योतिषशास्त्रीय शोधांवरूनच मिळाली. ताऱ्यांच्या प्रचंड ऊर्जोत्पादनावरून औष्णिक अणुकेंद्रीय (अतिउच्च तापमानात हलक्या अणूंचे एकीकरण होऊन जड अणू तयार होणाऱ्या) विक्रियांचा प्रथम अंदाज लागला व त्यामुळे हायड्रोजन बाँबच्या तत्त्वांचा शोध लागला. आइन्स्टाइन यांच्या ⇨ सापेक्षता सिद्धांताची सत्यता ज्योतिषशास्त्रीय वेधांवरून पडताळून पाहता आली. अगदी अलीकडील अवकाशयानांचे क्षेपण व चालन गेल्या दोन-तीन हजार वर्षांच्या ज्योतिषशास्त्रीय ज्ञानावर अवलंबून आहे. ⇨रेडिओ ज्योतिषशास्त्रामुळे इलेक्ट्रॉनीय तंत्रात कितीतरी सुधारणा झाली आहे. मंगळावर जीवसृष्टी आहे की नाही, पृथ्वीवर जीव कसा उत्पन्न झाला असावा अशा प्रश्नांची उत्तरे मिळविण्यासाठी ज्योतिषशास्त्र व जीवविज्ञान या दोन्ही विषयांचे ज्ञान एकत्र आणावे लागते. एकंदरीत ज्योतिषशास्त्राचा भौतिकी, गणित, भूविज्ञान, वातावरणविज्ञान यांच्याप्रमाणेच तंत्रविद्या, रसायनशास्त्र व आता जीवविज्ञानाशीही निकटचा संबंध आहे.

भारतीय इतिहास : अतिप्राचीन काळापासून भारतीयांचेही लक्ष आकाशातील सूर्य-चंद्र-तारे यांच्याकडे वेधले गेले होते. पूर्वी मानवांत दळणवळण आणि ज्ञानाची देवघेव नसल्याने ज्योतिषविषयक भारतीय दृष्टिकोन स्वतंत्रपणे विकास पावला. ही वाढ मुख्यतः यज्ञ, धर्म, देवता अशी उद्दिष्ट्ये समोर ठेवून झाली.

खस्थ ज्योतींसंबंधी प्राथमिक निरीक्षणाचा काळ संपल्यानंतर संशोधनाचे प्रमुख अंग कालमान हे होते. पृथ्वीच्या अक्षीय भ्रमणामुळे दिवस, चंद्राच्या पृथ्वीभोवतीच्या भ्रमणामुळे महिना व पृथ्वीच्या कक्षीय भ्रमणामुळे वर्ष अशी काळाची नैसर्गिक परिमाणे मिळाली. त्यांचा एकमेकांशी सुसंगत मेळ कधी जमलाच नाही पण काल-निश्चिती आली. ऋतू, अयने यांचा विचार झाला. ग्रहांची गती व स्थिती, ग्रहणे यांचे वेध व निरीक्षण झाले. अशा विचारांना स्थैर्य आल्यानंतर भारतीय ज्योतिष-वाङ्‌मय तयार होऊ लागले. अतिप्राचीन भारतीय वाङ्‌मय म्हणजे वेद होत. त्यांत ज्योतिषशास्त्राविषयी काही माहिती मधून मधून आलेली आहे.

कालदृष्ट्या भारतीय ज्योतिषासंबंधीच्या इतिहासाचे खालील विभाग पाडण्यात येतात.

(१) वैदिक काळ : (इ.स.पू. १५०० पूर्वीचा). या काळामध्ये पृथ्वीचे निराधारत्व व गोलत्व, दिवस, पंधरवडा, चांद्रमास, अधिकमास, सौरवर्ष इत्यादींसंबंधी उल्लेख आढळतात. तैत्तिरीय संहिता  व ब्राह्मण ग्रंथ यांत अयने, चांद्र-सौर महिने, नक्षत्रे, ग्रहणचक्र, गुरू व शुक्र यांचा विचार केलेला आहे. या काळात महिने चांद्र पण वर्ष सौर आढळते.

(२) वेदांग ज्योतिष काळ : (इ.स.पू. १५०० ते इ.स.पू. ५००). या काळात चांद्रमास, सौरवर्ष यांचे अवधी बरोबर ठरविण्याचा प्रयत्न झाला. कालात्मक व क्षेत्रात्मक-कोनात्मक मापांचे त्या काळापासून रूढ झालेले खालील साधर्म्य विशेष उल्लेखनीय आहे. युगे, महायुगे, कल्प व ब्रह्मदेवाचा दिवस ही काळाची मोठी परिमाणे प्रचारात आली पण युगे केवढी असावीत या बाबतीत बरीच मतभिन्नता आहे. या काळात चैत्रादि मास संज्ञा स्थिर झाल्या सर्व नक्षत्रांची नावे प्रचारात आली. नक्षत्रसंस्था पूर्णपणे भारतीय आहे, परंतु ती खाल्डियातून आली असेही काहींचे मत आहे. वार व राशी मात्र भारतीय नाहीत.

काळ			कोन
६० पळे= १ घटका			६० विकला  =  १ कला
६० घटका = १ दिवस			६० कला  = १ अंश
३० दिवस = १महिना			३० अंश = १ रास
१२ महिने वा	}	=   १ वर्ष	१२ राशी वा	}	= परीघ
३६० दिवस			३६० अंश

---

(३) सिद्धांत-पंचक काळ : (इ.स.पू. ५०० ते इ.स.५००). या काळात सिद्धांत, तंत्र व करण असे भेद युगाच्या कालमापनानुसार करण्यात आले. एका विशिष्ट वेळी सर्व ग्रह एकत्र होते त्या वेळेपासून युग व दिवस मोजणे व त्यावर ज्योतिषीय गणित आधारणे अशी सर्व शास्त्रज्ञांची दृष्टी होती. सिद्धांत-पंचकातील निरनिराळ्या प्रकरणांत ग्रहगणिताचा विचार करण्यात आलेला असून प्रकरणांना अधिकार म्हणतात. सिद्धांताची दोन अंगे असतात. एक गणित व दुसरे सृष्टिरचना आणि तदंतर्भूत गोलविचार, यंत्ररचना व कालमापन परिमाणे अशी ती अंगे आहेत. सिद्धांताचे पाच प्रकार सांगितले आहेत. (अ) पितामह सिद्धांत: यात वर्षाची व्याप्ती दिलेली आहे. (आ) पुलिश सिद्धांत : यात ग्रह, त्यांचे उदयास्त व वक्री-मार्गी गमन, सूर्य-चंद्राचे स्पष्टीकरण आणि दिनमान या गोष्टी आलेल्या आहेत. (इ) सूर्य सिद्धांत : यात तासापर्यंत सूक्ष्म असे ग्रहांच्या परिभ्रमणांचे काळ, त्यांचे वक्री-मार्गी गमन व दिनमान यांची विधाने आहेत. (ई) रोमक सिद्धांत : यात पळापर्यंत वर्षाचे व ग्रहांचे गणित येते. (उ) वसिष्ठ सिद्धांत : हा सर्वांत प्राचीन आहे. या सर्वांत रोमक व पुलिश हे सिद्धांत अधिक दृक्‌प्रत्ययी आहेत.

(४) वराहमिहिर ते गणेश दैवज्ञ यांचा काळ : (इ. स. ५०० ते इ. स. १५००). या काळात आर्यभट, ब्रह्मगुप्त, मुंजाल, लल्ल, शतानंद, भास्कराचार्य असे मोठे मोठे गणिती व ज्योतिर्विद होऊन गेले.

गणितीय ज्योतिषाखेरीज वेगवेगळ्या संहितांतून ग्रह-नक्षत्रांची शुभाशुभ फले, शकून, मुहूर्त यांचा विचार झालेला आहे. गर्ग संहिता  व पराशर संहिता  यांत प्रमुख आहेत. जातकांमधून कुंडल्यांवरून व्यक्तिविषयक भविष्यकथनासंबंधी ऊहापोह केलेला आढळतो.

विशेष सूक्ष्म साधने नसतानाही एकंदरीत या काळात खस्थ ज्योतींची स्पष्ट-मध्यम-गती व स्थिती, ग्रहणे व त्यांचे चक्र, छाया ग्रहांचे उदयास्त, युती, अयनचलन, दिशा-देश-काल (त्रिप्रश्न) यांचे ग्रहादिकांची गतिस्थिती यांवर परिणाम, चंद्राबाबत शृंगोन्नती इत्यादींसंबंधी ज्योतिर्विदांनी संशोधनात्मक कार्य केले, हे विशेष होय.

वेध घेण्याची बारीक-सारीक यंत्रे झिजतात म्हणून विशेषतः राजा जयसिंग (१६६९–१७४३) यांनी दिल्ली, जयपूर, उज्जयिनी आणि बनारस येथे बांधकाम करूनच मोठमोठी वेध साधने तयार केली व वेधशाळा उभारल्या. एवढ्या मोठ्या प्रमाणात असे काम इतरत्र झाले नसावे.

तदनंतरच्या अलीकडच्या कालखंडात भारतीय म्हणता येईल अशी ज्योतिषशास्त्रात संशोधनात्मक प्रगती विशेष झाली नाही.

प्राचीन काळातील प्रमुख ज्योतिर्विदांचे कार्य खाली दिले आहे.

आर्यभट, पहिले : (सहावे शतक). पृथ्वी स्वतःभोवती फिरते हा सिद्धांत त्यांनी ठामपणे मांडला. त्यांनी आर्यभटीय  हा ग्रंथ लिहिला. त्यातील कालक्रियापाद या भागात कालगणना व ग्रहांची मध्यम-स्पष्ट गती यांची माहिती आहे. गोलपाद या भागात क्रांतिवृत्त, संपातबिंदू, सूर्यापासून ग्रहांची अंतरे, खगोल वर्णने, ग्रहणे वर्तविण्याची रीत अशी माहिती आहे.

वराहमिहिर : (सहावे शतक). पंचसिद्धांत हे अपौरुषेय मानले जातात. हे अलीकडील सूर्यसिद्धांतादी पंचसिद्धांतांहून वेगळे आहेत. वराहमिहिर यांनी पंचसिद्धांतिका  ग्रंथ लिहून पाच सिद्धांतांचा सारांश दिलेला आहे. बृहत्संहिता  या त्यांच्या ग्रंथात ग्रहांची गती व फले, अगस्ती व सप्तर्षी यांच्या उदयकालाची फले, देशांवर नक्षत्रांचे आधिपत्य, नक्षत्र व्यूह अशी माहिती आहे. बृहज्जातक  हा त्यांचा ग्रंथ होराशास्त्राचा असून त्यात राशी-ग्रह-कोष्टके व लग्न-सारणी या गोष्टी आहेत. गुप्तकाली अनेक परदेशी लोक भारतात आले, त्यांच्या ज्योतिषविषयक ज्ञानाचा आपल्या ग्रंथात त्यांनी उपयोग केला. त्यांनी प्रथमच करणग्रंथ तयार केला.

ब्रह्मगुप्त : (सातवे शतक). हे स्वतः वेध घेत असत. त्यांनी वेध घेण्यासाठी तुरीय यंत्र शोधून काढले. ग्रहांची स्थाने निश्चित करण्यासाठी त्यांनी स्वतंत्र रीत शोधून काढली. ब्रह्मस्फुटसिद्धांत  या ग्रंथात ग्रहांचे भगण व वर्षमान यांची माहिती आहे. खंडखाद्य  या ग्रंथात नक्षत्रादिकांच्या गणनेचे महत्त्वाचे नियम आहेत. जैन लोक दोन सूर्य व दोन चंद्र मानीत असत. त्याचे त्यांनी खंडन केले. त्यांच्या ग्रंथांची अरबीत भाषांतरे झालेली आहेत.

लल्ल : (सातवे शतक). धीवृद्धितंत्र  या गणितविषयक त्यांच्या ग्रंथाचा उपयोग भास्कराचार्यांनी केला. रत्नकोश  हा त्यांचा मुहूर्तविषयक ग्रंथ आहे.

मुंजाल : (दहावे शतक). संपाताची विलोमगतीने संपूर्ण प्रदक्षिणा होते, हा शोध हे यांचे महत्त्वाचे कार्य आहे. त्यांनी दिलेली अयनगती ५९·९″ ही बरीच सूक्ष्म आहे. लघुमानस  हा यांचा ग्रंथ असून त्यात मध्यम-स्पष्ट गति-स्थिती, त्रिप्रश्न, ग्रहयुती, ग्रहणे व शृंगोन्नती यांचा समावेश आहे.

---

भास्कराचार्य : (बारावे शतक). यांना पृथ्वीचे अक्षीय भ्रमण व कक्षीय भ्रमण यांची कल्पना होती. राहू-केतू राक्षस नाहीत व चंद्र स्वयंप्रकाशित नाही या कल्पना त्यांनी मांडल्या. उदयांतर हा यांचा नवीन शोध आहे. मध्यम सूर्योदय व स्पष्ट सूर्योदय यांत अंतर पडते. पृथ्वी आसाभोवती फिरते ती विषुववृत्तात फिरते, क्रांतिवृत्तावर नाही. यामुळे क्रांतिवृत्ताचे काही अंश आणि विषुववृत्ताचे तितकेच अंश क्षितिजावर येण्यास तितकाच वेळ लागेल असे नाही. यासंबंधीच्या संस्कारास उदयांतर संस्कार म्हणतात. करणकुतूहल  या ग्रंथात त्यांनी अहर्गणावरून मध्यम ग्रहसाधन करण्याची पद्धती सांगितली आहे. सिद्धांतशिरोमणी  या त्यांच्या महत्त्वाच्या ग्रंथात गणिताध्याय आणि गोलाध्याय या दोन प्रकरणांत ज्योतिषशास्त्रविषयक माहिती आहे. पहिल्यात ग्रहगणित व पंचांगास आवश्यक गणित आणि दुसऱ्यात ग्रहगणिताध्यायातील सर्व विषयांची उपपत्ती, त्रैलोक्यसंख्या वर्णन, यंत्राध्याय व गोलीय त्रिकोणमिती असे विषय आलेले आहेत. प्रतलीय त्रिकोणमितीच्या अगोदर गोलीय त्रिकोणमितीचा शोध लागला आणि तिचा उपयोगही त्यांनी केला होता.

 गणेश दैवज्ञ : (पंधरावे शतक). यांनी लिहिलेला ग्रहलाघव  हा ग्रंथ पंचांगकर्त्यांना उपयुक्त ठरला. एकोणिसाव्या व विसाव्या शतकांतसुद्धा ज्योतिषशास्त्रात अभ्यासक, लेखक, पंचागकर्ते अशा नात्याने शं. बा. दीक्षित, वें. बा. केतकर, लोकमान्य टिळक, सुधाकर द्विवेदी, शि. ग. पवार, के. ल. दप्तरी, रघुनाथशास्त्री पटवर्धन, वि. ब. नाईक, दा. भा. भट, सामन्त श्रीमच्चंद्रशेखर वगैरेंनी केलेले कार्य मौलिक आहे. तसेच आधुनिक ज्योतिषशास्त्रात पुढील भारतीय शास्त्रज्ञांनी विशेष उल्लेखनीय कार्य करून जागतिक कीर्ती मिळविली आहे. सुब्रह्मण्यन् चंद्रशेखर यांनी खगोल भौतिकी, तारकीय अतिदीप्त नवताऱ्यांची उत्पत्ती व ताऱ्यांचे रासायनिक संघटन यांबाबत महत्त्वाचे कार्य केले आहे. मेघनाद साहा यांची ऊष्मीय आयनीकरणाचे (उष्णतेमुळे विद्युत् भारित अणू, रेणू वा अणुगट निर्माण होण्याच्या क्रियेचे) समीकरण व तारकीय वर्णपटांच्या स्पष्टीकरणार्थ त्याचा उपयोग या खगोल भौतिकीतील महत्त्वाच्या कार्यांसाठी प्रसिद्धी आहे. जयंत विष्णु नारळीकर यांचे ⇨ कासारांची शक्ती व विश्वातल्या ताऱ्यांमधील परस्पर गुरुत्वाकर्षण शक्ती आणि विश्वाचे स्थैर्य यांबाबतचे कार्य प्रसिद्ध आहे.

आर्यभट, वराहमिहिर, भास्कराचार्य, ब्रह्मगुप्त, दीक्षित, चंद्रशेखर, साहा व नारळीकर यांच्या कार्यांंची ओळख करून देणाऱ्या स्वतंत्र नोंदी इतरत्र दिलेल्या आहेत.

जागतिक प्राचीन इतिहास : अतिप्राचीन काळी पृथ्वी व आकाश असे विश्वाचे दोन भाग मानीत असत. आकाशातील सूर्य व चंद्र अनुक्रमे दिवस व महिना यांचे मान निश्चित करण्यास उपयोगी पडत असल्यामुळे त्यांना देवत्व प्राप्त झाले. हळूहळू तारासंस्थानांमधून (नक्षत्रांमधून) त्यांचे भ्रमण व ॠतू यांचा संबंध दिसून आला तसे ताऱ्यांचे महत्त्व समजले. यांशिवाय प्रवासात व जलपर्यटनात दिशादर्शनासाठी ताऱ्यांचा उपयोग होत असल्यामुळे ताऱ्यांच्या अवलोकनाची प्रथा पडली. अशा रीतीने ज्योतिषशास्त्र या प्राचीनतम विज्ञानशाखेचा उद्‌भव झाला.

प्रथम खगोलीय विषुववृत्त, सूर्यमार्ग किंवा क्रांतिवृत्त व त्यांच्यामधील २३-२४ अंशांचा तिर्यक् कोन, ठळक नक्षत्रे व तारे यांसंबंधीचे ज्ञान झाले. नंतर नक्षत्रमंडळातून वेगवेगळ्या गतीने फिरणाऱ्या ग्रहांचा शोध लागला तेव्हा सूर्यचंद्राप्रमाणे त्यांनाही देवत्व प्राप्त झाले. या सर्वांचे माणसाच्या आयुष्यावर व पृथ्वीवरील महत्त्वाच्या घडामोडींवर परिणाम होतात हा समज उत्पन्न झाला व ⇨ फलज्योतिषास चालना मिळाली. त्यामुळे आकाशस्थ ज्योतींचे सतत अवलोकन करण्याची गरज वाढली. जसजसे वेधांचे प्रमाण व निरंतरता वाढली तसे ग्रहांच्या गतींचे ठोकळ नियम माहीत झाले. त्यामुळे युती, ग्रहणे इ. वर्तविण्यासाठी ⇨ पंचांग  तयार करण्याची प्रथा पडली. अशा रीतीने भारत, चीन, ईजिप्त, खाल्डिया आणि ग्रीस या सर्व प्रागैतिहासिक संस्कृतींत ज्योतिषशास्त्राच्या अभ्यासाला सुरुवात झाली.

इसवी सनापूर्वी सु. पाचव्या शतकापासून इ. स. पाचव्या शतकाच्या अखेरीपर्यंतच्या काळात ज्योतिषशास्त्रास गणिती स्वरूप प्राप्त झाले. या प्रक्रियेत ग्रीक व भारतीय तत्त्ववेत्त्यांनी विशेष भाग घेतला. या काळात कोणमापनपद्धती, भूमिती, त्रिकोणमिती तसेच खगोलावरील स्थिती दर्शविणाऱ्या उन्नतांश-दिगंश, होरा-क्रांती व भोग-शर या सहनिर्देशक पद्धती अस्तित्वात आल्या [ ⟶ ज्योतिषशास्त्रीय सहनिर्देशक पद्धति] आणि खगोलमापनासाठी गोलीय भूमितीचा उपयोग होऊ लागला. तारे व ग्रह यांच्या खगोलीय स्थिती मोजण्यासाठी ⇨कंकणमय गोल, ॲस्ट्रोलेब, यंत्रराज, क्रॉसस्टाफ यांसारखी यंत्रे आणि जलघटिका, वालुघटिका इ. कालमापनाची साधने वापरण्यात येऊ लागली. परिणामतः विश्वासंबंधी एक नवीन भौतिक कल्पना तयार झाली. पृथ्वी गोल असून ती खगोलाच्या केंद्रभागी स्थित आहे पण खगोलाच्या मानाने ती अत्यंत लहान आहे, असा समज झाला. पृथ्वीप्रमाणेच चंद्र, सूर्य व त्या वेळी माहीत असलेले गुरू, शुक्र, शनी, मंगळ व बुध हे पाच ग्रह गोलाकार असून ते पृथ्वीभोवती वर्तुळाकृती कक्षांत फिरतात, असे समजले जाऊ लागले. संपूर्ण तारामंडळ पूर्व-पश्चिम दिशेत २४ तासांत एक फेरी पुरी करते आणि सूर्यचंद्रादि ज्योती पश्चिम-पूर्व दिशेत निरनिराळ्या वेगांनी प्रदक्षिणा करतात, हे दिसून आले. ग्रहांचे असम चलन, मार्गी-वक्री होणे, त्यांचे अस्तोदय हे चमत्कार टॉलेमी यांच्या भूकेंद्रीय पद्धतीत अधिवृत्त कक्षा, अधिवृत्त [प्रत्येक ग्रह एका छोट्या वर्तुळात (अधिवृत्त कक्षेत) फिरत असून या छोट्या वर्तुळाचा मध्यबिंदू दुसऱ्या मोठ्या वर्तुळाच्या (डेफरंट) परिघावरून फिरत असतो अशी कल्पना होती, ⟶  अधिवृत्त] इ. भूमितीय आणि अंकगणिती साधनांनी चांगले समजू लागले. पृथ्वीची छाया पडून चंद्रग्रहण लागते व चंद्र मधे आल्यामुळे सूर्यग्रहण लागते हे समजले आणि ग्रहणे वर्तविणे सोपे झाले. या काळात पुढील महत्त्वाचे शोध लागले : एरॉटॉस्थीनीझ यांनी पृथ्वीचा घेर मोजला, ॲरिस्टार्कस यांनी चंद्राचे पृथ्वीपासूनचे अंतर अजमावले, हिपार्कस यांनी ⇨संपातचलनाचा (अयनांश मोजण्याच्या आरंभस्थानामागे सरकण्याचा) शोध लावला व सांपातिक वर्षमान निश्चित केले. यांशिवाय हिपार्कस यांनी इ. स. पू. १५० वर्षांपूर्वी ताऱ्यांचा पहिला नकाशा तयार केला आणि प्रकाशमानाप्रमाणे ताऱ्यांच्या प्रती [⟶ प्रत] ठरविल्या. सर्वांत ठळक ताऱ्यांची प्रत १, तर डोळ्यांना जेमतेम दिसणाऱ्या ताऱ्यांची प्रत ६ ठेवली. याच काळात टॉलेमी यांचा अल्माजेस्ट  व भारतातील सूर्यसिद्धांतादि ग्रहगणिती ग्रंथ तयार झाले.

पुढील हजार वर्षांत प्रथम अरब आणि नंतर यूरोपीय विद्वानांनी हे प्राचीन खगोलविज्ञान जागृत ठेवले. पण काही प्रचलांत (समीकरणात दिली जाणाऱ्या स्वेच्छ अंकांत) सुधारणा करण्यापलीकडे त्यात विशेष भर घातली नाही. त्यांनी हाकेमाइट (इ. स. १०००), टोलेटन (१०८०), अल्फोन्सिन (१२५२) व इल्खानिक (१२६०)ही टॉलेमी यांच्या सिद्धांतावर आधारलेली ग्रहकोष्टके तयार केली. भारतातही आर्यभट, वराहमिहिर, ब्रह्मगुप्त, भास्कराचार्य इ. ज्योतिर्विदांनी गणितशास्त्रात व ग्रहगणितात महत्त्वाची भर टाकली.

---

कोपर्निकस यांनी घडविलेली क्रांती : पुढील दोनशे वर्षांत अल्फोन्सिन कोष्टकांतील ग्रहस्थिती त्यांच्या प्रत्यक्ष स्थितीशी जुळेनाशी झाली. तेव्हा टॉलेमी यांच्या पद्धतीत काहीतरी चूक असली पाहिजे, असे अनुमान निघाले. ही चूक सुधारण्याच्या दृष्टीने कोपर्निकस यांनी (१४७३–१५४३) प्रयत्न केला तेव्हा मूलभूत कल्पनेतच काही क्रांतिकारक बदल करण्याची त्यांना आवश्यकता भासली. मुख्यतः पृथ्वी स्थिर नसून तिला गती आहे, हे पूर्वी पायथॅगोरस, ॲरिस्टार्कस (इ. स. पू. तिसरे शतक), आर्यभट (जन्म इ. स. ४७६) इत्यादींनी प्रतिपादिलेले तत्त्व त्यांनी पुन्हा पुढे आणले. पृथ्वीला विश्वाचे केंद्र न मानता पृथ्वी, बुध, शुक्र, मंगळ, गुरू व शनी हे सर्व ग्रह सूर्याभोवती फिरतात आणि कला दाखविणारा चंद्र मात्र पृथ्वीभोवती फिरतो असे त्यांनी गृहीत धरले. या सूर्यकेंद्रीय पद्धतीमुळे ग्रहगणितातील क्लिष्टता पुष्कळ कमी झाली आणि सूर्यकुलातील सर्व पिंडांची सापेक्ष अंतरे माहीत झाली. पृथ्वी स्वतःच्या ध्रुवाक्षाभोवती अक्षभ्रमण करते म्हणून दिवस-रात्र व ताऱ्यांचे दैनिक भ्रमण होते, असे कोपर्निकस यांनी मानले. पृथ्वीच्या अक्षाची दिशा बदलत नाही, पण सूर्याभोवती फिरताना त्याचा उत्तर वा दक्षिण ध्रुव सूर्याच्या बाजूला कलतो व त्यानुसार ॠतू बदलतात हे त्यांनी दाखविले. परंतु संपातचलन होते त्या अर्थी पृथ्वीचा अक्ष क्रांतिवृत्ताच्या अक्षाच्या दिशेभोवती फार धीम्या गतीने म्हणजे २६,००० वर्षांत एक उलटी प्रदक्षिणा करतो असे सिद्ध होते, यालाच परांचन असे म्हणतात.

सूर्याला स्थिर मानून व सूर्यकेंद्रीय पद्धतीचा अवलंब करून कोपर्निकस यांनी प्रथम ग्रहगणित केले, त्यामुळे जवळजवळ २,००० वर्षे टिकून असलेल्या ॲरिस्टॉटल यांच्या कल्पनांना धक्का बसला. अशा रीतीने ‘पापमय पृथ्वी’ आणि आकाशातील ‘पवित्र ज्योतींना’ एकाच पातळीवर बसविणे म्हणजे ख्रिश्चन धर्माने संमत केलेल्या कल्पनांविरुद्ध बंड पुकारण्यासारखे होते. पृथ्वीच्या भ्रमणाचे प्रत्यक्ष प्रमाण कोपर्निकस देऊ शकले नाहीत, पण पुढे गॅलिलीओ (१५६४–१६४२) यांनी दुर्बिणीच्या साहाय्याने चंद्रावरचे पर्वत, मैदाने व विवरे, गुरूचे उपग्रह, शुक्राच्या कला, सूर्यावरचे डाग व सूर्याचे अक्षभ्रमण इ. शोध लावून कोपर्निकस यांच्या सिद्धांतास अप्रत्यक्षपणे-पोप यांचा राग ओढवून घेऊनही-पुष्टी दिली. शिवाय कोपर्निकस यांच्या सूर्यकेंद्रीय पद्धतीवर आधारलेले प्रुटेनिक ग्रहकोष्टक पूर्वीच्या ग्रहकोष्टकांच्या मानाने जास्त अचूक असल्याचे पाहून खगोलशास्त्रज्ञांचा त्यांच्या पद्धतीवर विश्वास बसू लागला आणि सत्यशोधनासाठी अधिक सूक्ष्म वेधांची गरज भासू लागली. ट्यूको ब्राए (१५४६–१६०१) यांनी एक मोठे ⇨चतुर्थयंत्र (क्वाड्रन्ट) तयार करून त्याच्या साहाय्याने सतत २१ वर्षे तारे व ग्रह यांचे अचूक वेध घेतले. त्यांचा उपयोग करून क्रांतिवृत्ताचा तिर्यक कोन, संपातचलन प्रचल इ. सर्वच प्रचलांत त्यांनी सुधारण केली. त्यांच्याच ग्रहवेधांचा उपयोग करून केप्लर (१५७१–१६३०) यांनी त्यांचे ग्रहांच्या गतीसंबंधीचे तीन नियम शोधून काढले. त्यांवरून प्रत्येक ग्रह सूर्याभोवती विवृत्ताकार (लंबवर्तुळाकार) कक्षेत फिरतो व सूर्य त्या कक्षेच्या नाभिस्थानी असतो, हे स्पष्ट झाले. तसेच ग्रहांची क्षेत्रफळीय गती सम असते आणि त्यांचे सूर्यापासूनचे अंतर (a) व कक्षीय भ्रमणकाल (P) यांचा Pαa³ असा परस्परसंबंध असतो, हेही दिसून आले. केप्लर यांच्या नियमांवर आधारलेली रूडोल्फीन ग्रहकोष्टके पूर्वीच्या सर्वच ग्रहगणितांपेक्षा फारच अचूक होती. ग्रहगणितात सुधारण करण्यासाठी परंपरागत वर्तुळे वापरण्याऐवजी विवृत्ते वापरली, हे केप्लर यांच्या गणिती धडाडीचे द्योतक आहे.

केप्लर यांच्या नियमांमुळे ग्रहांच्या गतींचे नियमन सूर्यामुळे होत असले पाहिजे हे लक्षात आले. या नियमांची उपपत्ती देण्यासाठी न्यूटन (१६४२–१७२७) यांनी आपल्या थोर बुद्धीने व दीर्घ परिश्रमाने सार्वत्रिक गुरुत्वाकर्षणाचा नियम शोधून काढला. विश्वातील प्रत्येक कण इतरांना आकर्षितो आणि हे आकर्षण त्या दोन कणांच्या वस्तुमानांच्या गुणाकाराच्या सम प्रमाणात व त्यांच्यामधील अंतराच्या वर्गाच्या व्यस्त प्रमाणात असते, हाच तो गुरुत्वाकर्षणाचा सिद्धांत होय. ग्रहांचे सूर्याभोवती फिरण्याचे किंवा चंद्राचे पृथ्वीभोवती फिरण्याचे कारण त्यांच्यातील गुरूत्वाकर्षणच होय, हे न्यूटन यांनी दाखवून दिले व केप्लर यांचे तिन्ही नियम या सिद्धांतानुसार गणिताने काढून दाखविले. त्यासाठी प्रथम त्यांना हे सिद्ध करावे लागले की, पृथ्वी, सूर्य किंवा ग्रह यांसारख्या गोलांचे आकर्षण त्यांचे सर्व वस्तुमान केंद्रस्थानी एकवटलेले आहे, असे मानून काढता येते. गुरुत्वाकर्षण सिद्धांताचा उपयोग करून न्यूटन यांनी आणखी काही गोष्टी स्पष्ट केल्या. अक्षीय भ्रमणामुळे पृथ्वी व गुरू ध्रुवांजवळ चपटे व विषुववृत्ताजवळ फुगीर झाले आहेत, समुद्राची भरती-ओहटी सूर्यचंद्राच्या आकर्षणामुळे होते, तसेच सूर्यचंद्राचे पृथ्वीच्या विषुववृत्तीय फुगीर भागावर जे आकर्षण होते, त्यामुळे पृथ्वीच्या अक्षाचे परांचन होऊन संपातचलन होते, असे त्यांनी दाखवून दिले. यांशिवाय धूमकेतूही सूर्याभोवती ग्रहांसारखेच फिरतात, हेही त्यांनी सिद्ध केले.

अशा रीतीने कोपर्निकस यांनी सुरू केलेल्या वैचारिक क्रांतीची परिणती न्यूटन यांच्या गुरुत्वाकर्षण सिद्धांतात झाली. दुर्बिण उपयोगात येण्यापूर्वी घेतलेल्या वेधांच्या आधारावरच केप्लर यांचे नियम तयार झाले असल्याने न्यूटन यांचा सिद्धांत म्हणजे दुर्बिणविरहीत ज्योतिषशास्त्राची एक फलश्रुती आहे, असे म्हणावे लागते. येथून ज्योतिषशास्त्रालाच नव्हे, तर विज्ञानाच्या सर्वच शाखांना एक नवी दिशा मिळाली. ती म्हणजे यामिकीय दृष्टिकोन ही होय. सर्व गोष्टी पदार्थांमधील प्रेरणा आणि गतिनियम यांच्या आधाराने समजावून घेण्याची प्रथा पडली. 

प्रस्तुत नोंदीत यापुढे ज्योतिषशास्त्राच्या प्रगतीचा विषयवार आढावा घेतलेला आहे.

खगोलीय यामिकी : न्यूटन यांनी द्विपिंड समूहाचा प्रश्न पूर्णपणे सोडवून तो पृथ्वी-चंद्र व सूर्य-ग्रह या समूहांना लावून दाखविला होता. परंतु सूर्यकुल हा बहुपिंडसमूह असल्यामुळे सर्वच पिंडांचे एकमेकांवरील गुरुत्वाकर्षण लक्षात घेणे आवश्यक आहे. हा बहुपिंडप्रश्न फार कठीण असल्याने प्रथम त्रिपिंडसमूहाचा विचार झाला. यात फ्रेंच गणितज्ञांनी पुढाकार घेतला, कारण न्यूटन यांच्या ⇨ कलनशास्त्राच्या (फ्लक्शन्सच्या गणित कृत्याच्या) मानाने सुबोध असलेले लायप्निट्स यांचे अवकलनांचे [⟶ अवकलन व समाकलन] तंत्र त्यांना चांगले अवगत होते. चंद्रावर पृथ्वीच्या खालोखाल सूर्याचे आकर्षण सर्वांत जास्त होते, ते ध्यानात घेऊन चंद्रसिद्धांत तयार करण्याचा ए. सी. क्लेरो यांनी प्रयत्न केला. त्यांनी १७४३ मध्ये पृथ्वीचा अंडाकृती आकार निश्चित केला व १७४९ मध्ये चंद्राच्या उपभूचे (पृथ्वीभोवती फिरताना जेव्हा चंद्र पृथ्वीला सर्वांत जवळ असतो त्या बिंदूचे) प्रचलन निश्चित केले. चंद्राची दोलना [चंद्रबिंब डोलणे, ⟶ चंद्र] कशी होते, हे लाग्रांझ यांनी १७६४ मध्ये स्पष्ट केले. चंद्रसिद्धांतात अनुक्रमे लाप्लास (१७८७), ॲडम्स (१८५३), पी. ए. हानसेन (१८५७) व ई. डब्ल्यू. ब्राउन (१९२३) यांनी सुधारणा केल्या [ ⟶ चंद्र]. ए. टी. मेयर यांनी १७६५ मध्ये पहिली चंद्रकोष्टके तयार केली, हल्ली ग्रहपंचांगासाठी (एफेमेरिससाठी) ब्राउन यांच्या चंद्रकोष्टकांचा उपयोग करतात. समुद्राच्या भरती-ओहटीच्या वेळी होणाऱ्या पाण्याच्या घर्षणामुळेपृथ्वीचा अक्षीय भ्रमणाचा वेग कमी होतो व कोनीय संवेग (भ्रमणगतीचे मान) दर्शविणारी राशी कायम ठेवण्यासाठी चंद्र पृथ्वीपासून दूर जातो, हे सी. ई. दलोने यांनी दाखविले. यासंबंधी जॉर्ज डार्विन व एच्. जेफ्रिझ यांनीही संशोधन केले. दर शतकात दिवस ०·००१८ सेकंदाने मोठा होत आहे हे आता सर्व ग्रहांच्या वेधांवरून व इतर पुराव्यांवरून निश्चित झाले आहे, त्यांपैकी जवळजवळ अर्धा भाग लाटांच्या घर्षणाचा आहे.

---

कोणत्याही ग्रहावर इतर ग्रहांच्या गुरुत्वाकर्षणामुळे होणाऱ्या विक्षोभांचे (प्राथमिक गतीत होणाऱ्या सूक्ष्म फेरफारांचे) गणित करण्यासाठी ऑयलर यांनी (१७५३) क्षणिक कक्षेची कल्पना मांडली. ती लाग्रांझ

(१७३६–१८१३) यांनी पुढे वाढवून प्रचलांचे परिवर्तन ही पद्धत सुरू केली. तसेच गुरू व शनी यांचे प्रदक्षिणाकाल जवळजवळ २ : ५ या प्रमाणात असल्याने त्यांचे परस्परांवर होणारे विक्षोभ साधारण ९०० वर्षांच्या आवर्तकालांनी होतात (९०० वर्षांनी पुनःपुन्हा होतात) हे लाप्लास (१७४९–१८२७) यांनी दाखविले. अशा सर्वसाधारण विक्षोभांचा विचार करून लाप्लास व लाग्रांझ या निष्कर्षावर पोहोचले की, सूर्यकुलातील सर्व ग्रहांची सूर्यापासूनची अंतरे (a), त्यांच्या कक्षांच्या विकेंद्रता (विवृत्ताकार कक्षेचा लांबटपणा दर्शविणारी राशि, e) आणि कक्षांचे तिर्यक् कोन (विशिष्ट ग्रहाची कक्षा व पृथ्वीची कक्षा यांच्या पातळ्यांमधील कोन, i) विशिष्ट मर्यादांच्या बाहेर जाऊ शकत नाहीत. एकंदरीत संपूर्ण सूर्यकुल गतिकीय दृष्टीने सुस्थिर असून त्याचे विघटन होणार नाही. पृथ्वीच्या कक्षेतही आत्यंतिक बदल होत नसल्याने पृथ्वीवरील हवामानादी परिस्थितीत मोठा फरक होण्याची शक्यता नाही. हे सर्व संशोधन लाप्लास यांच्या Mechanique Celeste या पुस्तकात ग्रंथित केले आहे. लाग्रांझ यांनी आपली सैद्धांतिक पद्धत गुरूच्या उपग्रहांना लागू केली. तिचाच उपयोग करून यू. जे. लव्हेऱ्ये (१८३९) व एस्. ई. न्यूकम (१८९५–१९०५) यांनी सर्व ग्रहांचे सूक्ष्म गणित केले. त्याचा हल्ली ग्रहपंचांग तयार करण्यासाठी उपयोग होतो.

धुमकेतू व लघुग्रह यांच्या कक्षा निश्चित करणे हे खगोलीय यामिकीच्या प्रमुख अंगांपैकी एक आहे. त्याची सुरुवात न्यूटन व हॅली यांनी अगोदरच केली होती. एक विशिष्ट धूमकेतू ७५–७६ वर्षांनी पुनःपुन्हा दिसत आला आहे, हा महत्त्वाचा शोध हॅली यांनी लावला. त्या धूमकेतूवर होणारा गुरू व शनी यांच्या आकर्षणाचा परिणाम लक्षात घेऊन क्लेरो यांनी त्याच्या पुनरागमनाची तारीख महिन्याभरापेक्षा कमी चुकीने वर्तविली. कक्षानिश्चितीचे तंत्र लाप्लास व गौस यांनी चांगले प्रगत केले. एखाद्या ग्रहाच्या वेगवेगळ्या वेळी घेतलेल्या सर्व वेधांचा अंतर्भाव करून त्याची कक्षा निश्चित करण्याची लघुतम वर्गांची (निरीक्षण मूल्यांच्या संचातील ज्या मूल्यांपासून इतर निरीक्षणांच्या फरकांच्या वर्गांची बेरीज लघुतम असते असे मूल्य काढण्याची) पद्धत गौस यांनी शोधून काढली. १८०१ मध्ये सीरीझ नावाचा पहिला लघुग्रह पियाझी यांनी शोधला, पण काही आठवड्यांनंतर तो सापडेनासा झाला. म्हणून अगदी थोड्या वेधांवरून त्याची कक्षा निश्चित करणे भाग होते. त्यासाठी गौस यांनी केवळ तीन स्थानांच्या वेधांवरून ग्रहाची कक्षा निश्चित करण्याची नवीन पद्धत शोधून काढली. त्यानुसार केलेल्या गणितावरून वर्तविलेल्या ठिकाणी सेरेझ पुन्हा सापडला. सेरेसनंतर १८०२ मध्ये पालास, १८०४ मध्ये जूनो व १८०७ मध्ये व्हेस्टा या लघुग्रहांचे शोध लागले. आता १,६००हून अधिक लघुग्रह माहीत असून त्यांच्या कक्षा निश्चित झाल्या आहेत. हे लघुग्रह मंगळाच्या कक्षेबाहेर व गुरूच्या कक्षेच्या आत सापडतात [ ⟶ लघुग्रह].

इ.स. १७८१ मध्ये हर्शेल यांनी दुर्बिणीच्या साहाय्याने प्रजापती (युरेनस) या नव्या ग्रहाचा शोध लावला. त्यांच्या वेधांवरून या ग्रहाची जी कक्षा निश्चित करण्यात आली तिच्या आधाराने वर्तविलेल्या स्थितीचा त्याच्या पुढील स्थितीशी पूर्ण मेळ बसेना. तेव्हा त्यावर आणखी एखाद्या बाह्यग्रहाचे आकर्षण असावे असा तर्क निघाला. अशा अज्ञात ग्रहाची कक्षा आणि वस्तुमान प्रजापतीच्या गतीमधील या विषमतेवरून निश्चित करण्याचा उलटा कूट प्रश्न ॲडम्स व यू. जे. लव्हेऱ्ये यांनी हाताळला. त्यांनी वर्तविलेल्या ठिकाणी वरुण (नेपच्यून) हा ग्रह बर्लिनच्या जे. जी. गाले यांना १८४६ मध्ये सापडला. हा गुरुत्वाकर्षणाच्या सिद्धांताचा सर्वोच्च विजय होता. त्याची पुनरावृत्ती पुन्हा कुबेराचा (प्लूटोचा) शोध लागला तेव्हा झाली. पी. लोएल यांनी प्रजापतीच्या गतीमधील विषमतेवरुन १९१५ मध्ये काढलेल्या कक्षेत कुबेर हा ग्रह सी. टाँबा यांना १९३० मध्ये दुर्बिणीच्या साहाय्याने घेतलेल्या छायाचित्रात सापडला.

अशा रीतीने गुरुत्वाकर्षण सिद्धांताची सत्यता व परिणामकारकता सर्वमान्य झाली असताना एक गोष्ट अनुत्तरित राहिली होती. बुधावर होणारे सर्व विक्षोभ जमेस धरूनही त्याचा उपसूर्य बिंदू (कक्षेतील सूर्याला सर्वात जवळचा बिंदू) दर शतकात ४३″ पुढे कसा जातो, ते समजत नव्हते. १९१६ मध्ये आइन्स्टाइन यांनी व्यापक सापेक्षता सिद्धांत मांडल्यावर याचा उलगडा झाला. शुक्र व पृथ्वी यांच्या उपसूर्य बिंदूंच्या प्रचलनांवरून आइन्स्टाइन यांच्या सिद्धांतास पुष्टी मिळाली आहे. याशिवाय १९१९ मधील खग्रास सूर्यग्रहणाच्या वेळी घेतलेल्या ताऱ्यांच्या वेधांवरून स्पष्ट दिसून आले की, सूर्याच्या कडेजवळील ताऱ्यांची किरणे १″·८ कोनाचा वळसा घेऊन येतात. सापेक्षता सिद्धांताच्या बाजूचा हा दुसरा पुरावा आहे. तरीही कृत्रिम उपग्रहांच्या साहाय्याने केलेल्या प्रयोगांवरूनही सापेक्षता सिद्धांताची सत्यता पटली आहे. अशा तऱ्हेने न्यूटन यांच्या गुरुत्वाकर्षण सिद्धांतापेक्षाही आइन्स्टाइन यांचा सिद्धांत जास्त मूलगामी व सूक्ष्मदर्शी आहे, हे सिद्ध झाले आहे. येथे हे सांगणे अत्यावश्यक वाटते की, कृत्रिम उपग्रह व अवकाशयाने यांच्या प्रक्षेपणासाठी, चालनासाठी व कक्षानिश्चितीसाठी खगोलीय यामिकीचा पूर्ण उपयोग केला जातो. म्हणूनच अवकाशसंशोधनामुळे या शाखेला पुन्हा जोरदार चालना मिळाली आहे. नवीन सैद्धांतिक पद्धती तसेच गणकयंत्राचा उपयोग करणाऱ्या गणनपद्धती अस्तित्वात येत आहेत. 

खगोलीय यामिकीत अंतरे निश्चित करण्यासाठी पृथ्वीचे सूर्यापासूनचे सरासरी अंतर म्हणजेच ज्योतिषशास्त्रीय एकक (ॲस्ट्रॉनॉमिकल यूनिट) किमी.मध्ये माहीत करून घेणे अत्यंत आवश्यक असते. ते काढण्यासाठी सूर्याचा पराशय (पृथ्वीच्या त्रिज्येने सूर्यापाशी आंतरित केलेला कोन) मोजतात. बुध व शुक्र हे अंतर्ग्रह कधीकधी युतीच्या वेळी सूर्यबिंबासमोरून जातात. या ⇨अधिक्रमणाचा सूर्याचा पराशय ठरविण्यास उपयोग होईल, असे एडमंड हॅली यांनी दाखविले होते. १७६१, १७६९, १८७४ व १८८२ मध्ये झालेल्या शुक्राच्या अधक्रमणांचे जगभर अवलोकन झाले. त्यावरून सूर्याचा पराशय ८” ·५७१ आला. नंतर प्रकाशीय च्युती (पृथ्वीच्या कक्षीय वेगामुळे ताऱ्याच्या दिशेत होणारा भासमान बदल) व प्रकाशाचा वेग यांवरून सूर्याचा पराशय ८″·८ ठरविण्यात आला. लघुग्रहांच्या वेधांवरूनही सूर्याचा पराशय काढता येतो. अशा प्रकारचा मोठा प्रयत्न १९३०–३१मध्ये इरॉस नावाचा लघुग्रह पृथ्वीच्या अत्यंत जवळ आला असताना आंतरराष्ट्रीय पातळीवर झाला. त्याप्रमाणे सूर्याचा पराशय ८″·७९४ आणि ज्योतिषशास्त्रीय एकक १४·९५९८ कोटी किमी. ठरविण्यात आले. अगदी अलीकडे रडार तरंग शुक्रावरून व मंगळावरून परावर्तित करून अत्यंत अचूकपणे मोजता, हे एकक १४,९५,९८,५०० ± ५०० किमी. आहे, असे दिसून आले आहे [⟶ खगोलीय यामिकी पराशय].

उपकरणे व तंत्र : दुर्बिणीचा शोध १६०८ मध्ये लागला, पण खगोलीय अवलोकनासाठी गॅलिलीओ यांनी १६१० मध्ये प्रथम दुर्बिण वापरली. सुरुवातीस दुर्बिणी भिंगाच्या म्हणजेच प्रकाशाच्या प्रणमनावर (माध्यम बदलल्यामुळे प्रकाशाच्या दिशेत होणाऱ्या बदलावर)आधारलेल्या होत्या. न्यूटन (१६६८) पहिली परावर्तकयुक्त दुर्बिण तयार केली. या प्रकारची दुर्बिण परावर्तनावर आधारित असल्याने तिच्या बिंबात वर्णदोष (वेगवेगळ्या रंगांचे किरण वेगवेगळ्या ठिकाणी केंद्रित होणे हा दोष) नसतो. वर्णदोषरहित भिंगाच्या दुर्बिणीचे तत्त्व जे. डॉलंड यांनी १७५८ मध्ये शोधले. अशा प्रकारच्या सर्वांत मोठ्या भिंगांच्या दुर्बिणी लिक (व्यास ३६ इंच) व यर्किझ (व्यास ४० इंच) वेधशाळेत आहेत. परावर्तक दुर्बिणी तयार करण्याचे तंत्र हर्शेल यांनी अठराव्या शतकात चांगले प्रगत केले. अशा प्रकारची २०० इंच व्यासाचा परावर्तक असलेली दुर्बिण कॅलिफोर्नियातील पॅलोमार वेधशाळेत १९४७ सालापासून आहे. यापेक्षाही मोठा (सु. २३६ इंच व्यासाचा परावर्तक असलेली) एक दुर्बिण रशियातील उत्तर कॉकेशस पर्वतात १९७६ मध्ये कार्यवाहीत आलेली आहे.

---

सुरुवातीस दुर्बिणी उन्नतांश-दिगंश पद्धतीवर बसविलेल्या असत. पृथ्वीच्या दैनिक भ्रमणामुळे या पद्धतीत वेध घेणे कठीण जाई. आजकाल दुर्बिणी बसविण्यासाठी विषुववृत्तीय बैठक वापरतात. यात पृथ्वीच्या अक्षाशी समांतर म्हणजे जागेच्या अक्षांशाइतका उत्तरेकडे उंचावलेला एक अक्ष याम्योत्तरवृत्तात (निरीक्षकाच्या माथ्यावरील बिंदू आणि खगोलाचे ध्रुव यांतून जाणाऱ्या वर्तुळात) असतो. त्याभोवती दुर्बिण घड्याळासारख्या यंत्रणेच्या साह्याने फिरवितात. दुर्बिण फिरविण्याचा वेग पृथ्वीच्या दैनिक गतीइतका म्हणजे २४ तासांत ३६०° इतका असतो. त्यामुळे कोणताही तारा सतत दृष्टिक्षेत्रात ठेवता येतो. उत्तर-दक्षिण दिशेत दुर्बिण फिरविण्यासाठी पहिल्या ध्रुवाक्षाशी काटकोन करून दुसरा क्रांतिअक्ष पूर्व-पश्चिम दिशेत बसवितात. भिंगांच्या दुर्बिणीचे संक्रमणमापक (ट्रान्झिट उपकरण), ताराचित्रक (ॲस्ट्रोग्राफ), खस्वस्तिक दुर्बिण (झेनिथ ट्यूब), अधिक केंद्रांतर असलेली भिंगयुक्त दुर्बिण इ. खास प्रकार असतात तसेच परावर्तकाच्या दुर्बिणीत कमी क्षेत्राचा साधा अन्वस्ताकार (पॅराबोलिक) परावर्तक, जास्त दृष्टिक्षेत्राची श्मिट दुर्बिण इ. प्रकार आहेत [⟶ दूरदर्शक]. खगोलीय ज्योतींपासून येणारे रेडिओतरंग ग्रहण करण्यासाठी आजकाल रेडिओ दुर्बिणी वापरतात. तसेच आकाशस्थ ज्योतींपासून येणारे क्ष-किरण, गॅमा किरण, अवरक्त व जंबुपार (वर्णपटातील तांबड्या रंगाच्या अलीकडील आणि जांभळ्या रंगाच्या पलीकडील अदृश्य) किरण अभ्यासण्यासाठी खास उपकरणे लागतात. त्यांसंबंधी माहिती पुढे दिलेली आहे.

इ. स. १६७१ मध्ये पॅरिस वेधशाळा व १६७५ मध्ये ग्रिनिच वेधशाळा स्थापन झाली. १६६६ पर्यंत साध्या दुर्बिणीतून खगोलीय अवलोकन केले जात होते. दुर्बिणीच्या नेत्रिकेच्या (डोळ्याकडील भिंगाच्या) केंद्र प्रतलात दोन समांतर तंतू बसवितात. त्यांमधील अंतर सूक्ष्ममापक स्क्रूच्या साहाय्याने कमी-जास्त करता येते. या रचनेला फायलर सूक्ष्ममापक असे म्हणतात. हा प्रथम पॅरिसला तयार झाला. तेव्हापासून वेधांच्या सूक्ष्मतेत कमालीची सुधारणा होत आलेली आहे. ग्रिनिच वेधशाळेचे पहिले संचालक जे. फ्लॅमस्टीड (१६४६–१७१९) यांनी पहिली आधुनिक ताऱ्यांची सूची (कॅटलॉग) तयार केली. तिच्यातील ताऱ्यांच्या स्थितींची हिपार्कस यांनी नोंदलेल्या स्थितींशी तुलना केली असता, काही ताऱ्यांच्या स्थितींत बराच बदल झालेला असल्याचे एडमंड हॅली (१६५६–१७४२) यांना आढळून आले. अशा रीतीने १७१८मध्ये तथाकथित ‘स्थिर’ ताऱ्यांच्या निजगतीचा (आसपासच्या इतर ताऱ्यांच्या संदर्भात विशिष्ट ताऱ्याच्या व्यक्त होणाऱ्या गतीचा) महत्त्वाचा शोध लागला. सूक्ष्म वेधांच्या तंत्रानेच जे. ब्रॅड्ली यांनी १७२८ मध्ये प्रकाशीय च्युतीचा आणि १७४८ मध्ये अक्षांदोलनाचा (पृथ्वीचा अक्ष व पृथ्वीच्या कक्षापातळीचा लंब यांच्यामधील कोनात होणाऱ्या आवर्ती बदलाचा) शोध लावला होता. पृथ्वीलाही गती असल्याने तिच्या गतीच्या दिशेत तारे सरकलेले दिसतात, यास प्रकाशीय च्युती म्हणतात.

च्युतीचा कोन = पृथ्वीचा वेग ÷ प्रकाशाचा वेग = २०·४″ असतो. प्रकाशीय च्युतीच्या अवलोकनाने पृथ्वीचे सूर्याभोवती होणारे भ्रमण सिद्ध झाले. चंद्राची कक्षा क्रांतिवृत्ताशी ५ अंशांचा कोन करते व त्याच्या पातबिंदूंचे प्रतिगामी चलन होते [चंद्र कक्षा व पृथ्वीची कक्षापातळी यांचे छेदबिंदू चंद्रभ्रमणाच्या उलट दिशेने फिरतात → चंद्र] म्हणून चंद्राचे पृथ्वीच्या विषुववृत्तीय फुगीर भागावर होणारे आकर्षण १८·६ वर्षाच्या आवर्तकालाने कमीजास्त होते आणि त्यामुळे पृथ्वीच्या अक्षाचे आंदोलन होते. तेच अक्षांदोलन होय. परांचन, अक्षांदोलन, प्रकाशीय च्युती यांचे सूक्ष्म परिणाम वजा करून ताऱ्याची सत्यस्थिती काढण्याचे तंत्र एफ्. डब्ल्यू. बेसेल (१७८४–१८४६) यांनी तयार केले. त्याचा उपयोग करुन एफ्. आर्गेलांडर (१७९९–१८७५) यांची बी. डी. (Bonner Durchmusterung) सूची व नंतर एफके_१, एफके_२, एफके_३, (१९३४) आणि एफके_४ (तयार होत आहे) या मूलभूत सूची तयार करण्यात आल्या.

खगोलीय छायाचित्रणाची पद्धतशीर दुर्बिण जी. पी. बाँड यांनी १८५० मध्ये केली. तेव्हापासून या तंत्रात जलद प्रगती झाली आहे. यात दुर्बिणाची नेत्रिका काढून टाकतात व वस्तुभिंगाच्या (वस्तूकडील भिंगाच्या) केंद्र प्रतलात छायाचित्रण काच बसवून छायाचित्रे घेतात. खगोलीय मानचित्रे (नकाशे) तयार करणे ताऱ्यांचे वर्णपट घेणे चंद्र, ग्रह, धूमकेतू इ. सूर्यकुलातील पिंडांच्या स्थिती निश्चित करणे ताऱ्यांचे पराशय व निजगती मोजणे सूर्य, ग्रह, अभ्रिका, तारामंडळे यांची छायाचित्रे घेणे ताऱ्यांच्या प्रती ठरविणे प्रकाशमानातील फेरफार मोजणे इत्यादींसाठी छायाचित्रणाचा उपयोग करतात. यात छायाचित्रण काचेच्या प्रकाशनाचा (प्रकाशाची क्रिया होण्याचा) काळ वाढवून अधिक मंद ज्योतींचे चित्रण शक्य होते आणि एकदा चित्रण केल्यानंतर केव्हाही प्रयोगशाळेत खास उपकरणे वापरून त्यांचे मापन करता येते. अशा रीतीने कोणत्याही विशिष्ट वेळची खगोलीय स्थिती भविष्यकाळासाठी नोंदून ठेवता येते. अगदी अलीगडे प्रतिमानलिकेच्या साहाय्याने छायाचित्रण तंत्राची क्षमता जवळजवळ शंभर पटींनी वाढली आहे.

नुसत्या डोळ्यांस प्रतीत होणाऱ्या ताऱ्यांच्या तेजस्वीपणानुसार ताऱ्यांच्या सहा प्रती हिपार्कस यांनी ठरविल्या होत्या. पुढे हर्शेल यांनी प्रकाशमान व्यक्तिनिरपेक्षपणे मोजले तेव्हा पाच प्रतींचा फरक म्हणजे सु. १०० पटींचा प्रकाशमानातील फरक आहे, असे आढळून आले. हा फरक बरोबर १०० पट मानून हल्लीचे ताऱ्यांचे प्रतमान सिद्ध केलेले आहे. अर्थात पहिल्या प्रतीचा तारा दुसऱ्यापेक्षा २·५१२ पटींनी अधिक तेजस्वी, दुसऱ्या प्रतीचा तारा तिसऱ्यापेक्षा एवढ्याच पटींनी जास्त तेजस्वी इत्यादी. याला एन्. पॉगसन (१८५०) यांचे प्रतमान म्हणतात. दुर्बिणीच्या वस्तुभिंगाचा किंवा आरशाचा व्यास जितका जास्त त्या मानाने अधिक मंद तेज म्हणजेच अधिक प्रतींचे तारे दिसतात. २०० इंच व्यासाच्या दुर्बिणीतून २२ प्रतीपर्यंतचे तारे पाहता येतात. अधिकतम तेजस्वी अवस्थेतील शुक्राची प्रत – ४, पूर्णचंद्राची –१२·७ आणि सूर्याची – २६·९ अशा ॠण प्रतीही येऊ शकतात. आकाशाच्या उत्तर ध्रुव प्रदेशातील ९ ताऱ्यांवर आधारलेली व मानवी डोळा ज्या पिवळ्या प्रकाशास जास्त संवेदनशील आहे, त्याला लागू होणारी आंतरराष्ट्रीय पीत प्रत प्रथम रुढ झाली. नंतर ताऱ्यांची छायाचित्रे घेऊ लागल्यावर शेकडो ताऱ्यांच्या प्रती निश्चित झाल्या. छायाचित्रणकाचा काचा निळ्या प्रकाशास जास्त संवेदनशील असल्याने या तऱ्हेने मिळणाऱ्या प्रतींना छायाचित्रीय किंवा नील प्रत नाव पडले. १९१० मध्ये ताऱ्यांचे प्रकाशमान मोजण्यासाठी जे. स्टेबिंझ यांनी प्रकाशविद्युत् घटाचा उपयोग सुरू केला. या साधनाने होणारी मापने प्रकाशतीव्रतेच्या सम प्रमाणात असतात. म्हणून या तंत्राने ताऱ्यांचे प्रकाशमान अत्यंत सूक्ष्मतेने मोजता येते. शिवाय प्रकाशविद्युत् घटापुढे निरनिराळ्यारंगांच्या प्रकाशीय गाळण्या (विशिष्ट रंगाचे किरण पलीकडे जाऊ देणारी साधने) बसवून कोणत्याही रंगातील प्रकाशमापन करता येते. एच्. एल्. जॉन्सन (१९५३) यांची पीत (V), नील (B), जंबुपार (U) म्हणजेच UBV – पद्धत अत्यंत उपयुक्त ठरली आहे. आता व्यतिकरण गाळणी वापरून वर्णपटातील अती अरुंद भागांसाठीही प्रकाशमापन करता येते [⟶ तारा].

ताऱ्यांच्या प्रकाशाचा वर्णपट मिळविण्यासाठी दुर्बिणीच्या केंद्रस्थानी वर्णपटलेखक बसवितात. त्यात ताऱ्याचे बिंब एका फटीवर पाडून त्याचा प्रकाश समांतरित्राच्या (फट ज्याच्या केंद्रावर आहे अशा बहिर्गोल भिंगाच्या) साहाय्याने समांतर करतात. नंतर त्रिकोण चितीय लोलक किंवा ⇨विवर्तन जालकाने प्रकाशाचे अपस्करण करून (वेगवेगळे रंग परस्परांपासून अलग करून) ताऱ्याचा वर्णपट कॅमेऱ्याने छायाचित्रण काचेवर अंकित करतात. तुलनेसाठी लोह प्रज्योत किंवा हीलियमनलिका [ ⟶ वर्णपटविज्ञान] यासारख्या प्रयोगशाळेतील ज्योतीचा वर्णपट बाजूला उमटवितात. पुष्कळ ताऱ्यांचे कमी अपस्करणाचे वर्णपट एकदम मिळविण्यासाठी दुर्बिणीच्या वस्तुभिंगापुढे लघुकोनी लोलक ठेवून छायाचित्रण करतात, म्हणजे तारकाबिंबांच्या जागी त्यांचे वर्णपटच फोटोकाचेवर उमटतात.

---

विद्युत् चुंबकीय तरंगांपैकी बहुतेक सर्व तरंगलांब्यांचे पृथ्वीच्या वातावरणात शोषण होते. त्यामुळे केवळ तीन टप्प्यांमधील तरंग पृथ्वीवर पोहोचू शकतात. या टप्प्यांना झरोके हे सार्थ नाव दिले आहे. केवळ तीन झरोक्यांतून आपल्याला बाह्य जगाचे अवलोकन करता येते. त्यांपैकी एक ३,००० Å ते १०,००० Å तरंगलांब्यांचा दृश्यझरोका (Å, अँगस्ट्रॉम एकक = १०^-८ सेंमी.)  व दुसरा १ सेंमी. ते १०–१०० मी. तरंगलांब्यांचा रेडिओ झरोका होय. अती उच्च ऊर्जेच्या विश्वकिरणांचा (बाह्य अवकाशातून येणाऱ्या भेदक किरणांचा) तिसरा झरोका समजावा. इतर तरंगलांब्यांचे अवलोकन करण्यासाठी पृथ्वीच्या वातावरणाच्या बाहेर जावे लागते. त्याकरिता फुगे, रॉकेट, कृत्रिम उपग्रह यांत बसविलेल्या उपकरणांचा उपयोग करतात. अशा रीतीने खगोलीय ज्योतींच्या जंबुपार, क्ष-किरण आणि गॅमा किरणांचे वर्णपट मिळवितात.

ताऱ्यांचे स्वरूप : विल्यम हर्शेल यांनी अठराव्या शतकाच्या द्वितीयार्धात ताऱ्यांच्या पद्धतशीर अभ्यासास सुरुवात केली. परंतु सूक्ष्म वेधांच्या साहाय्याने १८३८ मध्ये बेसेल यांनी सर्वप्रथम ६१ सिग्नी या ताऱ्याचा पराशय मोजून त्यावरून त्याचे अंतर काढले. ते जवळजवळ ७ लक्ष ज्योतिषशास्त्रीय एकके इतके निघाले. त्यावरून सर्वच तारे पृथ्वीपासून फार दूर आहेत, हे दिसून आले. ताऱ्यांची अंतरे पार्सेक किंवा प्रकाशवर्षे या एककात व्यक्त करतात. पृथ्वी व सूर्य यांमधील सरासरी अंतराइतक्या लांबीची रेषा विशिष्ट ताऱ्यापाशी जो कोन अंतरित करील त्याला त्या ताऱ्याचा तारकीय पराशय असे म्हणतात. हा कोन एक सेकंद असल्यास त्या ताऱ्याचे अंतर १ पार्सेक आहे असे म्हणतात. १ पार्सेक = २·०६ लक्ष ज्योतिषशास्त्रीय एकके = ३·२६ प्रकाशवर्षे. तारा जेवढा दूर असेल त्याच्या व्यस्त प्रमाणात हा कोन म्हणजेच तारकीय पराशय कमी होत जातो. सर्वांत जवळचा तारा आल्फा सेंटॉरी १·३३ पार्सेक = ४·२ प्रकाशवर्षे दूर आहे. व्याध ८ प्रकाशवर्षे, बीटा ओरिऑनिस १,००० प्रकाशवर्षे, मॅगलनी अभ्रिका दीड-दोन लाख प्रकाशवर्षे अशी वाढती अंतरे आहेत. अधिक अंतरासाठी किलोपार्सेक = १,००० पार्सेक व मेगॅपार्सेक = १० लाख पार्सेक ही एकके वापरतात.

ताऱ्याचे अंतर समजले की, त्याच्या भासमान प्रतीवरून त्याची अंगभूत दीप्ती काढता येते. तारा पृथ्वीपासून १० पार्सेक अंतरावर आणल्यास त्याची जी भासमान प्रत होईल तिला ताऱ्याची अंगभूत प्रत म्हणतात. सूर्याची अंगभूत प्रत + ४·८ असून – ९ ते + १८ पर्यंत अंगभूत प्रतीचे तारे आकाशात आढळतात.

पृष्ठभागाचे तापमान हा ताऱ्यांचा आणखी एक लक्षणगुण आहे. ताऱ्याचा रंग पाहून, विशेषतः B–V हा वर्णांक मोजून [⟶ खगोल भौतिकी वर्णपटविज्ञान] त्यांचे पृष्ठतापमान प्लांक यांचा नियम [⟶ उष्णता प्रारण] वापरून काढता येते. ३,०००^° ते ४०,०००^° के. पृष्ठतापमानाचे तारे सापडतात. सर्वांत शीत ताऱ्यांचा रंग लालभडक आणि वर्णांक + २ पर्यंत असतो. तापमान अधिक तसा रंग नारिंगी, पिवळा, हिरवा, पांढरा व अति-उष्ण ताऱ्यांचा निळा होतो. सर्वांत निळ्या ताऱ्यांचा वर्णांक – ०·४५ असतो.

पृष्ठतापमान व अंगभूत दीप्ती यांवरून श्टेफान-बोल्टस्‌मान नियमाने [⟶ उष्णता प्रारण] ताऱ्याचा व्यास ठरविता येतो. ताऱ्याचे व्यास सूर्याच्या ^१/_१०० ते ४०० पट पर्यंत असतात असे आढळते. बेटलज्यूझसारख्या महत्तम ताऱ्याचा व्यास ए. ए. मायकेलसन व्यतिकरणमापकाने [⟶ व्यतिकरणमापन] प्रत्यक्ष मोजता येतो. अलीकडे आर्. एच्. ब्राउन–आर्.क्यू. टि्‌वस व्यतिकरणमापकाच्या साहाय्याने व्याघासारख्या प्रमुख श्रेणीतल्या ताऱ्यांचा व्यास मोजणे शक्य झाले आहे.

एकाकी ताऱ्याचे वस्तुमान काढणे अशक्य असते. हर्शेल यांना शेकडोंनी सापडलेल्या युग्मताऱ्यांना (परस्परांशी निगडित असलेल्या ताऱ्यांच्या जोड्यांना) केप्लर नियम लावून युग्मातील दोन्ही ताऱ्यांचे वस्तुमान काढता येते. एफ्. जी. डब्ल्यू. श्ट्रूव्हे, एस्. डब्ल्यू. बरनम, आर्. जी. ऐटकेन, व्हान डेन बॉस इ. ज्योतिषशास्त्रज्ञांनी हजारो दृक्‌प्रत्ययी (दुर्बिणीतून दोन्ही तारे अलग दिसू शकणारे) युग्मतारे वेध घेऊन सूचिबद्ध केले आहेत. १७८२ मध्ये जे. गुडरिक यांना ॲल्गॉल हा तारा पिधानकारी (परस्परांभोवती फिरताना एक तारा दुसऱ्याला केव्हा केव्हा झाकतो असा) युग्मतारा असल्याचा शोध लागला. आता हजारावर युग्मतारे माहीत झाले आहेत. १८८९ मध्ये पिकरिंग यांना झीटा उर्सा मेऑरिस या ताऱ्याच्या वर्णपटातील शोषणरेषा आवर्ती पद्धतीने पुढे-मागे सरकतात असे आढळले व त्याचे कारण हा युग्मतारा आहे, असा शोध लागला. असे वर्णपटीय युग्मतारे शेकड्यांनी आढळतात. या तिन्ही प्रकारच्या युग्मताऱ्यांचा उपयोग ताऱ्यांचे वस्तुमान व आकारमान काढण्यासाठी होतो. ताऱ्यांचे वस्तुमान सूर्याच्या ^१/_१० ते ६० पटींपर्यंत असते. वस्तुमानाबरोबर ताऱ्याची दीप्ती वाढते असे १९११ मध्ये जे. हाल्म यांना दिसून आले याला वस्तुमान-दीप्ती संबंध असे नाव आहे.

काही ताऱ्यांचे ठराविक कालखंडाने (आवर्तकालाने) पुनःपुन्हा आकुंचन-प्रसरण होते व त्यामुळे त्यांची दीप्तीही बदलत राहते. या स्पंदनशील ताऱ्यांचे आवर्तकाल ३–४ तासांपासून ४००–५०० दिवसांपर्यंत असतात. स्पंदनशील ताऱ्यांत R R लायरी, सेफीड, β कॅनिस मेजॉरिस इ. प्रकार आहेत. आवर्तकालाबरोबर ताऱ्याची अंगभूत दीप्ती वाढत जाते, असा शोध १९१२ मध्ये एच्. एस्. लेव्हिट या स्त्री ज्योतिषशास्त्रज्ञांना लागला. त्यास आवर्तकाल-दीप्ती संबंध म्हणतात. दूरदूरच्या आकाशस्थ ज्योतींची अंतरे काढण्यासाठी त्याचा उपयोग होतो. [⟶ तारा].

तारकीय वर्णपटविज्ञान : सूर्यप्रकाश काचेच्या लोलकातून पाठवून न्यूटन यांनी १६६६ मध्ये सूर्याचा सप्तरंगी अखंड वर्णपट मिळविला, तेव्हा वर्णपटविज्ञान या भौतिकीच्या शाखेची सुरुवात झाली. पुढे १८१५ मध्ये जे. फोन फ्राउनहोफर यांनी विवर्तन जालकाच्या साहाय्याने अधिक अपस्करणाचा सौरवर्णपट मिळविला तेव्हा त्यांना त्यात काही अरुंद काळ्या रेषा दिसून आल्या. अशाच कृष्ण शोषणरेषा पुढे सर्वच ताऱ्यांच्या वर्णपटांत सापडल्या. त्यांना फ्राउनहोफर रेषा असे नाव मिळाले. १८६० मध्ये जी. किरखोफ यांनी प्रयोगांवर आधारलेले वर्णपटविषयक तीन नियम बनविले. त्यांवरून अखंड वर्णपट सूर्याच्या किंवा ताऱ्यांच्या दाट वायुमय अती उष्ण दीप्तिगोलात उत्पन्न होतो व हा प्रकाश बाहेरील कमी उष्ण शोषणस्तरातून जातो तेव्हा त्यावर कृष्ण शोषणरेषा अध्यारोपित होतात, असे स्पष्टीकरण मिळाले. खग्रास सूर्यग्रहणाच्या वेळी दीप्तिगोल चंद्रबिंबाने झाकला गेला म्हणजे या रेषांच्या जागीच तेजस्वी उत्सर्जन रेषा दिसू लागतात. त्याला सूर्याच्या वर्णगोलाचा ‘चमक वर्णपट’ म्हणतात. प्रत्येक अणू व मूलकांच्या (रासायनिक विक्रियांत नेहमी एकत्रित राहणाऱ्या विशिष्ट अणुगटांच्या) तद्विशिष्ट अशा खास वर्णरेषा असल्याने ताऱ्यांच्या वर्णपटातील वर्णरेषांवरून ताऱ्याच्या वातावरणातील घटकांचा अंदाज लागतो.

---

सर्व ताऱ्यांचे वर्णपट सारखे नसतात. वर्णपट व ताऱ्याचा रंग यांचा एकमेकांशी संबंध असतो, असे १८६० मध्ये जी. बी. दोनाती यांना दिसून आले. त्यानंतर फादर ए. सेक्की (१८६३ व १८६७), एच्. सी. फोगेल (१८७४), ई. सी. पिकरिंग (१८८६), एन्. लॉफ्यर इत्यादींनी ताऱ्यांच्या वर्णपटांचे वर्गीकरण केले. त्यातूनच शेवटी हार्व्हर्ड वेधशाळेची ‘हेन्री ड्रेपर वर्गीकरण पद्धत’ (HD पद्धत) उत्पन्न झाली. ताऱ्याचा रंग त्याच्या पृष्ठतापमानावर अवलंबून असल्याने हार्व्हर्ड पद्धतीस तापमाननिर्देशक वर्गीकरण म्हणतात. त्यात ७ प्रमुख गट आहेत, ते असे : O गट [३५,०००° के. पृष्ठतापमानाचे निळे तारे, यांच्या वर्णपटात आयनीभूत (ज्या अणूतील एक किंवा अधिक इलेक्ट्रॉन निघून गेले आहेत अशा) हीलियमाच्या शोषणरेषा असतात] B गट [२०,०००° के. पृष्ठतापमानाचे निळे तारे, यांच्या वर्णपटात निर्भार (आयनीभवन न झालेल्या) हीलियमाच्या शोषणरेषा असतात] A गट (१०,०००° के पृष्ठतापमान, रंग पांढरा, वर्णपटांत प्रामुख्याने हायड्रोजनाच्या बामर रेषा असतात) F गट (७,५००° के. पृष्ठतापमानाचे हिरवट तारे, वर्णपटात कमी तीव्रतेच्या हायड्रोजन रेषा आणि आयनीभूत धातूंच्या रेषा असतात) G गट (६,०००° के. पृष्ठतापमान, रंग पिवळा, आयनीभूत व निर्भार धातूंच्या रेषा असतात) K गट (५,०००° के. पृष्ठतापमान, रंग नारिंगी, वर्णपटात निर्भार अणूंच्या रेषा व मूलकांचे किंचित तीव्र पट्ट असतात) आणि M गट (३,५००° के. पृष्ठतापमानाचे लाल तारे, वर्णपटात विशेषकरून TiO चे शोषणपट्ट असतात). उदा. चित्रा ताऱ्याचा गट B, व्याधाचा A, सूर्याचा G, स्वातीचा K व बेटेलज्यूझचा गट M आहे.

हर्ट्‌झस्प्रंग–रसेल (ह. र.) आकृती : आडव्या अक्षावर वर्णपटीय गट किंवा वर्णांक व उभ्या अक्षावर ताऱ्यांची अंगभूत दीप्ती किंवा प्रत दर्शवून काढलेल्या आलेखास हर्ट्‌झस्प्रंग–रसेल आकृती किंवा ह. र. आकृती म्हणतात (आकृतीकरिता ‘तारा’ ही नोंद पहावी). तीत तापमान उजवीकडून डावीकडे वाढत जाते व दीप्ती खालून वर वाढते. ह. र. आकृतीत बहुतेक ताऱ्यांचे निदर्शक बिंदू डाव्या वरच्या कोपऱ्यापासून उजव्या खालच्या कोपऱ्याकडे जाणाऱ्या कर्णावर स्थित झालेले दिसतात. या ताऱ्यांच्या श्रेणीस ‘प्रमुख श्रेणी’ असे नाव आहे. त्यांत उच्च तापमान असलेले निळे तारे सर्वांत तेजस्वी असून कमी पृष्ठतापमान असणारे लाल तारे सर्वात मंद असतात. दीप्तीप्रमाणे त्यांचे वस्तुमानही याच प्रकारे कमी होत जाते. काही ताऱ्यांची अंगभूत दीप्ती प्रमुख श्रेणीतील ताऱ्यांपेक्षा कित्येक पटींनी जास्त असते व त्यांचे आकारमानही त्यामानाने मोठे असते म्हणून अशा ताऱ्यांना महातारे म्हणतात. त्यांच्या वातावरणाची घनता कमी असते. वातावरणाची घनता जास्त असणाऱ्या कमी आकारमानाच्या ताऱ्यांना लघुतारे म्हणतात. वर्णपटातील सूक्ष्म भेद लक्षात घेऊन ताऱ्यांचे दीप्तिनिर्देशक वर्ग केले आहेत. ते असे : वर्ग I – अतिदीप्तिमान महत्तम तारे, वर्ग II – कमी दीप्तिमान महत्तम तारे, वर्ग III – दीप्तिमान महातारे, वर्ग IV – मध्य महातारे, वर्ग V –प्रमुख श्रेणीतील लघुतारे, वर्ग VI – लघुतर तारे. यांशिवाय व्याधाचा साथी (सिरिअस बी) यासारख्या अतिमंद लघुत्तम ताऱ्यांचा एक वर्ग आहे. त्यांचे वस्तुमान सूर्याएवढे पण व्यास पृथ्वीएवढा असल्याने त्यांतील पदार्थ घनातीत अवस्थेत असतो. हल्लीच्या मॉर्गन–कीनन (१९४३) म्हणजेच MK वर्गीकरण पद्धतीत तापमाननिर्देशक HD गट दशांश पद्धतीत (विभागून) सांगून दीप्तिनिर्देशक वर्गही दाखविण्याची प्रथा आहे. उदा., सूर्याचे वर्गीकरण G2V, ज्येष्ठातील ठळक तारा अंटारेसचे वर्गीकरण M9I इत्यादी.

ताऱ्यांच्या वर्णपटातील शोषणरेषांची तीव्रता त्यांच्या वातावरणातील तापमान, वायुदाब, इलेक्ट्रॉनांचा दाब इ. भौतिक गुणांवर त्याचप्रमाणे मूलद्रव्यांच्या प्रमाणावर अवलंबून असते. म्हणून वर्णपटाचे परीक्षण करून या गोष्टी आजमावता येतात. त्यावरुन सर्वसाधारण ताऱ्यांत मूलद्रव्यांचे प्रमाण सामान्यतः सारखेच असल्याचे आढळून येते. ताऱ्याच्या वस्तुमानाच्या ७०% भाग हायड्रोजन, २८ % भाग हीलियम व केवळ २% भाग इतर सर्व मूलद्रव्यांचा मिळून बनलेला असतो. ताऱ्यांच्या वर्णपटातील फरक त्यांच्या वातावरणातील परिस्थितिभेदामुळे झालेला आहे, हे मेघनाद साहा यांनी १९२२ मध्ये आपले आयनीभवन समीकरण वापरुन सिद्ध केले. पण पुढे काही थोड्या ताऱ्यांच्या असाधारण वर्णपटांवरून त्यांच्यातील मूलद्रव्यांचे प्रमाण काहीसे भिन्न असल्याचे दिसून आले. उदा., जलद अवकाशगती दाखविणाऱ्या F, G, K ताऱ्यांत धातूंचे प्रमाण सूर्याच्या तुलनेने ^१/_१० पटीपेक्षाही कमी असते R व N या हार्व्हर्ड गटातील लाल ताऱ्यांत कार्बनाचे प्रमाण जास्त व ऑक्सिजनाचे कमी असते S गटातील ताऱ्यांत भारी मूलद्रव्यांचे प्रमाण नेहमीपेक्षा जास्त असते इत्यादी. ताऱ्याच्या वर्णरेषांचे रूपालेख तपासून ताऱ्यांसंबंधीची काही विशेष माहिती मिळविता येते. उदा., O व B ताऱ्यांच्या वर्णरेषा उथळ व रुंद असून त्यांच्या मध्यभागी उत्सर्जनरेषा सापडतात. यावरून त्या वर्गातील तारे अत्यंत वेगाने अक्षीय भ्रमण करतात व त्यांपैकी काहींनी एक विरल कवच किंवा वलय उत्सर्जित केले आहे, असे समजते. पी-सिग्नी व व्होल्फराये जातींच्या ताऱ्यांचे वातावरण प्रसरण पावत आहे, असाधारण A गटाच्या ताऱ्यात उच्च चुंबकीय क्षेत्र सापडते इ. माहिती वर्णरेषांच्या अभ्यासावरून मिळाली आहे.

ताऱ्यांच्या वर्णरेषांची वर्णपटातील स्थिती मोजून वर्णरेषांची तरंगलांबी मोजता येते. त्याची प्रयोगशाळेतील तरंगलांबीशी तुलना केली असता ⇨डॉप्लर परिणामाचा उपयोग करून ताऱ्याची अरीय गती [⟶ तारा ] मोजता येते. फोगेल यांनी १८८८ मध्ये प्रथम ही पद्धत वापरली. आता आर्. ई. विल्सन यांच्या सूचीत हजारो ताऱ्यांच्या अरीय गतींची नोंद झाली आहे. ताऱ्यांच्या अरीय गतींच्या मापनावरून बरीच माहिती मिळते : (१) पृथ्वी सूर्याभोवती भ्रमण करते म्हणून सर्व ताऱ्यांच्या अरीय गतीत एक वर्षाच्या आवर्तनकालाने बदल होतो. अशा रीतीने पृथ्वीच्या सूर्याभोवती होणाऱ्या भ्रमणाचे प्रत्यक्ष प्रमाण मिळाले. (२) सूर्य अभिजित (व्हीगा) ताऱ्याच्या नैॠत्येस १५^° वरील बिंदूकडे २० किमी./सेकंद या गतीने जात आहे, असे समजले. (३) सर्वच तारे आकाशगंगेच्या केंद्राभोवती फेरी करतात आणि अशा रीतीने आकाशगंगेचे अक्षीय भ्रमण होत आहे, असे आढळते. (४) काही ताऱ्याच्या वर्णपटांतील रेषांची स्थिती ठराविक आवर्तकालाने बदलते असे आढळते. त्यात वर्णपटीय युग्मतारे व स्पंदनशील तारे यांचा समावेश होतो [⟶ तारा].

सैद्धांतिक खगोल भौतिकी : किरखोफ यांचे वर्णपटविषयक नियम, श्टेफान-बोल्ट्समान व प्लांक यांचे प्रारणासंबंधीचे नियम आणि साहा यांचे आयनीभवन समीकरण यांचा उपयोग करून ताऱ्याच्या वातावरणासंबंधी तापमान, दाब, रासायनिक घटक इ. माहिती मिळवतात, हे अगोदरच सांगितले आहे. भौतिकीतील तत्त्वे वापरून ताऱ्याचे वातावरणच नव्हे, तर त्याचे अंतरंग व विकास यांबाबतींतही संशोधन करता येते. ज्योतिषशास्त्राच्या या शाखेस सैद्धांतिक खगोल भौतिकी म्हणतात.

ताऱ्यांचे बाह्य आवरण : ताऱ्याच्या पृष्ठभागातून बाहेर पडत असलेल्या प्रारणात आतील सर्व थरांचे ज्ञान अंकित असते. ते उकलून काढण्यासाठी ताऱ्याच्या वातावरणात प्रारणाचे प्रसारण कसे होते, ते समजून घ्यावे लागते. विसाव्या शतकाच्या सुरुवातीपासून आतापर्यंत या कामात ए. शूस्टर, के श्वार्त्सशिल्ड, ई. ए. मिल्न, ए. एस्. एडिंग्टन, चंद्रशेखर इत्यादी वैज्ञानिकांनी बरेच महत्त्वाचे शोध लावले. त्यांवरून एकंदर निष्कर्ष असा निघाला की, तारे पूर्णपणे वायुमय असून जसजसे त्यांच्या आत जावे तसतसे तापमान, घनता व दाब वाढत जातात. आतून प्रारण बाहेर येऊ पाहते, तर वातावरणातील पदार्थ त्याला अडथळा करतात. त्यामुळे ज्या दिशेला किंवा तरंगलांब्यांना हा अडथळा, म्हणजेच प्रकाशीय जाडी कमी असेल त्या दिशेने व त्या तरंगलांब्यांचे प्रारण सहज बाहेर पडते. उदा., सूर्यबिंबाच्या केंद्रभागी आपण सरळ आत पाहू शकत असल्याने खालच्या उष्ण थरांचे आपल्याला दर्शन होते. परंतु बिंबाच्या कडेशी दृष्टिरेषा वातावरणात तिरपी शिरत असल्याने केवळ वरचे कमी उष्ण थर दृष्टोत्पत्तीस येतात. म्हणून सूर्यबिंब मध्यभागी जास्त प्रखर आणि कडेशी मंद दिसते. ही सूर्याची केंद्रप्रखरता किंवा सीमामंदता निरनिराळ्या तरंगलांब्यांच्या प्रारणांत वेगळी असते. उदा., जंबुपार भागात ही जास्त व अवरक्त भागात अगदी कमी असते. त्यावरून सूर्याच्या वातावरणात ॠणभारयुक्त हायड्रोजन अणूच मुख्यतः प्रारणशोषण करतात, असे आर्. विल्ट व चंद्रशेखर यांनी दाखवून दिले. सूर्यापेक्षा उष्ण पृष्ठभागाच्या ताऱ्यांत हे काम हायड्रोजनाचे व हीलियमाचे अणू करतात, तर कमी पृष्ठतापमानाच्या ताऱ्यांत मूलके प्रारणाचे शोषण करतात.

---

वर्णरेषांचे परीक्षण करून ताऱ्यांच्या वातावरणातील मूलद्रव्यांचे प्रमाण (मुख्य संशोधक–एच्. एल्. रसेल, ई. स्ट्रमग्रेन, ए. उन्सोल्ड, जे. एल्. ग्रीनश्टाइन), लघु-किंवा महा-प्रक्षोभन (ओ. श्ट्रूव्हे, हवांग), गतिदर्शक व ऊर्जितादर्शक तापमान (के. ओ. राइट), चुंबकीय क्षेत्र (एच्. डब्ल्यू. बॅबकॉक), वातावरणाचे वलन किंवा प्रसरण (ओ. श्ट्रूव्हे इ.), इलेक्ट्रॉन दाब (आर्. एच्. फाउलर) इ. माहिती मिळवतात.

ताऱ्यांची अंतर्रचना : ताऱ्यांच्या अंतर्भागातील तापमान दशलक्ष अंश के.पेक्षा जास्त असल्याने तेथील सर्वच मूलद्रव्यांचे पूर्णपणे आयनीकरण झालेले असते. म्हणून त्या भागात आदर्श वायूचे ⇨स्थिती समीकरण  वापरता येते. मग जल स्थैतिक (स्थिर द्रवातील) समतोलाचे समीकरण वापरून केंद्रापासून पृष्ठभागापर्यंत घनता, दाब व तापमान कसकसे बदलत जाते ते ठरविता येते. याबाबतीत आर्. एम्डेन, एर्डीग्टन, चंद्रशेखर इ. ज्योतिषशास्त्रज्ञांनी संशोधन केले आहे. १९३८ मध्ये एच्. ए. बेटे यांनी ‘कार्बन-नायट्रोजन चक्र’ या अणुकेंद्रीय प्रक्रियेने [⟶ अणुऊर्जा] ताऱ्यांच्या केंद्रभागी ऊर्जा उत्पन्न होते, हे दाखविल्यापासून ताऱ्यांची रचना गणिताने समजण्यात खूपच यश आले. पुढे सूर्य आणि सूर्यापेक्षा कमी वस्तुमान असलेल्या ताऱ्यात ऊर्जेचे उत्पादन मुख्यतः ‘प्रोटॉन-प्रोटॉन साखळी’ या अणुकेंद्रीय प्रक्रियेने होते, हे समजून आले. या दोन्ही प्रक्रियांत ४ हायड्रोजन अणूंचा मिळून एक हीलियम अणू बनतो व त्यांच्या वस्तुमानातील या फरकाचे E = mc^२ या आइन्स्टाइन यांच्या सापेक्षता सिद्धांतावर आधारलेल्या समीकरणानुसार, ऊर्जेत रूपांतर होते. अशा रीतीने ताऱ्यांच्या प्रचंड ऊर्जोत्पादनाचे रहस्य उघड झाल्यावर सर्वच भौतिकी समीकरणे संगणकात (गणित कृत्ये करणाऱ्या यंत्रात) घालून ताऱ्यांच्या अंतर्रचनेचीच नव्हे, तर त्यांच्या उत्क्रांतीची गणितेही करता येऊ लागली. गेल्या २५ वर्षांत चंद्रशेखर, स्ट्रमग्रेन, एम्. श्वार्त्सशिल्ड, एल्. जी हेनी, फ्रेड हॉईल, ह्‌याशी, ए. जी. डब्ल्यू. कॅमरन इ. ज्योतिषशास्त्रज्ञांच्या संशोधनावरून ताऱ्यांच्या उत्क्रांतीचे पुढील चित्र स्पष्ट झाले आहे. 

तारकीय उत्क्रांती : आंतरतारकीय अवकाशातील धूलिमय वायुमेघ स्वतःच्या गुरुत्वाकर्षणाने आकुंचन पावून तारे बनतात. वायुगोल आकुंचनाने गरम होत जातो व पृष्ठतापमान ३,०००° के.पर्यंत झाले म्हणजे तो चमकू लागतो. हाच ताऱ्याचा जन्म होय. प्रथम ताऱ्याच्या स्थितिज ऊर्जेपैकी निम्म्या ऊर्जेचे रुपांतर औष्मिक ऊर्जेत व बाकी ऊर्जेचे प्रारणात होत असते. ठराविक आकुंचनानंतर केंद्रभागाचे तापमान एक कोटी अंश के.च्या वर गेले म्हणजे अणुकेंद्रीय प्रक्रिया सुरू होतात. ही अवस्था येण्यास सर्वांत अधिक वस्तुमानाच्या ताऱ्यास सु. एक लाख वर्षे व सर्वात कमी वस्तुमानाच्या ताऱ्यास सु. एक अब्ज वर्षे लागतात. अणुकेंद्रीय प्रक्रिया सुरू झाल्यावर ताऱ्याचे आकुंचन थांबते व हायड्रोजनाचे हीलियमामध्ये रुपांतर होत राहून तारा स्थिर दीप्तीने प्रकाशत राहतो. हायड्रोजनरूपी इंधन भरपूर असल्याने ही स्थिती अधिक वस्तुमानाच्या ताऱ्यांच्या बाबतीत लाखो वर्षे व कमी वस्तुमानाच्या ताऱ्यांच्या बाबतीत कित्येक अब्ज वर्षे टिकते. हीच प्रमुख श्रेणीतील ताऱ्यांची अवस्था असते. म्हणून ९० टक्क्यांहून अधिक तारे प्रमुख श्रेणीतच सापडतात. ताऱ्याच्या केंद्राजवळच्या दहा टक्के भागातील हायड्रोजनाचे पूर्णपणे हीलियमामध्ये रूपांतर झाले म्हणजे तो समतापमानाचा गाभा पुन्हा आकुंचन पावू लागतो. त्याच वेळी ताऱ्याचे बाह्य आवरण खूप प्रसरण पावते व तो महाताऱ्यांच्या गटात जातो. ही उत्क्रांत अवस्था येण्यास वर सांगितल्याप्रमाणे भारी ताऱ्यांना कमी व हलक्या ताऱ्यांना जास्त वेळ लागतो. पण केव्हा ना केव्हा बहुतेक सर्व तारे महातारे किंवा महत्तम तारे होतात. आपला सूर्य प्रमुख श्रेणीवर येऊन ४·५ अब्ज वर्षे झाली असून आणखी एवढ्याच अवधीनंतर त्याचे महाताऱ्यात रूपांतर होईल. त्या वेळी पृथ्वीसुद्धा त्याच्या पृष्ठभागात सामावून जाईल.

निरनिराळ्या वस्तुमानांचे तारे प्रमुख श्रेणीवर किती काळ राहतात, हे समजल्यावर त्यावरून तारकासमूहांचे वय काढता येते. विरल तारकासमूहात O, B, A गटांतील प्रमुख श्रेणीचे तारे सापडतात, तेव्हा त्यांचे वयोमान २० कोटी वर्षांपेक्षा कमी असावे व गोलाकार तारकासमूहात F5 च्या पुढचे तारे सापडतात म्हणून त्यांचे वयोमान ६ अब्ज वर्षे असावे असे दिसते.

महाताऱ्यात प्रथम गाभ्याच्या बाहेर एका कवचगोलात हायड्रोजनाचे हीलियमामध्ये रूपांतर होत राहते. पण गाभा आकुंचन पावून केंद्रतापमान २० कोटी अंश के.पर्यंत गेले म्हणजे ३ हीलियम अणू मिळून एक कार्बन अणू तयार होण्याची प्रक्रिया सुरू होते. नंतर कार्बनापासून ऑक्सिजन इ. भारी मूलद्रव्ये तयार होतात. केंद्रतापमान एक अब्ज अंश के. झाले म्हणजे मोठ्या प्रमाणात न्यूट्रॉन उत्पन्न होतात व त्यामुळे लोह व त्याहून भारी मूलद्रव्ये तयार होतात. पण या वेळी ऊर्जोत्पादन इतके जलद होत असते की, त्याची दीप्ती लाखो पटींनी वाढते आणि शेवटी त्याचा स्फोट होतो. या स्फुटमान ताऱ्यांना अतिदीप्त नवतारे म्हणतात. स्फोटाबरोबर ताऱ्याच्या गाभ्याबाहेरील सर्व पदार्थ अवकाशात फेकला जातो आणि घनातीत अवस्थेतील गाभा लघुतम तारा म्हणून शिल्लक राहतो. लघुतम ताऱ्यात अणुकेंद्रीय प्रक्रिया होत नसल्याने तो हळूहळू थंड होत काळ्याकुट्ट अवस्थेत पोहोचतो, हाच ताऱ्याचा मृत्यू होय.

बहुतेक ताऱ्यांचा शेवट लघुतम ताऱ्यात होतो. पण सौरवस्तुमानाच्या पाच पटींपेक्षा अधिक वस्तुमान असलेल्या ताऱ्यांचा गाभा इतक्या जोरात आकुंचन पावतो की, त्यास अंतःस्फोट असे नाव देतात. त्यामुळे गाभ्यातील पदार्थाची घनता इतकी वाढते की, सर्व प्रोटॉन व इलेक्ट्रॉन एकत्र येऊन त्यांचे न्यूट्रॉन बनतात. असे अक्षीय भ्रमण करणारे न्यूट्रॉन तारे अलीकडे ‘पल्सार’ ज्योतींच्या रूपात पहावयास मिळाले आहेत. ठराविक कालखंडानंतर पुनःपुन्हा रेडिओ तरंगांचे स्पंदांच्या स्वरूपात प्रक्षेपण करणारे चार तारे १९६८ सालाच्या प्रारंभी हेबिश व बेल यांना आढळले. या प्रकारच्या ताऱ्यांना पल्सार असे नाव देण्यात आले. १९७३ पर्यंत सु. १०० पल्सार आढळले. त्याचप्रमाणे दृश्य प्रकाशाचे किंवा क्ष-किरणांचे आवर्ती झोत फेकणारे पल्सारही आढळले आहेत. पल्सारांचे वस्तुमान सूर्याच्या दुपटीपेक्षा जास्त नसावे, पण व्यास फक्त १,००० ते १०,००० किमी. इतकाच असावा. त्यांच्या अंतर्भागाची घनता पाण्याच्या घनतेच्या १०^१४ पट इतकी प्रचंड असावी. प्रत्येक झोतामध्ये सूर्यापेक्षा १०^६ ते १०^१० पट जास्त ऊर्जा प्रसारित होते. हे ऊर्जेचे झोत कसे निर्माण होतात, हे अद्याप समजलेले नाही [⟶ पल्सार].

दहा सौरवस्तुमानापेक्षा अधिक वस्तुमानाच्या ताऱ्यांचा अंतःस्फोट कधीच थांबत नाही व आकुंचनक्रिया इथपर्यंत पोहोचते की, ताऱ्याच्या विलक्षण सामर्थ्यवान गुरुत्वाकर्षणामुळे प्रकाशसुद्धा बाहेर पडू शकत नाही. अशा रीतीने अदृश्य झालेल्या ताऱ्यांना कृष्ण विवरे म्हणतात [⟶ गुरुत्वीय अवपात]. कृष्ण विवरांचे अस्तित्व अद्याप निर्विवादपणे सिद्ध झालेले नाही.

अति-उत्क्रांत अवस्थेच्या काही काळात ताऱ्याची अंतर्रचना समतोल स्वरूपाची नसते. त्यामुळे त्याचे स्पंदन होते व आपल्याला ठराविक आवर्तनकालाने दीप्ती बदलणारे रूपविकारी तारे मिळतात. अशा रूपविकारी ताऱ्यांचा एडिंग्टन, एस्. रासलँड व अलीकडे डब्ल्यू. एच्. क्रिस्ती व कॉक्स यांनी अभ्यास केला आहे. (आवर्तकाल)^२ X घनता = एक स्थिरांक, हा त्यांचा महत्त्वाचा गुणधर्म आहे.

---

सूर्य व सूर्यकुल :(अ) सूर्य : सूर्याचे वस्तुमान २ x १०^३३ ग्रॅ. त्याची त्रिज्या ७ x १०^५ किमी. घनता १·४ ग्रॅ./सेंमी.^३ पृष्ठतापमान ५,७८०° के. आणि दीप्ती ३·८ x १०^३३ अर्ग/सेकंद आहे. सूर्य हा आपल्याला सर्वांत जवळचा तारा असल्याने त्याचा आपण बारकाईने अभ्यास करू शकतो. फार दूर असल्याने मोठ्यातल्या मोठ्या दुर्बिणीतून तारे केवळ बिंदुरूप दिसतात. सूर्याचे मात्र बिंब दिसते, म्हणून सूर्याकडे पाहणे म्हणजे ताऱ्याचे निकटचित्र (क्लोजअप) घेण्यासारखे आहे. दुर्बिणीतून सूर्याचे सरळ छायाचित्रण करता येते. तसेच दुर्बिणीला गाळण्या लावून किंवा जी. ई. हेल व एच्. देलांद्र यांनी शोधलेल्या वर्णपटीय सूर्यच्छायालेखकाच्या साहाय्याने सूर्याचे कोणत्याही रंगात किंवा वर्णरेषेत छायाचित्रण करता येते. सूर्याचा वर्णगोल खग्रास सूर्यग्रहणाच्या वेळी किंवा हायड्रोजनाच्या H_α रेषेत इतर वेळी छायाचित्रित करता येतो. सर्वांत बाहेरचा मंदतेज किरीट मात्र सूर्यग्रहणाच्या वेळीच चांगला पाहता येतो. छायाचित्रात सूर्याची सीमामंदता स्पष्ट दिसते व इतर पुष्कळ बारीक गोष्टी दिसतात.

सूर्याच्या पृष्ठभागावर डाग असतात हा शोध गॅलिलीओ यांनी लावला. सौरडागांची संख्या सरासरी ११ वर्षांच्या आवर्तकालाने बदलते, असे १८४३ मध्ये एच्. एस्. श्व्‌हाबे यांनी निश्चितपणे दाखवून दिले याला ‘सौरडागांचे चक्र’ म्हणतात. चक्र सुरू होते तेव्हा साधारण ३०-३५ सौर अक्षांशावर डाग दिसू लागतात. पुढे हे डागांचे कटिबंध सूर्याच्या विषुववृत्ताकडे सरकत जातात व चक्राच्या शेवटी साधारण ५ अक्षांशावर अदृश्य होतात. १९०८ मध्ये हेल यांनी सौरडागांत २,०००–३,००० गौस तीव्रतेचे चुंबकीय क्षेत्र असल्याचे आढळले. सौरडाग बहुधा जोड्यांनी दिसतात, त्यांत एकाचे चुंबकीय क्षेत्र उत्तर ध्रुवीय व दुसऱ्याचे दक्षिण ध्रुवीय असते. एक चक्र पुरे झाल्यावर दोन्ही गोलार्धांतील ध्रुवक्रम बदलतो म्हणजे सौरडागांचे चक्र एकूण सरासरी २२ वर्षांचे आहे, असे मानले पाहिजे. सूर्याच्या संपूर्ण पृष्ठभागावर साधारण एक गौस तीव्रतेचे द्विध्रुवीय चुंबकीय क्षेत्र असल्याचे बॅबकॉक यांना आढळले. त्यांनी तयार केलेले चुंबकत्वलेखक (मॅग्नेटोग्राफ) नावाचे उपकरण हल्ली सूर्याचा दैनिक चुंबकीय नकाशा तयार करण्यासाठी वापरतात.  

डागांबरोबरच सूर्याच्या पृष्ठभागावर Ca II च्या K रेषाप्रकाशात [⟶ वर्णपटविज्ञान] दिसणारे पांढरे डाग, हायड्रोजनाच्या H_α रेषेत दिसणारे काळसर धागे व उद्रेक (सौर डागाजवळ अचानकपणे होणारे H_α रेषेचे जादा उत्सर्जन) तसेच कडेजवळ दिसणारी तेजःशृंगे (सूर्यापासून उठणारे दीप्त वायूचे लोळ) आढळतात. एकंदरीत सूर्याच्या पृष्ठभागावर नेहमी प्रचंड घडामोडी होत असतात. सौर उद्रेकाच्या वेळी बाहेर फेकलेली जंबुपार व क्ष-किरणे आठ-दहा मिनिटांत, तसेच १,०००–२,००० किमी./सेकंद या गतीने येणारे प्रोटॉन साधारण एक दिवसानंतर पृथ्वीच्या वातावरणात पोहोचले म्हणजे लघुतरंगलांब्यांवर प्रेषित होणारे संदेश क्षीण होणे, चुंबकीय वादळे, ⇨ध्रुवीय प्रकाश (ध्रुवीय प्रदेशात आढळणारे विविध रंगी आविष्कार) वगैरे सृष्टिचमत्कार उद्‌भवतात.

सौर डाग H_α धागे इ. प्रकारांच्या सौरपृष्ठभागावरील स्थितीचे निरीक्षण केले असता सूर्य अक्षीय भ्रमण करतो असे स्पष्ट दिसते. अक्षीय भ्रमणकाल सूर्याच्या विषुववृत्ताजवळ २५ दिवस असून तो दोन्ही ध्रुवांकडे वाढत जातो.

सूर्याच्या पृष्ठभागावर तांदळाच्या दाण्यांसारखे लाखो उजळ कण दिसतात. तसेच कडेशी झाडूच्या टोकांसारखी सूक्ष्म रचना दिसते. यावरून सूर्यच्या पृष्ठभागाखाली संनयन (उष्ण थर आतून बाहेर येणे) होत असते, असा निष्कर्ष निघतो. संनयनाचे बुडबुडे पुष्कळदा पृष्ठभाग फोडून बाहेर येतात व त्यांची ऊर्जा आघात तरंगांच्या [⟶ तरंगगति] द्वारे बाहेरील किरीटभागात पोहोचते. त्यामुळे किरीटाचे गतिदर्शक तापमान १० लक्ष अंश के. पर्यंत वाढलेले असते. म्हणूनच किरीटाच्या वर्णपटात फार आयनीभूत लोह, निकेल व कॅल्शियम अणूंच्या उत्सर्जन रेषा सापडतात. या रेषांची भौतिक उत्पत्ती १९४१ मध्ये डी. एडलन यांनी समजावून सांगितली. त्यापूर्वी त्या करोनियम नावाच्या अज्ञात मूलद्रव्याच्या रेषा आहेत, असे मानीत असत. उच्च तापमानामुळे किरीटातील इलेक्ट्रॉन वेगाने इतस्ततः फिरत असतात व त्यांच्या भ्रमणामुळे रेडिओ तरंगांची उत्पत्ती होते. सौर रेडिओ तरंगांचा शोध १९४२–४३ मध्ये इंग्लंडात लागला [⟶ सूर्य].

(आ) सूर्यकुल : १९५७ मध्ये अवकाशयुग सुरू झाले त्यापूर्वी सूर्यकुलासंबंधीची सर्व माहिती केवळ दुर्बिणीच्या साहाय्याने मिळविता येत असे. त्यावरून ग्रह व उपग्रह यांचे आकारमान, वस्तुमान, घनता, वातावरणातील ढगादी घटना, अक्षीय भ्रमण, रासायनिक घटक यांसंबंधीचे संशोधन जी. स्क्यापारेल्ली, लॉवेल हॉल इ. ज्योतिषशास्त्रज्ञांनी केले. त्यांना आढळलेल्या काही महत्त्वाच्या गोष्टी येथे उद्‌धृत केल्या आहेत, अवकाशसंशोधनाने मिळालेली माहिती पुढे येईल.

(१) चंद्रावर वातावरण नाही, पण त्याच्या पृष्ठभागावर पर्वत, मैदाने व हजारो विवरे आहेत. काही विवरे उल्कापाताने तयार झाली असून काही चंद्राच्या अंतर्गत उलाढालींमुळे झाली असावी. (२) बहुतेक ग्रहांवर वातावरण आहे व त्यात ढग दिसतात. शुक्राच्या वातावरणात कार्बन डाय-ऑक्साइड, गुरू व शनी यांवर मिथेन हे वायू सापडले आहेत. मंगळावर पाणी व वनस्पतिजीवन असावे असा अंदाज आहे. (३) मंगळाचा अक्षीय भ्रमणकाल २४ तास ३७ मि. आणि गुरू व शनी यांचा अनुक्रमे ९ तास ५० मि. व १० तास १४ मि. आढळला. बुधाचा ८८ दिवस म्हणजे कक्षीय भ्रमणकालाबरोबर आणि शुक्राचा २०० दिवसांपेक्षा जास्त असल्याचा अंदाज होता. परंतु आता रडार तंत्राने शुक्राचा अक्षीय भ्रमणकाल २४२ दिवस आणि बुधाचा ५८·६ दिवस असल्याचे दिसते. (४) शनीची वलये अगणित धूलिकणांनी बनलेली असून ते कण शनीभोवती गुरुत्वाकर्षणामुळे केप्लर यांच्या नियमांनुसार फिरतात, हे जे. ई. कीलर यांनी १८९५ मध्ये वर्णपटमापकाच्या साहाय्याने स्पष्ट केले.

(५) बुध, शुक्र, पृथ्वी व मंगळ या सूर्याजवळच्या ग्रहांची घनता ३ ते ५·५ ग्रॅ./सेंमी.^३ असल्याने त्यांच्यात लोह, सिलिकॉन आदि भारी मूलद्रव्यांचे प्रमाण अधिक आहे. सूर्याप्रमाणे हायड्रोजन व हीलियम सर्वाधिक प्रमाणात नसण्याचे कारण हे की, हे हलके वायू उच्च तापमानामुळे या ग्रहांच्या गुरुत्वाकर्षण क्षेत्रातून निसटले असावेत. गुरू व शनी यांची घनता सूर्यासारखीच एकच्या आसपास असल्याने त्यांचे घटक सूर्याप्रमाणेच मुख्यतः हायड्रोजन व हीलियम असले पाहिजेत. प्रजापती व वरुण यांमध्ये कार्बन व ऑक्सिजन जास्त प्रमाणात असल्याने त्यांची घनता दोनच्या आसपास आहे. (६) धूमकेतूंच्या शीर्षात धूलिमिश्रित बर्फकण असतात. धूमकेतू सूर्याजवळ आल्यावर काही कणांचे वायूत रुपांतर होते व धूमकेतूच्या वर्णपटात या वायूंच्या उत्सर्जन रेषा दिसतात. काही धूमकेतू फुटून त्यांचे तुकडे होतात. पृथ्वी अशा धूमकेतूंची कक्षा कापते तेव्हा हे तुकडे पृथ्वीच्या वातावरणात शिरून उल्कापात होतात [⟶ धूमकेतु].

---

(इ) सूर्यकुलाची उत्पत्ती : सूर्यकुटुंब म्हणजेच सूर्यकुल कसे उत्पन्न झाले यासंबंधी बरेच तर्क आहेत. एका मोठ्या फिरत्या अभ्रिकेचे आकुंचन होऊन मध्यभागी सूर्य व त्याभोवती फिरणारे ग्रह निर्माण झाले, अशी कल्पना कांट व लाप्लास यांनी अठराव्या शतकात मांडली. परंतु भौतिकीच्या कसोटीवर ती उतरेना म्हणून टी. सी. चेंबरलिन व एफ्. आर्. मोल्टन यांनी दोन तारे फार जवळ आल्याने गुरूत्वाकर्षणामुळे त्यांपैकी एकावर (सूर्यावर) प्रचंड लाट उठली व तीत ग्रह तयार झाले, अशी कल्पना एकोणिसाव्या शतकाच्या शेवटास मांडली. तिचाही टिकाव न लागल्याने गेल्या २०–२५ वर्षांत सी. एफ्. व्हिट्सझेकर, जी. पी. कुइपर, हॉईल यांनी सौर अभ्रिकेची कल्पना पुन्हा उचलून धरली आहे. त्याचे मुख्य कारण हे की, ग्रह व सूर्य यांची उत्पत्ती एकाच वेळी झाली असावी असे पृथ्वीच्या भूभौतिकी व सूर्याच्या खगोल भौतिकी अभ्यासावरून दिसून आले आहे. या नव्या सिद्धांतात ग्रहांना इतका अधिक कोनीय संवेग कसा मिळाला, याचे उत्तर देण्याचा प्रयत्न झाला. विशेषतः हॉईल यांनी मूळ अभ्रिकेतील चुंबकीय क्षेत्राचा त्यासाठी उपयोग करुन घेतला. हल्लीच्या अवकाशीय संशोधनातून ग्रहमालेची उत्पत्ती कशी झाली, या प्रश्नाचे समाधारकारक उत्तर मिळेल अशी आशा आहे [⟶ सूर्यकुल विश्वोत्पत्तिशास्त्र].

आकाशगंगा : अठराव्या शतकाच्या शेवटी हर्शेल यांनी आकाशातील निरनिराळ्या भागांतील ताऱ्यांची संख्या मोजून तारामंडळाचा (दीर्घिकेचा) विस्तार आजमावण्याचा प्रयत्न केला. सर्व ताऱ्यांची अंगभूत दीप्ती सारखी मानली, तर ज्या दिशेत मंद ताऱ्यांचे प्रमाण अधिक त्या दिशेत तारामंडळाचा विस्तार जास्त असावा, असे त्यांचे अनुमान होते. अशा रीतीने आकाशगंगेच्या पातळीत तारामंडळ चपटे असल्याचा त्यांना शोध लागला. तसेच या बहिर्गोल भिंगाकृती तारामंडळाच्या केंद्राजवळ आपला सूर्य स्थित आहे, असा त्यांचा समज झाला. परंतु ताऱ्यांची अंतरे माहीत नसल्याने तारामंडळाचा वास्तविक विस्तार सांगणे शक्य नव्हते.

एकोणिसाव्या शतकाच्या प्रथमार्धात ताऱ्यांचे पराशय मोजून त्यांची अंतरे काढता येऊ लागली. पुढे अरीय गतींच्या मापनावरून सूर्याची तारामंडळातील गती २० किमी./सेकंद आहे, हे माहीत झाले. मग सूर्याने एका वर्षात कापलेल्या जवळजवळ ४ ज्योतिषशास्त्रीय एकके एवढ्या अंतराचा पाया घेऊन ताऱ्याचे वर्धमान पराशय (सूर्याच्या या गतीमुळे ताऱ्यांचा वाढत जाणारा पराशय) मोजण्याची पद्धत निघाली. तिचा उपयोग करून दूरदूरच्या ताऱ्याची अंतरे काढता येऊ लागली. त्यावरून सर्व तारे एकाच दीप्तीचे नसतात, हे दिसून आले. तेव्हा प्रथम निरनिराळ्या दीप्तींच्या ताऱ्यांचे शेकडा प्रमाण काढून-म्हणजे दीप्ती फलन (गणितीय संबंध दर्शविणारी राशी) ठरवून-तारामंडळाचा विस्तार व रचना यांचा अंदाज घेणे शक्य झाले. फोन सीलिगर, जे. सी. कापटाइन व व्हॅन रायन यांनी ही सांख्यिकीय (संख्याशास्त्रीय) पद्धत पूर्णत्वास आणली व ती कापटाइन यांनी आकाशाच्या निवडक भागांचा पद्धतशीर अभ्यास करण्यासाठी उपयोगात आणली. तेव्हा असा निष्कर्ष निघाला की, सूर्य आकाशगंगेच्या केंद्रभागी असून तेथे ताऱ्याची घनता (दाटी) सर्वांत अधिक आहे. जसजसे दूर जावे तसतशी ताऱ्यांची संख्या कमी होत जाते. आकाशगंगेच्या पातळीत ४ किलोपार्सेक व लंबरेषेत १ किलोपार्सेक दूर गेल्यावर ताऱ्यांची संख्या शंभर पटींनी कमी होते, असे दिसून आल्याने हीच आकाशगंगेची सीमा ठरली. विसाव्या शतकाच्या सुरुवातीस मान्यता पावलेल्या या आराखड्यास ‘कापटाइन विश्व’ असे नाव मिळाले.

सांख्यिकीय पद्धत विश्वासार्ह असली, तरी तीत गृहीत धरलेली सर्वच विधेयके बरोबर आहेत की नाही, याची खात्री नव्हती. विशेषकरून आंतरतारकीय अवकाशात पोकळी असल्याने त्यात प्रकाशाचे शोषण होत नाही हे गृहीत धरले होते, ते चूक असल्याचे लक्षात आले. एकोणिसाव्या शतकाच्या शेवटी ई. ई. बार्नर्ड यांनी घेतलेल्या आकाशगंगेच्या छायाचित्रात शेकडो कृष्णाभ्रिका आढळल्या होत्या. उदा., मृग नक्षत्रातील अश्वशीर्ष कृष्णाभ्रिका. या अभ्रिकांच्या दिशेत ताऱ्यांची संख्या कमी दिसते तेव्हा त्या अभ्रिका म्हणजे धूलिमेघ असून ते पलीकडच्या ताऱ्यांचा प्रकाश शोषतात असा तर्क निघाला [⟶ अभ्रिका]. एवढेच नव्हे तर आंतरतारकीय अवकाशात सर्वत्रच कमीअधिक प्रमाणात धूलिकण व वायू पसरले आहेत, असे पुढे दिसून आले. धूलिकणांमुळे दूरच्या ताऱ्यांच्या प्रकाशाचे प्रकीर्णन (विखुरणे) होऊन ते तारे व्यस्त वर्गीय नियमापेक्षा (प्रकाश उद्‌गमाची दीप्ती अंतराच्या वर्गाच्या व्यस्त प्रमाणात असते या नियमापेक्षा) जास्त मंद दिसतात, हे आर्. जे. ट्रंप्लर यांनी १९३० मध्ये विरल तारकासमूहांच्या अभ्यासाने सिद्ध केले. तसेच धूलिकण निळ्या प्रकाशाचे अधिक प्रकीर्णन करतात म्हणून दूरचे तारे वाजवीपेक्षा अधिक लालसर दिसतात, हेही त्यांनी दाखविले. पुढे बाह्य तारामंडळांची आकाशातील सर्व भागांतील संख्या मोजल्यावर आकाशगंगेच्या पातळीजवळ जावे तसतशी ती कमी होत जाते असे आढळते. तेव्हा प्रकाश शोषणारे आंतरतारकीय धूलिकण आकाशगंगेच्या पातळीतच जमले असले पाहिजेत. एकंदरीत आंतरतारकीय धूलीचे प्रकाशशोषण लक्षात घेतल्याशिवाय आकाशगंगेतील ताऱ्यांची खरी मांडणी समजणार नाही, हे स्पष्ट झाले. धूलिकण निरनिराळ्या रंगांच्या प्रकाश तरंगांचे किती शोषण करतात, हे स्टेबिंझ व ए. ई. व्हाइटफोर्ड (१९४५) यांनी मोजले. त्यावरून आंतरतारकीय धूलिकण मायक्रॉनच्या (१०^-४ सेंमी.) आकारमानाचे अधातू बर्फकण असल्याचे एच्. सी. व्हॅन डी हूल्स्ट यांनी दाखविले (१९४६–४९).

आकाशगंगेची खरी रचना समजण्यास एच्. शॅप्ली यांनी १९१४ मध्ये केलेला गोलाकार तारकासमूहांचा अभ्यास कारणीभूत झाला. या लाखो तारे सामावलेल्या तारकासमूहांत RR लायरी जातीचे रूपविकारी स्पंदमान तारे सापडतात. त्यांचा आवर्तकाल दीप्ती संबंध वापरून गोलाकार तारकासमूहांचे मिळून एक मोठे गोलीय तारामंडळ बनते, असे दिसून आले. या तारामंडळाचे केंद्र धनू राशीच्या दिशेत सूर्यापासून ८·५ किलोपार्सेक (साधारण २५,००० प्रकाशवर्षे) अंतरावर आहे. संपूर्ण आकाशगंगेचे तेच केंद्र असल्याचे बी. लिंडब्लाड व जे. एच्. ऊर्ट यांनी १९२६–२७ मध्ये दाखविले. ताऱ्याच्या गतींचा अभ्यास केल्यावर या ज्योतिषशास्त्रज्ञांना असे आढळले की, सूर्याच्या आसमंतातील सर्व तारे शॅप्ली यांनी काढलेल्या आकाशगंगेच्या केंद्राभोवतीवर्तुळाकार कक्षांत भ्रमण करतात. तेव्हा केंद्रभागातील पदार्थाचे वस्तुमान सर्वाधिक असले पाहिजे. आकाशगंगेचे हे अक्षीय भ्रमण घन पदार्थीय चकतीसारखे नसून ते गुरूत्वाकर्षणाने केप्लर यांच्या नियमांनुसार होते, असे दिसून आले. आपला सूर्य आकाशगंगेच्या केंद्रापासून २५,००० प्रकाशवर्षे दूर असून त्याची भ्रमणगती सु. २५० किमी./सेकंद व भ्रमणकाल २५ कोटी वर्षे आहे. गोलाकार तारकासमूह व इतर जुने तारे यांची भ्रमणगती १०० किमी./सेकंद एवढीच असल्याने ते पाठीमागे राहतात व उलट्या दिशेत वेगाने जातात असे वाटते, म्हणून त्यांना अतिवेगवान तारे म्हणतात.

भ्रमणामुळे आकाशगंगा चकतीसारखी चपटी झाली आहे. तिचा व्यास एक लाख प्रकाशवर्षे व जाडी मध्यभागी सु. ५,००० प्रकाशवर्षे, तर सूर्याच्या परिसरात सु. १,००० प्रकाशवर्षे आहे. संपूर्ण आकाशगंगेचे वस्तुमान सूर्याच्या १·५ x १०^११ पट असून त्यातील ताऱ्यांची संख्याही १०^११ आहे. आकाशगंगेची रचना चक्रभुजयुक्त आहे, हे १९५० मध्ये डब्ल्यू. डब्ल्यू. मॉर्गन यांनी O तारकाकुलांच्या अभ्यासावरून सिद्ध केले. त्यानंतर रेडिओ दूरदर्शकाच्या साहाय्याने या चक्रभुजांची रचना निश्चित झाली [⟶ रेडिओ ज्योतिषशास्त्र].

---

आकाशगंगेतील आंतरतारकीय अवकाशात धूलिकणांपेक्षा वायू दसपटीने जास्त आहे. दूरस्थित ताऱ्यांच्या वर्णपटात ज्या अरुंद शोषणरेषा सापडतात, त्यांत Ca II च्या K व H रेषा आणि Na I च्या D_1, D₂ रेषा प्रमुख आहेत. वायुमेघांजवळ अति-उष्ण निळे तारे असले, तर त्यांच्या प्रकाशाने वायू उद्दीपित होऊन चमकू लागतो. अशा प्रकारे मृगातील (ओरायन) अभ्रिकेसारखे तेजोमेघ तयार होतात. त्यांच्या वर्णपटात हायड्रोजनाची H_α रेषा तसेच O II व N II च्या निषिद्ध रेषा उत्सर्जित झालेल्या दिसतात. या भागात हायड्रोजन वायू आयनीभूत झालेला असतो म्हणून त्यांना H II विभाग म्हणतात. याच्या उलट तेजस्वी ताऱ्यांपासून दूर असलेल्या हायड्रोजनाचे आयनीभवन होत नाही म्हणून त्याचा H I विभाग होतो. त्यात हायड्रोजनाची २१ सेंमी. तरंगलांबीची उत्सर्जन रेषा उत्पन्न होते (H II म्हणजे आयनीभवन झालेला व H I म्हणजे आयनीभवन न झालेला हायड्रोजन) वायू व धूलिकणांच्या दाट मेघात नुकतेच जन्माला आलेले अति-उष्ण निळे तारे सापडतात.

आंतरतारकीय अवकाशात १०^-६ ते १०^-५ गौस तीव्रतेचे चुंबकीय क्षेत्र आढळते. त्यामुळे सुईच्या आकाराचे धूलिकण एका विशिष्ट दिशेत वळतात व त्यामुळे ताऱ्यांच्या प्रकाशाचे ध्रुवण होते. हा शोध १९४८ मध्ये हॉल व हिल्टनर यांनी लावला. ध्रुवणाच्या दिशेवरून चुंबकीय क्षेत्ररेषा चक्रभुजांना समांतर आहेत असे दिसते.

आकाशगंगेतील घटकांच्या दोन जाती डब्ल्यू. बाडे यांनी १९४४ मध्ये ठरविल्या. पहिल्या जातीत आंतरतारकीय पदार्थ, त्यात नव्याने उत्पन्न झालेले उष्ण निळे तारे, असेच तारे सामावलेले विरल तारकासमूह व आकाशगंगेच्या पातळीतील सर्वसाधारण ताऱ्यांचा समावेश होतो. त्याचे लक्षणगुण : (१) ताऱ्यांच्या मानाने कमी वय (१ लाख ते ४-५ अब्ज वर्षे), (२) स्थान आकाशगांगेय पातळीत, (३) भ्रमणात पूर्ण भाग घेणे व (४) भारी मूलद्रव्यांचे प्रमाण वस्तुमानाच्या २% पेक्षा जास्त, हे होत. दुसऱ्या जातीत गोलाकार तारकासमूह, RR लायरी जातीचे रूपविकारी तारे, अतिवेगवान तारे, बिंबाभ्रिका व नवतारे यांचा समावेश होतो. त्यांचे लक्षणगुण : (१) ४–५ अब्ज वर्षांपेक्षा जास्त वय, (२) स्थान आकाशगंगेच्या पातळीबाहेर, (३) भ्रमणाची कमी गती व (४) भारी मूलद्रव्यांचे प्रमाण पहिल्या जातीच्या मानाने १० ते १०० पटींनी कमी, हे होत [⟶ आकाशगंगा आंतरतारकीय द्रव्य].

तारामंडळे व विश्वस्थितिशास्त्र : खगोलाच्या दक्षिण गोलार्धातील मॅगेलन मेघ व देवयानी तारकापुंजातील अंधुक अभ्रिका ही आपल्याला सर्वांत जवळची बाह्य तारामंडळे (दीर्घिका) दुर्बिणीशिवायही दिसू शकतात. गेल्या शंभर वर्षांत खगोलीय छायाचित्रण सुरू झाल्यापासून अशी लाखो तारामंडळे छायाचित्रित करण्यात आलेली आहेत. त्यांचे खरे स्वरूप गेल्या ५०–६० वर्षांत हळूहळू कळून आले. अब्जावधी तारे असलेली आपल्या आकाशगंगेसारखी ही तारामंडळेच जड विश्वाचे घटक होत. म्हणून विश्वस्थितिशास्त्राच्या दृष्टिने त्यांचे अत्यंत महत्त्व आहे [⟶ विश्वस्थितिशास्त्र].

ई. पी. हबल (१९२६) यांनी तारामंडळांचे चार मुख्य वर्ग केले. (१) विवृत्ताकार (एलिप्टिकल, E) तारामंडळे : विवृत्ततेनुसार त्यांचे E0 ते E7 असे उपवर्ग आहेत. त्यांच्या चित्रात कोणत्याच प्रकारची बारीक रचना सापडत नाही, केवळ केंद्राकडे प्रकाशमान वाढते, असे दिसून येते. त्यांचा रंग लालसर असून त्यात कमी वस्तुमानाच्या पहिल्या जातीच्या ताऱ्यांचा भरणा असतो व आंतरतारकीय पदार्थाचा अभाव आढळतो. त्यांतील सर्वांत तेजस्वी तारे मात्र दुसऱ्या जातीचे असतात. (२) साधी चक्रभुजीय (नॉर्मल स्पायरल, S) तारामंडळे : यांत एक केंद्रभाग किंवा गाभा व त्याभोवती चक्रभुजांची रचना असते. केंद्राचे महत्त्व कमी होऊन चक्रभुजांची स्पष्टता वाढते त्याप्रमाणे त्यांचे SO, Sa, Sb, Sc असे उपवर्ग करतात. केंद्रभाग बाहेरील चक्रभुजांच्या मानाने अधिक लाल आणि विवृत्ताकार तारामंडळांसारखाच असतो. बाहेरील भागात आंतरतारकीय वायू व धूलिमेघ तसेच कमी वयाचे उष्ण निळे तारे सापडतात. आपली आकाशगंगा व देवयानी तारामंडळ या वर्गात मोडतात. (३) दंडयुक्त चक्रभुजीय (वार्ड स्पायरल, SB) तारामंडळे : यांत केंद्रभागातून आडवा जाणारा दंड असून दंडाच्या दोन्ही टोकांपासून चक्रभुजा निघतात. पुष्कळदा त्यांच्याभोवती वर्तुळाकृती वलय दिसते. यातही SBa, SBb, SBc असे उपवर्ग करतात. (४) रचनारहित (इरेग्युलर, I) तारामंडळे : या वर्गात मॅगेलनी मेघांसारख्या तारामंडळांचा समावेश होतो. त्यांत कोणतीच मोठी किंवा लहान सुस्पष्ट अशी रचना दिसत नाही. उष्ण निळे तारे, वायू आणि धूलिमेघ यांत सर्वाधिक प्रमाणात सापडतात. त्यांचा रंगही इतरांच्या मानाने निळसर असतो.

पूर्वी तारामंडळांचे हे वर्ग म्हणजे तारामंडळीय उत्क्रांतीच्या निरनिराळ्या अवस्था मानल्या जात असत. पण त्यांतील ताऱ्यांची वये लक्षात घेता सर्व वर्गांत जुने तारे सापडतात, तेव्हा तारामंडळांचे दृश्य स्वरूप त्यांच्या वयोमानावर निर्भर नसून सुरुवातीच्या परिस्थितीवर अवलंबून असते, असे म्हणता येईल. उदा., कोनीय संवेग जास्त असल्यास चक्रभुजीय तारामंडळ व कमी असल्यास विवृत्ताकार तारामंडळ तयार होऊ शकेल.

उत्तर उपवर्गातील Sb व Sc चक्रभुजीय तारामंडळे व रचनारहित तारामंडळे यांच्या वर्णपटांत बहुधा H_α व O III, Ne III, O II यांच्या निषिद्ध रेषा उत्सर्जित झालेल्या दिसतात. काही बिंदुरूप केंद्रे असलेल्या तारामंडळांत या रेषा इतक्या रुंदावलेल्या आढळतात की, त्यांतील पदार्थांत हजारो किमी./सेकंद वेगाचे प्रक्षोभन होत असावे. त्यांना ‘सेफर्ट’ तारामंडळे म्हणतात. एम ८२ सारख्या काही तारामंडळांत प्रचंड स्फोट झाल्याची लक्षणे सापडली आहेत.

तारामंडळातील सेफीड रूपविकारी तारे, गोलाकार तारकासमूह, प्रखर नवतारे [⟶ नवतारा व अतिदीप्त नवतारा] या तेजस्वी ज्योतींच्या दृश्य प्रती मोजून त्यांवरून त्या तारामंडळाचे अंतर काढता येते. नंतर त्यांचा कोनीय व्यास मोजून आकारमान काढता येते. तारामंडळांचे व्यास २ ते ३० किलोपार्सेक आढळतात. आकाशगंगा आणि देवयानी तारामंडळ ही सर्वांत मोठ्या तारामंडळांत मोडतात. चक्रभुजीय तारामंडळे अक्षीय भ्रमण करतात अक्षीय भ्रमणाचा वेग मोजून त्यांचे वस्तुमान ठरविता येते. तसेच विवृत्ताकार तारामंडळातील ताऱ्यांचे इतस्ततः होणारे प्रक्षोक्षित भ्रमण मोजून त्यांचेही वस्तुमान आजमावता येते. तारामंडळांची वस्तुमाने २ अब्ज ते २०० अब्ज सौरवस्तुमानाएवढी निघतात. हजारो तारामंडळांचे समूहसुद्धा आकाशात बरेच आढळतात. असा एक समूह कन्या राशीत दिसतो, त्याला व्हिर्गो समूह म्हणतात. आपली आकाशगंगाही २३ तारामंडळांच्या एका छोट्या समूहात आहे. या समूहात आणखी ५ तारामंडळे असल्याचा अलीकडे शोध लागला आहे [⟶ दीर्घिका].

---

व्ही. एम्. स्लिफर यांनी १९१२ मध्ये एका तारामंडळाची अरीय गती प्रथम मोजली. त्यानंतर हबल, एम्. ह्यूमसन, एन्. यू. मेयॉल यांनी शेकडो तारामंडळांच्या अरीय गती मोजून सूचिबद्ध केल्या. त्यांवरून हबल यांना १९२९ मध्ये असा शोध लागला की, सर्वच तारामंडळे आपल्यापासून दूर जात आहेत आणि त्यांचा अपसरणाचा वेग त्या त्या तारामंडळाच्या अंतराच्या सम प्रमाणात वाढत जातो याला हबल नियम म्हणतात. त्यावरून संपूर्ण विश्व प्रसरण पावत आहे, असा निष्कर्ष निघतो. प्रसरणाचा वेग सु. दर लाख पार्सेकला १० किमी./से. एवढा येतो याला हबल स्थिरांक म्हणतात. याचा उपयोग करून अतिदूरच्या तारामंडळांची अंतरे काढता येतात. शिवाय त्यावरून १० अब्ज प्रकाशवर्षे अंतरावरील तारामंडळाचा दूर जाण्याचा वेग प्रकाशाच्या वेगाइतका असेल, असा निष्कर्ष निघतो. याचा अर्थ हा की, एवढ्या अंतरापलीकडील विश्व आपल्याला दिसूच शकणार नाही म्हणून १० अब्ज प्रकाशवर्षे ही दृश्य विश्वाची सीमा ठरते.

दूर जाणाऱ्या ज्योतींपासून येणाऱ्या प्रकाशतरंगांची तरंगलांबी वाढते व त्यांचा दृश्य प्रकाश लालसरपणाकडे झुकतो. तारामंडळाचे अंतर जितके जास्त तितकाच त्याचा लालसरपणा अधिक असतो, असे आढळते. या आरक्तीभवनावरूनही विश्वाचे प्रसरण होत आहे, या विधानास पुष्टी मिळते.

विश्वाची आजची स्थिती कशी आहे, ते कसे उत्पन्न झाले व त्याचे भवितव्य काय या प्रश्नांचा विचार ⇨ विश्वस्थितिशास्त्रात होतो. तारामंडळे, तारकासमूह, तारे आणि ग्रहमालिका या गोष्टी कशा उद्‌भवल्या ह्या प्रश्नांचा ऊहापोह ⇨विश्वोत्पत्तिशास्त्रात होतो. या दोहोंचा येथे थोडक्यात विचार केला आहे.

आइन्स्टाइन यांनी आपला व्यापक सापेक्षतेचा सिद्धांत १९१६ मध्ये मांडला. तो संपूर्ण विश्वाला लावून निघालेल्या समीकरणांचे उत्तर म्हणून प्रसरण पावणाऱ्या विश्वाचे चित्र जी. लमेअत्र यांनी १९२७ मध्ये उभे केले होते. तारामंडळांच्या अपसरणाचा हबल यांनी शोध लावला, तेव्हा लमेअत्र विश्वाची सत्यता सिद्ध झाली. मग विश्व प्रसरण का पावत आहे ? या प्रश्नाकडे वैज्ञानिकांनी दृष्टी वळवली. प्रसरणाची गती उलटविल्यास साधारण १० अब्ज वर्षांपूर्वी संपूर्ण विश्व एकाच बिंदूत केंद्रित झाले असले पाहिजे. त्या वेळी त्याची घनता इतकी प्रचंड असावी की, सर्व मूलकणांचा मिळून एकच पदार्थ झाला असेल. अतिघनतेमुळे त्याचा स्फोट होऊन विश्वप्रसरणास सुरुवात झाली असेल, असे जी. गॅमो यांच्या ‘महत्स्फोट (बिग बँग) सिद्धांता’त मानतात. स्फोटसमयाचे तापमान व दाब लक्षात घेता सर्वच मूलद्रव्ये त्या वेळी निर्माण झाली असावीत, असे त्यांनी दाखवून दिले. अशा प्रकारे लीथियम, बेरिलियम व बोरॉन सोडून बाकी सर्व मूलद्रव्यांची निर्मिती झाली असणे शक्य आहे, हे दाखविता येते.

विश्व प्रसरण पावून थोडे विरल झाल्यावर त्यात तारामंडळे उत्पन्न झाली. जेथे जेथे पदार्थाची एकत्रितता अधिक असेल, तेथे तेथे गुरुत्वाकर्षणामुळे आकुंचन होऊन असे झाले असावे. याच प्रक्रियेची पुनरावृत्ती होऊन तारामंडळात तारकासमूह व तारकासमूहात तारे उत्पन्न झाले असावेत. तारे उत्पन्न झाल्यापासून त्यांचा विकास कसा होतो, ते आपण अगोदरच पाहिले आहे. ताऱ्यांच्या उत्क्रांतीच्या निरनिराळ्या अवस्थांत भारी मूलद्रव्ये उत्पन्न होतात म्हणून कालमानाबरोबर भारी मूलद्रव्यांचे प्रमाणही वाढत जाते. ही क्रिया लक्षात घेऊन मूलद्रव्यांचे हल्लीचे प्रमाण काढून दाखविता येते.

प्रसरणामुळे दूरच्या भविष्यकाळी दृश्य विश्व रिकामे होईल, असा निष्कर्ष निघतो. ही कल्पना बुद्धीस न पटल्याने ‘स्थिर विश्व सिद्धांत’ टी. गोल्ड व एच्. बाँडी यांनी मांडला आणि त्याला हॉईल यांनी सापेक्षता सिद्धांताची बैठक दिली. जयंत विष्णू नारळीकर यांनीही पुढे या सिद्धांतात हॉईल यांच्याबरोबर सहकार्य केले. त्यात विश्व प्रसरण पावून विरल होते त्याबरोबरच रिकाम्या जागेत हायड्रोजनाचे अणू उत्पन्न होतात व ती पोकळी भरून निघते. याच हायड्रोजनापासून नवी तारामंडळे तयार होतात. विश्वाचे रूप व त्यातील परिस्थिती – विशेषतः पदार्थघनता–त्रिकालाबाधित राखण्यासाठी हायड्रोजन अत्यल्प प्रमाणात उत्पन्न झाला तरी पुरेसा होतो. पण विश्वगुण काळाबरोबर बदलत आहेत, हे १९६३ मध्ये मार्टेन श्मिट यांना सापडलेल्या ⇨क्वासार ज्योतींच्या अभ्यासावरून आणि ३° के. तापमानीय प्रारणाचा [⟶ रेडिओ ज्योतिषशास्त्र] शोध १९६७ मध्ये लागला त्यावरून सिद्ध झाले आहे. म्हणून स्थिर विश्वाच्या ऐवजी बदलत्या विश्वाची कल्पना अधिक सत्य असल्याचे दिसते.

बदलते विश्व पोकळी होऊन नाहीसेच झाले पाहिजे असे नाही. विश्वातील पदार्थांचे वस्तुमान एका विशिष्ट मर्यादेपेक्षा जास्त असल्यास त्याच्या गुरुत्वाकर्षणी गुणामुळे विश्वाचे प्रसरण कमी होऊन शेवटी ते थांबेल एवढेच नव्हे तर काही काळानंतर विश्व आकुंचन पावू लागेल. नंतर आकुंचनाने सर्व पदार्थ एका बिंदूत केंद्रित झाल्यावर पुन्हा स्फोट होऊन विश्व प्रसरण पावू लागेल. अशा आकुंचन-प्रसरणाची आवर्तने करणाऱ्या विश्वास स्पंदमान विश्व’ म्हणता येईल. अतिदूरच्या तारामंडळांची व क्वासारांची दूर जाण्याची गती हबल नियमापेक्षा जास्त असल्याचे आढळते. यावरून विश्वप्रसरण कमी होत आहे व विश्व स्पंदमान असावे, असा निष्कर्ष निघतो. सर्व वेधांचे परीक्षण करून विश्वस्पंदनाचा आवर्तकाल ८० अब्ज वर्षे असावा, असे सँडेज (१९६९) यांचे अनुमान आहे.

रेडिओ ज्योतिषशास्त्र : १९३१–३२ मध्ये १४·६ मी. तरंगलांब्यांचे रेडिओ तरंग आकाशगंगेच्या केंद्रदिशेकडून पृथ्वीवर येतात, असा शोध प्रथम के. जी. जान्स्की यांना लागला, हीच रेडिओ ज्योतिषशास्त्राची सुरुवात होय. सातआठ वर्षांनंतर जी. रेबर यांनी १·८ मी. तरंगलांबीच्या रेडिओ तरंगांचे वेध घेऊन वरील शोधाला दुजोरा दिला, एवढेच नव्हे तर त्यांनी आकाशाचा पहिला रेडिओ-नकाशा तयार केला. त्यात आकाशगंगा व धनू राशीतील तिचे केंद्र तर स्पष्ट दिसत होतेच, पण शिवाय शर्मिष्ठा (कॅसिओपिया) व हंस (सिग्नस) तारकापुंजांतही त्यांना दोन पृथक् रेडिओ ज्योती सापडल्या. पुढे १९४२ मध्ये अमेरिकेत जी. सी. साउथवर्थ यांना व इंग्लंडमध्ये जे. एस्. हे यांना सूर्याच्या नेहमीच्या शांत स्थितीत उद्‌भवणाऱ्या तसेच सौर उद्रेकाच्या वेळी सूर्याकडून येणाऱ्या अतितीव्र रेडिओ तरंगांचा शोध लागला. त्यानंतर रेडिओ ज्योतिषशास्त्राची झपाट्याने वाढ झाली.

साधारण १ मिमी.पासून ३० मी. तरंगलांबीचे रेडिओ तरंग पृथ्वीचे वातावरण पार करून येऊ शकतात, म्हणून वर्णपटाच्या या भागास रेडिओ झरोका म्हणतात. ३,००० ते १०,००० अँगस्ट्रॉम तरंगलांब्यांचा दृश्य झरोका रेडिओ झरोक्याच्या मानाने फारच लहान आहे. तेव्हा रेडिओ झरोक्यातून विश्वासंबंधी बरेच नवे ज्ञान मिळू शकते. परंतु रेडिओ तरंगांची तरंगलांबी दृश्य तरंगांपेक्षा जवळजवळ एक लाख पट मोठी असल्याने समतुल्यकोनीय विभेदनक्षमता (निकटच्या दोन ज्योती अलग करून दाखविण्याची क्षमता) मिळविण्यासाठी रेडिओ दुर्बिणीचे आकारमान फार मोठे असावे लागते. अन्वस्ताकार परावर्तकाच्या सर्वांत मोठ्या रेडिओ दुर्बिणीचा व्यास २५० फूट (जॉड्रेल वँक, इंग्लंड) व २१० फूट (पार्कस, ऑस्ट्रेलिया) आहे. एक मी. तरंगलांबीसाठी त्यांची विभेदनक्षमता पाऊण अंशाइतकीच आहे. त्याहून बारीक रेडिओ ज्योतींचे अवलोकन करण्यासाठी दूर अंतरावरील दोन किंवा अधिक दुर्बिणींचा संयुक्तपणे वापर करून सिद्ध होणारे रेडिओ व्यतिकरणमापक हे उपकरण वापरतात. जे. एल्. पॉसी, एम्. राइल, बी. वाय्. मिल्स इत्यादींनी निरनिराळ्या प्रकारचे व्यतिकरणामापक तयार केले आहेत. त्यांची लांबी १-२ किमी. असते. आजकाल तर एक दुर्बिण ऑस्ट्रेलियात तर दुसरी अमेरिकेत ठेवून व त्यांचे संदेश एकत्र आणून हजारो किमी. लांब पायाचे व्यतिकरणमापक बनविण्याची पद्धत सुरू झाली आहे. त्यांच्या साहाय्याने १ सेकंदापेक्षाही लहान कोनाची विभेदनक्षमता साधते. अवकाशातून येणाऱ्या अतिमंद रेडिओ तरंगांचे वेध घेण्यासाठी प्रगामी तरंगनलिका

[ अतिशय सूक्ष्मतरंगांसाठी वापरण्यात येणाऱ्या इलेक्ट्रॉनीय नलिका, ट्रॅव्हलिंग व्हेव्ह ट्यूब, ⟶ सूक्ष्मतरंग] आणि ⇨मेसर  यांसारखी अतिसंवेदनाशील ग्राही (तरंग ग्रहण करणारी) उपकरणे वापरतात.

---

सुरुवातीस रेडिओ दुर्बिणीची विभेदनक्षमता कमी होती तेव्हा संपूर्ण आकाशातून कमीअधिक प्रमाणात रेडिओ संदेश येत आहेत असे भासले. पण जसजशा अधिक विभेदनक्षमतेच्या दुर्बिणी उपयोगात येऊ लागल्या, तसतसे हा पुष्कळ अलग रेडिओ ज्योतींचा मिळून झालेला एकत्र परिणाम आहे, असे दिसून आले. रेडिओ ज्योतींचे पुढील प्रकार आढळतात. (१) सूर्य, गुरू व ग्रहमालेतील इतर ग्रह या अंगभूतपणे मंद रेडिओ ज्योती आहेत. पण जवळ असल्याने त्यांचे रेडिओ वेध घेता येतात. सूर्य व गुरू यांच्यावर रेडिओ वादळे पहावयास मिळतात. त्या वेळी त्यांचे रेडिओ वर्णपटीय पृष्ठतापमान लाखो पटींनी वाढते. कारण त्या वेळी उत्सर्जित झालेले रेडिओ तरंग उष्णतेमुळे नव्हे, तर आयनद्रायूच्या [⟶ आयनद्रायु भौतिकी] आंदोलनामुळे उत्पन्न झालेले असतात. (२) आकाशगंगेतील H II विभाग व अतिदीप्त नवताऱ्यांचे अवशेष रेडिओ ज्योतींच्या रूपात आढळतात. क्रॅब अभ्रिका म्हणजे १०५४ मध्ये चिनी ज्योतिर्विदांना दिसलेल्या अतिदीप्त नवताऱ्याचा अवशेष आहे. त्याची रेडिओ ऊर्जा इलेक्ट्रॉनसिंक्रोट्रॉन पद्धतीच्या (ज्यांची गती भ्रमण अक्षाकडे सतत प्रवेगित झालेली असते, असे इलेक्ट्रॉन चुंबकीय क्षेत्रातून प्रचंड वेगाने जात असताना निर्माण होणाऱ्या विद्युत चुंबकीय प्रारणाच्या पद्धतीच्या) उत्सर्जनाने उत्पन्न होते, असे आय्. एस्. श्क्लॉव्हस्की यांनी दाखवून दिले. (३) अधिकांश रेडिओ ज्योती म्हणजे दूरची तारामंडळेच होत. त्यांत आकाशगंगा व देवयानी अभ्रिकेसारखी जवळची तारामंडळे अंगभूतपणे मंद तेजाची असतात. अधिक तेजस्वी रेडिओ ज्योतींमध्ये जास्त करून असाधारण तारामंडळांचा समावेश होतो. या तारामंडळांत प्रचंड स्फोट होऊन दोन विद्युत् भारित कणमेघ दोन बाजूंस फेकलेले आढळतात व त्यांतही सिंक्रोटॉन पद्धतीने रेडिओ ऊर्जा उत्पन्न होत असते. (४) काही अत्यंत तेजस्वी रेडिओ ज्योतींच्या स्थानावर प्रकाशीय छायाचित्रात तारामंडळाच्या ऐवजी एक ताऱ्यासारखा बिंदू आढळतो. म्हणून त्यांना अर्धतारकीय ज्योती (क्वासीस्टेलर सोर्स) किंवा क्वासार म्हणतात. १९६३ मध्ये मार्टिन श्मिट यांनी एका क्वासाराचा वर्णपट घेतला तेव्हा त्यांना त्यात खूपच अधिक तरंगलांबीकडे सरकलेल्या हायड्रोजनादि अणूंच्या उत्सर्जन रेषा सापडल्या. डॉप्लर नियम लावून त्यांची अपसरणाची गती प्रकाशवेगाच्या ८०% इतकी निघाली. तेव्हा क्वासार ज्योती विश्वसीमेजवळ स्थित आहेत, असे दिसते. त्यांच्या अतितेजस्वितेचे कारण काय असावे, ते अजून निश्चितपणे समजलेले नाही. १०^८ सौरवस्तुमानांचा एखादा पिंड आकुंचन पावून त्याचा अंतःस्फोट होत असावा, असे हॉईल आणि फाउलर यांचे मत आहे [⟶ क्वासार]. (५) १९६७ मध्ये एक सेकंदाच्या आवर्तनाने ऊर्जेचे परिवर्तन करणाऱ्या ज्योतींचा इंग्लंडमध्ये शोध लागला, त्यांना पल्सार म्हणतात. १९७३ पर्यंत असे १०० पल्सार शोधून काढण्यात आलेले आहेत. त्यांपैकी एक ०·०३ सेकंद आवर्तकालाचा पल्सार क्रॅब अभ्रिकेच्या केंद्राशी म्हणजेच १०५४ च्या चिनी अतिदीप्त नवताऱ्याच्या ठिकाणी स्थित आहे. नवताऱ्याच्या गर्भाचा अंतःस्फोट होऊन उत्पन्न झालेला हा न्यूट्रॉन तारा अक्षीय भ्रमण करतो व त्यामुळे पल्सारच्या ऊर्जेचे परिवर्तन होते, असा तर्क आहे. असेच जलद परिवर्तन त्याच्या दृश्य प्रकाशात व क्ष-किरणात होते.

आतापर्यंत आपण रेडिओ झरोक्यातील अखंड वर्णपटाचा विचार केला. आता रेडिओ वर्णरेषांचा विचार करू. १९४४ मध्ये व्हॅन डी हूल्स्ट यांनी केलेल्या गणितानुसार आकाशगंगेतील हायड्रोजनाचे निर्भार अणू २१ सेंमी. तरंगलांबीच्या तरंगांचे उत्सर्जन करतात व त्यांचा मागोवा घेणे शक्य आहे. १९५१ मध्ये एच्. आय्. ईवेन व ई. एम्. पर्सेल यांनी या रेषेचे पहिले वेध घेतले. रेडिओ तरंग धूलिमेघांना सहज पार करू शकतात म्हणून २१ सेंमी. रेषेच्या वेधांनी आकाशगंगेचे खोलवर परीक्षण करता येते. लायडन (नेदर्लंड्स) व सिडनी (ऑस्ट्रेलिया) येथे याबाबतीत सर्वाधिक संशोधन झाले त्यावरून दोन प्रकारची माहिती मिळाली. एक तर आकाशगंगेच्या अक्षभ्रमणाचा पूर्ण अभ्यास करून आकाशगंगेतील वस्तुमानवितरण निश्चित करता आले. दुसरे हे की, आकाशगंगेतील चक्रभुजांची रचना माहीत झाली. आपला सूर्य एका चक्रभुजेच्या आतल्या कडेजवळ स्थित आहे. याच चक्रभुजेत मृगातील अभ्रिका असल्यामुळे तिला मृग भुजा म्हणतात. तिच्या बाहेरही एक भुजा आहे, तिला ययाती (पर्सेअस) भुजा म्हणतात. आतल्या बाजूस दोन भुजा सापडल्या आहेत, त्यांची धनू (सॅजिटॅरस) भुजा व नौकातल (कॅरिना) भुजा अशी नावे आहेत. सर्वांच्या आत केंद्रापासून ३ किलोपार्सेक अंतरावर आणखी एक भुजा असून ती ५० किमी./सेकंद या वेगाने प्रसरण पावत असल्याचा पुरावा मिळतो. १९६० नंतर आंतरतारकीय अवकाशातील इतर वायूंच्या उत्सर्जन रेषा सापडल्या त्यांत OH अणुसमूहाची १८ सेंमी. तरंगलांबीची रेषा, पाण्याची १·५ सेंमी. तरंगलांबीची रेषा, अमोनियाची १·२ सेंमी. तरंगलांबीची रेषा व फॉर्माल्डिहाइडाची रेषा या प्रमुख होत. त्या बहुतकरून दाट धूलिमेघातील थंड प्रदेशात उत्पन्न होतात. तेव्हा त्या ठिकाणी छोटी छोटी कार्बनी संयुगे तयार होण्यासाठी अनुकूल परिस्थिती आहे, असे दिसून येते. अशाच छोट्या संयुगांपासून प्रथम ॲमिनो अम्ले व नंतर जीव उत्पन्न होतात म्हणून आंतरतारकीय अवकाशातच प्रथम जीवाची उत्पत्ती झाली की काय, असा प्रश्न उत्पन्न झाला आहे. यामुळे रेडिओ ज्योतिषशास्त्राने दोन अगदी वेगळ्या शास्त्रांचा असा समागम साधला आहे. भारतात उटकमंड येथे एक मोठा रेडिओ दूरदर्शक व रेडिओ व्यतिकरणमापक नुकताच कार्यान्वित झालेला आहे [⟶ रेडिओ ज्योतिषशास्त्र].

अवरक्त किरण ज्योतिषशास्त्र : एक µ (मायक्रॉन = १०^-३ मिमी.) ते १० µ तरंगलांबीच्या विद्युत् चुंबकीय तरंगांच्या साहाय्याने आकाशस्थ ज्योतींचा अभ्यास करणारी ज्योतिषशास्त्राची ही शाखा आहे. आपल्या डोळ्यांना हे किरण दिसू शकत नसल्याने त्यांच्या अभिज्ञानाकरिता (ओळखण्याकरिता) लेड सल्फाइड घट किंवा जर्मेनियम बोलीमीटर यासारखी उपकरणे वापरावी लागतात व त्यांचे द्रवरूप हायड्रोजन किंवा हीलियमाच्या साहाय्याने अतिशीतलन करावे लागते. दृश्य वर्णपटावरूनही न सापडणारे अतिथंड तारे (तापमान ७०° के. ते ७००° के.) या तंत्राने शोधून काढण्यात आलेले असून त्यांच्यापासून येणाऱ्या ऊर्जेचे मापनही करणे शक्य झाले आहे. हे तंत्र वापरून ग्रहांची पृष्ठतापमानेही निश्चित करता येतात.

अवरक्त तरंगांबरोबरच काही अवरक्त ज्योती रेडिओ तरंगांचेही प्रक्षेपण करीत असतात. शर्मिष्ठा तारकापुंजाजवळच्या डब्ल्यू ३ या हायड्रोजन वायुमेघाजवळ १९७२ मध्ये सापडलेला डब्ल्यू ३–आय आर ५५ हा अवरक्त उद्‌गम म्हणजे नव्याने जन्म पावत असलेला तारा असावा, असा अंदाज आहे. कदाचित काही हजार वर्षांनंतर हा तारा दिसू लागेल. नवीन तयार होत असलेल्या ताऱ्याचा हा पहिलाच शोध आहे.

क्ष-किरण ज्योतिषशास्त्र : क्ष-किरणांच्या साहाय्याने आकाशातील ज्योतींच्या अभ्यासाची सुरुवात १८ जून १९६२ रोजी रिकार्डो गायकनी या अमेरिकन शास्त्रज्ञांनी केली. रॉकेटांच्या साहाय्याने उंच उडविलेल्या गायगर गणित्राचा (ज्यात शिरलेल्या विद्युत् भारित कणांची संख्या त्यांनी केलेल्या आयनीकरणावरून मोजण्यात येते अशा उपकरणाचा) उपयोग करून त्यांनी वृश्चिक राशीच्या दिशेकडे असलेल्या एका क्ष-किरण उद्‌गमाचा (एससी एक्स-१) शोध लावला. त्या आधीच १९५६ मध्ये एच्. फ्रीडमान या अमेरिकन ज्योतिर्विदांनी सौर उद्रेकातून क्ष-किरण निघत असतात, हा शोध लावला होता.

पृथ्वीच्या वातावरणात क्ष-किरणांचे मोठ्या प्रमाणावर शोषण होत असल्याने क्ष-किरण उद्‌गमाच्या अभ्यासासाठी योग्य ते अभिज्ञातक भूपृष्ठापासून बऱ्याच उंचीवर न्यावे लागतात. अतिभेदक क्ष-किरणांच्या अभ्यासासाठी सु. १५ किमी. ही उंची पुरेशी होते व त्यासाठी फुग्यांचा उपयोग होऊ शकतो. पण अल्पभेदक

क्ष-किरणांसाठी ही उंची ५० किमी. किंवा त्याहूनही जास्त असावी लागते. त्याकरिता रॉकेट किंवा कृत्रिम उपग्रहाचा उपयोग आवश्यक होतो.

---

क्ष-किरण दूरदर्शकाच्या (दुर्बिणीच्या) शोधामुळे अती अल्प तीव्रतेच्या क्ष-किरण उद्‌गमांचाही अभ्यास करणे शक्य होत आहे. क्ष-किरणांचे उत्सर्जन करणाऱ्या ताऱ्यांना क्ष-तारे असे म्हणतात. काही क्ष-किरण उद्‌गम बिंदुमात्र असतात, तर काहींचा विस्तार मोठा असतो. १९६४ मध्ये फ्रीडमान यांनी असे सिद्ध केले की, क्रॅब अभ्रिकेमधील क्ष-किरण उद्‌गम हा १०५४ साली चिनी लोकांनी नोंदलेल्या अतिदीप्त नवताऱ्याच्याच स्थानी आहे. ही स्थाननिश्चिती अचूक करण्यासाठी त्यांनी या उद्‌गमाच्या चंद्रबिंबाकडून होणाऱ्या पिधानाचा (झाकले जाण्याचा) उपयोग करून घेतला. या प्रयोगावरून हेही निष्पन्न झाले की, हा क्ष-किरण उद्‌गम ताऱ्यासारखा बिंदुरूप नसून त्याचा विस्तार बराच मोठा आहे. अशा तऱ्हेने काही क्ष-किरण उद्‌गम हे जुन्या अतिदीप्त नवताऱ्याचे अवशेष असतात, हे समजून आले.

वर उल्लेखिलेला एससी एक्स–१ हा उद्‌गम आकाशातील सर्वांत शक्तिशाली क्ष-किरण उद्‌गम आहे. १९६४ साली सुधारलेले अभिज्ञातक वापरुन अमेरिकन शास्त्रज्ञांनी एससी एक्स–१ ची स्थाननिश्चिती केली. तेव्हा असे दिसून आले की, एससी एक्स–१ हा एक जंबूपार तारा (B गटापेक्षाही जास्त तापमान असलेला तारा) आहे व तो एक भूतपूर्व नवतारा असला पाहिजे, त्याच्या ऊर्जा प्रक्षेपणात एकसारखे फेरबदल होत असतात, असेही दिसून आले. सिग्नस एक्स–२ हा क्ष-उद्‌गम युग्मतारा आहे, असे आढळते.

१२ डिसेंबर १९७२ रोजी अमेरिकेच्या नॅशनल एरॉनॉटिक्स अँड स्पेस ॲडमिनिस्ट्रेशनने (नासाने) उहुरू (UHURU) हा खास क्ष-किरणीय वेधांसाठी बनविलेला कृत्रिम उपग्रह सोडून क्ष-किरण ज्योतिषशास्त्रात मोठीच क्रांती केली. या उपग्रहाने अनेक क्ष-किरण उद्‌गम नव्याने शोधून काढले. त्यांतील काही आकाशगंगेच्या बाहेरचे आहेत. काही उद्‌गम युग्मतारकायुक्त क्ष-किरण पल्सार असल्याचे आढळले, तर इतर काही सामान्य तारामंडळे, स्फोट होणारी तारामंडळे किंवा तारामंडळांचे गट आहेत.

आकाशगंगेतील अल्प ऊर्जेचे (०·१ ते २ Kev ऊर्जा, ev = इलेक्ट्रॉन व्होल्ट = १·६ x १०^-१२ अर्ग) बहुतेक क्ष-किरण उद्‌गम हे जुन्या अतिदीप्त नवताऱ्यांचे अवशेष आहेत, असे समजले. दुर्बल उद्‌गम हे असाधारण तारे, सेफर्ट तारामंडळे किंवा प्रचंड वलये यांच्याशी संलग्न असल्याचे दिसून आले. ‘हंस’ मधील वलय आणि व्हेलॉक्स यांच्याबाबतीत असे दिसते की, दूरदर्शकातून दिसू शकणाऱ्या त्यांच्या जवळच्या तंतुसम भुजातून

क्ष-किरण बाहेर पडत असतात. एकूण १३० क्ष-किरण उद्‌गमांची स्थाननिश्चिती झाली असून त्यांपैकी सु. ५० आकाशगंगेच्या बाहेरचे आहेत. काही क्वासारही क्ष-किरणोत्सर्जन करीत असतात. उहुरूने केलेल्या सर्व नोंदीची छाननी पूर्ण झाल्यानंतर ज्ञात क्ष-किरण उद्‌गमांची संख्या २०० च्या वर जाईल, असा अंदाज आहे. त्यांशिवाय सर्व आकाशगंगेमध्ये विखरून राहिलेले मंद असे क्ष-किरण प्रारण असते, हेही कळून आले आहे. आकाशगंगेबाहेरील नऊ तारामंडळ गुच्छ मोठ्या प्रमाणावर क्ष-किरणोत्सर्जन करीत असतात आणि त्यांच्यामुळे हे विखुरलेले प्रारण निष्पन्न होत असावे, असा तर्क आहे. हे शास्त्र अद्याप बाल्यावस्थेत आहे. तरीही विश्वोत्पत्तीचे गूढ उकलण्यासाठी त्याचा फार उपयोग होईल अशी आशा आहे [⟶ क्ष-किरण ज्योतिषशास्त्र].

गॅमा किरण ज्योतिषशास्त्र : इतर किरणांप्रमाणे आकाशाच्या काही भागाकडून गॅमा किरणही पृथ्वीकडे येत असतात. ३० Mev (मिलियन इलेक्ट्रॉन व्होल्ट) पेक्षा जास्त ऊर्जेचे गॅमा किरण पृथ्वीकडे येत असण्याची शक्यता १९५८ मध्ये पी. मॉरिसन यांनी व्यक्त केली होती. परंतु इतर किरणांच्या मानाने या गॅमा किरणांची तीव्रता फार कमी असते व पृथ्वीच्या वातावरणात त्यांचे फारच शोषण होते. त्यामुळे त्यांचे मापन करणारी उपकरणे बऱ्याच उंचीवर न्यावी लागतात. म्हणून या क्षेत्रातली प्रगती फार मंद गतीने होत आहे. ओ एस ओ–३ या कृत्रिम उपग्रहावरील गॅमा किरण दूरदर्शकाच्या साहाय्याने आकाशगंगेच्या मध्याकडून येणाऱ्या १०० Mev पेक्षा जास्त ऊर्जेच्या गॅमा किरणांचा शोध प्रथम १९६८ मध्ये क्लार्क, गॅरमिअर व क्राउशर यांनी लावला. २१ सप्टेंबर १९७१ रोजी फुग्याच्या साहाय्याने ४२,३३३ मी. उंचीवर उपकरणे पाठवून आर्. ब्राउनिंग, डी. रॅम्झडेन आणि पी. जे. राइट यांनीही अशीच माहिती मिळविली.

गांगेय विषुववृत्तावरील विशिष्ट भागात तीन गॅमा किरण उद्‌गम सापडले आहेत. त्यांच्यापासून येणारा गॅमा किरण स्रोत २ x १०^-५ फोटॉन/सेंमी.^२ इतका असतो. या गॅमा किरणांच्या पुढील संभाव्य उपपत्त्या देता येतात. (१) विश्वकिरणांतर्गत इलेक्ट्रॉन व आकाशगंगेच्या केंद्राभोवतीच्या भागातले द्रव्य यांच्यामधील टकरींमुळे किंवा ते इलेक्ट्रॉन चुंबकीय क्षेत्ररेषांभोवती मळसूत्राकार मार्गात भ्रमण करीत असल्यामुळे. (२) उच्च ऊर्जेचे इलेक्ट्रॉन व गांगेय अवकाशात विखुरलेले ३° के. कृष्ण पदार्थ प्रारण [⟶उष्णता प्रारण] यांच्यामधील परस्पर क्रियेमुळे [कॉम्प्टन परिणामाचा व्युत्क्रम, ⟶  कॉम्प्टन परिणाम]. (३) विश्वकिरणांतर्गत प्रोटॉन आंतरतारकीय वायूवर आदळून निर्भार मेसॉन (π°) कण निर्माण होतात. मग एका मेसॉनाचे दोन गॅमा किरण फोटॉनांत रूपांतर होते.

सी. ई. फिख्टल व त्यांच्या सहकाऱ्यांच्या मतानुसार ही शेवटची उपपत्ती सर्वांत जास्त ग्राह्य आहे. ज्योतिषशास्त्राची ही शाखा अद्याप बाल्यावस्थेत आहे.

जंबुपार ज्योतिषशास्त्र : जंबुपार किरणांच्या साहाय्याने आकाशस्थ ज्योतींचा अभ्यास करणे महत्त्वाचे आहे. एकंदर उष्ण ताऱ्यांसंबंधीची माहिती या पद्धतीने मिळू शकते. दुसरे म्हणजे कित्येक मूलद्रव्यांच्या अनुस्पंदन वर्णरेषा (सर्वांत जास्त तेजस्वी वर्णरेषा)जंबुपार विभागात असल्याने विविध ज्योतींवरील भौतिक व रासायनिक परिस्थिती जंबुपार किरणांच्या साहाय्यानेच चांगली समजू शकते.

---

जंबुपार किरणांचे पृथ्वीच्या वातावरणात शोषण होते म्हणून या अभ्यासासाठी लागणारी उपकरणे खूप उंचावर नेणे आवश्यक असते. १९६५ मध्ये एरोबी रॉकेटाच्या साहाय्याने उपकरणे वर सोडून पहिले तारकीय जंबुपार वर्णपट मिळविण्यात आले. त्यानंतर १९६८ मध्ये अमेरिकेच्या ओएओ–२ए उपग्रहावरील उपकरणांनी आकाशाचे जंबुपार किरणीय सर्वेक्षण केले, त्यात १०,०००° के. ते ५०,०००° के. पृष्ठतापमानाचे अनेक उष्ण तारे आढळले. या ताऱ्यांच्या अभ्यासासाठी ३,००० Å पेक्षा कमी तरंगलांबीच्या जंबुपार किरणांचा उपयोग करावा लागतो. १९७२ मध्ये टीडी–१ए या यूरोपियन कृत्रिम उपग्रहावर बसविलेल्या खास जंबुपार दूरदर्शकाच्या साहाय्याने ४ महिनेपर्यंत आकाशातील जंबुपार उद्‌गमांचे सर्वेक्षण केले. यामुळे सु. ६,००० ताऱ्यांचे उपयोगी पडण्याइतपत चांगले जंबुपार वर्णपट उपलब्ध होतील. जंबुपार आणि क्ष-किरण अभ्यासावरून ताऱ्यांची भौतिक परिस्थिती अधिक चांगल्या तऱ्हेने समजू शकेल.

अणुकेंद्रीय ज्योतिषशास्त्र : या शाखेत वेगवेगळी मूलद्रव्ये कशी तयार झाली असावीत याचा विचार होतो. सु. १,००० कोटी वर्षांपूर्वी सर्व विश्व अत्यंत उष्ण व सांद्र (दाट) अवस्थेत असले पाहिजे व तेव्हापासून ते एकसारखे प्रसरण पावत आहे, असे मानण्यास पुष्कळ पुरावा उपलब्ध झालेला आहे. त्यावेळी विश्वातील द्रव्य हे प्रामुख्याने हायड्रोजन व थोड्या प्रमाणात हीलियम या स्वरूपातच असले पाहिजे. इतर भारी मूलद्रव्ये वेगवेगळ्या प्रक्रियांनी नंतर ताऱ्यांच्या अंतर्भागांत तयार झाली व अजूनही तयार होत आहेत. हायड्रोजनापासून कार्बनापर्यंतची मूलद्रव्ये कशी उत्पन्न झाली, याचे विवरण वर आलेले आहेच. कार्बनाशी एका आल्फा कणाचे (हीलियमाच्या अणुकेंद्राचे) संघटन होऊन ऑक्सिजन व त्याच्याशी पुन्हा एका आल्फा कणाचे संघटन होऊन निऑनाचे अणुकेंद्र तयार होते.

ताऱ्यातील सर्व हीलियम संपल्यानंतर तारा आकुंचन पावू लागून त्याचे तापमान वाढू लागते. १०० कोटी अंश के. पर्यंत तापमान वाढल्यानंतर निऑनमधून आल्फा कण बाहेर पडू लागतात आणि या आल्फा कणांचा ग्रास होऊन कॅल्शियम किंवा टिटॅनियमापर्यंतची अणुकेंद्रे तयार होतात. या प्रक्रियेला α – प्रक्रिया म्हणतात.

तापमान ३०० ते ४०० कोटी अंशांपर्यंत वाढले की, मग सर्वच अणुकेंद्रीय विक्रिया जोरात होऊ लागतात व ⇨ऊष्मागतिकीय समतोल प्रस्थापित होतो. या परिस्थितीत लोहापर्यंतच्या मूलद्रव्यांची अणुकेंद्रे तयार होतात. या प्रक्रियेला e–प्रक्रिया हे नाव आहे. येथपर्यंतच्या सर्व प्रक्रियांत उष्णता निर्माण होत असते.

संथ गतीने न्यूट्रॉनांचा लोहगटातील अणुकेंद्रांकडून ग्रास होऊन अधिक भारी अणुकेंद्रे तयार होतात, याला s-प्रक्रिया म्हणतात. या रीतीने ज्या अणुकेंद्रांत ५०, ८२ व १२६ न्यूट्रॉन आहेत अशी सुस्थिर अणुकेंद्रे तयार होतात. या पद्धतीने स्ट्राँशियम, इट्रियम, झिर्कोनियम, बेरियम व काही ‘विरल मृत्तिकांचे’ [अणुक्रमांक ५८ ते ७१ असलेल्या मूलद्रव्यांचे, ⟶ आवर्त सारणी] समस्थानिकही (अणुक्रमांक तोच पण अणुभार भिन्न असलेले त्याच मूलद्रव्याचे प्रकारही) तयार होतात.

जलद गतीने निर्माण होणाऱ्या न्यूट्रॉनांचा ग्रास होणाऱ्या प्रक्रियेला r–प्रक्रिया म्हणतात. एखाद्या ताऱ्याचा स्फोट होतो तेव्हा प्रचंड प्रमाणावर न्यूट्रॉन तयार होतात व त्यांचा लोहगटाकडून टप्प्याटप्प्याने ग्रास होऊन विविध भारी अणुकेंद्रे तयार होतात. त्यांतील काही किरणोत्सर्गीही (भेदक कण वा किरण टाकणारीही) असतात. या पद्धतीने ३०, ८० व १९४ या अणुभारांची आणि त्यांच्या आसपासची अणुकेंद्रे तयार होतात.

प्रोटॉनाचा ग्रास करून किंवा गॅमा किरणांच्या माऱ्यामुळे अणुकेंद्रातून न्यूट्रॉन बाहेर पडून नवी अणुकेंद्रे बनण्याच्या प्रक्रियेला p–प्रक्रिया म्हणतात. ज्या अणुकेंद्रात तुलनेने पाहता प्रोटॉनांची संख्या जास्त असते अशी अणुकेंद्रे p–प्रक्रियेने बनतात. सामान्यतः अशा मूलद्रव्यांचे वैपुल्य कमी आढळते.

अत्यल्प वैपुल्य असणारी लिथियम, बोरॉन व बेरिलियम ही हलकी मूलद्रव्ये x – प्रक्रियेने तयार होतात. हायड्रोजनाच्या ज्वलनाच्या प्रक्रियेत ही झपाट्याने नष्ट होतात म्हणून ही इतकी कमी प्रमाणावर आढळून येतात. उच्च ऊर्जेच्या प्रोटॉनांचा मारा भारी अणुकेंद्रावर होऊन त्यांचे विघटन होते व ही हलकी मूलद्रव्ये तयार होतात.

पृथ्वीवर व उल्काभामध्ये आढळणारे विविध मूलद्रव्यांचे वैपुल्य [⟶ मूलद्रव्ये] व वरील प्रक्रियेमुळे निर्माण होणारी त्यांची वैपुल्ये परस्परांशी मिळतीजुळती आहेत, त्यामुळे वरील उपपत्ती समाधानकारक वाटते.

अलीकडे विश्वकिरणांमध्ये बिस्मथापेक्षा जड मूलद्रव्यांची अणुकेंद्रे मिळाली आहेत. काही ताऱ्यांमध्ये युरेनियम आणि प्लुटोनियम ही भारी मूलद्रव्ये असल्याचा पुरावा उपलब्ध झाला आहे. त्याचप्रमाणे एचआर ४६५ या ताऱ्यात पृथ्वीवर व सापडणाऱ्या प्रोमेथियम या मूलद्रव्याचे अस्तित्व सिद्ध झाले आहे. त्यावरून असा निष्कर्ष काढण्यात आला आहे की, अशा ताऱ्यांत युरेनियमाच्याही पलीकडची अणुक्रमांक ११४ पर्यंतची मूलद्रव्ये तयार होत असावीत. भारतातील टाटा इन्स्टिट्यूट ऑफ फंडामेंटल रिसर्च या संस्थेतील लाल आणि त्यांच्या सहकाऱ्यांना काही उल्काभांमध्ये अशी मूलद्रव्ये असावीत. याबद्दल पुरावा मिळाला आहे.

---

अवकाशीय संशोधन : मानवयोनी निर्माण झाल्यापासून माणूस भूपृष्ठालाच चिकटून राहिला होता. दुसऱ्या महायुद्धानंतर मात्र रॉकेटांच्या साहाय्याने त्याने बाहेरील अवकाशात पदार्पण करून एक नवी सीमा पार केली. १९५७ मध्ये रशियाने पहिला कृत्रिम उपग्रह (स्पुटनिक) सोडला आणि अवकाशीय संशोधनास सुरुवात केली. तेव्हापासून मुख्यतः रशिया व अमेरिका या राष्ट्रांनी शेकडो उपग्रह आणि मानवरहित व समानव अवकाशयाने सोडून पृथ्वीच्या आसमंतातील अवकाश, चंद्र व शुक्र-मंगळासारखे जवळचे ग्रह यांच्यासंबंधी कितीतरी नवी माहिती मिळविली आहे. जून १९७१ मध्ये फिरते अवकाशकेंद्र स्थापन करुन रशियाने दीर्घकाळपर्यंत पृथ्वीच्या प्रभावक्षेत्राबाहेर राहून काम करण्याच्या दिशेने पहिले पाऊल टाकले. तसेच १९७३ मध्ये अमेरिकेने स्कायलॅब ही प्रयोगशाळा अवकाशात पाठवून पुढील टप्पा गाठला आहे. अवकाश संशोधनाचे पुढील प्रकारे वर्गीकरण करता येईल.

(अ) पृथ्वीचा परिसर : सुरुवातीच्या उपग्रहांनी पृथ्वीच्या बाह्य वातावरणासंबंधी संशोधन केले. पृथ्वीचे वातावरण पूर्वी मानीत असत त्यापेक्षा बरेच वरपर्यंत पसरत असल्याचे समजले. पृथ्वीच्या अंडाकृतीसंबंधी अधिक अचूक आकडे मिळाले आणि सर्वांत महत्त्वाचा शोध हा लागला की, पृथ्वीभोवती केंद्रापासून १^१/_२ व

३^१/_२ भूत्रिज्येच्या अंतरावर विद्युत् भारयुक्त कणांचे दोन पट्टे आहेत, त्यांना व्हॅन ॲलन पट्टे म्हणतात. सौर उद्रेकाच्या वेळी बाहेर फेकले गेलेले प्रोटॉन व इलेक्ट्रॉन पृथ्वीजवळ आले की, त्यांतील कमी ऊर्जेचे कण पृथ्वीच्या चुंबकीय क्षेत्रात अडकून पृथ्वीभोवती फिरत राहतात व त्यामुळे हे पट्टे बनतात. व्हॅन ॲलन पट्ट्यांतील विद्युत् घनतेतील परिवर्तने मोजून पाहता सूर्य नेहमीच काही विद्युत् भारित कण बाहेर फेकीत असतो, असे आढळते. सौर उद्रेकाच्या वेळी त्यांची संख्या वाढते. या कमीअधिक प्रमाणात वाहणाऱ्या विद्युत् भारित कणांच्या प्रवाहास सौरवात असे नाव मिळाले आहे. पृथ्वीपासून दूर गेलेल्या व सूर्याभोवती फिरणाऱ्या कृत्रिम ग्रहात उपकरणे ठेवून सौरवातासंबंधी माहिती मिळवितात.

काही उपग्रहांत प्राणी व माणसे पाठवून पृथ्वीवर परत आणली तेव्हा ती वजनरहित अवस्थेत राहू शकतात, योग्य काळजी घेतली तर विश्वकिरण व उल्काभांचे कण यांची तितकीशी भीती नसते व पृथ्वीच्या वातावरणातील घर्षणामुळे उत्पन्न होणाऱ्या उष्णतेतूनही त्यांना सुखरूप परत आणता येते, या गोष्टी सिद्ध झाल्या.

(आ) चंद्र संशोधन : रशियाची ल्यूना व अमेरिकेची रेंजर आणि सर्व्हेयर ही मानवरहित अवकाशयाने प्रथम चंद्रावर धाडण्यात आली. त्यांनी चंद्राच्या पुढच्या (दृश्य) व पाठीमागच्या (अदृश्य) पृष्ठभागांची छायाचित्रे घेतली. चंद्रावर ०·३ मी. आकारमानापर्यंतची विवरे व खडक आहेत आणि पृष्ठभागावर दाट धुळीचा थर आहे हे समजले. चंद्रावर वातावरण नाही हे अगोदरच माहीत होते. चंद्राला चुंबकीय क्षेत्र नाही, हेही अपेक्षितच होते. चंद्राचा पृष्ठभाग खरवडून पाहता तेथील मातीत दबण्याचा व चिकटण्याचा गुण आहे, हे दिसून आले आणि आल्फा कणांचे प्रकीर्णन मोजले असता चंद्रावरील खडक पृथ्वीच्या बेसाल्ट खडकांसारखे आहेत हे कळले.

जुलै १९६९ मध्ये आर्मस्ट्राँग यांच्या नेतृत्वाखाली पहिले मानवद्वय चंद्रावर उतरले. त्यानंतर डिसेंबर १९७२ मधील अपोलो–१७ सह एकूण सहा वेळा अमेरिकन अंतराळवीर चंद्रावर उतरून त्यांनी अनेक शास्त्रीय प्रयोग व निरीक्षणे केली [⟶ चंद्र].

(इ) ग्रह संशोधन : विसाव्या शतकाच्या प्रथमार्धात तारे, आकाशगंगा आणि तारामंडळे यांच्या मनोरंजक व ज्ञानप्रद संशोधनामुळे ग्रह संशोधन मागे पडले होते. अवकाश संशोधनात ग्रहांना पुन्हा महत्त्वाचे स्थान प्राप्त झाले. अवकाशयाने तेथे पाठविण्यापूर्वी जास्तीत जास्त माहिती मिळविण्याच्या दृष्टीने रडार, रेडिओ ज्योतिषशास्त्र, प्रकाशीय वर्णपटविज्ञान यांचा उपयोग केला गेला. त्यामुळे ज्योतिषशास्त्रीय एककाची अचूक निश्चिती, बुध-शुक्राचे अक्षीय भ्रमणकाल, ग्रहांचे पृष्ठतापमान व त्यांच्या वातावरणांतील घटक याबाबतींत महत्त्वाचे संशोधन झाले. बुध, शुक्र, मंगळ व गुरू यांच्याकडे मानवरहित अंतराळयाने पाठवून तेथील परिस्थितीची माहिती मिळविण्यात आली आहे [⟶ अवकाश विज्ञान उपग्रह, कृत्रिम गुरू बुध मंगळ शुक्र].

आंतरराष्ट्रीय सहकार्य : आकाशातील सर्व तारे पृथ्वीवरील एकाच स्थानावरून किंवा एकाच वेळी दिसत नाहीत. म्हणून सर्व ताऱ्यांचे व इतर ज्योतींचे सातत्याने वेध घेण्यासाठी सर्व राष्ट्रांचे सहकार्य आवश्यक असते. या दृष्टीने कापटाइन यांच्या निवडक आकाशभागांचा अभ्यास हा पहिला आंतरराष्ट्रीय प्रयत्न विसाव्या शतकाच्या सुरुवातीस झाला. पुढे १९१९ मध्ये इंटरनॅशनल ॲस्ट्रॉनॉमिकल युनियन (I.A.U.) ही संस्था स्थापन झाली. तेव्हापासून दुसऱ्या महायुद्धाचा काळ वगळल्यास दर ३-४ वर्षांनी तिच्या बैठकी होत आहेत. त्यांत गेल्या ३ वर्षांत काय संशोधनकार्य झाले याचा आढावा घेतला जातो व पुढील ३ वर्षांत कोणते संशोधन करणे इष्ट आहे त्याची रूपरेखा ठरते. या संस्थेचे काम ४४ विषयांकरिता नेमलेल्या समित्यांच्या द्वारे केले जाते. प्रत्येक समितीत त्या त्या विषयातील जागतिक ज्योतिषशास्त्रज्ञांचा समावेश करतात आणि त्यांपैकी एक अध्यक्ष असतो. या समित्यांचे अहवाल सर्वसाधारण बैठकीत विचारात घेतात. यांशिवाय ही संस्था निरनिराळ्या विषयांवर चर्चासत्रे व मीमांसक वर्ग भरवून त्यांचे वृत्तांत प्रसिद्ध करते. तसेच ग्रीष्मकालीन शाळाही चालविते. आता अवकाश संशोधनात तसेच माहितीची देवघेव करण्याच्या दृष्टीने रशिया व अमेरिका ही दोन राष्ट्रे सहकार्य करीत आहेत.

---

भारतातील शिक्षण व संशोधन : भारतात ज्योतिषशास्त्राच्या शिक्षणाचे प्रमाण इतर प्रगत देशांच्या मानाने अत्यल्प आहे. लखनौ विद्यापीठात बी.एस्‌सी. पदवीच्या तीन विषयांपैकी एक आणि मराठवाडा व कर्नाटक विद्यापीठांत बी.एस्‌सी. ला गौण विषय म्हणून ज्योतिषशास्त्र हा विषय शिकविला जातो. तेथे तो गणित विभागातच समाविष्ट केलेला आहे. फक्त उस्मानिया विद्यापीठात ज्योतिषशास्त्राचा स्वतंत्र विभाग असून तेथे या विषयात एम्. एस्‌सी. आणि पीएच्.डी. या पदव्या दिल्या जातात. यांशिवाय पतियाळा, अहमदाबाद आणि विशाखापटनम् येथे अवकाशविज्ञान या विषयाचा एम.एस्‌सी. नंतरचा पदविका अभ्यासक्रम शिकविण्याची सोय आहे.

भारतात तीन प्रमुख ज्योतिषशास्त्रीय वेधशाळा आहेत. कोडईकानल येथे इंडियन इन्स्टिट्यूट ऑफ ॲस्ट्रोफिजिक्स या केंद्रीय संस्थेची सौर वेधशाळा असून तिच्या कावलूर येथील स्थानावर ४० इंची दुर्बिण बसविलेली आहे. हैदराबादची निझामिया वेधशाळा उस्मानिया विद्यापीठाशी संलग्न असून तिच्या जापाल-रंगापूर शाखेत आग्नेय आशियातील सर्वांत मोठी ४८ इंची दुर्बिण बसविलेली आहे. उत्तर प्रदेश राज्य वेधशाळा नैनितालला आहे व तेथे ४० इंची दुर्बिण आहे. या प्रकाशीय दुर्बिणींच्या द्वारे या तिन्ही ठिकाणी वेधात्मक ज्योतिषशास्त्राच्या सर्व शाखांत संशोधन चालते. कोडईकानल, नैनिताल व उदयपूर येथे सौर भौतिकीचे अध्ययन होते. उटकमंड येथे टाटा इन्स्टिट्यूट ऑफ फंडामेंटल रिसर्च या संस्थेची मोठी रेडिओ दुर्बिण आहे व तेथे रेडिओ स्रोत, पल्सार इ. रेडिओ ज्योतिषशास्त्रीय संशोधन केले जाते. यांशिवाय मुंबईच्या टाटा इन्स्टिट्यूट ऑफ फंडामेंटल रिसर्चमध्ये व अहमदाबादच्या फिजिकल रिसर्च लॅबोरेटरीमध्ये विश्वातील क्ष-किरण, गॅमा किरण, जंबुपार व अवरक्त प्रारण यांसंबंधीचे अवलोकन करण्याचे तंत्र विकसित करण्यात आले आहे. सैद्धांतिक खगोल भौतिकीत टाटा इन्स्टिट्यूट ऑफ फंडामेंटल रिसर्चमध्ये तारकीय वातावरण, सापेक्षता सिद्धांत व विश्वस्थितिशास्त्र या विषयांवर उस्मानिया व कलकत्ता या विद्यापीठांत तारकीय गतिकीमध्ये चंडीगड व दिल्ली या विद्यापीठांत तसेच फिजिकल रिसर्च लॅबोरेटरीत ⇨चुंबकीय द्रवगतिकी  व ⇨आयनद्रायू भौतिकी  आणि इंडियन इन्स्टिट्यूट ऑफ ॲस्टॉफिजिक्समध्ये आंतरतारकीय द्रव्य या विषयांवर संशोधन चालते. अलिगढ आणि गोरखपूर या विद्यापीठांतही खगोल भौतिकीचा अभ्यास होतो. यांशिवाय कलकत्ता, नवी दिल्ली, पुणे, विजयवाडा, पिलनी, लखनौ इ. ठिकाणी कृत्रिम तारामंडळाच्या द्वारे बहुजन समाजास ज्योतिषशास्त्रीय माहिती दिली जाते [⟶ तारामंडळ, कृत्रिम].

भारतात ॲस्ट्रॉनॉमिकल सोसायटी ऑफ इंडिया ही अखिल भारतीय संस्था ऑक्टोबर १९७२ मध्ये स्थापन झाली. तिचे कार्यालय हैदराबादला असून तिचे बुलेटिन ऑफ ॲस्ट्रॉनॉमिकल सोसायटी  हे त्रैमासिक मुंबईहून प्रसिद्ध होते. यांशिवाय पुण्याला ज्योतिर्विद्या परिसंस्था, कलकत्त्याला इंडियन ॲस्ट्रॉनॉमिकल सोसायटी आणि मद्रासला मद्रास ॲस्ट्रॉनॉमिकल ॲसोसिएशन या प्रादेशिक संस्था बऱ्याच दिवसांपासून कार्य करीत आहेत.

ज्योतिर्विद्या परिसंस्था ही खाजगी संस्था पुण्याला २२ ऑगस्ट १९४४ रोजी स्थापन झाली. ज्योतिषशास्त्रीय ज्ञानाचा प्रसार करणे, हे संस्थेचे उद्दिष्ट असून त्यासाठी संस्था पुढील कार्ये करते : व्याख्याने, चर्चा, आकाश निदर्शनाचे कार्यक्रम व प्रदर्शने आयोजित करणे दुर्बिणी मिळविणे व बनविणे ज्योतिषशास्त्रावरील इंग्रजी व मराठी ग्रंथ जमविणे व मराठीतून सोपे ग्रंथ प्रसिद्ध करणे आणि ज्योतिषशास्त्राचा अभ्यास व संशोधन करणे. यांशिवाय सामान्य माणसाच्या शंकांचे निरसन प्रत्यक्ष संस्थेत वा पत्राद्वारे केले जाते.

संस्थेजवळ दोन दुर्बिणी व ज्योतिषशास्त्रीय सहनिर्देशक दाखविणारा व नक्षत्रदर्शक गोल ही उपकरणे आणि ५०० पेक्षा जास्त ग्रंथ आहेत. संस्थेने पाच ग्रंथ व ताराचित्रकसंच प्रसिद्ध केले आहेत. विज्ञानाच्या शिक्षकांना ज्योतिषशास्त्राची माहिती देण्यासाठी संस्थेने व्याख्यानमाला आयोजित केल्या आहेत. भारत सरकारच्या कॅलेंडर रिफॉर्म कमिटीवर व इंडियन ॲस्ट्रॉनॉमिकल बोर्डवर संस्थेचा एकेक प्रतिनिधी नियुक्त करण्यात आला होता.

परदेशी नियतकालिके : ज्योतिषशास्त्रासंबंधी विविध देशांमध्ये नियतकालिके प्रसिद्ध होतात. त्यांपैकी काही महत्त्वाची नियतकालिके पु़ढीलप्रमाणे आहेत : अमेरिकेतील द ॲस्ट्रॉफिजिकल जर्नल ( युनिव्हर्सिटी ऑफ शिकागो प्रेस), द ॲस्ट्रॉनॉमिकल जर्नल (अमेरिकन इन्स्टिट्यूट ऑफ फिजिक्स), स्काय अँड टेलिस्कोप (स्काय पब्लिशिंग कॉर्पोरेशन, केंब्रिज, मॅसॅचूसेट्स), इंटरनॅशनल जर्नल ऑफ सोलर सिस्टिम स्टडिज (ॲकॅडेमिक प्रेस, न्यूयॉर्क), ॲस्ट्रॉनॉमी अँड ॲस्ट्रोफिजिक्स (स्प्रिंगर व्हेरलाग, न्यूयॉर्क), सोव्हिएट ॲस्ट्रॉनॉमी (अमेरिकन इन्स्टिट्यूट ऑफ फिजिक्स) व सोलर सिस्टिम रिसर्च (प्लेनम पब्लिशिंग कॉर्पोरेशन, न्यूयॉर्क) इंग्लंडमध्ये द ऑब्झर्वेटरी (रॉयल ग्रिनिच ऑब्झर्वेटरी) आणि प्लॅनेटरी अँड स्पेस सायन्स, (हेडिंग्टन हिल हॉल, ऑक्सफर्ड), हॉलंडमध्ये ॲस्ट्रॉफिजिक्स अँड स्पेस सायन्स, सोलर फिजिक्स  व सेलेशियल मेकॅनिक्स (सर्व डी. रिडेल पब्लिशिंग कंपनी) जर्मनीतील Astronomische Nachrichten (प्रकाशक Zentralinstitut fur Astrophysik der Akademie der Wissenschaften). यांशिवाय ॲस्ट्रॉनॉमिकल सोसायटी ऑफ पॅसिफिक (सॅन फ्रॅन्सिस्को), रॉयल ॲस्ट्रॉनॉमिकल सोसायटी (लंडन) आणि ॲस्ट्रॉनॉमिकल सोसायटी ऑफ जपान (टोकिओ ॲस्ट्रॉनॉमिकल ऑब्झर्वेटरी) या संस्थांमार्फत विविध विषयांवरील नियतकालिके प्रसिद्ध होतात.

पहा : खगोल भौतिकी खगोलीय यामिकी दूरदर्शक वेधशाळा, ज्योतिषशास्त्रीय.

संदर्भ: 1. Baker, R. H. Astronomy, New York,1959.

  2. Berry, A Short History of Astronomy. New York, 1961.

  3. Pannekoek, A. A History of Astronomy, London, 1961.

  4. Russel, H. N. Dugan, R. S. Stewart, J. Q. Astronomy, 2 Vols. Boston, 1938-45.

  5. Struve, O. Zebergs, V. Astronomy of the 20th Century, New York, 1962. 

  ६. दीक्षित, शं. बा. भारतीय ज्योतिःशास्त्र, पुणे, १९३१.

अभ्यंकर, कृ. दा. पुरोहित, वा. ल. कोळेकर, वा. मो.

“