طول، عرض و ارتفاع جهان دقیقا چند سال نوری است؟

 این تخمین، سه برابر بیشتر از جدید‌ترین اندازه‌گیری‌های ماست، ولی در آن زمان خیلی دقیق به حساب می‌آمد. در عین حال او توانسته بود بعضی دیگر از فواصل، مثل فاصله‌ی خورشید تا مرکز کهکشان را با دقت خیلی خوبی محاسبه کند. آن زمان هم خیلی از دانشمندان می‌گفتند که ۳۰۰ هزار سال نوری بیش از حد زیاد است. بعلاوه فکر اینکه بقیه‌ی کهکشان‌های عالم نیز چنین ابعادی دارند دیوانه‌ کننده بود. در نتیجه خود شیپلی فکر می‌کرد که راه‌شیری باید خیلی خاص باشد. او به حضار گفت: «حتی اگر دیگر [اجرام] مارپیچی‌ از ستاره تشکیل شده باشند، ولی از نظر اندازه با سامانه‌ی ستاره‌ای ما قابل مقایسه نیستند.» همکار شیپلی به نام «هربر کورتیس» که در همان جلسه شرکت داشت، با او موافق نبود. او به درستی فکر می‌کرد که کهکشان‌های زیادی به اندازه‌ی کهکشان خودمان در سراسر عالم وجود دارد. ولی تخمین زده بود که کهکشان راه‌شیری خیلی کوچکتر از چیزی است که شیپلی برآورد کرده بود. طبق محاسبات کورتیس، قطر راه‌شیری فقط ۳۰ هزار سال نوری یا یک سوم اندازه‌ای بود که اکنون محاسبه کرده‌ایم.

سه برابر بزرگتر، سه برابر کوچک‌تر. به هر حال ما درباره‌ی اندازه‌های خیلی بزرگ صحبت می‌کنیم و طبیعی است که ستاره‌شناسان یک قرن پیش در محاسبه‌ی آن خطا می‌کردند. امروز تقریبا مطمئنیم که راه‌شیری بین ۱۰۰ تا ۱۵۰ هزار سال نوری قطر دارد. البته عالم قابل مشاهده‌ی ما خیلی بزرگتر از این‌هاست. طبق برآوردهای کنونی، قطر عالم قابل مشاهده‌ ۹۳ میلیارد سال نوری است. ولی چطور می‌توانیم از این اندازه‌ها مطمئن باشیم؟ چگونه از روی زمین این فواصل را اندازه‌گیری می‌کنیم؟

امواج رادیویی

ستاره‌شناسی از دانشگاه آستین تگزاس به نام «کیتلین کاسی» در حال مطالعه روی این موضوع است. آن‌طور که او می‌گوید، ستاره‌شناسان انواعی ابزار و سیستم‌ اندازه‌گیری ساخته‌اند که با آن‌ها می‌توانند نه تنها فاصله‌ی بین زمین تا دیگر اجرام منظومه‌ی شمسی، بلکه فاصله‌ی بین کهکشان‌ها و مسافت ما تا لبه‌ی عالم قابل مشاهده را اندازه‌ بگیرند. ابزارهای اندازه‌گیری فاصله‌ی اجرام عالم، با نام «نردبان فاصله‌ی کیهانی» شناخته می‌شوند. کاسی می‌گوید: «ما می‌توانیم امواج رادیویی را به سیاره‌های نزدیک در منظومه‌ی شمسی، مثل زهره و مریخ بتابانیم و با اندازه‌گیری زمانی که طول می‌کشد امواج به آن‌ها برخورد کند و به زمین برگردد، فاصله‌ی زمین تا آن‌ها را حساب کنیم.» تلسکوپ‌های رادیویی بزرگی مثل «آرسیبو» در پورتوریکو می‌توانند کارهای هیجان‌انگیزتر از این هم بکنند. مثلا آرسیبو می‌تواند سیارک‌هایی که در منظومه‌ی شمسی سرگردان هستند را پیدا کند و حتی با استفاده از نقشه‌برداری رادیویی، تصویری از آن‌ها تهیه کند. ولی استفاده از امواج رادیویی برای اندازه‌گیری فاصله‌ی اجرامی که در منظومه‌ی شمسی نیستند غیر ممکن است. پله‌ی بعدی نردبان فاصله‌ی کیهانی، اندازه‌گیری فاصله با استفاده از «اختلاف منظر» است.

اختلاف منظر

این دقیقا کاری است که ما همیشه بدون اینکه متوجه باشیم انجام می‌دهیم. انسان مانند بسیاری از حیوانات به دلیل بهره‌گیری از دو چشم می‌تواند فاصله‌اش را تا اجسام بفهمد. اگر انگشتتان را جلوی صورتتان بگیرید و فقط با یک چشم به آن نگاه کنید، انگشت را نسبت به اجسام پس‌زمینه در یک مکان و اگر چشمتان را ببندید و با چشم دیگر ببینید، انگشت را در مکانی متفاوت می‌بینید. به این پدیده، اختلاف منظر می‌گویند. از اختلاف زاویه‌ی بین این دو نقطه‌ی دید می‌توان برای اندازه‌گیری فاصله تا انگشت استفاده کرد. مغز به طور طبیعی از اطلاعات چشم‌ها برای اندازه‌گیری فاصله تا اجسام استفاده می‌کند. ستاره‌شناسان دقیقا از همین روش برای اندازه‌گیری فاصله‌ی ستاره‌های نزدیک استفاده می‌کنند. تصور کنید دو تا چشم معلق در فضا داریم که هرکدام در یک طرف خورشید قرار گرفته‌اند. به لطف مدار زمین، این دقیقا همان کاری است که انجام می‌دهیم و می‌توانیم با تلسکوپ ستاره‌ها را ببینیم که نسبت به اجرام پس زمینه جابجا می‌شوند. کاسی می‌گوید: «ما موقعیت ستاره‌ها را در زمانی از سال و مثلا ماه ژانویه اندازه می‌گیریم و ۶ ماه صبر می‌کنیم تا موقعیت همان‌ها را در ماه جولای بسنجیم، یعنی زمانی که در سوی مقابل خورشید قرار می‌گیریم.» البته مرزی وجود دارد که از آن به بعد چنان فاصله زیاد می‌شود که با اختلاف منظر هم نمی‌توان فاصله را اندازه‌گیری کرد. این مرز در حدود فاصله‌ی ۱۰۰ سال نوری قرار دارد. در این فاصله هنوز به لبه‌های کهکشان نزدیک نشدیم.

شمع‌های استاندارد

پله‌ی بعدی روشی است که با نام «برازش رشته‌ی اصلی» (Main Sequence Fitting) شناخته می‌شود. این روش نیازمند شناخت دقیق از چگونگی رشد و نمو ستارگان رشته‌ی اصلی است که اندازه‌ی مشخصی دارند. به مرور زمان وقتی سن این ستاره‌ها زیاد می‌شود، رنگ آن‌ها رو به سرخی می‌گراید. با اندازه‌گیری دقیق رنگ و روشنایی می‌توانیم مکان ستاره‌های دورتر را تخمین بزنیم. در حقیقت ستاره‌های با جرم و سن یکسان اگر در فاصله‌ی برابر از ما قرار داشته باشند با روشنایی یکسان دیده می‌شوند. از آن‌جا که آن‌ها در یک فاصله نیستند، ما می‌توانیم از همین پارامترها برای تعیین فاصله‌ی ستاره‌ها استفاده کنیم.

ستارگان رشته‌ی اصلی در این اندازه‌گیری‌ها با نام «شمع‌های استاندارد» شناخته می‌شوند. شمع‌های استاندارد، اجرامی هستند که قدر (روشنایی) آن‌ها را می‌توانیم به صورت ریاضیاتی محاسبه کنیم. این شمع‌ها در جاهای مختلف فضا وجود دارند. با این حال ستارگان رشته‌ی اصلی تنها مثال‌ها از شمع‌های استاندارد نیستند. فهم رابطه‌ی بین روشنایی و فاصله برای بدست آوردن فاصله‌ی اجرام دورتر مثل کهکشان‌های دیگر ضروری است. در این صورت استفاده از ستاره‌های رشته‌ی اصلی در دیگر کهکشان‌ها به عنوان شمع استاندارد غیر ممکن است. چرا که از میلیون‌ها سال دورتر نمی‌توان این ستاره‌ها را به درستی تشخیص داد.

ولی در سال ۱۹۰۸ دانشمندی به نام «هنریتا سوان لیویت» از دانشگاه هاروارد کشف خیلی جالبی انجام داد که به ما در اندازه‌گیری این فواصل عظیم کمک کرد. سوان لیویت گروه خاصی از ستارگان را کشف کرد و نام آن‌ها را «متغیرهای قیفاووسی» گذاشت. کاسی مي‌گوید: «او فهمید که میزان روشنایی انواعی از ستاره‌ها در طول زمان تغییر می‌کند و نوسان در روشنایی ستاره‌ها، مستقیم به درخشندگی ذاتی آن‌ها بستگی دارد.» به بیان دیگر، یک قیفاووسی پرنورتر،‌ آهسته‌تر (در دوره‌ای چند روزه) از یک قیفاووسی کم‌نورتر نوسان می‌کند. از آن‌جا که ستاره‌شناسان می‌توانند نوسان یک قیفاووسی را نسبتا آسان‌ اندازه بگیرند،‌ به راحتی میزان روشنایی آن را تخمین می‌زنند. سپس با مشاهده‌ی اینکه از نظر ظاهری روشنایی آن ستاره چقدر است، فاصله‌ی ستاره را اندازه می‌گیرند. این دقیقا همان روشی است که برای اندازه‌گیری فاصله‌ی ستارگان رشته‌ی اصلی هم استفاده می‌شود و روشنایی نقش اصلی را در تعیین مسافت ایفا می‌کند. کشف چنین ستاره‌هایی در کهکشان ما بود که هارلو شیپلی را درباره‌ی اندازه‌ی بزرگ آن قانع کرد. در اوایل دهه‌ی ۱۹۲۰، ستاره‌شناسی به نام «ادوین هابل» توانست ستاره‌های متغیر قیفاووسی را در کهکشان همسایه‌، یعنی «اندرومدا» رصد کند. او با استفاده از این ستاره‌ها فاصله‌ی کهکشان اندرومدا را اندکی کمتر از یک میلیون سال نوری تخمین زد. اکنون می‌دانیم که این کهکشان ۲٫۵۴ میلیون سال نوری با ما فاصله دارد. ولی کار ادوین هابل خیلی بزرگ بود چرا که هنوز تقریبا از همان روش برای تخمین فاصله‌ی اندرومدا استفاده می‌کنیم.

هابل یک کار بزرگ دیگر هم کرد. او انفجار ستاره‌های موسوم به «کوتوله‌ی سفید» را هم رصد کرد و فهمید که می‌توانیم از آن‌ها به عنوان شمع‌های استاندارد استفاده کنیم. این انفجارها را با نام «ابرنواخترهای نوع ۱A» می‌شناسیم. این انفجارها را به راحتی می‌توان حتی در کهکشان‌هایی که میلیاردها سال نوری از ما فاصله دارند مشاهده کرد. از آن‌جا که درخشندگی این انفجارها قابل محاسبه است، می‌توانیم فاصله‌ی آن‌ها را درست مثل متغیرهای قیفاووسی تعیین کنیم. ابرنواخترهای نوع ۱A و متغیرهای قیفاووسی مثال‌هایی از شمع‌های استاندارد کیهانی هستند. ولی در کیهان یک خط‌کش دیگر هم وجود دارد که به ما اجازه می‌دهد بتوانیم فواصل خیلی دور را اندازه بگیریم. آن‌ خط‌کش چیزی نیست جز انتقال به سرخ.

انتقال به سرخ

اگر در خیابان یک ماشین پلیس یا آمبولانس آژیرکشان از کنار شما رد شده باشد، حتما اثر داپلر را به خوبی درک کرده‌اید. وقتی آمبولانس در حال نزدیک‌ شدن به شماست، فرکانس آمبولانس کاملا بلند به گوش می‌رسد و وقتی از شما دور می‌شود فرکانس آن هم کاهش می‌یابد. این اتفاق برای امواج نوری هم می‌افتد. ما می‌توانیم با آنالیز طیف نوری که از اجرام دوردست دریافت می‌شود، سرعت و فاصله‌ی آن‌ها را متوجه شویم. هرچه اجرام از ما دورتر باشند، انتقال به سرخ بیشتری دارند. این فقط به خاطر فاصله‌ی اجرام از ما نیست بلکه بدین خاطر است که آن‌ها به دلیل انبساط کیهان دائما از ما دور می‌شوند. دیدن انتقال به سرخ در نور کهکشان‌های دوردست یکی از نشانه‌های انبساط کیهان است.

یکی از دانشمندان ناسا به نام «کارتیک شث» می‌گوید: «مثل این است که نقطه‌هایی را بر سطح یک بادکنک بگذارید. نقطه‌هایی که هرکدام نشانگر یک کهکشان هستند. سپس بادکنک را باد کنید. وقتی بادکنک باد می‌شود، فاصله‌ی بین نقطه‌ها افزایش می‌یابد. با انبساط کیهان، کهکشان‌ها از هم دور می‌شوند.» هرچه کهکشانی سریع‌تر از ما دور شود، در فاصله‌ی بیشتری از ما قرار دارد و طیف نوری آن هم دارای انتقال به سرخ بیشتری است. دوباره این ادوین هابل بود که رابطه‌ی نسبی بین قیفاووسی‌ها در کهکشان‌های دوردست و انتقال به سرخ آن‌ها را فهمید.

این کشف کلید بزرگی را به دست ما می‌دهد. بیشترین انتقال به سرخی که از یک کهکشان ثبت کرده‌ایم نشان مي‌دهد که آن کهکشان در فاصله‌ی ۱۳٫۸ میلیارد سال نوری از ما قرار دارد. یعنی اینکه ۱۳٫۸ میلیارد سال سن دارد. در طول این همه سال کیهان دائما در حال منبسط شدن بوده و ابتدا خیلی سریع‌تر منبسط می‌شده است. با در نظر گرفتن این واقعیت، ستاره‌شناسان فهمیدند کهکشان‌هایی که بر لبه‌ی عالم قابل مشاهده قرار دارند و نور آن‌ها ۱۳٫۸ میلیارد سال طول کشیده که به ما برسد، اکنون در فاصله‌ی ۴۶٫۵ میلیارد سال نوری از ما قرار دارند. این بهترین تخمین ما از عرض عالم قابل مشاهده است. اگر آن را ضرب در دو بکنیم به قطر ۹۳ میلیارد سال نوری برای کیهان قابل مشاهده می‌رسیم.

فراتر از عالم

به گزارش مجله دیجی کالا،شگفتی زمانی ایجاد می‌شود که درباره‌ی عالمی فراتر از عالم قابل مشاهده فکر کنیم. آیا عالم فراتر از چیزی است که می‌بینیم؟ اخیرا «میرهان واردانیان» و همکارانش در دانشگاه آکسفورد به آنالیز داده‌های دریافت شده از اجرام عالم قابل مشاهده پرداختند تا ببینند آیا می‌توانند از شکل «کل عالم» ایده‌ای بدست آورند یا خیر. بعد از جمع بندی الگوریتم‌های کامپیوتری برای یافتن الگوهای معنی‌دار در داده‌ها، تخمین جدید و خیلی جالبی بدست آمد. کل عالم حداقل ۲۵۰ برابر از عالم قابل مشاهده بزرگتر است. ما هیچ‌وقت نمی‌توانیم این مکان‌های دوردست را ببینیم. شث می‌گوید: «هرچه تا به حال درباره‌ی عالم فهمیده‌ایم، از طریق جمع‌آوری فوتون‌های نوری که میلیون‌ها میلیون سال در سفر بوده‌اند تا به آشکارساز‌ها، دوربین‌ها یا رادیو تلسکوپ‌های ما برسند بوده است.» کاسی می‌گوید: «نجوم به ما آموخته که در مرکز جهان نیستیم،‌ حتی در مرکز منظومه‌ی شمسی یا کهکشان خودمان هم نیستیم.» یک روز می‌توانیم به جاهایی از عالم سفر کنیم که تا به حال رویای آن را هم در سر نمی‌پروراندیم. اکنون فقط می‌توانیم به عالم نگاه کنیم، نگریستن به عالم هم می‌تواند ما را به مکان‌های دوردست ببرد.

No tags for this post.