اندازه‌گیری فاصله کهکشان‌ها

جزیره‌هایی در ورای راه‌شیری

کهکشان معروف آندرومدا یا به نام فارسی‌اش: زن‌به‌زنجیر، در فاصله حدود 2.5 میلیون سال نوری از ما قرار دارد. ابر ماژلانی بزرگ در فاصله 160 هزار سال نوری است. دورترین کهکشانی که تلسکوپ فضایی هابل توانست آشکار کند، از ما 13.4 میلیارد سال نوری ما فاصله دارد. اگر سراغ تلسکوپ جیمزوب برویم که رکوردهایش کمی دورتر هم خواهد بود: 13.5 و احتمال بسیار زیاد 13.6 میلیارد سال نوری!

کهکشان‌ها آجرهای تشکیل دهنده کیهان هستند. یا در تعبیر جهان‌های جزیره‌ای، کیهان از بی‌شمار جزیره که در فضای بیکران پراکنده شده‌اند، تشکیل شده است و کهکشان‌ها همین جزیره‌ها هستند. کهکشان ِ ما راه‌شیری نام دارد و در گروهی از کهکشان‌ها با حداقل 80 عضو کهکشانی قرار گرفته است. فاصله کهکشان‌های دیگر تا راه‌شیری، از ده‌ها هزار سال نوری برای نزدیک‌ترین آن‌ها تا صدها، میلیون‌ها و میلیاردها سال نوری برای دورترها و دورترین‌ها می‌باشد.

سوال این است که چگونه به درک این فاصله‌های بزرگ رسیده‌ایم؟ اخترشناسان چگونه و با چه ابزارهایی این فاصله‌ها را اندازه گرفته‌اند؟ نکند همینطور حدس‌هایی زده و ما را با این اعداد و ارقام سرگرم کرده‌اند؟ که بی‌گمان چنین نیست و این اعداد، حساب و کتابی دارند.

اگر تاریخ رشد و دگرگونی نجوم و ستاره‌شناسی را مطالعه کنیم، می‌بینم که باوجود مشکلات و چالش‌های بزرگی که همیشه پیش‌روی مردم بوده است؛ ولی با به‌کارگیری ابزار و تلسکوپ‌های مختلف و استفاده از قوانین طبیعت در اندازه‌گیری‌های خود، توانسته‌اند راه‌کارهایی برای اندازه‌گیری فاصله کهکشان‌ها به دست آورند. در ادامه روش‌های اساسی که اخترشناسان برای این کار استفاده می‌کنند را مرور می‌کنیم.

روش اول: متغیرهای قیفاووسی

رصد ستاره‌های متغیر قیفاووسی، اولین روشی بود که کاربرد آن در تعیین فاصله‌های کیهانی باعث شد اختلاف‌نظر بزرگی که بین ستاره‌شناسان ابتدای قرن بیستم در مورد اندازه کهکشان راه‌شیری و کل کیهان بود به پایان برسد.

خانم هنریتا لویت به همراه گروه رصدگرش که آن‌ها هم خانم بودند، در دهه دوم قرن بیستم با رصد تعداد زیادی از متغیرهای قیفاووسی در ابر ماژلانی کوچک متوجه وجود رابطه‌ای ساده بین دوره تناوب تغییرات نور این ستاره‌های متغیر با قدرمطلق آن‌ها (درخشندگی) شدند.

براساس این رابطه ساده که با نموداری معروف به نمودار دوره تناوب ـ قدرمطلق ِ قیفاووسی‌ها بیان می‌شود، می‌توان قدر مطلق آن ستاره را به دست آود. کافی است یک قیفاووسی را پیدا کنیم و سپس با چندین شب یا چند هفته رصد، دوره تناوب تغییرات نور آن را اندازه‌گیری کنیم. سپس از روی نمودار یادشده، قدرمطلق آن به‌دست می‌آید. با مشخص شدن قدرمطلق ستاره، فاصله‌اش به راحتی با استفاده از یک رابطه ساده ریاضی به نام مدول فاصله محاسبه خواهد شد.

مدول فاصله:

در این معادله: m قدرظاهری میانگین ستاره و M قدرمطلق ستاره و D‌ فاصله آن (برحسب پارسک) است.

پس اگر بتوانیم در هرجای آسمان یک ستاره متغیر از نوع قیفاووسی را شناسایی کنیم و دروه تناوب تغییرات نورش را با رصدهای کافی به دست آوریم، فاصله‌اش هم به راحتی محاسبه خواهد شد. حال اگر این قیفاووسی درون یک سحابی یا عضو یک خوشه ستاره‌ای، یا ستاره‌ای از یک کهکشان دوردست باشد، فاصله آن سحابی، خوشه یا کهکشان هم به دست خواهد آمد.

در واقع ادوین هابل حدود یک قرن پیش به همین روش و با کمک رابطه تازه کشف شده هنریتا لویت توانست قدرت بزرگترین تلسکوپ آن زمان را (بازتابی 2.5 متری در رصدخانه مونت ویلسون) به کار گیرد و با یافتن قیفاووسی‌ها در برخی از سحابی‌های مارپیچی، فاصله آن‌ها را برای اولین بار اندازه‌گیری کند.

اولین قیفاووسی در آندرومدا: ترکیبی از عکسی که ادوین هابل از کهکشان آندرومدا گرفته در کنار عکسی که توسط یک تلسکوپ آماتوری از آن گرفته شده به همراهی تصویری دقیق از اولین متغیر قیفاووسی کشف شده در این کهکشان که توسط تلسکوپ فضایی هابل ثبت شده است.

اندازه‌گیری‌های هابل و همکارانش نشان داد که در ورای راه‌شیری، تعداد زیادی کهکشان با جمعیت‌های بسیار زیاد از ستارگان وجود دارند.

چون این فاصله‌ها بسیار بزرگتر از اندازه و وسعت راه‌شیری بود، بنابراین اختلاف‌نظر بزرگی که بین اخترشناسان بود حل شد و ثابت شد نه تنها جهان ما بسیار بزرگتر از کهکشان راه‌شیری است، بلکه راه‌شیری کهکشان خاصی نیست و تعداد زیادی کهکشان دیگر در عالم وجود دارد.

پس به بیان کوتاه، این روش عبارتست از:
1- یافتن و رصد متغیرهای قیفاووسی در کهکشان موردنظر.
2- تعیین قدرمطلق این ستاره‌ها از روی نمودار دوره‌تناوب ـ قدرمطلق.
3- محاسبه فاصله آن‌ها از طریق رابطه مدول فاصله.
این فاصله همان فاصله کهکشان میزبانش از ماست.

محدودیت روش اول

اما این روش یک محدودیت بزرگ دارد: فقط محدود به کهکشان‌های نزدیک است! در واقع کهکشان موردنظر باید به قدر کافی به ما نزدیک باشد که براساس قدرت و توان تفکیک تلسکوپ‌مان بتوانیم ستاره‌های آن را با اطمینان خوب، جدا جدا مشاهده و رصد کنیم. به عبارت علمی، بتوانیم متغیرهای قیفاووسی را در کهکشان موردنظر تفکیک کنیم.

درست است که هرچه تلسکوپ‌های ما بزرگتر باشند، و حتی اگر از تلسکوپ‌های فضایی مانند هابل استفاده کنیم می‌توانیم قیفاووسی‌ها را در کهکشان‌های دورتر رصد کنیم؛ باز هم این موضوع باعث می‌شود که فقط کهکشان‌های نزدیک را فاصله‌سنجی کنیم. ظاهرا توانسته‌ایم، فاصله کهکشان‌های تا حدود 100 میلیون سال نوری را با این روش اندازه‌گیری کنیم.

هرچند در همین شعاع 100 میلیون سال نوری در اطراف راه‌شیری، تعداد بسیار زیادی کهکشان است که خیلی از آن‌ها با همین روش قیفاووسی‌ها رصد شده‌اند؛ اما تکلیف کهکشان‌هایی که در فاصله‌های دورترند و بی‌شمار هم هستند چه می‌شود؟

دلتا ـ‌ قیفاووس: روشن‌ترین متغیر قیفاووسی که به راحتی با چشم غیرمسلح دیده می‌شود و می‌توانیم در یک دوره حدود 5 روزه تغییرات نور آن را رصد کنیم. متغیرهای قیفاووسی نام خود را از این ستاره گرفته‌اند.

روش دوم: انفجارهای ابرنواختری

ابرنواخترها انفجارهای ستاره‌ای بسیار مهیبی هستند که برخی ستاره‌ها آن‌را تجربه می‌کنند. این انفجارها در پایان عمر ستاره‌های سنگین اتفاق می‌افتد. اما نوعی از این انفجارها متفاوت است و برای یک ستاره‌ کهنسال اتفاق نمی‌افتد. بلکه دوگانه‌ای است که یکی از همدم‌ها رفتار غیرعادی‌اش این دوگانه را به کام یک پایان مهیب در انفجار ابرنواختری می‌برد.

انفجارهای ابرنواختری نوع Ia در دوگانه‌های بسیار نزدیکی اتفاق می‌افتد که یکی از مولفه‌ها کوتوله سفید است و می‌تواند ماده فراوانی از همدم خود دریافت کند و به هنگام ایجاد شرایط لازم با انفجاری مهیب و مرگبار خود و همدمش را به کام مرگ بسپارد.

در هر انفجار ابرنواختری با توجه به جرم ستاره اصلی، شدت انفجار متفاوت خواهد بود و از این‌رو حداکثر تابندگی ستاره به هنگام اوج درخشش در زمان انفجار به مقدارهای مختلفی دیده خواهند شد. رصدها نشان داده‌اند که یک ابرنواختر در اوج درخشش خود قدر مطلقی بین 16- تا 22- را تجربه می‌کنند. و این یعنی قدرمطلق ابرنواخترها در اوج درخشش،‌ متفاوت است.

اما ابرنواخترهای نوع Ia ویژگی منحصر به‌فردی دارند: قدرمطلق این نوع انفجارها حدود 19- است. یعنی هر ابرنواختر از این نوع در هرجای عالم اتفاق بیفتد، در اوج درخشش، دارای قدرمطلق 19- است! علتش این است که سازوکار منجر به این نوع انفجار، در همه‌شان یکسان است: کوتوله سفیدی که از همدمش ماده دریافت می‌کند و رسیدن به شرایط بحرانی بر سطح کوتوله سفید که منجر به انفجار ابرنواختری می‌شود، تقریبا در همه موارد مشابه یکسان است. بنابراین چنین ابرنواختر‌هایی در اوج درخشش درخشندگی تقریبا یکسانی خواهند داشت.

کهکشان NGC 2525 در فاصله 70 میلیون سال‌نوری که در سال 2018 میزبان یک ابرنواختر نوع Ia بود. همان ستاره بسیار درخشان سمت چپ، ابرنواختر SN2018gv در اوج درخشش است.

این خاصیت یا اتفاق برای منجمان بسیار قیمتی است. چرا که کافی است یک ابرنواختر نوع Ia مشاهده شود، قدر ظاهری آن به هنگام اوج درخشش اندازه‌گیری شود (که کار ساده‌ای است) و سپس چون قدرمطلق آن هم مشخص است با استفاده از همان رابطه مدول فاصله می‌توان فاصله آن‌را محاسبه کرد. به همین سادگی!

حال این ابرنواختر در هر کهکشانی که مشاهده شود، فاصله کهکشان میزبانش را به ما نشان خواهد داد.

پس روش دوم را می‌توان این‌گونه خلاصه کرد:

1- انفجارهای ابرنواختری در کهکشان‌های دیگر رصد می‌شوند.
2- با استفاده از طیف آن‌ها مشخص می‌شود که کدامیک از نوع Ia است.
3- براساس عکس‌های ثبت شده از انفجار، قدرظاهری آن را به هنگام اوج درخشش، مشخص می‌کنند.
4- با استفاده از رابطه مدول فاصله، فاصله‌اش محاسبه می‌شود.
و بدین‌وسیله فاصله کهکشانش به دست خواهد آمد.

چون انفجارهای ابرنواختری، درخشش بسیار بالایی دارند، می‌توان چنین انفجارهایی را در کهکشان‌های بسیار دور هم مشاهده کرد. و به‌این ترتیب می‌توان کهکشان‌های دورتر از صد میلیون سال‌نوری را فاصله‌سنجی کرد.

از طرفی چون کهکشان‌ها در یک خوشه کهکشانی قرار دارند، با مشخص شدن فاصله یک کهکشان عضو، فاصله بقیه اعضای آن خوشه هم با دقت خوبی مشخص خواهد شد.

اما محدودیت

این روش ما را محدود به کهکشان‌هایی می‌کند که در آن یک ابرنواختر، آن هم از نوعی خاص در آن مشاهده شود. تعداد کهکشان‌ها در عالم بسیار زیاد است. اما تعداد انفجارهای ابرنواختری در هر کهکشان زیاد نیست. به طور میانگین هر کهکشان در هر قرن میزبان یک یا دو انفجار است. که ممکن است همین انفجار هم از نوع Ia نباشد. پس اندازه‌گیری فاصله کهکشان از طریق ابرنواخترها برای تعداد بسیار کمی از آن‌ها امکان‌پذیر است. هرچند که در یک قرن گذشته چند صد مورد از این اندازه‌گیری‌ها انجام شده است، (آمار دقیقی از این مورد به دست نیاورده‌ام) و همین تعداد کم بسیار ارزشمند بوده و هست.

روش سوم: انتقال به سرخ انبساطی

آن کلمه آخر (انبساطی) در متن‌های نجوم مرسوم نیست؛ اما چون این انتقال به سرخ ناشی از انبساط کیهان است آن‌را بر این نام افزودم.

هنگامی که وستو اسلیفر در اوائل قرن بیستم سحابی‌های مارپیچی را طیف‌نگاری می‌کرد و به عنوان اولین انسان بیننده‌ی انتقال به سرخ در خطوط طیف آن‌ها بود، نمی‌توانست در ذهن خود بگنجاند که در حال مشاهده انبساط کیهان است!

در مطلب زیر با اسلیفر و فعالیت‌های او آشنا شوید:

انبساط عالم را چه کسی کشف کرد؟

ادوین هابل با رصدهای دقیق‌تر و بیشتری که بر روی خطوط طیف کهکشان‌ها انجام داد، موفق به کشف قانون معروف به نام خودش شد. البته عنوان قانون هابل را دیگران پس از هابل بر آن گذاشتند. این قانون به صورت ساده بیان می‌کند که به جز چند کهکشان نزدیک به ما، همه کهکشان‌ها در حال دورشدن از ما هستند و هرچه کهکشان دورتر باشد، با سرعت بیشتری هم دور می‌شود. مقدار سرعت و فاصله کهکشان در رابطه ساده‌ای به هم مربوط می‌شوند:

قانون هابل:
در این رابطه v سرعت دورشدن کهکشان، D فاصله کهکشان از ما و H₀ عدد ثابتی به نام ثابت هابل است.

مقدار ثابت هابل پس از دهه‌ها تلاش و خطاهای بسیار، بالاخره با رصدهای تلسکوپ فضایی هابل با دقت قابل قبولی مقدار 71 کیلومتر بر ثانیه به‌ازای هر مگاپارسک فاصله، اندازه گیری شده است.

پنجگانه استفان

این عکس شگفت که توسط تلسکوپ فضایی هابل از مجموعه کهکشانی پنجگانه استفان گرفته شده، بهترین قابی است که در آن قانون هابل را می‌توانیم ببینیم. چهار کهکشانی که ته‌رنگ زرد دارند بیش از ده‌برابر دورتر از کهکشان سمت چپ هستند که با ته‌رنگ سفیدآبی دیده می‌شود.
البته در پس‌زمینه این پنج‌تا، تعداد زیادی کهکشان‌های دوردست هستند که می‌توان در آن‌ها هم این ردپای نادقیق قانون هابل را دید.
عکس انتهای مقاله را هم ببینید.

Credit: ESA&NASA/Hubble

با معلوم شدن مقدار سرعت دورشدن کهکشان، به راحتی می‌توان از رابطه بالا فاصله آن‌را (D) به‌دست آورد. سرعت دورشدن کهکشان هم از اندازه‌گیری مقدار انتقال به سرخ آن از روی طیف کهکشان به‌دست می‌آید.

بنابراین مراحل روش سوم به صورت خلاصه عبارتند از:

1- استخراج طیف کهکشان موردنظر
2- محاسبه میزان انتقال به سرخ خطوط طیف آن
3- تعیین سرعت با کمک رابطه دوپلر
4- استفاده از رابطه قانون هابل و تعیین فاصله

البته در بین اخترشناسان مرسوم است که مراحل 3 و 4 انجام نشود، و فقط اندازه انتقال به سرخ کهکشان را (با نماد z) بیان می‌کنند. اما برای مشخص شدن فاصله برحسب سال نوری یا پارسک، باید دو مرحله آخر را هم انجام داد.

محدودیت روش سوم

این روش دیگر محدودیت فاصله ندارد. فقط باید بتوان با تلسکوپ موجود و ابزارگان آن، بادقت قابل قبول طیف‌نگاری کهکشان را انجام داد. هرچه تلسکوپ بزرگتر و قدرتمندتر باشد و طیف‌نگار آن دقیق‌تر باشد، می‌تواند کهکشان‌های دورتر و دورتر را فاصله‌سنجی کند. همه آن‌چه که در مورد رکوردشکنی دورترین کهکشان‌های دیده شده توسط تلسکوپ‌هایی چون هابل و جیمزوب اعلام می‌شود، بر مبنای این روش اندازه‌گیری شده و می‌شوند.

انتقال به سرخ در کهکشان‌های دوردست

این عکس، بخش بسیار کوچکی از ضلع سمت چپ عکس پنجگانه استفان است. سه کهکشان با رنگ قرمز در اطراف کهکشان میانی دیده می‌شوند (بالا راست، بالا چپ و پایین). این کهکشان‌ها در حال دورشدن از ما با سرعتی بسیار بیشتر از کهکشان میانی هستند. و البته در فاصله‌ای بسیار دورتر از آن. هرچه قرمزتر: دورتر و سریع‌تر!

Credit: ESA&NASA/Hubble

نویسنده: محمد همایونی
سه‌شنبه 1 شهریور 1401
آخرین به‌روزرسانی:
سه‌شنبه 6 شهریور 1403