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 زده‌اند و ما را با این اعداد و ارقام سرگرم کرده‌اند؟
به طور قطع که 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.
روش اول: متغیرهای قیفاووسی
رصد ستاره‌های متغیر قیفاووسی، اولین روشی بود که کاربرد آن باعث شد اختلاف‌نظر بزرگی که بین ستاره‌شناسان ابتدای قرن بیستم در مورد 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 یک رابطه 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 از رصد به دست آوریم. با مشخص شدن قدرمطلق یک ستاره، فاصله‌اش به راحتی با استفاده از یک رابطه ساده ریاضی محاسبه خواهد شد.
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 عضو یک سحابی یا خوشه ستاره‌ای باشد، فاصله آن سحابی یا خوشه هم به دست خواهد آمد.
و بدین ترتیب اگر کهکشانی میزبان چنین ستاره‌های قیفاووسی باشد، می‌توان فاصله‌اش را به راحتی محاسبه کرد.
در واقع ادوین هابل حدود یک قرن پیش به همین روش و با کمک رابطهء تازه کشف شدهء 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 و
3- محاسبه فاصله آن: 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.
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 ما توانسته‌ایم با این روش، فاصله کهکشان‌های تا حدود 100 میلیون سال نوری را اندازه‌گیری کنیم.
هرچند در همین شعاع 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؟
پاسخ این سوال، به کارگیری پدیده‌هایی دیگر است که در مطلب بعدی به آن خواهیم پرداخت.
دلتا ـ قیفاووس: روشن‌ترین متغیر قیفاووسی که به راحتی با چشم غیرمسلح دیده می‌شود و می‌توانیم در یک دورهء حدود 5 روزه تغییرات نور آن را رصد کنیم. متغیرهای قیفاووسی نام خود را از این ستاره گرفته‌اند.
نویسنده: محمد همایونی
سه‌شنبه 1 شهریور 1401
یک نظر
بسیارعالی