برخی از مردم وقتی در یک شب پر ستاره به آسمان زل می‌زنند، حس شگفت‌انگیز آرامش را تجربه می‌کنند، برخی دیگر در شگفت از نظم ستارگان، احساس ناچیز بودن به ایشان دست می‌دهد. اما، برای افراد بی‌نهایت کنجکاوِِ این سیاره، نگاه کردن به ستاره‌ها همراه با سیل بی‌پایانی از سوالات و اسرار کیهان است: در ورای افقِ دید ما چه رخ می‌دهد؟ ماده تاریک چیست و چطور کار می‌کند؟ اندازه کیهان چقدر است؟

از بین این سوالات، سوال آخر را می‌توانیم به طریقی پاسخ دهیم. بیایید بدون این‌که وارد موضوعات مختلف پیرامونی در اخترفیزیک شویم، به ساده‌ترین شکل ممکن سعی کنیم به این سوال پاسخ دهیم که: «دانشمندان چطور ابعاد جهان را اندازه‌گیری می‌کنند؟» پاسخ کوتاه به این سوال این است که بر اساس ابزارهای اندازه‌گیری در فواصل مختلف (روش مثلثاتی، اختلاف منظر، شمع‌های استاندارد، انتقال به سرخ کهکشان‌ها و تابش پس زمینه‌ی کیهانی)، می‌توان یک «نردبان فواصل کیهانی» درست کرد که نه فقط فاصله تا کهکشانی دوردست، بلکه اندازه فعلی کیهان مشاهده‌پذیر را هم با آن تعیین کرد.

فواصل در فضا چطور اندازه گرفته می‌شوند؟

قبل از اینکه سراغ فواصل خیلی بزرگ کیهانی برویم، از پله‌های پایین نردبان کیهانی شروع می‌کنیم. فواصل نزدیک وقتی بخواهیم فواصل نزدیکی مثلا در منظومه شمسی یا حتی در کهکشان راه شیری را اندازه بگیریم، می‌توان از روشی بر اساس مثلثات دبیرستانی استفاده کرد. اگر مکان یک ستاره را در یک نقطه از آسمان در طول سال ثبت کنیم، و مکان همان ستاره را شش ماه بعد معین کنیم، موقعیت نسبی اجرام نزدیک را نسبت به ستارگان دوردست خواهیم داشت.

اگر اندازه مدار زمین را بدانیم، بر اساس راستای نور رسیده از ستاره در دو مکان (مکان اولیه و مکان شش ماه بعد) و زاویه بین این دو موقعیت ، می‌توان فاصله را (با استفاده از قضیه فیثاغورث) حساب کرد. به این روش «اختلاف منظر مثلثاتی» می‌گویند.

اما، هر چه ستاره دورتر باشد، جابجایی مکانی کمتر خواهد بود و اندازه‌گیری زاویه ناممکن می‌شود، در نتیجه باید به سراغ پله بعدی نردبان کیهانی برویم.

شمع‌های استاندارد

وقتی به ورای بازه‌ی کارآمدی روش مثلثاتی برویم، ستاره‌شناسان به نوع خاصی از ستارگان به نام قیفاووسی‌ها (Cepheid) تکیه می‌کنند، این نوع از ستارگان نسبتا فراوان و بسیار درخشانند. ستارگان قیفاووسی که اولین بار در ۱۷۹۴ کشف شدند، می‌تپند، یعنی درخشندگی‌شان بطور منظم کم و زیاد می‌شود. به طرز جالبی، هر چقدر زمان تپشِ یک قیفاووسی بیشتر طول بکشد، ستاره درخشان‌تر است، در حالی که قیفاووسی‌های با دوره تناوب تپش کوتاه، کم‌نورتر هستند. با سنجش قیفاووسی‌های نزدیک و استفاده از روش اختلاف منظر، و سپس مقایسه‌ی طول دوره تناوبِ تپش آن‌ها با قیفاووسی‌های دورتر، درخشندگی واقعی آن ستارگان تعیین می‌شود، و بر اساس این درخشندگی، فاصله تا آن‌ها نیز قابل محاسبه است. قیفاووسی‌های پخش شده در سرتاسر کهکشان راه شیری و فراتر از آن (تا فاصله ۸۰ میلیون سال نوری) به عنوان شمع استاندارد شناخته می‌شوند که به عنوان معیار فاصله در نظر گرفته می‌شوند و پله بعدی نردبان کیهانی را تشکیل می‌دهد.

ابرنواخترها

اگرچه ۸۰میلیون سال نوری به نظر فاصله بسیار بزرگی می‌آید، اما ابعاد کیهان ۱۰۰۰ برابر بزرگتر از آن است، یعنی ما نیاز به پله‌ی دیگری برای نردبان کیهانی داریم. ابرنواخترها در اینجا به کار می‌آیند، در واقع آن نوع از ابرنواخترها که در سامانه‌های خاص دوتایی تشکیل می‌یابند به درد ما می‌خورند. در این سامانه‌های دو ستاره‌ای، یک ستاره می‌میرد و تبدیل به کوتوله سفید می‌شود، در حالی‌که ستاره دیگر زنده می‌ماند. سپس کوتوله سفید از ستاره‌ی زنده تغذیه می‌کند و جرمش افزایش می‌یابد تا زمانی که به مقدار ۱٫۴ برابر جرم خورشید برسد.

در این نقطه، یک انفجار عظیم رخ می‌دهد (ویدئوی پایین)، آن‌چنان بزرگ که در نیمی از کیهان مشاهده‌پذیر قابل دیدن است، و طی این انفجار بیش از انرژی کل کهکشان انرژی آزاد می‌شود. این اتفاق یک ابرنواختر نوع یک-آ را تشکیل می‌دهد. از آن‌جا که می‌دانیم چه مقدار جرم منفجر می‌شود، ستاره‌شناسان می‌توانند درخشندگی مطلق این انفجار را حساب کنند، و از این طریق فاصله‌ی کیهانی تا کهکشان‌هایی که انفجار در آن‌ها رخ می‌دهد را تخمین بزنند.

انتقال به سرخ

در فواصل کیهانی بسیار بزرگتر-ده ها میلیارد سال نوری- چیزی به نام ثابت هابل به میان می‌آید. این ثابت که به نام ادوین هابل کیهان‌شناس مشهور، نام‌گذاری شده است، واحد سنجش انبساط کیهان است. این‌جا بحث یک مقدار پیچیده می‌شود. ممکن است درک آن کمی دشوار باشد، اما نه تنها کیهان در تمام جهات هم‌زمان منبسط می‌شود، و هر لحظه بر نرخ انبساط افزوده می‌شود، بلکه فضای بین اجرام مختلف نیز در حال انبساط است.

نرخ این انبساط امروزه حدود ۶۸ کیلومتر بر ثانیه، بر مگاپارسک (هر مگاپارسک معادل ۳٫۲۶ میلیون سال نوری است) اندازه گرفته شده است. هر چه به فواصل دورتری نگاه کنید، کهکشان‌ها سریع‌تر در حال دور شدن از ما هستند. برای تعیین فاصله کهکشان‌های بسیار دوردست، باید انتقال به سرخ کهکشان را اندازه‌گیری کنیم تا مشخص کنیم کهکشان با چه سرعتی در حال دور شدن از ما است.

وقتی ادوین هابل به نور رسیده از کهکشان‌های دوردست بوسیله‌ی یک منشور نگاه کرد، وی یک «انتقال به سرخ» در نور آن‌ها مشاهده کرد یعنی نور رسیده از کهکشان‌ها نسبت به حالت طبیعی  فاصله دارد  و به سمت نور قرمز جابجا شده بود. وقتی به نور رسیده از یک جسم متحرک که با سرعت زیاد در حال دور شدن از شما است نگاه کنید، نور در ظاهر قرمز به نظر می‌رسد، چرا که طول موج آن کشیده می‌شود و به سمت طول موج‌های بلندتر (قرمز تر) جابجا می‌شود. از طرف دیگر، وقتی به نور رسیده از جسم متحرکی که به سمت شما می‌آید نگاه کنید، به نظر می‌رسد طول موج آن فشرده می‌شود و در اصطلاح «انتقال به آبی» پیدا کرده است. برای اغلب کهکشان‌هایی که توسط هابل مشاهده شدند، نورشان انتقال به سرخ یافته بود، که یعنی آن‌ها در حال دور شدن از ما هستند. با رسم انتقال به سرخ و فاصله‌های کهکشان‌ها در یک نمودار، می‌توان فاصله‌ی کهکشان‌های بی‌نهایت دوردست را با دقت نسبتا بالایی تعیین کرد.

تابش پس زمینه‌ی کیهانی

تابش پس زمینه‌ی کیهانی  (CMB) تابشی باقی‌مانده از دوره‌های بسیار اولیه‌ی کیهان و لحظات آغازین پس از انفجار بزرگ است (حدو ۴۰۰ هزار سال پس از انفجار بزرگ). این تابش قدیمی‌ترین و دورترین نور شناسایی شده در کیهان است. بر اساس اندازه‌گیری این تابش سن کیهان حدود ۱۳٫۸ میلیارد سال تخمین زده می‌شود. این بدین معناست که دورترین لحظه‌ای که می‌توانیم ببینیم ۱۳٫۸ میلیارد سال قبل بوده چرا که برای نور ۱۳٫۸ میلیارد سال طول کشیده تا به ما برسد. در نتیجه، شعاع «کیهان قابل مشاهده» برابر ۱۳٫۸ میلیارد سال نوری است.

اما «کیهان شناخته شده» شعاعی برابر ۱۳٫۸ میلیارد سال نوری ندارد! به ثابت هابل برگردیم، این ثابت معیار سنجش انبساط کیهان است. نور رسیده از CMB اکنون پس از ۱۳٫۸ میلیارد سال به ما می‌رسد، اما در عین حال طی این مدت جهان منبسط نیز شده است، یعنی مرز کیهان شناخته شده بسیار دورتر رفته است، بطوری که ما نمی‌توانیم ببینیم. با استفاده از ثابت هابل، می‌توان محاسبه کرد که قطر «جهان شناخته شده» حدود ۹۲ میلیارد سال نوری است!

محاسبه این فواصل می‌تواند ادارک مغز ما را فراتر از مرزهای شناخته شده ببرد. خوشبختانه امروزه با ابزارهای نردبان کیهانی و روش‌های گوناگون رو به پیشرفت، دانشمندان می‌توانند با دقت بالایی فواصل کیهانی را اندازه‌گیری کنند و شناخت ما را از عالم همچنان افزایش دهند.

منبع: Phys Org

به اشتراک بگذارید