Share

سخت است تصور پرتاب یک جسم ۱۱ تنی به مداری با ارتفاع متوسط ۵۵۰ کیلومتر، که در آن بناست جسم‌مان سرعتی افزون بر ۲۸ هزار کیلومتر بر ساعت داشته باشد.

از این سخت‌تر تصور این‌که جسم‌مان تلسکوپ غول‌آسا و ظریفی باشد که هدایت آن حتی از روی زمین هم دردسرآفرین است: یک تلسکوپ انعکاسی با آینه‌ای به قطر ۲۴۰ سانتیمتر (و وزن ۸۲۸ کیلوگرم)، که طول بدنه‌اش هم‌قد یک اتوبوس خط واحد است. این آینه به‌نحوی منحصربفرد صیقل خورده، به‌طوری‌که چنانچه فرض بگیریم قطرش به جای ۲۴۰ سانتیمتر، ۲۴هزار کیلومتر می‌بود، بلندترین ناهمواری آن تنها ۵ / ۲ سانتی‌متر ارتفاع می‌داشت. این تلسکوپ ظریف و شکننده بناست با موشکی به مدار زمین برود که ظرف ۲۵ ثانیه، قدرتی معادل ۳۷ میلیون اسب‌بخار تولید می‌کند.

و این تازه آغاز داستان «تلسکوپ فضایی هابل» است؛ داستانی مربوط به ۲۵ سال پیش.

اما ماجرا به همین‌جا و به سطح همین اعداد نجومی هم محدود نمی‌شود. به محض استقرار موفق هابل در مدار زمین بود که مشخص شد همان آینه منحصربفرد ۲۴۰ سانتیمتری، به‌قدر چیزی در حدود یک‌پنجاهم قطر موی انسان بیش‌تر صیقل خورده، که همین کفایت می‌کرد تا کل پروژه را به شکست بکشاند.

اما دیری نگذشت که رکورد این دستاوردهای بی‌سابقه را تهوری دیگر شکست: تعمیر تلسکوپ در مدار زمین، به فاصله کمتر از دو سال بعد. و این تازه آغاز داستان «ارتقا»ی هابل بود؛ تلسکوپی که هم‌اینک قادر بود با بهره‌مندی از امتیاز استقرار در خارج از جو زمین، رزولوشنی را عرضه کند که به یاری آن می‌شد مبلغ یک سکه را از فاصله ۲۰ کیلومتری خواند.

از ۲۳ سال پیش تاکنون هابل طی پنج نوبت ارتقا یافته، و به روزآمدترین ادوات رصدی وقت خود مجهز شده است. اما رکوردهای فناورانه این مأموریت تاریخی، در برابر دستاوردهای علمی آن رفته‌رفته رنگ باخت: همکاری بالغ بر چهارهزار اخترشناس از سراسر دنیا تاکنون به استحصال هرماهه بالغ بر ۸۴۴ گیگابایت اطلاعات خام علمی از جهان هستی انجامیده، که از ۳۸هزار جرم آسمانی استخراج شده‌اند. این حجم عظیم اطلاعات، هم‌اینک در افزون بر ۱۱هزار مقاله علمی انعکاس یافته‌‌ و می‌یابد؛ آمار شگفت‌انگیزی که عنوان «کارآمدترین ابزار تاریخ علم» را به هابل ارزانی کرده: چیزی در حدود پنج کشف علمی در هفته.

در بیستمین سالگرد پرتاب تلسکوپ فضایی هابل، سلسله‌مقالاتی را منتشر کردم که مشروحی از ماجرای ایده‌پردازی و طراحی، پردازش اطلاعات، برجسته‌ترین کشفیات، و ویژگی‌های جایگزین آتی این تلسکوپ فضایی به دست می‌داد (مراجعه کنید به بخش‌های اول، دوم، و سوم مقالات ویژه بیستمین سالگرد پرتاب تلسکوپ فضایی هابل). همچنین مصاحبه‌ای داشتم با استیون بکویث، مدیر اسبق «مؤسسه علمی تلسکوپ فضایی» (STScI؛ متولی علمی مأموریت هابل)، که از او به‌عنوان ایده‌پرداز «تصویر فراژرف هابل» هم یاد می‌شود؛ تصویری که بیننده را پابه‌پای خود از نیمه‌راه تاریخ تحول گیتی تا دورترین اجرام رصدشده در آن همراهی می‌کند (نگاه کنید به: گاهی به (نقطه‌ای از) آسمان نگاه کن). همچنین مصاحبه‌ای داشتم با آدام ریس، سرپرست تیم اکتشافی انرژی تاریک و یکی از برندگان نوبل فیزیک ۲۰۱۱؛ کشفی که نقش هابل در کسوت پرچم‌دار تلسکوپ‌هایی که به تحقق و تأییدات بعدی آن یاری رساندند، انکارناپذیر است (نگاه کنید به: پایان یک آغاز).

حال در بیست و پنجمین سالگرد پرتاب این تلسکوپ فضایی، شرح مختصری را می‌خوانید از پنج نمونه رصدهای برجسته هابل طی یک ربع قرن گذشته که به منظری متفاوت از جهان هستی ارجاع دارند: مناظری که وصف وجودشان تنها در ظرف توصیفات فیزیک جدید می‌گنجد. علی‌رغم پیشرفت‌های فناورانه چشمگیری که طی نیم‌قرن گذشته از اثر کاربست پدیده‌های مرتبط به فیزیک جدید در زندگی روزمره‌مان رخ داده (از ابداع ترانزیستورها گرفته تا لیزر، و از احداث نیروگاه‌های کارآمد هسته‌ای تا تولید رادیوداروها)، به ندرت می‌توان در جهان پیرامون‌مان پدیده‌ای غیرفناورانه را یافت که یک تصویر بی‌واسطه از جهان شگفت‌انگیزی که به توصیف فیزیک جدید درآمده را در اختیارمان بگذارد. شاید آخرین نمونه از این تصاویر بی‌واسطه را بتوان در هنگامه جنگ سرد و لابلای تصاویر هولناک بازمانده از آزمایشات هسته‌ای سراغ گرفت.

اما جهان خارج از زمین، مملو از صحنه‌های خارق‌العاده‌ایست که درک ابعاد (و چه بسا ماهیت) فرآیندهای نهفته در آن‌ها مقدماتی بیش از این نوشتار مختصر را می‌طلبد. با این‌همه، با استناد به تصاویر چشم‌نواز هابل می‌توان وجه انتزاعی این توصیفات را جان دیگری بخشید و به زبانی ساده‌تر از چند و چون این فرآیندها پرده برگرفت. پنج تصویر زیر را نگارنده از خلال رصدهای فراکهکشانی هابل انتخاب کرده، که گرچه هیچ‌یک عکسی کلاسیک و مشهور از این تلسکوپ محسوب نمی‌شوند، اما پیمانه‌ای به دست می‌دهند از جهانی که فقط از منظر تلسکوپ‌هایی با ظرفیت هابل می‌توان به نظاره‌اش نشست.

۱) جرم هانی و پدیده «پژواک نور»

Galaxy Zoo عنوان پروژه‌‌ایست که با عضویت در آن قادر خواهید بود تا تصاویری از بالغ بر نهصدهزار کهکشان را به‌طور آنلاین و به رایگان، البته طبق دستورالعملی مشخص و بر مبنای معیارهای علمی ریخت‌شناسی یک کهکشان، غربال کنید و بدین‌وسیله در کنار اخترشناسان حرفه‌ای بر غنای اطلاعاتی فهرست‌های متعدد کهکشانی بیفزایید. هانی ون‌آرکل، آموزگار هلندی، از جمله شرکت‌کنندگان در این پروژه بود که در سال ۲۰۰۷ موفق شد پدیده‌ نادری را در حجم انبوه آرشیو Galaxy Zoo تشخیص بدهد: جرم درخشانی در نزدیکی کهکشان IC2497 که درخششی مطلقاً سبزفام دارد.

رنگ سبز در رنگ‌آمیزی کاذب عکس‌های نجومی دلالت بر گاز اکسیژن برانگیخته می‌کند، و از آنجاکه برانگیختگی یک گاز هم خود مستلزم وجود یک منبع انرژی است (همان‌طور که جریان برق، گاز نئون واقع در چراغ‌های رنگی مغازه‌ها را برانگیخته می‌کند)، فوراً این سؤال مطرح شد که منبع انرژی آن توده‌گاز عظیم سبزرنگ چه می‌توانسته باشد؟

چپ: کهکشان IC2497 و جرم هانی، از دید تلسکوپ فضایی هابل. راست: مقایسه شماتیک مسافت طی‌شده توسط نور طی یک بازه‌ ثابت، در چند راستای مختلف از دید ناظر. ما در شرایطی کهکشان خاموش IC2497 را در موقعیت A تماشا می‌کنیم که نور باقیمانده از مقطع فعالیت این کهکشان را همچنان به نحو غیرمستقیم، و از طریق درخشش جرم هانی، اما در موضعی متفاوت (راستای B) می‌بینیم. جرم هانی گرچه هم‌اینک خاموش است، اما به‌واسطه محدودیت سرعت نور و پدیده پژواک نور، ما کماکان درخشش‌ آن را می‌ببینیم.

چپ: کهکشان IC2497 و جرم هانی، از دید تلسکوپ فضایی هابل. راست: مقایسه شماتیک مسافت طی‌شده توسط نور طی یک بازه‌ ثابت، در چند راستای مختلف از دید ناظر. ما در شرایطی کهکشان خاموش IC2497 را در موقعیت A تماشا می‌کنیم که نور باقیمانده از مقطع فعالیت این کهکشان را همچنان به نحو غیرمستقیم، و از طریق درخشش جرم هانی، اما در موضعی متفاوت (راستای B) می‌بینیم. جرم هانی گرچه هم‌اینک خاموش است، اما به‌واسطه محدودیت سرعت نور و پدیده پژواک نور، ما کماکان درخشش‌ آن را می‌ببینیم.

اگرچه تصویر اصلى‌اى که فن‌آرکل از طریق آن به وجود چنین جرمى پى برد را هابل تهیه نکرده نبود، اما رصدهاى بعدى هابل از این نقطه، نماى شفافى از ماهیت سحابى‌گون جرم مزبور عرضه کرد. پدیده‌اى که هم‌اینک به افتخار کاشف آن با نام «جرم هانى» (Hanny’s Voorwerp) یاد مى‌شود، طی سلسله‌فرآیندهایى از این قرار ایجاد شده است:

میلیون‌ها سال پیش، کهکشان کوچک‌ترى که حال در سمت چپ IC2497 دیده مى‌شود (نه در تصویر بالا)، از نزدیکى آن می‌گذرد. آشفتگى‌هاى گرانشى حاصل از این عبور، باعث می‌شود تا جریانى از گاز به سمت ابرسیاهچاله مرکزى کهکشان IC2497 سرازیر گردد. ورود این توده‌گاز ناخوانده به قلمرو سیاهچاله، با تقویت و گسترش قرص چرخان پیرامون سیاهچاله (موسوم به «قرص برافزایشى» [accretion disk]) همراه می‌شود، به‌طوریکه اصطکاک فزاینده مابین گاز داغ واقع در فواصل مختلف این قرص چرخان، به گسیل افسارگسیخته پرتوهاى ایکس می‌انجامد.

از این پدیده غالباً به «بیدارى» سیاهچاله تعبیر مى‌شود (ابرسیاهچاله مرکزى کهکشان ما، موسوم به Sgr A* [خوانده شود: قوس آ-ستاره]، هم‌اینک اصطلاحاً سیاهچاله‌ای «خواب» است). شعاع پرتوهاى ایکس تابشى از مرکز IC2497 رفته‌رفته فاصله هسته تا جرم هانى را می‌پیماید و این سحابى غول‌آساى بیناکهکشانى (که مى‌توانسته بازمانده فوران‌هاى پیشین هسته IC2497 بوده باشد) را برانگیخته مى‌کند. اما ظرف همین مدت‌زمان چندهزارساله، گاز ناخوانده به‌کلی توسط سیاهچاله بلعیده مى‌شود و با دورتر شدن کهکشان همسایه از کنار IC2497 نیز حجم گاز ورودى به قلمروى هسته دچار افت مى‌شود. با خفتن مجدد سیاهچاله در نتیجه فقدان گاز بیشتر، شدت پرتوهاى ایکس گسیلى از قرص برافزایشى‌اش هم رو به کاهش مى‌گذارد، و در نتیجه جرم هانی به خاموشی می‌گراید. اما چرا این جرم از دید ما کماکان به درخشش سبزفام خود ادامه می‌دهد؟

تصویر هابل، کهکشان IC2497 را در حالى به تصویر کشیده که سیاهچاله‌‌اش از پی برهه‌ای بیداری، به خواب رفته است و هم‌اینک درخشندگى هسته کهکشان با مجموع درخشندگى قرص آن برابرى مى‌کند (شاخصى که در اکثر کهکشان‌هاى متعارف – یعنی با هسته‌هایى «غیرفعال» – به چشم مى‌خورد).

اما از آنجاکه جرم‌ هانى از دید ما با کهکشان IC2497 کمی زاویه ساخته، ما کماکان این توده‌گاز برانگیخته را در شرایطی می‌بینیم که از روزگار بیداری سیاهچاله مرکزی IC2497 متأثر بوده، حال‌آنکه با گذشت مدت‌زمانی چند (که بستگی به فاصله جرم هانی از مرکز کهکشان IC2497 دارد) ما ناظران زمینی نیز دیگر از این جرم درخششی دریافت نخواهیم کرد. این مدت‌زمان چه بسا هزاران سال دیگر به طول انجامد.

دلیل چنین تأخیری – که از آن با عنوان پدیده «پژواک نور» (Light Echo) یاد می‌شود – محدود بودن سرعت نور به حداکثر سیصدهزار کیلومتر بر ساعت است؛ محدودیتی که جز در فواصل گسترده کیهانی هویدا نمی‌شود. این محدودیت، از نقطه‌نظر فیزیکی دلالت‌های ژرفی دارد که نخستین صورت‌بندی نظری آن در چارچوب تئوری نسبیت خاص اینشتین صورت گرفت.

۲) هسته کهکشان M84 و «اثر دوپلر-فیزو»  

گفتیم که در مرکز کهکشان IC2497، یک ابرسیاهچاله قرار دارد که به‌تازگی یک دوره فعالیت را از سر گذرانده است (ابرسیاهچاله‌‌ها طی مکانیسمی متفاوت از سیاهچاله‌های ستاره‌ای – که محصول مرگ ستارگان ابرپرجرم‌اند – ایجاد می‌شوند، که در اینجا از توضیح آن صرفنظر می‌کنیم).

اما با توجه به اینکه یک سیاهچاله‌ به هیچ نوری امکان خروج از قلمرو مشخصی موسوم به «افق رویداد» را نمی‌دهد، اساساً چگونه می‌توان از وجود چنین اجرامی در جهان، و آن‌هم در مرکز شلوغ کهکشان‌های دوردست اطمینان حاصل کرد؟ تلسکوپ هابل، در یک نما جواب این سؤال را هم در اختیارمان می‌گذارد:

2-چپ: برشی عمودی از مرکز کهکشان بیضوی M84، که در سال ۱۹۹۷ مورد پویش طیف‌نگار STIS تلسکوپ فضایی هابل قرار گرفت. وسط: نتایج این پویش طیفی، حاکی از وجود نوسان شدیدی در بسامد امواج گسیلی از مرکز کهکشان بود، که تقارن آن دلالت بر وجود جسمی داشت که با سرعت سرسام‌آوری به گرد خود می‌چرخد. راست: طرح شماتیک قرص برافزایشی پیرامون ابرسیاهچاله مرکزی کهکشان M84. راستای چرخش قرص، با فلش‌های آبی و قرمزرنگ مشخص شده؛ به‌طوری‌که رنگ قرمز دلالت بر بخش دورشونده قرص (همچنان‌که در طیف، به هیأت پدیده قرمزشدگی دیده می‌شود)، و رنگ آبی دلالت بر بخش‌ نزدیک‌شونده قرص از دید ناظر زمینی دارد. ما در مجموع این چرخش مهیب کیهانی را به هیأت یک تقارن طیف‌شناختی در چارچوب پدیده دوپلر-فیزو مشاهده می‌کنیم.

چپ: برشی عمودی از مرکز کهکشان بیضوی M84، که در سال ۱۹۹۷ مورد پویش طیف‌نگار STIS تلسکوپ فضایی هابل قرار گرفت. وسط: نتایج این پویش طیفی، حاکی از وجود نوسان شدیدی در بسامد امواج گسیلی از مرکز کهکشان بود، که تقارن آن دلالت بر وجود جسمی داشت که با سرعت سرسام‌آوری به گرد خود می‌چرخد. راست: طرح شماتیک قرص برافزایشی پیرامون ابرسیاهچاله مرکزی کهکشان M84. راستای چرخش قرص، با فلش‌های آبی و قرمزرنگ مشخص شده؛ به‌طوری‌که رنگ قرمز دلالت بر بخش دورشونده قرص (همچنان‌که در طیف، به هیأت پدیده قرمزشدگی دیده می‌شود)، و رنگ آبی دلالت بر بخش‌ نزدیک‌شونده قرص از دید ناظر زمینی دارد. ما در مجموع این چرخش مهیب کیهانی را به هیأت یک تقارن طیف‌شناختی در چارچوب پدیده دوپلر-فیزو مشاهده می‌کنیم.

تصویر بالا (وسط) که در ۱۲ می ۱۹۹۷ تهیه شده را هابل نه با یک دوربین عکسبرداری، بلکه با طیف‌نگار STIS تهیه کرده است. نوسان چشمگیری که در این نما به چشم می‌خورد، طی فرآیندی از این قرار ایجاد شده است:

تغییر بسامد آژیر آمبولانسی که به ما نزدیک و سپس دور می‌شود، اصطلاحاً «اثر دوپلر» خوانده می‌شود. در سال ۱۸۴۲ میلادی بود که فیزیکدان اتریشی، کریستین دوپلر، موفق به تبیین این پدیده در خصوص امواج مکانیکی (از جمله صوت) شد؛ اما شش سال بعد، فیزیکدان فرانسوی، ایپولیت فیزو، امکان‌پذیری وقوع همین پدیده در خصوص امواج الکترومغناطیسی (از جمله نور مرئی) را هم مدنظر گرفت.

این نوع دوم از تغییر بسامد (موسوم به پدیده دوپلر-فیزو) را اصطلاحاً اثر «قرمزشدگی» (redshift) هم می‌نامند. قرمزشدگی امواج الکترومغناطیسی، معادل افت بسامد یک منبع صوتی در نتیجه دور شدن آن از ماست؛ و لذا چنانچه منبعی نورانی از ما دور شود، نور دریافتی از آن با بسامدی کمتر (و طول موجی بیشتر) از نور ذاتی آن به نظر خواهد رسید. (همچنین اگر این جسم به ما نزدیک شود، نورش را با بسامدی بیشتر خواهیم دید؛ پدیده‌ای که از آن با عنوان «آبی‌شدگی» هم یاد می‌شود). مقدار این تغییر بسامد، بستگی به مقدار سرعت آن جسم در راستای خط دید ناظر دارد.

تلسکوپ فضایی هابل، با اسکن مقطعی عمودی از مرکز کهکشان غول‌آسای M84 (در صورت فلکی سنبله)، موفق به ثبت مقدار تغییر بسامد نور دریافتی از این ناحیه شد. نوسان شدید بسامد نور دریافتی از مرکز ناحیه، حکایت از وجود پدیده‌ای نامتعارف در این ناحیه دارد: نوسان شدید سرعت حرکت گاز در راستای خط دید ما (یا اصطلاحاً «سرعت شعاعی» گاز). می‌بینیم که با نظر به الگوی نوسان، می‌توان آن را مصداقی از قرمزشدگی، و همزمان آبی‌شدگی به شمار آورد. اما چه ساختار سریعی در هسته این کهکشان غول‌آسا می‌تواند همزمان از ما دور و در عین حال هم به ما نزدیک شود؟ این ساختار چیزی نمی‌تواند باشد الا قرص چرخان گاز پیرامون ابرسیاهچاله‌ای آنقدر پرجرم که بتواند یک توده گاز عظیم را با چنین سرعتی بچرخاند.

مقدار تغییر بسامدی که در این تصویر هابل می‌بینیم، حاکی از این است که در محدوده‌ای به قطر تنها ۲۶ سال نوری در مرکز کهکشان M84، سرعت شعاعی گاز رصدشده، از مقداری نسبتاً ناچیز، به بالغ بر ۱ میلیون و ۴۰۸ هزار کیلومتر بر ساعت می‌رسد! این تغییر شدید سرعت شعاعی را فقط می‌توان با وجود جسمی به جرم دست‌کم ۳۰۰ میلیون برابر جرم خورشید توجیه نمود – و هر جسمی با چنین جرمی که در فضای محدود هسته یک کهکشان جاخوش کرده، قطعاً یک سیاهچاله است.

۳) کهکشان LRG 3-757 و پدیده «حلقه اینشتین»

در چارچوب تئوری نسبیت عام، جرم سرسام‌آور یک سیاهچاله با گزاره‌هایی از این دست توصیف می‌شود که: «در اطراف سیاهچاله‌ها، فضا-زمان با شیبی متمایل به بی‌نهایت خمیده می‌شود».

این بدین‌معناست که جسمی هرچقدر کم‌جرم‌تر از یک سیاهچاله – از یک کهکشان گرفته تا یک مداد – فضا-زمان پیرامونش را با شیبی کمتر از بی‌نهایت (که بستگی به جرم جسم مدنظر دارد) خمیده می‌کند. «خمیدگی» فضا-زمان مابین دو نقطه هم به‌معنای افزایش طول کوتاه‌ترین خط واصل آن دو نقطه از منظر هندسی (موسوم به خط ژئودزیک) است. به‌طوری‌که چنانچه یکی از این دو نقطه یک منبع نور باشد و دیگری ناظر، مسیر نور از دید ناظر «خمیده» به‌نظر می‌رسد (دقت کنیم که نور همیشه نزدیک‌ترین مسیر ممکن مابین دو نقطه را طی می‌کند، و لذا خمیدگی نور می‌تواند شاخصی برای خمیدگی فضا-زمان باشد). لذا می‌شود انتظارش را داشت که چنانچه جسم پرجرمی در حدفاصل یک منبع نورانی و ناظر واقع بشود، همچون یک عدسی، نور عبوری را از دید ناظر خمیده کند – پدیده‌ای که از آن با عنوان «عدسی گرانشی» (gravitational lensing) یاد می‌شود.

3-چپ: پدیده حلقه اینشتین در اطراف کهکشان بیضوی LRG 3-757 از دید تلسکوپ فضایی هابل (در همین تصویر می‌توان نماهای حاصل از چندین عدسی گرانشی دیگر را هم مشاهده کرد). راست: طرح شماتیک نحوه کارکرد یک عدسی گرانشی: نور کهکشانی در دوردست (در کادر) و در سمت مخالف یک خوشه کهکشانی، به‌هنگام عبور از کنار خوشه دچار خمیدگی ناشی از گرانش خوشه می‌شود، و بدین‌وسیله از دید ناظر زمینی، تصویری بزرگ و تاب‌خورده از آن کهکشان در اطراف خوشه نقش می‌بندد.

چپ: پدیده حلقه اینشتین در اطراف کهکشان بیضوی LRG 3-757 از دید تلسکوپ فضایی هابل (در همین تصویر می‌توان نماهای حاصل از چندین عدسی گرانشی دیگر را هم مشاهده کرد). راست: طرح شماتیک نحوه کارکرد یک عدسی گرانشی: نور کهکشانی در دوردست (در کادر) و در سمت مخالف یک خوشه کهکشانی، به‌هنگام عبور از کنار خوشه دچار خمیدگی ناشی از گرانش خوشه می‌شود، و بدین‌وسیله از دید ناظر زمینی، تصویری بزرگ و تاب‌خورده از آن کهکشان در اطراف خوشه نقش می‌بندد.

در سال ۱۹۱۹ که این پیش‌بینی جسورانه آلبرت اینشتین در جریان خورشیدگرفتگی کامل آن سال توسط تیمی از اخترشناسان بریتانیایی به سرپرستی آرتور ادینگتون به محک آزمون تجربی سپرده شد (به‌طوری‌که با عکسبرداری از ستارگان نزدیک به خورشید حین تاریکی موقت آسمان می‌‌شد از امکان جابجایی‌ ستار‌ه‌ها نسبت به باقی مواقع خبر گرفت)، تعیین میزان این خمیدگی دقت بالایی را می‌طلبید.

اما چشم‌انداز ژرف هابل، امروزه تماشای کهکشان‌هایی چنان پرجرم و دوردست را ممکن ساخته که تأثیر عدسی گرانشی در آن‌ها به‌وضوح پیداست؛ از جمله تصویر فوق از کهکشان بیضوی غول‌آسای LRG 3-757 (با جرمی معادل ۱۰ میلیون برابر جرم کهکشان ما)، که نور گسیلی از کهکشان‌های دورتری که دقیقاً در راستای ما و این کهکشان، در پشت آن واقع شده‌اند را چنان خم کرده که ما سه نمای تاب‌خورده از آن کهکشان‌های دورتر را به فاصله ۶۰ درجه از یکدیگر در پیرامون قرص این کهکشان می‌بینیم. چیزی شبیه به خورشید گرفتگی، که در آن به‌جای آن‌که ماه مانع از عبور پرتوهای خورشید بشود، آن را چنان تاب می‌دهد که خورشید از دید ما به‌ هیأت یک حلقه (تحت عنوان «حلقه اینشتین») دیده می‌شود – هرچند که جرم ناچیز ماه قطعاً کفاف چنین شعبده‌ای را نخواهد داد.

امروزه در عکس‌های هابل از خوشه‌های دوردست کهکشانی، وجود عوارض باریک و کشیده در لابلای اعضای اصلی خوشه چندان پرسشی برنمی‌انگیزد: این‌ها نور تاب‌خورده کهکشان‌هایی آنقدر دورند که در فقدان این عدسی‌های رایگان کیهانی امکان نداشت دیده شوند.

۴) کوازارها و پدیده «جنگل لیمان آلفا»

در بخش ۱ گفتیم که چنانچه گاز کافی در اختیار ابرسیاهچاله مرکزی یک کهکشان قرار گیرد، هسته‌ کهکشان اصطلاحاً بیدار می‌شود و ما یک «کهکشان فعال» خواهیم داشت. چنانچه فعالیت هسته به حد کافی زیاد (بسیار بیشتر از یک کهکشان فعال متعارف)، و زاویه قرارگیری هسته آن نسبت به ما هم تقریباً از روبرو باشد، قرص کهکشان در نور شدید هسته گم می‌شود، و ما چیزی شبیه به یک ستاره، ولی با ویژگی‌های طیفی فوق‌العاده متفاوتی خواهیم دید.

اولین‌بار که چنین جرمی در آسمان مشاهده شد، آن را یک «جرم شبه‌ستاره‌ای» (quasi-stellar object) نامیدند. امروزه هنوز از مخفف همان عنوان برای توصیف این هسته‌های به‌شدت فعال کهکشانی استفاده می‌شود: «کوازار».

نزدیک‌ترین کوازار به ما (تحت عنوان کوازار 3C 273)، در فاصله ۲ میلیارد و ۴۰۰ میلیون سال نوری از ما واقع شده است؛ و این آشکارا حکایت از این دارد که کوازارها را تنها می‌شده در مقاطع نسبتاً اولیه عمر جهان (حداکثر تا ۲ میلیارد و ۴۰۰ میلیون سال پیش) مشاهده کرد و امروز نشانی از آن‌ها در جهان پیرامون ما یافت نمی‌شود. لذا در حدفاصل ما و یک کوازار، بخش قابل توجهی از تاریخ جهان جاخوش کرده؛ گرچه در واقعیت امر، این فاصله را چیزی جز ابرهای پراکنده هیدروژن خنثی پر نکرده است. اما وجود همین توده‌های پراکنده هیدروژن خنثی کافیست تا بتوان تاریخ جهان را در تنها یک نمای خیره‌کننده به تصویر کشید:

4-بالا: طیف کوازار 3C 273 (نزدیک‌ترین کوازار به زمین) از دید تلسکوپ فضایی هابل. پایین: طیف کوازار Q1422+2309 در فاصله تقریبی ۱۱ میلیارد و ۸۰۰ میلیون سال نوری از ما، از دید تلسکوپ ۱۰متری کک در هاوایی.

بالا: طیف کوازار 3C 273 (نزدیک‌ترین کوازار به زمین) از دید تلسکوپ فضایی هابل. پایین: طیف کوازار Q1422+2309 در فاصله تقریبی ۱۱ میلیارد و ۸۰۰ میلیون سال نوری از ما، از دید تلسکوپ ۱۰متری کک در هاوایی.

چنانچه تنها الکترون اتم هیدروژن از دومین تراز انرژی‌اش به تراز اول (یا همان تراز «پایدار») نقل مکان کند، نوری با طول موج ۶ / ۱۲۱۵ آنگستروم آزاد می‌شود (هر آنگستروم معادل ۱۰ به توان منفی ۱۰ متر است). ما این پدیده را به هیأت ظهور یک «خط طیفی» جدید در گاز هیدروژن برانگیخته می‌بینیم – خطی موسوم به «خط نشری لیمان آلفا». چنانچه این نور مجدداً به یک اتم هیدوژن خنثی بخورد، الکترون پایدار اتم دوم، انرژی‌‌ کافی برای برانگیخته شدن را دریافت می‌کند و لذا ما مجدداً یک اتم هیدورژن برانگیخته خواهیم داشت. در چنین شرایطی، طیف نور دریافتی از گاز، با یک خط «جذبی» هیدروژن آلفا لکه‌دار می‌شود.

از آنجاکه بخش اعظم گازی که در مقاطع اولیه عمر کیهان طعمه یک کوازار می‌شده از هیدروژن تشکیل شده بوده (چراکه عناصر سنگین‌تری نظیر اکسیژن – که در تابش سبزفام اجرامی نظیر جرم هانی خودنمایی می‌کند – تازه بعدها بود که در قلب ستارگان نسل دوم کیهان پدید آمد)، اکثریت نور گسیلی از یک کوازار، طول موجی در حدود همان طول موج خط نشری لیمان آلفا دارد. اما از آنجاکه مقادیر نسبتاً فراوانی گاز هیدروژن خنثی در حدفاصل ما و کوازار واقع شده، انتظار می‌رود بخش اعظم خطوط نشری لیمان آلفا، با خطوط جذبی ناشی از جذب همین نور توسط گازهای مابین ما و کوازار، همپوشانی پیدا کند و ما عملاً اثری از نور کوازار را دریافت نکنیم. این همپوشانی هرچند که رخ می‌دهد، اما در مختصاتی متفاوت از انتظار ما نمود پیدا می‌کند.

نمودار پایین از تصویر فوق، طیف یک کوازار را نشان می‌دهد که قله نور دریافتی از آن در حوالی همان طول موج ۶ / ۱۲۱۵  آنگستروم (یعنی خط لیمان آلفا) واقع شده است. اما همپوشانی‌ای که انتظار می‌رفت از جانب خطوط «جذبی» هیدروژن آلفا تشخیص داده شود، به‌جای آنکه فقط بر قله طیف کوازار متمرکز باشد، در تمام طول موج‌های کوتاه‌تر از ۶ / ۱۲۱۵  آنگستروم (به سمت چپ طیف) پخش شده است. معنی این پدیده چیست؟

کوازاری که طیفش را مشاهده کردید، حدود ۱۱ میلیارد و ۹۰۰ میلیون سال نوری از ما فاصله دارد. از آنجاکه جهان ظرف این مدت، از اثر انبساط فضا به نحو قابل توجهی منبسط شده، این انبساط هم تأثیر خودش را با شدت‌های متفاوتی بر نور دریافتی از این کوازار اعمال کرده است: خطوط جذبی ایجادشده در فواصل نزدیک‌تر به کوازار (که اطلاعات طیفی‌شان مسافت بیشتری نسبت به خطوط جذبی ایجادشده در فواصل نزدیک‌تر به ما را طی کرده‌) طبیعتاً از انبساط فضا تأثیر محسوس‌تری پذیرفته‌اند، چراکه فضای بیشتری را تا پیش از آن‌که به چشم ما برسند طی کرده‌اند.

تأثیر این انبساط، از طریق طول موج خطوط دریافتی قابل پیگیری‌ست: هرچه طول موج مشاهده‌شده، بیشتر از ۶ / ۱۲۱۵  باشد، نتیجه می‌شود که نور مربوطه انبساط بیشتری را تجربه کرده و لذا در فاصله‌ای دورتر از ما واقع بوده است (پدیده‌ای که به «قرمزشدگی کیهانی» [cosmological redshift] معروف است). وفور تجمعات گاز هیدروژن خنثی در فواصل متفاوتی از ما تا کوازار مزبور، از بابت پدیده قرمزشدگی کیهانی، به ایجاد «جنگلی» از خطوط به‌هم‌فشرده‌ی لیمان آلفا در طول موج‌های بیش از ۶ / ۱۲۱۵  انجامیده است.

نمودار اول از تصویر فوق اما طیف کوازار 3C 273 (یعنی همان نزدیک‌ترین کوزار به ما) را به تصویر کشیده که توسط طیف‌نگار FOS تلسکوپ فضایی هابل تهیه شده است. می‌بینیم که برخلاف کوازار بس دورتر Q1422+2309، خطوط جذبی چندانی در سمت چپ خط طیفی ۶ / ۱۲۱۵  آنگستروم دیده نمی‌شود؛ چراکه در فاصله‌ کوتاه‌تر مابین ما و این کوازار نسبتاً نزدیک، بخش اعظم توده‌های هیدوژن خنثی که سابقاً تمرکز چندانی نداشته‌اند، عملاً تحت تأثیر نیروی جاذبه متقابل‌شان به هیأت خوشه‌های کهکشانی متمرکز شده‌اند، و لذا نور این کوازار نه‌تنها از انبساط جهان تأثیر چندانی نپذیرفته (تا بدین‌وسیله تصویر «زوم‌شده‌ای» از جنگل لیمان آلفا را درون خود جا بدهد)، بلکه جز در مواردی انگشت‌شمار (نظیر حوالی طول موج‌های ۱۱۵۰ و ۱۰۹۰ آنگستروم) شانس چندانی برای عبور از ابرهای هیدروژن خنثی نداشته است. رزولوشن بالای هابل، امکان تفکیک این خطوط پراکنده را میسر ساخت، حال‌آنکه طیف مربوط به کوازار Q1422+2309 به حدی سرشار از خطوط لیمان آلفاست که تلسکوپی از روی زمین هم می‌تواند از هم تفکیک‌شان کند.

این دو نمودار ساده، در یک نما تصویری وفادار از عظمت‌ سرسام‌آور گیتی و تحول چشمگیر آن چند میلیارد سال گذشته به دست می‌دهند.

۵) خوشه کهکشانی گلوله، و معمای «ماده تاریک»

با وجود عظمت سرسام‌آوری که از تصاویر موجود از پدیده‌های مختلف کیهانی در تمام طول موج‌های طیف الکترومغناطیس (از جمله نور مرئی) استنباط می‌شود، محاسبات نظری حکایت از این دارند که تنها کمتر از ۵ درصد از ظرفیت «ماده» در جهان هستی را همان ماده‌ آشنایی شکل داده که امواج الکترومغناطیسی از خود ساطع می‌کند. این در حالیست که طبق یک تفسیر از این محاسبات، مابقی ۸۵ درصد ماده در جهان اساساً قابل مشاهده نیست و وجود آن را فقط از رهگذر برهم‌کنش با نیروی جاذبه می‌توان استنباط کرد (ماده‌ای که از آن با عنوان «ماده تاریک» یاد می‌شود).

اما مطابق یک تفسیر دیگر، این حجم مازاد ماده نه از وجود شکل ناپیدایی از ماده، بلکه از نقص قوانین بنیادین فیزیک، و لذا نارسایی محاسبات ما ناشی می‌شود. به همین‌واسطه هم برخی فیزیکدانان در اوایل دهه ۸۰ میلادی دست‌به‌کار تدوین نظریه‌ای موسوم به «دینامیک تغییریافته نیوتونی» (یا اختصاراً MOND) شدند، که مطابق آن قانون دوم نیوتن و لذا قانون جهانی گرانش در فواصل فراکهکشانی، عملکردی متفاوت از صورت‌بندی کلاسیک آن‌ دارد. اما مشاهدات مشترک هابل و تلسکوپ فضایی پرتو ایکس چاندرا از خوشه کهکشانی «گلوله» در صورت فلکی حمال، تردیدهایی را متوجه این تفسیر از ماهیت ماده تاریک ساخت.

خوشه کهکشانی گلوله. قرمز: محل تجمع گاز داغ میان‌خوشه‌ای. آبی: محل تجمل هاله‌های ماده تاریک، که چونان شبحی از میان گاز میان‌خوشه‌ای گذشته‌اند.

خوشه کهکشانی گلوله. قرمز: محل تجمع گاز داغ میان‌خوشه‌ای. آبی: محل تجمل هاله‌های ماده تاریک، که چونان شبحی از میان گاز میان‌خوشه‌ای گذشته‌اند.

در این تصویر بازسازی‌شده بر مبنای داده‌های دریافتی هابل و چاندرا، رنگ آبی نشانگر محل تجمع بخش اعظم جرم خوشه، و رنگ قرمز، نشانگر محل تجمع گاز داغ میان‌خوشه‌ای است. تصور می‌رود که خوشه گلوله از دو برخورد دو خوشه کوچک‌تر تشکیل شده باشد که در حدود یکصد و پنجاه میلیون سال پیش، با سرعتی در حدود ۹ میلیون و پانصدهزار کیلومتر بر ساعت از بین هم گذشته‌اند. احتمال مواجهه مستقیم دو کهکشان در جریان چنین برخوردهایی، به‌واسطه فاصله نسبی زیادشان از هم بسیار اندک است؛ اما برخورد دو توده‌گاز برانگیخته‌ی میان‌خوشه‌ای با دماهای ۷۰، و ۱۰۰ میلیون درجه سانتیگراد، منجر به افت قابل توجه انرژی جنبشی گاز و در عوض رشد افسارگسیخته دمای آن می‌شود – اثری که ما آن را با گسیل پرتوهای ایکس از میان خوشه می‌بینیم. لذا جانمایی گاز میان‌خوشه‌ای و تعیین الگوی توزیع آن نسبت به مختصات حرکتی دو خوشه برخوردی بر عهده تلسکوپ فضایی پرتو ایکس چاندرا بود.

در همین اثناء، تلسکوپ فضایی هابل هم به بررسی الگوی توزیع جرم دو خوشه از طریق محاسبات مبتنی بر پدیده عدسی گرانشی پرداخت. اما نکته چشمگیر این بررسی، ناهمخوانی نتایج چاندرا و هابل بود: بخش اعظم حجم گاز میان‌خوشه‌ای، در نواحی مرکزی خوشه تجمع یافته، حال‌آنکه اکثر جرم خوشه در نواحی پیرامونی آن متمرکز شده است. محتمل‌ترین سناریوی پیشنهادی برای توضیح این مشاهدات از این قرار است که: با برخورد دو خوشه، اصطکاک توده‌های گاز میان‌خوشه‌ای مانع از پراکندگی بیشتر آن‌ها شده، حال‌‌آنکه هاله‌های ماده تاریکی که گرداگرد خوشه‌ها را در بر گرفته بوده، چونان شبحی از درون توده‌های گاز گذشته‌اند و به راه خود ادامه داده‌اند.

این سناریو با سایر گمانه‌زنی‌های مرتبط به ماهیت ماده تاریک هم هماهنگ است؛ ماده‌ای که گرچه گمان می‌رود که سطح برهم‌کنش آن با ماده معمولی، تقریباً صفر باشد، اما تأثیرات گرانشی قابل توجهی بر آن اعمال می‌کند. این مشاهدات، آشکارا در تأیید همان تفسیر بدبینانه‌تری بود که مطابق آن ما از چیزی در حدود ۸۵ درصد ظرفیت ماده در جهان هستی، رسماً اطلاع چندانی نداریم (در این‌باره، رجوع کنید به جهان پر از تاریکی است). 

Share