انبساط جهان

جابه‌جايي دوپلري کهکشان‌ها

بشر قرن‌ها اين تصور را داشت که جهان ايستاست و هيچ حرکتي در آن وجود ندارد. در نخستين مدل‌هاي تبيين جهان صرفاً حرکت سيارات مورد نظر قرار مي‌گرفت و همه‌ي ستارگان ثابت فرض مي‌شدند. با پيشرفت اخترشناسي، حرکت ستارگان کشف شد ولي باز هيچ حرکتي براي کل جهان منظور نمي‌شد. تا اينکه کشف حرکت و اندازه‌گيري سرعت کهکشان‌ها در سال 1920 انقلابي در اخترشناسي بر پا کرد و اين نکته‌ي مهم آشکار شد که جهان قابل مشاهده، حرکتي به شکل انبساط سريع به طرف فضاهاي دوردست دارد.
جابه جايي خطوط طيفي کهکشان‌ها نشان مي‌دهد که آن‌ها با سرعت بسيار زياد نسبت به يکديگر در حرکتند. مثلاً تعدادي از کهکشان‌هاي گروه محلي ما سرعت‌هايي حدود 300 تا 400 کيلومتر در هر ثانيه (حدود1000000 کيلومتر در هر ساعت) دارند.
به ياري اثر دوپلر، فقط سرعت آن مؤلفه از حرکت اندازه‌گيري مي‌شود که در خط ديد، يعني در جهت و راستاي رصد ما قرار دارد. در مورد ستارگان، مخصوصاً آن‌هايي که به خورشيد نزديکترند، علاوه بر اندازه‌گيري سرعت در خط ديد، سرعت در راستاي عمود بر آن را نيز مي‌توان اندازه گرفت. اين کار با عکسبرداري از ستاره در فاصله‌هاي زماني مشخص مثلاً شش ماه، يک سال يا بيشتر امکان‌پذير است و مقايسه‌ي عکس اولي با عکس بعدي مقدار جابه‌جايي ستاره را نشان مي‌دهد. ولي با اين روش، اندازه‌گيري سرعت کهکشان‌ها عملاً ممکن نيست. زيرا فاصله‌ي آن‌ها به قدري زياد است که سنجش سرعت از روي جابه‌جايي تصويرشان، ميليون‌ها سال طول مي‌کشد. از اين رو تمام اطلاعات ما از سرعت کهکشان‌ها، مربوط به سرعت در جهت خط ديد است.
هر چه جا به ‌جايي دوپلري کهکشان‌هاي دورتر و دورتر را مورد ملاحظه قرار مي‌دهيم، مي‌بينيم که خطوط طيفي آن‌ها بيشتر به بخش قرمز طيف نزديک مي‌شوند. اين پديده، انتقال به طرف قرمز کهکشان‌ها نام دارد و از آنجا که بخش قرمز طيف طول موج بلندتري دارد، حاکي است که کهکشان‌ها از ما دور مي‌شوند. در فاصله‌هايي دورتر از 10 ميليون پارسک، تمام کهکشان‌ها در حال دور شدن هستند و از آن به بعد، هر چه فاصله بيشتر مي‌شود، سرعت گريز کهکشان‌ها نيز زيادتر مي‌گردد. البته در کهکشان‌هاي نزديک، سرعت حرکت‌هاي خاص بيشتر از سرعت حرکت انبساطي است و در نتيجه آشکارسازي انتقال به طرف قرمز آن‌ها با مشکل رو به رو مي‌شود. در مورد فضاهاي دورتر از 10 ميليون پارسک نيز مشکل تعيين فاصله بروز مي‌کند ولي مي‌توان از روش‌هايي که دقت کمتري دارند استفاده کرد.

قانون هابل

در فواصل نزديک‌تر، يعني در محدوده‌اي که براي تعيين فاصله از نوراني‌ترين ستارگان و ستارگان متغير استفاده مي‌شود، سرعت گريز کهکشان‌ها حدود چند کيلومتر در ثانيه است. در خوشه‌هاي دوردست کهکشان‌ها که نوراني‌ترين کهکشان خوشه به عنوان ملاک فاصله استفاده مي‌شود، سرعت گريز بسيار بيشتر است و به حدود 100000 کيلومتر در ثانيه مي‌رسد. سرعت گريز دورترين اجرامي ‌که مي‌توان در حال حاضر رصد کرد، اندکي کمتر از سرعت نور است. اين رابطه‌ي سرعت- فاصله، قانوني هابل نام دارد و با فرمول بسيار ساده‌اي بيان مي‌شود؛ سرعت مساوي است با حاصلضرب فاصله در يک مقدار ثابت (H). کشف اين رابطه و تعبين مقدار H توسط اخترشناسي امريکايي به نام ادوين هابل انجام گرفت و از اين رو، H را ثابت هابل مي‌نامند.
با تعيين مقدار H، رابطه‌ي هابل به صورت فرمولي دقيق، سرعت با فاصله کهکشان‌ها را مشخص مي‌کند. مثلاً خوشه‌ي بزرگ کهکشان‌ها در صورت فلکي سنبله را در نظر بگيريد که در فاصله 20 ميليون پارسک قرار دارد. انتقال به طرف قرمز طيف آن‌ها نيز سرعتي حدود 1100 کيلومتر در ثانيه را نشان مي‌دهد. با جايگذاري اين اعداد در رابطه‌ي هابل، W= H. d، مقدار H به دست مي‌آيد (V سرعت و d فاصله است) که معادل است با 55 کيلومتر در ثانيه در هر ميليون پارسک.
حال مي‌توانيم قانون هابل را در مورد هر کهکشان ديگر به کار بريم. براي مثال، خوشه‌ي کهکشان‌هاي بسيار دوردستي را در نظر بگيريد که به دست آوردن طيف اعضاي آن براي بزرگترين تلسکوپ‌هاي جهان نيز کاري مشکل باشد. در اين صورت، حتي اگر نتوانيم فاصله‌ي خوشه را اندازه‌گيري کنيم، قادر به استفاده از قانون هابل خواهيم بود. زيرا با محاسبه مقدار جا به جايي دوپلري مي‌بينيم که انتقال به طرف قرمز آن مثلاً حدود 1000 آنگستروم، يعني معادل سرعتي در حدود 60000 کيلومتر در ثانيه است. با جايگذاري مقدار H و سرعت در رابطه‌ي هابل، فاصله‌ي خوشه‌ي فوق تقريباً يک ميليارد پارسک به دست مي‌آيد.
رابطه‌ي مورد بحث در اين گفتار، حالت ساده شده‌اي از يک فرمول بسيار پيچيده است و بنابراين نمي‌توان در مورد سرعت‌هاي بسيار زياد از آن استفاده کرد. زيرا عوامل زيادي از جمله هندسه‌ي جهان نيز وارد محاسبات مي‌شوند و فرمول را بغرنج‌تر مي‌کنند.
براي کاوش انبساط عمومي جهان، در اندازه‌گيري سرعت کهکشان‌ها حد‌هاي مشخصي از نظر رصد فضاهاي دوردست وجود دارد و اخترشناسان تا فواصلي مي‌توانند به اندازه‌گيري ادامه دهند که امکانات رصد اجازه مي‌دهد. خوشه‌ي آبمار که در فاصله‌ي يک ميليارد پارسک قرار دارد، يکي از دورترين خوشه‌هايي است که انتقال به طرف قرمز آن را مي‌توان اندازه گرفت. دورترين کهکشان‌هاي معمولي که طيفشان به دست آمده است در اين خوشه‌ها جاي دارند. مهمترين مانع در به دست آوردن طيف کهکشان‌هاي دوردست، روشنايي مختصر آسمان شب است. حتي در بهترين نقاطي که رصدخانه‌ها را بنا مي‌کنند، يعني در مناطقي که دور از نور شهر و داراي هواي صاف و بي‌گرد و غبار است، آسمان شب درخشندگي معيني دارد. در اين نقاط گرچه آسمان کاملاً تاريک به نظر مي‌رسد ولي در واقع به طور کامل سياه نيست. از اين رو هنگامي که از يک تلسکوپ و طيفنماي پر قدرت براي عکسبرداري اجرام بسيار کم نور استفاده مي‌شود، آسمان شب نوراني‌تر از موضوع عکسبرداري جلوه مي‌کند. در نتيجه طيف جسم مورد نظر، مثلاً کهکشان، محو مي‌شود و به جاي آن، طيف آسمان بر فيلم نقش مي‌بندد. در عکسبرداري توسط بزرگترين تلسکوپ‌هاي فعلي، فيلم بعد از 5 تا 10 ساعت، به علت درخشندگي آسمان شب، تيره مي‌شود و اين در حالي است که تنها از اجرام حدود يک ميليارد پارسک عکسبرداري شده است. بديهي است که حل اين مشکل، رسيدن به وراي جو زمين است. زيرا درخشندگي آسمان شب، بر اثر پاره‌اي عوامل مشخص در جو پديد مي‌آيد . راه انجام اين کار ، قرار دادن تلسکوپ در فضاست که مي‌بايد بسيار بزرگ و با آينه‌اي به قطر حدود 100 اينج باشد. تا کنون تلسکوپ‌هاي کوچک‌تري توسط سفينه‌هاي فضايي در مدار قرار گرفته‌اند و ارسال تلسکوپ‌هاي پر توان در سال‌هاي آينده امکان‌پذير خواهد شد.

کهکشان ما

درصد کمي از کهکشان‌ها با انفجارهاي بسيار شديد روبه‌رو هستند. اين روند با پيدايش ابرهاي گازي بي‌اندازه داغ همراه است و در نتيجه، خطوط نشري بسيار روشن در طيف چنين کهکشان‌هايي ديده مي‌شود. آشکارسازي و اندازه‌گيري خطوط نشري، آسان‌تر از خطوط جذبي صورت مي‌گيرد. مشاهده‌ي طيف اين کهکشان‌ها، فواصل اندازه‌گيري شده را تا دو برابر افزايش داده است. سرعت دورترين کهکشان داراي خطوط نشري پهن، حدود 120000 کيلومتر در ثانيه است که با مراجعه به رابطه هابل مي‌بينيم در فاصله‌ي حدود 2 ميليارد پارسک قرار دارد.
با اينکه اين فواصل و سرعت‌ها بي‌اندازه زياد هستند، ولي بر مبناي آن‌ها نمي‌توان به طور مطمئن از ماهيت هندسه‌ي جهان سخن گفت. بيشترين سرعتي که تا اينجا مورد بحث ما بود به نصف سرعت نور مي‌رسيد، در حالي که براي حل مسئله‌ي کيهان‌شناختي بايد به رصد سرعت‌هايي حدود 0/8 تا 0/9 سرعت نور نايل شويم، کوازارها اجرامي هستند که مي‌توانند ما را در اين مورد ياري کنند.
گرچه به اعتقاد بيشتر اخترشناسان، کوازارها از رابطه‌ي هابلي بين سرعت و فاصله پيروي مي‌کنند ولي نظريه‌اي ديگر آن‌ها را اجرامي بسيار نزديک و انتقال به طرف قرمزشان را ناشي از برخي پديده‌هاي ناشناخته مي‌داند. در حال حاضر با وجود تناقض بين شواهد، اين نظريه مورد قبول است که کوازارها در فاصله‌هاي بسيار دوردست قرار دارند و سرعت گريزشان بسيار زياد است. از اين رو مطالعه‌ي آن‌ها دانش ما را از ماهيت انبساط جهان در فواصل بسيار دور، گسترش خواهد داد. تاکنون بيشترين سرعت اندازه‌گيري شده در فضا متعلق به کوازارهاست و به حدود 90 % تا 95 % سرعت نور مي‌رسد. در اين حالت، مقدار انتقال به طرف قرمز در طيف حدود سه برابر طول موج اصلي ديده مي‌شود و در نتيجه،
اندازه‌گيري و مطالعه‌ي آن با مشکلات زيادي روبه‌رو مي‌کند. به عبارت ديگر، مقدار جابه‌جايي آنقدر زياد مي‌شود که خطوط طيفي را به بخش غيرقابل مشاهده‌ي ماوراي بنفش انتقال مي‌دهد.
اجرام شبه ستاره‌اي احتمالاً دورترين اجرامي هستند که مي‌توانيم در جهان ببينيم. مطالعات نشان مي‌دهند که سريع‌ترين کوازارها در عين حال کم نورترين (يعني دورترين) آن‌ها هستند و اين واقعيت مهم حاکي از انبساط کلي جهان قابل مشاهده است.

ماهيت انبساط

ماهيت انبساط چيست؟ مرکز آن کجاست؟ عامل اصلي انبساط کدام است؟ اين‌ها پرسش‌هايي هستند که به هنگام بحث درباره‌ي انبساط جهان مطرح مي‌شوند و هنوز هم پاسخ قطعي نيافته‌اند. هنوز معلوم نيست که آيا انبساط داراي مرکز مشخصي هست يا نه. اگر مرکزي هم وجود داشته باشد، شايد قادر به يافتن آن نباشيم. زيرا موقعي که تناظر يک به يک بين سرعت و فاصله وجود دارد، نمي‌توان مرکز را آشکار کرد. براي مثال، سه کهکشان با مختصات زير در نظر بگيريد: اولي کهکشان خودمان، دومي در "شمال" ما مثلاً در فاصله يک ميليون پارسکي و سومي با همين فاصله در "جنوب" ما. حال کهکشان خود را به عنوان نقطه مرکز انتخاب و فرض مي‌کنيم که دو کهکشان ديگر، زماني در مجاورت ما بوده‌اند و بعد با سرعت مشخصي دور شده‌اند. در اين صورت، فاصله و سرعت آن‌ها در هر زمان نسبت به ما يکسان ديده مي‌شود. ولي اگر کهکشان جنوبي را به عنوان مرکز انتخاب کنيم، باز شاهد دور شدن دو کهکشان ديگر مي‌شويم، با اين تفاوت که سرعت کهکشان شمالي دو برابر سرعت کهکشان ما خواهد بود. مثال ساده‌تر اين است که اگر در رويه‌ي يک بادکنک ده‌ها نقطه را علامت‌گذاري و بعد آن را فوت کنيم، به موازات بزرگ شدن حجم، نقاط نيز از همديگر دور مي‌شوند، درحالي که هيچ‌يک از آن‌ها را نمي‌توان به عنوان مرکز انتخاب کرد.
به اين ترتيب، اخترشناسان نه تنها در مورد وجود مرکزي براي جهان فعلي مطمئن نيستند بلکه به وجود آن در حالت‌هاي پيشين نيز اطمينان کامل ندارند. اگر جهان را بسته بدانيم و به انحناي مثبت فضا و در نتيجه به محدود بودن حجم آن اعتقاد داشته باشيم مي‌توانيم وجود مرکز را نفي کنيم. در اين صورت، قطعاً کلمه‌ي مرکز جهان هيچ تعريفي نمي‌تواند داشته باشد. در "سطح" زمين نمي‌توان نقطه‌اي را به عنوان مرکز انتخاب کرد. اين حالت دو بعدي مشابه است با فضاي خميده‌ي سه بعدي.
در مورد دليل و علت انبساط نيز فعلاً جواب قطعي داده نشده است. شايد هرگز به اين نکته پي نبريم که در لحظات شروع انبساط چه حوادثي پيش آمده است، زيرا ممکن است تمام سرنخ‌ها به واسطه شدت حادثه از بين رفته باشند. چگونگي حالات قبل از انبساط نيز احتمالاً جزو اسرار غيرقابل کشف قرار مي‌گيرد. از طرف ديگر، نظريه‌هاي اخترشناختي ديگري، جهان چرخه‌اي را پيش مي‌کشند. طبق اين نظريه‌ها، جهان بين چگالي زياد و چگالي کم نوسان مي‌کند و انبساط و انقباض به تناوب تکرار مي‌شوند.

عمر جهان

محاسبه‌ي سن جهان از طريق مطالعه‌ي انبساط امکانپذير است، زيرا با در دست داشتن ميزان انبساط مي‌توان به زماني در تاريخ جهان بازگشت که تمام کهکشان‌ها در نقطه‌اي متمرکز بوده‌اند. ما اين زمان را اصطلاحاً آغاز جهان مي‌ناميم. بنابراين، زمان بين آغاز تا حال عبارتست از سن جهان. ولي براي حل کامل مسئله، نخست بايد از هندسه‌ي جهان آگاه شد و بعد معادله‌هاي لازم را در روابط بين کيهان‌شناسي و ويژگي‌هاي جهان به کار برد. از آنجا که هر مدل کيهان‌شناختي جواب مخصوص خود را دارد، لذا يافتن دقيق سن از اين طريق عملي نيست، زيرا نخست بايد صحت يکي از اين نظريات اثبات شود. مدل اقليدسي جهان که به فضاي مسطح اعتقاد دارد، ساده‌ترين مدل‌هاست. با محاسبه‌ي سن بر مبناي آن، به عددي در حدود 11 ميليارد سال مي‌رسيم. با توجه به اينکه سن زمين حدود 4 تا 5 ميليارد سال و سن منظومه‌ي شمسي که از اندازه‌گيري سن شهاب‌سنگ‌ها عملي شده حدود 4/6 ميليارد سال است، مي‌توان اعتقاد داشت که سن کل جهان نيز نمي‌تواند بيشتر از 11 ميليارد سال باشد.
با وجود اينکه مقدار فوق براي سن جهان معقولانه به نظر مي‌رسد ولي در محاسبه‌ي سن پيرترين ستارگان کهکشان راه شيري به مقادير بين 12 تا 15 ميليارد سال مي‌رسيم. براي رفع اين تناقض، چند احتمال مي‌توان پيش کشيد: نخست اينکه هندسه جهان را غير اقليدسي بدانيم. محاسبه‌ي سن جهان بر مبناي هندسه‌هاي غير اقليدسي، رسيدن به مقادير بيشتر از 15 ميليارد سال را ممکن مي‌سازد. دوم اينکه فرض کنيم که محاسبه‌ي سن ستارگان پير کهکشان خودمان همراه با اشتباه بوده و سن واقعي آن‌ها کمتر از مقادير به دست آمده است. سومين فرض اين است که منشاء جهان از يک نقطه نيست و شکل عمومي آن از يک نوسان پيروي مي‌کند. يعني جهان متناوباً در حال انبساط و انقباض است و زندگي امروزي ما تصادفاً در مرحله‌ي انبساط آن قرار گرفته است. در اين صورت، طي انقباض و انبساط (که فرض مي‌شود حجم جهان در حال انقباض، زياد کوچک‌تر از حجم جهان فعلي نيست) ستارگاني مي‌توان يافت که سنشان خيلي بيشتر از عمر يک انقباض يا انبساط باشد. راه حل چهارم اين است که جهان تاريخ نامحدودي دارد و به موازات دور شدن کهکشان‌ها از هم، کهکشان‌هاي ديگري براي پر کردن فضاي خالي آن‌ها پديد مي‌آيند. اين فرضيه، به جهان حالت پايدار مشهور است.
منبع مقاله :
هاچ، پاول؛ (1388)، ساختار ستارگان و کهکشان‌ها، برگردان: توفيق حيدرزاده. تهران: مؤسسه جغرافيايي و کارتوگرافي گيتاشناسي، چاپ هفتم.