يافتن نخستين کهکشان ها
نويسنده: جاناتان گاردنِر
ترجمه: شادي حامدي آزاد
ترجمه: شادي حامدي آزاد
هابل دورترين کهکشان هاي عالم در ديد رس خودش را به تصوير کشيد اما براي ديدن نخستين کهکشان هاي عالم، اخترشناسان بايد باز هم ژرف تر نگاه کنند.
در ارديبهشت 1388/ مي 2009، فضانوردان دو دوربين جديد بر تلسکوپ فضايي هابل نصب کردند و هابل را قدرتمندتر از پيش ساختند دوربين جديد ميدان ديد باز شماره ي 3 (WFC3) حساسيت و ميدان ديد هابل در نور فروسرخ نزديک را افزايش داد و موجب 20 برابر بهبود توانايي اين تلسکوپ در يافتن کهکشان هاي دوردست شد.
طولي نکشيد تا دوربين شماره ي 3 درخشيد. گارت ايلينگورت، ريچارد بووِنز (هر دو از دانشگاه کاليفرنيا) و همکارانشان به تازگي از دوربين WFC3 استفاده و 5 کهکشان کشف کردند که در تصوير صفحه ي پيش دورشان دايره کشيده شده است. اين ها دورترين کهکشان هايي هستند که تا به حال در تصويري ثبت شده اند و دانش ما از تحولات کهکشاني را به فقط 600 ميليون سال پس از انفجار بزرگ (انتقال به سرخ حدود 8/5) مي رسانند.
اين کهکشان هاي ابتدايي تقريباً هم فاصله ي فوارن پرتو گاماي 090423 هستند که به تازگي رکورددار دورترين جرم عالم شد اما چيزهايي جالب تر از فقط شکستن رکورد هم براي دانشمندان وجود دارند، ما مي خواهيم چگونگي شکل گيري کهکشان ها را درک کنيم و اين که آن ها چطور به گروه هاي عظيمي تبديل مي شوند که امروز مي بينيم.
اخترشناسان با نوردهي هاي بلند مدت در ميدان ديدهاي نسبتاً خالي کهکشان هاي دوردست را به دام مي اندازند و بررسي مي کند. در سال 2004/1383، اخترشناسان تلسکوپ فضايي هابل را به سوي ميدان ديد کوچکي در صورت فلکي جنوبي کوره نشانه رفتند و با نوردهي بيش از 500 ساعت از اين ناحيه عکس برداري کردند. نتيجه تصوير فراژرف هابل بود که در آن مي شد کم سوترين و دورترين کهکشان هاي موجود در ديدرس هابل در نور مرئي را ديد. تازه ترين رصدهاي دوربين WFC3 نيز طي حدود 48 ساعت در همان ميدان ديد انجام شده و اين بار عکس برداري تا طول موج فروسرخ نزديک را نيز پوشش داده است.
اخترشناسان به کمک تصوير فراژرف هابل و ديگر بررسي ها درباره ي کهکشان ها تاريخچه اي از شکل گيري ستاره ها تهيه کردند. قله ي اين رويداد حدود 10 ميليارد سال پيش بوده، يعني زماني که عالم حدود يک چهارم عمر فعلي اش را داشته است و کهکشان ها با سرعت 15 برابر امروز ستاره توليد مي کردند. هر چه از اين زمان عقب تر مي رويم و به نخستين ستاره ها و کهکشان ها مي رسيم، ميانگين سرعت ستاره سازي بايد کم شود و سرانجام به صفر برسد. اما رصدهاي جديد WFC3 سرعتي را در ستاره سازي آشکار کرده که با سرعت اين پديده در کهکشان هاي امروزي برابري مي کند. با وجود دستاوردهاي فني تأثيرگذار هابل، براي رصد چگونگي شکل گيري نخستين کهکشان هاي عالم بايد از اين هم ژرف تر نگاه کنيم.
در اين راه دو مشکل وجود دارد: نخستين کهکشان ها کم نورتر از آن اند که هابل يا هر تلسکوپ موجود ديگري آن ها را ببيند. ديگر اين که انبساط عالم نور مرئي آن ها را تا حدّي دچار انتقال به سرخ کرده که حتي از توانايي جديد هابل در نور فرو سرخ نزديک هم فراتر است. ناسا براي آشکارسازي آن ها مشغول طرحي و ساخت تلسکوپ فضايي جيمز وب است که قرار است در سال 2014/1393 پرتاب شود. تلسکوپ وب آينه ي اوليه اي به قطر 6/5 متر دارد که بسيار بزرگ تر از آينه ي 2/4 متري هابل است. همچنين تلسکوپ وب براي رصد در نور فروسرخ و ديدن نخستين کهکشان ها با انتقال به سرخ هاي بسيار بالا آماده مي شود. جلوتر به اين تلسکوپ مي پردازيم.
نخستين کهکشان هايي که در تصوير فراژرف هابل ديده مي شوند نسبت به استانداردهاي امروزي کوچک اند؛ فقط کمي بزرگ تر از خوشه هاي کروي. آن ها توده هاي آشفته و فشرده هستند. اندازه گيري جرم آن ها دشوار است اما همگي بي شک از راه شيري ما کوچک ترند. اما همين کهکشان ها تحول يافتند و به کهکشان هاي عادي تبديل شدند که سازنده ي رشته ي هابل هستند.
کهکشان ها طي ادغام هاي سلسله مراتبي شکل گرفتند. کهکشان هاي نسبتاً نزديک ظاهراً با هم بر هم کنش گرانشي دارند و دُم ها و حلقه ها و ديگر ساختارهاي کِشَندي را مي سازند که نشان دهنده ي برخوردهاي جديد است. اخترشناسان برخورد کهکشان ها را در اَبررايانه ها شبيه سازي و بر هم کنش هاي گرانشي صدها ميليون ستاره را رديابي مي کنند. وقتي دو کهکشان مارپيچي بزرگ در اين شبيه سازي ها با هم برخورد مي کنند وارد مراحلي مي شوند که درست شبيه کهکشان هاي برخوردي رصد شده است. نتيجه ي نهايي اين شبيه سازي ها کهکشاني بيضوي است.
کهکشان هاي مارپيچي و بيضوي طي تاريخ کيهان، با ادغام کهکشان هاي بزرگ تر و بزرگ تر، شکل مي گيرند. در ادغام هاي بزرگ تر، کهکشان هاي مارپيچي به بيضوي تبديل مي شوند. کهکشان هاي بيضوي در مرکز خوشه هاي کهکشاني با هم ادغام مي شوند تا به کهکشان حاکم مرکز خوشه تبديل شوند: مانند M87 در خوشه ي سنبله. به همين ترتيب، کهکشان هاي کوچک عالم نخستين به مرور به توده هاي عظيمي تبديل شدند که امروز مي بينيم. مثلاً، صدها کهکشان کوچک با هم ادغام شدند تا کهکشان هايي مانند راه شيري را ساختند. نخستين کهکشان ها نه تنها به سبب فاصله ي بسيار دورشان کم نورند، بلکه به سبب اندازه ي کوچک شان فرا - کم نورند.
تصوير فراژرف هابل با چهار فيلتر زاويه باز نور مرئي گرفته شده بود و تصوير اخير دوربين WFC3 با سه فيلتر فروسرخ نزديک گرفته شده است. انبساط عالم حتي نور فرابنفش دوردست ترين کهکشان ها را هم به فروسرخ نزديک انتقال داده است. گاز ميان کهکشاني نوري را که در طول موج هاي کوتاه تر فرابنفش گسيل مي شود نيز حذف مي شوند. اخترشناسان با رصد چگونگي حذف کهکشان ها در اين تصاوير ژرف مي توانند انتقال به سرخ آن ها را اندازه بگيرند. اما در بيشترين انتقال به سرخ ها، زماني که نور فرابنفش گسيل شده به فراتر از بخش فروسرخ نزديک در طيف منتقل مي شود، هابل اصلاً - حتي با استفاده از عدسي گرانشي - هم نمي تواند کهکشاني ببيند.
نور فروسرخ، تابش گرمايي است پس تلسکوپ براي ديدن آن بايد بسيار سرد باشد. رصد در نور فروسرخ با تلسکوپي گرم مانند رصد در نور مرئي با تلسکوپي پُر از لامپ است! در واقع در اين صورت خود تلسکوپ گسيل کننده ي طول موجي است که سعي در رصدش داريد.
دستگاه هاي گرم کن هابل را در دماي اتاق، حدود 25 درجه، نگه مي دارند تا ثباتش را حين ورود و خروج به/ از نور خورشيد در مدار پايين (LEO) حفظ کنند. با وجودي که اين تلسکوپ توانايي هايي هم در زمينه ي رصد فروسرخ نزديک دارد، دماي آن حساسيتش را در بلندترين طول موج ها محدود مي کند. در سال 2003/1383، ناسا تلسکوپ فضايي اسپيتزر را به مدار فرستاد؛ تلسکوپي حساس به نور فروسرخ که با استفاده از هليوم مايع خودش را خنک تر از 262- درجه ي سانتي گراد، يا فقط 11 درجه ي سانتي گراد بالاتر از صفر مطلق، نگه مي دارد. اسپيتزر در بخشي از طيف حساس است که هابل کمبود داشت. وقتي اخترشناسان اسپيتزر را به سوي ميدان ديد تصوير فراژرف هابل نشانه رفتند از اين کشف شگفت زده شدند که برخي از دورترين کهکشان ها در نور فرو سرخ بسيار درخشان مي تابيدند.
وقتي کهکشان ها نخستين ستاره هايشان را ساختند، بزرگ ترين ستاره ها بخش اصلي نورآن ها را تشکيل مي دادند. اين ستاره ها، با جرم 30 تا 50 برابر خورشيد، بسيار داغ اند و بيشتر تابش خود را در نور فرابنفش گسيل مي کنند. اما درخشان بودن هزينه دارد! پُرجرم ترين و درخشان ترين ستاره ها هميشه کوتاه عمر ترين ستاره ها هستند. آن ها پس از فقط چند ميليون سال سوخت هيدروژن خود را به اتمام مي رسانند و با انفجاري اَبَرنواَختري به زندگي خود پايان مي دهند. از اين پس ستاره هاي کوچک تر، مانند خورشيد ما، بخش اصلي نور کهکشان را تشکيل مي دهند. اين ستاره هاي کوچک تر خنک ترند و بيشتر انرژي خود را به صورت نور مرئي يا فروسرخ نزديک و کمتر به شکل تابش فرابنفش گسيل مي کنند.
نور فرابنفش گسيل شده از کهکشان هاي دوردست در تصوير فراژرف هابل به مرزهاي نور مرئي و نور مرئي گسيل شده از آن ها به فروسرخ منتقل شده است. آشکارسازي هاي اسپيتزر نشان داد که اين کهکشان ها در حال توليد نخستين نسل از ستارگان خود نيستند؛ بلکه شامل جمعيت قابل توجهي از ستاره هاي پيرترند - شايد با سن 400 يا 500 ميليون سال. برخي از اين کهکشان ها بايد زماني شکل گرفته باشند که عالم خيلي کمتر از يک ميليارد سال از سنّش گذشته بود و حالا نور فرابنفش آن ها کاملاً به فروسرخ، فراتر از ديدرس هابل، انتقال پيدا کرده است.
با وجودي که اسپيتزر براي آشکارسازي نور فروسرخ به حدّ کافي سرد است، قطر آينه ي اصلي آن فقط 85 سانتي متر است. اين اندازه ي کوچک از دو جهت حساسيت اسپيتزر به کهکشان هاي کم نور را محدود مي کند. نخست اين که اين تلسکوپ نور کافي گردآوري نمي کند که کهکمشان هايي کم نورتر از کهکشان هاي تصوير فراژرف را ببينند. دوم اين که وضوح تصوير تلسکوپ بستگي به نسبت تقسيم طول موج به قطر دهانه ي آن دارد. در تصاوير تلسکوپ اسپيتزر، که هم آينه ي کوچک تري دارد و هم در طول موج هاي بلندتري رصد مي کند، کم نورترين کهکشان ها روي يکديگر مي افتند و تفکيک نمي شوند.
تلسکوپ فضايي جيمز وب از هابل خنک تر و از اسپيتزِر بزرگ تر خواهد بود. وِب که پشت سايه باني عظيم قرار مي گيرد حرارت خود را به اعماق فضا گسيل مي کند و تا دماي 225- درجه ي سانتي گراد خنک مي شود. آينه ي عظيم و دماي پايين آن به معناي حساسيت در نور فروسرخ است؛ حساسيتي که براي آشکارسازي نخستين کهکشان هايي که 250 تا 400 ميليون سال پس از انفجار بزرگ شکل گرفته اند لازم است.
در ساختن تلسکوپ وِب موانع فناورانه ي بزرگي وجود دارد. هابل همين طور که به نور خورشيد وارد و از آن خارج مي شود دستگاه هاي گرم کن دماي آن را ثابت نگه مي دارند. همچنين ناسا، اسپيتزر را در مداري «دورشو» از خورشيد قرار داد که فراتر از زمين به دور خورشيد مي گردد و هر سال 16 ميليون کيلومتر از زمين دور مي شود. اسپيتزر با دور شدن از ما مي تواند از سپري استفاده کند تا مانع رسيدن نور خورشيد به آن و گرم شدن آن شود.
وِب نيز گاهي پشت سايه باني پنهان مي شود، سايه باني به بزرگي زمين تنيس! ناسا وِب را در مداري خاص حوالي نقطه ي دوم لاگرانژي در منظومه ي زمين - خورشيد، به نام L2 در فاصله ي 1/6 ميليون کيلومتري زمين، قرار مي دهد. از آن جايي که اين تلسکوپ نسبت به زمين از خورشيد دورتر است بيش از يک سال طول مي کشد تا يک بار به دور خورشيد بگردد. همچنين اين تلسکوپ هم، مانند اسپيتزر، به مرور از زمين و خورشيد دور مي شود. اما در نقطه ي L2 گرانش زمين نيرويي به وِب وارد مي کند که درست براي ثابت نگه داشتن آن کافي است؛ بنابراين، خورشيد، زمين، و نقطه ي L2 هميشه در يک خط قرار دارند. سپر خورشيدي تلسکوپ وِب نه تنها آن را از حرارت خورشيد، بلکه از نورپراکنده شده ي خورشيد از نيمه ي رو به خورشيد زمين و ماه نيز محافظت مي کند. اين تلسکوپ هميشه و در هر نيمه شب به بالاي سر ناظران زميني مي رسد.
قطر بزرگ ترين موشک هاي پرتاب به مدار 5 متر است،پس به پيشرفت فناورانه ي ديگري براي ارسال آينه 6/5 متري وِب به فضا نياز داريم. اين آينه از 18 قطعه تشکيل شده است که موقعيت هر کدام را مي توان مستقل از ديگر قطعات تنظيم کرد. آينه را از لبه، داخل موشک مي ايستانند و از هر طرف سه قطعه به پشت خم مي شوند. سايه بان دور آينه تا مي شود. پس از پرتاب، صفحه هاي خورشيدي افراشته مي شوند تا نيروي تلسکوپ را تامين کنند. آنتن هاي ارتباطي به سوي زمين نشانه مي روند و برج جداکننده ي بازشونده اي، تلسکوپ را از فضاپيما جدا مي کند. حالا سايه بان باز مي شود و پنج لايه اش از هم جدا مي شوند. سايه بان به دو علت پنج لايه ساخته شده است. نخست اين که حرارت از ميان لايه ها فرار مي کند. دوم اين که اگر ريزشهاب واره هاي آن ها را سوراخ کرد، احتمال قرار گرفتن همه ي سوراخ ها در يک راستا و رسيدن نور خورشيد به آينه ي اصلي بسيار کم است.
سرانجام نوبت آينه ي ثانويه ي تلسکوپ مي رسد که سه پايه اي پشتيبان آن است و سپس قطعات آينه ي اصلي هم باز مي شوند. وقتي همه چيز باز شد، تلسکوپ به سوي ستاره اي درخشان نشانه مي رود و هر 18 قطعه ي آينه تنظيم مي شوند تا به نقطه ي کانون مشترکي برسند.
همه ي اين فناوري جديد با صرف هزينه اي به دست مي آيد. کلّ هزينه هاي دوره ي عمر تلسکوپ وِب براي ناسا حدود 5 ميليارد دلار برآورد شده است به اضافه ي سهمي که اروپا و کانادا پرداخت خواهند کرد. تخمين هاي اواخر دهه ي 1370/1990 فقط هزينه ي ساخت آن را 500 ميليون تا يک ميليارد دلار برآورد مي کردند که تازه شامل پيشرفت هاي فناورانه، کارهاي طراحي، و عمليات پس از پرتاب نمي شد. اما حتي هزينه ي ساخت اين تلسکوپ از دو برابر هم بيشتر شد. بيشتر اين افزايش هزينه به سبب انجام دادن تست هايي سخت است که سرانجام همه را مطمئن مي کند که تلسکوپ وب وقتي به مدارش برسد به درستي کار خواهد کرد. هزينه ي وِب، با در نظر گرفتن ميزان تورم اقتصادي، تا به اين جا معادل هزينه ي ساخت هابل شده است. پروژه ي وب به تازگي وارد مرحله ي «اجرايي» رسمي خود شده و ناسا بودجه ي آن را تصويب کرده و زمان بندي طرح را به کنگره ي آمريکا ارائه کرده است.
ستاره ها و سيارات در ابرهاي چگال گاز و غبار در برهمکنشي پيچيده ميان گرانش، تکانه ي زاويه اي، فشار گازها، و ميدان هاي مغناطيسي متولد مي شوند. غبار مانع فرار بيشتر نور مرئي و فرابنفش از اين ابرها مي شود و زايشگاه هاي ستاره اي مانند M16 همچون سحابي هايي زيبا اما ناشفاف ديده مي شوند. نور فروسرخ از اين غبار به بيرون نفوذ مي کند و فرايند ستاره سازي درون اين ابرها را بر ما آشکار مي سازد. در مرحله ي بعدي، در اطراف ستاره قرصي از پيش سياره ها شکل مي گيرد. ستاره اين قرص را گرم مي کند و بنابراين قرص در نور فروسرخ مي درخشد. تلسکوپ وِب، با تهيه ي تصاويري با وضوح و حساسيت بالا در نور فروسرخ، ابزاري قدرتمند براي بررسي تولد ستاره ها و منظومه هاي سياره اي آن ها خواهد بود.
مانند هابل و اسپيتزر، هزاران اخترشناس از سرتاسر دنيا از تلسکوپ وِب هم استفاده خواهند کرد و اين ابزار تصاوير بسيار زيبايي را در اختيارمان قرار خواهد داد. و همانند پيشينيانش، مهم ترين کشف هاي آن احتمالاً چيزهايي خواهند بود که ما حتي فکرشان را هم نمي کنيم.
ما کهکشان هاي دوردست را در واقع در گذشته ها مي بينيم، و عالم در حال انبساط از آن زمان بزرگ شده است. بنابراين، اخترشناسان عموماً براي اشاره به فاصله ي اجرام فراکهکشاني به جاي سال نوري از انتقال به سرخ استفاده مي کنند. اخترشناسان گاهي اوقات هم از زمان گذشته از انفجار بزرگ براي مشخص کردن موقعيت اجرام دوردست استفاده مي کنند. انفجار بزرگ حدود 13/7 ميليارد سال پيش رخ داده است.
وقتي آينه ي اصلي در فضا سرهم شود از سه نوع مختلف قطعات آينه اي تشکيل خواهد شد: 6 قطعه آينه هاي نوع «A»، 6 قطعه آينه هاي نوع «B» و 6 قطعه آينه هاي نوع «C» خواهند بود. در اين آزمايش هر سه نوع اين قطعات حضور خواهند داشت. در پايان آزمايش در سال 2011/1390، هر 18 قطعه ي آينه آزمايش هاي مختلفي را پشت سر گذشته اند تجهيزات XRCF بزرگ ترين تجهيزات سنجش آينه هاي تلسکوپي به کمک پرتو ايکس در دنيا و نيز اتاق تميز برودتي منحصر به فردي براي آزمايش هاي اُپتيکي است. وقتي دما در اين آزمايش ها کاهش مي يابد، مهندسان به اندازه گيري ظريف ترين تغييرات در شکل آينه ها مي پردارند و واکنش هاي آن ها به دماهاي فضايي را شبيه سازي مي کنند.
مقايسه ي تلسکوپ هاي فضايي ناسا
* البته از زمان نقص خنک کننده ها از 19 مِي 2009 (29 ارديبهشت 1388) آينه ي اصلي تلسکوپ اسپيتزر تا حدود 30 کلوين گرم شده است و فقط يکي از ابزارهايش کار مي کند.
** هابل در حال حاضر 5 ابزار علمي دارد به اضافه ي حسگر هدايت ظريف (FGS) که گاهي براي فعاليت هاي اخترسنجي استفاده مي شود. هابل در طول عمرش 12 ابزار علمي داشته است، از جمله آن هايي که طي مأموريت هاي تعمير هابل تعويض شده اند.
در ارديبهشت 1388/ مي 2009، فضانوردان دو دوربين جديد بر تلسکوپ فضايي هابل نصب کردند و هابل را قدرتمندتر از پيش ساختند دوربين جديد ميدان ديد باز شماره ي 3 (WFC3) حساسيت و ميدان ديد هابل در نور فروسرخ نزديک را افزايش داد و موجب 20 برابر بهبود توانايي اين تلسکوپ در يافتن کهکشان هاي دوردست شد.
طولي نکشيد تا دوربين شماره ي 3 درخشيد. گارت ايلينگورت، ريچارد بووِنز (هر دو از دانشگاه کاليفرنيا) و همکارانشان به تازگي از دوربين WFC3 استفاده و 5 کهکشان کشف کردند که در تصوير صفحه ي پيش دورشان دايره کشيده شده است. اين ها دورترين کهکشان هايي هستند که تا به حال در تصويري ثبت شده اند و دانش ما از تحولات کهکشاني را به فقط 600 ميليون سال پس از انفجار بزرگ (انتقال به سرخ حدود 8/5) مي رسانند.
اين کهکشان هاي ابتدايي تقريباً هم فاصله ي فوارن پرتو گاماي 090423 هستند که به تازگي رکورددار دورترين جرم عالم شد اما چيزهايي جالب تر از فقط شکستن رکورد هم براي دانشمندان وجود دارند، ما مي خواهيم چگونگي شکل گيري کهکشان ها را درک کنيم و اين که آن ها چطور به گروه هاي عظيمي تبديل مي شوند که امروز مي بينيم.
اخترشناسان با نوردهي هاي بلند مدت در ميدان ديدهاي نسبتاً خالي کهکشان هاي دوردست را به دام مي اندازند و بررسي مي کند. در سال 2004/1383، اخترشناسان تلسکوپ فضايي هابل را به سوي ميدان ديد کوچکي در صورت فلکي جنوبي کوره نشانه رفتند و با نوردهي بيش از 500 ساعت از اين ناحيه عکس برداري کردند. نتيجه تصوير فراژرف هابل بود که در آن مي شد کم سوترين و دورترين کهکشان هاي موجود در ديدرس هابل در نور مرئي را ديد. تازه ترين رصدهاي دوربين WFC3 نيز طي حدود 48 ساعت در همان ميدان ديد انجام شده و اين بار عکس برداري تا طول موج فروسرخ نزديک را نيز پوشش داده است.
اخترشناسان به کمک تصوير فراژرف هابل و ديگر بررسي ها درباره ي کهکشان ها تاريخچه اي از شکل گيري ستاره ها تهيه کردند. قله ي اين رويداد حدود 10 ميليارد سال پيش بوده، يعني زماني که عالم حدود يک چهارم عمر فعلي اش را داشته است و کهکشان ها با سرعت 15 برابر امروز ستاره توليد مي کردند. هر چه از اين زمان عقب تر مي رويم و به نخستين ستاره ها و کهکشان ها مي رسيم، ميانگين سرعت ستاره سازي بايد کم شود و سرانجام به صفر برسد. اما رصدهاي جديد WFC3 سرعتي را در ستاره سازي آشکار کرده که با سرعت اين پديده در کهکشان هاي امروزي برابري مي کند. با وجود دستاوردهاي فني تأثيرگذار هابل، براي رصد چگونگي شکل گيري نخستين کهکشان هاي عالم بايد از اين هم ژرف تر نگاه کنيم.
در اين راه دو مشکل وجود دارد: نخستين کهکشان ها کم نورتر از آن اند که هابل يا هر تلسکوپ موجود ديگري آن ها را ببيند. ديگر اين که انبساط عالم نور مرئي آن ها را تا حدّي دچار انتقال به سرخ کرده که حتي از توانايي جديد هابل در نور فرو سرخ نزديک هم فراتر است. ناسا براي آشکارسازي آن ها مشغول طرحي و ساخت تلسکوپ فضايي جيمز وب است که قرار است در سال 2014/1393 پرتاب شود. تلسکوپ وب آينه ي اوليه اي به قطر 6/5 متر دارد که بسيار بزرگ تر از آينه ي 2/4 متري هابل است. همچنين تلسکوپ وب براي رصد در نور فروسرخ و ديدن نخستين کهکشان ها با انتقال به سرخ هاي بسيار بالا آماده مي شود. جلوتر به اين تلسکوپ مي پردازيم.
شکل گيري کهکشان ها
نخستين کهکشان هايي که در تصوير فراژرف هابل ديده مي شوند نسبت به استانداردهاي امروزي کوچک اند؛ فقط کمي بزرگ تر از خوشه هاي کروي. آن ها توده هاي آشفته و فشرده هستند. اندازه گيري جرم آن ها دشوار است اما همگي بي شک از راه شيري ما کوچک ترند. اما همين کهکشان ها تحول يافتند و به کهکشان هاي عادي تبديل شدند که سازنده ي رشته ي هابل هستند.
کهکشان ها طي ادغام هاي سلسله مراتبي شکل گرفتند. کهکشان هاي نسبتاً نزديک ظاهراً با هم بر هم کنش گرانشي دارند و دُم ها و حلقه ها و ديگر ساختارهاي کِشَندي را مي سازند که نشان دهنده ي برخوردهاي جديد است. اخترشناسان برخورد کهکشان ها را در اَبررايانه ها شبيه سازي و بر هم کنش هاي گرانشي صدها ميليون ستاره را رديابي مي کنند. وقتي دو کهکشان مارپيچي بزرگ در اين شبيه سازي ها با هم برخورد مي کنند وارد مراحلي مي شوند که درست شبيه کهکشان هاي برخوردي رصد شده است. نتيجه ي نهايي اين شبيه سازي ها کهکشاني بيضوي است.
کهکشان هاي مارپيچي و بيضوي طي تاريخ کيهان، با ادغام کهکشان هاي بزرگ تر و بزرگ تر، شکل مي گيرند. در ادغام هاي بزرگ تر، کهکشان هاي مارپيچي به بيضوي تبديل مي شوند. کهکشان هاي بيضوي در مرکز خوشه هاي کهکشاني با هم ادغام مي شوند تا به کهکشان حاکم مرکز خوشه تبديل شوند: مانند M87 در خوشه ي سنبله. به همين ترتيب، کهکشان هاي کوچک عالم نخستين به مرور به توده هاي عظيمي تبديل شدند که امروز مي بينيم. مثلاً، صدها کهکشان کوچک با هم ادغام شدند تا کهکشان هايي مانند راه شيري را ساختند. نخستين کهکشان ها نه تنها به سبب فاصله ي بسيار دورشان کم نورند، بلکه به سبب اندازه ي کوچک شان فرا - کم نورند.
روش هايي براي ژرف تر ديدن
تصوير فراژرف هابل با چهار فيلتر زاويه باز نور مرئي گرفته شده بود و تصوير اخير دوربين WFC3 با سه فيلتر فروسرخ نزديک گرفته شده است. انبساط عالم حتي نور فرابنفش دوردست ترين کهکشان ها را هم به فروسرخ نزديک انتقال داده است. گاز ميان کهکشاني نوري را که در طول موج هاي کوتاه تر فرابنفش گسيل مي شود نيز حذف مي شوند. اخترشناسان با رصد چگونگي حذف کهکشان ها در اين تصاوير ژرف مي توانند انتقال به سرخ آن ها را اندازه بگيرند. اما در بيشترين انتقال به سرخ ها، زماني که نور فرابنفش گسيل شده به فراتر از بخش فروسرخ نزديک در طيف منتقل مي شود، هابل اصلاً - حتي با استفاده از عدسي گرانشي - هم نمي تواند کهکشاني ببيند.
نور فروسرخ، تابش گرمايي است پس تلسکوپ براي ديدن آن بايد بسيار سرد باشد. رصد در نور فروسرخ با تلسکوپي گرم مانند رصد در نور مرئي با تلسکوپي پُر از لامپ است! در واقع در اين صورت خود تلسکوپ گسيل کننده ي طول موجي است که سعي در رصدش داريد.
دستگاه هاي گرم کن هابل را در دماي اتاق، حدود 25 درجه، نگه مي دارند تا ثباتش را حين ورود و خروج به/ از نور خورشيد در مدار پايين (LEO) حفظ کنند. با وجودي که اين تلسکوپ توانايي هايي هم در زمينه ي رصد فروسرخ نزديک دارد، دماي آن حساسيتش را در بلندترين طول موج ها محدود مي کند. در سال 2003/1383، ناسا تلسکوپ فضايي اسپيتزر را به مدار فرستاد؛ تلسکوپي حساس به نور فروسرخ که با استفاده از هليوم مايع خودش را خنک تر از 262- درجه ي سانتي گراد، يا فقط 11 درجه ي سانتي گراد بالاتر از صفر مطلق، نگه مي دارد. اسپيتزر در بخشي از طيف حساس است که هابل کمبود داشت. وقتي اخترشناسان اسپيتزر را به سوي ميدان ديد تصوير فراژرف هابل نشانه رفتند از اين کشف شگفت زده شدند که برخي از دورترين کهکشان ها در نور فرو سرخ بسيار درخشان مي تابيدند.
وقتي کهکشان ها نخستين ستاره هايشان را ساختند، بزرگ ترين ستاره ها بخش اصلي نورآن ها را تشکيل مي دادند. اين ستاره ها، با جرم 30 تا 50 برابر خورشيد، بسيار داغ اند و بيشتر تابش خود را در نور فرابنفش گسيل مي کنند. اما درخشان بودن هزينه دارد! پُرجرم ترين و درخشان ترين ستاره ها هميشه کوتاه عمر ترين ستاره ها هستند. آن ها پس از فقط چند ميليون سال سوخت هيدروژن خود را به اتمام مي رسانند و با انفجاري اَبَرنواَختري به زندگي خود پايان مي دهند. از اين پس ستاره هاي کوچک تر، مانند خورشيد ما، بخش اصلي نور کهکشان را تشکيل مي دهند. اين ستاره هاي کوچک تر خنک ترند و بيشتر انرژي خود را به صورت نور مرئي يا فروسرخ نزديک و کمتر به شکل تابش فرابنفش گسيل مي کنند.
نور فرابنفش گسيل شده از کهکشان هاي دوردست در تصوير فراژرف هابل به مرزهاي نور مرئي و نور مرئي گسيل شده از آن ها به فروسرخ منتقل شده است. آشکارسازي هاي اسپيتزر نشان داد که اين کهکشان ها در حال توليد نخستين نسل از ستارگان خود نيستند؛ بلکه شامل جمعيت قابل توجهي از ستاره هاي پيرترند - شايد با سن 400 يا 500 ميليون سال. برخي از اين کهکشان ها بايد زماني شکل گرفته باشند که عالم خيلي کمتر از يک ميليارد سال از سنّش گذشته بود و حالا نور فرابنفش آن ها کاملاً به فروسرخ، فراتر از ديدرس هابل، انتقال پيدا کرده است.
با وجودي که اسپيتزر براي آشکارسازي نور فروسرخ به حدّ کافي سرد است، قطر آينه ي اصلي آن فقط 85 سانتي متر است. اين اندازه ي کوچک از دو جهت حساسيت اسپيتزر به کهکشان هاي کم نور را محدود مي کند. نخست اين که اين تلسکوپ نور کافي گردآوري نمي کند که کهکمشان هايي کم نورتر از کهکشان هاي تصوير فراژرف را ببينند. دوم اين که وضوح تصوير تلسکوپ بستگي به نسبت تقسيم طول موج به قطر دهانه ي آن دارد. در تصاوير تلسکوپ اسپيتزر، که هم آينه ي کوچک تري دارد و هم در طول موج هاي بلندتري رصد مي کند، کم نورترين کهکشان ها روي يکديگر مي افتند و تفکيک نمي شوند.
تلسکوپ فضايي جيمز وِب
تلسکوپ فضايي جيمز وب از هابل خنک تر و از اسپيتزِر بزرگ تر خواهد بود. وِب که پشت سايه باني عظيم قرار مي گيرد حرارت خود را به اعماق فضا گسيل مي کند و تا دماي 225- درجه ي سانتي گراد خنک مي شود. آينه ي عظيم و دماي پايين آن به معناي حساسيت در نور فروسرخ است؛ حساسيتي که براي آشکارسازي نخستين کهکشان هايي که 250 تا 400 ميليون سال پس از انفجار بزرگ شکل گرفته اند لازم است.
در ساختن تلسکوپ وِب موانع فناورانه ي بزرگي وجود دارد. هابل همين طور که به نور خورشيد وارد و از آن خارج مي شود دستگاه هاي گرم کن دماي آن را ثابت نگه مي دارند. همچنين ناسا، اسپيتزر را در مداري «دورشو» از خورشيد قرار داد که فراتر از زمين به دور خورشيد مي گردد و هر سال 16 ميليون کيلومتر از زمين دور مي شود. اسپيتزر با دور شدن از ما مي تواند از سپري استفاده کند تا مانع رسيدن نور خورشيد به آن و گرم شدن آن شود.
وِب نيز گاهي پشت سايه باني پنهان مي شود، سايه باني به بزرگي زمين تنيس! ناسا وِب را در مداري خاص حوالي نقطه ي دوم لاگرانژي در منظومه ي زمين - خورشيد، به نام L2 در فاصله ي 1/6 ميليون کيلومتري زمين، قرار مي دهد. از آن جايي که اين تلسکوپ نسبت به زمين از خورشيد دورتر است بيش از يک سال طول مي کشد تا يک بار به دور خورشيد بگردد. همچنين اين تلسکوپ هم، مانند اسپيتزر، به مرور از زمين و خورشيد دور مي شود. اما در نقطه ي L2 گرانش زمين نيرويي به وِب وارد مي کند که درست براي ثابت نگه داشتن آن کافي است؛ بنابراين، خورشيد، زمين، و نقطه ي L2 هميشه در يک خط قرار دارند. سپر خورشيدي تلسکوپ وِب نه تنها آن را از حرارت خورشيد، بلکه از نورپراکنده شده ي خورشيد از نيمه ي رو به خورشيد زمين و ماه نيز محافظت مي کند. اين تلسکوپ هميشه و در هر نيمه شب به بالاي سر ناظران زميني مي رسد.
قطر بزرگ ترين موشک هاي پرتاب به مدار 5 متر است،پس به پيشرفت فناورانه ي ديگري براي ارسال آينه 6/5 متري وِب به فضا نياز داريم. اين آينه از 18 قطعه تشکيل شده است که موقعيت هر کدام را مي توان مستقل از ديگر قطعات تنظيم کرد. آينه را از لبه، داخل موشک مي ايستانند و از هر طرف سه قطعه به پشت خم مي شوند. سايه بان دور آينه تا مي شود. پس از پرتاب، صفحه هاي خورشيدي افراشته مي شوند تا نيروي تلسکوپ را تامين کنند. آنتن هاي ارتباطي به سوي زمين نشانه مي روند و برج جداکننده ي بازشونده اي، تلسکوپ را از فضاپيما جدا مي کند. حالا سايه بان باز مي شود و پنج لايه اش از هم جدا مي شوند. سايه بان به دو علت پنج لايه ساخته شده است. نخست اين که حرارت از ميان لايه ها فرار مي کند. دوم اين که اگر ريزشهاب واره هاي آن ها را سوراخ کرد، احتمال قرار گرفتن همه ي سوراخ ها در يک راستا و رسيدن نور خورشيد به آينه ي اصلي بسيار کم است.
سرانجام نوبت آينه ي ثانويه ي تلسکوپ مي رسد که سه پايه اي پشتيبان آن است و سپس قطعات آينه ي اصلي هم باز مي شوند. وقتي همه چيز باز شد، تلسکوپ به سوي ستاره اي درخشان نشانه مي رود و هر 18 قطعه ي آينه تنظيم مي شوند تا به نقطه ي کانون مشترکي برسند.
همه ي اين فناوري جديد با صرف هزينه اي به دست مي آيد. کلّ هزينه هاي دوره ي عمر تلسکوپ وِب براي ناسا حدود 5 ميليارد دلار برآورد شده است به اضافه ي سهمي که اروپا و کانادا پرداخت خواهند کرد. تخمين هاي اواخر دهه ي 1370/1990 فقط هزينه ي ساخت آن را 500 ميليون تا يک ميليارد دلار برآورد مي کردند که تازه شامل پيشرفت هاي فناورانه، کارهاي طراحي، و عمليات پس از پرتاب نمي شد. اما حتي هزينه ي ساخت اين تلسکوپ از دو برابر هم بيشتر شد. بيشتر اين افزايش هزينه به سبب انجام دادن تست هايي سخت است که سرانجام همه را مطمئن مي کند که تلسکوپ وب وقتي به مدارش برسد به درستي کار خواهد کرد. هزينه ي وِب، با در نظر گرفتن ميزان تورم اقتصادي، تا به اين جا معادل هزينه ي ساخت هابل شده است. پروژه ي وب به تازگي وارد مرحله ي «اجرايي» رسمي خود شده و ناسا بودجه ي آن را تصويب کرده و زمان بندي طرح را به کنگره ي آمريکا ارائه کرده است.
رصدخانه ي همه کاره
ستاره ها و سيارات در ابرهاي چگال گاز و غبار در برهمکنشي پيچيده ميان گرانش، تکانه ي زاويه اي، فشار گازها، و ميدان هاي مغناطيسي متولد مي شوند. غبار مانع فرار بيشتر نور مرئي و فرابنفش از اين ابرها مي شود و زايشگاه هاي ستاره اي مانند M16 همچون سحابي هايي زيبا اما ناشفاف ديده مي شوند. نور فروسرخ از اين غبار به بيرون نفوذ مي کند و فرايند ستاره سازي درون اين ابرها را بر ما آشکار مي سازد. در مرحله ي بعدي، در اطراف ستاره قرصي از پيش سياره ها شکل مي گيرد. ستاره اين قرص را گرم مي کند و بنابراين قرص در نور فروسرخ مي درخشد. تلسکوپ وِب، با تهيه ي تصاويري با وضوح و حساسيت بالا در نور فروسرخ، ابزاري قدرتمند براي بررسي تولد ستاره ها و منظومه هاي سياره اي آن ها خواهد بود.
مانند هابل و اسپيتزر، هزاران اخترشناس از سرتاسر دنيا از تلسکوپ وِب هم استفاده خواهند کرد و اين ابزار تصاوير بسيار زيبايي را در اختيارمان قرار خواهد داد. و همانند پيشينيانش، مهم ترين کشف هاي آن احتمالاً چيزهايي خواهند بود که ما حتي فکرشان را هم نمي کنيم.
جيمز وِب
انتقال به سرخ بالا= فاصله ي زياد
ما کهکشان هاي دوردست را در واقع در گذشته ها مي بينيم، و عالم در حال انبساط از آن زمان بزرگ شده است. بنابراين، اخترشناسان عموماً براي اشاره به فاصله ي اجرام فراکهکشاني به جاي سال نوري از انتقال به سرخ استفاده مي کنند. اخترشناسان گاهي اوقات هم از زمان گذشته از انفجار بزرگ براي مشخص کردن موقعيت اجرام دوردست استفاده مي کنند. انفجار بزرگ حدود 13/7 ميليارد سال پيش رخ داده است.
سنجش آينه ي تلسکوپ جيمز وِب
وقتي آينه ي اصلي در فضا سرهم شود از سه نوع مختلف قطعات آينه اي تشکيل خواهد شد: 6 قطعه آينه هاي نوع «A»، 6 قطعه آينه هاي نوع «B» و 6 قطعه آينه هاي نوع «C» خواهند بود. در اين آزمايش هر سه نوع اين قطعات حضور خواهند داشت. در پايان آزمايش در سال 2011/1390، هر 18 قطعه ي آينه آزمايش هاي مختلفي را پشت سر گذشته اند تجهيزات XRCF بزرگ ترين تجهيزات سنجش آينه هاي تلسکوپي به کمک پرتو ايکس در دنيا و نيز اتاق تميز برودتي منحصر به فردي براي آزمايش هاي اُپتيکي است. وقتي دما در اين آزمايش ها کاهش مي يابد، مهندسان به اندازه گيري ظريف ترين تغييرات در شکل آينه ها مي پردارند و واکنش هاي آن ها به دماهاي فضايي را شبيه سازي مي کنند.
مقايسه ي تلسکوپ هاي فضايي ناسا
|
|
هابل |
اسپیتزر |
جیمز وِب |
|
مدار |
مدار پایین زمین |
خورشید مرکز، در تعقیب زمین |
L2 ، خورشید – زمین |
|
طول |
3/13 متر |
4 متر |
22 متر |
|
جرم |
11110 کیلوگرم |
865 کیلوگرم |
6530 کیلوگرم |
|
دمای آینه |
300 کلوین |
5/5 کلوین* |
35 تا 55 کلوین |
|
قطر آینه |
4/2 متر |
85/0 متر |
5/6 متر |
|
تاریخ پرتاب |
1379/1990 |
1382/2003 |
1393/2014 (برنامه ریزی شده) |
|
ابزار پرتاب |
شاتل فضایی دیسکاوری |
موشک دلتا 2 |
موشک آریان 5 |
|
فاصله ی کانونی |
6/57 متر |
2/10 متر |
4/131 متر |
|
تعداد ابزارها |
5** |
3 |
4 |
|
وضوح زاویه ای تصویر |
043/0 ثانیه ی قوس بر 5/0 میکرون |
6/1 ثانیه ی قوس بر 5/6 میکرون |
063/0 ثانیه ی قوس بر 0/2 میکرون |
* البته از زمان نقص خنک کننده ها از 19 مِي 2009 (29 ارديبهشت 1388) آينه ي اصلي تلسکوپ اسپيتزر تا حدود 30 کلوين گرم شده است و فقط يکي از ابزارهايش کار مي کند.
** هابل در حال حاضر 5 ابزار علمي دارد به اضافه ي حسگر هدايت ظريف (FGS) که گاهي براي فعاليت هاي اخترسنجي استفاده مي شود. هابل در طول عمرش 12 ابزار علمي داشته است، از جمله آن هايي که طي مأموريت هاي تعمير هابل تعويض شده اند.
منبع:نشريه نجوم، شماره 193.
