الوسم: فلك

الكون يزداد حجمه كل لحظة، وتتمدد المسافات بين المجرات مثلما يحدث للعجين في الفرن. ولكن السؤال الأهم هنا، ما هو معدل توسع الكون؟ ولأن هابل والتلسكوبات الأخرى تم توجيهها للعثور على الإجابة، فأنهم قد أثاروا فرقًا مثيرًا بين ما يتوقعه العلماء وما ترصده تلك التلسكوبات.

يقول علماء الفلك العاملون بتلسكوب هابل الفضائي التابع لوكالة ناسا أنهم تقدموا خطوة مهمة في الكشف عن التناقض بين الطريقتين الرئيسيتين في لقياس معدل توسع الكون. وتبين الدراسة الأخيرة أننا بحاجة إلى نظريات جديدة لشرح القوى التي شكلت الكون.

تشير قياسات هابل إلى أن معدل توسع الكون الحديث أكبر مما كان متوقعًا، وذلك استنادًا إلى كيفية نشأة الكون قبل 13 مليار عام. هذه القياسات تأتي من القمر الصناعي بلانك (Planck satellite) التابع لوكالة الفضاء الأوروبية. هذا التناقض تم تعريفه في الأوراق البحثية في السنوات الماضية، ولكن لم يكن واضحًا إن ما كان الاختلاف في تقنيات القياس هي السبب أم بعض الفروق في القيم المقاسة.

وقد تطورت دقة قياسات هابل خلال هذا العام. وهذه القياسات الأكثر دقة تجبرنا على اكتشاف فيزياء جديدة قد تكون ضرورية لشرح هذا التناقض.

ويقول آدم ريس، الحائز على جائزة نوبل في معهد مراصد علوم الفضاء:

“إن الاختلاف بين الكون المبكر والكون الحديث قد يكون أكثر التطورات الأخيرة في علم الكونيات منذ عقود، وقد كان هذا الاختلاف صغيرًا فيما مضى، إلا أنه ظل ينمو حتى وصل إلى نقطة لا يمكن استبعادها باعتبارها مجرد صدفة. هذا التفاوت لا يمكن أبدًا أن يحدث عن طريق الصدفة.”

يستخدم العلماء ما يسمى سلم المسافات الكونية (Cosmic distance ladder) لتحديد مكان وجود الأشياء في الكون. تعتمد هذه الطريقة على اجراء قياسات دقيقة للمجرات القريبة ثم الانتقال إلى مجرات أبعد وأبعد، وذلك باستخدام نجومها كمعلم ميليّ. يستخدم الفلكيون هذه القيم، بالإضافة إلى قياسات أخرى لضوء المجرات المحمر أثناء مرورها عبر الكون المتمدد، لحساب مدى سرعة توسع الكون مع الزمن، وهي قيمة تعرف باسم ثابت هابل. ويعمل العلماء وعلى رأسهم البروفيسور آدم رييس (Adam G. Ries) على السعي من أجل تحسين قيمة هذا الثابت.

في هذه الدراسة الجديدة، استخدم علماء الفلك تلسكوب هابل لمراقبة 70 من النجوم النابضة، والتي تسمى (متغير قيفاوي-Cepheids)، بداخل سحابة ماجلان الكبرى. وقد ساعدت هذه الملاحظات العلماء في “إعادة بناء” سلم المسافة من خلال تحسين المقارنة بين تلك النوابض وأقربائهم الأكثر بعدًا من السوبرنوفا الوليدة حديثًا. وقد خفض فريق رييس حالة عدم اليقين في قيمة ثابت هابل من 2.2% إلى 1.9%.

على الرغم من قياسات الفريق التي أصبحت أكثر دقة، إلا أن حساب ثابت هابل طل على اختلاف مع القيمة المتوقعة والمستمدة من ملاحظات تمدد الكون المبكر. هذه القياسات قد أجريت بواسطة القمر الصناعي بلانك، والذي رسم خريطة الكون المعروفة بإشعاع الخلفية الكونية الميكروي، وهي صورة ملتقطة لحالة الكون عندما كان عمره 380,000 سنة بعد الانفجار العظيم.

وبقد تمت فحص تلك القياسات بشكل دقيق، لذلك لا يمكن للعلماء إهمال أو استبعاد تلك الفجوة بين القيمتين نظرًا لاحتمال حدوث خطأ في القياس في واحدة منهما أو كلاهما. وقد تم اختبار كلتا القيمتين بطرق متعددة.

وقد أوضح رييس قائلاً:

“هذه ليست مجرد تجربتين مختلفتين، فنحن نقيس شيئًا مختلفًا اختلافًا جذريًا. الأول هو قياس مدى سرعة تويع الكون كما نراه اليوم. والثاني عبارة عن تنبؤ قائم على فيزياء الكون المبكر وعلى قياسات للسرعة يجب أن يتوسع بها. وإذا لم تتفق هذه القيم، فستكون هناك احتمالية قوية لأننا نفتقد شيئًا ما في النموذج الكوزمولوجي الذي يربط بين تلك الفترتين الزمنيتين من الكون.”

كيف تمت إجراء الدراسة الجديدة؟

يستخدم الفلكيون المتغيرات القيفاوية كمقاييس كونية لقياس المسافات القريبة بين المجرات لأكثر من قرن. ولكن محاولة حصاد مجموعة كبيرة من النجوم قد تستغرق وقتًا طويلًا بحيث لا يمكن تحقيقها. لذلك استخدم الفلكيون طريقة ذكية تسمى (Drift And Shift-DASH)، وذلك باستخدام تلسكوب هابل كنقطة تصوير والتقاط لالتقاط صور سريعة للنجوم النابضة المشعة للغاية، مما يلغي الحاجة المستهلكة للوقت للحصول على دقة كبيرة.

وأوضح ستيفانو كاسير تانو، أحد أعضاء الفريق:

“عندما يستخدم هابل توجيهًا دقيقًا عن طريق تتبع النجوم الدالّة، فإنه يمكنه رصد متغير قيفاوي واحد فقط كل تسعين دقيقة كزمن دورة تلسكوب هابل حول الأرض. ولذلك سيكون مكلفًا للغاية بالنسبة للتلسكوب أن يلاحظ كل متغير قيفاويّ، وبدلًا من ذلك فأننا نقوم بالبحث عن مجموعة من تلك النجوم النابضة بحيث تكون قريبة بما فيه الكفاية حتى نتمكن من التحرك بينها دون الحاجة إلى إعادة معاير التلسكوب. وهذه التقنية تسمح لنا بمراقبة عشرات النجوم النابضة خلال دورة التلسكوب الواحدة حول الأرض.”

بعد ذلك جمع علماء الفلك نتائجهم مع مجموعة أخرى من الملاحظات، وهي التي أدلى بها مشروع أراوكاريا (Araucaria Project) وهي تعاون بين علماء الفلك في تشيلي والولايات المتحدة وأوروبا. حيث أجرت هذه المجموعة قياسات المسافة إلى سحابة ماجلان الكبرى عن طريق رصد خفوت الضوء القادم من نجم واحد يمر أمام شريكه فيما ما يسمى كسوف الأنظمة النجمية الثنائية (Eclipsing binary-star systems). وهذا قد ساعد فريق رييس في تحسين قياس السطوع الفعليّ للنجوم النابضة. حيث تكمن الفريق مع هذه الدقة الإضافية، من تشديد البراغي لبقية سلم المسافة الذي يمتد لعمق الكون.

إن القيمة المقدرة الجديدة لثابت هابل هي 74 كيلومترًا في الثانية لكل ميجابارسك. هذا يعني أنه لكل 3.3 مليون سنة ضوئية لمجرة تبعد عنا، فإنها تبدو لنا أنها تتحرك مسافة 74 كيلومترًا لكل ثانية بشكل أسرع، وهذا كنتيجة لتمدد الكون.

ويشير هذا الرقم إلى أن الكون يتمدد بمعدل أسرع بنسبة 9% من التنبؤ ذو 67 كيلومترًا في الثانية لكل ميجابارسك، والذي يأتي من ملاحظات بلانك للكون المبكر، إلى جانب فهمنا الحالي للكون المبكر.

إذًا، ما الذي يفسر هذا التناقض؟

واحدة من التفسيرات المحتملة لهذا التناقض يتضمن ظهورًا غير متوقع للطاقة المظلمة في الكون المبكر، والذي يُعتقد أنه يشكل 70% من الكون. ويقترح فلكيون من جامعة جونز هوبكينز نظرية يطلق عليها (الطاقة المظلمة المبكرة-early dark energy)، حيث تشير إلى أن الكون تطور مثل مسرحية ثلاثية الفعل.

افترض العلماء بالفعل أن الطاقة المظلمة قد تكون موجودة في الثواني الأولى من ولادة الكون ودفعت المواد في أنحاء الفضاء، حيث بدأ التوسع الأولي. ربما تكون الطاقة المظلمة هي السبب وراء التوسع السريع للكون لما هو عليه اليوم. تشير النظرية إلى أن هناك حلقة ثالثة للطاقة المظلمة بعد فترة ليست بكبيرة بعد الانفجار العظيم، والتي عملت على تمدد الكون بمعدل أسرع مما هو متوقع. وما تبقى من هذه الطاقة المظلمة الأولية يمكن أن يفسر سبب اختلاف قيمتي ثابت هابل.

وهناك فكرة أخرى تقول بأن الكون يحتوي على جسيمات دون ذرية جديدة تتحرك بسرعة مقاربة لسرعة الضوء. وتسمى هذه الجسيمات بالإشعاع المظلم، وتشمل مجموعة من الجسيمات المعروفة بالنيوتريونات، والتي تتكون في المفاعلات النووية.

وهناك فكرة أخرى مثيرة، وهي أن المادة المظلمة، وهي شكل غير مرئي للمادة لا تحتوي بروتونات ولا إلكترونات ولا نيوترونات، تتفاعل بشكل قوي مع المادة العادية أو الإشعاع الذي ذُكر آنفًا. لكن مازال التفسير الحقيقي للاختلاف لغزًا غامضًا.

إن الكون الفسيح في حالة تمدد مستمر، وتلك حقيقة لا يمكن الجدال حولها. وسيظل العلماء باحثين خلف معدل التمدد الحقيقي للكون الحالي، ففريق رييس سيواصل استخدامه لتلسكوب هابل حتى يقلل حالة عدم اليقين إلى 1%، وقد يساعد هذا العلماء على تحديد سبب التناقض بين القيمتين المتوقعة والفعلية المقاسة.

إعداد وتقديم: محمد المصري

المصادر:

• NASA

فراشة جديدة في الفضاء، يرصدها سبيتزر

بالنظر في السماء البعيدة، تجد الكثير من التراكيب الكونية الجميلة، منها العنيفة والمتلألئة والمضيئة والجميلة. وكثيرًا ما ترصد تلسكوباتنا تراكيب ذات أشكال مألوفة. فها هو تلسكوب سبيتزر يطري علينا بصورة جديدة لسديم نجمي لفراشة كبيرة حمراء اللون. ولا يقتصر الأمر على هذا فقط، بل وتعد هذه الفراشة حاضنة نجمية ضخمة.

تلك الفراشة الحمراء المحلقة في الفضاء، هي في الواقع حاضنة لمئات النجوم الوليدة. هذا ما كشفته صورة الأشعة تحت الحمراء التي التقطها تلسكوب سبيتزر الفضائيّ التابع لوكالة ناسا. هذه الفراشة ليست سديم الفراشة المشهور NGC-6302، بل هي سديم نجميّ أخر يسمّى «Westerhout 40 (W40»، وهي سحابة ضخمة من الغبار والغاز في الفضاء، والتي تعد بيئة مثالية لنشأة النجوم. وتعد منطقة “الجناحين” عبارة عن فقاعات وكرات من الغاز الساخن، والغبار ما بين النجميّ الذي يهب من النجوم العملاقة الضخمة وشديدة السخونة في تلك المنطقة.

بجانب كونها جميلة، فإن الفراشة W40 تظهر لنا كيف أن عملية نشأة النجوم قد تؤدي إلى تدمير وتشتيت السحب الجزيئية العملاقة التي نشأت منها. لنشرح ما يحدث بشكل بسيط. في البداية داخل السحب الجزيئية العملاقة، تقوم الجاذبية بتجميع الغبار والغاز في كتل كثيفة، وما أن تصل كثافتها إلى نقطة حرجة، يتكوّن النجم الأوليّ الوليد. عندما يبدأ النجم الوليد سلسلة تفاعلاته الانصهارية النووية في باطنه، فإنه يطلق رياح نجمية قوية تُزيح المواد والغازات من حوله. وبجانب ذلك أيضًا، هناك الرياح المتولدة من النجوم العملاقة، والرياح الناتجة من انفجار بعض النجوم في الجوار، كل هذه الأنواع من النشاطات قد تكوّن ما يشبه الفقاعات مثل فقاعات فراشة W40. لكن هذه النشاطات قد تؤدي إلى تكسير الكتل الكثيفة التي تخلقها الجاذبية، وتشتيت الغازات المتجمعة مع بعضها، مما يؤدي لتعطيل عمليات ولادة نجوم جديدة.

إن المواد المكوّنة لجناحي فراشة W40، هي عبارة عن كتل الغاز الكثيفة والمقذوفة من المجموعة النجمية الضخمة والساخنة الموجودة في المركز، أو منطقة ما بين الجناحين. من أحد نجوم هذه المجموعة النجمية الضخمة هو النجم W40 IRS 1A، وهو نجم من النوع O-type يقع بالقرب من مركز المجموعة النجمية. تبعد الفراشة W40 عن الشمس حاولي 1400 سنة ضوئية، وهي تقريبًا نفس المسافة التي يبعدها عنا السديم الشهير سديم الجبار «Orion Nebula». ويعد السديمين هما أقرب المناطق المكتشفة، والتي تتشكل فيها النجوم الضخمة العملاقة، والتي تصل كتلتها لعشر مرات كتلة الشمس.

مجموعة نجمية أخرى تسمى «Serpens South» يمكن رؤيتها أعلى يمين فراشة W40 في تلك الصورة. وعلى الرغم من أن كلًّا من المجموعة النجمية القريبة من المركز والمجموعة النجمية «Serpens South» هما في الواقع صغيران عمريًا، حيث تصل أعمارهما إلى أقل من بضعة ملايين من السنين، إلا أن المجموعة «Serpens South» هي أصغر عمرًا. حيث ما تزال نجومها الصغيرة داخل سحبها الخاصة التي نشأت منها. لكنها في يوم ما ستكوّن فقاقيعها الخاصة. التقط سبيتزر أيضًا صورة مفصلة للمجموعة النجمية «Serpens South».

تتكون صورة سبيتزر من أربع صور تم التقاطها بكاميرا الأشعة تحت الحمراء «IRAC» الموجودة في التلسكوب أثناء مهمته الرئيسية. وذلك بعدة أطوال موجية من نطاق الأشعة تحت الحمراء: 3.6 ، 4.5 ، 5.8 و8.0 مايكرومتر، وهي تمثل الألوان الأزرق والأخضر والبرتقالي والأحمر في الصورة. إن الجزيئات العضوية المسمّاة الهيدروكربونات العطرية (الأرينات) يتم تنشيطها بواسطة الاشعاعات ما بين النجمية، لتصبح متوهجة عند الأطوال الموجية القريبة من 8.0 مايكرومتر، مما يعطي السديم اللون المحمر. النجوم المشعة في الاطوال الموجية القصيرة تظهر باللون الأزرق. بعض النجوم الصغيرة والتي لاتزال محاطة بأقراص من الغبار، تظهر متوهجة في الصورة باللون الأصفر.

المصادر:

• NASA