26.4: مقياس المسافة خارج المجرة
- Page ID
- 197495
أهداف التعلم
في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:
- وصف استخدام النجوم المتغيرة لتقدير المسافات إلى المجرات
- اشرح كيف يمكن استخدام المصابيح القياسية وعلاقة Tully-Fisher لتقدير المسافات إلى المجرات
لتحديد العديد من خصائص المجرة، مثل لمعانها أو حجمها، يجب أن نعرف أولاً مدى بعدها. إذا عرفنا المسافة إلى المجرة، يمكننا تحويل مدى سطوع المجرة لنا في السماء إلى لمعانها الحقيقي لأننا نعرف الطريقة الدقيقة التي يتم بها تعتيم الضوء بالمسافة. (نفس المجرة التي تبعد 10 مرات، على سبيل المثال، ستبدو باهتة 100 مرة.) لكن قياس مسافات المجرات هو أحد أصعب المشاكل في علم الفلك الحديث: جميع المجرات بعيدة، ومعظمها بعيدة جدًا لدرجة أننا لا نستطيع حتى تحديد النجوم الفردية فيها.
لعقود من الزمن بعد عمل هابل الأولي، كانت التقنيات المستخدمة لقياس مسافات المجرات غير دقيقة نسبيًا، واشتق علماء الفلك المختلفون مسافات اختلفت بمقدار عامل اثنين. (تخيل لو كانت المسافة بين منزلك أو مسكنك ودرس علم الفلك غير مؤكدة؛ سيكون من الصعب التأكد من وصولك إلى الفصل في الوقت المحدد.) لكن في العقود القليلة الماضية، ابتكر علماء الفلك تقنيات جديدة لقياس المسافات إلى المجرات؛ والأهم من ذلك، أنهم جميعًا يقدمون نفس الإجابة بدقة تبلغ حوالي 10٪. كما سنرى، هذا يعني أننا قد نتمكن أخيرًا من عمل تقديرات موثوقة لحجم الكون.
نجوم متغيرة
قبل أن يتمكن علماء الفلك من قياس المسافات إلى المجرات الأخرى، كان عليهم أولاً تحديد مقياس المسافات الكونية باستخدام كائنات في مجرتنا. لقد وصفنا سلسلة طرق المسافة هذه في Celestial Distances (ونوصي بمراجعة هذا الفصل إذا مر بعض الوقت منذ قراءته). كان علماء الفلك سعداء بشكل خاص عندما اكتشفوا أنهم يستطيعون قياس المسافات باستخدام أنواع معينة من النجوم المتغيرة ذات الإضاءة الجوهرية، مثل السيفيدات، والتي يمكن رؤيتها على مسافات كبيرة جدًا (الشكل\(\PageIndex{1}\)).
بعد استخدام المتغيرات في المجرات القريبة لإجراء قياسات المسافة لبضعة عقود، أظهر والتر باد أن هناك بالفعل نوعين من السيفيدات وأن علماء الفلك قاموا بخلطهما عن غير قصد. ونتيجة لذلك، في أوائل الخمسينيات من القرن الماضي، كان لابد من زيادة المسافات إلى جميع المجرات بحوالي عامل اثنين. نذكر هذا لأننا نريد منك أن تضع في اعتبارك، أثناء القراءة، أن العلم هو دائمًا دراسة قيد التقدم. تخضع خطواتنا الأولية الأولى في مثل هذه التحقيقات الصعبة دائمًا للمراجعة المستقبلية حيث تصبح تقنياتنا أكثر موثوقية.
يمكن أن يكون حجم العمل الذي يتطلبه العثور على السيفيدات وقياس دوراتها هائلاً. حصل هابل، على سبيل المثال، على 350 صورة فوتوغرافية طويلة التعرض لمجرة أندروميدا على مدى 18 عامًا وتمكن من تحديد 40 سيفيد فقط. على الرغم من أن السيفيدات هي نجوم مضيئة إلى حد ما، إلا أنه يمكن اكتشافها في حوالي 30 مجرة فقط من أقرب المجرات باستخدام أكبر التلسكوبات الأرضية في العالم.
كما ذكرنا في «المسافات السماوية»، كان أحد المشاريع الرئيسية التي تم تنفيذها خلال السنوات الأولى من تشغيل تلسكوب هابل الفضائي هو قياس السيفيدات في المجرات البعيدة لتحسين دقة مقياس المسافة خارج المجرة. في الآونة الأخيرة، قام علماء الفلك الذين يعملون مع تلسكوب هابل الفضائي بتوسيع هذه القياسات إلى 108 مليون سنة ضوئية - وهو انتصار للتكنولوجيا والتصميم.
ومع ذلك، يمكننا فقط استخدام السيفيدات لقياس المسافات داخل جزء صغير من كون المجرات. بعد كل شيء، لاستخدام هذه الطريقة، يجب أن نكون قادرين على حل النجوم الفردية ومتابعة اختلافاتها الدقيقة. بعيدًا عن مسافة معينة، حتى أفضل التلسكوبات الفضائية لدينا لا يمكنها مساعدتنا في القيام بذلك. لحسن الحظ، هناك طرق أخرى لقياس المسافات إلى المجرات.
مصابيح قياسية
ناقشنا في Celestial Distances الإحباط الكبير الذي شعر به علماء الفلك عندما أدركوا أن النجوم بشكل عام ليست مصابيح قياسية. إذا كان كل مصباح كهربائي في قاعة المحاضرات الضخمة عبارة عن مصباح قياسي بقدرة 100 واط، فيجب أن تكون المصابيح التي تبدو أكثر سطوعًا بالنسبة لنا أقرب، في حين أن المصابيح التي تبدو باهتة يجب أن تكون بعيدة. إذا كان كل نجم يمثل لمعانًا قياسيًا (أو قوة كهربائية)، فيمكننا بالمثل «قراءة» مسافاتها بناءً على مدى سطوعها بالنسبة لنا. للأسف، كما تعلمنا، لا تأتي النجوم أو المجرات في لمعان قياسي واحد. ومع ذلك، يبحث علماء الفلك عن الأشياء التي تعمل بطريقة ما مثل المصباح القياسي - الذي له نفس السطوع الداخلي (المدمج) أينما كانت.
تم تقديم عدد من الاقتراحات حول أنواع الأشياء التي يمكن أن تكون مصابيح قياسية فعالة، بما في ذلك النجوم العملاقة الأكثر سطوعًا، والسدم الكوكبية (التي تنبعث منها الكثير من الأشعة فوق البنفسجية)، ومتوسط الكتلة الكروية في المجرة. تبين أن أحد الكائنات مفيد بشكل خاص: نوع Ia supernova. تتضمن هذه المستعرات الأعظمية انفجار قزم أبيض في نظام ثنائي (انظر القسم الخاص بتطور أنظمة النجوم الثنائية) تُظهر الملاحظات أن المستعرات الأعظمية من هذا النوع تصل جميعها تقريبًا إلى نفس اللمعان (تقريبًا\(94.5 \times 10^9\)\(L_{\text{Sun}}\)) عند الحد الأقصى للضوء. مع مثل هذه اللمعان الهائل، تم اكتشاف هذه المستعرات الأعظمية على مسافة تزيد عن 8 مليارات سنة ضوئية، وبالتالي فهي جذابة بشكل خاص لعلماء الفلك كوسيلة لتحديد المسافات على نطاق واسع (الشكل\(\PageIndex{2}\)).
كما تم اقتراح عدة أنواع أخرى من المصابيح القياسية التي يمكن رؤيتها عبر مسافات كبيرة، بما في ذلك السطوع العام، على سبيل المثال، للأضواء البيضاوية العملاقة والعضو الأكثر سطوعًا في مجموعة المجرات. ومع ذلك، أثبتت المستعرات الأعظمية من النوع Ia أنها المصابيح القياسية الأكثر دقة، ويمكن رؤيتها في المجرات البعيدة أكثر من الأنواع الأخرى من أجهزة المعايرة. كما سنرى في الفصل الخاص بالانفجار الكبير، فإن ملاحظات هذا النوع من السوبرنوفا قد غيرت بشكل عميق فهمنا لتطور الكون.
تقنيات قياس أخرى
يستخدم أسلوب آخر لقياس مسافات المجرة علاقة مثيرة للاهتمام لاحظها برنت تولي من جامعة هاواي وريتشارد فيشر من المرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي في أواخر السبعينيات. اكتشفوا أن لمعان المجرة الحلزونية مرتبط بسرعة دورانها (مدى سرعة دورانها). لماذا سيكون هذا صحيحًا؟
كلما زادت كتلة المجرة، زادت سرعة دوران الأجسام في مناطقها الخارجية. تحتوي المجرة الأكثر ضخامة على المزيد من النجوم وبالتالي فهي أكثر إشراقًا (تتجاهل المادة المظلمة للحظة). بالعودة إلى مناقشتنا من القسم السابق، يمكننا القول أنه إذا كانت نسب الكتلة إلى الضوء للمجرات الحلزونية المختلفة متشابهة جدًا، فيمكننا تقدير لمعان المجرة الحلزونية عن طريق قياس كتلتها، ويمكننا تقدير كتلتها عن طريق قياس سرعتها الدورانية.
استخدم تولي وفيشر خط 21 سم من غاز الهيدروجين البارد لتحديد مدى سرعة المواد في المجرات الحلزونية في الدوران حول مراكزها (يمكنك مراجعة مناقشتنا لخط 21 سم في بين النجوم: الغاز والغبار في الفضاء). نظرًا لأن إشعاع 21 سم من الذرات الثابتة يأتي في خط ضيق لطيف، فإن عرض الخط البالغ 21 سم الذي تنتجه مجرة دوارة كاملة يخبرنا بمدى السرعات المدارية لغاز الهيدروجين في المجرة. كلما اتسع الخط، زادت سرعة دوران الغاز في المجرة، وكلما زادت ضخامة وإضاءة المجرة.
من المدهش إلى حد ما أن تعمل هذه التقنية، لأن معظم الكتلة المرتبطة بالمجرات هي مادة مظلمة، والتي لا تساهم على الإطلاق في اللمعان ولكنها تؤثر على سرعة الدوران. لا يوجد أيضًا سبب واضح يجعل نسبة الكتلة إلى الضوء متشابهة لجميع المجرات الحلزونية. ومع ذلك، تُظهر ملاحظات المجرات الأقرب (حيث لدينا طرق أخرى لقياس المسافة) أن قياس سرعة دوران المجرة يوفر تقديرًا دقيقًا لمعانها الجوهري. بمجرد أن نعرف مدى إضاءة المجرة حقًا، يمكننا مقارنة اللمعان بالسطوع الظاهري واستخدام الفرق لحساب المسافة.
في حين أن علاقة Tully-Fisher تعمل بشكل جيد، إلا أنها محدودة - لا يمكننا استخدامها إلا لتحديد المسافة إلى المجرة الحلزونية. هناك طرق أخرى يمكن استخدامها لتقدير المسافة إلى المجرة البيضاوية؛ ومع ذلك، فإن هذه الأساليب خارج نطاق دورة علم الفلك التمهيدية.
\(\PageIndex{1}\)يسرد الجدول نوع المجرة التي تكون كل تقنية من تقنيات المسافة مفيدة لها، ونطاق المسافات التي يمكن تطبيق هذه التقنية عليها.
| الأسلوب | نوع جالاكسي | نطاق المسافة التقريبي (ملايين السنوات الضوئية) |
|---|---|---|
| سدم الكواكب | جميع | 0—70 |
| متغيرات السيفيد | لولبية، غير منتظمة | 0—110 |
| علاقة تولي فيشر | لولب | 0—300 |
| المستعرات الأعظمية من النوع الثاني | جميع | 0-11,000 |
| الانتقالات الحمراء (قانون هابل) | جميع | 300—13,000 |
ملخص
يحدد علماء الفلك المسافات إلى المجرات باستخدام مجموعة متنوعة من الطرق، بما في ذلك علاقة الفترة واللمعان للمتغيرات السيفولية؛ والأجسام مثل المستعرات الأعظمية من النوع Ia، والتي تبدو وكأنها مصابيح قياسية؛ وعلاقة Tully-Fisher، التي تربط خط توسيع إشعاع 21 سم بـ لمعان المجرات الحلزونية. كل طريقة لها قيود من حيث دقتها، وأنواع المجرات التي يمكن استخدامها بها، ونطاق المسافات التي يمكن تطبيقها عليها.
مسرد المصطلحات
- النوع الثاني: السوبرنوفا
- مستعر أعظم يتكون من انفجار قزم أبيض في نظام ثنائي ويصل إلى لمعان يبلغ حوالي\(4.5 \times 10^9\)\(L_{\text{Sun}}\)؛ يمكن استخدامه لتحديد المسافات إلى المجرات على نطاق واسع