28.3: توزيع المجرات في الفضاء
- Page ID
- 197643
أهداف التعلم
في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:
- اشرح المبدأ الكوني ولخص الأدلة التي تنطبق على أكبر مقاييس الكون المعروف
- وصف محتويات المجموعة المحلية من المجرات
- التمييز بين المجموعات والمجموعات والمجموعات الفائقة من المجرات
- وصف أكبر الهياكل التي شوهدت في الكون، بما في ذلك الفراغات
في القسم السابق، أكدنا على دور عمليات الاندماج في تشكيل تطور المجرات. من أجل الاصطدام، يجب أن تكون المجرات قريبة جدًا من بعضها البعض. لتقدير عدد المرات التي تحدث فيها الاصطدامات وكيفية تأثيرها على تطور المجرات، يحتاج علماء الفلك إلى معرفة كيفية توزيع المجرات في الفضاء وعبر الزمن الكوني. هل معظمهم معزولون عن بعضهم البعض أم يتجمعون في مجموعات؟ إذا اجتمعوا، ما هو حجم المجموعات وكيف ومتى تشكلت؟ وكيف، بشكل عام، يتم ترتيب المجرات ومجموعاتها في الكون؟ هل هناك الكثير في اتجاه واحد من السماء كما هو الحال في أي اتجاه آخر، على سبيل المثال؟ كيف تم ترتيب المجرات بالطريقة التي نجدها بها اليوم؟
وجد إدوين هابل إجابات لبعض هذه الأسئلة بعد سنوات قليلة فقط من إظهاره لأول مرة أن السدم الحلزونية عبارة عن مجرات وليست جزءًا من درب التبانة. أثناء فحصه للمجرات في جميع أنحاء السماء، قام هابل باكتشافين تبين أنهما حاسمان لدراسات تطور الكون.
المبدأ الكوني
قدم هابل ملاحظاته باستخدام ما كان آنذاك أكبر تلسكوبات في العالم - عاكسات 100 بوصة و 60 بوصة على جبل ويلسون. تحتوي هذه التلسكوبات على مجالات رؤية صغيرة: فهي لا تستطيع رؤية سوى جزء صغير من السماء في المرة الواحدة. إن تصوير السماء بأكملها باستخدام تلسكوب 100 بوصة، على سبيل المثال، كان سيستغرق وقتًا أطول من عمر الإنسان. وبدلاً من ذلك، أخذ هابل عينات من السماء في العديد من المناطق، كما فعل هيرشل باستخدام مقياس النجوم الخاص به (انظر هندسة المجرة). في الثلاثينيات من القرن الماضي، قام هابل بتصوير 1283 منطقة عينة، وفي كل طبعة، قام بحساب أعداد صور المجرات بعناية (الشكل\(\PageIndex{1}\)).
كان أول اكتشاف توصل إليه هابل من مسحه هو أن عدد المجرات المرئية في كل منطقة من السماء هو نفسه تقريبًا. (بالمعنى الدقيق للكلمة، هذا صحيح فقط إذا لم يتم امتصاص الضوء من المجرات البعيدة بواسطة الغبار في مجرتنا، ولكن هابل أجرى تصحيحات لهذا الامتصاص.) كما وجد أن أعداد المجرات تزداد مع الضعف، كما نتوقع إذا كانت كثافة المجرات هي نفسها تقريبًا على جميع المسافات منا.
لفهم ما نعنيه، تخيل أنك تلتقط لقطات في ملعب مزدحم خلال حفلة بيعت بالكامل. يبدو الأشخاص الجالسون بالقرب منك كبيرًا، لذلك لن يتناسب سوى عدد قليل منهم مع الصورة. ولكن إذا ركزت على الأشخاص الذين يجلسون في المقاعد على الجانب الآخر من الملعب، فإنهم يبدون صغارًا جدًا بحيث يتناسب الكثير منهم مع صورتك. إذا كانت جميع أجزاء الملعب لها نفس ترتيبات المقاعد، فكلما نظرت بعيدًا، ستصبح صورتك مزدحمة أكثر فأكثر بالناس. وبنفس الطريقة، عندما نظر هابل إلى المجرات الخافتة والخافتة، رأى المزيد والمزيد منها.
تعتبر النتائج التي توصل إليها هابل مهمة للغاية، لأنها تشير إلى أن الكون متناسق ومتجانس - يبدو متشابهًا في جميع الاتجاهات، وحجم كبير من الفضاء عند أي تحول أحمر أو مسافة معينة يشبه إلى حد كبير أي حجم آخر عند هذا التحول الأحمر. إذا كان الأمر كذلك، فلا يهم أي قسم من الكون نلاحظه (طالما أنه جزء كبير): أي قسم سيبدو مثل أي قسم آخر.
نتائج هابل - وغيرها الكثير التي تبعتها في ما يقرب من 100 عام منذ ذلك الحين - لا تعني فقط أن الكون هو نفسه في كل مكان تقريبًا (بصرف النظر عن التغيرات مع مرور الوقت) ولكن أيضًا أنه بصرف النظر عن الاختلافات المحلية الصغيرة، فإن الجزء الذي يمكننا رؤيته من حولنا يمثل الكل. تسمى فكرة أن الكون هو نفسه في كل مكان بالمبدأ الكوني وهو الافتراض الأولي لجميع النظريات تقريبًا التي تصف الكون بأكمله (انظر الانفجار الكبير).
بدون المبدأ الكوني، لن نتمكن من إحراز أي تقدم على الإطلاق في دراسة الكون. لنفترض أن الحي المحلي الخاص بنا كان غير عادي بطريقة ما. ثم لم نتمكن من فهم شكل الكون أكثر مما لو تقطعت بنا السبل في جزيرة دافئة في جنوب البحر دون اتصال خارجي وكنا نحاول فهم جغرافية الأرض. من وجهة نظرنا المحدودة على الجزيرة، لم نتمكن من معرفة أن بعض أجزاء الكوكب مغطاة بالثلج والجليد، أو أن القارات الكبيرة توجد بها مجموعة متنوعة من التضاريس أكبر بكثير من تلك الموجودة في جزيرتنا.
قام هابل فقط بحساب أعداد المجرات في اتجاهات مختلفة دون معرفة مدى بُعد معظمها. باستخدام الأدوات الحديثة، قام علماء الفلك بقياس سرعات ومسافات مئات الآلاف من المجرات، وبالتالي قاموا ببناء صورة ذات معنى للبنية واسعة النطاق للكون. في بقية هذا القسم، نصف ما نعرفه عن توزيع المجرات، بدءًا من تلك القريبة.
المجموعة المحلية
إن منطقة الكون التي لدينا معلومات أكثر تفصيلاً عنها هي، كما تتوقع، منطقتنا المحلية. اتضح أن مجرة درب التبانة هي عضو في مجموعة صغيرة من المجرات تسمى، وليس بشكل خيالي للغاية، المجموعة المحلية. تنتشر على حوالي 3 ملايين سنة ضوئية وتحتوي على أكثر من 54 عضوًا. هناك ثلاث مجرات حلزونية كبيرة (مجرتنا، مجرة أندروميدا، و M33)، ومجرتان بيضاويتان متوسطتان، والعديد من المجرات البيضاوية القزمة والمجرات غير المنتظمة.
لا يزال يتم اكتشاف أعضاء جدد في المجموعة المحلية. ذكرنا في مجرة درب التبانة مجرة قزمة على بعد حوالي 80000 سنة ضوئية فقط من الأرض وحوالي 50000 سنة ضوئية من مركز المجرة التي تم اكتشافها عام 1994 في كوكبة القوس. (يغامر هذا القزم في الواقع بالقرب جدًا من درب التبانة الأكبر حجمًا وسيستهلكه في النهاية.)
أصبح العديد من الاكتشافات الحديثة ممكنًا بفضل الجيل الجديد من المسوحات الآلية والحساسة والواسعة النطاق، مثل مسح سلون الرقمي للسماء، الذي يرسم مواقع ملايين النجوم عبر معظم السماء المرئية. من خلال البحث في البيانات باستخدام برامج كمبيوتر متطورة، اكتشف علماء الفلك العديد من المجرات القزمية الصغيرة الباهتة التي تكون جميعها غير مرئية للعين حتى في تلك الصور التلسكوبية العميقة. قد تساعد هذه النتائج الجديدة في حل مشكلة طويلة الأمد: تنبأت النظريات السائدة حول كيفية تشكل المجرات بضرورة وجود المزيد من المجرات القزمية حول المجرات الكبيرة مثل درب التبانة مما تم ملاحظته - والآن فقط لدينا الأدوات للعثور على هذه المجرات الخافتة والصغيرة والبدء في المقارنة أعداد منهم مع تنبؤات نظرية.
يمكنك قراءة المزيد عن استطلاع سلون ونتائجه الدراماتيكية. وتحقق من هذه الرسوم المتحركة القصيرة للرحلة عبر ترتيب المجرات كما كشف المسح.
كما تم العثور على العديد من المجرات القزمية الجديدة بالقرب من مجرة أندروميدا. يصعب العثور على مثل هذه المجرات القزمية لأنها تحتوي عادةً على عدد قليل نسبيًا من النجوم، ومن الصعب تمييزها عن النجوم الأمامية في مجرة درب التبانة الخاصة بنا.
الشكل\(\PageIndex{2}\) عبارة عن رسم تقريبي يوضح مكان وجود الأعضاء الأكثر إشراقًا في المجموعة المحلية. يشير متوسط حركات جميع المجرات في المجموعة المحلية إلى أن كتلتها الإجمالية تبلغ حوالي\(4 × 10^{12}\)\(M_{\text{Sun}}\)، ونصف هذه الكتلة على الأقل موجود في اللوالب العملاقتين - مجرة أندروميدا ومجرة درب التبانة. ضع في اعتبارك أن قدرًا كبيرًا من الكتلة في المجموعة المحلية في شكل مادة مظلمة.
المجموعات والمجموعات المجاورة
من الصعب ملاحظة مجموعات المجرات الصغيرة مثل مجموعتنا على مسافات أكبر. ومع ذلك، هناك مجموعات أكثر أهمية تسمى مجموعات المجرات التي يسهل اكتشافها حتى على بعد ملايين السنين الضوئية. توصف هذه المجموعات بأنها فقيرة أو غنية اعتمادًا على عدد المجرات التي تحتويها. تحتوي المجموعات الغنية على آلاف أو حتى عشرات الآلاف من المجرات، على الرغم من أن العديد من المجرات خافتة للغاية ويصعب اكتشافها.
يُطلق على أقرب مجموعة مجرات غنية إلى حد ما اسم مجموعة العذراء، بعد الكوكبة التي تُرى فيها. تقع على بعد حوالي 50 مليون سنة ضوئية وتحتوي على آلاف الأعضاء، يظهر عدد قليل منهم في الشكل\(\PageIndex{3}\). تنتمي المجرة الإهليلجية العملاقة (والنشطة جدًا) M87، والتي تعرفت عليها وأحبتها في الفصل الخاص بالمجرات النشطة والكوازار والثقوب السوداء فائقة الكتلة، إلى مجموعة برج العذراء.
ومن الأمثلة الجيدة على مجموعة أكبر بكثير من مجمع العذراء هي مجموعة كوما، التي يبلغ قطرها 10 ملايين سنة ضوئية على الأقل (الشكل\(\PageIndex{4}\)). تقع هذه المجموعة على بعد حوالي 250 إلى 300 مليون سنة ضوئية، وتتركز حول قطعتين بيضاويتين عملاقتين تساوي لمعان كل منهما حوالي 400 مليار شمس. تمت ملاحظة آلاف المجرات في كوما، ولكن من شبه المؤكد أن المجرات التي نراها ليست سوى جزء مما هو موجود بالفعل. المجرات القزمية خافتة جدًا بحيث لا يمكن رؤيتها على مسافة كوما، لكننا نتوقع أنها جزء من هذه المجموعة تمامًا كما هي جزء من المجرات الأقرب. إذا كان الأمر كذلك، فمن المحتمل أن تحتوي كوما على عشرات الآلاف من المجرات. تبلغ الكتلة الإجمالية لهذه الكتلة حوالي\(4 × 10^{15}\)\(M_{\text{Sun}}\) (كتلة كافية لصنع 4 ملايين نجم مثل الشمس).
دعونا نتوقف هنا للحظة من المنظور. نحن نناقش الآن الأرقام التي يشعر بها حتى علماء الفلك أحيانًا بالارتباك. قد تحتوي مجموعة كوما على 10 أو 20 أو 30 ألف مجرة، ولكل مجرة مليارات ومليارات النجوم. إذا كنت تسافر بسرعة الضوء، فسيستغرق الأمر أكثر من 10 ملايين سنة (أطول من تاريخ الجنس البشري) لعبور هذا السرب العملاق من المجرات. وإذا كنت تعيش على كوكب في ضواحي إحدى هذه المجرات، فإن العديد من أعضاء الكتلة الآخرين سيكونون قريبين بما يكفي ليكونوا مشاهد جديرة بالملاحظة في سماء الليل.
عادة ما تحتوي المجموعات الغنية حقًا مثل كوما على تركيز عالٍ من المجرات بالقرب من المركز. يمكننا أن نرى المجرات البيضاوية العملاقة في هذه المناطق المركزية ولكن القليل من المجرات الحلزونية، إن وجدت. تحدث اللوالب الموجودة بشكل عام في ضواحي العناقيد.
قد نقول أن الأجهزة البيضاوية «اجتماعية» للغاية: غالبًا ما توجد في مجموعات وتستمتع كثيرًا بـ «التسكع» مع الأجهزة البيضاوية الأخرى في المواقف المزدحمة. تكون التصادمات على الأرجح في مثل هذه الحشود تحديدًا، وكما ناقشنا سابقًا، نعتقد أن معظم الأجهزة البيضاوية الكبيرة تُبنى من خلال عمليات دمج المجرات الصغيرة.
من ناحية أخرى، تعتبر اللوالب أكثر «خجلًا»: من المرجح أن توجد في التجمعات الفقيرة أو على حواف التجمعات الغنية حيث تقل احتمالية حدوث التصادمات في تعطيل الأذرع الحلزونية أو تجريد الغاز اللازم لاستمرار تكوين النجوم.
عدسة الجاذبية
كما رأينا في الثقوب السوداء والزمكان المنحني، فإن الزمكان ينحني بقوة أكبر في المناطق التي يكون فيها مجال الجاذبية قويًا. يبدو أن الضوء الذي يمر بالقرب من تركيز المادة يتبع مسارًا منحنيًا. في حالة مرور ضوء النجوم بالقرب من الشمس، نقيس موضع النجم البعيد ليكون مختلفًا قليلاً عن موضعه الحقيقي.
الآن دعونا ننظر في حالة الضوء من مجرة بعيدة أو كوازار يمر بالقرب من تركيز مادة مثل مجموعة من المجرات في رحلتها إلى التلسكوبات الخاصة بنا. وفقًا للنسبية العامة، قد ينحني مسار الضوء بعدة طرق؛ ونتيجة لذلك يمكننا ملاحظة الصور المشوهة وحتى المتعددة (الشكل\(\PageIndex{5}\)).
يمكن أن تنتج عدسات الجاذبية ليس فقط صورًا مزدوجة، كما هو موضح في الشكل\(\PageIndex{5}\)، ولكن أيضًا صورًا أو أقواس أو حلقات متعددة. أظهرت عدسة الجاذبية الأولى المكتشفة، في عام 1979، صورتين لنفس الجسم البعيد. في النهاية، استخدم علماء الفلك تلسكوب هابل الفضائي لالتقاط صور رائعة لتأثيرات عدسات الجاذبية. يظهر أحد الأمثلة في الشكل\(\PageIndex{6}\).
تتنبأ النسبية العامة بأن الضوء الصادر من جسم بعيد قد يتم تضخيمه أيضًا من خلال تأثير العدسة، مما يجعل الأشياء غير المرئية مشرقة بما يكفي لاكتشافها. هذا مفيد بشكل خاص لاستكشاف المراحل الأولى من تكوين المجرة، عندما كان الكون صغيرًا. \(\PageIndex{7}\)يوضح الشكل مثالاً لمجرة خافتة بعيدة جدًا يمكننا دراستها بالتفصيل فقط لأن مسارها الضوئي يمر عبر تركيز كبير من المجرات الضخمة ونرى الآن صورة أكثر إشراقًا لها.
يجب أن نلاحظ أن الكتلة المرئية في المجرة ليست عدسة الجاذبية الوحيدة الممكنة. يمكن للمادة المظلمة أيضًا أن تكشف عن نفسها من خلال إنتاج هذا التأثير. يستخدم علماء الفلك صورًا معدسة من جميع أنحاء السماء لمعرفة المزيد عن مكان المادة المظلمة ومقدار وجودها.
المجموعات الفائقة والفراغات
بعد أن اكتشف علماء الفلك مجموعات من المجرات، تساءلوا بطبيعة الحال عما إذا كانت لا تزال هناك هياكل أكبر في الكون. هل تتجمع مجموعات المجرات معًا؟ للإجابة على هذا السؤال، يجب أن نكون قادرين على رسم أجزاء كبيرة من الكون في ثلاثة أبعاد. يجب أن نعرف ليس فقط موقع كل مجرة في السماء (وهذا بعدان) ولكن أيضًا المسافة بيننا (البعد الثالث).
هذا يعني أننا يجب أن نكون قادرين على قياس الانزياح الأحمر لكل مجرة في خريطتنا. إن أخذ طيف من كل مجرة للقيام بذلك هو مهمة تستغرق وقتًا أطول بكثير من مجرد حساب المجرات التي تُرى في اتجاهات مختلفة في السماء، كما فعل هابل. اليوم، وجد علماء الفلك طرقًا للحصول على أطياف العديد من المجرات في نفس مجال الرؤية (أحيانًا المئات أو حتى الآلاف في المرة الواحدة) لتقليل الوقت المستغرق لإنهاء خرائطها ثلاثية الأبعاد. التلسكوبات الأكبر حجمًا قادرة أيضًا على قياس التحولات الحمراء - وبالتالي المسافات - للمجرات الأكثر بعدًا و (مرة أخرى) القيام بذلك بسرعة أكبر بكثير مما كان ممكنًا في السابق.
التحدي الآخر الذي واجهه علماء الفلك في تحديد كيفية إنشاء خريطة للكون يشبه ذلك الذي واجهه الفريق الأول من المستكشفين في منطقة ضخمة مجهولة على الأرض. نظرًا لوجود مجموعة واحدة فقط من المستكشفين ومساحة هائلة من الأرض، يتعين عليهم اتخاذ خيارات حول المكان الذي يذهبون إليه أولاً. قد تكون إحدى الإستراتيجيات هي الضرب في خط مستقيم من أجل التعرف على التضاريس. قد يعبرون، على سبيل المثال، بعض المروج الفارغة في الغالب ثم يصطدمون بغابة كثيفة. عندما يشقون طريقهم عبر الغابة، يتعلمون مدى سمكها في الاتجاه الذي يسافرون فيه، ولكن ليس عرضها إلى اليسار أو اليمين. ثم يعبر النهر مساره؛ وعندما يخوضون عبره، يمكنهم قياس عرضه ولكن لا يتعلمون شيئًا عن طوله. ومع ذلك، عندما يستمرون في خطهم المستقيم، يبدأون في التعرف على شكل المناظر الطبيعية ويمكنهم تكوين جزء على الأقل من الخريطة. سيساعد المستكشفون الآخرون، الذين سيخرجون في اتجاهات أخرى، يومًا ما في ملء الأجزاء المتبقية من تلك الخريطة.
كان على علماء الفلك تقليديًا اتخاذ نفس النوع من الخيارات. لا يمكننا استكشاف الكون في كل اتجاه إلى «عمق» لا نهائي أو حساسية: هناك عدد كبير جدًا من المجرات وعدد قليل جدًا من التلسكوبات للقيام بهذه المهمة. ولكن يمكننا اختيار اتجاه واحد أو شريحة صغيرة من السماء والبدء في رسم خرائط المجرات. كانت مارغريت جيلر والراحل جون هوتشرا وطلابهما في مركز هارفارد-سميثسونيان للفيزياء الفلكية رائدين في هذه التقنية، كما قامت عدة مجموعات أخرى بتوسيع نطاق عملها ليشمل كميات أكبر من الفضاء.
مارغريت جيلر: المساح الكوني
ولدت مارغريت جيلر في عام 1947، وهي ابنة كيميائي شجعها على الاهتمام بالعلوم وساعدتها في تصور البنية ثلاثية الأبعاد للجزيئات عندما كانت طفلة. (كانت مهارة ستصبح لاحقًا مفيدة جدًا لتصور البنية ثلاثية الأبعاد للكون.) تتذكر أنها شعرت بالملل في المدرسة الابتدائية، لكن والديها شجعوها على القراءة بمفردها. تشمل ذكرياتها أيضًا رسائل خفية من المعلمين مفادها أن الرياضيات (اهتمامها المبكر القوي) لم تكن مجالًا للفتيات، لكنها لم تسمح لنفسها بالردع.
حصلت جيلر على درجة البكالوريوس في الفيزياء من جامعة كاليفورنيا في بيركلي وأصبحت ثاني امرأة تحصل على درجة الدكتوراه في الفيزياء من برينستون. هناك، أثناء عملها مع جيمس بيبلز، أحد علماء الكونيات الرائدين في العالم، أصبحت مهتمة بالمشاكل المتعلقة بالبنية الواسعة النطاق للكون. في عام 1980، قبلت منصبًا بحثيًا في مركز هارفارد-سميثسونيان للفيزياء الفلكية، وهو أحد أكثر المؤسسات ديناميكية في البلاد لأبحاث علم الفلك. ورأت أنه من أجل إحراز تقدم في فهم كيفية تنظيم المجرات والعناقيد، يلزم إجراء سلسلة أكثر كثافة من الدراسات الاستقصائية. على الرغم من أنها لن تؤتي ثمارها لسنوات عديدة، بدأت جيلر والمتعاونون معها المهمة الطويلة والشاقة لرسم خرائط المجرات (الشكل\(\PageIndex{8}\)).
كان فريقها محظوظًا لأنه تم منحه إمكانية الوصول إلى تلسكوب يمكن تخصيصه لمشروعهم، وهو العاكس مقاس 60 بوصة على جبل هوبكنز، بالقرب من توكسون، أريزونا، حيث قاموا ومساعدوهم بأخذ أطياف لتحديد مسافات المجرة. للحصول على شريحة من الكون، قاموا بتوجيه التلسكوب الخاص بهم إلى موقع محدد مسبقًا في السماء ثم تركوا دوران الأرض يجلب المجرات الجديدة إلى مجال رؤيتهم. وبهذه الطريقة، قاموا بقياس المواقع والتحولات الحمراء لأكثر من 18000 مجرة وصنعوا مجموعة واسعة من الخرائط المثيرة للاهتمام لعرض بياناتهم. تتضمن استطلاعاتهم الآن «شرائح» في كل من نصفي الكرة الأرضية الشمالي والجنوبي.
مع انتشار أخبار عملها المهم خارج مجتمع علماء الفلك، حصلت جيلر على زمالة مؤسسة ماك آرثر في عام 1990. تم تصميم هذه الزمالات، التي تُعرف باسم «جوائز العبقرية»، لتقدير العمل الإبداعي الحقيقي في مجموعة واسعة من المجالات. لا تزال جيلر لديها اهتمام قوي بالتصور وقد قامت (مع المخرج بويد إستوس) بعمل العديد من مقاطع الفيديو الحائزة على جوائز لشرح عملها لغير العلماء (واحدة بعنوان So Many Glaxes.. القليل من الوقت). وقد ظهرت في مجموعة متنوعة من الأخبار الوطنية والبرامج الوثائقية، بما في ذلك برنامج MacNeil/ Lehrer Newshour، وThe Astronthomics، وThe Infinite Voyage. وبنشاط وصريح، قدمت محاضرات عن عملها إلى العديد من الجماهير في جميع أنحاء البلاد، وتعمل بجد لإيجاد طرق لشرح أهمية استطلاعاتها الرائدة للجمهور.
«من المثير اكتشاف شيء لم يره أحد من قبل. [أن أكون] واحدًا من أول ثلاثة أشخاص رأوا تلك الشريحة من الكون [كان] نوعًا ما مثل كولومبوس... لم يتوقع أحد مثل هذا النمط المذهل!» —مارجريت جيلر
تعرف على المزيد حول عمل Geller و Huchra (بما في ذلك المقابلات مع Geller) في فيديو NOVA هذا الذي يستغرق 4 دقائق. يمكنك أيضًا معرفة المزيد حول استنتاجاتهم والأبحاث الإضافية التي أدت إليها.
أكبر مشروع لرسم خرائط الكون حتى الآن هو مسح سلون الرقمي للسماء (انظر مربع ميزة Making Connections: علم الفلك والتكنولوجيا: مسح سلون الرقمي للسماء في نهاية هذا القسم). يوضح الشكل مخطط توزيع المجرات الذي تم تعيينه بواسطة مسح سلون\(\PageIndex{8}\). ولدهشة علماء الفلك، أظهرت خرائط مثل تلك الموجودة في الشكل أن مجموعات المجرات ليست مرتبة بشكل موحد في جميع أنحاء الكون، ولكنها توجد في مجموعات خيطية ضخمة تشبه أقواسًا كبيرة من بقع الحبر المنتشرة على الصفحة. تشبه المجموعات الفائقة ورقة ممزقة بشكل غير منتظم أو فطيرة في الشكل - يمكن أن تمتد لمئات الملايين من السنوات الضوئية في بعدين، ولكن سمكها يتراوح من 10 إلى 20 مليون سنة ضوئية فقط في البعد الثالث. تظهر الدراسة التفصيلية لبعض هذه الهياكل أن كتلتها عدة مرات\(10^{16}\)\(M_{\text{Sun}}\)، وهي أكبر بعشرة آلاف مرة من مجرة درب التبانة.
تحقق من هذا التصور المتحرك للهيكل واسع النطاق من مسح سلون.
تفصل بين الشعيرات والصفائح في الكتلة الفائقة فراغات تبدو وكأنها فقاعات فارغة ضخمة محاطة بأقواس كبيرة من المجرات. تبلغ أقطارها النموذجية 150 مليون سنة ضوئية، مع تركيز مجموعات المجرات على طول جدرانها. يذكرنا الترتيب الكامل للخيوط والفراغات بإسفنجة أو داخل قرص العسل أو قطعة كبيرة من الجبن السويسري ذات الثقوب الكبيرة جدًا. إذا قمت بأخذ شريحة جيدة أو مقطع عرضي من خلال أي من هذه العناصر، فسترى شيئًا يشبه الشكل تقريبًا\(\PageIndex{8}\).
قبل اكتشاف هذه الفراغات، ربما توقع معظم علماء الفلك أن المناطق بين مجموعات المجرات العملاقة كانت مليئة بالعديد من المجموعات الصغيرة من المجرات، أو حتى بالمجرات الفردية المعزولة. وجدت عمليات البحث الدقيقة داخل هذه الفراغات عددًا قليلاً من المجرات من أي نوع. يبدو أن 90 بالمائة من المجرات تشغل أقل من 10 بالمائة من حجم الفضاء.
مثال\(\PageIndex{1}\): توزيع المجرة
لتحديد توزيع المجرات في الفضاء ثلاثي الأبعاد، يتعين على علماء الفلك قياس مواقعها وتحولاتها الحمراء. كلما زاد حجم الفضاء الذي تم مسحه، زاد احتمال أن يكون القياس عينة عادلة من الكون ككل. ومع ذلك، يزداد العمل المطلوب بسرعة كبيرة مع زيادة الحجم الذي يغطيه الاستطلاع.
دعونا نجري حسابًا سريعًا لمعرفة سبب ذلك.
لنفترض أنك أكملت مسحًا لجميع المجرات في غضون 30 مليون سنة ضوئية وتريد الآن مسح 60 مليون سنة ضوئية. ما حجم المساحة التي يغطيها الاستبيان الثاني؟ ما هو حجم هذا المجلد من حجم الاستطلاع الأول؟ تذكر أن حجم الكرة، V، يُعطى بواسطة الصيغة
\[V = \dfrac{4}{3}\pi R^3 \nonumber\]
\(R\)أين نصف قطر الكرة.
الحل
نظرًا لأن حجم الكرة يعتمد على\(R^3\) المسح الثاني ويصل إلى ضعف المسافة، فإنه سيغطي حجمًا أكبر\(2^3 = 8\) بمرات. سيكون الحجم الإجمالي الذي يغطيه المسح الثاني
\[(4/3) \pi \times (60 \text{ million light-years})^3 = 9 \times 10^{23} \text{ light-years}^3. \nonumber\]
التمارين الرياضية\(\PageIndex{1}\)
لنفترض أنك تريد الآن توسيع الاستبيان الخاص بك إلى 90 مليون سنة ضوئية. ما حجم المساحة المُغطاة، وما هو حجمها الأكبر من حجم المسح الثاني؟
- إجابة
-
الحجم الإجمالي\[(4/3) \pi \times (90 \text{ million light-years})^3 = 3.05 \times 10^{24} \text{ light-years}^3. \nonumber\] الذي تمت تغطيته هو أن المسح يصل إلى 3 أضعاف المسافة، لذلك سيغطي حجمًا أكبر\(3^3 = 27\) بمرات.
حتى التلسكوبات والمسوحات الأكبر والأكثر حساسية يتم تصميمها وبناؤها حاليًا للنظر أبعد وأبعد في الفضاء والعودة بالزمن. يمكن للتلسكوب المليمتر الكبير الجديد الذي يبلغ طوله 50 مترًا في المكسيك ومصفوفة أتاكاما المليمترية الكبيرة في تشيلي اكتشاف إشعاع الأشعة تحت الحمراء البعيدة والموجات المليمترية من المجرات الضخمة المتفجّرة بالنجوم في التحولات الحمراء وبالتالي مسافات تزيد عن 90٪ من طريق العودة إلى الانفجار العظيم. لا يمكن ملاحظتها بالضوء المرئي لأن مناطق تكوين النجوم ملفوفة بغيوم من الغبار الكثيف. وفي عام 2021، من المقرر إطلاق تلسكوب جيمس ويب الفضائي بقطر 6.5 متر. سيكون أول تلسكوب رئيسي جديد للضوء المرئي والأشعة تحت الحمراء القريبة في الفضاء منذ إطلاق هابل قبل أكثر من 25 عامًا. أحد الأهداف الرئيسية لهذا التلسكوب هو المراقبة المباشرة لضوء المجرات الأولى وحتى النجوم الأولى التي تتألق، بعد أقل من نصف مليار سنة من الانفجار العظيم.
في هذه المرحلة، إذا كنت تفكر في مناقشاتنا حول الكون المتوسع في المجرات، فقد تتساءل عما\(\PageIndex{8}\) يتوسع بالضبط في الشكل. نحن نعلم أن المجرات ومجموعات المجرات تتجمع معًا من خلال جاذبيتها ولا تتوسع كما يفعل الكون. ومع ذلك، فإن الفراغات تنمو بشكل أكبر وتتحرك الشعيرات بعيدًا عن بعضها البعض مع تمدد المساحة (انظر الانفجار الكبير).
علم الفلك والتكنولوجيا: مسح سلون الرقمي للسماء
في أيام إدوين هابل، كان لابد من أخذ أطياف المجرات واحدة تلو الأخرى. تم وضع الضوء الخافت لمجرة بعيدة تم جمعها بواسطة تلسكوب كبير من خلال شق، ثم تم استخدام مقياس الطيف (يسمى أيضًا جهاز الطيف) لفصل الألوان وتسجيل الطيف. كانت هذه عملية شاقة وغير مناسبة لمتطلبات عمل خرائط واسعة النطاق تتطلب التحولات الحمراء لعدة آلاف من المجرات.
لكن التكنولوجيا الجديدة جاءت لإنقاذ علماء الفلك الذين يبحثون عن خرائط ثلاثية الأبعاد لعالم المجرات. تم إنتاج مسح طموح للسماء باستخدام تلسكوب خاص وكاميرا وجهاز قياس الطيف فوق جبال ساكرامنتو في نيو مكسيكو. استخدم البرنامج، الذي أطلق عليه اسم Sloan Digital Sky Survey (SDSS)، نسبة إلى المؤسسة التي قدمت جزءًا كبيرًا من التمويل، تلسكوبًا بطول 2.5 متر (تقريبًا نفس فتحة هابل) ككاميرا فلكية واسعة الزاوية. خلال برنامج رسم الخرائط الذي استمر لأكثر من عشر سنوات، استخدم علماء الفلك 30 جهازًا مقترنًا بالشحن (CCDs) من SDSS - أجهزة كشف الضوء الإلكترونية الحساسة المشابهة لتلك المستخدمة في العديد من الكاميرات الرقمية والهواتف المحمولة - لالتقاط صور لأكثر من 500 مليون كائن وأطياف تزيد عن 3 ملايين، تغطي أكثر من واحد- ربع الكرة السماوية. مثل العديد من المشاريع الكبيرة في العلوم الحديثة، شارك في مسح سلون علماء ومهندسين من العديد من المؤسسات المختلفة، بدءًا من الجامعات إلى المختبرات الوطنية.
في كل ليلة صافية لأكثر من عقد من الزمان، استخدم علماء الفلك الأداة لعمل صور تسجل موقع وسطوع الأجسام السماوية في شرائح طويلة من السماء. تم تسجيل المعلومات الموجودة في كل شريط رقميًا وحفظها للأجيال القادمة. عندما كانت الرؤية (أذكر هذا المصطلح من الأدوات الفلكية) كافية فقط، تم استخدام التلسكوب لأخذ أطياف المجرات والكوازار—ولكنه فعل ذلك لما يصل إلى 640 كائنًا في المرة الواحدة.
كان مفتاح نجاح المشروع عبارة عن سلسلة من الألياف الضوئية وأنابيب رقيقة من الزجاج المرن يمكنها نقل الضوء من المصدر إلى CCD الذي يسجل بعد ذلك الطيف. بعد التقاط صور لجزء من السماء وتحديد الأجسام التي هي مجرات، قام علماء المشروع بحفر صفيحة ألمنيوم بها ثقوب لربط الألياف في موقع كل مجرة. ثم تم توجيه التلسكوب إلى القسم الأيمن من السماء، وقادت الألياف ضوء كل مجرة إلى مقياس الطيف للتسجيل الفردي (الشكل\(\PageIndex{9}\)).
كانت حوالي ساعة كافية لكل مجموعة من الأطياف، ويمكن تبديل ألواح الألمنيوم المثقوبة مسبقًا بسرعة. وبالتالي، كان من الممكن أخذ ما يصل إلى 5000 طيف في ليلة واحدة (بشرط أن يكون الطقس جيدًا بما يكفي).
أدى مسح المجرة إلى خريطة أكثر شمولاً للسماء مما كان ممكنًا من قبل، مما سمح لعلماء الفلك باختبار أفكارهم حول البنية واسعة النطاق وتطور المجرات مقابل مجموعة رائعة من البيانات الحقيقية.
المعلومات التي سجلها مسح سلون تثير الخيال. جاءت البيانات بمعدل 8 ميغابايت في الثانية (وهذا يعني 8 ملايين رقم أو حرف فردي كل ثانية). على مدار المشروع، سجل العلماء أكثر من 15 تيرابايت، أو 15 ألف مليار بايت، والتي يقدرون أنها قابلة للمقارنة مع المعلومات الواردة في مكتبة الكونغرس. يعد تنظيم وفرز هذا الحجم من البيانات واستخراج النتائج العلمية المفيدة التي يحتوي عليها تحديًا هائلاً، حتى في عصر المعلومات لدينا. مثل العديد من المجالات الأخرى، دخل علم الفلك الآن عصر «البيانات الضخمة»، مما يتطلب أجهزة كمبيوتر عملاقة وخوارزميات كمبيوتر متقدمة لفحص كل تلك التيرابايت من البيانات بكفاءة.
أحد الحلول الناجحة جدًا لتحدي التعامل مع مجموعات البيانات الكبيرة هذه هو اللجوء إلى «علم المواطن»، أو التعهيد الجماعي، وهو نهج ساعدت SDSS في ريادته. إن العين البشرية جيدة جدًا في التعرف على الاختلافات الدقيقة بين الأشكال، مثل بين مجرتين حلزونيتين مختلفتين، بينما تفشل أجهزة الكمبيوتر غالبًا في مثل هذه المهام. عندما أراد علماء الفلك في مشروع سلون فهرسة أشكال بعض ملايين المجرات في صورهم الجديدة، أطلقوا مشروع «Galaxy Zoo»: حصل المتطوعون في جميع أنحاء العالم على دورة تدريبية قصيرة عبر الإنترنت، ثم تم تزويدهم ببضع عشرات من صور المجرات لتصنيفها بالعين. حقق المشروع نجاحًا كبيرًا، مما أدى إلى تصنيف أكثر من 40 مليون مجرات من قبل أكثر من 100000 متطوع واكتشاف أنواع جديدة كاملة من المجرات.
تعرف على المزيد حول كيف يمكنك أن تكون جزءًا من مشروع تصنيف المجرات في هذا الجهد العلمي للمواطن. هذا البرنامج هو جزء من سلسلة كاملة من مشاريع «علم المواطن» التي تمكن الناس في جميع مناحي الحياة من أن يكونوا جزءًا من البحث الذي يحتاج علماء الفلك المحترفون (والعلماء في عدد متزايد من المجالات) إلى المساعدة فيه.
المفاهيم الأساسية والملخص
تثبت أعداد المجرات في اتجاهات مختلفة أن الكون على نطاق واسع متجانس ومتشابه (نفس الشيء في كل مكان ونفس الشيء في جميع الاتجاهات، بصرف النظر عن التغيرات التطورية مع مرور الوقت). يشار إلى تشابه الكون في كل مكان بالمبدأ الكوني. يتم تجميع المجرات معًا في مجموعات. مجرة درب التبانة هي عضو في المجموعة المحلية، التي تحتوي على 54 مجرة عضوًا على الأقل. تحتوي المجموعات الغنية (مثل Virgo و Coma) على آلاف أو عشرات الآلاف من المجرات. غالبًا ما تتجمع مجموعات المجرات مع مجموعات أخرى لتشكيل هياكل كبيرة الحجم تسمى المجموعات الفائقة، والتي يمكن أن تمتد عبر مسافات تصل إلى عدة مئات من ملايين السنين الضوئية. توجد المجموعات والمجموعات الفائقة في الهياكل الخيطية الضخمة ولكنها لا تملأ سوى جزء صغير من المساحة. يتكون معظم الفضاء من فراغات كبيرة بين المجموعات الفائقة، حيث تقتصر جميع المجرات تقريبًا على أقل من 10٪ من الحجم الكلي.
مسرد المصطلحات
- مبدأ كوني
- الافتراض بأن الكون، على نطاق واسع، في أي وقت هو نفسه في كل مكان - متناسق ومتجانس
- متجانسة
- وجود توزيع متسق ومتساوي للمادة التي هي نفسها في كل مكان
- متناسق الشكل
- نفس الشيء في جميع الاتجاهات
- مجموعة محلية
- مجموعة صغيرة من المجرات التي تنتمي إليها مجرتنا
- عنقود فائق
- منطقة كبيرة من الفضاء (أكثر من 100 مليون سنة ضوئية) حيث تتركز مجموعات ومجموعات المجرات بشكل أكبر؛ مجموعة من مجموعات المجرات
- باطل
- منطقة بين المجموعات والمجموعات الفائقة من المجرات تبدو فارغة نسبيًا من المجرات