اندازه جهان چقدر است؟ طول ، عرض و ارتفاع جهان
اندازه جهان چقدر است؟ طول ، عرض و ارتفاع جهان
گاهی پرسیده می شود اندازه ی جهان ما چقدر است.آیا اندازه ای برای جهان وجود دارد؟
ستاره شناس امریکایی هارلو شیپلی در ۱۹۲۰ کهکشان راه شیری را معادل ۳۰۰هزار سال نوری محاسبه کرده بود.این اندازه با اندازه ای که امروز می دانیم متفاوت است و حدود سه برابر بزرگتر بوده است.اما او فواصل مختلفی نظیر فاصله خورشید تا مرکز کهکشان ما را با دقت مناسبی بدست آورده بود که بسیار ارزشمند بود. یکی از اشکالات شیپلی این بود که کهکشان ما را منحصر بفرد قلمداد کرده بود و در همان زمان هربرت کورتیس با او مخالف بود و معتقد بود کهکشان های مشابه ما در جهان بسیار زیاد هستند.امروز می دانیم نظر کورتیس درست بود.اما کورتیس نیز محاسباتش در مورد اندازه ی کهکشیان ما تقریبا یک سوم اندازه ی درست آن بود.یعنی سی هزار سال نوری.
امروزه می دانیم قطر کهکشان راه شیری چیزی حدود ۱۰۰ تا ۱۵۰هزار سال نوری است .اما این کهکشان تنها بخشی از جهان قابل مشاهده است.طبق محاسبات فعلی اندازه ی کیهان قابل مشاهده ۹۳میلیارد سال نوری است.
کتلین کاسی ستاره شناس دانشگاه آستین تگزاس می گوید ستاره شناسان ابزار اندازه گیری متنوعی دارند که بوسیله آنها می توانند کیهان را اندازه گیری کنند.اندازه گیری فواصل میان اجرام کیهانی ، نردبان فواصل کیهانی نام دارد .
کاسی می گوید:ما می توانیم امواج رادیویی را به سیاره ای نزدیک در منظومه شمسی – مثلا زهره و مریخ و…–تابانده و با محاسبه ی زمان رفت و برگشت امواج ، فاصله زمین تا مقصد مورد نظر را بدست آوریم.
روش دیگر اختلاف منظر است.برای مثال قیاس یک ستاره با خورشید را اندازه گیری می کنیم و سپس شش ماه وقتی در نقطه ی دیگری نسبت به خورشید قرار گرفتیم ، همان ستاره را مجدداً اندازه گیری میکنیم.البته این کار برای محاسبه ی ستارگان نزدیک است و نه دور.
شمع‌های استاندارد
روش بعدی روشی است که با نام برازش رشته‌ی اصلی (Main Sequence Fitting) شناخته می‌شود. این روش نیازمند شناخت دقیق از چگونگی رشد و تحول ستارگان رشته‌ی اصلی است که اندازه‌ی مشخصی دارند. با گذر زمان وقتی سن این ستاره‌ها زیاد می‌شود، رنگ آنها رو به سرخی می رود. با اندازه‌گیری دقیق رنگ و روشنایی می توانیم مکان ستاره های دورتر را تخمین بزنیم. در حقیقت ستاره‌های با جرم و سن یکسان اگر در فاصله‌ی برابر از ما قرار داشته باشند با روشنایی یکسان دیده می‌شوند. از آن‌جا که آنها در یک فاصله نیستند، ما می‌توانیم از همین پارامترها برای تعیین فاصله‌ی ستاره‌ها استفاده کنیم.
ستارگان رشته‌ی اصلی در این اندازه‌گیری‌ها با نام “شمع‌های استاندارد” شناخته می‌شوند. شمع‌های استاندارد، اجرامی هستند که قدر (روشنایی) آنها را می‌توانیم به صورت ریاضیاتی محاسبه کنیم. این شمع‌ها در جاهای مختلف فضا وجود دارند. با این حال ستارگان رشته‌ی اصلی تنها مثال‌ها از شمع‌های استاندارد نیستند. فهم رابطه‌ی بین روشنایی و فاصله برای بدست آوردن فاصله‌ی اجرام دورتر مثل کهکشان‌های دیگر ضروری است. در این صورت استفاده از ستاره‌های رشته‌ی اصلی در دیگر کهکشان‌ها به عنوان شمع استاندارد غیر ممکن است. چرا که از میلیون‌ها سال دورتر نمی‌توان این ستاره‌ها را به درستی تشخیص داد.
بعضی از اجرام کیهان روشنایی مشخصی دارند و می‌توان از میزان روشنایی آنها فاصله‌شان را تخمین زد. به آنها شمع‌های استاندارد می‌گویند.
اما در سال ۱۹۰۸ دانشمندی به نام هنریتا سوان لیویت از دانشگاه هاروارد کشف خیلی جالبی انجام داد که به ما در اندازه‌گیری این فواصل عظیم کمک کرد. سوان لیویت گروه خاصی از ستارگان را کشف کرد و نام آنها را “متغیرهای قیفاووسی” گذاشت. کاسی مي‌گوید: او فهمید که میزان روشنایی انواعی از ستاره‌ها در طول زمان تغییر می‌کند و نوسان در روشنایی ستاره‌ها، مستقیم به درخشندگی ذاتی آنها بستگی دارد. به عبارت دیگر، یک قیفاووسی پرنورتر، آهسته‌تر (در دوره‌ای چند روزه) از یک قیفاووسی کم‌نورتر نوسان می‌کند. از آن‌جا که ستاره‌شناسان می‌توانند نوسان یک قیفاووسی را نسبتا آسان اندازه بگیرند، به راحتی میزان روشنایی آن را تخمین می‌زنند. سپس با مشاهده‌ی اینکه از نظر ظاهری روشنایی آن ستاره چقدر است، فاصله‌ی ستاره را اندازه می‌گیرند. این دقیقا همان روشی است که برای اندازه‌گیری فاصله‌ی ستارگان رشته‌ی اصلی هم استفاده می‌شود و روشنایی نقش اصلی را در تعیین مسافت ایفا می‌کند. کشف چنین ستاره‌هایی در کهکشان ما بود که هارلو شیپلی را درباره‌ی اندازه‌ی بزرگ آن قانع کرد. در اوایل دهه‌ی ۱۹۲۰، ستاره‌شناسی به نام ادوین هابل توانست ستاره‌های متغیر قیفاووسی را در کهکشان همسایه، یعنی اندرومدا رصد کند. او با استفاده از این ستاره‌ها فاصله‌ی کهکشان اندرومدا را اندکی کمتر از یک میلیون سال نوری تخمین زد. اکنون می‌دانیم که این کهکشان ۲٫۵۴ میلیون سال نوری با ما فاصله دارد. ولی کار ادوین هابل خیلی اهمیت داشت، چرا که هنوز تقریبا از همان روش برای تخمین فاصله‌ی اندرومدا استفاده میکنیم.
هابل یک کار بزرگ دیگر هم کرد. او انفجار ستاره‌های موسوم به کوتوله‌ی سفید را هم رصد کرد و فهمید که می‌توانیم از آنها به عنوان شمع‌های استاندارد استفاده کنیم. این انفجارها را با نام “ابرنواخترهای نوع ۱A” می‌شناسیم. این انفجارها را به راحتی می‌توان حتی در کهکشان‌هایی که میلیاردها سال نوری از ما فاصله دارند مشاهده کرد. از آن‌جا که درخشندگی این انفجارها قابل محاسبه است، می‌توانیم فاصله‌ی آنها را درست مثل متغیرهای قیفاووسی تعیین کنیم. ابرنواخترهای نوع ۱A و متغیرهای قیفاووسی مثال‌هایی از شمع‌های استاندارد کیهانی هستند. ولی در کیهان یک خط‌کش دیگر هم وجود دارد که به ما اجازه می‌دهد بتوانیم فواصل خیلی دور را اندازه بگیریم. آن خط‌کش چیزی نیست جز انتقال به سرخ.
انتقال به سرخ
اگر در خیابان یک ماشین پلیس یا آمبولانس آژیرکشان از کنار شما رد شده باشد، حتما اثر داپلر را به خوبی درک کرده‌اید.وقتی آمبولانس در حال نزدیک شدن به شماست، فرکانس آمبولانس کاملا بلند به گوش می‌رسد و وقتی از شما دور می‌شود فرکانس آن هم کاهش می‌یابد. این اتفاق برای امواج نوری هم می‌افتد. ما می‌توانیم با آنالیز طیف نوری که از اجرام دوردست دریافت می‌شود، سرعت و فاصله‌ی آنها را متوجه شویم. هرچه اجرام از ما دورتر باشند، انتقال به سرخ بیشتری دارند. این فقط به خاطر فاصله‌ی اجرام از ما نیست بلکه بدین خاطر است که آنها به دلیل انبساط کیهان دائما از ما دور می‌شوند. دیدن انتقال به سرخ در نور کهکشان‌های دوردست یکی از نشانه‌های انبساط کیهان است.
از روی اثر داپلر یا انتقال به سرخ کهکشان‌ها می‌توان فاصله‌ی آنها را تخمین زد.
مثل این است که نقطه‌هایی را بر سطح یک بادکنک بگذارید. نقطه‌هایی که هرکدام نشانگر یک کهکشان هستند. سپس بادکنک را باد کنید. وقتی بادکنک باد می‌شود، فاصله‌ی بین نقطه‌ها افزایش می‌یابد. با انبساط کیهان، کهکشان‌ها از هم دور می‌شوند. هرچه کهکشانی سریع‌تر از ما دور شود، در فاصله‌ی بیشتری از ما قرار دارد و طیف نوری آن هم دارای انتقال به سرخ بیشتری است. دوباره این ادوین هابل بود که رابطه‌ی نسبی بین قیفاووسی‌ها در کهکشان‌های دوردست و انتقال به سرخ آنها را فهمید.
این کشف کلید بزرگی را به دست ما می‌دهد. بیشترین انتقال به سرخی که از یک کهکشان ثبت کرده‌ایم نشان مي‌دهد که آن کهکشان در فاصله‌ی ۱۳٫۸ میلیارد سال نوری از ما قرار دارد. یعنی اینکه ۱۳٫۸ میلیارد سال سن دارد. در طول این همه سال کیهان دائما در حال منبسط شدن بوده و ابتدا خیلی سریع‌تر منبسط می‌شده است. با در نظر گرفتن این واقعیت، ستاره‌شناسان فهمیدند کهکشان‌هایی که بر لبه‌ی کیهان قابل مشاهده قرار دارند و نور آنها ۱۳٫۸ میلیارد سال طول کشیده که به ما برسد، اکنون در فاصله‌ی ۴۶٫۵ میلیارد سال نوری از ما قرار دارند. این بهترین تخمین ما از عرض کیهان قابل مشاهده است. اگر آن را ضرب در دو بکنیم به قطر ۹۳ میلیارد سال نوری برای کیهان قابل مشاهده می‌رسیم.
فراتر از کیهان
شگفتی زمانی ایجاد می‌شود که درباره‌ی کیهانی فراتر از کیهان قابل مشاهده فکر کنیم. آیا جهان فراتر از چیزی است که می‌بینیم؟ اخیرا میرهان واردانیان و همکارانش در دانشگاه آکسفورد به آنالیز داده‌های دریافت شده از اجرام عالم قابل مشاهده پرداختند تا ببینند آیا می‌توانند از شکل کل کیهان ایده‌ای بدست آورند یا خیر. بعد از جمع بندی الگوریتم‌های کامپیوتری برای یافتن الگوهای معنا‌دار در داده‌ها، تخمین جدید و خیلی جالبی بدست آمد. کل کیهان حداقل ۲۵۰ برابر از کیهان قابل مشاهده بزرگتر است. ما هیچ‌وقت نمی‌توانیم این مکان‌های دوردست را ببینیم. شث می‌گوید: هرچه تا به حال درباره‌ی عالم فهمیده‌ایم، از طریق جمع‌آوری فوتون‌های نوری که میلیون‌ها میلیون سال در سفر بوده‌اند تا به آشکارساز‌ها، دوربین‌ها یا رادیو تلسکوپ‌های ما برسند بوده است.
کاسی می‌گوید: نجوم به ما آموخته که در مرکز جهان نیستیم، حتی در مرکز منظومه‌ی شمسی یا کهکشان خودمان هم نیستیم. یک روز می‌توانیم به جاهایی از کیهان سفر کنیم که تا به حال رویای آن را هم در سر نمی‌پروراندیم. اکنون فقط می‌توانیم به کیهان نگاه کنیم، نگریستن به کیهان هم می‌تواند ما را به مکان‌های دوردست ببرد.
پ.ن؛ کل جهان بسیار بزرگتر از عالم قابل مشاهده است.
منبع: BBC Future
