تويت
عندما نتعامل مع الكون، نميل نحن البشر إلى وصف الأمور بعبارات مألوفة.
عندما نختبر الكواكب الخارجية (خارج نظامنا الشمسي)، نصنفهم اعتمادًا على الخصائص التي تتشابه مع الكواكب ضمن مجموعتنا الشمسية.
– مثال: أرضيّ (يشبه الأرض من حيث الشكل والبنية والمكونات … إلخ)، عملاق غازي، بحجم الأرض، بحجم المشتري، بحجم نبتون، إلخ.
وعندما نقيس المسافات الفلكية فنفعل الشيء ذاته.
على سبيل المثال: أحد أكثر الوسائل شيوعًا والمستخدمة في قياس المسافات في الفضاء هي “الوحدة الفلكية Astronomical Unit”.
اعتمادًا على المسافة بين الأرض والشمس، تسمح هذه الوحدة للفلكيين بوصف المسافات الشاسعة ما بين كواكب المجموعة الشمسية والشمس، وبين الكواكب خارج مجموعتنا الشمسية وشموسها.
تعريفها:
وفقًا للاتفاقية الفلكية الحالية، تعادل الوحدة الفلكية (149,597,870.7) كيلو متر (أو 92,955,807 ميل)، على العموم، فهذه هي المسافة المتوسطة ما بين الأرض والشمس، لأنه وكما نعلم فإن المسافة بين الأرض والشمس متغيّرة بحسب دورة الأرض المدارية.
بتعبير مختلف، إن المسافة ما بين الأرض والشمس تتغير على مدار السنة الواحدة.
خلال السنة الأرضية تدور الأرض حول الشمس في مدارها وتقترب لمسافة من الشمس تعادل (147,095,000) كيلو متر في نقطة تدعى الحضيض الشمسي “Perihelion” وتبتعد لمسافة (152,100,000) كيلو متر في نقطة تدعى الأوج الشمسي “Aphelion”، أو من مسافة (0.983 وحدة فلكية) إلى (1.016 وحدة فلكية.)
تاريخ التطور:
يعود أقدم مثال مسجّل لعلماء الفلك الذين قدَّروا المسافة ما بين الأرض والشمس إلى العصور الكلاسيكية القديمة.
ففي القرن الثالث قبل الميلاد قدَّر الرياضي الإغريقي أريستارخوس المسافة بين الأرض والشمس لتتراوح بين 18 إلى 20 ضعفًا للمسافة ما بين الأرض والقمر.
ومع ذلك، ادعى أرخميدس في أعماله في القرن الثالث قبل الميلاد “ساندريكونر”، أن أريستارخوس وضع مسافة 10,000 ضعف نصف قطر الأرض.
استنادًا إلى كلا التقديرين، نقصت حسابات أريستارخوس بمعدل 2 (في حالة نصف قطر الأرض) إلى 20 (في حالة المسافة ما بين الأرض والقمر.)
احتوت أقدم أطروحة رياضية صينية (القرن الأول ما قبل الميلاد) المعروفة باسم Zhoubi Suanjing على تقدير للمسافة بين الأرض والشمس، وفقًا للأطروحة المجهولة، يمكن حساب المسافة عن طريق إجراء قياسات هندسية لأطوال ظلال الظهيرة التي تنشأ بواسطة أجسام متساوية في مسافات محددة.
ومع ذلك، فقد استندت الحسابات على فكرة أن الأرض كانت مسطحة.
اعتمد عالم الرياضيات والفلك الشهير (بطليموس Ptolemy) في القرن الثاني الميلادي على حساب المثلثات لتقدير المسافة والتي تعادل 1210 مرة من نصف قطر الأرض.
وباستخدام سجلّات لخسوف القمر، فقد قدّر القطر الظاهري للقمر وكذلك القطر الظاهر لمخروط ظل الأرض الذي اجتازه القمر أثناء خسوف القمر.
باستخدام اختلاف المنظر للقمر، قام أيضًا باحتساب الأحجام الظاهرية للشمس والقمر، وخلص إلى أن قطر الشمس يساوي قطر القمر عندما يكون الأخير على أبعد مسافة من الأرض.
ومن هنا، وصل بطليموس إلى نسبة المسافة الشمسية إلى المسافة القمرية وقدّرها بحوالي 19 إلى 1، وهي قريبة جدًا من نسبة أريستارخوس.
وبقيت لألف سنة أخرى تقديرات بطليموس منهجًا وشريعة بين سائر علماء الفلك الأوروبيين والمسلمين لحساب المسافة بين الأرض والشمس.
وهكذا حتى القرن السابع عشر، إلى أن بدأ الفلكيون بإعادة النظر في حسابات بطليموس ومراجعتها.
وأصبح ذلك ممكنًا بفضل اختراع التلسكوب وقوانين كيبلر الثلاثة في حركة الكواكب والتي ساعدت علماء الفلك في حساب المسافة النسبية بين الكواكب والشمس بدقةٍ أفضل، من خلال قياس المسافة بين الأرض والكواكب الشمسية الأخرى، استطاع علماء الفلك إجراء قياسات المنظر للحصول على قيم أكثر دقة.
بحلول القرن التاسع عشر، أدت تحديدات سرعة الضوء وثابت انحراف الضوء إلى أول قياس مباشر للمسافة بين الأرض والشمس بالكيلومترات.
بحلول عام 1903، تم استخدام مصطلح “وحدة فلكية” لأول مرة.
وخلال القرن العشرين أصبحت المقاييس أكثر دقة وتعقيدًا، ويرجع الفضل جزئيًا في ذلك إلى الملاحظات الدقيقة لآثار نظرية آينشتاين النسبية.
الاستخدام الحديث:
خلال ستينيات القرن الماضي، أدى تطوير قياسات الرادار المباشر وبيانات القياس عن بعد واستكشاف النظام الشمسي مع الاستعانة بالمسابير الفضائية إلى حسابات دقيقة لمواقع توضّع الكواكب في نظامنا الشمسي والأجسام الأخرى.
قام اتحاد الفلك الدولي عام 1976 بتغيير تعريف وحدة الفلك الدولية كقيمة ثابتة، ولكن وضع بدلًا من ذلك تعريفًا لها كوحدة مقاسة معتمدًا في قياسها على ثابت جاوس التثاقلي والذي تبلغ قيمته 0.01720209895 بالضبط.
وفي العام 1983 واستجابةً لوضع قياسات فائقة الدقة، قرّرت اللجنة الدولية للأوزان والمقاييس (CIPM) تعديل النظام الدولي للواحدات (SI). وتماشيًا مع ذلك، أعادت تعريف المتر الطولي ليتم تعريفة كنسبة من سرعة الضوء في الفراغ.
Figure 2 رسم توضيحي يقارن مدار الكوكب حول بروكسيما سنتوري (بروكسيما ب) بنفس المنطقة من المجموعة الشمسية
ومع ذلك، بحلول عام 2012، قرّر الاتحاد الفلكي أن مساواة النسبية جعلت قياس الواحدة الفلكية معقدًا للغاية، وأعادت تعريف الواحدة الفلكية بالأمتار.
ووفقا لهذا، فإن الوحدة الفلكية الواحدة تساوي 149597870.7 كيلومتر بالضبط (92.955807 مليون ميل) ، أي ما يعادل 499 ثانية ضوئية، 4.8481368×10-6 من فرسخ ، أو 15.812507×10-6 سنة ضوئية.
تستخدم اليوم الوحدة الفلكية عمومًا لقياس المسافات ولصنع نماذج رقمية من النظام الشمسي، وتستخدم أيضًا في حسابات الأنظمة الشمسية الضخمة، حساب امتداد السحب القبل كوكبية (السحابة من الغبار التي تحيط بنجم ما وتتكون منها الكواكب) أو المسافة بين الكواكب الخارجية وشموسها.
ولكن عند قياس المسافات بين النجوم تكون الوحدة الفلكية أصغر من أن تقدّم قياسات ملائمة. وعلى هذا النحو، يتم الاعتماد على وحدات أخرى – مثل الفرسخ والسنة الضوئية.
الكون مكان ضخم، وحتى عند قياس زاويتنا الصغيرة منه نتوصّل إلى نتائج مذهلة.
ولكن كما هو الحال دائمًا، فإننا نفضّل التعبير عنها بطرق ملائمة ومألوفة.
عندما نختبر الكواكب الخارجية (خارج نظامنا الشمسي)، نصنفهم اعتمادًا على الخصائص التي تتشابه مع الكواكب ضمن مجموعتنا الشمسية.
– مثال: أرضيّ (يشبه الأرض من حيث الشكل والبنية والمكونات … إلخ)، عملاق غازي، بحجم الأرض، بحجم المشتري، بحجم نبتون، إلخ.
وعندما نقيس المسافات الفلكية فنفعل الشيء ذاته.
على سبيل المثال: أحد أكثر الوسائل شيوعًا والمستخدمة في قياس المسافات في الفضاء هي “الوحدة الفلكية Astronomical Unit”.
اعتمادًا على المسافة بين الأرض والشمس، تسمح هذه الوحدة للفلكيين بوصف المسافات الشاسعة ما بين كواكب المجموعة الشمسية والشمس، وبين الكواكب خارج مجموعتنا الشمسية وشموسها.
تعريفها:
وفقًا للاتفاقية الفلكية الحالية، تعادل الوحدة الفلكية (149,597,870.7) كيلو متر (أو 92,955,807 ميل)، على العموم، فهذه هي المسافة المتوسطة ما بين الأرض والشمس، لأنه وكما نعلم فإن المسافة بين الأرض والشمس متغيّرة بحسب دورة الأرض المدارية.
بتعبير مختلف، إن المسافة ما بين الأرض والشمس تتغير على مدار السنة الواحدة.
خلال السنة الأرضية تدور الأرض حول الشمس في مدارها وتقترب لمسافة من الشمس تعادل (147,095,000) كيلو متر في نقطة تدعى الحضيض الشمسي “Perihelion” وتبتعد لمسافة (152,100,000) كيلو متر في نقطة تدعى الأوج الشمسي “Aphelion”، أو من مسافة (0.983 وحدة فلكية) إلى (1.016 وحدة فلكية.)
تاريخ التطور:
يعود أقدم مثال مسجّل لعلماء الفلك الذين قدَّروا المسافة ما بين الأرض والشمس إلى العصور الكلاسيكية القديمة.
ففي القرن الثالث قبل الميلاد قدَّر الرياضي الإغريقي أريستارخوس المسافة بين الأرض والشمس لتتراوح بين 18 إلى 20 ضعفًا للمسافة ما بين الأرض والقمر.
ومع ذلك، ادعى أرخميدس في أعماله في القرن الثالث قبل الميلاد “ساندريكونر”، أن أريستارخوس وضع مسافة 10,000 ضعف نصف قطر الأرض.
استنادًا إلى كلا التقديرين، نقصت حسابات أريستارخوس بمعدل 2 (في حالة نصف قطر الأرض) إلى 20 (في حالة المسافة ما بين الأرض والقمر.)
احتوت أقدم أطروحة رياضية صينية (القرن الأول ما قبل الميلاد) المعروفة باسم Zhoubi Suanjing على تقدير للمسافة بين الأرض والشمس، وفقًا للأطروحة المجهولة، يمكن حساب المسافة عن طريق إجراء قياسات هندسية لأطوال ظلال الظهيرة التي تنشأ بواسطة أجسام متساوية في مسافات محددة.
ومع ذلك، فقد استندت الحسابات على فكرة أن الأرض كانت مسطحة.
اعتمد عالم الرياضيات والفلك الشهير (بطليموس Ptolemy) في القرن الثاني الميلادي على حساب المثلثات لتقدير المسافة والتي تعادل 1210 مرة من نصف قطر الأرض.
وباستخدام سجلّات لخسوف القمر، فقد قدّر القطر الظاهري للقمر وكذلك القطر الظاهر لمخروط ظل الأرض الذي اجتازه القمر أثناء خسوف القمر.
باستخدام اختلاف المنظر للقمر، قام أيضًا باحتساب الأحجام الظاهرية للشمس والقمر، وخلص إلى أن قطر الشمس يساوي قطر القمر عندما يكون الأخير على أبعد مسافة من الأرض.
ومن هنا، وصل بطليموس إلى نسبة المسافة الشمسية إلى المسافة القمرية وقدّرها بحوالي 19 إلى 1، وهي قريبة جدًا من نسبة أريستارخوس.
وبقيت لألف سنة أخرى تقديرات بطليموس منهجًا وشريعة بين سائر علماء الفلك الأوروبيين والمسلمين لحساب المسافة بين الأرض والشمس.
وهكذا حتى القرن السابع عشر، إلى أن بدأ الفلكيون بإعادة النظر في حسابات بطليموس ومراجعتها.
وأصبح ذلك ممكنًا بفضل اختراع التلسكوب وقوانين كيبلر الثلاثة في حركة الكواكب والتي ساعدت علماء الفلك في حساب المسافة النسبية بين الكواكب والشمس بدقةٍ أفضل، من خلال قياس المسافة بين الأرض والكواكب الشمسية الأخرى، استطاع علماء الفلك إجراء قياسات المنظر للحصول على قيم أكثر دقة.
بحلول القرن التاسع عشر، أدت تحديدات سرعة الضوء وثابت انحراف الضوء إلى أول قياس مباشر للمسافة بين الأرض والشمس بالكيلومترات.
بحلول عام 1903، تم استخدام مصطلح “وحدة فلكية” لأول مرة.
وخلال القرن العشرين أصبحت المقاييس أكثر دقة وتعقيدًا، ويرجع الفضل جزئيًا في ذلك إلى الملاحظات الدقيقة لآثار نظرية آينشتاين النسبية.
الاستخدام الحديث:
خلال ستينيات القرن الماضي، أدى تطوير قياسات الرادار المباشر وبيانات القياس عن بعد واستكشاف النظام الشمسي مع الاستعانة بالمسابير الفضائية إلى حسابات دقيقة لمواقع توضّع الكواكب في نظامنا الشمسي والأجسام الأخرى.
قام اتحاد الفلك الدولي عام 1976 بتغيير تعريف وحدة الفلك الدولية كقيمة ثابتة، ولكن وضع بدلًا من ذلك تعريفًا لها كوحدة مقاسة معتمدًا في قياسها على ثابت جاوس التثاقلي والذي تبلغ قيمته 0.01720209895 بالضبط.
وفي العام 1983 واستجابةً لوضع قياسات فائقة الدقة، قرّرت اللجنة الدولية للأوزان والمقاييس (CIPM) تعديل النظام الدولي للواحدات (SI). وتماشيًا مع ذلك، أعادت تعريف المتر الطولي ليتم تعريفة كنسبة من سرعة الضوء في الفراغ.
Figure 2 رسم توضيحي يقارن مدار الكوكب حول بروكسيما سنتوري (بروكسيما ب) بنفس المنطقة من المجموعة الشمسية
ومع ذلك، بحلول عام 2012، قرّر الاتحاد الفلكي أن مساواة النسبية جعلت قياس الواحدة الفلكية معقدًا للغاية، وأعادت تعريف الواحدة الفلكية بالأمتار.
ووفقا لهذا، فإن الوحدة الفلكية الواحدة تساوي 149597870.7 كيلومتر بالضبط (92.955807 مليون ميل) ، أي ما يعادل 499 ثانية ضوئية، 4.8481368×10-6 من فرسخ ، أو 15.812507×10-6 سنة ضوئية.
تستخدم اليوم الوحدة الفلكية عمومًا لقياس المسافات ولصنع نماذج رقمية من النظام الشمسي، وتستخدم أيضًا في حسابات الأنظمة الشمسية الضخمة، حساب امتداد السحب القبل كوكبية (السحابة من الغبار التي تحيط بنجم ما وتتكون منها الكواكب) أو المسافة بين الكواكب الخارجية وشموسها.
ولكن عند قياس المسافات بين النجوم تكون الوحدة الفلكية أصغر من أن تقدّم قياسات ملائمة. وعلى هذا النحو، يتم الاعتماد على وحدات أخرى – مثل الفرسخ والسنة الضوئية.
الكون مكان ضخم، وحتى عند قياس زاويتنا الصغيرة منه نتوصّل إلى نتائج مذهلة.
ولكن كما هو الحال دائمًا، فإننا نفضّل التعبير عنها بطرق ملائمة ومألوفة.