كشف سر الكون الرئيسي..عن طريق علماء يحسبون ثابت "هابل"

قانون هابل في الفلك (بالإنجليزية:Hubble's law) هو قانون في علم الكون ينص على أن السرعة التي تبتعد بها مجرة من المجرات عنا تتناسب تناسبا طرديا مع المسافة بينها وبين الأرض. ^[1] وقد استنبط الفيزيائي والقسيس في نفس الوقت جورج لومتر هذا القانون عن طريق حله ل النظرية النسبية العامة لأينشتاين عام 1927. ^[2] ثم تبعه إدوين هابل عام 1929 وصاغ مثيلا لهذا القانون عن طريق القياس العملي لسرعة المجرات وسمي القانون باسمه "قانون هابل" حيث أنه يستند إلى قياسات عملية. ^[3] وذلك بعد عدة سنوات من الرصد وتسجيل القياسات، وقد استنتجت سرعة ابتعاد المجرات عنا عن طريق قياس مقدار الانزياح الأحمر الذي نجده عند قياس أطياف تلك المجرات. ^[4] وهي تعتبر أول مشاهدة تعتمد على المشاهدة العملية عن طريق التلسكوبات والتي تبين أن الكون يتمدد وهي أحد الإثباتات المعترف بها في وقتنا الحاضر لحدوث الانفجار العظيم منذ نحو 13.7 مليار سنة ونشأة الكون.

تطورت نظرية الانفجار العظيم من ملاحظات واعتبارات نظرية. الملاحظات الأولى كانت واضحة منذ زمن وهي ان السدم اللولبية spiral nebulae تبتعد عن الأرض، لكن من سجل هذه الملاحظات لم يذهب بعيدا في تحليل هذه النتائج. في عام 1927 قام الكاهن البلجيكي جورج لومتر Georges Lemaître باشتقاق معادلات فريدمان-ليمايتري-روبرتسون-ووكر Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker equations انطلاقا من النظرية النسبية العامة لأينشتاين واستنتج بناء على ظاهرة استمرار السدم الحلزونية spiral nebulae في الابتهاد عن مجرتنا، مجرة درب التبانة أن الكون لا بد وأن يكون قد بدأ من انفجار "ذرة بدئية"، وهذا ما دعي لاحقا في الأوساط العلمية ب الانفجار العظيم Big Bang.

وفي عام 1929، أثبت إدوين هابل نظرية لومتر بإعطاء دليل رصدي للنظرية. اكتشف هابل أن المجرات تبتعد بعيدا من الأرض في جميع الاتجاهات وبسرعة تتناسب طرديا مع بعدها عن الأرض. هذا ما عـُرف لاحقا باسم قانون هابل. حسب المبدأ الكوني cosmological principle فإن الكون لا يملك إتجاها مفضلا ولا مكانا مفضلا لذلك كان استنتاج هابل أن الكون يتمدد بشكل معاكس تماما لتصور أينشتاين الذي كان يعتقد في كون ساكن static universe.
ثابت هابل[عدل]


تقدر أحدث القياسات (مارس 2010) ثابت هابل التي حصل عليها تلسكوب هابل الفضائي بواسطة مسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية (تقدير ديسمبر 2012 (http://arxiv.org/pdf/1212.5225.pdf) ) بـ 69.3 (كيلومتر/ثانية)/(مليون فرسخ فلكي ), أي نحو 69.3 كيلومتر في الثانية لكل مليون فرسخ فلكي. (الفرسخ الفلكي = 3,26 سنة ضوئية).

• أي أنه إذا كانت مجرة تبعد عن مجرتنا 3.3 مليون سنة ضوئية مثلا فتكون المجرة تبتعد عنا بسرعة 69.3 كيلومتر/ثانية، أو
• لو كانت المجرة تبعد عنا 33 مليون سنة ضوئية فهي تبتعد عنا بسرعة 693 كيلومتر في الثانية.

إلا أنه توجد أيضا بعض القياسات الأخرى :
قياسات تعيين ثابت هابل[عدل]


يهتم العلماء منذ سنين طويلة بالحصول على ثابت هابل بدقة. وهم لذلك يستخدمون أجهزة مختلفة لقياسه، منها تلسكوب هابل الفضائي، ومسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية WMAP وأيضا قياسات تلسكوب شاندرا الفضائي للأشعة السينية.

يستغل تلسكوب هابل قياس ضوء المتغيرات القيفاوية (هي نجوم نباضة وتتميز بتناسب بين دورة ضوئها (الدورية) وقدر سطوعها)، كما تستغل المستعرات العظمى من نوع a1 كي تشكل "شمعات عيارية".

كما توجد طريقة جديدة لرصد المجرات وهي ظاهرة عدسة الجاذبية، وهي طريقة تمكن من قياس تغيرات سطوع المجرات عند عبرور ضوئها أحد عدسات الجاذبية. فعند عبور ضوء مجرة تقع خلف مجرة بالنسبة للمشاهد فإن مسارات ضوء المجرة الخلفية تتأثر بمجال الجاذبية للمجرة الوسطية بحيث تظهر للمشاهد كما لو كانت عدة مجرات وليست مجرة واحدة. فعند تغير سطوع المجرة المصدرة للضوء فإن هذا يغير أيضا من الصور التي يحصل عليها المشاهد. ومن معرفة هذا التغير في درجة السطوع يمكن حساب المافة بيننا وبين المجرة المصدرة للضوء. وبمعرفة بعدها وكذلك مقدار الانزياح الأحمر والذي يعطي سرعة اتعاد المجرة عنا يمكن تعيين معدل تمدد الكون.

أما الطريقة الثالثة وهي قياسات مسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية فهي تختص بقياس توزيع الحرارة للموجات الكهرومغناطيسية في نطاق الميكروويف. ويمثل إشعاع الخلفية الميكروني الكوني جزءا تلك الأشعة الكهرومغناطيسية، وما إشعاع الخلفية هذا إلا بواقي التوزيع الحراري بعد الانفجار العظيم مباشرة. فمسبار ويلكينسون يقيس ذلك الاختلاف الضعيف في درجة الحرارة في صفحة السماء، وهي تمثل تشتت الإشعاع الأولي بوساطة المجرات وقت نشأتها وعطينا في وقتنا الحالي صورة لما كان في الماضي.

• وتعطي نتائج تلسكوب هابل الفضائي حاليا أدق قيمة لثابت هابل {\displaystyle H_{0}} المقدار:^[5]

{\displaystyle H_{0}\approx (74,2\pm 3,6)\ {\frac {\rm {km}}{\rm {s\cdot Mpc}}}}

• ومن نتائج قياسات أجراها مسبار ويلكينسون لمدة 5 سنوات نصل إلى القيمة:^[6]

{\displaystyle H_{0}\approx (70,5\pm 1,3)\ {\frac {\rm {km}}{\rm {s\cdot Mpc}}}}

• ومن تحليل صور تلسكوب هابل التي أجراها باستخدام طريقة عدسات الجاذبية فهي تعطي قيمة لثابت هابل {\displaystyle H_{0}} تبلغ:

^[7]{\displaystyle H_{0}\approx (69,7\pm 4,9)\ {\frac {\rm {km}}{\rm {s\cdot Mpc}}}}
حيث : Mpc تساوي مليون parsec أي لكل مليون فرسخ فلكي. (مع العلم بأن الفرسخ الفلكي يعادل مسافة 3.3 سنة ضوئية)

ما هو ثابت هابل؟ التاريخ: 03-06-2020 عدد المشاهدات: 14,516 التصنيف: الكون وقت القراءة: 4 دقيقة, 16 ثانية
تظهر هذه الصورة التي التقطها تلسكوب هابل الفضائي بواسطة عدسة الجاذبية للمجرة MACS0647-JD عن قرب، وهي أبعد جسم معروف حتى الآن، تقع هذه المجرة على بعد 13.3 مليار سنة ضوئية من الأرض، وقد تشكلت بعد 420 مليون سنة من الانفجار العظيم. حقوق الصورة: NASA, ESA, M. Postman and D. Coe (STScI), and the CLASH Team يُعَدّ ثابت هابل وحدةَ القياس المستخدمة لوصف توسّع الكون، فالكون مازال يتمدد حتى الآن منذ بدء الانفجار العظيم قبل نحو 13.82 مليار سنة. وفي الحقيقة، يزداد معدل تسارع الكون كلما أصبح أكبر، وتشير وكالة ناسا إلى أن المدهش في توسع الكون ليس فقط معدل هذا التوسع وإنما أيضاً ما ينجم عنه من آثار. فإذا بدأ هذا التوسع في التقليل من سرعته فإن ذلك يعني أنه ثمّة شيء ما في الكون يبطئ من نموه، وقد تكون المادة المظلمة Dark matter هي التي تقوم بذلك غيرَ أن المادة المظلمة غير قابلة للرصد باستخدام الأدوات التقليدية، أما في حال أصبح توسع الكون أسرع، فمن الممكن أن تكون الطاقة المظلمة Dark energy هي من يدفع بهذا التوسع ليزيد من سرعته. اعتباراً من يناير/كانون الثاني من عام 2018، أظهرت قياسات من تلسكوبات متعددة أنّ معدل توسع الكون يختلف تبعاً للمكان الذي تنظر إليه. يتمتع الكون القريب (يقاس بواسطة تلسكوب هابل الفضائي والتلسكوب الفضائي غاي) بمعدل توسع يعادل 45.6 ميل في الثانية (73.5 كيلومتر في الثانية) لكل ميغا فرسخ فلكي Megaparsec، في حين أن الكون الأبعد في الخلفية (مقاس بواسطة تلسكوب بلانك) هو أبطأ قليلاً في توسعه، حيث يقدر معدل توسعه بـ 41.6 ميل في الثانية (67 كيلومتراً في الثانية) لكل ميغا فرسخ فلكي. علماً أن الميغا فرسخ فلكي يساوي مليون فرسخ فلكي (الفرسخ الفلكي وحدة لقياس المسافات بين النجوم يساوي 3.3 سنة ضوئية تقريباً)، أو نحو 3.3 مليون سنة ضوئية، لذلك فمعدل التوسع سريع بشكل لا يمكن تصوره. اكتشاف ثابت هابل اقترح ثابت هابل للمرة الأولى من قبل إدوين هابل Edwin Hubble والذي سُمّي باسمه تلسكوب هابل الفضائي، وكان هابل عالم فلك أمريكي، درس المجرات البعيدة ولا سيّما تلك التي تبتعد عن مجرتنا. تشير وكالة ناسا إلى أنه في العام 1929 وبالاعتماد على ملاحظة عالم الفلك هارلو شابلي Harlow Shapley والتي تنص على أن المجرات في الكون تبتعد عن مجرة درب التبانة، اكتشف إدوين هابل أنه كلما زادت المسافة التي تفصلنا عن المجرات، زادت سرعة ابتعادها عنا، أي إن العلاقة بين المسافة والسرعة علاقة طردية. في حين أن العلماء فهموا بعد ذلك ظاهرة ابتعاد المجرات عن بعضها البعض، يدرك علماء الفلك اليوم أن ما يُرصَد حقاً هو توسع الكون، فأينما كنت في الكون، سترى ظاهرة توسعه تحدث بالسرعة نفسها. على مر السنوات، أُدخلت التحسينات على حسابات هابل الأوليّة، وذلك بفضل استخدام تلسكوبات حساسة أكثر فأكثر لإجراء القياسات. وتضم هذه التلسكوبات تلسكوب هابل الفضائي وغايا اللذان أجريا فحوصاً حول نوع من النجوم المتغيرة تدعى النجوم المتغيرة القيفاويّة Cepheid Variable كما تضم أيضاً تلسكوبات أخرى اعتمدت في استقرائها على قياسات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (حرارة خلفية ثابتة للكون تعرف أحياناً بشفق الانفجار العظيم). تفسر هذه الصورة العلاقة بين الدورة التقلّبية للنجم القيفاويّ وشدة إضاءته، والتي تثبت أنه إذا كنت تعرف الدورة التقلبية لنبض النجم القيفاوي، فإنه يمكنك أن تحدد شدة سطوعه الحقيقي. وبالمقارنة بين شدة السطوع الحقيقي للنجم القيفاوي وشدة سطوعه المرصود بإمكانك أن تحدد المسافة التي يبعدها هذا النجم، وذلك لأنه يخفت كلما ابتعد أكثر. استخدم تلسكوب سبيتزر Spitzer قياسات المسافة هذه من أجل قياس معدل توسع الكون بشكل أكثر دقة مما سبق. حقوق الصورة: NASA/JPL-Caltech/Carnegie عرض المزيد المتغيرات القيفاويّة هناك عدة أنواع من النجوم المتغيرة، لكن أفضلها لقياس ثابت هابل هو النجم المتغير القيفاويّ، فوفقاً لوكالة ناسا، هذه نجوم تغير من شدة سطوعها الظاهري بانتظام ضمن فترة تتراوح ما بين يومين ومئة يوم، ويعتبر النجم القطبي Polaris أكثر هذه النجوم شهرة. يوجد علاقة تربط بين فترة تغير سطوع تلك النجوم وشدة سطوعها الحقيقي، ما يعني أنه بإمكاننا قياس المسافة التي تفصلنا عن نجم ما عن طريق قياس التغير في شدة سطوعه الظاهري، فكلما كان النجم القيفاوي أكثر سطوعاً، كان من الأسهل قياس المسافة التي تفصله عن الأرض. كما يمكن رؤية بعض النجوم القيفاوية من الأرض، غير أن الذهاب إلى الفضاء يُمكّننا من إجراء قياسات أكثر دقة لتلك النجوم. تمكن إدوين هابل من قياس بعد نجوم قيفاويّة تبعد عنا نحو 900,000 سنة ضوئية، والتي تعتبر مسافة مذهلة بالنسبة لذلك الوقت، ولكن بمقاييس الكون تبقى قريبة نسبياً من الأرض. وكلما زادت المسافة في الفضاء، أصبحت النجوم القيفاويّة أكثر خفوتاً بالنسبة لنا، كما أنها تنحسر بشكل أسرع بعيداً في الفضاء حيث تمكن تلسكوب هابل من إجراء القياسات، وذلك بعد اطلاقه في تسعينيات القرن الماضي. وفي عام 2013، أطلق تليسكوب غايا الفضائي خريطة دقيقة لمواقع وسطوع ما يقرب من مليار نجم. وقد ساعدت بياناته أيضاً في تحسين ثابت هابل. ومع ذلك فإن النجوم القيفاويّة ليست مثالية لقياس ثابت هابل. فعلاوةً على وجود صعوبات أخرى، تقع النجوم القيفاويّة غالباً في المناطق الغبارية (والتي تخفي بعض الأطوال الموجية في الصور الملتقطة لتلك النجوم) كما تقع على مسافات أبعد، مما يجعل رصدها أصعب كونها خافتة من منظورنا. غير أنه ثمّة أساليب أخرى قد نشأت لإكمال القياسات على النجوم القيفاويّة، كعلاقة تولي-فيشر Tully -Fisher والتي توضح العلاقة بين سرعة دوران المجرة الحلزونية وشدة إضاءتها. يقول شوكو ساكي Shoko Sakai وهو باحث مشارك في المرصد الفلكي الوطني البصري NOAO: "الفكرة هي أنه كلما كبرت المجرة كلما دارت بشكل أسرع. هذا يعني أنه إذا كنت تعرف سرعة دوران المجرة الحلزونية، فيمكنك أن تحسب باستخدام علاقة تولي فيشر السطوع الحقيقي الخاص لها (أي مدى سطوع هذه المجرة)، وعن طريق مقارنة السطوع الحقيقي مع السطوع الظاهري (ما تراه في الواقع لأنه كلما زاد بعد المجرة، كلما كانت أكثر خفوتاً) يمكنك حساب بعدها". #هابل #تكنولوجيا الفضاء #ثابت هابل #التلسكوبات الفضائية المصادر Space.com