א א א א א توافق الزاوية 1 و 2 توافقها اللحظة.

Transcript

1 א א <<êö ^ÃÖ]< ßŠÓÖ_<JÝ قبيل نهاية القرن السابع عشر كانت مقاييس المجموعة الشمسية قد ا صبحت معلومة ولكن ظل موضوع النجوم معلق ا. فقد كان الرا ي الا رجح ا ن النجوم تشكل غلاف الكون وا نها جميعها تقع على نفس البعد بالنسبة للا رض. بالطبع تختلف النجوم في شدة ا ضاءتها حيث ص نف هيبارغوس (Hipparchus) في القرن الثاني قبل الميلاد النجوم في ستة مجموعات مختلفة وذلك حسب شدة سطوعها. قد يكون اختلاف شدة ا عن ا ن للنجوم بحد ذاتها ا عن ا بعادها المختلفة وقد يكون ناتج سطوع النجوم ناتج تب نى علماء القرون الوسطى ا بعاد ا متساوية سطوعات مختلفة. وهي تبعد عن الا رض وحتى كوبرنيكوس وكبلر فرضية البعد الثابت للنجوم. ا ن بمقدور كلا النظريتين على حد سواء تفسير الاختلاف في سطوع النجوم. ا دموند هالي ( ) كان ا دموند هالي Halley) (Edmond قد درس خراي ط القرون الوسطى للنجوم يبي ن ا ن للنجوم حركة ذاتية! كن من ا ن وتم جد ا من النجوم ولكن فقط القليل والساطعة منها قد تزحزحت من مكانها خلال القرون الماضية. ا ذا كانت فرضية اختلاف ا بعاد النجوم مختلفة صحيحة فا ن مراقبة هذه النجوم بالذات والتي يفترض ا ن تكون ا قرب من غيرها قد يوصلنا ا لى نتيجة. لقد حاول العلماء دراسة ظاهرة اختلاف النظر لبعض النجوم ا و ظاهرة البارالاكس.(Parallax) ا ن هذه الظاهرة التي ا ذا تمك نا من رصدها نكون قد ا ثبتنا ا ن ا بعاد النجوم مختلفة تمك نا من حساب زاوية ا قد حسبنا المسافة ا لى النجم الذي ونكون ا يض اختلاف نظره. كانت الطريقة المستعملة لحساب اختلاف النظر للمريخ غير مجدية بالنسبة للنجوم على الا طلاق بسبب بعدها الكبير. لكن ظهرت طريقة ا خرى ا كثر جدوى ا لا وهي حساب الاختلاف في لحظتين بفارق 6 ا شهر حيث نحصل على مثلث قاعدته 300 مليون كيلومتر كما هو موضح في الشكل (1). توافق الزاوية α 1 ح سبت وهذه هي الزاوية التي α 2 مثلث ا لا يتجاوز طول قاعدته قطر الا رض وهي الزاوية الما خوذة للنجم من النقطتين لتقدير بعد المريخ. بينما الزاوية 1 و 2 توافقها قاعدة مثلث يبلغ طولها وحدتان فلكيتان ا ي 300 مليون كم. وهذا ا كبر بكثير من ا ي مسافة يمكن ا ن نصل ا ليها في حال راقبنا النجم من نقطتين مختلفتين على الا رض في نفس اللحظة. لم تكن النجوم الثابتة التي لم تتحرك خلال القرون الا خيرة ة لحساب زاوية اختلاف النظر... يبدو ا نها بعيدة تعطي نتيج جد ا. لكن حساب اختلاف هذه الزاوية بالغة الصغر بالنسبة 1 الشكل (1): حساب زاوية البارالاكس من نقطتين مختلفتين.

2 ل ي ا ي ش و ش بحركتها الحقيقية حيث يجب ا ن تحسب بدقة اختلاف زاوية انحراف النجم خلال ا لى النجوم المتحركة حسب هالي كان نصف سنة عن الخلفية الثابتة من النجوم والمقدرة بالثواني القوسية العام هذا. ب لة اكتشاف برادلي ومما زاد الطين تتغير بشكل طفيف ودوري كل تو ثر على الحركة الظاهرية للنجوم تمي زها عن الحركة الحقيقية لهذا النجم خلال نصف وا ن (Bradley) با ن الزاوية بين محور الا رض ومستوي دورانها حول الشمس التر نح 18,6 سنة بظاهرة سماها (Mutation) سنعود م ع ق د ة بذلك حساب زاوية اختلاف النظر. ها لاحق ا حيث هذه الظاهرة بدورها ا لعلماء الفلك وهنا ظهرت تقديرات مثيرة: ا ن ا سرع النجوم حركة في السماء هاجس ا ن السو ال عن ا بعاد ا قرب النجوم ظل (وهو نجم برنارد) يتحرك بسرعة ثوان قوسية في السنة فا ذا افترضنا ا ن سرعته الحقيقية تساوي سرعة دوران الا رض 10 حول الشمس والبالغة 30 كم في الثانية فسيكون عندي ذ على بعد 16 ا لف مليار كم! ا ا ننا نتحدث عن واحد من ا قرب النجوم علم وافترضنا سرعة متواضعة جد ا. والسو ال الا ن ما هو هذا السطوع العظيم الذي يصل ا لينا من هذا البعد الهاي ل ينبغي ا ن تكون للنجوم سطوعات كالشمس! يبدو ا ن الكون مليء بالشموس. في عام 1793 وجد جد ا من ا ا قوى التلسكوبات في ذلك الوقت نجمين قريبين Herschel مستخدم بعضهما فقرر ا ن يحسب مستند ا على خلفية النجم الثاني. يبدو ا نها طريقة جيدة وقد ت وصلنا ا لى معرفة بعد النجم الا قرب زاوية اختلاف النظر لا حدهما منهما ولكن وخلال المراقبة تبين ا ن لهذين النجمين حركة نسبية غريبة وبعد دراستها تبين ا ن هذين النجمين يدوران حول بعضهما! خلال السنوات التالية وجد العلماء الكثير من النظم المشابهة والتي سموها النجوم المزدوجة Star).(Double تحديد ا تمكن Bessel و Henderson وStarve كل على حدة من حساب وا خير ا وفقط في القرن التاسع عشر وفي عام 1838 هذه الزاوية للنجوم الا قرب بنظرهم. فكان نجم و نجم Vegaعلى بعد مليار كم. Alpha Centaury ا قرب النجوم على الا طلاق على مسافة مليار كم هذه المسافات الحقيقية للنجوم كانت قد فاقت تقديرات العلماء لا بعاد الكون وهنا وبهدف التعبير عن هذه الا رقام الضخمة سنستعمل وحدة قياس مسافات جديدة ا لا وهي السنة الضوي ية year).(light كان العلماء قد تمكنوا من قياس سرعة الشعاع وقد ر الضوي ي ب 300 ا لف كيلومتر في الثانية الواحدة. ا ن التحدث عن طرق قياس سرعة الضوء سيدخلنا في متاهات ليست ا قل ا ثارة من قياس ا بعاد النجوم ولكننا لن نتحدث عنها هنا. وهكذا السنة الضوي ية هي المسافة التي يقطعها الضوء خلال سنة ا رضية واحدة. وبنفس الطريقة يمكننا ا ن نعطي تعريفات للثانية الضوي ية ا و تقريب ا 10 للدقيقة الضوي ية. السنة الضوي ية تساوي ا لاف مليار كم. يبعد القمر عن الا رض حوالي الثانية والثلث وتبعد الشمس 8 دقاي ق ويبعد نجم ا لفا سنتاوري 4,3 سنة ضوي ية. هناك وحدة قياس هامة ا خرى سنتعرف عليها ا لا وهي البارسك (Parsec) وهي المسافة التي ا ذا توضع النجم فيها فا ن زاوية اختلاف النظر ا ليه من الا رض من نقطتين متقابلتين بالنسبة للشمس (ا ي البارالاكس خلال ستة ا شهر) ستبلغ ثانية قوسية واحدة. هذه المسافة تبلغ 3.26 سنة ضوي ية ا و وحدات فلكية. ا ن تقدير المسافة ا لى النجوم الا بعد اعتمد بشكل كبير على ظاهرة شدة سطوع النجم. ا لى ست مجموعات بحسب سطوعها قس م الا غريقيون النجوم ا كما ذكرت سابق ضم ت نجوم المجموعة الا ولى ا شد النجوم سطوع ا بينما ضم ت نجوم المجموعة حيث ترى بالعين المجردة في ليلة صافية بعيون السادسة ا خفت النجوم التي يمكن ا ن» ا غريقية» سليمة يفتقدها سكان العالم المتحضر 2

3 و ل اليوم. ا ن التعبير الرقمي عن شدة سطوع النجم سنسميه القدر (Magnitude) وهو مقياس لوغاريتمي متوافق مع تقسيمات ا من نجوم القدر الا ول Hipparchus ووضعه Pogson عام لاحظ بوغسون ا ن النجوم من القدر السادس ا قل سطوع تقريب ا بمي ة مرة ا بعامل 2.5 تقريب ا. ا ي ا نه ا ذا كان الفرق في القدر 1 فهناك فرق في السطوع مقداره مقياس ا لوغاريتمي ووضع 2.5 وبشكل عام ا ذا كان هناك فرق n في القدر فالفرق في السطوع يساوي. n السطوع هو الكرة الشمالي اع تبر نجم القطب (Polaris) لا ا ذا كان الفرق في القدر فمث 5 فالفرق في ا لقياس القدر وذلك لسهولة رو يته على مدار السنة في نصف مرجع ثابت ا (انظر النجوم المتغيرة بعد تبي ن ا ن سطوع نجم القطب ليس واع تبر قدره اصطلاح ا مساوي ا 2 ولكن عندما قليل) ا صبح نجم النسر الواقع (Vega) هو المرجع وفق هذا المقياس اللوغاريتمي. الا عداد الموجبة ويمكن ا ن يتجاوز العدد النجم الواقع (Vega) الصفر ويبلغ قدر الشمس يتجاوز قدرها العدد ا الصفر ا ي ا نه ا سطع من نجم القطب ب 6.25 مرة واعتبر قدره مساوي ا لسطوع النجوم يستخدم الا عداد الحقيقية وهكذا ا صبح لدينا مقياس ترى بالعين المجردة. 6 لا كلها فهو لا يقتصر على 6. فمث لا يبلغ قدر الشعرى اليمانية (Sirius) ا سطع نجوم السماء -1.5 يبلغ قدر ا في سماء الا رض ( ا ن الا جرام التي (وهي ا سطع الا جرام طبع ا ن القدر الذي تحدثنا عنه هو القدر الظاهري magnitude) (Apparent حيث ا ننا حسبنا قدر الا جرام السماوية من الا رض دون الا خذ بعين الاعتبار اختلاف ا بعادها عن الا رض ولذلك سنعرف الا ن القدر الحقيقي magnitude) (Absolute وهو القدر الظاهري للجرم فيما لو كان يبعد عن الا رض 10 بارسك. كانت شمسنا على بعد 32.6 سنة ضوي ية كانت ستبدو لنا كنجم باهت تصعب رو يته بالعين المجردة وقدره 4.9 ونجم النسر الواقع سيصبح قدره 0.5. ا ن الا قدار والمسافة ا لى النجم تربطها العلاقة التالية: d0 M = m + 5log 10 d حيث: M: القدر الحقيقي m: القدر الظاهري d: 0 10 بارسك ا ي 32.6 سنة ضوي ية d: بعد النجم عن الا رض ونجد ا نه من معرفة بعد النجم يمكننا حساب قدره الحقيقي وبالعكس: من معرفة القدر الحقيقي يمكننا حساب بعد النجم حيث ا نه ا يمكن قياس القدر الظاهري. داي م لا ببعض الا رقام في هذا المجال : وا ليكم جدو الشمس الجرم القدر الظاهري القدر الحقيقي 4.9 البعد عن الا رض 8 دقاي ق ضوي ية القمر 1.3 ثانية ضوي ية الزهرة الشعرى اليمانية رجل الجبار النسر الواقع ا لفا سنتاوري النسر الطاي ر قلب العقرب 2.3 دقيقة ضوي ية 8.7 سنة ضوي ية 800 سنة ضوي ية 27 سنة ضوي ية 4.3 سنة ضوي ية 15.7 سنة ضوي ية 520 سنة ضوي ية 3

4 و ا لقد تم تقدير بعد النجوم الا قرب ا لى مجموعتنا الشمسية لكن كم تبعد النجوم الا بعد كانت ا عداد النجوم تتزايد بشكل مستمر مع تطور التلسكوبات فبدا وكا نها لا نهاي ية. لحسم الموضوع استطاع Olbers في عام 1826 ا ن يثبت ا ن الضوء النجمي في الليل كان سيساوي بشدته ضوء النهار الشمسي فيما لوكانت الفرضيات التالية صحيحة: الكون لا نهاي ي البعد. النجوم تتوزع بتوزيع خطي في كامل الكون. لجميع النجوم نفس الشدة الا شعاعية وسطي ا ا خذ Olbers بعين الاعتبار خواص الضوء ووجود نجوم خلف نجوم ا خرى لا تصل ا شعتها. نجد ا ن Olbers استخدم طريقة نقض الفرض لا ثبات ا ن ا حدى هذه الفرضيات خاطي ة. ا ن هذه المفارقة الرياضية شهيرة في علم الفلك وتدعى با حجية ا ولبرز.(Olbers Paradox) اق ترحت الكرة وفي محاولة لوصف شكل الكون قطرها ب 100 بارسك. لكن Hershel عام الطريق اللبنية درب التبانة way).(milky والشمس في مركزها يبدو ا نه من الصعب التخلي عن فكرة المركزية! و قد ر بي ن ا ن ا عداد النجوم تتزايد كلما اقتربنا من 1784 الذي درس النجوم بمنهجية ء على هذا اق ت رح شكل جديد للكون وبات يشبه العدسة المحدبة. ا ن طريقة وبنا البارالاكس التي كانت فعالة لتحديد المسافة حتى النجوم الا قرب كانت غير مجدية بالنسبة المتغيرة stars)!(variable للنجوم البعيدة. اك تشفت النجوم وهنا ا ليكم هذا التعريف المبدي ي للنجم المتغير: النجم المتغير هوالنجم الذي يتغير قدره الظاهري بشكل دوري مع الزمن. في الحقيقة كان الا غريقيون القدماء قد لاحظوا ا ن ا شعاع بعض النجوم يتغير مع الوقت لكن ا يمانهم با ن السماء شيء لا يمكن ا ن يتغير جعلهم يتجاهلون هذه الملاحظة. ا كثر من ذلك 1782 راقب Goodrich العصور لوحظت هذه الظاهرة ا كثر من مرة ولكنها ا هملت. في عام وعلى مر ا حد نجوم البرشاويات الذي كانت تنسب ا ليه هذه الظاهرة وبعد دراسته بي ن ا نه نجم مزدوج حيث يدور النجمان حول بعضهما فتارة نرى ا شعاع النجم الا ول وتارة نرى ا شعاع النجم الا خر فليس التغير في القدر الظاهري ة لهذا الدوران. يبدو وكا ن Goodrich قد فسر ظاهرة النجوم المتغيرة لكن بعد مراقبة علماء ا خرين لهذا النجم سوى نتيج لنجم متغير ا خر في كوكبة الحوت تبين ا ن النجم اكتشاف ا خر هو ا ن ا حد النجوم في كوكبة قيفاوس وهو نجم Delta Cephei هو فيزياي ي ا يتغير ا شعاعه بشكل دوري كل 11 شهر. لحق هذا الاكتشاف ا وبدور قصير تبلغ مدته نجم متغير ا يض 5.3 يوم ا. لوحظت بعدها عدة نجوم متغيرة بدور قصير ا قل من ا سبوع وسميت جميعها بالقيفاويات (Cepheids) نسبة ا لى النجم المتغير في كوكبة قيفاوس. وهكذا فا ن النجم المتغير هو النجم الذي يتغير سطوعه بشكل دوري منتظم لا سباب فيزياي ية ترتبط به. في عام 1912 اكتشفت Henrietta Leavitt المي ات من القيفاويات في سحابة ماجلان الصغرى. ا ن فاي دة هذا الاكتشاف تكمن في ا ن جميع نجوم سحابة ماجلان الصغرى لها تقريب ا نفس البعد عن الا رض فاستطاعت ليفيت ا ن تربط بين ا قدار هذه النجوم الظاهرية وبين دورها الا شعاعي. ومع ا ن جميع القيفاويات جد ا ولا فاي دة من حساب زوايا بعيدة اختلاف النظر لها ا لا ا ننا ا صبحنا نعلم نسب ا بعادها عن الا رض من معرفتنا لقدرها الظاهري ولدور ا شعاعها. بقي علينا ا ن نحسب بعد ا حدها. كريستيان دوبلر ( ) 4

5 ق و ا و ا كان دوبلر (Doppler) في عام 1842 قد وضح العلاقة بين تغير الا شعة الكهرطيسية المنبع ا والمستق ل ب. وحركة د ا ن هذه الظاهرة تشبه ا لى ح ما ظاهرة انضغاط الا مواج الصوتية في حال تحرك المنبع الصوتي با تجاهنا لا عندما فمث تتحرك سيارة الا سعاف باتجاهنا فا ن صوتها تواتر ا (Frequency) فيما لوكانت سيكون ا على ثابت ة وعلى العكس سيكون تواتر صوتها ا خفض عندما ستتحرك مبتعدة عنا. ا ن الا مواج الضوي ية تتبع لنفس الظاهرة فسيزداد طول الموجة مبتعد ا الملت طة في حال كان النجم يتحرك عنا وسينقص ا و مقترب ا منا الشكل ينضغط في حال كان النجم الشكل (2): ظاهرة دوبلر. تختلف ا طوال الموجة الكهرطيسية بسبب حركة المنبع. (2). ولكن كيف يمكننا ا ن نعرف فبما ا ذا كانت الموجة التي نلتقطها ا طول ا وا قصر من الموجة المنبع بالطبع هذا موضوع فيزياي ي معقد لكن الفكرة هي ا نه عندما يمر الشعاع النجمي في موشور فا ن ضوءه سيتحلل ا لى مركباته اللونية المختلفة وهو الطيف (Spectrum) كما في الشكل (3). ولكن عند التحديق في الطيف الحقيقي لنجم والمار ضمن موشور ممتاز فسنجد ا نه يتا لف من المي ات من الخطوط السوداء الدقيقة (لاحظ الشكل) والتي في الحقيقة تدل على وجود عدم وجود عناصر كيمياي ية معينة. ولدى مقارنة هذا الطيف بطيف العناصر الكيمياي ية البسيطة نلاحظ ا ن هذه الخطوط السوداء تكون مزاحة ا ما باتجاه اللون الا حمر shift) (Red ا ي ا ن مبتعد ا عنا تكون مزاحة باتجاه اللون الا زرق المصدر يتحرك 1913 تمكن Hertzsprung من حساب بعد ا حد النجوم (Blue shift) مقترب ا منا. في عام ا ي ا ن المصدر يتحرك القيفاوية بطريقة رياضية ا حصاي ية راي عة ربط فيها بين الحركة الذاتية المري ية للنجوم خلال السنين وبين سرعة ابتعاده ا و اقترابه من خلال التحليل الطيفي. وبالتالي تمكن من حساب البعد حتى ا حد النجوم القيفاوية وبالتالي قدره الحقيقي. وبالاستفادة من علاقة Leavitt بين ا شعاع النجوم القيفاوية ودورها تمكن من حساب المسافة ا لى جميع النجوم المشابهة في جميع ا صقاع الكون. وهكذا تبين ا ن النجوم من حولنا تو لف عدسة عملاقة يبلغ قطرها الكبير قرابة سنة ضوي ية هذه العدسة سميت بالمجرة (Galaxy) ا ا ن الشمس تبعد عن مركز هذه المجرة كما تبين ا يض سنة ضوي ية! فنحن لسنا في المركز وجميع هذه النجوم بما فيها الشمس تدور حول مركز المجرة الكثيف والذي سميناه الطريق اللبنية. كما تبين ا ن سحابتي ماجلان الصغرى والكبرى هما تجمعات نجمية هاي لة تقع خارج المجرة وتبعد 160 ا لف سنة ضوي ية... ا تكون هذه هي حدود الكون! الشكل (3): الطيف والانزياح نحو الا حمر. يظهر في الا على طيف عنصر كيمياي ي بسيط ا ما في الا سفل فيظهر طيف نجم تبدو فيه خطوط معتمة موافقة لهذا العنصر ومنزاحة نحو الا حمر. 5