يعتمد عمر الكون وتطوره ومصيره اعتمادا كبيرا على سرعة تمدده.
وقد تمكن الفلكيون حديثا من تحسين تقديرات معدل هذا التمدد، انطلاقا
من قياس حجم الكون باستخدام مجموعة متنوعة من التقنيات الجديدة.
<L .W. فرِيدمان>
تتباعد مجرة درب التبانة، وجميع المجرات الأخرى، بعضها عن بعض نتيجة الانفجار الأعظم big bang، أو الميلاد الناري للكون. ولقد اكتشف الكوسمولوجيون (علماء الكونيات) cosmologists هذا التمدد خلال القرن العشرين، وسجلوا إشعاع الخلفية المكروي الموجة من الانفجار الأصلي، واستخلصوا أصل العناصر الكيميائية في الكون، ثم رسموا خريطة بعيدة المدى لبنية المجرات وحركتها. وعلى الرغم من هذه الإنجازات، والعديد غيرها، تبقى الأسئلة الأولية بلا إجابة. فمتى بدأ التمدد الهائل؟ وهل سيستمر تمدد الكون إلى الأبد؟ أو أنه سيتوقف بفعل الثقالة في النهاية، فينهار على نفسه ثانية؟
وعلى مدى عشرات السنين حاول الكوسمولوجيون الإجابة عن مثل هذه التساؤلات بقياس حجم الكون ومعدل تمدده. وعلى الفلكيين، لإنجاز هذه المهمة، أن يعيِّنوا سرعات تحرك المجرات والمسافات التي تفصلنا عنها. إن تقنيات قياس سرعات المجرات قد تحققت بصورة جيدة، أما حساب المسافات إلى المجرات، فقد ثبت أنه مهمة تنطوي على تحد كبير. وخلال العقد الماضي ابتكرت عدة مجموعات من الفلكيين، كل على حدة، طرقا أفضل لقياس المسافات إلى المجرات، وأدى هذا إلى تقديرات جديدة تماما لمعدل التمدد. ومنذ عهد قريب أدى الميز resolution الاستثنائي لمقراب هبل الفضائي إلى توسيع وتقوية معايرة مقياس المسافات خارج مجرتنا، مما أدى إلى تقديرات أحدث لمعدل التمدد.
مجرة المرأة المسَلْسَلة مثال متميز يوضح سبب صعوبة حساب معدل تمدد الكون. وتبعد هذه المجرة 2.5 مليون سنة ضوئية عن الأرض، ولكنها مازالت تعاني الشد التثاقلي لمجرتنا، ومن ثم فليس هناك علاقة بين حركتها النسبية وبين تمدد الكون. ويستطيع الفلكيون، برصد مجرات أبعد، كشف التمدد، ولكنهم لا يعرفون معدّله الدقيق، نظرا لصعوبة قياس المسافات إلى المجرات البعيدة.
وفي وقتنا الحالي، تشير شواهد عديدة إلى معدل تمدد مرتفع وهو ما يعني أن الكون فتيّ نسبيا. وربما يكون عمره 10 بلايين سنة فقط. وتوحي هذه الشواهد أيضا بأن تمدد الكون قد يستمر إلى ما لانهاية، ومع ذلك، فإن كثيرا من الفلكيين والكوسمولوجيين لا يؤمنون بحتمية هذه الشواهد. وإننا، حقا، لفي جدل دائم حول كفاءات تقنياتنا.
إن القياس الدقيق لمعدل التمدد أمر أساسي، لا لتحديد عمر الكون ومصيره فقط، وإنما أيضا لضبط نظريات الكوسمولوجيا (علم الكونيات) cosmology ونماذج تكوّن المجرات، إضافة إلى أن ذلك ضروري لتقدير الكميات الأساسية بدءا من تعرّف كثافة أخف العناصر (كالهدروجين والهليوم) إلى تحديد كمية المادة المعتمة nonluminous في المجرات وفي الحشود المجرية أيضا. ولما كانت القياسات الدقيقة للمسافات مطلوبة لحساب ضيائية (تألق) luminosity الأجرام الفلكية وكتلها وحجومها، فإن موضوع مقياس المسافة الكونية، أو معدل التمدد، يؤثر في حقل علم فلك خارج المجرة بكامله.
بدأ الفلكيون قياس معدل تمدد الكون منذ نحو 70 سنة. ففي عام 1929 أبدى الفلكي البارز <P .E. هبل> [من مراصد معهد كارنيگي] ملاحظة لافتة للنظر هي أن سرعة تراجع recession مجرة ما تتناسب مع المسافة التي تفصلنا عنها، وأمدّتنا هذه الملاحظة بأول برهان على أن الكون كله دائم التمدد.
ثابت هبل
كان هبل أول من عين معدل التمدد الذي أصبح معروفا فيما بعد بثابت هبل Hubble constant، أي سرعة تراجع مجرة مقسومة على بُعدها. والقيمة التقريبية جدا لثابت هبل هي 100كم/ثا/ميگاپارسيك. (يمثل الفلكيون عادة المسافات بوحدات الميگاپارسيك، والميگاپارسيك هو المسافة التي يقطعها الضوء في 3.26 مليون سنة.) وهكذا تبتعد مجرة نموذجية واقعة على مسافة 50 ميگاپارسيك بسرعة 5000 كم/ثا (3000 ميل/ثا) تقريبا. وحينها تتحرك مجرة على بعد 500 ميگاپارسيك بسرعة 000 50 كم/ثا تقريبا، أو أكثر من 100 مليون ميل في الساعة.
وعلى مدى سبعة عقود، تجادل الفلكيون بشدة حول القيمة الدقيقة لمعدل التمدد. وقد حصل هبل في البداية على قيمة 500 كم/ثا/ميگاپارسيك. وبعد وفاة هبل عام 1953، واصل تلميذه <R .A. سانديج> [من معهد كارنيگي أيضا] برنامج عمل خريطة تمدد الكون. ولما كانت أرصاد سانديج وغيره أكثر دقة وشمولا، فقد عدّلوا أخيرا القيمة الأصلية لثابت هبل لتنخفض إلى ما بين 50 و100 كم/ثا/ميگاپارسيك، ممّا يدل على كونٍ أكبر سنا وحجما مما اقترحته القياسات المبكرة بكثير.
وخلال العقدين الماضيين استمر تقدير قيم جديدة لثابت هبل، ووقعت كلها في هذا المدى نفسه، مع رجوح وقوعها نحو طرفيه. وتجدر الإشارة إلى أن سانديج ومساعده <A .G. تامان> [من جامعة بازل] كانا يحاجّان بأن القيمة هي 50 كم/ثا/ميگاپارسيك، في حين يؤيد <G. دي ڤاكولير> [من جامعة تكساس] القيمة 100 كم/ثا/ميگاپارسيك. وقد أحدث هذا التضارب وضعا غير مريح، كان العلماء فيه أحرارا في اختيار أي قيمة لثابت هبل واقعة بين الطرفين.
إن تعيين ثابت هبل أمر بسيط من حيث المبدأ، فالمطلوب فقط قياس مسافةٍ وسرعة. إن قياس سرعة مجرة أمر سهل؛ إذ يحلل الفلكيون الضوء القادم من المجرة، ويسجلون طيفه الذي يحتوي على خطوط طيفية منفصلة disrete ذات أطوال موجية معينة يسببها إصدار أو امتصاص عناصر محددة في الغازات والنجوم التي تكوِّن المجرة. وبالنسبة إلى مجرة تتحرك مبتعدة عن الأرض، تنزاح أماكن خطوطها الطيفية إلى مناطق الأطوال الموجية الأكبر بقدر يتناسب مع السرعة، وهو تأثير يعرف باسم الإزاحة الحمراء redshift.
فإذا كان قياس ثابت هبل بهذه البساطة من حيث المبدأ، فلماذا بقي هذا القياس إحدى المسائل المعلّقة (دون حل) في الكوسمولوجيا طوال نحو 70 سنة؟ إن قياس ثابت هبل عمليا أمر بالغ الصعوبة، وذلك يعود لسببين؛ أولهما هو أنه على الرغم من أننا نستطيع قياس سرعات المجرات بدقة، فإن هذه المجرات تتآثر تثاقليا مع جيرانها. ويترتب على هذا التآثر حدوث اضطرابات في سرعاتها، الأمر الذي يخلِّف حركات «غريبة» تفرض نفسها على التمدد العام للكون. وثانيهما هو أنه تبين أن التوصل إلى مقياس دقيق للمسافة أمر أصعب كثيرا مما كنا نتوقع. ومن ثم فإن إجراء قياس دقيق لثابت هبل لا يتطلب منا فقط التوصل إلى مقياس دقيق للمسافات خارج المجرة، وإنما أيضا أن ننفذ هذه المهمة الصعبة من مسافة بعيدة جدا، بحيث تغدو الحركات الغريبة للمجرات صغيرة مقارنة بالتمدد الكلي الذي يُعرف بجريان هبل. ولتعيين المسافة التي تفصلنا عن مجرة ما، يتعين على الفلكيين أن يختاروا طريقة من بين مجموعة واسعة من الطرائق المعقدة. ومع أن لكل من هذه الطرائق مزاياها، إلا أنه يبدو أن أيا منها ليس بالطريقة السليمة تماما.
قياس المسافات إلى المجرات
يستطيع الفلكيون أن يقيسوا، بدقة أكبر، المسافات إلى المجرات القريبة، وذلك بمراقبة نجم معين، يعرف باسم المتغير القيفاوي Cepheid variable، يتغير لمعانه مع الزمن بطريقة دورية مميزة. وخلال الجزء الأول من الدورة تزداد ضيائيته بسرعة، في حين تتناقص ضيائيته ببطء في بقية الدورة. وفي المتوسط، فإن لمعان المتغيرات القيفاوية يكبُر لمعان الشمس 000 10 مرة تقريبا.
واللافت للنظر أن المسافة إلى القيفاوي يمكن حسابها من دوره (طول دورته) ومتوسط لمعانه الظاهري apparent brightness (أي ضيائيته luminosity كما يُرى من الأرض). ففي عام 1908 اكتشفت <S .H. ليفت> [من مرصد كلية هارڤارد] أن دور النجم القيفاوي يرتبط ارتباطا وثيقا بلمعانه؛ فقد وجدت أنه كلما طال الدور ازداد لمعان النجم. وتنجم هذه العلاقة عن حقيقة أن لمعان النجم القيفاوي يتناسب مع مساحة سطحه. وتنبض النجوم القيفاوية الكبيرة اللامعة خلال دور طويل، تماما مثلما تطن resonate الأجراس الكبيرة، على سبيل المثال، عند تردد منخفض (دور طويل).
وبمراقبة التغيرات في ضيائية نجم قيفاوي مع الزمن، يستطيع الفلكيون تعيين دوره ومتوسط ضيائيته الظاهرية، ومن ثم حساب ضيائيته المطلقة absolute luminosity (أي اللمعان الظاهري لنجم واقع على مسافة قياسية قدرها 10 پارسيك). وزيادة على ذلك، فإنهم يعرفون أن الضيائية الظاهرية تتناقص مع زيادة المسافة التي يقطعها النجم، لأن الضيائية الظاهرية لجسم ما تتناقص مع مربع المسافة؛ لذا يمكن حساب المسافة إلى النجم القيفاوي من نسبة لمعانه المطلق إلى لمعانه الظاهري.
وفي العشرينات من القرن الماضي استعمل هبل المتغيرات القيفاوية ليثبت وجود مجرات أخرى بعيدة عن درب التبانة. وبقياس اللمعانات الظاهرية وأدوار أجرام خافتة تشبه النجوم ـ اكتشفها هبل في صور سديم المرأة المسلسلة (التي تسمى أيضا M31 وفي سديم المثلث Triangulum M33 وفي NGC 6882 ـ تمكّن هبل من إثبات أن هذه الأجرام تبعد عن الشمس عدة مئات من آلاف السنين الضوئية، أي إنها تقع خارج درب التبانة تماما. وقد بذل هبل وسانديج وآخرون بين الثلاثينات والستينات من القرن العشرين جهودا مضنية لاكتشاف القيفاويات في المجرات القريبة، ونجحوا في قياس المسافات إلى اثنتي عشرة مجرة. إن قرابة نصف هذه المجرات مفيدة في استنتاج قيمة ثابت هبل.
لماذا تنبض القيفاويات
متغير قيفاوي في المجرة M100 يبدو هنا في ثلاثة أوقات مختلفة خلال دورته الضوئية (في الأعلى). وعند النظر إلى النجم من اليسار إلى اليمين، يتضح أنه يزداد لمعانا.
النجم المتغير القيفاوي هو نجم فتيّ نسبيا، وأثقل عدة مرات من الشمس. تتغير ضيائيته تغيرا دوريا، فيلمع القيفاوي ثم يظلم على نحو أبطأ خلال مدة تمتد من بضعة أيام إلى عدة شهور. إنه ينبض لأن قوى الجاذبية المؤثرة في الغلاف الجوي للنجم ليست متوازنة تماما مع ضغط الغازات الساخنة القادمة من باطن النجم.
ويحدث عدم الاتزان بسبب تغيرات في غلاف القيفاوي الجوي. ومن المكونات المهمة في غلافه الجوي عنصر هليوم وحيد التأين (أي ذرة الهليوم التي فقدت إلكترونا واحدا). وحينما ينساب الإشعاع خارج باطن النجم القيفاوي يمتص الهليوم الوحيد التأين الإشعاعَ الموجود في الجو ويشتته، وقد يصبح ثنائي التأين (أي إن كل ذرة هليوم تحرر إلكترونا ثانيا)، وبذلك يصير الجو أكثر قتامة، وهذا يقف عقبة أمام إفلات الإشعاع من الغلاف الجوي. ويولِّد هذا التآثر بين الإشعاع والمادة ضغطا يدفع الغلاف الجوي خارج النجم. ونتيجة لذلك، يزداد النجم القيفاوي في الحجم واللمعان.
وبينما يتمدد الغلاف الجوي للنجم القيفاوي فإنه يبرد أيضا. وعند درجات الحرارة المنخفضة يعود الهليوم إلى حالة «وحيد التأين». ومن ثم يسمح الغلاف الجوي بمرور الإشعاع بحرية أكبر، ويقل الضغط على الغلاف الجوي. وفي النهاية ينهار الغلاف الجوي ليعود إلى حجمه الأول، ويعود النجم القيفاوي إلى لمعانه الأصلي، ثم تتكرر الدورة.
إن إحدى الصعوبات الرئيسية في الطريقة القيفاوية هي أن الضيائية الظاهرية يمكن أن تضعُف نتيجة الغبار الموجود بين النجوم. فجسيمات الغبار تمتص وتُشتت وتُحمِّر الضوء الصادر عن جميع أنواع النجوم. ويزيد الأمر تعقيدا أنه يصعب معرفة كيفية تأثير الاختلافات في وفرة العناصر الكيميائية للقيفاويات في درجة لمعانها؛ ويكون تأثير الغبار أعظم ما يمكن في الضوء الأزرق فوق البنفسجي ultraviolet. وينبغي للفلكيين إما أن يرصدوا القيفاويات في الأطوال الموجية تحت الحمراء infrared، حيث تكون التأثيرات ضعيفة، وإما أن يرصدوها عند عدة أطوال موجية بصرية مختلفة حتى يستطيعوا تقدير التأثيرات، ومن ثم تصحيح قراءاتهم.
وخلال الثمانينات من القرن العشرين قمت مع مساعدي (زوجي) <F .B. مادور> [من معهد كاليفورنيا للتقانة] بإعادة قياس المسافة إلى أقرب المجرات باستخدام أجهزة CCD والمقاريب العاكسة الكبيرة في عدة مواقع بما فيها ماوناكيا في هاواي، ولاس كامپاناس في تشيلي، وماونت پالومار في كاليفورنيا. ونتيجة لذلك قمنا بتعيين المسافة إلى أقرب المجرات بدقة أكبر بكثير من ذي قبل.
أثبتت أرصاد أجهزة CCD الجديدة هذه أهميتها الكبرى في تصحيح تأثيرات حبيبات الغبار وفي تحسين قياس الضوء photometry الفوتوگرافي السابق. وفي بعض الحالات عدلنا المسافات إلى النجوم القريبة بخفض قيمتها إلى النصف. ولو كان الأمر ممكنا لاستعملنا القيفاويات مباشرة لقياس المسافات المرتبطة بتمدد الكون. ولسوء الحظ، لا يمكننا حتى الآن كشف القيفاويات في المجرات البعيدة جدا والتي يمكن اعتبارها جزءا من تمدد هبل «الصرف» للكون.
ومع ذلك، ابتكر الفلكيون عدة طرق أخرى لقياس المسافات النسبية بين المجرات البعيدة الواقعة على مسافات أكبر بكثير من المسافات إلى القيفاويات. ولما كان من الضروري استعمال المسافة إلى القيفاويات لمعايرة هذه التقنيات، فقد اعتُبِرت هذه التقنياتُ مؤشرات ثانوية للمسافة.
وخلال العقد الماضي، خطا الفلكيون خطوات واسعة في ميدان تطوير تقنيات قياس مثل هذه الأبعاد النسبية. وتشمل هذه الطرق رصد وقياس زمرة خاصة من المستعرات الأعظمية، وهي انفجارات كارثية تعلن عن موت نجوم معينة صغيرة الكتل. ويعكف الآن سانديج ومعاونوه على تحديد ثابت هبل بدراسة مثل هذه المستعرات الأعظمية استنادا إلى معايرة القيفاويات. وتشمل طرق ثانوية أخرى لتعيين المسافة قياس اللمعانات والدورانات في سرعات مجرات حلزونية كاملة، والتقلبات (أو الحبيبية) في ضوء المجرات الإهليلجية، وتحليل وقياس خواص تمدد زمرة أخرى من المستعرات الأعظمية الأثقل والأصغر سنا. والمبدأ الرئيسي في قياس ثابت هبل باستعمال هذه التقنيات هو تحديد المسافة إلى مجرات مختارة باستخدام القيفاويات؛ ويمكن استعمال مسافاتها لمعايرة مقياس المسافة خارج المجرية النسبية بتطبيق طرق ثانوية.
ومع هذا لم يتوصل العلماء إلى إجماع على تحديد المؤشرات الثانوية الموثوقة، إن وجدت مثل هذه المؤشرات. وكما يقول المثل: «المشكلة الكبرى تبدأ حين بَحْث التفاصيل». والفلكيون منقسمون حول كيفية تطبيق هذه الطرائق، وحول ضرورة تعديلها أخذا في الاعتبار التأثيرات المختلفة التي قد تحرف هذه النتائج، وحول تحديد الارتيابات الحقيقية. وتكمن الاختلافات في اختيار الطرائق الثانوية في أساس معظم المناقشات الحالية حول ثابت هبل.
تحديد مقياسٍ للمسافة
إن إحدى التقنيات المستعملة في قياس المسافات الشاسعة، وهي علاقة توللي-فيشر Tully-Fisher، تستند إلى علاقة بين لمعان مجرة ومعدل دورانها. فالمجرات الشديدة الضيائية تكون عادة أكبر كتلة من المجرات الضعيفة الضيائية، ومن ثم فإن المجرات الضيائية تدور على نحو أبطأ من المجرات القاتمة. وقد قامت عدة مجموعات باختبار طريقة توللي-فيشر وبينت أنه يبدو أن العلاقة لا تعتمد على البيئة المحيطة، إذ إنها تبقى من دون تغيير في الأجزاء الكثيفة والخارجية من الحشود النجمية الغنية وفي المجرات المنعزلة نسبيا. ويمكن استعمال علاقة توللي-فيشر في تقدير مسافات تصل إلى 300 مليون سنة ضوئية. بيد أن ثمة ظرفا غير مواتٍ يتجلى في أن الفلكيين يفتقرون إلى فهم نظري مفصل لعلاقة توللي-فيشر.
في عام 1908 وجدت <S .H. ليڤت> [من مرصد كلية هارڤارد] علاقة بين دور نجم متغير قيفاوي ولمعانه المطلق. وتتيح هذه العلاقة للفلكيين قياس المسافات إلى أقرب المجرات.
وهناك مؤشر آخر للمسافة ذو إمكانات كبيرة، وهو نوع من المستعرات الأعظمية المعروف بطراز Ia. ويعتقد الفلكيون أن المستعرات الأعظمية من طراز Ia توجد في نظم النجوم المضاعفة التي يكون أحد نجميها جسما كثيفا جدا، يُعرف باسم القزم الأبيض white dwarf. ويحدث الانفجار حين تنتقل كتلة النجم الرفيق إلى القزم الأبيض. ولأن المستعرات الأعظمية تطلق كميات هائلة من الإشعاع، فإن الفلكيين يمكنهم رصدها وهي على بعد 5 بلايين سنة ضوئية، وهي مسافة تساوي نصف قطر الكون المرئي.
وتعمل المستعرات الأعظمية من طراز Ia كمؤشرات جيدة للمسافة، لأنها تنتج الكمية نفسها من الضوء تقريبا وهي في ذروة لمعانها. ويستطيع العلماء باستخدام هذه المعلومة استنتاج مسافاتها.
ولو رُصدت أيضا المستعرات الأعظمية في مجرات يمكن فيها قياس المسافات القيفاوية، لأمكن استخدام لَمعانات المستعرات الأعظمية في استنتاج المسافات. بيد أن لَمعانات القيفاويات ليست في الواقع متساوية جميعا، فهناك مدى للّمعانات لا بد من إدخاله في الاعتبار. والصعوبة هنا تكمن في أن المستعرات الأعظمية هي أحداث نادرة جدا، ومن ثم فإن احتمال رؤية مستعر أعظم قريب ضعيف جدا. ولسوء الحظ، فهناك قيود حالية على استعمال هذه الطريقة تنجم عن أن زهاء نصف جميع المستعرات الأعظمية، التي شوهدت في مجرات قريبة جدا من بعضها بحيث تفصل بينها مسافات قيفاوية، هي مستعرات رُصدت منذ عقود، كما أن هذه القياسات كانت متواضعة الجودة.
وثمة طريقة مثيرة للاهتمام ابتكرها <L .J. تُونْري> [من معهد ماساتشوستس للتقانة] وزملاؤه، وهي تستفيد من حقيقة أن المجرات القريبة تبدو حبيبية الشكل، في حين تكون المجرات البعيدة أكثر تجانسا في توزع لمعانها السطحي. ويقلّ التحبّب مع زيادة المسافة، لأن عملية تحليل resolving النجوم المفردة تصبح متزايدة الصعوبة. ولهذا يمكن الحكم على بُعْد مجرة من مدى تقلب اللمعان الظاهري على سطحها. ومع أن هذه الطريقة لا يمكن استعمالها في الوقت الحاضر بقدر استعمال طريقة توللي-فيشر أو المستعرات الأعظمية، إلا أنها، إضافة إلى طرائق أخرى، توفر أسلوبا مهما ومستقلا لاختبار المسافات النسبية ومقارنتها. وقد أسفرت هذه المقارنات عن توافق رائع يمثل واحدا من أهم التقدمات التي حصلت في السنين الأخيرة.
وعلى مدى عدة عقود أدرك الفلكيون أن الخلاص من مأزق مقياس المسافة خارج المجرية أمر يتطلب أرصادا تجرى بميز (فصل) فضائي عال جدا. وبمقدور مقراب هبل الفضائي الآن تحليل قيفاويات تقع على مسافات تزيد 10 مرات على ما يمكن لمقراب على الأرض أن يفعله. فهو بذلك يهيئ الفرصة لاكتشاف نجوم قيفاوية في حيز أكبر 1000 مرة من تلك المنطقة التي يمكن أن تصل إليها المقاريب المنصوبة على الأرض. ولقد كان من الدوافع الرئيسية لبناء مقراب ضوئي يدور في الفضاء التمكينُ من كشف القيفاويات في مجرات أبعد، وقياس ثابت هبل بدقة.
ومنذ أكثر من عقد مُنِحتُ والعديد من زملائي وقتا كافيا للرصد باستعمال مقراب هبل لإنجاز هذا المشروع. وكان هذا البرنامج يضم 26 فلكيا بقيادتي، وقيادة كل من <R .J. مُولد> [من ماونت ستروملو ومرصد سايدينگ سپرينگز] و<C .R. كِيِّنيكت> [من مرصد ستيوارد]. وكانت جهودنا منصبة على قياس المسافات القيفاوية إلى نحو 20 مجرة، وهذا كاف لمعايرة مجموعة واسعة من الطرائق الثانوية لقياس المسافات. وما نهدف إليه هو مقارنة ومقابلة النتائج الناجمة عن عدة تقنيات، وتقييم الارتيابات الحقيقية في قياس ثابت هبل.
ومع أن الأمر لم يكتمل بعد، فقد جرى قياس مسافات قيفاوية جديدة إلى دستة من المجرات كجزء من هذا المشروع. وقد تمخضت النتائج الأولية عن قيمة لثابت هبل قدرها 40 كم/ثا/ميگاپارسيك بارتياب uncertainty قدره 15 في المئة تقريبا. وهذه القيمة مبنية على عدد من الطرائق تشمل علاقة توللي-فيشر والمستعرات الأعظمية من الطراز Ia، ومن الطراز II، وتقلبات اللمعان السطحي، والقياسات القيفاوية إلى مجرات واقعة في حشد السنبلة (العذراء) وحشد فورناكس Fornax القريبين.
وقد قدّم سانديج ومعاونوه قيمة قدرها 59 كم/ثا/ميگاپارسيك مستندة إلى المستعرات الأعظمية من الطراز Ia، كما وجدت مجموعات أخرى (ومن ضمنها مجموعتنا) قيمة قريبة من 65 مبنية أيضا على المستعرات الأعظمية من الطراز Ia. ومع ذلك فإن هذه الاختلافات الحالية أصغر بكثير من الانحرافات المبكرة والتي بلغت عاملا قدره اثنان. ولعمري إن هذا لتقدم مشجع.
وهناك طريقتان أخريان لتعيين ثابت هبل تثيران اهتماما كبيرا؛ لأنهما مستقلتان تماما عن مقياس المسافة القيفاوية، ويمكن استعمالهما في قياس المسافات الكونية الشاسعة. تعتمد أولى هاتين الطريقتين البديلتين على تأثير يسمى التصوير التثاقلي gravitational lensing: فإذا سار ضوء من مصدر بعيد، قريبا من مجرة ما، خلال توجّهه إلى الأرض، فإن الضوء يمكن أن ينعطف نتيجة للثقالة طبقا للنظرية العامة للنسبية لآينشتاين. ويمكن أن يسلك الضوء مسارات عديدة مختلفة حول المجرة، بعضها قصير وبعضها الآخر طويل، ومن ثَمّ فإنه يصل إلى الأرض في أزمنة مختلفة. فإذا كان لمعان المصدر يتغير بطريقة واضحة مميزة فإن الإشارة سوف تُرى أولا في الضوء الذي يسلك المسار الأقصر، ثم تُرى مرة أخرى في وقت لاحق في الضوء الذي يسلك الطريق الأطول. والفرق بين زمني الوصول يبيّن الفرق بين طولي المسارين الضوئيين. وبتطبيق نموذج نظري لتوزيع الكتلة في المجرة، يستطيع الفلكيون حساب قيمة ثابت هبل.
مجرة حلزونية ظاهرة في حشد فورناكس المجرِّي، أو NGC 1365، وهي تُرى من نصف الكرة الأرضية الجنوبي. وباستعمال بعض النجوم المتغيرة القيفاوية التي يبلغ عددها 50، أو نحو ذلك، والموجودة في الأذرع الحلزونية لهذه المجرة، كمعالم للمسافة، تمكّن فريق المشروع الرئيسي لناسا NASA's Key Project من تقدير المسافة بين الأرض وحشد فورناكس بزهاء 60 مليون سنة ضوئية.
أما الطريقة الثانية فتستفيد من ظاهرة معروفة باسم تأثير سانياييڤ-زيلدوڤتش Sunyaev-Zel'dovich SZ. فحينما تنتقل الفوتونات من الخلفية المكروية الموجة خلال حشود مجرية، فإنها تستطيع اكتساب طاقة فيما تشتت إلكترونات الپلازما الساخنة (الأشعة السينية) الموجودة في الحشود. والنتيجة النهائية للتشتت هو نقص في الخلفية المكروية الموجة تجاه موقع الحشد النجمي. وبمقارنة التوزيعات المكروية الموجة والأشعة السينية، يمكن إيجاد المسافة إلى الحشد النجمي. ومع ذلك، فإن على الفلكيين ـ لتعيين المسافة ـ أن يعرفوا أيضا متوسط كثافة الإلكترونات وتوزعها ودرجة حرارتها، ويجب أن يكون لديهم قياس دقيق للتناقص في درجة حرارة الخلفية المكروية الموجة. وبحساب المسافة إلى الحشد وقياس سرعتها التقهقرية، يستطيع الفلكيون الحصول على ثابت هبل.
إن الطريقة (SZ) وطريقة التصوير التثاقلي تقنيتان واعدتان. بيد أنه حتى يومنا هذا لم يتيسر إلا قلة من الأجسام المتصفة بالخصائص المطلوبة. ومن ثم فإن هاتين الطريقتين لم تخضعا لاختبارات صارمة. ولحسن الحظ، فإنه يجري تقدم مذهل في كل من هذين المجالين نتيجة للقيام بعمليات مسح جديدة وواسعة. وقد أسفرت التطبيقات الحالية لهاتين الطريقتين عن قيم لثابت هبل محصورة بين 40 و80 كم/ثا/ميگاپارسيك.
ويستمر الجدل في ما يتعلق بأفضل طريقة لتعيين أبعاد المجرات النائية، ومن ثم فإن لدى الفلكيين عددا من الآراء المتضاربة عن أفضل التقديرات الجارية لثابت هبل.
ما هو عمر الكون؟
إن قيمة ثابت هبل تنم عن عمر الكون وتطوره ومصيره. فالقيمة المنخفضة لثابت هبل تعني كونا هرِما، في حين تنم القيم العالية عن كونٍ فتي. وقيمة 100 كم/ ثا/ميگاپارسيك، مثلا، لثابت هبل، تعني أن عمر الكون يراوح بين 6.5 و8.5 بليون سنة (اعتمادا على كمية المادة في الكون، والتباطؤ المقابل الذي تسببه هذه المادة). أما قيمة 50 كم/ ثا/ميگاپارسيك فتقترح عمرا كونيا يراوح بين 13 و16.5 بليون سنة.
وماذا عن المصير النهائي للكون؟ إذا كان متوسط كثافة المادة في الكون منخفضا، كما تشير الأرصاد الحالية، فإن النموذج الكوني القياسي الحالي يتنبأ بأن يستمر التمدد إلى الأبد.
ومع ذلك، توحي النظريات والأرصاد بأن الكون يحتوي على كتلة أكبر من تلك التي يمكن أن تُعزَى إلى المادة المنيرة. وهناك مجال نشيط جدا في الأبحاث الكونية يتمثل في البحث عن المادة «الخفية» الإضافية في الكون. ولكي تأتي إجابة الكوسمولوجيين عن مسألة المصير النهائي للكون واضحة غير مبهمة، فإنهم لا يحتاجون إلى معرفة ثابت هبل ومتوسط كثافة كتلة الكون فحسب، بل يحتاجون أيضا إلى قياس مستقل لعمره. فهذه القيم الثلاث مطلوبة للوصول إلى تعيينٍ لهندسة الكون وتطوره.
لقيمة ثابت هَبْل تضمينات عديدة
فيما يتعلق بمصير الكون.
فإذا تبيّن أن ثابت هبل كبير، فسيكون لهذا الأمر نتائج بعيدة تتصل بفهمنا لتطور المجرات والكون. إن ثابت هبل قيمته 70 كم/ ثا/ميگاپارسيك، يعني أن عمر الكون 12 بليون سنة (مع التجاوز عن الارتياب في قيمة الكثافة المتوسطة للكون). وتقابل كثافةٌ عالية للكون عمرا له يقدر بنحو تسعة بلايين سنة، في حين تقابل الكثافة المنخفضة عمرا للكون يقدر بنحو 12 بليون سنة لنفس القيمة لثابت هبل.
وهذه التقديرات جميعها أقل مما تقترحه النماذج النظرية لعمر النظم النجمية المسنة المعروفة بالحشود الكُرِيّةِ (الكروية) globular clusters، التي يُعتقد بوجودها ضمن الأجسام الأولى التي كوّنت مجرتنا، والتي يقدر عمرها بين 13 و17 بليون سنة. ومن الواضح أن أعمار الحشود الكُرِية لا يمكن أن تفوق عمر الكون نفسه.
وغالبا ما يُستشهد بتقديرات أعمار الحشود الكُرِية كسبب في تفضيل قيمة منخفضة لثابت هبل، ومن ثم عمر أطول للكون. ومع ذلك يعتقد بعض الفلكيين بأن النماذج النظرية للحشود الكرية التي اعتمدت عليها التقديرات قد لا تكون كاملة، وربما تكون مبنية على فرضيات غير دقيقة. فمثلا، ترتكز النماذج على معرفة النسب الدقيقة لعناصر معينة موجودة في الحشود الكرية، وبخاصة الأكسجين والحديد. وزيادة على ذلك، فإن الأعمار الدقيقة تتطلب قياسات دقيقة لضيائيات نجوم الحشود الكرية، وهذا يتطلب بدوره قياسات دقيقة لأبعاد هذه الحشود.
وتوحي القياسات الحديثة التي وفرها القمر الصنعي هيپاركوس Hipparcos بأنه قد يكون من الضروري أن نزيد قليلا من المسافات إلى الحشود الكرية. وسيكون الأثر الناتج من هذا التغيير، إن أُقر، تخفيض أعمار الحشود الكرية ربما إلى 11 أو 12 بليون سنة. وبالنظر إلى الارتيابات الحالية في قياسات كل من ثابت هبل ونماذج الحشود الكرية ومسافاتها، فقد تشير هذه النتائج الجديدة إلى عدم وجود تباين كبير بين عمر الكون، المبني على التمدد، وبين عمر الحشود الكرية.
وعلى كل حال، فإن هذه التناقضات الدقيقة تؤكد أهمية القياسات الدقيقة للمسافات، ليس فقط لدراسة المجرات وتعيين ثابت هبل، بل أيضا لفهم الحشود المجرية وتحديد أعمارها.
وتثير القيم العالية لثابت هبل مشكلة أخرى جد خطيرة، فهي لا تتفق مع النظريات المألوفة عن كيفية تكوّن المجرات وتوزعها في الفضاء. وعلى سبيل المثال، فإن النظريات تقدم تنبؤات حول طول الزمن اللازم لحدوث الحشود الضخمة التي سبق رصدها في توزع المجرات. فإذا كان ثابت هبل كبيرا (أي إن الكون فتيّ)، فلن تستطيع النماذج تكرار التوزع المرصود للمجرات.
وإنه لمما يثير العلماء النتائج التي سيسفر عنها العقد القادم. وجدير بالذكر أن جهاز التصوير للأشعة تحت الحمراء نيكموس NICMOS، الذي رُكِّب حديثا على مقراب هبل، سيسمح لنا بتحسين المسافات القيفاوية التي قيست حتى الآن. وستقوم عمليات المسح الكبيرة بالمقاريب الأرضية بزيادة عدد المجرات التي يمكن أن نقيس مسافاتها النسبية، والتي تقع بعيدا عن القيفاويات التي في متناولنا.
إن البعثات الفضائية الواعدة تجوب الآفاق، ومنها مسبار اللاتناحي المكروي الموجة Microwave Anisotropy Probe MAP التابع للوكالة ناسا، وماسح پلانك Planck Surveyor التابع لوكالة الفضاء الأوروبية. وستسمح هاتان التجربتان بوضع مخطط مفصل للتقلبات الطفيفة في الخلفية الكونية المكروية الموجة. فإذا تبين أن النظريات الكونية الحالية صحيحة، فإن هذه القياسات ستحدّد تحديدا دقيقا كثافة المادة في الكون، كما ستحصر، على نحو مستقل، قيمة ثابت هبل في حدود ضيقة.
ومع أن تاريخ العلم يوحي بأن جيلنا لن يكون آخر من يتصدى لهذه المسائل، فإن العقد القادم يعد بقدر كبير من الإثارة. وهنالك العديد من الأسباب التي تدعونا لأن نكون متفائلين بأن الاختلافات الحالية حول قيم المعالم الكونية التي تحكم نشوء الكون وتطوره هي اختلافات سرعان ما سيتم تسويتها.
المؤلفة
Wendy L. Freedman
عضو في هيئة مراصد كارنيگي في پاسادينا بكاليفورنيا. ولدت في تورونتو، وحصلت على الدكتوراه في علم الفلك والفيزياء الفلكية من جامعة تورونتو عام 1984، وفي عام 1987 أصبحت أول امرأة تلتحق بالهيئة العلمية لكارنيگي. وفي عام 1994 نالت جائزة مارك أرونسون لإسهاماتها في دراسة الأبعاد خارج المجرة والتجمعات النجمية في المجرات. وهي تشارك في قيادة المشروع الرئيسي لمقراب هبل الفضائي لقياس ثابت هبل، كما أنها عضو في لجنة الفلك والفيزياء الفلكية التابعة للمجلس القومي للبحوث، وفي المجلس التنفيذي لمركز الفيزياء الفلكية للجسيمات، وفي اللجنة العلمية التابعة لناسا التي تخطط للجيل التالي من المقراب الفضائي. وإضافة إلى علم الفلك، فإن اهتمامها الرئيسي ينصب على عائلتها: زوجها باري وابنتها راشيل وابنها دانييل.
(*) The Expansion Rate and Size of the Universe، وهذه نسخة معدلة من مقالة نشرت بعنوان «معدل تمدد الكون وحجمه» في العددين 6/7(1994) من مجلة العلوم.
برعاية عصابة : HUNTER X HUNTER
الرئيسية 
