نجوم و کیهان‌شناسی

جهان ما برای زندگی مناسب است، اما گستردگی این حیات چگونه است؟ ما بر این گمانیم که غالب اشکال حیات، از همان مبانی شیمی مشابه به حیاتِ مبتنی بر کربن ما سود می­برند. عناصر اساسی وجود ما (کربن، اکسیژن و نیتروژن) آنهایی هستند که برای نخستین بار در ستارگان تولید شدند و از اینرو فراوانند. علاوه بر این، ترکیبات کربن در مقایسه با دیگر عناصر بیشترین تنوع را دارد. امکان وجود گونه­هایی از زندگی برپایۀ گوگرد، آرسنیک و متان غیر ممکن نیست؛ اما به تصور نویسنده، فراوانی بسیار کمتری خواهند داشت.

بنابراین، در بیشتر موارد به مکان­هایی نیاز داریم که آب به­صورت مایع باشد؛ مانند سطح سیاره­ای در کمربند قابل­سکونت ستاره­اش، یا اقیانوسی در زیر یخ­های یک قمر که با حرارت کشندی سیارۀ بزرگ مجاورش گرم شده است. چنانچه امیدی به وجود دیگر تمدن­های پیشرفته داشته باشیم، مدت زمانی قابل ملاحظه لازم است - تا گونه­های سادۀ حیات احتمالاً شانسی برای تکامل پیدا کنند.

در سال 1960، فرنک دریک (Frank Drake)، کسی که سال پیش از آن در پروژه­ای به نام عظمی (Ozma) برای نخستین بار به جستجوی هوش فرازمینی پرداخته بود، گروهی از دانشمندان برجسته را جمع کرد تا برآوردی از احتمال وجود تمدن­های هوشمند دیگر در کهکشان داشته باشند؛ تمدن­هایی که ممکن است سیگنال­هایی برای ما ارسال کنند و ما بتوانیم آنها را در برنامه­های رصدی موسوم به سِتی (SETI)^[1] آشکار نماییم.

در اوایل دهۀ 1960، آزمایش­های رصدی جهت گزینش یکی از دو نظریه صورت گرفت. فرض کنید بتوانیم چگالی کهکشان­ها را در نزدیکی خودمان اندازه بگیریم، یعنی تعداد کهکشان­ها در مکعبی به ابعاد یک ملیون پارسک را به­دست آوریم. با توجه به این­که این کهکشان­ها در نزدیکی ما هستند، اساساً آنها را در زمان حال می­بینیم. حال اگر می­توانستیم چگالی کهکشان­ها را در جهان دور اندازه بگیریم، در حقیقت چگالی عالم را مربوط به زمانی در گذشته اندازه می­گرفتیم. در مدل حالت پایدار، این نتایج باید یکسان باشد؛ در حالیکه در مدل مهبانگ، چگالی در زمان گذشته بیشتر از حال است. مارتین ریل (Martin Ryle) در کمبریج، با شمارش منابع رادیویی اقدام به انجام این­گونه اندازه­گیری­ها نمود. اگر چه در داده­های ابتدایی مشکلاتی وجود داشت، اما بالاخره این نتایج چگالی بیشتری از منابع رادیویی را در گذشته مورد تأیید قرار داد و بدینوسیله نظریۀ حالت پایدار رد شد. در سال 1963 ضربه نهایی و مهلک به نظریۀ حالت پایدار وارد آمد، زمانی که تابشی کشف شد که اعتقاد بر آن بود از مهبانگ سرچشمه گرفته است. پیدایش، کشف و مطالعۀ این تابش، قسمت اساسی داستان کیهان­شناسی را که در پی خواهد آمد تشکیل می­دهد.

کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی صفحه ۳۷۷

اولین فهرست ستارگان، توسط بطلمیوس و در قرن دوم میلادی منتشر شد. فهرست بطلمیوس در کتابی که بعدها به المجسطی معروف گردید قرار داشت. این فهرست 1025 ستاره‌ی روشن را شامل می‌شد که موقعیت آن‌ها 250 سال پیش از آن، به وسیله‌ی هیژارکوس، تعیین گردیده بود. فهرست بطلمیوس تنها فهرستی بود که تا پیش از قرن هفدهم، به طور گسترده مورد استفاده قرار می‌گرفت. نخستین فهرستی که هنوز هم به وسیله‌ی ستاره‌شناسان مورد استفاده قرار می‌گیرد، تحت نظر فردریش آرگلاندر تهیه گردید. او در تورکو (Turku) کار می‌کرد و بعدها به عنوان استاد نجوم در هلسینکی (Helsinki) مشغول به کار شد؛ اما بیش‌ترین خدمت خود را در شهر بُن انجام داد. او و همکارانش با استفاده از یک تلسکوپ 72 میلی‌متری، موقعیت 320000 ستاره را اندازه گرفته،قدر آن‌ها را برآورد کردند. این فهرست که به Bonner Durchmusterung معروف است، تقریباً تمام ستارگان روشنتر از قدر 9.5 را، بین قطب شمال و میل °2- درجه ، شامل می‌شود . بعدها، کار آرگلاندر به صورت یک الگو برای دو فهرست دیگر که تمام آسمان را می‌پوشاندند، مورد استفاده قرار گرفت. این دو فهرست، در مجموع، نزدیک به یک میلیون ستاره را در بر می‌گیرند. هدف از این فهرست‌های عمومی ، ثبت منظم و باقاعده‌ی تعداد زیادی از ستارگان بود. این در حالی است که هدف اصلی در فهرستهای منطقه‌ای ، ارائه موقعیت ستارگان با حداکثر دقت است. به عنوان نمونه می‎‌توان از فهرست آلمانی AGK نام برد . در این فهرست از مشاهدات 12 رصدخانه که هر یک ناحیه‌ی معینی را رصد می‌کردند، استفاده شده است. کار در دهه 70 قرن نوزدهم آغار گردید و تا پایان قرن به طول انجامید. فهرست‌های عمومی و منطقه‌ای، بر مشاهدات دیداری با تلسکوپ بنا نهاده شده بود. اما با تکامل صنعت عکس‌برداری تا پایان قرن نوزدهم، دیگر نیازی به این کار نبود. امکان نگه‌داری صفحات عکاسی برای استفاده در آینده وجود داشت؛ و تعیین موقعیت ستارگان سریع‌تر و راحت‌تر شد، به گونه‌ای که تعداد بسیار بیشتری از ستاره‌ها اندازه‌گیری شدند.

کتاب مبانی ستاره‌شناسی ترجمه کتاب Fundamental Astronomy صفحه 41

همه ستاره‌ها در حال حرکت به دور مرکز کهکشان هستند، از اینرو به آهستگی در عرض آسمان جابجا می‌شوند. (مگر آنکه جهت حرکت آنها مستقیماً به طرف ما یا به سمت مخالف باشد.) به این حرکت، حرکت ویژه ستاره (Proper Motion) می‌گویند و معمولاً واحد آن ثانیه قوسی در سال است. بنابراین چنانچه تغییر موقعیت ستاره در دو طرف مدار زمین اندازه‌گیری شود، نمی‌توان فهمید که این تغییر ناشی از اختلاف منظر است یا حرکت ویژه و یا ترکیبی از هر دو. برای تفکیک این دو اثر، باید ستاره را بعد از یک دوره یک‌ساله، زمانی که زمین دقیقاً در موقعیت ابتدایی خود است رصد کنیم. هر گونه جابجایی در محل ستاره پس از دوره یک‌ساله تنها ناشی از حرکت ویژه خواهد بود. با اندازه‌گیری دقیق این حرکت، سهم اختلاف منظر در جابجایی ستاره به دست می‌آید. در عمل رصدهای چندساله بهترین نتیجه را می‌دهد.

کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی صفحه ۲۵۶

اگر همه ستاره‌ها در یک فاصله قرار داشتند، در آن صورت روشنایی نسبی آنها به طور حقیقی نشان دهنده درخشندگی نسبی آنها بود. ستاره‌شناسان با استفاده از این ایده مقیاس قدر مطلق (Absolute Magnitude) را تعریف نموده‌اند. در این مقیاس، قدر مطلق ستاره برابر است با قدر ظاهری آن، چنانچه در فاصله 10 پارسکی قرار می‌گرفت. بدین ترتیب قدر مطلق ستارگان نزدیکتر از نسبت به قدر ظاهری آنها افزایش می‌یابد و ستارگان دورتر کاهش پیدا می‌کند. یکی از مشکلات تعیین قدر ظاهری، کاهش نور به دلیل جذب توسط غبار است، پدیده‌ای که به خاموشی (Extinction) معروف است. این پدیده باعث برآورد کمتر درخشندگی ظاهری شده، بالطبع عدد قدر ظاهری بالاتر می‌رود و قدر مطلقی متفاوت را نتیجه می‌دهد. صرف نظر از خاموشی، ستاره‌ای با قدر ظاهری 20 و در فاصله 100 پارسک چنانچه در فاصله 10 پارسک قرار گیرد، 10²مرتبه روشنتر به نظر می‌رسد (قانون مربع معکوس). نسبت 100 در روشنایی دقیقاً معادل اختلاف پنج قدر است، لذا قدر مطلق آن برابر است با 10 منهای دو، یعنی قدر 15.

کتاب درآمدی بر نجوم و کیهانشناسی صفحه ۲۵۸

این نوع تلسکوپ سه وظیفه­ی عمده در مشاهدات نجومی بر عهده دارد:

1)      جمع­آوری نور در یک سطح وسیع. بدین وسیله مطالعه­ی منابع بسیار ضعیف نیز ممکن می­شود.

2)      افزایش قطر زاویه­ای ظاهری جسم و به دنبال آن، ارتقاء تفکیک­پذیری (Resolution).

3)      استفاده در اندازه­گیری و تعیین موقعیت اجسام.