نجوم و کیهان‌شناسی

بنام ایزد هستی بخش

 آنچه پیش روی شما است، ترجمه­ی ویرایش پنجم کتاب Fundamental Astronomy نوشته­ی هانو کارتونن و همکاران فنلاندی ایشان می­باشد که به وسیله­ی انتشارات Springer در سال 2007 منتشر شده است. هر یک از نویسندگان کتاب، بسته به تخصص خود، نگارش قسمتی از آن­را بر عهده داشته­اند. به همین دلیل، کتاب  به صورت فشرده و در هر سطر، سرشار از نکات بنیادی ستاره­شناسی، اخترفیزیک و کیهان­شناسی است.

بقیه در ادامه مطلب

برای آنکه اندازۀ مقیاس جهان را متوجه شویم، لازم است بتوانیم فواصل کهکشان­ها را اندازه بگیریم. فاصله تا دو کهکشان نامنظم مجاور، ابرهای کوچک و بزرگ ماژلانی، به عنوان دو نقطۀ مرجع و کلیدی در نردبان فاصله (Distance Ladder) به شمار می­آید.  نمونه­ای از ستاره­های متغیر و بسیار روشن در آنها، موسوم به متغیرهای قیفاووسی، مانند یک شمع استاندارد قابل استفاده هستند. به کمک آنها فاصلۀ کهکشان­ها نسبت به فاصلۀ ابرهای ماژلانی اندازه­گیری می­شود. برای این­که چنین کاری ممکن باشد، لازم است در ابتدا اندازۀ صحیح فاصله تا یکی از این دو ابر را در اختیار داشته باشیم.

برآورد دقیق فاصله تا ابرهای بزرگ و کوچک ماژلانی ساده نبوده و در طول سال­ها مقدار آن تغییرات اساسی داشته است. رویداد ابرنواختر 1987A در ابر بزرگ ماژلانی، روشی مستقیم را جهت اندازه­گیری فاصله تا آن ابر در اختیار دانشمندان قرار داد. این روش مبتنی بود بر زمان لازم برای آنکه نور تابشی از ابرنواختر، حلقه­ای از گاز را که در فاصله­ای دور آن را احاطه کرده بود، روشن نماید.  بر این اساس، فاصلۀ زمین تا مرکز ابر بزرگ ماژلانی ۵۲ کیلوپارسک (با تولرانس ۱.۳ کیلو پارسک)برآورد شد. این برآورد، به همراه رصدهای دیگری که آن­را تأیید می­کرد، به ستاره­شناسان کمک نموده تا بتوانند مقدار جدیدی را به عنوان نقطۀ صفر برای مقیاس فاصلۀ قیفاووسی تعیین کنند، و دانش ما را از فواصل کهکشانی تا حد زیادی بهبود بخشیده­اند.

کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی صفحه ۳۴۸ و ۳۴۹

فوتون برخوردی به آشکارساز، یک الکترون آزاد می­کند که در پیکسل به دام می­افتد. پس از اتمام نوردهی، با اِعمال اختلاف پتانسیل­های متغیر، بارهای جمع­آوری شده به­صورت ستون به ستون به یک میانگیر^[1] خروجی منتقل می­شوند. در میانگیر، بارهای الکتریکی به­صورت پیکسل به پیکسل وارد یک مبدل آنالوگ به دیجیتال شده، داده­ی دیجیتال خروجی به رایانه ارسال می­گردد. با خواندن تصویر، آشکارساز پاک می­شود. اگر نوردهی خیلی کوتاه باشد، قسمت عمده­ای از زمان رصد به مدت زمان لازم برای خواندن آشکارساز اختصاص می­یابد.

دوربین سی­سی­دی تقریباً خطی است؛ یعنی تعداد الکترون­ها متناسب است با تعداد فوتون­ها. از این رو، تنظیم داده­ها بسیار ساده­تر از صفحه­ی عکاسی می­باشد.

به دلیل نوفه‌ی حرارتی در دوربین، حتی در تاریکی مطلق نیز یک جریان در خروجی وجود دارد که به جریان تاریک معروف است. برای کاهش نوفه، باید دوربین را خنک کرد. معمولاً دوربین‌های سی‌سی‌دی نجومی را با نیتروژن مایع خنک نگه می‌دارند. بدین ترتیب بیشتر جریان تاریک حذف می‌شود. با وجود این، با سرد شدن آشکارساز، حساسیت آن نیز کاهش می‌یابد؛ بنابراین خیلی سرد هم خوب نیست. دما را باید ثابت نگه داشت تا داده‌ی به دست آمده یک‌دست باشد. آماتورها نیز می‌توانند از دوربین‌های سی‌سی‌دی با قیمت مناسب استفاده کنند. این دوربینها به صورت الکتریکی خنک می‌شوند. بسیاری از این دوربینها را می‌توان برای کارهای علمی نیز به کار برد، البته اگر دقت بالایی مد نظر نباشد. جریان تاریک را می‌توان به سادگی با بستن نوربند (شاتر) دوربین اندازه گرفت. اگر این جریان را از تصویر مشاهده شده کم کنیم، تعداد واقعی الکترون‌ها ناشی از نور تابشی به‌دست می‌آید.

جرم راه شیری، حدود 100 میلیارد برابر جرم خورشید است. با توجه به سن حدود 10 میلیارد ساله­ی آن، ستارگان با نرخ میانگین ۱۰ جرم خورشید در سال ساخته می­شوند. البته این برآورد، تنها یک حد بالا برای نرخ کنونی است؛ چرا که نرخ تشکیل ستارگان در گذشته، باید بسیار بالاتر بوده باشد. با توجه به اینکه طول­عمر ستاره­های رده­ی O تنها حدود یک میلیون سال است، بر مبنای تعداد ستارگان مشاهده شده در این رده می­توان به برآورد بهتری از نرخ تشکیل ستارگان دست یافت. نتیجه آنکه در حال حاضر، تنها با نرخ حدود سه جرم خورشید در سال، ستارگان جدید راه شیری در حال شکل­گیری هستند.

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.