ده سال پابه‌پای تاریخ جهان

مأموریت پربار تلسکوپ فضایی فرابنفش GALEX به پایان رسید؛ تلسکوپی که سازمان فضایی ایالات متحده (ناسا)، در حدود هفت سال پیش، مأموریت ۲۹ ماهه آن را به دلیل موفقیت چشمگیری که در رصدهای فرابنفش از آسمان داشت، تا به امروز تمدید کرده بود و نهایتاً عمر مفیدش را به یک دهه (یا حدوداً چهار برابر عمر اصلی‌اش) ارتقاء بخشید.

اخترشناسی فرابنفش، اخیراً به جز تلسکوپ GALEX و طیف‌نگار «خاستگاه‌های کیهانی» (COS)، که در آخرین مأموریت تعمیر تلسکوپ فضایی هابل بر آن مستقر گردید، هیچ نماینده مستقلی در مدار زمین نداشت و برخلاف سایر رشته‌های اخترشناسی رصدی، کمتر خبری هم از آن به رسانه‌های عمومی راه پیدا می‌کرد. اما حضور ده‌ساله GALEX در مدار زمین و فعالیت طولانی‌مدت و بهره‌وری کم‌سابقه تلسکوپ‌های نسل پیشین حوزه اخترشناسی فرابنفش، از جمله IUE (با ۱۸ سال فعالیت پیوسته در فضا)، نشان از پتانسیل بالای رصدهای فرابنفش در تأثیرگذاری بر رشته‌های مختلف اخترفیزیک نظری، و ارزیابی نظریات مطرح در خصوص منشأ اجرام داغ کیهانی، به ویژه ستارگان نوباوه و کهکشان‌های فعال و کهن‌سال پراکنده در فواصل دوردست کیهان، می‌دهد. از همین‌رو توجه به این طول موج، همیشه از اهداف ناسا در طراحی دوربین‌های اصلی تلسکوپ فضایی هابل هم بوده است. اما تلسکوپ فضایی GALEX، علی‌رغم ابعاد کوچک‌تر و مطالعات محدودتر و تخصصی‌تری که به خود اختصاص می‌داد، در طول کمتر از یک دهه فعالیت پیوسته خود، کشفیات مهم و تصاویری کم و بیش هم‌سنگ با تلسکوپ هابل از حیث جزئیات و زیبایی را هم از آتش‌بازی‌های مهیب کیهانی در اختیارمان نهاده که نگاه مختصری به آنها به بهانه پایان مأموریت این تلسکوپ، خالی از لطف نخواهد بود.

از این‌رو در این مقاله گفتگویی با پژوهشگر ارشد و مرد شماره یک تلسکوپ فضایی GALEX، یعنی پروفسور کریستوفر مارتین داشته‌ام، تا از او راجع به مطالعات و دانسته‌های فعلی‌مان در رابطه با کهکشان‌ها (که هدف اصلی مطالعات این تلسکوپ را شکل داده بود) و همچنین دستاوردهای GALEX حین حضور پربارش در فضا بپرسم و در این میان، نظری هم به وضعیت فعلی رشته اخترشناسی فرابنفش بیفکنم.

کریستوفر مارتین، مدرک کارشناسی خود در رشته فیزیک، و دکترایش در رشته اخترشناسی فرابنفش را به ترتیب از کالج اوبرلین ایالت اویاهو، و دانشگاه کالیفرنیا–برکلی اخذ کرده است. دو رساله دکترای وی بر مبنای رصدهای فرابنفش صورت پذیرفته در جریان پرواز زیرمداری یک موشک تحقیقاتی، و همچنین مشاهدات یک تلسکوپ فرابنفش مستقر بر شاتل فضایی ارائه شد. در سال ۱۹۹۳ از اعضای هیئت علمی انیستیتو فناوری کالیفرنیا (کلتک) شد و در همان سال، ناسا پیشنهاد وی مبنی بر طراحی و ساخت یک تلسکوپ فرابنفش فضایی را در دستور کار خود قرار داد. هرچند که طرح اولیه مارتین و گروهش در دانشگاه کلمبیای نیویورک به بن‌بست خورد و به تصویب نهایی ناسا نرسید، اما تجربیات اجرایی وی در این سال‌ها، زمینه‌ساز ارائه طرح «کاوشگر تحولات کهکشانی»، یا به اختصار GALEX شد که با تصویب ناسا در سال ۱۹۹۷ میلادی، و پس از افت و خیزهای فراوان و کارشکنی‌های هم‌پیمانان بین‌المللی، سرانجام در اواسط بهار ۲۰۰۳، سوار بر موشک منحصربه‌فرد «پگاسوس XL»، از ارتفاع ۲۰ هزار پایی زمین به فضا پرتاب، و از آنجا در مدار متوسط ۶۹۷ کیلومتری زمین استقرار یافت. GALEX اولین تلسکوپ فضایی فرابنفشی بود که به نقشه‌برداری از آسمان – و نه صرفاً طیف‌سنجی از اجرام آسمانی – در طول موج فرابنفش پرداخت. اولین رصد این تلسکوپ هم به تاریخ یازدهم اردیبهشت‌ماه همان سال، به احترام جان‌باختگان مأموریت پایانی شاتل فضایی کلمبیا، از نقطه‌ای در صورت فلکی «جاثی» (یا هرکول) انجام شد. شاتل کلمبیا در لحظه انفجار، از دید پایگاه کنترل زمینی دقیقاً در این نقطه از آسمان واقع شده بود.

پروفسور مارتین، علاوه بر رهبری علمی تلسکوپ فضایی GALEX، مدیر گروه «آزمایشگاه اخترفیزیک فضایی» (SAL)، وابسته به انیستیتو فناوری کالیفرنیا نیز هست، که تمرکز امور علمی آن، بر طراحی و ساخت طیف‌نگارهای دقیق و استقرارشان بر تلسکوپ‌های غول‌آسای زمینی از قبیل تلسکوپ ۱۰ متری کک–۲، با هدف تعیین ساختار بزرگ‌مقیاس جهان هستی‌ست. تاکنون اعضای این گروه، موفق به انتشار ۵۶ مقاله علمی در نشریات معتبر بین‌المللی شده‌اند.

اشعه فرابنفش چیست؟

اگر سطح خورشید حدود ۱۰۰۰ درجه گرم‌تر از میزان کنونی‌اش می‌بود، طبیعتاً چشمان ما قابلیت تشخیص امواج فرابنفش را هم می‌یافت؛ و بالعکس اگر سردتر از این بود، جهان پیرامونمان را با چشمان فروسرخ به تماشا می‌نشستیم. اما جالب اینجاست که خورشید، روزگاری گرم‌تر از امروزش بوده است و از همین رو ما با تجهیز به یک حسگر فرابنفش، قادر به تشخیص ستارگان «جوان» تر از خورشیدمان هستیم.

در یازدهم فوریه سال ۱۸۰۰ میلادی، «ویلیام هرشل» (William Herschel)، اخترشناس برجسته بریتانیایی، مثل هر روز مشغول بررسی لکه‌های خورشیدی از طریق طلق‌های رنگی متنوعی بود که در برابر دهانه تلسکوپ‌های کوچک‌اش می‌گرفت. او پس از مدتی متوجه شد هنگامی که فیلتر قرمزرنگ را در معرض نور خورشید قرار می‌دهد، دمایش به نحو نامتعارفی افزایش می‌یابد و برای اینکه مطمئن شود اشتباه نکرده، نور خورشید را از منشوری گذراند و دماسنج اتاق‌اش را در بخش قرمز طیف قرار داد. هرشل فهمید که دما در این ناحیه از طیف، نه فقط افزایش می‌یابد، بلکه وقتی دماسنج اندکی آن‌طرف‌تر از رنگ قرمز و حتی خارج از قسمت نورانی طیف قرار داده می‌شود نیز همچنان دمایش بالا می‌رود! او نتیجه گرفت که حتماً نوعی «تابش گرمایی» (که فقط با حس لامسه برای‌مان ملموس است) در کنار بخش قرمز طیف وجود دارد که چشم ما قادر به «دیدن» اش نیست و به همین واسطه هم نام این تابش گرمایی را «فروسرخ» (یا مادون قرمز) گذاشت. اما کشف تصادفی تابش فروسرخ، هرگز شهرتی که وی از کشف سیاره اورانوس به دست آورده بود را تحت‌الشعاع خود قرار ندارد؛ چرا که در آن زمان هنوز درک کاملی از ماهیت نور انجام نپذیرفته بود.

یک سال بعد از کشف تصادفی اشعه فروسرخ، فیزیکدانی آلمانی به نام «یوهان ویلهلم ریتر» (Johann Wilhelm Ritter) از خود پرسید آیا در سمت دیگر طیف هم ممکن است اشعه نامرئی دیگری وجود داشته باشد؟

او دماسنجی را در کنار باریکه بنفش طیف نور خورشید آویخت، به این امید که شاید دمای سردتری را نسبت به محیط پیرامونش نشان دهد و پدیده‌ای برعکس آنچه هرشل دیده بود، اتفاق بیفتد. گرچه هیچ اتفاقی نیفتاد، اما همین موضوع وی را به یاد کشف «یوهان شولزه» (Johann Schulze)؛ فیزیکدان آلمانی قرن هفدهم انداخت. شولزه، مسحور تماشای سنگ‌هایی شده بود که با قرار گرفتن در معرض نور، و انتقال به یک محیط تاریک، برای چند صباحی به درخشش القایی‌شان ادامه می‌دادند. یونانیان به این سنگ‌های شگفت‌انگیز، «فسفروس»، به معنای «حامل نور» می‌گفتند (این پدیده بعدها به «فسفرسانس» مشهور شد). کیمیاگران هم این سنگ را به عنوان یکی از عناصر سازنده «سنگ فلاسفه» می‌دانستند؛ سنگی افسانه‌ای که گمان می‌رفت بتواند در تماس با فلزات، آن‌ها را به طلا بدل می‌کند.

در سال ۱۷۲۷، شولزه پیش از آنکه مثل معاصرانش، سعی بیهوده‌ای را برای ساخت «سنگ فلاسفه» به خرج بدهد؛ خواست ببیند آیا می‌تواند اقلاً سنگ فسفروس (که امروزه به آن «فسفر» می‌گوییم) را خودش بسازد یا نه. به همین واسطه هم او با مواد شیمیایی گوناگونی سر و کار پیدا کرد. همه‌چیز را با نسبت‌های مختلفی به هم می‌زد و منتظر می‌ماند تا اتفاقی بیفتد. شولزه بعد از آمیختن تصادفی سنگ گچ، نقره و اسید نیتریک، متوجه شد این محلول، بعد از اینکه مدتی در زیر نور آفتاب قرار می‌گیرد، رنگش از سفید به ارغوانی تیره بدل می‌شود. او خودش این مخلوط ساختگی را «اسکوتوفور»، به معنای «حامل تاریکی» (متضاد فسفر) نامید. ترکیب تازه را روی آتش هم گرفت، اما تغییری در آن مشاهده نکرد و فهمید که تنها نور آفتاب است که باعث بروز چنین تغییر رنگی می‌شود؛ نه گرمای آن. کشف شولزه، بعدها سنگ بنای رشته عکاسی شد.

با درک بهتر شیمیدانان از ساختار شیمیایی اسکوتوفور، معلوم شد این ماده، محصول واکنش نقره با عناصری نظیر برم، ید، فلوئور و کلر است. از آنجا که این چهار عنصر را عموماً «هالوژن» (به‌معنای «نمک‌ساز») می‌نامند؛ از آن پس نام اسکوتوفور به «هالید نقره» تغییر یافت. این ماده، اصلی‌ترین جزء سازنده فیلم‌های عکاسی است و به همین واسطه هم فیلم‌های ظاهرنشده را نبایستی در معرض نور مستقیم خورشید قرار داد؛ چراکه همان رخدادی را خواهیم دید که شولزه دیده بود؛ اما با این تفاوت که دیگر خوشحال نخواهیم شد!

قریب به نیم قرن بعد از کشف شولزه، شیمیدان و داروساز سوئدی «کارل ویلهلم شیل» (Carl Wilhelm Scheele)، متوجه شد اگر نور آفتاب را از منشوری گذرانده و آن را روی هالید نقره بتابانیم؛ آن قسمتی از ماده که زیر نور آبی قرار گرفته، سریع‌تر تغییر رنگ می‌دهد. در همان سال‌ها، فیزیکدان فرانسوی، «ادموند بکرل» (Edmond Becquerel) نیز مستقلاً به همین نتیجه رسید و کشفیات‌اش تأثیر شگرفی بر رشته عکاسی گذاشت. شاید آشناترین میراث کشفیات بکرل، نور سرخ اتاق ظهور عکاسان باشد؛ چرا که نور سرخ برخلاف نور آبی، قادر به تغییر رنگ هالید نقره نیست و لذا عکاسان مجبور نیستند که مثل گذشته در تاریکی مطلق به ظهور فیلم‌های نوردیده بپردازند.

هنگامی که یوهان ریتر این قصه‌های قدیمی را برای خودش مرور می‌کرد، از خود پرسید حالا که دماسنج او کمی دورتر از سمت بنفش طیف نور، هیچ تغییری را نشان نداده، اگر مقادیری هالید نقره را به جای دماسنج بگذارم، چه اتفاقی خواهد افتاد؟ او همین کار را کرد و در کمال شگفتی دید که تغییر رنگ، حتی سریع‌تر از زیر نور آبی رخ می‌دهد. او این اشعه ناپیدا را «اشعه شیمیایی» نامید؛ اما بعدها به «فرابنفش» (یا ماورای بنفش) مشهور شد.

اشعه فرابنفش، چه ربطی به آسمان دارد؟

امروزه می‌دانیم که بیشترین شدت درخشندگی خورشید، متعلق به قسمت‌های مرئی طیف نور است و به همین واسطه هم چشم اکثر جاندارانی – از جمله انسان – که روزانه در بیشترین تماس چشمی با نور آفتاب هستند، طوری تطوّر یافته که تنها به بارزترین بخش طیف نورانی این ستاره حساس باشد. اما این بدین معنا نیست که تمام ستارگان اینچنین‌اند. خورشید، ستاره‌ای میان‌سال است که در اصطلاح اخترشناسان، به رده ستارگان «رشته اصلی» تعلق می‌گیرد. اگر سطح خورشید حدود ۱۰۰۰ درجه گرم‌تر از میزان کنونی‌اش می‌بود، طبیعتاً چشمان ما قابلیت تشخیص امواج فرابنفش را هم می‌یافت؛ و بالعکس اگر سردتر از این بود، جهان پیرامونمان را با چشمان فروسرخ به تماشا می‌نشستیم. اما جالب اینجاست که خورشید، روزگاری گرم‌تر از امروزش بوده است و از همین رو ما با تجهیز به یک حسگر فرابنفش، قادر به تشخیص ستارگان «جوان» تر از خورشیدمان هستیم.

 اخترشناسان فرابنفش، دقیقاً در پی تماشای ستارگان جوان، و عموماً نواحی داغ‌تر از سطح خورشید – از جمله هسته‌های فعال کهکشانی و انفجارهای مهیب ستاره‌ای – در پهنه آسمان هستند. از زمان ظهور این رشته در اخترشناسی رصدی، تلسکوپ‌های فرابنفش – که به واسطه ممانعت جو سیاره ما از رسیدن این پرتوها به سطح زمین، همیشه در فضا به رصد مشغولند – اکثراً به تجزیه و تحلیل نور فرابنفش این اجرام از طریق تکنیک‌های طیف‌سنجی می‌پرداخته‌اند؛ اما تلسکوپ GALEX، راه‌گشای «عکس‌برداری» تخصصی از آسمان در این طول موج شد. بنابراین ما در تصاویر GALEX، یک جهان فعال و داغ را به تماشا نشسته‌ایم که ستارگانش همگی جوان و نوباوه‌اند. این تصاویر، نقش بسزایی در فهم تحول کهکشان‌ها – که نبضشان با مرگ و حیات ستارگان رقم می‌خورد – ایفا می‌کنند.

ویژگی‌های یک ستاره اساساً از طریق جرم و نحوه توزیع عناصر شیمیایی سازنده‌اش تعیین می‌شود … ضمناً فاصله بسیاری از ستاره‌ها کم است و می‌شود آن‌ها را در مراحل گوناگون تحولشان، با جرم‌های متنوع و سنین متفاوت دید. اما کهکشان‌ها برعکس، اجرامی فوق‌العاده پیچیده‌ترند. اکثرشان که فاصله چندانی با ما ندارند، عمرشان بالاست، و برای تماشای مراحل اولیه عمر کهکشان‌ها هم باید به رصد نواحی دوردست کیهان پرداخت، که [متأسفانه] نور و اطلاعات کمی هم از آن نواحی به دستمان می‌رسد. مدل‌سازی کهکشان‌ها هم کار فوق‌العاده سختی‌ست، چرا که تعداد فرآیندهای فیزیکی درونشان زیاد است و با مقیاس‌های سرسام‌آوری سر و کار دارند.

مارتین در این‌باره می‌گوید: «پرتوهای فرابنفش، فقط از ستاره‌های داغ و جوان گسیل می‌شوند. عمر این ستارگان هم کوتاه است و لذا با رصد آسمان در نور فرابنفش، می‌توان به تماشای فرآیندهای اخیر ستاره‌سازی پرداخت. طی همین فرآیندهاست که گاز به شکل تجمعاتی از ستارگان، که در قالب کهکشان‌ها می‌بینیم‌شان درمی‌آیند؛ لذا ما با رصد آسمان در طول موج فرابنفش، سیر تحول کهکشان‌ها را مستقیماً مورد بررسی قرار می‌دهیم. سایر طول موج‌ها هم از اهمیت خاصی در بررسی تحولات کهکشانی برخوردارند؛ و رصدهای فرابنفش هم نقش مهمی در سایر پژوهش‌های علم اخترشناسی ایفا می‌کنند. اما طول موج فرابنفش، حوزه جدید و فوق‌العاده مفیدی برای بررسی سیر تحول کهکشان‌هاست».

چرا GALEX فقط به رصد کهکشان‌ها می‌پرداخت؟

کهکشان‌ها بزرگ‌ترین اجتماعات یکپارچه ستاره‌ای، و سنگ بنای سازه‌های بزرگ‌مقیاس کیهانی هستند. یک کهکشان، از ده‌ها میلیارد ستاره، مقادیر قابل توجهی گاز اتمی و مولکولی، و هاله‌ای از ماده تاریک شکل یافته که روی‌هم‌رفته در اشکال متنوعی (موسوم به «مارپیچی»، «مارپیچی-میله‌ای»، «بیضوی» و «نامنظم») ظاهر می‌شوند. یکی از دلایل تمرکز تحقیقات GALEX بر روی کهکشان‌ها، کمبود قابل توجه دانسته‌هایمان از نحوه تحول این اجرام کیهانی در مقایسه با ستارگان بود.

مارتین، در توضیح علل این خلأ اطلاعاتی می‌گوید: «اول آنکه ستاره‌ها اجرام نسبتاً ساده‌ای هستند و رفتارهایشان را، هم از لحاظ نظری و هم از لحاظ رصدی می‌توان با مجموعه محدودی از مشاهدات مقدّماتی توضیح داد. ویژگی‌های یک ستاره اساساً از طریق جرم و نحوه توزیع عناصر شیمیایی سازنده‌اش تعیین می‌شود … ضمناً فاصله بسیاری از ستاره‌ها کم است و می‌شود آن‌ها را در مراحل گوناگون تحولشان، با جرم‌های متنوع و سنین متفاوت دید. اما کهکشان‌ها برعکس، اجرامی فوق‌العاده پیچیده‌ترند. اکثرشان که فاصله چندانی با ما ندارند، عمرشان بالاست، و برای تماشای مراحل اولیه عمر کهکشان‌ها هم باید به رصد نواحی دوردست کیهان پرداخت، که [متأسفانه] نور و اطلاعات کمی هم از آن نواحی به دستمان می‌رسد. مدل‌سازی کهکشان‌ها هم کار فوق‌العاده سختی‌ست، چرا که تعداد فرآیندهای فیزیکی درونشان زیاد است و با مقیاس‌های سرسام‌آوری سر و کار دارند. نمی‌شود آن‌ها را با تنها یک شاخصه (مثل جرم) ارزیابی کرد؛ شاخصه‌های زیادی را باید در نظر گرفت».

البته رصدهای GALEX، صرفاً به کهکشان‌ها هم محدود نمی‌شد. در واقع یکی از برجسته‌ترین کشفیات این تلسکوپ، محیط نامتعارف پیرامون ستاره «میرا» در کهکشان خودمان بود. وقتی ستاره‌شناسان برای نخستین بار با عکس فرابنفش GALEX از این ستاره در صورت فلکی نهنگ مواجه شدند (تصویر پایین)، باور اینکه در ۴۰۰ سال گذشته هیچ‌کس موفق به شناسایی دنباله غول‌آسای این ستاره (به طول ۱۳ سال نوری) نشده، کار ساده‌ای نبود. میرا، ستاره کهن‌سال و غول‌آسایی به ابعاد تقریبی ۳۳۰ تا ۴۰۰ برابر خورشید ماست که هر ده سال، جرمی معادل کل سیاره زمین را به فضا فوران می‌کند. این رفتار، حکایت از ناپایداری چشمگیر ستاره در مراحل پایانی عمرش می‌کند؛ که حتی باعث شده تا طی بازه‌ای به طول تنها ۳۳۰ روز، درخشندگی‌اش در حدود ۱۵۰۰ برابر تغییر کند (یعنی از درخشنده‌ترین ستاره صورت فلکی نهنگ، به حالت تقریباً غیرقابل تشخیص با چشم غیر مسلح درآید). سرعت حرکت سرسام‌آور میرا در پهنه فضا، که تقریباً ۱۳۰ کیلومتر بر ثانیه (یعنی ۴۶۵ هزار کیلومتر بر ساعت) است هم باعث ایجاد یک موج شوکی در جبهه حرکت ستاره شده است. با انتقال گرمای ناشی از اصطکاک گازها در این موج شوکی به گازهای خارج‌شده از ستاره، ما ردپایی عظیم از میرا را طی ۳۰ هزار سال گذشته در طول مسیر جابجایی‌اش می‌بینیم. از آنجا که این گاز عمدتاً از جنس هیدروژن است، نور ناشی از این فرآیند را هم بایستی در طول موج فرابنفش دید و از این‌رو GALEX اولین تلسکوپی بود که پی به وجود دنباله میرا برد.

GALEX، بر چه اساسی کهکشان‌ها را به هم ارتباط می‌داد؟

گرایش رسانه‌ها بیشتر معطوف به شاخه‌هایی خاص از علم اخترفیزیک، مثل سیاهچاله‌ها، سیارات فراخورشیدی و تصاویر زیبای تلسکوپ هابل است. این مسائل را به ساده‌ترین شکل ممکن می‌شود برای مردم عادی بیان کرد و به ترویجشان پرداخت. اما بخش قابل توجهی از رشته اخترشناسی فرابنفش را “طیف‌سنجی” تشکیل می‌دهد و به همین واسطه هم توضیح و ترویج آن در بین مخاطبین غیرمتخصص کار سختی‌ست.

کهکشان‌ها گرچه در نگاه اول توزیع چندان منظمی در پهنه کیهان ندارند و هرجایی که تلسکوپمان را نشانه رویم، حتماً چندتایی از آن‌ها را خواهیم یافت؛ اما در مقیاس‌های فوق‌العاده بزرگ، این اجرام پراکنده هم رفته‌رفته نظمی به خودشان می‌گیرند. از تجمع چند کهکشان همسایه، یک «خوشه کهکشانی» شکل می‌گیرد و از تجمع چند خوشه کهکشانی هم یک «ابرخوشه کهکشانی». در مقیاسی گسترده‌تر از ابعاد یک ابرخوشه کهکشانی، دیگر از تجمعّات محلی ماده خبری نیست؛ بلکه با کلاف توبرتویی از «رشته‌های کیهانی» طرفیم؛ رشته‌های به‌هم‌پیوسته‌ای شبیه تار عنکبوت، که از به هم پیوستن ابرخوشه‌های کهکشانی به وجود آمده‌اند و بزرگ‌ترین ساختارهای یکپارچه جهان هستی را شکل می‌دهند. اما تلسکوپ نسبتاً کوچکی مثل GAELX، چگونه به وجود این رشته‌ها و ابرخوشه‌ها پی می‌برد؟ از طریق چیدمان‌شان.

مارتین در توضیح نحوه چیدمان کهکشان‌ها و زاویه قرارگیری‌شان در نسبت با ناظر زمینی می‌گوید: «این زوایا در نگاه اول، تصادفی‌اند، اما طبق نظریات فعلی، احتمالاً ارتباط ناچیزی بین زاویه محور چرخشی کهکشان‌ها و ساختار بزرگ‌مقیاسی که از آن‌ها میزبانی می‌کند (یعنی همان “ابرخوشه”های کهکشانی و “رشته”های کیهانی)» وجود دارد. البته احتمال وجود رابطه‌ای بین زاویه محور چرخش و انواع مختلف کهکشان‌های فعال بیشتر است، چون گازی که به سمت نواحی مرکزی کهکشان [های فعال] جریان می‌یابد، از میان قرص کهکشان هم عبور می‌کند [و لذا تغییر زاویه می‌تواند بر درخشندگی کهکشانی که رصد می‌کنیم، تأثیر بگذارد]. البته استثناهایی هم در این میان پیدا می‌شود».

اما یک «کهکشان فعال» چیست؟ این اصطلاح، به کهکشان‌هایی اطلاق می‌شود که درخشندگی هسته‌شان به شکل چشمگیری از سایر نواحی آن کهکشانْ بیشتر باشد؛ و به همین واسطه، به «کهکشان‌های هسته‌فعال» (یا AGN) هم معروف‌اند. از آنجا که کهکشان‌های فعال عمدتاً در فواصل دوردست کیهانی واقع‌اند، پرسپکتیو کافی را برای استنباط شکل یک رشته کیهانی در اختیار تلسکوپ نسبتاً کوچکی نظیر GALEX هم می‌گذارند. دلیل دور بودن این کهکشان‌ها هم این نیست که امروزه منقرض شده‌اند، بلکه دلیلش این است که دیگر فعالیتشان متوقف شده است. مارتین در خصوص فعالیت، و یا به عبارتی آهنگ بالای تشکیل ستاره در کهکشان‌های اولیه، می‌گوید: «تصور کنونیمان این است که گاز، پیوسته با چنان سرعتی در این کهکشان‌های اولیه جریان یافته که روند تشکیل ستارگانشان، هیچ الگوی منظمی به خود ندیده. تحرکات بی‌نظم این توده‌گازها، تا زمانی که تراکم‌شان به حد مشخصی افزایش یابد، سد راه تشکیل ستاره‌ها می‌شود. در اینجا فقط خوشه‌های بزرگ ستاره‌ای تشکیل می‌شوند و کهکشانی که به‌وجود می‌آید، در مجموع نامنظم و ناهمگن است. ضمناً این را هم باید عنوان کرد که جرم توده‌گازهایی که بعداً به کهکشان وارد می‌شوند، از جرم گازهای اولیه‌ای که تا بدین‌جای کار به خوشه‌های ستاره‌ای بدل شده‌اند، بیشتر است و لذا موج جدیدی از ستاره‌سازی در این کهکشان‌ها به راه می‌افتد».

وی می‌افزاید: «امروزه سرعت ورود گاز تازه به کهکشان‌ها فوق‌العاده کمتر از آن دوران است و معمولاً این گازها نیروی چرخشی قابل توجهی را هم با خود حمل می‌کند. پس تراکم گاز در کهکشان‌های قرصی شکل امروزی کمتر است و روند ستاره‌سازی هم با الگوی یکنواخت‌تری جریان دارد. امروزه ورود گاز به کهکشان‌های بیضوی تقریباً متوقف شده است، اما گه‌گاه استثناهایی هم به چشم می‌خورد».

GALEX چگونه به وجود «انرژی تاریک» پی برد؟

«انرژی تاریک»، موجودیت مرموزی‌ست که گمان می‌رود با اعمال نیروی گرانش منفی بر ساختار فضا، موجب رشد شتاب انبساط جهان می‌شود. این انرژی گرچه نخستین بار در مشاهدات تلسکوپ هابل از کهکشان‌های دوردست پیدا شد؛ اما GALEX هم به نحوی مستقل، و از طریق پویش هندسه فضا در فواصل دوردست کیهانی موفق به تأیید یافته‌های هابل شد. مارتین در توضیح این یافته می‌گوید:

«این کشف، به پروژه نقشه‌برداری WiggleZ، تحت سرپرستی جمعی از اخترشناسان استرالیایی مربوط می‌شد. هدفْ این بود که GALEX را برای رصد کهکشان‌هایی با فاصله ۵ تا ۷.۵ میلیارد سال نوری به کار بگیرند و با تهیه نقشه‌ای جامع از آن‌ها، پی به وجود» نوسانات آکوستیکی باریونی در آرایش بزرگ‌مقیاس این کهکشان‌ها ببرند. این الگوهای نوسانی، محصول توزیع امواج غول‌آسای مکانیکی در پهنه جهان، در مراحل نخستین عمرش هستند، که رفته‌رفته در نحوه چیدمان کهکشان‌های اولیه تثبیت شدند. با نظریات فعلی علم کیهان‌شناسی، می‌شود ابعاد این نوسانات را به شکل تئوریک به دست آورد و با رصد آرایش ظاهری کهکشان‌های کهن هم عملاً پی به هندسه کیهان و لذا وجود انرژی تاریک برد. GALEX کهکشان‌های دوردستی را یافت که آهنگ ستاره‌سازی [یا همان «فعالیت»] شان بالا بود و به همین واسطه هم خطوط طیفی بارزی را منتشر می‌کردند که به سرعت از روی زمین می‌شد آن‌ها را با طیف‌نگارهای ویژه تشخیص داد و به تعیین میزان قرمزشدگی، و در نتیجه فاصله‌شان پرداخت. برای این کار، از تلسکوپ استرالیایی آنجلو (AAT)، مجهز به طیف‌نگار چندمنظوره AAOmega استفاده شد. به لطف گزینش‌هایی که GALEX از بین کهکشان‌ها انجام می‌داد، می‌شد هر شب دست به طیف‌سنجی از چندین‌هزار کهکشان زد و همین باعث شد تا تیم پژوهشی مزبور، طی چندین سال متوالی موفق به تعیین فاصله بالغ بر یک‌صد هزار کهکشان بشود.

چرا اخترشناسی فرابنفش، چندان مورد توجه نیست؟

مارتین گرچه اذعان می‌کند که «دیگر آن روزهایی که ستاره‌شناسان با تنها یک طوج موج مشخص کار می‌کردند، سپری شد»؛ اما در توضیح بی‌توجهی عمومی حاکم بر این رشته می‌افزاید: «گرایش رسانه‌ها بیشتر معطوف به شاخه‌هایی خاص از علم اخترفیزیک، مثل سیاهچاله‌ها، سیارات فراخورشیدی و تصاویر زیبای تلسکوپ هابل است. این مسائل را به ساده‌ترین شکل ممکن می‌شود برای مردم عادی بیان کرد و به ترویجشان پرداخت. اما بخش قابل توجهی از رشته اخترشناسی فرابنفش را “طیف‌سنجی” تشکیل می‌دهد و به همین واسطه هم توضیح و ترویج آن در بین مخاطبین غیرمتخصص کار سختی‌ست. کار تلسکوپ‌های فضایی‌ای مثل FUSE، IUE و کوپرنیک، فقط طیف‌نگاری بود و پژوهش‌های‌شان هم تأثیرات شگرفی بر درک محیط میان‌ستاره‌ای گذاشت. IUE، زمینه‌ساز رشد بسیاری از حوزه‌های اخترفیزیکی شد. FUSE، امکان بررسی محیط میان‌کهکشانی را در فواصل نه چندان دور فراهم آورد و نحوه تحول آن را در مقایسه با سنوات اولیه عمر جهان – که با رصدهای نور مرئی از فواصل دورتر مشخص شده بود – به ما نشان داد.»

* * *

پانوشت:

مشروح مصاحبه فوق، در شماره مرداد ۹۱ ماهنامه اخترشناسی «آسمان شب» منتشرشده است.

توضیحات تصاویر:

۱-       طرحی از تلسکوپ فضایی GALEX / منبع: ناسا.

۲-       پروفسور کریستوفر مارتین؛ پژوهشگر ارشد تلسکوپ فضایی فرابنفش GALEX / منبع: آرشیو شخصی.

۳-       تصویر فرابنفش و موزاییکی GALEX از کهکشان باشکوه آندرومدا که نزدیک‌ترین همسایه کهکشانی ماست. نواحی آبی‌رنگ تصویر، نشان‌دهنده محل حضور ستارگان داغ و جوان است، حال آنکه نواحی زردرنگ، از وجود ستارگان سالخورده حکایت می‌کند (که اکثراً در نواحی مرکزی کهکشان جای گرفته‌اند). هاله زرد و پرنوری که در سمت راست آندرومدا به چشم می‌خورد، کهکشان کوتوله و پیر M۱۱۰ است، که از کهکشان‌های اقماری آندرومدا محسوب می‌شود / منبع: NASA/JPL/California Institute of Technology

۴-       بالا: تصویر فرابنفش (توسط تلسکوپ فضایی GALEX) و نور مرئی از ستاره میرا، در صورت فلکی نهنگ. پایین: گلوله‌ای با سرعت ۴۷۰ متر بر ثانیه (یعنی ۱.۵ برابر سرعت صورت)، که موج شوکی مشهودی را در هوای پیرامونش ایجاد کرده است. سرعت حرکت میرا، ۲۶۰ برابر سرعت این گلوله است! (خطوط عمودی، و همچنین دایره‌ای‌شکلی که گرداگرد ستاره در تصویر نور مرئی دیده می‌شود، ناشی از خطاهای اپتیکی تلسکوپ هستند و ارتباطی به ستاره ندارند) / منبع: NASA/JPL–Caltech/C. Martin (Caltech) /M.Seibert (OCIW) و Andrew Davidhazy/Rochester Institute of Technology

۵-       تلسکوپ GALEX از جمله معدود ماهواره‌هایی بوده که با یک موشک «پگاسوس XL» به فضا پرتاب شده‌اند. در تصویر بزرگ‌تر، موشک پگاسوس را (که GALEX در کلاهک آن جای گرفته)، بعد از اتصال به زیر هواپیمای حاملش می‌بینیم. تصویر کوچک‌تر نیز لحظه برخاستن هواپیما را از باند فرود پایگاه فضایی کندی نشان می‌دهد. هواپیما با رسیدن به ارتفاع ۲۰ هزار پایی، پگاسوس را رها کرد (تصویر سوم) و این موشک نیز بعد از چند ثانیه سقوط آزاد، به شکل افقی فعال شد (تصویر چهارم) و دقایقی بعد، GALEX را در مدار زمین جای داد / منبع: ناسا.