Podcast: Play in new window | Download

آنچه می‌شنوید (و مقداری اطلاعات بیشتر)

خلاصه

چطور می‌فهمیم ستاره‌ای که هیچ‌وقت از نزدیک بهش نرسیده‌ایم، از چه موادی ساخته شده؟ پاسخ از نور شروع می‌شه. وقتی نور رو به طول موج‌های مختلف تقسیم کنیم، الگوهایی می‌بینیم که به ساختار اتم‌ها وابسته‌ان. همین الگوها مثل اثر انگشت، ترکیب و شرایط ماده رو آشکار می‌کنن.

این قسمت از رنگ و طیف نور به اتم و ترازهای انرژی می‌رسه. بعد از شناخت جنس ستاره‌ها، سراغ فاصلهٔ اون‌ها می‌ریم و می‌بینیم هنریتا لیویت و ادوین هابل چطور از ستاره‌های تپنده برای اندازه‌گیری کیهان استفاده کردن. در پایان، تغییر جای خطوط طیفی رو به حرکت کهکشان‌ها و انبساط جهان وصل می‌کنیم: یک رشتهٔ پیوسته از دنیای اتم تا مقیاس کهکشان.

نور سفید چطور به رنگ‌های مختلف تبدیل می‌شه؟

رنگین‌کمان نقطهٔ شروع خوبی برای این داستانه. نور خورشید به‌ظاهر سفیده، اما ترکیبی از طول موج‌های مختلفه. طول موج یعنی فاصلهٔ میان دو قلهٔ پیاپی یک موج. در نور مرئی، چشم ما طول موج‌های مختلف رو با رنگ‌های متفاوت مرتبط می‌کنه؛ قرمز طول موج بلندتری از آبی داره.

وقتی نور وارد قطرهٔ آب می‌شه، مسیرش تغییر می‌کنه. این تغییر برای همهٔ طول موج‌ها یکسان نیست، پس رنگ‌ها از هم جدا می‌شن. بازتاب داخل قطره و خروج دوبارهٔ نور، همراه با جای خورشید و ناظر، شکل آشنای رنگین‌کمان رو می‌سازه. برای دیدن این جدایی در آزمایشگاه می‌تونیم از منشور هم استفاده کنیم. توضیح NOAA دربارهٔ رنگین‌کمان

حالا تصور کنین به‌جای تماشای رنگ‌ها، شدت نور رو در هر طول موج دقیق اندازه بگیریم. نتیجه یک طیفه: نقشه‌ای از این‌که چه مقدار نور در هر طول موج داریم. این نقشه، اطلاعات بسیار بیشتری از رنگ کلی یک ستاره در اختیارمون می‌ذاره.

چرا در طیف، بعضی جاها روشن‌تر یا تاریک‌ترن؟

اگر نور یک منبع داغ و چگال رو بررسی کنیم، معمولاً طیفی پیوسته می‌بینیم؛ یعنی نور در دامنه‌ای از طول موج‌ها وجود داره. اما اگر همین نور از گاز سردتری عبور کنه، ممکنه در طول موج‌های مشخص، شدت کمتری به ما برسه. این جاها به شکل خط‌های جذبی تیره ظاهر می‌شن.

در حالت دیگه، خود یک گاز رقیق و برانگیخته می‌تونه در طول موج‌های مشخص نور منتشر کنه. اون‌وقت روی زمینهٔ تاریک، خط‌های گسیلی روشن می‌بینیم. بنابراین روشن یا تیره بودن خط فقط به نام عنصر وابسته نیست؛ شرایط گاز و مسیر نور هم مهمه.

این الگوها تصادفی نیستن. هیدروژن در شرایط مناسب الگوی خودش رو داره و هلیوم الگوی متفاوتی ایجاد می‌کنه. برای فهمیدن دلیل این تفاوت، باید از آسمون به داخل اتم بریم. ناسا: طیف‌های جذبی و گسیلی

اتم چه ربطی به رنگ نور داره؟

اتم از یک هسته و الکترون‌ها تشکیل شده. تعداد پروتون‌های هسته مشخص می‌کنه با چه عنصری روبه‌رو هستیم. هیدروژن یک پروتون داره و هلیوم دو پروتون. نوترون‌ها هم در بسیاری از هسته‌ها حضور دارن، اما نقش اون‌ها «سپر الکتریکی» میان پروتون‌ها نیست؛ نیروی هسته‌ای در کنار عوامل دیگه، هسته رو مقید نگه می‌داره.

الکترون رو هم نباید یک سیارهٔ خیلی کوچک تصور کنیم که روی مدار مشخص دور هسته می‌چرخه. توصیف کوانتومی، حالت‌های مجاز و احتمال نتیجهٔ اندازه‌گیری‌ها رو به ما می‌ده. برای بحث نور، ویژگی اصلی اینه که انرژی حالت‌های مقید اتم هر مقدار دلخواهی نیست.

می‌شه از پله‌ها کمک گرفت: روی یک راه‌پله، سطح‌های مشخصی برای ایستادن داریم. این فقط تشبیه گسسته‌بودن ترازهاست، نه تصویر مکان واقعی الکترون. ارتفاع پله‌ها هم برای همهٔ اتم‌ها یکسان نیست و یک نردبان جهانی با فاصله‌های برابر نداریم.

اگر اتم انرژی مناسبی جذب کنه، می‌تونه به حالت پرانرژی‌تری بره. وقتی به حالت کم‌انرژی‌تر برمی‌گرده، اختلاف انرژی می‌تونه به شکل یک فوتون، یعنی یک بستهٔ نور، آزاد بشه. انرژی فوتون با طول موجش ارتباط داره. پس اختلاف ترازهای اتم، طول موج‌های ویژهٔ نور اون رو تعیین می‌کنه. مقدمهٔ طیف‌سنجی اتمی از NIST

از الگوی اتم‌ها به اثر انگشت ستاره‌ها

حالا می‌تونیم به خطوط طیفی برگردیم. چون ساختار انرژی هر عنصر ویژگی‌های خودش رو داره، الگوی جذب و گسیل اون هم مشخصه. در آزمایشگاه این الگوها رو اندازه می‌گیریم و بعد با طیف اجرام آسمانی مقایسه می‌کنیم.

وقتی چند خط با فاصله‌ها و نسبت‌های مناسب پیدا بشن، می‌تونیم حضور یک عنصر رو استنباط کنیم. شدت خط‌ها به دما، چگالی و میزان یونیده‌بودن گاز هم وابسته‌ست؛ بنابراین صرفاً دیدن یک خط، همیشه برای تعیین مقدار یک عنصر کافی نیست. طیف‌سنجی هم اندازه‌گیری می‌خواد و هم مدل فیزیکی.

داستان هلیوم نمونهٔ زیباییه. این عنصر ابتدا از روی نشانه‌ای در طیف خورشید شناسایی شد و بعداً روی زمین جدا شد. یعنی نور چیزی دربارهٔ ماده به ما گفت که نمونهٔ زمینیِ شناخته‌شده‌اش هنوز در دست نبود. انجمن سلطنتی شیمی: تاریخ هلیوم

با این ابزار، سؤال «از چی ساخته شده؟» قابل پاسخ شد. اما هنوز یک سؤال دیگه باقی بود: این جرم کجاست و چقدر از ما فاصله داره؟

لکه‌های مه‌آلود آسمون یک نوع جسم نبودن

در تلسکوپ‌های قدیمی، بعضی اجرام به شکل لکه‌های محو دیده می‌شدن. واژهٔ سحابی برای بسیاری از این ظاهرهای ابرمانند به کار می‌رفت. شارل مسیه و همکارانش فهرستی از اجرام تهیه کردن تا هنگام جست‌وجوی دنباله‌دارها، این لکه‌های نسبتاً ثابت گمراهشون نکنن.

فهرست مسیه در شکل رایج امروزی ۱۱۰ جرم داره. این عدد، شمار همهٔ سحابی‌های جهان نیست. اعضای فهرست هم یک‌جنس نیستن: خوشه‌های ستاره‌ای، ابرهای گاز و غبار و کهکشان‌ها در اون دیده می‌شن. بعضی از چیزهایی که روزگاری «سحابی مارپیچی» نامیده می‌شدن، بعدها کهکشان‌هایی مستقل شناخته شدن. فهرست مسیه در وب‌سایت هابل

طیف می‌تونست دربارهٔ جنس این اجرام کمک کنه، اما برای این‌که بفهمیم آندرومدا داخل راه شیریه یا خیلی دورتر از اونه، باید فاصله‌اش رو اندازه می‌گرفتیم. این مسئله ما رو از الگوی رنگ‌ها به تغییر روشنایی ستاره‌ها می‌بره.

چرا کم‌نور بودن، به‌تنهایی فاصله رو معلوم نمی‌کنه؟

یک چراغ دور معمولاً کم‌نورتر از همون چراغ در فاصلهٔ نزدیک دیده می‌شه. اما اگر توان واقعی دو چراغ رو ندونیم، نمی‌تونیم فقط از روشنایی ظاهری بگیم کدوم دورتره. شاید یکی نزدیک و کم‌توان باشه و دیگری دور و پرتوان.

در نجوم هم باید بین درخشندگی ذاتی، یعنی مقدار انرژی‌ای که جرم تولید می‌کنه، و روشنایی ظاهری، یعنی مقدار نوری که به ما می‌رسه، فرق بذاریم. اگر راهی برای شناخت درخشندگی ذاتی پیدا کنیم، با مقایسهٔ اون با نور دریافتی می‌تونیم فاصله رو برآورد کنیم. جذب نور به‌وسیلهٔ غبار هم باید در این محاسبه در نظر گرفته بشه.

همهٔ ستاره‌های انفجاری یا متغیر، درخشندگی یکسان ندارن. نوای معمولی با ابرنواختر نوع Ia فرق داره و هرکدوم قواعد خودشون رو دارن. ابزار فاصله‌سنجی زمانی قابل‌اعتماده که دقیقاً بدونیم با چه رده‌ای از جرم روبه‌رو هستیم و رابطهٔ مورد استفاده رو درست تنظیم کرده باشیم.

لیویت چطور از ضربان ستاره‌ها یک خط‌کش ساخت؟

بعضی ستاره‌ها به‌طور منظم منبسط و منقبض می‌شن و روشنایی‌شون تغییر می‌کنه. قیفاووسی‌ها یکی از این رده‌ها هستن. تپش اون‌ها با تغییر ویژگی لایه‌های ستاره، از جمله کدری و یونش، ارتباط داره؛ صرفاً یک چراغ نیستن که پشت مه پنهان و دوباره ظاهر بشه.

هنریتا لیویت هنگام مطالعهٔ ستاره‌های متغیر متوجه رابطه‌ای مهم شد: در میان قیفاووسی‌های یک رده، دورهٔ تپش با درخشندگی ارتباط داره. دوره یعنی مدت یک چرخهٔ کامل تغییر روشنایی. اگر این مدت رو اندازه بگیریم و رابطه رو با ستاره‌های دارای فاصلهٔ معلوم تنظیم کنیم، راهی برای برآورد درخشندگی ذاتی پیدا می‌کنیم. پژوهش لیویت در سال ۱۹۱۲

هابل از همین مسیر استفاده کرد. شناسایی یک قیفاووسی در آندرومدا، که با نام V1 شناخته می‌شه، نشون داد فاصلهٔ اون بسیار بیشتر از حدی‌ست که داخل راه شیری جا بگیره. اون لکهٔ مه‌آلود، یک مجموعهٔ مستقل از ستاره‌ها بود. ناسا: ستاره‌ای که تصویر جهان را تغییر داد

این نتیجه بدون ارتباط میان چند مفهوم به دست نمی‌اومد: تپش، دوره، درخشندگی و فاصله. حالا که فاصله‌ها روشن‌تر شده بودن، می‌شد سؤال بعدی رو پرسید: این کهکشان‌ها نسبت به ما چه حرکتی دارن؟

اثر انگشت جابه‌جا‌شده چه خبری می‌ده؟

دوباره به طیف برگردیم. اگر الگوی خطوط یک عنصر رو بشناسیم، می‌تونیم ببینیم کل الگو در طول موج‌های معمول خودش قرار داره یا جابه‌جا شده. حرکت نسبی در راستای دید می‌تونه باعث چنین تغییری بشه؛ همون خانوادهٔ پدیده‌ای که در صدا با اثر داپلر می‌شناسیم.

صدای آژیر آمبولانس هنگام نزدیک‌شدن زیرتر و هنگام دورشدن بم‌تر شنیده می‌شه. در نور هم حرکت نسبی می‌تونه طول موج دریافتی رو تغییر بده. ولی برای کهکشان‌های بسیار دور، عامل مهم دیگری داریم: خود فضا در طول سفر نور منبسط می‌شه و طول موج رو می‌کشه. به افزایش طول موج، انتقال به سرخ می‌گیم.

اندازه‌گیری‌های طیفی اسلیفر و فاصله‌سنجی‌های بعدی کمک کردن رابطه‌ای در مقیاس بزرگ آشکار بشه: کهکشان‌های دورتر، به‌طور میانگین پس‌روی بیشتری نشون می‌دن. این رابطه با نام هابل–لومتر شناخته می‌شه. حرکت‌های محلی همچنان مهم‌ان؛ آندرومدا به راه شیری نزدیک می‌شه و استثنای عجیبِ یک قانون مطلق نیست، چون اون قانون روند بزرگ‌مقیاس رو توصیف می‌کنه.

منابع علمی و مطالعهٔ بیشتر

جمع‌بندی

جداسازی رنگ‌های نور، طیف رو به ما داد. ساختار کوانتومی اتم توضیح داد چرا در این طیف خط‌های مشخصی وجود داره و چطور می‌شه از اون‌ها جنس ماده رو شناخت. بعد، تپش قیفاووسی‌ها راهی برای شناخت درخشندگی و فاصله فراهم کرد. با کنار هم گذاشتن فاصله و جابه‌جایی خطوط طیفی، تصویر جهان بزرگ‌تر و پویاتر شد. به این ترتیب، شناخت کهکشان‌های دور از فهم رفتار ذره‌هایی شروع شد که همین‌جا، در آزمایشگاه، بررسی‌شون می‌کنیم.