المساعد الشخصي الرقمي

مشاهدة النسخة كاملة : المقاريب التثاقلية


Eng.Jordan
07-20-2014, 11:24 AM
المقاريب التثاقلية(*)
إن الكتل الواقعة بين مصادر الضوء السماوية وكوكب الأرض تتسبب
في تقوس مسارات الضوء. والصور المشوَّهة التي نلتقطها عن تلك المصادر
توفر لنا معلومات حول المسافات التي تفصلنا عنها وحول بنية الكون.
<F. كومب> ـ <T. ويكليند>

http://www.oloommagazine.com/images/Articles/16/SCI2000b16N11_H06_003473.jpg


1- أحيانا تكون المجرات النائية مضخمة ومشوهة بعدسات تثاقلية. وفي هذه الصورة، الملتقطة بالمقراب الفضائي هبْل عام 1996، نشاهد الحشد المجري 0024+1654؛ ونلاحظ وجود خمس صور زرقاء ممتدة على شكل قوس (A, B, C, D, E). إنها صور مشوّهة ومكبَّرة للمجرة نفسها الواقعة وراء الحشد؛ ولم يكن بالإمكان رؤية هذه المجرة لولا هذا التكبير الخارق. وفي الإطار تمت إعادة تشكيل ثلاث صور من هذه الصور الأكثر تكبيرا. ويعطينا متوسطها (أدنى اليمين) فكرة عن المظهر الحقيقي للمجرة. إنها مجرة لولبية «مقفولة» حيث تتشكل العديد من النجوم.


يحظى الضوء بدراسة أوفى من جميع الدراسات المتعلقة بالمعلومات التي تصل إلى كوكبنا؛ فالإشعاعات الكهرمغنطيسية تُسجّل بواسطة آلاف المقاريب (التلسكوبات) الموجودة على وجه الأرض أو في الفضاء. ويدلنا تحليل الضوء على نشأة النجوم والمجرات وأجرام كونية أخرى مع أن الضوء لا ينتشر وفق خط مستقيم في الوسط غير المتجانس، مما يجعل رؤيتنا للكون مشوهة.

وعلى غرار العدسة التي تقوّس الأشعة الضوئية، فإن المادة تؤدي إلى انحراف ضوء الأجرام النائية. كما أن المناطق التي تحوي من المادة أقل من بقية مناطق الكون، تشوه صورة الأجرام الواقعة خلفها. وتولّد هذه الانحرافات سرابا تثاقليا mirage gravitational.

في عام 1704 قام إسحاق نيوتن بحساب انحراف الأشعة الضوئية الصادرة عن الشمس؛ لكن قيمة الانحراف التي تنبأ بها تقل بمرتين عن تلك التي حددها ألبرت آينشتاين عام 1915 في إطار نظريته الخاصة بالتثاقل gravitation. وفي عام 1919 تأكد توقُّع آينشتاين؛ فعند كسوف الشمس الذي حدث في ذلك العام، تمكن <A. إدينگتون> وزملاؤه من إجراء قياسات لانحراف الأشعة الضوئية الملامسة لحافة الشمس بزاوية قياسها 1.75 ثانية.

وإذا كان مسار الضوء لا يتقوس، في معظم الأحيان، إلا قليلا، مما يجعل مواقع النجوم التي نشاهدها في السماء هي مواقعها الحقيقية، فهذا لا ينفي وجود حالات مولِّدة لتشوهات قويّة. فكيف نشاهد مجرة لولبية الشكل إن كانت كتلة مهمة موجودة بيننا وبينها؟

http://www.oloommagazine.com/images/Articles/16/SCI2000b16N11_H06_003474.jpg


2- يتكون السراب التثاقلي عندما ينحرف ضوء مصدر بعيد بسبب وجود عدسة. وهكذا، نشاهد صورا، ليس في الاتجاه الحقيقي للمصدر بل في امتداد الأشعة الضوئية التي تصل إلى الأرض. وفي الحالة التي يكون فيها الراصد والعدسة والمصدر على استقامة واحدة، يرى هذا الراصد حلقة (في الأعلى). في حين تتسبب إزاحة العدسة في تشكيل عدة صور للمصدر نفسه (انظر الشكل 4).


والملاحظ أن الأشعة الضوئية الصادرة عن المجرة تزداد انحرافا كلما زادت كتلة الجرم السماوي الواقع بيننا وبين هذه المجرة. وعندئذ سيرى المشاهد صورا للمجرة على امتداد الأشعة الضوئية التي تصل إليه، وليس بالاتجاه الحقيقي للمجرة.

ومع أن وجود السراب التثاقلي جرى توقُّعه من قِبل المنظِّرين منذ الستينات من القرن العشرين، ولا سيما من قِبَل <S. رفسدال> [من جامعة هامبورگ]، إلا أن الفلكيين لم يهتموا كثيرا بهذه الظاهرة حتى تاريخ اكتشاف الكوازار(1) quasar 0957+561 عام 1979، وهو أول سراب تثاقلي(2). وتعتبر الكوازارات أكثر الأجرام السماوية لمعانا وأبعدها مسافة عنا. وقد شاهد الفلكيون الأمريكيون ـ أصحاب هذا الاكتشاف كوازارين ضمن زاوية لا يتعدى قياسها ست ثوان (أي خُمس القطر القمري) وبالإشعاع المميز نفسه. ولما كانت الكوازارات أجراما نادرة ـ لم تحدد منها سوى بضعة آلاف، في حين جرى رصد ملايين المجرات ـ فإن احتمال رصد كوازارين متجاورين إلى ذلك الحد، احتمال ضعيف جدا؛ أما احتمال أن يكونا بالإشعاع نفسه فهو شبه منعدم.

ومن ثم استنتج الفلكيون أن للصورتين المصدر نفسه، وهو الكوازار الذي انحرفت أشعته الضوئية بسبب مجرة أو مجموعة مجرات تقع في الاتجاه نفسه. وقد أكد هذه الفرضية تطور شدة الضوء في الصورتين: لقد تطورت الصورتان معا في فترة زمنية محددة. في الواقع، إن مسار الفوتونات (وبالتالي، الزمن الذي استغرقه الضوء للوصول إلينا) يختلف من صورة إلى أخرى. وعندما تتغير شدة الكوازار، وبخاصة عندما يحدث ذلك في قفزات، فإن القفزة في الشدة التي نرصدها أولا في إحدى الصورتين، نرصدها أيضا في الصورة الأخرى بعد فترة زمنية محددة.

قبل عشر سنوات، تعرَّفنا سبعة عشر سرابا تثاقليا، وحاليا نعرف أربعة وثلاثين سرابا بواسطة إشعاعها المرئي أو الراديوي؛ كما يمكننا أن نضيف إلى هذا العدد قرابة عشرة أقواس في الحشود المجرية. كانت العدسات التثاقلية تعتبر في بداية الأمر أشياء داخلة ضمن الغرائب السماوية، أما اليوم فقد صارت أدوات تقدم لنا معلومات عن المجرات البعيدة وتوزيع المادة في الكون، وكذلك عن مميزات الغاز الذي تتكون منه العدسات: عندما يخترق ضوءُ مجرةٍ غازا، فإن هذا الغاز يمتص جزءا من الضوء بحيث ترتسم على الطيف المسجل خطوط امتصاص. وتكشف لنا هذه الخطوط طبيعة الجزيئات والذرات الموجودة في الوسط الذي اخترقه الضوء. وسنرى أن الخطوط الجزيئية molecular المُشاهَدة في العدسات مفيدة جدا.

الأجرام السماوية النائية والمادة الخفية(3) (السوداء)
تجمِّع العدسات التثاقلية الضوءَ في بؤرة، كما تفعل العدسات البصرية؛ وهي تكبّر حجوم الأجرام السماوية في حين يبقى ضياؤها الكلي ثابتا. ولما كان احتمال وجود أجرام كتلية باتجاه معين يتزايد بتزايد المسافة، فإن أبعد الأجرام هي التي لها إمكانيات أوفر في التكبير.

وبفضل هذه المقاريب التثاقلية، تبدو الكوازارات النائية في شكل صور متعددة (انظر الشكل 2)، أو ترافقها حلقات (هالات) آينشتاين ـ التي نحصل عليها عندما يكون الجرم على استقامة واحدة تماما مع العدسة على خط النظر. ولما كانت الاستقامة التامة نادرة الحدوث، فإن تلك الحلقات ستكون مشوّهة أو غير كاملة (انظر الشكل 4).

كذلك يمكن اكتشاف مجرات عادية واقعة على مسافات بعيدة وذلك عندما تقع خلف حشد مجرى (انظر الشكل 1)؛ ففي هذه الحالة تصبح صورها المكبرة مرئية. وبفضل مثل هذه الدراسات، يأمل الفلكيون بتعميق معرفتهم للمجرات النائية وفَهم تطورها.

http://www.oloommagazine.com/images/Articles/16/SCI2000b16N11_H06_003475.jpg http://www.oloommagazine.com/images/Articles/16/SCI2000b16N11_H06_003476.jpg 3- تشوُّهُ مجراتٍ نائية نَجمَ عن عدسة تثاقلية. (في اليسار) أشرنا إلى تعدد المجرات التي يمكن أن نشاهدها من دون عدسة. ولدى تدخل حشد مجري في الوسط لتأدية دور العدسة (مركز الصورة) يتزايد تشوه صورة المجرات كلما اقتربت هذه الأخيرة من اتجاه العدسة (في اليمين).


لنتساءل أولا، كيف يوفر لنا السراب التثاقلي معلومات حول مواصفات العدسات؟ يحدث السراب نتيجة تفاعلات الأشعة الضوئية مع الحقل التثاقلي للعدسة. فحسب قانون آينشتاين المعروف: E = m c2 (حيث الحرف E هو الطاقة وm الكتلة وc سرعة الضوء) فإن الكتلة والطاقة متكافئتان. وهكذا، فالضوء الذي تبثه جسيمات particles عديمة الكتلة ـ لكنها مزودة بطاقة (الفوتونات) ـ يشبه الجسيم الكتلي الخاضع للجاذبية الكونية: إنه منجذب من قِبل الحقل التثاقلي للعدسة الكتلية.

غير أن الحقل التثاقلي للعدسة يرتبط بتوزيع الكتلة في الفضاء. وبذلك يكون بمقدورنا حساب كتلة العدسة بتحليل السراب التثاقلي. وعندما تكون العدسة حشدا من المجرات التي نستطيع قياس شدة ضيائيتها luminosity، فإننا نستخلص كتلة المادة غير المضيئة، أي المادة الخفية(3) (المادة السوداء). ويبدو أن هذه المادة الخفية تشكل جزءا كبيرا من كتلة الكون، أما الكشف عنها فهو أحد التطبيقات الرئيسية للعدسات التثاقلية.

وتشكّل المجرات البعيدة ـ وهي كثيرة العدد ـ صورة عشوائية يشوهها وجود عدسة تشويها خاصا (انظر الشكل 3). وباستخدام هذه الظاهرة، اكتشف <B. فور> [من مرصد باريس] و<Y. ميلييه> [من معهد الفيزياء الفلكية في باريس] وزملاؤهما عدة أقواس ضوئية في الكثير من الحشود؛ من بينها آبل Abell 370 وآبل 2218. وتقابل هذه الأقواس مجرات تقع خلف الحشود. وبعد أن حسب هؤلاء الباحثون كتلة مختلف مناطق الحشود، أثبتوا أن تمركز المادة الخفية في وسط الحشود يفوق تمركزها على مقربة من حافاتها بخمس مرات. ولم تكن هذه النتيجة متوقعة؛ لأن المادة المضيئة موزّعة بصفة منتظمة في الحشود. ويوحي هذا الفرق في التركيز بوجود فرق في تكوّن المادة المضيئة والمادة الخفية.

ومن أجل دراسة المادة الخفية، تواصل البحث باتجاهين متكاملين. فهناك مادة خفية مكوّنة من مادة عادية مثل الأقزام dwarf البنية؛ وهي نجوم صغيرة غير مضيئة، لكن الفلكيين يكتشفونها بطريقة غير مباشرة بفضل فعلها العدسي المِجهري التثاقلي: الأقزام البنية تعمل على انحراف ضوء النجوم الواقعة باتجاهها وخلفها بحيث يمكننا أن نرى ـ في حالة وجودها ـ سرابا تثاقليا صغيرا على استقامة واحدة. وبفضل تجارب المشروعين MACHOS وEROS (4)i، تم حتى الآن اكتشاف بعض الأقزام البنية في غيمة ماجلان Magellan الكبيرة، وهي من أقرب المجرات إلى مجرتنا.

أما الاتجاه الآخر فيستخدم التشويه على جميع المستويات، من أجل الكشف عن المادة الخفية التي لا تتكون من مادة عادية، بل تتكون من جسيمات دخيلة: إضافة إلى الأقواس الضوئية، التي يسهل نسبيا اكتشافها والتي تنتج من تشويهٍ بالمادة الكثيفة، يوجد على نطاق واسع في الكون العديد من التشوهات لصور المجرات، ليس بفعل حشد واحد فحسب بل بفعل جميع الكتل المنتشرة في الكون. ويدلُّنا الكشف عن التشوهات الواسعة النطاق على مواقع البنى الكبيرة التي تشكل الكون، بما في ذلك المادة الخفية. وبإجراء المقارنات مع توقّعات النماذج الكونية نحدد هندسة الكون والوسطاء (البارامترات) الكونية، مثل الكثافة المتوسطة للكون وتقوّسه.

http://www.oloommagazine.com/images/Articles/16/SCI2000b16N11_H06_003477.jpg
4- يتعلق مظهر السرابات بالمستقيم الذي تقع عليه العدسة والمصدر. ففي هذه المحاكاة مُثِّلت العدسة النقطية بالنجم الأبيض. أما المصدر فهو مجرة نستطيع رصدها غير مشوهة في موضع المجرة الخضراء، وذلك في غياب العدسات. وفي أعلى اليسار (a)، صُفّ المصدر على استقامة واحدة مع العدسة: تشوهت المجرة، التي تمثل المصدر، فصارت حلقات آينشتاين. وكلما ابتعد المصدر عن العدسة قلّ تشوه المجرة المصدر (b, c, d).


ولسوء الحظ فإن قياس هذه التشوهات الضعيفة ليس بالأمر اليسير؛ لأن للمجرات اتجاهات مختلفة: فمن الصعب التمييز بين المجرات المتمددة بسبب تشوهات السراب التثاقلي وبين المجرات التي نشاهد جزأها غير المشوه. وعلى كل حال، فإن العدسات تنتج صورا متناظرة تُسهِّل هذا التمييز: يكون اتجاه المجرات، في غياب التشوهات، اتجاها عشوائيا، في حين يمكن تعرُّف استقامة المجرات المشوهة على نطاق واسع.

وبفضل التحسينات التي أُدخلت على الأجهزة الكاشفة وعلى طرق التحليل، تمكَّن الفلكيون من تعرف تشوهات بنسب ضئيلة على نطاق واسع. وهناك حاليا العديد من برامج الرصد باستخدام مقاريب ضخمة. وتجدر الإشارة إلى أن فريق الباحثيْن ميلييه وفور يأمل في تعرّف التوزيع الكلي للمادة، وذلك بإجراء تحليل إحصائي لمناطق شاسعة في السماء.

هندسة الكون(5)
إضافة إلى قياس توزيع المادة، فإن العدسات التثاقلية تساعدنا أيضا على تعرّف الوسطاء الأساسية للكون. فحسب نظرية الانفجار الأعظم Big Bang نرى أن الكون في تمدد مستمر منذ 15 بليون سنة. والمجرات كالبقع الموجودة على كرة تزداد انتفاخا، فهي تبتعد عن بعضها بعضا (وعنا) بسرعة تتزايد بتزايد المسافة التي تفصلنا عنها. وتسمى نسبة هذه السرعة على المسافة ثابت هبْل Hubble ـ نسبة إلى الفلكي الأمريكي إدوين هبْل (1889-1953) الذي أبرز خلال العقد الثالث من القرن العشرين هذا الابتعاد للمجرات. إن ثابت هبْل، وكذا وسيط (بارامتر) التباطؤ deceleration (الذي يشير إلى تغيّرات سرعة ابتعاد المجرات بدلالة الزمن) هما وسيطان قابلان للقياس بواسطة العدسات التثاقلية.

وحتى ندرس مجرة من المجرات فإننا نفصل مختلف أطوال الموجات التي تشكل الضوء المنبعث من المجرة. وهكذا فالطيف الذي سنقيسه بهذه الطريقة سينزاح، بسبب مفعول دوپلر Doppler، نحو الموجات الطويلة، «نحو الأحمر»، كلما ازدادت سرعة ابتعاد المجرة (مثل صفارة سيارة الإسعاف التي يتضخم صوتها كلما ابتعدت عنا). ولما كانت أبعد المجرات هي التي تبتعد بسرعة أكبر، فإن الانزياح نحو الأحمر لجرم سماوي يدلنا على مسافته. ثم إن الضوء يتحرك بسرعة منتهية، لذا يدلنا الانزياح نحو الأحمر أيضا على عمر ذلك الجرم: إن الأجرام السماوية التي لها انزياح أكبر نحو الأحمر هي أيضا الأقل عمرا.

ويظل ثابت هبْل غير محدد تماما، وذلك ـ بوجه خاص ـ بسبب عدم إمكانية تقدير المسافة المطلقة لجرم سماوي ناءٍ إلا تقديرا تقريبيا بعامل قدره 2. كيف يُجرى أدق قياس ممكن لمسافة جرم ناء؟

لإجراء مثل هذا القياس يعمل الفلكي، كما يعمل مسّاحو الأراضي، فهو ينقّل «وحدته المترية» حتى يبلغ أبعد المجرات. ومن أجل ذلك، فهو يعمل على مراحل: يعيِّن هندسيا مسافات أقرب النجوم (الموجودة على مسافة تقل عن 900 سنة ضوئية) وذلك بطريقة اختلاف المنظر(6) parallax (تغيّر الاتجاه النسبي الظاهري لنجم خلال فترة زمنية طولها ستة أشهر، أي المدة التي تستغرقها الأرض عندما تقوم بنصف دورة على مدارها). وعندما يتعلق الأمر بأجرام نائية، فإننا نستخدم نجوما متغيرة ودورية ـ تدعى القيفاويات Cepheids ـ ضيائيتها المطلقة معروفة: كان الفلكي الأمريكي <H. ليڤيت> قد أثبت عام 1912 أن الضيائية المطلقة لقيفاوية لا تتعلق سوى بدورها period. وهكذا، فبقياس الدور والضيائية لإحدى القيفاويات نستنتج مسافتها: إنها متناسبة مع حاصل قسمة الضيائية المطلقة على الضيائية الظاهرية.

تدعى هذه الطريقة طريقة «الشموع المعيارية» chandelles standards، وهي تنطبق أيضا على المسافات بين المجرات، حيث يستعمل الفلكيون، في هذه الحالة، أكثر المجرات ضيائية داخل الحشود التي تُعتبر ضيائيتها المطلقة معيارًا في هذا المضمار. أما بشأن المسافات الأبعد، فنحن نستخدم قانون توسع الكون، ونستنتج منه مسافة جرم سماوي بدلالة سرعته الظاهرية بالنسبة إلينا (محسوبة بناء على مدى الانزياح نحو الأحمر).

http://www.oloommagazine.com/images/Articles/16/SCI2000b16N11_H06_003478.jpg
5- نشاهد في هذا السراب التثاقلي للكوازار PKS 1830-211 صورتين للمصدر الضوئي وحلقة آينشتاين صغيرة. التقطت هذه الصورة الراديوية بواسطة الهوائيات التداخلية interferometric التابعة للصفيف VLA المقام في نيومكسيكو.


من أجل ذلك ينبغي أن تكون سرعة التوسع كبيرة كفاية مقارنة بسرع المجرات بالنسبة إلى بعضها بعضا. وتردُّ هذه السرع، التي تضاف إلى حركة التوسع العامة، إلى الجاذبية التثاقلية لأقرب الحشود المجرية، وذلك لأن الكون ليس متجانسا على هذا النطاق. ففي جوارنا مثلا نجد أن لكافة المجرات حركة مهمة باتجاه حشد مجري يسمى الجاذب attractor الكبير.

كيف نحدد ثابت هبْل؟ إنه يساوي حاصل قسمة سرعة ابتعاد المجرة على مسافتها. ولحساب هذه النسبة يجب أن نعرف بتقريب دقيق مسافة المجرة وسرعة ابتعادها الناجم عن توسع الكون. وهذا الثابت يُحدّد المسافات المتوسطة، حيث يمكن تطبيق طريقة «الشموع المعيارية» شريطة طرح السرع الذاتية.

وعلى كل حال فإن الفلكيين غير متفقين بشأن مسافات المجرات في هذه المنطقة المتوسطة ولا بشأن سرعها الخاصة؛ لذا تظل قيمة ثابت هبْل غير مؤكدة، فهي تراوح ما بين 40 و100 كيلومتر في الثانية في الميگاپارسِك(7) km/sec/megaparsec. وعلى وجه الخصوص يتعلق الاختلاف بالطرق الكفيلة بتصحيح السرع الخاصة. لذا تُعتبر مؤاتية أية طريقة جديدة تُمكِّن من تقدير المسافات البعيدة جدا؛ لأن السرع الذاتية في هذه الحالة تكون مهملة بالنسبة إلى سرعة التوسع؛ فبالمسافة وحدها يتعين ثابت هَبل.

إن هذه الطريقة المنشودة هي طريقة العدسات التثاقلية؛ لأن ضوء مختلف الصور يقطع مسافات مختلفة الطول (باستثناء حالة حلقات آينشتاين، حيث نجد بفضل التناظر أن جميع المسافات متساوية). لنفترض أننا نشاهد صورة مزدوجة لكوازار، ولنرمز بd1 وd2 لطولي المسافتين اللتين قطعهما الضوء. فبتحليل الموقع النسبي لصور الكوازار والعدسة وباستخدام نَمْذَجة للعدسة، نحدد النسبة d1/d2. وفي حالة عدسة نقطية، تتعلق هذه النسبة بالمسافة الزاويّة وحدها بين العدسة وصورتي مصدر الضوء. ولتعيين الطولين، إضافة إلى نسبتهما، لا بُدّ من أن نحصل على معلومة إضافية.

عندما نقيس الفرق الزمني بين اللحظة التي تظهر فيها قفزة في ضيائية إحدى الصورتين واللحظة التي تظهر فيها القفزة نفسها في الصورة الأخرى، فإننا نستنتج الفرق بين طولي المسافتين الضوئيتين والذي يساوي جداء الفرق الزمني في سرعة الضوء. وإذا علمنا النسبة d1/d2 وفرق الطولين (d1-d2) نستطيع استنتاج الطولين d1 وd2 المساويين لمسافة الكوازار المطلقة بتقريب يقدر بنسبة مئوية قليلة.

ومن الناحية النظرية، كان باستطاعة الفلكيين استنتاج المسافة الدقيقة من أول سراب تثاقلي اكتشفوه، وهو السراب QSO 0957+561؛ غير أن مقارنة منحنيات الضوء (تغير الضيائية بدلالة الزمن) في الصورتين عملية دقيقة. وهكذا، تبعًا للتعيينات، يكون فرق زمن الوصول ما بين 404 و537 يوما.

فضلا عن ذلك فإن تقدير نسبة المسافتين المقطوعتين يعتمد على نمذجة العدسة التي تمثل حارفة deflector للضوء. لكن الفاصل الزاوي بين صورتي هذا الكوازار كبير (تقدر زاويته بست ثوان). والكتلة اللازمة لمثل هذا الانحراف هي كتلة حشد مجري صغير يمكن رصده أمام الكوازار. ولما كان تقدير توزيع الكتلة في حشد مجري أصعب من القيام بالتقدير نفسه على مجرة واحدة، فإن نسبة المسافتين المقطوعتين هنا تفتقر إلى الدقة. وهكذا فثابت هبْل المستنتج من هذا التقدير محصور ما بين 33 وkm/sec/megaparsec 117، وهو تقريب ضعيف جدا لا يسمح بتعيين دقيق لقيمته بالطرائق المعهودة المتبعة لتقدير المسافة المطلقة لجرم ناء.

أليس بالإمكان إيجاد مصدر ضوء تكون صورته انحرفت بواسطة مجرة واحدة فقط، بحيث تصبح النمذجة أكثر سهولة؟ والوضع الأمثل هو أن تكون كتلة هذه المجرة أكبر كتلة ممكنة، وذلك كي يكون الفاصل الزاوي لصور المصدر الضوئي المضاعفة قريبا من زاوية قياسها ثانية واحدة. ففي هذه الحالة، يمكننا فصل الصور في المنطقة المرئية. ولما كان التأخر سيصير أقصر (فكلما قلّ الفاصل الزاوي تناقص انحراف الضوء وقَصُرت مدة التأخر) مما كان عليه في الحالة السابقة، فإنه يُمكننا بسهولة دمج المميزات المشتركة في طيف كل صورة. وحتى الآن لم يتم رصد أية عدسة بهذه المميزات في النطاق المرئي، لكن هل بمقدورنا العثور على مثل هذه العدسات في أطوال موجية أخرى؟

السراب الراديوي
وخلافا للنطاق المرئي فإن الميز(8) الزاوي في النطاق الراديوي لا يتأثر بالاضطرابات الجوية. وإضافة إلى ذلك، فالظلمة التي تتسبب فيها العدسة وحدها أَضْعف من تلك في النطاق المرئي؛ فعندما تكون الصور جد متجاورة فإن الأشعة الضوئية المنحرفة تعبر العدسة على مقربة من مركزها، حيث يكون الامتصاص من قبل الغاز وغبار العدسة كبيرا. وهكذا يمكن أن يجري امتصاص تام لصورة أو أكثر من صور الكوازار في النطاق المرئي، ولا نستطيع اكتشافها إلا في النطاق الراديوي.

http://www.oloommagazine.com/images/Articles/16/SCI2000b16N11_H06_003479.jpg
6- الكوازار الراديوي B0218+357. بفضل ميز زاويته 50 مليثانية فإننا نميز بين الصورتين A وB للكوازار (المفصولتين بزاوية قياسها 0.3 ثانية)، كما نميز حلقة آينشتاين صغيرة.


يعتبر المصدر الراديوي PKS 1830-211 حالة مثالية. إنه كوازار تم اكتشافه بالأطوال الموجية السنتيمترية من قبل الفلكييْن الهندييْن <R. سوبرامانيان> و<R. راو> [من جامعة پيون] وذلك بواسطة هوائيات لقياس التداخل الضوئي تابعة للصفيف VLA 9 بنيومكسيكو. والميز الذي تحقق بواسطة هذه الأداة هو أفضل تماما مما تحقق من دونها. وتبيّن خريطة البث الراديوي السنتيمتري صورتين تثاقليتين للكوازار مع حلقة صغيرة من حلقات آينشتاين (انظر الشكل 5). هذا ولم نعثر على أي شيء في النطاق المرئي بخصوص الكوازار والعدسة؛ كما أن البحث عن أشعة ذات أطوال موجية تعادل 21 سنتيمترا للكشف عن هدروجين العدسة، لم يثمر خلال مدة طويلة بسبب تداخل الاتصالات الأرضية. وقد اكتُشِفت هذه الأشعة بواسطة الصفيف VLA من قبل <Ch. كاريللي> [من مرصد سوكورو Socorro]؛ لكنها صعبة الاستثمار.

ولدراسة هذه العدسة، بحثنا عن الجزيئات التي يمكن أن تكون في داخل العدسة وتمتص ضوء الكوازار بأطوال موجية مميزة. ثم قمنا بمسح مجال الأطوال الموجية بمليمترين أو ثلاثة مليمترات بالمقراب السويدي الأوروبي التحتمليمتري (SEST (10 المقام في تشيلي والذي يبلغ قطره 15 مترا. وبفضل هذا العمل تمكّنا من اكتشاف نحو عشرة خطوط امتصاص جزيئية. لكن كيف نقيس الانزياح نحو الأحمر لهذه الخطوط؟

إن مواقع هذه الخطوط يمكن تعيينها في المختبر لكنها متعددة. ولم يكن تعرّف الجزيئات الماصة ممكنا إلا بعد رصد عدد من الخطوط؛ وتلك التي جرى رصدها، هي للعديد من الجزيئات العضوية: أحادي أكسيد الكربون (CO) وسيانور الهدروجين (HCN) وسولفور الكربون (CS)، الخ. وحتى اليوم، تم اكتشاف عدة خطوط لكل جزيء. والانزياح نحو الأحمر للعدسة الذي يقاس بفضل تعيين الخطوط، هو 0.88582.

وخلال أولى مشاهداتنا، كانت الصورتان منطبقتين الواحدة فوق الأخرى. وبفضل جهاز قياس التداخل الضوئي التابع للمعهد IRAM الواقع في ضواحي مدينة گرونوبل الفرنسية، توصلنا إلى فصل الصورتين، بزاوية تعادل ثانية واحدة. وهكذا بيّنا أن الجزيئات التي تعرّفناها لم تمتص سوى ضوء صورة واحدة من صورتي الكوازار.

واعتمادا على هذا الامتصاص الانتقائي، نستطيع قياس الشدة الضوئية لكل صورة، وذلك من دون اللجوء حتى إلى فصلٍ مكاني للنظام المزدوج، في الفضاء. لنرمز للصورتين بA وB. عندما ينعدم الامتصاص فإن البث المتصل لصورة يضاف إلى نظيره للصورة الأخرى، فنحن نشاهد A+B. أما إذا تمت المشاهدة بطول موجي لخط امتصاص (مثلا CO)، فالصورة الوحيدة التي ستُمتص هي B؛ ولن يبقى سوى البث المتصل للصورة A. وعندما نقيس، في آن واحد، شدة الضوء بطول موجي لخط معين وشدّته بطول موجي آخر، فإننا نستنتج، إذًا، شدتي A وB. وبتكرار هذه العملية خلال فترات متوالية، نستطيع تقدير فرق المسارات الضوئية بين الصورتين. ويراوح فرق أزمان الوصول للفوتونات بين ثلاثة وسبعة أسابيع. وهذه المشاهدات تُجرى حاليا أسبوعيا بواسطة مقراب المعهد IRAM وبالمقراب السويدي الأوروبي SEST.

وهناك مصدر راديوي آخر، B0218+357، وهو يشبه كثيرا المصدر PKS 1830-211: إنه كوازار يبدو لنا بصورة مزدوجة مع حلقة كبيرة لآينشتاين (انظر الشكل 6). وحالة الصورتين A وB هي صفة مميزة للهندسة التي توقَّعتها العدسات التثاقلية. ويشير مركز الحلقة إلى اتجاه مركز العدسة. وتوجد أضعف الصورتين، وهي B، داخل الحلقة. تتضمن المصادر الراديوية عموما مصدرا متراصا compact ـ طيفه مسطح (الشدة لا تتغير بتغير التواتر frequency) ـ ونفثات راديوية بتكاثفات برّاقة وطيفها منحدر (شدة الضوء الواصل تتناقص بتناقص التواتر). وهنا نلاحظ أن للصورتين A وB طيفين مسطحين، في حين أن طيف الحلقة منحدر. وهكذا، من الجائز أن تكون الحلقة صورة لتكاثف برّاق موجود في نفثة من نفثات الكوازار، وأن ذلك التكاثف يقع مع العدسة والمشاهد على استقامة واحدة.

وفي النطاق المرئي نرى فقط الصورة B، أما الصورة الأخرى فلا شك أنها في ظلمة من جراء الغبار؛ ذلك أن العدسة مجرة نراها مُجزَّأة، وهي تقع بين الكوازار ومجرتنا. وتوجد على خط النظر الموافق للأشعة الضوئية التي تعطينا الصورة A، غيوم كثيفة جدا تتخلل النجوم؛ ونستطيع الكشف عن هذه الغيوم بفضل خطوط امتصاصها في النطاق الراديوي. وفي عام 1993، جرى رصد خط الهدروجين الذري من قِبل <C. كاريللي> وزملائه، وقد كشفنا نحن نحو 12 خط امتصاص جزيئي بمقراب ذي 30 مترا خاص بالمعهد IRAM المقام في پيكو ڤليتا Pico Veleta بإسبانيا.

تبلغ المسافة الزاويّة بين الصورتين A وB 0.3 ثانية: إنها أقل مسافة زاويّة اكتشفت حتى الآن. والسبب الوحيد لانحراف الأشعة الضوئية هو لبّ العدسة-المجرة، أما النمذجة الهندسية للظاهرة فهي جد بسيطة. وفي النطاق الراديوي، استخدم <E. كوربِتّ> وزملاؤه من جامعة هيرتفوردشاير التغير المتعاقب للاستقطاب polarization (اتجاه تذبذب الموجة الضوئية) للصورتين، فعينوا فَرْق أزمنة وصول الفوتونات: تستغرق فوتونات الصورة (A) 3±12 يوما إضافيا للوصول إلينا مقارنة بفوتونات الصورة B؛ وهكذا فإن ثابت هبْل يساوي تقريبا 30 km/sec/megaparsec. غير أن هذه القيمة ترتبط بالنموذج الهندسي للعدسة. ومازلنا نترقب بفارغ الصبر تأكيد هذه النتيجة في أطوال موجية أخرى.

خطوط جزيئية وغاز ناء
إن اكتشاف خطوط امتصاص في طيف الكوازارات ليس أمرا جديدا؛ فكثيرا ما يجري رصد خط امتصاص الهدروجين الذري Lyman-alpha، في النطاق تحت البنفسجي، وتسمى مجموعة الخطوط المكتشفة «غابة» Lyman-alpha. ويكفي أن يكون هناك قليل من الهدروجين على خط النظر بين الكوازار والراصد لإنتاج خط يمكن كشفه، وبذا تكون كتلة الهدروجين الموجودة بينهما غير كافية لإنشاء عدسة. وبدراسة هذه الخطوط تبيّن أن المجرات محاطة بشعيرات من الهدروجين، على مسافات تزيد على عشرة أضعاف طول أقطارها. فالمجرات تشبه عُقد نسيج من شعيرات تملأ الكون كله. لقد كان هذا الغاز المنتشر بين المجرات موجودا بكثرة في الماضي، ومنه تشكّلت نجوم المجرات خلال تطورها.

وإذا كانت خطوط امتصاص الهدروجين الذرّي تسمح باستكشاف الغاز المنتشر فإن الخطوط الجزيئية، التي يمكن رصدها في حالة السرابات التثاقلية، تمثّل أفضل أداة لاستكشاف الكون في أعتم خطوط النظر إليه. فكثافة هذا الغاز تتزايد بجوار المجرّات؛ ويقوم الهدروجين بامتصاص كمية كبيرة من الإشعاعات تحت البنفسجية والمرئية بشكل يثبّت الضوء عند هذه الأطوال الموجية. ولذلك نكمل الأرصاد بدراسة الخطوط التي لم تُمْتص إلا جزئيا، مثل خط الهدروجين الذرّي الموافق ل21 سنتيمترا، أو الخطوط الجزيئية إذا ما تعلق الأمر بغاز أكثر كثافة. وفي هذه الحالة، تكون كمية الغاز الممتصة متناسبة مع كمية الغاز على خط النظر.

وقد تبيّن أيضا أن خطوط الامتصاص الجزيئية، الخاصة بالغاز الواقع أمام الكوازارات، مفيدة جدا لدى دراسة الغيوم الجزيئية الباردة ذات الانزياح الشديد نحو الأحمر. إن تقنية خطوط الامتصاص حساسة جدا: عندما تكون هناك انزياحات نحو الأحمر المرتفع يمكننا تعرف كميات غاز كتلتها تعادل أضعاف كتلة الشمس (في غيمة واحدة). لقد مكّنت هذه الحساسية الفائقة من دراسة الغيوم دراسة كيميائية، وذلك عبر الكشف عن عشرات الخطوط الجزيئية الموافقة للعديد من الجزيئات العضوية ونظائرها isotopes (وهي جزيئات تختلف ذراتها تبعا لعدد نيوتروناتها).

وفي الوسط الواقع ما بين النجوم فإن نسب وجود الجزيئات الأساسية، كالأُكسجين الجزيئي أو الماء، لم تتعين بعد. إن الغاز البعيد جدا يمتص الإشعاع بأطوال موجية جدّ منزاحة نحو الأحمر، وهو ما يجعل الطول الموجي لخطوط امتصاص هذه الجزيئات أكبر مما هي عليه في مجرتنا. وهكذا نتحرر من الامتصاص الجوي، مبرهنين ـ باتجاه المصدر B0218+357 ـ أن نسبة الأكسجين الجزيئي بالنسبة إلى أحادي أكسيد الكربون كانت أقل من تنبؤات النماذج الكيميائية.

ما هي درجة حرارة الغاز الذي نكتشفه على هذه المسافات؟ إنها تساوي، على الأقل، 2.76 كلڤن، وهي درجة حرارة العمق الكوني المتناثر والمتبقي من العهد الغابر الذي تمّ فيه تجمع الإلكترونات والبروتونات في ذرات بعد أن كانت حرة. عندما يكون غاز منتشرا، فإن جزيئاته لا يمكن إثارتها بالتصادم مع جزيئات الهدروجين: إذ إن درجة حرارتها تعادل درجة حرارة العمق الكوني المتناثر، والذي يتوازن معها إشعاعيا. وتسمح لنا هذه الملاحظة بتقدير درجة حرارة العمق الكوني المتناثر، وكذا تغيرها بدلالة الانزياح نحو الأحمر. إن التقديرات التي توصَّلنا إليها بانزياح نحو الأحمر يعادل 0.9 تتماشى مع تنبؤات نظرية الانفجار الأعظم؛ فحسب هذه النظرية، كانت حرارة العمق المتناثر أعلى درجة في الماضي.

إن رصد خطوط الامتصاص الجزيئية في العدسات التثاقلية تقنية تَعِد بالكثير عندما نريد اختبار الغاز البارد ذي الانزياح الشديد نحو الأحمر. ثم إن الأدوات المليمترية التي ستستخدم مستقبلا ستستفيد من مساحات تجميعية أكبر، ذلك أن المصادر تزداد سريعا جدا عندما يتناقص التدفق flux. وهكذا ستصبح العدسات التثاقلية أدوات أساسية في الفيزياء الفلكية خلال القرن الحادي والعشرين.

المؤلفان
Françoise Combes - Tommy Wiklind
فرانسواز كومب فلكية في مرصد باريس. تومي ويكليند فلكي في المرصد الفضائي بأونسالا ـ السويد.

مراجع للاستزادة
T. WIKLIND et R COMBES, The Redshift of the Gravitationnal Lens of PKS1830-211 Determined from Molecular Absorption lines, in Nature, vo1.379, pp. 139-141, 11 janvier 1996.
F. COMBES et T. WIKLIND, Direct Search for Molecular Oxygen towards the Gravitationonal Lens B0218+357, in Astronomy & Astrophysics, vo1.303, p161, 1995.
B. FORT et Y. MELLIER, Arcs in Clusters of Galaxies, in Astronomy and Astrophysics Review, vol. 5, p 239, 1994.
E. TURNER, Les lentilles gravitationnelles, in Pour la Science, septembre 1988.
Pour la Science - N° 242

(*) Les télescopes gravitationnels
(1) quasar نحت من الحروف الأولى للكلمات الواردة في العبارة QUAsi Steller Astronomical Radiosource. وقد أطلق هذا الاسم عام 1962 على كل جرم من الأجرام السماوية الشبيهة بالنجم ويكون منبعا راديويا. ولجميع الكوازارات انزياح أحمر كبير وقطر ضوئي صغير.
(2) [انظر: Un mirage gravitationnels، في Pour la Science، (التحرير)
[(1981)1
(3) [انظر: «المادة الخفية في الكون»، مجلة العلوم، العددان 7/8(2000)، ص 101].
(4) MACHOS (اختصارا لـ Compact Halo ObjectMassive Astrophysical ) وهو مشروع فلكي أمريكي أسترالي، أما EROS (اختصارا لـ Recherche d'Objects Sombres de Expérience ) فهو مشروع فلكي فرنسي.
(5) The Geometry of the Universe
(6) تغيّر الاتجاهات النسبية الظاهرية للأجسام عندما يُنظر إليها من أمكنة مختلفة.
(7) 3.28 = parsec سنة ضوئية؛
ميگاپارسِك = 3.28x106 سنة ضوئية. (التحرير)
(8) resolution ميز (فَصل).
(9) Very large Array: صفيف واسع جدا.
(10) Swedish-European Submillimeter Telescope