يمثل "توتر هابل" الفرق بين معدل توسع الكون المرصود ومعدل توسع الكون المتوقع. تم تحسين تلسكوب جيمس ويب الفضائي مقارنة بالقياسات السابقة التي أجراها تلسكوب هابل الفضائي. وعلى الرغم من التقدم، لا تزال هناك أسئلة حول التوسع السريع للكون والظواهر الكونية الكامنة وراءه.
تظهر الملاحظات الشاملة من NIRCam (كاميرا الأشعة تحت الحمراء القريبة) التابعة لناسا وكاميرا WFC3 (كاميرا واسعة المجال 3) التابعة لناسا أن المجرة الحلزونية NGC 5584 تبعد 72 مليون سنة ضوئية عن الأرض. من بين النجوم المضيئة في NGC 5584 هناك نجوم نابضة تسمى المتغيرات القيفاوية والمستعرات الأعظم من النوع Ia، وهو نوع خاص من النجوم المتفجرة. يستخدم علماء الفلك المستعرات الأعظم القيفاوية والنوع Ia كعلامات مسافة يمكن الاعتماد عليها لقياس معدل توسع الكون. مصدر الصورة: NASA وESA وCSA وA.Riess (STScI)
إن المعدل الذي يتوسع به الكون، والمعروف باسم ثابت هابل، هو أحد المعايير الأساسية لفهم تطور الكون ومصيره النهائي. ومع ذلك، هناك تناقض مستمر يعرف باسم "توتر هابل" بين قيمة الثابت المقاسة باستخدام مختلف مقاييس المسافة المستقلة والقيمة المتوقعة من شفق الانفجار الكبير.
يوفر تلسكوب جيمس ويب الفضائي التابع لناسا إمكانات جديدة لمراجعة وتحسين بعض أقوى الأدلة الرصدية لهذا التوتر. وصف آدم ريس الحائز على جائزة نوبل من جامعة جونز هوبكنز ومعهد علوم التلسكوب الفضائي العمل الأخير الذي قام به وزملاؤه باستخدام ملاحظات ويب لتحسين دقة القياسات المحلية لثابت هابل.
التحدي المتمثل في قياس الكون
هل سبق لك أن واجهت مشكلة في رؤية علامة تقع على حافة مجال رؤيتك؟ ماذا يقول؟ ماذا يعني هذا؟ حتى مع وجود أقوى التلسكوبات، فإن "العلامات" التي يريد علماء الفلك قراءتها تبدو صغيرة جدًا لدرجة أننا نكافح.
التوقيع الذي يريد علماء الكون فك شفرته هو توقيع حد السرعة الكونية، والذي يخبرنا بمدى سرعة توسع الكون - وهو رقم يسمى ثابت هابل. كوكباتنا مكتوبة في نجوم المجرات البعيدة. ويخبرنا سطوع بعض النجوم في هذه المجرات بمدى بعدها عنا، وبالتالي المدة التي يستغرقها هذا الضوء للوصول إلينا، في حين يخبرنا الانزياح الأحمر للمجرة عن مدى توسع الكون خلال تلك الفترة، وبالتالي يخبرنا بمعدل التوسع.
يوضح هذا الرسم البياني القدرة المشتركة لتلسكوبي هابل وويب الفضائيين التابعين لناسا على تحديد المسافة الدقيقة لفئة خاصة من النجوم المتغيرة المستخدمة لمعايرة معدل توسع الكون. تظهر هذه النجوم القيفاوية في حقل نجمي مزدحم. قد يؤدي التلوث الضوئي الناتج عن النجوم المحيطة إلى جعل قياسات سطوع القيفاويات أقل دقة. تسمح رؤية ويب الأكثر وضوحًا بالأشعة تحت الحمراء بعزل الهدف القيفاوي بشكل أكثر وضوحًا عن النجوم المحيطة، كما هو موضح على اليمين. تؤكد بيانات ويب دقة ملاحظات هابل على مدار 30 عامًا للأجسام القيفاوية، والتي كانت حاسمة في تحديد الدرجة السفلية لسلم المسافة الكونية الذي يقيس معدل توسع الكون. على اليسار، تظهر NGC 5584 في صورة مركبة من كاميرا ويب NIRCam (كاميرات الأشعة تحت الحمراء القريبة) وكاميرا هابل واسعة المجال 3. مصدر الصورة: NASA, ESA, A.Riess(STScI), W.Yuan(STScI)
لقد أعطتنا فئة خاصة من النجوم، المتغيرات القيفاوية، قياسات المسافة الأكثر دقة لأكثر من قرن لأن هذه النجوم مشرقة جدًا: فهي عمالقة فائقة، وأكثر سطوعًا من الشمس بمئة ألف مرة. والأكثر من ذلك، أنها تنبض (أي تتوسع وتنكمش في الحجم) على مدار عدة أسابيع، مما يشير إلى سطوعها النسبي. كلما طالت الفترة، كلما كانت أكثر إشراقا في جوهرها. إنها الأداة القياسية الذهبية لقياس المسافات إلى المجرات التي تصل إلى 100 مليون سنة ضوئية أو أكثر، وهي خطوة أساسية في تحديد ثابت هابل. لسوء الحظ، من وجهة نظرنا البعيدة، تكون النجوم في المجرات مزدحمة في مساحة صغيرة، لذلك غالبًا ما نفتقر إلى الدقة لفصلها عن جيرانها في خط البصر.
مساهمات هابل وتقدم ويب
كان أحد الأسباب الرئيسية لبناء تلسكوب هابل الفضائي هو حل هذه المشكلة. قبل إطلاق هابل في عام 1990 والقياسات القيفاوية اللاحقة، كان معدل توسع الكون غير مؤكد لدرجة أن علماء الفلك لم يكونوا متأكدين مما إذا كان الكون يتوسع لمدة 10 أو 20 مليار سنة. وذلك لأن معدل التوسع الأسرع سيؤدي إلى كون أصغر سنا، في حين أن معدل التوسع الأبطأ سيؤدي إلى كون أقدم. يمتلك هابل دقة أفضل للأطوال الموجية المرئية من أي تلسكوب أرضي لأنه يقع فوق التأثيرات الضبابية للغلاف الجوي للأرض. وبالتالي، يمكنه التعرف على النجوم القيفاوية الفردية في المجرات التي تبعد أكثر من 100 مليون سنة ضوئية وقياس الفترات الزمنية التي يتغير خلالها سطوعها.
ومع ذلك، علينا أيضًا أن ننظر إلى النجوم القيفاوية في الجزء القريب من الأشعة تحت الحمراء من الطيف لرؤية الضوء يمر عبر الغبار المتداخل دون أن يصاب بأذى. (يمتص الغبار الضوء البصري الأزرق ويبثره، مما يجعل الأجسام البعيدة تبدو قاتمة ويخدعنا للاعتقاد بأنها أبعد مما هي عليه في الواقع). ولسوء الحظ، فإن رؤية هابل للضوء الأحمر ليست واضحة مثل اللون الأزرق، لذا فإن ضوء النجوم الذي نراه من القيفاويات يختلط مع النجوم الأخرى في مجال الرؤية. يمكننا تفسير المزيج المتوسط إحصائيًا، مثلما يقوم الطبيب بحساب وزن الجسم عن طريق طرح متوسط وزن الملابس من قراءة الميزان، لكن القيام بذلك من شأنه أن يضيف تشويشًا إلى القياس. لأن ملابس بعض الناس تكون أثقل من ملابس البعض الآخر.
ومع ذلك، فإن الرؤية الدقيقة بالأشعة تحت الحمراء هي إحدى القوى العظمى لتلسكوب جيمس ويب الفضائي. بفضل مراياه الكبيرة وبصرياته الحساسة، يمكنه بسهولة فصل الضوء القيفاوي عن النجوم المجاورة مع القليل من الاختلاط. في السنة الأولى من تشغيل برنامج ويب العالمي للرصد عام 1685، قمنا بجمع ملاحظات عن النجوم القيفاوية التي اكتشفها هابل على خطوتين على طول ما يسمى سلم المسافة الكونية. تتضمن الخطوة الأولى مراقبة النجوم القيفاوية في المجرات على مسافات هندسية معروفة، مما يسمح لنا بمعايرة اللمعان الحقيقي للقيفاويات. ولأغراضنا، تلك المجرة هي NGC 4258. والخطوة الثانية هي مراقبة المتغيرات القيفاوية في المجرة المضيفة للمستعر الأعظم الأخير من النوع Ia. يؤدي الجمع بين الخطوتين الأوليين إلى نقل معرفة المسافة إلى المستعرات الأعظم لمعايرة سطوعها الحقيقي. الخطوة الثالثة هي مراقبة المستعرات الأعظمية البعيدة حيث يكون توسع الكون كبيرًا، والذي يمكن قياسه من خلال مقارنة المسافة المستنتجة من سطوعها إلى الانزياح الأحمر للمجرة المضيفة للمستعرات الأعظم. تسمى هذه السلسلة من الخطوات سلم المسافة.
لقد حصلنا مؤخرًا على قياسات ويب الأولى من الخطوتين الأولى والثانية، مما سمح لنا بإكمال سلم المسافة والمقارنة مع قياسات هابل السابقة (انظر الشكل)، وذلك بسبب دقة المرصد عند الأطوال الموجية القريبة من الأشعة تحت الحمراء. وهذا التحسن هو ما يحلم به علماء الفلك! لقد لاحظنا أكثر من 320 نجمًا سيفيديًا في الخطوتين الأوليين. نحن نؤكد أن القياسات المبكرة لتلسكوب هابل الفضائي كانت دقيقة، وإن كانت صاخبة. لاحظنا أيضًا أربعة مضيفين آخرين للمستعرات الأعظم باستخدام ويب، ورأينا نتائج مماثلة عبر العينة بأكملها.
مقارنة العلاقات بين فترة النجم القيفاوي المتغير واللمعان لقياس المسافات. النقطة الحمراء من ويب التابع لناسا، والنقطة الرمادية من هابل التابع لناسا. اللوحة العلوية هي NGC 5584، وهو مضيف مستعر أعظم من النوع Ia، ويظهر الشكل الداخلي علامات الصورة لنفس المتغير القيفاوي كما يراها كل تلسكوب. اللوحة السفلية هي NGC 4258، وهي مجرة ذات مسافة هندسية معروفة، ويظهر الشكل الداخلي الفرق في معامل المسافة بين NGC 5584 و NGC 4258 المقاسة باستخدام كل تلسكوب. الاتفاق بين التلسكوبين جيد جدًا. مصدر الصورة: NASA وESA وA. Riess (STScI) وG. Anand (STScI)
سر استمرارية توتر هابل
النتائج لا تزال لا تفسر سبب توسع الكون بهذه السرعة! يمكننا التنبؤ بمدى سرعة توسع الكون من خلال النظر إلى صورته الوليدة (خلفية الموجات الكونية الميكروية) ومن ثم استخدام أفضل النماذج لكيفية نمو الكون مع مرور الوقت لتخبرنا عن مدى السرعة التي يجب أن يتوسع بها الكون اليوم. إن حقيقة أن القياسات الحالية لمعدل التوسع تتجاوز التوقعات بشكل كبير هي مشكلة استمرت عقدًا من الزمن تُعرف باسم "توتر هابل". الاحتمال الأكثر إثارة هو أن التوتر هو أحد المفاتيح المفقودة في فهمنا للكون.
يمكن أن يشير إلى وجود طاقة مظلمة غريبة، أو مادة مظلمة غريبة، أو مراجعة لفهمنا للجاذبية، أو وجود جسيمات أو مجالات فريدة. التفسير الأكثر شيوعًا هو أن أخطاء القياس المتعددة تضافرت في نفس الاتجاه (يستبعد علماء الفلك الأخطاء الفردية باستخدام خطوات مستقلة)، ولهذا السبب من المهم جدًا إعادة القياسات بدقة أعلى. مع تأكيد ويب لقياسات هابل، توفر قياسات ويب أقوى دليل حتى الآن على أن الأخطاء المنهجية في قياس الضوء القيفاوي الخاص بهابل لا تلعب دورًا مهمًا في توتر هابل الحالي. ونتيجة لذلك، تظل هناك احتمالات أكثر إثارة للاهتمام ويتعمق لغز التوتر.
تسلط هذه المقالة الضوء على بيانات من ورقة بحثية قبلتها مجلة الفيزياء الفلكية.