رفتن به نوشته‌ها

نویسنده: مهدی موسوی

انبساط کیهان

در سال ۱۹۲۹ ادوین هابل، با کشف جنجالی که انجام داد، درک بشر از جهان پیرامونش را دست‌خوش تغییراتی اساسی کرد. در قرن نوزدهم میلادی، اخترشناسان اجرام سماوی را بسته به این‌که به نظر، شبیه نقطه می‌رسند یا لکه‌ای محو و یا در حال حرکت هستند یا ساکن، به چهار دسته تقسیم و نام‌گذاری می‌کردند:

متحرک ساکن
لکه‌ی محو دنبالهدار سحابی
نقطه‌‌ای سیاره ستاره

در آن زمان تصوری از کهکشان‌های دیگر نبود و همه‌ی جهان قابل مشاهده، محدود به کهکشان راه شیری می‌شد. در این دسته‌بندی، کهکشان‌های امروزی نیز جزو سحابی‌ها به‌شمار آمده‌اند.

در سال ۱۹۱۲ میلادی، وِستو اسلیفر که در پی کشف مواد تشکیل دهنده‌ی چندی از درخشان‌ترین سحابی‌های مارپیچی به‌وسیله‌ی طیف‌سنجی بود، متوجه انتقال در طیف این اجرام شد. این انتقال مربوط به اثر دوپلر بوده و بدین معنی است که جسم مورد نظر نسبت به ناظر در حال حرکت است. اگر این انتقال به سمت طول موج‌های بلندتر باشد، به آن «انتقال به سرخ» گفته می‌شود و جسم در حال دور شدن است. بالعکس، اگر انتقال طیف به سمت طول موج‌های کوتاه‌تر باشد، «انتقال به آبی» گفته می‌شود و جسم در حال نزدیک شدن به ناظر است. از میزان این جابجایی میتوان به سرعت جسم پی برد. اسلیفر با محاسبه‌ی سرعت این سحابی‌های مارپیچی دریافت که آنها با سرعتی بسیار بیشتر از سرعت ستارگانی که قبلا اندازه‌گیری شده بود در حال حرکت بوده و اغلب آنها، در حال دور شدن از ما هستند.

در سال ۱۹۲۳ میلادی، ادوین هابل، ستاره‌شناس آمریکایی، با استفاده از تلسکوپ ۲٫۵ متری هوکر در رصدخانه‌ی ویلسن، متغیرهای قیفاووسی واقع در چندین سحابی مارپیچی که از آن جمله سحابی آندرومدا بود را مورد بررسی قرار داد. (متغیرهای قیفاووسی نوعی از ستارگان متغیر هستند که می‌توان با دانستن دوره تناوب درخشندگی‌شان، فاصله‌ی آنها تا زمین را محاسبه کرد.) هابل دریافت که این فواصل خیلی بیشتر از آنست که بتوانند درون کهکشان راه شیری باشند. درواقع این کشف، اثباتی بود برای این موضوع که کهکشان ما با تمام شکوهش تنها یکی از کهکشان‌های سرگردان در هستی است.

نمودار سرعت برحسب فاصله. Copyright 1929, The Huntington Library, Art Collections and Botanical Gardens

 

دو سال بعد، وی با کمک داده های اسلیفر، نمودار سرعت بر حسب فاصله‌‌ی کهکشان‌ها را رسم کرد و به نتیجه‌ای شگفت‌انگیز رسید: سرعت با فاصله، رابطه‌ای خطی و مستقیم دارد(قانون هابل)؛ درواقع کهکشان‌ها هرچه دورتر باشند با سرعت بیشتری از ما دور می‌شوند و این یعنی جهان در حال انبساط است!

ضریب تناسبی که در قانون هابل وجود دارد، معروف به ثابت هابل یا به بیانی بهتر، پارامتر هابل است. این کمیت جزو مهم‌ترین پارامترهای کیهان‌شناسی است که برای تعیین نرخ انبساط جهان و ویژگی‌های اساسی تحول کیهان نقش ایفا می‌کند. امروزه نیز دانشمندان به دنبال افزایش دقت آزمایش‌ها برای اندازه‌گیری پارامتر هابل هستند تا بتوانند مدل‌های کیهان‌شناسی را بهتر ارزیابی کنند. به عنوان مثال، در ماه ژانویه‌ی امسال، دانشمندان ناسا و اسا(ESA) اعلام کردند که طبق مشاهدات تلسکوپ فضایی هابل، کیهان با سرعتی ٪۵ تا ۹٪ بیشتر از چیزی که انتظار می‌رفت در حال انبساط است.

در سال ۱۶۸۷ میلادی، آیزاک نیوتن، در کتاب معروف خود موسوم به اصول ریاضی فلسفه طبیعی” برای اولین بار بطور مشخص اصل کیهان‌شناسی را مطرح کرد. طبق این اصل، جهان همگن و همسانگرد است؛ به این معنی که اولا جهان در همه‌ی جهات یکسان است(همسانگرد). ثانیا برای هر نقطه‌ای در جهان این ویژگی صدق می‌کند(همگن). در واقع این اصل مبین دیدگاه جهان‌بینی کوپرنیکی است که ما در عالم، حداقل بطور متوسط، هیچ جایگاه خاصی نداریم. امروزه با استفاده از مشاهدات رصدی، علی‌الخصوص تابش زمینه کیهانی، می‌دانیم که این اصل برای مقیاس‌های به اندازه کافی بزرگ، کاملا صادق است.

توصیف انبساط. نگاره از goo.gl/kPQJSA

شاید قانون هابل به نظر با اصل کیهان‌شناسی در تضاد باشد؛ چرا که همه کهکشان‌ها در حال دور شدن از ما هستند و گویی که ما در مرکز جهان قرار داریم. در پاسخ باید گفت که انبساط کیهان نه تنها برای ما، بلکه برای هر نقطه‌ دیگری در جهان اتفاق می‌افتد. برای روشن شدن موضوع، بادکنکی را در نظر بگیرید که مورچه هایی روی آن در حال حرکت هستند. اگر این بادکنک را باد کنیم، هر کدام از مورچه ها اینطور احساس می‌کند که مابقی مورچه‌ها در حال دور شدن از آن هستند. با بیشتر شدن فاصله‌‌ی مورچه‌ها از یکدیگر، اثر انبساط بادکنک بیشتر شده و با سرعت بیشتری از یکدیگر دور می‌شوند.

در سال ۱۹۸۸ میلادی، دو تیم تحقیقاتی که به‌طور هم‌زمان در حال مطالعه بر روی انتقال به سرخِ ابرنواخترهای نوع Ia بودند، به کشفی بزرگ دست یافتند. (ابرنواخترهای نوع Ia نوع خاصی از ابرنواخترها هستند که برای تعیین فواصل کیهانی تا چند صد مگا پارسک مورد استفاده قرار می‌گیرند). آنها هر یک بطور مستقل دریافتند که کیهان، در حال انبساط شتابدار است. درواقع نه‌تنها عالم در حال منبسط شدن است، بلکه سرعت این انبساط نیز در حال افزایش است. به خاطر این کشف بزرگ، جایزه نوبل فیزیک سال ۲۰۱۱ به‌صورت مشترک به سه نفر از نمایندگان این پروژه، به نام‌های آدام ریس، سل پرلموتر و برایان اشمیت، داده شد.

مدل لامبدا-سی دی ام. نگاره از ویکی‌پدیا

تا قبل از کشف این موضوع، کیهان‌شناسان تصور می‌کردند که انبساط جهان کند شونده بوده و رفته رفته از سرعت انبساط کاسته می‌شود تا سرانجام به سمت صفر میل کند. برای جهانی با انبساط تندشونده در چارچوب نظریه نسبیت عام، می‌توان به وسیله‌ یک مقدار مثبت از ثابت کیهان‌شناسی که معادل با انرژی خلا مثبت یا همان انرژی تاریک است، آن را توصیف کرد. این مدل موسوم به «مدل لاندا سی دی ام» می‌باشد. البته مدل‌های دیگری نیز می‌توان در نظر گرفت. با این وجود، این مدل به‌دلیل هم‌خوانی با داده‌ها، تاکنون با اقبال بیشتری روبرو بوده است.

 

کیهان‌شناسی نوین

در این مقاله سعی شده است تا با مروری کوتاه بر سیر تاریخی کیهان‌شناسی نوین، گوشه‌ای از تلاش‌های کیهان شناسان و فیزیکدانان، برای ارایه‌ی توصیفی از تحول کیهان، نمایش داده شود.

به یاد آنان که راه را هموار ساختند…

آلبرت آینشتین – نگاره از ویکی‌پدیا

در سال ۱۹۱۵ میلادی، آلبرت انیشتین با ارایه نظریه‌ی نسبیت عام، فصلی تازه در علم کیهان‌شناسی رقم زد و در واقع کیهان‌شناسی مدرن را پایه‌ریزی نمود. در آن زمان انیشتین بر این باور بود که عمر کیهان بی‌نهایت است و جهان در طول زمان تغییری نمی‌کند. این درحالی است که جواب‌های معادلات نسبیت عام، جهانی را توصیف می‌کردند که در حال تحول بود. بدین ترتیب انیشتین در مقاله‌‌اش در سال ۱۹۱۷ میلادی، برای توصیف جهان ایستای خود، با فرض برقراری اصل کیهان‌شناسی، عددی ثابت به نام «ثابت کیهان‌شناسی» را در معادلات خود وارد کرد تا این اثر را خنثی کند. طبق اصل کیهان‌شناسی، جهان در مقیاس‌های به‌اندازه کافی بزرگ، همگن و همسانگرد (در همه جهات یکسان) است. البته بعدها با کشف انبساط کیهان، انیشتین اضافه کردن این ثابت در معادلاتش را بزرگترین اشتباهش خواند.

در همان سال، ویلیام دو سیتر جواب دیگری از معادلات را برای جهانی با فضای غیر تخت و خالی از ماده اما شامل ثابت کیهان‌شناسی، ارایه داد. اگرچه ممکن است این مدل غیر واقعی و بی‌اهمیت به‌نظر بیاید، اما جالب است بدانید که امروزه این مدل در نظریه تورم که مربوط به کیهان آغازین است، نقشی اساسی ایفا می‌کند. در مدل دوسیتر جهان به‌صورت نمایی منبسط می شود.

چگونگی انتقال به سرخ و آبی بسته به (به‌ترتیب) دور یا نزدیک شدن منبع. نگاره از ویکی‌پدیا

الکساندر فریدمان (۱۸۸۸-۱۹۲۵)، ریاضیدان و فیزیکدان روسی، در سال ۱۹۲۲ میلادی، مدل دیگری ارایه داد که در واقع می‌توان آن را حد وسطی از مدل انیشتین و مدل دوسیتر دانست. اگرچه این مدل در آن زمان چندان مورد اقبال واقع نشد، اما پنج سال بعد در حالی‌ که فریدمان از دنیا رفته بود، این جواب ها توسط ژرژ لومتر، کشیش و فیزیکدان بلژیکی، بطور مستقل به‌دست آمدند. وی تلاش کرد تا پیش‌بینی‌های این مدل مبنی بر انبساط کیهان را با نتایج رصدی که به تازگی انجام گرفته بود، مرتبط سازد. این مشاهدات حاکی از آن بود که در طیف کهکشان‌های دوردست، اثری موسوم به «انتقال به سرخ» دیده می‌شود که می‌توان آن‌ را در نتیجه‌ی دور شدن کهکشان‌ها و در واقع انبساط کیهان دانست. البته فردی به نام فریتس تسوئیکی نظر دیگری داشت. وی مدلی موسوم به «نور خسته» را پیشنهاد داد که در آن ادعا می‌شد که نور به دلیل برهم‌کنش با موادی که بر سر راهش هستند، مقداری از انرژی خود را از دست می‌دهد و طول موجش افزایش می‌یابد. بنابراین طیف کهکشان‌های دور دست به سمت طول موج‌های بلندتر منتقل می‌شود. امروزه می‌دانیم که این مدل با داده های رصدی مغایرت داشته و فاقد اعتبار است.

در سال ۱۹۳۱ لومتر مقاله‌ای منتشر کرد که در آن ادعا شده بود که در مدل فریدمان، کیهان باید از یک حالت اولیه تکامل پیدا کرده باشد که شامل مقدار بسیار زیادی از پروتون‌ها، الکترون‌ها و ذرات آلفا بوده است که همگی با چگالی از مرتبه‌ی هسته‌ی اتم در کنار یکدیگر قرار داشته‌اند. وی این حالت را «اتم قدیم: Primaeval Atom» نامید. لومتر را می‌توان در واقع پدر نظریه مه‌بانگ دانست. عبارت «مه‌بانگ» را اولین بار فرد هویل در سال ۱۹۴۹ میلادی، هنگامی‌که در یک برنامه‌ی رادیویی بی‌بی‌سی در مورد این مدل صحبت می‌کرد، به حالت طعنه آمیزی بکار برد. اما این تعبیر خیلی زود رایج شده و مورد استفاده قرار گرفت.

گیرنده‌ای که پنزیاس و ویلسون با آن تابش زمینه کیهانی را کشف کردند. نگاره از ویکی‌پدیا

یکی از مباحث داغی که در سال های ۱۹۴۰ میلادی وجود داشت، موضوع منشأ عناصر شیمیایی بود. در سال ۱۹۴۶ جرج گاموف، فیزیکدان هسته‌ای، با الگوگیری از نظرات لومتر مقاله‌ای منتشر کرد مبنی بر این‌که فازهای اولیه‌ی مدل فریدمان می‌توانند محتمل‌ترین مکان برای هسته‌سازی عناصر شیمیایی باشند. گاموف ادعا کرد که اگر در مدل فریدمان به عقب برگردیم می‌توانیم به نقطه‌ای به اندازه‌ی کافی چگال و پر انرژی برسیم که در آن فرآیندهایی غیر تعادلی مربوط به هسته سازی امکان‌پذیر باشند. در همان سال رالف آلفر،‌ دانشجوی گاموف، نیز به او پیوست تا روی محصولات ناشی از این هسته‌سازی کار کند. دو سال بعد گاموف و آلفر به همراه هانس بیته، مقاله‌ای منتشر کردند و در آن به جزییات موضوع پرداختند. اهمیت این مقاله بر این بود که نشان داد اگر عناصر طبیعی منشأیی کیهانی داشته باشند، نیاز به فازی بسیار داغ و چگال در کیهان اولیه ضروری خواهد بود. در همان سال آلفر و رابرت هرمان محاسبات را دقیق‌تر کرده و این بار تحولات کیهان اولیه‌‌ای که در حال انبساط بود هم در نظر گرفتند و به نتیجه‌ای جالب و مهم رسیدند؛ بقایای سرد شده‌ی فازهای داغ اولیه‌، هنوز هم باید در کیهان امروزی وجود داشته باشند. آنها دمای این بقایا را در حدود پنج کلوین پیش‌بینی کردند. امروزه این بقایا با عنوان «تابش پس زمینه کیهانی» شناخته می‌شوند.

طبق محاسباتی که توسط آلفر و هرمان انجام شد، در دوران هسته‌سازی حدود ۲۵٪ از اتم‌های هیدروژن اولیه به اتم هلیوم تبدیل شده و تنها مقدار بسیار ناچیزی (حدود ۰/۰۰۰۰۱٪ )، تبدیل به اتم‌های عناصر سنگین‌تر شدند. این درحالی بود که مشاهدات نشان می‌دادند که مقدار عناصر سنگین در جهان، خیلی بیشتر از مقدار پیش بینی شده است. بدین ترتیب نظریه مهبانگ با مشکل بزرگی برای توجیه میزان اتم‌های سنگین روبرو بود. (البته چند سال بعد معلوم شد که عناصر سنگینی مانند کربن، اکسیژن و آهن، در دل ستارگان پرجرم و انفجارهای ابرنواختری تولید می‌شوند.) این موضوع موجب شد تا در سال ۱۹۴۸ میلادی، فرد هویل، توماس گلد و هرمان بوندی، «نظریه حالت پایدار» را به‌عنوان جایگزینی برای مدل مهبانگ ارائه دهند. در این نظریه ادعا شده است که جهان، هم در فضا و هم در زمان، همگن و همسانگرد است.(اصل کیهان‌شناسی کامل) در واقع جهان، همواره به همین شکل و شمایل امروزی وجود داشته است.

«به یک معنا، شاید به‌توان گفت که نظریه حالت پایدار در شبی شروع شد که بوندی، گلد و من، مشتری یکی از سینماها در کمبریج شدیم. اگر درست خاطرم باشد، اسم فیلم «مرگ تاریکی» بود؛ فیلم دنباله‌ای از چهار داستان از ارواح بود که همان‌طور که چند تن از شخصیت‌ها در فیلم می‌گفتند، به نظر می‌رسید که ربطی میانشان نباشد اما با یک ویژگی جالب که انتهای داستان چهارم به طرز غیرمنتظره‌ای به ابتدای داستان اول مربوط بود. در نتیجه به‌موجب آن، پتانسیل برای یک چرخه‌ی بی پایان وجود داشت. وقتی آن شب سه نفرمان به اتاق‌های بوندی در دانشگاه ترینیتی برگشتیم، ناگهان گلد گفت: چه می‌شود اگر عالم نیز شبیه این باشد!؟ شاید این‌طور تصور شود که حالت‌های بدون تغییر، لزوما ساکن و راکد هستند. کاری که فیلم داستان ارواح برای ما انجام داد این بود که خیلی سریع این تصور اشتباه را از هر سه نفرمان برطرف کرد. می‌توان حالت‌های بدون تغییری داشت که پویا باشند. مانند یک رودخانه‌ی آرام در حال جریان. عالم باید پویا باشد؛ چرا که قانون انتقال به سرخ هابل این را اثبات می‌کند… از این‌جا می‌توان به سادگی دریافت که نیاز است که خلق پیوسته‌ی ماده وجود داشته باشد.»

هویل نرخ خلق ماده را یک ذره در سانتی متر مکعب در هر ۳۰۰۰۰۰ سال، به‌دست آورد. برخلاف بوندی و گلد که رهیافتی فلسفی به نظریه حالت پایدار داشتند، هویل فرضیه خود را از دیدگاه نظریه‌ی میدان بنا نهاد و میدانی به نام «میدان سی: C-Field» را برای خلق ماده در نظر گرفت. این نظریه در همان سال نخست توانست نظر بسیاری از ستاره‌شناسان و حتی مردم عامه را به خود جلب کند. نظریه حالت پایدار از آنجایی برای ستاره شناسان دارای اهمیت بود که می‌توانست توضیح جایگزینی از منشأ عناصر ارایه دهد.

این نگاره، نمایشی هنری از انبساط متریک فضاست که در آن فضا (که شامل قسمت‌های فرضی غیرقابل مشاهده جهان هم هست) را در هر لحظه از زمان را می‌توان با برشی قرصی از نمودار نمایش داد. توجه کنید که در سمت چپ شکل می‌توانید انبساط دراماتیک فضا در دوره تورمی را ببینید. نگاره از ویکی‌پدیا

تا مدتی، کیهان‌شناسان به دو گروه که هریک طرف‌دار یکی از نظریه‌های حالت پایدار یا مه‌بانگ بودند، تقسیم شده بودند. تا آنکه شواهد رصدی‌ای مانند «شمارش منابع رادیویی: the Counts of Radio Sources»، بر اعتبار نظریه مهبانگ افزود و سرانجام در سال ۱۹۶۵ میلادی هنگامی‌که آرنو پنزیاس و رابرت ویلسون بر روی امواج رادیویی کار می‌کردند، توانستند به طور کاملا اتفاقی، تابش زمینه کیهانی که از پیش بینی‌های مهم نظریه مه‌بانگ بود را کشف کنند. در واقع این کشف، مهر تأییدی بود بر نظریه مه‌بانگ که موجب شد تا این نظریه به عنوان نظریه‌ای مورد توافق همگان در بیاد.

البته نظریه مهبانگ قادر نبود تا به بعضی از سوالات اساسی مانند مسئله‌ی افق یا مسئله‌ی تخت بودن جهان و یا مسئله تک‌قطبی‌های مغناطیسی پاسخ بدهد. به همین خاطر در سال ۱۹۸۱ میلادی، آلن گوت، با معرفی مدلی موسوم به «مدل تورم» توانست پاسخگوی این سوالات باشد. مدل تورم ادعا میکند که کیهان در بازه‌ی زمانی بین۱۰−۳۶ تا حدود ۱۰−۳۲ثانیه بعد از نقطه‌ی تکینگی اولیه، دستخوش انبساطی با نرخ نمایی شده است! امروزه با استفاده از ابزارهای دقیق رصدی می‌توانیم شواهدی دال بر وجود دوران تورم را به ویژه در تابش زمینه‌ی کیهانی مشاهده کنیم.

پیشرفت های رصدی و همچنین پیشرفت‌هایی که از لحاظ نظری در زمینه رشد ساختارهای بزرگ مقیاس در اواخر قرن بیستم میلادی صورت گرفت، منجر به نتایج زیر شد:

  • اولا احتمالا به‌مقدار نسبتا قابل توجهی ماده‌ی تاریک غیر نسبیتی (ماده‌ی تاریک سرد) وجود دارد.
  • ثانیا باید یک ثابت کیهان‌شناسی غیر صفر (لامبدا) وجود داشته باشد.

سرانجام این نتایج موجب شد تا مدل لامبدا سی‌دی‌ام: ΛCDM Model، در سال ۱۹۹۵، توسط جرمی اوستریکر و پائول استینهاردت پیشنهاد شود. چهار سال بعد، با کشف این‌که جهان به صورت شتاب‌دار در حال انبساط است، این مدل به عنوان مدل پیشرو مورد توجه قرار گرفته و خیلی زود توسط مشاهدات دیگر نیز تأیید شد.

به بهانه بارش شهابی برساوشی!

The_2010_Perseids_over_the_VLT
بارش شهابی برساوشی، تلسکوپ وی‌ال‌تی – رصدخانه جنوبی اروپا؛ نگاره از ویکی‌پدیا

حتما شما هم این تجربه رو داشتید که وقتی بیرون شهر و به دور از آلودگی نوری بودید بصورت کاملا اتفاقی یک شهاب‌سنگ (آذرگوی) از جلوی چشماتون رد شده و هیجان زده تون کرده باشه. شاید هم سعی کرده باشید که اونو به بقیه هم نشون بدید؛ ولی احتمالا تا اون موقع دیگه نه شهاب‌سنگی در کار بوده و نه ردی از اون! 🙁 در واقع علت بوجود اومدن شهاب‌سنگ‌ها اینه که ذرات کوچیک گرد و غبار که اندازشون معمولا در حد ذرات شن و یا سنگ‌ریزه هست با سرعت خیییلی زیاد وارد جو زمین میشن و با فشرده کردن گازی که جلوشون هست باعث گرم شدن اون گاز شده و میسوزن و رد معروف خودشون رو بجای میگذارن *(۱)منظورم از سرعت خیییلی زیاد چیزی در حدود دویست هزار کیلومتر در ساعت بطور متوسط هست! (با این سرعت فاصله بین زمین تا ماه رو میشه دو ساعته طی کرد!) گاهی اوقات گرم شدن ذرات جو توسط شهاب‌سنگ‌ها باعث یونیزه شدن اون‌ها میشه و حتی ممکنه تا چند دقیقه هم ردش توی آسمون باقی بمونه! ما‌حصل سوختن شهاب‌سنگ‌ها داخل جو، ورود سالانه حدود چهل هزار تن خاک، به‌طور متوسط، به زمین هستالبته طبیعت کار خودش رو بلده و این حجم از خاک و گرد و غبار برای طبیعت نه تنها مضر نیست بلکه مفید هم هست؛ مثلا باعث تشکیل هسته‌های میعان برای تشکیل ابرها و یا بارور کردن ‌پلانکتون ها در قطب جنوب میشن!

شاید بپرسید این همه غبار و سنگریزه از کجا میاد؟! خب در پاسخ باید گفت که اینجور چیزها توی منظومه شمسی عادیه! توی منظومه شمسی مقدار زیادی «غبار کیهانی» وجود داره که البته معمولاً در ابعاد چند مولکول تا چند میکرون هستند و بسته به اینکه منشأشون چی هست، ممکنه ابعادشون بزرگتر هم باشه. منبع این غبار در منظومه شمسی ممکن هست ناشی از گرد و غبار بجا مونده از دنباله‌دارها یا سیارک‌ها و یا غبارهای جدا شده از کمربند کوییپر در مرزهای بیرونی منظومه شمسی باشه و یا حتی ریشه در غبار میان‌ستاره‌ای داشته باشن که بخاطر حرکت منظومه شمسی به داخل اون‌ها، به منظومه ی ما وارد شدن.

کمربند کوییپر و بعد از اون ابر اورت که تقریبا تا میانه راه تا نزدیک ترین ستاره از خورشید کشیده شده، سکونت‌گاهی برای حدود چند هزار میلیارد جسم کوچیکیه که همه در مدارهایی به دور خورشید میگردن. هر از چند گاهی اختلالات گرانشی که از بیرون از منظومه شمسی (مثل رد شدن یک ستاره) و یا از داخل (توسط سیارات بزرگ مثل مشتری) به این اجسام وارد میشه، باعث حرکت اونها به سمت خورشید میشه و داخل یک مدار باز یا بسته قرار میگیرن و «دنباله دارها» رو بوجود میارن. معمولاً از این اجرام به عنوان «گلوله‌های برفی کثیف» تعبیر میشه؛ چون ترکیبی از یخ و خاک هستن (منظور از یخ، مواد فرار مثل آب، متان، آمونیاک و یا ترکیبی از اون‌هاست). وقتی دنباله‌دارها به سمت خورشید حرکت میکنن گرمای خورشید باعث بخار شدن یخ و جدا شدن گرد و خاک های همراهش میشه؛ بنابراین دنباله‌ای ازشون به‌جا می‌مونه که با سرعت کمتری داخل مدار در حرکت هستنهر بار که دنباله‌دار به دور خورشید میگرده، یک مقدار مشخصی از اون جدا شده و در مدار باقی می‌مونه و در نتیجه یک نهری از شهاب‌و‌ارها (meteoroid stream) بوجود میاد. حالا اینکه این شهاب‌وارها کجا با زمین برخورد پیدا کنن، بستگی به کشش گرانشی سیارات داره که این نهر رو به کدوم سمت هدایت کنن. در بیشتر مواقع، تقاطعی بین زمین و شهاب‌وارها اتفاق نمی‌افته، ولی اگر این اتفاق بیفته باعث بوجود اومدن اصطلاحاً «بارش‌های شهابی (meteor shower) » میشه.

به قطعه‌های صخره با فلز که در فضا شناورند شهاب‌واره (Meteoroid) یا نیزک گفته می‌شود. شهابوارها اکثراً اجسام ریزی هستند (به اندازهٔ ته سنجاق) که در فضا حرکت می‌کنند. یک سیارک یا شهاب‌واره که وارد جو زمین می‌شود شهاب یا شَخانه نام می‌گیرد. به خط درخشانی که بر اثر ورود شهاب‌واره یا حرکت آن در جو ایجاد می‌شود شهاب ثاقِب گفته می‌شودکه مدّت است چندین ثانیه به طول بی انجامد. زمانی که یک شهاب‌واره به سطح سیاره برخورد کند شهاب‌سنگ (Meteorite) نامیده می‌شود. هر ساله صدها تن غبار شخانه‌ای بر سطح زمین می‌نشیند.
نگاره از ویکی‌پدیا

در طول زمان طولانی ممکنه اتفاقات بغرنجی برای این نهر و یا «دنباله غبار (dust trail)» بیفته و اثراتی رو ایجاد کنه: مثلاً ممکنه که مدار دنباله‌دارها و شهاب‌وارهای باقیمونده از اون، توی مدارهای رزونانسی با مشتری و یا یک سیاره بزرگ قرار بگیرن. (یعنی تعداد صحیحی از گردش‌های دنباله دار به دور خورشید با دقیقاً تعداد صحیح دیگری از تعداد گردش های سیاره برابر باشه). این پدیده باعث بوجود اومدن یک مؤلفه بارش به نام فیلامان(filament) میشه (که در واقع باعث شدت گرفتن بارش میشه). دومین اثر ممکنه به علت نزدیک شدن به یک سیاره بوجود بیاد؛ مثلاً وقتی این توده از نزدیکی زمین عبور کنه، ممکنه باعث شتاب گرفتن و یا کند شدن حرکت شهاب‌وارها بشه و شکاف هایی رو برای عبور دفعه‌ی بعد بوجود بیارههم‌چنین، مثلاً اختلالات ناشی از گرانش مشتری در مواقعی که در بیشترین فاصله خود در مدارشون از خورشید هستن و حداقل سرعت رو دارن، موجب تغییر در توزیع اونا داخل نهر بشه. سومین اثر به علت فشار تابشی بوجود میاد (در واقع تابش فوتون‌ها باعث وارد کردن نیرو و تولید فشار میشه). این فشار تابشی ذرات کوچکتر رو به مدارهای دورتر میفرسته؛ بنابراین بعضی دنباله های غبار، بیشتر شامل شهاب‌وارهای بزرگ‌تر و شهاب‌های درخشان‌تر هستن و بعضی دیگه شامل شهاب‌وارهای کوچک‌تر و در نتیجه شهاب‌های کم‌نورتر. این اثر موجب پراکنده کردن شهاب‌وارها و پهن شدن نهرها در طول زمان هم میشهشهاب‌سنگ‌هایی که ما از این نهرها می‌بینیم، قسمتی از بارش های شهابی سالانه هستند؛ چون زمین با نرخ تقریباً ثابتی هرسال با این نهرها روبرو میشه.

در زمان اوج بارش شهابی در آسمانی تاریک، میشه به‌طور متوسط چیزی در حدود چند ده شهاب‌سنگ در ساعت دید. البته گاهی اوقات که تعداد شهاب‌وارها خیلی زیاد هست، باعث به‌وجود اومدن اصطلاحاً «طوفان های شهابی (meteor storms)» یا «فوران شهابی (meteor outburst)» میشن، که در اون نرخ بارش به حدود ۱۰۰۰ شهاب در ساعت هم میرسه! (در سال ۲۰۰۲ این اتفاق دو بار در بارش شهابی اسدی افتاد).

اگر در بارش های شهابی رد شهاب‌سنگ‌ها رو دنبال کنید، به نظر میرسه که انگار شهاب‌سنگ‌ها همگی از نقطه خاصی از آسمون میان. (البته شهاب ها تقریباً بصورت موازی با همدیگه وارد جو میشن ولی به‌دلیل خطای چشمی پرسپکتیو این‌طور به نظر می‌رسه که همه از یک نقطه کانونی میان.) این نقطه خاص توی آسمون بسته به اینکه توی کدوم صورت فلکی باشه، باعث نام‌گذاری بارش شهابی میشه. مثلا در بارش شهابی برساوشی به دلیل این‌که کانون بارش در صورت فلکی برساوش قرار داره، به این اسم نام‌گذاری شده. سالیانه بارش‌های شهابی مختلفی اتفاق میفته که هرکدوم زمان مشخصی دارند: از جمله مهمترین بارش های شهابی، بارش‌های شهابی برساوشی در مرداد، بارش شهابی اسدی در آبان، بارش شهابی جوزایی در آذر و بارش شهابی ربعی در دیماه هستن.

نگاره از NASATV
نگاره از NASATV

بارش شهابی برساووشی از ۲۷ام تیرماه شروع و تا سوم شهریور ادامه داره. اوج این بارش هرساله در حدود ۲۲ام مرداد اتفاق میفته. منشأ این بارش، دنباله دار «سوئیف تاتل» هست که هر ۱۳۳ سال یکبار به دور خورشید میگرده.

چیزی که بارش شهابی برساوشی امسال(۱۳۹۵) رو متمایز کرده، احتمال دو برابر شدن تعداد شهاب‌هاست. طبق گفته ی ناسا، چون توده شهابوارهای به‌جامونده، به‌دلیل گرانش سیاره مشتری کمی جابجا شده، امسال زمین از داخل قسمت متراکم‌تری عبور میکنه و احتمالا به نرخ ۲۰۰ شهاب در ساعت در اوج بارش برسیمالبته نباید توقع داشته باشید که این تعداد به‌صورت کاملا یکنواخت اتفاق بیفته. بلکه ممکنه دو یا سه شهاب‌سنگ رو ظرف چند ثانیه ببینید و توی چند دقیقه بعدی خبری از شهاب‌سنگ نباشه! برای بارش شهابی برساوشی امسال، تنها کافیه به منطقه ای برید که آسمون تاریکی داشته باشه. بهترین شب برای رصد این بارش شهابی زیبا، شب های ۲۱ام و ۲۲ام مرداد و بهترین زمان بعد از نیمه شب تا قبل از سحر هست.

برای پیدا کردن کانون بارش باید به سمت شمال شرق آسمون به دنبال صورت فلکی ذات الکرسی یا دبلیو بگردید (شکل پایین). درست در پایین این صورت‌فلکی و نزدیک به صورت فلکی برساوش، مرکز بارش قرار داره.

محل کانون بارش شهابی برساوشی

امیدوارم از این بارش شهابی بیشترین لذت رو ببرید و بقیه رو هم توی این لذت سهیم کنید 🙂

(۱):  به اجرامی که ممکنه یک روزی داخل جو زمین بشن شهاب‌وار (meteoroids) گفته میشه. وقتی شهاب‌وارها وارد جو میشن و میسوزن بهشون شخانه(meteor) میگن و اگر قبل از سوختن کامل از جو عبور کرده و با زمین برخورد کنن، شهاب‌سنگ(meteoride) نامیده میشنتوی این مقاله برای راحتی به‌جای کلمه ی عجیب و غریب شخانه (معادل فارسی شهاب)، از شهاب‌سنگ یا به اختصار شهاب استفاده شده!

حسن ختام این نوشته، یک نگاره زیبا از بابک تفرشی:

Desert, moonlight, and a striking fireball (bright meteor) above Atacama Desert in northern Chile.
Desert, moonlight, and a striking fireball (bright meteor) above Atacama Desert in northern Chile.