تعتمد غالبية قياسات المسافات في علم الفَلَك على مقارنة سطوع المصدر الضوئي مع خرْج طاقة معروفة. كما أنّ سطوع أيّ جرمٍ في السماء يعتمد على كلّ من خرْج ضوئه الفعلي وبُعْده عن مراقب على الأرض، علمًا بأن لمعان الجرم الحقيقي والظاهري يسمحان بتحديد المسافة. واستخدام المستعرات الفائقة من النوع 1a للكشف عن تسارع توسُّع الكون يُعَدّ أفضل الأمثلة المعروفة من هذه المصادر، إلا أن أفضل طريقة لتقدير المسافات الفلكية هو استخدام الهندسة البسيطة، إذ يشرح لنا هونيج وزملاؤه1 هنا طريقة هندسية جديدة لقياس المسافات. وإذا عرفنا طول قاعدة مثلث متساوي الضلعين، مع ضلعين طويلين (جدًّا) يمثلان البعد عن جرمٍ ما، فإننا نستطيع معرفة البعد بمعرفة زاوية واحدة. للأسف، هذه الحالة نادرة في علم الفلك. والمثال الوحيد الذي يُمكِننا استخدم القاعدة السابقة فيه هو اختلاف المنظر لنجم ما، حيث يكون قطر مدار الأرض قاعدة المثلث، والزاوية هي مقدار حركة النجم عى خلفية النجوم حين تتحرك الأرض من أحد طرفي مدارها حول الشمس إلى الطرف الآخر كل ستة أشهر (الشكل 1). النجم الذي يتحرك ثانيةً قوسية واحدة يبعد فرسخًا (بارسك) واحدًا. ومع أن القمر الصنعي جايا، التابع لوكالة الفضاء الأوروبية، أخذ بضبط اختلاف المنظر إلى مستوى جديد لدقة ميكرو ثانية قوسية، إلا أنه لا يمكن استخدام هذه الطريقة الهندسية في الأبعاد على أي شيء يبعد بما يكفي لتعقب التوسع الكوني.
الشكل 1 | المسافات الهندسية. أ، يمكننا قياس المسافة إلى نجم (Dstar) من الأرض من خلال حل مثلث متساوي الضلعين، حيث إن قاعدة المثلث تتوافق مع ضعف المسافة بين الأرض والشمس، والزاوية بين ضلعيه (θ) هي الانزياح الزاوي للنجم على خلفية النجوم البعيدة (غير ظاهرة) إثر تحرّك الأرض من أحد طرفي مدارها إلى الآخر كل ستة أشهر. ب، يمكن إيجاد بُعْد كوازار أو نواة مَجَرَّة نشطة (Dquasar) إذا عَلِمنا الحجم الزاوي (θ) من منطقة كوازار ما باستخدام مقياس التداخل والحجم الخطي لها (Dregion)، بدءًا من زمن تحرّك الضوء من المنبع المركزي، وصولًا إلى المنطقة3. استخدم هونيج وزملاؤه1منطقة الغاز الحارّ المحيطة بالمنبع المركزي لنواة مَجَرّة نشطة مجاورة، الذي يصدر أشعة تحت الحمراء، لقياس المسافة إلى هذه النواة مع ارتياب قدره %13.5 تقريبًا.
أشباه النجوم (الكوازارات) وأشباهها من النوى المَجَرِّيَّة النشطة، هي أجرامٌ مدعومة بثقوب سوداء فائقة، تقوم بتراكم المادة باتجاهها بسرعات عالية. تحرر عملية التنامي هذه طاقةً حركية كافية على شكل إشعاع، وبعضها يسطع بشكل كافٍ لرؤيته عبر الكون، إلا أن الكوازارات والنوى المَجَرّية النشطة لن تكون آفاقها واعدة لتطبيق القياسات الهندسية للمسافات، لأن معظم الانبعاث من هذه المنابع يأتي من المنطقة المتراصة التي لا يمكننا فصلها مكانيًا. تبين لهونيج وزملائه أنه ثمة طريقة للحصول على المسافة الهندسية لهذه الأجرام، وهي تتطلب عكس المثلث المستخدم في اختلاف المنظر، ووضع قاعدة المثلث في النوى المَجَرّية النشطة. تُعرف الأحجام في المناطق الداخلية للنوى المَجَرّية النشطة من خلال تقنية تُدعى رسم خرائط الصدى. المنبع المضيء المركزي في النوى المَجَرّية النشطة ضعيف، أكبر فقط بعشرات الأضعاف من أفق الحدث لثقب أسود فائق، وهي الحدود التي لا يمكن لأي إشعاع أن يهرب منها. هذا المصدر غير مستقر، ويتغير بسرعة كبيرة. تخيل ومضة ضوئية من هذا المنبع الصغير، وهي ترتحل بسرعة الضوء. وحين يحدث بعض التأخير، بسبب مواجهته لغاز أو غبار في جواره، فإن هذه المواد تضيء كرَدّ فِعْل، أو بعبارة أخرى "تردد الأصداء". وبإمكاننا قياس كَمْ يبعد المنبع عن المادة المضاءة من خلال ضرب التأخير الزمني في سرعة الضوء. تعطينا هذه المسافة طول قاعدة المثلث (الشكل 1؛ التفاصيل الفعلية لهذا الحساب معقدة2). وللحصول على الزاوية المطلوبة، التي تمثل الحجم الزاوي للمنطقة التي تضيء، اقترحتُ أنا ومارجريتا كاروفسكا3 استخدام مقاييس التداخل البصري للكشف عن صدى الضوء من السحب التي تتحرك بسرعة وتقع على مسافة من المنبع المركزي تقدَّر بمئات أضعاف حجم أفق الحدث، لكن هذه الطريقة أثبتت أنها خطوة بعيدة جدًّا عن مقاييس التداخل الموجودة، نظرًا إلى كون الأحجام الزاوية المعنية أصغر من أن تقاس بالنسبة لهم. أدرك هونيج وزملاؤه أن الغبار الحار الموجود في النوى المَجَرّية النشطة، الذي يصدر أشعة تحت حمراء، قد توزّع على مجال مكاني أكبر من السحب التي تتحرك بسرعة بالنسبة لمقياس التداخل في كيك، على ماوناكيا، هاواي، بشكل يجعله قادرًا على قياس الأحجام الزاوية لمناطق الغبار الحار لأقرب نوى مَجَرّية نشطة بدِقَّة قدرها نصف ملِّي ثانية قوسية، وهي نتيجة أفضل بمئة مرة من التي تم الحصول عليها من التصوير بتليسكوب الفضاء هابل. اعتمد المؤلفون على نجاح مشروع ماجنوم الياباني لصدى الغبار لأطوال قواعد المثلثات4. لذا.. بالاستعانة بالأحجام الزاوية التي حددها كيك، والأطوال من ماجنوم، نجحوا في حل المثلث للحصول على بعد نواة مَجَرّية نشطة قريبة تدعى NGC 4151 التي تبين أنها 19.0 ( 2.4،-2.6) ميجافرسخ. إنّ طريقة المؤلفين مباشرة، فهي تتجنب الخطوات التي تعزز الشكوك المعتادة الموجودة في قياسات المسافات التي تعتمد على منابع ذات اللمعان المعروف. هذه قيمة كبرى لاستخدام الهندسة، ورغم أنّ تفاصيلها معقدة، إلا أن ارتياب القياس فيها يصل إلى نحو %13.5، ويبدو أنه يمكن الاعتماد عليها، لأن الباحثين قاموا بعدة اختبارات لمدى قوتها (انظر البيانات الموسعة في البحث1). هذه النتيجة جديرة بالاهتمام من وجهين. أولًا، أن النواة المَجَرّية النشطة NGC 4151 تحظى الآن بأفضل قياس لكتلة الثقب الأسود من رسم خرائط الصدى لها، وتم تقدير كتلة الثقب الأسود فيها من خلال حركيات الغاز المحيط والنجوم5. تشمل تقديرات كتل الثقوب السوداء من رسم خرائط الصدى عامل قياس يتحدد من خلال حساب الكتلة الحركية. وعليه، فإن مرتكزات NGC 4151 قائمة على صدى مقياس كتلة الثقب الأسود، الذي طبق على عشرات الآلاف من النوى المَجَرّية النشطة والكوازارات. تعتمد الكتلة الحركية للثقب الأسود على بُعد النواة المَجَرّية النشطة، ولذا.. فإن حساب البعد الدقيق يعطينا عامل قياس أكثر دقة. وتقدير هونيج وزملائه لبُعْد NGC 4151 يبين قيمة أكبر لهذا العامل، الأمر الذي تترتب عليه زيادة في معظم كتل الثقوب السوداء للكوازارات ونوى المجرات النشطة التي تم الحصول عليها باستخدام الصدى. سيُظْهِر توسيع هذا العمل المزيد من النوى المَجَرّية النشطة، بينما يتحسن قياس الغاز والحركات النجمية فيها، مقدار تغير هذا العامل من جرم إلى آخر، وهو مطلبٌ رئيس، إذا أردنا قياس كتل الثقوب السوداء الفائقة بشكل موثوق. وثانيًا، وربما الأكثر أهمية، تُعَد هذه النتيجة تجليًا دراميًّا لقوة الفصل الزاوي العالية في علم الفلك، إذْ يسعى علماء الفلك البصري والأشعة تحت الحمراء لتجميع أكبر مساحة من الضوء في الجيل القادم من التليسكوبات الأرضية العملاقة، التي تبلغ أقطار فتحاتها بين 25-39 مترًا. وسيتم تجهيز هذه التليسكوبات بأدوات بصرية تكيفية، بحيث تصحح أثر الضباب المتذبذب للغلاف الجوي، وسوف توفر صورًا أعلى بدقتها الزاوية من صور هابل، إلا أن الدقة ستبقى أقل بثلاث مرات من مقياس كيك المُغلَق حاليًا. أثبت هونيج وزملاؤه أن بنية تلك الكوازارات والمسافات يمكن قياسها بواسطة مقياس التداخل، وهو ما يفتح آفاقًا لتوسيع حجم نواة المَجَرَّة النشطة وقياسات الأبعاد إلى أبكر الأزمنة الكونية، وبالتالي تمكننا من قياس الخصائص الكونية لمسافات أبعد من المستعرات. وثمة تصاميم جديدة وواعدة ذات حساسية كبيرة ومتزايدة6، فقد حققت مصفوفة تشارا فصلاً زاويًّا عاليًا، مقارنةً بكيك7. وبفضل هونيج وزملائه يمكننا الأخذ بعين الاعتبار ما إذا كان بعض مواردنا جدير بوضعه في بناء الجيل القادم من مقاييس التداخل الضوئية، أم لا. References 1. Hönig, S. F., Watson, D., Kishimoto, M. & Hjorth, J. Nature 515, 528–530 (2014). 2. Peterson, B. M. & Bentz, M. C. in Black Holes (eds Livio, M. & Koekemoer, A. M.) 100–111(Cambridge Univ. Press, 2011). 3. Elvis, M. & Karovska, M. Astrophys. J. 581, L67–L70 (2002). 4. Suganuma, M. et al. Astrophys. J. 639, 46–63 (2006). 5. Onken, C. A. et al. Astrophys. J. 791, 37 (2014). 6. Buscher, D. F., Creech-Eakman, M., Farris, A., Haniff, C. A. & Young, J. S. J. Astron. Instrum. 2,1340001 (2013). 7. Pedretti, E., Monnier, J. D., ten Brummelaar, T. & Thureau, N. D. New Astron. Rev. 53, 353–362
