كم يبلغ حجم الكون

«فلنتحدث معًا عن الكون» ، هذه هي الدعوة التي أرسلها العالم الفلكي هارلو شابلي Harlow Shapley إلى جمهوره في واشنطن في 1920، حيث شارك حينها في ما سُمي «الجدال العظيم» مع صديقه هربر كورتيس Herber Curits، ليدور الجدال حول حجم الكون.

اعتقد هارلو شابلي آنذاك أنّ مجرّة درب التبانة تمتد على مسافة 300,000 سنةٍ ضوئيّة، لكن هذا الرقم أكبر بثلاثة أضعاف من حجمها الفعلي، وقد كان هذا القياس مقبولًا بالنسبة للقياسات الموجودة في عصره. ولكن على الجانب الإيجابي استطاع شابلي أن يحدد موقع الشمس بالنسبة لمركز المجرة بشكلٍ صحيح. في أوائل القرن العشرين كان الرقم ذاته كبيرًا وهائلًا للغاية، بل إنّ فكرة وجود مجرات أخرى مشابهة لمجرتنا وكبيرةٍ مثلها كان أمرًا مستهجنًا، ولكن شابلي اعتقد أنّ مجرتنا مميزة، وأنّ نظامنا الشمسي مميز وضخم مقارنةً بغيره، أما كورتيس فقد كان له رأي آخر.

اعتقد كورتيس أنّ هناك الكثير من المجرات الكبيرة إن لم تكن أكبر من مجرتنا عبر الكون الواسع، وبدأ نقاشه بنقطة أنّ درب التبانة أصغر مما نتج عن حسابات شابلي. فبالعودة إلى حساباته الخاصة تبيّن أن مجرتنا تمتد على 30,000 سنة ضوئية فقط؛ أي أقل من حجمها الفعلي بثلاثة أضعاف حسب تقديراتنا الحالية. بين زيادة ثلاثة أضعاف أو نقصها، نتكلم عن أحجام كبيرةٍ ومن المفهوم أنّ الفلكيين في القرن الماضي قد أخطأوا في حساباتهم.

سلم المسافات الكوني

نحن اليوم واثقون إلى حدٍ ما بأنّ مجرتنا تمتد على مسافة 100,000 إلى 150,000 سنة ضوئية، أمّا الكون المنظور فهو أكبر بكثير، وربما يصل قطره إلى 93 مليارات سنة ضوئيةّ. كيف يمكن أن نتأكد من ذلك؟، وكيف وصلنا إلى ذلك الرقم من مكاننا هنا على الأرض؟. لقد طور الفلكيون أدوات وتقنيات عديدة لقياس بعد الأرض عن الكواكب والأجسام الأخرى في نظامنا الشمسي، بل وحتى قياس المسافات بين المجرات المختلفة والوصول إلى حافة الكون المنظور.

الخطوات لقياس كل تلك الأشياء تسمى:سلم المسافات الكوني، الدرجة الأولى من السلم هي سهلة نسبيًا، وهي الموجات الراديوية المنعكسة من الكواكب المجاورة في النظام الشمسي، مثل الزهرة والمريخ، فالوقت الذي تحتاجه الموجات للعودة إلى الأرض يعطينا قياسات دقيقةً عن المسافة. تقوم بعض التلسكوبات مثل Arecibo في بورتو ريكو بهذا العمل، لكنّها تستطيع أيضًا أن تحدد الكويكبات التي تحلّق في نظامنا الشمسي، بل وتُظهر صورًا لها اعتمادًا على انعكاس الموجات من سطح هذه الكويكبات.

تلسكوب Arecibo (مصدر الصورة: OOK Die Bildagentur der Fotografen GmbH/Alamy)

لكن استخدام الموجات الراديوية لقياس المسافات أبعد من مجال مجموعتنا الشمسية ليس شيئًا عمليًا، لذلك ننتقل إلى الدرجة الأخرى من السلم الكوني، والمعروفة بقياس الاختلاف الظاهري Parallax measurement.

فعليًا نستخدم قياس الاختلاف الظاهري بشكلٍ اعتيادي في حياتنا اليومية دون الحاجة إلى إدراكه، فنحن نحسب المسافات بين الأجسام وبين أنفسنا عن طريق هذه الظاهرة. فعندما تنظر إلى يدك بعين مفتوحة واحدة، ثم أغلقتها ونظرت إليها بالعين الأخرى، فإنّك تلاحظ اختلاف مكان يدك بشكلٍ طفيف، الاختلاف بين هذين المكانين يمكّننا من حساب المسافة وتقديرها من الجسم المطلوب.يقوم الفكليون بذلك باستخدام هذه الطريقة في تقدير المسافات في بعدنا عن النجوم، لكن باستخدام التلسكوبات، ذلك مثل امتلاكنا لزوج من الأعين في الفضاء، على طرفي الشمس -ذلك ما نملكه فعلًا بسبب مدارنا حول الشمس- يُمكِننا ذلك من مشاهدة النجوم ومقارنتها بالأجسام المتحركة في الخلفيّة بواسطة هذه الطريقة.

فعلى سبيل المثال نقيس المسافة وأماكن النحوم في يناير مثلًا، ثم ننتظر ستة أشهر ونقيس تلك المسافات في يوليو عندما نواجه الوجه الآخر للشمس؛ وبذلك نقارن أماكن النجوم في الوضعين ونحدد المسافة الفعلية لهذه النجوم.

لكن عندما نصل إلى مسافات أكبر من 100 سنة ضوئية، فإننا نحتاج للقفز درجةً في هذا السلم، لنستخدم معرفتنا بالنجوم وما يسمى النسق الأساسي، الذي يشرح لنا قصة عمر النجوم وكيفية تطورها عبر الزمن. فالنجوم مثلًا تصبح أكثر حُمرةً عندما تكبر، وبقياس لونها وسطوعها ومقارنتها مع نجمٍ معروف المكان في «النسق الأساسي»، نستطيع معرفة بعد النجم الآخر عنّا وتحديد موقعه.

المبدأ الذي تعتمده هذه الطريقة هو أن النجوم التي تحمل الكتلة والعمر ذاته تصدر سطوعًا مماثلًا ونستطيع بواسطته معرفة بعدها عنا، وبمقارنة النجوم ذات الأعمار المتشابهة مع النجوم التي نعرف أماكنها مسبقًا نستطيع تحديد مكان النجم مجهول المكان. معرفة كيفية مقاربة السطوع مع المسافة هو أمر أساسي لمعرفة مواقع الأجسام الأبعد، كالنجوم في مجرات أخرى، لكن في تلك الحالة فإن استخدام النسق الأساسي لن ينفع؛ لأنّ الضوء الذي يصلنا من تلك النجوم يقطع مسافات تصل إلى ملايين السنوات الضوئية ومن الصعب تحليله بدقةٍ كبيرة.

لكن في عام 1908 اكتشفت العالمة هينريتا سوان ليفيت Henrietta Swan Leavitt طريقةً جديدةً لحساب المواقع في المسافات الشاسعة باكتشافها نوعًا خاصًا من النجوم، والتي تُسمى Cepheid variables.

فقد لاحظت ليفيت أنّ هناك نوعًا من النجوم يغير سطوعه بتغير الوقت، وأنّ هذا التغير في السطوع والنبضات الضوئية يعتمد على سطوع النجم داخليًا؛ أيّ أنّ نجمًا متغيرًا ذا سطوعٍ عالٍ ينبض بشكلٍ أبطأ من سطوع نجوم خافت، ويستطيع الفلكيون قياس هذه النبضات بسهولة وبذلك يتوقعون سطوع ذلك النجم وبمعرفة سطوعه يستطيعون تحديد بعده عنّا. بهذا الفهم تبدو هذه الطريقة مشابهة لطريقة استخدام النسق الأساسي في حساب المسافات، وذلك بأنّ السطوع هو المفتاح الرئيسي.

في أوائل 1920 وجد إدوين هابل Edwin Hubble عدّة نجوم متغيرة في مجرة أندروميديا المجاورة وعرف من ذلك أنّ هذه النجوم موجودة على بعدٍ أقل بقليل من مليون سنة ضوئية.

اليوم نحن نقدر بأنّ تلك المجرة تقع على بعد 2.54 ملايين سنة ضوئية، لكن هذا لا يقلل من جهود هابل، فنحن لا زلنا نحاول أن نحدد بعدنا عن أندروميديا بشكلٍ أدق، والرقم المذكور أعلاه هو متوسط عدة حسابات حديثة فحسب. عندما نصل إلى هذه الحدود يصبح القياس الدقيق أمرًا صعبًا، ونحاول حينها وضع تقديرات قريبة من الواقع، فالمسافات بين المجرات هائلة فعلًا، والكون كبير، بل هائل الحجم حقًا.

قام هابل بقياس سطوع انفجار الأقزام البيضاء والمعروف باسم المستعر الأعظم من النمط 1A، يمكنك رؤية هذه الأحداث حتى في المجرات البعيدة، بعيدة بمعنى مليارات السنوات الضوئية، ولأننا نستطيع قياس سطوع هذه الانفجارات فإننا نستطيع تحديد بعدها عنا أيضًا.

لكن هناك ميزة أخرى لكوننا تساعدنا حقًا في قياس المسافات الهائلة: الانزياح الأحمر red shift.

الانزياح الأحمر وتأثير دوبلر

عندما تمر بجانبك سيارة إسعاف أو سيارة شرطة فإنّ الصوت يزداد شيئًا فشيئًا حتى تصل إليك، لكن عندما تتجاوزك يبدأ صوت الصفير بالانخفاض حتى تختفي؛ أي تأثير دوبلر Doppler Effect.

تحدث هذه الظاهرة مع الموجات الضوئية أيضًا، لكن بمقياس أدق، فيمكننا تحليل والكشف عن هذه التغييرات بقياس طيف الضوء المنبعث من الأجسام البعيدة، هذا الطيف يحوي خطوطًا مظلمة بسبب امتصاص بعض العناصر لأضواء معينة من المنبع الضوئي. عندما تبتعد الأجسام عنا، تبدو أقرب للنهاية الحمراء من الطيف، وكلما ابتعدت هذه الأجسام تنزاح نحو اللون الأحمر، ذلك ليس لأنها بعيدة فحسب بل لأنها تتحرك بعيدًا عنّا بشكلٍ مستمر. بقياس وملاحظة هذا الانزياح نحن نعرف أنّ الكون يتمدد فعلًا.

ارسم بعض النقاط الملونة على بالون، ثم قم بنفخه، رويدًا رويدًا تتباعد هذه النقط عن بعضها، هذه النقط تمثل المجرات والبالون هو كوننا المتوسع باستمرار مما يزيد المسافات بين هذه النقط؛ المجرات. كلما كانت المجرة أسرع بالابتعاد عنا كانت أبعد وكان الضوء الناتج عنها معرضًا لانزياح أحمر أكبر عندما نحلله من هنا على الأرض. الآن نصل إلى أكثر الأضواء انزياحًا نحو الأحمر، وهو ما وصلنا من أبعد المجرات عنا وهو بعمر 13 مليارات سنة.

وكون هذا أقدم ضوء استطعنا الكشف عنه فهو يعطينا فكرةً عن عمر الكون نفسه، لكن الكون لم يتوقف عن التوسع خلال هذه الـ 13.8 مليارات سنة، بل ازدادت سرعة التوسع، وقد اقترح بعض الفلكيين أنّ حدود هذا الكون أو المجرات التي وصلنا منها الضوء الأقدم، أصبحت الآن على بعد 46.5 مليار سنة ضوئيّة عنا. هذا حتى الآن أفضل تقديراتنا لقطر الكون المنظور، والذي يبلغ حسب تقديراتنا: 93 مليار سنة ضوئية.

لكن رغم محاولتنا تحري الدقة والتقدير الأقرب للصحة، إلى أنّ تقديراتنا ليست دقيقة بما فيه الكفاية، فخطأ واحد في إحدى هذه الدرجات الكونيّة بمقدار 10% فقط يؤدي لأخطاء متتابعة في بقية درجات السلم.

وتزداد الأشياء تعقيدًا عند محاولتنا فهم مصطلح «الكون»؛ أي الكون الكليّ حقًا وليس المنظور فحسب. وقد حاول بعض العلماء حساب حجمه فعلًا، بتحليل المعطيات الموجودة في الكون المنظور ومحاولة إيجاد أنماط مفيدة لتقدير مسافةٍ معينة، وباستخدام خوارزميات حاسوبيّة استطعنا الوصول لتقدير جديد: الكون الكلي أكبر بـ250 مرةٍ على الأقل من الكون المنظور.

نحن لن نرى هذه المناطق أبدًا، حتى الكون المنظور فحسب هو هائل بما فيه الكفاية لنا، ويبقى لوحده مصدرًا للدهشة والعجائب بشكلٍ مستمر.

كل ما نعرفه عن حجم الكون، والأجسام الرائعة التي توجد فيه، كل ذلك حصلنا عليه بواسطة فوتونات سافرت ملايين وملايين السنوات الضوئية للوصول إلى تلسكوباتنا. نحن إذن لسنا مركز الكون، لسنا مركز المجرة أو حتى نظامنا الشمسي، حجمنا الفعلي في هذا الكون الهائل شيء يدعو للتواضع والتأمل. ربما في يوم من الأيام نستطيع السفر إلى حدود الكون، لكن الآن نستطيع فقط أن نجلس ونراقب تلك الأشياء البعيدة جدًا جدًا جدًا.