بررسی تهی جاهای کیهانی با استفاده از نتایج انتقال به سرخ

در شماره ی پیشین خواندیم که: {{فاصله ی یک کهکشان خاص از موقعیت ما را میتوان با اندازه گیری درجه ی انتقال به سرخ اندازه گیری کرد. هنگامی که نور رسیده از یک کهکشان از طیف نگار عبور داده شود خطوط تاریک و روشن، از این رنگ های از هم جدا، گواه حضور اکسیژن، هیدروژن، نیتروژن، پتاسیم، سدیم و دیگر عناصر است. در تجزیه و تحلیل طیف کهکشان ها، الگوهای رنگ به سمت طول موج های بلندتر کشیده شده است. این کشش انتقال به سرخ نام دارد. هرچه کهکشانی دورتر باشد انتقال به سرخ آن بیشتر است. بنابراین انتقال به سرخ نشان دهنده ی فاصله ی دقیق هر کهکشان نسبت به ما است. با تکنولوژی سنجش انتقال به سرخ تلاشها برای اکتشاف فراتر از جهان نزدیک تا حد زیادی شتاب گرفت. }}

*****

کیهانشناسی مشاهداتی مبتنی بر تعیین فاصله ی اشیا بر اساس انتقال به سرخ آنها است. اگر ما خطوط جذبی مشاهده شده در طیف کهکشان ها را در نظر بگیریم میدانیم که شکل تقریبی طیف در طول موج های متفاوت با توجه به درخشش کهکشان بدست می آید و ما انتظار داریم که طول موج هایی خاص توسط گازهایی در کهکشان جذب شوند. جذب در این طول موج های خاص در همه ی کهکشان ها اتفاق می افتد. با این حال با توجه به انبساط فضا چون نور از سمت کهکشان به سمت ناظر در حرکت است دچار انتقال به سرخ میشود.

در تمام مقیاس هایی که  تاکنون توسط ستاره شناسان بررسی شده است، به نظر می رسد تجمع کهکشان ها بصورت خوشه ای و ساختارهای پیچیده تر که در جهان ابتدایی از طریق فرآیندهای فیزیکی و بعد از طریق فعل و انفعالات گرانشی صورت میگرفته، غالب بوده است. با این حال، در اینجا یک تناقض وجود دارد:

انبوه شدن کهکشانها خلاف یکی از اصول اساسی کیهان شناسی مدرن است: « اصل کیهانشناختی »

اصل کیهانشناختی به این معنا است که جهان به طور کلی همگن و ایزوتروپیک است و هیچ جهت گیری و مکان مرجحی در آن وجود ندارد. .هر زمان که کیهان شناسان در مورد خواص کلی جهان، از جمله چگالی متوسط، نرخ انبساط و شکل آن بحث میکنند، این کار را تحت نظارت این اصل انجام میدهند. در برخی از مقیاسهای بزرگ، مانندکیهان قابل مشاهده با شعاع 15 میلیارد سال نوری، توزیع این ذرات کهکشانی باید به سمت یکنواختی پیش برود. اما چگونه می توان یکنواختی ماده در مقیاس نهایی را به ناهمواری ماده در مقیاس کوچکتر ربط داد؟ در طول چند سال گذشته، پیشرفت های فن آوری، ستاره شناسان و کیهان شناسان را قادر به بررسی آرایش کهکشان ها در فاصله های بسیار دور کرده است. در واقع اینکه در مقیاسهایی که کیهان یکنواخت میشود باید با این مورد که در مقیاس بزرگ کیهان باید از نظر فرایندهای تصادفی درک شود جایگزین گردد. اگرچه ما هنوز هم جهان را همگن و همسانگرد در نظر میگیریم ، این تنها یک معنای آماری ظریف است. این بینش به ما در حل کردن بسیاری از مسائل آزاردهنده ی کیهانی کمک میکند.

جهان در آغاز به چه شکلی بوده است؟چگونه به شکلی که امروز ما در آن زندگی میکنیم رشد کرده و توسعه یافته است؟

در سال  1929 ادوین هابل ، عالم در حال انبساط را نشان داد. او توانست ثابت کند که کهکشانها در حال دور شدن از یکدیگر و ما هستند و سرعت نسبی آنها با فاصله آنها از ما افزایش یافته است . یافته های هابل به طور کامل با نظریه آلبرت اینشتین در نسبیت که بیان میکرد انبساط فضا باعث دور شدن کهکشان ها از یکدیگر میشود در توافق بود.

بررسی های دوبعدی آسمان

برای دانستن اینکه در زمان بررسی مقیاس های حتی بزرگتر، جهان چگونه به نظر میرسد، بررسی های گسترده ای از آسمان صورت گرفته است. در خلال دهه 1950، بررسی آسمان رصد خانه پالومار، بخش شمالی افلاک را برروی صفحات عکاسی شیشه ای ثبت کرد. در این مطالعه برای هر منطقه از آسمان دو صفحه ساخته شده بود و بر روی صفحه حساس که به نور قرمز و آبی حساس تر بود ثبت شد. بنابراین نشانه ای از دماهای اجسام عکس برداری شده به علاوه روشنایی نسبی آنها را نتیجه می داد.

دو میلیون کهکشان که توسط تلسکوپ اشمیت بریتانیا روی مساحت 4300 درجه مربعی گردآوری شده است. مرکز آن بر روی قطب جنوب کهکشانی می باشد.

شکل بالا نتیجه ی آخرین بررسی آسمان های جنوبی را نشان می دهد که با تلسکوپ اشمیت بریتانیا گرفته شده است. این نقشه چندین میلیون کهکشان را بین قدر های ظاهری 17 و 20.5 که در 4300 درجه مربعی از آسمان دیده می شوند نمایش میدهد که مرکز آن برروی قطب جنوبی کهکشانی است. این یک عکس نیست. بلکه هر نقطه شدتی دارد( سیاه یا سفید) که نشان دهنده ی صفر(سیاه) و 20 (سفید) کهکشان می باشد. بدیهی است که کهکشان ها بطور تصادفی در آسمان توزیع نشده اند .

نواحی روشن کوچک، خوشه ها هستند و رشته های طولانیتر، ابر خوشه ها می باشند.
چشم و مغز انسان برای یافتن این الگوها استعداد دارد، حتی زمانیکه هیچ چیز وجود ندارد! مشکلی که در شکل 1 وجود دارد این است که آن یک تصویر دو بعدی از آسمان می باشد. تمام کهکشان ها بر روی صفحه ای از آسمان تصویر شده اند. بنابراین نمی توانید گروه های واقعی را از انطباق های خط دید تشخیص دهید. ممکن است زمانیکه ساختار های سه بعدی، در دو بعد تخت شوند پنهان یا نابود گردند.

در 1960، فریتز زوئیکی و همکارانش صدها صفحه بررسی آسمان که بیش از 30،000 کهکشان در آن شناسایی میشد را طرح ریزی کردند. ما می دانیم که این جهان شناخته شده حدود 15 میلیارد سال نوری در تمام جهات بسط یافته است. زوئیکی در 1970کاتالوگی از بررسی های کهکشان گرد آوری کرد که کاری شایسته ی تقدیر بود اما یک اشکال عمده در آن وجود داشت: اینکه آن کاتالوگ صرفا دو بعدی و حاوی طول و عرض جغرافیایی بود اما در آن عمق وجود نداشت. انتقال به سرخ این بُعد سوم از دست رفته را باز می گرداند. اگرچه انتقال به سرخ در زمان هابل یعنی سال 1929 درک شده بود، اما تجزیه و تحلیل و اندازه گیری این پدیده یک کار طولانی و خسته کننده بود.

بررسی های سه بعدی آسمان با استفاده از نتایج انتقال به سرخ

نظریه ی انتقال به سرخ کهکشانها تنوعی غنی از ساختار بزرگ مقیاس را آشکار میکند. خوشه هایی که به طول چند مگا پارسک توسط رشته هایی تا ده ها مگاپارسک کشیده شده اند که همگی، حفره های کم چگال گسترده ای را با شعاع ده ها مگاپارسک پوشش میدهند. این ساختار بزرگ مقیاس توسط بوندو همکارانش در سال 1996 به عنوان یک تار کیهانی از مواد که نشان دهنده ی تغییرات چگالی اولیه در جهان آغازین بود توصیف گردید. در حالیکه در طول تاریخ ، بیشترین توجه ستاره شناسان معطوف به  خوشه های متراکم و رشته های کیهانی بوده است، این "تهی جا" ها هستند که بیشتر حجم جهان را پر کرده اند. این مناطق کم چگال به شدت رشد ساختار بزرگ مقیاس را تحت تاثیر قرار می دهند.آمار و پویایی دینامیکی و اجسام کمی که در آنهاست آزمایشهای مهمی از مدل های شکل گیری ساختار فراهم کرده است. در اواسط 1970 با بررسی های انتقال به سرخ ، مطالعه ی کهکشانها از حالت سطحی دوبعدی به توزیع فضایی سه بعدی انتقال یافت که این انقلاب بر مطالعه ی تهی جاها تأثیر بسزایی گذاشت.

جویر و همکاران در سال 1978 تهی جاهایی را در توزیع کهکشانی خوشه آبل شناسایی کردند.کریشنر و همکارانش در 1981 یک تهی جا به قطر ۵۰ مگا پارسک بر اچ در منطقه ی گاوران آسمان کشف کردند که چندین مرتبه بزرگتر از مشاهدات قبلی بود.

نمایش یک تهی جا در زاویه ی بُعد 15 و cz=7500

مرکز مطالعات اخترفیزیک انتقال به سرخ (هاچرا و همکاران 1983) نشان دادند که ساختار بزرگ مقیاس کهکشانها تحت سلطه ی تهی جاهای بزرگ و رشته های تیز و دیوارهایی است که آنها را احاطه کرده اند. مطالعات انتقال به سرخ آسمان جنوبی نیز نتایج مشابهی در برداشت.گیوانلی و هاینز در سال 1985 ابر خوشه و ساختار تهی جای منطقه ی برج حوت-برساووش را بررسی کردند.مرکز مطالعات انتقال به سرخ لاس کامپاناس ، حضور فراگیر تهی جاها در ساختار بزرگ مقیاس را تایید کردند.

نقشه انتقال به سرخ کهکشانی میدان ۲ درجه و نقشه‌برداری آسمانی دیجیتال اسلون در حال حاضر کاملترین نمایش ساختار دقیق تهی جاها در طول تاریخ را ارائه می دهند. روش های گوناگونی برای گرد آوری فهرست تهی جاها در مشاهدات کهکشان ها و خوشه ها در شبیه سازها استفاده شده است.

نقشه برداری از تهی جاهای کیهانی به دو دلیل حائز اهمیت است: هم به این دلیل که آنها برای مطالعه ی ساختار کیهانی در مقیاس بزرگ مناسب هستند و هم اینکه آنها یک آزمایشگاه اخترفیزیک منحصر بفرد برای مطالعه ی شکل گیری کهکشانها هستند.