قد تؤدي منشأة جديدة في بورتوريكو - نظام "ألفا" الذي يقوم بتحديث التلسكوب الراديوي الموجود - إلى تحقيق اختراق في علم الفلك. والغرض الرئيسي منها هو قياس عالي الجودة لـ "وظيفة توزيع الكتلة" للهيدروجين المحايد بين المجرات، وهي حقيقة لم يتم قياسها بالكامل بعد عندما يتعلق الأمر بالمجرات الفقيرة بالهيدروجين.
وفي حفرة طبيعية بجزيرة بورتوريكو، بدأت دراسة طويلة الأمد في فبراير/شباط 2005 بهدف اكتشاف مصير الهيدروجين في الكون. يستخدم البحث قدرات جديدة لأكبر تلسكوب موجات راديو في العالم لإنشاء وظيفة توزيع كتلة الهيدروجين في أنواع مختلفة من المجرات. وتتعلق النتائج الأخرى المتوقعة من هذا البحث أيضا بتوزيع المجرات في الكون، من البيئة الأقرب إلينا إلى مسافات تصل إلى 800 مليون سنة ضوئية منا، وطبيعة المجرات "المظلمة" التي تحتوي على عدد قليل من النجوم، وغيرها.
على الرغم من أن أساس البحث هو المعلومات الواردة من الكون في مجال الإشعاع الراديوي، إلا أنه من الأهمية بمكان تضمين البيانات المجمعة في مجالات الطيف المختلفة: بدءًا من صور الضوء المرئي، مرورًا بمعلومات الأشعة تحت الحمراء والأشعة فوق البنفسجية، وانتهاءً بمعلومات الأشعة تحت الحمراء والأشعة فوق البنفسجية. إضافة خرائط راديوية في مناطق أخرى وقياسات للأشعة السينية، وفي هذا المقال سنصف المنشأة الجديدة التي تتيح الطفرة في إجراء الأبحاث، وسنقف على النتائج المتوقعة لعلم الفلك من النتائج النهائية.
يتم جمع المعلومات الفلكية في الوقت الحاضر بطرق مختلفة. ربما يكون معظم القراء على دراية بالصور الرائعة التي التقطها تلسكوب "هابل" الفضائي؛ تم التقاط هذه الصور من الفضاء، من البيئة القريبة من الأرض، على بعد عدة مئات من الكيلومترات فوق سطحها. وتتميز الصور بدقة ممتازة، بل إن بعضها يُظهر مناطق من الإشعاع لا يمكن تصويرها عبر الغلاف الجوي للأرض. لكن ليست كل المعلومات الفلكية تقع في مجال الضوء المرئي. في الوقت الحاضر، يتم مساعدة العلماء بأنواع مختلفة من المعلومات، بدءًا من الأشعة السينية عالية الطاقة وأشعة جاما وانتهاءً بالإشعاع الراديوي ذي الطول الموجي الطويل، حيث تكون طاقة كل فوتون منخفضة للغاية. هنا سوف نتعامل مع النوع الأخير من المعلومات. لم تتضح إمكانية تلقي الإشعاع من الفضاء في مجال الراديو إلا بعد اختراع الراديو، وفي الواقع بعد حوالي ثلاثين عامًا - عندما بدأ استخدام موجات الراديو ذات الطول الموجي القصير لأغراض الاتصالات. وتبين أن موجات الراديو ذات الأطوال الموجية المختلفة تتصرف بشكل مختلف عندما تنتقل من سطح الأرض، لأنه حول الأرض، كجزء من الغلاف الجوي العلوي، توجد طبقة من الذرات المتأينة تعرف باسم "الأيونوسفير". من الممكن من الأرض دراسة الإشعاع القادر على اختراق طبقة الأيونوسفير فقط.
أساسيات علم الفلك الراديوي
في حين أن الغلاف الجوي الذي نعرفه يتكون في الغالب من جزيئات وذرات محايدة، فإن الغلاف الجوي الأيوني يتكون من البلازما - وهي مادة متأينة، تتكون من شحنات كهربائية سلبية وإيجابية وتقوم بتوصيل الكهرباء، وبالتالي فهي تتصرف بعدة طرق كما لو كانت كانت معدنية. كما نعلم، تعكس الأسطح المعدنية الموجات الكهرومغناطيسية، بما في ذلك الإشعاع الراديوي. ويؤدي السلوك "المعدني" لطبقة الأيونوسفير إلى انعكاس موجات الراديو منها دون أن تتمكن من الخروج إلى الفضاء.
ومع ذلك، فإن انعكاسية الأيونوسفير تعتمد على الطول الموجي للإشعاع: تنعكس موجات الراديو ذات الموجة الطويلة، بينما يتمكن إشعاع الموجة القصيرة من المرور عبر الأيونوسفير إلى الفضاء. الحد الفاصل بين الموجة "القصيرة" و"الطويلة" هو بضعة أمتار؛ يتدفق الإشعاع ذو الطول الموجي الأصغر إلى الفضاء بينما ينعكس الإشعاع ذو الطول الموجي الذي يتجاوز بضعة أمتار نحو الأرض. وبما أن الأرض نفسها موصلة للكهرباء، فإن موجات الراديو قصيرة الموجة تنعكس من الأرض كما تنعكس من الغلاف الأيوني. ولذلك، يتم استقبال موجات الراديو ذات الموجات الطويلة من محطات البث الموجودة في الجانب الآخر من الكرة الأرضية، في حين لا يمكن استقبال البث التلفزيوني من محطات بعيدة إلا باستخدام الكابلات أو أقمار الاتصالات الصناعية.
كان لموجات الراديو التي ابتكرها مخترعو الطريقة في بداية عصر الراديو طول موجي طويل يصل إلى عشرات الأمتار. وتنعكس هذه الموجات بشكل جيد من طبقة الأيونوسفير ومن سطح الأرض، لذلك تمكن مخترعو الراديو بمساعدتهم من نقل المعلومات إلى أبعد محطات الاستقبال. وفي نهاية العقد الثاني من القرن العشرين، نجح مهندسو الراديو في إنشاء موجات راديو قصيرة أيضًا. تتمتع موجات الراديو ذات الطول الموجي القصير بتردد عالٍ، لذا يمكن نقل المزيد من المعلومات من خلالها (في فترة زمنية معينة) مقارنةً بالموجات الطويلة.
من بين الاستخدامات الأولى للموجات القصيرة كانت محاولات تشغيل عمليات إرسال الاتصالات، ولهذا الغرض تم بناء هوائيات معقدة. وكان أحد المهندسين المشاركين في ذلك هو الأمريكي كارل جانسكي، الذي عمل في مختبرات بيل. درس جانسكي مصادر الراديو الطبيعية التي يمكن أن تعطل جودة الاستقبال. كان الهوائي وجهاز الاستقبال الذي يستخدمه يانسكي حساسين للإشعاع بطول موجة يبلغ 14.5 مترًا. ووجد يانسكي أن مصدر بعض التداخل هو إشارات من الفضاء، وليس من الأرض. وحدد منطقة درب التبانة كمصدر للإشعاع الراديوي الذي يتداخل مع الاتصالات اللاسلكية. كان هذا الاكتشاف، وهو أن الأجرام السماوية تنقل المعلومات إلينا في مجال موجات الراديو، مفاجئًا وفتح مجالًا جديدًا للبحث، والذي ازداد قوة بعد الحرب العالمية الثانية.
سمع أمريكي آخر، غروت ريبر، الذي كان من عشاق الراديو، عن اكتشاف يانسكي أن مجرة درب التبانة تنقل موجات الراديو. وقام ببناء هوائي في باحة منزله على شكل طبق ضخم لتلك الأيام، كان قطره 10 أمتار، وقاس به شدة الإشعاع عند طول موجي 1.9 متر، قادم من اتجاهات مختلفة من السماء. يمكن أن يعزى جزء من الإشعاع إلى انبعاث المادة الساخنة (الإشعاع الحراري)، ولكن جزء آخر من الإشعاع لم يتم تفسيره إلا في منتصف القرن العشرين، عندما أظهر العالم الروسي اليهودي غينزبرغ أن الجسيمات السريعة تتحرك في مجال مغناطيسي تنبعث منها إشعاعات الراديو (إشعاع السنكروترون).
قصة سبين
في سنوات الحرب العالمية الثانية، درس طالب الدكتوراه الهولندي الشاب هنريك فان دير هولست الجوانب النظرية لذرات الهيدروجين المستمدة من نظرية الكم في مرصد مدينة لايدن في هولندا تحت إشراف البروفيسور جان أورت. ذرة الهيدروجين هي أبسط الذرات: فهي تتكون من جسيم ثقيل مشحون بشحنة كهربائية موجبة (بروتون) في النواة وإلكترون خفيف مشحون بشحنة كهربائية سالبة ينتقل حوله. يمكن أن يكون الإلكترون في حالات طاقة مختلفة عندما يكون مرتبطًا بالنواة - بمعنى يمكن مقارنة ذلك بمسافات مختلفة بين الإلكترون والنواة.
في الحالة الأرضية، حيث الطاقة هي الأدنى بين جميع الحالات، يكون الإلكترون "الأقرب" إلى النواة. إن الانتقال إلى حالات طاقة أخرى يتطلب طاقة، ويجب استثمارها عن طريق ابتلاع الفوتون (جسيم من الإشعاع الكهرومغناطيسي). عندما يقفز إلكترون في الذرة من مستوى طاقة أعلى إلى مستوى أقل، ينبعث الفوتون. أظهر فان دير هولست أنه حتى عندما يكون الإلكترون الوحيد لذرة الهيدروجين في الحالة الأرضية، أي عندما يكون في الحالة الأقرب إلى النواة، فإنه لا يزال من الممكن أن يكون له حالتين مختلفتين من الطاقة.
ترتبط حالات الطاقة التي وجدها فان دير هولست بخاصية تعرف باسم الدوران، كما لو كان الإلكترون والبروتون عبارة عن عجلات تدور باستمرار حول نفسها دون توقف. من وجهة نظر كمومية، أوضح فان دير هولست أن محور دوران الإلكترون يمكن أن يكون في نفس اتجاه اتجاه البروتون، أو يمكن أن يكون معاكسًا له تمامًا. أظهر فان دير هولست أنه عندما تكون اتجاهات دوران البروتون في النواة والإلكترون حولها متعارضة، فإن حالة طاقة الذرة تكون أقل مما لو كانت اتجاهات الدوران هي نفسها. إن فرق الطاقة بين حالتي السبينات المتوازية أو المضادة للتوازي صغير.
ثلاثون فوتونًا ضعيفًا
وفي ذرة الهيدروجين، يؤدي سقوط إلكترون من مستوى الطاقة الثالث في الثانية إلى انبعاث فوتون في نطاق الضوء المرئي، وهو ذو لون أحمر ويبلغ طوله الموجي 656.3 نانومتر. هذا الفوتون هو جزء من خط طيفي يسميه علماء الفلك H-alpha. والطاقة التي يحملها هذا الفوتون هي 1.88 إلكترون فولت. إن طاقة فوتون H-alpha واحد منخفضة بالفعل، لكنها أكبر بشكل لا نهائي من طاقة الفوتون المنطلق عندما يغير الإلكترون الموجود في ذرة الهيدروجين اتجاه دورانه من الموازي إلى المضاد الموازي إلى دوران البروتون في النواة. يؤدي تحول الطاقة هذا إلى انبعاث فوتون طوله الموجي 21 سم، وهو طول موجي أطول بـ 320,000 مرة من طول موجة الفوتون H-alpha.
وبالتالي، فهي فوتونات "ضعيفة" للغاية من حيث الطاقة. ويهتم علماء الفلك بهذه الفوتونات لأنها تعلم عن الهيدروجين، وهو العنصر الأكثر شيوعا في الطبيعة، وأيضا لأن مثل هذه الأطوال الموجية الطويلة لا تتأثر بالغبار بين النجوم، وهو شائع جدا بين النجوم. كما يضمن الطول الموجي القصير، مقارنة بالإشعاعات الأخرى في المجال الراديوي، عدم تأثير طبقة الأيونوسفير سلبًا على مرور الإشارات إلى مستقبلات الباحثين.
يشبه الإرسال الراديوي لذرات الهيدروجين المحايدة في الفضاء صافرة يمكن قياس درجة حدتها وشدتها. الملعب هو تردد الإرسال (أو الطول الموجي). دعونا نتذكر أن هذا خط طيفي، أي إرسال يتم تحديد تردده بدقة بواسطة المعلمات الذرية. لا يمكن أن يحدث الانحراف عن هذا التردد إلا إذا كانت هناك سرعة نسبية بين مصدر الإرسال والمستقبل، وذلك بسبب تأثير دوبلر.
ومن خلال رسم خرائط دقيقة لقوة الإشارات والموقع الذي تأتي منه، وخاصة في مجال إشعاع الهيدروجين البالغ 21 سم، يمكن تعلم الكثير عن الكون. وبمساعدة هذه القياسات، تمكن علماء الفلك من إظهار أن الجزء من المادة التي تشكل المجرات هو "المادة المظلمة": فهي تساهم في قوة الجاذبية ولكن ليس لها أي أثر في مجال الضوء المرئي. المعلومات المهمة التي تم الحصول عليها من قياسات خط 21 سم تتعلق بالكمية الإجمالية للهيدروجين في مجرة معينة. وهذا القياس، الذي يعتمد على قوة الإشارة القادمة من مجرة معينة ومدى السرعات بين المجرات التي يتم قياس انبعاث الهيدروجين فيها، يوضح كمية المادة الخام اللازمة لتكوين النجوم الموجودة في المجرة.
وفي النصف الثاني من القرن العشرين، تم فك رموز عملية تكوين النجوم. وتولد هذه النجوم داخل سحب غازية ضخمة تحتوي على مواد أكثر بكثير مما هو مطلوب لتكوين نجم واحد. يتكون الغاز الموجود في هذه السدم في الغالب من الهيدروجين، وحوالي ربعه من الهيليوم، وكمية أقل بكثير من المواد الأخرى. يمكن أن تنضغط سحب الغاز بسبب قوى خارجية أو قوة داخلية داخل المحتوى. يمكن أن يكون الدافع الخارجي لضغط السحابة عبارة عن موجة صادمة من نجم منفجر قريب. يمكن أن يكون الاضطراب الخارجي الآخر عبارة عن رياح بين النجوم قوية - حيث تنبعث النجوم من مختلف الأنواع كميات هائلة من المادة وتتحرك بسرعة عالية.
هذه الرياح بين النجوم قادرة على ضغط المادة بين النجوم. يمكن أن يكون الدافع الجوهري للسديم النجمي الأولي للتقلص بسبب الجاذبية الذاتية للمادة السديمية. كل جزء من السديم يجذب كل جزء آخر وبالتالي تميل سحابة المادة البينجمية إلى الانكماش والتراص. ضد هذا الطموح يعمل الضغط الداخلي الناجم عن درجة حرارة المادة السحابية.
عادة، تكون سحب المادة في حالة توازن، لكن انبعاث الطاقة إلى الفضاء يمكن أن يخل بهذا التوازن. تنبعث الطاقة على شكل إشعاع في نطاق الأشعة تحت الحمراء البعيدة، وهو مناسب لجسم تبلغ درجة حرارته عدة عشرات من الدرجات الكلفنية. ومع الضغط يمكن أن تتحول السحابة إلى نجوم، أي أن الكثافة ودرجة الحرارة في مركزها ستصل إلى مستويات تسمح بالاندماج النووي للهيدروجين وتحويله إلى الهيليوم. في هذه الحالة، سيولد نجم جديد في وسط السحابة، وهو المكان الأكثر كثافة والأكثر حرارة.
الشرط الأولي لحدوث هذه العملية هو أنه في مكان معين من الكون سيكون هناك كمية كافية من الهيدروجين، المادة الخام للعملية بأكملها. والمعلمة المقاسة التي تحدد ما إذا كان الشرط قد تحقق هي الكمية الإجمالية للهيدروجين في مجرة معينة، وهي نتيجة لاستقبال الإشارات الراديوية للهيدروجين المحايد في الخط الطيفي 21 سم.
معظم عمليات رصد الهيدروجين المحايد في الكون تم إجراؤها حتى الآن باستخدام التلسكوبات الراديوية التي تقيس الإشارة القادمة من موقع واحد فقط. وذلك لأنه تم وضع جهاز استقبال راديوي واحد في وسط الطبق المكافئ الذي يركز إشارات الراديو، كما فعل غروت ريبر بالفعل في عام 1937. الاستثناءات هنا هي التلسكوبات التوليفية الراديوية، القادرة على رسم خرائط لمنطقة بأكملها، لكن حساسيتها منخفضة نسبيًا.
خطوة بخطوة
تم اتخاذ الخطوة الأولى لتطوير تلسكوب راديوي يعتمد على طبق واحد ولكنه يسمح بوضع عدة أجهزة استقبال في بؤرة الهوائي في أستراليا. استثمرت أستراليا الكثير من الأموال في تطوير مجال علم الفلك الراديوي، مما أوصل علمائها إلى مكانة رائدة عالميًا. وكان الاختراق في جهاز تم بناؤه منذ أكثر من 40 عاما، وهو التلسكوب الراديوي باركس الموجود في منطقة نيو ساوث ويلز ويبلغ قطره 64 مترا.
قرر علماء الفلك الذين يدرسون الكون بمساعدة هذا المرصد تطوير جهاز يجمع عدة أجهزة استقبال راديوية في جهاز واحد. كل جهاز استقبال حساس للغاية ويقوم بتجميع الإشعاع من السماء إلى كاشف خاص به. والابتكار هو أن كل جهاز استقبال في المنشأة الجديدة يتجه نحو قسم من السماء يختلف قليلاً عن أجهزة الاستقبال الأخرى، بحيث يحقق اتصال المعلومات نتيجة "التقاط صورة" في مجال الإشعاع الراديوي.
ونظراً للقيود الفنية لحجم "أدلة الموجات"، التي تنقل الإشعاع الراديوي من بؤرة هوائي الطبق إلى الكاشف نفسه، فقد أمكن تركيب 13 جهاز استقبال فقط، يتم تغذية كل منها بالإشعاع من خلال مسار طويل. الأنبوب، في مواجهة طبق التلسكوب. ويسمى هذا الأنبوب، الذي يحمل الموجات من مكان إلى آخر، "دليل الموجة".
يتم "إضاءة" كل أنبوب يقود الإشعاع الراديوي نحو الكاشف بجزء من السماء يبلغ عرضه قوسيًا حوالي 14 دقيقة، أي حوالي ربع درجة. ومن ثم، فإن الكاميرا الراديوية لتلسكوب باركس قادرة على "تصوير" منطقة من السماء بقطر درجة واحدة في نفس الوقت، عندما تقوم 13 بكسل فقط (وحدات الصورة) بإنشاء المعلومات. إن صورة الكون التي يتم الحصول عليها بهذه الطريقة هي بالضرورة ضبابية، كما أن الحساسية للإشارات الراديوية الضعيفة ليست عالية جدًا أيضًا، نظرًا لصغر قطر طبق الهوائي، 64 مترًا فقط.
وعمل علماء الفلك في مرصد أريسيبو الراديوي على تحسين الوضع بشكل كبير. القيد هنا، مقارنة بتلسكوب باركس الراديوي، هو أن لوحة الاستقبال مثبتة في الأرض، لأنها مبنية داخل حفرة طبيعية. مجموعة أجهزة الاستقبال معلقة فوق اللوحة على ارتفاع حوالي 170 مترًا، وتزن مثل سفينة صغيرة (!)، ومثبتة بكابلات فولاذية قوية للغاية. جسر معلق ضيق يجلب جزيرة المزرعة الملجأ إلى وسط اللوحة من مستوى عالٍ يقع على حافة اللوحة. ويوجد أيضًا التلفريك المخصص لنقل المعدات والفنيين الذين يقومون بصيانة الملاجئ.
منشأة أبحاث الأيونوسفير
تم بناء طبق أريسيبو في الأصل عام 1963 كمرفق لأبحاث الغلاف الأيوني. تم إجراء البحث لصالح القوات الجوية الأمريكية من قبل جامعة كورنيل، ولكن منذ البداية كان من الواضح أن الطبق سيتم استخدامه في علم الفلك الراديوي. وفي عام 1970، انتقلت السيطرة على المنشأة من القوات الجوية إلى الأكاديمية الأمريكية للعلوم. لم يكن السطح الأصلي للوحة صلبًا على الإطلاق، بل كان عبارة عن شبكة معدنية امتدت فوق الحفرة الطبيعية وكانت مدعومة بكابلات فولاذية.
في منتصف السبعينيات، خضعت اللوحة للترقية وتم استبدال سطح الشبكة بسطح مصنوع من 70 لوح ألومنيوم مثقوب. إن الانتقال من الشبكة ذات "الثقوب" الواسعة إلى الألواح المعدنية ذات الثقوب الصغيرة نسبيًا جعل من الممكن التشغيل بأطوال موجية صغيرة نسبيًا تصل إلى 38,788 سم. ويبلغ قطر اللوحة 3 مترا، وأدنى جزء منها يقع أسفل حافة اللوحة 305 مترا، ويتم تركيب أنظمة الاستقبال كما ذكرنا على ارتفاع 51 مترا تقريبا فوق أسفل اللوحة.
وفي الترقية الثانية لأرسيبو، بين عامي 1992 و1997، تم استبدال أحد "المنازل" الموضوعة في وسط الطبق واحتوت على هوائيات وأجهزة استقبال في قبة تعرف باسم "الجهاز الغريغوري" وتم تركيب جدار شبكي مرتفع في الخارج طبق الاستقبال. تم تصميم كلا الجهازين لتقليل ضوضاء الخلفية التي يلتقطها التلسكوب الراديوي. يقلل الجدار الشبكي من الأرض التي "ترى" أجهزة الاستقبال المثبتة في وسط الهوائي، لأنها تعكس السماء (الباردة) فقط إلى أجهزة الاستقبال.
الكون في عجلة من امرنا
تم بناء الجهاز الغريغوري كنظام من مرآتين إضافيتين، قطر إحداهما 23 مترًا والأخرى قطرها 90 أمتار. تم تركيب المرايا مع أجهزة الاستقبال داخل الهيكل المقبب: ارتفاع هذا الهيكل يصل إلى ارتفاع مبنى مكون من ستة طوابق ويبلغ وزنه حوالي XNUMX طنًا. إن عودة الإشعاع الكهرومغناطيسي من هاتين المرآتين الإضافيتين تضمن أن الإرسالات القادمة من قطعة السماء قيد الدراسة فقط هي التي ستصل إلى أجهزة الاستقبال. ومع ذلك فإن انتقال العدوى بين البشر له تأثير على ترددات البحث، كما سيتضح لاحقاً.
وفي عام 2004، تم إجراء ترقية أخرى للمرصد الراديوي أريسيبو من خلال تركيب نظام استقبال مماثل لذلك الذي يعمل في باركس، أستراليا. تم بناء النظام في نفس المختبر الأسترالي الذي قام ببناء "كاميرا الراديو" بدقة 13 بكسل. ونظرًا للقيود المفروضة على لوحة أريسيبو، لم يكن من الممكن تركيب سوى سبعة أجهزة استقبال في هذه الحالة.
حساسية عالية
الميزة، مقارنة بتلسكوب باركس الراديوي، هي حساسية أكبر بكثير بسبب قدرة طبق أريسيبو العملاق على تجميع الضوء بمقدار 25 مرة مقارنة بطبق باركس. وفي الوقت نفسه، يعني حجم الطبق هذا أن كل جهاز استقبال سيرى جزءًا أصغر من السماء، وهو ما يعني دقة زاويّة أفضل بكثير تبلغ حوالي ثلاث دقائق قوسية، أي أربعة أضعاف دقة باركس. تم تسمية النظام الجديد باسم "Alpha"، وهو الأحرف الأولى من "Arecibo L-band Feed Array" (Arecibo L-band Feed Array)، حيث يتم حجز اسم "L-band" لمجال الراديو حيث تكون الترددات من حوالي مليار ذبذبة في الثانية (حوالي 1000 ميغاهيرتز) للموجة الكهرومغناطيسية، ويظهر الإشعاع الطبيعي لخط 21 سم من الهيدروجين المحايد.
اجتمع علماء الفلك المهتمون بالرصدات الراديوية عند طول موجي 21 سم باتجاه الفضاء السحيق في أريسيبو في صيف عام 2004 لتحديد طرق البحث باستخدام الأداة الجديدة (شارك كاتب المقال في هذه المناقشات). تقرر اقتراح عدد من الدراسات التي تستخدم القدرات الكامنة في النظام الجديد في دراسة الكون خارج المجرة. وكان السؤال الرئيسي الذي واجهوه هو "ما هي كمية الهيدروجين الموجودة في الكون؟" على ما يبدو، كان ينبغي حل هذا السؤال منذ سنوات عديدة، منذ أن بدأت ملاحظات خط 21 سم. ومع ذلك، فقد تبين أن هذه مشكلة صعبة، لأنه عندما لا يكون الهيدروجين "متصلاً" بالمجرة ويكون جزءاً منها، فإنه يتأين تحت تأثير إشعاع الخلفية، الذي ينشأ من النجوم الساخنة، الإشعاع المنبعث من بيئة الثقوب السوداء العملاقة التي تمتص المادة (الكوازارات)، وموجات الصدمة في الوسط المجري.
هذه العوامل "تسخن" الهيدروجين وتمزق الإلكترون الوحيد الموجود فوق كل ذرة. وفي غياب هذا الإلكترون، فإن ذرة الهيدروجين ليست أكثر من بروتون وإلكترون حر، وبالتالي لا يمكن أن ينبعث الإشعاع الراديوي النموذجي، الذي يبلغ طوله الموجي 21 سم.
يمكنك عادةً العثور على سحب من الهيدروجين المحايد داخل المجرات الباعثة للضوء، أي الأجرام السماوية التي توجد بها نجوم بالفعل. ويوجد الهيدروجين ضمن مجموعة النجوم أو في جوارها المباشر، على شكل طبقة من السحب الغازية حول مجرة مضيئة. ومع ذلك، في العقد الماضي، تم العثور على أدلة على وجود مناطق يوجد بها الكثير من الهيدروجين المحايد، ولكن لا ينبعث منها الكثير من ضوء النجوم. ومن الممكن أن تكون هذه الأماكن هي مواقع "المجرات الكسولة"، التي لا تنتج النجوم بنفس معدل المجرات الأخرى وبالتالي ليست مشرقة بما فيه الكفاية. تم العثور على المجرة الأولى من هذا النوع بالصدفة في عام 1987 وتبين أنها ضخمة ولكن ذات سطوع منخفض للغاية على الرغم من أنها تحتوي على كمية كبيرة من الهيدروجين. منذ ذلك الحين، تم العثور على المزيد من الأمثلة، بل تم الافتراض بوجود العديد من المجرات المظلمة، التي تبدو وكأنها بقع باهتة في صور السماء، ولكن محتواها من الهيدروجين كبير بشكل خاص. إذا كان هذا صحيحا بالفعل، فسيكون من الممكن العثور على جزء كبير من المادة الباريونية في الكون.
دراسة الأجسام خارج مجرة درب التبانة
الهدف الرئيسي من عمليات الرصد خارج المجرة باستخدام ألفا هو قياس عالي الجودة لـ "وظيفة توزيع الكتلة" للهيدروجين المحايد بين المجرات. وهذا يعني قياس مدى انتشار كميات الهيدروجين المختلفة في سكان المجرات: نسب كذا وكذا من السحب الهيدروجينية المحايدة التي تقل كتلتها عن مليون كتلة شمسية، وكذا كذا كتلتها تتراوح بين مليون وعشرة ملايين كتلة شمسية، الخ. اليوم يتم تعريف هذه الوظيفة بشكل معقول فقط للكتل الكبيرة، التي تزيد عن مائة مليون كتلة شمسية من الهيدروجين المحايد، ولكن قد يكون هناك عدد كبير من المجرات الفقيرة نسبيًا بالهيدروجين وذات لمعان منخفض، لذلك لم تتم دراستها. تتضافر الحساسية العالية لمجموعة مستقبلات ألفا، إلى جانب منطقة الاستقبال الكبيرة لطبق أريسيبو، لتمكين اكتشاف كميات صغيرة نسبيًا من الهيدروجين، وهي مناسبة للمجرات القزمة.
سيركز الجزء الرئيسي من الدراسة خارج المجرة مع ألفا على مسح السماء. سيتم وضع التلسكوب في وضع ثابت وستمر السماء أمامه بمعدل دوران الأرض. وفقًا للخطة، سيتم إجراء مرورين على نفس امتداد السماء بفارق عدة أشهر. في كل مرور، سيتم رؤية مصدر سماوي لمدة 12 ثانية تقريبًا بواسطة نظام ألفا؛ وهذا يسمح بالوصول إلى عمق أخذ العينات المطلوب مع توفير إمكانية القضاء على التداخل. تعاني عمليات الرصد في مجال الراديو من تداخل البث الراديوي الأرضي والفضائي.
تهدف الدراسات المرتبطة، أيضًا في مجال خارج المجرة، إلى تعميق رسم خرائط الهيدروجين في مناطق معينة. على سبيل المثال، أحد مجالات الاهتمام هو أقرب مجموعة مجرات غنية إلينا، والتي تتجه نحو برج العذراء. تم التعرف على آلاف المجرات في هذه المجموعة، معظمها قزمة، وفي العديد منها تم قياس كمية الهيدروجين. سيؤدي مسح عنقود العذراء باستخدام نظام ألفا إلى تعميق العينة إلى كتل منخفضة من الهيدروجين، مناسبة للمجرات الصغيرة. ومن بين المجرات القزمة، هناك نوع خاص هو تلك التي تسمى "غير منتظمة" (غير منتظمة)، لأنها لا تملك شكلا محددا. والمجرات العادية الكبيرة هي من النوع "الإهليلجي" وهي على شكل كرة مسطحة، أو "حلزونية" ولها أذرع خطية الشكل. تشكل المجرات غير النظامية جزءًا صغيرًا من إجمالي عدد المجرات، لكن سمتها الخاصة هي وجود كميات كبيرة من الهيدروجين و/أو النجوم الشابة نسبيًا.
وفي العقدين الأخيرين، أجريت دراسات في مرصد فايس بجامعة تل أبيب، الذي يعمل في مرصد رامون، لتوصيف عمليات تكوين النجوم في المجرات القزمة من النوع "المضطرب". اتضح أن تكوين النجوم في الأقزام الشاحبة وفي السطوع ليس عملية مستمرة، ولكنه يحدث في رشقات نارية قوية من التكوين. يمكن أن يستمر انفجار تشكل النجوم لملايين السنين فقط، أو عشرات الملايين من السنين، ويمكن أن تمر مليارات السنين بين انفجار وآخر.
مجموعات قزمة غير منتظمة
ركز البحث في مرصد فايس على أربع مجموعات من المجرات القزمة غير المنتظمة: تلك ذات السطوع العالي وتلك الشاحبة، وكذلك تلك التي تحتوي على الكثير من الهيدروجين وتلك التي لا تحتوي على هيدروجين تقريبًا. تم إجراء الجزء الأول من الدراسة على المجرات الموجودة في مجموعة برج العذراء. الجزء الثاني، الذي يجري الآن، يبحث في المجرات التي ليست أعضاء في مجموعة مجرات ولكنها بعيدة جدًا عن أي مجرة أخرى.
بينما بالنسبة للمجرات الموجودة في العنقود فمن الممكن الاعتماد، كتقريب أولي، على موقع مماثل بين مجرة وأخرى، أما بالنسبة للمجرة البعيدة عن أي مجرة أخرى فلا يوجد خيار سوى قياس سرعتها (لتحديد سرعتها). المسافة منا بسبب توسع الكون). هذا ممكن بالنسبة للعديد من المجرات فقط إذا كانت مشرقة، لذلك تميل العينة إلى احتواء المجرات من هذا النوع فقط وتفتقر إلى المجرات الخافتة. ولإكمال العينة بالمجرات الشاحبة، التي تحتوي على الكثير من الهيدروجين المحايد أو القليل منه، يفضل الباحثون استخدام مجموعة المجرات التي سيتم اكتشافها بواسطة ألفا باستخدام تلسكوب أريسيبو الراديوي.
بصرف النظر عن هذه الدراسة، فإن النتائج المتوقعة من الدراسة الأكثر تعمقًا للعنقود المجري في برج العذراء وعناقيد المجرات وغيرها ستساعد في فهم عمليات تكوين النجوم في المجرات. ومن المفترض أن يوفر التركيز على المجرات القزمة معلومات مهمة حول كيفية تشكل المجرات الأولى في الكون، حيث تمت عملية تكوين النجوم لأول مرة. وقد اجتمعت المجرات القزمة منذ مليارات السنين لتشكل مجرات كبيرة، مثل مجرتنا درب التبانة. في الواقع، تستمر هذه العملية في الحدوث الآن.
"تبتلع" مجرتنا مجرة قزمة تميزت نجومها كمجموعة منفصلة بين النجوم الأخرى باتجاه برج القوس. مزيد من الأدلة على "أكل لحوم البشر في المجرة" كثيرة بين المجرات الأخرى. وحتى على مسافات أكبر منا، يمكن رؤية أجزاء من المجرات، والتي ينبغي أن تشكل في المستقبل مجرة واحدة كبيرة؛ ويمكن رؤية ذلك في صور التلسكوب الفضائي. إن الجمع بين بيانات الهيدروجين المحايد والمعلومات الموجودة في مجال الضوء المرئي (على سبيل المثال، تلك التي تم جمعها في مرصد فايس)، سيشكل قاعدة بيانات للمقارنة مع النماذج الحسابية لتطور تجمعات النجوم. وبهذه الطريقة، سيكون من الممكن معرفة ما إذا كانت عملية تكوين النجوم، حتى في المجرات الشاحبة، تحدث بطريقة انفجارية قصيرة، تتبعها فترة طويلة من الصمت. ستساعد هذه البيانات على فهم تطور الكون، ومكان إشعاع النجوم لاحقًا في عملية تكوين المجرات، والمزيد.
