The Story of the Heavens Robert S. Ball 2411 downloads.pdf

كتاب جوتنبرج الإلكتروني: قصة السماوات
هذا الكتاب الإلكتروني متاح للاستخدام من قبل أي شخص في أي مكان في الولايات المتحدة ومعظم أنحاء العالم مجانًا، وبدون أي قيود تقريبًا. يمكنك نسخه أو إهداؤه أو إعادة استخدامه وفقًا لشروط رخصة مشروع جوتنبرج المرفقة مع هذا الكتاب الإلكتروني أو المتاحة على الإنترنت في موقع www.gutenberg.org. إذا لم تكن في الولايات المتحدة، فسيتعين عليك التحقق من قوانين البلد الذي تتواجد فيه قبل استخدام هذا الكتاب الإلكتروني.

العنوان: قصة السماوات
المؤلف: روبرت س. بول
تاريخ الإصدار: 1 ديسمبر 2008 [الكتاب الإلكتروني رقم 27378]
اللغة: الإنجليزية
معلومات وتنسيقات أخرى: www.gutenberg.org/ebooks/27378
الفريق المسؤول عن إنتاج الكتاب: ك. نوردكويست، بريندا لويس، ستيفن هوب، جريج بيرجكويست، بالإضافة إلى فريق المراجعة عبر الإنترنت في موقع http://www.pgdp.net (تم إنتاج هذا الملف من صور متاحة بسخاء من قبل أرشيف الإنترنت/المكتبات الأمريكية.)

*** بداية كتاب جوتنبرج الإلكتروني: قصة السماوات ***
ملاحظة المنقح

قصة السماوات

اللوحة الأولى.
كوكب زحل،
في عام 1872.

قصة السماوات
السير روبرت ستاويل بول، دكتور في القانون، دكتور في العلوم
مؤلف كتاب “أرض النجوم”

عضو في الجمعية الملكية في لندن، عضو فخري في الجمعية الملكية في إدنبرة، عضو في الجمعية الملكية لعلم الفلك، مستشار علمي لمفوضي أضواء أيرلندا، أستاذ علم الفلك والهندسة في جامعة كامبريدج، وكان سابقًا عالم فلك ملكي في أيرلندا

يحتوي على أربعة وعشرين لوحة ملونة والعديد من الرسوم التوضيحية

طبعة جديدة مُعدلة

شركة كاسيلاند كومباني المحدودة
لندن، باريس، نيويورك وملبورن
1900

جميع الحقوق محفوظة

مقدمة الطبعة الأصلية.

يجب عليّ أن أعبر عن امتناني للمساعدة الكريمة التي تلقيتها في إعداد هذا الكتاب.

لقد سمح لي السيد ناسميث باستخدام بعض الرسومات الجميلة للقمر، والتي نُشرت في العمل المشهور الذي أصدره بالتعاون مع السيد كاربنتر. وأنا مدين له بهذه الرسومات المستخدمة في اللوحات VII، VIII، IX، X، والرسومات 28، 29، 30.

كما سمح لي البروفيسور بيكرينغ بنسخ بعض الرسومات التي رسمها السيد تروفيلوت في مرصد كلية هارفارد، وقد استفدت من كرمه في استخدام هذه الرسومات في اللوحات I، IV، XII، XV.

أنا مدين للبروفيسور لانجلي باللوحة II، وللسيد دي لا رو باللوحتين III وXIV، وللسيد تي. إي. كي باللوحة XVII، وللبروفيسور شياباريللي باللوحة XVIII، وللبروفيسور الراحل سي. بيازي سميث بالرسمة 100، وللسيد تشامبرز بالرسمة 7، والتي تم استعارتها من كتابه “دليل علم الفلك الوصفي”， وللدكتور ستوني بالرسمة 78، وللدكتور كوبلاند والدكتور دراير بالرسمة 72. يجب عليّ أيضًا أن أعبر عن امتناني للمساعدة القيمة التي حصلت عليها من كتاب البروفيسور نيوكومب “علم الفلك الشعبي”، وكتاب البروفيسور يونغ “الشمس”. وخلال مراجعة الكتاب، حظيت بمساعدة كريمة من القس ماكسويل كلوز.

يجب عليّ أيضًا أن أشكر الدكتور كوبلاند والسيد ستيل على لطفهما في قراءة جميع المخطوطات؛ كما استفدت أحيانًا من مساعدة السيد كاثكارت.

روبرت س. بول.

مرصد دونسينك، مقاطعة دبلن.
12 مايو 1886.

ملاحظة حول هذه الطبعة:
لقد استغللت فرصة هذه الطبعة لتعديل المحتوى وفقًا لأحدث التطورات في علم الفلك. أنا ممتن للجمعية الملكية لعلم الفلك لإعطائي الإذن باستخدام بعض الصور من سلسلتها المنشورة، كما أنني ممتن للسيد هنري ف. جريفيثز على رسوماته الرائعة لكوكب المشتري، والتي تم استخدامها في إعداد اللوحة الحادية عشرة.

روبرت س. بول.
كامبريدج،
1 مايو 1900.

المحتويات
الصفحة

المقدمة 1
الفصل الأول: علم الفلك
I. المرصد 9
II. الشمس 29
III. القمر 70
IV. النظام الشمسي 107
V. قانون الجاذبية 122
VI. كوكب الرومانسية 150
VII. عطارد 155
VIII. الزهرة 167
IX. الأرض 192
X. المريخ 208
XI. الكواكب الصغيرة 229
XII. المشتري 245
XIII. زحل 268
XIV. أورانوس 298
XV. نبتون 315
XVI. المذنبات 336
XVII. النجوم الساقطة 372
XVIII. السماء المليئة بالنجوم 409
XIX. الأشمس البعيدة 425
XX. النجوم المزدوجة 434
XXI. مسافات النجوم 441
XXII. تجمعات النجوم والسدم 461
XXIII. الطبيعة الفيزيائية للنجوم 477

الدوران الذاتي والاهتزاز في محور الأرض 492
انحراف الضوء 25. 503
الأهمية الفلكية للحرارة 26. 513
المد والجزر 27. 531
الملحق 558

قائمة الرسومات
الرسمة
I. كوكب زحل، صفحة العنوان
II. بقعة شمسية نموذجية، الصفحة 9
A. الشمس، الصفحة 44
البقع والأشعة على الشمس
III. الشمس، الصفحة 37
البروزات الشمسية أو اللهب الشمسي
IV. الشمس، الصفحة 57
V. الهالة الشمسية، الصفحة 62
خريطة سطح القمر، الصفحة 81
B. جزء من القمر، الصفحة 88
الفوهات القمرية
VII. فوهة ترايسنيكر، الصفحة 93
VIII. فوهة قمرية عادية، الصفحة 97
IX. فوهة بلاتو القمرية، الصفحة 102
X. فوهة تيخو القمرية، الصفحة 106
XI. كوكب المشتري، الصفحة 254
XII. مذنب كوجيا، الصفحة 340
المذنب أ، عام 1892، الصفحة 1
C. المذنب سويفت، الصفحة 358
أطياف الشمس وأطياف ثلاث نجوم، الصفحة 47
المجرة اللبنية، بالقرب من ميسييه II، الصفحة 462
D. السديم العظيم في كوكبة أوريون، الصفحة 466

السديم العظيم في
الفصل الخامس عشر: 468
أندروميدا
السدم في عنقود الثريا: 472
ف. ω سنتوري: 474
السدم التي تم رصدها باستخدام
الفصل السادس عشر: 476
تلسكوب اللورد روس
الفصل السابع عشر: مذنب عام 1882: 357
خريطة شياباريللي لكوكب المريخ:
الفصل الثامن عشر: 221

قائمة الرسوم التوضيحية
الشكل – الصفحة
1. مبدأ تلسكوب الانكسار 11
قبة المرصد الاستوائي الجنوبي في دونسينك
2. 12
مرصد دبلن
مقطع عرضي لقبة دونسينك
3. 13
المرصد
التلسكوب في مرصد ييركس،
4. 15
شيكاغو
مبدأ تلسكوب هيرشل العاكس
5. 16
شيكاغو
الواجهة الجنوبية لمرصد ييركس،
6. 17
شيكاغو
7. تلسكوب اللورد روس 18
8. دائرة الطول الشمسي 20
9. الدب الأكبر 27
الأحجام المقارنة للأرض والشمس
10. 30
الشمس، ملتقطة بالصورة في 22 سبتمبر 1870
11. 33
12. صورة لسطح الشمس 35
13. بقعة شمسية عادية 36
14. ملاحظات شاينر حول البقع الشمسية 38
المناطق على سطح الشمس التي تظهر فيها البقع
15. 39
نسيج سطح الشمس وبقعة صغيرة 43
17. المنشور 45
18. تشتت الضوء بواسطة المنشور 46
19. البروزات المرئية خلال الكسوف الكلي 53
20. رؤية الهالة الشمسية خلال الكسوف الكلي 62

منظر كورونا أثناء الكسوف في 21 يناير
21، 63
22، 1898

ضوء البروج في عام 1874
69

الأحجام المقارنة للأرض والقمر
23، 73

مسار القمر حول الشمس
24، 76

مراحل القمر
25، 76

ظل الأرض والمنطقة شبه المظللة
26، 78

مفتاح رسم خريطة القمر (اللوحة السادسة)
81

البركان القمري النشط: نظرية ناسميث
28، 97

النشاط الضعيف اللاحق للبركان القمري
29، 97

تكوّن السطح المستوي بفعل الحمم البركانية
30، 98

مدارات الكواكب الداخلية الأربعة
31، 115

حركة الأرض
32، 116

مدارات الكواكب العملاقة الأربعة
33، 117

الحجم الظاهري للشمس من مختلف الكواكب
34، 118

الأحجام المقارنة للكواكب
35، 119

رسم توضيحي لحركة القمر
36، 130

رسم القطعة الناقصة
37، 137

تغير سرعة الحركة البيضاوية
38، 140

تساوي المساحات في أوقات متساوية
39، 141

مرور كوكب عطارد أمام الشمس
40، 153

التغيرات في مراحل والحجم الظاهري لعطارد
41، 160

عطارد على شكل هلال
42، 161

كوكب الزهرة، 29 مايو 1889
43، 170

الجوانب المختلفة لكوكب الزهرة عبر التلسكوب
44، 171

كوكب الزهرة أمام الشمس أثناء مروره في عام 1874
45، 177

مسارات كوكب الزهرة أمام الشمس في مروري عامي 1874 و1882
46، 179

عبور كوكب الزهرة، كما يُرى من موقعين
47. 183
المواقع المحلية
48. مدارات الأرض والمريخ 210
49. الحركات الظاهرية للمريخ في عام 1877 212
50. الأحجام النسبية للمريخ والأرض 216
51. رسومات للمريخ 217
52. المرتفعات والانخفاضات على سطح المريخ 217
53. القطب الجنوبي للمريخ 217
54. منطقة الأقمار الصغيرة بين المريخ والمشتري 234
55. الأبعاد النسبية للمشتري والأرض 246
56–57. غروب المشتري 255
58. المشتري وأقماره الأربعة 258
59. اختفاء أقمار المشتري 259
60. طريقة قياس سرعة الضوء 264
61. كوكب زحل 270
62. الأحجام النسبية لزحل والأرض 273
63. طريقة قياس دوران حلقات زحل 288
64. طريقة قياس دوران حلقات زحل مرة أخرى 289
65. عبور كوكب تيتان وظله 295
66. المسار البارابولي للمذنبات 339
67. مدار مذنب إنكه 346
68. ذيل المذنب الموجه نحو الشمس 363
69. نظرية بريديتشين حول أذيال المذنبات 366
70. أذيال مذنب عام 1858 367
71. مذنب عام 1744 368
72. مسار الكرة النارية في 6 نوفمبر 1869 375
73. مدار سرب الشهب 378

77. نقطة انبعاث الشهب 381
78. تاريخ شهب الأسد 385
79. جزء من نيزك تشاكو 398
80. الدب الأكبر والنجم القطبي 410
81. الدب الأكبر وكاسيوبيا 411
82. المربع الكبير لبيغاسوس 413
83. بيرسيوس والنجوم المجاورة له 415
84. عنقود الثريا 416
85. أوريون وسيريوس والنجوم المجاورة لهما 417
86. كاستور وبولوكس 418
87. الدب الأكبر والأسد 419
88. بويتس والتاج السماوي 420
89. العذراء والكوكبات المجاورة لها 421
90. كوكبة القيثارة 422
91. فيغا والبجعة والنسر 423
92. مدار سيريوس 426
93. المنحنى البارالاكتيكي 444
94. نجم 61 سيجني والنجوم المقارنة 447
95. البارالاكس في ميل نجم 61 سيجني 450
96. العنقود الكروي في هرقل 463
97. موقع السديم الكبير في أوريون 466
98. النجم المتعدد θ أوريونيس 467
99. السديم N.G.C. 1499 471
خريطة النجوم، تُظهر حركة الدوران السماوي 100. 493
رسم توضيحي لحركة الدوران السماوي 495

قصة السماوات.

"قصة السماوات العجيبة" هو عنوان كتابنا. نحن بالفعل لدينا قصة يجب أن نرويها؛ ولو استطعنا سردها بشكل كافٍ، لكانت مصدر اهتمام لا حدود له وجمال رائع. إنها تقودنا إلى التأمل في الظواهر العظيمة في الطبيعة والإنجازات العظيمة لعبقرية الإنسان.

دعونا نذكر بعض الأسئلة التي سيطرحها بشكل طبيعي من يرغب في معرفة المزيد عن تلك الأجرام الرائعة التي تزين سماءنا: ما هو الشمس؟ ما مدى حرارتها، وحجمها، وبُعدها؟ من أين يأتي حرارتها؟ ما هو القمر؟ كيف هي تضاريسه؟ كيف يتحرك قمرنا الصناعي؟ ما علاقته بالأرض؟ هل الكواكب كروية مثل الكرة التي نعيش عليها؟ ما مقدار حجمها، وما مدى بُعدها؟ ماذا نعرف عن أقمار كوكب المشتري وحلقات كوكب زحل؟ كيف تم اكتشاف كوكب أورانوس؟ ما هو الإنجاز الفكري الذي أدى إلى اكتشاف كوكب نبتون؟ أما بالنسبة للأجرام الأخرى في نظامنا، فماذا يمكننا أن نقول عن تلك الأجسام الغامضة، المذنبات؟ هل يمكننا اكتشاف قوانين حركتها التي تبدو عشوائية؟ هل نعرف شيئًا عن طبيعتها وعن الذيول الرائعة التي تزينها غالبًا؟ ماذا يمكن أن نقول عن النجوم الساقطة التي تدخل غلافنا الجوي باستمرار وتختفي في وميض رائع؟ ما طبيعة تلك التجمعات النجمية المكونة من نجوم ساطعة التي تم التعرف عليها منذ القدم، وكذلك تلك النجوم الأصغر التي تكشف عنها تلسكوباتنا؟ هل من الممكن أن تكون هذه الأجرام اللامتناهية في العدد في الواقع شموس عظيمة غاصت في أعماق لا يمكن تصورها في الفضاء الشاسع؟ ماذا يمكننا أن نقول عن أنواع النجوم المختلفة: النجوم الملونة، والنجوم المتغيرة، والنجوم المزدوجة، والنجوم المتعددة، والنجوم التي تبدو وكأنها تتحرك، والنجوم التي تبدو وكأنها ساكنة؟ ماذا عن تلك الأجرام الرائعة، التجمعات النجمية الكبيرة؟ وماذا عن درب التبانة؟ وأخيرًا، ماذا يمكننا أن نتعلم عن السدم الرائعة التي تكشف عنها تلسكوباتنا، والتي تقع على مسافات لا يمكن قياسها؟ هذه بعض الأسئلة التي تخطر ببالنا عندما نتأمل في أسرار السماوات.

تاريخ علم الفلك، من ناحية ما، يشبه إلى حد كبير العديد من التواريخ الأخرى. فالجزء الأول منه قد فُقد بالكامل وبشكل لا رجعة فيه. لقد تم دراسة النجوم، وتم إحراز بعض الاكتشافات الفلكية العظيمة.

عصور لا تُحصى قبل تلك التي تصل إليها أقدم سجلاتنا التاريخية. على سبيل المثال، فإن ملاحظة الحركة الظاهرية للشمس، والتمييز بين الكواكب والنجوم الثابتة، يمكن تصنيفهما كلاهما ضمن اكتشافات العصور ما قبل التاريخ. كما لا يمكن القول إن هذه الإنجازات كانت متعلقة بأمور واضحة المعالم. قد يبدو علم الفلك القديم بسيطًا جدًا لأولئك في عصرنا الذين اطلعوا منذ الطفولة على الحقائق العظيمة للطبيعة، لكن في بدايات العلم، كان الأشخاص الذين أحرزوا مثل هذه الاكتشافات يجب أن يكونوا فيلسوفين حكماء.

من بين جميع ظواهر علم الفلك، فإن أول وأوضح ظاهرة هي شروق الشمس وغروبها. يمكننا الافتراض أنه في بدايات الذكاء البشري، كانت هذه الأحداث اليومية تشكل أحد أولى المشكلات التي استحوذت على انتباه أولئك الذين تجاوزت أفكارهم مخاوف الحياة اليومية البدائية. تغرب الشمس في الغرب، وفي صباح اليوم التالي تشرق في الشرق، وتتحرك عبر السماء، ثم تختفي أيضًا في الغرب؛ وتتكرر نفس الظواهر كل يوم. بالنسبة لنا، من الواضح أن الشمس التي تظهر كل يوم هي نفس الشمس؛ لكن هذا لن يبدو منطقيًا لمن كان يعتقد أن حواسه تُظهر له أن الأرض سهل مسطح ذو مدى غير محدد، وأنه حول المناطق المأهولة من جميع الجهات تمتد، لمسافات شاسعة، إما صحاري قاحلة أو محيطات لا طرق فيها. كيف يمكن لنفس الشمس، التي تغرق في المحيط على بعد هائل في الغرب، أن تظهر مرة أخرى في صباح اليوم التالي على بعد مسافة مماثلة في الشرق؟ أكدت الأساطير القديمة أنه بعد أن تغرب الشمس في المحيط الغربي عند الغروب (كان الإيبيريون وغيرهم من الشعوب القديمة يعتقدون فعلاً أنهم يستطيعون سماع صوت هسهسة المياه عندما تغرق الكرة المضيئة فيها)، كان فولكان يأخذها ويضعها في كأس ذهبي. هذه السفينة الغريبة ذات الحمولة المذهلة كانت تبحر في المحيط عبر مسار شمالي، حتى تصل إلى الشرق في الوقت المناسب لشروق الشمس في صباح اليوم التالي. كان الفيزيائيون القدماء يعتقدون أن الشمس تُنقل بطريقة ما خلال الليل عبر المناطق الشمالية، وأن الظلام ناتج عن جبال شاهقة تحجب أشعة الشمس أثناء الرحلة.

مع مرور الوقت، بدا من المنطقي أكثر افتراض أن الشمس في الواقع تسير تحت الأرض الصلبة خلال الليل. كما تعلم علماء الفلك في العصور الأولى كيفية التعرف على النجوم الثابتة. لوحظ أن العديد من هذه النجوم، مثل الشمس، تشرق وتغرب نتيجة للحركة اليومية، بينما كان من الواضح أن القمر يتبع قانونًا مشابهًا. وهكذا علّم الفلاسفة أن الأجرام السماوية المختلفة كانت تمر فعليًا تحت الأرض الصلبة.

من خلال الاعتراف بأن كل ما في السماوات يقوم بهذه الحركات، تم اتخاذ خطوة مهمة نحو فهم تركيب الكون. أصبح من الواضح أن الأرض لا يمكن أن تكون سطحًا يمتد إلى مسافة لا نهائية، كما أصبح من الواضح أيضًا أن هناك عمقًا محدودًا للأرض تحت أقدامنا. بل إنه أصبح من المؤكد أن شكل الأرض، مهما كان، فهي في كل الأحوال شيء منفصل عن جميع الأجرام الأخرى، ومعلقة في الفضاء دون دعامة مرئية. عندما تم الإعلان عن هذا الاكتشاف لأول مرة، لا بد أنه بدا حقيقة مذهلة للغاية. كان من الصعب جدًا تصور أن الأرض الصلبة التي نقف عليها لا تستند إلى شيء! ما الذي يمنعها من السقوط؟ كيف يمكن أن تظل ثابتة دون دعامة ملموسة، مثل التابوت الأسطوري لمحمد؟ ولكن رغم صعوبة قبول هذا المبدأ، إلا أن حقيقته الضرورية أجبرت الناس على القبول به مع مرور الوقت، وبدأ علم الفلك في الوجود. لا بد أن تغيرات الفصول وتكرار مواسم الزراعة والحصاد كانت، منذ العصور الأولى، مرتبطة بتغيرات معينة في موقع الشمس. في الصيف، عند منتصف النهار، تشرق الشمس عاليًا في السماء، أما في الشتاء فهي دائمًا منخفضة. لذلك، فإن نجمنا الساطع يقوم بحركة سنوية صعودًا وهبوطًا في السماء، بالإضافة إلى حركة يومية تتمثل في الشروق والغروب. لكن هناك نوع ثالث من التغيرات في موقع الشمس، وهو ليس واضحًا تمامًا، رغم أنه لا يزال من الممكن اكتشافه من خلال بعض الملاحظات الدقيقة، إذا تم الجمع بينها وبين عادة التفكير الفلسفي. من المستحيل تقريبًا أن يفوت المراقبون الأوائل للنجوم ملاحظة أن الأبراج السماوية المرئية ليلاً تتغير مع فصول السنة. على سبيل المثال، الشكل اللامع لكوكبة أوريون، رغم أنها واضحة جدًا في ليالي الشتاء، إلا أنها غير موجودة في...

سماء الصيف، والمكان الذي كانت تشغله تلك النجوم يحل محله بعد ذلك مجموعات نجوم مختلفة تمامًا. ويمكن قول الشيء نفسه عن الأبراج الأخرى. وبالتالي، يمكن تحديد كل موسم من أمواس السنة من خلال الأجرام السماوية التي تكون واضحة في الليل. في الواقع، في العصور القديمة، كان يتم أحيانًا تحديد وقت بدء دورة الأعمال الزراعية من خلال موقع الأبراج في المساء.

من خلال التفكير في هذه الحقائق، استطاع علماء الفلك في العصور القديمة إثبات الحركة السنوية الظاهرية للشمس. لم يكن هناك تفسير منطقي للتغيرات في الأبراج مع تغير الفصول، إلا بافتراض أن موقع الشمس يتغير، بحيث تكمل دورة كاملة حول السماء خلال السنة. ويتم تأكيد هذه الحركة للشمس أيضًا عن طريق النظر إلى الغرب بعد غروب الشمس ومراقبة النجوم. مع تقدم الموسم، يمكن ملاحظة كل مساء أن الأبراج تبدو وكأنها تغوص أكثر فأكثر نحو الغرب، حتى تختفي في النهاية بسبب سطوع السماء. ويتم تفسير هذا الاختفاء بافتراض أن الشمس تبدو وكأنها ترتفع باستمرار من الغرب لملاقاة النجوم. وبالطبع، لا يجب الخلط بين هذه الحركة وبين الشروق والغروب اليومي العادي، الذي تشارك فيه جميع الأجرام السماوية. يجب أن نفهم أنه بالإضافة إلى تأثرها بالحركة العامة، فإن شمسنا لها حركة بطيئة مستقلة في الاتجاه المعاكس؛ ولذلك، رغم أن الشمس ونجمًا ما قد يغربان في نفس الوقت اليوم، إلا أنه بما أن الشمس ستتحرك قليلاً نحو الشرق بحلول الغد، فإن النجم سيغرب بعد دقائق قليلة من الشمس.[1]

سمحت الملاحظات الدقيقة لعلماء الفلك في العصور القديمة بتحديد مسار الشمس عبر السماء، وتبين أنها في دورتها بين النجوم والأبراج كانت تتبع دائمًا نفس المسار. يُطلق على هذا المسار اسم المسار الشمسي، والأبراج التي يمر بها تشكل حزامًا حول السماء يُعرف باسم البروج. كان يتم تقسيمه في العصور القديمة إلى اثني عشر جزءًا متساويًا أو “أبراجًا”， حتى يمكن تحديد مراحل الرحلة الطويلة للشمس بسهولة. يبدو أن مدة السنة، أو الفترة الزمنية التي تحتاجها الشمس لإكمال دورتها حول السماء، هي

لقد تم تحديده لأول مرة من قبل علماء فلك غير معروفي الأسماء. وقد تجلى مستوى مهارة علماء الهندسة في الشرق القدامى أكثر من خلال قدرتهم على تحديد موقع مسار الشمس بالنسبة لخط الاستواء السماوي، وكذلك نجاحهم في قياس الزاوية بين هذين الدائرتين المهمتين في السماء.

كما لوحظت الخصائص الرئيسية لحركة القمر بذكاء في عصور قديمة جدًا تسبق التاريخ المعروف. يدرك المراقب الدقيق الحقيقة المهمة المتمثلة في أن القمر لا يحتل موقعًا ثابتًا في السماء؛ فخلال ليلة واحدة، يمكن ملاحظة أن القمر قد تحرك من الغرب إلى الشرق عبر السماء عن طريق تحديد موقعه بالنسبة للنجوم المجاورة. من المرجح جدًا أن يكون اكتشاف حركة القمر قد سبق اكتشاف الحركة السنوية للشمس، لأنه نتيجة مباشرة لملاحظة بسيطة، ولا يتطلب الكثير من الجهد الفكري. في العصور ما قبل التاريخ أيضًا، تم تحديد فترة دوران القمر، كما تم تحديد أطوار القمر بشكل صحيح بناءً على الزاوية المتغيرة التي يكون عليها الجانب المضاء بأشعة الشمس وهو موجه نحو الأرض.

لكننا لم ننتهِ بعد من سرد قائمة الاكتشافات العظيمة التي جاءت من عصور قديمة غير معروفة. فقد تم تقديم تفسيرات صحيحة للظاهرة الملفتة للانتباه المتمثلة في كسوف القمر، حيث يغرق السطح اللامع للقمر مؤقتًا في الظلام، وكذلك لظاهرة كسوف الشمس الأكثر إثارة، حيث يحدث ظلام جزئي أو حتى كلي على الشمس نفسها. كما استطاع علماء الفلك القدامى أن يلاحظوا النجوم الخمسة السارة أو الكواكب؛ فقد رصدوا حركات عطارد والزهرة والمريخ والمشتري وزحل. وقد راقبوا بإعجاب التركيبات المختلفة لهذه الكواكب؛ وكما كانت الشمس، وإلى حد أقل القمر، مرتبطة ارتباطًا وثيقًا بشؤون الحياة اليومية، فإن حركات الكواكب في خيال هؤلاء الباحثين القدامى كانت تُعتبر مرتبطة بالخير أو الشر للبشر. وأخيرًا، لوحظ وجود نظام معين يحكم حركات الكواكب التي تبدو عشوائية.

أنهم كانوا يلتزمون بقوانين معينة. تطور علم الهندسة سار جنبًا إلى جنب مع دراسة علم الفلك؛ ومع انتقالنا من العصور ما قبل التاريخ المظلمة إلى العصر التاريخي، نجد أن نظرية ظواهر السماء كانت تتمتع بدرجة معينة من الاتساق.

اعترف بطليموس، متبعًا أفكار فيثاغورس وأفلاطون وأرسطو، بأن شكل الأرض كروي، وأثبت ذلك باستخدام نفس الحجج التي نستخدمها اليوم. كما أدرك كيف كان هذا الكرة العظيمة معزولة في الفضاء. اعترف بأن الحركة اليومية للسماوات يمكن تفسيرها بدوران الأرض حول محورها، لكن للأسف قدم أسبابًا لرفض هذا الرأي عمدًا. فوفقًا له، كانت الأرض جسمًا ثابتًا؛ لم تكن تدور حول محور ولا تتحرك عبر الفضاء، بل ظلت دائمًا ساكنة في ما اعتبره مركز الكون. ووفقًا لنظرية بطليموس، كانت الشمس والقمر تتحركان في مدارات دائرية حول الأرض التي كانت في المركز. أما تفسير حركات الكواكب فوجده أكثر تعقيدًا، لأنه كان من الضروري تفسير حقيقة أن كوكبًا ما يتقدم أحيانًا ويتراجع أحيانًا أخرى. رفض علماء الهندسة القدماء الاعتقاد بإمكانية حدوث أي حركة لجسم سماوي باستثناء الدوران في دائرة؛ ولذلك تم ابتكار آلية تفيد بأن كل كوكب يدور في دائرة، ومركز هذه الدائرة بدوره يدور في دائرة أخرى حول الأرض.

على الرغم من أن نظرية بطليموس معروفة الآن بأنها مبنية على تقدير مبالغ فيه لأهمية الأرض في نظام السماوات، إلا أنه يجب الاعتراف بأن الحركات الظاهرية للأجرام السماوية يمكن تفسيرها بهذه الطريقة بدقة كبيرة. وقد وُصفت هذه النظرية في العمل العظيم المعروف باسم “المجسطي”， الذي كُتب في القرن الثاني الميلادي، واعتُبر لمدة أربعة عشر قرنًا المرجع النهائي في جميع مسائل علم الفلك.

هكذا كان نظام علم الفلك السائد في العصور الوسطى، ولم يُفقد مصداقيته إلا في عصر يقارب تمامًا عصر اكتشاف العالم الجديد على يد كولومبوس. الترتيب الحقيقي للـ

ثم قام كوبرنيكوس بشرح النظام الشمسي في العمل العظيم الذي كرّس له حياته. وأظهر المبدأ الأول الذي توصل إليه نتيجة هذه الأبحاث أن الحركة اليومية للسماوات ناتجة عن دوران الأرض حول محورها. وأشار كوبرنيكوس إلى الفرق الجوهري بين الحركات الحقيقية والحركات الظاهرية؛ فقد أثبت أن المظاهر التي تظهر في شروق وغروب الشمس والنجوم يوميًا يمكن تفسيرها بافتراض دوران الأرض، بنفس القدر من الإقناع الذي يوفره افتراض بطليموس الأكثر تعقيدًا. كما أوضح أن الافتراض الأخير يتطلب إعطاء النجوم سرعة لا نهائية تقريبًا، مما يجعل فكرة دوران الكون بأكمله حول الأرض افتراضًا سخيفًا بوضوح. أما المبدأ الثاني العظيم، الذي منح كوبرنيكوس شهرة خالدة، فقد حدد الموقع الحقيقي للأرض في الكون. فقد نقل كوبرنيكوس مركز الدوران الذي تدور حوله جميع الكواكب من الأرض إلى الشمس؛ وأثبت الحقيقة المحرجة إلى حد ما، وهي أن كوكبنا الأرض مجرد كوكب يسير في مسار بين مساري كوكبي الزهرة والمريخ، ويخضع مثل جميع الكواكب الأخرى لسيطرة الشمس العليا.

لقد أزالت هذه الثورة العظيمة من علم الفلك تلك الآراء المشوهة حول أهمية الأرض، والتي نشأت ربما بشكل طبيعي نتيجة كوننا نعيش على ذلك الكوكب تحديدًا. وسرعان ما تلا إنجازات كوبرنيكوس اختراع التلسكوب، ذلك الجهاز المذهل الذي أدى إلى ظهور علم الفلك الحديث. وسنخصص الفصل الأول من كتابنا للتطرق إلى هذا الموضوع المهم.

اللوحة الثانية: بقعة شمسية نموذجية.
(مقتبس من لانجلي).

الفصل الأول: المرصد الفلكي
الملاحظات الفلكية المبكرة – مرصد تيخو براهي – عدسة العين – رؤية الأجسام الخافتة – التلسكوب – عدسة الهدف – مزايا التلسكوبات الكبيرة – التلسكوبات الموجهة نحو خط الاستواء – قوة التلسكوب – التلسكوبات المنعكسة – التلسكوب العملاق للورد روس في بارسونستاون – كيفية استخدام التلسكوب القوي – أدوات القياس الدقيقة – دائرة الطول الشمسي – خطوط العنكبوت – دقة توجيه التلسكوب – الاحتياطات الضرورية أثناء إجراء الملاحظات – الأداة المثالية والأداة العملية – التخلص من الأخطاء – مرصد جرينتش – استخدام عدسات المسرح كأدوات فلكية – كوكبة الدب الأكبر – عد النجوم في الكوكبة – كيفية أن تصبح مراقبًا فلكيًا.

إن أوائل مظاهر المرصد الفلكي غير معروفة تمامًا، تمامًا كما هو الحال مع أوائل الاكتشافات في علم الفلك نفسه. من المحتمل أن أول تطبيق للملاحظة باستخدام الأدوات للأجرام السماوية كان يتمثل في قياس ظل عمود يلقيه الشمس عند الظهيرة. وقد سمحت التغيرات في طول هذا الظل لعلماء الفلك القدماء بدراسة الحركات الظاهرية للشمس. لكن حتى في أقدم العصور، كانت هناك أدوات فلكية خاصة تتمتع بدقة كافية لزيادة معرفة علم الفلك، وتُظهر مستوى عاليًا من الإبداع من جانب المصممين.

يكتب البروفيسور نيوكومب[2] كالتالي: “كان الرائد في هذا المجال هو تيخو براهي، الذي وُلد عام 1546، بعد ثلاث سنوات من وفاة كوبرنيكوس. لقد جذب انتباهه دراسة علم الفلك لأول مرة بسبب كسوف الشمس في 21 أغسطس 1560، والذي كان كليًا في بعض مناطق أوروبا. ومندهشًا من إمكانية التنبؤ بهذه الظاهرة، كرس نفسه لدراسة طرق الملاحظة والحساب التي تم من خلالها التنبؤ. وفي عام 1576، أسس ملك الدنمارك المرصد الشهير في أورانيبورغ، حيث قضى تيخو عشرين عامًا يعمل بجد فيه…”

كانت الملاحظات المتعلقة بمواقع الأجرام السماوية تتم باستخدام أفضل الأدوات المتاحة في ذلك الوقت. كان ذلك قبل اختراع التلسكوب مباشرة، لذا لم يتمكن علماء الفلك من الاستفادة من هذه الأداة القوية. ونتيجة لذلك، تمت تجاوز ملاحظاتهم بالملاحظات الأفضل التي تم التوصل إليها في القرون التالية، ويعود شهرتها وأهميتها بشكل أساسي إلى أنها وفرت لكيبلر الوسائل اللازمة لاكتشاف قوانينه الشهيرة المتعلقة بحركة الكواكب.

لقد منح جاليليو توجيه التلسكوب نحو السماء دفعة رائعة لدراسة الأجرام السماوية. يُعد هذا الرجل الاستثنائي شخصية بارزة في تاريخ علم الفلك، ليس فقط بسبب علاقته بهذا الاختراع العظيم، بل أيضًا بسبب إنجازاته في المجالات الأكثر تجريدًا في علم الفلك. وُلد في بيزا عام 1564، وفي عام 1609 تم صنع أول تلسكوب استُخدم للملاحظات الفلكية. توفي جاليليو عام 1642، وهو العام الذي وُلد فيه نيوتن. كان جاليليو هو من وضع بشكل متين أسس علم الديناميكا، الذي يُعد علم الفلك أروع تجسيد له؛ وهو أيضًا من تعرض لغضب محاكم التفتيش بسبب نشره لمبادئ كوبرنيكوس.

إن بنية العين البشرية، من حيث التكيف الدقيق للبؤبؤ، تقدم لنا مثالًا مناسبًا على مبدأ التلسكوب. لرؤية جسم ما، من الضروري أن يدخل الضوء الصادر عنه إلى العين. المدخل الذي يدخل من خلاله الضوء هو البؤبؤ. في النهار، عندما يكون الضوء ساطعًا، يقلل القزحية من حجم البؤبؤ، وبالتالي يمنع دخول كمية كبيرة من الضوء. أما في الليل، أو عندما يكون الضوء خافتًا، فغالبًا ما تحتاج العين إلى استقبال أكبر قدر ممكن من الضوء. في هذه الحالة، يتسع البؤبؤ؛ ويدخل المزيد والمزيد من الضوء مع توسع البؤبؤ. وبهذه الطريقة، يتم التحكم بشكل فعال في إضاءة الصورة على الشبكية وفقًا لمتطلبات الرؤية.

ترسل النجوم إلينا أشعتها الضعيفة، ومن هذه الأشعة تتشكل الصورة. ولكن، حتى مع أكبر حجم للبؤبؤ، قد يحدث أن تكون الصورة غير كافية السطوع لإثارة إحساس الرؤية. هنا يأتي التلسكوب لمساعدتنا: فهو يلتقط جميع الأشعة في شعاع واحد...

كانت الأبعاد الأصلية للضوء كبيرة جداً بحيث لا يمكن أن يمر عبر البؤبؤ. تقوم العدسات بتركيز هذه الأشعة في شعاع رفيع بما يكفي ليمر عبر الفتحة الصغيرة، وبذلك يزداد سطوع الصورة على الشبكية. تُضاء الشبكية بكمية ضوء تقارب تلك التي يتم جمعها من نفس الجسم عبر بؤبء بحجم العدسات الكبيرة في التلسكوب.

في المراصد الفلكية، نستخدم تلسكوبات من فئتين مختلفتين تماماً. النوع الأكثر شيوعاً هو ما يُعرف بالتلسكوبات الانكسارية، حيث يتم تركيز أشعة الضوء عن طريق الانكسار. يظهر شكل التلسكوب الانكساري في الشكل 1؛ تصطدم أشعة النجم بالعدسة الموجودة في نهاية التلسكوب، وأثناء مرورها تنكسر لتتحول إلى شعاع متقارب، بحيث تلتقي جميعها في نقطة التركيز. ثم تصطدم هذه الأشعة بالعدسة الخاصة بالعين، والتي تعيد توجيهها لتصبح متوازية. وهكذا، يتم تركيز الشعاع الأسطواني الكبير الذي كان يصطدم بالعدسة إلى شعاع صغير يمكنه الدخول عبر البؤبؤ. لكن يجب الإشارة إلى أن الطبيعة المركبة للضوء تتطلب استخدام عدسة أكثر تعقيداً من العدسة البسيطة الموضحة هنا. في التلسكوب الانكساري، يجب استخدام ما يُعرف بالتركيبة متعددة الألوان، والتي تتكون من عدسة واحدة من زجاج الفلين وعدسة أخرى من زجاج التاج، ويتم ضبطهما مع بعضهما البعض بعناية فائقة.

الشكل 1: مبدأ تلسكوب الانكسار.

الشكل 2: قبة خط الاستواء الجنوبي في مرصد دانسينك بمدينة دبلن.

الشكل 3: مقطع عرضي لقبة مرصد دونسينك.
يُظهر الأشكال المجاورة شكل المرصد الفلكي المصمم لاستيعاب جهاز بأبعاد متوسطة. الشكل الأول (الشكل 2) يُظهر القبة الموجودة في مرصد دونسينك والمخصصة للتلسكوب الاستوائي، حيث تم تقديم عدسة هذا التلسكوب إلى مجلس كلية ترينيتي في دبلن من قبل السير جيمس ساوث الراحل. الجزء الرئيسي من المبنى عبارة عن جدار أسطواني، وفوقه سقف نصف كروي. يوجد في هذا السقف آلية يمكن فتحها للسماح للتلسكوب الموجود في الداخل برؤية السماء. يمكن للقبة أن تدور بحيث يمكن توجيه الفتحة نحو الجزء من السماء الذي يوجد فيه الجسم المراد مراقبته. الشكل التالي (الشكل 3) يُظهر مقطعًا عرضيًا للقبة، مع إظهار الآلية التي يستخدمها العامل لتدوير القبة، بالإضافة إلى التلسكوب نفسه. يقع عين المراقب عند عدسة الرؤية، ويظهر وهو يدير مقبضًا يسمح بتحريك التلسكوب ببطء، من أجل ضبط الجهاز بدقة على الجسم السماوي المراد مراقبته. العدستان الموجودتان معًا…

قطر عدسات الهدف في هذا الجهاز اثنا عشر بوصة، وتعتمد جودة التلسكوب بشكل أساسي على دقة تصنيع هذه العدسات. أما عدسة العين فهي بسيطة نسبيًا؛ فهي تتكون فقط من عدسة واحدة أو اثنتين صغيرتين؛ ويمكن استخدام أنواع مختلفة من عدسات العين حسب قوة التكبير المرغوبة. يجب ملاحظة أنه لأغراض كثيرة في علم الفلك، لا تكون قوى التكبير العالية مرغوبة. كما أن هناك حدًا لا يمكن تجاوزه في قوة التكبير دون أن يكون ذلك مفيدًا؛ فعدسات الهدف لا يمكنها جمع سوى كمية معينة من الضوء من النجم؛ وإذا كانت قوة التكبير كبيرة جدًا، فإن هذه الكمية المحدودة من الضوء ستتوزع على مساحة كبيرة جدًا، مما يؤدي إلى نتائج غير مرضية. كما أن عدم استقرار الغلاف الجوي يحد أيضًا من مدى إمكانية تكبير الصورة بشكل فعال، لأن كل زيادة في قوة التكبير تزيد من اضطرابات الغلاف الجوي بنفس القدر.

يُطلق على التلسكوب المركب بالطريقة الموضحة هنا اسم التلسكوب المداري. تكمن ميزة هذا النوع الخاص من تثبيت الجهاز في سهولة تحريك التلسكوب لمتابعة النجم في مساره الظاهري عبر السماء. تتم الحركات اللازمة للأنبوب بواسطة آلية تعمل بالساعة تُدار بواسطة وزن، بحيث بمجرد توجيه الجهاز بشكل صحيح، يظل النجم ضمن مجال رؤية المراقب، ويتم التغلب على تأثير الحركة اليومية الظاهرية. أحدث تطور في هذا المجال هو استخدام نظام كهربائي يسمح بالتحكم في حركة الجهاز من خلال الساعة القياسية في المرصد.

الشكل 4: التلسكوب الموجود في مرصد ييركس، شيكاغو.
(من مجلة الفيزياء الفلكية، المجلد السادس، العدد 1.)
تُقاس قوة التلسكوب الانكساري – بقدر ما يكون لهذا المصطلح معنى محدد – بقطر عدسة المراقبة الخاصة به. وقد كان هناك منافسة شريفة بين الدول المتحضرة حول من يجب أن يمتلك أكبر تلسكوب انكساري. من بين الأجهزة المهمة التي تم إنشاؤها بنجاح، هو التلسكوب الذي أنشأه السير هوارد جروب في عام 1881 في المرصد الرائع في فيينا. يمكن تقدير أبعاده من خلال حقيقة أن قطر عدسة المراقبة يبلغ قدمين وثلاث بوصات. هناك العديد من الحلول الذكية التي تساعد في تقليل الصعوبات الناتجة عن استخدام جهاز به مثل هذه الأبعاد الضخمة. من بين هذه الحلول، يمكن ذكر الطريقة المستخدمة لإظهار الدوائر الموجودة على التلسكوب أمام عين المراقب. تقع هذه الدوائر بالضرورة في أجزاء من الجهاز بعيدة عن عدسة المراقبة نفسها. لكن يمكن قراءة العلامات والأرقام الدقيقة من مسافة بعيدة باستخدام تلسكوب صغير مساعد، حيث يقوم هذا التلسكوب، بواسطة مرايا مناسبة، بتوجيه أشعة الضوء من الدوائر إلى عين المراقب.

لقد أنتجت شركة ألفان كلارك في كامبريدجبورت، بوسطن، ماساتشوستس، العديد من التلسكوبات الانكسارية ذات الدقة العالية جدًا. أحد أشهر تلسكوباتهم هو تلسكوب ليك الكبير الذي يُستخدم حاليًا على جبل هاميلتون في كاليفورنيا. قطر عدسة المراقبة في هذا التلسكوب 36 بوصة، وطول محور البؤرة 56 قدمًا و2 بوصات. وقد بذلت نفس الشركة جهودًا أكبر مؤخرًا في صنع تلسكوب بفتحة 40 بوصة لمرصد ييركس التابع لجامعة شيكاغو. يبلغ طول هذا التلسكوب 75 قدمًا، وهو مثبت تحت قبة دوارة بقطر 90 قدمًا. ولكي يتمكن المراقب من الوصول إلى عدسة المراقبة دون الحاجة إلى سلالم كبيرة، يمكن رفع أو خفض أرضية الغرفة بمقدار 22 قدمًا باستخدام محركات كهربائية. يظهر ذلك في الشكل 4، بينما يُظهر الشكل 6 الواجهة الجنوبية لمرصد ييركس.

الشكل 5: مبدأ تلسكوب هيرشل الانكساري.

الشكل 6: الواجهة الجنوبية لمرصد ييركس، شيكاغو.
(من مجلة الفيزياء الفلكية، المجلد السادس، العدد 1.)

الشكل 7: تلسكوب اللورد روس.
خلال السنوات القليلة الماضية، تم إضافة تلسكوبين ممتازين إلى معدات المرصد الملكي في جرينتش، وذلك على يد السير هـ. جروب. أحد هذين التلسكوبين يحتوي على عدسة بقطر 28 بوصة، وقد تم تركيبه على قاعدة كانت مخصصة في الأصل لتلسكوب أصغر من تصميم السير جي. إيري. أما التلسكوب الآخر، فقد قدمه السير هنري طومسون، وقطر عدسته 26 بوصة، وهو مخصص للاستخدام في التصوير الفوتوغرافي.
هناك حد لحجم التلسكوبات الانكسارية، وذلك بناءً على نوعية الزجاج المستخدم في صنع العدسات. يبدو أن صانعي الزجاج يواجهون صعوبات كبيرة في محاولة تصنيع أقراص زجاجية كبيرة الحجم، نقية وموحدة بما يكفي لاستخدامها في التلسكوبات. تزداد هذه الصعوبات مع كل زيادة في حجم الأقراص، مما يؤدي إلى ارتفاع التكلفة بمعدل أكبر بكثير. ويمكن ذكر أن سعر العدسة المستخدمة في تلسكوب ليك تجاوز عشرة آلاف جنيه إسترليني.

لكن، هناك طريقة بديلة لبناء التلسكوب، لا تظهر معها الصعوبة التي ذكرناها للتو. يُوضح مبدأ أبسط أشكال المرايا المنعكسة في الشكل 5، والذي يمثل ما يُسمى بجهاز هيرشل. تصطدم أشعة الضوء القادمة من النجم قيد المراقبة بمرآة مصممة بعناية ومصقولة للغاية. بعد الانعكاس، تتجه هذه الأشعة نحو نقطة تركيز، ثم تنطلق من هناك لتصطدم بعدسة العين، حيث يتم إعادة توجيهها إلى حالة موازاة، وبذلك تصبح جاهزة للوصول إلى العين. وعلى أساس هذا المبدأ تحديدًا (مع وجود مرآة مسطحة ثانوية في الطرف العلوي للأنبوب تعكس الأشعة بزاوية قائمة نحو جانب الأنبوب حيث توجد عدسة العين)، بنى السير آيزاك نيوتن التلسكوب العاكس الصغير الذي يُعتبر الآن كنزًا لدى الجمعية الملكية. تم بناء جهاز شهير من النوع النيوتوني قبل نصف قرن على يد الإيرل روس الراحل في بارسونستاون، ويُوضح ذلك في الشكل 7. لم يتم تجاوز الفتحة الضخمة لهذا الجهاز أبدًا؛ بل في الواقع، لم يوجد جهاز ينافسه أبدًا. المرآة، أو ما يُطلق عليها أحيانًا “المرآة العاكسة”， عبارة عن قرص معدني سميك، مكون من خليط من جزئين من النحاس مع جزء واحد من القصدير. هذا السبيكة صلبة وهشة للغاية، مما يجعل التعامل مع العمليات الميكانيكية اللازمة أمرًا صعبًا. لكن هذه المادة تسمح بالتلميع الرائع، وبالحفاظ على شكل دقيق. مرآة روس – التي يبلغ قطرها ستة أقدام ووزنها ثلاثة أطنان – تقع في الطرف السفلي لتلسكوب طوله 55 قدمًا. يتم تعليق الأنبوب بين جدارين ضخمين مزينين بالأبراج، واللذين يشكلان معلمًا بارزًا في حديقة قلعة بير. لا يمكن توجيه هذا الجهاز نحو كل أجزاء السماء، مثل التلسكوبات الاستوائية التي ناقشناها مؤخرًا. يمكن للأنبوب الضخم فقط أن يرتفع على طول خط الطول، وأن يتحرك قليلاً جانبيًا شرقًا وغربًا عن خط الطول. يمكن، مع ذلك، مراقبة أي نجم أو سديم مرئي في خط عرض بارسونستاون (باستثناء تلك القريبة جدًا من القطب) باستخدام هذا التلسكوب الضخم، إذا تم البحث عنه في الوقت المناسب.

قبل أن يصل الجسم إلى خط الطول، يجب ضبط التلسكوب على الارتفاع المناسب. يتم نقل القوة اللازمة عبر سلسلة من بكرة موجودة في الطرف الشمالي للجدران إلى نقطة قريبة من الطرف العلوي للأنبوب.

أنبوب. بفضل هذا الجهاز، يمكن رفع التلسكوب أو خفضه، كما أن نظامًا مبتكرًا من الموازنات يجعل الحركة سهلة في جميع الارتفاعات. ثم يتخذ المراقب مكانه في إحدى الغرف التي توفر إمكانية الوصول إلى عدسة الرؤية؛ وعندما يحين الوقت المناسب، يدخل النجم في مجال الرؤية. يقوم آلية قوية بتشغيل هذا الجهاز الضخم لموازنة الحركة الناتجة عن دوران الأرض، وبذلك يمكن للمراقب الإبقاء على الجسم تحت الرؤية حتى ينتهي من إجراء القياسات أو رسم الرسومات الخاصة به.

في السنوات الأخيرة، تم صنع التلسكوبات العاكسة عادةً باستخدام مرايا زجاجية مغطاة بطبقة رقيقة من الفضة، وهي قادرة على انعكاس ضوء أكبر بكثير من سطح المرآة المعدنية. من بين أكبر التلسكوبات العاكسة من هذا النوع، يمكننا ذكر تلسكوبين بفتحة 3 أقدام و5 أقدام على التوالي، وقد أجرى الدكتور كومون أبحاثًا قيّمة باستخدامهما.

لكن يجب ألا نفترض أن الأجهزة الضخمة هي الأنسب للاستخدام العام في المراصد. التلسكوب العاكس الضخم،

أو المنحني الضوئي، يُستخدم بشكل أساسي في فحص الأجسام الخافتة بشكل غير عادي. أما في الأعمال التي تتطلب قياسات دقيقة لأجسام ليست صعبة الرؤية بشكل خاص، فإن التلسكوبات ذات الأبعاد الأصغر هي الأنسب. لقد تم التعرف على الحقائق الأساسية المتعلقة بالأجرام السماوية بشكل أساسي من خلال الملاحظات التي تم الحصول عليها باستخدام أدوات ذات قوة بصرية معتدلة، والمصممة خصيصًا لتمكين إجراء قياسات دقيقة للمواقع. في الواقع، في المراحل المبكرة من علم الفلك، تم إجراء تحديدات مهمة للمواقع باستخدام أجهزة كانت تُظهر اتجاه الجسم دون الحاجة إلى أي مساعدة تلسكوبية.

ربما تكون أدق القياسات التي تم الحصول عليها في مراصدنا الحديثة هي تلك التي يوفرها ذلك الجهاز الدقيق المعروف باسم دائرة الطول الشمالي. من المستحيل، في أي سرد كافٍ لقصة السماوات، تجنب الإشارة إلى هذا الأداة الضرورية للبحث الفلكي، ولذلك سنقدم شرحًا موجزًا لأحد أشكالها الأبسط، مختارين لهذا الغرض جهازًا كبيرًا في مرصد باريس، وهو موضح في الشكل 8.

يتم تثبيت التلسكوب في مركزه على محور عمودي على طوله. تدور مفاصل كل طرف من أطراف هذا المحور حول محامل ثابتة، بحيث تقتصر حركات التلسكوب تمامًا على مستوى الطول الشمالي. داخل عدسة التلسكوب، توجد ألياف عمودية دقيقة للغاية. يراقب المراقب القمر أو النجم أو الكوكب وهو يدخل في مجال الرؤية، ثم يسجل باستخدام الساعة الوقت الدقيق، حتى لدرجة الثانية، الذي يمر فيه الجسم فوق كل خط من الخطوط. يتم تقسيم الحزام الفضي الموجود على الدائرة المثبتة على المحور إلى درجات وأجزاء من الدرجة، ومع تحرك هذه الدائرة مع التلسكوب، يتم تحديد الارتفاع الذي يشير إليه الجهاز. ولقراءة العلامات والأرقام المنقوشة بدقة على الحزام الفضي، يلزم استخدام المجاهر. وهي موضحة في الرسم التخطيطي، حيث يتم تثبيت كل مجهر في فتحة في الجدار الذي يدعم أحد طرفي الجهاز. وعلى الجانب المقابل، يوجد مصباح، يمر ضوؤه عبر المحور المثقوب للمفصل، ثم يتم توجيهه ببراعة عبر المرايا لتوفير الإضاءة اللازمة للخطوط الموجودة عند نقطة التركيز.

الألياف التي يراها المراقب ممتدة عبر مجال رؤية التلسكوب تحتاج إلى بعض الشرح. نحتاج لهذا الغرض إلى مادة دقيقة جدًا ومتينة إلى حد ما، بالإضافة إلى كونها مرنة قليلًا وخفيفة الوزن. لا يمكن لأي سلك معدني أن يلبي هذه الشروط بشكل كامل، لكنها تتحقق بشكل مثالي في الخيط الجميل الذي تنسجه العنكبوت. تُمد هذه الألياف الرقيقة بمهارة عبر مجال رؤية التلسكوب وتُثبت في أماكنها المناسبة. مع أدوات مُجهزة بهذا الشكل الرائع، يمكننا أن نفهم الدقة التي يتم تحقيقها في الملاحظات الحديثة. يتم توجيه التلسكوب نحو نجم، وصورة النجم عبارة عن نقطة ضوء صغيرة جدًا. عندما تتطابق هذه النقطة مع تقاطع خطي العنكبوت المركزيين، فإن التلسكوب موجه بشكل صحيح. نستخدم كلمة “موجه” عمدًا، لأننا نريد أن نقارن بين توجيه بندقية نحو الهدف وتوجيه التلسكوب نحو نجم. بدلاً من الهدف العادي الكبير على شكل دائرة، لنفترض أن الهدف يتكون فقط من عقرب ساعة، والذي بالطبع لا يمكن للرامي رؤيته عن مسافة أي مدى عادي. لكن باستخدام التلسكوب ذو دائرة الطول الشمالي، يمكن رؤية عقرب الساعة حتى عن مسافة ميل واحد. إن دائرة الطول الشمالي قادرة فعلاً على تحقيق مستوى دقة كبير كأداة للتوجيه، بحيث يمكن توجيهها بشكل منفصل نحو كل من نجمين، بحيث يكون الزاوية الناتجة عنهما في العين لا تزيد عن الزاوية الناتجة عن زوج من النقاط الستين الموجودة على محيط عقرب الساعة على بعد ميل واحد من المراقب.

إن قدرة توجيه الأداة بدقة كهذه لن تكون مفيدة كثيرًا ما لم تُدمج مع ترتيبات تسمح، بمجرد توجيه التلسكوب بشكل صحيح، بتحديد موقع النجم وتسجيله. يتم الحصول على أحد عناصر تحديد الموقع من خلال الساعة الفلكية، التي تُظهر اللحظة التي يعبر فيها الجسم السلك العمودي المركزي؛ أما العنصر الآخر فيتم الحصول عليه من خلال الدائرة المدرجة التي تُظهر المسافة الزاوية للنجم عن الزنيث، أي النقطة المباشرة فوق الرأس.

تزين أجهزة الطول الشمسي الممتازة مراصدنا العظيمة، وتُستخدم ليلًا في إجراء التلك القياسات التي تُشكل أساس الحقائق العظيمة في علم الفلك. تم بناء هذه الأجهزة بمهارة عالية؛ لكن من واجب عالم الفلك الدقيق أن يشك في دقة جهازه بكل الطرق الممكنة. قد يكون الأنبوب الضخم هيكلاً صلبًا للغاية كما يمكن لمهندسي الميكانيكا أن يصنعوه؛ وقد تكون الدرجات على الدائرة محفورة بواسطة أدق آلات القياس؛ لكن عالم الفلك الدقيق لن يكتفي بالدقة الميكانيكية وحدها. تلك الدائرة الطول الشمسي التي تبدو لغير المتخصصين عملاً رائعًا يتمتع بدقة شبه لا حدود لها، تُرى بنظرة مختلفة تمامًا من قبل عالم الفلك الذي يستخدمها. لا أحد يستطيع أن يقدّر مهارة الفنان الذي صنع تلك الدائرة الطول الشمسي، وكذلك الأجهزة الرائعة المستخدمة في الإضاءة والقراءة التي تمنح الجهاز كماله، بشكل أفضل منه؛ لكن بينما يدرك عالم الفلك جمال الجهاز الفعلي الذي يستخدمه، فإنه دائمًا يرى في ذهنه جهازًا مثاليًا بكمال مطلق، والدائرة الطول الشمسي الفعلية لا تمثل سوى تقريب له.

مقارنةً بالجهاز المثالي، فإن أفضل دائرة طول شمسي ليست سوى مجموعة من العيوب. الأنبوب المثالي صلب تمامًا، بينما الأنبوب الفعلي مرن؛ الدرجات المثالية على الدائرة متساوية تمامًا، بينما الدرجات الفعلية غير متساوية. الجهاز المثالي هو تجسيد هندسي لدوائر مثالية وخطوط مستقيمة مثالية وزوايا قائمة مثالية؛ أما الجهاز الفعلي فيمكنه فقط عرض دوائر تقريبية وخطوط مستقيمة تقريبية وزوايا قائمة تقريبية. ربما يكون عمل العنكبوت هو الأفضل بشكل عام؛ فالشبكة الممدودة توفر لنا أقرب تقريب ميكانيكي لخط مستقيم تمامًا؛ لكننا نفسد عمل العنكبوت لأننا لا نستطيع وضع تلك الخيوط الجميلة بتساوٍ مثالي، كما أن محاولاتنا لتعديل خيطين بحيث يكونا عموديين على بعضهما في مجال الرؤية لا تنجح في إنتاج زاوية تبلغ تسعين درجة بالضبط.

كما أن الصعوبات التي يواجهها عالم الفلك الذي يراقب الطول الشمسي لا تعود فقط إلى جهازه. عليه أن يتغلب على عيوبه الخاصة؛ فلديه...

غالبًا ما يتم ذلك لمراعاة الخصائص الشخصية غير المتوقعة؛ فالمشاكل التي قد تسببها الغلاف الجوي معروفة جيدًا؛ بينما يحذره توازن جهازه من أنه لا يمكنه الاعتماد حتى على الأرض نفسها. نعلم أن الزلازل، التي تُزعج الأرض الصلبة أحيانًا، ليست سوى أمثلة واضحة على الحركات الصغيرة المستمرة في الأرض، والتي تُعكر كل ليلة من السنة التوازن الدقيق للجهاز.

عندما يتم التعرف على وجود هذه الأخطاء، يتم اتخاذ أول خطوة كبيرة. من خلال التعاون بين عالم الفلك وعالم الرياضيات، يمكن قياس الفروق بين دائرة الطول الفعلية والجهاز المثالي الخالي من العيوب. بمجرد القيام بذلك، يمكننا تقدير التأثير الذي تُحدثه هذه الانحرافات على الملاحظات، وأخيرًا ننجح في تنقية الملاحظات من الأخطاء الكبيرة التي تلوثها. وبهذه الطريقة نحصل على نتائج قد لا تكون دقيقة رياضيًا، لكنها تمثل تقريبًا دقيقًا للنتائج التي كان سيحصل عليها مراقب مثالي باستخدام جهاز مثالي ذو دقة هندسية، واقفًا على أرض صلبة تمامًا، ويُراقب السماء دون تدخل الغلاف الجوي.

بالإضافة إلى الأجهزة المذكورة سابقًا، لدى علماء الفلك وسائل أخرى لمتابعة حركات الأجرام السماوية. خلال الخمسة عشر عامًا الماضية، بدأت التصوير الفوتوغرافي يلعب دورًا مهمًا في علم الفلك العملي. يمكن استخدام هذا الفن الرائع لتصوير العديد من الأجرام في السماء بصور أكثر دقة من تلك التي يمكن لأمهر رسام أن ينتجها بالقلم. كما يمكن استخدام التصوير الفوتوغرافي لإعداد خرائط لأي منطقة في السماء يرغب المرء في دراستها. عند التقاط صور متكررة لنفس المنطقة من وقت لآخر، يسمح المقارنة بينها بتحديد ما إذا كانت أي نجمة قد تحركت خلال تلك الفترة. يمكن تحديد مقدار واتجاه هذه الحركة باستخدام جهاز قياس دقيق يوضع تحت اللوحة الفوتوغرافية.

إذا أريد استخدام تلسكوب انكساري لالتقاط صور فلكية، فيجب أن تكون عدساته مصممة خصيصًا لهذا الغرض. فأشعة الضوء التي تُنتج الصورة على اللوحة المُعدّة ليست بالضبط نفس أشعة الضوء المسؤولة عن تكوين الصورة على شبكية العين البشرية. أما المرآة العاكسة، فهي تجمع جميع أشعة الضوء، سواء تلك النشطة كيميائيًا أو تلك البصرية فقط، في نقطة تركيز واحدة. ولذلك، يمكن استخدام نفس الجهاز العاكس إما لمراقبة السماء أو لالتقاط الصور على لوحة فوتوغرافية تحل محل عين المراقب.

لقد تم استخدام كاميرا البورتريه البسيطة بشكل فعال لالتقاط صور رائعة لمساحات أكبر من السماء مما يمكن رؤيته باستخدام التلسكوب الطويل؛ لكن من أجل القياسات الدقيقة، فإن الصور الملتقطة بالتلسكوب الطويل أفضل بكثير.

من الغير ضروري القول إن الجهاز الفوتوغرافي، أيًا كان نوعه، يجب أن يُدار بواسطة آلية دقيقة التعديل لمواجهة الحركة اليومية الظاهرية للنجوم الناتجة عن دوران الأرض. وإلا، ستتلف الصورة، تمامًا كما يتلف البورتريه إذا لم يظل الشخص الذي يُصور هادئًا أثناء عملية التصوير.

من بين المراصد في المملكة المتحدة، فإن المرصد الملكي في جرينتش هو بالطبع الأشهر. وهو يتميز عن جميع المؤسسات المماثلة في العالم باستمرارية أعماله على مدى أجيال عديدة. تأسس مرصد جرينتش في عام 1675 لتعزيز علم الفلك والملاحة، ومنذ البداية تم تنظيم عمليات المراقبة بهدف تحديد مواقع النجوم الثابتة الرئيسية والشمس والقمر والكواكب بأقصى درجة من الدقة. لكن في السنوات الأخيرة، شهد المرصد تطورات كبيرة في أعماله، ويتم حاليًا العمل بجد في أحدث فروع هذا العلم هناك.

أكبر تلسكوب استوائي في غرينتش هو تلسكوب انكساري بفتحة قدرها 28 بوصة وطوله 28 قدمًا، صُنع على يد السير هوارد جروب. كما تم إضافة أداة مركبة رائعة من نفس المصنع المشهور مؤخرًا إلى مؤسستنا الوطنية؛ وهي تتكون من تلسكوب انكساري كبير صُنع خصيصًا للتصوير الفوتوغرافي، بفتحة قدرها 26 بوصة (قدمه السير هنري تومبسون)، بالإضافة إلى تلسكوب انعكاسي بقطر 30 بوصة، وهو من إبداع الدكتور كومون. الكم الهائل من المنشورات التي تصدر سنويًا يشهد على الجد والاجتهاد الذي يبديه المرصد الملكي وطاقمه المكون من عدد كبير من علماء الفلك المساعدين في استخدام الوسائل الممتازة المتاحة لديهم.

يتم مراقبة الجزء الجنوبي من السماء، والذي لا يمكن رؤية معظمه في هذا البلد، من خلال مراصد مختلفة في نصف الكرة الجنوبي. وأبرزها المرصد الملكي في رأس الرجاء الصالح، الذي يحتوي على أدوات من الدرجة الأولى. يمكننا ذكر تلسكوب فوتوغرافي كبير، هو هدية من السيد ماكلين. لقد أثرت الأبحاث العديدة التي أجراها الدكتور جيل، مدير مرصد رأس الرجاء الصالح، بشكل كبير على علم الفلك.

الشكل 9: الدب الأكبر.

لكن ليس من الضروري استخدام أدوات متطورة جدًا للحصول على فكرة عن المساعدة التي سيوفرها التلسكوب. إن الأداة الأنسب لبدء الدراسات الفلكية متاحة بسهولة؛ وهي المنظار المعروف الذي يستخدمه القبطان على متن السفينة، أو إذا لم يكن متاحًا، فإن المنظار العادي المستخدم في المسارح يكفي تقريبًا. بلا شك، هذا المنظار ليس بقوة التلسكوب، لكن له مزايا تعوض ذلك. فالمنظار العادي يسمح لنا بمراقبة منطقة كبيرة من السماء دفعة واحدة، بينما التلسكوب، بشكل عام، يوفر مجال رؤية أصغر بكثير.

لنفترض أن المراقب يمتلك منظارًا عاديًا وهو على وشك بدء دراساته الفلكية. الخطوة الأولى هي التعرف على مجموعة النجوم السبعة البارزة الموضحة في الشكل 9. تُسمى هذه المجموعة غالبًا “المحراث” أو “عربة تشارلز”， لكن علماء الفلك يفضلون اعتبارها جزءًا من كوكبة الدب الأكبر (Ursa Major). هناك العديد من الخصائص المثيرة للاهتمام في هذه الكوكبة، ويجب على المبتدئين أن يتعلموا في أسرع وقت ممكن كيفية التعرف على النجوم السبعة التي تشكلها. من بين هذه النجوم، النجمان المُشار إليهما بالرمزين α وβ، اللذان يقعان في رأس الدب، يُطلق عليهما عادةً “المؤشران”. فهما مفيدان بشكل خاص، لأنهما يساعدان العين على التوجه نحو أهم نجم في السماء بأكملها، وهو ما يُعرف بـ“نجم القطب”.

ركز انتباهك على تلك المنطقة في كوكبة الدب الأكبر، والتي تشكل نوعًا من المستطيل، حيث تكون النجوم α وβ وγ وδ هي زواياه. في ليلة صافية، حاول أن تحسب عدد النجوم المرئية داخل ذلك المستطيل. في ليلة صافية جدًا، بدون قمر، قد يمكن رؤية حوالي اثني عشر نجمًا، أو حتى أكثر، حسب قوة البصر. لكن عند توجيه المنظار العادي نحو نفس جزء الكوكبة، يمكن رؤية مشهد مذهل؛ حيث يمكن رؤية مائة نجم بسهولة تامة.

لكن المنظار العادي لن يُظهر جميع النجوم في هذه المنطقة. أي تلسكوب جيد سيكشف عن مئات النجوم التي تكون خافتة جدًا بالنسبة للمنظار الضعيف. كلما كان التلسكوب أكبر، زاد عدد النجوم التي يمكن رؤيتها.

من خلال أحد التلسكوبات الضخمة، يجب أن يتم حساب عدد النجوم بالآلاف. لقد اخترنا كوكبة الدب الأكبر لأنها معروفة على نطاق واسع أكثر من أي كوكبة أخرى، لكن كوكبة الدب الأكبر ليست غنية بشكل استثنائي بالنجوم. إن تحديد عدد النجوم مهمة لم يتمكن أحد من إنجازها، لكن تم وضع تقديرات مختلفة. من المحتمل أن تتمكن تلسكوباتنا الضخمة من رؤية ما لا يقل عن 50,000,000 نجم. الطالب الذي يستخدم تلسكوبًا انكساريًا جيدًا، ذا عدسة موضوع لا يقل قطرها عن ثلاث بوصات، سيجد ما يشغله في العديد من المساءات الجميلة. سيزيد ذلك بشكل كبير من اهتمامه بعمله إذا كان لديه الكتاب الرائع الخاص بالسماء المعروف باسم “الأجرام السماوية للتلسكوبات العادية” لويب.

الفصل الثاني: الشمس
الحجم الهائل للشمس – درجة حرارتها أعلى من درجة حرارة البلاتين المنصهر – هل الشمس مصدر الحرارة للأرض؟ – تبعد الشمس مسافة 92,900,000 ميل – كيف ندرك عظمة هذه المسافة – النهار والليل – الأجرام المضيئة وغير المضيئة – التباين بين الشمس والنجوم – الشمس نجمة – مظهر الشمس المتقطع – البقع على الشمس – التغيرات في شكل البقعة – الخيوط الشمسية – دوران الشمس حول محورها – رؤية بقعة شمسية نموذجية – تكرار ظهور البقع الشمسية – العلاقة بين البقع الشمسية والمغناطيسية الأرضية – مبادئ تحليل الطيف – المواد الموجودة في الشمس – طيف البقعة الشمسية – البروزات المحيطة بالشمس – الكسوف الكلي للشمس – حجم وحركة البروزات – علاقتها بالبقع الشمسية – قياس الحركة على سطح الشمس بواسطة التحليل الطيفي – الهالة المحيطة بالشمس – تركيب الشمس.

عندما نبدأ في دراسة الأجرام المحيطة بنا، فإننا بالطبع نبدأ بشمسنا الرائعة. إن بريقها الساطع يمنحها الأسبقية على جميع الأجرام السماوية الأخرى.
أبعاد كوكبنا الساطع تتناسب مع أهميته. لقد نجح علماء الفلك في تحديد الأرقام الدقيقة، لكنها ضخمة للغاية لدرجة أنه من الصعب تصورها. قطر الشمس، أي طول المحور الذي يمر عبر مركزها من جانب إلى آخر، هو 866,000 ميل. ومع ذلك، فإن هذا الوصف البسيط لأبعاد الشمس لا يكفي لإعطاء فكرة كاملة عن عظمتها. لو تم بناء خط سكة حديد حول الشمس، وانطلقنا في قطار سريع بسرعة 60 ميلاً في الساعة، لكان علينا السفر لمدة خمس سنوات متواصلة، ليلًا ونهارًا، قبل أن نكمل الرحلة.
عند مقارنة الشمس بالأرض، يصبح حجم كوكبنا الساطع أكثر إثارة للدهشة. لو تم تقسيم كرة الشمس إلى مليون جزء، لكان كل جزء من هذه الأجزاء أكبر بكثير من حجم الأرض. يوضح الشكل 10 دائرة كبيرة ودائرة صغيرة جدًا، مُشار إليهما بالرمزين S وE.

على التوالي. تُظهر هذه الدوائر الأحجام المقارنة للجسمين.
لكن كتلة الشمس لا تتجاوز كتلة الأرض بنفس النسبة. لو وُضعت الشمس في أحد فريقي ميزان ضخم، ووُضعت 300,000 جسم بكتلة تعادل كتلة الأرض في الفريق الآخر، لكانت الشمس ستجعل الميزان يميل.

درجة حرارة الشمس أعلى بكثير من أي درجة حرارة ننتجها بشكل اصطناعي، سواء في مختبراتنا الكيميائية أو مصانعنا المعدنية. يمكننا إرسال تيار كهربائي عبر سلك من البلاتين؛ يصبح السلك أولاً أحمر اللون من شدة الحرارة، ثم أبيض اللون، ثم يضيء ببريق شديد حتى ينصهر وينكسر. من الصعب تجاوز درجة حرارة انصهار سلك البلاتين حتى في أفخم الأفران، لكنها لا تصل إلى درجة حرارة الشمس.

لكن يجب الاعتراف بوجود تناقض ظاهري بين حقيقة ملاحظة يومية والقول بأن الشمس تمتلك درجة حرارة عالية للغاية كما حاولنا توضيحه للتو. قيل: "لو كانت الشمس ساخنة، لكنا نشعر بمزيد من الحرارة كلما اقتربنا منها؛ لكن يبدو أن الأمر ليس كذلك".

في قمة جبل شاهق، نكون أقرب إلى الشمس، ومع ذلك يعلم الجميع أن درجة الحرارة هناك أبرد بكثير منها في الوادي أسفل الجبل. إذا كان الجبل بارتفاع مونت بلانك، فإننا بالتأكيد نكون على بعد ميلين أو ثلاثة أميال أقرب من الكرة المضيئة مقارنةً بمستوى سطح البحر؛ ومع ذلك، بدلاً من حرارة إضافية، نجد ثلوجًا دائمة. قد يساعد توضيح بسيط في تخفيف هذه الصعوبة. في الدفيئة في يوم مشمس، تكون درجة الحرارة أعلى بكثير منها في الخارج. يسمح الزجاج بدخول أشعة الشمس الحارة، لكنه يمنعها من الخروج بنفس السهولة، ونتيجة لذلك ترتفع درجة الحرارة. يمكن مقارنة الأرض، من هذا المنظور، بدفيئة، لكن بدلاً من ألواح الزجاج، فإن كرتنا الأرضية مغطاة بطبقة هواء ضخمة. نحن نقف على سطح الأرض، كما لو كنا داخل دفيئة، ونستفيد من وجود الغلاف الجوي؛ لكن عندما نتسلق الجبال الشاهقة جدًا، نمر تدريجيًا عبر جزء من هذه الطبقة الواقية، وحينها نعاني من البرد. لو فُقدت الأرض طبقتها الهوائية، فمن المؤكد أن الصقيع الدائم سيسود القارات بأكملها وقمم الجبال أيضًا.

المسافة الفعلية بين الشمس والأرض حوالي 92,900,000 ميل؛ لكن مجرد ذكر الأرقام لا يعطينا فكرة واضحة عن حجمها الحقيقي. سيكون من الضروري العد بأسرع ما يمكن لمدة ثلاثة أيام وثلاث ليالٍ قبل الوصول إلى مليون، ومع ذلك سيتعين تكرار ذلك حوالي تسعة وتسعين مرة قبل أن نحسب جميع الأميال بين الأرض والشمس.

في كل ليلة صافية، نرى عددًا هائلاً من النجوم متناثرة في السماء. بعضها ساطع، وبعضها خافت، وبعضها مجمّع في أشكال ملفتة. فيما يتعلق بهذا العدد الهائل من النقاط اللامعة، يجب علينا الآن طرح سؤال مهم: هل هي أجرام تضيء بضوءها الخاص مثل الشمس، أم أنها تضيء فقط بضوء مستعار مثل القمر؟ الإجابة واضحة. معظم هذه الأجرام تضيء بضوءها الخاص، وتُسمى بشكل صحيح نجومًا.

لنفترض أن الشمس وكل النجوم، كما يُطلق عليها، هي أجرام لامعة تضيء بضوءها الخاص، فما هو الفرق الكبير؟

بين الشمس والنجوم؟ بالطبع، هناك فرق هائل وواضح بين بريق الشمس الذي لا يضاهى وبين وميض النجوم الخافت. لكن هذا الفرق لا يعني بالضرورة أن لشمسنا بريقًا جوهريًا أفضل من بريق النجوم. الحقيقة هي أننا نعيش على مسافة قريبة نسبيًا من الشمس للاستفادة من دفئها وضوئها، بينما نحن مفصولون عن أقرب النجوم بهاوية شاسعة. لو تراجعت الشمس تدريجيًا عن الأرض، لانخفض ضوؤها، حتى عندما تصل إلى أعماق الفضاء على مسافة مماثلة للمسافة التي تفصلنا عن النجوم، سيختفي بهاءها تمامًا. لن تبدو الشمس بعد ذلك ككرة مهيبة نعرفها، ولن تكون مصدرًا للدفء المريح أو نورًا يزيل ظلام الليل. ستصبح شمسنا العظيمة صغيرة لدرجة أن تصبح مثل نجم عادي، ليس براقًا مثل العديد من النجوم التي نراها كل ليلة.

إن الاستنتاج الذي نصل إليه الآن مهم للغاية. فتلك الأسراب العديدة من النجوم التي تزين سمائنا كل ليلة قد اكتسبت أهمية هائلة. كل نجم من تلك النجوم هو في الواقع شمس عظيمة، تضاهي في بريقها شمسنا، بل وتتفوق عليها في كثير من الحالات. وهكذا نفتح أمام أنفسنا رؤية مهيبة للأبعاد الشاسعة للفضاء، ولكرامة وبريق تلك الكرات العديدة التي تملأ ذلك الفضاء.

هناك جانب آخر في هذه الصورة له فائدته أيضًا. يجب علينا من الآن فصاعدًا أن نتذكر أن شمسنا مجرد نجم، وليس نجمًا ذا أهمية خاصة. لو اختفت الشمس والأرض وكل ما عليها، فإن التأثير في الكون سيكون مجرد توقف نجم صغير عن الوميض. عند النظر إليها كنجم عادي، يجب أن تحتل مكانة تافهة في النسيج العظيم للكون. لكننا لا نتعامل مع الشمس كنجم عادي؛ فقربها النسبي يمنحها أهمية تفوق بشكل لا يمكن حسابه أهمية جميع النجوم الأخرى. كنا نتخيل أنفسنا بعيدين عن الشمس لنرى مكانتها الحقيقية في الكون؛ فلنقترب الآن ونوليها الاهتمام الذي تستحقه بسبب أهميتها القصوى بالنسبة لنا.

للعين المجردة، يبدو الشمس على شكل دائرة مسطحة. لكن إذا تم فحصها بالتلسكوب، مع الحرص طبعًا على استخدام قطعة من الزجاج ذي اللون الداكن أو اتخاذ أي إجراءات وقائية مماثلة لحماية العين من الأضرار، فسيتضح حينها أن الشمس ليست سطحًا مسطحًا، بل كرة متوهجة حقيقية.
الشكل 11: الشمس، ملتقطة في 22 سبتمبر، 1870.

السؤال الأول الذي يجب أن نحاول الإجابة عليه هو ما إذا كانت المادة المتوهجة التي تشكل الشمس عبارة عن كتلة صلبة، أم إذا لم تكن صلبة، فما هي؟ هل هي سائلة أم غازية؟ للوهلة الأولى قد نعتقد أن الشمس لا يمكن أن تكون سائلة، وقد نتخيل بشكل طبيعي أنها كرة صلبة من مادة ساخنة جدًا. لكن هذا الرأي غير صحيح؛ لأننا يمكننا أن نثبت أن الشمس بالتأكيد ليست جسمًا صلبًا، على الأقل فيما يتعلق بأجزائها السطحية.

يمكن رؤية صورة عامة للشمس كما تظهر بواسطة تلسكوب ذو أبعاد معتدلة في الشكل 11، وهي مأخوذة من صورة فوتوغرافية.

تم الحصول عليها من قبل السيد رذرفورد في نيويورك بتاريخ 22 سبتمبر 1870. يتضح على الفور أن سطح الجسم المضيء ليس ذا قوام أو سطوع موحدين على الإطلاق، بل يمكن وصفه بأنه متكتل أو متبقع. يعود هذا المظهر إلى السحب المضيئة التي تطفو معلقة في طبقة من الغاز أقل إضاءة نسبيًا. وغني عن القول إن هذه السحب الشمسية مختلفة تمامًا عن السحب التي نعرفها جيدًا في الغلاف الجوي لكوكبنا؛ فالسحب الأرضية تتكون بالطبع من قطرات مائية صغيرة، بينما السحب على سطح الشمس مكونة من قطرات من عنصر كيميائي واحد أو أكثر عند درجة حرارة عالية جدًا.

يتضح المظهر المتكتل لسطح الشمس بشكل رائع في الصور الفوتوغرافية ذات الحجم الكبير التي تمكن السيد يانسن من ميودون من الحصول عليها خلال العشرين عامًا الماضية. ويمكننا إعادة إنتاج إحدى هذه الصور في الشكل 12. يمكن ملاحظة أن الفراغات بين النقاط المضيئة لها لون رمادي، والتأثير العام (كما أشار البروفيسور يونغ) يشبه إلى حد كبير ورق الرسم الخشن عند النظر إليه من مسافة قريبة. غالبًا ما نلاحظ أماكن على سطح مثل هذه الصورة حيث يبدو أن الوضوح غير كافٍ. لكن هذه ليست عيوبًا كما قد يُظن في البداية؛ فهي لا تنشأ إما من عيوب عرضية في اللوحة الفوتوغرافية أو من حوادث أثناء عملية التطوير، بل يعود أصلها بوضوح إلى سبب حقيقي موجود في الشمس نفسها، ولن يكون من الصعب علينا تفسير ماهية ذلك السبب. كما سنذكر لاحقًا، فإن السرعات التي تتحرك بها الغازات المضيئة على الشمس يجب أن تكون هائلة للغاية؛ فحتى في جزء من المئة من الثانية (وهو تقريبًا مدة التعرض لهذه الصورة)، تكون حركات السحب الشمسية كافية لإحداث الغموض الملاحظ.

الشكل 12: صورة لسطح الشمس.
(بواسطة يانسن.)

توجد على سطح الشمس، بشكل غير منتظم، كتل مظلمة صغيرة تُسمى بقع الشمس، وهي مرئية بشكل عام. تختلف هذه البقع كثيرًا من حيث الحجم والعدد. لوحظت بقع الشمس لأول مرة في بداية القرن السابع عشر، بعد اختراع التلسكوب مباشرةً. يُظهر الشكل 13 مظهرها العام، حيث يظهر النواة المظلمة في المركز بتباين واضح مع الحافة الأفتح أو المنطقة شبه المظلمة. يُظهر الشكل 16 بقعة صغيرة تتشكل من أحد الفتحات بين الحبيبات.

لاحظ المراقبون الأوائل لهذه البقع أنها تبدو وكأنها تتحرك معًا عبر الشمس. في الشكل 14، نقدم نسخة من رسم رائع للأب شاينر، يُظهر حركة بقعتين لاحظهما في مارس 1627. يُظهر الرسم المواقع المتتالية التي اتخذتها البقع خلال الأيام من الثاني إلى السادس عشر من مارس. الشكل 13: بقعة شمس عادية؛ الخطوط المرسومة بشكل مخطط تمثل المواقع التي اتخذتها البقع في اليومين الحادي عشر والثالث عشر، وكان الطقس في تلك الأيام غائمًا، لذا لم يتسن إجراء أي ملاحظات. من الملاحظ دائمًا أن هذه الكتل تتحرك في نفس الاتجاه، أي من الحافة الشرقية إلى الحافة الغربية للشمس[3]. تكمل هذه البقع رحلتها عبر سطح الشمس في اثني عشر أو ثلاثة عشر يومًا، ثم تختفي لنفس المدة تقريبًا حتى تظهر مرة أخرى عند الحافة الشرقية. كان المراقبون الأوائل سريعين في فهم الأهمية الحقيقية لاكتشافهم؛ فقد استنتجوا من هذه الملاحظات البسيطة الحقيقة المذهلة بأن الشمس، مثل الأرض، تدور حول محورها، وفي نفس الاتجاه. لكن هناك فرق مهم بين هاتين الدورتين؛ فبينما تحتاج الأرض إلى أربع وعشرين ساعة فقط لتكمل دورة واحدة، فإن الكرة الشمسية تحتاج إلى حوالي ستة وعشرين يومًا لتكمل دورتها الأطول بكثير.

اللوحة الثالثة:
البقع والأشعة على الشمس.
(من صورة التقطها السيد وارن دي لا رو، في 20 سبتمبر 1861.)
إذا فحصنا بقع الشمس في ظروف جوية مواتية، وباستخدام تلسكوب ذو فتحة كبيرة نسبيًا، فإننا نلاحظ وجود كمية هائلة من التفاصيل المثيرة للاهتمام التي تحتوي على معلومات كثيرة حول بنية الشمس. غالبًا ما يتبين أن الجزء الخافت من البقعة يتكون من خيوط موجهة نحو وسط البقعة، وعادةً ما تكون أكثر سطوعًا في أطرافها الداخلية حيث تلتقي بالنواة. في البقع ذات الشكل المنتظم، يكون شكل الجزء الخافت مشابهًا إلى حد كبير لشكل النواة، لكن علماء الفلك غالبًا ما يشعرون بالاهتمام الشديد عند رؤية بقع ضخمة ذات أشكال غير منتظمة للغاية. في مثل هذه الحالات، غالبًا ما يمتد السطح المضيء للشمس (الفوتوسفير، كما يُطلق عليه) إلى النواة ويشكل شبه جزيرة تمتد إلى الداخل المظلم، أو حتى تشكل جسرًا فوقه. يتضح ذلك جيدًا في الرسم الرائع للبروفيسور لانجلي (اللوحة الثانية) لبقعة ذات شكل غير منتظم للغاية، وقد رصدها في 23–24 ديسمبر 1873.

تتغير تفاصيل البقعة باستمرار؛ فغالبًا ما يمكن ملاحظة التغييرات حتى من يوم لآخر، وأحيانًا من ساعة لأخرى. ويمكن قول الشيء نفسه عن الخطوط أو البقع الساطعة التي يُلاحظ وجودها بشكل متكرر، خاصة في محيط البقع. تُعرف هذه العلامات الساطعة باسم “الفاكولا” (المشاعل الصغيرة). يمكن رؤيتها بوضوح شديد بالقرب من حافة الشمس، حيث لا يكون ضوء سطحها ساطعًا كما هو عند الاقتراب من مركز القرص. يعود انخفاض الضوء عند الحافة إلى سمك الغلاف الجوي الماص المحيط بالشمس، الذي يجب على الضوء الصادر من المناطق القريبة من الحافة أن يمر عبره في طريقه نحونا.

لا تشكل أي من العلامات الموجودة على قرص الشمس سمات دائمة على الشمس. بعض هذه الأجسام قد تستمر بلا شك لعدة أسابيع. في الواقع، حدث أحيانًا أن تظل نفس البقعة موجودة على الكرة الشمسية لعدة أشهر؛ لكن بعد فترة وجود أطول أو أقصر، قد تختفي تلك العلامات في جزء من الشمس، بينما تظهر في أماكن أخرى علامات جديدة من نفس النوع بشكل متكرر. الاستنتاج الناتج عن هذه الحقائق المختلفة أمر لا مفر منه؛ فهي تخبرنا بأن السطح المرئي للشمس ليس كتلة صلبة، ولا حتى كتلة سائلة، بل إن الكرة، بقدر ما يمكننا رؤيتها، تتكون من مادة في حالة غازية أو بخارية.

غالبًا ما يحدث أن تنقسم بقعة كبيرة إلى جزأين أو أكثر، وقد لوحظ أحيانًا أن هذه الأجزاء تنفصل عن بعضها بسرعة لا تقل في بعض الحالات عن ألف ميل في الساعة. “أحيانًا، وإن كان ذلك نادرًا جدًا” (أقتبس هنا من البروفيسور يونغ[4]، الذي أدين له كثيرًا)، “يظهر ظاهرة مختلفة ذات طابع مذهل ومفاجئ مرتبطة بهذه الأجسام: تظهر بقع ساطعة للغاية فجأة، وتظل مرئية لبضع دقائق، وتتحرك أثناء بقائها بسرعات تصل إلى مائة ميل في الثانية”.

“أحد هذه الأحداث أصبح أسطوريًا. حدث في صباح يوم 1 سبتمبر 1859 (بتوقيت غرينتش)، وشهده بشكل مستقل مراقبان معروفان وموثوقان – السيد كارينجتون والسيد هودجسون – ويمكن العثور على رواياتهما حول هذا الأمر في المجلة الشهرية”.

إشعارات الجمعية الملكية لعلم الفلك لشهر نوفمبر 1859.
كان السيد كارينجتون في ذلك الوقت يقوم بملاحظاته اليومية المعتادة حول موقع البقع وشكلها وحجمها، باستخدام صورة لقرص الشمس على شاشة؛ وكانت تلك الصورة هي الشكل رقم 14. كما كان شاينر يقوم بملاحظاته حول بقع الشمس.
كان السيد هودجسون، على بُعد أميال عديدة، يقوم في نفس الوقت برسم تفاصيل بنية بقع الشمس باستخدام منظار خاص وزجاج لإلقاء الظل. رأى كلاهما في نفس الوقت جسمين مضيئين، على شكل هلالين تقريبًا، كل منهما بطول حوالي ثمانية آلاف ميل وعرض حوالي ألفي ميل، على بُعد…

حيث تظهر بقع الشمس، على بعد حوالي اثني عشر ألف ميل من بعضها البعض. تظهر هذه البقع فجأة على حافة بقعة شمسية كبيرة ببريق ساطع، يزيد على الأقل خمسة أو ستة أضعاف بريق الأجزاء المجاورة من الغلاف الضوئي للشمس، وتتحرك نحو الشرق فوق تلك البقعة في خطوط موازية، وتصبح أصغر حجمًا وأكثر ضعفًا، حتى تختفي بعد حوالي خمس دقائق، بعد أن تقطع مسافة تقارب الثلاثين ألف ميل.

لا تظهر بقع الشمس في جميع أجزاء سطح الشمس بشكل عشوائي؛ فهي توجد بشكل رئيسي في منطقتين (الشكل 15) على كل جانب من خط الاستواء الشمسي، بين خطوط العرض 10° و30°. على خط الاستواء، تكون البقع نادرة، باستثناء الأوقات التي يكون فيها عدد البقع قليلًا في أماكن أخرى. أما في خطوط العرض العالية، فلا تُرى أبدًا. ويرتبط ارتباطًا وثيقًا بهذه المبادئ الخاصة بتوزيع البقع حقيقة ملفتة للنظر، وهي أن البقع في خطوط عرض مختلفة لا تشير إلى نفس قيم فترة دوران الشمس. فمن خلال مراقبة بقعة قرب خط الاستواء الشمسي، اكتشف كارينجتون أنها تكمل دورة واحدة في خمسة وعشرين يومًا وساعتين. أما في خط عرض 20°، فإن الفترة تبلغ حوالي خمسة وعشرين يومًا وثماني عشرة ساعة، وفي خط عرض 30°، فإنها لا تقل عن ستة وعشرين يومًا واثنتي عشرة ساعة، بينما البقع القليلة نسبيًا الملاحظة في خط عرض 45° تحتاج إلى سبعة وعشرين يومًا ونصف لإكمال دورتها.

وبما أن الشمس، على الأقل فيما يتعلق بمناطقها الخارجية، عبارة عن كتلة من الغاز وليست جسمًا صلبًا، فلا يوجد شيء مستغرب في فرضية أن البقع قد تتحرك أحيانًا بشكل مستقل، مثل السفن في المحيط. لكن يبدو من الحقائق المتوفرة لدينا أن المناطق المختلفة على الشمس، والتي تتوافق مع ما نسميه المناطق الاستوائية والمعتدلة على الأرض، تستمر في الدوران بسرعات تقل تدريجيًا من خط الاستواء نحو القطبين. ويبدو من المرجح أن الأجزاء الداخلية للشمس لا تدور كما لو كانت الشمس كلها كتلة مترابطة بشكل صلب. فكتلة الشمس، أو على الأقل معظمها، لا تشبه الأجسام الصلبة على الإطلاق، وبالتالي فإن أجزاءها مستقلة إلى حد ما ويمكنها الحركة بشكل مستقل. وعلى الرغم من أننا لا نستطيع رؤية كيف تدور الأجزاء الداخلية للشمس، إلا أن قوانين الديناميكا تسمح لنا بذلك.

يمكن الاستنتاج بأن الطبقات الداخلية للشمس تدور بسرعة أكبر من الطبقات الخارجية، وبالتالي يمكن تفسير بعض خصائص حركة البقع الشمسية. لكن في الوقت الحالي، يجب الاعتراف بوجود صعوبات كبيرة في تفسير توزيع البقع الشمسية وقانون دوران الشمس.

في عام 1826، بدأ عالم الفلك الألماني شوابه في تسجيل عدد البقع الشمسية المرئية بشكل منتظم. بعد مراقبتها لمدة سبعة عشر عامًا، تمكن من الإعلان عن أن عدد البقع يبدو أنه يتغير من عام إلى آخر، وأن هناك فترة تقارب العشر سنوات في تغيراتها. وقد أكدت الملاحظات اللاحقة هذا الاكتشاف، كما تم البحث بدقة في الكتب والمخطوطات القديمة بحثًا عن معلومات من العصور السابقة. وهكذا تم جمع سجل شبه كامل لحالة الشمس من حيث البقع الشمسية منذ بداية القرن السابع عشر. وقد سمح ذلك لعلماء الفلك بتحديد فترة الذروة المتكررة بدقة أكبر.

يمكن وصف مسار أحد دورات البقع الشمسية على النحو التالي: لمدة سنتين أو ثلاث سنوات، تكون البقع أكبر حجمًا وأكثر عددًا من المعدل العام؛ ثم تبدأ في الانخفاض، حتى تصل إلى أدنى مستوى بعد حوالي ست أو سبع سنوات من الذروة؛ بعد ذلك يبدأ عدد البقع في الزيادة، وبعد حوالي أربع سنوات ونصف يتم الوصول مرة أخرى إلى الذروة. متوسط طول الدورة هو حوالي أحد عشر عامًا وخمسة أسابيع، لكن طول الدورة وشدة الذروات تختلفان قليلاً. على سبيل المثال، حدثت ذروة كبيرة في صيف عام 1870، تلتها ذروة منخفضة جدًا في عام 1879، ثم ذروة ضعيفة في نهاية عام 1883؛ بعد ذلك جاءت ذروة متوسطة في شهر أغسطس عام 1889، تلتها آخر ذروة ملاحظة في يناير عام 1894. ليس من المستبعد أن تؤثر فترة ثانية تقارب الستين أو الثمانين عامًا على انتظام الدورة التي تستغرق أحد عشر عامًا. سيكون من الضروري إجراء ملاحظات منهجية على مدى سنوات عديدة قادمة لحل هذه المسألة، لأن الملاحظات المتعلقة بالبقع الشمسية قبل عام 1826 غير كافية للغاية لتحديد القضايا المطروحة.

يبدو أن هناك علاقة غريبة بين الدورية في ظهور البقع الشمسية وتوزيعها على سطح الشمس. عندما يكون الحد الأدنى لظهور البقع على وشك الزوال، تبدأ هذه البقع عادةً في الظهور عند خطوط عرض تقع على بعد حوالي 30° شمالًا وجنوبًا من خط الاستواء الشمسي؛ ثم تظهر تدريجيًا على مسافات أقرب من خط الاستواء، بحيث في وقت الذروة يظهر معظمها عند خطوط عرض لا تتجاوز 16°. وتستمر هذه المسافة عن خط الاستواء الشمسي في الانخفاض حتى يحين وقت الحد الأدنى. في الواقع، تظل البقع قريبة جدًا من خط الاستواء لعدة سنوات أخرى، حتى يبدأ ظهورها في خطوط عرض أعلى، وهو ما يشير إلى بداية دورة جديدة.

لا يزال علينا أن نلاحظ سمة استثنائية تشير إلى وجود علاقة وثيقة بين ظواهر البقع الشمسية والظواهر المغناطيسية الأرضية. من المعروف جيدًا أن إبرة البوصلة لا تشير بالضبط نحو الشمال، بل تنحرف عن المريديان بزاوية تختلف من مكان لآخر، ولا تكون ثابتة حتى في نفس المكان. على سبيل المثال، في غرينتش، تشير الإبرة حاليًا في اتجاه يبعد 17° غرب الشمال، لكن هذه القيمة تخضع لتغيرات بطيئة وتدريجية، بالإضافة إلى تذبذبات يومية صغيرة جدًا. اكتشف لامونت (عالم فلك بافاري، لكنه من أصل اسكتلندي) منذ حوالي خمسين عامًا أن مدى هذه التذبذبات اليومية يزداد وينخفض بشكل منتظم على فترة قدّرها بـ 10-1/3 سنوات، لكن تبين لاحقًا أنها 11-1/10 سنوات، وهي نفس الفترة التي تظهر فيها البقع على الشمس. من خلال دراسة دقيقة لسجلات الملاحظات المغناطيسية، تبين أن وقت ذروة ظهور البقع الشمسية يتزامن تقريبًا دائمًا مع وقت الذروة في التذبذبات اليومية لإبرة البوصلة، كما يحدث الأمر نفسه مع الحدود الدنيا. هذه العلاقة الوثيقة بين دورية البقع الشمسية والحركات اليومية لإبرة البوصلة ليست الدليل الوحيد الذي لدينا على وجود نوع من العلاقة بين الظواهر الشمسية والمغناطيسية الأرضية. فوقت ذروة ظهور البقع الشمسية هو وقت نشاط مغناطيسي كبير، وقد حدثت حالات خاصة حيث ارتبط ظهور بقع غير عادية على الشمس بظواهر مغناطيسية ملحوظة على الأرض.

تم تسجيل حالة مثيرة للاهتمام من هذا النوع على يد البروفيسور يانغ، الذي لاحظ في الثالث من أغسطس عام 1872 في شيرمان وجود اضطراب شديد في سطح الشمس. وفي نفس اليوم، أخبره أحد أعضاء فريقه الذي كان يقوم بقياسات مغناطيسية ولم يكن يعلم شيئًا عما رآه البروفيسور يانغ، بأنه اضطر إلى التوقف عن أعماله المغناطيسية بسبب الحركة الشديدة للمغناطيس الخاص به. وقد تبين لاحقًا من السجلات الفوتوغرافية في جرينتش وستونيهيرست أن “العاصفة” المغناطيسية التي لوحظت في أمريكا قد شُعر بها في نفس الوقت في إنجلترا. كما لوحظ وجود علاقة مماثلة بين بقع الشمس والشفق القطبي، وهو أمر يُعد نتيجة طبيعية للعلاقة المعروفة بين الشفق القطبي والاضطرابات المغناطيسية. من ناحية أخرى، يجب الاعتراف بأن العديد من العواصف المغناطيسية الشديدة قد حدثت دون وجود أي اضطراب شمسي مقابل لها[5]، لكن حتى أولئك الذين يميلون إلى التشكيك في العلاقة بين هاتين الفئتين من الظواهر في حالات معينة، يصعب عليهم التشكيك في التوازي الملحوظ بين الارتفاع والانخفاض العام في عدد بقع الشمس ومدى الحركات اليومية لإبرة البوصلة.

الشكل 16: نسيج الشمس وبقعة صغيرة عليها.
لقد وصفنا الآن المظاهر الشمسية الرئيسية التي ساعدنانا في معرفتها التلسكوب. لكن هناك العديد من الأسئلة المتعلقة بطبيعة الشمس، والتي حتى أقوى التلسكوبات لا تستطيع حلها، لكن المطياف وفر لنا وسائل لدراستها.

ما نتلقاه من الشمس هو الحرارة والضوء. الكتلة المسخنة للغاية في الشمس تشع أشعتها في جميع الاتجاهات بكميات هائلة. كل شعاع نشعر بأنه دافئ، ونراه أبيض لامعًا، لكن يلزم تحليل أكثر دقة من مجرد الإحساس أو الرؤية. كل شعاع شمسي يحمل علامات تدل على مصدره؛ ولا تكون هذه العلامات مرئية إلا بعد تطبيق عملية خاصة، وعندها يمكن للشعاع الشمسي أن “يروي قصته”， وسيكشف لنا الكثير عن طبيعة تركيب هذا الجرم الضخم.

نعتبر ضوء الشمس عديم اللون، تمامًا كما نقول إن الماء عديم الطعم، لكن كلا هذين التعبيرين يتعلقان أكثر بمشاعرنا نحن منه بالواقع.

لا يوجد شيء حقًا مميز للماء أو ضوء الشمس. نعتبر ضوء الشمس عديم اللون لأنه يشكل، بمعنى ما، الخلفية التي تُرسم عليها جميع الألوان الأخرى. في الحقيقة، اللون الأبيض بعيد كل البعد عن كونه عديم اللون، فهو يحتوي على كل الألوان المعروفة مختلطة مع بعضها بنسب معينة. إن ضوء الشمس في الواقع مركب للغاية؛ الطبيعة نفسها تخبرنا بهذا إذا أوليناها أدنى قدر من الاهتمام. من أين تأتي تلك الألوان الجميلة التي نعرفها جميعًا؟ انظروا إلى الألوان الجميلة في الحديقة؛ لون الوردة الأحمر ليس موجودًا في الوردة نفسها. كل ما تفعله الوردة هو امتصاص أشعة الشمس التي تسقط عليها، واستخلاص اللون الأحمر الموجود في تلك الأشعة، ثم إرسال ذلك الضوء الأحمر إلى أعيننا. لو لم تكن هناك أشعة حمراء مصاحبة للأشعة الأخرى في أشعة الشمس، لما كان بالإمكان رؤية وردة حمراء تحت ضوء الشمس.

للمبدأ المذكور هنا تطبيقات أخرى كثيرة؛ غالبًا ما تقول السيدات إن الفستان الذي يبدو رائعًا في ضوء النهار لا يبدو كذلك في المساء. السبب هو أن الفستان مصمم لإظهار ألوان معينة موجودة في ضوء الشمس؛ لكن هذه الألوان لا تكون موجودة بنفس الدرجة في ضوء الغاز، وبالتالي يكون للفستان لون مختلف. الخطأ ليس في الفستان، بل في الغاز؛ وعند استخدام الإضاءة الكهربائية، فإنها تصدر أشعة تشبه إلى حد كبير أشعة الشمس، وبالتالي تظهر ألوان الفستان بكل جمالها المرغوب فيه.

أروع دليل طبيعي على طبيعة ضوء الشمس يظهر في قوس قزح. هنا، تنكسر أشعة الشمس وتنعكس عن كرات مائية صغيرة في السحب؛ وهذه الكرات تنقل ضوء الشمس إلينا، وبذلك تفكك الأشعة البيضاء إلى الألوان الأساسية السبعة: الأحمر، البرتقالي، الأصفر، الأخضر، الأزرق، النيلي، والبنفسجي.

اللوحة أ: الشمس
المرصد الملكي، جرينتش، 8 يوليو 1892

القوس الموجود في السحابة هو سمة مميزة لذلك القسم المهم من العلوم الحديثة، والذي سنشرح مبادئه الآن. تقوم كرات الماء بتفكيك أشعة الشمس؛ ونتبع المسار الذي يُظهره القوس الملون، ونحلل ضوء الشمس إلى مكوناته. يمكننا القيام بذلك بدقة علمية عند استخدام ذلك الأداة الرائعة التي تساعدنا في فهم أسرار الطبيعة، وهي المجهر الطيفي. أشعة ضوء الشمس الأبيض

يتكون من أشعة لا تحصى بكل الألوان، مرتبطة ببعضها البعض ارتباطًا وثيقًا. يمكن العثور على كل درجة من درجات اللون الأحمر والأصفر والأزرق والأخضر في شعاع الشمس. عصا الساحر، التي نستخدمها لضرب شعاع الشمس وترتيب خيوطه المتشابكة في ترتيب مثالي، هي في الحقيقة أداة بسيطة تُعرف باسم المنشور الزجاجي. لقد قمنا بتصوير هذه الأداة في أبسط صورة لها في الشكل المرفق (الشكل 17). إنها قطعة من الزجاج النقي والمتجانس على شكل رأس مخروطي. عندما يصطدم شعاع ضوء من الشمس أو من أي مصدر آخر بالمنشور، فإنه يمر عبر الزجاج الشفاف ويخرج من الجانب الآخر؛ لكن يحدث تغيير ملحوظ في الشعاع بفعل تأثير الزجاج، حيث ينحني الشعاع نتيجة الانكسار عن المسار الذي كان سيسلكه في الأصل، ويضطر إلى اتباع مسار مختلف. لو أن المنشور كان ينحني جميع أشعة الضوء بنفس القدر، لما كان له أي فائدة في تحليل الضوء؛ لكن من حسن الحظ أن المنشور يؤثر على أشعة الألوان المختلفة بكفاءات متفاوتة؛ فشعاع اللون الأحمر لا ينحني بنفس قدر شعاع اللون الأصفر، وشعاع اللون الأصفر لا ينحني بنفس قدر شعاع اللون الأزرق. ونتيجة لذلك، عندما يمر شعاع الضوء المركب القادم من الشمس، الذي يحتوي على جميع الأشعة المختلفة، عبر المنشور، فإنها تخرج بالطريقة الموضحة في الشكل المرفق (الشكل 18). هنا إذًا يكمن سر قدرة المنشور على التحليل؛ فهو ينحني الألوان المختلفة بشكل غير متساوٍ، ونتيجة لذلك، فإن شعاع الضوء المركب، بعد مروره عبر المنشور، لا يعود يظهر كضوء أبيض بحت، بل يتحول إلى شريط من الضوء الملون، يحتوي على ألوان مشابهة لقوس قزح، تبدأ من اللون الأحمر الداكن عند أحد الطرفين، مرورًا بجميع الدرجات الوسطى، وصولًا إلى اللون البنفسجي.

الشكل 18: تشتت الضوء بواسطة المنشور.
يحتوي المنشور على وسيلة لتفكيك ضوء الشمس، أو ضوء أي مصدر آخر، إلى مكوناته الأساسية. يسمح لنا فحص جودة الضوء بعد تحليله بمعرفة بعض خصائص المادة التي ينبعث منها هذا الضوء. في بعض الحالات البسيطة، يكون لون الضوء وحده كافيًا لتحديد مصدره. على سبيل المثال، هناك ضوء أحمر رائع يُرى أحيانًا في عروض الألعاب النارية، وذلك بسبب معدن السترونتيوم؛ يمكن للعين التعرف على هذا المعدن من خلال لون اللهب وحده. كما يوجد ضوء أصفر مميز ينتج عن لهب الملح العادي عند حرقه مع كحول النبيذ؛ الصوديوم هو المكون الرئيسي في الملح، لذا نستطيع التعرف على هذه المادة أيضًا من خلال اللون الذي يصدره عند الاحتراق. يمكننا أيضًا ذكر مادة أخرى، وهي المغنيسيوم، الذي يحترق مصدرًا ضوءًا أبيض ساطعًا، وهو لون مميز لهذا المعدن.

اللوحة الثالثة عشرة:
أطياف الشمس والنجوم.
أولاً: الشمس.
ثانياً: سيريوس.
ثالثاً: ألدبران.
رابعاً: بيتلجوز.
يمكن التعرف على المعادن الثلاثة، وهي السترونتيوم والصوديوم والمغنيسيوم، من خلال الألوان التي تُنتجها عند احتراقها. يكمن جوهر الطريقة الحديثة للبحث المعروفة باسم تحليل الأطياف في هذه الملاحظة البسيطة. يمكننا الآن استخدام المنشور لفحص ألوان الشمس وألوان النجوم، ومن خلال هذا الفحص يمكننا معرفة شيء عن المواد التي تشكل تركيبها. لسنا مقيدين باستخدام منشور واحد فقط، بل يمكننا ترتيب الأمور بحيث يمر الضوء الذي نريد تحليله عبر عدة منشورات متتالية لزيادة انتشار الألوان المختلفة. لكي يدخل الضوء إلى جهاز تحليل الأطياف، يمر أولاً عبر شق ضيق، ثم يتم جعل الأشعة موازية عبر مرورها عبر عدسة؛ بعد ذلك تمر هذه الأشعة الموازية عبر منشور واحد أو أكثر، وأخيراً يتم رؤيتها عبر تلسكوب صغير، أو يمكن اعتراضها بواسطة لوحة تصويرية يتم عليها تكوين صورة. إذا كان شعاع الضوء الذي يمر عبر الشق قد انبعث من جسم صلب متوهج، فإن…

من جسم سائل، أو من غاز تحت ضغط عالٍ، نجد أن الشريط الملون أو الطيف يحتوي على جميع الألوان الموضحة في اللوحة الثالثة عشرة، دون أي انقطاع بين الألوان. وهذا ما يُعرف بالطيف المستمر. لكن إذا فحصنا الضوء الصادر عن غاز تحت ضغط منخفض، كما يمكن فعل ذلك عن طريق وضع كمية صغيرة من الغاز في أنبوب زجاجي وجعله يضيء بواسطة تيار كهربائي، نجد أنه لا يصدر أشعة بجميع الألوان، بل فقط أشعة بألوان معينة مختلفة لكل غاز. وبالتالي، فإن طيف الغاز يتكون من عدد من الخطوط الضوئية المنفصلة.

عندما ندرس ضوء الشمس عبر المنشور، نجد أن الطيف لا يمتد بشكل مستمر تمامًا من أحد الطرفين إلى الآخر، بل يكون مغطى بعدد كبير من الخطوط المظلمة، ولا يتم عرض سوى عدد قليل منها في اللوحة المجاورة (اللوحة الثالثة عشرة). هذه الخطوط هي سمة دائمة في طيف الشمس، وهي مميزة لضوء الشمس مثل ألوان المنشور نفسها، كما أنها مليئة بالاهتمام والمعلومات المتعلقة بالشمس. هذه الخطوط هي التي تُكتب بها تاريخ الشمس وطبيعتها. عند النظر إليها عبر جهاز ذو قوة كافية، نجد خطوطًا مظلمة تعبر طيف الشمس بالمئات والآلاف، وهي متفاوتة في القوة والخفوت؛ ويبدو أن توزيعها لا يخضع لأي قانون بسيط. في بعض أجزاء الطيف يوجد عدد قليل من الخطوط؛ وفي مناطق أخرى تكون متقاربة جدًا لدرجة أن من الصعب فصلها. وفي بعض الأماكن تكون هذه الخطوط دقيقة ورقيقة للغاية، ولا تفشل أبدًا في إثارة إعجاب كل من يراقب هذا المشهد المثير باستخدام جهاز جيد.

لا يمكن وجود طريقة أفضل لشرح موضوع تحليل الطيف الصعب نسبيًا من خلال اتباع خطوات الاكتشاف الأصلي الذي قدم أول دليل واضح على أهمية الخطوط المظلمة “فراونهوفر”. دعونا نركز انتباهنا بشكل خاص على تلك الخط في طيف الشمس المُشار إليه بالحرف “د”. عند رؤيتها في المجهر الطيفي، نجد أنها تتكون من خطين، مفصولين بفاصل ضئيل للغاية، وأحد هذين الخطين أسمك قليلاً من الآخر. لنفترض أنه بينما يكون الانتباه مركزًا على هذين الخطين، فإن لهب الكحول العادي...

يتم وضع المصباح الملون بالملح العادي أمام الجهاز، بحيث يمر شعاع الضوء الشمسي المباشر عبر اللهب قبل أن يدخل إلى المطياف. يرى المراقب على الفور أن الخطين المعروفين باسم “d” يظهران بسطوع ودرجة سواد مرتفعين للغاية، بينما لا يوجد أي تأثير ملحوظ آخر على الطيف. تُظهر بعض التجارب أن هذا التعزيز في سطوع خطي “d” ناتج عن بخار الصوديوم الناتج عن احتراق الملح داخل المصباح، والذي مر من خلاله الضوء الشمسي.

من المستحيل تمامًا أن يكون هذا الارتباط المذهل بين الصوديوم وخطي “d” في الطيف مجرد صدفة. حتى لو كان هناك خط واحد فقط معني، فإن من غير المرجح جدًا أن يحدث هذا التزامن بالصدفة؛ لكن عندما نجد أن الصوديوم يؤثر على كلا الخطين القريبين اللذين يشكلان خطي “d”， فإن يقيننا بوجود ارتباط عميق بين هذين الخطين والصوديوم يصبح يقينًا مطلقًا. لنفترض أن الضوء الشمسي تم قطعه، وتم استبعاد كل الأضواء الأخرى باستثناء الضوء الناتج عن بخار الصوديوم المتوهج في لهب المصباح. سنجد حينها، عند النظر عبر المطياف، أننا لم نعد نحصل على جميع ألوان قوس قزح؛ فالضوء القادم من الصوديوم يتركز في خطين أصفرين ساطعين، يشغلان بالضبط المواقع التي كانت تشغلها خطوط “d” الداكنة في الطيف الشمسي، والتي بدا أن لهب الصوديوم يزيد من درجة سوادها.

يجب علينا هنا أن نسعى لإزالة ما قد يبدو في البداية كمفارقة. كيف يحدث أنه رغم أن لهب الصوديوم ينتج خطين ساطعين عند النظر إليه في غياب أي ضوء آخر، إلا أنه يبدو في الواقع أنه يزيد من درجة سواد الخطين الداكنين في الطيف الشمسي؟ يقودنا تفسير ذلك مباشرةً إلى المبدأ الأساسي لتحليل الطيف. الخطوط الداكنة في الطيف الشمسي داكنة فقط بالمقارنة مع الإضاءة الساطعة لبقية الطيف. في الواقع، يوجد كمية كبيرة من ضوء الشمس داخل الخطوط الداكنة، لكنها ليست كافية ليتم رؤيتها عندما يصيب العين السطوع الشديد من الأجزاء الأخرى من الطيف. عندما يتدخل لهب المصباح المحتوي على الصوديوم، فإنه يصدر كمية معينة من الضوء، والذي يتركز بالكامل في هذين الخطين. حتى الآن، يبدو أن تأثير لهب الصوديوم يجب أن يظهر في تقليل درجة السواد في…

خطوط وتقليل وضوحها. في الواقع، تكون هذه الخطوط أكثر وضوحًا بكثير مع لهب الصوديوم مقارنة بدونه. ويعود ذلك إلى أن لهب الصوديوم يمتلك خاصية ملحوظة وهي قطع ضوء الشمس الذي كان في طريقه إلى تلك الخطوط المحددة؛ وبالتالي، رغم أن الصوديوم يساهم ببعض الضوء إلى تلك الخطوط، إلا أنه يحجب كمية أكبر بكثير من الضوء الذي كان سيضيء تلك الخطوط لولا ذلك، ولذلك تصبح أغمق مع لهب الصوديوم مقارنة بدونه.

وهكذا نصل إلى مبدأ ملحوظ، أدى إلى تفسير الخطوط المظلمة في طيف الشمس. نجد أنه عند تسخين بخار الصوديوم، فإنه يصدر ضوءًا من نوع معين جدًا، وعند النظر إليه عبر المنشور، يتركز هذا الضوء في خطين. لكن بخار الصوديوم يمتلك أيضًا هذه الخاصية، وهي أن ضوء الشمس يمكن أن يمر عبره دون أي امتصاص ملحوظ، باستثناء تلك الأشعة التي تتمتع بنفس خصائص الخطين المذكورين. بمعنى آخر، إذا كان البخار المسخن لمادة ما يصدر طيفًا من خطوط ساطعة تتوافق مع أنواع مختلفة من الأضواء، فإن هذا البخار نفسه سيعمل كشاشة غير شفافة لأضواء تلك الأنواع المحددة، بينما يظل شفافًا لأضواء كل الأنواع الأخرى.

هذا المبدأ مهم للغاية في نظرية تحليل الطيف، لذا نضيف مثالًا آخر. لنأخذ عنصر الحديد، الذي يوضح هذا القانون بشكل ملفت للغاية. في طيف الشمس، من المعروف أن مئات الخطوط المظلمة تتوافق مع طيف الحديد. يتضح هذا التوافق بشكل واضح عند فحص ضوء الشرارة الكهربائية الناتجة عن أقطاب الحديد باستخدام جهاز مناسب في المجهر الطيفي، جنبًا إلى جنب مع طيف الشمس. خطوط الحديد في الشمس متطابقة في مواقعها مع الخطوط في طيف بخار الحديد المتوهج. لكن طيف الحديد، كما وُصف هنا، يتكون من خطوط ساطعة؛ بينما الخطوط المقارن بها في الشمس مظلمة على خلفية ساطعة. يمكن فهمها بشكل كامل إذا افترضنا أن البخار الناتج عن تسخين الحديد بشدة موجود في الغلاف الجوي المحيط بالطبقات المضيئة في الشمس. سيقوم هذا البخار بامتصاص أو حجب نفس الأشعة التي يصدرها عندما يكون متوهجًا، ومن ثم نتعلم...

الحقيقة المهمة هي أن الحديد، تمامًا مثل الصوديوم، يجب أن يكون، بشكل أو بآخر، جزءًا من تركيب الشمس.

هذا، باختصار، هو الاكتشاف الشهير في العصر الحديث الذي قدّم تفسيرًا للخطوط المظلمة في طيف الشمس. تم فحص طيفات عدد كبير من المواد الأرضية مقارنةً بطيف الشمس، وبذلك تم التأكد من أن العديد من العناصر المعروفة على الأرض موجودة في الشمس. يمكننا ذكر الكالسيوم، والحديد، والهيدروجين، والصوديوم، والكربون، والنيكل، والمغنيسيوم، والكوبالت، والألومنيوم، والكروم، والسترونتيوم، والمنغنيز، والنحاس، والزنك، والكادميوم، والفضة، والقصدير، والرصاص، والبوتاسيوم. يبدو أن بعض العناصر ذات الأهمية القصوى على الأرض غائبة عن الشمس. يمكن ذكر الكبريت، والفوسفور، والزئبق، والذهب، والنيتروجين ضمن العناصر التي لم تُظهر حتى الآن أي دليل على كونها جزءًا من تركيب الشمس.

من الممكن أيضًا أن تكون خطوط مادة ما في الغلاف الجوي للشمس ساطعة للغاية، بحيث لا يستطيع ضوء الطيف المستمر الذي تُضاف فوقه أن “يعكس”ها، أي أن يحولها إلى خطوط مظلمة. نحن نعلم، على سبيل المثال، أن الخطوط الساطعة لبخار الصوديوم يمكن أن تصبح ساطعة للغاية بحيث لا يؤدي طيف أسطوانة الكالسيوم المضيئة الموضوعة خلف بخار الصوديوم إلى عكس هذه الخطوط. وإذا جعلنا خطوط الصوديوم أقل سطوعًا، فيمكن تقليل سطوعها إلى نفس مستوى السطوع الموجود في ذلك الجزء من طيف ضوء الكالسيوم، وفي هذه الحالة بالطبع لا يمكن التمييز بين الخطوط. لذلك، يجب اعتبار مسألة معرفة العناصر التي تغيب فعلاً عن الشمس، مثل العديد من الأسئلة الأخرى المتعلقة بنجمنا العظيم، سؤالًا مفتوحًا في الوقت الحالي. سنرى قريبًا أن عنصرًا غير معروف سابقًا قد تم اكتشافه بالفعل من خلال خط يمثله في طيف الشمس.

لنعد الآن إلى بقع الشمس ونرى ما يمكن لجهاز التحليل الطيفي أن يخبرنا به عن طبيعتها. نربط جهاز تحليل طيفي قوي بطرف التلسكوب الموجه نحو العين، من أجل تركيز أكبر قدر ممكن من الضوء على الشق؛ ولذلك يجب وضع هذا الشق بالضبط عند نقطة التركيز للجسم المراد مراقبته.

الزجاج. ثم يتم توجيه الجهاز نحو نقطة معينة، بحيث تسقط صورته على الشق، ويظهر وجود الجزء المظلم في المنتصف المسمى “الظل” على شكل خط داكن يمتد عبر طيف الشمس العادي من البداية إلى النهاية. ويحيط به من كلا الجانبين طيف “شبه الظل”， وهو أكثر سطوعًا بكثير من طيف الظل، لكنه أقل سطوعًا من المناطق المجاورة في الشمس.

من حقيقة أن الطيف يصبح أكثر ظلمة، نعرف أن هناك امتصاصًا كبيرًا للضوء في منطقة الظل. لكن هذا الامتصاص ليس من النوع الناتج عن وجود جزيئات صلبة أو سائلة دقيقة مثل تلك التي تشكل الدخان أو السحب. ويدل على ذلك الأمر الذي اكتشفه يونغ لأول مرة في عام 1883، وهو أن الطيف لا يصبح أكثر ظلمة بشكل موحد كما لو كان الامتصاص ناتجًا عن جزيئات عائمة. وخلال فحص العديد من البقع الكبيرة الهادئة، لاحظ أن الجزء الأخضر الأوسط من الطيف مخترق بخطوط داكنة دقيقة لا تعد ولا تحصى، وغالبًا ما تلامس بعضها البعض، لكنها تفصلها أحيانًا فواصل مضيئة. كل خط أسمك في المنتصف (الموافق لمركز البقعة) ويضيق تدريجيًا ليصبح خيطًا رفيعًا في كل طرف؛ في الواقع، يمكن تتبع معظم هذه الخطوط عبر طيف شبه الظل وحتى إلى سطح الشمس. لذلك، يبدو أن الامتصاص ناتج عن غازات بدرجة حرارة أقل بكثير من درجة حرارة الغازات الموجودة خارج البقعة.

في الأجزاء الحمراء والصفراء من طيف البقعة، والتي تم دراستها بشكل خاص على مدى سنوات عديدة من قبل السير نورمان لوكيير في مرصد ساوث كينسينغتون، تم العثور على تفاصيل مثيرة للاهتمام تؤكد هذا الاستنتاج. العديد من الخطوط الداكنة ليست أسمك وأكثر ظلمة في البقعة مقارنة بطيف الشمس العادي، بينما تكون خطوط أخرى أسمك بكثير في طيف البقعة، مثل خطوط الحديد والكالسيوم والصوديوم. خطوط الصوديوم أحيانًا تكون أوسع ومعكوسة مرتين؛ أي أنه فوق الخط الداكن السميك يوجد خط مضيء. ويُلاحظ نفس الخاصية في خطوط الكالسيوم المميزة h وk في الطرف البنفسجي من الطيف. تشير هذه الحقائق إلى وجود كميات كبيرة من بخارات الصوديوم والكالسيوم فوق النواة. الملاحظات في

كما كشفت منطقة ساوث كنسينغتون عن خاصية مثيرة للاهتمام أخرى في الأطياف الموضعية. ففي وقت الحد الأدنى لتردد البقع، تبرز خطوط الحديد والعناصر الأرضية الأخرى ضمن الخطوط الأوسع؛ أما في وقت الحد الأقصى، فإن هذه الخطوط تكاد تختفي، ولا يُلاحظ التوسع إلا بين الخطوط ذات المصدر المجهول.

لقد وفّر لنا المقطع الطيفي وسيلة لدراسة سمات أخرى مثيرة للاهتمام على الشمس، وهي سمات خافتة للغاية بحيث لا يمكن ملاحظتها بسهولة باستخدام التلسكوب وحده في ضوء الشمس الساطع. لكن يمكننا رؤيتها بسهولة عندما يتم حجب الجسم الساطع للشمس أثناء حدوث كسوف كلي نادر. سيتم مناقشة الشروط اللازمة لحدوث الكسوف بشكل أكثر تفصيلاً في الفصل التالي. أما في الوقت الحالي، فمن الكافي ملاحظة أنه بفعل حركة القمر، قد يحدث أن يخفي القمر الشمس بالكامل، مما يؤدي إلى حدوث ما نسميه كسوفًا كليًا في بعض أجزاء الأرض. إن الدقائق القليلة التي يستمر فيها الكسوف الكلي تحمل أهمية كبيرة بالنسبة لعلماء الفلك؛ فالظلام يخيم على المناظر الطبيعية، وفي ذلك الظلام تُرى مناظر نادرة وجميلة.

في الشكل 19 لدينا رسم تخطيطي لكسوف كلي، يُظهر بعض الأجسام الملحوظة المعروفة باسم “البروزات” (أ، ب، ج، د، هـ)، والتي تبرز من خلف الجزء المظلم للقمر. من السهل إثبات أن هذه الأجسام لا تنتمي إلى القمر، بل هي زوائد شمسية من نوع ما. تظهر هذه البروزات أولاً على الحافة الشرقية للقمر في بداية فترة الكسوف الكلي، وتتغطى تدريجياً بواسطة القمر المتقدم، بينما تظهر أخرى من خلف الحافة الغربية للقمر، حتى ينتهي الكسوف الكلي وتعود أشعة الشمس مرة أخرى، فيختفي كل هذه الأجسام فوراً.

أول كسوف كلي حدث بعد أن وصل الترسيب المجهري إلى أيدي علماء الفلك كان في عام 1868. في 18 أغسطس من ذلك العام، كان من الممكن رؤية كسوف كلي في الهند. كان هناك عدد من المراقبين المجهزين بأجهزة الترسيب المجهري يراقبون هذه البروزات، وتمكنوا من الإعلان بأن طيفها يتكون من خطوط ساطعة منفصلة، مما أثبت أن هذه الأجسام عبارة عن كتل من الغاز المتوهج. في اليوم التالي، نجح عالم الفلك الشهير يانسن، أحد المراقبين للكسوف، في رؤية هذه الخطوط في ضوء الشمس الساطع، لأنه كان يعرف الآن بالضبط أين يبحث عنها. قبل الكسوف بعدة أشهر، كان السير نورمان لوكيير يستعد للبحث عن هذه البروزات، لأنه كان يتوقع أن تُعطي طيفاً يمكن رؤيته بسهولة، إذا…

فقط ضوء الشمس العادي كان بالإمكان تصفيته بشكل كافٍ. اقترح تحقيق ذلك باستخدام مطياف ذو قدرة عالية على التشتت، والذي سيؤدي إلى توسيع الطيف المستمر بشكل كبير وجعله أضعف. كان يتوقع أن يؤدي التشتت الشديد على الخطوط الساطعة المنعزلة التي يرغب في رؤيتها إلى توسيع المسافات بينها فقط دون التأثير على سطوعها. لم يتم إنجاز المطياف الجديد، الذي طلب بناءه لهذا الغرض، إلا بعد بضعة أسابيع من انتهاء الكسوف، رغم أن أخبار إنجاز يانسن قد وصلت إلى أوروبا من الهند. عندما وصلت تلك الأخبار، كان السير ن. لوكيير قد اكتشف بالفعل طيف البروزات غير المرئية على حافة الشمس. لذلك، يجب أن يُشارك الفضل في التطبيق العملي لطريقة مراقبة البروزات الشمسية دون الحاجة إلى كسوف بين عالمي الفلك هذين.

عندما يوجه المطياف نحو حافة الشمس بحيث تكون الشقوق شعاعية، تظهر بعض الخطوط الساطعة القصيرة التي تقع بالضبط على طول خطوط الطيف المظلمة المقابلة. من خلال النظر الدقيق في الظروف، يمكن إثبات أن الغازات التي تشكل البروزات موجودة أيضًا كطبقة جوية رقيقة نسبيًا حول النجم العظيم. يبلغ عمق هذه الطبقة حوالي خمسة أو ستة آلاف ميل، وتقع مباشرة فوق الطبقة الكثيفة من السحب الساطعة التي تشكل السطح المرئي للشمس والتي نسميها الفوتوسفير. أُطلق على الغلاف الغازي الذي تنبع منه البروزات اسم الكروموسفير بسبب الخطوط الملونة التي تظهر في طيفه. هذه الخطوط كثيرة جدًا، لكن تلك المتعلقة بعنصر الهيدروجين تهيمن بشكل كبير لدرجة أننا يمكن أن نقول إن الكروموسفير يتكون بشكل أساسي من هذا العنصر. ومع ذلك، يجب الإشارة إلى أن الكالسيوم وعنصرًا آخر موجودان أيضًا دائمًا، بينما يكون الحديد والمنغنيز والمغنيسيوم واضحين في كثير من الأحيان. العنصر المذهل، الذي لم نذكر اسمه بعد، له تاريخ مذهل.

خلال كسوف عام 1868، لوحظ وجود خط أصفر رقيق بين خطوط طيف البروزات، ولم يكن ذلك أمرًا غير طبيعي في البداية.

تم افتراض أنها يجب أن تكون خط الصوديوم الأصفر. لكن عند إجراء ملاحظات دقيقة لاحقًا في ضوء الشمس الساطع دون عجلة، والحصول على قياسات دقيقة، لوحظ على الفور أن هذا الخط لم يكن مطابقًا لأي من مكونات خطي الصوديوم المزدوجين. كان الخط الجديد، بلا شك، قريبًا جدًا من خطوط الصوديوم، لكنه كان مائلاً قليلاً نحو الجزء الأخضر من الطيف. كما لوحظ أنه لا يوجد عمومًا أي خط مقابل يمكن رؤيته بين الخطوط المظلمة في الطيف الشمسي العادي، رغم أن خطًا مظلمًا رفيعًا تم اكتشافه أحيانًا، خاصة بالقرب من بقعة شمسية. أظهر السير نورمان لوكيير والسير إدوارد فرانكلاند أن هذا الخط لم ينتج عن أي عنصر أرضي معروف. لذلك، افتُرض أن سببه كائن غير معروف حتى ذلك الحين، أُطلق عليه اسم الهيليوم، أو عنصر الشمس. تم التعرف تدريجيًا على حوالي اثني عشر خطًا أقل وضوحًا في طيف البروميننس والكروموسفير، ويبدو أنها أيضًا ناتجة عن هذا الهيليوم الغامض نفسه. وقد تم اكتشاف هذه الخطوط الملحوظة نفسها في السنوات الأخيرة أيضًا في طيفات نجوم مختلفة.

هذا الغاز الذي كان معروفًا منذ زمن طويل في السماء، تم اكتشافه أخيرًا على الأرض. في أبريل 1895، اكتشف البروفيسور رامزي، الذي اكتشف مع اللورد رايلي العنصر الجديد الأرجون، وجود خط الهيليوم الشهير في طيف الغاز الناتج عن تسخين المعدن النادر المعروف باسم الكليفايت، والذي يوجد في النرويج. وهكذا، تم إثبات أن هذا العنصر، الذي تم اكتشاف وجوده لأول مرة على الشمس التي تبعد تسعة وتسعون مليون ميل، هو أيضًا عنصر أرضي.

عندما أعلن رونج أن الخط الرئيسي في طيف الهيليوم الأرضي كان له خط مرافق خافت جدًا على الجانب الأحمر، بدا في البداية بعض الشك حول هوية الغاز الأرضي الجديد الذي اكتشفه رامزي مقارنة بالهيليوم الموجود في الكروموسفير. فلم يُلاحظ أبدًا أن خط الهيليوم في الكروموسفير كان مزدوجًا. لكن لاحقًا، وجد عدد من المراقبين المجهزين بأجهزة قوية أن الخط الشهير في الكروموسفير كان له فعلاً خط مرافق خافت جدًا. وهكذا تم تأكيد التطابق بين الهيليوم السماوي والغاز الموجود على كوكبنا بأقوى الطرق.

بطريقة ملفتة للنظر. يبدو أن بعض الظروف تشير إلى أن الغاز الجديد قد يكون مزيجًا من غازين ذوي كثافات مختلفة، لكن حتى الآن لم يتم إثبات صحة ذلك.

بعد أن تبين أنه من الممكن رؤية أطياف البروزات الشمسية دون الحاجة إلى انتظار خسوف، استخدم السير دبليو. هجينز، في ملاحظة أجراها في 13 فبراير 1869، طريقة ناجحة لرؤية الأجسام الشمسية نفسها وليس فقط أطيافها، في ضوء الشمس الساطع. كل ما يلزم هو ضبط المقراب الطيفي بحيث تكون إحدى الخطوط الأكثر سطوعًا – مثل خط الهيدروجين الأحمر – في منتصف مجال التلسكوب، ثم فتح شق المقراب الطيفي على مصراعيه. وبذلك سيظهر صورة حمراء للبروزة بدلاً من الخط البسيط. في الواقع، عند فتح الشق على مصراعيه، تنتج المنشورات سلسلة من الصور المنفصلة للبروزة قيد الملاحظة، واحدة لكل نوع من أنواع الضوء الذي تصدره الجسم.

لقد تحدثنا عن المقراب الطيفي باعتباره يعتمد على تأثير المنشورات الزجاجية. ويجب الإضافة أنه في أرقى أنواع المقاريب الطيفية، تُستبدل المنشورات بشبكات مخططة يتم انعكاس الضوء من خلالها. وتكمن وظيفة هذه الشبكات في إنتاج تفكك لشعاع الضوء إلى مكوناته المختلفة، وذلك عن طريق ما يُعرف بالتشتت.

اللوحة الرابعة.

البروزات الشمسية.
(رسمها تروفيلوت في كلية هارفارد، كامبريدج، الولايات المتحدة، عام 1872.)

إن أبعاد بعض تلك البروزات الضخمة التي تظهر فوق السطح المضيء مذهلة حقًا؛ لكنها تتوهج وتتغير شكلها، تمامًا مثل اللهب على الأرض، عندما نمنحها وقتًا يتناسب مع أبعادها الهائلة. فالرسومات التي تُرسم لنفس البروزة على فترات قصيرة، سواء كانت بضع ساعات أو أقل، غالبًا ما تُظهر تغيرات كبيرة. وتصل أحيانًا مقادير التغيرات الملاحظة إلى آلاف الأميال، كما أن السرعة الفعلية لحركة هذه الكتل غالبًا ما تتجاوز 100 ميل في الثانية. وتكون الاضطرابات أشد عنفًا عندما تُطلق كتل ضخمة من الغاز المتوهج من سطح الكروموسفير، كما لو كانت من فرن هائل، صعودًا إلى الأعلى. يُظهر اللوح رقم IV عددًا من البروزات كما رآها تروفيلوت في مرصد كلية هارفارد، كامبريدج، الولايات المتحدة. وقد نجح تروفيلوت في إظهار التنوع الرائع في مظاهر هذه الأجسام في الرسومات المختلفة. يمكن تحديد أبعاد البروزات من المقياس المرفق باللوح. أكبر هذه البروزات المعروضة هنا يبلغ ارتفاعه 80,000 ميل؛ وقد سجل مراقبون موثوقون بروزات بارتفاع أكبر بكثير. وتُوضح التغيرات السريعة التي تمر بها هذه الأجسام أحيانًا الرسمتان الموجودتان على اليسار من الخط السفلي، واللتان رُسمتا في 27 أبريل 1872. كلا الرسمتين تُظهران نفس البروزة التقطتا في فترة لا تزيد عن عشرين دقيقة. إن هذا اللهب الضخم ضخم للغاية، فطوله يعادل عشرة أضعاف قطر الأرض، لكنه في هذه الفترة القصيرة غيّر مظهره تمامًا؛ فالجزء العلوي من اللهب قد انفصل فعلاً، ويظهر الآن في الجزء الموجود بين الشكلين على الخط أعلاه. كما يُظهر اللوح نفسه أمثلة مختلفة على تلك الأجسام على شكل أشواك، لكنها التُقطت في أوقات مختلفة وفي أجزاء مختلفة من الشمس. وتصل أرتفاعات هذه الأشواك عادةً إلى 20,000 ميل، رغم أنها أحيانًا تصل إلى ارتفاعات هائلة جدًا.

يمكننا الإشارة إلى جسم خاص من هذا النوع، وقد تم توثيق تاريخه المثير من قبل البروفيسور يونغ. في 7 أكتوبر 1880،

لوحظ ظهور هذا النتوء حوالي الساعة 10:30 صباحًا على الطرف الجنوبي الشرقي للشمس. كان ارتفاعه حينها حوالي 40,000 ميل، ولم يلقَ اهتمامًا خاصًا. بعد نصف ساعة، حدث تحول مذهل؛ فخلال تلك الفترة القصيرة أصبح النتوء ساطعًا للغاية وتضاعف طوله. واستمرت اللهبة العظيمة في الارتفاع لمدة ساعة أخرى، حتى بلغت ارتفاعًا غير مسبوق وصل إلى 350,000 ميل، وهو مسافة تزيد عن ثلث قطر الشمس نفسها. في هذه الذروة، يبدو أن طاقة هذا الانفجار العنيف قد نفدت أخيرًا؛ فتفكك اللهب إلى قطع، وبحلول الساعة 12:30 – أي بعد ساعتين فقط من ملاحظته لأول مرة – اختفى هذه الظاهرة تمامًا.

لا شك أن هذا الانفجار كان استثنائيًا من حيث شدته، ومن حيث حجم التغيرات التي أدى إليها. لابد أن سرعة الارتفاع كانت لا تقل عن 200,000 ميل في الساعة، أو بعبارة أخرى، أكثر من 50 ميل في الثانية. لقد قفزت هذه اللهبة العظيمة من الشمس بسرعة تزيد بأكثر من 100 مرة عن سرعة أسرع رصاصة تم إطلاقها من بندقية.

يمكن تقسيم النتوءات بشكل عام إلى فئتين. الفئة الأولى هي تلك التي تكون هادئة نسبيًا، وشكلها يشبه إلى حد ما السحب التي تطفو في الغلاف الجوي لكوكبنا. أما الفئة الثانية من النتوءات، فيمكن وصفها بأنها انفجارية؛ فهي في الواقع تندفع من الطبقة الكروموسفيرية على شكل نفثات ضخمة من المواد المتوهجة. تختلف هاتان الفئتان ليس فقط من حيث المظهر، بل أيضًا من حيث الغازات التي تتكون منها. تتكون النتوءات الشبيهة بالسحب بشكل أساسي من الهيدروجين، مع وجود الهيليوم والكالسيوم، بينما تحتوي النتوءات الانفجارية على العديد من المعادن. لا تُرى النتوءات الانفجارية أبدًا بالقرب من قطبي الشمس، بل تظهر عادةً بالقرب من بقع شمسية، مما يؤكد الاستنتاج بأن هذه البقع مرتبطة باضطرابات عنيفة على سطح الشمس. عندما تصل بقعة شمسية إلى طرف الشمس، غالبًا ما يتبين أنها محاطة بنتوءات. وفي بعض الحالات، كان من الممكن اكتشاف انفجارات غازية قوية بالقرب من البقع الشمسية، حيث ساعد المجهر الطيفي في جعلها مرئية.

خلفية سطح الشمس، تمامًا كما يتم ملاحظة البروزات عند حافة الشمس ضد خلفية السماء.

لالتقاط صورة لإحدى البروزات، يجب بالطبع استبدال عين المراقب بلوحة تصويرية. لكن بسبب صعوبة منع الضوء الضعيف الصادر عن البروزات من أن يُغلبه ضوء خارجي، لم تكن عملية التصوير ناجحة جدًا حتى صمم البروفيسور هيل في شيكاغو جهازه الطيفي الشمسي. يحتوي هذا الجهاز (بالإضافة إلى الشق المعتاد الذي يمر من خلاله الضوء على المنشورات أو الشبكات) على شق ثانٍ موجود مباشرة أمام لوحة التصوير، يمكن من خلاله السماح لضوء ذو طول موجي معين بالمرور مع استبعاد كل الأضواء الأخرى. الضوء المختار لإنتاج صورة للبروزات هو الضوء المنبعث في “الخط ك” المميز، الناتج عن الكالسيوم؛ وهو يقع في الطرف الأقصى للضوء البنفسجي. الضوء القادم من تلك الفئة من الطيف، رغم أنه غير مرئي للعين، إلا أنه أكثر فعالية في التصوير مقارنة بالضوء القادم من الأجزاء الحمراء أو الصفراء أو الخضراء من الطيف. يتم ضبط الشق الأمامي بحيث يصيب الخط ك الشق الثاني، ومع تحريك الشق الأمامي ببطء عبر البروزة بأكملها، يواكبه الشق الثاني عبر آلية ميكانيكية.

إذا تم إخفاء صورة قرص الشمس بشاشة بحجم مناسب تمامًا، فيمكن تحريك الشقوق لتغطي الشمس بأكملها، مما يمنحنا في جلسة تصوير واحدة صورة للحلقة الكروموسفيرية حول حافة الشمس مع البروزات الموجودة فيها. بعد ذلك يمكن سحب الشاشة، وتحريك الشقوق بسرعة عبر القرص نفسه، مما يكشف عن وجود بخارات الكالسيوم المتوهجة في أجزاء كثيرة من سطح الشمس. وهكذا نحصل على صورة مذهلة للشمس ملتقطة بهذا النوع المحدد من الضوء. بهذه الطريقة، أكد البروفيسور هيل الملاحظة التي قام بها البروفيسور يونغ منذ زمن بعيد، وهي أن أطياف البروزات تُظهر دائمًا الشريطين الكبيرين الناتجين عن الكالسيوم.

يمكن بالطبع قياس السرعة التي تنطلق بها البروزات لأعلى من حافة الشمس مباشرةً عن طريق الملاحظات العادية.

باستخدام ميكرومتر. أما المطياف، فيسمح لنا بتقدير السرعة التي تنتقل بها الاضطرابات على سطح الشمس في الاتجاه نحو الأرض أو من الأرض. يمكننا قياس هذه السرعة عن طريق مراقبة السلوك الخاص للخطوط الطيفية التي تمثل الكتل المتحركة بسرعة. وهذا يفتح آفاقًا رائعة للبحث ذات تطبيقات مهمة في العديد من فروع علم الفلك.

من المعروف الآن بشكل عام أن إدراك الضوء ينتج عن موجات أو تموجات تصطدم بشبكية العين بعد أن تنتقل عبر الوسط الذي نسميه الأثير. تتوافق الألوان المختلفة مع أطوال موجية مختلفة، أي مسافات مختلفة بين موجتين متتاليتين. يتكون شعاع الضوء الأبيض من اتحاد عدد لا يحصى من الموجات المختلفة التي تكون أطوالها تقريبًا من كل القيم الممكنة ضمن حدود معينة. طول موجة الضوء الأحمر هو بحيث يوجد 33,000 موجة في البوصة الواحدة، بينما طول موجة الضوء البنفسجي أقل بقليل من نصف طول موجة الضوء الأحمر. يعتمد موقع خط معين في المطيف بشكل كامل على طول موجة الضوء الذي ينتمي إليه. لنفترض أن مصدر الضوء يقترب مباشرة نحو المراقب؛ من الواضح أن الموجات ستتبع بعضها البعض عن كثب أكثر مما لو كان المصدر ساكنًا، ويجب أن يزداد عدد التموجات التي تصل إلى عين المراقب في الثانية بشكل متناسب. وبالتالي، ستقل المسافة بين موجتين متتاليتين في الأثير بشكل طفيف جدًا. ظاهرة معروفة من نفس النوع هي تغير نغمة صوت صفارة محرك القطار أثناء مروره بسرعة. يلاحظ هذا بشكل خاص إذا كان المراقب على متن قطار يتحرك بسرعة في الاتجاه المعاكس. في حالة الصوت، بالطبع، تحدث الاهتزازات أو الموجات في الهواء وليس في الأثير. لكن تأثير الحركة نحو المراقب أو بعيدًا عنه متشابه تمامًا في الحالتين. ولكن، نظرًا لأن الضوء يسافر بسرعة 186,000 ميل في الثانية، فإن مصدر الضوء يجب أن يتحرك أيضًا بسرعة عالية جدًا لإحداث أصغر تغيير ملحوظ في موقع خط طيفي.

لقد رأينا بالفعل أن السرعات العالية جدًا ليست غريبة على الإطلاق في بعض هذه الاضطرابات العنيفة على سطح الشمس؛ وبالتالي،

عندما نفحص طيف بقعة شمسية، نرى غالبًا أن بعض الخطوط تنتقل قليلاً نحو أحد طرفي الطيف وأحيانًا نحو الطرف الآخر، بينما في حالات أخرى تظهر الخطوط مشوهة أو ملتوية بأشكال مذهلة، مما يدل على هزات محلية عنيفة للغاية. إذا كانت البقعة قريبة من مركز قرص الشمس، فلا بد أن الغازات تتحرك صعودًا أو هبوطًا لإحداث هذه التغيرات في الخطوط. وتصل السرعات المسجلة في مثل هذه الملاحظات أحيانًا إلى ما يصل إلى مائتي أو حتى ثلاثمائة ميل في الثانية. نجد من الصعب تخيل الضغوط الداخلية الهائلة المطلوبة لدفع كتل ضخمة من الغازات إلى الأعلى من الطبقة الضوئية بسرعات مذهلة، أو الظروف التي تؤدي إلى اندفاع كتل ضخمة من البخار من الأعلى. وفي طيف البروزات الموجودة على حافة الشمس، نرى أيضًا غالبًا الخطوط الساطعة ملتوية أو متحركة نحو أحد الجانبين. في مثل هذه الحالات، ما نشهده ناتج بوضوح عن حركات على سطح الطبقة الكروموسفيرية، تنقل المواد نحونا أو بعيدًا عنا.

لقد تم استخدام هذه الطريقة الرائعة لقياس سرعة الأجسام المتحركة في محاولات مختلفة لتحديد فترة دوران الشمس باستخدام التحليل الطيفي. مع دوران الشمس حول محورها، يتحرك نقطة على الحافة الشرقية نحو المراقب، بينما تتحرك نقطة على الحافة الغربية بعيدًا عنه. وفي كلتا الحالتين، تكون السرعة أكثر قليلاً من ميل واحد في الثانية. على الحافة الشرقية، تنتقل الخطوط في طيف الشمس قليلاً نحو الطرف البنفسجي من الطيف، بينما تنتقل الخطوط في طيف الحافة الغربية بنفس القدر نحو الطرف الأحمر. وبواسطة جهاز بصري مبتكر، يمكن وضع طيفي الحافتين جنبًا إلى جنب، مما يضاعف الانزياح الظاهري وبالتالي يجعل القياس أسهل بكثير. حتى مع هذا الجهاز، تظل القيم البصرية المراد قياسها دقيقة للغاية. يجب ضبط جميع أجزاء الجهاز بدقة فائقة، وتكون الملاحظات نتيجة لذلك دقيقة للغاية أيضًا. وقد تمت محاولات لإجراء هذه القياسات من قبل عدد من المراقبين. ومن بين أكثر الدراسات نجاحًا في هذا المجال، يمكننا ذكر دراسة عالم الفلك السويدي.

دونير، الذي وجه جهازه نحو عدة أماكن على السطح الخارجي للكوكب،
وجد قيمًا تتوافق بشكل جيد مع القانون الخاص بالدوران الذي تم استنتاجه من حركة بقع الشمس. هذه النتيجة مثيرة للاهتمام بشكل خاص، لأنها تُظهر أن طبقات الغلاف الجوي التي تحدث فيها عملية الامتصاص التي تؤدي إلى ظهور الخطوط المظلمة في الطيف، تشارك في حركة الطبقة الضوئية عند نفس خط العرض.

الشكل 20: رؤية الهالة (ومذنب) خلال كسوف كلي.

اللوحة الخامسة.
كسوف شمسي كلي، 29 يوليو 1878.

الهالة في الصور الفوتوغرافية
(هاركنيس)

لم نذكر بعد ظاهرة ملفتة أخرى، وهي من أبرز ما يجذب مراقبي الكسوف الكلي، ولم يتسنَ حتى الآن رؤيتها في ضوء النهار الساطع. إنها الهالة أو الإشراقة الضوئية التي تظهر فجأة حول الشمس أثناء الكسوف عندما تغطي القمر تمامًا آخر جزء من هلال الشمس المتبقي. يُعرض في الشكل 20 صورة عامة لمظهر الهالة، كما نقدم في اللوحة الخامسة رسمًا للهالة أعده البروفيسور هاركنيس من خلال مقارنة عدد كبير من الصور الفوتوغرافية التقطت في أماكن مختلفة في الولايات المتحدة خلال الكسوف الكلي في 29 يوليو 1878. وفي الشكل 21، يسمح لنا لطف السيد والسيدة موندر بإعادة نشر الصورة الفوتوغرافية المذهلة للهالة التي التقطاها في الهند خلال كسوف 22 يناير 1898.

الشكل 21: منظر الهالة أثناء كسوف 22 يناير 1898
(تم إعادة النشر بإذن كريم من السيد والسيدة موندر ومن مالكي مجلة “نوليدج”).

الجزء من الهالة الأقرب إلى الشمس ساطع للغاية، رغم أنه ليس بنفس درجة سطوع البروزات الشمسية، التي (كما يقول البروفيسور يانج) تتوهج داخل الهالة كالبثور السوداء. يكون هذا الجزء الداخلي عمومًا ذا محيط منتظم إلى حد ما، ويشكل حلقة بيضاء بعرض يعادل حوالي عُشر قطر الشمس.

الأجزاء الخارجية من الهالة عادةً ما تكون غير منتظمة للغاية وواسعة جداً. وغالباً ما تُقطع بـ"شقوق" ضيقة، أو بحزامات داكنة ضيقة، تمتد من حافة الشمس عبر الهالة بأكملها. من ناحية أخرى، هناك أحياناً أيضاً خيوط ساطعة ضيقة، مائلة بزوايا مختلفة نحو حافة الشمس وغالباً ما تكون متعرجة. في كسوفات الشمس عامي 1867 و1878 و1889، والتي حدثت جميعها في فترات الحد الأدنى للبقع الشمسية، أظهرت الهالة خيوطاً طويلة وخافتة تقريباً في اتجاه خط الاستواء الشمسي، بالإضافة إلى خيوط ضوئية قصيرة ولكن واضحة بالقرب من القطبين. أما في كسوفات الشمس عامي 1870 و1882 و1893، والتي حدثت بالقرب من الحد الأقصى للبقع الشمسية، فكانت الهالة أكثر دورية في شكلها الدائري، وتتطور بشكل رئيسي فوق مناطق البقع. لدينا هنا دليل آخر (إن كان ذلك ضرورياً) على العلاقة الوثيقة بين دورية البقع الشمسية وتطور جميع الظواهر الشمسية الأخرى.

في طيف الهالة يوجد خط غامض في اللون الأخضر، ولا يُعرف حالياً شيء بالتأكيد عن أصله. يمكن رؤيته بشكل أفضل خلال الكسوفات التي تحدث بالقرب من وقت الحد الأقصى للبقع الشمسية. يظهر في الطيف الشمسي العادي كخط داكن جداً رفيع، وعادةً ما يظل غير متأثر حتى عندما تتشوه خطوط الهيدروجين والمواد الأخرى بسبب التيارات العنيفة للعناصر المضطربة. يظل هذا الخط دائماً موجوداً بين الخطوط الساطعة في طيف الكروموسفير. بالإضافة إليه، تظهر الهالة بعض الخطوط الساطعة الأخرى، التي يُعتقد بلا شك أنها تنتمي إلى نفس العنصر المجهول ("الكورونيوم")، بالإضافة إلى طيف مستمر خافت، يمكن فيه أحياناً رصد بعض الخطوط الداكنة البارزة في الطيف الشمسي. يدل ذلك على أن الهالة، بالإضافة إلى الغاز المتوهج (الذي يمثله الخطوط الساطعة)، تحتوي أيضاً على كمية كبيرة من المواد مثل الغبار أو الضباب، حيث تستطيع جزيئاتها الدقيقة عكس ضوء الشمس وبالتالي إنتاج طيف مستمر خافت. يبدو أن هذه المواد تشكل المكون الرئيسي للأشعة والخيوط الطويلة في الهالة، لأن هذه الأخيرة لا تكون مرئية في الصور المنفصلة للهالة التي تظهر بدلاً من الخطوط الساطعة عند مشاهدة الهالة أو تصويرها أثناء الكسوف، باستخدام مقراب طيفي بدون شق. إذا كانت الأشعة الطويلة مكونة من الغاز أو الغازات التي تشكل الهالة الداخلية، فمن الواضح أنها

يجب أن تظهر في هذه الصور المنفصلة. أما بالنسبة لطبيعة القوى التي تعمل باستمرار على إطلاق هذه الأشرطة الطويلة جدًا، فليس لدينا حاليًا سوى معلومات قليلة. لكن من المؤكد أن الغلاف الجوي الواسع المحيط بالشمس، والذي يظهر على شكل الهالة الداخلية، يجب أن يكون رقيقًا للغاية. لقد تم رصد مرات عديدة كويكبات تمر عبر هذا الغلاف الهالي دون أن يظهر أي انخفاض طفيف في سرعتها نتيجة المقاومة التي تواجهها.

لقد جمعنا من خلال الملاحظة عددًا كبيرًا من الحقائق المتعلقة بالشمس، ولكن عندما نحاول استخلاص استنتاجات من هذه الحقائق بشأن التركيب الفيزيائي لهذا الجسم العظيم، لا يمكن إنكار أن الصعوبات كبيرة جدًا. نجد أن أفضل الخبراء يختلفون بشكل كبير في آرائهم بشأن طبيعة الشمس. سنعرض هنا الاستنتاجات الرئيسية التي لا يوجد حولها تقريبًا أي خلاف.

سنرى في الفصل التالي أن علماء الفلك تمكنوا من تحديد الكثافات النسبية للأجرام في النظام الشمسي؛ بمعنى آخر، وجدوا العلاقة بين كميات المادة الموجودة في حجم متساوٍ من كل جرم. وهكذا تم تحديد أن الكثافة المتوسطة للشمس تبلغ حوالي ربع كثافة الأرض. إذا قارنا وزن الشمس بوزن كرة ماء بنفس الحجم، نجد أن وزن الشمس يكون بالكاد 1.5 مرة وزن الماء. بالطبع، الكتلة الفعلية للشمس هائلة جدًا؛ فهي لا تقل عن 330,000 مرة كتلة الأرض. لكن المادة الشمسية نفسها خفيفة نسبيًا، لذا فإن حجم الشمس يكون أربعة أضعاف ما كان سيكون عليه لو ظل وزنها كما هو وكانت كثافتها مساوية لكثافة الأرض. مع مراعاة خفة الشمس، وكذلك درجة الحرارة العالية جدًا التي نعلم أنها سائدة هناك، لا يبدو أن هناك استنتاجًا آخر ممكنًا سوى أن جسم الشمس يجب أن يكون في حالة غازية. إن الظروف التي توجد فيها مثل هذه الغازات في الشمس، بلا شك، مختلفة تمامًا عن الظروف التي نعرفها على الأرض. على سطح الشمس، تكون قوة الجاذبية أكثر من عشرين...

سبع مرات أكبر مما هي عليه على الأرض. الشخص الذي يستطيع على الأرض رفع سبعة وعشرين قطعة معدنية متساوية، إذا نُقل إلى الشمس، فلن يستطيع رفع سوى قطعة واحدة في كل مرة. لذلك، يجب أن يكون الضغط للغازات تحت السطح كبيرًا جدًا، وقد يُفترض أنها ستتحول إلى حالة سائلة نتيجة ذلك. لكن اكتشف أندروز أن طالما يُبقى الغاز عند درجة حرارة أعلى من نقطة معينة تُعرف بـ "درجة الحرارة الحرجة" (وهي مختلفة لكل غاز)، فإن الغاز لن يتحول إلى سائل مهما كان الضغط المؤثر عليه. لا يمكن أن تكون درجة الحرارة على الشمس أقل من درجات الحرارة الحرجة للغازات الموجودة هناك؛ لذا يبدو أن حتى الضغط الهائل لا يمكنه تحويل الغازات في هذا الجرم الضخم إلى حالة سائلة.

من الداخل الشمسي، بالطبع، لا يمكننا توقع معرفة الكثير أو لا شيء على الإطلاق. ما نراه هو الطبقة السطحية، المعروفة باسم الفوتوسفير، حيث يؤدي برودة الفضاء إلى تكثيف الغازات لتشكيل تلك السحب المضيئة التي نراها في الرسومات والصور على شكل "حبات أرز" أو "أوراق صفصاف". اقترح الدكتور جونستون ستوني (وبعده البروفيسور هاستينغز من بالتيمور) أن هذه السحب المضيئة تتكون بشكل أساسي من الكربون مع عناصر أخرى مرتبطة به مثل السيليكون والبورون، ودرجات الغليان لهذه العناصر أعلى بكثير من درجات الغليان للعناصر الأخرى التي قد تشكل سحب الفوتوسفير. كما أن الوزن الذري المنخفض للكربون يؤدي إلى منح جزيئات هذا العنصر سرعة عالية جدًا، مما يسمح لها بالوصول إلى الطبقات العليا، حيث تكون درجة الحرارة منخفضة جدًا بحيث يتكثف البخار ليتحول إلى سحاب. النتيجة الحتمية للتبريد السريع لهذه السحب، والإشعاع الحراري الناتج عن ذلك على نطاق واسع، هي تكوين ما يمكن وصفه بالدخان، الذي يستقر تدريجيًا بين السحب (مما يجعل هذه الفجوات تبدو أغمق) حتى يتبخر مرة أخرى عند الوصول إلى مستوى حراري أعلى تحت السحب. من المحتمل أن يكون هذا الدخان هو السبب في الحقيقة المعروفة بأن حافة الشمس أضعف بكثير من وسط القرص. يبدو أن ذلك ينتج عن

الامتصاص الأكبر الناتج عن المسافة الأطول التي يضطر شعاع الضوء القادم من نقطة قريبة من حافة الشمس إلى قطعها داخل هذه الطبقة من الدخان قبل أن يصل إلى الأرض. وقد تبين أن هذا الامتصاص لا يمكن أن يُعزى إلى الغلاف الغازي، لأن ذلك سيؤدي إلى ظهور المزيد من خطوط الامتصاص المظلمة في الطيف. وبالتالي سيكون هناك فرق كبير بين طيف الشمس القادم من جزء قريب من منتصف القرص والطيف القادم من جزء قريب من الحافة، لكننا لا نجد أن الأمر كذلك.

أما فيما يتعلق بطبيعة بقع الشمس، فإن الفكرة التي اقترحها سيكي ولوكيير أولاً، والتي مفادها أنها تمثل تدفقات لبخارات أبرد نحو الطبقة الضوئية (أو إلى سطحها)، تبدو بشكل عام هي الأنسب للظواهر الملاحظة. لقد ذكرنا بالفعل أن البقع عادةً ما تكون مصحوبة ببؤر ضوئية وبروزات انفجارية في محيطها المباشر، لكن ما إذا كانت هذه الانفجارات ناتجة عن سقوط البخار الذي يجعل مادة الطبقة الضوئية تتدفق لأعلى في المنطقة المجاورة، أم أن الانفجارات تحدث أولاً وتخلق “حوضًا” نتيجة انخفاض الضغط الصاعد من الأسفل، فيه ينزل البخار الأبرد الذي فوقها، فهي مسائل لا تزال آراء حولها متباينة للغاية.

يوجد زيادة ملحوظة على الشمس، تمتد إلى مسافة أكبر بكثير من مسافة الهالة، وهي المسؤولة عن ظاهرة ضوء البروج. يُرى أحيانًا ضوء لامع على شكل لؤلؤي في الربيع ينتشر في جزء من السماء بالقرب من المكان الذي اختفت فيه الشمس بعد غروب الشمس. ويمكن رؤية نفس المشهد أيضًا قبل شروق الشمس في الخريف، ويبدو وكأن المادة المسؤولة عن ضوء البروج، مهما كانت، لها شكل عدسي مع الشمس في المركز. لا تزال طبيعة هذا الجسم موضوعًا غير مؤكد، لكن من المحتمل أن يكون مكونًا من نوع من الغبار، نظرًا لأن الطيف الضعيف الذي يصدره من نوع مستمر. يُظهر الشكل 22 مشهدًا لضوء البروج.

في جميع الاتجاهات، تُفيض الشمس بسخاء شديد بتياراتها من الضوء والحرارة. ولا يمكن للأرض أن تحصل إلا على أدنى جزء منها، أقل من 2,000,000,000 من الكل. أما كواكبنا الأخرى و...

القمر أيضًا يأخذ جزءًا ضئيلًا؛ لكن ما مدى صغر الجزء من الفيضان الهائل الذي يمكنهم استغلاله! الرشفة التي تأخذها السنونو المطير من النهر لا تُفرغ مياه النهر أبدًا، تمامًا كما أن الكواكب لا تستطيع استخدام كل الحرارة الصادرة عن الشمس.

أشعة الشمس الرحيمة توفر القوة السحرية التي تمكّن الحبوب من النمو والنضج. إنها حرارة الشمس التي ترفع الماء من المحيط على شكل بخار، ثم ترسل ذلك البخار كمطر لتروية الأرض وملء الأنهار التي تنقل سفننا إلى المحيط. إنها حرارة الشمس التي تضرب القارات الكبيرة مما يخلق النسيم والرياح التي تحمل سفننا عبر البحار العميقة؛ وعندما نجلس حول النار في مساء شتوي ونشعر بأشعتها المنعشة، فإننا نستمتع فقط بأشعة الشمس التي سطعت على الأرض منذ عصور لا تحصى. لقد أدت الحرارة الموجودة في تلك الأشعة القديمة إلى نمو النباتات الضخمة في عصر الفحم، وظلت تلك الحرارة مخزنة في الفحم لملايين السنين، حتى أعدنا إيقاظها الآن. إنها قوة الشمس المخزنة في الفحم التي تدفع محركات البخار لدينا. إنها أيضًا ضوء الشمس المخزن في الفحم الذي يصدر من كل مصباح غازي في مدننا.

لقدرتنا على الحياة والحركة، ولوفرة ما نحيط به، ولجمال الطبيعة المزينة به، فإننا مدينون على الفور لجسم واحد من بين الأجسام اللامتناهية في الفضاء، وهذا الجسم هو الشمس.

الشكل 22: ضوء البروج في عام 1874.

الفصل الثالث:
القمر

القمر والمد والجزر – استخدام القمر في الملاحة – تغيرات القمر
– القمر والشعراء – من أين يأتي ضوء القمر؟ – أحجام الأرض والقمر – وزن القمر – التغيرات في الحجم الظاهري – التباينات في مسافته – تأثير الأرض على القمر – مسار القمر – شرح أطوار القمر – كسوف القمر – كسوف الشمس وكيفية حدوثه – رؤية القمر خلال الكسوف الكلي – كيفية التنبؤ بالكسوفات – استخدام القمر في تحديد خط الطول – عدم ارتباط القمر بالطقس – تضاريس القمر – رسم ناسميث لتريسنيكر – البراكين على القمر – الفوهات القمرية العادية – أفلاطون – ظلال الجبال القمرية – الميكرومتر – ارتفاعات القمر – النشاط السابق على القمر – رأي ناسميث حول تكوّن الفوهات – الجاذبية على القمر – أحجام متفاوتة للفوهات القمرية – سمات أخرى للقمر – هل يوجد حياة على القمر؟ – غياب الماء والهواء – نظرية الدكتور ستوني – شرح الطبيعة الوعرة للمناظر القمرية – إمكانية وجود الحياة على الأجرام البعيدة في الفضاء.

لو اختفى القمر فجأة، لكنا قد علمنا بهذا الأمر على الفور من خلال صرخات تأتي من كل ميناء في المملكة. من لندن وليفربول سنسمع نفس القصة: فقد توقف المد والجزر تقريبًا. لن تتمكن السفن الموجودة في الموانئ من الخروج، ولن تتمكن السفن في البحر من الدخول، وسيدخل التجارة البحرية العالمية في فوضى عارمة.

القمر هو العامل الرئيسي في حدوث المد والجزر اليوميين، وهذه هي المهمة الأهم التي يقوم بها قمرنا. تحدد أساطيل القوارب الصيدية حركاتها اليومية بناءً على المد والجزر، وهي مدينة إلى حد كبير للقمر في تمكينها من الدخول والخروج من الموانئ. يؤكد البحارة ذوو الخبرة أن المد والجزر مفيدان للغاية في الملاحة. سيتم تأجيل الحديث عن كيفية تأثير القمر على المد والجزر إلى فصل لاحق، حيث سنستعرض أيضًا الدور المذهل الذي يبدو أن المد والجزر لعبوه في التاريخ المبكر لكوكب الأرض.

من منا لم يشاهد، بإعجاب، تلك السلسلة الجميلة من التغيرات التي تمر بها القمر كل شهر؟ نراها أولاً على شكل هلال رائع من ضوء فاتح في السماء الغربية بعد غروب الشمس. وإذا كانت الليلة صافية، يمكن رؤية بقية القمر داخل الهلال، مضاءة بشكل خافت بالضوء المنعكس من كوكب الأرض نفسه. ليلة بعد ليلة، يتحرك القمر أكثر فأكثر نحو الشرق، حتى يصبح كاملاً، ويشرق في نفس الوقت تقريباً الذي يغرب فيه الشمس. وابتداءً من لحظة الاكتمال، يبدأ قرص الضوء في التلاشي حتى يصل إلى الربع الأخير. وحينها يُرى القمر مرتفعاً في السماء في الصباح. ومع مرور الأيام، يعود القمر إلى شكل الهلال مرة أخرى. ويصبح الهلال أرق وأرق كلما اقترب القمر من الشمس. وأخيراً، يختفي القمر في الضوء الساطع للشمس، ثم يظهر مرة أخرى كقمر جديد، ليمر مجدداً بنفس دورة التغيرات.

إن بريق القمر ينبع فقط من ضوء الشمس، الذي يصطدم بالمادة غير المضيئة في القمر. من بين كمية الضوء الهائلة التي تفيض بها الشمس في الفضاء، يستقبل القمر الداكن جزءاً صغيراً منها، ويعكس جزءاً ضئيلاً من ذلك الضوء ليضيء الأرض. يصدر القمر كمية كبيرة من الضوء، ويبدو ساطعاً جداً، لدرجة أنه من الصعب أحياناً في الليل تذكر أن القمر ليس له ضوء خاص به، بل كل ما يضيؤه هو الضوء القادم من الشمس. ومع ذلك، فإن سطح القمر الكامل الأكثر سطوعاً ربما ليس أكثر سطوعاً بكثير من شوارع لندن في يوم مشمس صافٍ. يكفي ملاحظة بسيطة جداً لإثبات أن ضوء القمر هو مجرد ضوء شمسي. انظر إلى القمر في الصباح تحت ضوء النهار، وقارنه بالسحب. يمكن مقارنة سطوع القمر والسحب مباشرة، وبذلك يمكن فهم كيف أن الشمس التي تضيء السحب قد أضاءت القمر أيضاً. وقد تم بذل محاولات لتقدير مقارن لسطوع الشمس والقمر الكامل. فلو أن 600,000 قمر كامل كانت تضيء في نفس الوقت، لكان سطوعها المجتمع مساوياً لسطوع الشمس.

لقد كان الهلال الجميل موضوعاً للعديد من الشعراء. في الواقع، إذا جاز لنا أن نقول ذلك، يبدو أن بعض الشعراء نسوا أن القمر لا يُرى كل ليلة. وصف شعري

من المؤكد تقريبًا أن المساء يرتبط دائمًا بظهور القمر في مرحلة ما. يمكننا ذكر مثال بارز، حيث وصف شاعر حدثًا تاريخيًا في أبيات شعرية رائعة عبارة لا يمكن أن تكون صحيحة. لقد تم تعليم كل طفل يتحدث لغتنا أن جنازة السير جون مور قد أُقيمت “تحت ضوء القمر المخترق للضباب”. يبدو أن هناك تفاصيل في هذه العبارة تبدو وكأنها حقيقة؛ فنحن لا نميل إلى الشك في أن الليل كان ضبابيًا، ولا في أن أشعة القمر كان عليها أن تخترق الضباب لتظهر؛ المسألة المطروحة هي مسألة أكثر أساسية بكثير. لا نعرف من كان أول من طرح سؤال ما إذا كان القمر قد أضاء ذلك الحدث التاريخي أم لا؛ لكن بمجرد طرح السؤال، يقدم التقويم البحري إجابة فورية. نعرف من خلاله، بلغة تُعد صدقها هو الأساس الوحيد لاعتبارها شعرًا، أن القمر كان في بداية دورته في الساعة الواحدة صباحًا في يوم معركة كورونا (16 يناير 1809). من الواضح أن القصيدة الشعبية تشير إلى أن الجنازة أُقيمت في الليلة التالية للمعركة؛ لذلك نكون متأكدين من أن القمر لم يكن قد مر يوم واحد على وفاة البطل حين دُفن. لكن في مثل هذه الحالة، يكون القمر غير مرئي تقريبًا، ولا يصدر منه أي أشعة قمرية ملحوظة، سواء كان الجو ضبابيًا أم لا. في الواقع، إذا أُقيمت الجنازة في “عمق الليل”، كما يدعي الشاعر، فإن القمر كان لا بد أن يكون منخفضًا جدًا عن الأفق في ذلك الوقت.[6]

وفي إشارة إلى هذا المثال ومثالٍ مشابه، يقدم السيد ناسميث نصيحة للكتّاب أو الفنانين الذين يرغبون في إدخال القمر في مشهد ما دون أن يعرفوا في الواقع ما إذا كان قمرنا الصناعي موجودًا فعلاً. ينصحهم باتباع مثال بوتوم في “حلم ليلة منتصف الصيف”， والرجوع إلى “التقويم، التقويم! انظروا في التقويم البحري؛ اعرفوا وقت ظهور أشعة القمر!”.

من بين العدد الهائل من الأجرام السماوية – الشمس، والقمر، والكواكب، والنجوم – يتمتع قمرنا الصناعي بميزة خاصة لدىنا.

انتبهوا: القمر هو أقرب جار دائم لنا. من الممكن أن يقترب مذنب من الأرض من حين لآخر أكثر من القمر، لكن باستثناء ذلك، فإن جميع الأجرام السماوية الأخرى تبعد عنا بمئات أو آلاف، بل وحتى ملايين المرات أكثر من القمر.

كما يجب ملاحظة أن القمر هو أحد أصغر الأجسام المرئية في السماء. كل واحدة من الآلاف من النجوم التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة أكبر بكثير من قمرنا. ينبع بريق القمر وحجمه الظاهري الكبير من حقيقة أنه يبعد عنا 240,000 ميل فقط، وهو مسافة صغيرة للغاية مقارنة بالمسافات بين الأرض والنجوم.

يوضح الشكل 23 الأحجام النسبية للأرض وقمرها. الكرة الصغيرة تمثل القمر، بينما الكرة الأكبر تمثل الأرض. عند قياس الأقطار الفعلية للكرتين، نجد أن قطر الأرض يبلغ 7,918 ميل، بينما قطر القمر 2,160 ميل، أي أن قطر الأرض أكبر بأربعة أضعاف تقريبًا من قطر القمر. لو تم تقسيم الأرض إلى خمسين قطعة متساوية الحجم، فإن تشكيل كرة من إحدى هذه القطع سيكون بنفس حجم القمر. تساوي المساحة السطحية للقمر تقريبًا ثلث عشر مساحة سطح الأرض.

النصف الكروي الذي يقع بجوارنا يمتلك مساحة تعادل تقريبًا الجزء السابع والعشرين من مساحة الأرض. وبشكل تقريبي، فإن هذه المساحة تعادل تقريبًا ضعف مساحة قارة أوروبا الفعلية. لكن متوسط كثافة مواد الأرض أثقل بكثير من تلك الموجودة في القمر؛ فسيتطلب الأمر أكثر من ثمانين كرة، كل منها بكثافة القمر، لتزن الأرض.

من بين التغيرات التي يُظهرها القمر لنا، هناك حقيقة واضحة تبرز بشكل بارز. سواء كان قمرنا في حالة جديدة أو كامل، أو في الربع الأول أو الأخير من دورته، سواء كان مرتفعًا في السماء أو منخفضًا قرب الأفق، سواء كان يختفي بسبب غروب الشمس، أو كانت الشمس نفسها تختفي بسبب القمر، فإن الحجم الظاهري للقمر يظل ثابتًا تقريبًا. يمكننا التعبير عن ذلك رقميًا: كرة بقطر قدم واحدة، على بعد 111 قدمًا من المراقب، في الظروف العادية، ستكون كافية تمامًا لإخفاء قرص القمر؛ لكن أحيانًا قد يكون من الضروري تقريب الكرة إلى مسافة 103 أقدام فقط، أو أحيانًا قد يكون من الضروري إبعادها إلى مسافة 118 قدمًا، حتى يتم إخفاء القمر بالكامل. من النادر أن يصل القمر إلى أقصى حدود موقعه، لذا فإن المسافة من العين التي يجب أن تكون عليها الكرة لتغطي القمر بالكامل عادةً ما تكون أكثر من 105 أقدام وأقل من 117 قدمًا. تقع هذه التقلبات في الحجم الظاهري لقمرنا ضمن حدود ضيقة للغاية، بحيث قد يتم تجاهلها عند النظر إلى الموضوع لأول مرة. من السهل ملاحظة أن الحجم الظاهري للقمر يجب أن يكون مرتبطًا بمسافته الفعلية عن الأرض. لنفترض، لأغراض التوضيح، أن القمر يبتعد في الفضاء، فإن حجمه سيبدو وكأنه يتناقص، وقبل أن يصل إلى مسافة أقرب الأجرام السماوية، سيصبح صغيرًا لدرجة لا يمكن ملاحظته. من ناحية أخرى، إذا اقترب القمر من الأرض، فإن حجمه الظاهري سيزداد تدريجيًا، حتى عندما يكون قريبًا من كوكبنا، سيبدو كقارة ضخمة تمتد في السماء. نجد أن الحجم الظاهري للقمر ثابت تقريبًا، ومن ثم نستنتج أن المسافة المتوسطة لهذا الجسم أيضًا ثابتة تقريبًا. القيمة المتوسطة لهذه المسافة هي 239,000 ميل. في حالات نادرة...

قد تقترب المسافة بين الأرض والقمر إلى أقل من 221,000 ميل، أو تبتعد إلى أكثر من 253,000 ميل، لكن التقلبات العادية لا تتجاوز حوالي 13,000 ميل على كلا جانبي القيمة المتوسطة.

من خلال التغيرات المستمرة في القمر، ندرك أنه في حركة مستمرة، ونرى الآن أيضًا أنه مهما كانت هذه الحركات، فإن الأرض والقمر يجب أن يظلا على مسافة متقاربة جدًا من بعضهما البعض. وإذا أضفنا أن المسار الذي يسلكه القمر حول السماء يكون تقريبًا في مستوى واحد، فإننا نضطر إلى الاستنتاج بأن قمرنا يدور في مسار دائري تقريبًا حول الأرض التي تقع في المركز. في الواقع، يمكن إثبات أن البقاء على مسافة ثابتة بين الجسمين يتطلب بشكل ضروري دوران القمر حول الأرض. الجاذبية بين القمر والأرض تميل إلى جمع الجسمين معًا. الطريقة الوحيدة لتجنب مثل هذه الكارثة بشكل دائم هي جعل القمر يتحرك كما نراه فعلاً يفعل. لا تزال الجاذبية بين الأرض والقمر موجودة، لكن تأثيرها لا يظهر في جذب القمر نحو الأرض. يجب الآن على الجاذبية أن تستخدم كل قوتها لإبقاء القمر في مساره الدائري؛ فلو توقفت الجاذبية، لانطلق القمر في خط مستقيم ويبتعد دون أن يعود أبدًا.

الشكل 24: مسار القمر حول الشمس.
يمكن إثبات حقيقة دوران القمر حول الأرض بسهولة من خلال مراقبة النجوم. صعود القمر وغروبه ناتج بالطبع عن دوران الأرض، وهذه الحركة اليومية الظاهرية هي شيء يشترك فيه القمر مع الشمس والنجوم.

لكن يجب ملاحظة أن القمر يغير موقعه باستمرار بين النجوم. حتى خلال ليلة واحدة، سيكون التغيير واضحًا للمراقب الدقيق دون الحاجة إلى تلسكوب. يكمل القمر كل دورة حول الأرض في فترة تبلغ 27.3 يومًا.

الشكل 25: مراحل القمر.

في الشكل 24، نرى المواقع النسبية للأرض والشمس والقمر، لكن يجب ملاحظة أنه من أجل سهولة الشرح، اضطررنا إلى تصوير مدار القمر بمقياس أكبر بكثير مما ينبغي مقارنةً بمسافة الشمس. النصف من القمر الذي يواجه الشمس يكون مضاءً بشكل ساطع، وبحسب مقدار ما نراه من ذلك النصف المضيء، نقول إن القمر في حالة اكتمال أو نقصان، وتظهر المراحل المختلفة كما هو موضح بالأرقام في الشكل 25. قد يواجه المبتدئون صعوبة كبيرة في فهم كيف يمكن أن يأتي الضوء على القمر المكتمل ليلاً من الشمس. “أليست الأرض في الطريق؟”، يقولون، “أليس من المفترض أن تحجب ضوء الشمس القادم من أي جسم على الجانب الآخر من الأرض باتجاه الشمس؟” يمكن لدراسة الشكل 24 أن توضح هذه الصعوبة. المستوى الذي يدور فيه القمر لا يتطابق مع المستوى الذي تدور فيه الأرض حول الشمس. الخط الذي يتقاطع فيه مستوى حركة الأرض مع مستوى حركة القمر يقسم مسار القمر إلى نصفي دائرة. يجب أن نتخيل أن مسار القمر مائل قليلاً، بحيث يكون النصف العلوي من الدائرة فوق مستوى الورقة، والنصف الآخر أسفلها. وبالتالي، عندما يكون القمر في الموقع المشار إليه بأنه مكتمل، في الظروف الموضحة في الشكل، سيكون القمر مباشرة فوق الخط الذي يربط الأرض بالشمس؛ وبذلك سيمر ضوء الشمس فوق الأرض إلى القمر، وسيكون القمر...

مضاءة. في القمر الجديد، يكون القمر تحت الخط الذي يربط الأرض بالشمس.

ومع تغير المواقع النسبية للأرض والشمس، يحدث مرتين في كل دورة أن تصل الشمس إلى موقع خط التقاطع بين المستويين. إذا حدث ذلك في وقت القمر المكتمل، فإن الأرض تكون مباشرة بين القمر والشمس؛ وبالتالي يغرق القمر في ظل الأرض، ويتم حجب ضوء الشمس، ونقول إن القمر قد خُسف. أحيانًا يدخل القمر جزئيًا فقط في ظل الأرض، وفي هذه الحالة يكون الخسوف جزئيًا. أما عندما تكون الشمس على خط التقاطع في وقت القمر الجديد، فإن القمر يكون مباشرة بين الأرض والشمس، ويقوم الجزء المظلم من القمر بحجب ضوء الشمس عن الأرض، مما يؤدي إلى خسوف شمسي. عادةً ما يتم حجب جزء فقط من الشمس، مما يشكل الخسوف الجزئي المعروف؛ أما إذا مر القمر في مركز الشمس، فإننا نحصل على نوع من أنواع الخسوفات الاستثنائية. أحيانًا يغطي القمر الشمس بالكامل، مما يخلق مشهد الخسوف الكلي الرائع، والذي يخبرنا الكثير عن طبيعة الشمس، وقد تحدثنا عنه بالفعل في الفصل السابق. حتى عندما يكون القمر في مركز الشمس، يمكن أحيانًا رؤية حافة رفيعة من ضوء الشمس حول حافة القمر. وهذا ما يُعرف بالخسوف الحلقي.

من الملاحظ أن القمر أحيانًا يستطيع أن يخفي الشمس بالكامل، بينما في أحيان أخرى لا يستطيع ذلك. يكون الحجم الظاهري المتوسط للقمر تقريبًا مساويًا للحجم الظاهري المتوسط للشمس، لكن بسبب التقلبات في المسافات بينهما، يحدث تغيير في الأحجام الظاهرية الفعلية لكلا الجسمين. في بعض الأحيان يكون الحجم الظاهري للقمر أكبر من حجم الشمس؛ في هذه الحالة يؤدي المرور الأوسط للقمر على الشمس إلى خسوف كلي؛ لكن قد يحدث أيضًا أن يكون الحجم الظاهري للشمس أكبر من حجم القمر، وفي هذه الحالة لا يمكن للمرور الأوسط سوى أن يؤدي إلى خسوف حلقي.

الشكل 26: شكل ظل الأرض، ويُظهر المنطقة شبه المظللة. داخل هذه المنطقة يمكن رؤية القمر، أما في الظل فهو شبه غير مرئي.

لا توجد ظواهر سماوية أكثر إثارة للاهتمام من الوصفات المختلفة للكسوفات. يوفر التقويم دائمًا إشعارًا في الوقت المناسب بحدوثها، كما يمكن ملاحظة أبرز ميزاتها دون الحاجة إلى تلسكوب. في كسوف القمر (الشكل 26)، من المثير للاهتمام ملاحظة اللحظة التي يتم فيها اكتشاف الظل الأسود لأول مرة، ومراقبة توسعه التدريجي على سطح القمر المضيء، ومتابعته، في حال كان الكسوف كليًا، حتى لا يتبقى سوى هلال رفيع من ضوء القمر، ثم مراقبة اختفاء ذلك الهلال تمامًا عندما يغرق القمر بأكمله في الظل. لكن في كثير من الأحيان يظهر مشهد ذو أهمية وجمال كبيرين؛ فعلى الرغم من أن القمر مختبئ خلف الأرض لدرجة أنه لا يمكن لأي شعاع مباشر من ضوء الشمس أن يصل إلى سطحه، إلا أننا نجد أحيانًا أن القمر يظل مرئيًا، بل ويتوهج بلون نحاسي ساطع بما يكفي للسماح برؤية بعض العلامات على سطحه.

يعود هذا الإضاءة للقمر حتى في خضم كسوف كلي إلى أشعة الشمس التي مرت بالقرب من حافة الأرض. وأثناء ذلك، انحنت هذه الأشعة بسبب انكسار الغلاف الجوي، وبالتالي توجهت نحو الداخل، إلى داخل الظل. لقد مرت هذه الأشعة عبر طبقات سميكة جدًا من الغلاف الجوي للأرض، وخلال هذه الرحلة الطويلة التي تمت عبر مئات الأميال من الهواء، اكتسبت لونًا أحمر أو نحاسيًا. وهذه الخاصية لغلافنا الجوي ليست شيئًا غريبًا؛ فالشمس، سواء عند الشروق أو عند الغروب، تتوهج بضوء أحمر أكثر بكثير من الضوء الذي تصدره في منتصف النهار. لكن عند الغروب أو الشروق، تحتاج الأشعة التي تصل إلى أعيننا إلى اختراق طبقات أكثر من الغلاف الجوي مقارنة بمنتصف النهار، وبالتالي فإن الغلاف الجوي يمنحها هذا اللون.

ذلك اللون الأحمر المميز، والذي غالبًا ما يكون جميلًا للغاية. إذا تم فحص طيف الشمس عندما تكون قريبة من الأفق، نجد أنه مليء بخطوط وأشرطة داكنة كثيرة تقع بشكل رئيسي في الجزء الأزرق والبنفسجي من الطيف. يُعزى ذلك إلى زيادة امتصاص الضوء في الغلاف الجوي، مما يؤدي إلى ظهور الضوء الأحمر بشكل أكبر على سطح الشمس في مثل هذه الظروف. أما في حالة كسوف القمر، فإن أشعة الشمس تحتاج إلى قطع مسافة أطول بأكثر من الضعف مقارنة بوقت شروق الشمس أو غروبها، ولذلك يمكن تفسير اللون الأحمر الذي يظهر على القمر المكتوم.

توفر التقويمات تفاصيل كاملة عن كل كسوف يحدث في السنة المعنية. هذه التنبؤات موثوقة، لأن علماء الفلك كانوا يراقبون القمر بعناية على مر العصور، وتعلموا من هذه الملاحظات ليس فقط كيف يتحرك القمر في الوقت الحالي، بل أيضًا كيف سيتحرك في السنوات القادمة. الحسابات الفعلية معقدة للغاية لدرجة أننا لا نستطيع مناقشتها هنا. لكن، هناك مبدأ أساسي يتعلق بالكسوفات وهو بسيط للغاية لدرجة أنه يجب أن نشير إليه. الكسوفات التي تحدث هذا العام لا ترتبط بشكل واضح بالكسوفات التي حدثت العام الماضي، أو بتلك التي ستحدث العام القادم. ومع ذلك، عندما ننظر إلى سلسلة هذه الظواهر على مدى فترة أطول، يظهر مبدأ واضح للغاية. إذا راقبنا جميع الكسوفات خلال فترة ثمانية عشر عامًا أو تسعة عشر عامًا، فيمكننا التنبؤ، على الأقل بشكل تقريبي، بجميع الكسوفات المستقبلية لسنوات عديدة. كل ما نحتاجه هو تذكر أنه بعد 6,585-1⁄3 يومًا من حدوث كسوف، يحدث كسوف مشابه تقريبًا. على سبيل المثال، حدث كسوف جميل للقمر في الخامس من ديسمبر عام 1881. إذا قمنا بحساب 6,585 يومًا من ذلك التاريخ، أي ثمانية عشر عامًا وأحد عشر يومًا، نصل إلى 24 نوفمبر عام 1863، وحدث في ذلك الوقت كسوف مشابه للقمر. كما حدثت أربعة كسوفات في عام 1881؛ إذا أضفنا 6,585-1⁄3 يومًا إلى تاريخ كل كسوف، فسنحصل على تواريخ جميع الكسوفات الأربعة في عام 1899. كان هذا هو المبدأ الذي سمح لعلماء الفلك القدماء بالتنبؤ بتكرار الكسوفات، في وقت لم يكن فيه فهم حركة القمر جيدًا كما هو الحال الآن.

خلال رحلة طويلة، وربما في ظروف حرجة، يوفر القمر معلومات لا تقدر بثمن للبحارة. فلكي يتمكن القبطان من توجيه السفينة، على سبيل المثال من ليفربول إلى الصين، يجب عليه تحديد الموقع الدقيق للسفينة باستمرار. فإذا لم يستطع فعل ذلك، فلن يتمكن أبدًا من إيجاد طريقه عبر المحيط الشاسع. توفر ملاحظات الشمس له خط العرض وتخبره بالوقت المحلي، لكن القبطان بحاجة أيضًا إلى معرفة وقت جرينتش قبل أن يتمكن من تحديد نقطة معينة على الخريطة والقول: “سفينتي هنا”. ولتحديد وقت جرينتش، تحمل السفينة ساعة توقيت تم قياس دقتها بعناية قبل الإبحار، وكإجراء احترازي، يتم عادةً توفير ساعتين أو ثلاث ساعات توقيت لتجنب خطر الأخطاء. فخطأ غير معروف بمقدار دقيقة واحدة في ساعة التوقيت قد يؤدي إلى انحراف السفينة لمسافة خمسة عشر ميلاً عن مسارها الصحيح.

اللوحة السادسة.
رسم تخطيطي لسطح القمر.

الشكل 27: مفتاح رسم خريطة القمر (اللوحة السادسة).

من المهم وجود وسيلة لاختبار الساعات الزمنية أثناء سير الرحلة؛ وسيكون من المفيد جدًا لو استطاع كل قبطان، عندما يرغب، الرجوع إلى معيار موثوق لتوقيت غرينتش. في الواقع، نحتاج إلى ساعة في غرينتش يمكن رؤيتها في جميع أنحاء العالم. هناك مثل هذه الساعة؛ ومثل أي ساعة أخرى، فإن لها وجهًا مزودًا بعلامات معينة، وعقربًا يتحرك حول ذلك الوجه. تصبح الساعة الضخمة في وستمنستر تافهة مقارنة بالساعة العظيمة التي يستخدمها القبطان لضبط ساعته الزمنية. وجه هذا العداد الرائع هو وجه السماء. الأرقام المنقوشة على وجه الساعة تحل محلها النجوم المتلألئة؛ بينما العقرب الذي يتحرك على العداد هو القمر نفسه الجميل. عندما يرغب القبطان في اختبار ساعته الزمنية، فإنه يقيس…

مسافة القمر عن نجم مجاور؛ على سبيل المثال، قد يلاحظ أن القمر على بعد ثلاث درجات من النجم ريجولوس. وفي التقويم البحري، يجد وقت جرينتش الذي كان فيه القمر على بعد ثلاث درجات من ريجولوس. ومن خلال مقارنة هذا الوقت بمؤشرات الساعة الدقيقة، يحصل على التصحيح المطلوب.

هناك أسطورة شائعة حول القمر يجب اعتبارها بلا أساس من الصحة. ففكرة وجود علاقة بين قمرنا والطقس قد تم التفكير فيها بلا شك من قبل السلطات المختصة، ويبدو أنها جزء من معتقدات العديد من البحارة الماهرين. لكن المقارنة الدقيقة بين حالة الطقس وأطوار القمر قد دحضت تمامًا فكرة وجود أي علاقة من هذا النوع.

غالبًا ما نلاحظ فراغات كبيرة في خرائط أفريقيا وأستراليا، وهو ما يدل على جهلنا بأجزاء من البراري الداخلية لتلك القارات الكبيرة. لكن لا نجد مثل هذه الفراغات في خريطة القمر. فعلماء الفلك يعرفون سطح القمر أفضل مما يعرفه الجغرافيون بالمناطق الداخلية لأفريقيا. تم رسم خريطة لكل منطقة على سطح القمر بحجم رعية إنجليزية، كما تم تسمية جميع المواقع الأكثر أهمية.

تُعرض خريطة عامة للقمر في اللوحة السادسة. وقد تم إعدادها استنادًا إلى رسومات تم إنشاؤها باستخدام تلسكوبات صغيرة، وهي تعطي صورة كاملة للجانب الموجه نحونا من قمرنا. يظهر القمر كما يبدو في التلسكوب الفلكي، حيث يتم عكس كل شيء، بحيث يكون الجنوب في الأعلى والشمال في الأسفل (ولعرض الأجسام بشكل عمودي، يحتاج التلسكوب إلى زوج إضافي من العدسات في العدسة البصرية، وبما أن ذلك يقلل من كمية الضوء الواصلة إلى العين، فإنها تُستبعد في التلسكوبات الفلكية). يمكننا رؤية بعض الميزات المميزة لمناظر القمر على الخريطة. تلك المناطق المظلمة الواضحة في القمر المكتمل العادي يمكن التعرف عليها بسهولة على الخريطة. كان علماء الفلك يعتقدون أنها بحار قبل ظهور التلسكوبات، وفي الواقع لا يزال يُستخدم اسم “ماري” لها، رغم أن من الواضح أنها لا تحتوي على مياه حاليًا.

يُظهر الخريطة أيضًا بعض السلاسل الجبلية أو المناطق المرتفعة، وعند قياس هذه الأشياء نكتشف أنها يجب أن تكون سلاسل جبلية ضخمة. لكن أبرز الميزات على القمر هي تلك الأشكال الحلقية المنتشرة بكثرة على سطحه؛ وتُعرف هذه بالفوهات القمرية.

ولتسهيل الرجوع إلى أهم النقاط ذات الأهمية، قمنا بإعداد خريطة فهرس (الشكل 27) ستوفر دليلاً على أسماء المواقع المختلفة الموضحة على الخريطة. تُمثّل ما يُسمى بالبحار بأحرف كبيرة؛ فعلى سبيل المثال، A تمثل بحر الأزمات (Mare Crisium)، وH تمثل المحيط العاصف (Oceanus Procellarum). أما سلاسل الجبال فيُشار إليها بأحرف صغيرة؛ فعلى سبيل المثال، الحرف “a” في الفهرس يشير إلى منطقة جبال القوقاز، وبالمثل يُشار إلى جبال الأبينيني بالحرف “c”. أما الفوهات العديدة فيتم التمييز بينها باستخدام الأرقام؛ فعلى سبيل المثال، الموقع على الخريطة الذي يتوافق مع الرقم 20 في الفهرس هو الفوهة المسماة بطليموس.

A. بحر الأزمات (Mare Crisium).
B. بحر الخصوبة (Mare Fœcunditatis).
C. بحر الهدوء (Mare Tranquillitatis).
D. بحر السكينة (Mare Serenitatis).
E. بحر الأمطار (Mare Imbrium).
F. خليج القوس قزح (Sinus Iridum).
G. بحر البخار (Mare Vaporum).
H. المحيط العاصف (Oceanus Procellarum).
I. بحر الرطوبة (Mare Humorum).
J. بحر السحب (Mare Nubium).
K. بحر الرحيق (Mare Nectaris).

a. جبال القوقاز.
b. جبال الألب.
c. جبال الأبينيني.
d. جبال الكاربات.
f. جبال كورديليراس وجبال دالمبرت.
g. جبال روك.

ح. جبال دورفل.
ط. جبال لايبنيتز.

١. بوسيدونيوس.
٢. لينيوس.
٣. أرسطو.
٤. الوادي الكبير في جبال الألب.
٥. أريستيلوس.
٦. أوتوليكوس.
٧. أرخميدس.
٨. أفلاطون.
٩. إراتوستينس.
١٠. كوبرنيكوس.
١١. كيبلر.
١٢. أريستارخوس.
١٣. جريمالدي.
١٤. جاسيندي.
١٥. شيكارد.
١٦. فارجنتين.
١٧. كلافيوس.
١٨. تيخو.
١٩. ألفونسوس.
٢٠. بطليموس.
٢١. كاترينا.
٢٢. قسطنطين.
٢٣. ثيوفيلوس.
٢٤. بيتافيوس.
٢٥. هيجينوس.
٢٦. تريسنيكر.

في كل أطلس جغرافي يوجد خريطة تُظهر نصفي الكرة الأرضية، الشرقي والغربي. أما بالنسبة للقمر، فيمكننا فقط تقديم خريطة لنصف كرة واحد، وذلك لسبب بسيط وهو أن القمر…

يظل القمر دائمًا يوجه نفس الجانب نحونا، وبالتالي لا نرى أبدًا الجانب الآخر. ويرجع ذلك إلى الظروف المثيرة للاهتمام التي تفيد بأن القمر يستغرق نفس الوقت تقريبًا ليدور مرة واحدة حول محوره كما يستغرقه ليدور مرة واحدة حول الأرض. لكن الدوران يتم بسرعة ثابتة، بينما القمر لا يتحرك في مداره بسرعة موحدة تمامًا (انظر الفصل الرابع). والنتيجة هي أننا نرى أحيانًا رؤية خافتة من الطرف الشرقي، وأحيانًا أخرى رؤية مماثلة من الطرف الغربي، وكأن القمر يهز رأسه برفق تجاهنا. لكن هذه الرؤية الخافتة للجانب البعيد من القمر هي فقط جزء ضئيل يسمح لنا بهذا الاهتزاز بفحصه.

تكون الأجرام القمرية مناسبة جدًا للمراقبة عندما يسقط ضوء الشمس عليها بطريقة تُظهر أضواء وظلالًا ذات تباين شديد. من المستحيل مراقبة القمر بشكل مرضٍ عندما يكون في أوجه، لأنه في ذلك الوقت لا تتشكل ظلال واضحة. أفضل وقت لرؤية أي جسم قمري معين هو عندما يكون موجودًا تمامًا على الجانب المضاء من الحد الفاصل بين النور والظل، لأن الخصائص في ذلك الوقت تظهر بوضوح مذهل.

تُظهر اللوحة السابعة [7] منظرًا قمريًا، والجسم الموضح فيها معروف لدى علماء الفلك باسم “تريسنيكر”. المنطقة المشمولة في اللوحة هي جزء صغير جدًا من سطح القمر بأكمله، لكن المساحة الفعلية كبيرة جدًا، حيث تشمل مئات الأميال المربعة. نرى فيها سلاسل جبلية قمرية مختلفة، بينما الجسم المركزي في الصورة هو أحد تلك الفوهات القمرية الملحوظة التي نراها بشكل متكرر في كل منظر قمري. يبلغ قطر هذه الفوهة حوالي عشرين ميلاً، ويوجد في وسطها جبل شاهق، يضيء قمته ضوء الشمس الصاعد في تلك المرحلة من دوران القمر التي تُظهرها الصورة.

تُظهر اللوحة الثامنة منظرًا نموذجيًا لفوهة قمرية. ولا شك أن هذه رسمة خيالية إلى حد ما. نقطة المنظور التي يُفترض أن الفنان التقط منها الصورة هي نقطة غير قابلة للوصول إليها من قبل علماء الفلك على الأرض، لكن لا يوجد شك تقريبًا في أنها تمثيل دقيق للمنظر.

الأجسام الموجودة على القمر. لكن يجب أن نتذكر المقياس الذي رُسمت به تلك الصور. يجب أن يكون الفوهة الضخمة عرضها عدة أميال، ويجب أن يكون الجبل الموجود في مركزها ارتفاعه آلاف الأقدام. حتى مع أفضل التلسكوبات، سيظهر القمر بنفس الشكل الذي يمكننا رؤيته بالعين المجردة إذا كان على بعد 250 ميلاً بدلاً من 240,000 ميل. لذلك، لا ينبغي لنا أن نتوقع رؤية أي تفاصيل على سطح القمر حتى باستخدام أفضل التلسكوبات، ما لم تكن تلك التفاصيل واضحة بما يكفي ليراها الإنسان عن بعد 250 ميلاً. من هذا المنظور، سيظهر مدينة لندن في إنجلترا كبقعة ملونة فقط، على عكس السطح العام للبلاد.

لكننا نعود من هذه الرسومات التخيلية إلى فحص أكثر واقعية لما يكشف عنه التلسكوب فعلياً. يُظهر الشكل التاسع الفوهة الكبيرة “بلاتو”، التي يعرفها جيداً كل من يستخدم التلسكوب. قاع هذه الفوهة شبه مستوٍ، والجبل الموجود في مركزها، والذي نراه غالباً في الفوهات الأخرى، غائب تماماً. سنصفه بمزيد من التفصيل في القائمة العامة لأجسام القمر.

تلقي قمم الجبال على القمر ظلالاً طويلة وواضحة المعالم، تتميز بحدة لا نجدها في ظلال الأجسام الأرضية. يعود الفرق بين الحالتين إلى غياب الهواء على القمر. يقوم الغلاف الجوي لدينا بتشتيت جزء من الضوء، مما يخفف من سواد ظلال الأجسام الأرضية ويجعل حوافها أكثر نعومة. لا توجد مثل هذه التأثيرات على القمر، ويتم الاستفادة من حدة الظلال في محاولاتنا لقياس ارتفاعات الجبال على القمر.

غالباً ما يكون من السهل حساب ارتفاع برج كنيسة أو مدخنة عالية أو أي جسم مشابه، من خلال طول ظله. أبسط وأدق طريقة هي قياس عدد الأقدام من قاعدة الجسم إلى نهاية الظل في منتصف النهار. يمكن الحصول على ارتفاع الشمس في منتصف النهار في ذلك اليوم من التقويم، ثم يتم حساب ارتفاع الجسم بطريقة بسيطة. في الواقع، إذا كان بالإمكان إجراء القياسات في السادس من أبريل أو السادس من سبتمبر، عند خط عرض لندن أو بالقرب منه، فلن تكون هناك حاجة للحسابات.

يساوي طول الظل عند الظهيرة في أي من التاريخين المذكورين ارتفاع الجسم. في الصيف، يكون طول الظل عند الظهيرة أقل من الارتفاع؛ أما في الشتاء، فيتجاوز طول الظل الارتفاع. وعند شروق الشمس أو غروبها، يكون الظل بالطبع أطول بكثير منه عند الظهيرة، وهذا هو نوع الظل الذي نلاحظه على القمر. تتم القياسات الضرورية باستخدام الأداة الأساسية المستخدمة مع التلسكوب الاستوائي والمعروفة باسم الميكرومتر.

يشير هذا المصطلح إلى أداة لقياس المسافات الصغيرة. ومن ناحية ما، فإن هذا المصطلح ليس مناسبًا تمامًا؛ فالأجسام التي يستخدمها علماء الفلك في قياساتهم عادةً ما تكون كبيرة جدًا، وغالبًا ما تكون أكبر بكثير من القمر أو الشمس، أو حتى من نظامنا الشمسي بأكمله. ومع ذلك، فإن الاسم ليس غير مناسب تمامًا، لأن الأجسام، مهما كانت ضخمة، تبدو صغيرة جدًا، حتى عبر التلسكوب، بسبب بُعدها الشاسع.

نحتاج لإجراء مثل هذه القياسات إلى أداة قادرة على التحقيق أعلى درجات الدقة. وهنا أيضًا، نلجأ إلى مساعدة “العنكبوت”، وهي الأداة التي استخدمناها سابقًا في مجال آخر. في الميكرومتر من نوع “الخيطي”， يكون هناك خطان متوازيان، ويقطع أحد الخطوط الموازية الخطين بزاوية قائمة. يمكن تحريك أحد الخطين المتوازيين أو كليهما باستخدام مسامير، وقد تم تشكيل خيوط هذه المسامير بمهارة عالية للغاية. يتم تحديد المسافة التي تحرك بها الخط بدقة عن طريق تسجيل عدد دورات المسمار وأجزاء الدورة. لنفترض أن الخطين يتم توضيحهما أولاً بحيث يتطابقان، ثم يتم فصلهما حتى يساوي الطول الظاهري لظل الجبل على القمر المسافة بين الخطين؛ حينها نعرف عدد دورات مسمار الميكرومتر التي تعادل طول الظل. وقد تم تحديد عدد الأميال على القمر التي تتوافق مع دورة واحدة للمسمار مسبقًا من خلال ملاحظات أخرى، وبالتالي يمكن تحديد طول الظل. كما يمكن معرفة ارتفاع الشمس، كما كان سيبدو لمراقب في هذه النقطة على القمر، في اللحظة التي تم فيها إجراء القياسات، وبالتالي يمكن حساب الارتفاع الفعلي للجبل. من خلال القياسات…

يمكن تحديد ارتفاعات الأجسام القمرية الأخرى، مثل ارتفاع السور المحيط بالسهول ذات الجدران الدائرية.

إن جمال القمر وأهميته كهدف للاستكشاف التلسكوبي يدفعنا إلى تقديم شرح مفصل نوعًا ما لأبرز الخصائص التي يتمتع بها. يمكن عرض معظم الأجسام التي سنصفها بفعالية باستخدام تلسكوبات ذات قوة معتدلة. لكن يجب أن نتذكر أنه لا يمكن رؤية جميعها في نفس الوقت. المنطقة التي تظهر بوضوح هي الحدود بين المناطق المضيئة والمظلمة. لذلك، سيختار الطالب للمراقبة تلك الأجسام التي تقع بالقرب من تلك الحدود في وقت المراقبة.

1. بوسيدونيوس: قطر هذا الفوهة الكبيرة يبلغ حوالي 60 ميلاً. وعلى الرغم من أن جدارها المحيط ضيق نسبيًا، إلا أنه واضح للغاية مما يجعل الفوهة بارزة جدًا. وكما يحدث غالبًا في البراكين القمرية، فإن قاع الفوهة يقع أسفل مستوى السهول المحيطة، وفي هذه الحالة بمقدار يقارب 2,500 قدم.

2. لينيه: تقع هذه الفوهة الصغيرة في منطقة “ماري سيرينيتاتيس”. قبل حوالي ستين عامًا، وُصف قطرها بأنه حوالي 6.5 ميل، ويبدو أنها كانت بارزة بما فيه الكفاية. في عام 1866، أعلن شميدت من أثينا أن الفوهة قد اختفت. ومنذ ذلك الحين، أصبح من الممكن رؤية انخفاض ضئيل جدًا، لكن الفوهة بأكملها أصبحت الآن غير ملحوظة تقريبًا. يبدو أن هذه هي أوضح حالة مسجلة لتغير في جسم قمري. يبدو أن جدران الفوهة قد انهارت إلى الداخل وملأت جزءًا منها، لكن العديد من علماء الفلك يشككون في حدوث تغيير فعلي، حيث يبدو أن شروتر، وهو مراقب من هانوفر في نهاية القرن الثامن عشر، لم يرَ أي فوهة بارزة في ذلك المكان، رغم أنه يجب الاعتراف بأن ملاحظاته كانت غير كاملة. ولإعطاء فكرة عن الجهد الهائل الذي بذله شميدت في أبحاثه القمرية، يمكن القول إنه خلال ست سنوات، قام بحوالي 57,000 عملية قياس باستخدام الميكرومتر لقياس ارتفاعات الأجسام القمرية. ويعتمد خريطته الكبيرة للجبال على ما لا يقل عن 2,731...

الرسومات والخرائط التخطيطية، إذا تم احتسابها مرتين، فقد يكون قد تم استخدامها لتقسيم الخريطة إلى قسمين.

٣. أرسطو: تم ربط اسم هذا الفيلسوف العظيم بفوهة بركانية ضخمة يبلغ قطرها ٥٠ ميلاً؛ حيث يظهر داخلها، رغم وجود التلال الكثيرة فيه، عدم وجود مخروط مركزي واضح. لكن الجدار الشاهق للفوهة، الذي يتجاوز ارتفاعه ١٠٬٥٠٠ قدم، يحجب قاع الفوهة بشكل مستمر لدرجة أن معالمه لا تُرى بوضوح أبداً.

٤. الوادي الكبير في جبال الألب: وادٍ مستقيم للغاية، يتراوح عرضه بين ٣.٥ و٦ أميال، ويمتد عبر جبال الألب على القمر. ووفقاً لمادلر، فإن عمقه لا يقل عن ١١٬٥٠٠ قدم، وطوله يزيد عن ٨٠ ميلاً. قد تكون بعض السلاسل المنخفضة الموازية لجوانب الوادي نتيجة لانهيارات أرضية.

٥. أريستيلوس: في ظروف مواتية، أظهر التلسكوب الضخم الخاص باللورد روس سطح هذه الفوهة الرائعة وهو مليء بأخاديد عميقة تمتد من مركزها. يبلغ عرض أريستيلوس حوالي ٣٤ ميلاً، وعمقه ١٠٬٠٠٠ قدم.

٦. أوتوليكوس أصغر قليلاً من الفوهات السابقة، ويشكل زوجاً معها وفقاً لما اعتبره مادلر علاقة واضحة بين فوهات القمر، حيث كانت تظهر غالباً في أزواج، مع كون الفوهة الأصغر عادةً في الجهة الجنوبية. بالقرب من الحافة، يكون هذا الترتيب واضحاً نسبياً وليس حقيقياً، وهو مجرد نتيجة للتقليص البصري.

٧. أرخميدس: هذه السهول الكبيرة، التي يبلغ قطرها حوالي ٥٠ ميلاً، ينقسم داخلها السطح الخالي من التضاريس إلى سبع مناطق مختلفة عبر خطوط مضيئة بشكل غير متساوٍ، وتمتد هذه الخطوط من الشرق إلى الغرب. لا يوجد جبل مركزي أو أي علامة داخلية واضحة تدل على نشاط سابق، لكن جدارها غير المنتظم يرتفع ليشكل أبراجاً حادة، كما توجد على سطحها تراسات واضحة.

اللوحة ب:
جزء من القمر.
(جبال الألب، جبال أرخميدس، جبال الأبينيني).
السادة لوي وبويزو.

٨. أفلاطون: لقد تحدثنا بالفعل عن هذه السهول الدائرية الشاسعة،
والتي يمكن رؤيتها باستخدام أصغر التلسكوبات. المتوسط العالي لارتفاع الجدران في الجانب الشرقي حوالي ٣٬٨٠٠ قدم؛ أما الجانب الغربي فهو…

أقل قليلاً، لكن هناك قمة واحدة تصل ارتفاعها إلى ما يقارب 7,300 قدم. السهل المحاط بهذا السور الضخم ذو أبعاد واسعة؛ فهو على شكل دائرة غير منتظمة نوعاً ما، بقطر حوالي 60 ميلاً، وتبلغ مساحته 2,700 ميل مربع. على قاعده، تظهر ظلال الجدار الغربي في اللوحة التاسعة، كما تظهر أيضاً ثلاثة من الفوهات الصغيرة، وقد تم اكتشاف عدد كبير من الفوهات بفضل المراقبين المثابرين. الخط الضيق الحاد الذي يمتد من الفوهة إلى اليسار هو أحد تلك “الشقوق” الملحوظة التي تمتد عبر القمر في العديد من الاتجاهات؛ ويمكن رؤية شق آخر أبعد إلى اليسار. فوق منطقة بلاتو توجد عدة جبال منعزلة، وأعلىها ارتفاعاً هو جبل بيكو، الذي يبلغ ارتفاعه حوالي 8,000 قدم. سيدفع الظل الطويل والمدبب لهذا الجبل المرء، لدى النظر إليه لأول مرة، إلى الاعتقاد بأنه يجب أن يكون شديد الانحدار؛ لكن شميدت، الذي درس انحدارات سطوح القمر بشكل خاص، يرى أنه لا يمكن أن يكون شديد الانحدار مثل العديد من الجبال السويسرية التي يتم تسلقها باستمرار. تم مراقبة ما يصل إلى ثلاثين فوهة صغيرة بعناية على قاع منطقة بلاتو، واعتبر السيد دبليو.إتش. بيكرينغ أن هناك تغيرات يمكن ملاحظتها فيها.

9. إراتوستينس: هذه الفوهة العميقة، التي يزيد قطرها عن 37 ميلاً، تقع في نهاية سلسلة جبال الأبينين الضخمة. ومن المحتمل أن تكون إراتوستينس في السابق فتحة بركانية للقوى الهائلة التي رفعت قمم هذه الجبال الضخمة التي لا تحتوي على فوهات كثيرة.

10. كوبرنيكوس: من بين جميع فوهات القمر، تعتبر هذه واحدة من أكبرها وأشهرها. المنطقة الواقعة غربها مليئة بعدد لا يحصى من الفوهات الصغيرة. يوجد في وسطها جبل متعدد القمم بارتفاع حوالي 2,400 قدم. هناك أسباب وجيهة تدفع إلى الاعتقاد بأن التدرجات الموجودة في داخلها ناتجة بشكل أساسي عن الارتفاعات المتكررة والتجمد الجزئي والانسحاب اللاحق لبحر ضخم من الحمم البركانية. في ليلة البدر، يمكن رؤية فوهة كوبرنيكوس محاطة بخطوط مشعة.

11. كيبلر: على الرغم من أن العمق الداخلي لهذه الفوهة لا يقل عن 10,000 قدم، إلا أن جدارها الخارجي منخفض جداً، وما يلفت الانتباه هو أنه مغطى بنفس المادة اللامعة التي تشكل أيضاً نظاماً من الأشعة الساطعة التي تشبه تلك المحيطة بالجسم السابق.

12. أريستارخوس هو ألمع فوهات القمر، حيث يبدو لامعًا بشكل خاص عند استخدام تلسكوب ذو قوة بصرية منخفضة. إنه لامع لدرجة أنه كان يُرى في الجانب المظلم مباشرة بعد البدر، مما أدى إلى ظهور قصص مذهلة عن وجود براكين نشطة على القمر. يقع جنوب شرقه فوهة أصغر تُسمى هيرودوتوس، وشمالها وادٍ ضيق وعميق، لا يزيد عرضه عن 2.5 ميل، ويشكل شكلًا زيجزاغيًا ملحوظًا. وهو أحد أكبر “الشقوق” على سطح القمر.

13. يُعتبر جريمالدي أظلم جسم من حيث الحجم على سطح القمر. في ظروف استثنائية جدًا، تم رؤيته بالعين المجردة، وبما أن مساحته تُقدّر بحوالي 14,000 ميل مربع، فإن ذلك يوضح مدى ضعف قدرة البصر البشري على رؤية التفاصيل على القمر دون مساعدة أدوات. لكن يجب الإشارة إلى أننا دائمًا نرى جريمالدي بشكل مُصغّر إلى حد كبير.

14. تم رسم خريطة للفوهة الكبيرة جاسيندي بشكل متكرر بسبب نظام “الشقوق” المعقد الموجود فيها. في طرفها الشمالي، تتصل بفوهة أصغر لكنها أعمق بكثير، وغالبًا ما تمتلئ هذه الفوهة بظل أسود بعد أن يضاء كامل قاع جاسيندي.

15. شيكارد هو أحد أكبر السهول المحاطة بجدران على سطح القمر، وعرضه حوالي 134 ميلاً. وقد اكتشف مادلر داخل هذه المساحة الشاسعة 23 فوهة صغيرة. وفيما يتعلق بهذا الجسم، أشار شاكورناك إلى أنه بسبب انحناء سطح القمر، فإن من يقف في مركز القاع “سيعتقد أنه في صحراء لا نهاية لها”， لأن الجدار المحيط، رغم أن ارتفاعه في بعض الأماكن يصل إلى حوالي 10,000 قدم، سيكون موجودًا بالكامل تحت أفقه.

16. بالقرب من الفوهة السابقة تقع فوهة وارجنتين. لا يوجد شك تقريبًا في أنها فوهة ضخمة مليئة تقريبًا بالحمم البركانية المتصلبة، لأنه لا يوجد انخفاض يذكر نحو الداخل.

17. كلافيوس: تقع هذه الفوهة الضخمة بالقرب من خط عرض 60 درجة جنوبًا على سطح القمر، ومساحتها لا تقل عن 16,500 ميل مربع. يوجد داخلها وعلى جدرانها العديد من القمم والفوهات الفرعية. إن رؤية شروق الشمس على سطح كلافيوس عبر التلسكوب أمر رائع حقًا.

سيكون جبل مادلر رائعًا لدرجة لا يمكن وصفها. أحد قممه يرتفع إلى ارتفاع 24,000 قدم فوق قاع أحد الفوهات الموجودة هناك. بل إن مادلر عبر عن رأيه بأنه في هذه المنطقة البرية توجد فوهات عميقة للغاية لدرجة أن أي شعاع من أشعة الشمس لم يخترق أعماقها أبدًا، بينما، كتعويض عن ذلك، توجد قمم تتمتع قممها بنهار يستمر تقريبًا ضعف مدة ليلها.

18. إذا نُظر إلى القمر المكتمل من خلال منظار صغير أو أي تلسكوب يدوي صغير، فإن أحد الفوهات يظهر على الفور بشكل بارز بين جميع الفوهات الأخرى، وذلك بسبب الأشعة الساطعة أو الخطوط التي تنبعث منه. هذا هو جبل تيخو العظيم، الذي يبلغ عمقه 17,000 قدم وقطره 50 ميلاً (اللوحة X). يرتفع قمة بارتفاع 6,000 قدم في وسط قاعه، بينما توجد سلسلة من التراسات تزين منحدراته الداخلية؛ لكن الأشعة الساطعة الغامضة هي ما يثير دهشتنا بشكل أساسي. عندما تشرق الشمس على تيخو، تصبح هذه الخطوط غير مرئية تمامًا؛ بل إن الجسم بأكمله يصبح غامضًا لدرجة أنه يتطلب عينًا ماهرة لتمييز تيخو وسط المناطق الجبلية المحيطة به. لكن بمجرد أن تصل الشمس إلى ارتفاع حوالي 30 درجة فوق الأفق، تظهر الأشعة من خلف الغموض وتزداد سطوعًا تدريجيًا حتى يصبح القمر مكتملاً، وعندها تكون هذه الأشعة أكثر الأشياء وضوحًا على سطحه. يتراوح طولها من بضع مئات من الأميال إلى اثنين، أو في حالة واحدة، تقريبًا ثلاثة آلاف ميل. تمتد هذه الأشعة عبر السهول الشاسعة، أو إلى أعمق الفوهات، أو فوق أعلى القمم. لا نعرف شيئًا على كوكب الأرض يمكن مقارنته بها. وبما أن هذه الأشعة تُرى فقط في وقت القمر المكتمل، فإن قابليتها للرؤية تعتمد بوضوح على مدى قرب الضوء من خط الرؤية، بغض النظر عن ميل السطوح، سواء كانت جبالًا أو وديانًا، التي تظهر عليها. لذلك، يجب أن يكون كل جزء صغير من سطح هذه الأشعة على شكل متماثل للمشاهد من أي نقطة يُنظر منها. يبدو أن الكرة وحدها هي التي تلبي هذا الشرط، ولذلك يقترح البروفيسور كوبلاند أن المادة التي تشكل سطح هذه الأشعة يجب أن تتكون من عدد كبير من الكريات شبه الكروية إلى حد كبير. يجب أن تمثل هذه الأشعة أجزاء من سطح القمر، سواء كانت مليئة بالحفر...

بتجاويف دقيقة على شكل كروي، أو مغطاة بكرات شفافة صغيرة.[8]

بالقرب من مركز قرص القمر، توجد سلاسل رقيقة من السهول الحلقية المكشوفة تمامًا لرؤيتنا تحت جميع ظروف الإضاءة. ومن بين هذه السهول، يمكن ذكر سهلين: ألفونسوس (19)، الذي يتميز قاعه بوجود علامتين لامعتين وعدة علامات داكنة لا يمكن تفسيرها بوجود تشوهات في السطح، وبطليموس (20). بالإضافة إلى عدة فوهات صغيرة مغلقة، يخترق قاعه العديد من السلاسل المنخفضة، والتي تكون مرئية عند شروق الشمس أو غروبها.

21، 22، 23.—عندما يكون عمر القمر خمسة أو ستة أيام، يكون هذا المجموعة الجميلة المكونة من ثلاث فوهات في موقع مناسب للمراقبة. وتُسمى هذه الفوهات كاترينا، وسيريلوس، وثيوفيلوس. كاترينا، وهي الأقرب إلى الجنوب في المجموعة، عمقها يزيد عن 16,000 قدم، وهي متصلة بسيريلوس عبر وادٍ واسع؛ لكن لا يوجد اتصال من هذا النوع بين سيريلوس وثيوفيلوس. في الواقع، يبدو أن الأسوار الضخمة المحيطة بسيريلوس، التي يصل ارتفاعها إلى ارتفاع جبل مونت بلانك، قد تم بناؤها بالكامل قبل أن تبدأ القوى البركانية في تكوين ثيوفيلوس، حيث تمتد أسوار ثيوفيلوس بشكل كبير فوق جارها الأقدم. ثيوفيلوس عبارة عن فوهة دائرية واضحة المعالم، يبلغ قطرها حوالي 64 ميلاً، وعمقها الداخلي يتراوح بين 14,000 و18,000 قدم، ويوجد في قاعها مجموعة جميلة من الجبال التي يبلغ ارتفاعها ثلث ارتفاع الفوهة نفسها. على الرغم من أن ثيوفيلوس هي أعمق فوهة يمكننا رؤيتها على القمر، إلا أنها لم تتعرض لتشوه كبير أو لا يوجد تشوه فيها نتيجة الانفجارات الثانوية، بينما يظهر في قاع وجدران كاترينا تسلسل كامل من الفوهات الأصغر بأحجام مختلفة، التي تعرضت للتدمير الجزئي بسبب تصادمها مع بعضها البعض. في ربيع السنة، عندما يكون القمر قبل الربع الأول قليلاً، يمكن رؤية هذه المجموعة المفيدة من البراكين المنطفئة بوضوح في وقت مناسب من المساء.

اللوحة السابعة.
تريسنيكر.
(عن ناسميث.)

٢٤. بيتافيوس يتميز ليس فقط بحجمه الضخم، ولكن أيضًا بالخاصية النادرة المتمثلة في وجود سورين دفاعيين. إنه جسم جميل بعد القمر الجديد مباشرة، أو بعد القمر المكتمل مباشرة، لكنه يختفي تمامًا عندما يكون الشمس على ارتفاع أكثر من ٤٥ درجة فوق أفق القمر. قاع الفوهة محدب بشكل لافت، ويصل إلى ذروته مجموعة من التلال المركزية التي تتقاطع فيما بينها شق عميق.

٢٥. هيجينوس هي فوهة صغيرة قرب مركز قرص القمر. أحد أكبر الشقوق القمرية يمر عبرها مباشرة، متخذًا منعطفًا مفاجئًا أثناء ذلك.

٢٦. تريسنيكر: تم وصف هذه الفوهة الرائعة بالفعل، لكن يتم الإشارة إليها مرة أخرى للفت الانتباه إلى النظام المعقد من الشقوق الواضحة جدًا في اللوحة السابعة. من الواضح تمامًا أن هذه الشقوق عبارة عن انخفاضات، وذلك من خلال الظلال الموجودة داخلها. غالبًا ما تكون حوافها مرتفعة بشكل ملحوظ، ويبدو أنها شقوق في سطح القمر.

من بين الجبال المختلفة التي يُرى أحيانًا كنتوءات على الحافة الفعلية للقمر، يبدو أن الجبال التي سُميت على اسم لايبنيتز هي الأعلى. وجد شميدت أن أعلى قمة ترتفع عن الوادي المجاور بأكثر من ٤١٬٩٠٠ قدم. عند مقارنة هذه الارتفاعات بارتفاعات الجبال على كوكب الأرض، يجب علينا أن نضيف عمق البحر إلى ارتفاع اليابسة. وبحسابها بهذه الطريقة، فإن أعلى جبالنا لا تزال أعلى من أي جبال نعرفها على القمر.

يجب علينا الآن مناقشة المسألة المهمة المتعلقة بأصل هذه الخصائص الملفتة على سطح القمر. يجب أن نعترف في البداية بأن أدلتنا في هذا الشأن هي أدلة غير مباشرة فقط. لإثبات أصل الفوهات القمرية الملفتة بأدلة لا يمكن دحضها، يبدو أنه من الضروري تقريبًا أن يتم رصد ثورانات بركانية على القمر، وأن يتم مشاهدة هذه الثورانات وهي تؤدي إلى تكوين الحلقة المعروفة، سواء مع وجود جبل يرتفع من المركز أو بدونه. القول بأنه لم يتم رصد أي شيء من هذا القبيل أبدًا هو تصريح مبالغ فيه إلى حد ما. في بعض المناسبات، أبلغ المراقبون الدقيقون عن حدوث تغييرات محلية طفيفة.

القمر. كما ذكرنا سابقًا، كان هناك فوهة تُدعى “لينيه”، وأبعادها بلا شك كبيرة بالنسبة لساكن القمر، لكنها تشكل جسمًا ضئيلًا جدًا عند مراقبتها بالتلسكوب، وقد اعتُقد أنها خضعت لبعض التغييرات. وفي مناسبة أخرى، اعتُقد أن فوهة صغيرة نشأت بالقرب من الجسم المعروف باسم “هيجينوس”. إن مجرد سرد مثل هذه الحالات يؤكد بشكل كبير القول بأنه لا يوجد حاليًا أي مصدر ملحوظ لإحداث تغييرات في سطح القمر. حتى لو تم تأكيد هذه الحالات الطفيفة المشتبه في حدوث تغييرات فيها فعلاً – وهو أمر ربما يتجاوز ما يرغب العديد من علماء الفلك في قبوله – فإنها تظل غير ذات أهمية مقارنة بالظواهر العظيمة التي أدت إلى ظهور العدد الهائل من الفوهات التي تغطي جزءًا كبيرًا من سطح القمر.

يدفعنا ذلك حتمًا إلى الاستنتاج بأن قمرنا كان يتمتع في الماضي بنشاط أكبر بكثير مما يُظهره الآن. كما يمكننا تقديم تفسير معقول، أو على الأقل تفسير مقبول، لتوقف ذلك النشاط في الآونة الأخيرة. دعونا نلقي نظرة على جسمين آخرين في نظامنا، وهما الأرض والشمس، ونقارنهما بالقمر. من بين هذه الأجسام الثلاثة، الشمس هي الأكبر حجمًا بشكل هائل، بينما القمر أصغر بكثير من الأرض. كما رأينا أنه على الرغم من أن درجة حرارة الشمس يجب أن تكون مرتفعة جدًا، إلا أنه لا شك أنها تفقد حرارتها تدريجيًا. سطح الأرض، الذي يتكون من صخور صلبة وطين، أو يغطيه جزء كبير من المحيطات، لا يحمل سوى علامات قليلة واضحة على درجة حرارة مرتفعة. ومع ذلك، من المرجح جدًا، بناءً على الظواهر البركانية العادية، أن يكون للأرض داخلها درجة حرارة عالية جدًا.

الجسم الكبير عندما يسخن يحتاج إلى وقت أطول ليبرد مقارنة بالجسم الصغير الذي يصل إلى نفس درجة الحرارة. فقطعة حديدية كبيرة تحتاج إلى أيام لتبرد، بينما قطعة صغيرة تبرد في غضون ساعات قليلة. أيًا كان مصدر الحرارة الأصلي في نظامنا – وهو سؤال لا نناقشه الآن – يبدو من الواضح أن جميع الأجسام كانت مسخنة في الأصل، وأنها تبرد تدريجيًا منذ زمن طويل. الشمس ضخمة جدًا لدرجة أنها لم تحصل بعد على الوقت الكافي لتبرد؛ أما الأرض، ذات الحجم المتوسط،

أصبح سطح القمر باردًا من الخارج، مع بقاء كميات هائلة من الحرارة الداخلية؛ بينما فقد القمر، وهو أصغر جسم في الكون، حرارته إلى درجة أن التغيرات المهمة على سطحه لم تعد يمكن أن تنشأ نتيجة العوامل الداخلية.

لذلك، يجب أن نعزو أصل الفوهات القمرية إلى فترة قديمة جدًا في تاريخ القمر. لا نملك أي وسيلة لمعرفة مدى بُعد تلك الفترة، لكن من المعقول أن نفترض أن عمر البراكين القمرية يجب أن يكون هائلاً للغاية. في الوقت الذي كان فيه القمر ساخنًا بما يكفي لإحداث تلك الاضطرابات التي تركت الفوهات الضخمة كآثار لها، كان يجب أن تكون الأرض أيضًا أكثر سخونة بكثير مما هي عليه الآن. عندما كان لدى القمر حرارة كافية لجعل براكينه نشطة، كانت الأرض على الأرجح ساخنة لدرجة أن الحياة كانت مستحيلة على سطحها. تشير هذه الفرضية إلى أن عمر الفوهات القمرية أكبر بكثير مما يمكن تقديره بالقرون والآلاف من السنين، وهي فترات كافية للأحداث التاريخية المتعلقة بتاريخ البشرية. يبدو من غير المستبعد أن تكون ملايين السنين قد مرت منذ تشكل الفوهات الضخمة في القمر في شكلها الحالي.

سنحاول الآن تفسير تكوين الفوهات القمرية. يبدو أن أكثر الآراء احتمالًا حول هذا الموضوع هي تلك التي طرحها السيد ناسميث، رغم أنه يجب الاعتراف بأن نظرياته ليست خالية من الصعوبات. وفقًا لنظريته، يمكننا تفسير كيف تشكلت الجدران المحيطة بالفوهات القمرية، وكيف نشأت الجبال الضخمة التي تزين مركز السهول في كثير من الأحيان. يحتوي الرسم في الشكل 28 على رسم تخيلي لفتحة بركانية على القمر في الأيام التي كانت فيها الفوهات نشطة. يُظهر الرسم الانفجار بكامل طاقته، حيث تقذف القوى الداخلية الرماد أو الصخور التي تسقط على مسافة كبيرة من فتحة البركان. المواد المتراكمة بهذه الطريقة تشكل الجدران المحيطة بالفوهة.

أما الصورة الثانية (الشكل 29)، فهي تُظهر الفوهة في مرحلة لاحقة من تاريخها. لقد استنفدت القوة التفجيرية الهائلة الآن، و...

ربما توقف النشاط لفترة ما. ثم يعود البركان إلى النشاط مرة أخرى، لكن هذه المرة بجزء صغير فقط من طاقته الأصلية. ينبعث الآن انفجار ضعيف نسبيًا من نفس المنفذ، ويترسب المواد حول فتحة البركان، مما يؤدي إلى تكوّن جبل في الوسط. وأخيرًا، عندما يهدأ النشاط ويصبح البركان هادئًا وساكنًا، نجد الأدلة على الطاقة الأولية، وهي تتجلى في السور الذي يحيط بالفوهة القديمة، وفي الجبل الذي يزين الجزء الداخلي منها. قد يكون القاع المستوي الموجود في بعض الفوهات ناتجًا عن تدفق الحمم البركانية التي تصلبت لاحقًا. كما حدثت انفجارات لاحقة في كثير من الحالات.

إحدى الصعوبات الرئيسية في استخدام هذه الطريقة لتفسير بنية الفوهات تكمن في الحجم الهائل الذي يصل إليه بعض هذه الكتل. هناك براكين قديمة على القمر بقطر أربعين أو خمسين ميلاً؛ بل إن هناك حلقة متماسكة الشكل، بها جبل يرتفع في الوسط، وقطرها لا يقل عن سبعة وسبعين ميلاً (بيتافيوس). يبدو من الصعب تخيل كيف يمكن لمخروط الانفجار الموجود في الوسط أن ينقل المواد إلى مسافة تصل إلى تسعة وثلاثين ميلاً بين مركز بيتافيوس والسور المحيط به. لكن التفسير يصبح أسهل عندما نأخذ في الاعتبار أن قوة الجاذبية على القمر أقل بكثير منها على الأرض.

اللوحة الثامنة:
فوهة قمرية طبيعية.

الشكل 28: بركان في حالة نشاط.

الشكل 29: النشاط الضعيف اللاحق.
ألم نرَ بالفعل أن قمرنا الصناعي أصغر بكثير من الأرض، لدرجة أن ثمانين قمرًا إذا تجمعت معًا لن تزن مثل وزن الأرض؟ على الأرض، يزن الأونصة أونصة ويزن الرطل رطلًا؛ لكن وزن ست أونصات هنا لن يزن سوى أونصة واحدة على القمر، ووزن ستة أرطال هنا لن يزن سوى رطل واحد على القمر. العامل الذي يستطيع حمل كيس واحد من الذرة على الأرض، يمكنه بنفس الجهد حمل ستة أكياس من الذرة على القمر. اللاعب الذي يستطيع رمي الكرة لمسافة 100 ياردة على الأرض، يمكنه بنفس الجهد رمي نفس الكرة لمسافة 600 ياردة على القمر. كان بإمكان هياواثا أن يطلق عشرة سهام في الهواء واحدًا تلو الآخر قبل أن يصل السهم الأول إلى الأرض؛ أما على القمر، فربما كان بإمكانه استخدام جميع السهام الموجودة في قوسه. البركان الذي كان يطلق الصواريخ على مسافة تصل إلى 39 ميلاً على القمر، لا يحتاج سوى إلى نفس القوة التفجيرية التي كانت كافية لإطلاق الصواريخ لمسافة ستة أو سبعة أميال على الأرض. المدفع الحديث، إذا تم رفعه بشكل صحيح، يمكنه بسهولة تحقيق هذا الإنجاز.

الشكل 30: تكوّن الأرضيات المستوية بفعل الحمم البركانية.

يجب أيضًا أخذ في الاعتبار وجود عدد لا يحصى من الفوهات على سطح القمر من نفس النوع العام، لكن بأحجام متنوعة للغاية؛ فمن فوهة صغيرة جدًا يبلغ قطرها ميلين أو ثلاثة أميال، يمكننا تحديد مراحل تزداد حجمًا تدريجيًا حتى نصل إلى الفوهة الضخمة “بيتافيوس” التي تم ذكرها للتو. أما بالنسبة للفوهات الأصغر، فمن الواضح أنه لا توجد صعوبة تقريبًا في اعتبار أن أصلها بركاني، وبما أن الاتصال المستمر بين الفوهات الأصغر والأكبر غير مقطوع، فمن المعقول تمامًا الافتراض بأن حتى أكبر الفوهات نشأت بنفس الطريقة.

لكن يجب الإشارة إلى أن بعض الميزات على سطح القمر قد يمكن تفسيرها بواسطة تأثيرات خارجية وليس داخلية. لقد قدّم السيد جي. كيه. جيلبرت أدلة تدعم الاعتقاد بأن النتوءات على سطح القمر نشأت نتيجة اصطدام أجسام بالقمر. ووفقًا لهذا الرأي، فإن منطقة “ماري إمبريوم” كانت موقعًا لاصطدام أدى إلى تكوّن المناظر الطبيعية المحيطة بها. ويفسر السيد جيلبرت تلك الأخاديد على أنها نتجت عن اصطدام أجسام ضخمة تتحرك بسرعات تشبه سرعات الشهب.

المناظر الطبيعية على سطح القمر غريبة ووعرة للغاية؛ فهي تذكرنا دائمًا بالصحاري القاحلة، ولا يمكننا تجاهل غياب السهول المغطاة بالعشب أو الغابات الخضراء التي نعرفها على كوكبنا. في بعض الجوانب، لا يختلف القمر كثيرًا عن الأرض؛ فمثل الأرض، يمتلك القمر تناوبًا ممتعًا بين النهار والليل، رغم أن النهار على القمر يستمر تسعة وعشرين يومًا من أيامنا، والليل يستمر تسعة وعشرين ليلة من ليالينا. نحن ندفئنا بأشعة الشمس؛ وكذلك القمر أيضًا؛ لكن مهما كان الأمر...

من المؤكد أن درجة الحرارة خلال النهار الطويل على القمر ستكون باردة للغاية، وستتجاوز البرودة الموجودة في أقسى مناطق كوكب الأرض. لقد قام اللورد روس بدراسة كمية الحرارة التي تصدرها القمر نحونا، وفي الآونة الأخيرة قام البروفيسور لانجلي بذلك أيضًا. وعلى الرغم من أن كل نقطة على سطح القمر تتعرض لأشعة الشمس لمدة أسبوعين دون أي انقطاع، إلا أن درجة الحرارة الفعلية للتربة لا يمكن أن تكون مرتفعة. فالقمر، على عكس الأرض، لا يمتلك غطاءً دافئًا على شكل غلاف جوي يمكنه الاحتفاظ بالحرارة المستقبلة وتراكمها.

حتى أكبر تلسكوباتنا لا يمكنها أن تخبرنا بشكل مباشر عما إذا كان من الممكن وجود الحياة على القمر. قد تنمو أشجار ضخمة مثل تلك الموجودة في كاليفورنيا على جبال القمر، وقد تتجول الفيلة في السهول، لكن تلسكوباتنا لا يمكنها رؤيتها. أصغر جسم يمكننا رؤيته على القمر يجب أن يكون بحجم كاتدرائية كبيرة، وبالتالي فإن أي كائنات منظمة بحجم مشابه لتلك التي نعرفها، إن وجدت، لن تتمكن من أن تظهر كأهداف يمكن رؤيتها عبر التلسكوب.

لذلك، نضطر إلى الاعتماد على أدلة غير مباشرة لمعرفة ما إذا كان من الممكن وجود الحياة على القمر. يمكننا القول فورًا إن علماء الفلك يعتقدون أن الحياة كما نعرفها لا يمكن أن توجد هناك. من بين الشروط الضرورية للحياة، يعتبر الماء أحد أهمها. إذا أخذنا كل أشكال الحياة النباتية، بدءًا من الطحالب التي تنمو على الصخور وصولاً إلى الأشجار الضخمة في الغابات، نجد أن مادة كل نبات تحتوي على الماء، ولا يمكن لها الوجود بدونه. كما أن الماء ضروري أيضًا لوجود الحياة الحيوانية؛ فبدون هذا العنصر، ستكون كل الحياة العضوية، بما في ذلك حياة الإنسان نفسه، أمرًا غير متصور.

إذًا، ما لم يكن الماء موجودًا على القمر، فسيكون علينا أن نستنتج أن الحياة كما نعرفها مستحيلة. إذا نظر أحدهم موجود على القمر إلى الأرض عبر تلسكوب، فهل سيتمكن من رؤية أي مياه هناك؟ بلا شك سيتمكن من ذلك. سيرى السحب وسيلاحظ تغيراتها المستمرة، والسحب وحدها ستكون دليلاً تقريبًا قاطعًا على وجود الماء. عالم فلك على القمر...

كما سيرى القمر محيطاتنا على أنها أسطح ملونة، وهو اختلاف واضح جدًا مع اليابسة، وربما يرى بشكل متكرر صورة الشمس، كنجم ساطع، معكوسة من جزء مستوٍ من سطح البحر. في الواقع، نظرًا لأن أكثر من نصف كرتنا الأرضي مغطى بالمحيطات، وأن معظم الجزء المتبقي قد يُغطى بالغيوم، فإن عالم الفلك على القمر عندما ينظر إلى كوكبنا سيرى غالبًا لا شيء سوى الماء بشكل أو بآخر. من المرجح جدًا أن يصل إلى استنتاج مفاده أن كوكبنا مناسب فقط ليكون موطنًا للحيوانات ذات الحياة في المياه واليابسة.

لكن عندما ننظر إلى القمر باستخدام التلسكوبات، لا نرى أي دليل مباشر على وجود الماء. يُظهر الفحص الدقيق أن ما يُسمى بالبحار القمرية هي في الواقع صحاري، مليئة غالبًا بالفوهات الصغيرة والصخور. لا يكشف التلسكوب عن أي بحار أو محيطات أو بحيرات أو أنهار. كما أن روعة مناظر القمر لا تتأثر أبدًا بالغيوم التي تغطي سطحه. كلما كان القمر فوق أفقنا وكانت الغيوم الأرضية بعيدة، يمكننا رؤية ملامح سطح قمرنا بوضوح. لا توجد غيوم على القمر؛ ولا حتى الضباب أو البخار الذي يظهر دائمًا حيثما يوجد الماء، ولذلك توصل علماء الفلك إلى استنتاج مفاده أن السطح المحيط بالأرض هو صحراء خالية من الماء وغير صالحة للحياة.

كما أن عنصرًا ضروريًا آخر للحياة العضوية غائب أيضًا عن القمر. يحيط بكوكبنا طبقة سميكة من الهواء تقع على السطح وتمتد فوق رؤوسنا إلى ارتفاع يقارب 200 أو 300 ميل. لا حاجة لنا للقول إلى مدى أهمية الهواء للحياة، ولذلك نتجه باهتمام إلى سؤال ما إذا كان بإمكان القمر أن يكون محاطًا بغلاف جوي. دعونا نفهم بوضوح المشكلة التي سنناقشها. تخيل أن مسافرًا انطلق من الأرض في رحلة إلى القمر؛ مع تقدمه، سيصبح الهواء تدريجيًا أرق وأرق، حتى في النهاية، عندما يكون على بعد بضع مئات من الأميال فوق سطح الأرض، سيكون قد ترك وراءه آخر آثار ملحوظة لغلاف الأرض. بحلول الوقت الذي يمر فيه تمامًا عبر الغلاف الجوي، سيكون قد قطع جزءًا صغيرًا جدًا من مسافة الرحلة بأكملها.

٢٤٠٬٠٠٠ ميل، وسيظل هناك فراغ شاسع يجب عبوره قبل الوصول إلى القمر. لو كان القمر مغطى بغلاف جوي مثل ذلك الذي يحيط بالأرض، فعندما يقترب المسافر من نهاية رحلته ويصل إلى مسافة بضع مئات من الأميال من سطح القمر، سيجد مرة أخرى آثارًا لغلاف جوي، وسيزداد تركيزه تدريجيًا حتى يصل إلى سطح القمر. وبذلك، كان المسافر سيمر عبر طبقة من الهواء في بداية رحلته، وعبر طبقة أخرى في نهايتها، بينما كان الجزء الأكبر من الرحلة يتم عبر فضاء أكثر فراغًا من الفراغ الموجود في خزان مضخة الهواء الفارغ.

هذا هو الوضع لو كان القمر مغطى بغلاف جوي مثل ذلك الذي يحيط بكوكبنا. لكن ما هي الحقائق؟ عندما يقترب المسافر من القمر، سيبحث عبثًا عن هواء يمكنه التنفس به يشبه هواءنا. من الممكن أن تكون هناك آثار خفيفة لبعض المواد الغازية تحيط بالقمر بالقرب من سطحه، لكنها لا يمكن أن تعادل سوى جزء صغير جدًا من الغلاف الجوي الوفير الذي تتمتع به الأرض حاليًا. ولأغراض التنفس، كما نفهم المصطلح، يمكننا القول إنه لا يوجد هواء على القمر، وأن أي كائن حي من كوكبنا ينتقل إلى هناك سيختنق بالتأكيد تمامًا كما لو كان في وسط الفضاء.

لكن قد يُسأل كيف نعرف ذلك. أليس الهواء شفافًا، فكيف يمكن لتلسكوباتنا أن تُظهر ما إذا كان القمر يمتلك فعلاً مثل هذا الغلاف؟ نحن نعرف حالة القمر الخالية من الهواء من خلال طرق ملاحظة غير مباشرة ولكنها موثوقة تمامًا. هناك حجج مختلفة يمكن طرحها؛ لكن الأكثر إقناعًا هو ما يتم ملاحظته عند حدوث ما يُسمى بـ"الاختفاء". يحدث أحيانًا أن يأتي القمر مباشرة بين الأرض ونجم، ويكون اختفاء النجم المؤقت هو ما يُسمى بـ"الاختفاء". يمكننا مراقبة لحظة حدوث هذه الظاهرة، وغالبًا ما يُلاحظ الاختفاء المفاجئ للنجم. لو كان القمر مغطى بغلاف جوي كثيف، فإن وجود هذه الكتلة الغازية بسبب حركة القمر سيؤدي إلى اختفاء تدريجي للنجم، دون أي اختفاء مفاجئ كما هو الحال في الاختفاء الناتج عن غطاء جوي.

لنفكر في كيفية تفسير غياب الغلاف الجوي عن القمر. لقد تبين من الأبحاث الحديثة أن ما نسميه غازًا هو في الحقيقة مجموعة من عدد هائل من الجزيئات، كل منها في حركة سريعة للغاية. تستمر هذه الحركة لمسافة قصيرة في اتجاه واحد قبل أن يصطدم جزيء بجزيء آخر، مما يؤدي إلى تغيير مستمر في اتجاهات وسرعات الجزيئات الفردية. يوجد سرعة متوسطة معينة لكل غاز، وهي خاصة بجزيئات ذلك الغاز عند درجة حرارة معينة. عندما يختلط عدة غازات، مثل الأكسجين والنيتروجين في غلافنا الجوي، فإن جزيئات كل غاز تستمر في الحركة بسرعاتها الخاصة. بقدر ما يمكننا تقدير درجة الحرارة عند حدود غلاف الأرض الجوي، يمكننا الافتراض أن متوسط سرعات جزيئات الأكسجين هناك يبلغ حوالي ربع ميل في الثانية. أما سرعات جزيئات النيتروجين فهي مشابهة إلى حد كبير، بينما تبلغ السرعة المتوسطة لجزيء الهيدروجين حوالي ميل واحد في الثانية، وهي في الواقع أعلى سرعة لجزيء في أي غاز.

اللوحة التاسعة
أفلاطون
(حسب ناسميث)

الحجر الذي يُرمى في الهواء يعود إلى الأرض بسرعة. أما رصاصة البندقية التي تُطلق عموديًا لأعلى، فإنها ترتفع أكثر فأكثر، حتى يتوقف حركتها في النهاية، ثم تبدأ في العودة وتسقط إلى الأرض. لنفترض للحظة أن لدينا بندقية ذات قوة لا نهائية وبارودًا ذا قوة غير محدودة. مع زيادة كمية البارود، نجد أن الرصاصة ترتفع أكثر فأكثر، وفي كل مرة يستغرق الأمر وقتًا أطول قبل أن تعود إلى الأرض. يعود سبب سقوط الرصاصة إلى جاذبية الأرض. يجب أن تؤثر قوة الجاذبية على الرصاصة طوال مسارها، وهي تقلل تدريجيًا من سرعتها، وتتغلب على حركتها لأعلى، ثم تجعلها تسقط.

يجب أن نتذكر أن كفاءة الجاذبية تنخفض مع زيادة الارتفاع. ونتيجة لذلك، عندما يكون للجسم سرعة أولية هائلة، بحيث يصعد إلى ارتفاع شاهق، فإن عودته تتأخر لسببين: أولاً، المسافة التي يجب أن يقطعها للعودة تزداد بشكل كبير، وثانياً، كفاءة الجاذبية في جعله يعود تنخفض. كلما زادت السرعة، كان يجب أن تضعف قدرة الجاذبية على إعادة الجسم. يمكننا تخيل أن تزداد السرعة إلى درجة لا تستطيع معها الجاذبية، التي تنخفض باستمرار مع صعود الجسم، أن تعوض تلك السرعة أبداً، وبالتالي نحصل على حالة غريبة حيث لا يعود الجسم المُطلق أبداً.

يمكن عرض هذا المنطق بشكل رقمي، وإظهار أن سرعة ستة أو سبعة أميال في الثانية موجهة للأعلى كافية لإبعاد الجسم تماماً عن جاذبية الأرض. هذه السرعة تتجاوز بكثير الحدود القصوى لمدافعنا؛ فهي في الواقع أسرع بعشرات المرات من سرعة قذيفة المدفع؛ وحتى لو استطعنا تحقيقها، فإن مقاومة الهواء ستشكل عائقاً لا يمكن التغلب عليه. لكن هذه الاعتبارات لا تؤثر على الاستنتاج القائل بأن لكل كوكب سرعة معينة مناسبة لذلك الجسم، وتعتمد فقط على حجمه وكتلته، وهي السرعة التي يجب أن نطلق بها القذيفة لمنع جاذبية ذلك الكوكب من سحب القذيفة مرة أخرى.

إن تحديد هذه “السرعة الحرجة” لأي جسم سماوي أمر بسيط من الناحية الحسابية. كلما كان الجسم أكبر، كان يجب أن تكون السرعة الأولية أكبر، حتى تتمكن القذيفة من مغادرة الكوكب الذي أُطلقت منه إلى الأبد. كما أشرنا سابقاً، فإن هذه السرعة تبلغ حوالي سبعة أميال في الثانية على الأرض؛ وعلى كوكب عطارد تكون ثلاثة أميال في الثانية، وعلى المريخ ثلاثة أميال ونصف، وعلى زحل 22 ميلاً في الثانية، وعلى المشتري 37 ميلاً في الثانية؛ أما لكي تغادر القذيفة الشمس دون أي فرصة للعودة، فيجب أن تغادر سطحها بسرعة لا تقل عن 391 ميلاً في الثانية.

لنفترض أن هناك كمية من الهيدروجين الحر موجودة في جونا، فإن جزيئاته ستتحرك بسرعة متوسطة تبلغ حوالي ميل واحد في الثانية. وقد يحدث أحيانًا، بسبب تراكم بعض الظروف، أن تصل سرعة أحد الجزيئات إلى أكثر من سبعة أميال في الثانية. وإذا حدث ذلك عند حدود الغلاف الجوي حيث لا تصطدم هذه الجزيئات بجزيئات أخرى، فإنها ستطير إلى الفضاء ولن تُعاد إلى الأرض. ومن خلال تكرار هذه العملية باستمرار على مدى عصور لا تحصى، ستهرب جميع جزيئات غاز الهيدروجين من الأرض، وبهذه الطريقة يمكننا تفسير حقيقة عدم وجود هيدروجين حر في جو الأرض.[10]

أما السرعات التي يمكن أن تصل إليها جزيئات الغازات الأخرى غير الهيدروجين، فهي صغيرة جدًا لدرجة أنها لا تسمح لها بالهروب من جاذبية الأرض. لذلك نجد أن الأكسجين والنيتروجين وبخار الماء وثاني أكسيد الكربون يظلون مكونات دائمة لهوائنا. من ناحية أخرى، فإن الكتلة الهائلة للشمس تجعل “السرعة الحرجة” عند سطحها كبيرة جدًا (391 ميلاً في الثانية)، بحيث لا يمكن حتى لجزيئات الهيدروجين تحقيقها. ونتيجة لذلك، كما رأينا، فإن الهيدروجين يُعد مكونًا مهمًا جدًا في الغلاف الجوي للشمس.

إذا طبّقنا هذا المنطق على القمر، فإن السرعة الحرجة تكون، وفقًا للحسابات، مجرد ميل ونصف في الثانية. ويبدو أن هذه السرعة ضمن الحد الأقصى للسرعات التي يمكن أن تصل إليها جزيئات الأكسجين والنيتروجين والغازات الأخرى. وبالتالي، فإنه لا يمكن لأي من هذه الغازات أن تبقى بشكل دائم لتشكل غلافًا جويًا على سطح جسم صغير مثل القمر. ويبدو أن هذا هو السبب في عدم وجود أي آثار لأي غلاف جوي حول قمرنا.

إن غياب الهواء والماء عن القمر يفسر الطبيعة الوعرة لمناظره الطبيعية. نحن نعلم أنه على الأرض، فإن تأثير الرياح والأمطار والصقيع والثلوج يساهم باستمرار في تآكل الجبال وتقليل خشونتها. أما على القمر، فلا توجد مثل هذه العوامل. لقد شكّلت البراكين سطح القمر في حالته الحالية، وعلى الرغم من توقف نشاطها منذ زمن بعيد، إلا أن آثار أعمالها لا تزال موجودة.

يبدو أنها لا تزال طازجة تقريبًا كما كانت عندما انطفأت النيران العظيمة.

"الأبراج المغطاة بالسحب، والقصور الرائعة، والمعابد المهيبة" لها فترة وجود قصيرة جدًا على الأرض. إن التأثير المستمر للماء والهواء هو ما يجعلها تختفي مثل "نسيج وهمي بلا أساس". على القمر، تغيب كل أسباب التفكك والتدهور، رغم أن التغيرات في درجة الحرارة أثناء الانتقال من النهار القمري إلى الليل القمري قد تؤدي إلى تمدد وانكماش، وهو ما قد يعوض إلى حد ما غياب عوامل التفكك الأقوى.

يبدو من المرجح أن يظل المبنى على القمر لقرون عديدة كما تركه المهندسون. لا حاجة إلى زجاج في النوافذ، لأنه لا يوجد رياح ولا أمطار تمنع الضوء من الدخول. ولا حاجة إلى مدافئ في الغرف، لأن الوقود لا يمكن أن يحترق بدون هواء. سيجد سكان المدينة القمرية أنه لا يمكن للغبار أن يتصاعد، ولا يمكن استشعار أي روائح، ولا سماع أي أصوات.

الإنسان مخلوق متكيف للعيش في ظروف محدودة للغاية. درجات حرارة أكثر أو أقل قليلاً، وتغيرات طفيفة في تركيب الهواء، وملاءمة الطعام بدقة، كلها تحدد الفرق بين الصحة والمرض، بين الحياة والموت. إذا نظرنا خارج القمر، إلى أرجاء الكون، نجد عددًا لا يحصى من الكواكب التي تتميز بأنواع مختلفة من درجات الحرارة والخصائص. فيما بين هذا العدد الهائل من الكواكب، هل يوجد منها ما يسكنه كائنات حية؟ لا يمكن للعلم أن يجيب على هذا السؤال الكبير: لا يمكننا أن نعرف. ومع ذلك، من المستحيل مقاومة التكهن. نجد أن كوكبنا مليء بالحياة في كل مكان، ونجد الحياة في أكثر الظروف تنوعًا التي يمكن تخيلها؛ فهي موجودة في حرارة الاستواء الشديدة وفي الصقيع الدائم عند القطبين. كما نجد الحياة في الكهوف التي لا يخترقها شعاع من الضوء أبدًا، وكذلك في أعماق المحيطات، حيث يكون الضغط هائلاً.

مهما كانت الظروف الخارجية، فإن الطبيعة عادةً ما توفر نوعًا من الحياة الملائمة لتلك الظروف.

من غير المرجح على الإطلاق أن يكون هناك كوكب واحد في الكون بأكمله يشبه كوكبنا تمامًا؛ كوكب يمتلك الهواء والماء، ويشبهه في الحجم والتركيب. ولا يبدو من المرجح أن يستطيع الإنسان العيش لساعة واحدة على أي جرم في الكون باستثناء الأرض، أو أن تنمو شجرة البلوط في أي كوكب آخر لموسم واحد فقط. يمكن للبشر العيش على الأرض، ويمكن لأشجار البلوط أن تنمو هناك، لأن تركيب الإنسان والشجرة متكيفان بشكل خاص مع الظروف الخاصة بالأرض.

لو استطعنا الحصول على رؤية أوضح لبعض الأجرام السماوية، لوجدنا على الأرجح أنها أيضًا مليئة بالحياة، لكنها حياة متكيفة بشكل خاص مع البيئة المحيطة؛ حياة بأشكال غريبة وعجيبة؛ حياة أغرب بكثير بالنسبة لنا مما وجده كولومبوس في العالم الجديد عندما وصل إليه لأول مرة. ربما تكون هذه الحياة أغرب مما وصفه دانتي أو رسمه دوريه. قد يكون للذكاء أيضًا موطن في تلك الأجرام، تمامًا كما هو الحال على الأرض. هناك كواكب أكبر وكواكب أصغر، وهناك غلافات جوية أكبر وغلافات جوية أصغر. أصدق فلسفة في هذا الموضوع متجسدة في كلمات تينيسون:

"تأمل هذه الحقيقة في ذهنك،
أن في الكون اللامتناهي
هناك أشياء أفضل لامتناهية، وأشياء أسوأ لامتناهية.

هل تعتقد أن هذا النموذج من الآمال والمخاوف
لا يمكن أن يجد شكلاً أروع من أشباهه
في تلك المئة مليون كوكب؟"

اللوحة العاشرة.
تيكو ومحيطها.
(عن ناسميث.)

الفصل الرابع:
النظام الشمسي.

الأهمية الاستثنائية للشمس والقمر – المسار الذي يجب اتباعه – ترتيب المسافات – الأجرام المجاورة – كيف يمكن التمييز بينها؟ – كوكبا الزهرة والمشتري يلفتان الانتباه ببريقهما – النجم الأعظم ليس جرمًا مجاورًا – كوكبا زحل وعطارد – الكواكب التي يمكن رؤيتها بالتلسكوب – المعيار الذي يحدد ما إذا كان جرم ما يُصنف كجرم مجاور – معنى كلمة كوكب – أورانوس ونبتون – المذنبات – الكواكب مضاءة بواسطة الشمس – النجوم ليست كذلك – الأرض في الحقيقة كوكب – الكواكب الأربعة الداخلية: عطارد، الزهرة، الأرض، والمريخ – سرعة الأرض – الكواكب الخارجية: المشتري، زحل، أورانوس، نبتون – الضوء والحرارة اللذان تتلقاهما الكواكب من الشمس – الأحجام المقارنة للكواكب – الكواكب الصغيرة – جميع الكواكب تدور في نفس الاتجاه – النظام الشمسي – مجموعة من الجزر في الفضاء.

في الفصلين السابقين من هذا الكتاب، سعينا إلى وصف الأجرام السماوية حسب أهميتها النسبية بالنسبة للبشرية. فهل يمكننا أن نشك للحظة في أي من الأجرام العديدة في الكون يجب أن يكون أول ما نوليه انتباهنا؟ نحن هنا لا نشير إلى الأهمية الجوهرية للشمس مقارنة بالأجرام الأخرى أو مجموعات الأجرام المنتشرة في الفضاء. ربما يوجد العديد من الأجرام التي تنافس الشمس في البريق الحقيقي والحجم والكتلة. في الواقع، سنوضح لاحقًا في هذا الكتاب أن هذا هو الحال؛ وسنكون عندها قادرين على تحديد المكانة الحقيقية للشمس بين الأجرام السماوية اللامتناهية. لكن مهما كانت أهمية الشمس، إذا نظرنا إليها كواحدة من الأجرام الموجودة في الفضاء، فلا يمكن التردد في القول إن تأثيرها على الأرض يفوق بكثير تأثير جميع الأجرام الأخرى في الكون مجتمعة. لذلك، كان من الطبيعي – بل من الحتمي – أن يكون فحصنا الأول للأجرام السماوية موجهًا نحو ذلك الجرم العظيم الذي هو مصدر حياتنا نفسها.

كما لا يمكن التردد كثيرًا بشأن الخطوة الثانية التي يجب اتخاذها. الأهمية الجوهرية للقمر، مقارنة بالأجرام الأخرى…

قد تكون الأجرام السماوية صغيرة؛ بل إنها، كما سنرى لاحقًا، ضئيلة للغاية. لكن في نظام كوكبنا، لعب القمر دورًا، ولا يزال يلعبه، دورًا لا يقل أهمية عن دور الشمس نفسها. القمر قريب جدًا منا لدرجة أن أشعته الساطعة تصبح خافتة حتى تختفي أمام عدد لا يحصى من الأجرام التي تفوقه في الحجم والبريق الطبيعي بشكل كبير. كما يحتل القمر مكانة استثنائية في تاريخ علم الفلك؛ فقانون الجاذبية، أعظم اكتشاف شهده العلم حتى الآن، تم تحقيقه بشكل أساسي من خلال ملاحظات القمر. لذلك كان من الطبيعي أن يُخصص فصل مبكر في قصتنا عن السماوات لجرم يقترب اهتمامنا به من اهتمامنا بالشمس نفسها.

لكن بعد وصف الشمس والقمر جزئيًا (سنضطر للرجوع إليهما لاحقًا)، فإن التردد في اختيار الخطوة التالية أمر طبيعي. مع إزالة هذين الجرمين الساطعين من مجال رؤيتنا، لا يبقى أي جرم سماوي آخر ذو أهمية وأثر استثنائيين يكفيان لتوضيح الاتجاه الذي يجب اتباعه؛ نحن نرغب في سرد قصة السماوات بأكثر الطرق طبيعية. إذا حاولنا وصف الأجرام السماوية حسب حجمها الفعلي، فإن جهلنا سيجعل هذه المهمة مستحيلة على الفور. لا يمكننا حتى تخمين أي جرم في السماء يجب أن يأتي أولاً في القائمة. حتى لو كان ذلك الجرم الأقوى في متناول تلسكوباتنا (وهو افتراض غير مرجح للغاية)، فليس لدينا أدنى فكرة عن المكان الذي يجب البحث عنه في السماء. وحتى لو كان ذلك ممكنًا – أي لو استطعنا ترتيب جميع الأجرام المرئية حسب حجمها وبريقها – فإن هذا الترتيب سيظل غير عملي، لأننا نعرف القليل جدًا أو لا نعرف شيئًا عن معظمها.

لذلك نضطر إلى اعتماد طريقة مختلفة في التعامل مع الموضوع، وأبسط وأكثر الطرق طبيعية هو اتباع ترتيب مسافات الأجرام المختلفة قدر الإمكان. لقد تحدثنا بالفعل عن القمر باعتباره أقرب جار للأرض؛ سننظر بعد ذلك في بعض الأجرام السماوية الأخرى التي تقع على مقربة نسبية منا؛ ثم، مع تطور الحديث، سنناقش تلك الأجرام بشكل أكثر تفصيلاً.

أبعد فأبعد، حتى نقترب من نهاية هذا الكتاب، سنشرع في دراسة أبعد الأجرام في الكون التي كشف لنا عنها التلسكوب حتى الآن.

حتى عندما نتخذ هذا المبدأ كأساس، فإن مسارنا لا يزال غير خالٍ من الغموض. فالعديد من الأجرام في السماء في حركة مستمرة، مما يجعل المسافات النسبية بينها وبين الأرض تتغير باستمرار؛ لكن هذه مشكلة لا داعي لأن نتوقف عندها. لن نحاول الالتزام بهذا المبدأ بدقة في كل التفاصيل. سيكون من الكافي أن نصف أولاً تلك الأجرام الضخمة – وهي ليست كثيرة العدد – التي تقع، بشكل نسبي، في جوارنا، رغم اختلاف المسافات بينها؛ ثم ننتقل إلى الأجرام اللامحصورة التي تفصلنا عنها مسافات شاسعة لدرجة أن الخيال يعجز عن تصورها.

لنبحث إذًا في السماء لنكتشف تلك الأجرام التي تقع في جوارنا. لقد غربت الشمس، ولم تشرق القمر بعد؛ فالسماء الخالية من الغيوم تكشف عن سماء لامعة بألوان الضوء اللامتناهية. بعضها مجمّع في كوكبات واضحة المعالم؛ والبعض الآخر يبدو متناثرًا بشكل عشوائي، بكل درجات اللمعان، من الأكثر سطوعًا إلى النقطة الأخفض التي يمكن للعين أن تلمحها بالكاد. وسط كل هذه الأجرام، كيف يمكننا تحديد تلك التي تقع أقرب إلى الأرض؟ انظر إلى الغرب: وهناك، فوق المكان الذي لا تزال أشعة الشمس المغيبة تتردد فيه، نرى غالبًا النجم الجميل في المساء يتألق. هذا هو كوكب الزهرة – كرة جميلة، أخت الأرض التوأم. إن لمعان هذا الكوكب، وتغيراته السريعة في الموقع واللمعان، يوحيان على الفور بأنه أقرب إلى الأرض من غيره من الأجرام الشبيهة بالنجوم. وقد تم تأكيد هذا الافتراض بشكل كامل من خلال قياسات دقيقة، ولذلك يجب إدراج الزهرة في قائمة الأجرام التي تعتبر جيراننا.

هناك كوكب آخر بارز – ينافس الزهرة تقريبًا في اللمعان، ويتفوق عليها بشكل كبير في روعة أبعاده وما يحيط به – وقد حمل منذ القدم الاسم العظيم “زحل”. بلا شك، زحل أبعد بكثير عنا من الزهرة. في الواقع، فإنه دائمًا على بعد ضعف هذه المسافة على الأقل.

وأحيانًا يصل الأمر إلى عشر مرات. لكن يجب علينا مع ذلك أن نضم كوكب المشتري إلى جيراننا. مقارنةً بعدد النجوم التي تلمع في السماء، يجب اعتبار كوكب المشتري قريبًا جدًا منا. صحيح أن مسافة هذا الكوكب العملاق تُقاس بمئات الملايين من الأميال، ولكن رغم ضخامة هذه المسافة، فإنه يجب ضربها في عشرات الآلاف أو مئات الآلاف حتى تصبح كافية لعبور الهوة الشاسعة التي تفصل بين الأرض وأقرب النجوم.

لقد لفت كوكبا الزهرة والمشتري انتباهنا ببريقهما الاستثنائي. لكننا سنخطئ إذا افترضنا بشكل عام أن أكثر الأجرام سطوعًا هي تلك الأقرب إلى الأرض. قد يشير مراقب غير ملم بعلم الفلك إلى نجم الكلب – أو سيريوس، كما يعرفه علماء الفلك – باعتباره جرمًا ذا بريق استثنائي يدل على أنه من جيراننا. لكن هذا خطأ. سيكون لدينا فرصة لاحقًا للحديث بمزيد من التفصيل عن هذا الجرم الرائع في سماءنا الجنوبية، وسيتضح حينها أن سيريوس كوكب ضخم يتفوق على شمسنا في الحجم والبريق، لكنه يقع في أعماق الفضاء على مسافة هائلة لدرجة أن أشعته الضعيفة، عندما تصل إلى الأرض، تعطينا انطباعًا ليس بوجود شمس عظيمة، بل بوجود نجم لامع فقط.

سيتم شرح مبدأ الاختيار الذي يمكّننا من التمييز بين جيران الأرض لاحقًا؛ وفي الوقت الحالي، يكفي ملاحظة أن قائمتنا ستزداد أولاً بإضافة الجرم الفريد المعروف باسم زحل، رغم أن بريقه أقل بكثير من بريق سيريوس وبعض النجوم الأخرى. ثم نضيف كوكب المريخ، وهو جرم يقترب أحيانًا من الأرض إلى درجة أنه يضيء ببريق شديد، مما قد لا يُعدنا لمعرفة حقيقة أن هذا الكوكب هو في الواقع من أصغر الأجرام السماوية. بالإضافة إلى الأجرام التي ذكرناها، كشف علماء الفلك القدماء عن جرم خامس، يُعرف باسم عطارد – وهو كوكب عادةً ما يكون غير مرئي وسط الضوء المحيط بالشمس. لكن عطارد أحيانًا يبتعد كفاية عن نجمنا ليُرى قبل شروق الشمس أو بعد غروبها. هذه الأجرام الخمسة: عطارد، الزهرة،

كوكب المريخ والمشتري وزحل؛ هي الكواكب المعروفة منذ العصور القديمة البعيدة.

لكن يمكننا الآن توسيع القائمة قليلاً عن طريق إضافة الأجرام التي اكتُشفت في العصر الحديث باستخدام التلسكوبات والتي تُعتبر من جيران الأرض. وهنا لا بد من تقديم المعيار الذي يمكّننا من معرفة ما إذا كان جسم ما قريبًا من الأرض أم لا. يمكن التعرف على الكواكب الأكثر سطوعًا من خلال الضوء المستمر الذي تصدره، مقارنةً بالوميض المستمر للنجوم. لكن إيلاء قدر بسيط من الاهتمام لأي من الأجرام التي ذكرناها سيوضح الفرق الواضح بين الكواكب والنجوم.

على سبيل المثال، راقبوا كوكب المشتري في ليلة صافية يمكن فيها رؤية السماء بوضوح، ولاحظوا موقعه بالنسبة للكوكبات المحيطة به – هل هو على يمين هذا النجم أم على يسار ذاك؛ أم في المنتصف بين هذين النجمين، أم موجه مباشرة نحو ذاك النجم. ثم نسجل موقع المشتري على خريطة سماوية، أو نرسم مخططًا للنجوم المحيطة لإظهار موقع الكوكب. بعد شهر أو شهرين، عند تكرار الملاحظات، يتم مقارنة موقع المشتري مرة أخرى مع تلك النجوم التي تم تحديده بها. سيتبين أن النجوم حافظت على مواقعها النسبية، بينما تغير موقع المشتري. ولذلك يُطلق على هذا الجسم بحق اسم “كوكب” أو “متجول”， لأنه يتحرك باستمرار من جزء من السماء المليئة بالنجوم إلى آخر. ومن خلال مقارنات مماثلة، يمكن إثبات أن الأجرام الأخرى التي ذكرناها – كالزهرة وعطارد، وزحل والمريخ – هي أيضًا كواكب، وتنتمي إلى تلك المجموعة من الأجرام السماوية المعروفة باسم الكواكب. وهكذا، لدينا المعيار البسيط الذي يسمح بتمييز جيران الأرض بسهولة عن النجوم. كل جسم قريب من الأرض هو كوكب، أو متجول، وحقيقة أن جسمًا ما هو متجول تكفي وحدها لإثبات أنه ينتمي إلى الفئة التي ندرسها الآن.

مع وجود هذا المعيار، يمكننا على الفور إضافة أجرام جديدة إلى قائمة جيران الأرض. ومن بين الأجرام اللامتناهية التي يكشف عنها التلسكوب، نحن...

أحيانًا نجد كوكبًا هو في حالة ترحال. ويجب إضافة كوكبين آخرين عملاقين، يُعرفان باسم أورانوس ونبتون، إلى الكواكب الخمسة التي ذُكرت سابقًا، مما يشكل مجموعة من سبعة كواكب عملاقة. كما يمكن حساب عدد أكبر بكثير إذا أخذنا في الاعتبار أجرامًا لا تبدو فقط كأجسام صغيرة يمكن رؤيتها بالتلسكوب، بل هي في الواقع كرات صغيرة مقارنة بحجم كوكب الأرض الضخم. هذه الكواكب الأصغر، التي يزيد عددها عن أربعمائة، تعتبر أيضًا من جيران كوكب الأرض.

يجب أن نشير إلى أن هناك فئة أخرى من الأجرام السماوية تختلف اختلافًا كبيرًا عن الكواكب، ويجب أيضًا تضمينها في نظامنا. هذه هي المذنبات، وفي الواقع قد يحدث أن يقترب أحد هذه الأجرام المتنقلة أحيانًا عن كوكب الأرض أكثر مما حدث في أقرب مرة اقترب فيها كوكب من الأرض. ستحتاج هذه الزوار الغامضون بالتأكيد إلى اهتمام كبير منا لاحقًا. أما في الوقت الحالي، فإننا نركز اهتمامنا على تلك الكرات الأكبر حجمًا، سواء كانت كبيرة أو صغيرة، والتي تُسمى دائمًا كواكب.

تخيلوا للحظة أنه يمكن وضع غطاء غير شفاف حول شمسنا بحيث يتم إطفاء جميع أشعتها. من الواضح أن ذلك سيغرق كوكب الأرض في ظلام منتصف الليل. ومن خلال تفكير لحظي، سنرى أن القمر، الذي يضيء بفضل أشعة الشمس المنعكسة، سيصبح غير مرئي تمامًا. لكن هل سيكون لهذا الإطفاء لأشعة الشمس أي تأثير آخر؟ هل سيؤثر على تلك النقاط اللامعة العديدة التي تزين السماء في منتصف الليل؟ إن مثل هذا الإعتام للشمس سيحدث بالفعل تأثيرًا ملحوظًا على السماء ليلاً، ويمكن ملاحظته بمجرد قليل من الانتباه. بلا شك، لن تظهر النجوم أي تغيير طفيف في درجة لمعانها؛ فكل نجم يضيء بضوئه الخاص ولا يعتمد على الشمس. وبالتالي ستستمر الأبراج النجمية في الوميض كما كانت من قبل، لكن سيحدث تغيير رائع في الكواكب. إذا تم إعتام الشمس، فإن الكواكب أيضًا ستختفي عن الأنظار. وهكذا ستشهد السماء في منتصف الليل اختفاء الكواكب واحدًا تلو الآخر، بينما تظل النجوم كما هي دون تغيير. قد يبدو من الصعب تصور كيف يأتي لمعان كوكب الزهرة أو بريق كوكب المشتري من الأشعة التي تصل إلى هذه الأجرام من الشمس البعيدة. لكن الأدلة قاطعة بشأن هذه المسألة؛ وسيتم تقديمها.

سنوضح الأمر للقارئ بشكل أكثر تفصيلاً عندما نتناول الكواكب المختلفة بالتفصيل.

لنفترض أننا ننظر إلى كوكب المشتري في منتصف السماء في ليلة شتوية؛ قد يُقال إنه بما أن الأرض تقع بين المشتري والشمس، فمن المستحيل أن تصل أشعة الشمس إلى الكوكب. ربما لا يكون هذا رأيًا غير طبيعي لساكن الأرض حتى يتعرف على الأحجام النسبية للأجرام المختلفة والمسافات التي تفصل بينها. لكن السؤال سيبدو بشكل مختلف تمامًا بالنسبة لساكن كوكب المشتري. إذا سُئل مثل هذا الكائن عما إذا كان يعاني من إزعاج بسبب وجود الأرض بينه وبين الشمس، فإن إجابته ستكون شيئًا من هذا القبيل: "لا شك أن حدوث أمر مثل مرور الأرض بيني وبين الشمس أمر ممكن، وقد حدث في مناسبات نادرة متباعدة بفترات طويلة؛ لكن بعيدًا عن كون هذا الأمر سببًا في أي إزعاج، فإن الأرض بأكملها، التي تعتبرونها كبيرة جدًا، في الواقع صغيرة جدًا، لدرجة أنها عندما تمر أمام الشمس تُرى كنقطة صغيرة جدًا عبر التلسكوب، وكمية ضوء الشمس التي تحجبها ضئيلة للغاية".

إن حقيقة أن الكواكب تضيء بفضل ضوء الشمس تشير فورًا إلى التشابه بينها وبين كوكبنا الأرض. وهذا يدفعنا إلى اعتبار شمسنا كرة مركزية ساطعة مرتبطة بعدد من الأجرام الأصغر بكثير، وكل منها، باعتبارها داكنة في حد ذاتها، تعتمد على الشمس في الحصول على الضوء والحرارة.

لقد كان ذلك بالفعل خطوة عظيمة في علم الفلك، حيث أوضح طبيعة النظام الشمسي. كان اكتشاف أن كوكبنا الأرض يجب أن يكون كرة منعزلة في الفضاء بحد ذاته جهدًا هائلاً من العقل البشري؛ لكن عندما أُدرك أن هذه الكرة مجرد واحدة من مجموعة كاملة من الأجرام المشابهة، بعضها أصغر بلا شك، ولكن البعض الآخر أكبر بكثير، وعندما تم التأكد أيضًا من أن هذه الأجرام خاضعة للسيطرة العليا للشمس، فقد كان لدينا سلسلة من الاكتشافات أحدثت تحولًا جذريًا في المعرفة البشرية.

نرى إذًا أن الشمس تتربع على رأس عائلة كبيرة. أفراد هذه العائلة يعتمدون على الشمس، وأحجامهم متناسبة بشكل مناسب مع مكانتهم الدنيا. حتى المشتري، أكبر أفراد هذه العائلة، لا يحتوي على جزء من ألف من المادة التي تشكل الجزء الأكبر من الشمس. ومع ذلك، فإن حجم المشتري وحده سيتجاوز حجم باقي الكواكب إذا تم جمعها معًا.

حول النجم المركزي في الشكل 31، رسمنا أربع دوائر بخطوط متقطعة توضح بشكل كافٍ المدارات التي تتحرك فيها الأجرام المختلفة. أقرب هذه المسارات يمثل مدار كوكب عطارد؛ يتحرك الكوكب حول الشمس في هذا المسار، ويعود إلى المكان الذي بدأ منه خلال 88 يومًا.

المدار التالي، الذي يبتعد عن الشمس، هو مدار كوكب الزهرة، الذي ذكرناه سابقًا باسم “نجم المساء” المعروف. يكمل كوكب الزهرة دورة مساره خلال 225 يومًا. وعلى بُعد خطوة أخرى من الشمس، نصل إلى مدار كوكب آخر؛ حجم هذا الكوكب تقريبًا مثل حجم الزهرة، وبالتالي فهو أكبر بكثير من عطارد. يكمل هذا الكوكب كل دورة حول الشمس خلال 365 يومًا؛ هذه الفترة مألوفة لأذنينا، فهي طول السنة، والكوكب هو الأرض التي نعيش عليها. هناك طريقة مثيرة للاهتمام لمعرفة طول المسافة التي يجب على الأرض قطعها في كل رحلة سنوية؛ محيط الدائرة يساوي تقريبًا ثلاثة وسبعة عشر ضعف قطرها؛ إذا افترضنا أن المسافة من الأرض إلى مركز الشمس هي 92,900,000 ميل، فإن قطر الدائرة التي تسلكها الأرض حول الشمس سيكون 185,800,000 ميل، وبالتالي فإن محيط الدائرة الضخمة التي تتحرك فيها الأرض حول الشمس يبلغ 583,000,000 ميل. يجب على الأرض قطع هذه المسافة كل عام. يمكن حساب المسافة التي يجب أن تقطعها الأرض كل ثانية لإكمال هذه الرحلة الطويلة خلال اثني عشر شهرًا؛ يتضح أن الأرض يجب أن تقطع 18 ميلاً في كل ثانية، وإلا فلن تتمكن من إكمال رحلتها في الوقت المحدد.

الشكل 31: مدارات الكواكب الأربعة الداخلية.
توقفوا للحظة لتفكروا في ما يعنيه سرعة ثمانية عشر ميلاً في الثانية حقًا. هل يمكننا تحقيق سرعة بهذا الحجم الهائل؟ دعونا نقارنها بأنواع الحركة السريعة المعتادة لدينا. انظروا إلى ذلك القطار السريع كيف يمر تحت الجسر، وكيف في لحظة أخرى يختفي عن الأنظار! هل يمكن أن تكون هناك سرعة أكبر من ذلك؟ دعونا نجرب ذلك باستخدام الأرقام. القطار يتحرك ميلاً واحدًا في الدقيقة؛ اضربوا هذه السرعة في ثمانية عشر لتصبح ثمانية عشر ميلاً في الدقيقة، لكن يجب علينا ضربها مرة أخرى في ستين لتصبح ثمانية عشر ميلاً في الثانية. سرعة القطار السريع ليست حتى ألف جزء من سرعة الأرض. دعونا نأخذ مثالًا آخر. نقف في ميدان الرماية لنرى بندقية تطلق رصاصة نحو هدف على بعد 1000 قدم، ونجد...

إن ثانية أو ثانيتين كافيتان لنقل الرصاصة عبر تلك المسافة؛ فالأرض تتحرك بسرعة تقارب مئة ضعف سرعة رصاصة البندقية.

الشكل 32: حركة الأرض.
من منظور آخر، فإن السرعة الهائلة للأرض لا تبدو مبالغ فيها. الأرض كرة ضخمة جدًا، لدرجة أنه حتى وهي تتحرك بهذه السرعة، يستغرق الأمر حوالي ثماني دقائق لتقطع قطرها. إذا احتاجت سفينة بخارية إلى ثماني دقائق لقطع مسافة تساوي طولها، فإن سرعتها ستكون أقل من ميل واحد في الساعة. لتوضيح هذه الطريقة في التفكير في الموضوع، نعرض هنا صورة للمسافة التي تقطعها الأرض (الشكل 32). المسافة بين مراكز هذه الدوائر تساوي تقريبًا ستة أضعاف القطر؛ وبالتالي، إذا اعتبرناها تمثل الأرض، فإن الوقت اللازم للانتقال من موقع إلى آخر يكون حوالي أربعة وأربعين دقيقة.

خارج مسار الأرض، نصل إلى مدار الكوكب الرابع، المريخ، الذي يحتاج إلى 687 يومًا، أي ما يقارب سنتين، لإكمال دورته حول الشمس. مع وصولنا إلى المريخ، نصل إلى الحد الأقصى للجزء الداخلي من النظام الشمسي.

الكواكب الأربعة التي ذكرناها تشكل مجموعة في حد ذاتها، وتتميز بقربها النسبي من الشمس. كلها أجرام ذات أحجام معتدلة؛ الزهرة والأرض كرتان بحجم متقارب تقريبًا. أما عطارد والمريخ فهما جرمان أصغر حجمًا، ويقعان، من حيث الحجم، بين الأرض والقمر. الكواكب الأربعة الأقرب إلى الشمس تُتجاوز بكثير من حيث الحجم والوزن من قبل الأجرام الضخمة في نظامنا الشمسي، وهي مجموعة كواكب المشتري وزحل وأورانوس ونبتون.

الشكل 33: مدارات الكواكب العملاقة الأربعة.
تتمتع هذه الكواكب العملاقة بإشراف الشمس بنفس القدر مثل أخوتها الأصغر حجمًا. في الرسم البياني الموجود في هذه الصفحة (الشكل 33)، يتم تمثيل أجزاء من مدارات الكواكب الخارجية الكبيرة. الشمس، كما في السابق، تقع في المركز، لكن الكواكب الداخلية ستكون على هذا المقياس قريبة جدًا من الشمس لدرجة أنه من الممكن تمثيل مدار المريخ فقط. بعد مدار المريخ يوجد فاصل كبير، لكنه ليس خاليًا من النشاط الكوكبي، ثم تأتي مدارات المشتري وزحل؛ وبعدها نجد أورانوس، وهو كرة ضخمة يمكن رؤيتها بصعوبة؛ وأخيرًا، يحد النظام بأكمله المدار الضخم لنبتون، وهو كوكب سيكون لدينا قصة رائعة لسردها عنه.
تُظهر الدوائر المختلفة في الشكل 34 الأحجام الظاهرية للشمس كما تُرى من الكواكب المختلفة. باستخدام الدائرة المقابلة للأرض…

يمثل المقدار من الحرارة والضوء الذي تحصل عليه الأرض من الشمس، أما الدوائر الأخرى فتشير إلى الحرارة والضوء اللذين تحصل عليهما الكواكب المقابلة. أقرب كوكب للأرض هو المريخ، وحصته من نعم الشمس ليست أقل بكثير من حصة الأرض؛ لكننا لا نستطيع أن نفهم كيف يمكن لكواكب بعيدة مثل المشتري أو زحل أن تتمتع بمناخات يمكن مقارنتها بمناخات الكواكب التي تقع في مواقع أكثر ملاءمة.

الشكل 34: المقارنة بين الأحجام الظاهرية للشمس كما تُرى من الكواكب المختلفة.
يُظهر الشكل 35 صورة لعائلة الكواكب بأكملها التي تدور حول الشمس، وهي مُمثلة على نفس المقياس لإظهار أحجامها المقارنة.

من حيث الحجم، يبلغ حجم كوكب المشتري أكثر من 1200 مرة حجم الأرض، بحيث سيتطلب الأمر على الأقل دمج 1200 كوكب أرضي معًا لتكوين كرة تساوي حجم كرة المشتري. أما من حيث الوزن، فإن الفرق بين الأرض والمشتري، رغم أنه هائل أيضًا، إلا أنه ليس بهذا الحجم الكبير؛ لكن هذا موضوع سيتم مناقشته بشكل أكثر تفصيلاً في فصل لاحق.

الشكل 35: المقارنة بين أحجام الكواكب.
حتى في هذه الدراسة الأولية للنظام الشمسي، يجب علينا ألا نغفل ذكر الكواكب التي تلفت انتباهنا، ليس بسبب حجمها، بل بسبب كثرتها. في المنطقة الواسعة التي تحدها من الداخل مدار المريخ ومن الخارج مدار المشتري، كان يُعتقد في وقت من الأوقات أنه لا يوجد كواكب تدور فيها. لكن الأبحاث الحديثة أظهرت أن هذه المنطقة تحتوي ليس على كوكب واحد، بل على مئات الكواكب. إن اكتشاف هذه الكواكب هو مهمة تولاها علماء فلك مجتهدون في عصرنا الحالي، بينما يشكل دراسة حركاتها مهمة لعلماء آخرين. سنجد شيئًا نتعلمه من دراسة هذه الكواكب الصغيرة.

الأجرام، وخاصة تلك القادمة من كوكب صغير آخر يُدعى إيروس، والذي يقع أقرب إلى الأرض مما هو مذكور أعلاه. سيُخصص فصل لهذه الأجرام.

لكننا لا ننوي في الوقت الحالي الغوص بعمق في الإحصائيات المتعلقة بالنظام الكوكبي. لو كانت هذه نيتنا، لأظهرت الجداول في نهاية الكتاب وجود كمية كبيرة من المعلومات المتاحة. لقد قام علماء الفلك بإعداد قائمة بكل كوكب على حدة؛ حيث قاسوا مسافاتهم، وأشكال مداراتهم ومواقع تلك المدارات، وأوقات دورانهم، وفي حالة الكواكب الأكبر حجمًا، قاسوا أحجامها وأوزانها. هذه النتائج مفيدة لأغراض كثيرة. لكن الخصائص الأكثر عمومية لهذا العلم هي التي تستحوذ على انتباهنا في الوقت الحالي.

لنذكر في الختام حقيقتين مهمتين تتعلقان بنظامنا الكوكبي. لقد رأينا أن جميع الكواكب تدور في مسارات شبه دائرية حول الشمس. والآن علينا أن نضيف حقيقة أخرى ذات أهمية كبيرة: كل كوكب يسلك مساره في نفس الاتجاه. ولذلك قد يتجاوز كوكب ما كوكبًا آخر، لكن من المستحيل أن يمر كوكبان بجانب بعضهما البعض كما يحدث مع القطارات على خطوط السكك الحديدية المتجاورة. سنكتشف لاحقًا أن رفاهية نظامنا بأكمله، بل واستمرار وجوده، يعتمد على هذا التناسق الملحوظ، بالإضافة إلى خصائص أخرى للنظام.

هكذا هو نظامنا الشمسي: مجموعة كوكبية منظمة وعظيمة تدور تحت سيطرة الشمس، ومعزولة تمامًا عن أي تدخل خارجي. لا توجد نجمة أو كوكبة لها أي تأثير ملحوظ على نظامنا الشمسي. نحن نشكل مجموعة جزر صغيرة، مفصولة عن أقرب النجوم بمسافات مذهلة. ربما تكون النجوم الأخرى أيضًا أشمسًا، وبالتالي قد يكون لديها أيضًا أنظمة كوكبية تدور حولها؛ لكننا لا نعرف شيئًا عن ذلك. بالنسبة للنجوم، يمكننا فقط القول إنها تبدو لنا كنقاط ضوء، وأي كواكب قد تمتلكها يجب أن تظل غير مرئية لنا إلى الأبد، حتى لو كانت أكبر بكثير من كوكب المشتري.

لا داعي للأسف على هذا القيد في معرفتنا الممكنة، فكما نجد في النظام الشمسي كل ما هو ضروري لاحتياجات أجسادنا اليومية، هكذا سنجد مجالًا واسعًا لاستخدام كل القدرات التي نمتلكها في محاولة فهم أسرار السماوات التي تقع في متناول أيدينا.

الفصل الخامس:
قانون الجاذبية

الجاذبية – سقوط الحجر إلى الأرض – جميع الأجسام تسقط بنفس الطريقة، بسرعة ستة عشر قدمًا في الثانية – هل هذا صحيح على ارتفاعات كبيرة؟ – سقوط جسم على ارتفاع ربع مليون ميل – كيف حصل نيوتن على الإجابة من القمر – اكتشافه العظيم – بيان قانون الجاذبية – أمثلة على تطبيق القانون – لماذا لا تتجه جميع الأجسام في الكون نحو بعضها البعض؟ – تأثير الحركة – كيف يمكن أن ينشأ مسار دائري بفعل الجاذبية – شرح عام لحركة القمر – هل الجاذبية قوة ذات شدة كبيرة؟ – وزنان يبلغ كل منهما 50 رطلاً – كرتان حديديتان بقطر 53 ياردة ومسافة ميل بينهما، تجذبان بقوة تبلغ رطلاً واحدًا – خصائص الجاذبية – مدارات الكواكب ليست دوائرًا بالضبط – اكتشافات كيبلر – كيفية تشكيل المدار البيضاوي – القانون الأول لكيبلر – هل تتحرك الكواكب بشكل متساوٍ؟ – قانون تغير السرعة – القانون الثاني لكيبلر – العلاقة بين المسافات والأوقات الدورية – القانون الثالث لكيبلر – قوانين كيبلر وقانون الجاذبية – الحركة في خط مستقيم – الجسم الذي لا تؤثر فيه قوى مزعجة يتحرك في خط مستقيم بسرعة ثابتة – تطبيق ذلك على الأرض والكواكب – استنتاج قانون الجاذبية من قوانين كيبلر – الجاذبية الكونية.

يجب أن يتوقف وصفنا للأجرام السماوية لفترة قصيرة، بينما نوضح بتفصيل مناسب مبدأً مهمًا يُعرف باسم قانون الجاذبية، والذي يشكل أساس علم الفلك بأكمله. من خلال هذا القانون، يمكننا تفسير حركة القمر حول الأرض، وحركة الكواكب حول الشمس. لذلك، من واجبنا مناقشة هذا الموضوع قبل أن ننتقل إلى شرح أكثر تفصيلاً للكواكب المختلفة. كما سنجد أن قانون الجاذبية يلقي ضوءًا مهمًا على طبيعة النجوم الواقعة في أبعد المسافات في الفضاء. كما يسمح لنا بالنظر إلى ماضي الزمن، وتتبع بشكل معقول، وإن لم يكن بدقة مطلقة، بعض المراحل المبكرة في تاريخ نظامنا الشمسي. الشمس والقمر، والكواكب والمذنبات، والنجوم والسدم، كلها تخضع لهذا القانون الكوني، وهو ما سيكون موضوع اهتمامنا الآن.

ما الذي يمكن أن يكون أكثر شيوعًا من حقيقة أن الحجر عند إسقاطه سيسقط إلى الأرض؟ لا يعتقد أحد في البداية أن هذا الأمر يستحق الذكر. غالبًا ما يتفاجأ الناس عند رؤية قطعة من الحديد تُجذب نحو المغناطيس. ومع ذلك، فإن سقوط الحجر إلى الأرض هو تجلٍ لقوة مثيرة للاهتمام تمامًا مثل قوة المغناطيسية. إن الأرض هي التي تجذب الحجر، تمامًا كما يجذب المغناطيس الحديد. في كلتا الحالتين، القوة هي قوة جاذبية؛ لكن بينما تقتصر الجاذبية المغناطيسية على بعض المواد وتكون أهميتها محدودة نسبيًا، فإن جاذبية الجاذبية الأرضية لها تأثير كبير في جميع أنحاء الكون.

لنبدأ ببعض التجارب البسيطة جدًا حول قوة الجاذبية. خذ قطعة صغيرة من الرصاص في يدك، ثم دعها تسقط على وسادة. يحتاج الرصاص إلى وقت معين للانتقال من أصابعك إلى الوسادة، لكن هذا الوقت يظل ثابتًا دائمًا عندما تكون الارتفاعات متساوية. الآن خذ قطعة أكبر من الرصاص، واحتفظ بقطعة في كل يد على نفس الارتفاع. إذا تُركت كلتا القطعتين في نفس اللحظة، فإنهما ستصلان إلى الوسادة في نفس الوقت. ربما يُعتقد أن الجسم الأثقل سيسقط بسرعة أكبر من الجسم الأخف؛ لكن عند إجراء التجربة، يتضح أن الأمر ليس كذلك. كرر التجربة باستخدام مواد أخرى مختلفة. ستجد أن الحجر العادي يسقط في نفس الوقت الذي تسقط فيه قطعة الرصاص. جرب التجربة مرة أخرى باستخدام قطعة من الفلين، وستحصل على نفس النتيجة. في البداية قد يبدو أن التجربة فاشلة عند مقارنة ريشة بقطعة الرصاص؛ لكن ذلك يعود فقط إلى الهواء، الذي يقاوم الريشة أكثر مما يقاوم الرصاص. ولكن إذا وُضعت الريشة على قمة عملة نقدية، وتُركت العملة أفقيًا عند الإسقاط، فإنها ستزيل الهواء من طريق الريشة أثناء سقوطها، وعندها ستسقط الريشة بنفس سرعة العملة النقدية، أو بنفس سرعة الحجر، أو بنفس سرعة الرصاص.

إذا كان المراقب في قاعة مشاهدة أثناء إجراء هذه التجارب، وكانت الوسادة على بعد ستة عشر قدمًا تحت يديه، فإن الوقت الذي سيستغرقه الحجر للسقوط على ارتفاع ستة عشر قدمًا سيكون ثانية واحدة. الوقت الذي يستغرقه الفلين أو الرصاص سيكون مماثلًا؛ وحتى الريشة نفسها ستسقط على ارتفاع ستة عشر قدمًا في ثانية واحدة، إذا أمكن إزالة الهواء من طريقها.

لتجنب تأثيرات الهواء، جربوا هذه التجربة في أي مكان نريده، سواء في لندن أو في أي مدينة أخرى، أو على أي جزيرة أو قارة، أو على متن سفينة في البحر، أو عند القطب الشمالي أو القطب الجنوبي أو عند خط الاستواء؛ فسيتضح دائمًا أن أي جسم، بغض النظر عن حجمه أو مادته، سيسقط مسافة حوالي ستة عشر قدمًا في ثانية واحدة.

ولتجنب أي انطباع خاطئ، يمكننا الإشارة إلى أن المسافة التي يقطعها الجسم في ثانية واحدة تختلف قليلاً في أجزاء مختلفة من الأرض، ولكن ذلك بسبب أسباب لا داعي للتوقف عندها في الوقت الحالي. سنعتبر للآن ستة عشر قدمًا هي المسافة التي يسقطها أي جسم، في غياب أي تدخلات، في ثانية واحدة في أي مكان على سطح الأرض. لكن دعونا الآن نوسع نظرتنا فوق سطح الأرض، ونتساءل إلى أي مدى يمكن أن تنطبق قاعدة الستة عشر قدمًا في الثانية في أماكن أخرى. على سبيل المثال، دعونا نصعد إلى قمة جبل ونجرب التجربة هناك؛ سيتضح أن الرخام عند قمة الجبل سيحتاج إلى وقت أطول قليلاً ليسقط مسافة ستة عشر قدمًا مقارنة بسقوطه من قاعدة الجبل. سيكون الفرق صغيرًا جدًا، لكنه قابل للقياس، ويكفي لإظهار أن قوة الأرض في جذب الرخام إلى الأرض تضعف إلى حد ما في النقاط العالية فوق سطح الأرض. بغض النظر عن الارتفاع الذي نصعد إليه، سواء كان ذلك قمة جبل شاهق أو ارتفاعات أعلى تم تحقيقها باستخدام البالونات، فلن نجد أبدًا أن ميل الأجسام إلى السقوط على الأرض يتوقف، رغم أنه من المؤكد أن كلما ارتفعنا، ضعف هذا الميل أكثر. سيكون من المثير للاهتمام جدًا معرفة إلى أي مدى يمكن أن تمتد قوة الأرض في جذب الأجسام نحوها فعليًا. لا يمكننا الوصول إلى أكثر من خمسة أو ستة أميال فوق سطح الأرض باستخدام البالون؛ لكننا نريد أن نعرف ما الذي سيحدث لو استطعنا الصعود لمسافة 500 ميل، أو 5000 ميل، أو أكثر، إلى مناطق الفضاء.

تخيلوا أن هناك مسافرًا مزودًا بوسيلة ما تسمح له بالطيران عاليًا لمسافات تصل إلى آلاف الأميال، صعودًا وصعودًا، حتى يصل أخيرًا إلى ارتفاع هائل يقارب ربع مليون ميل فوق الأرض. عندما ينظر إلى سطح الأرض الواقع في عمق هائل أسفله، سيتمكن من رؤية المنظر من الأعلى بطريقة رائعة.

من هذا الارتفاع الهائل، كان بإمكانه تجربة واحدة من أكثر التجارب إثارةً للاهتمام التي كان بإمكان فيلسوف أن يقوم بها. كان بإمكانه اختبار ما إذا كانت قوة جاذبية الأرض موجودة على هذا الارتفاع، وكان بإمكانه قياس مقدار تلك الجاذبية. لإجراء التجربة، يمكن استخدام فلين أو حجر رخامي أو أي جسم آخر، كبيراً كان أم صغيراً؛ نمسك به بين الأصابع ثم نتركه يسقط. الجميع يعرف ما الذي سيحدث في مثل هذه الحالة على الأرض، لكن كان على السير إسحاق نيوتن أن يوضح ما الذي سيحدث على هذا الارتفاع الشاهق. يؤكد نيوتن أن قوة جاذبية الأرض تمتد حتى إلى هذا الارتفاع الهائل، وأن الحجر الرخامي سيسقط. هذه هي النظرية التي يمكننا الآن اختبارها. نحن جاهزون لإجراء التجربة؛ يتم إطلاق الحجر الرخامي، وإذا بأول صرخة نطلقها تكون صرخة دهشة. بدلاً من السقوط فوراً، يبدو أن الجسم الصغير يظل معلقاً في الهواء. كنا على وشك القول إننا تجاوزنا نطاق جاذبية الأرض وأن نيوتن مخطئ، لكن انتباهنا يتوجه إلى أن الحجر الرخامي بدأ يتحرك، ببطء شديد لدرجة أننا في البداية كنا بحاجة إلى مراقبته بعناية. لكن سرعته تزداد تدريجياً، مما يؤكد وجود الجاذبية بلا شك، حتى يكتسب الحجر الرخامي سرعة أكبر فأكبر، ويواصل رحلته الطويلة التي تمتد لربع مليون ميل نحو الأرض.

لكن بالتأكيد، سيُقال إن مثل هذه التجربة مستحيلة تماماً؛ ولا شك أنه لا يمكن إجراؤها بالطريقة الموصوفة. خطرت لنيوتن فكرة جريئة، وهي استخدام القمر نفسه، الذي يبعد تقريباً ربع مليون ميل عن الأرض، للإجابة على هذا السؤال. لم يتم استخدام قمرنا الصناعي في مثل هذا الغرض النبيل من قبل. في الواقع، يسقط القمر باستمرار نحو الأرض. يمكننا حساب مقدار انحرافه نحو الأرض في كل ثانية، وبذلك الحصول على قياس لقوة جاذبية الأرض. من خلال مثل هذه الدراسات، تمكن نيوتن من معرفة أن الجسم الذي يتم إطلاقه على بعد 240,000 ميل فوق سطح الأرض سيظل تحت تأثير جاذبية الأرض.

أنه بفعل القوة الجاذبية، سيبدأ الجسم في التحرك نحو الأرض – ولكن ليس بالسرعة التي يسقط بها جسم على سطح الأرض في التجارب، بل بسرعة أقل بكثير. الجسم الذي يُسقط من مسافة القمر سيبدأ رحلته الطويلة ببطء شديد، لدرجة أن دقيقة واحدة، بدلاً من ثانية واحدة، ستمر قبل أن يقطع مسافة ستة عشر قدمًا.[11]

ومن خلال التفكير في المعلومات التي تم الحصول عليها من القمر، توصل نيوتن إلى اكتشافه الخالد. الجاذبية الأرضية هي قوة تمتد على نطاق واسع في الفضاء. كلما زادت المسافة، قلت قوة الجاذبية؛ وهنا وجد نيوتن طريقة لتحديد القانون الذي يحدد معدل انخفاض شدة الجاذبية. كانت المعلومات المستمدة من القمر، والتي تفيد بأن الجسم الذي يبعد 240,000 ميل يحتاج إلى دقيقة واحدة ليسقط مسافة تعادل المسافة التي يسقطها في ثانية واحدة على سطح الأرض، ذات أهمية قصوى. أولاً، تُظهر هذه المعلومات أن قوة الجذب الأرضية، التي تجذب جميع الأجسام نحو الأرض، تضعف مع زيادة المسافة. ويمكن في الواقع توقع ذلك؛ فمن المنطقي افتراض أن قوة الجذب تقل كلما ابتعدنا أكثر في أعماق الفضاء، تمامًا كما يقل بريق الضوء كلما ابتعدنا عنه؛ ومن الملفت للنظر أن القانون الذي ينص على أن قوة الجاذبية تنخفض مع زيادة المسافة هو نفس القانون الذي ينص على أن بريق الضوء يقل مع زيادة المسافة.

ينص قانون الطبيعة، في أبسط صوره، على أن شدة الجاذبية تتناسب عكسيًا مع مربع المسافة. دعوني أحاول توضيح هذا القول المجرد باستخدام مثال أو مثالين بسيطين. لنفترض أن جسمًا تم رفعه فوق سطح الأرض إلى ارتفاع يقارب 4,000 ميل، بحيث يكون على ارتفاع يساوي نصف قطر الأرض. بمعنى آخر، الجسم الذي يقع في هذا الموقع سيكون على بعد ضعف المسافة عن مركز الأرض مقارنة بالجسم الذي يقع على سطح الأرض. ينص قانون الجاذبية على أن شدة الجذب في هذه الحالة ستنخفض إلى ربع ما هي عليه، أي أن قوة جذب الأرض للجسم الذي يبعد 4,000 ميل ستكون...

ربع قوة جذب الأرض لذلك الجسم فقط طالما أنه موجود على الأرض. يمكننا تخيل أن تأثير هذا الجذب يظهر بطرق مختلفة. دعونا نترك الجسم يسقط، ففي غضون ثانية واحدة سينخفض أربعة أقدام فقط، وهو ربع المسافة التي كانت ستؤدي إليها قوة الجاذبية عند سطح الأرض.

يمكننا النظر في الموضوع بطريقة أخرى، بافتراض أن جاذبية الأرض يتم قياسها باستخدام أحد أجهزة الوزن الصغيرة المعروفة باسم الميزان الزنبركي. إذا تم تعليق وزن قدره أربعة أرطال على مثل هذا الجهاز عند سطح الأرض، فإن المؤشر سيُظهر بالطبع وزنًا قدره أربعة أرطال؛ لكن تخيلوا أن هذا الميزان، وهو لا يزال يحمل الوزن المعلق عليه، يتم رفعه أعلى فأعلى، فإن القوة المُظهرة ستقل تدريجيًا، حتى عندما يصل الميزان إلى ارتفاع 4000 ميل، حيث يكون على بعد ضعف المسافة عن مركز الأرض مقارنة بالبداية، ستنخفض القوة المُظهرة إلى الربع، وسيُظهر الميزان وزنًا قدره رطل واحد فقط. إذا استطعنا تخيل أن الجهاز يتم رفعه أكثر في أعماق الفضاء، فإن قراءة الميزان ستستمر في الانخفاض باستمرار. عندما يصل الجهاز إلى ارتفاع 8000 ميل، أي على بعد ثلاثة أضعاف المسافة عن مركز الأرض مقارنة بالبداية، فإن قانون الجاذبية يخبرنا بأن الجاذبية يجب أن تكون قد انخفضت إلى التاسع جزء. القوة المُظهرة على الميزان في هذه الحالة ستكون فقط التاسع جزء من أربعة أرطال، أي أقل من نصف رطل. لكن دعونا نواصل الرحلة مرة أخرى، ولا نتوقف هذه المرة حتى يعود الميزان والوزن البالغ أربعة أرطال إلى المدار الذي تسلكه القمر في مساره الشهري حول الأرض. المسافة التي يتم الوصول إليها هي حوالي ستين ضعف نصف قطر الأرض، وبالتالي تقل جاذبية الجاذبية بمعدل واحد إلى مربع الستين؛ وعندها سيتم شد الزنبرك فقط بالجزء الضئيل جدًا الذي يعادل 1/3600 من أربعة أرطال. لذلك يبدو أن وزنًا كان يزن طنًا ونصف على الأرض، إذا تم رفعه إلى ارتفاع 240,000 ميل، سيزن أقل من رطل واحد. لكن حتى عند هذه المسافة الهائلة، لا يجب أن نتوقف؛ تخيلوا أننا نتراجع أكثر فأكثر؛ فإن القوة المُظهرة على الميزان ستستمر في الانخفاض، لكنها ستظل موجودة مهما ذهبنا بعيدًا. يبدو أن علم الفلك يعلمنا ذلك.

إن قوة الجاذبية يمكن أن تمتد، بشدة مخفضة بالقدر المناسب، عبر أعمق الفجوات في الفضاء.

إن مبدأ الجاذبية له نطاق أوسع بكثير مما أشرنا إليه حتى الآن. لقد تحدثنا فقط عن جاذبية الأرض، وذكرنا أن هذه القوة تمتد في جميع أنحاء الفضاء. لكن قانون الجاذبية ليس محدودًا بهذا الشكل. فليس الأمر أن الأرض تجذب كل جسم آخر، وكل جسم آخر يجذب الأرض فحسب، بل كل جسم من هذه الأجسام يجذب الجسم الآخر أيضًا؛ وبالتالي، فإن قانون الجاذبية في صيغته الأكثر اكتمالًا ينص على أن “كل جسم في الكون يجذب كل جسم آخر بقوة تتناسب عكسيًا مع مربع المسافة”.

من المستحيل علينا أن نبالغ في تقدير أهمية هذا القانون. فهو يوفر الدليل الذي يمكّننا من فهم الحركات المعقدة للكواكب. وقد أدى إلى اكتشافات مذهلة، حيث سمح لنا قانون الجاذبية بالتنبؤ بوجود الأجرام قبل رؤيتها مباشرة.

يجب التعامل أولاً مع اعتراض قد يُثار في هذه المرحلة. يبدو أنه اعتراض معقول بالفعل. إذا كانت الأرض تجذب القمر، فلماذا لا يسقط القمر على الأرض؟ وإذا كانت الأرض تجذب الشمس، فلماذا لا تسقط في الشمس؟ وإذا كانت الشمس تجذب النجوم الأخرى، فلماذا لا تتصادم مع بعضها البعض بتصادم مروع؟ قد يُقال بشكل معقول إنه إذا كانت جميع هذه الأجسام في السماء تجذب بعضها البعض، فمن المفترض أن تتجمع جميعها نتيجة لهذه الجاذبية، وبالتالي تتحد لتشكل كتلة واحدة ضخمة. لكننا نعلم، في الواقع، أن هذه التصادمات لا تحدث كثيرًا، وأن احتمال حدوثها ضئيل للغاية. نرى أنه على الرغم من أن الأرض كانت تُجذب من قبل الشمس لعصور لا تحصى، إلا أنها لا تزال على نفس المسافة من الشمس كما كانت دائمًا. أليس هذا في تناقض مع مبدأ الجاذبية الكونية؟ في بدايات علم الفلك، كانت مثل هذه الاعتراضات تُعتبر، وبلا شك كانت كذلك، صعبة التغلب عليها للغاية؛ وحتى اليوم، نسمعها أحيانًا، ولذلك يتحتم علينا أكثر من أي وقت مضى أن نشرح كيف...

من الممكن أن يكون النظام الشمسي قد تمكن من الهروب من الكارثة التي كانت تهدده.

لا شك أنه لو كان القمر والأرض في حالة سكون في البداية، لكانا قد جذبا بعضهما البعض بفعل الجاذبية المتبادلة. وبالمثل، لو تُرك نظام الكواكب المحيطة بالشمس في حالة سكون في البداية، لكانت قد اصطدمت بالشمس، وكان النظام سيُدمّر. إن حركة الكواكب وحركة القمر هي ما مكّن هذه الأجرام من مقاومة الجاذبية حتى الآن، على الأقل، بحيث لم تُجذب إلى الدمار التام.

من المهم جدًا أن يفهم الطالب بوضوح كيف يمكن للجاذبية المركزية أن تتوافق مع الحركة في مسار دائري تقريبًا، لذلك نقدم مثالًا لإظهار كيف يتبع القمر مداره الشهري تحت توجيه وسيطرة الأرض المجذبة.

الرسم التخيلي في الشكل 36 يُظهر جزءًا من الأرض يوجد عليه جبل مرتفع.[12] لو تم وضع مدفع على قمة الجبل في النقطة C، وأُطلقت قذيفة منه في اتجاه CE باستخدام كمية معتدلة من البارود، فإن القذيفة ستتحرك على طول المسار المنحني الأول. وإذا أُطلقت مرة أخرى باستخدام كمية أكبر من البارود، فإن مسارها سيكون على طول الخط المنحني الثاني، وستسقط القذيفة مرة أخرى على الأرض. لكن دعونا نجرب المرة القادمة باستخدام كمية أكبر من البارود، بل ومدفع أقوى بكثير من أي مدفع تم صنعه حتى الآن. يجب افتراض أن سرعة القذيفة تبلغ بضعة أميال في الثانية، لكن يمكننا تخيل أن تُضبط السرعة بحيث تتحرك القذيفة على طول المسار CD، وتظل على نفس الارتفاع فوق سطح الأرض، رغم أنها ستظل منحنية، كما يجب على أي قذيفة أن تكون منحنية، بسبب الخط الأفقي الذي كانت تتحرك فيه في البداية. عند الوصول إلى النقطة D، ستظل القذيفة على نفس الارتفاع فوق السطح، ويجب أن تظل سرعتها كما هي. وبالتالي، ستواصل حركتها على مسارها وتدور حول ربع آخر من الدائرة دون أن تقترب من السطح. بهذه الطريقة، ستسافر القذيفة حول الكرة الأرضية بالكامل، ثم تعود مرة أخرى إلى النقطة C.

البدء مجددًا في نفس الطريق.
لو استطعنا إزالة الجبل والمدفع الموجود على قمته، لكان لدينا جسم يدور إلى الأبد حول الأرض نتيجة لقوة الجاذبية.
الشكل 36: رسم توضيحي لحركة القمر.

لنستخدم الخيال بشكل جريء الآن. تخيل مدفعًا هائلاً قادرًا على إطلاق قذيفة بقطر لا يقل عن 2000 ميل. أطلق هذه القذيفة الضخمة بسرعة تقارب 3000 قدم في الثانية، وهي سرعة تزيد ضعفين أو ثلاثة أضعاف عن السرعة التي يمكن تحقيقها فعليًا في المدافع الحديثة. ليتم إطلاق هذه القذيفة أفقيًا من موقع يبعد حوالي ربع مليون ميل فوق سطح الأرض. ستدور هذه القذيفة حول الأرض في مدار شبه دائري، وستعود إلى نقطة البداية خلال حوالي أربعة أسابيع.

ثم تبدأ ثورة أخرى، وبعد أربعة أسابيع ستعود إلى نقطة البداية مرة أخرى، وسيستمر هذا الحركة لآلاف السنين.

لا تظنوا أننا نتخيل الأمور بشكل خيالي تمامًا. لا يمكننا بالفعل إظهار المدفع، لكن يمكننا الإشارة إلى قذيفة كبيرة؛ نراها كل شهر، وهي القمر الجميل نفسه. لا أحد يدعي أن القمر أُطلق من مثل هذا المدفع، لكن يجب الاعتراف بأنه يتحرك وكأنه أُطلق فعلاً. في فصل لاحق سنبحث في تاريخ القمر، ونوضح كيف بدأ يدور بهذه الطريقة المذهلة.

كما هو الحال مع القمر حول الأرض، كذلك الأمر مع الأرض حول الشمس. توضح الرسوم التوضيحية أن الحركة الدائرية أو شبه الدائرية تتوافق مع مفهوم قانون الجاذبية الكونية.

نحن معتادون على اعتبار الجاذبية قوة ذات قوة هائلة. أليست الجاذبية هي التي تتحكم في دوران القمر حول الأرض؟ أليست الأرض نفسها العظيمة محتفظة بمسارها حول الشمس بفضل قوة جاذبية الشمس الهائلة؟ بلا شك، القوة الفعلية التي تبقي الأرض في مسارها، وكذلك تلك التي تبقي القمر بالقرب منا، لها شدة هائلة، لكن ذلك لأن الجاذبية في مثل هذه الحالات مرتبطة بأجسام ذات كتلة هائلة. لا أحد يستطيع أن ينكر أن جميع الأجسام التي يمكننا ملاحظتها تبدو وكأنها تجذب بعضها البعض وفقًا لقانون الجاذبية؛ لكن يجب الاعتراف بأنه، ما لم يكن أحد الجسمين المجذبين أو كلاهما ذا أبعاد ضخمة، فإن شدة الجاذبية صغيرة للغاية بحيث يصعب قياسها.

لنحاول أن نوضح مدى ضعف الجاذبية بين أجسام ذات أبعاد يمكن التحكم فيها بسهولة. خذ، على سبيل المثال، وزنين من الحديد، كل منهما يزن حوالي 50 رطلاً، ومفصولان عن بعضهما بمسافة قدم واحدة من المركز إلى المركز. يوجد جاذبية معينة بين هذين الوزنين؛ يتم جذب الوزنين نحو بعضهما، لكنهما لا يتحركان. الجاذبية بينهما، رغم وجودها بالتأكيد، هي قوة ضئيلة للغاية، ولا يمكن مقارنة شدتها بشكل كلي مع الجاذبية المغناطيسية. الجميع يعلم أن المغناطيس يمكنه جذب قطعة من الحديد بقوة كبيرة، لكن...

تكون شدة الجاذبية أقل بكثير على الكتل ذات الكتلة المتساوية. إن القوة المؤثرة بين هاتين الكتلتين اللتين تزن كل منهما 50 رطلاً أقل من مليون جزء من رطل واحد. هذه القوة ضئيلة للغاية مقارنة بقوة الاحتكاك بين الكتلتين والطاولة التي تقفان عليها، ولذلك لا يحدث أي رد فعل نتيجة الجاذبية حتى في أصغر حركة. ومع ذلك، إذا تخيلنا أن كل كتلة مثبتة على عجلات خالية تمامًا من الاحتكاك، وتتحرك على قضبان أفقية مثالية تمامًا، فلا شك أن الكتلتين ستبدأان تدريجيًا في الانجذاب إلى بعضهما البعض، ومع مرور الوقت ستصلان إلى اتصال فعلي.

إذا أردنا أن نتخيل الجاذبية كقوة ذات شدة قابلة للقياس، فيجب علينا استخدام كتل أثقل بكثير من تلك الكتل التي تزن 50 رطلاً. تخيل زوجًا من الكرات، كل منهما مكون من 417,000 طن من الحديد المصبوب، وكل منهما، إذا كان صلبًا، يبلغ قطره حوالي 53 ياردة. تخيل أن هاتين الكرتين موضوعتان على بعد ميل واحد بينهما. كل كرة تجذب الأخرى بفعل الجاذبية. لا يهم وجود المباني أو العوائق من أي نوع؛ فالجاذبية ستخترق هذه العوائق بسهولة تمامًا كما تخترق الضوء الزجاج. لا يمكن ابتكار حاجز كافي الكثافة لمنع مرور هذه القوة. وبالتالي، ستستمر كل من هاتين الكرتين في جذب الأخرى في جميع الظروف؛ لكن رغم حجمهما الضخم، فإن شدة الجاذبية بينهما لا تزال صغيرة جدًا، وإن كانت قابلة للملاحظة. القوة المؤثرة بين هاتين الكرتين ليست أكبر من الضغط الناتج عن رطل واحد. يمكن لطفل أن يمنع إحدى هاتين الكرتين الضخمتين من الانجذاب إلى الأخرى. لنفترض أن كل شيء خالٍ من العوائق، وأنه يمكن التغلب على الاحتكاك بحيث تتبع الكرتان دفعة الجاذبية المتبادلة بينهما. ستبدأ الكرتان حينها في الاقتراب من بعضهما البعض، لكن الكتلتين كبيرتان جدًا، بينما الجاذبية صغيرة جدًا، لذا فإن السرعة ستزداد ببطء شديد. سيكون من الضروري استخدام مجهر لمعرفة متى بدأت الحركة فعليًا. يجب أن يمر ساعة ونصف قبل أن يقل المسافة بمقدار قدم واحدة؛ وعلى الرغم من تحسن السرعة لاحقًا، إلا أنه يجب أن يمر ثلاثة أو أربعة أيام قبل أن تلتقي الكرتان.

يجب الإشارة هنا بشكل خاص إلى أبرز خاصية لقوة الجاذبية. يبدو أن شدتها تعتمد فقط على كمية المادة في الأجسام، ولا تعتمد إطلاقًا على طبيعة المواد التي تتكون منها هذه الأجسام. لقد وصفنا الكرتين بأنهما مصنوعتان من الحديد الزهر، ولكن إذا كان أحدهما أو كلاهما مصنوعًا من الرصاص أو النحاس، أو من الخشب أو الحجر، أو من الهواء أو الماء، فإن قوة الجذب ستظل كما هي، شريطة أن تظل الكتل ثابتة. وفي هذا نلاحظ فرقًا جوهريًا بين جاذبية الجاذبية والجاذبية المغناطيسية؛ ففي الحالة الأخيرة، لا تكون الجاذبية ملحوظة على الإطلاق في الغالبية العظمى من المواد، ولا تكون ملحوظة إلا في حالة الحديد.

في وصفنا للنظام الشمسي، صورنا القمر وهو يدور حول الأرض على مسار دائري تقريبًا، والكواكب وهي تدور حول الشمس على مدارات أيضًا دائرية تقريبًا. والآن من واجبنا أن نقدم وصفًا أكثر دقة لهذه المسارات المذهلة؛ وبدلاً من اعتبارها دوائر تقريبًا، يجب علينا تحديد الفروق بينها وبين الدوائر بدقة.

إذا دار كوكب حول الشمس على مسار دائري حقيقي، بحيث تكون الشمس دائمًا في المركز، فمن الواضح أن المسافة بين الشمس والكوكب، والتي تساوي دائمًا نصف قطر الدائرة، يجب أن تكون ثابتة القيمة. ولا شك أن المسافة بين الشمس وكل كوكب تكون ثابتة تقريبًا؛ لكن عند إجراء ملاحظات دقيقة، يتضح أن المسافة ليست كذلك تمامًا. قد تصل التغيرات في المسافة إلى ملايين الأميال، ولكن حتى في الحالات القصوى، يكون التغير في مسافة الكوكب جزءًا صغيرًا جدًا – عادةً جزءًا ضئيلًا للغاية – من المسافة الإجمالية. تختلف الظروف في حالة كل كوكب؛ فمدار الأرض نفسه يجعل المسافة بين الأرض والشمس لا تبتعد كثيرًا عن قيمتها المتوسطة. أما كوكب الزهرة، فهو أقرب إلى الحركة الدائرية المثالية؛ بينما من ناحية أخرى، يُظهر مدار كوكب المريخ، وبشكل أكبر مدار كوكب عطارد، تقلبات نسبية كبيرة في المسافة بين الكوكب والشمس.

لوحظ مرارًا وتكرارًا أن العديد من الاكتشافات العظيمة في العلم تنبع من الملاحظة الدقيقة والتفسير السليم للانحرافات الطفيفة عن بعض القوانين التي تكون صحيحة إلى حد كبير. لدينا في مجال علم الفلك مثال رائع على هذا المبدأ؛ فمدارات الكواكب دائرية تقريبًا، لكنها ليست دوائرًا بالضبط. فلماذا يحدث ذلك؟ لا بد من وجود سبب طبيعي، وقد تم تحديد ذلك السبب، وقد أدى إلى بعض من أعظم الاكتشافات التي حققها العقل البشري في مجالات الطبيعة.

أولاً، دعونا نرى الاستنتاجات التي يمكن استخلاصها من حقيقة أن المسافة بين كوكب والشمس ليست ثابتة. فالحركة الدائرية من أجمل وأبسط أنواع الحركات، لدرجة أننا نتردد في التخلي عنها، ما لم تصبح الحاجة إلى ذلك واضحة تمامًا. ألا يمكننا ابتكار طريقة تسمح بالحفاظ على الحركة الدائرية، مع السماح في الوقت نفسه بوجود تقلبات في المسافة بين الكوكب والشمس؟ من الواضح أن ذلك مستحيل إذا كانت الشمس في مركز الدائرة. لكن لنفترض أن الشمس لا تشغل المركز، بينما يستمر الكوكب في الدوران حولها كما في السابق؛ فإن المسافة بين الجسمين ستتقلب حتمًا. كلما كان موقع الشمس أكثر انحرافًا، كانت الزيادة أو النقصان في المسافة بين الكوكب والشمس أكبر عندما يكون الكوكب في أجزاء مختلفة من مداره. كما يمكن الافتراض أنه من خلال وضع سلسلة من الدوائر حول الشمس، يمكن تفسير مدارات الكواكب المختلفة. يجب أن يتطابق مركز الدائرة المخصصة لكوكب الزهرة تقريبًا مع مركز الشمس، ويجب وضع مراكز مدارات جميع الكواكب الأخرى على مسافات مناسبة من الشمس، بحيث يتم تقديم تفسير مُرضٍ للزيادة والنقصان التدريجي في المسافة بين الجسمين.

لا شك أن حركات القمر والكواكب يمكن تفسيرها إلى حد كبير بواسطة نظام المدارات الدائرية هذا؛ لكن روح البحث الفلكي لا تكتفي بالنتائج التقريبية. يتم مراقبة الكواكب مرارًا وتكرارًا، ويتم مقارنة هذه الملاحظات مرارًا وتكرارًا مع المواقع التي كانت ستكون عليها الكواكب لو كانت تتحرك وفقًا للنظام المذكور هنا.

يتم تحريك مراكز الدوائر ذهابًا وإيابًا، كما يتم تعديل أنصاف أقطارها بعناية فائقة؛ لكن كل ذلك عديم الفائدة. يتم فحص ملاحظات الكواكب بدقة شديدة لمعرفة ما إذا كانت هناك أخطاء؛ لكن لا توجد أخطاء كافية على الإطلاق لتفسير التباينات الموجودة. وبالتالي، فإن الاستنتاج حتمي: يضطر علماء الفلك إلى التخلي عن فكرة الحركة الدائرية، التي كان يُعتقد أنها تتمتع بتناسق وجمال لا مثيل لهما، ويضطرون إلى الاعتراف بأن مدارات الكواكب ليست دائرية.

إذن، إذا لم تكن هذه المدارات دائرية، فما هي إذًا؟ كانت هذه هي المشكلة الكبرى التي حاول كيبلر حلها، ولحسن حظه الأبدي، نجح في حلها وإثباتها بشكل قاطع. يُعد الاكتشاف العظيم للشكل الحقيقي لمدارات الكواكب من أبرز الأحداث في تاريخ علم الفلك. في الواقع، قد يكون من المشكوك فيه ما إذا كان أي اكتشاف آخر في مجال العلوم بأكمله قد أدى إلى نتائج ذات أهمية بالغة كهذه.

يجب علينا هنا أن نتناول لفترة موضوعًا في علم الرياضيات يُعرف باسم الهندسة، وأن ندرس فيه طبيعة تلك الخطوط التي أعطاها اكتشاف كيبلر أهمية استثنائية. بلا شك، هذا الموضوع صعب، ومتابعته بتفصيل سيتطلب منا القيام بالعديد من الحسابات المعقدة التي لا مكان لها في هذا الكتاب؛ لكن من الضروري تقديم نظرة عامة على هذا الموضوع، ويجب علينا أن نحاول تقديمه بالشكل الذي يتناسب مع قدراتنا.

الخط الذي يمثل بدقة تامة حركة كوكب في دورانه حول الشمس ينتمي إلى تلك المجموعة المعروفة من الخطوط التي يصفها علماء الرياضيات بأنها القطع المخروطية. الشكل المحدد من القطع المخروطية الذي يمثل مدار كوكب يُعرف باسم الإهليلج؛ ويُطلق عليه أحيانًا بشكل أقل دقة اسم البيضاوي. الإهليلج خط يمكن بناؤه بسهولة؛ ولا يوجد طريقة أبسط لفعل ذلك من الطريقة المعروفة لدى رسامي الرسومات، والتي سنصفها هنا باختصار.

نعرض في الصفحة التالية (الشكل 37) دبوسين يمران عبر ورقة. يمر حلقة من الخيط فوق الدبوسين بالطريقة الموضحة هنا، ويتم شد هذه الحلقة باستخدام طرف القلم. بقليل من الحرص، يمكن توجيه القلم بحيث يظل الخيط مشدودًا، وسيقوم طرف القلم حينها برسم منحنى يدور حول الدبوسين بالكامل، ليعود إلى نقطة البداية. وبهذه الطريقة نحصل على ذلك الشكل الهندسي المشهور الذي يُسمى الإهليلج.

سيكون من المفيد رسم عدد من الإهليلجات، مع تغيير الظروف التي يتم فيها تشكيلها في كل حالة. على سبيل المثال، إذا ظل الدبوسان في مكانهما كما كانا من قبل، بينما يزداد طول الحلقة بحيث يبتعد القلم أكثر عن الدبوسين، فسيلاحظ أن الإهليلج فقد جزءًا من امتداده وأصبح أقرب إلى الدائرة. من ناحية أخرى، إذا قل طول الخيط في الحلقة، بينما ظل الدبوسان كما كانا، فسيكون الإهليلج أكثر بيضاوية، أو كما يقول عالم الرياضيات، ستزداد ميلانيته. كما أنه من المفيد دراسة التغيرات التي تطرأ على شكل الإهليلج عند تغيير أحد الدبوسين، مع بقاء طول الحلقة كما هو. إذا تم جمع الدبوسين معًا أكثر، فستنخفض ميلانيته، وسيقترب الإهليلج أكثر من شكل الدائرة. أما إذا تم فصل الدبوسين عن بعضهما أكثر، فستزداد ميلانيته. سيتضح أن الدائرة هي الشكل الأقصى للإهليلج إذا افترضنا أن الدبوسين يقتربان من بعضهما لدرجة أنهما يتطابقان؛ حينها سيقوم طرف القلم برسم دائرة ببساطة أثناء تحركه حول الشكل.

من الواضح أن النقاط التي يشير إليها الدبوسان لها علاقات ملحوظة للغاية مع المنحنى. يُطلق على كل منهما اسم “نقطة تركيز”， ولا يمكن للإهليلج أن يحتوي إلا على زوج واحد من نقاط التركيز. بمعنى آخر، هناك زوج واحد فقط من المواقع الممكنة للدبوسين، عندما يراد بناء إهليلج بحجم وشكل وموقع محددين.

يختلف الإهليلج بشكل أساسي عن الدائرة في كونه يمتلك أشكالًا متنوعة. يمكننا الحصول على إهليلجات كبيرة وصغيرة، تمامًا كما يمكننا الحصول على دوائر كبيرة وصغيرة، لكن يمكننا أيضًا الحصول على إهليلجات ذات ميلانية أكبر أو...

أقل
التشوهات
إذا لم يكن البيضاوي يتمتع بالبساطة المثالية التي يتمتع بها الدائرة، فإنه على الأقل يمتلك سحر التنوع الذي لا تمتلكه الدائرة. الشكل 37: رسم البيضاوي.
المنحنى البيضاوي يمتلك أيضًا جمالًا نابعًا من خطوطه الأنيقة وارتباطه بمفاهيم رفيعة المستوى.
لقد درس علماء الهندسة القدماء البيضاوي؛ فقد لاحظوا نقاط التركيز فيه، وكانوا على دراية بعلاقاته الهندسية؛ وهكذا كان كيبلر على دراية بالبيضاوي في الوقت الذي بدأ فيه أبحاثه الشهيرة حول حركة الكواكب. لقد اكتشف، كما ذكرنا سابقًا، أن حركة الكواكب لا يمكن تفسيرها باستخدام مدارات دائرية. فأي شكل من أشكال المدارات يجب تجربته إذًا؟ كان البيضاوي متاحًا، وكانت خصائصه معروفة، ويمكن إجراء المقارنة؛ وكانت نتائج هذه المقارنة مذهلة حقًا. اكتشف كيبلر أن حركة الكواكب يمكن تفسيرها بافتراض أن المسار الذي تدور فيه كل كوكب هو بيضاوي. وكان هذا في حد ذاته اكتشافًا ذا أهمية بالغة؛ فمن ناحية، ساعد في تنظيم حركة الكواكب التي تدور حول الشمس.

من ناحية أخرى، فقد تم اعتماد تلك الأشكال المنحنية الجميلة التي استخدمها القدماء في إظهار مواهبهم الهندسية، وأُعطيت لها أهمية تحديد مسارات الكون.

لكننا حتى الآن لم نوضح سوى جزء من الاكتشاف الأول لكيبلر. لقد رأينا أن كل كوكب يدور حول الشمس على شكل بيضاوي، وبالتالي فإن الشمس تقع في نقطة ما داخل البيضاوي – لكن في أي نقطة بالضبط؟ إن الإجابة على هذا السؤال مثيرة للاهتمام حقًا. لقد أوضحنا كيف أن النقاط المركزية للبيضاوي لها أهمية هندسية لا تتمتع بها أي نقاط أخرى. أظهر كيبلر أن الشمس يجب أن تكون موجودة في أحد نقاط المركز للبيضاوي الذي يدور حوله كل كوكب. وهكذا نصف القانون الأول لحركة الكواكب بالكلمات التالية: كل كوكب يدور حول الشمس على مسار بيضاوي، حيث تكون الشمس في أحد نقاط المركز.

أصبح بإمكاننا الآن تكوين صورة واضحة عن مسارات الكواكب، مهما كان عددها، أثناء دورانها حول الشمس. أولاً، نلاحظ أن البيضاوي هو منحنى في مستوى واحد؛ أي أن كل كوكب، خلال رحلته الطويلة، يجب أن يقتصر حركته على مستوى واحد. وبالتالي، لكل كوكب مستوى خاص به. صحيح أن جميع هذه المستويات تتطابق تقريبًا، على الأقل فيما يتعلق بالكواكب الكبيرة؛ لكنها مختلفة رغم ذلك، والخاصية الوحيدة التي تجمع بينها جميعًا هي أن كل واحد منها يمر عبر الشمس. جميع المسارات البيضاوية للكواكب لها نقطة مركز مشتركة، وتقع تلك النقطة في مركز الشمس.

من الجيد توضيح هذا القانون المذهل عن طريق النظر في حالتين أو ثلاث حالات لكواكب مختلفة. لنأخذ أولاً حالة الأرض، فمسارها، رغم أنه في الواقع بيضاوي، إلا أنه يشبه الدائرة تقريبًا. في الواقع، إذا تم رسمه بدقة وفقًا للمقياس على ورقة، فإن الفرق بين المسار البيضاوي والدائرة لن يُلاحظ إلا بعد قياس دقيق. أما في حالة الزهرة، فإن البيضاوي يشبه الدائرة أكثر، ونقاط المركز للبيضاوي تتطابق تقريبًا مع مركز الدائرة. أما في حالة عطارد، فلدينا...

إنها مدار بيضاوي يبتعد عن الشكل الدائري إلى حد كبير جدًا، بينما في مدارات بعض الكواكب الصغيرة تكون قيمة الانحراف المركزي أكبر أيضًا. من المثير للدهشة للغاية أن كل كوكب، بغض النظر عن مدى بُعده عن الشمس، يتحرك دائمًا في مدار بيضاوي بشكل أو بآخر. سنوضح الآن أن الضرورة تجبر كل كوكب على اتباع مسار بيضاوي، وأنه لا يمكن أن يكون هناك أي شكل آخر للمسار.

يبدأ الكوكب رحلته على مساره البيضاوي، ويواصل مسيرته بخطى ثابتة، وبعد فترة زمنية معينة تُعرف بالفترة الدورية، يعود إلى النقطة التي انطلق منها. ثم يسلك الكوكب نفس المسار البيضاوي مرة أخرى، وهكذا، دورة تلو الأخرى، يقطع نفس المسار حول الشمس. دعونا الآن نحاول متابعة حركة الكوكب ومراقبة تاريخ حركته خلال الوقت اللازم لإكمال أحد دوراته. إن أبعاد مدار الكوكب هائلة للغاية، لذا يجب على الكوكب أن يسير بسرعة كبيرة جدًا لكي يكمل رحلته في الوقت المحدد. الأرض، كما رأينا بالفعل، يجب أن تتحرك بسرعة ثمانية عشر ميلاً في الثانية لكي تكمل رحلتها حول الشمس خلال 365.25 يومًا. يطرح السؤال إذًا: هل سرعة حركة الكوكب ثابتة أم لا؟ هل تتحرك الأرض في جميع الأوقات بسرعة ثمانية عشر ميلاً في الثانية، أم أن كوكبنا يتحرك أحيانًا بسرعة أكبر وأحيانًا بسرعة أقل، بحيث تظل السرعة المتوسطة ثمانية عشر ميلاً في الثانية؟ هذا سؤال ذو أهمية كبيرة جدًا، ويمكننا الإجابة عليه بأوضح وأقوى طريقة ممكنة. سرعة الكوكب ليست ثابتة، ويمكن تفسير التغيرات في تلك السرعة من خلال الشكل المرفق (الشكل 38).

الشكل 38: تغير سرعة الحركة البيضاوية.
لنتخيل أولاً أن الكوكب يقع في الجزء الأبعد من مساره عن الشمس، وذلك على الجانب الأيمن من الرسم التوضيحي. في هذا الموضع، تكون سرعة الكوكب في أدنى مستوياتها؛ ومع اقتراب الكوكب من الشمس، تزداد سرعته تدريجياً حتى تصل إلى قيمتها المتوسطة. بعد تجاوز هذه النقطة، وعندما يتحرك الكوكب بسرعة نحو الشمس، تزداد سرعته تدريجياً، حتى تصل في النهاية، أثناء دورانه حول الشمس، إلى أقصى قيمة لها. بعد مرور الكوكب بالشمس، يزداد المسافة بينه وبين الشمس، وتبدأ سرعته في الانخفاض؛ وتستمر في الانخفاض تدريجياً حتى تصل مرة أخرى إلى القيمة المتوسطة، ثم تنخفض أكثر، حتى يصل الكوكب إلى أبعد مسافة له عن الشمس، وعندها تكون السرعة قد انخفضت إلى القيمة التي افترضنا أنها كانت في البداية. وهكذا نلاحظ أن كلما كان الكوكب أقرب إلى الشمس، كانت سرعته أكبر. لكن يمكننا تحديد القيمة العددية للمبدأ الذي يحكم تغير سرعة الكوكب. يوضح الشكل المرفق (الشكل 39) مدار الكوكب، مع وجود الشمس في النقطة المركزية S. لقد استخدمنا قيمتين…

الأجزاء A وB وC وD تدور حول الإهليلجة، وتم ربط أطرافها بالنقطة المركزية. يمكن صياغة القانون الثاني لكيبلر بهذه الكلمات: “كل كوكب يتحرك حول الشمس بسرعة معينة في كل نقطة، بحيث أن الخط المستقيم الممتد منه إلى الشمس يمر عبر مساحات متساوية في أوقات متساوية”.

الشكل 39: مساحات متساوية في أوقات متساوية.
على سبيل المثال، إذا كانت الجزئين المظللين ABS وDCS متساويين في المساحة، فإن الأوقات التي يستغرقها الكوكب لقطع أجزاء الإهليلجة A وB وC وD تكون متساوية. أما إذا كانت إحدى المساحتين أكبر من الأخرى، فإن الأوقات المطلوبة تكون بنسبة المساحتين.

مع قبول هذا القانون، يصبح سبب زيادة سرعة الكوكب عند اقترابه من الشمس واضحًا على الفور. فلتغطية مساحة معينة عند الاقتراب من الشمس، من الضروري استخدام قوس أكبر مقارنة بالأجزاء الأخرى من المسار. أما في الطرف المقابل، فإن قوسًا صغيرًا يكفي لتغطية مساحة كبيرة، وبالتالي تكون السرعة أقل.

هذان القانونان يحددان بشكل كامل حركة الكوكب حول الشمس؛ القانون الأول يحدد المسار الذي يتبعه الكوكب، أما القانون الثاني فيصف كيف تتغير سرعة الكوكب في نقاط مختلفة على طول مساره.

المسار. لكن كيبلر أضاف إلى ذلك قانونًا ثالثًا، يسمح لنا بمقارنة حركات كوكبين مختلفين يدوران حول نفس الشمس. قبل ذكر هذا القانون، من الضروري شرح ما يُقصد بالمسافة المتوسطة للكوكب بدقة. في مساره البيضاوي، تتغير المسافة من الشمس إلى الكوكب باستمرار؛ لكن من السهل مع ذلك إعطاء معنى واضح لتلك المسافة التي تمثل متوسط جميع المسافات. يُطلق على هذا المتوسط اسم المسافة المتوسطة. أبسط طريقة لإيجاد المسافة المتوسطة هي جمع أكبر قيمة من هذه القيم مع أصغر قيمة، ثم أخذ نصف المجموع. لقد عرّفنا بالفعل الزمن الدوري للكوكب؛ وهو عدد الأيام التي يحتاجها الكوكب لإكمال رحلته حول مساره. يُرسي القانون الثالث لكيبلر علاقة بين المسافات المتوسطة والأزمنة الدورية للكواكب المختلفة. تُعبر عن هذه العلاقة بالكلمات التالية: “مربعات الأزمنة الدورية تتناسب مع مكعبات المسافات المتوسطة”.

كان كيبلر يعلم أن الكواكب المختلفة لها أزمنة دورية مختلفة؛ كما لاحظ أن كلما زادت المسافة المتوسطة للكوكب، زاد زمن دورته، وكان مصممًا على اكتشاف العلاقة بين الاثنين. تبين بسهولة أنه ليس صحيحًا القول بأن الزمن الدوري يتناسب فقط مع المسافة المتوسطة. لو كان الأمر كذلك، لكان زمن دورة الكوكب الذي تكون مسافته ضعف مسافة كوكب آخر ضعف زمن دورة الكوكب الآخر؛ لكن الملاحظات أظهرت أن زمن دورة الكوكب الأبعد كان أكثر من ضعف زمن دورة الكوكب الآخر، بل كان تقريبًا ثلاثة أضعافه. من خلال تجارب متكررة، كانت لتستنفد صبر من لا يثق كثيرًا في ذكائه ولا يكون متأكدًا تمامًا من دقة الملاحظات التي يحاول تفسيرها، اكتشف كيبلر أخيرًا القانون الحقيقي وعبر عنه بالصيغة التي ذكرناها.

لتوضيح طبيعة هذا القانون، سنأخذ الأرض وكوكب الزهرة كمثال للمقارنة. إذا أشرنا إلى المسافة المتوسطة للأرض عن الشمس بالقيمة واحد، فإن المسافة المتوسطة لكوكب الزهرة عن الشمس تكون 0.7233. باستثناء الأرقام العشرية بعد المكان الأول، يمكننا تمثيل الزمن الدوري

يبلغ زمن دوران الأرض 365.3 يومًا، بينما يبلغ الزمن الدوري لكوكب الزهرة 224.7 يومًا. القانون الذي يؤكده كيبلر هو أن مربع 365.3 يكون في نفس النسبة إلى مربع 224.7 كما أن الوحدة تكون في نفس النسبة إلى مكعب 0.7233. يمكن للقارئ التحقق بسهولة من صحة هذه المعادلة عن طريق الضرب الفعلي. لكن يجب تذكر أنه، نظرًا لأن أربعة أرقام فقط تم الاحتفاظ بها في تعبيرات الأزمنة الدورية، فإن أربعة أرقام فقط يجب اعتبارها ذات أهمية في إجراء الحسابات.

أبرز طريقة للتحقق من ذلك هي اعتبار زمن دوران كوكب الزهرة ككمية مجهولة، واستخلاصه من زمن دوران الأرض المعروف والمسافة المتوسطة بين الأرض وكوكب الزهرة. بهذه الطريقة، وبافتراض قانون كيبلر، نستخلص مكعب الزمن الدوري عن طريق نسبة بسيطة، ويمكن بعد ذلك الحصول على القيمة الناتجة وهي 224.7 يومًا. في الواقع، في حسابات علم الفلك، يتم تحديد مسافات الكواكب عادةً باستخدام قانون كيبلر. الزمن الدوري للكوكب هو عنصر يمكن قياسه بدقة عالية؛ وبمجرد معرفته، يتم تحديد مربع المسافة المتوسطة، وبالتالي المسافة المتوسطة نفسها.

هذه هي القوانين الثلاثة الشهيرة لحركة الكواكب، والتي ظلت دائمًا مرتبطة باسم مكتشفيها. المهارة العميقة التي تم بها استخلاص هذه القوانين من كم هائل من الملاحظات، والجمال الفطري للقوانين نفسها، وانتشارها الواسع، بالإضافة إلى الرابط الذي أقامته بين مختلف أعضاء النظام الشمسي، كل ذلك منحها مكانة استثنائية في علم الفلك.

كما حدده كيبلر، كانت هذه القوانين الخاصة بالكواكب مجرد نتائج للملاحظات. في الواقع، تبين أن الكواكب تتحرك في مدارات بيضاوية، لكن كيبلر لم يقدم أي سبب لماذا تتبع هذه المدارات بدلاً من أي مدارات أخرى. كما أنه لم يستطع تقديم سبب لماذا تقطع هذه الأجرام مساحات متساوية في أوقات متساوية، أو لماذا يتم الالتزام دائمًا بالقانون الثالث. القوانين التي خرجت من يد كيبلر كانت ثلاث حقائق مستقلة؛ مؤكدة بشكل كامل، بلا شك، لكن...

لا يوجد أي دليل يبرر اختيار هذه الحركات بدلاً من أي حركات أخرى كمناسبة لحركة الكواكب.

كانت النصرة الأعظم لقانون الجاذبية الكونية العظيم هي إزالة هذا الطابع التجريبي عن قوانين كيبلر. فقد ربط نيوتن القوانين الثلاثة المنفصلة لكيبلر في نظرية جميلة واحدة. لم يُظهر فقط أن تلك القوانين صحيحة، بل أوضح أيضًا سبب صحتها، ولماذا لا يمكن لأي قوانين أخرى أن تكون صحيحة. وقد أثبت في عمله الخالد “المبادئ” أن تفسير القوانين الشهيرة للكواكب يكمن في قوة الجاذبية. وأوضح نيوتن أن هناك قوة جاذبية موجودة في الشمس، وكنتيجة ضرورية لهذه الجاذبية، يجب على كل كوكب أن يدور في مدار بيضاوي حول الشمس، حيث تكون الشمس أحد مراكز هذا المدار؛ كما يجب أن يغطي نصف قطر مدار الكوكب مساحات متساوية في أوقات متساوية؛ وعند مقارنة حركة كوكبين، من الضروري أن تكون مربعات الأوقات الدورية متناسبة مع مكعبات المسافات المتوسطة.

وبما أن هذا ليس كتابًا رياضيًا، فسيكون من المستحيل علينا مناقشة البراهين التي قدمها نيوتن، والتي حظيت بقبول فوري وعالمي من جميع من بذلوا جهدًا لفهمها. يجب علينا هنا أن نقتصر على نظرة موجزة وعامة جدًا على الموضوع، توضح طبيعة المنطق المستخدم، دون الخوض في التفاصيل الفنية.

لنحاول أولاً تخيل كرة تتحرك بحرية في الفضاء، ومعزولة تمامًا عن تأثير أي جسم آخر في الكون. لنتخيل أن هذه الكرة تتحرك بفعل دفعة ما تجعلها تسافر بسرعة عبر أرجاء الفضاء. عندما تتوقف الدفعة، تظل الكرة في حالة حركة وتستمر في التحرك إلى الأمام. لكن ما هو المسار الذي ستتبعه؟ نحن معتادون جدًا على رؤية حجر يُرمى في الهواء ويتحرك في مسار منحني، لذا قد نعتقد بشكل طبيعي أن الجسم الذي يُطلق في الفضاء الخالي سيتحرك أيضًا في مسار منحني. لكن مع قليل من التفكير، سندرك أن الحالتين مختلفتان تمامًا.

في عوالم الفضاء الخالي، لا نجد مفهومًا للأعلى أو الأسفل؛ فكل الطرق متشابهة، ولا يوجد سبب يدفع الجسم إلى التحرك يمينًا أو يسارًا؛ ولذلك نستنتج أن الجسم، بمجرد أن يبدأ حركته ويتحرر من كل المؤثرات الخارجية، سيتحرك في خط مستقيم. صحيح أن هذا القول لا يمكن أبدًا اختباره عبر تجربة مباشرة. وبما أننا نعيش على سطح الأرض، فلا توجد لدينا وسيلة لعزل جسم عن القوى الخارجية. فمقاومة الهواء، وكذلك الاحتكاك بأشكاله المختلفة، بالإضافة إلى الجاذبية نحو الأرض نفسها، كلها تؤثر على تجاربنا. الحجر الذي يُلقى على سطح جليدي سيواجه مقاومة قليلة جدًا، وفي هذه الحالة نرى أن الحجر سيسلك مسارًا مستقيمًا على السطح المتجمد. وبالمثل، الحجر الذي يُلقى في الفضاء الخالي سيسلك مسارًا مستقيمًا تمامًا. نثبت ذلك ليس عبر محاولات تجريبية قد تكون عديمة الفائدة، بل عبر استدلال غير مباشر. لا يمكن لمن وزن بعناية الحجج المقدمة لصالح هذا المبدأ أن يشك في صحته ولو للحظة واحدة.

إذا افترضنا إذًا مسار الجسم المستقيم، فإن السؤال التالي الذي يطرح نفسه يتعلق بالسرعة التي يتم بها هذا الحركة. الحجر الذي ينزلق على الجليد الناعم في بحيرة متجمدة، كما لاحظ الجميع، سيقطع مسافة طويلة قبل أن يتوقف. هناك احتكاك ضئيل بين الجليد والحجر، لكن حتى على الجليد لا يختفي الاحتكاك تمامًا؛ وبما أن هذا الاحتكاك دائمًا ما يسعى إلى إيقاف الحركة، فإن الحجر سيتوقف في النهاية. أما في رحلة عبر أرجاء الفضاء، فإن الجسم لا يواجه أي احتكاك؛ ولا يوجد ما يدفع السرعة إلى الانخفاض، ولذلك نعتقد أن الجسم يمكن أن يستمر في الحركة إلى الأبد بنفس السرعة دون تغيير. بلا شك، يبدو هذا القول متعارضًا مع تجربتنا اليومية. فالسفينة الشراعية لا تتقدم في البحر عندما يختفي الريح. والقطار سيفقد سرعته تدريجيًا عندما يتوقف تدفق البخار. والدوارة ستفقد دورانها ببطء ثم تتوقف. من مثل هذه الأمثلة، قد يُستدل بشكل معقول على أنه عندما تتوقف القوة عن العمل، فإن الحركة التي كانت تولدها تتوقف أيضًا.

يتناقص تدريجيًا، وفي النهاية يختفي. لكن في جميع هذه الحالات، سيتضح بعد التفكير أن تراجع الحركة يعود إلى تأثير القوى المقاومة. فالسفينة الشراعية تتباطأ بسبب احتكاك الماء بجوانبها؛ والقطار يتوقف بسبب احتكاك عجلاته، بالإضافة إلى ضرورته للتغلب على مقاومة الهواء؛ أما المقاومة الجوية فهي السبب الرئيسي في توقف دوار الهواء، لأنه إذا تم سحب الهواء، أي عند إجراء التجربة في فراغ، فإن الدوار سيستمر في الدوران لفترة أطول بكثير. وهكذا نصل إلى استنتاج مفاده أن الجسم، بمجرد أن يُطلق بحرية في الفضاء ولا تؤثر عليه أي قوى خارجية، سيستمر في الحركة إلى الأبد على خط مستقيم، وسيحافظ على السرعة التي بدأ بها منذ البداية دون أي تغيير حتى نهاية الزمن. ويُعرف هذا المبدأ باسم القانون الأول للحركة.

لنطبق هذا المبدأ على المسألة المهمة المتعلقة بحركة الكواكب. خذوا، على سبيل المثال، كوكب الأرض، ولنناقش نتائج القانون الأول للحركة. نحن نعلم أن الأرض تتحرك في كل لحظة بسرعة تقارب ثمانية عشر ميلاً في الثانية، ويؤكد لنا القانون الأول للحركة أنه لو لم تتعرض الأرض لأي قوة خارجية، لكانت قد استمرت في مسار مستقيم عبر الكون إلى الأبد، ولما انحرفت عن السرعة التي تمتلكها في الوقت الحالي. لكن هل الأرض تتحرك بهذه الطريقة؟ بالطبع لا. لقد اكتشفنا بالفعل أن كوكبنا يدور حول الشمس، وقدمت قوانين كيبلر الدقيقة تفسيرًا واضحًا ودقيقًا لهذه الحركة. والنتيجة حتمية؛ فلا يمكن للأرض أن تكون خالية من القوى الخارجية. يجب أن يكون هناك تأثير قوي مستمر على كوكبنا. وهذا التأثير، مهما كان، يحرف الأرض باستمرار عن المسار المستقيم الذي تميل إلى اتباعه، ويجبرها على اتباع مسار بيضاوي بدلاً من خط مستقيم.

المشكلة الكبيرة التي يجب حلها الآن واضحة بسهولة. يجب أن يكون هناك عامل خارجي يؤثر باستمرار على الأرض. ما هو هذا العامل، ومن أين يأتي، وأي قوانين يخضع لها؟ كما أن المسألة لا تقتصر على الأرض فقط؛ فكواكب عطارد والزهرة والمريخ والمشتري وزحل تُظهر بوضوح أنها، لأنها لا تتحرك على مسارات مستقيمة، فإنها...

يجب أن تتعرض لقوة ما. فما هي هذه القوة التي توجه الكواكب في مساراتها؟ قبل عصر نيوتن، ربما كان من الممكن طرح هذا السؤال دون جدوى. لقد كانت العبقرية الرائعة لنيوتن هي التي قدمت الإجابة، وبذلك أحدث ثورة في العلم الحديث بأكمله.

يجب الحصول على البيانات اللازمة للإجابة على السؤال من خلال الملاحظة. ليس لدينا هنا أي مشكلة يمكن حلها بالتفكير الرياضي وحده. لا شك أن الرياضيات أداة مفيدة، بل ضرورية، في عملية البحث؛ لكن لا يجب أن ننسب إلى الرياضيات قدرة لا تمتلكها. في مثل هذه الحالات، كل ما يمكن للرياضيات فعله هو تفسير النتائج التي تم الحصول عليها من خلال الملاحظة. البيانات التي اعتمد عليها نيوتن كانت الظواهر الملاحظة في حركة الأرض والكواكب الأخرى. وقد تم التعبير عن هذه الحقائق بشكل موجز بمساعدة قوانين كيبلر. وبالتالي، كانت قوانين كيبلر هي التي اتخذها نيوتن أساسًا لأبحاثه، ولتفسير قوانين كيبلر استعان نيوتن بذلك الاستدلال الرياضي الشهير الذي ابتكره.

يجب إذًا التعامل مع السؤال بهذه الطريقة: بما أن الكوكب يخضع لتأثير خارجي ما، فيجب علينا تحديد طبيعة هذا التأثير، استنادًا إلى معرفتنا بأن مسار كل كوكب هو بيضاوي، وأن كل كوكب يقطع مساحات متساوية في أوقات متساوية حول الشمس. التأثير على كل كوكب هو ما يسميه عالم الرياضيات “قوة”， ويجب أن تكون للقوة اتجاه معين. أبسط تصور للقوة هو قوة الشد التي تنتقل عبر حبل، واتجاه الحبل في هذه الحالة هو اتجاه القوة. لنتخيل أن القوة المؤثرة على كل كوكب تنتقل عبر حبل غير مرئي. ستخبرنا قوانين كيبلر بشأن اتجاه هذا الحبل وشدة القوة المنتقلة عبره.

إن التحليل الرياضي لقوانين كيبلر سيتجاوز نطاق هذا الكتاب. لذلك، يجب أن نقتصر على النتائج التي تؤدي إليها، ونتجاهل تفاصيل الاستدلال. اعتمد نيوتن أولاً على القانون الذي ينص على أن الكوكب يقطع مساحات متساوية في أوقات متساوية، و...

أوضح بمنطق لا يقبل الجدل أن ذلك يحدد على الفور الاتجاه الذي تؤثر فيه القوة على الكوكب. وأوضح أن الحبل المتخيل الذي يتم من خلاله التحكم في الكوكب يجب أن يكون دائمًا موجهًا نحو الشمس. بمعنى آخر، كانت القوة المؤثرة على كل كوكب موجهة دائمًا من الكوكب نحو الشمس.

لا يزال يتعين تفسير شدة هذه القوة، وإظهار كيف تتغير شدتها عندما يكون الكوكب في نقاط مختلفة من مساره. يسمح قانون كيبلر الأول بالإجابة على هذا السؤال. إذا كان مسار الكوكب بيضاويًا، وإذا كانت القوة دائمًا موجهة نحو الشمس في أحد مراكز هذا البيضاوي، فإن التحليل الرياضي يفرض علينا القول إن شدة القوة يجب أن تتغير بشكل عكسي مع مربع المسافة بين الكوكب والشمس.

وبالتالي، يمكن تفسير حركات الكواكب، وفقًا لقوانين كيبلر، حتى في أدق تفاصيلها، إذا افترضنا أن هناك قوة جاذبية تجذب الكوكب نحو الشمس، وأن شدة هذه الجاذبية تتغير بشكل عكسي مع مربع المسافة. فهل يمكننا التردد في القول بأن مثل هذه الجاذبية موجودة فعلاً؟ لقد رأينا كيف تجذب الأرض الأجسام الساقطة؛ ورأينا كيف تمتد جاذبية الأرض إلى القمر، وتفسر دوران القمر حول الأرض. وقد علمنا الآن أن حركة الكواكب حول الشمس يمكن أيضًا تفسيرها كنتيجة لقانون الجاذبية هذا. لكن الأدلة الداعمة لقانون الجاذبية العامة، في الواقع، أقوى بكثير من أي أدلة قدمناها حتى الآن. سيكون لدينا فرصة للتوسع في هذا الموضوع لاحقًا. سنوضح ليس فقط كيف تجذب الشمس الكواكب، بل أيضًا كيف تجذب الكواكب بعضها البعض؛ وسنكتشف كيف أدت هذه الجاذبية المتبادلة بين الكواكب إلى اكتشافات مذهلة، رفعت قانون الجاذبية فوق إمكانية الشك فيه.

بافتراض وجود هذا القانون، يمكننا أن نوضح أن الكواكب يجب أن تدور حول الشمس في مسارات بيضاوية مع وجود الشمس في أحد مراكز هذه المسارات المشتركة. ويمكننا أن نوضح أنها يجب أن تغطي مساحات متساوية في أوقات متساوية. ويمكننا إثبات أن مربعات الأوقات الدورية يجب أن تكون متناسبة مع...

مكعبات المسافات المتوسطة بينها. وعلاوة على ذلك، يمكننا أن نوضح كيف يمكن تفسير الحركات الغامضة للمذنبات. وبنفس القانون العظيم، يمكننا تفسير دوران الأقمار الصناعية. كما يمكننا تفسير المد والجزر وغيرها من الظواهر في جميع أنحاء النظام الشمسي. وأخيرًا، سنوضح أنه عندما نوسع رؤيتنا خارج حدود نظامنا الشمسي إلى الأنظمة النجمية الجميلة المنتشرة في الفضاء، نجد هناك أيضًا دليلاً على القانون العظيم للجاذبية الكونية.

الفصل السادس: كوكب الرومانسية
ملخص الموضوع: هل عطارد هو أقرب كوكب إلى الشمس؟ مرور كوكب داخلي عبر الشمس… هل شوهد مرور كوكب فولكان من قبل؟ مدى قابلية رؤية الكواكب أثناء كسوف كلي للشمس… أبحاث البروفيسور واتسون في عام 1878.

بعد أن حصلنا على نظرة عامة على النظام الشمسي، وبعد أن تعرفنا من الفصل السابق على ملخص لقانون الجاذبية الكونية، نبدأ في دراسة الكواكب وأقمارها بمزيد من التفصيل. سنبدأ بالكواكب الأقرب إلى الشمس، ثم نتقدم تدريجيًا إلى الخارج، كوكبًا تلو الآخر، حتى نصل إلى حدود النظام. سيكون هناك الكثير مما يستحق اهتمامنا. كل كوكب في حد ذاته كرة، وسيتعين علينا وصف ما هو معروف عنه. أما الأقمار التي ترافق العديد من الكواكب، فهي تحتوي على العديد من نقاط الاهتمام؛ يجب أخذ ظروف اكتشافها، وأحجامها، وحركاتها، ومسافاتها في الاعتبار. كما سنجد أن حركات الكواكب توفر الكثير من المواضيع التي تستحق التفكير والدراسة. سيكون لدينا فرصة لإظهار كيف تؤثر الكواكب على بعضها البعض، وما هي النتائج الملحوظة الناتجة عن هذه التأثيرات. كما يجب علينا أحيانًا الإشارة إلى المشكلات المهمة المتعلقة بقياس الأجرام السماوية ووزنها. يجب علينا أن نوضح كيف يمكن اكتشاف أحجام وأوزان ومسافات مختلف أعضاء نظامنا الشمسي. لحسن الحظ، سيقودنا معظم مهامنا إلى مجالات مؤكدة تمامًا، حيث تم تأكيد النتائج من خلال ملاحظات متكررة. لكن، في بداية مسيرتنا، نضطر إلى التعامل مع ملاحظات غير مؤكدة تمامًا. لقد أكدت جهات موثوقة وجود كوكب أقرب بكثير إلى الشمس من الكواكب المعروفة حتى الآن. لا يزال الأمر غير محسوم، لكن هذا الكوكب لا يمكن أن…

لا يمكن العثور عليه في الوقت الحالي. ولهذا السبب أطلقنا على موضوع هذا الفصل اسم “كوكب الرومانسية”.

كان يُعتقد غالبًا أن عطارد، الذي كان يُعتبر لفترة طويلة أقرب كوكب إلى الشمس، ربما ليس في الواقع الجسم الذي يستحق هذا التمييز. يدور عطارد حول الشمس على مسافة متوسطة تبلغ حوالي 36,000,000 ميل. وقد يكون هناك كوكب أو أكثر بينه وبين الشمس؛ قد يكون هناك كوكب يدور على مسافة عشرة ملايين ميل، وآخر على مسافة خمسة عشر ميلًا، وهكذا. لكن هل كانت مثل هذه الكواكب موجودة فعلاً؟ هل كان هناك كوكب واحد على الأقل يدور داخل مدار عطارد؟ كانت هناك أسباب معينة تدعو إلى الاعتقاد بوجود مثل هذا الكوكب؛ ففي حركات عطارد كانت هناك دلائل على وجود تأثير قد يُفسر بوجود كوكب داخلي.[13] لكن كان هناك صعوبة كبيرة في رؤية هذا الجسم؛ فهو يجب أن يكون دائمًا قريبًا من الشمس، وحتى باستخدام أفضل التلسكوبات، من المستحيل عمومًا رؤية نقطة شبيهة بالنجم في تلك الموقع. كما لا يمكن رؤية مثل هذا الكوكب بعد غروب الشمس، لأنه في أفضل الظروف سيغرب تقريبًا مباشرة بعد الشمس، وستكون هناك صعوبة مماثلة تجعله غير مرئي عند شروق الشمس.

لذلك، فإن وسائلنا المعتادة لمراقبة الكواكب قد فشلت تمامًا. نحن مضطرون إلى اللجوء إلى طرق استثنائية إذا أردنا الإجابة على السؤال المهم المتعلق بوجود الكواكب داخل مدار عطارد. هناك على الأقل طريقتان للمراقبة قد تساعداننا في تحقيق هدفنا.

تظهر فرصة استخدام الطريقة الأولى عندما يأتي الكوكب المجهول مباشرة بين الأرض والشمس. في الرسم البياني (الشكل 40)، نري الشمس في المركز؛ الدائرة المنقطة الداخلية تدل على مدار الكوكب المجهول، والذي أُطلق عليه اسم “فولكان” حتى قبل أن يتم تأكيد وجوده بشكل كامل. أما الدائرة الخارجية فهي تدل على مدار الأرض. وبما أن فولكان يدور بسرعة أكبر من الأرض، فإنه سيحدث كثيرًا أن يتجاوز الكوكب الأرض، بحيث تكون المواقع الثلاثة كما هو موضح في الرسم.

رسم تخطيطي. لكن لا يترتب على ذلك بالضرورة أن كوكب فولكان يقع بالضبط بين الأرض والنجم. قد يكون مسار الكوكب مائلاً، بحيث يبدو من الأرض وكأن فولكان يقع فوق الشمس أو تحتها، حسب الظروف.

لكن إذا كان كوكب فولكان موجودًا بالفعل، فيمكننا أن نتوقع أن يكون الكواكب الثلاثة في خط مستقيم أحيانًا، وهو ما سيوفر الفرصة المناسبة لاكتشاف الكوكب باستخدام التلسكوب. ينبغي أن نتوقع في مثل هذه الحالات رؤية الكوكب على شكل بقعة داكنة تتحرك ببطء عبر سطح الشمس. أما الكوكبان الآخران اللذان يقعان داخل مدار الأرض، وهما عطارد والزهرة، فيُرى أحيانًا وهما يمران عبر الشمس؛ ولا شك أنه إذا كان كوكب فولكان موجودًا، فإن مروره عبر الشمس يجب أن يكون أكثر تكرارًا من مرور عطارد، وأكثر بكثير من مرور الزهرة. من ناحية أخرى، من المعقول التوقع بأن فولكان كوكب صغير، وبما أنه سيكون أبعد بكثير عنا مقارنة بعطارد وقت مروره، فلا يمكننا أن نتوقع أن يكون مرور هذا الكوكب مشهدًا يمكن مقارنته بمرور أي من الكوكبين الآخرين.

يطرح السؤال حول ما إذا كانت الأبحاث التلسكوبية قد كشفت عن أي شيء يمكن اعتباره مرورًا لكوكب فولكان عبر الشمس. في هذا الصدد، لا يمكن الجزم بأي شيء. فقد زعم المراقبون في أكثر من مناسبة أنهم رأوا بقعة تتحرك عبر الشمس، واستنتجوا من شكلها ومظهرها العام أنها كوكب داخل مدار عطارد. لكن الفحص الدقيق للظروف التي تم فيها إجراء مثل هذه الملاحظات لم يزد من ثقتنا في هذا الافتراض. عادةً ما يتم إجراء مثل هذه الاكتشافات من قبل أشخاص غير ملمين جيدًا بالملاحظات التلسكوبية. من الواضح أنه رغم الفحص الدقيق الذي خضعت له الشمس خلال القرن الماضي على يد علماء فلك كرسوا أنفسهم لهذا المجال من البحث، لم يعلن أي عالم فلك ذو خبرة حقيقية عن اكتشاف تلسكوبي لكوكب فولكان عبر الشمس. آخر إعلان عن كوكب مر عبر الشمس يعود إلى عام 1876، وقد أعلن عنه هاوٍ ألماني، لكن ما...

كان يُعتقد أنه كوكب، لكن تبين على الفور أنه بقعة شمسية صغيرة، تم تصويرها في غرينتش خلال الأعمال الروتينية اليومية، وتم رصدها أيضًا في مدريد. من خلال فحص الموضوع بأكمله، نميل إلى الاعتقاد بأنه لا توجد حاليًا أي أدلة تلسكوبية موثوقة على مرور كوكب داخل كوكب عطارد فوق سطح النجم المركزي.

الشكل 40: مرور كوكب الرومانسية.
لكن هناك طريقة أخرى يمكننا من خلالها أن نأمل بشكل معقول في اكتشاف كواكب جديدة في محيط الشمس. لكن هذه الطريقة نادرًا ما تكون متاحة، فهي ممكنة فقط عندما تحدث كسوف كامل للشمس.

عندما تقع القمر مباشرة بين الأرض والشمس، يتحول ضوء النهار مؤقتًا إلى ظلام الليل. إذا

يكون السماء خالية من السحب، فيظهر النجوم ويمكن رؤيتها حول الشمس المغطاة. حتى لو كان كوكب قريبًا جدًا من النجم الساطع، فإنه سيكون مرئيًا في مثل هذه الحالة إذا كان بريقه مماثلاً لبريق عطارد. يلزم التحضير الدقيق عند الرغبة في إجراء مثل هذه المحاولات. الخطر الذي يجب تجنبه بشكل خاص هو الخلط بين الكوكب والنجوم العادية، التي من المحتمل أن يشبهها. الفلكي الأمريكي البارز في وقت لاحق، البروفيسور واتسون، استعد بشكل خاص لتكريس نفسه لهذا البحث خلال الكسوف الكلي الملحوظ في عام 1878. عندما حدث الكسوف، اختفى ضوء الشمس وظهرت النجوم. ومن بينها رأى البروفيسور واتسون جسمًا بدا له أنه الكوكب الموجود داخل مدار عطارد الذي طال البحث عنه. يجب أن نضيف أن هذا المراقب المتحمس رأى جسمًا آخر اعتقد في البداية أنه النجم المعروف باسم “زيتا” في كوكبة السرطان. وعندما اكتشف لاحقًا أن موقع هذا الجسم لم يتطابق تمامًا مع الموقع المعروف لهذا النجم كما كان يتوقع، توصل إلى استنتاج مفاده أنه لا يمكن أن يكون “زيتا” بل يجب أن يكون كوكبًا آخر غير معروف. لكن المواقع النسبية للجسمين اللذين اعتقد أنهما كوكبان تتطابق، مع الأخذ في الاعتبار صعوبات الرصد، بشكل كافٍ مع المواقع النسبية لنجمي “ثيتا” و“زيتا” في كوكبة السرطان، ومن الصعب الآن الشك في أن واتسون رأى في الواقع هذين النجمين فقط. لكنه أصر على أنه لاحظ “ثيتا” في كوكبة السرطان بالإضافة إلى الكوكبين، لكنه لم يسجل موقعها. ومع ذلك، هناك نجم ثالث معروف باسم “20 في كوكبة السرطان”، قريب من نفس المكان، ومن المحتمل أن واتسون أخطأ في اعتباره “ثيتا”. من الضروري تسجيل أن كوكب “فولكان” لم يتم رصده، رغم البحث عنه بشكل خاص، خلال الكسوفات التي حدثت منذ عام 1878، ولذلك فإن الاعتقاد السائد بين علماء الفلك هو أنه لم يتم اكتشاف أي كوكب حتى الآن داخل مدار عطارد.

الفصل السابع: عطارد
الاكتشافات الفلكية القديمة – كيف تم اكتشاف عطارد لأول مرة – صعوبة رؤيته –
كان عطارد معروفًا منذ أقدم العصور – المهارات اللازمة لاكتشافه – التمييز بين عطارد والنجوم – عطارد في الشرق والغرب – التنبؤ بحركته – كيفية مراقبة عطارد – مظهره تحت المنظار – صعوبة مراقبة حركته – مدار عطارد – سرعة الكوكب – هل يمكن أن توجد حياة على هذا الكوكب؟ – التغيرات في درجة حرارته – مرور عطارد أمام الشمس – ملاحظات جاسندي – دوران عطارد – وزن عطارد.

إن سجل الاكتشافات الفلكية طويل ومجيد. لقد توالت اكتشافات العصر الحديث بسرعة كبيرة، لدرجة أنها أذهلت خيالنا ببريقها، مما جعلنا أحيانًا نعتقد أن الاكتشافات الفلكية منتج حديث بحت. لكن لا يمكن أن يكون هناك فكر أخطأ أكثر من ذلك. بينما نقدّر إلى أقصى حد إنجازات العصر الحديث، فلنسعَ جاهدين لإعطاء الحق لعلماء الفلك في العصور القديمة.

وعندما نتحدث عن علماء الفلك في العصور القديمة، فلنفهم بوضوح ما المقصود. إن العلم يتطور بسرعة كبيرة اليوم، بحيث يشهد كل قرن تقدمًا مذهلاً؛ كل جيل، وكل عقد، وكل سنة، لها مكافآتها الخاصة لأولئك العلماء المجتهدين الذين يراقبون السماوات بعناية فائقة. لكن يجب علينا أن ننظر إلى فترة بعيدة في الماضي إذا أردنا أن نرى الاكتشاف المذهل لعطارد. مقارنة به، يمكن اعتبار اكتشافات نيوتن إنجازات حديثة للغاية؛ حتى إعلان نظام كوبرنيكوس للسماوات يُعد حدثًا حديثًا مقارنة باكتشاف هذا الكوكب الذي سنتحدث عنه الآن.

من الذي قام بهذا الاكتشاف العظيم؟ دعونا نرى إذا كان يمكن الإجابة على هذا السؤال من خلال فحص السجلات الفلكية. في نهاية حياته المذكورة، سُمع كوبرنيكوس يعبر عن أسفه الشديد لأنه…

لم يحظَ قط بفرصة رؤية كوكب عطارد. لقد توق إلى رؤية هذا الجسم بشكل خاص، فحركاته كانت توضح بشكل واضح نظرية حركات الأجرام السماوية التي كان من شرفه الخالد أن يؤسسها، لكنه لم ينجح أبدًا في ذلك. لا يمكن رؤية عطارد بسهولة مثل بعض الكواكب الأخرى، ومن المحتمل جدًا أن تكون الأبخرة الناتجة عن البحيرة الضخمة عند مصب نهر فيستولا قد حجبت الأفق في فروينبورغ، حيث كان يعيش كوبرنيكوس، وبالتالي كانت فرصه في رؤية عطارد أقل بكثير مما هي عليه في أماكن أخرى.

كان وجود عطارد بالتأكيد حقيقة معروفة تمامًا في زمن كوبرنيكوس، ولذلك يجب أن نبحث عن تاريخ اكتشافه في عصر سابق. في الكتابات الفلكية القليلة في العصور الوسطى، نجد إشارات عرضية إلى وجود هذا الجسم. يمكننا تتبع ملاحظات عطارد عبر قرون بعيدة حتى بداية عصرنا. ولا تنقصنا السجلات من تواريخ أقدم، حتى نصل أخيرًا إلى ملاحظة تعود إلى أكثر من 2000 عام، أُجريت في عام 265 قبل الميلاد. لكن لا يُفترض أن هذه الملاحظة تسجل اكتشاف الكوكب. وقبل ذلك، نجد رئيس علماء الفلك في نينوى يشير إلى عطارد في تقرير قدمه إلى أشوربانيبال، ملك آشور. لا يبدو من المرجح على الإطلاق أن يكون الاكتشاف حديثًا في ذلك الوقت. ربما تم اكتشاف الكوكب بشكل مستقل في مكانين أو أكثر، لكن جميع السجلات المتعلقة بهذه الاكتشافات غائبة تمامًا؛ ونحن لا نعرف أسماء المكتشفين، ولا الأمم التي ينتمون إليها، ولا العصور التي عاشوا فيها.

على الرغم من أن هذا الاكتشاف يعود إلى زمن بعيد جدًا، وعلى الرغم من أنه تم قبل تكوّن فهم صحيح للنظام الحقيقي للكون، وبالطبع قبل اختراع التلسكوب بفترة طويلة، إلا أنه لا يجب الافتراض بأن اكتشاف عطارد كان أمرًا بسيطًا أو واضحًا. سيتضح ذلك عندما نحاول تخيل الطريقة التي ربما تم بها الاكتشاف.

لقد تعلم أحد علماء الفلك القدامى، الذين كانوا على دراية تامة بالسماوات منذ زمن بعيد، كيفية التعرف على النجوم والكوكبات المختلفة. لقد أدركت التجارب لديه ثبات هذه الأجرام؛ فقد رأى أن نجم الشعرى اليمانى يظهر دائمًا في نفس مواسم السنة، كما لاحظ موقعه بالنسبة لكوكبة أوريون والكوكبات المجاورة الأخرى. وبنفس الطريقة، كان كل نجم ساطع آخر بالنسبة له جرمًا مألوفًا يظهر دائمًا في منطقة معينة من السماء. لقد رأى كيف تشرق النجوم وتغرب، بحيث رغم أن كل نجم يبدو وكأنه يتحرك، إلا أن المواقع النسبية للنجوم لا يمكن أن تتغير. لا شك أن هذا العالم الفلكي القديم كان على علم بكوكب الزهرة؛ فقد كان يعرف “نجم المساء” و“نجم الصباح”، وربما استنتج أن كوكب الزهرة جرم يتأرجح من جانب الشمس إلى الجانب الآخر.

يمكننا بسهولة تخيل كيف تم اكتشاف كوكب عطارد في السماوات الصافية فوق صحراء شرقية. يغرب الشمس، وينتهي الضوء الخافت للغسق تقريبًا، حينها يُرى نجم ساطع بالقرب من ذلك الجزء من الأفق الذي لا يزال ضوء الشمس المغيبة يضيء السماء فيه. يعلم العالم الفلكي القديم أنه لا يوجد نجم ساطع في هذا المكان من السماء. إذا لم يكن الجرم الذي يلاحظه نجمًا، فماذا يمكن أن يكون؟ ورغبةً منه في دراسة هذا السؤال، يراقب السماء في الليلة التالية، وهناك أيضًا، أعلى الأفق، وببريق أكبر، يُرى نفس الجرم الذي رآه في الليلة السابقة. مع كل ليلة تلو الأخرى، يزداد بريق هذا الجرم أكثر فأكثر، حتى يصبح في النهاية جوهرة لامعة. ربما يرتفع أكثر فأكثر؛ وربما يزداد بريقه حتى يصل إلى بريق كوكب الزهرة نفسه. كانت هذه التخمينات التي ليست بغير المعقولة من قبل أولئك الذين راقبوا هذا الجرم لأول مرة؛ لكنها لم تتحقق. بعد بضع ليالٍ من البريق الاستثنائي، يقل بريق هذا الجرم الغامض. يقترب الكوكب مرة أخرى من الأفق مع غروب الشمس، حتى يغرب في النهاية بعد الشمس مباشرة لدرجة أنه يصبح غير مرئي. هل فُقد إلى الأبد؟ قد تمر سنوات قبل أن تتاح فرصة أخرى لمراقبة هذا الجرم بعد غروب الشمس؛ لكن حينها سيُرى مرة أخرى وهو يمر بنفس سلسلة التغيرات، ولكن...

ربما، في ظروف مختلفة تمامًا. فأقصى ارتفاع فوق الأفق وأقصى درجة من السطوع يتغيران بشكل كبير.

لا بد أنه تم إجراء ملاحظات طويلة ودقيقة قبل أن يتمكن عالم الفلك البدائي من التأكد من أن كل هذه المظاهر يمكن أن تُعزى إلى جسم واحد. في الصحاري الشرقية، كانت ظاهرة شروق الشمس مألوفة تقريبًا مثل ظاهرة غروبها، وفي السماوات الصافية، في المكان الذي تبدأ فيه أشعة الشمس بالظهور فوق الأفق، كان من الممكن أحيانًا رؤية نقطة ساطعة تشبه النجم. كل يوم، كان هذا الجسم يرتفع أكثر فأكثر فوق الأفق قبل لحظة شروق الشمس، وكان بريقه يزداد مع البُعد؛ ثم يعود مرة أخرى نحو الشمس ويختفي لعدة أشهر. هذه كانت البيانات التي وصلت إلى عقل عالم الفلك البدائي. كان يُرى جسم بعد غروب الشمس، وجسم آخر قبل شروقها. بالنسبة لنا، قد يبدو أن الاستنتاج الواضح من الحقائق الملاحظة هو أن الجسمين متطابقان. الاستنتاج صحيح، لكنه ليس واضحًا بأي حال من الأحوال. لقد أثبتت الملاحظات الطويلة والصبورة القاعدة الملفتة للنظر وهي أن أحد هذين الجسمين لم يُرَ أبدًا حتى يختفي الآخر. ومن ثم استُنتج أن الظواهر، سواء في شروق الشمس أو غروبها، كانت ناتجة عن نفس الجسم الذي كان يتأرجح ذهابًا وإيابًا حول الشمس.

يمكننا بسهولة أن نتخيل أن إعلان تطابق هذين الجسمين كان شيئًا يجب اختباره بعناية قبل أن يتم قبوله. كيف يمكن تطبيق الاختبارات في مثل هذه الحالة؟ لا شك تقريبًا في أن أكمل وأقوى دليل على الحقيقة العلمية يكمن في تحقق التنبؤات. عندما تم مراقبة كوكب عطارد لسنوات، لوحظت وجود انتظام معين في تكرار ظهوره. بمجرد تأكيد هذا الانتظام بشكل كامل، أصبح التنبؤ ممكنًا. أصبح من الممكن التنبؤ بدقة بالوقت الذي سيُرى فيه عطارد بعد غروب الشمس، والوقت الذي سيُرى فيه قبل شروقها! عندما تبين أن هذه التنبؤات تتحقق بدقة – أي أن الكوكب كان يُرى دائمًا عند البحث عنه وفقًا للتنبؤات – أصبح من المستحيل رفض القبول بهذه الفرضية.

الأساس الذي استندت إليه هذه التنبؤات. كانت الفرضية الكامنة وراء ذلك هي افتراض أن جميع المظاهر المختلفة ناتجة عن تذبذب جسم واحد، ولذلك فإن اكتشاف عطارد قد تم على أساس متين مثل اكتشاف كوكب المشتري أو الزهرة.

في خطوط عرض جزر بريطانيا، من الممكن عمومًا رؤية عطارد في وقت ما خلال السنة. ليس من الممكن وضع قاعدة عامة ضمن حدود معقولة لتحديد التواريخ التي يجب فيها البحث عنه؛ لكن الشخص الذي يصر على رؤية الكوكب سينجح عادةً مع قليل من الصبر. يجب عليه أولاً الرجوع إلى التقويم الفلكي الذي يُظهر مواقع الكواكب، واختيار وقت يُذكر فيه أن عطارد نجم مسائي أو صباحي. يكون مثل هذا الوقت في أشهر الربيع مناسبًا بشكل خاص، لأن ارتفاع عطارد فوق الأفق عادةً ما يكون أكبر منه في الفصول الأخرى؛ وفي الغسق المسائي، بعد حوالي ثلاثة أرباع ساعة من غروب الشمس، سيكون من الممكن رؤية هذا الجسم الجميل وإن كان خجولًا، مما سيكافئ انتباه المراقب.

أما أولئك الفلكيون الذين يمتلكون تلسكوبات مدارية، فلا حاجة لهم إلى مثل هذه التعليمات. للاستمتاع برؤية عطارد عبر التلسكوب، نلجأ أولاً إلى التقويم البحري لمعرفة موقع الكوكب. إذا كان فوق الأفق، فيمكننا على الفور توجيه التلسكوب نحوه، وحتى في ضوء النهار الساطع، غالبًا ما يمكن رؤية الكوكب. لكن المظهر الذي يظهره عطارد عبر التلسكوب مخيب للآمال. على الرغم من أن حجمه أكبر بكثير من حجم القمر، إلا أنه بعيد جدًا لدرجة أنه يبدو تافهًا. لكن هناك سمة واحدة في رؤية هذا الكوكب قد تلفت الانتباه فورًا؛ فعطارد لا يُلاحظ عادةً على أنه جسم دائري، بل على شكل هلال تقريبًا، مثل قمر صغير. كما أن أطوار الكوكب تُفسر وفقًا لنفس المبادئ التي تُفسر بها أطوار القمر. عطارد كرة مكونة، مثل كوكب الأرض، من مواد لا تحتوي في ذاتها على مصدر للإضاءة. يجب أن يكون نصف كرة الكوكب مواجهًا للشمس دائمًا، وبالتالي يضيء هذا الجانب بشكل ساطع بأشعة الشمس. عندما ننظر إلى عطارد، لا نرى شيئًا من الجانب غير المضاء، ويعود الشكل الهلالي إلى الرؤية المختصرة التي نحصل عليها له.

الجزء المضيء. الكوكب صغير للغاية، لدرجة أنه في ضوء الرؤية بالعين المجردة لا يمكن تحديد شكل الجسم المضيء. في الواقع، حتى في هلال كوكب الزهرة الأكبر بكثير، يجب استخدام التلسكوب لرؤية شكله المميز. أما بالنسبة لكوكب عطارد، فإنه على شكل هلال ويمر بمراحل مختلفة تتوافق مع التغيرات في موقعه النسبي تجاه الأرض والشمس، لكننا لا نستطيع رؤية الكثير من سطح الكوكب. إنه صغير جدًا وساطع للغاية، مما يجعل من المستحيل تحديد تفاصيل سطحه بسهولة. لا شك أنه قد تم بذل محاولات وتم تسجيل ملاحظات حول بعض العلامات الخافتة وغير الواضحة على سطح الكوكب، لكن يجب التعامل مع مثل هذه الادعاءات بحذر شديد.

الشكل 41: حركة عطارد، ويُظهر التغيرات في المراحل والحجم الظاهري.

الحقائق التي تم تأكيدها بشكل كامل بخصوص عطارد هي في الأساس بيانات رقمية تتعلق بمساره حول الشمس. الوقت الذي يستغرقه الكوكب لإكمال دورة واحدة حول الشمس هو حوالي 88 يومًا. المسافة المتوسطة عن الشمس تبلغ حوالي 36,000,000 ميل، والسرعة المتوسطة لحركة الكوكب تزيد عن 29 ميلاً في الثانية. لقد أشرنا بالفعل إلى أكثر الخصائص تميزًا وإثارة لمدار عطارد؛ فهذا المدار يختلف عن مسارات جميع الكواكب الكبيرة الأخرى بسبب كونه أكبر بكثير.

الابتعاد عن الشكل الدائري. في معظم الحالات، تكون مدارات الكواكب بيضاوية إلى حد كبير لدرجة أن رسمًا دقيقًا للمدار وفقًا للمقياس لن يُلاحظ أنه يختلف عن الدائرة، ما لم يتم إجراء قياسات دقيقة. أما في حالة عطارد، فالأمور مختلفة؛ فالشكل البيضاوي لمساره واضح تمامًا حتى للمراقب العادي. المسافة من الشمس إلى الكوكب تتغير ضمن نطاقات كبيرة جدًا؛ أقل قيمة يمكن أن تصل إليها هي حوالي 30,000,000 ميل، وأعلى قيمة هي حوالي 43,000,000 ميل. ووفقًا للقانون الثاني لكيبلر، يجب أن تتغير سرعة الكوكب بشكل متناسب؛ فعليه أن يتحرك بسرعة كبيرة حول الجزء القريب من الشمس، وببطء أكبر حول الأجزاء البعيدة من مساره. أقصى سرعة هي حوالي خمسة وثلاثين ميلاً في الثانية، وأقل سرعة هي ثلاثة وعشرون ميلاً في الثانية.

لكي نفهم حركات عطارد بشكل صحيح، يجب ألا نفصل السرعة عن الأبعاد الحقيقية للجسم الذي تتم به هذه الحركة. بلا شك، فإن سرعة تبلغ تسعة وعشرين ميلاً في الثانية تعتبر هائلة مقارنة بالسرعات التي نعتاد عليها في الحياة اليومية؛ فسرعة الكوكب أكبر بمئة مرة على الأقل من سرعة رصاصة البندقية. لكن عندما نقارن أحجام الأجسام...

مع سرعاتها، تبدو سرعة كوكب عطارد أقل بكثير مقارنةً بسرعة الرصاصة. فرصاصة البندقية تقطع مسافة تعادل قطرها آلاف المرات في الثانية الواحدة. لكن رغم أن عطارد يتحرك بسرعة أكبر بكثير، إلا أن أبعاد الكوكب هائلة لدرجة أنه يحتاج إلى فترة تصل إلى دقيقتين ليقطع مسافة تعادل قطره. وعند النظر إلى الكوكب ككل، فإن سرعة حركته تمثل تقدمًا هادئًا ومهيبًا يتناسب مع أبعاده.

وبما أننا لا نستطيع معرفة الكثير، أو ربما لا نستطيع معرفة شيء عن السطح الحقيقي لعطارد، فمن المستحيل تمامًا أن نقول ما إذا كان بالإمكان وجود الحياة على سطح ذلك الكوكب. لكن يمكننا أن نستنتج بشكل معقول أنه لا يمكن وجود حياة على عطارد بأي شكل يشبه الحياة التي نعرفها على الأرض. فحرارة الشمس وضوئها تضرب عطارد بشدة أكبر بكثير من تلك التي نختبرها نحن. وعندما يكون الكوكب على أقصى مسافة له من الشمس، فإن شدة الإشعاع الشمسي تكون أكثر من أربع مرات الحرارة القصوى التي تصل إلى الأرض. أما عندما يقترب عطارد، خلال تغيرات مسافته الملحوظة، من أدفأ جزء في مداره، فإنه يتعرض لحرارة شديدة جدًا. وعندها يجب أن تكون شدة حرارة الشمس لا تقل عن تسع مرات الإشعاع الأقصى الذي نتعرض له نحن.

تحدث هذه التغيرات المناخية الهائلة بسرعة أكبر بكثير من تغيرات فصولنا على الأرض. فعلى عطارد، الفترة الزمنية بين منتصف الصيف ومنتصف الشتاء لا تتجاوز 44 يومًا، بينما السنة بأكملها لا تتجاوز 88 يومًا. ويجب أن تؤثر هذه التغيرات السريعة في حرارة الشمس بشكل كبير على قابلية عطارد للسكن. ويشير السيد ليدجر في كتابه المثير للاهتمام[14] إلى أنه إذا كان هناك سكان على عطارد، فإن مفاهيم “الحضيض” و“الأوج”، التي غالبًا ما تُعتبر مفاهيمًا معقدة أو غامضة، يجب أن تكون مألوفة لدى الجميع على سطح ذلك الكوكب. فهذه المفاهيم تعني “القرب من الشمس” و“البعد عن الشمس”؛ لكننا لا نربط هذه التعبيرات بأي ظواهر واضحة، لأن التغيرات في مسافة الأرض عن الشمس ضئيلة جدًا. أما على عطارد،

حيث يرتفع الشمس خلال ستة أسابيع إلى أكثر من ضعف حجمها الظاهري، وتصدر أكثر من ضعف كمية الضوء والحرارة، فإن التغيرات مثل تلك التي يشير إليها الانقراض والابتعاد تعبر بوضوح عن أفكار مرتبطة ارتباطًا وثيقًا بالنظام الكلي للكوكب.

ومع ذلك، من التهور استخلاص أي استنتاجات بشأن المناخ بناءً فقط على قرب الشمس أو بُعدها. فالمناخ يعتمد على عوامل أخرى غير مسافة الشمس. فالغلاف الجوي المحيط بالأرض له تأثير كبير على درجات الحرارة، وإذا كان لكوكب عطارد غلاف جوي – كما يُفترض غالبًا – فقد يتغير مناخه إلى أي حد ضروري. لكن يبدو من الصعب جدًا افتراض أن أي غلاف جوي يمكن أن يوفر حماية كافية لسكانه من التقلبات العنيفة والسريعة في الإشعاع الشمسي. كل ما يمكننا قوله هو أن مسألة الحياة على عطارد تنتمي إلى فئة الألغاز غير المحلولة، وربما التي لا يمكن حلها.

في عام 1629، أعلن كيبلر عن أحداث فلكية وشيكة. كان قد درس بعمق حركات الكواكب؛ ومن خلال دراسته للماضي تجرأ على التنبؤ بالمستقبل. أعلن كيبلر أنه في عام 1631 سيمر كل من كوكبي الزهرة وعطارد عبر الشمس، وحدد تواريخ ذلك بتاريخ 7 نوفمبر لعطارد، و6 ديسمبر للزهرة. كان ذلك في ذلك الوقت تنبؤًا مذهلاً للغاية. لقد اعتدنا إلى حد كبير الرجوع إلى التقويمات لمعرفة جميع الظواهر الفلكية المتوقعة خلال العام، لدرجة أننا ننسى كيف كان ذلك مستحيلًا في العصور القديمة. لم يتحقق الكمال في علم الفلك إلا تدريجيًا، مما مكّننا من التنبؤ بدقة بحدوث الظواهر الأكثر دقة. وقد اعتُبر تنبؤ كيبلر بهذه العبورات قبل سنوات من حدوثها إنجازًا مذهلاً في ذلك الوقت.

وقد استعد العالم البارز جاسيندي لتطبيق اختبار الملاحظة الفعلية على تنبؤات كيبلر. يمكننا الآن تحديد وقت العبور بدقة ضمن دقائق قليلة، لكن في تلك المحاولات الأولى كان الأمر مختلفًا.

لم يكن من الممكن تحقيق الدقة الكاملة. اعتبر جاسندي أنه من الضروري بدء مراقبة عبور كوكب عطارد قبل الموعد الذي حدده كيبلر بيومين كاملين، وقد وضع خطة مبتكرة لإجراء ملاحظاته. دخل ضوء الشمس إلى غرفة مظلمة عبر فتحة في الستارة، وتشكلت صورة للشمس على شاشة بيضاء بواسطة عدسة. إنها بالفعل طريقة رائعة وممتعة لدراسة سطح الشمس، وحتى في الوقت الحاضر، مع أفضل التلسكوبات لدينا، فإن أحد طرق رصد نجمنا الساطع يعتمد على نفس المبدأ.

بدأ جاسندي مراقبته في الخامس من نوفمبر، ودرس صورة الشمس بعناية في كل فرصة متاحة. لكن عبور كوكب عطارد لم يبدأ إلا بعد خمس ساعات من الموعد الذي حدده كيبلر. كانت استعدادات جاسندي قد تمت باستخدام كل الموارد التي كان بإمكانه الحصول عليها، لكن هذه الموارد تبدو غير كافية مقارنة بالأجهزة الموجودة في مراصدنا الحديثة. كان متحمسًا لتسجيل الوقت الذي يظهر فيه الكوكب، ولهذا الغرض وضع مساعدًا في الغرفة الموجودة أسفله، ليراقب ارتفاع الشمس في اللحظة التي يحددها جاسندي. كان من المفترض أن يتم إرسال الإشارة إلى المساعد عبر جهاز بدائي للغاية؛ حيث كان على جاسندي أن يطرق الأرض عندما يحين الوقت المناسب. على الرغم من التأخير الطويل الذي أنهك صبر المساعد، تم الحصول على بعض الملاحظات القيمة، وبذلك تم رصد أول مرة يعبر فيها كوكب عبر الشمس.

عبورات كوكب عطارد ليست ظواهر نادرة (حدثت ثلاثة عشر عبورًا خلال القرن التاسع عشر)، وتكتسب أهميتها بشكل أساسي بفضل الدقة التي تضفيها ملاحظتها على حساباتنا المتعلقة بحركة الكوكب. كان هناك أمل دائم في أن توفر فرص العبور معلومات حول الخصائص الفيزيائية لكوكب عطارد، لكن هذه الآمال لم تتحقق.

الملاحظات الطيفية لكوكب عطارد قليلة جدًا. ويبدو أنها تشير إلى أن بخار الماء يُعد مكونًا محتملًا في جو عطارد، كما هو الحال في جو كوكبنا.

أعلن عالم فلك إيطالي بارز، وهو البروفيسور شياباريلي، منذ سنوات عن اكتشاف مهم يتعلق بدوران كوكب عطارد. فقد اكتشف أن الكوكب يدور حول محوره في نفس الفترة التي يدور فيها حول الشمس. والنتيجة العملية لتطابق هاتين الفترتين هي أن عطارد يوجه دائمًا نفس الوجه نحو الشمس. لو كان كوكب الأرض يدور بهذه الطريقة أيضًا، لكان النصف الكروي المواجه للشمس يعيش في نهار دائم، بينما يظل النصف الآخر في ظلام دائم. ووفقًا لهذا الاكتشاف، فإن عطارد يدور حول الشمس بنفس الطريقة التي يدور بها القمر حول الأرض. وبما أن السرعة التي يتحرك بها عطارد حول الشمس متغيرة للغاية بسبب الشكل البيضاوي الشديد لمداره، بينما يدور حول محوره بسرعة ثابتة، فإنه يترتب على ذلك أن أكثر من نصف الكرة السطحية (حوالي خمسة أثماني السطح) يتعرض لضوء الشمس إلى حد ما خلال سنة عطارد.

تم تأكيد هذا الاكتشاف المهم لشياباريلي مؤخرًا من قبل عالم فلك أمريكي، وهو السيد لويل من ولاية أريزونا في الولايات المتحدة، الذي راقب الكوكب في ظروف مواتية للغاية باستخدام تلسكوب بفتحة 24 بوصة. وقد لاحظ على سطح عطارد بعض الخطوط الضيقة الداكنة، والتغير البطي؜ جدًا في مواقعها يشير إلى أن فترة دوران الكوكب حول محوره تتطابق تمامًا مع فترة دورانه حول الشمس. كما أظهر نفس العالم أن محور دوران عطارد عمودي على مستوى مداره. لم يلاحظ السيد لويل أي علامات للسحب أو الغيوم، بل ولا أي دليل على وجود غلاف جوي؛ فسطح عطارد عديم اللون، “جغرافيا بالأبيض والأسود”.

يمكننا القول إن هناك احتمالية كبيرة، استنادًا إلى مبادئ مسبقة، تدعم صحة اكتشاف شياباريلي. وبما أن عطارد من الكواكب التي لا تمتلك قمرًا، فإنه سيتأثر بالشمس وحدها فيما يتعلق بالظواهر المد والجزر.

ونظرًا أيضًا لقرب كوكب عطارد من الشمس، فإن المد والجزر الشمسيين على ذلك الكوكب يتمتعان بقوة خاصة. وبما أن ميل المد والجزر يجعل عطارد يواجه الشمس دائمًا بنفس الوجه، فلا حاجة إلى تردد في قبول الادعاء بأن المد والجزر قد أحدثا بالفعل النتائج التي نعلم أنهما قادران على تحقيقها.

هنا نودع كوكب عطارد؛ كوكبًا مثيرًا للاهتمام وجميلًا، يثير فضولنا الفكري، وفي الوقت نفسه يفلت من محاولاتنا للتعرف عليه عن قرب. لكن هناك نقطة من المعرفة الممكنة يجب أن نذكرها في الختام. إن وزن عطارد في الميزان السماوي وتحديد كتلته مقارنة بالكواكب الأخرى في نظامنا مهمة صعبة، لكنها ليست مستحيلة على الإطلاق. إنها عملية دقيقة، لكنها تقودنا عبر بعض من أكثر المسارات إثارة للاهتمام في الاكتشافات الفلكية. وزن الكوكب، كما حدده فون أستن مؤخرًا، يبلغ حوالي ربع واحد وعشرين من وزن الأرض، لكن النتيجة أقل يقينًا من تقديرات كتلة أي من الكواكب الأكبر حجمًا الأخرى.

الفصل الثامن: كوكب الزهرة
الاهتمام المرتبط بهذا الكوكب – غير المتوقع من مظهره – نجم المساء – إمكانية رؤيته في ضوء النهار – إضاءته فقط بواسطة الشمس – أطوار كوكب الزهرة – سبب عدم قدرة العين المجردة على رؤية هلال الزهرة – التغيرات في الحجم الظاهري للكوكب – دوران كوكب الزهرة – تشابه كوكب الزهرة مع الأرض – عبور كوكب الزهرة – سبب أهميته الخاصة – مقياس النظام الشمسي – مدارات الأرض وكوكب الزهرة ليست في نفس المستوى – تكرار العبورات على شكل أزواج – مظهر كوكب الزهرة أثناء العبور – عبورات سنتي 1874 و1882 – العبورات المبكرة في سنتي 1631 و1639 – ملاحظات هوروكس وكرابتري – إعلان هالي – كيف يختلف مسار الكوكب من مكان لآخر – رسوم توضيحية للبارالاكس – الرحلة إلى أوتاهيتي – نتائج إنكه – القيمة المحتملة لمسافة الشمس – الملاحظات في دونسينك خلال آخر عبور لكوكب الزهرة – مسألة وجود غلاف جوي حول كوكب الزهرة – تحديدات أخرى لمسافة الشمس – إحصائيات حول كوكب الزهرة.

ربما كان من المناسب، لسبب ما، أن نبدأ مراجعتنا للنظام الكوكبي بوصف كوكب الزهرة. فهذا الكوكب ليس مميزًا بشكل خاص من حيث حجمه، إذ هناك كواكب أخرى أكبر منه بمئات المرات. مدار كوكب الزهرة أكبر بلا شك من مدار عطارد، لكنه أصغر بكثير من مدارات الكواكب الخارجية. كما أن كوكب الزهرة لا يمتلك تلك المجموعة الرائعة من الكواكب الصغيرة التي تمنح الكواكب الضخمة في نظامنا هذا الهيبة والأهمية. ومع ذلك، يظل حقيقة أن كوكب الزهرة لا يضاهى بين الكواكب. نحن لا نتحدث هنا عن الأجرام السماوية التي يمكن رؤيتها فقط باستخدام التلسكوب؛ بل نشير إلى الملاحظات العادية التي ساعدت في اكتشاف كوكب الزهرة قبل اختراع التلسكوبات بفترة طويلة.

من منا لم يسره رؤية هذا الجسم الرائع؟ لا يمكن رؤيته في كل الأوقات؛ فلعدة أشهر، يظل نجم المساء مخفيًا عن أنظار البشر. وتزداد جمالياته بفضل التقلبات وعدم اليقين الذي يصاحب ظهوره. نحن لا نقول إن هناك أي تقلبات في حركات كوكب الزهرة، كما يعرف من يستعينون بالتقويمات بدقة. فحركات هذا الكوكب الجميل موضحة هناك.

تم وصفه بتفاصيل عادية لا تتناسب إطلاقًا مع الصفات التي يُنسبها الناس عادةً إلى إلهة الحب. لكن بالنسبة لأولئك الذين لا يهتمون كثيرًا بالنجوم، فإن غرابة ظهورها هي أحد أكبر سحرها. لم يتم ملاحظة كوكب الزهرة أو التفكير فيه لعدة أشهر. إنه مساء صافٍ جميل؛ لقد غربت الشمس للتو. يلتفت عاشق الطبيعة ليستمتع بغروب الشمس، كما يفعل كل عاشق للطبيعة. في البريق الذهبي للغرب، يُرى جوهرة جميلة تلمع؛ إنها نجم المساء، أي كوكب الزهرة. بعد بضعة أسابيع، يُرى غروب شمس آخر جميل، والآن لم يعد الكوكب نقطة صغيرة في الضوء الغربي؛ بل ارتفع فوق الأفق، وظل جسمًا لامعًا لفترة طويلة بعد حلول ظلال الليل. وبعد فترة قصيرة أخرى، يصل كوكب الزهرة إلى أقصى درجات لمعانه وبهائه. كل الأجرام السماوية – حتى نجم الشعرى اليمانية وحتى كوكب المشتري – يجب أن تبدو باهتة أمام البريق الرائع لكوكب الزهرة، ملكة السماء التي لا تضاهى.

بعد أسابيع من البريق، يقل ارتفاع كوكب الزهرة عند غروب الشمس، ويبدأ لمعانه في الانخفاض تدريجيًا. يختفي حتى يصبح غير مرئي، وينساه الغالبية العظمى من البشر؛ لكن الإلهة المتقلبة قد انتقلت فقط من جانب من السماء إلى آخر. قبل شروق الشمس، سيُرى نجم الصباح في الشرق. يزداد لمعانه تدريجيًا حتى يضاهي جمال نجم المساء. ثم يقترب الكوكب مرة أخرى من الشمس، ويختفي عن الأنظار لعدة أشهر، حتى يبدأ دورة التغيرات نفسها مرة أخرى، بعد فترة تصل إلى سنة وسبعة أشهر.

عندما يكون كوكب الزهرة في أقصى درجات لمعانه، يمكن رؤيته بسهولة في ضوء النهار بالعين المجردة. يعلن هذا المشهد الرائع بطريقة واضحة عن تفوق هذا الكوكب غير المضاهى مقارنة بالكواكب الأخرى والنجوم الثابتة. في الواقع، في هذا الوقت، يكون كوكب الزهرة أكثر لمعانًا بأربعين إلى ستين مرة من أي جسم نجمي في السماء الشمالية.

غالبًا ما يكون نجم المساء الجميل جسمًا لافتًا للنظر للغاية، لدرجة أنه قد يبدو من الصعب في البداية إدراك أنه ليس جسمًا مضيئًا بذاته. لكن من المستحيل الشك في أن الكوكب في الواقع مجرد كرة داكنة، وهو بهذا المعنى يشبه كوكب الأرض لدينا. لمعان الكوكب ليس كبيرًا جدًا...

أكبر بكثير من ذلك في يوم مشمس على الأرض. إن بريق كوكب الزهرة ينبع بالكامل من الضوء المنعكس من الشمس، بنفس الطريقة التي تم شرحها سابقًا بخصوص القمر.

لا يمكننا التمييز بين الشكل الهلالي المميز للكوكب بالعين المجردة، فهي تُظهر فقط نقطة ساطعة صغيرة جدًا لدرجة أنها لا تمتلك شكلاً واضحًا. يمكن تفسير ذلك من الناحية الفسيولوجية؛ فالأجهزة البصرية في العين تُشكل صورة للكوكب على الشبكية، وهي بالضرورة صغيرة جدًا. حتى عندما يكون كوكب الزهرة أقرب إلى الأرض، فإن قطر الكوكب يشكل زاوية لا تزيد كثيرًا عن دقيقة قوسية واحدة. وهكذا، فإن صورة كوكب الزهرة على الغشاء الرقيق تكون بقطر يبلغ حوالي سدس ألف جزء من البوصة. مهما كانت دقة الشبكية عالية، فإنها غير كافية لإدراك شكل صورة بهذا الحجم الصغير. أما البنية العصبية، التي وُصفت بأنها مصدر الرؤية، فهي أيضًا غير كافية لاستقبال تفاصيل هذه الصورة الصغيرة جدًا. ولهذا السبب، يبدو كوكب الزهرة الساطع للعين المجردة مجرد نقطة ساطعة. لا يمكن للرؤية العادية أن تحدد شكله، ناهيك عن الكشف عن جماله الحقيقي في شكل هلال.

لو كان قطر كوكب الزهرة عدة أضعاف ما هو عليه في الواقع؛ لو كان هذا الكوكب، على سبيل المثال، بحجم كوكب المشتري أو بعض الكواكب الكبيرة الأخرى، لكان من السهل رؤية شكله الهلالي بالعين المجردة. من المثير للاهتمام التفكير في ما كان سيكون عليه تاريخ علم الفلك لو كان كوكب الزهرة بحجم كوكب المشتري فقط. لو استطاع الجميع رؤية شكله الهلالي دون تلسكوب، لكانت حقيقة أن كوكب الزهرة جسم مظلم يدور حول الشمس حقيقة أساسية وواضحة تقريبًا. وكان من الممكن أن يتم إدراك التشابه بين كوكب الزهرة وكوكب الأرض على الفور؛ وربما كانت النظرية التي اضطر كوبرنيكوس إلى اكتشافها في العصور الحديثة نسبيًا قد وصلت إلينا مع الاكتشافات الأخرى التي جاءت من الأمم القديمة في الشرق.

الشكل 43: كوكب الزهرة، 29 مايو 1889.
ربما يكون أكثر رسومات كوكب الزهرة دقة تم الحصول عليها حتى الآن هو ذلك الرسم (الشكل 43) الذي أعده البروفيسور إي.إي. بارنارد في 29 مايو 1889، باستخدام تلسكوب مدى قطره 12 بوصة في مرصد ليك؛ وقد وجد البروفيسور بارنارد أن هذا التلسكوب أفضل من التلسكوب ذي القطر 36 بوصة لهذا الغرض وفي هذه المناسبة. يبدو أن العلامات الموضحة موجودة بالفعل على سطح الكوكب، وفي عام 1897 كتب البروفيسور بارنارد: “إن الظروف التي تم فيها رسم هذه الصورة لا تُنسى بالنسبة لي، لأنني لم أحصل بعد ذلك على ظروف مماثلة لمراقبة كوكب الزهرة”.

في الشكل 44، نعرض ثلاثة مشاهد لكوكب الزهرة من زوايا مختلفة. يكون الكوكب أقرب بكثير من الأرض عندما يُرى على شكل هلال، بحيث يبدو جزءًا من دائرة أكبر بكثير من تلك التي يشكلها الكوكب عندما يكون شبه كامل. يُظهر هذا الرسم الأشكال المختلفة للكوكب بنسبها الحقيقية. من الصعب جدًا رؤية أي شيء بوضوح.

علامات على السطح المضاء بشكل ساطع للغاية. في بعض الأحيان، رأى المراقبون بقعًا أو سمات أخرى، وأحيانًا كانت الأطراف المدببة للقرون غير منتظمة، كما لو كان ذلك دليلًا على أن سطح كوكب الزهرة ليس أملسًا. يذكر بعض المراقبين أنهم رأوا بقعًا بيضاء عند قطبي كوكب الزهرة، تشبه إلى حد ما السمات الأكثر وضوحًا من نفس النوع التي يمكن رؤيتها على كوكب المريخ.

وبما أنه من الصعب جدًا رؤية أي علامات على كوكب الزهرة، فإننا لا نستطيع بعد تقديم إجابة محددة على السؤال المهم المتعلق بفترة دوران هذا الكوكب حول محوره. خلال القرنين الماضيين، استنتج عدد من المراقبين، استنادًا إلى بيانات غير كافية، أن كوكب الزهرة يدور في حوالي 23 ساعة. وقد وجه شياباريللي، من ميلانو، انتباهه إلى هذا الكوكب في عام 1877، ولاحظ لونًا داكنًا وبقعتين مضيئتين، كلها تقع بالقرب من الطرف الجنوبي للهلال. راقب هذا الفلكي المجتهد هذه العلامات لمدة ثلاثة أشهر، ووجد أنه لا يوجد أي تغيير ملحوظ في مواقعها. وكان الأمر كذلك بشكل خاص عندما استمر في المراقبة لعدة ساعات متتالية. يبدو أن هذه الحقيقة تُظهر بشكل قاطع أن كوكب الزهرة لا يمكن أن يدور في 23 ساعة ولا في أي فترة قصيرة أخرى. وظلت البقع دون تغيير أسبوعًا بعد أسبوع، حتى أصبح شياباريللي مقتنعًا بأن ملاحظاته يمكن تفسيرها فقط بفترة

فترة الدوران تتراوح بين ستة وتسعة أشهر. وقد استنتج بشكل طبيعي أن هذه الفترة تبلغ 225 يومًا، أي الفترة التي يستغرقها كوكب الزهرة لإكمال دورة واحدة حول الشمس؛ بمعنى آخر، يظل كوكب الزهرة دائمًا يوجه نفس الوجه نحو الشمس.

تم تأكيد هذه النتيجة المذهلة من خلال الملاحظات التي أُجريت في نيس؛ لكنها تعرضت لانتقادات شديدة من قبل عدد من المراقبين، الذين يرون أن رسوماتهم الخاصة لا يمكن أن تتوافق إلا مع فترة تقارب فترة دوران كوكب الأرض نفسه. لكن نتيجة شياباريللي مدعومة جيدًا برسائل السيد لويل؛ فقد نشر عددًا من الرسومات لكوكب الزهرة التقطها باستخدام تلسكوبه ذو القطر 24 بوصة، ووجد أن فترة الدوران تتزامن مع فترة دوران الكوكب حول مداره، وأن محور الدوران عمودي على مستوى المدار. كانت العلامات التي رآها السيد لويل طويلة ومتموجة، وكانت دائمًا مرئية كلما كانت ظروف الغلاف الجوي لديه جيدة.

لقد رأينا أن القمر يدور بحيث يظل نفس الوجه موجهًا دائمًا نحو الأرض. والآن رأينا أن كوكبي الزهرة وعطارد يبدو أن كلًا منهما يدور بحيث يظل نفس الوجه موجهًا نحو الشمس. كل هذه الظواهر ذات أهمية كبيرة في المجالات المتقدمة من البحث الفلكي؛ فهي ليست مجرد صدف. إنها ناتجة عن تأثير المد والجزر، وسيتم شرح ذلك في فصل لاحق.

من المعروف أن كوكب الأرض وكوكب الزهرة متساويان تقريبًا في الحجم؛ الفرق بينهما غير ملحوظ تقريبًا، لكن قطر الأرض أكبر ببضعة أميال من قطر كوكب الزهرة. هناك دلائل على وجود غلاف جوي حول كوكب الزهرة، وتُظهر نتائج المجهر الطيفي وجود بخار الماء هناك.

إذا كان هناك أكسجين في غلاف جو كوكب الزهرة، فقد يكون من الممكن وجود حياة على ذلك الكوكب، ولا تختلف طبيعتها كثيرًا عن بعض أشكال الحياة على الأرض. بلا شك، حرارة الشمس على كوكب الزهرة أعلى بكثير من حرارة الشمس التي نعرفها.

لكن هذه ليست مشكلة لا يمكن التغلب عليها. نرى حاليًا على الأرض حياة في المناطق الحارة جدًا وحياة في المناطق الباردة جدًا. في الواقع، كلما اقتربنا من خط الاستواء، وجدنا الحياة أكثر ازدهارًا؛ لذا، إذا كانت المياه موجودة على سطح كوكب الزهرة وإذا كان الأكسجين جزءًا من غلافها الجوي، فقد نتوقع أن نجد في ذلك الكوكب حياة استوائية مزدهرة، ربما تشبه إلى حد ما الحياة على الأرض.

في وصفنا لكوكب عطارد، وكذلك في الوصف الموجز للكوكب الافتراضي فولكان، كان من الضروري الإشارة إلى الظواهر التي تحدث عند مرور كوكب عبر وجه الشمس. هذا الحدث دائمًا ما يثير اهتمام علماء الفلك، وخاصة في حالة كوكب الزهرة. لقد أتيحت لنا في السنوات الأخيرة فرصة مشاهدة حدثين من هذه الأحداث النادرة. ربما ليس من المبالغة القول إن مرور كوكب الزهرة في عامي 1874 و1882 قد حظي بمستوى من الاهتمام لم يُمنح من قبل لأي ظاهرة فلكية أخرى.

لا يمكن وصف مرور كوكب الزهرة بأنه مشهد مذهل أو جميل للغاية. إنه ليس مشهدًا رائعًا مثل مذنب كبير أو سقوط نيازك. فلماذا إذًا يُعتبر ذا أهمية علمية كبيرة؟ السبب هو أن هذه الظاهرة تساعدنا في حل أحد أكبر المشاكل التي أثارت فضول الإنسان على الإطلاق. من خلال مرور كوكب الزهرة، يمكننا تحديد المقياس الذي يتم على أساسه بناء نظامنا الشمسي. إنها بالفعل مشكلة نبيلة. دعونا نتوقف عندها للحظة. في مركز نظامنا الشمسي يوجد الشمس، وهي كرة عظيمة أكبر بأكثر من مليون مرة من الأرض. تدور حول الشمس الكواكب، والأرض واحدة منها فقط. هناك مئات الكواكب الصغيرة؛ بعضها يشبه الأرض، وهناك آخر يتفوق عليها بشكل كبير. بالإضافة إلى الكواكب، هناك أجسام أخرى في نظامنا الشمسي. العديد من الكواكب لها أنظمة من الأقمار التي تدور حولها. هناك مئات، بل ربما آلاف، من المذنبات. كل عضو في هذا العدد الهائل يتحرك في مدار محدد حول الشمس، ومجتمعة تشكل النظام الشمسي.

من السهل نسبيًا تعلم نسب أجزاء هذا النظام، وقياس المسافات النسبية بين الكواكب والشمس، بل وحتى الأحجام النسبية للكواكب نفسها. لكن توجد صعوبات خاصة عندما نسعى لتحديد الحجم الفعلي للنظام وشكله أيضًا. وهذا السؤال الأخير هو ما يوفر لنا عبور كوكب الزهرة طريقة لحله.

انظر، على سبيل المثال، إلى خريطة عادية لأوروبا. نرى الدول المختلفة مرسومة بدقة؛ يمكننا معرفة مسارات الأنهار؛ يمكننا القول إن فرنسا أكبر من إنجلترا، وروسيا أكبر من فرنسا؛ لكن مهما كانت الخريطة مُصممة بدقة، فإن هناك شيئًا آخر ضروريًا قبل أن نتمكن من الحصول على فكرة كاملة عن أبعاد البلاد. يجب أن نعرف المقياس الذي رُسمت به الخريطة. تحتوي الخريطة على خط مرجعي به علامات معينة؛ وظيفة هذا الخط هي تحديد مقياس الخريطة، أي أن بوصة واحدة على الخريطة تتوافق مع عدد معين من الأميال على السطح الفعلي. وبدون هذا المقياس، ستكون الخريطة عديمة الفائدة تمامًا للعديد من الأغراض. لنفترض أننا استعنا بها لاختيار مسار من لندن إلى فيينا، فيمكننا على الفور معرفة الاتجاه الذي يجب اتخاذه والمدن والدول المختلفة التي يجب المرور بها؛ لكن ما لم نرجع إلى المقياس الصغير في الزاوية، فلن تخبرنا الخريطة بطول المسافة التي يجب قطعها.

يمكن رسم خريطة للنظام الشمسي بسهولة. يمكننا رسم مدارات بعض الكواكب وأقمارها عليها، كما يمكننا تضمين العديد من المذنبات. يمكننا تحديد النسب الصحيحة للكواكب ومداراتها. لكن لجعل الخريطة فعالة تمامًا، هناك شيء آخر ضروري. يجب أن يكون لدينا المقياس الذي يخبرنا بعدد الملايين من الأميال في السماء التي تتوافق مع بوصة واحدة على الخريطة. وهنا نواجه صعوبة. لكن هناك عدة طرق لحل هذه المشكلة، رغم أنها جميعًا صعبة ومرهقة. أشهر هذه الطرق (رغم أنها بعيدة كل البعد عن أفضلها) هي تلك التي تم استخدامها في مناسبة عبور كوكب الزهرة. وهنا يكمن أهمية هذا الحدث النادر؛ فهو أحد أفضل الوسائل المعروفة لتحديد المقياس الفعلي الذي بُني عليه نظامنا. لاحظوا الأهمية الكاملة لهذه المشكلة؛ فبمجرد تحديد المقياس...

لقد تم تحديد كل شيء، وبذلك أصبحنا نعرف كل شيء. نحن نعرف حجم الشمس، ونعرف مسافتها؛ نعرف حجم كوكب المشتري والمسافات التي تدور فيها أقماره؛ نعرف أبعاد المذنبات والمسافات التي تبتعد فيها أثناء تنقلاتها؛ نعرف سرعة النجوم الساقطة؛ ونتعلم الدرس المهم بأن كوكب الأرض ليس سوى أحد أعضاء عائلة الشمس الأقل أهمية.

وبما أن مسار كوكب الزهرة يقع داخل مسار الأرض، وبما أن كوكب الزهرة يتحرك بسرعة أكبر من الأرض، فإن الأرض تُتجاوز بشكل متكرر من قبل هذا الكوكب، وفي اللحظة الحرجة قد يحدث أحيانًا أن تكون الأرض والكوكب والشمس على خط مستقيم واحد. وعندها يمكننا رؤية كوكب الزهرة على سطح الشمس، وهذه هي الظاهرة التي نسميها عبور كوكب الزهرة. من الواضح جدًا أنه إذا كانت الأجسام الثلاثة في خط مستقيم تمامًا، فإن المراقب على الأرض، عند النظر إلى الكوكب، سيراه واضحًا جدًا ضد الخلفية الساطعة للشمس.

وبما أن الأرض تُتجاوز من قبل كوكب الزهرة مرة كل تسعة عشر شهرًا، قد يبدو أن عبور الكوكب يجب أن يحدث بتكرار مماثل. لكن الأمر ليس كذلك؛ فعبور كوكب الزهرة ظاهرة نادرة للغاية، وغالبًا ما يمر مائة عام أو أكثر دون حدوث عبور واحد. يعود ندرة هذه الظواهر إلى أن مسار الكوكب مائل على مستوى مدار الأرض؛ بحيث في نصف مساره يكون كوكب الزهرة فوق مستوى مدار الأرض، وفي النصف الآخر يكون تحته. وعندما يتجاوز كوكب الزهرة الأرض، فإن الخط الممتد من الأرض إلى كوكب الزهرة سيمر عادةً فوق الشمس أو تحتها. لكن إذا حدث أن يتجاوز كوكب الزهرة الأرض عند أو بالقرب من أحد النقاط التي يمر فيها مستوى مدار كوكب الزهرة عبر مستوى مدار الأرض، فإن الأجسام الثلاثة ستكون على خط مستقيم، وسيكون عبور كوكب الزهرة هو النتيجة. لم يعد ندرة حدوث عبور كوكب الزهرة لغزًا؛ فالأرض تمر عبر أحد النقاط الحرجة كل ديسمبر، وعبر النقطة الأخرى كل يونيو. وإذا حدث أن يتزامن اقتران كوكب الزهرة مع تاريخ 6 يونيو أو 7 ديسمبر أو بالقرب منهما، فإن عبور كوكب الزهرة سيحدث في ذلك الوقت، ولكن ليس في أي ظروف أخرى.

أبرز قانون يتعلق بتكرار هذه الظاهرة هو الفترة المعروفة والتي تبلغ ثماني سنوات. يمكن تجميع عمليات العبور كلها في أزواج، حيث يفصل بين عمليتي العبور في أي زوج فترة ثماني سنوات. على سبيل المثال، حدث عبور كوكب الزهرة في عام 1761، ثم مرة أخرى في عام 1769. لم تحدث أي عمليات عبور أخرى حتى تلك التي شوهدت في عامي 1874 و1882. بعد ذلك، تأتي فترة طويلة، إذ لن يحدث عبور آخر حتى عام 2004، لكن سيتبعه عبور آخر في عام 2012.

يسمح هذا الترتيب لعمليات العبور في أزواج بتفسير بسيط للغاية. يحدث أن الفترة الدورية لكوكب الزهرة لها علاقة ملحوظة بالفترة الدورية للأرض. يكمل الكوكب ثلاثة عشر دورة حول الشمس في نفس الوقت تقريبًا الذي تحتاجه الأرض لإكمال ثماني دورات. إذا كان كوكب الزهرة والأرض في خط مستقيم مع الشمس في عام 1874، فإن الأرض ستكون في نفس الموقع بعد ثماني سنوات؛ وكذلك كوكب الزهرة، لأنه سيكون قد أكمل بالضبط ثلاثة عشر دورة. وبما أن عبور كوكب الزهرة حدث في المرة الأولى، فلا بد أن يحدث أيضًا في المرة الثانية.

لكن لا ينبغي الافتراض بأن الكواكب ستعود دائمًا إلى نفس الموقع كل ثماني سنوات بدقة كافية لحدوث عبور منتظم كل ثماني سنوات. صحيح فقط تقريبًا أن ثلاثة عشر دورة لكوكب الزهرة تتزامن مع ثماني دورات للأرض. تحدث كل مرة من مرات التقاء الكواكب في موقع مختلف قليلاً عن الموقع السابق، لذا عندما التقى الكوكبان مرة أخرى في عام 1890، كان نقطة التقاءهما بعيدة جدًا عن النقطة الحرجة بحيث لم تتقاطع الخطوط الممتدة من الأرض إلى كوكب الزهرة مع الشمس، وبالتالي، على الرغم من أن كوكب الزهرة مر بالقرب جدًا من الشمس، إلا أنه لم يحدث عبور.

يُظهر الشكل 45 عبور كوكب الزهرة في عام 1874. وهو مأخوذ من صورة التقطها السيد يانسن أثناء وقوع الظاهرة. كان تلسكوبه موجهًا نحو الشمس خلال تلك الدقائق الحاسمة، مما أدى إلى تصوير صورة للشمس على اللوحة الفوتوغرافية الموجودة داخل التلسكوب. الدائرة الفاتحة تمثل قرص الشمس.

نرى على القرص الدائري الحاد صورة كوكب الزهرة، التي تُظهر المظهر المميز للكوكب أثناء مروره عبر الشمس. السمات الأخرى التي يمكن ملاحظتها هي بعض بقع الشمس، والتي تظهر بشكل خافت، بالإضافة إلى شبكة من الخطوط التي رُسمت على لوح زجاجي في مجال رؤية التلسكوب لتسهيل القياسات.

الرسم التخطيطي المجاور (الشكل 46) يُظهر المسار الذي سلكه الكوكب أثناء مروره عبر الشمس في مناسبتي عامي 1874 و1882. لقد حالفنا الحظ أن نشهد هاتين المناسبتين الموضحتين في هذه الصورة. الدائرة البيضاء تدل على قرص الشمس؛ يتقدم الكوكب نحو السطح الأبيض، وفي البداية يبدو كقطعة مقطوعة من حافة الشمس. تدريجيًا، تتقدم البقعة السوداء أمام الشمس، حتى بعد مرور نصف ساعة تقريبًا، يصبح القرص الأسود مرئيًا بالكامل. ببطء…

تمر الكوكبة عبر السماء، وتتبعها مئات التلسكوبات من كل المناطق المتاحة في العالم حيث يمكن رؤية هذه الظاهرة، حتى تظهر أخيرًا، خلال بضع ساعات، على الجانب الآخر.

من المفيد أن نلقي نظرة سريعة على مرورات كوكب الزهرة المختلفة التي لدينا عنها سجلات تاريخية. إنها ليست كثيرة؛ فقد حدثت مئات من هذه الظواهر منذ أن ظهر الإنسان على الأرض. لم يبدأ الاهتمام بهذا الموضوع إلا مع اقتراب عام 1631، رغم أن المرور الذي حدث بالتأكيد في ذلك العام لم يلاحظه أحد. أدى نجاح جاسيندي في مراقبة مرور كوكب عطارد، الذي ذكرناه في الفصل السابق، إلى أمله في أن يكون محظوظًا بنفس القدر في مراقبة مرور كوكب الزهرة، الذي تنبأ به كيبلر أيضًا. راقب جاسيندي الشمس في الرابع والخامس والسادس من ديسمبر، ثم راقبها مرة أخرى في السابع، لكنه لم يرَ أي أثر للكوكب. نحن نعرف السبب الآن؛ فقد حدث مرور كوكب الزهرة ليلًا، بين السادس والسابع، وبالتالي كان من المستحيل رؤيته من قبل المراقبين الأوروبيين.

لم يلاحظ كيبلر أن مرورًا آخر سيحدث في عام 1639؛ فقد تم اكتشاف ذلك من قبل عالم فلك آخر، وهو الاكتشاف الذي يمكن القول إن تاريخ هذا الموضوع بدأ معه. كانت تلك أول مرة يتم فيها مشاهدة هذه الظاهرة فعليًا؛ ولم يرها الكثيرون في ذلك الوقت، فقد شاهدها شخصان فقط حسب ما هو معروف.

كان هناك عالم فلك إنجليزي شاب ومتحمس يُدعى هوروكس، قام ببعض الحسابات المتعلقة بحركة كوكب الزهرة. اكتشف أن مرور كوكب الزهرة سيتكرر في عام 1639، واستعد للتحقق من ذلك. شرقت الشمس بوضوح في صباح ذلك اليوم، وكان ذلك يوم الأحد. وقد تعارضت مهنته الكهنوتية مع رغبته كعالم فلك؛ فقد قال إنه في التاسعة استُدعي لأداء مهمة ذات أهمية قصوى، وهو ما يشير بلا شك إلى واجباته الرسمية؛ لكن تم إنجاز تلك المهمة بسرعة، وقبل العاشرة بقليل عاد للمراقبة، لكنه وجد وجه الشمس الساطع بدون أي ملامح غير عادية.

كان هناك بقعة على سطح الشمس، لكنها لم تكن شيئًا يمكن الخلط بينه وبين كوكب. ومرة أخرى، في منتصف النهار، حدث انقطاع؛ فذهب إلى الكنيسة، لكنه عاد بحلول الساعة الواحدة. ولم تكن هذه هي العوائق الوحيدة التي أعاقت ملاحظاته. كما كانت الشمس مغطاة بالغيوم إلى حد ما خلال جزء من اليوم. لكن في الساعة الثالثة وربع بعد الظهر، انتهى عمله الكهنوتي؛ فتفرقت الغيوم، واستأنف ملاحظاته مرة أخرى. ولدهشته الشديدة، رأى على سطح الشمس بقعة دائرية داكنة، تم التعرف عليها على الفور باعتبارها كوكب الزهرة. لم تستمر الملاحظات طويلاً؛ فقد كان ذلك في قمة الشتاء، وكانت الشمس تغرب بسرعة. لم يكن هناك سوى نصف ساعة متاحة، لكنه قام بالتحضيرات الدقيقة مسبقًا، مما كان كافيًا للحصول على بعض القياسات القيمة.

كان هوروكس قد أبلغ صديقه ويليام كرابتري مسبقًا بحدوث هذه الظاهرة. لذلك كان كرابتري في حالة يقظة، ونجح في رؤية العبور؛ ويظهر صورة رائعة لملاحظة كرابتري الشهيرة في أحد اللوحات الجدارية الجميلة في قاعة البلدية.

مانشستر. لكن هوروكس لم يخبر أحدًا آخر بهذه المعلومات؛ فكما يقول: "أتمنى أن يُعفى من لومي لعدم إبلاغ بقية أصدقائي عن الظاهرة المتوقعة، فمعظمهم لا يهتمون كثيرًا بمثل هذه الأمور التافهة، ويفضلون صيد الطيور والكلاب، إن جاز التعبير؛ وعلى الرغم من أن إنجلترا ليست خالية من محبي علم الفلك، وأنا أعرف بعضهم، إلا أنني لم أستطع نقل هذا الخبر السار إليهم، لأنني نفسي لم أكن على علم به إلا قليلًا".

لم يتم إدراك الأهمية الكاملة لعبور كوكب الزهرة إلا بعد فترة طويلة. مرّ قرابة قرن حتى لفت عالم الفلك العظيم هالي (1656–1742) الانتباه إلى هذا الموضوع. كان من المفترض أن يحدث العبور التالي في عام 1761، وقبل ذلك بخمسة وأربعين عامًا شرح هالي طريقته الشهيرة لتحديد مسافة الشمس باستخدام عبور كوكب الزهرة.[15] كان عمره آنذاك ستين عامًا؛ لم يكن لديه أي أمل في أن يعيش ليرى هذه الظاهرة؛ لكنه بلغة نبيلة أوصى بالموضوع إلى العلماء، وخاطب بهذا الشأن الجمعية الملكية في لندن قائلًا: "وهذا ما أرغب الآن في تقديمه إلى هذه الجمعية الرائعة، التي أتوقع أن تستمر لأجيال، حتى أتمكن من شرح طريقة يمكن من خلالها تحديد المسافة الهائلة للشمس بدقة... لذلك أوصي مرارًا وتكرارًا بذلك إلى علماء الفلك الفضوليين الذين، عندما أموت، سيكون لديهم فرصة لمراقبة هذه الظواهر، أن يتذكروا هذا التنبيه مني وأن يبذلوا قصارى جهدهم في إجراء الملاحظات، وأتمنى لهم كل نجاح ممكن... أولاً، حتى لا يحرموا من رؤية هذا المشهد المرغوب فيه بسبب غيوم السماء غير المناسبة، وثانيًا، حتى يتمكنوا، بعد تحديد أبعاد مدارات الكواكب بدقة أكبر، من تحقيق شهرة ومجد خالدين". عاش هالي حتى سن متقدمة، لكنه توفي قبل تسعة عشر عامًا من حدوث العبور.

يجب على طالب علم الفلك الذي يرغب في معرفة كيف يمكن لعبور كوكب الزهرة أن يساعد في تحديد مسافة الشمس أن يستعد لمواجهة مشكلة هندسية معقدة للغاية. لا يمكننا تقديم تفاصيل كافية حول هذا الموضوع.

سيكون ذلك ضروريًا لتقديم شرح كامل. كل ما يمكننا فعله هو تقديم عرض عام للطريقة، بما يكفي لتمكين القارئ من رؤية أن مرور كوكب الزهرة يحتوي بالفعل على جميع العناصر اللازمة لحل المشكلة.

يجب علينا أولاً شرح بوضوح المفهوم الذي يعرفه علماء الفلك باسم “البارالاكس”؛ لأنه من خلال البارالاكس يجب تحديد مسافة الشمس، أو في الواقع مسافة أي جسم سماوي آخر. دعونا نستخدم مثالًا بسيطًا: قف بالقرب من نافذة يمكنك من خلالها رؤية المباني أو الأشجار أو السحب أو أي أجسام بعيدة. ضع شريطًا رقيقًا من الورق عموديًا في وسط إحدى النوافذ. أغلق عينك اليمنى، ولاحظ بعينك اليسرى موقع شريط الورق بالنسبة للأجسام في الخلفية. ثم، مع بقائك في نفس الموقع، أغلق عينك اليسرى ولاحظ مرة أخرى موقع شريط الورق بعينك اليمنى. ستجد أن موقع الورق على الخلفية قد تغير. عندما أجلس في مكتبي وأنظر من النافذة، أرى شريطًا من الورق بعيني اليمنى أمام فرع معين في شجرة على بعد بضع مئات من الأمتار؛ أما بعيني اليسرى، فإن الورق لم يعد أمام ذلك الفرع، بل انتقل إلى موقع قريب من محيط الشجرة. هذا التغيير الظاهري في موقع شريط الورق بالنسبة للخلفية البعيدة هو ما يُسمى بالبارالاكس.

اقترب أكثر من النافذة وكرر الملاحظة، وستجد أن التغيير الظاهري في موقع الشريط يزداد. ابتعد عن النافذة، وسيقل هذا التغيير. انتقل إلى الجانب الآخر من الغرفة، فسيكون التغيير أقل بكثير، رغم أنه ربما لا يزال مرئيًا. وهكذا نرى أن التغيير في الموقع الظاهري لشريط الورق، عند النظر به عبر العين اليمنى أو اليسرى، يتغير حسب التغير في المسافة؛ لكنه يتغير باتجاه معاكس للمسافة، لأنه كلما زادت إحدى المسافتين، قلت الأخرى. وبالتالي يمكننا ربط كل مسافة معينة بتغيير معين في موقع الشريط. من هنا، سيكون من السهل استنتاج أنه إذا كان لدينا وسيلة لقياس مقدار التغيير، فإن لدينا أيضًا وسيلة لحساب المسافة من المراقب إلى النافذة.

إنه هذا المبدأ، عند تطبيقه على نطاق هائل، ما يمكّننا من قياس مسافات الأجرام السماوية. انظر، على سبيل المثال، إلى كوكب الزهرة؛ لنفترض أنه يمثل شريطًا من الورق، ولنفترض أن الشمس، التي يُرى عبرها كوكب الزهرة أثناء عبوره، تمثل الخلفية. بدلاً من استخدام عيني المراقب، نضع الآن مرصدين في مناطق بعيدة من الأرض؛ نراقب كوكب الزهرة من أحد المرصدين، ونراقبه من الآخر؛ نقيس مقدار الانتقال، ومن ذلك نحسب مسافة الكوكب. كل شيء إذًا يعتمد على الوسائل التي لدينا لقياس انتقال كوكب الزهرة كما يُرى من المحطتين المختلفتين. هناك طرق مختلفة لتحقيق ذلك، لكن أبسطها هو الطريقة التي اقترحها هالي في الأصل.

من المرصد في النقطة “أ”، يبدو أن كوكب الزهرة يتبع المسار العلوي من المسارين الموضحين في الشكل المجاور (الشكل 47). أما من المرصد في النقطة “ب”، فإنه يتبع المسار السفلي، وعلينا أن نقيس المسافة بين المسارين. يمكن تحقيق ذلك بعدة طرق. لنفترض أن المراقب في النقطة “أ” يسجل الوقت الذي استغرقه كوكب الزهرة لعبور القرص الشمسي، وأن يتم إجراء ملاحظات مماثلة في النقطة “ب”. وبما أن المسار الذي يُرى من النقطة “ب” أكبر، فيجب أن يكون الوقت المسجل في النقطة “ب” أطول من الوقت المسجل في النقطة “أ”. عند مقارنة الملاحظات من النصفين المختلفين من الكرة الأرضية، فإن الأوقات المسجلة تسمح بحساب أطوال المسارات. وبمعرفة الأطوال، يتم تحديد مواقعها على القرص الدائري للشمس، وبالتالي يتم تحديد مقدار انتقال كوكب الزهرة أثناء عبوره. وهكذا يتم قياس مسافة كوكب الزهرة، ويتم معرفة مقياس النظام الشمسي.

العبوران اللذان أشارت إليهما أبحاث هالي الشهيرة حدثا في سنتي 1761 و1769. لم تكن نتائج العبور الأول ناجحة جدًا، رغم الجهود الكبيرة التي بذلها أولئك الذين قاموا بالملاحظات. أما عبور عام 1769 فهو ذو أهمية خاصة، ليس فقط لتحديد مسافة الشمس، ولكن أيضًا لأنه أدى إلى أول رحلات الكابتن كوك الشهيرة. لقد تم تكليف الكابتن كوك بالإبحار إلى أوتاهيتي لمشاهدة عبور كوكب الزهرة، وهناك، في الثالث من يونيو، في يوم رائع في ذلك المناخ الرائع، حدث هذه الظاهرة.

تم مراقبة الكوكب وقياسه بعناية من قبل مراقبين مختلفين. في نفس الوقت الذي تمت فيه هذه الملاحظات، تم الحصول على ملاحظات أخرى في أوروبا وأماكن أخرى، ومن خلال تجميع جميع الملاحظات تم الحصول على معرفة تقريبية بمسافة الشمس. الشكل 47: لتوضيح ملاحظة عبور كوكب الزهرة أمام الشمس من موقعين على الأرض، أ وب. لم يتم مناقشة هذه الملاحظات بشكل كامل إلا بعد فترة من الزمن. لم يحدث ذلك إلا في عام 1824 حيث قام العالم الشهير إنكه بحساب مسافة الشمس، وأعطى نتيجة مؤكدة وهي 95,000,000 ميل. لسنوات عديدة، تم اعتماد هذا الرقم دائمًا، وسيتذكر الكثير من الأجيال الحالية كيف تم تعليمهم في أيام المدرسة أن مسافة الشمس تبلغ 95,000,000 ميل. في النهاية، بدأت تظهر شكوك حول دقة هذه النتيجة. ظهرت هذه الشكوك في أماكن مختلفة، وتم التعبير عنها بدرجات متفاوتة من الأهمية؛ لكنها كلها أشارت إلى نفس الاتجاه، أي أن مسافة الشمس لم تكن كبيرة جدًا كما أظهرت نتيجة إنكه. يجب تذكر أن هناك عدة طرق لتحديد مسافة الشمس.

وسيكون من واجبنا أن نذكر بعض الطرق الأخرى لاحقًا. لقد تبين أن النتيجة التي حصل عليها إنكه من الملاحظات التي أجراها في عامي 1761 و1769، باستخدام أدوات أقل جودة من أدواتنا الحديثة، كانت مرتفعة جدًا، وأن مسافة الشمس يمكن تحديدها الآن بحوالي 92,000,000 ميل.

أجرؤ على تسجيل تجربتنا الشخصية مع المرور الأخير لكوكب الزهرة، والتي كان من حسن حظنا أن نشاهدها من مرصد دونسينك بعد ظهر يوم 6 ديسمبر 1882.

بدا صباح ذلك اليوم غير مواتٍ على الإطلاق لمشاهدة هذا المشهد الفلكي الرائع كما يمكن تخيله. كان الثلج، بسمك بضع بوصات، يغطي الأرض، وكان يستمر في الهطول دون توقف طوال الصباح. بدا من المستحيل تقريبًا رؤية هذه الظاهرة من ذلك المرصد؛ لكن من الجيد في مثل هذه الحالات أن نتذكر التعليمات المعطاة للمراقبين في بعثة رصد كسوف شهيرة. فقد تم توجيههم، بغض النظر عن حالة الطقس، إلى القيام بكل التحضيرات بنفس الطريقة التي كانوا سيفعلونها لو كانت الشمس تشرق بكل بهاءها. لا شك أن العديد من المراقبين استفادوا من هذه النصيحة؛ وقد تبعناها نحن أيضًا وحققنا نجاحًا كبيرًا.

كان هناك في ذلك الوقت في المرصد تلسكوبان موجهان نحو خط الاستواء، أحدهما تلسكوب قديم ولكنه جيد إلى حد ما، بفتحة تبلغ حوالي ست بوصات؛ والآخر هو التلسكوب الكبير الموجه نحو خط الاستواء في الجنوب، بفتحة تبلغ اثنتي عشرة بوصة، والذي تم ذكره سابقًا. في الساعة الحادية عشرة، بدا الوضع أسوأ من أي وقت مضى؛ لكننا بدأنا على الفور في إجراء كل التحضيرات. أوكلت مهمة استخدام التلسكوب الصغير إلى السيد رامبو، بينما توليت أنا مهمة التحكم في التلسكوب الكبير. كان الثلج لا يزال يتساقط عندما تم فتح الأكواخ؛ لكن وفقًا لخطتنا المسبقة، تم توجيه التلسكوبات، ليس مباشرة نحو الشمس، بل نحو المكان الذي نعرف أن الشمس موجودة فيه، وتم تشغيل الآلية التي تدفع التلسكوبات للدوران باستمرار، مع الحفاظ على توجيهها نحو الشمس غير المرئية. لم يحن بعد الوقت المتوقع للمرور.

يجب أيضًا تقديم شرح موجز عن عدسة العين المستخدمة في جهاز الرصد الاستوائي الجنوبي. من الواضح بالطبع أنه يجب تخفيف سطوع الشمس الشديد بشكل كبير قبل أن يتمكن العين من رؤيتها دون أذى. يسقط ضوء الشمس على قطعة من الزجاج الشفاف المائلة بزاوية معينة، ويمر الجزء الأكبر من حرارة الشمس بالإضافة إلى كمية معينة من ضوئها عبر الزجاج ويضيع. لكن جزءًا معينًا من الضوء ينعكس عن الزجاج ويدخل إلى عدسة العين. هذا الضوء قد انخفضت شدته بالفعل كثيرًا، لكن يمكن تقليلها أكثر باستخدام آلية مبتكرة. الزجاج الذي ينعكس عنه الضوء يفعل ذلك عند ما يُسمى بزاوية الاستقطاب، وبين عدسة العين والعين يوجد لوح من التورمالين. يمكن للمراقب تدوير هذا اللوح. في إحدى الوضعيات، لا يؤثر تقريبًا على الضوء المستقطب على الإطلاق، بينما في الوضعية العمودية عليه، يقطع تقريبًا كل الضوء المستقطب. من خلال تعديل وضعية التورمالين ببساطة، يمكن للمراقب جعل سطوع الصورة كما يريد، وبالتالي يمكن إجراء ملاحظات الشمس بدرجة إضاءة مناسبة.

لكن يبدو أن مثل هذه الأجهزة كانت مجرد مزحة في هذه المناسبة. كان التورمالين جاهزًا، لكن حتى الساعة الواحدة لم يكن من الممكن رؤية أي أثر للشمس. لكن بعد الساعة الواحدة بقليل، لاحظنا أن النهار بدأ يضيء؛ وعند النظر نحو الشمال، حيث كانت الرياح والثلوج تأتي من هناك، رأينا، لدهشتنا الغامرة، أن السحب بدأت تتلاشى. وأخيرًا، بدأ السماء في الجنوب يتحسن، وفي النهاية، مع اقتراب اللحظة الحاسمة، استطعنا رؤية المكان الذي بدأت فيه الشمس تظهر. لكن اللحظة المتوقعة حلت ومرت، وما زالت الشمس لم تخترق السحب، رغم أن اليقين بأنها ستفعل ذلك كان يزداد مع كل لحظة. وبالتالي فقدنا الفرصة للرصد. حاولنا تعزية أنفسنا بالتفكير في أن هذه المرحلة ليست مهمة جدًا في النهاية، وآملنا أن يكون الرصد الداخلي أكثر نجاحًا.

وأخيرًا، اخترقت أشعة الشمس العائق، ورأيت القرص الدائري الحاد للشمس في جهاز الرصد، ونظرت بشوق إلى ذلك النقطة.

وقد تركز الانتباه على ذلك. لقد مرت بضع دقائق منذ اللحظة المتوقعة لأول اتصال، ولسروري، رأيت الشق الصغير على حافة الشمس مما يدل على أن عملية العبور قد بدأت، وأن الكوكب كان في ذلك الوقت على بُعد ثلث مسافته من الشمس. لكن اللحظة الحاسمة لم تأتِ بعد. ويجب أن نفهم تعبير “أول اتصال داخلي” على أنه اللحظة التي يدخل فيها الكوكب بالكامل إلى داخل الشمس. كان من المفترض أن يحدث هذا الاتصال الأول بعد واحد وعشرين دقيقة من الاتصال الخارجي الذي تم ذكره سابقًا. لكن السحب مرة أخرى أحبطت آمالنا في رؤية الاتصال الداخلي. بينما كنت أراقب باستمرار المشهد الجميل لتقدم الكوكب تدريجيًا، أدركت أن هناك أجسامًا أخرى بيني وبين الشمس، وهي رقاقات الثلج التي بدأت تتساقط بسرعة مرة أخرى. يجب أن أعترف بأن هذه الظاهرة كانت جميلة للغاية؛ فلم أرَ من قبل مشهد عاصفة ثلجية مع الشمس كخلفية عبر التلسكوب. ذكّرني ذلك بالمطر الذهبي الذي يُرى أحيانًا وهو يتساقط من صواريخ الألعاب النارية؛ كنت أتمنى لو أنني لم أرَ هذا المشهد، لأن ذلك كان يعني بالضرورة اختفاء الشمس وكوكب الزهرة مرة أخرى من الأنظار. تجمعت السحب، وهبت عاصفة الثلج بشدة كالمعتاد، ولم نجرؤ تقريبًا على الأمل في رؤية أي شيء آخر؛ مرت ساعة و٥٧ دقيقة، وانتهى الاتصال الداخلي الأول، ودخل كوكب الزهرة بالكامل إلى داخل الشمس. لم نحصل سوى على رؤية قصيرة، ولم نتمكن بعد من إجراء أي قياسات أو ملاحظات يمكن أن تكون مفيدة. ومع ذلك، فإن رؤية جزء من عبور كوكب الزهرة هي حدث يجب تذكره مدى الحياة، وشعرنا بسرور لا يمكن التعبير عنه بسهولة حتى مع هذا النجاح البسيط.

لكن كانت هناك أمور أفضل في انتظارنا. جاء مساعدي وأخبرني بأنه نجح أيضًا في رؤية كوكب الزهرة في نفس المرحلة التي رأيتها فيها. عدنا كلانا إلى مواقعنا، وفي الساعة الثانية والنصف بدأت السحب تتفرق، وبدأت فرص رؤية الشمس تتحسن. لم يعد الأمر يتعلق بملاحظات الاتصال؛ فكان كوكب الزهرة في ذلك الوقت داخل الشمس بالفعل، لذا استعددنا لإجراء الملاحظات باستخدام الميكرومتر المرتبط بعدسة التلسكوب. تفرقت السحب أخيرًا، وفي...

في هذه المرة، دخل كوكب الزهرة إلى داخل الشمس بشكل كامل لدرجة أن المسافة بين حافة الكوكب وحافة الشمس كانت تقريبًا ضعف قطر الكوكب. لقد قمنا بقياس المسافة بين الحافة الداخلية لكوكب الزهرة وأقرب جزء من سطح الشمس. تم تكرار هذه الملاحظات بأكبر قدر ممكن من التكرار، لكن يجب الإشارة إلى أنها تمت بصعوبة بالغة. كانت الشمس في ذلك الوقت منخفضة جدًا، ولم تكن حواف الشمس وكوكب الزهرة ثابتة على الإطلاق، وهو ما يُعد ضروريًا لإجراء قياسات دقيقة. كانت حواف الشمس تتحرك باستمرار، وكان كوكب الزهرة، رغم أنه كان دائريًا أحيانًا، يتشوه في كثير من الأحيان إلى درجة تجعل القياسات غير دقيقة للغاية.

لقد نجحنا في الحصول على ستة عشر قياسًا في المجموع؛ لكن الشمس كانت تنخفض باستمرار، وبدأت السحب تعيق رؤيتنا مرة أخرى، وأدركنا أن متابعة هذه الظاهرة يجب أن تُترك لآلاف علماء الفلك في مناطق أكثر ملاءمة كانوا ينتظرونها بشوق. لكن قبل أن تنتهي هذه الظاهرة، خصصت بعض الدقائق من العمل الميكانيكي باستخدام الجهاز المستخدم في القياسات الدقيقة لأتمكن من رؤية هذه الظاهرة بشكل أكثر جمالاً، من خلال الشاشة الكبيرة للجهاز. كانت الشمس قد بدأت بالفعل في اكتساب الألوان الحمراء المميزة للغروب، وكانت هناك، في أعماق سطح الشمس، القرص الأسود الدائري الواضح لكوكب الزهرة. في تلك اللحظة، كان من السهل أن نتخيل الفرح الشديد الذي شعر به هوروكس عندما شاهد هذه الظاهرة لأول مرة في عام 1639. إن الأهمية الكبيرة لهذه الظاهرة، وندرتها، وتحقق التنبؤات المتعلقة بها، بالإضافة إلى المشكلة العلمية الهامة التي تساعدنا ظاهرة عبور كوكب الزهرة في حلها، كلها أمور تخطر على بالنا عندما ننظر إلى هذه الصورة الجميلة، ولن تتكرر مثل هذه الظاهرة مرة أخرى حتى يزهر الزهور في يونيو من عام 2004 ميلادي.

كما أن ظاهرة عبور كوكب الزهرة توفر فرصة لدراسة الخصائص الفيزيائية للكوكب، ويمكننا هنا أن نشير بإيجاز إلى النتائج التي تم الحصول عليها. أولاً، يمكن لظاهرة العبور أن تلقي بعض الضوء على مسألة ما إذا كان كوكب الزهرة يحتوي على قمر صناعي. إذا كان كوكب الزهرة يحتوي على جسم صغير يدور حوله على مسافة قريبة، فمن الممكن أن تؤدي درجة سطوع الكوكب في الظروف العادية إلى إخفاء الأشعة الضعيفة الصادرة عن هذا الجسم الصغير.

وبالتالي، سيظل القمر الصناعي غير مكتشف. لذلك، كان من المهم جدًا فحص المنطقة المحيطة بالكوكب أثناء عبوره. إذا كان هناك قمر صناعي – وقد شُك في وجود كوكب أو أكثر من هذا النوع في كثير من الأحيان – فإنه سيكون من الممكن اكتشافه على خلفية الشمس الساطعة. تم إيلاء اهتمام خاص لهذه النقطة أثناء العبورات الأخيرة، لكن لم يتم العثور على أي قمر صناعي لكوكب الزهرة. يبدو إذًا أنه من غير المرجح جدًا أن يكون لكوكب الزهرة أي كوكب مرافق بأبعاد كبيرة.

كانت الملاحظات الموجهة لدراسة الغلاف الجوي المحيط بكوكب الزهرة أكثر نجاحًا. لو كان الكوكب خاليًا من الغلاف الجوي، لكان غير مرئي تمامًا قبل بدء دخوله في ضوء الشمس، ولكان يعود إلى حالة عدم الرؤية التامة بمجرد مغادرته للشمس. لا تتوافق الملاحظات التي تم إجراؤها أثناء العبورات مع هذه الافتراضات. تم إيلاء اهتمام خاص لهذه النقطة أثناء العبورات الأخيرة، وكانت النتائج ملفتة للغاية، وأثبتت بأقوى طريقة ممكنة وجود غلاف جوي حول كوكب الزهرة. مع تحرك الكوكب تدريجيًا بعيدًا عن الشمس، تم رؤية الحافة الدائرية للكوكب التي تمتد في الظلام محاطة بقوس دائري من الضوء، وقد تمكن الدكتور كوبلاند، الذي راقب هذا العبور في ظروف مواتية للغاية، من متابعة الكوكب حتى اختفى تمامًا عن الشمس، وفي ذلك الوقت، كان الكوكب، رغم عدم رؤيته مباشرة، محددًا بوضوح بواسطة حزام الضوء الذي يحيط به. لا يمكن تفسير هذا الدائرة المضيئة إلا بافتراض أن كوكب الزهرة محاط بغلاف جوي بنفس الطريقة التي يكون عليها الأمر مع الأرض.

قد يُسأل: ما الفائدة من تخصيص الكثير من الوقت والجهد لظاهرة فلكية مثل عبور كوكب الزهرة، والتي لا علاقة لها تقريبًا بالشؤون العملية؟ ما الفرق إذا كانت الشمس على بعد 95,000,000 ميل، أو 93,000,000 ميل، أو أي مسافة أخرى؟ يجب أن نعترف فورًا بأن هذا البحث لا علاقة له تقريبًا بالمسائل ذات الفائدة العملية. بلا شك، قد يجادل شخص خيالي بأننا لحساب التقويمات البحرية بدقة مطلقة نحتاج إلى...

معرفة دقيقة بمسافة الشمس. يعتمد تجارتنا الواسعة على الملاحة الماهرة، وأحد العوامل الضرورية للنجاح هو موثوقية “الألmanاك البحري”. لذلك، يجب أن يكون هناك علاقة ما بين التحسين المستمر في هذا الألmanاك والتحسين في مهارات الملاحة. وبما أن الخبراء يخبروننا بأنه في الإبحار نحو الميناء في ليلة عاصفة، أو في حالات الطوارئ الحرجة الأخرى، فإن مسافة ياردة واحدة فقط في البحر غالبًا ما تكون ذات أهمية كبيرة، فمن الممكن أن يكون سبب سلامة سفينة ما هو التأثير الضئيل جدًا لمرور كوكب الزهرة على “الألmanاك البحري”.

لكن الوقت والجهد والمال المبذولين في مراقبة مرور كوكب الزهرة يجب أن يُبررا بأسباب مختلفة تمامًا. نرى في ذلك مصدرًا غنيًا بالمعلومات؛ فهو يخبرنا بمسافة الشمس، وهي أساس جميع القياسات الكبيرة للكون. كما أنه يُشبع الفضول الفكري لدى الإنسان من خلال إظهار الأبعاد الحقيقية للنظام الشمسي الرائع، حيث تبدو الأرض جزءًا لائقًا، وإن كان تابعًا، فيه؛ كما أنه يقودنا إلى فهم الحجم الهائل الذي يتم به بناء الكون.

ليس بإمكاننا، مع مراعاة حدود هذا الكتاب، أن نطيل مناقشتنا حول مرور كوكب الزهرة. فعندما نبدأ في دراسة تفاصيل الملاحظات، نواجه على الفور العديد من القضايا التقنية المعقدة. للأسف، هناك صعوبات كبيرة في إجراء الملاحظات بالدقة المطلوبة؛ فلا يمكن مراقبة اللحظات التي يدخل فيها كوكب الزهرة إلى قرص الشمس ويغادره بدقة كبيرة، جزئيًا بسبب خدعة بصرية معينة تُعرف باسم “القطرة السوداء”， والتي تجعل كوكب الزهرة يبدو وكأنه ملتصق بحافة الشمس لعدة ثوانٍ، وجزئيًا بسبب تأثير الغلاف الجوي للكوكب، مما يزيد من عدم يقين الوقت الملاحظ للتلامس. تجعل هذه الظروف من الصعب تحديد مسافة الشمس من خلال مراقبة مرور كوكب الزهرة بالدقة التي تتطلبها العلوم الحديثة. لذلك، يبدو من المرجح أن يتم تحديد مسافة الشمس في النهاية بطريقة مختلفة تمامًا. وسيتم شرح ذلك لاحقًا.

في الفصل الحادي عشر، لذلك نشعر بقلة التردد في تجاهل أي جانب من جوانب دراسة مرور كوكب الزهرة كطريقة لمسح السماء.

يجب علينا الآن أن نختتم وصفنا لهذا الكوكب الرائع؛ ولكن قبل ذلك، دعونا نضيف – أو في بعض الحالات نكرر – بعض الحقائق الإحصائية المتعلقة بحجم الكوكب وأبعاده ومداره.

قطر كوكب الزهرة يبلغ حوالي 7,660 ميلاً، ولا يُلاحظ أي انحراف يُذكر عن الشكل الكروي، رغم أنه من الصعب ألا نشك في أن القطر القطبي له يجب أن يكون أقصر قليلاً من القطر الاستوائي. هذا القطر أقل فقط بحوالي 258 ميلاً عن قطر الأرض. كتلة كوكب الزهرة تبلغ حوالي ثلاثة أرباع كتلة الأرض؛ أو إذا قارنا كتلته بكتلة الشمس، فإنها تُمثل الكسر 1 مقسوماً على 425,000. ويجب ملاحظة أن كتلة كوكب الزهرة ليست كبيرة جداً مقارنة بحجمه كما كان متوقعاً. كثافة هذا الكوكب تبلغ حوالي 0.850 من كثافة الأرض. سيكون وزن كوكب الزهرة 4.81 مرة أكبر من وزن كرة ماء بنفس الحجم. الجاذبية على سطحه ستكون، إلى حد ما، أقل من الجاذبية على سطح الأرض؛ فالجسم الذي يُسقط على سطح الأرض يسقط 16 قدماً في الثانية، بينما الجسم الذي يُسقط على سطح كوكب الزهرة سيسقط حوالي 3 أقدام أقل. يبدو من غير المستبعد أن يكون وقت دوران كوكب الزهرة مساوياً لفترة دورانه حول الشمس.

مدار كوكب الزهرة مميز لأنه قريب جداً من الشكل الدائري؛ فأقصى مسافة لهذا الكوكب عن الشمس لا تتجاوز أقرب مسافة له بنسبة 1%. متوسط مسافته عن الشمس يبلغ حوالي 67,000,000 ميلاً، وسرعته في المدار تبلغ في المتوسط حوالي 22 ميلاً في الثانية، ويستغرق الانتهاء من الرحلة بأكملها 224.70 يوماً.

الفصل التاسع: الأرض.

الأرض كرة ضخمة—كيف يتم قياس حجم الأرض—الخط الأساسي—خط العرض الذي يتم تحديده من خلال ارتفاع القطب—درجة واحدة في خط الطول—الأرض ليست كرة—تجربة المذبذب—هل حركة الأرض بطيئة أم سريعة؟—تطابق محور الدوران مع محور الشكل—وجود الحرارة داخل الأرض—كانت الأرض في يوم من الأيام في حالة طرية—تأثيرات القوة الطاردة المركزية—المقارنة مع الشمس وكوكب المشتري—بروز خط الاستواء—وزن الأرض—المقارنة بين وزن الأرض وكرة مائية بنفس الحجم—مقارنة الأرض بكرة من الرصاص—المذبذب—استخدام المذبذب في قياس شدة الجاذبية—مبدأ التزامن—شكل الأرض كما يتم قياسه باستخدام المذبذب.

إن كون الأرض جسمًا دائريًا هو حقيقة تُستنتج على الفور من الاعتبارات الفلكية البسيطة. الشمس دائرية، والقمر دائري، وتُظهر التلسكوبات أن الكواكب دائرية أيضًا. بلا شك، المذنبات ليست دائرية، لكن يبدو أن المذنبات ليست أجسامًا صلبة على الإطلاق. يمكننا رؤية ما بداخل هذه الأجسام الهشة، كما أن وزنها صغير جدًا بحيث لا يمكن لأساليب القياس لدينا تحديده. إذا كانت جميع الأجسام الصلبة التي يمكننا رؤيتها كروية، فأليس من المحتمل أن تكون الأرض كروية أيضًا؟ لكن لدينا معلومات مباشرة أكثر بكثير من مجرد تخمينات.

لا يوجد طريقة أفضل لرؤية أن سطح المحيط منحنٍ من خلال مراقبة سفينة بعيدة في عرض البحر. عندما تكون السفينة بعيدة جدًا ولا تزال تبتعد، فإن هيكلها سيختفي تدريجيًا، بينما ستظل الصواري مرئية. في يوم صيفي جميل، يمكننا غالبًا رؤية قمة مدخنة السفينة البخارية فوق سطح البحر، بينما يكون جسم السفينة أسفله. لرؤية ذلك بشكل أفضل، يجب وضع العين قريبًا قدر الإمكان من سطح البحر. لو كان البحر مستويًا تمامًا، لما كان هناك شيء يحجب جسم السفينة، وبالتالي كانت ستظل مرئية طالما ظلت المدخنة مرئية. أما إذا كان البحر منحنيًا فعلاً، فإن الجزء البارز يحجب رؤية هيكل السفينة، بينما تظل المدخنة مرئية.

وهكذا نتعلم كيف أن البحر منحنٍ في كل مكان، ومن الطبيعي إذًا افتراض أن الأرض كرة. عندما نقوم بقياسات أكثر دقة، نجد أن الأرض ليست دائرية تمامًا؛ فهي مسطحة إلى حد ما عند كل قطب. يمكن توضيح ذلك بسهولة من خلال...

كرة المطاط الهندية، التي يمكن ضغطها من الجانبين المتقابلين بحيث تبرز في المنتصف. الأرض أيضًا مسطحة عند القطبين، ومنتفخة عند خط الاستواء. لكن انحراف الأرض عن شكلها الكروي الحقيقي ليس كبيرًا جدًا، ولن يُلاحظ دون قياسات دقيقة للغاية.

يتطلب تحديد حجم الأرض عمليات دقيقة للغاية. لقد تم بذل مهارة كبيرة وجهد هائل في هذا العمل، وأصبحت أبعاد الأرض معروفة بدقة عالية، رغم أنها ربما ليست بالدقة التي نأمل في تحقيقها في النهاية. لا يمكن المبالغة في الأهمية العلمية لقياس دقيق للأرض؛ فنصف قطر الأرض هو الوحدة التي يتم بها التعبير عن العديد من الكميات الفلكية الأخرى. على سبيل المثال، عند إجراء الملاحظات بهدف تحديد مسافة القمر، تخبرنا نتائج هذه الملاحظات، بعد تحليلها، أن مسافة القمر تساوي تسعة وخمسين ضعف نصف قطر الأرض عند خط الاستواء. إذا أردنا تحديد مسافة القمر بالأميال، فإننا بحاجة إلى معرفة عدد الأميال الموجودة في نصف قطر الأرض.

بعد اختيار منطقة مستوية على سطح الأرض، يتم قياس خط بطول بضعة أميال؛ يُطلق على هذا الخط “القاعدة”， وبما أن جميع القياسات اللاحقة تعتمد في النهاية على هذه القاعدة، فمن الضروري أن يتم إجراء هذا القياس بدقة متناهية. إن قياس خط بطول أربعة أو خمسة أميال بدقة تمنع أي أخطاء تزيد عن بضع بوصات يتطلب اتخاذ أقصى درجات الحيطة. لن ندخل الآن في وصف العمليات اللازمة؛ فهي عملية شاقة للغاية، وقد تم تخصيص العديد من الكتب الضخمة لمناقشة النتائج. لكن عند الحصول على بعض خطوط القاعدة في أماكن مختلفة على سطح الأرض، يتم ترك أدوات القياس جانبًا، ويتم إجراء مهمة مسح الأرض لاحقًا عن طريق قياس الزوايا بين محطة وأخرى وإجراء الحسابات الثلاثية الأبعاد استنادًا إلى ذلك. انطلاقًا من خط قاعدة بطول بضعة أميال، يتم حساب المسافات الأطول، حتى تصل في النهاية إلى 100 ميل.

يمكن تحقيق مسافات طويلة، بل وأطول من ذلك. وبالتالي، من الممكن معرفة طول خط طويل يمتد من الشمال إلى الجنوب.

حتى الآن، كان عمل المساح الأرضي هو الوحيد المطلوب. أما المسافة التي يتم تحديدها بهذه الطريقة، فيتم تسليمها إلى عالم الفلك ليستخلص منها أبعاد الأرض. يقوم عالم الفلك بتثبيت مرصده في الطرف الشمالي من الخط الطويل، ثم يبدأ في تحديد خط عرضه عن طريق الملاحظة. هناك طرق مختلفة لتحقيق ذلك، وسيتم شرحها بالتفصيل في كتب علم الفلك العملي. سنشير هنا فقط بإيجاز إلى المبدأ الذي يجب أن تُجرى عليه هذه الملاحظات.

يجب على الجميع أن يكونوا على دراية بنجم القطب، الذي، رغم أنه ليس الأكثر سطوعًا، إلا أنه على الأرجح أهم نجم في السماء بأكملها. في هذه خطوط العرض، نعتاد أن نجد نجم القطب على ارتفاع كبير، ويمكننا دائمًا العثور عليه في نفس المكان في السماء الشمالية. لكن لنفترض أننا نبدأ رحلة إلى نصف الكرة الجنوبي: مع اقترابنا من خط الاستواء، نجد أن نجم القطب يقترب أكثر فأكثر من الأفق ليلة بعد ليلة. عند خط الاستواء، يكون على الأفق؛ أما إذا عبرنا هذا الخط، فإننا نجد أن هذا الجسم السماوي المفيد يصبح غير مرئي عند دخولنا نصف الكرة الجنوبي. هذا في حد ذاته كافٍ لإظهار أن الأرض لا يمكن أن تكون سطحًا مسطحًا كما يوحي به التجربة غير المدروسة.

من ناحية أخرى، يلاحظ المسافر الذي يغادر إنجلترا إلى النرويج أن نجم القطب يكون في كل ليلة أعلى في السماء مما اعتاد رؤيته. إذا واصل رحلته شمالًا، فإن نفس النجم سيرتفع تدريجيًا أكثر فأكثر، حتى أخيرًا، عند الاقتراب من قطب الأرض، يكون نجم القطب مرتفعًا جدًا فوق رأسه. وهكذا ندرك أنه كلما زاد خط عرضنا، ارتفع ارتفاع نجم القطب بشكل عام. لكن لا يمكننا استخدام لغة دقيقة حتى نستبدل النقطة المتلألئة بقطب السماء نفسه. قطب السماء يقع بالقرب من نجم القطب، الذي بدوره يدور حول قطب السماء، مثل جميع النجوم الأخرى، مرة في اليوم. الدائرة التي يرسمها نجم القطب

لكنه صغير جداً لدرجة أنه، ما لم نوله اهتماماً خاصاً، فلن يتم إدراك الحركة. القطب الحقيقي ليس نقطة مرئية، لكن من الممكن تحديد موقعه بدقة، وهو يسمح لنا بتحديد العلاقة بين القطب وخط العرض بأقصى دقة ممكنة. والمعادلة هي أن ارتفاع القطب فوق الأفق يساوي خط العرض للمكان.

يقوم عالم الفلك الموجود في أحد طرفي الخط الطويل بقياس ارتفاع القطب فوق الأفق. وهذه عملية دقيقة إلى حد ما. أولاً، وبما أن القطب غير مرئي، يجب عليه الحصول على موقعه بشكل غير مباشر. يقوم بقياس ارتفاع نجم القطب عندما يكون هذا الارتفاع في أقصى قيمة له، ثم يكرر العملية بعد اثنتي عشرة ساعة، عندما يكون ارتفاع نجم القطب في أدنى قيمة له؛ والمتوسط بين القيمتين، بعد تصحيحه بطرق مختلفة لا حاجة لمناقشتها الآن، يعطي الارتفاع الحقيقي للقطب. يكفي القول إنه من خلال مثل هذه العمليات يتم تحديد خط العرض لأحد طرفي الخط. ثم ينتقل عالم الفلك، مع كل أدواته، إلى الطرف الآخر من الخط، حيث يكرر العملية، ويجد أن القطب له ارتفاع مختلف يتوافق مع خط عرض مختلف. ويعطيه فرق الارتفاعين قياساً دقيقاً لعدد الدرجات والأجزاء الجزئية للدرجة بين خطوط العرض للمحطتين. يمكن مقارنة ذلك بالمسافة الفعلية بين المحطتين بالأميال، والتي تم تحديدها عبر المسح الهندسي. ومن خلال حساب بسيط، يمكن معرفة عدد الأميال والأجزاء الجزئية للميل التي تتوافق مع درجة واحدة من خط العرض – أو، كما يُقال عادة، طول درجة واحدة من خط الطول.

يجب تكرار هذه العملية في أجزاء مختلفة من الأرض – في نصف الكرة الشمالي والجنوبي، وفي خطوط العرض العالية والمنخفضة. لو كان مستوى سطح البحر على كوكب الأرض كرة مثالية، لكانت هناك نتيجة مهمة: وهي أن طول درجة واحدة من خط الطول سيكون متساوياً في كل مكان. سيكون نفسه في بيرو كما في السويد، ونفسه في الهند كما في إنجلترا. لكن أطوال الدرجات ليست جميعها متساوية، ومن ذلك نعرف أن كوكب الأرض ليس كرة حقيقية. تسمح لنا الأطوال المقاسة للدرجات بمعرفة مدى شكل كوكب الأرض.

تبتعد الأرض عن كونها كرة مثالية؛ ففي القطبين، يكون طول درجة واحدة أطول مما هو عليه بالقرب من خط الاستواء. وهذا يدل على أن الأرض مسطحة عند القطبين ومنتفخة عند خط الاستواء، كما أنه يوفر وسيلة لحساب الأطوال الفعلية للمحورين القطبي والاستوائي. وبهذه الطريقة، تبين أن القطر الاستوائي يبلغ 7,927 ميلاً، بينما القطر القطبي أقصر بـ 27 ميلاً.

يمكن تعريف المحور القطبي للأرض على أنه القطر الذي تدور حوله الأرض. يتقاطع هذا المحور مع سطح الأرض عند القطبين الشمالي والجنوبي. الوقت الذي تستغرقه الأرض لإتمام دورة كاملة حول هذا المحور يُسمى اليوم النجمي. اليوم النجمي أقصر قليلاً من اليوم العادي، حيث يبلغ 23 ساعة و56 دقيقة و4 ثوانٍ فقط. تتم عملية الدوران كما لو كان هناك محور صلب يمر عبر مركز الأرض؛ أو، باستخدام تشبيه قديم ومألوف، تدور الأرض كما لو أن كرة من الصوف تدور حول إبرة حياكة مغروزة في مركزها.

من الجدير بالذكر أن المحور الذي تدور حوله الأرض يشغل نفس الموقع الذي يشغله أقصر قطر للأرض كما تم تحديده عن طريق المسوحات الفعلية. هذا تزامن لا يمكن تصوره إطلاقاً لو لم يكن شكل الأرض مرتبطاً بطريقة ما بحقيقة دورانها. فما هو الارتباط الممكن إذن؟ دعونا نبحث في الموضوع، وسنجد أن شكل الأرض هو نتيجة لدورانها.

تتعرض الأرض في الوقت الحالي، في مناطق مختلفة، لانفجارات بركانية من حين لآخر. ظواهر مثل هذه الانفجارات، وحدوث الزلازل المصاحب لها، والحقيقة المعروفة بأن الحرارة تزداد كلما انخفضنا أكثر في باطن الأرض، ووجود الينابيع الساخنة، والينابيع البركانية الموجودة في آيسلندا وأماكن أخرى، كلها تشهد على وجود حرارة في باطن الأرض. سواء كانت هذه الحرارة، كما يعتقد البعض، موجودة في جميع أنحاء باطن الأرض، أم أنها موجودة فقط في الأماكن التي يُشعر فيها بآثارها، فهذا أمر لا داعي للقلق بشأنه الآن.

كل ما هو ضروري لغرضنا الحالي هو الاعتراف بأن الحرارة موجودة إلى حد ما.
هذه الحرارة الداخلية، سواء كانت كبيرة أم صغيرة، لها بالتأكيد أصل مختلف عن الحرارة التي نعرفها على السطح؛ فالحرارة التي نشعر بها تأتي من الشمس، أما الحرارة الداخلية فلا يمكن أن تأتي من الشمس، لأن شدتها كبيرة جدًا، وهناك صعوبات أخرى لا يمكن التغلب عليها في فرضية أنها قد جاءت من الشمس. إذًا، من أين تأتي هذه الحرارة؟ هذا سؤال لا يمكننا الإجابة عليه في الوقت الحالي، وفي الحقيقة لا يؤثر كثيرًا على حجتنا التي تتطلب منا الإجابة عليه. بمجرد الاعتراف بوجود الحرارة، كل ما نحتاجه هو تطبيق قانون أو قانونين من القوانين الحرارية المعروفة لتفسير الحقائق. يجب علينا أولاً أن نأخذ في الاعتبار المبدأ العام الذي يفيد بأن الحرارة تميل إلى الانتشار والابتعاد عن مصدرها الأصلي. الحرارة الموجودة في أعماق الأرض تنتقل عبر الصخور الموجودة فوقها، وتصل ببطء إلى السطح. صحيح أن الصخور والمواد التي تغطي الأرض ليست موصلات جيدة للحرارة؛ فمعظمها في الواقع غير فعال للغاية في هذا الصدد، لكن سواء كانت جيدة أم سيئة، فهي في النهاية موصلات بشكل ما، ومن خلالها يجب أن تصل الحرارة إلى السطح.
لا يمكن الاعتراض على هذا الاستنتاج بحجة أننا لا نشعر بهذه الحرارة؛ فبضعة أقدام من الطوب يمكن أن تحبس حرارة الفرن الضخم بحيث لا تخرج سوى كمية قليلة من خلال الطوب، لكن بعض الحرارة تخرج على أي حال، ولم يتم صنع طوب يمكنه حبس كل الحرارة تمامًا، ولن يمكن صنعه أبدًا. إذا كان بضعة أقدام من الطوب يمكن أن تحبس حرارة الفرن إلى حد كبير، فألا يمكن لعشرات الأميال من الصخور أن تحبس الحرارة الموجودة في أعماق الأرض، حتى لو كانت تلك الحرارة أسرع بسبع مرات من حرارة أقوى فرن عرفه التاريخ؟ ستخرج الحرارة ببطء، وربما بشكل غير ملحوظ، لكن ما لم تكن كل معرفتنا بالطبيعة مجرد وهم، فلا توجد صخور، مهما كانت سميكة، يمكنها أن تمنع، مع مرور الوقت، تسرب الحرارة إلى السطح. عندما تصل هذه الحرارة إلى سطح الأرض، يجب أن تنتشر تدريجيًا وفقًا لقانون حراري آخر، وتختفي في الأرض.

سيؤدي ذلك إلى الخروج عن الموضوع إذا حاولنا مناقشة جميع الاعتراضات التي قد تُثار ضد ما ذكرناه هنا بالتفصيل. يُقال غالبًا إن الحرارة في باطن الأرض تنتج عن تفاعلات كيميائية أو عمليات ميكانيكية، وبالتالي فإن هذه الحرارة قد تتجدد باستمرار بنفس السرعة أو حتى بسرعة أكبر من سرعة اختفائها. لكن هذا في الحقيقة اختلاف في الشكل لا في الجوهر. إذا كانت الحرارة تنتج بالطريقة المذكورة (ولا شك أن هناك مصدرًا كهذا لبعض الحرارة في باطن الكرة الأرضية)، فيجب أن يكون هناك استهلاك معين للطاقات الكيميائية أو الميكانيكية مما يؤدي إلى استنزاف معين. فلكل وحدة حرارة تخرج، إما أن يكون هناك فقدان لوحدة حرارة من الكرة الأرضية، أو، وهو ما يعادل ذلك تقريبًا، فقدان لوحدة من قوة توليد الحرارة من الطاقات الكيميائية أو الميكانيكية. النتيجة الجوهرية واحدة؛ يجب أن تكون الحرارة، سواء كانت فعلية أو محتملة، في باطن الأرض في تناقص. ومن الواضح أن جزءًا كبيرًا من خسائر الحرارة التي تعاني منها الأرض لها طابع واضح، ولا تعتمد على العمليات البطيئة للتوصيل. فكل ثوران بركاني يطلق كمية هائلة من الحرارة تختفي بسرعة كبيرة من الأرض؛ بينما في الينابيع الساخنة الموجودة في أماكن كثيرة، يكون هناك تدفق مستمر لنفس النوع من الحرارة، والذي يصل على مر السنين إلى أحجام هائلة.

وهكذا تفقد الأرض حرارتها، دون أن تحصل أبدًا على إمدادات جديدة من نفس النوع لتعويض هذه الخسائر. النتيجة واضحة؛ يجب أن يصبح باطن الأرض أكثر برودة. بلا شك، هذه عملية بطيئة للغاية؛ فعمر الفرد، وعمر الأمة، وربما عمر الجنس البشري نفسه، ليس طويلاً بما يكفي لمشاهدة أي تغيير ملحوظ في مخزون الحرارة في الأرض. لكن القانون لا مفر منه، وعلى الرغم من أن انخفاض الحرارة قد يكون بطيئًا، إلا أنه مستمر، وفي مرور العصور سيؤدي حتمًا إلى نتائج كبيرة ومهمة.

ليس من هدفنا الحالي تقديم أي توقعات بشأن التغييرات التي ستنشأ حتمًا نتيجة لهذه العملية. نرغب في الوقت الحالي أكثر في النظر إلى الماضي لنرى ما هي النتائج التي يمكننا استنتاجها بشكل مشروع. تلك الفترات الزمنية التي نعرفها في الحياة اليومية، أو حتى في...

التاريخ العادي، لأغراضنا الحالية، غير ذي أهمية تُذكر. فبما أن كوكب الأرض يفقد حرارته الداخلية يوميًا، فلا بد أنه كان يحتوي على حرارة أكبر أمس مما هو عليه اليوم، وأكبر العام الماضي مما هو عليه هذا العام، وأكبر قبل عشرين عامًا مما كان عليه قبل عشر سنوات. لم يكن التأثير ملحوظًا في الزمن التاريخي؛ لكن عندما نرتفع من مئات السنين إلى آلاف السنين، ومن آلاف السنين إلى مئات الآلاف من السنين، ومن مئات الآلاف من السنين إلى ملايين السنين، يصبح التأثير ليس فقط ملحوظًا، بل بحجم مذهل أيضًا.

لا بد أنه كان هناك زمن كان فيه كوكب الأرض يحتوي على حرارة أكبر بكثير مما هو عليه الآن. ولا بد أنه كان هناك زمن كان فيه سطح الأرض ساخنًا بشكل ملحوظ بسبب هذه الحرارة. لا يمكننا الادعاء بمعرفة عدد الآلاف أو الملايين من السنين التي مضت منذ ذلك الزمن؛ لكن يمكننا أن نكون متأكدين من أن الأرض كانت أكثر سخونة في الماضي، حتى يبدو لنا أخيرًا أن درجة الحرارة ارتفعت إلى حد السخونة الحمراء، ومن السخونة الحمراء نعود إلى عصر أقدم حيث كانت الأرض ساخنة جدًا، ونتابع العودة إلى الوراء حتى نجد أن سطح كوكبنا الصلب كان في الواقع مذابًا. لا داعي لنا للعودة إلى الماضي أكثر من ذلك في الوقت الحالي، ولا حاجة أيضًا لمحاولة تحديد المصدر المحتمل لتلك الحرارة. ومن الجدير بالذكر أن ذلك غير مطلوب في حجتنا. نحن نجد الحرارة الآن، ونعلم أن الحرارة تفقد يوميًا. ومن ذلك يبدو أن الاستنتاج الذي توصلنا إليه أمر لا مفر منه، وهكذا نعود إلى عصر بعيد جدًا في أعماق الماضي حيث كان كوكبنا الصلب عبارة عن كرة مذابة وطرية في كل مكان.

قطرة الندى على بتلة الزهرة على شكل كروي تقريبًا؛ لكنها ليست كرة تمامًا، لأن الجاذبية تضغطها على الزهرة مما يشوه شكلها قليلًا. أما قطرة المطر المتساقطة فهي كروية؛ وقطرة الزيت المعلقة في سائل لا يختلط معه تكوّن كرة أيضًا. وإذا انتقلنا من الأشياء الصغيرة إلى الأشياء الكبيرة، فلنحاول أن نتخيل كرة هائلة من المادة المذابة. ليكن حجم تلك الكرة بحجم الأرض، وليكن مكوناتها طرية لدرجة أنها تخضع لقوى الجذب التي تمارسها كل جزء من الكرة على جميع الأجزاء الأخرى. لا يمكن أن يكون هناك شك في تأثير هذه القوى؛ فهي ستميل إلى تنعيم أي تشوهات على سطح الكرة.

السطح، تمامًا مثل سطح المحيط الذي يكون ناعمًا عندما يكون خاليًا من تأثيرات الرياح المزعجة. لذلك، قد نتوقع أن يتخذ كرتنا المنصهر، إذا تم عزله عن أي تدخلات خارجية، شكل كرة.

لكن لنفترض الآن أن هذه الكرة الضخمة، التي افترضنا حتى الآن أنها ساكنة، تبدأ في الدوران حول محور يمر عبر مركزها. لا داعي لافتراض أن هذا المحور جسم مادي، ولا نهتم بأي افتراضات حول كيفية حدوث سرعة الدوران. لكن يمكننا بسهولة رؤية نتائج الدوران؛ فإن الكرة ستتشوه، وستؤدي القوة الطاردة المركزية إلى بروز الجسم المنصهر عند خط الاستواء وتسطيحه عند القطبين. كلما زادت سرعة الدوران، زاد البروز. ولكل سرعة دوران مستوى معين من البروز. وهكذا، بروز الأرض المنصهرة كان يعتمد على حقيقة أنها تدور مرة واحدة في اليوم. الآن لنفترض أن الأرض، بينما لا تزال تدور، تبدأ في الانتقال من الحالة السائلة إلى الحالة الصلبة. فإن الشكل الذي ستتخذه الأرض عند تصلبها، بلا شك، سيكون غير منتظم على السطح؛ وسيكون غير منتظم بسبب الاضطرابات والانفجارات الناتجة عن تحول كتلة مادية بهذا الحجم الضخم؛ لكن رغم عدم انتظامه، يمكننا أن نكون متأكدين من أن شكل سطح الأرض، بشكل عام، سيتوافق مع الشكل الذي اتخذه نتيجة الدوران. وبالتالي يمكننا تفسير الشكل المنتفخ لخط الاستواء على الأرض، ويمكننا الاستناد إلى هذا الشكل لدعم الفكرة القائلة بأن هذا الكرة كانت في يوم من الأيام في حالة طرية أو منصهرة.

يمكن دعم هذا الحجة وتوضيحها من خلال مقارنة شكل كوكبنا الأرض بأشكال بعض الأجرام السماوية الأخرى. فالشمس، على سبيل المثال، تبدو ككرة مثالية تقريبًا. ولا توجد أي قياسات يمكننا إجراؤها تُظهر أن القطر القطبي للشمس أقصر من القطر الاستوائي. لكن هذا ما كنا نتوقعه. بلا شك، الشمس تدور حول محورها، وبما أن الدوران هو الذي يسبب الانتفاخ، فلماذا لا يؤدي الدوران إلى تشوه الشمس مثلما حدث مع الأرض؟

من المحتمل أن يكون هناك فعلاً فرق بين قطري الشمس، لكن هذا الفرق صغير جداً لدرجة أننا غير قادرين على قياسه. من المستحيل عدم ربط ذلك ببطء دوران الشمس؛ فالشمس تحتاج إلى خمسة وعشرين يوماً لإكمال دورة واحدة، والبروز الناتج عن هذه السرعة المنخفضة غير ملحوظ.

من ناحية أخرى، عندما ننظر إلى أحد الكواكب التي تدور بسرعة كبيرة، نحصل على نتيجة مختلفة تماماً. لنأخذ مثالاً بارزاً وهو كوكب المشتري العملاق. عند النظر إليه عبر التلسكوب، يتضح أنه ليس كرة؛ فالفرق واضح لدرجة أنه لا حاجة إلى قياسات دقيقة لإثبات أن القطر القطبي للمشتري أقصر من القطر الاستوائي. إن انحراف المشتري عن الشكل الكروي الحقيقي أكبر بكثير من انحراف الأرض، ومن المستحيل عدم ربط ذلك بدوران المشتري السريع للغاية. سيتعين علينا فيما بعد تخصيص فصل لدراسة هذا الكوكب الرائع. لكن يمكننا التنبؤ مسبقاً بأن زمن دوران المشتري أقل من عشر ساعات، رغم أن حجم المشتري أكبر من حجم الأرض بأكثر من ألف مرة؛ فدورانه السريع جداً تسبب في انتفاخه عند خط الاستواء إلى درجة ملحوظة.

بعد إجراء مسح لكوكب الأرض وقياس أبعاده، يكون الخطوة التالية لعالم الفلك هي تحديد وزنها. هنا بالفعل مشكلة تضع موارد العلم تحت ضغط شديد للغاية. نحن نعرف القليل جداً عن باطن الأرض – بل يمكنني القول إننا لا نعرف شيئاً عنه. بلا شك، نحفر مناجم عميقة في الأرض، وهذه المناجم تسمح لنا بالوصول إلى عمق نصف ميل، أو حتى ميل كامل، في أعماق الأرض. لكن هذا في النهاية مجرد محاولة تافهة لاستكشاف باطن الأرض. ما قيمة تقدم ميل واحد مقارنة بالمسافة إلى مركز الأرض؟ إنها تمثل حوالي ربع ألف من المسافة الكلية. معرفتنا بالأرض تصل فقط إلى عمق ضئيل جداً تحت السطح، ولا نملك أي فكرة عن طبيعة كوكبنا على بعد بضعة أميال فقط تحت أقدامنا. إذن،

إن جهلنا التام تقريبًا بالمكونات الصلبة للأرض، ألا يبدو محاولة وزن الكرة الأرضية بأكملها مهمة يائسة؟ ومع ذلك، فقد تم حل هذه المشكلة، وأصبحت النتيجة معروفة – وإن لم تكن بالدقة المتحققة في الأبحاث الفلكية الأخرى، لكنها مع ذلك تقدير مقبول إلى حد ما.

لا داعي لذكر وزن الأرض بوحداتنا العادية؛ فذكر مليارات الأطنان لا يُعطي أي انطباع واضح. من الأفضل بكثير مقارنة كتلة الأرض بكتلة كرة ماء مساوية لها. يجب أن نكون مستعدين لاكتشاف أن الأرض أثقل من حجم مماثل من الماء. فالصخور التي تشكل سطحها أثقل، من حيث الحجم، من المحيطات التي تقع فوق تلك الصخور. كما أن وفرة المعادن في الأرض، والزيادة التدريجية في كثافتها، والتي يجب أن تنتج عن الضغط الهائل في الأعماق الكبيرة – كل هذه العوامل تجعلنا نعتقد أن الأرض أثقل بكثير من كرة ماء بنفس الحجم.

افترض نيوتن أن وزن الأرض يتراوح بين خمسة وستة أضعاف وزن كرة ماء بنفس الحجم. وليس من الصعب أيضًا رؤية أن هذا الاقتراح منطقي. فالصخور والمواد الموجودة على السطح عادةً ما تكون أثقل بحوالي مرتين أو ثلاث مرات من الماء، لكن كثافة الجزء الداخلي من الأرض يجب أن تكون أكبر بكثير. هناك أسباب وجيهة للاعتقاد بأن هناك نسبة كبيرة جدًا من الحديد في أعماق الأرض البعيدة. فالأرض المكونة من الحديد ستكون وزنها حوالي سبعة أضعاف وزن كرة ماء مساوية لها. وهكذا، يمكننا القول إن وزن الأرض يجب أن يكون على الأرجح أكثر من ثلاثة أضعاف، وعلى الأرجح أقل من سبعة أضعاف وزن كرة ماء مساوية لها؛ ولذلك، عند تحديد الكثافة بين خمسة وستة، اعتمد نيوتن نتيجة منطقية في ذلك الوقت، والتي تبين لاحقًا أنها صحيحة على الأرجح. تم اقتراح عدة طرق يمكن من خلالها حل هذا السؤال المهم بدقة. ومن بين كل هذه الطرق، سنصف هنا طريقة واحدة فقط، لأنها توضح بطريقة ملحوظة جدًا قانون الجاذبية العامة.

في الفصل المتعلق بالجاذبية، تم التأكيد على أن شدة هذه القوة بين كتلتين ذوات أحجام معتدلة كانت ضئيلة للغاية.

وتنشأ صعوبة وزن الأرض من هذا السبب. إن التطبيق العملي لهذه العملية يواجه العديد من التفاصيل المعقدة، ولا حاجة لنا للنظر فيها في الوقت الحالي. مبدأ العملية بسيط للغاية؛ لكي نجعل وصفنا أكثر دقة، لنتخيل كرة كبيرة بقطر حوالي قدمين؛ وبما أنه من المرغوب فيه أن تكون هذه الكرة ثقيلة قدر الإمكان، فلنفترض أنها مصنوعة من الرصاص. تُجذب الكرة الصغيرة التي تُقرب من الكرة الكبيرة بفعل قوة الجاذبية. كمية هذا الجذب صغيرة جدًا، لكن يمكن قياسها باستخدام عملية دقيقة تسمح بالكشف عن القوى الصغيرة جدًا. تعتمد شدة الجذب على كتلتي الكرتين ومسافتهما عن بعضهما البعض، بالإضافة إلى قوة الجاذبية نفسها. كما يمكننا بسهولة قياس جذب الأرض للكرة الصغيرة؛ وهو في الواقع ليس سوى وزن الكرة الصغيرة بالمعنى المعتاد للكلمة. وبهذه الطريقة يمكننا مقارنة الجذب الذي تمارسه الكرة الرصاصية مع الجذب الذي تمارسه الأرض.

لو كان مركز الأرض ومركز الكرة الرصاصية على نفس المسافة من الجسم المجذوب، لكانت شدة جذبهما تعطي فورًا نسبة كتلتيهما بواسطة نسبة بسيطة. لكن في هذه الحالة، الأمور ليست بهذه البساطة: فالكرة الرصاصية تبعد بضع بوصات فقط عن الكرة المجذوبة، بينما يبعد مركز جاذبية الأرض حوالي 4000 ميل عن مركز الأرض نفسها. يجب أخذ هذا الفرق في الاعتبار، ويجب تقليل جذب الكرة الرصاصية إلى ما كان سيكون عليه لو تم نقلها إلى مسافة 4000 ميل. ولحسن الحظ، يمكن تحقيق ذلك من خلال حساب بسيط يعتمد على القاعدة العامة التي تنص على أن شدة الجاذبية تتناسب عكسيًا مع مربع المسافة. وبهذه الطريقة، يمكننا، جزئيًا عبر الحسابات وجزئيًا عبر التجارب، مقارنة شدة جذب الكرة الرصاصية مع جذب الأرض. من المعروف أن الجذب يتناسب مع الكتل، لذا تم قياس الكتل المقارنة للأرض والكرة الرصاصية؛ وتبين أن وزن الأرض يعادل تقريبًا نصف وزن كرة رصاصية بنفس الحجم. وبالتالي يمكننا القول

أخيرًا، فإن كتلة الأرض تساوي تقريبًا خمسة أضعاف ونصف كتلة كرة ماء بنفس الحجم.

في الفصل المتعلق بالجاذبية، ذكرنا أن الجسم الذي يُترك يسقط بالقرب من سطح الأرض يقطع مسافة ستة عشر قدمًا في الثانية الأولى. تختلف هذه المسافة قليلاً في أجزاء مختلفة من الأرض. لو كانت الأرض كرة مثالية، لكانت قوة الجاذبية متساوية في كل مكان، ولكان الجسم يقطع نفس المسافة في كل مكان. لكن الأرض ليست دائرية، لذا فإن المسافة التي يقطعها الجسم في ثانية واحدة تختلف قليلاً في أماكن مختلفة. عند القطب، يكون نصف قطر الأرض أقصر منه عند خط الاستواء، وبالتالي فإن قوة الجاذبية عند القطب أكبر منها عند خط الاستواء. لو كان لدينا قياسات دقيقة تُظهر المسافة التي يقطعها الجسم في ثانية واحدة عند القطب وعند خط الاستواء، لكان بإمكاننا تحديد شكل الأرض.

لكن من الصعب قياس المسافة التي يقطعها الجسم في ثانية واحدة بدقة. لذلك، اضطررنا إلى اللجوء إلى وسائل أخرى لتحديد قوة الجاذبية عند خط الاستواء وفي أجزاء أخرى من سطح الأرض. الطرق المستخدمة تعتمد على المذبذب، وهو ربما أبسط الأدوات الفلسفية وبالتأكيد واحد من أكثرها فائدة. المذبذب المثالي هو وزن صغير وثقيل معلق من نقطة ثابتة بواسطة سلك رفيع ومرن. إذا أزحنا المذبذب عن وضعه العمودي ثم أطلقناه، فإن الوزن سيتأرجح ذهابًا وإيابًا.

يحتاج المذبذب إلى فترة زمنية قصيرة جدًا ليقوم بحركته ذهابًا وإيابًا. من الملفت للنظر أن هذه الفترة لا تعتمد بشكل كبير على طول القوس الدائري الذي يتأرجح فيه المذبذب. للتحقق من هذا القانون، نعلق مذبذبًا آخر بجانب الأول، وكلاهما بنفس الطول. إذا أزحنا كلا المذبذبين جانبًا ثم أطلقناهما، فإنهما سيتأرجحان معًا ويعودان معًا. ربما كان هذا متوقعًا. لكن إذا أزحنا أحد المذبذبين بعيدًا جدًا إلى أحد الجانبين، والآخر قليلاً فقط، فإن المذبذبين سيتأرجحان معًا أيضًا. ربما لم يكن هذا متوقعًا. جربوا ذلك مرة أخرى، مع فرق أكبر في طول القوس.

الاهتزاز، ومع ذلك نرى أن الوزنين يستغرقان نفس المدة لإتمام دورة الاهتزاز.

يمكننا تغيير التجربة بطريقة أخرى؛ فلنغير الأوزان الموجودة على المذبذبات بحيث تكون بأحجام مختلفة، رغم أن كلاهما من الحديد. هل سنجد أي فرق في فترات الاهتزاز؟ نجرب مرة أخرى: الفترة تظل كما كانت من قبل؛ سواء تم تحريكها عبر أقواس كبيرة أو صغيرة، فإن الفترة تظل كما هي. لكن يمكن القول إن ذلك يعود إلى كون الوزنين مصنوعين من نفس المادة. جربوا مرة أخرى باستخدام وزن من الرصاص بدلاً من أحد الأوزان الحديدية؛ النتيجة ستكون مماثلة. حتى مع استخدام كرة خشبية، فإن فترة الاهتزاز تظل كما هي مقارنة بكرة الحديد، وهذا صحيح بغض النظر عن القوس الذي يتم فيه الاهتزاز.

لكن إذا غيرنا طول السلك الذي يُثبت به الوزن، فإن الفترة لن تظل ثابتة. يمكن توضيح ذلك بسهولة؛ خذوا مذبذبًا قصيرًا بسلك طوله ربع طول السلك المستخدم في المذبذب الطويل؛ علّقوا الاثنين بالقرب من بعضهما وقارنوا فترات اهتزاز المذبذب القصير مع المذبذب الطويل، وسنجد أن فترة الاهتزاز للمذبذب القصير تساوي نصف فترة الاهتزاز للمذبذب الطويل. يمكننا تعميم النتيجة والقول إن وقت اهتزاز المذبذب يتناسب طرديًا مع جذر مربع طوله. إذا زدنا طول السلك المستخدم لتثبيت المذبذب أربعة أضعاف، فإن وقت اهتزازه سيتضاعف؛ وإذا زدنا طول المذبذب تسعة أضعاف، فإن فترة اهتزازه ستزداد ثلاثة أضعاف.

إن جاذبية الأرض هي التي تجعل المذبذب يهتز. كلما زادت قوة الجاذبية، كلما اهتز المذبذب بسرعة أكبر. يمكن تفسير ذلك بسهولة؛ إذا جذبت الأرض الوزن لأسفل بقوة كبيرة، فإن وقت الاهتزاز سيكون قصيرًا؛ أما إذا قلت قوة جاذبية الأرض، فلن تتمكن من جذب الوزن لأسفل بسرعة، وبالتالي ستزداد فترة الاهتزاز.

يمكن تحديد وقت اهتزاز المذبذب بدقة عالية جدًا. ليقم بـ 10,000 اهتزاز، ثم قياس الوقت الذي استغرقه هذا العدد من الاهتزازات. قد لا يظل القوس الذي يقطعه المذبذب ثابتًا تمامًا، لكن ذلك لا يؤثر بشكل ملحوظ على وقت اهتزازه. لنفترض أن هناك خطأ قدره ثانية واحدة في تحديد وقت 10,000 اهتزاز؛ فهذا سيؤدي فقط إلى خطأ يعادل جزءًا من ألف من الثانية في وقت اهتزاز واحد، مما يوفر تحديدًا دقيقًا لقوة الجاذبية في المكان الذي أُجري فيه التجربة.

خذ مذبذبًا إلى خط الاستواء. ليقم بـ 10,000 اهتزاز، ثم حدد بعناية الوقت الذي استغرقه هذا العدد من الاهتزازات. أحضر نفس المذبذب إلى جزء آخر من الأرض وكرر التجربة. وبهذه الطريقة، يكون لدينا وسيلة لمقارنة قوة الجاذبية في المكانين. بلا شك، هناك العديد من الاحتياطات التي يجب مراعاتها والتي لا داعي للخوض في تفاصيلها هنا. ليس من الضروري الخوض في تفاصيل كيفية الحفاظ على حركة المذبذب، ولا تأثير التغيرات في درجة الحرارة على طوله. يكفينا أن نرى كيف يمكن قياس وقت اهتزاز المذبذب بدقة، وكيف يمكن من خلال هذا القياس حساب شدة الجاذبية.

وبهذه الطريقة، يمكن للمذبذب أن يساعدنا في إجراء مسح جاذبي لسطح الأرض بأعلى درجات الدقة. لكن لا يمكننا الاستنتاج بأن الجاذبية وحدها هي التي تؤثر على اهتزازات المذبذب. لقد رأينا كيف تدور الأرض حول محورها، وأرجعنا انتفاخ الأرض عند خط الاستواء إلى هذا التأثير. لكن القوة الطاردة المركزية الناتجة عن الدوران لها تأثير في تقليل الوزن الظاهري للأجسام، ويكون التغيير أكبر عند خط الاستواء، ويقل تدريجيًا كلما اقتربنا من القطبين. ولهذا السبب وحده، فإن قوة جذب المذبذب عند خط الاستواء أقل منها في أماكن أخرى، وبالتالي فإن اهتزازات المذبذب ستستغرق وقتًا أطول هناك مقارنة بالأماكن الأخرى. وبالتالي، فإن جزءًا من التغيير الظاهري في قوة الجاذبية يعود إلى القوة الطاردة المركزية؛ لكن هناك أيضًا تغيير حقيقي.

في أي عمل في علم الفلك، لا يدخل ضمن نطاق عملنا التعمق أكثر في موضوع كوكبنا. فسطح الأرض وتضاريسها ومحيطاتها وسلاسل جبالها وأنهارها هي من اختصاص الجغرافيين الفيزيائيين؛ بينما الصخور وما تحتويه من مواد، والبراكين والزلازل، هي من اختصاص علماء الجيولوجيا وعلماء الفيزياء.

الفصل العاشر: المريخ
جيراننا الأقربون في السماء – يمكن فحص سطح المريخ باستخدام التلسكوب – مدار المريخ الملفت للنظر – تشابه المريخ مع النجوم – معنى حالة المقابلة بين الأرض والمريخ – انحراف مدار المريخ – حالات المقابلة المختلفة للمريخ – الحركات الظاهرية للكوكب – تأثير حركة الأرض – قياس مسافة المريخ – الدراسة النظرية لمسافة الشمس – رسومات للكوكب – هل يوجد ثلج على المريخ؟ – دوران الكوكب – الجاذبية على المريخ – هل للمريخ أقمار صناعية؟ – الاكتشاف العظيم للبروفيسور آساف هول – دوران الأقمار الصناعية – ديموس وفوبوس – “رحلات جوليفر”.

إن العلاقة الخاصة التي تربطنا بأحد كواكب نظامنا الشمسي قد استدعت تطبيق طريقة مختلفة في دراسة ذلك الكوكب مقارنة بالطريقة المناسبة لدراسة الكواكب الأخرى. لقد ناقشنا عطارد والزهرة كأجسام بعيدة يُعرف عنها شيء بالدرجة الأولى من خلال الأبحاث التلسكوبية، ومن خلال الحسابات التي تستند إلى الملاحظات الفلكية. أما معرفتنا بالأرض فهي من نوع مختلف، وتم الحصول عليها بطريقة مختلفة أيضًا. ومع ذلك، كان من الضروري من أجل التماثل أن نناقش الأرض بعد كوكب الزهرة، لكي نحدد موقعها الحقيقي في النظام الشمسي. لكن الآن، بعد أن تجاوزنا الأرض في تقدمنا نحو الخارج من الشمس، نصل إلى كوكب المريخ؛ وهنا نعود مرة أخرى، وإن بشكل معدل قليلاً، إلى الطرق التي كانت مناسبة لدراسة الزهرة وعطارد.

لكوكبي الزهرة والمريخ، من وجهة نظر معينة، اهتمامات خاصة تستحق انتباهنا. فهما جيراننا الكوكبيان الأقربان، أحدهما على كل جانب منا. من الطبيعي أن نتوقع معرفة المزيد عنهما مقارنة بالكواكب الأخرى الأبعد. لكن في حالة الزهرة، من الصعب تحقيق هذا التوقع، لأن الغلاف الجوي الكثيف لها يمنعنا من إجراء فحص تلسكوبي مرضٍ. أما عندما نتجه إلى جارنا الكوكبي الآخر، المريخ، فإننا نستطيع معرفة الكثير عنه.

من حيث مظهره، ففي الواقع، باستثناء القمر، نحن أكثر إلمامًا بتفاصيل سطح المريخ مقارنةً بأي جسم سماوي آخر.

يوفر هذا الكوكب الجميل العديد من الخصائص التي يمكن أخذها في الاعتبار، بالإضافة إلى تلك المتعلقة بتركيبته الفيزيائية. مدار المريخ له نسب ملفتة للنظر، وقد تم اكتشاف قوانين كيبلر الشهيرة من خلال ملاحظات هذا المدار. خلال الاقترابات العرضية للمريخ من الأرض، أصبح من الممكن قياس مسافته بدقة، وبالتالي ظهرت طريقة أخرى لتحديد مسافة الشمس، وهي طريقة يمكنها، على الأقل، منافسة دقة الطريقة المستخدمة عبر عبور كوكب الزهرة. كما يجب ملاحظة أن أعظم إنجاز في البحث التلسكوبي الخالص شهده هذا القرن كان اكتشاف أقمار المريخ.

بالعين المجردة، يبدو هذا الكوكب عادةً كنجم من الدرجة الأولى. يمكن التمييز به عادةً من خلال لونه الأحمر، لكن المبتدئ في علم الفلك لا يمكنه الاعتماد على لونه وحده لتحديد المريخ. هناك عدة نجوم تكاد تكون، إن لم تكن بالضبط، بنفس لون هذا الكوكب. النجم الساطع ألديباران، ألمع نجم في كوكبة الثور، غالبًا ما يُخلط مع الكوكب. كما يشبه أحيانًا نجم بيتلجوز، وهو نقطة ساطعة في كوكبة أوريون. ستكون أخطاء من هذا النوع مستحيلة إذا درس المتعلم أولاً الكوكبات الرئيسية والنجوم الأكثر سطوعًا. سيجد حينها اهتمامًا كبيرًا في تتبع مواقع الكواكب ومراقبة حركاتها المستمرة.

يمكن تحديد موقع كل كوكب دائمًا من خلال التقويم الفلكي. أحيانًا يكون الكوكب قريبًا جدًا من الشمس لدرجة أنه لا يمكن رؤيته؛ فهو يشرق مع الشمس ويغرب معها، وبالتالي لا يكون فوق الأفق خلال الليل. أفضل وقت لرؤية أحد الكواكب مثل المريخ هو خلال ما يُسمى بحالة “المقابلة”، وهي الحالة التي تحدث عندما تقع الأرض مباشرة بين الكوكب والشمس. في هذه الحالة، تكون المسافة بين المريخ والأرض أقل من أي وقت آخر. هناك ميزة أخرى أيضًا في مشاهدة المريخ خلال حالة المقابلة.

الكوكب في إحدى جهتي الأرض، بينما الشمس في الجهة المقابلة، وبالتالي عندما يكون المريخ مرتفعًا في السماء، فإن الشمس تكون مباشرة تحت الأرض؛ بمعنى آخر، يكون الكوكب في أعلى نقطة له فوق الأفق في منتصف الليل. لكن بعض حالات التقابل بين المريخ والشمس تكون أكثر ملاءمة من غيرها. يتضح ذلك بوضوح في الشكل 48، الذي يُظهر مدار المريخ ومدار الأرض بدقة وبمقياس صحيح. سيتضح أن مدار الأرض دائري تقريبًا، بينما مدار المريخ له درجة كبيرة من الانحراف؛ في الواقع، باستثناء مدار عطارد، فإن مدار المريخ هو الأكثر انحرافًا بين مدارات الكواكب الأكبر حجمًا في نظامنا الشمسي.

سيختلف قيمة موقع معاكسة المريخ لأغراض التلسكوب بشكل كبير حسب الظروف. ستكون المواقع المعاكسة المواتية تلك التي تحدث في أقرب وقت ممكن إلى تاريخ 26 أغسطس، أما الحالة المعاكسة الأخرى فتحدث في حوالي تاريخ 22 فبراير؛ وفي هذه الحالة يكون المسافة بين الكوكب والأرض تقريبًا ضعف المسافة في الحالة الأولى. كانت آخر موقعة معاكسة مناسبة لأداء أعلى أنواع الأبحاث في عام 1877، حين كان المريخ جسمًا رائعًا للغاية وحظي باهتمام كبير ومستحق. تأتي المواقع المعاكسة المواتية بفواصل زمنية غير منتظمة إلى حد ما؛ كانت آخرها في عام 1892، وسيحدث أخرى في عام 1909.

الحركات الظاهرية للمريخ ليست بالأمر البسيط على الإطلاق. يمكننا أن نتخيل حيرة علماء الفلك في العصور الأولى الذين بادروا بمحاولة فك شفرة هذه الحركات. يُرى الكوكب كجسم لامع وبارز، فيجذب انتباه عالم الفلك؛ فينظر بعناية ويلاحظ موقعه بين الكوكبات التي يعرفها. بعد بضع ليالٍ، يراقب نفس الجسم مرة أخرى؛ لكن هل هو في نفس المكان تمامًا؟ يعتقد أنه ليس كذلك، فيسجل موقع الكوكب بدقة أكبر من ذي قبل، ويلاحظ موقعه بالنسبة للنجوم. ومرة أخرى، بعد بضعة أيام، يتم تكرار الملاحظات، ولا يعود هناك أي شك في الأمر—لقد غير المريخ موقعه بالتأكيد. إنه حقًا كوكب متجول.

ليلة بعد ليلة، يظل عالم الفلك البدائي في موقعه، يسجل التغيرات في موقع المريخ، ويلاحظ أنه يتحرك الآن بسرعة أكبر مما كان عليه في البداية. هل سيكمل دورته حول السماء؟ يقرر عالم الفلك مراقبة الكوكب لمعرفة ما إذا كان هذا الافتراض صحيحًا. يواصل مهمته ليلة بعد ليلة، وأخيرًا يبدأ في الاعتقاد بأن الكوكب لا يتحرك بنفس السرعة التي كان عليها في البداية. بعد بضع ليالٍ أخرى، يكون متأكدًا من الأمر: الكوكب يتحرك ببطء أكبر. وبعد بضع ليالٍ أخرى، يبدأ في التكهن بأن الحركة قد تتوقف؛ وبعد فترة قصيرة تتوقف الحركة فعلاً، ويبدو الجسم وكأنه ساكن؛ لكن هل سيظل ساكنًا إلى الأبد؟ هل انتهت رحلته الطويلة؟

في العديد من الليالي يبدو الأمر كذلك، لكن مع مرور الوقت يشك الفلكي في أن الكوكب يبدأ بالتحرك إلى الخلف. وبعد بضع ليالٍ أخرى، يتأكد الأمر دون أي شك، ويتم اكتشاف الحركة المباشرة والحركة الرجعية لكوكب المريخ.

في معظم رحلته حول السماء، يبدو أن كوكب المريخ يتحرك بثبات من الغرب إلى الشرق. لكنه في الواقع يتحرك إلى الخلف، تمامًا كما يتحرك القمر والشمس. ولا تحدث تلك الحركات المعقدة إلا خلال جزء صغير نسبيًا من مساره، وهو الجزء الذي شكّل لغزًا أمام المراقبين القدماء. نعرض في الصورة المرفقة (الشكل 49) مسار رحلة كوكب المريخ خلال فترة التقابل في عام 1877. تُظهر الصورة فقط ذلك الجزء من المسار الذي يحتوي على الخصائص الغريبة؛ أما باقي المدار فيتم اتباعه، ليس بسرعة ثابتة، ولكن باتجاه ثابت.

يبدو هذا التعقيد في الحركات الظاهرية لكوكب المريخ، للوهلة الأولى، عائقًا أمام قبول أي تفسير بسيط وأساسي لحركة الكواكب. فإذا كانت حركة المريخ بيضاوية الشكل بحتة، فكيف يمكن له أن يقوم بهذه التغيرات الاستثنائية؟ يكمن التفسير في حقيقة أن الأرض التي نقف عليها هي نفسها في حركة. حتى لو كان المريخ ساكنًا، فإن حركة الأرض ستجعل الكوكب يبدو وكأنه يتحرك. وبالتالي، فإن الحركات الظاهرية للمريخ تتداخل مع حركاته الحقيقية. وهذا الأمر لن يشكل صعوبة على عالم الهندسة، فهو قادر على فصل الحركة الحقيقية للكوكب عن ارتباطها بالحركة الظاهرية، وتفسير التغيرات المعقدة التي يُظهرها المريخ بشكل كامل. لو استطعنا نقل نقطة ملاحظتنا من الأرض المتغيرة باستمرار إلى نقطة ثابتة، لرأينا أن شكل مدار المريخ بيضاوي، وأنه يدور حول الشمس وفقًا للقوانين التي اكتشفها كيبلر من خلال ملاحظاته لهذا الكوكب.

يستغرق المريخ 687 يومًا لإكمال دورة حول الشمس، ومتوسط مسافته عنها 141,500,000 ميل. في أفضل الظروف، قد يقترب الكوكب من الأرض في وقت التقابل إلى مسافة لا تزيد عن حوالي 35,500,000 ميل. بلا شك، يبدو هذا مسافة هائلة عند التقدير باستخدام أي معيار معتمد للقياسات الأرضية؛ لكنها في الواقع ليست أكبر من مسافة كوكب الزهرة عندما يكون أقرب، وهي أقل بكثير من المسافة بين الأرض والشمس.

لقد شرحنا كيف يمكن معرفة شكل النظام الشمسي من خلال قوانين كيبلر، وكيف يمكن معرفة الحجم المطلق للنظام وأجزائه المختلفة عند إجراء قياس مباشر لأحد أجزائه. يوفر الاقتراب الشديد للمريخ فرصة مواتية لقياس مسافته، وبالتالي، بطريقة مختلفة، حل نفس المشكلة التي تم دراستها من خلال عبور كوكب الزهرة. وهكذا، نصل مرة أخرى إلى معرفة مسافة الشمس ومسافات الكواكب بشكل عام، بالإضافة إلى العديد من الحقائق الرقمية الأخرى المتعلقة بالنظام الشمسي.

بمناسبة مرور كوكب المريخ في موقع معاكس عام 1877، تم بذل محاولة ناجحة لتطبيق هذه الطريقة المتطورة في حل مشكلة قياس الأجرام السماوية. لا يمكن القول إنها كانت المرة الأولى التي يُقترح فيها استخدام هذه الطريقة، أو حتى المرة الأولى التي تم فيها تجربتها عمليًا. لكن الملاحظات التي تم إجراؤها عام 1877 تمت بمهارة عالية وبدقة متناهية في اتخاذ الاحتياطات اللازمة، مما جعلها مساهمة مهمة في علم الفلك. قام الدكتور ديفيد جيل، وهو عالم الفلك التابع لجلالة الملكة في رأس الرجاء الصالح، برحلة إلى جزيرة أسينشن بهدف قياس الانحراف البارالاكسي لكوكب المريخ عام 1877. في تلك المناسبة، اقترب كوكب المريخ من الأرض إلى درجة كبيرة، مما وفر فرصة رائعة لتطبيق هذه الطريقة. نجح الدكتور جيل في الحصول على سلسلة قياسات قيّمة، ومن خلالها استطاع تحديد مسافة الشمس بدقة أعلى إلى حد ما من تلك التي يمكن الحصول عليها عبر مرور كوكب الزهرة.

هناك طريقة أخرى يمكن من خلالها استخدام كوكب المريخ للحصول على معلومات حول مسافة الشمس. هذه الطريقة دقيقة للغاية، وهي مثيرة للاهتمام بسبب علاقتها بأعمق الأبحاث في علم الفلك الرياضي. لقد تم التنبؤ بها في النظرية الديناميكية لنيوتن، وتم صقلها إلى درجة الكمال على يد لو فيرييه. تعتمد هذه الطريقة على القانون العظيم للجاذبية، وهي مرتبطة ارتباطًا وثيقًا بالاكتشافات الرائعة المتعلقة بتأثيرات الكواكب، والتي تشكل فصلاً بارزًا في اكتشافات علم الفلك الحديث.

هناك علاقة معينة بين كميتين يبدوان في الظاهر مستقلين تمامًا؛ هاتان الكميتان هما كتلة الأرض ومسافة الشمس. تكون مسافة الشمس متناسبة مع مسافة معينة (يمكن حسابها عندما نعرف شدة الجاذبية على سطح الأرض، وحجم الأرض، وطول السنة) بنفس النسبة التي تكون عليها الجذر التكعيبي لكتلة الشمس مقارنة بالجذر التكعيبي لكتلة الأرض. لا يوجد أي شك في هذه النتيجة، والنتيجة واضحة: إذا كان لدينا وسيلة لوزن الأرض مقارنة بالشمس، فيمكننا استنتاج مسافة الشمس على الفور. كيف يمكننا وضع كوكب الأرض الضخم على ميزان الوزن؟ هذه هي المشكلة.

لقد أوضح لنا لو فيرييه كيفية حل هذه المسألة، وقد فعل ذلك عن طريق الاستعانة بكوكب المريخ.
لو كان كوكب المريخ في دورانه حول الشمس يتأثر فقط بجاذبية الشمس، لكان، وفقًا لقوانين حركة الكواكب المعروفة، يسلك دائمًا نفس المسار البيضاوي. وبعد مرور قرن واحد، أو حتى عدة قرون، سيظل شكل ذلك المسار البيضاوي وحجمه وموقعه دون تغيير. لحسن الحظ بالنسبة لهدفنا الحالي، فإن الأرض تسبب اضطرابًا في مدار المريخ. وعلى الرغم من أن كتلة كوكبنا أصغر بكثير من كتلة الشمس، إلا أن الأرض لا تزال كبيرة بما يكفي لتؤثر بشكل ملحوظ على المريخ. وبالتالي، فإن المسار البيضاوي الذي يسلكه الكوكب ليس ثابتًا؛ فشكل ذلك المسار وموقعه يتغيران تدريجيًا، بحيث يعتمد موقع الكوكب إلى حد ما على كتلة الأرض. يمكن تحديد المكان الذي يتواجد فيه الكوكب عن طريق الملاحظة؛ أما المكان الذي كان سيكون فيه الكوكب لو لم تكن الأرض موجودة، فيمكن تحديده عن طريق الحسابات. الفرق بين الاثنين يعود إلى جاذبية الأرض، وعند قياسه، يمكن تحديد كتلة الأرض. يزداد مقدار الانحراف من قرن إلى آخر، لكن نظرًا لصغر معدل النمو، فإن الملاحظات القديمة ضرورية لتمكين إجراء القياسات بدقة.
لحسن الحظ، هناك حدث ملحوظ وقع منذ أكثر من قرنين، مما سمح بتحديد موقع المريخ بدقة عالية في ذلك التاريخ. في الأول من أكتوبر عام 1672، شهد ثلاثة مراقبين مستقلين اختفاء نجم في برج الدلو بسبب كوكب المريخ. يُعرف موقع النجم بدقة، ولذلك نمتلك وسيلة لتحديد النقطة الدقيقة في السماء التي كان يشغلها المريخ في ذلك اليوم. من خلال هذه النتيجة، مع الملاحظات الحديثة، نعرف أن انحراف المريخ بسبب جاذبية الأرض قد ازداد خلال قرنين إلى حوالي خمس دقائق قوسية (294 ثانية). وقد تم القول إن هذا الانحراف لا يمكن أن يخطئ أكثر من ثانية واحدة، وبالتالي يمكن تحديد كتلة الأرض بدقة تقارب ثلث مائة جزء من كتلتها الفعلية.

كانت هناك أخطاء أخرى، مما سيؤدي إلى تحديد مسافة الشمس بحوالي تسعمائة جزء من المليون.

الشكل 50: الأحجام النسبية لكوكب المريخ والأرض.

على الرغم من الجمال الفطري لهذه الطريقة، والظروف المواتية جدًا التي تم في ظلها تطبيقها، إلا أننا نعتقد أنها في الوقت الحالي لا تستحق الثقة مقارنة ببعض الطرق الأخرى. وبما أن انحراف كوكب المريخ بسبب التأثير المزعزع للأرض يستمر في الزيادة باستمرار، فإنه سيصل في النهاية إلى قيمة كافية لتحديد كتلة الأرض بدقة عالية، وعندها ستوفر لنا هذه الطريقة مسافة الشمس بدقة كبيرة. لكن رغم أن هذه الطريقة قد تكون مثيرة للاهتمام وجميلة، يجب علينا أن نعتبرها حتى الآن تأكيدًا ملفتًا لقانون الجاذبية، وليس وسيلة دقيقة لقياس مسافة الشمس.

الشكل 51: رسم لكوكب المريخ (30 يوليو 1894).
الشكل 54: القبعة القطبية الجنوبية على كوكب المريخ (1 يوليو 1894).
توفر الاقترابات الشديدة لكوكب المريخ من الأرض فرصًا لإجراء فحص دقيق لسطحه باستخدام التلسكوب. ولا ينبغي توقع أن يمكن ملاحظة تفاصيل كوكب المريخ بنفس الدقة التي يمكن بها ملاحظة تفاصيل الأجرام الأخرى.

أولئك الذين على القمر.
حتى في أكثر الظروف ملاءمة، يظل المريخ على بعد أكثر من مائة ضعف مسافة القمر، ولذلك، يجب أن تكون ملامح الكوكب أكبر بما لا يقل عن مائة ضعف إذا أريد رؤيتها بوضوح مثل الملامح على القمر.
المريخ أصغر بكثير من الأرض؛ قطر الكوكب 4,200 ميل، وهو أقل من نصف قطر الأرض تقريبًا. يوضح الشكل 50 الأحجام المقارنة للكوكبين. نعرض هنا رسمين من الرسومات المذهلة للمريخ التي رسمها البروفيسور ويليام هـ. بيكرينج في مرصد لويل، فلاجستاف، أريزونا. تم التقاط الشكل 51 في 30 يوليو 1894، والشكل 52 في 16 أغسطس 1894.

القبعة القطبية الجنوبية على المريخ، كما رآها البروفيسور ويليام هـ. بيكرينج في مرصد لويل في 1 يوليو 1894، موضحة في الشكل 54.[17] يمكن ملاحظة العلامة السوداء البارزة داخل المنطقة القطبية. يوضح الشكل 53 سلسلة من المرتفعات والانخفاضات الغريبة على “خط الاختتام” للكوكب، وقد تم رسمها بأكبر قدر ممكن من الدقة وفقًا للمقياس، بواسطة نفس الفنان الماهر في 24 أغسطس 1894.

عند فحص الكوكب، يلاحظ أنه لا يوجه دائمًا نفس الوجه نحو المراقب، كما هو الحال مع القمر. المريخ

يدور حول محوره بنفس الطريقة تمامًا كالأرض. من الملفت للنظر أن الفترة الزمنية التي يحتاجها المريخ لإكمال دورة واحدة حول محوره تزيد فقط بحوالي نصف ساعة عن الفترة الزمنية للأرض؛ الفترة الدقيقة هي 24 ساعة و37 دقيقة و22-3⁄4 ثانية. وبالتالي، فإن مظهر الكوكب يتغير من ساعة إلى أخرى؛ الجانب الغربي يختفي تدريجيًا من الأنظار، بينما يبرز الجانب الشرقي تدريجيًا. في غضون اثنتي عشرة ساعة، يتغير مظهر الكوكب بالكامل. هذه التغيرات، إلى جانب التأثيرات الحتمية الناتجة عن التقليص في الأبعاد، تجعل من الصعب في كثير من الأحيان ربط الأجسام الموجودة على سطح الكوكب بتلك الموجودة على الخرائط. يجب الاعتراف بأن الخرائط المتعلقة بالمريخ لا تصل إلى مستوى دقة ويقين خرائط القمر؛ لكن لا شك أن الميزات الرئيسية للكوكب قد تم تحديدها بشكل كامل، وقد أطلق بعض علماء الفلك أسماء على جميع الأجسام البارزة على سطحه.

العلامات الموجودة على سطح المريخ تنقسم إلى فئتين؛ بعضها لونه رمادي فولاذي يميل إلى الأخضر، بينما البعض الآخر لونه أصفر داكن أو برتقالي، وأحيانًا يميل إلى اللون الأبيض. يُعتقد عادةً أن النوع الأول يمثل المسطحات المائية، بينما النوع الثاني يمثل القارات.

الكتل الموجودة على الكوكب الأحمر. لدينا عدد كبير من الرسومات لكوكب المريخ، وأقدمها التُقط في منتصف القرن السابع عشر. وعلى الرغم من أن هذه الرسومات المبكرة خشنة للغاية ولا تُعد ذات قيمة كبيرة في حل مسائل التضاريس، إلا أنها تبينت مفيدة جدًا في مساعدتنا على تحديد فترة دوران الكوكب حول محوره من خلال المقارنة مع رسوماتنا الحديثة.

لقد لاحظ المراقبون المبكرون بالفعل أن كل قطب من أقطاب المريخ يتميز ببقعة بيضاء. لكن الفضل في أول دراسة منهجية لهذه الأغطية القطبية الملفتة يعود إلى ويليام هرشل. وقد حصل هذا الفلكي البارز على مكافأة عبارة عن اكتشاف مثير للاهتمام للغاية؛ فقد اكتشف أن هذه المناطق القطبية في المريخ تتغير في مساحتها ووضوحها مع فصول النصف الكروي الذي تقع فيه. تصل إلى أقصى حد من التطور بعد ثلاثة إلى ستة أشهر من الانقلاب الشتوي في ذلك الكوكب، ثم تتناقص حتى تصبح أصغر حجمًا بعد ثلاثة إلى ستة أشهر من الانقلاب الصيفي. والتشابه مع سلوك كتل الثلوج والجليد المحيطة بأقطابنا كامل، وحتى وقت قريب لم يكن هناك شك تقريبًا في أن البقع القطبية البيضاء على المريخ مكونة بطريقة مشابهة إلى حد ما.

وبما أن فترة دوران المريخ حول الشمس أطول بكثير من سنتنا، حيث تبلغ 687 يومًا بدلاً من 365 يومًا، فإن فصول الكوكب بالطبع أطول بكثير من فصول الأرض. في النصف الكروي الشمالي للمريخ، يستمر الصيف لمدة لا تقل عن 381 يومًا، بينما يجب أن يستمر الشتاء لمدة 306 أيام. وفي كلا النصفين الكرويين، تزداد الغطاء القطبي الأبيض خلال موسم الشتاء الطويل حتى يصل قطره إلى 45° إلى 50°، بينما يقلل الصيف الطويل من مساحته إلى منطقة صغيرة بقطر 4° أو 5° فقط. من الجدير بالذكر أن إحدى هذه المناطق البيضاء – وهي التي تقع عند القطب الجنوبي – يبدو أنها غير متمركزة مع القطب نفسه، بل تقع على بعد كبير جدًا عنه، بحيث يبدو أن القطب الجنوبي للمريخ خالٍ تمامًا من الجليد أو الثلوج مرة في السنة.

على الرغم من أنه تم إجراء العديد من الملاحظات القيّمة حول المريخ خلال القرن التاسع عشر، إلا أن ذلك لم يحدث إلا منذ التقابل المواتي للغاية...

في عام 1877، حققت دراسة سطح المريخ تقدمًا هائلاً، وهو أحد أبرز ملامح علم الفلك الحديث. من بين المراقبين الذين أنتجوا رسومات قيّمة للكوكب في ذلك العام، يمكننا ذكر السيد جرين، الذي نُشرت رسوماته الرائعة من قبل الجمعية الملكية لعلم الفلك، والبروفيسور شياباريللي من ميلانو، الذي كاد أن يُحدث ثورة في معرفتنا بهذا الكوكب. كان لدى شياباريللي تلسكوب انكساري بفتحة قدرها ثماني بوصات فقط، لكنه بلا شك استفاد كثيرًا من نقاء السماء الإيطالية، مما مكّنه من اكتشاف عدد كبير من الخطوط الطويلة الضيقة في الأجزاء المضيئة من سطح المريخ. أطلق على هذه الخطوط اسم “القنوات”， لأنها كانت تنبع من ما يُسمى بالمحيطات، ويمكن تتبعها عبر القارات المفترضة لمسافات طويلة، وصلت أحيانًا إلى آلاف الأميال.

بدت هذه القنوات وكأنها تشكل نوعًا من الشبكة التي تربط بين المحيطات المختلفة. ظهر بعض هذه القنوات البارزة بالفعل في بعض الرسومات التي أنتجها دووس وآخرون قبل عصر شياباريللي. لكن الفلكي الإيطالي البارز هو من اكتشف أن هذه الخطوط الضيقة موجودة بأعداد كبيرة لدرجة أنها تشكل سمة بارزة للكوكب. تظهر بعض هذه السمات الملفتة في الشكلين 51 و52، وهما مقتبستان من رسومات أنتجها البروفيسور ويليام إتش. بيكرينغ في مرصد لويل عام 1894.

ورغم الدهشة الكبيرة التي شعر بها علماء الفلك عندما أعلن شياباريللي لأول مرة عن اكتشاف هذه القنوات العديدة، إلا أن الدهشة التي صاحبت إعلانه في عام 1882 بأن معظم هذه القنوات أصبحت مزدوجة ربما تفوقت عليها. في الفترة ما بين ديسمبر 1881 وفبراير 1882، حدثت ثلاثون حالة من هذا النوع. تسعة عشر من هذه الحالات كانت عبارة عن خطوط متوازية واضحة تشكلت بالقرب من قناة موجودة مسبقًا. أما القنوات المتبقية فلم يكن وجودها مؤكدًا تمامًا، أو كانت حالات لم تبدُ فيها الخطوط متوازية تمامًا. يُعرض نسخة من خريطة المريخ التي أعدها شياباريللي من ملاحظاته في الفترة 1881–1882 في اللوحة الثامنة عشرة، وهي توضح ذلك بوضوح.

هذه القنوات المزدوجة الغريبة، التي تختلف تمامًا عن أي ميزات نعرفها في أي كوكب آخر.

اللوحة الثامنة عشرة:
خريطة المريخ لشياباريلي في عامي 1881–1882.

تشير الملاحظات اللاحقة التي أجراها شياباريلي وعدد من المراقبين الآخرين إلى أن ظاهرة تكرار القنوات لها طابع دوري، حيث تحدث تقريبًا في الأوقات التي يمر فيها المريخ عبر خطوط الاستواء. غالبًا ما يتم وضع أحد الخطين المتوازيين فوق مسار القناة القديمة بأكبر قدر ممكن من الدقة، لكن أحيانًا يحدث أن يكون كلا الخطين على جانبين متقابلين للقناة الأصلية ويقعان على أرض جديدة تمامًا. يتراوح المسافة بين الخطين من حوالي 360 ميلاً كحد أقصى إلى أصغر مسافة يمكن رصدها باستخدام تلسكوباتنا الكبيرة، وهي أقل من ثلاثين ميلاً. قد يتراوح عرض كل من هذه القنوات المذهلة من حدود الرؤية، أي حتى أكثر من ستين ميلاً.

ربما تكون ظاهرة تكرار القنوات أصعب مشكلة يطرحها المريخ علينا لحلها. حتى لو افترضنا أن القنوات نفسها تمثل ممرات أو قنوات يمر عبرها الثلج القطبي المذاب عبر القارات الاستوائية، فإنه من الصعب فهم كيف يمكن أن تظهر قنوات مكررة. وهذا صحيح بشكل خاص في الحالات التي يكون فيها القناة الأصلية...

يبدو أن القناة تختفي وتحل محلها قناتان جديدتان تمامًا، كل منهما بعرض يقارب عرض القناة الإنجليزية، وتقع إحداهما على كل جانب من مسار القناة القديمة. لقد تم طرح التفسير الواضح جدًا وهو أن هذا التكرار كله مجرد وهم بصري، أكثر من مرة، لكن دون أن يكون ذلك بطريقة قاطعة. ربما يجب علينا أن نكتفي بترك حل هذه المسألة معلقة في الوقت الحالي، على أمل أن يؤدي الاهتمام الشديد الذي تحظى به هذه الكوكب حاليًا إلى تفسير هذا اللغز في الوقت المناسب.

العلامات الموجودة على سطح هذا الكوكب، بشكل عام، ذات طابع دائم، بحيث عندما نقارن الرسومات التي تم رسمها قبل مائة أو مائتي عام بالرسومات التي تم رسمها مؤخرًا، يمكننا التعرف على نفس الميزات في كل منها. لكن هذا الدوام ليس مطلقًا كما هو الحال في القمر. بالإضافة إلى القنوات التي ناقشناها بالفعل، فإن العديد من المناطق الأخرى على سطح المريخ تغير ملامحها من وقت لآخر. وهذا ينطبق بشكل خاص على تلك البقع المظلمة التي نسميها محيطات، حيث تتغير ملامحها أحيانًا بطرق دقيقة وواضحة تمامًا. كما يُلاحظ غالبًا تغيرات في اللون في بعض مناطق الكوكب، وعلى الرغم من أن بعض هذه الملاحظات قد يُعزى إلى تأثير جونا على مظهر الكوكب، إلا أنه لا يمكن تفسيرها جميعًا بهذه الطريقة. يجب أن تكون بعض الظواهر ناتجة بالتأكيد عن تغيرات حقيقية حدثت على سطح المريخ.

كمثال على مثل هذه التغيرات، يمكننا الإشارة إلى الجزء الشمالي الغربي من المنطقة الملحوظة، التي أطلق عليها شياباريلي اسم “سيرتيس ماجور”.[18] لقد تم تسجيل لون هذه المنطقة في أوقات مختلفة على أنه رمادي أو أخضر أو أزرق أو بني، بل وحتى بنفسجي. عندما تكون هذه المنطقة (في وقت الانقلاب الخريفي في نصف الكرة الشمالي) في وسط القرص المرئي، فإن الجزء الشرقي يكون أخضر بشكل واضح مقارنة بالجزء الغربي. مع تقدم الموسم، يصبح هذا اللون الخاص أضعف، حتى لا يمكن ملاحظة اللون الأخضر إلا على ضفاف “سيرتيس”. جو المريخ عادةً ما يكون شفافًا جدًا، ولحسن الحظ يسمح لنا بفحص سطح الكوكب دون وجود عوائق.

السحب. لكن مثل هذه السحب ليست غائبة دائمًا. فرؤيتنا لسطح المريخ تُعيق أحيانًا بطريقة تجعل من المؤكد أن السحب أو الضباب في جو المريخ هي سبب هذه المشكلة.

لو أردنا أن نكوّن فكرة عن التركيب الفيزيائي لسطح المريخ، فإن مسألة طبيعة جو الكوكب تكون من أولى المسائل التي يجب النظر فيها. لا تقدم لنا الملاحظات الطيفية مساعدة كبيرة في هذه الحالة. بالطبع، نحن نعلم أن الكوكب لا يمتلك ضوءًا خاصًا به؛ بل يضيء فقط بفعل ضوء الشمس المنعكس. النصف الذي يواجه الشمس مضيء، بينما النصف الذي يبتعد عن الشمس مظلم. لذلك، يجب أن يكون الطيف، مثل طيف القمر، نسخة دقيقة وإن كانت خافتة من الطيف الشمسي، ما لم تتعرض أشعة الشمس لعملية امتصاص أثناء مرورها مرتين عبر جو المريخ، مما قد يؤدي إلى ظهور خطوط مظلمة إضافية. اعتقد بعض المراقبين في السابق أنهم استطاعوا رؤية بعض هذه الخطوط، والتي يُفترض أنها ناتجة عن بخار الماء. لكن السيد كامبل من مرصد ليك، والبروفيسور كيلر من مرصد أليغيني، ينفيان وجود مثل هذه الخطوط؛ فقد لم يجدا أي فرق بين طيف المريخ وطيف القمر، رغم التسهيلات الهائلة المتاحة لديهما، سواء من الناحية الأداتية أو المناخية. لو كان للمريخ جو بحجم كبير، لكان تأثير الامتصاص واضحًا، خاصة عند حواف الكوكب؛ لكن ملاحظات السيد كامبل لم تُظهر أي زيادة في الامتصاص عند تلك الحواف. لذلك، يبدو أن المريخ لا يمكن أن يمتلك جوًا واسعًا، ويتم تأكيد هذا الاستنتاج بعدة طرق أخرى.

الوضوح الذي نرى به سطح هذا الكوكب يشير إلى أن الجو يجب أن يكون رقيقًا جدًا مقارنة بجونا. لا شك تقريبًا في أن مراقبًا على المريخ باستخدام تلسكوب جيد لن يتمكن من التمييز بين معظم ملامح سطح الأرض. ويحدث ذلك ليس فقط بسبب الامتصاص الشديد للضوء أثناء مروره مرتين عبر جونا، بل أيضًا بسبب التشتت الكبير للضوء الناتج عن نفس الجو.

كما أنه من الزائد عن الحاجة القول إن الكمية الهائلة من السحب التي تطفو عادةً فوق الأرض ستحجب بالكامل أجزاء كثيرة من كوكبنا أمام مراقب من المريخ. ولكن، رغم أننا نجد أحيانًا أجزاء من المريخ غير واضحة المعالم، يجب الاعتراف بأن السحب على المريخ خفيفة جدًا. ينبغي لنا أن نتوقع أن تؤدي الأغطية القطبية، إذا كانت مكونة من الثلج، إلى تكوين سحب عند ذوبانها، وهذه السحب قد تخفي المناطق القطبية إلى حد ما عن رؤيتنا؛ لكن لم يُلاحظ شيء من هذا القبيل أبدًا.

لقد رأينا أن هناك شكوكًا جدية بشأن وجود الماء على المريخ. بلا شك، تحدثنا مرارًا عن البقع المظلمة باعتبارها “محيطات” وعن الأجزاء اللامعة باعتبارها “قارات”. وكان هذا التفسير هو رأي علماء الفلك لفترة طويلة جدًا. قبل بضع سنوات، توصل السيد شيبرله من مرصد ليك إلى استنتاج معاكس تمامًا. فقد ادعى أن الأجزاء المظلمة هي القارات، بينما الأجزاء اللامعة هي محيطات من الماء أو سائل آخر. وأشار إلى التدرج غير المنتظم في لون الأجزاء المظلمة، والذي لا يوحي بفكرة انعكاس الضوء من سطح كروي للماء، خاصةً وأن التباين بين الضوء والظل يكون أقوى في منتصف القرص.

كما يجب الإشارة إلى أن المناطق المظلمة غالبًا ما تمر بها خطوط أكثر ظلمة، ويمكن تتبعها لمئات الأميال تقريبًا في خطوط مستقيمة، بينما تبدو القنوات الموجودة في الأجزاء اللامعة غالبًا كامتداد لنفس الخطوط. لذلك، يقترح السيد شيبرله أن القنوات قد تكون سلاسل جبلية تمتد فوق البحار واليابسة! وقد أشار البروفيسور فيليبس الراحل والسيد إتش. دي. تايلور إلى أنه لو كانت هناك بحيرات أو محيطات في المناطق الاستوائية على المريخ، لكنا نرى بشكل متكرر انعكاس الشمس مباشرة منها، مما ينتج نقطة لامعة على شكل نجمة لا يمكن تجاهلها. حتى الماء المضطرب إلى حد معتدل سيُظهر وجوده بهذه الطريقة، ومع ذلك لم يتم تسجيل أي شيء من هذا القبيل أبدًا.

أما بالنسبة لسؤال إمكانية وجود الحياة على المريخ، فيمكن إضافة بضع كلمات. إذا استطعنا التأكد من وجود الماء على المريخ، فإن ذلك سيكون أحد...

سيتم تحقيق الشروط الأساسية؛ وعلى الرغم من أن الغلاف الجوي لكوكب المريخ يشبه إلى حد كبير غلاف الأرض من حيث التركيب والكثافة، إلا أن الحياة قد تكون ممكنة رغم ذلك. حتى لو افترضنا أن الإنسان سيجد غذاءً مناسبًا لجسده وهواءً مناسبًا لتنفسه، فإن من المشكوك فيه جدًا أن يتمكن من العيش هناك. نظرًا لصغر حجم كوكب المريخ وقلة كتلته مقارنة بالأرض، فإن شدة الجاذبية على سطحه ستختلف عن الجاذبية على سطح الأرض. لقد أشرنا بالفعل إلى ضعف الجاذبية على القمر، وبدرجة أقل، تنطبق نفس الملاحظات على كوكب المريخ. الجسم الذي يزن رطلين على الأرض سيزن أقل من رطل واحد على سطح المريخ. التأثير نفسه الذي يرفع وزنًا يبلغ 56 رطلاً على الأرض سيكون كافيًا لرفع وزنين مماثلين على المريخ.

للأرض قمر واحد، أما كوكب المشتري فله أربعة أقمار بارزة. كوكب المريخ هو كوكب يدور بين مداري الأرض والمشتري. إنه جسم من نفس النوع العام مثل الأرض والمشتري، ويخضع لنفس الشمس، وكل هذه الكواكب الثلاثة تشكل جزءًا من نفس النظام؛ ولكن بما أن الأرض لديها قمر واحد والمشتري لديه أربعة أقمار، فلماذا لا يكون لدى المريخ قمر أيضًا؟ بلا شك، المريخ جسم صغير، أصغر حتى من الأرض، وأصغر بكثير من المشتري. لا يمكننا أن نتوقع أن يكون لدى المريخ أقمار كبيرة، ولكن لماذا يختلف عن جاريه ولا يمتلك أي قمر على الإطلاق؟ هكذا استدل علماء الفلك، ولكن حتى العصر الحديث لم يتم العثور على أي أقمار لكوكب المريخ. لقد تم فحص الكوكب بعناية على مدى قرون بهدف العثور على أقمار، ومع تسجيل فشل تلو الآخر، بدا أن الاستنتاج مبرر تقريبًا، وهو أن سلسلة الاستدلالات المماثلة قد انهارت. اعتُبر كوكب المريخ الخالي من الأقمار استثناءً للقاعدة التي تقول إن جميع الكواكب الكبيرة خارج كوكب الزهرة لديها أقمار تدور حولها. بدا الأمر يكاد يكون بلا أمل لبدء بحث جديد بعد محاولات عديدة فشلت دائمًا؛ ولكن، لحسن الحظ، شهد الجيل الحالي محاولة أخرى، تمت باستخدام معدات متقدمة للغاية.

مهارة متقنة: لقد نجحت هذه المحاولة بالفعل، وكان ذلك مستحقًا تمامًا، وكانت النتيجة اكتشاف كوكبين لكوكب المريخ.
تم هذا الاكتشاف على يد البروفيسور أساف هول، عالم الفلك البارز في مرصد واشنطن. تم تزويد السيد هول بأداة ضخمة الحجم ومصنوعة بدقة فائقة، تُعرف باسم تلسكوب واشنطن الكبير. إنها من صنع ورشة العمل الشهيرة التابعة لشركة ألفان كلارك وأبناؤه، والتي أنتجت العديد من التلسكوبات الكبيرة؛ وبحجمها الضخم، فإنها تتفوق بكثير على أي تلسكوب آخر استُخدم في نفس الأبحاث. قطر عدسة التلسكوب يبلغ 26 بوصة، وهي مذهلة ليس فقط بحجمها ولكن أيضًا بدقتها العالية. لكن حتى مهارة السيد هول وقدرة تلسكوبه على اختراق الفضاء لم تكن كافية في الظروف العادية لاكتشاف كوكبي المريخ. لذلك، تم الاستفادة من تلك الفرصة النادرة التي حدثت عام 1877، عندما اقترب كوكب المريخ من الأرض بشكل غير عادي، كما وصفنا سابقًا.
لو كان لكوكب المريخ قمر بحجم جزء من مئة من حجم قمرنا، لكان قد تم اكتشافه منذ زمن بعيد. لذلك، كان السيد هول يعلم أنه إذا كانت هناك أقمار، فلا بد أن تكون أجسامًا صغيرة جدًا، واستعد لبحث دقيق وشاق. كانت الظروف كلها مواتية؛ فلم يكن كوكب المريخ قريبًا من الأرض بقدر ما يمكن فحسب، بل كان تلسكوب واشنطن الكبير أقوى تلسكوب من نوعه في ذلك الوقت؛ كما أن موقع واشنطن سمح برؤية كوكب المريك من المرصد على ارتفاع كبير. في عام 1877، أثناء انعقاد الجمعية البريطانية في بليموث، أُرسل برقية عبر المحيط الأطلسي؛ فقد حقق السيد هول نجاحًا باهرًا. كان يأمل في اكتشاف قمر واحد فقط، وكان اكتشاف قمر واحد لوحده كافيًا لإثارة ضجة في العالم العلمي بأكمله؛ لكن الحظ حالف السيد هول. فقد اكتشف أولاً قمرًا واحدًا، ثم اكتشف قمرًا ثانيًا؛ وبالإضافة إلى ذلك، اكتشف حقيقة فريدة في النظام الشمسي.

ديموس، وهو القمر الخارجي، يدور حول الكوكب في فترة تبلغ 30 ساعة و17 دقيقة و54 ثانية؛ أما القمر الداخلي، فوبوس، فهو الذي لفت انتباه كل عالم فلك في العالم. يدور كوكب المريخ حول محوره في ما يُسمى بـ “يوم المريخ”， وهو يساوي تقريبًا طول يومنا البالغ 24 ساعة. أما القمر الداخلي للمريخ فيدور حوله في فترة 7 ساعات و39 دقيقة و14 ثانية؛ في الواقع، يدور فوبوس ثلاث مرات حول المريخ في نفس الوقت الذي يدور فيه المريخ مرة واحدة فقط. هذه الحالة فريدة من نوعها في النظام الشمسي؛ بل إنها، حسب ما نعرف، فريدة من نوعها في الكون بأكمله. أما بالنسبة لكوكبنا الأرض، فإنها تدور 27 مرة لكل دورة للقمر. ويمكن قول الشيء نفسه إلى حد ما عن كوكبي المشتري وزحل؛ أما في النظام الكبير الذي يتكون من الشمس نفسها والكواكب، فإن الشمس تدور حول محورها عدة مرات لكل دورة لأسرع الكواكب حركة. لا يوجد حالة أخرى معروفة حيث يدور القمر حول الكوكب الأم بسرعة أكبر من سرعة دوران الكوكب الأم حول محوره. لكن تم تفسير الحركة الغريبة لقمر المريخ. سنتطرق إلى هذا الموضوع مرة أخرى في فصل لاحق، لأنه مرتبط بجانب مهم في علم الفلك الحديث.

الأقمار صغيرة جدًا لدرجة أننا غير قادرين على قياس أقطارها مباشرة، لكن من خلال ملاحظة سطوعها، من الواضح أن أقطارها لا يمكن أن تتجاوز 20 أو 30 ميلاً، وقد تكون أصغر من ذلك. وبسبب حركتهما السريعة، يجب أن يظهر القمران بعض الخصائص الملحوظة للمراقب على المريخ. يشرق فوبوس من الغرب، ويمر عبر السماء، ثم يغرب في الشرق بعد حوالي خمس ساعات ونصف، بينما يشرق ديموس من الشرق ويظل فوق الأفق لأكثر من يومين.

وبما أن الأقمار تدور في مسارات عمودية فوق خط الاستواء للكوكب الأم، حيث يبعد أحدهما أقل من 4000 ميل والآخر حوالي 14500 ميل فوق سطح الكوكب، فإنه من المستحيل رؤيتهما من قطبي المريخ؛ في الواقع، لرؤية فوبوس، يجب ألا تتجاوز خطوط عرض المراقب 68-3/4 درجة. وإذا كان الأمر كذلك، فإن القمر سيختفي خلف جسم الكوكب الأم.

كوكب المريخ، تمامًا كما أننا في الجزر البريطانية لن نتمكن من رؤية جسم يدور حول الأرض على ارتفاع بضع مئات من الأميال فوق خط الاستواء.

قبل أن ننتقل من الموضوع المثير للاهتمام المتعلق بالأقمار الصناعية، يمكننا ذكر نقطتين ذات طابع أدبي. استشار السيد هول أصدقاءه المتخصصين في الأدب الكلاسيكي بشأن التسمية التي يجب إطلاقها على القمرين الصناعيين. وقد تم الرجوع إلى هوميروس، وأشار أحد مقاطع “الإلياذة” إلى أسماء “ديموس” و“فوبوس”. كان هؤلاء الشخصيات خدمًا لكوكب المريخ، وقد فسّر صديقي البروفيسور تايريل الأبيات التي ظهروا فيها على النحو التالي:

“تكلم كوكب المريكس، وأطلق عليهما اسمي الخوف والرعب، ليربطا جياده، ثم زيّن سرجه باللمعان.”

هناك ظرف غريب يتعلق بأقمار كوكب المريخ قد يكون مألوفًا لمن يعرفون “رحلات جوليفر”. فوفقًا لجوليفر، كان لدى علماء الفلك على جزيرة لابوتا الطائرة رؤية حادة وتلسكوبات جيدة. ويقول المسافر إنهم اكتشفوا قمرين صناعيين لكوكب المريخ، أحدهما يدور حوله في عشر ساعات، والآخر في 21.5 ساعة. وهكذا، لم يقم الكاتب فقط بتخمين صحيح بشأن عدد الأقمار الصناعية، بل ذكر أيضًا الفترة الزمنية لدورانها بدقة كبيرة! لا نعرف ما الذي قد ألهم هذا التخمين. قبل بضع سنوات، كان أي عالم فلك يقرأ رواية رحلة لابوتا سيقول إن ذلك أمر سخيف. ربما يكون هناك قمران صناعيان لكوكب المريخ، بلا شك؛ لكن القول بأن أحدهما يدور في عشر ساعات يعني الادعاء بشيء لا يمكن لأحد تصديقه. ومع ذلك، فإن الحقيقة كانت أغرب من الخيال.

والآن يجب أن نختتم سردنا عن هذا الكوكب الجميل والمثير للاهتمام. هناك العديد من الخصائص الإضافية التي نميل إلى التوقف عندها، لكن هناك العديد من الأجرام الأخرى في النظام الشمسي التي تستحوذ على انتباهنا، أجرام أخرى تفوق المريخ في الحجم والأهمية الذاتية، لذا نضطر إلى التوقف. لكن خطوتنا التالية لن تكون...

دعونا نذهب مرة واحدة إلى الكواكب العملاقة. نجد خارج المريخ مجموعة من الأجسام، صغيرة بالفعل، لكنها مثيرة للاهتمام للغاية؛ ومع هذه الأجسام سيكون لدينا الكثير لنتناوله في الفصل التالي.

الفصل الحادي عشر: الكواكب الصغيرة
الأجرام الأصغر في نظامنا الشمسي – قانون بوده – المنطقة الفارغة في النظام الكوكبي – البحث – اكتشاف بياتزي – هل كان ذلك الجسم الصغير كوكبًا؟ – اختفاء الكوكب – قام جاوس بالبحث باستخدام الرياضيات – استعادة الكوكب – اكتشافات أخرى – عدد الكواكب الصغيرة المعروفة حاليًا – المنطقة التي يجب البحث فيها – إعداد خريطة للبحث عن الكواكب الصغيرة – كيفية اكتشاف الكواكب الصغيرة – الطبيعة الفيزيائية للكواكب الصغيرة – الجاذبية الضعيفة على الكواكب الصغيرة – الحسابات في برلين – كيف تخبرنا الكواكب الصغيرة عن مسافة الشمس – دقة الملاحظات – كيف يمكن ضرب أعدادها – فيكتوريا وسافو – أكمل طريقة للاكتشاف.

في فصولنا عن الشمس والقمر، وعن الأرض والزهرة، وعن عطارد والمريخ، ناقشنا خصائص وحركات الأجرام ذات الأحجام الضخمة. أصغر هذه الأجرام هو القمر، لكن حتى قطره يبلغ 2000 ميل من طرف إلى آخر. وعند الانتقال إلى موضوع الكواكب الصغيرة، يجب أن نكون مستعدين للعثور على أجرام ذات أحجام ضئيلة للغاية مقارنة بالأجرام الكبيرة في نظامنا الشمسي. بلا شك، يبلغ قطر هذه الكواكب الصغيرة بضعة أميال في بعض الحالات، وفي حالات أخرى يصل إلى عدة مئات من الأميال. لو كانت قريبة من الأرض، لكانت أجرامًا لافتة للنظر، بل رائعة أيضًا؛ لكن بما أنها بعيدة جدًا، فإنها حتى باستخدام أقوى التلسكوبات لا تبدو ملحوظة، أما بالعين المجردة فهي تقريبًا غير مرئية.

في الرسم البياني (صفحة 234) الذي يوضح مدارات الكواكب المختلفة، يتضح وجود مساحة واسعة بين مدار المريخ ومدار المشتري. كان يُفترض دائمًا أن هذه المنطقة الشاسعة يجب أن تكون مأهولة بكوكب آخر. وأصبح هذا الافتراض أقوى بكثير عندما تم اكتشاف قانون مهم يوضح، بدقة كبيرة، المسافات النسبية بين الكواكب الكبيرة في نظامنا الشمسي. خذ سلسلة الأرقام 0، 3، 6، 12، 24، 48، 96، حيث يكون كل رقم (باستثناء الثاني) ضعف الرقم الذي يسبقه.

الرقم الذي يسبقه. إذا أضفنا أربعة إلى كل منها، نحصل على السلسلة التالية: 4، 7، 10، 16، 28، 52، 100. باستثناء الرقم الخامس في هذه السلسلة (28)، فإن جميع الأرقام تتناسب بشكل معقول مع مسافات الكواكب المختلفة عن الشمس. في الواقع، فإن المسافات كالتالي: عطارد 3.9؛ الزهرة 7.2؛ الأرض 10؛ المريخ 15.2؛ المشتري 52.9؛ زحل 95.4. على الرغم من عدم وجود سبب فيزيائي يفسر لماذا يجب أن تكون هذه القاعدة – المعروفة عمومًا باسم قاعدة بوده – صحيحة، إلا أن حقيقة كونها صحيحة إلى حد كبير في حالة جميع الكواكب المعروفة تدفعنا إلى التساؤل عما إذا كان قد يكون هناك أيضًا كوكب يدور حول الشمس على المسافة التي يمثلها الرقم 28.

كان هذا الشعور قويًا جدًا في نهاية القرن الثامن عشر، لدرجة أن بعض علماء الفلك الطموحين قرروا بذل جهد مشترك للبحث عن هذا الكوكب المجهول. بدا من المؤكد أن الكوكب لا يمكن أن يكون كبيرًا، وإلا لكان قد تم اكتشافه منذ زمن بعيد. وإذا كان موجودًا فعلاً، فكانت هناك حاجة إلى وسائل للتمييز بينه وبين النجوم المنتشرة في مساره.

سرعان ما أثمر البحث عن هذا الكوكب الصغير عن نجاح جعل ليلة اليوم الأول من القرن التاسع عشر ليلة لا تُنسى في علم الفلك. ففي السماء الصافية في باليرمو كان يقع المرصد الذي تم فيه الاكتشاف التاريخي لأول كوكب صغير معروف على يد بيازي. لقد طور هذا العالم المجتهد والموهوب نظامًا مبتكرًا لاستكشاف السماء، كان مصممًا بشكل ممتاز للتمييز بين الكوكب وبين النجوم. في ليلة معينة، كان يختار مجموعة من النجوم تتكون من خمسين نجمًا تقريبًا، حسب الظروف. وباستخدام دائرة الطول الشمسي الخاصة به، كان يحدد مواقع النجوم المختارة. في الليلة التالية، أو في أقرب وقت ممكن، كان يعيد رصد جميع النجوم الخمسين باستخدام نفس الأداة وبنفس الطريقة، وكان يتم تكرار العملية في ليلتين أو ربما أكثر. عند مقارنة القياسات، كان يمتلك مواقع تقريبًا أربعة أو أكثر لكل نجم في ليالٍ مختلفة، وبذلك تكتمل السلسلة بأكملها. وكان مثابرًا بما يكفي لمواصلة هذه القياسات لفترة طويلة.

كانت هناك مجموعات كثيرة جدًا، وفي النهاية حصل على مكافأة عبارة عن نجاح تعوضه تعويضًا كاملاً عن كل جهده.

في الأول من يناير 1801، بدأ بيازي للمرة المائة والخامسة والخمسين في مراقبة سلسلة جديدة من النجوم. تم رصد خمسين نجمًا في تلك الليلة باستخدام تلسكوبه، وتم تسجيل مواقعها بعناية. من بين هذه الأجرام، كانت أول اثنتي عشرة بلا شك نجومًا، ويبدو أن الثالث عشر أيضًا كان نجمًا من الدرجة الثامنة في كوكبة التوروس. لم يكن هناك شيء يميز المظهر التلسكوبي لهذا الجرم عن جميع الأجرام الأخرى التي سبقته أو تلته. في الليلة التالية، قام بيازي، كما كان يفعل دائمًا، بمراقبة جميع الخمسين نجمًا مرة أخرى، وفعل الشيء نفسه في الثالث من يناير، ثم مرة أخرى في الرابع. بعد ذلك، كالمعتاد، جمع المواقع الأربعة التي حددها لكل جرم من الأجرام المختلفة. وعندما تم ذلك، تبين على الفور أن الجرم الثالث عشر في القائمة كان جرمًا مختلفًا تمامًا عن البقية وعن جميع النجوم الأخرى التي رصدها من قبل. كانت المواقع الأربعة لهذا الجرم الغامض مختلفة جميعها؛ بمعنى آخر، كان في حركة، وبالتالي كان كوكبًا.

كانت بضعة أيام من المراقبة كافية لإظهار كيف يدور هذا الجرم الصغير، الذي أُطلق عليه لاحقًا اسم “سيريس”， حول الشمس، وكيف يتحرك في ذلك المسار الفارغ الواقع بين مسار المريخ ومسار المشتري. كان الاهتمام الناتج عن هذا الاكتشاف عظيمًا حقًا، وكذلك التأثير الذي أحدثه على تقدم علم الفلك. فقد اضطرت الكواكب العظيمة في نظامنا الشمسي إلى السماح لجرم أكثر تواضعًا بالاستفادة من الفوائد التي توفرها الشمس.

بعد أن حصل بيازي على بعض الملاحظات الإضافية، مر موسم مراقبة هذا الجزء من السماء، وبالطبع توقف الكوكب الجديد عن الظهور. وفي غضون بضعة أشهر، بلا شك، سيظهر نفس الجزء من السماء مرة أخرى فوق الأفق بعد الظلام، وسيتم رؤية النجوم كما كان الحال من قبل. لكن الكوكب كان في حركة، وسيستمر في الحركة، وبحلول موسم الصيف التالي، سيكون قد انتقل إلى منطقة بعيدة، وسيختلط مرة أخرى مع…

النجوم التي كان يشبهها إلى حد كبير. فكيف يمكن متابعة الكوكب خلال فترة اختفائه وتحديد موقعه عندما يعود مرة أخرى ضمن نطاق الملاحظة؟

لفت هذا الصعوبة انتباه علماء الفلك، الذين سعوا إلى إيجاد طريقة لتحديد موقع الكوكب حتى لا يضيع اكتشاف بياتزي في النسيان. عالم رياضيات ألماني شاب، يُدعى جاوس، بدأ مسيرته المتميزة بمحاولة ناجحة لحل هذه المشكلة. كما أوضحنا، يسلك الكوكب مسارًا بيضاويًا حول الشمس، وتقع الشمس في أحد مراكز هذا المسار. يمكن إثبات أنه عند معرفة ثلاثة مواقع للكوكب، يتم تحديد المسار البيضاوي الذي يتحرك فيه الكوكب بشكل كامل. كان بياتزي قد قاس في كل مرة الموقع الذي كان يشغله الكوكب، وكانت هذه المعلومات متاحة لدى جاوس، ويمكن صياغة المشكلة التي كان عليه حلها على النحو التالي: مع معرفة موقع الكوكب في ثلاث ليالٍ، يجب تحديد موقعه في مناسبة معينة بعد بضعة أشهر دون الحاجة إلى مزيد من الملاحظات. تسمح الحسابات الرياضية، المبنية على قوانين كيبلر، بحل هذه المشكلة، وقد نجح جاوس في حلها. أثبت جاوس أنه على الرغم من عدم قدرة تلسكوب علماء الفلك على رصد الكوكب خلال فترة اختفائه، إلا أن قلم عالم الرياضيات يمكنه تتبعه بدقة مطلقة. وعندما سمح تقدم الفصول بإعادة الملاحظات، بدأت عملية البحث من جديد. تم توجيه التلسكوب نحو النقطة التي أشارت إليها حسابات جاوس، وهناك كان الكوكب الصغير “سيريس”. ومنذ إعادة اكتشافه، أصبح هذا الكوكب مرتبطًا بشكل كامل بالحسابات الرياضية، بحيث يمكن تحديد موقعه كل ليلة من أيام السنة بدقة تقترب من تلك المتحققة عند مراقبة القمر أو الكواكب الكبرى في نظامنا الشمسي.

تلا اكتشاف كوكب صغير واحد نجاحات مماثلة بسرعة، بحيث تم إضافة كواكب “بالاس” و“جونو” و“فيستا” إلى النظام الشمسي خلال سبع سنوات. تقع مدارات جميع هذه الأجرام في المنطقة بين مدار المريخ ومدار المشتري، ولسنوات عديدة بدا الأمر وكأن…

كان يُعتقد أن نظامنا الشمسي قد اكتمل الآن. وبعد أربعين عامًا، بدأت الأبحاث المنهجية مرة أخرى. تم إضافة كوكب تلو الآخر إلى القائمة؛ وتدريجيًا أصبحت الاكتشافات تتزايد باستمرار، حتى بلغ العدد الإجمالي في عام 1897 حوالي 430 كوكبًا. يظهر توزيع هذه الكواكب في النظام الشمسي تقريبًا كما هو موضح في الشكل 55. ومع تحسين التلسكوبات الفلكية، وبفضل الجهد الذي بذله بعض علماء الفلك في هذا البحث المثير، تم ابتكار طريقة خاصة للمراقبة بهدف العثور على هذه الأجرام الصغيرة.

من المعروف أن مسارات جميع الكواكب الكبيرة في السماء تتطابق تقريبًا مع المسار الذي يبدو أن الشمس تسلكه بين النجوم، والذي يُعرف باسم المسار الشمسي. من الطبيعي افتراض أن الكواكب الصغيرة تتحرك أيضًا في نفس هذا المسار الكبير، الذي يقودها عبر جميع برجوز البروج بالتتابع. بلا شك، بعض الكواكب الصغيرة تنحرف إلى حد كبير عن مسار الشمس، لكن الأغلبية العظمى منها تكون قريبة منه تقريبًا. هذا الاعتبار يبسّط عملية البحث عن كواكب جديدة؛ فهناك منطقة معينة يجب فحصها في السماء، لكن لا يوجد فائدة كبيرة من توسيع نطاق البحث إلى أجزاء أخرى من السماء.

الخطوة التالية هي إعداد خريطة تحتوي على جميع النجوم في هذه المنطقة. وهذه مهمة تتطلب جهدًا هائلاً؛ فالنجوم التي يمكن رؤيتها بالتلسكوبات الكبيرة كثيرة جدًا، بحيث يوجد عشرات الآلاف، بل ربما مئات الآلاف، من النجوم داخل هذه المنطقة الضيقة. الحقيقة هي أن العديد من الكواكب الصغيرة المعروفة حاليًا أجرام ضئيلة للغاية؛ لا يمكن رؤيتها إلا باستخدام تلسكوبات قوية جدًا، وللكشف عنها من الضروري استخدام خرائط تحتوي حتى على أضعف النجوم. شارك العديد من علماء الفلك في جهود إعداد هذه الخرائط؛ ومن بينهم يمكن ذكر باليسا من فيينا، الذي اكتشف بفضل خرائطه ثمانية وثمانين كوكبًا صغيرًا، والبروفيسور بيترز الراحل من كلينتون بولاية نيويورك، الذي اكتشف بطريقة مماثلة تسعة وأربعين من هذه الأجرام.

الشكل 55: منطقة الكواكب الصغيرة بين المريخ والمشتري.

يوجه عالم الفلك الذي يسعى لاكتشاف كوكب جديد تلسكوبه نحو الجزء من مسار الشمس الذي يقع على خط الطول في منتصف الليل؛ فهناك، إن وُجد أصلاً، فرصة للنجاح، لأنها المنطقة التي يكون فيها مثل هذا الجسم أقرب إلى الأرض من أي مكان آخر في مساره. يقارن بدقة الخريطة الفلكية مع السماء، وعادةً ما يجد أن النجوم في السماء تتوافق مع النجوم في الخريطة؛ لكن أحيانًا قد يحدث أن يغيب نقطة ما في السماء عن الخريطة. ينتبه على الفور؛ فيتابع ذلك الجسم بعناية، وإذا تحرك…

إنه كوكب. لكنه لا يستطيع أن يكون متأكدًا من أنه اكتشف شيئًا حقًا؛ فقد وجد كوكبًا بلا شك، لكن قد يكون أحد الكواكب الكثيرة المعروفة بالفعل. لتوضيح هذه النقطة، يجب عليه القيام ببحث إضافي، وأحيانًا بحث شاق للغاية؛ يجب عليه البحث في السجل السنوي لبرلين وغيره من الجداول الزمنية الخاصة بهذه الكواكب لمعرفة ما إذا كان من الممكن أن يكون أحدها في نفس الموقع في تلك الليلة. إذا استطاع التأكد من أنه لا يمكن لأي جسم تم اكتشافه سابقًا أن يكون موجودًا هناك، فإنه يحق له أن يعلن لزملائه علماء الفلك عن اكتشاف عضو جديد في النظام الشمسي. يبدو من المؤكد أن جميع الكواكب الصغيرة الأكثر أهمية قد تم اكتشافها منذ زمن بعيد. أما الإضافات الحديثة إلى القائمة فهي عادةً أجسام صغيرة للغاية، خارج قدرة التلسكوبات الصغيرة على رؤيتها.

منذ عام 1891، تم التخلي تقريبًا عن الطريقة التي وصفناها للبحث عن الكواكب الصغيرة لصالح طريقة أفضل بكثير. تبين أن من الممكن استخدام التصوير الفوتوغرافي لإعداد خرائط للسماء. يتم تعريض لوحة فوتوغرافية في التلسكوب لمنطقة معينة من السماء لفترة كافية لكي تتمكن النجوم الخافتة جدًا التي يمكن رؤيتها بالتلسكوب من ترك صورها عليها. يجب الحرص على أن يتبع الجهاز الذي يحرك الكاميرا إيقاع دوران الأرض بدقة تامة، حتى تظهر النجوم الثابتة على اللوحة كنقاط واضحة. إذا تبين أثناء تطوير اللوحة أن نجمًا ترك أثرًا، فمن الواضح أن هذا النجم كان لديه حركة مستقلة خلال فترة التعريض (والتي تكون عادةً بضع ساعات)؛ بمعنى آخر، يجب أن يكون كوكبًا. ولزيادة اليقين، يتم عادةً التقاط صورة ثانية لنفس المنطقة بعد فترة قصيرة. إذا كان المكان الذي ترك فيه الأثر على اللوحة الأولى فارغًا الآن، بينما يظهر أثر جديد على اللوحة الثانية في نفس خط الأثر الأول، فلا يوجد شك ممكن في أننا أمام دليل حقيقي على وجود كوكب، وأننا لم نضل بسبب عيب ما في اللوحة أو بسبب بعض النجوم الصغيرة التي كانت موجودة بالقرب من بعضها البعض. لقد اكتشف وولف من هايدلبرغ، وتبعه شارلوا من نيس، عددًا كبيرًا من الكواكب الصغيرة الجديدة بهذه الطريقة، كما استعادوا العديد من الكواكب التي فُقدت بسبب عدم كفاية الملاحظات.

في الثالث عشر من أغسطس عام 1898، اكتشف السيد جي. فيت من مرصد أورانيا في برلين كويكبًا جديدًا باستخدام الطريقة الفوتوغرافية. في البداية، اعتُبر هذا الجسم مجرد إضافة غير ذات أهمية خاصة إلى الـ 432 كويكبًا التي تم اكتشافها قبله. وكالمعتاد، تم إعطاؤه تسمية مؤقتة وفقًا لنظام أبجدي بسيط، وكانت هذه التسمية المؤقتة لكويكب فيت هي “D Q”. لكن التسمية الرسمية للكويكب قد حلت محل هذه التسمية الآن. لقد أطلق السيد فيت على كويكبه اسم “إيروس”， وقد تم قبول هذا الاسم من قبل علماء الفلك، وبذلك سيُعرف هذا الكويكب إلى الأبد بهذا الاسم.

السمة التي تجعل اكتشاف “إيروس” من أكثر الأحداث استثنائية في علم الفلك المعاصر هي أنه في تلك المرات النادرة التي يقترب فيها هذا الكويكب من الأرض، فإنه يكون أقرب إلى الأرض من كوكب المريخ في أي وقت، وأقرب أيضًا من كوكب الزهرة، وأقرب من أي كويكب آخر معروف. لذلك نعتبر “إيروس” الجار الأقرب لنا في السماء. في ظروف معينة، قد يكون مسافته عن الأرض لا تتجاوز السابع من المسافة المتوسطة بين الأرض والشمس.

نحن لا نعرف شيئًا على الإطلاق عن التركيب الفيزيائي للكويكبات وطبيعة أسطحها. ربما، حسب ما يمكننا تخيله، أن هذه الكويكبات عبارة عن كرات مشابهة لكوكب الأرض لكن بحجم أصغر، مع وجود قارات ومحيطات عليها. وإذا كان هناك حياة على مثل هذه الأجرام، التي يبلغ قطرها أحيانًا بضعة أميال فقط، فإن تلك الحياة يجب أن تكون مختلفة تمامًا عن أي شيء نعرفه. بغض النظر عن كل الصعوبات الأخرى الناتجة عن احتمال غياب المياه وصعوبة وجود غلاف جوي بكثافة وتركيب مناسبين للتنفس، فإن الجاذبية نفسها ستمنع الكائنات العضوية المتكيفة مع الأرض من العيش على كويكب صغير.

لنحاول توضيح هذه النقطة، ولنفترض أن لدينا كويكبًا بقطر ثمانية أميال، أي بمقدار ألف جزء من قطر الأرض تقريبًا. ولنفترض أيضًا أن مكونات هذا الكويكب هي نفسها مكونات الأرض.

من السهل إثبات أن الجاذبية على سطح هذا الكوكب ستكون جزءًا واحدًا من ألف من جاذبية الأرض. ويترتب على ذلك أن وزن أي جسم على الأرض سينخفض إلى جزء واحد من ألف إذا تم نقل ذلك الجسم إلى الكوكب. ولن يتمكن الميزان العادي من كشف ذلك، حيث يتم وضع الأوزان في أحد الأوعية والجسم المراد وزنه في الوعاء الآخر. وعند اختبار الجسم بهذه الطريقة، فإن وزنه سيظل كما هو في أي مكان؛ لأنه إذا تغيرت قوة الجاذبية على الجسم، فإن قوة الجاذبية على الأوزان المضادة تتغير أيضًا بنفس النسبة. لكن عند استخدام ميزان الزنبرك، سيكون التغيير واضحًا على الفور، وستنخفض القوة اللازمة لرفع الوزن إلى جزء واحد من ألف. يمكن رفع حمولة تزن ألف رطل من سطح الكوكب باستخدام نفس القوة التي تُستخدم لرفع رطل واحد على الأرض؛ والآثار الناتجة عن ذلك ملفتة للغاية.

في وصفنا للقمر، ذُكر (صفحة 103) أنه يمكننا حساب السرعة اللازمة لإطلاق جسم ما بحيث لا يعود أبدًا إلى الكوكب الذي أُطلق منه. لقد طبّقنا هذا المنطق لشرح سبب فقدان القمر، على ما يبدو، لأي غلاف جوي كان قد يمتلكه في الماضي.

إذا افترضنا، لأغراض التوضيح، أن كثافات جميع الكواكب متساوية، فإن القانون الذي يعبر عن السرعة الحرجة لكل كوكب يمكن ذكره بسهولة. في الواقع، فإن هذه السرعة تتناسب ببساطة مع قطر الكوكب المعني. وهكذا، بالنسبة لكوكب صغير قطره جزء واحد من ألف من قطر الأرض، أي حوالي ثمانية أميال، فإن السرعة الحرجة ستكون جزءًا واحدًا من ألف من ستة أميال في الثانية، أي حوالي ثلاثين قدمًا في الثانية. وهذه سرعة منخفضة مقارنة بالمعايير العادية. يمكن للطفل رمي كرة إلى ارتفاع خمسة عشر أو ستة عشر قدمًا بسهولة، لكن لرفعها إلى هذا الارتفاع، يجب رميها بسرعة ثلاثين قدمًا في الثانية. إذا وقف طفل على كوكب قطره ثمانية أميال ورمى كرته عموديًا لأعلى، فإن الكرة ستصل إلى ارتفاع مذهل. وإذا كانت السرعة الأولية أقل من ثلاثين قدمًا في الثانية، فإن الكرة ستتوقف عن الحركة في النهاية وتبدأ في الهبوط.

يزداد السرعة تدريجيًا، حتى يعود أخيرًا إلى السطح بسرعة تساوي السرعة التي أُطلق بها. وإذا كانت السرعة الأصلية تساوي ثلاثين قدمًا في الثانية أو أكثر، فإن الكرة سترتفع إلى الأعلى دون أن تعود أبدًا. وسيكون من الضروري الرجوع مرة أخرى إلى هذا الموضوع في فصل لاحق.

تظهر بعض الكواكب الصغيرة في التلسكوبات القوية على شكل أقراص ذات أبعاد ملحوظة، وقد تم قياس أبعادها حتى باستخدام الميكرومتر. وبهذه الطريقة، حدد البروفيسور بارنارد، الذي كان يعمل في مرصد ليك، القيم التالية لأقطار أول أربعة كواكب صغيرة تم اكتشافها:

٤٨٥ – سيريس: … ميل.
٣٠٤ – بالاس: … ميل.
١١٨ – جونو: … ميل.
٢٤٣ – فيستا: … ميل.

لكن قيمة جونو غير مؤكدة للغاية، وأغلب الكواكب الصغيرة أصغر بكثير مما تشير إليه الأرقام المذكورة هنا. من الممكن، من خلال بعض الحسابات، تقدير الكتلة الإجمالية لجميع الكواكب الصغيرة، إذ تكشف الملاحظات لنا مدى تأثيراتها المشتركة على حركة المريخ. وبهذه الطريقة استنتج لو فيرييه أن الكتلة الإجمالية للكواكب الصغيرة يجب أن تكون تقريبًا ربع كتلة الأرض. أما هارزر، الذي كرر الدراسة بطريقة محسنة، فقد استنتج أن الكتلة الإجمالية تساوي سدس كتلة الأرض. لا شك أن الكتلة الإجمالية لجميع الكواكب الصغيرة المعروفة حاليًا لا تتجاوز جزءًا صغيرًا جدًا من القيمة التي تشير إليها هذه الحسابات. لذلك نستنتج أنه يجب أن يكون هناك عدد هائل من الكواكب الصغيرة.

الكواكب التي لم يتم الكشف عنها بعد في المرصد. يجب أن تكون هذه الكواكب المجهولة صغيرة جدًا.

تختلف مدارات هذه المجموعة من الأجرام بخصائص ملحوظة عن مدارات الكواكب الأكبر حجمًا. بعضها مائل بزوايا تصل إلى 30° عن مستوى مدار الأرض، بينما لا تتجاوز زوايا ميل الكواكب الكبيرة بضع درجات فقط. كما أن بعض مدارات الكواكب الصغيرة على شكل بيضاويات ممتدة للغاية، بينما مدارات الكواكب الكبيرة لا تبتعد كثيرًا عن الشكل الدائري. تتراوح فترات دوران هذه الأجسام الصغيرة حول الشمس بين ثلاث سنوات وتسع سنوات تقريبًا.

أدى الزيادة الكبيرة في عدد الكواكب الصغيرة إلى تكريم حماس علماء الفلك الذين كرسوا جهودهم لهذا الموضوع. وقد استلزم نجاحهم قدرًا هائلاً من العمل على أجهزة الحاسوب في “الكتاب السنوي لبرلين”. يحتل هذا العمل المفيد في هذا الصدد مكانة لم يحتلها “الألmanاك البحري” الخاص بنا، ولا المنشورات المماثلة في الدول الأخرى. يعتبر فريق ماهر من المبرمجين أن من واجبهم توفير معلومات مفصلة عن حركات الكواكب الصغيرة لـ“الكتاب السنوي لبرلين”. بمجرد الحصول على بعض الملاحظات الكاملة، يصبح الجسم الصغير تحت سيطرة العالم الرياضي؛ فيستطيع التنبؤ بمساره لسنوات قادمة، ويمكن العثور على الإعلانات المتعلقة بجميع الكواكب الصغيرة المعروفة في المجلدات السنوية لهذا العمل.

كان نمو الاكتشافات سريعًا لدرجة أن العمل اللازم لإعداد مثل هذه التنبؤات أصبح الآن هائلاً. يجب الاعتراف بأن العديد من الكواكب الصغيرة خافتة جدًا ولا تحمل أي أهمية، لذا يميل علماء الفلك أحيانًا إلى الموافقة على الاقتراح القائل بأن جزءًا من الجهود الفلكية المبذولة حاليًا في حساب مسارات هذه الأجرام يمكن توجيهه بشكل أكثر فائدة. ولتحقيق ذلك، يكفي فقط التخلي عن جميع الأجرام الأقل أهمية والسماح لها بمتابعة مساراتها دون مراقبة.

عبر التلسكوب، أو عبر الجداول المستمرة الصادرة عن الحاسوب الرياضي.

الشمس، التي تتحكم في الأجرام الضخمة في نظامنا، لا تتردد في توجيه تلك الكرات الصغيرة التي تشكل الكواكب الصغيرة بنفس العناية. في أوقات معينة، تقترب بعض هذه الكواكب من الأرض إلى درجة تستحق اهتمام علماء الفلك الذين يهتمون بشكل خاص بتحديد أبعاد النظام الشمسي. إن عمليات الرصد من هذا النوع يمكن إجراؤها بدقة كبيرة؛ كما يمكن تكرارها حسب الحاجة. ولذلك، فإن بعض هذه الأجرام الصغيرة لها مستقبل فلكي كبير، إذ يبدو أنها مخصصة لتحديد المسافة الحقيقية بين الأرض والشمس بدقة أكبر من كوكب الزهرة أو المريخ. أما أصغر هذه الكواكب فلا يمكن استخدامها لهذا الغرض؛ فهي يمكن رؤيتها فقط باستخدام تلسكوبات قوية، ولا يمكن قياسها بالدقة اللازمة. من الواضح أيضًا أن الكواكب المختارة للرصد يجب أن تكون قريبة من الأرض قدر الإمكان. في الظروف المواتية، تقترب بعض الكواكب الصغيرة من الأرض إلى مسافة تعادل ثلاثة أرباع مسافة الشمس. تحد هذه الظروف المختلفة عدد الأجرام المتاحة لهذا الغرض إلى حوالي اثني عشر جرمًا، من بينها يكون هناك جرم أو اثنان في وضع مناسب كل عام.

بالنسبة لتحديد مسافة الشمس، فإن هذه الطريقة التي تعتمد على الكواكب الصغيرة توفر مزايا لا شك فيها. فالكوكب نفسه يبدو كنقطة صغيرة شبيهة بالنجم في التلسكوب، وتُجرى القياسات منه إلى النجوم المرئية بالقرب منه. ربما يكون من الضروري ذكر بعض الملاحظات هنا حول طبيعة عمليات الرصد المذكورة. عندما نتحدث عن القياسات من الكوكب إلى النجم، فإننا لا نقصد المعنى الأكثر شيوعًا لهذا التعبير؛ فنحن لا نقصد القياس الفعلي لعدد الأميال في خط مستقيم بين الكوكب والنجم. فهذا العنصر، حتى لو أمكن تحقيقه، لا يمكن أن يكون سوى نتيجة لسلسلة طويلة من عمليات الرصد من النوع الذي سيتم شرحه لاحقًا عند الحديث عن مسافات النجوم. أما القياسات المذكورة الآن فهي أبسط؛ فهي تهدف فقط إلى تحديد…

المسافة الظاهرية للأجرام تُعبر عنها بوحدات زاوية. وهذه القياسات الزاوية تختلف تمامًا عن القياسات الخطية، وقد يؤدي استخدام الطريقتين إلى نتائج قد تبدو في البداية متناقضة.

يمكننا أن نأخذ كمثال مجموعة النجوم التي تشكل عنقود الثريا، وتلك التي تشكل دب الأكبر. دب الأكبر مجموعة كبيرة، بينما عنقود الثريا مجموعة صغيرة. لكن لماذا نعتبر أن كلمتي “كبير” و“صغير” مناسبتان هنا؟ فكل زوج من نجوم دب الأكبر يشكل زاوية كبيرة مع العين، بينما كل زوج من نجوم عنقود الثريا يشكل زاوية صغيرة، وهذه الزوايا هي الموضوع المباشر للقياس الفلكي. عندما نتحدث عن مسافة نجمين، فإننا نقصد الزاوية التي تحددها الخطوط الممتدة من العين إلى النجمين. هذا ما يمكن لأجهزتنا قياسه، ويجب ملاحظة أنه لا يوجد أي إشارة إلى الحجم الخطي. في الواقع، إذا أردنا ذكر الأبعاد الفعلية، فمن الممكن تمامًا، ولا يمكننا الجزم بذلك، أن يكون عنقود الثريا مجموعة أكبر بكثير من دب الأكبر، وأن التفوق الظاهري لدب الأكبر يعود فقط إلى قربه منا. تُحصل أدق قياسات زاوية عندما يكون نجمان، أو نقطتان شبيهتان بالنجوم، قريبين جدًا من بعضهما بحيث يمكن تضمينهما في مجال رؤية واحد للتلسكوب. هناك أنواع خاصة من الأجهزة التي تمكّن عالم الفلك في هذه الحالة من تحقيق دقة في ملاحظاته لا يمكن تحقيقها عند قياس أجرام أقل وضوحًا أو تقع على مسافات ظاهرية أكبر. لذلك، فإن تحديد مسافة الكوكب الصغير الشبيه بالنجم عن نجم ما يتميز بدقة عالية جدًا.

لكن هناك حجة أخرى، وربما أكثر أهمية، تدعم استخدام هذه الطريقة لتحديد مقياس النظام الشمسي. إن القوة الحقيقية لطريقة استخدام الكواكب الصغيرة لا تعتمد كثيرًا على الدقة الفردية للملاحظات، بل على حقيقة أن طبيعة الطريقة تسمح بإجراء عدد كبير من التكرارات للحصول على نتيجة دقيقة. بالطبع، يجب أن نفهم أنه عندما نتحدث عن دقة الملاحظة، فلا ينبغي افتراض أنها يمكن أن تكون خالية تمامًا من الأخطاء. فالأخطاء موجودة دائمًا، ورغم أنها قد تكون صغيرة، إلا أنها...

الكمية المراد قياسها صغيرة جدًا، وقد يشكل الخطأ ذو الأهمية الضئيلة نسبة كبيرة من الكمية الكلية. الطريقة الوحيدة لتقليل تأثير هذا الخطأ هي أخذ متوسط عدد كبير من الملاحظات. وهذا هو المصدر الحقيقي لأهمية طريقة استخدام الكواكب الصغيرة في القياس. لا حاجة لنا للانتظار حتى تحدث أحداث نادرة مثل مرور كوكب الزهرة؛ ففي كل عام سيكون هناك كوكب صغير أو أكثر يقترب من الأرض بما يكفي لتطبيق هذه الطريقة. كما أن الظروف المختلفة المحيطة بكل كوكب، بالإضافة إلى التنوع الكبير في الملاحظات التي يمكن إجراؤها عليه، سيساعد أيضًا في التخلص من الأخطاء.

وبما أن الكوكب يتحرك في مساره عبر السماء، والتي تكون مليئة في كل مكان بعدد لا يحصى من النجوم الصغيرة، فمن الواضح أن هذا الجسم، الذي يشبه النجم إلى حد كبير، سيكون دائمًا لديه بعض النجوم في محيطه المباشر. وبما أن حركات الكوكب معروفة جيدًا، فيمكننا التنبؤ بمكانه في كل ليلة يتم فيها رصده. وبالتالي، من الممكن التنسيق مسبقًا مع المراقبين في أماكن مختلفة من الأرض بشأن الملاحظات التي يجب إجراؤها في كل ليلة محددة.

وقد تم بذل محاولة، بناءً على اقتراح الدكتور جيل، لتطبيق هذه الطريقة على نطاق يتناسب مع أهميتها. ففي الأعوام 1888 و1889، اقتربت الكواكب “إيريس” و“فيكتوريا” و“سافو” من الأرض إلى درجة كبيرة، مما استدعى إجراء قياسات في نفس الوقت في كل من نصف الكرة الشمالي والجنوبي. تم وضع خطة كاملة قبل شهور عديدة من بدء عمليات الملاحظة. وبالتالي، تم إبلاغ كل مراقب شارك في العمل مسبقًا بالنجوم التي سيتم استخدامها في كل ليلة. ومن أي مكان في الأرض، سواء من رأس الرجاء الصالح أو من بريطانيا، تظل مواقع النجوم ثابتة تمامًا؛ فمسافتها هائلة لدرجة أن أي تغيير في موقع الأرض لا يؤثر عليها بشكل ملحوظ. لكن الأمر مختلف مع الكواكب الصغيرة؛ فمسافتها لا تتجاوز واحدًا من مليون جزء من مسافة النجوم، وبالتالي فإن تغيير موقع الكوكب عند النظر إليه من رأس الرجاء الصالح أو من أوروبا يمثل كمية قابلة للقياس.

القيمة التي نسعى للحصول عليها يتم استخلاصها من خلال المقارنة بين القياسات التي تُجرى في نصف الكرة الشمالي وتلك التي تُجرى في نصف الكرة الجنوبي. يجب أن تكون عمليات المراقبة في الموقعين متزامنة قدر الإمكان، مع مراعاة حركة الكوكب خلال أي فترة زمنية قد مرت. وعلى الرغم من اتخاذ كل الاحتياطات للتخلص من أخطاء كل عملية مراقبة، إلا أن الحقيقة تظل أننا نقارن القياسات التي أجراها المراقبون في نصف الكرة الشمالي مع تلك التي أجراها مراقبون آخرون باستخدام أدوات مختلفة، وذلك على بعد آلاف الأميال. لكن في هذا الصدد، لا نكون في وضع أسوأ من حالة مراقبة عبور كوكب الزهرة.

لكن من الممكن التغلب حتى على هذا الاعتراض، وبالتالي إعطاء طريقة الكواكب الصغيرة ميزة لا يمكن الجدال فيها على منافستها. يمكن التغلب على هذه الصعوبة إذا استطعنا ترتيب أمر يتيح لعالم فلك، بعد إجراء مجموعة من عمليات المراقبة في ليلة جيدة في نصف الكرة الشمالي، أن ينتقل فورًا، مع أدواته، إلى المحطة الواقعة في نصف الكرة الجنوبي ليكرر عمليات المراقبة هناك. يمكن تحقيق تحويل مماثل دون الحاجة إلى أي عوامل خارقة، وفيه بلا شك أفضل طريقة معروفة لقياس مسافة الشمس. لقد تم تطبيق هذه الطريقة بنجاح بالفعل من قبل الدكتور جيل في حالة كوكب “جونو”， وهناك كواكب صغيرة أخرى تتوفر لها ظروف أكثر ملاءمة.

لنأخذ على سبيل المثال كوكبًا صغيرًا يقترب أحيانًا من الأرض إلى مسافة 70,000,000 ميل. عندما يقترب الكوكب من نقطة المقابلة، يجب وضع مراقب ماهر في محطة مناسبة بالقرب من خط الاستواء. يجب أن يستخدم المراقب ذلك الجهاز المذهل الذي يجمع بين المهارات الميكانيكية والبصرية والمعروف باسم “الهيليوميتر”. يمكن استخدامه لقياس المسافة الزاوية بين الأجسام التي تكون بعيدة جدًا بحيث لا يمكن قياسها باستخدام الميكرومتر العادي. يجب إجراء عمليات القياس في المساء بمجرد أن يرتفع الكوكب إلى ارتفاع كافٍ لرؤيته بوضوح. ثم يتم نقل المراقب والمرصد إلى الجانب الآخر من الأرض. كيف يمكن تحقيق ذلك؟ بل دعونا نسأل: كيف يمكننا منع حدوث ذلك؟ أليست الأرض تدور حول محورها، بحيث في غضون بضع ساعات…

هل يتم نقل المرصد الواقع على خط الاستواء لمسافات تصل إلى آلاف الأميال؟
مع اقتراب الصباح، يجب تكرار القياسات. ويتبين أن الكوكب قد غير موقعه بشكل كبير مقارنة بالنجوم. يعود ذلك جزئيًا إلى حركته الخاصة، لكنه يعود أيضًا إلى التغيرات الناتجة عن دوران الأرض، والتي قد تصل إلى حوالي عشرين ثانية. يجب ألا تتجاوز الأخطاء في القياسات التي تتم خلال ليلة واحدة باستخدام جهاز الهيليوميتر خمسًا في المائة من الثانية، ويمكننا أن نتوقع بشكل معقول أنه يمكن إجراء القياسات خلال حوالي خمسة وعشرين ليلة خلال فترة التقابل. ومن الممكن أن توفر أربع مجموعات من هذه القياسات معلومات عن مسافة الشمس دون أن تتجاوز الأخطاء جزءًا من ألف من المسافة الإجمالية. تكمن الصعوبة الرئيسية في هذه العملية في حركة الكوكب خلال الفترة الفاصلة بين القياسات المسائية والصباحية. يمكن تجنب هذه المشكلة من خلال إجراء قياسات دقيقة ومتكررة لموقع الكوكب مقارنة بالنجوم التي يمر بها.

في العمل الضخم الذي نُشر عام 1897 من مرصد كيب تاون تحت إشراف الدكتور جيل، تم الحصول على النتائج النهائية لقياسات كواكب “إيريس” و“فيكتوريا” و“سافو”. ويتضح من ذلك أن الزاوية التي يشكلها نصف قطر الأرض عند خط الاستواء عند مركز الشمس عند مسافتها المتوسطة تبلغ 8.802 ثانية قوسية. وإذا استخدمنا أفضل قيمة لنصف قطر الأرض عند خط الاستواء، فإن المسافة المتوسطة بين مركز الشمس ومركز الأرض تكون 92,870,000 ميل. وهذه على الأرجح أدق قيمة تم الحصول عليها حتى الآن لتحديد مقياس النظام الشمسي.

الفصل الثاني عشر: كوكب المشتري
حجم كوكب المشتري الهائل – مقارنة قطره بقطر الأرض – أبعاد الكوكب ومداره – دورانه – مقارنة وزنه وحجمه بوزن الأرض وحجمها – خفة كوكب المشتري النسبية – كيف يتم تفسير ذلك – من المحتمل أن يظل كوكب المشتري في حالة ساخنة – الأحزمة الموجودة على سطح المشتري – البقع الموجودة على سطحه – اختلاف أوقات دوران البقع المختلفة – العواصف على كوكب المشتري – كوكب المشتري ليس متوهجًا – الأقمار الصناعية للمشتري – اكتشافها – مظهرها عبر التلسكوب – مداراتها – الكسوفات والاختفاءات – قمر صناعي في مرحلة العبور – اكتشاف سرعة الضوء – كيف يمكن قياس هذه السرعة تجريبيًا؟ – تحديد مسافة الشمس من خلال كسوفات أقمار المشتري الصناعية – أقمار المشتري الصناعية كدليل على نظام كوبرنيكوس.

في استكشافنا لسلسلة الأجرام الرائعة التي تشكل النظام الشمسي، تقدمنا خطوة بخطوة بعيدًا عن الشمس. وباتباع هذه الطريقة، وصلنا الآن إلى كوكب المشتري الرائع، الذي يسير في مساره العظيم مباشرة خارج مدارات الكواكب الصغيرة التي كنا نناقشها للتو. إن الفرق بين هذه الكرات الصغيرة وكرة المشتري الضخمة هائل حقًا. لو اتبعنا طريقة مختلفة قليلاً في التناول – مثل مناقشة الأجرام المختلفة في نظامنا الشمسي حسب حجمها – لكانت الكواكب الصغيرة هي آخر ما يتم مناقشته، بينما كان كوكب المشتري سيكون أول ما يتم مناقشته. ويستحق كوكب المشتري هذا المركز دون أي منافسة. أما الكوكب التالي في الحجم، وهو كوكب زحل الجميل والمثير للاهتمام، فهو يأتي في مرتبة أبعد بكثير. ويجب النزول أكثر في سلم الأحجام قبل الوصول إلى كوكبي أورانوس ونبتون، كما يجب النزول خطوة أخرى قبل الوصول إلى تلك المجموعة الأصغر من الكواكب التي تشمل كوكب الأرض. إن كوكب المشتري يتفوق على باقي الكواكب بشكل واضح لدرجة أنه حتى لو تم دمج جميع الكرات الأخرى في نظامنا الشمسي مع بعضها، فإن الكتلة الناتجة لن تساوي كتلة كوكب المشتري الضخمة.

الصورة المجاورة (الشكل 56) تُظهر الأبعاد النسبية لكوكب المشتري والأرض، وهي تعطي العين انطباعًا أكثر وضوحًا عن حجم كوكب المشتري الهائل مقارنة بما يمكننا الحصول عليه ببساطة من خلال البيانات الرقمية التي تُستخدم لتقدير حجمه بدقة. ولكن، نظرًا لضرورة تقديم هذه البيانات الرقمية لقرائنا، فإننا نفعل ذلك في بداية هذا الفصل.

يدور كوكب المشتري في مدار بيضاوي حول الشمس، على بعد متوسط قدره 483,000,000 ميل منها. وبالتالي، فإن قطر مسار كوكب المشتري يبلغ تقريبًا 5.2 أضعاف قطر المسار الذي تسلكه الأرض. شكل مدار كوكب المشتري يختلف بشكل كبير عن الدائرة؛ حيث يصل أقصى مسافة له عن الشمس إلى 5.45، بينما تكون أقل مسافة حوالي 4.95، على أن تُعتبر مسافة الأرض عن الشمس وحدة قياس. في أفضل الظروف لرؤية كوكب المشتري، يظل على بعد أربعة أضعاف تقريبًا من الأرض مقارنة بمسافة الأرض عن الشمس. كما أن هذا الكوكب الضخم يوضح القانون القائل بأنه كلما زادت المسافة بين الكوكب والشمس، قلت سرعة دورانه حولها. فبينما تقطع الأرض مسافة 18 ميلاً في كل ثانية، فإن كوكب المشتري يقطع مسافة 8 أميال فقط. ولهذين السببين، فإن الوقت الذي يستغرقه كوكب خارجي لإكمال دورة واحدة حول الشمس يكون أطول من فترة دوران الأرض.

كوكب يحتاج إلى وقت أطول لإكمال دورة حول الشمس مقارنة بالأرض، لكن سرعته أقل؛ ولذلك يحتاج كوكب المشتري إلى 4,332.6 يومًا، أي حوالي خمسين يومًا أقل من اثني عشر عامًا، لإكمال دورة واحدة حول الشمس.

القطر المتوسط لهذا الكوكب الضخم هو حوالي 87,000 ميل. نقول “القطر المتوسط” لأن هناك فرقًا كبيرًا بين قطر المشتري عند خط الاستواء وقطره عند القطبين. لقد رأينا بالفعل أن هناك فرقًا مماثلًا في حالة الأرض، حيث يكون القطر عند القطبين أقصر من القطر عند خط الاستواء؛ لكن درجة عدم التساوي بين هاتين القياسين أكبر بكثير في المشتري مقارنة بالأرض. القطر عند خط الاستواء للمشتري هو 89,600 ميل، بينما القطر عند القطبين لا يتجاوز 84,400 ميل. الشكل البيضاوي للمشتري، كما تُظهر هذه الأرقام، واضح جدًا دون الحاجة إلى قياسات دقيقة. يدور الكوكب حول أقصر قطر له بسرعة هائلة إذا أخذنا في الاعتبار حجم الكوكب نفسه؛ يتم إكمال كل دورة في حوالي 9 ساعات و55 دقيقة.

يمكننا بالطبع مقارنة فترة دوران المشتري مع فترة دوران الأرض الأبطأ بكثير، والتي تبلغ 24 ساعة. يصبح الفرق أكثر وضوحًا إذا أخذنا في الاعتبار السرعات النسبية للأجسام عند خط الاستواء على الأرض وعلى المشتري. وبما أن قطر المشتري يقارب أحد عشر ضعف قطر الأرض، فإن سرعة الأجسام عند خط الاستواء على المشتري يجب أن تكون حوالي 27 ضعف سرعتها على الأرض. لا شك أن هذه السرعة العالية للدوران هي السبب في الشكل البيضاوي الاستثنائي للمشتري؛ فالدوران السريع يخلق قوة تركيزية كبيرة، وهذه القوة تؤدي إلى تمدد المواد المرنة التي يبدو أن المشتري مكون منها.

المشتري، على حد علمنا، ليس جسمًا صلبًا. وهذه حقيقة مهمة؛ لذلك سيكون من الضروري مناقشة هذا الموضوع بشيء من التفصيل، لأننا نلاحظ هنا فرقًا كبيرًا بين هذا الكوكب الضخم والكواكب الأخرى التي استحوذت على انتباهنا سابقًا. من القياسات المذكورة بالفعل، من السهل حساب حجم المشتري؛ وسيتبين أن حجم هذا الكوكب يعادل تقريبًا 1,300 ضعف حجم…

بحجم الأرض؛ بمعنى آخر، سيتطلب الأمر 1300 كرة، كل منها بحجم أرضنا، مجتمعة معًا، لتشكيل كرة واحدة بحجم كوكب المشتري.

إذا كانت المواد التي يتكون منها كوكب المشتري ذات طبيعة مشابهة لمواد الأرض، فقد نتوقع أن يتجاوز وزن الكوكب وزن الأرض بنسبة تقارب حجميهما. هذا هو الموضوع الذي يُقترح فحصه الآن. قد نواجه هنا على الفور سؤالًا حول كيفية تحديد وزن كوكب المشتري. فحتى وزن الأرض التي نقف عليها ليس أمرًا سهلاً. فكيف إذًا يمكننا وزن كوكب ضخم جدًا أكبر بكثير من الأرض، ويبعد عنا مئات الملايين من الأميال؟ بالفعل، هذه مسألة صعبة للغاية. ومع ذلك، فقد أثبتت القدرات الفكرية للإنسان كفايتها لتحقيق هذا الإنجاز في مجال الهندسة الفلكية. صحيح أنهم ليسوا قادرين فعليًا على صنع ميزانين ضخمين لوزن الكوكب العملاق، لكنهم قادرون على استغلال بعض الظواهر الطبيعية التي توفر المعلومات المطلوبة.

تستند مثل هذه الدراسات إلى مبدأ الجاذبية الكونية. يجذب كتلة كوكب المشتري الكتل الأخرى في النظام الشمسي. وتظهر فعالية هذا الجذب بشكل خاص على الأجرام القريبة من الكوكب. وبفضل هذا الجذب، تحدث حركات معينة في تلك الأجرام. يمكننا مراقبة طبيعة هذه الحركات باستخدام التلسكوبات، ويمكننا تحديد مقدارها، ومن خلال قياساتنا يمكننا حساب كتلة الجسم الذي تسبب في هذه الحركات. هذه هي الطريقة الوحيدة التي نمتلكها لدراسة كتل الكواكب؛ وعلى الرغم من أن تطبيقها قد يكون صعبًا – ليس فقط بسبب الملاحظات المطلوبة، بل أيضًا بسبب تعقيد وعمق الحسابات التي يجب إجراؤها استنادًا إلى تلك الملاحظات – إلا أنه، على الأقل في حالة كوكب المشتري، لا يوجد أي شك في النتيجة.

يتم تبسيط المهمة بشكل خاص في حالة أكبر كوكب في نظامنا بفضل النظام الرائع من الأقمار التي تدور حوله. تدور هذه الأقمار الصغيرة تحت تأثير جاذبية كوكب المشتري، وحركاتها...

ولا يجب التدخل في ذلك بأي شكل من الأشكال لمنع استخدامها لغرضنا الحالي. إنه من خلال ملاحظات أقمار كوكب المشتري أننا نستطيع قياس قوة جاذبيته، ومن ثم حساب كتلة هذا الكوكب الضخم.

بالنسبة لأولئك الذين ليسوا على دراية خاصة بمبادئ الميكانيكا، قد يبدو من الصعب تصور مستوى الدقة الذي يمكن أن تصل إليه مثل هذه الطريقة. ومع ذلك، لا شك أن أقمار كوكب المشتري تخبرنا عن كتلته، ولا تترك هامش خطأ يصل إلى مائة جزء من المجموع الكلي. وإذا كانت هناك حاجة إلى تأكيد إضافي، فإنه متوفر بوفرة. فالكواكب الصغيرة أحيانًا تقترب من مدار كوكب المشتري وتتأثر بجاذبيته؛ فيُجبر الكوكب على الانحراف عن مساره، ويمكن قياس مقدار هذا الانحراف. ومن خلال هذا القياس يمكن حساب كتلة كوكب المشتري عبر عملية حسابية، ومن المستحيل شرح تفاصيلها هنا. وتتوافق كتلة كوكب المشتري، كما تم تحديدها بهذه الطريقة، مع الكتلة التي تم الحصول عليها بطريقة مختلفة تمامًا باستخدام الأقمار.

كما أننا لم نستنفد بعد موارد علم الفلك المتعلقة بهذه المسألة. يمكننا التخلي عن نظام الكواكب والاستعانة بالمذنبات التي تمر عبر مدارات الكواكب، والتي تتأثر أحيانًا بتغيرات كبيرة، بل وأحيانًا هائلة. يكفي في الوقت الحالي الإشارة إلى أنه في مناسبة أو مناسبتين، مرت مذنبات مغامرة بالقرب من كوكب المشتري بما يكفي لتتأثر بشدة بجاذبيته، ثم أظهرت حركاتها المتغيرة مدى كتلة الكوكب التي أثرت عليها. فأقمار كوكب المشتري، والكواكب الصغيرة، والمذنبات، كلها تخبرنا عن وزن هذا الكوكب الضخم؛ وبما أنها جميعًا تتفق في النتيجة (على الأقل ضمن حدود ضيقة للغاية)، فلا يمكننا التردد في الاستنتاج بأن كتلة أكبر كوكب في نظامنا قد تم تحديدها بدقة.

يجب الآن ذكر نتائج هذه القياسات. وهي بالطبع تُظهر أن كوكب المشتري أقل بكثير من الشمس؛ بل إنه سيتطلب حوالي 1,047 كوكبًا من كواكب المشتري، مجتمعة، لتشكيل كرة ذات وزن يساوي وزن الشمس.

الشمس. كما يوضحون لنا أنه سيتطلب وجود 316 كرة بحجم كوكب الأرض لتعويض وزن كوكب المشتري.

لا شك أن هذا يثبت أن كوكب المشتري جسم ذو أبعاد مذهلة؛ لكن الأمر الملفت للنظر ليس أن وزن المشتري يساوي 316 ضعف وزن الأرض، بل أنه ليس أثقل منها بكثير. ألم نقل إن حجم المشتري يساوي 1300 ضعف حجم الأرض؟ فكيف يكون وزنه فقط 316 ضعف وزن الأرض؟ هذا يشير على الفور إلى وجود تباين جوهري بين تركيب المشتري وتركيب الأرض. كيف يمكننا تفسير هذا الفرق؟ يمكننا التفكير في تفسيرين. أولاً، قد يُفترض أن المشتري مكون من مواد مجهولة جزئياً أو كلياً على الأرض. لكن هناك افتراض بديل أكثر فلسفية واتساقاً مع الأدلة. صحيح أننا نعرف القليل جداً أو لا نعرف شيئاً عن المواد الأساسية الموجودة على المشتري، لكن أحد الاكتشافات الكبرى في علم الفلك الحديث علمنا شيئاً عن الجسيمات الأساسية الموجودة في أجسام أخرى في الكون، وأثبت أنها إلى حد كبير مطابقة للجسيمات الأساسية على الأرض. إذا كان المشتري مكوناً من جسيمات مشابهة لتلك الموجودة على الأرض، فهناك طريقة واحدة فقط يمكننا من خلالها تفسير الفرق بين حجمه وكتلته. ربما يكون أفضل طريقة لشرح هذا الأمر هي النظر إلى التاريخ البعيد للأرض نفسها، لأنه يبدو أنه ليس من المستحيل أن يكون الوضع الحالي للمشتري قد تم التنبؤ به من خلال وضع كوكبنا منذ عصور لا تحصى.

في فصل سابق، كان لدينا فرصة للإشارة إلى كيفية برود الأرض تدريجياً من حالة سابقة كانت فيها ساخنة للغاية. كلما نظرنا إلى الماضي، بدت الأرض أكثر سخونة؛ وإذا نظرنا إلى فترة بعيدة جداً في الماضي، نرى أنها كانت ساخنة لدرجة أن الحياة على سطحها كانت مستحيلة. وقبل ذلك بكثير، كانت درجة الحرارة عالية لدرجة أن الماء لم يكن يستطيع البقاء على سطح الأرض؛ ولذلك يبدو من المرجح أنه في فترة بعيدة جداً، كانت جميع المحيطات التي توجد الآن في الأعماق، بالإضافة إلى جزء كبير من القشرة الصلبة للأرض، في حالة...

بخار. مثل هذا التحول في الكرة الأرضية لن يغير كتلتها، لأن الأجسام تظل بنفس الوزن بغض النظر عن درجة حرارتها، لكنه سيغير حجم كرتنا الأرضية إلى حد كبير جدًا. إذا تحولت هذه المحيطات إلى بخار، فإن الغلاف الجوي المليء بالسحب الكثيفة سيكون حجمه مئات المرات أكبر مما هو عليه الآن. وعند النظر إليه من كوكب بعيد، فإن الغلاف الجوي المليء بالسحب سيُظهر الحجم المرئي لكرتنا الأرضية، وستبدو كثافته المتوسطة بالتالي أقل بكثير مما هي عليه الآن.

من هذه الاعتبارات، يتضح أن الفرق بين حجم كوكب المشتري ووزنه، مقارنةً بكوكب الأرض، سيختفي تمامًا إذا افترضنا أن المشتري في الوقت الحاضر جسم ساخن للغاية في نفس حالة كوكب الأرض قبل عصور لا تحصى. كل ظرف في هذه الحالة يدعم هذا الاستدلال. لقد أرجعنا صغر حجم القمر إلى أنه برد بما فيه الكفاية لجعل براكينه خاملة. وبالمثل، فإن صغر حجم الأرض مقارنةً بالمشتري يفسر سبب بقاء المشتري على احتفاظه بجزء كبير من حرارته الأصلية، بينما فقدت الأرض الأصغر معظم حرارتها. يتم توضيح هذا الاستدلال وتعزيزه عندما ندخل كواكب أخرى في المقارنة. كقاعدة عامة، نجد أن الأجسام الأصغر، مثل الأرض والمريخ، لها كثافة عالية، مما يدل على درجة حرارة منخفضة، بينما الكواكب العملاقة، مثل المشتري وزحل، لها كثافة منخفضة، مما يشير إلى أنها لا تزال تحتفظ بجزء كبير من حرارتها الأصلية. نقول “الحرارة الأصلية” ربما لعدم وجود تعبير أكثر دقة؛ لكنه سيوضح أننا لا نشير إطلاقًا إلى الحرارة الشمسية، التي تتلقاها الكواكب الخارجية الكبيرة في الواقع بكميات أقل بكثير من تلك القريبة من الشمس. أما مصدر الحرارة الأصلية فهو موضوع لا يزال ضمن نطاق التكهنات.

يمكن العثور على تبرير كامل لهذه الآراء بخصوص المشتري عندما نقوم بفحص دقيق لسطحه باستخدام التلسكوب؛ ومن حسن الحظ أن حجم الكوكب كبير جدًا لدرجة أنه، حتى عند...

المسافة بيننا وبين كوكب المشتري تزيد عن ملايين الأميال، أي أكثر من عدد أيام السنة، ومع ذلك يمكننا رصد بعض الميزات البارزة على سطحه.

يُظهر اللوح الحادي عشر مجموعة من أربع صور مختلفة لكوكب المشتري. تم أخذ هذه الصور من مجموعة رائعة من الرسومات التي رسمها السيد جريفيثس في عام 1897. تُظهر الصورة الأولى مظهر الكوكب في الساعة 10:20 بتوقيت غرينتش، في 17 فبراير 1897، عبر تلسكوب انكسار قوي. نلاحظ في هذه الرسمة على الفور أن محيط كوكب المشتري على شكل بيضاوي واضح. يُظهر سطح الكوكب عادةً سلسلة ملحوظة من الأحزمة، وهي تكون موازية تقريبًا لبعضها البعض ولخط الاستواء للكوكب.

عند مراقبة كوكب المشتري لعدة ساعات، تتغير مظاهر هذه الأحزمة. يعود ذلك جزئيًا إلى الدوران المنتظم للكوكب حول محوره، حيث يؤدي هذا الدوران في أقل من خمس ساعات إلى إخفاء النصف الكروي الذي رأيناه في البداية تمامًا، واستبداله بالنصف الكروي الذي كان موجودًا في الجانب الآخر. لكن بالإضافة إلى هذه التغيرات، فإن الأحزمة والميزات الأخرى على سطح الكوكب متغيرة للغاية أيضًا؛ أحيانًا تظهر خطوط أو علامات جديدة، بينما تختفي الخطوط القديمة؛ في الواقع، سيُظهر فحص دقيق لكوكب المشتري حقيقة ملحوظة وهي عدم وجود أي ميزات ثابتة يمكن رصدها. نتأثر هنا على الفور بالفرق بين كوكب المشتري وكوكب المريخ؛ ففي الكوكب الأصغر، تكون الملامح الطبوغرافية الرئيسية تقريبًا ثابتة، ومن الممكن رسم خرائط لسطحه بدقة مقبولة؛ أما رسم خريطة لكوكب المشتري فهو أمر مستحيل، فالرسم الذي نقوم به الليلة سيختلف عن الرسم نفسه لنفس النصف الكروي بعد بضعة أسابيع.

لكن يجب الإشارة إلى أنه تظهر أحيانًا على سطح الكوكب أجسام تبدو أكثر ثباتًا من الأحزمة. يمكننا ذكر بشكل خاص الجسم المعروف باسم “البقعة الحمراء البيضاوية الكبيرة”， والتي كانت ميزة بارزة جدًا على النصف الجنوبي من كوكب المشتري منذ عام 1878. هذا الجسم، الذي لفت انتباه المراقبين كثيرًا، يبلغ طوله حوالي 30,000 ميل وعرضه حوالي 7,000 ميل.

يشير البروفيسور بارنارد إلى أنه كلما زاد عمر البقع على كوكب المشتري، كان من المرجح أن تصبح أكثر حمرة.

يترتب على ذلك استنتاج لا مفر منه وهو أننا عندما ننظر إلى سطح كوكب المشتري فإننا لا ننظر إلى جسم صلب. ويمكن فهم عدم ثبات ملامح الكوكب إذا كان ما نراه مجرد غلاف جوي مليء بسحب ذات كثافة عالية لا يمكن اختراقها. وتدعم الأحزمة هذا الرأي؛ فهي تذكّرنا على الفور بالمناطق الاستوائية على كوكب الأرض، وليس من غير المرجح أن يلاحظ مراقب يقع على مسافة كافية بعيدًا عن الأرض ليحصل على رؤية دقيقة لمظهرها وجود أحزمة سحب شبه مثالية على سطحها تشبه تلك الموجودة على كوكب المشتري. أما رؤية كوكب الأرض فستكون، إن جاز التعبير، في منتصف الطريق بين رؤية كوكب المشتري وكوكب المريخ. ففي حالة المريخ، يتم إخفاء ملامح الكوكب الثابتة إلى حد ضئيل فقط بواسطة السحب التي تطفو فوق سطحه. أما كوكب الأرض فسيظل دائمًا مغطى جزئيًا، وربما في كثير من الأحيان بشكل كبير، بالسحب، بينما يبدو كوكب المشتري مغطى تمامًا في جميع الأوقات.

كما تعلمنا من فئة أخرى من الملاحظات الحقيقة المهمة وهي أن كوكب المشتري، على الأقل من الناحية السطحية، ليس جسمًا صلبًا. يتم تحديد فترة دوران الكوكب حول محوره من خلال ملاحظة بعض العلامات، والتي تتمتع بدرجة كافية من الوضوح والثبات لتكون مناسبة لهذا الغرض. لنفترض أن أحد هذه الأجسام يقع في مركز قرص الكوكب؛ يتم قياس موقعه بدقة، ثم تُسجل الفترة الزمنية. مع مرور الساعات، تتحرك العلامة إلى حافة القرص، ثم حول الجانب الآخر من الكوكب، وتعود مرة أخرى إلى القرص المرئي. عندما تعود إلى الموقع الأصلي، يتم قياس الوقت مرة أخرى، وتُسمى الفترة الزمنية التي مرت بـ “فترة دوران العلامة”.

لو كان كوكب المشتري جسمًا صلبًا، ولو كانت هذه الملامح محفورة على سطحه، لكان من الواضح تمامًا أن وقت الدوران الذي تحدده أي علامة يجب أن يتطابق بدقة مع الوقت الذي تحدده أي علامة أخرى؛ لكن لم يُلاحظ حدوث ذلك. في الواقع، من الأدق القول إن كل علامة لها فترة دوران خاصة بها. كما أن الاختلافات…

دقيقة جداً. لوحظ أن الوقت الذي يستغرقه دوران البقعة الحمراء (التي تقع على خط عرض حوالي 25° جنوباً) أطول بخمس دقائق مما يتطلبه وجود بعض العلامات البيضاء الغريبة القريبة من خط الاستواء. لقد تم مراقبة البقعة الحمراء لمدة حوالي عشرين عاماً، وخلال معظم هذه الفترة كانت تميل إلى الدوران ببطء متزايد، كما يمكن ملاحظته من القيم التالية لفترة دورانها:

في عام 1879: 9 ساعات و55 دقيقة و33.9 ثانية.
في عام 1886: 9 ساعات و55 دقيقة و40.6 ثانية.
في عام 1891: 9 ساعات و55 دقيقة و41.7 ثانية.

منذ عام 1891، يبدو أن هذا الاتجاه قد توقف، بينما بدأت البقعة تختفي تدريجياً. بشكل عام، يمكننا القول إن المناطق الاستوائية تدور في حوالي 9 ساعات و50 دقيقة و20 ثانية، بينما تدور المناطق المعتدلة في حوالي 9 ساعات و55 دقيقة و40 ثانية. وتوجد استثناءات ملحوظة أحياناً؛ فبعض البقع السوداء الصغيرة في خط عرض 22° شمالاً، التي ظهرت في عام 1880 ومرة أخرى في عام 1891، كانت تدور في فترة تتراوح بين 9 ساعات و48 دقيقة و9 ساعات و49.5 دقيقة. لذلك، يمكن اعتبار أن كرة كوكب المشتري، بقدر ما يمكننا رؤيتها، ليست جسماً صلباً؛ فهي تتكون، على الأقل من الخارج، من سحب وكتل غازية، ويبدو أنها تتأثر بعواصف شديدة للغاية، إذا حكمنا من خلال التغيرات المستمرة في سطح الكوكب.

اللوحة الحادية عشرة.
2 فبراير، 4 فبراير.
12 فبراير، 28 فبراير.
كوكب المشتري.
1897.

الشكل 57: اختفاء كوكب المشتري (1).

الشكل 58: اختفاء كوكب المشتري (2).

الشكل 59: كسوف كوكب المشتري (3).

الشكل 60: كسوة كوكب المشتري (4).
تم الحصول على صور متعددة لكوكب المشتري؛ والصور التي التقطت في مرصد ليك هي الأكثر إثارة للاهتمام وفائدة. تُعرض في الأشكال من 57 إلى 60 صور للكوكب التقطت بالكاميرا في ظروف استثنائية، وقد التقطها البروفيسور ويليام إتش. بيكرينج في أريكيبا، بيرو، في 12 أغسطس 1892.
[21] الجسم الصغير ذو الأحزمة هو كوكب المشتري. أما القرص الكبير الذي يتحرك نحو الأمام (ولا يمكن رؤية سوى جزء صغير منه) فهو القمر. يُطلق على الظاهرة الموضحة اسم “كسوة” الكوكب. في الشكل 59، يكون الكوكب في منتصف الطريق خلف القمر، بينما في الشكل 60، لا يزال نصف الكوكب مختفيًا خلف الجزء المظلم من القمر.

من المعروف جيدًا أن العواصف التي تهز الغلاف الجوي المحيط بالأرض تعود في النهاية إلى حرارة الشمس. فإن أشعة هذا النجم العظيم، عندما تصطدم بالقارات الشاسعة،

يسخّن الهواء المتلامس معه. يصبح هذا الهواء المسخّن أخف وزنًا، فيرتفع، بينما يجب أن يتدفق الهواء ليحل محله على طول السطح. تشكّل التيارات الناتجة نسيمًا أو ريحًا؛ أما في الظروف الاستثنائية، فنجد ظواهر مثل الأعاصير والإعصارات، وكلها ناتجة عن حرارة الشمس. هل نحتاج إلى الإضافة بأن الأمطار، التي ترافق العواصف في كثير من الأحيان، نشأت أيضًا من أشعة الشمس، التي قامت بتقطير الرطوبة من مساحات المحيط الشاسعة التي تُرطّب الأرض؟

يبدو أن العواصف على كوكب المشتري أكبر بكثير من تلك الموجودة على الأرض. لكن شدة حرارة الشمس على المشتري ليست سوى جزء ضئيل جدًا – في الواقع، أقل من الخُمس والعشرين جزءًا – من الحرارة التي تصل إلى الأرض. من المدهش أن قوة العواصف الهائلة على هذا الكوكب الضخم يمكن أن تكون بالكامل، أو حتى إلى حد كبير، نتيجة للتأثير الضعيف لحرارة الشمس. لذلك، نضطر إلى البحث عن مصدر آخر لمثل هذه الاضطرابات. سيتضح ما هو هذا المصدر عندما نقر بأن المشتري لا يزال يحتفظ بنسبة كبيرة من الحرارة الداخلية الأولية. تمامًا كما يتأثر الشمس نفسها بالعواصف العنيفة التي ترافق حرارتها الداخلية الشديدة، فإننا نلاحظ نفس الظواهر على المشتري ولكن بدرجة أقل. كما يمكن ملاحظة أن البقع على الشمس تقع عادةً في مناطق منتظمة إلى حد ما، موازية لخط الاستواء، وهذا الترتيب لا يختلف كثيرًا عن ترتيب الأحزمة على المشتري.

مع الاعتراف بأن الكوكب الضخم لا يزال يحتفظ ببعض حرارته الداخلية، يظل السؤال قائمًا حول مقدار هذه الحرارة. من الواضح بالطبع أن حرارة الكوكب ضئيلة مقارنة بحرارة الشمس. إشراق المشتري، الذي يجعله كائنًا رائعًا في سماء منتصف الليل لدينا، يأتي من نفس المصدر العظيم الذي يضيء الأرض والقمر والكواكب الأخرى. في الواقع، يتألق المشتري بفضل ضوء الشمس المنعكس، وليس بفضل أي ضوء داخلي في كرته. وهناك دليل جميل على صحة هذه الحقيقة معروف لدى كل من يستخدم التلسكوب. فأحيانًا تقع الأقمار الصغيرة للكوكب بينه وبين الشمس، وتلقي ظلًا على المشتري. يكون الظل أسودًا، أو على الأقل يبدو أسودًا، مقارنة بالسطح اللامع المحيط بالكوكب. يجب أن…

لذلك، من الواضح أن كوكب المشتري مدين للشمس ببريقه. وتُعد الأقمار الصناعية دليلاً آخر مثيراً للاهتمام على هذه الحقيقة؛ فإحدى هذه الأجرام تدخل أحيانًا في ظل المشتري، فيختفي هذا الجرم الصغير. يحدث ذلك لأن المشتري قطع مصدر ضوء الشمس الذي كان يجعل القمر الصناعي مرئيًا. لكن الكوكب نفسه غير قادر على توفير أي ضوء للقمر الصناعي كتعويض عن ضوء الشمس الذي حجبه.[22]

لكن قد تم إثبات ما يكفي لكي نستطيع الحكم على مسألة ما إذا كان كوكب المشتري يمكن أن يكون مأهولًا بكائنات حية تشبه تلك الموجودة على الأرض. من الواضح أن ذلك مستحيل؛ فالحرارة الداخلية والعواصف الشديدة تبدو كعوامل تمنع وجود الحياة العضوية على هذا الكوكب الضخم، حتى لو لم تكن هناك حجج أخرى تؤدي إلى نفس الاستنتاج. لكن يمكن القول، ربما بقدر من المنطق، إن لدى المشتري في المستقبل البعيد فرصة ليصبح موطنًا للحياة العضوية. سيأتي بالتأكيد وقت ينخفض فيه الحرارة الداخلية، وتتكثف السحب تدريجيًا لتشكل محيطات، وعندها قد تظهر أراضٍ جافة على سطح الكوكب، مما يجعله صالحًا للسكن.

من هذه النظرة الموجزة على الكوكب نفسه، ننتقل الآن إلى النظام المثير للاهتمام والجميل المكون من خمسة أقمار صناعية تحيط بالمشتري. لقد اضطررنا بالفعل إلى الإشارة إلى هذه الأجرام الصغيرة أكثر من مرة، لكن ليس إلى درجة تعيق العرض الأكثر تفصيلاً الذي سيتم تقديمه لها الآن.

يمكن اعتبار اكتشاف الأقمار الصناعية الأربعة الرئيسية لحظة مهمة في تاريخ علم الفلك؛ فهي أجرام تقع بطريقة ملحوظة على الحد الفاصل بين الأجرام التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة وتلك التي تحتاج إلى تلسكوب. لقد زُعم مرارًا وتكرارًا أن هذه الأجرام قد رُؤيت بالعين المجردة؛ لكن دون الدخول في أي جدل حول هذا الموضوع، يكفي ذكر الحقيقة المعروفة، وهي أنه على الرغم من أن المشتري كان جرمًا مألوفًا لقرون عديدة، إلا أن أحدًا من أصحاب الأعين الأكثر حدة في أصفى السماوات لم يتمكن أبدًا...

لم يتم اكتشاف الأقمار الصناعية حتى وجه جاليليو التلسكوب المخترع حديثًا نحوها. لا شك أن هذا الأنبوب كان أداة ضعيفة للغاية، لكن قدرة بسيطة جدًا كانت كافية لإظهار الأجسام التي تكون على حافة الرؤية.

الشكل 61: كوكب المشتري وأقماره الأربعة كما يظهرون في تلسكوب ذو قوة بصرية منخفضة.

يُظهر الشكل 61 رؤية الكوكب ونظام أقماره المعقد كما يظهر في تلسكوب ذو قوة بصرية متوسطة. نرى هنا الكرة الضخمة للكوكب، وعلى خط يمر تقريبًا عبر مركزها توجد أربعة أجسام صغيرة، ثلاثة من جانب وواحد من الجانب الآخر. تشبه هذه الأجسام الصغيرة النجوم، لكن يمكن التمييز بينها وبين النجوم من خلال حركتها المستمرة حول الكوكب، حيث لا تتوقف أبدًا عن مرافقته خلال دورته الكاملة في السماء. لا يوجد مشهد أكثر إثارة للاهتمام بالنسبة للباحث من متابعة حركات هذا النظام الجميل باستخدام التلسكوب.

الشكل 62: اختفاء أقمار كوكب المشتري.
في الشكل 62، قمنا بعرض بعض الظواهر المختلفة التي تظهرها الأقمار. الظل الأسود الطويل هو ذلك الذي ينتج عن وقوع كوكب المشتري في مسار أشعة الشمس. وبسبب البُعد الكبير للشمس، فإن هذا الظل سيمتد على شكل مخروط طويل جدًا إلى مسافة تتجاوز مدار القمر الخارجي بكثير. القمر الثاني يقع داخل هذا الظل، وبالتالي يحدث له كسوف. لا يجب أن يُعزى كسوف القمر إلى وقوع كوكب المشتري بين القمر والأرض؛ يُطلق على مثل هذه الحالة اسم “الاختفاء”， والقمر الثالث يظهر في هذه الحالة. القمران الثاني والثالث غير مرئيين أيضًا، لكن سبب عدم الرؤية مختلف تمامًا في الحالتين. الكسوف هو الظاهرة الأكثر وضوحًا بين الحالتين، لأن القمر، في اللحظة التي يغوص فيها في الظلام، قد يكون لا يزال على مسافة معينة من حافة الكوكب، وبالتالي يمكن رؤيته حتى لحظة الكسوف. أما في حالة الاختفاء، فإن القمر، عندما يمر خلف الكوكب، يكون قريبًا جدًا من حافته المضيئة في لحظة الاختفاء، ولا يمكن ملاحظة انطفاء ضوء الجسم الصغير بهذا الوضوح كما في حالة الكسوف.

كما أن القمر يتخذ حالة أخرى ملحوظة أثناء مروره فوق سطح الكوكب. القمر نفسه ليس دائمًا سهل الرؤية في مثل هذه الظروف، لكن الظل الجميل الذي يلقيه يشكل بقعة سوداء واضحة على الكوكب اللامع؛ في الواقع، غالبًا ما يلقي القمر ظلًا مرئيًا عندما يمر بين الكوكب والشمس، حتى لو لم يكن في الواقع أمام الكوكب في تلك اللحظة، كما يُرى من الأرض.

الفترات التي تدور فيها الأقمار الأربعة الرئيسية لكوكب المشتري حول كوكبهم الأم هي كالتالي: يوم واحد و18 ساعة و27 دقيقة و34 ثانية للقمر الأول؛ 3 أيام و13 ساعة و13 دقيقة و42 ثانية للقمر الثاني؛ 7 أيام و3 ساعات و42 دقيقة و33 ثانية للقمر الثالث؛ و16 يومًا و16 ساعة و32 دقيقة و11 ثانية للقمر الرابع. وبالتالي، نلاحظ أن فترات دوران أقمار كوكب المشتري أقصر بكثير من…

قمرنا. حتى القمر الصناعي الأبعد عن هذا الكوكب العملاق يحتاج، لكل دورة حوله، إلى أقل من ثلثي شهر قمري عادي. أما الأقرب من بين هذه الأجرام، الذي يدور في أقل من يومين، فإنه يُظهر سلسلة ملفتة من التغيرات المستمرة والسريعة، كما أنه يختفي خلال كل دورة تدورها. المسافة من مركز كوكب المشتري إلى مدار الأقرب من بين هذه الأجرام الأربعة هي ربع مليون ميل، بينما نصف قطر الأبعد منها أكبر قليلاً من مليون ميل. القمر الصناعي الثاني، الذي يقع خارجاً من الكوكب، حجمه تقريباً مثل قمرنا؛ أما الأجرام الثلاثة الأخرى فهي أكبر حجماً؛ والثالث منها هو الأكبر حجماً على الإطلاق (بقطر يبلغ حوالي 3,560 ميلاً). وبسبب صغر حجم الأقمار الصناعية كما تُرى من الأرض، فإنه من الصعب للغاية رؤية أي علامات على سطوحها، لكن الملاحظات القليلة التي تم إجراؤها تشير إلى أن الأقمار الصناعية (مثل قمرنا) توجه دائماً نفس الوجه نحو كوكبها الأم. لقد رأى البروفيسور بارنارد، باستخدام تلسكوب ليك الضخم، حزاماً أبيض على خط الاستواء لدى القمر الصناعي الأول، بينما كان قطباه مظلمين جداً. كما أبلغ السيد دوغلاس، الذي كان يراقب باستخدام تلسكوب لويل الضخم، عن وجود بعض العلامات الخطية على القمر الصناعي الثالث.

كان اكتشافاً فلكياً مثيراً للاهتمام للغاية هو ذلك الذي قام به البروفيسور إي.إي. بارنارد في عام 1892. فقد اكتشف، باستخدام تلسكوب ليك بقطر 36 بوصة، قمراً صناعياً خامساً للمشتري صغيراً جداً، على بعد 112,400 ميل، ويدور في فترة تبلغ 11 ساعة و57 دقيقة و22.6 ثانية. ولا يمكن رؤيته إلا باستخدام أقوى التلسكوبات.

لقد تم مراقبة ظواهر كسوف أقمار المشتري لسنوات عديدة، وتم تسجيل أوقات حدوثها. وأخيراً، تبين وجود نظام معين في ظواهر الكسوف لدى هذه الأجرام، تماماً كما هو الحال في جميع الظواهر الفلكية الأخرى. وعندما تم التوصل إلى القوانين التي تحكم تكرار ظواهر الكسوف، ترتب على ذلك ما هو متوقع؛ أصبح من الممكن التنبؤ بالوقت الذي ستحدث فيه الكسوفات في المستقبل. وقد تم إجراء تنبؤات، واتضح أنها صحيحة إلى حد كبير. ثم تم تحسين الحسابات أكثر، وسُعي إلى التنبؤ بالأوقات بدقة أعلى. لكن عندما جاء الأمر إلى تحديد اللحظة الدقيقة التي يجب أن يحدث فيها الكسوف...

لم تتحقق التوقعات دائمًا عند حدوث الكسوفات. أحيانًا كان الكسوف يحدث قبل الموعد المتوقع بخمس أو عشر دقائق، وأحيانًا كان يحدث بعده بخمس أو عشر دقائق. إن هذه الاختلافات تتطلب دائمًا الانتباه، ففي الواقع، من خلال الاستخدام الصحيح لها غالبًا ما تتم الاكتشافات، ومن أكثر الأمثلة إثارة للاهتمام ما نراه أمامنا الآن.

تم اكتشاف أن عدم انتظام حدوث الكسوفات يخضع في النهاية لقواعد معينة. لوحظ أنه عندما تكون الأرض قريبة من كوكب المشتري، يحدث الكسوف عادةً قبل الوقت المتوقع؛ بينما عندما تكون الأرض على الجانب البعيد من مدارها عن كوكب المشتري، يحدث الكسوف بعد الوقت المتوقع. بمجرد إثبات ذلك، تمكن عالم الفلك الدنماركي رومر من إجراء الاكتشاف العظيم في عام 1675. عندما يدخل القمر الصناعي في الظل، يقل ضوؤه تدريجيًا حتى يختفي. إن آخر شعاع من الضوء القادم من القمر الصناعي المغطى هو ما يحدد وقت الكسوف؛ لكن يجب أن يسافر ذلك الشعاع من القمر الصناعي إلى الأرض، ثم إلى تلسكوبنا، قبل أن نتمكن من تسجيل حدوث الكسوف. كان يُعتقد سابقًا أن الضوء يسافر في لحظة، لذا كان يُفترض أن اللحظة التي يحدث فيها الكسوف هي نفس اللحظة التي يُرى فيها في التلسكوب. لكن تبين الآن أن هذا غير صحيح. تبين أن الضوء يحتاج إلى وقت للسفر. عندما تكون الأرض قريبة نسبيًا من كوكب المشتري، يكون مسار الضوء قصيرًا، فيصل خبر الكسوف بسرعة، ويُرى الكسوف قبل ما تشير إليه الحسابات. أما عندما تكون الأرض في موقع بعيد عن كوكب المشتري، فإن مسار الضوء يكون أطول، ويستغرق وقتًا أطول من المتوسط، مما يؤدي إلى حدوث الكسوف بعد الموعد المتوقع. هذا التفسير البسيط أزال الصعوبات المتعلقة بتوقعات كسوفات الأقمار الصناعية. لكن لهذا الاكتشاف أهمية أكبر بكثير؛ فقد تعلمنا منه أن للضوء سرعة قابلة للقياس، ووفقًا للأبحاث الحديثة، تبلغ هذه السرعة 186,300 ميل في الثانية.

إحدى أشهر المحاولات لتحديد مسافة الشمس تعود إلى الجمع بين تجارب حول سرعة الضوء والقياسات الفلكية. إنها طريقة دقيقة ومثيرة للاهتمام للغاية، وعلى الرغم من أنها لا تلبي جميع الشروط الضرورية...

لجعل النتيجة مرضية تمامًا، من المستحيل تجنب الإشارة إليها هنا. على الرغم من أن سرعة الضوء هائلة للغاية، إلا أنه تبين أن من الممكن قياس تلك السرعة عبر تجارب عملية. وهذه واحدة من أدق الأبحاث التجريبية التي تم إجراؤها على الإطلاق. إذا كان من الصعب قياس سرعة رصاصة بندقية، فماذا نقول عن سرعة شعاع الضوء، التي تزيد عنها بما يقارب المليون ضعف؟ كيف يمكننا ابتكار جهاز دقيق بما يكفي لتحديد السرعة التي يمكن أن تدور حول الأرض عند خط الاستواء سبع مرات على الأقل في ثانية واحدة؟ الأجهزة العادية للقياس عديمة الفائدة هنا؛ يجب علينا ابتكار جهاز ذو طبيعة مختلفة تمامًا.

في محاولة لاكتشاف سرعة جسم متحرك، نحدد أولاً مسافة معينة، ثم نقيس الوقت الذي يحتاجه الجسم لقطع تلك المسافة. نحدد سرعة قطار السكك الحديدية من خلال الوقت الذي يستغرقه للمرور من علامة ميل إلى أخرى. نعرف سرعة رصاصة البندقية باستخدام جهاز مبتكر يعتمد في الواقع على نفس المبدأ. كلما زادت السرعة، كان من المرغوب فيه أن تكون المسافة المقطوعة خلال التجربة أكبر قدر ممكن. لذلك، عند قياس سرعة الضوء، نختار كمسافة قياس أكبر طول ممكن. لكن من الضروري أن يكون من الممكن رؤية طرفي الخط من بعضهما البعض. يمكن أن يشكل تلة على بعد ميل أو ميلين موقعًا مناسبًا للمحطة البعيدة، ويجب قياس المسافة بين النقطة المختارة على التلة والمراقب بدقة.

المشكلة الآن واضحة. يجب إرسال شعاع ضوء من المراقب إلى المحطة البعيدة، وقياس الوقت الذي يستغرقه ذلك الشعاع في الرحلة. يمكننا افتراض أن المراقب، باستخدام جهاز مناسب، قد رتب مصباحًا يصدر منه شعاع ضوء رفيع. لنفترض أن هذا الشعاع يسير طوال الطريق إلى المحطة البعيدة، ويصطدم هناك بسطح مرآة عاكسة. على الفور سيتم تحويل مساره بفعل الانعكاس إلى اتجاه جديد يعتمد على ميل المرآة. من خلال تعديل مناسب، يمكن وضع المرآة بحيث يصطدم الضوء بها بشكل عمودي، وفي هذه الحالة سيعود الشعاع بالطبع على طول نفس الطريق.

الاتجاه الذي جاء منه الضوء. ليظل المرآة ثابتة في هذا الموضع طوال فترة التجارب. ومن ثم، فإن شعاع الضوء الصادر من المصباح سيعود إلى المصباح بعد أن يقطع مسافة إلى المحطة البعيدة ثم يعود مرة أخرى. تخيلوا إذًا وجود غطاء صغير موضوع أمام المصباح؛ نفتح الغطاء، فيخرج شعاع الضوء نحو المرآة البعيدة ثم يعود مرة أخرى عبر الفتحة. لكن الآن، بعد السماح لشعاع الضوء بالمرور عبر الغطاء، لنفترض أننا نحاول إغلاقه قبل أن يتسنى للشعاع العودة مرة أخرى. أي أصابع يمكن أن تكون سريعة بما يكفي لفعل ذلك؟ حتى لو كانت المحطة البعيدة على بعد عشرة أميال، بحيث يقطع الضوء عشرة أميال في طريقه إلى المرآة وعشرة أميال في طريقه للعودة، فإن الرحلة بأكملها ستستغرق حوالي تسعة آلاف جزء من الثانية – وهي فترة قصيرة جدًا لدرجة أنه حتى لو كانت أطول ألف مرة، فلن تكون كافية للسماح لليد بإغلاق الفتحة. ومع ذلك، يمكن تصنيع غطاء دقيق بما يكفي لتحقيق هذا الغرض.

سيكون مبدأ هذه الطريقة الرائعة واضحًا تمامًا من الرسم التوضيحي في هذه الصفحة (الشكل 63)، والذي أُخذ من كتاب “علم الفلك الشعبي” لنيوكومب. يوضح الرسم المصباح والمراقب، بالإضافة إلى عجلة كبيرة بها أسنان بارزة. مع كل دورة للسن، يحجب السن شعاع الضوء الصادر من المصباح، وكذلك العين، التي تكون موجهة بالطبع نحو المرآة في المحطة البعيدة. في الوضع الموضح هنا، سيمر شعاع الضوء من المصباح إلى المرآة ثم يعود، بحيث يكون مرئيًا للعين؛ لكن إذا دارت العجلة، فقد لا يكون لدى شعاع الضوء وقت كافٍ للعودة قبل أن تأتي السن التالية أمام العين وتحجبها. وإذا تم تسريع دوران العجلة أكثر، فقد تمر السن التالية أمام العين، مما يجعل الشعاع مرئيًا مرة أخرى. يمكن قياس سرعة دوران العجلة؛ وبذلك يمكننا تحديد الوقت الذي يستغرقه مرور أحد الأسنان أمام العين؛ وبالتالي نحصل على مقياس للوقت الذي يستغرقه شعاع الضوء في رحلته ذهابًا وإيابًا، ومن ثم نحصل على مقياس لسرعة الضوء.

يبدو إذًا أنه يمكننا معرفة سرعة الضوء إما من خلال مراقبة أقمار كوكب المشتري أو عن طريق التجارب والبحوث. إذا اخترنا الطريقة الأخيرة، فإننا نستطيع استخلاص نتائج فلكية مهمة. في الواقع، يمكننا استخدام هذه الطريقة لحل تلك المشكلة الكبيرة التي يُشار إليها دائمًا، وهي المسافة بين الأرض والشمس، رغم أنها لا يمكن أن تنافس في الدقة بعض الطرق الأخرى.

إن أبعاد النظام الشمسي كبيرة جدًا لدرجة أن شعاع الشمس يحتاج إلى فترة زمنية طويلة لعبور الفجوة التي تفصل الأرض عن الشمس. تبلغ مدة هذه الرحلة تقريبًا ثماني دقائق، ولذلك فإننا في أي لحظة نرى الشمس كما كانت قبل ثماني دقائق لمراقب يقع في محيطها المباشر. في الواقع، حتى لو اختفت الشمس فجأة، سيظل من الممكن رؤيتها تضيء بشكل ساطع لمدة ثماني دقائق بعد اختفائها الفعلي. يمكننا تحديد هذه الفترة من خلال كسوفات أقمار كوكب المشتري.

طالما أن القمر الصناعي يضيء، فإنه يصدر سيلًا من الضوء عبر الفضاء الشاسع بين كوكب المشتري والأرض. عندما يبدأ الكسوف، لا يعود هذا الجسم الصغير مضيئًا، لكن لا يزال هناك سيل طويل من الضوء في طريقه، وحتى يصل كل هذا الضوء إلى تلسكوباتنا، نظل نرى القمر الصناعي يضيء كما كان من قبل. إذا استطعنا حساب اللحظة التي حدث فيها الكسوف فعلاً، وإذا استطعنا مراقبة اللحظة التي يُرى فيها الكسوف، فإن الفرق بين اللحظتين يعطينا الوقت الذي يستغرقه الضوء في رحلته. يمكن تحديد ذلك بدقة معينة؛ وبما أننا نعرف بالفعل سرعة الضوء، فيمكننا تحديد مسافة كوكب المشتري عن الأرض، وبالتالي استنتاج مقياس النظام الشمسي. لكن يجب الإشارة إلى أنه في كلا طرفي هذه العملية توجد مصادر معينة لعدم اليقين. فحدوث الكسوف ليس ظاهرة فورية؛ فالقمر الصناعي كبير بما يكفي ليحتاج إلى وقت كافٍ لعبور الحد الذي يحدد الظل، ولذلك لا يمكن أن تكون مراقبة الكسوف دقيقة بما يكفي لتشكل أساسًا لقياس دقيق ومهم.[23] وتوجد صعوبات أكبر في محاولة تحديد اللحظة الحقيقية لحدوث الكسوف كما يراه المراقب الواقع بالقرب من القمر الصناعي؛ فلذلك نحتاج إلى نظرية أكثر كمالًا لحركات أقمار كوكب المشتري مما هو متاح حاليًا. لا توجد أي فرصة لاستخدام هذه الطريقة للحصول على نتيجة دقيقة إلى ألف جزء من قيمتها، ويمكننا التخلي عنها، لأن الطرق الأخرى المتاحة تبدو أنها تسمح بدقة أعلى بكثير.

تحظى الأقمار الصناعية الأربعة الرئيسية لكوكب المشتري باهتمام خاص لدى علماء الرياضيات، الذين يجدون فيها مثالًا بارزًا على عالمية قانون الجاذبية. بالطبع، تخضع حركات هذه الأجسام بشكل أساسي لتأثير جاذبية الكوكب الضخم، لكنها تجذب بعضها البعض أيضًا، مما يؤدي إلى نتائج غريبة.

الحركة المتوسطة للقمر الصناعي الأول حول مركز كوكب المشتري في كل يوم هي 203°·4890، وللقمر الصناعي الثاني هي 101°·3748، وللقمر الصناعي الثالث هي 50°·3177. هذه القيم مرتبطة ببعضها بطريقة تجعلنا نجد أن القانون التالي ينطبق عليها:

الحركة المتوسطة للقمر الصناعي الأول، زائدةً ضعف الحركة المتوسطة للقمر الصناعي الثالث، تساوي تمامًا ثلاثة أضعاف الحركة المتوسطة للقمر الصناعي الثاني.

هناك قانون آخر ذو طابع مشابه، ويُعبر عنه كالتالي (حيث الطول الجغرافي المتوسط هو الزاوية بين خط ثابت والشعاع المؤدي إلى الموقع المتوسط للقمر الصناعي): إذا أضفنا إلى الطول الجغرافي المتوسط للقمر الصناعي الأول ضعف الطول الجغرافي المتوسط للقمر الصناعي الثالث، وطرحنا منه ثلاثة أضعاف الطول الجغرافي المتوسط للقمر الصناعي الثاني، فإن الفرق سيكون دائمًا 180°.

لقد تم اكتشاف هذه المبادئ أولاً من خلال الملاحظة. لكن لابلاس أوضح أنه إذا دارت الأقمار الصناعية بهذه الطريقة تقريبًا، فإن التأثيرات المتبادلة بينها، وفقًا لقانون الجاذبية، ستحافظ عليها في هذا الموقع النسبي إلى الأبد.

سنختتم بالقول إن اكتشاف أقمار كوكب المشتري شكّل تأكيدًا كبيرًا لنظرية كوبرنيكوس. لقد طلب كوبرنيكوس من العالم أن يصدق أن شمسنا عبارة عن كرة ضخمة، وأن الأرض وجميع الكواكب الأخرى أجسام صغيرة تدور حول تلك الكرة الضخمة. هذا المبدأ، الذي يتعارض مع النظريات السائدة في ذلك الوقت ومع الأدلة المباشرة التي تقدمها حواسنا، لا يمكن إثباته إلا من خلال تفكير دقيق. كان اكتشاف أقمار كوكب المشتري في وقت مناسب للغاية؛ فقد كان لدينا هنا دليل بصري رائع على نظام مشابه تمامًا للنظام الذي اقترحه كوبرنيكوس، ولكن على نطاق أصغر بكثير. الفلكي الذي راقب أقمار كوكب المشتري وهي تدور حول كوكبها الأم، ولاحظ كسوفاتها وجميع الظواهر المثيرة للاهتمام المرتبطة بها، رأى أمام عينيه، بطريقة لا لبس فيها، أن الكوكب الضخم يتحكم في هذه الأجسام الصغيرة ويجبرها على الدوران حوله، وبذلك أصبح لدينا نموذج مصغر للنظام الشمسي الكبير نفسه.

"وكما هو الحال مع البقع على الشمس، فقد تم استقبال إعلان جاليليو عن هذا الاكتشاف بعدم تصديق من قبل فلاسفة ذلك العصر الذين كانوا يعتقدون أن كل شيء في الطبيعة موصوف في كتابات أرسطو. قال أحد الفلكيين البارزين، كلافيوس، إن رؤية الأقمار يتطلب وجود تلسكوب يمكنه إظهارها؛ لكنه غيّر رأيه لاحقًا."

فكر في الأمر بمجرد أن رآها بنفسه. أما فيلسوف آخر، أكثر حذرًا، فقد رفض أن ينظر عبر التلسكوب خشية أن يراها ويقتنع. توفي بعد فترة وجيزة. قال جاليليو الساخر: "آمل أن يكون قد رآها أثناء طريقه إلى السماء"[24]

الفصل الثالث عشر: زحل
موقع زحل في النظام الشمسي – زحل أحد أكثر الأجرام إثارة للاهتمام في السماء – مقارنة بكوكب المشتري – رؤية زحل بالعين المجردة – الإحصائيات المتعلقة بالكوكب – كثافة زحل – خفة وزنه مقارنة بالماء – أبحاث جاليليو – ما اكتشفه في زحل – جسم غامض – الاكتشافات التي قام بها هويغنز بعد نصف قرن – كيف تم إثبات وجود الحلقات – عدم رؤية الحلقات كل خمسة عشر عامًا – دوران الكوكب – الرمز المشهور المتعلق بزحل – شرحه – رسم لزحل – الخط المظلم – أبحاث ويليام هيرشل – هل الفجوة في الحلقات فعلاً فصل بين أجزاء منها؟ – إمكانية الحكم على هذا السؤال – الحلقات في موقع حرج – هل توجد فجوات أخرى في الحلقات؟ – الحلقات الداكنة – الطبيعة الفيزيائية لحلقات زحل – هل يمكن أن تكون صلبة؟ – هل يمكن أن تكون حلقات رفيعة؟ – هل هي سائلة؟ – الطبيعة الحقيقية للحلقات – وجود العديد من الأقمار الصغيرة – التشابه بين حلقات زحل ومجموعة الكواكب الصغيرة – المشاكل التي يطرحها كوكب زحل – مجموعة الأقمار المحيطة بزحل – الاكتشافات المتعلقة بأقمار إضافية – مدار زحل ليس حدود نظامنا الشمسي.

على مسافة هائلة في الفضاء، تبلغ في المتوسط 886,000,000 ميل، يدور كوكب زحل حول الشمس في فترة تصل إلى تسعة وعشرين عامًا ونصف. شكّل هذا المدار الضخم حدود النظام الكوكبي، على الأقل كما كان معروفًا لدى القدماء.

ورغم أن زحل ليس جسمًا ضخمًا مثل كوكب المشتري، إلا أنه يتفوق بشكل كبير على الأرض من حيث الحجم والكتلة، وهو في الواقع أكبر بكثير من أي كوكب آخر، باستثناء كوكب المشتري نفسه. وعلى الرغم من أن زحل يجب أن يخضع لكوكب المشتري من حيث الأبعاد، إلا أنه من المتفق عليه عمومًا أن حتى كوكب المشتري، مع كل الأقمار التي تحيط به، لا يمكنه منافسة جمال نظام زحل الرائع. بالنسبة للكاتب، يبدو دائمًا أن زحل أحد أكثر الأجرام السماوية إثارة للاهتمام التي يمكن رؤيتها من قبل المراقبين في خطوط العرض الشمالية. ستكون الأجرام الأخرى موضوع اهتمامنا في الفصول القادمة، وهي السديم العظيم في كوكبة أوريون، وعنقود النجوم في كوكبة هرقل.

فيما يتعلق بكرة كوكب زحل، فإننا لا نجد أي سمات تمنح هذا الكوكب أي أهمية استثنائية. حجم كرة زحل أصغر من حجم كرة كوكب المشتري، وبما أن المشتري أقرب إلينا بكثير، فإن الحجم الظاهري لزحل أصغر بكثير من حجم المشتري. كما يجب ملاحظة أنه بسبب بُعد زحل عن الشمس، فإن لمعانه الطبيعي أقل من لمعان المشتري. بلا شك، هناك بعض العلامات والأحزمة التي يمكن رؤيتها على زحل، لكنها ليست بالقدر نفسه من الوضوح أو الخصوصية مقارنة بالأحزمة المتغيرة باستمرار على كوكب المشتري. كما أن المظهر الذي يظهره كوكب زحل تحت المنظار أقل إثارة للاهتمام بكثير من مظهر كوكب المريخ. فالدقة في التفاصيل التي يمكننا رؤيتها على المريخ عندما يكون في وضع مناسب لا يوجد لها مثيل على زحل الخافت والبعيد. ولا يمتلك زحل، إذا نظرنا إليه ككرة فقط، أي شيء يقارب أهمية كوكب الزهرة. فالبريق العظيم لكوكب الزهرة لا يمكن مقارنته ببريق زحل على الإطلاق، بينما الهلال اللامع لكوكب الزهرة أجمل بكثير من أي صورة لكرة زحل تُلتقط تحت المنظار. ومع ذلك، حتى مع الاعتراف بهذا كله بأقصى حد، فإن ذلك لا يلغي ادعاء زحل بأنه أحد أجمل وأكثر الأجرام إثارة للاهتمام في السماء. وهذه الأهمية لا تعود إلى كرته، بل إلى ذلك النظام المذهل من الحلقات التي يحيط بها زحل – نظام رائع من كل النواحي، وحسب ما نعرف، لا يوجد له مثيل في أرجاء الكون الشاسع.

الشكل 64: زحل. (2 يوليو 1894، قطر 36 بوصة، مستوى الاستواء). (البروفيسور إي.إي. بارنارد)
بالعين المجردة، يبدو زحل عادةً كنجم من الدرجة الأولى. إن ضوءه وحده لا يكفي تقريبًا لتمييزه عن العديد من النجوم الثابتة الأكثر سطوعًا. لكن القدماء كانوا على علم بزحل، وكانوا يعرفونه ككوكب. وقد تم تصنيفه مع الكواكب الأربعة الكبرى الأخرى – عطارد والزهرة والمريخ والمشتري – ضمن مجموعة الكواكب السائرة، وهي كواكب غير مرتبطة بنقاط ثابتة في السماء مثل النجوم. وبسبب البُعد الشاسع لزحل، فإن حركته أبطأ بكثير من حركة الكواكب الأخرى التي كان يعرفها القدماء. يحتاج هذا الجسم البعيد إلى تسعة وعشرين عامًا ونصف لإكمال دورته حول السماء؛ وعلى الرغم من أن هذه الحركة بطيئة مقارنة بالتغيرات المستمرة للزهرة، إلا أنها سريعة بما يكفي لجذب انتباه أي مراقب دقيق. في سنة واحدة، يقطع زحل مسافة تقارب الاثني عشر درجة، وهي مسافة كبيرة بما يكفي لتكون واضحة للمراقبة العرضية. حتى في شهر واحد، أو أحيانًا في أسبوع واحد، يقطع الكوكب قوسًا في السماء يمكن لأي شخص يبذل جهدًا لتحديد موقع الكوكب بالنسبة للنجوم المحيطة به أن يلاحظه. أما أولئك الذين لديهم الفرصة لاستخدام أدوات فلكية دقيقة، فيمكنهم اكتشاف حركة زحل في غضون ساعات قليلة.

المسافة المتوسطة بين الشمس وزحل تبلغ حوالي 886 مليون ميل. مسار زحل، مثله مثل كل الكواكب الأخرى، هو في الواقع بيضاوي الشكل مع الشمس في أحد نقاط التركيز. وفي حالة زحل، فإن شكل هذا البيضاوي يختلف بشكل كبير عن مسار دائري تمامًا. يتحرك زحل على هذا المسار بسرعة متوسطة تبلغ 5.96 ميل في الثانية.

القطر المتوسط لكرة زحل يبلغ حوالي 71,000 ميل، أما قطره عند خط الاستواء فيبلغ حوالي 75,000 ميل، وقطره عند القطبين يبلغ 67,000 ميل؛ ونسبة هذه الأرقام تقريبًا 10 إلى 9. من الواضح إذًا أن زحل يختلف بشكل كبير عن الشكل الكروي التام. من المؤكد أن البروز الموجود عند خط الاستواء يعود إلى السرعة العالية التي يدور بها الكوكب. سرعة دوران زحل أسرع من سرعة دوران الأرض بأكثر من الضعف، رغم أنها ليست بنفس سرعة دوران كوكب المشتري. يكمل زحل دورة واحدة كاملة في حوالي 10 ساعات و14 دقيقة. لكن السيد ستانلي ويليامز لاحظ بعناية فائقة عددًا من البقع التي اكتشفها، ووجد أن بعض هذه البقع في خط عرض 27 درجة شمالًا تدور في فترة تتراوح بين 10 ساعات و14 دقيقة إلى 15 دقيقة، بينما البقع عند خط الاستواء تحتاج إلى فترة لا تتجاوز 10 ساعات و12 دقيقة إلى 13 دقيقة. لكن هناك خاصية غريبة، وهي أن البقع في نفس خط العرض، لكن في أجزاء مختلفة من الكوكب، تدور بسرعات تختلف بدقيقة أو أكثر، بينما يبدو أن الفترة الزمنية لدوران مجموعات مختلفة من البقع تتغير من سنة إلى أخرى.

تثبت هذه الحقائق أن زحل والبقع الموجودة عليه لا تشكل نظامًا صلبًا. خفة وزن هذا الكوكب تجعل من المستحيل تمامًا افتراض أن كرته مكونة من مواد صلبة يمكن مقارنتها بتلك التي تتكون منها قشرة كوكب الأرض. الأقمار التي تحيط بزحل وتشكل نظامًا ليس أقل إثارة للاهتمام من الحلقات نفسها، تسمح لنا بتقدير وزن الكوكب مقارنة بالشمس، وبالتالي استنتاج كتلته الفعلية مقارنة بكتلة الأرض. النتيجة مثيرة للدهشة حقًا؛ يبدو أن كثافة الأرض ثماني مرات أكبر من كثافة زحل. في الواقع، كثافة زحل أقل من كثافة الماء نفسه، بحيث أن كرة ماء ضخمة بحجم زحل ستكون وزنها أكبر في الواقع. لو استطعنا تخيل محيط هائل يمكن أن توجد فيه كرة...

لو تم صنع كرة بحجم ووزن كوكب زحل، لما غرقت هذه الكرة الضخمة مثل كوكب الأرض أو أي من الكواكب الأخرى؛ بل كانت ستطفو على السطح مع بروز ربع حجمها فوق الماء.

وهكذا نستنتج بدرجة عالية من اليقين أن ما تُظهره تلسكوباتنا على كوكب زحل ليس سطحًا صلبًا، بل مجرد غلاف هائل من السحب يحيط بجوهر مسخن في الداخل. من المستحيل مقاومة الافتراض بأن هذا الكوكب، مثل كوكب المشتري، لا يزال يحتفظ بحرارته بسبب كتلته الضخمة جدًا. لكن يجب علينا أن نشير إلى ظرف قد يبدو متناقضًا إلى حد ما مع الرأي المذكور هنا. لقد وجدنا أن كوكبي المشتري وزحل أقل كثافة بكثير من كوكب الأرض. عند مقارنة الكوكبين معًا، يبدو أن كوكب زحل أقل كثافة من كوكب المشتري. في الواقع، يزن كل ميل مكعب من كوكب المشتري تقريبًا ضعف وزن كل ميل مكعب من كوكب زحل. يبدو هذا وكأنه يشير إلى استنتاج مفاده أن كوكب زحل هو الأكثر سخونة بين الكوكبين. لكن، نظرًا لأن كوكب المشتري أكبر حجمًا، كان من المنطقي توقع أن يكون أكثر سخونة من الكوكب الآخر. لا نحاول التوفيق بين هذا التناقض؛ في الواقع، نظرًا لجهلنا بالتركيب المادي لهذه الأجرام، فإن من العبث مناقشة هذه المسألة.

حتى لو أخذنا في الاعتبار خفة وزن كوكب زحل مقارنة بكوكب الأرض، فإن حجم كوكب زحل هائل لدرجة أن وزنه يزيد عن تسعة وتسعين ضعف وزن كوكب الأرض. يوضح الرسم المرفق الأحجام النسبية لكوكب زحل وكوكب الأرض (الشكل 65).

وبما أن العين المجردة لا تستطيع رؤية تلك المعجزات التي يحيط بها كوكب زحل، فيمكن القول إن الاهتمام بهذا الكوكب بدأ منذ اللحظة التي بدأ فيها مراقبته باستخدام التلسكوب. يجب الإشارة إلى تاريخ ذلك باختصار، لأنه لم يتم فهم الطبيعة الحقيقية لهذا الجسم المعقد إلا تدريجيًا. عندما أنهى جاليليو تصنيع تلسكوبه الصغير الانكساري، الذي كان يعمل على تكبير الأشياء ثلاثين مرة فقط، إلا أنه كان إضافة هائلة لقدرات الرؤية بالعين المجردة، استخدمه لإجراء مراقباته الشهيرة للسماء. رأى البقع على الشمس والجبال على القمر؛ كما لاحظ هلال كوكب الزهرة.

وأقمار كوكب المشتري.
وبفضل هذه الاكتشافات المذهلة، سعى بشكل طبيعي إلى دراسة الكواكب الأخرى، ووجه تلسكوبه نحو كوكب زحل. وهنا أيضًا، توصل جاليليو على الفور إلى اكتشاف جديد. رأى أن زحل يتخذ شكلاً مرئيًا مشابهًا للكواكب الأخرى، لكنه اختلف عن أي جسم آخر يمكن رؤيته بالتلسكوب، إذ بدا له أنه مكون من ثلاثة أجسام تلامس بعضها البعض دائمًا وتحافظ على نفس المواقع النسبية. كانت هذه الأجسام في خط واحد؛ الجسم الأوسط كان الأكبر حجمًا، بينما كان الجسمان الآخران إلى الشرق والغرب منه. لم يكن هناك شيء في السماء رآه من قبل يثير دهشته إلى هذا الحد، ويبدو غير قابل للتفسير تمامًا.

وفي مساعيه لفهم هذا الجسم الغامض، واصل جاليليو ملاحظاته خلال عام 1610، ولدهشته، رأى أن الجسمين الأصغر حجمًا يصبحان أصغر وأصغر تدريجيًا، حتى اختفيا تمامًا خلال العامين التاليين، وظهر الكوكب على شكل قرص دائري مثل كوكب المشتري. وهنا أيضًا، كانت هناك مصدر جديد للقلق بالنسبة لجاليليو. كان عليه في ذلك الوقت أن يواجه أنصار النظام الفلكي القديم، الذين سخروا من اكتشافاته ورفضوا قبول نظرياته. لقد أعلن عن ملاحظته للطبيعة المركبة لزحل؛ والآن كان عليه أن يشرح عن التراجع التدريجي لتلك الأجسام.

الانقراض التام لهاتين الكرتين المساعدتين، وكان يخشى بطبيعة الحال أن يستغل خصومه الفرصة للادعاء بأن كل ملاحظاته كانت وهمية.[25] يقول: "ماذا يمكن قوله عن مثل هذا التحول الغريب؟ هل اختفت النجمتان الأصغران بنفس طريقة بقع الشمس؟ هل اختفيتا فجأة؟ أم أن زحل قد ابتلع أبناءه؟ أم أن ما رأيته كان مجرد وهم أو خدعة، استخدمتها العدسات لخداعي لفترة طويلة، وكذلك الكثيرين الذين أريتها إياهم؟ ربما حان الوقت الآن لإحياء الآمال التي كادت تذبل لدى أولئك الذين، بفضل تأملاتهم الأعمق، اكتشفوا خطأ الملاحظات الجديدة وأثبتوا استحالة وجودها تمامًا. لا أعرف ماذا أقول في مثل هذه الحالة المذهلة وغير المتوقعة والجديدة. قصر المدة الزمنية، وطبيعة الحدث غير المتوقعة، وضعف فهمي، والخوف من الخطأ، كل ذلك أربكني كثيرًا."

لكن جاليليو لم يكن مخطئًا. كانت تلك الأجسام موجودة بالفعل عندما بدأ في المراقبة، وقد تراجعت حقًا، ثم اختفت؛ لكن هذا الاختفاء كان مؤقتًا فقط—فقد ظهرت مرة أخرى. ثم خضعت لفحص مستمر، حتى تم كشف طبيعتها تدريجيًا. مع تحسن قوة التلسكوب، تبين أن الجسمين اللذين وصفهما جاليليو بأنهما كرتان على جانبي زحل لم يكونا كرويين حقًا—بل كانا في الواقع هلالين مضيئين، حيث كانت الجزء المقعر من كل منهما موجهًا نحو الكرة المركزية. كما تبين أن هذه الأجسام تمر بسلسلة ملحوظة من التغيرات الدورية. في بداية كل سلسلة من هذه التغيرات، كان الكوكب على شكل قرص دائري تمامًا. ظهرت الأذرع أولاً على شكل ذراعين تمتدان مباشرة إلى الخارج على جانبي الكوكب؛ ثم تحولت هذه الذراعان تدريجيًا إلى هلالين، يشبهان مقابض الكرة، ووصلا إلى أقصى عرض لهما بعد حوالي سبع أو ثماني سنوات؛ ثم بدأتا في الانكماش، حتى اختفيتا مرة أخرى بعد مرور نفس المدة تقريبًا.

تم اكتشاف الطبيعة الحقيقية لهذه الأجسام أخيرًا على يد هويغنز في عام 1655، بعد مرور نصف قرن تقريبًا على اكتشاف جاليليو لوجودها.

لقد لاحظ الظل الذي يلقيه الخاتم على الكرة الأرضية، وكان تفسيره لهذه الظاهرة بأسلوب فلسفي للغاية. لاحظ أن الأرض والشمس والقمر تدور حول محاورها، ولذلك اعتبر ذلك قانونًا عامًا مفاده أن كل جسم في النظام يدور حول محوره. صحيح أنه لم تُجرَ بعد أي ملاحظات تُظهر بالفعل أن كوكب زحل يدور أيضًا؛ لكن من المستبعد للغاية، بل من المستحيل تمامًا، أن يكون أي كوكب خاليًا من هذا الحركة. كل التشابهات في النظام تشير إلى أن سرعة الدوران ستكون كبيرة. كان من المعروف بالفعل أن أحد أقمار زحل يدور في فترة ستة عشر يومًا، وهو ما يزيد قليلاً عن نصف شهرنا. افترض هويغنز – وكان ذلك افتراضًا منطقيًا للغاية – أن زحل من المرجح أن يدور بسرعة حول محوره. كما يجب ملاحظة أنه إذا كانت هذه الأجسام الملحوظة متصلة بالكوكب بواسطة رابطة مادية فعلية، فيجب أن تدور مع زحل. أما إذا لم تكن متصلة فعليًا، فلا يزال من الضروري أن تدور إذا أريد الحفاظ على التشابه بين زحل والأجسام الأخرى في النظام. نرى أقمارًا قريبة من كوكب المشتري تدور حوله، ونرى، على مقربة منا، كيف تدور القمر حول الأرض، ونرى كيف يدور النظام الكوكبي بأكمله حول الشمس. كانت كل هذه الاعتبارات موجودة في ذهن هويغنز عندما توصل إلى استنتاج مفاده أنه سواء كانت هذه الأجسام الملحوظة متصلة فعليًا بالكوكب أم منفصلة عنه ماديًا، فلا بد أن تكون في حالة دوران.

مع وجود مثل هذه الاستدلالات، أصبح من السهل سريعًا تخمين الطبيعة الحقيقية لنظام زحل. لقد رأينا كيف تختفي هذه الأجسام كل خمسة عشر عامًا، ثم تظهر تدريجيًا في البداية على شكل أذرع خطية تمتد خارجًا من الكوكب. التطور التدريجي بطيء، ولأسابيع وأشهر، ليلة تلو الأخرى، يظهر نفس المظهر مع تغيير طفيف جدًا. لكن طوال هذا الوقت، كل من زحل والأجسام الغامضة المحيطة به يدوران. مهما كانت هذه الأجسام، فإنها تظهر بنفس المظهر للعين، رغم حركتها المستمرة في الدوران.

ما يجب أن يكون عليه شكل الجسم الذي يلبي الشروط المذكورة هنا؟ من الواضح أنه لا يكفي اعتبار الإسقاطات عبارة عن قضيبين ينبعثان من الكوكب؛ فهما سيتغيران من حالة الرؤية إلى حالة عدم الرؤية في كل دوران، وبالتالي ستحدث تغييرات مستمرة في مظهر الجسم بدلاً من التغيير البطيء والتدريجي الذي يحتاج إلى خمسة عشر عاماً لإكمال دورة كاملة. في الواقع، هناك اعتبارات أخرى تستبعد إمكانية أن يكون الجسم من هذا النوع، لأن طوله دائماً يكون مساوياً لقطر الكوكب. إن قليلاً من التفكير يُظهر أن هناك افتراضاً واحداً فقط – وفي الحقيقة لا أكثر – يمكنه تفسير جميع حقائق الحالة. لو كان هناك حلقة رفيعة متماثلة تدور في مستواها الخاص حول خط الاستواء لكوكب زحل، لكان ذلك يفسر استمرارية رؤية الجسم من ليلة إلى أخرى. وهذا يزيل جزءاً كبيراً من الصعوبات. أما بالنسبة للباقي، فكان من الضروري فقط افتراض أن الحلقة رفيعة جداً لدرجة أنها عندما تتجه بحافتها نحو الأرض تصبح غير مرئية، ومع تحول الجانب المضاء من المستوى تدريجياً نحو الأرض، يزداد حجم الأجزاء المتصلة بالكوكب تدريجياً. أما المظهر على شكل مقبض الذي كان يظهر على الجسم بشكل دوري، فقد أظهر أن الحلقة لا يمكن أن تكون متصلة بالكرة الأرضية.

أخيراً، وجد هويغنز أن لديه مفتاح اللغز الكبير الذي أربك علماء الفلك خلال الخمسين عاماً الماضية. لقد أدرك أن الحلقة كانت جسماً ذا أهمية مذهلة، فريداً في ذلك الوقت، وهو في الواقع فريد حتى اليوم. لكنه شعر أنه لم يثبت الأمر باليقين الكامل الذي يستحقه، واعتقد أنه يمكنه تحقيق ذلك من خلال مزيد من البحث. ومع ذلك، كان يخشى أن يخاطر بفقدان اكتشافه بسبب تأخير إعلانه لفترة طويلة، خشية أن يتدخل عالم فلك آخر. فكيف يمكنه ضمان أولويته إذا تبين صحة الاكتشاف، وفي الوقت نفسه تحسينه في وقت يختاره؟ اتبع الطريقة المعتادة في ذلك الوقت، وهي إصدار إعلانه الأول بشكل مشفر، وعليه، في 5 مارس 1656، نشر كتيباً يتضمن الاقتراح التالي:

aaaaaaa ccccc d eeeee g h
iiiiiii llll mm nnnnnnnnn
ooooo pp q rr s ttttt uuuuu

ربما قد فكر بعض أولئك الأشخاص الفضوليين، الذين يبذل أحفادهم الآن جهدًا كبيرًا في دراسة الأكروستيخات المزدوجة، في هذا النظام التشفيري الشهير، وحتى حاولوا فك شفرته. لكن حتى لو تمت مثل هذه المحاولات، فلا نعلم أنها نجحت. وهكذا حصل هويغنز على بضع سنوات إضافية للبحث. جرّب نظريته بكل الطرق التي استطاع التفكير فيها، ووجد أنها صحيحة في كل تفصيل. لذلك اعتقد أنه لم يعد من الضروري إخفاء اكتشافه العظيم عن العالم، وعليه في عام 1659 – بعد حوالي ثلاث سنوات من ظهور نظامه التشفيري – أعلن عن تفسيره له. ومن خلال إعادة ترتيب الحروف إلى ترتيبها الأصلي، تم التعبير عن الاكتشاف بالكلمات التالية: “Annulo cingitur, tenui, plano, nusquam cohærente, ad eclipticam inclinato”، والتي يمكن ترجمتها إلى: “الكوكب محاط بحلقة رفيعة مسطحة، منفصلة تمامًا عن سطحه، ومائلة نحو المدار البيضاوي”.

لم يكتفِ هويغنز بإثبات أن هذه الفرضية تفسر جميع الظواهر الملاحظة بشكل كامل، بل خضعها لاختبار أكثر دقة يمكن تطبيقه على أي نظرية فلكية. حاول باستخدامها التنبؤ بشيء يؤكد صحة نظريته بشكل قاطع. ومن خلال حساباته، رأى أن الكوكب سيبدو دائريًا في شهري يوليو أو أغسطس من عام 1671. وقد تحقق هذا التنبؤ بالفعل، حيث لوحظ اختفاء الحلقة في مايو من ذلك العام. بلا شك، مع حساباتنا الحديثة القائمة على مراقبات دقيقة ومستمرة، أصبح بإمكاننا الآن التنبؤ بظهور أو اختفاء حلقة زحل بدقة أكبر بكثير؛ لكن، إذا تذكرنا المرحلة المبكرة في تاريخ الكوكب التي تم فيها إجراء تنبؤ هويغنز، فيجب أن نعتبر تحقق هذا التنبؤ كافيًا تمامًا، ويؤكد بشكل مرضٍ نظرية زحل وحلقته.

لقد تم تأكيد وجود حلقات زحل كحقيقة في علم الفلك بشكل قاطع، ولذلك بذلت كل جيل من علماء الفلك جهودًا لاكتشاف المزيد من خصائصها المذهلة. في الصفحة الأولى (اللوحة رقم 1)، نرى صورة للكوكب كما رُصدت في مرصد كلية هارفارد في الولايات المتحدة، في الفترة ما بين 28 يوليو و20 أكتوبر 1872. وقد رسمها عالم الفلك والفنان الماهر السيد ل. تروفيلوت، وهي تقدم تصويرًا دقيقًا وجميلًا لهذا الجسم الفريد.

الشكل 64 هو رسم لنفس الجسم التقطه البروفيسور إي.إي. بارنارد في مرصد ليك في 2 يوليو 1894.

الاكتشاف الكبير التالي في نظام زحل، بعد اكتشافات هويغنز، أظهر أن الحلقات المحيطة بالكوكب تحتوي على خط داكن متحد المركز يقسمها إلى جزأين؛ الجزء الخارجي أضيق من الجزء الداخلي. تم رصد هذا الخط لأول مرة من قبل ج.د. كاسيني عندما ظهر زحل من خلف أشعة الشمس في عام 1675. وقد جعلت أبحاث مارالدي في عام 1715 من المرجح جدًا أن هذا الخط الأسود ليس مجرد علامة سوداء على الحلقة، بل هو في الواقع فاصل بين الحلقتين، وتبعتها بعد سنوات عديدة أبحاث السير ويليام هرشل، الذي قام، بفضل دقته التي كانت سمة بارزة لديه، بفحص دقيق ومتأنٍ لزحل. ليلة تلو الأخرى، راقبه لساعات باستخدام أدواته الدقيقة، مما ساهم بشكل كبير في توسيع معرفتنا بالكوكب ونظامه.

أولى هرشل اهتمامًا خاصًا جدًا لفحص الخط الذي يفصل الحلقات. لاحظ أن لون هذا الخط لا يختلف عن لون المساحة الواقعة بين الكوكب والحلقات. راقبه لمدة عشر سنوات على الجانب الشمالي للحلقات، وخلال تلك الفترة ظل يحتفظ بنفس العرض واللون ووضوح الخطوط. ثم كان محظوظًا بما يكفي لرصد الجانب الجنوبي للحلقات، حيث كان من الممكن رؤية الخط الأسود هناك أيضًا، وكان شكله وموقعه مطابقين للخط الداكن المرئي على الجانب الشمالي. لم يعد هناك أي شك في أن زحل كان محاطًا بحلقتين.

حلقات متحدة المركز وبنفس السمك، حيث يكون الحافة الخارجية لإحداها قريبة جدًا من الحافة الداخلية للأخرى.

وفي الوقت نفسه، من الصواب الإشارة إلى أن التحقق المطلق وغير القابل للجدل من وجود فجوة بين الحلقات لم يتم بعد عبر التلسكوب. فالظواهر التي لاحظها هرشل تتوافق مع فكرة أن الخط الأسود ليس سوى جزء من الحلقة يمتد عبر سمكها، ويتكون من مواد أقل قدرة بكثير على انعكاس الضوء مقارنة ببقية الحلقة. لا يزال من المشكوك فيه إلى أي مدى يمكن فعلاً رؤية ما وراء الخط الأسود. يبدو أن هناك طريقة واحدة فقط مُرضية لتحقيق ذلك، لكنها تحدث في ظروف نادرة جدًا، ولا يبدو أن الفرصة قد سنحت بعد. لنفترض أن مسار كوكب زحل أثناء حركته في السماء يمر صدفة مباشرة بين الأرض ونجم ثابت؛ فالمظهر الذي يراه التلسكوب للنجم ليس سوى نقطة ضوء أصغر بكثير من كرات وحلقات زحل. إذا مرت الحلقة أمام النجم وغطى الخط الأسود على الحلقة النجم، فإننا، إذا كان الخط الأسود فعلاً فتحة، سنرى النجم يضيء من خلال تلك الفتحة الضيقة.

حتى الآن، نعتقد أنه لم تسنح فرصة لاختبار الطبيعة المزدوجة للحلقة باستخدام هذا الاختبار الحاسم. فلنأمل أنه مع وجود العديد من التلسكوبات القادرة على دراسة هذا الموضوع، قد تتم قريبًا ملاحظات تساعد في حسم الأمر. من الصعب توقع أن يكون نجم صغير جدًا مناسبًا لذلك؛ بلا شك، سيجعل صغر حجم النجم الملاحظات أكثر دقة وتعقيدًا إذا كان النجم مرئيًا، لكن يجب أن نتذكر أن النجم سيكون في تباين مع الحلقات الساطعة لزحل على كل جانب، وبالتالي ما لم يكن النجم ذا سطوع كبير، فلن يكون من الممكن رؤيته بوضوح. لكن تم مؤخرًا ملاحظة أن كرة الكوكب يمكن رؤيتها إلى حد ما من خلال الخط الأسود؛ وهذا في الواقع دليل على أن الخط شفاف جزئيًا على أي حال.

ينقسم الحلقة الخارجية أيضًا إلى قسمين بواسطة خط أضعف بكثير من الخط المذكور سابقًا. يتطلب الأمر تلسكوبًا جيدًا وليلة صافية، بالإضافة إلى موقع مواتٍ للكوكب، حتى يصبح هذا الخط مرئيًا بوضوح. يمكن رؤيته بسهولة في أطراف الحلقة الأبعد عن الكوكب. بالنسبة للكاتب نفسه، الذي فحص الكوكب باستخدام تلسكوب بقطر 12 بوصة في مرصد دانسينك الاستوائي الجنوبي، يبدو هذا الخط الخارجي عريضًا مثل الخط المعروف؛ لكنه بلا شك أضعف، وله مظهر أكثر ظلالًا. من الواضح أنه لا يوحي بأنه فتحة حقيقية في الحلقة، كما أنه غالبًا ما يكون غير مرئي لفترة طويلة. يبدو الأمر وكأن الحلقة في هذا المكان أرق وأقل كثافة، دون أن تكون فارغة تمامًا من المادة.

من المتوقع في هذه النقاط الحصول على مزيد كبير من المعلومات عندما تصل الحلقة إلى موقع يجعل مستواها، إن وُجد، يمر بين الأرض والشمس. هذه المناسبات نادرة جدًا، وحتى عندما تحدث، قد لا يكون الكوكب في موقع مناسب للمراقبة. أقرب فرصة جيدة ستكون في عام 1907. في هذه الحالة، يضيء ضوء الشمس جانبًا واحدًا من الحلقة، بينما يكون الجانب الآخر موجهًا نحو الأرض. يلزم تلسكوبات قوية للتعامل مع الكوكب في مثل هذه الظروف؛ لكن يمكن الأمل بشكل معقول في أن تحصل الأسئلة المتعلقة بتقسيم الحلقة، وكذلك العديد من القضايا الأخرى، على مزيد من التوضيح في ذلك الوقت.

من حين لآخر، تم تسجيل تقسيمات أخرى للحلقة، سواء الداخلية أو الخارجية. يمكن القول على أي حال إنه لا يمكن اعتبار هذه التقسيمات سمات دائمة. ومع ذلك، فقد تم الإشارة إلى وجودها بشكل متكرر من قبل المراقبين الماهرين، لدرجة أنه من المستحيل الشك في أنها قد شوهدت أحيانًا.

بعد حوالي 200 عام من أن شرح هويغنز لأول مرة النظرية الحقيقية لكوكب زحل، تم إحراز اكتشاف مهم جدًا آخر. حتى عام 1850، كان يُعتقد دائمًا أن الحلقتين، المقسومتين بالخط الأسود المعروف، تشكلان النظام الكامل للحلقات المحيطة بالكوكب.

كوكب. في السنة المذكورة، فاجأ البروفيسور بوند، عالم الفلك البارز من كامبريدج في ولاية ماساتشوستس، العالم الفلكي بإعلانه اكتشافه لحلقة ثالثة تحيط بكوكب زحل. وكما يحدث غالبًا في مثل هذه الحالات، تم اكتشاف نفس الجسم بشكل مستقل من قبل عالم فلك إنجليزي آخر يُدعى دوز. تقع هذه الحلقة الثالثة مباشرة داخل الحلقتين المعروفتين، وتمتد لمسافة تقارب نصف المسافة المؤدية إلى جسم الكوكب. يبدو أنها تختلف تمامًا عن الحلقتين الأخريين من حيث أنها تبدو أكثر كثافة نسبيًا. سنوضح فيما يلي أن هاتين الحلقتين ليستا صلبتين، بل حتى ليستا سائلتين، لكن مقارنةً بالحلقة الثالثة، كانت الحلقتان الأخريان أكثر كثافة. يمكن لهاتين الحلقتين أن تستقبلا ظل زحل العميق وتعرضه، كما يمكنهما أن تلقيا ظلًا أسودًا عميقًا على زحل نفسه؛ أما الحلقة الثالثة فهي ذات بنية أقل كثافة بكثير. ليس لها بريق الحلقتين الأخريين، بل تبدو ذات مظهر باهت شبه شفاف، ومن ثم فإن تسميتها “الحلقة الباهتة” ليست غير مناسبة على الإطلاق. إن ضعف إضاءة هذه الحلقة الباهتة هو ما أدى إلى تجاهلها مرارًا وتكرارًا من قبل المراقبين السابقين لزحل.

لوحظ مرارًا أنه عندما يتم اكتشاف شيء فلكي باستخدام تلسكوب جيد، يصبح من الممكن لاحقًا مراقبة نفس الجسم باستخدام أدوات ذات قوة أقل بكثير. بلا شك، عندما يعرف المراقب ما يجب البحث عنه، فغالبًا ما يتمكن من رؤية ما لم يكن ليلفت انتباهه في غير ذلك. يمكن اعتبار حلقة زحل الباهتة مثالًا على هذا المبدأ، فقد أصبحت جسمًا مألوفًا لدى أولئك المعتادين على استخدام التلسكوبات الجيدة؛ لكن لا يزال من الممكن الشك في ما إذا كان من الممكن تفسير سهولة ووضوح رؤية هذه الحلقة حاليًا بالكامل بناءً على هذا الافتراض. في الواقع، يبدو من الممكن أن تكون حلقة زحل الباهتة قد أصبحت أكثر وضوحًا تدريجيًا لسبب ما. إن الزيادة المفترضة في بريق هذه الحلقة هي أحد الحجج المستخدمة حاليًا لإثبات أن حلقات زحل ربما تخضع في الوقت الحالي لتحول تدريجي؛ لكن ملاحظات هادلي تُظهر أن…

لقد رأى ذلك الحلقة المظلمة في عام 1720، وسبق أن رآها كامباني وبيكارد على شكل حزام خافت يمر عبر الكوكب. وقد تم توضيح الشفافية الجزئية لتلك الحلقة المظلمة بشكل رائع في ملاحظات البروفيسور بارنارد حول كسوف كوكب إيابيتوس في 1 نوفمبر 1889؛ فقد كان القمر الصناعي مرئيًا بشكل خافت داخل ظل تلك الحلقة المظلمة، بينما كان غير مرئي تمامًا داخل ظل الحلقات الأخرى المعروفة.

تُظهر الرسومات التي رسمها تروفيلوت، والتي تم ذكرها سابقًا، مختلف خصائص الحلقات بوضوح؛ فنرى هنا الحلقة الداخلية والحلقة الخارجية، بالإضافة إلى خط الفصل بينهما. نرى في الحلقة الخارجية آثارًا خافتة لخط الفصل بينها، وداخل الحلقة الداخلية نرى تلك الحلقة المظلمة شبه الشفافة الغريبة. يُلقي ظل الكوكب الأسود على الحلقة، مما يثبت أن الحلقة، مثل جسم الكوكب نفسه، تضيء فقط بفضل ضوء الشمس الذي يسقط عليها. يحمل هذا الظل بعض الخصائص الغريبة، لكن قد يكون عدم انتظامه الغريب، إلى حد ما، وهمًا بصريًا.

لا شك أن أي محاولة لتصوير حلقات زحل تمثل فقط أبرز خصائص ذلك النظام المذهل. نحن نقع على مسافة كبيرة جدًا، بحيث تكون جميع الأجسام التي ليست ذات أبعاد ضخمة غير مرئية. في الواقع، لدينا فقط ملامح عامة، مما يجعلنا نتمنى القدرة على ملء التفاصيل. نتمنى، على سبيل المثال، رؤية البنية الفعلية للحلقات ومعرفة المواد التي صُنعت منها؛ نريد أيضًا فهم تلك الحلقة المظلمة الغريبة، التي تختلف تمامًا عن أي جسم آخر معروف لنا في السماء. لا شك أنه لا يزال بالإمكان تعلم الكثير في ظل جميع الظروف الصعبة التي نعيشها؛ فلا يزال هناك مجال لعمل أجيال كاملة من علماء الفلك الذين يمتلكون أدوات رائعة. نحتاج إلى رسومات دقيقة لزحل من كل الزوايا الممكنة. نحتاج أيضًا إلى قياسات متكررة باستمرار، بدقة عالية للغاية. يجب أن تخبرنا هذه القياسات بأحجام الحلقات وأشكالها، كما يجب أن تحدد بدقة مواقع الخطوط المظلمة وحدود الحلقات. يجب أن تستمر هذه القياسات لأجيال وقرون؛ وفقط عندها فقط...

هل يمكن لعلماء الفلك الأرضيين أن يعرفوا ما إذا كان هذا النظام المعقد يتمتع فعلاً بخصائص الثبات، أم أنه قد يكون في حالة تغير؟

لقد اعتدنا أن نجد أن قانون الجاذبية الكونية يسري في كل جزء من نظامنا، وأن نلجأ إلى الجاذبية لتفسير العديد من الظواهر التي لا يمكن تفسيرها بطرق أخرى. لدينا أسباب وجيهة لمعرفة أن قانون الجاذبية يلعب دوراً أساسياً في هذا النظام المذهل لكوكب زحل. يوجد أقمار تدور حول زحل بالإضافة إلى حلقة؛ تتحرك هذه الأقمار، مثل باقي الأقمار، وفقاً لقوانين كيبلر؛ ولذلك، يجب أن تُبنى أي نظرية حول طبيعة حلقة زحل بشرط أن تكون متأثرة بجاذبية الكوكب الضخم الموجود داخلها.

للوهلة الأولى، قد يبدو أن أسهل شيء هو توفيق ظواهر الحلقة مع جاذبية الكوكب. يمكننا أن نفترض أن الحلقة تظل ساكنة بشكل متماثل حول الكوكب؛ ففي مركزها، يجذب الكوكب الحلقة بقوة متساوية من جميع الجهات، مما يجعلها غير مستعدة للتحرك في اتجاه معين؛ ولذلك، ستظل ساكنة. لكن هذا لا يصح. قد تظل حلقة مكونة من مواد صلبة للغاية ساكنة للحظة في مثل هذه الظروف، لكنها لا يمكن أن تظل ساكنة إلى الأبد، تماماً كما لا يمكن لإبرة موازنة عمودياً على طرفها أن تظل ساكنة. في كلتا الحالتين، التوازن غير مستقر؛ فإذا ظهر أدنى سبب للإزعاج، ينهار التوازن، وستسقط الحلقة حتماً على الكوكب. وهذه الأسباب موجودة باستمرار، لذا فإن التوازن غير المستقر لا يمكن أن يكون تفسيراً مناسباً لهذه الظواهر.

حتى لو تم التغلب على هذه المشكلة، فلا يزال هناك مشكلة أخرى، وهي مشكلة لا يمكن التغلب عليها إذا كانت الحلقة مكونة من أي مواد نعرفها. دعونا نفكر في الأمر للحظة، فهو سيقودنا بشكل طبيعي إلى التفسير الأكثر قبولاً حالياً لحلقات زحل.

تخيل أنك واقف على كوكب زحل، بالقرب من خط الاستواء؛ فوق رأسك يمتد الحلقة، والتي تصل إلى الأفق في الشرق والغرب. إذًا، النصف المرتفع من الحلقة فوق الأفق سيشبه قوسًا عظيمًا، بطول يبلغ حوالي مائة ألف ميل. كل جزيء في هذا القوس يُجذب نحو زحل بفعل الجاذبية، وإذا استمر القوس في الوجود، فيجب أن يكون ذلك امتثالًا للقوانين الميكانيكية العادية التي تنظم الأقواس المستخدمة في الجسور التي نعرفها.

يعتمد استمرار وجود هذه الأقواس على قدرة الحجارة التي تشكلها على مقاومة القوى الضاغطة. كل حجر في القوس يتعرض لضغط هائل، لكن الحجر مادة قادرة على مقاومة مثل هذا الضغط، ولذلك يظل القوس قائمًا. كلما زاد طول القوس، زاد الضغط الذي يتعرض له كل حجر. في النهاية، يصل القوس إلى طول يتوافق مع ضغط لا يمكن للحجارة تحمله بأمان، ووفقًا لذلك نجد الحد الأقصى لطول القوس الذي يمكن بناؤه من الحجارة. طبّق هذه المبادئ على القوس الهائل الذي يشكله حلقة زحل؛ يمكن إثبات أن الضغط على مواد القوس القادرة على تحمل فجوة بهذا الحجم الهائل سيكون ضخمًا للغاية لدرجة أن أي مادة نعرفها لن تكون قادرة على تحمله. حتى لو كانت الحلقة مصنوعة من أصلب أنواع الفولاذ المعروفة، فإن الضغط سيكون كبيرًا لدرجة أن المعدن سيُضغط كالسائل، وسينهار القوس العظيم ويسقط على سطح الكوكب. ليس من المعقول أن توجد مواد قادرة على تحمل مثل هذا الضغط الهائل. لذلك، تدعونا قانون الجاذبية إلى البحث عن طريقة يمكن من خلالها تخفيف شدة هذا الضغط.

هناك طريقة متاحة، وهي ما تشير إليه بوضوح الظواهر المماثلة في جميع أنحاء نظامنا الشمسي. لقد تحدثنا عن الحلقة وكأنها ساكنة؛ دعونا الآن نفترض أنها تدور في مستواها حول زحل كمركز لها. على الفور، يتولد قوة معاكسة لجاذبية زحل، وهذه القوة هي ما يُسمى بالقوة الطاردة المركزية. إذا تخيلنا أن الحلقة تدور، فإن القوة الطاردة المركزية في جميع النقاط تعمل في اتجاه معاكس للقوة الجاذبة، وبالتالي...

يمكن تخفيف الضغط الهائل على الحلقة، ويمكن التغلب على إحدى المشكلات.

وبالتالي، يمكننا أن نعطي كل حلقة دورانًا سيخفف جزئيًا من الضغط الذي كانت ستتحمله لولا ذلك. لكن لا يمكننا القول بأن المشكلة قد زُولت تمامًا. لنفترض أن الحلقة الخارجية تدور بسرعة مناسبة لإلغاء تأثير الجاذبية على حافتها الخارجية، فإن القوة الطاردة المركزية ستكون أقل في الجزء الداخلي من الحلقة، بينما ستكون الجاذبية أكبر؛ وبالتالي سيتولد ضغوط هائلة في الأجزاء الداخلية من الحلقة الخارجية. ولنفترض أن الحلقة تدور بسرعة كافية لإلغاء تأثير الجاذبية على حافتها الداخلية؛ فإن القوة الطاردة المركزية في الأجزاء الخارجية ستتجاوز الجاذبية بشكل كبير، مما يؤدي إلى انهيار الحلقة نحو الخارج.

لتجنب هذا الاتجاه، يمكننا افتراض أن الأجزاء الخارجية من كل حلقة تدور ببطء أكبر من الأجزاء الداخلية. وهذا بطبيعة الحال يتطلب أن تكون أجزاء الحلقة قابلة للحركة بالنسبة لبعضها البعض، وهكذا نصل إلى الاقتراح بأن الحلقات ربما تتكون فعلاً من مادة في حالة سائلة. يبدو هذا الاقتراح معقولًا للوهلة الأولى؛ فكل جزء من كل حلقة سيتحرك بسرعة مناسبة، وبالتالي ستظهر في الحلقات عدة تيارات دائرية متحدة المركز بسرعات مختلفة. يمكن لعالم الرياضيات أن يأخذ هذا البحث إلى مدى أبعد قليلاً، ويمكنه دراسة كيف سيتصرف هذا السائل في مثل هذه الظروف. يمكن لرموزه أن تتعمق في التفاصيل المعقدة التي لا يمكن وصفها باللغة العامة. يكتشف عالم الرياضيات أن الموجات ستنشأ في السائل المفترض، وأن هذه الموجات ستؤدي إلى انهيار الحلقات، لذا يجب التخلي عن نظرية السائل.

لكن لا يزال بإمكاننا إجراء افتراض أو اثنين إضافيين. ماذا لو كان صحيحًا فعلاً أن الحلقة تتكون من عدد هائل جدًا من الحلقات المتحدة المركز، كل منها تتحرك بدقة بالسرعة المناسبة لإنتاج قوة طاردة مركزية كافية لإلغاء تأثير الجاذبية؟ بلا شك، يحل هذا الأمر العديد من المشكلات: كما أنه مدعوم أيضًا بتلك الملاحظات التي أظهرت وجود عدة خطوط داكنة على...

حلقة. هنا أيضًا يجب اللجوء إلى اعتبارات ديناميكية للحصول على رد.
مثل هذا النظام المكون من حلقات صلبة غير متوافق مع قوانين الديناميكا.

لذلك، نحن مضطرون إلى بذل محاولة أخيرة، وتقسيم الحلقة إلى أجزاء أصغر. قد يبدو الأمر مفاجئًا بعض الشيء للتخلي تمامًا عن فرضية أن الحلقة جسم متصل بأي معنى، لكن لا يوجد بديل. بغض النظر عن كيفية النظر إليها، يبدو أننا نصل إلى استنتاج مفاده أن الحلقة في الواقع عبارة عن تجمع ضخم من أجسام صغيرة للغاية؛ كل جسم من هذه الأجسام الصغيرة يسلك مدارًا خاصًا به حول الكوكب، وهو في الواقع مجرد قمر صناعي. هذه الأجسام كثيرة جدًا ومتقاربة لدرجة أنها تبدو لنا متصلة، وقد تكون صغيرة جدًا — ربما ليست أكبر من جزيئات الماء الموجودة في سحابة عادية فوق سطح الأرض، التي تبدو حتى عن مسافة قصيرة كجسم متصل.

حتى قبل بضع سنوات، لم يتم تأكيد هذه النظرية حول تركيب حلقات زحل، رغم أنها لا تقبل الدحض من الناحية الرياضية، من خلال الملاحظة. الفلكي الوحيد الذي ادعى أنه رأى الحلقات تدور فعليًا كان دبليو. هرشل، الذي راقب حركة بعض النقاط المضيئة على الحلقة في عام 1789، وكان مستوى الحلقة في ذلك الوقت يمر عبر الأرض. استنتج هرشل من هذه الملاحظات أن الحلقة تدور في عشر ساعات وثلاثين دقيقة. لكن لم يتمكن أي من المراقبين اللاحقين، رغم أنهم ربما استخدموا أجهزة أفضل بكثير من تلك التي استخدمها هرشل، من التأكد من دوران هذه الحلقات. إذا كانت الحلقة مكونة من عدد هائل من الأجسام الصغيرة، فإن القانون الثالث لكيبلر سيسمح لنا بحساب الوقت الذي ستحتاجه هذه الأقمار الصناعية الصغيرة للدوران حول الكوكب بالكامل. يبدو أن أي قمر صناعي يقع على الحافة الخارجية للحلقة سيحتاج إلى فترة زمنية تصل إلى 13 ساعة و46 دقيقة، بينما الأقمار الصناعية الواقعة حول المنتصف لن تحتاج إلى أكثر من 10 ساعات و28 دقيقة، أما تلك الواقعة على الحافة الداخلية للحلقة فستكمل دورتها في 7 ساعات و28 دقيقة. حتى أقوى تلسكوباتنا، الموجودة في أنقى السماوات والتي يستخدمها أكثر الفلكيين مهارة، ترفض إظهار هذه الظاهرة الدقيقة للغاية. لقد كان ذلك، في الواقع، أمرًا...

تكرار واسع النطاق للسلوك الغريب للقمر الداخلي لكوكب المريخ، الذي يدور حول كوكبه الأم في وقت أقصر من الوقت الذي يستغرقه الكوكب نفسه للدوران حول محوره.

الشكل 66: طريقة البروفيسور كيلر لقياس دوران حلقات كوكب زحل.
لكن ما لم تستطع التلسكوبات إظهاره، فقد أوضح المطياف مؤخرًا بطريقة فعالة ومثيرة للاهتمام للغاية. لقد شرحنا في الفصل المتعلق بالشمس كيف أن حركة مصدر الضوء على طول خط الرؤية، نحو المراقب أو بعيدًا عنه، تؤدي إلى تغيير طفيف في…

موقع خطوط الطيف. من خلال قياس انزياح هذه الخطوط، يمكن تحديد اتجاه ومقدار حركة مصدر الضوء. لقد شرحنا هذه الطريقة بإظهار كيف تم استخدامها فعليًا لقياس سرعة دوران سطح الشمس. في عام 1895، نجح البروفيسور كيلر،[26] مدير مرصد أليغيني، في قياس دوران حلقات زحل بهذه الطريقة. وضع شق مخطط الطيف الخاص به عبر الكرة، في اتجاه المحور الرئيسي للشكل البيضاوي الذي تظهره الحلقات نتيجة تأثير الرؤية البعيدة، كما هو موضح في الشكل 66 بالخطوط الموازية التي تمتد من النقطة “e” إلى النقطة “w”. يجب أن تُظهر الصفيحة الفوتوغرافية ثلاثة أطياف متقاربة، حيث يكون طيف كرة زحل في المنتصف، مفصولًا عن الأطياف الأضيق فوقه وتحته بفواصل داكنة، وهي أطياف الجزأين المكونين للحلقة. في الشكل 67، قمنا بتوضيح سلوك أي خط من خطوط الطيف تحت افتراضات مختلفة بشأن دوران زحل أو عدم دورانه ودوران الحلقة. في الجزء العلوي (1)، نرى كيف سيبدو كل خط لو لم يكن هناك حركة دوران؛ حيث تكون الخطوط الثلاثة الناتجة عن الكوكب والحلقة في خط مستقيم. بالطبع، الطيف، الذي يعتبر في الواقع نسخة خافتة جدًا من طيف الشمس، يُظهر الخطوط المظلمة الرئيسية لفراونهوفر، لذا يجب على القارئ أن يتخيلها بنفسه، موازية للخط الموضح في الشكل. لكن زحل والحلقة ليسا ساكنين، بل يدوران؛ الجزء الشرقي (عند النقطة “e”) يتحرك نحونا، بينما الجزء الغربي (عند النقطة “w”) يتحرك بعيدًا عنا.[27] لذلك، في النقطة “e” سينتقل الخط نحو الطرف الأرجواني للطيف، وفي النقطة “w” نحو الطرف الأحمر، ومع زيادة السرعة الخطية الفعلية كلما ابتعدنا عن مركز زحل (بافتراض أن الحلقة والكوكب يدوران معًا)، ستتحرك الخطوط كما هو موضح في الشكل 67 (2)، لكن الخطوط الثلاثة ستظل في خط مستقيم. أما إذا كانت الحلقة تتكون من حلقتين مستقلتين مفصولتين بالفجوة الكاسينية وتدوران بسرعات مختلفة، فإن الخطوط ستكون في وضع كما هو موضح في الشكل 67 (3)، حيث ستكون الخطوط الناتجة عن الحلقة الداخلية أكثر انحرافًا من تلك الناتجة عن الحلقة الخارجية، بسبب السرعة الأكبر للحلقة الداخلية.

الشكل 67: طريقة البروفيسور كيلر لقياس دوران حلقات كوكب زحل.

أخيرًا، دعونا ننظر إلى حالة الحلقات المكونة من عدد لا يحصى من الجسيمات التي تدور حول الكوكب وفقًا للقانون الثالث لكيبلر. ستكون السرعات الفعلية لهذه الجسيمات كالتالي:—

عند الحافة الخارجية: 10·69 ميل حلقي في الثانية.
عند المنتصف: 11·68 ميل حلقي في الثانية.
عند الحافة الداخلية: 13·01 ميل حلقي في الثانية.
سرعة الدوران: 6·38 ميل في الثانية عند سطح الكوكب.

يجب أن يتوافق انحراف خطوط الطيف مع هذه السرعات، ومن السهل ملاحظة أن الخطوط يجب أن تكون في وضع مشابه لما هو موضح في الشكل الرابع. عندما جاء البروفيسور كيلر لفحص الأطياف الملتقطة بالصور، وجد أن خطوط الأطياف الثلاثة مائلة بالضبط بهذه الطريقة، مما يدل على أن الحافة الخارجية للحلقة تتحرك حول الكوكب بسرعة خطية أقل من الحافة الداخلية، وهو ما ينبغي أن يحدث إذا كانت مصادر الضوء (أو بالأحرى، مرايا ضوء الشمس) عبارة عن جسيمات مستقلة يمكنها التحرك وفقًا للقانون الثالث لكيبلر، أما إذا كانت الحلقة أو الحلقات صلبة، فإن الحافة الخارجية ستكون لها أعلى سرعة خطية، لأنها ستضطر إلى قطع أكبر مسافة. وهكذا، تم الحصول أخيرًا على دليل على أن حلقات زحل مكونة من نيازك. وقد تم التحقق من الاكتشاف الرائع للبروفيسور كيلر من خلال ملاحظات متكررة في مراصد أليغيني وليك وباريس وبولكوفا؛ حيث تم قياس السرعات الفعلية الناتجة عن الانحرافات الملاحظة في الخطوط، ووُجد أنها تتوافق جيدًا (ضمن حدود أخطاء القياس) مع السرعات المحسوبة، مما يرفع من قيمة هذا التأكيد الرائع للاستنتاجات الرياضية لكليرك ماكسويل إلى مستوى يستحيل الشك فيه.

طيف زحل خافت للغاية، بحيث لا يمكن رؤية سوى أقوى خطوط طيف الشمس فيه، لكن يبدو أن الغلاف الجوي للكوكب يمتص كمية كبيرة من الضوء في الأجزاء الزرقاء والبنفسجية من الطيف، وهذا الامتصاص قوي بشكل خاص بالقرب من الحزام الاستوائي، بينما يشير وجود شريط أحمر قوي إلى كثافة الغلاف الجوي. لا يمكن رؤية هذا الشريط في طيف الحلقات، وبالتالي لا يمكن أن يكون هناك غلاف جوي حول الحلقات.

وبما أن حلقات زحل فريدة من نوعها، فلا يمكننا العثور على أي مثال آخر يوضح بشكل دقيق هيكلًا بهذا القدر من الروعة كما يُزعم بشأن الحلقات. لكن النظام الشمسي يُظهر بعض الظواهر المماثلة؛ فهناك على سبيل المثال ظاهرة على نطاق واسع تحيط بالشمس نفسها. نشير هنا إلى العدد الكبير من الكواكب الصغيرة، والتي تقع جميعها ضمن منطقة معينة من النظام. تخيلوا أن عدد هذه الكواكب قد زاد بشكل هائل، وأن المدارات التي تميل بشكل كبير عن المدارات الأخرى قد أصبحت أكثر استواءً.

وإلا فسيتم تعديل الأمور، وسيكون لدينا حلقة تحيط بالشمس، مما يخلق ترتيبًا لا يختلف كثيرًا عن ذلك المرتبط بكوكب زحل في الوقت الحالي.

من المغري أن نقضي وقتًا أطول في التأمل في هذا النظام الجميل، وأن نتخيل المظهر الذي ستكون عليه الحلقة بالنسبة لساكن كوكب زحل، وأن نتكهن بما إذا كان يجب اعتبارها سمة دائمة في نظامنا الشمسي، تمامًا كما نعتبر القمر أو أقمار كوكب المشتري سمات دائمة. من كل زاوية، تُعد هذه المسألة مثيرة للاهتمام للغاية، وتوفر مجالًا واسعًا لعمل كل أنواع علماء الفلك. فإذا كان لدى عالم الفلك تلسكوب جيد، فإن لديه مهامًا كثيرة يجب أن يؤديها في مجال المسح والرسم والقياس. أما إذا كان من علماء الفلك المفيدين الذين يكرسون طاقتهم ليس للاستخدام المباشر للتلسكوب، بل لإجراء الحسابات استنادًا إلى ملاحظات الآخرين، فإن النظام الجميل لكوكب زحل يوفر له موادًا وافرة. عليه أن يتنبأ بمراحل الحلقة المختلفة، وأن يخبر علماء الفلك بأفضل وقت لرؤية كل سمة، وبأي ساعة يمكن تحديد كل عنصر بدقة. كما عليه أن يتنبأ بأوقات حركة أقمار كوكب زحل، وبالظواهر الأخرى في نظام أكثر تعقيدًا من نظام كوكب المشتري.

أخيرًا، إذا كان عالم الفلك من تلك الفئة – ربما، من بعض الزوايا، أعلى فئة على الإطلاق – التي تستخدم أعمق أبحاث العقل البشري لفك ألغاز المشكلات الديناميكية في علم الفلك، فإنه أيضًا يجد في كوكب زحل مشكلات تختبر إلى أقصى حد، وإن لم تتجاوز تمامًا، أسمى مستويات التحليل. فهو يكتشف في حلقة كوكب زحل كائنًا مختلفًا تمامًا عن أي شيء آخر، لدرجة أنه يتعين صنع أدوات رياضية جديدة للتعامل معه. كما يجد في النظام العديد من الخصائص الاستثنائية ودقة تنظيم مذهلة، لدرجة أنه مضطر إلى الاعتراف بأنه لو لم يرَ حلقات كوكب زحل أمامه بنفسه، لما اعتقد أن مثل هذا النظام ممكن. إن أعمال علماء الرياضيات في هذا النظام العجيب لا تزال في مراحلها الأولى. فليست الأبحاث في هذا المجال معقدة لدرجة تتطلب أعلى مستويات العبقرية فحسب، بل لم تتراكم بعد المواد اللازمة للبحث. في مناقشة هذا...

يجب أن تسبق الملاحظة الحساب؛ فالملاحظات القليلة التي تم الحصول عليها حتى الآن، مهما كانت قادرة على إبراز جمال هذا النظام، لا تزال غير كافية على الإطلاق لتشكيل أساس تلك النظرية الرياضية العظيمة حول زحل التي يجب كتابتها في نهاية المطاف.

لكن زحل يثير اهتمام فئة أكبر بكثير من الناس ممن يكرسون أنفسهم خصيصًا لعلم الفلك؛ فهو موضوع جدير باهتمام كل شخص مثقف يمتلك أدنى قدر من الحب للطبيعة. إن عاشق المناظر الخلابة لا يستطيع أن ينظر إلى زحل عبر التلسكوب دون أن يشعر بأقوى المشاعر؛ وإذا سبق له القراءة والتفكير في حجم هذا الجسم الضخم الذي ينظر إليه، فسيضطر إلى الاعتراف بأنه لا يوجد مشهد أكثر إثارة للإعجاب في الطبيعة كلها.

لقد تأملنا لفترة طويلة في سحر حلقات زحل، لدرجة أننا لا نستطيع سوى تقديم وصف موجز جدًا لتلك المجموعة من الأقمار التي ترافق الكوكب. لقد تطرقنا بالفعل إلى هذه الأجرام أكثر من مرة؛ والآن يبقى فقط سرد بعض التفاصيل الإضافية.

في 25 مارس 1655، تم اكتشاف أول قمر لزحل على يد هويغنز، ونحن مدينون لبصيرته باكتشاف الشكل الحقيقي للحلقات. في مساء ذلك اليوم، كان هويغنز يراقب زحل باستخدام تلسكوب صنعه بيديه، عندما لاحظ جسمًا صغيرًا على شكل نجم بالقرب من الكوكب. في الليلة التالية كرر ملاحظاته، وتبين أن ذلك الجسم كان يرافق الكوكب في حركته عبر السماء. وهذا أظهر أن ذلك الجسم الصغير كان في الواقع قمرًا لزحل، وكشفت الملاحظات اللاحقة عن حقيقة أنه يدور حول زحل في فترة تبلغ 15 يومًا و22 ساعة و41 دقيقة. وهكذا بدأت تلك السلسلة الكبيرة من الاكتشافات للأقمار التي ترافق زحل؛ تم اكتشافها واحدًا تلو الآخر، حتى أصبح معروفًا حاليًا وجود لا يقل عن تسعة أقمار ترافق هذا الكوكب العظيم في رحلته. لكن الاكتشافات اللاحقة لم يقم بها هويغنز أبدًا، لأنه تخلى عن البحث عن أقمار أخرى لأسباب تبدو غريبة في أذن الإنسان المعاصر.

وكان ذلك يتوافق تمامًا مع أفكار عصره. يبدو أن هويغنز، استنادًا إلى مبدأ ما من مبادئ التماثل، اعتقد أنه من المناسب أن يكون عدد الأقمار الصناعية، أو الكواكب الثانوية، مساويًا لعدد الكواكب الرئيسية نفسها. كان عدد الكواكب الرئيسية، بما في ذلك الأرض، ستة؛ وأدى اكتشاف هويغنز إلى أن يصبح العدد الإجمالي للأقمار الصناعية أيضًا ستة. كان للأرض قمر واحد، ولكوكب المشتري أربعة، ولكوكب زحل قمر واحد، وبذلك أصبح النظام كاملاً.

لكن الطبيعة لا تعرف مثل هذه المبادئ الحسابية التي أسندها هويغنز إليها. لو أنه لم يكن متأثرًا بهذه التحيزات، لربما كان قد توقع جهود كاسيني، الذي أثبت عبر اكتشافه لأقمار صناعية أخرى لكوكب زحل عبثية فكرة التساوي العددي بين الكواكب وأقمارها الصناعية. ومع حدوث اكتشافات أخرى، ارتفع عدد الأقمار الصناعية في البداية فوق عدد الكواكب؛ لكن في الأوقات الأخيرة، مع اكتشاف العديد من الكواكب الصغيرة، سرعان ما تجاوز عدد الكواكب عدد أقمارها الصناعية.

في عام 1671، أي بعد حوالي ستة عشر عامًا من اكتشاف أول قمر صناعي لكوكب زحل، اكتشف كاسيني قمرًا ثانيًا. وهو أبعد الأقمار الصناعية القديمة؛ فتستغرق رحلته حول كوكب زحل 79 يومًا. وفي العام التالي اكتشف قمرًا آخر؛ وبعد اثني عشر عامًا، في عام 1684، اكتشف قمرين آخرين؛ وبذلك أصبح العدد الإجمالي لأقمار كوكب زحل خمسة.

لم يكن للنظام الكوكبي لكوكب زحل منافس في السماء من حيث التعقيد. كان لكوكب زحل خمسة أقمار صناعية، بينما كان لكوكب المشتري أربعة فقط، وكان أحد أقمار زحل، ويُدعى تيتان، أكبر من أي قمر صناعي لكوكب المشتري.[28] تم إجراء بعض اكتشافات كاسيني باستخدام تلسكوبات ذات أبعاد ضخمة للغاية؛ فكان طول الجهاز، أو بالأحرى المسافة بين عدسة المراقبة وعين المراقب، مائة قدم أو أكثر. بدا من الصعب جدًا المضي قدمًا في الأبحاث التلسكوبية باستخدام أجهزة بهذا الحجم الضخم. لكن في النهاية، بدأت تظهر تغييرات كبيرة في تصميم الأجهزة الفلكية. وفي يد هيرشل، تبين أن من الممكن تصنيع...

تلسكوبات ذات أبعاد قابلة للإدارة، وكانت أقوى وأكثر دقة من عدسات كاسيني ذات البُعد البؤري الطويل. تم توجيه جهاز كبير من هذا النوع، يبلغ طوله أربعين قدمًا، أنجزه هرشل مؤخرًا، نحو كوكب زحل في 28 أغسطس 1789. لم يسبق أبدًا أن خضع هذا الكوكب المذهل لفحص دقيق إلى هذا الحد. كان هرشل على دراية بجهود أسلافه؛ فقد راقب زحل وأقماره الخمسة باستخدام تلسكوبات أقل دقة من قبل؛ والآن رأى الأقمار الخمسة وجسمًا يشبه النجمة قريبًا جدًا من مستوى الحلقات، فافترض أنه قمر سادس. كانت هناك طريقة سريعة لاختبار هذا الافتراض؛ فزحل كان يتحرك بسرعة في السماء. إذا كان هذا الجسم الجديد في الواقع قمرًا، فلا بد أن زحل يحمله معه. راقب هرشل بقلق ليرى ما إذا كان الأمر كذلك. لم يستغرق الأمر وقتًا طويلاً للإجابة على السؤال؛ ففي ساعتين ونصف، انتقل الكوكب إلى مسافة كبيرة، وحمل معه ليس فقط الأقمار الخمسة المعروفة مسبقًا، بل أيضًا هذا الجسم السادس. لو كان هذا الجسم نجمة لكانت قد تُركت خلفه؛ لكنها لم تُترك، وبالتالي كانت أيضًا قمرًا. وهكذا، بعد مرور قرن طويل، بدأ اكتشاف الأقمار حول زحل باستخدام التلسكوبات من جديد. راقب هرشل هذا الجسم بحماس مستمر، كما كان يفعل دائمًا، واكتشف أنه أقرب إلى زحل من أي من الأقمار المعروفة سابقًا. ووفقًا للقاعدة العامة، كلما كان الجسم أقرب...

كلما كانت فترة دوران القمر الصناعي أقصر، وجد هيرشل أن هذا القمر الصغير يكمل دورة واحدة في حوالي يوم واحد و٨ ساعات و٥٣ دقيقة. وبفضل نفس التلسكوب العظيم، وبنفس المهارة الفائقة، توصل هيرشل بسرعة إلى اكتشاف أكثر إثارة للاهتمام. فقد استطاع هيرشل أيضًا رصد جسم صغير للغاية، لا يظهر سوى كنقطة ضئيلة جدًا في التلسكوب العاكس الضخم ذي الأربعين قدمًا، وأثبت أنه قمر صناعي، قريب جدًا من الكوكب لدرجة أنه يكمل دورة واحدة في فترة قصيرة جدًا تبلغ ٢٢ ساعة و٣٧ دقيقة. إنه جسم شديد الصغر، لا يمكن رؤيته إلا باستخدام أفضل التلسكوبات، وفي الفترات القصيرة التي لا يحجب فيها الحلقة رؤيته تمامًا.

مرت فترة طويلة أخرى، ولمدة خمسين عامًا تقريبًا، اعتُبر نظام زحل يتكون من سلسلة الحلقات والأقمار الصناعية السبعة. لكن الاكتشاف التالي له أهمية تاريخية فريدة؛ فقد تم رصده في نفس الوقت من قبل مراقبين اثنين: البروفيسور بوند من كامبريدج في ولاية ماساتشوستس، والسيد لاسيل من ليفربول؛ ففي ١٩ سبتمبر ١٨٤٨، أكد كلا الفلكيين أن النقطة الصغيرة التي رأياها كل منهما في الليالي السابقة كانت في الواقع قمرًا صناعيًا. لكن هذا الجسم يبعد مسافة كبيرة عن الكوكب، ويحتاج إلى ٢١ يومًا و٧ ساعات و٢٨ دقيقة لإكمال دورة واحدة؛ وهو القمر السابع من الكوكب.

ومع ذلك، تمكن البروفيسور دبليو. إتش. بيكرينج من رصد قمر صناعي خارجي شديد الضعف عبر التصوير الفوتوغرافي في ١٦ و١٧ و١٨ أغسطس ١٨٩٨. هذا الجسم يبعد عن الكوكب مسافة أكبر بكثير من الأقمار الصناعية الأكبر حجمًا والأقدم. لم يتم تحدي حركته بشكل كامل بعد، لكن من المحتمل أن يحتاج إلى ما لا يقل عن ٤٩٠ يومًا لإكمال دورة واحدة.

من خلال مراقبة الأقمار الصناعية، تبين أن ٣٥٠٠ كرة بوزن زحل ستكون وزنها مساويًا لوزن الشمس.

لقد لاحظ البروفيسور كيركوود قانونًا يربط بين حركات الأقمار الصناعية الأربعة الداخلية لزحل. يتحقق هذا القانون بطريقة توحي بأنه ناتج عن الجاذبية المتبادلة بين الأقمار الصناعية. لقد وصفنا بالفعل قانونًا مشابهًا.

بالنسبة لثلاثة من أقمار كوكب المشتري. أما المشكلة المتعلقة بكوكب زحل، والتي تشمل لا يقل عن أربعة أقمار، فهي من الصعوبة غير العادية. فهي تتطلب استخدام نظرية التأثيرات المختلفة بدرجة أكبر مما هو معتاد عليه علماء الرياضيات في دراستهم للخصائص الأكثر شيوعًا في نظامنا الشمسي. ولوصف هذا القانون، من الضروري اللجوء إلى الحركات اليومية للأقمار؛ وهي كالتالي:

القمر – الحركة اليومية:
I. 382°·2.
II. 262°·74.
III. 190°·7.
IV. 131°·4.

ينص القانون على أنه إذا أضفنا إلى خمسة أضعاف حركة القمر الأولى حركة القمر الثالث، وإلى أربعة أضعاف حركة القمر الرابع، فإن المجموع سيساوي عشرة أضعاف حركة القمر الثاني. ويكون الحساب كالتالي:

5 أضعاف حركة القمر I تساوي: 1911°·0
حركة القمر III تساوي: 190°·7
حركة القمر II تساوي: 262°·74
4 أضعاف حركة القمر IV تساوي: 525°·6

المجموع: 2627°·4
وهذا الرقم يقارب تقريبًا 2627°·3.

لا يوجد شيء أبسط من التحقق من صحة هذا القانون؛ لكن مهمة توضيح السبب الفيزيائي الذي يجعله صحيحًا لم تتم بعد.

كان كوكب زحل أبعد كوكب معروف لدى القدماء. فهو يدور في مدار يقع خارج مدارات الكواكب القديمة الأخرى، وحتى اكتشاف كوكب أورانوس في عام 1781، كان يمكن اعتبار مدار زحل هو المدار الأبعد.

حدود النظام الشمسي. كانت الكوكبة ذات الحلقات بالفعل جديرة بأن تحتل مكانة بهذا التميز. لكننا نعلم الآن أن المدار الضخم لزحل لا يمتد إلى حدود النظام الشمسي؛ فقد أدى اكتشاف رائع إلى اكتشاف آخر أكثر روعة، مما وسّع هذه الحدود بشكل كبير، من خلال الكشف عن كوكبين ضخمين يدوران على مسافات بعيدة جدًا، خارج مسار زحل. لا يتمتع هذان الكوكبان بجمال زحل؛ بل في الواقع، لا تُعد صورهما التي تلتقطها التلسكوبات صورًا جيدة على الإطلاق. ومع ذلك، فإن هذين الكوكبين الخارجيين يثيران اهتمامًا من نوع خاص للغاية. يُعد اكتشاف كل منهما حدثًا كلاسيكيًا في تاريخ علم الفلك، وقد ساد الرأي، وربما بحق، بأن اكتشاف نبتون، وهو الأبعد من بين الكوكبين، هو أعظم إنجاز في علم الفلك منذ عصر نيوتن.

الفصل الرابع عشر
أورانوس

التباين بين أورانوس والكواكب العظمى الأخرى – ويليام هيرشل – ميلاده وأصوله – وصول هيرشل إلى إنجلترا – حبه للعلم – بداية دراساته الفلكية – تصنيع التلسكوبات – تصنيع المرايا – أستاذ الموسيقى يصبح عالم فلك – البحث المنهجي – 13 مارس 1781 – اكتشاف أورانوس – دقة الملاحظة – هل كان الجسم نيزكًا؟ – أهمية هذا الاكتشاف – شهرة هيرشل – جورج الثالث وعالم الموسيقى في باث – عالم الفلك لدى الملك في ويندسور – كوكب أورانوس – البيانات الرقمية المتعلقة به – الأقمار الأربعة لأورانوس – مداراتها الدائرية – الملاحظات المبكرة لأورانوس – ملاحظات فلامستيد – ليمونييه رأى أورانوس – فائدة قياساتهم – المسار البيضاوي – المشكلة الكبرى التي ظهرت نتيجة ذلك.

لطالما بدا للكاتب أن تاريخ أورانوس، والظروف المحيطة باكتشافه، يشكل أحد أكثر الأحداث إثارة واهتمامًا في تاريخ العلم بأكمله. نحن هنا في موقع جديد تمامًا في دراسة النظام الشمسي. كانت جميع الكواكب العظمى الأخرى معروفة منذ العصور القديمة، مهما كانت الأفكار المتعلقة بها خاطئة. كانت أجسامًا بارزة، ومن خلال حركاتها كان من الصعب ألا تلفت انتباه أولئك الذين كانت دراساتهم تدفعهم إلى مراقبة النجوم. لكن الآن نصل إلى كوكب عظيم، كان وجوده غير معروف تمامًا لدى القدماء؛ ولذلك، عند التطرق إلى هذا الموضوع، يجب علينا أولاً وصف الاكتشاف الفعلي لهذا الجسم، ثم النظر فيما يمكننا معرفته عن طبيعته الفيزيائية.

لقد تطرقنا في الصفحات السابقة إلى الاسم الموقر لويليام هيرشل فيما يتعلق بمختلف فروع علم الفلك؛ لكننا أجلنا عمدًا أي إشارة أكثر تحديدًا إلى هذا الرجل الاستثنائي حتى وصلنا إلى هذه المرحلة من عملنا. قصة أورانوس، في مراحلها المبكرة على الأقل، هي قصة البدايات...

مسيرة ويليام هرشل. سيكون من المستحيل وغير المرغوب فيه محاولة فصلهما.

وُلد ويليام هرشل، عالم الفلك البارز، في هانوفر عام 1738. كان والده رجلاً موهوباً، يمارس مهنة أستاذ الموسيقى بطريقة بسيطة إلى حد ما. كان لديه عائلة تتكون من عشرة أطفال، وكان ويليام الرابع بينهم؛ ويمكن ملاحظة أن جميع أفراد العائلة الذين تم الحفاظ على سجلات عنهم ورثوا مواهب والدهم الموسيقية وأصبحوا موسيقيين ماهرين. تم تقديم رسومات جميلة عن هذه العائلة المثيرة للاهتمام، وعن الموهبة الفريدة لويليام، وعن المناقشات الطويلة حول الموسيقى والفلسفة، وعن أخته الصغرى كارولين التي كان مقدراً لها أن تحقق مسيرة مشرقة فيما بعد. سرعان ما تعلم ويليام كل ما استطاع معلمه تعليمه في المجالات العادية للمعرفة، وبحلول سن الرابعة عشرة كان بالفعل عازفاً ماهراً على آلة الأوبوا والكمان. عمل في أوركسترا البلاط في هانوفر، كما كان عضواً في فرقة حرس هانوفر. سرعان ما أحدثت أوقات عصيبة اضطراباً في عائلة هرشل؛ فغزا الفرنسيون هانوفر، وهُزم حرس هانوفر في معركة هاستنبيك، وعاش ويليام هرشل الشاب تجارب سيئة في الحروب الفعلية. لم تكن صحته قوية جداً، فقرر أن يغير مهنته. إن طريقته في فعل ذلك هي طريقة لا يمكن لكتّاب سيرته الذاتية أن يبرروها بالتأكيد؛ فبصراحة، هرب، ونجح في الوصول إلى إنجلترا. ويُذكر بمصداقية تامة أنه خلال الزيارة الأولى لهرشل إلى الملك جورج الثالث، بعد أكثر من عشرين عاماً، منحه الملك نفسه العفو، مكتوباً بالشكل الرسمي.

في سن التاسعة عشرة، بدأ العازف الشاب في البحث عن فرصته في إنجلترا. واجه في البداية صعوبات كبيرة، لكن الاجتهاد والمهارة تغلبا على كل العقبات، وبحلول سن السادسة والعشرين كان قد استقر تماماً في إنجلترا ونجح في مهنته. في عام 1766، وجدنا هرشل يشغل مكانة مرموقة في عالم الموسيقى؛ فقد أصبح عازف الأورغن في كنيسة الأوكتاغون.

كان هيرشل مشغولًا تمامًا بتدريس تلاميذه الكثيرين، بالإضافة إلى الاستعداد للحفلات الموسيقية والأوبرات. وعلى الرغم من حياته المهنية المزدحمة، ظل هيرشل يحتفظ بذلك الشغف الشديد بالمعرفة الذي كان يمتلكه في طفولته؛ فكل لحظة يمكنه أن يخصصها من مهامه الموسيقية كان يكرسها بحماس للدراسة. وفي سعيه لتحسين معرفته بالجوانب الأكثر تعقيدًا في نظرية الموسيقى، اضطر إلى تعلم الرياضيات؛ ومن الرياضيات كان الانتقال إلى علم البصريات أمرًا طبيعيًا؛ وبمجرد أن بدأ في دراسة علم البصريات، تعرف بالطبع على التلسكوب، ثم على علم الفلك نفسه.

بدأت رحلته في مجال علم الفلك على نطاق بسيط للغاية؛ فمن خلال تلسكوب صغير وغير مثالي، حصل هذا العالم العظيم على أول نظرة له للمجرات السماوية. بلا شك، كان قد نظر إلى السماء في ليالٍ صافية من قبل وأعجب بآلاف النجوم التي تزينها؛ لكن الآن، عندما استطاع تحسين قدرته على الرؤية ولو قليلًا، حصل على رؤية أذهلته. النجوم التي كان يراها من قبل أصبح يراها الآن بوضوح أكبر بكثير؛ بل وأكثر من ذلك، اكتشف أن الآلاف من النجوم التي لم يكن يراها من قبل أصبحت مرئية الآن. إنها حقًا منظر رائع لأي شخص يمتلك شغفًا بالجمال الطبيعي. بالنسبة لهيرشل، غيّرت هذه الرؤية فورًا مسار حياته بأكملها؛ فنجاحه كأستاذ للموسيقى، وأوبراته، وتلاميذه، كل ذلك سرعان ما تم نسيانه، وأُهِلَّ بقية حياته للتفرغ لممارسة أحد أنبل العلوم.

لم يكن هيرشل راضيًا عن الجهاز الصغير وغير المثالي الذي أثار اهتمامه في البداية؛ فطوال مسيرته المهنية، كان عازمًا على رؤية كل شيء بنفسه بأفضل طريقة ممكنة باستخدام أقصى قدراته. فقرر على الفور الحصول على جهاز أفضل، وكتب إلى أحد أشهر صانعي التلسكوبات في لندن بهدف الشراء. لكن السعر الذي طلبه صانع التلسكوبات بدا أعلى مما كان هيرشل يعتقد أنه قادر أو ينبغي له أن يدفعه؛ فتغير قراره على الفور.

كان عليه أن يمتلك تلسكوبًا جيدًا، وبما أنه لم يستطع شراء واحد، فقد قرر صنع واحد بنفسه. كان من حسن الحظ، سواء بالنسبة لهيرشل أو للعلم، أن الظروف دفعته إلى اتخاذ هذا القرار. لكن للوهلة الأولى، بدت هذه المهمة غير واعدة على الإطلاق! فكيف يمكن لمعلم موسيقى مشغول طوال اليوم والليل، دون أي تدريب مسبق، أن يتوقع النجاح في مهمة تتطلب أعلى مستويات المهارة الميكانيكية والبصرية؟ لكن الحماس والعبقرية لا يعرفان أي صعوبات لا يمكن التغلب عليها. بعد إقامته لحفل موسيقي رائع في مدينة باث في أوج شهرتها، كان هيرشل يعود إلى منزله على الفور، ودون حتى تأخير لخلع زينته، كان ينخرط في أعماله اليدوية المتمثلة في طحن العدسات وتلميعها. لم يكن هناك أي كيميائي قديم انغمس في مشروع تحويل الرصاص إلى ذهب بقدر ما انغمس هيرشل في عزمه على صنع تلسكوب. حول منزله إلى مختبر، وجعل غرفة الجلوس الخاصة به ورشة نجارة. كانت أدوات الطحن هي “أثاث” غرفة نومه الرئيسية. كان عليه أن يمتلك تلسكوبًا جيدًا، ومع تقدمه، قرر ألا يكتفي بتلسكوب جيد فحسب، بل تلسكوب ممتاز للغاية؛ ومع نجاح جهوده، تمكن في النهاية من صنع أعظم تلسكوب رأىه العالم حتى ذلك الوقت. وعلى الرغم من أننا نتناول هيرشل كعالم فلك، إلا أنه يجب أن نلاحظ أنه كصانع تلسكوبات حقق أيضًا شهرة كبيرة ونجاحًا تجاريًا لا بأس به. عندما بدأ العالم يتحدث عن اكتشافاته الرائعة، وعندما عُلم أنه لم يستخدم سوى التلسكوبات التي صنعها بيديه، ظهر طلب على الأجهزة التي صنعها. يُقال إنه صنع أكثر من ثمانين تلسكوبًا كبيرًا، بالإضافة إلى العديد من التلسكوبات الأصغر حجمًا. اشترى بعض هذه الأجهزة أمراء وحكام أجانب.[29] لم نسمع أبدًا أن أيًا من هؤلاء الشخصيات البارزة أصبح عالم فلك مشهورًا، لكن على أي حال، يبدو أنهم دفعوا لهيرشل مبالغ كبيرة مقابل مهارته، بحيث سمح له بيع التلسكوبات الكبيرة بتحقيق ما يمكن اعتباره ثروة في نطاق العلماء.

حتى منتصف حياته، لم يكن هرشل معروفًا لدى الجمهور إلا كموسيقي مجتهد يتمتع بسمعة كبيرة في مجاله، ليس فقط في باث بل في جميع أنحاء غرب إنجلترا. كان صنع التلسكوبات مجرد هواية في أوقات فراغه، ولم يكن معروفًا لدى معظم من عرفوا وأعجبوا بإنجازاته الموسيقية. في عام 1774، رأى هرشل السماء لأول مرة من خلال جهاز صنعه بيديه. كان ذلك الجهاز صغيرًا مقارنة بالتلسكوبات التي صنعها لاحقًا، لكنه شعر على الفور بمزايا كونه صانع الأجهزة بنفسه. ليلة تلو الأخرى، استطاع إدخال التحسينات التي اقترحتها التجربة؛ ففي بعض الأوقات كان يوسع المرايا، وفي أوقات أخرى كان يعيد تصميم الهيكل، أو يحاول إصلاح عيوب العدسات. بمثابرة لا تعرف الكلل، سعى دائمًا إلى أعلى مستويات الكمال، ومع كل تقدم كان يكتشف أنه قادر على النظر أعمق في السماء. جذب حماسه بعض الأصدقاء الذين كانوا، مثله، متحمسين للعلم. كانت الطريقة التي تعرف بها هرشل لأول مرة على السير ويليام واتسون، الذي أصبح لاحقًا أقرب أصدقائه، تعكس خصائص كلاهما. كان هرشل يراقب الجبال على سطح القمر، ومع مرور الساعات، اضطر إلى إخراج تلسكوبه إلى الشارع أمام منزله ليتمكن من مواصلة عمله. مر السير ويليام واتسون صدفة، وأثار انتباهه المشهد غير العادي لعالم فلك في الشارع العام في منتصف الليل، يستخدم جهازًا كبيرًا ذا مظهر غريب. ولكونه مهتمًا بعلم الفلك، توقف السير ويليام، وعندما أبعد هرشل عينيه عن التلسكوب، سأله إذا كان يمكنه النظر إلى القمر. تمت الموافقة على طلبه على الفور. ربما وجد هرشل عددًا قليلاً جدًا في تلك المدينة المزدهرة من يهتمون بهذه الأمور؛ فسرعان ما انجذب إلى السير ويليام واتسون، الذي بدوره رد على مشاعره، وهكذا بدأت صداقة أثمرت عن نتائج مهمة في مسيرة هرشل اللاحقة.

وأخيرًا، حل عام 1781، وهو العام الذي شهد إنجازه العظيم. استفاد هرشل استفادة كبيرة من سبع سنوات من الخبرة العملية في علم الفلك، وأنهى صنع تلسكوب رائع.

كانت درجة الكمال البصري عالية، رغم أن حجمه كان أصغر بكثير مقارنة ببعض التلسكوبات التي صنعها لاحقًا. وباستخدام هذا المرآة، بدأ هرشل في إجراء ملاحظات منهجية؛ فوضع خطة لفحص جميع النجوم التي تتجاوز درجة سطوع معينة. لا يبدو واضحًا تمامًا ما الهدف الذي كان ينوي هرشل تحقيقه عند بدء هذا العمل، لكن من المؤكد أنه لم يكن بإمكانه توقع النجاح الاستثنائي الذي سيحققه هذا العمل. خلال هذه العملية، كان التلسكوب موجهًا نحو نجم ما، ثم يتم فحص ذلك النجم، ثم يتم توجيهه نحو نجم آخر وفحصه أيضًا. في مثل هذه الظروف، يظهر كل نجم على شكل نقطة ضوء فقط؛ قد تكون هذه النقطة ساطعة أو غير ساطعة حسب سطوع النجم، كما أنها تُظهر لون النجم أيضًا، لكنها لا تُظهر حجمًا أو شكلًا يمكن التعرف عليهما. في الواقع، كلما زادت درجة كمال التلسكوب، قل حجم صورة النجم التي يعرضها.

لم يُذكر لنا عدد النجوم التي فحصها هرشل خلال هذه العملية؛ لكن في ليلة 13 مارس 1781، كان يواصل تنفيذ مهمته في مجموعة نجوم التوأم. بلا شك، تم فحص نجم تلو الآخر، ثم تُرك كل نجم يختفي. وأخيرًا، ظهر جسم في مجال الرؤية يختلف عن جميع النجوم الأخرى؛ فلم يكن مجرد نقطة ضوء، بل كان له قرص دقيق، لكنه قابل للتعرف عليه تمامًا. نقول إن القرص كان قابلًا للتعرف عليه تمامًا، لكن يجب أن نضيف أن ذلك كان ممكنًا فقط باستخدام تلسكوب هرشل الممتاز. لقد رأى علماء فلك آخرون هذا الجسم من قبل؛ فقد تم قياس موقعه ما لا يقل عن تسعة عشر مرة قبل أن ينظر إليه موسيقي باث باستخدام تلسكوبه المصنوع في المنزل، لكن المراقبين السابقين رأوه فقط باستخدام أجهزة رصد صغيرة ذات قدرة تكبير منخفضة. حتى بعد اكتشافه، وعندما نظر مراقبون مدربون جيدًا باستخدام أجهزة رصد ممتازة تحت إشراف هرشل، شهد الجميع على دقة إدراك هذا العالم الفلكي العظيم، والتي مكنته من التمييز بينه وبين النجوم من أول نظرة تقريبًا.

إذا لم يكن نجمًا، فما الذي يمكن أن يكون إذًا؟ كانت الخطوة الأولى للإجابة على هذا السؤال هي مراقبة هذا الجسم لفترة من الوقت، وهذا بالضبط ما فعله هيرشل. راقبه ليلة تلو الأخرى، وسرعان ما اكتشف فرقًا جوهريًا آخر بين هذا الجسم والنجم العادي. فالنجوم، بالطبع، تتميز بثباتها، لكن هذا الجسم لم يكن ثابتًا؛ فليلة تلو الأخرى كان موقعه يتغير بالنسبة للنجوم. لم يعد هناك شك في أن هذا الجسم كان جزءًا من النظام الشمسي، وأن اكتشافًا مثيرًا قد تم؛ لكن مرت أشهر عديدة قبل أن يدرك هيرشل القيمة الحقيقية لإنجازه. لم يدرك أنه اكتشف كوكبًا عظيمًا آخر يدور خارج كوكب زحل؛ فقد ظن أنه لا يمكن أن يكون سوى مذنب. بلا شك، بدا هذا الجسم مختلفًا تمامًا عن المذنبات الكبيرة التي تحمل ذيلاً، لكنه لم يكن مختلفًا تمامًا عن بعض أنواع المذنبات التي يمكن رؤيتها بالتلسكوب لدرجة تجعل فكرة أنه جسم من هذا النوع غير محتملة؛ وقد تم الإعلان عن الاكتشاف في البداية وفقًا لهذا الرأي. كان من الضروري انتظار فترة قبل أن يتسنى تحديد الخصائص الحقيقية لهذا الجسم؛ كان لا بد من متابعته لمسافة كبيرة على طول مساره، وإجراء قياسات لموقعه في أوقات مختلفة، قبل أن يصبح من الممكن لعالم الرياضيات حساب المسار الذي يتبعه الجسم؛ ومع ذلك، بمجرد أن تم توجيه الاهتمام إلى هذا الموضوع، ساعد العديد من علماء الفلك في إجراء الملاحظات اللازمة. تم تسليم هذه الملاحظات إلى علماء الرياضيات، وأُعلن أن هذا الجسم ليس مذنبًا، بل مثل جميع الكواكب، يدور في مسار شبه دائري حول الشمس، وأن مساره يقع على بعد ملايين الأميال خارج مسار كوكب زحل، الذي كان يُعتبر لفترة طويلة حدود النظام الشمسي.

من الصعب التقليل من أهمية هذا الاكتشاف الرائع. كانت الكواكب الخمسة معروفة منذ العصور القديمة؛ ففي الأوقات المناسبة، كانت جميعها واضحة للعين المجردة بشكل لافت. لكن الآن تبين أنه يوجد خارج أبعد هذه الكواكب كوكب رائع آخر، أكبر من كوكب عطارد أو المريخ، وأكبر بكثير من كوكب الزهرة والأرض، ولا يتفوق عليه في الحجم سوى كوكب المشتري.

زحل. هذا الكوكب الرائع الجديد وُضع في الفضاء على عمق شديد، لدرجة أنه، رغم أبعاده الضخمة، بدا مجرد نجم صغير، ولا يمكن رؤيته إلا في مناسبات نادرة بالعين المجردة. استغرق هذا الكوكب العظيم فترة ثمانية وثمانين عامًا لإكمال مساره الرائع، وكان قطر ذلك المسار 3,600,000,000 ميل.

ورغم أن تاريخ علم الفلك هو سجل لاكتشافات رائعة – اكتشافات كوبرنيكوس وكيبلر، وإنجازات جاليليو باستخدام التلسكوب، ونظرية نيوتن الرائعة، والاكتشاف الدقيق لانحراف الضوء، بالإضافة إلى العديد من الإنجازات العظيمة الأخرى للعقل البشري – إلا أن إنجاز هذا العازف في كنيسة الأوكتاغون يحتل مكانة مختلفة تمامًا عن أي إنجاز آخر. لم يكن هناك من قبل أي سجل تاريخي لاكتشاف أحد الأجرام التابعة للنظام الذي تنتمي إليه الأرض. من المؤكد أن الكواكب القديمة قد اكتُشفت على يد شخص ما، لكن لا يمكننا قول الكثير عن هذه الاكتشافات مقارنة باكتشاف الشمس أو القمر؛ فكلها تعود إلى ما قبل التاريخ. كان هذا أول سجل موثق لاكتشاف كوكب يدور حول الشمس مثل الأرض، ويمكن أن يكون، مثل كوكبنا، كوكبًا مأهولًا بالسكان. هذا الإنجاز الفريد لفت انتباه العالم العلمي بأكمله على الفور. أصبح هذا الموسيقار من باث، الذي لم يكن معروفًا من قبل كعالم فلك، ضمن أبرز العلماء الذين يستحقون هذا اللقب. أبدى الجميع اهتمامًا كبيرًا بهذا الفيلسوف المجهول. ظهر اسم هيرشل، الذي لم يكن مألوفًا لدى الإنجليز في ذلك الوقت، في كل المجلات، كما تم الاحتفاظ بقائمة غريبة توضح عدد الأخطاء التي حدثت في كتابة اسمه. سارعت الجمعيات العلمية المختلفة إلى تقديم التهاني في مثل هذه المناسبة التاريخية.

وصلت أخبار الاكتشاف الذي قام به الموسيقار الهانوفري إلى أذني جورج الثالث، فأرسل لاستدعاء هيرشل إلى القصر، حتى يتمكن الملك من معرفة ماهية إنجازه مباشرة من فم المكتشف نفسه. جلب هيرشل معه أحد تلسكوباته، كما أحضر معه خريطة للنظام الشمسي ليشرح بها بدقة ما هو أهمية الاكتشاف. كان الملك معجبًا للغاية.

كانوا مهتمين برواية هيرشل، ولا يقل اهتمامهم بالهيرشل نفسه. تم تركيب التلسكوب في ويندسور، وتحت إرشاد عالم الفلك، تم إظهار كوكب زحل وغيره من الأجرام الفلكية المشهورة للملك. كما يُذكر أن سيدات البلاط طلبن من هيرشل في اليوم التالي أن يُريهن تلك العجائب التي أثارت إعجاب الملك. تم تركيب التلسكوب في نافذة أحد غرف الملكة، لكن عند حلول المساء وجدوا أن السماء مغطاة بالغيوم ولم يكن بالإمكان رؤية أي نجوم. كانت هذه تجربة مألوفة جدًا لهيرشل، مثله مثل أي عالم فلك آخر. لكن ليس كل عالم فلك كان ليظهر نفس استعداد هيرشل للتعامل مع الموقف بأناقة. أوضح لطالباته كيفية تركيب التلسكوب، وشرح طبيعة المرآة وكيف صنعها وصقلها؛ ثم، عندما رأى أن الغيوم لا يمكن التغلب عليها، اقترح أنه بما أنه لا يستطيع إظهار زحل الحقيقي، فيجب عليه أن يعرض نموذجًا صناعيًا كبديل أفضل. بعد الحصول على الإذن، وجه هيرشل التلسكوب بعيدًا عن السماء ووجهه نحو جدار حديقة بعيدة. عند النظر من خلال التلسكوب، كان هناك زحل وكرته وحلقاته، معروضة بدقة شديدة لدرجة أن هيرشل قال إن حتى عالم فلك ماهر كان يمكن أن يخدع. في الواقع، خلال النهار، رأى هيرشل أن السماء من المرجح أن تكون مغطاة بالغيوم في المساء، فاستعد لهذا الاحتمال عن طريق قطع ثقب في قطعة من الكرتون على شكل زحل، ووضعها أمام جدار الحديقة البعيدة، وأضاءها بمصباح من الخلف.

كانت هذه الزيارة إلى ويندسور لها عواقب بالغة الأهمية بالنسبة لهيرشل وللعلم. لقد ترك انطباعًا إيجابيًا للغاية، لدرجة أن الملك اقترح تعيينه كعالم فلك خاص في ويندسور. كان الملك سيوفر الوسائل اللازمة لتركيب التلسكوبات الكبيرة، وخصص لهيرشل راتبًا قدره 200 جنيه إسترليني في السنة، ويجب الاعتراف بأن هذا المبلغ كان مبنيًا على تقدير معتدل نسبيًا لاحتياجات منزل عالم الفلك. لم يذكر هيرشل هذه التفاصيل لأحد سوى لصديقه الدائم والكريم، السير دبليو. واتسون، الذي صرخ قائلاً: “لم يتم شراء شرف الملك بهذا السعر المنخفض من قبل”.

أما بالنسبة للمستفسرين الآخرين، فقد قال هيرشل ببساطة إن الملك هو من تكفل بأموره. وبقبوله هذا المنصب، خطا هذا العالم الفلكي العظيم خطوة جادة بلا شك؛ فقد ضحى على الفور بمسيرته الموسيقية التي كانت، حسب مصادر عديدة، مصدر ربح كبير؛ لكن عزمه كان حازمًا منذ البداية. كان يعلم أن الجهد الكبير الذي بذله بالفعل في خدمة علم الفلك ليس سوى بداية لسلسلة من الأعمال التي ستُذكر دائمًا. لقد شعر منذ زمن بأن من واجبه أن يسلك الطريق الذي يشير إليه موهبته في الحياة. لم يعد شابًا؛ فقد بلغ منتصف العمر، وأصبحت السنوات ثمينة بشكل خاص بالنسبة لشخص يعلم أن لديه عملًا كبيرًا يجب إنجازه. تخلص فورًا من كل ما يشتت انتباهه؛ فقد تخلى عن تلاميذه وحفلاته الموسيقية، وعن كل علاقاته في باث، وقبل عرض الملك بسرور، وبعد تغييرين أو ثلاثة استقر بشكل دائم في سلاو، بالقرب من ويندسور.

لقد قيل بحق إن أهم حدث مرتبط باكتشاف أورانوس هو اكتشاف قدرات هيرشل الاستكشافية الفريدة من نوعها. كان من المفترض أن يتم اكتشاف أورانوس عاجلاً أم آجلاً. لو لم يعش هيرشل، لكنا بلا شك قد عرفنا أورانوس منذ زمن بعيد. النقطة المهمة حقًا بالنسبة للعلم كانت توفير الفرصة لموهبة هيرشل لتظهر بأقصى قدر، من خلال تحريره من التفاصيل المرهقة لمهنة عادية. وقد أتاح اكتشاف أورانوس كل ذلك، وبالتالي حصل علم الفلك على كل جهود هيرشل المستقبلية.[30]

أورانوس بعيد جدًا لدرجة أن أفضل تلسكوباتنا الحديثة لا تستطيع أن ترسم صورة واضحة له. يمكننا، كما فعل هيرشل، أن نرى أن له قرصًا يمكن قياسه، ومن خلال قياسات هذا القرص نستنتج أن قطر الكوكب يبلغ حوالي 31,700 ميل. وهذا يعادل تقريبًا أربعة أضعاف قطر الأرض، وبالتالي فإن حجم أورانوس يجب أن يكون حوالي 64 ضعف حجم الأرض. كما نجد أن أورانوس، مثل الكواكب العملاقة الأخرى، يبدو أنه مكون من مواد أخف بشكل عام من تلك الموجودة هنا؛ لذلك، رغم أن حجم أورانوس 64 ضعف حجم الأرض، إلا أن كثافته تبلغ فقط 15 ضعف كثافة الأرض.

ثقيل. إذا استطعنا الاعتماد على التشابهات مع ما نراه في أماكن أخرى من نظامنا، فلا يمكننا أن نشك كثيرًا في أن أورانوس يجب أن يدور حول محور. إن الوسائل المعتادة لإثبات هذا الدوران غير متوفرة تقريبًا في جسم يبدو سطحه صغيرًا وخافتًا للغاية. وبالتالي، فإن فترة الدوران غير معروفة. يخبرنا المجهر الطيفي بأن هناك غلافًا جويًا ملحوظًا يحيط بأورانوس، ويحتوي على بعض الغازات التي تبدو غريبة عن غازاتنا.

لكن هناك خاصية واحدة في أورانوس تثير اهتمام علماء الفلك الذين يمتلكون تلسكوبات ذات حجم ودقة غير عاديين. يرافق أورانوس نظام من الأقمار الصناعية، بعضها خافت لدرجة أن اكتشافه يتطلب فحصًا دقيقًا للغاية. كان اكتشاف هذه الأقمار الصناعية من إنجازات هرشل اللاحقة. لكن من الملفت للنظر أن بصيرته ودقته لم تحميه من الأخطاء فيما يتعلق بهذه الأجسام الدقيقة للغاية. يبدو الآن أن بعض النقاط التي اعتقد أنها أقمار صناعية كانت في الواقع مجرد نجوم أبعد بكثير، والتي صادف أن تكون ضمن مجال الرؤية. وقد تبين لاحقًا أن عدد الأقمار الصناعية المعروفة لأورانوس هو أربعة، وقد أصبحت حركاتها موضوعًا لأبحاث تلسكوبية مطولة ومثيرة للاهتمام. تحمل الأقمار الصناعية الأربعة أسماء: أرييل، أومبرييل، تيتانيا، وأوبرون. مرتبة حسب مسافتها عن الجسم المركزي، فإن أرييل، الأقرب، تكمل دورتها في 2 يوم و12 ساعة، بينما أوبرون، الأبعد، تكمل دورتها في 13 يوم و11 ساعة.

ينص قانون كيبلر على أن مسار القمر الصناعي حول جرمه الأم، وكذلك مسار الجرم الأم حول الشمس، يجب أن يكون بيضاويًا. لكن هذا القانون يترك مجالًا واسعًا من المرونة فيما يتعلق بالانحراف الفعلي للمنحنى. قد يكون البيضاوي شبه دائري، أو قد يكون دائريًا تمامًا، أو قد يكون شيئًا مختلفًا تمامًا عن الدائرة. مسارات الكواكب، بشكل عام، شبه دائرية؛ لكننا لا نجد دوائرًا مثالية بين مدارات الكواكب. حسب ما نعرفه حاليًا، فإن أقرب حركة إلى الدوران الدائري المثالي هي تلك التي يدور بها أقمار أورانوس حول جرمها الأم. لسنا مستعدين للقول إن هذه

المسارات دائرية تمامًا. كل ما يمكن قوله هو أن تلسكوباتنا لا تستطيع إظهار أي انحراف قابل للقياس عن ذلك. ومن الجدير بالذكر أيضًا كظاهرة مثيرة للاهتمام أن مدارات أقمار أورانوس جميعها تقع في نفس المستوى. وهذا لا ينطبق على مدارات الكواكب حول الشمس، ولا على مدارات أي نظام آخر من الأقمار حول كوكبها الرئيسي. لكن أغرب ظاهرة في نظام أورانوس تكمن في موقع هذا المستوى؛ فهو في الواقع يُعدّ تشوهًا كبيرًا في نظامنا تقريبًا مثل حلقات زحل نفسها. لقد سبق لنا أن لاحظنا أن المستوى الذي تدور فيه الأرض حول الشمس يتطابق تقريبًا مع المستويات التي تدور فيها جميع الكواكب الكبرى الأخرى. وينطبق الأمر نفسه، إلى حد كبير، على مدارات الكواكب الصغيرة؛ رغم أننا هنا نواجه بلا شك بعض الحالات التي يكون فيها مستوى المدار مائلاً بزاوية ليست صغيرة على المستوى الذي تتحرك فيه الأرض. كما أن المستوى الذي تدور فيه القمر يقترب أيضًا من هذا النظام من المستويات الكوكبية. وكذلك مدارات أقمار زحل والمشتري، بينما حتى الأقمار التي تم اكتشافها مؤخرًا حول المريخ لا تشكل استثناءً لهذه القاعدة. يتطلب النظام الشمسي بأكمله – على الأقل فيما يتعلق بالكواكب الكبرى – تعديلات قليلة نسبيًا إذا أريد تجعيد مداراتها بالكامل في مستوى واحد. لكن هناك بعض الاستثناءات البارزة لهذه القاعدة؛ فأقمار أورانوس تدور في مستوى لا يتطابق إطلاقًا مع المستوى الذي تقترب منه جميع المدارات الأخرى. في الواقع، تقع مسارات أقمار أورانوس في مستوى يكاد يكون عموديًا على مدار أورانوس نفسه. لسنا في وضع يسمح لنا بتقديم أي تفسير مرضٍ لهذه الظاهرة. لكن من الواضح أنه في نشأة نظام أورانوس لا بد أن يكون هناك تأثير من طبيعة استثنائية ومحلية للغاية.

بعد اكتشاف كوكب أورانوس مباشرة، في عام 1781، تم جمع ما يكفي من الملاحظات لتحديد المدار الذي يتبعه الكوكب. وعندما عُرف المسار، أصبح الأمر مجرد مسألة حساب رياضي لتحديد مكان الكوكب في أي وقت مضى، ومكانه في أي وقت مستقبلي. ظاهرة مثيرة للاهتمام...

وهكذا نشأ سؤال حول مدى إمكانية العثور على أي ملاحظات للكوكب قد تمت قبل اكتشافه بواسطة هرشل. يبدو كوكب أورانوس كنجم من الدرجة السادسة. لم يكن لدى العديد من علماء الفلك تلسكوبات بدقة هرشل، كما أن الحساسية الشخصية في الإدراك التي كان يتمتع بها هرشل كانت صفة نادرة للغاية. لذلك، كان من المتوقع أنه إذا كانت هناك ملاحظات سابقة، فإنها ستسجل أورانوس فقط كنجم مرئي وساطع باستخدام تلسكوب متوسط، دون أن يلفت انتباهًا استثنائيًا بين آلاف النجوم المشابهة له. كرّس العديد من علماء الفلك في العصور الأولى أنفسهم للعمل المفيد والشاق المتمثل في إعداد فهارس للنجوم. في إعداد فهرس النجوم، كان يتم توجيه التلسكوب نحو السماء، ومراقبة النجوم، وقياس مواقعها بدقة، وتقدير سطوعها أيضًا، وبهذه الطريقة تم تجميع الفهرس تدريجيًا، حيث تم تسجيل موقع كل نجم بدقة، بحيث يمكن التعرف عليه في أي وقت في المستقبل. وهكذا تم تسجيل المئات والآلاف من النجوم في تواريخ مختلفة، منذ بداية علم الفلك الدقيق حتى الوقت الحاضر. ثم ظهر اقتراح مفاده أنه نظرًا لأن أورانوس يبدو كنجم، ولأنه ساطع بما يكفي لجذب انتباه علماء الفلك الذين يمتلكون تلسكوبات متوسطة القوة، فمن الممكن أن يكون قد تم رصده بالفعل، وبالتالي تم تسجيله كنجم في بعض الفهارس القديمة. كانت هذه فعلاً فكرة تستحق كل الاهتمام، وتحمل أهم العواقب المتعلقة بالاكتشاف الخالد الذي سنناقشه في الفصل التالي. لكن كيف يمكن إجراء مثل هذا الفحص للفهارس؟ أورانوس يتحرك باستمرار؛ ألا يبدو أن هناك عناصر عديدة من عدم اليقين في مثل هذا البحث؟ دعونا ننظر إلى مثال بارز. تأسست المرصد الوطني الكبير في جرينتش عام 1675، وكان أول عالم فلك ملكي هو العالم الشهير فلامستيد، الذي بدأ في عام 1676 سلسلة الملاحظات للأجرام السماوية التي استمرت حتى يومنا هذا، مما جلب فوائد لا تُحصى للعلم.

في البداية، كانت الأجهزة المستخدمة بسيطة إلى حد كبير، لكن على مر سنوات قليلة، نجح فلامستيد في الحصول على أجهزة مناسبة لإعداد فهرس للنجوم، وكرّس نفسه لهذه المهمة بحماس استثنائي. وفي هذا العمل التاريخي، وهو “هيستوريا سيليستيس” لفلامستيد، تم تسجيل أقدم ملاحظة لكوكب أورانوس. في البداية، كان معروفًا أن مدار هذا الكوكب، مثل مدار كل كوكب كبير آخر، يميل بزاوية صغيرة جدًا عن مسار الشمس. ومن ثم، يمكن القول إن كوكب أورانوس يمكن رؤيته دائمًا على طول مسار الشمس، ويمكن حساب مكان الكوكب في كل عام. وهكذا، تبين أن الكوكب في عام 1690 كان موجودًا في نفس الجزء من مسار الشمس الذي كان فيه فلامستيد يجري ملاحظاته في نفس التاريخ. كان من الطبيعي أن يتم فحص ملاحظات فلامستيد لمعرفة ما إذا كان أي من النجوم المذكورة قد يكون في الواقع أورانوس. وقد تم العثور في “هيستوريا سيليستيس” على جرم يشغل نفس الموقع الذي كان يجب أن يشغله أورانوس في نفس التاريخ. فهل يمكن أن يكون هذا هو أورانوس؟ كان هناك اختبار حاسم متاح على الفور؛ تم توجيه التلسكوب نحو المكان في السماء الذي رأى فيه فلامستيد نجمًا من الدرجة السادسة. إذا كان ذلك نجمًا حقًا، فهل سيظل مرئيًا؟ تم إجراء التجربة: لم يتم العثور على مثل هذا النجم، وبالتالي لم يعد من الممكن الشك للحظة واحدة في أن هذا الجرم هو في الواقع أورانوس. سرعان ما جاءت تأكيدات أخرى؛ تبين أن برادلي وتوبياس ماير قد لاحظا أورانوس أيضًا، كما تبين أن فلامستيد لم يلاحظ أورانوس مرة واحدة فقط، بل قام بقياس موقعه أربع مرات في الأعوام 1712 و1715. لكن فلامستيد لم يدرك أبدًا الاكتشاف الذي كان قريبًا جدًا من يديه؛ فقد كان يعتقد، بالطبع، أن كل هذه الملاحظات تتعلق بنجوم مختلفة. وهناك حالة أكثر إثارة للدهشة، وهي حالة ليمونييه، الذي لاحظ أورانوس اثني عشر مرة، بل سجل ملاحظاته عنه في أربعة أيام متتالية في يناير 1769. لو أن ليمونييه فحص عمله بعناية؛ لو أنه أدرك، كما كان بإمكانه أن يفعل، كيف اختفى النجم الذي لاحظه بالأمس اليوم، بينما ابتعد النجم المرئي اليوم بحلول الغد، لما كان هناك شك في أن أورانوس كان سيتم اكتشافه، وكان ويليام هرشل سيتأخر في اكتشافه. هل كان ليمونييه سيستغل الفرصة بنفس الطريقة؟

هل كانت شهرته مثل شهرة هيرشل؟ يبدو أن هذا سؤال لا يمكن الإجابة عليه أبدًا، لكن أولئك الذين يعتبرون هيرشل عظيمًا مثل الكاتب الحالي، ويرون أنه يجب تقديره، من المرجح أن يتفقوا على أنه من حسن حظ العلم أن ليمونييه لم يقارن ملاحظاته. [31]

لا ينبغي اعتبار هذه الملاحظات المبكرة العرضية لكوكب أورانوس مجرد مواضيع ذات أهمية تاريخية أو فضولية. بل إن أهميتها الكبيرة بالنسبة للعلم نفسه يمكننا إظهارها ببضع كلمات. يجب أن نتذكر أن كوكب أورانوس يحتاج إلى ما لا يقل عن ثمانية وأربعين عامًا لإكمال دورته الضخمة حول الشمس. لقد أكمل الكوكب دورة كاملة منذ اكتشافه، وحتى الوقت الحالي (1900) أكمل أكثر من ثلث دورة أخرى. ومن أجل دراسة طبيعة مداره بدقة، كان من المرغوب فيه الحصول على أكبر عدد ممكن من القياسات على أوسع فترة زمنية ممكنة. وقد تحقق ذلك إلى حد كبير من خلال تحديد الملاحظات المبكرة لكوكب أورانوس. فالمعرفة التقريبية بالمدار كانت كافية لتحديد مواقع الكوكب بدقة كافية لتمييزه عند مقارنته بالقوائم. لكن عندما تم العثور على الملاحظات الفعلية بمساعدتها، أخبرتنا بدقة عن موقع أورانوس؛ وبالتالي، بدلاً من أن تقتصر معرفتنا بالكوكب على أكثر قليلاً من دورة واحدة، فإننا نمتلك الآن معلومات عنه تمتد لأكثر من دورتين بكثير.

من خلال ملاحظات الكوكب، يمكن تحديد البيضاوية التي يتحرك فيها. يمكننا حساب هذه البيضاوية من الملاحظات التي تم إجراؤها منذ الاكتشاف. كما يمكننا حساب البيضاوية من الملاحظات المبكرة التي تم إجراؤها قبل الاكتشاف. إذا تم التحقق بدقة من قوانين كيبلر، فمن الطبيعي أن تختلف البيضاوية في الدورة الحالية في أي جانب عن البيضاوية في الدورات السابقة، أو في أي دورة أخرى. يمكننا اختبار هذه النقطة بطريقة مثيرة للاهتمام من خلال مقارنة البيضاوية المستخلصة من الملاحظات القديمة مع تلك المستخلصة من الملاحظات الحديثة. هاتان البيضاويتان متشابهتان إلى حد كبير؛ فهما تقريبًا متطابقتان؛ لكن من المهم جدًا ملاحظة أنهما ليستا متطابقتين تمامًا، حتى عند أخذ كل العوامل في الاعتبار.

مصدر معروف للاضطرابات وفقًا للمبادئ المشروحة في الفصل التالي. يبدو إذن أن قانون كيبلر ليس صحيحًا بشكل مطلق في حالة أورانوس. هنا بالفعل مسألة تتطلب اهتمامنا الجاد والدقيق للغاية. ألم نؤكد مرارًا على عالمية قوانين كيبلر في التحكم في حركات الكواكب؟ فكيف يمكننا إذًا التوفيق بين هذا القانون والانحرافات التي ثبت بلا شك وجودها في حركات أورانوس؟

دعونا نلقي نظرة أعمق قليلًا على هذه المسألة. نحن نعلم أن قوانين كيبلر هي نتيجة لقوانين الجاذبية. نحن نعلم أن الكوكب يتحرك على مسار بيضاوي حول الشمس بفضل جاذبية الشمس، ونحن نعلم أن هذا المسار البيضاوي سيظل كما هو دون أدنى تغيير إذا تُركت الشمس والكوكب تحت تأثير جاذبيتهما المتبادلة، مع عدم تدخل أي قوى أخرى. يمكننا أيضًا حساب تأثير كل كوكب معروف على شكل وموقع المدار. لكن عند أخذ جميع هذه التأثيرات المزعجة في الاعتبار، نجد أن المدارات الملاحظة والمحسوبة لا تتطابق. الاستنتاج لا مفر منه: أورانوس لا يتحرك نتيجة جاذبية الشمس وجاذبية الكواكب الداخلة في نظامنا الشمسي فقط؛ لذا لا بد من وجود تأثير آخر يؤثر على أورانوس بالإضافة إلى تلك التأثيرات المعروفة بالفعل. سيُخصص الفصل التالي لمزيد من دراسة هذا الموضوع.

الفصل الخامس عشر: نبتون
اكتشاف نبتون – إنجاز رياضي – جاذبية الشمس – كل الأجرام تجذب بعضها البعض – المشتري وزحل – اضطرابات الكواكب – ثلاثة أجرام – قامت الطبيعة بتبسيط المشكلة – الحل التقريبي – مصادر النجاح – صياغة المشكلة بالنسبة للأرض – اكتشافات لاغرانج – الانحراف المركزي – ضرورة أن تدور جميع الكواكب في نفس الاتجاه – اكتشافات لاغرانج لا تتمتع بالإثارة التي تتمتع بها الإنجازات الأحدث – عدم انتظام حركة أورانوس – يجب أن يدور الكوكب المجهول خارج مسار أورانوس – البيانات اللازمة لحل المشكلة – قام كل من لو فيرييه وآدمز بدراسة هذه المسألة – أشار آدمز إلى موقع الكوكب – كيفية إجراء البحث – حل لو فيرييه للمشكلة أيضًا – اكتشاف الكوكب باستخدام التلسكوب – المطالبات المتنافسة – الملاحظات المبكرة لنبتون – صعوبة دراسة نبتون باستخدام التلسكوب – التفاصيل الرقمية لمدار الكوكب – هل يوجد كوكب خارجي؟ – المقارنة بين عطارد ونبتون.

نصف في هذا الفصل اكتشافًا استثنائيًا لدرجة أنه يمكن البحث في سجلات العلم كلها دون جدوى عن شيء مماثل. نحن هنا لا نتناول التفاصيل الفنية لعلم الفلك العملي. تم الكشف عن نبتون لأول مرة من خلال أبحاث رياضية عميقة وليس من خلال ملاحظات دقيقة باستخدام التلسكوب. يجب علينا أن نصف هذه الحقبة المهمة في تاريخ العلم بأكبر قدر ممكن من التفصيل، وذلك تناسبًا مع أهميتها؛ ولذلك، سيكون من الضروري في بداية سردنا أن نتناول جانبًا صعبًا ولكنه مثير في علم الفلك، والذي لم نتطرق إليه حتى الآن إلا قليلاً.

القوة المسيطرة العليا في النظام الشمسي هي جاذبية الشمس. كل كوكب في النظام يخضع لهذه الجاذبية، وبسببها يُجبر على الدوران حول الشمس على مسار بيضاوي. فعالية أي جسم كعامل جاذبي تتناسب طرديًا مع كتلته، وبما أن كتلة الشمس أكبر بأكثر من ألف مرة من كتلة المشتري، والتي بدورها تفوق كتلة جميع الكواكب الأخرى مجتمعة، فإن جاذبية الشمس هي بالضرورة العامل الحاسم الرئيسي.

قوة الحركات في نظامنا. لكن قانون الجاذبية لا يقول فقط إن الشمس تجذب كل كوكب؛ فالجاذبية هي مبدأ أكثر عمومية، إذ ينص على أن كل جسم في الكون يجذب كل جسم آخر. وبموجب هذا القانون، يجب أن يتعرض كل كوكب للجذب، ليس فقط من قبل الشمس، بل أيضًا من قبل أعداد لا حصر لها من الأجسام، ويجب أن تكون حركة الكوكب نتيجة مشتركة لكل هذه الجذبات. أما بالنسبة لتأثير النجوم على نظامنا الشمسي، فيمكن تجاهله فورًا باعتباره غير ملحوظ. النجوم بلا شك أجسام ضخمة، وفي كثير من الحالات ربما تتفوق في الحجم على الشمس، لكن قانون الجاذبية يخبرنا بأن شدة الجذب تنخفض مع تزايد مربع المسافة. معظم النجوم تبعد مليون مرة عن الشمس، وبالتالي فإن جذبها ضعيف للغاية لدرجة أنه غير ملحوظ على الإطلاق عند مناقشة هذه المسألة. الجذبات الوحيدة التي يجب أن نأخذها في الاعتبار هي تلك الناتجة عن تأثير جسم واحد في النظام على جسم آخر. لنأخذ، على سبيل المثال، أكبر كوكبين في نظامنا، المشتري وزحل. كل من هذين الكوكبين يدور بشكل أساسي بفعل جذب الشمس، لكن كل كوكب يجذب أيضًا الكوكب الآخر، والنتيجة هي أن كل كوكب ينحرف قليلاً عن الموقع الذي كان سيشغله لولا ذلك. بلغة علم الفلك، نقول إن مسار المشتري يتأثر بجذب زحل؛ وبالعكس، فإن مسار زحل يتأثر بجذب المشتري.

لسنوات عديدة، شكّلت هذه الانحرافات في حركات الكواكب مشاكل لم يتمكن علماء الفلك من التغلب عليها. لكن تدريجيًا، تم التغلب على صعوبة تلو الأخرى، وعلى الرغم من وجود بعض الانحرافات الصغيرة التي لم يتم تفسيرها بالكامل، إلا أن جميع الظواهر الأكبر والأكثر أهمية من هذا النوع أصبحت مفهومة جيدًا. هذا الموضوع من أصعب المواضيع التي يواجهها عالم الفلك في مجال علمه بأكمله؛ فعليه أن يحسب ما هو التأثير الذي يمكن لكوكب ما أن يحدثه على كوكب آخر. تتسم هذه الحسابات بصعوبات جمة، ولا يمكن التغلب عليها إلا بمهارة عالية في أرقى فروع الرياضيات. دعونا نوضح ما هو المشكلة في الواقع.

عندما يتحرك جسمان بفضل الجاذبية المتبادلة بينهما، فإن كلاهما سيدور في مسار منحني يمكن تحديده بدقة. في الواقع، كل مسار عبارة عن بيضاوية، ويجب أن يكون لهما نقطة تركيز مشتركة في مركز الثقل للجسمين، عند اعتبارهما نظامًا واحدًا. في حالة الشمس والكوكب، حيث تفوق كتلة الشمس كتلة الكوكب بشكل هائل، فإن مركز الثقل للجسمين يقع بالقرب جدًا من مركز الشمس؛ وفي هذه الحالة، يكون مسار الجسم الأكبر صغيرًا جدًا مقارنة بمسار الكوكب. كل هذه الحالات تسمح بحسابات دقيقة إلى حد كبير ذات طابع بسيط إلى حد ما. لكن دعونا الآن نضيف جسمًا ثالثًا إلى النظام، يجذب كلًا من الجسمين الآخرين ويتأثر بهما. نتيجة لهذه الجاذبية، يتحرك الجسم الثالث، وبالتالي يتغير تأثيره على الجسمين الآخرين؛ وهما بدورهما يؤثران عليه، وتؤدي هذه الأفعال والردود إلى إدخال تعقيدات لا نهائية في النظام. هذه هي “مشكلة الأجسام الثلاثة” الشهيرة، التي لفتت انتباه تقريبًا كل عالم رياضيات كبير منذ عصر نيوتن. من الناحية الرياضية، ودون تخفيف تعقيدها بأي ظروف معينة، فإن هذه المشكلة صعبة الحل. لم يتمكن علماء الرياضيات حتى الآن من التعامل مع الجاذبيات المتبادلة بين ثلاثة أجسام تتحرك بحرية في الفضاء. وإذا كان عدد الأجسام أكبر من ثلاثة، كما هو الحال في النظام الشمسي، فإن المشكلة تصبح أكثر يأسًا.

لكن الطبيعة، في هذا الأمر، كانت لطيفة معنا. صحيح أنها قدمت مشكلة لا يمكن حلها بدقة؛ لكنها أدخلت في المشكلة، كما في النظام الشمسي، بعض الخصائص الخاصة التي تقلل بشكل كبير من صعوبتها. ما زلنا غير قادرين على تقديم ما يمكن لعالم رياضيات أن يصفه بأنه حل دقيق للمشكلة؛ لا يمكننا حلها بنفس الدقة التي يتم بها حل المعادلات الحسابية؛ لكن يمكننا فعل شيء يكون مفيدًا تقريبًا، إن لم يكن تمامًا. يمكننا حل المشكلة بشكل تقريبي؛ يمكننا معرفة تأثير كوكب على آخر بدقة عالية، ومن خلال جهد إضافي يمكننا تقليل حدود عدم اليقين إلى أدنى مستوى ممكن. وبهذه الطريقة، نحصل على حل عملي للمشكلة يكفي لجميع أغراض العلم. وهذا يفيدنا.

من الصعب جدًا معرفة موقع كوكب بدقة رياضية مطلقة. إذا استطعنا تحديد ما نريده بدقة تقترب من الموقع الحقيقي لدرجة أنه لا يمكن لأي تلسكوب أن يكشف عن الفرق، فإن كل الأغراض العملية ستتحقق. السبب في قدرتنا على التغلب على الصعوبات التي لا يمكننا التغلب عليها في هذه الحالة يكمن في الخصائص الاستثنائية لمشكلة الأجسام الثلاثة كما تظهر في النظام الشمسي. أولاً، الشمس ذات كتلة هائلة لدرجة أنه يمكن تجاهل العديد من العوامل التي كانت ستكون مهمة لو كانت كتلتها مساوية لكتلة أي كوكب من الكواكب. ومصدر آخر لنجاحنا يأتي من الزوايا الصغيرة بين مدارات الكواكب؛ كما أن كون هذه المدارات دائرية تقريبًا يسهل العمل بشكل كبير. أما علماء الرياضيات الذين قد يعيشون في أجزاء أخرى من الكون، فهم لا يتمتعون بنفس الظروف المواتية. ففي الأنظمة النجمية، نجد العديد من الحالات التي يتعين فيها مواجهة مشكلة الأجسام الثلاثة، أو حتى أكثر من ثلاثة، دون وجود أي من الظروف المخففة التي يوفرها نظامنا. في مجموعات مثل النجم المذهل Θ Orionis، لدينا ثلاثة أو أربعة أجسام متشابهة في الحجم، مما يؤدي إلى حركات معقدة للغاية. حتى لو تجرأ علماء الرياضيات على مواجهة مثل هذه المشكلات، فلا يوجد احتمال أن يتمكنوا من ذلك في المستقبل البعيد؛ فهذه الأبحاث يجب أن تستند إلى ملاحظات دقيقة كأساس لها، وملاحظات هذه الأنظمة البعيدة غير كافية تمامًا لهذا الغرض في الوقت الحالي.

إن الدوران الثابت لكوكب حول الشمس، وفقًا لقانون كيبلر، سيضمن لذلك الكوكب ظروف مناخية ثابتة. على سبيل المثال، لو كانت الأرض تتبع قوانين كيبلر فقط، لعادت كل يوم من أيام السنة إلى نفس الموقع الذي كانت عليه في نفس اليوم من العام السابق. وعلى مر العصور، سيظل مقدار الحرارة التي تتلقاها الأرض ثابتًا إذا ظلت الشمس دون تغيير، وبالتالي يمكن الحفاظ على المناخ الحالي إلى ما لا نهاية. لكن نظرًا للاعتراف بوجود اضطرابات كوكبية، تظهر أسئلة ذات أهمية قصوى بخصوص التأثيرات المحتملة لهذه الاضطرابات. نرى الآن أن مسار الأرض ليس ثابتًا تمامًا.

إن ذلك المسار مضطرب بسبب كوكبي الزهرة والمريخ؛ وهو مضطرب، ولا بد أن يكون كذلك، بسبب كل كوكب في نظامنا الشمسي. صحيح أن كمية التغيير التي تحدث خلال سنة، أو حتى قرن، ليست كبيرة جدًا؛ فالإهليلجية التي تمثل مسار كوكب الأرض هذا العام لا تختلف كثيرًا عن الإهليلجية التي كانت تمثل حركة الأرض قبل مائة عام. لكن السؤال المهم هو ما إذا كانت الفروق الطفيفة الموجودة قد تزداد باستمرار، وقد تصل في النهاية إلى درجة تغيير مناخاتنا، أو حتى جعل الحياة مستحيلة تمامًا. في الواقع، إذا نظرنا إلى هذا الموضوع دون حسابات دقيقة، فلا شيء يبدو أكثر احتمالًا من أن يكون هذا هو مصير نظامنا الشمسي. يدور كوكب الأرض في مسار داخل مسار كوكب المشتري الضخم؛ لذلك فهو يخضع باستمرار لجاذبية المشتري، وعندما يتجاوز الكوكب الضخم ويأتي بينه وبين الشمس، يكون الجسمان قريبين نسبيًا من بعضهما البعض، فيُسحب كوكب الأرض نحو الخارج بواسطة المشتري. قد يُفترض أن ميول هذه الاضطرابات تكمن في سحب كوكب الأرض تدريجيًا بعيدًا عن الشمس، وبالتالي جعل مسار كوكبنا يتسع أكثر فأكثر. لكن ليس من الممكن الحكم على مسألة ديناميكية بهذا النوع من الاستدلال السطحي فقط. يجب طرح هذا السؤال أمام محكمة التحليل الرياضي، حيث يتم أخذ كل عنصر في الحسبان بشكل مناسب. إن مثل هذا البحث ليس بالأمر البسيط على الإطلاق؛ فقد استغرق مواهب لاغرانج ولابلاس الرائعة، وكانت اكتشافاتهما في نظرية اضطرابات الكواكب من أبرز الإنجازات في علم الفلك.

لا يمكننا هنا أن نحاول وصف المنطق الذي استخدمه هؤلاء العلماء الرياضيون العظماء. يمكن التعبير عنه فقط من خلال صيغ الرياضيين، وسيكون من الصعب فهمه دون سنوات من الدراسة الرياضية المسبقة. لحسن الحظ، فإن النتائج التي توصل إليها لاغرانج ولابلاس، والتي تم تأكيدها بشكل كبير من خلال أبحاث علماء رياضيين آخرين، يمكن وصفها بلغة بسيطة.

لنفترض حالة الشمس وكوكبين يدوران حولها. هذان الكوكبان يؤثران على بعضهما البعض، لكن مقدار هذا التأثير صغير مقارنةً بتأثير الشمس على كل منهما. أثبت لاغرانج أنه رغم أن المدار البيضاوي الذي يتحرك فيه كل كوكب يتغير تدريجياً في بعض الجوانب بسبب جاذبية الكوكب الآخر، إلا أن هناك خاصية في هذا المدار لا يمكن للتأثيرات أن تغيرها بشكل دائم: وهي المحور الأطول للمدار البيضاوي، وبالتالي المسافة المتوسطة بين الكوكب والشمس، والتي تساوي نصف ذلك المحور، يجب أن تظل دون تغيير. إنها في الواقع اكتشاف مهم للغاية وغير متوقع. فهو يزيل فوراً كل مخاوف بشأن التأثير الذي يمكن أن تحدثه التأثيرات على استقرار النظام. كما يُظهر أنه رغم جاذبية المريخ والزهرة، والمشتري وزحل، فإن كوكب الأرض سيستمر في الدوران على نفس المسافة المتوسطة من الشمس إلى الأبد، وبالتالي فإن تتابع الفصول وطول السنة، على الأقل من حيث هذا العامل، سيظل دون تغيير إلى الأبد.

لكن لاغرانج تعمق في بحثه. لاحظ أن المسافة المتوسطة لا تتغير، لكن كان لا يزال يتعين معرفة ما إذا كانت الانحرافية للمدار البيضاوي الذي يتبعه كوكب الأرض قد تتأثر بالتأثيرات. هذه مسألة لا تقل أهمية عن المسألة التي تم ذكرها سابقاً. حتى لو حافظ كوكب الأرض على نفس المسافة المتوسطة من الشمس، فقد تختلف المسافة القصوى والدنيا بشكل كبير: فقد يمر الكوكب على مسافة قريبة جداً من الشمس في جزء من مداره، ثم يبتعد إلى مسافة كبيرة جداً في الجزء المقابل. من حيث رفاهية كوكبنا وسكانه، فإن هذا مهم للغاية تماماً مثل مسألة المسافة المتوسطة؛ فالحرارة الزائدة في نصف السنة قد لا تعوض عن الحرارة الناقصة في النصف الآخر. خضع لاغرانج لهذه المسألة أيضاً لتحليله، ومرة أخرى تغلب على الصعوبات الرياضية، ومرة أخرى تمكن من تقديم ضمان بشأن استقرار نظامنا. صحيح أنه لم يتمكن هذه المرة من القول إن الانحرافية لكل مسار ستظل ثابتة؛ فالأمر ليس كذلك. ما يؤكده، وما أثبته بوفرة، هو أن…

سيظل ميل كل مدار صغيرًا دائمًا. نعلم أن شكل مدار الأرض يتمدد تدريجيًا ثم ينكمش تدريجيًا؛ فالطول الأقصى للمنحنى البيضاوي ثابت، لكنه أحيانًا يقترب من الدائرة وأحيانًا يصبح أكثر بيضاوية. تقع هذه التغيرات ضمن حدود ضيقة؛ لذا، رغم أنها قد تتوافق مع تغيرات مناخية قابلة للقياس، إلا أن أمان النظام لا يتعرض للخطر، كما لو أن الميل يمكن أن يزداد بشكل غير محدود. مرة أخرى، استخدم لاغرانج أدوات حسابه التفاضلي لدراسة التأثير الذي يمكن أن تحدثه الاضطرابات على ميل المسار الذي تتحرك فيه الكواكب. كانت النتيجة في هذه الحالة مشابهة لتلك التي تم الحصول عليها فيما يتعلق بالميل. إذا بدأنا بافتراض أن الميلات المتبادلة بين الكواكب صغيرة، فإن الرياضيات تضمن لنا أنها ستظل دائمًا صغيرة. وهكذا نصل إلى استنتاج مفاده أن الاضطرابات الكوكبية غير قادرة على التأثير على استقرار النظام الشمسي.

ربما ندرك أهمية هذه الأبحاث المهمة بشكل أفضل إذا فكرنا في مدى سهولة حدوث الأمور بطريقة مختلفة. لنفترض وجود نظام يشبه نظامنا في كل شيء باستثناء شيء واحد. ليكن لدى ذلك النظام شمس مثل شمسنا؛ ونظام من الكواكب والأقمار الصناعية مثل نظامنا. ليكن كتلة جميع الأجسام في هذا النظام الافتراضي مساوية لكتلة الأجسام في نظامنا، وليكن المسافات والأوقات الدورية متشابهة في الحالتين. ليكن جميع مستويات المدارات موضوعة بشكل متشابه؛ ومع ذلك، قد يحتوي هذا النظام الافتراضي على بذور للانهيار التي يخلو منها نظامنا. هناك نقطة واحدة في النموذج الافتراضي لم نحددها بعد. في نظامنا، تدور جميع الكواكب في نفس الاتجاه حول الشمس. لنفترض أن هذا القانون يُخالف في النظام الافتراضي عن طريق عكس اتجاه دوران أحد الكواكب. هذا التغيير الطفيف وحده سيعرض النظام لخطر الدمار بسبب الاضطرابات الكوكبية. هنا، إذًا، نجد ضرورة تلك الاتساق اللافت في الاتجاهات التي تدور فيها الكواكب حول الشمس. لو لم تكن هذه الاتجاهات متسقة، لكان نظامنا، في كل الأحوال...

من المحتمل أن تكون قد هلكت منذ زمن بعيد، ولا ينبغي لنا أن نكون هنا لمناقشة التغيرات أو أي موضوع آخر.

مهما كان نجاح عالم الرياضيات الفرنسي البارز الذي توصل إلى هذه الاكتشافات الرائعة، فقد كان على هذا القرن أن يشهد النصر الأسمى للتحليل الرياضي المطبق على قانون الجاذبية. إلا أن أعمال لاغرانج تفتقر إلى الإثارة التي تتمتع بها الاكتشافات التي قام بها لو فيرييه وآدمز، والتي وسعت نطاق المجموعة الشمسية بشكل أكبر من خلال اكتشاف كوكب نبتون الذي يدور بعيدًا خارج أورانوس.

لقد أشرنا بالفعل إلى الصعوبات التي واجهتنا عند محاولة التوفيق بين الملاحظات المبكرة لأورانوس وتلك التي تمت بعد اكتشافه. لقد أوضحنا أن مسار دوران هذا الكوكب قد تغير، وبالتالي يجب أن يكون أورانوس معرضًا لتأثير قوة أخرى بخلاف جاذبية الشمس.

يطرح السؤال حول طبيعة هذه القوى المُزعجة. استنادًا إلى ما تعلمناه بالفعل عن التأثيرات المتبادلة بين أي كوكبين، يبدو من الطبيعي أن نتساءل عما إذا كانت عدم انتظام دوران أورانوس لا يمكن تفسيره بجاذبية الكواكب الأخرى. يدور أورانوس بالقرب من زحل، وكتلة زحل أكبر بكثير من كتلة أورانوس. ألا يمكن أن يكون زحل هو السبب في تحريك أورانوس جانبًا، مما يسبب التغيرات؟ هذا سؤال يجب أن يجيب عليه عالم الرياضيات؛ فهو يستطيع حساب ما يمكن لزحل أن يفعله، ومن المؤكد أنه يستطيع أن يسبب بعض الانحراف في مسار أورانوس. وبطريقة مماثلة، يؤثر كوكب المشتري، بكتلته الضخمة، على أورانوس ويسبب اضطرابًا يقوم عالم الرياضيات بحسابه. بعد حساب القيم المتعلقة بجميع الكواكب المعروفة، تم تطبيقها على أورانوس، وكنا نتوقع أن نجد أنها تفسر بشكل كامل عدم انتظام مساره الملاحظ. لكن الأمر لم يكن كذلك؛ فبعد أخذ جميع مصادر الاضطراب المعروفة في الاعتبار بعناية، ظل من الواضح أن أورانوس متأثر بقوة أخرى غير معروفة؛ ومن ثم تم الاستنتاج بأن أورانوس يجب أن يكون متأثرًا بقوة مجهولة.

ما الذي يمكن أن يكون عليه هذا الجسم المجهول، وأين يجب أن يكون موقعه؟ كان التشبيه هو دليل من تكهنوا في هذا الشأن. لا نعرف أي سبب لاضطراب حركة كوكب ما سوى جاذبية كوكب آخر. فهل من الممكن أن يكون قد تعرض أورانوس فعلاً لجاذبية كوكب آخر كان غير معروف تمامًا في ذلك الوقت؟ تم طرح هذا الاقتراح من قبل العديد من علماء الفلك، وكان من الممكن تحديد بعض الشروط التي يجب أن يستوفيها الجسم المجهول. أولاً، يجب أن تكون مداره خارج مدار أورانوس؛ وذلك لأن الكوكب المجهول يجب أن يكون كبيرًا وضخمًا ليُنتج التغيرات غير المنتظمة الملاحظة. إذا كان، إذًا، أقرب من أورانوس، لكان جسمًا واضحًا للعيان، وكان يجب اكتشافه منذ زمن بعيد. كانت هناك أسباب أخرى أيضًا تدل على أنه إذا كانت اضطرابات أورانوس ناتجة عن جاذبية كوكب، فإن ذلك الجسم يجب أن يدور خارج المدار الذي اكتشفه هرشل. كما يمكن الاستعانة بالتشابيهات العامة للنظام الكوكبي لدعم الفرضية القائلة بأن مسار الكوكب المجهول، رغم أنه يجب أن يكون بيضاويًا، إلا أنه لا يختلف كثيرًا عن الدائرة، وأن المستوى الذي يتحرك فيه يجب أن يتطابق تقريبًا مع مستوى مدار الأرض.

كانت الانحرافات المقاسة لأورانوس في نقاط مختلفة من مداره هي البيانات الوحيدة المتاحة لاكتشاف الكوكب الجديد. يجب علينا تحديد مدار الجسم المجهول وكتلته بطريقة تفسر التغيرات المختلفة. لنفترض، على سبيل المثال، مسافة معينة للجسم الافتراضي، ونحاول تحديد مدار وكتلة للكوكب عند تلك المسافة بحيث تفسر التغيرات الملاحظة. ربما تكون أولى افتراضاتنا كبيرة جدًا، لذا نحاول مرة أخرى باستخدام مسافة أصغر. يمكننا الآن تمثيل الملاحظات بدقة أكبر. سيؤدي المحاولة الثالثة إلى نتائج أكثر دقة، حتى يتم في النهاية تحديد مسافة الكوكب المجهول. وبطريقة مماثلة، يمكن أيضًا تحديد كتلة الجسم؛ نفترض قيمة معينة ونحسب التغيرات الناتجة. إذا بدت النتائج أكبر من تلك التي تم الحصول عليها من الملاحظات، فإن الكتلة المفترضة كبيرة جدًا، فيُعدّل الافتراض ويتم إعادة الحساب باستخدام قيمة أصغر، وهكذا حتى يتم في النهاية...

لقد حددنا كتلة الكوكب بحيث تتوافق مع نتائج القياسات الفعلية. أما العناصر الأخرى لمدار الكوكب المجهول، مثل ميله وموقع محوره، فيجب تحديدها بطريقة مشابهة. وفي النهاية، تبين أن اضطرابات كوكب أورانوس يمكن تفسيرها بالكامل إذا كان للكوكب المجهول كتلة معينة، وكان يتحرك في مدار ذو موقع معين، كما تبين أيضًا أن أي مدار مختلف تمامًا أو كتلة مغايرة للغاية لن تفسر الحقائق الملاحظة.

تم إجراء هذه الحسابات المذهلة بشكل مستقل من قبل عالمي فلك – أحدهما في إنجلترا والآخر في فرنسا. وقد تصدى كل منهما لهذه المشكلة الكبيرة، ونجح كل منهما في حلها. اختلف العلماء في إنجلترا وفرنسا حول من يستحق الفضل في هذا الاكتشاف العظيم، لكن خلال الأربعين عامًا التي مرت منذ هذه الأبحاث التاريخية، تم حل هذه المسألة تدريجيًا. والحكم الموضوعي من العالم العلمي خارج إنجلترا وفرنسا هو أن فضل هذا الإنجاز العظيم للعلم يجب أن يُقسم بالتساوي بين البروفيسور الراحل ج.س. آدمز من كامبريدج، والراحل ي.ج.ج. لو فيرييه، مدير مرصد باريس.

بعد فترة وجيزة من حصول السيد آدمز على شهادته من كامبريدج في عام 1843، عندما حصل على لقب “سينيور رانجلر”， ركز انتباهه على اضطرابات كوكب أورانوس، وبناءً على هذه الاضطرابات وحدها، بدأ بالبحث عن الكوكب المجهول. كان البحث طويلًا وشاقًا، واستلزم كمية هائلة من الحسابات الرقمية بالإضافة إلى مهارات رياضية عالية؛ لكن السيد آدمز تغلب تدريجيًا على الصعوبات. ومع تقدم البحث، أدرك كيف يمكن تفسير اضطرابات أورانوس بوجود كوكب خارجي، وفي النهاية تمكن ليس فقط من تحديد مدار هذا الكوكب الخارجي، بل استطاع أيضًا تحديد المنطقة في السماء التي يجب البحث فيها عن الكوكب المجهول. ومع وصول أبحاثه إلى هذه المرحلة المتقدمة، زار السيد آدمز عالم الفلك الملكي، السير جورج إيري، في جرينتش في أكتوبر 1845، وسلمه الحسابات التي أوضحت ذلك.

بدقة مذهلة، تم تحديد موقع الكوكب الذي لم يتم رصده بعد. ويبدو إذًا أن السيد آدامز قد تغلب على صعوبات هذه المسألة قبل سبعة أشهر من أي شخص آخر، وقد حدد موقع الكوكب في مكان لا يبعد سوى درجة واحدة تقريبًا عن الموقع الذي يُعرف الآن أنه كان يشغله. كل ما كان مطلوبًا لإتمام الاكتشاف، ولكي يحصل البروفيسور آدامز والعلم الإنجليزي على كل مجد هذا الإنجاز، هو إجراء بحث دقيق باستخدام التلسكوب في المنطقة المحددة من السماء.

يمكن القول: لماذا لم يتم القيام بهذا البحث فورًا؟ بلا شك كان ذلك سيتم لو أن المراصد كانت مجهزة منذ أربعين عامًا بتلك الخرائط الفلكية المفصلة التي تمتلكها الآن. وفي غياب خريطة (ولم يتم نشر أي خريطة للجزء من السماء الذي كان يوجد فيه الكوكب المجهول)، كان البحث عن الكوكب مهمة شاقة للغاية. وقد اقتُرح أن يتم اكتشاف الكوكب الجديد من خلال قرصه المرئي؛ لكن يجب تذكر أن حتى كوكب أورانوس، الذي يقع على مسافة أقرب منا، كان له قرص صغير جدًا لدرجة أنه لم يتم ملاحظته إلا عدة مرات دون انتباه خاص، رغم أنه لم يفلت من نظر هيرشل الثاقب. وبالتالي، لم يتبق سوى طريقة واحدة متاحة للعثور على نبتون، وهي إعداد خريطة للسماء في المنطقة المحددة، ثم مقارنة هذه الخريطة ليلة بعد ليلة مع النجوم في السماء. وقبل التوصية ببدء مثل هذا العمل الشاق، رأى الملحق الفلكي أن من الضروري إخضاع أبحاث السيد آدامز لاختبار أولي حاسم. لقد أظهر السيد آدامز كيف أن نظريته تقدم تفسيرًا دقيقًا للتغيرات في موقع كوكب أورانوس على طول خط الطول. فسأله الملحق الفلكي عما إذا كان بإمكانه تقديم تفسير واضح بنفس القدر للتغيرات الملحوظة في مسافة كوكب أورانوس. لا شك أن نظريته كانت ستقدم تفسيرًا مرضيًا لهذه التغيرات أيضًا؛ لكن للأسف، يبدو أن السيد آدامز لم يعتبر الموضوع مهمًا بما يكفي ليقدم ردًا سريعًا للملحق الفلكي، ولذلك مرت ما لا يقل عن تسعة أشهر بين الوقت الذي نقل فيه السيد آدامز نتائجه لأول مرة إلى الملحق الفلكي والوقت الذي

بدأ البحث عن الكوكب بطريقة منهجية باستخدام التلسكوبات. حتى ذلك الوقت، لم يتم نشر أي تفاصيل عن أبحاث السيد آدمز. كانت جهوده معروفة فقط لعدد قليل من الأشخاص، ومن بينهم الملحق الفلكي الملكي والبروفيسور تشاليس في كامبريدج، الذي أُوكلت إليه مهمة البحث لاحقًا.

في الوقت نفسه، ركز لو فيرييه، عالم الرياضيات والفلك الفرنسي العظيم، انتباهه بشكل خاص على مشكلة اضطرابات كوكب أورانوس بناءً على توجيهات أراغو. قام لو فيرييه بتحليل دقيق لكل مصدر محتمل للاضطرابات. تم تقدير تأثيرات الكواكب الأخرى مرة أخرى بدقة عالية، لكن ذلك كان فقط لتأكيد الاستنتاج الذي تم التوصل إليه سابقًا ومفاده أن هذه التأثيرات غير كافية لتفسير الاضطرابات. ثم بدأ لو فيرييه البحث عن الكوكب المجهول باستخدام الطرق الرياضية، دون أن يكون على علم بجهود آدمز. في نوفمبر 1845، ومرة أخرى في الأول من يونيو 1846، تم الإعلان عن أجزاء من نتائج عالم الفلك الفرنسي. أدرك الملحق الفلكي الملكي حينها أن حساباته تتطابق تقريبًا مع حسابات آدمز، لدرجة أن المواقع التي حددها كلا العالمين للكوكب المجهول لم تكن تختلف سوى درجة واحدة! كانت هذه نتيجة مذهلة حقًا؛ فهناك كوكب غير مرئي للعين البشرية، لكن يمكن اكتشافه عبر التحليل الرياضي بدقة عالية لدرجة أن عالمي فلك، كل منهما لا يعرف شيئًا عن جهود الآخر، توصلا إلى تحديد موقع الكوكب في نفس المكان تقريبًا في السماء. وبذلك، أصبح وجود هذا الكوكب الجديد شبه مؤكد، وأصبح من واجب علماء الفلك البدء في البحث عنه فورًا. في يونيو 1846، أخبر الملحق الفلكي الملكي زوار مرصد غرينتش بالتطابق الكبير بين حسابات لو فيرييه وحسابات آدمز، ودعا إلى إجراء فحص دقيق فورًا للمنطقة المحددة. وبما أن البروفيسور تشاليس كان يمتلك تلسكوب نورثمبرلاند الاستوائي الضخم في كامبريدج، فقد تم تكليفه بالقيام بهذا العمل، وفي 29 يوليو 1846، بدأ أعماله.

كانت خطة البحث التي اعتمدها البروفيسور تشاليس معقدة للغاية. فقد بدأ أولاً بتحديد الموقع النظري للكوكب، كما حدده السيد آدامز، وبعد أن ترك هامشًا كبيرًا للاحتمالات غير المؤكدة في مثل هذه الحسابات المعقدة، حدد منطقة معينة في السماء، بالقرب من مسار الكوكبات، يُتوقع أن يتم العثور على الكوكب المجهول فيها. ثم قرر رصد جميع النجوم في هذه المنطقة وقياس مواقعها النسبية. وبعد إنجاز هذا العمل، كان من المفترض تكراره مرة أخرى. كما تضمنت خطته إجراء ثلاث جولات كاملة من الرصد للنجوم الموجودة في هذه المنطقة. لم يكن هناك شك في أن هذه العملية ستساعد في العثور على الكوكب إذا كان ساطعًا بما يكفي ليكون ضمن نطاق درجات سطوع النجوم التي حددها البروفيسور تشاليس. وسيتم اكتشاف الكوكب من خلال حركته بالنسبة للنجوم، عند مقارنة النتائج الثلاث. كانت الخطة مُنظمة بشكل دقيق للغاية، بحيث كان من المفترض أن تؤدي إلى الاكتشاف المتوقع؛ وفي الواقع، تبين لاحقًا أن البروفيسور تشاليس قد رصد الكوكب أكثر من مرة، وأن المقارنة اللاحقة لمواقعه كانت ستؤدي بالتأكيد إلى اكتشاف هذا الجرم الجديد.

كان لو فيرييه يطور أبحاثه المعقدة أيضًا في نفس الاتجاه. كان واثقًا من وجود الكوكب، وذهب إلى حد التنبؤ ليس فقط بموقع الكوكب، بل حتى بمظهره الفعلي. اعتقد أن الكوكب سيكون كبيرًا بما يكفي (رغم أنه سيظل بالطبع جرمًا يمكن رؤيته عبر التلسكوب) ليمكن التمييز بينه وبين النجوم من خلال وجود قرص له. وقد عززت هذه التنبؤات الدقيقة الإيمان بأننا على أعتاب اكتشاف عظيم آخر في النظام الشمسي، لدرجة أن السير جون هرشل، عندما تحدث أمام الجمعية البريطانية في 10 سبتمبر 1846، قال ما يلي: “لقد منحنا العام الماضي الكوكب الجديد أستريا؛ بل إنه منحنا أيضًا احتمالية وجود كوكب آخر. نراه كما رأى كولومبوس أمريكا من شواطئ إسبانيا. لقد شعرنا بحركاته على طول خطوط تحليلنا الواسعة، بيقين لا يقل تقريبًا عن الإثبات المباشر بالعين”.

كان وقت الاكتشاف يقترب بسرعة. في 18 سبتمبر 1846، كتب لو فيرييه إلى الدكتور جالي في مرصد برلين، موضحًا موقع الكوكب الذي حدده بناءً على حساباته، وطلب منه أن يكتشفه باستخدام التلسكوب. كان هذا الطلب مشابهًا للطلب الذي تم تقديمه نيابة عن آدمز إلى البروفيسور تشاليس. كان من المفترض أن تتم عمليات البحث باستخدام التلسكوب في نفس المنطقة من السماء في كل من برلين وكامبريدج. لكن علماء برلين كانوا محظوظين لأنهم كانوا يمتلكون أداة لا تقدر بثمن للبحث، وهي أداة لم تكن في حوزة البروفيسور تشاليس في ذلك الوقت. لقد ذكرنا كيف يمكن تسهيل البحث عن كوكب باستخدام خريطة نجوم مُعدة بعناية. في الواقع، كل ما يلزم هو مجرد مقارنة الخريطة بالسماء. وقد قامت أكاديمية العلوم في برلين بإعداد سلسلة من خرائط النجوم قبل سنوات عديدة؛ وقد تم نقش موقع كل نجم على هذه الخرائط بدقة، حتى النجوم ذات السطوع العاشر. كانت هذه الأعمال مفيدة للغاية، لكن من قاموا بها لم يكونوا يتوقعون الاكتشاف المذهل الذي سينتج عن سنوات من العمل الشاق. وقد تقرر نشر هذه الخرائط على دفعات، وبالتالي، مع اكتمال الخريطة، كان يتم نشرها ورقة تلو الأخرى. وقد حدث أنه قبل وصول أخبار جهود لو فيرييه إلى برلين، تم نقش وطباعة خريطة تلك المنطقة من السماء بالفعل.

وفي 23 سبتمبر وصلت رسالة لو فيرييه إلى الدكتور جالي في برلين. كانت السماء صافية في تلك الليلة، ويمكننا أن نتخيل مدى قلق الدكتور جالي وهو يوجه تلسكوبه نحو السماء. تم توجيه التلسكوب وفقًا لتعليمات لو فيرييه. أظهر مجال الرؤية العديد من النجوم، كما هو الحال في أي جزء من السماء. كان أحد هذه النجوم هو الكوكب فعلاً. تم فرد الخريطة الجديدة، وتم مقارنة السماء نجمًا تلو الآخر معها. ومع استمرار تحديد النجوم، تبين أن كل جسم يقع في السماء كما هو موضح على الخريطة، وبالطبع تم رفضه. وأخيرًا، تم فحص نجم من السطوع الثامن – وهو جسم لامع للغاية – وتم فحص الخريطة، لكن لم يكن هناك نجم هناك. لم يكن من الممكن أن يكون هذا الجسم في مكانه المحدد على الخريطة.

المكان الحالي وقت رسم الخريطة. لذلك، كان الجسم عبارة عن جسم متجول، أي كوكب. لكن كان من الضروري التحلي بالحذر في مثل هذه الأمور؛ فقد كان يجب استبعاد العديد من الاحتمالات. على سبيل المثال، كان من الممكن تمامًا أن يكون الجسم نجمًا حقيقيًا، لكنه بسبب ظروف غير متوقعة، تمكن من الإفلات من نظر عالم الفلك الذي قام برسم الخريطة. كما كان من الممكن أن يكون النجم من النجوم المتغيرة التي تتغير سطوعها، وربما كان خافتًا جدًا لدرجة أنه لم يكن مرئيًا وقت رسم الخريطة. أو ربما كان أحد الكواكب الصغيرة التي تتحرك بين المريخ والمشتري. حتى لو لم تكن أي من هذه التفسيرات صحيحة، كان لا يزال من الضروري إثبات أن الجسم يتحرك بتلك السرعة وفي ذلك الاتجاه الذي أشارت إليه نظرية لو فيرييه. كان مرور يوم واحد كافيًا لزوال كل الشكوك؛ ففي الليلة التالية تم رصد الجسم مرة أخرى، وقد تحرك، وعند قياس حركته تبين أنها تتوافق تمامًا مع ما تنبأ به لو فيرييه. بل إنه، وكأنه لا ينقص شيء في عملية التأكيد، تبين أن قطر الكوكب، كما قُيس بالميكرومترات في برلين، كان متطابقًا تقريبًا مع ما توقعه لو فيرييه.

انتشرت أخبار هذا الإنجاز الرائع بسرعة في العالم كله. وعلى الفور، ارتفع اسم لو فيرييه إلى قمة لم يتجاوزها اسم أي عالم فلك في أي عصر أو بلد. كانت ظروف الاكتشاف دراماتيكية للغاية؛ نتخيل ذلك العالم الفلكي العظيم غارقًا في تأمل عميق لعدة أشهر؛ عيناه موجهتان ليس نحو النجوم، بل نحو حساباته. لم يكن لديه تلسكوب؛ فالعقل البشري كان الأداة الوحيدة التي يستخدمها. بجهد صبور، وبفضل مهارات رياضية متقنة، كان يعمل على أعمدة الأرقام الخاصة به. كان يجرب حلًا تلو الآخر؛ ومن كل حل كان يتعلم شيئًا يمكنه تجنبه، ومن كل حل كان يحصل على بعض الإرشادات التي تساعده في أعماله المستقبلية. وأخيرًا، بدأ يرى تناغمًا في تلك النتائج التي كانت في السابق مليئة بعدم التناسق. تدريجيًا، تبددت الغيوم، ورأى بيقين شبه كامل الكوكب وهو يلمع في أعماق الفضاء البعيد. نهض من مكتبه وطلب مساعدة عالم فلك عملي؛ وها هو الكوكب موجود.

الموقع المحدد. لا تذكر سجلات العلوم مثل هذا المشهد الرائع أبدًا؛ فقد كان ذلك أقوى دليل على قانون الجاذبية الكونية. لقد حظيت نظرية نيوتن بمكانة راسخة منذ زمن بعيد، لكن كأنه لإبراز صحتها بأوضح شكل ممكن، تم اكتشاف كوكب نبتون.

للحظة بدا الأمر وكأن الفرنسيين سيحصلون على كامل شرف هذا الانتصار الرائع؛ وفي الواقع، لم يكن من غير المناسب أن تحصل الأمة التي أنجبت لاجرانج ولابلاس، والتي طورت النظرية النيوتونية العظيمة بجهودهم الخالدة، على هذا التكريم. حتى وقت الاكتشاف التلسكوبي للكوكب على يد الدكتور جالي في برلين، لم يتم الإعلان عن جهود تشاليس في البحث عن الكوكب، ولا حتى عن الأبحاث النظرية التي قام بها آدمز والتي استندت إليها تلك الملاحظات. لكن وسط أغاني النصر التي رددها الشعب الفرنسي المتحمس احتفالًا باكتشاف لو فيرييه، ظهرت رسالة من السير جون هرشل في مجلة “أثينيوم” بتاريخ 3 أكتوبر 1846، أعلن فيها عن الأبحاث التي أجراها آدمز وطالب بأن يشاركه الفضل في هذا الاكتشاف. أظهرت التحقيقات اللاحقة أن هذا الطلب كان مبررًا، وأصبح الآن مقبولًا عالميًا من قبل جميع الجهات المستقلة. ومع ذلك، من السهل تخيل أن العلماء الفرنسيين، الذين كانوا يغارون من شهرة مواطنهم، لم يكونوا قادرين في البداية على الاعتراف بهذا الطلب. طُلب منهم تقاسم هذا الشرف الفريد بين مواطنهم البارز وأجنبي شاب لم يسمع به الكثيرون، ولم ينشر أيًا من أعماله، كما لم يقدم أي مطالبة من جانبه حتى بعد أن أنهى لو فيرييه عمله بالكامل. ونتيجة لذلك، رُفضت أي مطالبة باسم آدمز في فرنسا، مما أدى إلى نزاع مرير. وبالتدريج، نجح علماء الفلك الإنجليز في إثبات حق مواطنهم. صحيح أن آدمز لم ينشر أبحاثه للعالم، لكنه كان قد نقلها إلى رئيس الفلكيين في بلاده، الذي كان المسؤول الرسمي عن هذا المجال العلمي. كما كانت هذه الأبحاث معروفة جيدًا لدى البروفيسور تشاليس أيضًا.

أستاذ علم الفلك في كامبريدج. وفي ذلك الوقت أيضًا، نُشر عمل آدمز، واتضح أنه كان متقنًا وناجحًا تمامًا مثل عمل لو فيرييه. كما تبين أن الطريقة التي اعتمدها البروفيسور تشاليس لم تكن ستنجح فقط في النهاية، بل كانت قد نجحت بالفعل إلى حد ما. عندما تم اكتشاف الكوكب باستخدام التلسكوب، التفت تشاليس بشكل طبيعي ليرى ما إذا كان قد رصد هذا الجسم الجديد أيضًا. في الأول من أكتوبر سمع بنجاح الدكتور جالي، وبحلول ذلك الوقت كان تشاليس قد جمع ملاحظات تتعلق بهذا البحث تتعلق بما لا يقل عن 3,150 نجمًا. ومن بينها، اكتشف بسرعة أن الجسم الذي رصده في الثاني عشر من أغسطس لم يكن في نفس المكان في الثلاثين من يوليو. كان ذلك في الواقع الكوكب؛ وكان اكتشافه مضمونًا لو أن تشاليس كان لديه الوقت لمقارنة قياساته. في الواقع، لو أنه ناقش ملاحظاته على الفور، فلا شك أن كل مجد هذا الاكتشاف كان سيُمنح لآدمز. كان سيكون هو الأول، سواء في الحسابات النظرية أو في التحقق البصري من وجود الكوكب. كما يمكن الإشارة إلى أن تشاليس كاد أن يكتشف نبتون بطريقة أخرى. لقد أشار لو فيرييه في ورقته إلى إمكانية اكتشاف الكوكب المطلوب من خلال قرصه. حاول تشاليس ذلك، وقبل أن تصله أخبار الاكتشاف الفعلي في برلين، قام بفحص المنطقة التي حددها لو فيرييه. مر حوالي 300 نجم عبر مجال الرؤية، واختار من بينها نجمًا بسبب قرصه؛ واتضح لاحقًا أن هذا كان في الواقع الكوكب.

لو لم يتم القيام بأبحاث لو فيرييه وآدمز أبدًا، فمن المؤكد أن نبتون البعيد كان سيُكتشف في وقت ما؛ لكن ذلك ربما كان سيتم بطريقة كان كل محب حقيقي للعلم سيأسف عليها الآن. نسمع باستمرار عن رصد كواكب صغيرة جديدة، لكن لا أحد يعطي لمثل هذه الإنجازات حتى جزء بسيط من الأهمية التي يحظى بها اكتشاف نبتون. كان الخطر أن يتم اكتشاف نبتون بمجرد عمليات مسح بسيطة، تمامًا كما تم اكتشاف أورانوس، أو تمامًا كما هو الحال مع العديد من الكواكب الصغيرة اليوم.

تم العثور عليه. في هذه الحالة، كان علم الفلك النظري، ذلك العلم العظيم الذي أسسه نيوتن، سيُحرم من أروع تجلياته.

في الواقع، نجا كوكب نبتون بأعجوبة في مناسبة واحدة على الأقل من أن يُكتشف بطريقة بسيطة للغاية. وقد تبين ذلك عندما تم جمع ما يكفي من الملاحظات لحساب مسار الكوكب، مما سمح بتتبع حركته بين النجوم، وبالتالي البحث في فهارس علماء الفلك السابقين لمعرفة ما إذا كانت تحتوي على أي سجلات لكوكب نبتون، قد تم تسجيله خطأً على أنه نجم. تم اكتشاف عدة حالات من هذا النوع، لكنني سأشير فقط إلى واحدة لأهميتها الخاصة. تبين أن موقع الكوكب في 10 مايو 1795 كان يجب أن يتطابق مع موقع نجم ما تم تسجيله في ذلك اليوم في كتاب “Histoire Céleste” للالاند. ومن خلال فحص السماء فعليًا، تبين أنه لم يكن هناك نجم في المكان الذي حدده الالاند، لذا أصبح من المؤكد تمامًا أن ما تم رصده كان كوكب نبتون. وعند الرجوع إلى المخطوطات الأصلية للالاند، ظهر أمر مثير للاهتمام للغاية؛ فقد تبين أنه رصد نفس النجم (كما اعتبره) في 8 مايو و10 مايو؛ وفي كل يوم حدد موقعه، وتم تسجيل كلا الملاحظتين بشكل صحيح. لكن عندما بدأ في إعداد فهرسته ووجد أن المواقع في المرتين كانت مختلفة، تخلى عن النتيجة الأولى وطبع فقط النتيجة الثانية.

لو كان الالاند يمتلك ثقة كافية في ملاحظاته، لكان اكتشاف خالد في متناول يده؛ لو أنه قال بشجاعة: “كنت على حق في 10 مايو وكنت على حق في 8 مايو؛ لم أرتكب أي خطأ في أي من المرتين، والجسم الذي رأيته في 8 مايو يجب أن يكون قد تحرك بين ذلك التاريخ وتاريخ 10 مايو”， لكان بالتأكيد قد اكتشف كوكب نبتون. لكن لو فعل ذلك، كم كانت الخسارة للعلم مؤسفة! لكان اكتشاف نبتون مجرد مكافأة عرضية لعالم مجتهد، بدلاً من أن يكون أحد أعظم الإنجازات في أسمى مجالات العقل البشري.

بخلاف هذه الصورة الموجزة عن اكتشاف نبتون، ليس لدينا سوى القليل لنقوله بخصوص هذا الكوكب البعيد. إذا لم نتمكن من رؤية أي من الخصائص التي تجعل كوكبي المريخ أو الزهرة، أو المشتري أو زحل، أهدافًا جذابة للتلسكوبات، فما الذي يمكننا أن نتوقعه في نبتون، الذي يبعد ضعف مسافة أورانوس؟ باستخدام تلسكوب جيد وقوة تكبير مناسبة، يمكننا بالفعل رؤية أن لنبتون قرصًا، لكن لا يمكن تحديد أي خصائص على ذلك القرص. وبالتالي، لسنا في وضع يسمح لنا بتحديد الفترة التي يدور فيها نبتون حول محوره، رغم أننا من خلال المقارنة العامة مع باقي الكواكب، يجب أن نكون متأكدين من أنه يدور بالفعل. كانت المحاولات لقياس قطر نبتون أكثر نجاحًا، حيث تبين أنه يبلغ حوالي 35,000 ميل، أي أكثر من أربعة أضعاف قطر الأرض. كما يبدو أن الكوكب، مثل المشتري وزحل، يجب أن يكون مغطى بغلاف جوي ضخم مليء بالسحب، لأن الكثافة المتوسطة له تبلغ حوالي خُمس كثافة الأرض فقط. يدور هذا الكوكب الضخم حول الشمس على مسافة متوسطة لا تقل عن 2,800 مليون ميل، وهو ما يعادل تقريبًا ثلاثين ضعف المسافة المتوسطة بين الأرض والشمس. وعلى الرغم من أن الرحلة تتم بسرعة تزيد عن ثلاثة أميال في الثانية، إلا أنها طويلة جدًا لدرجة أن نبتون يحتاج إلى حوالي 165 عامًا لإكمال دورة واحدة حول الشمس. منذ اكتشافه قبل حوالي خمسين عامًا، قطع نبتون حوالي ثلث مساره، وحتى منذ اللحظة التي رآه فيها لالاند لأول مرة عام 1795، لم يكن لديه سوى وقت كافٍ لقطع ثلاثة أخماس مساره الضخم.

نبتون، مثل كوكب الأرض، له قمر صناعي واحد؛ تم اكتشاف هذا الجسم الدقيق بواسطة السيد لاسيل باستخدام تلسكوبه العاكس ذي القطر المترين بعد فترة وجيزة من معرفة الكوكب نفسه. حركة قمر نبتون دائرية تقريبًا، ومداره مائل بزاوية حوالي 35 درجة عن مسار الكواكب، ومن الجدير بالذكر أنه، مثل أقمار أورانوس، فإن اتجاه حركته يتعارض مع حركة الكوكب بشكل عام. يكمل القمر رحلته حول نبتون في فترة تقل قليلاً عن ستة أيام. من خلال مراقبة حركات هذا القمر، يمكننا تحديد كتلة الكوكب، ويبدو أن وزن نبتون يعادل حوالي جزء واحد من تسعة عشر ألف جزء من وزن الشمس.

لم يتم رصد أي كواكب خارج نبتون، كما لا يوجد حاليًا أي أساس متين للاعتقاد بوجودها كأجسام مرئية. في الفصل المتعلق بالكواكب الصغيرة، تناولت طريقة اكتشاف هذه الأجسام؛ فمن خلال المقارنة الدقيقة والمستمرة للسماء مع خرائط النجوم المفصلة، يتم الكشف عن هذه الأجسام. إن مثل هذه الأبحاث ستكون فعالة بنفس القدر في البحث عن كوكب خارج نبتون؛ في الواقع، لا يمكننا تصور طريقة أفضل للبحث عن مثل هذا الجسم، إن وُجد، من تلك المستخدمة حاليًا في العديد من المراصد. لقد حظيت جهود أولئك الذين يبحثون عن الكواكب الصغيرة بمكافآت كبيرة، حيث تم اكتشاف مئات الكواكب حتى الآن. لكن من الجدير بالذكر أن جميع هذه الكواكب محصورة في منطقة واحدة من النظام الشمسي. لقد تم التكهن أحيانًا بأن الزمن قد يكشف عن اضطرابات في مدار نبتون، وأن هذه الاضطرابات قد تؤدي إلى اكتشاف كوكب أبعد بكثير، حتى لو كان ذلك الكوكب بعيدًا جدًا وخافتًا لدرجة أنه يفلت من كل الأبحاث التلسكوبية. لكن في الوقت الحالي، من الصعب جدًا أن تدخل مثل هذه الأبحاث ضمن نطاق علم الفلك العملي. لا شك أن حركات نبتون قد تم دراستها بدقة، لكن يجب أن يقطع جزءًا أكبر من مداره قبل أن يكون من الممكن استنتاج وجود كوكب مجهول وأبعد منه، من خلال الاضطرابات في مساره.

لقد رأينا إذًا أن النظام الكوكبي محدود من جهة بعطارد ومن الجهة الأخرى بنبتون. كان اكتشاف عطارد إنجازًا من العصور ما قبل التاريخ؛ فالفلكي الأول الذي حقق ذلك الإنجاز، في غياب أي أدوات مساعدة ودون دعم من معرفة نظرية دقيقة، يستحق إعجابنا الشديد لبراعته وقدرته على الإدراك رغم عدم امتلاكه لأي تدريب متخصص. من ناحية أخرى، فإن اكتشاف الحد الخارجي للنظام الكوكبي يستحق اهتمامًا خاصًا، لأنه تم بناءً على معرفة نظرية عميقة فقط.

على الرغم من أننا نختتم هنا سردنا عن الكواكب وأقمارها، إلا أنه لا يزال أمامنا فصلان لنضيفهما قبل أن ننتهي من ما يجب قوله عن النظام الشمسي. هناك فئة أخرى من الأجسام، ليست كواكب ولا أقمارًا، تخضع لسيطرة الشمس وتدور حولها.

وفقًا لقوانين الجاذبية الكونية. هذه الأجسام هي المذنبات، ورفاقها الأقل بروزًا نسبيًا، وهي الشهب. نجد في دراسة هذه الأجسام العديد من الأمور المثيرة للاهتمام، والتي سنناقشها في الفصول التالية.

الفصل السادس عشر: المذنبات.

تختلف المذنبات عن الكواكب في طبيعتها وكذلك في حركاتها—مذنب كوجيا—العودات المتكررة—قانون الجاذبية—المدارات البارابولية والإهليلجية—النظرية قبل التصوير—معظم مدارات المذنبات بارابولية إلى حد كبير—جهود هالي—مذنب عام 1682—تنبؤ هالي الذي لا يُنسى—التأخير الناتج عن الاضطرابات—العودات المتتالية لمذنب هالي—مذنب إنكه—تأثير الاضطرابات—مدار مذنب إنكه—جاذبية عطارد والمشتري—كيفية التأكد من هوية المذنب—كيفية وزن عطارد—المسافة من الأرض إلى الشمس باستخدام مذنب إنكه—الوسط المسبب للاضطرابات—المذنبات الملفتة للنظر—طيف المذنب—مرور المذنب بين الأرض والنجوم—هل يمكن وزن المذنب؟—أدلة على الكتلة الصغيرة للمذنب مستمدة من نظرية الاضطرابات—ذيل المذنب—تغيراته—وجهات النظر حول طبيعته—وجود الكربون في المذنبات—أصل المذنبات الدورية.

في الفصول السابقة التي تناولت الشمس والقمر والكواكب وأقمارها، وجدنا في جميع الحالات أن الأجرام السماوية التي كنا نتناولها كانت على شكل كروي تقريبًا، والكثير منها بلا شك مكون من مادة صلبة. تمتلك جميع هذه الأجسام كثافة، وإن كانت في بعض الحالات أقل بكثير من كثافة الأرض، إلا أنها لا تزال أكبر بمئات المرات من كثافة المواد الغازية فقط. أما الآن، فإننا نتناول فئة من الأجسام ذات طبيعة مختلفة تمامًا؛ فلم نعد نتعامل مع أجسام كروية ذات كتلة كبيرة. المذنبات لها شكل غير منتظم تمامًا؛ فهي في الغالب، على الأقل، مكونة من مواد في حالة رقة شديدة، وكتلها صغيرة جدًا لدرجة أن الوسائل المتاحة لدينا لم تسمح بقياسها. ليست المذنبات مختلفة في تركيبها عن الكواكب أو عن الأجسام الأكثر صلابة في نظامنا فحسب، بل إن حركات هذه الأجسام مختلفة تمامًا عن العودات المنتظمة للكواكب في أوقاتها المحددة. تظهر المذنبات أحيانًا بشكل مفاجئ للغاية؛ فهي تتضخم بسرعة إلى درجة أثارت في العصور الخرافية أقصى درجات الرعب؛ ثم تختفي، وفي كثير من الحالات لا تعود أبدًا. لا شك أن العلم الحديث قد أزال الكثير من الغموض الذي كان يحيط بموضوع المذنبات بأكمله. أصبحت حركاتها مفسرة إلى حد كبير الآن، وقد أُضيفت بعض المعلومات إلى معرفتنا بطبيعتها، رغم أننا يجب…

لا يزال يتعين الاعتراف بأن ما نعرفه لا يشكل سوى نسبة ضئيلة جدًا من ما هو غير معروف.

دعوني أصف أولاً بشكل عام طبيعة المذنب، في حدود ما يمكن معرفته من بنيته باستخدام تلسكوب انكسار قوي. نعرض في اللوحة الثانية عشرة رسمين مثيرين للاهتمام تم إعدادهما في مرصد كلية هارفارد للمذنب العظيم عام 1874، والذي سُمي على اسم مكتشفه كوجيا.

نرى هنا رأس المذنب، الذي يحتوي على ألمع نقطة فيه تُسمى النواة، ويبدو أن مادة المذنب فيها أكثر كثافة من أي مكان آخر. تحيط بالنواة طبقات معينة من المادة المضيئة، وهي ما يُعرف بالغلاف أو الرأس، وقطرها يتراوح بين 20,000 و1,000,000 ميل، ويبدو أن الذيل يمتد منها. يمكن اعتبار هذه الصورة صورة لجسم نموذجي من هذه الفئة، لكن أشكال البنية التي تظهر في المذنبات المختلفة لا تحصى تقريبًا. في بعض الحالات، لا نجد النواة؛ وفي حالات أخرى، لا نجد الذيل. الذيل، بلا شك، سمة بارزة في تلك المذنبات العظيمة التي تلفت انتباه الجميع؛ لكن في الأجسام الصغيرة التي يمكن رؤيتها بالتلسكوب، والتي يتم اكتشاف عدد قليل منها كل عام، عادةً ما تكون هذه السمة غائبة. لا تظهر المذنبات تنوعًا كبيرًا في المظهر فحسب، بل حتى مظهر جسم واحد يخضع لتغيرات كبيرة. أحيانًا يزداد حجم المذنب بشكل هائل؛ وأحيانًا يقل؛ وأحيانًا يكون له ذيل كبير، أو أحيانًا لا يكون له ذيل على الإطلاق. إن قياس حجم المذنب عملية عديمة الفائدة تقريبًا؛ فقد تصبح القياسات غير دقيقة حتى خلال الساعات القليلة التي يتم فيها مراقبة المذنب خلال ليلة واحدة. في الواقع، من المستحيل تحديد هوية المذنب من خلال أي وصف لمظهره الخارجي. ومع ذلك، فإن مسألة تحديد هوية المذنب غالبًا ما تكون ذات أهمية كبيرة جدًا. يجب أن نوفر وسائل يمكن من خلالها تحديد هويته، بشكل مستقل تمامًا عن مظهره الخارجي.

من المعروف الآن أن عدة من هذه الأجسام تعود بشكل دوري. بعد أن تكون غير مرئية لعدد معين من السنوات، يظهر المذنب مرة أخرى، ثم يعود إلى الفضاء ليؤدي دورة أخرى.

يطرح سؤال حينها: كيف يمكننا التعرف على الجسم عندما يعود؟ فالخصائص الشخصية مثل حجمه أو لمعانه، ووجود أو غياب ذيل، وكونه كبيرًا أو صغيرًا، هي خصائص عابرة لا قيمة لها لهذا الغرض. لحسن الحظ، فإن قانون الحركة البيضاوية الذي وضعه كيبلر قد أوحى بوسيلة لتحديد هوية المذنب بدقة مطلقة.

بعد أن اكتشف نيوتن قانون الجاذبية، ونجح في إثبات أن المسارات البيضاوية للكواكب حول الشمس هي نتائج حتمية لذلك القانون، شعر بالرغبة في تطبيق نفس المنطق لشرح حركة المذنبات. وهنا أيضًا، حقق نجاحًا مذهلاً، وأوضح نظريته من خلال شرح كامل لحركة ذلك الجسم اللافت للنظر الذي كان مرئيًا من ديسمبر 1680 إلى مارس 1681.

الشكل 69: المسار البارابولي للمذنب.

هناك منحنى جميل معروف لدى علماء الهندسة باسم القطع المكافئ. يظهر شكله في الشكل المرفق؛ إنه خط منحني ينحني نحو نقطة معينة تُعرف بالبؤرة. ولا داعي هنا للإشارة إلى الخصائص الهندسية لهذا المنحنى؛ فيجب البحث عنها في كتب الرياضيات. يكفي هنا فقط الإشارة إلى العلاقة الموجودة بين القطع المكافئ والإهليلج. في فصل سابق، شرحنا كيفية رسم الإهليلج، وأوضحنا أن له بؤرتين. لنفترض أنه تم رسم سلسلة من الإهليلجات، كل منها يحتوي على مسافة أكبر بين بؤرتيه مقارنة بالإهليلج السابق له. تخيلوا أن هذه العملية تستمر حتى تصبح المسافة بين البؤرتين ضخمة للغاية مقارنة بالمسافة من كل بؤرة إلى المنحنى، عندها سيكون كل طرف من أطراف هذا الإهليلج الطويل على شكل قطع مكافئ تقريبًا. وبالتالي، يمكن اعتبار المنحنى الموضح في الشكل 69 كأحد أطراف إهليلج، بينما الطرف الآخر يقع على مسافة لا نهائية. في عام 1681، أثبت دورفل، وهو رجل دين من ساكسونيا، أن المذنب الكبير الذي تم رصده مؤخرًا كان يتحرك على مسار قطع مكافئ، وكانت الشمس تقع في بؤرة هذا المسار. أوضح نيوتن أن قانون الجاذبية يسمح لجسم ما بالتحرك على مسار إهليلجي من هذا النوع المتطرف تمامًا، كما يسمح له بالتحرك على مسار إهليلجي بنسب أقل شيوعًا. الجسم الذي يدور في مسار بارابولي حول الشمس تتحرك تدريجيًا نحو الشمس، ثم يدور حولها، ثم يبدأ في الابتعاد. هناك فرق ضروري بين الحركة البارابولية والحركة الإهليلجية؛ ففي الحالة الأخيرة، بعد أن يبتعد الجسم إلى مسافة معينة، سيعود مرة أخرى نحو الشمس؛ في الواقع، يجب عليه أن يقوم بدورات دورية في مساره، كما هو الحال مع الكواكب. أما في حالة القطع المكافئ الحقيقي، فلا يمكن للجسم العودة أبدًا؛ فلكي يفعل ذلك، كان عليه أن يقطع المسافة إلى البؤرة البعيدة، وبما أن تلك المسافة لا نهائية، فلا يمكن الوصول إليها إلا بعد مرور وقت لا نهائي.

يمكن وصف الخصائص المميزة للحركة على مسار قطع مكافئ على النحو التالي: يتحرك الجسم تدريجيًا نحو البؤرة من مسافة...

مسافة بعيدة لا نهائية على أحد الجانبين، وبعد المرور حول النقطة المركزية، تبتعد تدريجيًا إلى مسافة بعيدة لا نهائية على الجانب الآخر، دون أن تعود أبدًا. عندما أدرك نيوتن أن هذا النوع من الحركة البارابولية يمكن أن ينشأ عن قانون الجاذبية، خطر له على الفور (بشكل مستقل عن اكتشاف دورفيل الذي لم يكن على علم به) أنه يمكن من خلاله تفسير حركات المذنبات. كان يعلم أن المذنبات يجب أن تكون مُجذبة إلى الشمس؛ ورأى أن المسار المعتاد للمذنب هو أن يظهر فجأة، ثم يدور حول الشمس وبعد ذلك ينسحب دون أن يعود أبدًا. فهل كان هذا حقًا حالة من الحركة البارابولية؟ لحسن الحظ، كانت المواد اللازمة لاختبار هذا الاقتراح المهم متوفرة أمامه. استطاع أن يستفيد من الحركات المعروفة لمذنب عام 1680، ومن ملاحظات عدة أجرام أخرى من نفس النوع التي جمعها علماء الفلك بجهد كبير. وبفضل بصيرته المعهودة، ابتكر نيوتن طريقة يمكن من خلالها، استنادًا إلى الحقائق المعروفة، تحديد المسار الذي يسلكه المذنب. ووجد أنه مسار بارابولي، وأن سرعة المذنب تخضع للقانون القائل بأن الخط المستقيم من الشمس إلى المذنب يغطي مساحات متساوية في أوقات متساوية. وهذا كان تأكيدًا آخر لقانون الجاذبية الكونية. في هذه الحالة، يمكن القول إن النظرية كانت في الواقع تتجاوز الحسابات الرياضية. فقد حدد كيبلر من خلال الملاحظات أن مسارات الكواكب على شكل بيضاويات، وأوضح نيوتن كيف أن هذه الحقيقة هي نتيجة لقانون الجاذبية. لكن في حالة المذنبات، لم يتم تحويل مساراتها المتقلبة للغاية إلى شكل هندسي حتى أظهرت نظرية نيوتن أنها مسارات بارابولية، ثم استعان بالملاحظات للتحقق من توقعات نظريته.

اللوحة الثانية عشرة.

مذنب كوجيا
(كما شوهد في 10 يونيو و9 يوليو 1874).

يتحرك الغالبية العظمى من المذنبات في مدارات لا يمكن التمييز بينها وبين المقاطع البارابولية بشكل واضح، وأي جسم يكون مداره من هذا النوع لا يمكن رؤيته إلا مرة واحدة فقط. نظرية الجاذبية، رغم أنها تسمح بأن تكون المقطع البارابولي مدارًا ممكنًا للمذنب، إلا أنها لا تنص على أن المسار يجب أن يكون بالضرورة من هذا النوع. لقد أشرنا إلى أن هذا المقطع ليس سوى نوع متطرف جدًا من الإهليلج، ومن الممكن أن يكون المذنب في توافق تام مع قانون الجاذبية إذا سلك مسارًا ذا أي شكل إهليلجي، شريطة أن يكون الشمس في البؤرة، وأن يلتزم المذنب بقاعدة قطع مساحات متساوية في أوقات متساوية. إذا تحرك جسم في مسار إهليلجي، فإنه سيعود إلى الشمس مرة أخرى، وبالتالي سنشهد زيارات دورية من نفس الجسم.

لقد توفر هنا مجال مثير للبحث أمام علماء الفلك. ولم يمض وقت طويل حتى تم اكتشاف مذنب دوري، أوضح بشكل ملفت صحة التوقعات المذكورة. ربما يكون اسم عالم الفلك الشهير هالي هو الأكثر شهرة بسبب ارتباطه بالمذنب العظيم الذي تم اكتشاف دوريته من خلال حساباته. عندما علم هالي من نظرية نيوتن بإمكانية أن يتحرك المذنب في مدار إهليلجي، بدأ في بحث مضنٍ للغاية؛ حيث جمع من سجلات المذنبات المرصودة كل التفاصيل الموثوقة التي يمكن الحصول عليها، وبذلك تمكن من تحديد طبيعة المسارات التي يسلكها حوالي أربعة وعشرين مذنبًا كبيرًا بدقة معقولة. كان أحد هذه المذنبات هو المذنب العظيم الذي ظهر عام 1682، والذي رصده هالي بنفسه، وحسب مساره وفقًا لمبادئ نيوتن. ثم بدأ هالي في البحث لمعرفة ما إذا كان هذا المذنب الذي ظهر عام 1682 قد زار نظامنا الشمسي في أي فترة سابقة. للإجابة على هذا السؤال، رجع إلى قائمة المذنبات المسجلة التي جمعها بعناية، ووجد أن مذنبه يشبه إلى حد كبير، سواء من حيث المظهر أو المدار، مذنبًا رُصد عام 1607، وكذلك مذنبًا آخر رُصد عام 1531. هل يمكن أن تكون هذه الأجسام الثلاثة هي نفسها؟ كل ما كان مطلوبًا هو افتراض أن المذنب، بدلاً من ذلك...

أنها تدور في مدار بارابولي، بينما في الحقيقة كانت تدور في بيضاوية ممتدة للغاية، وأنها كانت تكمل كل دورة في فترة تقارب الخمسة والسبعين أو الستة والسبعين عامًا. قدّم هذه الفرضية لكل اختبار يمكنه التفكير فيه؛ ووجد أن المدارات التي تم تحديدها في كل من المرات الثلاث كانت متشابهة إلى حد كبير، لدرجة أنه من غير المرجح أن يكون هذا التشابه مجرد صدفة. وعليه، قرر أن يخضع نظريته لأقوى اختبار معروف في علم الفلك. تجرأ على إصدار تنبؤ يمكن للأجيال القادمة التحقق منه. إذا كانت فترة الشهاب الذي يُسمى “هالي” خمسة وسبعين أو ستة وسبعين عامًا، كما أشارت الملاحظات السابقة، فإن هالي قدّر أنه، إذا لم يتعرض لأي تدخلات، فيجب أن يعود في عام 1757 أو 1758. لكن كانت هناك بعض مصادر الاضطرابات التي أشار إليها، والتي كانت قادرة بما فيه الكفاية على التأثير بشكل كبير على وقت العودة. يمر الشهاب في رحلته بالقرب من مسار كوكب المشتري، ويتعرض لاضطرابات شديدة من جراء ذلك الكوكب العملاق. استنتج هالي أن العودة المتوقعة قد تتأخر إلى نهاية عام 1758 أو بداية عام 1759.

كان هذا التنبؤ حدثًا لا يُنسى في تاريخ علم الفلك، لأنه كان أول محاولة للتنبؤ بظهور أحد تلك الأجسام الغامضة التي يبدو أن زياراتها لا تخضع لأي قانون ثابت، والتي كان يُنظر إليها عادةً على أنها علامات ذات أهمية كبيرة. أدرك هالي أهمية إعلانه؛ فقد كان يعلم أن حياته الأرضية ستنتهي قبل أن يكمل الشهاب دورته بوقت طويل؛ وبلغة مؤثرة للغاية، كتب عالم الفلك العظيم: “لذلك، إذا عاد الشهاب وفقًا لتنبؤنا حوالي عام 1758، فإن الأجيال القادمة النزيهة لن ترفض الاعتراف بأن هذا الاكتشاف كان من صنع إنجليزي”.

مع اقتراب موعد هذا الحدث العظيم، أثار ذلك اهتمامًا كبيرًا بين علماء الفلك. تولى الرياضي البارز كليرو مهمة حساب التأثير الناتج عن جاذبية الكواكب على الشهاب، باستخدام طرق محسنة. وكان تحليله للاضطرابات كافيًا لإظهار أن الشهاب سيتأخر بسبب كوكب زحل لمدة 100 يوم، وبسبب كوكب المشتري لمدة 518 يومًا.

وبالتالي، أضاف ذلك قدرًا من الدقة إلى تنبؤ هالي، وخلص في النهاية إلى أن هذا المذنب سيصل إلى نقطة الأقرب إلى الشمس، أي نقطة مساره الأقرب للشمس، حوالي منتصف أبريل عام 1759. وأضاف عالم الفلك الحكيم (الذي يجب أن نتذكر أنه عاش قبل اكتشاف أورانوس ونبتون بفترة طويلة) أنه مع ابتعاد هذا الجسم إلى هذا الحد، فقد يكون عرضة لتأثيرات لا نعرفها، أو حتى لتأثيرات كوكب بعيد جدًا لدرجة أنه لا يمكن رصده أبدًا. ولذلك، قيّد تنبؤه بالقول إنه بسبب هذه الاحتمالات المجهولة، قد تكون حساباته خاطئة بشهر إما في اتجاه واحد أو الآخر. قدم كليرو هذا التقرير المهم إلى أكاديمية العلوم في 14 نوفمبر 1758. وسرعان ما توجه انتباه علماء الفلك لمعرفة ما إذا كان هذا الزائر، الذي ظهر آخر مرة قبل سبعة وسبعين عامًا، على وشك العودة. وتم مراقبة السماء ليلة تلو الأخرى. وفي عيد الميلاد عام 1758، تم اكتشاف المذنب لأول مرة، ومرّ أقرب إلى الشمس حوالي منتصف الليل في 12 مارس، أي قبل شهر واحد فقط من الوقت الذي تنبأ به كليرو، لكن ضمن حدود الخطأ التي حددها كإمكانية واردة.

وكان تأكيد هذا التنبؤ تأكيدًا إضافيًا لنظرية الجاذبية. ومنذ ذلك الحين، عاد مذنب هالي مرة أخرى في عام 1835، في ظروف مشابهة إلى حد ما لتلك التي تم سردها للتو. كما نجحت الأبحاث التاريخية اللاحقة في ربط مذنب هالي بالعديد من ظهورات المذنبات المشهورة في العصور السابقة. بل تبين أن الجسم الرائع الذي ظهر قبل أحد عشر عامًا من بداية العصر المسيحي كان مجرد مذنب هالي في أحد عوداته السابقة. ومن بين أشهر زيارات هذا الجسم كانت تلك في عام 1066، حيث جذب ظهوره انتباه العالم أجمع. وتشكل صورة المذنب في تلك المناسبة جزءًا مميزًا في سجادة بايو. ومن المتوقع أن يعود مذنب هالي مرة أخرى حوالي عام 1910.

وهناك الآن عدة مذنبات معروفة تدور في مسارات بيضاوية، وبالتالي يمكن تسميتها مذنبات دورية. وهذه الأجسام تُرصد بشكل أساسي باستخدام التلسكوبات، وهو ما يشكل تباينًا كبيرًا مع مذنب هالي الرائع. ومعظم المذنبات الدورية الأخرى لها فترات دوران أقصر بكثير من فترة مذنب هالي.

هالي. من بين هذه الأجرام، يُعد المذنب المعروف باسم مذنب إنكه هو الأكثر شهرة بلا منازع، وهو يستحق اهتمامنا الدقيق.

لقد كان للجسم الذي نتحدث عنه مسار ملفت للنظر، حيث قدم العديد من الأمثلة التوضيحية لقانون الجاذبية. نحن هنا لا نتناول المسارات الروتينية العادية للكواكب. فالكواكب تخضع في المقام الأول لتأثير جاذبية الشمس القوية، كما أنها تتأثر أيضًا إلى حد ما بالجاذبيات الصادرة عن الكواكب الأخرى. لطالما اعتاد علماء الرياضيات على التنبؤ بحركات هذه الأجرام من خلال الحسابات الدقيقة؛ فهم يعرفون كيف يتم تحديد موقع الكوكب تقريبًا بفعل جاذبية الشمس، كما يمكنهم تحديد التعديلات المختلفة التي سيخضع لها ذلك الموقع نتيجة الاضطرابات الناتجة عن الكواكب الأخرى. تزداد قدرة الكواكب على إحداث اضطرابات بشكل كبير عندما يسلك الجسم المتأثر مسارًا متمركزًا كمسار المذنب. غالبًا ما يكون مسار مثل هذا الجسم قريبًا جدًا من مسار كوكب ما، بحيث قد يمر المذنب بجانب الكوكب نفسه، حتى لو لم يحدث بينهما تصادم فعلي. في مثل هذه الحالات، يزداد التأثير المُضطرب بشكل هائل، ولذلك نلجأ إلى المذنبات عندما نرغب في توضيح نظرية الاضطرابات الكوكبية من خلال مثال ملفت للنظر.

بعد اتخاذ قرار اختيار مذنب، يأتي السؤال التالي: أي مذنب؟ لا يمكن هنا أن يكون هناك مجال كبير للتردد. يمكن استبعاد تلك المذنبات الرائعة التي تظهر بشكل عشوائي فورًا؛ فهي زوار يبدو أنهم يأتون لأول مرة ثم يغادرون دون أي وعد واضح بأن البشرية ستراهم مرة أخرى. يتحرك مذنب من هذا النوع على مسار بارابولي، ويدور مرة واحدة حول الشمس ثم يعود إلى الفضاء الذي جاء منه. لا يمكننا دراسة تأثير الاضطرابات على المذنب بشكل كامل إلا بعد مراقبته خلال عوداته المتتالية إلى الشمس. لذلك، يقتصر اختيارنا على الفئة الصغيرة نسبيًا من الأجرام المعروفة باسم المذنبات الدورية؛ ومن بين هذه الفئة، نختار الأنسب لغرضنا. وهو الجسم المعروف عمومًا باسم مذنب إنكه، لأنه رغم أن إنكه لم يكن المكتشف، إلا أن حساباته كانت هي التي ساعدت في ذلك.

إن المذنب يدين بشهرته للأبحاث التي أُجريت عليه مؤخرًا، والتي جعلته أكثر ملاءمة لأغراضنا.
في عام 1818، اكتشف عالم الفلك المجتهد بونس مذنبًا في مرسيليا. لا ينبغي أن نتخيل أن هذا الجسم قد تسبب في مشهد رائع؛ فقد كان جسمًا صغيرًا يمكن رؤيته بالتلسكوب، ولا يختلف كثيرًا عن تلك السدم الخافتة المنتشرة في السماء بآلاف. لكن يمكن التمييز بين المذنب والسديم بسهولة من خلال حركته بالنسبة للنجوم، بينما يظل السديم ساكنًا لقرون. تم تحديد موقع هذا المذنب من قبل مكتشفه وكذلك من قبل علماء فلك آخرين. اكتشف إنكه من خلال الملاحظات أن المذنب يعود إلى الشمس مرة كل ثلاث سنوات وبضعة أشهر، وكان ذلك إعلانًا مذهلاً. في ذلك الوقت، لم يتم اكتشاف أي مذنب آخر ذو فترة دوران قصيرة، لذا أثار هذا الجسم الجديد في النظام الشمسي اهتمامًا كبيرًا. ظهرت على الفور تساؤلات حول ما إذا كان من الممكن أن يكون هذا المذنب، الذي يدور بتكرار كبير، قد لوحظ خلال عوداته السابقة. تُعد السجلات التاريخية لظهور المذنبات بالمئات، فكيف يمكننا من بين هذا العدد اختيار تلك الأجسام التي تطابق المذنب الذي اكتشفه بونس؟

الشكل 70: مدار مذنب إنكه.
يمكننا أن نتخلى فورًا عن أي أمل في التعرف على هذا الجسم من خلال رسوماته، لكن لحسن الحظ، هناك سمة واحدة في المذنب يمكننا الاعتماد عليها، ولا يمكن لأي تغيرات في بنية المذنب نفسه أن تغيرها أو تخفيها. المسار الذي يسلكه الجسم في الفضاء مستقل عن التغيرات التي تحدث في بنيته. شكل ذلك المسار وموقعه يعتمدان كليًا على تلك الأجرام الأخرى في النظام الشمسي التي تؤثر بشكل مباشر على نظرية مذنب إنكه. في الشكل 70، نُظهر مدارات ثلاثة كواكب؛ تم اختيار هذه الكواكب بنسب معينة بحيث يمثل الكوكب الأقرب مدار كوكب عطارد، والكوكب التالي يمثل مدار الأرض، بينما الكوكب الأبعد يمثل مدار كوكب المشتري. بالإضافة إلى هذه الكواكب الثلاثة، نرى في الشكل مسارًا أكثر بيضاوية، وهو يمثل مدار مذنب إنكه، معروضًا على مستوى حركة الأرض.

يقع الشمس في مركز المنحنى البيضاوي. يُجبر المذنب على الدوران حول هذا المنحنى بفعل جاذبية الشمس، ويحتاج إلى أكثر من ثلاث سنوات لإكمال دورة كاملة. يمر المذنب قريبًا من الشمس عند نقطة الأقرب، وهي نقطة داخل مسار كوكب عطارد، بينما عند أقصى مسافة له يقترب من مسار كوكب المشتري. يتحدد مسار هذا المنحنى البيضاوي بشكل أساسي بفعل جاذبية الشمس. سواء كان وزن المذنب أونصة واحدة أو طنًا واحدًا أو ألف طن أو مليون طن، وسواء كان قطره بضعة أميال أو آلاف الأميال، فإن مساره سيظل كما هو. من خلال شكل هذا المنحنى البيضاوي، وحجمه الفعلي، والموقع الذي يتواجد فيه، نستطيع التعرف على المذنب. لقد تم رصده في عامي 1786 و1795 و1805، لكن في تلك المرات لم يُلاحظ أن مسار المذنب انحرف عن المنحنى البارابولي.

عادةً ما يكون مذنب إنكه خافتًا للغاية لدرجة أن أقوى تلسكوب في العالم لن يتمكن من رؤيته. بعد أحد زياراته الدورية، ينسحب المذنب حتى يصل إلى أبعد نقطة في مساره، ثم يعود ويقترب من الشمس مرة أخرى. يبدو أنه يستعيد قوته بفعل أشعة الشمس، ويبدأ في التوسع تحت تأثيرها الإيجابي. أثناء تحركه في هذا الجزء من مساره، يقل المسافة بينه وبين الأرض. يزداد بريقه يوميًا، حتى أخيرًا، جزئيًا بسبب زيادة السطوع الطبيعية وجزئيًا بسبب اقترابه من الأرض، يدخل ضمن نطاق تلسكوباتنا. يمكننا عمومًا التنبؤ بموعد حدوث ذلك، ويمكننا تحديد الاتجاه الذي يجب توجيه التلسكوب نحوه لرؤية المذنب عند عودته التالية إلى نقطة الأقرب. لا يمكن للمذنب أن يفلت من قبضة عالم الرياضيات؛ فهو يستطيع تحديد متى وأين سيتواجد المذنب، لكن لا أحد يستطيع التنبؤ بما سيكون عليه.

لو تم إزالة جميع الأجرام الأخرى في النظام، فإن مسار مذنب إنكه سيظل دائمًا يسير في نفس المنحنى البيضاوي بانتظام تام. الاهتمام الرئيسي بالنسبة لهدفنا الحالي لا يكمن في انتظام مساره، بل في الانحرافات التي تظهر في ذلك المسار بسبب وجود الأجرام الأخرى في النظام الشمسي. دعونا، على سبيل المثال، نتابع مسار المذنب أثناء مروره بنقطة الأقرب، وفيها...

يقع مسار هذا المذنب بالقرب من مسار كوكب عطارد. عادةً ما يكون عطارد في جزء بعيد من مساره في اللحظة التي يمر فيها المذنب، وبالتالي يكون تأثير الكوكب صغيرًا نسبيًا. لكن قد يحدث أحيانًا أن يقترب الكوكب والمذنب من بعضهما البعض. وقد حدث أحد أكثر الحالات إثارة للاهتمام من هذا النوع في 22 نوفمبر 1848؛ ففي ذلك اليوم، كان المذنب والكوكب مفصولين بمسافة تعادل حوالي ثلثين من المسافة بين الأرض والشمس، أي حوالي 3,000,000 ميل. وفي مناسبات أخرى، كانت المسافة بين مذنب إنكه وعطارد أقل من 10,000,000 ميل، وهي مسافة تعتبر ضئيلة مقارنة بأبعاد نظامنا الشمسي. إن مثل هذه الاقترابات الشديدة تؤدي إلى عواقب وخيمة على حركة المذنب. عطارد، رغم كونه جسمًا صغيرًا، إلا أن له كتلة كافية؛ فهو دائمًا ما يجذب المذنب، لكن قوة هذا الجذب تزداد بشكل هائل عندما يقترب المذنب من الكوكب أثناء تنقلاته. يؤدي تأثير هذا الجذب إلى إجبار المذنب على الانحراف عن مساره وإحداث تغييرات معينة في سرعته. ومع ابتعاد المذنب، يقل تأثير عطارد بسرعة حتى يصبح غير ملحوظ. لكن الزمن لا يستطيع محو من مدار المذنب التأثير الذي تسبب فيه تدخل عطارد. فالمدار المضطرب يختلف عن المدار البيضاوي الذي كان سيتبعه المذنب لو كان تأثير الشمس وحده هو الذي يحدد شكله. نحن قادرون على حساب حركة المذنب كما لو كانت تحت تأثير الشمس فقط، كما يمكننا أيضًا حساب التأثيرات الناتجة عن تدخل عطارد، شريطة أن نعرف كتلته.

على الرغم من أن عطارد هو أحد أصغر الكواكب، إلا أنه ربما يكون الأكثر إزعاجًا لعلماء الفلك. فهو قريب جدًا من الشمس لدرجة أنه نادرًا ما يُرى مقارنة بالكواكب الكبيرة الأخرى. مداره شديد الانحراف، كما أنه يتعرض لاضطرابات بسبب جاذبية الأجسام الأخرى، وهو أمر لم يتم فهمه بشكل كامل بعد. كما ظهرت صعوبة خاصة في محاولة وضع عطارد على ميزان القياس. يمكننا وزن الأرض بأكملها، ويمكننا وزن الشمس والقمر، بل وحتى كوكب المشتري والكواكب الأخرى، لكن عطارد يشكل تحديات ذات طبيعة خاصة. لو فيرييه،

لكنه نجح في ابتكار طريقة لوزنه. وأثبت أن كوكب الأرض يتعرض لجاذبية هذا الكوكب، وأوضح كيف يمكن معرفة مقدار هذه الجاذبية من خلال مراقبة الشمس، وبالتالي تمكن من تحديد كتلة عطارد بشكل تقريبي من خلال تحليل تلك الملاحظات. أشارت نتائج لو فيرييه إلى أن وزن هذا الكوكب يعادل حوالي الجزء الرابع عشر من وزن الأرض. بمعنى آخر، إذا وُضعت الأرض على ميزان، ووُضعت أربعة عشر كرة، كل منها بحجم عطارد، في الجانب الآخر، فإن الميزان سيظل متوازنًا. كان من الضروري التعامل مع هذه النتيجة بحذر شديد، لأنها كانت تعتمد على تفسير دقيق لقياسات غير مستقرة إلى حد ما، ويمكن اعتبارها نتيجة مؤقتة يجب التخلي عنها عند الحصول على نتيجة أفضل.

لقد ساهم اقتراب مذنب إنكه من عطارد، بالإضافة إلى الدراسات المعمقة التي أجراها فون أستن وباكلوند والتي تناولت ملاحظات هذا الجسم، في إلقاء ضوء كبير على هذا الموضوع؛ لكن بسبب خاصية معينة في حركة هذا المذنب، سنذكرها لاحقًا، فإن صعوبات هذه الدراسات هائلة. تشير أحدث نتائج باكلوند إلى أن الشمس أثقل بـ 9,700,000 مرة من عطارد، وهو يعتبر أن هذه النتيجة جديرة بالثقة الكبيرة. هناك فرق كبير بين هذه النتيجة (التي تشير إلى أن وزن الأرض يعادل حوالي ثلاثين مرة وزن عطارد) ونتيجة لو فيرييه؛ ومن ناحية أخرى، توصل هيردتل من خلال دراسة حركة المذنب الدوري فينيكه إلى قيمة لكتلة عطارد لا تختلف كثيرًا عن قيمة لو فيرييه. لكن عطارد هو الكوكب الوحيد الذي يوجد حوله قدر كبير من عدم اليقين فيما يتعلق بكتلته، وهذا لا ينبغي أن يجعلنا نشك في دقة هذه الآلة الدقيقة للوزن. انظر إلى مدار كوكب المشتري، الذي يقترب منه مذنب إنكه بشكل كبير عندما يبتعد عن الشمس؛ فأحيانًا يكون المشتري والمذنب قريبين جدًا من بعضهما، وعندها يؤثر الكوكب الضخم بشكل كبير على مدار المذنب المرن. يظهر مسار المذنب بوضوح آثار تأثيرات المشتري وكذلك تأثيرات عطارد. قد يبدو التمييز بين تأثيرات الكوكبين مهمة مستحيلة، نظرًا لأن كلاهما يخضع لتأثيرات أخرى قوية.

السيطرة المطلقة على الشمس، لكن أساليب التحليل الرياضي كافية للتعامل مع هذه المشكلة. فهي توضح مقدار ما يعود إلى عطارد ومقدار ما يعود إلى المشتري؛ وبذلك يمكن من خلال تحركات مذنب إنكه كشف كتلة المشتري وكتلة عطارد أيضًا. هنا لدينا وسيلة لاختبار دقة أجهزة الوزن لدينا. يمكن قياس كتلة المشتري من خلال أقماره، بالطريقة المذكورة في الفصل السابق. وبما أن الأقمار تدور حول الكوكب مرارًا وتكرارًا، فإنها توفر طريقة لقياس وزنه من خلال سرعة حركتها. فهي تخبرنا بأنه لو وُضعت الشمس على أحد ميزاني الميزان السماوي، لكان من الضروري استخدام 1,047 جسمًا مساويًا لكتلة المشتري على الميزان الآخر لتثقيله. لا يوجد تقريبًا أي أثر لعدم اليقين في هذا التحديد، ولذلك من المثير للاهتمام جدًا اختبار نظرية مذنب إنكه لمعرفة ما إذا كانت تعطي نتائج متوافقة. تم إجراء المقارنة من قبل فون أستن. يخبرنا مذنب إنكه بأن الشمس أثقل بمقدار 1,050 مرة من المشتري؛ لذا فإن النتائج متطابقة تقريبًا، ويتم تأكيد دقة مؤشرات المذنب. لكن حساب التأثيرات المؤثرة على مذنب إنكه معقد للغاية، لدرجة أن نتائج أستن ليست ذات قيمة كبيرة. من خلال حركة مذنب فينيكه الدوري، اكتشف هيردتل أن الشمس أثقل بمقدار 1,047·17 مرة من المشتري، وهو ما يتوافق تمامًا مع أفضل النتائج المستخلصة من جاذبية المشتري على أقماره والكواكب الأخرى.

لقد ناقشنا حتى الآن تحركات مذنب إنكه في الحالات التي تسلط الضوء على أسئلة كانت معروفة لدينا إلى حد ما. والآن نتناول مشكلة مشهورة، حيث يعتبر مذنب إنكه مصدرنا الوحيد للمعلومات. كل 1,210 أيام، يكمل المذنب دورة كاملة حول مداره ويعود مرة أخرى إلى محيط الشمس. لكن حركات المذنب غير منتظمة إلى حد ما. لقد شرحنا بالفعل كيف تنشأ التأثيرات المؤثرة من عطارد والمشتري. كما تنشأ تأثيرات أخرى من جاذبية الأرض والكواكب الأخرى؛ لكن يمكن أخذ كل هذه العوامل في الاعتبار، وعندها يمكننا أن نتوقع، إذا كانت قانون الجاذبية صحيحًا عالميًا، أن يتبع المذنب الحسابات الرياضية. لم يثبت مذنب إنكه صحة ذلك.

التوقع؛ ففي كل دورة، يقل الفترة الزمنية بشكل مطرد! في كل مرة يعود فيها المذنب إلى نقطة الأقرب إلى الشمس، يحدث ذلك في وقت أقل بساعتين ونصف مقارنة بالمرة السابقة. بلا شك، ساعتان ونصف فترة زمنية قصيرة مقارنة بفترة دورة كاملة؛ لكن في المنطقة التي يمكننا رؤيتها من مساره، يتحرك المذنب بسرعة كبيرة لدرجة أن حركته خلال ساعتين ونصف تكون كبيرة جدًا. لا يمكن تجاهل هذا الاختلاف، لأنه تم تأكيده من خلال عمليات العودة خلال حوالي عشرين دورة. كان يُعتقد أحيانًا أن هذه الاختلافات قد تعود إلى بعض التأثيرات الكوكبية التي لم يتم أخذها في الاعتبار أو لم يتم تفسيرها بشكل كامل. لكن التحليل الدقيق الذي أجراه فون أستن وباكلوند رفض هذا التفسير. لقد درسا الملاحظات بدقة حتى عام 1891، لكن فقط لتأكيد حقيقة هذا الانخفاض في الفترة الزمنية لمذنب إنكه.

لقد اقترح إنكه منذ زمن بعيد تفسيرًا لهذه الاختلافات. دعونا نحاول بإيجاز وصف هذه الفرضية المهمة. عندما نقول إن جسمًا ما سيتحرك على مسار بيضاوي حول الشمس بفعل الجاذبية، فإننا نفترض دائمًا أن لدى الجسم حرية الحركة في الفضاء. نفترض أنه لا يوجد احتكاك، ولا هواء، ولا أي مصدر آخر للتأثيرات المزعجة. لكن لنفترض أن هذا الافتراض خاطئ؛ لنفترض أن هناك في الواقع وسطًا ما يملأ الفضاء ويقاوم المذنب بنفس الطريقة التي يعيق بها الهواء طيران رصاصة البندقية، فما هو التأثير الذي يجب أن يحدثه مثل هذا الوسط؟ هذه هي الفكرة التي طرحها إنكه. حتى لو كان معظم الفضاء فارغًا تمامًا، بحيث لا يمكن لمسار المذنب الرقيق أن يشعر بأي مقاومة، إلا أنه في محيط الشمس كان يُفترض أن يكون هناك وسط شديد النفاذية قادر على التأثير على جسم خفيف كهذا. يمكن إثبات أن وجود وسط مقاوم كما افترضنا سيقلل من حجم مسار المذنب ويقلل من الفترة الزمنية لدورته. لكن هذه الفرضية تم التخلي عنها الآن. لطالما بدا الأمر غريبًا لأنه لم يظهر أي مذنب آخر أي علامة على التباطؤ بسبب هذا الوسط المقاوم المفترض. لكن جهود باكلوند أثبتت الآن بلا شك أن تسارع حركة المذنب...

مذنب إنكه ليس مذنبًا ثابتًا، ولا يمكن تفسيره بوجود وسط مقاوم موزع حول الشمس، بغض النظر عن كيفية تخيل تركيب هذا الوسط من حيث الكثافة على مسافات مختلفة من الشمس. وجد باكلوند أن التسارع كان ثابتًا إلى حد ما في الفترة من 1819 إلى 1858؛ ثم بدأ في الانخفاض بين عامي 1858 و1862، واستمر في الانخفاض حتى فترة ما بين عامي 1868 و1871، ومنذ ذلك الحين ظل ثابتًا إلى حد ما. ويعتقد أن التسارع لا يمكن أن ينتج إلا عن تصادم المذنب بشكل دوري مع سرب من الشهب، وإذا استطعنا مراقبة المذنب أثناء حركته عبر معظم مداره، فسنتمكن من تحديد المكان الذي يحدث فيه هذا التصادم.

لقد اخترنا مذنب هالي ومذنب إنكه كأمثلة على فئة المذنبات الدورية، وهما بالفعل أبرز أعضاء في هذه الفئة. ومن المذنبات الدورية الملفتة للنظر أيضًا مذنب بيلا، وسنتحدث عنه بمزيد من التفصيل في الفصل التالي. أما بالنسبة لفئة المذنبات غير الدورية الأكثر تعدادًا، فيمكن ذكر العديد من الأمثلة. سنذكر بعض المذنبات التي ظهرت خلال القرن الحالي. أولها المذنب الرائع لعام 1843، الذي ظهر فجأة في فبراير من ذلك العام، وكان ساطعًا لدرجة أنه كان يمكن رؤيته في وضح النهار. سلك هذا المذنب مسارًا لا يمكن التمييز فيه بشكل قاطع بينه وبين المنحنى البارابولي، رغم عدم وجود شك في أنه كان قد يكون بيضويًا ممتدًا للغاية. غالبًا ما يكون من المستحيل تحديد مثل هذه الأمور خلال الفرص القصيرة المتاحة لتحديد موقع المذنب. يمكننا فقط رؤية الجسم خلال جزء صغير جدًا من مداره، وحتى في تلك الحالة لا يكون نقطة واضحة يمكن قياسها بالدقة الممكنة في مراقبة النجوم أو الكواكب. لكن مذنب عام 1843 يتميز بشكل خاص بسرعة حركته والاقتراب الشديد الذي حدث له من الشمس. يجب أن تكون درجة الحرارة التي تعرض لها أثناء مروره حول الشمس أعلى بكثير من الحرارة التي يمكن توليدها في أقوى أفراننا. ولو كانت المواد التي يتكون منها المذنب عبارة عن العقيق أو الكورنيليان، أو أكثر المواد صعوبة في الانصهار...

لو كانت موجودة على الأرض، لكانت قد انصهرت وتحولت إلى بخار بسبب شدة أشعة الشمس.

كان المذنب العظيم لعام 1858 واحدًا من المشاهد السماوية الرائعة في العصر الحديث. لقد تم رصده لأول مرة في 2 يونيو من ذلك العام على يد دوناتي، الذي سُمي المذنب باسمه لاحقًا؛ كان في ذلك الوقت مجرد بقعة ضبابية خافتة، وظل يتحرك عبر السماء لمدة ثلاثة أشهر تقريبًا دون أن يُظهر أي علامات على الروعة التي سيصل إليها قريبًا. بحلول نهاية أغسطس، أصبح المذنب مرئيًا بالعين المجردة بصعوبة، وكان له ذيل صغير جدًا، لكن مع اقترابه تدريجيًا من الشمس في سبتمبر، أصبح سريعًا متألقًا للغاية. تطور ذيل ضخم الحجم بسرعة، وبحلول منتصف أكتوبر، عندما بلغ أقصى درجات السطوع، امتد طوله ليشكل قوسًا بزاوية أربعين درجة. زادت جمالية وإثارة هذا المذنب بشكل كبير بفضل موقعه المثالي في السماء في موسم كانت فيه الليالي مظلمة بما فيه الكفاية.

في 22 مايو 1881، اكتشف السيد تيبوت من ويندسور في نيو ساوث ويلز مذنبًا تطور بسرعة ليصبح واحدًا من أكثر الأجرام السماوية إثارة للاهتمام التي شوهدت في هذا الجيل. حوالي 22 يونيو، أصبح مرئيًا من هذه الخطوط العرضية في السماء الشمالية عند منتصف الليل. تدريجيًا، ارتفع أعلى فأعلى حتى مر بالقطب. كان نواة المذنب ساطعة مثل نجم من الدرجة الأولى، وكان طول ذيله حوالي 20 درجة. في 2 سبتمبر، توقف عن كونه مرئيًا بالعين المجردة، لكنه ظل مرئيًا في التلسكوبات حتى فبراير التالي. كان هذا أول مذنب تم تصويره بنجاح، ويمكن القول إن المذنبات تمتلك قوة إشعاعية ضئيلة جدًا. تم تقدير أن شدة ضوء القمر أكبر بـ 300,000 مرة من شدة ضوء المذنبات من حيث استخدامات التصوير الفوتوغرافي.

من بين الأجرام من هذه الفئة التي حظيت باهتمام كبير ومستحق، كان هناك ذلك الذي اكتُشف في نصف الكرة الجنوبي في أوائل سبتمبر 1882. ازداد سطوعه بشكل كبير لدرجة أن السيد كومون استطاع رؤيته نهارًا في 17 من ذلك الشهر، بينما في نفس اليوم

كان علماء الفلك في رأس الرجاء الصالح محظوظين بما يكفي لمراقبة الجسم وهو يقترب فعلاً من حافة الشمس، حيث اختفى عن الأنظار. نحن نعلم أن المذنب كان يجب أن يمر بين الأرض والشمس، ومن المثير للاهتمام جداً معرفة من خلال مراقبي رأس الرجاء الصالح أنه كان غير مرئي تماماً عندما كان مسقطاً على قرص الشمس. في اليوم التالي، أصبح مرئياً مرة أخرى بالعين المجردة في ضوء النهار الساطع، على بعد مسافة قريبة من الشمس، وتم إجراء ملاحظات طيفية قيّمة في دونيخت وباليرمو. في ذلك الوقت، كان المذنب يمر بالجزء الأقرب من مداره إلى الشمس، وبعد حوالي أسبوع بدأ يظهر في الصباح قبل شروق الشمس، بالقرب من الأفق الشرقي، مع وجود ذيل طويل ورفيع. (انظر اللوحة XVII). تدريجياً، زاد طول النواة حتى تفككت إلى أربع قطع منفصلة موجودة في خط مستقيم، بينما أصبح رأس المذنب مغطى بنوع من الأنبوب الضبابي الخافت الذي يشير نحو الشمس. كما أصبحت عدة كتل ضبابية صغيرة منفصلة مرئية أيضاً، وهي تتحرك مع المذنب، ولكن ليس بنفس السرعة. أصبح المذنب غير مرئي بالعين المجردة في فبراير، وآخر مرة تمت مراقبته باستخدام التلسكوب كانت في أمريكا الجنوبية في 1 يونيو 1883.

هناك تشابه ملحوظ بين مدار هذا المذنب والمدارات التي سارت فيها مذنب عام 1668، والمذنب العظيم عام 1843، ومذنب عظيم آخر شوهد في عام 1880 في نصف الكرة الجنوبي حول الشمس. في الواقع، سارت هذه المذنبات الأربعة على مسارات تقريباً متطابقة ودارت حول الشمس على بعد بضعمائة ألف ميل من سطح الفوتوسفير. من الممكن أيضاً أن المذنب الذي ظهر، وفقاً لأرسطو، في عام 372 قبل الميلاد قد سلك نفس المدار. ومع ذلك، لا يمكننا افتراض أن كل هذه كانت ظواهر لمذنب واحد، لأن ملاحظات مذنب عام 1882 أظهرت أن فترة دورانه تبلغ حوالي 772 سنة. ليس من المستحيل أن يكون مذنبا عامي 1843 و1880 هما نفس المذنب، لكن في كلا العامين كانت مدة الملاحظات قصيرة جداً لدرجة لا تسمح لنا بتحديد ما إذا كان المدار بارابوليا أم بيضاوياً. ولكن بما أن مذنب عام 1882 كان جسماً منفصلاً في كل الأحوال، فإنه يبدو أكثر احتمالاً أننا هنا أمام عائلة من المذنبات تقترب من الشمس من نفس منطقة الفضاء وتسير على مسارات تقريباً متطابقة.

نفس المسار. نحن نعرف بعض الحالات الأخرى لمثل هذه التشابهات بين مدارات المذنبات المختلفة.

من بين المذنبات المثيرة للاهتمام التي شوهدت في السنوات القليلة الماضية، يمكننا ذكر واحد اكتشفه السيد هولمز في لندن في 6 نوفمبر 1892. كان موجودًا آنذاك على بُعد قريب من السديم الساطع في كوكبة أندروميدا، ومثله كان يمكن رؤيته بالعين المجردة فقط. أصبح المذنب تدريجيًا أضعف وأكثر تشتتًا، لكن في 16 يناير من العام التالي ظهر فجأة مع تكثف مركزي، على شكل نجم من الدرجة الثامنة، محاط بغلاف صغير. توسع تدريجيًا مرة أخرى وأصبح أضعف، حتى تم رصده آخر مرة في 6 أبريل.[32] تبين أن مداره كان بيضاويًا أقرب إلى الدائرة من مدار أي مذنب آخر معروف، وكانت الفترة الزمنية لمداره تقارب سبع سنوات. مذنب آخر من عام 1892 يستحق الذكر لأنه اكتشفه البروفيسور بارنارد من مرصد ليك على صورة فوتوغرافية لمنطقة في كوكبة العقاب؛ وتمكن على الفور من التمييز بين المذنب والسديم من خلال حركته.

منذ عام 1864، تم تحليل ضوء كل مذنب ظهر باستخدام المجهر الطيفي. إن السطوع السطحي الضعيف لهذه الأجرام يجعل من الضروري فتح شق المجهر الطيفي على نطاق واسع، كما أن درجة التشتت المستخدمة لا يمكن أن تكون كبيرة جدًا، مما يجعل إجراء قياسات دقيقة أمرًا صعبًا. يتميز طيف المذنب بشكل أساسي بثلاثة أشرطة ساطعة تتدرج في الخفوت نحو اللون الأرجواني، وتكون واضحة المعالم على الجانب الموجه نحو اللون الأحمر. ينتج هذا المظهر عن عدد كبير من الخطوط الدقيقة والمتقاربة، التي تقل شدتها ومسافتها عن بعضها البعض نحو اللون الأرجواني. تكشف هذه الأشرطة الثلاثة عن وجود الهيدروكربونات في المذنبات.

إن الدور المهم الذي نجد أن الكربون يلعبه في تكوين المذنبات يكون أكثر إثارة للانتباه عندما نفكر في أهمية هذا العنصر على الأرض. نراه كالمكون الرئيسي لكل الكائنات النباتية، كما نجده موجودًا دائمًا في الكائنات الحيوانية. من الحقائق المثيرة للاهتمام أن هذا العنصر، ذا الأهمية البالغة على الأرض، قد تم إثبات وجوده الآن في هذه الأجرام المتجولة. الهيدروكربونات

لكن الأشرطة ليست دائمًا الميزات الوحيدة المرئية في أطياف المذنبات. ففي مذنب شوهد في أشهر الربيع عام 1882، اكتشف البروفيسور كوبلاند ظهور خط أصفر ساطع جديد، يتطابق موقعه مع خط D للصوديوم، وظهر فجأة؛ وقد لوحظ لاحقًا من قبله ومن قبل مراقبين آخرين أن هذا الخط كان مزدوجًا بشكل رائع. في الواقع، كان تأثير الصوديوم في هذا المذنب قويًا للغاية، لدرجة أنه كان من الممكن رؤية رأس المذنب وذيله بوضوح تام باستخدام ضوء الصوديوم، وذلك عن طريق فتح شق المطياف على نطاق واسع جدًا، تمامًا كما يمكن رؤية البروزات الشمسية باستخدام ضوء الهيدروجين. بلغ خط الصوديوم أقصى درجات السطوع عندما كان المذنب على أقرب مسافة من الشمس، بينما كانت أشرطة الهيدروكربون إما غير مرئية أو خافتة للغاية. لوحظ نفس الارتباط بين شدة خط الصوديوم والمسافة عن الشمس في المذنب الكبير الذي ظهر في سبتمبر عام 1882.

تمت مراقبة طيف المذنب الكبير لعام 1882 من قبل كوبلاند ولوهسه في 18 سبتمبر في وقت النهار، وإلى جانب خط الصوديوم، رأيا عددًا من الخطوط الساطعة الأخرى، والتي يبدو أنها ناتجة عن بخار الحديد، كما تم رؤية الخط الوحيد للمنغنيز الذي يمكن رؤيته في درجة حرارة موقد بونزن أيضًا. تم إجراء هذه الملاحظة المذهلة بعد أقل من يوم من مرور المذنب عبر نقطة الأقرب إلى الشمس، وهو ما يوضح النشاط الرائع الذي يحدث داخل المذنب عندما يكون على مقربة شديدة من الشمس.

اللوحة السابعة عشرة.

مذنب عام 1882،
كما رُؤي من ستريثام، في 4 نوفمبر، الساعة 4 صباحًا.
من رسم لـ تي. إي. كي.

بالإضافة إلى الخطوط الساطعة، يُظهر المذنبات عادةً طيفًا مستمرًا خافتًا، يمكن أحيانًا التمييز فيه بخطوط فراونهوفر المظلمة. بالطبع، هذا يدل على أن الطيف المستمر ناتج إلى حد كبير عن ضوء الشمس المنعكس، لكن لا شك أن جزءًا منه ينتج في الواقع عن ضوء يتولد داخل المذنب نفسه. وكان هذا بالتأكيد هو الحال مع أول مذنب في عام 1884، حيث رافق انفجار مفاجئ في الضوء من هذا الجسم زيادة كبيرة في سطوع الطيف المستمر. كما أدى تغير في السطوع النسبي للأشرطة الثلاثة المكونة من الهيدروكربونات إلى ارتفاع كبير في درجة الحرارة، وخلال فترة استمرار هذا الارتفاع، أصدر المذنب ضوءًا أبيضًا.

وبما أن المذنبات أقرب إلى الأرض بكثير من النجوم، فإنه قد يحدث أحيانًا أن يصل المذنب إلى موقع يقع مباشرة بين الأرض ونجم. وهناك ظاهرة مشابهة تمامًا في حركة القمر؛ حيث يختفي النجم بهذه الطريقة باستمرار، ومراقبة مثل هذه الظواهر أمر مألوف لدى علماء الفلك؛ لكن عندما يمر مذنب أمام نجم، فإن الظروف تختلف تمامًا. فالنجم يظل قابلاً للرؤية تقريبًا بنفس الوضوح من خلال المذنب كما لو كان المذنب غير موجود على الإطلاق. وقد لوحظ هذا مرارًا وتكرارًا. ومن أشهر عمليات المراقبة من هذا النوع تلك التي قام بها السير جون هرشل الراحل على مذنب بيلا، وهو من النوع الدوري، وسيتم الإشارة إليه في الفصل التالي. فقد رأى هذا العالم الفلكي البارز في إحدى المرات هذا الجسم وهو يمر فوق عنقود نجوم؛ وكان ذلك العنقود يتكون من نجوم دقيقة للغاية، لا يمكن رؤيتها إلا باستخدام تلسكوب قوي مثل ذلك الذي كان يستخدمه السير جون. فأدنى ضباب خفيف أو أدنى أثر لسحابة كان كافيًا لإخفاء جميع النجوم. لذلك، راقب عالم الفلك تقدم مذنب بيلا بكل اهتمام. تدريجيًا، بدأ المذنب يتقدم نحو مجموعة النجوم، بحيث لو كان له كتلة ملموسة، لكانت النقاط اللامعة العديدة قد أُخفيت تمامًا. لكن ما هي الحقائق؟ حتى أصغر نجم في ذلك العنقود، حتى الأصغر منها...

نقطة الضوء التي استطاع المقراب العملاق رؤيتها، أظهرت أن كل جسم في المجموعة كان واضحًا تمامًا ويتلألأ من خلال كتلة مذنب بيلا.

كانت هذه ملاحظة مهمة. يجب أن نتذكر أن الحاجز الذي يفصل بين المجموعة النجمية والمقراب لم يكن ستارة رقيقة؛ بل كان كتلة من مادة المذنب بسمك آلاف الأميال. فلنقارن إذًا بين رقة المذنب التي يصعب تخيلها والسحب التي اعتدنا عليها. فالسحابة بسمك بضع مئات من الأقدام ستخفي ليس فقط النجوم، بل حتى الشمس نفسها. أما أخف ضباب يطفو في سماء الصيف، فإنه سيحجب النجوم عن أنظارنا أكثر مما يفعل مائة ألف ميل من مادة المذنب الموجودة هنا.

مر المذنب العملاق دوناتي فوق العديد من النجوم التي كانت واضحة تمامًا من خلال ذيله. ومن بين هذه النجوم كان هناك نجم ساطع جدًا، وهو النجم المعروف أركتوروس. ولحسن الحظ، مر المذنب فوق أركتوروس، وعلى الرغم من أن الجزء الأكثر كثافة من المذنب كان يفصل بين الأرض والنجم، إلا أن أركتوروس استمر في التلألؤ ببريقه دون أن يقل. لكن الملاحظات الحديثة أظهرت أن النجوم قد تتغير درجة بريقها في بعض الحالات عندما يمر الجزء الأكثر كثافة من المذنب فوقها. في الواقع، من الصعب تخيل أن يظل نجم مرئيًا إذا مر جوهر مذنب كبير جدًا فوقه؛ لكن يبدو أن فرصة اختبار هذا الافتراض لم تظهر بعد.

وبما أن المذنب يحتوي على مواد غازية شفافة، فقد نتوقع أن يتغير موقع النجم عندما يقترب المذنب منه. إن قوة الانكسار في الهواء كبيرة جدًا. عندما ننظر إلى غروب الشمس، نرى الشمس وكأنها تمر تحت الأفق؛ لكن في الواقع، تكون الشمس قد غربت تحت الأفق قبل أن يبدأ أي جزء من قرصها في الهبوط. إن قوة الانكسار في الهواء تُحوّل أشعة الضوء وتُظهر الشمس، رغم أنها محجوبة مباشرة بالعوائق الموجودة في الطريق. أما قوة الانكسار في مادة المذنبات فهي...

لقد خضع لاختبارات دقيقة. لوحظ أن مذنبًا يقترب من نجمين؛ أحدهما كان يُرى من خلال المذنب، بينما كان النجم الآخر يمكن رؤيته مباشرة. لو كان لهذا الجسم كمية كبيرة من الغاز في تركيبه، لتغير الموقع النسبي للنجمين. تم اختبار هذه الفرضية أكثر من مرة عبر قياسات فعلية، وأحيانًا لم يتم اكتشاف أي تغيير ملحوظ في الموقع، وبالتالي في مثل هذه الحالات لا يكون للمذنب كثافة ملحوظة. لكن القياسات الدقيقة للمذنب العملاق في عام 1881 أظهرت أن هناك قدرًا معينًا من القوة الانكسارية في محيط النواة، رغم أنها ضئيلة جدًا مقارنة بقوة الانكسار في جونا.

اللوحة ج.
المذنب أ 1892، 1. سويفت.
تم التقاط الصورة بواسطة إي.إي. بارنارد، في 7 أبريل 1892.

من هذه الاعتبارات، من المرجح أن يُقرّ فورًا بأن كتلة المذنب يجب أن تكون بالفعل كمية صغيرة جدًا مقارنة بحجمه. عندما نحاول وزن المذنب فعليًا، تبين أن جهودنا قد باءت بالفشل. لقد تمكنا من وزن الكواكب الضخمة مثل المشتري وزحل؛ بل تمكنا حتى من وزن الشمس نفسها؛ فقد وفر لنا قانون الجاذبية جهازًا رائعًا للوزن تم استخدامه في جميع هذه الحالات بنجاح، لكن نفس الطرق المستخدمة مع المذنبات تتضح سريعًا كأنها وهمية. لا يوجد أي جهاز وزن معروف لدى علماء الفلك دقيق بما يكفي لتحديد وزن المذنب. كل ما يمكننا فعله في أي ظروف هو وزن جسم سماوي مقارنة بآخر. يبدو أن المذنبات شبه خالية من الوزن عند تقديرها بناءً على كتل الأرض أو أي من الكواكب الكبيرة الأخرى. بالطبع، من الواضح أنه عندما نقول إن وزن المذنب غير قابل للتقدير، فإننا نعني ذلك بالنسبة للأجسام الأخرى في نظامنا. ربما لا يشك أحد الآن في أن المذنب الكبير يجب أن يكون وزنه أطنانًا؛ لكن سواء كانت تلك الأطنان تُحسب بالعشرات أو المئات أو الآلاف أو الملايين، فإن المجموع يبدو ضئيلًا جدًا مقارنة بوزن جسم مثل الأرض.

كما يتضح لنا صغر كتلة المذنبات بطريقة لافتة للنظر عندما نتذكر ما قيل في الفصل السابق حول الموضوع المهم المتعلق بالاضطرابات الكوكبية. لقد تناولنا هناك استقرار نظامنا، وأوضحنا أن هذا الاستقرار يعتمد على قوانين معينة يجب على حركات الكواكب أن تلتزم بها دائمًا. تتحرك الكواكب تقريبًا في دوائر، ومداراتها جميعًا تقريبًا في نفس المستوى، وتتحرك جميعها في نفس الاتجاه. سيكون استقرار النظام معرضًا للخطر إذا لم يتم الوفاء بأي من هذه الشروط. في تلك المناقشة، لم نذكر المذنبات على الإطلاق. ومع ذلك، فهي أعضاء في نظامنا، وعددها يفوق عدد الكواكب بكثير. ترفض المذنبات هذه القواعد التي تلتزم بها الكواكب بصرامة؛ فمداراتها ليست دائمًا دائرية، بل غالبًا ما تكون بارابولية، وبالتالي تختلف اختلافًا كبيرًا عن المسار الدائري. كما أن مستويات مدارات المذنبات لا تؤثر على أي جانب معين؛ فهي مائلة بأشكال مختلفة.

تبدو الزوايا والاتجاهات التي تتحرك فيها المذنبات مجرد أمور عشوائية. إن جميع قواعد نظام الكواكب هذه يخالفها المذنبات، لكن نظامنا يستمر؛ فقد استمر لعصور لا تحصى، ويبدو أنه مقدر له أن يستمر لعصور قادمة. تُجذب المذنبات من قبل الكواكب، والعكس صحيح، فالمذنبات يجب أن تجذب الكواكب أيضًا وأن تُعكّر مداراتها إلى حد ما؛ لكن إلى أي مدى؟ لو كانت المذنبات تتحرك في مدارات خاضعة لنفس القوانين العامة التي تميز حركة الكواكب، لانهارت حجتنا. قد تتعرض الكواكب لاضطرابات كبيرة بسبب جاذبية المذنبات، لكن مع مرور الوقت ستتعادل هذه الاضطرابات فيما بينها، ولن يتأثر استقرار النظام. لكن الوضع مختلف تمامًا عندما نتعامل مع مدارات المذنبات الفعلية. لو كانت المذنبات قادرة على إحداث اضطرابات كبيرة في الكواكب، لما تعادلت هذه الاضطرابات فيما بينها، ومع مرور الوقت سيدمر النظام بسبب تراكم مستمر للاختلالات. لكن الحقائق تُظهر أن النظام قد استمر، ولا يزال يستمر، رغم وجود المذنبات؛ ولذلك نضطر إلى الاستنتاج بأن كتل المذنبات يجب أن تكون ضئيلة مقارنة بكتل الأجرام الكوكبية الكبيرة.

تُظهر هذه الاعتبارات قوانين الجاذبية الكونية وعلاقتها باستقرار نظامنا بطريقة لافتة للغاية. إذا أخذنا المذنبات في الاعتبار، يمكننا القول إن النظام الشمسي يضم آلاف الأجرام، في مدارات بأحجام وأشكال ومواقع مختلفة، والوحيد الذي يجمع بينها هو أن الشمس تشغل نقطة تركيز مشتركة للجميع. معظم هذه الأجرام ضئيلة جدًا مقارنة بالكواكب، ومداراتها موضوعة بطريقة تجعلها، رغم أنها قد تتأثر كثيرًا باضطرابات الأجرام الأخرى، غير قادرة في أي حال على إحداث اضطرابات كبيرة. لكن هناك بعض الكواكب الكبيرة القادرة على إحداث اضطرابات هائلة؛ ولو لم تكن مداراتها مضبوطة بشكل صحيح، لكان الفوضى هي النتيجة عاجلاً أم آجلاً. ومن خلال التكيف المتبادل لمداراتها لتصبح دائرية تقريبًا، وفي مستوى واحد تقريبًا، وباتجاه موحد، تم تحقيق هدنة دائمة بين الكواكب الكبيرة. لم تعد قادرة الآن على تعطيل بعضها البعض بشكل دائم، بينما

الكتلة الصغيرة للمذنبات تجعلها غير قادرة على فعل ذلك. وبذلك يتحقق استقرار الكواكب الكبيرة؛ لكن يجب ملاحظة أنه لا يوجد ضمان لاستقرار المذنبات. فمساراتها المتعرجة وغير المنتظمة قد تخضع لأكبر أنواع التغيرات؛ بل إن تاريخ علم الفلك يحتوي على العديد من الأمثلة على التقلبات التي تتعرض لها مسارات المذنبات.

تظهر المذنبات الكبيرة في السماء في ظروف متنوعة للغاية. لا يوجد جزء من السماء، ولا كوكبة أو منطقة، لا تكون عرضة لزيارات هذه الأجسام الغامضة من حين لآخر. لا يوجد موسم في السنة، ولا ساعة في النهار أو الليل، لا يمكن فيها رؤية المذنبات فوق الأفق. وبالمثل، فإن حجم وشكل المذنبات يختلف تمامًا، بدءًا من بقعة خافتة يمكن رؤيتها بالعين المجردة مع استخدام تلسكوب قوي، وصولًا إلى جسم ضخم ولامع، له ذيل يمتد عبر السماء لمسافة تصل من الأفق إلى الزنيث. كما أن اتجاه ذيل المذنب يبدو في البداية أنه يمكن أن يكون في أي اتجاه ممكن: قد يكون مستقيمًا في السماء، كما لو كان المذنب على وشك الغوص تحت الأفق؛ أو قد يمتد من رأس المذنب، كما لو أن الجسم قد أُطلق من الأسفل؛ أو قد يميل إلى اليمين أو اليسار. وسط كل هذا التنوع وما يبدو من تقلبات عشوائية، هل يمكننا اكتشاف أي خاصية مشتركة بين الظواهر المختلفة؟ سنجد أن هناك قانونًا ملحوظًا جدًا يتبعه ذيول المذنبات — قانون صحيح ومُرضٍ للغاية، بحيث إذا أُعطينا موقع المذنب في السماء، يمكننا على الفور تحديد الاتجاه الذي سيكون فيه ذيله.

يظهر مذنب جميل في السماء الشمالية خلال الصيف. إنها قرب منتصف الليل؛ نحن ننظر إلى الذيل الخافت اللمعان، الذي يكون مستقيمًا ويشير نحو الزنيث؛ ربما يكون منحنيًا قليلاً أو ربما بشكل كبير، لكن في النهاية، فإنه يكون موجهًا من الأفق إلى الزنيث. نحن هنا لا نشير إلى مذنب معين. كل مذنب، كبيرًا كان أم صغيرًا، يظهر في الشمال، يجب أن يكون ذيله موجهًا لأعلى في اتجاه شبه عمودي في منتصف الليل. هذه الحقيقة، التي تم التحقق منها في مناسبات عديدة، هي توضيح ملحوظ لقانون اتجاه ذيول المذنبات. فكر للحظة في حقائق هذه الحالة.

إنه الصيف؛ فالغسق في الشمال يُظهر موقع الشمس، وذيل المذنب يشير مباشرة بعيدًا عن الغسق وبعيدًا عن الشمس. لنأخذ حالة أخرى: إنه المساء؛ لقد غربت الشمس، وبدأت النجوم تضيء، ويُرى مذنب ذو ذيل طويل. سواء كان ذلك المذنب مرتفعًا أو منخفضًا، شمالًا أو جنوبًا، شرقًا أو غربًا، فإن ذيله يشير دائمًا بعيدًا عن ذلك الاتجاه الغربي حيث لا تزال أشعة الشمس المتبقية موجودة. كما يمكن مراقبة مذنب في الصباح الباكر، وإذا تم تحريك النظر من المكان الذي تظهر فيه أولى خيوط الفجر إلى رأس المذنب، فإن ذيل المذنب سيُوجد في نفس الاتجاه، بعيدًا عن الشمس. هذا القانون له تطبيق أكثر عمومية؛ ففي أي موسم، وفي أي وقت من ليلة، يكون ذيل المذنب موجهًا بعيدًا عن الشمس.

قبل أكثر من ثلاثمائة عام، لفت هذا الأمر المتعلق بحركة المذنبات انتباه أولئك الذين تأملوا في حركات الأجرام السماوية. إنها حقيقة واضحة من خلال الملاحظة العادية، وهي تمنح درجة معينة من الاتساق للظواهر العديدة المتعلقة بالمذنبات، ويجب أن تكون أساسًا لبحوثنا حول بنية أذيال المذنبات.

في الشكل المرفق، الشكل 71، نعرض جزءًا من المسار البارابولي لمذنب، كما نوضح أيضًا موقع ذيل المذنب في نقاط مختلفة من مساره. ربما يكون من المبالغة القول بأن ذيل المذنب يجب أن يكون دائمًا موجهًا بعيدًا عن الشمس طوال رحلته الطويلة. أولاً، يجب تذكر أننا لا نستطيع رؤية المذنب إلا خلال ذلك الجزء الصغير من رحلته عندما يقترب من الشمس أو يبتعد عنها. كما يجب أيضًا تذكر أنه أثناء دوران المذنب حول الشمس، فإن سطوع الشمس يغلب سطوع المذنب بشكل كبير، مما يجعل المذنب غير مرئي في كثير من الأحيان، تمامًا كما تكون النجوم غير مرئية في وقت النهار. في الواقع، في بعض الحالات، تُطلق رذاذات من مواد المذنب بالفعل نحو الشمس.

الشكل 71: ذيل المذنب المتجه نحو الشمس.
عند النظر إلى هذا الموضوع بشكل سريع، قد يُعتقد أن المذنب، بسبب سرعته الهائلة، يترك ذيله خلفه فقط، تمامًا كما تتناثر شرارات الصاروخ على طول مساره. لكن هذا تشبيه خاطئ تمامًا؛ فالمذنب يتحرك ليس داخل غلاف جوي، بل في الفضاء المفتوح، حيث لا يوجد وسط كافٍ لجر الذيل في خط حركته. من الخصائص الملفتة للنظر أيضًا نمو الذيل تدريجيًا مع اقتراب المذنب من الشمس. ففي الوقت الذي يكون فيه المذنب على بعد كبير، عادةً لا يكون لديه ذيل ملحوظ، لكن مع اقترابه يبدأ الذيل في النمو تدريجيًا، وفي بعض الحالات يصل إلى أبعاد هائلة. لا ينبغي الاعتقاد بأن هذا النمو ناتج فقط عن تقلص المسافة. يمكن إثبات أن نمو الذيل يحدث بسرعة أكبر بكثير مما يمكن تفسيره بهذه الطريقة. وهذا يدفعنا إلى ربط تكوّن الذيل باقتراب المذنب من الشمس، وبالتالي نكون أمام لغز لا يوجد له أي تشبيه مع باقي الأجرام في نظامنا الشمسي.

لا شك أبدًا في أن المذنب ككل يتأثر بجاذبية الشمس. وحقيقة أن المذنب يتحرك على شكل قطعة ناقصة أو قطعة مكافئة تثبت أن الجرمين يؤثران على بعضهما البعض وفقًا لقوانين الجاذبية.

قانون الجاذبية العامة. ولكن بينما يصدق هذا على المذنب ككل، فإنه من المؤكد أيضًا أن ذيل المذنب يتعرض للدفع بعيدًا عن الشمس. من المستحيل الجزم بكيفية حدوث ذلك، لكن حقائق الحالة تشير إلى تفسير من النوع التالي.

لقد رأينا أن المجهر الطيفي أثبت بشكل قاطع وجود الهيدروكربونات وغازات أخرى في المذنبات. لكن لا ينبغي لنا أن نستنتج من ذلك أن المذنبات مجرد كتل من الغازات تتحرك في الفضاء. وعلى الرغم من أن الكمية الإجمالية للمادة في المذنب، كما رأينا، صغيرة جدًا، إلا أنه من الممكن تمامًا أن يتكون المذنب من عدد من الجسيمات المتفرقة على نطاق واسع ذات كثافة ملحوظة؛ بل إننا سنرى في الفصل التالي، عند وصف العلاقة الملحوظة بين المذنبات والشهب، أن لدينا أسبابًا للاعتقاد بأن هذا هو الحال. لذلك يمكننا اعتبار المذنب سربًا من جسيمات صلبة صغيرة، كل منها محاطة بغاز.

عندما نراقب مذنبًا كبيرًا وهو يقترب من الشمس، نرى أولاً أن النواة تصبح أكثر سطوعًا ووضوحًا؛ وفي مرحلة لاحقة، يبدو أن مادة مضيئة تنطلق منها باتجاه الشمس، غالبًا على شكل مروحة أو نفث، وقد تتأرجح أحيانًا ذهابًا وإيابًا مثل بندول. على سبيل المثال، لاحظ بيسل في أكتوبر 1835 أن النفث في رأس مذنب هالي تأرجح خلال ثماني ساعات بزاوية 36 درجة. وفي مناسبات أخرى، تتشكل أقواس ضوئية متحدة المركز حول النواة، واحدة تلو الأخرى، وتضعف تدريجيًا كلما ابتعدت عن النواة. من الواضح أن مادة المروحة أو الأقواس تتعرض للدفع بعيدًا عن نواة المذنب؛ لكنها تتعرض أيضًا للدفع بعيدًا عن الشمس، وهذه القوة الدافعة تجبر المادة المضيئة على التغلب على جاذبية الجاذبية والعودة حول النواة في الاتجاه البعيد عن الشمس. وبهذه الطريقة يتكون الذيل. (انظر اللوحة الثانية عشرة.) تم تطوير النظرية الرياضية لتكوين ذيول المذنبات على افتراض أن المادة التي تشكل الذيل تتعرض للدفع من قبل النواة والشمس على حد سواء. تم القيام بهذا البحث لأول مرة من قبل عالم الفلك العظيم بيسل، في مذكرته حول ظهور مذنب هالي عام 1835، وقد تم تطويره بشكل كبير منذ ذلك الحين من قبل روش وعالم الفلك الروسي بريديتشين.

على الرغم من أننا ربما لسنا في وضع يسمح لنا بقبول هذه النظرية كحقيقة مطلقة، إلا أننا يمكننا القول إنها تفسر بشكل جيد المظاهر الرئيسية الملاحظة في تكوّن ذيول المذنبات.

لقد أجرى البروفيسور بريديتشين أبحاثه بأسلوب فلسفي أدى إلى العديد من الاكتشافات العظيمة في مجال العلوم. لقد قام بجمع قياسات ورسومات ذيول المذنبات المختلفة بعناية فائقة. وقد تم الحصول على نتيجة واحدة من هذا الجزء التمهيدي من بحثه، وهي نتيجة ذات قيمة لا يمكن التأثير عليها حتى لو تبين أن الأجزاء اللاحقة من أبحاثه تحتاج إلى تعديلات. وأثناء فحص الذيول المختلفة، لاحظ أن الأشكال المنحنية لخطوطها تندرج في أحد الأنواع الثلاثة الخاصة. في النوع الأول، نجد الذيول الأكثر استقامة، والتي تشير تقريبًا مباشرة بعيدًا عن الشمس. أما في النوع الثاني، فهي ذيول تبدأ بالابتعاد عن الشمس ثم تنحني إلى الخلف في الاتجاه المعاكس لاتجاه حركة المذنب. وفي النوع الثالث، نجد ذيولًا أكثر انحناءً نحو مسار المذنب. يمكن إثبات أن ذيول المذنبات يمكن تصنيفها دائمًا تقريبًا ضمن أحد هذه الأنواع الثلاثة؛ وفي الحالات التي يظهر فيها المذنب ذيلين، كما حدث أحيانًا، فإنهما سيكونان من نوعين من هذه الأنواع.

يوضح الرسم التخطيطي المرفق (الشكل 72) مذنبًا خياليًا يحتوي على ذيول من الأنواع الثلاثة المختلفة. يُظهر الاتجاه الذي يتحرك فيه المذنب رأس السهم على الخط الذي يمر عبر النواة. يستنتج بريديتشين أن الذيل الأكثر استقامة من بين الذيول الثلاثة، المُشار إليه باسم النوع الأول، يعود على الأرجح إلى عنصر الهيدروجين؛ أما ذيول النوع الثاني فهي ناتجة عن وجود بعض الهيدروكربونات في جسم المذنب؛ بينما قد يكون الذيول الصغيرة من النوع الثالث ناتجة عن الحديد أو عن عنصر آخر ذو وزن ذري مرتفع. من الواضح بالطبع أن هذا الرسم التخطيطي لا يمثل أي مذنب حقيقي.

الشكل 72: نظرية بريديتشين حول ذيول المذنبات.
الشكل 73: ذيول مذنب عام 1858.

يوجد مثال مثير للاهتمام على هذه النظرية في حالة المذنب الشهير عام 1858 الذي تم ذكره سابقًا، ويظهر رسم له في الشكل 73. نجد هنا، بالإضافة إلى الذيل الكبير الذي يُعد السمة المميزة للمذنب، خطين ضوئيين خافتين آخرين؛ وهما حواف المخروط المجوف الذي يشكل ذيل من النوع الأول. عند النظر إلى المناطق الوسطى، يتضح بسهولة أن الضوء ليس بشدة كافية ليكون مرئيًا؛ أما عند الحواف، فإن كثافة مادة المذنب كافية، ولذلك نرى المظهر الموضح في هذا الشكل. يبدو أن مذنب دوناتي كان يمتلك ذيلًا واحدًا ناتجًا عن الهيدروجين، وذيلًا آخر ناتجًا عن بعض مركبات الكربون. يبدو أن مركبات الكربون المعنية متنوعة للغاية، ولذلك فإن ذيول النوع الثاني تكون لها حدود أقل وضوحًا مقارنة بذيول الهيدروجين. تم تسجيل حالات شوهد فيها عدة ذيول في نفس المذنب في نفس الوقت؛ وأشهر هذه الحالات هي تلك التي ظهرت عام 1744. لقد أولى البروفيسور بريديتشين اهتمامًا خاصًا بنظرية هذا الجسم الرائع، وقد أوضح بدرجة عالية من اليقين كيف يمكن تفسير وجود ذيول متعددة الأشكال. الشكل المجاور (الشكل 74) مأخوذ من رسم تخطيطي لهذا الجسم أُعد صباح يوم 7 مارس على يد الآنسة كيرش في مرصد برلين؛ يُظهر الشكل أحد عشر خطًا ضوئيًا، منها العشرة الأولى (إذا بدأنا من اليسار) تمثل الحواف الساطعة لخمسة من الذيول، بينما الذيل السادس والأقصر يقع في أقصى اليمين. كما تم رسم تخطيطات لهذه الظاهرة النادرة أيضًا على يد شيزو في لوزان ودي ليسيل في سانت بطرسبرغ. قبل مرور المذنب بنقطة الأقرب إلى الشمس، كان لديه ذيل واحد فقط، لكنه كان ذيلًا رائعًا للغاية.

الشكل 74: مذنب عام 1744.

يمكن طرح بعض الأسئلة المتعلقة بهذا الموضوع للاختبار الحسابي، ويمكن إثبات أن القوة الطاردة اللازمة لإنتاج ذيل مستقيم من النوع الأول يجب أن تكون حوالي اثني عشر ضعف قوة الجاذبية. أما ذيول النوع الثاني فيمكن أن تنتج عن قوة طاردة تساوي تقريبًا قوة الجاذبية، بينما ذيول النوع الثالث تحتاج فقط إلى قوة طاردة تعادل ربع قوة الجاذبية تقريبًا.[33] القوة الطاردة الرئيسية المعروفة في الطبيعة مصدرها الكهرباء، ومن الطبيعي أن يُفترض أن ظواهر ذيول المذنبات ناتجة عن الحالة الكهربائية للشمس والمذنب نفسه. سيكون من السابق لأوانه القول بأن الطابع الكهربائي لذيل المذنب قد تم إثباته بشكل قاطع؛ كل ما يمكن قوله هو أنه، نظرًا لأن هذا الطابع يبدو أنه يفسر الحقائق الملاحظة، فإن من غير المرغوب فيه إدخال قوة طاردة مجردة افتراضية. يجب أن نتذكر أنه من أسباب أخرى معروف أن الشمس هي موطن الظواهر الكهربائية.

مع ابتعاد المذنب تدريجيًا عن الشمس، تضعف القوة الطاردة، وبالتالي نجد أن ذيل المذنب...

تنخفض. إذا كان المذنب دوريًا، فقد تحدث نفس سلسلة التغيرات عند عودته التالية إلى نقطة الأقرب. يتشكل ذيل جديد، وهو أيضًا يختفي تدريجيًا مع عودة المذنب إلى أعماق الفضاء. إذا استخدمنا تشبيه الأبخرة الأرضية لتوجيه استدلالاتنا، فسيبدو أنه مع ابتعاد المذنب، سيتكثف ذيله إلى آلاف الجسيمات الصغيرة. وعلى هذه الجسيمات الصغيرة، سيستأنف قانون الجاذبية سيطرته الكاملة، دون أن يعيقه فعل الطرد المرتفع الكفاءة. لكن كتلة المذنب صغيرة للغاية، بحيث لن تتمكن من جذب هذه الجسيمات بقوة الجاذبية وحدها. ومن ثم، فإن المذنب في كل مرة يمر فيها بنقطة الأقرب يكوّن ذيلًا، ويجب عليه في كل مرة أن يستهلك كمية مماثلة من المواد المستخدمة في تكوين الذيل. لنفترض أن المذنب كان مزودًا في البداية بكمية معينة من تلك المواد المناسبة لتكوين الذيول. فكل مرور بنقطة الأقرب يؤدي إلى تكوين ذيل واستهلاك كمية مماثلة من تلك المواد. من الواضح أن هذه العملية لا يمكن أن تستمر إلى ما لا نهاية. في حالة الغالبية العظمى من المذنبات، تكون زياراتها لنقطة الأقرب نادرة للغاية، لدرجة أن عواقب هذا الإسراف ليست واضحة جدًا؛ لكن بالنسبة لتلك المذنبات الدورية ذات الفترات القصيرة التي تعود بشكل متكرر، فإن العواقب هي بالضبط ما كان يمكن توقعه: فقد تم إهدار رأس المال المستخدم في تكوين الذيول تدريجيًا، وبالتالي في النهاية نرى مذنبًا بدون أي ذيل على الإطلاق. يمكننا حتى تخيل أن المذنب قد يتلاشى تمامًا بهذه الطريقة، وسنرى في الفصل التالي كيف يبدو أن هذا المصير قد حل بالمذنب الدوري “بيلا”.

لكن أثناء مروره عبر النظام الشمسي، قد يمر المذنب بالصدفة بالقرب من أحد الكواكب الكبيرة، وقد يتأثر حركته بشكل كبير بجاذبية الكوكب. إذا تسارعت سرعة المذنب بسبب هذا التأثير المزعج، فإن مداره سيتغير من قطعة ناقصة إلى منحنى آخر يُعرف باسم المنحنى الهايبربولي، وسيدور المذنب حول الشمس ثم يغادر دون أن يعود أبدًا. أما إذا كان الكوكب في موقع يبطئ سرعة المذنب، فإن المدار القطعي سيتحول إلى مدار بيضاوي، وسيصبح المذنب مذنبًا دوريًا. يمكننا...

لا شك تقريبًا في أن بعض المذنبات الدورية قد “تم الإمساك بها” بهذه الطريقة وبالتالي أصبحت أعضاء دائمين في نظامنا الشمسي، إذا لاحظنا أن المذنبات ذات الفترات القصيرة (من ثلاث إلى ثماني سنوات) تقترب كثيرًا من مدار كوكب المشتري في نقطة ما من مساراتها. وبالتالي، يجب أن تكون كل واحدة منها قد اقتربت من هذا الكوكب العملاق في لحظة ما خلال تاريخها الماضي. وبالمثل، فإن المذنبات الدورية الأخرى ذات الفترات الأطول تقترب من مدارات كوكبي زحل أو أورانوس أو نبتون، ومن المحتمل أن يكون الكوكب الأخير هو المسؤول عن الدورية في مذنب هالي. لقد شهدنا بالفعل، في أكثر من مناسبة، اضطرابًا عنيفًا في مدار مذنب ما. أكثر الحالات إثارة للاهتمام هي حالة مذنب ليكسل. في عام 1770، اكتشف عالم الفلك الفرنسي ميسييه (الذي كرّس نفسه بنجاح كبير لاكتشاف المذنبات) مذنبًا قام ليكسل بحساب مداره، ووجد أنه مدار بيضاوي بفترة خمس سنوات وبضعة أشهر. لكن هذا المذنب لم يُرَ من قبل، ولم يعد أبدًا. بعد فترة طويلة، تبين من خلال تحقيقات شاقة للغاية أجراها بوركهاردت ولو فيرييه أن المذنب كان يتحرك في مدار مختلف تمامًا قبل عام 1767. لكن في بداية عام 1767، اقترب من كوكب المشتري إلى درجة أن جاذبيته القوية دفعته إلى مدار جديد بفترة خمس سنوات ونصف. مر بنقطة الأقرب إلى الشمس في 13 أغسطس 1770، ومرة أخرى في عام 1776، لكن في العام الأخير لم يكن في موقع مناسب ليُرى من الأرض. في صيف عام 1779، كان المذنب مرة أخرى في محيط كوكب المشتري، وتم إخراجه من مداره البيضاوي، ولذلك لم نره منذ ذلك الحين، أو ربما من الأدق القول إننا لم نتمكن من تحديد هوية مذنب ليكسل بأي مذنب تم رصده منذ ذلك الحين. كما أننا، في حالة عدة مذنبات دورية أخرى، قادرون على تحديد تاريخ بدء رحلاتها في مداراتها البيضاوية الحالية بطريقة مماثلة.

هذا ملخص موجز للحقائق الرئيسية المعروفة بخصوص هذه الأجسام المثيرة للاهتمام ولكن المحيرة. يجب أن نكتفي بما نعرفه، بدلاً من المخاطرة بالتكهنات حول أمور خارج نطاق إمكانياتنا. نرى أنها تخضع لقوانين الجاذبية العظيمة، وتوفر...

رسم توضيحي مؤثر لحقيقتها. لقد رأينا كيف أزالت العلوم الحديثة الخرافات التي كان يُنظر بها في العصور السابقة إلى ظهور المذنبات. لم نعد نعتبر مثل هذه الأجرام علامة على كارثة وشيكة؛ بل يمكننا اعتبارها زائرًا مثيرًا للاهتمام وجميلًا، يأتي لإسعادنا وتعليمنا، وليس أبدًا لتهديدنا أو تدميرنا.

الفصل السابع عشر:
النجوم الساقطة.

الأجسام الصغيرة في نظامنا الشمسي – أعدادها – كيفية مراقبتها – النجم الساقط – نظرية الحرارة – نجم ساقط ضخم – شهب نوفمبر – تاريخها القديم – المسار الذي تسلكه سحب الشهب – رسم تخطيطي لسحب الشهب – كيف تتفرق سحب الشهب على طول مسارها – امتصاص الشهب بواسطة الأرض – اكتشاف العلاقة بين الشهب والمذنبات – الدراسات المثيرة للاهتمام حول شهب نوفمبر – وابلان من الشهب في سنتين متتاليتين – لم يتم التعرف على أي جزيئات من وابل النجوم الساقطة الضخم – الصخور النيزكية – أبحاث كلادني – الحالات المبكرة لسقوط الصخور – النيزك في إنسيسهايم – مجموعات النيازك – نيزك روتون الحديدي – التردد النسبي للنيازك الحديدية والصخرية – الطبيعة المتفتتة للنيازك – فرضية تشيرماك – تأثير الجاذبية على الجسم المطلق من بركان – هل يمكن أن تأتي من القمر؟ – ادعاءات الكواكب الصغيرة بأنها مصدر النيازك – الأصل الأرضي المحتمل – الحديد النيزكي من نوع أوفيفاك.

في الفصول السابقة، تناولنا الأجسام الضخمة التي تشكل العناصر الرئيسية في ما نعرفه بالنظام الشمسي. لقد درسنا الكواكب الضخمة التي يبلغ قطرها آلاف الأميال، كما تابعنا حركة المذنبات التي يمكن قياس أبعادها بملايين الأميال. في فصل سابق، انتقلنا إلى أجسام أصغر بكثير، ودرسنا تلك الفئة الكبيرة من الأجسام الصغيرة التي نسميها الكواكب الصغيرة. لكن من واجبنا الآن أن نخطو خطوة أخرى، وهذه المرة خطوة طويلة جدًا، نحو الأسفل في مقياس الأحجام. حتى الكواكب الصغيرة يجب اعتبارها أجسامًا ضخمة مقارنة بتلك الأجسام الصغيرة التي يتم الكشف عن وجودها لنا بطريقة مثيرة للاهتمام، وأحيانًا بطريقة مذهلة.

تعوض هذه الأجسام الصغيرة، إلى حد ما، صغر حجمها بكثرتها الهائلة في الفضاء. في الواقع، لا يمكن حتى تقدير الأعداد الهائلة منها التي تتواجد في الفضاء. من المحتمل أن تكون أبعادها متنوعة للغاية، حيث يبلغ وزن بعضها عدة أرطال أو…

ربما تصل أوزانها إلى أطنان، بينما يبدو أن البعض الآخر لا يكون أكبر من حصى صغيرة، أو حتى من حبات الرمل. ومع ذلك، مهما بدت هذه الأجسام تافهة، فإن الشمس لا تتردد في السيطرة عليها. كل جسيم، سواء كان صغيرًا مثل ذرة ضوء شمسي أو ضخمًا مثل كوكب المشتري، يجب عليه بالضرورة أن يسلك مساره حول الشمس وفقًا لقوانين كيبلر.

من منا لا يعرف ذلك المشهد الجميل الذي نسميه نجمًا ساقطًا، أو الذي يُسمى أحيانًا بالشهاب أو كرة النار في أشكاله الأكثر روعة؟ إنه إلى أجسام من هذا النوع سنوجه انتباهنا الآن.

هناك جسم صغير يدور حول الشمس. تمامًا كما يدور كوكب ضخم في مدار بيضاوي، فإن الجسم الصغير أيضًا سيدور في مدار بيضاوي مع الشمس في نقطة التركيز. في الوقت الحالي، هناك أعداد لا يمكن تصورها من هذه الشهب التي تتحرك بهذه الطريقة. إنها صغيرة جدًا وبعيدة جدًا بالنسبة لتلسكوباتنا، ولا نراها إلا في ظروف استثنائية.

عندما يظهر الشهاب، فإنه يتحرك بسرعة هائلة لدرجة أنه غالبًا ما يقطع أكثر من عشرين ميلاً في ثانية واحدة. مثل هذه السرعة تكاد تكون مستحيلة بالقرب من سطح الأرض؛ فمقاومة الهواء ستمنعها. أما في الفضاء الخالي، فلا يوجد هواء يعيق حركته. ربما كان يدور حول الشمس لآلاف، بل ربما لملايين السنين، دون أن يتعرض لأي عوائق؛ لكن يأتي اللحظة الحاسمة، وينتهي الشهاب في وميض رائع.

خلال تجواله، يقترب الجسم من الأرض، وعلى بعد بضع مئات من الأميال من سطحها، يبدأ في مواجهة الطبقة العليا من الغلاف الجوي الذي تحيط به الأرض. بالنسبة لجسم يتحرك بالسرعة المرعبة للشهاب، فإن الغوص في الغلاف الجوي عادةً ما يكون قاتلاً. وعلى الرغم من أن الطبقات العليا من الهواء رقيقة للغاية، إلا أنها توقف السرعة فجأة تقريبًا كما لو أن رصاصة بندقية تتوقف عند إطلاقها في الماء. وبينما يندفع الشهاب عبر الغلاف الجوي، فإن الاحتكاك...

يسخّن الهواء سطحه؛ تدريجيًا يصبح ساخنًا جدًا، ثم حارقًا، وأخيرًا يتحول إلى بخار مع ضوء ساطع، بينما نحن على الأرض، على بعد مائة أو مائتي ميل أدناه، نصرخ قائلين: "يا إلهي، انظروا، هناك نجم ساقط!"

لدينا هنا تجربة توضح النظرية الميكانيكية للحرارة. قد يبدو من غير المعقول أن الاحتكاك وحده كافٍ لتوليد حرارة كافية لإنتاج مثل هذا المشهد الساطع، لكن يجب أن نتذكر حقيقتين: أولاً، أن سرعة الشهاب ربما تكون مائة ضعف سرعة رصاصة البندقية؛ وثانيًا، أن كفاءة الاحتكاك في توليد الحرارة تتناسب مع مربع السرعة. لذلك، يمكن للشهاب أثناء مروره عبر الهواء أن يولد بفعل احتكاكه بالهواء حوالي عشرة آلاف ضعف الحرارة التي تولدها رصاصة البندقية. لا نبالغ عندما نفترض أن رصاصة البندقية تسخن بمقدار عشر درجات بسبب الاحتكاك؛ ولكن إذا تم قبول ذلك، فيجب أن نعترف بأن هناك توليدًا هائلًا للحرارة أثناء طيران الشهاب، بحيث حتى جزء صغير منها سيكون كافيًا لتحويل الجسم إلى بخار.

دعونا أولاً نفكر في الظروف التي تظهر فيها هذه الأجسام الخارجية أمامنا، ولأغراض التوضيح، يمكننا أخذ كرة نارية ملحوظة حدثت في 6 نوفمبر 1869. شوهد هذا الجسم من أماكن مختلفة في إنجلترا؛ ومن خلال دمج ومقارنة هذه الملاحظات، نحصل على معلومات دقيقة حول ارتفاع الجسم والسرعة التي كان يتحرك بها.

يبدو أن هذا الشهاب بدأ يُرى عند نقطة تبعد تسعين ميلاً فوق فروم، في مقاطعة سومرستشاير، واختفى على بعد سبعة وعشرين ميلاً فوق البحر، بالقرب من سانت آيفز، في كورنوال. يُظهر الخريطة (الشكل 75) مسار الجسم والمواقع الرئيسية التي شوهد منها. كان الطول الكلي لمساره المرئي حوالي 170 ميلاً، وقد تم ذلك في فترة خمس ثوانٍ، مما يعطي سرعة متوسطة تبلغ أربعة وثلاثين ميلاً في الثانية. من السمات الملحوظة في مظهر هذه الكرة النارية وجود خيط طويل ومستمر من السحاب المضيء، يبلغ طوله حوالي خمسين ميلاً وعرضه أربعة أميال، وظل مرئيًا لفترة طويلة.

خمسون دقيقة بالضبط. في هذا المثال، لدينا توضيح للخصائص الرئيسية لظاهرة الشهابات على نطاق واسع جدًا. لكن يجب ملاحظة أن الخط المضيء المستمر ليس خاصية شاملة، ولا حتى خاصية شائعة جدًا للشهابات.

الأجسام الصغيرة التي تظهر أحيانًا وتومض عبر مجال التلسكوب تُرينا أن هناك عددًا لا يحصى من الشهابات التي يمكن رؤيتها باستخدام التلسكوب، وهي صغيرة جدًا وخافتة لدرجة أنها غير مرئية للعين المجردة. كل هذه الأجسام تتفكك بالطريقة التي وصفناها؛ في الواقع، يحدث ذلك فقط في اللحظة نفسها، وخلال عملية الانفجار.

من خلال تفككها، نصبح على علم بوجودها. ورغم صغر حجم هذه الصواريخ على الأرجح، إلا أن سرعتها هائلة لدرجة أنها ستجعل الأرض غير صالحة للسكن لو سُمح لها بالسقوط على سطحها دون عوائق. لذلك، يجب علينا، من بين الخصائص الجيدة الأخرى لغلافنا الجوي، ألا ننسى أنه يشكل درعًا وقائيًا يحمينا من عاصفة الصواريخ التي لا يمكن لأي مدفعية أن تضاهي سرعتها. في الواقع، فإن شدة هذه الصواريخ هي التي تسبب تدميرها التام؛ فرغبتها الشديدة في ضربنا تجعل الاحتكاك يحولها إلى بخار غير ضار.

بجانب النيزك الضخم مثل ذلك الذي وصفناه للتو، فإن أبرز ظاهرة مرتبطة بالنجوم الساقطة هي ما يُعرف بالوابل. لقد لفتت هذه الظواهر انتباهًا كبيرًا خلال القرن الماضي، وقد كافأت بشكل كبير الجهود المبذولة في دراستها، حيث أسفرت عن بعض أكثر الاكتشافات الفلكية إثارة للاهتمام في العصر الحديث.

لا تحدث وابل النجوم الساقطة بشكل متكرر. بلا شك، سيتمكن أولئك الذين يراقبون النيازك باهتمام من رصد وابل عندما يرى الآخرون بضع نجوم ساقطة متفرقة فقط؛ لكن بشكل عام، يمكننا القول إن الجيل الحالي بالكاد شهد أكثر من حدثين أو ثلاثة من هذا النوع. لقد رأيت بنفسي وابلين كبيرين، أحدهما في نوفمبر 1866، وقد ترسخ في ذاكرتي كمشهد رائع.

للبدء في تاريخ النيازك في نوفمبر، من الضروري العودة بالزمن نحو ألف عام تقريبًا. في الثاني عشر من أكتوبر عام 902، توفي ملك موري، وفيما يتعلق بهذا الحدث، يروي أحد المؤرخين القدماء كيف “في تلك الليلة، كانت هناك أعداد لا نهائية من النجوم تبدو كالرماح، وتتناثر في كل الاتجاهات كالمطر، وقد أُطلق على ذلك العام اسم ‘عام النجوم’”.

لا يعتقد أحد اليوم أن السماء قصدت أن تحتفل بوفاة الملك من خلال هذا المشهد. لكن هذا السجل له أهمية كبيرة.

أهميته تكمن في أنه يشير إلى عام 902 كعام شهد سقوط كمية هائلة من النجوم الساقطة. وقد لاحظ علماء الفلك بكل اهتمام أن هذه كانت المرة الأولى التي يتم فيها تسجيل مثل هذا السقوط المتكرر، حيث كان آخر ظهور منتظم له في أعوام 1799 و1833 و1866. وقد كشفت الأبحاث الأدبية الدقيقة عن وجود سجلات هنا وهناك لظواهر مذهلة في السماء، تتوافق مع الظهورات المتتالية لنجوم نوفمبر الساقطة. منذ المرة الأولى في عام 902 وحتى اليوم، كان هناك تسعة وعشرون ظهورًا لهذه النجوم الساقطة؛ ومن غير المستبعد أن يكون قد تم رؤيتها جميعًا في بعض أجزاء الأرض. وأحيانًا ربما شهدها البرابرة، الذين لم يكن لديهم الرغبة أو الوسائل لتسجيل هذه الظاهرة التي كانت مصدر رعب بالنسبة لهم. ولكن في بعض الأحيان، كانت هذه النجوم الساقطة موضع ملاحظة من قبل المجتمعات المتحضرة. لم يتم فهم طبيعتها، لكن تم تسجيلها؛ وفي بعض الحالات، على الأقل، صمدت هذه السجلات أمام تأثيرات الزمن، وقد تم جمعها الآن لتوضيح هذا الموضوع الغريب. لدينا سجلات تاريخية لاثني عشر من هذه الظواهر، تم جمعها بشكل أساسي بفضل جهود البروفيسور هـ.أ. نيوتن، الذي ساهم بشكل كبير في تطوير معرفتنا بالنجوم الساقطة.

لنتخيل سربًا من الأجسام الصغيرة تتجول في الفضاء. فلنفكر في سرب من أسماك الهيرينغ في المحيط، يمتد على مساحات شاسعة، ويحتوي على عدد لا يحصى من الأفراد؛ أو فلنفكر في تلك الأسراب الضخمة من الحمام البري في الولايات المتحدة التي تحدثنا عنها أودوبون. ربما يكون سرب النجوم الساقطة أكثر تعدادًا من أسماك الهيرينغ أو الحمام. لكن النجوم الساقطة ليست قريبة جدًا من بعضها البعض؛ ففي المتوسط، ربما تكون المسافة بينها بضعة أميال. لذلك، فإن حجم هذا السرب هائل للغاية؛ ويمكن قياس أبعاده بمئات الآلاف من الأميال.

لا يمكن للنجوم الساقطة أن تختار مسارها بنفسها، مثل سرب أسماك الهيرينغ، لأنها مجبرة على اتباع المسار الذي يحدده لها الشمس. كل نجمة تسلك مسارها الخاص على نحو مستقل تمامًا عن جيرانها، وتقطع رحلتها التي تمتد لآلاف الملايين من الأميال.

الطول، كل ثلاثة وثلاثين عامًا. لا يمكننا رصد الشهب خلال معظم مسارها. هناك أعداد لا تحصى من هذه الأجرام في هذه اللحظة بالذات (الشكل 76): مدار سرب من الشهب. تسير هذه الأجرام في مساراتها، ولا نراها إلا عندما تصطدم بالأرض. كل ثلاثة وثلاثين عامًا، تصطاد الأرض هذه الشهب بنفس النجاح الذي يحققه الصياد مع أسماك الهيرينغ، وبطريقة مشابهة تمامًا؛ فبينما ينشر الصياد شبكته التي تؤدي إلى موت الأسماك، فإن لدى الأرض غلافًا جويًا يؤدي إلى هلاك الشهب. يُقال لنا إنه لا داعي للقلق من نفاد أسماك الهيرينغ، لأن ما يصطاده الصياد لا يُعد شيئًا مقارنة بالكميات الهائلة الموجودة في المحيط. يمكننا قول الشيء نفسه عن الشهب؛ فهي موجودة بأعداد هائلة، بحيث حتى لو ابتلعت الأرض ملايين الشهب كل ثلاثة وثلاثين عامًا، فإنه يظل هناك الكثير للسيول الشهبية في المستقبل. سيوضح الرسم البياني (الشكل 76) الطريقة التي تصطاد بها الأرض الشهب؛ حيث نرى المدار الذي تتحرك فيه كوكبنا حول الشمس، بالإضافة إلى المسار البيضاوي للشهب، رغم أنه يجب الإشارة إلى أن ذلك ليس مناسبًا…

يجب رسم الشكل بدقة وفقًا للمقياس، بحيث يكون مسار الشهب أكبر بكثير مما هو موضح هنا. مرة في السنة، تكمل الأرض دورتها، وفي الفترة ما بين الثالث عشر والسادس عشر من نوفمبر، تمر عبر المسار الذي تتحرك فيه الشهب. عادةً ما لا تكون تلك المجموعة الكبيرة من الشهب موجودة في ذلك المكان عندما تمر الأرض. لكن هناك بعض الشهب المتفرقة على طول المسار، وعادةً ما تصطدم الأرض ببعضها في ذلك التاريخ. فتدخل هذه الشهب إلى غلافنا الجوي كنجوم ساقطة، وتشكل ما نسميه عادةً شهب نوفمبر.

أحيانًا، عندما تكون الأرض في طور عبور المسار، تصطدم بالجزء الأكبر من الشهب. حينها تغوص كرتنا الأرضية في وسط تلك المجموعة، محاطة بالطبع بطبقة الهواء المحيطة بها. تدخل الشهب إلى هذه الشبكة بأعداد لا تحصى، ولا تخرج منها أبدًا. خلال بضع ساعات، تكون الأرض قد عبرت المسار بسرعة ثمانية عشر ميلاً في الثانية، وتخرج من الجانب الآخر، ومعها غنائم هذا اللقاء. بعض الشهب التي نجت بالكاد من الاصطدام، ستظل تدل على هذا الاصطدام من خلال حركتها في مدارات مختلفة قليلاً، لكن باقي الشهب تواصل رحلتها دون انقطاع؛ ربما تم اصطياد ملايين الشهب، لكن من المحتمل أن يكون هناك مئات الملايين منها لا تزال موجودة.

هكذا كانت الحادثة التي أذهلت العالم في ليلة الثالث عشر والرابع عشر من نوفمبر عام 1866. غرقنا حينها في وسط تلك المجموعة الكبيرة من الشهب. كان الجو صافيًا، والقمر غائب. لم تتميز الشهب فقط بأعدادها الهائلة، بل أيضًا بروعتها الفائقة. لن أنسى تلك الليلة أبدًا. في تلك الليلة المذكورة، كنت أقوم بواجبي المعتاد، وهو مراقبة السدم باستخدام تلسكوب الانعكاس الضخم الخاص باللورد روس. كنت أعلم بالطبع أن هناك توقعات بحدوث وابل من الشهب، لكن ما سمعته لم يُعدني على الإطلاق لمشاهدة هذا المشهد الرائع الذي كان على وشك الظهور. كانت الساعة حوالي العاشرة مساءً عندما جعلني صراخ أحد المساعدين بجانبي أرفع نظري عن التلسكوب، في الوقت المناسب لرؤية شهاب رائع يخترق السماء. تبعه شهاب آخر، ثم آخرون، بعضهم على شكل أزواج وبعضهم على شكل مجموعات، مما أظهر أن التوقعات بحدوث وابل كبير من الشهب كانت محتملة.

تم التحقق من ذلك. في ذلك الوقت، انضم إليّ إيرل روس (الذي كان يُدعى حينها لورد أوكسمانتاون) أمام التلسكوب، وبعد فترة قصيرة، قررنا التوقف عن مراقبة السديميات والصعود إلى قمة جدار التلسكوب الضخم (الشكل 7، صفحة 18)، حيث كان بالإمكان رؤية نصف الكرة السماوية بأكملها بوضوح. هناك، وخلال الساعتين أو الثلاث ساعات التالية، شهدنا مشهدًا لن يختفي أبدًا من ذاكرتي. تزايد عدد النجوم الساقطة تدريجيًا حتى أصبح من الممكن رؤية عدة منها في نفس الوقت أحيانًا. أحيانًا كانت تمر فوق رؤوسنا، وأحيانًا إلى اليمين، وأحيانًا إلى اليسار، لكنها جميعًا كانت تتجه من الشرق. مع مرور الليل، صعد كوكبة الأسد فوق الأفق، وحينها ظهر الطابع الخاص لهذه السديمية. كل مسارات الشهب كانت تنبع من كوكبة الأسد. (انظر الشكل 74، صفحة 368). أحيانًا كان يبدو أن شهابًا ما يأتي تقريبًا مباشرة نحونا، ثم يصبح مساره قصيرًا جدًا لدرجة أنه لا يكاد يكون له أي طول ملحوظ، ويبدو كنجم ثابت عادي يزداد سطوعًا ثم يختفي بسرعة. أحيانًا كانت الخطوط الضوئية تظل مرئية لعدة دقائق بعد أن يمر الشهاب، لكن الغالبية العظمى من هذه الخطوط كانت عابرة. من المستحيل تحديد عدد الآلاف من الشهب التي شوهدت، فكل واحد منها كان ساطعًا بما يكفي لإثارة إعجاب أي شخص في ليلة عادية.

الشكل المجاور (الشكل 77) يوضح الطريقة الملفتة التي انطلقت بها النجوم الساقطة في هذه السديمية من نقطة واحدة. لا ينبغي الاعتقاد بأن جميع هذه الأجسام كانت مرئية في نفس اللحظة. يحصل من يراقب السديمية على خريطة للجزء من السماء الذي تظهر فيه النجوم الساقطة. ثم يركز انتباهه على نجم ساقط معين، ويلاحظ بعناية مساره بالنسبة للنجوم الثابتة الموجودة في محيطه. بعد ذلك يرسم خطًا على خريطته في الاتجاه الذي تحرك فيه النجم الساقط. وبتكرار نفس العملية مع عدة نجوم ساقطة أخرى تنتمي إلى السديمية، فإن خريطته ستُظهر بالتأكيد أن مساراتها المختلفة تميل جميعها تقريبًا إلى نقطة أو منطقة معينة في الخريطة. صحيح أن هناك بعض النجوم الساقطة التي تتبع مسارات غير منتظمة، لكن الغالبية العظمى تتبع هذا القانون. من الواضح، للوهلة الأولى، أن جميع النجوم الساقطة...

لقد انطلقت فعلاً من هذه النقطة؛ لكن مجرد تفكير بسيط يُظهر أن هذه حالة يختلف فيها الحركة الحقيقية عن الحركة الظاهرية. لو كانت هناك فعلاً نقطة انطلاق لهذه الشهب، لكانت تُرى من أجزاء مختلفة من الأرض في مواقع مختلفة بالنسبة للنجوم الثابتة؛ لكن الأمر ليس كذلك. يُرى المصدر الساطع، كما يُطلق على هذه النقطة، في نفس جزء السماء من أي موقع يمكن من خلاله رؤية سيل الشهب.

الشكل 77: نقطة المصدر الساطع للشهب الساقطة.
لذلك، نضطر إلى قبول التفسير البسيط الذي تقدمه نظرية الإسقاط. أولئك الذين يعرفون مبادئ هذا العلم يعلمون أنه عندما يتعين تمثيل عدد من الخطوط الموازية في جسم ما في رسم تخطيطي، يجب أن تمر جميعها عبر نفس النقطة.

نقطة في مستوى الصورة. عندما ننظر إلى النجوم الساقطة، فإننا نرى إسقاطات مساراتها على سطح السماء. ومن كون تلك المسارات تمر عبر نفس النقطة، يمكننا أن نستنتج أن النجوم الساقطة التي تنتمي إلى نفس سلسلة النجوم الساقطة تتحرك في خطوط موازية.

أصبح بإمكاننا الآن تحديد الاتجاه الفعلي الذي تتحرك فيه النجوم الساقطة، لأن الخط المرسوم من عين المراقب إلى نقطة الإشعاع يجب أن يكون موازيًا لذلك الاتجاه. بالطبع، لا القصد هو التعبير عن فكرة أن النجوم الساقطة التي تنتمي إلى نفس سلسلة النجوم الساقطة تتحرك في خطوط موازية في جميع أنحاء الفضاء؛ كل ما نعنيه هو أنه خلال الفترة القصيرة التي نراها فيها، فإن حركة كل نجم ساقط تكون بشكل واضح على شكل خط مستقيم، وأن جميع هذه الخطوط المستقيمة موازية.

في عام 1883، وصلت سلسلة النجوم الساقطة العظيمة “ليونيدز” (وهكذا يُطلق على هذه السلسلة) إلى أقصى مسافة لها عن الشمس، ثم بدأت في العودة. كل عام، كانت الأرض تمر عبر مدار تلك النجوم الساقطة، لكن لم يتم رصد أي سلسلة من النجوم الساقطة اللافتة للنظر. وفي كل عام تالٍ، كانت النجوم الساقطة تقترب من النقطة الحرجة، وفي عام 1899 وصلت تلك السلسلة إلى مسار الأرض. في ذلك العام، كان من المتوقع حدوث سلسلة من النجوم الساقطة الساطعة، لكن النتيجة كانت أقل بكثير من التوقعات. إن سلسلة النجوم الساقطة طويلة جدًا لدرجة أنه يستغرق أكثر من عام حتى تمر هذه المجموعة الضخمة عبر الجزء الحرج من مدارها الذي يقع عبر مسار الأرض. وهكذا نرى أن النجوم الساقطة لا يمكنها الهروب من الأرض. ربما عندما تبدأ السلسلة في الوصول إلى هذه المنطقة، تكون الأرض قد غادرت بالفعل هذا الجزء من مسارها، ويمر عام قبل أن تعود الأرض مرة أخرى. تلك النجوم الساقطة التي تحالفها الحظ بأن تكون في مقدمة السلسلة ستتمكن بالتالي من الهروب، لكن بعض النجوم التي تأتي في الخلف لن تكون محظوظة بهذا القدر، وستبتلع الأرض مرة أخرى عددًا هائلاً من النجوم الساقطة. وقد حدث أحيانًا أن تم رصد نجوم ساقطة في عامين متتاليين. إذا مرت الأرض صدفة عبر الجزء الأمامي من السلسلة في عام واحد، فإن السلسلة طويلة جدًا لدرجة أن الأرض ستكون قد دارت حول مدارها الذي يبلغ طوله 600,000,000 ميل، وستمر مرة أخرى عبر النقطة الحرجة قبل أن ينتهي العدد الكلي من النجوم الساقطة.

لقد مر وقت طويل. تحتوي السجلات التاريخية على حالات شوهد فيها سقوط كميات هائلة من نيازك ليونيد في شهري نوفمبر المتتاليين.

وبما أن الأرض تبتلع هذا العدد الهائل من نيازك ليونيد كل ثلاثة وثلاثين عامًا، فمن الطبيعي أن يقل العدد الإجمالي تدريجيًا. ومن المؤكد أن بهاء هذه السقوطات سيتأثر بسبب هذا الوضع في العصور القادمة؛ فلن تكون دائمًا بهذا السطوع كما كانت في الماضي. كما من المثير للاهتمام ملاحظة أن شكل مجموعة النيازك يتغير تدريجيًا؛ فكل نيزك في هذه المجموعة يتحرك في مدار بيضاوي خاص به حول الشمس، وهو مستقل تمامًا عن باقي الأجسام. ولذلك، لكل نيزك فترة دوران خاصة تعتمد على طول المدار البيضاوي الذي يدور فيه. سيتحرك نيزكان حول الشمس في نفس الوقت إذا كان طول مداريهما متساويًا تمامًا، ولكن ليس في حالات أخرى. أطوال هذه المدارات البيضاوية تصل إلى مئات الملايين من الأميال، ومن المستحيل أن تكون جميعها متساوية تمامًا. ويمكن من خلال ذلك ملاحظة أصل التغير التدريجي في خصائص سقوط النيازك. لنفترض أن هناك نيزكين، أ و ب، حيث يستغرق النيزك أ مدة ثلاثة وثلاثين عامًا لإكمال دورة كاملة، بينما يستغرق النيزك ب مدة ثلاثة وثلاثين عامًا أيضًا. إذا بدأ النيزكان معًا، فعندما ينتهي النيزك أ من دورته الأولى، سيكون النيزك ب متأخرًا بعام واحد؛ وفي المرة التالية سيكون متأخرًا بعامين، وهكذا دواليك. الوضع مشابه تمامًا لحالة مجموعة من الأولاد الذين يبدأون سباقًا طويلًا، حيث يتعين عليهم الجري عدة مرات حول المسار قبل إكمال المسافة المطلوبة. في البداية، يبدأون جميعًا معًا، وربما في الدورة الأولى أو الثانية يظلون قريبين من بعضهم البعض؛ لكن تدريجيًا، يتقدم الأسرعون ويتأخر الأبطأون، فيصبح التجمع أطول. ومع استمرار السباق، يتفرق التجمع في جميع أنحاء المسار، وربما يتجاوز الولد الأول الولد الأخير. يبدو أن هذا هو مصير نيازك نوفمبر في العصور القادمة؛ فسيتفرق التجمع مع مرور الوقت في جميع أنحاء هذا المسار الشاسع، ولن يعود من الضروري تسجيل عرض رائع كل ثلاثة وثلاثين عامًا.

وفيما يتعلق بسقوط نيازك نوفمبر عام 1866، تم اكتشاف شيء مثير للاهتمام وجميل للغاية في علم الفلك الرياضي على يد البروفيسور آدمز. لقد رأينا أن نيازك ليونيد يجب أن تتحرك في مدار...

مسار بيضاوي، وأنها تعود كل ثلاثة وثلاثين عامًا، لكن التلسكوب لا يستطيع متابعتها أثناء تنقلاتها. كل ما نعرفه من خلال الملاحظة هو تاريخ حدوثها، ونقطة السماء التي تنبعث منها، والعودة الكبرى كل ثلاثة وثلاثين عامًا. من خلال جمع هذه الحقائق المختلفة، يمكن تحديد المدار البيضاوي الذي تتحرك فيه الشهب – ليس بدقة تامة؛ فالحقائق لا تصل إلى هذا الحد – فهي تخبرنا فقط بأن المدار يجب أن يكون أحد المدارات الخمسة الممكنة. هذه المدارات الخمسة الممكنة هي: أولاً، المدار البيضاوي الضخم الذي نعرف الآن أن الشهب تدور فيه، ويحتاج إلى ثلاثة وثلاثين عامًا كاملة لإكمال دورة واحدة؛ ثانيًا، مدار شبه دائري، أكبر قليلاً من مسار الأرض، ستقطعه الشهب في بضعة أيام أكثر من عام؛ مدار مشابه آخر، حيث يكون الوقت أقل ببضعة أيام من عام؛ ومداران بيضاويان صغيران آخران يقعان داخل مدار الأرض. لقد أثبت البروفيسور نيوتن من نيو هيفن في الولايات المتحدة الأمريكية بوضوح أن الحقائق الملاحظة يمكن تفسيرها إذا كانت الشهب تتحرك في أي من هذه المسارات، لكن لا يمكن تفسيرها بأي فرضية أخرى. وبقي أن نرى أي من هذه المدارات هو المدار الحقيقي. اقترح البروفيسور نيوتن بنفسه طريقة محتملة لحل المشكلة. كان الاختبار الذي اقترحه صعبًا إلى حد ما، لأنه يتطلب حسابات معقدة في نظرية الاضطرابات. لحسن الحظ، تولى البروفيسور آدمز هذا البحث، ومن خلال جهوده الناجحة تم تحديد مسار الشهب الليونيدية بشكل كامل.

عند فحص السجلات القديمة لظهور وابل الشهب الليونيدية الكبيرة، تبين أن تاريخ حدوثها يخضع لتغيير تدريجي ومستمر، وقد حدد البروفيسور نيوتن هذا التغيير بيوم واحد كل سبعين عامًا. ويترتب على ذلك كنتيجة ضرورية أن النقطة التي يخترق فيها مسار الشهب مسار الأرض ليست ثابتة، بل في كل عودة تالية يخترقونها في نقطة تقع على بعد نصف درجة تقريبًا أبعد في الاتجاه الذي تسير فيه الأرض. ويترتب على ذلك أن المدار الذي تدور فيه الشهب يخضع للتغيير؛ فالمسار الذي تتبعه في دورة واحدة يختلف قليلاً عن المسار الذي تتبعه في الدورة التالية. ولكن، نظرًا لأن هذه التغييرات تحدث في نفس الاتجاه، فيمكنها أن تصل تدريجيًا إلى...

يمكن تقدير الأبعاد المختلفة، بالإضافة إلى مقدار التغيير الذي يحدث في مسار الشهب على مدى قرون، باستخدام المنحنيين البيضاويين الموضحين في الشكل 78.
الشكل 78: تاريخ نيازك الليونيدات.
الخط المتصل يمثل المدار في سنة 126 ميلادية؛ أما الخط المنقط فيمثله في الوقت الحالي.
هذا التغيير الواضح في المدار هو ما يعزوه علماء الفلك إلى ما ذكرناه سابقًا باسم “الاضطرابات”. من المؤكد أن الحركة البيضاوية لهذه الأجسام ناتجة عن تأثير الشمس، ولو كانت تخضع فقط لتأثير الشمس لظل المدار دون تغيير تمامًا. إذًا، فإن هذا التغيير التدريجي في شكل المدار يعكس تأثير جاذبية الكواكب. وقد تبين أنه إذا كانت الشهب تتحرك في مدارات كبيرة، فإن هذا التغيير في مسارها يجب أن يكون ناتجًا عن جاذبية كواكب المشتري وزحل وأورانوس والأرض؛ أما إذا كانت الشهب تتبع مدارات أصغر، فإن الكواكب التي تكون قريبة بما فيه الكفاية وذات كتلة كافية هي التي تؤثر على مسارها.

الكواكب التي يمكن أن تؤثر على حركة الشهب بشكل معقول هي الأرض والزهرة والمشتري. هنا، نرى كيف يمكن الإجابة على السؤال من خلال الحسابات. من الصعب، لكنه ممكن، حساب مدى قوة الجاذبية التي يمكن أن تُحدثها الكواكب في كل من الافتراضات الخمسة المختلفة المتعلقة بمدار الشهب. هذا ما فعله آدمز؛ فقد وجد أنه إذا كانت الشهب تتحرك في مدار كبير، فإن جاذبية المشتري ستكون مسؤولة عن ثلثي التغير الملاحظ، بينما يعود الثلث المتبقي إلى تأثير زحل، مع إضافة صغيرة بسبب أورانوس. وبهذه الطريقة، أظهرت الحسابات أن المدار الكبير هو مدار ممكن. كما قام البروفيسور آدمز بحساب مقدار الانحراف في مسار الشهب الذي يمكن أن يحدث إذا دارت في أي من المدارات البيضاوية الأربعة الأصغر. كانت هذه الدراسة من النوع الشاق، لكن النتائج تعوض عن الجهد المبذول بشكل كبير؛ فقد تبين أنه مع المدارات البيضاوية الأصغر، سيكون من المستحيل الحصول على انحراف حتى نصف ما تم ملاحظته. لذلك، يجب رفض هذه المدارات الأربعة. وبهذا، تم إثبات بشكل كامل أن الشهب تدور في المدار الكبير.

تخضع حركات الشهب في كل دورة لقوانين كيبلر. عندما تكون الشهب في أبعد نقطة في مسارها عن الشمس، فإن سرعتها تكون في أدنى مستوياتها، حيث تكون أقل من ميل واحد في الثانية قليلاً؛ ومع اقترابها من الشمس، تزداد السرعة تدريجياً، حتى عندما تعبر مسار الأرض، تصبح سرعتها لا تقل عن 26 ميلاً في الثانية. أما الأرض، فهي تتحرك في الاتجاه المعاكس تقريباً بسرعة 18 ميلاً في الثانية، وبالتالي، إذا اصطدمت الشهب بالغلاف الجوي للأرض، فإنها تفعل ذلك بسرعة هائلة تقارب 44 ميلاً في الثانية. وإذا تم تجنب الاصطدام، فإن الشهب تواصل رحلتها بسرعة تنخفض تدريجياً، وبحلول الوقت الذي تكمل فيه دورتها، يكون قد مر 33 عاماً وربع.

الشهب اللامتناهية التي تشكل نجوم الأسد مرتبة في تيار ضخم، ذو عرض صغير جداً مقارنة بطوله. إذا رمزنا للمدار ببيضاوية طولها سبعة أقدام، فإن تيار الشهب سيُمثل بخيط من أنعم أنواع الحرير المستخدم في الخياطة.

يبلغ طوله حوالي قدم ونصف أو قدمين، ويتحرك على طول مساره الدائري.[34] يمكن تقدير حجم هذا التيار من خلال ملاحظة أن عرضه لا يمكن أن يقل عن 100,000 ميل. أما طوله فيمكن تقديره من خلال حقيقة أن سرعته تبلغ حوالي 26 ميلاً في الثانية، لكن التيار يحتاج إلى حوالي سنتين ليمر بالنقطة التي يتقاطع فيها مساره مع مسار الأرض. في تلك الليلة المشهورة بين 13 و14 نوفمبر 1866، اندفعت الأرض إلى داخل هذا التيار بالقرب من رأسه، ولم تخرج من الجانب الآخر إلا بعد خمس ساعات. خلال تلك الفترة، كان نصف كرة الأرض الذي يقع في المقدمة يحتوي على قارات أوروبا وآسيا وأفريقيا، وبالتالي فإن العواصف النيزكية شوهدت في العالم القديم. في ذلك اليوم، عندما عادت الأرض إلى نفس المكان، لم يكن التيار قد مر بالكامل بعد، فاندفعت الأرض مرة أخرى. هذه المرة كانت القارة الأمريكية في المقدمة، وبالتالي فإن عواصف النيزك في عام 1867 شوهدت هناك. حتى في العام التالي، لم يكن التيار قد مر بالكامل بعد، ومنذ ذلك الحين تم رصد بعض النيازك المتبقية على طول المسار في كل مرة تمر فيها الأرض عبر هذا الطريق النيزكي.

كما أن الرسم البياني مصمم أيضًا للإشارة إلى فرضية مثيرة للاهتمام تم طرحها بناءً على سلطة لو فيرييه الكبيرة، بهدف تفسير كيفية دخول هذا التيار إلى النظام الشمسي. المدار الذي تدور فيه النيازك لا يتقاطع مع مسارات كوكبي المشتري وزحل أو المريخ، لكنه يتقاطع مع مدار كوكب أورانوس. من الممكن أن يحدث أحيانًا أن يمر أورانوس عبر هذه النقطة في مساره بالضبط في الوقت الذي يصل فيه التيار إلى هناك. أثبت لو فيرييه أن مثل هذا الحدث قد وقع في عام 126 ميلادي، لكنه لم يحدث منذ ذلك الحين. وبذلك يبدو أن لدينا دليلاً على تاريخ مذهل يوضح كيف دخلت النيازك إلى نظامنا في ذلك العام. أما التوقعات بتكرار العواصف النيزكية الكبيرة في عام 1899، والتي كانت شائعة ولها أسباب وجيهة، فلم تتحقق. لم يتم رصد سوى عدد قليل جدًا من النيازك من النوع العادي.

بافتراض أن مدار النيازك في شهر أغسطس كان بارابولا، قام شياباريللي بحساب أبعاد هذا المدار وموقعه في الفضاء.

وعندما أوصل إلى هذا الاستنتاج، لاحظ أن مدار الشهاب يتطابق تمامًا في كل تفصيل مع مدار مذنب دقيق ظهر في صيف عام 1862. ولا يمكن أن يكون ذلك مجرد صدفة؛ فالمستوى الذي يتحرك فيه المذنب يتطابق تمامًا مع المستوى الذي تتحرك فيه الشهب، كما أن اتجاهات محاور مداراتهم متطابقة أيضًا، بينما اتجاه الحركة واحد، وأقصر مسافة من الشمس إلى المدار متطابقة في الحالتين أيضًا. وقد أثبت ذلك بشكل قاطع وجود علاقة فيزيائية عميقة بين المذنبات وسرب الشهب. وقد تم تقديم دليل آخر على ذلك بعد فترة وجيزة، عندما حسب لو فيرييه مدار شهب نوفمبر، فقد لوحظ على الفور أنه يتطابق تمامًا مع مدار مذنب مر بنقطة أقربه إلى الشمس في يناير 1866، وتبين أن فترة دورانه كانت ثلاثة وثلاثون عامًا وشهرين.

من بين شهب الأسد، نرى أحيانًا كرات نارية أكثر سطوعًا من كوكب الزهرة، بل وتصل أحجامها إلى نصف حجم القمر تقريبًا، تنفجر مع وميضات كالبرق، وتترك خلفها خطوطًا تستمر من دقيقة إلى ساعة أو أكثر. لكن الغالبية العظمى منها لا تزيد سطوعها عن سطوع النجوم من الدرجة الثانية أو الثالثة أو الرابعة. وبما أن كمية الضوء الصادرة عن الشهاب تعتمد على كتلته وسرعته، فيمكننا تكوين فكرة عن الوزن الفعلي لأحد هذه الشهب، ويبدو أن معظمها لا يزن ربع أونصة تقريبًا؛ بل من المحتمل أن الكثير منها لا يزن حتى حبة واحدة. لكننا رأينا أن المذنب على الأرجح ليس سوى سرب فضفاض جدًا من جسيمات صغيرة محاطة بغاز ذو كثافة منخفضة جدًا، كما رأينا أيضًا أن مادة المذنب يجب أن تتفرق تدريجيًا في الفضاء. لا يزال علينا أن نروي قصة رائعة عن تفكك المذنب وما يبدو أنه أصبح عليه جزيئاته.

حدث وابل شهب كثيف في ليلة 27 نوفمبر 1872. في تلك المرة، انطلقت الشهب من نقطة إشعاع في كوكبة أندروميدا. ومن حيث المنظر، كان هذا الوابل بلا شك أقل روعة من العرض الرائع في عام 1866، لكن من الصعب تحديد أي من الوابلين كان له أهمية علمية أكبر.

إنها بالفعل مصادفة مذهلة أن تصادف الأرض سديم أندروميدا (وهكذا يُسمى هذا السديم) في نفس اللحظة التي تعبر فيها مسار مذنب بيلا. لقد راقبنا الاتجاه الذي يأتي منه سديم أندروميدا عندما يغوص في الغلاف الجوي؛ كما يمكننا تحديد الاتجاه الذي يتحرك فيه مذنب بيلا عندما يمر بمسار الأرض، ونجد أن الاتجاه الذي يتحرك فيه المذنب والاتجاه الذي تتحرك فيه الشهب متطابقان. وهذا في حد ذاته افتراض قوي للغاية، بل شبه حاسم، بأن المذنب والشهب مرتبطان؛ لكن الأمر لا يقتصر على ذلك. لدينا ملاحظات لهذا السديم تعود إلى القرن الثامن عشر، ونجد أن تاريخ ظهوره قد تغير من السادس أو السابع من ديسمبر إلى نهاية نوفمبر، وذلك بالتزامن التام مع الحركة الرجعية لنقطة التقاطع بين مدار الأرض ومدار مذنب بيلا. لقد تم رصد هذا المذنب في عام 1772، ثم مرة أخرى في الفترة من 1805 إلى 1806، قبل اكتشاف دورته الدورية كل سبع سنوات. تم اكتشافه من قبل بيلا في عام 1826، ورصد مرة أخرى في عام 1832. في عام 1846، فوجئ عالم علم الفلك باكتشاف وجود مذنبين بدلاً من واحد، وتم رصد الجزأين مرة أخرى عند عودتهما في عام 1852. في عام 1859، لم يتسن رؤية مذنب بيلا بسبب موقعه غير المواتي بالنسبة للأرض. لم يُرَ أي أثر لمذنب بيلا في الفترة من 1865 إلى 1866، عندما كان من المفترض أن يعود أيضًا، ولم يُرَ منذ ذلك الحين. لذلك يبدو أنه في خريف عام 1872 حان وقت عودة مذنب بيلا، وهكذا حدث ظهور سديم أندروميدا الكبير تقريبًا في نفس الوقت الذي كان من المفترض أن يعود فيه مذنب بيلا. إن الاستنتاج الذي يترتب على ذلك لا يمكن دحضه، وهو أن الشهب، إن لم تكن جزءًا فعليًا من المذنب نفسه، فهي على أي حال مرتبطة به ارتباطًا وثيقًا للغاية. يُذكر هذا السديم أيضًا بسبب البرقية التي أرسلها البروفيسور كلينكرفوس إلى السيد بوجسون في مدراس. جاء نص البرقية كالتالي: "لامس مذنب بيلا الأرض في السابع والعشرين؛ ابحثوا بالقرب من ثيتا سنتوري". قام بوجسون بالبحث فوجد مذنبًا، لكن للأسف، بسبب سوء الأحوال الجوية، تمكن فقط من إجراء ملاحظات له في ليلتين. وبما أننا نحتاج إلى ثلاث ملاحظات لتحديد مدار كوكب أو مذنب، فلا يمكن حساب مدار مذنب بوجسون، لكن يبدو شبه مؤكد أنه لا يمكن أن يكون مطابقًا لأي من مكوني مذنب بيلا.

مذنب. لكن من المرجح أنه كان في الواقع مذنبًا يتحرك على نفس المسار الذي يسلكه مذنب بيلا والشهب.

حدث عرض آخر لشهب بيلا في عام 1885، وهو ما أتاح الوقت الكافي لإتمام دورتين كاملتين للسرب منذ عام 1872. كان العرض في 27 نوفمبر 1885 رائعًا؛ فقد قدّر البروفيسور نيوتن أنه في أوج الظاهرة، كانت الشهب تظهر بمعدل 75,000 شهاب في الساعة. في عام 1892، كان من المفترض أن يعود المذنب إلى نقطة الأقرب إلى الشمس مرة أخرى، لكن في ذلك العام لم يُرَ أي شهب في 27 نوفمبر، بينما رُئي الكثير من الشهب في 23 من نفس الشهر من نفس المصدر. وقد وجد بريديتشين أن التغيير في نقطة التقاطع بين مدار الشهب ومدار الأرض، الناتج عن هذا الفارق الزمني البالغ أربعة أيام، يعود إلى التأثير المزعزع الذي يمارسه كوكب المشتري على حركة السرب.

من الجدير بالذكر أن السيول الشهابية الكبيرة لم تُطلق أبدًا أي جسم وصل إلى سطح الأرض. فمن بين ملايين الشهب من سرب ليونيدس أو بيرسيدس أو أندروميداس، لم يتم العثور على جسم واحد وتحديده. أما تلك الأجسام التي تسقط من السماء إلى الأرض، والتي نسميها نيازك، فلا يبدو أنها تأتي من السيول الشهابية الكبيرة، على حد علمنا. وقد يكون لها أصل مختلف تمامًا عن أصل الشهب الدورية.

من الغريب أن الاعتقاد بأصل النيازك السماوي هو اعتقاد حديث النشأة. ففي العصور القديمة، كانت هناك بلا شك شائعات عن أحجار عجيبة سقطت من السماء إلى الأرض، لكن يبدو أن هذه التقارير لم تحظَ باهتمام كبير. فقد اعتُبرت قبل قرن من الزمن خرافات تامة، رغم وجود شهادات كثيرة حول هذا الموضوع. وأكد الشهود أنهم رأوا تلك الأحجار وهي تسقط. كما كانت تلك الأجسام مختلفة عن الأجسام الأخرى في المنطقة المحيطة، وكانت هناك حالات تم التحقق منها حيث قُتل أشخاص بسبب تلك الزوار السماويين.

لا شك أن الملاحظات كانت تُجرى عمومًا من قبل أشخاص جهلاء وأميين. فالأجزاء الحقيقية من السجلات كانت مختلطة مع الأمور الخيالية.

وبالإضافة إلى ذلك، رفض الرجال الحذرون تصديق الادعاءات بأن مثل هذه الأجسام سقطت فعلاً من السماء. حتى في الوقت الحاضر، يكون من الصعب للغاية الحصول على شهادات دقيقة بشأن مثل هذه الأمور. على سبيل المثال، لاحظ أحد الهندوس في الغابة سقوط نيزك؛ كان الحجر موجوداً هناك، وكانت صفته النيزكية غير قابلة للشك، وتم استجواب الشاهد بشأن تفاصيل الحادثة؛ لكنه كان خائفاً جداً من الضوضاء والخطر الذي اعتقد أنه نجا منه بأعجوبة، لدرجة أنه لم يستطع أن يقول سوى القليل أو لا شيء. لكنه كان متأكداً من أن النيزك طاردّه في الغابة لمدة ساعتين قبل أن يسقط على الأرض!

في عام 1794، نشر كلادني وصفاً لكتلة الحديد الضخمة التي اكتشفها المسافر بالاس في سيبيريا. وكانت تلك أول مرة يُعترف فيها بأن هذا الجسم وغيره من الأجسام المشابهة له يجب أن يكون لها أصل سماوي. لكن حتى سمعة كلادني والحجج التي قدمها لم تتمكن من تحقيق إجماع عالمي. بعد فترة وجيزة، تم عرض حجر يزن 56 رطلاً في لندن، وأكد عدة شهود أنهم رأوه يسقط في وولد كوتيج، في يوركشاير، عام 1795. تم تخزين هذا الجسم لاحقاً في مجموعتنا الوطنية، ويمكن رؤيته الآن في متحف التاريخ الطبيعي في ساوث كنسينغتون. بدأت الشواهد تتوافد من مناطق أخرى؛ فتبين أن أجزاء من الحجر الموجودة في إيطاليا وبنارس لها نفس التركيب الكيميائي للحجر الموجود في يوركشاير. بدأ عدم تصديق أولئك الذين شككوا في الأصل السماوي لهذه الأجسام يتلاشى. نُشرت دراسة مفصلة عن نيزك بنارس من تأليف هوارد في مجلة “المعاملات الفلسفية” لعام 1802، وكأن ذلك كان لإتمام الإثبات، حدث وابل كبير من الحجارة في العام التالي في لايغل، في نورماندي. أوفدت الأكاديمية الفرنسية الفيزيائي بيو لزيارة المنطقة وإجراء فحص مفصل للظروف المحيطة بهذا الوابل المذكور. أزالت تحقيقاته كل أثر للشك، وبالتالي تم نقل الحجارة النيزكية من مجال علم الجيولوجيا إلى مجال علم الفلك. يمكن ملاحظة أن الاعتراف بالأصل السماوي للنيازك حدث في نفس الوقت تقريباً مع اكتشاف أول كواكب صغيرة. في كلتا الحالتين، توسعت معرفتنا بالنظام الشمسي بفضل هذه الاكتشافات.

من جسيمات دقيقة عديدة، والتي، رغم أبعادها الضئيلة، فإنها تحمل معلومات كثيرة.

عندما نقر بإمكانية سقوط الصخور، يمكننا الرجوع إلى السجلات القديمة وإعطاؤها المكانة التي تستحقها، والتي حُرمت منها لقرون عديدة. ربما يكون أقدم هذه الحوادث التي يمكن اعتبارها دقيقة من الناحية التاريخية هو الحادث الذي وصفه ليفي بأنه سقط حوالي عام 654 قبل الميلاد على جبل ألبان بالقرب من روما. ومن بين الحوادث الأحدث، يمكننا ذكر حادث تم التأكد من صحته بطريقة قاطعة؛ حدث في عام 1492 في إنسيسهايم بألزاس. أمر الإمبراطور ماكسيميليان بإعداد سرد مفصل للأحداث ووضعه مع الصخرة في الكنيسة. ظلت الصخرة معلقة في الكنيسة لمدة ثلاثة قرون، حتى أُخذت خلال الثورة الفرنسية إلى كولمار، وتم كسر أجزاء منها، وأحد هذه الأجزاء موجود الآن في المجموعة الوطنية لدينا. لحسن الحظ، تم إعادة هذا الجسم المثير للاهتمام إلى مكانه القديم في كنيسة إنسيسهايم، حيث يظل معلمًا جذابًا للزوار حتى اليوم. وفيما يلي السرد: "في عام الرب 1492، يوم الأربعاء قبل عيد القديس مارتن، في 7 نوفمبر، حدث معجزة غريبة؛ ففي الفترة ما بين الساعة الحادية عشرة والظهر، سُمع ضجيج عالٍ من الرعد وصوت مرتفع مستمر، سُمع على مسافات بعيدة، وسقطت صخرة من السماء في منطقة إنسيسهايم كان وزنها 260 رطلاً، وكان الضجيج في أماكن أخرى أعلى بكثير من هنا. ثم رأى صبي أن الصخرة سقطت على أرض مزروعة بالقمح في الحقل العلوي بالقرب من نهري الراين والإيل، بالقرب من منطقة جيسغانغ، ولم تسبب أي ضرر سوى أنها شكلت حفرة هناك؛ ثم نُقلت الصخرة من ذلك المكان، وتم كسر أجزاء كثيرة منها، وقد منع ذلك الحاكم المحلي. لذلك تم وضعها في الكنيسة بهدف تعليقها كمعجزة، وجاء الكثير من الناس إلى هنا لرؤية هذه الصخرة، ودارت العديد من المحادثات المثيرة حولها؛ قال العلماء إنهم لا يعرفون ماهيتها، لأنه من خارج المألوف الطبيعي أن تسقط صخرة بهذا الحجم من ارتفاع كبير في السماء، لكنها في الحقيقة..."

معجزة من الله، فقبل ذلك الوقت لم يُسمع شيء مثله ولا رُئي ولا كُتب عنه. عندما وجدوا تلك الصخرة، كانت قد دخلت في الأرض إلى نصف طول الإنسان، وفسّر الجميع ذلك بأنه إرادة الله أن تُكتشف، وسُمع صوتها في لوسيرن وفيلينغن وفي أماكن أخرى كثيرة، بحيث ظن الناس أن المنازل قد انقلبت؛ وبما أن الملك ماكسيميليان كان هناك، يوم الاثنين التالي لعيد القديسة كاترين في نفس العام، أمر جلالته بإحضار الصخرة التي سقطت إلى القلعة، وبعد أن تحدث مع النبلاء عنها لفترة طويلة، قال إن أهل إنسيسهايم يجب أن يأخذوها ويأمروا بتعليقها في الكنيسة، وعدم السماح لأحد بأخذ أي شيء منها. لكن جلالته أخذ قطعتين منها، أبقى واحدة لنفسه وأرسل الأخرى إلى دوق زيغيسموند في النمسا، وكان هناك الكثير من الحديث عن تلك الصخرة، التي ظلت معلقة في الكنيسة حتى الآن، وجاء الكثير من الناس لرؤيتها.

إذا اعترفنا بالأصل السماوي للنيازك، فمن المؤكد أنها تستحق اهتمامنا الشديد. فهي توفر الطريقة المباشرة الوحيدة التي نمتلكها للحصول على معرفة بمكونات الأجسام الخارجية عن كوكبنا. يمكننا أن نأخذ نيزكًا في أيدينا، ونحلله، ونكتشف العناصر التي يتكون منها. لن نحاول تقديم شرح مفصل جدًا عن بنية النيازك؛ فهذا أمر يخص الكيميائيين وعلماء المعادن أكثر من علماء الفلك. بعض الخصائص الأكثر وضوحًا ستكون كل ما نحتاجه، وستكون بمثابة مقدمة لمناقشة الأصل المحتمل لهذه الأجسام.

في متحف التاريخ الطبيعي في ساوث كنسينغتون، يمكننا فحص مجموعة رائعة من النيازك. تم جمعها من جميع أنحاء العالم، وتختلف أحجامها من أجسام لا تزيد حجمها عن رأس دبوس إلى كتل ضخمة تزن مئات الأرطال. كما توجد نماذج لنيازك مشهورة، بينما النماذج الأصلية موجودة في متاحف أخرى مختلفة.

يفتقر العديد من النيازك إلى أي ميزة بارزة في مظهرها الخارجي. فلو واجهناها على شاطئ البحر، لمررنا بها دون أن نلاحظها أكثر مما نلاحظ أي حجر آخر. ومع ذلك، يا للتاريخ الذي قد تخبرنا به نيزك إذا استطعنا الحصول عليها! لقد سقطت؛ لقد شوهدت وهي تسقط من السماء؛ لكن ما كان مسارها قبل ذلك الحركة؟ أين كانت قبل 100 عام، أو قبل 1000 عام؟ ما هي المناطق التي تجولت فيها في الفضاء؟ لماذا لم تسقط من قبل؟ ولماذا سقطت الآن بالضبط؟ هذه بعض الأسئلة التي تتردد في أذهاننا ونحن نتأمل في هذه الأجسام المثيرة للاهتمام. يتكون بعض هذه الأجسام من مواد ذات خصائص مميزة جدًا؛ خذ، على سبيل المثال، أحد النيازك الحديثة الوصول، المعروف باسم “روتون سيدرايت”. يختلف هذا الجسم اختلافًا كبيرًا عن أنواع النيازك الصخرية العادية. إنه جسم لن يمر به شخص عابر بسهولة دون أن يلاحظه. كما أن وزنه الكبير سيلفت الانتباه، وإذا تم خدشه أو فركه بمبرد، فسيبدو ككتلة من الحديد النقي تقريبًا. نحن نعرف الظروف التي سقط فيها ذلك القطعة من الحديد على الأرض. كان ذلك في 20 أبريل 1876، حوالي الساعة 3:40 مساءً، حيث سُمع صوت غريب مصحوب بانفجار مذهل في منطقة تمتد لعدة أميال بين القرى في شروبشاير، على بعد ثماني أو عشرة أميال شمال وريكين. بعد حوالي ساعة من ذلك الحدث، لاحظ أحد المزارعين أن الأرض في أحد حقول العشب الخاصة به قد تعرضت للتخريب، فحفر في الحفرة التي تركها النيزك ووجدها لا تزال دافئة على عمق حوالي ثمانية عشر بوصة تحت السطح. سمع بعض الرجال الذين كانوا يعملون على مسافة ليست ببعيدة الضوضاء التي أحدثها النيزك أثناء سقوطه. يزن هذا الجسم اللافت للنظر 7-3/4 رطل. إنه كتلة حديدية غير منتظمة الشكل، رغم أن جميع حوافها تبدو مستديرة نتيجة الانصهار أثناء مرورها عبر الهواء. وهو مغطى بطبقة سميكة سوداء من أكسيد الحديد المغناطيسي، باستثناء المكان الذي اصطدم فيه بالأرض لأول مرة. قدم دوق كليفلاند، الذي سقط النيزك في أرضه، الجسم لاحقًا إلى المؤسسة الوطنية التي ذكرناها سابقًا، حيث يلفت “روتون سيدرايت” انتباه كل من يهتم بهذه الأجسام الرائعة.

يُعد هذا السيدريت مثيرًا للاهتمام بشكل خاص بسبب خصائصه المعدنية الواضحة. لا تحدث حالات سقوط الأجسام من هذا النوع بتكرار كبير مثل حالات سقوط النيازك الصخرية؛ في الواقع، هناك عدد قليل جدًا من الحالات المعروفة التي شوهد فيها سقوط الحديد النيزكي فعليًا، بينما يمكن حصر حالات سقوط النيازك الصخرية بالعشرات أو المئات. ويمكن الاستنتاج من ذلك أن النيازك الحديدية أقل تكرارًا بكثير من النيازك الصخرية. لكن هذا ليس الانطباع الذي من المرجح أن يتلقاه زائر المتحف؛ ففي تلك المجموعة الضخمة، تعتبر النيازك الحديدية بلا منازع أكثر الأجسام إثارة للإعجاب. التفسير ليس صعبًا؛ فتلك الكتل الضخمة من الحديد هي بلا شك نيازكية، ولا أحد يشك في ذلك. لكن الغالبية العظمى منها لم يتم رؤية سقوطها أبدًا؛ بل تم العثور عليها في ظروف تشير بوضوح إلى أصلها النيزكي. على سبيل المثال، لنفترض أن مسافرًا في إحدى سهول سيبيريا أو أمريكا الوسطى يجد كتلة من الحديد المعدني موجودة على سطح الأرض، فما هو التفسير الممكن لهذه الحالة؟ لم يضع أحد ذلك الحديد هناك، ولا يوجد حديد في نطاق مئات الأميال المحيطة. لم يصنع الإنسان ذلك الجسم أبدًا، كما أن الحديد يتكون من سبيكة مع النيكل بطريقة يُلاحظ وجودها دائمًا في النيازك المعروفة، وتعتبر عادةً دليلاً قاطعًا على أصلها النيزكي. كما يجب ملاحظة أن الحديد يتآكل في غلافنا الجوي، لذا فإن تلك الكتلة الضخمة من الحديد لا يمكن أن تكون موجودة في مكانها لفترات زمنية طويلة جدًا؛ لا بد أنها وُضعت هناك في وقت معين. هناك مصدر واحد فقط ممكن لوجود مثل هذا الجسم، وهو أنه سقط من السماء. في نفس السهول، سقطت النيازك الصخرية أيضًا بالعشرات والآلاف، لكنها تتفتت مع مرور الوقت، وفي أي حال لن تلفت انتباه المسافر كما قد تفعل النيازك الحديدية. ومن ثم، فعلى الرغم من أن النيازك الصخرية تبدو وكأنها تسقط بتكرار أكبر، إلا أنها، ما لم يتم مشاهدتها فعليًا وهي تسقط، فإنها أكثر عرضة للتجاهل مقارنة بالنيازك الحديدية. ولهذا السبب، فإن الأجسام الأكثر بروزًا في المجموعة البريطانية هي النيازك الحديدية.

لقد ذكرنا أن هناك ضوضاء رافقت سقوط نيزك الروتون السيدريت، ومن المسجل أن انفجارًا عنيفًا حدث عندما سقط النيزك في إنسيسهايم. وهذا يُعد سمة مميزة لهذه الظاهرة؛ فتقريبًا جميع حالات سقوط النيازك التي تم مراقبتها يبدو أنها بدأت بانفجار. لكننا لا ندعي أن هذه سمة ثابتة تمامًا؛ كما أن النيازك غالبًا ما تنفجر دون أن تطلق أي شظايا صلبة يمكن جمعها. ويتضح مدى عنف هذه الظاهرة بشكل واضح من خلال نيزك بوتسورا؛ فقد سقط هذا الجسم في الهند عام 1861، وسُمع انفجار عنيف، وتم جمع عدة شظايا حجرية من مسافات تصل إلى ثلاثة أو أربعة أميال؛ وعند جمعها معًا، تبين أنها تتناسب مع بعضها البعض، مما سمح بإعادة بناء الشكل الأصلي للنيزك. ينقصنا بعض القطع (ولا شك أنها ضاعت بسقوطها في أماكن لم يتسن استخراجها منها)، لكننا حصلنا على عدد كافٍ من القطع لتكوين فكرة واضحة عن الشكل غير المنتظم للجسم قبل حدوث الانفجار الذي تحطمه إلى شظايا. هذا أحد النيازك الحجرية العادية، وهو بذلك يختلف عن نيزك الروتون السيدريت الذي كنا نناقشه للتو. كما توجد أنواع أخرى من النيازك؛ فالحديد من نوع برايتنباخ، كما يُطلق عليه، يمثل بشكل جيد فئة من هذه الأجسام التي تقع في المنتصف بين الحديد النيزكي والحجارة. يتكون من كتلة حديدية ذات خلايا خشنة، وتكون الفراغات فيها مملوءة بمواد معدنية. وفي المتحف، يتم عرض قطع من الأشكال الوسطى التي تُظهر هذا البنية.

لنلقِ أولاً نظرة على أوضح سمة لهذه النيازك؛ نحن لا نشير الآن إلى تركيبها الكيميائي، بل إلى مظهرها الخارجي. ما هي السمة الأكثر لفتًا للانتباه في شكل هذه الأجسام؟ بالتأكيد هي كونها شظايا؛ فهي بوضوح قطع متفتتة من جسم أكبر. ويتضح ذلك بمجرد النظر إلى شكلها؛ ويزداد وضوحًا عند فحص بنيتها الميكانيكية. غالبًا ما يتبين أن النيازك نفسها مكونة من...

قطع أصغر حجمًا. يمكن توضيح مثل هذه البنية من خلال قطعة من النيزك الجوي المكتشف في سييرا دي تشاكو، والتي يبلغ وزنها حوالي 30 رطلاً (الشكل 79).

القطعة المعروضة هنا تُظهر البنية المركبة لهذا الجسم، الذي ينتمي إلى فئة النيازك الصخرية. شكله يدل على أنه كان في الأصل قطعة ذات حواف وزوايا حادة. لا شك أن حجمه كان أكبر بكثير عندما اصطدم لأول مرة بالغلاف الجوي. الحواف الحادة المرئية على السطح الخارجي قد نتجت عن انفجار حدث في ذلك الوقت؛ لكن هذا لا يفسر بنية الجزء الداخلي. نرى هناك قطعًا غير منتظمة الشكل والمادة متجمعة معًا في كتلة واحدة. إذا أردنا البحث عن أجسام مماثلة على الأرض، فيجب أن ننظر إلى بعض الصخور البركانية، حيث نجد العديد من القطع الغير منتظمة الشكل متماسكة معًا بواسطة مادة مادية تحيط بها. الأدلة التي يقدمها هذا النيزك قاطعة فيما يتعلق بأصل هذه الأجسام؛ فلا بد أنها جاءت على شكل قطع من جسم ذي أبعاد كبيرة، إن لم تكن ضخمة. يحتوي هذا النيزك على العديد من الحبيبات الصغيرة من الحديد مختلطة مع مواد معدنية. في الواقع، يتمتع الحديد الموجود في العديد من النيازك بخصائص تشبه تلك الناتجة عن تفجير الحديد باستخدام الديناميت. وهكذا، تبين أن نيزكًا حديديًا كبيرًا من البرازيل قد تحطم إلى قطع في وقت سابق لسقوطه على الأرض، وقد تم تماسك هذه القطع مرة أخرى بواسطة عروق غير منتظمة من المواد المعدنية.

أما بالنسبة لنيزك جوي من نوع مختلف تمامًا، فيمكننا الإشارة إلى النيزك الكربوني من أورغويل، الذي سقط في فرنسا في 14 مايو 1864. وأثناء سقوطه، شوهد نيزك رائع يضاهي في حجمه القمر المكتمل. يجب أن يكون القطر الفعلي لهذا الجسم الناري بضع مئات من الأيارات. تم العثور على ما يقرب من مائة قطعة من هذا الجسم متناثرة على مساحة تمتد لخمسة عشر ميلاً. يحظى هذا الجسم باهتمام خاص، لأنه ينتمي إلى مجموعة نادرة من النيازك الجوية التي يخلو فيها الحديد المعدني. يحتوي على العديد من نفس المعادن الموجودة في النيازك الأخرى، لكن في هذه القطع تكون مرتبطة بالكربون وبمواد بيضاء أو صفراء قابلة للتبلور.

مادة قابلة للذوبان في الإيثر، وتشبه بعض الهيدروكربونات. مثل هذه المادة، لو لم يتم رؤيتها وهي تسقط إلى الأرض، لكان من المحتمل اعتبارها منتجًا ناتجًا عن الحياة الحيوانية أو النباتية!

لقد أوضحنا كيف يمكن لجسم يتحرك بسرعة كبيرة ويصطدم بالهواء أن يصبح ساخنًا جدًا أو حتى يتحول إلى بخار. فكيف يحدث إذًا أن تنجو النيازك من هذه الظروف القاسية وتسقط إلى الأرض بسرعة كبيرة، ولكن بسرعة أقل بكثير من تلك التي كانت كافية لتحويلها إلى بخار؟ على سبيل المثال، لو اصطدم صخر “روتون” الحديدي بغلافنا الجوي بسرعة عشرين ميلاً في الثانية، فمن المؤكد أنه كان سيتفكك بسبب الحرارة، رغم أن الجزيئات كانت ستتجمع في النهاية لتهبط ببطء إلى الأرض على شكل حبيبات حديدية دقيقة. فكيف نجت النيزك من هذا المصير؟ يجب أن نتذكر أن كوكب الأرض نفسه يتحرك أيضًا بسرعة تقارب ثمانية عشر ميلاً في الثانية، وأن السرعة النسبية التي تصطدم بها النيزك بالهواء هي التي ستحدد مدى تأثير الاحتكاك. إذا اصطدمت النيزك مباشرة بالأرض، فإن سرعة الاصطدام ستكون هائلة؛ لكن قد يحدث أن تكون السرعات الفعلية للجسمين كبيرة جدًا، لكن السرعة النسبية قد تكون صغيرة نسبيًا. هذا، على أي حال، أحد التفسيرات الممكنة لوصول النيزك إلى سطح الأرض.

لقد أوضحنا في الأجزاء السابقة من هذا الفصل أن سقوط النجوم المعروف يرتبط ارتباطًا وثيقًا بالمذنبات. في الواقع، كل سقوط للنجوم يحدث على مسار تسلكه مذنبة، ومن المرجح جدًا أن جزيئات النجوم الساقطة نفسها مشتقة من المذنب. لذلك، فإن سقوط النجوم الساقطة له علاقة وثيقة بالمذنبات، لكن من المشكوك فيه ما إذا كانت النيازك لها أي علاقة بالمذنبات. لقد ذُكر بالفعل أن النيازك لم تُسجَّل أبدًا أثناء سقوط النجوم الساقطة الكبيرة؛ فلا يُعرف عن أي جزيء من النيازك أنه سقط من الأعداد الهائلة لنيازك ليونيدز أو بيرسيدز؛ وحسب ما نعرف، فإن نيازك ليريدز لم تسقط أبدًا، وكذلك نيازك كوادرانتيدز وجيمينيدز وغيرها من سقوطات النجوم التي يعرفها كل عالم فلك. لا يوجد سبب لربط النيازك بهذه السقوطات، ولذلك من المشكوك فيه ما إذا كان ينبغي ربط النيازك بالمذنبات.

فيما يتعلق بأصل النيازك، من الصعب الحديث بمستوى كبير من الثقة. كل نظرية حول أصل النيازك تواجه صعوبات، لذا يبدو أن الخيار الوحيد المتاح لنا هو اختيار الرؤية التي تبدو الأقل احتمالًا. يبدو لي أن هذا الشرط يتحقق في النظرية التي طرحها عالم المعادن النمساوي تشيرماك. لقد قام بدراسة النيازك الموجودة في المجموعة الغنية في فيينا، وتوصل إلى استنتاج مفاده أن “النيازك لها مصدر بركاني على جسم سماوي ما”. دعونا نحاول متابعة هذا التفكير ومناقشة المشكلة، والتي يمكن صياغتها كالتالي: بافتراض أن بعض النيازك على الأقل قد تم طردها من البراكين، فعلى أي جسم أو أجسام في الكون يجب أن تكون هذه البراكين موجودة؟ هذا في الحقيقة سؤال لعلماء الفلك وعلماء الرياضيات. بمجرد أن يؤكد لنا علماء المعادن أن هذه الأجسام بركانية، يصبح الأمر مسألة حساب وموازنة الاحتمالات.

الخطوة الأولى في البحث هي فهم الظروف الديناميكية للمشكلة بوضوح. تخيل بركانًا موجودًا على كوكب. يُفترض أن البركان في حالة ثوران، وفي أحد نوباته العنيفة يطلق صاروخًا إلى الأعلى: سيصعد هذا الصاروخ، ثم يتوقف، ويسقط مرة أخرى. هذا هو الوضع الحالي في ثورانات الكواكب الأرضية.

البراكين: من المعروف أن بركان كوتوباكسي يطلق صخورًا ضخمة إلى ارتفاعات هائلة، لكن هذه الصخور تعود بالتأكيد إلى الأرض. فقوة الجاذبية على الأرض تتغلب تدريجيًا على السرعة الناتجة عن الانفجار، فيسقط الجسم إلى الأسفل. لكن لنفترض أن الانفجار أشد عنفًا، وأن الصخور تُطلق من الكوكب إلى ارتفاع أكبر فوق سطحه. على سبيل المثال، لنفترض أن الصخرة تُطلق إلى ارتفاع يعادل نصف قطر الكوكب، فإن قوة الجاذبية ستنخفض إلى ربع ما كانت عليه عند السطح، وبالتالي سيواجه الكوكب صعوبة أكبر في جذب الصخرة مرة أخرى. ليس فقط أن المسافة التي يجب أن تُقطعها الصخرة للعودة تزداد مع ارتفاعها، بل إن فعالية الجاذبية تضعف أيضًا، مما يزيد من صعوبة استرجاع الصخرة بطريقتين. لقد أشرنا بالفعل مرات عديدة إلى هذا الموضوع، وأوضحنا أن هناك سرعة حرجة معينة تتناسب مع كل كوكب، وتعتمد على كتلته ونصف قطره. إذا تم إطلاق الجسم لأعلى بسرعة تساوي هذه السرعة الحرجة أو تزيد عنها، فإنه سيصعد دون أن يعود أبدًا. نتذكر جميعًا رحلة جول فيرن إلى القمر، حيث وصف مدفعًا خياليًا يُدعى “كولومبياد”، قادرًا على إطلاق قذيفة بسرعة ستة أو سبعة أميال في الثانية. هذه هي السرعة الحرجة بالنسبة للأرض. لو استطعنا تخيل إزالة الهواء، لكان مدفع بقوة سبعة أميال قادرًا على إطلاق جسم لأعلى لن يسقط أبدًا.

الصعوبة الكبيرة في وجهة نظر تشيرماك حول أصل النيازك البركاني تكمن في السرعة الابتدائية الهائلة المطلوبة. “كولومبياد” مجرد أسطورة، ولا نعرف أي قوة، طبيعية كانت أم صناعية، على الأرض في الوقت الحالي قادرة على توليد مثل هذه السرعة المذهلة. تم سماع دوي انفجارات كراكاتوا على بعد آلاف الأميال، لكن حتى في أقوى لحظاتها لم تطلق أي قذائف بسرعة ستة أميال في الثانية. لذلك، نتساءل عما إذا كانت هناك أجرام سماوية أخرى قد تكون مصدرًا للنيازك. لا نستطيع رؤية براكين على أي جسم سماوي آخر سوى القمر؛ فجميع الأجرام الأخرى بعيدة جدًا لدرجة أنه لا يمكن مراقبتها بدقة. فهل من المرجح أن تكون هناك براكين على القمر قادرة على إطلاق قذائف تسقط على الأرض؟

كان هذا الاعتقاد مدعومًا في الماضي بسلطة بارزة. كتلة القمر تبلغ حوالي ثمانين جزءًا من ألف كتلة الأرض. لن يكون صحيحًا القول بأن السرعة الحرجة لإطلاق الصاروخ تتناسب طرديًا مع كتلة الكوكب؛ فالقانون الصحيح هو أنها تتناسب طرديًا مع جذر التربيع للكتلة، وعكسيًا مع جذر التربيع للنصف القطري. ومن ثم يتضح أن السرعة المطلوبة لإطلاق صاروخ بعيدًا عن القمر تبلغ حوالي سدس السرعة المطلوبة لإطلاق صاروخ بعيدًا عن الأرض. إذا كان لدى القمر على سطحه براكين بقوة ميل واحد، فمن الممكن تمامًا أن تكون هذه مصدر النيازك. لقد رأينا كيف يظهر على كامل سطح القمر آثار لنشاط بركاني شديد. وبالتالي، فإن الصاروخ الذي يُطلق من القمر يمكنه بلا شك أن يسقط على الأرض، وليس من المستحيل أن بعض النيازك قد جاءت فعلاً من هذا المصدر. لكن هناك صعوبة كبيرة تتعلق بالبراكين على القمر؛ فلنفترض أن جسمًا ما يُطلق بهذه الطريقة، فسيتحرك تحت تأثير جاذبية الأرض، وفقًا لقوانين كيبلر، حول الأرض التي تعتبر نقطة تركيز لمساره. إذا تجاهلنا التأثيرات الناتجة عن جميع الأجرام الأخرى، بالإضافة إلى التأثير الناتج عن القمر نفسه، نجد أن النيزك إذا أخطأ الأرض مرة واحدة، فلن يتمكن أبدًا من السقوط عليها. يجب أن يكون أقصر مسافة بين مركز الأرض ومسار الجسم المطلق أقل من نصف قطر الأرض، حتى إذا أراد نيزك قمري السقوط على الأرض، فيجب أن يحدث ذلك في المرة الأولى التي يدور فيها حول الأرض. رحلة النيزك من القمر إلى الأرض تستغرق أيامًا فقط، ولذلك، بما أن النيازك لا تزال تسقط، فمن المفترض أنها لا تزال تُطلق باستمرار من القمر. لكن البراكين على القمر غير نشطة حاليًا؛ فقد درس المراقبون سطحه لفترة طويلة، ولم يجدوا أي آثار موثوقة لنشاط بركاني في الوقت الحاضر. من المستحيل تمامًا، بغض النظر عما كان القمر قادرًا على فعله في الماضي، أن يستمر في إطلاق النيازك حتى اليوم. من الممكن فقط أن يكون نيزكًا تم إطلاقه من القمر في العصور القديمة، عندما كانت براكينه نشطة، قد تغير مساره تحت تأثير تأثيرات الأجرام الأخرى في النظام، بحيث يصل في النهاية إلى غلاف الجو ويسقط على الأرض، لكن في أي حال من الأحوال لا يمكن للقمر أن يرسل لنا نيزكًا.

الحاضر. لذلك، من المعقول أن نبحث في أماكن أخرى عن براكين تفي بشروط المشكلة.

لنوجه انتباهنا الآن إلى الكواكب، وندرس الظروف التي يمكن فيها للبراكين الموجودة عليها أن تطلق نيزكًا قد يسقط في النهاية على الأرض. لا يمكننا رؤية الكواكب بوضوح كافٍ لمعرفة ما إذا كانت تحتوي على براكين أم لا؛ لكن وجود الحرارة بشكل شبه عالمي في الأجرام السماوية الضخمة يبدو أنه لا يترك لنا شكًا كبيرًا في أنه قد توجد أشكال معينة من النشاط البركاني في الكواكب. يمكننا استبعاد الكواكب العملاقة مثل المشتري أو زحل فورًا: فمظهرها يختلف تمامًا عن سطح بركاني؛ كما أن كتلتها الضخمة تجعل من الضروري افتراض أن النيازك كانت ستُطلق بسرعة هائلة إذا نجحت في الهروب من جاذبية الكوكب. وبتطبيق القاعدة المذكورة سابقًا، يجب أن يكون البركان الموجود على المشتري أقوى بخمسة أو ستة أضعاف البركان الموجود على الأرض. ولتجنب هذه المشكلة، نتجه بشكل طبيعي إلى الكواكب الأصغر في النظام؛ خذوا، على سبيل المثال، أحد تلك الكواكب الصغيرة العديدة، ولنتساءل إلى أي مدى من المرجح أن يكون هذا الجسم قد أطلق صاروخًا قد يسقط على الأرض. بعض هذه الأجرام يبلغ قطرها بضعة أميال فقط. هناك أجرام في النظام الشمسي صغيرة لدرجة أن سرعة معتدلة جدًا كافية لإبعاد أي صاروخ عنها تمامًا. لقد شرحنا هذه النقطة بالفعل أثناء مناقشتنا للكواكب الصغيرة. وقد اقترح أن البركان الموجود على أحد الكواكب الصغيرة قد يكون قويًا بما يكفي لتحريك النيازك في رحلة طويلة عبر الفضاء حتى تصطدم بالأرض بفعل الصدف. لا يوجد صعوبة كبيرة في الاعتراف بأنه قد توجد مثل هذه البراكين، وأنها قد تكون قوية بما يكفي لدفع الأجرام بعيدًا عن سطح الكوكب؛ لكن يجب أن نتذكر أن الصواريخ يجب أن تسقط على الأرض، وهناك اعتبارات ديناميكية معنية تستحق اهتمامنا الدقيق. لتركيز أفكارنا، سنأخذ أحد الكواكب الصغيرة، ولهذا الغرض لنأخذ سيريس. إذا أراد نيزك أن يسقط على الأرض، فيجب أن يمر عبر الحلقة الضيقة التي يبلغ عرضها حوالي 8000 ميل، والتي تحدد مسار الأرض؛ فلن يكون كافيًا أن يمر الصاروخ فقط.

يجب أن يمر النيزك عبر المسار الشمسي، سواء من الداخل أو الخارج للحلقة، وذلك عبر هذه الشريط الضيق بالفعل، وإذا كانت الأرض موجودة هناك في نفس اللحظة، فإن النيزك سيسقط. إذًا، الشرط الأول الذي يجب تحقيقه هو أن يمر مسار النيزك عبر هذه الحلقة الضيقة. ويتم ذلك عن طريق الإسقاط من نقطة ما في مدار كيريس. لكن يمكن إثباته من الناحية الديناميكية أنه على الرغم من أن الطاقة البركانية اللازمة لإخراج الجسم من كيريس قد لا تكون كبيرة، إلا أنه إذا أراد الجسم أن يعبر مسار الأرض، فإن المتطلبات الديناميكية تتطلب وجود بركان على كيريس بقوة لا تقل عن ثلاثة أميال. وبالتالي، لم نحصل إلا على فائدة قليلة من فكرة استخدام كوكب صغير كمصدر للنيزك، لأننا لم نجد أن القوة البركانية المعتدلة كافية. لكن هناك صعوبة أخرى في حالة كيريس، وذلك لأن الحلقة على المسار الشمسي ضيقة جدًا مقارنة بالأبعاد الأخرى للمشكلة. كيريس بعيدة جدًا، وسيتطلب الأمر دقة عالية جدًا في الأنشطة البركانية على كيريس لإطلاق صاروخ بحيث يمر بالضبط عبر هذه الحلقة دون أن يسقط داخلها أو خارجها، ولا فوقها أو تحتها. يجب أن يكون هناك الكثير من الفشل مقابل كل نجاح. لقد حاولنا إجراء الحسابات باستخدام نظرية الاحتمالات، ووجدنا أن فرص حدوث ذلك تبلغ حوالي 50,000 إلى 1، أي أن من بين كل 50,000 جسم يتم إطلاقها من نقطة ما في مدار كيريس، يمكن توقع أن يلبي جسم واحد فقط أول شرط ضروري إذا أراد أن يسقط على كوكبنا. ومن الواضح إذًا أن هناك اعتراضين على كيريس (ويمكن قول الشيء نفسه عن الكواكب الصغيرة الأخرى) كمصدر محتمل للنيزك. أولاً، أنه رغم الكتلة الصغيرة للكوكب، لا يزال من الضروري وجود بركان قوي جدًا؛ وثانيًا، أننا مضطرون لافتراض أنه مقابل كل جسم وصل إلى الأرض، يجب أن يكون هناك على الأقل 50,000 جسم قد تم إطلاقهم. ومن الواضح إذًا أنه إذا كانت النيازك قد تم إطلاقها فعلاً من كوكب ما في النظام الشمسي، سواء كان كبيرًا أو صغيرًا، فإن البركان يجب أن يكون قويًا جدًا لسبب أو لآخر. وهذا يدفعنا إلى التساؤل عن أي كوكب يمتلك أكبر احتمالات لصالحه بناءً على أسباب أخرى.

نعترف بالطبع بأن البراكين على الأرض في الوقت الحالي خالية تمامًا من القوة اللازمة؛ لكن هل كانت البراكين الأرضية دائمًا ضعيفة كما هي في هذه الأيام الأخيرة؟ هناك أسباب كافية للاعتقاد بأن الطاقة البركانية على الأرض في أوائل العصور الجيولوجية كانت أكبر بكثير مما هي عليه الآن. نقر تمامًا بصعوبة فكرة أن النيازك قد جاءت فعلاً من الأرض؛ لكن يجب أن يكون لها مصدر ما، ومن المعقول تحديد المصدر الذي يبدو الأكثر احتمالاً لصالحه. لنفترض للحظة أنه في الأيام الأولى للنشاط البركاني كانت هناك انفجارات عنيفة أطلقت صواريخ بسرعة كافية: فسترتفع هذه الصواريخ، وستخرج من تأثير جاذبية الأرض، وستُسيطر عليها جاذبية الشمس، وستُجبر على الدوران حول الشمس إلى الأبد. بلا شك، سيكون مقاومة الهواء عائقًا كبيرًا، لكن هذه المقاومة ستقل كثيرًا إذا كان الفوهة على ارتفاع شاهق فوق مستوى سطح البحر، وإذا رافقت كميات هائلة من الغازات أو البخارات المواد الصلبة، فإن تأثير مقاومة الهواء سيقل أكثر فأكثر. قد تدور بعض هذه الأجسام في مدارات هايبربولية ولا تعود أبدًا؛ بينما ستُدفع أخرى إلى مسارات بيضاوية. حول الشمس، ستدور هذه الأجسام لآلاف السنين، لكن في كل دورة – وهذه هي النقطة المهمة – ستمر عبر النقطة التي أُطلقت منها في الأصل. بمعنى آخر، كل جسم يُطلق من الأرض سيمر في كل دورة عبر مسار الأرض. لدينا في هذه الحقيقة احتمالية هائلة لصالح الأرض مقارنة بكيريس. من المحتمل أن يمر نيزك واحد فقط من كل 50,000 نيزك أُطلق من كيريس عبر مسار الأرض، بينما كل نيزك أُطلق من الأرض سيفعل ذلك بالضرورة.

إذا كانت هذه النظرية صحيحة، فلا بد من وجود أعداد هائلة من النيازك تسير في الفضاء في مدارات بيضاوية حول الشمس. لهذه المدارات سمة مشتركة واحدة: كلها تتقاطع مع مسار الأرض. قد يحدث أحيانًا أن تكون الأرض في هذه النقطة في اللحظة التي يمر فيها النيزك.

عندما يحدث ذلك، تنتهي رحلات الجسم الصغير الطويلة، ويسقط مرة أخرى على الأرض التي انفصل عنها منذ زمن بعيد جدًا.

من المفيد التأكيد على الفرق بين النظرية القمرية للنيازك (التي نعتبرها غير مرجحة) والنظرية الأرضية (التي تبدو مرجحة). فوفقًا للنظرية القمرية، كما رأينا، يجب أن تكون بعض البراكين القمرية لا تزال نشطة. أما في النظرية الأرضية، فلا يُطلب سوى افتراض أن البراكين على الأرض كانت تمتلك في الماضي قوة انفجارية كافية. لا أحد يفترض أن البراكين الموجودة حاليًا على الأرض تطلق الآن الشظايا التي ستشكل نيازكًا في المستقبل؛ لكن يبدو من الممكن أن تكون الأرض تجمع ببطء، في هذه الأوقات الهادئة، الشظايا التي أطلقتها في مراحل مبكرة من تاريخها. إذن، بافتراضنا مع تشيرماك أن العديد من النيازك لها أصل بركاني على جسم سماوي كبير، فإننا نميل إلى الموافقة مع أولئك الذين يعتقدون أن ذلك الجسم هو الأرض على الأرجح.

من المثير للاهتمام ملاحظة بعض الظروف التي تبدو وكأنها تدعم الرأي القائل بأن العديد من النيازك لها أصل أرضي قديم. أكثر مكونات هذه الأجسام تميزًا هو سبيكة الحديد والنيكل، وهي موجودة تقريبًا في كل مكان. أحيانًا، كما في حالة السيدريت في روتون، يتكون الجسم بأكمله تقريبًا من هذه السبيكة؛ وأحيانًا تكون هذه السبيكة على شكل حبيبات موزعة في جميع أنحاء الجسم. عندما اكتشف نوردنشولد في غرينلاند كتلة من الحديد الخام تحتوي على النيكل، تم اعتبارها على الفور زائرة سماوية. أُطلق عليها اسم نيزك أوفيفاك، وتم نقل قطع كبيرة من هذا الحديد إلى متاحفنا. على سبيل المثال، يوجد في المجموعة الوطنية عرض مثير للاهتمام لمادة أوفيفاك. يُظهر الفحص الدقيق أن هذا النيزك المزعوم يقع في طبقة من البازلت التي تم إخراجها من داخل الأرض. أولئك الذين يؤمنون بأصل نيزك أوفيفاك السماوي مضطرون إلى الاعتراف بأنه بعد فترة وجيزة من ثوران البازلت، وبينما كان لا يزال طريًا، سقط هذا النيزك الحديدي الضخم ذو الكتلة الهائلة صدفة في هذه الطبقة الطرية. لكن الرأي السائد بشكل متزايد هو أن هذه الكتلة الحديدية الضخمة لم تكن زائرة سماوية على الإطلاق، بل خرجت ببساطة من داخل الأرض.

من الأرض نفسها مع البازلت. تُظهر العينات الجميلة الموجودة في المتحف البريطاني كيف يتحول الحديد إلى البازلت بطريقة تجعل من المرجح جدًا أن يكون مصدر الحديد في الأرض نفسها وليس خارجها. إذا أكدت الأبحاث المستقبلية ذلك، كما يبدو مرجحًا الآن، فسيكون قد تم اتخاذ خطوة مهمة للغاية في إثبات الأصل الأرضي للنيازك. إذا كان الحديد من نوع “أوفيفاك” مرتبطًا فعلاً بالبازلت، فلدينا دليل على أن سبيكة الحديد والنيكل هي في الواقع مادة أرضية، توجد في أعماق الأرض ومرتبطة بالظواهر البركانية. وإذا كان الأمر كذلك، فلن يكون من الصعب بعد ذلك تفسير وجود الحديد في النيازك بلا شك. عندما كانت البراكين الضخمة نشطة، أطلقت كتلًا من هذه السبيكة الحديدية، والتي، بعد أن دارت حول الشمس لآلاف السنين، عادت أخيرًا مرة أخرى. وكأن ذلك يؤكد هذا الرأي، اكتشف البروفيسور أندروز جزيئات من الحديد الخام في بازلت “جايانتس كوزواي”， بينما أثبتت أبحاث البروفيسور لويد حول المغناطيسية وجود احتمال كبير لوجود كتل كبيرة من الحديد مرتبطة بالتكوينات البازلتية.

بالإضافة إلى النيازك الأكثر صلابة، لا شك أن حطام النجوم الساقطة العادية يجب أن يتساقط على الأرض على شكل أمطار خفيفة من الغبار السماوي. غالبًا ما يتم العثور على آثار من الغبار الذي يحتوي على جزيئات حديد في الثلوج في المناطق القطبية الشمالية. كما تم العثور على جزيئات مماثلة على أبراج الكاتدرائيات وفي العديد من الأماكن الأخرى التي لا يمكن أن يترسب فيها الغبار إلا من الهواء. لا يوجد شك تقريبًا في أن بعض الجزيئات الموجودة في أشعة الشمس، والعديد من الجزيئات التي يكرهها أصحاب المنازل كغبار، لها في الواقع أصل كوني. خلال الرحلة الشهيرة لسفينة “تشالنجر”， لم تُخرج المعدات المستخدمة في الحفر من أعماق المحيط الأطلسي “شرائح من الذهب أو مراسي كبيرة أو أكوام من اللؤلؤ”， لكن بين الطين الذي تم استخراجه وُجدت جزيئات مغناطيسية عديدة، وهناك كل أسباب للاعتقاد بأنها سقطت من السماء ثم غاصت إلى أعماق المحيط. الرمال المأخوذة من صحاري أفريقيا، عند فحصها تحت المجهر، تكشف عن آثار لجزيئات حديدية دقيقة تحمل علامات تدل على تعرضها لدرجات حرارة عالية.

تستمر الأرض في جذب هذا الغبار الكوني باستمرار، لكنها الآن لا تفقد ذرة واحدة من كتلتها أبدًا. والنتيجة حتمية؛ فلا بد أن كتلة الأرض في ازدياد، ورغم أن التغيير قد يكون ضئيلًا، إلا أنه بالنسبة لأولئك الذين درسوا رسالة داروين عن “ديدان الأرض”، أو أولئك المطلعين على نظرية التطور الحديثة، سيتضح أنه يمكن تحقيق نتائج مذهلة من خلال أسباب بسيطة تسير في اتجاه واحد. من المحتمل جدًا أن يكون جزء كبير من المادة الصلبة لكوكبنا قد نشأ من مواد نيزكية تهطل على سطحه باستمرار.

الفصل الثامن عشر:
السماوات المليئة بالنجوم.

الكوكبات – الدب الأعظم والمؤشرات – نجم القطب – كاسيوبيا – أندروميدا وبيغاسوس وبيرسيوس – تجمع الثريا: أوريجا وكابيلا وألديباران – ثور وأوريون وسيريوس؛ كاستور وبولوكس – الأسد – بويتس وكورونا وهرقل – العذراء وسبيكا – فيغا وليرا – البجعة.

يجب على طالب علم الفلك أن يتعرف على الكوكبات الرئيسية في السماء. إنها معرفة مفيدة، ويمكن أن تشكل جزءًا من تعليم كل طفل في المملكة. سنبدأ مناقشتنا للنظام النجمي بشرح موجز للكوكبات الرئيسية المرئية في نصف الكرة الشمالي، وسنرافق وصفنا بخرائط مختصرة للنجوم تساعد المبتدئين على التعرف على الملامح الرئيسية للسماء النجمية.

في فصل سابق، لفتنا انتباه الطالب إلى كوكبة النجوم المميزة التي يعرفها علماء الفلك باسم “الدب الأعظم”. إنها تشكل أبرز مجموعة نجوم في السماء الشمالية، وفي خطوط العرض الشمالية لا تغرب أبدًا. في الساعة الحادية عشرة مساءً في شهر أبريل، يكون الدب الأعظم مباشرة فوق الرأس (بالنسبة للمراقب في المملكة المتحدة)؛ وفي نفس الوقت في شهر سبتمبر يكون منخفضًا في الشمال؛ وفي نفس الوقت في شهر يوليو يكون في الغرب؛ وبحلول عيد الميلاد يكون في الشرق. منذ العصور القديمة جدًا، لفتت هذه المجموعة من النجوم الانتباه. تم تضمين نجوم الدب الأعظم في قائمة كبيرة للنجوم أُعدت قبل ألفي عام، وقد وصلت إلينا. من خلال مواقع النجوم المذكورة في هذه القائمة، يمكن إعادة تشكيل الدب الأعظم كما كان في تلك الأيام القديمة. وقد تم ذلك بالفعل، ويبدو أن النجوم السبعة الرئيسية لم تتغير كثيرًا على مر الزمن، بحيث يظل ترتيب نجوم الدب الأعظم تقريبًا كما كان آنذاك. يجب على المبتدئ أولاً أن يتعرف على هذه المجموعة المكونة من سبع نجوم، وبعد ذلك سيكون تقدمه في هذا المجال من علم الفلك أسهل بكثير. إن الدب الأعظم كوكبة رائعة حقًا، ومنافسه الوحيد هو كوكبة أوريون، التي تحتوي على نجوم أكثر سطوعًا، رغم أنها لا تشغل مساحة كبيرة في السماء.

الشكل 80: الدب الأعظم ونجم القطب.

الشكل 81: الدب الأعظم وكاسيوبيا.
أولاً، نلاحظ كيف يساعد الدب الأعظم في تحديد موقع نجم القطب، وهو أهم جرم في السماء الشمالية، بسهولة. يتم تحديد موقع نجم القطب بسهولة من خلال اتجاه النجمين β وα في الدب الأعظم، واللذين يُعرفان عادة باسم “المؤشرين”. يظهر استخدام الدب الأعظم في الرسم التوضيحي في الشكل 80، حيث تؤدي الخطوط βα، عند تمديدها قليلاً، إلى نجم القطب. لا يوجد أي احتمال للخطأ في تحديد هذا النجم، لأنه النجم الوحيد الساطع في تلك المنطقة. بمجرد رؤيته، سيكون من السهل التعرف عليه في المرات القادمة، كما سيلاحظ المراقب مدى ثبات موقعه في السماء. أما النجوم الأخرى فإما أن تشرق أو تغرب، أو مثل الدب الأعظم، فإنها تنخفض في السماء الشمالية دون أن تغرب فعلياً، لكن نجم القطب لا يظهر أي تغيرات كبيرة. سواء في الصيف أو الشتاء، ليلًا أو نهارًا، يظل نجم القطب في نفس المكان – على الأقل من وجهة نظر المراقبة العادية. بلا شك، عند استخدام الأجهزة الدقيقة في المرصد، يتم التخلي عن فكرة ثبات نجم القطب؛ حيث نرى أن له حركة بطيئة، وأنه يسير في دائرة صغيرة كل 24 ساعة حول القطب الحقيقي للسماء.

وهو ليس في نفس موقع نجم القطب، رغم قربه الشديد منه. المسافة بينهما حاليًا تزيد قليلاً عن درجة واحدة، وهي تقل تدريجيًا، حتى أنه في عام 2095 ميلادي ستكون المسافة أقل من نصف درجة.

نجم القطب نفسه ينتمي إلى مجموعة نجوم صغيرة أخرى تُعرف باسم الدب الصغير. أهم نجمين في هذه المجموعة، واللذان يأتيان بعد نجم القطب من حيث السطوع، يُطلق عليهما أحيانًا اسم “الحراس”. الدب الأكبر والدب الصغير، مع نجم القطب، يشكلون مجموعة في السماء الشمالية لا يوجد لها ما يماثلها من كوكبات في السماء الجنوبية. عند القطب الجنوبي لا يوجد نجم بارز يمكن استخدامه لتحديد موقعه تقريبًا، وهو أمر غير مفيد لعلماء الفلك والملاحين في نصف الكرة الجنوبي.

سيكون من السهل الآن إضافة كوكبة ثالثة إلى الكوكبتين المعروفتين بالفعل. على الجانب المقابل لنجم القطب مقابل الدب الأكبر، وعلى مسافة مشابهة تقريبًا، يوجد مجموعة جميلة من خمسة نجوم ساطعة تشكل شكل حرف “W”. هذه هي النجوم الأكثر بروزًا في كوكبة كاسيوبيا، التي تحتوي في مجموعها على حوالي ستين نجمًا يمكن رؤيتها بالعين المجردة. عندما يكون الدب الأكبر منخفضًا في السماء الشمالية، فإن كاسيوبيا تكون مرتفعة فوق الرأس. وعندما يكون الدب الأكبر مرتفعًا فوق الرأس، فإن كاسيوبيا تكون في الجزء السفلي من السماء الشمالية. ترتيب النجوم الرئيسية في هذه الكوكبة واضح للغاية، بحيث يصبح التعرف عليها سهلاً جدًا بمجرد رؤيتها مرة واحدة – خاصة عند مراعاة أن نجم القطب يقع في منتصف الطريق بين كاسيوبيا والدب الأكبر (الشكل 81). ستكون هذه الكوكبات المهمة بمثابة دليل للكوكبات الأخرى. وسنوضح كيف يمكن للمتعلم التمييز بين المجموعات الأخرى المرئية من جزر بريطانيا أو المناطق ذات الخطوط العرضية الشمالية المماثلة.

الكوكبة التالية التي يجب التعرف عليها هي المجموعة الرائعة التي تحتوي على المربع الكبير لبيغاسوس. وهي، على عكس كوكبة الدب الأكبر أو كوكبة كاسيوبيا، لا تُعتبر “دائرية القطب”. المربع الكبير لبيغاسوس يغرب ويشرق يوميًا. لا يمكن رؤيته بسهولة خلال فصلي الربيع والصيف، لكن في الخريف والشتاء يمكن رؤية النجوم الأربعة التي تحدد زواياه.

يمكن التعرف على المربع بسهولة. يوجد بداخل هذه المنطقة الضيقة نجوم صغيرة معينة؛ ربما يمكن حصر حوالي ثلاثين نجمًا بالعين المجردة ذات القوة العادية في هذه الخطوط العرضية. في جنوب أوروبا، بسمائها النقية والمشرقة، يبدو أن عدد النجوم المرئية يزداد بشكل كبير. لقد حصى مراقب دقيق في أثينا 102 نجمًا في نفس المنطقة.

يمكن الوصول إلى المربع الكبير لبيجاسوس عبر خط يمتد من نجم القطب فوق طرف كاسيوبيا. إذا مُدّ هذا الخط لمسافة مماثلة أخرى، فإنه سيوجه النظر إلى مركز المربع الكبير لبيجاسوس (الشكل 82).

الخط الذي يمر عبر النجمين β وα في بيجاسوس ويمتد 45° نحو الجنوب يشير إلى النجم المهم فومالهاوت الواقع في فم “سمكة الجنوب”. على يمين هذا الخط، وتقريبًا في منتصفه، يوجد كوكبة الدلو الغير واضحة تمامًا، حيث يمكن ملاحظة مثلث متساوي الأضلاع صغير به نجم في المركز.

مربع بيجاسوس ليس مثالًا جيدًا على الطريقة التي يجب بها تحديد حدود الكوكبات. لا يوجد مجموعة أكثر ارتباطًا بشكل طبيعي من النجوم الأربعة في هذا المربع، ومن المفترض بالتأكيد أن تُدرج في نفس الكوكبة. ثلاثة من النجوم – المُشار إليها بـ α، β، γ – تنتمي بالفعل إلى بيجاسوس؛ لكن النجم الموجود في الزاوية الرابعة – والمُشار إليه أيضًا بـ α – يقع في كوكبة أخرى تُعرف باسم أندروميدا.

إنه بالفعل ألمع نجم في هذه المجموعة. أما النجوم الساطعة الأخرى في كوكبة أندروميدا فهي مُشار إليها بالرمزين β وγ، ويمكن التعرف عليها بسهولة عن طريق رسم أحد أضلاع مربع بيغاسوس بشكل منحنٍ. وهكذا نحصل على مجموعة رائعة تتكون من سبع نجوم، يسهل التعرف عليها وتذكرها، رغم أنها تنتمي إلى ثلاث كوكبات مختلفة. وهي على التوالي: α وβ وγ في كوكبة بيغاسوس؛ وα وβ وγ في كوكبة أندروميدا؛ وα في كوكبة بيرسيوس. تشكل هذه النجوم نوعًا من “المقبض” الذي يمتد من أحد أضلاع المربع، وهي مجموعة لافتة للنظر من حيث المظهر، كما أنها مفيدة في تحديد الأجرام السماوية الأخرى. يشكل نجم β في أندروميدا، مع نجمين أصغر، حزام البطلة التعيسة.

أما نجم α في بيرسيوس فهو يقع بين نجمين آخرين (γ وδ) في نفس الكوكبة. إذا رسمنا خطًا منحنيًا يمر عبر هذه النجوم الثلاثة ومددناه، فسنصل إلى أحد جواهر السماء الشمالية، وهو النجم الجميل كابيلا في كوكبة أوريجا (الشكل 83). بالقرب من كابيلا توجد ثلاثة نجوم صغيرة تشكل مثلثًا متساوي الساقين؛ وهي ما يُعرف بـ “هودي” أو “الأطفال”. يُعتبر كابيلا وفيجا، باستثناء أركتوروس، ألمع نجمين في السماء الشمالية؛ ورغم أن فيجا على الأرجح الأكثر سطوعًا بين الاثنين، إلا أن هناك رأيًا مخالفًا. غالبًا ما تختلف تقديرات الأشخاص حول السطوع النسبي للنجوم التي يكون سطوعها متقاربًا. يزداد صعوبة إجراء مقارنة دقيقة بين فيجا وكابيلا بسبب المسافة الكبيرة التي تفصل بينهما في السماء، بالإضافة إلى الاختلاف الطفيف في اللون، ففيجا أبيض بشكل واضح مقارنة بكابيلا. غالبًا ما يكون هذا الاختلاف في لون النجوم مصدرًا لعدم اليقين عند محاولة مقارنة سطوعها النسبي؛ لذلك، عند الحاجة إلى إجراء قياسات فعلية باستخدام الأدوات، يكون من الضروري مقارنة النجمين بالتناوب مع جسم ذو لون وسطي.

الشكل 83: بيرسيوس والنجوم المجاورة له.
على الجانب المقابل للقطب مقارنةً بنجم كابيلا، ولكن ليس على مسافة بعيدة جداً، يوجد أربعة نجوم صغيرة تشكل مضلعاً. هذه النجوم تشكل رأس التنين، بينما يلتف باقي جسم التنين حول القطب.
إذا واصلنا الخط المتعرج الذي تشكله النجوم الثلاثة γ وα وδ في بيرسيوس، وإذا انحنينا حول هذا الخط بطريقة مناسبة إلى اتجاه معاكس، كما هو موضح في الشكل 83، فسنصل أولاً إلى نجمين رئيسيين آخرين في بيرسيوس، وهما النجمان ε وζ. منطقة بيرسيوس من أغنى المناطق في السماء؛ فهنا جزء رائع للغاية من مجرة درب التبانة، ومجال التلسكوب مليء بالنجوم.

حتى التلسكوب الصغير أو المنظار البسيط الموجه نحو هذا التجمع النجمي الكثيف لا يمكن أن يخيب آمال المراقب، ويمكنه أن ينقل إليه انطباعًا عميقًا عن مدى سماء النجوم. سنقدم في فقرة لاحقة قائمة موجزة ببعض الأجرام الفلكية الملفتة للنظر في كوكبة بيرسيوس. إذا تابعنا في نفس الرسم الخطين ε وζ، فإننا سنصل إلى المجموعة الصغيرة الملفتة للنظر المعروفة باسم الترسانة.

الشكل 84: الترسانة.

تشكل الترسانة مجموعة معروفة على نطاق واسع وسهلة التعرف عليها لدرجة أنه لا يبدو من الضروري تقديم أي تعليمات محددة إضافية لاكتشافها. لكن يمكن ملاحظة أنه في هذه الخطوط العرضية لا يمكن رؤيتها قبل منتصف الليل خلال فصل الصيف. لنفترض أن عملية البحث تتم حوالي الساعة 11 مساءً: في الأول من يناير، ستكون الترسانة مرتفعة في السماء في الجنوب الغربي؛ وفي الأول من مارس، في نفس الوقت، سيتم رؤيتها وهي تغرب في الغرب. في الأول من مايو، لن تكون مرئية؛ وفي الأول من يوليو، أيضًا لن تكون مرئية؛ وفي الأول من سبتمبر، ستكون مرتفعة في الشرق. وفي الأول من نوفمبر، ستكون مرتفعة في السماء في الجنوب الشرقي. وفي الأول من يناير التالي، ستكون الترسانة في نفس الموقع الذي كانت عليه في نفس التاريخ من العام السابق، وهكذا من عام إلى آخر. ربما لا يكون ذلك ضروريًا...

من الصعب تفسير أن هذه التغييرات لا ترجع في الواقع إلى حركة الأبراج السماوية؛ بل ترجع، بالطبع، إلى الحركة السنوية الظاهرية للشمس بين النجوم.

الشكل 85: أوريون وسيريوس والنجوم المجاورة.

تُظهر الصورة (الشكل 84) عنقود الثريا، حيث يُرى مجموعة من عشر نجوم، وهو عدد يمكن رؤيته بالعين المجردة لمن لديهم بصر حاد للغاية. أقصى قوة تكبير للتلسكوب

سيزيد ذلك عدد النجوم إلى ثلاثين أو أربعين نجمًا (لقد رأى جاليليو أكثر من أربعين نجمًا باستخدام تلسكوبه الأول)، ومع التلسكوبات ذات القوة الأكبر يزداد العدد بشكل كبير؛ في الواقع، تم حصر ما لا يقل عن 625 نجمًا باستخدام تلسكوب قوي. لكن هذه المجموعة متفرقة جدًا لدرجة أنها لا تشكل هدفًا فعّالًا للتلسكوب، إلا باستخدام تلسكوب ذو مجال رؤية واسع وقوة بصرية منخفضة. عند النظر إليها من خلال عدسة مكبرة، تشكل منظرًا جميلًا للغاية.

الشكل 86: كاستور وبولوكس.
إذا رسمنا شعاعًا من نجم القطب إلى نجم كابيلا، ومددناه إلى مسافة كافية، كما هو موضح في الشكل 85، فسنصل إلى المجموعة النجمية العظيمة في سماء الشتاء، وهي مجموعة أوريون الرائعة. تبرز هذه المجموعة بفضل سطوع نجومها، والحزام البارز الذي تحتويه، بالإضافة إلى الأجرام النجمية التي يمكن رؤيتها باستخدام التلسكوب، وهو ما يجعلها رائعة للغاية، وربما يضعها في مقدمة المجموعات النجمية. النجم الرئيسي في أوريون يُعرف إما باسم α أوريونيس أو بيتلجوز، وهو الاسم المستخدم هنا. يقع هذا النجم فوق النجوم الثلاثة δ، ε، ζ التي تشكل الحزام. بيتلجوز نجم من الدرجة الأولى، وكذلك ريجل الواقع على الجانب المقابل للحزام. وهكذا، تتميز مجموعة أوريون بأنها تحتوي على نجمين من الدرجة الأولى، بينما النجوم الخمسة الأخرى الموضحة في الشكل 85 هي من الدرجة الثانية.

يوجد في المنطقة المحيطة بأوريون بعض النجوم المهمة. إذا واصلنا الخط الممتد على طول الحزام إلى اليمين، فسنصل إلى نجم آخر من الدرجة الأولى، وهو ألديباران، والذي يشبه بيتلجوز كثيرًا من حيث لونه الأحمر. ألديباران هو ألمع نجم في مجموعة أوريون.

الثور. إنه هذا الكوكبة التي تحتوي على سداسيات الأبراج التي ذُكرت سابقًا، بالإضافة إلى مجموعة أخرى أكثر تشتتًا تُعرف باسم هيادس، ويمكن اكتشافها بالقرب من ألديباران.

الشكل 87: الدب الأكبر والأسد.
يؤدي خط حزام أوريون الممتد للأسفل نحو اليسار إلى النجم اللامع في السماء، وهو سيريوس الرائع، وهو ألمع نجم في السماء. في الواقع، كان من الضروري إنشاء مقياس خاص لقياس سطوع سيريوس وحده؛ فجميع النجوم الأخرى من الدرجة الأولى، مثل فيغا وكابيلا وبيتلجوز وألديباران، تأتي في مرتبة أقل بكثير. يشكل سيريوس، مع بعض النجوم الأخرى ذات السطوع المنخفض جدًا، كوكبة الكلب الأكبر.

من المفيد للمتعلم أن يلاحظ الشكل الكبير لهذه الكوكبة، وهو على شكل معين غير منتظم، حيث تكون أربع زواياه عبارة عن نجوم من الدرجة الأولى.

ألديباران، وبيتلجوز، وسيريوس، وريجيل (الشكل 85). يقع حزام أوريون بشكل متماثل في مركز المجموعة، والصورة بأكملها جذابة للغاية بحيث من المستبعد نسيانها بمجرد رؤيتها.

على بعد نصف الطريق تقريبًا من مربع بيجاسوس إلى ألديباران، يوجد أهم نجم في كوكبة الخروف؛ وهو نجم ساطع من الدرجة الثانية؛ ويشكل هو ونجمان آخران منحنىً، وفي الطرف الآخر من هذا المنحنى يوجد النجم γ من نفس الكوكبة، وهو أول نجم مزدوج تم اكتشافه على الإطلاق.

يمكننا مرة أخرى الاستعانة بالدب الأكبر لتحديد النجوم في كوكبة التوأمين (الشكل 86). إذا تم تمديد الخط المائل الذي يربط النجمين δ وβ في جسم الدب في الاتجاه المعاكس لذيله، فسوف يؤدي ذلك إلى نجمي كاستور وبولوكس، وهما نجمان ملحوظان من الدرجة الثانية. يمر هذا الخط أيضًا بالقرب من النجم بروسيون، الذي ينتمي إلى الدرجة الأولى، وهو الجسم الوحيد البارز في كوكبة الكلب الصغير.

الشكل 88: بويتس والتاج.

الشكل 89: كوكبة العذراء والكوكبات المجاورة لها.
النقاط المشار إليها بالرمزين α وβ في كوكبة الدب الأكبر تُستخدم أيضًا لتحديد موقع كوكبة الأسد. إذا رسمنا خطًا يربط بين هاتين النقطتين في الاتجاه المعاكس للاتجاه المستخدم في تحديد القطب، فإننا سنصل إلى جسم كوكبة الأسد. يمكن التعرف على هذه المجموعة من خلال النجم ذو القدر الأول والمسمى “ريجولوس”. وهو أحد نجوم مجموعة تشكل شكلاً يشبه المنجل؛ ثلاثة من نجوم هذه المجموعة ذات قدر ثانٍ. يستحق المنجل اهتمامنا الخاص لأنه يحتوي على النقطة المصدرية التي تنطلق منها وابل الشهب الدوري المعروف باسم “شهب الأسد”. يقع ريجولوس على طول مسار الشمس بين النجوم، في نقطة يمر بها كل عام في الحادي والعشرين من أغسطس.

بين كوكبتي الجوزاء والأسد، يمكن العثور على كوكبة السرطان غير البارزة؛ أبرز ما تحتويه هو البقعة الضبابية المعروفة باسم “بريسيبي” أو “خلية النحل”， والتي يمكن لأصغر تلسكوب أن يفككها إلى نجومها المكونة.

الشكل 90: كوكبة القيثارة.
ذيل الدب الأكبر، عندما يُمدّد باتباع المنحنى الموجود فيه، يؤدي إلى نجم ساطع من الدرجة الأولى يُعرف باسم أركتوروس، وهو النجم الرئيسي في كوكبة البوصلة (الشكل 88). كما يظهر في الرسم بعض النجوم الأخرى، المُشار إليها بالرموز β، γ، δ، وε في نفس الكوكبة. من بين النجوم المرئية في هذه الخطوط العرضية، يأتي أركتوروس في المرتبة التالية لنجم سيريوس من حيث السطوع. هناك نجمان في نصف الكرة الجنوبي، غير مرئيين في هذه الخطوط العرضية، وهما α سنتوري وكانوبوس، وهما ساطعان تقريبًا مثل نجمي فيغا وكابيلا، لكنهما ليسا ساطعين تمامًا مثل أركتوروس.

في الجوار المباشر لكوكبة الثور، يوجد تجمع نصف دائري لافت للنظر يُعرف باسم “التاج” أو “كورونا بورياليس”. يمكن العثور عليه بسهولة من خلال موقعه كما هو موضح في الرسم، أو يمكن التعرف عليه عن طريق اتباع الخط المنحني المشار إليه بالرموز β، δ، ε، وζ في كوكبة الدب الأكبر.

الشكل 91: نجمة فيغا، وكوكبة البجع، وكوكبة النسر.
تتميز كوكبة العذراء بشكل أساسي بالنجم ذي القدر الأول والمسمى “سبيكا”، أو α فيرجينيس. يمكن العثور على هذا النجم من خلال كوكبة الدب الأكبر؛ فإذا تم تمديد الخط الذي يربط النجمين α وγ في تلك الكوكبة مع قليل من الانحناء، فإنه سيوصل العين إلى نجمة سبيكا. يمكننا هنا ملاحظة تكوين كبير آخر يساعد كثيرًا في دراسة النجوم؛ وهو مثلث متساوي الأضلاع، حيث تشكل نجمتا أركتوروس وسبيكا زاويتين منه، بينما تشير الزاوية الثالثة إلى نجمة دينيبولا، وهي النجمة الساطعة الواقعة بالقرب من ذيل كوكبة الأسد (الشكل 89).

في أمسيات الصيف عندما يكون “التاج” فوق الرأس، فإن الخط الذي يمر من نجم القطب عبر حافته الأضعف، ويمتد تقريبًا إلى الأفق الجنوبي، يصل إلى النجم الأحمر الساطع “كور سكوربيونيس”، أو “قلب العقرب” (أنتاريس)، وهو أول نجم تم ذكره كنجم يمكن رؤيته باستخدام التلسكوب خلال النهار.

نجم القدر الأول، فيغا، في كوكبة القيثارة، يمكن العثور عليه بسهولة في رأس مثلث واضح، حيث تشكل نجمة القطب وأركتوروس قاعدة هذا المثلث (الشكل 90). سيلفت لون فيغا الأبيض الساطع الانتباه، بينما تشكل المجموعة الصغيرة من النجوم المجاورة التي تُكوّن كوكبة القيثارة واحدة من أوضح الكوكبات شكلاً.

بالقرب من فيغا توجد كوكبة مهمة أخرى، تُعرف باسم البجع أو سيغنوس. يمكن التعرف على ألمع نجم في هذه الكوكبة على أنه رأس مثلث قائم الزاوية، حيث تشكل الخط الممتد من فيغا إلى نجمة القطب قاعدة هذا المثلث، كما هو موضح في الشكل 91. يوجد في كوكبة سيغنوس خمسة نجوم رئيسية تشكل كوكبة ذات شكل لافت للنظر.

آخر كوكبة سنصفها هنا هي كوكبة النسر، والتي تحتوي على نجم من القدر الأول يُعرف باسم ألتاير؛ يمكن العثور على هذه المجموعة بسهولة عبر خط يمتد من فيغا مروراً بنجم β سيغنوس، وهو خط يمر بالقرب من خط النجوم الثلاثة التي تشكل الجزء المميز لكوكبة النسر.

لقد استغللنا الفرصة لتحديد مواقع بعض الأجرام المهمة التي يمكن رؤيتها بالتلسكوب في هذه الرسوم التخطيطية للكوكبات، ويجب أن نؤجل وصفها إلى الفصول التالية.

الفصل التاسع عشر
الأشمس البعيدة

السيريوس مقارنة بالشمس – يمكن وزن النجوم، لكن لا يمكن قياسها بشكل عام – رفيق السيريوس – تحديد أوزان السيريوس ورفيقه – النجوم المظلمة – النجوم المتغيرة والمؤقتة – العدد الهائل من النجوم.

لقد جعلت المكانة البارزة للسيريوس من الممكن مراقبته بدقة فائقة منذ أقدم العصور في تاريخ علم الفلك. فقد كرّس كل جيل من علماء الفلك وقتهم وجهدهم لتحديد المواقع الدقيقة لألمع النجوم في السماء. وهكذا تراكمت كمية هائلة من الملاحظات حول موقع السيريوس بين النجوم، وتبين أن السيريوس، مثل العديد من النجوم الأخرى، له ما يسميه علماء الفلك “الحركة الخاصة”. وعند مقارنة موقع السيريوس بالنسبة للنجوم الأخرى الآن مع الموقع الذي كان عليه قبل مائة عام، نجد فرقًا قدره دقيقتان (127″) في موقعه. وهذه كمية صغيرة جدًا؛ لدرجة أن العين المجردة لا يمكنها رؤيتها. لو استطعنا الآن رؤية السماء كما كانت قبل قرن، لرأينا هذا النجم في موقعه المعروف إلى اليسار من نجم أوريون. ومن الصعب جدًا اكتشاف أن السيريوس يتحرك خلال قرنين، أو حتى ثلاثة أو أربعة قرون، عبر المحاذاة الدقيقة بالعين المجردة. لكن دقة دائرة الطول الجغرافي تجعل هذه الكميات الصغيرة واضحة، وتمنحها معناها الحقيقي. بالنسبة لعين عالم الفلك، فإن السيريوس، بدلاً من أن يتحرك ببطء شديد بحيث لا تظهر حركته على مدى قرون، يسير في مساره الرائع بسرعة تتناسب مع أبعاده.

ورغم أن سرعة السيريوس تبلغ حوالي 1000 ميل في الدقيقة، إلا أنها أحيانًا تكون أكثر قليلاً وأحيانًا أقل قليلاً من قيمتها المتوسطة. بالنسبة لعالم الفلك، فإن هذه الحقيقة تحمل معلومات مهمة. لو كان السيريوس نجمًا منعزلاً، لا يرافقه سوى كواكب ذات أهمية نسبية، لما كانت هناك أي تقلبات في حركته. ولو بدأ السيريوس حركته بسرعة معينة…

بسرعة 1,000 ميل في الدقيقة، فيجب عليه أن يحافظ على تلك السرعة. لا يمكن لمرور القرون ولا لطول المسافة الهائلة أن يغيرا ذلك. سيكون مسار الشعرى اليمانية ثابتًا من حيث الاتجاه، وسيتم قطعه بسرعة ثابتة دون تغيير.

كان حقيقة أن الشعرى اليمانية لم تكن تتحرك بشكل متساوٍ موضوعًا مثيرًا للاهتمام لدرجة أنه لفت انتباه بيسل عندما اكتشف تلك الانحرافات في عام 1844. الشكل 92: مدار الشعرى اليمانية (البروفيسور بيرنهام). وبما أن بيسل كان يعتقد أنه يجب أن يكون هناك سبب مناسب لهذه الانحرافات، فلم يكن من الممكن التشكيك في طبيعة ذلك السبب. عندما يحدث اضطراب في الحركة، يجب أن تكون هناك قوة فاعلة، والقوة الوحيدة التي نعرفها في مثل هذه الحالات هي الجاذبية. لكن الجاذبية يمكن أن تؤثر فقط من جسم إلى آخر؛ لذلك عندما نبحث عن سبب اضطراب حركة الشعرى اليمانية بسبب الجاذبية، يتعين علينا أن نفترض وجود جسم ضخم وذي كتلة كبيرة بالقرب من الشعرى اليمانية. تمت معالجة هذه المسألة مرة أخرى من قبل بيترز و...

تمكن علماء أوورزر من اكتشاف طبيعة مسار الجسم المؤثر على سيريوس من خلال التغيرات في حركتها، وتمكنوا من إثبات أن هذا الجسم يجب أن يدور حول سيريوس في فترة تقارب الخمسين عامًا، وعلى الرغم من أنهم لم يتمكنوا من تحديد مسافته عن سيريوس، إلا أنهم استطاعوا تحديد الاتجاه الذي يجب أن يكون فيه. يوضح الشكل 92 مدار سيريوس كما حدده السيد بيرنهام من مرصد ييركس.

إن اكتشاف الجسم المرافق لسيريوس والقياسات التي تم إجراؤها بشأنه تسمح لنا بتحديد كتلة هذا النجم الشهير. دعونا نحاول شرح هذا الموضوع. لا بد بلا شك من الاعتراف بأن التقديرات الرقمية التي نستخدمها يجب أن تُتبع بدرجة معينة من الحذر. إن الجسم المرافق لسيريوس جسم صعب المراقبة، وقبل عام 1896 لم يتم تتبعه سوى على قوس قدره 90 درجة. لذلك، لسنا بعد في وضع يسمح لنا بالتحدث بدقة مطلقة بشأن الفترة الزمنية التي يكمل فيها الجسم المرافق دورته. يمكننا، مع ذلك، اعتبار هذه الفترة خمسة وخمسين عامًا. كما نعرف المسافة بين سيريوس وجسمه المرافق، ويمكننا اعتبارها حوالي أحد وعشرين ضعف المسافة بين الأرض والشمس. من المفيد أولاً مقارنة دوران الجسم المرافق حول سيريوس بدوران كوكب أورانوس حول الشمس. إذا اعتبرنا مسافة الأرض وحدة، فإن نصف قطر مدار أورانوس يبلغ حوالي تسعة عشر، ويستغرق أورانوس ثمانية وثمانين عامًا لإكمال دورة كاملة. ليس لدينا أي كوكب في النظام الشمسي على مسافة أحد وعشرين ضعف هذه المسافة؛ لكن يمكن إثبات من خلال القانون الثالث لكيبلر أنه لو كان هناك كوكب كهذا، فإن فترته الزمنية ستكون حوالي تسعة وتسعين عامًا. لدينا الآن المواد اللازمة لإجراء المقارنة بين كتلة سيريوس وكتلة الشمس. الجسم الذي يدور حول سيريوس على مسافة معينة يكمل رحلته في خمسة وخمسين عامًا، أما الجسم الذي يدور حول الشمس على نفس المسافة فيجب أن يكمل رحلته في تسعة وتسعين عامًا. كلما كانت سرعة الجسم أكبر، كانت قوة الطرد المركزي أكبر، وكانت قوة الجذب للجسم المركزي أكبر أيضًا. يمكن إثبات من مبادئ الديناميكا أن قوة الجذب تتناسب عكسيًا مع مربع الفترة الزمنية. وبالتالي، فإن قوة الجذب...

يجب أن تكون قوة سيريوس الجاذبية متناسبة مع قوة جاذبية الشمس بنفس النسبة التي تكون عليها مربع التسعين والتسعة مقارنة بمربع الخمسين والاثنين. وبما أن المسافات في كلتا الحالتين تُفترض أن تكون متساوية، فإن القوى الجاذبية ستكون متناسبة مع الكتل، ومن ثم نستنتج أن كتلة سيريوس، مع كتلة نجمه المرافق، مقارنة بكتلة الشمس مع كتلة كوكبها، تكون بنسبة ثلاثة ونصف إلى واحد. لقد علمنا بالفعل أن سيريوس أكثر سطوعًا بكثير من الشمس؛ والآن علمنا أن كتلته أيضًا أكبر بكثير.

قبل أن ننتهي من مناقشة سيريوس، هناك نقطة إضافية ذات أهمية كبيرة يجب أخذها في الاعتبار. هناك تباين ملحوظ بين سطوع سيريوس ونجمه المرافق؛ فسيريوس نجم يتفوق بكثير على جميع النجوم ذات القدر الأول، بينما نجمه المرافق خافت للغاية. حتى لو ابتعد تمامًا عن قرب سيريوس المبهر، فإنه سيظل نجمًا صغيرًا من القدر الثامن أو التاسع، أي أقل بكثير من الحدود اللازمة للرؤية بالعين المجردة. لوصف الأمر بأرقام، فإن سيريوس أكثر سطوعًا بـ 5000 مرة من نجمه المرافق، لكن كتلته أكبر بمرتين فقط تقريبًا! هذا تباين هائل؛ وستزداد أهمية هذه النقطة إذا قارنا نجم سيريوس المرافق بشمسنا. فنجم سيريوس المرافق أثقل قليلاً من شمسنا؛ لكن رغم كتلته الأقل قليلاً، فإن شمسنا أقوى بكثير كمصدر للضوء. مئة نجم من نجوم سيريوس المرافقة لن تصدر ضوءًا يعادل ضوء شمسنا! هذه نتيجة ذات أهمية كبيرة؛ فهي تعلمنا أنه بالإضافة إلى الأجرام الضخمة في الكون التي تلفت الانتباه بسطوعها، هناك أيضًا أجرام ذات كتل هائلة لكن سطوعها ضعيف للغاية — وربما بعضها لا يمتلك أي سطوع على الإطلاق. وهذا يوحي بفهم أعمق للحجم العظيم للكون. كما أنه يدفعنا إلى الاعتقاد بأن الكون الذي نراه لا يمثل سوى جزء صغير مقارنة بالجزء الأكبر الذي يظل غير مرئي في ظلال الليل الحالكة. في الكون المادي الشاسع، لدينا هنا وهناك نجم أو كتلة من المواد الغازية مسخنة بما يكفي لتصبح مضيئة، وبالتالي تصبح مرئية من...

الأرض؛ لكن ملاحظتنا لهذه النقاط المضيئة لا تخبرنا سوى القليل عن المحتويات المتبقية في الكون.

أشهر النجوم المتغيرة على الإطلاق هو نجم ألغول، الذي يقع في كوكبة بيرسيوس كما هو موضح في الشكل 83. يقع هذا النجم في موقع مناسب للمراقبة، إذ يمكن رؤيته كل ليلة في خط عرضنا، ويمكن ملاحظة تغيراته المثيرة للاهتمام دون الحاجة إلى تلسكوب. يجب على كل من يرغب في التعرف على الحقائق العظيمة في علم الفلك أن يكون قادرًا على التعرف على هذا النجم، وأن يتابع تغيراته خلال فتراتها. عادةً ما يكون نجم ألغول نجمًا من الدرجة الثانية؛ لكن خلال فترة تتراوح بين يومين وثلاثة أيام، أو بدقة أكبر، خلال فترة 2 يوم و20 ساعة و48 دقيقة و55 ثانية، يمر بدورة ملحوظة جدًا من التغيرات في سطوعه. تبدأ هذه السلسلة بانخفاض تدريجي في سطوع النجم، حيث ينخفض من الدرجة الثانية إلى الدرجة الرابعة خلال أربع ساعات ونصف. يظل النجم في أدنى مستوى لسطوعه لمدة حوالي عشرين دقيقة، ثم يبدأ في الازدياد، حتى يعود إلى الدرجة الثانية خلال ثلاث ساعات ونصف، ويظل عند هذا المستوى لمدة حوالي يومين و12 ساعة، حين تبدأ السلسلة نفسها من جديد. يبدو أن الفترة الزمنية التي يحتاجها نجم ألغول لإتمام تغيراته تخضع أيضًا لتغير بطيء ولكن مؤكد. سنرى في الفصل التالي كيف تم إثبات أن تغيرات نجم ألغول ناتجة عن تدخل عرضي لنجم مظلم يحجب جزءًا من بريق النجم. وبهذه الطريقة يمكن تفسير جميع الظروف، بل وحتى تحديد كتلة وحجم نجم ألغول ونجمه المظلم.

ومع ذلك، هناك فئات أخرى من النجوم المتغيرة، لا يمكن أن يكون تقلب ضوئها ناتجًا عن حجب عرضي من قبل أجسام مظلمة. وهذا ينطبق بشكل خاص على تلك النجوم المتغيرة التي تكون ضعيفة عادةً، لكنها تضيء فجأة لفترة قصيرة، ثم تعود مرة أخرى إلى حالتها الأصلية بعد هذا الازدهار المؤقت. تتراوح فترات هذه التغيرات عادةً بين ستة أشهر وسنتين. أشهر مثال على نجم من هذه الفئة تم اكتشافه منذ أكثر من ثلاثمائة عام. يقع في كوكبة الحوت، جنوب خط الاستواء قليلاً.

كانت هذه النجمة أقدم حالة معروفة لنجم متغير، باستثناء ما يُسمى بالنجوم المؤقتة التي سنتحدث عنها لاحقًا. وقد أُطلق على النجم المتغير في كوكبة الحوت اسم “ميرا”، أي “الرائع”. فترة تقلبات سطوع نجم ميرا في كوكبة الحوت تبلغ حوالي أحد عشر شهرًا، وخلال معظم هذه الفترة يكون سطوع النجم من الدرجة التاسعة، وبالتالي فهو غير مرئي للعين المجردة. وعندما يحين الوقت المناسب، يبدأ سطوعه في الزيادة بشكل مفاجئ، وسرعان ما يصبح نجمًا بارزًا من الدرجة الثانية أو الثالثة. ويظل في هذه الحالة لمدة ثمانية أو عشرة أيام، ثم يبدأ سطوعه في الانخفاض ببطء أكبر مما ارتفع به، حتى يعود إلى درجة ضعفه الأصلية، بعد حوالي ثلاثمائة يوم من بداية ارتفاع سطوعه.

إن النجوم المؤقتة، التي تظهر فجأة في السماء في مناسبات نادرة، أكثر إثارة للاهتمام لدى المراقب العادي من النجوم المتغيرة العادية. وكان أشهر نجم من هذا النوع هو ذلك الذي ظهر في بداية نوفمبر عام 1572، وكان سطوعه عند رؤيته لأول مرة يعادل سطوع كوكب الزهرة في أقصى درجات سطوعه. بل كان بالإمكان رؤيته في ضوء النهار بواسطة الأشخاص ذوي البصر الحاد. وحسب ما تخبرنا به التاريخ، لم يكن هناك أي نجم مؤقت آخر بسطوع هذا النجم. ويرتبط هذا النجم ارتباطًا خاصًا باسم تيخو براهي، لأنه رغم أنه لم يكن المكتشف، إلا أنه قام بأفضل الملاحظات لهذا النجم، وأثبت أن مسافته تعادل مسافة النجوم الثابتة العادية. وقد وصف تيخو بدقة التدهور التدريجي لسطوع هذا النجم الرائع حتى اختفى عن أنظاره في نهاية مارس عام 1574، لأن التلسكوب، الذي كان من الممكن به متابعة هذا النجم بشكل أفضل، لم يُخترع بعد. وخلال فترة التدهور، تغير لون النجم تدريجيًا؛ ففي البداية كان أبيض، ثم تحول تدريجيًا إلى اللون الأصفر، وفي ربيع عام 1573 أصبح لونه أحمر، مثل نجم الدب الأكبر. وفي شهر مايو عام 1573، يُقال بشكل غامض إن النجم “أصبح مثل الرصاص، أو شبيهًا بكوكب زحل”， وظل على هذا الحال طوال الوقت الذي كان مرئيًا فيه. يا له من مصدر معلومات رائع سيوفره لنا تلسكوبات الأشعة تحت الحمراء الحديثة والأجهزة الأخرى، لو ظهر نجم بهذا الروعة في أيامنا هذه!

لكن رغم أننا في عصرنا لم نحظَ برؤية نجم مؤقت بهذا الروعة مثل ذلك الذي رآه تيخو براهي ورفاقه…

لقد كان من حسن حظنا، نحن أهل عصرنا، أن نشهد عدة انفجارات طفيفة من هذا النوع. يبدو من المرجح أننا كنا سنمتلك المزيد من السجلات المتعلقة بالنجوم المؤقتة في العصور السابقة لو تم الإشراف عليها بشكل أفضل. هذا على الأقل هو الانطباع الذي يتكون لدينا عندما نرى كيف أن العديد من النجوم المؤقتة الحديثة من هذا النوع كادت أن تفلت منا تمامًا، رغم العدد الكبير من التلسكوبات الموجهة نحو السماء في كل ليلة صافية.

في عام 1866، ظهر نجم من الدرجة الثانية فجأة في كوكبة التاج (Corona Borealis). تم رؤيته لأول مرة في 12 مايو، وبعد بضعة أيام بدأ يخفت. كانت خرائط السماء الشمالية التي رسمها أرجيلاندر قد نُشرت قبل بضع سنوات، وعندما تم تحديد موقع النجم الجديد بدقة، تبين أنه يتطابق مع نجم ذو بريق ضعيف مُشار إليه في إحدى الخرائط بدرجة 9.5. لا يزال هذا النجم موجودًا في نفس المكان حتى اليوم، ودرجة بريقه لا تزال كما كانت قبل انفجاره المفاجئ في عام 1866. كان هذا أول نجم جديد تم فحص طيفه باستخدام المجهر الطيفي. سنقدم في الفصل الثالث والعشرين شرحًا موجزًا عن خصائص طيفه.

أما أول نجم مؤقت ساطع من هذا النوع التالي، وهو نجم “نوفا سيغني”， فقد رآه جوليوس شميدت لأول مرة في أثينا في 24 نوفمبر 1876، حيث كانت درجة بريقه بين الدرجة الثالثة والرابعة، ويؤكد أنه لم يكن ملحوظًا قبل أربعة أيام، عندما كان يراقب نفس الكوكبة. بسبب بعض الإهمال، لم يتم نشر أخبار الاكتشاف بشكل صحيح، ولم يتم رصد النجم في أماكن أخرى لمدة عشرة أيام تقريبًا، بينما كان قد أصبح أضعف بكثير بالفعل. استمر انخفاض درجة بريقه ببطء شديد؛ ففي أكتوبر 1877، كانت درجة بريق النجم العاشرة فقط، واستمر في الخفوت حتى وصل إلى الدرجة الخامسة عشرة؛ بمعنى آخر، أصبح نجمًا ضعيفًا للغاية يمكن رؤيته فقط باستخدام التلسكوب، ولا يزال في نفس المكان حتى اليوم. وبما أن هذا النجم لم يصل إلى الدرجة الأولى أو الثانية، فمن المحتمل أن يكون قد فلت من الانتباه تمامًا لو لم يقم شميدت بمراقبة كوكبة البجع في تلك الليلة بالذات.

من غير المرجح أن نفوت رؤية نجم جديد، حيث استخدم علماء الفلك الكاميرات الفوتوغرافية في أبحاثهم. وقد تضحى ذلك في عام 1892، عندما ظهر آخر نجم مؤقت لافت في كوكبة أوريجا. في 24 يناير، لاحظ الدكتور أندرسون، وهو عالم فلك في إدنبرة، نجمًا أصفر اللون من الدرجة الخامسة في كوكبة أوريجا، وبعد أسبوع، بعد أن قارن خريطة النجوم بالسماء وتأكد من أن هذا الجسم هو في الواقع نجم جديد، أعلن عن اكتشافه. في حالة هذا النجم، استطعنا تحديد اللحظة التي ظهر فيها لأول مرة بدقة نسبية. خلال المسح الفوتوغرافي المنتظم للسماء الذي أجري في مرصد كلية هارفارد (كامبريدج، ماساتشوستس)، تم تصوير المنطقة التي ظهر فيها النجم الجديد في ثلاثة عشر ليلة من 21 أكتوبر إلى 1 ديسمبر 1891، وفي اثنتي عشرة ليلة من 10 ديسمبر إلى 20 يناير 1892. لم يكن هناك أي أثر للنجم الجديد في الصور الملتقطة في السلسلة الأولى، بينما كان مرئيًا في أول صورة من السلسلة الثانية كنجم من الدرجة الخامسة. لحسن الحظ، تبين أن البروفيسور ماكس وولف من هايدلبرغ، وهو مصور فلكي ناجح للغاية، قد صور نفس المنطقة في 8 ديسمبر، ولم تُظهر تلك الصورة النجم، مما يعني أنه لم يكن ساطعًا إلى درجة الدرجة التاسعة في تلك الليلة. لذلك، يجب أن يكون النجم الجديد في كوكبة أوريجا قد ظهر فجأة بين 8 و10 ديسمبر. ووفقًا للصور الملتقطة في هارفارد، حدث أقصى درجة لسطوع النجم حوالي 20 ديسمبر، حيث كانت درجته 4-1/2. كان انخفاض السطوع غير منتظم للغاية؛ فتذبذب النجم خلال الأسابيع الخمسة التالية لأول فبراير بين الدرجة الرابعة والسادسة، لكن بعد بداية مارس 1892، انخفض السطوع بسرعة كبيرة، وفي نهاية أبريل، كان النجم يُرى كنجم خافت للغاية (الدرجة السادسة عشرة) باستخدام تلسكوب ليك الضخم. عندما تم توجيه هذا التلسكوب القوي نحو النجم الجديد مرة أخرى في أغسطس التالي، كان سطوعه قد ارتفع تقريبًا إلى الدرجة العاشرة، ثم أصبح خافتًا للغاية تدريجيًا، ولا يزال كذلك حتى الآن.

النجوم المؤقتة والمتغيرة تشكل جزءًا صغيرًا جدًا من العدد الهائل للنجوم التي تزين سماء الكون.

الشمس ليست سوى نجم، والنجوم ليست أقل من الشموس، وهذا هو أحد المبادئ الأساسية في علم الفلك. لا يمكن إدراك عظمة هذه الحقيقة إلا عندما نحاول تقدير عدد النجوم اللامحدود. إنها مسألة يكون فيها حساباتنا بالضرورة عديمة الفائدة. لذا، دعونا نستعين بالشاعر لنحاول التعبير عن العدد اللامتناهي، ولنختتم هذا الفصل بالأبيات التالية للسيد ألينغهام:

“لكن اعد كل حبة رمل،
أينما تلامس أمواج الملح اليابسة؛
اعد قطرات البحر واحدة تلو الأخرى؛
اعد أوراق كل شجرة،
اعد كل المخلوقات الحية على الأرض،
كل تلك التي تركض، وتطير، وتسبح، وتزحف؛
إن عدد الرمال والقطرات والأوراق والكائنات الحية
يصبح مجموعًا هائلاً،
وحينها، لكل واحد منها،
ليكن هناك شمس مشتعلة
تدور في السماوات اللامتناهية، مع كواكبها الضخمة،
لتتجاوز كل الرؤية وكل الفكر؛
فكل ما نراه، محاطًا باللانهاية،
ليس سوى جزيرة.”

الفصل العشرون: النجوم المزدوجة
الأجرام النجمية المثيرة للاهتمام – النجوم المزدوجة من الناحية البصرية – الاكتشاف العظيم للنجوم المزدوجة على يد هرشل – تسلك النجوم المزدوجة مسارات بيضاوية الشكل – لماذا هذا مهم؟ – قانون الجاذبية – النجوم المزدوجة الخاصة – كاستور وميزار – النجوم المزدوجة الملونة – β سيغني.

تحتوي السماء النجمية على عدد قليل فقط من الأجرام المثيرة للاهتمام التي يمكن رؤيتها بالتلسكوب، مقارنةً بالعدد الهائل من النجوم المزدوجة. يمكن حصر آلاف هذه النجوم؛ في الواقع، يمكن العثور على آلاف أخرى في القوائم المخصصة لهذا المجال من علم الفلك. من بين هذه الأجرام، الكثير منها صغير وغير مثير للاهتمام نسبيًا، لكن بعضها يُعد من أبرز النجوم في السماء، مثل السيريوس، الذي وصفنا نظامه سابقًا. في هذا الوصف المختصر، سنختار للمناقشة والشرح بعض النجوم المزدوجة الأكثر إثارة للاهتمام. سنركز بشكل خاص على تلك التي يمكن ملاحظتها بسهولة باستخدام تلسكوب صغير، كما أوضحنا في رسومات الأبراج في الفصل السابق كيفية تحديد مواقع هذه الأجرام في السماء.

لقد أظهر كاسيني في عام 1678 أن بعض النجوم، التي تبدو للعين المجردة كنقاط ضوئية منفردة، في الواقع تتكون من نجمين أو أكثر، متقاربين جدًا لدرجة أن استخدام التلسكوب ضروري لفصلهما. [36] ازداد عدد هذه الأجرام تدريجيًا مع الاكتشافات الجديدة، حتى تم نشر قائمة تضم ثمانين نجمًا مزدوجًا في عام 1781 (نفس العام الذي اكتشف فيه هرشل كوكب أورانوس) على يد عالم الفلك بوده. لفتت هذه الأجرام المثيرة للاهتمام انتباه هرشل خلال أبحاثه الرائعة، وسرعان ما ازداد عدد النجوم المزدوجة المعروفة. يمكن حصر اكتشافات هرشل بالمئات، كما بدأ أيضًا في إجراء قياسات منهجية للمسافات.

وهي المسافات بين النجوم، والاتجاه الذي تشير إليه الخطوط الموصلة بينها. وقد أدت هذه القياسات في النهاية إلى واحدة من أهم وأكثر اكتشافات هرشل فائدة. فعندما تم تكرار ملاحظاته على مر السنين، وجد هرشل أن موقع النجوم النسبي قد تغير في بعض الحالات. وهكذا توصل إلى اكتشاف أن النجوم المزدوجة في كثير من الأحيان تكون مرتبطة ببعضها البعض بحيث تدور حول بعضها البعض. لاحظوا أهمية هذه النتيجة؛ يجب أن نتذكر أن النجوم هي أشعة شمس، قد تكون مماثلة لشمسنا من حيث الحجم، وبالتالي فإننا هنا أمام مشهد مذهل يتمثل في أزواج من الأشعة الشمسية تدور حول بعضها البعض. لا يوجد شيء مفاجئ في ملاحظة وجود حركة، لأن من المرجح جدًا أن كل جسم في الكون في حالة حركة. إن الخاصية المحددة لهذه الحركة هي ما يُعد مثيرًا للاهتمام ومفيدًا بشكل خاص.

كان يُعتقد سابقًا أن قرب النجمين اللذين يشكلان نجمًا مزدوجًا هو مجرد صدفة. كان يُعتقد أنه في ظل العدد الهائل من النجوم في السماء، من الشائع أن يكون أحد النجوم قريبًا جدًا من الآخر (كما يُرى من الأرض)، بحيث عند النظر إليهما بالتلسكوب يبدوان كنجم مزدوج. بلا شك، يتكون العديد من النجوم المزدوجة بهذه الطريقة. لكن اكتشاف هرشل أظهر أن هذا التفسير لا ينطبق دائمًا، بل في كثير من الحالات نكون أمام نجمين متقاربين حقًا، يدوران حول مركز ثقلهما المشترك.

عندما تراكمت قياسات المسافات والمواقع للنجوم المزدوجة على مدى سنوات عديدة، تولى علماء الرياضيات معالجتها باستخدام طرقهم. هناك خاصية مميزة في ملاحظة النجوم المزدوجة: فهي لا تتمتع – ولا يمكن أن تتمتع – بالدقة التي يتطلبها حساب مدار النجم. إذا كانت المسافة بين النجمين اللذين يشكلان نجمًا ثنائيًا أربع ثوانٍ فلكية، فإن المدار الذي يجب فحصه يكون بحجم الحجم الظاهري لعملة نقدية على بعد ميل واحد. سيتطلب الأمر قياسات دقيقة للغاية لرؤية شكل العملة النقدية على بعد ميل واحد، حتى مع استخدام تلسكوبات جيدة. وإذا مالت العملة النقدية قليلاً، فإنها ستبدو ليست دائرية بل بيضاوية الشكل؛ وسيكون…

من الممكن، عن طريق قياس هذا البيضاوي، تحديد مدى ميل العملة. يتطلب كل ذلك عملاً دقيقاً؛ فالأخطاء، إذا نُظر إليها بشكل منفصل، قد لا تكون كبيرة، لكن عند النظر إليها في سياق الحجم الكلي للكميات قيد الدراسة، فإنها تكون واضحة جداً. لذلك نجد أن أخطاء الملاحظة أكثر بروزاً في ملاحظات من هذا النوع مقارنة بالحالة العادية، حيث يفترض عالم الرياضيات أنه يتولى مهمة مناقشة جهود المراقب.

لم يتم تفسير اكتشاف هيرشل من قبله نفسه؛ بل كانت أضواء الرياضيات هي التي ساعدت في تحليل ملاحظاته للنجوم الثنائية، على يد سافاري، ثم على يد علماء رياضيات آخرين. ومن خلال بحثهم المتعمق، تم الكشف عن أخطاء القياسات، وتم تنقية الملاحظات من أكبر أشكال عدم الدقة فيها. وبذلك استطاع علماء الرياضيات تطبيق الأساليب المعتادة لديهم على البيانات المصححة؛ وتمكنوا من استنتاج شكل مدار النجوم الثنائية بدقة عالية، بالإضافة إلى موقع المستوى الذي يحتوي على ذلك المدار. والنتيجة ملفتة للنظر حقاً؛ فقد تم إثبات أن حركة كل نجم تتم في مدار بيضاوي يحتوي مركز ثقل النجمين في نقطة تركيزه. وقد تبين أن هذا صحيح في العديد من النجوم الثنائية، ويُعتقد أنه صحيح في جميعها. لكن لماذا يكون هذا مهماً جداً؟ أليست الحركة في مدار بيضاوي أمراً شائعاً؟ ألا تدور الأرض في مدار بيضاوي حول الشمس؟ وألا تدور الكواكب أيضاً في مدارات بيضاوية؟

إنه هذا الواقع بالذات، وهو شيوع الحركة البيضاوية في كواكب المجموعة الشمسية، ما يجعل اكتشافها في النجوم الثنائية ذا أهمية كبيرة. فمن أين تنشأ الحركة البيضاوية في المجموعة الشمسية؟ أليست بسبب قانون الجاذبية الذي اكتشفه نيوتن، والذي ينص على أن كل كتلة تجذب كل كتلة أخرى بقوة تتناسب عكسياً مع مربع المسافة؟ لقد تبين أن قانون الجاذبية هذا يسري في المجموعة الشمسية بأكملها، وأنه يفسر حركات الأجرام فيها بدقة مذهلة. لكن المجموعة الشمسية، التي تتكون من الشمس والكواكب وأقمارها والمذنبات وعدد كبير من الأجرام الأصغر، كانت مجرد مجموعة صغيرة من الجزر في الكون.

جزيرة كونية صغيرة يسود فيها قانون الجاذبية بشكل مطلق؛ فقبل اكتشاف هرشل، لم يكن بإمكاننا أبدًا معرفة ما إذا كان ذلك القانون مجرد قاعدة محلية تم وضعها خصيصًا لتلبية احتياجات نظامنا الشمسي. لقد منحنا هذا الاكتشاف المعرفة التي لم يكن بالإمكان الحصول عليها من أي مصدر آخر. جاءت من النجوم الثنائية همسة عبر الفضاء الشاسع، وأخبرتنا تلك الهمسة أن قانون الجاذبية ليس خاصًا بالنظام الشمسي فحسب، بل يمتد إلى أقاصي الفضاء الذي تقع فيه جزيرتنا. وهو يمنحنا أسبابًا للاعتقاد بأن قانون الجاذبية يُطبق في كل أنحاء الكون المرئي.

أحد أفضل النجوم الثنائية هو ما يُعرف باسم كاستور، وهو النجم الأكثر سطوعًا بين النجمين الرئيسيين في كوكبة التوأمين. يُظهر موقع كاستور في السماء في الشكل 86، صفحة 418. عند النظر إليه بالعين المجردة، يبدو كاستور كنجم واحد؛ لكن باستخدام تلسكوب جيد إلى حد ما، يتضح أن ما يبدو كنجم واحد هو في الواقع نجمان منفصلان، أحدهما من الدرجة الثالثة، بينما الآخر أقل سطوعًا قليلًا. المسافة الزاوية بين هذين النجمين في السماء ليست كبيرة جدًا مقارنة بالزاوية التي تشكلها خط بطول بوصة واحدة عند النظر إليه من مسافة نصف ميل. كاستور هو أحد النجوم الثنائية التي لوحظ أن مكوناتها تتحرك في دوران، لكن هذا الحركة بطيئة للغاية، وسيستغرق مرور قرون عديدة قبل أن يتم إتمام دورة واحدة بالكامل.

يمكن التعرف بسهولة على نجم ثنائي جميل في كوكبة الدب الأكبر (انظر الشكل 80، صفحة 410). يُعرف باسم ميزار، وهو النجم الأوسط (ζ) من بين النجوم الثلاثة التي تشكل ذيل الكوكبة. بالقرب من ميزار يوجد النجم الصغير ألكور، الذي يمكن رؤيته بسهولة بالعين المجردة؛ لكن عندما نتحدث عن ميزار كنجم ثنائي، فلا يعني ذلك أن ألكور أحد مكونات النجم الثنائي. تحت تأثير قوة التكبير للتلسكوب، يتضح أن ألكور يقع على بعد مسافة كبيرة من ميزار، بينما ينقسم ميزار نفسه إلى نجمين قريبين جدًا من بعضهما. مكونا هذا النجم الثنائي من الدرجة الثانية والدرجة الرابعة على التوالي، وبما أن المسافة الظاهرية بينهما تقريبًا ثلاثة أضعاف المسافة في حالة كاستور، فإنهما...

يمكن ملاحظتها بسهولة حتى باستخدام تلسكوب صغير. إنها بالفعل أفضل نجم ثنائي في السماء ليبدأ به المبتدئون ملاحظاتهم. لكن لا يمكننا الجزم بأن “ميزار” نجم ثنائي، إذ لم تثبت الملاحظات بعد وجود حركة دوران بينهما. كما أننا لا نستطيع القول ما إذا كان “الكور” أيضًا جزءًا من نفس المجموعة، أم أنه مجرد نجم يقع صدفة على خط الرؤية تقريبًا. أظهرت الملاحظات الطيفية الحديثة أن الجزء الأكبر من “ميزار” هو في الواقع نجم ثنائي، يتكون من زوج من النجوم متقاربين لدرجة أنه لا يوجد أدنى احتمال لرؤيتهما بشكل منفصل حتى باستخدام أقوى تلسكوبات العالم.

من الفئات الجميلة من النجوم الثنائية تلك التي تُظهر ظاهرة ملفتة للنظر وهي اختلاف ألوانها بشكل كبير عن ألوان النجوم العادية. ففي معظم الحالات، لا نجد لونًا مميزًا لدى النجوم العادية؛ لكن بعضها يكون مائلاً إلى اللون الأحمر، وبعضها أحمر اللون بوضوح، وبعضها أحمر قاني. أما النجوم ذات اللون الأزرق أو الأخضر فهي نادرة جدًا،[37] وعندما يظهر نجم من هذا النوع، فإنه دائمًا تقريبًا يكون جزءًا من زوج يشكل نجمًا ثنائيًا. أما النجم الآخر في الزوج فقد يكون بنفس اللون، لكن عادةً ما يكون أصفرًا أو أحمر اللون.

من أجمل هذه الأجرام، والتي يمكن رؤيتها باستخدام تلسكوبات متوسطة القوة، ذلك الجرم الموجود في كوكبة البجع، والمعروف باسم β Cygni (الشكل 91). يتكون هذا الجرم الرائع من نجمين؛ النجم الأكبر، الذي يبلغ قدره حوالي الثالث، لونه أصفر ذهبي أو لون التوباز؛ أما النجم الأصغر، الذي يبلغ قدره السادس، فلونه أزرق فاتح. هذان اللونان متكاملان تقريبًا، لكن لا شك أن التأثير الناتج ليس مجرد تباين في الألوان. يمكن إثبات أن كلا النجمين يحملان الألوان التي ذكرناها عن طريق إخفاء كل منهما تباعًا خلف حاجز موجود في مجال الرؤية. كما تم تأكيد ذلك بطريقة ملفتة للنظر من خلال الدراسات الطيفية؛ فنرى أن النجم الأزرق قد تعرض لامتصاص خاص للأشعة الحمراء، بينما الضوء الأحمر الأكثر وضوحًا للنجم الآخر ناتج عن عملية الامتصاص.

من الأشعة الزرقاء. غالبًا ما يمكن رؤية تباين الألوان في هذه الأجسام بفعالية كبيرة عن طريق جعل عدسة العين غير مركزة. فالأقراص التي تتشكل بهذه الطريقة تُظهر تباين الألوان بشكل أفضل من حالة عرض التلسكوب لنقطتي نجميتين فقط.

هذه بعض النجوم المزدوجة والمتعددة. ويزداد عددها سنويًا؛ بل إن أحد المراقبين، وهو السيد بيرنهام، الذي كان سابقًا ضمن طاقم مرصد ليك ويعمل الآن في مرصد ييركس، قد أضاف من خلال أبحاثه الخاصة أكثر من 1000 نجم مزدوج جديد إلى قائمة النجوم المعروفة سابقًا.

لا بد أن الاهتمام بهذه الفئة من الأجسام سيزداد عندما نأخذ في الاعتبار أن النجوم، رغم صغر حجمها كما تبدو في تلسكوباتنا، هي في الواقع شموس ضخمة ومتألقة للغاية، وفي كثير من الحالات تضاهي شمسنا، أو ربما تتفوق عليها. أما ما إذا كانت لهذه الشموس كواكب تدور حولها فلا يمكننا معرفته؛ فالضوء الناتج عن الكواكب سيكون غير كافٍ على الإطلاق لاختراق المسافات الشاسعة التي تفصلنا عن النجوم. وإذا كانت هناك كواكب تحيط بهذه الأجسام، فبدلاً من شمس واحدة، ستضيء هذه الكواكب بواسطة شمسين، أو ربما أكثر. يا له من تأثيرات رائعة للضوء والظل! أحيانًا تكون الشمسان معًا فوق الأفق، وأحيانًا شمس واحدة فقط، وأحيانًا لا تكونان موجودتين على الإطلاق. ومن الأمور اللافتة للنظر بشكل خاص حالة الكوكب الذي تكون شمساه من النوع الملون. اليوم لدينا شمس حمراء تضيء السماء، وغدًا قد تكون شمسًا زرقاء، وربما بعد ذلك يكون كل من الشمس الحمراء والشمس الزرقاء موجودتين معًا في السماء. يا له من تنوع لا نهائي في المناظر التي يوحي بها هذا التفكير! لكن هناك أسباب ديناميكية جدية تدعو إلى الشك في إمكانية توافق الظروف التي يمكن أن يوجد فيها مثل هذا الكوكب مع وجود حياة تشبه إلى حد ما الحياة التي نعرفها. إن مشكلة حركة الكوكب تحت تأثير شمسين من أصعب المشكلات التي طُرحت على علماء الرياضيات على الإطلاق، ومن المستحيل في الواقع، بالحالة الحالية للتحليل، حل جميع المسائل التي تنطوي عليها بدقة. ولا يبدو من غير المرجح على الإطلاق حدوث اضطرابات في مدار الكوكب.

سيكون الأمر رائعًا للغاية لو تعرض لتقلبات الضوء ودرجات الحرارة التي تفوق بكثير تلك التي يختبرها كوكب يدور، مثل الأرض، تحت سيطرة شمس واحدة.

الفصل الحادي والعشرون:
مسافات النجوم

خط القياس في الفضاء – جهود بيسل – معنى البارالاكس السنوي – توضيح دقة الإهليلجة البارالاكسية – حالة نجم 61 سيغني – النجوم المستخدمة في المقارنة – الحركة الخاصة للنجم – أبحاث ستروف – هل يمكن التوفيق بين النتائج؟ – الأبحاث في دونسينك – الاستنتاجات التي تم التوصل إليها – دراسة دقة هذه الملاحظات – الحركة الخاصة لنجم 61 سيغني – ثبات السماء الثابتة – النجم الجديد في كوكبة القلنسوة – تاريخه – عدم وجود بارالاكس ملحوظ – انفجار ضوئي هائل – حركة النظام الشمسي في الفضاء – اكتشاف هيرشل – الرحلة نحو كوكبة الليرا – الاحتمالات.

لقد كنا نعرف منذ زمن بعيد أبعاد النظام الشمسي بدقة متفاوتة. يشمل معرفتنا مسافات الكواكب والمذنبات عن الشمس، بالإضافة إلى حركاتها. كما لدينا معرفة كبيرة بأقطار وكتل العديد من الأجرام التي تنتمي إلى النظام الشمسي. في الواقع، نحن نعرف منذ زمن بعيد العديد من التفاصيل المتعلقة بالأجرام التي تتجمع تحت حماية الشمس. المشكلة التي سنتناولها في هذا الفصل تتطلب مسحًا أوسع بكثير مما هو مطلوب لقياسات النظام الشمسي لدينا. نحن ننوي تمديد خط القياس عبر الهاوية الشاسعة التي تفصل مجموعة الأجرام المرتبطة ارتباطًا وثيقًا بالشمس عن النجوم الأخرى المنتشرة في أرجاء الفضاء. لقرون، كانت مشكلة مسافات النجوم محور اهتمام أولئك الذين درسوا السماوات. من المستحيل حتى تقديم ملخص للأبحاث المختلفة التي تم إجراؤها حول هذا الموضوع. في النطاق المحدود الذي يمكننا القيام به، يجب أن نلقي أولاً نظرة على الجهود التخمينية الملحوظة التي بُذلت لحل هذه المشكلة، ثم سنتطرق إلى الجهود التي ساهمت في جعل هذه المشكلة جزءًا من علم الفلك الدقيق.

لم تنجح أي محاولة لحل مشكلة المسافات المطلقة للنجوم حتى سنوات عديدة بعد انتهاء أعمال هرشل. وقد واصلت أجيال جديدة من علماء الفلك، مزودين بأدوات حديثة، البحث في هذا الموضوع بجهد دؤوب على مدى سنوات عديدة، لكن الجهود بدت بلا أمل لفترة طويلة. كانت مسافات النجوم كبيرة جدًا لدرجة أنه لم يكن من الممكن تحديدها إلا بعد استخدام أحدث التقنيات الميكانيكية وأدق الطرق الحسابية الرياضية للتغلب على هذه الصعوبة. وأخيرًا، تبين أن المشكلة بدأت تُحل تدريجيًا؛ فقد تمكنا من معرفة أسرار مسافات بعض النجوم. ونحن قادرون على تقديم إجابة جزئية على السؤال: “ما مدى بُعد النجوم؟”، رغم أنه يجب الاعتراف بأن إجابتنا حتى الآن مترددة وغير كاملة. حتى المعرفة القليلة التي تم الحصول عليها تحمل أهمية كبيرة. وكما يحدث غالبًا في مثل هذه الحالات، تم اكتشاف مسافة نجم ما بشكل مستقل في نفس الوقت تقريبًا من قبل عالمين أو ثلاثة علماء فلك. ويبرز اسم بيسل بشكل بارز في هذا الفصل المهم من تاريخ علم الفلك؛ فقد أثبت بيسل في عام 1840 أن مسافة النجم المعروف باسم 61 سيغني كانت كمية قابلة للقياس. وكانت حجته مبنية على منطق لا يمكن دحضه، مما جعل الجميع يوافقون عليها. وتقريبًا في نفس الوقت الذي قام فيه بيسل بأبحاثه، قام ستروفه بقياس مسافة نجم فيغا، وقام هندرسون بتحديد مسافة النجم الجنوبي α سنتوري. وأثارت هذه الاكتشافات اهتمامًا كبيرًا في عالم علم الفلك، ومنحت الجمعية الملكية لعلم الفلك ميداليتها الذهبية لبيسل. وكان من الواجب على السير جون هرشل أن يلقي كلمة في مناسبة تسليم الميدالية؛ وتلك الكلمة تمثل تكريمًا بليغًا لجهود هؤلاء العلماء الثلاثة. لا يمكننا أن نمنع أنفسنا من نقل الجمل القليلة التي قالها السير جون:
“سادة الجمعية الملكية لعلم الفلك، أهنئكم وأهنئ نفسي لأننا عشنا لنرى الحاجز العظيم الذي كان يعيق تقدمنا في استكشاف الكون النجمي، ذلك الحاجز الذي صرنا نصطدم به لفترة طويلة دون جدوى – æstuantes angusto limite mundi – وقد تم تجاوزه في نفس الوقت تقريبًا من ثلاث نقاط مختلفة. إنه أعظم وأروع انتصار شهده علم الفلك العملي على الإطلاق. ربما لا ينبغي لي أن أتحدث بهذا القدر من الحماس؛ ربما يجب أن أحتفظ ببعض التحفظات تجاه احتمال أن يكون كل ذلك مجرد…”

وهم، وأن الأبحاث المستقبلية، كما حدث مرارًا من قبل، قد تفشل الآن أيضًا في تأكيد هذه النتيجة النبيلة. لكنني أعترف بأنني غير قادر على مثل هذا التحفظ في مثل هذه الظروف الملحة. دعونا بدلاً من ذلك نقبل العلامات السارة لهذا الوقت، ونثق بأنه مع بدء انهيار الحواجز، سيتم تدميرها بسرعة وبفعالية.

قبل المضي قدمًا، من المناسب شرح باختصار كيف يمكن قياس مسافة النجوم. إن المشكلة مختلفة تمامًا عن مشكلة مسافة الشمس، التي ناقشناها بالفعل في هذه الصفحات. تعتمد الملاحظات اللازمة لتحديد البارالاكس النجمي على الحقيقة المعروفة بأن الأرض تدور حول الشمس. يمكننا لأغراضنا الحالية افتراض أن الأرض تدور في مسار دائري، ومركز هذا المسار يقع في مركز الشمس، ونصف قطر المسار هو 92,900,000 ميل. وبسبب موقعنا على الأرض، فإننا نراقب النجوم من زاوية تتغير باستمرار. في الصيف، تكون الأرض على بعد 185,800,000 ميل عن الموقع الذي كانت عليه في الشتاء. ومن ثم، فإن المواقع الظاهرية للنجوم، كما تُرسم على خلفية السماء، يجب أن تُظهر تغيرات مماثلة. نحن لا نقصد الآن أن المواقع الفعلية للنجوم قد تغيرت فعلاً؛ فالتغيرات مجرد ظواهر ظاهرية، وبينما نكون غير مدركين لحركتنا نحن التي تسبب هذه التغيرات، فإننا ننسبها إلى النجوم.

في الرسم البياني في الشكل 93، هناك بيضاوي مع بعض الأشهر – وهي يناير وأبريل ويوليو وأكتوبر – مُشار إليها على محيطه. يمكن اعتبار هذا البيضاوي صورة مصغرة لمدار الأرض حول الشمس. في يناير، تكون الأرض في الموقع المُشار إليه؛ وفي أبريل، تكون قد قطعت ربع المسافة الكلية؛ وهكذا داخل الدائرة بأكملها، لتعود إلى موقعها الأصلي خلال عام واحد. عندما ننظر من موقع الأرض في يناير، نرى النجم أ مرسومًا على نقطة السماء المُشار إليها بالرقم 1. بعد ثلاثة أشهر، ينتقل المراقب بتلسكوبه إلى شهر أبريل؛ لكنه الآن يرى النجم مرسومًا على الموقع المُشار إليه بالرقم 2. وهكذا، مع تحرك المراقب حول المدار بأكمله خلال الدوران السنوي للأرض، يبدو أن النجم يتحرك في شكل بيضاوي على خلفية السماء. باللغة الفنية لعلماء الفلك، نسمي هذا الشكل البيضاوي “البيضاوي البارالاكسي”， ويتم قياس المحور الرئيسي لهذا

المنحنى البيضاوي الذي نستخدمه لتحديد مسافة النجم عن الشمس؛ نصف المحور الرئيسي لهذا المنحنى، أو بمعنى آخر، الزاوية التي يشكلها نصف قطر مدار الأرض كما يُرى من النجم، تُسمى “الانحراف السنوي للنجم”.

يُظهر الرسم نجمًا آخر، وهو النجم “ب”， وهو أبعد عن الأرض والنظام الشمسي بشكل عام من النجم الذي تم النظر فيه سابقًا. هذا النجم أيضًا يسلك مسارًا بيضاويًا. لكن لا يمكننا ألا نلاحظ أن المنحنى البيضاوي الخاص بالنجم “ب” أصغر بكثير من ذلك الخاص بالنجم “أ”. ينبع الفرق في أحجام المنحنيات البيضاوية من اختلاف مسافات النجوم عن الأرض؛ كلما كان النجم أقرب إلى الأرض، كان المنحنى البيضاوي أكبر، بحيث يسلك أقرب النجوم في السماء أكبر منحنى بيضاوي، بينما يسلك أبعد النجوم أصغر منحنى بيضاوي. وهكذا نرى أن مسافة النجم تتناسب عكسيًا مع حجم المنحنى البيضاوي، وإذا قمنا بقياس القيمة الزاوية للمحور الرئيسي للمنحنى البيضاوي، فإنه من خلال عمليات رياضية بسيطة للغاية، يمكن التعبير عن مسافة النجم كمضاعف لنصف قطر مدار الأرض. بافتراض أن هذا النصف قطر يبلغ 92,900,000 ميل، يمكن حساب مسافة النجم باستخدام الحسابات البسيطة. تكمن الصعوبة في هذه العملية في أن هذه المنحنيات البيضاوية صغيرة جدًا لدرجة أن أجهزة القياس الخاصة بنا غالبًا ما تفشل في اكتشافها.

كيف يمكننا وصف الدقة الشديدة للبيضاويات البارالاكتيكية في حالة أقرب النجوم؟ باللغة التقنية لعلماء الفلك، يمكننا القول إن أطول قطر لهذه البيضاويات لا يشكل زاوية تزيد عن درجة ونصف. وبطريقة أكثر شيوعًا، يمكننا القول إن ألف ضعف المحور الرئيسي لأكبر بيضاوية بارالاكتيكية لن يكون بحجم قطر القمر المكتمل. ولتوضيح أبسط، دعونا نتخيل قطعة نقود موضوعة على بعد ميلين؛ فإذا نظرنا إليها من جانبيها ستبدو خطية، وإذا مالت قليلاً ستكون بيضاوية؛ لكن هذه البيضاوية، حتى عند هذا البعد، ستكون أكبر من أكبر بيضاوية بارالاكتيكية لأي نجم في السماء. لنفترض كرة تحيط بالمراقب ونصف قطرها ميلان؛ فإذا وُضعت قطعة نقود على هذه الكرة أمام كل نجم، فإن كل بيضاوية بارالاكتيكية ستختفي تمامًا.

النجم في كوكبة البجع المعروف باسم 61 سيغني ليس مميزًا سواء من حيث حجمه أو سطوعه؛ فهو بالكاد مرئي للعين المجردة، وهناك آلاف النجوم التي تبدو أكبر وأكثر سطوعًا. لكنه مثال مثير للاهتمام جدًا لتلك الفئة المميزة من الأجرام المعروفة باسم النجوم المزدوجة؛ فهو يتكون من نجمين متقاربين تقريبًا ومرتبطين بواسطة قوة جاذبية متبادلة. كما يتم توجيه انتباه علماء الفلك بشكل خاص نحو هذا النجم بسبب حركته الخاصة الكبيرة؛ فبفضل هذه الحركة، يتحرك النجمان معًا في السماء بمعدل خمس ثوانٍ سنويًا. إن حركة خاصة بهذا الحجم نادرة للغاية، لكننا لا نقول إنها غير مسبوقة، لأن هناك بعض النجوم التي تمتلك حركة خاصة أسرع من ذلك؛ لكن الخصائص المميزة لنجم 61 سيغني، مع الحركة الخاصة الكبيرة، تجعله جرمًا فريدًا، على الأقل في نصف الكرة الشمالي.

عندما اقترح بيسل القيام بتلك الأبحاث العظيمة التي سترتبط باسمه إلى الأبد، قرر أن يكرس سنة أو سنتين أو ثلاث سنوات للمراقبة المستمرة لنجم واحد، بهدف قياس بيضاويته البارالاكتيكية بدقة. فكيف كان سيختار الجرم المناسب؟

في أي نجم يجب بذل كل هذا الجهد؟ كان من الضروري جدًا اختيار نجم قريب بما يكفي لكي تُثمر جهوده من خلال ظهور انحراف قابل للقياس. لكنه لم يكن أمامه سوى التخمين والمقارنة كدليل. خطر بباله أن الخصائص الاستثنائية لنجم 61 سيغني توفر الأساس اللازم، فقرر تطبيق عملية المراقبة على هذا النجم. أمضى معظم ثلاث سنوات في هذا العمل، ونجح في تحديد مسافته عن الأرض.

منذ الخطاب الذي ألقاه السير جون هرشل، حظي نجم 61 سيغني باهتمام دؤوب ومستمر من قبل علماء الفلك. في الواقع، يمكننا القول إن كل جيل يليه يقوم بمناقشة جديدة حول مسافة هذا النجم، بهدف تأكيد أو نقد الاكتشاف الأصلي لبيسل. الرسم البياني المعروض هنا (الشكل 94) يهدف إلى توضيح التاريخ المعاصر لنجم 61 سيغني.

عندما بدأ بيسل أبحاثه، كان النجمان اللذان يشكلان النجم المزدوج في الموقع المشار إليه في الرسم البياني بتاريخ 1838. حدثت المرحلة التالية بعد خمسة عشر عامًا، عندما بدأ أوتو ستروف أبحاثه، وقد تحرك النجمان بحلول ذلك الوقت إلى الموقع المشار إليه بتاريخ 1853. أخيرًا، عندما تمت مراقبة هذا الجسم مؤخرًا في مرصد دونسينك، تحرك النجمان مرة أخرى إلى الموقع المشار إليه بتاريخ 1878. وهكذا، في أربعين عامًا، تحرك هذا النجم المزدوج على قوس في السماء بطول يزيد عن ثلاث دقائق قوسية. في الواقع، المسار الفعلي أكثر تعقيدًا من حركة خطية بسيطة؛ فللنجمين اللذين يشكلان النجم المزدوج سرعة نسبية معينة نتيجة للجاذبية المتبادلة بينهما. لكن لن يكون من الضروري أخذ ذلك في الاعتبار، لأن الانتقال الناتج عن ذلك خلال عام واحد ضئيل للغاية لدرجة أنه لا يؤثر بأي شكل من الأشكال على الشكل البيضاوي للانحراف القوسي.

لكن حالة نجم 61 سيغني استثنائية؛ فهو أحد أقرب جيراننا في السماء. لا يمكننا أبدًا تحديد مسافته بدقة إلى مليار أو ملياري ميل؛ لكننا مع ذلك ندرك أن…

عدم اليقين
الذي يصل إلى عشرين مليارًا يمثل نسبة كبيرة جدًا من المجموع. سنوضح حاليًا أننا نعتقد أن ستروف كان على حق، لكن هذا لا يعني بالضرورة أن بيسل كان مخطئًا. الشكل 94: نجم 61 سيغني والنجوم المقارنة.
يمكن تفسير هذا التناقض الظاهري بسهولة. لم يكن من السهل تفسيره لو استخدم ستروف نفس النجم المقارن الذي استخدمه بيسل؛ لكن نجم ستروف المقارن كان مختلفًا عن أي من نجوم بيسل، وهذا على الأرجح هو سبب التباين. يجب أن نتذكر أن جوهر العملية يتمثل في مقارنة البيضاوية الصغيرة التي يشكلها النجم البعيد مع البيضاوية الأكبر التي يشكلها النجم الأقرب. لو كان النجمان على نفس المسافة، لكانت العملية غير قابلة للتطبيق على الإطلاق؛ ففي مثل هذه الحالة، بغض النظر عن مدى قرب النجوم من الأرض، لا يمكن اكتشاف أي انحراف بصري. ولكي تنجح الطريقة بشكل كامل، يجب أن يكون النجم المقارن على الأقل ثماني مرات أبعد من النجم الرئيسي. مع مراعاة ذلك، من الممكن تمامًا التوفيق بين قياسات بيسل وقياسات ستروف. كل ما علينا فعله هو افتراض أن نجوم بيسل المقارنة تبعد حوالي ثلاث مرات مسافة نجم 61 سيغني، بينما نجم ستروف المقارن يبعد على الأقل ثماني أو عشر مرات مسافة ذلك النجم. يمكننا أيضًا القول إنه نظرًا لأن النجوم المقارنة التي استخدمها بيسل كانت أكثر سطوعًا من نجم ستروف، فإن هناك افتراضًا بأن نجم ستروف هو الأبعد بين الثلاثة.

لدينا هنا سمة مميزة لهذه الطريقة في تحديد البارالاكس. حتى لو كانت جميع الملاحظات وعمليات التحليل المتعلقة بسلسلة البارالاكس صحيحة رياضيًا، فإننا لا نستطيع بشكل دقيق وصف النتيجة النهائية على أنها بارالاكس نجم واحد؛ بل إنها مجرد الفرق بين بارالاكس ذلك النجم وبارالاكس النجم المستخدم في المقارنة. لذلك، يمكننا فقط القول إن البارالاكس المطلوب لا يمكن أن يكون أقل من القيمة التي تم تحديدها. وبهذه الطريقة، يختفي الخلاف بين ستروف وبيسل؛ فقد ادعى بيسل أن مسافة نجم 61 سيغني لا يمكن أن تتجاوز ستين مليار ميل، بينما لم يعارض ستروف ذلك – بل أكده بالفعل – عندما أظهر أن المسافة لا يمكن أن تتجاوز أربعين مليار ميل.

لقد مر نصف قرن تقريبًا منذ أن أجرى ستروف ملاحظاته؛ وقد تم التشكيك في تلك الملاحظات بالتأكيد، لكنها، بشكل عام، تم تأكيدها من خلال دراسات أخرى. وفي مراجعة نقدية لهذا الموضوع، أظهر أوورز أن تحديد ستروف يستحق ثقة كبيرة. ومع ذلك، رغم هذا الإعلان الموثوق، استمرت الدراسات المتعلقة بنجم 61 سيغني مرارًا وتكرارًا. الدكتور برونو، عندما كان عالم فلك ملكي في أيرلندا، بدأ سلسلة من الملاحظات حول بارالاكس نجم 61 سيغني، واستمر فيها وأكملها الكاتب الحالي، خليفته. اختار برونو نجم مقارنة رابعًا (مشار إليه في الرسم البياني)، مختلفًا عن أي من النجوم التي استخدمها الملاحظون السابقون. كانت طريقة الملاحظة التي استخدمها برونو مختلفة تمامًا عن طريقة ستروف، رغم استخدام جهاز الميكرومتر في كلا الحالتين. سعى برونو إلى تحديد البيضاوية البارالاكسية عن طريق قياس الفرق في الخط العرضي بين نجم 61 سيغني والنجم المستخدم في المقارنة.[38] وخلال عام، يتبين أن الفرق في الخط العرضي يخضع لتغير دوري، ومن خلال هذا التغير يمكن حساب البيضاوية البارالاكسية. في السلسلة الأولى من الملاحظات، قمت بقياس الفرق في الخط العرضي بين النجم السابق في مجموعة 61 سيغني والنجم المستخدم في المقارنة؛ أما في السلسلة الثانية، فقد استخدمت النجم الآخر في مجموعة 61 سيغني ونفس النجم المستخدم في المقارنة. وبذلك، حصلنا على تحديدين مستقلين تمامًا للبارالاكس، نتيجة عمل استمر عامين. الأول من هذين التحديدين...

المسافة أربعون مليار ميل، والقيمة الثانية تكاد تكون مطابقة تمامًا لها. لا شك أن هذا العمل يدعم تحديد ستروف لتصحيح قيمة بيسل، ولذلك يمكننا ربما أن نلخص الحالة الراهنة لمعرفتنا بهذه المسألة بالقول إن مسافة نجم 61 سيغني أقرب بكثير إلى أربعين مليار ميل التي حددها ستروف مقارنة بستين مليار ميل التي حددها بيسل.[39]

من المرغوب فيه تزويد القارئ بوسيلة لتكوين رأيه الخاص بشأن جودة الأدلة المتاحة في مثل هذه الأبحاث. تم إعداد الرسم البياني الموضح في الشكل 95 لهذا الغرض؛ فهو يهدف إلى توضيح السلسلة الثانية من الملاحظات المتعلقة بفرق الانحدار التي أجريتها في دونسينك. كل نقطة تمثل ملاحظات ليلة واحدة، وارتفاع النقطة يمثل فرق الانحدار الملاحظ بين نجم 61 (ب) سيغني والنجم المرجعي. المسافة على طول الخط الأفقي – أو ما يسميه عالم الرياضيات “المحور السيني” – تمثل التاريخ. تُجمَّع هذه الملاحظات بشكل منتظم إلى حد ما بالقرب من منحنى معين؛ يُعبر هذا المنحنى عن المكان الذي كان يجب أن تكون فيه الملاحظات لو كانت مثالية تمامًا. يمكن اعتبار المسافات بين النقاط والمنحنى أخطاء حدثت أثناء إجراء الملاحظات.

ربما يُعتقد أن هذه الأخطاء في كثير من الحالات بلغت أبعادًا غير مرغوب فيها للغاية. لذلك، دعونا نسرع بالقول إن الغرض من عرض هذا الرسم البياني تحديدًا هو إظهار هذه الأخطاء؛ فعلينا أن نُظهر ضعف الحجة بنفس قدر إظهار قوتها. لكن أخطاء الملاحظات ليست، في جوهرها، بهذا الحجم الكبير كما قد يتصور المرء للوهلة الأولى. لإدراك ذلك، يكفي فقط تفسير المقياس الذي رُسم به هذا الرسم البياني مقارنة بمعايير مألوفة. المسافة من أعلى المنحنى مباشرة إلى الخط الأفقي تمثل زاوية تبلغ أربعة عشر جزءًا من المئة من الثانية فقط؛ وهذا يعادل تقريبًا القطر الظاهري لعملة نقدية على بعد عشرة أميال! يمكننا الآن تقدير الحجم الحقيقي للأخطاء التي حدثت. سنلاحظ أن أيًا من النقاط ليست بعيدة عن المنحنى بمقدار يتجاوز نصف ارتفاع المنحنى بكثير. وهكذا يبدو أن…

أكبر خطأ في سلسلة الملاحظات بأكملها لا يتجاوز ثلاثة أعشار الثانية. وهذا يعادل أننا وجهنا التلسكوب نحو الحافة العليا لعملة نقدية على بعد خمسة عشر أو عشرين ميلاً، بدلاً من الحافة السفلية. هذا ليس خطأً كبيراً. ففريق استخدام البنادق الذي تزيد أخطاء توجيهه عن مائة ضعف هذا الخطأ قد يفوز بسهولة بجميع الجوائز في بيسلي.

لقد تطرقنا إلى تاريخ نجم 61 سيغني ببعض التفاصيل، لأنه النجم الذي تم دراسة مسافته بشكل أكبر. نحن لا نقول إن 61 سيغني هو أقرب النجوم؛ ففي الواقع، سيكون من الحماقة الشديدة الادعاء بأن أي نجم معين هو الأقرب من بين الملايين اللامتناهية في السماء. نحن نعرف بالتأكيد نجماً يبدو أقرب من 61 سيغني؛ فهو يقع في أحد الكوكبات الجنوبية، واسمه α سنتوري. هذا النجم له أهمية كبيرة في تاريخ هذا الموضوع؛ فقد تم تحديد بارالاكسه لأول مرة في رأس الرجاء الصالح على يد هندرسون، وأكدت الأبحاث اللاحقة ملاحظاته، كما أثبتت الدراسات المعمقة التي أجراها الدكتور جيل أن بارالاكس هذا النجم يبلغ حوالي ثلاثة أرباع الثانية، أي أن مسافته تعادل ثلثي مسافة نجم 61 سيغني فقط.

لفت نجم 61 سيغني انتباهنا، في البداية، بسبب حقيقة أن له سرعة حركة كبيرة تبلغ خمس ثوانٍ في السنة. كما توصلنا إلى أن البارالاكس السنوي يبلغ حوالي نصف ثانية. يؤدي تجميع هاتين المعلومتين إلى نتيجة مثيرة للاهتمام للغاية؛ فهي تخبرنا بأن نجم 61 سيغني يجب أن يقطع كل عام مسافة لا تقل عن عشرة أضعاف نصف قطر مدار الأرض. وعند تحويل ذلك إلى أرقام عادية، نعرف أن هذا النجم يجب أن يسافر تسعمائة وعشرين مليون ميل في السنة. ويجب أن يتحرك يوميًا مسافة تتراوح بين مليونين وثلاثة ملايين ميل، ولكن لا يمكن تحقيق ذلك إلا بالحفاظ على سرعة هائلة تبلغ ثلاثين ميلاً في الثانية. يبدو أنه لا مفر من هذا الاستنتاج. الحقائق التي وصفناها، والتي أصبحت الآن مؤكدة بشكل كافٍ، لا تتوافق مع فرضية أن سرعة نجم 61 سيغني أقل من ثلاثين ميلاً في الثانية؛ قد تكون السرعة أكبر، لكن لا يمكن أن تكون أقل.

منذ مائة وخمسين عامًا، نعلم أن نجم 61 سيغني كان يتحرك في نفس الاتجاه وبنفس السرعة. قبل ظهور التلسكوب، لم يكن لدينا أي ملاحظات يمكن أن ترشدنا؛ لذلك، لا يمكننا أن نكون متأكدين تمامًا من التاريخ المبكر لهذا النجم، لكن من المعقول افتراض أن نجم 61 سيغني كان يتحرك منذ العصور القديمة بسرعة مماثلة للسرعة التي يتحرك بها حاليًا. لو لم تكن هناك أي تأثيرات مزعجة على الإطلاق، لما كان هناك أي شك في هذا الأمر. لكن يجب أن تكون هناك بعض التأثيرات المزعجة؛ السؤال الوحيد هو ما إذا كانت تلك التأثيرات كافية لتغيير الافتراض الذي توصلنا إليه بشكل جوهري. قد تؤدي تأثيرات مزعجة قوية إلى تغيير كبير في سرعة النجم؛ وقد تحرف مساره عن مساره المستقيم؛ وقد تجبره حتى على الحركة في مدار مغلق. لكننا لا نعتقد أنه من الضروري التفكير في أي تأثيرات مزعجة بهذا الحجم، ولا يمكن أن يكون هناك أي شك معقول في أن نجم 61 سيغني يتحرك حاليًا في مسار شبه مستقيم، وبسرعة شبه ثابتة.

وبما أن المسافة بين نجم 61 سيغني والشمس تبلغ أربعين مليار ميل، وسرعته ثلاثين ميلاً في الثانية، فمن السهل معرفة مدة الزمن التي يحتاجها النجم

سيستغرق الأمر وقتًا يعادل المسافة التي يجب قطعها للوصول إلى الشمس. سيكون الوقت المطلوب حوالي 40,000 سنة. خلال الـ 400,000 سنة الماضية، سيكون نجم 61 سيغني قد قطع مسافة تعادل عشرة أضعاف المسافة الحالية بينه وبين الشمس، بغض النظر عن اتجاه حركته. لذلك، كان هذا النجم من المفترض أن يكون على بُعد عشرة أضعاف المسافة الحالية عن الأرض قبل 400,000 سنة. وعلى الرغم من أن هذه الفترة أبعد بكثير من أي سجل تاريخي، إلا أنها ربما ليست غير قابلة للمقارنة مع مدة وجود الجنس البشري؛ أما مقارنةً بالفترات الزمنية الطويلة جدًا في علم الجيولوجيا، فإن مثل هذه الفترات تبدو تافهة وغير ذات أهمية. لقد رفض علماء الجيولوجيا منذ زمن بعيد فكرة أن تكون الفترات الزمنية بآلاف السنين فقط؛ وهم الآن يدّعون أن الظواهر الجيولوجية تحدث على مدى ملايين، بل ملايين السنين. إذا كانت الأرض قد وجدت لملايين السنين كما يدّعي علماء الجيولوجيا، فمن المعقول أن يتساءل علماء الفلك حول الظواهر التي حدثت في السماوات خلال فترات زمنية مماثلة. بمساعدة معرفتنا بمسافات النجوم، مع افتراض سرعة تبلغ ثلاثين ميلاً في الثانية، يمكننا أن نحاول النظر إلى الماضي البعيد، وإظهار مدى التغيرات التي يبدو أن كوننا قد مر بها.

خلال مليون سنة، سيكون نجم 61 سيغني قد قطع مسافة تعادل خمسة وعشرين ضعف المسافة الحالية بينه وبين الشمس. بغض النظر عن الاتجاه الذي يتحرك فيه نجم 61 سيغني – سواء كان نحو الأرض أو بعيدًا عنها، إلى اليمين أو إلى اليسار – فمن المفترض أن يكون على بُعد خمسة وعشرين ضعف المسافة الحالية قبل مليون سنة؛ لكن حتى على مسافته الحالية، يظل نجم 61 سيغني نجمًا صغيرًا؛ فلو كان على بُعد عشرة أضعاف هذه المسافة، لكان يمكن رؤيته فقط باستخدام تلسكوب جيد؛ ولو كان على بُعد خمسة وعشرين ضعف هذه المسافة، لكان بالكاد نقطة مرئية حتى باستخدام أكبر التلسكوبات لدينا.

يمكن تطبيق الاستنتاجات التي تم التوصل إليها بخصوص نجم 61 سيغني على نجوم أخرى بدرجات متفاوتة من الأهمية. وهذا يقودنا إلى استنتاج مفاده أن العديد من النجوم الموجودة في السماء تتحرك ببطء ظاهري. لكن هذه الحركة، رغم أنها تبدو بطيئة، قد تكون في الواقع سريعة جدًا. عندما نقف على شاطئ البحر وننظر إلى سفينة بخارية على الأفق البعيد، فإننا بالكاد نلاحظ أن السفينة تتحرك. صحيح أنه إذا نظرنا مرة أخرى بعد بضع دقائق، يمكننا أن نلاحظ ذلك.

تغيّر موقعها؛ لكن حركة السفينة البخارية تبدو بطيئة. ومع ذلك، لو كنا قريبين من السفينة البخارية، لوجدنا أنها تسير بسرعة تصل إلى عدة أميال في الساعة. إن المسافة هي التي تُخلق هذا الوهم. والأمر كذلك مع النجوم: فهي تبدو وكأنها تتحرك ببطء لأنها بعيدة جدًا، لكن لو كنا قريبين منها، لرأينا أن حركتها في معظم الحالات تكون أسرع بألف مرة من أسرع سفينة بخارية عبرت المحيطات على الإطلاق.

يبدو إذًا أن ثبات السماء الثابتة وثبات الأبراج النجمية في مواقعها النسبية ليس سوى أمر عابر. عندما نتأمل تلك الفترات الزمنية الشاسعة التي تكشف عنها أبحاث علم الجيولوجيا، يختفي مفهوم ديمومة الأبراج النجمية! فخلال تلك العصور الهائلة، تختفي النجوم والأبراج النجمية تدريجيًا عن الأنظار، لتحل محلها أخرى ليست أكثر ديمومة.

غالبًا ما يحدث أن يفشل بحث البارالاكس. ينتهي العمل، وتُجمع الملاحظات وتُناقش، لكن لا يمكن الحصول على قيمة للبارالاكس. فمسافة النجم شاسعة جدًا، لدرجة أن خط الأساس الخاص بنا، رغم أن طوله يقارب مائتي مليون ميل، يظل قصيرًا جدًا ليكون له أي نسبة ملحوظة مع مسافة النجم. ومع ذلك، يمكن أحيانًا استخلاص معلومات من مثل هذه الفشل.

دعني أوضح ذلك بمثال مستمد من تجربتي الخاصة في دونسينك. لقد ذكرنا بالفعل أنه في 24 نوفمبر 1876، لاحظ عالم فلك مشهور – الدكتور شميدت من أثينا – نجمًا ساطعًا جديدًا من الدرجة الثالثة في كوكبة الإوز. أما في 20 نوفمبر، فكان نجم “نوفا سيغني” غير مرئي. لا أحد يعرف متى ظهر لأول مرة، سواء في 21 أو 22 أو 23 نوفمبر؛ لكن تم اكتشافه في 24 نوفمبر. بدا سطوعه حتى في ذلك الوقت وكأنه في تناقص؛ لذا، من المحتمل أن يكون في أقصى درجات السطوع في لحظة ما بين 20 و24 نوفمبر. إذًا، يجب أن يكون ظهوره كان مفاجئًا نسبيًا، ولا نعرف سببًا لهذه الظاهرة أبسط من تصادم هائل. كان تناقص السطوع أبطأ بكثير من زيادته، ومر أكثر من أسبوعين قبل أن يعود النجم إلى حالة عدم وضوحه – بينما استغرق الأمر يومين أو ثلاثة أيام (أو أقل) ليصبح ساطعًا، وأسبوعين أو ثلاثة أسابيع ليعود إلى حالته السابقة.

لفصل الخريف… لكن حتى أسبوعين أو ثلاثة أسابيع كانت مدة قصيرة جدًا لإخماد حريق بهذه الضخامة. من السهل نسبيًا اقتراح تفسير لاندلاع هذا الحريق المفاجئ؛ لكن ليس من السهل بنفس القدر فهم كيف تمكن الناس من إخماده في غضون بضعة أسابيع فقط. يحتاج تبريد قطعة حديدية كبيرة الحجم في أحد مصانعنا إلى وقت يقارب الوقت اللازم لتخفيف شدة النيران السماوية في نوفا سيغني!

وعلى هذا الأساس، بدا من المعقول افتراض أن نوفا سيغني ربما لم تكن في الواقع حريقًا واسع النطاق. لكن إذا كان الأمر كذلك، فلا بد أن النجم كان قريبًا نسبيًا من الأرض، لأنه قدم مشهدًا ساطعًا للغاية وجذب انتباهًا كبيرًا. لذلك بدا أنه موضوع مناسب لإجراء دراسات حول البارالاكس؛ ونتيجة لذلك، تم إجراء سلسلة من الملاحظات قبل بضع سنوات في دونسينك. كنت في ذلك الوقت مشغولًا جدًا بأعمال أخرى، لدرجة أنني لم أستطع تخصيص الكثير من الوقت لبحث قد يتبين في النهاية أنه مجرد وهم. لقد قمت فقط بإجراء عدد كافٍ من القياسات الميكرومترية لاختبار ما إذا كان هناك بارالاكس كبير أم لا. لقد تم بالفعل توضيح كيف يبدو أن كل نجم يرسم بيضوية بارالاكسية صغيرة، نتيجة للحركة السنوية للأرض، ومن خلال قياس هذه البيضوية يمكن تحديد البارالاكس – وبالتالي المسافة – للنجم. في الظروف العادية، عند دراسة بارالاكس نجم ما، من الضروري قياس موقع النجم في بيضويته في مناسبات مختلفة على مدار عام كامل على الأقل. أما الطريقة التي اعتمدناها فكانت أقل تعقيدًا بكثير؛ وكانت دقيقة بما يكفي لاختبار ما إذا كانت نوفا سيغني تمتلك بارالاكسًا كبيرًا أم لا، رغم أنها ربما لم تكن دقيقة بما يكفي لكشف بارالاكس صغير. في تاريخ معين يمكن حسابه بسهولة، يكون النجم في أحد طرفي البيضوية البارالاكسية، وبعد ستة أشهر يكون في الطرف الآخر. ومن خلال اختيار أوقات مناسبة في السنة لإجراء الملاحظات، يمكننا قياس موقع النجم في هذين الموقعين عندما يكون أكثر تأثرًا بالبارالاكس. ومن خلال مثل هذه الملاحظات حاولت اكتشاف بارالاكس نوفا سيغني. تم قياس مسافتها عن النجم المجاور بدقة باستخدام الميكرومتر في الموسمين اللذين، إذا كان هناك بارالاكس، كان من المفترض أن تظهر فيهما تلك المسافات اختلافًا.

أكبر اختلاف؛ لكن لم يتسنَّ اكتشاف أي فرق ملموس بين هذه المسافات. ولذلك، فشلت الملاحظات في الكشف عن وجود بيضاوية موازاة، أو بعبارة أخرى، كانت مسافة نوفا سيغني كبيرة جدًا لدرجة أنه لا يمكن قياسها باستخدام هذا النوع من الملاحظات.

من المؤكد أنه لو كانت نوفا سيغني واحدة من أقرب النجوم، لما فشلت هذه الملاحظات. لذلك، يحق لنا أن نعتقد أن نوفا سيغني تبعد عن النظام الشمسي مسافة لا تقل عن 20,000,000,000,000 ميل؛ ويبدو أن الفكرة القائلة بأن الانفجار الساطع كان ذا أبعاد صغيرة يجب التخلي عنها. لا يمكن أن يكون السطوع الذاتي لنوفا سيغني، في أفضل حالاته، أقل بكثير، إن كان أقل على الإطلاق، من سطوع شمسنا نفسها. لو ابتعدت الشمس عنا إلى مسافة نوفا سيغني، لكان من المفترض أن تصبح جسمًا لا يتجاوز سطوعه سطوع النجم المتغير. لذلك، يظل كيف انخفض بريق مثل هذا الجسم الهائل بهذه السرعة لغزًا صعب التفسير. ألم نقل إن انفجار السطوع في هذا النجم حدث بين العشرين والرابع والعشرين من نوفمبر 1876؟ من الأدق القول إن أخبار ذلك الانفجار وصلت إلى نظامنا في التاريخ المذكور. لا بد أن الانفجار الحقيقي قد وقع قبل ذلك بثلاث سنوات على الأقل. في الواقع، في الوقت الذي أثار فيه النجم كل هذا الجدل في العالم الفلكي، كان قد عاد بالفعل إلى حالته التافهة.

فيما يتعلق بموضوع هذا الفصل، يجب علينا أن نأخذ في الاعتبار مشكلة كبيرة طرحها السير ويليام هرشل. لقد رأى أن النجوم تتحرك بحركة خاصة بها؛ كما رأى أن الشمس نجم أيضًا، واحد من العدد الهائل من نجوم السماء، ولذلك دفعه ذلك إلى طرح السؤال المذهل حول ما إذا كانت الشمس، مثل النجوم الأخرى التي تعادلها، تتحرك أيضًا. فكروا في كل ما يتضمنه هذا السؤال الكبير. تحيط بالشمس مجموعة من الكواكب وأقمارها المرافقة، والمذنبات، بالإضافة إلى عدد كبير من الأجسام الأصغر. السؤال هو: هل يدور كل هذا النظام الرائع حول الشمس التي تظل ساكنة في المركز، أم أن النظام بأكمله – الشمس والكواكب وكل شيء آخر – لا يتحرك في الفضاء؟

كان هرشل أول من حل هذه المسألة العظيمة؛ فقد اكتشف أن شمسنا والأجرام التي تدور حولها تتحرك في الفضاء. لم يكتشف ذلك فحسب، بل حدد أيضًا الاتجاه الذي تتحرك فيه الشمس والأجرام المرافقة لها، بالإضافة إلى السرعة التقريبية لهذه الحركة. وقد تبين أن الشمس والنظام الشمسي يتجهان الآن نحو نقطة في السماء قريبة من كوكبة الليرا. تتوافق سرعة هذه الحركة مع حجم النظام الشمسي؛ فالشمس، التي تحمل معها الأرض وجميع الكواكب الأخرى، تتحرك بسرعة تفوق سرعة أسرع رصاصة بندقية تم إطلاقها على الإطلاق. نحن على الأرض نشارك في هذه الحركة؛ فكل نصف ساعة نكون على بعد حوالي عشرة آلاف ميل أقرب إلى كوكبة الليرا مما كنا سنكون عليه لو لم يكن النظام الشمسي يتحرك. وبما أننا نتحرك بهذه السرعة الهائلة نحو كوكبة الليرا، قد يبدو في البداية أننا سنصل إليها قريبًا؛ لكن مسافات النجوم في تلك المنطقة تبدو لا تقل عن مسافات النجوم في أماكن أخرى، ويمكننا أن نكون متأكدين من أن الشمس والنظام الشمسي يجب أن يستمرا في التحرك بهذه السرعة لأكثر من مليون سنة قبل أن نتمكن من عبور الفجوة بين موقعنا الحالي وحدود كوكبة الليرا. لكن يجب الاعتراف بأن تقديرنا للسرعة الفعلية التي يتحرك بها النظام الشمسي غير مؤكد للغاية، لكن هذا لا يؤثر إطلاقًا على حقيقة أننا نتحرك في الاتجاه الذي حدده هرشل في البداية (انظر الفصل الثالث والعشرين).

يتبقى شرح طريقة التفكير التي اتبعها هرشل، والتي مكنته من إجراء هذا الاكتشاف العظيم. قد يبدو الأمر غريبًا عند سماع أن اكتشاف حركة الشمس لم يتم عن طريق النظر إلى الشمس نفسها؛ فجميع الملاحظات المتعلقة بالشمس باستخدام أقوى التلسكوبات في العالم لن تخبرنا أبدًا عن هذه الحركة، وذلك للسبب البسيط المتمثل في أن الأرض، التي يجب أن تتم من خلالها ملاحظاتنا، تشارك في هذه الحركة أيضًا. عادةً ما يدرك الراكب في كابينة السفينة أن السفينة تتحرك من خلال اضطرابات البحر؛ لكن إذا كان البحر هادئًا تمامًا، فعلى الرغم من أن الطاولات والكراسي في الكابينة تتحرك بنفس سرعة السفينة، إلا أننا لا نرىها تتحرك، لأننا نتحرك أيضًا مع السفينة. إذا...

لم نستطع الخروج من الكابينة، ولا النظر من النوافذ؛ لذا لم نكن نعرف أبدًا ما إذا كانت السفينة تتحرك أم ساكنة، ولم يكن بإمكاننا أيضًا معرفة الاتجاه الذي تسير فيه السفينة، أو السرعة التي تتحرك بها.

يمكن تشبيه الشمس، مع كواكبها وأقمارها، بالسفينة. قد تدور الكواكب حول الشمس تمامًا كما يتحرك الركاب داخل الكابينة، لكن تمامًا كما لا يستطيع الركاب، من خلال النظر إلى الأشياء على متن السفينة، معرفة الاتجاه الذي تسير فيه السفينة، فإننا أيضًا، من خلال النظر فقط إلى الشمس أو إلى الكواكب الأخرى أو أعضاء المجموعة الشمسية، لا نستطيع معرفة ما إذا كانت مجموعتنا ككل في حالة حركة.

إن ظروف الحركة المتساوية تمامًا على بحر هادئ تمامًا لا تتحقق غالبًا في المياه التي نعرفها، لكن مسار الشمس ومجموعتها لا يتأثر بأي اضطراب، لذا فإن حركتها الرائعة تتم بتساوٍ مطلق. نحن لا نشعر بالحركة؛ وبما أن جميع الكواكب تسير معنا، فلا يمكننا الحصول منها على أي معلومات حول الحركة المشتركة التي تحرك المجموعة بأكملها.

لكن الركاب يعرفون على الفور حركة السفينة عندما يخرجون إلى السطح وينظرون إلى البحر من حولهم. لنفترض أن رحلتهم قد اقتربت من الانتهاء، وأن اليابسة البعيدة أصبحت في الأفق، ومع اقتراب المساء، يمكن رؤية الميناء الذي ستدخله السفينة. لنفترض أن الميناء، كما هو الحال غالبًا، له مدخل ضيق، وأن فم الميناء مُحدد بمنارتين على كل جانب. عندما يكون الميناء لا يزال بعيدًا، بالقرب من الأفق، تُرى المنارتان متقاربتين، ومع حلول المساء وظلام الليل التام، يصبح هاتان المنارتان هما الشيئان الوحيدان الظاهرين. بينما لا تزال السفينة على بعد بضعة أميال من وجهتها، تبدو المنارتان متقاربتين، لكن مع تقلص المسافة، يبدو أن المنارتين تبتعدان عن بعضهما؛ تدريجيًا تقترب السفينة، بينما تبتعد المنارتان أكثر، حتى أخيرًا، عندما تدخل السفينة الميناء، بدلاً من أن تكون المنارتان مباشرة أمامها كما في البداية، يتم مرور إحدى المنارتين بجانب السفينة.

اليد اليمنى، بينما توجد اليد الأخرى على الجانب الأيسر بنفس الطريقة. إذًا، إذا أردنا اكتشاف حركة النظام الشمسي، فيجب علينا، مثل الراكب، أن ننظر إلى أجسام غير مرتبطة بنظامنا، وأن نتعلم حركتنا الخاصة من خلال حركاتها الظاهرية. لكن هل يوجد أجسام في السماء غير مرتبطة بنظامنا؟ لو كانت جميع النجوم مثل الأرض، ومجرد أجزاء من شمسنا، فلن نتمكن أبدًا من معرفة ما إذا كنا ساكنين أم في حركة: قد يكون نظامنا في حالة سكون مطلق، أو قد يكون يتحرك بسرعة هائلة لا يمكن تصورها، لأنه لا يوجد ما يدل على خلاف ذلك. لكن النجوم لا تنتمي إلى نظام شمسنا؛ بل هي أشعة شمس في حد ذاتها، ولا تخضع لتأثير شمسنا كما يجب على الأرض أن تفعل. لذلك، ستكون النجوم بمثابة الأجسام الخارجية التي يمكننا من خلالها اختبار ما إذا كان نظامنا يتحرك عبر الفضاء.

مع النجوم كمؤشرات لنا، ما الذي يجب أن نتوقعه إذا كان نظامنا في حركة فعلية؟ تذكروا أنه عندما كانت السفينة تقترب من الميناء، كانت الأضواء تتسع تدريجيًا إلى اليمين واليسار. لكن عالم الفلك لديه أيضًا أضواء يمكنه من خلالها مراقبة حركة تلك السفينة الضخمة، أي نظامنا الشمسي، وستشير هذه الأضواء إلى المسار الذي يسلكه. إذا كان نظامنا الشمسي في حركة، فيجب أن نتوقع أن نجد أن النجوم تتباعد تدريجيًا عن النقطة في السماء التي يتجه إليها حركتنا. وهذا بالضبط ما نجده. النجوم في الكوكبات تتباعد تدريجيًا عن نقطة مركزية قريبة من كوكبة القيثارة، ومن ثم نستنتج أن حركة النظام الشمسي تتجه نحو كوكبة القيثارة.

هناك صعوبة كبيرة في مناقشة هذا الموضوع. ألم نلاحظ أن النجوم نفسها في حركة فعلية؟ يبدو من المؤكد أن كل نجم، بما في ذلك الشمس نفسها كنجم، له حركة خاصة به. حركات النجوم كما نراها هي جزئيًا ظاهرية وجزئيًا حقيقية؛ فهي جزئيًا ناتجة عن الحركة الفعلية لكل نجم، وجزئيًا عن حركة الشمس التي نشارك فيها، والتي تُحدث حركة ظاهرية للنجم. كيف يمكن التمييز بينها؟ لا يمكن لتلسكوباتنا وملاحظاتنا أبدًا أن تحقق ذلك.

يتم هذا التحليل مباشرةً. ولإجراء هذا التحليل، لجأ هيرشل إلى بعض الطرق الهندسية. كانت المواد المتاحة لديه في ذلك الوقت محدودة، لكنها كانت كافية في يديه، وأعلن بجرأة عن اكتشافه لحركة النظام الشمسي.

إن مثل هذا الإعلان المذهل يتطلب أشد الاختبارات التي يمكن أن تقدمها أرقى الموارد الفلكية. هناك طريقة قوية ودقيقة يستخدمها علماء الفلك في محاولة تفسير طبيعة الأشياء. قال الأسقف باتلر إن الاحتمال هو دليل الحياة. يجب تقسيم الحركة الخاصة بنجم إلى جزأين، أحدهما حقيقي والآخر ظاهري. عند أخذ عدة نجوم، يمكننا تخيل عدد لا نهائي من الطرق التي يمكن بها تقسيم حركات كل نجم بهذه الطريقة. كل واحد من هذه الطرق الممكنة سيكون له عنصر معين من الاحتمال لصالحه. ومن مهمة عالم الرياضيات تحديد مقدار ذلك الاحتمال. إذًا، الأمر كالتالي: من بين جميع النظريات المختلفة، يجب أن تكون هناك نظرية صحيحة واحدة. لا يمكننا تحديد النظرية الصحيحة بشكل قاطع، لكن يمكننا اختيار النظرية التي تمتلك أعلى درجة من الاحتمال لصالحها، وبذلك نتبع تعليمات باتلر التي ذكرناها سابقًا. سيصف عالم الرياضيات العملية التي يستخدمها بأنها “طريقة أقل المربعات”. منذ اكتشاف هيرشل قبل مائة عام، حاول العديد من علماء الفلك، باستخدام ملاحظات لمئات النجوم، حل نفس المشكلة. استنفد علماء الرياضيات كل التطورات التي يمكن أن توفرها نظرية الاحتمالات، لكن ذلك كان فقط لتأكيد صحة تلك النظرية الرائعة التي يبدو أنها كانت أحد براعات هيرشل العبقرية.

الفصل الثاني والعشرون: تجمعات النجوم والسدم
الأجرام السماوية المثيرة للاهتمام – النجوم غير المتفرقة بشكل متساوٍ – تجمعات النجوم – أنواعها – تجمع النجوم في بيرسيوس – التجمع الكروي في هرقل – مجرة درب التبانة – تجمع من النجوم الصغيرة جداً – سحب ماجلان – السدم المختلفة عن السحب العادية – عدد السدم المعروفة – كوكبة أوريون – موقع السديم العظيم – النجم الرائع θ أوريونيس – رسم السديم العظيم باستخدام تلسكوب اللورد روس – صور لهذا الجرم الرائع – السديم العظيم في أندروميدا – السديم الحلقي في ليرا – التشابه مع حلقات الدوامة – السدم الكوكبية – رسومات لعدة سدم ملفتة للنظر – طبيعة السدم – أطياف السدم – توزيعها؛ مجرة درب التبانة.

لقد ذكرنا بالفعل كوكب زحل كواحد من أروع المشاهد التي يمكن رؤيتها عبر التلسكوب في السماء. إذا تجاهلنا الأهمية الواضحة للشمس والقمر، فهناك ربما جرمان آخران يمكن رؤيتهما من هذه الخطوط العرضية، وينافسان زحل في روعة وإثارة صورهما عبر التلسكوب. أحد هذين الجرمين هو تجمع النجوم في هرقل، والآخر هو السديم العظيم في أوريون. نعتبر هذين الجرمين نموذجين للفئتين الرئيسيتين من الأجرام التي سنناقشها في هذا الفصل، تحت عنوان تجمعات النجوم والسدم.

النجوم، التي يبلغ عددها عدة ملايين وتزين السماء، ليست متفرقة بشكل متساوٍ. يمكننا أن نرى أن بعض المناطق خالية نسبياً من النجوم، بينما تحتوي مناطق أخرى على عدد كبير من النجوم. أحياناً نجد مجموعة صغيرة من النجوم، مثل تجمع الثريا؛ وأحياناً نجد منطقة شاسعة في السماء مليئة بالنجوم، مثل مجرة درب التبانة. تُسمى هذه الأجرام تجمعات النجوم. نجد كل أنواع التجمعات؛ أحياناً تكون النجوم مميزة ببريقها، وأحياناً بعددها الهائل، وأحياناً بالشكل المميز الذي تتجمع به. أحياناً يكون تجمع النجوم مزيناً بنجوم ذات ألوان زاهية؛ وأحياناً تكون النقاط المضيئة قريبة جداً من بعضها البعض لدرجة أن أشعتها المنفصلة...

لا يمكن فصلها؛ أحيانًا تكون النجوم صغيرة جدًا أو بعيدة لدرجة أن المجموعة النجمية تكاد لا تُميز عن سديم.

من بين المجموعات النجمية التي تتميز في نفس الوقت بكثرة النجوم وبريقها، يمكننا ذكر المجموعة النجمية الموجودة في “مقبض السيف” في كوكبة بيرسيوس. يتم تحديد موقع هذا الجسم في الشكل 83، صفحة 415. بالعين المجردة، يظهر بقعة ضبابية، وعند استخدام التلسكوب تتحول إلى مجموعتين نجميتين مفصولتين بمسافة قصيرة. في كل منهما توجد نجوم لا تحصى، متراكمة مع بعضها بحيث تملأ مجال رؤية التلسكوب. يمكن تقدير روعة هذا الجسم عندما ندرك أن كل نجم من هذه النجوم هو في الواقع شمس ساطعة، ربما تضاهي شمسنا في البريق. ومع ذلك، هناك مناطق في السماء بالقرب من الصليب الجنوبي، والتي بالطبع غير مرئية من خطوط العرض الشمالية، حيث تبدو أجزاء من مجرة درب التبانة أكثر كثافة حتى من المجموعة النجمية في بيرسيوس.

أكثر أنواع المجموعات النجمية إثارة للإعجاب موجودة في كوكبة هرقل. في هذه الحالة، لدينا مجموعة من النجوم الصغيرة التي تبدو على شكل كروي تقريبًا. يُظهر الشكل 96 هذا الجسم كما يُرى في التلسكوب الضخم الخاص باللورد روس، ويظهر فيه ثلاثة خطوط إشعاعية، حيث تبدو النجوم أقل عددًا مقارنة بالأماكن الأخرى. يُقدّر أن هذه المجموعة النجمية تحتوي على ما بين 1000 إلى 2000 نجم، جميعها متركزة في جزء صغير جدًا من السماء. عند النظر إليها باستخدام تلسكوب صغير جدًا، يبدو هذا الجسم كسديم. يتم عرض موقع المجموعة النجمية في كوكبة هرقل في الرسم السابق المقدم (الشكل 88، صفحة 420). لقد ذكرنا بالفعل هذه المجموعة الرائعة من النجوم كواحدة من الأجسام الثلاثة المثيرة للاهتمام بشكل خاص في السماء.

اللوحة د: مجرة درب التبانة بالقرب من ميسييه الثاني.
تم تصويرها بواسطة إي.إي. بارنارد، في 29 يونيو 1892.

تشكل مجرة درب التبانة حزامًا يمتد بشكل منتظم إلى حد ما حول السماء بأكملها؛ وعند النظر إليها باستخدام التلسكوب، يتضح أنها تتكون من آلاف النجوم الدقيقة. في بعض الأماكن، يكون عدد النجوم أكبر بكثير منه في أماكن أخرى. كل هذه النجوم أبعد بكثير عن الشمس التي تحيط بها، ومن الواضح إذًا أن شمسنا، وبالطبع النظام الذي يحيط بها، يقعان في الواقع داخل مجرة درب التبانة. يبدو من المغري متابعة هذه الفكرة هنا.

يُقترح أن درب التبانة قد يكون في النهاية مجرد عنقود نجمي، بحجم يمكن مقارنته ببعض العناقيد النجمية الأخرى التي نراها، وأنه عند النظر إليه من نقطة بعيدة في الفضاء، سيبدو كأحد العناقيد النجمية العديدة التي تحتوي على شمسنا كوحدة لا يمكن التمييز بينها.

في نصف الكرة الجنوبي، هناك كتلتان ضخمتان يمكن رؤيتهما بوضوح بالعين المجردة، وتشبهان أجزاء منفصلة من درب التبانة. لا يمكن للمراقبين في خط عرضنا رؤيتهما، وتُعرفان باسم سحب ماجلان أو السحابتين. تكوينهما، كما يتضح للمراقب باستخدام تلسكوب قوي، معقد للغاية. السير جون هيرشل، الذي أجرى دراسة خاصة حول هذين الجسمين المثيرين للاهتمام، قدم الوصف التالي لهما: “الأساس العام لكل منهما يتكون من مناطق وبقع ضخمة من السديم في كل مراحل الوضوح، بدءًا من السديم الذي لا يمكن تمييز نجومه باستخدام تلسكوب بفتحة 18 بوصة، وصولاً إلى النجوم المنفصلة تمامًا مثل تلك الموجودة في درب التبانة”.

وهناك أيضًا عناقيد مجمعة معزولة بشكل كافٍ ومكثفة لدرجة أنها تُصنف ضمن العناقيد غير المنتظمة، وفي بعض الحالات تكون عناقيد غنية جدًا. لكن بالإضافة إلى هذه، هناك أيضًا سديم بكثرة وعناقيد كروية في كل حالات التكثف. من الصعب التشكيك في أن السديمين، اللذين يكونان، بشكل عام، دائريين أو بالأحرى بيضاويين، لم يتشكلا صدفة نتيجة تجمع عدد هائل من الأجسام المختلفة على مسافات متفاوتة على طول خط الرؤية نفسه، بل إنهما يمثلان في الواقع نظامين كبيرين من الأجسام، مختلفين تمامًا في تركيبهما، وقد تجمعا هنا في جوار بعضهما البعض، بينما عادةً لا يتواجدان قريبين من بعضهما البعض في مجرة درب التبانة، والتي قد تدفعنا النظرة المجردة إلى ربطها بسديمي ماجلان.

عندما نوجه تلسكوبًا جيدًا نحو السماء، فإننا سنصادف أحيانًا أحد الأجرام السماوية الملفتة للنظر التي تُعرف باسم السديم. إنها بقع ضبابية خافتة، أو بقع ضوئية على الخلفية السوداء للسماء. ومعظمها غير مرئي للعين المجردة. لا يجب الخلط بين هذه الأجرام السماوية والسحب بالمعنى العادي للكلمة. فالسحب موجودة فقط في الغلاف الجوي، بينما السديم موجود في أعماق الفضاء. تضيء السحب بضوء الشمس الذي تعكسه إلينا؛ أما السديم فهو يضيء بضوء خاص به، فهو مضيء ذاتيًا. تتغير السحب من ساعة إلى أخرى؛ بينما السديم لا يتغير حتى من سنة إلى أخرى. السحب أصغر بكثير من الأرض؛ بينما أصغر سديم معروف لدينا أكبر بشكل لا يمكن مقارنته بالشمس. السحب تقع على بعد بضعة أميال من الأرض؛ أما السديم فهو بعيد لدرجة يصعب تخيلها.

بعد أن استقر هرشل وأخته في سلاو مباشرة، بدأ في مراجعة السماء الشمالية بطريقة منهجية. فلإجراء مثل هذه الملاحظات، من الضروري أن تكون السماء خالية من السحب، فحتى ضوء القمر يكفي لإخفاء الأجرام الخافتة والأكثر إثارة للاهتمام. وكان يتم القيام بهذا العمل في ليالي الشتاء الطويلة والجميلة، حيث تتألق النجوم بشكل ساطع ويمتد مسار درب التبانة الفاتح عبر السماء. وكان التلسكوب موجهًا نحو...

السماوات، والحركة اليومية المعتادة التي يبدو معها أن الشمس والنجوم تشرق وتغرب، تجرّ النجوم عبر مجال الرؤية في منظر خلاب. تدخل النجوم ببطء إلى مجال الرؤية، وتتحرك فيه ببطء، ثم تغادره ببطء لتحل محلها نجوم أخرى. وهكذا، يرى المراقب، بمجرد أن يظل ساكنًا أمام عدسة التلسكوب، مجالًا تلو الآخر يمر أمامه، ويستطيع فحص محتوياتها. ويترتب على ذلك أنه حتى دون تحريك التلسكوب، يمكن استعراض شريط طويل وضيق من السماوات، ومن خلال تحريك التلسكوب قليلاً لأعلى ولأسفل، يمكن زيادة عرض هذا الشريط بشكل مناسب. وفي ليلة أخرى، يتم وضع التلسكوب في موقع مختلف، ويتم فحص شريط آخر من السماء؛ وهكذا، مع مرور الوقت، يمكن فحص السماوات بأكملها بعناية.

يقف هيرشل أمام عدسة التلسكوب لمشاهدة الموكب الرائع للأجرام السماوية. وبالقرب منه، تجلس أخته كارولين على مكتبها، وقلم في يدها، لتدوين الملاحظات كما ينطق بها أخوها. أمامها جهاز توقيت يمكنها من تسجيل الوقت، بالإضافة إلى جهاز يُظهر ارتفاع التلسكوب، حتى تتمكن من تسجيل الموقع الدقيق للجرم مقارنةً بالوصف الذي يلقيه أخوها. كانت هذه هي الخطة الرائعة التي وضعها الأخ والأخت لتكون هدفًا لتفانيهما طوال حياتهما. وكان من المقرر أن تكون الاكتشافات التي سيقوم بها هيرشل ليست بالعشرات أو المئات، بل بالآلاف. ويمكن العثور على سجلات هذه الاكتشافات في “المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية”， وهي من أثمن محتويات تلك المجلدات. وقد كان من مهمة السير جون هيرشل، الابن الوحيد للسير ويليام، إكمال عمل والده من خلال إعادة مسح السماوات الشمالية وتوسيعه ليشمل نصف الكرة الجنوبي. ولهذا الغرض، قام برحلة إلى رأس الرجاء الصالح، وأقام هناك للسنوات اللازمة لإنجاز هذا العمل العظيم.

الشكل 97: كوكبة أوريون، تُظهر موقع السديم العظيم.

نتيجة للجهود الهائلة التي بذلها علماء الفلك واستمر فيها آخرون، هناك حوالي ثمانية آلاف سديم معروف لدينا حاليًا، ومع كل تحسين في التلسكوبات، تضاف مجموعات جديدة إلى هذه القائمة. تختلف هذه السدم عن بعضها البعض كما تختلف ثمانية آلاف حجر صغير تم اختيارها بشكل عشوائي على شاطئ البحر، أي من حيث الشكل والحجم واللون والمادة، لكنها مع ذلك، مثل تلك الحجارة، تشترك في بعض الخصائص المشتركة. إن وصف هذه الفئة من الأجرام بالتفصيل سيتجاوز بشكل كامل حدود هذا الفصل؛ لذا سنختار فقط عددًا قليلاً من السدم، مع التركيز بشكل طبيعي على تلك ذات الخصائص الأكثر بروزًا، بالإضافة إلى تلك التي تمثل المجموعات المختلفة التي يمكن تقسيم السدم إليها.

اللوحة الرابعة عشرة:
السديم العظيم في كوكبة أوريون.

لقد ذكرنا بالفعل أن السديم العظيم في كوكبة أوريون يُعد من أكثر الأجرام إثارة للاهتمام في السماء. وهو ملفت للنظر سواء نظرنا إلى حجمه أو لمعانه، أو إلى العناية التي تم بها دراسته، أو إلى النجاحات التي تحققت في محاولات فهم خصائصه. للعثور على هذا الجرم، نرجع إلى الشكل 97 الذي يحتوي على رسم تخطيطي للنجوم الرئيسية في هذه الكوكبة، حيث تشير الحرف “A” إلى النجم الأوسط من بين النجوم الثلاثة التي تشكل مقبض السيف في كوكبة أوريون. فوق هذا المقبض يمكن رؤية النجوم الثلاثة التي تشكل الحزام المعروف جيدًا والذي يظهر بوضوح في سماء الشتاء. النجم “a”， عند النظر إليه بعناية بالعين المجردة، يبدو ذا مظهر ضبابي إلى حد ما. في عام 1618، وجه سيسات تلسكوبه نحو هذا النجم، ورأى حوله ضبابًا مضيئًا غريبًا، واتضح أنه السديم العظيم. ومنذ ذلك الوقت، ظل هذا الجرم…

لقد تمت دراسته بجدية من قبل العديد من علماء الفلك، لدرجة أنه تم إجراء الكثير من الملاحظات حول هذه السديم الضخم، بل وتم كتابة مجلدات كاملة تتناوله فقط. يمكن لأي تلسكوب عادي أن يُظهر هذا الجسم إلى حد ما، لكن كلما كان التلسكوب أقوى، ظهرت تفاصيل أكثر إثارة للاهتمام.

أولاً، الجسم الذي أشرنا إليه بالرمز (θ Orionis)، والمعروف أيضًا باسم “المعين في أوريون”， هو في حد ذاته أبرز نجم متعدد في السماء بأكملها. في الواقع، يتكون من ستة نجوم، كما هو موضح في الرسم التالي (الشكل 98). تكون هذه النجوم قريبة جدًا من بعضها البعض لدرجة أن أشعتها لا يمكن التمييز بينها دون استخدام تلسكوب. أربعة منها يمكن رؤيتها بسهولة باستخدام أدوات بسيطة، لكن النجمين الأصغر يتطلبان تلسكوبات ذات قوة كبيرة. ومع ذلك، فإن هذه النجوم هي في الحقيقة أشعة شمسية، يمكن مقارنتها، ربما، بشمسنا من حيث الحجم.

من المثير للاهتمام أن هذه المجموعة الفريدة من الستة أشعة شمسية محاطة بالسديم الشهير؛ فالسديم أو النجم المتعدد، كل منهما على حدة، يمثلان اهتمامًا استثنائيًا، وهنا لدينا مزيج من الاثنين. يبدو من المستحيل عدم الاستنتاج بأن النجم المتعدد يقع فعلاً داخل السديم، وليس مجرد…

ضمن نفس خط الرؤية. من المحتمل جدًا أن يكون من التناقض الشديد افتراض أن عرض هذين الجسمين الاستثنائيين في نفس مجال الرؤية كان مجرد صدفة. إذا كان النجم المتعدد موجودًا فعلاً داخل السديم، فإن هذا الجسم يوفر دليلاً على أن مسافة السديم، في كل الأحوال، تكون بنفس حجم مسافة النجم. للأسف، هذا تقريبًا كل ما نعرفه عن مسافات السدم عن الأرض.

السديم العظيم في أوريون يحيط بالنجم المتعدد، ويمتد لمسافة شاسعة في الفضاء المجاور. الدائرة المرسومة بنقاط حول النجم المُشار إليه بالحرف “أ” في الشكل 97 تمثل تقريبًا حجم السديم كما يُرى باستخدام تلسكوب جيد إلى حد ما. لون السديم أزرق فاتح، ومن المستحيل تصويره في رسم. سطوعه أكبر بكثير في بعض الأماكن مقارنة بأماكن أخرى؛ الأجزاء المركزية، بشكل عام، هي الأكثر سطوعًا، ويقل السطوع تدريجيًا كلما اقتربنا من حافة السديم. في الواقع، من الصعب القول إن للسديم حدودًا واضحة، لأنه مع زيادة قوة التلسكوب، يمكن رؤية فروع جديدة خافتة. يبدو أن هناك مساحة فارغة داخل السديم تحيط مباشرة بالنجم المتعدد، لكن هذا مجرد وهم ناتج عن تباين الضوء الساطع للنجوم، فالفحص الطيفي للسديم يُظهر أن المادة السديمية متصلة بين النجوم.

اللوحة المعروضة هنا للسديم العظيم في أوريون (اللوحة رقم 14) تمثل، بشكل مختصر، الرسم المفصل لهذا الجسم، والذي تم إعداده باستخدام التلسكوب العاكس الضخم الخاص بالإيرل روس في بارسونستاون.[40] يُظهر الرؤية التلسكوبية للسديم مئتي نجم أو أكثر متناثرة على سطحه. ليس من الضروري افتراض أن هذه النجوم موجودة داخل مادة السديم كما يبدو الحال مع النجم المتعدد؛ فقد تكون إما أمامه، أو، بدرجة أقل، خلفه، بحيث تُرى في نفس جزء السماء.

اللوحة الخامسة عشرة
صورة لسديم 31 م في كوكبة أندروميدا
مدة التعرض: 4 ساعات، مضخمة ثلاث مرات.
تم التقاطها بواسطة السيد آيزاك روبرتس، في 29 ديسمبر 1882.

تم رسم عدد كبير من الرسومات لهذا الجسم الفريد من قبل علماء فلك آخرين. ومن بين هذه الرسومات، يجب أن نذكر تلك التي رسمها البروفيسور بوند في كامبريدج، ماساتشوستس، والتي تتميز بدقة في التفاصيل لدرجة أن كل طالب يدرس هذا الجسم مضطر إلى الاعتراف بها. وفي السنوات الأخيرة، تم أيضًا بذل محاولات ناجحة لتصوير هذه السديم العظيم؛ فقد كان البروفيسور الراحل درابر محظوظًا بما يكفي لالتقاط بعض الصور المذهلة. وفي إنجلترا، كان السيد كومون أول من التقط أفضل الصور للسديم، كما التقط الدكتور روبرتس والسيد دبليو.إي. ويلسون صورًا رائعة لنفس الجسم، تُظهر مدى امتداد السديم إلى مناطق لم يكن معروفًا سابقًا أنه يشغلها.

السديم العظيم في كوكبة أندروميدا، الذي يمكن رؤيته بصعوبة بالعين المجردة، موضح في اللوحة رقم XV، وقد تم نسخها بإذن من إحدى الصور المذهلة التي التقطها الدكتور آيزاك روبرتس. لا يمكن تجاهل وجود قناتين داكنتين في السديم، كما أن عدد النجوم الخافتة المنتشرة على سطحه يستحق أيضًا الانتباه. للعثور على هذا الجسم، يجب البحث عن كوكبة كاسيوبيا والمربع الكبير في كوكبة بيجاسوس، وبعدها سيكون من السهل رؤية السديم في الموقع الموضح في الصفحة 413. في عام 1885، ظهر نجم جديد من الدرجة السابعة فجأة بالقرب من الجزء الأكثر سطوعًا في السديم، ثم اختفى مرة أخرى بعد بضعة أشهر.

السديم في كوكبة ليرا هو أبرز سديم حلقي في السماء، لكن لا ينبغي الاعتقاد بأنه العضو الوحيد في هذه الفئة؛ فهناك حوالي اثني عشر جسمًا من هذا النوع. يبدو من الصعب تكوين فكرة كافية عن طبيعة مثل هذا الجسم. لكن من المستحيل مشاهدة السدم الحلقية دون أن يتبادر إلى الذهن تلك الأجسام الأنيقة المعروفة باسم الحلقات الدوامية. من منا لم يلاحظ حلقة رقيقة من البخار تخرج أحيانًا من قمع القطار وترتفع عاليًا في الهواء، لتختفي بعد فترة من اختفاء البخار العادي؟ يمكن إنتاج مثل هذه الحلقات الدوامية بشكل اصطناعي باستخدام صندوق مكعب، يكون أحد جوانبه المفتوحة مغطى بقماش، بينما يوجد في الجانب المقابل ثقب دائري. صنبور

سيؤدي ذلك على القماش إلى تكوّن حلقة دوامية تبدأ من المسمار؛ وإذا كانت الصندوق مملوءًا بالدخان، فستكون هذه الحلقة مرئية لعدة أقدام في مسارها. من المؤكد أنه من المبالغة القول بأن السدم الحلقية لها أي تشابه حقيقي مع حلقات الدوامات؛ لكن على أي حال، لا يوجد أي جسم آخر معروف لدينا يمكن مقارنتها به.

تحتوي السماء على عدد من الأجسام الصغيرة لكنها لامعة، تُعرف باسم السدم الكوكبية. يمكن وصفها فقط بأنها كرات من الغاز ذي اللون الأزرق اللامع، وغالبًا ما تكون صغيرة بما يكفي ليتم الخلط بينها وبين النجوم عند مشاهدتها عبر التلسكوب. أحد أبرز هذه الأجسام يقع في كوكبة دراغون، ويمكن العثور عليه على بعد نصف المسافة بين نجم القطب ونجم γ دراغونيس. بعض السدم الكوكبية التي تم اكتشافها مؤخرًا صغيرة جدًا، ولم يتم التمييز بينها وبين النجوم الصغيرة إلا باستخدام المجهر الطيفي. كما يجب ملاحظة أن هذه الأجسام تكون خارج نقطة التركيز النجمية قليلاً في التلسكوب الانكساري بسبب لونها الأزرق. هذه الملاحظة لا تنطبق على التلسكوب العاكس، لأن هذا الجهاز يوجه جميع الأشعة إلى نقطة تركيز واحدة.

هناك العديد من الأشكال الأخرى للسدم: هناك أشعة سدمية طويلة؛ وهناك الأشكال الحلزونية الرائعة التي تم اكتشافها باستخدام التلسكوب العاكس الضخم للورد روس؛ وهناك السدم المزدوجة. لكن كل هذه الأجسام المختلفة يجب أن نتجاهلها بإيجاز. يوجد صعوبة كبيرة في إنشاء تمثيلات بصرية لمثل هذه السدم. معظمها خافت جدًا — خافت لدرجة أنه لا يمكن رؤيتها إلا بانتباه شديد حتى باستخدام أجهزة قوية. لذلك، عند رسم صور لهذه الأجسام، من المستحيل تجنب تعزيز الخصائص الأكثر خفوتًا إذا أردنا الحصول على صورة واضحة. مع هذا الاحتياط، نقدم اللوحة السادسة عشرة، التي تعرض عدة سدم بارزة كما تُرى عبر التلسكوب العاكس الضخم للورد روس.

الشكل 99: سديم N.G.C.، رقم 1,499.
(بقلم إي.إي. بارنارد، مرصد ليك، 21 سبتمبر 1895).

إن الطبيعة الحقيقية للسدم تشكل مشكلة ذات أهمية كبيرة، وقد شغلت بال أول من راقب السدم باجتهاد، ويليام هرشل، لسنوات عديدة. في البداية، افترض أن جميع السدم ليست سوى تجمعات كثيفة من النجوم؛ وهو استنتاج منطقي لشخص قد أحرز تقدمًا كبيرًا في قوة التلسكوبات البصرية، وكان معتادًا على رؤية العديد من الأجرام التي تبدو كسدم عبر تلسكوب صغير، لكنها تتحول إلى نجوم عند المراقبة باستخدام تلسكوب ذو فتحة كبيرة. لكن في عام 1864، عندما وجه السير ويليام هجينز تلسكوبًا مزودًا بمطياف نحو أحد السدم الكوكبية، أصبح واضحًا أن بعض السدم على الأقل هي في الحقيقة سحب من الضباب المتوهج وليست تجمعات نجمية.

سنتناول في الفصل التالي أطياف النجوم الثابتة، لكن يمكننا هنا أن نذكر مسبقًا أن هذه الأطياف متصلة، وتُظهر عمومًا كامل نطاق الطيف، من الأحمر إلى البنفسجي، تمامًا كما في طيف الشمس، رغم وجود العديد من الاختلافات المهمة فيما يتعلق بوجود خطوط مظلمة وساطعة. من الواضح أن تجمع النجوم يجب أن يُعطي طيفًا مماثلًا، ناتجًا عن تراكب أطياف النجوم الفردية داخل التجمع. العديد من السدم تُعطي طيفًا من هذا النوع؛ على سبيل المثال، السديم العظيم في أندروميدا. لكن هذا لا يعني بأي حال من الأحوال أن هذه الأجرام مجرد تجمعات من نجوم عادية، إذ يمكن أن ينتج طيف متصل ليس فقط من المواد في الحالة السائلة أو الصلبة، أو من الغازات تحت ضغط عالٍ، بل أيضًا من الغازات تحت ضغط منخفض ولكن درجة حرارة عالية في ظروف معينة. لذلك، فإن وجود طيف متصل في حالة السديم لا يعني بالضرورة أن السديم عبارة عن تجمع من الأجرام المماثلة في الحجم والتركيب لشمسنا. لكن إذا أعطى السديم طيفًا يحتوي على خطوط ساطعة، فيمكننا أن نكون متأكدين من وجود غازات تحت ضغط منخفض داخل الجسم قيد الفحص. وهذا بالضبط ما اكتشفه السير ويليام هجينز في العديد من السدم. عندما قرر أولاً دراسة أطياف السدم، اختار للمراقبة تلك الأجرام المعروفة باسم السدم الكوكبية: أقراص صغيرة دائرية أو بيضاوية الشكل، عادةً بدون تكثف مركزي، وتبدو ككواكب غير واضحة المعالم. لون ضوئها، الذي غالبًا ما يكون لونه أزرق مع…

اللون الأخضر ملفت للنظر، لأنه لون نادر جدًا بين النجوم المنفردة. واتضح أن الطيف يختلف تمامًا عن طيف أي نجم، حيث يتكون فقط من ثلاثة أو أربعة خطوط ساطعة. أبرز هذه الخطوط يقع في الجزء الأخضر المزرق من الطيف، وكان يُعتقد في البداية أنه مطابق لخط في طيف النيتروجين، لكن القياسات الأكثر دقة أظهرت أن هذا الخط وكذلك الخط الثاني لا يتوافقان مع أي خط مظلم في طيف الشمس، كما لا يمكن إنتاجهما تجريبيًا في المختبر، ولذلك لا يمكننا ربطهما بأي عنصر معروف. أما الخطان الثالث والرابع، فقد تبين على الفور أنهما مطابقان لخطي الهيدروجين اللذين يُسميان في طيف الشمس F وg.

اللوحة هـ:
السدم في عنقود الثريا.
من صورة التقطها الدكتور آيزاك روبرتس.

لقد قدم تحليل الطيف، كما حدث في العديد من المناسبات الأخرى، خدمات لم يكن بإمكان أي تلسكوب أن يقدمها أبدًا. وقد تم دراسة أطياف السدم، بعد هجينز، سواء بشكل بصري أو عبر الصور الفوتوغرافية، من قبل فوجل وكوبلاند وكامبل وكيلر وآخرين، وهناك العديد من السدم الضعيفة جدًا.

لقد تم اكتشاف خطوط إضافية بخلاف تلك الأربعة التي يُظهرها جهاز ذو أبعاد متوسطة. من الملفت للنظر أن الخط الأحمر C للهيدروجين، الذي يكون عادةً ساطعًا جدًا، إما غائب أو خافت للغاية في أطياف السديميات، لكن التجارب التي أجراها فرانكلاند ولوكير أظهرت أنه تحت ظروف معينة من درجة الحرارة والضغط، يتحول الطيف المعقد للهيدروجين إلى خط أخضر واحد، وهو الخط F. لذلك، ليس من المستغرب أن تكون أطياف السديميات الغازية بسيطة نسبيًا، حيث أن الكثافة المنخفضة للغازات فيها وخفوت هذه الأجسام يميلان إلى تقليص الأطياف إلى عدد قليل من الخطوط. كما تُظهر بعض السديميات الغازية أطيافًا مستمرة خافتة، حيث لا يكون مكان السطوع الأقصى فيها أصفرًا (كما في الطيف الشمسي)، بل حول اللون الأخضر. من المحتمل أن تكون هذه الأطياف المستمرة في الواقع مجموعة من خطوط مضيئة خافتة للغاية.

إن قائمة جميع السديميات المعروفة التي لديها طيف غازي ستحتوي الآن على حوالي ثمانين عنصرًا. بالإضافة إلى السديميات الكوكبية، هناك العديد من السديميات الكبيرة والمتفرقة التي تنتمي إلى هذه الفئة، وينطبق الأمر نفسه على السديم الحلقي في كوكبة الليرا والسديم العظيم في كوكبة أوريون. من الغير ضروري القول إن من المثير للاهتمام بشكل خاص اكتشاف هذا الجسم العظيم ضمن السديميات ذات الطبيعة الغازية. في هذا السديم، اكتشف كوبلاند الخط الرائع D3 للهيليوم في وقت كان فيه “الهيليوم” مجرد اسم، شيء افتراضي، لكننا نعلم الآن أنه عنصر منتشر على نطاق واسع في الكون. وقد تم اكتشافه منذ ذلك الحين في عدة سديميات أخرى. لقد أدى سهولة التعرف على الطيف الغازي المميز إلى ظهور فكرة استخدام المقطع الطيفي لمسح السماء بهدف اكتشاف سديميات كوكبية جديدة، وقد تمكن بيكرينج وكوبلاند فعلاً من اكتشاف عدد من الأجسام بهذه الطريقة، كما فعل بيكرينج مؤخرًا عن طريق فحص صور الأطياف لمناطق مختلفة في السماء. معظم هذه الأجسام الجديدة، عند رؤيتها عبر التلسكوب، تبدو كنجوم عادية، ولم يكن من الممكن اكتشاف طبيعتها الحقيقية دون استخدام المقطع الطيفي.

عندما ننظر إلى السماء المليئة بالنجوم في ليلة صافية، يبدو أن النجوم موزعة بشكل غير منتظم تمامًا في السماء. هنا وهناك، تشكل بعض النجوم الساطعة مجموعات مميزة، مثل مجموعة أوريون أو دب الشمال، بينما تكون مناطق أخرى كبيرة الحجم خالية تقريبًا من النجوم الساطعة ولا تحتوي سوى على بعض النجوم الضعيفة. إذا استخدمنا منظارًا ثنائي العينية أو تلسكوبًا صغيرًا وسرنا به في السماء، فإن النتيجة تبدو كما هي؛ فأحيانًا نصادف مناطق غنية بالنجوم، وأحيانًا أخرى نصادف أماكن شبه فارغة. لكن عندما نقترب من منطقة مجرة درب التبانة، نلاحظ زيادة سريعة في عدد النجوم التي تملأ مجال التلسكوب؛ وعندما نصل إلى مجرة درب التبانة نفسها، يصعب على العين التمييز بين نقاط الضوء الفردية، لأنها متقاربة جدًا لدرجة أنها تعطي انطباعًا للعين المجردة بوجود حزام عريض ولكن غير منتظم من الضوء الخافت، وحتى التلسكوب القوي قد يجد صعوبة في تحويل هذا الحزام إلى نجوم في بعض الأماكن. كيف يمكننا تفسير هذا الترتيب الملفت للنجوم؟ ما سبب رؤيتنا لعدد قليل جدًا من النجوم في أجزاء السماء الأبعد عن مجرة درب التبانة، ورؤيتنا لعدد كبير جدًا من النجوم داخل هذا الحزام الرائع أو بالقرب منه؟ كانت أول محاولة للإجابة على هذه الأسئلة من قبل توماس رايت، صانع الأجهزة في لندن، في كتاب نُشر عام 1750. افترض أن نجوم نظامنا النجمي موزعة في طبقة ضخمة ذات سمك ضئيل مقارنة بطولها وعرضها. لو كان لدينا حجر طحن كبير مصنوع من الزجاج، تحتوي داخله كمية هائلة من حبيبات الرمل أو جزيئات دقيقة مشابهة موزعة بشكل متساوٍ، ولو استطعنا وضع أعيننا بالقرب من مركز هذا الحجر، فمن السهل أن نرى عددًا قليلًا جدًا من الجزيئات بالقرب من محور الحجر، لكن عددًا كبيرًا إذا نظرنا نحو أي نقطة على محيطه. كانت هذه فكرة رايت حول بنية مجرة درب التبانة، وافترض أن الشمس تقع على بعد ليس ببعيد عن مركز هذه الطبقة النجمية.

اللوحة F.

ω سنتوري.
مأخوذ من رسم في منشورات مرصد كلية هارفارد.

لو لم يكن مجرة درب التبانة موجودة أصلاً، وكان لدينا فقط حقيقة أن النجوم تزداد عددها بسرعة نحو دائرة معينة (تقريباً دائرة كبرى) تمتد عبر السماء، لكانت نظرية القرص لها مزايا كبيرة. لكن الدراسات التلسكوبية لمجرة درب التبانة، وخاصة الصور المذهلة لتركيبتها المعقدة التي التقطها البروفيسور بارنارد، قد وجهت ضربة قاضية لهذه النظرية القديمة، وجعلت من المنطقي جداً الاستنتاج بأن مجرة درب التبانة هي في الواقع، وليس فقط ظاهرياً، تيار هائل من النجوم يحيط بالسماء. سنذكر قريباً بعض الحقائق التي تشير إلى هذا الاتجاه. يكفي نظرة واحدة لإدراك أن مجرة درب التبانة ليست حزاماً واحداً من الضوء؛ فبالقرب من كوكبة العقاب، تنقسم إلى فرعين مع فجوة واسعة بينهما، ولا يلتقي هذان الفرعان مرة أخرى إلا بعد أن يتقدما كثيراً في نصف الكرة الجنوبي. كان على نظرية القرص، من أجل تفسير ذلك، أن تفترض أن طبقة النجوم مقسمة إلى قسمين تقريباً عند المركز. لكن حتى لو وافقنا على ذلك، كيف يمكننا تفسير العدد الكبير من الثقوب المظلمة في مجرة درب التبانة، أكبرها وأكثرها لفتاً للنظر هو ما يُسمى “كيس الفحم” في نصف الكرة الجنوبي؟ من الواضح أنه يجب علينا افتراض وجود عدد من الأنفاق التي تم حفرها عبر طبقة القرص، والتي تتجه جميعها، بسبب تأثير غريب، نحو المكان الذي يقع فيه نظامنا الشمسي. ويجب أن تكون الأذرع الصغيرة العديدة التي تمتد من مجرة درب التبانة إما أسطحاً تُرى من الجانب، أو انحناءات لأسطح مقوسة تُرى بشكل مماسي. إن احتمالية صحة هذه الافتراضات المختلفة ضئيلة جداً. لكن هناك أدلة كافية على أن النجوم الأكثر سطوعاً متجمعة في نفس المنطقة التي تكون فيها النجوم الأقل سطوعاً متراصة بشكل كبير. قام السيد بروكتور برسم جميع النجوم الموجودة في أطلس أرجيلاندر الكبير لنصف الكرة الشمالية، والتي يبلغ عددها 324,198 نجماً، على خريطة واحدة، وعلى الرغم من أن جميع هذه النجوم تقع فوق الرتبة العاشرة، وبالتالي فهي أكثر سطوعاً من تلك الأعداد الهائلة من النجوم التي يكون أفرادها مفقودين تقريباً في…

المنطقة المجرية، ووفقًا لفرضية التوزيع المتساوي، يجب أن تكون قريبة نسبيًا منا؛ فالخريطة تُظهر بوضوح مسار مجرة درب التبانة بفضل تجمع هذه النجوم. وهذا يُبطل تمامًا فكرة أن مجرة درب التبانة ليست سوى طبقة على شكل قرص تُرى كصورة مسقطة على السماء؛ وبعد ذلك، لا حاجة تقريبًا إلى فحص صور البروفيسور بارنارد لنرى كيف تتناوب المناطق الساطعة والخافتة جدًا دون أي نمط منتظم، من أجل الإقناع بأن مجرة درب التبانة على الأرجح تمثل تيارًا من النجوم المتجمعة معًا، تيارًا أو حلقة ذات أبعاد هائلة للغاية، ويقع نظامنا الشمسي داخلها صدفة. لكن يجب الاعتراف بأنه من السابق لأوانه محاولة تحديد الشكل الفعلي لهذا التيار أو تحديد المسافة النسبية بين أجزائه المختلفة.

اللوحة السادسة عشرة:
السدم المرصودة بتلسكوب اللورد روس الضخم.

الفصل الثالث والعشرون:
الطبيعة الفيزيائية للنجوم.

تلسكوبات الأطياف النجمية – تصنيف أطياف النجوم – النوع الأول، بخطوط امتصاص قليلة جدًا – النوع الثاني، مثل الشمس – النوع الثالث، بأشرطة داكنة واضحة – توزيع هذه الأنواع في السماء – الحركة في خط الرؤية – الحركة المدارية التي تم اكتشافها باستخدام تلسكوب الأطياف: نوع جديد من النجوم المزدوجة – أطياف النجوم المؤقتة – طبيعة هذه الأجرام.

لقد تطرقنا مرارًا في الفصول السابقة إلى ما كشف عنه تلسكوب الأطياف، والذي يشكل فصلاً مهمًا في تاريخ العلم الحديث. فبفضله تم تحقيق تقدم كبير في محاولاتنا لفهم البنية الفيزيائية للشمس. وفي هذا الفصل، نعتزم شرح ما يخبرنا به تلسكوب الأطياف عن البنية الفيزيائية للنجوم الثابتة.

يفتح هذا الموضوع مرحلة جديدة تمامًا في علم الفلك. فكل تحسين في التلسكوبات ساعد على رصد أجرام أكثر ضعفًا، لكن جميع التلسكوبات في العالم لم تستطع الإجابة على سؤال ما إذا كان يمكن العثور على الحديد وعناصر أخرى في النجوم. النجم العادي عبارة عن كرة مضيئة للغاية، أكثر حرارة من فرن بيسمر أو فرن سيمنز؛ فإذا كان هناك حديد في النجم، فيجب أن يكون ساخنًا جدًا ومنصهرًا، بل ومتحولًا إلى بخار. لكن بخار الحديد غير مرئي في التلسكوب. كيف يمكن التعرف عليه؟ كيف يمكن معرفة ما إذا كان مختلطًا ببخار العديد من المعادن الأخرى أو المواد الأخرى؟ في الواقع، إن التمييز بين الحديد في الغلاف المضيء للنجم عملية تحليل دقيقة للغاية. لكن تلسكوب الأطياف كافٍ لإنجاز هذه المهمة، ويقدم تحليله مع كمية من الأدلة مقنعة تمامًا.

تم اكتشاف أن أطياف القمر والكواكب ليست سوى نسخ ضعيفة من طيف الشمس، وذلك على يد عالم البصريات الألماني العظيم فراونهوفر حوالي عام 1816. وذلك عن طريق وضع منشور في…

تمكن، من خلال عدسة الهدف في جهاز التيودوليت الصغير (وهو أداة تُستخدم لإجراء القياسات الجيوديسية)، من تحديد أن كوكبي الزهرة والمريخ يُظهران نفس الطيف الذي يُظهره الشمس، بينما كان طيف نجم الشعرى اليمانية مختلفًا تمامًا. شجعته هذه الملاحظة المهمة على الحصول على أدوات أفضل لمواصلة العمل، ونجح في تحديد الخصائص الرئيسية لأنواع مختلفة من أطياف النجوم. الشكل الذي استخدمه فراونهوفر في هذا العمل، حيث يتم وضع المنشور خارج عدسة الهدف في التلسكوب، لم يُستخدم كثيرًا إلا في السنوات الأخيرة، بسبب صعوبة الحصول على منشورات ذات أبعاد كبيرة (فمن الواضح أن المنشور يجب أن يكون بنفس حجم عدسة الهدف إذا أريد استغلال كامل قدرتها)، لكنه يُعد أبسط أشكال المجهر الطيفي لمراقبة أطياف الأجرام التي لا يكون لها قطر زاوي ملحوظ، مثل النجوم الثابتة. تتفرق الأشعة الموازية القادمة من النجوم بواسطة المنشور إلى طيف، ويتم رؤية هذا الطيف عبر التلسكوب. لكن بما أن صورة النجم في التلسكوب ليست سوى نقطة مضيئة، فإن طيفه سيكون مجرد خط، ولن يكون من الممكن التمييز فيه بين أي خطوط تمر عبره بشكل جانبي، مثل تلك التي نراها في طيف الشمس. لذلك، يتم وضع عدسة أسطوانية أمام عدسة العين في التلسكوب، وبما أن لهذه العدسة تأثير تحويل النقطة إلى خط والخط إلى شريط، فإن الطيف الضيق للنجم يتسع ليصبح شريطًا مضيئًا يمكننا من خلاله التمييز بين أي تفاصيل موجودة فيه. في أشكال أخرى من المجاهر الطيفية للنجوم، نحتاج إلى شق يجب وضعه في بؤرة عدسة الهدف، والترتيب العام مشابه لما وصفناه في الفصل المتعلق بالشمس، باستثناء الحاجة إلى عدسة أسطوانية.

لم يحرز دراسة أطياف النجوم الثابتة تقدمًا يُذكر حتى تم تأسيس مبادئ تحليل الأطياف على يد كيرشهوف في عام 1859. عندما تم تفسير الخطوط المظلمة في طيف الشمس بشكل صحيح، أصبح من الواضح على الفور أن العلم قد فتح أبواب أرض جديدة لاستكشاف الإنسان، وكان معظم الناس لا يعرفون بوجودها حتى ذلك الوقت. لقد رأينا إلى أي مدى كانت رائعة

لقد أدى دراسة الشمس إلى تحقيق انتصارات للباحثين في هذا المجال، وقد رأينا كيف تم الحصول على نتائج قيّمة جدًا باستخدام الطريقة الجديدة عند تطبيقها على مراقبة المذنبات والسدم. سنقدم الآن شرحًا موجزًا عما تم اكتشافه بخصوص تركيب النجوم الثابتة من خلال الأبحاث التي بدأها السير ويليام هوجينز وواصلها وطورها هو نفسه، بالإضافة إلى سيكي وفوغل وبيكرينج ولوكيير ودونر وشاينر وغيرهم. هنا، كما في فروع علم الفلك الحديثة الأخرى، لعبت التصوير الفوتوغرافي دورًا مهمًا للغاية، ليس فقط لأن الأطياف الملتقطة للنجوم تمتد لمسافات أطول في الطرف البنفسجي مما يمكن للمراقب أن يتابعه بعينه، ولكن أيضًا لأنه يمكن قياس مواقع الخطوط بدقة عالية جدًا على الصور الفوتوغرافية.

كان أول مراقب قام بتنظيم التنوع الظاهري لأطياف النجوم في ترتيب منظم هو سيكي، الذي أظهر أنه يمكن تصنيفها جميعًا حسب أربعة أنواع. لكن خلال الثلاثين عامًا الماضية، تم اكتشاف العديد من التعديلات على الأنواع المختلفة، مما جعل من الضروري تقسيم أنواع سيكي إلى أنواع فرعية، ويستخدم معظم المراقبين الآن تصنيف فوغل، والذي سنتبعه أيضًا للتسهيل في هذا الفصل.

النوع الأول: في أطياف النجوم التابعة لهذا النوع، تكون الخطوط المعدنية، التي تكون كثيرة جدًا وواضحة في الطيف البنفسجي للشمس، ضعيفة جدًا ورفيعة، أو غير مرئية تمامًا، بينما تكون الأجزاء الزرقاء والبيضاء ساطعة للغاية. يقسم فوغل هذا النوع إلى ثلاث مجموعات. في المجموعة الأولى (I.a)، توجد خطوط الهيدروجين، وهي عريضة جدًا وساطعة للغاية؛ وتعتبر نجوم الشعرى اليمانية وفيغا وريجولوس أمثلة على هذه المجموعة. من المحتمل أن العرض الكبير لهذه الخطوط يشير إلى أن هذه النجوم محاطة بغلافات هيدروجينية ضخمة الحجم. يُعتقد عمومًا أن نجوم هذه المجموعة هي الأكثر حرارة بين جميع النجوم، ويدعم هذا الرأي وجود خط معين للمغنيسيوم في أطيافها، وهو خط لا يظهر في الطيف العادي للمغنيسيوم، كما أظهر السير نورمان لوكيير من خلال تجارب معملية منذ سنوات عديدة، بل يشير إلى وجود هذه المادة في درجة حرارة عالية جدًا. في أطياف النجوم...

في المجموعة I.b، تكون خطوط الهيدروجين والخطوط المعدنية القليلة بنفس العرض، وخط المغنيسيوم المذكور هو الأقوى من بينها جميعًا. تنتمي نجمة ريجل وعدة نجوم ساطعة أخرى في كوكبة أوريون إلى هذه المجموعة، ومن الملفت للنظر أن الهيليوم موجود على الأقل في بعض هذه النجوم، بحيث (كما يشير البروفيسور كيلر) يمكن اعتبار طيف ريجل تقريبًا طيفًا سديميًا معكوسًا (خطوط داكنة بدلاً من ساطعة)، باستثناء أن الخطين الرئيسيين السديميين لا يظهران معكوسين في النجم. من المؤكد أن هذه الحقيقة ستكون في النهاية ذات أهمية كبيرة لفهم التطور التدريجي للنجم من سديم؛ ومن المؤكد أيضًا أن نجمًا مثل ريجل يتمتع بدرجة حرارة عالية جدًا. من المحتمل ألا يكون الأمر كذلك بالنسبة لنجوم الفئة الفرعية الثالثة من النوع I (I.c)، التي يتميز طيفها بوجود خطوط هيدروجين ساطعة وخط الهيليوم الساطع D3. من بين النجوم التي تمتلك هذا النوع المميز جدًا من الأطياف، هناك نجم متغير مثير للاهتمام في كوكبة الليرا (β) والنجم المعروف باسم γ Cassiopeiæ، وقد تم مراقبتهما بعناية فائقة، ويتمتع طيفاهما بالعديد من الخصائص الغريبة التي تجعل شرح البنية الفيزيائية لنجوم هذه الفئة الفرعية أمرًا صعبًا للغاية.

إذا انتقلنا إلى النوع II، نجد أطيافًا فيها خطوط معدنية قوية. الجزء الأكثر قابلية للانكسار في الطيف أضعف منه في الفئة السابقة، وأحيانًا توجد أشرطة امتصاص عند الطرف الأحمر. في الفئة الفرعية الأولى من هذا النوع (II.a)، توجد أطياف تحتوي على عدد كبير من الخطوط القوية والواضحة الناتجة عن المعادن، كما أن خطوط الهيدروجين واضحة أيضًا، رغم أنها ليست بارزة بشكل خاص. من بين النجوم الكثيرة جدًا في هذه المجموعة نجد كابيلا وألديباران وأركتوروس وبولوكس وغيرها. في الواقع، طيف هذه النجوم متطابق تقريبًا مع طيف شمسنا، كما أوضح على سبيل المثال الدكتور شاينر من مرصد بوتسدام الفلكي، الذي قام بقياس عدة مئات من الخطوط على صور طيف كابيلا، ووجد تطابقًا كبيرًا بين هذه الخطوط والخطوط المقابلة في طيف الشمس. لا يمكننا أن نشك في أن البنية الفيزيائية لهذه النجوم مشابهة جدًا لبنية شمسنا. لا يمكن أن يكون الأمر كذلك بالنسبة لنجوم الفئة الفرعية الثانية (II.b)، حيث أن طيفها معقد للغاية، وكل طيف منها يتكون من طيف مستمر.

مخططة بخطوط داكنة عديدة، وفوقها طيف ثانٍ من الخطوط المضيئة. من المعروف أن أكثر من سبعين نجمًا يمتلكون هذا الطيف الاستثنائي، والنجم الوحيد المضيء بينها هو نجم من الدرجة الثالثة في كوكبة أرغوس الجنوبية. هنا أيضًا، يظهر الهيدروجين والهيليوم على شكل خطوط مضيئة، بينما أصل الخطوط المضيئة الأخرى غير مؤكد. فيما يتعلق بالتركيب الفيزيائي لنجوم هذه المجموعة، فمن الصعب جدًا التوصل إلى استنتاج قاطع، لكن يبدو من غير المستبعد أننا نتعامل هنا مع نجوم ليست محاطة فقط بغلاف ذو درجة حرارة منخفضة يسبب الخطوط الداكنة، بل لديها أيضًا غلاف هائل من الهيدروجين وغازات أخرى. في أحد نجوم هذه المجموعة على الأقل، رأى البروفيسور كامبل من مرصد ليك الخط F على شكل خط طويل يمتد لمسافة كبيرة على كل جانب من الطيف المستمر، وباستخدام شق مفتوح، ظهر على شكل قرص دائري كبير بقطر حوالي ست ثوانٍ؛ وأظهر خطان هيدروجينيان رئيسيان آخران نفس المظهر. من واقع هذه الملاحظة، يبدو أن وجود غلاف غازي واسع يحيط بالنجم مؤشر عليه.

النوع الثالث: يحتوي على عدد قليل نسبيًا من النجوم، وتتميز أطيافها بوجود العديد من الأشرطة الداكنة بالإضافة إلى الخطوط الداكنة، بينما تكون الأجزاء الأكثر انكسارًا خافتة جدًا، ولهذا السبب تكون النجوم بلون أحمر إلى حد ما. يوجد في هذه الفئة تقسيمان رئيسيان واضحان. في الأول (III.a)، تتطابق الخطوط الامتصاصية الرئيسية مع خطوط مماثلة في الطيف الشمسي، لكن مع اختلافات كبيرة في الشدة، حيث تكون العديد من الخطوط أقوى بكثير في هذه النجوم مقارنة بالشمس، كما تظهر العديد من الخطوط الجديدة أيضًا. لكن هذه الاختلافات أقل أهمية من الأشرطة الامتصاصية الغريبة في الأجزاء الحمراء والصفراء والخضراء من الطيف، والتي تغطي الخطوط المعدنية، وتكون واضحة المعالم على الجانب المواجه لللون البنفسجي وتتدرج تدريجيًا نحو الطرف الأحمر من الطيف. تنتمي هذه الأشرطة إلى تركيبات كيميائية، ويبدو أن ذلك يدل على أن درجة الحرارة في غلافات هذه النجوم البعيدة منخفضة بما يكفي للسماح بتكوين تركيبات كيميائية مستقرة. أهم نجم في هذا النوع هو بيتلجوز أو α أوريونيس.

نجم أحمر من الدرجة الأولى في كتف الصياد؛ لكن من المهم جدًا ملاحظة أن العديد من النجوم المتغيرة ذات الفترة الطويلة لها أطياف من النوع III.a. توقع السير نورمان لوكيير في عام 1887 أنه سيتم اكتشاف خطوط ساطعة، ربما من الهيدروجين، في أوقات السطوع الأقصى، عندما يُفترض أن المجموعة الأصغر تمر عبر المجموعة الأكبر، وقد تم تأكيد ذلك بعد فترة وجيزة عندما أعلن البروفيسور بيكرينغ أنه وجد عددًا من خطوط الهيدروجين الساطعة على الصور الفوتوغرافية التي التقطها مرصد هارفارد الجامعي لطيف النجم المتغير اللافت “ميرا سيتي” في وقت السطوع الأقصى. وقد أفاد البروفيسور بيكرينغ منذ ذلك الحين بأنه تم العثور على خطوط ساطعة على صور أربعة وأربعين نجمًا متغيرًا معروفًا سابقًا من هذه الفئة، كما تم اكتشاف أكثر من عشرين نجمًا آخر كنجوم متغيرة بسبب هذه الخاصية في أطيافها؛ أي أن وجود خطوط ساطعة فيها يشير إلى أن هذه النجوم متغيرة، وأكدت الدراسات الفوتومترية هذه الحقيقة.

التقسيم الثاني (III.b) يحتوي فقط على نجوم ضعيفة نسبيًا، لا يتجاوز سطوع أي منها الدرجة الخامسة، وهو مقتصر على عدد قليل من النجوم الحمراء. الأشرطة الواضحة جدًا في أطيافها محددة بوضوح وداكنة على الجانب الأحمر، بينما تختفي تدريجيًا نحو اللون البنفسجي، وهو العكس تمامًا لما نراه في أطياف النوع III.a. يبدو أن هذه الأشرطة ناتجة عن الامتصاص الناتج عن بخارات الهيدروكربون الموجودة في أجواء هذه النجوم؛ لكن هناك أيضًا بعض الخطوط المرئية التي تشير إلى وجود بخارات معدنية، ومن بينها بالتأكيد الصوديوم. لا يوجد شك تقريبًا في أن هذه النجوم تمثل المرحلة الأخيرة في حياة الشمس، عندما تبرد بشكل كبير ولا تكون بعيدة جدًا عن الانطفاء الفعلي، بسبب الامتصاص المتزايد لضوئها المتبقي في الغلاف الجوي المحيط بها.

الطريقة المستخدمة لتحديد حركة النجم في خط الرؤية بواسطة التحليل الطيفي هي نفس الطريقة التي وصفناها في الفصل المتعلق بالشمس. يتم مقارنة موقع خط معين في طيف النجم مع موقع الخط الساطع المقابل لذلك العنصر في طيف تم إنتاجه صناعيًا، وبهذه الطريقة...

يمكن اكتشاف انزياح خط النجم إما نحو اللون الأرجواني (مما يدل على أن النجم يقترب منا) أو نحو اللون الأحمر (مما يدل على أنه يبتعد عنا). تمت أول محاولة من هذا النوع في عام 1867 على يد السير ويليام هجينز، الذي قارن خط “F” في طيف نجم سيريوس بنفس الخط في طيف الهيدروجين الموجود في أنبوب فراغي، والذي تم عكسه إلى مجال مقرابه الفلكي، بحيث ظهر الطيفان جنبًا إلى جنب. استمر العمل الذي بدأه فيما بعد في مرصد غرينتش؛ لكن النتائج التي تم الحصول عليها من خلال هذه الملاحظات المباشرة لم تكن مرضية أبدًا، حيث ظهرت اختلافات كبيرة بين القيم التي حصل عليها المراقبون المختلفون، بل حتى نفس المراقب في ليالٍ مختلفة. ولا عجب في ذلك إذا أخذنا في الاعتبار أن سرعة الضوء هائلة مقارنة بأي سرعة يمكن أن يتحرك بها جسم سماوي، بحيث لا يمكن أن يكون التغيير في طول الموجة الناتج عن حركة الجسم السماوي سوى تغيير ضئيل للغاية، صعب الإدراك، وأصعب من ذلك قياسه. لكن منذ أن تم استخدام التصوير الفوتوغرافي لأول مرة في هذه الدراسات على يد الدكتور فوجل في بوتسدام، تم الحصول على نتائج أكثر توافقًا وموثوقية، رغم أنه لا يزال من الضروري توخي الحذر الشديد لتجنب الأخطاء المنهجية. لإعطاء فكرة عن النتائج الممكن الحصول عليها، نقدم في الجدول التالي قيم السرعة بالثانية لعدد من النجوم التي تمت مراقبتها في عامي 1896 و1897 على يد السيد إتش. إف. نيوال باستخدام جهاز الطيف “بروس” المرتبط بتلسكوب نيوال الكبير ذي القطر 25 بوصة في مرصد كامبريدج، وقد أضفنا أيضًا القيم التي تم الحصول عليها في بوتسدام على يد فوجل وشاينر. تُعبر النتائج بالكيلومترات (1 كم = 0.62 ميل إنجليزي). يعني الرمز “+” أن النجم يبتعد عنا، بينما يعني الرمز “-” أنه يقترب منا.

نيوال. فوجل. شاينر.
ألديباران + 49·2 + 47·6 + 49·4
بيتلجوز + 10·6 + 15·6 + 18·8
بروسيون – 4·2 – 7·2 – 10·5
بولوكس – 0·7 + 1·9 + 0·4
γ ليونيس – 39·9 – 36·5 – 40·5
أركتوروس – 6·4 – 7·0 – 8·3

لقد تم تصحيح هذه النتائج بالنسبة لحركة الأرض حول الشمس، لكن لم يتم تصحيحها بالنسبة لحركة الشمس في الفضاء، لأن قيمة هذه الحركة غير معروفة عمليًا، أو على الأقل غير مؤكدة للغاية؛ وبالتالي فإن الأرقام المذكورة أعلاه تمثل في الواقع السرعة بالثانية للنجوم المختلفة بالنسبة للشمس. يمكننا أن نضيف أن اتجاه وسرعة حركة الشمس يمكن تحديدهما في النهاية من خلال القياسات الطيفية لعدد كبير من النجوم، ويبدو من المرجح أن يتم تحديد سرعة الشمس بدقة أكبر بهذه الطريقة مقارنة بالطريقة القديمة التي تعتمد على دمج الحركات الخاصة بالنجوم مع التخمينات المتعلقة بالمسافات المتوسطة لفئات النجوم المختلفة. لقد حاول الدكتور كيمبف بالفعل ذلك، حيث وجد من خلال الملاحظات الطيفية في بوتسدام أن سرعة الشمس تبلغ 18·6 كيلومترًا، أو 11·5 ميلاً في الثانية، وهو نتيجة ربما لا تبتعد كثيرًا عن الحقيقة.

لكن أطياف النجوم الثابتة يمكن أن تخبرنا أيضًا بشيء عن الحركة المدارية في هذه الأنظمة البعيدة جدًا. إذا كان نجم ما يدور حول نجم آخر في مستوى يمر عبر الشمس، فيجب أن يتحرك في أحد جانبي المدار مباشرة نحونا وفي الجانب الآخر مباشرة بعيدًا عنا، بينما لن يتغير مسافته عنا أثناء مروره أمام الجسم المركزي أو خلفه. لذلك، إذا وجدنا من خلال الملاحظات الطيفية أن نجمًا ما يتحرك بالتناوب نحو الأرض وبعيدًا عنها في فترة زمنية معينة، فلا شك أن هذا النجم يدور حول جسم غير مرئي (أو بالأحرى، حول مركز الجاذبية لكلا الجسمين) في الفترة الزمنية التي تحددها تغيرات الخطوط الطيفية. في الفصل التاسع عشر، ذكرنا النجم المتغير ألجول في كوكبة بيرسيوس، وهو أحد نجوم هذه الفئة المتميزة بأنه في معظم الأوقات...

خلال تلك الفترة، يظل سطوعها دون تغيير، بينما لفترة قصيرة جدًا يصبح سطوعها أضعف بشكل كبير. كانت الفرضية الأبسط الممكنة هي أن ذلك ناتج عن نوع من الكسوفات، أو بمعنى آخر، عن مرور جسم مظلم بشكل دوري أمام النجم، مما يخفي جزءًا أو كل النجم عن أعيننا، وقد تم قبول هذه الفرضية على نطاق واسع منذ سنوات عديدة. لكن لم يكن من الممكن إثبات أن هذا هو التفسير الحقيقي للتكرار الدوري لنجوم مثل ألغول، حتى اكتشف البروفيسور فوجل، من خلال الملاحظات الطيفية التي أجريت في بوتسدام، أن ألغول تبتعد عن الشمس قبل كل حد أدنى لسطوعها، بينما تقترب منا بعد ذلك. بافتراض أن مدارها دائري، تبين أن سرعة ألغول تبلغ 26 ميلاً في الثانية. ومن خلال ذلك، وطول الفترة الزمنية (2 يوم و22 ساعة و48 دقيقة و55 ثانية)، ومدة الإخفاء، كان من السهل حساب حجم المدار والأبعاد الفعلية للجسمين. كما كان من الممكن المضي خطوة أبعد وحساب كتلتي الجسمين من خلال سرعاتهما المدارية، بافتراض أن كثافتهما متساوية – وهو افتراض غير مؤكد بالتأكيد. فيما يلي العناصر التقريبية لنظام ألغول التي اكتشفها فوجل:

قطر ألغول: 1,054,000 ميل
قطر الجسم المرافق: 825,000 ميل
المسافة بين مراكز الجسمين: 3,220,000 ميل
سرعة ألغول في مدارها: 26 ميلاً في الثانية
سرعة الجسم المرافق في مداره: 55 ميلاً في الثانية
كتلة ألغول: 4/9 من كتلة الشمس
كتلة الجسم المرافق: 2/9 من كتلة الشمس

لقد بدأت فترة دوران نجم ألغول في الانخفاض تدريجيًا خلال القرن الماضي (بمقدار ست أو سبع ثوانٍ)، لكن ما إذا كان ذلك ناتجًا عن حركة النجمين حول جسم ثالث أبعد بكثير، كما اقترح السيد تشاندلر، لا يزال يتعين معرفته.

لقد ذكرنا بالفعل أنه من أجل حدوث الكسوفات وبالتالي حدوث تغيرات في سطوع النجوم، من الضروري أن يكون خط الرؤية يقع تقريبًا في مستوى مدار النجوم. كما أنه من الضروري أيضًا وجود فرق كبير في السطوع بين النجمين. يجب تحقيق هذه الشروط في النجوم المتغيرة الخمسة عشر التي تنتمي إلى فئة ألغول والمعروفة حاليًا؛ لكن وفقًا لنظرية الاحتمالات، يجب أن تكون هناك العديد من الأنظمة الثنائية مثل نظام ألغول التي لا تلبي هذه الشروط، وفي تلك الحالات لن تحدث أي تغيرات في سطوع النجوم. بالطبع، نحن نعرف العديد من الحالات التي يدور فيها نجم ساطع حول نجم آخر، لكن يجب أن تكون هناك أيضًا حالات يدور فيها نجم كبير حول نجم آخر على مسافة صغيرة جدًا بحيث لا تستطيع تلسكوباتنا “فصل” النجمين. وقد تم اكتشاف ذلك بالفعل باستخدام المجهر الطيفي. إذا افترضنا أننا نفحص نجمًا ثنائيًا قريبًا جدًا باستخدام المجهر الطيفي، فإن أطياف المكونين سيتداخلان، ولن ندرك أننا نرى في الواقع أطيافين مختلفين. لكن خلال دوران النجمين حول مركز ثقلهما المشترك، يجب أن يأتي وقت دوري يكون فيه أحد النجمين يتحرك نحونا والآخر يتحرك بعيدًا عنا، ونتيجة لذلك ستخضع الخطوط في طيف النجم الأول لتغيير طفيف نحو الطرف الأرجواني للطيف، بينما ستخضع خطوط النجم الآخر لتغيير طفيف نحو الطرف الأحمر. وبالتالي، ستصبح الخطوط المشتركة بين الطيفين مزدوجة بشكل دوري. تم اكتشاف مثل هذا الأمر لأول مرة في عام 1889 على يد البروفيسور بيكرينج من خلال صور طيف نجم ميزار، أو ζ Ursa Majoris، وهو المكون الأكبر في النجم الثنائي المعروف الواقع في ذيل الدب الأكبر. تبين أن بعض الخطوط كانت مزدوجة كل خمسة وخمسين يومًا. يتوافق أقصى انفصال بين مكوني كل خط مع سرعة نسبية لأحد النجمين مقارنة بالآخر تبلغ حوالي مائة ميل في الثانية، لكن الملاحظات اللاحقة أظهرت...

الحالة معقدة للغاية، سواء بسبب مدار بيضاوي غريب للغاية أو ربما بسبب وجود جسم ثالث. كما أظهرت صور هارفارد الفوتوغرافية وجود تكرار دوري للخطوط في نجم β أوريجا، حيث كانت الفترة الزمنية قصيرة جدًا، فقط ثلاثة أيام وثلاث وعشرون ساعة وسبع وثلاثون دقيقة. في عام 1891، اكتشف فوجل، من خلال صور طيف نجم سبيكا، أول نجم من الدرجة الأولى في كوكبة العذراء، أن هذا النجم يبتعد ويقترب بالتناوب عن النظام الشمسي، وكانت الفترة الزمنية أربعة أيام. ومنذ ذلك الحين، تم اكتشاف بعض “الأنظمة الثنائية الطيفية” الأخرى، ومن بينها أحد مكونات نجم كاستور، بفترة زمنية تبلغ ثلاثة أيام، وقد اكتشفه السيد بيلوبولسكي، بالإضافة إلى نجم في كوكبة العقرب، بفترة زمنية تبلغ أربع وثلاثون ساعة فقط، وقد تم اكتشافه عبر الرسوم الطيفية لهارفارد.

مؤخرًا، أظهر السيد إتش.إف. نيوال في كامبريدج، والسيد كامبل في مرصد ليك، أن نجم α أوريجا، أو كابيلا، يتكون من نجم شبيه بالشمس ونجم شبيه بنجم بروسيون، يدوران حول بعضهما البعض في فترة 104 أيام.

للوهلة الأولى، يبدو الأمر مذهلاً للغاية عند التفكير في وجود شمسين تدوران حول بعضهما البعض، والمسافة بينهما، مقارنة بأقطارهما، صغيرة جدًا. على سبيل المثال، في نظام ألغول، لدينا جسمان، أحدهما بحجم شمسنا والآخر أكبر قليلاً، يدوران حول مركز ثقلهما المشترك في أقل من ثلاثة أيام، وعلى مسافة تساوي ضعف قطر الجسم الأكبر فقط. وكذلك، في نظام سبيكا، لدينا شمسان كبيرتان تدوران حول بعضهما البعض في أربعة أيام فقط، على مسافة تساوي المسافة بين كوكب زحل وأكبر أقماره الستة. ولكن على الرغم من عدم وجود أي شيء مشابه لذلك في نظامنا الشمسي حاليًا، إلا أنه يمكن إثباته رياضيًا أنه من الممكن تمامًا أن يحافظ نظام من هذا النوع على استقراره، إن لم يكن إلى الأبد، فعلى الأقل لآلاف السنين، وسنرى في الفصل الأخير أنه من المحتمل جدًا أن يكون هناك وقت كان فيه الأرض والقمر يشكلان نظامًا خاصًا من جسمين يدوران بسرعة على مسافة صغيرة جدًا مقارنة بأقطارهما.

من الممكن أن يكون لدينا نظام أكثر تعقيدًا في النجم المعروف باسم β ليرا. إنه نجم متغير ذو أهمية كبيرة، وفترته الزمنية اثنا عشر…

أيام واثنان وعشرون ساعة، وخلال هذه المدة يرتفع قدره من 4-1⁄2 إلى ما يزيد قليلاً عن 3-1⁄2، ثم ينخفض تقريبًا إلى القدر الرابع، ثم يرتفع مرة أخرى إلى 3-1⁄2 بالكامل، وأخيرًا ينخفض إلى قدر 4-1⁄2. في عام 1891، اكتشف البروفيسور بيكرينغ أن الخطوط الساطعة في طيف هذا النجم كانت تغير مواقعها من وقت لآخر، فتظهر أحيانًا على أحد جانبي الخطوط المظلمة المقابلة، وأحيانًا على الجانب الآخر. من الواضح أن هذه الخطوط الساطعة تغير طول موجتها، حيث يبتعد مصدر الضوء بالتناوب عن الأرض ويقترب منها، ويبدو أن الحالة الأولى كانت سائدة خلال نصف فترة تغير ضوء النجم، بينما كانت الحالة الثانية سائدة خلال النصف الآخر. تم فحص طيف هذا النجم بشكل أكبر من قبل بيلوبولسكي وآخرين، الذين وجدوا أن الخطوط تبدو مزدوجة، لكن أحد مكوناتها إما يختفي أو يصبح ضيقًا جدًا من وقت لآخر. استنادًا إلى افتراض أن هذه الخطوط في الواقع أحادية (وأن الظاهرة المزدوجة ناتجة عن تراكب خط مظلم)، حدد بيلوبولسكي مقدار انزياحها عن طريق قياس المسافات من حافتي خط الهيدروجين (F) إلى الخط الاصطناعي للهيدروجين الناتج عن احتراق الغاز داخل أنبوب وتم تصويره مع طيف النجم. بافتراض أن التقارب والابتعاد المتناوبين ناتجان عن دوران النجم حول مداره، وجد بيلوبولسكي أن الجسم الذي يصدر ضوء الخطوط الساطعة يتحرك بسرعة مدارية تبلغ أربعين ميلاً في الساعة. وفي عام 1897، نجح في مراقبة انزياح خط مظلم ناتج عن المغنيسيوم، ووجد أن الجسم الذي يصدره يتحرك أيضًا في مدار، لكن بينما تكون السرعات الناتجة عن الخط الساطع F موجبة بعد الحد الأدنى الرئيسي لضوء النجم، فإن السرعات الناتجة عن الخط المظلم تكون سالبة. وبالتالي، خلال الحد الأدنى الرئيسي، فإن النجم الذي يصدر الخط المظلم هو الذي يتعرض للكسوف، وخلال الحد الأدنى الثانوي، فإن نجمًا آخر يصدر الخط الساطع هو الذي يتعرض للكسوف. لكن هذا النجم المتغير الرائع سيحتاج إلى المزيد من الملاحظات قبل أن يتم حل مشكلة تركيبه بشكل نهائي، وينطبق الأمر نفسه على عدة نجوم متغيرة، مثل η Aquilæ وδ Cephei، حيث تم العثور على عدم تناسق بين تغيرات السرعة وتقلبات الضوء فيها.

هناك بعض التشابهات الملفتة بين الطيف المعقد لنجم β Lyræ وأطياف النجوم المؤقتة. أول “نجم جديد” يمكن فحصه بالطيفية كان ذلك الذي ظهر في منطقة Corona Borealis عام 1866، وقد درسه السير دبليو. هجينز؛ فقد أظهر طيفًا مستمرًا مع خطوط امتصاص داكنة، بالإضافة إلى الخطوط الساطعة للهيدروجين؛ وهو في الواقع نفس طيف نجوم النوع II.b. وكان الأمر كذلك أيضًا مع نجم شميدت عام 1876، الذي أظهر خط الهيليوم (D3) وخط السديم الرئيسي بالإضافة إلى خطوط الهيدروجين؛ لكن في خريف عام 1877، عندما انخفض بريق النجم إلى الدرجة العاشرة، فوجئ الدكتور كوبلاند بأن خطًا واحدًا فقط كان مرئيًا، وهو خط السديم الرئيسي، حيث تركزت تقريبًا كل أشعة النجم فيه، بينما كان من الصعب رصد الطيف المستمر. بدا الأمر، في الواقع، وكأن النجم قد تحول إلى سديم كوكبي، لكن لاحقًا يبدو أن الطيف فقد هذه الخصائص الأحادية اللون، حيث اختفى خط السديم ولم يعد مرئيًا سوى طيف مستمر خافت، وهو نفس الحال مع نجم عام 1866 بعد أن انخفض بريقه إلى الدرجة العاشرة. كان الطيف المستمر هو كل ما يمكن رؤيته للنجم الجديد الذي ظهر في سديم أندروميدا عام 1885، وكان مشابهًا إلى حد كبير لطيف السديم نفسه.

عندما تم الإعلان عن النجم الجديد في كوكبة أوريغا في فبراير 1892، كان علماء الفلك أكثر استعدادًا لمراقبته بالطيفية، لأنه أصبح من الممكن الآن باستخدام التصوير الفوتوغرافي دراسة الجزء فوق البنفسجي من الطيف الذي لا يمكن رؤيته بالعين المجردة. كان الطيف المرئي مشابهًا جدًا لطيف نجم Nova Cygni عام 1876، لكن عند قياس أطوال موجات جميع الخطوط الساطعة التي تم رؤيتها وتصويرها في مرصد ليك وفي بوتسدام، أصبح التشابه الكبير مع طيف الخطوط الساطعة في الغلاف الكروموسفيري للشمس واضحًا للغاية. كانت خطوط الهيدروجين واضحة جدًا، بينما كانت خطوط الحديد كثيرة جدًا، كما كان هناك أيضًا وجود للكالسيوم والمغنيسيوم. لكن أكثر الاكتشافات إثارة للدهشة التي أظهرتها الصور الفوتوغرافية هو أن الخطوط الساطعة كانت في كثير من الحالات مصحوبة، على الجانب المقابل لللون البنفسجي، بشرائط داكنة عريضة، بينما كانت كل من الخطوط الساطعة والداكنة ذات طبيعة مركبة. كانت العديد من الشرائط الداكنة...

كانت هناك خطوط رفيعة ساطعة موضوعة في المنتصف، بينما كان لدى العديد من الخطوط الساطعة نقطتان أو ثلاث نقاط على الأكثر تمثل أقصى درجات السطوع. كانت نتائج قياسات الحركة في خط الرؤية ذات أهمية خاصة؛ فقد أظهرت أن مصدر الضوء، الذي ينبعث منه تلك الخطوط الرفيعة الساطعة داخل الخطوط المظلمة، كان يتحرك نحو الشمس بسرعة هائلة تبلغ 400 ميل في الثانية، وإذا كانت الخطوط الساطعة هي في الواقع “انعكاسات” للخطوط المظلمة، فإن مصدر طيف الامتصاص يجب أن يكون يتحرك بنفس السرعة تقريبًا. من ناحية أخرى، إذا كانت نقاط السطوع الثلاث أو الأربع في الخطوط الساطعة تمثل في الواقع أجسامًا منفصلة تُصدر خطوطًا ساطعة، فإن القياسات تشير إلى أن الجسم الرئيسي كان تقريبًا ساكنًا بالنسبة للشمس، بينما كانت الأجسام الأخرى تبتعد عنا بسرعات غير عادية تبلغ 300 و600 ميل في الثانية. وكأن هذا لم يكن كافيًا لإثارة الحيرة، فإن النجم عندما ظهر مجددًا في أغسطس 1892 كنجم من الدرجة العاشرة، كان لديه طيف مختلف تمامًا، لا يحتوي إلا على عدد من الخطوط الساطعة التي تنتمي إلى السدم الكوكبية! من الممكن أن تكون الخطوط الرئيسية من بينها موجودة فعلاً في الطيف منذ البداية، لكن أطوال موجاتها كانت مختلفة بسبب تغير الحركة في خط الرؤية، بحيث كانت خطوط السديم المرئية في الخريف مطابقة لخطوط أخرى مرئية في الربيع في أماكن مختلفة قليلاً. أشارت الملاحظات اللاحقة لخطوط السديم هذه إلى حركة النجم الجديد نحو النظام الشمسي (بسرعة تقريبية 150 ميل في الثانية)، وهي حركة كانت تقل تدريجيًا.

لكن على الرغم من أننا مضطرون للاعتراف بعدم قدرتنا على تحديد السبب الدقيق الذي يجعل نجمًا مؤقتًا يضيء فجأة بهذه الطريقة، إلا أن لدينا كل الأسباب للاعتقاد بأن هذه الأجسام الغريبة ستخبرنا تدريجيًا الكثير عن تركيب النجوم الثابتة. إن التنوع الهائل في الأطياف التي نراها في الكون المليء بالنجوم، مثل أطياف السدم التي تحتوي على خطوط ساطعة، وأطياف النجوم ذات الخصائص المشابهة، وأطياف أخرى تحتوي على شرائط امتصاص عريضة، أو خطوط مظلمة كثيرة مثل شمسنا، أو خطوط امتصاص قليلة فقط – كل هذا يُظهر لنا أن الكون مليء بأجسام في مراحل تطور مختلفة. سيكون لدينا المزيد من الكلمات لنقولها حول هذا الموضوع عندما نتناول الأهمية الفلكية للحرارة؛ لكننا وصلنا إلى نقطة يمكن فيها للإنسان...

من الصعب على العقل أن يواكب تطور مواردنا الأداتية، كما أن خيالنا يضل عاجزًا عندما نحاول تنظيم المعرفة التي اكتسبناها. من الواضح أنه يجب توخي الحذر الشديد في تفسير الظواهر الملاحظة، وذلك من خلال تجربة البروفيسور رولاند في بالتيمور مؤخرًا، حيث تعلمنا أن الخطوط الطيفية لا تتسع فقط بسبب زيادة الضغط في البخار المنبعث للضوء، بل قد تتحرك أيضًا مواقعها نتيجة ذلك. كما أن اكتشاف الدكتور زيمان بأن الخط الناتج عن مصدر موجود في مجال مغناطيسي قوي قد يتسع ويتضاعف، سيزيد أيضًا من صعوباتنا في تفسير هذه الظواهر المعقدة.

الفصل الرابع والعشرون:
دوران محور الأرض وانحرافه.

القطب ليس نقطة ثابتة – تأثيره على المواقع الظاهرية للنجوم – شرح مفهوم “قمة العمود” – القوة المؤثرة على الأرض – جاذبية الشمس على الكرة الأرضية – البروز في خط الاستواء – جاذبية الشمس والقمر لهذا البروز تُسبب دوران محور الأرض – كفاءة العامل المسبب للدوران تتناسب عكسيًا مع مكعب المسافة – الكفاءة النسبية للشمس والقمر – كيف يدور قطب محور الأرض حول قطب مسار الكواكب – التغير في خطوط العرض.

يمكن تحديد موقع قطب السماء بشكل أفضل من خلال النجم الساطع المعروف باسم “نجم القطب”， الذي يقع في محيطه المباشر. يبدو أن السماء بأكملها تدور حول هذا القطب مرة واحدة في يوم فلكي؛ وقد اعتبرنا القطب دائمًا نقطة ثابتة في السماء. هذا التعبير صحيح إلى حد كبير عندما نأخذ في الاعتبار فترة زمنية معتدلة فقط. من الواضح أن القطب يقع بالقرب من نجم القطب في الوقت الحالي، وكان كذلك خلال حياة الجيل السابق، وسيظل كذلك خلال حياة الجيل القادم. لكن القطب يتحرك باستمرار في السماء، بحيث سيأتي وقت يبتعد فيه عن نجم القطب الحالي مسافة كبيرة. هذا الحركة مستمرة، ويمكن اكتشافها وقياسها بسهولة باستخدام الأجهزة الموجودة في مراصدنا، ويعرف علماء الفلك أنه من الضروري أخذ هذا الحركة في الاعتبار في جميع حساباتهم. يؤدي هذا الحركة إلى تغيير ظاهري في موقع النجوم، ويُعرف هذا التغيير بمصطلح “الدوران المحوري”.

الشكل 100.

يتضح حركة القطب بشكل واضح جدًا في الشكل المرفق (الشكل 100)، وأنا ممتن للغاية للطيبة التي أظهرها الراحل.

البروفيسور سي. بيازي سميث. يُظهر الدائرة المسار الذي يتحرك فيه القطب بين النجوم.

مركز الدائرة في كوكبة التنين هو قطب مسار الشمس. يستغرق الانتقال الكامل للقطب فترة طويلة تقارب 25,867 سنة. يُظهر الرسم موقع القطب في تواريخ مختلفة من عام 4000 قبل الميلاد إلى عام 2000 ميلادي. يُظهر هذا الخريطة بوضوح مدى عشوائية قرب القطب من نجم القطب. في الوقت الحالي، في الواقع، يتناقص المسافة بين النجمين، لكن بعد ذلك ستزداد المسافة حتى، عندما يكتمل نصف دورة القطب، يكون على بعد ضعف نصف قطر الدائرة من نجم القطب. وعندها سيكون القطب قريبًا من النجم الساطع فيغا أو α ليراي، بحيث يمكن لأحفادنا بعد حوالي 12,000 سنة استخدام فيغا للعديد من الأغراض التي يُستخدم من أجلها نجم القطب حاليًا! إذا نظرنا إلى العصور الماضية، نرى أنه قبل حوالي 2,000 أو 3,000 سنة قبل الميلاد، كان النجم α دراكونيس في موقع مناسب ليكون نجم القطب، بينما كان النجمان β وδ في كوكبة الدب الأكبر يُستخدمان كمؤشرات. لا داعي للقول إنه منذ ظهور علم الفلك الدقيق، لم يتم رصد مسار القطب إلا في جزء صغير جدًا من هذه الدائرة الضخمة. لكن ليس لدينا أي سبب للشك في أن حركة القطب ستستمر على نفس المسار. سيتضح ذلك تمامًا عندما نشرح هذه الظاهرة المثيرة للاهتمام.

القطب الشمالي للسماء هو النقطة في الكرة السماوية التي يتجه إليها الطرف الشمالي للمحور الذي تدور حوله الأرض. وبالتالي، فإن هذا المحور يجب أن يغير موقعه باستمرار. يمكن توضيح طبيعة حركة الأرض، فيما يتعلق بدورانها، باستخدام لعبة شائعة جدًا يعرفها كل طفل. عندما يتم تدوير قطعة اللعبة، فإنها بالطبع تدور بسرعة كبيرة حول محورها؛ لكن بالإضافة إلى هذا الدوران، يكون هناك عادةً حركة أخرى، بحيث لا يظل محور القطعة في اتجاه ثابت، بل يتحرك على مسار مخروطي حول الخط العمودي. يُظهر الرسم المرفق (الشكل 101) قطعة اللعبة؛ فهي بالطبع تدور بسرعة كبيرة حول محورها، بينما يدور المحور نفسه أيضًا.

حول الخط العمودي بحركة متعمدة للغاية. لو استطعنا تخيل قطعة دائرية كبيرة تدور حول محورها مرة واحدة في اليوم، ولو كان هذا المحور مائلاً بزاوية ثلاثة وعشرين درجة ونصف عن الاتجاه العمودي، ولو كانت الحركة البطيئة الشكل المخروطي للمحور بحيث تستغرق دورة المحور حوالي 26,000 سنة، فإن هذه الحركات ستشبه تلك التي يقوم بها الأرض فعليًا. إن تصوير القطعة الدائرية يقترب كثيرًا من الظاهرة الفعلية للانحراف الدوري. في كلتا الحالتين، تكون الدوران حول المحور أسرع بكثير من دورة المحور نفسه؛ وفي كلتا الحالتين أيضًا، يكون الحركة البطيئة ناتجة عن تدخل خارجي. إذا نظرنا إلى رسم القطعة الدائرية (الشكل 101)، يمكننا أن نطرح السؤال: لماذا لا تسقط؟ يبدو أن تأثير الجاذبية الواضح يشير إلى أنه من المستحيل أن تكون القطعة الدائرية في الموضع الموضح في الرسم. لكن الجميع يعلم أن ذلك ممكن طالما أن القطعة تدور. لو لم تكن القطعة تدور، لسقطت بالطبع. ومن ثم يتضح أن تأثير الدوران السريع للقطعة يعدّل تأثير الجاذبية بحيث تؤدي الجاذبية، بدلاً من أن تُنتج نتيجتها الواضحة ظاهريًا، إلى الحركة البطيئة الشكل المخروطي لمحور الدوران. هذا بلا شك سؤال ديناميكي صعب إلى حد ما، لكن من السهل التحقق تجريبيًا من صحته. إذا تم تصنيع قطعة دائرية بحيث يتطابق النقطة التي تدور حولها مع مركز الجاذبية، فلن يكون هناك أي تأثير للجاذبية على القطعة، ولن تُلاحظ أي حركة مخروطية.

لو لم تكن الأرض تتعرض لأي تدخل خارجي، لكان اتجاه المحور الذي تدور حوله يجب أن يظل ثابتًا إلى الأبد؛ لكن بما أن اتجاه المحور لا يظل ثابتًا، فمن الضروري البحث عن قوة مزعجة كافية لإنتاج الظواهر الملاحظة. لقد وجدنا دائمًا أن الظواهر الديناميكية في علم الفلك يمكن تفسيرها بقانون الجاذبية الكونية. لذلك من الطبيعي أن نتساءل إلى أي مدى يمكن للجاذبية أن تفسر ظاهرة الانحراف الدوري؛ ولتبسيط الأمر، دعونا نفكر في التأثير الذي يمكن أن يحدثه جسم جاذب بعيد على دوران الأرض.

للإجابة على هذا السؤال، يصبح من الضروري تحديد ما نعنيه بالأرض بدقة؛ وبما أننا في معظم أغراض علم الفلك نعتبر الأرض كرة، فسوف نبدأ بافتراض ذلك. كما يبدو من المؤكد أن الجزء الداخلي من الأرض، بشكل عام، أثقل من الأجزاء الخارجية. لذلك، من المعقول افتراض أن الكثافة تزداد كلما نزلنا إلى الأسفل؛ كما لا يوجد أي أساس كافٍ للاعتقاد بأن الأرض أثقل في جزء ما مقارنة بأي جزء آخر على نفس المسافة من المركز. لذلك، من المعتاد في مثل هذه الحسابات افتراض أن الأرض مكونة من أغلفة كروية متحدة المركز، كل منها ذو كثافة موحدة؛ بينما تنخفض الكثافة من كل غلاف إلى الغلاف الخارجي له.

لنفترض أن كرة ذات هذه الخصائص تخضع لجاذبية جسم خارجي ما، فلندرس التأثيرات التي يمكن أن يحدثها ذلك الجسم الخارجي. على سبيل المثال، لنفترض أن الشمس تجذب كرة من هذا النوع، فما هي الحركات التي ستنتج؟ أول نتيجة وأوضحها هي تلك التي ناقشناها مرارًا وتكرارًا، وهي ما تُعبر عنه قوانين كيبلر: فإن الجاذبية ستجبر الأرض على الدوران حول الشمس في مسار بيضاوي، يكون فيه مركز الشمس هو النقطة المركزية. لكننا لسنا مهتمين بهذه الحركة في الوقت الحالي. يجب علينا أن نتساءل إلى أي مدى يمكن لجاذبية الشمس أن تغير دوران الأرض حول محورها. يمكن إثبات أن جاذبية الشمس عاجزة عن إخلال دوران الأرض بهذا الشكل. وهذه نتيجة يمكن إثباتها رسميًا عبر الحسابات الرياضية. لكن من الواضح تمامًا أن قوة الجاذبية الصادرة عن أي نقطة بعيدة على كرة متماثلة يجب أن تمر عبر مركز تلك الكرة؛ وبما أن الشمس مجرد تجمع ضخم من نقاط الجاذبية، فإنها لا يمكن أن تُنتج سوى عدد كبير من قوى الجاذبية؛ وكل واحدة من هذه القوى تمر عبر مركز الأرض، وبالتالي فإن القوة الناتجة التي تعبر عن مجموع جميع القوى الفردية يجب أن تكون أيضًا موجهة عبر مركز الأرض. قوة من هذا النوع، مهما كانت لها تأثيرات أخرى قوية، ستكون عاجزة عن التأثير على دوران الأرض. إذا كانت الأرض تدور حول محور، فإن اتجاه ذلك المحور سيظل ثابتًا دائمًا؛ بحيث أنها، أثناء دورانها حول الشمس، ستستمر في الدوران حول محور يظل دائمًا موازيًا لنفسه. كما أن جاذبية أي جسم آخر على الأرض لن تكون أكثر فعالية من جاذبية الشمس. إذا كانت الأرض فعلاً الكرة المتماثلة التي افترضناها، فإن جاذبية الشمس والقمر، بل وحتى تأثير جميع الكواكب، لن تكون قادرة أبدًا على جعل محور دوران الأرض ينحرف لثانية واحدة عن اتجاهه الأصلي.

وبذلك قلصنا بشكل كبير نطاق البحث عن سبب “الرنين”. إذا كانت الأرض كرة مثالية، فإن الرنين سيكون غير قابل للتفسير. لذلك، نحن مضطرون إلى البحث عن تفسير لـ

الانحراف الناتج عن كون الأرض ليست كرة مثالية. لقد أثبتنا بالفعل أن هذا هو الحال؛ فقد أظهرنا أن المحور الاستوائي للأرض أطول من المحور القطبي، مما يخلق منطقة بارزة تحيط بخط الاستواء. إن جاذبية الأجسام الخارجية قادرة على التأثير على هذه المنطقة البارزة، وبالتالي إجبار محور دوران الأرض على تغيير اتجاهه.

هناك جسمان فقط في الكون يساهمان بشكل ملحوظ في حركة انحراف محور الأرض: وهما الشمس والقمر. نسبة مساهمة كل من الشمس والقمر ليست كما قد يُتوقع من نظرة سريعة للموضوع. وهذه نقطة يستحسن التوقف عندها، لأنها توضح جانبًا في نظرية الجاذبية ذا أهمية كبيرة جدًا.

تنص قانون الجاذبية على أن شدة الجاذبية التي يمكن لجسم ما أن يمارسها تتناسب طرديًا مع كتلة ذلك الجسم، وتتناسب عكسيًا مع مربع المسافة بينه وبين الجسم المجذب. وبالتالي يمكننا مقارنة الجاذبية التي تمارسها الشمس والقمر على الأرض. كتلة الشمس تفوق كتلة القمر بنسبة حوالي 26,000,000 إلى 1. من ناحية أخرى، تبعد القمر عن الأرض مسافة تعادل في المتوسط حوالي 1/386 من مسافة الشمس عن الأرض. وبالتالي، من السهل الحساب لإظهار أن فعالية جاذبية الشمس على الأرض أكبر بحوالي 175 مرة من جاذبية القمر. ومن ثم، فإن الأرض تخضع بالطبع لجاذبية الشمس الهائلة الأهمية، وتسلك مسارًا بيضاويًا حول الشمس، مع احتوائها للقمر كجزء منها.

لكن عندما نتطرق إلى تأثير الجاذبية المسؤول عن حدوث الانحراف، نجد أن القانون الذي يُستخدم لحساب فعالية الجسم المجذب يتخذ شكلاً مختلفًا. في هذه الحالة، يتم تحديد مقياس الفعالية عن طريق أخذ كتلة الجسم وقسمتها على مكعب المسافة. يجب البحث عن الإثبات الكامل لهذا القول في صيغ الرياضيات، ولا يمكن تقديمه في هذه الصفحات؛ لكن يمكننا…

اذكر اعتبارًا واحدًا يمكّن القارئ إلى حد ما من فهم المبدأ، دون الادعاء بأن ذلك يُعد برهانًا على دقته. من الواضح أنه كلما اقترب الجسم المُزعج من الأرض، زادت القوة المؤثرة (إن جاز لنا استخدام هذا التعبير) الناتجة عن البروز الموجود عند خط الاستواء. وبالتالي، فإن كفاءة أي قوة معينة ستزداد، لهذا السبب وحده، بشكل عكسي مع المسافة. أما شدة القوة نفسها فتزداد بشكل عكسي مع مربع المسافة، ولذلك فإن قدرة الجسم المجذب على إحداث الدوران الانحرافي ستزداد، لسببين، عندما تقل المسافة. لنفترض، على سبيل المثال، أن الجسم المُزعج يُقرب إلى نصف المسافة الأصلية بينه وبين الجسم المتأثر، فإن القوة المؤثرة ستتضاعف بهذه الطريقة، بينما تتضاعف شدة القوة في نفس الوقت أربع مرات وفقًا لقانون الجاذبية. ويترتب على ذلك أن التأثير الناتج في الحالة الأخيرة يجب أن يكون ثماني مرات أكبر منه في الحالة الأولى. وهذا يعادل ببساطة القول بأن قدرة الجسم على إحداث الدوران الانحرافي تتغير بشكل عكسي مع مكعب المسافة.

هذا الاعتبار هو الذي يمنح القمر أهمية كعامل مُحدث للدوران الانحرافي، وهو أمر لم يكن ليمنحه إياه قدرته المجذبة وحدها. على الرغم من أن كتلة الشمس تبلغ 26,000,000 مرة كتلة القمر، إلا أنه عند قسمة هذا الرقم على مكعب القيمة النسبية لمسافات الأجسام (386)، نجد أن كفاءة القمر أكبر من كفاءة الشمس بأكثر من مرتين. بمعنى آخر، يمكننا القول إن ثلث حركة الدوران الانحرافي ناتج عن الشمس، وثلثان عن القمر.

لدراسة التأثير المشترك للشمس والقمر الناتج عن تأثيرهما المتزامن، سيكون من المفيد النظر في التأثير الناتج عن كل جسم على حدة؛ وبما أن حالة الشمس أبسط بين الاثنين، فسنتناولها أولاً. بينما تسير الأرض في مسارها السنوي حول الشمس، فإن محور الأرض يشير إلى نقطة في السماء تبعد 23-1⁄2 درجة عن قطب المدار الشمسي. الدوران الانحرافي

تأثير الشمس هو أن يجعل هذه النقطة – قطب الأرض – يدور، محافظًا دائمًا على نفس المسافة الزاوية من قطب مسار الكواكب؛ وهكذا نحصل على حركة من النوع الموضح في الرسم التخطيطي. وبما أن مسار الكواكب يشغل موقعًا يمكننا اعتباره ثابتًا في الفضاء لأغراضنا الحالية، فإن قطب مسار الكواكب يكون نقطة ثابتة على سطح السماء؛ وبالتالي يجب أن يكون مسار قطب الأرض دائرة صغيرة في السماء، ثابتة في موقعها بالنسبة للنجوم المحيطة بها. وفي هذا نجد حركة مشابهة تمامًا لحركة القطعة المعدنية الموجودة على قمة العمود. إن جاذبية الأرض التي تؤثر على تلك القطعة هي ما يجبرها على الحركة الشكلية المخروطية. يتم تعديل التأثير المباشر للجاذبية بفعل الدوران السريع للقطعة، بحيث، وفقًا لمبدأ ديناميكي عميق، يدور محور القطعة في شكل مخروط بدلاً من السقوط، كما كان سيحدث لو لم تكن القطعة تدور. وبطريقة مماثلة، فإن التأثير المباشر لجاذبية الشمس على البروز الموجود عند خط الاستواء سيكون جلب قطب محور الأرض نحو قطب مسار الكواكب، لكن الدوران السريع للأرض يغير ذلك إلى الحركة المخروطية للانحراف.

أما الأمور المتعلقة بالقمر فهي أكثر تعقيدًا بكثير. يسلك القمر مدارًا معينًا حول الأرض؛ ويقع ذلك المدار في مستوى معين، ولهذا المستوى بالطبع قطب معين على الكرة السماوية. وبالتالي، فإن تأثير الانحراف الناتج عن القمر سيميل إلى جعل قطب محور الأرض يسلك دائرة حول تلك النقطة في السماء والتي هي قطب مدار القمر. تبعد هذه النقطة حوالي 5 درجات عن قطب مسار الكواكب. وبالتالي، يخضع قطب الأرض لحركتين مختلفتين: إحداهما دوران حول قطب مسار الكواكب، والأخرى دوران حول نقطة أخرى تبعد 5 درجات، وهي قطب مدار القمر. ويبدو إذًا أن قطب الأرض يجب أن يقوم بحركة مركبة نتيجة لهاتين الحركتين المنفصلتين. وهذا هو الواقع فعلاً، لكن هناك نقطة يجب الانتباه إليها بعناية فائقة، وقد تبدو في البداية متناقضة تقريبًا. لقد أوضحنا كيف أن قوة القمر كعامل للانحراف تفوق قوة الشمس، ولذلك قد يُعتقد أن الحركة المركبة لقطب الأرض ستتبع ذلك.

أقرب إلى دوران حول محور مستوى مدار القمر منه إلى دوران حول محور مسار الكواكب؛ لكن الأمر ليس كذلك. يتم تمثيل الحركة الدورانية بدوران حول محور مسار الكواكب، كما هو موضح في الشكل. وفي ذلك جوهر أحد تلك الاكتشافات الفلكية الرائعة التي تسرنا بتوضيح بعض أدق ظواهر الطبيعة.

المستوى الذي يدور فيه القمر لا يحتل موقعًا ثابتًا. نحن هنا لا نهتم بشكل خاص بأسباب هذا التغيير في مستوى مدار القمر، لكن يجب توضيح طبيعة هذه الحركة. ميل هذا المستوى عن مسار الكواكب يبلغ حوالي 5 درجات، ولا يتغير هذا الميل (إلا ضمن حدود ضيقة جدًا)؛ لكن خط التقاطع بين المستويين يتغير، بل يتغير بسرعة كبيرة لدرجة أنه يكمل دورة واحدة في حوالي 18-2/3 سنة. تستلزم هذه الحركة في مستوى مدار القمر تغييرًا مماثلًا في موقع محوره. وهكذا نرى أن محور مدار القمر يجب أن يدور فعليًا حول محور مسار الكواكب، مظلّاً دائمًا نفس المسافة التي تبلغ 5 درجات، ويكمل دورته في 18-2/3 سنة. ومن الواضح إذًا أن هناك فرقًا كبيرًا بين تأثير الشمس والقمر في حركتهما على الأرض؛ فالشمس تجعل محور الأرض يرسم دائرة حول مركز ثابت، بينما القمر يجعل محور الأرض يرسم دائرة حول مركز في حركة مستمرة. من حسن الحظ أن ظروف الحالة هي كما هي بحيث تقلل بشكل كبير من تعقيد المشكلة. حركة مستوى القمر، التي تستغرق حوالي 18-2/3 سنة فقط، هي حركة سريعة جدًا مقارنة بالحركة الدورانية الكلية، التي تستغرق حوالي 26,000 سنة. وبالتالي، بحلول الوقت الذي يكمل فيه محور الأرض دورة واحدة حول مخروطه العظيم، سيكون محور مستوى القمر قد دار حوالي 1,400 مرة. وبما أن هذا المحور يرسم في الواقع مخروطًا صغيرًا نسبيًا بنصف قطر 5 درجات، فيمكننا للتقريب الأول أن نأخذ الموقع المتوسط الذي يشغله؛ لكن هذا الموقع المتوسط...

الموقع، بالطبع، هو مركز الدائرة التي يصفها، أي قطب المسار الشمسي.

وهكذا نرى أن التأثير المتوسط للانحراف الدوري للقمر يتعاون مع تأثير الشمس لإنتاج دوران حول قطب المسار الشمسي. أما الظواهر الأكبر لحركات محور الأرض فيمكن تفسيرها بالدوران المنتظم للقطب على مسار دائري؛ ولكن إذا قمنا بفحص دقيق لمسار محور الأرض، سنجد أنه رغم توافقه بشكل عام مع الدائرة، إلا أنه في الواقع يرسم خطًا متعرجًا، أحيانًا داخل الدائرة وأحيانًا خارجها. ينشأ هذا الحركة الدقيقة من التغير المستمر في موقع قطب مدار القمر. فترة هذه التذبذبات تبلغ 18-2/3 سنة، وهي تتوافق تمامًا مع فترة دوران نقاط القمر. المسافة التي يبتعد بها القطب عن الدائرة في كل جانب لا تتجاوز حوالي 9.2 ثانية، وهي كمية أقل بكثير من الجزء في عشرين ألف من نصف قطر الكرة. تم اكتشاف هذه الظاهرة، المعروفة باسم “النوتيشن”， من خلال الأبحاث التلسكوبية الممتازة التي أجراها برادلي في عام 1747. سواء نظرنا إلى الأهمية النظرية لهذا الموضوع أو إلى دقة الملاحظات المطلوبة، فإن إنجاز “العبقري الذي لا يضاهى”، كما أطلق عليه بيسل، يعتبر واحدًا من روائع العبقرية الفلكية.

تعتمد ظواهر الانحراف الدوري والنوتيشن على حركات الأرض نفسها، وليس على حركات محور الدوران داخل الأرض. لذلك، فإن المسافة بين أي نقطة معينة على الأرض والقطب الشمالي أو الجنوبي لا تتأثر بأي من هاتين الظاهرتين. خط العرض لمكان ما هو المسافة بين ذلك المكان وخط الاستواء على الأرض، وتظل هذه القيمة ثابتة خلال دورة الانحراف الدوري الطويلة التي تمتد لـ 26,000 سنة. ولكن تم اكتشاف في السنوات القليلة الماضية أن خطوط العرض تخضع لتغيير دوري صغير قدره بضعة عشرات من الثواني القوسية. تم الإشارة إلى ذلك لأول مرة حوالي عام 1880 من قبل الدكتور كوستنر في برلين، ومن خلال تحليل متقن لجميع الملاحظات المتاحة التي تم جمعها على مدى سنوات عديدة في مراصد مختلفة، أظهر الدكتور تشاندلر في بوسطن أن…

إن خط العرض لكل نقطة على الأرض يخضع لاهتزاز مزدوج، حيث يبلغ فترة أحد الاهتزازات 427 يومًا والآخر حوالي سنة، ومتوسط الامتداد لكل منهما هو 0.14. بمعنى آخر، فإن الموقع في المناطق القطبية، والذي يقع مباشرة على طول محور دوران الأرض، ليس ثابتًا تمامًا؛ فطرف المحور التخيلي يتحرك بطريقة معقدة، لكنه دائمًا ما يظل ضمن نطاق بضعة أمتار من موقعه المتوسط. إن هذا الاكتشاف المذهل له قيمة كبيرة، ليس فقط كإضافة تحسين جديد في العديد من الأبحاث الفلكية التي تعتمد على معرفة دقيقة بخطوط العرض، بل إن الدراسات النظرية تُظهر أن فترات هذا التغير غير متوافقة مع افتراض أن الأرض جسم صلب تمامًا. وعلى الرغم من أن هذا الافتراض قد تبين أنه غير قابل للتصديق بطرق أخرى، إلا أن تأكيد هذه النظرية من خلال اكتشاف الدكتور تشاندلر له أهمية كبيرة.

الفصل الخامس والعشرون: انحراف الضوء
الحركات الحقيقية والظاهرية للنجوم – كيف يمكن التمييز بينهما –
يؤدي انحراف الضوء إلى آثار تعتمد على موقع النجوم – قطب المسار الشمسي – يجعل انحراف الضوء النجوم تبدو وكأنها تتحرك في دائرة أو بيضاوية أو خط مستقيم حسب موقعها – جميع الأشكال البيضاوية لها محاور رئيسية متساوية – كيف يمكن تفسير هذه الحركة؟ – كيف يمكن التمييز بينها وبين الانحراف السنوي؟ – قمة مسار الأرض – كيف يمكن تفسير ذلك بواسطة سرعة الضوء؟ – كيف يمكن قياس مقياس النظام الشمسي باستخدام انحراف الضوء؟

في هذا الفصل، سنروي اكتشافًا ذا طابع عميق، يوضح بشكل قوي بعض الحقائق الأساسية في علم الفلك. سينقسم مناقشتنا لهذا الاكتشاف بشكل طبيعي إلى جزأين؛ في الجزء الأول، يجب أن نصف طبيعة هذه الظاهرة، ثم نقدم التفسير الرائع الذي توفره خصائص الضوء. إن الاكتشاف التلسكوبي لانحراف الضوء، وكذلك تفسيره، يعودان إلى العالم البارز برادلي.

يجب فهم مصطلح “النجم الثابت”، الذي يُستخدم كثيرًا في علم الفلك، بمعنى محدد للغاية. بلا شك، تظل النجوم ثابتة في أماكنها، من حيث الملاحظة البسيطة؛ فخطوط الأبراج السماوية تظل دون تغيير لقرون، وعلى عكس الحركات المستمرة للكواكب، فإن تسمية النجوم بالنجوم الثابتة ليست غير مناسبة. لكننا، على مدار هذا العمل، أوضحنا أكثر من مرة أن مصطلح “النجم الثابت” ليس دقيقًا عند أخذ الكميات الدقيقة في الاعتبار. مع القياسات الدقيقة التي توفرها الأجهزة الحديثة، أصبحت العديد من هذه الكميات واضحة لدرجة أنه يجب دائمًا أخذها في الاعتبار في الأبحاث الفلكية. يمكننا تقسيم حركات النجوم إلى فئتين رئيسيتين: الحركات الحقيقية والحركات الظاهرية. تشكل الحركة الخاصة للنجوم وحركات الدوران للنجوم الثنائية الحركات الحقيقية لهذه الأجرام.

هذه الحركات خاصة بكل نجم على حدة، بحيث قد يختلف نجمان، رغم قربهما في السماء، اختلافًا كبيرًا من حيث الحركات الفعلية التي يمتلكانها. وقد يحدث أحيانًا أن تتحرك النجوم في منطقة معينة بحركة مشتركة؛ ففي هذه الظاهرة نجد آثارًا لحركة فعلية مشتركة بين عدد من النجوم في مجموعة معينة. لكن باستثناء ذلك، يبدو أن الحركات الفعلية للنجوم لا تخضع لأي قانون منهجي، وتتناثر النجوم ذات الحركة السريعة هنا وهناك في السماء دون تمييز.

أما الحركات الظاهرية للنجوم فلها طابع مختلف، إذ نجد أن حركة كل نجم تُحدد بالمكان الذي يشغله في السماء. ومن خلال ذلك نميز بين الحركات الفعلية للنجم وحركاته الظاهرية، ونفحص طبيعة كل منهما.

في هذا الفصل، نهتم فقط بالحركات الظاهرية، وهناك ثلاث حركات منها، ناتجة عن الاستبدال، والانحناء، والانحراف. كل من هذه الحركات الظاهرية يخضع لقوانين خاصة به، وبذلك يصبح من الممكن تحليل الحركة الظاهرية الكلية، وتحديد النسب التي ساهمت بها كل من الاستبدال والانحناء والانحراف. وهكذا يمكننا عزل تأثير الانحراف بشكل كامل، كما لو كان هو العامل الوحيد المسبب للتحرك الظاهري، بحيث يمكننا، من خلال الجمع بين الحسابات الرياضية والملاحظات الفلكية، دراسة تأثيرات الانحراف بوضوح، كما لو أن النجوم لا تتأثر بأي حركات أخرى.

إذ ركزنا انتباهنا فقط على ظاهرة الانحراف، فسنصف تأثيرها الخاص على النجوم في مناطق مختلفة من السماء، وبذلك نحدد القوانين التي تحكم ظهور تأثيرات الانحراف. وعند اتخاذ هذه الخطوة، سنكون قادرين على تقديم تفسير رائع لتلك القوانين المرتبطة بسرعة الضوء.

في منطقة معينة من السماء، يكون تأثير الانحراف بسيطًا إلى درجة لا تظهر في أي مكان آخر. تقع هذه المنطقة...

في كوكبة دراكو، عند قطب المسار الشمسي. في هذا القطب، أو في محيطه المباشر، ترسم كل نجمة، بفضل ظاهرة الانحراف، دائرة في السماء. هذه الدائرة صغيرة جدًا؛ فسيتطلب الأمر حوالي 2000 دائرة من هذا النوع لتشكيل مساحة تعادل مساحة القمر. وباستخدام المصطلحات الفلكية المعتادة، يمكننا القول إن قطر هذه الدائرة الصغيرة يبلغ حوالي 40.9 ثوانٍ قوسية. وهذه القيمة، رغم صغرها للعين غير المساعدة، إلا أنها في الواقع ذات أهمية كبيرة في ظل التقدم الحالي في الأبحاث التلسكوبية. فهي ليست كبيرة بما يكفي ليتم رصدها فحسب، بل يمكن قياسها أيضًا بدقة لا تترك مجالًا للشك، حتى للجزء المئوي من القيمة الكلية. كما لوحظ أن كل نجمة ترسم دائرتها الصغيرة في نفس الفترة الزمنية تمامًا؛ وهذه الفترة هي سنة واحدة، أو بمعنى آخر، وقت دوران الأرض حول الشمس. وقد تبين أن جميع النجوم في هذه المنطقة، سواء كانت نجومًا كبيرة أو صغيرة، أحادية أو مزدوجة، بيضاء أو ملونة، فإن الدوائر المخصصة لكل منها تكون بنفس الحجم، وتُرسم جميعها في نفس الوقت. وحتى من هذا وحده، يتضح أن سبب هذه الظاهرة لا يمكن أن يكون في النجمة نفسها. وهذا الاتفاق بين النجوم ذات الأحجام والمسافات المختلفة يتطلب تفسيرًا أبسط.

كما أن الفحص الأعمق للنجوم في مناطق مختلفة يلقي ضوءًا جديدًا على هذا الموضوع. ومع تقدمنا بعيدًا عن قطب المسار الشمسي، نجد أن كل نجمة تُظهر حركة سنوية ذات خصائص مماثلة للنجوم التي تمت مناقشتها سابقًا. لكن هناك فرق من ناحية واحدة: فالمسار الظاهري للنجمة لم يعد دائريًا؛ بل أصبح بيضاويًا. ومع ذلك، سرعان ما تم إدراك أن شكل وموقع هذا البيضاوي يخضعان للقانون البسيط القائل بأنه كلما ابتعدت النجمة عن قطب المسار الشمسي، زادت ميلانية البيضاوي. أما النجوم التي تبعد نفس المسافة عن القطب، فإن ميلانيتها متساوية، ومن محاور البيضاوي، فإن المحور الأقصر دائمًا ما يكون موجهًا نحو القطب، بينما المحور الأطول، بالطبع، يكون عموديًا عليه. ومع ذلك، تبين أنه مهما كانت ميلانية البيضاوي كبيرة، فإن المحور الرئيسي يحتفظ دائمًا بطوله الأصلي، وهو دائمًا يساوي حوالي 40.9 ثوانٍ قوسية، أي قطر دائرة الانحراف عند القطب نفسه. ومع تقدمنا أكثر فأكثر بعيدًا عن…

عند النظر إلى نجوم مسار الشمس، نجد أن كل نجم يتبع مسارًا أكثر تمددًا وتفردًا مع مرور الوقت، حتى أن المسار البيضاوي يصبح ضيقًا للغاية لدرجة أنه يتحول إلى خط مستقيم. كل نجم يقع على مسار الشمس يتأرجح ذهابًا وإيابًا على طول هذا المسار بامتداد يبلغ 40.9 ثانية؛ يستغرق الأمر نصف سنة لقطع المسافة في اتجاه واحد، بينما يستغرق النصف الآخر من السنة لعودة النجم إلى موقعه الأصلي. وعند النظر إلى النجوم الموجودة في الجانب الجنوبي من مسار الشمس، نرى أن نفس سلسلة التغيرات تحدث بترتيب عكسي؛ فالمسار البيضاوي، الذي كان في الأصل خطيًا، يزداد عرضًا تدريجيًا مع الحفاظ على نفس طول المحور الرئيسي، حتى أن النجوم القريبة من القطب الجنوبي لمسار الشمس تتبع مسارات دائرية مساوية للمسارات التي تتبعها النجوم عند القطب الشمالي.

إن حقيقة أن المحاور الرئيسية لكل هذه المسارات البيضاوية لها نفس الطول تشير إلى إمكانية تبسيط أكبر؛ لنفترض أن كل نجم، سواء كان عند قطب مسار الشمس أو في أي مكان آخر، يتبع مسارًا دائريًا تمامًا، وأن جميع هذه الدوائر لا تتشابه فقط في الحجم، بل أيضًا في كونها جميعًا موازية لمستوى مسار الشمس؛ من السهل أن نرى أن هذا الافتراض البسيط يمكن أن يفسر الحقائق الملاحظة. بالطبع، ستظهر النجوم عند قطب مسار الشمس دوائرها موجهة نحونا، وسنرى أنها تتبع مسارات دائرية. أما مسارات النجوم البعيدة عن قطب مسار الشمس، فستظهر بشكل جزئي فقط، وبالتالي ستكون مساراتها الظاهرية بيضاوية، كما نلاحظها فعليًا. يمكننا حتى حساب درجة التمدد البيضاوي الذي يتطلبه هذا الافتراض، ونجد أنها تتوافق مع درجة التمدد البيضاوي الملاحظة. وأخيرًا، عندما نراقب النجوم وهي تتحرك فعليًا على مسار الشمس، فإن الدوائر التي تتبعها ستظهر بشكل جزئي فقط، وبالتالي ستكون للنجوم حركة خطية فقط، كما نراها. وهكذا، يتبين أن جميع الظواهر الملاحظة تتوافق تمامًا مع الافتراض القائل بأن كل نجم من الملايين من النجوم في السماء يتبع مسارًا دائريًا مرة واحدة في السنة؛ وأن هذه الدائرة، سواء كان النجم بعيدًا أو قريبًا، تحافظ دائمًا على نفس القطر الظاهري، وتكون موجودة في مستوى موازٍ دائمًا لمستوى مسار الشمس.

لقد حوّلنا الآن حقائق الملاحظة إلى شكل يمكّننا من دراسة سبب حركة بهذا النظام. لماذا يبدو أن كل نجم يسلك مسارًا دائريًا صغيرًا؟ ولماذا يكون هذا المسار موازيًا لمسار الكوكبات؟ ولماذا يكتمل هذا المسار في غضون اثني عشر شهرًا بالضبط؟ يُحيلنا الأمر فورًا إلى حركة الأرض حول الشمس؛ فهذه الحركة تحدث في مسار الكوكبات، وتكتمل خلال سنة واحدة. التزامنات واضحة للغاية، لدرجة أننا نشعر بضرورة توصيل هذه الحركة الظاهرية للنجوم بحركة الأرض السنوية حول الشمس بطريقة ما. لو لم يكن هناك مثل هذا الارتباط، لكان من غير المرجح للغاية أن تكون مستويات الدوائر جميعها موازية لمسار الكوكبات، أو أن يكون وقت دوران كل نجم في مساره مساويًا لوقت دوران الأرض حول الشمس. وبما أن كلا الشرطين يتحققان، فإن احتمالية وجود هذا الارتباط ترتفع إلى قيمة شبه لانهائية.

ثم ظهر السؤال المهم: لماذا يجب أن ترتبط حركة الأرض حول الشمس بهذه الحركة النجمية العالمية بطريقة ملحوظة إلى هذا الحد؟ هناك نقطة واضحة يجب ملاحظتها وتجاهلها. لقد ناقشنا في فصل سابق السؤال المهم المتعلق بالبارالاكس السنوي للنجوم، وأوضحنا كيف أن كل نجم، بسبب البارالاكس السنوي، يسلك مسارًا بيضاويًا. يمكن أيضًا إثبات أن هذه المسارات البيضاوية في الواقع دوائر موازية لمسار الكوكبات؛ لذا قد نفترض على عجل أن البارالاكس السنوي هو سبب الظاهرة التي اكتشفها برادلي. لكن هناك ظرف واحد يبطل هذا الافتراض؛ فالدائرة التي يسلكها نجم بسبب البارالاكس السنوي لها قطر يعتمد على مسافة النجم، وبالتالي فإن الدوائر التي يسلكها النجوم المختلفة تختلف في أحجامها، وتتناسب مع مسافات النجوم المختلفة. أما ظواهر الانحراف، فهي تؤكد بوضوح أن المسار الدائري لكل نجم له نفس الحجم، بغض النظر عن مسافته، وبالتالي فإن البارالاكس السنوي لا يوفر تفسيرًا كافيًا. كما يجب ملاحظة أن حركات النجم الناتجة عن البارالاكس السنوي أصغر بكثير من تلك الناتجة عن الانحراف. لا يوجد أي نجم معروف مساره الدائري...

يكون قطر المسار الناتج عن البارالاكس السنوي بمقدار العشرين من قطر الدائرة الناتجة عن الانحراف؛ في الواقع، في الغالبية العظمى من الحالات، يكون بارالاكس النجم كمية غير ملحوظة تمامًا.

لكن هناك فرق أكثر خطورة وصعوبة في التغلب عليه بين المسار الناتج عن البارالاكس والمسار الناتج عن الانحراف. لنفترض، من أجل البساطة، نجمًا يقع بالقرب من قطب المدار الشمسي، وبالتالي يبدو وكأنه يدور سنويًا في دائرة، سواء نظرنا إلى ظاهرة البارالاكس أو ظاهرة الانحراف. مع دوران الأرض، يبدو أن النجم يدور أيضًا؛ وبالتالي يوجد موقع معين للنجم في دائرته يتوافق مع كل موقع للأرض في مدارها. إذا كان الحركة ناتجة عن البارالاكس السنوي، فمن السهل معرفة موقع النجم في أي موقع للأرض. لكن تبين أن النجم في الحركة التي اكتشفها برادلي لا يكون أبدًا في الموقع الذي يحدده البارالاكس، بل يكون على بعد ربع محيط دائرته الصغيرة من ذلك الموقع.

يمكن استخدام قاعدة بسيطة لتحديد موقع النجم الناتج عن الانحراف. ارسم من مركز الإهليلجية شعاعًا موازيًا للاتجاه الذي تتحرك فيه الأرض في اللحظة المعنية، ثم يعطي طرف هذا الشعاع النقطة على الإهليلجية حيث يجب أن يوجد النجم. عند اختبار هذا القانون في جميع الفصول ومع جميع النجوم، تبين أنه صحيح دائمًا، ومن خلاله نصل إلى التفسير الحقيقي للظاهرة.

يمكننا وصف تأثيرات الانحراف بطريقة مختلفة قليلاً، مما سيوضح بشكل أكبر كيف ترتبط الظاهرة بحركة الأرض في مدارها. مع سير الأرض في مسارها السنوي حول الشمس، يمكن اعتبار حركتها في أي لحظة موجهة نحو نقطة معينة على المدار الشمسي. من يوم لآخر، وحتى من ساعة لأخرى، تتحرك هذه النقطة تدريجيًا على المدار الشمسي لإكمال الدورة في غضون عام. لكن في كل لحظة، يوجد دائمًا نقطة معينة في السماء تكون حركة الأرض موجهة نحوها. في الواقع، هي النقطة على الكرة السماوية التي كانت الأرض ستتجه نحوها باستمرار لو أمكن إلغاء جاذبية الشمس في تلك اللحظة. تبين أن هذه النقطة مرتبطة ارتباطًا وثيقًا بـ

ظاهرة الانحراف. في الواقع، يعادل الانحراف في الحقيقة رسم كل نجم من موضعه المتوسط باتجاه قمة مسار الأرض، كما يُطلق على ذلك النقطة أحيانًا. ويمكن أيضًا إثبات ذلك من خلال الملاحظة بأن مقدار الانحراف يعتمد على المسافة من القمة. النجم الذي يقع صدفة على مسار الشمس لن يتأثر إطلاقًا بالانحراف عن موضعه المتوسط عندما تتطابق القمة مع النجم. جميع النجوم الواقعة على بعد 10 درجات من القمة ستتحرك جميعها بنفس المقدار، وجميعها في نفس الاتجاه، أي مباشرة نحو القمة. أما النجم الواقع على بعد 20 درجة من القمة فسيخضع لدرجة أكبر من الانحراف، ولكن لا يزال في نفس الاتجاه، أي مباشرة نحو القمة؛ وجميع النجوم على نفس المسافة ستتحرك جميعها بنفس المقدار. وبالاستمرار بهذه الطريقة من القمة، نصل إلى النجوم الواقعة على بعد 90 درجة منها. هنا سيكون مقدار الانحراف في أقصى حد. كل نجم سيكون على بعد حوالي عشرين ثانية قوسية من موضعه المتوسط؛ لكن في كل الحالات سيتم الالتزام بالقاعدة الأساسية، وهي أن انحراف النجم عن موضعه المتوسط يكون في اتجاه قمة مسار الأرض. وهكذا قدمنا وصفين مختلفين لظاهرة الانحراف. في الوصف الأول، نجد أن من المناسب القول إن النجم يسلك مسارًا دائريًا صغيرًا؛ أما في الوصف الآخر، فقد اعتبرنا الانحراف مجرد انحراف للنجم عن موضعه المتوسط وفقًا لقوانين محددة. هذين الوصفين ليسا متناقضين: في الواقع، هما متكافئان من الناحية الهندسية؛ لكن الوصف الثاني هو الأكثر دقة، لأنه يحدد بشكل كامل اتجاه ومدى الانحراف الناتج عن الانحراف في أي نجم معين في أي لحظة معينة.

لقد تم تضييق السؤال الآن إلى شكل محدد للغاية. ما الذي يجعل كل نجم يبدو وكأنه يتحرك نحو النقطة التي تتجه إليها الأرض؟ سيتم العثور على الإجابة عندما نقوم بفحص دقيق للظروف التي نرى فيها النجم عبر التلسكوب.

شعاع الأشعة القادم من النجم يصطدم بعدسة الهدف في التلسكوب؛ تلك الأشعة متوازية، وبعد مرورها عبر عدسة الهدف، تتقارب لتتجمع عند نقطة تركيز بالقرب من طرف العين في الجهاز. لنفترض أولاً أن التلسكوب ساكن؛ إذا كان التلسكوب موجهًا مباشرة نحو النجم، فإن الأشعة ستتقارب عند نقطة في مركز مجال الرؤية.

حيث يتم وضع زوج من الأسلاك المتقاطعة، ويحد تقاطع هذه الأسلاك محور التلسكوب. لكن الوضع سيتغير إذا تم تحريك التلسكوب بعد أن يمر الضوء عبر العدسة الأساسية؛ فإن أشعة الضوء داخل الأنبوب ستسلك مسارًا مستقيمًا كما في السابق، وستصل إلى نقطة التركيز في نفس الموقع الدقيق كما كان من قبل. لكن بما أن التلسكوب قد تحرك، فمن الطبيعي أن ينتقل معه ذلك الزوج من الأسلاك المتقاطعة؛ ولن تكون هذه الأسلاك في نفس الموقع الذي كانت عليه في البداية، وبالتالي لن تتطابق صورة النجم مع نقطة تقاطعها.

ينشأ حركة التلسكوب من ارتباطه بالأرض: فبما أن الأرض تتحرك بسرعة ثمانية عشر ميلاً في الثانية، فإن التلسكوب يتحرك بالضرورة بنفس هذه السرعة. قد يُعتقد في البداية أن التغيير في موقع التلسكوب خلال الفترة الزمنية الصغيرة جدًا اللازمة لمرور الضوء من العدسة الأساسية إلى العدسة البصرية يجب أن يكون ضئيلاً لدرجة لا يمكن ملاحظته. لنفترض، على سبيل المثال، أن النجم يقع بالقرب من قطب المدار الشمسي، فإن حركة الأرض ستدفع التلسكوب في اتجاه عمودي على طوله. إذا كان طول أنبوب الجهاز حوالي عشرين قدمًا، فيمكن إثبات بسهولة أنه خلال الوقت الذي يستغرقه الضوء للسفر عبر الأنبوب، فإن حركة الأرض ستدفع التلسكوب لمسافة تقارب واحدًا من أربعين من البوصة.[42] وهذه كمية يمكن قياسها بوضوح باستخدام قوة التكبير للعدسة البصرية، وبالتالي فإن هذا التغيير في موقع النجم واضح جدًا. ومن ثم، إذا أردنا أن يظهر النجم في مركز الجهاز، فلا يجب توجيه التلسكوب مباشرة نحو النجم، كما كان الحال لو كانت الأرض ساكنة، بل يجب توجيه التلسكوب قليلاً أمام الموقع الحقيقي للنجم؛ وبما أننا نحدد الموقع الظاهري للنجم من خلال الاتجاه الذي يوجه إليه التلسكوب، فإن الموقع الظاهري للنجم يتغير بسبب حركة الأرض.

يمكن تفسير كل جانب من جوانب تغيير موقع النجم بهذه الطريقة. خذ، على سبيل المثال، المسار الدائري الصغير الذي يبدو أن كل نجم يسلكه. للبساطة، سنشير فقط إلى نجم يقع عند قطب المدار الشمسي. لنفترض أن التلسكوب موجه بشكل صحيح نحو...

موقع النجم، كما أوضحنا، سيكون صورة النجم على بُعد ربع إنش من الأسلاك العرضية. سيظل هذا البُعد ثابتًا، لكن اتجاه النجم بالنسبة للأسلاك العرضية سيتغير كل ليلة، بحيث يكمل دائرة خلال مدة السنة ويعود إلى موقعه الأصلي. لن نواصل الحسابات المتعلقة بالنجوم الأخرى؛ يكفي هنا القول إن حركة الأرض تبين كافية لتفسير هذه الظواهر، وبذلك يتم إثبات نظرية انحراف الضوء.

يتبقى الإشارة إلى نقطة ذات أهمية قصوى. لقد رأينا أن مقدار انحراف الضوء يمكن قياسه عن طريق الملاحظة الفلكية. يعتمد مقدار هذا الانحراف على سرعة الضوء وعلى سرعة حركة الأرض. يمكننا قياس سرعة الضوء عن طريق قياسات مستقلة، بالطريقة التي تم شرحها بالفعل في الفصل الثاني عشر. وبذلك نستطيع حساب السرعة التي يجب أن تكون عليها الأرض، لأن هناك سرعة واحدة فقط للأرض يمكن أن تؤدي، عند دمجها مع سرعة الضوء المقاسة، إلى القيمة المقاسة للانحراف. وبما أن سرعة الأرض قد تم تحديدها، وطول السنة معروف، فمن السهل إيجاد محيط مسار الأرض، وبالتالي نصف قطرها؛ أي المسافة من الأرض إلى الشمس.

هذه بالفعل نتيجة غريبة، وتُظهر مدى ترابط الظواهر العلمية المختلفة. نجري تجارب في مختبراتنا ونحدد سرعة الضوء. نراقب النجوم الثابتة ونقيس الانحراف. ندمج هذه النتائج ونستنتج منها المسافة من الأرض إلى الشمس! على الرغم من أن هذه الطريقة لتحديد مسافة الشمس هي طريقة رائعة للغاية وتسمح بدرجة معينة من الدقة، إلا أنها لا يمكن اعتبارها طريقة خالية تمامًا من العيوب لاستنتاج هذا الثابت الكبير. يجب أن تكون الطريقة المثالية مبنية على عمليات المسح البسيطة، ولا ينبغي أن تتضمن اعتبارات فيزيائية معقدة. لكن لا يمكننا إلا أن نعتبر اكتشاف انحراف الضوء من قبل برادلي إنجازًا رائعًا وجميلًا للغاية، لأنه...

ليس فقط يحسّن بشكل كبير عمليات الحساب في علم الفلك العملي، بل يربط أيضًا بين عدة ظواهر فيزيائية ذات أهمية قصوى.

الفصل السادس والعشرون:
الأهمية الفلكية للحرارة.

الحرارة وعلم الفلك – توزيع الحرارة – وجود الحرارة في الأرض – الحرارة في الأجرام السماوية الأخرى – أنواع درجات الحرارة – قانون التبريد – حرارة الشمس – هل يمكن قياس درجة حرارتها؟ – الإشعاع المرتبط بكتلة الشمس – هل يمكن للشمس أن تستنفد مواردها؟ – لم يحدث أي تغيير ملحوظ – الأدلة الجيولوجية المتعلقة بتغيرات حرارة الشمس مشكوك فيها – تبريد الشمس – لا يمكن اعتبار الشمس مجرد جسم صلب متوهج يتبرد – الاحتراق لا يمكن أن يفسر هذه الظاهرة – يتم الحصول على بعض الحرارة من المواد النيزكية، لكن ذلك غير كافٍ للحفاظ على حرارة الشمس – انكماش كرة الغاز المسخنة – مفارقة ظاهرية – نظرية الطاقة – نظرية السديم – الأدلة الداعمة لهذه النظرية – الأدلة الفلكية الداعمة لنظرية السديم – رأي هيرشل حول تجمع النجوم – السدم لا تُظهر أي تغييرات في نطاق ملاحظتنا.

قد يبدو لبعض قرائنا أن من غير المعتاد، إن لم يكن غير مناسب تمامًا، أن يحمل جزء من كتاب عن علم الفلك العنوان المذكور في بداية هذا الفصل. فهل الحرارة، كما يمكن القول، مجرد موضوع يخص الفيزياء التجريبية؟ وكيف يمكن إدخالها بشكل مشروع في كتاب عن الأجرام السماوية وحركاتها؟ لا داعي للنظر في أهمية هذه الاعتراضات، فالأبحاث الحديثة حول الحرارة أظهرت ليس فقط أن للحرارة أهمية كبيرة في علم الفلك، بل أنها كانت أحد العوامل الرئيسية التي شكّلت الكون في شكله الحالي. في الوقت الحالي، لا يمكن أن يكتمل أي كتاب عن علم الفلك دون تناول العلاقة الملحوظة بين قوانين الحرارة والنتائج الفلكية الناتجة عن تلك القوانين.

عند مناقشة حركات الكواكب وقوانين كيبلر، أو عند مناقشة حركة القمر أو الحركات الخاصة بالنجوم أو دوران النجوم الثنائية، نفترض أن الأجرام التي نتعامل معها عبارة عن جسيمات صلبة، والسؤال المطروح هو…

يبدو أن كون هذه الجسيمات ساخنة أو باردة لا يؤثر بأي شكل خاص. بلا شك، ستظل الظواهر الدورية العادية في نظامنا، مثل دوران الكواكب وفقًا لقوانين كيبلر، ملاحظة لعصور لا تحصى، سواء كانت الكواكب ساخنة أو باردة، أو أيًا كانت درجة حرارة الشمس. لكن يجب الاعتراف بأن قوانين الحرارة تُدخل تعديلات معينة على صياغة هذه القوانين. قد لا تكون آثار الحرارة ملحوظة على الفور، لكنها موجودة فعلاً؛ فهي تعمل باستمرار، ومع مرور الزمن تكون كافية لإحداث أعظم التغييرات في جميع أنحاء الكون.

دعونا نلخص باختصار الظروف في نظامنا التي تمنح الحرارة قوتها. لننظر أولاً إلى كوكب الأرض، الذي يبدو في الوقت الحالي – على سطحه على الأقل – جسمًا خاليًا من الحرارة الداخلية؛ لكن الفحص الدقيق يبدد هذه الفكرة. أليس لدينا ظواهر مثل البراكين والينابيع الساخنة، التي تدل على أن الحرارة في باطن الأرض يجب أن تكون بشدة أكبر بكثير مما نجده على السطح؟ توجد هذه الظواهر في مناطق مختلفة جدًا من الأرض. منشأها، بلا شك، غامض إلى حد كبير، لكن لا أحد يستطيع إنكار أنها تشير إلى وجود مخزونات هائلة من الحرارة. يبدو بالفعل أن الحرارة موجودة في كل مكان في الأجزاء العميقة من الأرض. إذا أخذنا مقياس حرارة إلى منجم عميق، فإنه يسجل درجة حرارة أعلى من تلك الموجودة على السطح. كلما انخفضنا أكثر، ارتفعت درجة الحرارة؛ وإذا استمرت نفس وتيرة الانخفاض في تلك الأعماق التي لا نستطيع الوصول إليها، فيمكن إثبات أن درجة الحرارة على عمق عشرين أو ثلاثين ميلاً تحت السطح يجب أن تكون مماثلة لدرجة حرارة الحديد المحمى.

نجد في الأجرام السماوية الأخرى أدلة وافرة على وجود الحرارة في الحاضر أو في الماضي. قمرنا، كما ذكرنا سابقًا، يمثل مثالًا بارزًا على جسم كان يجب أن يكون ساخنًا للغاية في الماضي. البراكين الغريبة الموجودة على سطحه تؤكد ذلك بلا شك. ومن الصحيح أيضًا أن تلك البراكين قد صمتت منذ عصور، بحيث، مهما كانت الحالة الداخلية للقمر، فإن سطحه قد برد الآن. إذا وسعنا نظرتنا أكثر، نرى في الكواكب الكبيرة...

يدل كوكبا المشتري وزحل على أن درجة حرارتهما لا تزال أعلى بكثير من درجة الحرارة التي يحتفظ بها كوكب الأرض؛ أما عندما ننظر إلى شمسنا، فإننا نرى جسمًا في حالة اشتعال ساطع، يضيء بحرارة لا يمكننا تحقيقها حتى في أقوى أفراننا. أما النجوم الثابتة المختلفة، فهي أجسام تضيء بفعل الحرارة، مثل شمسنا؛ ولدينا في السدم أجسام لا يمكننا فهم وجودها إلا إذا افترضنا أنها تمتلك حرارة.

من هذه النظرة السريعة على الأجسام المختلفة في كوننا، تتضح استنتاج واحد. قد يكون لدينا شكوك كبيرة بشأن درجة الحرارة الفعلية لأي جسم على حدة في النظام؛ لكن لا يمكن الشك في وجود فارق كبير في درجات الحرارة بين الأجسام المختلفة. بعضها أكثر سخونة من غيره. ربما تكون النجوم والشموس هي الأكثر سخونة؛ لكن ليس من المستبعد أن يكون عددها أقل بكثير من الأجسام الباردة والمظلمة في الكون، والتي لا نراها، ولا تظهر وجودها إلا بطريقة غير مباشرة وعرضية.

يخبرنا قانون التبريد بأن كل جسم يشع حرارة، وأن كمية الحرارة التي يشعها تزداد عندما ترتفع درجة حرارة الجسم مقارنة بالوسط المحيط به. يبدو أن هذا القانون شامل لكل شيء؛ فهو ينطبق على الأرض، ويبدو أنه يجب أن ينطبق أيضًا على كل جسم آخر في الفضاء. وهكذا نرى أن كل كوكب وكل نجم يصدر باستمرار تيارًا لا ينتهي من الحرارة في جميع الاتجاهات. وهذا الإشعاع الحراري له عواقب بالغة الأهمية. دعونا ندرسها، على سبيل المثال، في حالة الشمس.

تصدر شمسنا العظيمة تيارًا مستمرًا من الحرارة المشعة في جميع الاتجاهات. جزء ضئيل جدًا من هذه الحرارة يُصطدم بكوكب الأرض، ويكون، بشكل مباشر أو غير مباشر، مصدر كل الحياة وتقريبًا كل الحركة على كوكبنا. ولكي تصدر الشمس الحرارة بهذا الشكل، يجب أن تكون درجة حرارتها مرتفعة للغاية. وهناك بعض الحقائق التي تسمح لنا بتقدير ما يجب أن تكون عليه درجة الحرارة الفعلية للشمس.

من الصعب تقديم أي تقدير رقمي لدرجة الحرارة الفعلية للشمس. فشدة هذه الحرارة تتجاوز بكثير أقصى درجات الحرارة الصناعية، وأي محاولة لتحويل هذه التقديرات إلى أرقام تكون بالضرورة غير موثوقة للغاية. لكن بافتراض أن أقصى درجة حرارة صناعية تبلغ حوالي 4,000 درجة فهرنهايت، فإننا على الأرجح سنكون على الطريق الصحيح إذا قلنا إن درجة الحرارة الفعلية للشمس تبلغ حوالي 14,000 درجة فهرنهايت. وهذه هي نتيجة دراسة حديثة أجراها السادة ويلسون وجراي، والتي يبدو أن لها وزنًا كبيرًا.

إن التدفق الهائل للحرارة من الشمس يتوافق مع درجة حرارتها العالية جدًا. يمكننا التعبير عن كمية الحرارة بطرق مختلفة، لكن يجب أن نتذكر أن هناك قدرًا كبيرًا من عدم اليقين المرتبط بهذه القياسات. يمكن استخدام الطريقة القديمة لقياس الحرارة من خلال كمية الجليد المذاب كمثال. تُظهر الحسابات أن طبقة جليد بسمك 43.5 قدم تحيط بالشمس بأكملها ستذوب في دقيقة واحدة بفعل حرارة الشمس من الأسفل. كما قدم السير جون هرشل مثالًا أكثر دقة، حيث أوضح أنه إذا كان هناك نهر جليدي أسطواني بقطر 45 ميلاً يتدفق باستمرار نحو الشمس بسرعة الضوء، فإن طرف هذا النهر الجليدي سيذوب بنفس السرعة التي يتقدم بها. من كل قدم مربعة في سطح الشمس، تنبع كمية من الحرارة تعادل تلك التي يمكن أن تنتجها حرق ستة عشر طنًا من الفحم يوميًا. وهذه بالفعل كمية من الحرارة، إذا تم تحويلها بشكل صحيح إلى طاقة، يمكن أن تُشغل محركًا بقوة مئات الأحصنة من نهاية العام إلى الأخرى. كما أن الحرارة المنبعثة من بضعة أفدنة فقط على سطح الشمس كافية لتشغيل جميع محركات البخار في العالم. عندما نفكر في شدة الإشعاع الصادر من كل قدم مربعة من سطح الشمس، وعندما نجمع ذلك مع الأبعاد الهائلة للشمس، فإن الخيال يعجز عن تصور مدى ضخامة كمية الحرارة المنبعثة فعليًا.

في ظل هذا الإنفاق الهائل لحرارة الشمس، نشعر بالرغبة في طرح سؤال ذو أهمية قصوى بالنسبة للأرض وسكانها. نحن نعيش من ساعة إلى أخرى بفضل كرم الشمس الرائع؛ و،

لذلك، من المهم بالنسبة لنا أن نعرف ما هي وسائل الحماية التي نمتلكها لضمان استمرار نعمه. عندما نشهد الزيادة الهائلة في حرارة الشمس كل ساعة، يجبرنا ذلك على التساؤل عما إذا كانت هذه النجمة العظيمة قد بدأت في استنفاد مواردها؛ وإذا كان الأمر كذلك، فما هي آفاق المستقبل؟ يمكننا الإجابة على هذا السؤال جزئيًا. إن الموضوع برمته مثير للاهتمام للغاية، ويحمل روح الفكر العلمي الحديث.

يجب أن يكون أول محاولة لدراسة هذا السؤال من خلال الرجوع إلى الحقائق المتاحة. نريد أن نعرف ما إذا كانت الشمس تُظهر أي علامات على التدهور. هل الأيام الآن دافئة ومشرقة كما كانت العام الماضي، أو قبل عشر سنوات، أو قبل مائة عام؟ لا نجد أي دليل على حدوث أي تغيير منذ بداية التسجيلات الموثوقة. لو كانت حرارة الشمس قد تغيرت بشكل ملحوظ خلال الألفي عام الماضية، لكنا نتوقع رؤية تغييرات مماثلة في توزيع النباتات والحيوانات؛ لكن لم يتم اكتشاف أي تغييرات من هذا القبيل. لا يوجد سبب للاعتقاد بأن مناخ اليونان القديمة أو روما القديمة كان مختلفًا بشكل ملحوظ عن مناخ اليونان وروما اللذين نعرفهما اليوم. الكروم وأشجار الزيتون تنمو الآن في نفس الأماكن التي نمت فيها قبل ألفي عام.

لكن يجب ألا نركز كثيرًا على هذا الحجة؛ لأن تأثيرات التغييرات الطفيفة في حرارة الشمس ربما تم التغلب عليها بواسطة التكيفات المماثلة لدى الكائنات الحية المرنة في النباتات المزروعة. كل ما يمكننا استنتاجه بالتأكيد هو أنه لم يحدث أي تغيير ملحوظ في حرارة الشمس خلال العصور التاريخية. لكن عندما ننظر إلى العصور الأقدم بكثير، نجد أدلة كثيرة على أن الأرض شهدت تغييرات كبيرة في المناخ. من الصعب تفسير السجلات الجيولوجية بشكل خاطئ فيما يتعلق بهذا السؤال. ومع ذلك، من المثير للاهتمام ملاحظة أن هذه التغييرات ليست من النوع الذي يمكن أن ينشأ عن الاستنزاف التدريجي لإشعاع الشمس. بلا شك، في العصور الأولى كانت هناك أدلة على أن مناخ الأرض كان أكثر دفئًا بكثير مما هو عليه الآن. كان هناك العصر الكربوني، حيث كانت درجة الحرارة تقريبًا استوائية في خطوط العرض القطبية. لكن من الصعب اعتبار ذلك دليلاً على أن الشمس كانت أقوى بكثير في ذلك الوقت؛ لأننا نتذكر على الفور العصر الجليدي، حين...

كانت المناطق المعتدلة مغطاة بطبقات من الجليد الصلب، تمامًا كما هو الحال في شمال غرينلاند حاليًا. إذا افترضنا أن الشمس كانت أكثر سخونة مما هي عليه الآن لتفسير وجود النباتات التي أدت إلى تكوّن الفحم، فإنه يجب علينا أن نفترض أن الشمس كانت أبرد مما هي عليه الآن لتفسير فترات الجليد. ليس من المعقول أن نعزو مثل هذه الظواهر إلى تقلبات الإشعاع الصادر عن الشمس. تثبت فترات الجليد أننا لا يمكننا الاستعانة بعلم الجيولوجيا لدعم النظرية القائلة بأن هناك تبريدًا مستمرًا للشمس حاليًا. قد تكون التغيرات المناخية الجيولوجية ناتجة عن تغيرات في الأرض نفسها، أو عن تغيرات في مدارها الفعلي؛ لكن بغض النظر عن أسبابها، فإنها لا تخبرنا الكثير عن التاريخ الماضي لشمسنا.

لقد استمرت حرارة الشمس لعصور لا تحصى؛ ومع ذلك، لا يمكننا أن ننسب إلى الشمس القدرة على توليد الحرارة فعليًا. يجب أن نطبق على الكتلة الهائلة للشمس نفس القوانين التي اكتشفناها من خلال تجاربنا على الأرض. يجب أن نسأل: من أين تأتي الحرارة الكافية لتغطية هذا الإشعاع الهائل؟ دعونا نستعرض باختصار المفاهيم المختلفة التي تم طرحها.

لنضع كرتين من الحديد ساخنتين جدًا جنبًا إلى جنب، واحدة كبيرة والأخرى صغيرة. تم أخذهما من نفس النار؛ كانتا ساخنتين بنفس القدر؛ كلاهما يبردان، لكن الكرة الصغيرة تبرد بشكل أسرع. تصبح سوداء بسرعة، بينما تظل الكرة الكبيرة مضيئة، وستستمر في الإضاءة لعدة دقائق. كلما كانت الكرة أكبر، استغرقت وقتًا أطول لتبرد؛ ولذلك تم الافتراض بأن كرة ضخمة بأبعاد الشمس ستبرد تدريجيًا إذا تم تسخينها، لكن مدة التبريد ستكون طويلة جدًا لدرجة أنها يمكن أن تظل مصدرًا للضوء والحرارة للنظام الكوكبي الدوار لآلاف وملايين السنين. لكن هذا الافتراض لا يصمد أمام اختبار الحسابات. إذا لم يكن لدى الشمس مصدر للحرارة سوى ما ينتج عن درجة حرارتها العالية، فيمكننا أن نرى أن الإشعاع سيؤدي إلى تبريد الشمس بضع درجات كل عام. وبالتالي، سيشهد ألفا عام انخفاضًا كبيرًا في حرارة الشمس. نحن متأكدون من أن مثل هذا الانخفاض لم يحدث أبدًا. لا يمكن أن يكون مصدر إشعاع الشمس هو مجرد تبريد لكتلة متوهجة.

هل يمكن الحفاظ على النيران في الشمس عن طريق الاحتراق، بطريقة مشابهة لما يحدث في أفراننا؟ يبدو أن لدينا هنا مصدرًا هائلاً للحرارة؛ لكن الحسابات تدحض هذا الافتراض أيضًا. نحن نعلم أنه إذا كانت الشمس مكونة من الفحم الصلب نفسه، وإذا كان ذلك الفحم يحترق في أكسجين نقي، فإن الحرارة التي يمكن إنتاجها ستكون كافية فقط لمدة 6000 سنة. وإذا كانت الشمس التي أضاءت بناة الهرم العظيم مكونة من فحم صلب من السطح إلى القلب، لكان قد احترق جزئيًا كبيرًا بالفعل في محاولة الحفاظ على معدل استهلاكه الحالي. لذلك، نضطر إلى البحث عن مصادر أخرى لتوفير حرارة الشمس، لأن حرارة الإضاءة وحرارة الاحتراق كلتيهما لن تكونا كافيتين.

من المحتمل – بل يمكننا القول بالتأكيد – وجود مصدر خارجي يُستمد منه حرارة الشمس. سيكون من الضروري أن نفحص هذا المصدر بعناية، رغم أنني أعتقد أننا سنجده مجرد مصدر مساعد ذو أهمية ضئيلة نسبيًا. وفقًا لهذا الرأي، تحصل الشمس على كميات إضافية من الحرارة نتيجة سقوط كتل من المواد النيزكية على سطحها. لا شك تقريبًا في أن مثل هذه الكتل تسقط على الشمس؛ ولا شك أيضًا في أن الشمس تكتسب بعض الحرارة نتيجة ذلك. لدينا تجارب على الأرض من النوع المثير للاهتمام جدًا، توضح كيفية توليد الحرارة بواسطة المواد النيزكية. يكمن عالم كامل من الفلسفة في النيزك الساقط. بعض هذه الأجسام العديدة تدخل في غلافنا الجوي وتختفي؛ وبلا شك، تدخل أخرى في الشمس بنفس النتيجة. كما نقر بأن سقوط النيزك الساقط في غلاف الشمس الجوي يجب أن يصاحبه وميض من الضوء والحرارة. الحرارة التي تكتسبها الأرض من وميض النيازك الساقطة في هوائنا غير ملحوظة على الإطلاق. لكن يُفترض أن الحرارة التي تكتسبها الشمس من نفس السبب قد تكون ملحوظة جدًا – بل إنه تم افتراض أن الشمس قد تتجدد قوتها من هذا المصدر.

هنا أيضًا، يجب علينا تطبيق مبادئ الأوزان والمقاييس الدقيقة لتقييم مدى معقولية هذا الاقتراح. أولاً، نحسب الوزن الفعلي للمواد النيزكية التي تصل إلى الشمس والذي يكون كافيًا للحفاظ على…

نيران الشمس في قوتها الحالية. إن كتلة المادة المطلوبة هائلة لدرجة أننا لا نستطيع التعبير عنها بوحدات الوزن التقليدية؛ يجب علينا التعامل مع كتل ضخمة جدًا. من حسن الحظ أن وزن قمرنا يُعد وحدة مناسبة. تخيلوا أن قمرنا – وهو كرة ضخمة يبلغ قطرها 2000 ميل – تم سحقه إلى عدد لا يحصى من الشظايا، وتُركت هذه الشظايا تتساقط على الشمس؛ فلا شك أن هذا العدد الهائل من الشهب سيضيف إلى الشمس حرارة أكبر بكثير مما هو مطلوب لتغذية إشعاعها لمدة عام كامل. وإذا أخذنا كوكب الأرض نفسه، وتخيلنا أنه تحول إلى غبار، وتُرك هذا الغبار يتساقط على الشمس كعاصفة هائلة، فإن كل شظية ستطلق كمية من الحرارة على الفور، وسيؤدي ذلك مجتمعًا إلى توفير كمية حرارة كافية للشمس للحفاظ على معدل إشعاعها الحالي لما يقرب من مائة عام. أما كتلة كوكب المشتري الضخمة إذا تم التعامل معها بنفس الطريقة، فإنها ستولد عاصفة شهب أكبر بالنسبة التي تتجاوز بها كتلة المشتري كتلة الأرض. لو سقط كوكب المشتري في الشمس، لتم إنتاج حرارة كافية لتدمير النظام الشمسي بأكمله؛ بينما يمكن لجميع الكواكب مجتمعة أن تنتج حرارة، وإذا تم استخدامها بشكل فعال، فسوف تكفي لتغذية إشعاع الشمس لمدة 45,000 عام.

يجب أن نتذكر أنه رغم أن القمر يمكن أن يوفر حرارة تكفي لعام واحد، وكوكب المشتري يمكن أن يوفر حرارة تكفي لـ 30,000 عام، إلا أن السؤال العملي ليس ما إذا كان النظام الشمسي قادرًا على توفير حرارة للشمس، بل ما إذا كان فعلاً قادرًا على ذلك. هل من المحتمل أن تسقط شهب بكتلة تعادل كتلة القمر على الشمس كل عام؟ هذا هو السؤال الحقيقي، وأعتقد أنه يجب علينا الإجابة عليه بالنفي. يمكن إثبات أن كمية الشهب التي يمكن للشمس أن تلتقطها في أي عام لا تشكل سوى جزء ضئيل للغاية من الكمية الإجمالية. لذلك، إذا تم التقاط كمية من الشهب تعادل وزن القمر كل عام، فيجب أن تكون هناك كتلة هائلة من المواد الشهابية تتجول في النظام. يجب أن يكون هناك عدد كبير جدًا من الشهب بحيث تتعرض الأرض باستمرار لها، مما يؤدي إلى تسخينها إلى درجة تجعلها غير صالحة للسكن. هناك أيضًا أسباب أخرى تستبعد فرضية وجود كمية هائلة من المواد الشهابية في المنطقة المحيطة بالشمس.

الشمس: من شأن مثل هذه المواد أن تؤثر بشكل كبير على حركة كوكب عطارد. بلا شك، هناك بعض التقلبات في حركة عطارد لم يتم تفسيرها بالكامل بعد، لكن هذه التقلبات أقل بكثير مما قد يحدث لو كانت هناك كميات كافية من المواد النيزكية لدعم الشمس. لذلك، يعتقد علماء الفلك أنه رغم أن النيازك قد تساهم في تغطية جزء من الطاقة التي تستهلكها الشمس، إلا أن الجزء الأكبر من هذه الطاقة يجب أن يتم توفيره من مصادر أخرى.

إن من إنجازات العلم الحديث أنه تمكن من حل هذه المشكلة، وأوضح كيف يمكن للشمس أن تحافظ على درجة حرارتها رغم الإشعاع الهائل الذي تصدره. المسألة ليست سهلة التوضيح، لكنها ذات أهمية كبيرة لدرجة أننا مضطرون لمحاولة فهمها.

لنتخيل كرة ضخمة من الغاز المسخن في الفضاء. هذا ليس افتراضًا عشوائيًا، إذ إن هناك كرات من هذا النوع بالفعل؛ وقد تم ذكرها سابقًا باسم السدم الكوكبية. ستصدر هذه الكرة حرارة، وسنفترض أنها تصدر حرارة أكثر مما تتلقاه من إشعاع الأجسام الأخرى. وبالتالي، ستفقد الكرة حرارتها، لكن من الخطأ الافتراض بأن درجة حرارتها ستنخفض بالضرورة. في الواقع، العكس هو ما يحدث، وهو أمر يبدو متناقضًا للوهلة الأولى؛ لكن يمكن إثبات أنه نتيجة ضرورية لقوانين الحرارة والغازات.

لنركز انتباهنا على جزء من الغاز الموجود على سطح الكرة. بالطبع، يتأثر هذا الجزء بجاذبية باقي أجزاء الكرة، مما يدفعه نحو مركز الكرة. إذا استمر التوازن، فيجب أن تُعوض هذه القوة بضغط الغاز الموجود أسفله؛ وبالتالي، كلما زادت الجاذبية، زاد الضغط. عندما تفقد كرة الغاز حرارتها عن طريق الإشعاع، لنفترض أن درجة حرارتها تنخفض؛ وبما أن ضغط الغاز ينخفض عند انخفاض درجة الحرارة، فإن الضغط أسفل الطبقة السطحية للغاز سينخفض أيضًا، بينما تظل الجاذبية كما هي. والنتيجة ستكون...

من المحتم أن تتغلب الجاذبية الآن على الضغط، وبالتالي سينكمش كرة الغاز. لكن هناك طريقة أخرى يمكننا من خلالها النظر إلى المسألة. نحن نعلم أن الحرارة مكافئة للطاقة، لذا عندما تصدر الكرة حرارة، فإنها يجب أن تستهلك طاقة. جزء من طاقة الكرة يعود إلى درجة حرارتها؛ لكن جزءًا آخر، وفي بعض الجوانب أكثر أهمية، يعود إلى انفصال جزيئاتها. إذا سمحنا للجزيئات بالاقتراب من بعضها، فسنقلل من الطاقة الناتجة عن الانفصال، ويمكن للطاقة المتحررة أن تتخذ شكل حرارة. لكن هذا الاقتراب بين الجزيئات يتطلب بالضرورة انكماش الكرة.

والآن لنأتِ إلى النتيجة الملفتة للنظر، التي يبدو أن لها تطبيقًا مهمًا جدًا في علم الفلك. مع انكماش الكرة، يتحول جزء من طاقة الانفصال بين جزيئاتها إلى حرارة؛ تُصدر هذه الحرارة جزئيًا، لكن ليس بنفس السرعة التي تُنتج بها الانكماش. النتيجة هي أنه رغم أن الكرة تفقد حرارة فعلاً وتنكمش فعلاً، إلا أن درجة حرارتها في الواقع ترتفع.[43] يكفي حالة بسيطة لإثبات هذه النتيجة، مهما بدت متناقضة في البداية. لنفترض أن الكرة انكمشت حتى أصبح قطرها نصف قطرها الأصلي؛ ولنركز انتباهنا على ربع إنش مكعب من المادة الغازية في أي نقطة من الكتلة. بعد حدوث الانكماش، سيصبح طول كل ضلع من أضلاع المكعب نصف إنش، وبالتالي سينخفض الحجم إلى ثمن الحجم الأصلي. يخبرنا قانون الغازات أنه إذا ظلت درجة الحرارة ثابتة، فإن الضغط يتغير بشكل عكسي مع الحجم، وبالتالي سيزداد الضغط الداخلي في المكعب ثمانية أضعاف. لكن في الحالة التي أمامنا، نظرًا لأن المسافة بين كل جزيئين تقل إلى النصف، فإن الجاذبية بين كل جزيئين تزداد أربعة أضعاف، وبما أن المساحة أيضًا تقل إلى الربع، فإن الضغط داخل المكعب المنكمش سيزداد ستة عشر ضعفًا؛ لكننا رأينا بالفعل أنه مع ثبات درجة الحرارة، يزداد الضغط ثمانية أضعاف فقط، وبالتالي لا يمكن أن تظل درجة الحرارة ثابتة، بل يجب أن ترتفع مع الانكماش.

وهكذا نحصل على نتيجة مذهلة إلى حد ما، وهي أن الكرة الغازية في الفضاء التي تصدر حرارة وبالتالي تصغر في الحجم، تزداد درجة حرارتها باستمرار. لكن يمكن القول إن هذا الوضع لا يمكن أن يستمر إلى الأبد. فهل يجب أن نفترض أن الكتلة الغازية ستستمر في الانكماش مع ارتفاع درجة حرارتها بشكل متزايد، وأنها ستصدر المزيد والمزيد من الحرارة كلما فقدت من حجمها؟ أين يكمن الحد لمثل هذا السيناريو؟ مع انكماش الجسم، يجب أن تزداد كثافته، حتى يتحول إما إلى سائل أو صلب، أو على الأقل حتى يتوقف عن الخضوع لقوانين الجسم الغازي البحت الذي افترضناه. وبمجرد أن تتوقف هذه القوانين عن السريان، يختفي هذا الاستدلال؛ ففقدان الحرارة قد يصاحبه فعلاً انخفاض في درجة الحرارة، حتى يصل الجسم مع مرور الوقت إلى درجة حرارة الفضاء نفسه.

لا يُفترض أن يمكن تطبيق هذا الاستدلال بكامله على الحالة الحالية للشمس. فكثافة الشمس الحالية كبيرة جداً لدرجة أن قوانين الغازات لا يمكن تطبيقها عليها بدقة. لكن هناك أسباب وجيهة تدعو إلى الاعتقاد بأن الشمس كانت في الماضي أكثر غازية مما هي عليه الآن؛ وربما في وقت ما كانت غازية بما يكفي لتسمح بتطبيق هذا الاستدلال بكامله. في الوقت الحالي، يبدو أن الشمس في مرحلة وسطى بين حالتها الغازية وحالتها الصلبة. لذلك، لا يمكننا القول إن درجة حرارة الشمس تزداد حالياً بما يتناسب مع عملية الانكماش. قد يكون هذا صحيحاً أو قد لا يكون صحيحاً؛ فليس لدينا وسيلة لتحديد ذلك. لكن يمكننا أن نكون متأكدين من أن الشمس لا تزال غازية بما يكفي لتعاني إلى حد ما من ارتفاع درجة الحرارة المرتبط بالانكماش. وقد يتم إخفاء هذا الارتفاع في درجة الحرارة جزئياً أو كلياً بسبب انخفاض درجة الحرارة الناتج عن إشعاع الحرارة من الجسم شبه الصلب. لكن من الواضح أن تبريد الشمس قد يستغرق وقتاً طويلاً جداً إذا تم تعويض انخفاض درجة الحرارة الناتج عن سبب ما بشكل كبير بارتفاع درجة الحرارة الناتج عن سبب آخر. ولا يمكن الشك في أننا نجد في ذلك التفسير الحقيقي لعدم وجود أي دليل تاريخي على حدوث تغيير ملحوظ في إشعاع الحرارة من الشمس.

هذا السؤال من الأمور المثيرة للاهتمام لدرجة أنه قد يكون من المفيد النظر إليه من زاوية مختلفة قليلاً. يحتوي الشمس على كمية معينة من الطاقة، وجزء منها يختفي باستمرار على شكل حرارة إشعاعية. الطاقة المتبقية في الشمس تتغير طبيعتها جزئياً؛ فبعضها يتحول إلى حرارة، وهذه الحرارة تُستخدم كلياً أو جزئياً لتعويض الخسائر الناتجة عن الإشعاع. لكن، يجب أن تكون الطاقة الكلية للشمس في تناقص؛ ومن ثم يبدو أن الشمس يجب أن تنفد طاقتها في وقت ما، وتتوقف عن كونها مصدراً للضوء والحرارة. صحيح أن معدل انكماش الشمس بطيء جداً، وفي الواقع لا نستطيع قياس انخفاض حجم الشمس بدقة. إنها كمية ضئيلة للغاية، بحيث أن الانكماش منذ ظهور علم الفلك الدقيق ليس كبيراً بما يكفي ليكون ملحوظاً باستخدام تلسكوباتنا. لكن من الممكن حساب مقدار انكماش حجم الشمس، بافتراض أن الطاقة المفقودة نتيجة هذا الانكماش تكفي تماماً لتعويض الإشعاع الحراري اليومي. التغيير ضئيل جداً عندما نأخذ في الاعتبار حجم الشمس الحالي. في الوقت الحالي، يبلغ قطر الشمس حوالي 860,000 ميل. إذا انخفض هذا القطر سنوياً بحوالي 300 قدم، فسيكون هناك طاقة كافية لتعويض كل الإشعاع. هذا الانخفاض التدريجي مستمر دائماً.

تكتسب هذه الاعتبارات أهمية كبيرة عند تطبيقها بشكل رجعي. إذا كان صحيحاً أن الشمس تتقلص في الوقت الحالي، فإن كرتها الشمسي كان لا بد أن يكون أكبر مما هو عليه الآن في الماضي. بافتراض الأرقام المذكورة سابقاً، يترتب على ذلك أن قطر الشمس قبل مائة عام كان لا بد أن يكون أكبر بحوالي ستة أميال من قطرها الحالي؛ وقبل ألف عام كان القطر أكبر بخمسة وخمسين ميلاً؛ وقبل عشرة آلاف عام كان قطر الشمس أكبر بخمسمائة وسبعين ميلاً من قطرها اليوم. عندما خطا الإنسان أول مرة على هذه الأرض، يبدو أن الشمس كانت يجب أن تكون أكبر بمئات، بل ربما بآلاف الأميال، من حجمها الحالي.

لكن، يجب ألا نبالغ في أهمية هذا القول. قطر الشمس كبير جداً، بحيث أن انخفاضاً قدره 10,000 ميل لا يمثل سوى أقل من مائة جزء من قطرها. لو حدث ذلك فجأة...

لكي يتقلص الشمس إلى مسافة 10,000 ميل، فإن التغيير لن يكون ملحوظًا للمراقبة العادية، رغم أن تغييرًا أصغر بكثير لن يفلت من قياسات علم الفلك الدقيقة. ولا يترتب على ذلك بالضرورة أن المناخات على كوكبنا في تلك الأزمنة البعيدة كانت مختلفة جدًا عن تلك التي نجدها اليوم، لأن مسألة المناخ تعتمد على أمور أخرى غير أشعة الشمس.

لكننا لسنا مضطرين لإيقاف رحلتنا عبر الزمن عند أي عصر، مهما كان بعيدًا. يمكننا العودة إلى أزمنة أقدم وأقدم، عبر العصور الطويلة التي يذكرها علماء الجيولوجيا بخصوص ترسب الصخور المتدرجة؛ والعودة أكثر فأكثر إلى أقدم العصور التي بدأ فيها الحياة تظهر على الأرض. ومع ذلك، لا نجد سببًا للافتراض بأن قانون انخفاض حرارة الشمس لا يستمر؛ وبالتالي يبدو أننا ملزمون، بمعرفتنا الحالية، بالافتراض بأن الشمس تزداد حجمًا كلما عدنا أكثر في رحلتنا عبر الزمن. لا يمكننا افتراض أن معدل هذا النمو يظل ثابتًا دائمًا؛ فلا حاجة لمثل هذا الافتراض؛ يكفي لغرضنا أن نجد الشمس تزداد حجمًا كلما نظرنا أكثر في أعماق الزمن البعيد. إذا استمر النظام الحالي في كوننا لفترة طويلة بما فيه الكفاية، فإنه يبدو أنه كان هناك وقت كان فيه حجم الشمس ضعف حجمها الحالي؛ ولا بد أنه كان في وقت ما حجمها عشرة أضعاف حجمها الحالي. لا أحد يستطيع أن يقول كم من الوقت مضى على ذلك. لكننا لا يمكننا التوقف عند المرحلة التي كان فيها حجم الشمس عشرة أضعاف حجمها الحالي؛ فالحجج ستظل صالحة في العصور الأقدم أيضًا. نرى الشمس تتضخم أكثر فأكثر، مع انخفاض متناسب في كثافتها، حتى نجد في النهاية، بدلاً من شمسنا كما نعرفها، سديمًا عملاقًا يملأ منطقة هائلة من الفضاء.

هذه في الواقع هي نظرية أصل نظامنا الشمسي التي طُرحت في تلك الفرضية الشهيرة المعروفة باسم نظرية السديم لدى لابلاس. ولا يمكن أن تكون أكثر من مجرد فرضية؛ فلا يمكن إثباتها بالملاحظة، ولا يمكن إثباتها بالحسابات. إنها مجرد تخمين، قد يكون معقولًا إلى حد ما، ولكن ربما يكون صحيحًا بشكل ضروري إلى حد ما، إذا سمحت قوانين الحرارة الحالية، كما نفهمها، بالتطبيق الشديد المطلوب هنا، وإذا كان النظام الحالي للأشياء قد استمر أيضًا.

حكم لفترة كافية دون تدخل أي قوى غير معروفة لدينا في الوقت الحالي. نظرية السديم هذه لا تقتصر على تاريخ شمسنا فقط؛ يمكن تطبيق منطق مشابه تمامًا على الكواكب الفردية: كلما نظرنا إلى الماضي، أصبح النظام بأكمله أكثر سخونة. كان يُعتقد أنه إذا استطعنا النظر إلى الماضي بما فيه الكفاية، فسنجد الأرض ساخنة جدًا بحيث لا يمكن للحياة أن توجد فيها؛ وإذا نظرنا أبعد من ذلك، فسنجد الأرض وجميع الكواكب ساخنة جدًا حتى درجة الاحتراق؛ وإذا نظرنا إلى عصر أبعد بكثير، حيث كانت الكواكب ساخنة بنفس درجة سخونة شمسنا الحالية. في مرحلة أبكر، يُعتقد أن النظام الشمسي بأكمله كان كتلة ضخمة من الغاز المتوهج، ومنها تطورت تدريجيًا الأشكال الحالية للشمس والكواكب وأقمارها. لا يمكننا التأكد من أن مسار الأحداث كان كما هو موضح هنا؛ لكن هناك أسباب كافية تدعو إلى الاعتقاد بأن هذه النظرية تمثل بشكل أساسي ما حدث فعلاً.

تتوافق العديد من خصائص النظام الشمسي مع الافتراض القائل بأن أصل النظام هو ما تشير إليه نظرية السديم. لقد أشرنا بالفعل في فصل سابق إلى حقيقة أن جميع الكواكب تدور حول الشمس في نفس الاتجاه. كما يجب ملاحظة أن دوران الكواكب حول محاورها، وكذلك حركة الأقمار حول كواكبها، كلها تتبع نفس القانون، مع استثناءين طفيفين في حالة أنظمة أورانوس ونبتون. إن مثل هذا التزامن الملحوظ يوحي بالطبع بضرورة وجود تفسير فيزيائي له. وتقدم نظرية السديم مثل هذا التفسير. لنفترض أنه منذ عصور لا تحصى، كان هناك سديم ضخم يدور ببطء وينكمش ببطء. خلال عملية الانكماش، كانت أجزاء من المادة المكثفة في السديم تترك وراءها. كانت هذه الأجزاء لا تزال تدور حول الكتلة المركزية، وكانت كل جزء يدور حول محوره في نفس الاتجاه. مع استمرار عملية الانكماش، ووفقًا لمبادئ الديناميكا، كان من المفترض أن تزداد سرعة الدوران؛ وهكذا في النهاية تكونت هذه الأجزاء إلى كواكب، بينما انكمشت الكتلة المركزية تدريجيًا لتشكل الشمس. ومن خلال عملية مشابهة على نطاق أصغر، تكونت أنظمة الأقمار.

تطورت من الجسم الأولي المتقلص. ستدور هذه الأقمار الصناعية أيضًا في نفس الاتجاه، وبالتالي يمكن تفسير الخصائص المميزة للنظام الشمسي.

يحظى أصل النظام الشمسي السديمي بدعم كبير من دراسة السماء النجمية. لقد تحدثنا بالفعل عن التشابه بين الشمس والنجوم. إذا مرت شمسنا بالتغيرات التي تتطلبها نظرية السديم، فهل يمكننا أن نتوقع وجود ظواهر مماثلة في نجوم أخرى؟ إذا كان الأمر كذلك، فمن المعقول افتراض أن تطور بعض النجوم ربما لم يصل إلى نفس مرحلة تطور الشمس، وبالتالي قد نتمكن فعلاً من رؤية النجوم في المراحل المبكرة من تطورها. دعونا نرى إلى أي مدى يستجيب التلسكوب لهذه التوقعات.

عادةً ما يكشف مجال رؤية التلسكوب الكبير عن عدد من النجوم المتناثرة على خلفية سوداء للسماء؛ لكن سواد الخلفية ليس موحدًا: فالعين الماهرة للمراقب الخبير ستكتشف في بعض أجزاء السماء ضوءًا خافتًا. قد يكون هذا الضوء مرئيًا في كامل مجال الرؤية، أو قد يشغل حتى عدة مجالات. قد تمر سنوات ولا يظهر أي تغيير ملحوظ. لا يمكن أن يكون هناك أي وهم، والاستنتاج الذي لا مفر منه هو أن الجسم المعني هو كتلة ضخمة من الغاز أو البخار المتوهج بشكل خافت. هذا هو أبسط نوع من السدم؛ يتميز بخفوته الشديدة، ويبدو أنه مكون من مادة شديدة الرقة. من ناحية أخرى، نجد أحيانًا الظاهرة الجميلة والملفتة للنظر المتمثلة في نجم واضح ولامع محاط بغلاف متوهج. بين هذين النوعين المتطرفين، أي الكتلة الخافتة المتناثرة من ناحية، والنجم الساطع المحاط بسديم من ناحية أخرى، يمكن ترتيب سلسلة متدرجة من أنواع أخرى متعددة من السدم. وهكذا لدينا سلسلة من الروابط التي تمر عبر تدرجات غير ملحوظة من أخف السدم تناثرًا من ناحية، إلى النجوم من ناحية أخرى.

بدت السدم في نظر هيرشل ككتل ضخمة من البخار المتوهج. يبرد هذا البخار تدريجيًا، وفي النهاية يتكثف إلى...

نجم، أو عنقود من النجوم. عند تصنيف الأشكال المختلفة للسديميات، بدا الأمر وكأنه يمكن مشاهدة المراحل المختلفة في هذه العملية فعليًا. في السديميات الضخمة الخافتة، بدأت عملية التكثيف للتو؛ أما في السديميات الأصغر والأكثر سطوعًا، فقد تقدم التكثيف أكثر؛ بينما في أخرى، أصبح النجم أو النجوم الناتجة عن التكثيف مرئية بالفعل.

لكن قد يُسأل: كيف عرف هيرشل ذلك؟ ما هو دليله؟ دعونا نجيب على هذا السؤال بمثال. اذهب إلى غابة وانظر إلى شجرة بلوط عتيقة صمدت أمام العواصف لقرون؛ هل لدينا أي شك في أن شجرة البلوط كانت في يوم من الأيام نبتة صغيرة، ونمت تدريجيًا حتى بلغت مرحلة النضج؟ ومع ذلك، لم يتتبع أحد شجرة البلوط خلال مراحلها المختلفة؛ فالعمر القصير للإنسان لم يكن كافيًا لذلك. السبب في أننا نعتقد أن شجرة البلوط مرت بكل هذه المراحل هو أننا على دراية بأشجار البلوط بكل أحجامها، من الشتلة إلى الشجرة العتيقة العظيمة. وبعد رؤية هذا التدرج في عدد هائل من الأشجار، نصبح مقتنعين بأن كل شجرة على حدة تمر بكل هذه المراحل.

وبنفس منطق التفكير هذا، توصل هيرشل إلى وجهة النظر حول أصل النجوم التي حاولنا وصفها. فعمر عالم الفلك ليس طويلاً بما يكفي، وربما لا يكون عمر البشرية كافيًا أيضًا لمراقبة العملية التي يتكثف من خلالها السديم ليشكل جسمًا صلبًا. لكن من خلال مراقبة سديم تلو الآخر، يعتقد عالم الفلك أنه قادر على اكتشاف المراحل المختلفة التي تربط السديم في شكله الأصلي بشكله النهائي. وهكذا يصبح مقتنعًا بأن كل سديم يمر، على مر العصور، بهذه المراحل. وهكذا تبنى هيرشل الرأي القائل بأن النجوم – بعضها أو كثيرًا منها أو كلها – نشأت جميعها من سديم كان في يوم من الأيام مضيئًا.

قد تثير مثل هذه الافتراضات الخيال، لكن يجب التمييز بينها بعناية وبين حقائق علم الفلك الحقيقية. ربما يحصل الأجيال القادمة على أدلة حول هذا الموضوع لا تصل إلينا اليوم: فمعرفتنا بالسديميات حديثة جدًا. لم يتم بعد...

ليس هناك وقت كافٍ لاكتشاف أي تغييرات ملحوظة؛ فبالنسبة لدراسة السدم، يمكن القول فقط إنها بدأت مع فهرس ميسييه في عام 1771.

منذ زمن هرشل، بلا شك، تم الحصول على العديد من الرسومات والملاحظات الدقيقة للسدم؛ لكن الفترة الزمنية كانت قصيرة جدًا، وكانت الملاحظات السابقة غير كافية، مما يجعل من المستحيل دراسة أي تغييرات في السدم بدقة كافية. إذا استمرت الجنس البشري لقرون عديدة، وإذا تم الحفاظ على ملاحظاتنا الحالية خلال تلك الفترة لأغراض المقارنة، فقد يمكن اختبار نظرية هرشل بشكل مُرضٍ.

مرت مئة عام منذ أن طرح لابلاس، ببعض التردد، فرضيته حول طريقة تكوّن النظام الشمسي. بشكل عام، يجب القول إن هذه “الفرضية السديمية” صمدت أمام اختبارات العلم المتقدم بشكل جيد، رغم أن بعض التعديلات الطفيفة أصبحت ضرورية في ضوء الاكتشافات الحديثة. يبدو أن لابلاس (وهرشل أيضًا) اعتبر أن السديم البدائي يتكون من “ضباب مشتعل” أو غاز متوهج عند درجة حرارة عالية جدًا. لكن هذا ليس ضروريًا على الإطلاق، فقد رأينا أن الانكماش التدريجي للكتلة الضخمة يوفر طاقة يمكن تحويلها إلى حرارة، كما تشير الأدلة الطيفية أيضًا إلى وجود درجة حرارة معتدلة في السدم الغازية، ويجب اعتبارها ممثلة للفوضى البدائية الافتراضية التي تطورت منها شمسنا وكواكبنا. نقطة أخرى تم إعادة النظر فيها هي تكوّن الكواكب المختلفة. كان يُعتقد سابقًا أن دوران الكتلة الأصلية تسبب تدريجيًا في انفصال عدد من الحلقات ذات الأحجام المختلفة عن الجزء المركزي، وتراكمت مواد هذه الحلقات مع مرور الوقت لتشكل كواكب منفردة. اعتُبر حلقة زحل دليلاً على هذه العملية، لأن لدينا هنا حلقة لم يتم تكثيفها إلى قمر واحد أو أكثر بشكل كامل. لكن في حين أنه ليس من المستحيل أن تكون المواد على شكل حلقات قد تركت وراءها أثناء انكماش الكتلة السديمية (في الواقع، ربما نشأت الكواكب الصغيرة بين المريخ والمشتري بهذه الطريقة)، يبدو من المرجح أن…

تشكلت الكواكب الأكبر حجمًا من تجمع المادة في نقطة على خط الاستواء للسديم الدوار.

يبدو أن الخطوات الفعلية للعملية التي تحول بها السديم البدائي إلى النظام الشمسي تقع خارج نطاق الاكتشاف.

الفصل السابع والعشرون: المد والجزر.[44]
علم الفلك الرياضي – نظريات لاغرانج: مدى صحتها الفعلية – أن النظام الشمسي ليس مكونًا من أجسام صلبة – قوانين كيبلر صحيحة وفقًا للملاحظات، لكنها ليست صحيحة تمامًا عندما لا تكون الأجسام صلبة – أخطاء الملاحظة – المد والجزر – كيف تم رصد المد والجزر – اكتشاف العلاقة بين المد والجزر والقمر – المد والجزر الشمسية والقمرية – العمل الذي يقوم به المد والجزر – من أين يحصل المد والجزر على القوة اللازمة للقيام بهذا العمل؟ – المد والجزر يزيدان من طول اليوم – الحد الأقصى لقصر اليوم – التاريخ المبكر لنظام الأرض والقمر – التوازن غير المستقر – نسبة الشهر إلى اليوم – مسار النظام في المستقبل – تساوي الشهر واليوم – العصر الحاسم في المستقبل – تفسير الوجه الثابت للقمر – الجانب الآخر للقمر – أقمار المريخ – حركاتها الملحوظة – هل كان للمد والجزر تأثير في تشكيل النظام الشمسي بشكل عام؟ – لحظة الزخم – لم يكن للمد والجزر تأثير يُذكر أو لا تأثير على مدار المشتري – الخاتمة.

إن الاكتشافات العظيمة للاغرانج حول استقرار النظام الكوكبي صحيحة من ناحية معينة. لم يجرؤ أحد على الطعن في الرياضيات التي استخدمها لاغرانج. بالنظر إلى النظام الكوكبي بالشكل الذي افترضه لاغرانج، فإن استقرار هذا النظام مضمون إلى الأبد. لكن هناك افتراض واحد قدمه لاغرانج، واستندت إليه نظريته بأكملها، وهو أن الكواكب أجسام صلبة.

لا شك أن كوكب الأرض يبدو جسمًا صلبًا. ما الذي يمكن أن يكون أكثر صلابة وثباتًا من كتل الصخور والمعادن التي تشكل الأرض، في الحدود التي يمكننا الوصول إليها؟ في فضاءات الكون الشاسعة، تعتبر الأرض مجرد جسيم صغير؛ لذا كان من الطبيعي والمنطقي افتراض أن هذا الجسيم صلب. لو كانت الأرض صلبة تمامًا – أي لو كان كل جسيم في الأرض على مسافة ثابتة من كل جسيم آخر – ولو لم تتعرض الأرض لأي ضغوط أو قوى، وفي أي ظروف ممكنة، لم تحدث فيها أدنى تغيير في شكلها – لو كان الأمر كذلك…

يمكن قول الشيء نفسه عن الشمس وعن جميع الكواكب الأخرى؛ إذًا يجب أن تتحقق تنبؤات لاغرانج بشأن الاستمرارية الأبدية لنظامنا الشمسي.

لكن ما هي حقائق الأمر؟ هل الأرض صلبة حقًا؟ نعلم من التجارب أن الجسم الصلب بالمعنى الرياضي للكلمة غير موجود. الصخور ليست صلبة؛ الفولاذ ليس صلبًا؛ حتى الماس ليس صلبًا تمامًا. الأرض كلها بعيدة كل البعد عن كونها صلبة حتى على سطحها، بينما قد يكون جزء من باطنها سائلاً إلى حد ما. لا يمكن اعتبار الأرض جسمًا صلبًا تمامًا؛ فكيف يمكن اعتبار الأجرام الأكبر في نظامنا الشمسي صلبة أيضًا؟ ربما لا يمكن حتى اعتبار كوكبي المشتري وزحل أجسامًا صلبة. كان نظام لاغرانج الشمسي يتكون من شمس صلبة وعدد من الكواكب الصلبة الصغيرة؛ أما النظام الشمسي الفعلي فيتكون من شمس ليست صلبة بأي معنى، وكواكب تكون صلبة جزئيًا فقط.

يطرح ذلك سؤالًا حول ما إذا كانت اكتشافات علماء الرياضيات العظماء في القرن الماضي ستنطبق ليس فقط على النظام الشمسي المثالي الذي تخيلوه، بل أيضًا على النظام الشمسي الفعلي الذي نعيش فيه. لا شك أن هذه الاكتشافات صحيحة إلى حد كبير؛ فهي قريبة جدًا من الحقيقة المطلقة، لدرجة أن الملاحظات لم تُظهر حتى الآن أي انحراف عنها.

لكن في الوضع الحالي للعلم، لم يعد بإمكاننا تجاهل الأسئلة المهمة التي تظهر عند التعامل مع الأجسام غير الصلبة بالمعنى الرياضي للكلمة. دعونا، على سبيل المثال، نأخذ أبسط القوانين التي ذكرناها، وهو قانون كيبلر العظيم، الذي ينص على أن الكوكب سيدور إلى الأبد على مسار بيضاوي يكون الشمس أحد مراكزه. وقد تم التحقق من صحة ذلك من خلال الملاحظات الفعلية؛ بل إنه تم تأكيده عبر الملاحظات قبل أن يتم تقديم أي تفسير نظري لهذه الحركة. لكن إذا عبرنا عن الأمر بدقة أكبر، سنجد أن ما أثبته نيوتن في الواقع هو أنه إذا جذبت جسيمان صلبان بعضهما البعض وفقًا لقانون قوة يتغير مع العكس التربيعي للمسافة بين الجسيمين، فإن كل جسيم سيتبع مسارًا بيضاويًا يكون مركز ثقلهما المشترك في...

التركيز: الأرض، إلى حد ما، صلبة، ولذلك كان من الطبيعي افتراض أن السلوك النسبي للأرض والشمس سيتبع، بنفس القدر، القانون البيضاوي البسيط لكيبلر؛ وفي الواقع، فإنهما يتبعان هذا القانون بدقة شديدة، لدرجة أنه إذا أخذنا في الاعتبار أسباب التشويش الأخرى، فلا يمكننا، حتى عبر الملاحظة الدقيقة جدًا، اكتشاف أدنى تغير في حركة الأرض ناتج عن عدم صلابتها.

لكن هناك دقة فائقة في الأبحاث الرياضية، وهي دقة تتجاوز في هذه الحالة أيضًا أدق الملاحظات التي تسمح لنا بها أدواتنا. تخبرنا مبادئ الرياضيات أنه رغم صحة قوانين كيبلر بالنسبة للأجرام التي تكون صلبة تمامًا من الناحية الرياضية، إلا أنه إذا كانت الشمس أو الكواكب خالية تمامًا، أو حتى في أدق أجزائها، من الصلابة المطلقة، فإن قوانين كيبلر لا يمكن أن تكون صحيحة بعد ذلك. ألا نكون هنا أمام تناقض؟ تخبرنا الملاحظة أن قوانين كيبلر صحيحة في النظام الكوكبي؛ بينما تخبرنا النظرية أن هذه القوانين لا يمكن أن تكون صحيحة في النظام الكوكبي، لأن الأجرام في ذلك النظام ليست صلبة تمامًا. كيف يمكن التغلب على هذا التناقض؟ أم أن هناك تناقضًا فعلاً؟ لا يوجد تناقض. عندما نقول إن قوانين كيبلر قد ثبتت صحتها عبر الملاحظة، يجب أن نفكر في طبيعة البراهين التي يمكن الحصول عليها. نلاحظ مواقع الكواكب باستخدام الأدوات الموجودة في مراصدنا؛ ويتم قياس هذه المواقع بمساعدة ساعاتنا والدوائر المقسمة على الأدوات. لا شك أن هذه الملاحظات دقيقة للغاية؛ لكنها لا تمتلك، ولا يمكنها أن تمتلك، دقة مطلقة بالمعنى الرياضي للكلمة. يمكننا، على سبيل المثال، تحديد موقع كوكب بدقة بحيث لا يكون هناك خطأ يزيد عن ثانية قوسية واحدة؛ وثانية قوسية واحدة كمية صغيرة جدًا. عصا قياس موضوعة على بعد حوالي أربعين ميلاً تشكل زاوية قدرها ثانية قوسية واحدة، ومن الصعب للغاية قياس موقع كوكب والتأكد من عدم وجود خطأ يزيد عن هذا القدر في النتيجة.

عندما نقارن نتائج الملاحظات مع الحسابات التي أُجريت على افتراض صحة قوانين كيبلر، وعندما نحكم بتطابق الملاحظات مع الحسابات، فإن هناك دائمًا إشارة، سواء كانت صريحة أم غير صريحة، إلى الأخطاء الحتمية في الملاحظات. إذا تطابقت الحسابات والملاحظات بدرجة كبيرة لدرجة أن الفروق بينهما ضئيلة جدًا بحيث يمكن أن تكون ناتجة عن الأخطاء المرتبطة بالملاحظات نفسها، فإننا نكون راضين عن هذا التطابق؛ لأنه في الواقع لا يمكن تحقيق تطابق أكبر، بل حتى لا يمكن تصوره. يمكن تقدير تأثير نقص الصرامة على تطبيق قوانين كيبلر من خلال الحسابات؛ ويتبين، كما هو متوقع، أن هذا التأثير ضئيل للغاية — ضئيل لدرجة أنه يقع ضمن هامش الخطأ الضيق الذي قد تتأثر به الملاحظات. وبالتالي، لا نستطيع التمييز عبر القياسات الفعلية بين الآثار الناتجة عن غياب الصرامة والآثار الأخرى، لأنها مختلطة بشكل لا يمكن فصله مع الأخطاء الصغيرة في الملاحظات.

الحجة التي سنستند إليها في أبحاثنا مبنية في الواقع على ظاهرة مألوفة للغاية. لا يوجد أحد زار السواحل ولم يكن على دراية بارتفاع وانخفاض مستوى البحر الذي نسميه المد والجزر. مرتين كل 24 ساعة يتقدم البحر نحو الشاطئ ليُحدث المد العالي؛ ومرتين كل يوم ينسحب البحر مرة أخرى ليُحدث المد الضعيف. هذه المد والجزر لا تقتصر فقط على السواحل؛ بل تصل لمسافات كيلومترات عديدة في مجاري الأنهار، وتغمر بشكل دوري المصبات الكبيرة. في البلدان الساحلية، يكتسب المد والجزر أهمية عملية كبيرة جدًا؛ كما أن لهما أهمية أقل وضوحًا، وهو ما يهدف بحثنا الآن إلى استكشافه.

لم تعد هذه النبضات اليومية للمحيط لغزًا منذ زمن بعيد. فقد لوحظ في أقدم العصور وجود علاقة بين المد والجزر والقمر. وقد أشار الكتّاب القدماء، مثل بليني وأرسطو، إلى العلاقة بين أوقات المد العالي ومراحل دورة القمر. أعتقد أننا أحيانًا لا نمنح علماء الفلك القدماء القدر الكافي من التقدير الذي يستحقونه بفضل ذكائهم الحقيقي. لقد قرأنا جميعًا، وتم تعليمنا جميعًا، أن القمر والمد والجزر مرتبطان ببعضهما البعض؛ لكن كم منا...

هل من بيننا من يستطيع القول إنه لاحظ فعلاً تلك العلاقة من خلال ملاحظة شخصية مباشرة؟ لابد أن أول شخص درس هذه المسألة بعناية كافية لإقناع نفسه وإقناع الآخرين بواقعيتها كان فيلسوفاً عظيماً. لا نعرف اسمه، ولا نعرف أمته، ولا نعرف العصر الذي عاش فيه؛ لكن إعجابنا باكتشافه يجب أن يزداد عند التفكير في أنه لم يكن لديه نظرية الجاذبية لتوجيهه. فالفيلسوف المعاصر الذي لم يرَ البحر قط يمكنه مع ذلك التنبؤ بضرورة المد والجزر كنتيجة لقانون الجاذبية الكونية؛ أما عالم الفلك البدائي، الذي لم يكن يعرف بالرابط غير المرئي الذي يجمع بين جميع الأجرام في الكون، فقد أحرز اكتشافاً رائعاً – بل اكتشافاً نموذجياً – عندما حدد العلاقة بين القمر والمد والجزر.

يمكننا أن نفترض أن هذا الاكتشاف، على الأرجح، نشأ أولاً من ملاحظات البحارة ذوي الخبرة. في جميع الأمور المتعلقة بالدخول إلى الميناء أو مغادرته، يُعدّ حالة المد والجزر من أهم الأمور بالنسبة للبحار. حتى في عرض البحر، يضطر أحياناً إلى تعديل مساره وفقاً للتيارات الناتجة عن المد والجزر؛ أو، عند تحديد مساره عن طريق قياس الأعماق، يجب عليه دائماً أن يأخذ في الاعتبار أن العمق يتغير مع المد والجزر. وهكذا، فإن كل ما يتعلق بالمد والجزر يدخل ضمن مجال ملاحظته اليومية. فعمله اليومي، ونجاح مهنته، وأمان حياته، كلها تعتمد في كثير من الأحيان على المد والجزر؛ ولذلك كان يسعى جاهداً لتعلم كل ما قد يكون مفيداً له في المستقبل من خلال ملاحظاته. بالنسبة للبحار الذي يبحر على طول الساحل، فإن السؤال الأساسي هو وقت المد الأعلى. وهذا الوقت يتغير من يوم لآخر؛ فهو يأتي بعد ساعة أو أكثر غداً مقارنة باليوم، ولا يوجد قاعدة بسيطة جداً يمكن ذكرها. لذلك، كان البحار يرحب بأي قاعدة يمكن أن توجهه في مسألة بهذه الأهمية. يمكننا أن نفترض كيفية اكتشاف مثل هذه القاعدة لأول مرة. لنفترض، على سبيل المثال، أن بحاراً في كاليه يتجه نحو الميناء. كانت ليلة جميلة – القمر كامل؛ فساعده القمر في طريقه؛ ووصل إلى الميناء بأمان؛ وفي صباح اليوم التالي وجد أن المد كان مرتفعاً بين الساعة 11 و12.[45] كرر هذه الرحلة مراراً، لكنه وجد أحياناً مداً منخفضاً وغير مناسب في الصباح. وأخيراً،

لكنه خطر بباله أنه في الليالي المضاءة بضوء القمر، يحدث المد العالي في الساعة 11. ويحدث ذلك مرة أو مرتين فقط؛ فاعتبره مجرد صدفة. لكنه حدث مرارًا وتكرارًا، حتى اكتشف أنه يحدث دائمًا. فأخبر البحارة الآخرين بهذه القاعدة، فجربوها هم أيضًا. واتضح دائمًا أنه عندما يكون القمر كاملاً، يحدث المد العالي دائمًا في نفس الساعة وفي نفس المكان. وهكذا تم إثبات العلاقة بين القمر والمد والجزر، وسيقوم البحارة الذكيون بشكل طبيعي بمقارنة مراحل القمر المختلفة مع أوقات المد العالي. فعلى سبيل المثال، يلاحظون أن القمر في الربع الأول يسبب دائمًا المد العالي في نفس ساعة اليوم؛ وأخيرًا، يحصلون على قاعدة عملية، يمكنهم من خلالها معرفة الوقت الذي سيكون فيه المد العالي في الميناء الذي يعملون فيه، استنادًا إلى حالة القمر. وسيلاحظ المراقب الدقيق علاقة أخرى بين القمر والمد والجزر؛ فسيلاحظ أن بعض المدود العالية ترتفع أكثر من غيرها، وأن بعض المدود المنخفضة تنخفض أكثر من غيرها. وهذا أمر ذو أهمية عملية كبيرة. فعندما يتعين عبور مضيق خطير، سيشعر البحارة بمزيد من الأمان لمعرفتهم أنهم سيتمكنون من عبوره في أوج المد العالي؛ أو إذا كان عليهم مواجهة التيارات المدية التي تكون في بعض الأماكن ذات قوة هائلة، فسيفضلون بشكل طبيعي استخدام المدود المنخفضة، حيث تكون قوة هذه التيارات أقل من المعتاد. وسيصبح المد العالي والمد المنخفض مألوفين لديهم، وسيدركون أن المد العالي يحدث عندما يكون القمر كاملاً أو جديدًا، أو على الأقل، أن المد العالي يحدث في فترة ثابتة من الأيام بعد القمر الكامل أو الجديد. ومن المؤكد أنه من خلال التفكير بهذه الطريقة، تم إدراك العلاقة بين القمر والمد والجزر في العصور القديمة.

لكن لم يصبح من الممكن تقديم تفسير فيزيائي للمد والجزر إلا بعد الاكتشاف العظيم لنيوتن الذي كشف عن قانون الجاذبية العالمية. وحينها أصبح من الممكن فهم كيف يجذب القمر الأرض بأكملها وكل جزيء فيها. وأصبح من الممكن فهم كيف تستطيع جزيئات السوائل التي تشكل المحيطات على الأرض أن تخضع للجاذبية بطريقة لا تستطيع بها الأجزاء الصلبة ذلك. عندما يكون القمر فوق الرأس، يميل إلى سحب المياه إلى أسفل، وبالتالي يسبب المد العالي. كما أن المياه في الجانب المقابل من الأرض تتأثر أيضًا.

بطريقة قد لا يتم توقعها في البداية. يجذب القمر الجزء الصلب من الأرض بقوة أكبر مما يجذب به المياه الموجودة على الجانب الآخر الأبعد عنه، وبالتالي تنجذب الأرض بعيدًا عن المياه، مما يؤدي إلى ظهور المد العالي سواء على الجانب البعيد عن القمر أو على الجانب القريب منه، أما المد المنخفض فهو يحدث في المواقع الوسطى.

كما أن الشمس تسبب المد والجزر على الأرض؛ لكن بسبب بُعد الشمس الكبير، فإن الفرق بين جاذبيتها على البحر وعلى الجزء الصلب داخل الأرض ليس كبيرًا جدًا، ولذلك فإن المد الناتج عن الشمس أصغر من المد الناتج عن القمر. عندما يتعاون المد الناتج عن الشمس والمد الناتج عن القمر، يحدث مد عالٍ جدًا؛ أما عندما يكونان متعاكسين، فيحدث مد منخفض جدًا.

لكن هناك العديد من العوامل التي يجب أخذها في الاعتبار عند محاولة تطبيق هذا المنطق العام على ظروف حالة معينة. بسبب الخصائص المحلية، تختلف المد والجزر بشكل كبير في أجزاء مختلفة من الساحل. في منطقة محدودة مثل البحر الأبيض المتوسط، يكون نطاق المد والجزر صغيرًا نسبيًا، حيث يتراوح ارتفاعه في أماكن مختلفة بين قدم واحدة وبضعة أقدام. وفي وسط المحيط أيضًا، لا يكون ارتفاع المد والجزر كبيرًا، فعلى سبيل المثال، يكون النطاق في جزيرة سانت هيلينا ثلاثة أقدام. بالقرب من القارات الكبيرة، يتأثر المد والجزر بشكل كبير بالسواحل؛ ففي لندن يصل ارتفاع المد إلى ثمانية عشر أو تسعة عشر قدمًا؛ لكن أكثر المد والجزر إثارة للإعجاب في الجزر البريطانية هو ما يحدث في مضيق بريستول، حيث يصل ارتفاع المد في تشيبستو أو كارديف إلى سبعة وثلاثين أو ثمانية وثلاثين قدمًا في أوقات المد العالي، وإلى ثمانية وعشرين أو تسعة وعشرين قدمًا في أوقات المد المنخفض، وهذه القيم تتجاوزها في أماكن أخرى من العالم. أكبر المد والجزر على الإطلاق هو ما يحدث في خليج فوندي، حيث يصل ارتفاع المد في بعض أجزائه إلى خمسين قدمًا على الأقل في أوقات المد العالي.

إن ارتفاع وانخفاض المد يصاحبه بالضرورة تكوّن التيارات المائية. وهذه التيارات معروفة جيدًا، وفي بعض أنهارنا الكبيرة تكون ذات أهمية كبيرة جدًا. ويمكن استخدام هذه التيارات المائية، مثل أي تيارات مائية أخرى، في أداء أعمال مفيدة.

يمكننا، على سبيل المثال، حجز المياه المرتفعة في خزان، وعندما تنخفض المدّ يمكننا إجبار المياه المحبوسة على تشغيل عجلة مائية قبل أن تعود إلى البحر. لدينا بالفعل هنا مصدر للطاقة الحقيقية؛ لكنه فقط في ظروف غير عادية جدًا يُعتبر استخدام المدّ لهذا الغرض اقتصاديًا. يمكن طرح هذا السؤال للحساب، ويمكن حساب مساحة الخزان التي ستحتفظ بمياه كافية لتشغيل عجلة مائية ذات قوة معينة. يمكن إظهار أن مساحة الخزان اللازمة لحجز مياه كافية لإنتاج 100 حصان من القوة ستكون 40 فدانًا. يتم تقليص السؤال بأكمله إلى سؤال بسيط يتعلق بالتكلفة: هل ستكون تكلفة بناء وصيانة هذا الخزان أكثر أو أقل من تكلفة بناء وصيانة محرك بخاري ذو قوة مماثلة؟ في معظم الحالات، يبدو أن المحرك البخاري سيكون أرخص بكثير؛ على أي حال، لا نجد في الواقع محركات مدّية قيد الاستخدام، وبالتالي فإن طاقة المدّ تضيع حاليًا. لكن الجوانب الاقتصادية لهذه الحالة قد تتغير بشكل جذري في مرحلة ما في المستقبل، عندما تظهر مخزونات الوقود لدينا، التي نستهلكها حاليًا بكثرة، علامات واضحة على النفاد.

لكن المدّ يقوم بعمل من نوع ما. فالمد في مصب النهر قد يقوم أحيانًا بتجريف ضفة ونقل موادها إلى مكان آخر. لدينا هنا عمل تم وطاقة تم استهلاكها، تمامًا كما لو أن نفس المهمة قد تم إنجازها بواسطة مهندسين يوجهون قوى العمال الأقوياء. نحن نعلم أنه لا يمكن إنجاز العمل دون استهلاك الطاقة بأشكال مختلفة؛ فمن أين إذًا تأتي الطاقة التي توفر قوة المدّ؟ للوهلة الأولى، يبدو الجواب على هذا السؤال واضحًا جدًا. ألم نقل إن المدّ ناتج عن القمر؟ وإذًا، أليس من الضروري أن تأتي الطاقة من القمر؟ يبدو هذا واضحًا جدًا، لكن للأسف هو غير صحيح. إنه أحد تلك الحالات التي ليست نادرة في علم الديناميكا، حيث تكون الحقيقة مختلفة تمامًا عما يبدو أنه الحال. ربما يوضح مثال الأمر. عند إطلاق رصاصة من بندقية، فإن إصبع الرامي هو الذي يضغط على الزناد؛ لكن هل يجب أن نقول إذًا إن الطاقة التي دفعت الرصاصة قد جاءت من الرامي نفسه؟

بالتأكيد لا؛ فالطاقة ناتجة بالطبع عن البارود، وكل ما فعله رماة البنادق هو توفير الوسيلة التي يمكن من خلالها إطلاق الطاقة المخزنة في البارود. يمكننا مقارنة ذلك إلى حد ما بمشكلة المد والجزر؛ فالمد والجزر الناتجان عن القمر هما السبب الأصلي الذي يؤدي إلى استخدام كمية معينة من الطاقة لأداء الأعمال التي يمكن للمد والجزر القيام بها. ومن الغريب أن هذه الطاقة لا تكمن في القمر، بل في الأرض نفسها. في الواقع، من المثير للدهشة أن القمر يكتسب طاقة من المد والجزر عبر امتصاص جزء من الطاقة الموجودة في الأرض. وهذا ليس نتيجة واضحة؛ بل يعتمد على نظرية ديناميكية متطورة.

يجب أن نفهم بوضوح طبيعة هذا المخزون الهائل من الطاقة الذي يستمد منه المد والجزر قوتهما، والذي يسمح للقمر باستخراج كميات كبيرة ومستمرة منه. دعونا نرى بأي معنى يُقال إن الأرض تمتلك مخزونًا من الطاقة. نحن نعلم أن الأرض تدور حول محورها مرة واحدة في اليوم، وهذا الدوران هو مصدر الطاقة. لنقارن دوران الأرض بدوران عجلة الطاير الموجودة في محرك البخار؛ فدوران عجلة الطاير في الواقع يشبه خزانًا يضخ فيه المحرك الطاقة مع كل حركة للمكبس. أما الآلات المختلفة في المطحنة التي يشغلها المحرك، فهي تستخدم فقط الطاقة المخزنة في عجلة الطاير. يمكن اعتبار الأرض عجلة طاير ضخمة مفصولة عن المحرك، لكنها لا تزال متصلة بالآلات في المطحنة. وبسبب أبعادها الهائلة وسرعتها العالية، تمتلك هذه العجلة الضخمة مخزونًا هائلاً من الطاقة، ويجب استهلاكها قبل أن تتوقف العجلة عن الدوران. ولهذا السبب، رغم أن المد والجزر ناتجان عن القمر، إلا أن الطاقة التي يحتاجانها تُحصل عليها عن طريق استخدام جزء من الإمداد الهائل المتاح من دوران الأرض.

لكن هناك فرقًا جوهريًا للغاية بين الأرض وعجلة الطاير في المحرك؛ فبينما تُستخرج الطاقة من عجلة الطاير وتُستهلك من قبل الآلات المختلفة في المطحنة، فإنها تُعوض باستمرار بطاقة جديدة تأتي من عمل محرك البخار، وبذلك تظل سرعة عجلة الطاير ثابتة.

الأرض عبارة عن عجلة دوارة بدون محرك. عندما تستخدم المد والجزر طاقتها لأداء الأعمال، فإن هذه الطاقة لا تُعوض. والنتيجة حتمية: يجب أن تكون الطاقة المستخدمة في دوران الأرض في تناقص مستمر. وهذا يؤدي إلى نتيجة ذات أهمية قصوى؛ فإذا تم فصل المحرك عن العجلة الدوارة، فإن العجلة الضخمة قد تدور بضع مرات فقط، ثم تتوقف بسرعة. يجب استخلاص استنتاج مماثل بالنسبة للأرض؛ لكن طاقتها هائلة جدًا مقارنة بالمتطلبات التي تُفرض عليها، لذا فإن الأرض قادرة على الصمود. يجب أن تمر عصور لا تحصى قبل أن تنفد طاقة دوران الأرض بالكامل بسبب تأثيرات المد والجزر. ومع ذلك، من الضروري أن تكون الطاقة في تناقص؛ وإذا كانت كذلك، فإن سرعة دوران الأرض يجب أن تنخفض بالتأكيد، وإن كان ذلك ببطء. لقد وصلنا الآن إلى استنتاج حول المد والجزر يمكن صياغته بأبسط الكلمات: إذا كانت سرعة الدوران في انخفاض، فإن طول اليوم يجب أن يزداد؛ ومن هنا نصل إلى الاستنتاج الأهم، وهو أن المد والجزر تزيد من طول اليوم.

اليوم أطول من الأمس، وغدًا سيكون أطول من اليوم. الفرق صغير جدًا لدرجة أنه حتى على مدار العصور، من الصعب القول إنه تم تحديده بوضوح من خلال الملاحظة. نحن لا ندعي معرفة عدد القرون التي مرت منذ كان اليوم أقصر بثانية واحدة فقط مما هو عليه الآن؛ لكن القرون ليست الوحدات التي نستخدمها في دراسة تطور المد والجزر. من المحتمل جدًا أن يكون الفرق بين طول اليوم وقيمته الحالية كان كبيرًا جدًا قبل مليون سنة. دعونا نلقي نظرة إلى أعماق الزمن الماضي، ونرى ما يمكن للمد والجزر أن تخبرنا به. إذا استمر الوضع الحالي، فإن اليوم كان يجب أن يصبح أقصر كلما عدنا إلى الماضي البعيد. اليوم يبلغ 24 ساعة؛ كان في الماضي 20 ساعة، ثم 10 ساعات، ثم 6 ساعات. إلى أي مدى يمكننا العودة؟ بمجرد أن تنتهي الـ6 ساعات، نبدأ في الاقتراب من حد يجب أن يحدد نهاية رحلتنا في الرجوع إلى الماضي. كلما كان اليوم أقصر، كانت الأرض أكثر انتفاخًا عند خط الاستواء؛ وكلما كانت الأرض أكثر انتفاخًا عند خط الاستواء...

كلما زادت سرعة دوران الأرض، زاد الضغط المفروض على موادها بسبب قوة الطرد المركزي. لو دارت الأرض بسرعة كبيرة جدًا، لما استطاعت البقاء متماسكة؛ بل كانت ستنفصل إلى أجزاء، تمامًا كما ينشطر حجر الطحن عند تدويره بسرعة كبيرة. لذلك، نجد في الماضي البعيد حاجزًا يوقف هذا التفكك. هناك سرعة حرجة معينة هي الأقصى التي يمكن للأرض تحملها دون خطر الانفصال، لكن تحديد قيمة هذه السرعة بدقة ليس أمرًا سهلاً. فهي تعتمد على طبيعة مواد الأرض، وعلى درجة الحرارة، وعلى تأثير الضغط، بالإضافة إلى تفاصيل أخرى لا نعرفها بدقة. لكن تم إجراء تقدير للسرعة الحرجة، وأُظهر رياضيًا أن أقصر فترة دوران يمكن للأرض أن تمتلكها دون أن تتفكك تبلغ حوالي ثلاث أو أربع ساعات. وهكذا، أوصلتنا نظرية تطور المد والجزر إلى استنتاج مفاده أنه في عصر بعيد للغاية، كانت الأرض تدور حول محورها في فترة تقارب ثلاث أو أربع ساعات.

وهكذا نعلم أننا مدينون للقمر بالتمديد التدريجي لطول اليوم من قيمته الأولية إلى 24 ساعة. امتثالًا لأحد أعمق قوانين الطبيعة، تفاعلت الأرض مع القمر، وتجلّى تأثير الأرض في شكل ملموس، وهو دفع القمر تدريجيًا بعيدًا عن الأرض. يمكن ملاحظة أن هذا الدفع يشبه نوعًا من الانتقام من قبل الأرض. ونتيجة ابتعاد القمر ملحوظة للغاية؛ فنصف قطر مسار دوران القمر حاليًا يبلغ 240,000 ميل، ويجب أن يستمر هذا النصف قطر في الزيادة باستمرار بسبب المد والجزر. مع معرفتنا بهذه الحقيقة، دعونا نلقي نظرة إلى التاريخ الماضي للقمر. فبينما يزداد مسافة القمر عند النظر إلى المستقبل، نجده يقل مسافته عند النظر إلى الماضي. لا بد أن القمر كان أقرب إلى الأرض بالأمس مما هو عليه اليوم؛ ولا شك أن الفرق ضئيل جدًا بالسنين أو القرون أو الآلاف من السنين، لكن عند النظر إلى الملايين من السنين، لا بد أن القمر كان أقرب بكثير مما هو عليه الآن.

حتى نجد في النهاية أن مسافته، بدلاً من 240,000 ميل، قد انخفضت إلى 40,000 ميل، ثم إلى 20,000 ميل، ثم إلى 10,000 ميل. ولا حاجة لنا للتوقف – ولا يمكننا التوقف – حتى نجد القمر على مقربة فعلية من سطح الأرض. إذا استمرت قوانين الطبيعة الحالية في العمل لفترة كافية، ولم تحدث أي تدخلات خارجية، فلا يمكن الشك في أن القمر والأرض كانا في يوم من الأيام على مقربة شديدة من بعضهما البعض. بل يمكننا حساب الفترة التي كان يجب أن يدور فيها القمر حول الأرض. كلما كان القمر أقرب إلى الأرض، كان عليه أن يدور بسرعة أكبر؛ وفي اللحظة الحاسمة التي كان فيها القمر على مقربة شديدة من كوكبنا، كان عليه أن يكمل كل دورة في حوالي ثلاث أو أربع ساعات.

وقد أدى هذا إلى واحدة من أجرأ التكهنات التي تم طرحها على الإطلاق في علم الفلك. لا يمكننا الامتناع عن ذكرها؛ لكن يجب تذكر أنها مجرد تكهن، ويجب التعامل معها بحذر. يهدف هذا التكهن إلى الإجابة على السؤال: ما الذي جعل القمر يصل إلى تلك الموقع، على مقربة من سطح الأرض؟ سنقول فقط إن هناك سبباً جوهرياً يدفعنا للاعتقاد بأن القمر، في فترة مبكرة جداً، انفصل عن الأرض عندما كانت الأرض في حالة طرية أو قابلة للتشكل.

في بداية التاريخ، وجدنا الأرض والقمر متقاربين جداً. ووجدنا أن معدل دوران الأرض كان بضع ساعات فقط، بدلاً من أربع وعشرين ساعة. ووجدنا أن القمر كان يكمل رحلته حول الأرض البدائية في نفس الوقت تماماً الذي تدور فيه الأرض البدائية حول محورها، بحيث كان الجسمان مواجهين لبعضهما البعض باستمرار. شكّل هذا الوضع ما يمكن لعالم رياضيات أن يصفه بحالة من التوازن الديناميكي غير المستقر. لم يكن بالإمكان أن يستمر هذا الوضع. يمكن مقارنته بحالة إبرة موازنة على طرفها؛ فلا بد للإبرة أن تسقط إلى أحد الجانبين. وبالمثل، لم يكن بإمكان القمر الاستمرار في الحفاظ على هذا الموقع. كان هناك خياران ممكنان: إما أن يسقط القمر مرة أخرى على الأرض ويُمتص مرة أخرى في كتلة الأرض، أو أن يبدأ رحلته نحو الخارج. أي من هذين الخيارين كان سيختاره القمر؟ ربما ليس لدينا وسيلة لمعرفة ما الذي حدد اختيار القمر لأحد الخيارين بدلاً من الآخر.

وهناك احتمال آخر، لكن لا يمكن أن يكون هناك شك بشأن المسار الذي سلكه القمر فعلاً. إن وجود القمر يدل على أنه لم يعد إلى الأرض، بل بدأ رحلته نحو الخارج. ومع ابتعاد القمر عن الأرض، يجب، وفقاً لقوانين كيبلر، أن يستغرق وقتاً أطول لإكمال دورته. وهكذا، تزايدت مدة الدورة من بضع ساعات في البداية حتى وصلت إلى 656 ساعة في الوقت الحالي. وبالطبع، تغيرت سرعة دوران الأرض أيضاً وفقاً لابتعاد القمر. بمجرد أن بدأ القمر في الابتعاد، تحررت الأرض من الالتزام الذي كان يفرض عليها توجيه نفس الوجه دائماً نحو القمر. وعندما يبتعد القمر إلى مسافة معينة، تكمل الأرض دورتها في وقت أقصر من الوقت الذي يستغرقه القمر لإكمال دورة واحدة. لكن القمر يبتعد أكثر فأكثر، وتزداد مدة دورته بالتالي، حتى يصبح ثلاثة أيام أو أربعة أيام (أو عدد من دورات الأرض) مساوياً للشهر (أو دورة القمر). وعلى الرغم من زيادة عدد الأيام في الشهر، إلا أنه لا ينبغي أن نفترض أن سرعة دوران الأرض تزداد؛ بل العكس هو الصحيح. فسرعة دوران الأرض تتباطأ، وكذلك دوران القمر، لكن تباطؤ القمر أكبر من تباطؤ الأرض. وعلى الرغم من أن مدة دوران الأرض قد زادت بشكل كبير عن قيمتها الأصلية، إلا أن مدة دوران القمر زادت أكثر، بحيث أصبحت عدة أضعاف مدة دوران الأرض. ومع مرور العصور، يبتعد القمر أكثر فأكثر، ويزداد مداره، وتزداد مدة دورته، حتى يصل في النهاية إلى مرحلة ملحوظة جداً، وهي في جوهرها نقطة تحول في مسيرة القمر. في هذه المرحلة، تصل فترات دوران القمر، عند قياسها بفترات دوران الأرض، إلى أقصى قيمة لها. يبدو أن الشهر كان في ذلك الوقت تسعة وعشرين يوماً. وبالطبع، لا يُقصد بذلك أن الشهر واليوم في تلك المرحلة كانا مطابقين للشهر واليوم كما نقيسهما الآن بالساعات؛ فكلاهما كان أقصر منهما الآن. لكن ما نعنيه هو أن الأرض دارت تسعة وعشرين مرة حول محورها في تلك المرحلة، بينما أكمل القمر دورة واحدة.

لقد مر هذا العصر الآن. لا يمكن حاليًا بذل أي محاولة لتقدير تاريخ ذلك العصر باستخدام وحدات القياس المعتادة لدينا. وفي الوقت نفسه، لا يمكن إثارة أي شك في قدم هذا الحدث الهائل مقارنة بجميع السجلات التاريخية؛ لكن ما إذا كان يجب احتسابه بمئات الآلاف من السنين، أو بملايين السنين، أو بعشرات الملايين من السنين، فإن ذلك يظل إلى حد كبير موضوع تخمين.

بمجرد مرور هذا العصر الملحوظ، نجد أن مسار الأحداث في نظام الأرض والقمر يبدأ في التشكل نحو تلك المرحلة النهائية الملحوظة التي لها نقاط تشابه مع المرحلة الأولية. لا يزال القمر يدور في مدار ذو قطر يزداد باستمرار، وإن كان ببطء شديد. وبالتالي، يزداد طول الشهر، وبما أن دوران الأرض لا يزال يتباطأ باستمرار، فإن طول اليوم يزداد أيضًا باستمرار. لكن نسبة طول الشهر إلى طول اليوم تُظهر الآن تغيرًا. فقد ازدادت هذه النسبة تدريجيًا، من القيمة واحدة في البداية، إلى القيمة القصوى التي تبلغ حوالي تسعة وعشرين في العصر المذكور سابقًا. والآن تبدأ النسبة في الانخفاض مرة أخرى، حتى نجد أن الأرض تقوم بثمانية وعشرين دورة فقط، بدلاً من تسعة وعشرين، في كل دورة للقمر حولها. يستمر انخفاض النسبة حتى تصبح القيمة سبعة وعشرين تعبر عن عدد أيام الشهر. هنا أيضًا، لدينا عصر لا يمكننا تجاوزه دون تعليق خاص. في كل ما تم ذكره حتى الآن، كنا نتناول أحداث الماضي البعيد؛ وقد وصلنا أخيرًا إلى الحالة الحالية لنظام الأرض والقمر. أيام هذا العصر هي أيامنا المعروفة، والشهر هو الفترة المعروفة لدوران قمرنا. في الوقت الحالي، يبلغ طول الشهر حوالي سبعة وعشرين يومًا من أيامنا، وقد ظلت هذه العلاقة صحيحة إلى حد كبير على مدى آلاف السنين الماضية. ستظل صحيحة إلى حد كبير على مدى آلاف السنين القادمة، لكنها لن تظل صحيحة إلى الأبد. إنها مجرد مرحلة في هذا التحول العظيم؛ قد تبدو لنا ذات صفات الدوام في رؤيتنا العابرة، تمامًا كما تبدو أجنحة الذبابة ساكنة عندما تضيؤها شرارة كهربائية؛ لكن عندما نتأمل التاريخ بمفاهيم زمنية كافية لعلم الفلك، ندرك كيف أن الحالة الحالية...

لا يمكن لحالة نظام الأرض والقمر أن تكون أكثر استقرارًا من أي مرحلة أخرى في التاريخ.

لكن يجب على سردنا الآن أن يتخذ شكلاً مختلفًا. لقد تحدثنا عن الماضي، ووصلنا إلى الحاضر؛ فهل يمكننا أن نقول أي شيء عن المستقبل؟ هنا أيضًا، تأتي المد والجزر لمساعدتنا. إذا فهمنا حقيقة الديناميكا بشكل صحيح (ومن يستطيع الآن أن يشكك فيها؟)، فسنتمكن من التنبؤ بالتغيرات اللاحقة في نظام الأرض والقمر. إذا لم يكن هناك أي تدخل من مصدر خارجي غير معروف لنا حاليًا، فيمكننا التنبؤ – على الأقل بشكل عام – بمسار القمر في المستقبل. يمكننا أن نرى كيف سيواصل القمر مساره الخارجي. سيزداد مسار دورانه ببطء شديد، لكنه سيزداد دائمًا؛ ولن يتراجع هذا التقدم، على الأقل، قبل الوصول إلى المرحلة النهائية من تاريخنا. لن نتأخر الآن في الخوض في المراحل الوسطى؛ بل سنحاول رسم الشكل النهائي الذي يميل إليه نظامنا. في المستقبل البعيد – ملايين السنين العديدة القادمة – سيتم الاقتراب من هذه المرحلة النهائية. سيستمر انخفاض نسبة الشهر إلى اليوم، والتي تحدثنا عن انخفاضها بالفعل. سيزداد مدة دوران القمر أطول فأطول، لكن طول اليوم سيزداد بسرعة أكبر بكثير من زيادة مدة دوران القمر. سننتقل من شهر مكون من 27 يومًا إلى شهر مكون من 26 يومًا، وهكذا، حتى نصل إلى شهر مكون من 10 أيام، وأخيرًا، شهر مكون من يوم واحد.

دعونا نفهم بوضوح ما نعنيه بشهر مكون من يوم واحد. نعني أن الوقت الذي يستغرقه القمر للدوران حول الأرض سيكون مساويًا للوقت الذي تستغرقه الأرض للدوران حول محورها. سيكون طول هذا اليوم، بالطبع، أكبر بكثير من يومنا الحالي. العنصر الوحيد المجهول في هذه الدراسات يظهر عندما نحاول إعطاء دقة رقمية للبيانات. يبدو أنه من المؤكد، تمامًا مثل قوانين الديناميكا، أنه سيتم في النهاية الوصول إلى حالة في نظام الأرض والقمر تكون فيها اليوم والشهر متساويين؛ لكن عندما نحاول تحديد طول ذلك اليوم، ندخل عنصرًا خطيرًا في هذه الدراسة.

من تقدير طول هذا اليوم، يجب أن نفهم أن القيمة المذكورة معطاة بحذر شديد. قد تكون خاطئة إلى حد ما، ولكن ربما ليس بمقدار كبير. يبدو أن طول هذا اليوم الطويل يساوي تقريبًا خمسة وخمسين يومًا من أيامنا. بمعنى آخر، في وقت حرج ما في المستقبل البعيد جدًا، سيستغرق الأرض حوالي 1400 ساعة لإتمام دورة واحدة حول نفسها، بينما سيكمل القمر رحلته في نفس الوقت تمامًا.

وهكذا نرى كيف أن المرحلة الأولى من نظام الأرض والقمر والمرحلة الأخيرة تشبهان بعضهما البعض من بعض النواحي. في كلتا الحالتين، يكون اليوم مساويًا للشهر. في المرحلة الأولى، كان اليوم والشهر مجرد جزء صغير من يومنا؛ أما في المرحلة الأخيرة، فكل من اليوم والشهر عبارة عن عدد كبير من أيامنا. ومع ذلك، هناك فرق كبير بين العصر الحرج الأول والعصر الحرج الأخير. لقد ذكرنا بالفعل أن العصر الأول كان عصر عدم استقرار؛ فلم يكن بإمكانه الاستمرار؛ أما هذه الحالة الثانية فهي حالة استقرار ديناميكي. بمجرد تحقيق هذه الحالة، ستكون دائمة وستستمر إلى الأبد إذا أمكن عزل الأرض والقمر عن أي تدخلات خارجية.

هناك خاصية مميزة تميز الحركة عندما يكون الشهر مساويًا لليوم. من خلال التفكير البسيط، يتضح أنه في هذه الحالة يجب على الأرض أن توجه نفس الوجه دائمًا نحو القمر. إذا كان اليوم مساويًا للشهر، فإن الأرض والقمر يجب أن يدورا معًا، كما لو كانا مرتبطين بأحزمة غير مرئية؛ وأي نصف كرة من الأرض تكون موجهة نحو القمر عند بداية هذه الحالة ستظل كذلك طالما أن اليوم يظل مساويًا للشهر.

في هذه المرحلة، من الصعب تجنب التذكير بتلك الخاصية المميزة لحركة القمر التي لوحظت منذ العصور القديمة. نحن نشير بالطبع إلى حقيقة أن القمر في الوقت الحالي يوجه دائمًا نفس الوجه نحو الأرض.

يقع على عاتق علماء الفلك تقديم تفسير فيزيائي لهذه الحقيقة الملفتة للنظر. يدور القمر حول كوكبنا مرة واحدة في فترة زمنية محددة.

عدد الثواني. إذا كان القمر دائمًا يوجه نفس الوجه نحو الأرض، فإن ذلك يدل على أن القمر يدور حول محوره مرة واحدة في نفس عدد الثواني أيضًا. وهذا سيكون مجرد صدفة غير مرجحة للغاية ما لم يكن هناك سبب فيزيائي يفسرها. لا نحتاج إلى البحث بعيدًا عن السبب: فالمد والجزر على القمر هما اللذان تسببا في هذه الظاهرة. نجد الآن أن سطح القمر خشن، وهو ما يدل على وجود نشاط بركاني شديد في الماضي. تلك البراكين صامتة الآن؛ يبدو أن النيران الداخلية في القمر قد استنفدت؛ لكن كان هناك وقت كان فيه القمر كتلة ساخنة وشبه منصهرة. كان هناك وقت كانت مواد القمر ساخنة لدرجة أنها كانت طرية ومرنة، وفي تلك الكتلة الطرية والمرنة، أدى جاذبية كوكبنا الأرض إلى حدوث مد وجزر شديدة. ليس لدينا أي سجلات تاريخية لهذه المد والجزر (لقد سبقت وجود التلسكوبات بفترة طويلة، وربما سبقت وجود الجنس البشري أيضًا)، لكننا نعلم أن هذه المد والجزر كانت موجودة في الماضي من خلال التأثيرات التي تركتها، ويمكن رؤية تلك التأثيرات اليوم في الوجه الثابت الذي يوجهه القمر نحو الأرض. الارتفاع والانخفاض الخفيفان للمحيطات اللذان يشكلان مد وجزرنا يقدمان صورة مختلفة تمامًا عن المد والجزر التي كان يعاني منها القمر في الماضي. كانت المد والجزر على القمر أكبر بكثير من تلك الموجودة على الأرض. كانت أكبر لأن وزن الأرض أكبر من وزن القمر، مما سمح للأرض بإحداث مد وجزر أقوى بكثير على القمر مما كان بإمكان القمر نفسه أن يحدثه على الأرض.

إن اتجاه القمر دائمًا نحو نفس الوجه نحو الأرض يعتمد مباشرة على شرط أن يدور القمر حول محوره في نفس الفترة الزمنية التي يحتاجها للدوران حول الأرض. المد والجزر هما قوة تنظيمية فعالة باستمرار لضمان الالتزام بهذا الشرط. إذا دار القمر ببطء أكبر مما ينبغي، فإن مد وجزر الحمم البركانية الشديدة ستجر القمر للدوران بسرعة أكبر وأكبر حتى يصل إلى السرعة المطلوبة؛ وعندها فقط، وليس قبل ذلك، ستمنحه الهدوء. أو إذا دار القمر بسرعة أكبر حول محوره مقارنة بسرعته في مداره، فإن المد والجزر ستعمل مرة أخرى بشكل عنيف؛ لكن هذا...

سيقومون بإبطاء دوران القمر، حتى يقل سرعته إلى دورة واحدة لكل دورة كاملة حول الأرض.

هل يمكن للقمر أن يتحرر يومًا ما من قيود المد والجزر؟ ليس من السهل الإجابة على هذا السؤال، لكن يبدو أنه ربما ليس من المستحيل أن يتحرر القمر في وقت ما في المستقبل من سيطرة المد والجزر. من الواضح فعلاً أن المد والجزر، حتى في الوقت الحالي، لا يمارسان سيطرة صارمة جدًا على القمر كما كان الحال في الماضي. لا نرى الآن أي محيطات على القمر، ولا تُظهر البراكين أي أثر للحمم المنصهرة. من الصعب جدًا أن يكون هناك مد وجزر على القمر، لكن قد يكون هناك تيارات داخلية فيه. ربما يكون الجزء الداخلي من القمر لا يزال ساخنًا بما يكفي للحفاظ على درجة معينة من السيولة، وإذا كان الأمر كذلك، فإن سيطرة المد والجزر ستظل تمسك القمر؛ لكن من المرجح أن يأتي وقت، إن لم يأتِ بالفعل، يصبح فيه القمر باردًا في مركزه – باردًا كدرجة حرارة الفضاء. إذا كانت مواد القمر صلبة تمامًا كما يصفها عالم الرياضيات، فلا شك أن المد والجزر لن يكونا موجودين بعد ذلك، وسيتحرر القمر من سيطرتهما. يبدو من المستحيل التنبؤ بمدى قدرة القمر على التكيف مع ظروف جسم صلب تمامًا، لكن من الممكن تخيل أن يتوقف تأثير المد والجزر تقريبًا في وقت ما في المستقبل. وعندها لن يكون هناك أي ارتباط ضروري بين فترة دوران القمر وفترة دورانه حول الأرض. وهكذا، يظهر بصيص من الأمل في علم الفلك للمستقبل البعيد. نحن نعلم أن فترة دوران القمر تزداد، وطالما استطاعت قوى المد والجزر التأثير، فإن فترة دوران الأرض يجب أن تزداد أيضًا. لقد توصلنا الآن إلى تخمين لحالة يغيب فيها هذا التأثير. وعندها لن يكون هناك ما يمنع القمر من الاستمرار في الدوران كما هو الحال الآن، بينما تزداد فترة دورانه حول الأرض. وبذلك، قد يتاح لخلفاء علماء الفلك في المستقبل البعيد رؤية الجانب الآخر من القمر، وهو ما حُرم منه جميع علماء الفلك السابقين.

المد والجزر الناتجة عن القمر على الأرض تعمل كفرامل لدوران الأرض. وهي تسعى باستمرار إلى جعل فترة دوران الأرض تتطابق مع فترة دوران القمر. وبما أن القمر يدور مرة واحدة كل 27 يومًا، فإن الأرض في الوقت الحالي

الحركة سريعة جدًا، ونتيجة لذلك يسعى التحكم المدّي في الوقت الحالي إلى إبطاء دوران الأرض. أما دوران القمر فقد خضع منذ زمن بعيد للتحكم المدّي، وذلك لأن القمر كان صغيرًا نسبيًا وكانت قوة المدّ الناتجة عن الأرض هائلة. لكن الوضع الآن مختلف؛ فالأرض أكبر وأكثر كتلة من القمر، والمدّ الناتج عن القمر ضئيل وضعيف، ولم تخضع الأرض بعد بالكامل لتأثير المدّ. لكن المدّ مستمر، ولا يتوقف أبدًا عن محاولة التحكم، وهو يميل تدريجيًا إلى جعل اليوم والشهر يتزامنان، رغم أن التقدم بطيء للغاية.

تدفعنا نظرية المدّ إلى التطلع إلى حالة بعيدة المدى، حيث يدور القمر حول الأرض في فترة تساوي اليوم، بحيث يوجه كلا الجسمين وجههما دائمًا نحو بعضهما البعض، شريطة أن يظل التحكم المدّي قادرًا على توجيه دوران القمر. من حيث التفاعل المتبادل بين الأرض والقمر، فإن مثل هذا الترتيب يتمتع بكل صفات الاستمرارية. لكن إذا تجرأنا على توسيع نظرتنا إلى مستقبل أبعد، فيمكننا أن نرى سببًا خارجيًا قد يمنع هذا التوافق المتبادل بين الأرض والقمر من أن يكون أبديًا. فالمدّ الناتج عن القمر على الأرض أكبر بكثير من ذلك الناتج عن الشمس، لدرجة أننا في منطقنا السابق لم نأخذ في الاعتبار المدّ الناتج عن الشمس إلا بشكل ضئيل. من الواضح أن هذه مجرد طريقة تقريبية للتعامل مع هذه المسألة. تأثير المدّ الشمسي ملحوظ، وسيزداد أهميته مقارنة بالمدّ القمري تدريجيًا مع اقتراب الأرض والقمر من المرحلة الحرجة النهائية. سيكون للمدّ الشمسي تأثير تطبيق فرامل إضافية باستمرار على دوران الأرض. وبالتالي، بعد أن يصبح اليوم والشهر متساويين، سيكون هناك تباطؤ أكبر في طول اليوم. وهكذا نرى أنه في المستقبل البعيد سيدور القمر حول الأرض في وقت أقصر من الوقت الذي تدور فيه الأرض حول محورها.

يوفر اكتشاف أقمار كوكب المريخ تأكيدًا مفيدًا للغاية لهذه الآراء. كوكب المريخ هو أحد الكواكب الأصغر حجمًا.

أعضاء نظامنا. يبلغ كتلته ثُمن كتلة الأرض فقط. الكوكب الصغير مثل المريخ لديه طاقة دوران أقل بكثير مما يجعله عرضة للتدمير مقارنة بالكوكب الأكبر مثل الأرض. لذلك، من الممكن توقع أن يتطور الكوكب الصغير بسرعة أكبر بكثير من الكوكب الكبير؛ وبالتالي، يمكننا التوقع بأن المريخ وأقماره قد وصلا إلى مرحلة أكثر تقدمًا في تاريخهما مقارنة بالأرض وقمرها.

عندما أثار اكتشاف أقمار المريخ دهشة العالم في عام 1877، لم يكن هناك شيء أثار الدهشة أكثر من الفترة الزمنية لدوران القمر الداخلي. لقد أشرنا بالفعل في الفصل العاشر إلى أن فوبوس يدور حول المريخ في فترة 7 ساعات و39 دقيقة. أما فترة دوران المريخ نفسه فهي 24 ساعة و37 دقيقة، ومن ثم نجد حقيقة لا مثيل لها في النظام الشمسي، وهي أن القمر يدور في الواقع ثلاث مرات أسرع من دوران الكوكب نفسه. من الصعب الشك في أن المد والجزر الشمسيين قد قلّلا من سرعة دوران المريخ بالطريقة المذكورة.

لطالما بدا لي أن الموضوع المذكور هو أحد أكثر المواضيع إثارة للاهتمام والفائدة في تاريخ علم الفلك بأكمله. أولاً، لدينا اكتشاف رائع باستخدام التلسكوب للأقمار الصغيرة للمريخ، ولدينا أيضًا تحديد للحركة غير الطبيعية لأحد هذه الأقمار. ثم وجدنا تفسيرًا فيزيائيًا مقنعًا لسبب هذه الظاهرة، وأظهرنا أنها مثال بارز على التطور الناتج عن المد والجزر. وأخيرًا، رأينا أن نظام المريخ وأقماره هو في الواقع تنبؤ بالمصير الذي ينتظر نظام الأرض والقمر بعد مرور العصور.

يبدو من الطبيعي أن نتساءل إلى أي مدى يمكن لتأثير المد والجزر أن يساهم في تشكيل مدارات الكواكب. الظروف هنا مختلفة تمامًا عن تلك التي واجهناها في نظام الأرض والقمر. دعونا أولاً نصيغ المشكلة بشكل واضح. يتكون النظام الشمسي من الشمس في المركز، ومن الكواكب التي تدور حول الشمس. تدور هذه الكواكب حول محاورها؛ وتدور أيضًا حول بعضها البعض...

لكواكبنا أنظمتها الخاصة من الأقمار. وللتبسيط، يمكننا افتراض أن جميع الكواكب وأقمارها تدور في نفس المستوى، وأن الكواكب تدور حول محاور عمودية على ذلك المستوى. في دراسة نظرية التطور المدّي، يجب أن نسترشد بشكل أساسي بمبدأ ديناميكي عميق يُعرف باسم حفظ “زخم الدوران”. لا يتم هنا محاولة إثبات هذا المبدأ العظيم؛ يكفي القول إنه يمكن استنتاجه بشكل صارم من قوانين الحركة، وبالتالي فإن يقينه يأتي في المرتبة الثانية فقط بعد الحقائق الأساسية للهندسة العادية أو الجبر. خذ، على سبيل المثال، الكوكب العملاق المشتري؛ ففي ثانية واحدة، يتحرك حول الشمس لمسافة زاوية معينة. إذا ضربنا كتلة المشتري في تلك الزاوية، ثم ضربنا الناتج في مربع المسافة بين المشتري والشمس، فإننا نحصل على قيمة معينة. يسمي عالم الرياضيات هذه القيمة “زخم الدوران المداري” للمشتري.[46] وبنفس الطريقة، إذا ضربنا كتلة زحل في الزاوية التي يتحرك فيها الكوكب في ثانية واحدة، ثم ضربنا الناتج في مربع المسافة بين الكوكب والشمس، فإننا نحصل على زخم الدوران المداري لزحل. وبطريقة مماثلة، نحدد زخم الدوران لكل كوكب آخر نتيجة دورانه حول الشمس. كما يجب علينا تحديد زخم الدوران للكواكب حول محاورها؛ ففي ثانية واحدة، يدور المشتري لمسافة زاوية معينة؛ نضرب تلك الزاوية في كتلة المشتري، وفي مربع خط معين يعتمد على تركيبه الداخلي، ويشكل الناتج “زخم الدوران الدوري”. وبطريقة مماثلة، نحدد زخم الدوران الدوري لكل كوكب آخر. كل قمر صناعي يدور لمسافة زاوية معينة حول كوكبه الأم في ثانية واحدة؛ نحصل على زخم الدوران لكل قمر صناعي عن طريق ضرب كتلته في الزاوية المذكورة في ثانية واحدة، ثم ضرب الناتج في مربع المسافة بين القمر الصناعي وكوكبه الأم. أخيرًا، نحسب زخم الدوران للشمس نتيجة دورانها؛ ونحصل عليه عن طريق ضرب الزاوية التي تدور فيها الشمس في ثانية واحدة في الكتلة الكلية للشمس، ثم ضرب الناتج في مربع خط ذو طول هائل يعتمد على تفاصيل البنية الداخلية للشمس.

إذا نجحنا في شرح ما يعنيه لحظة الزخم، فإن صياغة القانون العظيم تصبح بسيطة نسبيًا. أولاً، يجب أن نلاحظ أن لحظة الزخم لأي كوكب قد تتغير؛ فهي ستتغير إذا تغيرت المسافة بين الكوكب والشمس، أو إذا تغيرت السرعة التي يدور بها الكوكب حول محوره؛ وبالمثل، يمكن أن تتغير لحظة الزخم للشمس، وكذلك للأقمار الصناعية. في البداية، تم نقل كمية معينة من لحظة الزخم إلى نظامنا، ولا يمكن للنظام الشمسي ككل أن يهدر أو يفقد أي جزء من هذه الكمية. بغض النظر عن التفاعلات المتبادلة بين مختلف أجسام النظام، وبغض النظر عن التغيرات التي قد تحدث لها – سواء كانت مد وجزر أو حتى اصطدامات متبادلة – يجب الالتزام بالقانون العظيم لحفظ لحظة الزخم. إذا كانت بعض الأجسام في النظام الشمسي تفقد لحظة الزخم، فيجب أن تكتسب أجسام أخرى في النظام هذه اللحظة، حتى تظل الكمية الإجمالية دون تغيير. يُعد هذا الاعتبار ذا أهمية قصوى فيما يتعلق بالمد والجزر؛ فتوزيع لحظة الزخم في النظام يتغير باستمرار بسبب المد والجزر؛ لكن مهما تغيرت حركة المد والجزر، فإن الكمية الإجمالية للزخم لا يمكن أن تتغير طالما أن العوامل الخارجية غير موجودة.

يجب علينا هنا أن نشير إلى الفرق بين ما يمتلكه نظامنا من طاقة وما يمتلكه من لحظة زخم. التفاعلات المتبادلة في نظامنا، في القدر الذي تنتج فيه حرارة، تميل إلى إهدار الطاقة، ويمكن أن يتم تبديد جزء كبير منها بهذه الطريقة وفقدانه؛ لكن التفاعلات المتبادلة ليس لها القدرة على تبديد لحظة الزخم.

إذا افترضنا أن الكمية الإجمالية للزخم في النظام الشمسي تساوي 100، فإن توزيعها حاليًا هو كالتالي:—

العزم المداري لكوكب المشتري: 60
العزم المداري لكوكب زحل: 24
العزم المداري لكوكب أورانوس: 6
العزم المداري لكوكب نبتون: 8
العزم الدوراني للشمس: 2
—
100

إن مساهمات العناصر الأخرى ضئيلة للغاية. فالعزمومات المدارية للكواكب الداخلية تمثل أقل من ألف جزء من المجموع الكلي. أما المساهمات الدورانية لجميع الكواكب وأقمارها فهي أقل بكثير، حيث لا تتجاوز واحدًا من ستين ألف جزء من المجموع الكلي. لذلك، عند دراسة التأثيرات العامة للمد والجزر على مدارات الكواكب، يمكن تجاهل هذه الأمور التافهة. لكننا سنجد أن من المفيد تضييق نطاق البحث أكثر، وتركيز انتباهنا على مثال واحد بارز. دعونا نأخذ الشمس وكوكب المشتري، وبافتراض غياب جميع الأجرام الأخرى في نظامنا، دعونا نناقش تأثير المد والجزر الناتج عن الشمس على كوكب المشتري، وتأثير المد والجزر الناتج عن كوكب المشتري على الشمس.

قد يُعتقد بشكل سريع أن الكواكب وُلدت من الشمس، تمامًا كما وُلد القمر من الأرض، وأنها تراجعت تدريجيًا بسبب المد والجزر إلى حالتها الحالية. لدينا وسائل للتحقيق في هذا الأمر من خلال الأرقام المذكورة، وسنوضح أنه من المستحيل أن يكون كوكب المشتري، أو أي من الكواكب الأخرى، قد كان أقرب إلى الشمس بكثير مما هو عليه الآن. في حالة كوكب المشتري والشمس، يتكون العزم المداري من ثلاثة عناصر؛ أكبر هذه العناصر بكثير هو الناتج عن دوران كوكب المشتري حول الشمس، والعنصر التالي هو الناتج عن الشمس نفسها.

السبب الثالث هو دوران كوكب المشتري حول محوره. يمكننا تقريب هذه القيم إلى أرقام صحيحة كالتالي:—

عزم الزخم المداري لكوكب المشتري: 600,000
عزم الزخم الدوراني لكوكب المشتري: 20,000
عزم الزخم الدوراني للشمس: 12

تُسبب الشمس المد والجزر في كوكب المشتري، وهذه المد والجزر تبطئ من دوران كوكب المشتري. فهي تجعله يدور ببطء أكبر فأكبر، وبالتالي يقل عزم زخمه، ومن ثم يجب أن تقل قيمته الحالية وهي 12. حتى الشمس نفسها قد تتأثر بالمد والجزر؛ فكوكب المشتري يسبب مد وجزر في الشمس، وهذه المد والجزر تبطئ من حركة الشمس، وبالتالي يقل عزم زخم الشمس أيضًا. ومن هاتين الأسبابين، يجب أن تزداد القيمة 600,000؛ بمعنى آخر، يجب أن تزداد الحركة المدارية لكوكب المشتري، أو أن يبتعد كوكب المشتري عن الشمس. وبهذا المعنى، فإن نظام الشمس وكوكب المشتري مشابه لنظام الأرض والقمر. فكما أن المد والجزر على الأرض تدفع القمر للابتعاد، فإن المد والجزر في كوكب المشتري والشمس تدفع هذين الجسمين للابتعاد تدريجيًا. لكن هناك فرق كبير بين الحالتين؛ يمكن إثبات أن المد والجزر الناتجة في كوكب المشتري بسبب الشمس أكثر فعالية من تلك الناتجة في الشمس بسبب كوكب المشتري. لذلك، يمكن تجاهل مساهمة الشمس في الوقت الحالي؛ وبالتالي، فإن زيادة عزم الزخم المداري لكوكب المشتري تحدث في الواقع على حساب الطاقة المخزنة نتيجة دوران كوكب المشتري. لكن ما قيمة 12 مقارنة بـ 600,000؟ حتى عندما يتم استيعاب كل عزم الزخم الدوراني لكوكب المشتري وأقماره…

في الحركة المدارية، لن يكون هناك فرق ملحوظ تقريبًا في الخصائص المتعلقة بها. في العصور القديمة، يمكننا بالفعل أن نفترض أن كوكب المشتري، لكونه أكثر حرارة، كان أكبر منه الآن، وأن لديه عزم دوران أكبر بكثير. لكن من الصعب تصديق أن كوكب المشتري قد يكون يمتلك يومًا عزم دوران يعادل مائة ضعف ما لديه الآن. وحتى لو تم نقل 1200 وحدة من عزم الدوران إلى الحركة المدارية، فإن ذلك سيؤدي فقط إلى فرق طفيف جدًا في المسافة بين كوكب المشتري والشمس. وبالتالي، فإننا متأكدون من أن المد والجزر لم يغير بشكل ملحوظ أبعاد مدار كوكب المشتري أو المذنبات الكبيرة الأخرى.

لكن سيأتي وقت يقل فيه دوران كوكب المشتري حول محوره تدريجيًا بسبب تأثير المد والجزر. وسيتبين حينها أن عزم دوران الشمس سيُستخدم تدريجيًا لتوسيع مدارات الكواكب، لكن بما أن هذا الاحتياطي يشكل حوالي 2% فقط من المجموع في نظامنا الشمسي، فلا يمكنه إحداث أي تأثير كبير.

إن نظرية التطور الناتج عن المد والجزر، التي علمتنا الكثير عن التاريخ الماضي لأنظمة الأقمار في النظام الشمسي على يد البروفيسور داروين، ستكون بلا شك، كما أشار الدكتور سي، قادرة أيضًا على تفسير المدارات شديدة الانحراف في أنظمة النجوم المزدوجة. في نظام الأرض والقمر، لدينا جسمان مختلفان تمامًا من حيث الحجم، حيث تبلغ كتلة الأرض حوالي ثمانين ضعف كتلة القمر. لكن في حالة معظم النجوم المزدوجة، نحن نتعامل مع جسمين ليسا مختلفين كثيرًا من حيث الكتلة. يمكن إثبات أن المدار كان في الأصل ذا انحراف طفيف، لكن الاحتكاك الناتج عن المد والجزر قادر ليس فقط على توسيعه، بل أيضًا على إطالته. إن قوة التسارع أكبر بكثير عند نقطة الاقتراب الأقصى (عندما يكون الجسمان أقرب إلى بعضهما البعض) مقارنة بنقطة الابتعاد الأقصى (عندما تكون المسافة بينهما أكبر). وبالتالي، فإن قوة التأثير عند نقطة الاقتراب الأقصى ستزيد من مسافة الابتعاد الأقصى بمقدار هائل، بينما عند نقطة الابتعاد الأقصى ستزيد من مسافة الاقتراب الأقصى بمقدار صغير جدًا. وهكذا، بينما يتم توسيع الشكل البيضاوي تدريجيًا، يصبح المدار أكثر انحرافًا فأكثر، حتى يتوقف الدوران حول المحور.

لقد تم تقليل ذلك بشكل كافٍ من خلال نقل الزخم المحوري إلى الزخم المداري.

والآن يجب علينا أن نختتم هذا الفصل، رغم وجود العديد من المواضيع الأخرى التي يمكن تضمينها. إن نظرية التطور المدّي تُعد بالفعل من المواضيع ذات الأهمية الاستثنائية. لقد بذل علماء الرياضيات في الماضي جهودهم في تحديد ديناميكيات الأنظمة المكونة من أجسام صلبة. ونحن مدينون لعلماء الرياضيات المعاصرين لفتح آفاق ميكانيكا الفلك استنادًا إلى افتراض أكثر واقعية مفاده أن الأجسام ليست صلبة؛ بمعنى آخر، أنها تخضع للتأثيرات المدّية. لقد تزايدت الصعوبات الرياضية بشكل هائل، لكن المشكلة أصبحت أكثر توافقًا مع الطبيعة، وقد أدت بالفعل إلى بعض أبرز الاكتشافات الفلكية التي تمت في العصر الحديث.

لقد انتهينا الآن من سرد قصتنا عن السماوات. بدأنا هذا العمل بشرح موجز عن الأدوات الميكانيكية والبصرية المستخدمة في علم الفلك؛ وأنهيناه بوصف موجز لطريقة بحث فكرية تكشف عن بعض الظواهر السماوية التي حدثت قبل ظهور البشرية بآلاف السنين. لقد تحدثنا عن تلك الأجرام التي تقع على مقربة نسبية منا، ثم تقدمنا خطوة بخطوة نحو السدم والعناقيد البعيدة التي تبدو وكأنها تقع على حدود الكون المرئي. ومع ذلك، ما أقل ما يمكننا رؤيته حتى باستخدام أقوى تلسكوباتنا، مقارنةً بمساحة الفضاء اللامتناهي بأكملها! مهما كانت الأعماق التي استطاعت أدواتنا استكشافها، فلا يزال هناك ما هو أبعد منها وذو مساحة لامتناهية. تخيل كرة ضخمة في الفضاء، كرة ذات أبعاد هائلة لدرجة أنها تشمل الشمس ونظامها، وجميع النجوم والسدم، بل وحتى جميع الأجرام التي يمكن لقدراتنا المحدودة تخيلها. ولكن، ما هي نسبة حجم هذه الكرة الضخمة إلى مساحة الفضاء اللامتناهي بأكملها؟ النسبة أقل بشكل لا نهائي من نسبة الماء الموجود في قطرة ندى واحدة إلى الماء الموجود في المحيط الأطلسي بأكمله.

الملحق: الكميات الفلكية

الشمس
المسافة المتوسطة للشمس عن الأرض هي 92,900,000 ميل؛ قطرها 866,000 ميل؛ كثافتها المتوسطة مقارنة بالماء هي 1.4؛ شكلها البيضاوي غير ملحوظ تقريبًا؛ تدور حول محورها في فترة تتراوح بين 25 و26 يومًا.

القمر
المسافة المتوسطة للقمر عن الأرض هي 239,000 ميل؛ قطر القمر 2,160 ميل؛ كثافته المتوسطة مقارنة بالماء هي 3.5؛ الوقت اللازم لدورانه حول الأرض هو 27.322 يومًا.

الكواكب
المسافة عن الشمس، الكثافة، الفترة الدورانية المتوسطة (بالملايين من الأميال)، القطر، الفترة الدورانية حول المحور (بالأيام)، الكثافة المتوسطة مقارنة بالماء:
عطارد: 36.0، 28.6، 43.3، 87.969، 3,030، 6.85(?)
الزهرة: 67.2، 66.6، 67.5، 224.70، 7,700، 4.85
الأرض: 92.9، 91.1، 94.6، 365.26، 7,918، 5.58
المريخ: 141، 128، 155، 686.98، 4,230، 4.01
المشتري: 483، 459، 505، 4,332.6، 86,500، 9.55، 1.38
زحل: 886، 834، 936، 10,759، 71,000، 10.14، 0.72
أورانوس: 1,782، 1,700، 1,860، 30,687، 31,900، 1.22
نبتون: 2,792، 2,760، 2,810، 60,127، 34,800، 1.11

أقمار المريخ:

المسافة المتوسطة عن مركز المريخ. الفترة الزمنية:
ساعات. دقائق. ثوانٍ.
فوبوس: 5,800 ميل، 7 ساعات و39 دقيقة و14 ثانية.
ديموس: 14,500 ميل، 30 ساعة و17 دقيقة و54 ثانية.

أقمار كوكب المشتري:

المسافة المتوسطة عن مركز المشتري. الفترة الزمنية:
أيام. ساعات. دقائق. ثوانٍ.
القمر الداخلي الجديد بارنارد: 112,500 ميل، 0 ساعة و11 دقيقة و57 ثانية و22 جزءًا من الثانية.
القمر الأول: 261,000 ميل، 1 ساعة و18 دقيقة و27 ثانية و34 جزءًا من الثانية.
القمر الثاني: 415,000 ميل، 3 ساعات و13 دقيقة و13 ثانية و42 جزءًا من الثانية.
القمر الثالث: 664,000 ميل، 7 ساعات و3 دقائق و42 ثانية و33 جزءًا من الثانية.
القمر الرابع: 1,167,000 ميل، 16 ساعة و16 دقيقة و32 ثانية و11 جزءًا من الثانية.

أقمار كوكب زحل:

المسافة المتوسطة عن مركز زحل. الفترة الزمنية:
أيام. ساعات. دقائق. ثوانٍ.
ميماس: 115,000 ميل، 0 ساعة و22 دقيقة و37 ثانية و6 أجزاء من الثانية.
إنسيلادوس: 148,000 ميل، 1 ساعة و8 دقائق و53 ثانية و7 أجزاء من الثانية.
تيثيس: 183,000 ميل، 1 ساعة و21 دقيقة و18 ثانية و26 جزءًا من الثانية.
ديون: 235,000 ميل، 2 ساعات و17 دقيقة و41 ثانية و9 أجزاء من الثانية.
ريا: 329,000 ميل، 4 ساعات و12 دقيقة و25 ثانية و12 جزءًا من الثانية.
تيتان: 760,000 ميل، 15 ساعة و22 دقيقة و41 ثانية و27 جزءًا من الثانية.
هايبريون: 921,000 ميل، 21 ساعة و6 دقائق و38 ثانية و31 جزءًا من الثانية.
يابيتوس: 2,215,000 ميل، 79 ساعة و7 دقائق و56 ثانية و40 جزءًا من الثانية.

أقمار أورانوس:

المسافة المتوسطة عن مركز أورانوس. الفترة الزمنية: أيام، ساعات، دقائق، ثوانٍ.
أرييل: 119,000 ميل، 2 يوم، 12 ساعة، 29 دقيقة، 21 ثانية.
أومبريل: 166,000 ميل، 4 أيام، 3 ساعات، 27 دقيقة، 37 ثانية.
تيتانيا: 272,000 ميل، 8 أيام، 16 ساعة، 56 دقيقة، 30 ثانية.
أوبرون: 364,000 ميل، 13 يومًا، 11 ساعة، 7 دقائق، 6 ثوانٍ.

قمر نبتون:

المسافة المتوسطة عن مركز نبتون. الفترة الزمنية: أيام، ساعات، دقائق، ثوانٍ.
القمر: 220,000 ميل، 5 أيام، 21 ساعة، 2 دقيقة، 44 ثانية.

فهرس.

أ
انحراف الضوء، 503–512؛
والحركات الظاهرية للنجوم، 504، 507؛
اكتشافات برادلي، 503؛
الأسباب، 507–511؛
دوائر النجوم، 505–507؛
الارتباط بسرعة الضوء، 511؛
تأثير ذلك على نجم دراكو، 505؛
الدراسات باستخدام التلسكوب، 510

التركيبة متعددة الألوان للعدسات، 11

آدمز، البروفيسور ج.س.، واكتشاف نبتون، 324–327، 330–332؛
وشكل النجوم في تيار الليونيدات، 386

النيازك من نوع “أيرولايت”، مثل نيزك تشاكو، 398؛
نيزك أورجويل، 399

إيري، السير جورج، 325

نيازك جبل ألبان، 393

ألكور، 438

ألديباران، 209، 418، 419؛
طيفه، 480؛
قيمة سرعته، 484

ألغول، 485، 487

المجسطي، 7
ألفونسوس، 92
جبال الألب، الوادي الكبير على سطح القمر، 88
ألتاير، 424
الألومنيوم في الشمس، 50
علم فلك القدماء، 2–7
أندروز، البروفيسور، وتكوينات البازلت في “طريق العملاق”， 407
أندروميدا، 414؛ السديم الموجود فيها، 469، 489
نيازك أندروميدا، ومذنب بيلا، 390
أنتاريس، 423
جبال الأبينيني، على سطح القمر، 83
نقطة الأقصى، 163
برج الدلو، 215، 413
النسر، 424
أراغو، 326

أرخميدس، 88
أركتوروس، 358، 480؛ قيمة سرعته، 484
فهرس أرجيلاندر للنجوم، 431، 476
أرغوس، 481
أرييل، 309، 559
أريستارخوس، 90
أريستيلوس، 88
أرسطو: فوهة قمرية سُميت باسمه، 88؛ الثقة المفرطة في كتاباته، 267؛ القمر والمد والجزر وعلاقتهما به، 535
الكويكبات، 229–244
أستريا، 328
علماء الفلك في نينوى، 156
الكميات الفلكية، 558
علم الفلك القديم، 2–7؛ إنجازات جاليليو فيه، 10؛ أول ظواهر علم الفلك، 2
مجلة “أثينيوم” ورسالة السير جون هيرشل

حصة آدمز في اكتشاف نبتون، 330
الغلاف الجوي، ارتفاعه عن سطح الأرض، 100
الجاذبية، بين القمر والأرض، 75؛
بين الكواكب، 148؛
بين الشمس والكواكب، 144، 148؛
جاذبية كوكب المشتري، 248، 249؛
الجاذبية وتأثيرها في حركة الأرض، 498
أوريجا، 414، 489
الشفق القطبي، 42
أوتوليكوس، 88
مسافات أويرس والنجوم، 449؛
وعدم انتظام حركة نجم سيريوس، 427
المحور القطبي، 196، 497؛
حركة الانحراف والاهتزاز للأرض، 492–502
ب
باكلوند ومذنب إنكه، 349، 351
بارنارد، البروفيسور إي.إي.، وكوكب زحل، 271، 278، 282؛

وتيتان، 294؛
ومذنب عام 1892، 355؛
ومجرة درب التبانة، 475

خلية النحل، 422

بيلوبولسكي، م.، والنجوم المزدوجة، 487، 488

نيزك بنارس، 392

بيسل وبرادلي، 501؛
ومسافة نجم 61 سيغني، 446، 448، 449؛
ومسافات النجوم، 442؛
والحركات غير المنتظمة لنجم سيريوس، 426؛
حصل على الميدالية الذهبية من الجمعية الملكية لعلم الفلك، 442

بيتلجوز، 209، 418، 419، 482؛
قيمة سرعته، 484

مذنب بيلا، وسير جون هيرشل، 357؛
ومجرة أندروميدا، 390

النجوم المزدوجة، من الناحية الطيفية، 487

عدسات المنظار، 27

بيو ونيازك لايغل، 392

قانون بوده، 230؛

قائمة النجوم المزدوجة، 435
بوند، الأستاذ، وأقمار زحل، 296؛
والسديم في كوكبة أوريون، 469؛
والحلقة الثالثة لزحل، 280

كوكبة بويتس، 422

برادلي، وظاهرة الاهتزاز، 501؛
وانحراف الضوء، 503؛
ملاحظاته حول كوكب أورانوس، 312

بريديتشين، الأستاذ، وذيول المذنبات، 365، 366، 367

حديد برايتنباخ، 397

مضيق بريستول، المد والجزر فيه، 538

برونوف، الدكتور، ملاحظات حول بارالاكس نجم 61 سيغني، 449

دفن السير جون مور، 72

بيرنهام، السيد، ومدار نجم سيريوس، 427؛
إضافاته إلى عدد النجوم المزدوجة المعروف، 439

باتلر، الأسقف، ومفهوم الاحتمال، 460

نيزك بوتسورا، 397

جيم

الكادميوم في الشمس، 50

كاليه، المد والجزر هناك، 536

الكالسيوم في الشمس، 50

كامبل، السيد، وأرغوس، 481؛
والمريخ، 223

القنوات على المريخ، 220

كانكري 20، 154

كانكري، زيتا، 154

كانكري، ثيتا، 154

كانيس مايور، 419

كانوبوس، 422

مرصد كيب، 27

كابيلا، 414، 480، 487

العصر الكربوني، 518

كارديف، المد والجزر هناك، 538

كاسيني، ج. د.، والنجوم المزدوجة، 434؛
وأقمار زحل، 294؛

وحلقات كوكب زحل، 278
كاسيوبيا، 412
كاستور، 420، 487؛ نجم ثنائي، 437؛ دورانه، 437
فهارس النجوم، 310، 311؛ فهارس ميسييه، 529
كاترينا، 92
سنتوري، ألفا، 422؛ ملاحظات الدكتور جيل حوله، 451؛ قياس هندرسون لمسافته، 442، 451
سيريس، 231، 232، 238؛ والنيازك، 404، 405
نيزك تشاكو، 398
تشاكورناك، وفوهة القمر شيكارد، 90
رحلة سفينة تشالنجر والجسيمات المغناطيسية في المحيط الأطلسي، 408
البروفيسور تشاليس، 326؛ بحثه عن كوكب نبتون، 327، 328، 331، 332
السيد تشاندلر ونجم ألغول، 485

سفينة تشارلز، 28
تشيبستو، مواعيد المد والجزر فيها، 538
شيزو، مكتشف مذنب عام 1744، 367
شيكاغو، التلسكوب الموجود في مرصد ييركس، 16
كلاودني والنيزك القادم من سيبيريا، 392
الكروميوم في الشمس، 50
الكروموسفير، 54
الساعات الدقيقة التي تم اختبارها باستخدام القمر، 80
كليرو وتأثير الكواكب على المذنبات، 342، 343
كلافيوس، 91؛ وأقمار كوكب المشتري، 267
الساعة الفلكية، 23
العناقيد النجمية، 461–464
الكوبالت في الشمس، 50
مذنب كوجيا، عام 1874، 337
لون الضوء ومصدره، 46

الألوان، السبعة الأساسية، 45
كولومبياد، 401
كولومبوس، 7
المذنبات، 112، 149، 250، 336؛
والطيفي، 355؛
الجاذبية الصادرة عن الكواكب، 342، 360؛
مذنب بيلا، 357؛
مذنب بيلا ومذنب أندروميدا، 390؛
أبحاث كليرو، 342، 343؛
مذنب كوجيا، 337؛
مذنب كومون (1882)، 354؛
العلاقة بينها وبين سقوط النيازك، 388؛
تركيبها، 336؛
احتواؤها على الصوديوم والحديد، 356؛
مذنب دوناتي (1858)، 353، 358، 366؛
ميلها المركزي، 360؛
مذنب إنكه، 344–352؛
وجود الكربون فيها، 356، 367؛
الجاذبية والمذنبات، 343، 348؛
أبحاث هالي حول المذنبات، 341–344؛
رأس المذنب أو نواته، 337؛
مذنب ليكسل، 370؛
كتلة المذنب، 359؛
حركات المذنبات، 336؛
تفسيرات نيوتن للمذنبات، 338؛
المذنبات غير المنتظمة، 353–356؛
مذنب عام 1531، 341؛
مذنب عام 1607، 341؛
مذنب عام 1681، 338، 339.

من عام 1682، 341؛
من عام 1744 (تشيسو)، 367؛
من عام 1818، 345؛
من عام 1843، 352؛
من عام 1866، 388؛
من عام 1874، 337؛
من عام 1892، 355؛
أصلها، 369؛
مداراتها البارابولية، 338–340، 360؛
عودتها الدورية، 338–341؛
شكلها، 336؛
حجمها، 337؛
بدون ذيول، 370؛
ذيولها، 337، 361؛
أبحاث بريديتشين، 365؛
أبحاث تشيسو، 367؛
تركيبها، 365، 369؛
تكثفها، 369؛
الكهرباء وعلاقتها بها، 368؛
نموها التدريجي، 363؛
قانون اتجاه حركتها، 362؛
تُبعدها الشمس، 364؛
القوة الطاردة المؤثرة عليها، 364، 368؛
أنواعها المختلفة، 365؛
أبحاث تيبوت (1881)، 353؛
رقتها، 357.

الدكتور كومون، مصمم المرايا العاكسة، 21؛
ومذنب عام 1882، 354؛
وسديم أوريون، 469.

الكابتن كوك وعبور كوكب الزهرة، 184.

كوبلاند، الدكتور، ونجم شميدت رقم 489؛
وفوهة القمر “تيخو”، رقم 92؛
وأطياف السدم، رقم 473؛
وعبور كوكب الزهرة، رقم 189.

كوبرنيكوس وكوكب عطارد، رقم 156؛
تأكيد نظريته من خلال اكتشاف أقمار كوكب المشتري، رقم 267؛
نظريته في علم الفلك، رقم 7؛
فوهة القمر التي سُميت باسمه، رقم 89.

النحاس في الشمس، رقم 50.

“كور سكوربيونيس”， رقم 423.

“كورونا بورياليس”， رقم 423، 488.

الهالة الشمسية أثناء الكسوف، رقم 62–64، 151.

“كورونيوم”， رقم 64.

جبل كوتوباكسي والنيازك، رقم 401.

سرطان البحر، رقم 422.

كرابتري وعبور كوكب الزهرة، رقم 180.

الحلقة السوداء لكوكب زحل، رقم 281.

فوهات القمر، رقم 83–85، 87–98.

السرعة الحرجة، رقم 103، 104، 237.

كراون، 423
الرمز الشفري لهويغنز، 277
سيجني، β، 439
سيجني 61: الانحراف السنوي له، 450؛
قياس بيسل لمسافته، 442، 446، 447؛
ملاحظات برونو حوله، 449؛
المسافة عن الشمس، 452؛
التأثير المزعج الناتج عنه، 452؛
نجم مزدوج، 446؛
قياس البروفيسور أ. هول لمسافته، 449؛
الأبحاث الفوتوغرافية للبروفيسور بريتشارد حوله، 449؛
الحركة الخاصة به، 446؛
ملاحظات ستروف حوله، 448، 449؛
سرعته، 452

سيجنوس، 424
سيريل، 92
سيسات وحزام أوريون، 467

د
الخط “د” في الطيف الشمسي، 48
داروين، البروفيسور ج.هـ.، وتطور الأمواج المدية، 531

دوز، الأستاذ، والحلقة الثالثة لكوكب زحل، 281
طول النهار والقمر، 542؛ والمد والجزر، 541
ديموس، 226، 558
دينيبولا، 423
الانكسار، 56
ديون، 559
تشتت الألوان، 47
المسافات الفلكية، 558، 559
دورفيل والمذنبات، 339
نجم الكلب (انظر سيريوس)
الكلب الصغير، 420
مذنب دوناتي، 353، 358؛ الذيول، 366
النجوم المزدوجة، 434–440
DQ، 236
سديم دراكو، 470

تنين، 415
درابر، الأستاذ، والسديم في كوكبة أوريون، 469
مرصد دونسينك، 12، 184، 447، 449
الاستقرار الديناميكي، 547؛ نظرية نيوتن، 214
الديناميكا ونظام الأرض-القمر، 546
الديناميكا، جاليليو مؤسسها، 10

نسر، 424
الأرض: الأفكار القديمة حولها، 3؛ الحركة السنوية للأرض والحركة الظاهرية للنجوم، 507، 512؛ جاذبية كوكب المشتري على الأرض، 319؛ جاذبية مذنب إنكه على الأرض، 350؛ جاذبية نيازك الليونيدات على الأرض، 386؛ جاذبية كوكب زحل على الأرض، 319؛ جاذبية القمر على الأرض، 75، 497؛ جاذبية الشمس على الأرض، 496؛ الدوران المحوري للأرض، 558؛ العصر الكربوني على الأرض، 518؛ تغير المناخ على الأرض، 518؛ تركيب الأرض، 496.

تفاعل الغلاف الجوي مع النيازك،
377–379؛
كثافته، 558؛
قطره، 558؛
المسافة بينه وبين المريخ، 213؛
المسافة بينه وبين القمر، 73، 558؛
المسافة بينه وبين الشمس، 31، 114، 184،
240، 265، 351، 512، 558؛
الطاقة الناتجة عن دورانه، 540؛
كان في السابق كرة منصهرة، 200، 201؛
السجلات الجيولوجية وعلاقتها به، 517؛
العصر الجليدي على سطحه، 518؛
الجاذبية وعلاقتها به، 204، 206، 207، 497؛
الحرارة في باطنه، 94، 197، 198، 251،
514؛
كيفية قياسه، 193–196؛
زيادة كتلته بسبب سقوط المواد النيزكية، 408؛
كانت محيطاته في السابق بخارًا، 251؛
كان في السابق على مقربة شديدة من القمر، 542؛
مداره، 114؛
شكل مداره البيضاوي، 139؛
مساره الذي يتأثر بكوكبي الزهرة والمريخ، 319؛
الفترة الزمنية لدورانه، 558؛
مستوى مداره، 309؛
محوره القطبي، 196، 492–502؛
موقعه بالنسبة للشمس والقمر، 76، 77؛
دوران محوره وانحرافه، 492–502؛
نصف قطره، 193، 512؛
دورانه، 75، 196، 200، 494، 496؛

شكله، 192، 195، 197، 201، 207؛
حجمه، مقارنةً بكوكب المشتري، 119،
ومقارنةً بالكواكب الأخرى، 119؛
حجمه ووزنه، مقارنةً بحجم ووزن الشمس، 30،
والقمر، 74، 75؛
سرعته، 115، 139، 146، 512،
والفترة الزمنية لدورانه، 143؛
الثورانات البركانية على سطحه، 197،
وأصل النيازك، 405؛
وزنه، 202، 248،
مقارنةً بكوكب زحل، 271، 272

الزلازل، والأجهزة الفلكية المتأثرة بها، 24

ميل مدارات الكواكب البيضاوية، 136، 211

كسوف أقمار كوكب المشتري، 261، 262، 265–267

المدار البيضاوي للقمر، 77–80؛
والمدار البيضاوي للشمس، 53

الكسوفات، التفسيرات القديمة لها، 6؛
حسابات تكرار حدوثها، 79، 80

مسار الكسوفات، 5، 233؛
قطب هذا المسار، 493، 500، 505

الضوء الكهربائي، 44

المدار البيضاوي، 136؛

ميله، 137؛
نقطة التركيز الخاصة به، 137؛
اكتشافات كيبلر المتعلقة به، 136، 138، 142–144، 505؛
الشكل الذي يتخذه مدار الكوكب، 136؛
الظاهرة البارالاكتيكية، 444؛
تنوع أشكاله، 139

إنسيلادوس، 559

إنكه، ومسافة الشمس عن الأرض، 147، 184؛
مذنبه، 344–352

مذنب إنكه، 344–352؛
اقترابه من كوكب المشتري، 349؛
علاقته بكوكب عطارد، 349؛
علاقته بالشمس، 346؛
انخفاض الفترة الزمنية لدورته، 351؛
مسافته عن كوكب عطارد، 347؛
تأثير الأرض عليه، 350، وتأثير كوكب عطارد عليه، 348؛
التغيرات غير المنتظمة في مساره، 347، 351؛
مداره، 346؛
عودته المنتظمة، 351؛
حسابات فون أستن المتعلقة به، 349–350

الطاقة المسؤولة عن الأمواج الجزرية، 539

نيزك إنسيسهايم، 393

القطر الاستوائي، 196، 497؛
التلسكوب، 14

إراتوستينس، 89

إيروس، 236

الثورانات، 197

نجم المساء، 109، 169

بنية العين، 10

ف

الشعاعات الشمسية، 37

كرة النار عام 1869، 375

كرات النار، 374

النجوم “الثابتة”， 503

فلامستيد، أول مرصد فلكي ملكي، 311؛
كتابه “Historia Cœlestis”， 311

نقطة التركيز في مدار الكواكب، 137–139

فومالهاوت، 413

فراونهوفر، 478

خطوط فراونهوفر، 48
خليج فوندي ومد وجزره، 538

جاليليو، إنجازاته، 10؛
وأقمار كوكب المشتري، 267؛
وحلقات كوكب زحل، 273، 274؛
وسديم الثريا، 418

الدكتور جاليه وكوكب نبتون، 328–330

جاسيندي وعبور كوكب عطارد، 164؛
وعبور كوكب الزهرة، 178؛
فوهة قمرية سُميت باسمه، 90

غاوس والكوكب الصغير سيريس، 232

كوكبة الجوزاء، 303، 420

نيازك الجوزاء، 400

علماء الجيولوجيا ومرور الزمن، 453

علماء الهندسة في الشرق، 5

علم الهندسة وتطوره لدى القدماء، 6

جورج الثالث والسير و. هيرشل، 299، 306

ممر العمالقة، 407

جيل، الدكتور دي، 27؛
وجونو، 243؛
والكواكب الصغيرة، 242؛
والانحراف البارالاكسي لنجم ألفا سنتوري، 451؛
والانحراف البارالاكسي لكوكب المريخ، 214.

العصر الجليدي، 518

قانون الجاذبية، 122–149؛
والنجوم المزدوجة، 437؛
والدوران الدوري، 497؛
ومحور الأرض، 495، 497، 499؛
ومسار المذنبات البارابولي، 340؛
والعودة المتكررة للمذنبات، 343؛
ووزن الأرض، 203، 204؛
توضيح ذلك بالتجارب، 123، 124، 127، 129–132؛
ساعدت الملاحظات القمرية في اكتشافه، 108، 125؛
تأثيره على الأقمار الصناعية، 149؛
تأثيره على النجوم، 149؛
تأثيره على المد والجزر، 149؛
البرهان الناجح للفيرييه عليه، 330؛
اكتشافات نيوتن، 125، 126، 147؛
تأثيره على القمر، 96؛
انتشاره بين الأجرام السماوية، 128، 373.

الدب الأكبر، 27، 28، 241؛
تركيبه، 410؛
النجم المزدوج فيه، 438؛
مواقعه، 409، 411.

جرين، السيد، ومارس، 220
مرصد جرينتش، 26، 311
جريفيثز، السيد، وكوكب المشتري، 252
جريمالدي، 90
جروب، السير هوارد، 14
“الحراس”， 412
رحلات جوليفر وأقمار مارس، 228
هـ
ملاحظات هادلي حول كوكب زحل، 282
هول، البروفيسور أساف، وأقمار مارس، 225
هالي، والدورية في حركة المذنبات، 341–343؛ وعبور كوكب الزهرة، 180
الحرارة، تأثيرها على علم الفلك، 513؛ في داخل الأرض، 197–199، 514؛ حرارة الشمس، 515–526
جهاز قياس الإشعاع الشمسي، 243

الهيليوم، 55
هندرسون، ومسافة نجم ألفا سنتوري، 442، 451
عنقود هيركوليس النجمي، 269، 462
هيرودوتوس (فوهة قمرية)، 90
هيرشل، كارولين، 299، 465
هيرشل، السير جون: خطابه إلى الجمعية البريطانية، 328؛
خطابه عن تقديم الميدالية الذهبية لبيسل، 443؛
ومذنب بيلا، 357؛
والسدم النجمية، 464؛
رسالته إلى مجلة “أثينيوم” حول مساهمة آدامز في اكتشاف نبتون، 330
هيرشل، السير و.: النجوم المزدوجة، 435، 436؛
وكوكب زحل، 279؛
وأقمار زحل، 295؛
والإمبراطورة كاترين، 301؛
وحركة النظام الشمسي نحو كوكبة الليرا، 457؛
اكتشافه لقمر كوكب أورانوس، 308، 309؛
اكتشافه لكوكب أورانوس، 305، 308؛
حياته المبكرة، 299؛
صداقته مع السير دبليو. واتسون، 302؛
صنعه لتلسكوباته الخاصة، 301.

عالم فلك الملك، 307؛
طريقة صنع تلسكوباته، 302؛
موهبته الموسيقية، 299؛
عازف الأورغن في كنيسة الثماني أضلاع في باث، 300؛
العفو من جورج الثالث بسبب التخلي عن واجباته، 299؛
شغفه بعلم الفلك، 300، 301؛
تخليه عن مهنته الموسيقية، 307؛
نظريته حول تجمعات النجوم، 529؛
دراسته للسدم، 464–465، 529

تلسكوب هيرشل، 19

Historia Cœlestis، 311

هودي، 414

مذنب هولمز، 355

هوروكس وعبور كوكب الزهرة، 179

هوارد ونيزك بنارس، 392

السير و. هجينز، 479، 483؛
والسدم، 472

هويغنز وحلقات كوكب زحل، 275–278؛
اكتشافه لأول قمر لكوكب زحل، 293

عنقود الهيادس، 419

الهيدروجين في نجمي سيريوس وفيجا، 479؛
في الشمس، 50

هيجينوس، 93
هايبريون، 559

إيابيتوس، 559
الإيبيريون، 3
محاكم التفتيش وغاليليو، 10
إيريس، 242
غبار الحديد في المناطق القطبية، 408؛
في الشمس، 50؛
في النيازك، 396؛
طيف غبار الحديد، 50

يانسن، م.، 34، 53؛
وعبور كوكب الزهرة، 177

جونو، 233، 238
كوكب المشتري: الدراسات القديمة عنه، 6؛
ونيازك الأسد، 386؛
قوة جاذبيته، 248؛
دورانه حول محوره، 558؛
أحزمته، 252؛

بريقه، 257؛
تركيبه، 250؛
مغطى بغلاف من السحب، 253، 254؛
كثافته، 558؛
قطره، 247، 558؛
المسافة عن الأرض، 110، 111؛
المسافة عن الشمس، 246، 558؛
قابليته للسكن، 257؛
الحرارة التي يتلقاها من الشمس، 256؛
حرارته الداخلية، 252، 256، 515؛
عدم وجود سمات ثابتة عليه، 253؛
عدم وجود صلابة فيه، 248، 253، 254؛
زخمه، 554، 555؛
اختفاؤه خلف السحب، 255؛
مداره، 114، 115، 246؛
مساره، الذي يتأثر بجاذبية زحل، 316؛
الفترة الزمنية لدورانه، 558؛
إنه كوكب، أو “كوكب متجول”， 111؛
البقعة الحمراء عليه عام 1878، 253؛
دورانه حول نفسه، 246؛
دورانه حول الشمس، 201، 202؛
أقماره، 247، 249، 257–261، 265، 559؛
أقماره والجاذبية، 266؛
أقماره ونظرية كوبرنيكوس، 267؛
الظل الناتج عن أقماره، 257؛
شكله، 201، 202، 247، 252؛
حجمه مقارنة بالأرض، 19، 246، 248؛
ومقارنة بالكواكب الأخرى، 114؛
ومقارنة بالشمس، 114.

العواصف، 256؛
المد والجزر، 555؛
الوزن، 248، 250؛
ومذنب إنكه، 350

كييلر، البروفيسور، وحلقات زحل، 288

كيمبف، الدكتور، وسرعة الشمس، 484

كيبلر، والمذنبات، 360؛
وقوانين حركة الكواكب، 10؛
والشهب، 386؛
ومدار المريخ، 209؛
شرح قوانينه، 147، 148، 533؛
اكتشافه لشكل مدارات الكواكب، 136، 138؛
قانونه الأول المتعلق بالكواكب، 138؛
فوهة قمرية سُميت باسمه، 90؛
تنبؤه بعبور كوكبي الزهرة والزهرة، 163، 178؛
القانون الثاني، 141؛
القانون الثالث، 142

الأطفال، 414

كيرشهوف، وتحليل الطيف، 478

كيركوود، البروفيسور، وحركات أقمار زحل، 296

كلينكرفوس، الأستاذ، 390

ل

لاغرانج، ونظرية التأثيرات الكوكبية، 320–322؛
افتراضه بصلابة الكواكب، 531

نيازك لايغل، 392

لالاند، وكوكب نبتون، 332، 333

المناظر الطبيعية على القمر، 98

لين، السيد ج. هومر، 522

لابلاس، ونظرية السديم، 526؛
وأقمار كوكب المشتري، 266؛
ونظرية التأثيرات الكوكبية، 320

لاسيل، السيد، والقمر الثامن لكوكب زحل، 296؛
اكتشافه لقمر كوكب نبتون، 334

قانون الجاذبية (انظر الجاذبية)

قوانين حركة الكواكب (انظر حركة الكواكب)

الرصاص في الشمس، 50

ليدجر، السيد، وعطارد، 163
لايبنتز، الجبال القمرية التي سُميت باسمه، 93
ليمونييه، وأورانوس، 312
برج الأسد، والنجوم الساقطة، 380، 420
شهب الأسد، تأثيرات الكواكب عليها، 386؛
عرض سيل الشهب، 387؛
تغير شكل سيل الشهب، 383؛
انخفاض عدد الشهب، 385؛
العدد الهائل للشهب، 382؛
السجلات التاريخية المتعلقة بشهب الأسد، 383؛
طول سيل الشهب، 387؛
لو فيرييه، وأسباب دخول شهب الأسد إلى النظام الشمسي، 388؛
تكرار ظهور شهب الأسد بشكل دوري، 382؛
علاقتها بالمذنبات، والبروفيسور شياباريلي، 388
ليونيس γ، قيمة سرعته، 484
تأثير البروز الاستوائي على القوى المؤثرة، 498
لو فيرييه، وكوكب المريخ، 214؛
واكتشاف كوكب نبتون، 324–332؛
ودخول شهب الأسد إلى النظام الشمسي، 388؛
ووزن كوكب عطارد، 349

مذنب ليكسل، 370
الاهتزاز، 84
مرصد ليك، 16
انحراف الضوء، 503–512؛
سرعة الضوء، 261، 262، 265، 505، 512

لينيه، 87، 94

الأسد، 420، 421

الدب الصغير، 412

الكلب الصغير، 420

ليفي والنيازك، 393

لويد، العميد، 407

لوكيير، السير نورمان، وبيتلجوز، 482؛
وضوء الشمس، 52

مد وجزر لندن، 538

لوفان، ف. تيربي، وتيتان، 295

لويل، السيد، وعطارد، 165

مد وجزر القمر، 548، 549

كوكبة الليرا، حركة المجموعة الشمسية نحوها، 459

القيثارة، 424؛
السديم فيها، 469

مذنبات الليريدات، 400

م

مادلر وفوهات القمر، 88، 90، 91

سحب ماغيلان، 463

المغنيسيوم ولون اللهب الناتج عنه، 46؛
في الشمس، 50

المغناطيسية وعلاقتها ببقع الشمس، 42

المنغنيز في الشمس، 50

مارالدي وأحزمة زحل، 279

بحر البرودة، 83؛
بحر الخصوبة، 83؛
بحر السوائل، 83؛
بحر الأمطار، 83، 98؛
بحر الرحيق، 83؛
بحر السحب، 83؛
بحر الهدوء، 83؛
بحر السكينة، 83؛
بحر الأبخرة، 83

كوكب المريخ، الدراسات القديمة حوله، 6؛

مظهره عبر التلسكوب، 218؛
الغلاف الجوي له، 222؛
الدوران المحوري له، 558؛
القنوات الموجودة عليه، 220؛
الكثافة الخاصة به، 558؛
القطر الخاص به، 558؛
المسافة بينه وبين الأرض، 213؛
المسافة بينه وبين الشمس، 213، 558؛
الجاذبية عليه، 225؛
اكتشافه من قبل لو فيرييه، 214؛
صعوبة وجود الحياة عليه، 224؛
العلامات الموجودة عليه، 218؛
حركاته، 211–213؛
حالة المقابلة بينه وبين الأرض، 209–211؛
مداره، 116، 209، 210، 213؛
مداره وقوانين كيبلر، 209؛
مفهوم البارالاكس (1877) والدكتور دي. جيل، 214؛
الفترة الزمنية الدورية له، 558؛
هل هو كوكب أم “جرم سماوي متجول”، 111؛
“الأغطية القطبية” عليه، 218، 219؛
القرب من الأرض، 110؛
شروقه وغروبه، 209؛
دورانه، 218؛
الأقمار الصناعية الخاصة به، 225–228، 558؛
حجمه مقارنة بالكواكب الأخرى، 116، 216؛
المد والجزر عليه، 551؛
المياه والجليد عليه، 219، 224.

ماكسيميليان، الإمبراطور، 393
ماير، توبياس، وأورانوس، 312

قياس الأرض، 193–196
البحر الأبيض المتوسط، المد والجزر فيه، 537
عطارد، الدراسات القديمة حوله، 6؛
تاريخ اكتشافه، 155–157؛
غلافه الجوي، 166؛
تأثيره على المذنبات، 347؛
مناخه، 163؛
مدى قربه من الأرض، 111؛
تركيبه، 160؛
شكله هلالي، 160؛
كثافته، 558؛
قطره، 558؛
مسافته عن الشمس، 151، 558؛
إمكانية الحياة عليه، 163؛
حركته، 160، 161؛
شكله البيضاوي، 139، 161؛
مداره، 114؛
فترة دورانه، 161؛
ظهوره بشكل دوري، 158؛
الفترة الزمنية لظهوره، 558؛
الاضطرابات التي تؤثر عليه، 350؛
هل هو كوكب أم “جرم سماوي متجول”، 111؛
دورانه، 165؛
دورانه وملاحظات البروفيسور شياباريلي، 165؛
حجمه مقارنة بالكواكب الأخرى، 116؛
سطحه، 162؛
مروره أمام الشمس، 152؛
مروره أمام الشمس وملاحظات جاسيندي، 164؛

مروره، تنبأ به كيبلر، 163؛
سرعته، 162؛
وزنه، 166، 349

دائرة الطول، 22، 24

فهرس المجرات لميسييه، 529

الشهب (انظر النجوم، الشهب الساقطة)

النيازك، 391؛
جبل ألبان، 393؛
الروايات القديمة عنها، 392، 393؛
بنارس، 392؛
بوتسورا، 397؛
تشاكو، 398؛
خصائصها، 397؛
رواية كلادني عن اكتشافها في سيبيريا، 392؛
تركيبها، 397–399؛
إنسيسهايم (1492)، 393؛
الروايات الهندوسية عنها، 391؛
لايغل، 392؛
لا علاقة لها بالمذنبات، 400؛
لا علاقة لها بسقوط النجوم، 400؛
أورجويل، 399؛
أصلها، 400–408؛
أوفيفاك، 407؛
روتون، 395–396؛
وولد كوتيج، 392

الميكرومتر، 86

مجرة درب التبانة، 462–3، 474–6
ميماس، 559
الكواكب الصغيرة، 229–244
ميرا سيتي، 430، 482
ميزار، 438، 486
لحظة الزخم، 552–554
الشهر المكون من يوم واحد، 547
القمر: غياب الهواء عليه، 85، 99؛
غياب الحرارة عليه، 95؛
دوره في تسبب المد والجزر، 70، 535–537؛
الاكتشافات القديمة المتعلقة به، 5؛
الحجم الظاهري له، 73؛
الجاذبية التي يمارسها على الأرض، 75؛
سطوعه مقارنة بسطوع الشمس، 71؛
التغيرات التي تحدث خلال شهره، 71، 74؛
خريطة سطحه، 81؛
الفوهات الموجودة عليه، 83، 84، 87–98، 514؛
كثافته، 558؛
قطره، 558؛
المسافة بينه وبين الأرض، 73، 75، 568؛
الكسوفات الخاصة به، 6، 77–80؛
توضيح قانون الجاذبية، 96، 131، 133؛
المناظر الطبيعية عليه، 98؛
استحالة وجود الحياة عليه، 99.

قياس ارتفاعات الجبال، إلخ،
85، 86؛
الميكرومتر، 86؛ حركته، 75؛
الجبال الموجودة عليه، 83، 85، 88، 89، 91، 93؛
مراحله، 71، 76؛
مستوى مداره، 310، 500، 501؛
الشعراء والفنانون وعلاقتهم به، 72؛
القطب، 500؛
إمكانية إطلاق النيازك منه، 402؛
احتمال تكسره وانفصاله عن الأرض، 543؛
المد والجزر في العصور ما قبل التاريخ عليه، 548، 549؛
يسبب الازدياد التدريجي لمساره، 497–499؛
قربه من الأرض، 73، 75؛
ابتعاده عن الأرض، 545؛
موقعه النسبي بالنسبة للأرض والشمس، 76، 77؛
دورانه حول الأرض، 75، 76، 558؛
“البحار” الموجودة عليه، 82، 83؛
ظلاله، 85؛
حجمه مقارنةً بحجم الأرض، 74؛
اختبار للساعات الدقيقة، 80؛
تأثير المد والجزر الأرضي عليه، 549؛
خالٍ من المياه، 100؛
الطقس غير متأثر بمراحله، 82؛
وزنه، 74

قوانين حركة الكواكب، 138، 141، 142، 147، 148

جبال القمر، 83، 85، 93

ناسميث، السيد، وتكوّن فوهات القمر، 95
متحف التاريخ الطبيعي، النيازك، 394
الدليل البحري، 189
المد والجزر الشديدان، 538
السديم، في كوكبة أندروميدا، 469؛
السديم الحلقي، في كوكبة ليرا، 469؛
في كوكبة أوريون، 269، 461، 466–469؛
لون السديم، 468؛
قدرة السديم الضوئية، 468؛
طبيعة السديم، 467؛
السديم الكوكبي، في كوكبة دراكو، 470؛
أبسط نوع من السدم، 528؛
أنواع مختلفة من السدم، 528
السدم، 464–472؛
عملية التكثيف في السدم، 528؛
مسافات السدم، 464؛
السدم المزدوجة، 470؛
أبحاث هرشل حول السدم، 464–465، 528، 529؛
عدد السدم، 466؛
السدم الكوكبية، 470؛
السدم المضيئة ذاتيًا، 464؛
أصغر سديم أكبر من الشمس، 464؛
السدم الحلزونية، 470

نظرية السديم، 526
نبتون، 112؛
أبحاث آدامز حوله، 324–326، 332؛
ملاحظات تشاليس له، 326–328؛
كثافته، 558؛
قطره، 333، 558؛
القرص الخاص به، 332؛
اكتشافه (1846)، 315؛
المسافة بينه وبين الشمس، 334، 558؛
ملاحظات لالاند حوله، 332، 333؛
حسابات لو فيرييه حوله، 324–332؛
زخمه، 554؛
مداره، 117؛
الفترة الزمنية لدورانه، 558؛
دورانه، 334؛
دورانه غير مؤكد، 333؛
قمره الصناعي، الذي اكتشفه السيد لاسيل، 559؛
حجمه مقارنة بالكواكب الأخرى، 119؛
غلافه الجوي الغازي، 333؛
وزنه، 333

نيوال، السيد هـ.ف.، وكابيلا، 487؛
وقيم سرعة النجوم، 483

نيوكومب، البروفيسور، 9، 264، 267، 522

نيوتن، البروفيسور، والأمطار الشهبية،
377، 384

نيوتن، السير إسحاق، اكتشاف الجاذبية
أكد قوانين كيبلر، 144؛

النظرية الديناميكية، 214؛
أمثلة على طريقته في التدريس، 144–147؛
قانون الجاذبية وعلاقته بها، 125، 126، 537؛
مسار المذنبات البارابولي وعلاقته بها، 338–340؛
التلسكوب العاكس، 19؛
وزن الأرض وعلاقته بها، 203

النيكل في الشمس، 50

نينوى وعلماء الفلك فيها، 156

نوردنشولد ونيزك أوفيفاك، 407

نوفا سيغني، 431؛
سطوعها، 454؛
تراجع سطوعها، 455؛
مسافتها، 456؛
الانحراف البارالاكسي لها، 455

شهب نوفمبر، 376، 377، 379

الاهتزازات الفلكية وبرادلي، 501

أوبرون، 309، 559

عدسات المراقبة، 11، 12، 14، 16، 19

المراصد، 9–28

مرصد رأس الرجاء الصالح، 27؛

دونسينك، 12، 184؛
جرينتش، 26، 314؛
ليك، 16؛
باريس، 22؛
أورانيبورغ، 10؛
فيينا، 14؛
واشنطن، 226؛
يركس، 16

الاختفاء، 102، 215

أوشيانوس بروسيلاروم، 83

عدسات المراقبة، 27، 28

موقع معاكس لكوكب المريخ، 209

لحظة الزخم المداري، 552

مدارات الكواكب، 114، 115، 117؛
الأبعاد، 139–143؛
الشكل البيضاوي، 138–140؛
الكواكب الصغيرة، 232، 234، 239؛
ليست دائرية تمامًا، 135؛
مدارات أقمار أورانوس، 310؛
الشمس هي النقطة المركزية المشتركة، 139

نيزك أورجويل، 399

أوريون، 4، 418

حزام أوريون، 418، 467؛
سطوعه، 418؛

سديم، 269، 461، 466–469
أوريون، α، 418، 482
أوريون، θ، نجم متعدد، 318، 467
نيزك أوفيفاك، 407

باليسا والكواكب الصغيرة، 234
بالاس، 233، 238
مسار المذنبات البارابولي، 338–340
المستطيل البارالاكتيكي، 444
البارالاكس، 181، 182، 214، 443؛ بالنسبة للنجوم، 507
تلسكوب باريس، 22، 23
بيجاسوس، المربع الكبير، 413، 414
آلية “بيج-توب” ودوران الأرض، 494
البندول لتحديد قوة جاذبية الأرض، 205
الظل الجزئي لبقعة الشمس، 51

نقطة الأقرب، 163
الفترات الدورية للكواكب، 139–143، 558
الدورية في بقع الشمس، 41
مذنبات بيرسيدس، 400
بيرسيوس، 415، 416، 429؛ مقبض السيف، 462
الاضطرابات الكوكبية، 317–324، 346
نظرية الاضطرابات، 296
بيتافيوس، 93
البروفيسور بيترز وخرائط الكواكب الصغيرة، 234؛ واضطرابات نجم سيريوس، 427
أطوار القمر، 71، 76
فوبوس، 226، 551، 558
التصوير الفوتوغرافي وعلم الفلك العملي، 25؛ ومسافة نجم 61 سيجني، 449؛ الدكتور روبرتس والسديم في أندروميدا، 469؛ السيد كومون والسديم في أوريون، 469؛ السير دبليو. هجينز وأطياف السدم.

473
الطبقة الضوئية، 37، 54

الطبيعة الفيزيائية للنجوم، 477

بيازي، مكتشف أول كوكب صغير معروف، 203

بيكرينج، الأستاذ، 218، 220، 255، 265؛
وبيتلجوز، 482؛
والسدم الكوكبية، 474؛
وأقمار زحل، 296؛
والأزواج الطيفية، 486، 487

بيكو، 89

حركة الكواكب، قوانين كيبلر المتعلقة بها، 138، 141، 142، 147، 148

السدم الكوكبية، 470

الاضطرابات الكوكبية، 317–324

الكواكب، الأفكار القديمة حولها، 2، 6؛
العدد التقريبي للكواكب، 112؛
تتجاذب الكواكب فيما بينها، 148، 317؛
تتأثر بالمذنبات، 360؛
قانون بوده، 230؛
الأحجام المقارنة للكواكب، 118، 119؛
المسافة بين الكواكب والأرض، 109–111؛
المسافة بين الكواكب والشمس، 558؛
كيفية التمييز بين الكواكب والنجوم، 111؛

عدم انتظام حركاتها، 317–324؛
نظرية لاغرانج حول صلابتها، 531؛
الضوء الصادر عنها، مشتق من الشمس، 113؛
الأجرام الصغيرة، 229–244؛
مدارات الكواكب الأربعة الضخمة، 117؛
مدارات الكواكب الأربعة الداخلية، 114؛
تكون نقاط التركيز في مداراتها في مركز الشمس، 139؛
المدارات ليست دائرية تمامًا، 135؛
تكون المدارات على شكل بيضاوي، 136–138؛
أصلها، كما تشير نظرية السديم، 526؛
الفترات الدورية لحركتها، 139–143، 558؛
المسافات النسبية بينها، 229؛
اتساق اتجاه حركتها أثناء دورانها، 120، 322؛
سرعتها، 139–142، 144، 146، 237

أفلاطون (فوهة قمرية)، 89

الثريا، 241، 416؛
غير مرئية في الصيف، 416

بلينيوس، والمد والجزر والقمر، 535

المحراث، 28

السيد بوجسون، 390

النجوم المرشدة في الدب الأكبر، 28، 411

المحور القطبي، 196

القطبان المتجمدان على كوكب المريخ، 218، 219
القطب، مسافته عن نجم القطب:
انخفاض هذه المسافة، 494؛
ارتفاع القطب، 195؛
حركة القطب، 492؛
قربه من نجم ألفا دراكونيس، 494؛
قربه من نجم فيغا أو ألفا ليرا، 494

نجم القطب، 194؛
ينتمي إلى كوكبة الدب الصغير، 412؛
مسافته عن قطب السماء، 412، 492، 494؛
موقعه، 411؛
حركته البطيئة، 412

بولوكس، 420، 480؛
سرعته، 484

بونس ومذنب عام 1818، 345

بوسيدونيوس، 87

البوتاسيوم في الشمس، 50

بريسيبي، 422

الدوران والانحراف في محور الأرض، 492–502

بروكتور والنجوم في أطلس أرجيلاندر، 476

المنشور، 45؛
قدرته على التحليل، 46

بريتشارد، الأستاذ، أبحاثه في التصوير الفلكي، 449

بروسيون، 420؛
قيمة سرعته، 484

البروزات على سطح الشمس، 53–59

بطليموس، نظريته في علم الفلك، 6؛
فوهة قمرية سُميت باسمه، 92

ق

الكوارانتيدات، 400

ر

نصف قطر الأرض، 193، 512

قوس قزح، 45

رام، 420

المرايا العاكسة، 19، 21، 25

الانكسار عبر المنشور، 45

العدسات المنكسرة، 11، 14، 16

ريجولوس، 421، 479
الخزان المتكون من مياه المد والجزر، 538
الشبكية والتلسكوب، 10، 11
ريا، 559
ريجيل، 418، 420، 480
صلابة الكواكب، 532، 533
الدكتور آيزاك روبرتس والسديم في أندروميدا، 469؛ والسديم في أوريون، 469
رومر وسرعة الضوء، 261
كوكب الرومانسية، 151–154
تلسكوب روس، 19، 20، 468، 470
لحظة الزخم الدوراني، 553
البروفيسور رولاند والخطوط الطيفية، 491
روتون سيدرايت، 395
الجمعية الملكية لعلم الفلك وبيسل، 442

سافو، 242
أقمار كوكب المشتري، 249، 250، 257–261، 266، 559؛
تأكيد نظرية كوبرنيكوس، 267

أقمار كوكب المريخ، 209، 225–228، 551، 558

أقمار كوكب نبتون، 334، 559

أقمار كوكب زحل، 559؛
اكتشافات بوند، 296؛
اكتشافات كاسيني، 294؛
المسافات، 559؛
اكتشافات هيرشل، 295؛
اكتشاف هويغنز، 293؛
استنتاجات كيركوود، 296؛
استنتاجات لاسيل، 296؛
حركات الأقمار، 296؛
الأصل حسب نظرية السديم، 526

أقمار كوكب أورانوس، 308، 309، 310، 559

كوكب زحل: الدراسات القديمة عنه، 6؛
الجاذبية على كوكب أورانوس، 322؛
الدوران المحوري لزحل، 558؛
جمال كوكب زحل، 209؛
القرب النسبي لزحل من الأرض، 110؛
كثافة كوكب زحل، 558؛
قطر كوكب زحل، 271، 558.

المسافة عن الشمس: 268، 271، 558؛
مساره البيضاوي: 271؛
قوة الجاذبية السائدة: 283؛
الحرارة الداخلية له: 272، 515؛
النيازك من نوع ليونيد وعلاقتها به: 386؛
كثافته المنخفضة: 272؛
زخمه الحركي: 554؛
حركته: 271؛
مداره: 117، 118؛
مساره يتأثر بجاذبية كوكب المشتري: 316؛
الفترة الزمنية الدورية له: 558؛
فترة دورانه حول الشمس: 269؛
جمال مظهره: 291؛
موقعه في النظام الشمسي: 269؛
حلقاته: 269؛
اكتشاف حلقاته من قبل بوندز: 280؛
اكتشاف حلقاته من قبل كاسيني: 278؛
خصائص الحلقات: 286؛
اكتشاف حلقاته من قبل دوز: 281؛
اكتشاف حلقاته من قبل جاليليو: 273، 274؛
ملاحظات هادلي حول الحلقات: 282؛
أبحاث هيرشل حول الحلقات: 279؛
اكتشاف حلقاته من قبل هويغنز: 275–278؛
قياس سرعة دوران الحلقات من قبل كيلر: 288؛
أبحاث مارالدي حول الحلقات: 279؛
سرعة دوران الحلقات: 285، 288؛
طيف الحلقات: 291؛
رسم تروفيلوت للحلقات: 278؛
الأقمار الصناعية له: 293، 294، 295، 296، 559؛
حجمه مقارنة بالكواكب الأخرى: 119، 269، 272.

طيفه، 291؛
لا يشبه كوكبي المريخ والزهرة من حيث المظهر، 269؛
سرعته، 271؛
وزنه مقارنة بالأرض، 272

سافاري والنجوم الثنائية، 436

شيبرله، السيد، وكوكب المريخ، 224

شاينر، وقيم سرعة النجوم، 483؛
ملاحظات حول بقع الشمس، 36

شياباريلي، البروفيسور، وكوكب المريخ، 220؛
والعلاقة بين وابل النجوم الساقطة والمذنبات، 388؛
ودوران كوكب عطارد، 165

شيكارد، 90

شميدت، ونوفا سيغني، 454، 489؛
والفوهة لينيه، 87؛
وجبال لايبنيتز، 93

شروتر، والفوهة بوسيدونيوس، 87

شوابه، وبقع الشمس، 40

البحار على القمر، 82

سيكي، وأطياف النجوم، 479

سرب النجوم الساقطة، 377؛
الأبعاد، 377

النجوم الساقطة (انظر: النجوم، ساقطة)

المنجل، 421

نظرية التجمع النجمي للسير و. هيرشل، 529

السيدريت، روتون، 395

منطقة سينوس إيريدوم، 83

الشعرى اليمانى، تغير موقعها، 425؛
النجم المرافق لها، 427، 428؛
بريقها الاستثنائي، 110؛
تقلبات حركتها، 426؛
حجمها أكبر من حجم الشمس، 110؛
ألمع نجم، 419؛
ظهورها بشكل دوري، 157؛
حركتها الخاصة، 425؛
طيفها، 479؛
سرعتها، 426؛
وزنها، 427

سميث، البروفيسور سي.بي.، 493

الصوديوم، لون اللهب الناتج عنه، 49؛
في الشمس، 50

الهالة الشمسية، البروزات وما إلى ذلك (انظر تحت: الشمس)

النظام الشمسي، 107–121؛
شرح كوبرنيكوس له، 7؛
تأثير الجاذبية عليه، 149؛
المعلومات المتعلقة به، المستخلصة من مراقبة عبور كوكب الزهرة، 174؛
الجزيرة في الكون، 121؛
الكواكب الصغيرة، 229–244؛
لحظة الزخم، 554؛
حركته نحو كوكبة الليرا، 457؛
أصله، وفقًا لنظرية السدم، 526؛
موقع كوكبي زحل وأورانوس فيه، 297، 305

سير جيمس ساوث، 12

أطياف النجوم، 479

جهاز التصوير الطيفي الشمسي، 58

المجهر الطيفي، 43–56؛
اكتشاف الحديد في الشمس باستخدامه، 50

الأزواج الطيفية، 487

تحليل الطيف، 47؛
الخطوط المظلمة، 49، 50؛
السدم الغازية، 474؛
الخط D، 48، 49

تلسكوب روس، 20

نجمة سبيكا، 423، 487

خيوط العنكبوت لضبط الميكرومتر، 86؛
لتصحيح توجيه التلسكوبات، 22

البقع على الشمس، 36–43؛
العلاقة بينها وبين المغناطيسية، 42؛
دوراتها، 41؛
مدة حدوثها، 41؛
فترات الذروة، 42؛
حركتها، 36؛
فترة دورانها، 40؛
ملاحظات شاينر، 36؛
المناطق التي تظهر فيها، 39

تجمعات النجوم، 461–464؛
في كوكبة هرقل، 462؛
في كوكبة بيرسيوس، 462

النجوم، الحركات الظاهرية الناتجة عن الدوران الأولي، والانحراف، والانحراف البصري، 504؛
العدد التقريبي للنجوم، 28؛
الجاذبية غير ملحوظة، 316؛
قوائم النجوم، 310، 311، 409، 431؛
خرائط النجوم، 325، 328؛
الحركة الدائرية للنجوم، 505–507

مسافات النجوم، 441؛
أبحاث بيسل، 442–449؛
أبحاث هندرسون، 442؛
طريقة قياس المسافات، 443–445؛
أبحاث ستروف، 442، 448، 449؛
المدار البارالاكتيكي، 444–449

النجوم، مزدوجة، 434؛
قائمة بوده، 435؛
إضافات بيرنهام، 439؛
كاسيني، 434؛
هرشل، 435، 436؛
القياس، 435، 436؛
دوران النجوم، 436؛
سافاري، 436؛
شكل المدار، 436؛
تغير اللون، 438

النجوم، حركتها البيضاوية، 506؛
الجاذبية والنجوم، 149؛
كيفية التمييز بين النجوم والكواكب، 111؛
الطبيعة الفيزيائية للنجوم، 477؛
احتمالية امتلاك النجوم لأنظمة كوكبية، 121؛
الحركات الحقيقية والظاهرية للنجوم، 504؛
النجوم في الحقيقة هي شمس، 32، 121

النجوم، جاذبية الكواكب عليها، 386؛
العلاقة بين النجوم والمذنبات، 388–390؛
عدد النجوم لا يُحصى، 372؛
أبعاد المدارات، 377؛
خصائص النجوم، 373؛
طول المدار، 387؛
المدار، 378؛
التغير التدريجي في المدار، 386؛
فترة دوران النجوم، 384؛
العودة المتكررة للنجوم، 378، 379؛
وابل نوفمبر 1866، 377، 379–380؛

وابل نوفمبر 1866، والبروفيسور آدامز، 384، 386؛
وابل نوفمبر 1866، إشعاع الخطوط الناتجة عن كوكب الأسد، 380؛
وابل نوفمبر 1872، 389؛
الأوابل، 376؛
الأوابل والبروفيسور نيوتن، 377؛
الخطوط الناتجة عن الأوابل، 377؛
تحولها إلى بخار بسبب الاحتكاك مع الغلاف الجوي للأرض، 374، 376؛
السرعة، 373، 386.

النجوم، أطيافها، 479؛
ما علمه القدماء عنها، 3؛
درجة حرارتها، 515؛
النجوم المؤقتة، 430، 488؛
قيم سرعة النجوم، 484؛
النجوم المتغيرة، 429.

ستوني، الدكتور ج.ج.، 387.

السترونتيوم، اللهب الناتج عنه، 46؛
في الشمس، 50.

ستروفه، أوتو، ومسافة نجم فيجا، 442، 447؛
ومسافة نجم 61 سيجني، 448، 449.

الشمس، وسرعة الضوء، 265؛
الحجم الظاهري للشمس كما يُرى من الكواكب، 117، 118؛
الشمس كنجم، 32؛
الدوران المحوري للشمس، 558.

مقارنةً بالأرض، 29؛
العلاقة بينه وبين الفصول، 4؛
الهالة المحيطة به أثناء الكسوف، 62–64؛
الكثافة، 65، 558؛
القطر، 558؛
المسافة عن المريخ، 213؛
المسافة عن زحل، 271؛
المسافة عن الأرض، 31، 114، 184، 240، 558؛
الكسوفات الخاصة به، 6، 53؛
شكله البيضاوي، 558؛
البقع على سطحه، 37؛
نقطة التركيز لمدارات الكواكب، 138؛
تخلصه تدريجيًا من حرارته، 95؛
الحبيبات على سطحه، 34؛
حرارته ومصادرها، 515–526؛
الحرارة المنتقلة إلى كوكب المشتري، 256؛
الكواكب الصغيرة وعلاقتها به، 240؛
حركته نحو كوكبة الليرا، 457؛
نظرية السديم في تفسير حرارته، 526؛
تصويره، 34؛
دوران محور الأرض، 497؛
البروزات على سطحه، 53–59؛
علاقته بالقمر، 71؛
شروقه وغروبه، 2؛
دورانه، 40، 201؛
حجمه، 29؛
طيفه، 48؛
البقع على سطحه، 36–43؛
العلاقة بين البقع والمغناطيسية، 42؛
العواصف والاضطرابات على سطحه، 42، 43؛
سطحه مكون من مواد غازية، 34؛
سطحه متموج، 34.

تعاليم علماء الفلك في العصور القديمة بخصوص،
3–7؛
درجة حرارته، 30، 31، 516؛
قوامه، 34؛
المد والجزر عليه، 530؛
سرعته، 484؛
وزنه مقارنةً بكوكب المشتري، 250، 350؛
الضوء الزودياكي وعلاقته به، 67؛
المناطق على سطحه، 39

أشعة الشمس، ما تكشفه من أسرار، 44

البجعة، 424، 439، 445

مقبض سيف بيرسيوس، 462

سيرتيس الماجور، 222

ت

كوكبة الثور، 231، 419

مذنب تيبوت، 353

التلسكوب، بناء أول تلسكوب، 10؛
التلسكوب الاستوائي (دانسينك)، 12–14، 185؛
تلسكوب غرينتش، 26؛
تلسكوب هيرشل، 19؛
تلسكوب ليك، 16، 19؛
تلسكوب باريس، 22، 23؛
التلسكوب العاكس، 19، 21؛

الانكسار، 11، 14؛
روس، 19، 20، 468، 470؛
رصد النجوم، 23؛
يوضح تركيب العين مبدأ الانكسار، 10؛
فيينا، 14–16؛
واشنطن، 226؛
يركس، 16

النجوم المؤقتة، 430، 488

ثيتيس، 559

ثيوفيلوس، 92

المد والجزر: الطاقة الناتجة عن الأرض، 539؛
يتأثر بقانون الجاذبية، 149، 535؛
يتأثر بالقمر، 70، 535–537؛
في خليج فوندي، 538؛
في كارديف، 538؛
في تشيبستو، 538؛
في لندن، 538؛
في سانت هيلينا، 538؛
يتأثر بالشمس، 537؛
تكوين التيارات المائية، 538؛
في مضيق بريستول، 538؛
في البحر الأبيض المتوسط، 537؛
في وسط المحيط، 538؛
كوكب المشتري والمد والجزر، 552؛
طول اليوم والمد والجزر، 541؛
المد القمري، 548، 549.

لحظة الزخم، 552؛
المد الأدنى، 537؛
دوران الأرض ودوران القمر، 549؛
أقمار المريخ، 551؛
الطاقة الشمسية، 550؛
الزنبرك، 537؛
التغيرات فيه، 538؛
إهدار طاقة المياه، 538؛
العمل المنجز، 539

القصدير في الشمس، 50

تيتان، 294، 295، 559

تيتانيا، 309، 559

مرور كوكب عطارد، 152، 163، 164

مرور كوكب الزهرة، 152؛
الكابتن كوك، 184؛
ملاحظات كوبلاند حوله، 189؛
ملاحظات كرابتري حوله، 180؛
ملاحظات جاسيندي حوله، 178؛
طريقة هالي، 180، 181؛
ملاحظات هوروكس حوله، 179، 180؛
أهميته، 173؛
تنبؤ كيبلر بمروره، 163؛
الملاحظات حوله في دونسينك، 184–188

مرور كوكب فولكان، 152–153

تريسنيكر، 84، 93

تروفيلو، السيد ل.، وحلقات زحل، 278
تشيرماك، وأصل النيازك، 400، 401
تيخو (فوهة قمرية)، 91
تيخو براهي، ومرصد أورانيبورغ، 9، 10، 430

U
ظل بقعة الشمس، 51
أومبرييل، 309، 559
التوازن الديناميكي غير المستقر، 543
مرصد أورانيبورغ، 10

أورانوس، 112؛
جاذبية زحل عليه، 322؛
ملاحظات برادلي حوله، 312؛
تركيبه، 308؛
كثافته، 558؛
قطره، 308، 558؛
قطر مداره، 305؛
قرصه، 308؛
اكتشافه بواسطة هرشل، 305، 308؛
المسافة بينه وبين الشمس، 558؛
شكله البيضاوي، 313؛

تم اعتباره كويكبًا في البداية، 304؛
ملاحظات فلامستيد له، 311، 312؛
كان يُعتبر نجمًا في الماضي، 311، 312؛
الأبحاث الرامية إلى اكتشاف كوكب خارج مداره، 323–324؛
حركته غير المنتظمة، 314، 323؛
ملاحظات ليمونييه له، 312؛
علاقته بنيزك الليونيدات، 386؛
ملاحظات ماير له، 312؛
زخمه، 554؛
مداره، 117، 310؛
الفترة الدورية له، 558؛
فترة دورانه، 312؛
دورانه، 308؛
أقماره، 559؛
اكتشاف هيرشل لأقماره، 308؛
حركة أقماره شبه دائرية، 309؛
الحركات الدورية لأقماره، 309؛
مستوى مدارات أقماره، 309، 310؛
حجمه مقارنة بالأرض، 308؛
ومقارنة بالكواكب الأخرى، 119؛
تأثره بقوة جاذبية أخرى بخلاف الشمس، 314

الدب الأكبر (انظر الدب العظيم)

V

النجوم المتغيرة، 429

فيغا، 414، 423، 424، 479؛
قياسات ستروف لها، 442

سرعة الضوء، 261، 262، 265؛
القوانين المتعلقة بسرعة الضوء، 511؛
سرعة الكواكب، 140–143، 146، 237؛
قيم سرعة النجوم، 483–4

كوكب الزهرة، الدراسات القديمة حوله، 6؛
خصائص كوكب الزهرة، 171؛
غلافه الجوي، 189؛
سطوعه، 168؛
كثافته، 558؛
قطره، 191، 558؛
المسافة بينه وبين الشمس، 191، 558؛
إمكانية الحياة عليه، 173؛
حركته، 168؛
كونه جارًا للأرض، 109؛
مداره، 114، 135؛
شكل مداره، 139، 191؛
الفترة الزمنية لدورانه، 558؛
هل هو كوكب أم جرم سماوي آخر، 111؛
دورانه حول نفسه، 191؛
شكله، 169؛
حجمه مقارنة بالكواكب الأخرى، 116، 169؛
سطحه، 171؛
مروره أمام الشمس، 152، 176–190؛
أهمية مروره أمام الشمس، 173؛
تنبؤ كيبلر بمروره أمام الشمس، 163؛
سرعته والفترة الزمنية لدورانه، 142، 143، 191؛
وجهة نظر القدماء حوله، 157

كوكب فيستا، 233، 238

فيكتوريا، 242
تلسكوب فيينا، 14–16
برج العذراء، 423
فوجل وألغول، 485؛
وسبيكا، 486، 487؛
وأطياف النجوم، 479، 483

الأصل البركاني للنيازك، 400؛
الثورانات على الأرض، 197

مذنب فون أستن وإنكه، 349، 350؛
ومسافة الشمس، 351؛
ووزن كوكب عطارد، 166

حلقات الدوامة، 469

فولكان، 152، 153؛
والشمس، 3

دبليو

وارجنتين، 90

واتسون، البروفيسور، وكوكب عطارد، 154

واتسون، السير ويليام، صداقته مع هيرشل، 302

أطوال الموجات، 60
الطقس، غير متأثر بالقمر، 82
ويلسون، السيد دبليو.إي.، وسديم أوريون، 469
فيت، السيد جي.، وإيروس، 236
نيزك وولد كوتيج، 392
رايت، توماس، ومجرة درب التبانة، 474

“سنة النجوم”， 377
مرصد ييركس، شيكاغو، 16
البروفيسور يونغ، وصفه لظاهرة مذهلة في الشمس، 42؛
وبقع الشمس، 38؛
ملاحظات حول العواصف المغناطيسية، 39

زيمان، الدكتور، والخطوط الطيفية، 491
الزنك في الشمس، 50
البروج، 5

ضوء البروج، 67
منطقة الكواكب الصغيرة، 234

طُبع بواسطة شركة كاسيل آند كومباني المحدودة، لا بيل سوفاج، لندن، E.C.

حواشي:
[1] يمكن القول مع ذلك إنه لا يُرى أبدًا أن النجم يغرب، لأن الغلاف الجوي لدينا يجعله غير مرئي قبل أن يصل إلى الأفق.

[2] "علم الفلك الشعبي"، ص. 66.

[3] كلمة "الطرف" هي الكلمة التي يستخدمها علماء الفلك للدلالة على حافة أو محيط القرص الظاهري لجسم سماوي.

[4] "الشمس"، ص. 119.

[5] ذُكر مرارًا أن الانفجار الذي حدث عام 1859 وشهده كارينجتون وهودجسون تلاه على الفور عاصفة مغناطيسية شديدة الشدة، لكن السجلات في كيو وجرينتش تُظهر أن الاضطرابات المغناطيسية في ذلك اليوم كانت ضئيلة للغاية.

[6] لاحظ أحد النقاد أن الشاعر نفسه يبدو أنه شعر بالشك في هذا الأمر، لأنه أضاف إلى أشعة القمر المشكوك فيها "مصباحًا يضيء بخفوت". كما أُبديت رأي أكثر تفاؤلاً، وإن كان متشائمًا بعض الشيء، مفاده أن "سيأتي الوقت الذي تتفوق فيه أدلة هذه القصيدة على أي حسابات فلكية".

[7] تم نسخ هذه الرسمة بإذن من الصورة الجميلة جدًا الواردة في كتاب السادة ناسميث وكاربنتر، والتي تشكل اللوحة الحادية عشرة. كما تم نسخ الرسومات الأخرى لمناظر القمر في اللوحتين الثامنة والتاسعة. تم الحصول على الصور من قبل السيد ناسميث من نماذج تم بناؤها بعناية من رسوماته لتوضيح معالم القمر. خلال العشرين عامًا الماضية، حلت التصوير الفوتوغرافي محل الرسم اليدوي تمامًا في تصوير الأجرام القمرية. وقد نشرت مرصدا باريس وليك سلسلة طويلة من الصور الفوتوغرافية الرائعة لمناظر القمر.

[8] في اجتماع الجمعية البريطانية في كارديف عام 1892، عرض البروفيسور كوبلاند نموذجًا للقمر، أُظهر فيه مظهر الخطوط الظاهرة بالقرب من البدر بشكل مثالي باستخدام كرات صغيرة من الزجاج الشفاف مثبتة على السطح.

[9] مدة الاختفاء، أو بمعنى آخر، المدة الزمنية التي يخفي فيها القمر النجم، ستكون أقصر قليلاً من الوقت المحسوب، إذا كان للقمر غلاف جوي قادر على تحويل ضوء النجم بشكل فعّال. لكن حتى الآن، لا تشير ملاحظاتنا إلى ذلك بشكل قاطع.

[10] أدين بمعرفتي بهذا الموضوع للدكتور جي. جونستون ستوني، عضو الجمعية الملكية. هناك بعض الجدل حول من هو من وضع هذا المبدأ الذكي والمفيد.

[11] المسافة التي يقطعها الجسم الساقط تتناسب مع حاصل ضرب القوة في مربع الزمن. تتغير القوة بشكل عكسي مع مربع المسافة عن الأرض، وبالتالي تتغير المسافة بشكل مربع الزمن، وبشكل عكسي مع مربع المسافة. إذاً، إذا زادت المسافة ستين ضعفاً، فيجب أن يزداد الزمن أيضاً ستين ضعفاً، حتى تظل المسافة التي يقطعها الجسم كما هي.

[12] انظر كتاب “علم الفلك الشعبي” لنيوكومب، صفحة 78.

[13] أدت الدراسات الحديثة التي أجراها نيوكومب حول حركة عطارد إلى استنتاج مفاده أن فرضية وجود كوكب أو حلقة من الكواكب الصغيرة جداً بين مدار عطارد والشمس لا يمكن أن تفسر الفرق بين النظرية والملاحظات في حركة عطارد. توصل هارزر إلى نفس النتيجة، وأوضح أن العامل المسبب للاضطراب قد يكون مادة الهالة الشمسية.

[14] “الشمس: كواكبها وأقمارها”. لندن: 1882 (صفحة 147).

[15] اقترح جيمس جريجوري، في كتاب عن البصريات كُتب عام 1667، استخدام عبور كوكب الزهرة لهذا الغرض.

[16] انظر “علم الفلك والفيزياء الفلكية”， العدد 128.

[17] انظر “علم الفلك والفيزياء الفلكية”， العدد 128.

[18] هذه هي العلامة المنحنية التي تظهر في اللوحة رقم 18 عند خط الطول 290° وشمال (أي أسفل) خط الاستواء. هنا، كما في جميع الرسومات الفلكية، يكون الشمال في الأسفل والجنوب في الأعلى. انظر أعلاه، صفحة 82 (الفصل الثالث).

[19] المدير الحالي لمرصد ليك.

[20] جهاز الهيليوميتر هو تلسكوب يكون فيه عدسة المراقبة مقسمة إلى نصفين على طول القطر. يمكن تحريك أحد هذين النصفين أو كليهما بشكل عرضي باستخدام مسمار. يعطي كل نصف صورة كاملة للجسم المراقب. يتم قياس المسافات عن طريق مراقبة عدد دورات المسمار اللازمة لجعل صورة النجم التي تشكلها إحدى نصفي العدسة تتطابق مع صورة الكوكب التي تشكلها النصف الآخر.

[21] انظر “علم الفلك والفيزياء الفلكية”， العدد 109.

[22] من الصواب أن نضيف أن بعض المراقبين يعتقدون أنه في ظروف استثنائية، أظهرت نقاط كوكب المشتري درجة طفيفة من الضوء الذاتي.

[23] لكن البروفيسور بيكرينج من كامبريدج، ماساتشوستس، قد حقق تحسينًا مهمًا من خلال قياس انخفاض سطوع القمر الصناعي أثناء الكسوف باستخدام جهاز الفوتومتر. ويمكن توقع دقة أكبر في نتائج مثل هذه الملاحظات.

[24] “علم الفلك الشعبي لنيوكومب”， صفحة 336.

[25] انظر جرانت، “تاريخ علم الفلك الفيزيائي”， صفحة 255.

[26] هو الآن مدير مرصد ليك.

[27] نحن هنا نتجاهل الحركة المدارية لكوكب زحل، والتي تؤدي إلى تحرك المجموعة بأكملها نحو الأرض أو بعيدًا عنها، لكن بما أن هذه الحركة مشتركة بين الكوكب والحلقات، فإنها لن تؤثر على المواقع النسبية للأطياف الثلاثة.

[28] وفقًا للقياسات الأخيرة للبروفيسور بارنارد، فإن قطر تيتان يبلغ 2700 ميل. وهو القمر الصناعي الذي اكتشفه هويغنز؛ وهو السادس من حيث الترتيب بعد الكوكب.

[29] مقتطف من كتاب “ثلاث مدن في روسيا”، تأليف سي. بيازي سميث، المجلد الثاني، صفحة 164: “في عام 1796، صادف أن جورج الثالث ملك بريطانيا العظمى أراد أن يرسل كهدية للإمبراطورة كاترين في روسيا تلسكوبًا عاكسًا بطول عشرة أقدام صنعه السير ويليام هرشل. فطلبت جلالتها على الفور تجربة قدرات هذا التلسكوب، وأُرسل روموفسكي من الأكاديمية إلى تسارسكوي-سيلو، حيث كان البلاط مقيمًا في ذلك الوقت. تم فك التلسكوب على الفور، ولمدة ثماني ليالٍ متتالية، كرست الإمبراطورة نفسها بجد لمراقبة القمر والكواكب والنجوم؛ بل وأكثر من ذلك، للاطلاع على حالة علم الفلك في أراضيها. حينها عرض روموفسكي على الإمبراطورة فكرة الأكاديمية بنقل مرصدهم، موضحًا ضرورة ومزايا هذا الإجراء. فوافقت “سميراميس الشمال”، “نجم القطب”， بلطف على كل هذه التفاصيل وأيدت المشروع بحماس؛ لكن الموت أنهى حياتها بعد بضعة أسابيع، مما منعها من تنفيذ هذا المشروع.”

[30] انظر كتاب البروفيسور هولدن “السير ويليام هرشل، حياته وأعماله”.

[31] يقول أراغو إن “سجلات ليمونييه كانت صورة للفوضى”. وأظهر بوفارد لأراغو إحدى ملاحظاته حول كوكب أورانوس، وكانت مكتوبة على كيس ورقي كان يحتوي في وقت من الأوقات على بودرة الشعر.

[32] أيضًا، زاد بريق المذنب الأول لعام 1884 فجأة، بينما تحول القرص الواضح الذي كان يشكل النواة في السابق إلى نقطة ضوء صغيرة.

[33] الأرقام الثلاثة 12، و1، و1⁄4 تتناسب بشكل عكسي تقريبًا مع الأوزان الذرية للهيدروجين وغاز الهيدروكربون وبخار الحديد، ولهذا السبب اقترح بريديتشين التركيب المذكور أعلاه لأنواع الذيول المختلفة. لا تزال هناك حاجة إلى أدلة طيفية على وجود الهيدروجين.

[34] تم الحصول على هذه الرسوم التوضيحية، وكذلك رسم مسار الشهب، من محاضرة الدكتور جي. جيه. ستوني المثيرة للاهتمام حول “قصة شهب نوفمبر”، في المعهد الملكي عام 1879.

[35] في 27 نوفمبر 1885، سقط قطعة من حديد الشهب في مازابيل بالمكسيك خلال وابل شهب أندروميدا، لكن لا يُعرف ما إذا كانت جزءًا من تلك المجموعة من الشهب أم لا. ومع ذلك، يجدر بالذكر أنه يُقال إن الشهب سقطت في مناسبات أخرى عدة في نهاية نوفمبر.

[36] لاحظ هوك في عام 1664 أن النجم جاما أرييتيس نجم مزدوج.

[37] ربما لو استطعنا رؤية النجوم دون تدخل الغلاف الجوي، لكانت النجوم الزرقاء أكثر شيوعًا. يؤثر امتصاص الغلاف الجوي بشكل خاص على الألوان الخضراء والزرقاء. يقدم البروفيسور لانجلي أسبابًا وجيهة تدعونا إلى الاعتقاد بأن الشمس نفسها ستكون زرقاء لولا تأثير الهواء.

[38] ميلان النجم هو القوس المرسوم من النجم إلى خط الاستواء بزاوية قائمة معه.

[39] تم فحص مسافة نجم 61 سيجني مرة أخرى من قبل البروفيسور أساف هول في واشنطن، وقد حصل على نتيجة أقل بكثير مما كان متوقعًا سابقًا؛ من ناحية أخرى، تؤكد الأبحاث الفوتوغرافية للبروفيسور بريتشارد نتائج ستروف والنتائج التي تم الحصول عليها في دونسينك.

[40] أنا ممتن للسادة دي لا رو على لطفهم في توفير هذه الرسومات.

[41] انظر الفصل التاسع عشر، حول كتلة نجم الشعرى اليمانية وقمره الصناعي.

[42] بما أن الأرض تحرك التلسكوب بسرعة 18 ميلاً في الثانية، وبما أن الضوء يتحرك بسرعة تقارب 180,000 ميلاً في الثانية، فإن سرعة التلسكوب تكون حوالي ألف من ألف سرعة الضوء. وبينما يتحرك الضوء عبر أنبوب بطول 20 قدمًا، فإن التلسكوب سيتحرك بمقدار ألف من ألف 20 قدمًا، أي الربعين من البوصة.

[43] انظر كتاب “علم الفلك الشعبي” لنيوكومب، صفحة 508، حيث يُنسب اكتشاف هذا القانون إلى السيد ج. هومر لين في واشنطن. أما نظرية الانكماش فهي من ابتكار هيلمهولتز.

[44] نظرية التطور المدّي الموضحة في هذا الفصل تعود بشكل أساسي إلى أبحاث البروفيسور جي. إتش. داروين، عضو الجمعية الملكية.

[45] يختلف الوقت حسب المكان: فهو سيكون 11.49 في كاليه؛ وفي ليفربول، 11.23؛ وفي خليج سوانزي، 5.56، وهكذا.
[46] بعد تحديد وحدات الكتلة والزاوية والمسافة التي ننوي استخدامها لقياس هذه الكميات، يتم التعبير عن أي كتلة أو زاوية أو مسافة برقم معين. وبالتالي، إذا اتخذنا كتلة الأرض كوحدة للكتلة، والزاوية التي تتحرك بها في الثانية كوحدة للزاوية، ومسافتها عن الشمس كوحدة للمسافة، فسنجد أن الكميات المماثلة لكوكب المشتري تُعبر عنها بالأرقام 316، و0.0843، و5.2 على التوالي. وبالتالي، فإن عزم الزخم المداري للمشتري يساوي 316 × 0.0843 × (5.2)².

*** نهاية كتاب جوتنبرغ الإلكتروني: قصة السماوات ***

سيحل الإصدارات المحدثة محل الإصدارات السابقة، وسيتم تغيير أسماء الإصدارات القديمة.

إن إنشاء الأعمال من النسخ المطبوعة غير المحمية بقوانين حقوق النشر الأمريكية يعني أنه لا أحد يمتلك حقوق نشر في الولايات المتحدة لهذه الأعمال، وبالتالي يمكن للمؤسسة (وأنت أيضًا!) نسخها وتوزيعها في الولايات المتحدة دون إذن ودون دفع رسوم حقوق النشر. تنطبق قواعد خاصة، واردة في بند الشروط العامة للاستخدام ضمن هذه الترخيص، على نسخ وتوزيع الأعمال الإلكترونية لمشروع جوتنبرغ™ لحماية مفهوم وعلامة مشروع جوتنبرغ™ التجارية. مشروع جوتنبرغ علامة تجارية مسجلة، ولا يجوز استخدامها إذا كنت تفرض رسومًا على الكتاب الإلكتروني، إلا باتباع شروط ترخيص العلامة التجارية، بما في ذلك دفع رسوم استخدام علامة مشروع جوتنبرغ التجارية. إذا لم تفرض أي رسوم على نسخ هذا الكتاب الإلكتروني، فإن الالتزام بترخيص العلامة التجارية سيكون سهلاً للغاية. يمكنك استخدام هذا الكتاب الإلكتروني لأي غرض تقريبًا، مثل إنشاء أعمال مشتقة، أو تقارير، أو عروض، أو أبحاث. يمكن تعديل كتب جوتنبرغ الإلكترونية وطباعتها وتوزيعها مجانًا؛ يمكنك فعل أي شيء تقريبًا في الولايات المتحدة مع الكتب الإلكترونية غير المحمية بقوانين حقوق النشر الأمريكية. يخضع إعادة التوزيع لترخيص العلامة التجارية، خاصة في حالات إعادة التوزيع التجاري.

البداية: الترخيص الكامل

رخصة مشروع جوتنبرغ™ الكاملة
يرجى قراءة هذه الوثيقة قبل توزيع أو استخدام هذا العمل

لحماية مهمة مشروع جوتنبرغ™ المتمثلة في تعزيز التوزيع المجاني للأعمال الإلكترونية، فإنك باستخدامك أو توزيعك لهذا العمل (أو أي عمل آخر مرتبط بشكل ما بعبارة “مشروع جوتنبرغ”)، توافق على الالتزام بجميع شروط رخصة مشروع جوتنبرغ™ الكاملة المتوفرة مع هذا الملف أو عبر الإنترنت على موقع www.gutenberg.org/license.

القسم 1: الشروط العامة للاستخدام وإعادة التوزيع
للأعمال الإلكترونية التابعة لمشروع جوتنبرغ

1.أ. من خلال قراءة أو استخدام أي جزء من هذا العمل الإلكتروني التابع لمشروع جوتنبرغ، فإنك تُظهر أنك قد قرأت وفهمت ووافقت على جميع شروط هذه الرخصة واتفاقية الملكية الفكرية (العلامات التجارية/حقوق النشر). إذا كنت لا توافق على الالتزام بجميع شروط هذه الاتفاقية، فيجب عليك التوقف عن استخدام جميع نسخ الأعمال الإلكترونية التابعة لمشروع جوتنبرغ الموجودة لديك وإعادتها أو تدميرها. إذا دفعت رسومًا مقابل الحصول على نسخة من عمل إلكتروني تابع لمشروع جوتنبرغ أو الوصول إليه، ولم توافق على الالتزام بشروط هذه الاتفاقية، فيمكنك الحصول على استرداد مبلغ الرسوم من الشخص أو الجهة التي دفعت لها الرسوم، كما هو موضح في الفقرة 1.هـ.8.

1.ب. “مشروع جوتنبرغ” هو علامة تجارية مسجلة. يمكن استخدامها فقط على أعمال إلكترونية أو بشكل مرتبط بها بأي طريقة من قبل الأشخاص الذين يوافقون على الالتزام بشروط هذه الاتفاقية. هناك بعض الأشياء التي يمكنك القيام بها مع معظم الأعمال الإلكترونية التابعة لمشروع جوتنبرغ حتى بدون الالتزام بجميع شروط هذه الاتفاقية. انظر الفقرة 1.ج أدناه. هناك العديد من الأشياء التي يمكنك القيام بها مع الأعمال الإلكترونية التابعة لمشروع جوتنبرغ إذا التزمت بشروط هذه الاتفاقية وساعدت في الحفاظ على إمكانية الوصول المجاني إليها في المستقبل. انظر الفقرة 1.هـ أدناه.

1.ج. مؤسسة أرشيف الأدب التابع لمشروع جوتنبرغ (“المؤسسة” أو PGLAF) تمتلك حقوق النشر لمجموعة الأعمال الإلكترونية التابعة لمشروع جوتنبرغ. تقع تقريبًا جميع الأعمال الفردية في هذه المجموعة ضمن المجال العام في الولايات المتحدة. إذا كان عمل فردي غير محمي بموجب قوانين حقوق النشر في الولايات المتحدة، وأنت...

نحن موجودون في الولايات المتحدة، ولا ندّعي أي حق في منعك من نسخ هذا العمل أو توزيعه أو عرضه أو أدائه أو إنشاء أعمال مشتقة منه، طالما تم إزالة جميع الإشارات إلى مشروع جوتنبرغ. بالطبع، نأمل أن تدعم مهمة مشروع جوتنبرغ المتمثلة في تعزيز الوصول المجاني إلى الأعمال الإلكترونية، من خلال مشاركة أعمال مشروع جوتنبرغ بحرية وفقًا لشروط هذه الاتفاقية، للحفاظ على ارتباط اسم مشروع جوتنبرغ بهذه الأعمال. يمكنك الالتزام بشروط هذه الاتفاقية بسهولة عن طريق الحفاظ على هذا العمل بنفس التنسيق مع رخصة مشروع جوتنبرغ الكاملة المرفقة به، عندما تشاركه مجانًا مع الآخرين.

1.D. تنظم قوانين حقوق النشر في المكان الذي تتواجد فيه أيضًا ما يمكنك فعله بهذا العمل. تكون قوانين حقوق النشر في معظم البلدان في حالة تغيير مستمر. إذا كنت خارج الولايات المتحدة، فتحقق من قوانين بلدك بالإضافة إلى شروط هذه الاتفاقية قبل تنزيل أو نسخ أو عرض أو أداء أو توزيع أو إنشاء أعمال مشتقة من هذا العمل أو أي عمل آخر من أعمال مشروع جوتنبرغ. لا تقدم المؤسسة أي تصريحات بخصوص وضع حقوق النشر لأي عمل في أي بلد آخر غير الولايات المتحدة.

1.E. ما لم تقم بإزالة جميع الإشارات إلى مشروع جوتنبرغ:

1.E.1. يجب أن تظهر الجملة التالية، مع روابط فعالة أو وسائل وصول مباشرة إلى رخصة مشروع جوتنبرغ الكاملة، بشكل بارز كلما تم الوصول إلى أي نسخة من عمل مشروع جوتنبرغ (أي عمل يظهر فيه عبارة “مشروع جوتنبرغ”، أو يرتبط بها) أو عرضه أو أداؤه أو عرضه أو نسخه أو توزيعه:

هذا الكتاب الإلكتروني مخصص لاستخدام أي شخص في أي مكان في الولايات المتحدة ومعظم أنحاء العالم مجانًا وبدون أي قيود تقريبًا. يمكنك نسخه أو إهداؤه أو إعادة استخدامه وفقًا لشروط رخصة مشروع جوتنبرغ™ المرفقة مع هذا الكتاب الإلكتروني أو المتاحة على موقع www.gutenberg.org. إذا لم تكن موجودًا في الولايات المتحدة، فسيتعين عليك التحقق من قوانين البلد الذي تتواجد فيه قبل استخدام هذا الكتاب الإلكتروني.

1.E.2. إذا كانت أي أعمال إلكترونية تابعة لمشروع جوتنبرغ مستمدة من نصوص غير خاضعة لقوانين حقوق النشر الأمريكية (ولا تحتوي على إشعار يفيد بأنها نُشرت بإذن من صاحب حقوق النشر)، فيمكن نسخ هذه الأعمال وتوزيعها على أي شخص في الولايات المتحدة دون دفع أي رسوم أو تكاليف. وإذا كنت تقوم بإعادة توزيع أو توفير إمكانية الوصول إلى أي عمل مرتبط بعبارة “مشروع جوتنبرغ”، فيجب عليك الالتزام إما بمتطلبات الفقرات من 1.E.1 إلى 1.E.7 أو الحصول على إذن باستخدام العمل وعلامة مشروع جوتنبرغ التجارية كما هو مذكور في الفقرتين 1.E.8 أو 1.E.9.

1.E.3. إذا تم نشر أي أعمال إلكترونية تابعة لمشروع جوتنبرغ بإذن من صاحب حقوق النشر، فيجب أن يتوافق استخدامك وتوزيعك لهذه الأعمال مع متطلبات الفقرات من 1.E.1 إلى 1.E.7 بالإضافة إلى أي شروط إضافية يفرضها صاحب حقوق النشر. ستكون الشروط الإضافية مرتبطة برخصة مشروع جوتنبرغ الخاصة بجميع الأعمال التي تم نشرها بإذن من صاحب حقوق النشر، وهي موجودة في بداية هذا العمل.

1.E.4. لا تقم بفصل شروط رخصة مشروع جوتنبرغ الكاملة عن هذا العمل، أو عن أي ملفات تحتوي على جزء من هذا العمل أو أي عمل آخر مرتبط بمشروع جوتنبرغ.

1.E.5. لا تقم بنسخ أو عرض أو توزيع أو إعادة توزيع هذا العمل الإلكتروني، أو أي جزء منه، دون عرض الجملة المذكورة في الفقرة 1.E.1 بشكل بارز، مع وجود روابط فعالة أو إمكانية وصول فورية إلى الشروط الكاملة لرخصة مشروع جوتنبرغ.

1.E.6. يمكنك تحويل هذا العمل إلى أي صيغة ثنائية أو مضغوطة أو مُعلّمة أو غير حصرية أو حصرية، بما في ذلك أي صيغة لمعالجة النصوص أو النصوص التشعبية. ومع ذلك، إذا قمت بتوفير إمكانية الوصول إلى نسخ من أعمال مشروع جوتنبرغ أو توزيعها بصيغة غير صيغة “Plain Vanilla ASCII” أو أي صيغة أخرى مستخدمة في النسخة الرسمية المنشورة على الموقع الرسمي لمشروع جوتنبرغ (www.gutenberg.org)، فيجب عليك، دون أي تكلفة إضافية على المستخدم، توفير نسخة من العمل بصيغته الأصلية “Plain Vanilla ASCII” أو أي صيغة أخرى، أو وسيلة لتصدير نسخة منه، أو وسيلة للحصول على نسخة عند الطلب. يجب أن تتضمن أي صيغة بديلة رخصة مشروع جوتنبرغ الكاملة كما هو محدد في الفقرة 1.E.1.

1.E.7. لا يجوز فرض رسوم للوصول إلى أعمال مشروع جوتنبرغ أو عرضها أو تنفيذها أو نسخها أو توزيعها، ما لم تلتزم بأحكام الفقرة 1.E.8 أو 1.E.9.

1.E.8. يمكنك فرض رسوم معقولة مقابل نسخ أعمال مشروع جوتنبرغ الإلكترونية أو توفير الوصول إليها أو توزيعها، شريطة ما يلي:

• دفع رسوم حقوق استخدام تبلغ 20% من الأرباح الإجمالية التي تحصل عليها من استخدام أعمال مشروع جوتنبرغ، ويتم حساب هذه الرسوم باستخدام الطريقة التي تستخدمها بالفعل لحساب الضرائب المفروضة عليك. تُدفع هذه الرسوم لمالك علامة مشروع جوتنبرغ التجارية، لكنه وافق على التبرع برسوم الحقوق بموجب هذه الفقرة لمؤسسة أرشيف جوتنبرغ الأدبي. يجب دفع رسوم الحقوق خلال 60 يومًا من كل تاريخ تقوم فيه بإعداد (أو يُطلب منك قانونًا إعداد) إقراراتك الضريبية الدورية. يجب توضيح أن هذه المبالغ هي رسوم حقوق استخدام وإرسالها إلى مؤسسة أرشيف جوتنبرغ الأدبي في العنوان المذكور في القسم 4، "معلومات حول التبرعات لمؤسسة أرشيف جوتنبرغ الأدبي".

• إعادة كامل المبلغ الذي دفعه المستخدم الذي يخطرك كتابيًا (أو عبر البريد الإلكتروني) خلال 30 يومًا من استلام العمل، إذا أفاد بأنه لا يوافق على شروط ترخيص مشروع جوتنبرغ™ الكامل. يجب عليك أن تطلب من هذا المستخدم إعادة أو تدمير جميع النسخ الموجودة لديه على وسيط مادي، ووقف استخدامه لأي نسخ أخرى من أعمال مشروع جوتنبرغ™ والوصول إليها.

• إعادة كامل المبلغ الذي دفعه المستخدم مقابل عمل معين أو نسخة بديلة، وفقًا لأحكام الفقرة 1.F.3، في حال اكتشاف عيب في العمل الإلكتروني وإبلاغك به خلال 90 يومًا من استلام العمل.

• الالتزام بجميع الشروط الأخرى لهذا الاتفاق المتعلقة بالتوزيع المجاني لأعمال مشروع جوتنبرغ™.

1.E.9. إذا كنت ترغب في فرض رسوم أو توزيع عمل إلكتروني من مشروع جوتنبرغ™ أو مجموعة من الأعمال بشروط مختلفة عن تلك المذكورة في هذا الاتفاق، فيجب عليك الحصول على إذن كتابي من مؤسسة أرشيف جوتنبرغ الأدبي، وهي الجهة المسؤولة عن إدارة المشروع.

علامة تجارية Gutenberg™. يرجى الاتصال بالمؤسسة كما هو موضح في القسم 3 أدناه.

1.F.

1.F.1. يبذل متطوعو وموظفو مشروع جوتنبرغ جهودًا كبيرة لتحديد الأعمال غير المحمية بقوانين حقوق النشر الأمريكية، وإجراء بحوث حول حقوق النشر الخاصة بها، وتدوين نصوصها ومراجعتها، من أجل إنشاء مجموعة مشروع جوتنبرغ™. وعلى الرغم من هذه الجهود، قد تحتوي الأعمال الإلكترونية لمشروع جوتنبرغ™ والوسائط التي يمكن تخزينها عليها على “عيوب”， مثل البيانات غير الكاملة أو غير الدقيقة أو التالفة، وأخطاء في التدوين، وانتهاكات لحقوق النشر أو الملكية الفكرية، وأقراص أو وسائط تالفة، وفيروسات كمبيوتر، أو رموز كمبيوتر قد تتسبب في تلف الأجهزة أو عدم قدرتها على قراءتها.

1.F.2. ضمان محدود، إعفاء من المسؤولية عن الأضرار – باستثناء “حق الاستبدال أو الاسترداد” الموضح في الفقرة 1.F.3، تعفي مؤسسة أرشيف الأدب لمشروع جوتنبرغ، وهي مالكة علامة تجارية مشروع جوتنبرغ™، وأي طرف آخر يوزع أعمالًا إلكترونية لمشروع جوتنبرغ™ بموجب هذا الاتفاق، نفسها من أي مسؤولية تجاهك تجاه الأضرار أو التكاليف أو المصاريف، بما في ذلك رسوم المحاماة. أنت توافق على أنه لا توجد لديك أي سبل انتصاف في حالة الإهمال أو المسؤولية الصارمة أو خرق الضمان أو خرق العقد، باستثناء تلك المذكورة في الفقرة 1.F.3. أنت توافق على أن المؤسسة ومالك العلامة التجارية وأي موزع بموجب هذا الاتفاق لن يكونوا مسؤولين تجاهك عن أي أضرار فعلية أو مباشرة أو غير مباشرة أو ناتجة أو تعويضية أو عرضية، حتى لو أبلغتهم بإمكانية حدوث مثل هذه الأضرار.

1.F.3. حق محدود في الاستبدال أو الاسترداد – إذا اكتشفت عيبًا في هذا العمل الإلكتروني خلال 90 يومًا من استلامه، يمكنك الحصول على استرداد للمبلغ الذي دفعته مقابله (إن وجد) عن طريق إرسال توضيح كتابي إلى الشخص الذي حصلت منه على العمل. إذا حصلت على العمل على وسيط مادي، فيجب عليك إعادة الوسيط مع توضيحك الكتابي. يمكن للشخص أو الجهة التي قدمت لك العمل المعيب أن تختار تقديم نسخة بديلة بدلاً من الاسترداد. إذا حصلت على العمل إلكترونيًا، فإن الشخص أو الجهة التي قدمته لك...

يمكنك اختيار الحصول على فرصة ثانية لاستلام العمل إلكترونيًا بدلاً من استرداد المبلغ. وإذا كانت النسخة الثانية معيبة أيضًا، فيمكنك طلب استرداد المبلغ كتابيًا دون أي فرص أخرى لإصلاح المشكلة.

1.F.4. باستثناء الحق المحدود في الاستبدال أو الاسترداد المذكور في الفقرة 1.F.3، يتم توفير هذا العمل لك “كما هو”، دون أي ضمانات أخرى من أي نوع، سواء كانت صريحة أو ضمنية، بما في ذلك ولكن لا يقتصر على ضمانات الصلاحية للبيع أو ملاءمتها لأي غرض.

1.F.5. بعض الولايات لا تسمح بالتنازل عن بعض الضمانات الضمنية أو بإعفاء أو تقييد أنواع معينة من التعويضات. إذا كان أي تنازل أو تقييد مذكور في هذا الاتفاق يخالف قوانين الولاية المعمول بها فيما يتعلق بهذا الاتفاق، فيجب تفسير الاتفاق بحيث يتم تطبيق أقصى حد من التنازلات أو التقييدات المسموح بها بموجب قوانين تلك الولاية. عدم صحة أو عدم إمكانية تنفيذ أي بند من بنود هذا الاتفاق لا يؤدي إلى بطلان البنود المتبقية.

1.F.6. التعويض – أنت توافق على تعويض المؤسسة، ومالك العلامة التجارية، وأي وكيل أو موظف لدى المؤسسة، وأي شخص يوفر نسخًا من الأعمال الإلكترونية لمشروع جوتنبرغ™ وفقًا لهذا الاتفاق، وأي متطوعين مرتبطين بإنتاج وترويج وتوزيع الأعمال الإلكترونية لمشروع جوتنبرغ™، من أي مسؤوليات أو تكاليف أو نفقات، بما في ذلك رسوم المحاماة، التي قد تنشأ بشكل مباشر أو غير مباشر عن أي من الأمور التالية التي تقوم بها أو تتسبب في حدوثها: (أ) توزيع هذا العمل أو أي عمل من أعمال مشروع جوتنبرغ، (ب) تعديل أو إضافة أو حذف أي شيء في أي عمل من أعمال مشروع جوتنبرغ، و(ج) أي عيوب تسببها أنت.

القسم 2. معلومات حول مهمة مشروع جوتنبرغ

مشروع جوتنبرغ هو رمز للتوزيع المجاني للأعمال الإلكترونية بصيغ يمكن لأوسع مجموعة ممكنة من الحواسيب قراءتها، بما في ذلك الحواسيب القديمة والمتوسطة العمر والحديثة. وهو موجود بفضل…

جهود مئات المتطوعين والتبرعات من أشخاص من مختلف شرائح المجتمع.

إن المتطوعين والدعم المالي الذي يوفر لهم المساعدة التي يحتاجونها ضروريان لتحقيق أهداف مشروع جوتنبرغ وضمان بقاء مجموعة مشروع جوتنبرغ متاحة مجانًا للأجيال القادمة. في عام 2001، تم إنشاء مؤسسة أرشيف جوتنبرغ الأدبي لتوفير مستقبل آمن ودائم لمشروع جوتنبرغ وللأجيال القادمة. لمعرفة المزيد عن مؤسسة أرشيف جوتنبرغ الأدبي وكيف يمكن لجهودكم وتبرعاتكم أن تساعد، راجعوا القسمين 3 و4 وصفحة معلومات المؤسسة على موقع www.gutenberg.org.

القسم 3: معلومات عن مؤسسة أرشيف جوتنبرغ الأدبي

مؤسسة أرشيف جوتنبرغ الأدبي هي مؤسسة تعليمية غير ربحية من النوع 501(c)(3)، تم تأسيسها وفقًا لقوانين ولاية ميسيسيبي، وقد حصلت على مكانة الإعفاء الضريبي من قبل دائرة الإيرادات الداخلية. رقم التعريف الضريبي للمؤسسة هو 64-6221541. التبرعات المقدمة لمؤسسة أرشيف جوتنبرغ الأدبي خاضعة للخصم الضريبي بالقدر الذي تسمح به القوانين الفيدرالية الأمريكية وقوانين ولايتكم.

يقع المكتب التجاري للمؤسسة في العنوان التالي: 41 Watchung Plaza #516، Montclair NJ 07042، الولايات المتحدة الأمريكية، رقم الهاتف: +1 (862) 621-9288. يمكن العثور على روابط البريد الإلكتروني وأحدث معلومات الاتصال على موقع المؤسسة الرسمي على www.gutenberg.org/contact.

القسم 4: معلومات عن التبرعات لمؤسسة أرشيف جوتنبرغ الأدبي

يعتمد مشروع جوتنبرغ™ على الدعم العام الواسع والتبرعات لكي يتمكن من تنفيذ مهمته المتمثلة في زيادة عدد الأعمال المتاحة في المجال العام والمرخصة التي يمكن توزيعها بحرية في صيغة قابلة للقراءة بواسطة الآلات، والتي يمكن الوصول إليها باستخدام أوسع مجموعة من الأجهزة.

بما في ذلك المعدات القديمة. إن التبرعات الصغيرة العديدة (من 1 دولار إلى 5000 دولار) مهمة للغاية للحفاظ على مكانة الإعفاء الضريبي لدى هيئة الضرائب الأمريكية.

تلتزم المؤسسة بالامتثال للقوانين التي تنظم الجمعيات الخيرية والتبرعات الخيرية في جميع الولايات الخمسين في الولايات المتحدة. ولا تكون متطلبات الامتثال موحدة، ويتطلب تحقيقها والحفاظ عليها جهدًا كبيرًا والكثير من الأوراق الرسمية والرسوم. نحن لا نطلب التبرعات في الأماكن التي لم نتلق فيها تأكيدًا كتابيًا بالامتثال. لإرسال التبرعات أو معرفة حالة الامتثال في أي ولاية معينة، يرجى زيارة موقع www.gutenberg.org/donate.

على الرغم من أننا لا نستطيع ولا نطلب التبرعات من الولايات التي لم نلبِ فيها متطلبات الطلب، إلا أننا لا نعرف أي قيود تمنعنا من قبول التبرعات غير المطلوبة من المتبرعين في تلك الولايات الذين يتواصلون معنا لتقديم التبرعات.

نحن نقبل التبرعات الدولية بامتنان، لكننا لا نستطيع إصدار أي بيانات بشأن المعاملة الضريبية للتبرعات الواردة من خارج الولايات المتحدة. فقط قوانين الولايات المتحدة وحدها تشكل عبئًا كبيرًا على طاقمنا الصغير.

يرجى الاطلاع على صفحات مشروع جوتنبرغ على الويب لمعرفة طرق التبرع والعناوين الحالية. يتم قبول التبرعات بعدة طرق أخرى، بما في ذلك الشيكات والدفعات عبر الإنترنت والتبرعات عبر بطاقات الائتمان. للتبرع، يرجى زيارة: www.gutenberg.org/donate.

القسم 5: معلومات عامة عن مشروع جوتنبرغ – الأعمال الإلكترونية

كان البروفيسور مايكل س. هارت هو مبتكر فكرة مشروع جوتنبرغ، وهي مكتبة من الأعمال الإلكترونية يمكن مشاركتها بحرية مع أي شخص. على مدى أربعين عامًا، قام بإنتاج وتوزيع كتب مشروع جوتنبرغ الإلكترونية بمساعدة شبكة ضئيلة من المتطوعين فقط.

غالبًا ما يتم إنشاء كتب مشروع جوتنبرغ الإلكترونية من عدة طبعات مطبوعة، وقد تم التأكد من أن جميعها غير محمية بحقوق النشر في الولايات المتحدة، ما لم…

يتضمن النص إشعار حقوق النشر. لذلك، لسنا ملزمين بالحفاظ على كتب الإلكترونية بحيث تتوافق مع أي طبعة ورقية معينة.

يبدأ معظم الناس رحلتهم من موقعنا الإلكتروني الذي يحتوي على أداة البحث الرئيسية لمشروع جوتنبرغ: www.gutenberg.org.

يحتوي هذا الموقع على معلومات حول مشروع جوتنبرغ، بما في ذلك كيفية التبرع لمؤسسة أرشيف جوتنبرغ الأدبي، وكيفية المساعدة في إنتاج كتبنا الإلكترونية الجديدة، وكيفية الاشتراك في نشرتنا الإخبارية الإلكترونية لمعرفة أخبار الكتب الإلكترونية الجديدة.