از کجا می دانیم جهان در حال انبساط است؟
از همان زمان پیش از تاریخ، تمدن های سراسر زمین کوشیده بودند ساختار عالم را توضیح دهند. بسیاری از دیدگاه های تمدن های باستانی، از جمله تمدن های ساکن میان رودان، سرشار از جزئیات بودند و بر پایه افسانه ها و باورهای مذهبی استوار بودند و رابطه تنگاتنگی با مفهوم تجربه بی واسطه دنیا داشتند. در این میان، یونانیان باستان با استفاده از مفاهیم هندسی همچون کره های هم مرکز، یک کیهان شناسی علمی را توسعه داده بودند. برای مثال و در دیدگاه ارسطو، زمین مرکز عالم بود و خورشید، سیارات و ستاره ها روی کره های متفاوتی به دور زمین در گردش بودند؛ دیدگاهی که به لطف کلیسای کاتولیک تا دوران رنسانس دوام آورد.
وقتی گالیلئو گالیله در سال 1610 تلسکوپش را به سوی آسمان نشانه رفت، چشم انداز جهان به شدت تغییر کرد. او اهله های سیاره زهره را کشف کرد و متوجه شد این سیاره نور خورشید را بازتاب می کند. به این ترتیب، مدرک اثبات نظریه خورشید مرکزی که در سال 1543 و از سوی نیکلاس کوپرنیک پیشنهاد شده بود، بدست آمد. این رخداد، بزرگترین تغییر را در دیدگاه بشر نسبت به ساختار عالم تا آن زمان ایجاد کرد، اما هنوز تغییرات بزرگتری در راه بود.
با دانستن این واقعیت که راه شیری از ستارگان زیادی تشکیل شده است، گالیله دریافت که خورشید و سیارات آن تنها بخش بسیار کوچکی از کیهان هستند. ایزاک نیوتن هم همین عقیده را داشت، اما می گفت جهان بیکران و ایستا است؛ اینکه جهان تغییر نمی کند و تا ابد ادامه خواهد داشت. چنین تصویری از جهان تا آغاز قرن بیستم اساساً دست نخورده باقی ماند. پس از نیوتن، بسیاری از دانشمندان نظریه گرانش او را به کمال رساندند؛ نظریه ای که پیش بینی مسیر دنباله دارها و محاسبات مدار سیارات را با دقتی بی نظیر امکان پذیر می کرد. با وجود این، گیر کوچکی در این میان وجود داشت: اخترشناسان هر چقدر هم تلاش می کردند، نمی توانستند توضیح دهند که چرا مدار بیضوی عطارد سریع تر از چیزی می چرخید که محاسبات نشان می داد.
در سال 1915، آلبرت اینشتین نظریه گرانشی جدیدی ارائه داد که در آن، ساختار فضا – زمان به دلیل وجود یک جرم دچار خمیدگی می شد و اجسام در این خمیدگی حرکت می کردند. نظریه اینشتین توضیح می داد چرا انتقال حضیض مدار عطارد (ناشی از چرخش محور سیاره) سریع تر از پیش بینی های معادله های نیوتنی است. اما وقتی اینشتین معادله های خود را در مقیاس کل جهان بکار می گرفت، به مشکلی در نظریه نسبیت عام بر می خورد. طبق معادله های او، جهان یا در حال کوچک شدن (انقباض) یا بزرگ شدن (انبساط) بود. همانند بسیاری از اخترشناسان آن زمان، اینشتین هم عقیده داشت جهان باید ایستا باشد. به همین دلیل و در سال 1917، او «ثابت کیهان شناختی» را معرفی کرد؛ پارامتری که اثر نیروهای گرانشی را خنثی می کرد تا مانع از انقباض یا انبساط عالم شود. البته بعدها اینشتین متوجه شد باید اعتقاد بیشتری به نظریه اش می داشت و معرفی ثابت کیهان شناختی را «بزرگترین اشتباه عمرش» اعلام کرد.
با وجود تمام پیشرفت های علم، قرن بیستم شاهد انقلاب های فراوانی در باورهای دیر پای فیزیکدانان بود. در یکی از این تغییرات بنیادین، اخترشناسان مجبور شدند چشم انداز جهان ایستا را با چشم انداز جهانی که در اثر انفجاری عظیم در حال از هم دریده شدن است، جایگزین کنند. در این مقاله شما می توانید با دانشمندان پیشرو و یافته های آنها آشنا شوید.
دنیاهای جزیره ای
بر اساس مشاهده سحابی های مارپیچی بوسیله اخترشناس انگلیسی توماس رایت (Thomas Wright) در سال 1750، فیلسوف آلمانی امانوئل کانت (Immanuel Kant) این ایده را مطرح کرد که شاید آنها دنیاهای جزیره ای مشابه راه شیری ما هستند. ایده کانت چندان مورد پذیرش قرار نگرفت و بیشتر اخترشناسان سحابی های مارپیچی را در قالب سامانه های ستاره ای در حال شکل گیری، بخشی از کهکشان راه شیری می پنداشتند. پرسیوال لوول (Percival Lowell) هم جزء همین افراد بود که پس از بنیانگذاری رصدخانه لوول، وستو اسلیفر (Vesto Slipher) را برای کار در آنجا استخدام کرد. با استفاده از طیف سنج دویست کیلوگرمی موجود در تاسیسات رصدخانه که به تلسکوپ 24 اینچی آن متصل می شد، او طیف سیارات و تعداد بی شماری از ستارگان را ثبت کرد. با استفاده از این طیف ها، اتم های موجود در جو سیاره ها قابل شناسایی بودند.
راهنمایی: همانند خورشید، ستارگان و کهکشان ها هم از خود نوری تابش می کنند که می توان با عبور دادن آن از میان یک منشور یا طیف سنج، آن را به رنگ های تشکیل دهنده اش تفکیک کرد. مجموعه این رنگ ها را طیف می نامند. اتم ها خطوط تاریک یا روشنی به نام خطوط طیفی به این ساختار اضافه می کنند که می توان از همین راه آنها را شناسایی کرد.
لوول که امیدوار بود بتواند با استفاده از طیف های ثبت شده سیاراتی را در سحابی آندرومدا شناسایی کند، از اسلیفر خواست تا طیف سحابی را ثبت کند. اسلیفر که علاوه بر اخترشناسی، مدرک مهندسی مکانیک هم داشت، موفق شد حساسیت طیف سنج را بهبود بخشد و طیف دقیقی از سحابی آندرومدا را در سال 1912 ثبت کرد. اما در کمال شگفتی، خطوط طیفی تا حد زیادی دچار «انتقال به آبی» بودند؛ پدیده ای که نشان می داد سحابی با سرعت 300 کیلومتر در ثانیه در حال نزدیک شدن به ما است. این سرعت سریع تر از سرعت تمام اجرام شناخته شده سامانه خورشیدی بود.
وقتی در سال 1914، اسلیفر نتایج طیف سنجی 15 سحابی را در گردهمایی انجمن نجوم آمریکا ارائه داد، مورد تشویق شَدید حضار قرار گرفت. با وجود این، داده های ارائه شده باعث سردرگمی همکاران اسلیفر شد؛ زیرا طیف بیشتر سحابی ها دارای انتقال به سرخ بود. ماهیت این سحابی ها بیش از هر زمان دیگری به معمایی لاینحل تبدیل شده بود. اما مشاهده های جدید با استفاده از تلسکوپ های ارتقاء یافته بتدریج شروع به پرده برداری از این راز کرد.
راهنمایی: وقتی جسمی در حال دور شدن از ما است، طول موج نور منتشر شده از آن دچار کشیدگی می شود. میزان انتقال به سرخ بر اساس تغییر مکان خطوط طیفی این اجرام به سمت طول موج های بلندتر (انتهای سرخ طیف) تعیین می شود.
اندازه گیری
یکی از مشکلات بزرگ دنیای اخترشناسی این بود که راهی برای تعیین فاصله ستارگان یا دیگر اجرام آسمانی دوردست وجود نداشت. برای مثال، یک ستاره داغ، پُر جرم و بسیار دوردست ممکن بود درخششی به اندازه قدر ظاهری ستاره ای سرد، کوچک و نزدیک داشته باشد. در سال 1912، هنریتا سوان لیویت (Henrietta Swan Leavitt) کشفی کرد که نقشی حیاتی در درک ما از کیهان داشت. او موفق به کشف گروهی از ستاره ها شد که خودشان مقدار فاصله شان را از زمین مشخص می کردند.
لیویت که از اعضای گروه مسئول بررسی قدر ظاهری ستارگان از روی تصاویر عکاسی ثبت شده بود، روی گروهی از ستارگان متغیر موسوم به «قیفاووسی ها» تمرکز کرد که درخشندگی (قدر) ظاهریشان را با دوره تناوبی از یک روز تا چند ماه تغییر می دادند. لیویت این تغییرات را در گروهی از متغیرهای قیفاووسی که در ابر ماژلانی کوچک قرار داشتند، اندازه گیری کرد. با اطمینان از این که تمام این قیفاووسی ها در فاصله یکسانی از زمین قرار داشتند، او موفق به کشف شگفت آوری شد. دوره تناوب درخشندگی این قیفاووسی ها با درخشندگی ذاتی (قدر مطلق) آنها متناسب بود. با مقایسه درخشندگی ذاتی متغیرهای قیفاووسی با قدر ظاهری آنها، لیویت متوجه شد ابر ماژلانی کوچک باید خارج (اما نزدیک) راه شیری قرار داشته باشد.
راهنمایی: متغیرهای قیفاووسی، ستارگان تپنده ای هستند که نور آنها به صورت دوره ای تغییر می کند. از آنجا که بین قدر مطلق و دوره تناوب نور این گروه از ستارگان رابطه مشخصی وجود دارد؛ با داشتن تناوب قدر ظاهری، می توان قدر مطلق آنها را محاسبه کرد و از راه مقایسه، فاصله این ستارگان را بدست آورد.
سال 1917، هیبر دی. کورتیس که در رصدخانه «لیک» (Lick) واقع در کوهستان همیلتون ایالت کالیفرنیا به مطالعه سحابی ها مشغول بود، نواختری را در سحابی آندرومدا مشاهده کرد. این نواختر چنان روشن بود که تمام سحابی را تحت الشعاع قرار می داد. کورتیس سپس به جستجو در عکس های قدیمی سحابی پرداخت و موفق شد 11 نواختر دیگر را درون آن کشف کند. این تعداد به تنهایی بیشتر از تمام نواخترهایی بود که در دوره زمانی مشابه، در باقی راه شیری مشاهده شده بود. بر همین اساس، کورتیس به این نتیجه رسید که آندرومدا و دیگر سحابی های شبیه آن باید کهکشان هایی دوردست، مشابه کهکشان راه شیری ما باشند.
سال 1920، کورتیس طی مناظره بزرگ با هارلو شاپلی از این ایده دفاع کرد. شاپلی بر این باور بود که سحابی های مشاهده شده باید درون کهکشان راه شیری باشند و در واقعیت، اجرامی کوچک هستند. این اخترشناس که از متغیرهای قیفاووسی برای تخمین اندازه راه شیری استفاده کرده بود، استدلال می کرد اگر اندازه سحابی آندرومدا قابل مقایسه با راه شیری باشد، به ناچار باید در فاصله بسیار دوردستی قرار داشته باشد؛ ایده ای که برای اخترشناسان آن دوران حتی قابل تصور هم نبود. همچنین، انفجاری نواختری که بتواند تمام نور یک کهکشان را تحت تاثیر قرار دهد، باور کردنی نبود.
تیر آخر
سال 1917، تلسکوپ دو و نیم متری هوکر (Hooker) در رصدخانه مونت ویلسون نصب شد؛ تلسکوپی که تا سال 1948 رکورددار بزرگترین تلسکوپ دنیا بود. در اوایل دهه 1920، ادوین هابل از این تلسکوپ برای مشاهده متغیرهای قیفاووسی در سحابی آندرومدا و دیگر سحابی های مارپیچی کمک گرفت و به این نتیجه رسید که آنها واقعاً در فاصله ای بسیار دور و خارج از کهکشان راه شیری قرار دارند. این کشف تایید کننده فرضیه کورتیس بود که بر اساس آن، سحابی ها در واقع سامانه هایی کهکشانی فراتر از راه شیری هستند.
با وجود این، وقتی هابل فاصله این کهکشان ها را با استفاده از رابطه درخشندگی تناوب لیویت محاسبه و آن را با انتقال به سرخ تعیین شده 41 سحابی اسلیفر در سال 1925 مقایسه کرد، حقیقتی خیره کننده را کشف کرد: هر چقدر کهکشان دورتر بود، انتقال به سرخ آن بزرگتر و در نتیجه، سرعت دور شدنش از ما بیشتر بود. بر اساس این یافته، هابل در سال 1929 رابطه مشهورش موسوم به «قانون هابل» را فرمول بندی کرد که می گفت سرعت جدایی دو کهکشان با فاصله آنها از یکدیگر متناسب است. یافته هابل نخستین مدرک مستقیم و مشاهده ای بود که ثابت می کرد جهان در حال انبساط است.
همزمان با یافته های هابل، دو فیزیکدان نظری به نام های «الکساندر فریدمن» روسی و «جورج لمایتر» بلژیکی استدلال کردند نظریه نسبیت عام اینشتین باید خودش را از شر ثابت کیهان شناختی خلاص کند؛ چرا که این نظریه در حقیقت و به درستی جهانی در حال انبساط را پیش بینی می کند. اینشتین در ابتدا این ایده را رد می کرد، اما سال 1933 آن را پذیرفت. لمایتر همچنین دلیلی برای این انبساط پیشنهاد کرد: کیهان از انفجار تمرکزی داغ و فوق چگال از ماده و انرژی آغاز شده است؛ چیزی که او آن را «تخم کیهانی» یا «اتم کهن» می نامید. این انفجار بعدها به نام «مهبانگ» مشهور شد؛ اصطلاحی که اخترشناس انگلیسی فرد هویل (Fred Hoyle) در اصل به طعنه و برای مسخره کردن آن نظریه روی آن گذاشت.
ایده آغاز جهان با یک انفجار بسیار جذاب بود، چون با محاسبه مدت زمان لازم برای پیمایش فاصله ای که هر کهکشان امروزه در آنجا دیده می شد، تعیین سن کیهان به سادگی امکان پذیر بود. با وجود این، وقتی اخترشناسان شروع به محاسبه مدت زمان مسافرت کهکشان ها کردند، به این نتیجه رسیدند که جهان تنها دو میلیارد سال سن دارد. مشکل اینجا بود که از قبل شواهدی وجود داشت که نشان می داد خود سیاره زمین دست کم باید دو میلیارد سال عمر داشته باشد. این اختلاف، اخترشناسان انگلیسی فرد هویل، هرمان بوندی و توماس گولد را تشویق کرد نظریه ای جایگزین برای مهبانگ ارائه دهند؛ نظریه «حالت ایستا». آنها انبساط جهان را پذیرفتند، اما استدلال می کردند این انبساط در اثر زایش پیوسته ماده و کهکشان در فضایی است که بین کهکشان های موجود ایجاد می شود.
چیستان جدید
وقتی در واسنجی (کالیبراسیون) متغیرهای قیفاووسی به عنوان نشانگرهای فواصل کیهانی بهبودهایی حاصل شد، انتقادها از نظریه حالت ایستا و مشکلات آن اوج گرفت. اخترشناس آمریکایی آلن سندیج (Allen Sandage) که پس از مرگ هابل در سال 1953 عهده دار ادامه کارهای او شد، موفق شد نشان دهد تخمین های نخستین از فاصله کهکشان های دور شونده بسیار دست پایین بوده است. نتایج واسنجی های جدید از درخشندگی ذات قیفاووسی ها نشان داد که کهکشان ها برای رسیدن به چنان فواصلی تا هشت برابر بیشتر در راه بوده اند و به این ترتیب مشکل تعارض با سن زمین برطرف شد. در مقایسه با تخمین دو میلیارد ساله اولیه، امروزه سن جهان حدود 13.7 میلیارد سال تخمین زده شده است. با وجود این، شواهد محکم برای نظریه مهبانگ و جهان در حال انبساط تازه در سال 1964 بدست آمد؛ وقتی آرنو پنزیاس و رابرت ویلسون موفق شدند تابش زمینه کیهانی با میانگین دمای سه کلوین را کشف کنند.
متغیرهای قیفاووسی را به عنوان نشانگرهای فواصل کیهانی تنها می توان در کهکشان های نسبتاً نزدیک مشاهده کرد. برای کهکشان های دوردست می توان از نوع خاصی از ابرنواخترها (نوع یک) استفاده کرد که مقدار نور ثابتی را تولید می کنند و روشنایی خیره کننده آنها در زمان انفجارشان حتی از ژرفای کیهان قابل مشاهده است. سال 1998، گروهی به سرپرستی سائول پرلموتر از رصدخانه ملی لارنس برکلی آمریکا و برایان اشمیت از رصدخانه مونت استروملو استرالیا کشف کردند؛ در کهکشان هایی که فاصله شان تنها بر اساس معیار انتقال به سرخ تعیین شده بود، درخشندگی ظاهری این ابرنواخترها کمتر از مقدار مورد انتظار است. کشف مذکور نشان داد انبساط کیهان دارای سرعتی رو به افزایش است؛ اما اخترشناسان نمی دانستند چه چیزی نیرو محرکه لازم را برای شتاب گیری انبساط عالم فراهم می کند. به نظر می رسد نوع ناشناخته ای از انرژی باید مسئول این شتاب گیری باشد که آن را «انرژی تاریک» می نامیم. بسیاری از اخترشناسان انتظار دارند روشن شدن پاسخ این چیستان، می تواند انقلابی جدید در درک فعلی ما از جهان و ساختار کیهان ایجاد کند.
راهنمایی: وقتی ستاره به سن مشخصی می رسد، با انفجار هسته ای قدرتمندی فرو می پاشد. این انفجارهای ستاره ای را در کهکشان های دوردست که از روی زمین قابل مشاهده هستند، ابرنواختر می نامند.
منابع
مقاله علمی و آموزشی «از کجا می دانیم جهان در حال انبساط است؟»، نتیجه ی تحقیق و پژوهش، گردآوری، ترجمه و نگارش هیئت تحریریه پورتال یو سی (شما می توانید) می باشد. در این راستا مقاله محمود حاج زمان در مجله دانستنیها، به عنوان منبع اصلی مورد استفاده قرار گرفته است.
