زمین در کجای کیهان قرار دارد؟

برای مدت طولانی، بشر تصور می کرد که زمین در مرکز عالم قرار دارد و همه کیهان برای ما آفریده شده است. اطمینان از جایگاه سیاره زمین در جهانی که پیوسته رو به گسترش است، نیازمند قرن ها تحقیق و تلاش برخی از بزرگترین مغزهای دنیای علم بود.

در این مقاله شما می توانید با دانشمندان پیشرو و یافته های آنها در زمینه جایگاه زمین در کیهان آشنا شوید.

ما کجاییم؟ برای بیش از دو هزار سال، این پرسشی بود که اخترشناسان وقت و تلاش زیادی را برای یافتن پاسخ آن اختصاص داده بودند. نخستین کیهان شناسان بیشتر به جای علم، وام دار افسانه ها و اسطوره ها بودند و بیشتر به داستان سرایی درباره جایگاه زمین در عالم می پرداختند. با وجود این و در قرن ششم پیش از میلاد، فیلسوفان یونان باستان نظریه هایی غیر اساطیری ارائه دادند. نخستین بار آناکسیماندر (Anaximander) بود که استدلال کرد زمین در مرکز عالم قرار ندارد، بلکه در وجه بالایی استوانه مسطحی آزادانه در فضا شناور است.

مسئله اختلاف منظر

یک قرن بعد، فیلولائوس (Philolaus) که از پیروان فیثاغورس بود، اندیشه حرکت زمین روی مداری دایره ای را مطرح کرد. با وجود این، زمین به دور خورشید نمی چرخید، بلکه به دور آتش مرکزی نادیدنی و مرموزی در گردش بود. خورشید هم آتش ثانویه (یا شاید آئینه) بود که مدار خودش را به دور این مرکز مرموز دنبال می کرد. مدل فیلولائوس نخستین نظریه ای بود که بیان می کرد حرکت ظاهری اجرام آسمانی (دست کم تا اندازه ای) ناشی از حرکت مشاهده گر زمینی است.

اما این نظریه ها در قرن چهارم پیش از میلاد از سوی یک انگاره مهم به چالش کشیده شد. اگر زمین در حال حرکت است، بنابراین آیا منظره ای از آسمان که ما می بینیم، نباید تحت تاثیر همان اختلاف منظر قرار گیرد که درباره دیگر اجسام هم برقرار است؟ به عبارت دیگر، همانطور که تغییر موقعیت یک درخت در نزدیکی ما نسبت به جنگلی در دوردست در اثر جابجا شدن ما سریع تر اتفاق می افتد، آیا مدار حرکت زمین در فضا نباید باعث شود موقعیت ظاهری اجرام آسمانی در گذر زمان عقب و جلو برود؟

راهنمایی: اختلاف منظر، تغییر موقعیت یک جسم نزدیک نسبت به پس زمینه ای است که در فاصله دور قرار دارد و در اثر تغییر نقطه نگاه مشاهده گر ایجاد می شود. اندازه گیری های دقیق اختلاف منظر در امتداد یک خط پایه مشخص (قطر مدار زمین) به اخترشناسان امکان داد فاصله ستارگان همسایه ما را تعیین کنند.

همین موضوع باعث شد فیلسوف بزرگ یونان، ارسطو، استدلال کند زمین باید مرکز ثابت جهان باشد. نظریه آتش مرکزی دور انداخته شد و خورشید، ماه، سیارات و ستارگان همگی روی کره های بلورین هم مرکزی قرار گرفتند و به دور زمین در حال گردش بودند. حتی با وجود مشاهده های چالش برانگیز بعدی، نظریه ارسطو برای حدود دو هزار سال بعد کماکان پا بر جا باقی ماند.

در قرن سوم پیش از میلاد، آریستارخوس (Aristarchus) با استفاده از هندسه نشان داد اندازه خورشید بسیار بزرگتر از ماه (و همچنین زمین) است و بنابراین در فاصله به مراتب دورتری قرار دارد. با تشکیک در این مسئله که آیا جسم بزرگتر واقعاً به دور جسم کوچکتر می گردد، او نخستین مدل خورشید مرکزی (Heliocentric) عالم را پیشنهاد کرد که در آن، زمین و دیگر سیارات روی مدارهایی دایروی به دور خورشید در گردش بودند و تنها ماه بود که دور زمین می چرخید.

اما فقدان اختلاف منظری قابل مشاهده نقص مهلکی در مدل آریستارخوس بود و مدل زمین مرکزی ارسطو نظریه حاکم باقی ماند. پس از آنکه بطلمیوس اصلاحاتی را در قرن دوم میلادی به آن اضافه کرد، این نظریه هزار سال دیگر هم به حیات خود ادامه داد و زیر پرچم کلیسای کاتولیک روم، به شکل جهان بینی درآمد.

درخشش یک دنباله دار

طی قرن شانزدهم میلادی، اتفاق هایی رخ داد که دژ مستحکم زمین مرکزی را نابود کرد. با وجود مدل های ریاضی پیچیده، نظام بطلمیوسی نمی توانست حرکات سیارات را در بازه های درازمدت ردگیری کند. در دهه نخست این قرن، نیکلاس کوپرنیک (Nicolaus Copernicus) که کشیشی لهستانی بود، شروع به توسعه نظام خورشید مرکزی جایگزینی کرد که به نظر می آمد بهتر می تواند از پس این کار برآید.

کوپرنیک، نخستین کشیشی نبود که عقیده زمین مرکزی را زیر سوال می برد، اما نظریه های او در زمانی مطرح شد که بروز یک سلسله اصلاحات مذهبی بسیاری از باورهای سنتی را برای نخستین بار به چالش کشیده بود. کوپرنیک نسخه نهایی کارهایش را در حالی که در بستر مرگ بود، در سال 1543 و با عنوان «در باب گردش اجرام آسمانی» منتشر کرد. خیلی زود، وقوع دو رخداد نجومی کمک زیادی به رشد اخترشناسی خورشید مرکزی کرد. ابتدا و در سال 1572، انفجاری ابرنواختری در صورت فلکی ذات الکرسی رخ داد. سپس در سال 1577، دنباله داری تماشایی در آسمان زمین ظاهر شد. اخترشناس دانمارکی، تیکو براهه (Tycho Brahe) هر دو پدیده را مطالعه کرد و از روی نبود اختلاف منظر مشاهده پذیر نشان داد هر دوی این اجرام در فاصله ای بسیار دورتر از ماه قرار دارند. با استفاده از مشاهدات براهه، دستیار و همکارش یوهانس کپلر (Johannes Kepler) نشان داد دنباله دار باید مداری بیضوی داشته باشد و بنابراین از میان کره های بلورینی نگه دارنده سیارات عبور کند. کپلر، مدار سیارات را به شکل مسیرهای بیضوی به دور خورشید مدلسازی کرد و طی دو دهه نخست قرن هفدهم، قوانین سه گانه خود را درباره حرکت سیارات ارائه داد که پیش بینی های تقریباً بی نقصی از رفتار سیارات فراهم می کرد.

نیوتن وارد می شود.

سرانجام زمین جایگاه درست خود را به عنوان یکی از سیارات چندگانه سامانه خورشیدی بدست آورده بود؛ اما تا سال 1671 طول کشید تا اخترشناس ایتالیایی، جیووانی کاسینی (Giovanni Cassini) با موفقیت توانست مدار مریخ را اندازه گیری کند و به این ترتیب، مقیاس درستی از فضای میان سیاره ای را تعیین کند. فاصله ای که سیارات را از هم جدا می کرد، معادل ده ها میلیون کیلومتر بود و فهمیدیم بزرگی جهان دست کم باید از همین مرتبه باشد.

در کمال خوش شانسی، کشفیات کپلر همزمان با اختراع تلسکوپ بود و اخترشناسان خیلی زود این ابزار را بکار گرفتند تا اندازه گیری هایی با دقتی بی سابقه انجام دهند. با وجود این، تمامی نشانه های اختلاف منظر ستاره ای که نظریه کوپرنیک آنها را پیش بینی می کرد، کماکان دور از دسترس بودند. در نتیجه، بخشی از جامعه اخترشناسی در مقابل پذیرش این مدل کیهانی جدید جانب احتیاط را در پیش گرفتند. زمین و سامانه خورشیدی هنوز در مرکز جهان فرض می شدند.

این ایزاک نیوتن بود که در سال 1687 و در کتاب معروف اصول خود، مشکل را یکبار و برای همیشه حل کرد. قوانین حرکت و گرانش او نه تنها توضیحی برای قوانین سه گانه کپلر بود، بلکه او برای نخستین بار تخمین قابل قبولی از فواصل ستاره ای ارائه کرد. با این فرض که ستاره درخشان شباهنگ (سیروس) همان درخشندگی خورشید ما را دارد، نیوتن فاصله آن را 800 هزار برابر فاصله زمین تا خورشید محاسبه کرد (عددی که بر اساس واحدهای امروزی معادل 12.6 سال نوری است). اگرچه محاسبه نیوتن فاصله واقعی شباهنگ را 45 درصد بیشتر تخمین زده بود، اما مهم این بود که او نشان داد اختلاف منظر ستارگان می تواند بسیار اندک باشد و در نتیجه اندازه گیری آن یک چالش بزرگ فنی و مشاهده ای بود.

راهنمایی: سال نوری مقیاس متداول اندازه گیری فواصل کیهانی است. این مقدار برابر فاصله ای است که نور به عنوان سریع ترین موجود عالم در مدت زمان یکسال زمینی طی می کند. یکسال نوری تقریباً برابر 9.5 تریلیون کیلومتر است.

150 سال طول کشید تا بشر بتواند بر این چالش غلبه کند. سال 1838، اخترشناس آلمانی، فردریش بسل (Friedrich Bessel) توانست اختلاف منظر ستاره ای کم نور به نام ماکیان 61 را اندازه گیری کند؛ زاویه ای که 5500 بار کوچکتر از قطر ماه بدر بود. با استفاده از اصول ساده هندسه و کمک گیری از فاصله زمین – خورشید، بسل فاصله ماکیان 61 را معادل 10.3 سال نوری (بر اساس واحدهای امروزی) تعیین کرد.

شمع های فضایی

به دنبال شاهکار بسل، اخترشناسان شروع به تهیه فهرستی از اختلاف منظر ستارگان کردند، اما کار به کندی پیش می رفت. تا پایان قرن نوزدهم، کمتر از 100 ستاره در این فهرست حضور داشتند و تنها پس از ارائه روش نقشه برداری تصویری به کمک عکاسی بود که محاسبه اختلاف منظر در مقیاس وسیع امکان پذیر شد.

اختلاف منظر تنها راه اندازه گیری مستقیم فواصل میان ستاره ای بود (و امروز هم هست)، اما محدود به ستارگان نسبتاً نزدیک با جابجایی نسبتاً بزرگ است. خوشبختانه، اطلاعات بدست آمده از اندازه گیری های مستقیم به اخترشناسان اجازه داد کار روی ویژگی های فیزیکی ستارگان مانند قدر مطلق (درخشندگی ذاتی) آنها را آغاز کنند. برخلاف فرض نیوتن، خیلی زود مشخص شد ستارگان تنوع زیادی دارند و این تفاوت ها پله بعدی نردبان فواصل کیهانی را در اختیار ما قرار داد. مقایسه درخشندگی ستارگان با طیف طول موج نور آنها (که معادل رنگ ستاره است) نشان داد الگوهای واضحی در طیف آنها وجود دارد. اخترشناسان می توانند بر اساس نوع طیفی ستاره و قدر ظاهری آن در آسمان، تخمینی سرانگشتی از فاصله آن بدست آورند.

راهنمایی: قدر ظاهری مقیاسی عددی از روشنایی ستارگان از دید مشاهده گر زمینی است. هرچه مقدار قدر ستاره کمتر باشد، ستاره نورانی تر است.

خیلی زود مشخص شد ستارگان خاصی وجود دارند که ویژگی های دیگری هم از خود نشان می دهند که ارتباط نزدیکی با درخشندگی آنها دارد. چنین ستارگانی را اصطلاحاً شمع های استاندارد می نامند، زیرا به عنوان منبع نوری با درخشندگی مشخص، برای یافتن فواصلی فراتر از توانایی روش اختلاف منظر کاربرد دارند.

نخستین شمع های استاندارد برای تعیین مقیاس اندازه کهکشان راه شیری بکار گرفته شدند. دانشمندان مدت ها بود می دانستند توزیع ستارگان در پهنه آسمان یکنواخت نیست و احتمالاً خورشید درون قرص یا صفحه تختی از ستارگان قرار دارد. اوایل سال 1781، ویلیام هرشل (William Herschel) تلاش کرد با شمارش تعداد ستارگان در جهات مختلف، شکل کهکشان راه شیری را نقشه برداری و موقعیت سیاره زمین را در میان آن تعیین کند. اما او هم مانند نیوتن فرض کرد تمام ستارگان روشنایی تقریباً یکسانی دارند و نتیجه کارش مدلی ناقص بود که در آن، خورشید تقریباً در مرکز کهکشان قرار داشت. هنوز هم ما مرکز جهان بودیم.

سقوط از برج عاج

تا سال 1908 طول کشید تا سرانجام اخترشناس آمریکایی، هنریتا لویت (Henrietta Leavitt) متوجه شد گروهی از ستارگان به نام «متغیرهای قیفاووسی» وجود دارند که نور آنها به صورت دوره ای تغییر می کند؛ تناوبی که به قدر مطلق آنها بستگی دارد.

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.

با استفاده از این ستارگان، اخترشناس آمریکایی هارلو شاپلی (Harlow Shapley) موقعیت خوشه های کروی را در کهکشان راه شیری نقشه برداری کرد. شاپلی دریافت این خوشه ها در ناحیه ای به پهنای چند ده هزار سال نوری در جهت صورت فلکی کماندار متمرکز شده اند. او استدلال کرد این ناحیه، احتمالاً مرکز کهکشان ماست و مقام خورشید به ستاره ای معمولی در بخش حاشیه ای قرص ستاره ای کهکشان تنزل پیدا کرد. به تبع آن، زمین هم در گوشه دور افتاده ای از این کهکشان روزگار می گذراند.

بر اساس ابعاد اندازه گیری شده کهکشان راه شیری، شاپلی و بسیاری از همقطارانش گمان می کردند کهکشان ما تمام عالم را احاطه کرده است؛ در حالی که بعضی دیگر عقیده داشتند «سحابی های مارپیچی» محو و کم نوری که در بسیاری ار نقاط آسمان پراکنده اند، در حقیقت کهکشان هایی مستقل هستند که از ورای ژرفای دوردست فضا دیده می شوند. پاسخ قطعی این شک و تردید سرانجام در میانه دهه 1920 بدست آمد، وقتی ادوین هابل (Edwin Hubble) متغیرهای قیفاووسی را در چندین سحابی مارپیچی ردگیری کرد. بر اساس دوره تناوب درخشندگی، هابل نشان داد آنها ذاتاً ستارگانی درخشان هستند که کم نوری ظاهریشان به دلیل آن است که ما آنها را از فاصله میلیون ها سال نوری مشاهده می کنیم. این بار بالاخره از برج عاج برای همیشه سقوط کردیم: مرکز جهان اصلاً وجود خارجی نداشت.

امروزه این دو روش بنیادین (اختلاف منظر و شمع های استاندارد) کماکان ستون فقرات بسیاری از تحقیقات اخترشناسی هستند. دوربین های دیجیتال پیشرفته و رصدخانه های ماهواره ای مانند فضاپیمای گایا، اندازه گیری های اختلاف منظر را با دقتی بی نظیر در فواصل ده ها هزار سال نوری امکان پذیر کرده اند. همزمان، تلسکوپ های نقشه برداری ژرفای فضا که انتقال به سرخ هزاران کهکشان منفرد را اندازه گیری می کنند، برای تهیه نقشه ای از همسایه های کیهانی ما تا فاصله های چند میلیارد سال نوری استفاده می شوند.

در مقایسه با جایگاه مرکزی ای که زمین نزد پیشینیان ما داشت، موقعیت سیاره ما در کیهان روز به روز کم اهمیت تر می شود؛ اما دست کم در مقایسه با آنها، ما با اطمینان بیشتری می توانیم بگوییم کجای این جهان بی کران ایستاده ایم.

منابع

مقاله علمی و آموزشی «زمین در کجای کیهان قرار دارد؟»، 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.