ذهن محدود ما از تصور و درک وسعت نامحدود جهان هستی عاجز است. ما تقریبا نمی توانیم به طور دقیق بگوییم که وسعت جهان هستی چقدر است و تهیه یک رقم دقیق برای این منظور بسیار دشوار است. اما به لطف برخی از فیزیکدان های مبتکر، اکنون ایده خوبی در مورد اندازه و وسعت آن در دست داریم.
بررسی وسعت جهان هستی
در ابتدا بیاید به طور کلی در مورد جهان هستی صحبت کنیم. ستاره‌شناس آمریکایی هارولد شپلی، در دهه ۱۹۲۰ میلادی، معتقد بود که کهکشان راه شیری 300 هزار سال نوری از ما فاصله دارد. طبق آخرین اطلاعات این رقم سه برابر بزرگ‌تر از اندازه واقعی کهکشان ما است اما اندازه گیری های او برای زمان خودش بسیار خوب بوده. به طور خاص، او فواصل متناسب کاملاً صحیح کهکشان راه شیری مانند موقعیت خورشید ما نسبت به مرکز کهکشان را محاسبه کرد.
در واقع شپلی معتقد بود که راه شیری باید استثنایی باشد. وی به شنوندگان خود گفت: “حتی اگر مارپیچ های کهکشان ستاره باشند، از نظر اندازه با سیستم ستاره ای ما قابل مقایسه نیستند.”
کورتیس با نظر او مخالف بود. او به درستی فکر می کرد که کهکشان های بزرگ و گستردگی دیگر نیز در جهان وجود دارد. اما جالب اینجا است که نقطه شروع وی این اعتقاد بود که کهکشان راه شیری بسیار کوچک‌تر از آن چه شپلی محاسبه کرده بود، است.
طبق محاسباتی که کورتیس استفاده کرد، راه شیری فقط ۳۰ هزار سال نوری قطر داشت. در مقایسه با اندازه گیری های مدرن، این مقدار تقریباً سه برابر کوچک‌تر است.
سه برابر بزرگ‌تر و سه برابر کوچک‌تر. این میزان اختلاف زمانی که در مورد چنین مسافت های عظیمی صحبت می کنیم، قابل درک است. به خصوص این که ستاره شناسان تقریباً یک قرن پیش در حال بحث و بررسی بودند و طبیعی است که در ارقام دقیق کمی اشتباه کنند.
امروز کاملاً مطمئن هستیم که کهکشان راه شیری مسافتی بین ۱۰۰۰۰۰ تا ۱۵۰،۰۰۰ سال نوری دارد. جهان مشاهده شده البته بسیار بزرگ‌تر است. طبق تفکر فعلی، قطر جهان هستی و قابل مشاهده برای ما حدود ۹۳ میلیارد سال نوری است. چطور می توانیم اینقدر مطمئن باشیم؟ و چگونه ما از همین جا روی زمین به چنین اندازه گیری هایی رسیده ایم؟
وسعت جهان هستی را چگونه اندازه گیری می کنیم
از زمانی که کوپرنیک استدلال کرد که زمین مرکز منظومه شمسی نیست، یازنویسی تصوراتمان درباره جهان هستی، کمی برایمان سخت بوده است. حتی امروز (همانطور که خواهیم دید) ما در حال جمع‌آوری شواهد جدیدی هستیم که نشان می دهد کل جهان ممکن است بسیار بزرگ‌تر از آن باشد که برخی اخیراً تصور می کردند.
کیتلین کیسی، ستاره‌شناس دانشگاه تگزاس در آستین، جهان را همانطور که می شناسیم مطالعه می کند. همانطور که وی اشاره کرد، اخترشناسان مجموعه ای ابتکاری از ابزارها و سیستم های اندازه گیری را ایجاد کرده اند که برای محاسبه فاصله زمین تا اجسام دیگر در منظومه شمسی و حتی فاصله بین کهکشان ها و سفر به لبه جهان قابل مشاهده نیز به کار می آیند.
نردبان فاصله کیهانی
مراحل اندازه گیری همه این موارد به عنوان نردبان فاصله کیهانی (cosmic distance ladder) شناخته می شود. اولین پله نردبان برای ورود آسان است و این روزها به فناوری مدرن متکی است. کیسی می گوید: “ما فقط می توانیم به سیاره های همسایه در منظومه شمسی مانند زهره و مریخ امواج رادیویی را ارسال کنیم و مدت زمان بازگشت آن امواج به زمین را اندازه بگیریم. این کار یک اندازه گیری بسیار دقیق به ما می دهد.”
تلسکوپ های بزرگ رادیویی مانند Arecibo در پورتوریکو می توانند این نوع کارها و حتی کارهایی فراتر از آن را برای ما انجام دهند. به عنوان مثال، Arecibo می تواند سیارک هایی را که در اطراف منظومه شمسی پرواز می کنند را شناسایی و حتی بر اساس نحوه بازتاب امواج رادیویی از سطح سیارک ها، تصاویری از آن ها تولید کند.
اما استفاده از امواج رادیویی برای اندازه گیری فواصل فراتر از منظومه شمسی عملی و کاربردی نیست. پله باید سراغ قدم بعدی روی نردبان فاصله کیهانی برویم و آن چیزی است که به عنوان اندازه گیری اختلاف منظر (parallax measurement) شناخته می شود.
این نیز کاری است که ما تمام وقت بدون آن که متوجه شویم انجام می دهیم. انسان ها مانند بسیاری از حیوانات به طور شهودی و به این لطف که ما دو چشم داریم، فاصله بین خود و اشیا را تشخیص می دهند.
اگر جسمی را جلوی خود نگه دارید و با یک چشم باز به آن نگاه کنید، سپس با استفاده از چشم دیگر این کار را انجام دهید، خواهید دید که انگار دست شما کمی جابجا می شود. این اختلاف منظر نامیده می شود. از تفاوت بین این دو مشاهده می توان برای تعیین فاصله با شی مورد نظر استفاده کرد.
مغز ما این کار را به طور طبیعی با اطلاعات به دست آمده از طریق هر دو چشم ما انجام می دهد و ستاره شناسان دقیقاً همان کار را با ستاره های نزدیک انجام می دهند. با این تفاوت که از وسیله های مختلفی مانند تلسکوپ استفاده می کنند.
تصور کنید که دو چشم در فضا در دو طرف خورشید ما شناور هستند. با تشکر از مدار زمین، این دقیقاً همان چیزی است که ما داریم و با این روش می توانیم تغییر مکان ستاره ها را نسبت به اجسام موجود در پس زمینه مشاهده کنیم.
کیسی می گوید: “ما موقعیت مکانی ستارگان را در ماه ژانویه ثبت می کنیم سپس شش ماه صبر می کنیم و موقعیت همین ستاره ها را در ماه جولای که در طرف مقابل خورشید هستیم، دوباره اندازه گیری می کنیم.” با این حال، یک مشکل برای اجسام بسیار دور – حدود ۱۰۰ سال نوری – وجود دارد که به دلیل دوری زیاذ این روش یک محاسبه مفید را ارائه نمی دهد. پس باید به سراغ پله بعدی نردبان برویم.
مرحله بعدی تکنیکی به نام ترتیب توالی اصلی (main sequence fitting) است. این به دانش ما در مورد چگونگی تکامل ستارگان با اندازه خاص – که به عنوان ستاره های متوالی اصلی شناخته می شوند – در طول زمان متکی است. آن ها در طول زمان تغییر رنگ می دهند و به تدریج با افزایش سن قرمز می شوند.
با اندازه گیری دقیق رنگ و روشنایی و سپس مقایسه آن ها با آن چه در مورد فاصله ستاره های متوالی اصلی نزدیک تر به ما قابل اندازه گیری است، می توان موقعیت این ستاره های دورتر را تخمین زد. اصلی که از این محاسبات پشتیبانی می کند این است که بیان می کند ستاره ها با جرم و سن یکسان در صورت فاصله یکسان از ما باید روشنایی برابر داشته باشند. از آن جا که اغلب این گونه نیستند، ما می توانیم از طریق تفاوت در اندازه گیری ها برای تعیین فاصله واقعی آن ها استفاده کنیم.
ستاره های اصلی، هنگامی که برای این تجزیه و تحلیل استفاده می شوند، یک نوع “شمع استاندارد” در نظر گرفته می شوند؛ به معنی جسمی است که می توان اندازه (یا روشنایی) آن را از نظر ریاضی محاسبه کرد.
این شمع ها در تمام فضا به صورت خال خال هایی دیده می شوند و جهان را به روش های قابل پیش بینی روشن می کنند. اما ستاره های اصلی تنها نمونه نیستند. این درک از چگونگی ارتباط روشنایی با فاصله برای به دست آوردن فاصله اجسام دورتر مانند ستارگان در کهکشان های دیگر نیز بسیار اساسی است. روش توالی اصلی در آن جا کارساز نیست، زیرا تجزیه و تحلیل نور در این ستاره های دور – که بیشتر آن ها میلیون ها سال نوری فاصله دارند – با دقت درستی همراه نخواهد بود.
اما سال ها پیش و در سال ۱۹۰۸، دانشمندی به نام Henrietta Swan Leavitt در هاروارد به کشف خارق العاده ای دست یافت که به ما در اندازه گیری چنین فواصل عظیمی کمک کرده است. سوان لیویت متوجه شد که طبقه خاصی از ستاره ها وجود دارد که متغیرهای سفید نامیده می شوند.
کیسی می گوید: “او این مشاهدات را انجام داد که نوع خاصی از ستاره ها با گذشت زمان میزان روشنایی متفاوتی دارند و تغییر در روشنایی این ستاره ها مستقیماً به ساختار آن ها مربوط می شود.”
به عبارت دیگر ، یک ستاره به رنگ سفید روشن از سفید کم نور با سرعت کمتری نبض یا همان چشمک می زند (در واقع طی روزهای زیادی). از آن جا که ستاره شناسان می توانند نبض یک ستاره سفید را نسبتاً راحت اندازه گیری کنند، می توانند میزان روشنایی آن را پیش بینی کنند. سپس، با مشاهده میزان روشنایی آن در واقع برای ما، می توانند فاصله آن را محاسبه کنند.
این از نظر اصولی مشابه رویکرد ترتیب توالی اصلی است، زیرا روشنایی دوباره کلید اصلی است. اما نکته اصلی این است که فاصله را می توان به روش های مختلف اندازه گیری کرد. و هرچه روش های اندازه گیری فاصله ما بیشتر باشد ، بهتر می توان مقیاس واقعی وسعت جهان هستی را درک کرد.
این کشف ستاره هایی در کهکشان خود ما بود که هارلو شپلی را به اندازه بزرگ آن متقاعد کرد. در اوایل دهه ۱۹۲۰، ادوین هابل متغیر های سفید را در کهکشان آندرومدا در نزدیکی راه شیری کشف کرد و تشخیص داد که با آن کمتر از یک میلیون سال نوری فاصله دارد.
تخمین های امروزی و مدرن
امروز، بهترین تخمین ما این است که کهکشان آندرومدا در واقع ۲.۵۴ میلیون سال نوری با ما فاصله دارد. اما این اندازه گیری هابل را شرمنده نمی کند. در واقع، ما هنوز در تلاش هستیم تا بهترین برآورد را برای فاصله تا آندرومدا ارائه دهیم.
رقم ۲.۵۴ میلیون سال نوری در واقع مقدار متوسط چندین محاسبه اخیر است. این همان نقطه ای است که در آن مقیاس گسترده جهان، حتی در حال حاضر، ذهن ما را درگیر خود می کند. ما می توانیم تخمین های بسیار خوبی درباره میزان وسعت جهان هستی بزنیم اما در حقیقت اندازه گیری فاصله بین کهکشان ها با دقت، بسیار دشوار است. جهان به صورت وحشتناکی بزرگ است و این بزرگی متوقف هم نمی شود.
هابل همچنین روشنایی ستاره های کوتوله سفید منفجر شده، ابرنواخترهای نوع 1A را نیز اندازه گیری کرد. این ها را می توان در کهکشان های کاملاً دوردست در میلیاردها سال نوری با ما، مشاهده کرد.
از آن جا که میزان روشنایی این انفجارها قابل محاسبه می باشد، می توانیم فاصله بسیار زیاد آن ها را تعیین کنیم. درست مانند آن چه در متغیرهای سفید می توانیم انجام دهیم. اما یک ویژگی دیگر از جهان وجود دارد که می تواند به ما در اندازه گیری فاصله های بسیار دور کمک کند که به آن انتقال سرخ (redshift) گفته می شود.
اگر یک ماشین آمبولانس یا پلیس که آژیر خطر را به صدا در آورده در خیابان از شما عبور کند، با اثر داپلر آشنا خواهید شد. با نزدیک شدن به آمبولانس به نظر می رسد که آژیر بلند است و سپس، با عبور از کنار شما و دور شدن، دوباره صدا کم می شود.
همین اتفاق در مورد امواج نور، در مقیاس بسیار دقیق تر، می افتد. ما می توانیم با تجزیه و تحلیل طیف نور از اجسام دور، تغییر را تشخیص دهیم. این طیف دارای خطوط تاریکی خواهد بود زیرا برخی از رنگ های خاص توسط عناصر درون و اطراف منبع نور – به عنوان مثال سطح ستاره ها – جذب می شوند.
هرچه اجسام از ما دورتر باشند، آن خطوط به سمت انتهای قرمز طیف میل می کنند. این فقط به دلیل دور بودن اجسام نیست بلکه به دلیل گسترش و انبساط جهان است که اجسام با گذشت زمان از ما دورتر می شوند. دیدن انتقال قرمز در نور حاصل از کهکشان های دور، یکی از راه های اثبات گسترش جهان است.
هرچه سرعت حرکت کهکشان بیشتر شود، باید دورتر باشد. هنگامی که ما آن نور را دوباره در زمین تجزیه و تحلیل کنیم ، نور آن بیشتر قرمز می شود. بیشترین تابشی که می توانیم در جهان مشاهده کنیم، نشان می دهد که نور از کهکشان هایی با عمر ۱۳.۸ میلیارد سال به ما رسیده است. از آن جا که این قدیمی ترین نوری است که ما شناسایی کرده ایم، می تواند امکان اندازه گیری سن جهان را به ما ارائه دهد.
جهان مشاهده شده و غیرقابل مشاهده
طی ۱۳.۸ میلیارد سال گذشته، جهان به طور مداوم در حال گسترش بوده است. حتی در آغاز تشکیل جهان، این روند بسیار سریع تر انجام شده است. با در نظر گرفتن این نکته، ستاره شناسان دریافته اند کهکشان های واقع در لبه جهان قابل مشاهده که رسیدن نور آن ها به ما ۱۳.۸ میلیارد سال طول کشیده است، اکنون باید ۴۶.۵ میلیارد سال نوری با ما فاصله داشته باشد.
این بهترین اندازه گیری ما برای شعاع جهان قابل مشاهده است. البته دو برابر شدن این عدد قطر را نشان می دهد؛ ۹۳ میلیارد سال نوری. این رقم بر روی بسیاری از اندازه گیری ها و قطعه های دیگر علم استوار است و اوج قرن ها کار است. اما، همانطور که کیسی اشاره کرد، هنوز کمی مشکل دارد.
با توجه به پیچیدگی قدیمی ترین کهکشان هایی که می توانیم کشف کنیم، مشخص نیست که پس از انفجار بزرگ چطور توانستند به این سرعت شکل بگیرند. یک احتمال این است که در جایی محاسبات ما کاملاً درست نباشد.
جایی که اوضاع واقعاً پیچیده می شود این است که ما سعی می کنیم درباره جهان فراتر از آن چه قابل مشاهده است، فکر کنیم. جهان “کل”، همانطور که بود. بسته به اینکه کدام تئوری درباره شکل جهان را ترجیح می دهید، کل جهان می تواند محدود یا نامحدود باشد.
به تازگی، میران وردانیان و همکارانش در دانشگاه آکسفورد در انگلیس داده های شناخته شده در مورد اشیا موجود در جهان قابل مشاهده را تجزیه و تحلیل کرده اند تا ببینند آیا آن ها می توانند در مورد شکل کل جهان چیزی را بررسی کنند.
نتیجه پس از استفاده از الگوریتم های رایانه برای جستجوی الگوهای معنی دار در داده ها، یک برآورد جدید بود. وسعت جهان هستی به طور کلی حداقل ۲۵۰ برابر بزرگ تر از جهان مشاهده شده است!
ما هرگز نمی توانیم این مناطق دورتر را ببینیم اما هنوز هم، جهان مشاهده شده به تنهایی باید برای اکثر مردم به اندازه کافی بزرگ است .
