تحول در علم کیهان‌شناسی، و نقش ادوین هابل

در سه دهه‌ی نخستین قرن بیستم، علم جدید کیهان‌شناسی از بوته‌ی نظریه‌ی نسبیت عام و روش ها و ابزارهای نوین رصد، به‌ویژه تلسکوپ‌های اپتیکی بزرگی که در کالیفرنیا و آریزونا در هزاران‌پایی سطح دریا مستقر شده بودند، سربرآورد. این تغییرات بنیادی در ابزارهای نظری و رصدی اختر‌شناسان، فیزیک‌دانان، و ریاضیدانان، با تغییراتی انقلابی درخور کیهان‌شناسی همراه بود. معرف کیهان‌شناسی جدید در اوایل دهه‌ی 1310/1930 دو ‌ویژگی بارز آن بود که در کیهان‌شناسی آغازقرن وجود نداشت: نخست، وجود کهکشان‌هایی در بیرون سیستم ستاره‌ای خودمان که از تلسکوپ‌های مستقر در زمین دیده می‌شدند، و دوم اینکه این کهکشان‌ها حاکی از انبساط عالم بودند. در متون مربوط به تاریخ کیهان‌شناسی، ادوین پاول هابل اخترشناسی است که با این دو‌نگرش ژرف به جهان فیزیکی پیوند تنگاتنگی دارد. و این منزلت هابل در مقام یک کیهان‌شناس رصدی است که نام‌گذاری تلسکوپ فضایی هابل را توجیه می‌کند، تلسکوپی که مأموریتش غور در فاصله‌ی کهکشان‌های بیرونی و انبساط عالم است. به جای ارائه‌ی گزارشی از وقایع زندگی علمی هابل، می‌خواهم به دو دستاورد علمی اساسی او در دوره‌ی اولیه‌ی کارهایش بپردازم و ارتباط آن‌ها با کیهان‌شناسی رصدی سه‌دهه‌ی نخستین این قرن را که سریعاً در حال پیشرفت بود، بررسی کنم. خواهیم دید که فراهم بودن تلسکوپ‌های پرتوان، تلاش برای بهبود کیفیت رصدها، نیروی محرک زیبایی شناختی در توصیف عالم و کاربرد زبانی متحول، جملگی بر انتخاب مسائل و راه‌حل‌ها در کیهان‌شناسی اوایل قرن بیستم تأثیر گذاشتند. همچنین خواهیم دید که هابل در عنوان کردن پرسش‌های جدید درباره‌ی عالم مادی و تعیین ادامه‌ی راه‌کیهان‌شناسی نقش اصلی را داشت. این شاید ماندگارترین میراث او باشد.

زبان و کیهان‌شناسی

تغییراتی که در سه‌دهه‌ی اول قرن در زبان کیهان‌شناسی به‌وجود آمد، هم به طرح پرسش‌های جدید درباره‌ی عالم و تفسیر رصدهای نجومی کمک کرد و هم در آن‌ها منعکس شد. کیهان‌شناسی به آن معنی که امروزه می‌شناسیم، در حدود دهه‌ی اول قرن بیستم وجود نداشت و خود این اصطلاح به‌ندرت استعمال می‌شد. در عوض، هرگاه که اختر شناسان می‌خواستند راجع به تکامل در عالم سخن بکویند، اصطلاح کیهان‌زایی را به‌کار می‌بردند. اما کیهان‌زایی به تکامل ساختارها و اجسام مختلفی که در آسمان قابل مشاهده بودند- مثلاً سجابی‌ها و ستاره‌ها مربوط می‌شد، در حالی‌که اصطلاح کیهان ‌شناسی به این مسئله مربوط می‌شد که نظم فعلی عالم چگونه است. در این مفهوم، به قول اگنس کلرک کیهان‌شناسی خواهر بزرگتر کیهان‌زایی بود. پیش‌از آن‌که بتوانیم گذشته را به استنباط دریابیم باید وضع کنونی را مطالعه کنیم.
حتی واژه‌ی عالم در اوایل قرن بیستم مفهوم جدیدی پیدا کرد. برای اخترشناسان در دو دهه‌ی اول این قرن، عالم عمدتاً به چیزی اطلاق می‌شد که امروز آن را کهکشان خودمان یا راه شیری می‌نامیم. مثلاً، هنگامی که آرتور استنلی ادینگتون اخترشناس و فیزیک‌دان ممتاز انگلیسی کتاب مشهور و پر خواننده‌ی خود به نام حرکت ستاره‌ها و ساختار عالم را نوشت به دینامیک ستاره‌های کهکشان ما اشاره داشت و منظورش از ساختار عالم ساختار کهکشان ما بود. عموماً اعتقاد بر این بود که حتی با بزرگترین تلسکوپ‌ها ما تنها تجمع ستاره‌ای از نوع خودش است که دیده می‌شود، و منظور از عالم نیز همین بود. به عبارت دیگر، تصور می‌شد که هرچه در آسمان قابل مشاهده است-تمام ستاره‌ها و سحابی‌ها-به کهکشان خودمان تعلق دارند، یعنی به منظومه‌ای از ستاره‌ها که در آن زمان بزرگی قطرش را عموماً ده سال نوری (یک‌دهم براورد فعلی) فرض می‌کردند.
گاهی اخترشناسان درباره‌ی بود و نبود کهکشان‌هایی در بیرون از منظومه‌ی ستاره‌ای خودمان حدسیاتی می‌زدند. اما تا سال‌های دهه‌ی 1910، اخترشناسانی که فکر می‌کردند شواهد قانع کننده‌ای وجود دارد که کهکشان‌های بیرونی واقعاً رؤیت شده‌اند معدود بودند. بنابراین، تا سال های اول قرن بیستم، به گفته‌ی استنلی جکی، رسم این بود که عالم را متشکل از دو بخش تصور کنند: یکی بخش مرئی و منحصر به راه شیری، و دیگری بخش لایتناهی که به اعتقاد آن‌ها همواره دور از حیطه‌ی رصدپذیری واقع است. بخش مرئی، به توافق همگان، شامل ستاره‌ها و سحابی‌های بیشمار بود. اخترشناسان، بسیاری از سحابی‌ها را نیز سحابی‌های مارپیچی قلمداد می‌کردند-سحابی‌هایی که ساختار مارپیچی داشتند و اعضای همان منظومه‌ی ستاره‌ای بودند که خورشید ما به آن تعلق داشت. نخستین سحابی مارپیچی را لرد راس (ویلیام پارسونز) و همکاران راصدش در سال 1224/1845 با تلسکوپ بازتابی 72 اینچی مشهور به لویاتان پارسونزتاون واقع در بیر کاسل ایرلند، کشف کردند. در چند دهه‌ی بعدی، تعداد سحابی‌های کشف شده نسبتاً کم بود، اما در 1898، جیمز کیلر، عکس‌برداری از سحابی‌ها و خوشه‌های روشن را با تلسکوپ بازتابی 36 اینچی کراسلی در رصدخانه‌ی لیک کالیفرنیا آغاز کرد. هرجند که کیلر در 1900 درگذشت، اما عکس‌هایی که در دو سال آخر عمرش گرفت بسیاری از اخترشناسان را متقاعد کرد که تعداد کل سحابی‌های قابل مشاهده با تلسکوپ کراسلی متجاوز از صدهزار است، این‌رقم، از تعداد پذیرفته شده‌ی پیشین، یک مرتبه‌ی کامل بزرگی بیشتر بود. کیلر استدلال کرد که ساختار اکثر سحابی‌ها مارپیچی است، اما این به اصطلاح مارپیچ‌ها را هیچ اخترشناسی به منزله‌ی کهکشان تعبیر نکرد، و کیلر نیز برنامه‌ی خود را با هدف آزمودن نظریه‌های مربوط به کهکشان‌ها یا خواص آن‌ها آغاز نکرده بود. در عوض، تقریباً همه اخترشناسان آغاز قرن معتقد بودند که مارپیچ‌ها عبارت‌اند از پیش منظومه‌های شمسی که در حال تکامل‌اند یا احتمالاً خوشه‌هایی کوچک از ستاره‌ها. بنابراین، همان‌طور که خواهیم دید، در سال 1900 معنای اصطلاح سحابی های مارپیچی و مجموعه‌ی ویزگی‌هایی که اخترشناسان برای آن‌ها قائل بودند، حتی با مفاهیم یک دهه‌ی بعد بسیار متفاوت بود.

انتقال به سوی غرب

در سال‌های اول قرن بیستم میلادی، نه‌تنها زبان کیهان ‌شناسی تغییر کرد، بلکه مرکز فعالیت‌های کیهان ‌شناختی نیز، در پی ظهور ایالات متحده به منزله‌ی قدرتی در اختر فیزیک رصدی، کلا جا‌به‌جا شد. در اواسط قرن نوزدهم، کیهان‌شناسی رصدی عمدتاً در حیطه‌ی صاحبان تلسکوپ‌های بازتابی غول پیکر بود. طرح، ساخت، و کاربرد چنین ابزارهایی اساساً در بریتانیا و ایرلند صورت می‌گرفت. سازندگان بزرگترین تلسکوپ‌های بازتابی، شرکت‌های صنعتی نبودند، بلکه آماتورهای شیفته، ثروتمند، و سخت‌کوشی چون لرد راس بودند. این آماتورها، به نوشته‌ی جیمز بنت تاریخ‌نگار، توانایی‌های ویژه‌ی جامعه‌ی معاصر بریتانیا را اخذ کردند و با آن نیازهای اساسی کیهان‌شناسی امروز را براوردند. در اوایل قرن بیستم ظهور ایالات متحده به عنوان یک قدرت پیشرو اقتصادی در اهمیت فزاینده‌ی آن در ساخت و کاربرد تلسکوپ‌های بازتای غول‌پیکر تجلی یافت. نقطه‌ی اوج این انتقال، در تلسکوپ بزرگ 100 اینچی هوکر در ماؤنت ویلسون جلوه کرد که در 1296/1917 تکمیل شد. جز بخش‌های اپتیکی تلسکوپ هوکر عمدتاً محصول مهندسی بزرگ مقیاس کمپانی‌های ایالات متحده بود. در حقیقت، به‌خاطر موفقیت اخترشناسان امریکایی در کسب بودجه‌های تحقیقاتی (که عمدتاً از سرمایه‌گذاران ثروتمند فراهم می‌شد)، استقرار تلسکوپ‌های گران‌بها و پرتوان در مکان‌های مناسب، و آموزش روز‌به‌روز پیچیده‌تر اخترشناسان امریکایی، ایالات متحده به عنوان قدرت مسلط در کیهان شناسی رصدی سر برآورد. در اوایل قرن، اختر فیزیک‌دانان، و اخترشناسان امریکا هنوز آمادگی نداشتند که مستقیماً به کیهان‌شناسی بپردازند. علائق و زمینه‌های دیگر، عمدتاً اختر فیزیک ستاره‌ها، رهبران اختر فیزیک امریکا را به ایجاد شالوده‌ای برای تقویت این رشته هدایت کرد. بنابراین، هنگامی که پرسش‌های کیهان‌شناختی-علی‌الخصوص مطالعه‌ی سحابی‌های مارپیچی-باب‌شدند، امریکایی‌ها برای دست و پنجه نرم‌کردن با ان‌ها آماده بودند. هابل در 1936 هنگامی که نوشت فتح قلمرو سحابی‌ها دستاورد تلسکوپ‌های بزرگ است، مسلماً اهمیت بیش از حدی برای ابزار قائل شد و اهمیت استفاده کننده را دست‌کم گرفتالبته او دست روی نکته‌ای اساسی گذاشته بود، زیرا در اواخر دهه‌ی 1910 بررسی رصدی سحابی‌های مارپیچ محدود به گروه کوچکی از منجمان بود که در رصدخانه‌های لیک، لاول، و ماؤنت ویلسون، با تلسکوپ‌های قوی در مکان‌های مناسب در غرب امریکا، به مسئله‌ی سحابی‌ها می‌پرداختند. در این زمان، اخترشناس رصدی، بی توجه به استعدادش، با دسترسی آسان به تلسکوپ‌های بزرگ و گران‌بها می‌توانست در صف مقدم مطالعات مربوط به سحابی‌های مارپیچی باشد. چنین تقریبی تنها برای اقلیت ممتازی مقدور بود که هابل نیز از جمله‌ی آن‌ها به‌شمار می‌آمد.

رصدهای دوران ساز

غالباً نظریه‌، نیروی محرکه‌ی علم شمرده می‌شود. اما آنچه به کیهان‌شناسی اوایل قرن بیستم توان بخشید تمایل به انجام رصدهای بهتر و در کنار آن اشتیاق به اثبات فرضیه‌ها بود. با تلاش اخترشناسان در بهبود توانایی تلسکوپ‌ها و تجهیزات، رصد نیز گاه به‌دور از نظریه به راه خود می‌رفت. بنابراین، تا حدودی معجزه‌آسا بود که دو مجموعه‌ی مهم از رصدهای نوین کیهان شناختی در اوایل قرن اندازه‌گیری انتقال طیفی در سحابی‌ها توسط وستو ملوین اسلیفر و آشکارسازی متغیرهای قیفاووسی در مارپیچ‌های نزدیک-تأثیر عمیقی بر کیهان‌شناسی نظری گذاشت. برای ارزیابی رصدهای اسلیفر، باید بدانیم که در حوالی 1909، که او برنامه‌ی پژوهشی‌اش را درباره‌ی سحابی‌های مارپیچی آغاز کرد، همچون بسیاری از اخترشناسان هنوز سحابی‌های مارپیچی را پیش منظومه‌های شمسی تلقی می‌کرد. در واقع، هنگامی که اسلیفر نخستین بار طیف‌نگار خود را که به یک تلسکوپ شکستی 24 اینچی ظریف در رصدخانه‌ی لاول سوار شده بود-به سوی سحابی امرأه‌المسلسله نشانه رفت، امیدوار بود که نشانه‌هایی از منشأ منظومه‌ی شمسی را کشف کند. تا اواخر 1912 اسلیفر عکس‌هایی روی چهار صفحه‌ی عکاسی ثبت کرد و از آن‌ها نتیجه‌گرفت که انتقال خطوط طیفی سحابی قابل تشخیص است. او با این فرض که جابه‌جایی‌های طیفی انتقال‌های دوپلری‌اند، توانست سرعت نزدیک‌شدن سحابی را 300 کیلومتر در ثانیه اندازه‌بگیرد، که در آن زمان بالاترین سرعتی به حساب می‌آمد که برای یک جسم نجومی ثبت شده بود. در اوت 1914 اسلیفر در گردهمایی انجمن نجوم امریکا (که یکی از اعضای آن ادوین هابل 24 ساله دانشجوی فوق ‌لیسانس رصدخانه‌ی پرکیز دانشگاه شیکاگو بود) اعلام کرد که توانسته است سرعت‌های شعاعی 15 سحابی مارپیچی را اندازه بگیرد و دریافته است که بیشتر آن‌ها در حال گریزند. سریع‌ترین آن‌ها مجدداً با تکیه بر این تعبیر که انتقال به سرخ انتقال دوپلری است-با سرعتی در حدود 1100 کیلومتر در ثانیه حرکت می‌کرد که چند صد کیلومتر در ثانیه سریعتر از سریعترین ستاره‌ها بود. همان‌طور که اخترشناسان بزرگ، ولیام والاس کمبل به اسلیفر گفته بود؛ نتایج مربوط به سرعت‌های شعاعی مارپیچ‌ها یکی از بزرگترین شگفتی‌هایی بود که اخترشناسان دوران اخیر با آن روبه‌رو شده بودند. اما این نتایج چه معنایی داشتند؟ در نزد آن‌ها که انتقال‌های طیفی را بی‌درنگ به انتقال‌های دوپلری تعبیر کردند، سرعت سحابی‌های مارپیچی ظاهراً بسیار بزرگتر از آن بود که این اجسام بتوانند به منظومه‌ی ستاره‌ای بستگی گرانشی داشته باشند. با این همه، احتمالاً بعضی‌ها استدلال کردند که مارپیچ‌ها، کهکشان‌های بیرونی‌اند. مسلماً نتایج اسلیفر کمک کرد تا توجه روز افزونی به سوی سحابی‌های مارپیچی و این نظریه جلب شود که فضا سرشار از کهکشان‌های قابل مشاهده است. اگر اندازه‌گیری سرعت‌های شعاعی توسط اسلیفر نظرها را به نظریه‌ی کهکشان بودن مارپیچ‌ها جلب کرد، رصد قیفاووسی‌ها در سحابی امرأه‌المسلسله توسط هابل، در سال‌های 1923 و 1924، عملاً به بحث بود و نبود کهکشان‌های رصدپذیر در ورای راه شیری پایان داد. از نوشته‌های او، قبل و بعد از 1923، آشکار است که هابل، حتی از زمانی که دانشجوی دوره‌ی لیسانس بود از مطرح بودن نظریه‌ی کهکشان بودن مارپیچ‌ها به‌خوبی آگاه بوده است. اگرچه شواهد قدری مبهم‌اند، اما احتمال دارد که او حتی از حامیان این نظریه بوده باشد. مثلاً، هابل در مقام عضو ثابت رصدخانه‌ی ماؤنت ویلسون زمان زیادی را صرف مطالعه‌ی چیزی کرد که امروزه کهکشان بیضوی غول‌پیکر M87 نامیده می‌شود، اما در اوایل دهه‌ی 1920 معمولاً به عنوان یک مارپیچی رده‌بندی می‌شد. هابل در دهه‌ی 1920 عمیقاً تحت تأثیر طرح تکاملی ریاضیدان انگلیسی، جیمز‌جینز بود. در این طرح شکل سحابی‌ها بر حسب تکامل یک نوع اولیه توضیح داده می‌شد، که بدواً از یک توده‌ی غول‌پیکر مواد ابری به وجود آمده و به تدریج از بیرون به درون، به ستاره تبدیل شده است. چنین بود که هابل وقتی اجرامی را در نواحی بیرونی M87 آشکار سازی کرد به نظرش تصویر ستاره‌ها غیر قابل تشخیص بودند، گامی فراتر نهاد و این چگالیدگی‌ها را به‌درستی به ستاره تعبیر کرد. از روی درخشندگی این تصاویر به ظاهر ستاره‌ای و مقایسه‌ی آن‌ها با ستاره‌های نورانی کهکشان خودمان، می‌شد فاصله‌ی M87 را برآورد کرد و فهمید که بسیار دورتر از منظومه‌ی ستاره‌ای خودمان واقع شده است، گرچه برمبنای این براوردها M87 مسلماً به بزرگی کهکشان ما نبود. اما اگر هابل نشان می‌داد که این اجرام واقعاً ستاره‌اند (اکنون معلوم شده است که خوشه‌های کروی‌اند) می‌توانست فواصل مارپیچ‌های بزرگتر را نسبتاً آسان اندازه‌گیری کند. او با عکس‌برداری از نواحی بیرونی مارپیچ‌ها، که خطای خارج-محوری تلسکوپش را منتفی می‌کرد، این چگالی‌دگی‌ها را تشخیص داد. هابل بعداً در سال 1936، در کتاب کلاسیک خود قلمرو سحابی‌ها نوشت که به‌راستی چگالیدگی‌های ستاره‌مانندی را در این صفحات عکاسی آشکار کرده بوده است. البته چنین چیزی به این معنی نبوده که هابل کاملاً متقاعد شده باشد که ستاره‌های منفردی را دیده است؛ بلکه این تصاویر را از تصاویر ستاره‌ای غیرقابل تشخیص می‌دانست. مادامی که ستاره‌بودن این تصاویر با دیدن برخی ویژگی‌های ستاره‌ای قطعی نمی‌شد، این حکم که مارپیچ‌ها کهکشان‌های بیرونی‌اند چندان نقویت نمی شد. در 1923 هابل با اسلوب عمیق و تغییر ناپذیرش توجه خود را به مطالعه‌ی نواختران در سحابی‌های مارپیچی معطوف کرد. او عکس‌های متعددی از سحابی امرأه‌المسلسله گرفت، با این قصد که فاصله‌ی آن را به‌دقت اندازه بگیرد. قبلاً در سحابی امرأهالمسلسله و بعضی سحابی‌های دیگر، نواخترانی آشکار شده بودند، اما کاربست آن‌ها به عنوان معیار فاصله، به‌خاطر عدم قطعیت در اندازه‌گیری درخشندگی مطلق نواختران در کهکشان ما و وجود گستره‌ی وسیعی از درخشندگی ظاهری نواختران در مارپیچ‌های دیگر، قابل اعتماد نبود. هابل با رصد نواختران دیگر، انتظار داشت که درخشندگی ظاهری متوسط نواختران را در سحابی، با دقت بیشتری تعیین کند. او با مقایسه‌ی درخشندگی ظاهری نواختران سحابی امرأه‌المسلسله با درخشندگی مطلق نواختران کهکشان خودمان و با استناد به اصل یکنواختی طبیعت-که طبق آن نواختران سحابی، به طور متوسط به همان درخشندگی نواختران کهکشان خودمان هستند-امیدوار بود که فاصله‌ی سحابی را با قطعیت بیستری تعیین کند. هابل چندین ماه پس از آغاز این برنامه موفق به کشف مهمی شد. اوبه مدیر رصدخانه‌ی کالج هاروارد، هارلو شپلی گفت: برایتان جالب خواهد بود اگر بنوید که من یک متغیر قیفاووسی در سحابی امرأهالمسلسله پیدا کرده‌ام..... تا جایی که وضع هوا اجازه می‌داد.... رصد سحابی را دنبال کردم و در پنج ماه گذشته پنج نواختر و دو ستاره‌ی متغیر شکار کرده‌ام... دوستاره‌ی متغیر هفته‌ی پیش کشف شدند. نخستین قیفاووسی در عکسی که در اکتبر 1923 گرفته شد ظاهر شد. برنامه‌ی رصد هابل برای کشف نواختران طراحی شده بود، و بنابراین او این ستاره‌ی متغیر را در وهله‌ی اول نواختر فرض کرد. اما با آزمودن صفحه‌ی عکاسی قبلی و ترسیم منحنی نور-درخشندگی بر حسب زمان-دریافت که این جسم صفات مشخصه‌ی یک متغیر قیفاووسی را دارد، و بی‌درنگ دوره‌ی تناوب تقریبی تغییرات نور ستاره را محاسبه کرد. هابل با در دست داشتن دوره‌ی تناوب، درخشندگی واقعی ستاره را با استفاده از رابطه‌ی مشهور دوره‌ی تناوب درخشمدگی (رابطه‌ای تجربی بین دوره‌های تناوب تغییر نور قیفاووسی‌ها و درخشندگی مطلق آن‌ها) محاسبه کرد. بعد با فرض این‌که در سراسر عالم قیفاووسی‌های هم دوره، درخشندگی مطلق یکسانی دارند-همان اصل یکنواختی طبیعت-درخشندگی ظاهری و واقعی قیفاووسی مشاهده شده را مقایسه کرد و فاصله‌ای برای قیفاووسی سحابی امرأ‌المسلسله تخمین زد، براورد او در حدود یک میلیون سال نوری بود. هابل بلافاصله پس از رصد نخستین قیفاووسی، قیفاووسی‌های دیگری کشف کرد. در مدت یک‌سال یا بیشتر، هابل از قیفاووسی‌ها و دیگر معیارهای فاصله شواهد کافی به‌دست آورد تا تقریباً تمام اخترشناسان را متقاعد کند که نواحی سحابی امرأه‌المسلسله ابرهایی از ستاره‌ها دارد و خود سحابی به‌راستی یک کهکشان بیرونی است. در پی این یافته‌ها و یافته‌های مشابه برای مارپیچ‌های بزرگ و محتملاً نزدیک بحث درباره‌ی موجود کهکشان‌های قابل مشاهده سرانجام به‌سر آمد. پیش از یافته‌ی هابل هیچ کس برنامه‌ای برای آشکار کردن قیفاووسی‌ها در مارپیچ‌ها ارائه نکرده بود. در واقع، هنگامی که هابل نخستین قیفاووسی را در سحابی امرأه‌المسلسله پیدا کرد، در وهله‌ی اول گمان برد که با یک نواختر روبه‌روست، این تعبیر نادرست شاید چندان غیر‌منتظره نبود، زیرا برنامه‌ی پژوهشی او به آشکارسازی نواختران اختصاص داشت. به‌هرحال قیفاووسی‌ها به محض کشف شدنشان سرنوشت ساز شدند. گرچه اکتشافات اسلیفر و هابل نامنتظره بود اما هیچ کدام از این دستاوردها اتفاقی نبود. یافته‌های هر دو، حاصل برنامه‌های تحقیقاتی‌ای بود که به‌دقت طراحی شده بودند، و در مورد هابل، قیفاووسی‌ها پرسش مهمی را پیش کشیدند که او ناگزیر باید پاسخ می‌داد: فاصله‌ی سحابی‌های مارپیچی چقدر است؟ هم اسلیفر و هم هابل اجسام آشنا را از طریق روش‌های رصدی تواناتر یا پیشرفته‌تر مشاهده کردند. اسلیفر از یک طبف‌نگار عالی همراه با دوربینی بسیار سریعتر از دوربین‌هایی که معمولاً معاصرانش به‌کار می‌برند، ماهرانه استفاده کرد تا اجسامی را مطالعه کند که به‌خاطر کم سود بودنشان کسی سودای مطالعه‌ی آن‌ها را در سر نمی‌پروراند. موفقیت هابل تا اندازه‌ای به این خاطر بود که تلسکوپ‌های بسیار پرتوان-تلسکوپ‌های بازتابی 5/1 متری و 5/2 متری ماؤنت ویلسون-را ماهرانه به‌کار گرفت و توجه خود را به نواحی بیرونی مارپیچ‌ها، به‌جای نواحی داخلی آن‌ها که اخترشناسان دیگر را مشغول کرده بود، متمرکز کرد.
در سال 1288/1909 هنگامی که اسلیفر مطالعات مربوط به سرعت‌های شعاعی مارپیجچ‌ها را آغاز کرد متقاعد بود که سحابی‌ها اجسامی آشنا-منظومه‌های شمسی منفرد یا خوشه‌های ستاره‌ای کوچکی در حال شکل‌گیری هستند. پانزده سال بعد، در پرتو یافته‌های هابل و دیگران، این اجسام، به کهکشان‌هایی در ورای کهکشان خودمان یعنی تجمع‌های غول پیکری از ستاره‌ها، گاز، و غبار تغییر شکل دادند.

عالم در حال انبساط

اگر چه بهبود رصدها عامل محرک مهمی در کیهان‌شناسی بود، شواهد تجربی به‌خودی خود حرف آخر را نمی‌زدند، و درکی از زیبایی‌شناسی غالباً کیهان‌شناسان را وادار می‌کرد که رصدها را به روش‌های خاصی توضیح بدهند. کیهان‌شناسی ماهیتاً، با کم سوترین و دورترین اجسام سروکار دارد، و رصدهای کیهان‌شناسان معمولاً با نوفه همراه است. بنابراین معیارهای زیبایی شناختی مثلاً سادگی، زیبایی، کمال، و پایداری بر انتخاب طرد، و تکمیل نظریه‌ها و رصدها تأثیر می‌گذارند. مثالی از تأثیر زیبایی شناسی بر کیهان‌شناسی، که اهمیت خاص دارد، واکنش در برابر مفهوم عالم در حال انبساط بود. امروزه عموماً منشأفکر عالم در حال انبساط را ، دست‌کم از جنبه‌ی ریاضی، به دو مقاله‌ی آلکساندر فریدمان ریاضیدان و هواشناس روسی، که در سال های 1922 و 1924 منتشر شد نسبت می‌دهند. محاسبات فریدمان مبتنی بر معادلات میدان نسبیت عام بود که اینیشتین در سال 1917 تدوین کرده و برخلاف معادلات میدان که در 1915 ارائه داده بود-پارامتر مشهور ثابت کیهان‌شناختی، یعنی λ را هم در آن‌ها گنجانده بود. معادلات میدان نسبیت عام به این صورت بودند.
که تانسور انرژی-تکانه و تانسور ریچی است. فرض‌های فریدمان برای ساده‌سازی، او را به متریک
هدایت کرد، که متر یک سه-فضاست. فریدمان حالت‌هایی را امتحان کرد که در آن‌ها R ثابت، یا نسبت به زمان متغیر بود، و چنین استنتاج کرد که جواب‌های ناایستا، هم از انحنای مثبت فضا و هم از انحنای منفی آن حاصل می‌شود. اما فریدمان با ارائه‌ی جواب‌های ناایستا به منزله‌ی جواب‌های ریاضی معادلات میدان نسبیت عام، نه اهمیت فیزیکی خاصی برای آن‌ها قائل شد و نه تلاش منظمی را برای مرتبط کردن آن‌ها با مشاهدات نجومی انجام داد. اما همان‌طور که هلک‌کراف به‌طور قانع‌کننده و مستدل نشان داده است، نخستین کسی که نظریه و رصد را به طریقی به هم پیوند داد که می‌توانست در چارچوب عام عالم در حال انبساط از نظر فیزیکی با معنی باشد، کشیش 33 ساله‌ی بلژیکی و استاد دانشگاه لواین، ژرژ‌لومتر، بود. لومتر در سال 1927 مقاله‌ای منتشر کرد که بعدها به عنوان مقاله‌ی سرنوشت ساز در خصوص عالم در حال انبساط شناخته شد اما مدتی کوتاه، کار او مورد توجه واقع نشده بود. حتی اینیشتین، در پنجمین کنفرانس سولوی در 1927، به لومتر گفت که اندیشه‌ی عالم در حال انبساط یا فیزیک مبنای آن مقاله را قبول ندارد. لومتر بعدها فاش کرد که اینیشتین، که هنوز به عالم ایستا معتقد بود، به او گفته بود محاسبات شما درست است، اما دید فیزیکی‌تان پسندیده نیست. مسلماً در آن زمان شواهد صدی برای عالم در حال انبساط، پرابهام بودند. تا سال 1927 تجربه‌ب یک دهه تفکر درباره‌ی یک انتقال به سرخ برای کهکشان‌های بیرونی اندوخته شده بود. بعضی ها حتی سعی کرده بودند که شکل این رابطه را( در صورت وجود) از روی رصدها تعیین کنند. اما شواهدی که عرضه می‌شد متقاعد کننده نبود؛ نمودارهای منتشر شده‌ی سرعت شعاعی برحسب فاصله به نمودارهای پراکنده شباهت داشت. هابل این وضعیت را تغییر داد. او نخست با استفاده از چند سرعت شعاعی که میلتون هیومیسون در ماؤنت ویلسون به‌دست آورده بود، و چندین سرعت دیگر که قبلاً اسلیفر محاسبه کرده بود، به همراه براوردهای خود از فاصله‌ی کهکشان ها، همکارانش را متقاعد کرد که به‌راستی یک رابطه‌ی انتقال به سرخ-فاصله وجود دارد و دست کم در تقریب اول، این رابطه خطی است. هابل پس از مقاله‌ی اولش در خصوص رابطه‌ی انتقال به سرخ-فاصله که در 1929 منتشر شد، مقاله‌ی بسیار جامع‌تری با همکاری هیومیسون نوشت که نشان دهنده‌ی موارد بسیار زیادی از انتقال به سرخ اندازه‌گیری شده توسط هیومیسون بود. هابل همواره در چاپ مقاله‌هایش محتاط بود تا از تفسیر صریح انتقال به سرخ به‌عنوان انتقال دوپلری اجتناب کند. اما دیری نگذشت مه نوشته‌های ادینگتون و دیگران، محاسبات لومتر و نظریه‌پردازان دیگر را با پژوهش رصدی هابل در خصوص رابطه‌ی انتقال به سرخ-فاصله‌جفت و جور کرد. خیلی‌ها اندیشه‌ی عالم در انبساط را به‌سرعت پذیرفتند و بعدها رابطه‌ی خطی میان انتقال به سرخ و فاصله به عنوان قانون هابل مقبولیت عام یافت. با وجود این حتی با پذیرش مفهوم عالم در حال انبساط، این پرسش گیج‌کننده و بنیادی مطرح می‌شد که چه‌چیزی انبساط را آغازیده است. یکی از کسانی که بر این مسئله تأکید می‌کرد، ادینگتون بود که در آن زمان احتمالاً متنفذترین اختر فیزیک‌دان به‌شمار می‌آمد. برای ادینگتون دلپذیرترین یا به‌قول خودش جذاب‌ترین حالت از حیث زیبایی شناسی این بود که جرم عالم همان جرم اینیشتینی عالم باشد؛ جرمی مطابق جواب ایستای معادلات میدان نسبیت عام که اینیشتین آن‌ها را یک دهه پیشتر کشف کرده بود. طبق طرح ادینگتون، جهان از یک عالم اینشتینی تحول یافت و به این طریق از یک توزیع یکنواخت اولیه در تعادل ناپایدار، به‌طور بینهایت آهسته‌ای رو به تکامل گذاشت. پس، اختلال‌های بسیار کوچک عالم ایستای اینیشتینی موجب آغاز انبساط می‌شوند اما ادینگتون تصور آفرینش عالم را، که ظاهراً لازمه‌ی عالمی با جرم بیشتر از عالم اینیشتینی بود، صراحتاً رد کرد، زیرا این حالت ظاهراً مستلزم آغازی ناگهانی و غریب برای کائنات است. او از سر مخالفت گفت به‌عنوان متخصص برایم قابل قبول نیست که نظم کنونی کائنات از یک انفجار آغاز شده باشد؛ به عنوان عامی نیز به‌همان اندازه بی‌میلم که چنان ناپیوستگی را در طبیعت الهی بپذیرم. در اوایل دهه‌ی 1930 چندین‌نفر، از جمله ریچارد تلمان، ریاضی فیزیک‌دان دانشگاه کلتک که زمانی همکار هابل بود، به بررسی سازوکارهای فیزیکی ممکن برای تبیین انبساط پرداختند. البته یکی از راه‌های تبیین این بود که انبساط واقعاً با آغاز کل عالم شروع شده است، و این لومتر بود که چنین مفهومی را در مباحثات کیهان‌شناختی دهه‌ی 1930 وارد کرد. او در سال 1931 نخستین توصیف مشروح از آنچه را که بعدها کیهان‌شناسی مهبانگ نام گرفت ارائه کرد. اما عالم لومتر، برخلاف عالم نظریه‌های جدید مهبانگ، نه از یک تکبنگی حقیقی، بلکه از یک پیش-عالم مادی تکامل یافته است که لومتر آن را اتم اولیه قلمداد می‌کرد. لومتر این اتم اولیه را یک اتم یگانه می‌دانست که وزن اتمی آن معادل جرم کل عالم بود. این اتم بسیار ناپایدار، از طریق نوعی فرایند ابر-پرتوزایی می‌توانست به اتم‌های کوچکتر و کوچکتر تقسیم شود. تکینگی کیهانی مفهومی غیرفیزیکی برای لومتر داشت، که در آن زمان و فضا وجود نداشتند، و او پافشاری می‌کرد که کیهان‌شناسی می‌تواند و می‌باید برحسب اصطلاحات فیزیکی درک شود. به این ترتیب، لومتر در 1931 نوشت در هزار میلیون سال گذشته دوران تکامل آرام بود: خاکستر و دود باقی‌مانده از آتش‌بازی‌های نورانی اما بسیار سریع. این بیان، که نمونه‌ی دیگری از زبان در حال تغییر کیهان‌شناسی در این دوره است، آغاز عالم را چون موضوعی مجاز برای مباحثه‌ی علمی معرفی می‌کرد، حتی اگر کسانی-چون ادینگتون-آن را ناپسند می‌دانستند. در سال‌های دهه‌ی 1930، کیهان‌شناسی نظری به انشعاب در دو شاخه متمایل شد. یک شاخه، به نوشته‌ی جان نورث تاریخ‌نگار، از مسئله‌ی پایداری عالم اینیشتین آغاز شد، مسئله‌ای که گمان می‌رفت می‌تواند پرتوی بر آغاز عالم-و حتی شاید بر علت آن بیفکند. این پرسش‌ها به‌موضوعات کاملاً اختر فیزیکی-چگالش گاز میان ستاره‌ای، تابش کیهانی، و سنتز عناصر شیمیایی-و تفکر درباره‌ی اتم اولیه‌ی لومتر بدل شدند. استدلال پیروان شاخه‌ی فکری دیگر مبتنی بر قضایای هندسی و سینماتیکی بود. آن‌ها، غالباً بدون کوچکترین توجه به نتایج نجومی، گرایش به ایده‌آل‌سازی افراطی از نظریه‌های موجود( مثلاً با تأکید بر تقارن) پیدا کردند. با وجود این، در حدود سال 1930، دست‌کم برای طرفداران شاخه‌ی اول، تبادلی میان نظریه‌ها و داده‌ها صورت گرفته بود که، گرچه نسبت به استانداردهای امروزی نازل به نظر می‌رسد، اما چند سال پیشتر از آن در وهم نمی‌گنجید، تبادلی که عمدتاً مدیون پژوهش‌های هابل بود. کار هابل کمک کرد که جرأت بحث‌و نهایتاً تلاش برای تبیین کل تاریخ عالم در میان اختر شناسان و ریاضی‌دانان آن روز رواج پیدا کند. به‌راستی که در سه‌دهه‌ی نخستین این قرن، محتوای کیهان ‌شناسی شکلی مو یافت و گسترده شد، و با مساعی هابل و دیگران، رویه‌، و حتی ماهیت پرداختن به کیهان‌ شناسی نیز تغییر کرد.