پیش به سوی ستارگان

اندازه گیری فواصل ستارگان

درک ما از جهان بی انتها بر دو اساس شکل گرفته است: اندازه گیری فواصل ستاره ها و اندازه گیری ترکیب عناصر ستاره ها. چنانچه پیش از این دیدیم، اولین درک واقعی از فواصل ما تا ستاره ها در قرن هجدهم شکل گرفت. در آن زمان، ادموند هالی متوجه شد که برخی ستارگان «ثابت»، از زمانی که یونانیان باستان آنها را مشاهده کرده بودند، از جای خود حرکت کرده اند. اخترشناسان با استفاده از فرایند مثلث بندی که اساس نقشه برداری را تشکیل می دهد، اندازه گیری دقیق فواصل در فضای شمسی را آغاز کرده بودند. برای اندازه گیری فاصله جسمی بدون دستیابی به آن باید بتوانیم آن جسم را از دو انتهای خط پایه که طول معینی دارد ببینیم. با در دست داشتن زاویه ای که خطوط دید را از انتهای این خط تشکیل می دهد، می توانیم با استفاده از هندسه سه گوش ها، این فاصله را محاسبه کنیم. این روش برای تعیین فاصله همسایه نزدیک تر ما، کره ماه که 384،400 کیلومتر است به کار رفته بود. اما برای اندازه گیری دقیق فواصل بیشتر به خطوط درازتری نیاز داریم. در سال 1671، ژان ریشه (1696-1630)، اخترشناس فرانسوی به کاین در گویان فرانسه سفر کرد و در آنجا مشاهداتی درباره مکان مریخ نسبت به زمینه ستاره های ثابت انجام داد. در همان زمان، جیووانی کاسینی (1712-1625)، همکار او در پاریس مشاهدات مشابهی به عمل آورد. این مشاهدات، محاسبه فاصله مریخ را امکان پذیر کرد و با ترکیب قوانین کپلر در مورد حرکت ستاره ها، امکان محاسبه فاصله زمین (یا هر سیاره دیگری در منظومه شمسی) تا خورشید را فراهم آورد. اندازه ای که کاسینی برای فاصله زمین- خورشید به دست آورد، 140 میلیون کیلومتر بود که تنها 7% با اندازه مورد قبول کنونی (149/6 میلیون کیلومتر) تفاوت دارد و اولین نشانه دقیق برای درک مقیاس منظومه شمسی محسوب می شود. مطالعات مشابه در مورد سیاره زهره در گذرهای سال های 1761 و 1769 (که هالی پیش بینی کرده بود) برآورد بهتری از فاصله زمین خورشید (معروف به واحد اخترشناسی، Astronomical Unit یا AU) به دست داد. این برآورد که معادل 153میلیون کیلومتر است، از دیدگاه ما، به اندازه کافی به مقدار کنونی نزدیک است و ما می توانیم دستیابی به دقت های بیشتر را به پیشرفت روش های اندازه گیری موکول کنیم و بپذیریم که اخترشناسان در اواخر قرن هجدهم، ایده قابل قبولی از مقیاس منظومه شمسی در دست داشتند.

تعیین اختلاف منظر ستارگان

در آن زمان، موضوع بسیار نگران کننده آن بود که این اندازه گیری ها، از فواصل تقریباً تصورناپذیر ستارگان حکایت دارد. در فاصله هر شش ماه، زمین از یک سوی خورشید به سوی دیگر آن، یعنی در انتهای مقابل خط پایه که 300 میلیون کیلومتر (یا 2AU) است، نقل مکان می کند اما مکان ستارگان در آسمان شب از منظر هر کدام از دو انتهای این خط پایه تغییر نمی کند. ممکن است انتظار داشته باشید که ستاره های نزدیک تر در زمینه ستاره های دورتر جابه جا شوند. این مورد مانند آن است که اگر یک انگشت خود را درراستای دست دراز کنیم و چشمان خود را به نوبت ببندیم به نظر می آید که موقعیت انگشتمان نسبت به زمینه اشیای پشت آن تغییر کرده است (نمونه ای از پدیده ای که به اختلاف منظر معروف است).
محاسبه میزان جابه جایی ستاره، از منظر مکان های مختلف روی مدار زمین آسان است. اخترشناسان یک ثانیه اختلاف منظر قوس یا پارسک (Parsec) را به عنوان فاصله از ستاره ای تعریف می کنند معادل جابه جایی یک ثانیه قوس در آسمان، از دو انتهای خط پایه ای به طول یک واحد اخترشناسی است.(1) بنابراین ستاره ای که یک ثانیه قوس از ما دور باشد، مقدار جابه جایی 2 ثانیه قوس را از دو انتهای خط پایه که 300 میلیون کیلومتر و برابر قطر مدار زمین به دور خورشید است، نشان می دهد. مکان چنین ستاره ای، با انجام محاسبات ساده هندسی، در فاصله ای معادل 3/26 سال نوری خواهد بود، یعنی به اندازه 206،265 برابر فاصله ما از خورشید از ما دورتر است. اما هیچ ستاره ای آن قدر به ما نزدیک نیست که زمانی که زمین به دور خورشید دوران می کند، دارای چنین جابه جایی اختلاف منظری در آسمان باشد.
از همان زمان، قرائنی وجود داشت مبنی بر اینکه ستارگانی در فواصل مورد محاسبه وجود دارند. به عنوان مثال، کریستیان هویگنس سعی کرد تا فاصله ستاره سیریوس، درخشان ترین ستاره در آسمان شب را با مقایسه درخشندگی آن با خورشید تخمین بزند. او برای این منظور نور خورشید را وارد اتاقی تاریک کرد و از درون سوراخی به روی پرده ای انداخت. سپس اندازه این سوراخ را آن قدر تغییر داد تا نوری که از آن رد می شد، تقریباً همان اثر درخشندگی ستاره سیریوس را داشته باشد، کاری که ساده نبود زیرا او مجبور بود نور خورشید را در روز و نور ستاره را در شب مشاهده کند. با این حال، او با نشان دادن این موضوع که کسر کوچکی از نور خورشید با درخشندگی مورد رؤیت ستاره معادل است و با در نظر گرفتن این واقعیت که درخشندگی هر جسم با عکس مجذور فاصله آن متناسب است، استدلال کرد که اگر ستاره سیریوس به همان اندازه خورشید درخشان باشد، باید 27،664 برابر از آن دورتر باشد. جیمز گریگوری (1675-1638) از اسکاتلند، دقت این روش را با مقایسه درخشندگی سیریوس و درخشندگی سیاره هایی که هم زمان در آسمان مشاهده شوند، بهبود بخشید. این محاسبه قدری پیچیده تر بود زیرا انجام آن نیازمند اطلاعاتی از قبیل میزان تضعیف نور خورشید هنگام حرکت به سوی سیاره ها، میزان بازتابش نور از سطح سیاره و میزان تضعیف نور بازتابیده در حرکت به سوی زمین بود. گریگوری در سال 1668، فاصله سیریوس را معادل 83،190 واحد اخترشناسی برآورد کرد. ایزاک نیوتون این محاسبه را دوباره انجام داد و برای این منظور از برآورده های بهتری در مورد فواصل سیاره ها استفاده کرد. او فاصله سیریوس را در کتاب خود، نظام جهان (System of the world) که در سال 1728، یک سال پس از مرگش، منتشر شد یک میلیون واحد اخترشناسی تعیین کرد. فاصله واقعی سیریوس پانصد و پنجاه هزار واحد اخترشناسی یا 2/67 پارسک است؛ اما دقت ظاهری برآورد نیوتون همان قدر به شانس مربوط است که به قضاوت، زیرا او مرتکب چندین اشتباه غیرقابل اجتناب شده بود که علت آن داده های ناقصی بود که او در اختیار داشت و یکدیگر را حذف می کردند.
اندازه گیری فواصل ستاره ها، با استفاده از روش های سه گوش بندی یا اختلاف منظر نیازمند اطلاع از مکان ستاره ها در آسمان (یا در واقع مکان های نسبی آنها نسبت به یکدیگر) است که باید به دقت اندازه گیری شود. کاتالوگ فلمستید که در آن زمان دستاورد عظیمی محسوب می شد، مکان ستارگان را با دقتی معادل 10 ثانیه قوس عرضه می کرد (در حدود قطر ماه کامل در آسمان). اولین فواصل ستاره ها در دهه 1830 اندازه گیری شد، زیرا در آن زمان فناوری لازم برای اندازه گیری جابه جایی اختلاف منظرهای اندک در دسترس بود. اخترشناسان پس از دسترسی به فناوری لازم فوراً شروع به اندازه گیری کردند. پیشگامان آنها ستاره هایی را انتخاب کرده بودند که به دلایلی فکر می کردند که نسبتاً به زمین نزدیک هستند. زیرا این ستاره ها یا بسیار درخشان بودند و یا به نظر می رسید که در طول سالیان در آسمان جا به جا شده اند (یا به عبارتی «ویژه حرکت های» بزرگ دارند) و یا هر دو. اولین کسی که در سال 1838، مقدار اختلاف منظر و فاصله از ستاره را اندازه گیری کرد، فردریش ویلهلم بسل (1846-1784) آلمانی بود. او ستاره Cygni 61 را انتخاب کرد که ویژه حرکت نسبتاً بزرگی داشت. او اختلاف منظر این ستاره را 0/3136 ثانیه قوس و فاصله آن را 10/3 سال نوری تشخیص داد (اندازه گیری های جدید، فاصله ای معادل 11/2سال نوری و اختلاف منظر 3/4 پارسک را به دست می دهد). در واقع اولین کسی که اختلاف منظر ستاره ای را اندازه گرفت، توماس هندرسون (1874-1798) اسکاتلندی بود که در سال 1832 در آفریقای جنوبی کار می کرد؛ او ستاره آلفا سنتوری، سومین ستاره روشن آسمان شب را مطالعه می کرد و به اختلاف منظری معادل 1 ثانیه قوس دست یافت (بعداً آن را به 0/76 ثانیه قوس کاهش داد که نتیجه آن فاصله ای معادل 1/3 پارسک یا 4/3 سال نوری است). اما نتایج هندرسون، تا زمان بازگشت وی به انگلستان در سال 1839 منتشر نشد. ستاره آلفا سنتوری (که اکنون به صورت یک سیستم سه تایی با سه ستاره که به دور یکدیگر می چرخند شناخته می شود) نزدیک ترین ستاره به خورشید است و بزرگ ترین اختلاف منظر اندازه گیری شده را دارا است. یک سال پس از اعلام نتایج هندرسون، فردریش فون اشترووه (Friedrich von Struve)(1864-1793)، اخترشناس متولد آلمان که در رصدخانه پولکووا در نزدیکی سنت پترزبورگ کار می کرد، اختلاف منظر ستاره وگا را اندازه گرفت (که به آلفا لیرا نیز معروف است)؛ عددی که او به دست آورد قدری زیاد بود ولی اندازه گیری های جدید، اختلاف منظر را 0/2613 ثانیه قوس تعیین می کند که متناسب با 8/3 پارسک یا 27 سال نوری است. نتیجه مهم این اندازه گیری ها آن است که این ستاره ها همگی همسایگان نزدیک ما در مقیاس کیهانی هستند. نزدیک ترین ستاره به خورشید، 7000 بار دورتر از سیاره پلوتو است که عموماً به عنوان دورترین سیاره نسبت به خورشید در نظر گرفته می شود. با شناخت فاصله هر ستاره و با انجام محاسبات در جهت عکس محاسبات هویگنس، گریگوری و نیوتون، می توانیم درخشندگی واقعی ستاره را (که قدر مطلق نام دارد) به دست آوریم. به این ترتیب می دانیم که ستاره سیریوس که 2/67 پارسک با ما فاصله دارد، در واقع بسیار درخشان تر از خورشید است، واقعیتی که نیوتون و هم عصران او قادر به پیش بینی آن نبودند. اما حتی این دستاوردها، در پایان سال 1830 کاری بیش از آن نکرد که مقیاس وسیع جهان را نشان دهد. در پایان قرن نوزدهم، اندازه گیری اختلاف منظر با استفاده از صفحات عکاسی برای ثبت مکان ستاره ها آسان تر شد. پیش از آن، مکان را با چشم و با استفاده از نشان ضربدر تلسکوپ در زمان واقعی اندازه گیری می کردند؛ این موضوع به هیچ وجه شگفت آور نبود که آهنگ اندازه گیری های جدید، از سال 1840 تا پایان قرن، تقریباً یکی در سال بود، به طوری که تا سال 1900 فقط 60 اختلاف منظر شناخته شده بود. تا سال 1950 فواصل ده هزار ستاره تعیین شده بود (تمام فواصل را با روش اختلاف منظر به دست نیاورده بودند)(2) و در سال های آخر قرن بیستم، ماهواره هیپارکوس اختلاف منظرهای صد و بیست هزار ستاره را با دقت نزدیک به 0/002 ثانیه قوس اندازه گرفت.

طیف نمایی و محتوای ستاره ها

از بسیاری جهات، اخترشناسی جدید یا اخترفیزیک به معنای واقعی کلمه، با توسعه فنون عکس برداری برای ثبت تصویر ستاره ها در اوایل قرن بیستم آغاز شد. عکس برداری، علاوه بر تعیین فواصل تعداد زیادی از ستاره ها برای انجام مطالعات ثمربخش، راهی برای ثبت و نگه داری تصاویر طیف های ستارگان فراهم کرد. طیف نمایی (که همان طور که دیدیم در دهه 1860 توسعه یافت) اخترشناسان را قادر ساخت تا اطلاعاتی راجع به ترکیب عناصر ستاره ها به دست آورند. بخش دیگری از اطلاعات مورد نیاز، مربوط به جرم ستاره ها بود. این اطلاعات با بررسی سیستم های دوتایی فراهم شد. در این سیستم ها، ستاره ای به دور ستاره دیگری دوران می کند. در چند سیستم دوتایی نزدیک، فاصله بین دو ستاره بر حسب زاویه اندازه گیری می شود و سپس اگر فاصله واقعی تا سیستم ستاره معلوم باشد (مانند آلفا سنتوری)، آن زاویه را به فاصله بین دو ستاره تبدیل می کنند. سرعت دوران ستاره ها به دور یکدیگر با استفاده از پدیده بسیار ارزشمند دوپلر که در طیف نوری سیستم های دوتایی دیده می شود، مشخص می شود.(3) آگاهی از این سرعت، به اضافه قوانین کپلر (که به همان نحوی که در مورد دوران سیاره ها به دور ستاره ها کاربرد دارد، در مورد ستارگانی که به دور یکدیگر می گردند نیز قابل استفاده است) برای محاسبه جرم ستاره ها کافی است. باز هم در اوایل قرن نوزدهم، مشاهدات بیشتری از این نوع انجام شد و آمار هدفمندی را فراهم کرد. بنابراین جای شگفتی نیست که درست در زمانی که دو اخترشناس در دو سوی اقیانوس اطلس، مستقل از یکدیگر، تمام تکه های معما را در کنار هم قرار دادند، نموداری را به دست آوردند که مهم ترین بینش را درباره ماهیت ستاره ها فراهم کرد. این نمودار رنگ های ستاره ها را به روشنایی آنها ربط می دهد. هر چند این مسئله آن قدر تحسین برانگیز نمی نماید اما به همان اندازه برای اختر فیزیک اهمیت دارد که جدول تناوبی عناصر برای شیمی. اما همان طور که امیدواریم تا اینجا روشن کرده باشیم، این دستاورد هم مانند بیشتر پیشرفت ها در علم، واقعاً یک پیشرفت انقلابی نبود بلکه پیشرفت تکاملی دستاوردهای گذشته بود که بر مبنای فناوری پیشرفته شکل گرفت.

نمودار هرتسپرونگ-راسل

انیار هرتسپرونگ (Ejnar Hertzsprung) دانمارکی، در 8 اکتبر سال 1873 در شهر فردریکسبرگ به دنیا آمد. او در رشته مهندسی شیمی تحصیل کرد، در سال 1898 از مدرسه پلی تکنیک کپنهاگ مدرک گرفت و سپس به مطالعه فتوشیمی پرداخت. اما از سال 1902 به طور خصوصی (یعنی بدون دریافت حقوق) در رصدخانه دانشگاه کپنهاگ شروع به کار کرد و فرا گرفت که چگونه یک اخترشناس مشاهده گر باشد. او همچنین مهارت های لازم در عکاسی را آموخت. در این دوران بود که رابطه درخشندگی و رنگ ستاره را کشف کرد. اما نتایج کار خود را در مجله عکاسی (در سال های 1905 و 1907) منتشر کرد و در نتیجه اخترشناسان حرفه ای در سراسر دنیا از آن آگاه نشدند. با وجود این، شهرت محلی هرتسپرونگ تا آنجا بالا گرفت که کارل شوارتس چیلد (1916-1873) در سال 1909 پستی در رصدخانه گوتینگن به وی پیشنهاد کرد. شوارتس چیلد در پایان آن سال به رصدخانه پوتسدام رفت و هرتسپرونگ هم او را همراهی کرد. او تا سال 1919 در آنجا ماند و سپس به هلند رفت. ابتدا استاد دانشگاه لیدن و بعد در سال 1935، رئیس رصدخانه این شهر شد. او در سال 1944 رسماً بازنشسته شد ولی به تحقیقات اخترشناسی در کشور خود دانمارک، تا هشتاد سالگی ادامه داد و در 21 اکتبر سال 1967، درست پس از نود و چهارمین سالروز تولدش درگذشت. او در زمینه اخترشناسی مشاهداتی (observational Astronomy) سهم بزرگی داشت. از جمله کارهای او مطالعه حرکت ذاتی ستاره ها و مقیاس فواصل کیهانی بود اما هیچ یک از کارهای او به پای کشف او در دوره ای که هنوز از نظر فنی یک غیرحرفه ای محسوب می شد نمی رسد.
هنری نوریس راسل در 25 اکتبر سال 1877 در خلیج اویستربی نیویورک به دنیا آمد. او تحصیلات دانشگاهی را به شیوه ای سنتی تر نسبت به هرتسپرونگ آغاز کرد؛ او در دانشگاه پرینستون تحصیل کرد و پیش از آنکه در سال 1911 به عنوان استاد اخترشناسی در دانشگاه پرینستون مشغول به کار شود از دانشگاه کمبریج دیدار کرد. در آنجا به همان کشف هرتسپرونگ درباره ارتباط رنگ ها و درخشندگی ستاره ها دست یافت؛ اما این درایت را داشت که آن را در مجله ای که اخترشناسان می خواندند منتشر کند (سال 1913). جرقه ای از الهام که به ترسیم این رابطه، به صورت نوعی از نمودار انجامید که اکنون به نام نمودار هرتسپرونگ- راسل (یا نمودار HR) معروف است، اهمیت این اکتشاف را فوراً برای خوانندگان مقاله آشکار کرد.(4) سهم هرتسپرونگ در این کشف نیز به زودی با نامی که به نمودار داده شد مورد شناسایی قرار گرفت. پایگاه راسل در تمام دوران حرفه ای فعالیتش، پرینستون بود. او از تلسکوپ جدیدی که چند سال بعد در کالیفرنیا ساخته شد نیز استفاده زیادی کرد. او علاوه بر ارائه نمودار HR، در مطالعه ستاره های دوتایی سهم داشت و ترکیب جوّ خورشید را با به کارگیری فنون طیف نمایی بررسی کرد. او در سال 1947 بازنشسته شد ودر 18 فوریه سال 1957 در پرینستون درگذشت.

رابطه رنگ-قدر و فاصله تا ستارگان

اهمیت نمودار HR (که بعضی اوقات نمودار رنگ- قدر نامیده می شود؛ زیرا در اخترشناسی قدر نام دیگری برای درخشندگی است) در آن است که دمای هر ستاره رابطه تنگاتنگی با رنگ آن دارد. ما در اینجا فقط به صورت کیفی درباره رنگ های مثلاً رنگین کمان صحبت نمی کنیم، هر چند این موضوع حقیقت دارد که ستاره های آبی و سفید همیشه ذاتاً درخشان هستند، در حالی که بعضی از ستاره های پرتقالی و سرخ، درخشان و بعضی کم رنگ هستند (مشاهده ای کلیدی که هرتسپرونگ در اولین دهه قرن بیستم انجام داد).(5) اخترشناسان می توانند کاری بهتر از این انجام دهند و اندازه گیری رنگ ها را بر مبنای کمّی استوار کنند. آنها رنگ هر ستاره را به صورت دقیق، بر حسب مقدار انرژی گسیلی در طول موج های مختلف تعریف می کنند. با توجه به مقدار انرژی، امکان محاسبه دمای سطحی که نور را می تاباند فراهم می شود. با استفاده از خواص تابش جسم سیاه می توان دمای سطح هر ستاره را با اندازه گیری تنها سه طول موج (در شرایط دشوارتر و با دقت کمتر حتی با دو طول موج) به دست آورد. اما درخشندگی ذاتی هر ستاره (قدر مطلق آن) کل انرژی تابشی ستاره را بدون در نظر گرفتن دما به دست می دهد. بعضی از ستاره های قرمز هم سرد و هم درخشان اند چرا که بزرگ هستند و در نتیجه با این وجود که انرژی گسیلی از هر متر مربع از سطح آنها قرمز رنگ است اما تعداد بزرگ این سطوح، انرژی عظیمی گسیل می کنند. ستاره های کوچک تنها در صورتی که آبی یا سفید داغ باشند، می توانند به همان اندازه درخشان باشند. در این حالت مقدار انرژی که از هر متر مربع این ستاره ها گسیل می شود بسیار زیاد است؛ و ستاره های کوچک پرتقالی رنگ (مانند خورشید) ذاتاً نسبت به ستاره های داغ با همان اندازه یا ستاره های بزرگ تر با همان دما درخشندگی کمتری دارند. علاوه بر تمام این موضوعات باید جرم ستارگان را نیز در نظر گرفت. زمانی که دماها (یا رنگ ها) و درخشندگی ها (یا قدرهای) ستاره ها در روی نمودار HR رسم شود، بیشتر ستاره ها در روی نوار قطری نمودار قرار می گیرند. ستاره های پر جرم و داغ تقریباً به اندازه قطر خورشید در یک انتهای نوار و ستاره های سرد و کم رنگ در انتهای دیگر نوار قرار دارند. خورشید ستاره ای میانگین است و در وسط این به اصطلاح رشته اصلی قرار می گیرد. ستاره های بزرگ سرد اما درخشان (غول پیکرهای سرخ) در بالای این توالی واقع شده اند و بعضی ستاره های کوچک ولی داغ (کوتوله های سفید) نیز در پایین این توالی قرار دارند. اخترفیزیک دانان با مطالعه توالی اصلی به بینش های مهمی از رخدادهای درون ستارگان دست یافتند. یکی از پیشگامان این حوزه آرتور ادینگتون، اخترشناس بریتانیایی، بود که از او اغلب به عنوان اولین اخترفیزیک دان یاد می کنند زیرا رابطه بین جرم ستاره ها و موقعیت آنها را در توالی اصلی کشف کرد.
ادینگتون در 28 دسامبر سال 1882 در کندال در ناحیه لیک دیستریکت در انگلستان به دنیا آمد. پدر او در سال 1884 درگذشت و خانواده (آرتور یک خواهر داشت) به سامرست نقل مکان کرد. او در آنجا به عنوان یک کویکر تربیت شد. ادینگتون در کالج اونز (Owens College) در منچستر (پیشگام دانشگاه منچستر کنونی) تحصیل کرد و از سال 1902 تا 1903 به تحصیلات خود در دانشگاه کمبریج ادامه داد. او تا سال 1913 در رصدخانه سلطنتی گرینویچ کار کرد و به عنوان استاد کرسی پلومین (Plumian) در اخترشناسی و فلسفه کاربردی در کمبریج منصوب شد (او جانشین جورج داروین شد). در سال 1914، مدیریت رصدخانه هایدانشگاه را نیز به عهده گرفت. او این مشاغل را تا هنگام مرگ خود در 22 نوامبر 1944 در کمبریج بر عهده داشت. ادینگتون مهارت زیادی در مشاهده داشت، نظریه پردازی درخشان و مدیری قابل بود که استعداد خاصی برای نقل اطلاعات مربوط به ایده های مهم علمی به زبان ساده به شنوندگان در سطح وسیع داشت (او اولین کسی بود که نظریه های نسبیت اینشتین را به صورت مردم پسند در انگلستان معرفی کرد). ادینگتون تأثیر عمیقی بر اخترشناسی قرن بیستم گذاشت ولی به ویژه به علت دو سهم کلیدی خود در یادها مانده است.
اولین سهم او تا حدی از موضع کویکری وی و تا حدی از ضدیت و با جنگ از روی وجدان ناشی می شد. او اولین بار در سال 1915 در آکادمی علوم برلین با نظریه نسبیت عام اینشتین آشنا شد. این نظریه در سال بعد، زمانی که بریتانیا و آلمان در حال جنگ بودند منتشر شد. اما نسخه ای از مقاله اینشتین به دست ویلم دو سیتر (Willem de Sitter)(1934-1872) در هلند بی طرف در جنگ رسید. وی مقاله را برای ادینگتون فرستاد که در آن زمان علاوه بر فعالیت های دیگر، دبیر انجمن سلطنتی اخترشناسی بود. او از این موقعیت استفاده کرد تا اخبار جالب مربوط به نظریه اینشتین را بیان کند. این موضوع آغاز نقش ادینگتون به عنوان مرد پیشرو در زمینه نظریه نسبیت عام در دنیای انگلیسی زبان بود. اینشتین در میان موضوعات دیگر پیش بینی کرد که نور ستاره های دور، هنگام گذر از نزدیک خورشید، مقداری خم می شود که نتیجه آن جا به جایی مکان ظاهری ستاره در آسمان است. این پدیده در هنگام کسوف قابل مشاهده است. بر حسب اتفاق، وقوع کسوف مناسبی در سال 1919 پیش بینی شده بود. کسوف مزبور در اروپا قابل رؤیت نبود. در سال 1917، انجمن سلطنتی اخترشناسی برنامه فوق العاده ای برای اعزام دو گروه علمی، جهت مشاهده این کسوف به برزیل و جزیره پرینسیپ در ساحل غربی آفریقا تدارک دید. شرط اجرای این برنامه آن بود که جنگ تا آن زمان پایان پذیرد.
اما در آن زمان، دلایل آشکار کمی برای پایان سریع جنگ وجود داشت و تلفات جبهه آن قدر سنگین شد که دولت انگلستان اقدام به بسیج عمومی برای اعزام همه مردان سالم و واجد شرایط کرد. گر چه ادینگتون 34 ساله از سلامت کامل برخوردار بود اما گویا ارزش او به عنوان یک دانشمند بسیار بالاتر از خدمت سربازی در سنگرها بود (اما از این استدلال که دانشمندان سزاوار رفتار ویژه ای هستند پشتیبانی نمی کنیم؛ هر کسی که به جبهه رفت می توانست در کشور خود مفیدتر باشد). وضع او با راهنمایی گروهی از دانشمندان برجسته در وزارت خارجه مورد بررسی قرار گرفت و به ادینگتون اطلاع دادند که به علت ارزشی که برای جامعه دارد از خدمت در جبهه معاف شده است. او پاسخ داد که اگر به این علت معاف نشده بود در هر صورت درخواست می کرد که به دلایل تضاد با وجدانش به جبهه نرود. این موضع، بوروکرات های وزارت خارجه را سخت بر آشفت. اولین عکس العمل آنها این بود که اگر ادینگتون نمی خواست به علت تضاد با وجدان به جبهه برود می توانست با دوستان کویکری خود به کارهای کشاورزی بپردازد. او هم کاملاً برای این کار آمادگی داشت. اما یادداشت های فرانک دایسون اخترشناس سلطنتی آبروی همه را خرید. او به وزارت خارجه قبولاند که اگر ادینگتون از شرایط معافیت استفاده کند دولت او را به سفری اکتشافی برای آزمایش خم شدن نور که اینشتین پیش بینی کرده بود اعزام خواهد کرد. در مجموع او با در اختیار داشتن تجربه دست اول از مطالعات کسوف در برزیل، زمانی که در رصدخانه گرینویچ کار می کرد، انتخاب بسیار خوبی برای انجام این مأموریت بود؛ اما این تدابیر زمینه فریبنده ای در مورد این واقعیت فراهم می کند که ادینگتون همان کسی بود که ثابت کرد اینشتین درست می گوید. او این بار به پرینسیپ رفت در حالی که گروه دیگری به برزیل اعزام شد. ادینگتون مسئولیت کل عملیات و تحلیل نتایج آن را به عهده داشت. به زودی درباره اهمیت این مشاهدات کسوفی سخن خواهیم گفت؛ اما ابتدا به دستاوردهای دیگر ادینگتون بپردازیم.
ادینگتون با عادی شدن اوضاع پس از جنگ جهانی اول در اوایل دهه 1920 همه داده های قابل دستیابی مربوط به جرم ستاره ها را جمع آوری کرد و با استفاده از داده های مربوط به نمودار HR نشان دهد که روشن ترین ستاره ها دارای بیشترین جرم ها هستند. به عنوان مثال ستاره ای متعلق به رشته اصلی که جرمش بیست و پنج برابر جرم خورشید است، چهار هزار برابر از آن روشن تر است. این وضعیت قابل درک است. هر ستاره با فشاری که در داخل آن تولید می شود و با کشش گرانی رو به داخل خنثی می شود و تعادل خود را حفظ می کند. هر قدر جرم ستاره بیشتر باشد وزن بیشتری خواهد داشت که آن را به داخل فشرده می کند و مجبور است فشار بیشتری تولید کند. ستاره این کار را با مصرف سریع تر سوختش انجام می دهد. این عمل موجب تولید گرمای بیشتری می شود که سرانجام از سطح ستاره با نور زیادتری که مشاهده می کنیم گسیل می شود. فیزیک رخدادهای مربوط به دلایلی که قبلاً در مورد سرنوشت ساختارهای پیچیده اشاره کردیم نسبتاً بسیار ساده است. بنابراین دمای مرکز ستاره را می توان با مشاهده درخشش، جرم و اندازه آن محاسبه کرد (اگر فاصله ستاره معلوم باشد می توان دما را با استفاده از درخشش به دست آورد اما وقتی که رابطه پیدا شد، می توان دما را با کمک نمودار HR نیز به دست آورد). ادینگتون با وارد کردن اعداد به درک عمیقی دست یافت. همه ستاره هایی که در روی رشته اصلی قرار دارند، حتی اگر جرمشان از ده برابر جرم خورشید تا یک دهم آن تغییر کند، دمای مرکزی تقریباً یکسانی دارند. گویا ستاره ها در درون خود نوعی ترموستات دارند. وقتی کره ای از گاز تحت فشار وزنی خود جمع (یا کوچک) می شود و درون آن با تبدیل انرژی گرانی به حرارت داغ تر می شود، هیچ عاملی برای متوقف کردن این فرایند تا رسیدن به دمای بحرانی روی نمی دهد. ترموستات با رسیدن به این دما روشن می شود و مقدار پایان ناپذیری از انرژی (در مقایسه با معیارهای بشری) تولید می کند. تا دهه 1920، کاملاً روشن بود (دست کم برای ادینگتون) که سرچشمه این انرژی چیست.
در قرن نوزدهم، بعضی اوقات، بحث شدیدی بین زمین شناسان و طرفداران تکامل از یک سو و فیزیک دان ها از سوی دیگر درباره سن زمین و خورشید در می گرفت. فیزیک دان هایی مانند ویلیام تامسون (لرد کلوین) به نحو کاملاً قابل قبولی خاطرنشان می کردند که هیچ فرایند شناخته شده علمی وجود ندارد که بتواند خورشید را به مدت طولانی که برای تکامل زندگی در روی زمین ضروری است به درخشیدن وادارد. آنها درست می گفتند اما همان طور که دیدیم، پیش از پایان قرن نوزدهم، چشمه های انرژی که از نظر علمی جدید بودند، در شکل ایزوتوپ های پرتوزا کشف شدند. در اولین سال های قرن بیستم، این کشفیات موجب حدسیاتی مبنی بر آن شد که ستاره ای مانند خورشید، اگر دارای رادیوم باشد می تواند داغ بماند. تنها 3/6 گرم رادیوم در هر متر مکعب از حجم خورشید برای ایجاد این گرما کافی خواهد بود. این ایده را جورج داروین که پیش از ادینگتون استاد کرسی پلومین بود و دیگران مورد بحث قرار دادند. به زودی معلوم شد که نیمه عمر رادیوم برای ادامه این فرایند بسیار کوتاه است. اما روشن شد که «انرژی زیراتمی» سرنخ عمر طولانی خورشید و ستاره های دیگر است. ادینگتون هم زمان با پیشرفت های فیزیک زیراتمی در طول دو دهه اول قرن بیستم و با آگاهی از نظریه نسبیت اینشتین و معادله آماده بود که در سال 1920 معانی ضمنی موضوع را برای شنوندگان گردهمایی سالیانه انجمن بریتانیایی پیشبرد علم تشریح کرد:
هر ستاره از منبع عظیمی از انرژی تغذیه می کند که برای ما ناشناخته است. این منبع به طور استثنایی می تواند چیز دیگری غیر از انرژی زیراتمی باشد که همان طور که می دانیم به مقدار زیاد در همه مواد موجود است؛ گاهی اوقات این رؤیا را در سر می پرورانیم که روزی انسان این منبع را خواهد یافت و آن را در اختیار خواهد گرفت. این منبع اگر امکان دسترسی به آن وجود داشته باشد پایان ناپذیر است و به اندازه ای هست که بتواند تابش گرما از خورشید را تا 15 میلیارد سال دیگر تضمین کند.
سپس برای توجیه ادعای خود افزود:
فرانسیس آستون با قاطعیت نشان داد که جرم اتم هلیوم حتی از جرم های چهار اتم هیدروژن سازنده اش کمتر است و شیمی دان ها با او موافق اند. هنگام سنتز اتم هلیوم جرمی معادل برابر جرم آن از بین می رود. با توجه به اینکه جرم اتمی هیدروژن 1/008 و جرم اتمی هلیوم 4 است دیگر لازم نیست بر سر این اثبات زیبا که حتماً می توانید درک کنید با هم بجنگیم. جرم را نمی توان نابود کرد بنابراین این اختلاف جرم مربوط به جرم انرژی آزاد شده است. به این ترتیب می توانیم فوراً مقدار انرژی را که از تشکیل هلیوم به وسیله هیدروژن به دست می آید محاسبه کنیم. اگر در آغاز 5 درصد جرم ستاره از اتم های هیدروژن تشکیل شده باشد که به تدریج به شکل عناصر پیچیده تری ترکیب شده اند، انرژی حرارتی آزاد شده بیش از آن است که نیازهای ما را برآورده کند و دیگر لازم نیست که به چشمه دیگری از انرژی ستاره ها بیندیشیم.
ادینگتون در مسیر درستی قرار داشت اما ده ها سال طول کشید تا جزئیات چگونگی آزاد شدن انرژی درون ستاره ای آشکار شود. این تأخیر تا حدی به علت سوء تعبیر ناشی از اشاره به «5 درصد» جرم ستاره بود که از هیدروژن تشکیل شده است. علت دیگر آن بود که درک کامل فرایند مذکور نیازمند محاسبات مربوط به مکانیک کوانتومی بود که در پایان دهه 1920 به طور کامل توسعه یافته بود. به زودی دوباره به این موضوع باز می گردیم؛ اما تا دهه 1920، اخترشناسی ستاره ها راه دیگری برای اندازه گیری فواصل دست کم تعدادی از ستارگان یافته و به تلسکوپی جدید دسترسی پیدا کرده بود؛ ترکیب این دو دستاورد دگرگونی ژرف دیگری در دیدگاه بشر نسبت به جایگاهش در جهان ایجاد کرد. شواهد مربوط به رشته اصلی نشان داد که خورشید ستاره ای معمولی در کهکشان راه شیری است و هیچ موقعیت ویژه ای ندارد. گواه جدیدی که به زودی از کاربرد فناوری جدید تعیین فواصل به دست آمد نشان داد که کهکشان راه شیری هم موقعیت خاصی در جهان ندارد.
رابطه رنگ-قدر که در نمودار HR نمایش داده شد به تنهایی راهنمای مناسبی برای درک فواصل ستاره ها است. اگر رنگ ستاره ای را اندازه گیری کنیم در این صورت می دانیم که جایگاه این ستاره در رشته اصلی کجاست و این نمودار، قدر مطلق را به دست می دهد. بنابراین از نظر اصولی، تنها کاری که باید بکنیم آن است که قدر نسبی ستاره را اندازه بگیریم و سپس فاصله آن را حساب کنیم. در عمل کار به این آسانی نیست. به ویژه وجود غبار در فضا در راستای خط دید تا ستاره باعث می شود که ستاره کم نور دیده شود (موجب «خاموشی» می شود.) در نتیجه ستاره را سرخ تر می بینیم. این فرایند سرخ شدن نام دارد و هیچ رابطه ای با انتقال به سرخ ندارد. این مسئله در مشاهدات ما چه از نظر رنگ و چه از نظر درخشندگی تأثیر می گذارد؛ هر چند اغلب می توان این تأثیرات را دست کم به طور تقریبی با مشاهده چندین ستاره در تقریباً همان جهت آسمان جبران کرد. اما گام کلیدی بعدی در توسعه مقیاس فواصل کیهانی با بررسی کاملاً متفاوت دیگری در همان دورانی برداشته شد که هرتسپرونگ و راسل اید های خود را در مورد رابطه رنگ- قدر توسعه دادند.
این کشف نتیجه بررسی هایی درباره ستاره های نیم کره جنوبی بود که تحت مدیریت ادوارد پیکرینگ (Edward Pickering)(1919-1846) انجام شد. او در سال 1876 مدیر رصدخانه دانشگاه هاروارد بود. پیکرینگ در فهرست بندی سابقه زیادی داشت و الهام بخش نسل بعدی اخترشناسان آمریکایی بود. اما مهم ترین سهم منحصر به خودش در اخترشناسی پژوهش در حوزه نقشه برداری از آسمان نیم کره جنوبی بود که برادر او، ویلیام پیکرینگ (1938-1858)، در کشور پرو انجام داد. کار واقعی کاتالوگ کردن، یعنی ثبت مرتب مکان ها و درخشندگی هر کدام از ستاره ها از روی صفحات عکاسی با قلم و جوهر در دفاتر بزرگ و ارسال آنها به هاروارد، توسط گروهی از زنان انجام می شد که در آن دورانی که دیدگاه روشنفکرانه امروزی وجود نداشت، عموماً دستمزد کمتری نسبت به مردان می گرفتند. در آن زمان این تفکر رایج بود که ظرفیت فکری زنان برای کارهای ابتکاری کمتر است. پیکرینگ این اعتبار را به دست آورد که بعضی از این زنان را که استعداد خود را در زمینه اخترشناسی نشان می دادند در مسیر تحقیق واقعی قرار دهد. او تا آنجا پیش رفت که چند نفر از آنان را به دنیای دانشگاهی آورد که تقریباً در انحصار مردان بود. یکی از این زنان، هنریتا سوان لیویت (Henrietta Swan Leavitt)(1921-1868) بود که در سال 1895 به گروه هاروارد پیوست (او ابتدا به حدی نسبت به اخترشناسی شور و شوق داشت که داوطلبانه و بدون دریافت حقوق کار می کرد، هر چند بعداً رئیس بخش فوتومتری تصویری شد). پیکرینگ عملیات شناسایی ستاره های متغیر آسمان جنوبی را به وی واگذار کرد. این کار تنها از طریق مقایسه صفحات عکاسی که از منطقه ای خاص در زمان های متفاوت به دست آمده بود و بررسی تغییر ظاهر برخی از ستاره ها امکان پذیر بود.
این تغییرات در درخشش ستاره به دو علت روی می دهد. اول آنکه ممکن است «ستاره» در واقع سیستمی دوتایی باشد و ما کسوف های جزئی یکی از دو ستاره را که از برابر ستاره دیگر می گذرد مشاهده کنیم و همان طور که دیدیم، مطالعه سیستم های دوتایی سرنخ اندازه گیری فواصل ستارگان است. دوم آنکه ستاره ها می توانند ذاتاً متغیر باشند و درخشندگی آنها در نتیجه تغییرات ساختار داخلی شان تغییر می کند، پدیده ای که در حد خود بسیار جالب است. اکنون می دانیم که پاره ای از این ستاره ها ورم می کنند و دوباره کوچک می شوند و به طور تکراری با هر چرخه تپش می کنند و بازده نورشان به طور منظم تغییر می کند. دسته ای از این ستاره های تپنده به ستارگان قیفاووسی شهرت دارند. این نام از نمونه پیش الگوی این دسته از ستارگان مشهور به ستاره دلتا قیفاووسی اقتباس شده است. این ستاره را جان گودریک، اخترشناس انگلیسی، در سال 1874 دو سال پیش از آنکه در سن 21 سالگی فوت کند، به عنوان ستاره ای متغیر کشف کرد. همه ستارگان قیفاووسی الگوی مشخص تناوبی درخشانی و کم نوری دارند. دوره تناوبی پاره ای از آنها تنها یک روز است در حالی که بعضی دیگر دوره های تناوب بیشتر از صد روز دارند.

مقیاس فاصله ستاره قیفاووسی

صفحات عکاسی از کشور پرو که لیویت در هاروارد به مطالعه آن مشغول بود شامل دو ابر ستاره ای به نام ابرهای ماژلان بزرگ و کوچک بود. این دو ابر، کهکشان های وابسته کوچکی هستند که با کهکشان راه شیری که در آن زندگی می کنیم در ارتباط اند. لیویت پس از کاری پر زحمت متوجه شد که ستارگان قیفاووسی در ماژلان کوچک یک الگوی رفتاری دارند که بر اساس آن، ستارگان قیفاووسی درخشان تر (با در نظر گرفتن میانگین درخشندگی آنها طی یک دوره) چرخه خود را آهسته تر انجام می دهند. این کشف در سال 1908 گزارش شد و لیویت تا سال 1912 داده های کافی جمع آوری کرده بود تا رابطه تناوب- درخشندگی را به صورت رابطه ای ریاضی بنویسد. این رابطه پس از بررسی بیست و پنج ستاره قیفاووسی در ابر ماژلان کوچک به دست آمد. او متوجه شد که دلیل آشکار شدن رابطه آن است که چون ماژلان بزرگ از ما بسیار دور است، نور هر یک از ستاره های آن در حرکت به سوی تلسکوپ ما به اندازه یکسانی کم نور می شود. البته تفاوت هایی در فواصل هر یک از ستاره های ماژلان کوچک وجود دارد و این تفاوت ها در مقادیر مطلق از ده ها تا صد ها سال نوری تغییر می کنند؛ اما این دسته درصد کمی را نسبت به فاصله زمین از ماژلان کوچک تشکیل می دهند. بنابراین تفاوت های درخشندگی ظاهری ستاره ها کسر کوچکی از تضعیف نور را تشکیل می دهد که به علت فاصله ای که از ما دارند به وجود می آید. لیویت رابطه ریاضی شفافی بین درخشندگی ظاهری ستاره قیفاووسی در ماژلان کوچک و تناوب آن پیدا کرد، به طوری که به عنوان مثال، درخشندگی ستاره قیفاووسی با تناوب سه روزه، یک ششم درخشندگی ستاره قیفاووسی با تناوب 30 روزه است. معنی این رابطه آن است که قدر مطلق ستارگان قیفاووسی با یکدیگر به شیوه یکسانی ارتباط دارد، زیرا تأثیر فاصله برای همه ستارگان قیفاووسی در ماژلان کوچک یکسان است. تنها چیزی که باید بدانیم فاصله تا یک یا دو ستاره قیفاووسی در همسایگی مان بود. با دانستن این فاصله می توانیم قدر مطلق آنها را تعیین کنیم و سپس قدر مطلق همه ستارگان قیفاووسی دیگر (و در نتیجه فواصل آنها) از قانون تناوب-درخشندگی لیویت به دست می آید.
هرتسپرونگ در سال 1913 برای اولین بار فاصله ستاره قیفاووسی نزدیک را اندازه گیری کرد و به این ترتیب یک مقیاس درجه بندی برای مقیاس فواصل ستارگان قیفاووسی فراهم کرد.(6) اما مشاهدات، طبق روال عادی اخترشناسی با مشکلات بسیار از جمله خاموشی و سرخ شدن روبه رو است. درجه بندی هرتسپرونگ فاصله تا ماژلان کوچک را سی هزار سال نوری (تقریباً ده هزار پاوسک) برآورد کرد؛ مقادیر امروزی با در نظر گرفتن اثرات خاموشی و سرخ شدن که او در نظر نگرفته بود، صد و هفتاد هزار سال نوری (پنجاه و دو هزار پارسک) است. در چنین فاصله ای حتی دو ستاره قیفاووسی که هزار سال نوری از یکدیگر دور باشند، فاصله ای معادل 0/6 درصد فاصله آنها از ما را دارند و تأثیر این فاصله در کم نور بودنشان به علت فاصله زیاد از ما اندک است. حتی برآورد کم دقت هرتسپرونگ اولین گواه دال بر میزان بزرگی فضا بود. مقیاس فاصله ستاره قیفاووسی بدون شک همان اندازه برای مطالعه ستاره ها در درون راه شیری اهمیت دارد که برای بررسی جهان به طور کلی حائز اهمیت است. تعدادی از خوشه های ستاره ای که در فضا به صورت گروه گردآمده اند شامل ده ها و صدها ستاره با جرم ها، رنگ ها و درخشندگی های مختلف هستند و اگر تنها یک ستاره قیفاووسی در یکی از این خوشه ها وجود داشته باشد در این صورت فواصل تمام ستاره های آن به دست می آید. این موضوع برای درک خواص ستاره ها و به عنوان نمونه حذف تأثیرات سرخ شدن و خاموشی، زمانی که آنها را روی نمودار HR رسم می کنیم، از اهمیت بسیاری برخوردار است. ستارگان قیفاووسی و کاوش در فراسوی کهکشان راه شیری دیدگاه ما را از جایگاهمان در جهان تغییر دادند.

ستارگان قیفاووسی و فاصله تا کهکشان های دیگر

کاوش مذکور با توسعه نسل جدیدی از تلسکوپ ها به دنبال تلاش های جورج الری هیل (1938-1868) امکان پذیر شد. این اخترشناس در تشویق نیکوکاران برای مشارکت مالی در پروژه ها استعداد داشت و از سوی دیگر از این توانایی برخوردار بود که اعتبارات مذکور را با موفقیت برای ساخت تلسکوپ های جدید رصدخانه ها، ابتدا در دانشگاه شیکاگو و سپس در مونت ویلسون و مونت پالومار کالیفرنیا به کار گیرد. دستگاه کلیدی در این مرحله خاص پژوهش درباره جهان، تلکسوپ بازتابی به قطر صد اینچ به نام تلسکوپ هوکر بود (نام نیکوکاری که هزینه ساخت تلسکوپ را پرداخته بود) که در سال 1918 در مونت ویلسون ساخته شد و امروزه (یا بهتر بگوییم شب ها) هنوز از آن بهره برداری می شود. این دستگاه به مدت سی سال، بزرگ ترین تلسکوپ جهان بود و درک ما را از جهان به ویژه با کارهای دو نفر به نام های ادوین هابل (1953-1889) و میلتون هوماسون (1972-1891) تغییر داد.
نباید هر چه را در مورد هابل می خوانید باور کنید. باید بگوییم که او در نقل دستاوردهای خود اغراق کرد و درباره دلاوری خود به عنوان ورزشکار، داستان ها گفت و ادعا کرد که در گذشته وکیل دعاوی موفقی بوده است. اما این موضوع نباید ما را از توجه به اهمیت کار او در اخترشناسی منحرف کند.
اولین کسی که از ستارگان قیفاووسی برای تهیه نقشه کهکشان راه شیری استفاده کرد، دانشجوی سابق راسل، هارلو شیپلی (1972-1865)، در پایان دهه دوم قرن بیستم بود. او از بازتابنده شصت اینچی مونت ویلسون که از سال 1908 تا 1918، بزرگ ترین تلسکوپ جهان بود استفاده کرد و یکی از اولین کسانی بود که تلکسوپ صد اینچی را به کار گرفت. او در سال 1921 مدیر رصد خانه کالج هاروارد شد و موقعیت استفاده کامل از امکانات تلسکوپ جدید را از دست داد. شیپلی متوجه نشد که تعدادی از ستارگانی که او آنها را قیفاووسی تلقی کرده بود در واقع اعضای خانواده دیگری هستند که امروز به ستارگان آر آر-لیرا (بربط) معروف اند. این ستاره ها رفتاری مانند قیفاووسی ها دارند (و ابزار مناسبی برای تعیین فواصل)؛ اما رابطه تناوب –درخشندگی متفاوتی دارند. خوشبختانه تعدادی از خطاهای محاسبات شیپلی با این واقعیت که او تأثیر درست خاموشی را در نظر نگرفته بود حذف شد. تا آن زمان آشکار بود (و به طور فزاینده ای از زمان گالیله و توماس رایت آشکار شده بود) که نوار نورانی آسمان شب معروف به راه شیری سیستمی به شکل دایره پهن شده است که شامل ستارگان بی شماری است و خورشید تنها یکی از ستاره های بی شمار آن است. پیش از آن تصور رایج چنین بود که خورشید در مرکز صفحه مدور راه شیری قرار دارد. اما از سوی دیگر، تجمعی از ستارگان به شکل سیستم های کروی به نام خوشه های کروی وجود دارند که در بالا یا زیر صفحه راه شیری قرار گرفته اند. اینها در فضا حجمی کروی را اشغال می کنند که صفحه راه شیری در آن جای گرفته است. شیپلی با نقشه برداری فواصل خوشه های کروی، مرکز این کره را تعیین کرد و نتیجه گرفت که خورشید در مرکز راه شیری قرار ندارد. اندازه گیری های او تا سال 1920 نشان داد که قطر کهکشان راه شیری بالغ بر صد هزار پارسک است و مرکز آن ده هزار پارسک (بیش از سی هزار سال نوری) با ما فاصله دارد. اعداد او هنوز به خاطر مسئله خاموشی و اختلال آر آر- لیرا دچار خطا بود. امروز می دانیم که فاصله کهکشان راه شیری تا زمین که او تعیین کرد تقریباً درست بوده است (این فاصله اکنون هشت هزار تا نه هزار پارسک برآورد می شود). اما عددی که او برای قطر کهکشان راه شیری به دست آورده بود خیلی زیاد بود (عددی که اکنون در حدود بیست و هشت هزار پارسک برآورد می شود). صفحه گرد کهکشان راه شیری ضخامتی در حدود چند صد پارسک دارد که در مقایسه با قطرش بسیار نازک است. اما اهمیت این اعداد نسبت به این واقعیت کمتر اهمیت دارد که شیپلی بار دیگر منزلت جایگاه ما را در فضا پایین آورد. او خورشید را به مکانی بسیار معمولی در حاشیه صفحه کهکشان راه شیری، به عنوان عضو بی اهمیت سیستمی قرار داد که طبق برآوردها از چند صد میلیارد ستاره تشکیل شده است.
اما در آغاز دهه 1920، اندیشه رایج هنوز چنین بود که کهکشان راه شیری بر جهان تسلط دارد. با وجود اینکه تکه های ناشناخته نور در آسمان شب دیده می شد (مانند ابرهای ماژلان) این تصور رواج داشت که اینها سیستم های کوچکی وابسته به راه شیری (مانند ابر خوشه های کروی) و یا ابرهای تابناکی از گاز در درون راه شیری هستند. چند اخترشناس و در میان آنها هبر کورتیس آمریکایی (1942-1872) که از همه جنجالی تر بود، استدلال کردند که بسیاری از این «کهکشان های حلزونی» در واقع کهکشان های مستقلی هستند و به اندازه ای از ما دورند که ستاره های این ابرها را نمی توان با بهترین تلسکوپ موجود تشخیص داد.(7) او همچنین خاطر نشان کرد که کهکشان راه شیری بسیار کوچک تر از آن است که شیپلی بر آورد کرده است و این کهکشان یک «جهان جزیره» در میان بسیاری از کهکشان های قابل قیاس است که در سر تا سر جهان تهی وجود دارد.
در اینجا بود که هابل وارد داستان شد. هابل در زمستان سال 24-1923 با استفاده از تلسکوپ صد اینچی هوکر ستاره های تنها را در یک سحابی بزرگ مارپیچی به نام M31 در امتداد صورت فلکی اندرومدا مشاهده کرد (بعضی اوقات این مجموعه را سحابی یا کهکشان اندرومدا می نامند). او حتی از این هم پیش تر رفت و با احساس شگفتی چند ستاره قیفاووسی را در این سحابی شناسایی و فاصله آنها را سیصد هزار پارسک یا تقریباً یک میلیون سال نوری محاسبه کرد؛ امروزه با درجه بندی جدید مقیاس فاصله ستاره قیفاووسی و با در نظر گرفتن مسائلی مانند خاموشی، برآورد می شود که کهکشان اندرومدا حتی از این هم دورتر، در فاصله هفتصد هزار پارسک قرار دارد. هابل پس از این کشف ستاره های قیفاووسی را در چند ابر سحابی همانند پیدا کرد و به این نتیجه رسید که نتایج کورتیس اصولاً درست بوده است. با توسعه روش های دیگر، تشخیص فاصله تا کهکشان ها از جمله مشاهدات ستاره های در حال انفجار یا ابرنواخترها که همگی تقریباً درخشانی مطلق بیشینه یکسانی دارند، سرانجام آشکار شد که همان طور که صدها میلیارد ستاره در کهکشان راه شیری وجود دارد، صدها میلیارد کهکشان نیز در جهان قابل مشاهده وجود دارد که دامنه آن در همه جهات، بالغ بر میلیارد ها سال است. منظومه شمسی ذره ای ناچیز در درون این عظمت است. اما گام کلیدی نقشه برداری از جهان هنوز هم همان رابطه فاصله- قدر ستارگان قیفاووسی است که نشانگرهای فاصله ثانوی (مانند ابرنواخترها) را نسبت به آنها درجه بندی (کالیبره) می کنند. با وجود تمام این دستاوردها، دردسر مشکلات اولیه ناشی از مسائلی مانند خاموشی باقی مانده بود که دیدگاه ما را از جایگاهمان در جهان حتی تا دهه 1990 بر می آشفت.
همان طور که نمونه m31 نشان می دهد، همه چیز در مقیاس فواصل مورد نظر هابل به نظر نزدیک تر از واقعیت می آمد. سطحی که کهکشانی با اندازه ای خاص در آسمان می پوشاند (مثلاً همانند اندازه مطلق کهکشان راه شیری)، با نزدیک تر بودن کهکشان به ما بزرگ تر می شود. اخترشناسان در واقع اندازه ظاهری کهکشان در آسمان را اندازه می گیرند و اگر آنها تصور کنند که این کهکشان نزدیک تر از فاصله واقعی اش دیده می شود، به این نتیجه می رسند که از اندازه واقعی اش کوچک تر دیده می شود. این امکان وجود دارد که یک هواپیمای اسباب بازی کودکان در مقابل ما یا هواپیمای 747 که فرو می آید، هر دو زاویه دید یکسانی داشته باشند؛ اما حدس ما در این مورد که هواپیمای 747 چقدر از هواپیمای اسباب بازی بزرگ تر است به این موضوع بستگی دارد که هواپیمای 747 را در چه مسافتی از خود در نظر می گیریم. کم برآورد کردن فواصل کهکشان ها به آن معنا بود که اندازه همه کهکشان های فراتر از راه شیری در ابتدا کم برآورد شده است و این طور به نظر آمد که کهکشان راه شیری بزرگ ترین مجموعه از این نوع در جهان است. افزایش پی در پی دقت مقیاس فواصل، به تدریج این دیدگاه را در طول دهه های بعدی تغییر داد. در اواخر سال 1990، با استفاده از داده های ستاره قیفاووسی که تلسکوپ فضایی هابل جمع آوری کرده بود و تعیین فواصل دقیق تعداد زیادی از کهکشان های مارپیچی مشابه راه شیری، سرانجام آشکار شد که کهکشان ما اندازه میانگینی دارد.(8)
هابل با پیگیری کارهای سال 24-1923 خود با کمک میلتون هوماسون در اواخر دهه 1920 و اوایل دهه 1930، اندازه گیری فواصل مستقیم کهکشان ها را در حد قدرت تلسکوپ صد اینچی توسعه داد. هر چند فواصل مستقیم ستارگان قیفاووسی فقط در مورد تعدادی از کهکشان های نسبتاً نزدیک قابل اندازه گیری بود اما او با آگاهی از فواصل کهکشان ها، ویژگی های عام دیگر کهکشان ها از جمله ابرنواخترها یا درخشندگی خاص اشکال حلزونی شکل را درجه بندی کرد. سپس از آنها به عنوان نشانگر برای تعیین فواصل کهکشان های دورتر استفاده کرد که حتی تلسکوپ صد اینچی هم قادر به تشخیص ستارگان قیفاووسی آن کهکشان ها نبود. هابل در جریان این کاوش ها به کشفی دست یافت که نامش را برای همیشه جاودانه کرد. این کشف، رابطه بین فاصله کهکشان و انتقال به سرخ در طیف نورش بود.
فزونی انتقال به سرخ در نور «سحابی ها» را وستو اسلیفر (1969-1875) در دهه دوم قرن بیستم، هنگام کار در رصدخانه لوول (در فلگ استف آریزونا) با تلسکوپ شکستی 24 اینچی کشف کرد. کار او برای به دست آوردن طیف اجسام کم نور از طریق عکس برداری با استفاده از این تلسکوپ در پیشروترین مراحل فناوری آن زمان قرار داشت. اسلیفر مطمئن بود که این سحابی های پراکنده از تعداد زیادی ستاره های منفرد تشکیل شده اند. اما دستگاهی که او با آن کار می کرد قادر به تفکیک ستاره های منفرد در این سحابی ها نبود. بنابراین نمی توانست گامی را که هابل در دهه 1920 برداشت بردارد. او حتی نتوانست فاصله های سحابی های مورد مطالعه اش را اندازه گیری کند. اسلیفر تا سال 1925 تعداد 39 انتقال به سرخ را در مورد سحابی ها اندازه گرفت اما تنها دو انتقال به آبی پیدا کرد. اخترشناسان دیگر با مطالعه سیستم هایی که اسلیفر آنها را بررسی نکرده بود، به چهار انتقال به سرخ، بدون هیچ مورد انتقال به آبی دست یافته بودند. این اخترشناسان نتایج اسلیفر را تأیید کردند. تفسیر طبیعی این داده ها آن بود که آنها نتیجه پدیده دوپلر هستند. بیشتر سحابی ها به سرعت از ما دور می شوند و تنها دو تا از آنها به سوی ما حرکت می کنند. هابل و هوماسون شروع به اندازه گیری فواصل سحابی ها کردند که اسلیفر با استفاده از طیف نمایی مشاهده کرده بود و در ضمن، داده های طیف نمایی خود را تهیه کردند (در واقع هوماسون عهده دار انجام این کار شد). هدف آنها سنجش دستگاهشان و تأیید نتایج اسلیفر بود. آنها این بررسی ها را به کهکشان های دیگر توسعه دادند و بجز چند جرم سماوی شناخته شده هیچ موردی از انتقال به آبی پیدا نکردند.(9) آنها کشف کردند که فاصله کهکشان با مقدار انتقال به سرخ آن متناسب است. این پدیده که در سال 1929 گزارش شد، اکنون به نام قانون هابل مشهور است. ارزش این کشف برای هابل تنها دستیابی به نشانگر فاصله بود و کافی بود که او (یا هوماسون) انتقال به سرخ کهکشان را اندازه بگیرند و فاصله را از آن به دست بیاورند. اما اهمیت این کشف، همان طور که چند اخترشناس دیگر به زودی دریافتند، بسیار عمیق تر بود.

رئوس مطالب نظریه نسبیت عام

نظریه نسبیت عام توجیه مناسبی برای کشف هابل و هوماسون ارائه داد. این نظریه در سال 1916 منتشر شد. «عام» بودن نظریه از آنجا ناشی می شود که این نظریه (بر خلاف ماهیت محدود کننده نظریه نسبیت «خاص») نه تنها به اجسامی که در مسیرهای مستقیم با سرعت ثابت حرکت می کنند، بلکه به اجسام شتاب دار می پردازد. اما بینش بزرگ اینشتین این بود که تفاوتی بین شتاب و گرانی وجود ندارد. او اظهار کرده است که زمانی این بینش به او الهام شد که روزی در محل کار خود در اداره ثبت اختراعات در برن سوئیس نشسته بود و دریافت که شخصی که از بام ساختمانی به پایین سقوط می کند خود را بی وزن حس می کند و کشش گرانی را حس نمی کند. شتاب حرکت به سوی پایین احساس وزن را حذف می کند زیرا این دو دقیقاً با یکدیگر برابرند. ما همه معادل بودن شتاب و گرانی را در آسانسور تجربه می کنیم. زمانی که آسانسور به طرف بالا شروع به حرکت می کند ما به آسانسور فشرده می شویم و خود را سنگین تر احساس می کنیم؛ زمانی که آسانسور می خواهد بایستد ما خود را سبک تر احساس می کنیم زیرا با شتاب منفی سرو کار داریم. در مورد آسانسور سریع السیر امکان دارد که در نتیجه این شتاب زیاد، حتی روی انگشتان پای خود قرار گیریم. نبوغ اینشتین این بود که دسته ای از معادلات را پیدا کرد که شتاب و گرانی، هر دو را در یک مجموعه توصیف می کرد و در عین حال، نظریه نسبیت خاص و در واقع تمام مکانیک نیوتونی را به عنوان حالت های خاص نظریه نسبیت عام در نظر می گرفت. بر خلاف عناوین روزنامه ها در پی سفر اکتشافی کسوفی ادینگتون، این موضوع به هیچ وجه درست نیست که نظریه اینشتین کار نیوتون را «واژگون کرد»؛ گرانی نیوتون (به ویژه قانون عکس مجذور) هنوز هم توصیف خوبی برای طرز کار جهان بجز در موارد استثنایی است و هر نظریه بهتری باید نظریه نیوتون را در بر گیرد و چیزی به آن اضافه کند. در مورد نظریه اینشتین نیز اگر روزی نظریه بهتری ارائه شود، آن نظریه باید بتواند تمام پدیده هایی را که نظریه نسبیت عام توضیح می دهد توجیه کند و چیزی به آن بیفزاید.
اینشتین ده سال وقت صرف کرد تا نظریه نسبیت عام را از حالت نسبیت خاص توسعه دهد. او در این دوران از سال 1905 تا 1915، علاوه بر این مورد، کارهای بسیار دیگری نیز انجام داد. او در سال 1909 اداره ثبت اختراعات را ترک کرد و استاد تمام وقت دانشگاه زوریخ شد. تا سال 1911 فعالیت های زیادی در زمینه فیزیک کوانتومی انجام داد و سپس مدتی استاد دانشگاه پراگ شد، سرانجام پستی در مدرسه پلی تکنیک زوریخ (که روزگاری دانشجوی تنبل آنجا بود) به دست آورد و از سال 1914 در برلین اقامت کرد. دوستی به نام مارسل گراسمان (1936-1878) سرنخ ریاضیات لازم برای توسعه نسبیت عام را در سال 1912 در اختیار اینشتین قرار داد. اینشتین در آن زمان در زوریخ به سر می برد. گراسمان نیز زمانی در پلی تکنیک زوریخ دانشجو بود و رونوشت یادداشت های درسی اش را به اینشتین می داد که زحمت حضور در کلاس درس را به خود نمی داد. اینشتین در سال 1912، نمایش زیبای نظریه نسبیت خاص هرمان مینکوفسکی را بر حسب هندسه تخت چهار بعدی فضا- زمان پذیرفته بود. اکنون او به شکل عمومی تری از هندسه که با شکل عمومی تری از فیزیک هماهنگ باشد نیاز داشت و گراسمان او را با کار برنهارد ریمان (1866-1826)، ریاضی دان قرن نوزدهم، آشنا کرد. ریمان هندسه سطح های خمیده را مطالعه کرده و ابزار ریاضی را برای تشریح این نوع از هندسه (که هندسه غیراقلیدسی نامیده می شود؛ زیرا اقلیدس با سطوح صاف سرو کار داشت) با تعداد دلخواهی از ابعاد توسعه داده بود.
این نوع بررسی ریاضی هندسه غیراقلیدسی دارای شجره نامه طولانی است. در اوایل قرن نوزدهم، کارل فردریش گاوس (1855-1777) روی خواص هندسه هایی که در آن به عنوان نمونه خطوط موازی یکدیگر را قطع می کنند کار کرد (به عنوان مثال مدارهای کره زمین که در خط استوا با یکدیگر موازی اند و در قطب ها یکدیگر را قطع می کنند). گاوس همه کارهای خود را منتشر نکرد و بیشتر آنها پس از مرگ وی شناخته شد، هر چند او عبارتی را که به «هندسه غیراقلیدسی» ترجمه می شود معرفی کرد. بعضی از دستاوردهای او در این زمینه توسط یانوش بولیای (1860-1802) مجارستانی و نیکولای لباچفسکی (1856-1793) روسی که به طور مستقل از یکدیگر کار می کردند، در دهه های 1820 و 1830 دوباره کشف شد؛ اما این مدل ها نیز مانند کار گاوس که در آن زمان ناشناخته بود تنها با حالات خاصی از هندسه غیراقلیدسی مانند هندسه سطح کره ارتباط داشتند. سهم برجسته ریمان آن بود که یک پردازش ریاضی عمومی را که پایه تمام هندسه بود پیدا کرد و آن را در جریان یک سخنرانی در سال 1854 در دانشگاه گوتینگن ارائه کرد. این کار گستره ای از توصیف های متنوع ریاضی را برای هندسه های مختلف شامل می شد که همه اعتبار یکسانی داشتند و هندسه اقلیدسی روزمره تنها نمونه ای از آن است. این ایده ها را ویلیام کلیفورد (1879-1845)، ریاضی دان انگلیسی، به دنیای انگلیسی زبان وارد کرد که کتاب ریمان را (در سال 1867 یک سال پس از مرگ زودرس ریمان بر اثر بیماری سل) منتشر کرد و به عنوان پایه ای برای حدسیات درباره بهترین شیوه توصیف جهان بزرگ بر اساس فضای خمیده به کار برد. او در سال 1870، مقاله ای در انجمن فلسفی کمبریج خواند که در آن از «تغییرات در خمیدگی فضا» سخن می گفت. او در این مقاله به این همانندی اشاره کرد که «بخش های کوچکی از فضا در واقع ماهیتی مانند تپه های کوچک روی سطحی که میانگین آن مسطح است دارند؛ قوانین عادی هندسه در این بخش ها معتبر نیست.» امروز با پیروی از اینشتین این قیاس در جهت عکس انجام می شود: تمرکز اجرامی مانند خورشید به عنوان گودی های کوچک در فضا- زمان دیده می شود. فضا- زمان فاقد این اجرام صاف است.(10) این مورد شیوه معمول پیشرفت علم را یادآوری می کند که به صورت قطعه قطعه است، نه به صورت کار مجزای افراد. کلیفورد تعبیر خود را از این قیاس نُه سال پیش از ولادت اینشتین ارائه کرد. کلیفورد در همان سالی که اینشتین به دنیا آمد درگذشت (او هم از بیماری سل) و هیچ گاه ایده های خود را تکمیل نکرد. اما زمانی که اینشتین وارد صحنه شد، دوران نظریه عام فرا رسیده بود و سهم او گر چه از الهام سرچشمه می گرفت، اما نباید آن طور که معمولاً توصیف می شود کار انحصاری فردی هوشمند تلقی شود.
نظریه نسبیت عام ارتباط بین فضا-زمان و ماده را توصیف می کند و گرانی به عنوان یک برهم کنش این دو را به هم پیوند می دهد. ماده موجب خمیدگی فضا- زمان می شود و گرانی اثر این خمیدگی ها در فضا-زمان بر اشیای مادی (و حتی نور) است. جوهر این مطلب با این کلام کوتاه بیان می شود: «ماده به فضا- زمان می گوید که چگونه خم شود؛ فضا- زمان به ماده می گوید که چگونه حرکت کند.» طبیعی بود که اینشتین می خواست این معادلات را در مورد بزرگ ترین مجموعه از ماده و فضا و زمان یعنی جهان به کار گیرد. او این کار را بلافاصله پس از تکمیل نظریه عام و اعلام نتایج آن در سال 1917 انجام داد. معادلاتی که او به دست آورد ویژگی عجیب و غریب و نا منتظره ای داشتند. آنها در شکل اولیه خود امکان جهان پایا را رد می کردند و اصرار داشتند که فضا
با گذر زمان یا گسترده و یا در هم فشرده می شود اما نمی تواند به صورت پایا باقی بماند. به خاطر داشته باشیم که در آن زمان اندیشه رایج چنین بود که کهکشان راه شیری اساس کل جهان را تشکیل می دهد و هیچ نشانی از گسترش یا انقباض در آن مشاهده نمی شود. تعدادی از اولین انتقال به سرخ سحابی ها اندازه گیری شده بود اما هیچ کس نمی دانست که معنای آن چیست و در هر حال اینشتین از کار اسلیفر آگاهی نداشت. از این رو او عبارت دیگری به معادلات خود اضافه کرد تا جهانی که معادلات توصیف می کردند ساکن باشد. این عبارت که معمولاً با حرف یونانی لاندا (λ) نشان داده می شود به ثابت کیهانی شهرت دارد و به گفته خود اینشتین «این عبارت تنها برای این هدف مورد نیاز است که توزیع تقریباً پایای ماده را با توجه به سرعت های کم ستاره ها ممکن می سازد.» در واقع افزودن ثابت کیهانی به معادلات خطاست. معادلاتی که اینشتین به دست آورده بود مقادیر مختلفی را برای لاندا مجاز می دانست که برخی از آنها به معنای گسترش سریع جهان، دست کم یکی به معنای سکون جهان و برخی دیگر به معنای انقباض جهان بود. اما اینشتین فکر کرد که او توصیف ریاضی یگانه ای از ماده و فضا-زمان پیدا کرده است که با جهان شناخته شده در سال 1917 هماهنگی داشت.

جهان در حال گسترش

به محض انتشار معادلات نظریه نسبیت عام، ریاضی دانان از آنها برای توصیف مدل های مختلف جهان استفاده کردند. در سال 1917، ویلم دوسیتر در هلند جوابی برای معادلات اینشتین پیدا کرد که گسترش جهان را به صورت سریعِ نمایی توصیف می کرد به طوری که اگر فاصله بین دو ذره پس از مدت زمانی معین دو برابر می شد، این فاصله در بازه های زمانی مساوی بعدی چهار برابر، هشت برابر، شانزده برابر و... می شد. در روسیه، الکساندر فریدمن (1925-1888) جواب های زیادی برای این معادلات پیدا کرد که بعضی از آنها جهان را در حال گسترش و برخی دیگر در حال جمع شدن توصیف می کرد. او نتایج کار خود را در سال 1922 منتشر کرد (و این امر تا اندازه ای موجب آزردگی اینشتین شد؛ زیرا او امیدوار بود که معادلاتش تشریح یکتایی از جهان فراهم کند.) از سوی دیگر، ژرژ لومتر (1966-1894)، اخترشناس بلژیکی، که به مقام کشیشی هم رسیده بود، در سال 1927 به طور مستقل، نتایج مشابهی را برای معادلات اینشتین منتشر کرد. تماس هایی بین لومتر و هابل رد و بدل شد و لومتر در اواسط دهه 1920 از آمریکا دیدار کرده بود. او همچنین در گردهمایی سال 1925 که نوریس راسل (از طرف هابل که در گردهمایی حضور نداشت) کشف ستارگان قیفاووسی در صورت فکلی اندرومدا را مطرح کرد حضور داشت. لومتر با اینشتین نیز در مکاتبه بود. به هر حال در اوایل دهه 1930 زمانی که هابل و هوماسون انتقال به سرخ و فواصل صد کهکشان را منتشر کردند که در آن ها انتقال به سرخ با فواصل متناسب بود نه تنها آشکار شد که جهان در حال گسترش است، بلکه توصیفی ریاضی از این پدیده- در واقع انتخابی از میان مدل های کیهانی- برای توصیف این گسترش وجود داشت.
تأکید بر این موضوع مهم است که انتقال به سرخ کیهانی به وسیله کهکشان هایی که در درون فضا حرکت می کنند ایجاد نمی شود و بنابراین پدیده ای دوپلری نیست. این انتقال به سرخ توسط فضای بین کهکشان ها به وجود می آید که با گذر زمان گسترش می یابند، دقیقاً به همان نحوی که معادلات اینشتین توصیف می کنند. اما اینشتین در سال 1917 این موضع را نمی پذیرفت. اگر فضا در حالی که نور از کهکشان های دیگری به سوی ما در حرکت است گسترش یابد در این صورت نور هم به طرف طول موج های بزرگ تر گسترش خواهد یافت که در مورد نور مرئی به این معناست که به سوی انتهای طیف قرمز می رود.(11) رابطه بین انتقال به سرخ مورد مشاهده و فاصله (قانون هابل) نشان می دهد که جهان درگذشته کوچک تر بوده است. این امر به آن معنا نیست که کهکشان ها در بخشی از دریای فضای خالی به صورت توده ای در هم فرو رفته بودند بلکه چون فضایی بین کهکشان ها یا در بیرون آنها وجود نداشت، بیرونی هم موجود نبود. این موضوع به نوبه خود به این معناست که آغازی در جهان وجود داشته است در حالی که اخترشناسان دهه 1930 از جمله ادینگتون با این مفهوم مخالف بودند، ولی لومتر، کشیش کاتولیک، آن را با تمام وجود پذیرفت. لومتر این ایده را که اتم آغازین (یا بعضی اوقات نطفه کیهانی) نامیده توسعه داد و فرض کرد که تمام مواد در جهان، ابتدا در یک توده هسته مانند وجود داشته است که سپس مانند بمب شکافنده بسیار عظیمی منفجر و تکه تکه شده است. این ایده در دهه 1930 نظر مردم را جلب کرد ولی بیشتر اخترشناسان با اندیشه ادینگتون موافق بودند که آغازی در جهان وجود نداشته است. آنچه امروز به مدل مهبانگ(12) معروف است در دهه 1940 به عنوان بخشی از مسیر اصلی اخترشناسی (و بعد تنها بخش کوچکی) شناخته شد. این ایده پیامد کار یک روس مهاجر به نام ژرژ گاموف (1968-1904) و همکارانش در دانشگاه های جورج واشینگتن و جان هاپکینز در شهر واشینگتن بود.
غیر از مشکلاتی که بسیاری از اخترشناسان برای پذیرش ایده آغاز جهان داشتند، در دهه های 1930 و 1940 مسئله دیگری در مورد تفسیر سرراست مشاهدات هابل و هوماسون وجود داشت (اخترشناسان دیگر مشاهدات مشابهی انجام دادند هر چند گروه مونت ویلسون امتیاز فناوری تلسکوپ صد اینچی را در اختیار داشت). مقیاس فاصله ای که هابل در ابتدای دهه 1930 به آن دست یافت، هنوز دچار اشکالات مشاهداتی که به آن اشاره کردیم و ابهام تشخیص بین ستارگان قیفاووسی و گونه های دیگر ستارگان بود. اکنون می دانیم محاسبات هابل با ضریبی نزدیک به 10 دچار خطا بود. او فکر می کرد که جهان ده برابر سریع تر از آنچه اکنون فکر می کنیم گسترش یافته است. با به کارگیری معادلات کیهانی نظریه نسبیت عام (در ساده ترین حالت، مدل اینشتین و دوسیتر که به مدل اینشتین- دوسیتر معروف است؛ آن دو در دهه 1930 با هم کار می کردند) می توان به راحتی با استفاده از رابطه انتقال به سرخ- فاصله، مدت زمان سپری شده از زمان وقوع مهبانگ را محاسبه کرد. بر اساس مدل هابل، جهان ده بار سریع تر گسترش یافته است. سن جهان بر اساس این محاسبات 1/2 میلیارد سال یعنی تنها یک دهم برآورد کنونی به دست آمد. این برآورد حتی از سن زمین که با دقت تعیین شده است، سه بار کمتر است. مطمئناً اشتباهی در کار بود و بسیاری از مردم تا دستیابی به حل مسئله سن جهان قادر به جدی گرفتن ایده اتم آغازین نبودند.

مدل حالت پایای جهان

در واقع این مسئله سن بود که فرد هویل (2001-1915)، هرمن باندی ( -1919) و توماس گُلد ( -1920) را در دهه 1940 به مسیر دیگری غیر از مهبانگ هدایت کرد که به نام مدل حالت پایه شناخته می شود. در این مدل جهان ابدی و در حال گسترش همیشگی در نظر گرفته می شود ولی مدل مذکور از بسیاری جهات به جهان امروزی ما شباهت داشت که در آن مواد جدید به شکل اتم های هیدروژن، همواره در فواصل بین کهکشان های در حال گسترش درست با همان آهنگ لازم برای ایجاد کهکشان های جدید و پر کردن این فضا به وجود می آید. مدل مذکور در طول دو دهه 1950 و 1960 مدلی معقول و بدیل کار آمدی نسبت به مدل مهبانگ بود. در هر صورت این موضوع که ماده به صورت پایدار و به صورت اتمی پس از اتم دیگر آفریده شود کمتر باعث شگفتی بود تا این وضعیت که همه اتم های جهان از رویداد مهبانگ به وجود آمده باشند. اما بهبود مشاهدات از جمله پیشرفت فنون اخترشناسی رادیویی در نیمه دوم قرن بیستم نشان داد که کهکشان هایی که از ما بسیار دورند و ما آنها را از طریق نور (یا امواج رادیویی) می بینیم که خیلی پیش تر کهکشان ها را ترک کرده است با کهکشان های نزدیکمان متفاوت اند. مسئله سن نیز به تدریج با استفاده از تلسکوپ های بهتر (به ویژه تلسکوپ بازتابی دویست اینچی مونت پالومار که در سال 1947 تکمیل شد و به افتخار هال به نام او نام گذاری شد) حل شد. همچنین ابهامی که بین ستارگان قیفاووسی و ستاره های متغیر دیگر وجود داشت از بین رفت. کاهش عدم اطمینان در اندازه گیری های آهنگ گسترش جهان و رسانیدن آن به 10 درصد بسیار مشکل بود و در واقع در پایان دهه 1990 به کمک تلسکوپ فضایی هابل امکان پذیر شد.(13) در پایان قرن بیستم سن جهان با دقت معقولی بین 13 و 16 میلیارد سال برآورد شد. این سن بسیار بیشتر از سن هر چیز دیگر از جمله خود زمین و پیرترین ستاره هاست که ما توانایی اندازه گیری شان را داریم.(14) اما زمانی که گاموف و همکاران او بررسی علمی خود را در مورد ماهیت مهبانگ آغاز کردند، همه این بحث ها به آینده موکول شد.

ماهیت مهبانگ

گاموف یکی از دانشجویان فریدمن در دهه 1920 بود. او همچنین از دانشگاه گوتینگن، آزمایشگاه کاوندیش و مؤسسه نیلس بور دیدار کرده بود و در توسعه فیزیک کوانتومی سهم چشمگیری داشت. او نشان داد که چگونه ذرات آلفا بر اساس عدم قطعیت کوانتومی در فرایند واپاشی آلفا به وسیله فرایند تونل زنی را هسته پرتوزا می گریزند. ذرات آلفا به وسیله نیرویی قوی در جای خود نگه داشته شده اند و انرژی لازم برای رهایی از هسته ها را دارند ولی این انرژی طبق نظریه کلاسیک کافی نیست. اما نظریه کوانتومی می گوید که ذره آلفای تنهایی می تواند به اندازه کافی انرژی «قرض بگیرد» تا این کار را بر مبنای عدم قطعیت انجام دهد زیرا جهان هیچ گاه کاملاً از میزان انرژی خود آگاه نیست. این ذره در مسیر خود برای رهایی از هسته تونل می زند و می گریزد و سپس انرژی قرضی را پس می دهد بی آنکه جهان وقت کافی داشته باشد تا متوجه این قرض گرفتن ذره شود. این نمونه یکی از موارد غفلت کمیته نوبل بود که گاموف هیچ گاه این جایزه مهم را برای سهم عمیقی که در درک ما از فیزیک هسته ای داشت دریافت نکرد.
سابقه گاموف در فیزیک هسته ای و کوانتومی مربوط به بررسی ماهیت مهبانگ با همکاری دانشجوی او رالف آلفر ( -1921) و رابرت هرمن (1997-1922) همکار آلفر است. گاموف به موازات انجام وظایفش در دانشگاه جورج واشینگتن در دهه های 1940 و 1950، مشاور آزمایشگاه فیزیک کاربردی در دانشگاه جان هاپکینز نیز بود. آلفر هم از سال 1944 به بعد در همین آزمایشگاه به صورت تمام وقت کار می کرد و در عین حال به تحصیلات خود برای کسب مدارک لیسانس، فوق لیسانس و دکترا (که در سال 1948 به آن دست یافت) در شب ها و آخر هفته ها در دانشگاه جورج واشینگتن ادامه می داد. هرمن سابقه دانشگاهی متعارف تری داشت. او دکترای خود را از
پرینستون گرفت و در سال 1943 به آزمایشگاه جان هاپکینز پیوست و مانند آلفر ابتدا در کارهای مربوط به جنگ درگیر شد. او هم مانند آلفر کار درباره آغاز جهان را در اوقات فراغت انجام می داد. این کار برای او جنبه سرگرمی داشت. آلفر تحت نظر گاموف رساله دکترایش را نوشت و ماهیت تولید عناصر پیچیده تر از عناصر سبک را تحت شرایط زمان مهبانگ بررسی کرد. بر اساس این فرضیه، جهان قابل مشاهده در آن شرایط در حجمی به قطر منظومه شمسی امروزی فشرده بوده است. عناصر شیمیایی و بقیه جهان قابل مشاهده باید از جایی آمده باشند و گاموف حدس زد که مواد خام مورد نیاز برای ساختن آنها یک گلوله آتشین نوترونی بوده است. در این دوران اولین بمب های هسته ای به تازگی منفجر شده بود و اولین رآکتورهای هسته ای در دست ساخت بود. با وجود آنکه بسیاری از اطلاعات مربوط به چگونگی برهم کنش هسته ها با یکدیگر محرمانه بود اما بانک داده های غیر محرمانه به سرعت گسترش یافت. این داده ها بیشتر مربوط به بررسی پیامدهای رفتاری مواد تحت تابش نوترون های رآکتورهای هسته ای بود. هسته های موجود در این مواد نوترون ها را یکی پس از دیگری جذب می کنند و به عناصر سنگین تر تبدیل می شوند. در این فرایند انرژی اضافی به صورت تابش گاما گسیل می شود. بعضی اوقات هسته های ناپایدار از این طریق به وجود می آیند و ساختار داخلی خود را با تابش بتا (الکترون ها) سازگار می کنند. این فرضیه مطرح بود که مواد خام جهان از نوترون ها تشکیل شده است. این نوترون ها از طریق واپاشی، الکترون و پروتون تولید می کنند. پروتون و الکترون نیز به نوبه خود اولین عنصر یعنی هیدروژن را به وجود می آورند. افزودن یک پروتون دیگر به هسته هیدروژن، هسته دوتریوم ( هیدروژن سنگین) را تولید می کند. افزودن یک پروتون دیگر هلیوم 3 را به وجود می آورد و افزودن یک نوترون دیگر موجب تشکیل هلیوم 4 می شود که از طریق هم جوشی هسته های دو هلیوم 3 و خروج دو پروتون شکل می گیرد و به همین ترتیب. تقریباً تمام دوتریوم ها و هلیوم 3 ها به نحوی به هلیوم 4 تبدیل می شوند. آلفر و گاموف تمام داده های مربوط به جذب نوترون را برای عناصر مختلف بررسی کردند و دریافتند که هسته هایی که به این طریق تشکیل می شوند همان عناصر معمولی هستند، در حالی که هسته هایی که به این طریق تشکیل نمی شوند عناصر نادر هستند. آنها دریافتند که این فرایند مقدار عظیمی هلیوم در مقایسه با سایر عناصر تشکیل می دهد. این امر با مشاهدات ساختار خورشید و ستاره ها که به تازگی انجام شده بود سازگار بود.

پیش بینی تابش زمینه

این کار علاوه بر فراهم کردن محتوای رساله دکترای آلفر، پایه مقاله ای علمی را تشکیل داد که در مجله فیزیکال ریویو (Physical Review) منتشر شد. در زمان ارائه مقاله، طبع بذله گویی گاموف گل کرد و او تصمیم گرفت (با نادیده گرفتن مخالفت های آلفر) نام دوست قدیمی اش هانس بته ( -1906) را به عنوان مؤلف مشترک اضافه کند. تنها دلیل این کار آن بود که او از آهنگ نام های آلفر، بته و گاموف (آلفا، بتا، گاما) خوشش می آمد. انتشار این مقاله به طور تصادفی درست در شماره اول آوریل سال 1948این مجله موجب خرسندی گاموف شد. این مقاله آغازگر کیهان شناسی مهبانگ به عنوان یک علم کمّی است.
آلفر و هرمن پس از انتشار مقاله آلفا-بتا-گاما (که معمولاً به این نام مشهور است) به بینش عمیقی درباره ماهیت مهبانگ دست یافتند. آنها متوجه شدند که باید آثار تابش داغی که در زمان مهبانگ جهان را پر کرده بود هنوز هم جهان امروزی را پر کند. اما این تابش با گسترش خود هم زمان با گسترش فضا به مقداری که از نظر کمّی قابل اندازه گیری است کاهش یافته است. این پدیده را می توان مانند انتقال به سرخی فوق العاده در نظر گرفت که طول موج های پرتوهای گاما و ایکس اولیه را به سوی طیف رادیویی امواج الکترومغناطیسی گسترش داده است. آلفر و هرمن در اواخر سال 1948 مقاله ای منتشر کردند و محاسبات خود را ارائه دادند. آنها فرض کرده بودند که این تابش زمینه، تابش جسمی سیاه با دمای مناسب است. آنها دریافتند که دمای تابش زمینه حدود 5k یا تقریباً 268- درجه سانتی گراد است. گاموف در آن زمان صحت این کار را نپذیرفت ولی پس از سال 1950 یکی از پشتیبانان پر هیجان این ایده شد و در چند مقاله مردم پسند به موضوع اشاره کرد.(15) او اغلب در جزئیات محاسبات اشتباه می کرد (او هیچ گاه در جمع کردن خوب نبود) و اعتبار لازم را به آلفر و هرمن نمی داد. در نتیجه اغلب به نادرستی، اعتبار پیش گویی تابش زمینه به او داده می شود، در حالی که این اعتبار به آلفر و هرمن تعلق دارد.

اندازه گیری تابش زمینه

در آن زمان هیچ کس متوجه این پیش بینی نشد. افراد مطلع به اشتباه فکر می کردند که فناوری اخترشناسی رادیویی که در آن زمان در دسترس بود، برای اندازه گیری صدای پارازیت رادیویی که از تمام جهت فضا می آمد مناسب نیست؛ دیگرانی که به فناوری دسترسی داشتند ظاهراً از این پیش بینی بی اطلاع بودند. اما در اوایل دهه 1960، دو اخترشناس رادیویی که با آنتنی شیپوری در آزمایشگاه تحقیقاتی بل در نزدیکی هولمدل در نیوجرسی مشغول کار بودند متوجه شدند که پارازیت رادیویی ضعیفی که از تمام جهات فضا می آمد موجب اختلال می شود. این پارازیت به تابش جسمی سیاه با دمای 3k مربوط بود. آرنو پنزیاس ( -1933) و رابرت ویلسون ( -1936) هیچ ایده ای از آنچه به کشف آن دست یافته بودند نداشتند. اما در همان حوالی در دانشگاه پرینستون، گروهی تحت سرپرستی جیم پیبلز (Jim Peebles)( -1935) مشغول ساخت تلسکوپی رادیویی بود که به طور اختصاصی برای تحقیق درباره بقایای صدای مهبانگ طراحی شده بود. ساخت این تلسکوپ به کار پیشگام آلفر و هرمن ارتباط نداشت بلکه به این علت بود که پیبلز به طور مستقل محاسبات مشابهی انجام داده بود. زمانی که خبر کشف محققان بل به پرینستون رسید، پیبلز بلافاصله معنای این رویداد را توضیح داد. این کشف که در سال 1965 منتشر شد، لحظه ای را مشخص می کند که از آن به بعد، بیشتر اخترشناسان مدل مهبانگ را جدی گرفتند و آن را تشریح معقولی از جهانی که در آن زندگی می کنیم و نه نوعی بازی نظری خیالی دانستند. در سال 1978، پنزیاس و ویلسون به طور مشترک به دریافت جایزه نوبل برای این کشف نائل شدند؛ افتخاری که شاید آنها کمتر استحقاق آن را داشتند تا آلفر و هرمن که این جایزه را دریافت نکردند.(16)

اندازه گیری های نوین: ماهواره COBE

از آن هنگام، تابش زمینه کیهانی با جزئیات ظریف و با بسیاری از دستگاه ها از جمله ماهواره مشهور COBE مشاهده و ماهیت آن به صورت تابش جسم سیاه کامل (کامل ترین جسم سیاهی که تا کنون مشاهده شده است) با دمای 2/725k تأیید شده است. این تابش به تنهایی قوی ترین گواه مبنی بر وجود مهبانگ است- یا به بیان علمی تر، جهان قابل مشاهده در 13 میلیارد سال پیش مرحله ای فوق العاده داغ و چگال را تجربه کرده است. کیهان شناسان قرن بیست و یکم با این معما روبه رو هستند که این گوی آتشین فوق العاده داغ انرژی چگونه به وجود آمد. اما ما قصد نداریم که این ایده ها را که هنوز بر حدسیات تکیه دارند تشریح کنیم. بحث درباره تاریخ کیهان شناسی را با اشاره به نکته ای به پایان می رسانیم که گواه انکار ناپذیری مبنی بر این موضوع است که جهانی که می شناسیم از مهبانگ سرچشمه گرفته است. اگر بخواهیم تاریخی تعیین کنیم، بهترین تاریخ، زمان اعلام نتایج COBE در بهار سال 1992 است. در حقیقت، مدل مهبانگ با اثبات درستی پیش بینی ها از طریق مشاهده استحقاق آن را دارد که به نام نظریه مهبانگ نامیده شود. اما از مهبانگ چه چیزی در آمد؟ آلفر و هرمن پس از بررسی دقیق تر محاسبات دریافتند که طرح کلی شان برای ساختن عناصر (نوکلئو سنتز) که شامل افزودن تکراری نوترون ها یکی پس از دیگری به هسته است با اشکالی جدی مواجه است. به زودی معلوم شد که هسته های پایداری با جرم های 5 یا 8 واحد در مقیاس اتمی وجود ندارد. ساخت هیدروژن و هلیوم با شروع از دریای پروتون ها و نوترون ها (که اکنون تصور می شود با انرژی خالص گوی آتشین مهبانگ طبق رابطه E=mc2 ساخته شده اند) آسان است و محاسبات جدیدی که گروه گاموف پیشگام آن بود نشان داد که امکان ساخته شدن مخلوطی شامل 75 درصد هیدروژن و 25 درصد هلیوم به این نحو در مهبانگ وجود داشته است. اما اگر یک نوترون به هلیوم 4 اضافه کنیم، ایزوتوپ پایداری به دست می آید که نوترون اضافی را پیش از انجام برهم کنش برای ایجاد هسته پایدار از خود می راند. برهم کنش های نادری از قبیل پیوستن هسته های هلیوم 3 و هلیوم 4 موجب تولید مقادیر اندکی از لیتیم 7 می شود. اما گام بعدی در شرایط گوی آتشین مهبانگ، تولید هسته برلیوم 8 است که بلافاصله به دو هلیوم 4 شکسته می شود. اگر در مهبانگ فقط هیدروژن و هلیوم تولید شود (با آثار اندکی از لیتیم 7 و دوتریوم)، در این صورت همه عناصر دیگر باید در جای دیگری ساخته شده باشند. این «جای دیگر»، تنها جای ممکن دیگر، در داخل ستاره هاست. درک چگونگی این رویداد به تدریج در دهه های 1920 و 1930 محقق شد که بر اساس آن، خورشید و ستاره ها از همان مخلوط عناصری که زمین از آن ساخته شده است ساخته نشده اند.
این ایده که خورشید اساساً از همان مواد موجود در زمین اما داغ تر ساخته شده است سابقه ای طولانی دارد و گواهی از اولین تلاش شناخته شده بشر برای تشریح اجرام سماوی نه در قالب برخورد با چیزهایی خدای گونه بلکه به زبان علمی است. تاریخ این داستان به فیلسوف یونانی، آناکساگوراس از آتن باز می گردد که در قرن پنجم قبل از میلاد زندگی می کرد. او زمانی اولین ایده های خود درباره ترکیب ساختار خورشید را مطرح کرد که یک شهاب سنگ در نزدیکی ایگوس پوتامی فرود آمد. این شهاب سنگ هنگام رسیدن به زمین داغ و قرمز بود و از آسمان می آمد. از این رو، آناکساگوراس استدلال کرد که از خورشید آمده است. بخش عمده ترکیب این ماده از آهن بود و او نتیجه گرفت که خورشید از آهن ساخته شده است. او از سن زمین چیزی نمی دانست و از این موضوع آگاهی نداشت که چه زمانی طول خواهد کشید تا این گوی بزرگ داغ سرخ آهنی خنک شود و نمی دانست که آیا اَشکال دیگری از انرژی وجود دارد که درخشش پایدار خورشید را توجیه کند یا نه. از این رو ایده خورشید به عنوان گوی داغ سرخ آهنی فرضیه مناسبی بود که کار می کرد (این امر به آن معنا نیست که مردم آناکساگوراس را جدی می گرفتند). مردم در آغاز قرن بیستم چنین گمان می کردند که انرژی هسته ای می تواند چشمه مناسبی برای گرمای خورشید باشد. درک این موضوع که واپاشی پرتوزای مقادیر اندک رادیوم، خورشید را به درخشیدن وا می دارد (هر چند به مدت کوتاه)، این ایده را تقویت کرد که جرم خورشید از عناصر سنگین تشکیل شده است. در نتیجه چند اخترشناس و فیزیک دان برای بررسی طرز کار هم جوشی هسته ای در تأمین انرژی و داغ نگه داشتن خورشید و ستارگان به مطالعه فرایندهای جوش خوردن پروتون ها (هسته های هیدروژن) به عناصر سنگین پرداختند. فرض اساسی این بود که عناصر سنگین در داخل ستاره ها به مقدار فراوان وجود دارد و پروتون ها در داخل ستاره اندک اند. حتی ادینگتون که در سال 1920 اظهار نظرهای پیشگویانه ای درباره تبدیل هیدروژن به هلیوم کرده بود هنوز معتقد بود که تنها 5 درصد از جرم ستاره از هیدروژن تشکیل شده است.
فرایند نفوذ پروتون ها به درون عناصر سنگین در جهت عکس واپاشی آلفاست که در آن یک ذره آلفا (هسته هلیوم) از هسته سنگین رها می شود و همان قواعد تونل زنی مکانیک کوانتومی که گاموف کشف کرده بود در مورد آن صادق است. محاسبات گاموف در مورد پدیده تونل زنی در سال 1928 منتشر شد و درست یک سال بعد، رابرت اتکینسون (1982-1889)، رادیو فیزیک دانی از ویلز انگلستان و فریتز هوترمانز (Fritz Houtermans)(1966-1903)، همکار آلمانی اش که قبلاً با گاموف کار کرده بود مقاله ای منتشر کردند و در آن به تشریح گونه ای از برهم کنش های هسته ای پرداختند که با جوش خوردن پروتون ها به هسته های سنگین در داخل ستاره روی می دهد. مقاله با این عبارت شروع می شود: «اخیراً گاموف نشان داده است که ذرات با بار مثبت می توانند به هسته اتم نفوذ کنند حتی اگر طبق اندیشه های سنتی انرژی کافی نداشته باشند». این مورد نکته ای کلیدی است. ادینگتون از قوانین فیزیک برای محاسبه دما در قلب خورشید استفاده کرد و برای این منظور جرم، شعاع و آهنگ رهایش انرژی به فضا را در نظر گرفت. دمای مذکور بدون احتساب اثر تونل زنی در حدود 15 میلیون کلوین و بسیار پایین است و به هسته ها اجازه نمی دهد که با نیروی کافی برای چیرگی بر نیروی الکتریکی رانشی متقابل خود به یکدیگر بپیوندند. فیزیک دان ها در اوایل دهه 1920، برای اولین بار شرایط دما و فشار را برای هم جوشی پروتون ها و تولید هلیوم محاسبه کردند اما هنوز راه حلی برای مشکل فوق نداشتند. ادینگتون در کتابش با عنوان ساختار درونی ستاره ها (The Internal Constitution of the Stars) که در سال 1926، درست در زمان وقوع انقلاب کوانتومی منتشر شد پاسخ داد: «ما با منتقدی که اصرار دارد که ستاره ها برای انجام این فرایند به اندازه کافی داغ نیستند درگیر نمی شویم؛ ما به او می گوییم برو جای داغ تری پیدا کن». این گفته اغلب به این صورت تفسیر می شود که ادینگتون به منتقدش گفته است که به جهنم برود. مکانیک کوانتومی و به ویژه پدیده تونل زنی به زودی درستی عقیده ادینگتون را نشان داد و هیچ موردی روشن تر از این، وابستگی رشته های علمی به یکدیگر را نشان نمی دهد. پیشرفت در درک وقایع درون ستاره ها وابسته به درک خواص کوانتومی ذراتی مانند پروتون ها بود.
اتکینسون و هوترمانز در سال 1928 فرض می کردند که خورشید مملو از عناصر سنگین است. اما پیشرفت روش های طیف نمایی در ایامی که آنها محاسباتشان را انجام می دادند، تردیدهایی جدی مطرح کرد. در سال 1928، سسیلیا پین (Cecilia Payne)(1979-1900)، اخترشناس زن متولد انگلیسی (که بعداً نامش را به سسیلیا گاپوشکین تغییر داد) در کالج رادکلیف تحت سرپرستی نوریس راسل، روی رساله دکترایش کار می کرد. او با به کارگیری طیف نمایی کشف کرد که هیدروژن در ترکیب جوّ ستاره ها بیشتر از مواد دیگر وجود دارد. این نتیجه به قدری شگفت آور بود که زمانی که آن را منتشر کرد با اصرار راسل هشداری به آن افزود. مضمون این هشدار چنین بود که نباید ویژگی های طیفی مورد مشاهده را این طور تعبیر کرد که ستاره ها از هیدروژن ساخته شده اند بلکه این مشاهدات مربوط به رفتار عجیب هیدروژن است که موجب فزونی نمایش آنها در طیف ستارگان می شود. در همان ایام، آلبرشت انسولد (Albrecht Unsold)(1995-1905) آلمانی و ویلیام مک کری (William McCrea) (1999-1904) اخترشناس جوان ایرلندی به طور مستقل به این واقعیت دست یافتند که فزونی خطوط هیدروژن در طیف ستارگان نشان می دهد که میزان هیدروژن در جوّ ستاره ها میلیون ها بار بیشتر از مجموع همه اتم های دیگر است.

ستاره ها چگونه می درخشند: فرایند هم جوشی هسته ای

نتایج فوق که در سال 1920به بار نشست، بینش وسیعی در مورد ماهیت درخشندگی ستاره فراهم کرد. چند سال طول کشید تا اخترشناسان رادیویی محتمل ترین برهم کنش های هسته ای را برای توضیح این فرایند مشخص کنند و قدری بیشتر از آن طول کشید تا بتوانند مقادیر هیدروژن موجود در ترکیبات جهان قابل مشاهده را تخمین بزنند. این تأخیر تا اندازه ای به خاطر یک رویداد ناخوشایند بود. در دهه 1930، رادیو فیزیک دان ها با توسعه مدل های ریاضی برای تشریح جزئیات بیشتر ساختار ستاره ها دریافتند که مدل های مذکور دارای جواب هستند و بنابراین وجود گوی هایی از گاز داغ با اندازه تقریبی، دما و جرم یکسان با ستاره ها را پیشگویی می کنند. این مدل ها پیشگویی می کردند که یا دو سوم ترکیب اجرام داغ از عناصر سنگین و یک سوم آن از هیدروژن (یا مخلوطی از هیدروژن و هلیوم) است و یا اگر ترکیب آنها شامل 95 درصد هیدروژن و هلیوم باشد، مقدار عناصر سنگین بسیار اندک خواهد بود. خواص گوی های داغ که معادلات پیش بینی می کنند، فقط تحت یکی از دو حالت فوق با خواص ستاره های حقیقی جور می شود. هیچ حالت دیگری واقعی نیست. اختر فیزیک دان ها به این مطلب پی برده بودند که ستاره ها محتوی مقادیر هیدروژن اندکی هستند و طبیعتاً ابتدا به گزینه دو سوم عناصر سنگین تکیه کردند. در نتیجه تقریباً در طول یک دهه به بررسی تونل زنی پروتون ها به داخل عناصر سنگین پرداختند. آنها پس از کشف جزئیات فرایندهای تبدیل هیدروژن به هلیوم متوجه شدند که عناصر سنگین در ستاره ها نادر هستند و هیدروژن و هلیوم روی هم رفته 99 درصد مواد ستاره ها را تشکیل می دهند.
همان طور که اغلب در هنگام ارائه کشفیات جدید روی می دهد، چند پژوهشگر به طول هم زمان و مستقل از یکدیگر، برهم کنش های کلیدی مربوط به فرایندهای جوش هسته ای را شناسایی کردند. این فرایندها عامل درخشیدن ستاره ها هستند. هانس بته پژوهشگر متولد آلمان که در آن زمان در دانشگاه کورنل کار می کرد و کارل فون وایتسکر (Carl von Weizsacker)( -1912) که در برلین مشغول به کار بود، سهم اصلی را در این زمینه در سال های واپسین دهه 1930 ایفا کردند. آنها دو فرایند را شناسایی کردند که در دماهای مورد نظر عمل می کنند. آنها در این پژوهش فرایندهای کوانتومی از قبیل تونل زنی را برای تبدیل هیدروژن به هلیوم با آزاد شدن انرژی مربوط مجاز دانستند. یکی از این فرایندها که به زنجیره پروتون- پروتون معروف است، آن طور که بعداً معلوم شد، برهم کنش غالب در ستاره هایی مانند خورشید است. در این برهم کنش دو پروتون به هم می پیوندند، یک پوزیترون رانده می شود و هسته دوتریوم (هیدروژن سنگین)(17) ساخته می شود. زمانی که یک پروتون دیگر با این هسته جوش می خورد یک هلیوم 3 (دو پروتون به اضافه یک نوترون) تشکیل می شود و زمانی که دو هلیوم 3 به هم می پیوندند و دو پروتون خارج می شود یک هلیوم 4 تولید می شود (دو پروتون به اضافه دو نوترون). فرایند دوم در دماهای بالاتر با بازده بهتری عمل می کند. این دماها در قلب ستارگانی که جرمشان دست کم یک و نیم برابر جرم خورشید است رخ می دهد و در بسیاری از ستاره ها هر دو فرایند عمل می کنند. فرایند دوم یا چرخه کربن به شکل حلقه ای عمل می کند و به حضور چند هسته کربن نیاز دارد؛ این فرایند شامل تونل زنی پروتون ها به داخل هسته ها به روش پیشنهادی اتکینسون و هوترمانز است. فرایند مذکور به صورت حلقه ای عمل می کند و بنابراین هسته های سنگین در پایان چرخه بدون تغییر نمایان هویدا می شوند. آنها در واقع به نحو مؤثری به عنوان کاتالیست فرایند عمل می کنند. افزودن یک پروتون به هسته کربن 12، منجر به تولید یک ازت ناپایدار می شود. ازت با رها کردن یک پوزیترون به کربن13 تبدیل می شود.(18) با افزودن پروتون دوم، ازت 14 تولید می شود و افزودن پروتون سوم منجر به تولید اکسیژن 15 ناپایدار می شود. این اکسیژن با رها کردن پوزیترون به ازت 15 تبدیل می شود. در اینجا به انتهای رشته می رسیم- در نتیجه افزودن پروتون چهارم به این هسته یک ذره آلفا خارج و ازت 15 به کربن 12 تبدیل می شود، یعنی همان عنصری که چرخه را از آن آغاز کردیم. اما ذره آلفا همان هسته هلیوم است. بار دیگر می بینیم که چهار پروتون به یک هسته هلیوم تبدیل می شوند ودر طول این فرایند چند پوزیترون و مقادیر زیادی انرژی آزاد می شود.
این فرایندها قدری پیش از بروز جنگ جهانی دوم شناسایی شد و پیشرفت بعدی برای درک عملکرد درونی ستاره ها تا بازگشت شرایط عادی در اواخر دهه 1940 به تعویق افتاد. اما این مطالعات از تلاش های زمان جنگ برای درک بر هم کنش های هسته ای در ارتباط با تحقیقات سلاح های هسته ای و توسعه اولین رآکتورهای هسته ای بهره زیادی برد. خروج اطلاعات مربوط از حالت محرمانه به اختر فیزیک دان ها کمک کرد تا آهنگ بر هم کنش های درون ستاره ها را به دست بیاورند. مسئله «گاف های جرم» برای ساخت عناصر سنگین از هیدروژن و هلیوم به صورت مرحله به مرحله، با کارهای آلفر، هرمن و گاموف حل شد. در دهه 1950 چند اخترشناس این مسئله را بررسی کردند که چگونه عناصر سنگین (که بالاخره باید از جایی آمده باشند) در داخل ستاره ها ساخته می شوند. بر اساس یک ایده، سه هسته هلیوم 4 (سه ذره آلفا) به طور هم زمان به یکدیگر می پیوندند و هسته پایدار کربن 12 را می سازند بی آنکه برلیوم 8 تولید شود که بسیار ناپایدار است. بینش کلیدی در این زمینه را فرد هویل، اخترشناس انگلیسی، در سال 1953 مطرح کرد. دو پروتون نمی توانند به شیوه فیزیک کلاسیک تحت شرایط داخل ستاره ای مثل خورشید جوش بخورند. ساده ترین درک از فیزیک هسته ای حاکی از آن است که امکان وقوع برهم کنش های «آلفای سه گانه» وجود دارد اما به قدری نادر است که نمی تواند در مدت عمر یک ستاره مقدار کربن کافی تولید کند. در بسیاری از حالات چنین برخوردهای سه گانه ای موجب متلاشی شدن ذرات می شود و بدین ترتیب امکان ترکیب ذرات و تشکیل هسته وجود نخواهد داشت.

مفهوم «تشدیدها»

معمای هم جوشی پروتون با استفاده از مفهوم تونل زنی کوانتومی حل شد؛ هویل بر پایه این مدرک که کربن وجود دارد راه حل عمیقی برای معمای آلفای سه گانه پیشنهاد کرد. او نظر داد که هسته کربن 12 خاصیتی به نام تشدید دارد که احتمال جوش خوردن سه ذره آلفا را به مراتب افزایش می دهد. چنین تشدیدهایی حالاتی با انرژی بالاتر از معمول اند. اگر انرژی پایه هسته را به نت های پایه یک تار گیتار تشبیه کنیم تشدیدها مانند نت های بالاتر هستند که روی همان گیتار نواخته می شوند اما به صورتی که تنها بعضی از نت ها (بعضی از هماهنگ ها) امکان پذیر خواهند بود. زمانی که هویل نظر خود را مطرح کرد هیچ نکته اسرارآمیزی درباره ایده تشدیدها وجود نداشت- اما هیچ راهی برای محاسبه تشدیدهای کربن 14 نیز موجود نبود. علاوه بر این درستی ایده مستلزم این است که کربن 12 تشدیدی با انرژی بسیار دقیق مانند یک نت بسیار واضح داشته باشد. هویل، ویلی فاولر (1995-1911) فیزیک دان تجربی کلتک را متقاعد کرد که آزمایش هایی برای سنجش وجود چنین تشدیدی در هسته کربن 12 انجام دهد. نتیجه این آزمایش ها پیش بینی هویل را تأیید کرد. وجود چنین تشدیدی به سه ذره آلفا امکان می دهد تا به جای برخورد با یکدیگر و از بین رفتن، به آرامی به یکدیگر بپیوندند. به موجب این فرایند، هسته کربن 12 با انرژی زیاد تولید می شود. انرژی اضافی گسیل می شود و هسته در سطح انرژی پایه (که به حالت پایه معروف است) قرار می گیرد. این مورد کشفی کلیدی درباره چگونگی تولید عناصر سنگین تر از هلیوم در درون ستاره هاست.(19) به همین ترتیب می توان با شروع از هسته کربن و افزودن ذرات آلفای بیشتر (از کربن 12 تا اکسیژن 16، نئون 20 و غیره) هسته های سنگین تری تولید کرد. راه دیگر افزودن پروتون ها به وسیله نوعی تغذیه قطره ای است که دانشمندانی از جمله اتکینسون، هوترمانز و آلفر و هرمن درباره آن بحث کرده بودند (این فرایند در چرخه کربن هم رخ می دهد). هویل، فاولر و همکاران انگلیسی الاصلشان، جفری بربیج (Geoffrey Burbidge)( -1925) و مارگارت بربیج ( -1922) در سال 1957 شرح نهایی تشکیل عناصر در ستاره ها را در مقاله ای ارائه کردند.(20) پس از آن، اختر فیزیک دان ها جزئیات عملکرد درونی ستاره ها را به شکل مدل ارائه دادند و با مقایسه این مدل ها با مشاهدات مربوط به ستاره های واقعی، چرخه زندگی ستاره ها از جمله سن پیرترین ستاره ها در کهکشان ما را شناسایی و محاسبه کردند.
این بینش از فرایندهای جوش هسته ای درون ستاره ها توضیح می دهد که چگونه همه عناصر از جمله آهن از هیدروژن و هلیومی که در مهبانگ به وجود آمده است ساخته می شوند. حتی بهتر از این، نسبت های عناصر مختلف پیش بینی شده با نسبت های مورد مشاهده در جهان پهناور مانند نسبت کربن به اکسیژن و نئون به کلسیم سازگاری داشت. اما این رویکرد قادر به توضیح تشکیل عناصر سنگین تر از آهن نیست زیرا هسته آهن پایدارترین شکل مواد روزمره با حداقل انرژی است. ساختن عناصر سنگین تری مانند طلا، اورانیوم یا سرب نیازمند انرژی اضافی برای جوش دادن هسته های آنهاست. این فرایند زمانی روی می دهد که ستاره هایی که جرمشان از خورشید بیشتر است به مرحله آخر زندگی خود می رسند و سوخت هسته ای شان که گرمای لازم برای جلوگیری از فروپاشی را تولید می کند (از طریق برهم کنش هایی که شرح دادیم) به پایان می رسد. این ستاره ها پس از اتمام سوختشان به طرز شگفت انگیزی در هم فرو می ریزند و با این عمل، مقادیر عظیمی از انرژی گرانشی آزاد می کنند که به گرما تبدیل می شود. یک نتیجه این فرایند آن است که این ستاره ها به ابر نواختر تبدیل می شوند و به مدت چند هفته با روشنایی معادل روشنایی کهکشانی متشکل از ستاره های معمولی می درخشند. راه دیگر، فراهم کردن انرژی برای جوش دادن هسته ها و ساختن عناصر سنگین است. سرانجام راه سوم آن است که انفجاری عظیم رخ دهد که بر اثر آن بیشتر مواد ستاره ها از جمله مواد عناصر سنگین در فضای بین ستاره ها پخش شود و قسمتی از مواد خام ستاره های جدید، سیاره ها و شاید انسان ها را تشکیل دهد. افراد بسیاری در دهه های 1960 و 1970 بر پایه مشاهدات ابرنواخترها (که رویداد بسیار نادری است) مدل های نظری لازم را توسعه دادند. در سال 1987، انفجار ابرنواختری در همسایه نزدیک ما، ماژلان بزرگ روی داد. این ستاره نزدیک ترین ابرنواختر به ما بود که از زمان اختراع تلسکوپ های فضایی مشاهده شده است. مجموعه ای از تلسکوپ های جدید در طول ماه ها این رویداد را زیر نظر داشتند و جزئیات را با مشاهده همه طول موج های ممکن تحلیل می کردند. این عملیات آشکار کرد که فرایندهای مربوط به پیدایش ابرنواختر مزبور، با پیش بینی مدل ها مطابقت دارند. به این ترتیب آخرین بخش درک ما از چگونگی طرز کار ستاره ها به طرز مؤثری در جای خود قرار گرفت. مهم ترین و جالب ترین کشفیات از نظر اخترشناسانی که شاهد توسعه این بینش در طول عمر معمول یک انسان بودند، مربوط به منشأ عناصر و تأیید مدل نظری در سطح وسیع بود.

CHON و جایگاه انسان در جهان

این موضوع ما را به جایی می رساند که از نظر من، عمیق ترین کشف در میان کل کشفیات علمی است. اخترشناسان می توانند با دقت زیاد حساب کنند که چه مقدار مواد متنوع در درون ستاره ها تولید و یا به وسیله ابرنواخترها و انفجارهای هسته ای ضعیف تر در فضا پخش می شود. آنها می توانند با استفاده از طیف نمایی، محاسبات مذکور را با اندازه گیری مقادیر انواع مختلف مواد در ابرهای گاز و غبار موجود در فضا تأیید کنند. این ذرات، مواد اولیه ستاره ها و سیستم های سیاره ای را تشکیل می دهند. آنها در می یابند که بجز هلیوم که گازی خنثی است و در برهم کنش هایشیمیایی شرکت نمی کند، چهار عنصری که بیش از همه در جهان یافت می شوند هیدروژن، کربن، اکسیژن و ازت هستند که به صورت جمعی با استفاده از حرف اول این عناصر CHON نامیده می شوند. این امر حقیقتی نهایی است که از هنگامی که گالیله برای اولین بار تلسکوپش را به سوی آسمان نشانه گرفت آشکار و با مشاهدات ابرنواختر سال 1987 کامل شد. مسیر دیگر مطالعات که قرن ها تصور می شد که هیچ رابطه ای با مطالعه علمی ستاره ها ندارد، قدری زودتر از زمانی آغاز شد که وسالیوس بدن انسان را به شیوه ای علمی مطالعه کرد. حقیقت نهایی که در این مسیر تحقیقاتی و با بررسی DNA در دهه 1950 به اوج خود رسید، نشان می دهد که شواهدی مبنی بر وجود نیروی زندگی خاص وجود ندارد و همه انواع زندگی روی زمین از جمله زندگی ما بر پایه فرایندهای شیمیایی شکل گرفته است و چهار عنصری که بیش از همه به شیمی حیات مربوط می شود هیدروژن، کربن، اکسیژن و ازت هستند. ما دقیقاً از همان موادی ساخته شده ایم که به وفور در جهان یافت می شود. بنابراین زمین جای خاصی نیست و اَشکال حیات که بر مبنای CHON استوار است، احتمالاً نه تنها در کهکشان ما بلکه در کهکشان های دیگر نیز پیدار می شود. محروم کردن نوع بشر از هر گونه جایگاه اختصاصی در جهان، تکمیل فرایندی است که از کوپرنیک و کتاب اصلی او درباره گردش اجرام سماوی آغاز شد. زمین سیاره ای معمولی است که در مداری به دور ستاره ای معمولی در حومه کهکشانی متوسط در گردش است. کهکشان ما صدها میلیون ستاره دارد و در جهان قابل مشاهده، صدها میلیارد کهکشان یافت می شود که همه دارای ستاره هایی مانند خورشید هستند و فضای بین آنها از ابرهای گاز و غبارِ مملو از CHON پر شده است. هیچ چیزی بیشتر از این ما را از این ایده پیش از رنسانس دور نمی کند که بر اساس آن زمین در مرکز جهان قرار دارد و خورشید و ستارگان به دور آن می گردند و نوع بشر، اوج منحصر به فرد خلقت است که از نظر کیفی با اشکال «کم اهمیت تر» زندگی متفاوت است.

پی نوشت ها :

1- برای اینکه تصوری از این اندازه های زاویه ای داشته باشیم، اضافه می کنیم که ماه کامل 31 دقیقه قوس، یعنی کمی بیش از نیم درجه را در بر می گیرد؛ بنابراین یک ثانیه قوس تقریباً یک شصتم از یک سی ام یا از عرض ظاهری ماه در آسمان است.
2- به عنوان مثال، فواصل گروه هایی از ستاره ها را که با هم به صورت خوشه ای حرکت می کنند، می توان به صورت تقریبی و با استفاده از روش های هندسی تعیین کرد. این کار با اندازه گیری نحوه همگرایی حرکات این ستاره ها به سوی نقطه ای در آسمان مانند خطوط موازی راه آهن که به نظر می رسد در نقطه ای همگرا می شوند، انجام می شود. روش های آماری دیگری به تعیین فواصل ستاره ها کمک می کند که از بحث درباره جزئیات آن می گذریم.
3- این پدیده موجب می شود که امواج نور اجسامی که به سوی ما حرکت می کنند، فشرده تر شوند و طیف آنها به طرف آبی کشیده شود، در حالی که امواج نور اجسامی که از ما دور می شوند بازتر شده و طیف آنها به سوی قرمز می رود. در هر دو حالت مقدار این جابه جایی، مقیاسی از سرعت آن جسم در فضا به دست می دهد.
4- هرتسپرونگ نتایج کار خود را در سال 1911 به صورت تصویری نیز منتشر کرده بود اما باز هم در مجله ای که برای اخترشناسان آشنا نبود.
5- تأکید می کنیم که به طور ذاتی کم رنگ یا درخشان. این مورد با درخشندگی ظاهری ستاره در آسمان فرق دارد؛ ولی درخشندگی واقعی آن از نزدیک، با دانستن فاصله آن معلوم می شود.
6- راسل و دانشجوی او هارلو شیپلی که درباره او به زودی سخن خواهیم گفت، در سال 1914، میزان دقت تخمین های فاصله را برای اولین بار با در نظر گرفتن خاموشی بهبود بخشیدند.
7- همان طور که ستاره هایی راه شیری را نمی توان با چشم غیر مسلح از یکدیگر تمیز داد و گالیله هم آنها را تنها با تلسکوپ «کشف کرد».
8- من عضو گروهی بودم که سرانجام به این نتیجه دست یافت که کهکشان راه شیری درست به اندازه کهکشانی معمولی است؛ همکاران من در این پروژه، سیمون گودوین از دانشگاه کاردیف و مارتین هندری از دانشگاه گلاسکو بودند.
9- تعدادی از کهکشان های با انتقال آبی که اندرومدا یکی از آنها است، در مقیاس کیهانی به ما بسیار نزدیک هستند و با تأثیر گرانی در جهت ما حرکت می کنند؛ این موضوع در چنین مقیاس های نسبتاً محلی، انبساط کیهانی را تحت الشعاع قرار می دهد.
10- نظریه انیشتین اندازه های دقیق این گودی ها را پیش بینی و به این ترتیب مقدار خمیدگی نور را هنگامی که مسیر خط با کمترین مقاومت (line of least resistance) در حال عبور از نزدیک جسمی مانند خورشید را دنبال می کند تعیین می کند. از این جهت سفر علمی ادینگتون در سال 1919 برای مشاهده کسوف خورشید از اهمیت بالایی برخوردار بود.
11- می توانیم این موضوع را با رسم خطی موج دار بر روی نوار کلفت کشسان و سپس کش دادن آن نوار کشسان تجسم کنیم.
12- عبارتی که فرد هویل اخترشناس که از این مدل نفرت داشت، در دهه 1940 از روی مزاح به کار برد.
13- آخرین داده ها نشان می دهد که جهان اکنون گسترش خود را با سرعت بیشتری انجام می دهد و علت آن ظاهراً وجود ثابت کیهانی است. این موضوع تأثیر مهمی در محاسبات مربوط به سن جهان دارد و بحث درباره این موضوع که خارج از دامنه کتاب ما است ادامه دارد.
14- این امر در واقع کشف بسیار عمیقی است. سن زمین اساساً به وسیله نظریه نسبیت عام محاسبه می شود و با قوانین فیزیک در مقیاس بزرگ ارتباط دارد؛ سن ستارگان همان طور که در صفحات بعد خواهیم دید توسط قوانین فیزیک کوانتومی یعنی فیزیک در مقیاس بسیار کوچک محاسبه می شود. اما سن جهان که از محاسبات به دست می آید درست به اندازه کافی از سن پیرترین ستاره ها بزرگ تر است تا زمانی کافی برای تشکیل ستاره ها پس از مهبانگ وجود داشته باشد. این هم خوانی بین فیزیک در بزرگ ترین و کوچک ترین مقیاس ها نشان مهمی از این موضوع است که کل علم بر روی پایه های معقولی بنا شده است.
15- به عنوان نمونه به کتاب او تحت عنوان آفرینش جهان (The Creation of the Universe) نگاه کنید.
16- گمان من همیشه این بوده است که کمیته نوبل، مانند بسیاری از دیگران، فکر کرده است که این پیش بینی را گاموف انجام داده است که در سال 1978 فوت کرده بود و جایزه نوبل به افرادی که در گذشته اند، اعطا نمی شود. دلیل مشخص دیگری برای اینکه چرا آلفر و هرمن نادیده گرفته شده اند، وجود ندارد.
17- بسیاری از این برهم کنش ها همراه با خارج شدن نوترینو رخ می دهند، اما در اینجا به جزئیات نمی پردازیم.
18- خارج شدن یک پوزیترون موجب می شود که یکی از پروتون های درون هسته به نوترون تبدیل شود.
19- قابل ذکر است که این کشف نیم قرن پس از آن صورت گرفت که رادرفورد تابش آلفا را به عنوان هسته هلیوم شناسایی کرد.
20- این مقاله که در آن نام نویسندگانش به صورت حروف الفبا Burbidge, Burbidge, Fowler,Hoyle فهرست شده بود. در میان اخترشناسان به مقاله B2FH معروف است.

منبع :گریبین، جان؛ (1389)، تاریخ علم غرب 1543-2001 از آغاز روشنگری تا دوران معاصر، تهران: انتشارات فاطمی، چاپ اول.