اخترشناسی در قرن بیستم

اخترشناسی در این قرن قدم های بلندی برداشته است، به ویژه در حوزه اخترشناسی ستارگان، هر چند به تازگی، سفاین فضایی نگاهی تازه به منظومه شمسی را امکان پذیر ساخته اند. در عین حال برخوردی واقعاً علمی با کیهان شناسی ـ مطالعه عالم در کل و شناخت آغاز آن و فرجام احتمالیش ـ سرانجام امکان پذیر گشته است. برخی از این پیشرفت ها تماماً در گرو تجهیزات و تکنیک های تازه بوده است.
در آغاز بهتر است عمده پیشرفت های اخترشناسی ستاره ای را ملحوظ داریم که در نیمه نخست قرن حاضر به ویژه با نام اخترشناسانی چون آینار هرتسپرونگ(1) دانمارکی، هنری نوریس راسل امریکایی و آرتر ادینگتن انگلیسی قرین بوده است. کار اینان بر بنیادهایی که هاگینز و طیف خوانان نجومی دیگر به ویژه آنجلوسکی، یسوعی ایتالیایی، و ادوارد پیکرینگ امریکایی نهاده بودند استوار بود. دو مسئله وجود داشت: یکی به اثبات رساندن این که خطوط طیف واقعاً نشانه همان عناصر آشنای زمینی است، و دیگری، که مهم تر بود، طبقه بندی کردن طیف های نجومی به گونه ای که به انواع بسیار ستارگانی که مشاهده می شد و از روشنایی و رنگ متفاوتی برخوردار بودند معنا می بخشید. مسئله اول، دست کم در مورد یک عنصر شیمیایی، حل شد؛ با تلاش یک شیمیدان اسکاتلندی به نام ویلیام رمزی که صاحب کرسی استادی شیمی در یونیورسیتی کالج دانشگاه لندن بود. او در سال 1895 در آزمایشگاه موفق شد گازی را تفکیک کند که در طیف خورشید وجود داشت ولی در زمین ناشناخته بود. این گاز که هلیوم نام گرفت (از هلیوس یونانی به معنی خورشید)، پشتوانه خوبی برای تعبیر وجود عناصر شیمیایی در اجرام آسمانی فراهم آورد.
کار بر روی مسئله دوم را سکی و پیکرینگ آغاز کردند که هر دو در فکر طبقه بندی طیف های نجومی بر اساس خطوط و نوارهای تاریک روی زمینه پیوسته رنگی بودند. در آغاز، اشتباهات بسیاری شد؛ ولی در اواخر دهه 1860 سکی یک طبقه بندی قابل استفاده طرح کرد که در آن ستارگان در پنج طبقه قرار می گرفتند. اما نظامی که تیم پژوهشی ادوارد پیکرینگ، که انی کنن(2) هم عضو آن بود، ‌در رصدخانه دانشگاه هاروارد ابداع کرد رضایت بخش تر از کار در آمد. این یکی، که مبتنی بر کار هنری در یپر(3)بود، به طبقه بندی دریپر معروف شد. گرچه ان را انی کنن بین سال های 1918 و 1924 مورد تجدید نظر قرار داد، اما از آغاز قابل استفاده بود، چنانکه کار هرتسپرونگ و راسل به زودی نشان می داد.
هرتسپرونگ بیشتر به اندازه گیری فواصل نجومی علاقه مند بود و باور داشت که طبقه بندی دریپر به کارش می آید، زیرا نشان می دهد که ستارگان آبی ذاتاً درخشان تر از ستارگان قرمزند(گرچه استثنائاتی هم وجود دارد)و او با قرار دادن درخشش ذاتی ستارگان در مقابل طیفشان می تواند نموداری رسم کند که به وسیله آن با دانستن طیف ستارگان دیگر بتوان میزان درخشش واقعی آن ها را به دست آورد. بعد وقتی درخشش ذاتی مشخص می شد، او می توانست آن را با درخشش ظاهری آن ها در آسمان مقایسه کند و فاصله آن ها را محاسبه نماید؛ چون هر چه فاصله بیشتر باشد؛ ستاره ای که درخشش ذاتی معینی دارد کم سوتر به نظر می رسد. هدف راسل شناخت خود ستارگان بود؛ و او نیز طبقه بندی دریپر را سودمند یافت، زیرا بر اساس درجه حرارت انجام شده بود. جزییات طیف ها نشان می داد که ستارگان آبی از همه داغ تر و ستارگان قرمز از همه خنک ترند. راسل نیز به طور کاملاً‌ مستقل و با هدف دیگری در ذهن شروع به قرار دادن درخشش ذاتی در مقابل طبقه طیفی و ترسیم نمودار کرد. پیش از آن در سال 1888، نورمن لاک یر در انگلستان با استفاده از شکل اصلاح شده طبقه بندی سکی رابطه ای میاندرجه حرارت و طبقه طیفی ایجاد کرده بود. ولی کار هرتسپرونگ و راسل مبتنی بر شواهد اصلاح شده تری بود و نموداری که آن دو فراهم آوردند ـ و از آن پس به نمودار هرتسپرونگ ـ راسل یا نمودار H-R در دست راسل سرنخی برای پی بردن به چرخه زندگی یا «تکامل»ستارگان شد ـ نظرات داروین در اوایل قرن بیستم هنوز تأثیر نیرومندی داشت ـ زیرا نمودار نشان می داد که بیشتر ستارگان، ولی نه همه آن ها، در طیفی از ستارگان آبی روشن تا ستارگان قرمز تیره قرار می گیرند. راسل باور داشت که این «توالی اصلی»ستارگان حاکی از آن است که هر ستاره در طول عمرش، همچنانکه انرژی خود را مصرف می کند، از جسمی آبی و داغ به جسمی قرمز و خنک تکامل می یابد.
با مسئله تکامل ستارگان، مسئله منبع انرژی ستارگان نیز مطرح بود، و بین سال های 1916 و 1924 بحث داغی در مورد آن جریان داشت. در اواخر قرن نوزدهم، کلوین مدعی شده بود که انرژی خورشید ناشی از حرارت حاصل از انقباض آن است؛ و در دوره فوق الذکر، این نظر هنوز قویاً به وسیله جیمز جینز اخترشناس انگلیسی تبلیغ می شد. بی شک از مدت ها پیش دانسته بود که هیچ فعل و انفعال شیمیایی نمی تواند انرژی لازم را تولید کند؛ ولی هنگامی که اینشتین فرمول
خود را منتشر کرده بود، جای شک باقی نمانده بود که اینک این فرایند می تواند انرژی مودر نیاز را تا هر زمان که لازم است، حتی برای دوره های بسیار طولانی مورد نیاز تکامل داروینی، تولید کند. در سال 1919 راسل نظراتی حاکی از حبس انرژی در اتم های ستارگان ارائه داد؛ ولی مردی که موضع گیریش کفه ترازو را تکان داد ادینگتن بود، که در سال 1920 قویاً از این نظر حمایت کرد که منبع نیرو همانا انرژی اتمی است. حمایت او نه تنها به دلیل کار اینشتین بل از این رو بود که رادرفرد در آزمایشگاه کاوندیش موفق به تجزیه مصنوعی اتم نیتروژن شده بود. ادینگتن گفت:«چیزی که در آزمایشگاه ممکن است در خورشید نمی تواند چندان دشوار باشد». او چیز دیگری هم گفت که کم تر از این معنا نداشت: « اگر واقعاً انرژی زیر اتمی در ستارگان برای روشن نگه داشتن کوره بزرگشان آزادانه به کار می رود؛ پس ظاهراً فاصله ما تا تحقق رؤیای کنترل این نیروی نهفته، برای رفاه نسل بشر ـ یا برای خود کشی اش ـ قدری کم تر می شود». تقریباً هشت ماهی از مرگ وی گذشته بود که نخستین بمب اتم بر هیروشیما افکنده شد.
پژوهش های بعدی نشان داده است که انرژی هسته ای به راستی منبع نیروی خورشید و همه ستارگان دیگر است. کار زیادی بر روی جزییات توسط رابرت اتکینسن، ‌فریتس هاوترمانس(4)و به ویژه کارل فون وایتسزکر(5)، هانس بیته و جورج گیمو(6) انجام گرفته است. به علاوه، درک تمامی فرایند انتقال انرژی در درون ستارگان و دریافت این نکته که جزء متشکله اصلی آن ها گاز هیدروژن است، حاصل این کار پیشگامانه در دهه های 1920 و 1930 است.
پژوهش های نجومی همیشه توسط ابزار ارصادی موجود محدود شده است، ولی از انقلاب علمی به این سو، این وابستگی به مراتب بیش از ادوار باستان اهمیت یافته است. مهم ترین تغییر، پیدایش تلسکوپ بود. تلسکوپ به اخترشناسی بعد تازه ای داد، به اندازه گیری ها دقت بیشتری بخشید، به توانایی نقشه برداری از سطح ماه افزود و به مطالعه جزییات سیارات دامن زد. چنانکه ویلیام هرشل و لرد راس توانمندانه نشان دادند، تلسکوپ های انعکاسی بزرگ امکان رخنه عمیق تر در فضا را فراهم آوردند. قرن بیستم شاهد افزایش فراوان قدرت تلسکوپ ها بوده است. تا مدت ها پس از پایان جنگ جهانی دوم، ابتکار در این جنبه از اخترشناسی ارصادی در دست ایالات متحده بود؛ و آن هم بیشتر با تلاش های یک تن، به نام جورج اِلِری هِیل. هیل که در سال 1868 در شیکاگو به دنیا آمده بود، پسر سوداگری ثروتمند بود. او در انستیتو تکنولوژی ماساچوستس به تحصیل پرداخت و به زودی به فیزیک خورشید علاقه فراوان پیدا کرد و تلسکوپ های مخصوصی برای رصد خورشید ساخت. ولی بیشترین کمک هیل ریختن طرح های عظیمی برای ساخت تلسکوپ های بزرگی با قدرت رخنه زیاد در فضا بود. همچنین او با ذوق خارق العاده ای می توانست افراد ثروتمند و بنگاه های خیریه آن ها را تشویق به تأمین هزینه تهیه تجهیزات نجومی کند، در روزگاری که اخترشناسی هنوز علمی با تعداد نسبتاً معدودی پژوهشگر بود. نخستین موفقیت قابل توجه او تأسیس رصدخانه یِرکیز در سال 1897 با تلسکوپی بود که با دهانه ای به قطر 40 اینچ (1متر)هنوز بزرگ ترین تلسکوپ انکساری جهان است. ولی چیزی از ساخت آن نگذشته بود که او به فکر ساختن تلسکوپ باز هم بزرگ تری افتاد. در سال 1908 یک تلسکوپ انعکاسی 60 اینچی (1/5متری) در ماونت ویلسن کالیفرنیا، در سال 1917 یک تلسکوپ انعکاسی دیگر در همان محل، این یکی 100 اینچی (2/5متری) ـ همان تلسکوپی که الفرد نویز را به هیجان آورد ـ و سپس در سال 1948 یک تلسکوپ انعکاسی 200 اینچی (5متری) در پالومار ساخته شد، گرچه تا این زمان دیگر خود هیل مرده بود. ولی فکر از آن او بود؛ و گرچه تلسکوپ های 100 اینچی و 200 اینچی، دیگر بزرگ ترین تلسکوپ های جهان نیستند، اما کاری که با آن ها انجام گرفت ستون فقرات اخترشناسی در قرن بیستم بوده است. اگر بدانیم که با دو برابر کردن دهانه تلسکوپ، قدرت نفوذ آن در فضا چهار برابر می شود، اهمیت تبلیغ ساخت تلسکوپ های بزرگ تر و بهتر توسط هیل برایمان آشکار می گردد.
ارزش تلسکوپ 100 اینچی بزرگ هیل در سال های 1920 با کشف وجود کهکشان ها معلوم شد. در آغاز قرن بیستم به نظر می رسید که طرح کلی عالم مشخص است: در راستای خطوط عریضی که ویلیام هرشل یک قرن پیش از آن تشخیص داده بود. ستارگان و سحابی ها ساکنان جزیره بشقابی شکل بزرگی در فضا گمان می شدند. ولی تفاوت هایی در جزییات وجود داشت؛ زیرا عکاسی به اخترشناسان امکان داده بود که اجسام بسیار کم نوری را که حتی با تلسکوپ های بسیار بزرگ قابل رؤیت نبود مشاهده کنند؛ و اینک می شد فواصل نجومی را از راه های بسیاری علاوه بر روشی که بسل در سال 1839 اختیار کرده بود به دست آورد. در سال 1912 هنریتا لیویت(7)، که در رصد خانه دانشگاه هاروارد کار می کرد، روش پرقدرتی برای اندازه گیری فواصلی که برای روش «مستقیم» بسل بیش از حد دور بود ابداع کرده بود او همچنین موفق به کشف متغیرهای سفئید(8) شده بود. (این ها ستارگانی هستند که میزان درخشش خود را به طور منظم در فواصل چند روزه تغییر می دهند . نام این ستارگان از سرنمونه آن ها در صورت فلکی سفئوس گرفته شده است. ) لیویت دریافت که دوره تغییر بستگی به میزان درخشش ذاتی آن ها دارد. از این رو با تعیین این دوره می شد فاصله ستاره را با استفاده از درخشش ذاتی و درخشش ظاهری آن محاسبه کرد. این دستاورد به زودی اهمیتی تعیین کننده یافت.
در سال های 1918 و 1919 یک اخترشناس امریکایی به نام هارلو شپلی (9) که در ماونت ویلسن بر روی شکل «جزیره» ستارگان کار می کرد و از روش لیویت استفاده می برد، تخمین های قبلی را نادرست یافت و پی برد که این «جزیره» به مراتب بزرگ تر از آن است که قبلاً تصور می شد. از سوی دیگر او سحابی های مارپیچی را، که در ابتدا راس کشف کرده و اینک بسیار متعدد یافته شده بود، ‌جزیی از نظام بشقابی شکل خود ما شمرد. هیبر کرتیس(10) در رصد خانه لیک و همچنین بسیاری دیگر از اخترشناسان باور داشتن که مارپیچ ها جزایر ستاره ای مستقلی شبیه به جزیره خود ما هستند، از این رو عالم را بارها پهناورتر از عالم شپلی می دانستند. در سال 1920 در یک نشست «آکادمی ملی علوم» مناظره ای میان کرتیس و شپلی ترتیب داده شد، اما مشکل حل نشد. تازه در سال های 1922 و 1924 که متغیرهای سفئید، ‌با استفاده از تلسکوپ 100 اینچی، در تعدادی از سحابی های مارپیچی پیدا شد، بدون ذره ای تردید به اثبات رسید که آن ها خارج از محدوده نظام یا کهکشان راه شیری ما قرار دارند. همچنین آشکار شد که کهکشان ما کوچک تر از آن است که شپلی تخمین زده بود؛ گرچه رقمی که او پیدا کرده بود به برآوردهای قبلی ارجحیت بسیار داشت.
پیشقدم اثبات نهایی این که عالم مرکب از انبوهی جزایر ستاره ای یا کهکشان هایی همانند کهکشان خود ماست، که یا فقط از تعدادی ستاره تشکیل شده اند یا از ستاره و گاز و غبار، اخترشناسی امریکایی به نام ادوین هابل (11)بود. او که در سال 1889 در مارش فیلد ایالت میزوری متولد شده بود، دوره تحصیل را در دانشگاه شیکاگو می گذرانید که زیر نفوذ هیل قرار گرفت؛ و هیل او را مالامال از عشق به اخترشناسی کرد. هابل یک دوره را هم در دانشگاه آکسفرد به تحصیل حقوق پرداخت، ولی در سال 1914 که به کارمندان رصدخانه یرکیز پیوست، ‌همه فکر کار حقوقی از سرش به در رفت. پس از گذراندن دوره خدمت در ارتش ایالات متحده در زمان جنگ اول جهانی، در سال 1919 به دعوت هیل به کارمندان رصدخانه معاونت ویلسن پیوست. در این جا بود که او علاوه بر اثبات وجود عالمی از کهکشان ها به کشف مهم دیگری نایل شد. با تجزیه طیف این کهکشان های دوردست، که با تجهیزات قوی ماونت ویلسن گرفته شده بود، ‌هابل نشان داد که آن ها تقریباً بدون استثنا از انتقال به منتها الیه قرمز طیف حکایت دارند. به عبارت دیگر معلوم شد که همه آن ها در حال دور شدن از ما هستند؛ و به علاوه با سرعتی که هر چه دورتر می شوند فزونی می گیرد. پس عالم کهکشان ها عالمی رو به گسترش از کار درآمد. همچنین نشان داده شد که این کیفیت عالم یکی از پیامدهای نسبیت عمومی است؛ و چون این را همه پژوهش های بعدی مورد تأیید قرار داده است، این تصویر از عالم اکنون سنگپایه اخترشناسی ماست.
خردمندی هیل در پیگیری ساخت رصدخانه ها بر فراز کوه، به طوری که بالاتر از لایه های متراکم تر جو قرار داشته باشند، و ساخت تلسکوپ هایی با دهانه بزرگ، با نتایج دوران ساز کار هابل به اثبات رسید. نتیجه این که فلسفه او بر انتخاب محل استقرار همه تلسکوپ های بزرگ بعدی اثر گذاشت. ولی با پیشرفت های به دست آمده در تکنیک های ساخت وسایل نوری، تلسکوپ های با دهانه بزرگ اکنون دیگر به آن اندازه که در زمان ساخت تلسکوپ های 100 اینچی و 200 اینچی، نادر بودند نادر نیستند و در دهه 1970 تلسکوپ های 200 اینچی (5متری) نیز مورد استفاده عمومی قرار گرفته اند.
ولی رصد بصری با تلسکوپ های بزرگ تنها راه وارسی عالم نیست.
یکی از مهم ترین ترقیات اخترشناسی درک این حقیقت و یافتن طرق تازه ای برای آشکارسازی تشعشع های صادر از منابع سماوی بوده است. نخستین گام های موفق در این راستای جدید در پی اکتشافی تصادفی در سال های 1932 ـ 1933 برداشته شد. کارل یانسکی، یک مهندس رادیو که در ایالات متحده کار می کرد، هنگام تجزیه و تحلیل استاتیک رادیو(صدای جق جقی که روی موج کوتاه رادیو شنیده می شود)متوجه شد که بعضی از منابع این استاتیک ظاهراً در جهت راه شیری قرار دارد. البته از زمان کشف امواج رادیویی خورشید به عمل آمده بود؛ ولی همه به دلایل فنی مختلف شکست خورده بود. تشخیص امواج رادیویی از فضای خارج زمین توسط یانسکی نخستین موفقیت بود؛ ولی شگفتا که در جهان اخترشناسی، آب از آب تکان نخورد. تنها کسی که دنبال آن را گرفت، اخترشناس امریکایی آماتوری به نام گروت ریبر(12) بود. او نیز در سال 1938 توانست این تشعشع را تشخیص دهد.
تکنیک نوین اخترشناسی رادیویی، ‌تازه پس از جنگ جهانی دوم ظهور کرد؛ و آن هم به طور عمده در استرالیا و انگلستان، شاید به این دلیل که این کشورها تلسکوپ های نوری بزرگی نداشتند که اخترشناسان راصدشان را به خود مشغول کند. به زودی آشکار شد که اخترشناسی رادیویی باید با مشکلی جدی دست و پنجه نرم کند؛ و آن، ‌توان تفکیک جزییات توسط تلسکوپ رادیویی بود. تلسکوپ های نوری می توانستند اجسام را به راحتی از هم تفکیک کنند و جزییاتی به کوچکی چند هزارم درجه را ببینند، حال آن که حتی یک تلسکوپ رادیویی بزرگ پنجاه بار کم تر قوه تشخیص داشت، صرفاً به این دلیل که امواج رادیویی حدود ده هزار بار بلندتر از امواج نورند. برای آن که این نقیصه تا حدی رفع شود، تعدادی تلسکوپ رادیویی بزرگ برای مقاصد خاص ساخته شده است؛ مثلاً تلسکوپ برنارد لاول با «بشقاب»قابل گردشی به قطر 250 پا (76متر)که در سال 1956 در جدرل بنک انگلستان ساخته شد، یا تلسکوپ غول پیکری با «کاسه»1000 پایی (305 متری) در آرسیبوی پوئرتوریکو که در سال 1963 ساخته شد و به وسیله دانشگاه کرنل اداره می شود. اما مسئله قوه تشخیص جزییات به تازگی با استفاده از دو یا چند رادیو تلسکوپ با هم حل شده است؛ زیرا با تخلیط امواج رادیویی که هر یک دریافت می دارد؛ جزییات بیشتری قابل تشخیص است. پیشگامان قابل بهره برداری ساختن این تکنیک تداخل سنجی، جوزف پاوزی (13) و برنارد میلز در استرالیا بودند که خیلی زود در سال های 1948 و 1953 به موفقیت هایی دست یافتند؛ و مارتین رایل و همکارانش در دانشگاه کیمبریج که از سال 1955 به بعد تداخل سنج های مرکبی پدید آوردند که با تلسکوپ های «بشقابی» به قطر یک مایل (1/6 کیلومتر)یا بیشتر برابری می کنند. به علاوه با ارتباط یافتن رادیو تلسکوپ های واقع در قاره های مختلف در دهه 1970 اکنون این امکان برای اخترشناسان رادیویی فراهم است که با قوه تشخیصی بیشتر از قوه تشخیص تلسکوپ های نوری در فضا رخنه کنند.
اخترشناسی رادیویی پیروزی های چشمگیر بسیاری داشته است؛ از تشخیص گازهایی در فضا که قبلاً غیر قابل مشاهده بود تا کشف اجسامی که از چشم اخترشناسان نوری پنهان مانده بود، ‌مانند ستاره وش(کواسار)ها که در سال 1963 با تلاش های جمعی اخترشناسان نوری و رادیویی در انگلستان و استرالیا و ایالات متحده تشخیص داده شد و تپ اختر(پولسار)ها که در سال 1967 توسط جسلین بل و انتونی هیوئیش(هر دو از دانشگاه کیمبریج)پیدا شد. تپ اخترها را ستارگانی فوق متراکم (ستارگان نوترونی)یافته اند، ولی ستاره وش ها هنوز در هاله ای از ابهام قرار دارند و ظاهراً نوعی کهکشان هستند که هنوز در مراحل اولیه رشد خود به سر می برند.
شاید جالب توجه ترین پیشرفت های اخترشناسی در قرن بیستم آن هایی باشد که با اکتشاف علمی در فضا به دست آمده است. سفر به ماه و سیارات همیشه رؤیای انسان بوده است؛ ولی انطباق تکنولوژی موشکی جنگ جهانی دوم با مقاصد صلح جویانه، هم توسط امریکایی ها و هم به دست روس ها، به این رؤیا جامه واقعیت پوشانده است. این عصر جدید مشاهده، در اکتبر سال 1957، با پرتاب «اسپوتنیک»روسی به فضا آغاز شد. جسم کوچکی در مدار زمین قرار گرفت. سه ماه بعد، یک قمر مصنوعی امریکایی نیز در پی اش روان شد. تکنولوژی فضایی شتابان پیش رفته و اطلاعات بسیاری از جزییات منظومه شمسی به ارمغان آورده که از هیچ راه دیگری قابل حصول نبوده است. در سال 1959 برای نخستین بار در تاریخ بشر، انسان موفق به دیدن روی دیگر ماه شد(که همواره از زمین پنهان است). در ژوییه سال 1969، ‌او جای پایی نیز در سطح ماه به دست آورد. افزون بر این اکنون می توان زمین را از فضا تحت نظر گرفت و اطلاعات بیشتری از خصوصیات آن به عنوان یک سیاره و یک محیط فیزیکی به دست آورد (ژئوفیزیک خود یکی از پیشرفت های چشمگیر علم در قرن بیستم است). اینک همچنین می توان سیارات را از نزدیک مورد مطالعه قرار داد، به گونه ای که پیش از این رو به دلیل فاصله شان از ما هرگز امکان پذیر نبوده است. و چنانکه شاید انتظار رود، تکنولوژی پدید آمده برای دستیابی به این همه، و برای ارسال عکس های رنگی از فواصلی بیش از 800 میلیون مایل (1300 میلیون کیلومتر)در زندگی روزمره و نیز در شاخه های دیگر مطالعه علمی، همه گونه کاربرد یافته است. در اخترشناسی، سرانجام، وارسی عالم در پرتو طول موج های بسیار کوتاه ـ ماورای بنفش کوتاه، ‌اشعه ایکس و اشعه گاما ـ که به طور معمول هیچ گاه به سطح زمین نمی رسد امکان پذیر شده است. قبلاً در اواخر دهه 1940 و اوایل دهه 1950، ‌اشعه کیهانی (ذرات زیراتمی از فضا)تشخیص داده شده و این اشعه، همراه با نتایج حاصل از کار اخترشناسی رادیویی، در اهمیت این نوع از مشاهده جای تردید باقی نگذاشته بود. برای مشاهده طول موج های بسیار کوتاه، تکنولوژی فضایی ضروری بود. سرانجام در دهه 1950، اشعه ایکس خورشید با موشک های دو پرواز مشاهده شد؛ و در سال 1956 هربرت فریدمن از رصدخانه نیروی دریایی ایالات متحده خبر از قرائن وجود منابع اشعه ایکس دیگری در فضا داد. از آن زمان، اخترشناسی موج کوتاه با اشتیاق تمام دنبال شده و قرائنی از وجود همه گونه منابع انفجاری بسیار فعال در فضا فراهم آورده است، از جمله اطلاعاتی که آن اجسام فروپاشیده فوق العاده بزرگ موسوم به «حفره سیاه»(14) (چون هیچ تشعشعی ندارند اما تابخوردگی شدیدی در فضا ایجاد می کنند)را دارای موجودیت واقعی نشان می دهد.
پس اخترشناسی قرن بیستم از عالمی به مراتب وسیع تر و فعال تر و پیچیده تر از آن که در قرون پیشین تصور می شد خبر آورده است. همچنین دقتی تاکنون دور از دسترس، ارزانی موضوعی کرده است که آدمیان را از اعصار اولیه مجذوب خود ساخته است. مسئله آغاز و پایان عالم. این جنبه از کیهان شناسی، پیش تر، چیزی بیش از نظربافی محض نبود. در سال 1775 که اخترشناسی هنوز به طور عمده با منظومه شمسی سروکار داشت، ایمانوئل کانت فیلسوف آلمانی عنوان نمود که خورشید و سیارات، حاصل تراکم یک سحابی بشقابی شکلند؛ اما این چیزی بیش از یک فکر جالب نبود. البته پی یر لاپلاس به آن شاخ و برگ بیشتری داد و لذا بعدها به «فرضیه سحابی لاپلاس»معروف شد، ‌اما باز اساساً حاصل حدس و گمان بود. در قرن نوزدهم این نظریه مقبولیت خود را از دست داد ـ زیرا از لحاظ فیزیکی نامعقول به نظر می رسید ـ و دو نظر دیگر پیشنهاد شد. در سال 1887، نورمن لاک یر در لندن این نظر را مطرح ساخت که منظومه شمسی (یا حتی شاید کل عالم)حاصل تراکم مواد شهابی است(قطعات سنگ و فلزی که نمونه شان در مدارهای منظومه شمسی یافت می شود). در سال 1900 دو اخترشناس امریکایی از دانشگاه شیکاگو به نام های تامس چمبرلین و فارست مولتن(15) این نظر را مطرح کردند که ستاره دیگری به خورشید نزدیک شده و موادی را که سیارات را تشکیل داده اند از آن جدا کرده است. این با جزییات بیشتری در سال 1916 مورد قبول جیمز جینز نیز واقع شد. این نظریه تا سال 1945 میداندار بود. در این سال کارل فون وایتسزکر، در پرتو شواهد تازه، فرضیه سحابی را به شکلی اصلاح شده احیا کرد. پیامدهای آن نیز از آن زمان تاکنون تحت مطالعه بوده است. امروزه با شواهد ارصادی جدیدتر، این فرضیه از همه محتمل تر به نظر می رسد. اما خود عالم چه؟
عالم در حال گسترشی که هابل مشاهده کرد و از آن پس با شواهد بیشتر مورد تأیید قرار گرفت، این تصور را پدید می آورد که پیدایش عالم به مدت ها پیش ـ رقمی حدود بیست میلیارد سال در زمان نگارش این سطور محاسبه شده است ـ و با حالتی بسیار متراکم بر می گردد. پیامد این را می توان با نسبیت عمومی و نظریه کوانتوم به دست آورد. ریاضیدانی روسی به نام آلکساندر فریدمان در سال 1922 به مطالعه موضوع پرداخت و یک دهه بعد در سال های 1933 و 1934 اخترشناسی بلژیکی به نام ژرژلومتر نظر مشابهی را مطرح کرد: عالم از یک توده متراکم آغاز شده؛ از یک «سوپر اتم»مادی که تجزیه شده (مثل همه اتم های بسیار بزرگ)و سپس بسط یافته است. از سوی دیگر در سال، 1939 جورج گیمو، رالف آلفروهانس بیته در ایالات متحده آغازگر انبساط را انفجار هسته ای «داغ»ماده ای بسیار متراکم دانستند. این نظریه «مهبانگ داغ»اکنون نظر مقبول است، به ویژه از سال 1965 که آرنوپنزیاس و رابرت ویلسن خبر از تشخیص زمینه یک تشعشع رادیویی در فضا دادند که حرارتش درست همان است که اگر نظریه مهبانگ داغ صحت داشته باشد انتظار می رود.
هیچ یک از این نظریات، منشأ سوپراتمی را که عالم از آن پدید آمده است توضیح نمی دهد. یک راه خروج از این تنگنا نظریه «حالت پایدار» است که آن را هرمن باندی و توماس گلد در سال 1948 در انگلستان مطرح کردند و سپس جزییاتش را فرد هویل (16)ارائه داد. نظر آن ها این بود که ماده، در عالم، همواره در حال پیدایش است تا جایگزین ماده ای گردد که با انبساط دور می شود. از این رو عالم برای ناظر همواره ظاهر کلی یکسانی دارد؛ به عبارت دیگر همیشه حالتی پایدار دارد. این نظر از جهات بسیاری می تواند مقبول افتد؛ و تا مدتی بسیاری از کیهان شناسان از آن حمایت کردند؛ ولی تشعشعی که پنزیاس و ویلسن کشف کردند، در هر مدل حالت پایداری غیر قابل توضیح به نظر می رسد. اکنون مانده ایم و نظریه مهبانگ داغ، که همچنان میداندار است. ولی این بدان معنا نیست که همیشه این چنین خواهد ماند. یکی از درس های بدیهی که از تاریخ دستاوردهای علمی باید آموخت این است که هیچ نظریه ای تا ابد دوام نمی آورد. غالباً وقتی همه چیز در جای خود مستقر به نظر می رسد، مشاهدات جدید و نظرات تازه از راه می رسد و مفاهیمی نو را جانشین آن ها می کند. ولی مگر نه این که این جزیی از ماجرایی است که علم نام دارد؛ جزیی از غلبه تدریجی بر معمایی که جهان طبیعت است؛ و جزیی از آنچه که الفرد نویز آن را، چنان زیبا، «جنگ دراز بر سر نور»خواند؛ جنگی که بشر از نخستین روزهای پیدایش نخستین تمدنش درگیر آن بوده است.

پی نوشت ها :

1. Hertzsprung , Ejnar
2. Cannon , Annie
3. Draper , Henry
4. Houtermans , fritz
5. Weizsa ̈cker , carl von
6. Gamow , George در ایران به گاموف معروف است، ظاهراً به این دلیل که در روسیه به دنیا آمده است.
7. Leavitt , Henrietta
8. Cepheid
9. Shapley ,Harlow
10. Curtis , Heber
11. Hubble , Edwin
12. Reber , Grote
13. Pawsey , joseph
14. یا «سیاهچال».
15. Moulton , forest
16. Hoyle , fred

منبع: ا. رنان، کالین؛ (1366)، تاریخ علم کمبریج، حسن افشار، تهران: نشر مرکز، چاپ ششم 1388.