ساختارهای کیهانی

نویسنده: پیتر کلز
مترجم: نادیه حقیقتی

کهکشان ها سنگ بنای اصلی عالم هستند اگر چه آنها بزرگ ترین ساختارهای قابل رؤیت نیستند. این اشیا تمایلی به تنها بودن ندارند و مثل انسان ها دوست دارند که با هم متحد شوند. اصطلاحی که برای توصیف چگونگی توزیع کهکشان ها در سراسر فواصل کیهان شناسی به کار می رود، « ساختار بزرگ مقیاس » (1) نام دارد. سرچشمه این ساختار یکی از داغ ترین موضوعات کیهان شناسی مدرن است. اما پیش از اینکه علت را توضیح دهم ضروری است که ابتدا به این موضوع بپردازیم که واقعاً این ساختار چیست.

الگوها در فضا

توزیع ماده در بزرگ مقیاس، معمولاً به کمک مطالعات و نقشه های اسپکتروسکوپی مربوط به تعیین فواصل کهکشانی ( از روی انتقال به سرخ آنها ) و با استفاده از قانون هابل، قابل تعیین است. سال ها پیش از اینکه مطالعات انتقال به سرخ قابل اجرا گردد پی به وجود این ساختار برده بودند. توزیع کهکشان ها در آسمان بسیار غیر یکنواخت است، به طوری که می توانیم این غیریکنواختی را در اولین مساحی بزرگ روش مند از موقعیت های کهکشانی، نقشه لیک(2)، ملاحظه کنیم.

( 20 ) سحابی اندرومدا. نزدیکترین کهکشان مارپیچی بزرگ به کهکشان راه شیری اندرومدا مثال خوبی از این نوع است. همه ی کهکشان ها مارپیچی نیستند، خوشه های غنی نظیر گیسو اساساً شامل کهکشان های بیضوی بدون بازوهای مارپیچی هستند.
بدون شک، با اینکه این نقشه بسیار مؤثر است، اما نمی توان مطمئن بود ساختارهایی که در آن دیده می شود، واقعاً ساختارهای فیزیکی باشند بلکه ممکن است فقط آثار تصادفی مسطح سازی باشند.
روی هم رفته، همه ما صور فلکی را می شناسیم، اما اینها تجمعات فیزیکی نیستند و ستارگان درون آنها در فواصلی بسیار متفاوت از خورشید واقع شده اند. به همین دلیل، وسیله اصلی کیهان نگاری همان نقشه برداری انتقال به سرخ است.
یک مثال معروف از این رویکرد نقشه برداری مرکز اخترفیزیک (CFA)، هاروارد- اسمیتسونین ( 3 ) است که برای اولین بار نتایج خود

( 21 ) نقشه لیک. به وسیله ی شمارش دقیق چشمی کهکشان های روی صفحات نقشه، نقشه لیک توزیع حدود یک میلیون کهکشان در سراسر آسمان را نشان می دهد. الگوی عناصر و خوشه ها تأثیر گذار است. تراکم بر آمده نزدیک مرکز، خوشه گیسوست.
را در سال 1986 منتشر کرد، که نقشه برداری از انتقال به سرخ مربوط به 1061 کهکشان را شامل می شد که در نوار باریکی از آسمان قرار داشتند و توسط مساح آسمان پالومار (4)، در سال 1961 منتشر گردید. این مساحی متعاقباً توسط همان تیم و برای باریکه های متعدد دیگری بسط و توسعه یافت.

( 22 ) نقشه انتقال به سرخ کهکشانی 2df. این نقشه برداری، که هنوز در حال انجام است، برای اندازه گیری انتقال به سرخ حدود 250 هزار کهکشان برنامه ریزی شده است. اگر چه برخی از بخش های نقشه تکمیل نشده است، از نتیجه تکه های از دست رفته نقشه، می توان متوجه ظهور پیچیدگی بسیار زیاد شبکه ساختارهای توسعه یافته که میلیاردها سال نوری از ما فاصله دارند، شد.
تا دهه 1990، مساحی های انتقال به سرخ بسیار کند و پر زحمت بودند زیرا برای هر کهکشان می بایست تلسکوپ را به کار می گرفتند و از روی طیف گرفته شده، انتقال به سرخ را محاسبه می کردند. و بعد به سراغ کهکشان بعدی می رفتند و برای به دست آوردن چندین هزار انتقال به سرخ باید ماه ها وقت تلسکوپ گرفته می شد و به خاطر رقابت بر سر منابع، معمولاً سال ها به طول می انجامید.
اخیراً اختراع وسایل مولتی- فیبری ( چند- رشته ای) در تلسکوپ هایی با میدان دید وسیع امکان گرفتن بیش از 400 طیف همزمان، با قرار دادن تلسکوپ در یک نقطه را به دست می دهند. در میان آخرین نسل از نقشه برداری های انتقال به سرخ که یکی از آنها که توسط بریتانیای کبیر و استرالیا و با استفاده از تلسکوپ آنگلو- استرالین (‌ انگلیسی- استرالیایی ) (5)، اداره می شود، نقشه برداری میدان 2 درجه (6)( 2df ) است که این مساح بالاخره، نقشه مکان حدود 250/000 کهکشان را ترسیم خواهد کرد.
برای توصیف اجتماع بسیاری از کهکشان ها اصطلاح خوشه کهکشانی به کار می رود. خوشه ها می توانند ترکیبی از اندازه ها و تعداد کهکشان های متفاوت باشند. به عنوان مثال کهکشان ما، راه شیری، عضوی از خوشه ای است که به « گروه محلی کهکشان ها » موسوم است که خوشه ای نسبتاً کوچک از کهکشان هایی است که تنها یکی از اعضای دیگر بزرگ آن کهکشان آندرومدا ( M31 ) است. در منتها الیهی دیگر، خوشه های غنی کهکشانی وجود دارند که به خوشه های اَبل (7) معروفند و در ناحیه ای که تنها چند میلیون سال نوری وسعت دارد شامل چند صد یا حتی هزاران کهکشان هستند.
مثال های آشنا و نزدیک به ما از این قبیل ساختارها، خوشه های سنبله (8) و گیسو (9) هستند. در میان این دو به نظر می رسد که کهکشان ها در سیستم های با چگالی متفاوت و متغیر به طور یکنواخت توزیع می شوند.
چگالترین خوشه های آبل به وضوح، اجرام رمبیده شده ای هستند که توسط گرانش خود، همدیگر را به طور متعادلی در کنار یکدیگر نگه می دارند. سیستم هایی که به لحاظ فضایی گسترده تر و کم قدرت ترند، ممکن است به این صورت به یکدیگر مقید نشوند اما احتمال دارد به سادگی به تمایل استاتیکی عمومی کهکشان هایی که می خواهند در کنار هم توده ای از کهکشان ها را بسازند پاسخ دهند.
خوشه های کهکشانی خاص هنوز بزرگ ترین ساختارهای تاکنون رصد شده، نیستند. توزیع کهکشان هایی در مقیاس بزرگ تر از حدود 30 میلیون سال نوری نیز پیچیدگی و سردرگمی های فراوانی را به وجود می آورد. نقشه برداری های رصدی اخیر نشان داده اند که کهکشان ها به سادگی به صورت « گوی های » شبه کروی نظیر خوشه های آبل توزیع نمی شوند، بلکه گاهی نیز در ساختارهایی شبه خطی که فیلامان یا رشته ای نامیده می شوند و یا ساختارهای صفحه مانند نظیر دیوار عظیم (10) ‌قرار می گیرند. این تقریباً چکیده 2 بعدی کهکشان هایی است که در سال 1988 توسط ستاره شناسان مرکز اختر فیزیک هاروارد- اسمیتسونین کشف شده است. اندازه دیوار عظیم حداقل 200 میلیون سال نوری در 600 میلیون سال نوری است اما ضخامت آن از 20 میلیون سال نوری کمتر است و هزاران کهکشان را شامل می شود. و جرمی معادل حداقل

برابر جرم خورشید دارد. خوشه های غنی خودشان در کنار هم خوشه ای با توده بی نهایت عظیم الجثه ای می سازند که ابرخوشه نامیده می شود. تعداد زیادی از ابرخوشه ها شناخته شده اند که از حدود 10 تا بیش از 50 خوشه غنی را در بر می گیرند. برجسته ترین ابر خوشه ی شناخته شده، ابرخوشه شیپلی (11) نامیده می شود در حالی که نزدیک ترین ابرخوشه به ما، ابرخوشه محلی (12) است که خوشه سنبله که در بالا به آن اشاره شد، در مرکز آن واقع شده است و ساختار مسطحی دارد و گروه محلی در سطح آن حرکت می کند.
ابرخوشه ها با اندازه ای به بزرگی 300 میلیون سال نوری شناخته می شوند و شامل ماده با جرم بیش از

برابر جرم خورشید هستند. این ساختارها با نواحی تقریباً خالی پهناوری تکمیل می شوند که بسیاری از آنها تقریباً به صورت کروی دیده می شوند. این « تهی جای » (13) ها یا شامل کهکشان هایی خیلی خیلی کمتر از میانگین هستند یا اینکه اصلاً حتی یک کهکشان هم ندارند. « تهی جای » هایی با چگالی کمتر از 10 درصد میانگین در مقیاس های بزرگ تر از 200 میلیون سال نوری در نقشه برداری های انتقال به سرخ بزرگ مقیاس آشکارسازی شده اند. وجود « تهی جای » های بسیار بزرگ، وقتی صحبت از وجود خوشه های کهکشانی و ابرخوشه ها در مقیاس های خیلی بزرگ می شود، زیاد تعجب ‌آور نیست، زیرا لازم است که نواحی با چگالی کمتر از چگالی میانگین وجود داشته باشند تا نواحی با چگالی بزرگ تر از چگالی میانگین به وجود بیایند. نتیجه ای که موقع دیدن نقشه های ساختار بزرگ مقیاس به وجود می آید این است که « بافت » بیکران کیهانی، شبکه ای پیچیده از رشته ها و صفحات متقاطع است.
اما چنین پیچیدگی ای چگونه رخ می دهد؟ مدل انفجار بزرگ بر این فرض استناد می کند که عالم همگن و یکنواخت است و به عبارت دیگر با اصول کیهان شناسی سازگار است.
خوشبختانه در حقیقت چنین به نظر می رسد که این ساختار در مقیاس های بزرگ تر از مقیاس شبکه کیهانی به پایان می رسد. این مسئله را رصدهای زمینه ریزموج کیهانی که پس از طی15 میلیارد سال نوری از عالم اولیه به ما می رسد، تأیید می کنند. با توجه به اینکه زمینه ریزموج در آسمان تقریباً یکنواخت است لذا با اصل کیهان شناسی در تطابق است. البته این سازگاری تقریبی است.

تشکیل ساختار

ماهواره کوبی(14)، در سال 1992 آشکارسازهای حساس خود را برای آشکارسازی و نقشه برداری از هر تغییری در دمای تابش زمینه ریزموج است به کار گرفت. با توجه به کشف سال 1965 آنها، به نظر می رسید که این زمینه ریزموج در آسمان همسانگرد باشد.
بعداً دریافتند که در بزرگ مقیاس آسمان تغییر حرارتی ای در حدود یک در هزار دارد که آن را به اثر داپلر نسبت دادند و معتقدند که ناشی از حرکت زمین در میدان تابشی حاصل از انفجار بزرگ است که در سراسر عالم باقی مانده است. آسمان در جهتی که ما حرکت می کنیم کمی گرم تر و در جهتی که از آن می آییم کمی سردتر به نظر می رسد. اما علی رغم این تغییر « دوقطبی »، چنین به نظر می رسد که تابش در تمام جهات یکسان است. ولی مدت های طولانی نظریه پردازان چنین گمان می بردند که باید ساختاری در زمینه ریزموج وجود داشته باشد که آن را مانند الگوی مواجی از نقاط سرد و داغ تصور می کردند. اینها چیزهایی بود که ماهواره کوبی پیدا کرد و به همین خاطر در سر خط خبر روزنامه های سراسر دنیا قرار گرفت.
پس بالاخره چرا زمینه ریزموج، یکنواخت نیست؟ پاسخ به اصل ساختار بزرگ مقیاس مرتبط است و مانند همیشه در کیهان شناسی، گرانش این پیوند را ایجاد می کند.
مدل های فریدمان در آگاهی بخشیدن راجع به چگونگی تغییر عالم با گذشت زمان نقش مهمی ایفا می کنند. اما این مدل ها غیر واقعی هستند زیرا آنها عالم را کاملاً ایده آل، یکنواخت و بدون نقص در نظر می گیرند. عالمی که این گونه آغاز شده باشد، تا ابد هم همین طور کامل و بی نقص خواهد ماند ولی در موقعیت واقعی نواقص و عیوب همواره وجود دارند. برخی نواحی ممکن است کمی چگال تر از میانگین و برخی نواحی رقیق تر از میانگین باشند. حال یک عالم اندکی غیر یکنواخت و متلاطم چگونه رفتار می کند؟ پاسخ به نحوی چشمگیر، با حالت ایده آل تفاوت دارد. تکه ای از عالم که چگال تر از میانگین است، میدان گرانشی قوی تری بر محیط اطراف خود اعمال می کند. به همین دلیل تمایل دارد که ماده را به سمت خود بمکد و همسایگان خود را خالی کند. با این کار، حتی نسبت به قبل چگال تر هم خواهد شد. و در نتیجه با قدرت بیشتری شروع به جذب کردن می کند. این اثر گریز ناپذیر رشد توده شدگی است که « ناپایداری گرانشی » (15) نامیده می شود. سرانجام این توده های به شدت به یکدیگر مقید شده، شکل می گیرند و شروع به جمع شدن در کنار یکدیگر می کنند تا رشته ها و صفحاتی نظیر آنهایی که در نقشه های ساختار کیهانی وجود دارند، به وجود آورند. تنها افت و خیزهای بسیار کوچک از این مراحل پس زده می شوند، اما گرانش مانند یک تقویت کننده ی قوی، این تحرکات مواج کوچک را به افت و

( 23 ) ناهمواری های کوبی. در سال 1992. ماهواره اکتشافگر زمینه کیهانی ( COBE ). نوسانات حرارتی کوچک در حدود

زمینه ریز موج کیهانی را در آسمان اندازه گرفت. به نظر می رسد این ناهمواری های مانند دانه هایی هستند که کهکشان ها و ساختار بزرگ مقیاس از آنها می رویند.
خیزهای عظیم در چگالی تبدیل می کند. ما می توانیم نقشه محصول نهایی را با استفاده از نقشه برداری های کهکشانی ترسیم کنیم و ورودی اولیه را از نقشه کوبی پیدا کنیم. تورم کیهانی، افت و خیزهای کوانتومی تولید می کند تصویر اصلی مربوط به چگونگی تشکیل ساختار به سال ها قبل بر می گردد اما برگرداندن آن به محاسبات پیش گویانه جزیی تر، به دلیل رفتار پیچیده گرانش بسیار سخت است. من در فصل 3 به این مورد اشاره کردم که حل این مسئله بدون استفاده از ساده سازی های مربوط به تقارن حتی با معادلات حرکت نیوتن هم دشوار است.
در مراحل پایانی ناپایداری گرانشی، چنین ساده سازی ای وجود ندارد. هر جسمی در عالم، جسم دیگر را می کشد و لازم است که

( 24 ) میدان عمیق هابل. با استفاده از نشانه روی تلسکوپ فضایی هابل به سوی یک تکه خالی از آسمان، این تصویر گرفته شده است و این تصویر آرایشی شگفت انگیز از کهکشان های کم نور و دور دست را نشان می دهد. برخی از این اجرام در چنان فواصل بی نهایت بزرگی قرار دارند که نورشان بیش از 90 درصد از سن عالم را برای رسیدن به ما در راه بوده است. لذا می توانیم رخ دادن تحول کهکشانی را ببینیم.
اثر همه نیروهایی که در هر جا و بر هر جسمی وارد می شود را در نظر بگیریم. در مجموع با مسئله ای رو به رو خواهیم شد که با قلم و کاغذ عملاً غیر قابل حل است.
ولی در طول دهه 1980، کامپیوترهای بزرگ وارد عرصه شدند و پیشرفت ها در این زمینه شتاب گرفت. آشکار شد که گرانش می تواند ساختار کیهانی را شکل دهد اما برای اینکه بتواند این کار را به طور مؤثر انجام دهد می بایست جرم بسیار زیادی در عالم وجود می داشت. از آنجا که با توجه به استدلال های هسته زایی اولیه، تنها مقدار نسبتاً کمی از ماده « معمولی » می توانسته در زمان های آغازین عالم وجود داشته باشد، لذا، نظریه پردازان فرض کردند که عالم تحت پوشش برخی اشکال عجیب و غریب از نوع ماده تاریک بود که خود را درگیر واکنش های هسته ای نمی کرد. شبیه سازی ها نشان می دهد که بهترین شکل ماده برای چنین نظریاتی، ماده تاریک « سرد » است. اگر ماده تاریک « داغ » بود آنگاه آنقدر سریع حرکت می کرد که نمی توانست توده هایی در اندازه صحیح بسازد.
سرانجام پس از سالیان دراز بعد از تولد کامپیوتر، تصویری پدیدار شد که در آن ساختار کیهانی به روش، از پایین به بالا، به وجود آمده است. ابتدا توده های کوچک ماده تاریک شکل گرفت سپس این سنگ بناها با هم آمیختند تا واحدهای بزرگ تر بسازند، که آنها نیز با هم متحد شدند و به همین ترتیب الی آخر. سرانجام اجرامی در اندازه کهکشان ها تشکیل شدند. گاز ( که از مواد باریونی ساخته شده است ) متراکم می شود و ستارگان شکل می گیرند و سپس کهکشان ها را می سازند. کهکشان ها به همین ترتیب رشد ساختار خود را افزایش دادند تا خوشه هایی به شکل زنجیر و صفحه ساختند. در این تصویر، ساختار به سرعت با زمان گسترده شد ( یا به طور معمول، با انتقال به سرخ ). ایده ماده تاریک سرد، بسیار موفق بوده است اما تا کامل شدن این برنامه راه بسیار درازی در پیش است. هنوز معلوم نیست که چه مقدار ماده تاریک وجود دارد و اینکه این ماده چه شکلی به خود می گیرد. جزئیات چگونگی تشکیل کهکشان ها هم هنوز مشخص نیست زیرا پیچیدگی فرآیندهای هیدرودینامیکی و تابشی، با حرکت گازها و تشکیل ستارگان زیاد می شود. اما امروزه، این موضوع دیگر صرفاً نظریه و یا شبیه سازی نیست. پیشرفت در تکنولوژی رصدی، نظیر تلسکوپ فضایی هابل، اکنون این امکان را به ما می دهد که کهکشان ها را در انتقال به سرخ بالا رصد کنیم و به دقت راجع به خصوصیات و تغییراتی را که با گذشت زمان در فضا می کنند، مطالعه کنیم. این تکنولوژی سرنخ هایی راجع به مقدار ماده تاریک موجود و اینکه کهکشان ها دقیقاً چگونه شکل گرفته اند به دست می دهد. اما راه حل نهایی این مشکل مربوط به مشاهدات محصول نهایی به دست آمده از ناپایداری گرانشی نیست بلکه به آغاز آن مربوط می شود.

صدای خلقت

ماهواره کوبی نماینده پیشرفت عظیمی در مطالعه تشکیل ساختار بود، اما از بسیاری جهات این آزمایش خیلی محدود بود. مهم ترین نقطه ضعف کوبی فقدان توانایی لازم در تجزیه جزئیات ساختار مواج در زمینه ریز موج بود. در واقع بزرگ نمایی زاویه ای کوبی تنها حدود 10 درجه بود که نسبت به استانداردهای اختر فیزیکی بسیار ناقص است. برای مقایسه، سرتاسر ماه کامل، حدود نیم درجه است. در ریز ساختار آسمان ریز موج است که کیهان شناسان امیدوارند تا بتوانند پاسخ بسیاری از سؤالات مهم و برجسته را بیابند.
ناهمواری ها در عالم اولیه توسط نوعی موج صوتی به وجود آمد. وقتی عالم بسیار داغ بود، با دمایی حدود چند هزار درجه، با امواج صوتی ای که عقب و جلو می رفتند، زنگ می زد. سطح خورشید در دمایی مشابه است و به روش مشابهی هم ارتعاش می کند. کوبی به دلیل همین توان تفکیک پایین، تنها قادر بود که

( 25 ) شبیه سازی تشکیل ساختار. با شروع از حالات اولیه تقریباً یکنواخت می توان از سوپر کامپیوترهای جدید بهره جست تا بخش قابل توجهی از عالم رو به جلو در زمان را شبیه سازی کنیم. در این مثال، با توجه به مجموعه سنبله، می توانیم توسعه ی خوشه بندی مرتبه ای را ببینیم که به عنوان عالمی که با ضریب 4 انبساط می یابد، نمایان می شود. گره های چگال دیده شده در آخرین تصویر کهکشان ها و خوشه کهکشان ها را شکل می دهد در همان حال که ساختار رشته ای موجود در تصویر قویاً یاد آور آن چیزی است که در نقشه برداری کهکشانی دیده می شود.

( 26 ) بومرنگ. تصویر، تجربه مربوط به مأموریت یک بالن در آنتراکتیکا را نشان می دهد. محموله آزمایشگاهی در وسیله نقلیه سمت راستی است. مسیر پرواز این بالن درمحدوده قطب جنوب بود. با استفاده از بادهای وزنده در منطقه بالن را به نزدیکی نقطه ی شروع مأموریت برگرداندند. آنتراکتیکا بسیار خشک است، به طوری که آنجا را بهترین نقطه زمین برای آزمایشات زمینه ریز موج می دانند. ولی به هر حال بهتر است اگر بتوانیم این آزمایشات را در فضا انجام دهیم.
مواج شدن هایی را آشکار سازد که طول موج آنها بسیار بلند باشد که اینها نماینده امواج صوتی ای با ارتفاع صوتی بسیار پایین هستند. به عبارت دیگر دارای نت بم ( باس ) ‌خلقت بودند. اطلاعات مربوط به این امواج مهم است اما خیلی با جزئیات نیست؛ صدای آنها بسیار مبهم است. از سوی دیگر عالم باید صدایی با ارتفاع بالاتر تولید کند و این خیلی جذاب تر است. امواج صوتی با یک سرعت خاص حرکت می کنند. به عنوان مثال سرعت آنها در هوا، حدود 300 متر بر ثانیه است. در عالم اولیه سرعت صوت بسیار بیشتر بوده است و تقریباً چیزی در حدود سرعت نور بود. در زمانی که زمینه ریزموج تولید شد عالم حدوداً 300 هزار سال سن داشت. از لحظه انفجار بزرگ تا آن زمان، که احتمالاً زمانی بوده که امواج صوتی در اولین مکان تحریک شده اند، این امواج می توانسته اند حدود 300 هزار سال نوری طی مسیر کنند. نوسان های با این طول موج یک « نت » مشخصه تولید می کنند، مانند نت اصلی یک ابزار موسیقی. اتفاقی نیست که ابرخوشه های کهکشانی تقریباً در این اندازه هستند؛ آنها نتیجه ای از این هیاهوی پر سر و صدای منعکس شده کیهانی هستند.
طول موج مشخصه عالم اولیه باید الگوی نقاط سرد و داغ را در آسمان ریزموج آشکار کند ولی از آنجا که این طول موج تقریباً کوتاه است، به صورت مقیاس کوچک تری نسبت به آنچه کوبی می توانست به دست آورد، ظاهر می شود. در واقع اندازه زاویه ای نقاطی که آن تولید می کند حدود یک درجه است به همین خاطر از زمان کوبی تاکنون رقابتی برای توسعه ابزارهای تواناتر در آشکارسازی هم آهنگ صدای اصلی عالم و هم هارمونی های بالاتر از آن به وجود آمده است. با یک آنالیز جزء به جزء از صدای خلقت، امید است که بتوان به بسیاری از سؤالات اساسی که کیهان شناسی مدرن با آنها مواجه است پاسخ داد. طیف صدا در بردارنده اطلاعاتی است راجع به اینکه چه مقدار ماده وجود دارد؟ و یا اینکه آیا یک ثابت کیهان شناسی وجود دارد یا نه؟، ثابت هابل چیست؟ و آیا فضا خمیده است؟ و شاید حتی اینکه اصلاً تورم رخ داده یا نه؟
دو بررسی تجربی مهم، مپ (16)، تحت رهبری ناسا که در سال 2001 پرتاب شد، و نقشه بردار فضایی پلانک متعلق به آژانس فضایی اروپا، که چند سال دیرتر پرتاب شده، نقشه های جزیی تری از الگوی ناهمواری ها در آسمان، با دقت بسیار بالایی ارائه می دهد. اگر تفسیر این ساختارها درست باشد، خیلی زود به پاسخ های مشخصی دست خواهیم یافت، احساس وقوع پیش از موعد، ملموس است.
ضمناً اشاراتی بسیار قوی درباره چگونگی به هم پیوستن اجرام وجود دارد. دو آزمایش مهم حمل شده با بالن (17)؛ بومرنگ (18) و ماکسیما (19)، نقشه ای از واحدهای کوچک تری از آسمان را با دقتی ضعیف تر از آنچه که MAP و پلانک انجام خواهند داد، ترسیم کرده اند. این تجربیات پاسخ های قطعی به دست نداده است اما نشان دادند که هندسه عالم تخت است.استدلال بسیار ساده است؛ ما طول موج مشخصه اصوات تولید شده از ساختارهای اندازه گیری شده را می دانیم و نیز می دانیم که این امواج در چه فاصله ای از ما مشاهده می شوند ( حدود 15 میلیارد سال نوری ) لذا می توانیم زاویه ای که باید در آسمان اشغال کنند، چنانچه عالم تخت باشد، را محاسبه کنیم. اگر عالم باز باشد، زاویه کوچک تر از زمانی است که عالم تخت باشد، اگر عالم بسته باشد، زاویه بزرگ تر خواهد بود. نتایج دلالت بر تخت بودن عالم می کنند. به علاوه این محاسبات، مدارک قوی ای دال بر وجود یک ثابت کیهان شناسی ارائه می دهد. تنها راهی که تاکنون برای جمع شتاب دار بودن کیهان با تخت بودن آن می دانیم وجود احتمالی انرژی خلأ است. تصویری که از مطالعات ساختار پدیدار می شود به نظر می رسد که با سایر رشته هایی که راجع به آنها صحبت کردم، همسو باشد اما هنوز نمی دانیم که چگونه عالم برای

( 27 ) تختی فضا. بالاترین تصویر در اینجا الگوی ساختار ریز نوسانات حرارتی اندازه گیری شده به وسیله بومرنگ را نشان می دهد. تصویر پایین، الگوهای شبیه سازی شده ای هستند، که به ترتیب، مربوط به پیش بینی افت و خیزها در کیهان شناسی های بسته، تخت و باز است. بهترین حالت به عالم تخت ( مورد وسطی ) مرتبط است. این نشانه قوی انگیزه MAP و نقشه بردار پلانک را زیادتر کرد تا در تجربیات آینده خود نقشه کل آسمان را با همین دقت ارائه دهند.
این گونه بودن طرح ریزی شده است. پاسخ به این معمای عمیق تر به درک عمیق تری از طبیعت ماده، فضا و زمان نیاز است.

پی‌نوشت‌ها:

1.Large-scale structure
2.Lick Map
3.Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
4.Palomar sky survey
5.Anglo-Australian
6.Two-Degree Feild
7.Abell clusters
8.virgo
9.cona
10.Great wall
11.shapley
12.local
13.void
14.COBE
15.Gravitational instability
16.Nasa-led map
17.European Space Agency`s planck Surveyor
18. boomerang
19.maxima