معرفی کتاب « کهکشان‌ها »، نوشته جان گریبین
مقدمه
بررسی علمیِ کهکشان‌ها کمتر از صد سال پیش، در دههٔ ۱۹۲۰ میلادی، آغاز شد؛ وقتی نخستین‌بار معلوم شد که بسیاری از حباب‌های مِه‌آلود نوری، که با تلسکوپ دیده می‌شوند، جزیره‌هایی ساخته‌شده از تعداد بسیاری ستاره در فضا هستند؛ بسیار فراتر از راه‌شیری، جزیره ـ کهکشان خودمان. بدون تلسکوپ، هرگز نمی‌توانستیم عالمِ فراتر از راه‌شیری را کاوش کنیم و به بررسی ماهیت کهکشان‌ها بپردازیم، اما تقریباً چهارصد سال طول کشید تا تلسکوپ‌ها آن‌قدر پیشرفته شوند که ماهیت حقیقی کهکشان‌ها را آشکار کنند.
تا جایی که امروز می‌دانیم، نخستین کسی که از تلسکوپ برای نگاه‌کردن به آسمان شب استفاده کرد لِنرد دیگز، (۱) ریاضی‌دان و کاوشگر تحصیل‌کردهٔ آکسفورد، بود (۲) که زمانی حدود سال ۱۵۵۱ هم تئودولیت را اختراع کرد. او استفاده از تلسکوپ (در واقع تئودولیتی که به‌سوی آسمان نشانه رفته بود) را از دیگران مخفی نگه داشت، چون تئودولیت در کار او ارزش بسیاری داشت. همچنین او یکی از نخستین کتاب‌های عمومیِ علمی را به زبان انگلیسی نوشت که شامل شرحی بر مدل زمین‌مرکز بطلمیوس (۳) از عالم بود. لنرد در سال ۱۵۵۹ درگذشت ولی پسرش، تامس دیگز، (۴) کار پدر را ادامه داد. تامس، که در دههٔ ۱۵۴۰ متولد شده بود، ریاضی‌دان شد و در سال ۱۵۷۱ ترتیبِ انتشار کتابی نوشتهٔ پدرش را داد که در آن نخستین‌بار ساختار تلسکوپ به‌صورت مکتوب شرح داده شده بود. تامس دیگز همچنین به کار رصد نجومی هم مشغول بود و در سال ۱۵۷۶ نسخه‌ای بازبینی‌شده و مبسوط از کتاب نخست پدرش منتشر کرد. آن کتاب شامل نخستین شرح مکتوب مدل خورشیدمرکز کُپرنیک (۵) به زبان انگلیسی بود.
در آن کتاب، Prognostication Everlasting، دیگزِ جوان گفت که جهان نامتناهی است و تصویری از خورشید به آن اضافه کرد که سیاره‌ها به‌دورش می‌گشتند و خودش در مرکزِ مجموعه‌ای از ستاره‌ها، که تا بی‌نهایت در همهٔ جهت‌ها ادامه داشت، قرار گرفته بود. از آنجاکه می‌دانیم دیگز دست‌کم یک تلسکوپ در اختیار داشته، طبیعی است که نتیجه بگیریم او با تلسکوپ به نوارِ نورانی کشیده‌شده در سرتاسر آسمان، که به راه‌شیری می‌شناسیمش، نگاه کرده و کشف کرده بود که این نوار از بی‌نهایت ستارهٔ منفرد تشکیل شده است.
شاید داستان لنرد و تامس دیگز برای‌تان تعجب‌آور باشد، چون معمولاً اعتبار هر دو کار ـ استفاده از تلسکوپ برای مقاصد نجومی و کشف اینکه راه‌شیری از ستاره‌ها شکل گرفته ـ را از آنِ گالیله‌ئو گالیله، (۶) در ابتدای نخستین دههٔ قرن هفدهم میلادی، می‌دانیم. در واقع، تلسکوپ چندین‌بار در اروپای شمالی و غربی به‌طور مستقل اختراع شد و اخبار این اختراع تازه در سال ۱۶۰۹ از هلند به ایتالیا رسید. گالیله، با دردست‌داشتن شرحی دربارهٔ این ابزار، یکی برای خودش ـ نخستین از چندین ـ ساخت و آن را به‌سوی آسمان هم نشانه رفت. کشف‌های او در سال ۱۶۱۰ در کتابی با عنوان پیام‌آور ستاره‌ای (۷) منتشر شد. اینْ او را مشهور کرد و منشأ این افسانهٔ شایع شد که او نخستین اخترشناسی بوده که از تلسکوپ استفاده کرده است. اما گالیله هم، مانند تامس دیگز پیش از او، واقعاً با رصد به این نتیجه رسید که راه‌شیری از بی‌شمار ستاره تشکیل شده است.
گام بعدی در راهِ رسیدن به درکی از جایگاه ما در عالم را تامس رایت (۸)، ابزارساز و فیلسوف انگلیسی، در اواسط قرن هجدهم برداشت. اما مشارکت‌های او هم، همچون دیگز، تقریباً به فراموشی سپرده شد. راه‌شیری در سرتاسر آسمان شب نواری از نور شکل می‌دهد. رایت در کتابش، نظریهٔ اصلی یا فرضیه‌ای جدید در باب عالم، (۹) که در سال ۱۷۵۰ منتشر شد، گفت که نوار راه‌شیری تکه‌صفحه‌ای از ستاره‌هاست و شکلش را به سنگ آسیاب تشبیه کرد. حتی شگفت‌انگیزتر اینکه فهمید خورشید نه در مرکز این صفحهٔ قرص‌شکل ستاره‌ها بلکه خارج از یکی از لبه‌هایش قرار دارد. او حتی این موضوع را مطرح کرد که حباب‌های مه‌آلود نور، که از درون تلسکوپ دیده می‌شوند و به‌سبب شباهت‌شان به ابرها سحابی نام دارند، ممکن است خارج از راه‌شیری قرار داشته باشند؛ هرچند او از نظر تخیلْ آن گام بلند را برنداشت تا عنوان کند که چه‌بسا سحابی‌ها منظومه‌های ستاره‌ایِ دیگری مانند خود راه‌شیری باشند. ایمانوئل کانت، (۱۰) فیلسوف و دانشمند آلمانی، این افکار را از رایت به‌امانت گرفت؛ او قدمی دیگر برداشت و اعلام کرد که شاید سحابی‌ها «جهان‌های جزیره‌ای» شبیه راه‌شیری باشند. این اندیشه جدی گرفته نشد.
همین‌طور که تلسکوپ‌ها پیشرفت کردند، سحابی‌های بیشتر و بیشتری کشف و فهرست شدند. یک علت برای فهرست‌بندیِ دقیق این بود که اخترشناسان اواخر قرن هجدهم و اوایل قرن نوزدهم مشتاقِ یافتن دنباله‌دارها بودند و حباب مه‌آلود سحابی‌ها در نگاه نخست شبیه حباب مه‌آلود دنباله‌دارها به‌نظر می‌رسد. پس، افرادی مثل شارل مسیه (۱۱) در دههٔ ۱۷۸۰ و ویلیام هرشل (۱۲) ـ که فهرستی را در سال ۱۸۲۰ کامل کرد ـ مکان سحابی‌ها را شناسایی کردند تا هیچ ابهامی در بین نباشد. فهرست هرشل شامل ۲۵۰۰ سحابی بود که امروز می‌دانیم اغلب‌شان کهکشان‌اند. طی بیست سالِ بعدی، او سعی کرد بفهمد سحابی‌ها از چه ساخته شده‌اند، اما حتی بزرگ‌ترین تلسکوپ او، با آینه‌ای به‌قطر ۴۸ اینچ (۲/ ۱ متر)، نمی‌توانست این توده‌های مه‌آلود را به ستاره‌های سازنده‌شان تفکیک کند. او در سال ۱۸۲۲ در حالی چشم از جهان فروبست که فکر می‌کرد سحابی‌ها واقعاً ابرهایی مه‌آلود از مادهٔ درون راه‌شیری‌اند.
گام رصدیِ بعدی را ویلیام پارسونز، معروف به لُرد راس، (۱۳) برداشت. او در دههٔ ۱۸۴۰، تلسکوپی غول‌پیکر با آینه‌ای به‌قطر ۷۲ اینچ (۸ /۱ متر) ساخت. او با این ابزار کشف کرد که بسیاری از سحابی‌ها ساختاری مارپیچی دارند؛ مثل الگوی شیری که داخل فنجانی قهوهٔ سیاه ریخته می‌شود. طی دهه‌های بعدی، به‌قطعیت معلوم شد که برخی از سحابی‌ها واقعاً ابرهای درخشان گاز درون راه‌شیری‌اند، و برخی هم به خوشه‌هایی از ستاره‌ها تفکیک می‌شوند، در مقیاسی بسیار کوچک‌تر از راه‌شیری و مرتبط با آن. ولی سحابی‌های مارپیچی در هیچ‌یک از این دسته‌ها جای نگرفتند. پیشرفت عکاسی نجومی در نیمهٔ دوم قرن نوزدهم بررسیِ سحابی‌های مارپیچی را آسان‌تر کرد ولی عکس‌ها هنوز آن‌قدر خوب نبودند که ماهیت حقیقی آنها را آشکار کنند.
در ابتدای قرن بیستم، اغلب اخترشناسان بر این باور بودند که سحابی‌های مارپیچیْ ابرهای چرخانی از ماده‌اند که ستاره‌ای در حال شکل‌گیری را احاطه کرده‌اند، مثل ابری که تصور می‌شد منظومهٔ شمسی از آن شکل گرفته است. ولی طی دو دههٔ بعدی، اندیشهٔ جهان‌های جزیره‌ای به‌قدر کافی پشتیبانی کسب کرد که آکادمی ملیِ علوم ایالات متحده را بر آن دارد که مناظره‌ای دربارهٔ این موضوع برگزار کند. در این مناظره، هارلو شِیپلی، (۱۴) آن زمان از رصدخانهٔ مونت‌ویلسون (۱۵) در کالیفرنیا، به‌نمایندگی از طرف تفکر ضدّ اندیشهٔ جهان‌های جزیره‌ایْ و هیبر کرتیس، (۱۶) از رصدخانهٔ لیک (۱۷) در کالیفرنیا، به نفع آن صحبت کردند. این جلسه، که در ۲۶ آوریل ۱۹۲۰ برگزار شد، بین اخترشناسان به «مناظرهٔ بزرگ» معروف شد. هرچند، این مناظره موفق به حل ماجرا نشد، لحظهٔ آغاز بررسی‌های علمی دربارهٔ کهکشان‌ها را رقم زد.
۱. مناظرهٔ بزرگ
مناظرهٔ نجومی بزرگِ ۲۶ آوریل ۱۹۲۰ دو جنبه داشت: ابعاد کهکشان راه‌شیری، و ماهیت سحابی‌های مارپیچی. در واقع، اصلاً مناظره نبود؛ دو نفر سخنرانْ هریک به‌مدت چهل دقیقه صحبت کردند و بعد از آن جلسهٔ گفت‌وگوی عمومی برگزار شد. موضوع این جلسه، که محلِ برگزاری‌اش در آن زمان موزهٔ ملی ایالات متحده بود و امروز موزهٔ تاریخ طبیعی اسمیتسونی است، «مقیاس عالم» بود. شِیپلی و کرتیس دربارهٔ معنای این گزاره دیدگاه‌های کاملاً متفاوتی داشتند که هریک در مقاله‌ای علمی، که سال بعد منتشر کردند، آن را شرح دادند. در اصل، شیپلی فکر می‌کرد راه‌شیریْ خودِ عالم یا دست‌کم مهم‌ترین بخش عالم است و به دانستن اندازهٔ کهکشان خودمان علاقه‌مند بود؛ کرتیس فکر می‌کرد که سحابی‌های مارپیچیْ کهکشان‌هایی مانند کهکشان خودمان‌اند و به مقیاس چیزها فراتر از راه‌شیری علاقه‌مند بود.
این مناظره در آن زمانِ خاص اتفاق افتاد چون اخترشناسان به‌تازگی به روش‌هایی برای سنجش فاصله در سرتاسر راه‌شیری دست یافته بودند. فاصلهٔ ستاره‌های نزدیک را می‌شد با همان نوع روش‌های پیمایشی سنجید که با مثلثات شروع می‌شدند و لنرد دیگز با آنها آشنایی داشت. اگر ستاره‌ای نزدیک را در دو شب با فاصلهٔ زمانی شش ماه از هم ـ که زمین در دو نقطهٔ مقابل هم در مدارش به‌دور خورشید قرار دارد ـ رصد کنیم، به‌نظر می‌رسد آن ستاره در برابر پس‌زمینه‌ای از ستاره‌های دورتر جابه‌جا شده است. این اثرِ اختلاف‌منظر درست مثل آن است که شما انگشت‌تان را جلوِ صورت‌تان بگیرید و به‌ترتیب هریک از چشم‌های‌تان را ببندید، در حالی‌که دیگری باز باشد. به‌نظر می‌رسد انگشت شما نسبت به زمینه جابه‌جا می‌شود، و هرچه انگشت به چشم شما نزدیک‌تر باشد، این اثرِ اختلاف‌منظر بیشتر می‌شود. مقدار جابه‌جایی ستاره و قطر مدار زمین (که خودش از روابط مثلثاتی درون منظومهٔ شمسی دانسته می‌شود) تنها چیزهایی است که برای به‌دست‌آوردن فاصلهٔ ستاره نیاز داریم.
متأسفانه، اغلب ستاره‌ها بسیار دورتر از آن‌اند که بتوان این اثر را برای‌شان سنجید. حتی نزدیک‌ترین ستاره به ما، آلفاـ قنطورس، آن‌قدر از خورشید دور است که نورش برای رسیدن به ما ۲۹/ ۴ سال در راه است (پس فاصله‌اش از ما ۲۹/ ۴ سال نوری است). تا سال ۱۹۰۸، فقط حدود صد فاصلهٔ ستاره‌ای به این روش اندازه‌گیری شده بودند. دیگر روش‌های هندسی، بر اساس نحوهٔ حرکت دسته‌جمعیِ ستاره‌های خوشه‌های ستاره‌ایِ نزدیک در فضا، سنجش فاصله‌ها را تا حدود صد سال نوری ـ یا به واحدی که اخترشناسان ترجیحش می‌دهند، ۳۰ پارسکی (۱۸) ـ هم ممکن کرده‌اند. این دقیقاً برای به‌قاعده‌درآوردنِ مهم‌ترین شاخص فاصله‌ای در نجوم کافی بود.
برای اینکه اهمیت این شاخص فاصله‌ای جدید را درک کنیم، فقط باید نگاهی بیندازیم به بهترین تخمین از اندازهٔ راه‌شیری که در نخستین سال‌های قرن بیستم انجام شد. اخترشناس هلندی، یَکُبوس کاپتاین، (۱۹) تعداد ستاره‌های معلوم در تکه‌های هم‌اندازه از آسمان در جهت‌های مختلف را شمرد و ـ بر اساس روش‌هایی که شرح‌شان دادم و نیز بر این اساس که ستاره‌ها از روی زمین چقدر کم‌نور دیده می‌شوند ـ تخمین‌هایی از فاصلهٔ این ستاره‌ها به‌دست آورد. او اشاره کرد که شکل راه‌شیری قرص‌مانند است ـ با ضخامت حدود دوهزار پارسک (دو کیلوپارسک) در میانه و قطر ۱۰ کیلوپارسک ـ و خورشید جایی نزدیک مرکزش قرار دارد. امروز می‌دانیم که این تخمین بسیار بسیار کوچک است؛ بیشتر به این سبب که بین ستاره‌ها مقدار فراوانی غبار وجود دارد که کاپتاین از آن خبر نداشت، و این غبار همچون مِهی عمل می‌کند که دیدرس ما در امتداد صفحهٔ راه‌شیری را محدود می‌کند؛ پدیده‌ای که آن را جذب غباری می‌نامیم. درست مثل مسافری که در مِه گم شده است و خودش را مرکز جهانش می‌پندارد، کاپتاین هم در «مِهِ» راه‌شیری گم شده بود و به‌نظرش می‌رسید که در مرکز عالمِ کوچک خودش قرار دارد. کمتر از صد سال پیش، اغلب اخترشناسان بر این باور بودند که این قرص از ستاره‌ها در واقع نمایانگرِ کلّ عالم است.
در دههٔ دوم قرن بیستم، تغییراتی آغاز شد. هنریتا سوان لیویت، (۲۰) که در رصدخانهٔ کالج هاروارد (۲۱) کار می‌کرد، کشف کرد که درخشندگی دستهٔ مشخصی از ستاره‌ها، معروف به قیفاووسی‌ها، طوری تغییر می‌کند که می‌توان آنها را شاخص‌هایی برای سنجش فاصله در نظر گرفت. هر ستارهٔ قیفاووسی به‌طور منظم درخشان و کم‌فروغ می‌شود، و این چرخه را دوباره و دوباره تکرار می‌کند. برخی چرخه را در کمتر از یک روز طی می‌کنند؛ برای برخی این چرخه تا صد روز طول می‌کشد. ستارهٔ قطبی شمالی، یا جَدی، ستاره‌ای قیفاووسی است با چرخه‌ای حدوداً چهارروزه؛ هرچند تغییرات درخشندگی در مورد این ستاره آن‌قدر کم است که نمی‌توان با چشم برهنه (غیرمسلح) آن را تشخیص داد. کشف بزرگ لیویت این بود که چرخهٔ قیفاووسی‌های درخشان‌تر طولانی‌تر از قیفاووسی‌های کم‌نورتر است. حتی بهتر اینکه، بین دورهٔ تناوب تغییراتِ درخشندگیِ هر ستارهٔ قیفاووسی و درخشندگیِ آن رابطه‌ای دقیق وجود دارد. مثلاً قیفاووسی‌ای که چرخه‌اش پنج‌روزه باشد، ده‌بار درخشان‌تر از قیفاووسی‌ای است که چرخه‌اش یازده‌ساعته باشد.
لیویت این کشف را با بررسیِ نور صدها ستاره در «سحابی» ای به نام ابر کوچک ماژلان (۲۲) (SMC)، مجموعه‌ای از ستاره‌های مرتبط به راه‌شیری، انجام داد. او نمی‌دانست SMC چقدر از ما دور است، ولی این مهم نبود چون همهٔ ستاره‌های آن مجموعه در واقع در فاصلهٔ یکسانی از ما قرار دارند. پس درخشندگی‌های نسبی آنها را می‌شد با هم مقایسه کرد، بدون نگرانی از اینکه شاید یکی از آنها به‌سبب فاصلهٔ بیشترش کم‌نورتر به‌نظر برسد. در سال ۱۹۱۳، اخترشناس دانمارکی، اِینار هرتسپرونگ، (۲۳) فاصلهٔ سیزده ستارهٔ قیفاووسی نزدیک را با روش‌های هندسی اندازه گرفت و رصدهای این ستاره‌ها را با داده‌های لیویت ترکیب کرد تا درخشندگی واقعیِ ستارهٔ قیفاووسی فرضیِ استانداردی با دورهٔ تناوب دقیقاً یک روز را به‌دست آورد. با دردست‌داشتن این قاعده می‌شد با به‌دست‌آوردن درخشندگیِ واقعی هر ستارهٔ قیفاووسی بر اساس درجه‌بندیِ هرتسپرونگ و دانستن دورهٔ تناوبش و بعد مقایسهٔ آن، به روشی به‌دقت قابل‌محاسبه، با میزان کم‌نورشدگی ستاره در آسمانْ فاصلهٔ آن را اندازه گرفت (هرچه کم‌نورتر، دورتر). در کنار دیگر نتایج، این درجه‌بندی از مقیاس فاصلهٔ قیفاووسی‌ها به این معنا بود که SMC دست‌کم ۱۰ کیلوپارسک از ما فاصله دارد. از آن زمان، به‌مدد رصدهای بهتر و درکی از پدیدهٔ جذب غباری، تخمین هرتسپرونگ دستخوش بازبینی و اصلاح شده است، اما در سال ۱۹۱۳ نشانگرِ افزایشی چشمگیر در مقیاس بود؛ از تخمین کاپتاین از اندازهٔ راه‌شیری (کلّ عالم!) تا اعلام اینکه SMC آن‌قدر دور است.
هارلو شِیپلی بود که از روش قیفاووسی‌ها برای واسنجیدنِ (۲۴) اندازه و شکل کهکشان راه‌شیری استفاده کرد، بعد از اینکه خودش درخشندگی این ستاره‌های متغیر را واسنجی کرد. اینْ در واقع مشارکت او در مناظرهٔ بزرگ بود.
کلیدِ بررسی شیپلی دربارهٔ راه‌شیری این بود که می‌توانست از ستاره‌های متغیر برای سنجش فاصله تا منظومه‌های ستاره‌ای، معروف به خوشه‌های کروی، بهره ببرد. خوشه‌های کروی، همان‌طور که از نام‌شان پیداست، سامانه‌هایی کُره‌شکل تشکیل‌شده از ستاره‌ها هستند. آنها ممکن است شامل صدهاهزار ستارهٔ منفرد باشند و در قلب چنین خوشه‌ای چه‌بسا هزار ستاره در فضایی به‌حجم یک پارسکِ مکعب فشرده شده باشند؛ خیلی متفاوت از منطقهٔ ما در کهکشان، که در فاصلهٔ یک پارسکی تا خورشید هیچ ستاره‌ای وجود ندارد. خوشه‌های کروی را بالا و پایین صفحهٔ راه‌شیری می‌بینیم. شِیپلی، با سنجش فاصلهٔ این خوشه‌ها، دریافت که آنها در حجمی کروی از فضا به‌مرکزیت نقطه‌ای در راستای صورت فلکی قوس اما هزاران پارسک دورتر از ما، در مرکز نواری نورانی به نام راه‌شیری، توزیع شده‌اند. نتیجه این بود که آن نقطه نشان‌دهندهٔ مرکز کهکشان راه‌شیری است و، بنابراین، منظومهٔ شمسی جایی نزدیک لبهٔ کهکشان قرار دارد. در سال ۱۹۲۰، شیپلی به این تخمین رسید که قطر کهکشان ما حدود سیصدهزار سال نوری (حدود صد کیلوپارسک) است و خورشید حدود شصت‌هزار سال نوری (حدود بیست کیلوپارسک) از مرکزش فاصله دارد. او در همایش واشینگتن این موضوع را چنین مطرح کرد:
یکی از نتایج نظریهٔ خوشه‌ها در منظومهٔ کهکشانی این است که معلوم شد خورشید از مرکز کهکشان خیلی دور است. به‌نظر می‌رسد که ما نزدیک مرکز خوشه‌ای محلی و بزرگ یا ابری از ستاره‌ها قرار داریم، اما خود این ابر دست‌کم شصت‌هزار سال نوری از مرکز کهکشان فاصله دارد.
۱. توزیع خوشه‌های کروی (دایره‌ها) در یک سمت آسمان نشان می‌دهد که خورشید از مرکز راه‌شیری بسیار دور است.
در این تصویر، به‌نظر شیپلی و اخترشناسانِ هم‌فکرش ممکن نبود که سحابی‌های مارپیچیْ کهکشان‌های دیگری مثل راه‌شیری باشند. استدلال آنها ساده بود. اندازهٔ ظاهری (زاویه‌ای) هر جسم در آسمان به اندازهٔ واقعیِ خطی‌اش و فاصلهٔ آن از ما بستگی دارد؛ درست همان‌طور که گاوی واقعی که آن‌سوی مزرعه، دور از ما، ایستاده باشد هم‌اندازهٔ گاوی اسباب‌بازی می‌شود که شما در دست دارید. اگر سحابی‌های مارپیچی هم قطری حدود سیصدهزار سال نوری داشتند، اندازه‌های زاویه‌ایِ کوچک‌شان در آسمان نشان می‌داد که فاصله‌شان از ما می‌بایست چندین میلیون سال نوری باشد؛ که بسیار بزرگ‌تر از آن به‌نظر می‌رسید که جدی گرفته شود. در عوض، شیپلی بر این باور بود که سحابی‌های مارپیچی یا منظومه‌های ستاره‌سازْ درون کهکشان راه‌شیری قرار دارند، یا حداکثر کهکشان‌های بسیار کوچکِ اقماری برای راه‌شیری‌اند؛ جزایری در مقایسه با «قارهٔ» راه‌شیری. او می‌گفت: «من ترجیح می‌دهم باور داشته باشم که آنها اصلاً از ستاره تشکیل نشده‌اند، بلکه واقعاً اجرامی سحابی‌وارند».
او دستاویز دیگری هم داشت. آدریان فان‌مانِن، (۲۵) اخترشناس دانمارکیِ دیگری که اتفاقاً از دوستان خوب شیپلی بود، ادعا کرد که، با مقایسهٔ عکس‌هایی که با فاصله‌های زمانی چندساله گرفته شده‌اند، چرخش چندین سحابی مارپیچی را اندازه گرفته است. اثر به‌دست‌آمده به‌طور قابل‌توجهی کوچک بود. در یک مورد، سحابی ۱۰۱M، او گفت که جابه‌جایی‌ای به‌اندازهٔ ۰۲ /۰ ثانیهٔ قوسی ـ یعنی حدود ۰۰۱/ ۰ درصدِ اندازهٔ زاویه‌ای ماه به‌صورتی که از روی زمین دیده می‌شود ـ سنجیده است. هر چرخش این‌چنینی را می‌توان به سرعتی خطی متناظر با فاصلهٔ هر بخش سحابی از مرکز چرخش تبدیل کرد. مسلماً اینْ به ابعاد واقعیِ جسمِ در حال چرخش بستگی دارد. اگر مارپیچی‌ها هم‌اندازهٔ راه‌شیری بودند، اندازه‌گیری‌های فان‌مانن بر سرعت‌هایی قابل‌مقایسه با ـ یا حتی بیشتر از ـ سرعت نور دلالت داشت. اگر او درست می‌گفت، مارپیچی‌ها می‌بایست اجرامی کوچک و نسبتاً نزدیک به ما بودند. باورش برای اغلب اخترشناسان سخت بود که فان‌مانن واقعاً چنین اندازه‌گیری‌های دقیقی انجام داده باشد. بررسی‌های بعدی نشان داد که فان‌مانن مرتکب اشتباهی شده بود اما ـ معلوم نیست چرا ـ در زمان مناظرهٔ بزرگْ قبول‌داشتنِ داده‌های او مسئلهٔ «ایمان» بود؛ و شیپلی به دوستش اعتماد داشت. شیپلی در سال ۱۹۲۱ در مقاله‌ای تأکید کرد که نتایج فان‌مانن برای اندیشهٔ جهان جزیره‌ای «حیاتی به‌نظر می‌رسد» و «از نظر منطقی ممکن نیست مارپیچی‌های درخشانْ همان اجسام بی‌نهایت دوردستی باشند که تئوری ایجاب می‌کند».
کتاب کهکشان‌ها
نویسنده : جان گریبین
مترجم : شادی حامدی‌آزاد
انتشارات بصیرت
تعداد صفحات: ۱۴۲ صفحه
این نوشته‌ها را هم بخوانید
