ادوین هابل، بنیان‌گذار کیهان‌شناسی جدید

در سال ۱۹۲۳، پس از بررسی دقیق «سحابی مارپیچی» توسط ادوین هابل، معلوم شد که جهان در حال انبساط است. پس از این کشف بزرگ، کیهان‌شناسی به مرحلهٔ جدیدی وارد شد.

در اسفند امسال، تلسکوپ فضایی هابل راهی فضا خواهد شد و به وصیت مردی عمل خواهد کرد که نام او را بر خود دارد. هیچ وسیله‌ای نمی‌تواند چنین به شایستگی نام‌گذاری شود. کاری که ادوین هابل بیش از ۷۰ سال پیش آغاز کرد، با تابیدن نور کهکشان‌های دوردست بر آینه ۴/۲ متری این تلسکوپ، صورت کمال خواهد یافت و اخترشناسانی که در زمینه کاوش تصاویر مخابره شده از تلسکوپ هابل را برعهده دارند به بررسی انبساط و عمق جهان خواهند پرداخت.

نیکولاس میهال، اخترشناس آمریکایی، در نوشته ستایش‌آمیز خود درباره هابل، چنین عنوان می‌کند: «هابل در شناخت بخش قابل مشاهدهٔ جهان همان‌قدر اصرار داشت که هرشل در شناخت راه شیری و گالیله در شناخت منظومه شمسی. داوری تاریخ هرچه باشد، تردیدی در آن نیست که ادوین هابل قافله‌دار سیر در «قلمرو سحابی‌ها» است.»

داستان زندگی هابل، داستانی است آکنده از تحقیق و تعالی و آزمون و داوری. هابل مردی بود که به راستی با جهانی که منشاء اشتیاق و فعالیت او بود آشنایی داشت. گرچه او از راهی غیرمستقیم به دنیای اخترشناسی قدم گذاشت – چون نخست به تحصیل حقوق پرداخت – اما علاقه او در مسیری شکوفا شد که پس از یک دوره ۳۰ ساله، مبانی کیهان‌شناسی‌نوین را پی نهاد. جالب است به خاطر داشته باشیم، که در آغاز قرن بیستم، اخترشناسان اندیشه روشنی درباره اندازه یا مقیاس کهکشان‌ها نداشتند، اما در خلال چندین دهه تلاش هابل، پرتو دیگری بر جهان افکنده شد و اخترشناسی رصدی مسیرهای جدیدی یافت.

ادوین هابل در ۲۰ نوامبر ۱۸۸۹ در مارشفیلد (در ایالت میسوری) ایالات متحده آمریکا به دنیا آمد. پدرش جان پاول و مادرش ویرجینیا لی جیمز هابل نام داشتند. پدر هابل حقوقدان بود و ادوین نخست بر آن شد که به حرفه پدر روی آورد. دوران کودکی را در کنتاکی گذراند و در شیکاگو از دبیرستان فارغ‌التحصیل شد و بورسیه‌ای از طرف دانشگاه شیکاگو در اختیارش قرار گرفت. ادوین، به هنگام کودکی به اخترشناسی علاقه داشت اما در دانشگاه بود که علاقه او به واقع برانگیخته شد. این امر را احتمالا ناشی از آن می‌توان دانست که چندین فیزیک‌دان و اخترشناس پژوهشگر، از جمله رابرت آبراهام میلیکان و جورج الری هیل، در دانشگاه شیکاگو کار می‌کردند.

هابل در ۱۹۱۰ در رشته ریاضیات و اخترشناسی از دانشگاه شیکاگو لیسانس گرفت. او، به رغم علاقه‌ای که به اخترشناسی داشت، عزم آن کرد که حقوق بخواند و از این رو دو سال بعدی را به تحصیل علم تفسیر قانون در کویینز کالج آکسفورد (در انگلستان) گذراند؛ در این رشته نیز لیسانس گرفت و سپس یک سال در آکسفورد به عنوان مدرس کار کرد.

در سال ۱۹۱۳، به ایالات متحده آمریکا بازگشت و با اخذ اجازه وکالت، یک دفتر حقوقی در لوئیسویل کنتاکی باز کرد. او یک سال با بی‌میلی به کار وکالت پرداخت تا این‌که اشتیاق قلبی‌اش به اخترشناسی، وی را به ادامه تحقیق در رصدخانه یرکز کشاند. در آن‌جا همکار ادوین فراست شد که اخترشناس نامداری در مطالعه طیف ستارگان بود، و سرانجام در سال ۱۹۱۷ درجه دکتری خود را در اخترشناسی گرفت. «تشخیص سحابی‌های کم‌سو به روش عکاسی» عنوان پایان‌نامهٔ او بود.

هابل در پایان‌نامه خود رده‌بندی انواع مختلف سحابی‌ها را مورد ملاحظه قرار داد و چنین بیان داشت که سحابی‌های سیاره‌نما احتمالاً در درون منظومه مارپیچی ما قرار دارند؛ اما سحابی‌های مارپیچی «جزیره» هایی هستند که در بیرون کهکشان ما واقع‌اند. جالب آن‌که هابل خاطرنشان کرد که هویت و مکان این سیستم‌های برون‌کهکشانی را فقط اخترشناسان آینده با ابزارهای بسیار پرتوان می‌توانند تعیین کنند.

به سوی قلمرو سحابی‌ها

در سال ۱۹۱۷ بود که جورج الری هیل در بازدیدی از رصدخانه یرکز، تحت تاثیر مهارت‌های رصدی هابل قرار گرفت و به او پیشنهاد کرد که در رصدخانه مونت‌ویلسون سِمَتی را بر عهده بگیرد. در این رصدخانه با تلسکوپ بازتابی ۶۰ اینچی کار می‌کردند. پیش از آن‌که هابل کار خود را در مونت‌ویلسون آغاز کند، ایالات متحده آمریکا وارد جنگ جهانی اول شد. هابل تصمیم گرفت که داوطلبانه در پیاده‌نظام نام‌نویسی کند و در نتیجه می‌بایست پیش از اعزام به ماورای بحار با کوشش فراوان پایان‌نامه دکترای خود را نیز بنویسد. او در تلگرامی به هیل وی را از تصمیم خود آگاه کرد: «متاسفم که نمی‌توانم شما را برای پیوستن به مونت‌ویلسون بپذیرم، در عوض وارد ارتش را دارد و در جنگ شرکت می‌کنم.»

هابل پس از خدمت در فرانسه، جزو نیروهای آمریکایی تصرف‌کنندهٔ آلمان یک سال دیگر پس از متارکه جنگ نیز در آلمان ماند و به درجه سرهنگی رسید. پس از آن، پیشنهاد هیل را اجابت کرد و در پاییز ۱۹۱۹ به اعضای مونت‌ویلسون پیوست.

تلاش اولیه هابل در مونت‌ویلسون عمدتاً مربوط به مطالعه عام سحابی‌های کهکشانی (که امروزه آن‌ها را سحابی‌های گازی یا گسترده می‌نامیم) و سحابی‌های غیرکهکشانی بود (سحابی‌های «مجزا» ی واقع در بیرون کهکشان ما – یا به عبارت دیگر کهکشان‌ها) بود. هابل در یکی از اولین مقاله‌هایش نوعی نظام رده‌بندی برای این اجسام ارائه داد که اساس آن تفاوت میان سحابی‌های کهکشانی و سحابی‌های غیرکهکشانی بود.

بخش مهمی از نتایج هابل به بررسی منبع درخشندگی سحابی‌های گسترده کهکشانی مربوط بود. او چنین استدلال کرد که گار درون این سحابی‌ها بر اثر تابش ستارگان مجاور درخشان می‌شود. گاز و غبار درون این ابرها بدان‌حد داغ نیستند که از خود درخشندگی داشته باشند، بلکه تابش ستارگانی در درون یا کنار آن‌ها سبب درخشندگیشان می‌شود. در مقاله بعدی، هابل نشان داد که ستارگان آبی بسیار داغی که در درون یا در مجاورت سحابی‌ها قرار دارند، گازهای سحابی را تحریک می‌کنند تا پرتو افشان شوند، چرا که رابطه‌ای بین قدر این ستارگان و درخشندگی سحابی‌های همبستهٔ با آن وجود داشت.

در سال ۱۹۱۹، تلسکوپ ۱۰۰ اینچی مونت‌ویلسون مورد بهره‌برداری قرار گرفت. این رویداد تقریباً مقارن بود با زمانی که توجه هابل به مطالعه سحابی‌های مارپیچی معطوف گشت. یکی از نخستین موارد تحقیق او به «چگالیدگی» های مشاهده شده در سحابی‌های مارپیچی بزرگ مربوط می‌شد. در سال ۱۹۱۰، ج.و.ریتچی که یکی از برجسته‌ترین متخصصان نورشناسی نجومی بود، با تلسکوپ ۶۰ اینچی مونت‌ویلسون عکس‌هایی از چندین سحابی مارپیچی تهیه کرده بود. او، در هر کدام از این عکس‌ها، چند ناحیهٔ چگالیدهٔ کروی تشخیص داده بود. او این چگالیدگی‌ها را «ستارگان اَبروار» نامید و چنین استدلال کرد که آن‌ها ستارگانی در حال شکل‌گیری هستند.

در این میانه، نظریه جهان جزیره، که پیش‌تر از آن یاد کردیم، به دو صورت عنوان می‌شد. یک نظر این بود که آن‌ها منظومه‌های ستاره‌ای دیگری هستند با اندازه‌های متفاوت، که در ورای کهکشان ما قرار دارند. طبق نظر دیگر، که بیشتر «نظریه کهکشان قابل مقایسه» نامیده می‌شد، سیستم‌های ستاره‌ای بیرونی، از نظر اندازه مشابه کهکشان ما تلقی می‌شدند. اگر چگالیدگی‌هایی که ریتچی مشاهده کرده بود، ستارگانی در حال شکل‌گیری بودند، پس ظاهراً سحابی‌های مارپیچی فرایند تشکیل خوشه‌های جوان ستاره‌ای را از سر می‌گذراندند. در این صورت سحابی‌های مارپیچی نمی‌توانستند ماده کافی – مشابه کهکشان ما – داشته باشند و این مخالف نظریه کهکشان قابل مقایسه بود.

هابل این ستاره‌های ابروار را با تلسکوپ بازتابی ۱۰۰ اینچی رصد کرد و عکس‌هایی از آن چگالیدگی‌ها به دست آورد که نشان می‌داد قطر آن‌ها کمتر از مقداری است که قبلا به دست آمده بود. او مطمئن بود که این اجرام واقعا ستاره‌اند، گرچه احساس می‌کرد که شواهد بیشتری برای اثبات موضوع لازم است.

یکی از سیستم‌هایی که هابل به دقت آن را مطالعه کرد، M87 بود. او در نامه ۵ ژوئیه ۱۹۲۲ به هارلو شیپلی، که اخترشناس نامداری در مطالعه کهکشان خودمان بود، نوشت: «من اجسام خوشه‌ای پیرامون M87 را ترجیحاً ستاره می‌دانم، مگر این‌که مشخصاً معلوم شود که ستاره نیستند. اعتقادم این است که این اجسام، ستاره‌اند ولی نمی‌توانم این نتیجه‌گیری را مبنای تفکراتم قرار دهم، تا این‌که عکس‌های بهتری از آن‌ها گرفته شود. ستارگانی که در پیرامون M87 دیده می‌شوند به صورت نقطه‌هایی مه‌آلود هستند. نمی‌دانم واقعاً چنین است یا از خطاهای عکاسی ناشی شده است… در اطراف M49 نیز اجسام خوشه‌ای مشابه دیده می‌شوند، ولی وضوح آن‌ها کم است. M60 نیز چنین اجسامی در اطراف خود دارد. من اجسامی از این نوع را «سحابی‌های کروی» می‌نامم، چرا که این اصطلاح نمای ظاهری آن‌ها را توصیف می‌کند. اشتباهی در میان نیست. خوشه‌های کروی و سحابی‌های کروی، اشکال متشابهی از اجسام متفاوت هستند.» ما امروزه می‌دانیم که چگالیدگی‌های پیرامون M87 در واقع خوشه‌های کروی هستند.

مناظرهٔ شیپلی و کورتیس

در آوریل ۱۹۲۰، بحث بر سر موضوع ماهیت «سحابی‌های مارپیچی» در مناظره مشهور شیپلی – کورتیس (هِبِر دوست کورتیس (۱۸۷۲-۱۹۴۲) اخترفیزیک‌دان آمریکایی) که در فرهنگستان ملی علوم آمریکا برگزار شد، به اوج خود رسید. شیپلی موافق این نظر بود که سحابی‌های مارپیچی، اجسام ابر مانندی در کهکشان خودمان هستند، ولی هبر کورتیس مصرانه اعتقاد داشت که این اجسام «جهان جزیره» هایی در بیرون کهکشان ما هستند، اجسامی مشابه کهکشان ما که در فواصل ده‌ها میلیون سال نوری قرار دارند.

عمده استدلال‌های شیپلی مبتنی بود بر اندازه‌گیریهای آدرین وان مانِن، که نشان می‌داد M101، M33 و M81 به اندازه ۰۲/۰ ثانیه قوسی در هر سال می‌چرخند. این سرعت‌های زاویه‌ای زیاد حکایت از آن می‌کرد که این اجسام در بیرون سیستم کهکشانی ما واقعی نیستند و تنها در حدود چند هزار سال نوری با ما فاصله دارند. (هابل با بررسی اندازه‌گیری‌های وانن در سال ۱۹۳۵ معلوم کرد که محاسبهٔ حرکت‌های ظاهری این اجسام توام با خطا بوده است. این حرکت‌ها، حرکت‌های چرخشی واقعی نبودند، بلکه بر اثر خطاهای پی‌درپی در رصد حاصل شده بودند).

در این میانه، هابل به جستجوی شواهد قانع‌کننده‌ای ادامه داد که بر مبنای آن‌ها بتواند نظریه وجود سیستم‌های کهکشانی بیرون از کهکشان خودمان را رد یا اثبات کند. یکی از اجسامی که به ویژه مورد توجه او قرار گرفت ۶۸۲۲ NGC، کهکشان بی‌نظم واقع در صورت فلکی قوس، بود که در سال ۱۸۸۶ توسط اخترشناس نامدا، ر ادوارد امرسن بارنارد کشف شده بود. علاقه هابل به ۶۸۲۲ NGC ناشی از وجود تشابهاتی بین این جسم و ابرهای ماژلان بود، گرچه ۶۸۲۲ NGC بسیار کوچک‌تر از ابر کوچک ماژلان بود. (۶۸۲۲ NGC در واقع عضوی از خوشهٔ محلی کهکشان‌هاست.)

عکس‌هایی که با تلسکوپ ۱۰۰ اینچی مونت‌ویلسون از ۶۸۲۲ NGC گرفته شد اجسامی گوناگون را نشان می‌دادند. در میان آن‌ها پانزده ستاره متغیر وجود داشت و از این پانزده متغیر، یازده‌تایشان متغیر قیفاووسی بودند. متغیرهای قیفاووسی ردهٔ مهمی از ستارگان غول زرد هستند که نورانیتشان در دوره‌ای چند روزه تغییرات منظمی می‌کند.

در دهه اول قرن حاضر، هنریتا لیویت که در رصدخانهٔ کالج هاروارد کار می‌کرد، کشف کرده بود که بین درخشندگی و دوره تناوب متغیرهای قیفاووسی رابطه‌ای وجود دارد. این رابطه دوره تناوب – درخشندگی ابزار سودمندی برای برآورد فاصله بود، زیرا اگر درخشندگی معلوم باشد می‌توان فاصله را تخمین زد. لیویت که قفاووسی‌های ابر کوچک ماژلان را مطالعه می‌کرد دریافته بود که هرچه دوره تناوب قیفاووسی بلندتر باشد، درخشندگی آن بیشتر است. بنابراین، از روی رابطه دوره تناوب – درخشندگی، قدر مطلق قیفاووسی تعیین می‌شد و از مقایسه قدرت مطلق با قدر ظاهری، تخمین فاصله امکان‌پذیر می‌گشت.

اکتشاف لیویت به کارها سرعت بخشیده بود. در ۱۹۱۳، اخترشناس دانمارکی اینار هرتسپرونگ، منحنی نور قیفاووسی‌های کهکشان خودمان را تعیین کرد. سه سال بعد، هارلو شیپلی با مقیاس‌بندی این منحنی‌های نور، آن‌ها را برای تعیین اندازه و فاصله خوشه‌های کروی کهکشان ما، که پر از چنین قیفاووسی‌هایی بودند، به کار گرفت. با این کار نخستین تصویر دقیق از اندازه و شکل کهکشان ما فراهم شد.

این تجربیات راهی در مقابل هابل گشود تا با استفاده از قیفاووسی‌ها، فاصله ۶۸۲۲ NGC را محاسبه کند. برآورد او ۷۰۰۰۰۰ سال نوری بود که بیشترین فاصله‌ای بود که برای یک جسم تا آن زمان محاسبه می‌شد. هارلو شیپلی، که مقارن با هابل، ۶۸۲۲ NGC را مطالعه می‌کرد، این مقدار به دست آمده برای فاصله را بر مبنای اندازه‌گیری‌هایی که خود انجام داده بود، تایید کرد. شیپلی فرض کرد که ابرهای ماژلان و ۶۸۲۲ NGC ماهیت مشابهی دارند و از این رو درخشندگی نمودهای مختلف در این دو جسم، از جمله ستارگان منفرد و سحابی‌ها را مقایسه کرد. شیپلی به کمک این روش به مقدار تقریباً یک میلیون سال نوری برای فاصله ۶۸۲۲ NGC رسید، فاصله‌ای که به طور مطلوب با مقدار به دست آمده از اندازه‌گیری قیفاووسی‌ها توسط هابل سازگار بود.

یک قیفاووسی در M31

ناگهان معلوم شد که جهان بسیار بزرگ‌تر از آن است که به مخیله آدمی خطور می‌کرد. این استنتاج تکان‌دهنده تنها آغاز غوطه‌خوردن در اعماق جهان بود. در فوریه ۱۹۲۴، هابل یک متغیر قیفاووسی در یکی از بازوهای مارپیچی بیرونی «سحابی» امرأه المسلسله، M31 کشف کرد. هابل در حال مطالعه یک صفحه عکاسی گرفته شده از این سحابی بود که در ۶ اکتبر ۱۹۲۳ تهیه شده بود. او این ستاره متغیر را نواختر پنداشته بود، اما هنگامی که منحنی نور آن را محاسبه کرد، معلوم شد که متغیر قیفاووسی است. او این واقعه را در کنار دفترچه یادداشت رصدهای خود چنین تعریف کرده است: «در این صفحه عکاسی، سه ستاره یافت شد، دو تای آن‌ها نواخترند و یکی ستاره متغیر که بعد معلوم شد قیفاووسی است – نخستین ستاره قیفاووسی که در M31 تشخیص داده شده است.»

هابل در نامه مورخ ۱۹ فوریه ۱۹۲۴، شیپلی را از یافته خود چنین آگاه کرد: «یک متغیر قیفاووسی در سحابی امرأه المسلسله (M31) یافته‌ام. من در این فصل، تا جایی که وضعیت هوا اجازه می‌داد سحابی را بررسی کردم و در ۵ ماه گذشته ۹ نواختر و ۲ متغیر به دام انداختم. این دو متغیر هفته پیش کشف شدند. اولی تقریبا ۱۶ با هستهٔ سحابی فاصله دارد ولی کاملاً در کناره‌های بازوهای آن است و در زمینه‌ای از سحابی قرار دارد. قدر آن‌ها تقریباً با عجله برآورد شد و یک منحنی نور بر مبنای تمام رصدهای در دسترس از ۱۹۰۹ تا حال، به دست آمد. متغیر دوم، ۱۵ اینچ از هسته فاصله دارد و درست در لبه بازوهای مارپیچی، در میان توده‌هایی از چگالیدگی‌های ستاره‌ای واقع است. این متغیر تقریبا نیم قدر کم‌نورتر از متغیر اولی و کم‌سوتر از آن است که بتوان دوره تناوبش را به طور معتبری از داده‌های موجود به دست آورد.

مطلوب‌ترین عدد در حدود ۲۱ روز است، اما تا آزمون دقیق، در درستی آن شک می‌کنم.»

هابل با به دست آوردن دوره تناوب تغییر ستاره و فرض این‌که همه قیفاووسی‌ها دارای دوره تناوب مشابه، قدر مطلق همانندی دارند، فاصله M31 را ۹۰۰۰۰۰ سال نوری تخمین زد. این نخستین نشانه مثبت از وجود سیستم‌های ستاره‌ای – کهکشان‌ها – در بیرون از محدوده کهکشان ما بود.

هابل اکتشاف اولیه خود را با رصدهای بعدی پی گرفت، و در کل، ۳۶ متغیر در M31 کشف کرد که ۱۲ عدد از آن‌ها قیفاووسی بودند. او همچنین ۲۲ قیفاووسی در M33 یافت که وی را قادر ساخت تا فاصله M33 را طبق روشی که برای M31 به کار بسته بود، تخمین زند.

در دسامبر ۱۹۲۴، اکتشاف هابل در گردهمایی جامعه اخترشناسی آمریکا و انجمن آمریکایی پیشبرد علم در واشنگتن (در حضور شیپلی و کورتیس) اعلام شد. هنری نوریس راسل نیابتاً مقاله هابل را قرائت کرد.

هابیل در برآورد فاصله، فرض کرده بود که در تمام قیفاووسی‌ها رابطه دوره تناوب – درخشندگی یکسان است و نور این ستارگان توسط غبار موجود در منظومه‌های ستاره‌ای جذب نمی‌شود. اما امروزه می‌دانیم که این مفروضات نادرست‌اند. بعدها معلوم شد که قیفاووسی‌ها انواع مختلفی دارند و غبار، نور آن‌ها را کاهش می‌دهد. مع هذا، نتایج هابل آغاز دوران نوینی را در کیهان‌شناسی بشارت داد.

تا زمان هابل، کیهان‌شناسی عرصه‌ای بود که عمدتاً توسط نظریه‌پردازان کاوش می‌شد. اما، هابل تغییری عمده در چگونگی پژوهش‌های کیهان‌شناختی به وجود آورد. از آن زمان به بعد، جهان بیرون از کهکشان ما می‌بایست به طور رصدی کاوش می‌شد. مطالعهٔ کهکشان‌ها مدنظر قرار می‌گرفت و ساختار و مواد سازنده کهکشان‌ها بررسی می‌شد.

اعتقاد هابل این بود که کهکشان‌ها آجرهای سازنده جهان هستند. او با استفاده از تلسکوپ‌های ۶۰ و ۱۰۰ اینچی مونت‌ویلسون، تقریباً از سه چهارم کل آسمان نیمکره شمالی نقشه‌برداری کرد. او با بررسی این صفحه‌های عکاسی آشکار ساخت که توزیع کهکشان‌ها در آسمان نسبتاً یکنواخت است.

مطالعه توزیع کهکشان‌ها، او را به این استنتاج کشاند که عدم مشاهدهٔ کهکشان‌ها در راستای صفحه اصلی راه شیری بر اثر وجود یک لایه از مواد جذب‌کننده نور در صفحه کهکشان ماست. هابل با مشاهده اعماق آسمان، آهنگ افزایش تعداد کهکشان‌هایی را که یکنواخت هستند دریافت. او با به حساب آوردن اثر جذب نور در صفحه راه شیری و بررسی توزیع کلی کهکشان‌ها، اعتقاد راسخ یافت که این سیستم‌های غول‌پیکر، چارچوب جهان را تشکیل می‌دهند.

هابل، همزمان با این پژوهش‌ها، یک سیستم برای طبقه‌بندی شکل کهکشان‌ها ارائه داد که شامل دو رده عمده بود: کهکشان‌های بیضوی و کهکشان‌های مارپیچی. هرکدام از این رده‌ها بر مبنای ساختار کهکشان‌ها، به زیر رده‌های مختلفی تقسیم می‌شوند. این سیستم به رغم حک و اصلاح اخترشناسان بعدی، هنوز مورد استفاده اخترشناسان و کیهان‌شناسان است.

نردبانی برای فواصل کیهانی

هابل تا اواسط دهه ۱۹۲۰ سخت سرگرم پژوهش دربارهٔ کهکشان‌ها بود. او به ویژه اجسامی مانند خوشه‌های کروی، سحابی‌های نشری، نواختران و ستارگان متغیر و پرنور را مطالعه می‌کرد تا «نردبانی» برای یافتن فاصله کهکشان‌های بسیار دوردست بر پا کند. فرض او این بود که هرچه فواصل در دوردست جهان مورد بررسی قرار می‌گیرند، این اجسام به طور فزاینده‌ای کم‌نورتر می‌شوند. در مورد کهکشان‌های بیرون از خوشه محلی کهکشان‌ها، او بر آن شد که از نورانی‌ترین ستارگان به عنوان معیار تعیین فاصله استفاده کند. ولی برای کهکشان‌های بسیار دوردست مجبور بود که میانگین نورانیت خود کهکشان‌ها را درتعیین فاصله به کار برد.

هابل بر مبنای شواهد رصدی که به دست آورد، حدس زد که درخشندگی نورانی‌ترین ستارگان آسمان تا ۵۰۰۰۰ برابر درخشندگی خورشید است. او با استفاده از رابطه نورانیت ظاهری و درخشندگی مطلق، به برآورد فاصله پرداخت و تا ۶ میلیون سال نوری پیش رفت. او دریافت که همه اجسام بسیار درخشانی که برای تخمین فاصله به کار می‌برد یقیناً نمی‌توانند ستاره باشند (واقعیتی که رصدهای بعدی آن را تایید کردند و معلوم شد که برخی از این اجسام بسیار درخشان ابرهایی از هیدروژن یونیده هستند که درخشان دیده می‌شوند) و از این رو، در کاربرد آن‌ها به عنوان اجسام مقایسه در تعیین فاصله، با احتیاط رفتار کرد.

هابل با رصد کردن خوشه کهکشان‌ها، مقیاس فاصله را باز هم گسترش داد. او همان‌طور که از زندگی درخشندگی ظاهری ستارگانی که نورانیتشان معلوم است برای تعیین فاصله کهکشان‌ها استفاده می‌کرد، از نورانی‌ترین کهکشان‌های موجود در خوشه‌های دوردست کهکشان‌ها برای تعیین فاصله سود جست. او با انجام مقایسه‌هایی بین خوشه‌های مختلف کهکشان‌ها، مقیاس فاصله را تا ۲۵۰ میلیون سال نوری توسعه داد.

پرده از روی جهان کنار می‌رود

حقیقتاً جهان بسیار بزرگ‌تر از آن بود که اخترشناسان می‌دانستند یا حتی تصور می‌کردند. اگر این ابعاد پهناور نظر اخترشناسان را به طور بنیادی درباره اندازهٔ جهان تغییر داد، اکتشاف بعدی هابل انقلابی در تفکر کیهان‌شناختی به وجود آورد: هابل کشف کرد کهکشان‌ها از هم دور می‌شوند.

بذر این اکتشاف در سال ۱۹۱۲ پاشیده شد، هنگامی که وستو ملوین سلیفر، در رصدخانه لوول، نخستین اندازه‌گیری‌ها را درباره سرعت شعاعی یک کهکشان انجام داد. او در مطالعه خود، سرعت شعاعی «سحابی» امرأه المسلسله را بر مبنای انتقال دوپلری خطوط طیفی محاسبه کرد. معلوم شد که این سحابی با سرعتی در حدود ۲۰۰ کیلومتر در ثانیه به زمین نزدیک می‌شود. اما این حرکت، یک حرکت استثنایی فرض شد.

سلیفر در طی هفده سال بعدی، طیف ۴۶ کهکشان دیگر را نیز به دست آورد. او متوجه شد که خطوط طیفی از مواضع متعارف خود به طرف انتهای قرمز طیف، یعنی به سوی طول موج‌های بلندتر، جابه‌جا شده‌اند. این‌ها نشانه‌ای بودند از این‌که کهکشان‌های مورد مطالعه، از زمین دور می‌شوند. در واقع، هبر کورتیس از این یافته برای تایید استدلال خود سود جست که اجسام درون کهکشان ما نمی‌توانند چنین رفتار کنند.

در خلال سال‌های دهه ۱۹۲۰، هابل و همکارش میلتون هیومسن طیف‌هایی را که سلیفر از کهکشان‌ها به دست آورده بود مطالعه کردند. هابل با استفاده از مقیاس فاصله‌ای که به دست آورده بود دریافت که هر چه کهکشان‌ها دورتر باشند، سرعت گریزشان بیشتر است.

او با ترسیم نمودار رابطه بین فاصله و سرعت کهکشان‌ها، به خط تقریباً راستی دست یافت که نشان می‌داد به‌ازای هر یک میلیون سال نوری، سرعت گریز کهکشان‌ها چیزی در حدود ۱۶۰۰ کیلومتر در ثانیه افزایش می‌یابد (طبق محاسبات جدید، این مقدار در حدود ۵۰۰ کیلومتر در ثانیه در مگاپارسک است). این رابطه بین فاصله و سرعت گریز کهکشان‌ها، به قانون هابل مشهور شد.

تا سال ۱۹۳۴، سرعت بیش از ۱۰۰ سیستم ستاره‌ای اندازه‌گیری شد. معلوم گردید که رابطه هابل تا فواصلی در حدود ۱۰۰ میلیون سال نوری یا بیشتر درست است. اندیشه جهان پهناور بی‌حرکت جای خود را به اندیشه جهان پهناور در حال انبساط داد.

در سال ۱۹۴۱، شرکت ایالات متحده آمریکا در جنگ جهانی دوم، دوباره ذهن هابل را از اخترشناسی دور کرد. اما این بار او در سن و سالی نبود که برای انجام خدمت نظام نام‌نویسی کند، بلکه به ریاست آزمایشگاه تونل باد فراصوتی و شاخه بالیستیک در آبردین مریلند منصوب شد.

هنگامی که تلسکوپ بازتابی ۲۰۰ اینچی – بزرگ‌ترین تلسکوپ جهان – در رصدخانه مونت‌ویلسون نصب شد، هابل نخستین کسی بود که با آن رصد کرد. هابل نقش عمده‌ای در پروژه این تلسکوپ داشت و مسئول کمیته استفاده از این تلسکوپ جدید بود.

هابل در سال‌های آخر عمر مبتلا به بیماری قلبی شد. اما به رغم بهبودی نسبی‌اش در سال آخر زندگی در ۲۸ سپتامبر ۱۹۵۳، بر اثر سکته قلبی درگذشت. او هنگامی جهان را وداع گفت که خود را برای رفتن به رصدخانه پالومار به منظور چهار شب رصد جهان، آماده می‌کرد.

سهم هابل در اخترشناسی برون‌کهکشانی چنان بود که اخترشناسان را با فراسوی کهکشان خودمان و با دورنمای تصورنشدنی جهان آشنا کرد. کشفیات او راه کیهان‌شناسی جدید را فرش کرد و پژوهش درباره کیهان‌شناسی را از راه‌های گوناگون عملی ساخت. کشف این‌که جهان در حال انبساط است بر نظرات نسبیتی اینشتین و دیگران در مورد جهان پرتو جدیدی افکند و معلوم ساخت که کهکشان‌ها واحدهایی دینامیکی از ماده هستند که ساختار بزرگ مقیاس جهان را می‌سازند، و اخترشناسان را قادر کرد که اندازه و سن جهان را تخمین زنند.

هابل در کتاب خود به نام قلمرو سحابی‌ها، که در سال ۱۹۳۶ منتشر شد، نوشت: «گرچه دانش ما از جهان با افزایش مسافت، به سرعت کاهش می‌یابد، ولی پژوهش برای دانستن ادامه خواهد یافت.»

دیدگاه خود را با ما اشتراک بگذارید:

ایمیل شما نزد ما محفوظ است و از آن تنها برای پاسخگویی احتمالی استفاده می‌شود و در سایت درج نخواهد شد.
نوشتن نام و ایمیل ضروری است. اما لازم نیست که کادر نشانی وب‌سایت پر شود.
لطفا تنها در مورد همین نوشته اظهار نظر بفرمایید و اگر درخواست و فرمایش دیگری دارید، از طریق فرم تماس مطرح کنید.