از کجا می دانیم جهان از مه بانگ زاده شده است؟

یافتن منشاء آغاز جهان، یکی از مهم‌ترین و بزرگ‌ترین کشف‌های تاریخ بشر است. این ایده که جهان از وضعیتی داغ و فشرده متولد شده است که اصطلاحا آن را «مه بانگ» (Big Bang) می‌نامیم، امروزه یکی از مهم‌‌ترین و محرزترین مفاهیم علمی به شمار می‌رود؛ اما جالب است بدانید عمر این نظریه‌ی مهم حتی به صد سال هم نمی‌رسد.

تنها حدود 50 سال پیش بود که با کشف آثار گرمایی انفجاری عظیم در تاریکی ژرفای کیهان -آنچه امروز «تابش زمینه کیهانی» (Cosmic Microwave Background) نامیده می‌شود- مدرکی کلیدی در تایید مدل مه بانگ به‌دست آمد؛ زیرا این نظریه وجود تابش زمینه را در سراسر جهان پیش از کشف آن پیش‌بینی کرده بود. در این مطلب قصد داریم داستان شکل‌گیری این نظریه را برای شما بازگو کنیم.

مه بانگ چیست؟

نظریه مه بانگ، توضیحی برای چگونگی آغاز جهان و مدل کیهان‌شناسی پذیرفته شده برای جهان قابل مشاهده (Observable Universe)، از کهن‌ترین دوران شناخته شده آن تا تکامل بزرگ‌مقیاس متعاقب آن است. مه بانگ توضیح جامعی برای طیف گسترده‌ای از پدیده‌های مشاهده شده، از فراوانی عناصر سبک اولیه و تابش زمینه کیهانی گرفته، تا ساختار بزرگ‌مقیاس کیهان و قانون هابل ارائه می‌کند.

فیلم آموزش مقدماتی کیهان شناسی و نجوم در فرادرس

کلیک کنید

طبق نظریه مه بانگ، اگر با استفاده از قوانین شناخته شده فیزیک شرایط مشاهده شده کیهان را در زمان رو به عقب بازگردانیم، به یک وضعیت بسیار چگال (متراکم) نخستین با دما و چگالی بی‌نهایت می‌رسیم. این نقطه که یک «تکینگی» (Singularity) است که در آن قوانین فیزیکی شناخته شده کارایی خود را از دست می‌دهند، نقطه پیدایش گیتی است.

از این تکینگی جهان منفجر شد و پس از یک انبساط شدید اولیه، به اندازه کافی سرد شد تا امکان شکل‌گیری ذرات زیراتمی و سپس اتم‌های ساده پدید آید. ابرهای عظیم این عناصر کهن (که عمدتا شامل هیدروژن و اندکی هلیم و لیتیم بود) بعدها تحت اثر گرانش گرد هم آمدند تا در نهایت ستارگان نخستین و کهکشان‌های امروزی را شکل دهند.

هیچ اجماعی در مورد اینکه چه بازه‌ای از زمان مه‌ بانگ نامیده شود، وجود ندارد. گاهی اوقات این تکینگی ابتدایی را مه بانگ می‌نامند، اما واژه مه بانگ همچنین برای اشاره به خود حالت داغ و چگال اولیه نیز استفاده می‌شود. در هر دو حالت، مه بانگ رویدادی است که به شکل عامیانه آن را متناظر با لحظه «زایش» جهان می‌دانند؛ زیرا نقطه‌ای از تاریخ را نشان می‌دهد که پس از آن، جهان وارد رژیمی شد که بر اساس قوانین شناخته شده فیزیک امروزی (به ویژه نسبت عام و مدل استاندارد فیزیک ذرات) کار می‌کند.

طبق آخرین اندازه‌گیری‌های انجام شده از نرخ انبساط کیهان، مه‌ بانگ حدود ۱۳/۸ میلیارد سال پیش رخ داده است؛ اما دانش فعلی فیزیکدانان برای درک اینکه آیا پیش از تکینگی هم چیزی وجود داشته است یا خیر، کفایت نمی‌کند.

صرفا از روی کنجکاوی

ایده مه‌ بانگ نخستین بار در مقاله‌ای که ریاضیدان روس، «الکساندر فریدمان» (Alexander Friedmann) در سال 1922 منتشر شد، شکل گرفت. فریدمان متوجه شد معادله‌های نسبیت عام آلبرت اینشتین که رفتار فضا، زمان و ماده را توصیف می‌کرد، وجود احتمالی انواع مختلف عالم را امکان‌پذیر می‌کند.

بعضی از این دنیاها، با ابعادی کوچک آغاز شده و با گذشت زمان بزرگ (منبسط) می‌شدند. بعضی نیز با ابعادی عظیم شروع کرده و با گذشت زمان جمع (منقبض) می‌شدند. بعضی دیگر نیز از نقطه‌ای ریز آغاز می‌کردند و تا اندازه‌ای مشخص بزرگ می‌شدند و دوباره به همان اندازه نقطه‌ای باز می‌گشتند؛ و احتمالا چرخه دیگری از گسترش و فروپاشی را از سر می‌گرفتند. در آن زمان، هیچ مدرک محکمی وجود نداشت که نشان دهد یکی از این مدل‌های ریاضی می‌تواند با جهانی که ما در آن زندگی می‌کنیم، تطابق داشته باشد.

فیلم آموزش مقدماتی کیهان شناسی و نجوم در فرادرس

کلیک کنید

اما این مساله مانع از ادامه گمانه‌زنی‌های فریدمان نشد. در کتابی با عنوان «دنیا به شکل فضا و زمان» (World As Space And Time) که سال 1923 منتشر شد؛ فریدمان این‌گونه نوشت: «به دلیل فقدان داده‌های نجومی موثق، استناد به اعدادی که حیات را در جهان ما توصیف می‌کنند، بی‌فایده است. با وجود این، اگر صرفا از روی کنجکاوی زمانی را محاسبه کنید که طول کشیده تا جهان از یک نقطه تا اندازه فعلی‌اش رشد کند؛ آنگاه به عددی معادل چند ده میلیارد سال خواهیم رسید.» این مقدار خیلی نزدیک به عدد امروزی پذیرفته شده برای سن کیهان است، اما در آن زمان کسی مساله را جدی نگرفت.

سحابی یا کهکشان؟

البته فریدمان در یک مورد اشتباه می‌کرد؛ حتی آن زمان هم داده‌های نجومی وجود داشتند که از ایده او پشتیبانی می‌کرد. در رصدخانه «لاول» (Lowell) آمریکا، «وستو اسلیفر» (Vesto Slipher) مشغول مطالعه روی نور «ابرهای» مارپیچی از ماده بود؛ اجرامی که امروز سحابی خوانده می‌شوند.

در آن زمان، بحث و جدل‌هایی وجود داشت که آیا این اجرام ابرهای گازی داخل راه شیری هستند، یا اینکه اجرامی بزرگ‌تر هستند که ورای راه شیری قرار دارند؛ کهکشان‌هایی (آن‌گونه که امروزه آن‌ها را می‌نامیم) مستقل از خانه کیهانی ما.

در کمال شگفتی، اسلیفر دریافت نور این سحابی‌های مارپیچی به میزان زیادی دچار «انتقال به سرخ» (Redshifted) است. توضیح ساده این بود که اجرام مذکور با سرعت بالایی در حال دور شدن از ما هستند و انتقال به سرخ نور آن‌ها ناشی از اثر دوپلر است؛ اما یک احتمال دیگر نیز وجود داشت: در مدل‌های جهان رو به گسترش فریدمان (که البته اسلیفر چیزی درباره آن نمی‌دانست)، اثر انتقال به سرخ مشابهی ایجاد می‌شد که ناشی از کشیدگی فضا با گذشت زمان بود.

اختلاف‌نظرها درباره‌ی ماهیت سحابی‌های مارپیچی در سال 1924 حل شد. «ادوین هابل» (Edwin Hubble) که روی تلسکوپ 100 اینچی تازه‌ساز رصدخانه «مونت‌ویلسون» (Mount Wilson) در کالیفرنیا کار می‌کرد، ابزاری در اختیار داشت که به‌مراتب قوی‌تر از تلسکوپ در اختیار اسلیفر بود.

به کمک این تلسکوپ، او فاصله سحابی آندرومدا (یا درست‌تر بگوییم؛ کهکشان) را با مطالعه‌ی ستارگان متغیری موسوم به «ستارگان قیفاووسی» (Cepheids) که درون سحابی قرار داشتند، اندازه‌گیری کرد. این اندازه‌گیری، در کنار اندازه‌گیری فاصله سایر سحابی‌های شناخته شده، یک‌بار برای همیشه مشخص کرد مارپیچی‌ها بی‌شک کهکشان‌هایی هستند که در فاصله‌ای دوردست از ما و در دل کیهان قرار دارند.

زمان آن فرا رسیده بود تا یک نفر انتقال به سرخ و فاصله را در معادله نسبیت عام اینشتین بگذارد و توصیفی از کیهان ارائه دهد.

دو به‌ اضافه دو

آن یک نفر، «جرج لمایتر» (George Lemaitre)، کشیش، ریاضیدان و اخترشناس بلژیکی بود که خیلی ساده، دو را با دو جمع کرد تا به عدد چهار برسد. لمایتر که در دانشگاه «لووین» (Louvain) کار می‌کرد و در بلژیک سکونت داشت، بازدیدهایی از کمبریج انگلستان، هاروارد و مونت‌ویلسون آمریکا انجام داد. او با هر دو اسلیفر و هابل ملاقات کرد و اطلاعاتش درباره‌ی تمام مشاهدات نجومی آن زمان به‌روز بود؛ اما حتی او هم کاملا از کارهای فریدمان بی‌خبر بود.

فیلم آموزش رصد آسمان و نجوم رصدی در فرادرس

کلیک کنید

بنابراین وقتی به‌طور مستقل نتایج مشابه فریدمان را از معادله‌های اینشتین به‌دست آورد، تفسیرش از معادله‌ها بر مبنای مشاهدات دنیای واقعی بود. با کنار هم گذاشتن قطعه‌های جورچین، او فاصله‌ی کهکشان‌ها را بر اساس یک قانون سرانگشتی تخمین زد: اینکه اجرام کم‌نورتر باید در فاصله دورتری باشند. لمایتر کشف کرد انتقال به سرخ کهکشان به فاصله‌ی آن از ما بستگی دارد؛ یعنی سرعت کهکشان با فاصله‌ی آن «متناسب» است. اما لمایتر می‌دانست این پدیده ربطی به اثر دوپلر ندارد؛ بلکه در سال 1927 پیشنهاد کرد که انتقال به سرخ، «اثر کیهانی گسترش عالم» است.

این کشف در مقاله‌ای منتشر شد که ترجمه عنوان آن «جهانی همگن از ماده ثابت و شعاع فزاینده بر حسب سرعت شعاعی سحابی‌های فراکهکشانی» بود. لمایتر همچنین روی رابطه بین انتقال به سرخ و فاصله کار کرد و عدد 575 کیلومتر در ثانیه در مگاپارسک را برای ثابتی به‌دست آورد که امروزه به نام «ثابت هابل» شناخته می‌شود.

بنابراین کهکشانی که در فاصله یک مگاپارسکی از ما قرار دارد، (پارسک یکی از واحدهای سنجش مسافت در اخترشناسی و معادل ۳/۲۶ سال نوری است. یک پارسک، فاصله‌ای است که از آن اختلاف منظر خورشید و زمین برابر یک ثانیه قوسی دیده می‌شود) با سرعت 575 کیلومتر در ثانیه از ما دور می‌شود. اما مقاله سال 1927 لمایتر در یک مجله گمنام بلژیکی چاپ شد و حتی با وجود این‌که لمایتر نسخه‌ای از مقاله‌اش را برای اخترشناس برجسته انگلیسی، «آرتور ادینگتون» (Arthur Eddington) فرستاد، هیچ کس از آن آگاه نشد.

هابل می‌تازد

در آن دوران، هابل نیز به‌شدت مشغول کار بود. او اخترشناسی تازه‌کار اما رصدگری بی‌نظیر به نام «میلتون هیوماسون» (Milton Humason) را استخدام کرد تا به اندازه‌گیری میزان انتقال به سرخ کهکشان‌ها بپردازد. خود هابل نیز بر اساس روش‌های مختلف به اندازه‌گیری فاصله آنها مشغول بود. سال 1929 هابل و هیوماسون مقاله‌ای را منتشر کردند که نتیجه تحقیقات روی 24 کهکشان را شامل می‌شد؛ انتقال به سرخ 20 کهکشان توسط اسلیفر اندازه‌گیری شده بود و 4 کهکشان نیز انتقال به سرخ‌های «تازه‌ای» بودند که توسط هیوماسون اندازه‌گیری شده بود.

این تعداد برای هابل کافی بود تا کشف مشهورش را منتشر کند؛ رابطه‌ی فاصله-انتقال به سرخ. این رابطه نشان می‌داد فاصله یک کهشکان از ما رابطه مستقیمی با سرعت آن (که توسط انتقال به سرخ تعیین می‌شود) دارد. این رابطه -که دقیقا همانی بود که لمایتر دو سال زودتر منتشر کرده بود و انصاف حکم می‌کرد به نام او سند بخورد- به «قانون هابل» مشهور شد.

مقدار ثابت هابل در مقاله‌ی هابل و هیوماستون 500 کیلومتر در ثانیه به ازای هر مگاپارسک بود. هابل که به طرز انگشت‌نمایی یک تبلیغات‌چی خودنما و مغرور بود، هیچ اشاره‌ای به نام لمایتر یا اسلیفر در مقاله‌اش نکرد و هر کاری می‌توانست انجام داد تا تمام اعتبار و شهرت این کشف را به خود اختصاص دهد؛ و تا حد زیادی هم موفق شد.

این بار، خبر مثل بمب صدا کرد. لمایتر که طبیعی بود آزرده خاطر شده باشد، نامه‌ای به ادینگتون نوشت و مقاله 1927 خود را یادآور شد. ادینگتون نیز هر چه در توان داشت، انجام داد تا «حق اولویت» (Priority) لمایتر را ترویج کند؛ از جمله ترجمه‌ای از مقاله لمایتر که در انگلستان منتشر شد. در نهایت، لمایتر اعتبار شایسته‌اش را از این کار به‌دست آورد؛ اما این هابل بود که قانون به نامش نوشته شد. با وجود این، کار لمایتر تمام نشده بود.

تخم کیهانی

هابل تنها به استفاده از انتقال به سرخ برای محاسبه فاصله علاقه داشت، اما هرگز تلاش نکرد آنها را در یک مدل کیهان‌شناختی بگنجاند. بیشتر نسبیت‌شناسان معادله‌های اینشتین را چیزی می‌دانستند که هیچ ارتباطی با جهان واقعی ندارد؛ اما لمایتر به این معادله‌ها ارزش بخشید و تلاش کرد با استفاده از آنها توضیحی برای نحوه آغاز جهان ارائه کند.

در سال 1931 لمایتر این فرضیه را ارائه داد که احتمالا کیهان همانند آتش‌بازی و به طرز وحشیانه‌ای از وضعیتی فوق‌چگال آغاز کرده و با گسترشی خیره‌کننده، جهان امروزی ما را شکل داده است. او طی مقاله‌ای در مجله نیچر نوشت: «می‌توان آغاز جهان را به شکل یک اتم منفرد در نظر گرفت؛ اتمی به وزن تمام ماده‌ موجود در عالم». لمایتر این ایده را در کتابی که سال 1946 منتشر شد، بسط داد و از آغاز کیهان با اصطلاح «اتم اولیه» (Primeval Atom) یا «تخم کیهانی» (Cosmic Egg) یاد کرد.

این ایده الهام‌بخش اخترشناس آمریکایی روسی‌الاصل مشهور، «جرج گاموف» (George Gamow) شد که با کمک همکارانش «رالف آلفر» (Ralph Alpher) و «رابرت هرمان» (Robert Herman) آن را توسعه داد.

آلفر متوجه شد حرارت «آتش‌بازی» لمایتر باید به شکل تابش الکترومغناطیس کیهان را پر کرده باشد که هنوز هم آثارش به شکل امواج رادیویی سرد در جهان امروز ما باقیمانده است. سال 1948، او مقاله‌ای را در مجله نیچر منتشر کرد که اظهار می‌داشت: «دمای عالم در حال حاضر باید حدود 5 درجه کلوین (268- درجه سلسیوس) باشد».

گاموف برای مدتی به ترویج این ایده پرداخت (و امروزه اغلب به اشتباه اعتبار کار به او نسبت داده می‌شود)، اما در آن زمان هیچ کس گمان نمی‌کرد چنین تابش زمینه کیهانی می‌تواند شناسایی شود. در نتیجه این ایده خیلی زود به بوته‌ی فراموشی سپرده شد.

نظریه رقیب

ایده مه‌ بانگ مشکل بزرگی داشت. سرعت امروزی دور شدن کهکشان‌ها از یکدیگر نشان می‌دهد از زمانی‌که آنها در تخم کیهانی لمایتر کنار یکدیگر فشرده بودند، چه مدت زمانی می‌گذرد. به عبارت دیگر، «سن کیهان» به ثابت هابل وابسته بود؛ هر چقدر ثابت هابل بزرگ‌تر باشد، کهکشان‌ها سریع‌تر از هم دور می‌شوند و کیهان جوان‌تر است. بر اساس عدد 500 کیلومتر در ثانیه در هر مگاپارسک که هابل پیشنهاد کرده بود، جهان تنها چند میلیارد سال سن داشت؛ عددی که از سن شناخته شده خورشید و ستارگان بسیار کمتر بود.

این مشکل، مشوق مدل «حالت ایستا» (Steady State) برای کیهان بود. مشکل آنقدر جدی بود که حتی یکی از طرفداران نظریه حالت ایستا به نام «فرد هویل» (Fred Hoyle) که اخترشناسی انگلیسی بود؛ در یک برنامه رادیویی دهه 1950 و برای کوبیدن طرفداران نظریه رقیب، اصطلاح مه‌ بانگ را به کنایه به آن نسبت داد. بر اساس نظریه حالت ایستا، جهان همیشه وجود داشته و پیوسته در حال گسترش است و همزمان با کشیدگی عالم و برای ساختن کهکشان‌های تازه و پر کردن شکاف ایجاد شده، اتم‌های تازه ناگهان به‌وجود می‌آیند.

اما ایده مه‌ بانگ به‌تدریج اعتبار بیشتری کسب می‌کرد، زیرا تلسکوپ‌های بهتر و روش‌های مشاهداتی بهبودیافته نشان می‌دادند ثابت هابل در واقع خیلی کوچک‌تر از تخمین هابل و لمایتر است؛ عددی کمتر از 100 کیلومتر بر ثانیه در مگاپارسک. و سرانجام لحظه موعود فرا رسید.

کشف کلیدی

سال 1964، «ارنو پنزیاس» (Arno Penzias) و «رابرت ویلسون» (Robert Wilson) رادیوتلسکوپی ساختند که قرار بود از ارتباطات ماهواره‌ای برای رادیواخترشناسی استفاده کند.

فیلم آموزش مقدماتی نجوم – نجوم باستان تا کیهان شناسی در فرادرس

کلیک کنید

تلسکوپ آنها که در اصل متعلق به شرکت تلفن بل بود در «کرافورد هیل» (Crawford Hill) نیوجرسی آمریکا قرار داشت و پیش از آنکه بتوان از آن برای اخترشناسی استفاده کرد، نیاز بود تا تلسکوپ واسنجی (کالیبره) شود. اما پنزیاس و ویلسون متوجه شدند چیزی که ظاهرا نوعی تداخل بود، در کار تلسکوپ ایجاد اشکال می‌کند.

از آنجایی‌که آنتن نصب شده در کرافورد هیل برای کار با ماهواره‌ها ساخته شده بود، شکل آن به‌گونه‌ای بود که تداخل‌های زمینی را به کمترین میزان ممکن برساند و بهترین اندازه‌گیری‌های ممکن را از شدت نوفه‌های (نویز) رادیویی آسمان ارائه دهد. از آنجایی‌که ماهیت این تابش‌ها بستگی به گرمای جسم تابنده دارد، تقویت‌کننده‌های استفاده شده در گیرنده با استفاده از هلیم مایع تا دمای ۴/۲ درجه کلوین (۲۶۸/۸- درجه سلسیوس) سرد شده بودند. همچنین پنزیاس نیز ابزاری موسوم به «بار سرد» ساخته بود که تا دمای 5 درجه‌ کلوین سرد و برای واسنجی سامانه استفاده می‌شد.

با تغییر جهت دستگاه از امتداد بار سرد به سمت آسمان، آنها می‌توانستند دمای ظاهری کیهان را (که انتظار می‌رفت صفر درجه کلوین باشد) اندازه‌گیری کنند و از روی آن، تداخل‌های جو بالای سرشان را محاسبه کنند.

اما خیلی زود مشخص شد تابشی که از آنتن به گیرنده می‌رسد، دستکم 2 درجه کلوین گرم‌تر از مقداری است که آنها بتوانند توضیح دهند. مستقل از هر نقطه‌ای از آسمان که تلسکوپ به سوی آن نشانه رفته بود، همیشه رد کمرنگی از نوفه رادیویی بالای سر رادیو وجود داشت که از تمام جهات فضا می‌آمد.

این دو نفر هر کاری را که برای کاهش منشاء تداخل بلد بودند، انجام دادند؛ از جمله تمیز کردن فضله کبوترهایی که در نزدیکی آنتن آشیانه داشتند. اما هیچ راه‌حلی تغییر چندانی در نتایج ایجاد نکرد. معمای «گرمای اضافه آنتن» تمام سال آن دو نفر را درگیر کرده بود تا اینکه نهایتا به کمک چهار دانشمند دیگر از دانشگاه پرینستون مشخص شد آنها در اصل مشغول تماشای «پس‌تاب» (Afterglow) بر جای مانده از مه‌ بانگ هستند.

سربلندی مه بانگ

دسامبر 1964 و به طور کاملا اتفاقی، پنزیاس مشکل را با رادیواخترشناس دیگری به نام «برنارد بورک» (Bernard Burke) مطرح کرد. بورک به پنزیاس گفت گروهی را در دانشگاه پرینستون (که تنها 30 دقیقه از آزمایشگاه بل فاصله داشت) می‌شناسد که ممکن است جواب مشکل را داشته باشند.

«جیم پیبلز» (Jim Peebles) و «رابرت دیک» (Robert Dicke) رهبران گروهی تحقیقاتی در پرینستون بودند که با دو همکار جوان‌تر، «پیتر رول» (Peter Roll) و «دیوید ویلکینسون» (David Wilkinson) کار می‌کردند. دیک که مستقلا به ایده آلفر رسیده بود، یک گام پیشتر رفته بود و پروژه‌ای را آغاز کرده بود تا به جست‌وجوی تابش پیش‌بینی شده بپردازند. تلسکوپ گروه در مراحل آخر آماده‌سازی بود که پنزیاس و ویلسون سراغ آنها آمدند. دو گروه عقل‌شان روی هم گذاشتند و خیلی زود دریافتند پنزیاس و ویلسون در واقع «پژواک مه‌بانگ» را کشف کرده‌اند.

ژوئیه 1965 آنها یک جفت مقاله در «مجله اخترفیزیک» (Astrophysical Journal) منتشر کردند. مقاله دیک، پیبلز، رول و ویلکینسون ابتدا منتشر شد که نظریه تابش باقیمانده از یک جهان اولیه داغ را توضیح می‌داد.

به دنبال آن، مقاله پنزیاس و ویلسون با عنوان «اندازه‌گیری دمای اضافی آنتن در فرکانس 4080 مگاهرتز» منتشر شده بود که به جز یک جمله، هیچ اشاره‌ای به اهمیت احتمالی کشف نمی‌کرد: «یک توضیح احتمالی برای اختلال دمایی اضافی مشاهده شده، مساله‌ای است که در نامه مشترک دیک، پیبلز، رول و ویلکینسون در این شماره مطرح شده است.» این همان مدرکی بود که ثابت می‌کرد مه‌بانگ حقیقتا وجود داشته است.

کشف تابش زمینه کیهانی عملا تیر خلاص را به مدل حالت ایستا شلیک کرد. کنایه‌آمیز این است که ویلسون که در شلیک این تیر خلاص نقش داشت، در دوران دانشجویی به‌شدت تحت تاثیر فرد هویل و یکی از طرفداران سرسخت مدل حالت ایستا برای کیهان بود! طی چند دهه بعد، سه کاوشگر ماهواره‌ای کلیدی، جزئیات مه‌بانگ را برای دانشمندان آشکار کردند.

نخستین و مهم‌ترین آنها، ماهواره «کاوشگر تابش زمینه کیهانی» یا به اختصار COBE بود که سال 1989 به فضا پرتاب شد و نوسانات (بی‌نظمی) اندکی را در تابش زمینه کیهانی شناسایی کرد که ناشی از دانه‌های شکل‌دهنده کهکشان‌ها بود و دقت مدل مه‌ بانگ را تایید می‌کرد. نظریه مه‌ بانگ سربلند شده بود.

اگر این مطلب برای شما مفید بوده است، آموزش‌های زیر نیز به شما پیشنهاد می‌شوند:

• مجموعه آموزش‌ها فیزیک
• مجموعه آموزش‌های دروس شیمی
• پاد ماده — از صفر تا صد
• سیاه چاله چیست؟ — به زبان ساده
• ماده تاریک چیست؟ — از صفر تا صد