برچسب: کیهان شناسی

از هزاران سال پیش، بشر با مشاهده آسمان بالای سر، سعی کرد با رصدهای مداوم، الگوهای نهفته در آن را پیدا کرده تا بتواند پدیده‌های آسمانی را پیش‌بینی کند و مدلی برای کیهان ارايه دهد. در طول تمام این اعصار، تنها ابزار برای دریافت اطلاعات از آسمان یا همان نورِ‌ اجرام آسمانی، چشم انسان بود. حتی بیش از صد ابزار نجومی هم که در سده‌های میانه توسط دانشمندان اسلامی ساخته شد، تنها دقت اندازه‌گیری موقعیت اجرام و محاسبات را افزایش می‌داد (برای آشنایی با تاریخ نجوم پیش از دوره نوزایی به اینجا مراجعه کنید). اما با اختراع تلسکوپ در قرن هفدهم میلادی، نقطه عطفی در تاریخ علم اخترشناسی رقم خورد؛ چرا که افق تاز‌ه‌ای را  در مقابل بشر، برای دستیابی به داده‌های بیشتر و آزمودن مدل‌های اخترشناسی گشود. 

آن‌طور که در تاریخ مشهور است، اختراع تلسکوپ، اولین بار در ۱۶۰۸ میلادی توسط یک عینک‌ساز هلندی به نام هانس لیپرشی ثبت شده است. در همان سال خبر این اختراع به گالیلئو گالیله رسید و وی توانست با بهبود دادن طراحی آن، از تلسکوپی که ساخته بود، نخستین بار برای دیدن آسمان استفاده کند. وی نتیجه اکتشافات خود، از رصدها‌یی که با تلسکوپ انجام داده بود را در ۱۶۱۰ میلادی در کتابی با عنوان «فرستاده ستاره‌ای» (Starry Messenger) منتشر کرد. این اکتشافات می‌توانستند شواهدی باشند بر درستی مدل خورشید-محوری و رد فلسفه ارسطویی: گالیله برای نخستین بار توانست لکه‌های خورشیدی و هم‌چنین کوه‌ها و دره‌های سطح ماه را مشاهده کند. این به معنی این بود که اجرام سماوی برخلاف نظر رایج، اجرامی ایده‌آل و بی‌هیچ عیب و نقص نیستند. هم‌چنین گالیله چهار قمر مشتری را که امروزه به «قمرهای گالیله‌ای» معروفند، رصد کرد که در واقع نشان می‌داد، مرکزهای حرکت دیگری نیز وجود دارند. بنابراین ماه می‌تواند در عین حال که به دور زمین می‌چرخد، به دور خورشید نیز حرکت کند. پدیده دیگری که اولین‌بار با استفاده از تلسکوپ دیده شد، رویت همه فازهای هلال سیاره زهره بود. این مشاهده به‌خوبی با مدل خورشید-مرکزی سازگاری داشت؛ در سال‌های بعدی، کارهای نظری نیوتن در رابطه با مفهوم اینرسی و قانون جهانی جاذبه موجب ابطال مدل زمین-مرکزی و مقبولیت مدل کپرنیکی شد. بنابراین، اختراع تلسکوپ در همان سال‌های ابتدایی، نقشی مهم در درک بهتر بشر از جهان ایفا کرد. 

از چهارصد سال پیش تاکنون، طراحی‌های مختلفی برای تلسکوپ‌ها پیشنهاد شده است. پیشرفت‌های صورت گرفته در زمینه طراحی و ساخت تلسکوپ‌ها، موجب شده‌اند تا بسیاری از ابیراهی‌های اپتیکی مربوطه، اصلاح شوند. در ادامه، سعی می‌کنیم با رویکردی تاریخی، این مسیر را نشان دهیم و در این بستر، با طراحی‌های مختلف تلسکوپ‌ها تا حدودی آشنا شویم.

 عدسی‌هایی که رو به آسمان نشانه رفتند!

تلسکوپ‌هایی که در ساختار اصلی‌شان از عدسی‌ها استفاده می‌شود، به «تلسکوپ‌های شکستی» موسومند. تلسکوپ‌های شکستی، از یک عدسی شیئی و یک عدسی چشمی تشکیل شده‌اند که کمک می‌کنند نور بیشتری در چشم انسان کانونی شود، تا تصویر روشن‌تر و شفاف‌تری از جرم آسمانی به‌دست آید. تلسکوپی که لیپرشی و گالیله ساختند، از یک عدسی محدب به عنوان شیئی و یک عدسی مقعر به عنوان چشمی تشکیل شده بود. در این نوع تلسکوپ که امروزه با عنوان «تلسکوپ گالیله‌ای» شناخته می‌شود،‌ عدسی محدب، پرتوها را کانونی می‌کند؛ اما عدسی مقعر، پیش از نقطه کانونی عدسی شیئی، مسیر پرتو‌ها را تغییر می‌دهد و آن‌ها را به‌صورت موازی درمی‌آورد تا وارد چشم شوند. تصویر به‌دست آمده، بزرگ‌نمایی‌شده و به‌صورت مستقیم است. گالیله توانست در نهایت، تلسکوپی با قطر عدسی شیئی ۳۷ سانتی‌متر و طول حدود ۱ متر بسازد. این تلسکوپ قابلیت بزرگ‌نمایی ۲۳ برابر را داشت.

در ۱۶۱۱ میلادی، یوهانس کپلر، طراحی جدیدی برای ساخت تلسکوپ ارائه داد که در آن، از دو عدسی محدب استفاده می‌شد. عدسی محدب چشمی، به اندازه فاصله کانونی‌اش، بعد از نقطه کانونی عدسی اولیه قرار می‌گیرد و نور را موازی می‌کند. مزیت این نوع طراحی نسبت به تلسکوپ گالیله‌ای،‌ میدان دید بسیار بزرگتر آن است. هرچند، تصویری که بدست می‌آيد، به‌صورت وارون می‌باشد. در سال‌های بعد، تلسکوپ‌هایی با این طراحی که به «تلسکوپ‌های کپلری» معروف‌اند، توسط افرادی مانند کریستف شاینر و ویلیام گَسکویگن ساخته شدند. اما نخستین تلسکوپ کپلری قدرتمند را کریستین هویگنس، در ۱۶۵۵ میلادی ساخت. این تلسکوپ، دارای عدسی شیئی‌ به قطر ۵۷ میلی‌متر و فاصله کانونی ۳.۷ متر بود. هویگنس، با استفاده از این تلسکوپ، توانست درخشان‌ترین قمر زحل، یعنی تیتان را کشف کند و برای نخستین‌بار، در ۱۶۵۹ میلادی، توصیف درستی از حلقه‌های زحل ارائه دهد.

اجسام از آنچه در آینه می‌بینید، از شما دورتر هستند!

 نوع دیگری از تلسکوپ‌ها، «تلسکوپ‌های بازتابی‌» هستند که در آن به‌ جای عدسی، از آینه‌ها استفاده ‌می‌شود. اگرچه خودِِ گالیله نیز از این موضوع آگاه بود که می‌توان به جای عدسی از آینه‌های انحنادار نیز استفاده کرد، اما شاید بتوان جِیمز گریگوری را نخستین کسی دانست که به طور مفصل به این موضوع پرداخت و تلسکوپی متشکل از دو آینه طراحی کرد؛ هرچند هیچ‌گاه نتوانست ایده خود را عملی کند و کسی را متقاعد سازد تا تلسکوپی با این طراحی بسازد. امروزه این نوع تلسکوپ، با عنوان «تلسکوپ‌های گریگوری» شناخته می‌شوند؛ گریگوری مدعی شد که این نوع طراحی می‌تواند مشکل ابیراهی رنگی و کروی تلسکوپ‌ها را رفع کند.

تلسکوپ‌های گریگوری، از دو آینه مقعر تشکیل شده‌اند. آینه اولیه، از نوع سهمی‌‌گون و آینه ثانویه، از نوع بیضی‌‌گون هستند؛ به‌طوری که پرتوها از آینه اولیه بازتاب داده شده و همگرا می‌شوند؛ و آینه ثانویه که کمی بعد از نقطه کانونی واقع شده است، پرتوها را از میان حفره‌ای که در وسط آینه اولیه قرار دارد، در بیرون از تلسکوپ، کانونی می‌کند. 

  در ۱۶۶۶ میلادی، آيزاک نیوتن بر پایه نظریه خود در مورد شکست نور و رنگ‌ها، به این نتیجه رسید که مشکل ابیراهی رنگی تلسکوپ‌های شکستی، به‌دلیل کاستی‌ها در ساخت عدسی نیست. بلکه همه مواد شکستی، باعث شکست نور می‌شوند و دارای این ابیراهی هستند. بنابراین پرداختن به ساخت تلسکوپ‌های شکستی، بی‌فایده هست. البته بعدها، با الگوگیری از ساختمان چشم انسان، افرادی مانند چِستر مور هال و جان دولاند، توانستند با استفاده از ترکیب لنزهایی متشکل از مواد شکستی مختلف، لنزهایی بدون ابیراهی رنگی، موسوم به لنزهای بی‌رنگ بسازند.

نیوتن در ۱۶۶۸ میلادی، نخستین تلسکوپ خود را ساخت. تلسکوپ او شبیه به تلسکوپ گریگوری بود، با این تفاوت که بجای آینه ثانویه مقعر، از یک آینه تخت استفاده کرد. نیوتن برای سادگی، از یک آینه کروی برای آینه شیئی استفاده کرد. این آینه از جنس فلز اسپکیولوم (آلیاژی از قلع و مس) ساخته شده، قطر آن حدود ۳.۳ سانتی‌متر و فاصله کانونی آن ۱۶.۵ سانتی‌متر بود. او توانست با این تلسکوپ، قمرهای گالیله‌ای مشتری و فازهای هلال ماه را مشاهده کند. تلسکوپ نیوتنی، نسبت به تلسکوپ‌های شکستی، دارای مزیت‌های زیر بود:

۱) ابیراهی رنگی نداشت.

۲) ساخت آن بسیار آسان‌تر بود.

۳) فاصله کانونی کوتاه‌تری نسبت به مشابه نمونه شکستی خود داشت که باعث می‌شد، جمع و جور‌تر و قابلیت حمل راحت‌تری داشته باشد.

۴) ساخت آن ارزان‌تر بود.

۵) میدان دید بزرگ‌تری داشت. 

نوع دیگری از تلسکوپ‌های بازتابی، «تلسکوپ‌های کاسگرینی» هستند که توسط لاورنت کاسگرین در ۱۶۷۲ میلادی پیشنهاد داده شدند. این تلسکوپ، از یک آینه اولیه بیضی‌گون مقعر و یک آینه ثانویه هذلولی‌گون محدب، تشکیل شده است. آینه ثانویه، در جایی قبل از فاصله کانونی آینه اولیه قرار گرفته و پرتوهای نور را از حفره‌ای که در وسط آن قرار دارد، به بیرون هدایت و کانونی می‌کند. این امر، موجب آن می‌شود تا بتوان تلسکوپ‌هایی ساخت که با طول کوتاه‌تر، فاصله‌‌های کانونی موثرِ بلندتری برای آینه اولیه داشته باشند. هم‌چنین، میدان دید نیز افزایش می‌‌یابد.

در سال‌های بعد، پیشرفت‌هایی در زمینه طراحی و ساخت آینه‌های بیضی‌گون و هذلولی‌گون، از جنس فلز اسپکیولوم صورت گرفت. هم‌چنین در بین سال‌های ۱۷۷۸ تا ۱۷۸۹ میلادی، ویلیام هرشل تلسکوپ‌های بازتابی بزرگی ساخت که بزرگترین آن‌ها تلسکوپی بود که ۱۲۰ سانتی‌متر قطر و ۱۲ متر طول داشت. این تلسکوپ تا ۵۰ سال بعدی، بزرگترین تلسکوپ دنیا بود. او برای این‌که بازتاب ضعیفِ نور، توسط آینه‌های اسپکیولومی را بهبود بخشد، آینه ثانویه را حذف کرد و به‌جای آن سعی کرد با چرخاندن آینه اصلی، نور را در جایی کانونی کند که بتواند به‌طور مستقیم، تصویر را مشاهده کند. این نوع تلسکوپ، ‌بعدها به «تلسکوپ هرشلی» معروف شد.

هرشل توانست با تلسکوپ‌هایی که ساخته بود، برای نخستین‌ بار سیاره اورانوس و چند قمر، از جمله انسلادوس و میماس از اقمار زحل را کشف کند. هم‌چنین وی توانست چند کاتالوگ‌ از چند هزار جرم عمق آسمان تهیه کند که شامل خوشه‌های ستاره‌ای و سحابی‌ها بودند؛ بسیاری از اجرامی که هرشل آن‌ها را سحابی نامیده بود، بعد‌ها در قرن بیستم، با محاسبه فاصله‌شان توسط جان اسلیفر و ادوین هابل، نشان داده شد، در واقع خود، کهکشان‌هایی هستند که در خارج از راه شیری قرار دارند.

همان طور که اشاره شد، میزان بازتاب نور از آینه‌هایی که از جنس فلز آلیاژی اسپکیولوم بودند، مطلوب نبود. به‌علاوه، این نوع آینه‌ها پس از مدتی تیره می‌شدند و کیفیت خود را از دست می‌دادند؛ بنابراین نیاز بود تا با آینه‌ای جدید تعویض شوند. در پی حل این مشکل،‌ در ۱۸۵۷ میلادی، کارل آگوست فون استینهیل و لئون فوکو، توانستند با ابداع روشی، این مشکل را تا حدی حل کنند؛ آن‌ها طی فرآیندی، یک لایه از نقره را بر روی یک آینه شیشه‌ای لایه‌نشانی کردند. این کار نه تنها میزان بازتاب و ماندگاری را افزایش می‌داد، بلکه هم‌چنین این مزیت را داشت که در صورت نیاز، این لایه برداشته شده و دوباره لایه‌نشانی شود؛ بدون این‌که لازم باشد شکل آینه شیشه‌ای زیرین، تغییر یابد. در سال‌های بعد، تلسکوپ‌های بسیار بزرگی با استفاده از این نوع آینه‌ها ساخته شدند. پیشرفت دیگر در زمینه آینه‌های تلسکوپ، در ۱۹۳۲ میلادی حاصل شد؛ جان دوناوان استرانگ، با استفاده از تکنیک تبخیر خلا گرمایی، توانست آلومینیوم را روی آینه لایه‌نشانی کند. مزیت لایه آلومینیومی این است که ماندگاری بیشتری نسبت به نقره دارد.

از جمله مهم‌ترین طراحی‌های دیگری که در طول این سالیان، برای تلسکوپ‌های بازتابی پیشنهاد شدند، «تلسکوپ‌های ریچی-کرتین» هستند. این نوع تلسکوپ، در دهه اول قرن بیستم میلادی، توسط جورج ویلیام ریچی و هِنری کرتین معرفی شد. ساختار کلی تلسکوپ ریچی-کرتین، مانند تلسکوپ‌های کاسگرینی است، با این تفاوت که در این مدل، هر دو آینه از نوع هذلولی‌گون هستند. این امر موجب می‌شود، علاوه بر ابیراهی کروی، ابیراهی کما یا اشک نیز تصحیح شود. بسیاری از تلسکوپ‌های بزرگ امروزی، مانند تلسکوپ فضایی هابل، تلسکوپ‌های کِک و تلسکوپ وی‌ال‌تی، از نوع تلسکوپ‌های ریچی-کرتین هستند.

همیشه راه سومی نیز وجود دارد!

علاوه بر تلسکوپ‌های شکستی و بازتابی، نوع دیگری از تلسکوپ‌ها نیز وجود دارند که در طراحی‌شان، ترکیبی از عدسی‌ها و آينه‌ها به‌کار رفته‌ است. این نوع تلسکوپ‌ها را کاتادیوپتریک یا «تلسکوپ‌های لنز-آیینه‌ای» می‌نامند. از جمله معروف‌ترین آن‌ها می‌توان به تلسکوپ‌های «اشمیت-کاسگرین» و «ماکستوف-کاسگرین» اشاره کرد.

تلسکوپ‌های اشمیت-کاسگرین، از دو آینه کروی مقعر و محدب تشکیل شده‌اند، که در موقعیت آینه‌های یک تلسکوپ کاسگرین قرار دارند. به‌علاوه، یک «صفحه اصلاح‌گرِ اشمیت»، در مسیر پرتوهای ورودی و در محل آينه ثانویه قرار می‌گیرد. این صفحه، در واقع یک نوع عدسی نا‌کروی است که دارای ابیراهی کرویِ برابر، اما مخالفِ ابیراهی کروی آینه اولیه می‌باشد؛ بنابراین، از این طریق ابیراهی کروی اصلاح می‌شود. به علت راحتی ساخت آینه‌های کروی، این تلسکوپ بیشتر در بین منجمان آماتور طرفدار دارد.

   تلسکوپ‌های ماکستوف، نخستین بار توسط دیمیتری دیمیتریویچ ماکستوف، در ۱۹۴۱ اختراع شد. او با الگوگیری از تلسکوپ اشمیت، از یک عدسی هلالی کاو برای اصلاح آینه کروی استفاده کرد. این صفحه اصلاح‌گر یا «پوسته اصلاح‌گر هلالی»، معمولا به‌طور کامل در گشودگی ورودی تلسکوپ قرار می‌گیرد. مزیت این طراحی این است که در آن، همه سطوح تقریبا «متقارنِ کروی» هستند. این طراحی، ابیراهی‌های نا‌هم‌محور، هم‌چون ابیراهی اشک را اصلاح می‌کند. ضمن آنکه ابیراهی رنگی نیز از بین می‌رود. تلسکوپ‌های ماکستوف را معمولا با چیدمان کاسگرینی طراحی می‌کنند. با این تفاوت که مشابه تلسکوپ‌های اشمیت-کاسگرینی، از دو آینه کروی استفاده می‌شود.

تلسکوپ‌های امروزی

امروزه تقریبا همه تلسکوپ‌های پیشرفته از نوع بازتابی هستند؛ چرا که ساخت آینه‌های بزرگ، آسان‌تر و ارزان‌تر از عدسی‌های بزرگ می‌باشند. ضمن آن‌که تلسکوپ‌های شکستی را نمی‌توان در عمل، از یک حدی بزرگ‌تر ساخت؛ بزرگترین تلسکوپ شکستی جهان، در رصد‌خانه یِرکیز قرار دارد. قطر دهانه این تلسکوپ، ۱۰۰ سانتی‌متر می‌باشد. هر تلسکوپ شکستی بزرگ‌تر از این اندازه، ناپایدار است و تحت وزن خود، فرو‌می‌ریزد. 

بزرگ‌ترین تلسکوپ فعال در حال حاضر، تلسکوپ بزرگ جزایر قناری است که دارای آینه‌ای به قطر ۱۰ متر و ۴۰ سانتی‌متر می‌باشد. آینه اصلی این تلسکوپ، مانند بسیاری از تلسکوپ‌های بزرگ دیگر، شبیه به طرح لانه زنبور، از کنار هم قرار گرفتنِ آینه‌های شش ضلعی کوچک‌تر تشکیل شده است. این تکنیک باعث می‌شود تا بتوان آینه‌های بزرگتری برای تلسکوپ‌ها ساخته شوند. از دیگر تلسکوپ‌های بزرگی که در آینده نزدیک ساخته خواهند شد، می‌توان به «تلسکوپ بزرگ ماژلان» ۲۴.۵ متری، «تلسکوپ سی متری»، و «تلسکوپ بسیار بزرگ اروپایی» که آینه‌ای با قطر ۳۹.۳ متر خواهد داشت، اشاره کرد. هم‌چنین در قرن بیستم، تلسکوپ‌هایی نیز ساخته شدند که در مدارهایی به دور زمین قرار داده شوند. به این نوع تلسکوپ‌ها، «تلسکوپ‌های فضایی» گفته می‌شود که شاید معروف‌‌ترین آن‌ها، «تلسکوپ فضایی هابل» است.

از جمله فناوری‌های مهمی که باعث شدند تا بتوان تلسکوپ‌های بزرگ‌تر و با کیفیت تصویربرداری بهترِ امروزی را ساخت، سیستم‌های «اپتیک فعال» و «اپتیک تطبیقی» بودند. یک‌ سری از عوامل هستند که باعث ایجاد خطا در داده‌های دریافتی از تلسکوپ می‌شوند؛ از جمله می‌توان به موارد زیر اشاره کرد: خطاهای ناشی از ساخت و غیر‌هم‌خط بودن المان‌های اپتیکی در تلسکوپ؛ تغییر شکل آینه، در اثر وزن خودِش؛ تغییرات دمایی و وزش باد در محیط گنبد رصدخانه و اطراف آن؛ و توربولانس یا آشفتگی جو. این عوامل روی شکل جبهه‌موج نور فرودی تاثیر می‌گذارند و شکل آن را از حالت تختْ خارج می‌کنند. با استفاده از سیستم‌های اپتیک فعال و اپتیک تطبیقی می‌توان شکل تغییر‌یافته جبهه موج را مشخص کرد و تغییراتی در جهت عکس، در شکل آینه اصلی ـ با استفاده از آرایه‌ای از بازوهای مکانیکی در پشت آن ـ یا با جابه‌جایی آینه ثانویه، به‌وجود آورد. بنابراین، از این طریق شکل جبهه موج اصلاح می‌شود و تصویر نهایی، شفاف و با‌کیفیت خواهد بود.

تفاوت بین سیستم اپتیک فعال و اپتیک تطبیقی، در فرکانس یا نرخ اِعمال تصحیحات است؛ سیستم‌های اپتیک فعال، برای اِعمال تصحیحات با فرکانس‌های پایین، و سیستم‌های اپتیک تطبیقی، برای تصحیحات با فرکانس بالا کاربرد دارند. برای نمونه، از عواملی که در بالا به آن‌ها اشاره شد، اثرات آشفتگی جو بر روی جبهه‌موج فرودی را می‌توان به‌وسیله سیستم‌ اپتیک تطبیقی اصلاح کرد؛ چرا که تغییرات جوی بسیار سریع هستند و به همین دلیل باید تصحیحات مربوطه، با فرکانس‌های بالا ـ بیشتر از ۲۰ بار در ثانیه ـ صورت گیرند. اثرات بقیه عواملی را که به آن‌ها اشاره شد، عمدتا می‌توان با استفاده از سیستم‌ اپتیک فعال اصلاح کرد.

یکی دیگر از روش‌هایی که در ساخت بعضی از تلسکوپ‌های پیشرفته به‌کار گرفته شده، روش تداخل‌سنجی است؛ برای مثال، رصد‌خانه کک، از دو تلسکوپ بازتابی که هر کدام آینه‌ای به قطر ۱۰ متر دارند، تشکیل شده است. این دو تلسکوپ می‌توانند با روش تداخل‌سنجی با یک‌دیگر ترکیب شده و در واقع یک تلسکوپ با قطر دهانه مؤثر ۸۵ متر را تشکیل دهند. این امر باعث می‌شود قدرت تفکیک، بسیار افزایش یابد و بتوان جزئیات بیشتری از آسمان را مشاهده کرد. 

دیدن نادیدنی‌ها

تلسکوپ‌هایی که تا این‌جا در موردشان صحبت شد، تلسکوپ‌هایی هستند که در محدوده نور مر‌ئی کار می‌کنند. اما همان‌طور که می‌دانیم، چشم ما تنها قادر به آشکارسازی و دیدنِ بخش بسیار کوچکی از طیف موج الکترومغناطیسی یا نوری است که از اجرام آسمانی به ما می‌رسند. اما برای مثال، همان‌گونه که به‌وسیله تصویربرداری فروسرخ، اجسام و موجودات را در تاریکی شب می‌توان مشاهده کرد، داده‌های بسیار زیادی در آسمان وجود دارند که چشم ما قادر به آشکارسازی آن‌ها نیست.

   در ۱۹۳۱ میلادی، کارل جانسکی کشف کرد که راه شیری در واقع یک منبع تولید امواج رادیویی است. بنابراین، زمینه تازه‌ای در زمینه مطالعات نجومی، به نام نجوم رادیویی به‌وجود آمد. بعد از جنگ جهانی دوم، زمینه برای ساخت تلسکوپ‌های رادیویی بزرگ فراهم شد. امروزه آرایه‌های بزرگی از تلسکوپ‌های رادیویی وجود دارند که با استفاده از روش تداخل‌سنجی، به‌مانند یک تلسکوپ رادیویی بزرگ عمل می‌کنند. اخیرا، اولین تصویر مستقیم از یک ابرسیاه‌چاله نیز توسط ترکیبی از هشت آرایه از تلسکوپ‌های رادیویی، ثبت شد (جزئیات مربوط به این مطلب را می‌توانید در اینجا بخوانید). 

   در قرن بیستم، تلسکوپ‌هایی در طول‌موج‌های دیگر نیز ساخته شدند. امروزه تلسکوپ‌هایی در محدوده طول‌موج‌های فروسرخ، فرابنفش، پرتو ایکس و گاما فعال هستند. به‌دلیل اینکه جو زمین مانع از رسیدن نور در این طول‌موج‌ها به سطح زمین می‌شود، در واقع همه آن‌ها تلسکوپ‌های فضایی هستند.

 وطنم! ای شکوه پابرجا!

 طرح رصدخانه ملی ایران، به‌عنوان اولین طرح کلان در زمینه علوم پایه در کشور، در سال ۱۳۷۹ آغاز شد و امروزه در مراحل پایانی ساخت قرار دارد. رصدخانه ملی می‌تواند نقش به‌سزایی در گسترش و پیشرفت علم نجوم در کشور داشته باشد. زمینه‌های پژوهشی این طرح می‌تواند شامل موارد زیر باشد: مطالعه چگونگی تشکیل ساختارها در کیهان، تحول کهکشان‌ها، مطالعه منشا ماده تاریک و انرژی تاریک، مطالعه فضای میان‌ستاره‌ای با استفاده از ابزار طیف‌سنجی، جستجوی سیارات فراخورشیدی و غیره.

موقعیت این رصدخانه در ارتفاعات کوه گرگش، با موقعیت بسیار مناسب برای رصد آسمان است. این رصدخانه، در حال حاضر، شامل یک ایستگاه مکان‌پایی و یک سامانه میدان دید باز INOLA (سرواژه Iranian National Observatory Lens Array) است که مشغول به فعالیت هستند. بخش اصلی رصدخانه، مربوط به یک تلسکوپ بازتابی بزرگ از نوع ریچی-کرتین، با عنوان INO340 خواهد بود. این تلسکوپ در محدوده طول موج ۳۲۵ تا ۲۷۰۰ نانومتر، کار می‌کند که البته تمرکز آن، روی محدوده مرئی خواهد بود. قطر آینه اصلی آن، ۳.۴ متر است. ضخامت این آینه، حدود ۱۸ سانتی‌متر بوده و با دقت ۱ نانومتر تراش خورده و جلا داده شده است و در ساختمانی که در محل رصدخانه ساخته می‌شود، با آلومینیوم لایه‌نشانی خواهد شد. (برای اطلاعات بیشتر به سایت رصدخانه ملی ایران مراجعه کنید)

   هرچند این تلسکوپ، از حیث اندازه، یک تلسکوپ میان‌رده به‌ شمار می‌آید، ولی علاوه بر اهداف علمی و پژوهشی که در بالا به آن‌ها اشاره شد، می‌تواند به‌دلیل موقعیت منحصر‌به‌فرد و هم‌چنین شرایط خوب رصدی، سهم مهمی در پروژه‌های بین‌المللی داشته باشد. ضمن آن‌که، طرح‌های کلانی از این دست، می‌تواند باعث پیشرفت فناوری‌های پیشرفته در کشور شود. 

هرچند در شرایط کنونی جامعه شاید بیشتر به رویا شبیه باشد، اما امیدوارم در سال‌های آینده، شاهد تعداد بیشتری از این طرح‌های علمی باشیم تا کشورمان آباد شود! :))

توی این پست میخوام مقداری درمورد مفهوم «انتقال به سرخ» و انواعش توضیح بدم. انتقال به سرخ یا «Redshift» مفهومیه که به کمک اون تونستیم دریچه‌ای از کهکشان‌ راه شیری خودمون به باغ وحشی از کهکشان‌ها و ساختارهای بزرگ مقیاس کیهانی باز کنیم. به کمک این پدیده، از حدود صد سال پیش، متوجه شدیم که کیهان، فقط محدود به کهکشان راه شیری نیست و بیش از پیش به اصل کوپرنیکی معتقد شدیم.

انتقال به سرخ یعنی چی؟

حتما دقت کردید وقتی یه ماشین یا موتوری با سرعت از جلوتون رد میشه، صداش تغییر میکنه؛ همین‌طور که نزدیک‌تر میشه صداش زیرتر و وقتی عبور می‌کنه و دور میشه صداش کمی بم‌تر میشه. کمی اگر دقیق‌تر صحبت کنیم این اتفاق، به ترتیب، به معنی طول موج‌های کوتاه‌تر و بلندتر هست. به این پدیده، اثر داپلر میگن. خب حالا چرا این اتفاق میفته؟(دقت کنید که راننده اتومبیل تغییری توی صدا احساس نمی‌کنه!) احتمالا این وسط یا اتفاقی برای صوتی که به ما می‌رسه میفته یا اینکه برای خود ما! خداروشکر مشکل از ما و سیستم شنواییمون نیست که بگیم دچار کج‌شنوایی شدیم! داستان به اینجا برمی‌گرده که منبع تولید موج صوتی نسبت به ما در حال حرکت هست؛ بنابراین همین‌طور که اتومبیل از ما دورتر میشه، هر قله(دره) متوالی، از جایی دورتر از ما، نسبت به موج قبلی منتشر میشه و یه خرده زمان بیشتری می‌بره تا به ما برسه. با فرض این‌که سرعت موج صوتی ثابت هست، پس فاصله بین قله‌ها (دره‌ها) هم باید بیشتر باشه؛ یعنی طول موج بیشتر میشه (معادل فرکانس کمتر). وقتی که منبع صوت درحال نزدیک شدن هست، دقیقا عکس این اتفاق میفته و طول موج برای «ما» که ناظر هستیم تغییر می‌کنه و کوتاه‌تر میشه.

توجه کنید که این‌جا مسأله، انتخاب چارچوب مرجع هست. یعنی اگه ما که وایستادیم هم مثلا درحال شیپور زدن باشیم(به دلایلی نامعلوم! ؛)) اتومبیل در حال عبور، همین تغییر در فرکانس رو حس می‌کنه. بنابراین اثر داپلر به‌دلیل حرکت نسبی بین منبع صوت و ناظر اتفاق میفته.

در ۱۸۴۲ میلادی، جناب آقای داپلر برای اولین‌ بار این توجیه فیزیکی رو برای این پدیده ارائه داد و ادعا کرد که این پدیده برای هر نوع موجی درسته و مشخصا پیشنهاد داد که رنگ‌های مختلف ستاره‌ها، به‌خاطر حرکتی هستش که نسبت به ما دارن (البته خیلی زود معلوم شد که رنگ ستاره‌ها، فقط به دمای سطحی‌ اون‌ها بستگی داره و نه حرکتشون نسبت به زمین). شش سال بعد، جناب فیزو به این نکته اشاره کرد که جابه‌جایی که در خطوط طیفی ستاره‌ها مشاهده میشه، به‌‌دلیل اثر داپلر هست. به همین خاطر بعضی مواقع به این اثر، «اثر داپلر-فیزو» هم میگن. برای این‌که بحث رو ادامه بدیم، اجازه بدید اول توی یه قسمت پرانتزطوری، مختصرا درمورد طیف‌ها صحبت کنیم تا موضوع روشن بشه.

منظور از طیف یه ستاره چیه؟  

اگه یه منشور رو جلوی نور خورشید بگیرید، رنگین کمانی در طول موج‌های مرئی تشکیل میشه که بهش طیف پیوسته میگن. حالا فرض کنید که گاز سردی از ماده خاصی رو بر سر راه این نور قرار بدید. وقتی نور به اتم‌های گاز سرد برخورد می‌کنه، توی بعضی از طول موج‌های خاص که تابعی از اختلاف انرژی بین تراز‌های الکترون‌های برانگیخته شده هست، جذب میشه. بنابراین توی طیف جدید، چند خط تیره در طول‌ موج‌های مختلف وجود داره. به این طیف، «طیف جذبی» میگن. این‌بار فرض کنید که این گاز رو داغش بکنیم. دقیقا توی طول موج‌هایی که توی حالت قبل جذب اتفاق افتاده بود، این‌بار گسیل نور داریم؛ توی این حالت، وقتی الکترون‌های برانگیخته از ترازهای انرژی بالاتر به تراز‌های انرژی پایین‌تر گذار می‌کنن، نوری گسیل میشه که طول موجش، متناسب با اختلاف انرژی تراز ابتدایی و انتهایی هست. این بار طیف، فقط شامل چند خط روشن در طول موج‌های مختلف هست و بهش «طیف گسیلی» میگن. نکته‌ای که وجود داره اینه که عناصر مختلف دقیقا توی طول موج‌های مشخصی جذب یا گسیل دارن. به‌عبارت دیگه هر عنصر، طیف منحصر به فرد خودش رو داره. بنابراین با دیدن طیف یه ستاره، میشه فهمید که چه عناصری در جوّش وجود دارن.

همون‌طور که اشاره شد، طیف عناصر مختلف دارای خطوط طیفی در طول موج‌های مشخصی هستن. وقتی که ستاره‌ای نسبت به ما در حال حرکت باشه، خطوط طیفی که مربوط به عناصر مختلف شناخته شده هست کمی جابجا میشن؛ اگه ستاره در حال دور شدن از ما باشه، خطوط طیفی به سمت طول موج‌های بلندتر (انتقال به سرخ) و اگه در حال نزدیک شدن باشه، به سمت طول موج‌های کوتاه‌تر جابجا میشن(انتقال به آبی).

انواع انتقال به سرخ

ما سه نوع انتقال به سرخ برای نور داریم: داپلر نسبیتی، کیهانی و گرانشی. اساس همه‌شون همون انتخاب چارچوب مرجع و تأخیر (تسریع) زمانی بین قله‌های متوالی موج هست که منجر به انتقال به سرخ(آبی) خطوط طیفی میشه. اما منشأ اون میتونه علت‌های مختلفی داشته باشه.

داپلر نسبیتی

تا این‌جا توضیحاتی که در مورد انتقال به سرخ دادیم مربوط به این نوع هست. یعنی سرعت نسبی منبع نور و ناظر باعث این اثر میشه. هر چی این سرعت نسبت به ناظر بیشتر باشه، مقدار انتقال به سرخ و جابجایی در طیف بیشتره. از روی مقدار جابه‌جایی خطوط طیفی میشه سرعت منبع نور رو بدست آورد. وستو اسلیفر در ۱۹۱۲ میلادی، سرعت چندتا از سحابی‌ها رو با این روش اندازه گرفت و دید که سرعتشون خیلی بیشتر از اجرام معمولی دیگه‌ هستش که قبلا رصد کرده بودن. هرچند تا اون زمان، فرضیاتی مطرح شده بودن که احتمالا کهکشان‌های دیگه ای بیرون از کهکشان راه شیری وجود دارن، اما شاهدی برای این موضوع وجود نداشت. چند سال بعد ادوین هابل، فاصله این سحابی‌ها رو اندازه گرفت و متوجه شد که این‌ها در واقع کهکشان‌هایی بیرون از کهکشان راه شیری هستن. (الآن می‌دونیم که حدود ۱۰۰ میلیارد کهکشان دیگه توی کیهانمون وجود داره، تقریبا اندازه تعداد ستاره‌های داخل کهکشان خودمون!) بنابراین این اثر، ابزار قدرتمندی رو در اختیارمون قرار میده که ما باهاش می‌تونیم سرعت اجرام سماوی رو اندازه بگیریم.

انتقال به سرخ کیهانی

سال ۱۹۲۹، هابل نمودار سرعت بر حسب فاصله رو برای تعدادی از کهکشان‌ها رسم کرد و نتیجه گرفت که هرچقدر اونا دورتر هستن با سرعت بیشتری درحال دور شدن از ما هستن (قانون هابل) و این یعنی جهان در حال انبساطه. این کشف، تأییدی بود برای حلی که چند سال قبل‌تر، از معادلات میدان انیشتین به‌دست اومده بود که الآن معروف به معادلات فریدمان هست. پس بنابراین چون جهان درحال انبساطه یا به بیان بهتر، فضا-زمان داره منبسط میشه، کهکشان‌ها نسبت به ما در حال حرکتند و چون همه‌شون دارن از ما دور میشن بنابراین در خطوط طیفیشون انتقال به سرخ مشاهده میشه. منشأ این انتقال به سرخ انبساط کیهانه. به‌همین‌خاطر به اون انتقال به سرخ کیهانی گفته میشه.

اما از کجا تشخیص بدیم که جابجایی طیفی به‌خاطر انبساط کیهان هست یا حرکت مشخصه خود منبع نور؟ خب نکته‌ای که وجود داره اینه که انبساط کیهانی رو توی فواصل نزدیک نمیشه دید. عملا انتقال به سرخ از حدود فاصله چندین هزار سال نوری به بعد قابل ملاحظه هست. برای ستاره‌ای که داخل کهکشانی با این فاصله قرار داره، قسمتی از انتقال به سرخش مربوط به حرکت موضعی خودش هست (اثر داپلر نسبیتی) و قسمتیش هم مربوط به انبساط فضا-زمان (انتقال به سرخ کیهانی). اما از اونجایی که سازوکار این دو تا با هم متفاوت هست، میشه انتقال به سرخ کیهانی رو از مدل کیهان‌شناسی که درنظر گرفتیم بدست بیاریم و از قسمت مربوط به حرکت مشخصه ستاره تفکیک کنیم.

از اون‌جایی‌ که کیهان‌شناس‌ها با فواصل خیلی زیاد سروکار دارن، کهکشان‌ها رو عملا یک نقطه در نظر می‌گیرن (بدون اعتنا به اتفاقاتی که داخل کهکشان‌ها داره میفته و ستاره‌ها و سیارات و احتمالا موجوداتی که دارن اون‌جا زندگی می‌کنن!) و به‌جای استفاده از واحدهایی مثل سال نوری یا پارسک برای گفتن فاصله‌ها، معمولا از انتقال به سرخ(رِد شیفت) استفاده میکنن. انتقال به سرخ‌های بزرگ‌تر، یعنی فواصل دورتر از نظر مکانی و هم از نظر زمانی! چون نور اجرام دورتر، بیشتر طول میکشه تا به ما برسه. پس هر چی فواصل دورتری رو توی عالم رصد بکنیم، درواقع داریم خاطرات قدیمی‌تری از عالم رو مرور می‌کنیم؛ قدیمی‌ترین تصویر عالم، مربوط به تابش زمینه کیهانی، با رِدشیفت ۱۰۸۹ هست.   

انتقال به سرخ گرانشی

طبق نظریه نسبیت عام انیشتین، ماده یا انرژی میتونه فضا-زمان اطرافش رو خمیده کنه و از این طریق گرانش کنه. نوری که از داخل یه چاه پتانسیل گرانشی، مثلا از سطح یه ستاره، به‌سمت بیرون در حال حرکته، با تأخیر زمانی همراهه. درنتیجه توی طیفش انتقال به سرخ دیده میشه. هرچقدر گرانش اون جسم بیشتر باشه، این انتقال بیشتر هست. مثلا در اطراف ستاره‌های نوترونی و سیاه‌چاله‌ها که بسیار پرجرم هستن، این اثر رو میشه دید.

خلاصه اینکه انتقال به سرخ مفهوم بسیار مهم و کاربردی برای فهم ما از عالم پیرامونمون هست. راستی انتقال به سرخ یه کاربرد دیگه‌ای هم داره. از اون توی دوربینای کنترل سرعت هم استفاده میشه که احتمالا خاطرات خوبی باهاش دارید! :)) جا داره این پست رو با یادی از همه‌ گذشتگان راه علم به پایان ببریم. روحشان شاد!

«در ۱۹۸۱ میلادی، مدل تورم توسط آلن گوت، برای پاسخ به چند مشکل اساسی در نظریه مهبانگ داغ، ارایه شد.»

نظریه مهبانگ داغ از جهات زیادی، یک نظریه‌ی موفقیت‌آمیز بوده و هم‌خوانی زیادی با مشاهدات رصدی داشته است که به‌طور خلاصه می‌توان به موارد زیر اشاره کرد:

• گسترش کیهان
• وجود تابش زمینه کیهانی و توصیف طیف آن
• فراوانی عناصر سبک در کیهان(دوران هسته سازی)
• اینکه سن پیش بینی شده‌ی کیهان، قابل مقایسه با اندازه‌گیری‌های مستقیم انجام شده روی سن اجرام درون آن است
• و اینکه با وجود داشتن بی‌نظمی‌های موجود در تابش زمینه‌ی کیهانی، میتوان توصیف قابل قبولی برای رشد ساختار در کیهان به وسیله‌ی رمبش گرانشی داشت.

مسأله‌ افق

اما با وجود این موفقیت‌ها، نظریه‌‌‌‌ی مهبانگ داغ نمی تواند به چند پرسش اساسی پاسخ دهد؛ اول آن‌که چرا کیهان در مقیاس‌های بزرگ تا این اندازه همگن و همسانگرد است؟ با نگاه کردن به طیف تابش زمینه‌ی کیهانی می‌توان دریافت که نقاط مختلف آسمان، با دقت زیاد(از مرتبه‌ی یک در صد هزار)، در همه‌ی جهات دارای ویژگی‌های کاملا یکسان هستند. به طور معمول برای آنکه دو جسم شبیه به هم باشند، باید زمانی با یکدیگر در تماس بوده باشند تا اصطلاحا به تعادل گرمایی برسند. به عنوان مثال وقتی یک لیوان چای داغ را در محیط اتاق قرار دهید، پس از مدتی با محیط هم‌دما شده و به تعادل گرمایی می‌رسند. اما دو نقطه‌ در جهت مقابل یک‌دیگر در آسمان که نورشان از دوران واجفتیدگیِ نور و ماده به ما می‌رسد، نمی‌توانند روزی در تماس با هم بوده باشند؛ چرا که نور هر یک، از آن زمان تا به حال در راه بوده تا تنها به نقطه‌ای که ما قرار داریم برسد.

حال آن‌که حداقل به همان اندازه زمان نیاز بوده است تا بتواند با نقطه‌ی دیگر برهم‌کنش داشته باشد. البته با انجام محاسبات، می‌توان نشان داد که حتی دو نقطه‌ در فاصله‌ی زاویه‌ای حدود دو درجه در آسمان نیز زمان کافی برای رسیدن به تعادل گرمایی را نداشته‌اند؛ زیرا دو نقطه، باید پیش از دوران واجفتیدگی به تعادل گرمایی رسیده باشند. دوره‌ی واجفتیدگی به دوره‌ای گفته می‌شود که به علت گسترش فضا و در نتیجه کاهش دمای کیهان، انرژی فوتون‌ها به اندازه‌ای کاهش یافته است که از آن پس، فوتون‌ها دیگر با هسته‌های اتم برهم‌کنش نداشته و آزادانه در فضا منتشر شده اند. تا پیش از آن، فوتون‌ها به علت پراکندگی زیاد از هسته‌ها، قادر به طی کردن مسافت‌های طولانی نبودند. بنابراین از آن‌‌جایی که برای برهم‌کنش دو نقطه با یک‌دیگر، نور باید مسافت بین‌شان را بپیماید، نسبت به حالت عادی بعد از این دوره، زمان بیشتری نیاز است تا به تعادل گرمایی برسند. این پرسش که چرا طیف تابش زمینه‌ی کیهانی در همه‌ی جهات تقریبا یکسان است، معروف به مسأله‌ی افق می‌باشد.

مسأله تخت بودن

پرسش دیگر موسوم به مسأله‌ی تخت بودن، در مورد هندسه‌ی کیهان است. طبق مشاهدات رصدی به خصوص تابش زمینه‌ی کیهانی، جهان تقریبا تخت است. در واقع هندسه‌ی فضا ـ زمان با همان هندسه‌ی آشنای اقلیدسی یا به بیان دیگر متریک مینکوفسکی توصیف می‌شود؛ طبق نظریه‌ی نسبیت عام انیشتین، فضا ـ‌ زمان میتواند بسته به توزیع چگالی ماده‌ي (یا انرژی) درون آن، دارای انحنا باشد.

اگر چگالی ماده در جهان کمتر از مقدار معینی موسوم به چگالی بحرانی باشد، انحنا منفی بوده و جهان باز است؛ در واقع کیهان تا ابد به گسترش خود ادامه خواهد داد. اگر چگالی کل ماده از چگالی بحرانی بیشتر باشد، انحنا مثبت بوده و اصطلاحا جهان بسته است؛ به عبارت دیگر، گسترش کیهان پس از مدتی متوقف شده و شروع به رمبش می‌کند تا به نقطه‌ی تکینگی یا مه‌رُمب برسد. در حالتی که چگالی ماده در کیهان با چگالی بحرانی برابر است، با جهانی تخت رو به رو هستیم که انحنای آن صفر می‌باشد. همچنین به نسبتِ چگالی کل کیهان به مقدار چگالی بحرانی آن در هر زمان، پارامتر چگالی گفته می‌شود. طبق تعریف های بالا می‌توان به سادگی دریافت، در صورتی که این پارامتر برابر یک باشد، جهان تخت است و اگر بزرگ‌تر یا کوچک‌تر از یک باشد، به ترتیب انحنای فضا ـ زمان، مثبت و منفی خواهد بود. طبق آخرین داده‌های رصدی، مقدار پارامتر چگالی در حال حاضر بسیار به یک نزدیک بوده و جهان با دقت نیم درصد تخت است. با حل معادلات می‌توان نشان داد که با گذشت زمان، انحراف از تخت بودن افزایش می‌یابد، به‌طوری‌که کوچک‌ترین انحراف از تختی در دوران اولیه‌ی کیهان، خیلی زود به جهانی با انحنای غیر صفر می‌انجامد. بنابراین با توجه به مقدار کنونیِ پارامتر چگالی، هر چه به زمان‌های عقب‌تر برویم، مقدار این پارامتر به یک نزدیک‌تر شده و جهان به تخت بودن، نزدیک و نزدیک‌تر می‌شود.

مثلا در دوران واجفتیدگی (سیصد و هشتاد هزار سال بعد از مهبانگ)، اختلاف پارامتر چگالی از عدد یک، از مرتبه‌ي یک در صد هزار است. در دوران هسته سازی (یک ثانیه پس از مهبانگ)، این مقدار از مرتبه‌ی یک در یک میلیارد میلیارد بوده و در مقیاس‌های انرژی الکتروضعیف (یک هزار میلیاردم ثانیه بعد از مهبانگ)، کیهان با دقتِ یک در هزار میلیارد میلیارد میلیارد، تخت بوده است!

پرسشی که در اینجا مطرح می‌شود این است که چرا کیهان باید با مقدار اولیه‌ای تا این اندازه نزدیک به تخت بودن، آغاز شده باشد. گویی که کیهان دارای تنظیمی ظریف است. هر اختلاف ناچیزی از این مقدار اولیه، می‌توانسته به تفاوتی فاحش منجر شده و کیهان را به شکلی دیگر درآورد.

مسأله ذرات یادگاره

این دو پرسش یعنی مسأله‌ی افق و مسأله‌ی تخت بودن، توسط یاکوف بوریسوویچ زلدوویچ، در اوایل دهه‌ی ۱۹۷۰ میلادی مطرح شد. وی چند سال بعد، در ۱۹۷۸ میلادی، مسأله‌ی دیگری با عنوان مسأله‌ی تک‌قطبی مغناطیسی را مطرح کرد که در واقع نوع دیگری از همان مسأله‌ی افق است که در فیزیکِ ذراتِ بنیادین مطرح می‌شود. طبق پیش‌بینی نظریه‌های مدرنِ ذرات، یک سری از ذرات یادگاره‌ که در دوران آغازین کیهان تولید شده‌اند، باید در کیهان امروزی نیز وجود داشته باشند. این یادگاره‌ها شامل موارد زیر هستند:

• تک‌قطبی‌های مغناطیسی
• دیوارهای حوزه
• ذرات ابرتقارنی مانند گرویتینو
• میدان‌های مُدولی مربوط به ابرریسمان‌ها

هر چند که در ابتدا، مسأله‌ی تک‌قطبی‌های مغناطیسی که از نتایج نظریه‌ی وحدت بزرگ هستند مطرح شد، اما این بحث برای بقیه‌ی یادگاره‌ها نیز برقرار است. تک‌قطبی‌ مغناطیسی نسبت به ذراتی مانند پروتون‌ بسیار سنگین‌تر بوده و به‌همین‌خاطر باید در زمان‌های نزدیک به ما به صورت غالب در کیهان ما حضور داشته باشند. این در حالی است که تا به امروز هیچ تک‌قطبی مغناطیسی در جهان مشاهده نشده است!

مدل تورم

سه سال بعد، آلن گوت، مدل تورم را برای پاسخ به مسأله‌ی تک‌قطبی مغناطیسی پیشنهاد داد. اما خیلی زود مشخص شد که این مدل می‌تواند پاسخ‌گوی بقیه‌ی پرسش‌ها نیز باشد. ایده‌ی مدل تورم بسیار ساده است؛ جهانِ خیلی آغازین، دست‌خوش گسترشی بسیار بزرگ شده است. در واقع در بازه‌ی زمانی ۱۰^−۳۶ تا حدود ۱۰^−۳۲ ثانیه پس از مهبانگ، کیهان به صورت نمایی گسترش یافته، به‌طوری که در این بازه‌ی زمانی بسیار کوتاه، از چیزی بسیار کوچک‌تر از یک اتم تا حدود اندازه‌ی یک توپ بسکتبال، افزایش حجم پیدا کرده است! گسترش بسیار سریع کیهان در دوره‌ی تورم، موجب شد تا ذرات یادگاره رقیق شوند؛ بدین ترتیب، مقدار آن‌ها در کیهان امروزی قابل اغماض خواهد بود. هم‌چنین دو نقطه‌ای که در حال حاضر در فاصله‌ي زیاد از یک‌دیگر قرار دارند، در زمان پیش از تورم، قادر بوده‌اند در تماس با یک‌دیگر باشند؛ چرا که تورم باعث دور افتادن آنها از یک‌دیگر با سرعتی بسیار بیشتر از سرعت نور شده است. بنابراین دو نقطه‌‌ی به ظاهر غیر مرتبط با یک‌دیگر در زمان کنونی، پیش از تورم در تعادل گرمایی بوده‌اند. در مورد مسأله‌ی تخت بودن نیز این‌طور می‌توان بیان کرد که به علت کش‌آمدگی زیادِ کیهان در این دوره، هر گونه انحنای اولیه‌ی فضا ـ زمان، به جهانی بسیار نزدیک به جهانِ تخت منجر شده تا آن‌جا که امروز نیز کیهان تقریبا تخت است. تنها در آینده‌ای دور است که بار دیگر پارامتر چگالی از مقدار یک فاصله خواهد گرفت.

علاوه بر موارد یاد شده، امروزه می‌دانیم مدل تورمی، نقش مهمی در توصیف منشأ ساختارها در کیهان و وجود ناهمسانگردی‌های موجود در طیف تابش زمینه‌ی کیهانی دارد؛ همانطور که پیشتر اشاره شد، طیف تابش زمینه‌ی کیهانی کاملا همگن نیست، بلکه افت و خیزهای دمایی ناچیزی از مرتبه‌ی یک در صد هزار، در آن مشاهده می‌شود. احتمالا این افت و خیزها توسط نیروی گرانش تقویت شده‌ و بنابراین مناطقی با چگالی بیشتر و بیشتر به وجود آمده‌اند که هسته‌های اولیه برای اولین ستارگان را تشکیل داده و بعدها منجر به ساختِ ساختارهای بزرگ‌تر مانند کهکشان‌ها، خوشه‌های کهکشانی و نهایتاً ابرخوشه‌ها در کیهان شده‌اند.

طبق مدل تورم، طی این دوره، افت و خیزهای کوانتومی اولیه در خلأ، با کش‌ آمدن کیهان، تبدیل به افت و خیزهای کلاسیک شدند و ناهمسانگردی‌های موجود در طیف تابش زمینه‌ی کیهانی را به وجود آوردند.

در پایان، باید به این نکته توجه داشت که مدل تورم به عنوان رقیبی برای نظریه‌ی مه‌بانگ داغ نیست، بلکه در دوران خیلی آغازینِ کیهان اتفاق افتاده و نظریه‌ی مهبانگ داغ، برای زمان‌های بعد از این دوره، با تمام موفقیت هایش در توصیف کیهان، صادق است.

در سریوس پلی سال ۲۰۰۸ جرج اسمیت (اخترفیزیکدان) تصاویر خیره کننده ای از بررسی اعماق فضا به ما نشان داد و ما را برآن داشت تا در مورد اینکه کیهان (با شبکه های غول آسایش از ماده تاریک و حفره های بزرگ اسراآمیزش) چگونه به این شکل در آمده است تفکر کنیم!