در بخش‌های پیشین مقاله گیتی و هر آنچه باید در مورد آن بدانید، عالم را تعریف کردیم، چگونگی تکامل آن از نقطه‌ای به نام تکینگی را بررسی کردیم، به بررسی نظریه مه‌بانگ پرداختیم و مراحل وقوع آن را نیز تشریح کردیم و با ساختار و بخشی از تاریخچه مطالعه عالم آشنا شدیم. حال در بخش پایانی این مقاله، با نظریه‌پردازان مشهور آشنا می‌شویم، راهی طولانی را که به ارائه نظریه مه‌بانگ منجر شده طی می‌کنیم و میزان دانش خود از این جهان را می‌سنجیم.

سال‌ها گذشت تا این‌که سر انجام در قرن ۱۶ میلادی، نیکلاس کوپرنیک توانست با حل مسائل و معادلات ریاضی بسیار پیچیده‌ای، کامل‌ترین نسخه از مدل خورشید مرکزی را ارائه دهد. کوپرنیک موفق شد برای نخستین بار، ایده خود را به صورت مختصر در یک مقاله ۴۰ صفحه‌ای که با عنوان Commentariolus (تفسیر مختصر) شناخته می‌شود، منتشر کرد.  در این مقاله، نظریه خورشید مرکزی به شکل تقریباً خلاصه بیان شده و بر هفت اصل استوار است. این هفت اصل عبارتند از:

• اجرام آسمانی حول یک نقطه مرکزی گردش نمی‌کنند.
• مرکز زمین، مرکز مدار ماه به دور زمین است و کُره‌های دیگر نیز همچون زمین به دور خورشید گردش می‌کنند.
• فاصله زمین و خورشید از یکدیگر، کسر ناچیزی از فاصله آن‌ها از دیگر ستاره‌ها است؛ بنابراین ما نمی‌توانیم اختلاف منظر را در ستاره‌ها مشاهده کنیم.
• ستاره‌ها در جای خود ثابت هستند؛ اگر می‌بینیم که در طول روز حرکت می‌کنند به این دلیل است که زمین به دور خودش می‌چرخد.
• زمین در یک مدار دایره‌ای به دور خورشید گردش می‌کند؛ بنابراین ما شاهد تغییر موقعیت سالانه خورشید هستیم.
• زمین بیش از یک نوع حرکت دارد.
• حرکت مداری زمین به دور خورشید باعث می‌شود که حرکت آن در جهت دیگر سیارات، معکوس به نظر برسد.

این‌ اصول همگی در مقاله ۴۰ صفحه‌ای کوپرنیک بیان شده بودند؛ اما کوپرنیک در سال ۱۵۳۲ میلادی توانست اثر شاهکار خود که با نام De revolutionibus orbium coelestium (در باب انقلاب افلاک سماوی) را به اتمام رسانده و منتشر  کند. در این اثر، ایده‌ی خورشید مرکزی گسترش یافته کوپرنیک به طور کامل بیان شده است. در این کتاب، وی به بیان هفت اصل خود پرداخته؛ اما آن‌ها را بسیار دقیق‌تر و با محاسباتی که آن‌ها را اثبات می‌کنند، توضیح داده است. متأسفانه این اثر کوپرنیک به دلیل ترس از واکنش مردم و کلیسا، تا زمان مرگ وی در سال ۱۵۴۲ میلادی منتشر نشد.

ایده‌های خارق‌العاده‌ی کوپرنیک پس از مرگ وی ناتمام ماندند؛ اما گالیلئو گالیله، ستاره‌شناس، ریاضی‌دان و مخترع ایتالیایی قرن ۱۷، آن‌ها را تکمیل کرد و گسترش داد. گالیله یک تلسکوپ ساخت و ماه، خورشید و سیاره‌هایی نظیر مشتری را برای چندین بار رصد کرد و رصدهای او بلافاصله مدل زمین مرکزی را باطل کردند و همسانی‌هایی درونی را با مدل خورشید مرکزی ارائه شده توسط کوپرنیک نشان دادند. وی نتایج مشاهدات خود از آسمان را در قرن ۱۷ و در قالب چند جلد کتاب منتشر کرد. وی مشاهداتی از دره‌های سطح ماه داشت؛ همچنین مشتری و چند قمر بزرگ آن را رصد کرد و نتایج تمام این مشاهدات را در سال ۱۶۱۰ در کتاب Sidereus Nuncius منتشر کرد. وی در همان سال یک کتاب دیگر را  نیز به نام «در باب لکه‌هایی که در خورشید مشاهده شدند» منتشر کرد و در آن تمام اطلاعاتی را که از مشاهده لکه‌های خورشیدی به دست آورده بود منتشر کرد.

گالیله نتایج مشاهداتی را که از کهکشان راه شیری داشت نیز در کتاب Sidereus Nuncius منتشر کرد و یک دگرگونی  عظیم ایجاد کرد؛ زیرا تا پیش از آن گفته می‌شد که راه شیری یک سحابی مبهم است. گالیله این تصور نادرست را کنار گذاشت و گفت که راه شیری مجموعه‌ای از ستاره‌ها است که در فاصله بسیار نزدیکی از یکدیگر قرار گرفته‌اند و فاصله آن‌ها از ما بسیار زیاد است؛ به همین دلیل مبهم به نظر می‌رسند. سر انجام در سال ۱۶۳۲ میلادی بود که وی یک رساله با ارزش به نام Dialogo sopra i due massimi sistemi del mondo (گفتگو در باب دو سیستم عمده جهانی) را منتشر کرد  و در آن به مناظره‌ی بزرگ اشاره کرد و تلاش کرد تا از نظریه خورشید مرکزی در برابر زمین مرکزی دفاع کند. گالیله با استفاده از مشاهداتی که با تلسکوپ انجام داده بود و همچنین فیزیک مدرن و منطق دقیق، تمام پایه‌های نظریه‌ی ارسطو و بطلیموس که در آن دوران رواج داشتند را تضعیف کرد و همین موضوع باعث شد که گالیله خود را به  دردسر بیاندازد.

یوهانس کپلر، ستاره‌شناس، فیلسوف و ریاضی‌دان آلمانی، سعی کرد که به کمک نظریه مدارهای بیضوی سیارات به دور خورشید، دیدگاه خورشید مرکزی کوپرنیک را گسترش دهد. وی با تهیه جداولی دقیق که موقعیت سیارات به دور خورشید را پیش‌بینی می‌کردند، به اثبات دیدگاه کوپرنیک کمک شایانی کرد و شاید بتوان گفت که به طور قطعی آن را اثبات کرد. از میانه‌های قرن ۱۷ میلادی تا به امروز، تعداد انگشت‌ شماری از ستاره‌شناسان مخالف دیدگاه خورشید مرکزی کوپرنیک بوده‌اند.

سِر ایزاک نیوتن به عنوان یک فیزیک‌دان، ریاضی‌دان، ستاره‌شناس و فیلسوف انگلیسی، تلاش‌های بسیاری کرد تا بتواند  نظریه خورشید مرکزی را کامل‌تر کند. وی روی قوانین حرکت سیارات که توسط کپلر تنظیم شده بودند کار کرد و همین امر باعث شد که وی به سمت ارائه نظریه جهانی گرانش حرکت کند. وی در سال ۱۶۸۷ میلادی کتاب مشهور «اصول ریاضی فلسفه‌ی طبیعی» را چاپ و منتشر کرد. وی در این کتاب سه قانون اساسی را برای حرکت اجسام بیان کرده بود که عبارتند از:

• قانون اول (قانون لختی یا اینرسی): هرگاه جسمی ساکن باشد یا این‌که در راستای یک خط مستقیم حرکت یکنواخت داشته باشد، می‌تواند همچنان حالت خود را حفظ کند مگر این‌که نیروهای بیرونی بتوانند بر آن جسم اثر بگذارند و حالت آن را تغییر دهند.
• قانون دوم (رابطه میان نیرو و شتاب): مجموع نیروهای خارجی وارد بر یک جسم (F)، برابر است با حاصل ضرب جرم جسم (m) در شتاب آن (a). فرمول ریاضی این قانون به شکل F=ma است.
• قانون سوم (قانون کنش و واکنش): هرگاه یک جسم به جسمی دیگر نیرو وارد کند، جسم دوم نیز نیرویی به همان اندازه (بزرگی) اما در خلاف جهت، به جسم اول وارد می‌کند.

در مجموع این سه قانون مهم، رابطه‌ی میان هر جسمی با نیروهایی که بر آن وارد می‌شوند و نوع حرکتی را که حاصل می‌شود، بیان می‌کنند و پایه‌های مکانیک کلاسیک به شمار می‌روند. این قوانین به نیوتن کمک کردند تا بتواند وزن هر سیاره‌ای را محاسبه کند، میزان برآمدگی زمین در نواحی استوایی و میزان تختی آن در قطب‌ها را اندازه‌گیری کند و همچنین چگونگی تأثیر کنش گرانشی خورشید و ماه و ایجاد جزر و مد بر روی زمین را بررسی کند. معادلات دیفرانسیل نیوتن که از تجزیه و تحلیل هندسی به دست آمده بودند، به تعیین سرعت صوت در هوا (به کمک قانون بویل) کمک کردند و در تعیین مدار دنباله‌دارها نیز تأثیر داشتند. کتاب اصول ریاضی فلسفه‌ی طبیعی نیوتن تأثیر بسزایی روی علم گذاشت و برخی از اصول آن تا ۲۰۰ سال بعد نیز همچنان استوار باقی ماندند.

یک کشف بزرگ دیگر در سال ۱۷۷۵ میلادی به وقوع پیوست؛ یعنی زمانی که امانوئل کانت، پیشنهاد کرد که کهکشان راه شیری در واقع مجموعه‌ای از ستاره‌ها است که توسط گرانش متقابل در کنار یکدیگر قرار گرفته‌اند. وی گفت که همانند سامانه‌ی خورشیدی، این مجموعه‌ی ستاره‌ها نیز به عنوان یک دیسک حول یک نقطه گردش می‌کنند و سامانه‌ی خورشیدی نیز بخشی از آن‌ها است. یک ستاره‌شناس به نام ویلیام هرشل، در سال ۱۷۸۵ میلادی سعی کرد که یک نقشه‌ی کامل از کهکشان راه شیری تهیه کند؛ اما متأسفانه او متوجه نشد که بخش‌های عظیمی از کهکشان راه شیری را غبار و گاز در بر گرفته و بخش‌هایی را پنهان کرده‌اند و از فاش شدن شکل واقعی کهکشان جلوگیری می‌کنند. پس از هرشل، تغییر و جهش خاصی در علم ستاره‌شناسی دیده نشد تا این‌که در قرن ۲۰ و با ظهور نظریه‌های نسبیت خاص و نسبیت عام آلبرت اینشتین، جهش‌های بسیار بزرگی در علم فیزیک صورت گرفت.

نظریه‌های پیشگامانه اینشتین در مورد فضا و زمان (به صورت خلاصه به شکل E=mc2 شناخته می‌شوند)، نتیجه بخشی از تلاش‌های اینشتین برای یافتن راه حلی برای مکانیک نیوتنی به کمک قوانین الکترومغناطیس (که توسط معادلات ماکسول و قانون نیروی لورنتز مشخص می‌شود) هستند. بالاخره اینشتین موفق شد در سال ۱۹۰۵ با ارائه نظریه نسبیت خاص در نوشتاری به نام «در باب الکترودینامیک اجسام متحرک»، تناقض‌هایی را که میان این دو بحث مهم وجود داشتند، از بین ببرد. در واقع، نظریه نسبیت خاص می‌گوید که سرعت نور در خلأ تحت هر شرایطی کاملاً ثابت است.

پیش‌تر گفته می‌شد وقتی که نور در یک وسیله متحرک شروع به حرکت می‌کند، سرعت نور توسط آن جسم متحرک، کشیده می‌شود؛ یعنی سرعت نوری که در یک وسیله‌ی متحرک تابیده می‌شود، برابر است با مجموع سرعت نور  و سرعت آن وسیله‌ای که در حال حرکت است. وقتی که اینشتین موفق شد نسبیت خاص را ارائه دهد، این دیدگاه را نیز باطل کرد. نسبیت خاص نه تنها توانست معادلات ماکسول برای الکتریسیته و مغناطیس را با قوانین مکانیک وفق دهد؛ بلکه توانست محاسبه‌های ریاضی را نیز با حذف توضیحات غیر اصلی که توسط دیگر دانشمندان مورد استفاده قرار می‌گرفتند، ساده‌تر کند.

بین سال‌های ۱۹۰۷ و ۱۹۱۱ میلادی، اینشتین به این موضوع فکر می‌کرد که چگونه می‌تواند نسبیت خاص را با میدان‌های گرانشی وفق دهد. وی سرانجام در سال ۱۹۱۱ در نشریه‌ای به نام «در باب تأثیرات گرانش بر انتشار نور» نظریه‌ای به نام نسبیت عام را مطرح کرد. وی در این نظریه بیان می‌کند که تجربه‌ی زمان، به ناظر و موقعیت آن در یک میدان گرانشی بستگی دارد. اینشتین هم‌زمان روی توسعه اصل هم ارزی نیز کار کرد که بیان می‌کند جرم گرانشی همان جرم اینرسی است. وی همچنین پدیده‌ای را به نام اتساع زمان گرانشی پیش‌بینی کرد؛ این پدیده نشان می‌دهد وقتی دو ناظر در  فواصل مختلفی از یک جرم گرانشی قرار گرفته‌اند، تفاوت‌های بسیار زیادی را بین وقوع دو رویداد تجربه می‌کنند. از دیگر نتایج بسیار مهمی که از نظریه‌های اینشتین حاصل شدند، می‌توان به سیاه‌چاله‌ها و انبساط کیهانی اشاره کرد.

در سال ۱۹۱۵ میلادی، چند ماه پس از آن‌که اینشتین موفق شد نظریه نسبیت عام را به صورت کامل توضیح داده و منتشر کند، یک فیزیک‌دان و ستاره‌شناس آلمانی به نام کارل شوارتزشیلد، راه‌حلی برای معادلات میدانی اینشتین که میدان گرانشی حاصل از یک نقطه و یا جرمی کُروی را توصیف می‌کند، پیدا کرد. این راه‌حل که امروزه با نام شعاع شوارتزشیلد شناخته می‌شود، نقطه‌ای را توصیف می‌کند که در آن، جرم یک کًره به اندازه‌ای فشرده‌ می‌شود که سرعت گریز از سطح آن با سرعت نور برابر می‌شود.

در سال ۱۹۳۱ میلادی، سوبرامانیان چاندراسخار که یک اختر فیزیک‌دان هندی-آمریکایی بود، به کمک نسبیت خاص  توانست حد چاندراسخار را به دست آورد. این حد وضعیت یک ستاره را پس از مرگ توصیف می‌کند؛ به گونه‌ای که اگر جرم هسته ستاره، پس از مرگ از حد چاندراسخار کم‌تر باشد، آن ستاره یه یک کوتوله سفید تبدیل می‌شود. در سال ۱۹۳۹ میلادی، رابرت اپنهایمر و دیگر دانشمندان با تجزیه و تحلیل این حد، به این موضوع پی بردند که اگر جرم ستاره از حد  چاندراسخار بیشتر باشد، آن ستاره به یک سیاه‌چاله یا ستاره نوترونی تبدیل می‌شود.

همان‌طوری که پیش‌تر نیز گفته شد، نظریه‌ی نسبیت عام پیش‌بینی می‌کند که عالم در یک حالت انبساط یا انقباض قرار دارد. در سال ۱۹۲۹ میلادی، ادوین هابل تأیید کرد که عالم در حال انبساط است. در این زمان بود که به نظر می‌رسید انبساط عالم، ثابت کیهانی اینشتین را نقض می‌کند. ادوین هابل برای این‌که بتواند انبساط عالم را تشخیص دهد، از اثر انتقال به سرخ یا ردشیفت استفاده کرد. وی با استفاده از این اثر، پی برد که کهکشان‌های دیگر، در حال دور شدن از  کهکشان راه شیری هستند. چیز جالب دیگری که ادوین هابل نشان داد این بود که کهکشان‌های با فاصله بیشتر از راه شیری، با سرعت بسیار بیشتری از ما فاصله می‌گیرند؛ بعدها این پدیده با نام قانون هابل شناخته شد. در دهه‌ی گذشته یک تجدیدنظر روی ثابت هابل صورت گرفت و مقدار آن ۴ ± ۷۱ کیلومتر بر ثانیه بر مگاپارسک اعلام شد.

پس از هابل، در سال ۱۹۳۱ میلادی ژرژ لومتر، فیزیک‌دان بلژیکی و کشیش کاتولیک رومی، یک ایده را مطرح کرد که باعث پیدایش نظریه مه‌بانگ شد. پس از آن‌که دانشمندان تأیید کردند عالم منبسط می‌شود، لومتر گفت که اگر عالم در حال حاضر منبسط می‌شود و اجزای آن از هم فاصله می‌گیرند، به این معنی است که در زمان‌های بسیار دور به یکدیگر نزدیک بوده‌اند و شاید عالم فقط یک نقطه کوچک بوده است. به بیان دیگر، در نقطه‌ای نامعلوم در گذشته، تمام جرم عالم در یک نقطه یگانه متمرکز بوده است. این اکتشافات مهم باعث شدند که برای دو دهه پیاپی، میان فیزیک‌دانان بحث‌های مفصلی صورت گیرد و بسیاری از این افراد بر این باور بودند که عالم همواره در یک وضعیت ثابت بوده است؛ یعنی پذیرش نظریه پایداری. در این نظریه گفته می‌شود مادامی که جهان منبسط می‌شود، ماده نیز خلق می‌شود و همین امر به یکسان بودن چگالی ماده در طول زمان کمک می‌کند.

پس از جنگ جهانی دوم، میان طرفداران نظریه پایداری و نظریه نوظهور مه‌بانگ، بحث و تبادل نظر صورت گرفت و اختلافاتی نیز میان آن‌ها به وجود آمد؛ زیرا نظریه مه‌بانگ به سرعت رشد کرده و محبوب می‌شد. سر انجام، تجربه‌های بر پایه مشاهدات، نشان دادند که نظریه مه‌بانگ پیروز میدان است و امکان این‌که نظریه پایداری کنار برود وجود دارد و یکی از این مشاهدات نیز کشف تابش زمینه کیهانی در سال ۱۹۶۵ میلادی بود. از آن زمان تا به امروز، کیهان‌شناسان و ستاره‌شناسان به دنبال حل مشکلات و رفع نواقص نظریه مه‌بانگ هستند.

در دهه ۶۰ میلادی، وجود گونه‌ای حاص از ماده به نام ماده تاریک (وجود آن در سال ۱۹۳۲ توسط یان اورت پیش‌بینی شده بود) به عنوان توضیحی برای جرم از دست رفته جهان پیشنهاد شد. علاوه بر این، مقاله‌هایی که توسط استیون هاوکینگ و دیگر فیزیک‌دان‌ها نوشته شده بودند، نشان می‌دادند که تکینگی‌ها از شرایط اصلی نسبیت عام و نظریه مه‌بانگ هستند. در سال ۱۹۸۱ میلادی، فیزیک‌دانی به نام آلن گوت، دوره انبساط سریع کیهانی (همان دوره تورم) را مطرح کرد و درباره‌ی آن فرضیه‌های مختلفی را ارائه داد که توانست مشکلات دیگر نظریه‌ها را برطرف سازد. در دهه ۹۰ میلادی نیز انرژی تاریک توانست جایگاهی در علم کیهان‌شناسی پیدا کند و راه‌حل تعدادی از مشکلات نظریه مه‌بانگ باشد. انرژی تاریک می‌تواند در کنار ماده تاریک، دلیل از دست رفتن جرم عالم را مادامی که در حال گسترش است، توضیح دهد و همچنین می‌تواند دلیل این‌که چرا انبساط عالم به صورت شتاب‌دار است را نیز توضیح دهد.

در چند دهه گذشته، به لطف وجود فناوری‌هایی نظیر تلسکوپ‌های قدرتمند، ماهواره‌ها و شبیه‌سازهای رایانه‌ای، جهش بزرگی در فرآیند مطالعه عالم صورت گرفته است. این فناوری‌ها به ستاره‌شناسان اجازه می‌دهند که بتوانند عالم‌های دوردست را مشاهده کنند و در زمان به عقب بازگردند. تمام این‌ها به ما کمک کرده‌اند تا بتوانیم سن عالم را بهتر تشخیص داده و درک کنیم و همچنین محاسبات دقیق‌تری از چگالی ماده و انرژی داشته باشیم. معرفی و راه‌اندازی تلسکوپ‌هایی فضایی همچون کاوشگر تابش زمینه‌ای کیهانی (COBE)، تلسکوپ فضایی هابل، کاوشگر ناهمسان‌گرد ریزموجی ویلکینسون (WMAP) و رصدخانه پلانک، به ما کمک‌های بی‌شماری کرده است. این ابزار نه تنها می‌توانند ژرفای کیهان را رصد کنند؛ بلکه به ستاره‌شناسان این امکان را داده‌اند که بتوانند مدل‌های مختلفی را برای مشاهدات خود خلق کنند.

به عنوان مثال، در ماه ژوئن سال ۲۰۱۶، ناسا اعلام کرد که با توجه به مشاهدات انجام شده، به نظر می‌رسد که عالم با سرعتی بیش از آن‌چه که قبلاً تصور می‌شد در حال گسترش است. با توجه به داده‌هایی که توسط تلسکوپ فضایی هابل (به همراه داده‌های تطبیقی کاوشگر ناهمسان‌گرد ریزموجی ویلکینسون و رصدخانه پلانک) جمع‌آوری شدند، به نظر می‌رسد که ثابت‌ هابل چیزی در حدود ۵ تا ۹ درصد بیشتر از آن چیزی باشد که دانشمندان تصور کرده‌اند. نسل بعدی تلسکوپ‌ها، مانند تلسکوپ فضایی جیمز وب (JWST) و یا تلسکوپ‌های زمینی همچون تلسکوپ فوق عظیم ELT، به ما در درک هرچه بیشتر عالمی که در آن زندگی می‌کنیم کمک می‌کنند و جهش‌های بزرگی در علم ایجاد خواهند کرد.

بدون شک، جهانی که در آن زندگی می‌کنیم فراتر از ذهن ما است. بهترین و دقیق‌ترین محاسبات ما می‌گویند که عالم به شکل غیرقابل تصوری وسیع است؛ اما تا جایی که می‌دانیم ممکن است که عالم تا بی‌نهایت گسترش یافته باشد. همچنین سن عالم به حدی زیاد است که اصلاً با شرایط ذهن انسان هم‌خوانی ندارد. درک ما از این جهان، تنها به اندازه چند هزار سال مطالعه است و این را در نظر داشته باشید که سن جهان به چندین میلیارد سال می‌رسد و همین نشان می‌دهد که ما چیز زیادی از جهانی که در آن زندگی می‌کنیم، نمی‌دانیم.

در پایان باید بگوییم که ما حل این معمای بزرگ که معمای جهان است را تازه شروع کرده‌ایم. شاید روزی فرا رسد که ما بتوانیم لبه‌ی عالم را مشاهده کنیم (اگر دارای لبه باشد) و یا این‌که بتوانیم به پرسش‌های اساسی در خصوص چگونگی تعامل همه چیز، پاسخ دهیم. تا آن زمان، تنها کاری که از دست ما بر می‌آید این است که با توجه به دانسته‌های خود، ببینیم که چه چیزی را نمی‌دانیم.