جهان ما چقدر بزرگ است؟

دانشمندان با بررسی‌های زیاد فقط توانسته‌اند حدس بزنند که اندازه‌ی جهان هستی چقدر است، زیرا برای فهمیدن بزرگی آن، مشکلاتی وجود دارد که به برخی از آن‌ها اشاره خواهیم کرد. جهان هستی جای بسیار بزرگی است و اندازه‌گیری آن تقریبا غیرممکن است و نمی‌توان بزرگی آن را به‌طور دقیق اندازه گرفت. اما برای اندازه‌گیری باید به یک مجموعه عامل‌ها و مواردی توجه کنیم تا اندازه‌ای که حدس می‌زنیم به واقعیت شبیه باشد. مثلا ما فقط سیاره‌ها و کیهان‌های قابل‌مشاهده را می‌بینیم و برخی دیگر را هنوز ندیده‌ایم و کشف نکرده‌ایم.

پس پی بردن به‌اندازه‌ی جهان یک راز پیچیده است، اما بسیاری از اخترشناسان در این زمینه تلاش‌هایی انجام داده‌اند و بعضی از پرسش‌های مطرح‌شده را پاسخ داده‌اند تا دریچه‌ای برای یافتن اندازه‌ی واقعی دنیا گشوده شود. اما بگذارید برخی اصول پایه‌ای درباره‌ی فضا و اندازه‌گیری‌های موجود را توضیح دهیم. جهان به‌معنی زمین و مجموعه تمدن انسانی است و همچنین برای اشاره به کیهان و کل هستی کاربرد دارد. سیاره‌ها به دور ستاره‌ها در حال گردش هستند، کهکشان‌ها می‌چرخند و دنباله‌دارها و سیارک‌ها در منظومه‌ی خورشیدی در حال حرکت روی مدار خود هستند.

عناصر، اتم‌ها، مولکول‌ها و ذرات، پیوسته بر یکدیگر اثر می‌گذارند و تغییر می‌کنند. موج‌های الکترومغناطیسی همه جا هستند (ما برای دیدن آن‌ها باید بیرون از محوطه‌ی وجودیشان باشیم)، و همچنین ممکن است همه‌ی جهان از ماده‌ی تاریک ساخته شده باشد که ما در این مورد مطمئن نیستیم. رایج‌ترین نظریه در مورد خلق جهان، نظریه‌ی بیگ‌بنگ یا انفجار بزرگ است. این نظریه، عقیده‌ی بسیاری از دانشمندان به‌ویژه ادوین هابل اخترشناس مشهور قرن بیستم است. مهبانگ می‌گوید که جهان به‌وسیله‌ی یک موج سنگین انرژی و ماده در ۱۰ تا ۲۰ میلیارد سال پیش به وجود آمده‌ است.

مهبانگ شکل‌گیری گازها و ذرات موجود در آسمان و هر چیز دیگری که در آن یافت می‌شود را نشان می‌دهد. این نظریه همچنین انبساط جهان در آینده و نیز دور شدن همه اجزای آسمان، کهکشان‌ها، ستاره‌ها و سیاره‌ها و هرچه در آن است را بیان می‌کند. در نتیجه‌ی انفجار، نخستین واکنش سریع آغاز شد و ذرات بسیار کوچک تشکیل شدند (دانشمندان می‌گویند که انفجار بزرگ یک انفجار نبود بلکه یک موج عظیم بود) و بعد بلافاصله جز اتمی ذرات به‌وجود آمد (برای ایجاد پروتون و نوترون)؛ هیدروژن و هلیوم اولین اتم‌ها بودند. از تأثیر این دو عنصر اساسی بر یکدیگر، همه‌ی مواد دیگر، مثل انسان‌ها، به‌وجود آمدند.

راحت‌ترین راه برای اندازه‌گیری فواصل در فضا استفاده از نور است. البته به‌دلیل فاصله‌ی بسیار زیادی که وجود دارد، ممکن است نوری که به شی خاصی در فضا برخورد می‌کنند و بعد از آن به چشم ما می‌‌رسد، دقیقا مشابه شکل واقعی آن شی نباشد و با آن تفاوت‌هایی داشته باشد که این امر به‌علت وجود فاصله‌ی زیاد است. نور با سرعت تقریبا ۳۰۰هزار کیلومتر بر ثانیه حرکت می‌کند. البته برای فاصله‌ی بسیار طولانی با فضا، استفاده از واحد ثانیه مناسب نیست و ستاره‌شناسان از واحد سال نوری به‌جای ثانیه استفاده می‌کنند.

خورشید، ستاره‌ی حیات‌بخش منظومه‌ی شمسی ۱۵۰ میلیون کیلومتر از ما دور است و اگر با تلسکوپ مناسب و قوی به آن نگاه کنید متوجه خواهید شد که هشت دقیقه زودتر از چشم عادی آن را می‌بینید. یعنی اینکه هشت دقیقه طول می‌‌کشد تا نور از خورشید به چشم ما برسد؛ نور نقش مهمی در اندازه گرفتن بزرگی جهان دارد. طبق بررسی‌ها و گفته‌های بسیاری از ستاره‌شناسان و فیزیکدانان که از روش نردبان فاصله‌ی کیهانی (Cosmic Distance Ladder) استفاده کردند، جهانی که برای ما قابل مشاهده است، ۴۶ میلیارد سال نوری است.

برای حل مسئله‌ی بزرگی جهان باید نظریه‌های دیگر مانند بیگ‌بنگ را در نظر بگیریم و بفهمیم که جهان با چه سرعتی در حال گسترش و بزرگ شدن است. بسیاری از ستاره‌شناسان گفته‌اند که جهان، ۲۵۰ برابر بزرگ‌تر از آن چیزی است که تصور می‌کنیم و اندازه گرفته‌ایم، چون هنوز قسمت‌های زیادی از جهان است که ما قادر به دیدن آن‌ها نیستیم. در این میان نظریه‌ی عجیبی وجود دارد که می‌گوید جهان هستی مجموعه‌ای از جهان بزرگ‌تری است که به نظریه‌ چند جهانی شناخته می‌شود.

درست مانند باز و بسته کردن چشم‌ها یکی پس از دیگری، به نظر می‌آید ستاره درحال حرکت کردن باشد. با محاسبه این حرکت آشکار می‌توان موقعیت حقیقی ستاره را محاسبه کرد. نزدیک‌ترین ستاره به خورشید، پروکسیما-قنطورس است که در فاصله‌ی ۴۰ تریلیون کیلومتری قرار گرفته است. از آنجایی که این اعداد به‌تدریج غیرقابل درک می‌شدند، اخترشناسان تصمیم گرفتند واحد اندازه‌گیری دیگری را ابداع کنند و به این شکل واحد سال نوری ایجاد شد؛ سال نوری مسافتی است که نور طی یک سال طی می‌کند.

اگر نور را درحال حرکت به دور زمین تصور کنید، با سرعت بسیار زیادش تنها طی یک ثانیه بیش از هفت بار به دور زمین حرکت می‌کند. سرعت بالای نور زمانی‌که به ستاره‌ها نگاه می‌کنیم نیز منجر به ایجاد رویدادی نادر می‌شود. نور خورشید برای رسیدن به زمین هشت دقیقه زمان نیاز دارد و این به آن معنی است که با نگاه کردن به خورشید درحال نگاه کردن به گذشته هستید و همواره چهره‌ی هشت دقیقه پیش خورشید را می‌بینید، به بیانی دیگر اگر خورشید هم‌اکنون به دلیلی ناپدید شود، ساکنان زمین تا هشت دقیقه متوجه غیبت خورشید نخواهند شد.

می‌توان گفت که تلسکوپ‌ها نوعی ماشین زمان هستند زیرا با استفاده از آن‌ها به گذشته نگاه می‌کنیم و هرچه فاصله بیشتر باشد، گذشته دورتری در برابر چشمان انسان قرار می‌گیرد. خورشید،‌ مانند بسیاری از ستاره‌هایی که می‌توان با کمک چشم غیرمسلح آن‌ها را دید، در میان کهکشانی به نام راه شیری قرار گرفته است،‌ اما راه شیری تنها کهکشانی نیست که در جهان وجود دارد. لزوما هرچه شب‌ها در آسمان دیده می‌شود بخشی از کهکشان راه شیری نیست، برخی از نقطه‌های کم‌نوری که در آسمان دیده می‌شوند، خود کهکشان هستند.

یکی از دورترین اجرامی که می‌توان با چشم غیرمسلح در آسمان دید، ‌کهکشان دیگری به نام اندرومدا است که رسیدن نورش به زمین ۲.۲۵ میلیون سال زمان می‌برد. اگر این داستان وارونه شود و موجودی با استفاده از تلسکوپی پرقدرت از میان کهکشان اندرومدا به زمین نگاه کند، هیچ نشانه‌ای از شهرها و تمدن یا حتی دیوار بزرگ چین روی زمین نخواهد دید و اگر خیلی خوش‌شانس باشد شاید بتواند چند انسان اولیه را ببیند که در دشت آفریقا درحال شکار هستند. اخترشناسان همواره خواسته‌اند با استفاده از تلسکوپ‌های بزرگتر و قدرتمند‌تر به فواصل دورافتاده‌تر چشم بدوزند تا دریابند چند کهکشان دیگر در جهان وجود دارد.

جهان مرئی حاوی صدها میلیارد کهکشان است که هر یک از این کهکشان‌ها درحدود صدها میلیارد ستاره درخود گنجانده‌اند. به بیانی دیگر تعداد ستاره‌های موجود در آسمان از تعداد دانه‌های شن موجود روی زمین بیشتر است. نور برخی از این کهکشان‌های دورافتاده پس از ۱۳ میلیارد سال به زمین می‌رسند و با درنظرگرفتن سرعت ۳۰۰ هزار کیلومتری نور، جهان مرئی تا فاصله‌ی ۱۳ میلیارد سال نوری از زمین بسط یافته است. به‌گفته‌ی اخترشناس دانشگاه دارهام، برای اینکه بتوان بزرگی جهان را بهتر تصور کرد،‌ زمین را یک دانه شن درنظر بگیرید که روی انگشت دست فردی که در برابر کلیسای دارهام ایستاده، قرار گرفته‌ است.

در این صورت بزرگی سامانه خورشیدی به نسبت زمین برابر بزرگی کلیسا به نسبت دانه‌ی شن خواهد بود. حال اگر سامانه‌ی خورشیدی را به‌اندازه‌ی همان دانه‌ی شن در همان موقعیت درنظر بگیریم، کهکشان راه شیری هزار برابر کلیسای دارهام خواهد بود. حال اگر همان دانه‌ی شن را کهکشان راه شیری درنظر بگیریم، کلیسای دارهام کل جهان مرئی خواهد بود. سرعت نور یکی از خواص اصلی و ویژه در جهان ما است که کاربردهای زیادی مثل اندازه‌گیری فاصله، ارتباطات و… دارد.

سرعت دقیق نور در خلا برابر ۲۹۹٬۷۹۲٬۴۵۸ متر بر ثانیه و غیر قابل تغییر است. حالا اگر این متغیر را حذف کنیم، بنیان فیزیک مدرن به هم خواهد ریخت، این مهم به‌دلایلی اتفاق خواهد افتاد، اما طبق یک قانون کلی، هیچ چیزی در جهان سریع‌تر از نور حرکت نمی‌کند. تصور کنید برخی چیزهای عجیب ناشی از آن است که افراد این واقعیت را در نظر می‌گیرند که اندازه‌ی کیهان ۱۳.۸ میلیارد سال نوری است (یعنی به‌اندازه‌ی سن خود). البته براساس اطلاعات به‌دست آمده، این اندازه اندکی بیشتر است.

با استفاده از اطلاعات به‌دست آمده دانشمندانی که در این زمینه‌ها کار می‌کنند به‌اطلاعاتی از قبیل دما و ترکیب ستاره مورد نظر یا جسمی که در آن دگرگونی اتفاق افتاده است، پی می‌برند؛ برای شناخت خواص نور استفاده از منشور بسیار مفید است. دانشمندان بزرگی مانند نیلز بور، آلبرت اینشتین و ماکس پلانک، در این زمینه‌ها نتایج بسیار مفیدی به‌دست آوردند. برای فهمیدن این موضوع یکی از بزرگ‌ترین دانشمندان در این زمینه کریستین دوپلر بود که به نتایج قابل‌توجه‌ای دست یافت. دوپلر چیزی را کشف کرد که امروزه به آن «اثر دوپلر» می‌گویند، در واقع این اثر توضیح می‌دهد که چرا برخی از نورهایی که از منابع کهکشانی می‌آیند در طیف الکترومغناطیسی به رنگ سرخ متمایل می‌شوند و برخی هم مایل به رنگ آبی هستند.

در حالت‌های ساده اثر دوپلر به این نکته اشاره دارد که طول موج نور بر پایه‌ی مستقیمی که از منبع در حال حرکت منتشر می‌شود، جابه‌جا یا انتقال داده می‌شود. مثلا گاهی جسمی به سمت ما می‌آید یا از ما دور می‌شود. از طرفی، طول امواج نوری وقتی که از منبع مشاهده‌شونده دور شوند، امتداد می‌یابند و بنابراین سرخ‌رنگ به‌نظر می‌رسند (به سمت طول موج بیشتر) و به‌طور برعکس آبی رنگ به نظر می‌رسند. تقریبا تمام اجرامی که در کهکشان دیده می‌شوند تمایل دارند که به سمت طول موج بزرگتر بروند، یعنی سرخ رنگ به نظر می‌رسند. اما بسیاری از اجرام که تازه در حال دور شدن هستند قرمز شدنشان زیاد به چشم می‌آیند و این به ما اجازه می‌دهد که بدانیم کیهان ثابت نیست بلکه در حال انبساط است.

سرعت نور سرعت نهایی در پیمودن فواصل در کهکشان است. نخستین نکته‌ای که باید توجه کنیم این است که جهان ما، سریع‌تر از آنچه تصور می‌کردیم بسط می‌یابد. بنابراین اگر همه‌ی این یافته‌های بالا در ۱۳.۸ میلیارد سال نوری در فضا-زمان جمع شوند، جهان بسیار فشرده به نظر می‌رسد. اما یکی از تصورات غلط رایج در مورد جهان این است که اندازه‌ی آن باید برابر سنش باشد. همان‌طور که می‌دانید وقتی جهان با شوک ناشی از بیگ‌بنگ در حدود ۱۳.۸ میلیارد سال پیش تشکیل و شروع به انبساط کرد، فضا-زمان خود در سرعتی بیشتر از سرعت نور خود شروع به گسترش کرد، این دوره زمانی به تورم کیهانی مشهور است که برای توضیح اندازه‌ی جهان بسیار مفید است اما بسیاری از پدیده‌های همگن طبیعی در مقیاس بزرگ در شرایطی بعد از آن به وجود آمدند.

به‌طور خلاصه، اندازه‌ی فضا در تضاد با فیزیک کلاسیک نیست، این به آن دلیل است که کهکشان‌ها به‌همراه اجرام داخلشان قوانینی را نقض نکردند چرا که هیچکدام از آن‌ها در حال حاضر سریع‌تر از نور حرکت نمی‌کنند؛ به هر حال تمامی اجرام موجود در کهکشان به همراه خود کهکشان در حال انبساط هستند. فضا-زمان در حال انبساط است و همه‌ی اجرام بزرگ مثل کهکشان‌ها را از هم دور می‌کند.

انبساط کیهان نکات قابل‌توجهی برای آینده جهان دارد، به‌عنوان مثال اگر انبساط کیهان تا بی‌نهایت و بدون آهستگی ادامه یابد، وسعت دید جهان قابل‌مشاهده کاهش خواهد یافت و موادی که ما امروز می‌بینیم از ما بسیار فاصله می‌گیرند و دورتر به نظر خواهند رسید. به‌دلیل همین انبساط، اجرام از ما دورتر می‌شوند، برخی از کهکشان‌ها و اجرام به رنگ سرخ متمایل و از دید ما خارج می‌شوند. در واقع بیشترین فاصله‌ی کهکشان‌ها شامل قدیمی‌ترین اجرام در کیهان می‌شوند و میلیون‌ها سال بعد از تولد کیهان، شکل گرفته‌اند.

برخی از مردم وقتی در یک شب پرستاره به آسمان نگاه می‌کنند، حس شگفت‌انگیز آرامش را تجربه می‌کنند، برخی دیگر در شگفت از نظم ستارگان، به احساس ناچیز بودن دچار می‌شوند؛ اما، برای افراد بی‌نهایت کنجکاو این سیاره، نگاه کردن به ستاره‌ها همراه‌با سیل بی‌پایانی از سوالات و اسرار کیهان است؛ در ورای افق دید ما چه رخ می‌دهد؟ ماده‌ی تاریک چیست و چطور کار می‌کند؟ اندازه‌ی کیهان چقدر است؟ از بین این سوالات، سؤال آخر را می‌توانیم به طریقی پاسخ دهیم.

بیایید بدون اینکه وارد موضوعات مختلف پیرامونی در اخترفیزیک شویم، به ساده‌ترین شکل ممکن سعی کنیم به این سؤال پاسخ دهیم که دانشمندان چطور ابعاد جهان را اندازه‌گیری می‌کنند؟ پاسخ کوتاه به این سؤال این است که براساس ابزارهای اندازه‌گیری در فواصل مختلف (روش مثلثاتی، اختلاف منظر، ستاره‌های متغییر قیفاووسی، انتقال به سرخ کهکشان‌ها و تابش پس‌زمینه‌ی کیهانی و...)، می‌توان یک نردبان فواصل کیهانی درست کرد که نه‌تنها فاصله تا کهکشانی دوردست، بلکه اندازه‌ی فعلی کیهان مشاهده‌پذیر را هم با آن تعیین کرد.

قبل از اینکه سراغ فواصل خیلی بزرگ کیهانی برویم، از پله‌های پایین نردبان کیهانی شروع می‌کنیم. وقتی بخواهیم فواصل نزدیکی را مثلا در منظومه‌ی شمسی یا حتی در کهکشان راه شیری اندازه بگیریم، می‌توانیم از روشی براساس مثلثات دبیرستانی استفاده کنیم. اگر مکان یک ستاره را در یک نقطه از آسمان در طول سال ثبت کنیم، و مکان همان ستاره را ۶ ماه بعد تعیین کنیم، موقعیت نسبی اجرام نزدیک را نسبت به ستارگان دوردست خواهیم داشت. اگر اندازه‌ی مدار زمین را بدانیم، براساس راستای نور رسیده از ستاره در دو مکان (مکان اولیه و مکان ۶ ماه بعد) و زاویه‌ی بین این دو موقعیت، می‌توان فاصله را (با استفاده از قضیه‌ی فیثاغورث) حساب کرد که به این روش، روش مثلثاتی می‌گویند.

هرچه ستاره دورتر باشد، جابه‌جایی مکانی کمتر خواهد بود و اندازه‌گیری زاویه ناممکن می‌شود، در نتیجه باید به سراغ پله‌ی بعدی نردبان کیهانی برویم. در سال ۱۹۲۰ ستاره‌شناسی آمریکایی به‌نام هارلو شیپلی، میان جمعی که در واشنگتن برای بحث پیرامون ابعاد جهان گرد هم آمده‌ بودند گفت که کهکشان راه‌شیری ۳۰۰ هزار سال نوری قطر دارد. این تخمین، سه برابر بیشتر از جدید‌ترین اندازه‌گیری‌های ما است، ولی در آن زمان خیلی دقیق به‌حساب می‌آمد.

در عین حال او توانسته بود بعضی دیگر از فواصل، مثل فاصله‌ی خورشید تا مرکز کهکشان را با دقت خیلی خوبی محاسبه کند. آن زمان هم خیلی از دانشمندان می‌گفتند که ۳۰۰ هزار سال نوری بیش از حد زیاد است. همچنین تصور اینکه سایر کهکشان‌های عالم نیز چنین ابعادی دارند دیوانه‌‌کننده بود. در نتیجه خود شیپلی فکر می‌کرد که راه‌شیری باید خیلی خاص باشد. او گفت:

حتی اگر دیگر اجرام مارپیچی‌ از ستاره تشکیل شده باشند، از نظر اندازه با سامانه‌ی ستاره‌ای ما قابل مقایسه نیستند.

همکار شیپلی به‌نام هربر کورتیس، که در همان جلسه شرکت داشت، با او موافق نبود. او به درستی فکر می‌کرد که کهکشان‌های زیادی به‌اندازه‌ی کهکشان خودمان در سراسر عالم وجود دارد. ولی تخمین زده بود که کهکشان راه‌شیری خیلی کوچکتر از چیزی است که شیپلی برآورد کرده بود. طبق محاسبات کورتیس، قطر راه‌ شیری فقط ۳۰ هزار سال نوری یا یک سوم اندازه‌ای بود که اکنون محاسبه کرده‌ایم؛ سه برابر بزرگتر، سه برابر کوچک‌تر.

به هر حال ما درباره‌ی اندازه‌های خیلی بزرگ صحبت می‌کنیم و طبیعی است که ستاره‌شناسان یک قرن پیش در محاسبه‌ی آن خطا می‌کردند. امروز تقریبا مطمئنیم که راه‌شیری بین ۱۰۰ تا ۱۵۰ هزار سال نوری قطر دارد که البته عالم قابل مشاهده‌ی ما خیلی بزرگتر از این‌ها است. طبق برآوردهای کنونی، قطر جهان قابل مشاهده‌ ۹۳ میلیارد سال نوری است، ولی چطور می‌توانیم از این اندازه‌ها مطمئن باشیم؟ چگونه از روی زمین این فواصل را اندازه‌گیری می‌کنیم؟ در ادامه به توضیح این روش‌های اندازه‌گیری می‌پردازیم.

ستاره‌شناسی از دانشگاه آستین تگزاس به‌نام کیتلین کاسی، در حال مطالعه روی موضوع اندازه‌گیری فواصل کیهانی است. آن‌طور که او می‌گوید، ستاره‌شناسان انواعی ابزار و سیستم‌ اندازه‌گیری ساخته‌اند که با آن‌ها می‌توانند نه‌تنها فاصله‌ی بین زمین تا دیگر اجرام منظومه‌ی شمسی، بلکه فاصله‌ی بین کهکشان‌ها و مسافت ما تا لبه‌ی عالم قابل‌مشاهده را اندازه‌ بگیرند. ابزارهای اندازه‌گیری فاصله‌ی اجرام عالم، با نام نردبان فاصله‌ی کیهانی، شناخته می‌شوند. کاسی می‌گوید:

ما می‌توانیم امواج رادیویی را به سیاره‌های نزدیک در منظومه‌ی شمسی، مثل زهره و مریخ بتابانیم و با اندازه‌گیری زمانی‌که طول می‌کشد امواج به آن‌ها برخورد کند و به زمین برگردد، فاصله‌ی زمین تا آن‌ها را حساب کنیم.

تلسکوپ‌های رادیویی بزرگی مثل آرسیبو در پورتوریکو می‌توانند کارهای هیجان‌انگیزتر از این هم بکنند. مثلا آرسیبو می‌تواند سیارک‌هایی را که در منظومه‌ی شمسی سرگردان هستند پیدا کند و حتی با استفاده از نقشه‌برداری رادیویی، تصویری از آن‌ها تهیه کند. ولی استفاده از امواج رادیویی برای اندازه‌گیری فاصله‌ی اجرامی که در منظومه‌ی شمسی نیستند غیر ممکن است. پله‌ی بعدی نردبان فاصله‌ی کیهانی، اندازه‌گیری فاصله با استفاده از اختلاف منظر است. این روش برای اندازه‌گیری فاصله‌ی اجرام داخل و اطراف منظومه‌ی شمسی مناسب است. در این روش یک موج رادیویی به سمت جرم مورد نظر ارسال می‌شود و پس از برخورد به آن به سوی آشکارساز زمینی بازتاب می‌شود و برمی‌گردد. با توجه به اینکه سرعت موج را می‌‌دانیم با محاسبه زمان رفت و برگشت آن می‌توانیم مسافت طی‌شده را محاسبه کنیم.

تلسکوپ‌ها یکی از ابزارها و روش‌های موجود برای اندازه‌گیری فاصله است، اما هرچه فاصله بیشتر و بیشتر شود، اندازه‌گیری هم پیچیده‌تر و مشکل‌تر می‌شود. استفاده از تلسکوپ‌های رادیویی برای مشاهده و اندازه‌گیری‌های داخل منظومه‌ی شمسی بسیار مناسب و نتایج به‌دست‌آمده بسیار دقیق است، اما هنگامی که بخواهیم از منظومه‌ی شمسی فراتر برویم، تلسکوپ‌های رادیویی دیگر پاسخگو نیستند. به همین علت است که ستاره‌شناسان به‌سمت اختلاف منظر رفته‌اند. شاید درک عظمت جهان برای انسان‌ کاری دشوار باشد، اما این ضعف باعث نشده است تا اخترشناسان از محاسبه‌ی ابعاد و مسافت‌های موجود در جهان دست بردارند.

یکی از تکنیک‌هایی که برای انجام این محاسبات به‌کار گرفته می‌شود، تکنیک پارالکس یا اختلاف منظر (Parallex) نام دارد. هرکسی می‌تواند پارالکس را تجربه کند، اگر انگشت دست خود را در برابر صورت بالا بگیرید و یکی از چشم‌هایتان را ببندید، خواهید دید که انگشت دست در مرکز پس‌زمینه قرار دارد، اما اگر چشم بسته‌ را باز کنید و چشم دیگرتان را ببندید، به نظر می‌آید که انگشت دست به نسبت پس‌زمینه حرکت می‌کند زیرا هر بار از منظر یکی از چشمان خود به آن نگاه می‌کنید.

حالا می‌توان تغییر موقعیت ستاره را نسبت به اجرام آسمانی دیگر که فاصله آن‌ها مشخص است محاسبه کرد و با استفاده از اختلاف منظر ایجادشده مسافت ستاره‌ی مورد نظر را به‌دست آورد. مغز به‌طور طبیعی از اطلاعات چشم‌ها برای اندازه‌گیری فاصله تا اجسام استفاده می‌کند. ستاره‌شناسان دقیقا از همین روش برای اندازه‌گیری فاصله‌ی ستاره‌های نزدیک استفاده می‌کنند. تصور کنید دو چشم معلق در فضا داریم که هرکدام در یک طرف خورشید قرار گرفته‌اند. به لطف مدار زمین، این دقیقا همان کاری است که انجام می‌دهیم و می‌توانیم با تلسکوپ ستاره‌هایی را ببینیم که نسبت به اجرام پس‌زمینه جابه‌جا می‌شوند. کاسی می‌گوید:

ما موقعیت ستاره‌ها را در زمانی از سال و مثلا ماه ژانویه اندازه می‌گیریم و ۶ ماه صبر می‌کنیم تا موقعیت همان‌ها را در ماه جولای بسنجیم، یعنی زمانی‌که در سوی مقابل خورشید قرار می‌گیریم.

البته مرزی وجود دارد که از آن به بعد چنان فاصله زیاد می‌شود که با اختلاف منظر هم نمی‌توان فاصله را اندازه‌گیری کرد. این مرز در حدود فاصله‌ی ۱۰۰ سال نوری قرار دارد. در این فاصله هنوز به لبه‌ی کهکشان هم نزدیک نشده‌ایم.

روش بعدی اندازه‌گیری رشته‌ی اصلی (Main Sequence Fitting) نام دارد و به دانش ما درباره‌ی نحوه‌ی تغییر ستاره‌ها در فواصل خاصی بستگی دارد. در این روش به روشنی ستاره‌ها در فواصل دور نگاه و آن‌ها را با رنگ ستاره‌های فواصل نزدیک‌تر مقایسه می‌کنند تا بتوانند فاصله را تشخیص دهند، اما این روش هم محدودیت‌های خود را دارد و فقط برای ستاره‌های موجود در همین کهکشان یا ستاره‌های موجود تا فاصله ۱۰۰ هزار سال نوری کاربرد دارد. این روش با تکیه بر دانش ما از مراحل تکامل ستاره‌هایی با اندازه‌ی مشخص انجام می‌شود که به ستاره‌های رشته‌ی اصلی معروف هستند. مثلا می‌دانیم رنگ این ستارگان با افزایش عمرشان به‌تدریج به رنگ قرمز متمایل می‌شود.

دانشمندان رنگ و درخشندگی یک ستاره‌ی رشته اصلی دوردست را که فاصله آن با استفاده از روش‌های پیشین قابل اندازه‌گیری نبود، محاسبه می‌کنند و نتیجه را با رنگ و درخشندگی ستاره‌های رشته اصلی نزدیک‌تر مقایسه می‌کنند. اصل اساسی در این روش این است که ستارگان دارای جرم و عمر یکسان در صورتی که در فاصله یکسانی از ما قرار داشته باشند، درخشندگی یکسانی نیز دارند. اگر دو ستاره‌ی رشته اصلی درخشندگی متفاوتی دارند می‌توان از این اختلاف درخشندگی برای محاسبه مسافت آن‌ها استفاده کرد. از این روش نمی‌توان برای محاسبه‌ی فاصله ستاره‌های کهکشان‌های دیگر استفاده کرد، چون فاصله‌شان به قدری زیاد است که تحلیل دقیق از نور دریافتی آن‌ها ممکن نیست.

برای اندازه‌گیری ستاره‌ها در فواصل دورتر، ستاره‌شناسان از روشی به‌نام متغیر دلتا قیفاووسی (Cepheid Variable) استفاده می‌کنند که می‌گوید نور هر نوع ستاره در زمان‌‌های مختلفی تغییر می‌کند و با استفاده از این تغییر رنگ می‌توانند فاصله را حدس بزنند. با این روش می‌توانیم ستاره‌هایی را ببینیم که تا ۱۰ میلیون سال نوری از ما فاصله دارند و بزرگی و فاصله‌ی آن‌ها را اندازه بگیریم. در سال ۱۹۰۸ دانشمندی به‌نام هنریتا سوان لیویت از دانشگاه هاروارد، کشف خیلی جالبی انجام داد که به ما در اندازه‌گیری این فواصل عظیم کمک کرد. سوان لیویت گروه خاصی از ستارگان را کشف کرد و نام آن‌ها را «متغیرهای قیفاووسی» گذاشت.

کشف گروهی از ستارگان متغیر قیفاووسی که از درخشندگی‌شان به مرور زمان کاسته می‌شود و با کاهش درخشندگی، دوره تناوب انتشار نورشان افزایش می‌یابد، گام بسیار مهمی در محاسبه‌ی فواصل میان کهکشانی بود. با اندازه‌گیری دوره‌ی تناوب تغییرات نور ستاره می‌توان روشنایی واقعی آن را محاسبه کرد. حالا کافی است روشنایی واقعی ستاره را با روشنایی ظاهری آن در آسمان مقایسه کنیم و مسافتی را که برای ایجاد چنین تفاوتی لازم است به‌دست بیاوریم. کاسی می‌گوید:

من فهمیدم که میزان روشنایی انواعی از ستاره‌ها در طول زمان تغییر می‌کند و نوسان در روشنایی ستاره‌ها، به‌طور مستقیم به درخشندگی ذاتی آن‌ها بستگی دارد.

یک قیفاووسی پرنورتر،‌ آهسته‌تر (در دوره‌ای چند روزه) از یک قیفاووسی کم‌نورتر، نوسان می‌کند. از آنجا که ستاره‌شناسان می‌توانند نوسان یک قیفاووسی را اندازه بگیرند،‌ به‌راحتی میزان روشنایی آن را تخمین می‌زنند و سپس با مشاهده‌ی اینکه از نظر ظاهری، روشنایی آن ستاره چقدر است، فاصله‌ی ستاره را اندازه می‌گیرند. این دقیقا همان روشی است که برای اندازه‌گیری فاصله‌ی ستارگان رشته‌ی اصلی هم استفاده می‌شود و روشنایی نقش اصلی را در تعیین مسافت ایفا می‌کند.

کشف چنین ستاره‌هایی در کهکشان ما بود که هارلو شیپلی را درباره‌ی اندازه‌ی بزرگ آن قانع کرد. در اوایل دهه‌ی ۱۹۲۰، ستاره‌شناسی به‌نام ادوین هابل، توانست ستاره‌های متغیر قیفاووسی را در کهکشان همسایه‌ یعنی اندرومدا، رصد کند. او با استفاده از این ستاره‌ها فاصله‌ی کهکشان اندرومدا را اندکی کمتر از یک میلیون سال نوری تخمین زد. اکنون می‌دانیم که این کهکشان ۲.۵۴ میلیون سال نوری با ما فاصله دارد؛ اما کار ادوین هابل بسیار ارزشمند بود؛ چرا که هنوز تقریبا از همان روش برای تخمین فاصله‌ی اندرومدا استفاده می‌کنیم.

وقتی به ورای بازه‌ی کارآمدی روش مثلثاتی برویم، ستاره‌شناسان به نوع خاصی از ستارگان به نام قیفاووسی‌ها تکیه می‌کنند، این نوع از ستارگان نسبتا فراوان و بسیار درخشان هستند. ستارگان قیفاووسی که اولین‌بار در ۱۷۹۴ کشف شدند، می‌تپند و درخشندگی‌شان به‌طور منظم کم و زیاد می‌شود. هر چقدر زمان تپش یک قیفاووسی بیشتر طول بکشد، ستاره درخشان‌تر است، در حالی‌که قیفاووسی‌های با دوره‌ی تناوب تپش کوتاه، کم‌نورتر هستند. با سنجش قیفاووسی‌های نزدیک و استفاده از روش اختلاف منظر، و سپس مقایسه‌ی طول دوره‌ی تناوب تپش آن‌ها با قیفاووسی‌های دورتر، درخشندگی واقعی آن ستارگان تعیین می‌شود، و براساس این درخشندگی، فاصله تا آن‌ها نیز قابل محاسبه است.

قیفاووسی‌های پخش‌شده در سرتاسر کهکشان راه شیری و فراتر از آن (تا فاصله‌ی ۸۰ میلیون سال نوری) به‌عنوان شمع استاندارد شناخته و به‌عنوان معیار فاصله در نظر گرفته می‌شوند و پله‌ی بعدی نردبان کیهانی را تشکیل می‌دهند. این روش نیازمند شناخت دقیق از چگونگی رشد و نمو ستارگان رشته‌ی اصلی است که اندازه‌ی مشخصی دارند. به مرور زمان وقتی سن این ستاره‌ها زیاد می‌شود، رنگ آن‌ها رو به سرخی می‌گراید. با اندازه‌گیری دقیق رنگ و روشنایی می‌توانیم مکان ستاره‌های دورتر را تخمین بزنیم.

در حقیقت ستاره‌های با جرم و سن یکسان اگر در فاصله‌ی برابر از ما قرار داشته باشند با روشنایی یکسان دیده می‌شوند. از آنجا که آن‌ها در یک فاصله نیستند، ما می‌توانیم از همین پارامترها برای تعیین فاصله‌ی ستاره‌ها استفاده کنیم. ستارگان رشته‌ی اصلی در این اندازه‌گیری‌ها با نام شمع‌های استاندارد، شناخته می‌شوند. شمع‌های استاندارد، اجرامی هستند که قدر (روشنایی) آن‌ها را می‌توانیم به‌صورت ریاضیاتی محاسبه کنیم؛ این شمع‌ها در نقاط مختلف فضا وجود دارند. با این حال ستارگان رشته‌ی اصلی تنها مثال‌ از شمع‌های استاندارد نیستند. فهم رابطه‌ی بین روشنایی و فاصله برای به‌دست آوردن فاصله‌ی اجرام دورتر مثل کهکشان‌های دیگر ضروری است. در این صورت استفاده از ستاره‌های رشته‌ی اصلی در دیگر کهکشان‌ها به‌عنوان شمع استاندارد امکان‌پذیر نیست؛ چرا که از میلیون‌ها سال دورتر نمی‌توان این ستاره‌ها را به درستی تشخیص داد.

هابل یک کار بزرگ دیگر هم کرد. او انفجار ستاره‌های کوتوله‌ی سفید را هم رصد کرد و فهمید که می‌توانیم از آن‌ها به‌عنوان شمع‌های استاندارد استفاده کنیم؛ این انفجارها را با نام ابرنواخترهای نوع 1A، می‌شناسیم. این انفجارها را به‌راحتی می‌توان حتی در کهکشان‌هایی که میلیاردها سال نوری از ما فاصله دارند، مشاهده کرد. از آنجا که درخشندگی این انفجارها قابل محاسبه است، می‌توانیم فاصله‌ی آن‌ها را درست مثل متغیرهای قیفاووسی تعیین کنیم. ابرنواخترهای نوع 1A و متغیرهای قیفاووسی مثال‌هایی از شمع‌های استاندارد کیهانی هستند.

وقتی یک آمبولانس به شما نزدیک می‌شود، صدای آن بلندتر و زیرتر به گوش می‌رسد و وقتی شروع به دور شدن می‌کند صدایش آهسته‌تر و بم‌تر به نظر می‌رسد. انتقال به سرخ پدیده‌ای مشابه همین پدیده اما درباره‌ی نور است. طیف نوری که از اجرام آسمانی دوردست به ما می‌رسد دارای خطوط تاریکی است که بر اثر جذب بعضی رنگ‌ها توسط عناصر سطح و اطراف منبع نور ایجاد می‌شود. هرچه منبع نور دورتر باشد یا با سرعت بیشتری در حال دور شدن باشد این خطوط تاریک بیشتر به سمت طیف قرمز حرکت می‌کنند.

قرمزگرایی کهکشان‌های خیلی دور، یکی از دلایلی بود که کیهان‌شناسان را متقاعد کرد جهان هر لحظه در حال بزرگ‌تر شدن است و این انبساط هر لحظه شتاب بیشتری به خود می‌گیرد. بنابراین هرچه سرعت دور شدن یک کهکشان از کهکشان ما بیشتر باشد، فاصله بیشتری هم با ما دارد. اگر در خیابان یک ماشین پلیس یا آمبولانس آژیرکشان از کنار شما رد شده باشد، حتما اثر دوپلر را به خوبی درک کرده‌اید. وقتی آمبولانس در حال نزدیک‌ شدن به شما است، فرکانس آمبولانس کاملا بلند به گوش می‌رسد و وقتی از شما دور می‌شود فرکانس آن هم کاهش می‌یابد.

این اتفاق برای امواج نوری هم می‌افتد و ما می‌توانیم با آنالیز طیف نوری که از اجرام دوردست دریافت می‌شود، سرعت و فاصله‌ی آن‌ها را متوجه شویم. هرچه اجرام از ما دورتر باشند، انتقال به سرخ بیشتری دارند. این فقط به‌علت فاصله‌ی اجرام از ما نیست بلکه به این دلیل است که آن‌ها به دلیل انبساط کیهان دائما از ما دور می‌شوند. دیدن انتقال به سرخ در نور کهکشان‌های دوردست یکی از نشانه‌های انبساط کیهان است. یکی از دانشمندان ناسا به‌نام کارتیک شث، می‌گوید:

مثل این است که نقطه‌هایی را بر سطح یک بادکنک بگذارید. نقطه‌هایی که هرکدام نشانگر یک کهکشان هستند، سپس بادکنک را باد کنید. وقتی بادکنک باد می‌شود، فاصله‌ی بین نقطه‌ها افزایش می‌یابد. با انبساط کیهان، کهکشان‌ها از هم دور می‌شوند.

هرچه کهکشانی سریع‌تر از ما دور شود، در فاصله‌ی بیشتری از ما قرار دارد و طیف نوری آن هم دارای انتقال به سرخ بیشتری است. دوباره این ادوین هابل بود که رابطه‌ی نسبی بین قیفاووسی‌ها در کهکشان‌های دوردست و انتقال به سرخ آن‌ها را فهمید. این کشف کلید بزرگی را به دست ما می‌دهد. بیشترین انتقال به سرخی که از یک کهکشان ثبت کرده‌ایم نشان می‌دهد که آن کهکشان در فاصله‌ی ۱۳.۸ میلیارد سال نوری از ما قرار دارد، یعنی اینکه ۱۳.۸ میلیارد سال سن دارد. در طول این همه سال کیهان دائما در حال انبساط بوده و ابتدا خیلی سریع‌تر منبسط می‌شده است.

با درنظرگرفتن این واقعیت، ستاره‌شناسان فهمیدند کهکشان‌هایی که بر لبه‌ی عالم قابل مشاهده قرار دارند و نور آن‌ها ۱۳.۸ میلیارد سال طول کشیده است که به ما برسد، اکنون در فاصله‌ی ۴۶.۵ میلیارد سال نوری از ما قرار دارند. این بهترین تخمین ما از عرض عالم قابل مشاهده است. اگر آن را ضرب در دو بکنیم به قطر ۹۳ میلیارد سال نوری برای کیهان قابل مشاهده می‌رسیم. در فواصل کیهانی بسیار بزرگتر، ده‌ها میلیارد سال نوری، چیزی به نام ثابت هابل به میان می‌آید؛ این ثابت واحد سنجش انبساط کیهان است.

وقتی ادوین هابل به نور رسیده از کهکشان‌های دوردست به‌وسیله‌ی یک منشور نگاه انداخت، یک انتقال به سرخ در نور آن‌ها مشاهده کرد؛ یعنی نور رسیده از کهکشان‌ها نسبت به حالت طبیعی فاصله دارد و به سمت نور قرمز جابه‌جا شده بود. وقتی به نور رسیده از یک جسم متحرک که با سرعت زیاد در حال دور شدن از شما است نگاه کنید، نور در ظاهر قرمز به نظر می‌رسد، چرا که طول موج آن کشیده می‌شود و به سمت طول موج‌های بلندتر (قرمزتر) جابه‌جا می‌شود.

از طرف دیگر، وقتی به نور رسیده از جسم متحرکی که به سمت شما می‌آید نگاه کنید، به نظر می‌رسد طول موج آن فشرده می‌شود و در اصطلاح انتقال به آبی، پیدا کرده است. برای اغلب کهکشان‌هایی که توسط هابل مشاهده شدند، نورشان انتقال به سرخ یافته بود، یعنی آن‌ها در حال دور شدن از ما هستند. با رسم انتقال به سرخ و فاصله‌های کهکشان‌ها در یک نمودار، می‌توان فاصله‌ی کهکشان‌های بی‌نهایت دوردست را با دقت نسبتا بالایی تعیین کرد.

تابش زمینه‌ی کیهانی (CMB) تابشی باقی‌مانده از دوره‌های بسیار اولیه‌ی کیهان و لحظات آغازین پس از انفجار بزرگ است (حدو ۴۰۰ هزار سال پس از انفجار بزرگ). این تابش قدیمی‌ترین و دورترین نور شناسایی‌شده در کیهان است. براساس اندازه‌گیری این تابش سن کیهان حدود ۱۳.۸ میلیارد سال تخمین زده می‌شود. این بدین معنا است که دورترین لحظه‌ای که می‌توانیم ببینیم ۱۳.۸ میلیارد سال قبل بوده است؛ چرا که برای نور، ۱۳.۸ میلیارد سال طول کشیده تا به ما برسد، در نتیجه، شعاع کیهان قابل‌مشاهده، برابر ۱۳.۸ میلیارد سال نوری است.

اما کیهان شناخته‌شده، شعاعی برابر ۱۳.۸ میلیارد سال نوری ندارد. به ثابت هابل برگردیم که این ثابت، معیار سنجش انبساط کیهان است. نور رسیده از CMB اکنون پس از ۱۳.۸ میلیارد سال به ما می‌رسد، اما در عین حال طی این مدت جهان منبسط نیز شده است، یعنی مرز کیهان شناخته‌شده بسیار دورتر رفته است، به‌طوری که ما نمی‌توانیم ببینیم. با استفاده از ثابت هابل، می‌توان محاسبه کرد که قطر جهان شناخته‌شده، حدود ۹۳ میلیارد سال نوری است. محاسبه این فواصل می‌تواند ادراک مغز ما را فراتر از مرزهای شناخته‌شده ببرد.

دستاوردهای جدید دانشمندان، دامنه‌ی اندازه‌گیری را به بزرگ‌ترین مقیاس ممکن یعنی اندازه‌ی جهان هستی افزایش داده و با موفقیت از عهده‌ی آن برآمده است. حالا ما می‌توانیم به‌عنوان اولین انسان‌های تاریخ که تخمینی دقیق از اندازه جهان هستی در اختیار دارند به خود ببالیم. اما بزرگی کیهان چقدر است و دانشمندان چگونه موفق به محاسبه آن شده‌اند؟ بگذارید داستان سفر دور و دراز دانشمندان برای اندازه‌گیری اندازه عالم هستی را از کهکشان راه شیری آغاز کنیم.

تخمین شما از بزرگی کهکشان راه شیری که به لطف آلودگی هوا برای تجسم آن باید بی‌خیال تجربیات شخصی شویم و به تصاویر ذهنی‌مان از کتاب‌‌های فیزیک مدرسه مراجعه کنیم، چقدر است؟ جدیدترین محاسبات نشان می‌دهد اگر منظومه‌ی شمسی را به بزرگی یک سکه‌ی ۵۰۰ تومانی تصور کنیم، مساحت کهکشان راه شیری بیش از چهار برابر مساحت کشور ایران خواهد بود. کیهان‌شناسان روش‌های مختلفی برای اندازه‌گیری فواصل کیهانی در اختیار دارند که مجموعه‌ی آن‌ها به نردبان مسافت‌های کیهانی معروف است. هر پله نردبان، اطلاعاتی ارائه می‌کند که می‌توان از آن برای تعیین فاصله در پله‌های بعدی استفاده کرد.

خارج از جهان قابل مشاهده چه می‌گذرد؟ نردبان مسافت‌های کیهانی متکی بر ذرات امواج الکترومغناطیسی یا فوتون‌هایی بود که از یک منبع نوری به آشکارسازهای ما می‌رسد. ولی دانشمندان معتقدند حرکت انبساطی کیهان عملا امکان دسترسی امواج الکترومغناطیسی بسیاری از منابع نوری به کره‌ی زمین را برای همیشه از آن‌ها سلب کرده است. تصور کنید اتومبیلی از فاصله‌ای بسیار دور به سمت شما حرکت می‌کند و هم‌زمان با حرکت اتومبیل خیابان هم شروع به انبساط طولی می‌کند. درحالی‌که سرعت شما ثابت است، سرعت انبساط خیابان هر لحظه افزایش می‌یابد.

اگر فاصله شما با اتومبیل از حد خاصی تجاوز کند انبساط خیابان، ملاقات شما و اتومبیل را برای همیشه غیرممکن می‌کند. تحقیقات مهران وردانیان، کیهان‌شناس دانشگاه آکسفورد، نشان می‌دهد جهان غیرقابل مشاهده ۲۵۰ برابر بزرگ‌تر از جهان قابل مشاهده است. شگفتی زمانی ایجاد می‌شود که درباره‌ی عالمی فراتر از عالم قابل مشاهده فکر کنیم. آیا عالم فراتر از چیزی است که می‌بینیم؟ اخیرا میرهان واردانیان و همکارانش در دانشگاه آکسفورد به آنالیز داده‌های دریافت‌شده از اجرام عالم قابل مشاهده پرداختند تا ببینند آیا می‌توانند از شکل کل عالم، ایده‌ای به‌دست آورند یا خیر. بعد از جمع‌بندی الگوریتم‌های کامپیوتری برای یافتن الگوهای معنی‌دار در داده‌ها، تخمین جدید و خیلی جالبی به‌دست آمد.

کل عالم حداقل ۲۵۰ برابر از عالم قابل‌مشاهده بزرگتر است. ما هیچ‌وقت نمی‌توانیم این مکان‌های دوردست را ببینیم و هرچه تا به حال درباره‌ی عالم فهمیده‌ایم، از طریق جمع‌آوری فوتون‌های نوری است که میلیون‌ها سال در سفر بوده‌اند تا به آشکارساز‌ها، دوربین‌ها یا رادیو تلسکوپ‌های ما برسند. نجوم به ما آموخته است که در مرکز جهان نیستیم،‌ حتی در مرکز منظومه‌ی شمسی یا کهکشان خودمان هم نیستیم. بیشترین انتقال به سرخ دیده‌شده در آسمان شب نشان می‌دهد منبع آن قرمزگرایی کهکشان‌هایی در فاصله ۱۳.۸ میلیارد سال نوری از کهکشان ما است؛ یعنی مسافتی که نور در زمانی معادل ۱۳.۸ میلیارد سال می‌پیماید.

به یاد داشته باشید فاصله‌ی کره‌ی زمین و خورشید فقط هشت دقیقه و ۱۹ ثانیه نوری و قطر کهکشان راه شیری حدود ۱۰۰ هزار سال نوری است. این عدد تا حدودی سن عالم هستی را نیز نشان می‌دهد، زیرا قدیمی‌ترین نوری است که به کره‌ی زمین رسیده است. هرچه منبع نور دورتر باشد یا با سرعت بیشتری در حال دور شدن باشد این خطوط تاریک بیشتر به سمت طیف قرمز حرکت می‌کنند. قرمزگرایی کهکشان‌های خیلی دور، یکی از دلایلی بود که کیهان‌شناسان را متقاعد کرد جهان هر لحظه در حال بزرگ‌تر شدن است و این انبساط هر لحظه شتاب بیشتری به خود می‌گیرد. بنابراین هرچه سرعت دور شدن یک کهکشان از کهکشان ما بیشتر باشد، فاصله بیشتری هم با ما دارد. یک روز می‌توانیم به جاهایی از عالم سفر کنیم که تا به حال رویای آن را هم در سر نمی‌پروراندیم. اکنون فقط می‌توانیم به عالم نگاه کنیم، نگریستن به عالم هم می‌تواند ما را به مکان‌های دوردست ببرد.