پارس دانش :
۱.۱ آنی جامپ کانُن: واضع رده‌بندی طیفی ستارگان امروزه می‌توان ویژگی‌های فیزیکی اکثریت قریب به اتفاق ستارگان (اعم از سن، جرم، دمای سطحی، ابعاد، و درخشندگی ذاتی آن‌ها) را در فقط یک شناسهْ خلاصه کرد: رده طیفی. به عنوان نمونه، خورشید در رده طیفی G جای می‌گیرد. ستارگان این رده، رنگی متمایل به زرد، جرمی در حدفاصل ۰.۸ تا ۱.۲ برابر خورشید، دمای سطحی‌ای از مرتبه ۵۳۰۰ تا ۶۰۰۰ درجه سانتیگراد، و عمری در حدود ۱۰ میلیارد سال دارند، و انرژی خود را نیز از مکانیسم همجوشی هیدروژن به هلیوم تأمین می‌کنند.
این نسبت‌های به‌هم‌پیوسته، امروزه برای اکثر دانش‌آموختگان اخترشناسی یا علاقه‌مندان به این حوزه، بدیهی به نظر می‌رسد؛ حال‌آنکه یافتن یک شیرازه محکم برای گردآوری این ویژگی‌ها، به قیمت عمر حرفه‌ای بالغ بر هشتاد زن (اعم از شماری پژوهشگر حرفه‌ای) در حدفاصل ۴۲ساله ۱۸۷۷ تا ۱۹۱۹ تمام شد. از این زنان عموماً تحت عنوان «محاسبه‌گران هاروارد» (Harvard Computers)، یا بعضاً «حرمسرای پیکرینگ» یاد می‌شود. آن‌ها زیر نظر ادوارد پیکرینگ (Edward Pickering)، اخترشناس آمریکایی و رئیس وقت رصدخانه کالج هاروارد، به جمع‌آوری و رده‌بندی طیف بالغ بر ۳۶۰هزار ستاره پرداختند.
جمعی از زنان فعال در رصدخانه کالج هاروارد، در کنار ویلیام پیکرینگ (مربوط به سال ۱۹۱۳)
نور تک‌تک ستارگان، همچون نور خورشید، با گذر از منشورهایی ویژه (موسوم به «طیف‌سنج»)، به صورت یک رنگین‌کمان کوچک تجزیه می‌شود؛ با این تفاوت که آنچه در این رنگین‌کمانِ ستاره‌ای برای اخترشناسان اهمیت دارد، خطوط بارکدمانندی (موسوم به «خطوط طیفی») است که در میان آن‌ها به چشم می‌خورَد. با طیف‌سنجی از نور سفیدی که از میان بخار یک عنصر شیمیایی عبور کرده، خطوطی مشابه و منحصر به همان عنصر هم بر طیف حاصله نقش خواهد بست. لذا خطوط طیفی ستارگان، دلالت بر عناصر تشکیل‌دهنده لایه‌های فوقانی آن‌ها دارد.
به عنوان نمونه، گاز هیدروژن به مجموعه‌خطوط طیفی‌ای شکل می‌دهد که ذیل هفت مجموعه تقسیم می‌شوند. بارزترین ِ این مجموعه‌ها، خطوط چهارگانه مجموعه «بالمر» است که در قسمت مرئی طیف قابل تشخیص‌اند.
در اواخر دهه ۱۸۸۰، آنا دراپر (Anna Draper)، اخترشناس آمریکایی و بیوه هِنری دراپر (که پزشکی متموّل و یک اخترشناس آماتور بود)، و نیز از پیشروان عکاسی نجومی، ابزار و ادوات عکاسی خود را به رصدخانه کالج هاروارد اعطاء کرد. او همچنین کمک‌هزینه‌ای را هم به تهیه یک کاتالوگ طیف‌شناختی از ستارگان، به نام شوهر متوفّای خود اختصاص داد.
بدین‌ترتیب، فرآیند تهیه کاتالوگ دراپر، با کار شبانه مردان رصدخانه برای طیف‌نگاری از ستارگان، و کار روزانه زنان گروه پیکرینگ برای تقسیم‌بندی آن طیف‌ها، آغاز شد. در آن مقطع، اختصاص کار روزانه به زنان پژوهشگر، تنها به استناد همین موقعیت‌های «پردازشی» (که روز و شب نمی‌شناخت) نبود، بلکه از دلالت‌های تبعیضی‌آمیز دیرینه‌ای ریشه می‌گرفت: وقتی ماریا میچل (Maria Mitchell)، نخستین اخترشناس حرفه‌ای زن در ایالات متحده، در سال ۱۸۶۵ در کسوت مدرس به استخدام کالج واسر نیویورک درآمد، هیچ تبصره‌ای به قاعده ممنوع‌الخروجی دانشجویان زن در اوقات شب افزوده نشد؛ ولو دانشجویان رشته اخترشناسی.
با پیشرفت کار بر روی کاتالوگ دراپر، و افزایش سرسام‌آور حجم داده‌های خام، مسأله یافتن یک معیار باثبات برای تقسیم‌بندی طیف‌ها رفته‌رفته اهمیت یافت. در ابتدا، معیارهای پیچیده‌ای از جانب ویلیامینا فلمینگ (Williamina Fleming) و آنتونیا موری (Antonia Maury) پیشنهاد شد، اما نهایتاً این راه سوم ِ پیشنهادیِ آنی جامپ کانن (Annie Jump Cannon) بود که رفته‌رفته بر ثبات خود افزود: تقسیم‌بندی ستارگان بر حسب درخشندگی نسبی خطوط بالمر طیف‌شان. مطابق این معیار، ستارگان به ترتیب در رده‌های O، B، A، F، G، K، و M قرار می‌گیرند؛ به‌طوریکه ستارگان رده O درخشنده‌ترین خطوط بالمر، و ستارگان رده M نیز ضعیف‌ترین‌شان را به نمایش می‌گذارند.
کانن از دانش‌آموختگان فیزیک و اخترشناسی کالج ولزلی بود، که بعدها به عنوان یک «دانشجوی استثنایی» در کالج رادکلیف هاروارد به تحصیلات خود ادامه داد؛ چراکه او از سنین خردسالی به ضعف شدید شنوایی مبتلا بود. او در کنار این معلولیت جسمی، و همچنین قرارگیری در آماج انتقادات تند کسانی که او و همکاران هارواردی‌اش را به فرار از مسئولیت خانه‌داری متهم می‌کردند، با تنگناهای شغلی و معیشتی کار در این جایگاه هم مواجه بود: برای زنانی در این‌گونه امور، هرگز ترفیعی (چه از حیث شغلی و چه علمی) درنظر گرفته نمی‌شد، و دستمزدشان در تمام طول این مدت، به همان ساعتی ۲۵ سِنت (از قرار روزانه هفت ساعت کار و هفته‌ای شش روز)، محدود ماند.
با این وجود، کانن بیش از هر اخترشناسی در پیش و پس از خود اقدام به جمع‌آوری طیف ستارگان کرد؛ و سرانجام با تصویب مصوبه نهم مه ۱۹۲۲ اتحادیه بین‌المللی اخترشناسی، میراث نظام ِ هم‌اینک آشنای تقسیم‌بندی فیزیکی ستارگان را از خود به جا نهاد.
آنی جامپ کانن
۱.۲ هنریتا لیویت: فاتح بُعد سوم گیتی
پژوهش‌های تیم پیکرینگ به صرفاً تقسیم‌بندی طیف‌شناختی ستارگان محدود نمی‌شد، بلکه شناخت بهتر «ستارگان متغیر» هم در دستور کار آن‌ها بود. این ستارگان در بازه‌های زمانی مشخصی (که «دوره تناوب»شان نامیده می‌شود) دچار افت و خیزهای محسوسی در درخشندگی خود می‌شوند. مثلاً اگر دوره تناوب یک ستاره متغیر ۴ روز باشد، این ستاره هر ۴ روز یک‌بار به اوج درخشندگی خود می‌رسد.
اما استخراج الگویی برای تقسیم‌بندی متغیرها مستلزم صَرف زمانی طاقت‌فرساست؛ چراکه به عنوان نمونه، نوعی به‌خصوص از متغیرها موسوم به «متغیرهای قیفاووسی» (با نامی برگرفته از صورت فلکی قیفاووس، که نخستین نمونه از این ستارگان در آن صورت فلکی یافت شده بود)، دوره تناوبی مابین ۱ تا ۵۰ روز دارند – و این بازه تنها معرف «یکی» از انواع ستارگان متغیر است.
لذا طبیعی بود که کار بررسی و رده‌بندی ستارگان متغیر هم به «حرمسرا» محول بشود. پیکرینگ این مسئولیت را به هنریتا لیویت (Henrietta Leavitt) سپرد؛ از دیگر دانش‌آموختگان کالج رادکلیف. مطالعات لیویت بر روی قیفاووسی‌های واقع در مناطقی موسوم به «ابرهای ماژلانی» (مناطقی که بعدها مشخص شد که در واقع «اقمار» کهکشان ما هستند)، رفته‌رفته به کشف یک رابطه خطی ِ مهم بین دوره تناوب این ستارگان و درخشندگی ذاتی آن‌ها انجامید. به عبارت دیگر، لیویت متوجه شد که هرچه یک متغیر قیفاووسی درخشنده‌تر باشد، دوره تناوب بیشتری هم دارد.
از آنجاکه می‌شد تمام ستارگان واقع در ابرهای ماژلانی را در فاصله‌ای نسبتاً یکسان از زمین در نظر گرفت (چراکه همگی عضو یک «ابر» بودند)، لیویت اینطور نتیجه گرفت که طبق رابطه فوق، با محاسبه دوره تناوب یک متغیر قیفاووسی، می‌توان به درخشندگی ذاتی آن پی برد. و سپس با مقایسه این درخشندگی ذاتی با درخشندگی ظاهری ستاره، فاصله تقریبی‌اش را به دست آورد.
برای درک استدلال لیویت کافی است که یک شمع را به تصور درآوریم: درخشندگی «ذاتی» شمع‌ها کمابیش با یکدیگر مشابه است؛ اما هرچه که فاصله‌شان از ما بیشتر باشد، درخشندگی «ظاهری» کمتری خواهند داشت. و آنچه که ما را قادر به تخمین فاصله یک شمع می‌کند، اشراف نسبی‌مان بر رابطه بین درخشندگی ذاتی یک شمع و فاصله آن از ماست.
قیفاووسی‌ها نیز در واقع یکی از «شمع‌های استاندارد» اخترشناسی‌اند. با در اختیار داشتن فاصله دقیق یک ستاره قیفاووسی، می‌شد از کل این ستارگان به عنوان استانداردی برای تعیین فاصله بهره جست. خوشبختانه قیفاووسی‌ها در داخل کهکشان ما هم فراوان‌اند، و کمتر از یک سال بعد از کشف لیویت، آینار هرتسپرونگ (Ejnar Hertzsprung)، اخترشناس دانمارکی، موفق شد که فاصله دقیق چند متغیر قیفاووسی را مستقلاً از طریق روش اختلاف منظر (یعنی ساده‌ترین روش فاصله‌سنجی یک جرم آسمانی) به دست بیاورد (برای آشنایی با روش اختلاف منظر، و سابقه آن در علم اخترشناسی.
دیری نگذشت که اخترشناس آمریکایی، ادوین هابل (Edwin Hubble)، از طریق تشخیص چند متغیر قیفاووسی در آنچه که تا آن زمان «سحابی آندرومدا» خوانده می‌شد، توانست به فاصله سرسام‌آور این «سحابی» از ما پی ببرد، و بدین‌وسیله مشخص بشود که تمام آنچه که تا آن زمان «جهانِ» ما خوانده می‌شده هم در واقع یک «کهکشان» در میان بی‌شمار کهکشان‌های دیگر گیتی است (که نزدیک‌ترین‌شان به ما همان کهکشان آندرومداست). حیرت مواجهه با این واقعیت را ایمانوئل کانت، فیلسوف صاحب‌نام آلمانی، در حدود ۱۷۰ سال پیش از آن، در بخشی از رساله «تاریخ تکوینی جهان و نظریه آسمان‌ها»ی خود، اینچنین به بیان درآورده بود:
“… اگر ابعاد یک منظومه‌ی سیاره‌ای که زمین در آن دانه‌شنی بیش نیست، اِدراک را به شگفتی وامی‌دارد، چه حیرت دلپذیری خواهیم کرد اگر که به بی‌شمار عوالم و منظومه‌هایی که کل راه شیری را فراگرفته بیاندیشیم. اما چه حیرت بس بیشتری خواهد شد اگر بدانیم که کل این نظام‌های ستاره‌ایِ محاسبه‌ناپذیر، خود دومرتبه واحدی را می‌سازند که منتهای آن را نمی‌دانیم و اینکه احتمالاً همچون مورد پیشین، عظمت‌اش در قالب ذهن نخواهد گنجید؛ حال‌آنکه باز هم این چیزی نیست جز واحدی در یک نظام شمارشی ِ دیگر.”
هنریتا لیویت در حال کار در رصدخانه کالج هاروارد
با کشف هابل، بحث درازدامن شیپلی-کورتیس راجع به ماهیت «سحابی‌های مارپیچی» هم خاتمه یافت. در جریان این بحث، اخترشناسان آمریکایی، هارلو شیپلی (Harlow Shapely) و هبر کورتیس (Heber Curtis) به اقامه دعوی راجع به موقعیت مکانی و ابعاد ذاتی این «سحابی«ها می‌پرداختند. شیپلی بر این باور بود که سحابی‌هایی همچون آندرومدا، بخشی از راه شیری‌اند؛ حال‌آنکه کورتیس آن‌ها را کهکشان‌هایی مجزا می‌دانست.
اما قاعده‌ای که لیویت در الگوی سوسوی قیفاووسی‌ها یافت، راه ورود به “نظام شمارشی ِ دیگر” کانت که طبق آن، کهکشان‌هایی به غیر از راه شیری هم در جهان پراکنده‌اند را گشود؛ نظامی که در آن تمام جهان بشر تا پیش از سال ۱۹۲۳، فقط «واحد»ی از بی‌شمار اعضای دیگر آن بود.
اما کشف هابل تنها یکی از مصادیق دستاورد لیویت بود. پیش از این کشف هم شیپلی (که با درگذشت پیکرینگ به مقام ریاست رصدخانه کالج هاروارد رسیده بود)، لیویت را به پاس دستاوردش، به سرپرستی بخش نورسنجی رصدخانه گماشت. و پس از کشف دوران‌ساز هابل نیز او خود اذعان داشت که لیویت شایستگی کسب جایزه نوبل را دارد. در واقع گوستا میتاگ-لفلر (Gösta Mittag-Leffler)، ریاضیدان سوئدی‌تبار و عضو اسبق کمیته نوبل – که با پادرمیانی او هم جایزه نوبل فیزیک ۱۹۰۳ به ماری کوری و همسرش اعطاء شده بود – کوشید تا نام لیویت را در میان نامزدان سال ۱۹۲۴ جایزه فیزیک بگنجاند؛ اما بی‌خبر از آنکه لیویت سه سال پیش‌تر، در بی‌خبری محض، بر اثر ابتلاء به سرطان، از دنیا رفته بوده است.
۱.۳ پاین-گاپوشکین: رونمایی از خشت اول پیدایش
حمایت شیپلی از زنان اخترشناس ِ هاروارد، به صرفاً ترفیع موقعیت شغلی لیویت محدود نماند. در سال ۱۹۲۳، او با دانشجویی از بریتانیا آشنا شد که با وجود اتمام تحصیلات عالیه خود در دانشگاه کیمبریج، به واسطه «زن بودن»اش، هیچ مدرکی به او تعلق نگرفته بود (و تا ۲۵ سال بعد هم این دانشگاه از اعطای مدارک عالیه به زنان امتناع می‌کرد). این دانشجوی جوان، سیسیلیا پاین-گاپوشکین (Cecilia Payne-Gaposchkin)، به ترغیب شیپلی، کار بر روی یک رساله دکترا در کالج رادکلیف را آغاز کرد، و بدین‌وسیله انگلستان را برای همیشه به مقصد ایالات متحده ترک گفت.
رساله دکترای پاین-گاپوشکین از پیشروانه‌ترین رساله‌ها در زمان خود بود، به‌طوریکه اتو استروو (Otto Struve)، اخترشناس سرشناس آمریکایی، آن را “بی‌تردید درخشان‌ترین رساله دکترایی که در اخترشناسی نوشته شده”، خواند. در این رساله، پاین-گاپوشکین کوشیده است تا مبانی فیزیکی مدل کانن در رده‌بندی طیفی ستارگان را استخراج کند. این مبانی امروزه از جمله بدیهیات رفتارشناسی ستارگان از طریق بررسی طیف آن‌هاست.
اخترشناسان تا به آن زمان عملاً می‌دانستند که الگوی خطوط طیفی ستارگان، از عناصر تشکیل‌دهنده لایه‌های فوقانی آن‌ها حکایت دارد؛ اما فراوانی این خطوط را مستقیماً به فراوانی عناصر مربوطه نسبت می‌دادند. پاین-گاپوشکین در رساله دکترای خود، با استفاده از مدل فیزیکی مقناد ساها (Meghnad Saha)، فیزیکدان هندی، به نقش برجسته‌تر «دما» و «فشار» سطحی ستارگان (به جای «فراوانی» صِرف عناصر) در ایجاد این خطوط پی برد، و بدین‌وسیله نشان داد که فراوانی نسبی عناصری نظیر سیلیسیم، اکسیژن، کربن، و سایر عناصر سنگین خورشید، با فراوانی نسبی همین عناصر در زمین یکسان است. این یافته، در توافق با باورهای اخترشناسان وقت بود؛ اما در عین حال، همین محاسبات حکایت از آن داشت که فراوانی عناصر هیدروژن و هلیوم در خورشید، بارها بیشتر از فراوانی نسبی آن‌ها در زمین است (در خصوص هیدروژن، چیزی در حدود یک میلیون برابر).
لذا پاین-گاپوشکین نتیجه گرفت که هیدروژن فراوان‌ترین عنصر تشکیل‌دهنده ستارگان، و در نتیجه کل گیتی است. این موضوع نیز امروزه از مسلّمات علم اخترشناسی و یکی از شواهد تجربی پشتیبان مدل مهبانگ به شمار می‌رود. اما در آن زمان، با باورهای جامعه علمی وقت همخوانی نداشت. لذا اخترشناس آمریکایی، هنری نوریس راسل (Henry Norris Russell)، پاین-گاپوشکین را از انتشار این یافته بازداشت. این در حالی است که چهار سال بعد، راسل از طریق دیگری به همین نتیجه رسید و از رأی خود برگشت؛ و با وجود آنکه طی مقاله‌ی آن سالِ خود به تقدم کار پاین-گاپوشکین اذعان کرد، اما هنوز هم اغلب از راسل به عنوان کاشف فراوانی نسبی بالای عنصر هیدروژن، به عنوان خشت اول پیدایش، یاد می‌شود.
سیسیلیا پاین-گاپوشکین
پاین-گاپوشکین اولین زنی بود که موفق به اخذ درجه دکترای اخترشناسی از کالج رادکلیف شد، و در دوران ریاست دانلد منزل (Donald Menzel) بر رصدخانه کالج هاروارد، به مقام نخستین استاد تمام‌وقت دانشکده فنون و علوم دانشگاه هاروارد رسید. او بخش اعظم عمر حرفه‌ای خود را صرف بررسی ستارگان متغیر کرد، و به رصد و داده‌گیری از بالغ بر ۳ میلیون ۲۵۰ هزار ستاره متغیر پرداخت.
۲-رخنه در تاریکی
۲.۱ جوسلین بل: قاصد جهان زیرین
۴۴ سال پس از آنکه پاین-گاپوشکین از انگلستان به ایالات متحده کوچید تا درجه علمی‌ای که دانشگاه کیمبریج از اعطای آن به زنان دریغ می‌کرد را در هاروارد اخذ بکند، جوسلین بل (Jocelyn Bell)، دانش‌آموخته فیزیک دانشگاه گلاسکوی اسکاتلند، عزم کیمبریج کرد تا پژوهش‌های دوره دکتری خود را در رشته اخترشناسی، آن‌هم شاخه «اخترشناسی رادیویی» به ثمر برساند. در آن مقطع، شرار این رشته نوظهور، به تازگی از خاکستر فناوری‌های بازمانده از جنگ جهانی دوم و میراث مهندسین مجرب مربوطه، دمیدن گرفته بود.
رشد و توسعه تلسکوپ‌های رادیویی در طول دهه ۱۹۵۰، راه به کشف پدیده‌های کیهانی کاملاً بکر و ناشناخته‌ای برده بود، که از آن جمله می‌توان به اجرامی موسوم به «کوازار»ها اشاره کرد. امروزه می‌دانیم که کوازارها در واقع هسته‌های فعال کهکشان‌های باستانی و دوردست هستند، که درخشندگی‌شان در امواج رادیویی به مراتب بیشتر از امواج نور مرئی است. اما در آن مقطع، توان تفکیک (یا همان رزولوشن) تلسکوپ‌های رادیویی، کفاف تشخیص حتی موقعیت دقیق این اجرام را در پهنه آسمان نمی‌داد.
اما سه سال پیش از آنکه بل به کارگروه اخترفیزیک رادیویی دانشگاه کیمبریج بپیوندد، سایریل هزارد (Cyril Hazard)، اخترشناس بریتانیایی، موفق شده بود تا از طریق ثبت لحظه دقیق اختفای یک کوازار در پشت ماه (که نور آن به‌یکباره فروکش کرد)، مختصات دقیق آن در پهنه آسمان را به دست بیاورد. اما رصدهای نور مرئی از این نقطه در نقشه، تنها یک ستاره آبی کم‌فروغ را نشان می‌داد، که در عین حال از خطوط طیفی نامتعارفی میزبانی می‌کرد. ابتدا تصور می‌رفت که این جرم از عناصری یکسره متفاوت از عناصر آشنای جدول تناوبی تشکیل شده است، اما کمتر از یک سال بعد، مارتن اشمیت (Maarten Schmidt)، اخترشناس هلندی، متوجه شد که خطوط طیفی این اجرام، ذاتاً نامتعارف نیست، بلکه دچار یک «قرمزشدگی»ِ (redshift) نامتعارف شده است.
پدیده قرمزشدگی را به ساده‌ترین شکل می‌توان با مثال آژیر آمبولانس فهمید: هرچه که یک آمبولانس به ما نزدیک‌تر می‌شود، صدای آژیر آن زیرتر به گوش می‌رسد و هرچه که از ما دورتر می‌شود، صدای آژیرش بم‌تر. این تغییر فرکانس، در صورت جابجایی یک منبع نورانی هم رخ خواهد داد؛ با این تفاوت که هرچه آن منبع به ما نزدیک‌تر می‌شود، نورش به سمت آبی طیف جابجا خواهد شد، و هرچه که از ما دورتر می‌شود، نورش به سمت قرمز طیف جابجا خواهد شد. اشمیت متوجه شد که موقعیت نسبی خطوط طیفی آن کوازار، چندان غیرمتعارف نیست، بلکه این خطوط به طرز غیرمتعارفی به سمت قرمز طیف جابجا شده‌اند. این جابجایی، به معنای سرعت فرار سرسام‌آور این اجرام از ما بود.
البته این سرعت فرار، به خود کوازار ارتباطی نداشت، بلکه به «فضا»ی منبسط‌شونده‌ای برمی‌گشت که بین ما و آن کوازار حائل شده است. طبق نظریه نسبیت عام، فضا با آهنگ کمابیش ثابتی دچار انبساط می‌شود، و این پدیده خودش را به شکل افزایش فاصله بین کهکشان‌ها نشان می‌دهد؛ به‌طوریکه هرچه دو کهکشان از یکدیگر دورتر باشند، فضای بیشتری مابین‌شان حائل شده است و لذا انبساط بیشتری هم محسوس است. فاصله‌ای که اشمیت از این طریق برای آن کوازار محاسبه کرد، در تاریخ اخترشناسی بی‌سابقه بود: ۲ میلیارد و ۴۰۰ میلیون سال نوری (یعنی مسافتی که نور با سرعت سیصدهزار کیلومتر بر ثانیه، طی ۲ میلیارد و ۴۰۰ میلیون سال طی می‌کند). با پذیرش این فاصله، در واقع باید عملاً می‌پذیرفتیم که جهان هستی، ده برابر بزرگ‌تر از آن چیزی است که تا پیش از آن تصور می‌شده است.
این موضوع، عطش اخترشناسان به شناخت ماهیت کوازارها را شعله‌ورتر کرد. چگونه اجرامی با چنین فاصله‌ای می‌توانستند این‌قدر درخشان باشند (حتی در نور مرئی)؟ در این بین، آنتونی هیویش (Anthony Hewish)، اخترشناس بریتانیایی و استاد راهنمای رساله دکتری بل، ایده هوشمندانه‌ای را برای محاسبه قطر ظاهری کوازارها مطرح کرد. برای درک این ایده تصور کنید که در یک روز گرم تابستانی، در جاده‌ای دراز و مستقیم مشغول رانندگی هستید. تصویر اتومبیل‌های دوردستی که از روبرو به شما نزدیک می‌شوند، به واسطه ستون‌های هوای گرمی که از جاده برمی‌خیزد، حالتی سراب‌گونه به خود می‌گیرد؛ اما از نقطه‌ای به بعد، لرزش ظاهری این خودروها متوقف می‌شود. این نقطه همان موقعی است که اتومبیل به قدر کافی به شما نزدیک شده تا قطر ظاهری‌اش از قطر ظاهری ستون‌های هوا بیشتر بشود.
اخترشناسان در آن مقطع می‌دانستند که توده‌های گاز بارداری که از خورشید (به شکل «باد خورشیدی») به فضا آزاد می‌شوند، دقیقاً همان نقش ستون‌های هوای داغ را در خصوص منابع رادیویی ِ پس‌زمینه ایفا می‌کنند؛ به‌طوریکه در صورت قرارگیری یک منبع رادیویی (مثلاً یک کوازار) در پشت یک توده باد خورشیدی، آن منبع همچون یک سراب شروع به «چشمک» زدن خواهد کرد.
هیویش می‌دانست که قطر توده‌های باد خورشیدی، به مجرد دورتر شدن از خورشید، به طریقی قابل پیش‌بینی افزایش پیدا می‌کند. با این حساب، اگر می‌شد که یک کوازار را به مدت چندین ماه در آسمان دنبال کرد و الگوی «چشمک» زدن آن در پشت توده‌های باد خورشیدی را مشاهده کرد، می‌شد انتظار داشت که با نزدیک شدن کوازار به خورشید در طول سال، نقطه‌ای فراخواهد رسید که در آن، چشمک کوازار متوقف خواهد شد؛ یعنی همان نقطه‌ای که قطر ظاهری کوازار، از قطر ظاهری توده‌های باد خورشیدی بیشتر می‌شود. در اینصورت، می‌شد با محاسبه فاصله ظاهری آن نقطه تا موقعیت خورشید در آسمان، ابعاد توده مربوطه (که قطری برابر با قطر ظاهری کوازار دارد) را از طریق قواعد فیزیکی ناظر بر رفتار باد خورشیدی به دست آورد، و بدین‌وسیله با در اختیار داشتن قطر ظاهری کوازار و همچنین فاصله آن (از طریق روش طیف‌سنجی)، به قطر حقیقی آن پی برد.
هیویش برای پیاده‌سازی این طرح بلندپروازانه، به یک تلسکوپ رادیویی با رزولوشن بالا احتیاج داشت، و به همین واسطه، با جلب بودجه‌ای پانزده‌هزار پوندی، پروژه ساخت رادیوتلسکوپ غول‌آسای «آرایه چشمک‌زنی بین‌سیاره‌ای» (IPA) را در تابستان ۱۹۶۵، به اتفاق چهار دستیار خود – از جمله بل – آغاز کرد. از آنجاکه لازم بود تا این تلسکوپ به بررسی «چشمک» کوازارها بپردازد، IPA قدرت تشخیص افت و خیزهایی با دوره تناوب یک‌دهم ثانیه در نور یک منبع رادیویی را هم داشت، و لذا به یک تعبیر، «سریع«ترین رادیوتلسکوپ زمان خود به شمار می‌رفت.
جوسلین بل در سنین دانشجویی، در کنار بخشی از آنتن‌های رادیوتلسکوپ IPA / منبع: دانشگاه کیمبریج
با اتمام فرآیند ساخت تلسکوپ IPAدر ژوئیه ۱۹۶۷، بل به کار جمع‌آوری و تحلیل داده‌های دریافتی از این تلسکوپ غول‌آسا گماشته شد؛ «کامپیوتر»ی که می‌بایست شبانه‌روز بر حجم سرسام‌آور داده‌های خروجی از این تلسکوپ نظارت می‌کرد.
شش هفته پس از آغازبه‌کار IPA، توجه بل به سیگنال‌های کوتاه، قوی، و مکرری جلب شد که هر شب در حوالی نیمه‌شب ظاهر می‌شد. این پدیده نمی‌توانست چشمک زدن یک کوازار باشد، چراکه موقعیت سیگنال، در فاصله‌ای قابل توجه از خورشید واقع بود؛ و در عین حال، از آنجاکه هر شب حدود ۴ دقیقه زودتر از شب پیش ظاهر می‌شد، امکان زمینی بودنِ منبع آن نیز منتفی بود (چراکه جملگی اجرام آسمانی، هر شب با همین تأخیر در آسمان ظاهر می‌شوند). با اطلاع هیویش از این موضوع، او گمان برد که با توجه به ضعف احتمال نقش باد خورشیدی در ایجاد این پدیده، احتمال می‌رود که این چشمک، در نتیجه عبور سیگنال اصلی از میان ناهمگنی‌های لایه یونوسفر زمین ایجاد شده باشد – که در اینصورت ابعاد ظاهری منبع آن بایستی فوق‌العاده کوچک باشد (چراکه ناهمگنی‌های لایه یونوسفر، نسبت به ناهمگنی‌های توده‌های باد خورشیدی، بسیار کوچک‌ترند).
پیگیری‌های بیشتر هیویش و بل حکایت از آن داشت که دوره تناوب سیگنال، دقیقاً ۱.۳ ثانیه است. هیویش در واکنش به این موضوع، نسبت به «پارازیت» بودن منبع مزبور، اطمینان یافت؛ چراکه اگر این منبع در کوچک‌ترین حالت متصور خود، یک «ستاره» باشد، آنگاه دوره تناوب سیگنال‌هایش نباید این‌قدر کوتاه باشد. مثلاً دوره تناوب ستاره متغیری به قطر خورشید (حدود ۳ میلیون کیلومتر)، نباید از ۱۰ ثانیه کمتر باشد، چراکه اطلاعات هر بار تغییر نور ستاره، نمی‌تواند با سرعتی بیش از سرعت نور، قطر ستاره را بپیماید. طبق این استدلالِ کاملاً موجه، حداقل ابعاد جرمی با دوره تناوب ۱.۳ ثانیه، باید ۱.۳ ثانیه نوری (معادل ۴۰۰هزار کیلومتر) باشد؛ حال‌آنکه هیچ ستاره‌ی پایداری چنین کوچک نیست.
سیگنال اصلی مربوط به کشف نخستین تپ‌اختر تاریخ در هفتم اوت ۱۹۶۷. این سیگنال با عبارت ۱۹۱۹ CP در تصویر فوق مشخص شده است.
پس احتمال «ستاره» بودن این منبع هم منتفی شد؛ چراکه اولاً ستاره‌ای به این کوچکی، انرژی کافی برای تولید چنین سیگنال پرقدرتی را نخواهد داشت، و ثانیاً اگر این انرژی از «انفجار»های سطح چنین ستاره‌ای تأمین بشود هم نباید آهنگی چنین منظم داشته باشد. اما در عین حال، احتمال «پارازیت» بودن آن هم منتفی شد؛ چراکه وقتی هیویش و بل از همکاران‌شان در یک رادیوتلسکوپ دیگر درخواست رصد موقعیت مکانی این سیگنال را کردند، تپش‌های مربوطه، در آنجا هم با همان ویژگی‌ها مشاهده شد.
کمبود فرضیات موجّه کافی برای تبیین این سیگنال، عاقبت هیویش را واداشت تا منبع مربوطه را به شوخی، LGM-۱ بنامد، مخفف «آدم‌کوچولوهای سبز-۱». آیا سیگنال مربوطه، می‌توانست پیامی از جانب یک تمدن فرازمینی باشد؟ خوشبختانه برای آزمودن این فرضیه هم یک راهکار تجربی وجود داشت: با فرض بر اینکه منبع این سیگنالْ فرازمینیان هستند، شکی نمی‌رود که باید از یک «سیاره» گسیل شده باشند. و یک سیاره هم به دور یک ستاره در حال چرخش است. همین چرخش باعث می‌شود تا سیگنال مربوطه حین جابجایی سیاره به دور ستاره‌اش، دچار قرمزشدگی و آبی‌شدگی بشود (چراکه فاصله آن – همچون یک آمبولانس – از ما کم و زیاد می‌شود).
اما هیچ‌گونه نشانی از قرمزشدگی یا آبی‌شدگی ِ سیگنال هم به دست نیامد. دو شب مانده به کریسمس ۱۹۶۸، بل به وجود سیگنال مشابه دیگری در بخش دیگری از آسمان پی برد. و با اینکه صبح روز بعد عازم زادگاهش، بلفاست (پایتخت ایرلند شمالی) بود، در اولین فرصت ظهور مجدد این سیگنال، یعنی در ساعت ۳ نیمه‌شبِ پیش از کریسمس را در اتاق کنترل تلسکوپ گذراند تا به محاسبه دوره تناوب این سیگنال بپردازد. این‌بار ۱.۲ ثانیه. بدین‌وسیله، احتمال هوشمندانه بودن سیگنال اولیه هم رفته‌رفته رنگ باخت.
پایداری دوره تناوب سیگنال‌ها کاملاً غیرعادی بود، و نشان از آن داشت که در صورت «طبیعی» بودن این پدیده، باید انرژی خارق‌العاده‌ای در حجمی کوچک از فضا انباشت شده باشد. اما کدام پدیده اخترفیزیکی می‌توانست چنین ویژگی‌هایی داشته باشد؟ این سؤال، پای هیویش را به کتابخانه دپارتمان اخترفیزیک دانشگاه کیمبریج کشاند، و در آنجا بود که توجه‌اش جلب مقاله‌ای از ۳۴ سال پیش، به قلم فریتس تسوئیکی (Fritz Zwicky) و والتر باده (Walter Baade) شد؛ مقاله‌ای با عنوان «پرتوهای کیهانی ِ ناشی از ابرنواخترها». در جملات پایانی این مقاله می‌خوانیم (تأکیدها از نویسندگان):
“… مباحث انتقادیِ جزئی‌تر ِ مربوط به دیدگاه‌هایی که در این مقاله مطرح شده‌اند، به واسطه کمبود فضا به آینده موکول می‌شود. در اینجا مایل‌ایم فقط به این اشاره کنیم که … ما بر این نظریم که یک ابرنواختر، معرف گذار یک ستاره معمولی به یک «ستاره نوترونی» است که عمدتاً از نوترون تشکیل شده است. چنین ستاره‌ای می‌تواند شعاعی بسیار کوچک و چگالی‌ای فوق‌العاده بالا داشته باشد. از آنجاکه نوترون‌ها قابلیت تراکم بسیار بالاتری نسبت به هسته‌های معمول اتمی و الکترون‌ها دارند، انرژی «تراکم گرانشی»ِ واقع در یک ستاره نوترونی ِ «سرد» می‌تواند بسیار بالا باشد. … لذا یک ستاره نوترونی، معرف پایدارترین حالت ماده تحت چنین شرایطی است. نتایج این فرضیه در جایی دیگر بسط داده خواهد شد؛ و در آنجا برخی رصدهایی ارائه خواهد شد که احتمال می‌رود پشتیبان ایده اجسام ستاره‌گونی که عمدتاً از نوترون‌ها تشکیل شده‌اند، باشد”.
مقاله بعدی تسوئیکی و باده، چهار ماه بعد، تحت عنوان «اظهاراتی راجع به ابرنواخترها و پرتوهای کیهانی» منتشر شده بود؛ اما بدون هیچ اشاره‌ای به آن “برخی رصدهایی” که می‌توانست شاهدی بر فرضیه‌شان باشد. در عوض، آن مقاله چنین به اتمام می‌رسد: “… ما کاملاً آگاهیم که فرضیه ما دلالت‌های قابل توجهی برای دیدگاه‌های متعارف موجود راجع به ساختار ستارگان دارد، و لذا به مطالعات دقیق‌تر بیشتری محتاج است.” اما نه آن “رصدها” و نه این “مطالعات”، تا ۳۴ سال دیگر، آفتابی نشدند. در واقع، سیگنال‌هایی که بل تصادفاً در داده‌های مربوط به تلسکوپ IPA مشاهده کرده بود، اولین شاهد مستقیم تجربی در دلالت بر وجود «ستاره‌های نوترونی» بود؛ لاشه‌های چگال و کوچک ستارگان سنگین‌وزن.
جوسلین بل
اما چرا سیگنال‌ها دچار تپش می‌شدند؟ کمتر از چهار ماه پس از اعلام کشف بل و هیویش، توماس گولد (Thomas Gold)، اخترشناس آمریکایی، فرضیه «فانوس دریایی» را در توضیح آن مشاهدات مطرح کرد: احتمال اینکه سرعت حرکت چرخشی ستاره‌های نوترونیْ فوق‌العاده زیاد باشد، بالاست؛ چراکه به مجرد متراکم شدن ماده با مرگ ستاره پیشین، دقیقاً همان اتفاقی می‌افتد که یک اسکیت‌باز ِ چرخان با بستن بازوهای خود انجام می‌دهد: سرعت چرخش‌اش رو به افزایش می‌گذارد. حال، اگر آن ستاره‌ی مرده، یک میدان مغناطیسی حتی ضعیف هم داشته باشد، با افزایش سرعت چرخش لاشه آن (یعنی ستاره نوترونی)، شدت این میدان مغناطیسی هم رو به افزایش خواهد گذاشت.
افزایش شدت میدان مغناطیسی، به معنای سقوط هرچه‌بیشتر و هرچه‌سریع‌تر گازهای پیرامون ستاره نوترونی به درون قطبین مغناطیسی آن خواهد بود. این رخداد بر روی زمین، منجر به ایجاد پدیده «شفق قطبی» می‌شود؛ اما تحت شرایطِ بس غیرمتعارف‌تر یک ستاره نوترونی، نور حاصله بسیار قوی‌تر و متمرکزتر خواهد بود. از طرفی هم احتمال اینکه قطبین مغناطیسی ستاره نوترونی با قطبین چرخشی آن کاملاً منطبق باشند، بسیار کم است. پس راستای تابشی ِ قطبین مغناطیسی یک ستاره نوترونی، شبیه به راستای تابش چراغ‌های یک فانوس دریایی خواهد بود. و اگر از قضا زمین در راستای این تابش قرار بگیرد، ما نور مغناطیسی ستاره نوترونی را به صورت تپش‌هایی با دوره تناوب چرخش ستاره دریافت خواهیم کرد.
البته ضمانتی نیست که راستای قطبین مغناطیسی تمام ستارگان نوترونی در جهت زمین واقع شده باشد؛ و به همین واسطه هم به این نوع خاص از ستارگان نوترونی ِ تپنده اصطلاحاً «تپ‌اختر» (pulsar) گفته می‌شود. کشف تپ‌اخترها، راه پذیرش همان “دلالت‌های قابل توجهی” که تسوئیکی و باده در مقاله دوم خود احتمال‌اش می‌دادند را هموارتر کرد: تپ‌اخترها متراکم‌ترین حالت ماده تا پیش از تبدیل آن به سیاهچاله‌اند، و لذا حقیقتاً دلالت‌های قابل توجهی برای درک ما از سرشت ماده دارند. از این گذشته، پذیرش ایده وجود سیاهچاله‌ها هم به مجرد این کشف، هموارتر شده بود. تپ‌اخترها در واقع فانوس‌های راهنمای ما برای ورود به «جهان زیرین» بودند؛ و به همین واسطه هم بود که کشف بل، شایسته اعطای بخشی از جایزه نوبل فیزیک سال ۱۹۷۴ تشخیص داده شد؛ اما نه به بل، بلکه به استادش آنتونی هیویش.
با این وجود، اهمیت نقش بل در مقام کاشف «تصادفی»ِ تپ‌اخترها هنگامی هویدا می‌شود که بدانیم افراد دیگری هم (حتی اخترشناسانی) پیش از او به چنین سیگنال‌هایی (که از قرار معلوم، حقیقتاً از یک تپ‌اختر ساطع می‌شده‌اند)، پی برده بودند؛ اما چندان جدیتی در پیگیری این یافته به خرج ندادند. نمونه بارز این موارد، پیگیری‌های سیو سیمکین (Sue Simkin)، اخترشناس آمریکایی، در دسامبر ۱۹۶۵ (دو سال پیش از کشف بل) بود که نسبت به ویژگی‌های نوریِ نامتعارف جرمی که از قرار معلوم یک تپ‌اختر بود، تردید کرد؛ و به کمک لو وولتژر (Lo Woltjer)، رئیس اسبق دانشکده اخترشناسی دانشگاه کلمبیا، طیف فرابنفش این ستاره را به کمک طیف‌نگار کارنگی، مستفر بر تلسکوپ ۸۴ اینچی رصدخانه کیت‌پیک آریزونا به دست آوردند؛ طیفی غیرمنتظره که با وجود اشراف هردوی این اخترشناسان بر نامتعارف بودن آن، چندان توجه‌شان را به پیگیری این موضوع جلب نکرد.
۲.۲ ورا روبین: آشکارساز ماده تاریک
بالغ بر پانزده سال پس از آنکه سیمکین و وولتژر در کشف قریب‌الوقوع اولین تپ‌اختر مسامحه کردند، همان طیف‌نگار کارنگی، و همان تلسکوپ ۸۴ اینچی رصدخانه کیت‌پیک، وسیله‌ای برای اثبات وجود یکی از عجیب‌ترین واقعیت‌های مربوط به گیتی شد – این‌بار به دست یک زن. این طیف‌نگار را کنت فورد (Kent Ford)، اخترشناس مؤسسه کارنگی واشنگتن طراحی کرده بود و دقیق‌ترین طیف‌نگار اخترشناختی زمان خود به شمار می‌رفت. با انتصاب ورا روبین (که به تازگی درجه دکتری اخترشناسی خود را از دانشگاه جورج‌تاون اخذ کرده بود) در کسوت استاد پاره‌وقت اخترشناسی در مؤسسه کارنگی و بدین‌وسیله آشنایی او با طیف‌نگار فورد، روبین ترغیب شد تا به اتفاق او، پژوهشی ارزنده را به کمک این طیف‌نگار صورت بدهند.
ورا روبین در کنار طیف نگار کارنگی، متصل به تلسکوپ ۸۴ اینچی رصدخانه کیت‌پیک آریزونا / منبع: سازمان ملی مطالعات جوی و اقیانوسی
روبین و فورد در ابتدا مصمم شدند تا پژوهش‌های خود را بر کوازارها معطوف بکنند؛ اجرامی که در آن مقطع عملاً به موضوعی ملتهب و دستمایه رقابت‌های پژوهشی ِ قابل توجه بدل شده بودند. راز ماهیت کوازارها از زمان تحقیقات هیویش و بل همچنان بی‌پاسخ مانده بود، و اخترشناسان متعددی هم در صف استفاده از تلسکوپ‌های غول‌آسا برای پیشبرد تحقیقات خود در این زمینه به سر می‌بردند.
با گذشت یکی دو سال، روبین از تصمیم بررسی کوازارها منصرف شد. او در مصاحبه‌ای می‌گوید: “تصمیم گرفتم که دست روی مسأله‌ای بگذارم که بتوانم درباره‌اش رصدی صورت بدهم و قدم پیش بگذارم؛ امید داشتم مسأله‌ای باشد که ایجاد علاقه کند، اما نه چندان علاقه‌ای که قبل از آنکه من انجامش بدهم، کسی مزاحم‌ام بشود.”
روبین و فورد تحقیقات خود را در عوض بر روی کهکشان آندرومدا متمرکز کردند، و کوشیدند تا با بررسی میزان قرمزشدگی و آبی‌شدگی مناطق مختلف قرص کهکشان، سرعت چرخش آن نواحی به دور هسته کهکشان را محاسبه کنند. این موضوع عمدتاً به علاقه دوران دانشجویی روبین به دینامیک حرکت ستارگان برمی‌گشت؛ اما حال، با در اختیار داشتن طیف‌نگار کارنگی، می‌شد این علاقه را به پژوهشی بی‌سابقه مبدل ساخت.
روبین طبیعتاً انتظار داشت که الگوی سرعت چرخشی ستارگان در پهنه کهکشان آندرومدا، چیزی شبیه به الگوی چرخش سیارات در منظومه شمسی باشد: هرچه سیاره‌ای از خورشید دورتر باشد، سرعت چرخش آن به گرد خورشید هم کمتر است. مثلاً ۸۸ روز طول می‌کشد تا عطارد یک بار به دور خورشید بچرخد، اما برای پلوتو، ۲۴۸ سال. این موضوع به خوبی در چارچوب فیزیک نیوتونی درک شده است. اما الگویی که روبین در سرعت حرکت نواحی مختلف کهکشان آندرومدا نسبت به مرکز کهکشان مشاهده کرد، هیچ شباهتی به توصیفات فیزیک نیوتونی نداشت. با دورتر شدن از هسته (که بخش اعظم جرم کهکشان در آن تجمع کرده است)، سرعت چرخش ستارگان تغییر چندانی نمی‌کرد. به عبارت دیگر، سرعت چرخش ستارگانی که بر لبه کهکشان به گرد هسته می‌چرخیدند، با سرعت چرخش ستارگان نزدیک به هسته به گرد آن، چندان تفاوتی نداشت.
در طول سال‌ها، روبین و فورد کوشیدند تا نتایج این مشاهداتِ نامتعارف را در سایر رصدخانه‌ها هم تکرار کنند. لذا طیف‌نگار خود را از تلسکوپی به تلسکوپ دیگر منتقل می‌کردند، و نتایج هیچ تفاوتی نمی‌کرد. این موضوع به کهکشان آندرومدا هم محدود نماند. باقی کهکشان‌ها نیز، حتی تا ۶۰ مورد، همین الگوی ثابت را نشان می‌دادند.
نمودار سرعت نسبی چرخش نقاط مختلف از قرص‌های ۲۱ کهکشان، به ازای فاصله‌شان از مرکز. پیداست که سرعت چرخش کهکشان در فواصل دورتر از هسته، برخلاف تصور معمول، نه فقط کاهش نمی‌یابد، برای بعضاً حتی اندکی افزایش هم پیدا می‌کند.
ماه‌ها طول کشید تا روبین به تصویر روشنی از دلیل این رفتار نامتعارف برسد. در سال ۱۹۳۳، تسوئیکی طی مقاله‌ای کوشیده بود تا به رفتار دینامیکی کهکشان‌های پراکنده در یک خوشه کهکشانی (موسوم به خوشه کهکشانی گیسو) پی ببرد. محاسبات او حکایت از آن داشت که مجموع جرم لازم برای حفظ ثبات گرانشی خوشه، چیزی در حدود ۴۰۰ برابر جرمی است که از طریق رصد محتوای مرئی آن استنباط می‌شود. او این جرم گمشده را “dunkle Materie”، یا “ماده تاریک” نامید.
روبین متوجه شد که چنانچه هیچ جرم علی‌حده‌ای، ساختار کلی ِ کهکشان‌هایی که مشاهده کرده را پشتیبانی نکند، سرعت چرخش ستارگانِ حاشیه کهکشان در نسبت با انتظارها چنان بالاست که کهکشان تاکنون می‌بایست عملاً از هم پاشیده شده باشد. لذا با فرض وجود هاله‌ای از ماده تاریک در اطراف هر کهکشان (که طبق برآورد روبین می‌بایست حدود نصف مجموع جرم کهکشان را دارا باشد)، می‌توان ثبات ستارگان کهکشان را تبیین کرد. امروزه می‌دانیم که سهم این هاله تاریک از مجموع جرم کهکشان‌ها، در برخی موارد حتی از برآورد اولیه روبین هم بیشتر می‌شود و به چیزی در حدود ۹۰ درصد می‌رسد. با این وجود، سهم هاله تاریک بعضی از کهکشان‌ها هم کمتر است، و مثلاً در خصوص راه شیری به ۱۰ درصد می‌رسد.
تاکنون توجیهات مختلفی برای ماهیت ماده تاریک عرضه شده است. عده‌ای آن را نه یک «ماده»، بلکه نقصی در شناخت ما از عملکرد نیروی جاذبه در مقیاس‌های بزرگ می‌دانند و لذا مدل‌های مختلفی را تحت عنوان «دینامیک تغییریافته نیوتونی» (اختصاراً MOND) عرضه کرده‌اند.
اما در عین حال، شواهد محکم دیگری هم آشکارا نشان از ماهیت «مادی» این مؤلفه مرموز دارد. بارزترین ِ این شواهد، رصدهایی است که از خوشه کهکشانی «بولت» صورت گرفته است؛ خوشه‌ای که در آن گویا محتوای مرئی و تاریک خوشه، کاملاً از هم جدا شده‌اند. این خوشه، محصول ادغام دو خوشه کهکشانی است که سابقاً از میان یکدیگر گذشته بوده‌اند. با مشاهده خوشه بولت در پرتوهای ایکس، و همچنین محاسبه نحوه توزیع جرم‌شان متوجه خواهیم شد که گویی به مجرد عبور این دو خوشه از میان یکدیگر، گاز داغ مابین کهکشان‌ها بر اثر اصطکاک با یکدیگر، از جرم اصلی خوشه‌ها «جا مانده» است. در واقع هاله‌های ماده تاریکِ دو خوشه، بدون از سر گذراندن هیچ اصطکاکی، همچون دو شبح از میان یکدیگر گذشته‌اند.
خوشه کهکشانی بولت. در این تصویر، محمل تجمع جرم به رنگ آبی، و محل تجمع گاز داغ میان‌کهکشانی به رنگ قرمز مشخص شده است. چنین به نظر می‌رسد که نواحی آبی (یعنی جرم عمده دو خوشه)، بدون تجربه اصطکاک، از میان نواحی قرمز گذشته‌اند و هم‌اینک از هم دور می‌شوند.
این تمام اطلاعاتی است که تاکنون از ماده تاریک در اختیار داریم: ماده‌ای که فقط از طریق نیروی جاذبه خود با ماده مرئی واکنش می‌دهد (آن‌هم در مقیاس‌های فراکهکشانی)، و در عین حال، افزون بر ۸۰ درصد از محتوای مادی جهان هستی را به خود اختصاص داده است. امروزه لحاظ نکردن ماده مرئی در شبیه‌سازی‌های جهان بزرگ‌مقیاس، به نتایجی بی‌شباهت به جهان فعلی ما می‌انجامد. این ماده، در لحظه‌لحظه پیدایش و تکوین گیتی نقشی بسزا داشته است و بدون کسب شناختی بهتر از آن، ادعای «شناخت کیهان»، فوق‌العاده نارسا خواهد بود.
روبین از واپسین نسل زنان پیشگامی بود که با اراده‌ای روشن عزم ورود به جهان اخترشناسی کردند. به مجرد پایان تحصیلات دوران کارشناسی او در این رشته (در سال ۱۹۴۸)، تلاش‌اش برای اخذ مدارج عالی‌تر ِ اخترشناسی در دانشگاه پرینستون بی‌نتیجه ماند؛ چراکه این دانشگاه تا سال ۱۹۷۵ از پذیرش دانشجویان زن در این رشته امتناع می‌کرد. و به همین واسطه هم بود که او تحصیلات دکتری خود را در رشته فیزیک، و در دانشگاه جورج‌تاون به ثمر رساند. در همان مقطع، در ایرلند شمالی، تصمیم جوسلین بل به ورود به رشته نوظهور اخترشناسی رادیویی در واقع از این بابت رقم خورده بود که تنها رشته‌ای به جز خورشیدشناسی بود که رصدهای آن محدود به اوقات شب نمی‌شد (یعنی موقعی که “دختر نباید بیرون از خانه به سر ببرد”). اکثر اخترشناسان زن هم‌وطن بل، در آن مقطع جذب رشته خورشیدشناسی می‌شدند.
این محدودیت‌های آزاردهنده (که در عین حال، این زنان توانستند تا از مس ِ ناگزیری‌‌شان طلای دستاوردهایی بی‌سابقه را حاصل بکنند)، به دنیای آکادمیک هم محدود نبود. اجتماع پیرامون نیز آمادگی مواجهه با یک اخترشناس زن، یا حتی یک «کاشف» زن را نداشت؛ کمااینکه بل، پس از اعلان عمومی خبر کشف‌اش به خاطر می‌آورد که: “… سؤالات خبرنگاران، چیزهای واقعاً مرتبطی بود از این قبیل که مثلاً قد من از پرنسس مارگارت بیشتر است یا نه؟ … پشت دوربین هم به من می‌گفتند: «بخند عزیزم؛ تو یک کشف انجام دادی!» – واقعاً که ارشمیدش چه فرصت‌هایی را مُفت از دست داده بود!”
فیزیکدانان بسیاری اذعان داشته و دارند که دستاوردهای دست‌کم لیویت، بل، و روبین، شایستگی اعطای یک جایزه نوبل را داشته‌اند؛ جایزه‌ای که مسلماً در ارزش مادی یا حتی آکادمیک آن معنا نمی‌شود، بلکه به نوعی اذعان جامعه علمی به اهمیت دستاوردهایی است که بشریت در آن سهیم هستند. و نوبل فیزیک، با مجموع دو برنده‌ی زن در طول تاریخ ۱۱۶ساله اعطای این جایزه، همچنان مردسالانه‌ترین رشته از خلال شاخه‌های نامبرده در وصیت‌نامه آلفرد نوبل است. اما همین کوه یخ ِ کوچک، ریشه‌‌ای عمیق از دهه‌ها تلاش زنانی دارد که انتخاب راه علم صرفاً پاسخی به امکان‌های «شغلی»شان نبود، بلکه مسیری بود برای احقاق حقوق بدیهی‌‌شان در مقام یک «انسان کنجکاو» (همچون هر دانشمند دیگری). با وجود تمام پیشرفت‌های حاصله در این مسیر، تا تحقق شرایط مطلوب، همچنان فاصله است؛ کمااینکه روبین در مصاحبه‌ای گفته بود:
“… دختر من یک اخترشناس است. دکترایش را در رشته فیزیک پرتوهای کیهانی گرفته، و یک بار برای نشستی به ژاپن رفته بود؛ وقتی برگشت، گفت که تنها زن آن نشست بوده. واقعاً تا مدت‌ها نمی‌توانستم این ماجرا را بدون اشک ریختن به کسی بگویم، چراکه واضح است که در طول یک نسل، یعنی بین نسل من و نسل او، هیچ تغییری رخ نداده است. بعضی چیزها بهتر شده، اما نه چیزهایی که کفایت بکنند.”