کهکشانی متعارف در محلی شاید نامتعارف

اخترشناسان دانشگاه ویسکانسین-مَدیسون در جریان نشست اخیر انجمن اخترشناسی آمریکا، از شواهد محاسباتی تازه‌ای خبر داده‌اند که نشان می‌دهد کهکشان ما (راه شیری) به ناحیه‌ای نسبتا خلوت از ساختار بزرگ‌مقیاس عالم تعلق دارد؛ نواحی‌ای موسوم به فضای تهی (void) که در این مورد، ابعاد آن بسیار فراتر از برآوردهای پیشین اعلام شده است: فضایی تهی به شعاع تقریبا یک ‌میلیارد سال نوری.
فضای خارج از زمین را می‌توان سلسله‌مراتبی از فضاهای تهی دانست: از خلأ محیط فضا (که در خارج از محدوده جو زمین آغاز می‌شود) گرفته تا فضای میان‌سیاره‌ای (که میزبان میکروشهاب‌سنگ‌ها و بقایای گیسوی دنباله‌دارها است)، فضای میان‌ستاره‌ای (که مملو از گاز رقیق هیدروژن و غبار میان‌ستاره‌ای است) و همچنین فضای بین‌کهکشانی (که عمدتا از گاز داغ هیدروژن پر شده است). اما در مرتبه‌ای همچنان بزرگ‌تر، آنچه در مطالعات مربوط به جهان بزرگ‌مقیاس، «فضای تهی» خوانده می‌شود، مفهومی نسبی است که بر آمار کم تجمع کهکشان‌ها ذیل ساختار کلی عالم دلالت دارد.
شبیه‌سازی‌های ابررایانه‌ای از شیوه تحول عالم، حکایت از آن دارند که امروزه طریقه توزیع ماده باریونی (یا همان ماده معمولی) در تصویر کلی عالم، بر دو الگوی بزرگ‌مقیاس مبتنی است: «رشته‌کهکشان‌ها» (galaxy filaments) و «فضاهای تهی». این دو الگو را به ساده‌ترین صورت می‌توان در ساختمان متخلخل پنیر سوئیسی مجسم کرد: رشته‌کهکشان‌ها تجمعاتی نسبتا باریک و طویل از خوشه‌های کهکشانی به طول تقریبا ۱۶۰ تا ۲۶۰‌ میلیون سال نوری‌اند که با فضاهایی نسبتا عاری از کهکشان به هم پیوند خورده‌اند.
رشته‌کهکشان‌ها و فضاهای تهی بسیار بزرگ‌تر از آن‌ هستند که بتوان مستقیما از طریق رصدهای تلسکوپی به وجودشان پی برد، اما با شبیه‌سازی‌های بزرگ‌مقیاس مبتنی بر نقشه‌برداری‌های کهکشانی، می‌توان به شواهدی دال بر وجودشان دست پیدا کرد. حال، اخترشناسان دانشگاه ویسکانسین-مدیسون از طریق شواهدی غیرمستقیم احتمال می‌دهند که کهکشان راه شیری و خوشه کهکشانی میزبان آن (موسوم به «خوشه محلی»)، نه در راستای یک رشته‌کهکشان، بلکه در یک فضای تهی فوق‌العاده گسترده واقع شده‌اند. به عبارت دقیق‌تر، تنها با فرض بر اینکه راه شیری در ناحیه‌ای چنین تهی از عالم واقع شده، می‌توان به پاسخی قانع‌کننده برای یک معمای کیهان‌شناختی رسید.
این معما به عددی مربوط می‌شود که بر آهنگ کنونی انبساط جهان دلالت دارد؛ عددی موسوم به «ثابت هابل» (Hubble Constant). این عدد حکایت از آن دارد که اگر فاصله یک کهکشان نسبت به ما، x برابر کهکشان دیگر شود، چقدر بر سرعت دورترشدنش نسبت به ما افزوده می‌شود. امروزه می‌دانیم که آهنگ انبساط جهان در گذشته نسبت به امروز کمتر بوده است و عامل چنین رشدی را نیز به مفهومی مرموز به نام «انرژی تاریک» نسبت می‌دهیم. اما میزان دقیق آهنگ انبساط جهان (یعنی مقدار دقیق ثابت هابل) نیز عاری از ابهامات خاص خود نیست. این عدد را به روش‌های مختلفی می‌توان محاسبه کرد که درعین‌حال نتایجی ناسازگار به دست می‌دهند.
یک راه برای محاسبه میزان ثابت هابل این است که ابتدا فاصله کهکشان‌های دوردست را به طریقی غیر از توسل به معادله هابل (که فاصله کهکشان را به صورت تابعی از سرعت دورترشدن آن از ما تعریف می‌کند)، به دست آوریم و آن را با مقادیر به‌دست‌آمده از طریق این معادله مقایسه کنیم. دقیق‌ترین شیوه برای چنین فاصله‌سنجی مستقلی، تکیه بر رصد نوع خاصی از انفجارهای ستاره‌ای در کهکشان‌‌های دوردست است.
این نوع انفجارها (موسوم به «ابرنواخترهای نوع Ia» همه دارای شدتی مشخص در درخشندگی‌ هستند و بنابراین هرچه درخشندگی رصدشده کمتر از این مقدار مشخص باشد، معلوم می‌شود که کهکشان میزبان آن انفجار، از ما دورتر است. اخترشناسان با مقایسه درخشندگی ظاهری این انفجارها با مقادیر اسمی‌شان، قادر به تعیین فاصله نسبتا دقیق آن کهکشان‌ها از ما، بدون توسل به معادله هابل هستند.
طریقه دیگر تعیین ثابت هابل، بررسی تابش گرمایی بازمانده از مهبانگ است. این تابش گرمایی که سرتاسر آسمان را به‌طور همگن فراگرفته، «تابش میکروموجی پس‌زمینه کیهان» (CMB) نام دارد. با وجود یک‌نواختی قابل توجه این تابش در سرتاسر آسمان، با رصدهای دقیق می‌توان به اختلافاتی فوق‌العاده ناچیز در دمای برخی نواحی این تابش با سایر نواحی آن پی برد. این اختلاف دماها (که به «ناهمسان‌گردی‌های تابش CMB» مشهورند)، بذر همان وضعیتی هستند که در نهایت به تجمع ماده در ساختارهای فعلی جهان بزرگ‌مقیاس منتهی شد.
شیوه توزیع این اختلافات دمایی و ابعاد نسبی ناهمگنی‌های حاصله، تابع برخی پارامترهای مهم کیهان‌شناختی ازجمله نسبت فراوانی ماده باریونی به ماده تاریک و همچنین ثابت هابل است. ازاین‌رو با نقشه‌برداری از ناهمسان‌گردی‌های تابش CMB به الگویی خواهیم رسید که نقش «پاسخ» معادلات کیهان‌شناختی را دارد و در این‌صورت می‌توان با آزمون و خطا و شبیه‌سازی‌های متعدد، نزدیک‌ترین پاسخ‌ها به مقادیر تشکیل‌دهنده آن معادلات (ازجمله ثابت هابل) را به دست آورد. اما در شرایطی که این دو روش هر دو از یک فیزیک ریشه می‌گیرند و بر یک جهان دلالت دارند، به پاسخ‌هایی متفاوت برای مقدار ثابت هابل می‌انجامند.
با این‌حال‌، چنانچه فرض بگیریم که کهکشان ما در یک فضای تهی و نسبتا نامتعارف از ساختار بزرگ‌مقیاس عالم واقع شده، می‌توان میزان ناهماهنگی بین مقادیر به‌دست‌آمده از ثابت هابل را به صورت تابعی از ابعاد این فضای تهی تعریف کرد. محاسبات اخیر اخترشناسان دانشگاه ویسکانسین-مدیسون نیز نشان می‌دهد که ابعاد چنین فضایی می‌تواند تا هفت برابر میزان متوسط یک فضای تهی در عالم باشد.
اما چگونه فرض قرارگیری ما در یک فضای تهی می‌تواند پاسخی به معمای ناهماهنگی مقادیر به‌دست‌آمده از ثابت هابل باشد؟ در روش اولِ تعیین ثابت هابل که بر رصد انفجارهای ستاره‌ای مبتنی است، ملاک ما وضعیت کهکشان‌هایی است که گرچه در فاصله‌ای فوق‌العاده دوردست قرار دارند، اما در نسبت با ملاک روش دوم تعیین ثابت هابل (یعنی تابش گرمایی بازمانده از مهبانگ)، بسیار نزدیک و «معاصر»ند. به همین دلیل نمی‌توان تأثیری را که سایر عوامل «معاصر»، در کنار انبساط جهان، بر سرعت دورشدن این کهکشان‌ها از ما دارند، نادیده گرفت. ازجمله این عوامل، نیروهای گرانشی وارده از جانب دیگر کهکشان‌ها بر آنهاست و چنانچه فرض کنیم که راه شیری در یک فضای تهی واقع شده، در این صورت این نیروها جملگی برون‌گرا خواهند بود.
به عبارت دقیق‌تر، چنانچه ما در یک فضای تهی واقع شده باشیم و کهکشان‌های هدف نیز بر مرز آن مستقر باشند، آنگاه تجمعات عظیمی از ماده همچون کمربندی آن کهکشان‌های هدف را احاطه کرده‌اند و آنها را به سمت خود می‌رانند. دراین‌صورت، بخش قابل توجهی از سرعت شتاب‌گیرنده این کهکشان‌ها نه به شتاب انبساط جهان، بلکه به كشش گرانشی آن تجمعات پیرامونی بازمی‌گردد. در این صورت، مقدار تعیین‌شده ثابت هابل از طریق محاسبات مربوط به ابرنواخترهای نوع Ia، بیشتر از مقدار تعیین‌شده از طریق ناهمسان‌گردی‌های تابش CMB خواهد بود. هرچند هنوز هیچ‌گونه شاهد تجربی مستقیمی برای احتمال اقامت ما در یک فضای تهی نامتعارف در دسترس نیست، اما شواهد موجود هم تاکنون مغایرتی را با آن نشان نداده‌اند.