· جابجايي دوپلري كهكشانها
بشر قرنها اين تصور را داشت كه جهان ايستاست و هيچ حركتي در آن وجود ندارد. در نخستين مدلهاي تبيين جهان صرفاً حركت سيارات مورد نظر قرار مي گرفت و همه ستارگان ثابت فرض مي شدند. با پيشرفت اخترشناسي، حركت ستارگان كشف شد ولي باز هيچ حركتي براي كل جهان منظور نمي شد. تا اينكه كشف حركت و اندازه گيري سرعت كهكشانها در سال 1920 انقلابي در اخترشناسي برپا كرد و اين نكتة مهم آشكار شد كه جهان قابل مشاهده، حركتي به شكل انبساط سريع به طرف فضاهاي دور دست دارد.
جابه جايي خطوط كيفي كهكشانها نشان مي دهد كه آنها با سرعت بسيار زياد نسبت به يكديگر در حركتند.به ياري اثر دوپلر، فقط سرعت آن مؤلفه، از حركت اندازه گيري مي شود كه در خط ديد، يعني در جهت و راستاي رصد ما قرار دارد. در مورد ستارگان، مخصوصاً آنهايي كه به خورشيد نزديك ترند، علاوه بر اندازه گيري سرعت در خط ديد، سرعت در راستاي عمود بر آن را نيز مي توان اندازه گرفت.
هرچه جابجايي دوپلري كهكشانهاي دورتر و دورتر را مورد بررسي قرار مي دهيم، مي بينيم كه خطوط طيفي آنها بيشتر به بخش قرمز طيف نزديك مي شوند. اين پديده، انتقال به سرخ كهكشانها نام دارد و از آنجا كه بخش قرمز طيف طول، موج بلندتري دارد، حاكي است كه كهكشانها از ما دور مي شوند. در فاصله هايي دورتر از 10ميليون پارسك، تمام كهكشانها در حال دور شدن هستند و از آن به بعد، هر چه فاصله بيشتر مي شود، سرعت گريز كهكشانها نيز زيادتر مي گردد.
· قانون هابل
در فواصل نزديكتر، يعني در محدوده اي كه براي تعيين فاصله از نورانترين ستارگان و ستارگان متغير استفاده مي شود، سرعت گريز كهكشانها حدود چند كيلومتر در ثانيه است. در خوشه هاي دور دست كهكشانها كه نورانترين كهكشان خوشه به عنوان ملاك فاصله استفاده مي شود، سرعت گريز بسيار بيشتر است و به حدود 100000 كيلومتر در ثانيه مي رسد. سرعت گريز دورترين اجرامي كه مي توان در حال حاضر رصد كرد، اندكي كمتر از سرعت نور است. اين رابطة سرعت - فاصله، قانون هابل نام دارد و با فرمول بسيار ساده اي بيان مي شود: سرعت مساوي است با حاصلضرب فاصله در يك مقدار ثابت(H). كشف اين رابطه و تعيين مقدار توسط اخترشناس آمريكايي به نام ادوين هابل انجام گرفت و از اين رو H را ثابت هابل مي نامند.
با تعيين مقدارH، رابطه هابل به صورت فرمولي دقيق، سرعت يا فاصلة كهكشانها را مشخص مي كند. مي توانيم قانون هابل را در مورد هر كهكشان ديگر نيز به كار بريم. براي مثال، خوشة كهكشانهاي بسيار دوردستي را در نظر بگيريد كه به دست آوردن طيف اعضاي آن براي بزرگترين تلسكوپهاي جهان نيز كاري مشكل باشد. در اين صورت، حتي اگر نتوانيم فاصلة خوشه را اندازه گيري كنيم، قادر به استفاده از قانون هابل خواهيم بود. زيرا با محاسبة مقدار جا به جايي دوپلري مي بينيم كه انتقال به سرخ حدود 1000 آنگستروم، يعني معادل سرعتي در حدود 60000 كيلومتر در ثانيه است. با جايگذاري مقدار و سرعت در رابطة هابل، فاصلة خوشة فوق تقريباً يك ميليارد پارسك به دست مي آيد.
نمي توان در مورد سرعتهاي بسيار زياد از آن استفاده كرد. زيرا عوامل زيادي از جمله هندسة جهان نيز وارد محاسبات مي شوند و فرمول را بغرنج تر مي كند.
براي كاوش انبساط عمومي جهان، در اندازه گيري سرعت كهكشانها حدهاي مشخصي از نظر رصد فضاهاي دور دست وجود دارد. خوشة آبمار كه در فاصلة يك ميليارد پارسك قرار دارد، يكي از دورترين خوشه هايي كه انتقال به سرخ آن را مي توان اندازه گرفت. دورترين كهكشانهاي معمولي كه طيفشان به دست آمده است در اين خوشه ها جاي دارند. حتي در بهترين نقاطي كه رصد خانه ها را بنا مي كنند، آسمان شب درخشندگي معيني دارد. در عكسبرداري توسط بزرگترين تلسكوپهاي فعلي، فيلم بعد از 5 تا 10 ساعت به علت درخشندگي آسمان شب تيره مي شود و اين در حالي است كه تنها از اجرام حدود يك پارسك عكسبرداري شده است. بديهي است كه حل اين مشكل، رسيدن به وراي جو زمين است. زيرا درخشندگي آسمان شب، بر اثر پاره اي عوامل مشخص در جو پديد مي آيد. راه انجام اين كار، قرار دادن تلسكوپ در فضاست كه مي بايد بسيار بزرگ و با آيينه اي به قطر حدود 100 اينچ باشد.
درصد كمي از كهكشانها با انفجارهاي بسيار شديد رو به رو هستند. اين روند با پيدايش ابرهاي گازي بي اندازه داغ همراه است و در نتيجه، خطوط نشري بسيار روشن در طيف چنين كهكشانهايي ديده مي شود. آشكارسازي و اندازه گيري خطوط نشري، آسانتر از خطوط جذبي صورت مي گيرد. مشاهده طيف اين كهكشانها، فواصل اندازه گيري شده را تا دو برابر افزايش داده است
با اينكه اين فواصل و سرعتها بي اندازه هستند، ولي بر مبناي آنها نمي توان به طور مطمئن از ماهيت هندسة جهان سخن گفت.
گرچه به اعتقاد بيشتر اخترشناسان، كوازارها از رابطة هابلي بين سرعت و فاصله پيروي مي كنند ولي نظريه اي ديگر آنها را اجرامي بسيار نزديك و انتقال به سرخ شان را ناشي از برخي پديده هاي ناشناخته مي داند. در حال حاضر با وجود تناقض بين شواهد، اين نظريه مورد قبول است كه كوازارها در فاصله هاي بسيار دوردست قرار دارند و سرعت گريزشان بسيار زياد است. تا كنون بيشترين سرعت اندازه گيري شده در فضا متعلق به كوازارهاست و به حدود 90% تا 95% سرعت نور مي رسد.
اجرام شبه ستاره اي احتمالا دورترين اجرامي هستند كه مي توانيم در جهان ببينيم. مطالعات نشان مي دهند كه سريعترين كوازارها در عين حال كم نورترين(يعني دورترين) آنها هستند و اين واقعيت مهم حاكي از انبساط كلي جهان قابل مشاهده است.
· ماهيت انبساط
هنوز معلوم نيست كه آيا انبساط داراي مركزمشخصي هست يا نه. اگر مركزي هم وجود داشته باشد، شايد قادر به يافتن آن نباشيم. براي مثال سه كهكشان با مختصات زير در نظر بگيريد: اولي كهكشان خودمان، دومي در شمال ما مثلاً در فاصله يك ميليون پارسكي و سومي با همين فاصله در جنوب ما. حال كهكشان خود را به عنوان نقطة مركز انتخاب فرض مي كنيم كه دو كهكشان ديگر، زماني در مجاورت ما بوده اند و بعد با سرعت مشخصي دور شده اند. در اين صورت، فاصله و سرعت آنها در هرزمان نسبت به ما يكسان ديده مي شود. ولي اگر كهكشان جنوبي را به عنوان مركز انتخاب كنيم، باز شاهد دور شدن دو كهكشان ديگر مي شويم، با اين تفاوت كه سرعت كهكشان شمالي دو برابر سرعت كهكشان ما خواهد بود.
به اين ترتيب، اخترشناسان نه تنها در مورد وجود مركزي براي جهان فعلي مطمئن نيستند بلكه به وجود آن در حالتهاي پيشين نيز اطمينان كامل ندارند، اگر جهان را بسته بدانيم و به انحناي مثبت فضا و در نتيجه به محدود بودن حجم آن اعتقاد داشته باشيم مي توانيم وجود مركز را نفي كنيم. در اين صورت، قطعاً كلمه مركز جهان هيچ تعريفي نمي تواند داشته باشد. در سطح زمين نمي توان نقطه اي را به عنوان مركز انتخاب كرد.
در مورد دليل و علت انبساط نيز فعلاً جواب قطعي داده نشده است. شايد هرگز به اين نكته پي نبريم كه در لحظات شروع انبساط چه حوادثي پيش آمده است، زيرا ممكن است تمام سرنخها به واسطة شدت حادثه از بين رفته باشند. چگونگي حالات قبل از انبساط نيز احتمالاً جزو اسرار غيرقابل كشف قرار مي گيرد. از طرف ديگر، نظريه هاي اخترشناختي ديگري، جهان چرخه اي را پيش مي كشند. طبق اين نظريه ها، جهان بين چگالي زياد و چگالي كم نوسان مي كند و انبساط و انقباض به تناوب تكرار مي شوند.
· عمر جهان
محاسبة سن جهان از طريق مطالعة انبساط امكان پذير است، زيرا با در دست داشتن ميزان انبساط مي توان به زماني در تاريخ جهان بازگشت كه تمام كهكشانها در نقطه اي متمركز بوده اند. ما اين زمان را اصطلاحاً آغاز جهان مي ناميم. بنابراين، زمان بين آغاز تا حال عبارتست از سن جهان. ولي براي حل كامل مسئله، نخست بايد از هندسة جهان آگاه شد و بعد معادله هاي لازم را در روابط بين كيهانشناسي و ويژگيهاي جهان به كار برد. از آنجا كه هر مدل كيهان شناختي جواب مخصوص به خود را دارد، مدل اقليدسي جهان كه به فضاي مسطح اعتقاد دارد، ساده ترين مدلهاست. با محاسبة سن بر مبناي آن، به عددي در حدود 11 ميليارد سال مي رسيم.
با وجود اينكه مقدار فوق براي سن جهان معقولانه به نظر مي رسد ولي در محاسبة سن پيرترين ستارگان كهكشان راه شيري به مقادير بين 12 تا 15 ميليارد سال مي رسيم. براي رفع اين تناقض، چند احتمال مي توان بيان كرد: نخست اينكه هندسة جهان را غير اقليدسي بدانيم. محاسبة سن جهان بر مبناي هندسه هاي غير اقليدسي، رسيدن به مقادير بيشتر از 15 ميليارد سال را ممكن مي سازد. دوم اينكه فرض كنيم كه محاسبة سن ستارگان پير كهكشان خودمان همراه با اشتباه بوده و سن واقعي آنها كمتراز مقدير بدست آمده است. سومين فرض اين است كه منشاء جهان از يك نقطه نيست و شكل عمومي آن از يك نوسان پيروي مي كند. يعني جهان متناوباً در حال انبساط و انقباض است و زندگي امروزي ما تصادفاً در مرحلة انبساط آن قرار گرفته است. در اين صورت، طي انقباض و انبساط ( كه فرض شود حجم جهان در حال انقباض، زياد كوچكتر از حجم جهان فعلي نيست ) ستارگاني مي توان يافت كه سنشان خيلي بيشتر از عمر يك انقباض يا انبساط باشد. راه حل چهارم اين است كه جهان تاريخ نامحدودي دارد و به موازات دور شدن كهكشانها از هم، كهكشانهاي ديگري براي پر كردن فضاي خالي آنها پديد مي آيند. اين فرضيه، به جهان حالت پايدار مشهوراست.