Astronomia

Artean zientzia modernoaren metodologiarekin lantzen ez bazen ere, astronomiaren hastapenak antzinateko zibilizazio guztien ondare kulturalean azaltzen dira[1]. Begi hutsez ikusten diren zeruko astro nabarmenenen higidura eta aldaketen ageritasunak gizakia bultzatu zuten fenomeno horien erregistroa eta azterketa egitera. Eklipseak, segur aski, eragin handiko fenomenoak ziren ikusgarritasunagatik, eta baita noizbehinka agertzen ziren kometa eta supernobak ere. Izar finkoak ziren beste astroen higidura aztertzeko erreferentzia egokia.

Britainia Handiko Stonehengeko monumentu megalitikoa (K.a. 2400 eta 2200 artean eraikitzen hasia) lan horren ondorioa da. Adibidez, eraikuntzaren zentroan zegoen behatzaileari, zutarri batek zehazki erakusten zion nondik ateratzen zen Eguzkia udako solstizioan, eta hainbat zulotan sartutako egurrezko zutoinek Ilargiaren higiduraren ibilbideko puntu garrantzitsuenak markatzen zizkioten. Bistakoa da, hortaz, astronomiaren helburu izan ziren lehenengo astroak Eguzkia, Ilargia eta begi hutsez ikusten diren planetak izan zirela, eta lehenengo lanetako bat egutegia antolatzea izan zela. Txinatarrek egina zuten berea K.a. XIV. mendean, eta kolonaurreko zibilizazio batzuek erabiltzen zituztenak oso zehaztasun handikoak ziren.

Gugandik hurbilago, beste batzuen artean, egiptoarrek, babiloniarrek eta greziarrek garatu zuten astronomia. Erromatarren garaian eta Erdi Aroan zehar, arabiarrek eta ekialdeko beste zibilizazio batzuek eraman zuten lekukoa. Errenazimentuarekin batera, garapen gunea berriz ere mendebaldeko Europan kokatu zen, eta astronomia indarrez lantzen hasi zen, kulturaren beste esparru guztiak bezala. Gainera, arrazoi praktikorik ere bazegoen astronomia lantzeko: garai haietan itsasoz bidaia luzeak egiten hasi ziren, eta nabigaziorako ezinbestekoa zitzaien zeruaren ezagupena, bereziki latitudea.

Eredu heliozentrikoa eta geozentrikoa alderatuta.

Haize berriek bultzatuta, batzuek ez zuten dogmatzat hartzen arabiarrek eginiko itzulpenei esker jasotako greziarren jakituria, eta, adibidez, planeten higidurak azaltzeko, N. Kopernikok heliozentrismoa proposatu zuen geozentrismoa baino eredu egokiago gisa.

Garrantzi bereziko beste urrats bat G. Galileik egin zuen 1609an, zeruko objektuak behatzeko teleskopioa erabiltzen hasi zenean. Jupiterren lau satelite handienak aurkitu zituen, Artizarraren faseak, Ilargiko kraterrak eta baita Eguzki-orbanak ere. Horrek agerian utzi zuen Lurraz haragoko astro eta zeruen perfektutasuna aldarrikatzen zuen ustearen ustela; eta, bidenabar, astro aztergaien katalogoa handitzeko bidea ireki zuen. Jakina, gaur egun aztertzen diren objektuen katalogo horrek beha daitekeen edozer hartzen du barne: Eguzki-sistemako gorputzak (Eguzkia bera, planetak, horien sateliteak, asteroideak, kometak...), izarrak eta haien eboluzioz sortzen diren astroak, neutroi-izarrak eta zulo beltzak tartean, izarrarteko materia, Esne Bidea, beste galaxiak, hondoko mikrouhinen erradiazioa eta unibertsoa bera bere osotasunean.[2]

Teleskopioa erabiltzen hasi zen mende berean, baina bukaera aldera, astronomian berebiziko eragina izango zuen beste ekarpen bat ere izan zen. I. Newtonek Philosophiae naturalis principia mathematica (1687) argitaratu zuen. Bertan, higiduraren dinamikaren legeak eta grabitatearen legea eman zituen ezagutzera. Horrek garabide berria ireki zion astronomiari. Ordura arte eginiko lana esan liteke astroen posizioen neurketa eta higidura ziklikoen azterketara mugatzen zela eta posizio-astronomia deritzon esparruaren barruan mantentzen zela; baina ezagutza guztia oinarri teorikorik gabea zen. Behaketen emaitzak ziren antzinatetik ezagutzen ziren eklipseak aurresateko Sarosen zikloa, planeten higidura azaltzeko II. mendetik XVII.era indarrean egon zen Ptolomeoren epizikloen proposamena zein Keplerren lege heliozentrikoak, baina ez zuten euskarri teorikorik. Aipatutako lanean, zientzialari britainiarrak, bere teoria berriak oinarri hartuta, Keplerren legeak frogatu eta zerutar mekanikaren hastapenak ezarri zituen.

Greenwicheko Behatokia

Aipatutako bi mugarrietan oinarrituz, alegia, teleskopioaren erabileran eta I. Newtonen ekarpen teorikoetan, astronomia zientzia moderno bihurtu zen. Batetik, teleskopio- nahiz behaketa-teknikentzako hobekuntzen garapena etengabea izan zen. O. C. Römerrek lehenengo zirkulu meridianoa eraiki zuen, I. Newtonek berak, J. Gregoryk eta L. Cassegrainek teleskopioen diseinuak hobetu eta berriak sortu zituzten, erreflektoreak hain zuzen ere; eta teleskopioen orientazioa errazten zuten eustoin berriak ere diseinatu ziren. Parisen, 1667an, lehenengo behatoki astronomiko modernoa eraiki zen, eta, ondoren, Greenwichekoa, 1675ean, eta Berlingoa, 1700ean, etorri ziren. Greenwicheko behatokian, lehenengo izar-katalogo modernoak egiten hasi ziren. Haietako baten egileak, J. Bradleyk, aberrazio astronomikoa ere aurkitu zuen 1726an. F. W. Besselek, beste lan askoren artean, 61 Cygni izarrerainoko distantzia kalkulatu zuen 1838an; horrenbestez, astronomiaren alorrean berebiziko garrantzia duen distantzien neurketaren arazoari lehenengo irtenbidea aurkitu zion, nahiz eta berak lortutako balioa gaur egun ontzat ematen dena baino %40 handiagoa izan.

Bestetik, tresna teoriko berriei esker, 1682an behatu ahal izan zen kometaren orbitaren parametroak eta periodoa kalkulatu zituen E. Halleyk. Aurrez, 1531 eta 1607an ikusitakoa zela frogatu zuen, eta berriz ere 1758an itzuliko zela; lan hori ere lehenengo aldiz egin zen. A. C. Clairautek kalkulu zehatzagoak egin zituen Jupiter eta Saturnok kometaren orbitan zuten eragina ere kontuan hartuz, eta itzulera-data zehaztasun handiz kalkulatu zuen. J. F. W. Herschelek Urano aurkitu zuen 1781ean. Hala ere, planeta horren higidura ez zetorren bat kalkulu teorikoek aurresaten zutenarekin, eta J. C. Adamsek eta U. Leverrierrek, bakoitzak bere bidetik, Uranoren perturbazioek eragiten zuten zortzigarren planeta baten existentzia aurresan zuten, eta baita bere posizioa kalkulatu ere. 1846an, J. G. Gallek Neptuno aurkitu zuen Leverrierrek emandako datuei esker. Antzeko problema bat C. F. Gaussek ebatzi zuen 1801ean, baina askoz ere zailagoa, eskura zeuden datuen urritasunagatik eta astroaren balizko orbitari buruzko beste inolako informaziorik ezagutzen ez zelako. Urte horren hasieran, G. Piazzik Zeres asteroidea aurkitu zuen, baina bakarrik berrogeita bat egunean behatu ahal izan zuen, Eguzkiaren atzealdean ezkutatu aurretik. Denbora horretan, 9° baino ez zen desplazatu zeruan. Erronka, orbita kalkulatzea zen, Eguzkiaren ostetik atera ondoren berriz ere behatu ahal izateko. Piazziren neurketak urte hartako ekainean argitaratu ziren, eta Gaussek urte-bukaerarako kalkulatua zuen orbita.

Gorago esan bezala, eta adibide modura aipatu diren lorpenak eta haiek erdiesteko metodologiak erakusten dutenez, astronomiak bere lekua hartu zuen zientzia moderno gisa, beste jakintza arlo batzuekin batera. Bide batez, XVII. mendera arte bidelagun izana zuen astrologiatik aldendu egin zen betirako, azken diziplina horren oinarri zein metodoek ez dutelako zientziarenekin zerikusirik.

Aurreko atalean deskribatutako astronomia modernoaren lehen loraldiak XIX. mendera arte iraun zuen, eta, batez ere, posizio-astronomia eta zerutar mekanikaren garapena ekarri zuen. XIX. mendearen erdialdetik aurrera, ordea, astronomiaren beste atal berri bat hasi zen garatzen: astrofisika. Kasu honetan ere aurrerapen teknologiko eta teoriko batzuek bultzatu zuten bide berriaren zabaltzea, espektroskopiak eta argazkigintzak, hain zuzen ere. Teknika berri bi horiei esker, astronomoen interesa izarren posizioa eta higidurak eta izarretarainoko distantziak mugatzetik haien konposizio kimiko eta fisikoaren azterketara aldatu zen.

Ortzadarra Eguzkiaren argiaren izaera konposatuaren adibide nabarmena bada ere, fenomeno fisiko horren interpretazio zientifikoa ez zen gauzatu XVII. mendera arte. Berriz ere I. Newton aipatu behar dugu, bere lan eskergaren alorretako batean espektroskopiaren hastapenak landu zituelako. Modernotzat jo daitekeen lehenengo espektroskopioa diseinatu eta egin zuen, 1666an, eta, hala, Eguzkiaren argia koloretako zenbait serietan sakabana zitekeela frogatu zuen. Esperimentuaren ondorioz lortzen den koloretako marrez osatutako irudiarentzat spectrum izena ere hark proposatua zuen.

Aurrerapenak astiro etorri ziren zientziaren atal honetan, baina urrats txikien ondorioz izan bazen ere, XIX. mendearen hasieran nabarmena zen Eguzkiaren igorpenak argi ikusgaiaren alorretik kanpo ere bazuela osagairik. Herschelek 1800ean frogatu zuen infragorriaren aldera luzatzen zela eta J. W. Ritterek, berriz, ultramorearen aldera egiten zuela. Urtebete geroago, W. H. Wollastonek Eguzkiaren argia nahikoa sakabanatzea lortu zuen koloretako marren artean marra ilunak ere behatzeko. Hala ere, ez zituen hartakotzat hartu, eta koloretako marren arteko garrantzirik gabeko bereizletzat jo zituen. J. Fraunhoferrek 1814an bostehun marra ilunetik gora katalogatu zituen Eguzkiaren espektroan, eta, interpretatzen jakin izan ez bazuen ere, espektroaren zati garrantzitsutzat jo zituen.

Interpretazio zuzena 1859an ezarri zuen G. R. Kirchoffek. Batetik, elementu zein konposatu kimiko bakoitzak bere espektro bereizgarria duela proposatu zuen, eta, beraz, iturri ezezagun batetik jasotako argia analizatuz bere osaketa kimikoa ondoriozta daitekeela. Bestetik, tenperatura bera duten gorputzek igorri edo xurgatzen duten potentzia, uhin-luzera bakoitzean, berdina dela argitu zuen. Azken horrek esan nahi du gorputz batek tenperatura jakin batean igortzen dituen espektroko lerroak tenperatura berean dagoenean xurgatu ere egin ditzakeela; hala nola beste argi-iturri batetik datorren erradiazioak gorputza, oro har, gasa, zeharkatzen duenean, azken horrek uhin-luzera egokiko erradiazioa xurga diezaiokeela. Jatorrizko argi-iturriko erradiazioak, zeharkatzen duen gasetik ateratzean, marra beltza izango du gasak energia xurgatu dion uhin-luzerari dagokion espektroaren tokian. Hortaz, Eguzkiaren espektroaren marra ilunen kasuan, zera esan dezakegu: Eguzkia eta behatzailearen artean dauden substantzia kimikoek xurgatutako erradiazioak utzitako hutsuneak dira, kasu honetan, Eguzkiaren eguratsa edo Lurraren eguratsa. Espektroskopiaren hastapen teorikoak diren ezagutza horiek astrofisikaren lehenengo oinarri teorikotzat ere jo daitezke, eta, gaur egun ere, eguzki-sistemaz kanpoko astroen konposizio kimikoa aztertzeko dugun modu bakarra dira. Hala ere, aipatu beharrekoa da espektroen interpretazio zuzenak ezinbestekoa duela XX. mendearen hasierarekin garatzen hasi zen mekanika kuantikoa.

Bestalde, astrofisikaren lehenengo behaketa-saioa Fraunhoferrek berak egin zuela esan genezake; bera izan zen difrakzio-sare bat teleskopio bati erantsi eta izar eta planeten espektroak lortu zituen lehena.

Lehenago esan bezala, argazkigintzak ere berebiziko garrantzia izan zuen astrofisikaren garapenean. Teleskopioei argazki-kamerak erantsi zizkietenetik behaketak ez zituzten eskuz marraztu behar izan; aurrerantzean, bada, artxibo askoz ere osatuago eta zehatzagoak bildu ahal izan ziren. Horrekin batera, beste abantaila interesgarri hauek ekarri zituen:

Helburu jakin batekin eginiko argazkiak une horretan interesik gabekotzat jotzen diren beste astro asko ere jasotzen ditu, gerora aztergai bihur litezkeenak. Adibideak ugariak dira.

Berebiziko garrantzia du aurrez aipatu dugun espektroskopia lantzeko. Espektroen argazkiak atera ahal izateak astroaren espektroaren azterketa irudia teleskopioaren objektiboan dagoen bitartean egin behar izana gainditu zuen.

Argazkigintza nahiko goiz erabiltzen hasi zen astronomian, eta profesionalek behatokietan integratu aurretik ere astronomiazaleek zeru-objektu askoren argazkiak egin zituzten. Izan ere, L. J. M. Daguerrek, argazkigintzaren sortzaileetako batek, F. J. D. Arago astronomoak eskatuta, Ilargiaren lehenengo argazkia egin zuen 1838an. Nonbait, gehiegizko esposizioarekin egin zuen, eta zirriborrotsua atera zen. Ondoren, argazkigintzaren garapenaren lehenengo urteetan astronomiaren alorrean eginiko hainbat lorpen aipatzen dira:

• J. W. Draper astronomiazaleak 1840an lortu zuen Ilargiaren argazki on bat.
• 1842an, N. M. P. Lerebours optikoak Eguzkiaren lehenengo argazkia egin zuen.
• Urte berean, G. A. Majocchik Eguzkiaren lehenengo argazkia egin zuen eguzki-eklipse partzial batean zehar.
• 1843an, J. W. Draperrek, berriz ere, espektro baten lehenengo argazkia egin zuen.
• Argazkia egin zioten lehen izarra Vega (Alpha Lyrae) izan zen, 1850ean. Egileak J. A. Whipple eta W. C. Bond izan ziren.
• 1851ko eguzki-eklipse osoan eginiko argazkiei esker, Eguzkiaren koroa eta tontorrak aurkitu ziren.
• Vegari egin zitzaion izar-espektro bati egin zitzaion lehen argazkia 1872an.
• Nebulosa baten lehenengo argazkia 1880ean egin zuen H. Draperrek, Johnen semeak. Orion nebulosa izan zen hautatutakoa.
• Nebulosaren beraren espektroaren argazkia W. Hugginsek egin zuen bi urte geroago, 1882an.
• Andromeda galaxiaren lehenengo argazkia 1884an lortu zen, eta egilea A. A. Common izan zen.
• Galaxia horren espektroaren argazkia, ordea, ez zen 1899ra arte lortu, C. Scheinerren ahaleginari esker.

Lehenengo izarren espektroak lortu ondoren argiro ikusi zen izarrak Eguzkiaren antzeko astroak zirela, baina baita horien aldaera zabala zela ere. Horren ondorio da A. Secchik 1867an argitaratu zuen izarren lehenengo sailkapen espektrala, hirurehun eta hamasei izar katalogatzen zituena. Zalantzarik gabe lan handia izan zen, kontuan izanez gero artean espektrografia, hau da, argazki bidez espektroen espektrogramak lortzeko teknika, garatzen hasi gabe zegoela. 1872an hasitako garapen horrek erraztu egin zuen azterketa teorikoetarako beharrezkoak ziren izarren espektroen katalogoak egitea. Harvard College Observatoryn, 1886an hasita eginiko lanaren ondorio da Henry Draper Catalog katalogoa. Tarteko beste argitaraldi batzuen ondoren, argitalpen nagusia bederatzi bolumenetan egin zen 1918 eta 1924 bitartean, non 225.300 izarren espektroak sailkatu ziren.

Morgan-Keenanen izar sailkapen sistema.

Hori baino datu gutxiagorekin lan egin zuten, bakoitzak bere bidetik, E. Hertzsprung eta H. N. Russellek egun Hertzsprung-Russell edo H-R diagrama deritzona sortzeko (izar). E. Hertzsprungek 1911n argitaratu zuen diagraman, izarren magnitude absolutua kolore-indizearen funtziopean adierazten zuen. H. N. Russellek horren baliokidea egin zuen 1913an, magnitude absolutua mota espektralaren funtziopean erakutsiz. Diagrama horrek berebiziko garrantzia du izarren eboluzioa aztertzeko, eta beste era batera ere adierazi ohi da: argitasuna (magnitude absolutuarekin erlazionatua) izarraren gainazalaren tenperaturaren funtziopean, azken hori mota espektrala zein B-V kolore-indizearekin lotuta dagoelako. Arrazoia zera da: astronomoek izarren eboluzioa aztertzeko erabiltzen dituzten konputagailu-ereduen emaitzak izarren argitasuna eta gainazalaren tenperatura direla. H-R diagraman, izar batek bere bizitzan zehar egiten duen eboluzioari jarraitu dakioke.

Izarrak hodei molekular handiak uzkurtzearen ondorioz sortzen dira. Uzkurtze-prozesuan hodeia hautsi egiten da, eta zatiek izarrak eratu ditzakete baldin eta haien masa muga batzuen artekoa bada. Masa minimoa 0,08 ME da; goi-muga, berriz, oso arazo eztabaidatua da gaur egun ere, eta 120-300 ME izan liteke. Grabitatearen eraginez protoizarra uzkurtzen doan neurrian, bere nukleoa berotuz doa, eta, tenperatura 107 K-era iristen denean, hidrogenoaren fusioa hasten da, eta izarra H-R diagramako sekuentzia nagusian sartzen da.

Izarraren amaiera, sekuentzia nagusitik atera ondorengo eboluzioa, ezberdina izaten da haren masaren arabera, eta hor dute lekua izar nano zuriek, neutroi-izarrek eta zulo beltzek. Masa txikieneko izarrek, Eguzkiaren masa baino zortzi aldiz txikiagokoek, nano zuri gisa bukatzen dute bidean masaren zati handia galdu ondoren. 40 Eridani B izan zen nano zuri gisa sailkatu zen lehenengo izarra, 1910ean bere espektroa lortu eta gero. 1916an, E. J. Öpikek kalkulatu zuen haren dentsitatea Eguzkiarena halako 25.000 zela gutxi gorabehera. Dentsitatea horren handia izan arren, ez da izarraren erabateko kolapsoa gertatzen; atomoak erabat ionizatzen dira, eta askatzen diren elektroi endekatuen presioak aurre egiten dio grabitatearen indarrari. Hala ere, 1931n argitaratutako lan batean, P. V. S. Chandrasekharrek frogatu zuen nano zuri baten masaren goi-muga 1,4 aldiz Eguzkiarena zela. Izarraren masa sekuentzia nagusian dagoenean Eguzkiarena halako 8 baino handiagoa bada, kolapsoa gertatzean sortuko den hondarrak Chandrasekharren mugatik gorako masa izango du, eta, kasu horretan, elektroi endekatuen presioa ez da nahikoa uzkurdura gerarazteko.

Neutroia 1932an aurkitu zen, eta, hurrengo urtean, F. Zwickyk eta W. H. W. Baadek neutroi-izarren existentzia aurresan zuten. Eratze-prozesua ere proposatu zuten: supernoba-leherketa. 1967an, S. J. Bellek eta A. Hewishek pulsarrak aurkitu zituzten. Urtebete geroago, T. Goldek proposatu zuen pulsarrak biratzen ari ziren neutroi-izarrak zirela, eta, hurrengo urtean, hainbat zientzialarik osatutako taldeak Karramarroaren nebulosako pulsarra aurkitu zuten, supernobak, pulsarrak eta neutroi-izarrak lotuz.

Neutroi-izarren masak ere badu bere muga: Tolman-Oppenheimer-Volkoff muga, gutxi gorabehera Eguzkiaren masaren hirukoitza dena. Kolapsoa gertatu ondorengo masa handiagoa balitz, zulo beltza sortuko litzateke. Objektu teoriko modura zulo beltzek historia luzea dute. Nahiz izen hori 1967an jarri zitzaien, J. Michellek aipatu zituen lehenengo aldiz ihes-abiadura argiarena baino handiagoa duten astroak 1784an. Zulo beltzen teoria modernoak, ordea, ez du zerikusi handirik orduko ideiekin, eta haien garapenaren lehenengo urratsa K. Schwarzschildek egin zuen 1916an. J. R. Oppenheimerrek eta H. Snyderrek deskribatu zuten 1939an zulo beltzen eraketa-mekanismoa. Aurkitu, ordea, ez ziren 1971 arte aurkitu: orduan identifikatu zen Cygnus X-1 astroa zulo beltza izan zezakeen sistema bikoitz gisa.

Jakina, gaur egun ere, oraindik argitzeke daude aipatu ditugun izarren eboluzio-bide guztien xehetasun asko, eta horretan lanean dihardute ikertzaileek.

Eboluzioarena, ordea, ez zen izarren inguruan argitu beharreko arazo bakarra, izarren energia-igorpen itzelaren iturriaren arazoa ere azalpen beharrean zegoen. Aurreko mendearen hasieran konbentzionaltzat jo genitzaken iturriak baztertu egin ziren, hala nola izarraren eraketa-garaian pilatutako energia grabitatorioa. Izan ere, beharrezko energiaren zati minimo bat baino ez zuten justifikatzen. A. Eddington izan zen lehenengoa, 1920an, izarren energia-iturritzat energia nuklearra aldarrikatu zuena. Lan handia egin behar izan zen tartean, baina, 1939an, hidrogenoak helioa sortzeko fusio-erreakzioen kateak deskribatu zituen H. A. Bethek, Energy production in stars lanean[3], protoi-protoi katea delakoa. Bide beretik, G. R. Burbidge, M. Burbidge, F. Hoyle eta W. A. Fowlerrek izarretan helioa baino elementu astunagoak zein prozesuren bidez eratzen diren azaldu zuten 1957an argitaratutako lan oso ezagun batean.

Aipatu berri dugun lan horretan, ordea, ez ziren prozesu horiek izarraren eboluzioarekin lotzen. A. G. W. Cameron izan zen bide hori lehenengo jorratu zuena. Aurrerantzean gaiak, astronomiaren eta beste zientzien arlo gehienak bezala, oso azkar eboluzionatu du, konputagailuen garapenak lagunduta, teoria orokorren xehetasunak gero eta gehiago zehaztuz.

Astrofisikaren inguruko oharrekin bukatzeko, galaxien azterketaren eboluzioaren aria berrartu behar dugu, Hubblek bere legea argitaratu zuenetik aurrera. Hubblek berak egin zuen galaxien lehenengo sailkapena 1936an, eta galaxia kiribil, galaxia kiribil barradunak, galaxia eliptikoak eta galaxia irregularrak bereizi zituen. Gerora, galaxia lentikularrak ere gehitu zizkien kiribil eta eliptikoei, eta beste xehetasun txikiago batzuk. Esne Bidea kiribil barraduna da, SAB(rs)bc motakoa zehazki.

Bestalde, sailkapen morfologikotik kanpo, galaxia aktiboak ere aipatu behar dira. Galaxia aktiboen kasuan behatzen dena horien nukleoa izaten da, ohikoa baino askoz ere argitasun handiagoa izaten dutelako espektro elektromagnetikoaren esparru batzuetan edo denetan. Uste denez, galaxiaren erdigunean dagoen zulo beltzera erortzen ari den materiak igorritakoa da energia-iturria. Abiadura handiz erortzen ari den materiak akrezio-disko bat eratzen du zulo beltzaren inguruan, eta bertan gertatzen diren disipazio-fenomenoek diskoa berotu eta energiaren askapena eragiten dute. Galaxia aktiboetan ezagunenak kuasarrak dira segur aski. Lehenengoa, 3C273, M. Schmidtek identifikatu zuen 1963an.

Hurrengo bi arazoek zerikusi handia dute aztertu behar dugun hurrengo atalarekin ere, unibertsoan materia ikusgaia nola dagoen banatuta eta materia ilun ikusezina ere badela zehazten dutelako. Galaxiak ez daude uniformeki banatuta unibertsoan; aitzitik, galaxia-kumulu deritzen taldeetan agertzen dira. Hori nabaria zen galaxiak oraindik nebulosatzat jotzen ziren garaitik. Esne Bidea Talde Lokal deitzen den kumuluaren kidea da, beste hogeita hamar batekin batera. Andromeda galaxia eta gurea dira taldean handienak. Baina taldeok ere superkumuluak eratuz biltzen dira. Superkumulu Lokal edo Virgo superkumulu deritzonaren partaide da Talde Lokala. Superkumulu horren erdigunean Virgo kumulua dago, eta gure kumulua, nahiko kanpoaldean. Superkumuluen tartean gune huts handiak daude. Lehenengoa 1981ean aurkitu zen, Bootes konstelazioan, eta ehun milioi argi-urte inguruko diametroa du.

Materia iluna dela eta, aipatzekoa da F. Zwickyk 1933an frogatu zuela, Coma galaxia-kumulua aztertuz, ikusten ez den materia ezinbestekoa dela kumuluak eboluzionatzen duen bezala eboluziona dezan. 1973an, J. P. Ostrikerek eta P. J. E. Peeblesek gauza bera frogatu zuten baina galaxia kiribilen diskoentzat.

Dagoeneko aipatua dugu argazkigintzak eta espektroskopiak izan zuten garrantzia astronomiaren garapenean. Berriz ere teknika horiek sortu ziren garaietara jo behar dugu kosmologia zientifikoaren sorreraren nondik norakoak argitzeko. Aipatutako teknikek eta astronomiak garapen komunean izan dituzten mugarri nagusien aipamena egitean, zerrendako azken lau efemerideak garrantzi handiko arazo bati lotutakoak dira. Garai hartan, galaxiak ere nebulosa izendatzen ziren, alegia, oraindik ez ziren bereizten Esne Bideko hauts eta gasezko hodeiak —gaur egun nebulosatzat hartzen diren bakarrak— eta Esne Bideaz kanpoko beste galaxiak. Hala ere, arazoaren inguruko eztabaida hasia zen, eta unibertsoaren bi ikuspegiren artean erabakitzeko giltzarria zen. Orduan nebulosatzat jotzen ziren guztiak Esne Bidearen parte balira, unibertsoaren irudia oso sinplea izango litzateke: Esne Bidea eta, inguruan, espazio erabat hutsa; nebulosetako batzuk, nebulosa kiribilak deitzen zituztenak, Esne Bideaz kanpokoak balira, unibertsoaren espazio zabalean gure galaxiaren antzeko beste asko egongo lirateke sakabanatuta, gure hori besteen artean berezia izan gabe.

Gorago aipatu ditugun Andromedaren argazkia eta espektroa ez ziren erabakigarriak izan. Ez bereizmena behar bestekoa ez zelako bakarrik, baita beste arrazoi batengatik ere: Lurretik astro behagarri urrunenetarainoko distantziak kalkulatzeko metodorik ez zegoelako. Zefeida-motako izar aldakorrak distantziak kalkulatzeko erabili ahal izan zirenean ireki zen bidea gure galaxiaren mugak erabakitzeko eta gurearen antzeko beste galaxia batzuk zeudela baieztatzeko.

H. Shapleyk 1917an frogatu zuen Esne Bidea ordura arte uste zena baino askoz ere handiagoa zela, eta, han, eguzki-sistema ez zegoela inolako posizio berezitan. Horretarako, kumulu globularren banaketa espaziala aztertu zuen, eta horietarainoko distantziak neurtu zituen aipatutako zefeidak erabiliz. Hamar urte geroago, J. H. Oort eta B. Lindbladek gure galaxiaren biraketa-higidura frogatu zuten.

Edwin Hubblek 1925ean argitaratutako lanean, hainbat nebulosa kiribiletarainoko distantziak ezagutzera eman zituen, tartean Andromeda nebulosarainokoa. Distantzia horiek askoz ere handiagoak ziren Shapleyk kumulu globularretaraino neurtutakoak baino; beraz, Hubblek proposatu zuen unibertsoan Esne Bidearen antzeko galaxia ugari zeudela. Hala, gorago aipatu dugun unibertsoaren egiturari buruzko eztabaidarako irtenbidea bideratu zuen, eta gaur egun dugun ikuspegiaren oinarriak jarri zituen.

Lau urte geroago, 1929an, Hubblek bere izena daraman legea aurkeztu zuen. Horren arabera, grabitatearen eragina baztergarria izateko nahikoa distantziara dauden galaxiak kontuan hartzen baditugu, galaxia horiek elkarrengandik urruntzen ari dira beren arteko distantziarekiko proportzionala den abiaduran. Beraz, unibertsoa hedatzen ari dela frogatu zuen. Galaxien abiadura kalkulatzeko, haien espektroan agertzen den gorriranzko lerradura erabili zuen. Dena den, legearen formulazioa Hubbleri badagokio ere, V. M. Slipherren lorpena da nebulosa kiribilen gorriranzko lerraduraren interpretazioa, Lurretik urruntzen ari direla adierazten duen Doppler efektu gisa. Bide hori irekiz, 1912an Andromeda galaxiaren (orduan oraindik nebulosa) urruntze-abiadura erradiala neurtu zuen, eta ia 300 km/s-ko balioa lortu zuen.

Hubbleren legea eta Esne Bideaz besteko galaxien existentziaren frogapena kosmologia esperimentalaren sorrera edo abiapuntutzat jotzen dira. Kosmologia teorikoaren oinarriak, berriz, A. Einsteinek 1915ean argitaratutako erlatibitate orokorraren teorian ditugu. Einsteinek berak argitaratu zituen 1917an bere teoria Unibertsoari aplikatzean lor zitezkeen ondorioak. Unibertsoa hedatzen ariko zela ondorioztatu arren, konstante kosmologikoa sartu zuen ekuazioetan, unibertsoak egonkorra izan behar zuelako usteari eusteko. Urte berean, W. de Sitterrek beste bi emaitza argitaratu zituen; Einsteinen emaitzek bezala, unibertso egonkorra eta konstante kosmologikoa berresten zituzten, baina unibertsoa hedatzen ari zela deskribatzen zuten. A. A. Friedmannek 1922an, eta G. E. Lemaîtrek 1927an, bakoitzak bere aldetik, eredu berri bat aurkeztu zuten. Einsteinen homogeneotasunaren eta isotropiaren hipotesiak mantentzen zituzten, baina egonkortasuna eta konstante kosmologikoa baztertu egiten zituzten. Emaitzak Big Bang motako kosmologia klasikoaren oinarria dira, eta unibertsoa hedatzen ari dela frogatzen duen Hubbleren lege esperimentalari aurreratu zitzaizkion.

1948an, Big Banga gertatu zenean sortu behar zuen erradiazioaren ondorengo hondoko mikrouhinen erradiazioaren existentzia aurresan zuen G. Gamowek. Urte berean, gaur egun erabat baztertuta dagoen egoera egonkorraren kosmologia aurkeztu zuten H. Bondik, T. Goldek eta F. Hoylek.

A. A. Penziasek eta R. W. Wilsonek Gamowek aurresandako mikrouhinen erradiazioa aurkitu zuten, 2,73 K-eko tenperaturari dagokion hondoko erradiazioa, alegia. Nahiz aldeko froga esperimental hori oso garrantzitsua izan, oraindik beste arazo teoriko batzuk sortu ziren Big Bangaren ereduaren bidean, lautasunaren eta horizontearen arazoak, hain zuzen ere. Horien konponbidea A. H. Guthek proposatu zuen, 1981ean, Big Banga gertatu ondorengo une labur batean, inflazio deitu ohi zaion espazioaren hedapen izugarri azkar bat gertatu zela frogatuz. Egoera horretan, esan daiteke kosmologia teorikoa oinarrizko partikulen fisikarekin erabat lotuta dagoela.

Kosmologiaren garapen azkar eta aberatsaren kontakizun hau bukatzeko, azken urteetan eginiko ekarpen esperimental garrantzitsua aipatuko dugu: 1998an High-Z Supernova Teamek eginikoa. A. G. Riess buru duen taldeak, urruneko galaxietan gertatutako I motako supernoben azterketan oinarrituta, frogatu zuen unibertsoaren hedapena azeleratzen ari dela. Big Bangaren ereduak, aldiz, hedapen horrek motelduz joan behar zuela aurresaten zuen; beraz, aldaketa berriak egin behar izan zaizkio teoriari. Aldarapena eragiten duen energia ilun deituriko eragile oraindik ezezagunari egozten zaio azelerazioa. Aukeretako bat Einsteinek beste helburu batekin erabili zuen konstante kosmologikoaren antzeko bat izatea bada ere, oraindik argitzeke dagoen arazo berria da (Big Bang).