با گذشت دو سال و هشت ماه از آغاز مأموریت فضاپیمای نقشه‌بردار «گایا»، موج نخست یافته‌های ارزنده این تلسکوپ اروپایی، اعم از مختصات سه‌بُعدی ۱ میلیارد و ۱۴۲ میلیون ستاره منتشر شد؛ که از این بین، حدود ۴۰۰ میلیون موردشان برای نخستین بار است که در کهکشان‌مان رصد می‌شوند. چنین آماری به‌تنهایی بالغ بر ۴۵۰ برابر حجم کل داده‌هایی است که تا پیش از این توسط تنها مأموریت فضایی مشابه آن، در سال ۱۹۹۷ منتشر شده بود.

چنین فهرست‌های ادواری‌ و گسترده‌ای از مختصات و ماهیت اجرام آسمانی را می‌توان به بسته‌های «آپدیتی»‌ای تشبیه کرد که هر از چند گاهْ مجموعه علم اخترشناسی را یک پله به سمت پاسخی دقیق‌تر به سؤالات بنیادین‌مان نزدیک می‌کنند. از آنجایی که معمولاً این بسته‌ها در فواصل چندده‌ساله منتشر می‌شوند، کمتر خبری هم از شاخه نسبتاً مهجور «اخترسنجی» (astrometry) در بین عناوین اخبار داغ علمی به چشم می‌خورَد (شاخه‌ای که به محاسبه مختصات دقیق مکانی و نورشناختی اجرام آسمانی، و نهایتاً فهرست‌بندی این داده‌ها اهتمام دارد). اما اهمیت این شاخه را شاید بهتر بتوان در مختصات تاریخی ِ تحوّلات آن از سده دوم پیش از میلاد تاکنون، و همچنین الگوی تأثیر این تحوّلات ادواری بر تصویر گسترده‌تری که علم اخترشناسی از جهان‌مان ترسیم می‌کند، متوجه شد.

از همین رو در این مقاله می‌کوشم تا پس از مروری بر جزئیات فنّی و دستاوردهای فعلی مأموریت گایا، با نگاهی به پیشینه علم اخترسنجی و سیر تکوین «کاتالوگ»های مرجع نجومی، به دورنمایی از نقش این مأموریت در سلسله‌مراتب فعلی صورت‌بندی یک تصویر واضح‌تر از جهان پیرامون‌مان برسم.

مأموریت ۷۵۰ میلیون یورویی گایا، متعلق به سازمان فضایی اروپا (ESA)، در دسامبر ۲۰۱۳ با هدف تهیه کاتالوگ دقیقی از مختصات مکانی و نورشناختی بالغ بر ۱ درصد از کل ستارگان کهکشان راه شیری به فضا پرتاب، و در فاصله ۱.۵ میلیون کیلومتری از زمین در یک مدار خورشیدی مستقر شد (مداری که در آن فضاپیما نه مستقیماً به گرد زمین، بلکه هماهنگ با زمین به گرد خورشید می‌چرخد.

جهت تجسم بهتر موقعیت مداری گایا، نگاه کنید به این انیمیشن). نام گایا، مخفف عبارت «تداخل‌سنج اخترسنجی ِ سرتاسری برای اخترفیزیک» است که به طراحی مفهومی اولیه این مأموریت اشاره دارد (طراحی‌ای که بر روش «تداخل‌سنجی» مبتنی بود). هرچند که طراحی گایا در ادامهْ تغییر پیدا کرد، اما نام‌اش دست‌نخورده ماند (در اساطیر یونانی نیز نام گایا بر ایزد موکّل بر زمین دلالت دارد).

این فضاپیما به دو تلسکوپ نسبتاً بزرگ (که نسبت به یکدیگر زاویه‌ای ۱۰۶.۵ درجه‌ای می‌سازند) مجهّز است؛ به‌طوریکه به مجرّد چرخش فضاپیما به دور خودش، این دو تلسکوپ نیز پیوسته به پویش باریکه‌هایی از آسمان مشغول‌اند (جهت مشاهده نحوه نقشه‌برداری از کل آسمان طی دو سال و نیم نخست این مأموریت، نگاه کنید به این انیمیشن). نور حاصل از این دو تلسکوپ، به سمت یک حسگر ِ ۹۳۷ مگاپیکسلی هدایت می‌شود تا به خلق تصاویری ۵۰ برابر شفاف‌تر از تلسکوپ فضایی هابل بیانجامد. بدین‌ترتیب، دقت گایا معادل تشخیص قطر یک شاخه مو از فاصله یک‌هزار کیلومتری خواهد بود. در طول مأموریت پنج‌ساله این فضاپیما، هر نقطه از آسمان ۷۰ بار پویش می‌شود، که نتیجه‌اش ارسال روزانه ۴۰ گیگابایت اطلاعات خام به زمین است؛ اطلاعاتی که توسط یک تیم بین‌المللی ۴۵۰ نفره مورد تحلیل قرار می‌گیرند. و داده‌های نهایی حاصل از کل مأموریت، در سال ۲۰۲۳ منتشر خواهد شد.

با تحلیل چنین حجم هنگفتی از داده‌های دقیق، انتظار می‌رود که بتوان فاصله متجاوز از ۲ میلیون ستاره را با خطای تنها ۱ درصد، از طریق روش «اختلاف منظر» مشخص ساخت؛ یعنی موثّق‌ترین روش تعیین فواصل کیهانی. برای درک این روش، کافی است که خود را درون یک خودروی متحرّک تصور بکنید. از دید شما مناظر نزدیک‌ترْ جابجایی محسوس‌تری نسبت به مناظر دورتر دارند (مثلاً جابجایی کوه‌های افق بسیار کمتر از جابجایی درختان کنار خیابان است)؛ به‌طوریکه موقعیت‌ مناظر نزدیک‌ترْ پیوسته نسبت به مناظر پس‌زمینه تغییر می‌کند. از همین تغییر، با عنوان اختلاف منظر یاد می‌شود. و همچنان‌که زمین نیز در مدار خودش به دور خورشید می‌چرخد، قاعدتاً انتظار بروز چنین اختلاف منظری در موقعیت ستارگان نزدیک‌تر نسبت به ستارگان پس‌زمینه‌شان نیز خواهد رفت.

تشخیص اختلاف منظر ستاره‌ای به قدری دشوار است که تا سال ۱۹۹۰، اخترشناسان تنها موفق به تعیین اختلاف منظر تقریباً ۸۰۰ ستاره نسبتاً نزدیک شده بودند. این آمار، با پرتاب «فضاپیمای گردآوری دقیق اختلاف منظر» (اختصاراً «هیپارکوس») در سال ۱۹۸۹، نهایتاً از پی هفت سال تحلیل داده، به ۵۰ هزار ستاره افزایش یافت.

اما گایا با حساسیتی ۳۰ برابر بیشتر از هیپارکوس، بناست تا انقلابی را در درک بشر از ساختار کهکشان ما، و توسّعاً تلاش‌های معطوف به حل معماهای بنیادین کیهانی بکند. این جایگاهِ متمایز را چنانچه در امتداد سنّت دوهزارساله فهرست‌بندی اجرام آسمانی بررسی کنیم، بهتر می‌توان شناخت؛ چراکه بدین‌وسیله نه‌تنها دورنمای روشنی از تحوّلات این سنّت و تأثیر آن بر جهان‌بینی علمی حاصل می‌شود، بلکه منظر بی‌بدیلی برای نگریستن به کارکرد عینی «روش علمی» نیز فراهم خواهد شد. از همین رو در ادامه نگاهی به پیشینه کاتالوگ‌های برجسته نجومی در طول تحولات جهان‌بینی علمی بشر خواهیم داشت؛ و در انتها بر بستر همین مقدّمه، به بررسی ظرفیت‌های علمی مأموریت گایا خواهیم پرداخت.

کاتالوگ‌های نجومی: از هیپارخوس تا «هیپارکوس»

هدف از تهیه و به‌روزرسانی کاتالوگ‌های نجومی، کسب اطلاعات خام حداکثری از هر آن چیزی است که در آسمان می‌توان مشاهده کرد (اعم از ستاره‌ها و اجرام غیرستاره‌ای). با این حساب، تنها محدودیت متصوّر برای حجم یک کاتالوگ نجومی، توان رصدی شخص ناظر است. می‌توان حدس زد که حتی کامل‌ترین کاتالوگ‌های نجومی ِ تهیه‌شده تا پیش از ابداع تلسکوپ نمی‌توانسته‌اند بیش از ۹۰۹۶ جرم را درون خود جا بدهند؛ چراکه این حداکثر تعداد ستارگانی است که با چشم غیرمسلح می‌توان مشاهده کرد – هرچند که در واقع هیچ کاتالوگ تاریخی‌ای چنین آماری را پوشش نمی‌دهد؛ چراکه با توجه به تفاوت افق‌های ناظرین ِ واقع در عرض‌های مختلف جغرافیایی، همیشه تنها بخشی از آسمان در تیررس چشمان رصدگران کهن بوده است.

اگرچه پیشینه ثبت مختصات اجرام و وقایع گذرای آسمانی را می‌توان تا الواح گلی به‌جای‌مانده از مردمان بین‌النهرین هم پی گرفت، اما نخستین فهرست رسمی به‌ثبت‌رسیده در تاریخ مدوّن بشر که می‌توان از آن با عنوان یک کاتالوگ کهن نجومی یاد کرد را هیپارخوس ِ نیکایی، جغرافیدان و منجّم یونانی عصر هلنی، در حدود سال ۱۳۵ پیش از میلاد مدوّن ساخت. این کاتالوگ که ۱۰۲۶ ستاره را درون خود جا داده، بالغ بر یک قرن بعد به مرجع محاسبات کلودیوس بطلمیوس (ریاضیدان و منجم مصری-یونانی سده اول پیش از میلاد) در صورت‌بندی کتاب جامع «المجسطی» بدل گردید – کتابی که به زیربنای نظری منظومه زمین‌مرکز شکل داده است.

تا حدود ۱۵۰۰ سال بعد، قاطبه اخترشناسان جهان صرفاً به تصحیح مختصات کاتالوگ بطلمیوس برای عرض‌های جغرافیایی محل سکونت‌ خود، و همین‌طور اِعمال الگوی تأثیرات رقص محور زمین بر این داده‌ها (که به شکل جابجایی سالیانه نقاط اعتدالین و انقلابین رخ می‌نمود)، بسنده کردند.

بلندترین خیز پس از این دوره را عبدالرحمن صوفی رازی، اخترشناس شیرازی‌تبار مسلمان، در کتاب «صورالکواکب» برداشت؛ که در آن اقدام به معرفی نخستین اجرام «غیرستاره‌ایِ» به‌ثبت‌رسیده در قالب یک کاتالوگ نجومی، تحت عنوان چند “سحابی” کرد. این اجرام، شامل کهکشان آندرومدا (نزدیک‌ترین کهکشان به راه شیری)، «ابر ماژلانی بزرگ» (یکی از دو قمر راه شیری، که فقط از عرض‌های جنوبی آسمان به چشم می‌آیند)، و همین‌طور خوشه ستاره‌ای Cr ۳۹۹ (که امروزه به «خوشه صوفی» معروف شده) می‌شوند.

از جمله دیگر دستاوردهای منجّمین مسلمان در این مقطع، تدوین «زیج»های نجومی بود که بر خلاف کاتالوگ‌ها، به ترسیم مختصات ظاهریِ اجرام «غیرساکن» آسمانی (اعم از خورشید، ماه، و سیارات) اختصاص داشتند. این زیج‌ها نخستین بار در دهه ۱۰۸۰ میلادی توسط جمعی از منجمین عربِ ساکن شهر تولدوی اسپانیا، از جمله ابراهیم بن یحیی الزرقالی، ذیل چارچوب «زیج‌های تولدویی» به جهان غرب معرفی، و بالغ بر چهار قرن بعد، به یمن حمایت‌های آلفونسوی دهم (نجیب‌زاده اسپانیایی) و همکاری منجمین عرب یهودی، به هیأت «زیج‌های آلفونسی» تکمیل شدند.

اما به رغم دقت فزاینده این زیج‌ها، همچنان خطاهای موجود در کاتالوگ‌های دست‌دومِ مبتنی بر شالوده محاسبات بطلمیوس باقی بود؛ و همین باعث شد تا الغ‌بیگ (اخترشناس، ریاضیدان، و والی وقت شهر سمرقند) به اتفاق سایر منجمینی که در رصدخانه خود گرد آورده بود (اعم از غیاث‌الدین جمشید کاشانی)، مختصات دقیق ۹۹۲ ستاره (اعم از ۲۷ ستاره برجسته از کاتالوگ صوفی، که فقط از مختصات شهر شیراز – و نه سمرقند – قابل مشاهده بودند) را مجدّداً محاسبه کنند. حاصل کار (موسوم به «زیج سلطانی»، مربوط به سال ۱۴۳۸ میلادی) تا حدود دو قرن، و تا پیش از تدوین «زیج‌های رودولفی» توسط یوهانس کپلر (منجم آلمانی)، دقیق‌ترین کاتالوگ نجومی موجود در جهان به شمار می‌رفت. (الغ‌بیگ، نوه تیمور و فرزند گوهرشادبیگم، مؤسس مسجد گوهرشاد مشهد بود).

زیج‌های نجومی و گذار به منظومه خورشیدمرکز

امکان‌پذیری این زیج‌های نجومی، به منجمینی همچون نیکولاس کوپرنیک امکان داد تا به تصویر دقیق‌تری از الگوی حرکت ظاهری خورشید، ماه، و سیارات دست پیدا کنند. بطلمیوس در چارچوب منظومه زمین‌مرکز خود (که تا به آن مقطع بر جهان‌بینی علمی وقتْ حکمفرما بود)، حرکات این اجرام را عموماً «یکنواخت» معرفی کرده بود – بدین‌معنا که سرعت حرکت‌شان در نقاط مختلف مدارْ متغیّر نیست. اما از آنجاکه تمهیدات اولیه منظومه او چنین پیش‌فرضی را برآورده نمی‌ساخت، بطلمیوس اقدام به معرفی نقطه‌ای فرضی در اطراف مدار هر یک این اجرام کرد که سرعت‌شان «نسبت به آن نقطه» یکنواخت به دست می‌آمد. این نقطه – موسوم به نقطه «معدل مسیر» (equant) – انبوهی از محاسبات پیچیده را به مدل‌سازی‌های موجود از نحوه حرکت اجرام آسمانی افزوده بود.

اما در سال ۶۵۴ هجری قمری (۱۲۵۶ میلادی)، خواجه نصیرالدین طوسی در قسمت یازدهم از بخش دوم کتاب «التذکرة فی علم‌الهیئة»، یک بدیل ریاضی را برای نقطه معدل مسیر بطلمیوس صورت بست که یکنواختی ِ سرعت خورشید و ماه و سیارات را به جای یک نقطه، بر حسب یک خط تعریف می‌کرد. همین ابزار ریاضی (که هم‌اینک به «جفت طوسی» / Tusi couple معروف شده)، الهام‌بخش کوپرنیک شد تا شرحی ساده‌تر از داده‌های رصدی موجود در قالب کاتالوگ‌ها و زیج‌های نجومی ِ آن مقطع را بر حسب یک منظومه خورشیدمرکز عرضه کند. اما باید عنایت داشت که منظومه پیشنهادی کوپرنیک، در نسبت با آنچه که ما امروزه به‌عنوان منظومه خورشیدمرکز می‌شناسیم، به مراتب پیچیده‌تر بود؛ چراکه هنوز فرض را بر «دایره»ای‌شکل بودن مدار ماه و خورشید و سیارات می‌گرفت؛ و برای آنکه مدل‌سازی‌هایش با داده‌های موجود همخوان بشوند، او به جای تغییر دادن شکل مدار، ناگزیر از تلفیق چندین و چند دایره متحرک (همچون چرخ‌دنده‌هایی به‌هم‌پیوسته) بود تا بدین‌وسیله داده مدنظر (مثلاً الگوی حرکت ظاهری مریخ در طول یک سال) را توجیه بکند.

اما در عین حال، اصلاحات پیشنهادی کوپرنیک جسورانه‌تر از آن بود تا نزد سایر منجمین معاصرش نیز متقاعدکننده بیاید. نه‌تنها مبادی طبیعیات ارسطویی قادر نبود که پرسش‌های برآمده از باور به یک زمین متحرّک را پاسخ بدهد، بلکه سؤالاتی را هم در مقابلْ طرح می‌کرد که مدل کوپرنیک نمی‌توانست پاسخگوی‌شان باشد. از اهم چنین سؤالاتی می‌توان به معمای ناتوانی از تشخیص اختلاف منظر ستاره‌ای اشاره کرد.

چنانچه زمین به دور خورشید در حال حرکت باشد، بایستی بتوان در نقاط مختلف مدار زمین، تغییر مکان ظاهری ستارگان نزدیک‌تر را نسبت به ستارگان دورتر متوجّه شد. در آن مقطعْ تصوّر بر این می‌رفته که کلّیه ستارگانْ ابعاد یکسانی دارند، و لذا ستارگان پرنورتر، نسبت به ستارگان کم‌نورتر به ما نزدیک‌‌ترند. اما چنین اختلاف منظری در هیچ‌کدام از این ستارگان پرنورتر تشخیص داده نشده بود.

پاسخ طرفداران مدل کوپرنیک این بود که این ستارگان، فوق‌العاده دورتر از آن هستند که اختلاف منظرشان قابل تشخیص باشد. اما چنین پاسخی نزد معتمدین ِ به مبادی وقتِ طبیعیات، نمی‌توانسته متقاعدکننده باشد، چراکه به عنوان نمونه، طبق محاسبات هندسی تیکو براهه (منجم دانمارکی)، در اینصورت می‌بایست ابعاد این ستارگانْ فوق‌العاده بزرگ‌ (از مرتبه چندین برابر ابعاد خورشید) باشد. اما استدلال طرفداران منظومه کوپرنیکی در برابر چنین اعتراضاتی، در فقدان مبانی فیزیکی توجیه وجود این ستارگان غول‌آسا، صرفاً از این حکم مذهبی مایه می‌گرفت که چنانچه خدا بخواهد، چنین اجرامی هم وجود خواهند داشت.

در آن مقطع، تیکو براهه به اتّفاق شاگرد جوان خود یوهانس کپلر، در حال صورت‌بندی سومین کاتالوگ نجومی مبتنی بر مشاهدات دست‌اول بود (پس از کاتالوگ‌های الغ‌بیگ و هیپارخوس)؛ کاتالوگ و زیج‌هایی که رویهمرفته به زیج‌های رودولفی (در گرامیداشت نام رودولف دوم، امپراطور ترقی‌خواه رومِ مقدّس) مشهور شدند. اگرچه نسخه اصل کاتالوگِ براهه تنها ۷۷۷ ستاره را تا انتهای سال ۱۶۰۰ شامل می‌شد، اما در پی درگذشت او، کپلر این آمار را به ۱۱۶۰ ستاره افزایش داد.

داده‌های فوق‌العاده دقیق‌تر زیج‌های رودولفی، آستانه‌های دقت منظومه کوپرنیکی را بر کپلر هویدا ساخت، و بدین‌وسیله او متوجه شد که صورت‌بندی یک منظومه دقیق‌تر ِ خورشیدمرکز (با قدرت پیش‌بینی‌های بهتر) فقط در گروه فرض بر این خواهد بود که مدارهای ماه، زمین، و سایر سیارات، الزاماً به شکل دایره‌هایی کامل نیستند. کپلر با فرض بر «بیضی» بودن شکل مدار سیارات، و همچنین معرفی سه قانون تجربی ِ مبتنی بر داده‌های به‌روزشده‌اش از مدار مریخ، بخش اعظمی از تمهیدات هندسی منظومه کوپرنیک را بی‌مصرف جلوه داد، و به تصویر امروزیِ منظومه خورشیدمرکز رسید.

کاتالوگ‌های تلسکوپی و راه منتهی به جهان‌بینی نیوتونی

 در همان سالی که کپلر ماحصل ده سال بررسی‌های دقیق خود بر مدار مریخ را در کتاب «اخترشناسی نوین» (Astronomia nova) منتشر ساخت (و بدین‌وسیله مدارک تجربی محکمی را در دفاع از منظومه خورشیدمرکز اقامه کرد)، اخترشناس ایتالیایی، گالیلئو گالیله هم اولین رصدهای آسمان از طریق یک «تلسکوپ» را به ثمر رساند؛ ابزاری که می‌رفت تا در تهیه و تدوین کاتالوگ‌های نجومیْ انقلابی به پا کند.

یافته‌های تلسکوپی گالیله، بیش از آنکه مدرک چندانی را در تأیید مستقیم مدل‌های خورشیدمرکز ارائه کنند، زمینه را برای ابطال هرچه‌بیشتر استدلالات مبتنی بر طبیعیات ارسطویی فراهم ساختند: اقمار مشتری (که به گرد مرکز ثقلی به غیر از زمین می‌چرخیدند)، حلقه‌های زحل (که به این سیارهْ سیمایی غیرکروی و توضیح‌ناپذیر می‌دادند)، و همین‌طور ناهمواری‌های سطح ماه، و لکه‌های دگرگون‌شونده خورشیدی که دلالت بر وقوع «تغییراتی» در افلاک ماورای ماه می‌کردند، مشاهداتی فی‌الجمله در تناقض با مدّعیات طبیعیات ارسطویی بود. اما حتی با ابداع و به‌روزرسانی نسل نخست تلسکوپ‌ها نیز امکان تشخیص اختلاف منظر ستاره‌ای (یعنی تنها مدرک تجربی ابطال‌کننده مدل زمین‌مرکز) میسّر نشد.

از طرفی، با طلیعه عصر تلسکوپ‌ها، آمار ثبت و مشاهده اجرام «غیرستاره‌ای» آسمان هم افزایش یافت. تا به آن مقطع، تنها اجرام غیرستاره‌ای‌ِ مه‌آلودی که ماهیت‌شان دست‌کم در چارچوب طبیعیات ارسطویی درک شده بود، دنباله‌دارها بودند؛ اما آنچه که هم‌اینک مشاهده می‌شد، اجرامی بودند که بر خلاف دنباله‌دارها حتی در بلندمدت هم حرکتی نسبت به ستارگان پس‌زمینه از خودشان بروز نمی‌دادند و تغییری هم در درخشندگی ظاهری‌شان دیده نمی‌شد. از همین‌رو در اواسط دهه ۱۷۷۰، اخترشناسان فرانسوی، شارل مسیه و پیر میشین اقدام به انتشار نخستین کاتالوگ اختصاصی از اجرام غیرستاره‌ای آسمان، شامل مجموعاً ۴۵ جرم کردند. آمار این کاتالوگ نهایتاً تا سال ۱۷۸۴ به ۱۰۳ جرم افزایش یافت. در آن مقطع به این اجرام غیرستاره‌ای، اصطلاح «ستارگان مه‌آلود» (nebulous stars) اطلاق می‌شد.

در حوالی همان مقطع، علاقه ویلیام هرشل، اخترشناس خوش‌آتیه بریتانیایی هم به صورت‌بندی یک کاتالوگ خاص نجومی جلب شد: کاتالوگ ستارگان دوتایی. تا به آن زمان معلوم شده بود که ستارگان بسیاری هستند که در اجتماعات دو یا چندتایی دیده می‌شوند، و از آنجا که ثبت جدایی زاویه‌ای این اجتماعات ستاره‌ای بسیار ساده‌تر از ثبت موقعیت‌شان نسبت به سایر ستارگان پس‌زمینه بود، ساده‌تر می‌شد به جابجایی ظاهری این ستاره‌ها در بلندمدت پی برد (جابجایی‌ای که با کمیتی موسوم به «حرکت خاص» / proper motion  سنجیده می‌شود). هرچه هم که حرکت خاص یک ستاره بیشتر باشد، احتمال آن‌که فاصله‌اش تا ما نسبت به باقی ستاره‌ها کمتر باشد (و لذا اختلاف منظر محسوس‌تری را هم به نمایش بگذارد) بیشتر است. بنابراین هدف هرشل از تهیه کاتالوگ ستارگان دوتایی، در واقع تعیین نامزدهای محتملی بود که می‌توان اختلاف منظرشان را سنجید. تا به آن مقطع، با موفقیت‌های روبه‌رشد فیزیک نیوتونی در توضیح پدیده‌های طبیعی، مبانی فیزیکی ِ توضیح یک منظومه خورشیدمرکز عملاً فراهم آمده بود؛ اما هنوز هیچ‌کس موفقیتی را در اثبات مستقیم آن از طریق تشخیص اختلاف منظر ستاره‌ای حاصل نکرده نبود.

هرشل در جریان تهیه همین کاتالوگ ستارگان دوتایی، به یک «ستاره مه‌آلودِ» نسبتاً عجیب برخورد که بر خلاف سایر ستارگان مه‌آلود، در بلندمدتْ جابجا می‌شد، و بر خلاف دنباله‌دارها هم درخشندگی‌‌ای ثابت داشت. بررسی جابجایی‌های بلندمدت این جرم، احتمال حرکت‌ آن بر روی یک مسیر «مداری» را تقویت کرد؛ به‌طوریکه ظرف مدّت تنها چند ماه مشخص شد که این جرم در واقع سیاره‌ای واقع در ورای مدار زحل است: اورانوس. هرشل از آن پس به مدت دو دهه تصمیم به تهیه کاتالوگ‌های هرچه‌دقیق‌تری از اجرام غیرستاره‌ای با همکاری خواهرش کارولین گرفت، که نتیجه‌اش ایجاد فهرستی از حدود ۲۵۰۰ جرم غیرستاره‌ای بود (فهرستی که بعدها به همت فرزندش جان هرشل، تا ۵۰۷۹ جرم غیرستاره‌ای افزایش یافت؛ اجرامی که هنوز ماهیت‌شان به درستی مشخّص نبود).

همزمان با تدوین نسخه اولیه کاتالوگ هرشل، دانشگاه پالرموی ایتالیا نیز فهرستی از مختصات فوق‌العاده دقیق ۷۶۴۶ ستاره را زیر نظر جوزپه پیاتسی، استاد وقت ریاضیات این دانشگاه، منتشر ساخت؛ کاتالوگی که هدف از تهیه آن نیز تعیین حرکت خاص احتمالی ستارگان بود. و در جریان آن نقشه‌برداری‌ها نیز یک کشف تصادفی دیگر رخ داد: سرس، اولین و بزرگ‌ترین «سیارک» منظومه شمسی. اگرچه رصدهای اولیه‌ای که پیاتسی از این جرم ِ نسبتاً «سریع» آسمانی صورت داد با چهل شبانه‌روز خانه‌نشینی‌اش (در نتیجه بروز ذات‌الریه شدیدِ ناشی از آن شب‌زنده‌داری‌ها) متوقّف شد، اما تلاش‌ها برای «بازیابی» جرمی که امروزه سرس می‌نامیم، درست یک سال بعد، به یمن دستاورد اخیر ریاضیدان آلمانی، کارل فردریش گاوس نتیجه داد: گاوس با معرفی یک روش تحلیل آماری در ریاضیات، به اخترشناسان وقت امکان داد تا از همان داده‌های به نسبت اندکی که پیاتسی در شب‌های نخستِ کشف سرس به ثبت رسانده بود، به برآورد دقیقی از موقعیت مداری آن دست پیدا بکنند.

هرچند که پیاتسی طی کمتر از دو سال بعد (و در امتداد کار سابق‌اش بر روی کاتالوگ پالرمو) موفق شد که سریع‌ترین ستاره از حیث حرکت خاص (تحت عنوان ستاره ۶۱-دجاجه) را معرفی بکند، اما در واقع این روش تحلیل آماری گاوس بود که می‌رفت تا دستاورد بزرگ‌تری را رقم بزند: تا به آن مقطع مشخص شده بود که داده‌های مبتنی بر رصدِ پیگیر حرکت مداری سیاره اورانوس، انطباق دقیقی با پیش‌بینی‌های مکانیک نیوتونی ندارد. از محتمل‌ترین توضیحات چنین ناهماهنگی‌ای می‌توانست وجود یک سیاره دیگر در ورای مدار اورانوس باشد. و به یمن روش تحلیل آماری گاوس، می‌شد که برآورد نسبتاً دقیقی از مختصات مداری و حتی جایگاه ظاهری آن در آسمان صورت داد. این محاسبات پیچیده، مستقلاً توسط جان کخ آدامز و اوربین له‌وریه، اخترشناسان انگلیسی و فرانسوی به ثمر نشست. آدامز نتایج کلّی یافته‌های خود را با جیمز چالیس (رئیس وقت رصدخانه کیمبریج) در میان گذاشت؛ اما این اطلاعاتْ کلّی‌تر از آن بود که چالیس را به شروع یک جستجوی سیستماتیک پی این سیاره وادارد.

با این وجود، کمتر از یک ماه بعد، و با انتشار محاسبات نسبتاً دقیق‌تر له‌وریه (که از کار آدامز مطلع نبود)، چالیس به اصرار سِر جورج اِیری (اخترشناس دربار) تن به شروع یک جستجوی مخفیانه پی سیاره هشتم از طریق رصدخانه کیمبریج داد؛ جستجویی که ثمری در پی نداشت. اما له‌وریه، بی‌اطلاع از این جستجو، و همچنین نومید از اکراه رصدخانه‌های فرانسوی از انجام چنین جستجوی زمان‌بری، داده‌هایش را برای رصدخانه برلین ارسال کرد. در کمال شگفتی، جستجوهای این رصدخانه در کمتر از ۲۴ ساعت پس از وصول نامه له‌وریه، به کشف سیاره هشتم انجامید؛ سیاره‌ای که هم‌اینک آن را «نپتون» می‌نامیم.

دلیل موفقیت چشمگیر رصدخانه برلین، بهره‌مندی آن از کاتالوگ‌های به‌روزتری نسبت به سایر رصدخانه‌های اروپا، به‌ویژه رصدخانه کیمبریج بود. در واقع تنها پس از اعلام خبر کشف نپتون و تعیین مختصات دقیق آن بود که مشخص شد این سیاره عملاً در جریان جستجوهای مخفیانه رصدخانه کیمبریج (مشخصاً در شب‌های هشتم و دوازدهم اوت همان سال) رصد شده بوده، حال‌آنکه به‌واسطه کاتالوگ‌های منقضی این رصدخانه، چالیس توفیقی در تشخیص آن به‌عنوان یک «سیاره» حاصل نکرده بود.

کاتالوگ‌های به‌روزتر رصدخانه برلین، عملاً حاصل اقدامات طاقت‌فرسای فردریش بسل، اخترشناس سرشناس آلمانی در طول دو دهه‌ی منتهی به کشف نپتون بود. او با تهیه کاتالوگی شامل بالغ بر ۵۰ هزار ستاره، آستانه‌های دقت رصدی تا به آن مقطع را پیمود؛ به‌طوریکه عاقبت در سال ۱۸۳۸ موفق شد حتی آرمان دیرینه اخترشناسان قرن هفدهم را هم محقق سازد: محاسبه نخستین اختلاف منظر ستاره‌ای، در مختصات ستاره ۶۱-دجاجه (که پیش‌تر توسط پیاتسی در جریان تدوین کاتالوگ پالرمو به عنوان یک ستاره «سریع» کشف شده بود). بدین‌وسیله اولین و تنها مدرک مستقیم دال بر مرکزیت خورشید در منظومه شمسی نیز به دست آمد (جهت مشاهده انیمیشنی از اختلاف منظر ستاره ۶۱-دجاجه در دو عکس از آن به فاصله پنج ماه، به این لینک مراجعه کنید).

تنوّع کاتالوگ‌ها و بازنگری در مختصات خانه کیهانی

با تحقق پیش‌بینی‌ها مبنی بر وجود سیاره هشتم، مکانیک نیوتونی به موفقیتی مرعوب‌کننده دست پیدا کرد تا پیش‌بینی‌های مشابه بیشتری نیز در توضیح سایر ناهماهنگی‌های گزارش‌شده بین مشاهدات و پیش‌بینی‌ها مطرح بشود. دو مورد از شاخص‌ترین ِ این ناهماهنگی‌ها به مدار سیارات عطارد و همچنین خود نپتون مربوط می‌شد. آیا سیارات پنهان دیگری هم در حدفاصل عطارد و خورشید و همین‌طور در ورای مدار نپتون وجود داشتند که حرکات این دو سیاره را دستخوش تغییر می‌کردند؟

له‌وریه که خود برای نخستین بار به رفتار نامتعارف مدار عطارد پی برده بود، ایده وجود سیاره فرضی «وولکان» را در حدفاصل عطارد و خورشید مطرح ساخت؛ و حتی در پی گزارش نادقیق یک اخترشناس آماتور مبنی بر مشاهده گذر احتمالی این سیاره از برابر قرص خورشید، نشان شوالیه دولت فرانسه را هم به پاس کشف سیاره وولکان از آنِ خود ساخت. اما به مرور زمان معلوم شد که نه‌تنها این رصدها فاقد دقت کافی بوده، بلکه اساساً مشاهدات مربوط به حرکت مداری عطارد را می‌توان بدون توسّل به فرض وجود یک سیاره فرضی هم توضیح داد. این داعیه را آلبرت اینشتین جوان، در مقاله‌ای مربوط به سال ۱۹۱۶ مطرح ساخت، و معمای فوق را با توصیف جدیدی که از میدان جاذبه خورشید در چارچوب نظریه نسبیت عام خود ارائه کرده بود، بی‌‌توسّل به هر مؤلفه ثالثی توضیح داد. اما اثبات نخستین پیش‌بینی نظریه نسبیت عام تا سه سال بعد، و در جریان خورشیدگرفتگی کلّی سال ۱۹۱۹ محقق نشد.

در آن سال، گروهی از منجمان بریتانیایی (به سرپرستی سِر آرتور ادینگتون) موفق شدند تا با عکس‌برداری از ستارگانی که حین گرفت کامل خورشید در اطراف قرص آن پدیدار شده بودند، و مقایسه‌شان با موقعیت پیشین این ستارگان در نبود خورشید، میزان انحراف پیش‌بینی‌شده در مسیر نور ستارگان در حضور میدان جاذبه خورشید را (که جزو پیش‌بینی‌های آزمون‌پذیر نسبیت عام به شمار می‌رود)، محاسبه کرده، و انطباق آن را با پیش‌بینی‌های نسبیت عام به اثبات برسانند. تحقّق این مهم ممکن نبود مگر از طریق فناوری نسبتاً نوظهور عکاسی؛ فناوری‌ای که می‌رفت تا به روال تدوین کاتالوگ‌های نجومی هم سر و شکل تازه‌ای بدهد.

حال، دیگر ضرورتی به رصد مستقیم و طاقت‌فرسای آسمان نبود؛ بلکه می‌شد از طریق صفحات عکاسی ابتدا محدوده‌های از پیش‌تعیین‌شده آسمان را به ثبت رساند و سپس بررسی‌های لازمه را جداگانه بر روی عکس‌های حاصله صورت داد. و در همان سال ۱۹۱۹ هم بود که دانشگاه هاروارد، به یمن تلاش‌های چهل‌ساله جمعیتی از زنان کارآزموده در این زمینه (به سرپرستی ویلیام پیکرینگ)، اقدام به انتشار یکی از دقیق‌ترین کاتالوگ‌های ستاره‌ای وقت، حاوی اطلاعات مکانی و طیف‌شناختی بالغ بر ده‌هزار ستاره کرد. در اثنای تهیه این کاتالوگ، شخص پیکرینگ مشغول پیگیری نقشه‌برداری‌های دیگری، از جمله با هدف کشف «سیاره X» بود؛ سیاره فرضی‌ای واقع در ورای نپتون که گمان می‌رفت بتواند پاسخگوی رفتار نامتعارف مدار این سیاره باشد. او در سال ۱۸۹۴، به اتفاق پرسیوال لاول، اخترشناس متموّل آمریکایی، رصدخانه لاول آریزونا را اختصاصاً با هدف کشف سیاره X بنیان نهاده بود.

یازده سال پیش از انتشار کاتالوگ تیم زنان هاروارد، هنریتا لی‌ویت، از اعضای تیم که به وظیفه تحلیل داده‌های مربوط به «ستارگان متغیر» گماشته شده بود (ستارگانی که میزان خروجی نورشان در دوره‌های منظم زمانی دچار افت و خیز می‌شود)، به الگویی جالب توجه پی برد: او نخست به وجود ۱۷۷۷ ستاره متغیر در ابرهای ماژلانی پی برد، و سپس از یک نسبت تجربی بین درخشندگی ذاتی آن ستارگان و دوره تناوب‌شان پرده برگرفت (نسبتی از این قرار که ستارگان درخشنده‌تر، دوره تناوب طولانی‌تری را هم در الگوی افت و خیز نورشان به نمایش می‌گذاشتند). از آنجاکه ستارگانِ واقع در ابرهای ماژلانی را می‌توان در فاصله‌ای نسبتاً یکسان از زمین در نظر گرفت، تفاوت‌های نسبی دیده‌شده در درخشندگی آن ستارگان متغیر را هم می‌شد به مکانیسم‌های‌ گسیل نور خود همان ستاره‌ها (و نه دورتر یا نزدیک‌تر بودن‌شان نسبت به ما) نسبت داد. و بررسی‌های دوازده‌ساله لیویت بر این گمانه، عاقبت به کشف رابطه‌ای تعیین‌کننده بین درخشندگی و دوره تناوب نوع به‌خصوصی از ستارگان متغیر، موسوم به «متغیرهای قیفاووسی» انجامید.

حال، می‌شد از متغیرهای قیفاووسی ِ واقع در هر جایی به غیر از ابرهای ماژلانی نیز به‌عنوان شاخصی برای تعیین فاصله‌‌شان تا ما بهره گرفت؛ چراکه از طرفی با محاسبه دوره تناوب این ستارگان می‌شد به درخشندگی ذاتی‌شان پی برد، و از طرفی هم با مقایسه درخشندگی ذاتی‌شان با درخشندگی ظاهری آنها، فاصله‌شان را به دست آورد.

ده سال بعد، اخترشناس آمریکایی، ادوین هابل، از همین طریق و با شناسایی چندین متغیر قیفاووسی در چند مورد از آنچه در آن زمان «سحابی‌های مارپیچی» خوانده می‌شد (از جمله «سحابی آندرومدا») موفق شد فاصله‌شان را محاسبه کند، و بر خلاف دیدگاه غالب جامعه وقت اخترشناسی (به پرچمداری هارلو شیپلی، رئیس وقت رصدخانه هاروارد) نشان بدهد که «سحابی‌های مارپیچی»، نه اجزایی از کهکشان ما، بلکه کهکشان‌هایی یکسره متفاوت‌اند (این حدس را نخستین بار ایمانوئل کانت، فیلسوف برجسته آلمانی، در سال ۱۷۵۵ ارائه کرده بود). جالب‌آنکه این یافته‌ی هابل ِ جوان در آن مقطع، نه در یک مقاله رسمی علمی، بلکه در یادداشتی ذیل شماره ۲۳ نوامبر ۱۹۲۴ روزنامه نیویورک‌تایمز منتشر شد.

از طرفی یک سال بعد، جستجوهای سیستماتیک پی سیاره X هم (که در پی درگذشت لاول، حدود نُه‌سالی می‌شد که متوقف شده بود) از سر گرفته شد. این نخستین نقشه‌برداری اختصاصی از آسمان با هدف کشف یک سیاره به شمار می‌رفت؛ که به‌صورت عکس‌برداری‌هایی به فاصله دو هفته از محدوده‌های مشابهی از آسمان صورت می‌گرفت – به‌طوریکه هرگونه جابجایی احتمالی‌ای در موقعیت یک جرم آسمانی را می‌شد از طریق مقایسه این جفت عکس‌ها مشخص ساخت. و سرانجام در اوایل سال ۱۹۳۰ بود که کلاید تومباو، متصدّی جوان رصدخانه لاول، پس از بررسی عکس‌های بالغ بر ۲ میلیون ستاره، به جابجایی نقطه کم‌نوری در بین‌شان پی برد. معلوم شد که تصاویری از این سیاره در آرشیو عکس‌های سال ۱۹۱۵ پیکرینگ هم به ثبت رسیده بوده است.

گرچه جرمی که هم‌اینک «پلوتو» خوانده می‌شود کوچک‌تر از آن بود که توضیحی برای آشفتگی‌های مداری نپتون باشد، اما جستجوهای لاول همچنان ادامه یافت. (بعدها، در دهه ۱۹۸۰ و در جریان گذر کاوشگر ویجر-۲ از کنار نپتون مشخص شد که ناهماهنگی‌های گزارش‌شده بین مشاهدات و پیش‌بینی رفتار مداری این سیاره، از برآورد نادقیق جرم آن ناشی می‌شده است). هم‌هنگام با همین جستجوها، هارلو شیپلی نیز که هم‌اینک به وجود کهکشان‌هایی خارج از راه شیری متقاعد شده بود، به اتفاق آدلاید آمس، کار خود را بر روی تهیه نخستین کاتالوگ از کهکشان‌های شاخص آغاز کرد؛ کاتالوگی حاوی ۱۲۴۹ کهکشان که عاقبت در سال ۱۹۳۲ منتشر گردید. در آن زمان عملاً به وجود تجمعاتی از کهکشان‌ها (موسوم به «خوشه‌های کهکشانی») پی برده شده بود که گمان می‌رفت بزرگ‌ترین ساختارهای گیتی باشند. هابل از جمله طرفداران این دیدگاه بود؛ حال‌آنکه شیپلی بر خلاف هابل، به امکان‌پذیری وجود ساختارهایی حتی بزرگ‌تر هم باور داشت.

جستجوهای پیگیر تومباو، تا سیزده سال از پی کشف پلوتو هم ادامه یافت، اما به کشف سیاره دیگری نیانجامید. در عین حال این جستجوها به کشفیات «تصادفی»ای در بین این ۹۰ میلیون جرم پویش‌شده منجر شد که از جمله مهم‌ترین‌شان می‌توان به کشف اجتماعی از حدود ۱۸۰۰ کهکشان در حدفاصل صورت‌های فلکی حوت و برساووش اشاره کرد؛ اجتماعی که یک‌تنه پرجمعیت‌تر از کل آمار کاتالوگ شیپلی-آمس به شمار می‌رفت. و این نخستین نمونه از یک «ابَرخوشه کهکشانی» بود که به دنبال پیش‌بینی شیپلی و برخلاف تصوّر هابل، به ثبت می‌رسید؛ هرچند که تا بالغ بر سی سال بعد و از پی تدوین کاتالوگ جورج آبل از خوشه‌های کهکشانی (شامل ۲۷۱۲ خوشه)، به وجود چنین ساختارهایی پی برده نشد. آبل این ابرخوشه‌ها را در آن مقطع، “خوشه‌های مرتبه دوم” نامید؛ و امروزه تصور می‌رود که جهان رؤیت‌پذیر حاوی بالغ بر ۱۰ میلیون ابرخوشه کهکشانی باشد: بزرگ‌ترین ساختارهای متصوّر گیتی.

گایا و راه پیش‌ رو

همین مرور اجمالی بر تاریخچه دوهزارساله تدوین کاتالوگ‌های نجومی نشان می‌دهد که رد پای چنین فهرست‌هایی را در تقریباً هر مرحله‌ای از تحوّلات علم بشر که به تغییر جهان‌بینی‌مان انجامیده، می‌توان مشاهده کرد. و از آن مهم‌تر اینکه نبودِ هیچ‌گونه محدودیتی در تهیه این کاتالوگ‌ها (به جز محدودیت‌های ابزاری) از پررنگ‌ترین راه‌های حفظ استقلال علم از گزند مرجعیّت بوده است؛ کمااینکه دیدیم علی‌رغم خدمات چشمگیر دانشمندانی همچون له‌وریه و هابل در گسترش بخشیدن به مرزهای جهان‌بینی ما، آنچه که در عین حال علم از مسیر تدوین هرچه‌دقیق‌تر این کاتالوگ‌ها حاصل کرد، از تصوّرات آن دانشمندان هم فراتر رفت.

و اینک گایا، با توان مشاهداتی ِ بی‌سابقه‌ای که در ابتدای این مقاله شرح‌اش رفت، در اولین موج داده‌های خود از مرزهای دوهزارساله دقّتِ کاتالوگ‌های نجومی گذشته است. سؤال اینجاست که این حجم داده‌های روزآمد، از چه طرُقی قادر به تغییر جهان‌بینی‌مان خواهند بود؟

شاید آشکارترین پاسخی که بتوان با نیم‌نگاهی به تاریخچه فوق به این پرسش داد، گشایش دریچه‌هایی به روی جهان‌بینی ماست که در حال حاضر از وجودشان بی‌خبریم. همچنان‌که کشف سیارک‌ها، اجرام فراسوی زحل، کهکشان‌های خارج از راه شیری، و ابرخوشه‌های کهکشانی، و اثبات جهان‌بینی خورشیدمرکز در بستر تهیه و تدوین کاتالوگ‌های نجومی رقم خورد، چه بسا کشفیات بالقوه بیشتری هم در بستر بس گسترده‌تر داده‌های گایا حاصل بشوند. اما در حال حاضر و با عنایت به مرزهای فعلی علم، به سؤال فوق می‌توان این‌گونه پاسخ گفت:

اولین تصویری که بدون شک از پی کشفیات گایا متحوّل خواهد شد (و این تحول از هم‌اکنون آغاز شده است)، دورنمای کهکشان خود ماست. نمای سه‌بعدی‌ای که گایا از نحوه توزیع ستارگان کهکشان عرضه خواهد کرد، علاوه بر ترسیم دینامیک کلّی حاکم بر این ساختار بزرگ‌مقیاس (و همچنین بخش‌هایی از آن که مستقیماً نمی‌توان مشاهده‌شان کرد؛ همچون ساختار میله‌مانندی که انتظار می‌رود از دو سمت هسته راه شیری خارج شده باشد)، از وجود تجمعاتی از ستارگان کهکشان‌ ما پرده برخواهند داشت که به نظر نمی‌رسد از ابتدا متعلق به راه شیری بوده‌اند؛ یعنی ستارگانی که در نتیجه برخورد کهکشان‌های کوتوله همسایه به راه شیری، و ادغام‌شان با میدان جاذبه این کهکشان به آن راه پیدا کرده‌‌اند. در واقع از همین طریق می‌توان نگاهی «باستان‌شناسانه» به تحوّلات نسبتاً اخیر راه شیری طی چند میلیارد سال گذشته داشت.

دومین دستاورد برجسته‌ای که می‌توان از داده‌های گایا توقع داشت، شفاف‌سازی تصوّرات‌مان از سرشت «ماده تاریک» است. آیا واقعاً این مؤلفه مرموزی که ۲۷ درصد از موجودیِ ماده و انرژی جهان هستی را به خود اختصاص داده، یک «ماده» با تجمّع و تأثیرات محلّی است، یا اینکه نشان از وجود اشتباهی در عمق درک‌مان از عملکرد نیروی جاذبه در مقیاس‌های بزرگ دارد؟ این دو فرضیه را می‌توان از طریق پیش‌بینی‌های متفاوتی که راجع به شکل میدان گرانشی کهکشان‌مان صورت می‌دهند، به بوته آزمون سپرد؛ و این مهمْ میسّر نخواهد شد مگر از طریق انبوه داده‌های گایا.

سومین و چه بسا مهم‌ترین نقشی که داده‌های گایا در بهبود وضوح تصوّرات‌مان از جهان پیرامون خواهد داشت، «کالیبره»سازی زنجیره شاخص‌هایی‌‌ست که برای تعیین فواصل کیهانی استفاده می‌شوند. اولین پله در این نردبان شاخص‌ها، تعیین همان اختلاف منظر ستاره‌ای است. گایا از همین طریق به تعیین فواصل جمعیت هرچه‌بیشتری از ستارگان متغیر قیفاووسی، که دومین پله در این نردبان به شمار می‌روند، خواهد پرداخت. و با ارتقای دقت شاخص دوم، به تخمینی دقیق‌تر از شاخص سوم، یعنی «ابرنواخترهای نوع ۱a» خواهد رسید. این انفجارهای ستاره‌ای (که درخشندگی ذاتی یکسانی دارند)، در حال حاضر تنها راه تعیین فاصله تا کهکشان‌های فوق‌العاده دوردست به شمار می‌روند؛ و از طریق همین شاخص‌ها هم بود که در اواخر قرن بیستم معلوم شد که انبساط جهان در فواصل بیش از حدود ۵ میلیارد سال نوری، شتابی فزاینده به خود می‌گیرد. عامل این پدیده‌ی مرموز‌ امروزه به موجودیتی موسوم به «انرژی تاریک» نسبت داده می‌شود. اما آیا انرژی تاریک هم یک «چیز» با تجمّع و تأثیرات محلّی است، یا نشان از وجود اشتباهی در عمق درک‌مان از ماهیت «فضا» دارد؟ کالیبره‌سازی شاخص‌های تعیین فاصله، قطعاً اولین گام عَمَلی برای پاسخ‌گویی به این سؤال بنیادین خواهد بود.

و کشف سیارات فراخورشیدی بیشتری از طریق تأثیر گرانشی‌شان بر ستاره مادر، ارتقای دقت محاسبات مربوط به انحراف مسیر نور ستارگان در حضور میدان جاذبه خورشید (و بدین‌وسیله تقریب‌های هرچه‌بهتر از دقت نظریه نسبیت عام)، و همین‌طور کشف احتمالی سیارک‌های تهدیدکننده زمین، از جمله سایر دستاوردهای شاخصی است که مأموریت گایا قادر به تحقّق آن‌هاست.

اما گذشته از این دستاوردهای بالقوه‌ای که عنوان شد، آنچه که به مأموریت گایا اهمیتی منحصربفرد می‌بخشد، افزودن حلقه‌ای مستحکم به زنجیره کاتالوگ‌هایی است که از دو هزار سال پیش تاکنون مرجعیت‌شان را بر جوامع علمی وقت حفظ کرده‌اند. مسلّماً در عصری که هر روزه خبر کشفیاتی تازه در گوشه‌کنار گیتی به گوش می‌رسد، وجود مرجعی به غنای یافته‌های گایا هم برای حفظ استقلال آنچه که ما «علم» می‌نامیم، ضرورتی انکارناپذیر دارد.