มุมมอง SDSS ในอินฟราเรด - ด้วย APOGEE - ของกาแลคซีทางช้างเผือกเมื่อมองไปที่กึ่งกลาง 100 ปีก่อนนี่เป็นความคิดของเราเกี่ยวกับจักรวาลทั้งหมด เครดิตรูปภาพ: Sloan Digital Sky Survey

11 ความก้าวหน้าทางวิทยาศาสตร์ในช่วง 100 ปีที่ผ่านมาทำให้ทั้งจักรวาลของเรา

จากจักรวาลที่ไม่ใหญ่ไปกว่าทางช้างเผือกของเราจนถึงล้านล้านกาแลคซีในจักรวาลที่กำลังขยายตัวความรู้ของเราเพิ่มขึ้นทีละขั้น

“ Gamow ยอดเยี่ยมในความคิดของเขา เขาพูดถูกเขาผิด ผิดพลาดบ่อยกว่าถูก น่าสนใจเสมอ …และเมื่อความคิดของเขาไม่ผิดมันไม่ถูกต้องมันเป็นเรื่องใหม่” -Edward Teller

เมื่อ 100 ปีก่อนความคิดเรื่องจักรวาลของเรานั้นแตกต่างจากในทุกวันนี้ ดวงดาวในทางช้างเผือกนั้นเป็นที่รู้จักและเป็นที่รู้กันว่าอยู่ไกลออกไปเป็นพัน ๆ ปีแสง แต่ก็ไม่มีอะไรคิดว่าจะไกลออกไป จักรวาลนั้นถูกคาดเดาว่าคงที่เนื่องจากเกลียวและวงรีบนท้องฟ้าถูกสันนิษฐานว่าเป็นวัตถุที่บรรจุอยู่ในกาแลคซีของเรา แรงโน้มถ่วงของนิวตันยังไม่ได้ถูกทำลายโดยทฤษฎีใหม่ของไอน์สไตน์และความคิดทางวิทยาศาสตร์เช่นบิ๊กแบงสสารมืดและพลังงานมืดยังไม่ได้คิด แต่ในช่วงทศวรรษที่ผ่านมามีการพัฒนาไปมากจนถึงทุกวันนี้ นี่คือไฮไลต์ของวิธีที่แต่ละคนย้ายความเข้าใจทางวิทยาศาสตร์ของเราเกี่ยวกับเอกภพ

ผลของการสำรวจ Eddington ในปี 1919 สรุปได้ว่าทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปได้อธิบายการโค้งของแสงดาวรอบวัตถุขนาดใหญ่โดยล้มล้างภาพของนิวตัน เครดิตภาพ: The Illustrated London News, 1919

1910s - ทฤษฎีของ Einstein ยืนยันแล้ว! สัมพัทธภาพทั่วไปมีชื่อเสียงในการอธิบายว่าแรงโน้มถ่วงของนิวตันไม่สามารถทำได้: การหมุนวงโคจรของดาวพุธรอบดวงอาทิตย์ แต่มันก็ไม่เพียงพอสำหรับทฤษฎีทางวิทยาศาสตร์ที่จะอธิบายบางสิ่งบางอย่างที่เราได้สังเกตมาแล้ว มันต้องทำการคาดการณ์เกี่ยวกับสิ่งที่ยังไม่ได้เห็น ในขณะที่มีจำนวนมากในช่วงศตวรรษที่ผ่านมา - การยืดเวลาความโน้มถ่วงเลนส์ที่แข็งแรงและอ่อนแอการลากเฟรมการ redshift ความโน้มถ่วงเป็นต้น - สิ่งแรกคือการโค้งของแสงดาวในช่วงสุริยุปราคาทั้งหมดโดย Eddington และผู้ร่วมมือของเขาในปี 1919 ปริมาณแสงจากดวงดาวรอบดวงอาทิตย์ที่สังเกตได้นั้นสอดคล้องกับ Einstein และไม่สอดคล้องกับนิวตัน เช่นนั้นมุมมองของเราเกี่ยวกับจักรวาลจะเปลี่ยนไปตลอดกาล

การค้นพบของฮับเบิลเกี่ยวกับตัวแปรเซเฟอิดในกาแลคซีแอนโดรเมดา M31 เปิดจักรวาลให้เรา เครดิตภาพ: E. Hubble, NASA, ESA, R. Gendler, Z. Levay และทีมมรดก Hubble เครดิตภาพ: E. Hubble, NASA, ESA, R. Gendler, Z. Levay และทีมมรดก Hubble

1920 - เรายังไม่ทราบว่ามีจักรวาลนอกทางช้างเผือก แต่ทุกอย่างเปลี่ยนไปในทศวรรษ 1920 ด้วยการทำงานของ Edwin Hubble ในขณะที่เฝ้าสังเกตเนบิวลากังหันบางตัวในท้องฟ้าเขาก็สามารถระบุดาวแปรแสงรายบุคคลซึ่งเป็นดาวประเภทเดียวกันที่รู้จักกันในทางช้างเผือก มีเพียงความสว่างของพวกมันต่ำมากจนพวกเขาต้องห่างออกไปหลายล้านปีแสงทำให้พวกมันอยู่ไกลเกินขอบเขตกาแลคซีของเรา ฮับเบิลไม่ได้หยุดอยู่แค่นั้นการวัดความเร็วและระยะทางสำหรับกาแลคซีมากกว่าหนึ่งโหลค้นพบเอกภพที่กว้างใหญ่และขยายตัวที่เรารู้จักในปัจจุบัน

กาแลคซีที่สว่างและใหญ่สองแห่งที่ใจกลาง Coma Cluster, NGC 4889 (ซ้าย) และ NGC 4874 (ขวา) ที่เล็กกว่าเล็กน้อยแต่ละอันมีขนาดใหญ่กว่าหนึ่งล้านปีแสง แต่กาแลคซีที่อยู่รอบนอกก็พุ่งไปรอบ ๆ อย่างรวดเร็วชี้ไปที่การมีอยู่ของสสารมืดขนาดใหญ่ทั่วทั้งกระจุก เครดิตภาพ: Adam Block / Mount Lemmon SkyCenter / University of Arizona

1930s - คิดกันมานานว่าถ้าคุณสามารถวัดมวลทั้งหมดที่มีอยู่ในดาวฤกษ์และอาจเติมก๊าซและฝุ่นคุณจะต้องคำนึงถึงทุกสิ่งทุกอย่างในจักรวาล แต่ด้วยการสำรวจกาแลคซีภายในกระจุกหนาแน่น (เช่น Coma cluster ด้านบน) Fritz Zwicky แสดงให้เห็นว่าดาวและสิ่งที่เรารู้ว่าเป็น“ เรื่องปกติ” (เช่นอะตอม) นั้นไม่เพียงพอที่จะอธิบายการเคลื่อนที่ภายในของกระจุกดาวเหล่านี้ เขาขนานนามวัตถุใหม่เรื่อง dunkle materie หรือสสารมืดการสังเกตที่ไม่ได้รับความสนใจจนกระทั่งปี 1970 เมื่อเรื่องปกติเป็นที่เข้าใจกันดีกว่าและสสารมืดแสดงให้เห็นว่ามีอยู่มากมายในแต่ละกาแลคซีหมุนเวียน ตอนนี้เรารู้แล้วว่ามันเกินกว่าสสารปกติด้วยอัตราส่วน 5: 1

เส้นเวลาของประวัติศาสตร์ของเอกภพที่สังเกตได้ของเราซึ่งส่วนที่สังเกตได้นั้นขยายไปถึงขนาดที่ใหญ่กว่าและใหญ่กว่าเมื่อเราก้าวไปข้างหน้าในเวลาห่างจากบิกแบง เครดิตรูปภาพ: ทีมวิทยาศาสตร์ของ NASA / WMAP

1940 - ในขณะที่ทรัพยากรการทดลองและการสังเกตการณ์ส่วนใหญ่เข้าไปในดาวเทียมสอดแนมจรวดและการพัฒนาเทคโนโลยีนิวเคลียร์นักฟิสิกส์เชิงทฤษฎียังทำงานหนักอยู่ ในปีพ. ศ. 2488 George Gamow ได้ทำการคาดการณ์ขั้นสูงสุดของเอกภพที่กำลังขยายตัว: หากจักรวาลกำลังขยายตัวและเย็นลงในทุกวันนี้มันจะต้องร้อนและหนาแน่นกว่าในอดีต การย้อนกลับต้องมีเวลาที่มันร้อนและหนาแน่นจนอะตอมกลางไม่สามารถก่อตัวได้และก่อนหน้านี้ที่นิวเคลียสอะตอมไม่สามารถก่อตัวได้ ถ้าสิ่งนี้เป็นเรื่องจริงก่อนที่ดาวใด ๆ จะก่อตัวขึ้นเอกภพที่เริ่มต้นด้วยควรมีอัตราส่วนเฉพาะขององค์ประกอบที่เบาที่สุดและควรจะมีแสงที่เหลืออยู่แทรกซึมทุกทิศทางในจักรวาลเพียงไม่กี่องศาเหนือศูนย์สัมบูรณ์ในวันนี้ . กรอบนี้เป็นที่รู้จักกันในปัจจุบันว่าเป็นบิ๊กแบงและเป็นความคิดที่ยิ่งใหญ่ที่สุดที่จะออกมาจากยุค 40

การผ่านี้แสดงให้เห็นถึงพื้นที่ต่าง ๆ ของพื้นผิวและภายในของดวงอาทิตย์รวมถึงแกนกลางซึ่งเป็นจุดที่เกิดการหลอมนิวเคลียร์ กระบวนการฟิวชั่นในดาวฤกษ์คล้ายดวงอาทิตย์และลูกพี่ลูกน้องที่ใหญ่กว่าคือสิ่งที่ช่วยให้เราสามารถสร้างองค์ประกอบที่มีอยู่ทั่วจักรวาลในปัจจุบัน เครดิตรูปภาพ: ผู้ใช้ Wikimedia Commons Kelvinsong

1950 - แต่ความคิดที่แข่งขันกับ Big Bang นั้นเป็นรูปแบบที่มั่นคง - รัฐนำโดย Fred Hoyle และคนอื่น ๆ ในเวลาเดียวกัน ทั้งสองฝ่ายต่างให้เหตุผลว่าองค์ประกอบที่หนักกว่าทั้งหมดที่มีอยู่บนโลกในปัจจุบันก่อตัวขึ้นในช่วงก่อนหน้าของจักรวาล สิ่งที่ Hoyle และผู้ร่วมงานของเขาโต้เถียงกันคือพวกเขาไม่ได้ทำในช่วงแรกที่ร้อนแรงและหนาแน่น แต่อยู่ในดาวฤกษ์รุ่นก่อน ๆ Hoyle พร้อมกับผู้ร่วมงานวิลลี่ฟาวเลอร์และเจฟฟรีย์และมาร์กาเร็ตเบอร์แบริดจ์อธิบายรายละเอียดว่าองค์ประกอบต่างๆจะถูกสร้างขึ้นในตารางธาตุจากการรวมตัวของนิวเคลียร์ในดาวได้อย่างไร สิ่งที่น่าตื่นเต้นที่สุดคือพวกเขาทำนายว่าฮีเลียมหลอมรวมเป็นคาร์บอนผ่านกระบวนการที่ไม่เคยสังเกตมาก่อนนั่นคือกระบวนการสามอัลฟาต้องมีสถานะของคาร์บอนใหม่ รัฐนั้นถูกค้นพบโดยฟาวเลอร์ไม่กี่ปีหลังจากที่มันถูกเสนอโดยฮอยล์และในปัจจุบันเป็นที่รู้จักในนามรัฐโฮลล์ของคาร์บอน จากสิ่งนี้เราได้เรียนรู้ว่าองค์ประกอบหนักทั้งหมดที่มีอยู่บนโลกในวันนี้เป็นหนี้กำเนิดของพวกเขากับดาวรุ่นก่อนหน้าทั้งหมด

ถ้าเราเห็นแสงไมโครเวฟท้องฟ้ายามค่ำคืนจะมีลักษณะเป็นรูปไข่สีเขียวที่อุณหภูมิ 2.7 K โดยมี

1960s - หลังจากผ่านไป 20 ปีของการถกเถียงการสำรวจหลักที่จะตัดสินประวัติศาสตร์ของจักรวาลได้ถูกค้นพบ: การค้นพบการเรืองแสงที่เหลือที่คาดการณ์ไว้จากบิ๊กแบงหรือพื้นหลังไมโครเวฟคอสมิค ชุดรังสี 2.725 K นี้ถูกค้นพบในปี 1965 โดย Arno Penzias และ Bob Wilson ซึ่งทั้งสองคนไม่ได้ตระหนักถึงสิ่งที่พวกเขาค้นพบในตอนแรก เมื่อเวลาผ่านไปคลื่นความถี่สีดำเต็มรูปแบบของรังสีนี้และแม้กระทั่งการวัดความผันผวนก็แสดงให้เราเห็นว่าจักรวาลเริ่มต้นด้วยการ "ปัง" หลังจากทั้งหมด

ช่วงแรกของจักรวาลก่อนหน้าบิกแบงคือสิ่งที่กำหนดเงื่อนไขเริ่มต้นที่ทุกสิ่งที่เราเห็นในวันนี้วิวัฒนาการมาจาก นี่เป็นความคิดที่ยิ่งใหญ่ของอลันกัท: อัตราเงินเฟ้อในจักรวาล เครดิตรูปภาพ: E. Siegel พร้อมภาพที่ได้จาก ESA / พลังค์และหน่วยปฏิบัติการระหว่างหน่วยงาน DoE / NASA / NSF ในการวิจัย CMB

1970s - ในตอนท้ายของปี 1979 นักวิทยาศาสตร์หนุ่มมีความคิดเกี่ยวกับชีวิต Alan Guth กำลังมองหาวิธีในการแก้ปัญหาที่ไม่สามารถอธิบายได้ของ Big Bang - ทำไมจักรวาลถึงแบนราบทำไมถึงมีอุณหภูมิเท่ากันในทุกทิศทางและทำไมจึงไม่มีพลังงานสูงพิเศษ - มา จากแนวคิดที่เรียกว่าเงินเฟ้อจักรวาล มันบอกว่าก่อนที่เอกภพจะอยู่ในสภาพที่ร้อนและหนาแน่นมันอยู่ในสถานะของการขยายตัวแบบเอกซ์โพเนนเชียลซึ่งพลังงานทั้งหมดถูกรวมอยู่ในโครงสร้างของอวกาศ ต้องใช้การปรับปรุงหลายอย่างในแนวคิดเริ่มแรกของ Guth เพื่อสร้างทฤษฎีเงินเฟ้อแบบใหม่ แต่การสังเกตภายหลัง - รวมถึงความผันผวนใน CMB ของโครงสร้างขนาดใหญ่ของจักรวาลและวิธีกาแลคซีกระจุกกระจุกกระจุกดาวและรูปแบบ - ทุกคนมีการคาดการณ์อัตราเงินเฟ้อของแก้ตัว จักรวาลของเราไม่เพียง แต่เริ่มต้นด้วยการระเบิด แต่มีสถานะที่มีอยู่ก่อนเกิดการระเบิดครั้งใหญ่

ส่วนที่เหลือของซูเปอร์โนวา 1987a ตั้งอยู่ในเมฆแมกเจลแลนใหญ่ที่อยู่ห่างออกไป 165,000 ปีแสง มันเป็นซุปเปอร์โนวาที่สังเกตเห็นได้มากที่สุดในโลกในรอบกว่าสามศตวรรษ เครดิตภาพ: Noel Carboni และ ESA / ESO / NASA Photoshop FITS Liberator

1980 - ดูเหมือนจะไม่มากนัก แต่ในปี 1987 ซูเปอร์โนวาที่ใกล้เคียงที่สุดกับโลกเกิดขึ้นในรอบ 100 ปี มันเป็นซูเปอร์โนวาแรกที่เกิดขึ้นเมื่อเรามีเครื่องตรวจจับออนไลน์ที่สามารถค้นหานิวตริโนจากเหตุการณ์เหล่านี้! ในขณะที่เราได้เห็นซูเปอร์โนวาจำนวนมากในกาแลคซีอื่น ๆ เราไม่เคยเกิดขึ้นมาก่อนเลยใกล้กับนิวตริโนที่สังเกตได้ เหล่านี้เป็นจุดเริ่มต้นของดาราศาสตร์นิวตริโน 20 หรือดังนั้นนิวตริโนและการพัฒนาที่ตามมาได้นำไปสู่การค้นพบนิวตริโนออสซิลเลชั่นนิวตริโนมวลชนและนิวตริโนจากซุปเปอร์โนวา หากเครื่องตรวจจับในสถานที่ยังคงทำงานอยู่ซูเปอร์โนวาถัดไปในกาแลคซีของเราจะมีนิวตริโนมากกว่าหนึ่งแสนที่ตรวจพบได้

สี่ชะตากรรมที่เป็นไปได้ของจักรวาลพร้อมด้วยตัวอย่างด้านล่างเหมาะสมกับข้อมูลที่ดีที่สุด: จักรวาลที่มีพลังงานมืด นี่เป็นการค้นพบครั้งแรกที่มีการสำรวจซูเปอร์โนวาไกลโพ้น เครดิตภาพ: E. Siegel / Beyond The Galaxy

1990s - หากคุณคิดว่าสสารมืดและค้นพบว่าจักรวาลเริ่มเป็นเรื่องใหญ่คุณจะนึกได้ว่ามันน่าตกใจแค่ไหนในปี 1998 ที่จะค้นพบว่าจักรวาลกำลังจะจบลงอย่างไร! เราจินตนาการถึงชะตากรรมที่เป็นไปได้สามประการ:

  • การที่การขยายตัวของเอกภพจะไม่เพียงพอที่จะเอาชนะแรงดึงดูดของทุกสิ่งและจักรวาลก็จะกลับคืนสู่สภาพเดิมในวิกฤติครั้งใหญ่
  • การที่การขยายตัวของเอกภพจะยิ่งใหญ่เกินไปสำหรับความโน้มถ่วงรวมของทุกสิ่งและทุกสิ่งในจักรวาลจะหนีจากกันและกันทำให้เกิดการตรึงครั้งใหญ่
  • หรือว่าเราจะอยู่ตรงชายแดนระหว่างทั้งสองกรณีนี้และอัตราการขยายตัวจะไม่เท่ากับศูนย์ แต่ไม่ถึงเลยทีเดียว: จักรวาลที่สำคัญ

แม้ว่าซุปเปอร์โนวาไกลโพ้นระบุว่าการขยายตัวของเอกภพกำลังเร่งและเมื่อเวลาผ่านไปกาแลคซีที่อยู่ห่างไกลก็กำลังเร่งความเร็วให้ห่างจากกันและกัน จักรวาลจะไม่เพียง แต่จะหยุด แต่กาแลคซีทั้งหมดที่ไม่ได้ผูกไว้กับคนอื่นจะหายไปในที่สุดเกินกว่าขอบฟ้าจักรวาลของเรา นอกเหนือจากกาแลคซีในกลุ่มท้องถิ่นของเราไม่มีกาแลคซีอื่น ๆ ที่จะเจอทางช้างเผือกของเราและชะตากรรมของเราจะเย็นชาเหงาอย่างแน่นอน ในอีก 100 พันล้านปีเราจะไม่สามารถมองเห็นกาแลคซีใด ๆ

ความผันผวนในพื้นหลังไมโครเวฟอวกาศเป็นครั้งแรกที่วัดได้อย่างแม่นยำโดย COBE ในปี 1990 จากนั้นแม่นยำมากขึ้นโดย WMAP ในปี 2000 และพลังค์ (ด้านบน) ในปี 2010 ภาพนี้เข้ารหัสข้อมูลจำนวนมากเกี่ยวกับเอกภพยุคแรก เครดิตรูปภาพ: ESA และการทำงานร่วมกันของพลังค์

2000s - การค้นพบพื้นหลังไมโครเวฟ Cosmic ไม่ได้สิ้นสุดในปี 1965 แต่การวัดความผันผวน (หรือความไม่สมบูรณ์) ของเราในการเรืองแสงที่เหลือของ Big Bang นั้นสอนให้เรารู้ถึงสิ่งมหัศจรรย์: สิ่งที่จักรวาลทำขึ้น ข้อมูลจาก COBE ถูกแทนที่โดย WMAP ซึ่งจะได้รับการปรับปรุงโดย Planck นอกจากนี้ข้อมูลโครงสร้างขนาดใหญ่จากการสำรวจกาแลคซีขนาดใหญ่ (เช่น 2dF และ SDSS) และข้อมูลซูเปอร์โนวาที่อยู่ห่างไกลได้รวมกันเพื่อให้ภาพที่ทันสมัยของเราเกี่ยวกับจักรวาล:

  • รังสี 0.01% ในรูปของโฟตอน
  • 0.1 นิวตริโนซึ่งมีส่วนช่วยในรัศมีความโน้มถ่วงรอบกาแลคซีและกระจุก
  • สสารปกติ 4.9% ซึ่งรวมทุกอย่างที่ทำจากอนุภาคอะตอม
  • สสารมืด 27% หรืออนุภาคลึกลับที่ไม่มีปฏิสัมพันธ์ (ยกเว้นความโน้มถ่วง) ที่ทำให้โครงสร้างที่เราสังเกตเห็นเป็นเอกภพ
  • และพลังงานมืด 68% ซึ่งมีอยู่ในอวกาศ
ระบบของ Kepler-186, Kepler-452 และระบบสุริยะของเรา ในขณะที่ดาวเคราะห์รอบดาวแคระแดงอย่างเคปเลอร์-186 นั้นน่าสนใจในสิทธิของพวกเขาเองเคปเลอร์ -452b อาจมีลักษณะคล้ายโลกมากกว่าโดยมีการวัดจำนวนหนึ่ง เครดิตรูปภาพ: NASA / JPL-CalTech / R เจ็บ

2010s - ทศวรรษยังไม่ออก แต่จนถึงตอนนี้เราได้ค้นพบดาวเคราะห์ที่มีชีวิตคล้ายโลกเป็นครั้งแรกในบรรดาดาวเคราะห์นอกระบบใหม่ที่ค้นพบโดยภารกิจเคปเลอร์ของนาซ่าท่ามกลางคนอื่น ๆ ทว่าการค้นพบคลื่นความโน้มถ่วงโดยตรงจาก LIGO ไม่เพียง แต่ยืนยันภาพที่แรงโน้มถ่วงของไอน์สไตน์วาดครั้งแรกในปี 1915 มากกว่าหนึ่งศตวรรษหลังจากทฤษฎีของไอน์สไตน์แข่งขันกันครั้งแรก ด้วยนิวตันเพื่อดูว่ากฎความโน้มถ่วงของจักรวาลคืออะไรสัมพัทธภาพทั่วไปได้ผ่านการทดสอบทุกครั้งที่ขว้างไปที่มันสำเร็จลงไปจนถึงความซับซ้อนที่เล็กที่สุดที่เคยวัดหรือสังเกต

ภาพประกอบของหลุมดำสองดวงที่รวมกันเป็นก้อนเทียบได้กับสิ่งที่ LIGO เห็น ความคาดหวังคือควรจะมีสัญญาณทางแม่เหล็กไฟฟ้าที่ปล่อยออกมาน้อยมากจากการควบรวมกิจการ แต่การปรากฏตัวของวัตถุที่มีความร้อนสูงรอบวัตถุเหล่านี้อาจเปลี่ยนแปลงได้ เครดิตภาพ: SXS, โครงการจำลองอวกาศมาก (SXS) จำลอง (http://www.black-holes.org)

เรื่องราวทางวิทยาศาสตร์ยังไม่เสร็จสิ้นเนื่องจากยังมีอีกหลายสิ่งที่จักรวาลยังต้องค้นพบ แต่ 11 ขั้นตอนเหล่านี้ได้นำเรามาจากจักรวาลที่ไม่ทราบอายุไม่ใหญ่ไปกว่ากาแลคซีของเราซึ่งประกอบด้วยดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ไปยังจักรวาลที่กำลังขยายตัวและเย็นตัวซึ่งขับเคลื่อนโดยสสารมืดพลังงานมืดและสสารปกติของเราเต็มไปด้วยศักยภาพ ดาวเคราะห์และมีอายุ 13.8 พันล้านปีมีกำเนิดในบิกแบงซึ่งถูกสร้างขึ้นโดยเงินเฟ้อของจักรวาล เรารู้ต้นกำเนิดของจักรวาลมันคือโชคชะตาสิ่งที่ดูเหมือนวันนี้และมันเป็นเช่นนี้ได้อย่างไร ขอให้อีก 100 ปีข้างหน้ามีความก้าวหน้าทางวิทยาศาสตร์การปฏิวัติและความประหลาดใจสำหรับพวกเราทุกคน

Starts With A Bang ได้เข้าร่วมฟอร์บส์และได้รับการตีพิมพ์ซ้ำในสื่อขอบคุณผู้สนับสนุน Patreon ของเรา อีธานได้ประพันธ์หนังสือสองเล่ม Beyond the Galaxy และ Treknology: วิทยาศาสตร์ของ Star Trek จาก Tricorders ถึง Warp Drive