سياهچاله و مباحث مربوط به آن[مقاله]

[saeed666]

تلاش براي ديدن سايه سياهچاله

به گفته اخترشناسان طي چند سال آينده ميتوان سايه كلي سياهچاله واقع در مركز كهكشان راه شيري را مشاهده كرد.

در هسته كهكشان راه شيري يك سياهچاله پرجرم قرار دارد كه نور را به درون خود مي مكد و بدين ترتيب باعث نامرئي شدن خود مي شود. اما اختر شناسان مي گويند كه طي چند سال آينده قادر خواهند شد سايه كلي اين سياهچاله را مشاهده كنند.

آوري برادريك (Avery Broderick) از مركز اختر فيزيك هاروارد مي گويد" كليد و اساس اختر شناسي سياهچاله اي اكنون در چنگ ماست. ما اكنون مي توانيم سايه اي كه سياهچاله بر روي مواد اطراف خود مي اندازد مشاهده كرده و اندازه و چرخش خود سياهچاله را تعيين كنيم.هيچ چيز حتي نور نمي تواند از حوزه گرانشي شديد يك سياه چاله فرار كند. و به دليل اينكه از خود نور يا هر گونه شكلي از ماده منتشر نمي كند ، مدرك قابل روئيتي از وجود آنها در دست نيست. اما همينكه ماده به داخل كشيده مي شود ، گرم شده و انرژي را به صورت "نقاط داغ" (Hot Spots) منتشر مي كند. بخشي از اين تابش فرار كرده و قابل رديابي مي گردد. اختر شناسان قبلا تابش ناشي از نقاط داغ را درست بيرون از سياهچاله رديابي كرده اند. آنها عقيده دارند كه اين تابشها پس زمينه اي را ترسيم مي كند كه شناسه و به عبارت ديگر سايه سياهچاله بر روي آن خودنمائي مي كند.به دليل اينكه فن آوري جهت روئيت اين سايه تا چند سال آينده امكان پذير نخواهد بود ، برادريك و آويل اوب از مركز اختر فيزيك هاروارد مدلي را طراحي كرده اند كه ظاهر اين سايه را پيش بيني مي كند.

نقطه داغ تابش به دور سياهچاله مي چرخد اما محققين نمي دانند كه آيا خود سياهچاله هم مي چرخد يا نه. بنابراين Broderick و Loeb دو حالت را ايجاد كردند : يكي سياهچاله بدون حركت و ديگري چرخش با حداكثر سرعت. در هر كدام از حالتها ، نقطه داغ بصورت يك حباب با رنگهاي رنگين كماني كه به دور يك صفحه آبي سخت مي چرخد نمايش داده مي شود. صفحه آبي نمايانگر صفحه پيوسته سياهچاله است كه ماده در آن جمع و داغ مي شود تا در نهايت به درون خود سياه چاله مكيده شود.برادريك مي گويد" مشاهده تمام وقايع تا لبه سياهچاله واقع در مركز كهكشان راه شيري يك رصد واقعا قابل ملاحظه است: چاله اي با قطر 10 ميليون مايل كه بيش از 25.000 سال نوري دور مي باشد. بمنظور روئيت اين سايه ، اختر شناسان به راديو تلسكوپي نياز دارند كه به بزرگي كره زمين باشد. يك چنين تلسكوپي كما بيش درتحقيقات استفاده مي شود. به جاي راديو تلسكوپي كه اندازه غول آساي آن امكان ساخت را غير ممكن مي كند ، اختر شناسان قرائتهاي مجموعه اي از تلسكوپهاي submillimeter سراسر قاره را ادغام خواهند كرد.

قبلا از اين روش كه interferometry ناميده مي شود براي مطالعه پرتوها و علائم طول موج بلند فضاي خارج استفاده شده است. اختر شناسان معتقدند كه بررسي علائم طول موج كوتاه مي تواند تصاويري با كيفيت بالا از ناحيه بيروني سياهچاله ايجاد كند. چاه گرانشي موجود در مركز كهكشان راه شيري بهترين هدف براي رصد با استفاده از interferometry مي باشد زيرا اين روش وسيع ترين منطقه از آسمان را براي رصد سياهچاله پوشش مي دهد. ادغام نتايج رصدهاي انجام شده توسط ابزارهاي فروسرخ مي تواند تصوير با كيفيت تري بوجود آورد.لينكولن گرين هيل (Lincoln Greenhill) از مركز اختر فيزيك هاروارد مي گويد: رصدهاي فرو سرخ و Submillimeter مكمل يكديگر هستند. ما مي بايد هر دو روش را براي بوجود آوردن با كيفيت ترين رصدها مورد استفاده قرار دهيم. اين تنها راهي است كه بتوان يك تصوير كامل از مركز كهكشاني بدست آورد." اما يك تصوير واضح و شفاف از اين سياهچاله تنها حسن شناسائي و رويت سايه آن نيست. اين داده ها در نهايت به اختر شناسان كمك خواهد كرد تا فرضيه نسبيت عام انيشتين را در ميان ميدان گرانشي شديدا قدرتمند يك سياهچاله مورد آزمايش قرار دهند.زمانيكه اختر شناسان به اين هدف نايل شوند ، اولين تصوير از سايه سياهچاله و صفحه يكنواخت درون آن به كتابهاي درسي راه خواهد يافت و نظريات ما در مورد گرانش گستره فضا- زمان كه قويا منحني تصور مي شود مورد آزمايش قرار خواهند گرفت.

[Renjer Babi]

سالهاست كه يكي از اسرار كيهان اخترشناسان را شگفت زده كرده است. ولي آنها تصور مي كنند كه پاسخي براي اين معما يافته اند.

به هر سو از آسمان كه نگاه مي كنيم تابشهاي پراكنده اي از تشعشع پرتو ايكس پس زمينه را مي بينيم. اما اين تشعشع از كجا منشا مي گيرد؟

اختر شناسان رصد خانه پرتو ايكس چاندرا را براي 23 روز طي يك دوره 2 ساله به سمت قسمتي از آسمان نشانه رفته اند و 600 منبع را مشخص و تعيين كردند.

اين تابش در واقع تابش پس زمينه نيست بلكه تشعشع پرتو ايكسي است كه از صدها ميليون سياهچاله فوق حجيم كه مشابه آن در مركز كهكشان راه شيري قرار دارد گسيل مي شود.

نيل براندت ، پروفسور اختر شناسي و اختر فيزيك مي گويد" ما تلاش كرديم تا آماري از تمامي سياهچاله را تهيه كنيم و بدانيم كه شكل آنها چگونه است. ما همچنين قصد داشتيم تا چگونگي رشد سياهچاله ها را طي تاريخ كيهان مشخص و اندازه گيري كنيم."



پژوهشگران نگاه و رصد خود را روي گسيلهاي پرتو ايكس متمركز كردند زيرا نواحي اطراف سياهچاله ها پرتوهاي ايكس و نور مرئي منتشر مي كنند. ماهيت نافذ پرتوهاي ايكس شيوه مستقيمي را براي تشخيص ساهچاله ها فراهم مي آورد.

براندت اضافه مي كند" ما سياهچاله هاي فوق حجيم فعالي را در مركز كهكشانهاي بزرگ پيدا كرديم. كهكشان ما نيز در مركز خود سياهچاله اي دارد كه اندازه آن معادل 2.6 ميليون جرم خورشيدي است. امروزه سياهچاله كهكشان ما فعال نيست ولي احتمال مي دهيم كه در گذشته فعال بوده است." آنچه كه پژوهشگران به آن دست يافتند اين است كه تعداد سياهچاله هاي فوق حجيم بيشتر از انتظار قبلي اخترشناسان است. اين پژوهشگران همچنين دريافتند كه سياهچاله ها به گونه اي متفاوت از آنچه كه آنها قبل از رصدهاي چاندرا تصور مي كردند تكامل يافته اند. با ملاك قرار دادن 600 سياهچاله اي كه چاندرا موفق به يافتن آنها شد ، براندت اين نظر و پيشنهاد را مطرح مي كند كه حدود 300 ميليون سياهچاله فوق حجيم در كل گستره آسمان وجود دارد.



اطلاعات بيشتر : [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

[bb]

سیاه چاله ها در کهکشان راه شیری
سیاه چاله ها منطقه ای از فضا هستند که میدان گرانشی بسیار قوی دارند که هیچ چیزحتی نور قادر به گریز از آن نیست.
دلایل رصدی بسیار محکمی اخیراً پیدا شده که وجود سیاه چاله های در حال چرخش حول ستاره های نسبتاً معمولی در کهکشان راه شیری ما و مرکز چندین کهکشان دیگر را تأیید می کند. جرم این ها عموماً ۱۶-۴ برابر جرم خورشید هستند در حالی که سیاه چاله ها جزء "سیاه چاله های بسیار پر جرم" با جرمی حدود میلیون تا بیلیون برابر جرم خورشید هستند. دلایل به خصوص برای وجود سیاه چاله پر جرم در مرکز کهکشان راه شیری محکم می باشد.
سیاه چاله ها منطقه ای از فضا هستند که میدان گرانشی بسیار قوی دارند که هیچ چیزحتی نور قادر به گریز از آن نیست. این حالت نیازمند یک جسم بسیار فشرده با حجم بسیار کم می باشد که سرعت فرار، به سرعت نور برسد(یا حتی از آن هم زیادتر شود). یک جرم فرضی M یک سیاه چاله را تشکیل می دهد اگر شعاع آن به مقداری زیر شعاع شوارتسشیلد کاهش پیدا کند. Rs=۲GM/c۲ ، که G ثابت گرانش نیوتون و c سرعت نور است. برای مثال برای جرم خورشید(۱Msun)، Rs≈۳ Km می باشد. در مورد یک سیاه چاله ی غیرچرخشی یا ثابت، کره ای که r=Rs "افق رویداد" نامیده می شود—هیچ چیز نمی تواند از آن بگریزد! براساس نسبیت عام کلاسیک، همه ی مواد داخل سیاه چاله در یک نقطه با چگالی بینهایت در مرکز سیاه چاله، به نام تکینگی فشرده می شوند. نور و ماده توسط انحنا بینهایت مکان-زمان و نه به وسیله ی نیروی جاذبه ی نیوتونی F=GMm/R۲ (که R فاصله ی بین جرم M وm است) به دام می افتند، در حقیقت در مورد نور (m=۰) قانون نیوتونی کاملاً غلط است.
سیاه چاله های جرم اختری به عنوان نقطه ی پایان تکامل طبیعی بعضی از انواع ستارگان پذیرفته شده اند. یک ستاره که در ابتدا بزرگتر از ۱۰Msun باشد در آخر حیاتش ناپایدار می گردد: در حین اینکه لایه های بیرونی دفع می شوند هسته می رمبد بعد دوباره به وسیله ی هسته بازگرداننده می شوند و به وسیله ی نوترینو فشرده می شوند.(نوترینو ذره های خنثی و تقریبا بدون جرمی هستند که در اولین ثانیه های مرگ ستاره به صورت خیلی زیاد منتشر می شوند.) معمولاً رمبش هسته های از این قبیل یک ابرنواختر(منفجر شدن ستاره) یک ستاره ی نوترونی—یک کره ای با شعاع ۱۰ تا ۱۵ کیلومتر و جرم ۱.۴Msun را تشکیل می دهد. اما در بعضی موارد هسته ممکن است آنچنان پرجرم باشد که خودش را نگه دارد: حداکثر جرم نظری قطعی یک ستاره ی نوترونی ۳Msun است، و حداکثر جرم واقعی ممکن است تقریباً کمتر باشد(۱.۵ تا ۲ Msun ). رمبش گرانشی قوی اگر ادامه پیدا کند یک سیاه چاله را تشکیل می دهد. یک سناریو دیگر که امکان اتفاقش وجود دارد، پیوند دو ستاره ی نوترونی است: اگر جرم نهایی از حد ثبات فراتر رود، یک سیاه چاله تشکیل می شود.
یک سیاه چاله با کیفیت متفاوت می تواند از رمبش گرانشی گاز در منطقه ی مرکزی کهکشان ها، به خصوص کهکشان های بزرگ مانند کهکشان راه شیری تشکیل شود. این قبیل سیاه چاله ها، "سیاه چاله های بسیار پرجرم" هستند که جرمشان میلیون یا حتی بیلیون برابر جرم خورشید است. در دهه ی ۱۹۶۰ وجود آنها برای توضیح دادن شبه اختران قدرتمند، لازم دانسته شد. در انتهای دیگر طیف جرمی، "سیاه چاله های نخستین" ریز احتمالاً کمی بعد از تولد جهان شکل گرفته اند، اما هیچگونه مدرکی برای وجود اینها نیست.
به خاطر اینکه نور و ماده در درون حبس می شوند، یک سیاه چاله را نمی توان مستقیماً آشکار کرد؛ در عوض آن را براساس تأثیر گرانشی که روی مواد اطرافش می گذارد می توان پیش بینی کرد. عمده آزمایشگاه های نجومی برای اینگونه مطالعه ها، سیستم های ستاره های دوتایی و هسته های کهکشان ها است. برای مثال اگر یک ستاره ی قابل رویت، حول یک چیز تاریک به سرعت بچرخد و جرم این چیز تاریک حداقل ۳Msun باشد، فرایند حذف نشان میدهد که این چیز دیده نشدنی یک سیاه چاله است. به همین ترتیب اگر حرکت ستارگان و گازهای نزدیک هسته ی یک کهکشان نشان دهد که یک جرم بزرگی در حجمی اندک محبوس شده احتمالاً یک سیاه چاله در اینجا دخالت دارد.
ستاره های دوتایی اشعه X:گاهی اوقات تلسکوپ های اشعه ی X انفجار اشعه های پر انرژی را در قسمت های معین آسمان پیدا می کنند. در بیشتر موارد مطالعات نشان می دهد که ماده از یک ستاره ی نسبتاً عادی(ستاره ی ثانویه) به یک چیز فشرده(اولیه) که دور آن در حال چرخش است منتقل شده است. اشعه ی گسیل شده که مبداء آن انتشار انرژی گرانشی پتانسیلی است، از صفحه ی مسطح یک پارچه ای، که احاطه کننده ی اولیه است می آید. بعد از چند ماه که صفحه ی یک پارچه ناپدید می شود امکان مطالعه درباره ی ثانویه را فراهم می کند. اندازه گیری های سرعت شعاعی(Vr) در یک رده از طیف نوری، بعضی اوقات حرکت های دورانی را آشکار می کند: Vr سینوسی با زمان تغییر می کند.(در بعضی موارد ثانویه به قدری درخشان است که اندازه گیری می شود حتی زمانی که سیستم فعال نیست؛ نور از صفحه ی یک پارچه بر سیستم تسلط ندارد.)
قوانین نیوتون در مورد حرکت و گرانش می تواند برای بدست آوردن تابع جرم از اولیه استفاده شود. F(M۱) = PK۲۳/۲pG = M۱۳sin۳i/(M۱+M۲)۲ که M۱ و M۲ جرم های اولیه و ثانویه (به ترتیب)،i زاویه ی دورانی سیستم(لبه ی روی مدار=°۹۰)، P دوره ی دوران و K۲ نیمه دامنه ی سینوس می باشد (۳۵۰km/s اگر سینوس از -۳۵۰km/s تا +۳۵۰km/s تغییر کند). از مشاهده ی منحنی سرعت شعاعی مانند آنچه که در تصویر۱ نشان داده شده برای دوتایی اشعه X GS ۲۰۰۰+۲۵ ، P و K۲ اندازه گیری می شوند؛ از اینرو f(M۱) بنا بر مشاهدات، تعیین شده است. اما توجه کنید که درf(M۱) M۱≥ تساوی فقط در صورتی حاصل می شود که مدار روی لبه باشد (i=۹۰°) و ثانویه جرم نداشته باشد (M۲=۰) . چون M۲>۰ (در غیر این صورت سیستم دوتایی نیست!) مقدار اندازه گیری شده ی f(M۱) یک حد نزولی اکید به طرف M۱ را درست می کند. بنابراین اگر یک دوتایی اشعه X بخصوص، f(M۱)>۳Msun ، و اولیه تاریک باشد، یک حالت بسیارمطلوب برای این است که اولیه سیاه چاله باشد؛ سیستم های
ستاره های سه تایی که از سیاه چاله ها تقلید می کنند، با اینکه ناممکن نیستند، اما بسیار مشکل شکل می گیرند و عمر کوتاهی دارند.
جرم تقریبی ثانویه را در بعضی مواقع می توان از طیفش به دست آورد. علاوه بر این نسبت جرم (q=M۲/M۱) را می توان از انتشار چرخشی طیف جذبی در طیف ثانویه بدست آورد، که در چرخش همزمان محبوس شده است (برای مثال ثانویه حول محورش در یک زمان هم اندازه تا دوره ی دورانی اش می چرخد). محدودیت های دیگر در q و i از منحنی نور(روشنایی در زمان) ثانویه در غیرفعالی بدست آمده است: به خاطر اغتشاش جزرومدی ثانویه (درجه ای که به q بستگی دارد)، سطح مقطع عرضی آشکارش مانند یک تابع موقعیت در مدارش تغییر می کند، مگر اینکه i=۰° باشد. همچنین، اگر i نزدیک ۹۰° باشد، گرفتگی متقابل صفحه ی یک پارچه و ثانویه، شیب هایی در منحنی نور ایجاد می کند.
در سال ۱۹۹۴ توابع جرم (و جرم های احتمالی، در بعضی موارد) از پنج سیاه چاله ی قوی انتخاب شده، اندازه گیری شد. به خاطر اندازه ی نسبتاً کوچک تلسکوپ های نوری موجود، این مطالعات به نورانی ترین اجسام محدود شده بودند.با تکمیل دو تلسکوپ ۱۰ متری Keck سیستم های ضعیف تر نیز بررسی شد.گروه مولفان به خصوص ، f(M۱) = ۵.۰ ± ۰.۱Msun برای GS
۲۵+۲۰۰۰۰ ، تابع دومین پرجرمترین شناخته شده (بعد از GS ۲۰۲۳ + ۳۳۸ با ۶.۰۸± ۰.۰۶Msun ) را اندازه گیری کردند .
آنها همچنین f(M۱) = ۴.۷ ± ۰.۲Msun را برای Nova Oph ۱۹۷۷ سومین پرجرمترین شناخته شده، پیدا کردند. تا زمان ۱۹۹۸، ۹ سیاه چاله متقاعدکننده در سیستم های دوتایی شناخته شد.
یک امکان معقولانه سیاه چاله ها را نسبت به ستاره های نوترونی عجیب که به طریقی تلاش می کنند که جرمشان از حد ۳Msun فراتر رود برای این که اولیه ی تاریک در این سیستم های دوتایی اشعه X، باشند ترجیح می دهد اگرچه هیچ مدرک بیشتری برای آنها وجود نداشته باشد.
چشم گیراست،اما هنوز قدری بحث برانگیزاست، مدارکی اخیراً به وسیله ی مقایسه ی اشعهX و روشنایی نوری درغیرفعالی، تهیه شده است.
برای یک روشنایی نوری معین(تعیین شده با سرعت انتقال جرم در قسمت های بیرونی صفحه ی یک پارچه)، روشنی اشعه ی X (از ماده ی نزدیک اولیه) در سیستم های سیاه چاله های منتخب خیلی کمتر از آنهایی است که اولیه آنها ، ستاره ی نوترونی شناخته شده است. این اشاره می کند که در تشکیل دهنده، ماده ی به هم پیوسته به یک سطح اختری نمی خورد، و که انرژی گرانشی پخش شده در صفحه به جای اینکه به بیرون منتشر بشود بیشتر به فراتر از افق رویداد کشیده می شود.
مرکز کهکشان راه شیری. کهکشان هایی شناخته شده اند که منطقه ی مرکزی "فعال" دارند که مقدار بسیار زیاد انرژی، هر ثانیه از آنها منتشر می شود. این هسته های فعال کهکشان ها احتمالاً از اتحاد ماده در یک سیاه چاله ی پرجرم نیرو می گیرند(۱۰۶-۱۰۹Msun). انرژی پتانسیل گرانشی، به واسطه ی نیروهای اصطکاکی در یک صفحه ی یک پارچه ی دور سیاه چاله، به تشعشع تبدیل می شود. این یک فرایند است که می تواند بیشتر از ۱۰ بار از همجوشی هیدروژن به هلیوم(که در ستاره های معمولی رخ می دهد) موثرتر باشد. شبه اخترها، که عموماً در مسافت های زیاد دیده می شوند(یعنی زمانی که جهان جوان بود) قدرتمندترین مثال ها برای هسته های فعال کهکشان ها هستند. هنگامیکه سوخت موجود در منطقه ی مرکزی با گذشت زمان مصرف می شود، آنها کم کم محو می شوند تا زمانی که به یک جسم کم فعال تبدیل شوند، شاید سرانجام به کهکشان های تقریباً معمولی مثل مال ما تبدیل بشوند.
در حقیقت، مرکز کهکشان راه شیری ما فعالیت های خفیفی، مخصوصاً در طول امواج رادیویی نشان می دهد: "تشعشع غیر حرارتی" ویژگی مارپیچ حرکت کردن الکترونهای انرژی بالا در میدان های مغناطیسی به وسیله ی یک جسم فشرده که به عنوان کمان شناخته شده است، منتشر می شود. شاید این پناهگاه یک سیاه چاله ی بسیار پرجرم باشد؟ یک راه برای فهمیدن این است که ببینیم آیا ستاره ها در منطقه ی مرکزی به سرعت در حال حرکتند، در آن صورت انتظار می رود که یک جرم زیاد موجود باشد. اگر یک سیاه چاله ی بسیار پرجرم تنها، بر جرم منطقه ی مرکزی تسلط داشته باشد، سرعت های نوعی V از ستاره هایی در فاصله ی R از هسته، باید متناسب با ۱/R۱/۲ باشد: هر چه شعاع کوچکتر باشد، V بزرگتر می شود. اما اگر منطقه ی مرکزی شامل یک خوشه توسعه یافته فضایی ستارگان باشد، در این مورد صدق نمی کند؛ برای مثال در مورد یک تراکم ستاره های یکنواخت، ما انتظار داریم VµR .
در طی ۵ سال گذشته، دو تیم عکس هایی با وضوح بالا از کهکشان راه شیری بدست آوردند، که هر کدام در چندین موقعیت متفاوت گرفته شده اند که تغییرات زمانی در موقعیت ستارگان را می توان نمایان کرد. مشاهدات در طول امواج مادون قرمز که به گاز و غبارهای میان زمین و مرکز کهکشان(مسافتی حدود ۲۵۰۰۰ سال نوری(ly)) خیلی آسانتر از نور نفوذ می کند، انجام شدند. یک شیوه ی مخصوص که ایجاد تصویر نقطه ای نامیده می شود، برای بهتر کردن وضوح تصویر به کار می رفت: با پرتودهی چند دهم ثانیه، حد پراش یک تلسکوپ می تواند نزدیک شود، چون آشفتگی جوی متمایل به آغشتن اشعه های نور در میزان زمان های طولانی قابل توجه ای است. با استفاده از تلسکوپ ۱۰-m Keck-I در هاوایی، وضوح زاویه ای اثر نهایی تقریباً ۰.۰۵ آرک ثانیه در l=۲۲mm ، مطابق مقیاس فضایی ۰.۰۰۷ ly در مرکز کهکشان می باشد. داده ها در یک سازش بسیار خوب با منحنی ۱/R۱/۲ در R<۰.۴ ly هستند؛ از اینرو جسم واحدی بر پتانسیل گرانشی منطقه ی مرکزی تسلط دارد! جرم اشتقاقی آن(۲.۶±۰.۲)´۱۰۶Msun ، و چگالی جرمی آن در طول یک شعاع ۰.۰۵ ly حداقل ۶´۱۰۹Msun/ly۳ است، که به طور قطع همه ی احتمالات دیگر به جز سیاه چاله را از بین می برد.
اگرچه کهکشان ما متقاعدکننده ترین مورد برای وجود سیاه چاله بسیار پرجرم است، اما مشاهدات مرکزهای کهکشان های دیگر نیز نتیجه گیری را تقویت می کند. اندازه گیری های بسیار دقیق بعضی "میزرها" (مانند لیزرها، اما با اشعه میکروموج) در یک صفحه ی احاطه کننده ی هسته ی NGC ۴۲۵۸ برای مثال، Vµ۱/R۱/۲ در طول شعاع یک سال نوری از مرکز را آشکار می کند. جرم اشتقاقی جسم فشرده ۳.۶´۱۰۷Msun می باشد.روی مقیاس های کمی بزرگتر، طیف بدست آمده با تلسکوپ فضایی هابل نشان می دهد گازها و ستارگان به سرعت در یک وضعیت همسان با حضور یک سیاه چاله ی بسیار پرجرم؛ پرجرمترین مورد موجود، که از کهکشان بیضی شکل غول آسای M۸۷ در حدود ۳´۱۰۹Msun است، حرکت می کنند. علاوه بر این، مشاهدات اشعه X از برخی هسته های فعال کهکشان ها، گسیل از یک صفحه داغ گاز ظاهراً بسیار نزدیک به یک سیاه چاله را آشکار کرد. زیرا تأثیرات نسبیتی زیادی پیدا شده است. به نظر می رسد که یک سیاه چاله ی بسیار پرجرم در هر کهکشان بزرگی جوابگوی چنین کاوش هایی است.
بنابراین، در آخرین دهه ی قرن ۲۰ ، سیاه چاله ها از جایگاه افسانه ی علمی تخیلی به واقعیت علم رسیده اند. وجود آنها در سیستم های ستارگان دوتایی، و در مرکز کهکشان های پرجرم تقریباً انکارناپذیر است. آزمایشگاه های حیرت آوری درست شده است که قادر به آزمودن رشته ی قوی پیش بینی های نظریه ی نسبیت عام انیشتین هستند.
این اثر در مورد سیاه چاله ها توسط موسسه ی بورس علمی بین المللی AST-۹۴۱۷۲۱۳ و مدیریت بورس هوا و فضا بین المللی NAG۵-۳۵۵۶ پشتیبانی می شود.
منبع : [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
مترجم و گرداورنده: بهاره شیدرنگ

[Babak_King]

سیاهچاله ها

باور غلط : سیاهچاله ها اجرامی هستند که هیچ نوری از خود منتشر نمی کنند و هر جسمی که درون آنها گرفتار شود، سرنوشتی نامعلوم خواهد داشت.

باور درست : سیاهچاله ها دارای تابشی به نام تابش هاوکینگ هستند. پروفسور هاوکینگ ثابت کرد که این تابش، اطلاعاتی از دورن سیاهچاله به ما می دهد.

در ابتدا یک اصطلاح در باره سیاهچاله را تعریف می کنم. طبق تعریف "افق رویداد" یک سیاهچاله مرزی است که هر چیزی که وارد آن شود گرفتار میدان گرانشی سیاهچاله خواهد شد.

مردم عادی فکر می کنند که سیاهچاله ها هیچ نور و اطلاعاتی منتشر نمی کنند، و اگر جسمی توسط سیاهچاله بلعیده شود، سرنوشت نامعلومی خواهد داشت. اما پروفسور هاوکینگ در سال 1974 با محاسبات رياضي بر روی سياهچاله ها متوجه نکته بسيار عجيبي شد.

هاوکینگ نشان داد که اين اجرام دارای نوعي تابش هستند، که این تابش بعدها به تابش هاوکينگ معروف شد. اما در آن سال پروفسور معتقد بود که اين تابش با ديگر تابشها متفاوت است و بلافاصله پس از آن که بخواهد از افق رويداد خارج شود تمام اطلاعات خود را ازدست مي دهد و نابود می شود.

براساس محاسبات هاوکينگ، اين تابش اطلاعاتی از ماهیت جسم تابش کننده (سیاهچاله) را همراه نداشت و تمام اين اطلاعات به نوعي گم مي شدند. این مساله غير عادي موجب بروز پارادوکسي به نام پارادوکس اطلاعاتي سياهچاله شد.

مدت 30 سال بسياري از دانشمندان تلاش کردند تا بتوانند اين پارادوکس را حل کنند، اما کوشش آنها با شکست مواجه شد.

تا اینکه خود پروفسور در سال گذشته به حل این پارادوکس پرداخت و با استفاده از مکانیک کوانتومی نشان داد که بخشی از تابش هاوکینگ می تواند از افق رویداد سیاهچاله خارج شود و اطلاعاتی را با خود به خارج حمل کند.
اين مساله بدين معني است که اين توانايي را پيدا کرده ايم تا درباره اتفاقاتي که درون يک سياهچاله رخ مي دهد اظهار نظر کنيم و درباره آينده و سرنوشت اجرامي که به درون آن سقو ط مي کنند حرف بزنيم.

تصويري جديدي كه پروفسور هاوكينگ از سياهچاله‌ها ارائه مي‌دهد ناقض نظريه‌ي قبلي اوست. نظریه قبلی می گفت که سیاهچاله ها به تدریج بخار می شوند و از بین می روند و با از بین رفتنشان تمام اطلاعاتی که در درون آن هست نیز از بین خواهد رفت و این اطلاعات به بیرون درز نمی کند. اما در نظريه‌ي جديد گفته می شود که اطلاعات كاملاً از بين نمي‌رود بلكه سياهچاله ذره ذره آن را تابش مي‌كند تا نهايتاً اطلاعات آن در دسترس قرار گيرد. و سیاهچاله با تابش هاوکینگ انرژی خود را ذره ذره از دست می دهد تا از بین برود. در نتيجه مي‌توان راجع به گذشته سیاهچاله ها مطمئن بود و آينده آنها را با قطعيت نسبتاً خوبي پيش‌بيني كرد.

یعنی امکان دارد که پروفسور هاوکینگ در 30 سال آینده نظریه جدیدی در باره سیاهچاله ها ارائه دهد و باز هم گفته های خود را نقض کند؟!!

منبع تبیان

[Mohammad Hosseyn]

سياهچاله چيست؟

مترجم: معصومه يوسفي

در چند جمله كوتاه ميتوان گفت، سياهچاله ناحيه اي از فضاست كه مقدار بسيار زيادي جرم در آن تمركز يافته و هيچ شيئي نمي تواند از ميدان جاذبه آن خارج شود.از آنجا كه بهترين تيوري جاذبه در حال حاضر تيوري نسبيت عام انيشتن است،در مورد سياهچاله و جزيياتش بايد طبق اين تيوري تحقيق و نتيجه گيري كنيم. ابتدا از مفهوم جاذبه و شرايط ساده تر آغاز مي كنيم.

فرض كنيد روي سطح يك سياره ايستاده ايد. يك سنگ را به سمت بالا پرتاب مي كنيد. با فرض اينكه آن را خيلي خيلي محكم پرتاب نكرده باشيد براي مدتي به سمت بالا حركت مي كند و نهايتا شتاب جاذبه باعث مي شود به پايين سقوط كند. اما اگر سنگ را به اندازه ي لازم محكم پرتاب كرده باشيد مي توانيد آن را به كل از جاذبه سياره خارج كنيد و سنگ بالا رفتن را تا ابد ادامه خواهد داد. سرعتي كه لازم است تا يك شيي را از حاذبه سياره خارج كند سرعت فرار يا سرعت گريز نام دارد. همانطور كه انتظار مي رود سرعت فرار به جرم سياره بستگي دارد. اگر سياره اي جرم زيادي داشته باشد كشش جاذبه آن زياد خواهد بود و نتيجتا سرعت فرار آن بيشتر خواهد شد. سياره سبكتر سرعت فرار كمتري خواهد داشت. همچنين سرعت فرار به فاصله از مركز سياره نيز بستگي دارد. هر چه به مركز سياره نزديك تر شويم سرعت فرار نيز بيشتر مي شود.

سرعت فرار زمين Km/s 11.2 يا m/h 25000 است. در حالي كه سرعت فرار در ماه فقط Km/s 2.4 يا m/h 5300 است.

حال يك جرم بسيار زياد را كه در يك ناحيه با شعاع بسيار كوچك تمركز يافته تصور كنيد. سرعت فرار چنين ناحيه اي از سرعت نور بيشتر خواهد بود و چون هيچ شييي نمي تواند سريعتر از نور سير كند پس هيچ شييي نمي تواند از ميدان جاذبه چنين ناحيه اي خارج شود ، حتي يك دسته پرتو نور.

ايده تفكر در مورد جرمي چنان چگال كه حتي نور نيز نتواند از آن خارج شود متعلق به لاپلاس در قرن هجدهم است. تقريبا بلافاصله پس از بيان نظريه نسبيت عام توسط انيشتين ، كارل شوارتز شيلد يك راه حل رياضي براي معادلات تيوري اين اجرام كشف كرد و سال ها بعد اشخاصي چون اپنيمر و ولكف واشنايدر در دهه 1930 به طور جدي درباره امكان وجود چنين نواحي در عالم به تحقيق پرداختند. اين پژوهشگران نشان دادند، هنگامي كه محتويات سوخت يك ستاره پرجرم به پايان مي رسد، نمي تواند در مقابل جاذبه دروني خود مقاومت كند و به صورت يك سياهچاله در خود فرو مي ريزد.

در نسبيت عام جاذبه از عوامل انحراف فضاي 4 بعدي است. اشياء بسيار پرجرم باعث انحرافات محورهاي زمان و فضا مي شوند در حدي كه قوانين هندسي اعتبار خود را از دست مي دهند و به كار نمي آيند. اين انحراف در اطراف يك سياهچاله بسيار چشمگير است و باعث مي شود كه سياهچاله ها خصوصيات عجيبي داشته باشند. هر سياهچاله چيزي به نام افق حادثه ( event horizon ) دارد، كه سطحي كروي است و مرز سياهچاله را مشخص مي كند. شما مي توانيد وارد اين افق شويد اما نمي توانيد از آن رهايي يابيد. در حقيقت وقتي وارد افق شديد محكوم به نزديك و نزديك تر شدن به مركز سياهچاله هستيد.

درباره افق مي توان اين تصور را داشت كه افق جايي است كه در آن سرعت گريز برابر با سرعت نور است. در خارج از افق سرعت گريز كمتر از سرعت نور است. بنا بر اين در صورتي كه راكت هاي شما به اندازه كافي انرژي داشته باشند مي توانيد از افق دور شويد اما وقتي وارد افق شديد راهي براي خروج نداريد. افق خصوصيات هندسي عجيبي دارد، براي يك ناظر كه فاصله زيادي از سياهچاله دارد، افق جاي خوبي به نظر مي رسد كه كروي و ساكن است. اما در صورتيكه به سياهچاله نزديك شويد متوجه خواهيد شد افق با سرعت بسيار زياد و يا در حقيقت با سرعت نور به سمت بيرون در حركت است. چون افق با سرعت نور به سمت بيرون گسترش مي يابد، پس براي خروج از افق بايد سرعتي بيش از سرعت نور داشته باشيم. و چون مي دانيم كه نمي توانيم با سرعتي بيش از سرعت نور سير كنيم پس هيچ گاه نخواهيم توانست از سياهچاله فرار كنيم.

اگر اين مطالب بسيار عجيب به نظر مي رسند، نگران نباشيد، واقعا عجيب هستند. افق از جهتي ثابت و از جهتي نا پايستار است. اين مطلب تا حدي شبيه به داستان آليس در سرزمين عجايب است. او بايد تا جايي كه مي توانست سريع حركت مي كرد تا مي توانست در يك جا بماند.

در درون افق فضا در حدي منحرف مي شود كه مختصات طول و زمان جايشان عوض مي شود به اين معني كه مختص نشان دهنده فاصله از مركز سياهچاله كه r نام دارد، يك مختص زماني و t يك مختص فضايي مي شود. نتيجه اين جابجايي اين است كه نمي شود از كوچك شدن لحظه به لحظه r جلوگيري كرد، مشابه شرايط معمولي كه از رسيدن به آينده گريزي نيست (يعني به طور معمول t در حال افزايش است) در نهايت بايد به مركز جايي كه r = 0 است برسيم. ممكن است فكر كنيد با روشن كردن راكت ها مي توان از افق خارج شد، اما اين كار نيز بيهوده است. از هر ماده اي كه استفاده كنيد، نمي توانيد از آينده خود گريزي داشته باشيد. پس از وارد شدن به افق، تلاش براي دور شدن از مركز سياهچاله درست مثل تلاش براي نرسيدن به پنجشنبه آينده است.

نام سياهچاله را براي اولين بار جان آرچيبالد ويلر پيشنهاد داد كه نام مناسبي به نظر مي رسيد، چون از نام هاي پيشنهادي قبل از خودش جذاب تر بود. پيش از ويلر از اين نواحي با عنوان ستاره هاي منجمد ياد مي شد. در ادامه توضيح خواهم داد كه چرا اين نام را به آن ها داده بودند.

سياهچاله چه اندازه اي دارد؟

اندازه هر چيز دو جنبه دارد. در اولين جنبه مي گوييم اين جسم چه ميزان جرم دارد و در جنبه ديگر آن را از نظر حجم بررسي مي كنيم. ابتدا درباره جرم سياهچاله بحث مي كنيم.

براي ميزان جرم يك سياهچاله محدوديتي وجود ندارد. هر مقدار جرمي درصورتي كه به اندازه كافي چگال باشد مي تواند سياهچاله تشكيل دهد. حدس مي زنيم كه سياهچاله هاي موجود از مرگ ستارگان پرجرم تشكيل يافته اند، بنا بر اين بايد به همان اندازه جرم داشته باشند. به عنوان نمونه جرم يك سياهچاله در حدود 10 برابر جرم خورشيد است، يعني جرمي معادل 10 به توان 31 كيلوگرم.

هر چه جرم سياهچاله بيشتر باشد فضاي بيشتر اشغال خواهد كرد. در حقيقت شعاع شوارتز شيلد (شعاع افق) و جرم نسبت مستقيم دارند. اگر سياهچاله اي 10 برابر يك سياهچاله ديگر جرم داشته باش، شعاعش نيز 10 برابر ديگري خواهد بود. شعاع سياهچاله اي هم جرم خورشيد 3 كيلومتر است. بنا بر اين، اگر سياهچاله اي 10 برابر خورشيد جرم داشته باشد شعاعش 30 كيلومتر خواهد بود و سياهچاله اي كه در مركز يك كهكشان با جرم يك مليون برابر خورشيد 3 ميلون كيلومتر شعاع خواهد داشت. ممكن است اين مقدار شعاع زياد به نظر برسد ولي با استانداردهاي نجومي خيلي هم عجيب نيست. به عنوان مثال شعاع خورشيد 700000 كيلومتر است و يك سياهچاله بسيار بسيار سنگين شعاعي فقط در حدود 4 برابر خورشيد دارد.

در صورت سقوط در سياهچاله چه بلاي به سرم مي آيد؟

فرض مي كنيم در داخل يك فضا پيما به سمت يك سياهچاله با جرم يك مليون برابر خورشيد در مركز كهكشان راه شيري در حال حركت هستيد. (بحث هاي زيادي در مورد وجود سياهچاله در مركز كهكشان راه شيري وجود دارد. اما فرض مي كنيم حداقل براي چند ثانيه اين سياهچاله موجود باشد.) از فاصله دور راكت ها را خاموش كرده ايد و به سمت سياهچاله سرازير مي شويد. چه اتفاقي خواهد افتاد؟

در ابتدا هيچ جاذبه اي را حس نخواهيد كرد چون در حال سقوط آزاد هستيد، همه قسمتهاي بدنتان به يك صورت كشيده خواهند شد و احساس بي وزني خواهيد كرد (اين دقيقا همان چيزي است كه در مدار زمين براي فضا نوردان اتفاق مي افتد. با اين حال نه فضا نورد و نه شاتل هيچ نيروي جاذبه اي را حس نمي كنند.) همين طور كه به مركز سياهچاله نزديك و نزديك تر مي شويد نيروهاي جاذبه جزر و مدي را بيشتر حس خواهيد كرد. فرض كنيد پاهايتان نسبت به سرتان در فاصله كمتري از مركز سياهچاله قرار گرفته باشد. نيروي جاذبه با نزديك شدن به مركز سياهچاله بيشتر مي شود، بنا بر اين در پاهايتان نيروي جاذبه را بيشتر حس خواهيد كرد. و حس خواهيد كرد كشيده شده ايد ( اين نيرو نيروي جزر و مدي نام دارد چون دقيقا مانند نيرويي عمل مي كند كه باعث جزر و مد در سطح زمين مي شود). اين نيروها با نزديك شدن به مركز بيشتر و بيشتر خواهد شد تا جايي كه شما را پاره پاره كند.

براي يك سياهچاله خيلي بزرگ شبيه به آن كه شما در آن سقوط مي كنيد، نيروهاي جزر و مدي تا شعاع 600000 كيلومتري مركز قابل توجه نيستند. البته اين مطلب پس از ورود به افق اعتبار مي يابد. اگر در حال سقوط به يك سياهچاله كوچكتر هم جرم خورشيد بوديد، نيروهاي جزر و مدي از فاصله 6000 كيلومتري مركز شما را تحت تاثير قرار مي داد و شما خيلي زود تر از آنكه وارد افق شويد تكه پاره مي شديد (و اين موضوع علت اين است كه شما را در حال سقوط به يك سياهچاله بزرگ تصور كرديم تا بتوانيد حداقل تا وارد شدن به سياهچاله زنده باشيد). در حين سقوط چه چيزهايي مي بينيد؟ شما در حين سقوط چيز خاص و عجيبي را مشاهده نخواهيد كرد. تصوير اشيا درو ممكن است به شكل هاي عجيب و نا مربوط در آمده باشند، چون جاذبه سياهچاله نور را نيز منحرف مي كند. به ويژه وقتي وارد افق مي شويد هيچ اتفاق خاصي نخواهد افتاد. حتي پس از وارد شدن به افق نيز خواهيد توانست چيزهايي را كه بيرون هستند ببينيد. چون نوري كه از اشيا بيروني ساطع مي شود مي تواند وارد افق شود و به شما برسد. اما در بيرون از افق كسي قادر به ديدن شما نيست چون نور نمي تواند از افق خارج شود.

كل اين اتفاقات چقدر طول مي كشد؟ البته اين مطلب بستگي به اين دارد كه از چه فاصله سقوط به داخل سياهچاله را شروع كرده باشيد. فرض مي كنيم اين عمليات از جايي شروع شود كه فاصله شما از مركز 10 برابر شعاع سياهچاله باشد. براي سياهچاله اي با جرم يك ميليون برابر خورشيد 8 دقيقه طول مي كشد تا به افق برسيد، پس از آن 7 دقيقه ديگر در پيش داريد تا به ناحيه منحصر به فردي برسيد. البته اين زمان ها تقريبي است و به عنوان مثال در يك سياهچاله كوچكتر زمان مرگ نزديك تر خواهد بود. پس از پشت سرگذاشتن افق در 7 دقيقه باقيمانده از عمر ممكن است وحشت زده بشويد و شروع كنيد به روشن كردن راكت ها اما اين تلاش بيهوده است.

از يك فاصله مطمئن از سقوط در سياهچاله چه چيز مشاهده مي شود؟

چيزي كه از دور ديده مي ود با واقعيت كمي تفاوت دارد. همچنان كه شما به افق نزديك تر مي شويد ناظر حركت شما را آهسته و آهسته تر مي بيند. او هيچ گاه رسيدن شما را به افق نخواهد ديد.

سياهچاله اي را در نظر بگيريد كه از فرو ريختن يك ستاره شكل گرفته است. در حالي كه ماده تشكيل دهنده سياهچاله فرو مي ريزد، ناظر آن را كوچك و كوچك تر مي بيند، همچنين او نزديك شدن شما را مي بيند اما نمي تواند رسيدن به افق را ببيند و اين علت نام گذاري اوليه آنها يعني ستاره هاي منجمد است. چون به نظر مي رسد آن ها در فاصله اي به اندازه كمي بيشتر از شعاع شوارتز شيلد يخ زده اند.

چرا اينگونه به نظر مي رسد؟ مهمترين مطلبي كه در اين مورد عنوان شده يك خطاي نوري است. در حقيقت شكل گرفتن يك سياهچاله يا رسيدن شما به افق زمان نامحدودي نمي برد. وقتي شما به افق نزديك و نزديك تر مي شويد، نوري كه از شما ساطع مي شود به زمان بيشتري نياز دارد تا به ناظر برسد در واقع نوري كه بدن شما در هنگام گذر از افق ناظر ديگر تصويري از شما نمي بيند و حس مي كند رسيدن به افق چه زمان نامحدودي وقت مي برد.

از زاويه ديگري نيز مي شود به اين مسئله نگاه كرد. زمان در نزديكي افق بسيار آرامتر از فضاهاي دورتر سپري مي شود. فرض كنيد فضاپيماي شما براي خروج از افق در حركت است و براي چندين ثانيه آنجا توقف مي كند (با مصرف مقداري زيادي سوخت براي جلوگيري از سقوط به داخل). سپس شما به سمت ناظري مي رويد و به او ملحق مي شويد. متوجه مي شويد در طي اين ايام او سني بيش از شما دارد، در حقيقت زمان براي شما بسيار آهسته تر (كند تر) سپري شده است تا براي او.

به نظر شما كدام يك از اين دو نظريه فريب نور يا كندي زمان درست است؟ جواب بستگي به مختصاتي داردكه طبق آن به بررسي سياهچاله ها بپردازيد. طبق مختصات معمول كه مختصات شوارتز شيلد نام دارد، زماني افق را پشت سر مي گذاريد كه مختصات t (زمان) بي نهايت است. طبق اين مختصات گذر از افق زمان بي نهايت لازم دارد. اما علت اين مطلب اين است كه مختصات شوارتز شيلد تصوير تحريف شده اي از آنچه در اطراف افق مي گذرد به ما مي دهد. در حقيقت درست در افق مختصات كاملا تحريف شده و تغيير يافته اند. در صورتي كه مختصات واحدي را در نزديكي افق انتخاب نكرده ايد متوجه مي شويد كه در هنگام گذر از افق زمان واقعا محدود است. ولي زماني كه ناظر شما را مشاهده مي كند نامحدود است. تشعشات نياز به زمان بي نهايت و نامحدودي دارند تا به چشم ناظر برسند. پس شما مي توانيد از هر دو نوع مختصات استفاده كنيد، در عمل هر دوي آنها درست هستند. فقط دو بيان متفاوت از يك مطلب ارئه مي دهند. درعمل شما از چشم ناظر پنهان خواهيد ماند قبل از اينكه زمان بي نهايت سپري شود. براي يك جسم نوري كه از طرف سياهچاله تابش مي شود به طرف سرخي و طول موجهاي بيشتر مي رود.

بنا براين در صورتي كه شما نور مرئي با طول موجهاي ثابتي ساطع كنيد، ناظر آن را با طول موج بيشتري دريافت خواهد كرد. با نزديك تر شدن شما به افق اين طول موجها افزايش مي يابند. كه درنهايت به تابش هاي نامرئي، مادون فرمز و امواج راديويي خواهند رسيد. در بعضي نقاط طول موجها به قدري زياد خواهند بود كه ناظر نخواهد توانست آن ها را مشاهده كند. از گذشته به خاطر داريد كه نور در دسته هايي به نام فوتون ساطع مي شود. تصور كنيد در حين گذر از افق فوتون هايي ساطع كنيد. قبل از گذشتن از افق آخرين فوتون ها را ساطع خواهيد كرد، اين فوتون ها در زمان محدودي به چشم ناظر خواهند رسيد - به عنوان مثال براي چنان سياهچاله پر جرمي چيزي در حدود 1 ساعت.. و پس از آن ناظر ديگر قادر به ديدن شما نخواهد بود (فوتون هايي كه پس از گذر از افق ساطع مي شوند هيچ گاه به ناظر نمي رسند)...

منبع : [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

[Renjer Babi]

معرفي مقدماتي سياهچاله

فهرست:
1.تاريخچه
2.تبديل ستاره به سياهچاله
3.محاسبه شعاع شوارتزشيلد
4.منابع
1.تاريخچه

مفهوم جسمي بسيار پرجرم كه حتي نور نيز نمي تواند از آن بگريزد نخستين بار در سال 1783 توسط يك جغرافي دان انگليسي به نام جان ميشل ارائه شد. در آن زمان، تئوري نيوتني گرانش و مفهوم سرعت گريز شناخته شده بود. ميشل حساب كرد كه اگر اندازه جسمي 500 برابر شعاع خورشيد باشد و چگالي اي برابر با چگالي خورشيد داشته باشد، سرعت گريز برابر با سرعت نور خواهد بود و در نتيجه اين جسم غير قابل مشاهده مي باشد. به گفته خودش:
اگر نيم-قطر كره اي با چگالي مشابه خورشيد 500 برابر نيم-قطر خورشيد شود، جسمي كه از ارتفاع نامحدودي به سمت سطح آن مي افتد سرعتي بيشتر از سرعت نور خواهد داشت و اگر نوري از آن گسيل شود، به سرعت به سمت خودش جذب ميشود.
با اينكه ميشل فكر ميكرد اين پديده غير معقول است، اما در هر حال او اولين كسي است كه احتمال وجود اجسام نامرئي در كيهان را مد نظر قرار داد.
در سال 1796، رياضي دان فرانسوي پير سيمون لاپلاس همين ايده را در ويرايش اول و دوم كتاب خود، آشكار سازي سيستم جهان (Exposition du Systeme du Monde) ارتقاء داد؛ كه البته در ويرايش هاي بعدي اين كتاب اثري از آن به چشم نمي خورد. در قرن نوزدهم به اين موضوع توجه زيادي نشد، زيرا در آن زمان نور را موجي بدون جرم در نظر ميگرفتند كه تاثيري از گرانش نمي پذيرفت.
در سال 1915، آينشتاين نظريه گرانشي خود را كه نسبيت عام نام گرفت منتشر كرد. او پيش از اين نيز نشان داده بود كه گرانش بر نور تاثير ميگذارد. چند ماه بعد، كارل شوارتزشيلد راه حلي براي ميدان گرانشي جرم نقطه اي ارائه دادو به اين وسيله نشان داد چيزي كه ما امروزه آن را سياهچاله مي ناميم از لحاظ نظري امكان وجود دارد.در حال حاضر شعاع شوارتزشيلد به عنوان شعاع افق رويداد يك سياهچاله غير چرخشي شناخته ميشود، اما در زماني كه او اين شعاع را معرفي كرد،به خوبي مورد درك و فهم قرار نگرفت. شوارتزشيلد خودش هم فكر ميكرد اين موضوع فيزيكي نيست.
در دهه 1920، چاندراسخار متوجه شد كه نظريه نسبيت خاص پيش بيني ميكند اگر جسمي كه از خود تابشي نميكند، بيش از 1.44 برابر جرم خورشيد جرم داشته باشد بر اثر گرانش مركز در خودش ريزش ميكند . عاملي هم كه بتواند جلوي چنين اتفاقي را بگيرد تا آن زمان شناخته شده نبود. كشف او با مخالفت شديد آرتور ادينگتون مواجه شد. او اعتقاد داشت كه قطعا"‌چيزي باعث ميشود كه فرو-ريزش ستاره متوقف شود. هر دوي آنها درست ميگفتند، زيرا كوتوله سفيدي كه از حد چاندراسخار (1.44 برابر جرم خورشيد) بيشتر جرم داشته باشد تبديل به ستاره نتروني ميشود. اما خود ستاره نوتروني هم اگر بيش از 3 برابر خورشيد جرم داشته باشد به فرو-ريزش خود ادامه ميدهد.
در سال 1939، رابرت اوپنهايمر و اشنايدر پيش بيني كردند كه ستاره هاي پرجرم ميتوانند دستخوش يك فرو-ريزش گرانشي شديد شوند. سياهچاله ها ميتوانستند در حقيقت وجود داشته باشند. اين اجسام در ابتدا براي مدتي با عنوان ستاره هاي يخ زده ناميده ميشدند؛زيرا مشاهده ها نشان ميدادند كه فرو-ريزش به سرعت آرام ميشود و در نزديكي شعاع شوارتزشيلد طيف آنها يه شدت به سمت قرمز متمايل ميشد. محاسبات رياضي نشان دادند كه يك ناظر بيروني سطح ستاره راه هنگامي كه از شعاع شوارتزشيلد عبور ميكند، يخ زده مشاهده ميكند. اين اجسام فرضي تا اواخر دهه 1960 مورد توجه و علاقه زيادي وقع نشدند. بيشتر فيزيكدانها بر اين باور بودند كه سياه چاله ها نتيجه عجيب و غريبي از راه حل بسيار متقارن و ايده ئال شوارتزشيلد هستند و اجسامي كه در خودشان فرو ميريزند در طبيعت تشكيل يك سياهچاله نميدهند.
توجه به سياهچاله ها دوباره در سال 1967 به علت تجربه ها و نظريه هاي جديد برانگيخته شد. استيون هاوكينگ و راجر پنروز اثبات كردند كه سياه چاله ها يك نتيجه كلي از نظريه گرانشي آينشتاين هستند و نميتوان آنها را فقط به چشم اجسامي كه در خود ريزش ميكنند نگاه كرد. پس از كشف پالسار ها توجه ها در محافل نجومي بار ديگر به سياهچاله ها جذب شد. در مدت كوتاهي پس از اين واقعه، جان ويلر (John Wheeler) براي اولين بار از اصطلاح سياه چاله استفاده كرد. اجسام قديمي تري كه ميشل و لاپلاس توصيف كرده بودند بيشتر اوقات با عنوان "ستاره هاي تاريك" شناخته ميشوند تا از سياهچاله هاي نسيبت عام تمايز داده شوند.
2.تبديل ستاره به سياهچاله

ستاره ها زماني پديد مي آيند كه ابري فوق العاده بزرگ از غبارهاي كيهاني و هيدروژندر زير بار گرانش خود فشرده شوند . در اين صورت گرانش به همراه افزايش چگالي فزونيمي يابد و بدين ترتيب فضا – زمان خميده و خميده تر مي شود . پس از مدتي گاز هيروژن درهسته متراكم مي شود و در اين تراكم شديد اتم ها با يك ديگر برخورد مي كنند و دمايآن ها رفته رفته افزايش مي يابد . زماني كه دماي هسته به 10 ميليون درجه رسيد ،پروتون هاي هيدروژن در پي واكنش هاي زنجيره اي هم جوشي هسته اي به هليوم تبديل ميشوند . در هنگام اين واكنش ها مقداري از جرم نا پديد مي شود كه تبديل به انرژي وامواج الكترومغناطيسي همچون نور مي شوند . در اين صورت يك جسم كه همچون يك لامپ غولپيكر كيهاني است پديد آمده است و اين آغاز زندگي يك ستاره است . هر ستاره اي كه مادر آسمان مشاهده مي كنيم در هسته اش واكنش هاي عظيم هم جوشي رخ داده است تا اين نورتوليد شود و به ما برسد .
وقتي يك ستاره در حال سوختن است، انرژي ناشي از واکنش هاي هسته اي ضمن افزايش فشار گاز، موجبات توازن گرانشي را فراهم مي آورد و وقتي سوخت ستاره تمام مي شود، ديگر گرمايي براي خنثي كردن نيروي گرانشي و حفظ توازن باقي نمي ماند. مقدار جرم ستاره, تعيين کنندة سرنوشت آن پس از مرگش خواهد بود. پس از اتمام سوخت ستاره، نيروي جاذب گرانشي باعث کوچک شدن ابعاد آن مي گردد. در ستارگاني با اندازة مشابه خورشيد و جرمي تا حدود 4/1 جرم خورشيد، انبوه الكترونهاي محصور در ستاره، طبق اصل طرد پاولي انقباض گرانشي را متوقف کرده و كوتوله سفيدي كه از گرماي باقيمانده مشتعل و تابان است، (با چگالي حدود2 10 تا gr/cm3107) تشكيل مي شود. تقريبا 99 درصد از ستارگان سرنوشتي مشابه خورشيد خواهند داشت. در ستارگاني با جرمي بين 4/1 تا 3 برابر خورشيد، پس از انفجار هاي ابر نواختري، چنانچه دافعه کوانتومي پروتون - پروتون و نوترون - نوترون توازن گرانشي ايجاد کند، ستاره اي نوتروني با قلمرو چگالي بين 107 تا gr/cm3 1012 تشكيل مي شود. چنانچه جرم در حال فرو ريزش ستاره بيش از 3 برابر جرم خورشيد باشد، حتي نيروهاي بين نوترونها هم نمي تواند انقباض را متوقف كند. جاذبه، لاشه فشرده ستاره مورد نظر كه چگالي بي نهايت بزرگي دارد، فضا ـ زمان اطراف خود را به قدري انحنا مي دهد که حفره سياه يا همان سياهچاله پديد مي آيد. گرانش حاصل به اندازه اي قوي است كه هيچ چيز حتي نور (فوتون) هم نمي تواند از آن بگريزد.

طبقه بندي ستاره ها بر حسب ميزان جرم و سرنوشت نهايي آنها

براي درك بهتر طبيعتِ يك سياهچاله، نگاهي مي اندازيم به نمودار پيدايش سياهچاله كه در هم ريختن ستاره را از ديد ناظر ساكنِ دور در فضا و ناظر در حال سقوط با ستاره نشان مي دهد.

نمودار شکل گيري يک سياهچاله از ديد ناظري دور و ناظري که در حال سقوط با ستاره است.

خط وسط شكل خط جهانی مركز ستاره است. در ضمنِ فرو-ريزش، (ترتيب زماني آن بطرف بالاست) دايره كوچك و كوچكتر مي شود و سرانجام طبق نظريه نسبيت عام، نقطه اي تکين با چگالي بي نهايت تشكيل مي شود (خط وسط در شكل). براي آنكه ناظر (1) مسير هوار را به ناظر (2) اطلاع دهد در فواصل معيني علامات نوري را كه با E,D,C,B,A نشان داده شده اند، از سطح ستاره مي فرستد.شكل نشان ميدهد كه علامات A,B تقريباً با همان اختلاف زماني كه از (1) ارسال مي شوند به (2) مي رسند. علامت C بسيار ديرتر از آنكه انتظارش مي رود به مقصد مي رسد زيرا در اين مرحله، ميدان گرانش قوي است و مخروط نوري به دليل انحناي بيشترِ فضا نزديک ستاره، فشرده تر است. در واقع هرچه انتشار نور نزديكتر به شعاع شوارتزشيلد Â صورت بگيرد انتقال به قرمز بيشتري داشته و فـوتون هايي كه درفواصل زماني مساوي از (1) فرستاده مي شوند در فواصلي هرچه طولاني تر به (2) مي رسند. به گونه اي که علامت D كه درست هنگام تقاطع با شعاع شوارتز شيلد نشر مي شود هرگز به (2) نرسيده و در r=Âدر جا مي زند (خط عمودي). سرانجام علامت E هرگز امكان فرار از r<Â را ندارد و پس از مدت زماني كوتاهي به داخل نادره (r=0) مي افتد.
3 .محاسبه شعاع شوارتزشيلد

اندازه شعاع شوارتزشيلد يا افق حادثه رابطه مستقيم با جرم ستاره دارد. با توجه به روابط نيوتوني و نتايج نسبيت خاص، افق حادثه به آساني قابل محاسبه است. براي انرژي کل مکانيکی جسمي به جرم m که با سرعت v در فاصله r از جرم M در حال دور شدن است، چنين داريم:

(1)

اگر ، جسم مقيد است و دوباره به سمت جرم M سقوط مي کند، در غير اين صورت به حرکت خود همچنان ادامه داده و از سرعتش کاسته مي شود. به ازاي ، مي توان حداقل سرعت فرار را بدست آورد. توجه شود که سرعت گريز به جرم m وابسته نيست.

با توجه به نسبيت خاص، سرعت هيچ جسمي نمي تواند فراتر از سرعت نور C باشد. بنابراين اگر فاصله جسمي کمتر ازÂ باشد، براي فرار به سرعتي بيشتر از سرعت نور احتياج دارد و چون امکانپدير نيست تا ابد در دام جاذبه M خواهد ماند. بنابراين شعاع شوارتزشيلد Â از رابطه زير به دست مي آيد.(2)

(3)

۴.شناسايي سياهچاله ها
بخاطر خاصيت گريز ناپذير بودن، تشخيص سياهچاله ها بسيار مشكل است و مهمترين راهي كه به دانشمندان امكان شناسايي آنها را مي دهد، مشاهده ديسك تجمعي است. نكته زيبا اينجاست كه گازها و مواد قسمتهاي داخلي ديسك، سريعتر از گاز نواحي دور دست مي چرخند و دراقع سرعت قسمتهاي مختلف ديسك متفاوت است. لذا گازهايي كه تحت اصطكاك و مالش بسيار داغ شده اند از خود انواع مختلفي از تشعشعات حامل انرژي ساطع مي كرده و يك منبع نيرومند پرتو x تشكيل مي دهند که توسط تلسكوپهاي امواج xقابل ديدن مي باشد. علاوه بر امواج x معمولاً از طريق وجود لنزهاي گرانشي و ستاره اي در حال چرخش به دور يك شي غير قابل رويت نيز مي توان به وجود سياهچاله يا ستاره اي نوتروني در يك منطقه از فضا پي برد. به طور كلي سياهچاله ها در دو نوع چرخان و غير چرخان وجود دارند و بعضي از آنها كه به سياهچاله هاي كهكشاني يا سوپر سياهچاله ها موسومند از حدود يك ميليون تا يك مليارد ستاره فشرده شده در داخل يك مركز تشكيل مي شوند. شواهدي از وجود اين اجرام عظيم الجثه در قلب كهكشانها در دست است.با توجه به نظربات جديد تر, سياهچاله ها کاملا سياه نيستند, بلکه به دليل افت و خيزهاي کوانتوميِ نزديکِ افق, تشعشعاتي ساطع مي کنند که به تبخير سياهچاله مي انجامد. بر اساس اين نظريه, بعد از ملياردها سال, سياهچاله کل جرم و اطلاعات ذرات بلعيده شده را از دست مي دهد. امروزه نظريه ريسمان تنها نظريه کارآمدي است که قادر است نحوه فشرده شدن چنان جرم عظيمي در ناحيه اي کوچک از فضا را با توجه به ابعاد اضافي توضيح دهد.



4.منابع

1. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

• [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
• Universe، ويليام كافمن
• تاريخچه زمان، استيون هاوكينگ، ترجمه محمدرضا محجوب
• جهان در پوست گردو، استيون هاوكينگ، ترجمه محمدرضا محجوب
• سياهچاله ها (نگاهي به تاريخ علم، 13) ، ايراك آسيموف ، ترجمه هوشنگ شريف زاده

parssky.com

[Mohammad Hosseyn]

.فصل اول : سرگذشت مختصری از مرگ یک ستاره
مسلما" تا کنون هر یک از انسان تا حدی با قوانین گازها حتی در حد تجربی سر و کار داشته اند . یکی از این قوانین که با استناد به آزمایش در آزمایشگاه ثابت می شود این است که یک گاز هر گاه در فضای ظرفی قرار گیرد به طور یکنواخت در آن ظرف پخش می شود . این اثر را می توانیم بعینه در فضای اطراف خود مشاهده کنیم . اما این قانون به ظاهر ساده فقط در محیط ما صادق است . اگر کمی از محیط زمین تجاوز کنیم و به محدوده ی گازهای میان ستاره ای در فضای بیکران پای بگذاریم متوجه خواهیم شد که این قانون دیگر برای ابرهای عظیم درست نیست . زیرا آنها از قانون دیگری پیروی می کنند .


در این ابرها دما به قدری است که دیگر انرژی جنبشی مولکول های گاز به حدی نیست که بتوانند از ابر بگریزند در این شرایط آنها تحت تأثیر گرانش ابر به کانون آن که عمدتا" در مرکز ابر است سقوط می کنند . در این صورت ابر در خود جمع خواهد شد البته باید برای این حرف یک تبصره نیز بیاوریم . ابر مورد نظر ما باید دارای شرایطی باشد از جمله اینکه باید شعاع آن از مقداری معین که با توجه به جرم مولکولهای گاز ، چگالی و دمای آن تعیین می شود تجاوز کند . در مرکز این ابر آنقدر مولکول های بر روی هم دیگر سقوط می کنند تا اینکه آن ابر عظیم گذشته تبدیل به یک توده می شود در این شرایط آن قدر این مولکول ها با هم برخورد می کنند که ابر گرم می شود . میزان این برخورد ها به حدی افزایش می یابد که گرمای حاصل از آن بسیار زیاد می شود . این گرما به حدی است که به اتم های هیدروژن که بخش اعظم ابر را تشکیل داده اند ، اجازه می دهد که با یکدیگر واکنش گداخت هسته ای را انجام دهند . حاصل این واکنش تبدیل چهار اتم هیدروژن به یک اتم هلیم و یک نوترینو و مقداری انرژی است .


4H = He + neutrinos + energy


حال ممکن است در ذهن شما این هر انسانی این سؤال تداعی شود که چگونه ممکن است جرم به انرژی تبدیل شود در این شرایط باید فرمول معروف آلبرت اینشتن دانشمند بزرگ همه ی دوران فیزیک را به یاد آوریم که می گوید جرم و انرژی با هم ، هم ارز هستند . این رابطه به صورت زیر است . در این رابط c سرعت نور است که برابر 300000 کیلومتر بر ثانیه است .

E=mc²


با محاسباتی ساده به نتایج زیر می رسیم .

جرم چهار اتم هیدروژن = 27- ^ 10 × 6.693 کیلوگرم

جرم یک اتم هلیم = 27 - ^ 10 × 6.645 کیلوگرم

جرم گم شده = 27- ^ 10 × 0.0048 کیلوگرم

جرم گم شده تبدیل به انرژی شده است .





در مرکز هر ستاره در هر ثانیه واکنش های پیوسته گداخت انجام می گیرد که انرژی تولید شده توسط آنها میلیون ها برابر قدرتمند تر از انرژی زرادخانه های اتمی در زمین است در طی این واکنش گرمای عظیمی تولید می شود که ستاره را در برابر گرانش خودش محافظت می کند تا اینکه زیر این فشار منفجر نشود . اما سرانجام هر آغازی پایانی خواهد داشت . سوخت یک ستاره ی معمولی مثل خورشید بعد از 10 میلیارد سال به اتمام خواهد رسید . هدف اصلی این بخش از این تحقیق بررسی زمانی است که سوخت یک ستاره به اتمام می رسد . در چنین شرایطی که ستاره چند میلیون سال پایانی عمر خود را می گذاراند منبسط می شود و درجه حرارت آن افزایش می یابد برای مثال وقتی ستاره ای چون خورشید به پایان عمرش نزدیک می شود چنان منبسط می شود که مدار عطارد و زهره را فرا می گیرد و به مدار زمین می رسد در این شرایط هر روز خورشید تقریبا" سه چهارم آسمان زمین را فرا خواهد گرفت . ولی در آن روزگار مسلما" هیچ انسانی زنده نخواهد بود . زیرا از آن حرارت وحشتناک هلاک خواهد شد . حتی سخت جانترین باکتری ها نیز که در شرایط نا به سامان برای خود هاگ می سازند از بین خواهند رفت . به همین جهت در فکر است که بتواند برای سال های آتی خود پناهگاهی جز زمین بیابد .



حال چنین ستاره ای پس از آنکه منبسط شد سعی می کند تا هلیوم را به عناصر سنگین تر مانند کربن و اکسیژن تبدیل کند . ولی این واکنش ها انرژی زیادی مثل تبدیل هیدروژن به هلیم تولید نمی کنند . به همین سبب این ستاره که غول سرخ نامیده می شود نا پایدار است . سرانجام این ستاره زیر بار گرانش تحمل نمی کند و در یک انفجار نواختری یا نوایی پوسته خود را به دور می اندازد البته اگر اگر ستاره جرمی بیش از سه برابر خورشید داشته باشد در یک انفجار ابرنواختری یا سوپرنوایی از بند حفاظ گازی خود رها می شود . این انفجار به طرز باورنکردنی درخشان و تابناک است به طوری که ممکن است روشنایی آن 100 میلیون برابر خورشید باشد البته آن بسیار کم است و فقط برای روزها و یا ماه های کمی قابل رؤیت است . این انفجار یکی از نادرترین واقعه های جالب نجومی است .


در این انفجار نهیب تنها چیزی که امکان دارد باقی بماند هسته ی ستاره است . در ستاره ای همچون خورشید هسته باقیمانده که تقریبا" نصف جرمش را تشکیل می دهد تا پس از انفجار تا مرز 7 ^ 10 متر فشرده می شود در این شرایط براساس رابطه لوئی دوبروی انرژی جنبشی الکترون ها افزایش می یابد و برای آنها فضار ایجاد می کند ولی نیروی این فشار به حدی نیست که بتواند بر اوربیتال آنها بر گرداگرد هسته غلبه یابد کند ولی تنها کاری که می کند آنها را تا یک صدم شعاع اتمی خود فشرده می کنند . در این صورت این ستاره فشرده گرانش قابل توجهی دارد برای درک بهتر آن خورشیدی را در نظر بگیرید که در این شعاع اندک فشرده شده باشد . در این وضعیت چگالی این جسم بسیار زیاد است به طوری که جرم یک قاشق چایخوری از آن همانند جرم یک کامیون 18 چرخ در روی زمین است این جسم یک کوتوله سفید نامیده می شود اگر یک پرتو نور از کنار یکی از آنها به جرم 30 ^ 10 × 1.99 بگذرد در مسیرش چهار ساعت و یک دقیقه ( واحد درجه ) انحنا ایجاد می شود . حال اگرهسته ی باقیمانده پس ا انفجار 1 تا 1.5 (حد چاندرا اسکر برای کوتوله سفید ) برابر خورشید جرم داشته باشد وضعیت کاملا" فرق می کند . در نوع از ستاره ها فوریزی حاصل از گرانش آن قدر ادامه می یابد که فشار الکترون ها قادر به مقابله با آنها نیست . در این شرایط بغرنج الکترون ها از اوربیتال های خود خارج شده و جذب پروتون ها می شوند در نتیجه نوترون ها زاده می شود . اگر بخواهیم کمی دقیق تر بررسی کنیم نوترون ها بر اثر متحد شدن الکترون ها و پروتون ها و هم چنین اثر معکوس فروپاشی بتا شکل می گیرند .


در هنگام فضایی در اختیار نوترون ها قرار گرفته است که در جای خود فشرده شوند . این ها به حدی فشرده می شوند که تقریبا" در هر مترمکعب از ماده این ستاره 17 ^ 10 کیلو گرم جرم دارد . این فشرده گی به حدی زیادی است که به ذهن هیچ انسانی خطور نمی کند یک قاشق چای خوری از ماده ی آنها تقریبا" به اندازه ی یک میلیون کامیون 18 چرخ در روی زمین جرم خواهد داشت . این ستارگان در هنگام تولد دمای بالایی دارند و تابش می کنند اماپس از گذشت زمان به شدت دمایشان کاهش یافته و در نتیجه سرد می شوند .


این ستاره ها اغلب به صورت پالسار دیده می شوند . پالسار نوعی ستاره ی نوترونی است با این تفاوت که دارای اسپین و چرخش است . این ها در حوضه ی پرتوی ایکس اشعه ساتع می کنند که به صورت مخروطی سو سو زنان مشاهده می شود این چرخش ها باعث می شود که میدان مغناطیسی آن نیز به موزات آن دارای اسپین باشد . موضوع جالب دیگر در زمینه ی این ستاره های نوترونی حرکت سریع آنها در فضا است . دلیل این حرکت را با توجه به ابرنواختری که ستاره در آن زاده شده است توجه می کنند و می گویند که ضربات انفجار اولیه در همان یک ثانیه ی نخست است به آنها سرعت می دهد که تقریبا" 500 کیلومتر بر ثانیه به سرعت آنها می افزاید این مطلب در سال 2003 توسط دانشمندان آمریکایی و آلمانی تأیید شد .






نمايي از اثر و رد حرکت سريع يک ستاره نوتروني که مانند حبابي در پشت آن ايجاد شده است .


پالسارها دارای میدان مغناطیسی هستند که در گذشته ( پیش از سال 2001 ) به طور غیرمستقیم میدان آنها اندازه گیری می شد اما پس از آنکه در سال 2003 تلسکوپ XMM – Newton با کار دوساله ی خود برروی آنها میدان آنها را به طور مستقیم مشخص ساخت ، معلوم شد که روش مستقیم میدان را 30 برابر ضعیف تر از روش غیرمستقیم نشان می دهد . پالسارها با سرعتی باور نکردنی به دور خود می چرخند برای مثال پالسار ابرسرطان در هر ثانیه 33 مرتبه به دور خود می چرخد .





ستاره نوتروني لکه نورانی در مرکز تصوير است که از رصدخانه XMM-Newton ديده مي شود



همانطور که ذکر شد این ستاره ها چگالی بسیار زیادی دارند در نتیجه ی باید جرمشان نیز بسیار باشد ( با توجه به حجمشان ) با تکیه با این مطالب می توان گفت که یک ستاره ی نوترونی به جرم خورشید و شعاع 10 کیلومتر در مسیر یک پرتوی نور 46 درجه انحنا ایجاد می کند . تصویر زیر به شما به خوبی مسیر حرکت اطراف اجرام مختلف آسمانی از جمله یک ستاره و یک کوتوله سفید ، همچنین یک ستاره نوترونی را نشان می دهد . در این تصویر اشاره ای به سیاهچاله نیز شده است . در این فصل قصد نداریم به بحث در زمینه ی سیاهچاله بپردازیم . زیرا موضوع اصلی این مقاله در زمینه سیاهچاله است و در یک فصل مجزا کامل شرح داده خواهد شد . ولی برای درک بهتر این تصویر بد نیست که بدانیم سیاهچاله یکی از حالت رمبیده از ستاره ها است که از ستاره های نوترونی و کوتوله های سفید بسیار پر جرم تر است و هیچ چیزی حتی نور قادر به گریز از آن نیست . همچنین در این تصویر دو ستاره ی نوترونی به نمایش گذاشته شده است یکی پر جرم و دیگری تقریبا" کم جرم . آن تصویر که مربوط به ستاره ی نوترونی کم جرم است همان کوتوله سفید است زیرا بعضی از دانشمندان آن ها را یکی فرض می کنند و می گویند که کوتوله سفید حالتی از ستاره نوترونی است .
.wysiwyg { background-attachment: scroll; background-repeat: repeat; background-position: 0% 0%; background-color: #f5f5ff; background-image: none; color: #000000; font-family: Tahoma; font-style: normal; font-variant: normal; font-weight: 400; font-size: 11px; line-height: normal } p { margin: 0px; }

[Mohammad Hosseyn]

فصل دوم : مفاهیم مربوط به سیاهچاله


برای درک بهتر سیاهچاله لازم است نگاهی هر چند مختصر به دو نظریه ی انقلابی قرن حاضر یعنی نسبیت و مکانیک کوانتوم بیندازیم . هر دو نظریه از جنبه ای خاص در درک سیاهچاله به ما کمک می کنند ؛ اما به این دلیل که اصولا" خود سیاهچاله را می توان محصول نظریه ی نسبیت عام دانست به نسبیت عام در این بحث بیشتر بها داده خواهد شد . از سوی دیگر برای دانستن نظریه ی نسبیت عام لازم است تا جنبه هایی از نسبیت خاص را به رشته ی تحریر در آوریم . هر چند که امروزه گروهی از دانشمندان نسبیت خاص را صورت ویژه ی از نسبیت عام می دانند . همچنین برای شرح برخی از خواص سیاهچاله ها لازم است تا پیش زمینه ای از مکانیک کوانتوم به خصوص اصل عدم قطعیت ورنر هاینزبرگ داشته باشیم تا بتوانیم خاصیتی از سیاهچاله چون تابش هاوکینگ را شرح دهیم .



اصل عدم قطعیت ورنر هایزنبرگ


نسبیت خاص


نسبیت عام


مفاهیم مربوط به سیاهچاله




بخش اول : نسبیت خاص

Special Relativity





« او تجسم خرد ناب بود، استادى كه انگليسى را با لهجه آلمانى تكلم مى كرد، كسى كه چهره اش به عنوان يك كليشه خنده دار در هزاران عكس و فيلم به نمايش درآمده است. سيماى منحصر به فرد او با آن موهاى بلند و آشفته بلافاصله قابل تشخيص بود » درست 101 یک سال پیش بود که آلبرت اینشتن با انتشار چند مقاله به شهرت جهانی رسید ؛ یکی از این مقالات در رابطه با الکترودینامیک اجسام متحرک بود که امروزه ما آن را نسبیت خاص می نامیم . نسبیت خاص نتایج بسیار و شگفت آوری را برای فیزیک رقم می زند از جمله اتساع زمان ، کاهش طول خط کش و یا هم ارزی جرم و انرژی .

دو اصل اساسی نسبیت خاص عبارتند از :

1- قوانين فيزیک در تمام دستگاه های لخت يكسان است و هيچ دستگاه مرجع مطلقي در جهان وجود ندارد.

2- سرعت نور در فضای تهي و در تمام دستگاه های لخت ثابت است.

اما چیزی که به کار ما می آید و همچنین یکی از مهمترین دستاورد های نسبیت خاص نیز هست این است که فضا را از سه بعد به چهار بعد ارتقا می دهد ، بعد چهارم که فضا – زمان نامیده می شود از پیوند بین زمان و سه بعد فضایی حاصل می شود .





اما اصولا" زمان چیست ؟





در فیزیک دو تعریف وجود دارد که هر دوی آنها بر اساس قانون دوم ترمودینامیک که به آنتروپی می انجامد مورد بررسی قرار می گیرند . تعریف اول که تعریف ترمودینامیکی زمان نامیده می شود بر پایه ی اصول ترمودینامیک که بسیار ساده و قابل فهم نیز هستند بنا شده است . این تعریف زمان در سطوح و سیستم های ساده مورد بررسی قرار می دهد و بر اساس اصل دوم قانون ترمودینامیک است که می گوید بی نظمی و اختلال با زمان توسعه داده می شود که اصطلاحا" به آنتروپی می گویند برای مثال شما اتاقتان را در صبح یک روز تعطیل در نظر بگیرد که بسیار به هم ریخته و بی نظم است و مادرتان به شما گفته است که اتاق را مرتب کن . مسلما" شما اتاق را مرتب خواهید کرد و پیش خود خواهید گفت که من از بی نظمی کاسته ام و به نظم افزوده ام در نتیجه آنتروپی جهان کاهش یافته است ؛ ولی اگر در این اندیشه اید بهتر است که طرز فکرتان را تغییر بدهید زیرا شما نیروی فکر و انرژی مصرف کرده اید و آن را به یک حالت غیر قابل استفاده تبدیل کرده اید در نتیجه به آنتروپی جهان افزوده اید .





حال بیاییم زمان را از منظری دیگری به بحث و گفتگو بگذاریم ، این روش تاریخ مدارانه نام دارد همانطور که از نامش بر می آید شما در این روش به زمان گذشته و آینده سر و کار خواهیم داشت . این روش در سیستم ها و سطوح پیچیده به کار می رود و در زندگی روزانه ی خود آن را احساس نمی کنیم اما در فیزیک وجود دارد . این روش قانون دوم ترمودینامیک را نامتقارن می کند یعنی شروطی را می آورد که دیگر قانون دوم ترمودینامیک قادر به توجیه آن نیست . اما اصولا" چگونه می توان این قانون را نقض کرد و بر آن تبصره ای گذاشت . همانطور که ذکر شد بر اساس قانون دوم ترمودینامیک میزان بی نظمی با گذر زمان افزایش خواهد یافت . اگر شما پیکان زمان را از گذشته به آینده در نظر بگیرید آن گاه این قانون صادق است یعنی با گذشته زمان از نظم کاسته و به بی نظمی افزوده می شود ولی بیاییم پیکان زمان را در جهت عکس در نظر بگیریم یعنی در صورتی که از آینده به گذشته باشد آنگاه دیگر این قانون صدق نمی کند برای مثال یک خرگوش را در نظر بگیرید که زخمی شده باشد این خرگوش پس از مدتی خوب خواهد شد به آغوش طبیعت باز خواهد گشت . همانطور که مشخص است این دو تعریف تضاد آشکاری با هم دارند . برای حل این مشکل دانشمندی به نام لیزر گفت که زمان در سطوح اتمی و یا کوچکتر متقارن فرض کنیم در چنین شرایطی بر اساس اصل عدم قطعیت هایزنبرگ که شرح داده خواهد شد اطلاعات در سطح اتمی دارای حد مشخص خواهند بود و حالات محدودی برای این حالت وجود دارد پس این موضوع در سطوح کیهانی نیز قابل تعمیم است .



مشکل دیگر این است که زمان یک کمیت جهت دار است . اندیشمندانی و فلسفه دانی چون چون مک ناگارت به طور کلی منکر این موضوع می شد ولی بر پایه ی اصولی می توان سخنان او را رد کرد . اما دانشمندی چون بورل بر این عقیده بود که در هنگام منظم کردن سطوح کیهانی اطلاعات سطوح خرد به طور مکرر و یکنواخت تلف می شوند و دقیقا" همان نتیجه است که می توان اصول آنتروپی و زمان جهت دار نتیجه گرفت .





در بالا می توانید دست نوشته های اینشتین و چگونگی به دست آوردن بعضی از فرمول های او را ببینید .



در واقع اینشتین با نسبیت خاص زمان را از حالت مطلق که در مکانیک کلاسیک نیوتنی تعریف شده بود خارج ساخت و آن را به صورت یک بافت با سه بعد فضایی در نظر گرفت . در واقع وقتی ما بخواهیم یک نقطه در در صفحه پیدا کنیم باید دو کمیت x وy آن را داشته باشیم ولی اگر در این بافت بخواهیم نقطه ای را مشخص کنیم باید برچسبی شامل بر چهار عدد بر آن بزنیم که سه عدد موقعیت آن را مشخص می کند و عدد چهارم نیز زمان رویداد و نقطه را مشخص می کند این اعداد x و y و z و t هستند . همچنین یکی دیگر از موضوعات در رابطه با این اصل این است که بین این چهار عدد رابطه ای همچون رابطه ی فیثاغورث برقرار است البته این رابطه به صورت زیر است .


ds2=dx2+dy2+dz2-c2dt2


در این رابطه ds همان فاصله دو نقطه در این بافت است این رابطه متریک شبه ریمانی نامیده می شود . همچنین در این رابطه c اصل ثبات نور است که در خلاء برای هر دستگاه اندازه گیری مرجع برابر 300000 کیلومتر بر ثانیه است در نسبیت خاص سرعت نور حد سرعت ها محاسبه می شود یعنی هیچ جسمی جرم داری قادر نیست با چنین جسمی به سیر و سفر بپردازد . زیرا اگر در نسبیت خاص بخواهیم جرم جسمی به جرم سکون m و سرعت v را محاسبه کنیم اگر به جای v ، c را قرار دهیم آنگاه مخرج کسیر حاصل برابر صفر می شود و آنگاه دیگر معنایی ندارد زیرا در ریاضیات مخرج صفر برای کسرها تعریف نشده است و به آنها بی نهایت می گویند . به همین دلیل اگر آن را بی نهایت فرض کنیم آنگاه هیچ انرژی دیگر قادر نخواهد بود تا به این جرم فوق العاده شتاب دهد . دلیل این که فوتون ها و احتمالا" نوتروینوها قادر هستند با چنین سرعتی سفر کنند این است که جرم سکون آنها صفر است . البته در نظریه ی نوین CPH سرعت cphها از سرعت فوتون بیشتر است البته این cph ها در ساختمان فوتون دارای اسپین هستند و مجموع حرکت انتقالی و اسپین ها آنها از سرعت نور بیشتر است . ممکن این موضوع برای شما مطرح شود که این موضوع خلاف نسبیت است اما در واقع این صحه ای بر نسبیت است در شرایط مقداری از سرعت تبدیل می شود . نظریه ی CPH نظریه ای بنیادی در فیزیک است که توسط جناب آقای حسین جوادی ارائه شده است





هر چند که درک سه بعد از دو بعد سخت تر است اما مسلما" درک چهاربعد بسیار سخت از سه بعد است . به هم پیوستن فضا و زمان در فضا – زمان چیزی است که اگر بتوان یکی از آنها را رها کرد راهی منحصر به فرد است ؛ یعنی اگر راهی یکتا وجود داشت تا زمان و موقعیت یک چیز در رویداد مشخص شود . هرچند مقالات قابل توجه اینشتن در ادره ی ثبت اختراعات در سال ١٩٠۵ نشان داد که فضا – زمان در یک رویداد رخ می دهد منوط براینکه حرکت جسم چگونه باشد . فضا – زمان مشترک است و این دو جزو لایجتزی یکدیگرند همانطور که ذکر شد نسبیت خاص در سال 1905 توسط آلبرت اینشتین فیزیکدان آلمانی زمانی که یک کارمند ساده در اداره ی ثبت اختراعات سوئیس بود انتشار داده شد و انقلابی فکری را در زمینه الکترودینامیک اجسام متحرک به وجود آورد . او بسیاری از کمیت ها را که در فیزیک نیوتنی مطلق تعریف شده بود از این مفهوم خارج ساخت . برای مثال در مکانیک کلاسیک نیوتنی جرم یک کمیت مطلق محسوب می شد . اما پس از انتشار نسبیت خاص مشخص شد که یک جسم دارای یک جرم سکون است و جرم آن در حال حرکت افزایش می یابد و هرچه سرعتش بیشتر باشد جرمش بیشتر خواهد بود . یا اینکه او این موضوع را بیان کرد که اگر یک جسم در حال حرکت باشد انقباض طولی دارد که اصطلاحا" به این قضیه انقباض لورنتس می گویند . در نسبیت خاص از ریاضیات قابل فهمی استفاده شده بود به طوری که هر انسانی که تحصیلات متوسطه به بالا داشته باشد می تواند ریاضیات آن را درک کند اما در نسبیت عام خواهیم دید که درک ریاضیاتش برای یک انسان با تحصیلات عالی نیز چندان ساده نیست .

 

[Mohammad Hosseyn]

بخش دوم : نسبیت عام

general relativity



اينشتين در نوجوانى علاقه چندانى به تحصيل نداشت. پدرش از خواندن گزارش هايى كه آموزگاران درباره پسرش مى فرستادند، رنج مى برد. گزارش ها حاكى از آن بودند كه آلبرت شاگردى كندذهن، غيرمعاشرتى و گوشه گير است. در مدرسه او را «باباى كند ذهن » لقب داده بودند. او در ۱۵ سالگى ترك تحصيل كرد، در حالى كه بعدها به خاطر تحقيقاتش جايزه نوبل گرفت

شايد شما نيز اين جملات را خوانده يا شنيده باشيد و شايد اين پرسش نيز ذهن شما را به خود مشغول كرده باشد كه چگونه ممكن است شاگردى كه از تحصيل و مدرسه فرارى بوده است، برنده جايزه نوبل و به عقيده برخى از دانشمندان، بزرگ ترين دانشمندى شود كه تاكنون چشم به جهان گشوده است؟


ولی چه باید کرد ؟ درست 27 سال همان بابای کند ذهن بزرگترین جایزه ی علمی جهان را در رشته فیزیک برای کارش در زمینه ی اثر فوتوالکتریک دریافت کرد . شاید بتوان گفت که او در سال در 1915 با ارائه ی نسبیت عام بزرگترین انقلاب فکری را در تمام دوران فیزیک برپا کرد . زمانی که در سال 1919 نظریه ی او یعنی نسبیت عام بعینه مشاهده شد او به شهرت جهانی رسید به گفته ی خودش تنها چیزی او را به این سمت کشاند نیروی جالبی بود که بروی عقربه های قطب نمایی که پدرش در کودکی برای او خریده بود تأثیر می گذاشت بعد از این مقدمه ی نسبتا" طولانی بد نیست به نسبیت عام بپردازیم .


نسبیت عام حاصل پنج سال تلاش بی وقفه اینشتین بود . اینشتین در نسبیت عام از هندسه نا اقلیدسی کمک گرفت . اما چگونه ؟ لازم است نیم نگاهی به این هنسه بیندازیم .

همانطور که می دانیم هندسه اقلیدسی هندسه صفحه نیز نامیده می شود . این هندسه دارای پنج اصل است که تمام وضعیات خطوط در صفحه با توجه به آن مشخص می شود . این پنج اصل به شرح زیر هستند .

ـــ اصل اول - از هر نقطه مي توان خط مستقيمي به هر نقطه ي ديگر كشيد .
ـــ اصل دوم - هر پاره خط مستقيم را مي توان روي همان خط به طور نامحدود امتداد داد
ــ اصل سوم - مي توان دايره اي با هر نقطه دلخواه به عنوان مركز آن و با شعاعي مساوي هر پاره خط رسم كرد
ــ اصل چهارم - همه ي زواياي قائمه با هم مساوي اند
ـــ اصل پنجم - از يك نقطه خارج يك خط، يك خط و و تنها يك خط مي توان موازي با خط مفروض رسم كرد


گروهی از ریاضیادان ها بروی اصل موضوعه ی پنجم شک کردند و با کار بروی این اصل توانستند در شرایطی خاص آن را نقض کنند البته گفتنی است که دانشمندانی چون خیام و پدر بویوئی بروی این اصل بسیار کار کردند ولی به نتیجه مطلوب دست نیافتند .

ولی سرانجام یانوش بویوئی و لباچوفسکی برای نخستین بار یکی از انوع این هندسه را کشف کردند . از این نوع هندسه انواع گوناگونی وجود دارد که همه ی آنها در اصل موضوعه ی پنجم با هم اختلاف آشکاری دارند . با توجه به اصل دوم می توانیم دو حالت غیر از این حالت را بیان کنیم حالت اول این است که بگوئیم که ما قادریم بیش از یک خط موازی رسم کنیم این همان کاری است که بویوئی و لباچوفسکی انجام دادند این هندسه ، هندسه هذلولی نیز نامیده می شود که در آن مجموع زوایای درونی یک مثلث کمتر از 180 است و نسبت محیط به قطر بیشتر از عدد پی است . انحنای خط در این حالت منفی است .

هندسه ی هذلولی برای کار در نسبیت عام به کار نیامد پس آلبرت اینشتین از هندسه ی بیضوی که در سال 1854 توسط فردریک ریمان تدوین شده بود استفاده کرد . این هندسه در اصل پنجم دقیقا" خلاف هندسه ی هذلولی است . یعنی این هندسه به وضوح می گوید از یک نقطه خارج یک خط هرگز نمی توان خطی موازی با آن رسم کرد . این هندسه به طور مطلق و کامل به کار نسبیت عام می آمد . البته او تبصره ای در اصل دوم نیز گذاشت و گفت اگر نا متناهی بودن آن را به بی کرانگی بودن تبدیل کنیم در این صورت این هندسه به وجود می آید . زیرا در این هندسه اگر بروی سطح مورد نظر هر چقدر هم که بی کران باشد حرکت کنیم ( بر خط راست ) سرانجام می توانیم به نقطه ی اول بازگردیم . در این هندسه مجموع زوایای درونی مثلث بیشتر از 180 درجه است و انحنا خط مثبت است . همچنین باید بدانیم که نباید برای هر کدام درستی یا نادرستی تعیین کنیم زیرا هر کدام چه هندسه اقلیدسی و چه نا اقلیدسی با توجه به انحنا خط در جایی خاص کاربرد دارند .




در تصویر بالا می توانید سطوح مختلف و همچنین مثلث ها را بر سطح آنها می بینید


آلبرت پیش از این از معادلات خود اصل هم ارزی را نتیجه گرفته بود که بیان می کرد که اگر شما در اتاقکی از بالای ارتفاعی رها شوید گرانشی را نمی توانید اندازه بگرید حتی اگر دقیق ترین آزمایش ها را نیز انجام دهید . اینشتین با کار بروی متریک ریمان در فضا – زمان دریافت این موضوع به این سادگی هم نیست . به همین دلیل سعی کرد تا هندسه نااقلیدسی خاصه هندسه ی نا اقلیدسی بیضوی را از دوست ریاضیدانش مارسل گرسمان فرا بگیرد . اینشتین هندسه بیضوی را از گرسمان فرا گرفت و با توجه با اصل هم ارزی و حل معادلات بسیار پیچیده ای که معروف ترین آنها معادله ی میدانی است به این نتیجه است که فضا – زمان مسطح نیست بلکه خمیده است و می تواند خمیده شود . با توجه به این موضوع شرح داده می شود که فضا – زمان به وسیله ماده و انرژی پیچ و تاب داده می شود و یا می پیچد. ما واقعا" می توانیم این پیچ و تاب را مشاهده کنیم . محصول جرم خورشید این است که نور و امواج رادیویی هنگام عبور از کنارش مسیرشان کمی خمیده می شود . علت این پدیدار شدن موقعیت ستاره یا چشمه های شبه اختری است که باعث تغییرمکان کم آن می شود .زمانی که خورشید بین زمین و منبع رادیویی قرار می گیرد تغییر مکان بسیار کم است و در حدود یک هزارم درجه است ، در حکم حرکت یک اینچ در مسافت یک مایل . با وجود این اندازه مذکور می تواند به دقت اندازه گیری شود . این امر با پیشگویی نسبیت عام تطابق دارد . این مدرکی بر پایه آزمایش است که فضا – زمان خمیده می شود . مقدار این خمیدگی در همسایگی ما بسیار کم است زیرا میدان گرانشی خورشید کم دوام است . هرچند برای ما روشن است که این رویداد در تمام میدان های گرانشی قوی نیز رخ می دهد ، برای مثال در بیگ بنگ یا در سیاهچاله ها برای درک بهتر این مطلب سطحی ارتجاعی را در نظر بگیرید که اگر جرمی بر روی آن قرار گیرد خمیده می شود به به پائین می رود . شاید این سؤال پیش بیاید که چرا انرژی ؟ پاسخ این است که باید باز هم با اصل هم ارزی جرم و انرژی اینشتین که در فصل اول بیان شد مراجعه کنیم . گفتنی است که این فرمول بر اساس ارزیابی هایی که اخیرا" انجام شده است این فرمول تنها 0.0000004 خطا دارد که میزان بسیار ناچیزی است . این نتایج از تحقیق بر روی اتم های سولفور و سیلیکون به دست آمده است .



همانطور می دانیم نسبیت عام صرفا" یک نظریه برای شرح گرانش است . اینشتین گرانش را با توجه به این خمیدگی در فضا – زمان به صورت جالبی شرح می دهد . او تعریف کلیشه ای که از گذشته برای گرانش باب شده بود را کنار گذاشت و آن را چنین عنوان کرد .






گرانش اثر هندسی جرم بر فضا – زمان اطراف خود است


این بدان معنا است که هر میزان گرانش به خمیده شدن آن توسط جرم بستگی دارد . همانطور که می دانیم هر چه جرم جسمی بیشتر باشد انحنایی که در بافت فضا – زمان ایجاد می کند بیشتر خواهد بود در نتیجه گرانش آن نیز بیشتر خواهد بود . این بارها آزموده شده است و مورد تأئید دانشمندان واقع شده است . نمونه ای بارز از آن در سال 1919 بود . زمانی که یک کسوف کامل روی داده بود نور یک ستاره از کنار خورشید عبور کرد و حدود یک هزارم درجه تغییر مسیر داد . اگر به یاد داشته باشید در فصل اول زمانی که کوتوله های سفید و ستاره های نوترونی به بحث گزاردیم در لا به لای صحبت هایمان از انحنای نور در هنگام عبور از کنار آنها سخن گفتیم . دلیل این خمیدگی را اکنون شرح داده ایم تا قابل درک باشد . ممکن است این سؤال برای شما پیش بیاید که چرا یک ستاره ی نوترونی با جرم خورشید در مسیر حرکت نور 46 درجه انحنا ایجاد می کند ولی خود خورشید در حدود یک هزارم درجه ؟ پاسخ را با توجه به نسبیت عام می توان شرح داد . فرمولی که در نسبیت عام برای محاسبه ی این انحنا وجود دارد به دو کمیت جرم و شعاع جسم بستگی دارد البته با اولی رابطه ی مستقیم و با دومی رابطه ی عکس دارد . همچنین در چند ماه گذشته تلسکوپ جادویی هابل جلوه ای بسیار زیبا از این اصل نسبیت را به جهانیان نمایند . اینشتین در سال 1936 پیش بینی کرد که هرگاه نور اجرام دور دست از کنار اجرام عظیم کیهانی گذر کند براثر انحنای ایجاد شده آن اجسام در فضا – زمان حلقه ای کامل به وجود می آید که حلقه ی اینشتین نامیده می شود . هابل این صحنه را به جهانیان نشان داد . این اجرام پر جرم دو کار انجام می دهند 1- همانند یک عدسی عمل می کنند و تصویر را بزرگتر جلوه می دهند 2- نور اجرام دوردست را که نور مذکور از آن می آید را تشدید می کند و ما می توانیم اجرام کم نور را با این راه کار مشاهده کنیم . این پدیده ی جالب همگرایی گرانشی نا گرفته است . هابل برای نمایندن این ها 19 منبع را زیر نظر داشته است و تنها 3 تا از آنها در طیف نور مرئی پرتو افکنی می کرده اند .





تصویر بالا توسط تلسکوپ فضایی هابل از کهکشان بیضوی چشم گاو گرفته شده است که یکی از زیباترین جلو گاه های کیهانی است . این کهکشان همچون یک عدسی غول پیکر عمل کرده است .



ممکن است در ذهن شما این موضوع تداعی شود درک این موضوع ازدرک بعضی از موضوع های نسبیت خاص بسیار ساده تر است ، پس چرا از دشوار بودن آن سخن می گویند ؟ اگر در این اندیشه اید می توان گفت که سخت در اشتباه هستید زیرا اگر نمونه ای از ریاضیات آن را ببینید از نظر خود تعجب خواهید کرد . در این مقاله نیز به دلیل وقت بری بسیار زیاد از آن صرف نظر می کنیم .


اما از جمله اصول دیگری از نسبیت عام که در شرح قسمتی از خواص سیاهچاله به ما کمک می کند این است که ساعت ها در میدان های گرانشی کندتر عمل می کنند . البته نسبت به محیطی که در آن میدانی نباشد هرچند که این هم سخن چندان درستی نیست زیرا با اصل عدم قطعیت هایزنبرگ تناقض دارد ، در این رابطه در بخش بعد بحث خواهیم کرد . برای مثال اگر یک ساعت در فاصله ی 100 کیلومتری از سطح یک کوتوله سفید به جرم 20 ^ 10 × 4 و شعاع 5000 کیلومتر قرار داشته باشد و ما زمان را برای یک ساعت که خارج از میدان است 1 ثانیه اندازه گیری کنیم آنگاه زمان برای ساعتی که در میدان است زمان به مقدار 0.57 ثانیه گذشته است . حال هر چقدر این اندک تر باشد نشان گر آن است که یا جرم جسم بیشتر بوده است یا اینکه شعاعش کمتر بوده است در حالی که ممکن است هر دو حالت نیز با هم رخ دهد . برای درک بهتر اگر بخواهیم جسمی را با همین جرم ولی با شعاع 10 کیلومتر مثال بزنیم ( این جسم یک کوتوله ی سفید است ) زمان سپری شده برای او به اندازه ی ... 0.0242424 که در واقع این ادامه پیدا می کند و بسیار کوچکتر از عدد محاسبه شده برای کوتوله سفید است .


اگر بخواهیم به یکی دیگر از اصول نسبیت عام نگاهی بیندازیم بد نیست به جا به جایی های طیفی در میدان های گرانشی بیندازیم . همانطور که می دانیم هر طیف الکترومغناطیسی دارای طول موج خاصی است . هر چه طول موج یک موج کمتر باشد در این صورت انژی بیشتری را با خود حمل می کند . انرژی این موج طبق رابطه ی معروف زیر محاسبه می شود .


E = hf


در این رابطه ی بسیار ساده E انرژی فوتون موج الکترومغناطیسی است . همچنین h در این رابطه معروف به ثابت پلانک است که برابر

34- ^ 10 × 6.67 است . در حالی که f نقش فرکانس یا بسامد موج را بازی می کند . انرژی یک موج به طول فرکانس آن بستگی دارد هر چه فرکانس بیشتر باشد انرژی فوتون موج نیز بیشتر خواهد بود که با این فرکانس خود تحت الشعاع طول موج قرار می گیرد . در تصویر محدوده طول موج ها را از پرتوهای گاما تا پرتوهای رادیویی را مشاهده می کنید .



برای مثال یک فوتون گاما که پر انرژی ترین موج الکترومغناطیسی است تقریبا" 17- ^ 10 × 20.01 ژول انرژی دارد .




ما در بحث در این رابطه با طیف مرئی کار می کنیم زیرا طیف های دیگر برای ما قابل مشاهده نیستند . در نسبیت عام می خوانیم که اگر فوتونی در حال حرکت باشد و تحت تأثیر یک میدان گرانشی قرار گیرد به سمت آبی جا به جا می شود در واقع طول موج آن کاهش می یابد و در نتیجه فرکانسش افزایش می یابد به این تغییر جا به جایی به سمت آبی یا بلو شیفت می گویند . اگر یک فوتون در حال گریز از یک میدان گرانشی باشد آنگاه به سمت قرمز جا به جا می شود و فرکانسش کاهش می یابد . به این پدیده رد شیفت نیز گفته می شود . البته این حرف ها در محدوده ی طول موج مرئی است . همچنین در طول موج های دیگر نیز اینگونه هست ولی ما قدرت دید آنها را نداریم . برای مثال اگر یک فوتون قرمز با طول موج 700 نانومتر به درون میدان گرانشی یک جسم با جرم 20 ^ 10 × 2 و شعاع 10 کیلومتر سقوط کند طول موج برابر 8- ^ 10 × 2 خواهد رسید در واقع در این شرایط فرکانس آن افزایش یافته است . در واقع این سخن را در رابطه با میدان خود زمین این گونه بیان می شود که اگر پرتوی نوری از زمین به طرف بالا فرستاده شود طول موجش بیشتر می شود زیرا در حال گریز از یک میدان گرانشی است . هرچند که این میدان نسبت به سایر اجسام سماوی ناچیز به نظر می رسد . از این خاصیت در شرح دادن وضعیت نور در اطراف یک سیاهچاله بهره خواهیم گرفت .


تا کنون اثر هندسی جرم بر فضا – زمان و تأثیر میدان گرانشی را بر ساعت و همچنین جا به جایی های طیفی را هر چند مختصر مورد بررسی قرار دادیم . حال به محدوده ی دیگری از کاربردهای نسبیت عام می پردازیم . در قسمتی از نسبیت عام می خوانیم که اگر خط کشی در میدان گرانشی یک جسم قرار گیرد آنگاه دیگر این خط کش طولش برابر طول اولیه اش نیست بلکه طولش کوتاه تر می شود . این اصل در نسبیت خاص نیز به چشم می خورد اما در آنجا در رابطه با میدان های گرانشی نیست بلکه در رابطه با سرعت های بالا به بحث می پردازد .


اما آیا واقعا" اینگونه است ؟ یکی از جاهایی از نسبیت عام که اینشتین را به شک در رابطه با هندسه ی اقلیدسی وا داشت همین جا بود . جایی که او فهمید به وسیله هندسه خط و صفحه نمی تواند محیط یک دایره را به عینه اندازه بگیرد و از واقعی بودن آن مطمئن شود . در این زمان بود که از هندسه ریمانی بهره گرفت و به این نتایج جالب در نسبیت عام دست یافت و اسم خود را برای همیشه در تاریخ علم و ذهن علم دوستان جاودانه کرد . این اصل نسبیت عام به ما می گوید که اگر خط کشی در فاصله 100 کیلومتری از سطح یک ستاره نوترونی باشد کوتاه تر از خط کشی است که در فاصله ی 10 کیلومتری از سطح آن است . اگر بخواهیم اختلاف یک خط کش یک متری را در این ارتفاعات ببینیم در صورتی که در میدان یک ستاره ی نوترونی با جرم 20 ^ 10 × 4 و شعاع 10 قرار داشته باشند به این صورت خواهند بود که خط کشی که در ارتفاع 10 کیلومتری قرار دارد 71 سانتی متر خواهد یعنی کوتاه تر است خط کس قبلی است .



این ها اصولی از نسبیت عام بودند که ما در فصل بعد از آنها استفاده خواهیم کرد اما اگر بخواهیم مهمترین دستاورد نسبیت عام را شرح دهیم توجیه مدار عطارد است . اما مشکل چه بود ؟


با توجه به قوانین مکانیک کلاسیک نیوتنی می توانستیم مدار تمامی سیارات منظومه شمسی را به خوبی شرح دهیم به جز سیاره عطارد . نسبیت عام با انقلابی که در فیزیک بر پا کرد هم توانست مدار سیارات دیگر را بسیار خوب شرح دهد و هم توانست اشکال مدار عطارد را بر طرف کند . بیش از صد سال بود که منجمان پیش از اینشتن متوجه شده بودند که حضیض سیاره ی عطارد تغییر می کند اما به وسیله قوانین نیوتن قابلیت توجه آن وجود نداشت . اما نسبیت عام آن را توجه کرد . همانطور که در قسمت اول گفته شد فضا – زمان بر اثر جرم خمیده می شود . خمیدگی که بر اثر جرم خورشید در فضا – زمان پدید آمده است به تدریج موجب می شود حضیض سیاره از خود چرخشی نشان دهد و به طور مداوم جا به جا شود . این یکی از بزرگترین دستاوردهای نسبیت عام بود .

 

[Mohammad Hosseyn]

بخش سوم : اصل عدم قطعیت هایزنبرگ Uncertainty principle


پس از نسبیت باید نگاهی به مکانیک کوانتومی بیاندازیم جایی که دانشمندان زیادی از جمله نیلز بور ، ولفانگ پائولی ، اروین شرودینگر ، انریکو فرمی و ورنر کارل هایزنبرگ . مکانیک کوانتوم حاصل کار چندین نفر بود ، در صورتی که نسبیت با تمام گستردگی خود حاصل ذهن خلاق اینشتن بود . اما گفتنی است که اینشتن یک انسان معمولی نبود . با بررسی هایی که بر روی مغز او انجام شده است مشخص شده است که قسمتی از مغز او که مربوط به استدلالات بوده است 15 درصد از مغزهای معمولی بزرگتر بوده است . همچنین او به یک نوع جهش ژنتیکی مبتلا بوده است که باعث خلاقیت می شده است . با این وجود کار دانشمندی چون ورنر هایزنبرگ نیز شایان توجه است . در آغاز خود هایزنبرگ نیز فکر نمی کرد که اصل عدم قطعیت او چنین انقلابی در مکانیک کوانتومی بخ وجود آورد . شاید بتوان گفت او مهمترین قسمت مکانیک کوانتوم را بنیان گذارد . هر چند که این اصل فقط در قسمت کوتاهی از شرح سیاهچاله می تواند ما را یاری کند اما بد نیست اطلاعاتی در این زمینه داشته باشیم .


اما اساسا" اصل عدم قعیت چیست و چه بیان می کند ؟


در واقع هایزنبرگ اصل عدم قطعیت را با یک استدلال ساده آغاز کرد . او گفت در واقع هیچ پدیده ی فیزیکی به خودی خود وجود ندارد مگر این که در میان دو ناظر یا دو چیز به وجود آید . از قبل بر اساس هندسه اقلیدسی جسم و مسیر آن مشخص می شد و به این گونه شرح داده می شد که جسم یک نقطه ریاضی و یک خط ریاضی مسیر حرکتش است . اما هایزنبرگ با این موضوع کنار نیامد . او گفت که این فرض در مکانیک کلاسیک درست است اما در مکانیک کوانتوم وضع می تواند تغییر کند . در واقع هر گاه شما بخواهید موقعیت یک ذره همچون یکی فوتون با الکترون را بررسی کنید باید بر مسیر حرکت آن تأثیراتی هر چند اندک بگذارید با توجه به این ها و ریاضیات پیچیده هایزنبرگ این اصل را بیان کرد که هرگاه ما دو کمیت متغییر و قابل مشاهده با هم مورد بررسی قرار دهیم هیچگاه نمی توانیم تکانه ( میزان حرکت از فرمول P = m . v محاسبه می شود که در آن v سرعت یک جسم و m برابر جرم آن است ) و موقعیت آن را به طور همزمان به طور دقیق اندازه گیری کنیم . برای مثال اگر قصد داشته باشیم تکانه ی آن را به طور دقیق مورد بررسی و اندازه گیری قرار دهیم دیگر قادر نخواهیم بود به طور دقیق موقعیت آن را تعیین کنیم . همین اصل به ظاهر ساده که در سال 1927 توسط هایزنبرگ به وجود آمد یکی از پایه های بنیادی مکانیک کوانتوم است . ممکن از تصور کنید که این را هر کسی می توانسته استدلال کند ولی بد نیست بدانیم که این یک موضوع استدلالی نیست بلکه به وسیله ی محاسبات دقیق ریاضی و مکانیک ماتریسی هایزنبرگ به وجود آمده است . در واقع هر گاه شما بخواهید موقعیت یک ذره همچون یکی فوتون با الکترون را بررسی کنید باید بر مسیر حرکت آن تأثیراتی هر چند اندک بگذارید . در واقع اگر شما فقط در صورتی می تواند این کمیت را دقیق مورد بررسی قرار دهید که طبیعت آن ها را آشکار نکنید و هیچ دستی بر ساختارشان نبرید که این هم با امکانات امروزی غیرممکن به نظر می رسد . با این وجود هایزنبرگ به وسیله معادلات خود نشان داد که حتی اگر چنین دستگاه را در ذهن خود بسازیم ما اندازه گیری مورد نظر را نمی توانیم با دقت دلخواه انجام دهیم . در کل معادلات اصل عدم قطعیت هابزنبرگ هر کمیت متغییر و قابل اندازه گیری را محدود می کند .


همانطور که می دانیم ذرات را بر اساس اصل مکملی توصیف می کنند یعنی یک ذره می تواند هم حالت موجی و هم حالت ذره ای از خود نشان دهد . ولی یک تبصره در اینجا وجود دارد یک ذره هیچگاه نمی تواند دو حالت را با هم نشان دهد هرچند که امروزه پرفسور شهریار صدیق افشار دانشمند ایرانی با طرح یک آزمایش آن را به طور روشن رد کرد و بیان کرد که یک ذره می تواند هر دو حالت را با یکدیگر از خود نشان دهد . اما اگر بخواهیم بدون توجه به آزمایش پروفسور افشار از اصل عدم قطعیت در این حالت ها سخن بگوییم کاری ساده است یعنی وقتی که ما بر اساس خاصیت موجی سخن می گوئیم کمیت های مربوط به موج صفر است و کمیت های ذره ای نامحدود محاسبه می شوند و اگر قصد داشته باشیم اصل عدم قطعیت را حالت ذره به کار ببریم کمیت های مربوط به خاصیت ذره ای صفر و کمیت های مربوط به خاصیت موجی بی نهایت یا نامحدود محاسبه خواهند شد . در رابطه با خاصیت موجی هرگاه ما تابع موجی را به دست آورده و در موقعیت یا تکانه ضرب کنیم در این شرایط مسلما" بزرگتر یا مساوی با ثابت پلانک بر 4π .


اگر بخواهیم فرمولی برای دو عدم قطعیت تکانه و موقعیت تعیین کنیم همان فرمول معروف هایزنبرگ است که امروزه یکی از پایه ای ترین فرمول های مکانیک کوانتوم است که بیان می دارد حاصل ضرب دو عدم قطعیت تکانه Δp و موقعیت Δx همواره بزرگتر یا مساوی با ثابت پلانک تقسیم بر دو است .


از دیگر روابطی که در اصل عدم قطعیت به چشم می خورد رابطه ی بین مختصه ی زمان ذره و انرژی آن است . اگر بخواهیم این اصل را شرح دهیم همانند اصل اول است که می گوید هیچگاه و در تحت هیچ شرایطی ما قادر نخواهیم بود مختص زمان یک ذره را به همراه انرژی آن با دقت بی نهایت اندازه بگیریم در واقع در این کاری نا ممکن است . رابطه ای که بین این دو به چشم می خورد بیان می کند که حاصل ضرب این دو عدم قطعیت یعنی مختص زمان و انرژی ذره همواره بزرگتر یا مساوی ثابت پلانک خواهد بود . این رابطه به صورت زیر نوشته می شود .


همانطور که می دانیم آلبرت اینشتن یکی از مخالفان سر سخت مکانیک کوانتوم بود و همیشه در زمینه ی مکانیک کوانتوم با نیلز بور دانشمند معروف فیزیک کوانتومی به بحث می پرداخته است . هرچند که خود کمک شایانی به مکانیک کوانتوم کرد و جایزه ی نوبل خودرا هم برای همین کار گرفت . او جمله ای معروف در زمینه ی مکانیک کوانتوم گفته است که : روزی مکانیک کوانتوم همانند مکانیک کلاسیک از عرصه ی فیزیک سقوط خواهد کرد .

اما اینشتین در رابطه با اصل بالا با نیلز بور به بحث پرداخت و سرانجام نیز به وسیله تئوری نسبیت عام که خود آن را ارائه کرده بود شکست خورد .

در سال 1930 در کنفرانس بروکسل برای نقض رابطه بالا آزمایشی خیالی پیشنهاد داد . در این جعبه که دیواره هایش آینه پوش شده است یک ساعت وجود دارد که هر گاه که ما مقداری انرژی تشعشعی وارد جعبه کنیم ساعت به کار می افتد . پیش از اینکه انرژی را وارد جعبه کنیم جرم آن را اندازه می گیریم و بعد از اینکه در جعبه را باز کردیم تا انرژی وارد کنیم در همان لحظه مقداری انرژی نیز خارج می شود همچنین در آن لحظه ساعت به کار می افتد . پس از این مراحل اختلاف جرمی حالت دوم و اول را محاسبه می کنیم و درc² ضرب می کنیم و انرژی خارج شده به دست می آید . در این شرایط ساعت به خوبی کار می کند و هیچ عدم قطعیتی در زمان وجود ندارد در این صورت عدم قطعیت انرژی صفر است و در نتیجه عدم قطعیت زمان نیز صفر خواهد بود در این صورت اصل بالا نقض خواهد شد . در آن زمان بور چیزی برای گفتن نداشت با چهره ای عبوس به هتل رفت اما صبح روز بعد با چهره ای بشاش در تالار اجتماعات حاضر شد و منتظر اینشتین ماند . زمانی که اینشتین آمد با لبخندی شروع به صحبت با او کرد و برای توجه موضوع این گونه گفت : بد نبود اگر در سخن خود توجهی به نظریه ی خود نیز می کردید . او گفت برای اندازه گیری جرم جعبه می باید جعبه را به صورت قائم بر یک نیروسنج متصل کنیم در این صورت تحت میدان گرانش زمین ساعت کند یا تند می شود . بر اثر این پدیده در هنگام باز کردن در جعبه یک عدم قطعیت بر ساعت و زمان وارد خواهد شد . در لحظه ی از دست رفتن انرژی جعبه نوسان می کند . او با حل چند معادله به اصل بالا رسید و اینشتین را با جادوی خودش قانع کرد . در اصل عدم قطعیت روابطی دیگری بین دو متغییر وجود دارد که همواره به نا مساوی هستند ، ولی چون پیچیدگی خاصی دارند در این بحث آورده نمی شود .


از دیگر نتایجی که می توان از اصل عدم قطعیت گرفت این است که همیشه احتمال وقوع یک رخداد بیش از صفر است . یعنی این که اگر شما رویدادی را که در نظر بگیرید که احتمالی به وقوع آن نمی دهید ممکن است پدید آید ، حتی اگر غیرممکن به نظر برسد . در سال های دبیرستان خوانده ایم که در خلاء هیچ چیز وجود ندارد نه مولکول ، نه اتم و نه هیچ چیز دیگر ولی آیا واقعا" این سخن بر طبق قوانین فیزیک کوانتومی صحیح است ؟


در اصل عدم قطعیت می خوانیم که در هیچ محیطی میدان ها صفر نمی شوند اگر این عمل رخ دهد یعنی اصل عدم قطعیت به وضوح رد شده است . با توجه به این حرف در فضای خلاء همواره ذرات و ضد ذراتی مجازی وجود دارند که یک دیگر را خنثی می کنند ، همانطور که می دانیم هر ذره دارای یک پاد ذره یا ضد ذره است که باری مخالف آن دارد ؛ برای مثال برای الکترون یک پاد ذره به نام پوزیترون وجود دارد که بار مثبت دارند هر گاه این دو با یکدیگر برخورد کنند و یک کوانت انرژی آزاد می شود این حادثه فروپاشی پرتویی نام دارد در فرآیند مقابل ممکن است دو کوانت انرژی با هم برخورد کرده و یک زوج الکترونی پوزیترونی پدید آورد این فرآیند تولید زوج نامیده می شود .


در تصویر بالا دو فرآیند مشاهده می شود . اما بر طبق اصل عدم قطعیت در خلاء این ذرات مجازی هستند و قابل مشاهده نیستند ولی ما می توانیم آثار آنها را ردیابی کنیم . این جفت ذره مجازی دارای انرژی هستند و به همین علت است که می گویند محیط واقعی خلاء وجود ندارد و خلائی که ما از آن نام می بریم پر از ذرات و ضد ذرات مجازی است .


درست در همین جا است که نسبیت و مکانیک کوانتوم با یکدیگر تناقض پیدا می کنند .


اما چرا ؟


بر طبق نسبیت فضا و زمان بافتی به نام فضا – زمان را پدید می آورند که خمیده است . از سوی دیگر در اصل عدم قطعیت کوانتوم گفته می شود که فضا پر از ذره و ضد ذرات مجازی است که حاوی انرژی هستند . حالا بین کوانتوم و نسبیت مشکل ایجاد می شود و این سؤال پیش می آید که اگر فضا – زمان پر از این ذرات و ضد ذرات است و آنها انرژی دارند پس مجموع انرژی آنها فوق العاده زیاد است پس بافت فضا – زمان باید مثل یک دانه نخود فرنگی چروکیده باشد پس چرا اینگونه نیست ؟

دانشمندان زیادی از جمله دیراک در این زمینه تلاش کردند تا این دو نظریه بزرگ قرن را متحد کنند اما توفیق چندانی نیافتند . اما امروزه نظریه ی CPH با کوانتومی در نظر گرفتن خود فضا – زمان این مشکل را حل کرده است .


تا اینجا در زمینه ی موضوعاتی که با ما کمک می کنند تا سیاهچاله را شرح دهیم ، پرداختیم . بحث را در اینجا به پایان می بریم و به اصل موضوع یعنی سیاهچاله در فصل بعد می پردازیم . هرچند که این نظریه ها به اندازه چند کتاب توضیح دارند که مناسب این مقاله نمی باشد .