«پشت‌پرده نجوم» عنوان یک سری از لایوهای اینستاگرامی هست که در آن با چند نفر از دانشجویان و اساتید دانشگاهی، درمورد تصویر درست علم نجوم و فرآیندها و اتفاقاتی که در عمل، در جامعه علمی در جریان است، گفتوگو شده و همچنین کندوکاوی درمورد مسائل مهمی از قبیل روایتگری در علم و شبه‌علم داشته است.
امروزه با پیشرفت تکنولوژی، نقش داده‌ها در حوزه‌های مختلف علم، از‌جمله علم نجوم، بیش‌از‌پیش نمایان شده است. به‌نظر می‌رسد ابزار برنامه‌نویسی و شبیه‌سازی در آینده‌ای نزدیک، به یکی از مهارت‌های مهم و ضروری برای پژوهش در علم (نجوم) تبدیل شود؛ کما اینکه هم‌اکنون نیز تا حدی همین‌گونه است. در ششمین بخش از «پشت پرده علم» با علیرضا وفایی صدر، پژوهشگر فیزیک در مقطع پسادکتری در IPM، درمورد جایگاه علم داده در نجوم امروزی گفتوگو کرده‌ایم. ویدیو و صوت این گفتوگو ضبط شده و در ادامه این متن می‌توانید آن را ببینید و بشنوید.
در علم نجوم امروزی، بهدلیل ساخت تلسکوپ‌ها و آشکارساز‌های بزرگ متعدد ـ و ترکیب تلسکوپ‌های بزرگ با یکدیگر با استفاده از روش تداخل‌سنجی، برای ساخت تلسکوپ‌های مجازیِ حتی بزرگتر ـ و همچنین افزایش کیفیت و رزولوشن تصاویر دریافتی از آسمان، حجم داده‌ها بسیار افزایش پیدا کرده و کار با داده‌های کلان، به مسئله‌ای مهم تبدیل شده است. به‌عنوان مثال، برای ثبت اولین تصویر از یک سیاه‌چاله که سال پیش توسط تیم تلسکوپ افق رویداد منتشر شد، هشت آرایه از تلسکوپ‌های رادیویی، حدود یک هفته رصد انجام دادند که منجر به دریافت داده‌ای با حجم حدود ۲۷ پتابایت شد و کار انتقال، پاکسازی و تحلیل آن حدود ۲ سال طول کشید (برای اطلاعات بیشتر درمورد جزئیات ثبت این تصویر، این نوشته را بخوانید)!
در گفت‌وگویمان با علیرضا وفایی‌صدر، به مسائل مختلفی در زمینه نقش داده در نجوم پرداخته‌ایم؛ از جمله اینکه: چطور میتوان داده‌های کلان را سرو‌سامان داد؟ ماشین‌‌ها (کامپیوترها) چه جنس کارهایی را در زمینه نجوم می‌توانند برای ما انجام دهند؟ همکاری‌های بین‌المللی چه نقشی در این زمینه دارند؟
بخش ششم «پشت پرده نجوم» ویدیوی گفت‌و‌گوی محمدمهدی موسوی (فیزیک‌پیشه) و علیرضا وفایی‌صدر (پژوهشگر فیزیک در مقطع پسادکتری در IPM) درمورد جایگاه علم داده در نجوم امروزی
«پشت‌پرده نجوم» عنوان یک سری از لایوهای اینستاگرامی هست که در آن با چند نفر از دانشجویان و اساتید دانشگاهی، درمورد تصویر درست علم نجوم و فرآیندها و اتفاقاتی که در عمل، در جامعه علمی در جریان است، گفتوگو شده و همچنین کندوکاوی درمورد مسائل مهمی از قبیل روایتگری در علم و شبه‌علم داشته است.
تاریخ همیشه عبرت‌آموز است! به همین خاطر، در اولین قسمت از برنامه‌ی «پشت‌پرده نجوم» با دکتر امیرمحمد گمینی، عضو هیئت علمی پژوهشکده تاریخ علم دانشگاه تهران، درمورد علم نجوم در بستر تاریخ گفتوگو کردیم. ویدیوی این گفتوگو ضبط شده و در ادامه این مطلب آمده است.
علم در طول تاریخ، فراز و فرودهای زیادی داشته است. این تصور که بخواهیم تاریخ علم نجوم را تنها به نظرات انقلابی از قبیل: مدل زمین‌مرکزی بطلمیوسی و مدل خورشید‌مرکزی کپرنیکی، یا چند چهرهٔ سرشناس مانند گالیله و نیوتن تقلیل بدهیم، برداشت درستی نیست.
در این گفتوگو به سؤالات زیادی در رابطه با تصورات رایج درمورد تاریخ علم (به‌ویژه علم نجوم) پاسخ داده شده است؛ از جمله آنکه: آیا در تمدن اسلامی، انقلاب علمی اتفاق افتاد؟ دانشمندان مسلمان چه نگاهی به مسئله علم و دین داشته‌اند؟ عوامل مؤثر در روابط انسانی و اجتماعی تا چه حد می‌توانند روی پیشرفت علم تأثیرگذار باشند؟
بخش اول «پشت پرده نجوم» ویدیوی گفت‌و‌گوی محمدمهدی موسوی (فیزیک‌پیشه) و دکتر گمینی (عضو هیات‌علمی پژوهشکده تاریخ علم دانشگاه تهران) درمورد فراز و فرودهای تاریخی علم نجوم
معرفی کتاب
در این گفتوگو دو کتاب معرفی شدند:
«دایره‌های مینایی»، نوشته دکتر امیرمحمد گمینی، که می‌توانید آن را از اینجا تهیه کنید. معرفی اجمالی کتاب:
کتاب «دایره‌های مینایی، نوشته امیرمحمد گمینی
کیهان‌شناسیِ علمی از چه زمانی پا گرفت و در یونان و تمدن اسلامی تا چه حد از روش تجربی و ریاضی استفاده می‌کرد و چقدر تحت تأثیر فلسفه طبیعی بود؟ منجمان تمدن اسلامی چه راهکارهایی را برای حل مشکلات علمی زمان خود پی گرفتند؟ برای پاسخ به سوالات و پرسش‌هایی دیگر درباره تحولات علمی و تبادل نظرهای رایج در نجوم تمدن اسلامی نیاز به پژوهش‌هایی مبتنی بر نسخ خطی به جا‌مانده و آخرین دستاوردهای مورّخان دانشگاهی علم قدیم است. این کتاب نتایج این پژوهش‌ها را در کنار پژوهش‌هایی جدیدتر برای متخصّصان و غیرمتخصّصان علاقه‌مند به رشته تاریخ علم معرفی می‌کند. مخاطب این کتاب افرادی هستند که به تاریخ تحولات علوم در گذشته‌های دور و نزدیک دلبسته‌اند یا می‌خواهند با دستاوردهای فکری و فرهنگی تمدن اسلامی در حوزه علم هیئت آشنا شوند.
«زندگینامه علمی دانشمندان اسلامی» که توسط جمعی از پژوهشگران نوشته شده و می‌توانید از اینجا آن را تهیه کنید. معرفی اجمالی این اثر دو‌جلدی:
«زندگینامه علمی دانشمندان اسلامی» بیان شرح احوال، آثار و آرای علمی ۱۲۶ نفر از دانشمندان اسلامی است که در ریاضیات و علوم وابسته به آن مانند نجوم، نورشناسی، موسیقی و علم‌الحیل و علوم‌طبیعی مانند فیزیک، شیمی، کیمیا، طب و زیست‌شناسی کار کرده‌اند.
کتاب «زندگینامه علمی دانشمندان اسلامی»،
همچنین احوال برخی از جغرافی‌دانان، تاریخ‌نویسان و بعضی از فلاسفه نیز بیشتر از باب حکمت ایشان، در این مجموعه آمده است. می توان گفت که زندگی و کار مهم‌ترین دانشمندان اسلامی در این مجموعه بررسی شده و برخی مقالات آن از لحاظ تفصیل و عمق و وسعت دامنة تحقیق، بی‌نظیر یا کم‌نظیرند.
دانشمندان اسلامی که احوالشان در این مجموعه آمده همه اسلامی‌اند. بی‌آنکه همه مسلمان باشند و همه ـ از ایرانی و عرب و مغربی و مسلمان و یهودی و مسیحی ـ در سایه درخت پربار تمدن اسلامی زیسته و کار کرده‌اند.
جلد اول این مجموعه، شامل مقالات حروف «الف» تا «ح» است. جلد دوم، علاوه بر بقیه مقالات، دارای یک فهرست راهنمای تفصیلی و واژه‌نامه‌ای مشتمل بر معادل‌های برخی واژه‌ها و توضیح برخی از اصطلاحات علمی خواهد بود، تا خوانندگانی که از این کتاب برای تحقیق در تاریخ علوم در اسلام یا در دروس مربوط به این موضوع استفاده می‌کنند، از آن بهتر بهره ببرند.
کلام پایانی
در پایان، شاید اشاره به این چند جمله از کارل سِیگِن در کتاب «جهان دیو‌زده» خالی از لطف نباشد:
«چالش بزرگ برای مروجان علم آن است که تاریخ واقعیِ پر پیچ‌و‌خم اکتشافات بزرگش و سوءتفاهم‌ها و امتناع لجوجانه‌ی گاه‌و‌بیگاهِ دانشمندان از تغییر مسیر را شفاف کنند. بسیاری از ـ شاید اغلب ـ درسنامه‌های علمی که برای دانشجویان نوشته شده، نسبت به این مسئله با بی‌توجهی عمل کرده‌اند. ارائه‌ی جذابِ معرفتی که عصاره‌ی قرن‌ها پرسش‌گریِ جمعیِ صبورانه درباره طبیعت بوده، بسیار راحت‌تر از بیان جزئیاتِ دستگاهِ درهم‌وبرهمِ عصاره‌گیری است. روش علم، با همان ظاهر ملال‌آور و گرفته‌اش، بسیار مهم‌تر از یافته‌های علم است.»
تا حالا از خودتون پرسیدید که آیا گرانش میتونه روی مسیر حرکت نور هم تاثیر بذاره و اون رو از خط مستقیم منحرف کنه یا نه؟ با من باشید. می‌خوایم درباره‌ی این موضوع با هم صحبت کنیم. دو تا دیدگاه رایج نسبت به پدیده‌ی گرانش وجود داره؛دیدگاه نیوتونی و دیدگاه نسبیت عام. توصیف نیوتونی گرانش منجر به پیش‌بینی‌هایی شده بود که بعدها با اومدن نسبیت عام، این پیش‌بینی‌ها دقیق‌تر شد. یکی از این پیش‌بینی‌ها خم شدن نور در میدان گرانشیه.
نیوتون معتقد بود همونطور که ذرات مادی از مسیر خودشون به واسطه‌ی میدان گرانشی منحرف می‌شوند، نور هم این قابلیت رو داره. نیوتون این دیدگاه رو در کتاب اپتیک خودش منتشر کرد، و موفق شده بود مقداری برای انحراف نور ستارگان توسط میدان گرانشی خورشید محاسبه کنه.
مسئله‌ی خم‌شدگی نور در اطراف میدان گرانشی سال‌ها قبل از تدوین نسبیت عام ذهن آینشتین رو به خودش مشغول کرده بود.در سال ۱۹۱۱ تلاش‌هایی کرد که بتونه مقداری برای انحراف نور ستارگان در میدان گرانشی خورشید محاسبه کنه. اولین قدمی که برداشت این بود که از فرمالیزم نیوتونی استفاده کرد و به نتیجه‌ای نرسید. چون جرم فوتون صفره و طبق قانون گرانش نیوتون باید مقدار برهمکنش بین فوتون و خورشید صفر بشه. اما این‌طوری نبود و آینشتین هم کوتاه نیومد.آینشتین می‌دونست که ذرات فوتون از انرژی تشکیل شدن. معتقد بود انرژی گاهی رفتار جرم‌مانند داره. به این ترتیب موفق شد انحراف نور ستارگان در حضور میدان گرانشی خورشید رو محاسبه کنه. آینشتین در محاسبات خود عدد ۰/۸۷ ثانیه‌ی قوسی رو به دست آورده بود که این عدد با عددی که نیوتون به دست آورده بود برابر بود. بعد از ظهور نسبیت عام این محاسبات تصحیح شد و مقدار دقیق دو برابر مقداری بود که نیوتون به دست آورده بود.
بعد از ظهور نسبیت عام، آینشتین متوجه شد که در محاسبات قبلی خودش دچار اشتباه شده.در فضا-زمان تخت هر تغییر کوچکی در هندسه‌ی چهاربعدی با رابطه‌ی زیر نشون داده میشه. $$ds^{2}=c^{2}dt^{2}-dl^{2}$$ که c سرعت نور، dt تغییرات زمان و dl تغییرات طوله. نور مسیری رو طی میکنه که $ds^{2}=0$ باشه. در نسبیت عام، فضا-زمان تخت نیست. پس نور هم مسیر مستقیم‌الخط رو طی نمی‌کنه.در حد میدان گرانشی ضعیف، هندسه‌ی فضا-زمان با رابطه‌ی زیر توصیف میشه. $$ds^{2}=(1+ \frac{2GM}{r c^{2}}) c^{2} dt^{2} – (1-\frac{2GM}{rc^{2}}) dl^{2}$$ از آنجایی که تصحیحات در مرتبه‌ی $\frac{GM}{rc^{2}}$ کوچکه ، آینشتاین در محاسبات قبلی خودش از جملات مرتبه‌ی بالاتر صرف‌نظر کرده بود. محاسبات آینشتاین تا تقریب مرتبه‌ی اول منتهی به نتایج نیوتون می‌شد؛ اما بعد از اینکه تصحیحات مرتبه‌ی بالاتر رو وارد محاسباتش کرد به مقداری دو برابر مقدار قبلی برای میزان انحراف نور ستارگان در میدان گرانشی خورشید دست پیدا کرد.
خم شدن نور در حضور جسم سنگین
تا این‌جای کار فقط محاسبات روی کاغذه. باید دید که پیش‌بینی آینشتاین درست بوده یا نه. آیا واقعا نور در میدان گرانشی منحرف میشه؟ آیا مقداری که برای انحراف نور ستارگان به دست اومده، با آزمایش تطبیق داره؟ آرتور ادینگتون، منجم انگلیسی، در سال ۱۹۱۵ توسط ویلیام دوسیته از ظهور نسبیت عام باخبر میشه.ادینگتون بسیار به نسبیت عام علاقمند شده بود، و خیلی سریع به جنبه‌های تجربی نسبیت عام پرداخته بود. خورشیدگرفتگی ۲۹ می سال ۱۹۱۹ زمان مناسبی بود که ادینگتون و همکارانش درستی پیش‌بینی انحراف نور در میدان گرانشی رو بررسی کنند.دایسون و ادینگتون به همراه تیم رصدی خودشون به نقاط مختلف سفر کردند. دایسون و همکارانش به شمال برزیل، و ادینگتون و همکارانش به جزیره‌ای در غرب آفریقا سفر کردند.در این رصد ادینگتون در حین خورشیدگرفتگی از ستارگان زمینه‌ی آسمان تصویربرداری کرد. و بعد تصاویر دیگه‌ای از ستارگان در آسمان شب گرفت. با مقایسه‌ی این تصاویر متوجه شد که موقعیت ستارگان در آسمان حین کسوف و شب با همدیگه فرق داره. واقعا نور ستارگان تحت تاثیر میدان گرانشی خورشید خم شده و جایگاه ستارگان متفاوت از حالت شب به نظر می‌رسد.
خم‌شدن نور در میدان گرانشی، منجر به پدیده‌ی همگرایی میشه. یک عدسی رو تصور کنید که وقتی پرتو نور رو از چشمه‌ای دریافت میکنه، نور رو در نقطهی دیگری همگرا میکنه. در کیهان خوشه‌ها، کهکشانها، و سایر اجرام پرجرم می‌تونن رفتاری شبیه عدسی داشته باشند. درواقع وقتی نور از ستاره‌ای پشت این اجرام به چشم ما روی زمین میرسه، این نور در میدان گرانشی حاصل از اون جرم خم شده و از مسیرهای مختلف به چشم ما میرسه. گاهی این نوری که از مسیرهای مختلف به چشم ما میرسه، یک حلقه‌ی نورانی برای ما تشکیل میده. پدیده‌ی همگرایی گرانشی منجر به این میشه که پژوهشگران بتونن اطلاعاتی درباره‌ی جرمی که باعث همگرایی شده به دست بیارن. امروز برای مطالعه‌ی ماده تاریک از همین پدیده‌ی همگرایی گرانشی استفاده می‌کنند.
نسبیت عام پیش‌بینی‌های زیادی داره. و همونطور که در سال‌های گذشته دیدید با پیشرفت ابزارهای آزمایشگاهی و رصدی پژوهشگران موفق به تایید این پیش‌بینی‌ها شدند. سال ۲۰۰۸ فیلمی ساخته شد به نام آینشتاین و ادینگتون . این فیلم درباره‌ی تلاش‌های ادینگتون برای تایید درستی خم‌شدن نور در میدان گرانشیه. من بیشتر از این درباره‌ی این موضوع حرف نمی‌زنم. شما رو دعوت می‌کنم که در این روزهایی که در خانه‌هاتون نشستید و در آستانه‌ی سال نو، این فیلم دوست‌داشتنی و تاریخی رو ببینید.
اینشتین و ادینگتون (به انگلیسی: Einstein and Eddington) فیلمی به کاگردانی فیلیپ مارتین و نویسندگی پیتر موفات که در ۲۲ نوامبر ۲۰۰۸ به نمایش درآمد. این فیلم نگاهی به تکامل نظریهٔ نسبیتآلبرت اینشتین و رابطهٔ او با دانشمند بریتانیایی سر آرتور ادینگتون، اولین فیزیکدانی که ایده‌های او را درک کرد می‌اندازد. ویکی‌پدیا
به بهانه ثبت اولین تصویر سیاه‌چاله به تاریخ ۲۱ فروردین ۱۳۹۸
چند روز پیش، خبری منتشر شد که هیاهوی زیادی به پا کرد: انتشار اولین تصویر از یک سیاه‌چاله. هرچند که قبلا هم تصاویری غیر مستقیم از سیاهچالهها منتشر شده بود که در واقع تاثیرات سیاه‌چاله بر محیط اطرافش رو نشون می‌داد، اما این اولین قابی بود که سیاه‌چاله‌ای رو تا این حد با جزییات به تصویر کشید و نمایی نزدیک از یک سیاه‌چاله نشون داد. اما این همه ماجرا نیست؛ در واقع این قاب، نشون‌دهنده تلاش بشر در طول تاریخ، برای یافتنِ اسرار عالم هست که این‌بار، تلاش ۲۰۰ نفر از پژوهشگران در اقصی نقاط جهان، از نظریه صدساله پرده برداشت و یکی از پرآشوب‌ترین و مهلک‌ترین محیط‌های عالم – یعنی یک ابرسیاهچاله – رو به نمایش گذاشت: قیامی علیه سیاهی!
سیاه‌چاله چیه؟
سیاه‌چاله به جرمی با چگالی خیلی خیلی زیاد گفته میشه که بخاطر میدان گرانشی قوی در اطرافش، اگر حتی نور هم که بیش‌ترین سرعت رو داره از یه حدی بیشتر بهش نزدیک بشه، دیگه راه فراری نداره و داخلش سقوط میکنه. بنابراین، شبیه چاله سیاهی هست که نوری ازش ساطع نمیشه. در واقع، هیچ اطلاعاتی از توی سیاه‌چاله نداریم. به‌همین خاطر، سیاهچالهها یه جورایی، موجودات مرموزی هستن! هرچند که ما هنوز خیلی چیزها رو در مورد سیاهچالهها نمی‌دونیم – علی الخصوص اینکه داخل یک سیاه‌چاله چه خبره – ولی از طرفی هم میشه خیلی ساده بهشون نگاه کرد؛ توی چارچوب نسبیت عام، قضیه‌ای داریم به اسم «قضیه بدون مو» که میگه سیاهچالهها رو میشه فقط با دونستن چندتا ویژگی ازشون، به‌طور کامل توی فضا-زمان توصیف کرد و جدای از این چندتا ویژگی، با هم فرقی ندارن. مث آدمای کچل که فارغ از چندتا ویژگی ظاهری، همشون شبیه هم هستن! :)) اون ویژگی‌ها، این سه‌تا مورد هستن: جرم، بار الکتریکی، و تکانه زاویه‌ای (اینکه سیاه‌چاله با چه سرعتی و در چه جهتی به دور خودش می‌چرخه).
نکته جالب دیگه اینکه هر جسمی، بالقوه میتونه تبدیل به یک سیاه‌چاله بشه. حتی من یا شما! کافیه اون جسم رو به اندازه کافی فشرده‌ش کنیم. به همین سادگی! فقط نکته‌ش توی همین «به اندازه کافی» هست. اگر من یا شما بخوایم به سیاه‌چاله تبدیل بشیم، باید ابعادی حدود ۱۰ میلیون بار کوچکتر از هسته اتم داشته باشیم! در مورد کره زمین این‌طوریه که باید همه‌ش توی کره‌ای به شعاع ۱ سانتی‌متر جا بگیره! یا مثلا برای اینکه خورشید – که حدود ۹۸.۸ کل جرم منظومه شمسی رو شامل میشه – تبدیل به سیاه‌چاله بشه، باید تا اندازه کره‌ای به شعاع ۶ کیلومتر فشرده بشه! در واقع برای هر جرم، شعاعی تعریف میشه که اگر کل اون جرم، توی کره‌ای کوچکتر از اون شعاع قرار بگیره، یک سیاه‌چاله تشکیل میشه. به این شعاع، «شعاع شوارتزشیلد» و به سطح اون کره، «افق رویداد» میگن.
شوارتزشیلد کسی بود که این شعاع رو با حل معادلات میدان گرانشی انیشتین برای یک سیاه‌چاله، به‌دست آورد. البته این شعاع رو با استفاده از گرانش نیوتنی هم میشه حساب کرد؛ در واقع مفهوم سیاه‌چاله به خیلی قبل‌تر برمی‌گرده. ظاهرا اولین بار در ۱۷۸۳ میلادی، دانشمندی به اسم جان میشل، به این نکته رسید که اگه یه جسم به اندازه کافی سنگین رو توی حجم کوچیکی از فضا جا بدیم، به‌خاطر گرانش قوی، میتونه همه‌چیز، حتی نور رو هم ببلعه! و دقیقا به همین جوابی رسیده بود که بعدا از نسبیت عام به‌دست اومد. ولی علی ای حال! شعاع مورد نظر سیاه‌چاله، به اسم شعاع شوارتزشیلد شناخته میشه.
خب! اگه این‌طوریه، پس چرا سیاه‌چاله‌ای دور و برمون نمی‌بینیم؟! داستان از این قراره که هیچ سازوکار طبیعی وجود نداره که جسمی رو تا اندازه شعاع شوارتزشیلدش فشرده بکنه، الّا یکی! و اون هم عبارتست از: آزاد شدن انرژی گرانشی عظیم در پایان عمر ستاره‌های پرجرم!
هر چیزی که جرم زیادی داره، نیروی گرانشی بهش وارد میشه که دوست داره باعث رمبش یا فروریختنِ اون جسم بشه. بنابراین نیروی گرانشی، به تنهایی نمی‌تونه باعث پایداری جسم بشه. ولی معمولا نیروی دیگه‌ای خلاف جهت اون وجود داره که اون جسم رو در حالت تعادل نگه می‌داره. مثلا با وجود اینکه زمین جرم زیادی داره و نیروی گرانش زیادی به سمت مرکزش وارد میشه، اما نیروی الکترومغناطیسی که بین اتم‌ها وجود داره در مقابلش مقاومت میکنه و در نتیجه زمین، پایدار باقی می‌مونه. ستاره‌ها در طول حیاتشون، در تعادل هیدروستاتیک هستن؛ ستاره‌ها توی مرکزشون، با سوزوندن هیدروژن و آزاد کردن انرژی، فشار تابشی ایجاد میکنن که نیروی گرانشی رو خنثی میکنه. بنابراین در حالت تعادل باقی می‌مونن. وقتی سوخت ستاره به پایان میرسه، بسته به اینکه جرم باقی‌مونده ستاره در مراحل پایانی چقدر باشه، ممکنه اتفاقات مختلفی براش بیفته: ستاره‌های نسبتا کم‌جرم مثل خورشید، در پایان عمرشون، تحت نیروی گرانشی خودشون، تا حدود ابعاد زمین فشرده میشن و فشار تبهگنی الکترون‌ها، جایگزین فشار تابشی میشه و تبدیل به «کوتوله سفید» میشن. ستاره‌های پرجرم‌تر، تا اندازه یه شهرِ کوچیک (از مرتبه چند ده کیلومتر)، فشرده میشن و به‌خاطر فشار تبهگنی نوترون‌ها، پایدار باقی می‌مونن و تبدیل به «ستاره نوترونی» میشن. اما برای ستاره‌های پرجرم‌تر، نیرویی جلودار گرانش نیست و در نهایت، ستاره تبدیل به یک سیاه‌چاله میشه.
به این نوع از سیاهچالهها، سیاه‌چاله‌های ستاره‌ای هم میگن که جِرمشون میتونه چند برابر جرم خورشید باشه. اما گونه دیگه‌ای از سیاهچالهها هم وجود دارن که جِرمشون، از چند صد برابر تا چندین میلیارد برابر جرم خورشید هست! به اینا میگن، «سیاه‌چاله‌های کلان‌جرم» یا «اَبَر سیاهچالهها». حدس می‌زنیم بیش‌ترِ کهکشانها توی مرکزشون، یه دونه از این ابرسیاه‌چاله‌ها داشته باشن. هرچند سناریوی تقریبا کاملی از طرز تشکیل سیاه‌چاله‌های ستاره‌ای داریم، ولی دقیقا نمی‌دونیم ابرسیاه‌چاله‌ها با چه سازوکاری تشکیل شدن. چند روز پیش، یعنی ۲۱ فروردین ۱۳۹۸، یکی از لحظه‌های هیجان‌انگیزِ تاریخ علم اتفاق افتاد و ما شاهد رونمایی از اولین تصویر از یک ابرسیاهچاله، به‌وسیله بشر بودیم. چیزی که بیشتر از صد سال قبل، از دل معادلات نسبیت عام، بیرون کشیده شده بود، حالا با پیشرفت تکنولوژی دیده شد. جذاب نیست؟!
ابعاد فنی ثبت اولین تصویر از یک سیاه‌چاله
برای اینکه بشه از یه ابرسیاهچاله، داخل یه کهکشان تصویربرداری کرد، باید این شرایط فراهم باشه:
سیگنال رادیویی که از کهکشان به ما میرسه، به اندازه کافی قوی باشه.
کهکشان، توی طول موج رادیویی شفاف باشه؛ یعنی سیگنال رادیویی که قراره به ما برسه، وسط راه جذب نشه تا اینکه هیچی تهش باقی نمونه!
تا اینجا، گزینه‌های زیادی از ابرسیاه‌چاله‌ها وجود دارن که این دو شرط رو ارضا کنن و حتی با تلسکوپ‌های رادیوییِ نه چندانْ بزرگ هم بشه اونا رو رصد کرد. اما چیزی که باعث شد برای گرفتنِ تصویری از یک سیاه‌چاله، این همه سال وقفه بیفته، شرط سوم هست:
تلسکوپ رادیویی، باید قدرت تفکیک یا رزولوشن لازم رو داشته باشه؛ برای اینکه چیزی رو بتونیم واضح ببینیم، هم فاصله‌ش از ما مهم هست، و هم بزرگیش. درنتیجه، درسته که سیاه‌چاله‌های ستاره‌ای در نزدیکی ما هستن، ولی ابرسیاهچاله مرکز کهکشان‌مون، به‌خاطر بزرگیش، گزینه مناسب‌تری هست. این ابرسیاهچاله که توی صورت فلکی قوس قرار داره، فاصله‌ش با ما حدود ٢۵ هزار سال نوریه (با اسم اختصاری *Sag A). گزینه مناسب بعدی، ابرسیاهچاله مرکز کهکشان M87 هست که توی صورت فلکی سنبله قرار داره و حدود ٢٢٠٠ برابر دورتر از ابرسیاهچاله کهکشان خودمونه. اما چون خیلی سنگین‌تره (شما بخونید بزرگتر) – حدود ۶/۵ میلیارد برابر جرم خورشید – دومین گزینه مناسب برای رصد هست. اندازه این ابرسیاهچاله توی آسمون، حدود ۴۶ میکرو‌ثانیه قوسی هست؛ هر درجه، ۶۰ دقیقه قوسی و هر دقیقه قوسی، ۶۰ ثانیه قوسی هست. مثلا قطر ماه توی آسمون حدود نیم درجه قوسیه. برای تصویربرداری از این ابرسیاهچاله، باید جزییاتی حدود ۹ میلیارد برابر بیشتر از ماه رو بشه نشون داد!
قدرت تفکیک تلسکوپ، به طول موج نورِ دریافتی و قطر دهانه‌ش بستگی داره؛ هرچقدر طول موج دریافتی کوتاه‌تر، یا قطر دهانه تلسکوپ بزرگتر باشه، قدرت تفکیک بهتری داریم. برای اینکه به قدرت تفکیکی برسیم که بشه از ابرسیاهچاله M87، توی طول موج رادیویی تصویربرداری کنیم، باید قطر دهانه تلسکوپ، ۱۲۰۰۰ کیلومتر، یعنی اندازه قطر کره زمین باشه! برای حل این مشکل، ۸تا آرایه تلسکوپ رادیویی که در اقصا نقاط زمین بودن، با سازوکاری به اسم «تداخل‌سنجی خط پایه بسیار طولانی» (به انگلیسی: Very-Long-Baseline Interferometry) یا به اختصار وی‌ال‌بی‌آی، به هم مرتبط کردن و با این روش، تلسکوپ بزرگی با قطر مصنوعی به اندازه زمین ساختن، به اسم «تلسکوپ افق رویداد» یا EHT. برای اینکه شهودی از قدرت تفکیکِ این تلسکوپ داشته باشید، حبه قندی توی شیراز رو در نظر بگیرید که یه مورچه داره روش راه میره. با رزولوشن EHT، اون مورچه رو با جزئیات کامل می‌تونید از لس آنجلس ببینید (البته اگر زمین تخت می‌بود)! نکته جالب اینکه، اون زمانی‌که تیم EHT، سال ۲۰۰۹ اعلام کرد که تا آخر دهه بعد میلادی، اولین تصویر از یک سیاه‌چاله رو منتشر میکنه، این کار با توجه به پیچیدگی فنی کار، به‌نظر ممکن نمی‌رسید. اما الان این اتفاق افتاده (داخل پرانتز: هنوز تلسکوپ ملی ما بعد از چند دهه راه نیفتاده! به‌دنبال علت‌ها بگردید تا حداقل توی نسل ما و بعدتر این مشکلات حل شده باشه)!
تلسکوپ افق رویداد. نگاره از NRAO
یکی از چالش‌های بزرگ بر سر راه پروژه، کار کردن با حجم بالای داده بود. نتیجه یک هفته رصد کردنِ این هشت ایستگاهِ تلسکوپ رادیویی توی طول موج ۱.۳ میلی‌متری، حدود ۲۷ پتابایت داده(معادل یک میلیون گیگا بایت) شد که کار انتقال، پاکسازی و تحلیلش حدود ۲ سال طول کشید. البته فقط حدود ۱۵٪ از این داده‌ها مرتبط و قابل استفاده برای بدست اومدنِ تصویر بود! سیگنال‌های رادیویی از دو ابرسیاهچاله مرکز کهکشان راه شیری و M87 دریافت شد. ولی چون توی اون بازه زمانی، ابرسیاهچاله مرکز کهکشان‌مون فعالیت زیادی داشت، تصویر مناسبی ازش ثبت نشد و درنتیجه، فقط تصویر ابرسیاهچاله M87 رونمایی شد.
حجم داده‌های تلسکوپ افق رویداد. نگاره از موسسه پریمیتر
تصویر منتشر شده دقیقا چیه؟!
راستی! مگه سیاه‌چاله یه چیز سیاه نیست که نور هم نمی‌تونه از دستش فرار کنه. پس دقیقا از چی عکس گرفتن!؟ این حلقه نورانی توی تصویر چیه؟!
توی بخش اول، در مورد افق رویداد و شعاع شوارتزشیلد توضیح داده شد. برای توضیح تصویر، چند مفهوم دیگه رو هم باید معرفی کنیم. اولا اطراف ابرسیاهچاله، یک «دیسک برافزایشی» از مواد وجود داره که در حالت پلاسما قرار دارن – بنابراین باردار هستن – و با سرعتی قابل مقایسه با سرعت نور، دور سیاه‌چاله می‌چرخن. در واقع بلعیدنِ مواد توسط ابرسیاهچاله، از طریق این دیسکه. یه چیزی به اسم «داخلی‌ترین مدار دایرویِ پایدار» تعریف میکنن که نزدیک‌تر از اون، مواد نمی‌تونن توی مدار پایدار باشن و توی یه مسیر مارپیچی، خیلی سریع داخل سیاه‌چاله سقوط میکنن. ما در اینجا از این مدار، به اختصار، به اسم «ایسکو» ذکر می‌کنیم. در واقع، ایسکو همون شعاع داخلیِ دیسک برافزایشی هست که ۳ برابر شعاع شوارتزشیلده. از اون‌جایی‌که نور جرم نداره، میتونه حتی توی مدار نزدیک‌تر از این هم قرار بگیره که بهش «کره فوتونی» میگن و جاییه که گرانش اون‌قدر قوی هست که نور رو مجبور به حرکت توی مدار میکنه. البته این مدار پایدار نیست و فوتون‌ها خیلی زود، یا به سمت ابرسیاهچاله سقوط میکنن و یا به بیرون فرستاده میشن. این کره فوتونی توی فاصله ۱.۵ برابری شعاع شوارتزشیلد قرار داره. یه شعاع دیگه‌ای هم تعریف میشه، به اسم «شعاع گیرشِ فوتون» (به انگلیسی: Photon Capture Radius). این شعاع، یه مقدار بزرگتر از کره فوتونی و کوچکتر از شعاع ایسکو هست و حدود ۲.۶ برابر شعاع شوارتزشیلده (برای اینکه بتونید تصوری از این موضوعات داشته باشید به شکل زیر نگاهی بندازید). قرص تاریکی که مرکز تصویرِ منتشر شده دیده میشه، مربوط به همین شعاع و موسوم به «سایه سیاه‌چاله» هست. برای تقریب به ذهن، تصور کنید توی تاریکی شب، یه نفر جلوی نور چراغ ماشین وایستاده باشه و شما تصویری که از اون شخص می‌بینید، حجم سیاهی از اون شخص هست. سیاه‌چاله، فضا-زمان اطرافش رو خمیده میکنه و این باعث میشه پرتو‌های موازی که به سمت سیاه‌چاله میان، از دید ما، روی مسیر خمیده حرکت بکنن. درواقع سیاه‌چاله به عنوان یه عدسی گرانشی، پرتو‌های نور موازی رو خم و متمرکز میکنه. بیشتر از نیمی از روشنایی که توی تصویرِ منتشر شده از ابرسیاهچاله M87 دیده میشه، ناشی از همین نورِ اصطلاحا لنز شده هست و نه دیسک برافزایشی از موادی که اطراف ابرسیاهچاله قرار داره.
نمودار شماتیک از یک سیاه‌چاله شوارتزشیلد.
اعدادی که برای پارامتر‌های مختلفِ سیاه‌چاله گفته شد، برای «سیاه‌چاله غیر‌چرخان» با متریک شوارتزشیلد صادقه. برای «سیاه‌چاله چرخان» (مثل ابرسیاهچاله M87) که فضا-زمانِ اطرافش با متریک کر توصیف میشه، داستان یه مقداری پیچیده‌تر هست. وقتی که ابرسیاهچاله به دور خودش می‌چرخه، فضا-زمان رو هم به دنبال خودش میکشه. شعاع گیرش فوتون برای سیاه‌چاله چرخان، بزرگتر از سیاه‌چاله شوارتزشیلد هست و بسته به جهت‌‌گیری پرتوها نسبت به بردار تکانه زاویه‌ای، تغییر میکنه. همچنین، سطح مقطع سیاه‌چاله دیگه لزوما به شکل دایره نیست و ممکنه حدودا کمتر از ۴٪ تغییر داشته باشه.
قطر حلقه تابشی که توی تصویر دیده میشه به شعاع گیرشِ سیاه‌چاله بستگی داره که خودش به شعاع شوارتزشیلد و درنتیجه جرم سیاه‌چاله وابسته هست. ولی به‌طور غیر بدیهی، به پارامتر‌های دیگه‌ای هم بستگی داره: رزولوشن رصد، بردار چرخش سیاه‌چاله به دور خودش و مقدار کج بودنش، و اندازه و ساختار منطقه تابش.
اگه دقت کرده باشید، توی تصویر یه طرفِ حلقه، روشنایی بیشتر و طرف دیگه کم‌نورتر هست. علتش پدیده‌ای موسوم به «پرتو‌افکنیِ نسبیتی» هست؛ همونطور که گفته شد، مواد توی قرص برافزایشی، با سرعت خیلی بالا (نسبیتی)، در حال گردش به دور سیاه‌چاله هستن. وقتی از پهلو به قرص برافزایشیِ سیاه‌چاله نگاه می‌کنیم، مواد در یک طرف دیسک، به سمت ما حرکت میکنن و در طرف دیگه از ما دور میشن. موادی که حرکتشون به سمت ما هست درخشان‌تر و موادی که نسبت به ما درحال دور شدن هستن، کم‌نورتر به نظر می‌رسن.
ابعاد علمی ثبت اولین تصویر از سیاه‌چاله M87
ثبت تصویر از یک ابرسیاهچاله با این رزولوشن، موقعیتی بود تا یه بار دیگه، نظریه نسبیت عام انیشتین رو آزمایش کنیم که البته در این مورد کاملا سازگار بود. این رصد، پیش‌بینیِ یک سری از مدل‌ها رو رد کرد. مثلا تعداد زیادی از مدل‌هایی که موسوم به مدل‌های تکینگی برهنه هستن، کنار زده شد. یا اینکه مثلا ما الآن می‌دونیم افق رویداد، سطحِ سختی از مواد نیست وگرنه موادی که به سمت سیاه‌چاله سقوط میکنن، باید اثراتی در محدوده فروسرخ می‌گذاشتن. البته ما با این رصد، درمورد ماده تاریک، نظریه‌های گرانش تعمیم‌یافته، گرانش کوانتومی یا مثلا اینکه داخلِ افق رویداد چی هست، نمی‌تونیم حرفی بزنیم.
بررسی دینامیک گرانشی اجرام اطراف ابرسیاهچاله مرکزیِ کهکشان راه شیری. نگاره از S. SAKAI / A. GHEZ / W.M. KECK OBSERVATORY / UCLA GALACTIC CENTER GROUP
قبل از این، ما جرم سیاه‌چاله رو از دو روش حساب کرده بودیم. روش اول نگاه کردن به مدار ستاره‌هاییه که اطرافش حرکت میکنن؛ همونطور که ما با نگاه کردن به مدار و سرعت حرکت سیارات توی منظومه شمسی، می‌تونیم نیروی گرانشی که خورشید توی مرکز داره بهشون وارد میکنه رو محاسبه کنیم و تخمینی از جرمش بزنیم، توی این مورد هم می‌تونیم جرم رو محاسبه بکنیم. روش دیگه، تخمین زدنِ جرم از روی رصد‌هایی هست که از تابش گازهای اطراف سیاه‌چاله داشتیم. برای ابرسیاهچاله کهکشان خودمون و M87، مقدار جرمی که از این دو روش به‌دست میومد خیلی با هم تفاوت داشتن؛ تخمین جرم از روش اول، حدود ۵۰ تا ۹۰ درصد بیشتر از روش دومی بود. مقداری که از رصد تلسکوپ افق رویداد به‌دست اومد، با مقداری که از روش اول بدست اومده بود سازگار بود. این نشون داد که روش بررسی دینامیک گرانشی، روش بهتریه برای محاسبه جرم سیاهچالهها، و اینکه باید روی فرضیات اخترفیزیکی که توی روش دوم در نظر گرفته بودیم تجدید نظر بکنیم.
سیاهچالهها موجوداتی هستن که دینامیک دارن. از اونجایی که برای نور حدود یک روز طول میکشه تا افق رویداد ابرسیاهچاله M87 رو طی کنه، توقع میره تابشی که رصد میشه، توی همین مقیاس زمانی تغییر بکنه. توی چهار تصویری که از این سیاه‌چاله منتشر شده هم این تغییرات دیده میشه.
تابشی که توی تصویر ابرسیاهچاله M87، روزهای ۵ و ۶ آپریل مشاهده میشه، با اونی که توی روزهای ۱۰ و ۱۱ آپریل هست، کمی تغییر کرده. نگاره از تیم تلسکوپ افق رویداد
تلسکوپ افق رویداد چه چیزهای دیگه‌ای رو قراره در آینده نشون بده؟
اول. طی رصد‌های قبلی که از ابرسیاهچاله مرکز کهکشان‌مون، توی طول‌موج‌های ایکس و رادیویی انجام گرفته، یه سری تابش از فورانات، شبیه به شراره‌های خورشیدی، مشاهده شده. از اون‌جایی‌که جرم این ابرسیاهچاله ۰.۰۶ درصدِ جرم ابرسیاهچاله M87 هست (حدود ۴ میلیون برابر جرم خورشید)، مقیاس زمانیِ تغییراتِ سیاه‌چاله از مرتبه دقیقه هست. بنابراین، رصد این تغییرات سریع برای ابرسیاهچاله M87، میتونه احتمالا درمورد ماهیت این شراره‌ها اطلاعاتی بهمون بده. سوال‌هایی که مطرحه از این قراره: این شراره‌ها چطور به دما و درخشندگیِ مشخصه‌های رادیویی که می‌بینیم مربوط میشه؟ آیا شبیه تاج‌های خورشیدی، این شراره‌ها ناشی از دینامیک مغناطیسی هستن؟ آیا جریانی از دیسک برافزایشی جدا میشه؟ اگه رصدها و شبیه‌سازی‌هامون مثل مورد سیاه‌چاله M87 خوب کار کنن، می‌تونیم بفهمیم چه پدیده‌هایی باعث تشکیل این شراره‌ها میشن و شاید حتی متوجه بشیم که چه چیزی روی سیاه‌چاله سقوط میکنه که شراره‌ها رو تشکیل میده.
رصد شراره‌های درخشان در اطراف ابرسیاهچاله مرکزیِ کهکشان راه شیری. نگاره از NASA/CXC/STANFORD/I. ZHURAVLEVA ET AL.
دوم. داده‌های مربوط به قطبش نور سیاه‌چاله، قراره منتشر بشه. اهمیت این موضوع اینه که چون میدان مغناطیسی با نور میتونه اندرکنش کنه و اثری روی قطبشش بذاره، با این داده‌ها می‌تونیم درمورد شکل میدان مغناطیسی خودِ سیاه‌چاله و چگونگی تغییراتش اطلاعات بدست بیاریم. البته ما می‌دونیم که دیسک برافزایشی اطراف سیاه‌چاله هم، خودش میدان مغناطیسی قوی رو به‌وجود میاره؛ چون ذرات باردار، داخل دیسک برافزایشی در حال حرکت هستن، میدان مغناطیسی تولید میکنن. مدل‌ها نشون میدن که این خطوطِ میدان مغناطیسی میتونه، یا توی جریانات قرص برافزایشی باقی بمونه و یا به افق رویداد ختم بشه. یه رابطه‌ای بین میدان‌های مغناطیسی، برافزایش و رشد کردن سیاه‌چاله، و جت‌های گسیلی از اون هست. بدون میدان مغناطیسی راهی وجود نداره که مواد داخل قرص برافزایشی، تکانه زاویه‌ای از دست بدن و به داخل سیاه‌چاله سقوط کنن. داده‌های مربوط به قطبش که در حال تحلیل شدن هستن، می‌تونن این موضوعات رو روشن بکنن.
تصویر خیالی از دیسک برافزایشی و جت‌های اطراف یک سیاه‌چاله. ما هنوز نمی‌دونیم که خودِ سیاهچالهها هم میدان مغناطیسی خودشون رو دارن یا نه. نگاره از NICOLLE R. FULLER/NSF
سوم. وقتی دو جسم به هم نیروی گرانشی وارد میکنن، به این معنیه که هر کدوم، اون یکی رو سمت خودش میکشه. توی منظومه شمسی هم درسته که خورشید نیروی گرانش زیادی رو به مابقی اجرام و سیارات وارد میکنه و اونا رو توی مدار نگه می‌داره، ولی بقیه هم نیروی گرانشی به خورشید وارد میکنن و این باعث میشه خورشید هم سر جای خودش به‌خاطر این نیرو کمی جابجا بشه و اصطلاحا حرکتی براونی داشته باشه (حرکت براونی به حرکتی مثل حرکت ذرات گرد و غبار توی هوا میگن که به‌صورت تصادفی جابجا میشن). اطراف ابرسیاهچاله هم اجرام زیادی وجود دارن که علی‌القاعده سیاه‌چاله‌های دیگه‌ای هم بینشون هستن. درنتیجه شبیهِ داستان منظومه شمسی، ابرسیاهچاله هم حرکت براونی داره. منتها برای اینکه مقدارِ این جابجایی رو بشه محاسبه کرد، نیاز به یه مرجعی داریم که جابجایی رو نسبت به اون بسنجیم. بنابراین باید به سیاه‌چاله نگاه کنیم و بعد به مرجع و بعد به سیاه‌چاله و بعد به مرجع و …. اما از اونجایی که جو زمین تلاطم داره و توی بازه زمانی حدود ۱ تا ۱۰ ثانیه تغییر میکنه، نمی‌تونیم این رفت و آمد رو بین سیاه‌چاله و مرجع راهنما‌مون انجام بدیم؛ چون تا بخوایم بریم و بیایم داستان تغییر کرده! بنابراین درحال حاضر، نمی‌تونیم از روی زمین این کار رو انجام بدیم. ولی احتمالا تا پایان دهه بعد میلادی، با پیشرفت تکنولوژی در این زمینه، این کار عملی میشه و در نتیجه می‌تونیم درمورد حضور سیاه‌چاله‌های اطراف ابرسیاهچاله هم اطلاعات بدست بیاریم.
تصویر خیالی از حرکت سیاهچالهها در اطراف یک ابرسیاهچاله. نگاره از ESO/MPE/MARC SCHARTMANN
چهارم. با اندازه‌ي الانِ تلسکوپ افق رویداد، فقط ۲ یا ۳ مورد از سیاهچالهها رو میشه مطالعه کرد. اما اگر بتونیم از تلسکوپ‌های فضایی هم کمک بگیریم، میشه درواقع قطرِ موثرِ تلسکوپ رو بازم بزرگتر و قدرت تفکیک رو بهتر کرد. این کار، عملا با تکنولوژیِ حال حاضر هم شدنی هست و میشه در آینده‌ای نه چندان دور، صدها سیاه‌چاله رو مورد بررسی قرار داد. در نتیجه، این زمینه تحقیقاتی آینده روشنی خواهد داشت.
کاندیدای جایزه نوبل فیزیک برای این پروژه، چه افرادی می‌تونن باشن؟
بعد از انتشار تصویر اولین سیاه‌چاله توسط تیم تلسکوپ افق رویداد، اخباری دست به دست شد که یه خانمی به نام باومن – که اتفاقا هم چند وقت پیش توی تد، در مورد روش محاسباتی که برای تلسکوپ افق رویداد ساخته بودن صحبت کرده بود – باید جایزه نوبل فیزیک رو بگیره. نکته قابل توجهِ ثبتِ این تصویر، اتفاقا همکاری گسترده پژوهشگران در اقصا نقاط دنیا بوده که ارزش این کار رو صد چندان میکنه. بنابراین، اینکه یه کسی یهو این‌قدر بولد بشه، به‌نظر میرسه به‌خاطر مسايل دخیلِ دیگه‌ای هست که هیچ مبنای حرفه‌ای نداره! با این حال اگه قرار باشه به فرد یا افرادی جایزه نوبل فیزیک برای این پروژه تعلق بگیره، شاید افراد زیر، گزینه بهتری باشن:
۱. شِپ دوئلمَن، کسی که این پروژه رو راه‌اندازی کرد، به پیش برد و مدیریت کرد.
۲. هِینرو فالکه، کسی که مقاله اصلی درمورد اینکه چطور تلسکوپ افق رویداد با استفاده از روش وی‌ال‌بی‌آی میتونه تصویر رو ثبت کنه، نوشت.
۳.روی کِر، کسی که معادلات میدان گرانشی رو برای سیاه‌چاله چرخان حل کرد که پایه‌ی جزییات استفاده شده توی همه شبیه‌سازی‌های امروزی از سیاهچالهها بودن.
۴. جین پیِر لومینِت، کسی که برای اولین‌بار، توی دهه ۱۹۷۰ میلادی، با شبیه‌سازی نشون داد که تصویرِ یه سیاه‌چاله، احتمالا چه شکلی خواهد بود و حتی همون موقع، ابرسیاهچاله کهکشان M87 رو برای این کار پیشنهاد داد.
۵. آوری برودِریک، کسی که بعضی از مهم‌ترین کارها رو برای مدل‌سازی کردنِ دیسک برافزایشیِ اطراف سیاه‌چاله انجام داده.
تصویری از گردهمایی پژوهشگران حاضر در پروژه تلسکوپ افق رویداد در نوامبر سال ۲۰۱۸ میلادی
خب که چی؟! حالا این چیزا به چه درد ما می‌خورن؟!
احتمالا یا این سوال رو توی ذهن دارید، یا اگه توی زمینه کیهان‌شناسی و نجوم دارید پژوهش می‌کنید، این سوال ازتون پرسیده شده. اگه منظور از این سوال اینه که به چه درد همین الآن ما می‌خوره یا اینکه مثلا توقع داشته باشید که یهو با این مطالعات، اوضاع اقتصادی‌مون درست بشه، باید بگم که خیر!
یک چیز خیلی مهمی وجود داره و اون هم حس کنجکاوی بشر هست. حتی تا همین چند ده سال پیش هم که آلودگی نوری وجود نداشت و مردم هر شب عظمت آسمون رو بالای سرشون به چشم می‌دیدن، پرسش‌های زیادی پیش میومد. چیزی که ما امروزه تقریبا درکی ازش نداریم! البته همین کنجکاوی باعث به‌وجود اومدن علم شد و به تبع اون ایجاد تکنولوژي. خیلی از کاربردی‌ترین و ابزاری‌ترین چیزهایی که امروز باهاشون سروکار داریم، مثلا موبایل، بدون مفاهیم کاملا محض نظری، مثل مکانیک کوانتومی، بی‌معنی بودن. اگه همیشه بشر می‌خواست همین نگاه کوته‌بینانه رو داشته باشه، احتمالا توی غارها و با یه سری ابزارهای بدوی مشغول گذران زندگی خودش بود! بنابراین اگه می‌بینید که کسانی اندک، توی دنیا دنبال این‌جور چیزها هستن، حداقلش اینکه این‌جور سوالات رو ازشون نپرسید 🙂
شب یلدا رو همه به عنوان طولانی‌تر شب سال می‌شناسیم. اما در مورد طولانی‌ترین روز سال چیزی می‌دونیم؟ توی این پست شب یلدا (انقلاب زمستانی) و اول تیر (انقلاب تابستانی) رو از نظر نجومی بررسی می‌کنیم و درمورد علت به‌وجود اومدن فصل‌ها و تغییر طول روز و شب بحث می‌کنیم. امیدوارم شب یلدا بهتون خوش بگذره و آغاز زمستونی پر برکت برای همه باشه :))
چرا فصل‌های مختلفی رو تجربه می‌کنیم؟
مدار زمین به شکل بیضی هست و خورشید توی یکی از کانون‌های این بیضی قرار داره. درواقع زمین طی حرکت سالیانه خودش نسبت به خورشید فاصله‌اش تغییر میکنه. اما مقدار اون در مقابل فاصله متوسط زمین تا خورشید خیلی ناچیز هست؛ زمین در حضیض مداری خودش حدود ١۴٧ میلیون کیلومتر، و در اوج مداری حدود ١۵٢ میلیون کیلومتر از خورشید فاصله داره. یعنی حدوداً ٢ درصد اختلاف از فاصله میانگین. به بیان دقیق‌تر، خروج از مرکز مدار بیضوی زمین ٠.٠١٧ هست؛ این به معنی اینه که مدار زمین خیلی شبیه یک دایره هست.
موقعیت مداری زمین و خورشید در فصل‌های مختلف. نگاره از time and date
پس این تصور که فصل‌ها به دلیل دور و نزدیک شدن زمین به خورشید اتفاق میفتن، اشتباهه (اتفاقا زمین در ١٣ تیرماه به نقطه اوج، و در ١۴ بهمن به نقطه حضیض مداریش میرسه). دلیل اصلی ایجاد فصل‌ها، انحراف محور چرخش زمین، نسبت به حالت عمودبرصفحه منظومه‌شمسی هست. همون طور که توی شکل می‌بینید، زمانی‌که خورشید به صورت مایل‌تر به نیم‌کره شمالی زمین می‌تابه، فصل زمستان و وقتی تابش به صورت عمودتر هست، فصل تابستان رو تجربه می‌کنیم. این درحالیه که توی نیم‌کره جنوبی، بالعکس، به ترتیب، فصل تابستان و زمستان رو داریم.
کجی محور زمین
قبل از اینکه وارد بحث حرکت ظاهری خورشید و تغییر طول روزهای سال بشیم، توی این قسمت میخوام به‌طور خلاصه، کمی درمورد مسأله کجی محور زمین بحث بشه. اصولاً اینکه چرا سیارات حول محوری به دور خودشون می‌گردن، برمی‌گرده به دوران شکل‌گیری منظومه شمسی. وقتی که توده گرد و غبار پیش ستاره‌ای خورشید در حال چرخیدن و شکل‌گیری بود، بعضی از مناطق بیرونی‌تر هم که دورتر قرارگرفته بودن، موفق شدن مقداری از مواد اطرافشون رو از طریق گرانش جذب کنن و گویچه‌هایی رو به‌وجود بیارن که به‌تدریج هسته اولیه سیارات رو تشکیل دادن. این فرایند جذب یا انباشت مواد توسط سیارات، همراه با چرخش بوده. و بعد از اینکه هم‌جوشی هسته‌ای در مرکز خورشید اتفاق افتاده و اصطلاحا خورشید شعله‌ور شده، این چرخش (یا به بیان دقیق‌تر تکانه زاویه‌ای)، همراه سیارات باقی مونده (اصل بقای تکانه زاویه‌ای).
به‌همین خاطر، سیارات علاوه بر حرکت مداری به دور خورشید، یک چرخش وضعی به دور خودشون هم دارن. حالا اینکه چرا محور چرخش به دور خودشون، کمی نسبت به عمودِ صفحه‌ی منظومه شمسی انحراف داره، احتمالا بهدلیل برخوردهای شدیدی بوده که در دوران شکل‌گیری منظومه شمسی اتفاق میفتاده و سیارات، تحت بمباران شدید، توسط تکه‌سنگ‌های غول‌پیکر سرگردان بودن ( بعد از اینکه خورشید شعله‌ور شد، به علت بادهای شدید خورشیدی که در ابتدا گسیل می‌شد، دقیقاً شبیه به یه سشوار پر قدرت، خیلی از این تکه سنگ‌ها به فاصله‌های دورتر فرستاده شدن، که امروز به شکل کمربند کوییپر و ابر اورت، در لبه‌های منظومه شمسی قرار دارن). این برخوردها می‌تونستن باعث بشن که محور چرخش کمی جابجا بشه.
محور زمین به‌طور میانگین حدود ٢٣.۵ درجه از حالت قائم انحراف داره. به علت پخ بودن کره زمین در قطبین، نیروهای گرانشی که خورشید و ماه به زمین وارد میکنن، باعث حرکت تقدیمی زمین میشن؛ درواقع محور زمین با حفظ زاویه انحراف خودش، حول محور عمود هم می‌چرخه. شبیه چیزی که توی فرفره می‌بینیم. البته یک دور گردش بر اثر حرکت تقدیمی، حدوداً ٢۵٧٧٢ سال طول میکشه. شاید این رقم خیلی بزرگی به‌نظر برسه، ولی دست کم باعث شده ستاره قطبی که درست بالای قطب شمال کره زمین قرار داره و با استفاده از اون می‌تونیم جهت شمال رو پیدا کنیم، تغییر کنه؛ الان ستاره‌ای که به‌عنوان ستاره قطبی می‌شناسیمش، ستاره آلفای صورت فلکی دب اصغر هست، درحالی‌که حدود سه هزار سال قبل از میلاد، ستاره ثعبان در صورت فلکی اژدها، راهنمای جهت شمال بود.
اگه دقت کرده باشید، گفتیم کجی محور زمین «به‌طور میانگین»، حدود ٢٣.۵ درجه هست. چون صفحه مداری ماه نسبت به صفحه مداری زمین به دور خورشید، حدود ۵ دقیقه انحراف داره، این موضوع باعث میشه کمی مقدار انحراف محور زمین تغییر کنه و با دوره تناوب حدود ١٨.۶ سال، بین بازه ٢٢.١ تا ٢۴.۵ درجه، متغیر باشه. در حال حاضر، مقدار کجی محور زمین ٢٣.٢۶ درجه هست. به این رقص محوری زمین، حرکت ناوشی یا ترقصی گفته میشه.
حرکت ظاهری سالیانه خورشید
اگه ما در قسمت‌های مختلف مدار زمین به خورشید نگاه کنیم، می‌بینیم که انگار موقعیت خورشید در طول سال نسبت به ستاره‌های پس‌زمینه (با فرض اینکه بتونیم ستاره‌ها رو در طول روز هم ببینیم)، تغییر میکنه؛ فرض کنید محور زمین رو دایروی در نظر بگیریم، در نتیجه خورشید هر روز کمی کمتر از ١ درجه نسبت به ستاره‌های پس‌زمینه آسمون، به سمت شرق جابجا میشه ( تعداد روزهای سال ٣۶۵ روز و یک دایره کامل ٣۶٠ درجه هست). به مسیر حرکت ظاهری سالیانه خورشید، دایره البروج میگن. به همین خاطر هست که انگار خورشید در ماه‌های مختلف، توی برج‌ها یا صورت فلکی‌های مختلفی قرار داره.
نقاط اعتدالین و انقلابین و حرکت ظاهری سالیانه خورشید روی کره سماوی. نگاره از stars.astro.illinois.edu
داخل پرانتز: البته که طالع‌بینی اساس علمی نداره و خرافاته؛ ولی از اونجایی که متأسفانه توی قرن ٢١اُم هم هنوز عده زیادی به این خزعبلات اعتقاد دارن، جا داره این نکته رو عنوان کنم: تاریخ طالع‌بینی حدودا به ٣٠٠٠ سال پیش برمی‌گرده. برج‌هایی که مربوط به ماه تولد هستن از اون زمان تا الان، به‌خاطر حرکت تقدیمی زمین، تغییر کردن. مثلا اگه شما فروردین ماهی و توی ادبیات طالع بینی برج حمل هستید، به این معنیه که خورشید در ماه فروردین، توی صورت فلکی حمل قرار داره. این درحالیه که الان دیگه خورشید توی این برج قرار نداره. بلکه در فروردین ماه توی صورت فلکی حوت هست. بنابراین زیاد توجهی به این اراجیف ماه تولد نکنید لطفاً! :))
به‌خاطر کجی محور زمین، دایره البروج از استوای سماوی، ٢٣.۵ درجه انحراف داره (اگر استوای کره زمین رو ادامه بدید تا کره سماوی رو قطع بکنه، بهش استوای سماوی میگن). به محل تلاقی این دو دایره، اعتدالین گفته میشه. برای نیم‌کره شمالی، اگه خورشید در مسیر حرکت به سمت بالای استوای سماوی باشه، این نقطه اعتدال بهاری (آغاز فصل بهار)، و اگه در مسیر حرکت به سمت پایین استوای سماوی باشه، این نقطه اعتدال پاییزی (آغاز فصل پاییز) هست. همچنین وقتی که خورشید در بالاترین نقطه دایره البروج نسبت به استوای سماوی قرار داره، انقلاب تابستانی (آغاز فصل تابستان) و هنگامی‌که در پایین‌ترین نقطه دایره البروج نسبت به استوای سماوی هست، انقلاب زمستانی (آغاز فصل زمستان) بهش گفته میشه.
محل طلوع و غروب خورشید در طول سال چطور تغییر میکنه؟
موقع اعتدال بهاری و پاییزی، خورشید دقیقاً از سمت شرق، طلوع و از سمت غرب، غروب میکنه؛ بنابراین دو بار در طول سال، این امکان وجود داره که بتونید جهت‌های جغرافیایی‌تون رو، به‌وسیله خورشید چک بکنید (البته در واقعیت، چون نقاط اعتدالین تنها در یک لحظه اتفاق میفتن ـ که لزوماً هم در لحظه طلوع یا غروب خورشید نیست ـ بنابراین مکان طلوع و غروب خورشید از محل دقیق شرق و غرب، مقدار ناچیزی اختلاف داره که میشه ازش صرف نظر کرد).
اما همین طور که از نقاط اعتدالین فاصله می‌گیریم، محل طلوع و غروب خورشید هم از شرق و غرب فاصله میگیره و به سمت شمال یا جنوب متمایل میشه؛ اگه شما روی استوای زمین قرار داشته باشید، در انقلاب تابستانی، خورشید از ٢٣.۵ درجه‌ای شمال شرق، طلوع و در ٢٣.۵ درجه‌ای شمال غرب، غروب میکنه. برعکس، در انقلاب زمستانی، طلوع خورشید در ٢٣.۵ درجه‌ای جنوب شرق، و غروبش در ٢٣.۵ درجه‌ای جنوب غرب هست. بنابراین روی استوا، حداکثر انحراف محل طلوع یا غروب خورشید از شرق یا غرب، ٢٣.۵ درجه هست که در انقلاب تابستانی و انقلاب زمستانی رخ میده.
اما اگر روی خط استوا زندگی نکنید یک مقدار داستان فرق میکنه؛ در این‌صورت، برای محاسبه مقدار زاویه انحراف محل طلوع و غروب خورشید از شرق و غرب جغرافیایی، باید یک فاکتورِ (عرض جغرافیایی)sec هم در اون ضرب کنید (عرض جغرافیایی، زاویه مختصاتی هست که مکان شمالی/جنوبی یک نقطه روی سطح زمین رو نشون میده و از صفر درجه در استوا، تا نود درجه شمالی/جنوبی در قطب شمال/جنوب، متغیره). مثلاً شهر تهران در عرض جغرافیایی ٣۵ درجه شمالی قرار داره. بنابراین حداکثر میزان انحراف، 23.5 * (35)sec ، حدوداً ٢٨.۶٨ درجه هست. هرچند که این یه فرمول تخمینیه، اما تا عرض‌های جغرافیایی ۵٠ درجه، معتبره (اگه علاقه‌مند به محاسبات کامل با استفاده از هندسه کروی هستید، به اینجا مراجعه کنید).
طول روز یا شب در طول سال چطور تغییر میکنه؟
خب، فکر می‌کنم تا الان تقریبا به این سوال جواب داده شده باشه که چرا شب یلدا ـ که معادل با انقلاب زمستانی هست ـ طولانی‌ترین شب ساله. با توجه به توضیحاتی که درمورد حرکت ظاهری سالیانه خورشید داده شد، حداکثر ارتفاع خورشید نسبت به افق در طول سال تغییر میکنه و زمان انقلاب زمستانی به حداقل، و زمان انقلاب تابستانی به حداکثر مقدار خودش میرسه. بنابراین در انقلاب زمستانی، خورشید مسیر کوتاه‌‌تری (دایره عظیمه کوچکتری) رو باید توی آسمون طی بکنه و در انقلاب تابستانی، روی مسیر بلندتری (دایره عظیمه بزرگ‌تری) حرکت بکنه. هنگام اعتدال بهاری و پاییزی که حد وسط انقلابین هستن، طول روز و شب در همه جای دنیا برابره. یعنی تقریبا ١٢ ساعت روز و تقریبا ١٢ ساعت شبه.
البته، به دو دلیل، طول روز در زمان اعتدالین، یک مقداری بلندتر از طول شب هست. اولاً در زمان اعتدالین، مرکز هندسی خورشید ١٢ ساعت بالای افق هست؛ در حالی‌که طلوع خورشید، طبق تعریف، لحظه‌ایه که لبه‌ی بالایی قرص خورشید از افق پیدا میشه (و نه مرکز خورشید)؛ و غروب خورشید هم به همین صورت، لحظه‌ایه که لبه بالایی قرص خورشید میره زیر افق و دیگه دیده نمیشه. بنا بر این تعریف، طول روز مقداری بیشتر از ١٢ ساعت هست. علت دوم اینکه؛ به علت شکسته شدن نور خورشید توی جو زمین، ما موقع طلوع خورشید، لبه بالایی قرصش رو زودتر می‌بینیم، و موقع غروب، لبه‌ی بالایی رو حتی بعد از اینکه خورشید غروب کرده هم مشاهده می‌کنیم. این پدیده، باعث میشه، طول روز، حدود ۶ دقیقه (بسته به اینکه دما و فشار هوا بصورت موضعی چقدر توی ارتفاعات مختلف تغییر میکنه) بیشتر از زمانی باشه که اثر شکست نور توی جو وجود نداره. به‌خاطر این دو دلیلی که ذکر شد، زمان اعتدال بهاری و پاییزی، طول روز چند دقیقه بلندتر از طول شب هست.
آنالما
تصویری که می‌بینید، حرکت ظاهری خورشید در طول ساله که معروف به آنالمای خورشیدی هست (اگه کسی معادل فارسی عبارت آنالما رو می‌دونه بگه! ://)
داستان از این قراره که اگه توی یک ساعت خاصی از روز، مثلاً ١٢ ظهر، در طول سال از خورشید عکس برداری کنید، می‌بینید که شبیه عدد هشت انگلیسی میشه. اگه امکانات عکس‌برداری براتون مقدور نیست، می‌تونید یک میله شاخص نصب کنید و انتهای سایه‌ی اون رو در یک ساعت خاص، در طول سال علامت‌گذاری کنید (دقت کنید که اگه ساعت رسمی کشور عقب یا جلو رفت، شما طبق همون ساعت قدیم خودتون عمل کنید). در نهایت، شکل آنالما به‌دست میاد.
اگر به تصویر دقت کنید، می‌بینید که خورشید، هم به سمت بالا و پایین، و هم به سمت راست و چپ حرکت کرده. علت اینکه خورشید در طول سال ارتفاعش تغییر میکنه رو که قبلاً بررسی کردیم. ولی به نظرتون چرا باید خورشید به سمت راست و چپ هم حرکت بکنه؟ علتش اینه که مدار زمین به دور خورشید بیضوی هست و نه دایروی. بنابراین در تصویر آنالمای خورشیدی، یک کشیدگی به سمت شرق و غرب هم دیده میشه.
دوست دارم در پایان، این بیت از غزلی رو که از دوست خوبم مرتضی استاد عظیم هست، تقدیمتون کنم:
کمی آرام شو دیگر، تو ای شب زنده‌دار عشق! که یلدا هم سحر دارد و آخر سر به سر آید…
توی این پست میخوام مقداری درمورد مفهوم «انتقال به سرخ» و انواعش توضیح بدم. انتقال به سرخ یا «Redshift» مفهومیه که به کمک اون تونستیم دریچه‌ای از کهکشان راه شیری خودمون به باغ وحشی از کهکشانها و ساختارهای بزرگ مقیاس کیهانی باز کنیم. به کمک این پدیده، از حدود صد سال پیش، متوجه شدیم که کیهان، فقط محدود به کهکشان راه شیری نیست و بیش از پیش بهاصل کوپرنیکی معتقد شدیم.
انتقال به سرخ یعنی چی؟
حتما دقت کردید وقتی یه ماشین یا موتوری با سرعت از جلوتون رد میشه، صداش تغییر میکنه؛ همین‌طور که نزدیک‌تر میشه صداش زیرتر و وقتی عبور میکنه و دور میشه صداش کمی بم‌تر میشه. کمی اگر دقیق‌تر صحبت کنیم این اتفاق، به ترتیب، به معنی طول موج‌های کوتاه‌تر و بلندتر هست. به این پدیده،اثر داپلر میگن. خب حالا چرا این اتفاق میفته؟(دقت کنید که راننده اتومبیل تغییری توی صدا احساس نمی‌کنه!) احتمالا این وسط یا اتفاقی برای صوتی که به ما میرسه میفته یا اینکه برای خود ما! خداروشکر مشکل از ما و سیستم شنواییمون نیست که بگیم دچار کج‌شنوایی شدیم! داستان به اینجا برمی‌گرده که منبع تولید موج صوتی نسبت به ما در حال حرکت هست؛ بنابراین همین‌طور که اتومبیل از ما دورتر میشه، هر قله(دره) متوالی، از جایی دورتر از ما، نسبت به موج قبلی منتشر میشه و یه خرده زمان بیشتری می‌بره تا به ما برسه. با فرض اینکهسرعت موج صوتی ثابت هست، پس فاصله بین قله‌ها (دره‌ها) هم باید بیشتر باشه؛ یعنی طول موج بیشتر میشه (معادل فرکانس کمتر). وقتی که منبع صوت درحال نزدیک شدن هست، دقیقا عکس این اتفاق میفته و طول موج برای «ما» که ناظر هستیم تغییر میکنه و کوتاه‌تر میشه.
توجه کنید که اینجا مسأله، انتخابچارچوب مرجع هست. یعنی اگه ما که وایستادیم هم مثلا درحال شیپور زدن باشیم(به دلایلی نامعلوم! ؛)) اتومبیل در حال عبور، همین تغییر در فرکانس رو حس میکنه. بنابراین اثر داپلر بهدلیل حرکت نسبی بین منبع صوت و ناظر اتفاق میفته.
اثر داپلر
در ۱۸۴۲ میلادی، جناب آقایداپلر برای اولین بار این توجیه فیزیکی رو برای این پدیده ارائه داد و ادعا کرد که این پدیده برای هر نوع موجی درسته و مشخصا پیشنهاد داد که رنگ‌های مختلف ستاره‌ها، به‌خاطر حرکتی هستش که نسبت به ما دارن (البته خیلی زود معلوم شد کهرنگ ستاره‌ها، فقط به دمای سطحی اون‌ها بستگی داره و نه حرکتشون نسبت به زمین). شش سال بعد، جنابفیزو به این نکته اشاره کرد که جابه‌جایی که در خطوط طیفی ستاره‌ها مشاهده میشه، بهدلیل اثر داپلر هست. به همین خاطر بعضی مواقع به این اثر، «اثر داپلر-فیزو» هم میگن. برای اینکه بحث رو ادامه بدیم، اجازه بدید اول توی یه قسمت پرانتزطوری، مختصرا درمورد طیف‌ها صحبت کنیم تا موضوع روشن بشه.
منظور از طیف یه ستاره چیه؟
چگونگی شکل‌گیری انواع طیف‌ها (طیف پیوسته، جذبی و گسیلی)
اگه یه منشور رو جلوی نور خورشید بگیرید، رنگین کمانی در طول موج‌های مرئی تشکیل میشه که بهشطیف پیوسته میگن. حالا فرض کنید که گاز سردی از ماده خاصی رو بر سر راه این نور قرار بدید. وقتی نور به اتم‌های گاز سرد برخورد میکنه، توی بعضی از طول موج‌های خاص که تابعی از اختلاف انرژی بین ترازهای الکترون‌های برانگیخته شده هست، جذب میشه. بنابراین توی طیف جدید، چند خط تیره در طول موج‌های مختلف وجود داره. به این طیف، «طیف جذبی» میگن. این‌بار فرض کنید که این گاز رو داغش بکنیم. دقیقا توی طول موج‌هایی که توی حالت قبل جذب اتفاق افتاده بود، این‌بار گسیل نور داریم؛ توی این حالت، وقتی الکترون‌های برانگیخته از ترازهای انرژی بالاتر به ترازهای انرژی پایین‌تر گذار میکنن، نوری گسیل میشه که طول موجش، متناسب با اختلاف انرژی تراز ابتدایی و انتهایی هست. این بار طیف، فقط شامل چند خط روشن در طول موج‌های مختلف هست و بهش «طیف گسیلی» میگن. نکته‌ای که وجود داره اینه که عناصر مختلف دقیقا توی طول موج‌های مشخصی جذب یا گسیل دارن. به‌عبارت دیگه هر عنصر، طیف منحصر به فرد خودش رو داره. بنابراین با دیدن طیف یه ستاره، میشه فهمید که چه عناصری در جوّش وجود دارن.
همونطور که اشاره شد، طیف عناصر مختلف دارای خطوط طیفی در طول موج‌های مشخصی هستن. وقتی که ستاره‌ای نسبت به ما در حال حرکت باشه، خطوط طیفی که مربوط به عناصر مختلف شناخته شده هست کمی جابجا میشن؛ اگه ستاره در حال دور شدن از ما باشه، خطوط طیفی به سمت طول موج‌های بلندتر (انتقال به سرخ) و اگه در حال نزدیک شدن باشه، به سمت طول موج‌های کوتاه‌تر جابجا میشن(انتقال به آبی).
جدول تناوبی طیف‌ها
انواع انتقال به سرخ
ما سه نوع انتقال به سرخ برای نور داریم:داپلر نسبیتی، کیهانی وگرانشی. اساس همه‌شون همون انتخاب چارچوب مرجع و تأخیر (تسریع) زمانی بین قله‌های متوالی موج هست که منجر به انتقال به سرخ(آبی) خطوط طیفی میشه. اما منشأ اون میتونه علت‌های مختلفی داشته باشه.
داپلر نسبیتی
تا اینجا توضیحاتی که در مورد انتقال به سرخ دادیم مربوط به این نوع هست. یعنی سرعت نسبی منبع نور و ناظر باعث این اثر میشه. هر چی این سرعت نسبت به ناظر بیشتر باشه، مقدار انتقال به سرخ و جابجایی در طیف بیشتره. از روی مقدار جابه‌جایی خطوط طیفی میشه سرعت منبع نور رو بدست آورد.وستو اسلیفر در ۱۹۱۲ میلادی، سرعت چندتا از سحابی‌ها رو با این روش اندازه گرفت و دید که سرعتشون خیلی بیشتر از اجرام معمولی دیگه هستش که قبلا رصد کرده بودن. هرچند تا اون زمان، فرضیاتی مطرح شده بودن که احتمالا کهکشان‌های دیگه ای بیرون از کهکشان راه شیری وجود دارن، اما شاهدی برای این موضوع وجود نداشت. چند سال بعدادوین هابل، فاصله این سحابی‌ها رو اندازه گرفت و متوجه شد که این‌ها در واقع کهکشان‌هایی بیرون از کهکشان راه شیری هستن. (الآن می‌دونیم که حدود ۱۰۰ میلیارد کهکشان دیگه توی کیهانمون وجود داره، تقریبا اندازه تعداد ستاره‌های داخل کهکشان خودمون!) بنابراین این اثر، ابزار قدرتمندی رو در اختیارمون قرار میده که ما باهاش می‌تونیم سرعت اجرام سماوی رو اندازه بگیریم.
انتقال به سرخ کیهانی
انبساط عالم باعث دور‌شدن کهکشانها از همدیگه و درنتیجه انتقال به‌سرخ در مقیاس‌های مکانی بزرگ میشن
سال ۱۹۲۹، هابل نمودار سرعت بر حسب فاصله رو برای تعدادی از کهکشانها رسم کرد و نتیجه گرفت که هرچقدر اونا دورتر هستن با سرعت بیشتری درحال دور شدن از ما هستن (قانون هابل) و این یعنی جهان در حال انبساطه. این کشف، تأییدی بود برای حلی که چند سال قبل‌تر، از معادلات میدان انیشتین به‌دست اومده بود که الآن معروف بهمعادلات فریدمان هست. پس بنابراین چون جهان درحال انبساطه یا به بیان بهتر، فضا-زمان داره منبسط میشه، کهکشانها نسبت به ما در حال حرکتند و چون همه‌شون دارن از ما دور میشن بنابراین در خطوط طیفیشون انتقال به سرخ مشاهده میشه. منشأ این انتقال به سرخ انبساط کیهانه. به‌همین‌خاطر به اون انتقال به سرخ کیهانی گفته میشه.
اما از کجا تشخیص بدیم که جابجایی طیفی به‌خاطر انبساط کیهان هست یاحرکت مشخصه خود منبع نور؟ خب نکته‌ای که وجود داره اینه که انبساط کیهانی رو توی فواصل نزدیک نمیشه دید. عملا انتقال به سرخ از حدود فاصله چندین هزار سال نوری به بعد قابل ملاحظه هست. برای ستاره‌ای که داخل کهکشانی با این فاصله قرار داره، قسمتی از انتقال به سرخش مربوط به حرکت موضعی خودش هست (اثر داپلر نسبیتی) و قسمتیش هم مربوط به انبساط فضا-زمان (انتقال به سرخ کیهانی). اما از اونجایی که سازوکار این دو تا با هم متفاوت هست، میشه انتقال به سرخ کیهانی رو از مدل کیهان‌شناسی که درنظر گرفتیم بدست بیاریم و از قسمت مربوط به حرکت مشخصه ستاره تفکیک کنیم.
از اونجایی که کیهان‌شناس‌ها با فواصل خیلی زیاد سروکار دارن، کهکشانها رو عملا یک نقطه در نظر می‌گیرن (بدون اعتنا به اتفاقاتی که داخل کهکشانها داره میفته و ستاره‌ها و سیارات و احتمالا موجوداتی که دارن اون‌جا زندگی میکنن!) و به‌جای استفاده از واحدهایی مثل سال نوری یاپارسک برای گفتن فاصله‌ها، معمولا از انتقال به سرخ(رِد شیفت) استفاده میکنن. انتقال به سرخ‌های بزرگتر، یعنی فواصل دورتر از نظر مکانی و هم از نظر زمانی! چون نور اجرام دورتر، بیشتر طول میکشه تا به ما برسه. پس هر چی فواصل دورتری رو توی عالم رصد بکنیم، درواقع داریم خاطرات قدیمی‌تری از عالم رو مرور می‌کنیم؛ قدیمی‌ترین تصویر عالم، مربوط بهتابش زمینه کیهانی، با رِدشیفت ۱۰۸۹ هست.
انتقال به سرخ گرانشی
گرانش میتونه باعث تأخیر زمانی و درنتیجه اثر انتقال به سرخ گرانشی بشه
طبق نظریه نسبیت عام انیشتین، ماده یا انرژی میتونه فضا-زمان اطرافش رو خمیده کنه و از این طریق گرانش کنه. نوری که از داخل یه چاه پتانسیل گرانشی، مثلا از سطح یه ستاره، به‌سمت بیرون در حال حرکته، با تأخیر زمانی همراهه. درنتیجه توی طیفش انتقال به سرخ دیده میشه. هرچقدر گرانش اون جسم بیشتر باشه، این انتقال بیشتر هست. مثلا در اطراف ستاره‌های نوترونی و سیاهچالهها که بسیار پرجرم هستن، این اثر رو میشه دید.
خلاصه اینکه انتقال به سرخ مفهوم بسیار مهم و کاربردی برای فهم ما از عالم پیرامونمون هست. راستی انتقال به سرخ یه کاربرد دیگه‌ای هم داره. از اون تویدوربینای کنترل سرعت هم استفاده میشه که احتمالا خاطرات خوبی باهاش دارید! :)) جا داره این پست رو با یادی از همه گذشتگان راه علم به پایان ببریم. روحشان شاد!
اینکه سن پیش بینی شده‌ی کیهان، قابل مقایسه با اندازه‌گیری‌های مستقیم انجام شده روی سن اجرام درون آن است
و اینکه با وجود داشتن بی‌نظمی‌های موجود در تابش زمینه‌ی کیهانی، میتوان توصیف قابل قبولی برای رشد ساختار در کیهان به وسیله‌ی رمبش گرانشی داشت.
مسأله افق
اما با وجود این موفقیت‌ها، نظریهی مهبانگ داغ نمی تواند به چند پرسش اساسی پاسخ دهد؛ اول آنکه چرا کیهان در مقیاس‌های بزرگ تا این اندازه همگن و همسانگرد است؟ با نگاه کردن به طیف تابش زمینه‌ی کیهانی میتوان دریافت که نقاط مختلف آسمان، با دقت زیاد(از مرتبه‌ی یک در صد هزار)، در همه‌ی جهات دارای ویژگی‌های کاملا یکسان هستند. به طور معمول برای آنکه دو جسم شبیه به هم باشند، باید زمانی با یکدیگر در تماس بوده باشند تا اصطلاحا به تعادل گرماییبرسند. به عنوان مثال وقتی یک لیوان چای داغ را در محیط اتاق قرار دهید، پس از مدتی با محیط هم‌دما شده و به تعادل گرمایی می‌رسند. اما دو نقطه در جهت مقابل یکدیگر در آسمان که نورشان از دوران واجفتیدگیِنور و ماده به ما می‌رسد، نمی‌توانند روزی در تماس با هم بوده باشند؛ چرا که نور هر یک، از آن زمان تا به حال در راه بوده تا تنها به نقطه‌ای که ما قرار داریم برسد.
مسأله‌ی افق. فوتون‌هایی که از دو لبه‌ی کیهان به ما می‌رسند، زمان کافی برای اینکه در گذشته به تعادل ترمودیناکی برسند را نداشته‌اند. نگاره از ویکی‌پدیا
حال آنکه حداقل به همان اندازه زمان نیاز بوده است تا بتواند با نقطهی دیگر برهمکنش داشته باشد. البته با انجام محاسبات، میتوان نشان داد که حتی دو نقطه در فاصله‌ی زاویه‌ای حدود دو درجه در آسمان نیز زمان کافی برای رسیدن به تعادل گرمایی را نداشته‌اند؛ زیرا دو نقطه، باید پیش از دوران واجفتیدگی به تعادل گرمایی رسیده باشند. دوره‌ی واجفتیدگی به دوره‌ای گفته می‌شود که به علت گسترش فضا و در نتیجه کاهش دمای کیهان، انرژی فوتون‌ها به اندازه‌ای کاهش یافته است که از آن پس، فوتون‌ها دیگر با هسته‌های اتم برهمکنش نداشته و آزادانه در فضا منتشر شده اند. تا پیش از آن، فوتون‌ها به علت پراکندگی زیاد از هسته‌ها، قادر به طی کردن مسافت‌های طولانی نبودند. بنابراین از آنجایی که برای برهمکنش دو نقطه با یکدیگر، نور باید مسافت بین‌شان را بپیماید، نسبت به حالت عادی بعد از این دوره، زمان بیشتری نیاز است تا به تعادل گرمایی برسند. این پرسش که چرا طیف تابش زمینه‌ی کیهانی در همه‌ی جهات تقریبا یکسان است، معروف به مسأله‌ی افقمیباشد.
مسأله تخت بودن
پرسش دیگر موسوم به مسأله‌ی تخت بودن، در مورد هندسه‌ی کیهان است. طبق مشاهدات رصدی به خصوص تابش زمینه‌ی کیهانی، جهان تقریبا تخت است. در واقع هندسه‌ی فضا ـ زمان با همان هندسه‌ی آشنای اقلیدسی یا به بیان دیگر متریک مینکوفسکی توصیف می‌شود؛ طبق نظریهی نسبیت عام انیشتین، فضا ـ زمان میتواند بسته به توزیع چگالی ماده‌ي (یا انرژی) درون آن، دارای انحنا باشد.
هندسه محلی جهان با توجه به اینکه چگالی نسبی Ω کوچکتر،بزرگتر یا برابر با یک باشد، تعیین می گردد. از بالا به پایین: یک جهان کروی با چگالی بیشتر از چگالی بحرانی (Ω>1, k>0)؛ جهان هایپربولیک با چگالی کمتر از چگالی بحرانی (Ω<1, k<0)؛ و یک جهان تخت با چگالی دقیقا برابر با چگالی بحرانی (Ω=1, k=0). جهان ما برخلاف این نمودار ها، سه بعدی است. نگاره از ویکی‌پدیا
اگر چگالی ماده در جهان کمتر از مقدار معینی موسوم به چگالی بحرانیباشد، انحنا منفی بوده و جهان باز است؛ در واقع کیهان تا ابد به گسترش خود ادامه خواهد داد. اگر چگالی کل ماده از چگالی بحرانی بیشتر باشد، انحنا مثبت بوده و اصطلاحا جهان بسته است؛ به عبارت دیگر، گسترش کیهان پس از مدتی متوقف شده و شروع به رمبش می‌کند تا به نقطهی تکینگی یا مهرُمببرسد. در حالتی که چگالی ماده در کیهان با چگالی بحرانی برابر است، با جهانی تخت رو به رو هستیم که انحنای آن صفر می‌باشد. همچنین به نسبتِ چگالی کل کیهان به مقدار چگالی بحرانی آن در هر زمان، پارامتر چگالیگفته می‌شود. طبق تعریف های بالا میتوان به سادگی دریافت، در صورتی که این پارامتر برابر یک باشد، جهان تخت است و اگر بزرگتر یا کوچکتر از یک باشد، به ترتیب انحنای فضا ـ زمان، مثبت و منفی خواهد بود. طبق آخرین داده‌های رصدی، مقدار پارامتر چگالی در حال حاضر بسیار به یک نزدیک بوده و جهان با دقت نیم درصد تخت است. با حل معادلات میتوان نشان داد که با گذشت زمان، انحراف از تخت بودن افزایش می‌یابد، به‌طوری‌که کوچک‌ترین انحراف از تختی در دوران اولیه‌ی کیهان، خیلی زود به جهانی با انحنای غیر صفر می‌انجامد. بنابراین با توجه به مقدار کنونیِ پارامتر چگالی، هر چه به زمان‌های عقب‌تر برویم، مقدار این پارامتر به یک نزدیک‌تر شده و جهان به تخت بودن، نزدیک و نزدیک‌تر می‌شود.
مثلا در دوران واجفتیدگی (سیصد و هشتاد هزار سال بعد از مهبانگ)، اختلاف پارامتر چگالی از عدد یک، از مرتبه‌ي یک در صد هزار است. در دوران هسته سازی (یک ثانیه پس از مهبانگ)، این مقدار از مرتبه‌ی یک در یک میلیارد میلیارد بوده و در مقیاس‌های انرژی الکتروضعیف (یک هزار میلیاردم ثانیه بعد از مهبانگ)، کیهان با دقتِ یک در هزار میلیارد میلیارد میلیارد، تخت بوده است!
مسأله تخت بودن و تنظیم ظریف.
پرسشی که در اینجا مطرح می‌شود این است که چرا کیهان باید با مقدار اولیه‌ای تا این اندازه نزدیک به تخت بودن، آغاز شده باشد. گویی که کیهان دارای تنظیمی ظریف است. هر اختلاف ناچیزی از این مقدار اولیه، می‌توانسته به تفاوتی فاحش منجر شده و کیهان را به شکلی دیگر درآورد.
مسأله ذرات یادگاره
این دو پرسش یعنی مسأله‌ی افق و مسأله‌ی تخت بودن، توسط یاکوف بوریسوویچ زلدوویچ، در اوایل دهه‌ی ۱۹۷۰ میلادی مطرح شد. وی چند سال بعد، در ۱۹۷۸ میلادی، مسأله‌ی دیگری با عنوان مسأله‌ی تک‌قطبی مغناطیسیرا مطرح کرد که در واقع نوع دیگری از همان مسأله‌ی افق است که در فیزیکِ ذراتِ بنیادین مطرح می‌شود. طبق پیش‌بینی نظریه‌های مدرنِ ذرات، یک سری از ذرات یادگارهکه در دوران آغازین کیهان تولید شده‌اند، باید در کیهان امروزی نیز وجود داشته باشند. این یادگاره‌ها شامل موارد زیر هستند:
هر چند که در ابتدا، مسأله‌ی تک‌قطبی‌های مغناطیسی که از نتایج نظریهی وحدت بزرگهستند مطرح شد، اما این بحث برای بقیه‌ی یادگاره‌ها نیز برقرار است. تک‌قطبی مغناطیسی نسبت به ذراتی مانند پروتون بسیار سنگین‌تر بوده و به‌همین‌خاطر باید در زمان‌های نزدیک به ما به صورت غالب در کیهان ما حضور داشته باشند. این در حالی است که تا به امروز هیچ تک‌قطبی مغناطیسی در جهان مشاهده نشده است!
مدل تورم
آلن گوث، نگازه از edge.org
سه سال بعد، آلن گوت، مدل تورم را برای پاسخ به مسأله‌ی تک‌قطبی مغناطیسی پیشنهاد داد. اما خیلی زود مشخص شد که این مدل میتواند پاسخ‌گوی بقیه‌ی پرسش‌ها نیز باشد. ایده‌ی مدل تورم بسیار ساده است؛ جهانِ خیلی آغازین، دست‌خوش گسترشی بسیار بزرگ شده است. در واقع در بازه‌ی زمانی ۱۰−۳۶ تا حدود ۱۰−۳۲ ثانیه پس از مهبانگ، کیهان به صورت نمایی گسترش یافته، به‌طوری که در این بازه‌ی زمانی بسیار کوتاه، از چیزی بسیار کوچکتر از یک اتم تا حدود اندازه‌ی یک توپ بسکتبال، افزایش حجم پیدا کرده است! گسترش بسیار سریع کیهان در دوره‌ی تورم، موجب شد تا ذرات یادگاره رقیق شوند؛ بدین ترتیب، مقدار آنها در کیهان امروزی قابل اغماض خواهد بود. همچنین دو نقطه‌ای که در حال حاضر در فاصله‌ي زیاد از یکدیگر قرار دارند، در زمان پیش از تورم، قادر بوده‌اند در تماس با یکدیگر باشند؛ چرا که تورم باعث دور افتادن آنها از یکدیگر با سرعتی بسیار بیشتر از سرعت نور شده است. بنابراین دو نقطهی به ظاهر غیر مرتبط با یکدیگر در زمان کنونی، پیش از تورم در تعادل گرمایی بوده‌اند. در مورد مسأله‌ی تخت بودن نیز این‌طور میتوان بیان کرد که به علت کش‌آمدگی زیادِ کیهان در این دوره، هر گونه انحنای اولیه‌ی فضا ـ زمان، به جهانی بسیار نزدیک به جهانِ تخت منجر شده تا آن‌جا که امروز نیز کیهان تقریبا تخت است. تنها در آینده‌ای دور است که بار دیگر پارامتر چگالی از مقدار یک فاصله خواهد گرفت.
علاوه بر موارد یاد شده، امروزه می‌دانیم مدل تورمی، نقش مهمی در توصیف منشأ ساختارها در کیهان و وجود ناهمسانگردی‌های موجود در طیف تابش زمینه‌ی کیهانی دارد؛ همانطور که پیشتر اشاره شد، طیف تابش زمینه‌ی کیهانی کاملا همگن نیست، بلکه افت و خیزهای دمایی ناچیزی از مرتبه‌ی یک در صد هزار، در آن مشاهده می‌شود. احتمالا این افت و خیزها توسط نیروی گرانش تقویت شده و بنابراین مناطقی با چگالی بیشتر و بیشتر به وجود آمده‌اند که هسته‌های اولیه برای اولین ستارگان را تشکیل داده و بعدها منجر به ساختِ ساختارهای بزرگتر مانند کهکشانها، خوشه‌های کهکشانی و نهایتاً ابرخوشه‌ها در کیهان شده‌اند.
نمایش تعمیم نظریه مهبانگ توسط مدل تورم
طبق مدل تورم، طی این دوره، افت و خیزهای کوانتومی اولیهدر خلأ، با کش آمدن کیهان، تبدیل به افت و خیزهای کلاسیک شدند و ناهمسانگردی‌های موجود در طیف تابش زمینه‌ی کیهانی را به وجود آوردند.
در پایان، باید به این نکته توجه داشت که مدل تورم به عنوان رقیبی برای نظریهی مهبانگ داغ نیست، بلکه در دوران خیلی آغازینِ کیهان اتفاق افتاده و نظریهی مهبانگ داغ، برای زمان‌های بعد از این دوره، با تمام موفقیت هایش در توصیف کیهان، صادق است.
