رفتن به نوشته‌ها

دسته: تاریخ علم

مسیر چهارصد‌ساله تلسکوپ‌ها

از هزاران سال پیش، بشر با مشاهده آسمان بالای سر، سعی کرد با رصدهای مداوم، الگوهای نهفته در آن را پیدا کرده تا بتواند پدیده‌های آسمانی را پیش‌بینی کند و مدلی برای کیهان ارايه دهد. در طول تمام این اعصار، تنها ابزار برای دریافت اطلاعات از آسمان یا همان نورِ‌ اجرام آسمانی، چشم انسان بود. حتی بیش از صد ابزار نجومی هم که در سده‌های میانه توسط دانشمندان اسلامی ساخته شد، تنها دقت اندازه‌گیری موقعیت اجرام و محاسبات را افزایش می‌داد (برای آشنایی با تاریخ نجوم پیش از دوره نوزایی به اینجا مراجعه کنید). اما با اختراع تلسکوپ در قرن هفدهم میلادی، نقطه عطفی در تاریخ علم اخترشناسی رقم خورد؛ چرا که افق تاز‌ه‌ای را  در مقابل بشر، برای دستیابی به داده‌های بیشتر و آزمودن مدل‌های اخترشناسی گشود. 

آن‌طور که در تاریخ مشهور است، اختراع تلسکوپ، اولین بار در ۱۶۰۸ میلادی توسط یک عینک‌ساز هلندی به نام هانس لیپرشی ثبت شده است. در همان سال خبر این اختراع به گالیلئو گالیله رسید و وی توانست با بهبود دادن طراحی آن، از تلسکوپی که ساخته بود، نخستین بار برای دیدن آسمان استفاده کند. وی نتیجه اکتشافات خود، از رصدها‌یی که با تلسکوپ انجام داده بود را در ۱۶۱۰ میلادی در کتابی با عنوان «فرستاده ستاره‌ای» (Starry Messenger) منتشر کرد. این اکتشافات می‌توانستند شواهدی باشند بر درستی مدل خورشید-محوری و رد فلسفه ارسطویی: گالیله برای نخستین بار توانست لکه‌های خورشیدی و هم‌چنین کوه‌ها و دره‌های سطح ماه را مشاهده کند. این به معنی این بود که اجرام سماوی برخلاف نظر رایج، اجرامی ایده‌آل و بی‌هیچ عیب و نقص نیستند. هم‌چنین گالیله چهار قمر مشتری را که امروزه به «قمرهای گالیله‌ای» معروفند، رصد کرد که در واقع نشان می‌داد، مرکزهای حرکت دیگری نیز وجود دارند. بنابراین ماه می‌تواند در عین حال که به دور زمین می‌چرخد، به دور خورشید نیز حرکت کند. پدیده دیگری که اولین‌بار با استفاده از تلسکوپ دیده شد، رویت همه فازهای هلال سیاره زهره بود. این مشاهده به‌خوبی با مدل خورشید-مرکزی سازگاری داشت؛ در سال‌های بعدی، کارهای نظری نیوتن در رابطه با مفهوم اینرسی و قانون جهانی جاذبه موجب ابطال مدل زمین-مرکزی و مقبولیت مدل کپرنیکی شد. بنابراین، اختراع تلسکوپ در همان سال‌های ابتدایی، نقشی مهم در درک بهتر بشر از جهان ایفا کرد. 

از چهارصد سال پیش تاکنون، طراحی‌های مختلفی برای تلسکوپ‌ها پیشنهاد شده است. پیشرفت‌های صورت گرفته در زمینه طراحی و ساخت تلسکوپ‌ها، موجب شده‌اند تا بسیاری از ابیراهی‌های اپتیکی مربوطه، اصلاح شوند. در ادامه، سعی می‌کنیم با رویکردی تاریخی، این مسیر را نشان دهیم و در این بستر، با طراحی‌های مختلف تلسکوپ‌ها تا حدودی آشنا شویم.

 عدسی‌هایی که رو به آسمان نشانه رفتند!

تلسکوپ‌هایی که در ساختار اصلی‌شان از عدسی‌ها استفاده می‌شود، به «تلسکوپ‌های شکستی» موسومند. تلسکوپ‌های شکستی، از یک عدسی شیئی و یک عدسی چشمی تشکیل شده‌اند که کمک می‌کنند نور بیشتری در چشم انسان کانونی شود، تا تصویر روشن‌تر و شفاف‌تری از جرم آسمانی به‌دست آید. تلسکوپی که لیپرشی و گالیله ساختند، از یک عدسی محدب به عنوان شیئی و یک عدسی مقعر به عنوان چشمی تشکیل شده بود. در این نوع تلسکوپ که امروزه با عنوان «تلسکوپ گالیله‌ای» شناخته می‌شود،‌ عدسی محدب، پرتوها را کانونی می‌کند؛ اما عدسی مقعر، پیش از نقطه کانونی عدسی شیئی، مسیر پرتو‌ها را تغییر می‌دهد و آن‌ها را به‌صورت موازی درمی‌آورد تا وارد چشم شوند. تصویر به‌دست آمده، بزرگ‌نمایی‌شده و به‌صورت مستقیم است. گالیله توانست در نهایت، تلسکوپی با قطر عدسی شیئی ۳۷ سانتی‌متر و طول حدود ۱ متر بسازد. این تلسکوپ قابلیت بزرگ‌نمایی ۲۳ برابر را داشت.

طرحی شماتیک از یک تلسکوپ گالیله‌ای

در ۱۶۱۱ میلادی، یوهانس کپلر، طراحی جدیدی برای ساخت تلسکوپ ارائه داد که در آن، از دو عدسی محدب استفاده می‌شد. عدسی محدب چشمی، به اندازه فاصله کانونی‌اش، بعد از نقطه کانونی عدسی اولیه قرار می‌گیرد و نور را موازی می‌کند. مزیت این نوع طراحی نسبت به تلسکوپ گالیله‌ای،‌ میدان دید بسیار بزرگتر آن است. هرچند، تصویری که بدست می‌آيد، به‌صورت وارون می‌باشد. در سال‌های بعد، تلسکوپ‌هایی با این طراحی که به «تلسکوپ‌های کپلری» معروف‌اند، توسط افرادی مانند کریستف شاینر و ویلیام گَسکویگن ساخته شدند. اما نخستین تلسکوپ کپلری قدرتمند را کریستین هویگنس، در ۱۶۵۵ میلادی ساخت. این تلسکوپ، دارای عدسی شیئی‌ به قطر ۵۷ میلی‌متر و فاصله کانونی ۳.۷ متر بود. هویگنس، با استفاده از این تلسکوپ، توانست درخشان‌ترین قمر زحل، یعنی تیتان را کشف کند و برای نخستین‌بار، در ۱۶۵۹ میلادی، توصیف درستی از حلقه‌های زحل ارائه دهد.

طرحی شماتیک از یک تلسکوپ کپلری

اجسام از آنچه در آینه می‌بینید، از شما دورتر هستند!

 نوع دیگری از تلسکوپ‌ها، «تلسکوپ‌های بازتابی‌» هستند که در آن به‌ جای عدسی، از آینه‌ها استفاده ‌می‌شود. اگرچه خودِِ گالیله نیز از این موضوع آگاه بود که می‌توان به جای عدسی از آینه‌های انحنادار نیز استفاده کرد، اما شاید بتوان جِیمز گریگوری را نخستین کسی دانست که به طور مفصل به این موضوع پرداخت و تلسکوپی متشکل از دو آینه طراحی کرد؛ هرچند هیچ‌گاه نتوانست ایده خود را عملی کند و کسی را متقاعد سازد تا تلسکوپی با این طراحی بسازد. امروزه این نوع تلسکوپ، با عنوان «تلسکوپ‌های گریگوری» شناخته می‌شوند؛ گریگوری مدعی شد که این نوع طراحی می‌تواند مشکل ابیراهی رنگی و کروی تلسکوپ‌ها را رفع کند.

تلسکوپ‌های گریگوری، از دو آینه مقعر تشکیل شده‌اند. آینه اولیه، از نوع سهمی‌‌گون و آینه ثانویه، از نوع بیضی‌‌گون هستند؛ به‌طوری که پرتوها از آینه اولیه بازتاب داده شده و همگرا می‌شوند؛ و آینه ثانویه که کمی بعد از نقطه کانونی واقع شده است، پرتوها را از میان حفره‌ای که در وسط آینه اولیه قرار دارد، در بیرون از تلسکوپ، کانونی می‌کند. 

طرحی شماتیک از یک تلسکوپ گریگوری

  در ۱۶۶۶ میلادی، آيزاک نیوتن بر پایه نظریه خود در مورد شکست نور و رنگ‌ها، به این نتیجه رسید که مشکل ابیراهی رنگی تلسکوپ‌های شکستی، به‌دلیل کاستی‌ها در ساخت عدسی نیست. بلکه همه مواد شکستی، باعث شکست نور می‌شوند و دارای این ابیراهی هستند. بنابراین پرداختن به ساخت تلسکوپ‌های شکستی، بی‌فایده هست. البته بعدها، با الگوگیری از ساختمان چشم انسان، افرادی مانند چِستر مور هال و جان دولاند، توانستند با استفاده از ترکیب لنزهایی متشکل از مواد شکستی مختلف، لنزهایی بدون ابیراهی رنگی، موسوم به لنزهای بی‌رنگ بسازند.

نیوتن در ۱۶۶۸ میلادی، نخستین تلسکوپ خود را ساخت. تلسکوپ او شبیه به تلسکوپ گریگوری بود، با این تفاوت که بجای آینه ثانویه مقعر، از یک آینه تخت استفاده کرد. نیوتن برای سادگی، از یک آینه کروی برای آینه شیئی استفاده کرد. این آینه از جنس فلز اسپکیولوم (آلیاژی از قلع و مس) ساخته شده، قطر آن حدود ۳.۳ سانتی‌متر و فاصله کانونی آن ۱۶.۵ سانتی‌متر بود. او توانست با این تلسکوپ، قمرهای گالیله‌ای مشتری و فازهای هلال ماه را مشاهده کند. تلسکوپ نیوتنی، نسبت به تلسکوپ‌های شکستی، دارای مزیت‌های زیر بود:

۱) ابیراهی رنگی نداشت.

۲) ساخت آن بسیار آسان‌تر بود.

۳) فاصله کانونی کوتاه‌تری نسبت به مشابه نمونه شکستی خود داشت که باعث می‌شد، جمع و جور‌تر و قابلیت حمل راحت‌تری داشته باشد.

۴) ساخت آن ارزان‌تر بود.

۵) میدان دید بزرگ‌تری داشت. 

نوع دیگری از تلسکوپ‌های بازتابی، «تلسکوپ‌های کاسگرینی» هستند که توسط لاورنت کاسگرین در ۱۶۷۲ میلادی پیشنهاد داده شدند. این تلسکوپ، از یک آینه اولیه بیضی‌گون مقعر و یک آینه ثانویه هذلولی‌گون محدب، تشکیل شده است. آینه ثانویه، در جایی قبل از فاصله کانونی آینه اولیه قرار گرفته و پرتوهای نور را از حفره‌ای که در وسط آن قرار دارد، به بیرون هدایت و کانونی می‌کند. این امر، موجب آن می‌شود تا بتوان تلسکوپ‌هایی ساخت که با طول کوتاه‌تر، فاصله‌‌های کانونی موثرِ بلندتری برای آینه اولیه داشته باشند. هم‌چنین، میدان دید نیز افزایش می‌‌یابد.

طرحی شماتیک از یک تلسکوپ کاسگرینی

در سال‌های بعد، پیشرفت‌هایی در زمینه طراحی و ساخت آینه‌های بیضی‌گون و هذلولی‌گون، از جنس فلز اسپکیولوم صورت گرفت. هم‌چنین در بین سال‌های ۱۷۷۸ تا ۱۷۸۹ میلادی، ویلیام هرشل تلسکوپ‌های بازتابی بزرگی ساخت که بزرگترین آن‌ها تلسکوپی بود که ۱۲۰ سانتی‌متر قطر و ۱۲ متر طول داشت. این تلسکوپ تا ۵۰ سال بعدی، بزرگترین تلسکوپ دنیا بود. او برای این‌که بازتاب ضعیفِ نور، توسط آینه‌های اسپکیولومی را بهبود بخشد، آینه ثانویه را حذف کرد و به‌جای آن سعی کرد با چرخاندن آینه اصلی، نور را در جایی کانونی کند که بتواند به‌طور مستقیم، تصویر را مشاهده کند. این نوع تلسکوپ، ‌بعدها به «تلسکوپ هرشلی» معروف شد.

هرشل توانست با تلسکوپ‌هایی که ساخته بود، برای نخستین‌ بار سیاره اورانوس و چند قمر، از جمله انسلادوس و میماس از اقمار زحل را کشف کند. هم‌چنین وی توانست چند کاتالوگ‌ از چند هزار جرم عمق آسمان تهیه کند که شامل خوشه‌های ستاره‌ای و سحابی‌ها بودند؛ بسیاری از اجرامی که هرشل آن‌ها را سحابی نامیده بود، بعد‌ها در قرن بیستم، با محاسبه فاصله‌شان توسط جان اسلیفر و ادوین هابل، نشان داده شد، در واقع خود، کهکشان‌هایی هستند که در خارج از راه شیری قرار دارند.

نقاشی از تلسکوپ ۱۲ متری ویلیام هرشل، با قطر عدسی شیئی ۱۲۰ سانتی‌متر

همان طور که اشاره شد، میزان بازتاب نور از آینه‌هایی که از جنس فلز آلیاژی اسپکیولوم بودند، مطلوب نبود. به‌علاوه، این نوع آینه‌ها پس از مدتی تیره می‌شدند و کیفیت خود را از دست می‌دادند؛ بنابراین نیاز بود تا با آینه‌ای جدید تعویض شوند. در پی حل این مشکل،‌ در ۱۸۵۷ میلادی، کارل آگوست فون استینهیل و لئون فوکو، توانستند با ابداع روشی، این مشکل را تا حدی حل کنند؛ آن‌ها طی فرآیندی، یک لایه از نقره را بر روی یک آینه شیشه‌ای لایه‌نشانی کردند. این کار نه تنها میزان بازتاب و ماندگاری را افزایش می‌داد، بلکه هم‌چنین این مزیت را داشت که در صورت نیاز، این لایه برداشته شده و دوباره لایه‌نشانی شود؛ بدون این‌که لازم باشد شکل آینه شیشه‌ای زیرین، تغییر یابد. در سال‌های بعد، تلسکوپ‌های بسیار بزرگی با استفاده از این نوع آینه‌ها ساخته شدند. پیشرفت دیگر در زمینه آینه‌های تلسکوپ، در ۱۹۳۲ میلادی حاصل شد؛ جان دوناوان استرانگ، با استفاده از تکنیک تبخیر خلا گرمایی، توانست آلومینیوم را روی آینه لایه‌نشانی کند. مزیت لایه آلومینیومی این است که ماندگاری بیشتری نسبت به نقره دارد.

از جمله مهم‌ترین طراحی‌های دیگری که در طول این سالیان، برای تلسکوپ‌های بازتابی پیشنهاد شدند، «تلسکوپ‌های ریچی-کرتین» هستند. این نوع تلسکوپ، در دهه اول قرن بیستم میلادی، توسط جورج ویلیام ریچی و هِنری کرتین معرفی شد. ساختار کلی تلسکوپ ریچی-کرتین، مانند تلسکوپ‌های کاسگرینی است، با این تفاوت که در این مدل، هر دو آینه از نوع هذلولی‌گون هستند. این امر موجب می‌شود، علاوه بر ابیراهی کروی، ابیراهی کما یا اشک نیز تصحیح شود. بسیاری از تلسکوپ‌های بزرگ امروزی، مانند تلسکوپ فضایی هابل، تلسکوپ‌های کِک و تلسکوپ وی‌ال‌تی، از نوع تلسکوپ‌های ریچی-کرتین هستند.

همیشه راه سومی نیز وجود دارد!

علاوه بر تلسکوپ‌های شکستی و بازتابی، نوع دیگری از تلسکوپ‌ها نیز وجود دارند که در طراحی‌شان، ترکیبی از عدسی‌ها و آينه‌ها به‌کار رفته‌ است. این نوع تلسکوپ‌ها را کاتادیوپتریک یا «تلسکوپ‌های لنز-آیینه‌ای» می‌نامند. از جمله معروف‌ترین آن‌ها می‌توان به تلسکوپ‌های «اشمیت-کاسگرین» و «ماکستوف-کاسگرین» اشاره کرد.

تلسکوپ‌های اشمیت-کاسگرین، از دو آینه کروی مقعر و محدب تشکیل شده‌اند، که در موقعیت آینه‌های یک تلسکوپ کاسگرین قرار دارند. به‌علاوه، یک «صفحه اصلاح‌گرِ اشمیت»، در مسیر پرتوهای ورودی و در محل آينه ثانویه قرار می‌گیرد. این صفحه، در واقع یک نوع عدسی نا‌کروی است که دارای ابیراهی کرویِ برابر، اما مخالفِ ابیراهی کروی آینه اولیه می‌باشد؛ بنابراین، از این طریق ابیراهی کروی اصلاح می‌شود. به علت راحتی ساخت آینه‌های کروی، این تلسکوپ بیشتر در بین منجمان آماتور طرفدار دارد.

طرحی شماتیک از یک تلسکوپ اشمیت-کاسگرین

   تلسکوپ‌های ماکستوف، نخستین بار توسط دیمیتری دیمیتریویچ ماکستوف، در ۱۹۴۱ اختراع شد. او با الگوگیری از تلسکوپ اشمیت، از یک عدسی هلالی کاو برای اصلاح آینه کروی استفاده کرد. این صفحه اصلاح‌گر یا «پوسته اصلاح‌گر هلالی»، معمولا به‌طور کامل در گشودگی ورودی تلسکوپ قرار می‌گیرد. مزیت این طراحی این است که در آن، همه سطوح تقریبا «متقارنِ کروی» هستند. این طراحی، ابیراهی‌های نا‌هم‌محور، هم‌چون ابیراهی اشک را اصلاح می‌کند. ضمن آنکه ابیراهی رنگی نیز از بین می‌رود. تلسکوپ‌های ماکستوف را معمولا با چیدمان کاسگرینی طراحی می‌کنند. با این تفاوت که مشابه تلسکوپ‌های اشمیت-کاسگرینی، از دو آینه کروی استفاده می‌شود.

طرحی شماتیک از یک تلسکوپ ماکستوف-کاسگرین

تلسکوپ‌های امروزی

امروزه تقریبا همه تلسکوپ‌های پیشرفته از نوع بازتابی هستند؛ چرا که ساخت آینه‌های بزرگ، آسان‌تر و ارزان‌تر از عدسی‌های بزرگ می‌باشند. ضمن آن‌که تلسکوپ‌های شکستی را نمی‌توان در عمل، از یک حدی بزرگ‌تر ساخت؛ بزرگترین تلسکوپ شکستی جهان، در رصد‌خانه یِرکیز قرار دارد. قطر دهانه این تلسکوپ، ۱۰۰ سانتی‌متر می‌باشد. هر تلسکوپ شکستی بزرگ‌تر از این اندازه، ناپایدار است و تحت وزن خود، فرو‌می‌ریزد. 

تصویری از بزگترین تلسکوپ شکستی ساخت بشر در رصدخانه یِرکیز

بزرگ‌ترین تلسکوپ فعال در حال حاضر، تلسکوپ بزرگ جزایر قناری است که دارای آینه‌ای به قطر ۱۰ متر و ۴۰ سانتی‌متر می‌باشد. آینه اصلی این تلسکوپ، مانند بسیاری از تلسکوپ‌های بزرگ دیگر، شبیه به طرح لانه زنبور، از کنار هم قرار گرفتنِ آینه‌های شش ضلعی کوچک‌تر تشکیل شده است. این تکنیک باعث می‌شود تا بتوان آینه‌های بزرگتری برای تلسکوپ‌ها ساخته شوند. از دیگر تلسکوپ‌های بزرگی که در آینده نزدیک ساخته خواهند شد، می‌توان به «تلسکوپ بزرگ ماژلان» ۲۴.۵ متری، «تلسکوپ سی متری»، و «تلسکوپ بسیار بزرگ اروپایی» که آینه‌ای با قطر ۳۹.۳ متر خواهد داشت، اشاره کرد. هم‌چنین در قرن بیستم، تلسکوپ‌هایی نیز ساخته شدند که در مدارهایی به دور زمین قرار داده شوند. به این نوع تلسکوپ‌ها، «تلسکوپ‌های فضایی» گفته می‌شود که شاید معروف‌‌ترین آن‌ها، «تلسکوپ فضایی هابل» است.

مقایسه اندازه قطر دهانه تلسکوپ‌های مختلف در طول زمان

از جمله فناوری‌های مهمی که باعث شدند تا بتوان تلسکوپ‌های بزرگ‌تر و با کیفیت تصویربرداری بهترِ امروزی را ساخت، سیستم‌های «اپتیک فعال» و «اپتیک تطبیقی» بودند. یک‌ سری از عوامل هستند که باعث ایجاد خطا در داده‌های دریافتی از تلسکوپ می‌شوند؛ از جمله می‌توان به موارد زیر اشاره کرد: خطاهای ناشی از ساخت و غیر‌هم‌خط بودن المان‌های اپتیکی در تلسکوپ؛ تغییر شکل آینه، در اثر وزن خودِش؛ تغییرات دمایی و وزش باد در محیط گنبد رصدخانه و اطراف آن؛ و توربولانس یا آشفتگی جو. این عوامل روی شکل جبهه‌موج نور فرودی تاثیر می‌گذارند و شکل آن را از حالت تختْ خارج می‌کنند. با استفاده از سیستم‌های اپتیک فعال و اپتیک تطبیقی می‌توان شکل تغییر‌یافته جبهه موج را مشخص کرد و تغییراتی در جهت عکس، در شکل آینه اصلی ـ با استفاده از آرایه‌ای از بازوهای مکانیکی در پشت آن ـ یا با جابه‌جایی آینه ثانویه، به‌وجود آورد. بنابراین، از این طریق شکل جبهه موج اصلاح می‌شود و تصویر نهایی، شفاف و با‌کیفیت خواهد بود.

تصویر گرفته شده توسط تلسکوپ VLT، قبل و بعد از به‌کارگیری سیستم اپتیک تطبیقی

تفاوت بین سیستم اپتیک فعال و اپتیک تطبیقی، در فرکانس یا نرخ اِعمال تصحیحات است؛ سیستم‌های اپتیک فعال، برای اِعمال تصحیحات با فرکانس‌های پایین، و سیستم‌های اپتیک تطبیقی، برای تصحیحات با فرکانس بالا کاربرد دارند. برای نمونه، از عواملی که در بالا به آن‌ها اشاره شد، اثرات آشفتگی جو بر روی جبهه‌موج فرودی را می‌توان به‌وسیله سیستم‌ اپتیک تطبیقی اصلاح کرد؛ چرا که تغییرات جوی بسیار سریع هستند و به همین دلیل باید تصحیحات مربوطه، با فرکانس‌های بالا ـ بیشتر از ۲۰ بار در ثانیه ـ صورت گیرند. اثرات بقیه عواملی را که به آن‌ها اشاره شد، عمدتا می‌توان با استفاده از سیستم‌ اپتیک فعال اصلاح کرد.

یکی دیگر از روش‌هایی که در ساخت بعضی از تلسکوپ‌های پیشرفته به‌کار گرفته شده، روش تداخل‌سنجی است؛ برای مثال، رصد‌خانه کک، از دو تلسکوپ بازتابی که هر کدام آینه‌ای به قطر ۱۰ متر دارند، تشکیل شده است. این دو تلسکوپ می‌توانند با روش تداخل‌سنجی با یک‌دیگر ترکیب شده و در واقع یک تلسکوپ با قطر دهانه مؤثر ۸۵ متر را تشکیل دهند. این امر باعث می‌شود قدرت تفکیک، بسیار افزایش یابد و بتوان جزئیات بیشتری از آسمان را مشاهده کرد. 

دیدن نادیدنی‌ها

تلسکوپ‌هایی که تا این‌جا در موردشان صحبت شد، تلسکوپ‌هایی هستند که در محدوده نور مر‌ئی کار می‌کنند. اما همان‌طور که می‌دانیم، چشم ما تنها قادر به آشکارسازی و دیدنِ بخش بسیار کوچکی از طیف موج الکترومغناطیسی یا نوری است که از اجرام آسمانی به ما می‌رسند. اما برای مثال، همان‌گونه که به‌وسیله تصویربرداری فروسرخ، اجسام و موجودات را در تاریکی شب می‌توان مشاهده کرد، داده‌های بسیار زیادی در آسمان وجود دارند که چشم ما قادر به آشکارسازی آن‌ها نیست.

   در ۱۹۳۱ میلادی، کارل جانسکی کشف کرد که راه شیری در واقع یک منبع تولید امواج رادیویی است. بنابراین، زمینه تازه‌ای در زمینه مطالعات نجومی، به نام نجوم رادیویی به‌وجود آمد. بعد از جنگ جهانی دوم، زمینه برای ساخت تلسکوپ‌های رادیویی بزرگ فراهم شد. امروزه آرایه‌های بزرگی از تلسکوپ‌های رادیویی وجود دارند که با استفاده از روش تداخل‌سنجی، به‌مانند یک تلسکوپ رادیویی بزرگ عمل می‌کنند. اخیرا، اولین تصویر مستقیم از یک ابرسیاه‌چاله نیز توسط ترکیبی از هشت آرایه از تلسکوپ‌های رادیویی، ثبت شد (جزئیات مربوط به این مطلب را می‌توانید در اینجا بخوانید). 

   در قرن بیستم، تلسکوپ‌هایی در طول‌موج‌های دیگر نیز ساخته شدند. امروزه تلسکوپ‌هایی در محدوده طول‌موج‌های فروسرخ، فرابنفش، پرتو ایکس و گاما فعال هستند. به‌دلیل اینکه جو زمین مانع از رسیدن نور در این طول‌موج‌ها به سطح زمین می‌شود، در واقع همه آن‌ها تلسکوپ‌های فضایی هستند.

 وطنم! ای شکوه پابرجا!

 طرح رصدخانه ملی ایران، به‌عنوان اولین طرح کلان در زمینه علوم پایه در کشور، در سال ۱۳۷۹ آغاز شد و امروزه در مراحل پایانی ساخت قرار دارد. رصدخانه ملی می‌تواند نقش به‌سزایی در گسترش و پیشرفت علم نجوم در کشور داشته باشد. زمینه‌های پژوهشی این طرح می‌تواند شامل موارد زیر باشد: مطالعه چگونگی تشکیل ساختارها در کیهان، تحول کهکشان‌ها، مطالعه منشا ماده تاریک و انرژی تاریک، مطالعه فضای میان‌ستاره‌ای با استفاده از ابزار طیف‌سنجی، جستجوی سیارات فراخورشیدی و غیره.

موقعیت این رصدخانه در ارتفاعات کوه گرگش، با موقعیت بسیار مناسب برای رصد آسمان است. این رصدخانه، در حال حاضر، شامل یک ایستگاه مکان‌پایی و یک سامانه میدان دید باز INOLA (سرواژه Iranian National Observatory Lens Array) است که مشغول به فعالیت هستند. بخش اصلی رصدخانه، مربوط به یک تلسکوپ بازتابی بزرگ از نوع ریچی-کرتین، با عنوان INO340 خواهد بود. این تلسکوپ در محدوده طول موج ۳۲۵ تا ۲۷۰۰ نانومتر، کار می‌کند که البته تمرکز آن، روی محدوده مرئی خواهد بود. قطر آینه اصلی آن، ۳.۴ متر است. ضخامت این آینه، حدود ۱۸ سانتی‌متر بوده و با دقت ۱ نانومتر تراش خورده و جلا داده شده است و در ساختمانی که در محل رصدخانه ساخته می‌شود، با آلومینیوم لایه‌نشانی خواهد شد. (برای اطلاعات بیشتر به سایت رصدخانه ملی ایران مراجعه کنید)

   هرچند این تلسکوپ، از حیث اندازه، یک تلسکوپ میان‌رده به‌ شمار می‌آید، ولی علاوه بر اهداف علمی و پژوهشی که در بالا به آن‌ها اشاره شد، می‌تواند به‌دلیل موقعیت منحصر‌به‌فرد و هم‌چنین شرایط خوب رصدی، سهم مهمی در پروژه‌های بین‌المللی داشته باشد. ضمن آن‌که، طرح‌های کلانی از این دست، می‌تواند باعث پیشرفت فناوری‌های پیشرفته در کشور شود. 

هرچند در شرایط کنونی جامعه شاید بیشتر به رویا شبیه باشد، اما امیدوارم در سال‌های آینده، شاهد تعداد بیشتری از این طرح‌های علمی باشیم تا کشورمان آباد شود! :))

حکایت «سیستم‌های پیچیده» چیست؟!

این نوشته رو به مناسبت بیست و پنجمین گردهمایی ژرفا با موضوع سیستم‌های پیچیده برای شماره ۸۱۸ روزنامه دانشگاه صنعتی شریف نوشتم.


برای دیدن نگاره با کیفیت بیشتر کلیک کنید. حق نشر متعلق به شماره ۸۱۸ روزنامه دانشگاه صنعتی شریف.

انسان به دنبال قدرت پیش‌بینی

از قرن ۱۷ میلادی ما انسان‌ها به امید پیدا کردن الگوهایی در طبیعت، با جدیت خاصی شروع به مطالعه دنیای اطرافمان به صورت کمی کردیم. رفته‌رفته عددها مهم‌تر شدند و همه هم‌ و غم‌مان تبدیل به این شد که بعد از به دست آوردن یک‌سری عدد، پیش‌بینی کنیم که عدد بعدی چیست! گاهی این پیش‌بینی در مورد مکان یک سیاره در آسمان بود بعد از چند ماه رصد یا دمای یک پیستون پر از گاز و مایع بعد از طی کردن یک فرایند ترمودینامیکی. گاهی هم آن عدد مطلوب، زاویه‌ی پرتاب یک توپ بود به لشکر دشمن! الگوهای حاکم بین اعداد همیشه موضوع هیجان‌انگیز و سودآوری برای مردم بود چرا که قدرت «پیش‌بینی» را در پی داشت.

قدرت پیش‌بینی، مزیت رقابتی علم بر فلسفه بود که از دل مدل‌سازی‌های عددمحور به دست می‌آمد. قرن ۱۹ و ۲۰ میلادی طی شد و نوبت به هزاره سوم رسید. انسان قرن ۲۱ام که به گمانش همه علوم را خوب می‌شناخت، با پرسش‌های جدیدی روبه‌رو شد. پرسش‌هایی که این بار مرز بین علوم را نشانه گرفته بودند. پرسش‌هایی از این جنس که حالا که فیزیک را به‌خوبی می‌شناسیم‌، آیا می‌توانیم یک ترکیب آلی را به خوبی توصیف کنیم یا مثلا شیوه تاشدگی یک پروتئین را با دقت خوبی پیش‌بینی کنیم؟! یا اگر متخصص زیست‌شناسی باشیم پیش‌بینی رفتار جامعه انسان‌ها در شرایط بحران اقتصادی برایمان ممکن است؟! در مورد رفتار بازار بورس چه؟ اکنون که سلول‌های عصبی را می‌شناسیم آیا کارکرد مغز را می‌توانیم توصیف کنیم؟ آیا می‌توانیم بگوییم که برای سلول‌های عصبی چه اتفاقی می‌افتد که فردی دچار بیماری‌هایی مانند صرع یا پارکینسون می‌شود؟ یا پرسش‌هایی از این قبیل که چرا هنوز مدیریت ترافیک و جلوگیری از مسدود شدن جاده‌ها برایمان دشوار است؛ مگر ما همان بشری نیستیم که به ماه سفر کرده‌ایم و با توسعه مکانیک کوانتومی بمب اتم ساخته‌ایم؟! چرا بعد از حل کردن این همه مسئله بغرنج، نمی‌توانیم زمان بحرانی برای همه‌گیری یک شایعه یا بیماری جدید در دنیا را محاسبه کنیم و برنامه دقیقی برای چگونگی واکسیناسیون مردم را تدوین کنیم؟ علی‌رغم این همه پیشرفت در علوم مختلف، چرا در حل این قبیل مسائل ناتوان مانده‌ایم؟!

چرا شناخت دنیای اتم‌ها برای شناخت دنیای شیمی کافی نیست؟! یا چرا «بیشتر، متفاوت است»؟

همه این‌ها پرسش‌هایی بود که به‌خاطر ظاهر ساده‌شان انسان قرن بیست‌ و یکمی نخست فکر می‌کرد که «علی‌الاصول» باید بشود جوابشان را دانست. بالاخره طی سه قرن گذشته، ریاضیات بسیار گسترش یافته بود و فیزیک – علم اتم‌ها و کهکشان‌ها – را به خوبی توسعه داده‌ بودیم. فیزیک هم که مادر شیمی است و شیمی مادر زیست‌شناسی و زیست‌شناسی توصیف‌کننده موجودات زنده و انسان‌ هم یک موجود زنده است. رفتار بازار بورس یا اقتصاد جهانی یا همه‌گیری یک بیماری هم بر اساس عملکرد همین موجودات زنده است. خب پس لابد با مقداری محاسبه می‌توان به این پرسش‌ها پاسخ داد. با این وجود، رفته رفته متوجه شدیم که فهم ما از سیستم‌هایی مانند مغز انسان یا اقتصاد جهانی دچار نواقص جدی است و پیش‌بینی و کنترل رفتار آن‌ها برای ما بسیار دشوار است. گویا این سیستم‌ها دارای پیچیدگی عجیبی هستند. به عبارتی، این سیستم‌ها، پیچیده هستند از آن‌جا که ما با آن‌که اجزایشان را می‌شناسیم و رفتار تک‌تک ‌آن‌ها را به خوبی می‌توانیم پیش‌بینی کنیم، ولی «رفتار جمعی» آن‌ها تحت یک ساختار جدید را نمی‌توانیم به خوبی توصیف کنیم! می‌دانیم که عملکرد سلول‌های عصبی سازنده مغز چگونه‌ است، اما عملکرد مغز را نمی‌توانیم توصیف کنیم. مثلا نمی‌دانیم تکلیف حافظه چیست! می‌دانیم که در سلول‌های عصبی حافظه وجود ندارد ولی با این حال، در مجموعه‌ای از همین سلول‌ها وجود دارد! همین مجموعه کارهای عجیب و غریب‌تری هم می‌کند. مثلا سلول‌های عصبی مغز به طور جمعی از خود، آگاهی نشان می‌دهند. در حالی که آگاهی در هیچ کجای سلول عصبی بیچاره وجود ندارد. تلاش برای حل این قبیل تناقض‌ها که در مقیاس ریز اگر همه چیز آشنا باشد، لزومی ندارد در مقیاس درشت‌تر رفتار سیستم را بتوانیم توصیف کنیم آغازگر انگاره‌ای جدید در علم بود؛ انگاره پیچیدگی.

پدیدارگی (Emergence) و لزوم تحول انگاره در علم

اگر به دنبال کتاب مناسبی برای یادگیری سیستم‌های پیچیده هستید، این کتاب پیشنهاد جدی ما است 🙂

بشر قرن ۲۱، به دنبال شناخت سیستم‌های پیچیده است. سیستم‌هایی که از تعداد زیادی اجزا تشکیل شده‌اند و نوعی نظم خودبه‌خودی بر آن‌ها حاکم است. در این سیستم‌ها در مقیاس ریز، اجزایشان برهم‌کنش‌های موضعی دارند ولی در مقیاس درشت، رفتارهای «پدیداره» از خود نشان می‌دهند که شبیه به رفتار اجزای آن در مقیاس ریز نیست. راستش، ما ناچار به درک سیستم‌های پیچیده هستیم. برای ما که همیشه مجذوب قدرت پیش‌بینی علم شده‌ایم مهم است که بدانیم اگر آنفولانزا در آفریقا شایع شد با چه احتمالی یک آلمانی در چه روزی بیمار می‌شود و با چه احتمالی یک ایرانی در چند روز بعد. برای ما مهم است، چرا که شبکه واگیری بیماری از لحاظ ریاضیاتی موجود ساده‌ای نیست و مطالعه یک فرایند دینامیکی روی چنین شبکه‌ای بدون کمک گرفتن از کامپیوترها غیرممکن است. برای ما حل هم‌زمان تعداد زیادی معادله دیفرانسیل غیرخطی که به‌ همدیگر وابسته هستند با قلم و کاغذ اصلا راحت نیست. حداقل تجربه سال اول و دوم زندگی دانشگاهیمان این را به ما گوش‌زد می‌کند!

سیستم‌های پیچیده مهم هستند، چرا که انگاره پیچیدگی عینک جدیدی برای مطالعه طبیعت به ما می‌دهد. انگاره پیچیدگی به ما می‌گوید مستقل از این‌که مسئله‌ای تا پیش از این در کدام حوزه‌ خاص از علم بررسی می‌شده، باید با نگاهی از پایین‌ به بالا به دنبال حل آن مسئله باشیم و همزمان از همه امکانات فنی و تحلیلیمان برای حل آن استفاده کنیم. برای مثال، مسئله مغز، یک مسئله در فیزیک یا شیمی یا زیست‌شناسی یا علوم کامپیوتر نیست. در مکتب/نگاه/انگاره پیچیدگی، مسئله مغز سوالی است که متخصصان حوزه‌های مختلف با ابزارهایی که دارند سعی می‌کنند در یک محیط مشارکتی راهی برای حل آن پیدا کنند.

انگاره پیچیدگی به ما می‌گوید با تبدیل کردن یک سیستم به اجزا سازنده آن و شناخت اجزا نمی‌توانیم به درک درستی از آن سیستم برسیم. مکتب پیچیدگی در برابر مکتب تقلیل‌گرایی (reductionism) قرار دارد.

(این نوشته از دکتر محمد خرمی در مورد تقلیل‌گرایی را بخوانید.)


نوشته‌های مرتبط

داستان پیچیدگی: «چرا بیشتر، متفاوت است؟»

🎬 داستان پیچیدگی: «چرا بیشتر، متفاوت است؟»

در کنفرانس سار، پاییز ۹۷ که ایده‌ش مشابه با کنفرانس‌های TEDx هست در مورد نظریه پیچیدگی حرف زدم. یک سخنرانی عمومی برای مردم!«داستان پیچیدگی: چرا بیشتر، متفاوت است؟»

🎞 دانلود ویدیو 🔊 دانلود صوت 🔖 اسلایدها 🎬 در آپارات

🔗 فایل‌ها در تلگرام

داستان پیچیدگی: «چرا بیشتر، متفاوت است؟» عباس کریمی، کنفرانس سار

آیا فیزیک می‌تواند شبکه‌های اجتماعی مانند فیس‌بوک را تحلیل کند؟!

در همایش پیوند در تابستان گذشته در مورد این حرف زدم که چگونه ایده‌های برگرفته شده از فیزیک می‌تونن درک بهتری از شبکه‌های اجتماعی مثل فیس‌بوک به ما بدن. ویدیو این ارائه رو به همراه اسلایدها و فایل صوتی رو اینجا می‌ذاریم. ما بقیه ارائه‌ها رو هم در قسمت «سخنرانی‌ها، دوره‌های آموزشی و کلاس درس» می‌تونید پیدا کنید!

ویدیو:

انبساط کیهان

در سال ۱۹۲۹ ادوین هابل، با کشف جنجالی که انجام داد، درک بشر از جهان پیرامونش را دست‌خوش تغییراتی اساسی کرد. در قرن نوزدهم میلادی، اخترشناسان اجرام سماوی را بسته به این‌که به نظر، شبیه نقطه می‌رسند یا لکه‌ای محو و یا در حال حرکت هستند یا ساکن، به چهار دسته تقسیم و نام‌گذاری می‌کردند:

متحرک ساکن
لکه‌ی محو دنبالهدار سحابی
نقطه‌‌ای سیاره ستاره

در آن زمان تصوری از کهکشان‌های دیگر نبود و همه‌ی جهان قابل مشاهده، محدود به کهکشان راه شیری می‌شد. در این دسته‌بندی، کهکشان‌های امروزی نیز جزو سحابی‌ها به‌شمار آمده‌اند.

در سال ۱۹۱۲ میلادی، وِستو اسلیفر که در پی کشف مواد تشکیل دهنده‌ی چندی از درخشان‌ترین سحابی‌های مارپیچی به‌وسیله‌ی طیف‌سنجی بود، متوجه انتقال در طیف این اجرام شد. این انتقال مربوط به اثر دوپلر بوده و بدین معنی است که جسم مورد نظر نسبت به ناظر در حال حرکت است. اگر این انتقال به سمت طول موج‌های بلندتر باشد، به آن «انتقال به سرخ» گفته می‌شود و جسم در حال دور شدن است. بالعکس، اگر انتقال طیف به سمت طول موج‌های کوتاه‌تر باشد، «انتقال به آبی» گفته می‌شود و جسم در حال نزدیک شدن به ناظر است. از میزان این جابجایی میتوان به سرعت جسم پی برد. اسلیفر با محاسبه‌ی سرعت این سحابی‌های مارپیچی دریافت که آنها با سرعتی بسیار بیشتر از سرعت ستارگانی که قبلا اندازه‌گیری شده بود در حال حرکت بوده و اغلب آنها، در حال دور شدن از ما هستند.

در سال ۱۹۲۳ میلادی، ادوین هابل، ستاره‌شناس آمریکایی، با استفاده از تلسکوپ ۲٫۵ متری هوکر در رصدخانه‌ی ویلسن، متغیرهای قیفاووسی واقع در چندین سحابی مارپیچی که از آن جمله سحابی آندرومدا بود را مورد بررسی قرار داد. (متغیرهای قیفاووسی نوعی از ستارگان متغیر هستند که می‌توان با دانستن دوره تناوب درخشندگی‌شان، فاصله‌ی آنها تا زمین را محاسبه کرد.) هابل دریافت که این فواصل خیلی بیشتر از آنست که بتوانند درون کهکشان راه شیری باشند. درواقع این کشف، اثباتی بود برای این موضوع که کهکشان ما با تمام شکوهش تنها یکی از کهکشان‌های سرگردان در هستی است.

نمودار سرعت برحسب فاصله. Copyright 1929, The Huntington Library, Art Collections and Botanical Gardens

 

دو سال بعد، وی با کمک داده های اسلیفر، نمودار سرعت بر حسب فاصله‌‌ی کهکشان‌ها را رسم کرد و به نتیجه‌ای شگفت‌انگیز رسید: سرعت با فاصله، رابطه‌ای خطی و مستقیم دارد(قانون هابل)؛ درواقع کهکشان‌ها هرچه دورتر باشند با سرعت بیشتری از ما دور می‌شوند و این یعنی جهان در حال انبساط است!

ضریب تناسبی که در قانون هابل وجود دارد، معروف به ثابت هابل یا به بیانی بهتر، پارامتر هابل است. این کمیت جزو مهم‌ترین پارامترهای کیهان‌شناسی است که برای تعیین نرخ انبساط جهان و ویژگی‌های اساسی تحول کیهان نقش ایفا می‌کند. امروزه نیز دانشمندان به دنبال افزایش دقت آزمایش‌ها برای اندازه‌گیری پارامتر هابل هستند تا بتوانند مدل‌های کیهان‌شناسی را بهتر ارزیابی کنند. به عنوان مثال، در ماه ژانویه‌ی امسال، دانشمندان ناسا و اسا(ESA) اعلام کردند که طبق مشاهدات تلسکوپ فضایی هابل، کیهان با سرعتی ٪۵ تا ۹٪ بیشتر از چیزی که انتظار می‌رفت در حال انبساط است.

در سال ۱۶۸۷ میلادی، آیزاک نیوتن، در کتاب معروف خود موسوم به اصول ریاضی فلسفه طبیعی” برای اولین بار بطور مشخص اصل کیهان‌شناسی را مطرح کرد. طبق این اصل، جهان همگن و همسانگرد است؛ به این معنی که اولا جهان در همه‌ی جهات یکسان است(همسانگرد). ثانیا برای هر نقطه‌ای در جهان این ویژگی صدق می‌کند(همگن). در واقع این اصل مبین دیدگاه جهان‌بینی کوپرنیکی است که ما در عالم، حداقل بطور متوسط، هیچ جایگاه خاصی نداریم. امروزه با استفاده از مشاهدات رصدی، علی‌الخصوص تابش زمینه کیهانی، می‌دانیم که این اصل برای مقیاس‌های به اندازه کافی بزرگ، کاملا صادق است.

توصیف انبساط. نگاره از goo.gl/kPQJSA

شاید قانون هابل به نظر با اصل کیهان‌شناسی در تضاد باشد؛ چرا که همه کهکشان‌ها در حال دور شدن از ما هستند و گویی که ما در مرکز جهان قرار داریم. در پاسخ باید گفت که انبساط کیهان نه تنها برای ما، بلکه برای هر نقطه‌ دیگری در جهان اتفاق می‌افتد. برای روشن شدن موضوع، بادکنکی را در نظر بگیرید که مورچه هایی روی آن در حال حرکت هستند. اگر این بادکنک را باد کنیم، هر کدام از مورچه ها اینطور احساس می‌کند که مابقی مورچه‌ها در حال دور شدن از آن هستند. با بیشتر شدن فاصله‌‌ی مورچه‌ها از یکدیگر، اثر انبساط بادکنک بیشتر شده و با سرعت بیشتری از یکدیگر دور می‌شوند.

در سال ۱۹۸۸ میلادی، دو تیم تحقیقاتی که به‌طور هم‌زمان در حال مطالعه بر روی انتقال به سرخِ ابرنواخترهای نوع Ia بودند، به کشفی بزرگ دست یافتند. (ابرنواخترهای نوع Ia نوع خاصی از ابرنواخترها هستند که برای تعیین فواصل کیهانی تا چند صد مگا پارسک مورد استفاده قرار می‌گیرند). آنها هر یک بطور مستقل دریافتند که کیهان، در حال انبساط شتابدار است. درواقع نه‌تنها عالم در حال منبسط شدن است، بلکه سرعت این انبساط نیز در حال افزایش است. به خاطر این کشف بزرگ، جایزه نوبل فیزیک سال ۲۰۱۱ به‌صورت مشترک به سه نفر از نمایندگان این پروژه، به نام‌های آدام ریس، سل پرلموتر و برایان اشمیت، داده شد.

مدل لامبدا-سی دی ام. نگاره از ویکی‌پدیا

تا قبل از کشف این موضوع، کیهان‌شناسان تصور می‌کردند که انبساط جهان کند شونده بوده و رفته رفته از سرعت انبساط کاسته می‌شود تا سرانجام به سمت صفر میل کند. برای جهانی با انبساط تندشونده در چارچوب نظریه نسبیت عام، می‌توان به وسیله‌ یک مقدار مثبت از ثابت کیهان‌شناسی که معادل با انرژی خلا مثبت یا همان انرژی تاریک است، آن را توصیف کرد. این مدل موسوم به «مدل لاندا سی دی ام» می‌باشد. البته مدل‌های دیگری نیز می‌توان در نظر گرفت. با این وجود، این مدل به‌دلیل هم‌خوانی با داده‌ها، تاکنون با اقبال بیشتری روبرو بوده است.

 

کیهان‌شناسی نوین

در این مقاله سعی شده است تا با مروری کوتاه بر سیر تاریخی کیهان‌شناسی نوین، گوشه‌ای از تلاش‌های کیهان شناسان و فیزیکدانان، برای ارایه‌ی توصیفی از تحول کیهان، نمایش داده شود.

به یاد آنان که راه را هموار ساختند…

آلبرت آینشتین – نگاره از ویکی‌پدیا

در سال ۱۹۱۵ میلادی، آلبرت انیشتین با ارایه نظریه‌ی نسبیت عام، فصلی تازه در علم کیهان‌شناسی رقم زد و در واقع کیهان‌شناسی مدرن را پایه‌ریزی نمود. در آن زمان انیشتین بر این باور بود که عمر کیهان بی‌نهایت است و جهان در طول زمان تغییری نمی‌کند. این درحالی است که جواب‌های معادلات نسبیت عام، جهانی را توصیف می‌کردند که در حال تحول بود. بدین ترتیب انیشتین در مقاله‌‌اش در سال ۱۹۱۷ میلادی، برای توصیف جهان ایستای خود، با فرض برقراری اصل کیهان‌شناسی، عددی ثابت به نام «ثابت کیهان‌شناسی» را در معادلات خود وارد کرد تا این اثر را خنثی کند. طبق اصل کیهان‌شناسی، جهان در مقیاس‌های به‌اندازه کافی بزرگ، همگن و همسانگرد (در همه جهات یکسان) است. البته بعدها با کشف انبساط کیهان، انیشتین اضافه کردن این ثابت در معادلاتش را بزرگترین اشتباهش خواند.

در همان سال، ویلیام دو سیتر جواب دیگری از معادلات را برای جهانی با فضای غیر تخت و خالی از ماده اما شامل ثابت کیهان‌شناسی، ارایه داد. اگرچه ممکن است این مدل غیر واقعی و بی‌اهمیت به‌نظر بیاید، اما جالب است بدانید که امروزه این مدل در نظریه تورم که مربوط به کیهان آغازین است، نقشی اساسی ایفا می‌کند. در مدل دوسیتر جهان به‌صورت نمایی منبسط می شود.

چگونگی انتقال به سرخ و آبی بسته به (به‌ترتیب) دور یا نزدیک شدن منبع. نگاره از ویکی‌پدیا

الکساندر فریدمان (۱۸۸۸-۱۹۲۵)، ریاضیدان و فیزیکدان روسی، در سال ۱۹۲۲ میلادی، مدل دیگری ارایه داد که در واقع می‌توان آن را حد وسطی از مدل انیشتین و مدل دوسیتر دانست. اگرچه این مدل در آن زمان چندان مورد اقبال واقع نشد، اما پنج سال بعد در حالی‌ که فریدمان از دنیا رفته بود، این جواب ها توسط ژرژ لومتر، کشیش و فیزیکدان بلژیکی، بطور مستقل به‌دست آمدند. وی تلاش کرد تا پیش‌بینی‌های این مدل مبنی بر انبساط کیهان را با نتایج رصدی که به تازگی انجام گرفته بود، مرتبط سازد. این مشاهدات حاکی از آن بود که در طیف کهکشان‌های دوردست، اثری موسوم به «انتقال به سرخ» دیده می‌شود که می‌توان آن‌ را در نتیجه‌ی دور شدن کهکشان‌ها و در واقع انبساط کیهان دانست. البته فردی به نام فریتس تسوئیکی نظر دیگری داشت. وی مدلی موسوم به «نور خسته» را پیشنهاد داد که در آن ادعا می‌شد که نور به دلیل برهم‌کنش با موادی که بر سر راهش هستند، مقداری از انرژی خود را از دست می‌دهد و طول موجش افزایش می‌یابد. بنابراین طیف کهکشان‌های دور دست به سمت طول موج‌های بلندتر منتقل می‌شود. امروزه می‌دانیم که این مدل با داده های رصدی مغایرت داشته و فاقد اعتبار است.

در سال ۱۹۳۱ لومتر مقاله‌ای منتشر کرد که در آن ادعا شده بود که در مدل فریدمان، کیهان باید از یک حالت اولیه تکامل پیدا کرده باشد که شامل مقدار بسیار زیادی از پروتون‌ها، الکترون‌ها و ذرات آلفا بوده است که همگی با چگالی از مرتبه‌ی هسته‌ی اتم در کنار یکدیگر قرار داشته‌اند. وی این حالت را «اتم قدیم: Primaeval Atom» نامید. لومتر را می‌توان در واقع پدر نظریه مه‌بانگ دانست. عبارت «مه‌بانگ» را اولین بار فرد هویل در سال ۱۹۴۹ میلادی، هنگامی‌که در یک برنامه‌ی رادیویی بی‌بی‌سی در مورد این مدل صحبت می‌کرد، به حالت طعنه آمیزی بکار برد. اما این تعبیر خیلی زود رایج شده و مورد استفاده قرار گرفت.

گیرنده‌ای که پنزیاس و ویلسون با آن تابش زمینه کیهانی را کشف کردند. نگاره از ویکی‌پدیا

یکی از مباحث داغی که در سال های ۱۹۴۰ میلادی وجود داشت، موضوع منشأ عناصر شیمیایی بود. در سال ۱۹۴۶ جرج گاموف، فیزیکدان هسته‌ای، با الگوگیری از نظرات لومتر مقاله‌ای منتشر کرد مبنی بر این‌که فازهای اولیه‌ی مدل فریدمان می‌توانند محتمل‌ترین مکان برای هسته‌سازی عناصر شیمیایی باشند. گاموف ادعا کرد که اگر در مدل فریدمان به عقب برگردیم می‌توانیم به نقطه‌ای به اندازه‌ی کافی چگال و پر انرژی برسیم که در آن فرآیندهایی غیر تعادلی مربوط به هسته سازی امکان‌پذیر باشند. در همان سال رالف آلفر،‌ دانشجوی گاموف، نیز به او پیوست تا روی محصولات ناشی از این هسته‌سازی کار کند. دو سال بعد گاموف و آلفر به همراه هانس بیته، مقاله‌ای منتشر کردند و در آن به جزییات موضوع پرداختند. اهمیت این مقاله بر این بود که نشان داد اگر عناصر طبیعی منشأیی کیهانی داشته باشند، نیاز به فازی بسیار داغ و چگال در کیهان اولیه ضروری خواهد بود. در همان سال آلفر و رابرت هرمان محاسبات را دقیق‌تر کرده و این بار تحولات کیهان اولیه‌‌ای که در حال انبساط بود هم در نظر گرفتند و به نتیجه‌ای جالب و مهم رسیدند؛ بقایای سرد شده‌ی فازهای داغ اولیه‌، هنوز هم باید در کیهان امروزی وجود داشته باشند. آنها دمای این بقایا را در حدود پنج کلوین پیش‌بینی کردند. امروزه این بقایا با عنوان «تابش پس زمینه کیهانی» شناخته می‌شوند.

طبق محاسباتی که توسط آلفر و هرمان انجام شد، در دوران هسته‌سازی حدود ۲۵٪ از اتم‌های هیدروژن اولیه به اتم هلیوم تبدیل شده و تنها مقدار بسیار ناچیزی (حدود ۰/۰۰۰۰۱٪ )، تبدیل به اتم‌های عناصر سنگین‌تر شدند. این درحالی بود که مشاهدات نشان می‌دادند که مقدار عناصر سنگین در جهان، خیلی بیشتر از مقدار پیش بینی شده است. بدین ترتیب نظریه مهبانگ با مشکل بزرگی برای توجیه میزان اتم‌های سنگین روبرو بود. (البته چند سال بعد معلوم شد که عناصر سنگینی مانند کربن، اکسیژن و آهن، در دل ستارگان پرجرم و انفجارهای ابرنواختری تولید می‌شوند.) این موضوع موجب شد تا در سال ۱۹۴۸ میلادی، فرد هویل، توماس گلد و هرمان بوندی، «نظریه حالت پایدار» را به‌عنوان جایگزینی برای مدل مهبانگ ارائه دهند. در این نظریه ادعا شده است که جهان، هم در فضا و هم در زمان، همگن و همسانگرد است.(اصل کیهان‌شناسی کامل) در واقع جهان، همواره به همین شکل و شمایل امروزی وجود داشته است.

«به یک معنا، شاید به‌توان گفت که نظریه حالت پایدار در شبی شروع شد که بوندی، گلد و من، مشتری یکی از سینماها در کمبریج شدیم. اگر درست خاطرم باشد، اسم فیلم «مرگ تاریکی» بود؛ فیلم دنباله‌ای از چهار داستان از ارواح بود که همان‌طور که چند تن از شخصیت‌ها در فیلم می‌گفتند، به نظر می‌رسید که ربطی میانشان نباشد اما با یک ویژگی جالب که انتهای داستان چهارم به طرز غیرمنتظره‌ای به ابتدای داستان اول مربوط بود. در نتیجه به‌موجب آن، پتانسیل برای یک چرخه‌ی بی پایان وجود داشت. وقتی آن شب سه نفرمان به اتاق‌های بوندی در دانشگاه ترینیتی برگشتیم، ناگهان گلد گفت: چه می‌شود اگر عالم نیز شبیه این باشد!؟ شاید این‌طور تصور شود که حالت‌های بدون تغییر، لزوما ساکن و راکد هستند. کاری که فیلم داستان ارواح برای ما انجام داد این بود که خیلی سریع این تصور اشتباه را از هر سه نفرمان برطرف کرد. می‌توان حالت‌های بدون تغییری داشت که پویا باشند. مانند یک رودخانه‌ی آرام در حال جریان. عالم باید پویا باشد؛ چرا که قانون انتقال به سرخ هابل این را اثبات می‌کند… از این‌جا می‌توان به سادگی دریافت که نیاز است که خلق پیوسته‌ی ماده وجود داشته باشد.»

هویل نرخ خلق ماده را یک ذره در سانتی متر مکعب در هر ۳۰۰۰۰۰ سال، به‌دست آورد. برخلاف بوندی و گلد که رهیافتی فلسفی به نظریه حالت پایدار داشتند، هویل فرضیه خود را از دیدگاه نظریه‌ی میدان بنا نهاد و میدانی به نام «میدان سی: C-Field» را برای خلق ماده در نظر گرفت. این نظریه در همان سال نخست توانست نظر بسیاری از ستاره‌شناسان و حتی مردم عامه را به خود جلب کند. نظریه حالت پایدار از آنجایی برای ستاره شناسان دارای اهمیت بود که می‌توانست توضیح جایگزینی از منشأ عناصر ارایه دهد.

این نگاره، نمایشی هنری از انبساط متریک فضاست که در آن فضا (که شامل قسمت‌های فرضی غیرقابل مشاهده جهان هم هست) را در هر لحظه از زمان را می‌توان با برشی قرصی از نمودار نمایش داد. توجه کنید که در سمت چپ شکل می‌توانید انبساط دراماتیک فضا در دوره تورمی را ببینید. نگاره از ویکی‌پدیا

تا مدتی، کیهان‌شناسان به دو گروه که هریک طرف‌دار یکی از نظریه‌های حالت پایدار یا مه‌بانگ بودند، تقسیم شده بودند. تا آنکه شواهد رصدی‌ای مانند «شمارش منابع رادیویی: the Counts of Radio Sources»، بر اعتبار نظریه مهبانگ افزود و سرانجام در سال ۱۹۶۵ میلادی هنگامی‌که آرنو پنزیاس و رابرت ویلسون بر روی امواج رادیویی کار می‌کردند، توانستند به طور کاملا اتفاقی، تابش زمینه کیهانی که از پیش بینی‌های مهم نظریه مه‌بانگ بود را کشف کنند. در واقع این کشف، مهر تأییدی بود بر نظریه مه‌بانگ که موجب شد تا این نظریه به عنوان نظریه‌ای مورد توافق همگان در بیاد.

البته نظریه مهبانگ قادر نبود تا به بعضی از سوالات اساسی مانند مسئله‌ی افق یا مسئله‌ی تخت بودن جهان و یا مسئله تک‌قطبی‌های مغناطیسی پاسخ بدهد. به همین خاطر در سال ۱۹۸۱ میلادی، آلن گوت، با معرفی مدلی موسوم به «مدل تورم» توانست پاسخگوی این سوالات باشد. مدل تورم ادعا میکند که کیهان در بازه‌ی زمانی بین۱۰−۳۶ تا حدود ۱۰−۳۲ثانیه بعد از نقطه‌ی تکینگی اولیه، دستخوش انبساطی با نرخ نمایی شده است! امروزه با استفاده از ابزارهای دقیق رصدی می‌توانیم شواهدی دال بر وجود دوران تورم را به ویژه در تابش زمینه‌ی کیهانی مشاهده کنیم.

پیشرفت های رصدی و همچنین پیشرفت‌هایی که از لحاظ نظری در زمینه رشد ساختارهای بزرگ مقیاس در اواخر قرن بیستم میلادی صورت گرفت، منجر به نتایج زیر شد:

  • اولا احتمالا به‌مقدار نسبتا قابل توجهی ماده‌ی تاریک غیر نسبیتی (ماده‌ی تاریک سرد) وجود دارد.
  • ثانیا باید یک ثابت کیهان‌شناسی غیر صفر (لامبدا) وجود داشته باشد.

سرانجام این نتایج موجب شد تا مدل لامبدا سی‌دی‌ام: ΛCDM Model، در سال ۱۹۹۵، توسط جرمی اوستریکر و پائول استینهاردت پیشنهاد شود. چهار سال بعد، با کشف این‌که جهان به صورت شتاب‌دار در حال انبساط است، این مدل به عنوان مدل پیشرو مورد توجه قرار گرفته و خیلی زود توسط مشاهدات دیگر نیز تأیید شد.

ریچارد فاینمن؛ چهره‌ترین چهره!

اگر از دنبال‌کنندگان سیتپور هستین لابد با فاینمن تا حالا آشنا شدین. ریچارد فاینمن بدون اغراق یکی از بزرگترین فیزیک‌دانان قرن ۲۰ام و یکی از تاثیرگذارترین فیزیک‌دانان کل تاریخه. پیش‌تر از این، در مورد فاینمن نوشته بودم (۱) (۲) (۳) (۴) (۵). طی این چند روز، دوستان ویدیویی از یکی از مصاحبه‌های فاینمن رو برام فرستادن که ازش می‌پرسن آیا هرکسی می‌تونه فاینمن بشه؟ و فاینمن با خونسردی خاصی می‌گه آره! متن مصاحبه از این قراره:

شما از من می‌پرسی که آیا یه آدم معمولی با سخت درس خوندن می‌تونه چیزهایی که من تصور می‌کنم رو تصور کنه؟ البته! من یه آدم معمولی بودم که سخت درس خوندم. هیچ آدم افسانه‌ای وجود نداره! داستان از این قراره که این جور آدما به این جور چیزا علاقمند میشن و همه چیزای مربوط به اون رو یاد می‌گیرن. اونا هم آدم هستن! توانایی خارق‌العاده‌ای برای درک مکانیک کوانتومی یا تصور  امواج الکترومغناطیس به دست نمیاد مگه از راه تمرین و مطالعه و یادگیری و ریاضیات! پس، اگه شما یه آدم معمولی رو در نظر بگیرین که وقت بسیار زیادی رو وقف مطالعه و فکر کردن و ریاضیات و این جور چیزا می‌کنه. اون موقع اون شخص خب یه دانشمند میشه!

فاینمن، ابرچهره مردمی!

احتمالا هر کسی که قدری فیزیک یا ریاضی خونده باشه، با دیدن این ویدیو کمی جا می‌خوره. واقعا مگه میشه مثل فاینمن شد؟ من نمی‌دونم، ولی خود فاینمن میگه میشه! نابغه‌ها دو دسته هستن. دسته اول، اونایی که اگه مدتی وقت بذاری متوجه کارشون می‌شی و با اینکه کارشون  قابل تقدیره، ولی این حس رو پیدا می‌کنی که اگر کس دیگه‌ای هم وقت کافی صرف اون موضوع کرده بود، می‌تونسته اون نتایج رو به دست بیاره. اما دسته دوم، نابغه‌هایی هستن که وقتی آدم کارشون رو دنبال می‌کنه و ایده‌های بکری که به کار بردن رو متوجه میشه، همه‌ش از خودش می‌پرسه، مگه میشه!؟ آخه چه‌طور به ذهنش رسیده این چیزا! چه‌طور یه نفر تونسته توی این سن و سال این مسیر عجیب و غریب رو دیده باشه! آقای کاتس (Mark Kac) توی مقدمه کتاب Enigmas of Chance گفته که فاینمن از اون دسته‌ای هست که حتی دانشمندان تراز اول هم بهش غبطه می‌خورن! آدم‌هایی که نبوغشون جادوییه! با این وجود، این چیزی نیست که فاینمن در مصاحبه گفته! فاینمن معتقده که هر کسی که تلاش کنه می‌تونه فاینمن بشه! راستش گروه باراباشی سال گذشته نشون دادن که موفقیت در مسیر علمی به شانس هم بستگی داره و صدالبته اینکه وقتی شما شانس بیشتری پیدا می‌کنی که همیشه در حال تلاش باشی و پرکار و پویا! به‌هرحال ما نمی‌تونیم انکار کنیم که کار زیاد و خون جگر خوردن بی‌ثمر می‌مونه، همین‌طور که نمی‌تونیم عظمت جناب فاینمن رو انکار کنیم!

چه کسی محبوبه؟ نابغه‌ترین؟!

چیزی که برای من جالبه اینه که چرا بین همه فیزیکدانان رده بالای قرن ۲۰ام، چهره‌هایی مثل آینشتین، فاینمن و هاوکینگ تبدیل به ابرچهره شدند؟! چهر‌ه‌هایی که نه تنها جامعه فیزیک‌دان‌ها اونا رو ستایش می‌کنه بلکه مردم هم اونا رو می‌شناسن، بهشون احترام می‌ذارن و بهشون به عنوان قهرمان/الگو/اسطوره نگاه می‌کنند! راستی، برای اینکه دانشمندی تبدیل به چهره‌ای مردمی بشه فقط به نبوغ سرشار نیاز داره؟

جواب این سوال منفیه! یقینا در قرن گذشته بزرگانی وجود داشتن که از فاینمن یا هاوکینگ بزرگتر بوده باشن. بزرگانی که حتی دانشجوهای لیسانس فیزیک هم ممکنه با شنیدن اسمشون احساس آشنایی پیدا نکنن! مثلا همین جناب شویینگر که به همراه فاینمن در سال ۱۹۶۵ نوبل QED رو گرفته یا عالی‌مقام دیراک! سوال اینجاست که چرا این فاینمنه که ورد زبان‌هاست و نه جان ویلر (استاد فاینمن)؟! بدون تردید جان ویلر قله‌ای استوار در فیزیک به حساب میاد. (شاید از کم‌ترین دستاورهای جان ویلر این باشه که دو تا از دانشجوهاش نوبلیست شدن: فاینمن در سال ۱۹۶۵ و کیپ ثرون در ۲۰۱۷.) یا مثلا اکثر مردم آینشتین رو به عنوان نمادی از نبوغ میشناسن ولی با ماکس پلانک یا هنری پوانکاره عزیز هیچ آشنایی ندارن چه برسه به کسانی مثل چاندراسخار یا لینوس پاولینگ! یا مثلا آقای بیل‌ گیتس، فاینمن را به خوبی می‌شناسه ولی لابد اسمی از دیوید بهم هیچ موقع نشنیده! پس ماجرا چیه؟!

فاینمن، روایتگر بزرگ علم!

چیزی که فاینمن رو تبدیل به یک نماد و ابرچهره کرده فقط نبوغ سرشار و بی‌نظیرش نیست. به قول فریمن دایسون،

فاینمن در حال گفتگو با TA خود پس از کلاس درس. April 29, 1963. حق نشر متعلق به کلتک: feynmanlectures.caltech.edu

برای اینکه یک دانشمند بتونه تبدیل به یک ابرچهره یا نماد برای مردم بشه، علاوه بر نبوغ زیاد، باید توانایی ارتباط با مردم رو داشته باشه. باید بتونه با مردم حرف بزنه و به زبون خودشون بهشون اتفاقات دنیای علم رو توضیح بده. مردم به امثال آینشتین یا فاینمن با روی خوش نگاه می‌کنند چون مثل خودشون هستن! فاینمن یک بذله‌گو تمام عیار بود، یک دلقک حتی! مردم کسایی که خشک و عصا قورت داده هستن رو دوست ندارن! فاینمن همون‌قدر که دانشمند تراز اولی بود، موقع تدریس یک شومن فوق‌العاده هم بود! همون قدر که دقت علمی در گفتگوهاش داشت، همون‌قدر هم در روایتگری ید بیضایی داشت! مردم قصه‌گوها رو دوست دارن و به قصه‌ها گوش می‌دن. به نظر من، فاینمن بزرگترین روایتگر علم در دو قرن گذشته است!

فاینمن، انسان بود، درد رو می‌فهمید!

فاینمن فرد عاقل و خرمندی بود! فاینمن در مورد مسائل زندگی حرف برای گفتن داشت. حرف‌های درست و حسابی! فاینمن زندگی رو می‌شناخت و سختی‌های زیادی رو طی زندگی تحمل کرده بود. اگر کتاب «حتما شوخی می‌کنید آقای فاینمن!» رو خونده باشین، در جریان بیماری Arline همسر فاینمن هستین. فاینمن، علی‌رغم مشغله‌های کاریش به خاطر پروژه منهتن (پروژه ساخت بمب هسته‌ای)، با تمام وجود از همسرش پرستاری کرد و اجازه نداد که آب توی دلش تکون بخوره! فاینمن همسر جوانش رو خیلی زود از دست داد و این داغ هیچ موقع از دل و ذهن فاینمن بیرون نرفت. ما فاینمن رو به عنوان یک معلم بزرگ فیزیک می‌شناسیم. لکچرنوت‌های فاینمن پرآوازه‌ترین کتاب‌هایی هستن که برای یادگیری فیزیک توی بازار میشه پیدا کرد و از صدقه سر این مجموعه فوق‌العاده ما بعد اجتماعی فاینمن رو به خوبی می‌شناسیم. در مورد بعدی فردی فاینمن، چندسال پیش، مجوعه‌ای از نامه‌های فاینمن منشتر شد به اسم «Perfectly Reasonable Deviations: The Letters of Richard P. Feynman» که جلوه‌های جدیدی از زندگی فاینمن رو به ما نشون میده.

فاینمن باتمام وجود از همسرش پرستاری می‌کرد. درست زمانی که مشغول پروژه بمب اتم بود!

پیشنهاد می‌کنم نامه‌ای که فاینمن پس از مرگ همسرش نوشته رو حتما بخونید! فریمن دایسون میگه پشت تمام شادمانی‌های فاینمن، یک تراژدی نشسته بوده و با تمام شور و نشاطی که مردم از فاینمن سراغ دارن، اون خیلی خوب می‌دونسته که زندگی کوتاهه! فاینمن در سال‌های آخر عمرش از دو سرطان نادر رنج می‌برد: لیپوسارکما و بیماری والندشتروم. بعد از یک عمل جراحی کوتاه برای درمان بیماری والندشتروم، فاینمن در ۱۵ فوریه ۱۹۸۸ تو سن ۶۹ سالگی در مرکز پزشکی یو سی ال ای در گذشت. آخرین کلماتش این بود: «از این که دو بار بمیرم متنفرم، خیلی کسل‌کننده است.» 🙁

فاینمن «انسان» بود، درد رو حس کرده بود و برای فرزندان، دانشجوها و حتی همکارانش یک «راهنمای دلسوز» بود. مجموعه نامه‌های منتشر شده فاینمن، گواه دغدغه‌های فاینمن و احساسش نسبت به مردم اطرافشه. فاینمن به عنوان یک نوبلیست، با تمام مشغله‌های آکادمیک به نامه‌های مردم از سراسر جهان با حوصله جواب می‌داده، برای مردم وقت می‌ذاشته و سعی می‌کرده راهنماییشون کنه! راستش، فاینمن عجیب منو یاد این عبارت از اسرارالتوحید ابوسعید ابوالخیر می‌ندازه: «مرد آن بود که در میان خلق بنشیند و برخیزد و بخسبد و بخورد و در میان بازار در میان خلق ستد و داد کند و با خلق بیامیزد و یک لحظه، به دل، از خدای غافل نباشد.»

حواسمون باشه:

  • در انتها به نظرم باید به این نکته اشاره کنم که فراموش نکنیم که ما در علم به دنبال چهره‌ها نیستیم! علم مستقل از عالمه! افراد مهم نیستن، بلکه حرف مردمه که مهمه. درگیر اشخاص نشیم و از دانشمندا بت نسازیم! نظر ساسکیند در مورد فاینمن رو بشنویم، نگاه کنیم که پس از مرگ فاینمن، شووینگر در رثای اون چی گفت! همین‌طور به ماری‌ گل-مان هم گوش کنیم که میگه: «فاینمن بخشی از وقتش رو صرف پرداختن به قصه‌های می‌کرد که خودش قهرمان اون‌ها بود!». نگاه کنید به: Feynman100
  • یه نکته جالب دیگه اینه که مشهور بودن لزوما معنای مثبتی نداره! ارنست آیزینگ معروف‌ترین دانشمند در فیزیک آماری به حساب میاد ولی این به این معنا نیست که بزرگترین فرد در این زمینه هم باشه! راستی زیاد دل‌خوش به اسم قضیه‌ها و قانون‌ها هم نباشیم! بخش زیادی از اکتشافات، قضیه‌ها، روابط و قوانین به اسم کسانی معروف شدن که هیچ ربطی به اون قضیه یا قانون ندارن. به‌هرحال روزگار زیاد مطابق میل و اراده ما هم پیش نمیره!

‌فایل صوتی: ریچارد فاینمن، چهره‌ترین چهره!

—————————————————–

این نوشته رو تقدیم می‌کنم به علی فرنود به خاطر نوشته‌های فوق‌العاده‌ش.