رفتن به نوشته‌ها

دسته: کیهان شناسی

فراز‌ و‌ فرودهای تاریخی علم نجوم

بخش اول از سری‌ گفت‌وگوهای «پشت‌پرده نجوم»

«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.»

دینامیک: نیرو، حرکت و زمان

به تازگی کامنتی دریافت کردم که چندتا سوال ازم پرسیده بود. در این نوشته می‌خوام به این پرسش‌ها جواب بدم!

۱) زمان بر نیروی وزن اثر داره ؟ منظورم اینه وقتی زمان رو ثابت یکنیم یعنی اینکه تمام قوانین فیزیک رو با استفاده از زمان ثابت کنیم باز هم جسمی مثل لیوان به زمین برخورد میکنه اونم بر اثر نیروی گرانش یا نه؟(مثلا اگر تندی زمان رو زیاد کنیم جسمی مثل لیوان با تندی زیاد به زمین میرسه)
۲) چرا بعضی از پدیده ها در حال حرکت هستند؟ (مثل نور که وقتی لامپ رو روشن میکنیم بدون اینکه کاری بکنیم پرتوی نور خود به خود حرکت میکنه)
۳) آیا واقعا نور به دام سیاهچاله میفته ؟تا جایی که من میدونم انسان برای دیدن پدیده ها و اجسام ها به نور نیاز داره پس اگه نور از سیاهچله نمیتونه فرار کنه چطور دیدیمش؟(منظورم
عکسی که از سیاهچاله توی سال ۹۸ پارسال گرفتن)
۴) آیا نور تنها پدیده ایی هستش که سرعتی بسیار زیاد داره یا نه ؟
۵) نور ثابته ؟

۱) رابطه نیرو و زمان

قوانین نیوتون به ما میگه که اگه جسمی در حال حرکت باشه، تا زمانی که به اون جسم در کل نیرویی وارد نشه، جسم به حرکت خودش ادامه میده. اگر هم جسم از اول در حال حرکت نباشه، قاعدتا همون‌جایی که هست می‌مونه. مثل توپی که یه گوشه افتاده و تا زمانی که کسی بهش لگ نزنه از جاش تکون نمی‌خوره. منظور از «حرکت» هم تغییر موقعیت جسم با گذشت زمانه. یعنی هر بار که عقربه ساعت روی دست من تیک بزنه جسم از جایی به جای دیگه بره.

مسیر حرکت یک جسم در فضای ۳بعدی. هر نقطه از این مسیر را می‌توان با زمان نشانه‌گذاری کرد. به این معنی که بردار مکان $r$ در هر لحظه با مشخص کردن زمان به صورت یکتا مشخص خواهد شد.

در فیزیک نیوتونی اختیار تند و کند کردن گذر زمان دست ما نیست. یعنی ما نمی‌تونیم کاری کنیم که زمان سریع‌تر بگذره یا کندتر بگذره یا اینکه متوقف بشه! ولی می‌تونیم این ایده رو شبیه‌سازی کنیم. مثل زمانی که از چیزی فیلم گرفته باشیم و با سرعت‌های مختلف اونو پخش کنیم. می‌تونیم تندتند بزنیم جلو ببینم آخرش چی میشه یا اصلا متوقفش کنیم. برای همین، اگه بتونیم که زمان رو متوقف کنیم، اون موقع اتفاقی که می‌افته اینه که آخرین تصویری که از هر چیزی داریم، همون باقی می‌مونه. پس اگه سیبی در حال سقوط به زمینه، با متوقف کردن زمان بین زمین و آسمون می‌مونه. این به این معنی نیست که نیرویی وجود نداره! بلکه به این معنی هست که در یک لحظه خاص، ما فقط یک فریم از یک فیلم رو انتخاب کردیم و داریم اونو می‌بینیم و با راه انداختن دوباره زمان، می‌بینیم که سیب به سقوطش ادامه میده. یا اگه فرض کنیم که گذر زمان رو سریع‌تر کنیم اون موقع می‌بینیم که سیب زودتر به زمین می‌خوره. یا اگه زمان رو به عقب برگردونیم می‌بینم که سیب به جای زمین خوردن، هوا میره 🙂

توضیح‌ فنی‌تر:

اگر دینامیک توصیف‌کننده یک سیستم، توسط معادلات تعینی داده بشه،اون موقع خروجی مسئله، یک «مسیر» می‌تونه باشه. مسیر، یک «خم» در فضای مکانه که توسط زمان نشانه‌گذاری شده. با داشتن مسیر، می‌تونیم بدونیم که سرشت نهایی سیستم چیه. به عنوان مثال با حل مسئله گرانش عمومی نیوتون برای دو جسم، به یک مسیر بسته بیضی شکل برای یکی از اون دو جسم می‌رسیم. با تغییر زمان، از نقطه‌ای به نقطه‌ی دیگه‌ از اون مدار (مسیر بسته) هدایت میشیم.

قانون دوم نیوتون، $F=ma$ یا معادله اویلر-لاگرانژ $\frac{\partial L(x,\dot{x}; t)}{\partial x } = \frac{d}{dt}\frac{\partial L(x,\dot{x}; t)}{\partial \dot{x} }$ هر دو منجر به دسته‌ای از معادلات دیفرانسیل معروف به معادلات حرکت میشن. در این روش مدل‌سازی، حرکت سیستم شما تعینی هست و شما با دونستن اطلاعات در مورد حال، دقیقا می‌تونید بگید که چه اتفاقی در آینده می‌افته.

گاهی دینامیک توصیف کننده شما توسط معادلات غیر تعینی داده میشه، مثل زمانی که حرکت یک ولگرد (قدم زن تصادفی) یا یک فرایند تصادفی رو مدل می‌کنید. اون موقع برای شروع مسئله، با معادله «مادر» یا معادله فوکر-پلانک می‌تونید پیش‌ برید. در این حالت، مسئله شما دیگه تعینی نیست و پیش‌بینی آینده یا پیش‌بینی مسیر، با عدم قطعیت (یا به عبارتی خطا) همراه خواهد بود. مثلا برای یک ولگرد نمی‌تونید با قطعیت کامل بگید که در فلان لحظه کجاست!

۲) علت حرکت چیزها

چیزها حرکت می‌کنند چون که بهشون نیرو وارد میشه! زمین دور خورشید می‌چرخه چون از طرف خورشید بهش نیرو وارد میشه یا توپ فوتبال حرکت می‌کنه چون یکی بهش ضربه می‌زنه! در مورد نور لامپ هم این جوری نیست که ما «کاری نمی‌کنیم»! در حقیقت با زدن کلید برق، جریان الکتریکی به لامپ میرسه و توی لامپ انرژی الکتریکی تبدیل به انرژی روشنایی میشه. یعنی همون‌جور که فوتبالیست به توپ ضربه می‌زنه و توپ حرکت می‌کنه، رسیدن جریان الکتریکی به لامپ‌ هم سبب ضربه زدن به نور میشه که به مسیرهای مختلف حرکت کنه. به این پدیده در فیزیک، تابش الکترومغناطیسی گفته میشه. به عبارت فنی‌تر، میدان الکتریکی اعمال شده توسط جریان خارجی (برق) سبب برانگیختگی ماده‌ای مثل تنگستن یا گاز خاصی مثل نئون میشه. برانگیختگی یعنی الکترون‌های که توی اتم‌های تشکیل دهنده اون مواد هستند از یک سطح انرژی به سطح بالاتری می‌رن (مثل وقتی که از پله‌های سرسره بالا میرین). اون موقع وقتی الکترون‌ها از یک سطح با انرژی بالاتر به سطی با انرژی پایین‌تر میان (مثل وقتی از سرسره پایین میاین)، اندازه اختلاف انرژی این دو سطح، از خودشون موج الکترومغناطیس یا ذرات نور منتشر می‌کنند!

این ویدیو رو ببینید:

۳) نور به دام سیاه‌چاله می‌افته؟

در مورد داستان سیاه‌چاله‌ها و اینکه چه‌طور از یک سیاه‌چاله میشه تصویر برداری کرد مفصل نوشتیم قبلا! این نوشته رو بخونید: قیام علیه سیاهی! به طور خلاصه، سیاه‌چاله‌ها اجسام بسیار بسیار سنگینی هستند که حتی بر حرکت نور هم اثر می‌ذارن. در مورد تصاویر منسوب به سیاه‌چاله‌ها هم، در حقیقت نوری که توی تصویر می‌بینیم دقیقا خود سیاهچاله نیست! یه سری موادی هستند که توی یه دیسک (شبیه حلقه‌های زحل) اطراف سیاهچاله دارن میچرخن و چون خیلی داغ هستن از خودشون نور تابش می‌کنن (درست شبیه به همون لامپ!). درواقع ما نور این موادی که در اطراف سیاهچاله وجود دارند و تونستن قسر دربرن و به چشم ما برسن رو می‌بینیم. تصویر ثبت شده، به خاطر اون نورها هست!

کمی توضیح فنی‌تر: ناحیه‌ای هست به‌اسم کره فوتونی که نزدیکترین مدار به افق رویداد که فوتون‌ها می‌تونن توی یه مدار پایدار دور سیاهچاله بچرخن. نزدیک‌تر از اون دیگه تقریبا فوتون شانسی برای برگشت نداره!

نمودار شماتیک از یک سیاه‌چاله شوارتزشیلد. نگاه کنید به نوشته «قیام علیه سیاهی»

۴) آیا نور فقط سرعتش زیاده؟

نه! هر چیزی می‌تونه خیلی سریع حرکت کنه. محدودیتی در اصول نداریم. مثلا در آزمایش‌های مختلف فیزیکی، نوترون‌ها، الکترون‌ها یا پروتون‌ها رو با سرعت‌های خیلی زیاد به حرکت در میارن. یکی از جاهایی که مثلا پروتون‌ها رو تا سرعت‌های نزدیک به سرعت نور به حرکت در میارن آزمایشگاه سرن هست.

۵) آیا نور ثابته؟!

سوال رو درست متوجه نشدم! اگر منظور سرعت حرکت نوره، بله سرعت حرکت نور در هر محیط ثابته ولی موقعی که از محیطی به محیط دیگه میره تغییر میکنه. مثلا سرعت نور در هوا یک چیزه و در آب یک چیز دیگه‌ است. طبق نسبیت اینشتین، نور بیشترین سرعت در حرکت رو داره.

خم‌شدن نور در میدان گرانشی

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.

عدسی‌های گرانشی

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 نسبیت آلبرت اینشتین و رابطهٔ او با دانشمند بریتانیایی سر آرتور ادینگتون، اولین فیزیکدانی که ایده‌های او را درک کرد می‌اندازد. ویکی‌پدیا

قیام علیه سیاهی

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 🙂

یلدا از جنس انقلابی زمستانی!

شب یلدا رو همه به عنوان طولانی‌تر شب سال می‌شناسیم. اما در مورد طولانی‌ترین شب 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. درنتیجه زمین طی حرکت سالیانهٔ خودش، فاصله‌اش نسبت به خورشید تغییر می‌کنه، اما مقدار این تغییر در مقابل فاصلهٔ متوسط زمین تا خورشید خیلی ناچیزه. می‌دونیم که زمین توی نزدیک‌ترین وضعیت از خورشید حدود ١۴٧میلیون کیلومتر، و در دورترین حالت، حدود ١۵٢میلیون کیلومتر از خورشید فاصله داره؛ یه حساب سرنگشتی می‌گه که فاصلهٔ زمین تا خورشید حدوداً ٢ درصد از فاصلهٔ میانگین اختلاف پیدا می‌کنه که خیل کمه. به بیان فنی‌تر، خروج از مرکز مدار بیضوی زمین ٠.٠١٧ هست که یعنی مدار زمین خیلی شبیه به یک دایره هست تا بیضی. بنابراین عملاً ما زیاد فاصله‌مون از خورشید تغییری نمی‌کنه.

فاصلهٔ زمین تا خورشید در مدارش. نگاره از time and date

پس این تصور رایج که فصل‌ها به دلیل دور و نزدیک شدن زمین به خورشید اتفاق می‌افتن، اشتباهه. جالبه بدونید که اتفاقاً زمین توی ١٣ تیرماه به بیشترین فاصله، و توی ١۴ دی به کمترین فاصله‌اش از خورشید می‌رسه.پس دلیل به وجود اومدن فصل‌ها چیز دیگه‌ای باید باشه.

کجی محور چرخش زمین و زاویهٔ تابش خورشید به آن.

در واقع دلیل اصلی اینه که محور چرخش زمین نسبت به حالت عمود بر صفحهٔ منظومهٔ شمسی کمی انحراف داره؛ یعنی شبیه فرفره‌ای هست که یه خرده کج باشه. بیاید به تصویر بالا نگاه کنیم. وقتی خورشید به صورت مایل‌تر به نیمکرهٔ شمالی زمین می‌تابه، فصل زمستان و وقتی تابش به‌صورت عمودتر هست، فصل تابستان رو تجربه می‌کنیم؛ چون تفاوت توی زاویهٔ تابش خورشید باعث می‌شه ما توی یه مساحت مشخص از زمین، انرژی متفاوتی رو دریافت بکنیم؛ هرچقدر زاویهٔ تابش عمودتر باشه انرژی بیشتر، و هرچقدر زاویهٔ تابش مایل‌تر باشه انرژی کمتری بر واحد سطح از خورشید می‌گیریم.

ضمناً کجی محور زمین باعث می‌شه وقتی خورشید عمودتر می‌تابه، طول روز هم طولانی‌تر باشه، که خودش مزید بر علت می‌شه و فصل تابستون رو شاهد خواهیم بود. برعکسش هم برای فصل زمستون اتفاق می‌افته؛‌ زاویهٔ تابش آفتابِ مایل‌تر و طول روز کوتاه‌تر.

و یه نکتهٔ جالب دیگه اینکه توی نیمکرهٔ جنوبی، دقیقاً همه‌چیز برعکس نیمکرهٔ شمالی هست؛ یعنی وقتی ما داریم برنامهٔ شب چله رو برگزار می‌کنیم، اونجا، اول تابستونش هست. می‌تونید با کمک همون تصویر زاویهٔ تابش خورشید و استدلال‌های بالا، خودتون ببینید چرا فصل‌ها توی دو نیکره برعکسه.

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 مسألهٔ کجی محور زمین صحبت بشه.

اصولاً اینکه چرا سیارات حول محوری به دور خودشون می‌گردن، برمی‌گرده به دوران شکل‌گیری منظومهٔ شمسی؛ وقتی که تودهٔ گرد و غبار پیش‌ستاره‌ای خورشید در حال چرخیدن و شکل‌گیری بود، بعضی از مناطق بیرونی‌تر هم که دورتر قرارگرفته بودن، موفق شدن مقداری از مواد اطرافشون رو ازطریق گرانش جذب کنن و گویچه‌هایی رو به وجود بیارن که به‌تدریج، هستهٔ اولیهٔ 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 اصطلاحاً خورشید شعله‌ور شده، این چرخش (یا به بیان دقیق‌تر تکانهٔ زاویه‌ای)، همراه سیارات باقی مونده (اصل بقای تکانهٔ زاویه‌ای). به‌خاطر همین، سیارات علاوه‌بر 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 صفحهٔ منظومهٔ شمسی انحراف داره، احتمالاً به‌دلیل برخوردهای شدیدی بوده که توی دوران شکل‌گیری منظومهٔ شمسی اتفاق می‌افتاده. سیارات به‌شدت، توسط تکه‌سنگ‌های غول‌پیکر سرگردان بمباران می‌شدن. این برخوردها می‌تونستن باعث بشن که محور چرخش کمی جابه‌جا بشه.

حرکت تقدیمی زمین.

محور زمین به‌طور میانگین، حدود ٢٣.۴ درجه از حالت قائم انحراف داره. چون کره زمین توی قطبین کمی پخ‌شرگی داره، نیروهای گرانشی که خورشید و ماه به زمین وارد می‌کنن، باعث حرکت تقدیمی زمین می‌شن؛ درواقع محور زمین با حفظ زاویهٔ انحراف خودش، حول محور عمود هم می‌چرخه؛ خیلی شبیه یه فرفره‌ که همین‌طور که به دور خودش می‌چرخه، تلو‌تلو هم می‌خوره. البته هرکدوم از این تلو خوردن‌ها حدوداً ٢۵٧٧٢ سال طول می‌کشه! شاید این رقم خیلی بزرگی به‌نظر برسه، ولی دست‌کم باعث شده ستارهٔ قطبی که درست بالای قطب شمال کرهٔ زمین قرار داره و با استفادهٔ از اون می‌تونیم جهت شمال رو پیدا کنیم، تغییر کنه؛ الان ستاره‌ای که به‌عنوان ستارهٔ قطبی می‌شناسیمش ستارهٔ آلفای صورت‌فلکی دب اصغر هست، درحالی‌که حدود سه هزار سال قبل از میلاد، ستارهٔ ثعبان توی صورت‌فلکی اژدها راهنمای جهت شمال بود.

حرکت ترقصی یا ناوشی، حرکت تقدیمی و حرکت وضعی زمین.

اگه دقت کرده باشید، گفتیم کجی محور زمین «به‌طور میانگین»، حدود ٢٣.۴ درجه هست. چون صفحه مداری ماه نسبت به صفحه مداری زمین به دور خورشید، حدود ۵ درجه 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 جابه‌جا می‌شه ( تعداد روزهای سال ٣۶۵ روز و یک دایره کامل ٣۶٠ درجه هست). به مسیر حرکت ظاهری سالیانه خورشید، دایرةالبروج می‌گن. به‌خاطر همین است که انگار خورشید در ماه‌های مختلف، توی برج‌ها یا صورت‌فلکی‌های مختلفی قرار داره.

نقاط اعتدالین و انقلابین و حرکت ظاهری سالیانه خورشید روی کره سماوی. نگاره از stars.astro.illinois.edu

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، دایرةالبروج از استوای سماوی، ٢٣.۴ 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 دایرةالبروج نسبت به استوای سماوی قرار داره، انقلاب تابستانی (آغاز فصل تابستان) و هنگامی‌که در پایین‌ترین نقطه دایرةالبروج 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 می‌افتن 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 صرف‌‌نظر کرد).

اما همین‌ طور که از نقاط اعتدالین فاصله می‌گیریم، محل طلوع و غروب خورشید هم از شرق و غرب فاصله می‌گیره و به‌سمت شمال یا جنوب متمایل می‌شه؛ اگه شما روی استوای زمین قرار داشته باشید، در انقلاب تابستانی، خورشید از ٢٣.۴ درجه‌ای شمال شرق، طلوع و در ٢٣.۴ درجه‌ای شمال غرب، غروب می‌کنه. برعکس، در انقلاب زمستانی، طلوع خورشید در ٢٣.۴ درجه‌ای جنوب شرق، و غروبش در ٢٣.۴ درجه‌ای جنوب غرب هست. بنابراین روی استوا، حداکثر انحراف محل طلوع یا غروب خورشید از شرق یا غرب، ٢٣.۴ 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.

تصویر آنالما. نگاره از visualphotos

داستان از این قراره که اگه توی یک ساعت خاصی از روز، مثلاً ١٢ ظهر، در طول سال از خورشید عکس‌برداری 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 می‌آد.

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…

تلاش برای توصیف جهان از زاویه‌ی گرانش

داستان معروف سیبی که از درخت افتاد و به سبب اون نیوتون کشف کرد که زمین جاذبه داره رو همه از بریم. این داستان چندان واقعی نیست نیوتون سالها توی اتاقش داشت با انواع و اقسام روابط سر و کله میزد تا بالاخره تونست که فیزیک جدیدی رو پایه‌گذاری کنه و واقعا با یک سیب نبود که نظریه‌ای متولد شد.

اگه گرانش رو به زبان خیلی ساده بخوام بگم، میشه فرمول‌بندی نیوتون از حرکات سیاره‌ها. قبل‌تر از نیوتون فردی به نام کپلر سه قانون رو در مورد حرکات سیاره‌ها پیدا کرده بود.کپلر معتقد بود که سیاره‌ها دارن در مدارهایی بیضوی به دور خورشید میچرخند که خورشید در یکی از کانون‌های بیضی قرار گرفته.. زمانی که سیاره به خورشید نزدیکتره با سرعت بیشتری حرکت میکنه نسبت به زمانی که از خورشید دورتره و رابطه ی بین فاصله سیارات از خورشید و پریود حرکتشون هم به دست آورده بود.

بعدتر از کپلر، نیوتون حرکات سیارات رو با صورت بندی گرانش ارائه کرد. نیوتون میگفت گرانش یک نیروی بلندبرده و بین اجرام مختلف برقراره. اگر دو تا جرم مختلف به نحوی بتونن همدیگه رو مشاهده کنن،شروع میکنن به جذب کردن همدیگه. شدت نیرویی هم که حس میکنن متناسب با حاصل ضرب جرمشون تقسیم بر مجذور فاصله دو تا جرم از همدیگه است.

این تا اوایل قرن نوزده بهترین تصویر ما از جهان بوده. اینکه اجرام به شکلی پراکنده‌اند در جهان و طبق گرانش نیوتونی رفتار میکنن. اما از اونجایی که علم همواره در حال تحوله و تصویر ما از جهان ثابت نمی‌مونه، شواهدی پیدا شدن که باعث شد دانشمندان درباره ی این نظریه به تردید بیفتند.اوایل قرن نوزدهم اینشتین با ارائه نظریه نسبیت عام تصویر جدیدی از جهان رو ارائه کرد.در این نظریه گرانش نه یک نیرو که یک ویژگی از فضا- زمان درنظر گرفته میشه.تغییرات در فضا-زمان هم به دلیل پراکندگی اجرام در فضا به وجود میاد.یک مثال آشنا از این اجرام میتونه سیاهچاله ها باشند. سیاهچاله ها در واقع بخشی از فضا زمان هستند که حتی نور هم امکان گریختن از افق رویداد سیاهچاله ها رو نداره. معادله‌ی میدان در نسبیت عام با رابطه‌ی زیر نشون داده میشه.

معادله ی میدان اینشتین

سمت چپ این معادله تانسور انیشتین رو میبینید. این تانسور درواقع حامی تمام اطلاعات هندسه‌ی فضا- زمان هست.سمت راست معادله هم تانسور انرژی- تکانه‌ رو میبینید. که درواقع حاوی تمام اطلاعات یک جرم گرانشی یا بهتر بگم یک ماده است.این جرم گرانشی میتونه زمین باشه، ستاره نوترونی باشه، یا حتی یک سیال باشه.

نسبیت عام موفقیت‌های چشم‌گیری تا به امروز داشته. پیش‍بینی ام‍واج گرانشی، توصیف سیاهچاله‌ها، سفر در زمان و… همگی از دستاوردهای نسبیت عام هستند.اما نسبیت عام در اواسط قرن بیستم و بعدتر با چالش‌های جدی مواجه شد. همین اتفاق باعث شد که دریچه‌ی جدیدی به سوی گرانش باز بشه و نظریات جدید گرانشی متولد بشن.

اینشتین وقتی معادله‌ی میدان گرانشی در نسبیت عام رو نوشت با یک سوال مواجه شد. چرا جهان تحت گرانش خودش فرو نمیریزه؟ نیوتون برمبنای بی‌نهایت بودن و همسانگردی جهان مطمئن بود که جهان تحت گرانش خودش فرو نمیریزه. نیوتون بر مبنای این فرضیات معتقد بود که هر نقطه از جهان نیروی برابری رو حس میکنه، بنابراین جهان هرگز تحت گرانش فرونمیریزه. انیشتین برای رفع این مسئله جمله‌ای رو دستی وارد معادلاتش می‌کنه. این جمله به صورت یک نیروی دافعه‌ی کیهانی، که به عنوان ثابت کیهان‌شناسی معرفی شده، وارد این معادلات میشه. جالبه بدونید اینشتین بعدها از این کارش به عنوان یک اشتباه بزرگ یاد میکنه.

بعد از وارد شدن جمله ی ثابت کیهان شناسی معادله‌ی میدان اینشتین به فرم زیر در میاد.

$$G_{\mu \nu}+ \Lambda g_{\mu \nu}=T_{\mu\nu}$$

با فرض عدم وجود ماده، یعنی در حالتی که مقدار تانسور انرژی- تکانه در این معادله صفر باشه، میتونیم به جمله‌ی ثابت کیهان‌شناسی انرژی خلا رو نسبت بدیم. در این حالت لمبدا رو معادل چگالی انرژی خلا میدونیم.

اما مشکلی که تا به امروز هنوز حل نشده چی بود؟

ما باید بدونیم مقدار این ثابت کیهان شناسی چقدره و از چه مرتبه‌ایه. نظریه‌ی میدان‌های کوانتومی مقداری رو که برای انرژی خلا پیش‌بینی می‌کنه بسیار بسیار بیشتر از عددی است که از رصدها بدست میاد. چیزی در حدود شصت تا صد و بیست مرتبه‌ی بزرگی بزرگتر. همین اختلاف مقدار در نظریه و رصد باعث شد نظریات جدید گرانشی‌ای متولد بشن تا شاید این مشکل رو حل کنند.

مشکل بعدی‌ای که نسبیت عام نتونست از پسش بربیاد مسئله‌ی ماده تاریک بود. اگه بخوام مختصرا بگم ماجرای ماده تاریک از کجا جدی شد، باید برگردیم به رصدهایی که انجام شده و مهم‌ترین شاهد حضور ماده تاریک نمودارهای سرعت چرخش ستاره‌ها و کهکشان‌ها بودند.ما از گرانش نیوتونی میدونیم که سرعت حرکت دایره‌ای یک ستاره از رابطه‌ی زیر بدست میاد.

معادله سرعت چرخش کهکشان‌ها

در این رابطه G ثابت جهانی گرانش، M جرم محصور و r فاصله شعاعی است. برای فواصل بیشتر از دیسک کهکشانی قانون گاوس بیان می‌کند که با فرض اینکه تمام جرم در مرکز محصور شده در فواصل دور مقدار جرم ثابته و سرعت باید با r-1/2  کاهش پیداکنه. اما آن چیزی که رصدها نشون میده چنین نیست. رصد ها میگه از فاصله ای به بعد سرعت حرکت به مقدار ثابتی میل میکنه. انگار که برخلاف اون چیزی که از قانون گاوس میدونیم، جرم اینجا متغیره و داره با فاصله تغییر میکنه. در واقع  تغییرات جرم متناسب با تغییرات فاصله است. این جرم اضافی از کجا میاد؟ به نظر میاد این وسط ماده‌ای فراتر از ماده‌ی مرئی وجود داره که بهش میخوایم بگیم ماده‌ی تاریک. ماده‌ی مرموزی که خیلی خوب نمیشناسیمش. وجود داره ولی مشاهده نمیکنیمش. برهمکنش نمیکنه و هرجایی خودش رو نشون نمیده، اما این وسط داره تو معادلاتمون و در کیهان‌شناسی نقش مهمی بازی میکنه.

نمودار سرعت چرخش کهکشان‌ها

نظریات گرانشیِ بعد از نسبیت عام  تلاش هایی برای توصیف ماده تاریک هم داشته اند. البته عده‌ای از فیزیکدانان انرژی‌های بالا معتقدند که ماده تاریک واقعا به صورت ذراتی وجود داره. و تلاش‌های زیادی چه از بابت نظری و چه عملی برای توصیف و آشکارسازی ذرات ماده تاریک کرده‌اند.

نظریات جدید گرانشی که عمدتا ازشون به عنوان گرانش تعمیم یافته یاد میشه، اضافه کردن درجات آزادی به نظریه‌ی نسبیت عام هست. در واقع ماجرا از این قراره که فیزیکدانان تلاش میکنن با اضافه کردن درجات آزادی به کنش نسبیت عام راهی پیدا کنند که بتونن سوالاتی که نسبیت عام نمیتونه بهشون پاسخ بده رو پاسخ بدن. این درجات آزادی در ساده‌ترین حالت میتونه اضافه کردن یک میدان اسکالر باشه. یا عده‌ای هم دوست دارن بردار، تانسور یا میدان‌های با رنک بالاتر اضافه کنند به این کنش. هر مدلی از گرانش که ساخته میشه باید تست‌پذیر باشه. یعنی نتایجی که پیش‌بینی میکنه با نتایج آزمایش و رصد سازگار باشه. و اساسا قابلیت در معرض آزمایش قرارگرفتن رو داشته باشه.

از دل این تلاش‌ها مدل‌های زیادی برای توصیف جهان ساخته شده اند، که اینجا مختصرا اشاره میکنم و در پست‌های بعدی بهشون می‌پردازم.نظریه‌های اسکالر-تانسور، دینامیک تعمیم یافته نیوتونی، نظریه‌ی انیشتین- اِتِر، نظریه‌های بایمتریک، نظریه‌های f(R )، گرانش غیر موضعی و گرانش ابعاد بالا مشهورترین نظریه‌های گرانشی اند.

سرنوشت نظریات گرانشی به کجا رسیده؟

هنوز فیزیکدانان در حال تلاش‌اند تا بتونن برای سوالاتی که مطرح شده نظریه‌ای بسازند که پاسخ سوالاتشان رو بده. برای محقق شدن این امر نیاز به ایده‌های بهتر و داده‌های رصدی و آزمایشگاهی بیشتر دارن.

پی نوشت:

  1. برای تعریف  تانسور به این آدرس سر بزنید.
  2. برای اینکه مختصری درباره‌ی درجه‌ی آزادی در فیزیک بدونید به این آدرس مراجعه کنید. البته درجه‌ی آزادی در متن بالا کمی متفاوت از چیزیه که در متن پیوست شده مشاهده میکنید.

انتقال به سرخ به زبان آدمیزاد

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 به اصل کوپرنیکی معتقد شدیم.

دیدن ویدیو در یوتیوب

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 این‌که سرعت 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، انتخاب چارچوب 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 آقای داپلر 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 که رنگ ستاره‌ها، فقط به دمای سطحی‌ اون‌ها بستگی داره و نه حرکتشون نسبت به زمین). شش سال بعد، جناب فیزو 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 بهش طیف 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 و گرانشی. 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 بعد ادوین 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 به معادلات 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 یا حرکت 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 یا پارسک 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 به تابش 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 توی دوربینای 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!