متن پیش رو ترجمه جستاری از کارلو روولی فیزیکدان ایتالیایی است. او عمدتا در زمینه گرانش کوانتومی کار میکند و بنیانگذار نظریه گرانش کوانتومی حلقه است. اصل این نوشته اخیرا در کتابی با عنوان There Are Places in the World Where Rules Are Less Important Than Kindness منتشر شده است. این جستار پیش از رصد امواج گرانشی نوشته شده است. رصد مستقیم امواج گرانشی در ۱۴ سپتامبر ۲۰۱۵ پنج ماه پس از انتشار این مقاله انجام شد. در سال ۲۰۱۷ این مشاهده منجر به دریافت جایزه نوبل در فیزیک شد.
شکی نیست که آلبرت آینشتین یکی از دانشمندان بزرگ قرن بیستم بود که عمیقتر از دیگران رازهای طبیعت را دید. آیا این به معنی این است که ما باید هر کاری را که او انجام دادهاست، درست بدانیم؟ او هرگز اشتباه نمیکرد؟ برعکس! در واقع، تعداد کمی از دانشمندان به اندازه آینشتین اشتباه کردهاند و آنهایی که به اندازهٔ او نظر خود را تغییر دادهاند انگشتشمارند. در مورد اشتباهات او در زندگی روزمره که موضوعی شخصی است و در نهایت به خودش مربوط است صحبت نمیکنم. بلکه در مورد اشتباههای کاملا علمی او سخن میگویم؛ ایدههای اشتباه، پیشبینیهای نادرست، معادلات پر از خطا و ادعاهای علمیای که خود او پسشان گرفت و آنهایی که نادرست بودنشان ثابت شد.
اجازه دهید برایتان چند نمونه بیاورم. امروزه میدانیم که جهان در حال انبساط است. ژرژ لومتر، فیزیکدان بلژیکی، با استفاده از نظریههای خودِ آینشتین، موفق به درک این موضوع شد و او را از یافتههای خود آگاه کرد. آینشتین اما آن ایدهها را رد کرد و در پاسخ گفت که آنها بیمعنیاند و تنها در دههٔ سی میلادی که انبساط واقعاً مشاهده شد حرف خود را پس گرفت. یکی دیگر از پیامدهای نظریه او وجود سیاهچالهها است؛ او چندین متن پراشتباه در این زمینه نوشت و ادعا کرد که جهان در لبه سیاهچاله پایان مییابد. وجود امواج گرانشی که اکنون برای آن شواهد غیرمستقیم داریم نیز در نتیجهٔ نظریههای آینشتین است. آینشتین ابتدا نوشت که این امواج وجود دارند، اما درست پیش از آنکه به دنبال تفسیر اشتباه نظریه خودش ادعا کند که آنها وجود ندارند. سپس دوباره نظر خود را تغییر داد تا نتیجه مخالف و درست را بپذیرد.
وقتی آینشتین نظریه نسبیت خاصاش را نوشت، از ایده فضازمان استفاده نکرد. این ایده که گویی به مفهوم یک پیوستار (فضای پیوسته) چهاربعدی شامل فضا و زمان اشاره میکند، در واقع کار هرمان مینکوفسکی بود که از آن برای بازنویسی نظریهٔ آینشتین استفاده کرد. هنگامی که آینشتین از آنچه مینکوفسکی انجام داده بود آگاه شد، ادعا کرد که این کار فقط از نظر ریاضیاتی بغرنجکردن بیهودهٔ نظریهاش است، البته پس از مدت کوتاهی کاملاً نظر خود را تغییر داد و دقیقاً از مفهوم فضازمان برای نوشتن نظریهٔ نسبیت عام استفاده کرد. در موضوع نقش ریاضی در فیزیک، آینشتین بارها دیدگاهش را تغییر داد و در طول زندگیاش طرفدار ایدههای گوناگونی بود که با هم صریحا در تناقض بودند. آینشتین پیش از نوشتن معادلاتِ درست کار اصلیاش، یعنی نظریهٔ نسبیت عام، مجموعه مقالههایی منتشر کرد که همه غلط بودند و هرکدام معادلهٔ نادرستِ متفاوتی را پیشنهاد میدادند. او حتی تا جایی پیش رفت که یک اثر پیچیده و مفصل منتشر کرد تا استدلال کند که این نظریه نمیتواند تقارن خاصی داشته باشد، تقارنی که او بعداً به عنوان اساس نظریهاش برگزید!
آینشتین در سالهای پایانی زندگیاش، سرسختانه پافشاری میکرد که میخواهد یک نظریهٔ وحدتبخش برای گرانش و الکترومغناطیس بنویسد، بدون توجه به این که الکترومغناطیس جزئی از یک نظریه بزرگتر (نظریهٔ الکتروضعیف) است، کما اینکه پس از مدت کوتاهی نشان داده شد. بنابراین، پروژه او در متحد کردن آن با گرانش بیفایده بود. آینشتین همچنین بارها موضع خود را در مناظرههای مربوط به مکانیک کوانتومی تغییر داد. او در ابتدا میگفت که این نظریه در تضاد با بقیه چیزها است. سپس پذیرفت که اینطور نیست و خودش را محدود به پافشاری بر این ایده کرد که این نظریه ناکامل است و نمیتواند تمام طبیعت را توصیف کند. در مورد نسبیت عام، اینشتین برای مدت طولانی متقاعد شده بود که معادلات در نبودِ ماده نمیتوانند جواب داشته باشند و بنابراین، میدان گرانشی به ماده وابسته است. او دست از این باور برنداشت تا زمانی که ویلم دوسیته و دیگران نشان دادند که او اشتباه میکند. سرانجام نظریه را این گونه تفسیر کرد که میدان گرانشی یک موجود مجزای واقعی است که به خودی خود وجود دارد.
در اثر خارقالعادهٔ ۱۹۱۷ او کیهانشناسی نوین را بنیان گذاشت. آینشتین به این پی برد که جهان میتواند یک ۳-کره باشد. او ثابت کیهانشناسی را معرفی کرد که امروز مورد تایید است ولی با این کار همزمان یک خطای فاحش به فیزیک (عدم تغییر عالم در زمان) و یک خطای چشمگیر به ریاضی اضافه کرد؛ او متوجه نشد جوابی که ارائه کرده بود ناپایدار است و نمیتواند دنیای واقعی را توصیف کند. در نتیجه، آن مقاله ترکیب عجیبی از ایدههای بزرگِ جدید و انقلابی و انبوهی از خطاهای جدی است.
آیا این اشتباهها و تغییر رویهها چیزی از تحسین و ستایش ما نسبت به آلبرت آینشتین کم میکند؟ به هیچ وجه. اگر تغییری هم در ما باشد، برعکس است. به نظر من در عوض، این چیزها نکتهای راجع به ذات هوش به ما میآموزند. هوش، طرفداری سرسختانه از نظرات خود نیست بلکه آمادگی لازم برای تغییر و حتی کنار گذاشتن آن نظرات است. برای درک جهان، باید شهامت آن را داشته باشید که ایدهها را بدون ترس از شکست آزمایش کنید، پیوسته نظرات خود را بازبینی کنید و آنها را بهبوبد ببخشید.
آینشتینی که بیش از هر کس دیگری مرتکب خطا میشود دقیقاً همان آینشتینی است که بیشتر از دیگران در فهم طبیعت موفق است و اینها مکمل هم و از جنبههای ضروری همان هوش عمیق هستند: بیپروایی در تفکر، شهامت خطر کردن، ایمان نداشتن به ایدههای دریافتشده، از همه مهمتر ایدههای خود شخص. اینکه شهامت اشتباه کردن داشته باشی، ایدههای خود را تغییر دهی، و نه یک بار بلکه بارها، تا به مرحله کشف برسی. آنچه مهم است درست بودن نیست، تلاش برای فهمیدن است.
«پشتپرده نجوم» عنوان یک سری از لایوهای اینستاگرامی هست که در آن با چند نفر از دانشجویان و اساتید دانشگاهی، درمورد تصویر درست علم نجوم و فرآیندها و اتفاقاتی که در عمل، در جامعه علمی در جریان است، گفتوگو شده و همچنین کندوکاوی درمورد مسائل مهمی از قبیل روایتگری در علم و شبهعلم داشته است.
امروزه با پیشرفت تکنولوژی، نقش دادهها در حوزههای مختلف علم، ازجمله علم نجوم، بیشازپیش نمایان شده است. بهنظر میرسد ابزار برنامهنویسی و شبیهسازی در آیندهای نزدیک، به یکی از مهارتهای مهم و ضروری برای پژوهش در علم (نجوم) تبدیل شود؛ کما اینکه هماکنون نیز تا حدی همینگونه است. در ششمین بخش از «پشت پرده علم» با علیرضا وفایی صدر، پژوهشگر فیزیک در مقطع پسادکتری در IPM، درمورد جایگاه علم داده در نجوم امروزی گفتوگو کردهایم. ویدیو و صوت این گفتوگو ضبط شده و در ادامه این متن میتوانید آن را ببینید و بشنوید.
در علم نجوم امروزی، بهدلیل ساخت تلسکوپها و آشکارسازهای بزرگ متعدد ـ و ترکیب تلسکوپهای بزرگ با یکدیگر با استفاده از روش تداخلسنجی، برای ساخت تلسکوپهای مجازیِ حتی بزرگتر ـ و همچنین افزایش کیفیت و رزولوشن تصاویر دریافتی از آسمان، حجم دادهها بسیار افزایش پیدا کرده و کار با دادههای کلان، به مسئلهای مهم تبدیل شده است. بهعنوان مثال، برای ثبت اولین تصویر از یک سیاهچاله که سال پیش توسط تیم تلسکوپ افق رویداد منتشر شد، هشت آرایه از تلسکوپهای رادیویی، حدود یک هفته رصد انجام دادند که منجر به دریافت دادهای با حجم حدود ۲۷ پتابایت شد و کار انتقال، پاکسازی و تحلیل آن حدود ۲ سال طول کشید (برای اطلاعات بیشتر درمورد جزئیات ثبت این تصویر، این نوشته را بخوانید)!
در گفتوگویمان با علیرضا وفاییصدر، به مسائل مختلفی در زمینه نقش داده در نجوم پرداختهایم؛ از جمله اینکه: چطور میتوان دادههای کلان را سروسامان داد؟ ماشینها (کامپیوترها) چه جنس کارهایی را در زمینه نجوم میتوانند برای ما انجام دهند؟ همکاریهای بینالمللی چه نقشی در این زمینه دارند؟
بخش ششم «پشت پرده نجوم» ویدیوی گفتوگوی محمدمهدی موسوی (فیزیکپیشه) و علیرضا وفاییصدر (پژوهشگر فیزیک در مقطع پسادکتری در IPM) درمورد جایگاه علم داده در نجوم امروزی
«پشتپرده نجوم» عنوان یک سری از لایوهای اینستاگرامی هست که در آن با چند نفر از دانشجویان و اساتید دانشگاهی، درمورد تصویر درست علم نجوم و فرآیندها و اتفاقاتی که در عمل، در جامعه علمی در جریان است، گفتوگو شده و همچنین کندوکاوی درمورد مسائل مهمی از قبیل روایتگری در علم و شبهعلم داشته است.
تاریخ همیشه عبرتآموز است! به همین خاطر، در اولین قسمت از برنامهی «پشتپرده نجوم» با دکتر امیرمحمد گمینی، عضو هیئت علمی پژوهشکده تاریخ علم دانشگاه تهران، درمورد علم نجوم در بستر تاریخ گفتوگو کردیم. ویدیوی این گفتوگو ضبط شده و در ادامه این مطلب آمده است.
علم در طول تاریخ، فراز و فرودهای زیادی داشته است. این تصور که بخواهیم تاریخ علم نجوم را تنها به نظرات انقلابی از قبیل: مدل زمینمرکزی بطلمیوسی و مدل خورشیدمرکزی کپرنیکی، یا چند چهرهٔ سرشناس مانند گالیله و نیوتن تقلیل بدهیم، برداشت درستی نیست.
در این گفتوگو به سؤالات زیادی در رابطه با تصورات رایج درمورد تاریخ علم (بهویژه علم نجوم) پاسخ داده شده است؛ از جمله آنکه: آیا در تمدن اسلامی، انقلاب علمی اتفاق افتاد؟ دانشمندان مسلمان چه نگاهی به مسئله علم و دین داشتهاند؟ عوامل مؤثر در روابط انسانی و اجتماعی تا چه حد میتوانند روی پیشرفت علم تأثیرگذار باشند؟
بخش اول «پشت پرده نجوم» ویدیوی گفتوگوی محمدمهدی موسوی (فیزیکپیشه) و دکتر گمینی (عضو هیاتعلمی پژوهشکده تاریخ علم دانشگاه تهران) درمورد فراز و فرودهای تاریخی علم نجوم
معرفی کتاب
در این گفتوگو دو کتاب معرفی شدند:
«دایرههای مینایی»، نوشته دکتر امیرمحمد گمینی، که میتوانید آن را از اینجا تهیه کنید. معرفی اجمالی کتاب:
کتاب «دایرههای مینایی، نوشته امیرمحمد گمینی
کیهانشناسیِ علمی از چه زمانی پا گرفت و در یونان و تمدن اسلامی تا چه حد از روش تجربی و ریاضی استفاده میکرد و چقدر تحت تأثیر فلسفه طبیعی بود؟ منجمان تمدن اسلامی چه راهکارهایی را برای حل مشکلات علمی زمان خود پی گرفتند؟ برای پاسخ به سوالات و پرسشهایی دیگر درباره تحولات علمی و تبادل نظرهای رایج در نجوم تمدن اسلامی نیاز به پژوهشهایی مبتنی بر نسخ خطی به جامانده و آخرین دستاوردهای مورّخان دانشگاهی علم قدیم است. این کتاب نتایج این پژوهشها را در کنار پژوهشهایی جدیدتر برای متخصّصان و غیرمتخصّصان علاقهمند به رشته تاریخ علم معرفی میکند. مخاطب این کتاب افرادی هستند که به تاریخ تحولات علوم در گذشتههای دور و نزدیک دلبستهاند یا میخواهند با دستاوردهای فکری و فرهنگی تمدن اسلامی در حوزه علم هیئت آشنا شوند.
«زندگینامه علمی دانشمندان اسلامی» که توسط جمعی از پژوهشگران نوشته شده و میتوانید از اینجا آن را تهیه کنید. معرفی اجمالی این اثر دوجلدی:
«زندگینامه علمی دانشمندان اسلامی» بیان شرح احوال، آثار و آرای علمی ۱۲۶ نفر از دانشمندان اسلامی است که در ریاضیات و علوم وابسته به آن مانند نجوم، نورشناسی، موسیقی و علمالحیل و علومطبیعی مانند فیزیک، شیمی، کیمیا، طب و زیستشناسی کار کردهاند.
کتاب «زندگینامه علمی دانشمندان اسلامی»،
همچنین احوال برخی از جغرافیدانان، تاریخنویسان و بعضی از فلاسفه نیز بیشتر از باب حکمت ایشان، در این مجموعه آمده است. می توان گفت که زندگی و کار مهمترین دانشمندان اسلامی در این مجموعه بررسی شده و برخی مقالات آن از لحاظ تفصیل و عمق و وسعت دامنة تحقیق، بینظیر یا کمنظیرند.
دانشمندان اسلامی که احوالشان در این مجموعه آمده همه اسلامیاند. بیآنکه همه مسلمان باشند و همه ـ از ایرانی و عرب و مغربی و مسلمان و یهودی و مسیحی ـ در سایه درخت پربار تمدن اسلامی زیسته و کار کردهاند.
جلد اول این مجموعه، شامل مقالات حروف «الف» تا «ح» است. جلد دوم، علاوه بر بقیه مقالات، دارای یک فهرست راهنمای تفصیلی و واژهنامهای مشتمل بر معادلهای برخی واژهها و توضیح برخی از اصطلاحات علمی خواهد بود، تا خوانندگانی که از این کتاب برای تحقیق در تاریخ علوم در اسلام یا در دروس مربوط به این موضوع استفاده میکنند، از آن بهتر بهره ببرند.
کلام پایانی
در پایان، شاید اشاره به این چند جمله از کارل سِیگِن در کتاب «جهان دیوزده» خالی از لطف نباشد:
«چالش بزرگ برای مروجان علم آن است که تاریخ واقعیِ پر پیچوخم اکتشافات بزرگش و سوءتفاهمها و امتناع لجوجانهی گاهوبیگاهِ دانشمندان از تغییر مسیر را شفاف کنند. بسیاری از ـ شاید اغلب ـ درسنامههای علمی که برای دانشجویان نوشته شده، نسبت به این مسئله با بیتوجهی عمل کردهاند. ارائهی جذابِ معرفتی که عصارهی قرنها پرسشگریِ جمعیِ صبورانه درباره طبیعت بوده، بسیار راحتتر از بیان جزئیاتِ دستگاهِ درهموبرهمِ عصارهگیری است. روش علم، با همان ظاهر ملالآور و گرفتهاش، بسیار مهمتر از یافتههای علم است.»
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.
طرحی شماتیک از یک تلسکوپ نیوتنی
تلسکوپی که نیوتن آن را ساخته است
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! :))
نگاهی به کتاب «مقدمه کوتاهی بر اخترشناسی در خاورمیانه» نوشته جان ام. استیل
تصویر جلد کتاب «مقدمه کوتاهی بر اخترشناسی در خاورمیانه» اثر جان ام. استیل
چند وقت پیش، کتاب «مقدمه کوتاهی بر اخترشناسی در خاورمیانه» رو بصورت خیلی اتفاقی توی کتابفروشی پیدا کردم. اینقدر از خوندنش لذت بردم که بر آن شدم کتاب رو معرفی کنم تا شاید چند نفر دیگه هم تجربهاش کنن. نکته دلچسب این کتاب اینه که ترجمه خیلی خوب و روان و عالمانهای داره. چیزی که متأسفانه کمتر توی کتابهای ترجمه شده علمی میبینیم.
این کتاب ، مروری بر تاریخ و دستاوردهای بشر در زمینه نجوم هست؛ از زایش آن در میانرودان، تا گسترش و مدل کردن آن توسط یونانیان باستان و بعد پیشرفت و اصلاحش توسط دانشمندان تمدن اسلامی که منجر به تفکرات ساختارشکنانه در میان دانشمندان دوره نوزایی -از جمله کوپرنیک و کپلر- شد.
در ادامه مرور کوتاهی میکنیم بر مطالب این کتاب (البته که خواندن خودِ کتاب لطف دیگهای داره🙂).
اخترشناسی یکی از قدیمیترین علوم در جهان است. از هزاران سال پیش، انسان با نگاه به آسمان بالای سر و بکارگیری تخیل خود، خطوط فرضی بین ستارگان رسم کرد و شکلهایی را متصور شد که امروزه آنها را صورتهای فلکی مینامیم. تا جایی که میدانیم محل زایش علم اخترشناسی، در بابل باستان (منطقه میانرودان) بوده است. هر چند که چین نیز خیلی از آنجا عقب نبود.
اخترشناسی در بابل و تمدن میانرودان
از هزاره چهارم پیش از میلاد و اختراع خط، میتوان شواهدی از نقش آسمان و ستارگان در زندگی بابلیان باستان مشاهده کرد. مردم میانرودان بر این باور بودند که آسمان شامل ستارههای بیشمار و هفت سیاره که آنها را «بیبو» یا «گوسفند سرگردان» مینامیدند، است. این هفت سیاره عباتاند از: ماه، خورشید و پنج سیارهای که با چشم غیر مسلح میتوان در آسمان شب دید (عطارد، زهره، مریخ، مشتری و زحل).
یکی از کاربردهای اخترشناسی بیشک تهیه تقویم است. بابلیان بر اساس مشاهدات خود از هلال ماه تقویمی بنا کرده بودند که بسته به اینکه هلال ماه کی رویت شود، میتوانستند ماههای ۲۹ یا ۳۰ روزه داشته باشند. همچنین میانرودانیها مفهوم ماههای کبیسه را برای جلوگیری از قرار گرفتن ماههای مختلف سال در فصلهای متفاوت مرسوم کردند. این ماههای افزوده شده، تقریبا هر سه سال یکبار اضافه میشدند. تقویم معمولا به دو منظور به کار برده میشد: اولا چارچوب زمانی برای جمعآوری مالیاتها و معاملات تجاری بود. ثانیا برای اینکه فعالیتهای همگانی مانند جشنوارهها و به جا آوردن مراسم مذهبی در زمان مناسب انجام گیرند.
یکی دیگر از موارد مرتبط با آسمان در زمان بابلیان باستان، اختربینی و پیشگوییهای آسمانی بود. طبق دیدگاه میانرودانیها، کیهان باید با نظم و ترتیب آفریده شده باشد. البته در این میان اراده خداوندان گاهی نشانههایی را در آسمان قرار میداد تا به انسانها پیغامی برساند. بنابراین طالعبینها وظیفه تفسیر و پیشگویی این وقایع را داشتند. به عنوان مثال پدیده ماهگرفتگی یکی از بدشگونترین پدیدههایی بود که امکان داشت در آسمان اتفاق بیفتد. ماهگرفتگی میتوانست خبر از جنگ، طاعون، قحطی و حتی مرگ شاه بدهد. حتی تشریفاتی در نظر گرفته میشد با عنوان «تعویض شاه» که طی آن، شاه کسی را جانشین خود میکرد تا طالع شیطانی گریبان جانشین را بگیرد. در طی این مدت شاه زندگی عادی و بدون تشریفاتی در قصر داشت و جانشین آن که معمولا یک زندانی یا اسیر بود از بیشتر لذتهای منصب شاهانه بهرهمند میشد. اما بعد از اتمام این دوره محکوم به اعدام بود! بنابراین تلاشهایی برای پیشبینی گرفتها صورت گرفت.
تا به امروز، بیش از یک هزار قطعه از کتیبههایی به خط میخی کشف شدهاند که نشان میدهند از حدود ۷۵۰ سال پیش از میلاد، بابلیان هر شب مشاهدات خود از آسمان را ثبت میکردند. این نوشتهها که توسط کاتبان باستان شاهی ثبت میشدند با عنوان «شاگینه» به معنای «مشاهده منظم» بودند که امروزه پژوهشگران به آنها لقب «روزنوشتههای نجومی» دادهاند. این سنت بیش از ۸۰۰ سال به طور مداوم وجود داشته که در نوع خود و در طول تاریخ کمنظیر است. در این روزنوشتههای نجومی مواردی از قبیل: وضعیت ماه و رویتپذیری هلال نو، رصدهای سیارهای، وضعیت آب و هوا و گرفتهای خورشید و ماه ثبت میشدند. این رصدهای منظم آسمان موجب شد تا شیوههای متنوعی برای پیشبینی این رویدادهای نجومی ابداع شوند.
اصول تمام شیوههای بابلیها برای پیشبینی رویدادهای اخترشناسی، اصل «ارتباط دورهای» است. روابط دورهای، دو عدد را به یک پدیده وصل میکردند. مثلا تعداد سالهای بین وقوع یک پدیده و تکرار دوبارهاش در همان جای آسمان با تعداد دفعاتی که این پدیده اتفاق افتاده است، یکی از متداولترین کاربردهای روابط دورهای در اخترشناسی بابل بود. علاوه بر روابط ساده خطی برای پیشبینی پدیدهها که براساس همین اصل ساده روابط دورهای بودند، برای در نظر گرفتن حرکت اجرام آسمانی که متغیر بودند (مانند حرکت سیارهها و ماه)، از «توابع پلهای» و «توابع زیگزاگ خطی» نیز استفاده میشد.
اخترشناسی در یونان باستان
در سال ۳۳۱ پیش از میلاد، با لشکرکشی اسکندر کبیر به بابل، میانرودانیها به زیر سلطه یونانیها درآمدند. یونانیها بیشتر رویکرد فلسفی به اخترشناسی و به ویژه مباحث کیهانشناسی داشتند. دادههای رصدی بابلیان موجب شد تا یونانیان با استفاده از آن بتوانند دیدگاههای فلسفی خود را با ابزارهای هندسی خود مدلسازی کنند.
الگوی دایرههای غیر هممرکز برای خورشید. نگاره از کتاب
نقطه اوج رویکردهای فلسفی یونانیان در مورد اخترشناسی را میتوان عقاید فلسفی ارسطو دانست که توسط دانشمندان، طی قرون بعد مورد قبول عام قرار گرفته بود. ارسطو بر این باور بود که زمین، کرهای ثابت در مرکز عالم است که همه ستارگان و سیارات و ماه و خورشید به دور آن میچرخند. در منطقهای که ماه، زمین و ساکنان آن قرار دارند، همگی از ترکیب چهار عنصر اصلی ساخته شدهاند: خاک، هوا، آتش و آب. آنها به طور ذاتی در سکون هستند یا بر روی خطوط راست حرکت میکنند. آسمان و هر چیزی که در بالای ماه قرار دارند از عنصر دیگری به نام «اثیر» ساخته شدهاند که یک حرکت ذاتی دایرهای دارد. از این رو هر حرکتی در آسمانها با مسیرهای دایرهای ساخته شده است. البته شخصی به نام آریستارخوس ساموسی مدعی بود که زمین در هر روز به دور محور خود و خود نیز به دور خورشید که در مرکز عالم قرار دارد میچرخد. او مدلی بسیار شبیه به مدل کوپرنیک ارائه داد، اما با واکنشهای خصومتآمیز مواجه شد و بعدها نیز کسی برای دفاع از این نظریه اقدام نکرد و این مدل به فراموشی سپرده شد.
نظریات ارسطو در قرن دوم پیش از میلاد، توسط ابرخُس و پس از آن بطلمیوس مدلسازی شد. البته کتابی از ابرخُس بر جای نمانده است اما بطلمیوس در کتاب معروف خود «مجسطی» به مدلهای ابرخُس پرداخته است. ابزار اصلی هر دو برای مدلسازی، فرضیههای هندسی فلک تدویر (مربوط به دایرههایی که روی محیط دایره بزرگتر میگردند) و دایرههای غیر هممرکز بود. به عنوان مثال رصدهای دقیق زمان انقلابین و اعتدالین، نشان میدانند که بهار، ۹۴ و یکدوم روز طول میکشد؛ تابستان، ۹۲ و یکدوم روز؛ پاییز، ۸۸ و یکهشتم روز؛ و زمستان، ۹۰ و یکهشتم روز. بنابراین باید خورشید در بخشی از دایره تندتر و در بخشی کندتر حرکت کند که این امر برخلافِ فرض فلسفی اولیه ارسطو مبنی بر سرعت ثابت اجرام بر روی مدار دایرهای بود. این مشکل را میتوان به دو روشی که در بالا اشاره شد حل کرد؛ ۱) الگوی دایرههای غیر هممرکز: زمین را کمی از مرکز دایره دور کنیم. چهار نقطه اعتدالی و انقلابی چنان که از زمین دیده شوند در زاویهای قائمه نسبت به یکدیگر قرار دارند، اما حالا خورشید باید بر روی دایره مسیر طولانیتری بین اعتدال بهاری و انقلاب تابستانی بپیماید.
الگوی فلک تدویر برای خورشید. نگاره از کتاب
۲) الگوی فلک تدویر: در این الگو زمین دوباره به مرکز یک دایره که «فلک حامل» نامیده میشد، بازمیگردد، اما خورشید بر روی دایرهای کوچکتر که «فلک تدویر» خوانده میشود حرکت میکند که مرکز این دایره دوم بر روی دایره حامل [فلک حامل] استوار است. در الگوی خورشیدی ابرخُس، دو دایره با سرعتی یکسان اما در جهتهای مخالف میچرخند. واضح است که در واقع این دو الگو از نظر هندسی یکی هستند.
این الگوها در مورد ماه با دادههای رصدی همخوانی نداشتند. بطلمیوس اصلاحی بر نظریه ماه ابرخُس ارائه داد؛ بدین صورت که فلک ترویر ماه بر روی دایرهای حمل میشود که مرکز آن دایره خود به دور زمین و در جهت مخالف میچرخد. اما این مدل یک ایراد فاحش داشت که البته خود بطلمیوس به شکل عجیبی در موردش ساکت ماند: در مدل بطلمیوس فاصله ماه از زمین با ضریبی از مرتبه دو تغییر میکند و این به این معنی است که اندازه قرص ماه در زمانهایی میبایست دو برابر زمانهای دیگر باشد! پرواضح است که هیچگاه در آسمان چنین چیزی دیده نمیشود.
الگوی نهایی بطلمیوس برای ماه. نگاره از کتاب
همچنین بطلمیوس دریافت که حرکت متغیر سیارات را نمیتوان با الگوی ساده فلک تدویر یا دایره غیر هممرکز توصیف کرد. وی برای حل این مسئله دو الگو را با هم ترکیب کرد که در آن یک سیاره در فلک تدویر روی یک فلک حامل که نسبت به مرکزیت زمین هم غیر هممرکز است، حرکت میکند. علاوه بر اینها، ابزار ریاضی جدیدی را به این مدل اضافه کرد که بعدها به «فلک معدل المسیر» معروف شد. معدل المسیر نقطهای است که خارج از مرکز دایرهای قرار گرفته است که گرداگرد آن دایره یک نقطه با سرعت زاویهای ثابت حرکت میکند. بطلمیوس نقطه معدل المسیر خود را در مقابل زمین نسبت به مرکز دایره قرار داد. این امر باعث میشود یکی از اصول فلسفی ارسطو یعنی حرکت دایرهای یکنواخت نادیده گرفته شده و در واقع بین منطق فیزیکی و فلسفی اخترشناسیاش، جدایی آشکاری ایجاد شود.
مدل فلک معدل المسیر یطلمیوس برای یک سیاره خارجی. نگاره از کتاب
کتاب مجسطی بطلمیوس نقطه اوج اخترشناسی یونانی بود. بعد از آن ظرف چند قرن تمدن یونانی، رو به افول رفت و به فراموشی سپرده شد. اما بعدها آثار به جای مانده از یونانیان باستان به دست دانشمندان اسلامی رسید و فصل جدیدی در علم اخترشناسی رقم خورد.
اخترشناسی در جوامع اسلامی
ظهور اسلام کمک شایانی به عمومیسازی اخترشناسی در بین جامعه اسلامی کرد. اخترشناسی از سه جهت حائز اهمیت بود: ۱)رصد هلالهای نو، برای تعیین اول ماههای قمری، به خصوص هلال ماه رمضان و شوال. ۲) تعیین ساعت پنج نوبت نمازهای روزانه ۳) تعیین جهت قبله (کعبه) برای مکانهای مختلف. اهمیت این موضوعهای مرتبط با اخترشناسی موجب توسعه آن و ابداع روشهای جدید شد.
اگرچه رصد پدیدههای آسمانی از نظر مناسک مذهبی اهمیت داشت، اما این تنها دلیل تمایل دانشمندان اسلامی به رصد آسمان نبود. آنها سعی داشتند تا با ثبت موقعیت دقیق ماه، خورشید و سیارهها مدل بطلمیوسی را مورد آزمایش قرار داده و بهبود بخشند. علاوه بر اینها تلاشهایی برای اندازهگیری دقیق موقعیت ستارگان نیز صورت پذیرفت. از جمله آنها میتوان به کتاب «صور الکواکب الثابته» اثر صوفی در قرن دهم میلادی (چهارم هجری) اشاره کرد. وی نخستین کسی بود که تلاش کرد فهرست بطلمیوس را با اندازهگیری موقعیت و قدر برخی از ستارهها بهروز کند. علاوه بر این، در قرن پانزدهم میلادی (نهم هجری)، چند تن از جمله الغبیگ و غیاث الدین جمشید کاشانی تلاش کردند تا فهرست جدیدی شامل ۱۰۱۸ ستاره را تهیه کنند.
صفحهای از کتاب صوفی که صورتهای فلکی را شرح میدهد. نگاره از کتاب
یکی از ویژگیهای بارز اخترشناسی در دوره اسلامی، ساخت ابزارهای نجومی بوده است. صدها ابزار نجومی متعلق به دنیای اسلام حفظ شده که از جمله آنها میتوان به کرههای آسمان، ساعتهای آفتابی و ربع جداری اشاره کرد. اما بدون شک، پادشاه ابزارهای نجومی اسلامی، اسطرلاب بود. اسطرلاب در واقع عملکردی شبیه به یک کامپیوتر مکانیکی دارد که امکان تعیین زمان از روی موقعیت یک جرم آسمانی یا برعکس را فراهم میکند. علاوه بر این از اسطرلاب میتوان به عنوان ساعت، قطبنما و ابزار محاسبه نیز استفاده کرد.
از جمله دیگر کارهای ارزشمندی که دانشمندان اسلامی در زمینه اخترشناسی انجام دادند، ساخت رصدخانههای نجومی بود که معمولا علاوه بر وظیفه رصد آسمان، به عنوان مکانی برای آموزش اخترشناسی نیز بودند. از جمله رصدخانههای معروف میتوان به «بیتالحکمه» اشاره کرد که توسط هارونالرشید و مأمون عباسی در قرن نهم میلادی(دوم و سوم هجری قمری) ساخته شد تا از اخترشناسی حمایت شود.در قرنهای بعدی رصدخانههای دیگری نیز ساخته شدند که بدون تردید مهمترین و بزرگترین آنها رصدخانه مراغه بود که توسط نصیرالدین طوسی در زمان هلاکو در قرن سیزدهم میلادی (هفتم هجری قمری) در شمال ایران ساخته شد.
در قرن هشتم و نهم میلادی (دوم و سوم هجری قمری)، متون نجومی یونانی بین اخترشناسان مسلمان راه یافتند. کتاب مجسطی بطلمیوس پایهای شد برای مطالعات نظری بعدی. دانشمندان اسلامی سعی کردند تا با انجام رصدهای تازه به تصحیح پارامترهای بطلمیوس بپردازند یا با ایجاد روشهای نوین هندسی بخشی از آن را اصلاح کنند. برای نخستین بار در قرن یازدهم میلادی (پنجم هجری قمری) بود که اصول بنیادی نظریههای اخترشناسی بطلمیوس به صورت جدی توسط ابن هیثم زیر سوال رفت. جدیترین نقد او به نظریه سیارهای بطلمیوس و به طور مشخص فلک معدل المسیر مربوط میشد. طبق نظریه بطلمیوس تمام دایرهها باید کرههایی جامد تفسیر شوند؛ حال آنکه تغییر سرعت در قسمتهای مختلف وقتی از مرکز کره دیده شوند از نظر فیزیکی توجیهی ندارد. علاوه بر این همانطور که قبلا ذکر شد، مدل بطلمیوس برای ماه افزایش دو برابری اندازه ماه در آسمان را پیشبینی میکرد که خلاف واقع است.
جفت طوسی. نگاره از کتاب
در قرن سیزدهم میلادی (هفتم هجری قمری)، نصیر الدین طوسی توانست ابزاری ریاضی را ابداع کند که بوسیله آن هر دو مشکل رفع شود. این ابزار ریاضی که امروزه به «جفت طوسی» معروف است، از دو دایره یا دو کره تشکیل شده که اندازه یکی از آنها نصف دیگر بوده و درون یک دایره بزرگتر میچرخد. اگر دایره داخلی در جهت مخالف اما با دو برابر سرعت دایره بزرگتر بچرخد، در این صورت نقطهای در دایره داخلی میتواند یک خط مستقیم ترسیم کند. بنابراین در جهانبینی ارسطوییان که همه چیز در آسمانها باید بهوسیله حرکتهای یمنواخت دایرهای شرح داده شود، طوسی موفق شد سازوکاری برای ایجاد حرکت خطی ابداع کند که از نظر فلسفی درست باشد.
از دیگر کارهایی که بهنوعی نقطه عطفی در اخترشناسی بود و بعدها پایهای شد برای پیشرفتهای دوران نوزایی در اروپا، ابداعات ابن شاطر بود. ابن شاطر با بهرهگیری از رصدهای دقیقی که قبلا انجام شده بود توانست تغییرهایی را در نظریههای پیشین اعمال کند. اصل ابداعات وی بر روی الگوهای اخترشناسی، جایگزین کردن دایرههای غیر هممرکز با فلکهای تدویر و جایگزین کردن فلک معدل المسیر با فلکهای تدویری باز هم بیشتر بود. برای مثال، مدل او برای سیارههای خارجی، فلک تدویری بر روی یک فلک تدویر دیگر بر روی یک فلک تدویر دیگر بر روی یک فلک حامل است. به رغم ظاهر پیچیده، اما نتیجه پایانی بسیار زیبا و دقیق است.
مدل ابن شاطر برای یک سیاره خارجی
دستاوردها و میراث اخترشناسان اسلامی احتمالا از راه اسپانیا و بیزانس به دست دانشمندان دوران نوزایی در اروپا رسید. کوپرنیک از نجوم اسلامی بهره بیشتری برد. او به دفعات از جفت طوسی استفاده کرده است. همچنین الگوهای سیارهای و ماهِ او از نظر ریاضی، همان ریاضیای است که ابن شاطر استفاده کرده است (به جز یک جابجایی از جهانی زمین-مرکز به جهانی به مرکزیت خورشید). هر چند کوپرنیک اشارهای به طوسی یا این شاطر در کارهای خود نکرده است اما احتمالا این امر به دلیل ناشناخته بودن هویت آن دو برای وی بوده است.
سخن پایانی
این پست رو با یک پاراگراف از قسمت پایانی کتاب تموم میکنم:
«تاریخ اخترشناسی فراتر از گزارش رصدها و محاسبهها، ابداعات و افراد است. این تاریخ، داستان انتقال دانش اخترشناسی از نسلی به نسل بعد و از یک فرهنگ به فرهنگی دیگر را هم دربردارد. اخترشناسی در خاورمیانه، نخستین بار در میانرودان باستان توسعه یافت، به هند و یونان رفت، بعد به سرزمینهای عربی و سرانجام در اواخر سدههای میانه به اروپا رسید. هر فرهنگ بر میراث فرهنگهای گذشته چیزی اضافه کرد، عنصرهایی را از دانش پیشینیانش گرفت و آنها را با اخترشناسی خود تلفیق کرد، که گاه باید خود را با آن سازگار میکرد، چیزهایی را تصحیح میکرد (گاهی به اشتباه) از نو مینوشت و درنهایت به چیزی جدید و ممتاز تبدیلشان میکرد.»
«مقدمه کوتاهی بر اخترشناسی در خاورمیانه» نوشته جان ام. استیل
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 🙂
توی این پست میخوام مقداری درمورد مفهوم «انتقال به سرخ» و انواعش توضیح بدم. انتقال به سرخ یا «Redshift» مفهومیه که به کمک اون تونستیم دریچهای از کهکشان راه شیری خودمون به باغ وحشی از کهکشانها و ساختارهای بزرگ مقیاس کیهانی باز کنیم. به کمک این پدیده، از حدود صد سال پیش، متوجه شدیم که کیهان، فقط محدود به کهکشان راه شیری نیست و بیش از پیش بهاصل کوپرنیکی معتقد شدیم.
حتما دقت کردید وقتی یه ماشین یا موتوری با سرعت از جلوتون رد میشه، صداش تغییر میکنه؛ همینطور که نزدیکتر میشه صداش زیرتر و وقتی عبور میکنه و دور میشه صداش کمی بمتر میشه. کمی اگر دقیقتر صحبت کنیم این اتفاق، به ترتیب، به معنی طول موجهای کوتاهتر و بلندتر هست. به این پدیده،اثر داپلر میگن. خب حالا چرا این اتفاق میفته؟(دقت کنید که راننده اتومبیل تغییری توی صدا احساس نمیکنه!) احتمالا این وسط یا اتفاقی برای صوتی که به ما میرسه میفته یا اینکه برای خود ما! خداروشکر مشکل از ما و سیستم شنواییمون نیست که بگیم دچار کجشنوایی شدیم! داستان به اینجا برمیگرده که منبع تولید موج صوتی نسبت به ما در حال حرکت هست؛ بنابراین همینطور که اتومبیل از ما دورتر میشه، هر قله(دره) متوالی، از جایی دورتر از ما، نسبت به موج قبلی منتشر میشه و یه خرده زمان بیشتری میبره تا به ما برسه. با فرض اینکهسرعت موج صوتی ثابت هست، پس فاصله بین قلهها (درهها) هم باید بیشتر باشه؛ یعنی طول موج بیشتر میشه (معادل فرکانس کمتر). وقتی که منبع صوت درحال نزدیک شدن هست، دقیقا عکس این اتفاق میفته و طول موج برای «ما» که ناظر هستیم تغییر میکنه و کوتاهتر میشه.
توجه کنید که اینجا مسأله، انتخابچارچوب مرجع هست. یعنی اگه ما که وایستادیم هم مثلا درحال شیپور زدن باشیم(به دلایلی نامعلوم! ؛)) اتومبیل در حال عبور، همین تغییر در فرکانس رو حس میکنه. بنابراین اثر داپلر بهدلیل حرکت نسبی بین منبع صوت و ناظر اتفاق میفته.
اثر داپلر
در ۱۸۴۲ میلادی، جناب آقایداپلر برای اولین بار این توجیه فیزیکی رو برای این پدیده ارائه داد و ادعا کرد که این پدیده برای هر نوع موجی درسته و مشخصا پیشنهاد داد که رنگهای مختلف ستارهها، بهخاطر حرکتی هستش که نسبت به ما دارن (البته خیلی زود معلوم شد کهرنگ ستارهها، فقط به دمای سطحی اونها بستگی داره و نه حرکتشون نسبت به زمین). شش سال بعد، جنابفیزو به این نکته اشاره کرد که جابهجایی که در خطوط طیفی ستارهها مشاهده میشه، بهدلیل اثر داپلر هست. به همین خاطر بعضی مواقع به این اثر، «اثر داپلر-فیزو» هم میگن. برای اینکه بحث رو ادامه بدیم، اجازه بدید اول توی یه قسمت پرانتزطوری، مختصرا درمورد طیفها صحبت کنیم تا موضوع روشن بشه.
منظور از طیف یه ستاره چیه؟
چگونگی شکلگیری انواع طیفها (طیف پیوسته، جذبی و گسیلی)
اگه یه منشور رو جلوی نور خورشید بگیرید، رنگین کمانی در طول موجهای مرئی تشکیل میشه که بهشطیف پیوسته میگن. حالا فرض کنید که گاز سردی از ماده خاصی رو بر سر راه این نور قرار بدید. وقتی نور به اتمهای گاز سرد برخورد میکنه، توی بعضی از طول موجهای خاص که تابعی از اختلاف انرژی بین ترازهای الکترونهای برانگیخته شده هست، جذب میشه. بنابراین توی طیف جدید، چند خط تیره در طول موجهای مختلف وجود داره. به این طیف، «طیف جذبی» میگن. اینبار فرض کنید که این گاز رو داغش بکنیم. دقیقا توی طول موجهایی که توی حالت قبل جذب اتفاق افتاده بود، اینبار گسیل نور داریم؛ توی این حالت، وقتی الکترونهای برانگیخته از ترازهای انرژی بالاتر به ترازهای انرژی پایینتر گذار میکنن، نوری گسیل میشه که طول موجش، متناسب با اختلاف انرژی تراز ابتدایی و انتهایی هست. این بار طیف، فقط شامل چند خط روشن در طول موجهای مختلف هست و بهش «طیف گسیلی» میگن. نکتهای که وجود داره اینه که عناصر مختلف دقیقا توی طول موجهای مشخصی جذب یا گسیل دارن. بهعبارت دیگه هر عنصر، طیف منحصر به فرد خودش رو داره. بنابراین با دیدن طیف یه ستاره، میشه فهمید که چه عناصری در جوّش وجود دارن.
همونطور که اشاره شد، طیف عناصر مختلف دارای خطوط طیفی در طول موجهای مشخصی هستن. وقتی که ستارهای نسبت به ما در حال حرکت باشه، خطوط طیفی که مربوط به عناصر مختلف شناخته شده هست کمی جابجا میشن؛ اگه ستاره در حال دور شدن از ما باشه، خطوط طیفی به سمت طول موجهای بلندتر (انتقال به سرخ) و اگه در حال نزدیک شدن باشه، به سمت طول موجهای کوتاهتر جابجا میشن(انتقال به آبی).
جدول تناوبی طیفها
انواع انتقال به سرخ
ما سه نوع انتقال به سرخ برای نور داریم:داپلر نسبیتی، کیهانی وگرانشی. اساس همهشون همون انتخاب چارچوب مرجع و تأخیر (تسریع) زمانی بین قلههای متوالی موج هست که منجر به انتقال به سرخ(آبی) خطوط طیفی میشه. اما منشأ اون میتونه علتهای مختلفی داشته باشه.
داپلر نسبیتی
تا اینجا توضیحاتی که در مورد انتقال به سرخ دادیم مربوط به این نوع هست. یعنی سرعت نسبی منبع نور و ناظر باعث این اثر میشه. هر چی این سرعت نسبت به ناظر بیشتر باشه، مقدار انتقال به سرخ و جابجایی در طیف بیشتره. از روی مقدار جابهجایی خطوط طیفی میشه سرعت منبع نور رو بدست آورد.وستو اسلیفر در ۱۹۱۲ میلادی، سرعت چندتا از سحابیها رو با این روش اندازه گرفت و دید که سرعتشون خیلی بیشتر از اجرام معمولی دیگه هستش که قبلا رصد کرده بودن. هرچند تا اون زمان، فرضیاتی مطرح شده بودن که احتمالا کهکشانهای دیگه ای بیرون از کهکشان راه شیری وجود دارن، اما شاهدی برای این موضوع وجود نداشت. چند سال بعدادوین هابل، فاصله این سحابیها رو اندازه گرفت و متوجه شد که اینها در واقع کهکشانهایی بیرون از کهکشان راه شیری هستن. (الآن میدونیم که حدود ۱۰۰ میلیارد کهکشان دیگه توی کیهانمون وجود داره، تقریبا اندازه تعداد ستارههای داخل کهکشان خودمون!) بنابراین این اثر، ابزار قدرتمندی رو در اختیارمون قرار میده که ما باهاش میتونیم سرعت اجرام سماوی رو اندازه بگیریم.
انتقال به سرخ کیهانی
انبساط عالم باعث دورشدن کهکشانها از همدیگه و درنتیجه انتقال بهسرخ در مقیاسهای مکانی بزرگ میشن
سال ۱۹۲۹، هابل نمودار سرعت بر حسب فاصله رو برای تعدادی از کهکشانها رسم کرد و نتیجه گرفت که هرچقدر اونا دورتر هستن با سرعت بیشتری درحال دور شدن از ما هستن (قانون هابل) و این یعنی جهان در حال انبساطه. این کشف، تأییدی بود برای حلی که چند سال قبلتر، از معادلات میدان انیشتین بهدست اومده بود که الآن معروف بهمعادلات فریدمان هست. پس بنابراین چون جهان درحال انبساطه یا به بیان بهتر، فضا-زمان داره منبسط میشه، کهکشانها نسبت به ما در حال حرکتند و چون همهشون دارن از ما دور میشن بنابراین در خطوط طیفیشون انتقال به سرخ مشاهده میشه. منشأ این انتقال به سرخ انبساط کیهانه. بههمینخاطر به اون انتقال به سرخ کیهانی گفته میشه.
اما از کجا تشخیص بدیم که جابجایی طیفی بهخاطر انبساط کیهان هست یاحرکت مشخصه خود منبع نور؟ خب نکتهای که وجود داره اینه که انبساط کیهانی رو توی فواصل نزدیک نمیشه دید. عملا انتقال به سرخ از حدود فاصله چندین هزار سال نوری به بعد قابل ملاحظه هست. برای ستارهای که داخل کهکشانی با این فاصله قرار داره، قسمتی از انتقال به سرخش مربوط به حرکت موضعی خودش هست (اثر داپلر نسبیتی) و قسمتیش هم مربوط به انبساط فضا-زمان (انتقال به سرخ کیهانی). اما از اونجایی که سازوکار این دو تا با هم متفاوت هست، میشه انتقال به سرخ کیهانی رو از مدل کیهانشناسی که درنظر گرفتیم بدست بیاریم و از قسمت مربوط به حرکت مشخصه ستاره تفکیک کنیم.
از اونجایی که کیهانشناسها با فواصل خیلی زیاد سروکار دارن، کهکشانها رو عملا یک نقطه در نظر میگیرن (بدون اعتنا به اتفاقاتی که داخل کهکشانها داره میفته و ستارهها و سیارات و احتمالا موجوداتی که دارن اونجا زندگی میکنن!) و بهجای استفاده از واحدهایی مثل سال نوری یاپارسک برای گفتن فاصلهها، معمولا از انتقال به سرخ(رِد شیفت) استفاده میکنن. انتقال به سرخهای بزرگتر، یعنی فواصل دورتر از نظر مکانی و هم از نظر زمانی! چون نور اجرام دورتر، بیشتر طول میکشه تا به ما برسه. پس هر چی فواصل دورتری رو توی عالم رصد بکنیم، درواقع داریم خاطرات قدیمیتری از عالم رو مرور میکنیم؛ قدیمیترین تصویر عالم، مربوط بهتابش زمینه کیهانی، با رِدشیفت ۱۰۸۹ هست.
انتقال به سرخ گرانشی
گرانش میتونه باعث تأخیر زمانی و درنتیجه اثر انتقال به سرخ گرانشی بشه
طبق نظریه نسبیت عام انیشتین، ماده یا انرژی میتونه فضا-زمان اطرافش رو خمیده کنه و از این طریق گرانش کنه. نوری که از داخل یه چاه پتانسیل گرانشی، مثلا از سطح یه ستاره، بهسمت بیرون در حال حرکته، با تأخیر زمانی همراهه. درنتیجه توی طیفش انتقال به سرخ دیده میشه. هرچقدر گرانش اون جسم بیشتر باشه، این انتقال بیشتر هست. مثلا در اطراف ستارههای نوترونی و سیاهچالهها که بسیار پرجرم هستن، این اثر رو میشه دید.
خلاصه اینکه انتقال به سرخ مفهوم بسیار مهم و کاربردی برای فهم ما از عالم پیرامونمون هست. راستی انتقال به سرخ یه کاربرد دیگهای هم داره. از اون تویدوربینای کنترل سرعت هم استفاده میشه که احتمالا خاطرات خوبی باهاش دارید! :)) جا داره این پست رو با یادی از همه گذشتگان راه علم به پایان ببریم. روحشان شاد!