نظریه نسبت عام چیست؟

نسبیت عام، شیوه ادراک آلبرت اینشتاین فیزیکدان از نحوه تاثیر گرانش بر بافت فضا-زمان است.

شبیه سازی اعوجاج فضا -زمان در اثر برخورد دو سیاهچاله

این نظریه که در سال 1915 توسط اینشتاین منتشر شد، بسطی بود بر نظریه نسبیت خاص او که ده سال پیش از آن منتشر شده بود. بنا بر نظریه نسبیت خاص، فضا و زمان بطرزی ناگشودنی در هم تنیده اند اما این نظریه شامل توضیحی برای پدیده گرانش نمی شد. اینشتاین ده سال وقت صرف تبیین این واقعیت کرد که اجرام بویژه جسیم چگونه بفت فضا-زمان را در هم می پیچند، اعوجاجی که به صورت گرانش خود را نشان می دهد.

برای درک نسبیت عام ابتدا باید با گرانش شروع کنیم، نیروی جاذبه ای که دو جسم برهم وارد می کنند. سرایزاک نیوتون گرانش را در همان متنی تشریح کرده بود که سه قانون حرکت خود را ارائه کرد: پرنسیپیا یا کتاب اصول که از مهمترین آثار کلاسیک علمی جهان محسوب می شود.

نیروی گرانشی که دو جسم را به هم می کشد به میزان جرم و فاصله میان آنها بستگی دارد. در حالی که زمین شما را به سمت خود کشیده و به محکمی بر روی سطح خود نگاه می دارد، مرکز جرم شما نیز با نیرویی یکسان زمن را بسوی خود می کشد. اما زمین بسیار جسیم تر نیروی کشش شما را بندرت حس می کند. قانون نیوتن چنین فرض می کند که گرانش یک نیروی ذاتی جسم است که در طول یک فاصله عمل می کند.

آلبرت اینشتاین در نظریه نسبیت خاص خود چنین تبیین کرد که قوانین فیزیک برای تمام ناظرین بدون شتاب یکسان عمل می کنند و نشان داد که سرعت نور درون خلاء ثابت بوده و به سرعت حرکت یک ناظر بستگی ندارد.

در نتیجه او چنین نتیجه گرفت که فضا و زمان در محیط یگانه پیوسته ای به نام فضا-زمان در هم تنیده شده اند و رویدادهایی که برای ناظری همزمان روی می دهند ممکن است برای ناظر دیگر در زمانهای متفاوتی رخ دهند.

اینشتاین با کار بر روی معادلات نظریه نسبیت عام به این واقعیت دست یافت که اشیای جسیم موجب اعوجاجی در فضا-زمان می شوند. تصور کنید که جسم بزرگی را در مرکز یک ترامپولین (تشک فنری بازی کودکان) قرار داده اید. جسم درون بافت تشک فرو رفته و منجر به گود شدن آن می شود. اگر تلاش کنید مهره ای را پیرامون لبه تشک به حرکت در آورید، مهره بسوی محل قرار گرفتن جسم در مسیری مارپیچی حرکت خواهد کرد، همانگونه که گرانش سیارات صخره های موجود در فضا را به سمت خود می کشد.

خمش فضا -زمان پیرامون زمین و ماه

از زمانی که اینشتاین نظریه خود را منتشر کرده است، دانشمندان پدیده های بیشماری را مطالعه کرده اند که تاییدی بر پیش بینی های نظریه نسبیت بوده است.

پدیده لنز گرانشی

نور پیرامون یک شیء جسیم مانند سیاهچاله خم شده و موجب می شود آن شیء بصورت یک لنز برای اشیای پشت سر خود عمل کند. ستاره شناسان از این روش بطور روتین برای مطالعه ستارگان و کهکشانهایی استفاده کرده اند که پشت سر اجرام جسیم قرار دارند.

مثالی عالی از پدیده لنز گرانشی، صلیب اینشتاین است، یک کوآزار که در صورت فلکی پگاسوس قرار دارد. این کوآزار اکنون طوری دیده می شود که در 11 میلیارد سال قبل بود، کهکشانی که جلوی کوآزار قرار دارد ده بار به زمین نزدیکتر است. از آنجایی که این دو جسم عظیم به خوبی در یک راستا قرار دارند، چهار تصویر از کوآزار پیرامون کهکشان دیده می شود زیرا گرانش قدرتمند کهکشان نور آمده از سوی کوآزار را خم می کند.

در مواردی مانند صلیب اینشتاین، تصاویر متفاوت اشیای تولید شده توسط لنز گرانشی بطور همزمان دیده می شوند. دانشمندان نمونه های دیگری از پدیده لنز گرانشی را مشاهده کرده اند که نور سیر کرده در اطراف لنز مسیرهای متفاوتی با طول متفاوت را طی می کند و تصاویر مختلف در زمانهای متفاوتی به ناظر زمینی می رسند، مانند مورد بسیار جالب یک ابرنوستاره.

 

پدیده شگرف صلیب اینشتاین

مدار سیاره تیر در طول زمان به علت انحنای فضا زمان پیرامون خورشید، به شیوه ای بسیار تدریجی تغییر می‌کند. به عنوان نزدیکترین سیاره به خورشید، تیر در نزدیکترین نقطه خود به خورشید (نقطه حضیض که perihelion نیز نامیده می شود) مسیری اندکی متفاوت در طول زمان طی می کند. تحت پیش بینی‌های قانون نیوتن، نیروهای گرانشی در دستگاه خورشیدی باید باعث تغییر در مدار تیر به اندازه 5600 ثانیه قوسی در هر قرن شوند. لیکن یک انحراف 43 ثانیه اس در هر قرن مشاهده می شود که تنها با نظریه نسبیت عام اینشتاین قابل پیش بینی است. با استفاده از نظریه انحنای فضا-زمان اینشتاین، تغییر مداری تیر در نقطه حضیض خود باید از مقدار پیش بینی شده توسط نیوتن اندکی بیشتر باشد، زیرا سیارات دور خورشید در یک مدار ایستای بیضوی دوران نمی کنند. در چند میلیارد سال آینده این انحراف مداری باعث خواهد شد درونی ترین سیارات دستگاه خورشیدی با خورشید یا سایر سیارات برخورد کنند.

چرخش یک جسم سنگین مانند سیاره زمین باعث پیچش و اعوجاج فضا-زمان پیرامون آن می شود. در 2004 ناسا پراب گرانشی GP-B را به فضا پرتاب کرد. ژایروسکوپهای محورهای ماهواره به دقت کالیره شده بودند و در طول زمان به مقدار بسیار اندکی دچار رانش می شدند. این یافته ها با نظریه اینشتاین کاملا تطابق داشت. برای توضیح ایم موضوع تصور کنید زمین داخل عسل شناور است. با چرخش سیاره، عسل پیرامون آن دچا جریانهای گرابی می شود و همین اتفاق در مورد فضا – زمان روی می دهد. ماهواره مزبور دوتا از بنیادی ترین پیش بینی های عالم اینشتاینی را تایید کرد که در گستره فضای بیکران تاثیرات بسیار بزرگتری دارند.

انتقال قرمز گرانشی

تشعشع الکترومغناطیسی یک شیء داخل یک میدان گرانشی اندکی کشیده می شود. امواج صوتی را که از یک بوق نصب شده روی خودوری اورژانس نصب شده متصور شوید. وقتی خودرو بسوی یک ناظر حرکت می کند، امواج صوتی فشرده یم شوند اما با دور شدن خودرو این امواج کشیده می گردند. این امر باعث انتقال طیف امواج بسوی فرکانس بالاتر یا انتهای قرمز می شود. این اثر که به نام اثر داپل موسوم استدر مورد امواج نوری با تمام فرکانس ها نیز روی می دهد.

در دهه 1960 رابرت پاوند و گلن ربکا اشعه های گاما را ابتدا بسوی پایین و سپس بالای یک برج در دانشگاه هاوارد شلیک کردند. طبق یافته های آنان فرکانس این امواج بر اثر اعوجاجات ناشی از گرانش کمی تغییر یافت.

امواج گرانشی

اینشتاین پیش بینی کرد که رویدادهای آشوبناک مانند برخورد دو سیاهچاله، ارتعاشاتی در فضا-زمان به نام امواج گرانشی تولید می کنند و در 2016 رصدخانه امواج گرانشی تداخل سنجی لیزری (LIGO) اعلام داشت که چنین سیگنالی را برای اولین بار آشکارسازی کرده است. این رصدخانه که تسهیلاتی دوگانه در لوئیزیانا و واشنگتن دارد اخیرا در فرایند کالیبره شدن است تا نتایج بهتری از آن حاصل شود.

از آن زمان تاکنون دانشمندان در LIGO و Virgo در 50 مورد امواج گرانشی را آشکارسازی کرده اند که ناشی از برخورد اجرام بسیار جسیم در فضا بوده است.

مشاهده ستارگان نوترونی

در 2021 پژوهشی که در نشریه Physical Review X منتشر شد بسیاری از پیش بینی های اینشتاین را با مشاهده یک سیستم پولسار دوتایی (ستارگانی که بطور مرتب پالس ارسال می کنند) که حدود 2400 سال نوری از زمین داشت به چالش گرفت. هرکدام از هفت پیش بینی نظریه نسبیت عام اینشتاین توسط یافته های این مطالعه تایید شد. پولسارها نوعی ستاره نوترونی هستند که پرتوهای تشعشع الکترومغناطیسی از دو قطب خود صادر کرده و پالس های منظم صادر می کنند.

تصویرسازی هنرمند از یک ستاره نوترونی

پولسارها بسیار سریع – حدود 44 بار در ثانیه – به دور خود می گردند و 30 درصد سنگین تر از خورشید هستند در حالی که قطر آنها تنها حدود 24 کیلومتر است! بنابراین بسیار چگال هستند. در نتیجه کشش گرانشی آنها بسیار نیرومند است و برای مثال در سطح یک ستاره نوترونی کشش گرانشی یک میلیارد بار قوی تر از سطح زمین است. این امر ستارگان نوترونی را اجسامی ایده آل برای آزمون نظریات اینشتاین در مورد خمش نور توسط انحنای فضا-زمان می نماید. دانشمندان توانسته اند خمش نور به میزان 0.04 درجه توسط کشش گرانشی یک ستاره نوترونی را بدقت اندازه گیری کنند، مشاهده ای که برای نخستین بار در تاریخ علم صورت گرفته است.

منبع: Live Science

هر آنچه باید درباره ابرنوستاره ها بدانید

 

ابرنوستاره کپلر - منبع بریتانیکا

گاهی اوقات طبیعت انفجارهای خیره‌کننده‌ای به نمایش می‌گذارد، ما نیرومندترین این انفجارها را یک ابرنوستاره (supernova) می‌نامیم.

این نام توسط دو ستاره شناس، والتر باده و فریتز زوئیکی در 1933 ابداع شد تا توصیفی برای باقیمانده ستاره‌های نوترونی باشد. پیش از آن ستاره شناسان اجرام کهنه منفجر شونده در فضا را نوا (nova) می نامیدند که نام لاتینی برای "نو" بود.  اما وقتی ستاره شناسان انفجارهایی به مراتب نیرومندتر یافتند از عنوان ابرنوستاره استفاده کردند.

غولهایی که بیدار می شوند

دو رده اصلی انفجار ابرنوستاره ای با سازوکارهای کاملا متفاوت وجود دارند. اولین رده به نام "نوع 2" یا "هسته رمبنده" نامگذاری شده است و زمانی اتفاق می افتد که ستارگانی غول آسا به انتهای چرخه عمر خود می رسند.

هر ستاره منفرد در گیتی، عناصری را در هسته خود همجوشی می کند. این امر در مورد ستارگان کوچک که به زحمت یک دهم اندازه خورشید ما هستند تا غولهایی با جرم 100 برابر خورشید صدق می کند. تمامی ستاره ها بیشتر عمر خود را به همجوشی هیدروژن و تبدیل آن به هلیوم سپری می کنند.

هیدروژن فراوانترین عصر در کائنات است و همجوشی اتمهای هیدروژن و تبدیل آن به هلیوم بیشترین میزان انرژی در بین واکنشهای هسته ای را ایجاد می کند. اتمهای هلیوم ایجاد شده جرمی کمتر از اتمهای هیدروژن اولیه دارند و این تفاوت همان میزان جرم ناپدید شده است که تماما به انرژی تبدیل می شود. طبق قانون معروف E=mc² اینشتاین با تبدیل یک گرم ماده به انرژی، 90 هزار میلیارد ژول انرژی آزاد می شود که معادل انرژی حاصل از انفجار همزمان 21000 تن ماده منفجره تی ان تی است!

ستارگانی که جرم آنها کسری از جرم خورشید است، ذخیره هیدروژن خود را بسیار آهسته مصرف می کنند زیرا دما و فشار در مرکز آنها به علت کشش گرانشی کم، پایین است. این ستارگان می توانند تریلیونها سال عمر کنند. لیکن ستارگانی مانند خورشید ما حدود 10 میلیارد سال دوام می آورند و پس از ان به انتهای چرخه عمر خود رسیده و به غول قرمز تبدیل می شوند. اما بزرگترین ستار ها به واسطه جرم و کشش گرانشی عظیمی که هسته آنها را تا فشارهای غیرقابل باور در هم می فشرد، تنها در عرض چند میلیون سال ذخیره هیدروژن هسته خود را به انتها می رسانند.

زمانی که یک ستاره عظیم هیدروژن خود را تمام می کند، شروع به همجوشی هلیوم می کند. و پس از آن هلیوم را به کربن و اکسیژن تبذیل خواهد کرد. پس از آن نیز سیلیکون و منیزیوم تولید کرده و در نهایت هسته متراکمی از نیکل و آهن خواهد داشت. اینجا است که وقایع بعدی از کنترل خارج می شوند.

پایانی فاجعه بار

یک ستاره غول آسا درست پیش از لحظه مرگ خود یک موجود متورم و نامتناسب است. معمولا بیرونی ترین لایه های اتمسفر آن بطور کامل از ستاره جدا شده اند. رون ستاره مانند یک پیاز لایه لایه آشوبناک است که هسته ای آهنی داشته و لایه هایی سبک و سبکتر آن را احاطه می کنند.

با مسن تر شدن ستاره، عناصر سنگین و سنگین تری در هسته آن همجوشی حاصل می کنند و انرژی حاصل از همجوشی کمتر و کنتر می شود. لیکن ستاره تحت جرم عظیم خود متراکم تر می شود و سرعت همجوشی مرتبا افزایش می یابد. یک ستاره غول آسا میلیونها سال را صرف تبدیل هیدروژن به هلیوم م یکند و کمتر از یک میلیون سال نیز هلیوم را همجوشی می کند. تنها برای 1000 سال می تواند کربن را همجوشی کند. تولید آهن در هسته آن آخرین مرحله پیش از تبدیل شدن به یک ابرنوستاره است و تنها 15 دقیقه به طول می انجامد. تمام ستاره های غول آسا از هشت تا 200 برابر جرم خورشید، همین فرایند را طی می کنند.

مشکل آهن این است که همجوشی آن به عناصر سنگین تر هیچ انرژی اضافی تولید نمی کند. در عوض، این فرایند جاذب انرژی است زیرا اتمهای سنگین تر از آهن به سفتی به هم نمی چسبند. ستاره زیر کشش گرانشی عظیم خود به درون فرو می ریزد اما انرژی از همجوشی تولید نمی شود تا انبساط حرارتی با این فروریزش به درون مقابله کند. رمبش ستاره فقط ادامه می یابد.

تمام جرم ستاره روی هسته آن فرو می افتد و الکترونها چنان به درون هسته رانده می شوند که در اثر برخورد با پروتونها به نوترون تبدل می شوند. هسته ستاره به یک توپ بزرگ نوترونی مبدل می شود.

کره عظیم نوترونی از طریق فرایند کوانتومی غریبی به نام فشار تبهگن، قادر است بطور موقت در برابر فروریزش بیشتر مواد پیرامونی ستاره مقاومت کند. اساس نوترونها بدون فشاری بسیار عظیم دیگر متراکم تر نمی شوند. بنابراین ماده پیرامونی هسته نوترونی به این کره متراکم از نوترون برخورد کرده و به عقب می جهد که آغاز انفجار ابرنوستاره ای است.

در کمتر از یک ثانیه تمامی ستاره لایه های پیرامون هسته را با سرعت نور به بیرون پرتاب می کند. تشعشع پرتابی همراه انفجار میزان غیرقابل باوری انرژی آزاد می کند. برای درک مقیاس آن کافی است یادآور شویم که ستاره ابط الجوزا در فاصله 650 سال نوری از ما زمانی در یک میلیون سال بعد به ابرنوستاره تبدیل خواهد شد. در آن زمان، آنقدر روشن خواهد شد که در روز دیده شده و نور آن از ماه کامل بیشتر شود. درخشندگی آن به حدی خواهد بود که در شب سایه ای بر ماه می اندازد.

 

صورت فلکی اوریون که در استوای آسمان واقع شده و در سراسر دنیا قابل مشاهده است. ستاره قرمز درخشان در سمت چپ مرکز تصویر، ابط الجورا است.

جای خوشوقتی است که نزدیک چنین ستاره ای نیستیم. تشعشع حاصل از انفجار ابرنوستاره می تواند هر شیئی در فاصله 100 سال نوری از آن را پودر کند.

دوقلوهای شرور

نوع دیگر ابرنوستاره به نام نوع 1a به همان اندازه نابودگر است. این نوع ناشی از ستارگان منفرد در انتظار مرگ نیستند بلکه از یک زوج دوقلوی ستاره ای با جرم متفاوت حاصل می شوند، زوجی که به دور یک گرانیگاه مشترک می گردند.

بواسطه جرم متفاوت خود این زوج دوتایی عمر متفاوتی دارند و ستاره بزرگتر زودتر می میرد. اگر این ستاره جرمی در حدود خورشید داشته باشد، به یک کوتوله سفید تبدیل می شود که هسته چگالی از کربن و اکسیژنی است که همجوشی نیافته است.

ستاره دوقلوی این کوتوله سفید بالاخره به پایان عمر خود رسیده و به یک غول قرمز مبدل می شود. در این نقطه بخشی از اتمسفر آن در اثر کشش گرانشی، به روی دوقلوی کوتوله سفید چگال تر خود سقوط می کند.

 

تصویرگری هنرمند از تشکیل ابرنوستاره نوع Type1a

تحت شرایطی معین این سقوط ماده پیرامونی ستاره به همراه کوتوله سفید خود می تواند ادامه یابد تا حدی که لایه های ضخیم هیدروژن سقوط کرده و متراکم شده روی هسته کوتوله سفید انرژی خود را به یکباره آزاد می کند. این انرژی عظیم هسته کربن و اکسیژن کوتوله سفید را به مرز واکنش همجوشی رسانده و یک انفجار هسته ای کنترل نشده و دیوانه وار را موجب می شود.

این بزرگترین بمب هسته ای کائنات است، یک جسم آسمانی به اندازه کره زمین اما با جرمی معادل خورشید به ناگاه تمامی جرم خود را به یک کره آتشین هسته ای تبدیل می کند. این نوع ابرنوستاره در اثر انفجار، از کل کهکشانی که در آن واقع شده درخشانتر می شود. البته این درخشندگی تنها چند هفته ادامه می یابد و پس از آن باقیمانده هپراکنده ای از زوج ستاره ای برجای می ماند. آخرین ابرنوستاره از این نوع در سال 1604 مشاهده شد و درخشندگی هولناک آن که در طول روز نیز قابل مشاهده بود باعث وحشت ستاره شناسان در سراسر دنیا گردید.

منبع: Popular Mechanics

 یادداشت مترجم: ابرنوستاره به لاتین supernova و جمع آن supernovae است.

تدریس دروس ریاضی دبیرستان و دانشگاه

توسط مدرس خصوصی با بیش از بیست و پنج سال سابقه درخشان

شماره پیامک و تماس: [phone]

ناصری

عکس های خیره کننده سیاره زمین از فضا

اولین تصویر سیاره زمین از فضا

این تصویر در 24 اکتبر 1946 از فاصله 105 کیلومتری زمین گرفته شده است. راکت تغییر داده شده V-2 که از پایگاه وایت سند آمریکا به فضا پرتاب شده بود، در حقیقت نمونه ای از موشک بالستیک نازی ها در جنگ جهانی دوم بود.

اولین تصویر زمین از ماه

23 آگوست 1966. این تصویر توسط مدارگرد ناسا به نام اوربیتر 1 در شانزدهمین دور آن به دور ماه گرفته شده است.

تنهایی ما در فضا

این تصویر توسط سرنشینان آپولوی 8 از مدار ماه گرفته شده و تنهایی زمین اقامتگاه ما در فضای بیکران را نشان می دهد.

زمین و ماه در یک قاب تصویر

این تصویر توسط ویاجر 1 در 18 سپتامبر 1977 گرفته شده و برای اولین بار زمین و ماه را در یک قاب تصویری نشان می دهد. فاصله ویاجر 1 از زمین در لحظه گرفتن تصویر 11.66 میلیون کیلومتر بوده است.

دورترین تصویر از زمین

نقطه آبی کم رنگ، تصویر معروف ویاجر 1 از زمین که این سیاره را در میان حلقه های زحل نشان می دهد. در این زمان ویاجر 1 6 میلیارد کیلومتر از زمین فاصله داشته است.

منبع: NASA

راز ماده تاریک می‌تواند در حلقه‌های اینشتاین نهفته باشد

ممکن است پژوهشگران یک گام به شناسایی ماهیت ماده تاریک نزدیک شده باشند، این دانش از مطالعه مواردی غیرعادی از لنزهای گرانشی بدست آمده که توسط هاله های ماده تاریک احاطه کننده کهکشان های دوردست ایجاد شده است.

اجرام بزرگ باعث خمیده شدن نور و تشکیل حلقه‌های عجیب اینشتاین و اشکال گرانشی دیگری می‌شوند. پژوهشگران بر این باورندکه ماده تاریک حدود 85 درصد ماده تشکیل دهنده عالم را می سازد. اما در حالی که آثار گرانشی این ماده بروشنی قابل مشاهده است، دانشمندان ایده ای در ورد مکان حضور ماده تاریک و ماهیت واقعی آن ندارند. این سردرگمی توسط این واقعیت ایجاد می‌شود که ماده تاریک نور یا هیچ شکلی از تابش الکترومغناطیسی از خود مانند ماده باریونیک (ماده معمولی ساخته شده از ذرات بنیادی) ساتع نمی‌کند.

از قرن نوزدهم که نظریه ماده تاریک برای اولین بار مطرح شد، دانشمندان گمانه زنی های متعددی درباره ماهیت آن ارائه کردند. لیکن در حال حاضر جامعه علمی دو نظریه داوطلب برای این ماده دارد: ذرات جسیم با برهم کنش ضعیف (WIMPs) که طبق پیش بینی ها بسیار شبیه سایر ذرات عمل می کنند؛ و آکسیون ها، ذرات بسیار خردی که به واسطه تداخل کوانتومی بسیار شبیه امواج عمل می کنند. اما با وجود سالها آزمایش در شتاب دهنده‌های ذرات، نه WIPM ها و نه آکسیون ها کشف نشده اند.

در مطالعه جدیدی که 20 آوریل سال جاری در نشریه Nature Astronomy منتشر شده است، پژوهشگران با تحلیل اشیاء غیرعادی ناشی از لنزهای گرانشی سعی در یافتن ماهیت ماده تاریک کرده اند (پدیده لنز گرانشی به نظریه نسبیت عام اینشتاین اشاره دارد که طبق آن مسیر نور هنگام عبور از اجرام عظیمی مانند سیاهچاله ها و کهکشان ها خمیده شده و این اجرام همانند لنز عمل می کنند، بنابراین موجب بزرگنمایی ستارگان دوردست تر می شوند - مترجم). این اشیاء ناشی از لنز گرانشی، اجرام بسیار دوردستی هستند که با عبور نور از درون فضا-زمان خمیده شده تحت گرانش یک شیء نزدیکتر، بزرگنمایی می شوند.

در حالت عادی پدیده لنز گرانشی موجب می شود نوری که از یک شیء دوردست مانند یک کهکشان بسوی ما می آید، در هنگام عبور از یک شی جسیم نزدیکتر تحت اثر گرانش آن خمیده شود. جرم عظیم شیء نزدیکتر که می تواند یک کهکشان، کوآزار یا سیاهچاله باشد، یک نیروی گرانشی قوی ایجاد می کند که فضا-زمان پیرامون خود را خم می کند، بنابراین چشم که عادت دارد مسیر نور را مستقیم ببیند، اشیا دوردست را بزرگتر از آنچه هستند خواهد دید، درست مانند اتفاقی که در مورد یک لنز نوری معمولی می افتد.

وقتی حلقه نور پیرامون شیء نزدیکتر یک داریه کامل می سازد، به نام حلقه اینشتاین نامیده می شود که نخستین بار در سال 1912 توسط این دانشمند بزرگ پیش بینی شد. در آگوست 2022، تلسکوپ فضایی جیمز وب یک تصویر خیره کننده از یکی از کاملترین حلقه های اینشتاین به زمین مخابره کرد.

نحوه شکل گیری حلقه های اینشتاین. نوری که از یک جرم آسمانی دوردست می آید توسط یک جسم پرجرم نزدیکتر خمیده شده و در مسیرهای متفاوت حرکت می کند طوری که یک حلقه به دور جسم دوردست تر دیده می شود.

لیکن برخی حلقه های اینشتاین ممکن است تکرار شده باشند، به عبارتی تصاویر متعددی از یک شیء دوردست بزرگنمایی شده مشاهده شود. دانشمندان بر این باورند که این گرداله های عجیب زمانی ایجاد می شوند که فضا-زمان توسط "هاله‌های ماده تاریک" بیش از حد معمول خمیده می شوند – حلقه های فرضی ماده تاریک پیرامون کهکشانها که هیچگاه مستقیما آشکارسازی نشده اند.

هنوز راه زیادی تا شناخت ماهیت واقعی ماده تاریک باقی مانده است. اما اکنون دانشمندان می دانند که در کدام پدیده های عالم بیکران پیرامون باید به دنبال این موجودیت اسرارآمیز بگردند.

منبع: Live Science

در هم تنیدگی کوانتومی، شگفت ترین پدیده در فیزیک

آندریاس مولر، 18 اکتبر 2022

مترجم: اصغر ناصری

جایزه نوبل 2022 در فیزیک به سه دانشمند اعطا شد که سهم درخشانی در تشریح یکی از رازآمیزترین پدیده های طبیعی داشتند، درهم تنیدگی کوانتومی (quantum entanglement).

به ساده ترین بیان، درهم تنیدگی کوانتومی به این معنا است که ویژگی های یک ذره از جفتی در هم تنیده به ویژگی های ذره دیگر بستگی پیدا می کند، بدون اینکه فاصله میان آنها یا محیط میان آنها مطرح باشد. برای مثال این ذرات می توانند الکترونها یا فوتونها باشند و ویژگی مورد نظر می تواند حالتی باشد که ذره در آن بسر می برد، مانند جهت چرخش (اسپین) آن.

بخش شگفت درهم تنیدگی کوانتومی این است که وقتی چیزی را درباره یک ذره در یک جفت در هم تنیده اندازه گیری می کنید، بلافاصله چیزی درباره ذره دیگر خواهید دانست حتی اگر بین آنها میلیونها سال نوری فاصله باشد. این ارتباط غریب میان دو ذره آنی است، و بنظر می رسد یکی از قوانین بنیادین طبیعت را زیرپا می گذارد. معروف است که آلبرت اینشتاین این پدیده را "عمل شبح وار از دوردستها" نامید.

این پدیده که بسیار شگفت عمل می کند – زیرا اطلاعات میان دو ذره گویی سریعتر از نور مبادله می شود – در پرتو کار سه برنده جایزه نوبل، آلن اسپکت، جان کلوزر و آنتون زیلینگر روشن تر شده است.

اما حتی تا سالهای دهه 1970 پژوهشگران هنوز درباره اینکه درهم تنیدگی کوانتومی یک پدیده واقعی است، دچار دودستگی بودند. یک دلیل اصلی این بود که کسی جرات نمی کرد با آینشتاین بزرگ مخالفت کند که خود به این پدیده مشکوک بود. توسعه فناوری آزمونهای نوین و پدید آمدن پژوهشگران جسور باعث شد تا این راز برملا شود.

ذرات می توانند در یک زمان در حالت های متعددی وجود داشته باشند

برای درک صحیح شبح وار بودن درهم تنیدگی کوانتومی، لازم است ابتدا "برهم نهی کوانتومی" را درک کنیم. برهم نهی کوانتومی این ایده است که ذرات در یک لحظه از زمان می توانند در حالت های مختلفی وجود داشته باشند. وقتی یک اندازه گیری انجام می شود، مانند این است که ذره یکی از حالت های موجود در برهم نهی را انتخاب می کند.

برای مثال بسیاری از ذرات صفتی به نام اسپین دارند که برای یک جهت گیری خاص ابزار تحلیل (آنالیزر) می تواند در حالت "بالا" یا "پایین" باشد. اما تا زمانی که اسپین یک ذره اندازه گیری شنده است، بطور همزمان در وضعیت برهم نهی اسپین بالا یا پایین قرار خواهد داشت.

به هر حالت یک احتمال نسبت داده می شود و می توان پیامد متوسط اندازه گیری های متعدد را پیش بینی کرد. احتمال اینکه یک اندازه گیری منفرد به اسپین بالا یا پایین برسد به این احتمال ها بستگی دارد اما خود غیرقابل پیش بینی است.

گرچه بسیار غریب بنظر می رسد، ریاضیات و آزمایشاتی بیشمار نشان داده اند که مکانیک کوانتومی واقعیت فیزیکی را بدرستی توصیف می کند.

واقعیت برهم نهی کوانتومی

درهم تنیدگی کوانتومی یکی از نتایج برهم نهی کوانتومی است که برای بنیان گذاران مکانیک کوانتوم در دهه 1920 و 1930 امری روشن بود.

برای ایجاد ذرات در هم تنیده، باید یک سیستم را به دو بخش تفکیک کنید بطوری که در اینجا حاصل جمع بخش ها معلوم است. برای مثال می توانید یک ذره را با اسپین صفر به دو ذره با اسپین های مخالف تفکیک کنید بطوری که مجموع اسپین های آنها صفر باشد.

در سال 1935 آلبرت اینشتاین، بوریس پودولسکی و نیتان روزن مقاله ای منتشر کردند که یک آزمایش فکری را برای نشان دادن عجیب و غریب بودن درهم تنیدگی کوانتومی تشریح می کرد، پدیده ای که یکی از قوانین بنیادی جهان را به چالش می کشید (آینشتاین با نبوغ بی مانند خود طراح آزمایشات فکری بسیاری بود که تنها سالها و چندین دهه بعد با ابداع وسایل علمی پیشرفته درستی آنها به اثبات رسید .مترجم).

نسخه ساده شده ای از این آزمایش فکری که به دیوید بوهم نسبت داده شده است، تلاشی ذره ای به نام مزون پای را در نظر می گیرد. وقتی این ذره متلاشی می شود، یک الکترون و یک پوزیترون تولید می کند که دارای اسپین های مخالف هستند و از یکدیگر دور می شوند. بنابراین اگر اسپین الکترون با اندازه گیری بالا تعیین شود، اسپین اندازه گیری شده پوزیترون تنها می تواند پایین باشد و بالعکس. این امر حتی اگر دو ذره میلیاردها کیلومتر از هم فاصله داشته باشند صحیح خواهد بود.

این امر اگر اسپین اندازه گیری شده الکترون همواره بالا و از آن پوزیترون همواره پایین باشد خوب است. اما مطابق مکانیک کوانتومی، اسپین هر دو ذره می تواند بخشی بالا و بخشی پایین باشد تا زمانی که اندازه گیری شود. تنها وقتی اندازه گیری انجام شود، حالت کوانتومی اسپین به بالا یا پایین " فرو ریخته" و بطور آنی ذره دیگر را در وضعیت اسپین مخالف قرار می دهد. در اینجا بنظر می رسد ذرات با وسیله ای سریعتر از نور با هم مبادله اطلاعات می کنند. اما مطابق قوانین فیزیک، هیچ چیزی نمی تواند سریعتر از نور حرکت کند. مطمئنا حالت اندازه گیری شده یک ذره نمی تواند بطور آنی حالت ذره دیگر را در انتهای جهان تعیین کند!

فیزیکدانان از جمله اینشتاین کبیر، تفاسیری جایگزین از درهم تنیدگی کوانتومی در دهه 1930 ارائه کردند. آنها نظریه ای مطرح کردند که مطابق آن خاصیتی ناشناخته – که متغیرهای پنهان نامیده می شد- حالت یک ذره را پیش از اندازه گیری تعیین می کند. اما در آن زمان فیزیکدانان فناوری یا تعریفی از یک اندازه گیری روشن در دست نداشتند که بتواند تغییرات لازم در نظریه کوانتومی برای دخالت دادن متغیرهای ناشناخته را تعیین کرده و به آزمون بگذارد.

آیا نظریه کوانتومی باید اصلاح شود؟

یافتن کلیدهایی برای یک پاسخ، تا سالهای دهه 1960 طول کشید. جان بل، فیزیکدان برحسته ایرلندی که تا دریافت جایزه نوبل زنده نماند، طرحی برای آزمایش اعتبار متغیرهای پنهان ابداع کرد.

بل معادله ای ابداع کرد که هم اکنون آن را به عنوان نابرابری بل می شناسیم، که همواره درست است و گرچه همواره برای مکانیک کوانتومی درست نیست، در مورد متغیرهای پنهان صدق می کند. بنابراین اگر معادله بل در یک آزمایش واقعی برآورده نشود، نظریات مربوط به متغیرهای پنهان محلی را می توان به عنوان توضیحی بر درهم تنیدگی کوانتومی مردود دانست.

آزمایشات انجام شده توسط برندگان جایزه نوبل 2022، بویژه آنچه آلن اسپکت انجام داد، اولین آزمون نابرابری بل بودند. این آزمایشات بجای جفت الکترون و پوزیترون از فوتونهای در هم تنیده استفاده کردند. نتایج بطور قاطعی وجود متغیرهای پنهان را رد کردند، یعنی صفت رازآمیزی که حالت های ذرات در هم تنیده را از پیش تعیین می کند. این آزمایشات نشان دادند مکانیک کوانتومی واقعا صحیح است و ذرات می توانند در فواصل بزرگ طوری ارتباط متقابل پیدا کنند که توسط فیزیک پیش از مکانیک کوانتومی قابل توضیح نیست.

واقعیت مهم این است که تضادی میان نسبیت خاص که مبادله اطلاعات سریعتر از نور را ممنوع می دارد با این پدیده وجود ندارد. این واقعی که اندازه گیری در فواصل بعید به هم مرتبط اند به این معنا نیست که اطلاعات بین ذرات مبادله می شود. دو فرد که دور از همند و بر روی ذرات در هم تنیده آزمایش انجام می دهند نمی توانند از این پدیده برای مبادله اطلاعات بین هم سریعتر از نور استفاده کنند.

امروزه فیزیکدانان به پژوهش درباره درهم تنیدگی کوانتومی و بررسی کاربرد خاص بر روی ذرات مختلف ادامه یم دهند. گرچه مکانیک کوانتومی می تواند احتمال یک اندازه گیری با دقت خارق العاده را پیش بینی کند، بسیایر پژوهشگران درباره اینکه بتواند توصیف کاملی از واقعیت ارائه دهد مشکوک هستند. یک چیز را با اطمینان می دانیم: هنوز اسرار زیادی درباره دنیای مکانیک کوانتومی وجود دارد.

منبع: Howstuffworks