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

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

آیا موجودات فضایی بیگانه واقعی هستند؟

پرسش خوبی است. در حال حاضر هیچگونه شواهدی برای حیات بر روی سیارات دیگر وجود ندارد. اما جهان مکان بسیار بزرگی است و نامحتمل به نظر می رسد که از میان تریلیون ها سیاره ای که در جهان ما با قدمت 13.8 میلیارد سال وجود دارند تنها کره زمین میزبان حیات باشد. بنابراین جستجوی حیات فرازمینی یک کار جدی است و دانشمندان با اشتیاق تمام در حال جستجو به دنبال آن هستند.

اولین تلاش در زمینه جستجوی حیات فرازمینی بسیار پیش از سفرهای فضایی انجام شد. ابداع رادیو دری را به روی ایده دریافت امواج از سایر جهان ها گشود و مخترعانی مانند نیکلا تسلا و گوگلی یلمو مارکونی باور کردند که در اوایل دهه 1900 سیگنال هایی را از مریخ دریافت کرده اند.

اولین جستجوی رادیویی جدی برای حیات فرازمینی در سال 1960 روی داد. ستاره شناس فرانک دریک متفکر این ایده بود و از دو رادیوتلسکوپ برای جستجوی سیگنالهایی از سیاراتی که در فاصله 10 تا 12 سال نوری هستند استفاده کرد. پروژه اوزما (Project Ozma) که توسط او هدایت می شد به هیچ نتیجه ای نرسید. پروژه فونیکس نیز که توسط موسسه SETI از 1995 تا 2000 هدایت می شد و 800 دستگاه ستاره ای را تا فاصله 200 سال نوری مورد کاوش قرار داد بی‌نتیجه بود.

این تلاش تا به امروز با آرایه تلسکوپهای آلن ادامه یافته است، آرایه ای از 42 آنتن گیرنده که می توانند برای دریافت امواج مایکروویو از سراسر کهکشان راه شیری تنظیم شوند. موسسه SETI نیز در حال تلاش برای دریافت ضربانهای لیزری است که ممکن است حاوی پیامهای ارسالی از سوی موجودات بیگانه از سراسر کیهان باشند.

همه این تلاشها مبتنی بر فرض موجودات فضایی با فناوری پیشرفته هستند. دانشمندان برای اشکال ساده تر حیات نیز جستجو می کنند و پیشرفت های صورت گرفته در فناوری فضاپیماهای بدون سرنشین و فناوری های سنجش از راه دور به آنها امکان می دهد به جستجوی مولکولهایی برآیند که شکل اولیه حیات زنده بشمار می روند.

تلسکوپهای حساس مانند جیمز وب می توانند تغییرات اندک در نور ارسالی از سیارات خارجی بسیار دور را ثبت کنند که به پژوهشگران امکان می دهد به آشکارسازی اکسیژن، گوگرد یا سایر گازهایی برآیند که آغازگر ایجاد مولکولهای زنده هستند. تلاشهای اخیر ممکن است به کشف اولین میدان مغناطیسی پیرامون یک سیاره شبه زمینی انجامیده باشد که پیش شرط ایجاد حیات زنده است زیرا چنین میدانی باعث محافظت در برابر تشعشع ویرانگر ستارگان نزدیک می شود.

در دستگاه خورشیدی خودمان روباتهایی مانند مریخ پیمای پریزروانس نمونه هایی را برای جستجوی سنگواره ها و مولکولهای حاوی حیات میکربی در سیاره سرخ انجام داده اند. ممکن است میلیاردها سال پیش زمانی که مریخ گرمتر و مرطوب تر بود چنین آثاری از حیات بر روی آن ایجاد شده باشد. این تلاشها بسیار طولانی و طاقت فرسا هستند اما داشنمندان امیدوارند که پیشرفت های علم و فناوری پاسخی برای جستجوی حیات فرا زمینی بیابد.

منبع: Live Science

ضد ماده چیست؟

ضد ماده همانند ماده معمولی ولیکن با بار مخالف است. برای مثال یک الکترون که دارای بار منفی است، دارای ضد ذره‌ای به نام پوزیترون است که همان جرم الکترون را دارد، منتهی با باری مثبت.

ذراتی مانند نوترونها نیز که بار الکتریکی ندارند، دارای ضد ذره مخصوص به خود هستند. اما پژوهشگران هنوز نتوانسته اند به این واقعیت پی ببرند که آیا ذرات رازآمیزی مانند نوترینو که آنها نیز خنثا هستند، دارای ضدذره خود هستند یا نه.

گرچه ضد ماده چیزی شبیه داستانهای علمی تخیلی می ماند، اما واقعا وجود دارد. ضد ماده همگام با ماده پس از مهبانگ ایجاد شده اند اما در جهان امروزین ضدماده نادر است و دانشمندان هنوز دلیل آن را نمی دانند.

ضد ماده چیست و چگونه ساخته می شود؟

انسان با استفاده از برخوردهای با سرعت بسیار بالا در شتاب دهنده های عظیم ذرات توانسته ضد ماده بسازد. نمونه ای از این شتاب دهنده ها، برخورد دهنده بزرگ هادرون ها است که بیرون جنوا تاسیس شده و توسط CERN ، سازمان پژوهش هسته ای اروپا مدیریت می شود. آزمایشات متعددی در CERN برای تولید ضد هیدروژن انجام شده که دوقلوی ضد ماده هیدروژن است. پیچیده ترین ضد ماده تولید شده تاکنون ضد هلیوم بوده است.

ضدماده هایی نیز هستند که بطور طبیعی تولید شده و بطور نامنظم در سراسر کیهان پراکنده شده اند. اما وقتی ماده و ضدماده با هم برخورد می کنند، یکدیگر را تباه کرده و انرژی تولید می کنند. به عبارتی در کیهانی که ماده در آن غالب است ضد ماده نمی تواند به مدت طولانی وجود داشته باشد.

ضد ماده در قلب رازی درباره علت وجودی این جهان قرار دارد. در نخستین لحظات پس از مهبانگ، تنها انرژی وجود داشت. با سرد شدن کیهان و انبساط آن، هر دو گروه ذرات ماده و ضد ماده تولید شدند. دانشمندان خواص ماده و ضد ماده را با دقت بسیار اندازه گیری کرده اند و چنین دریافته اند که هر دو یکسان رفتار می کنند. بنابراین اگر ضد ماده و ماده در حجم های برابری تولید شده و یکسان رفتار می کرده اند، تمام ماده و ضد ماده تولید شده در ابتدای پیدایش عالم باید یکدیگر را تباه کرده و هیچ چیزی بر جای نمی ماند.

اینکه چرا ماده بر ضد ماده غلبه پیدا کرده و بر جای مانده هنوز یک راز است.

نظریه ای علمی چنین می گوید که در ابتدای پیدایش عالم ماده بیشتری نسبت به ضد ماده به وجود آمده و پس از تباهی دوجانبه، ماده کافی برای تشکیل ستارگان، کهکشان ها و نهایتا بر روی کره زمین باقی مانده است. این اختلاف بسیار ناچیز بوده است. کمتر از یکی از یک میلیارد ذره عادی باید از این آشوب جان بدر برده و تمام ماده پیرامون ما را تشکیل داده باشند.

اگر نوترینو – که ذره ای بسیار خرد و شبح ناک است که بندرت با ماده واکنش می کند – دارای ضد ذره خود باشد، کلید حل این مساله را در اختیار ما خواهد گذارد. در این نظریه در آغاز زمان، کسر کوچکی از نوترینوها قادر به عبور از ضد ماده و ورود به ماده شدند و یک عدم توازن ناچیزی در میزان ماده ابتدای تشکیل عالم ایجاد کردند. آزمایشاتی برای یافتن ضدنوترینو انجام شده که تاکنون موفق نبوده اند.

پیش بینی و جایزه نوبل

فیزیکدا بریتانیایی پاول دیراک ضد ماده را در 1928 پیش بینی کرد و سعی در ترکیب مکانیک کوانتومی، نظریه توصیف کننده ذرات زیراتمی با نظریه نسبیت اینشتاین نمود. دیراک به دنبال جوابهایی برای معادله ای بود که توصیف کننده حرکت یک الکترون با سرعت نزدیک نور است. درست مانند معادله منجر به یافتن ریشه های 4 که دو عدد 2+ و 2- می توانند باشند، معادله دیراک دارای دو جواب، یکی برای الکترون با انرژی مثبت و دیگری برای الکترونی با انرژی منفی بود.

در ابتدا دیراک درباره به اشتراک گذاری یافته های خود تعلل می کرد. اما نهایتا بر این تردید غلبه کرد و اعلام نمود که هر ذره ای در جهان داری ضد ذره مخصوص به خود با بار مخالف است.

پوزیترونها چند سال بعد توسط کارل آندرسن کشف شدند که پرتوهای کیهانی با انرژی بالا را مطالعه می کرد که از فضا آمده و با اتمسفر زمین برخورد کرده و آبشاری از ذرات دیگر ایجاد می کنند. در آشکارساز او، اندرسن ردی از ذره ای با جرم الکترون ولی بار مثبت یافت که پوزیترون نامیده شد. دیراک و اندرسن برای کار خود در سالهای 1933 و 1936 جایزه نوبل را بردند.

فضاپیمایی که با ضد ماده کار می کند؟

از آنجایی که برخورد ماده و ضدماده تولید انرژی می کند، مهندسین در جستجوی این موضوع بوده اند که آیا از فضاپیمایی با پیشرانه ضد ماده می توان برای اکتشاف فضایی استفاده کرد؟

ناسا امکان بالقوه استفاده از فضاپیمایی با پیشرانه ضدماده برای پرواز به مریخ را بررسی کرده، لیکن برخی به علت هزینه سنگین این ایده را رد کرده اند. یک تخمین خام می گوید تولید 10 هزارم گرم پوزیترون برای ماموریت سفر به مریخ با فناوری امروزین نیاز به 250 میلیون دلار هزینه دارد. اما فضاپیمای با پیشرانه ماده – ضد ماده می تواند با 10 درصد سرعت نور حرکت کند، یعنی 108 میلیون کیلومتر بر ساعت. با چنین سرعتی تنها در چند ساعت می توان به مریخ رسید!

منبع: Live Science, 13 Dec, 2021