علوم محبوب
غیر قابل درک ترین چیز درباره ی جهان،قابل درک بودن آنستعلوم محبوب
غیر قابل درک ترین چیز درباره ی جهان،قابل درک بودن آنستاتم های سبک؛ شاهدی دیگر بر مهبانگ
تابش زمینه کیهانی کشف قاطعی بود در تأیید نظریه ی مهبانگ یا انفجار بزرگ،
اما اگر تنها همین تأیید بود مخالفان این نظریه به سادگی دست از مخالفت نمی
کشیدند. به ویژه که این کشف در ابتدا هنوز کامل نبود و تابش زمینه ی
کیهانی در تمام طول طیف الکترومغناطیس تأیید نشده بود. همین کشف اما باعث
شد تعداد بیشتری فیزیک دان و اختر فیزیک دان به مسایل کیهان شناسی رو
بیاورند و کشفهای جدیدی انجام بدهند که تأییدی قوی تر برای نظریه ی انفجار
بزرگ یا مهبانگ به دست می دادند. زمینه عمده ی دیگری در تأیید مهبانگ وجود
عناصر مختلف در عالم بود. برای شناخت چگونگی تحول این عنصر ها لازم بود
تعداد قابل توجهی فیزیک دان هسته ای به مسئله های کیهان شناسی رو بیاورند
که کشف تابش زمینه ی کیهانی این اشتیاق را به وجود آورد. به همین علت است
که می بینیم در نیمه ی دوم دهه ی 1960/1340 تحول عمده ای در شناخت چگونگی
تشکیل هسته ی اتم ها در ابتدای عالم، یا علم هسته زایی، پیدا شد. این
بازمانده های کیهانی اولیه چگونه به وجود آمدند و چگونه می توان آن ها را
تشخیص داد؟
فوتون های اولیه تنها بازمانده های رویدادهای اوایل مهبانگ نیستند. دیدیم که چگونه انبساط عالم باعث سرد شدن یا کاهش دمای کیهان می شود. در ابتدای مهبانگ، یعنی حدود زمان پلانک که برابر با 43- 10 ثانیه است، کیهان به قدری داغ است که همه ی میدان هایی که می شناسیم در هم ادغام یا متحد شده اند. یعنی برهم کنش های الکترومغناطیسی و هسته ای ضعیف و قوی به گونه ای متحدند که گویی تنها یک میدان داریم. کیفیت این میدان در نظریه ی استاندارد ذرات بنیادی توضیح داده می شود. پس از این که کیهان قدری سرد شد. ابتدا نیروی هسته ای قوی، بهتر است بگوییم برهم کنش هسته ای قوی، از دو بر هم کنش دیگر، که آن را الکتروضعیف می نامیم، جدا می شود. هنوز مدتی طول می کشد تا این دو نیز از هم جدا شوند و ما سه بر هم کنش را به صورت مجزا در کیهان داشته باشیم. از این پس است که فوتون، نوترینو، الکترون، پروتون، و نوترون حضور دارند و صحبت از آن ها معنی پیدا می کند. همه ی این رویدادها تا یک ثانیه بعد از مهبانگ به وقع پیوسته است. توجه کنید که یک ثانیه برای موجودات زمینی زمان کوچکی است، اما اگر واحد زمان را زمان پلانک، یعنی 10 به توان 43- بر ثانیه بگیریم، آنگاه 1 ثانیه را می توانیم 10 به توان 45 برابر واحد زمان پلانک بگیریم که عدد بسیار بزرگی است!
می بینید که نسبت ها چقدر اهمیت دارد و طول و جرم و زمان مطلق ما زمینی ها در رویدادهای کیهانی گاهی چقدر بی معنی است! نخستین اتم ها بسیار دیرتر ایجاد شدند، حدوداً زمانی که عالم چند ثانیه سن داشت! اما مگر ما این اتم های اولیه را می بینیم که آن ها را شاهدی بر وجود مهبانگ بدانیم؟!
ما روی زمین عناصری می بینیم مثل هیدروژن، اکسیژن، نیتروژن، و فلزاتی مانند آهن، مس، طلا، و آلومینیوم؛ یعنی عناصر سنگین و سبک، چه عناصری در عالم دوردست وجود دارند و چگونه به آن ها دسترسی داریم؟ از یک طرف سنگ های آسمانی اند که به زمین می افتند که البته از داخل منظومه ی شمسی می آیند در آن ها هم عناصر سنگین، مشابه آنچه روی زمین هست، می یابیم. تنها دسترسی مستقیم ما به سطح ماه و در آینده به بعضی از سیارات خواهد بود. عناصری که در منظومه ی شمسی می یابیم همان هایی اند که روی زمین یافت می شوند و کما بیش با همان فراوانی. این مواد حدود 4/5 میلیارد سالی که منظومه ی شمسی به وجود آمده است وجود داشته اند و در منظومه ی شمسی حفظ شده اند راهِ یافتن مواد موجود در مکان های دور دست عالم چیست؟ جاهایی که دسترسی مستقیم به آن ها امکان ندارد، در ستاره های دیگر، و کهکشان های دیگر؟ تنها اطلاعاتی که ما از نقاط دور دست دریافت می کنیم از طریق نور، یا کلی تر بگوییم امواج الکترومغناطیسی، از اجرام آسمانی است. این نور اطلاعات بسیاری در اختیار ما می گذارد، مثلاً از طریق طیف نگاری.
می دانیم که اگر نور، یعنی نور سفید، را از منشوری عبور بدهیم به رنگ های مختلف می شکند و به زبان طیف نگاری به طول موج های مختلف تفکیک می شود. این سنگ بنای طیف نگاری است. طیف ها، بسته به این که نور از کجا آمده باشد، ممکن است بسیار پیچیده باشند و شناخت آن ها کاری به مراتب دقیق تر از انگشت نگاری است. امروز طیف نگاری بخشی مهم از علم فیزیک است. هر ماده ای در شرایط خاص، در دمای خاص، طیف مشخصی دارد که می توان آن را مثلاً در آزمایشگاه تولید کرد و آن وقت طیف نور یک ستاره یا کهکشان را با آن مقایسه کرد. به این ترتیب می توان حضور هر ماده ای را در هر ستاره کشف کرد. علت وجود این طیف ها، وجود ترازهای مختلف انرژی یا، به زبان دیگر، مدارهای مختلف الکترون ها در اتم است؛ و هر اتم در هر دمایی از خودش تابش الکترومغناطیسی مشخصی گسیل می کند که ناشی از جهش الکترون ها بر اثر گرما از حالتی به حالت دیگر است. همین اثر «انگشت» ماده است که ما در طیف نور گسیل شده از اعماق آسمان کشف می کنیم و از آنجا به حضور مواد مختلف پی می بریم. اگر در ستاره ای هیدروژن یا هلیوم وجود داشته باشد از دیدن خطوط روشنی در طیف ستاره، که مشخصه ی هیدروژن یا هلیوم است، به وجود آن ها پی می بریم. حتی شدت نسبی این دو عنصر، یا فراوانی نسبی آن ها، را می توان از روی طیف تشخیص داد.
به همین دو عنصر اصلی توجه کنید. نسبت هلیوم به هیدروژن در ستاره های مختلف است و این نسبت در گاز های داخل کهکشان نیز مقدار دیگری دارد. علت این است که در داخل ستاره ها به علت گرمای زیاد انواع واکنش های هسته ای رخ می دهد. هیدروژن به هلیوم و هلیوم به عناصر سنگین تر مثل کربن یا حتی عناصر سنگین تر از نوعی که روی زمین یافت می شود، تبدیل می شود. پس اگر به ستاره ای نگاه کنیم که در عرف نجوم پیر است باید در آن هلیوم کمتری ببینیم تا آنچه که در فضای میان ستاره ها یا میان کهکشان ها وجود دارد، زیرا مقدار هلیوم در آنها ثابت می ماند؛ نه دیگر ایجاد می شود و نه از بین می رود. اما اگر به ستاره های جوان تر نگاه کنیم، یا به گازهای میان ستاره ای که نور ستاره ها را جذب می کند،آنگاه برآورد دقیقتری داریم که چقدر هلیوم در عالم هست.
می دانیم که عمده ی ماده ی عالم هیدروژن است و عناصر سنگین تر بسیار کم اند و درصد بسیار کمی از ماده ی کل عالم را تشکیل می دهند. از کل ماده ی مرئی عالم 25 درصد هلیوم است و فقط 2 درصد عناصر سنگین تر. این مقدار هلیوم با هلیومی که در ستاره ها می توانست ایجاد بشود نمی خواند. نتیجه گیری این بود که مقدار هلیوم می بایست در شرایط خاصی در عالم به وجود آمده باشد. چون تولید هلیوم در ستاره ها کافی نیست پس می بایست در شرایطی تولید شده باشد که هنوز کهکشان ها و ستاره ها به وجود نیامده بودند. پس هر نظریه ای برای عالم باید بتواند وجود این مقدار هلیوم را توجیه کند نظریه ای که بخواهد وجود هلیوم را از راهِ تولید ستاره ها توجیه کند، مطرود است.
تابش زمینه ی کیهانی با مقدار هلیوم بی ارتباط نیست. هر دو به شرایطی از عالم مربوط اند که ثانیه های پس از انفجار بزرگ می توانسته ایجاد بشود. ژرژ گاموف در عمل با استفاده از همین واقعیت و فرض کردن مقدار هلیوم موجود در عالم به دمای تابش زمینه ی کیهانی دست یافت. اما تازه پس از کشف تابش زمینه بود که، همان طور که قبلاً گفتم، فیزیک دانانان بسیاری به کیهان شناسی رو آوردند. در این میان، فیزیک دانان فیزیک اتمی و هسته ای به محاسبه ی مقدار هلیوم 3 هلیوم 4 و دوتریوم، از اتم های اولیه موجود در عالم، و همچنین عناصر سنگین تر پرداختند. برای تولید این عناصر دماها و چگالی بسیار زیاد لازم بود. از این رو، همه ی این کیهان شناسان به صراحت یا به طور ضمنی نظریه ای مهبانگ را فرض می کردند. مهم تری روشی که کیهان شناسان برای اندازه گیری چگالی ماده ی موجود در عالم به کار می برند. همین اندازه گیری فراوانی نسبی عناصر سبکی چون هیدروژن، هلیوم، لیتیوم، بریلیوم، و بُر است. این عناصر سبک در لحظات اولیه ی انفجار بزرگ به وجود آمده اند. در این میان، هلیوم، بعد از هیدروژن، از همه فراوان تر و مشهودتر است. بنابراین باید شاخص خوبی برای شناخت شرایط اولیه ی عالم در آن لحظات باشد. مشکل بزرگی که در اندازه گیری فراوانی این عناصر سبک موجود در عالم فعلی در انفجار بزرگ تولید نشده اند. ستاره ها میلیاردها سال است که هیدروژن را به هلیوم، هلیوم را به کربن، و کربن را به عناصر سنگین تر تبدیل می کنند. عناصر دیگر هم در شرایط خاصی درون ستاره ها تولید می شوند. برای این که بتوانیم بگوییم چقدر هلیوم در مهبانگ تولید شده است باید محصول کار ستاره ها را از کل هلیوم موجود کم کنیم.
خوشبختانه دوتریم، یعنی ایزوتوپ هیدروژن، از این قاعده مستثناست. دوتریم، هر چند در بعضی از ستاره ها تولید می شود، فوراً به ایزوتوپ های هلیوم تبدیل می شود. به نظر می رسد فراوانی دوتریوم در عالم، از مهبانگ تاکنون، افزایش نیافته است. البته چگالی دوتریوم تولید شده در مهبانگ در ستاره ها تغییر کرده است؛ زیرا ستاره ها از هیدروژن دوتریوم و از دوتریوم هلیوم می سازند و از آن نور و گرما تولید می کنند اما دوتریوم موجود در سحابی ها - که درون آن ها هیچ واکنش هسته ای روی نمی دهد - همان دوتریوم مهبانگ است.
اندازه گیری فراوانی نسبی دوتریوم در عالم مزیت مهم دیگری نیز دارد؛ مقدار دوتریوم به شدن به چگالی عالم در دقایق اولیه ی مهبانگ حساس است. دوتریوم از اضافه شدن یک نوترون به پروتون یا همان هسته ی اتم هیدروژن ساخته می شود. اگر چگالی نوترون زیاد باشد ممکن است یک نوترون دیگر هم به این مجموعه اضافه شود و هسته ی تریتیوم را بسازد. تریتیوم ناپایدار است و بعد از اندک زمانی یکی از نوترون هایش وامی پاشد و به پروتون تبدیل می شود. حاصل این واکنش ها، هسته ای است که دو پروتون و یک نوترون دارد و از ایزوتوپ های هلیوم است. بنابراین هر چه چگالی دوتریوم فعلی کمتر باشد نشان از زیاد بودن چگالی نوترون ها در مهبانگ دارد.
با تمام این مزیت ها دوتریوم موجود در عالم به راحتی آشکار پذیر نیست. دوتریوم هیچ خط طیفی در ناحیه ی مرئی ندارد. از رصد خط گامای لیمان دوتریوم در ناحیه ی فرابنفش می توان به مقدار ماده ی موجود در عالم پی برد. به این ترتیب، این شاخص ها شاهدی نیز بر حضور ماده ی تاریک و انرژی تاریک در کیهان است.
اما برگردیم به اصل قضیه، دوتریوم روی زمین، در آب دریاها هم هست. آیا این مقدار با مقدار موجود در عالم یا ستاره ها یکی است؟ خیر! دوتریوم روی زمین بسیار بیشتر از آن چیزی است که از ستاره ها می دانیم، چه به صورت رصدی و چه از روی محاسبات. آزمایش هایی که با آپولو 11، که روی ماه نشست، انجام شد به حلّ این معما خیلی کمک کرد. فضانوردان آپولو 11 ورقی فلزی را در معرض باد خورشیدی قرار دادند. باد خورشید مجموعه ای از ذرات بنیادی مانند پروتون ها و دیگر ذرات و عناصر است که از سوی خورشید گسیل می شود. این صفحه را به زمین آوردند تا ببینند که چه موادی در باد خورشیدی بوده که روی فلز نشسته است. این آزمایش نشان داد که مقدار دوتریوم، در فضای خارج از زمین در همان حدودی است که پیش بینی می شد و در ستاره ها هم هست؛ یعنی حدود یک دهم دوتریوم موجود در زمین. این آزمایش قوّت قلب خوبی بود برای کیهان شناسان زیرا دیدند که حدس شان درباره ی دوتریوم دست است، این آزمایش ها در سال 1352 دوباره تأیید شدند. در این سال ماهواره ی کُپرنیک بیرون از سطح زمین باز هم نمونه هایی به زمین آورد که آزمایش شدند.
بنابراین مقدار دوتریوم، و دقیق تر بگوییم نسبت مقدار هلیوم به دوتریوم، نشان گری عمده است برای تحقیق درباره نظریه ی انفجار بزرگ است که این نسبت را به درستی پیش بینی می کند. دو داده ی رصدی دیگر نیز از کهکشان دوردست این امر با تأیید می کند. وقتی کهکشانی دوردست را رصد می کنیم یعنی نوری از آن دریافت می کنیم که میلیاردها سال پیش از آن گسیل شده است. پس در آن هنگام تابش زمینه ی کیهانی، یعنی گاز فوتونی مانده از مهبانگ، گرم تر بوده است. در این رصدها یکی کهکشانی با انتقال به سرخ 3 و دیگری با انتقال به سرخ 2/3، اولی با دمای تابش زمینه ای برابر T=12 کلوین و دومی با دمای T=10 کلوین، طیف نگاری شد و جالب این که همان نسبت کیهانی هلیوم به دوتریوم در آن ها رصد شد.
تا به اینجا این دو کشف عمده، تابش زمینه و نسبت هلیوم به دوتریوم، تأییدی مهم بر نظریه ی مهبانگ اند. این نه به این معنی است که همه چیز را در کیهان شناسی می فهمیم، بلکه این تأیید می گوید که ظواهر امر نشان می دهند مدل عالم باید از نوع انفجار بزرگ باشد؛ دست کم در زمان هایی که هسته زایی انجام می شود باید مانند مدل ساده ی مهبانگ عمل کند.
منبع: www.rasekhoon.net
فوتون های اولیه تنها بازمانده های رویدادهای اوایل مهبانگ نیستند. دیدیم که چگونه انبساط عالم باعث سرد شدن یا کاهش دمای کیهان می شود. در ابتدای مهبانگ، یعنی حدود زمان پلانک که برابر با 43- 10 ثانیه است، کیهان به قدری داغ است که همه ی میدان هایی که می شناسیم در هم ادغام یا متحد شده اند. یعنی برهم کنش های الکترومغناطیسی و هسته ای ضعیف و قوی به گونه ای متحدند که گویی تنها یک میدان داریم. کیفیت این میدان در نظریه ی استاندارد ذرات بنیادی توضیح داده می شود. پس از این که کیهان قدری سرد شد. ابتدا نیروی هسته ای قوی، بهتر است بگوییم برهم کنش هسته ای قوی، از دو بر هم کنش دیگر، که آن را الکتروضعیف می نامیم، جدا می شود. هنوز مدتی طول می کشد تا این دو نیز از هم جدا شوند و ما سه بر هم کنش را به صورت مجزا در کیهان داشته باشیم. از این پس است که فوتون، نوترینو، الکترون، پروتون، و نوترون حضور دارند و صحبت از آن ها معنی پیدا می کند. همه ی این رویدادها تا یک ثانیه بعد از مهبانگ به وقع پیوسته است. توجه کنید که یک ثانیه برای موجودات زمینی زمان کوچکی است، اما اگر واحد زمان را زمان پلانک، یعنی 10 به توان 43- بر ثانیه بگیریم، آنگاه 1 ثانیه را می توانیم 10 به توان 45 برابر واحد زمان پلانک بگیریم که عدد بسیار بزرگی است!
می بینید که نسبت ها چقدر اهمیت دارد و طول و جرم و زمان مطلق ما زمینی ها در رویدادهای کیهانی گاهی چقدر بی معنی است! نخستین اتم ها بسیار دیرتر ایجاد شدند، حدوداً زمانی که عالم چند ثانیه سن داشت! اما مگر ما این اتم های اولیه را می بینیم که آن ها را شاهدی بر وجود مهبانگ بدانیم؟!
ما روی زمین عناصری می بینیم مثل هیدروژن، اکسیژن، نیتروژن، و فلزاتی مانند آهن، مس، طلا، و آلومینیوم؛ یعنی عناصر سنگین و سبک، چه عناصری در عالم دوردست وجود دارند و چگونه به آن ها دسترسی داریم؟ از یک طرف سنگ های آسمانی اند که به زمین می افتند که البته از داخل منظومه ی شمسی می آیند در آن ها هم عناصر سنگین، مشابه آنچه روی زمین هست، می یابیم. تنها دسترسی مستقیم ما به سطح ماه و در آینده به بعضی از سیارات خواهد بود. عناصری که در منظومه ی شمسی می یابیم همان هایی اند که روی زمین یافت می شوند و کما بیش با همان فراوانی. این مواد حدود 4/5 میلیارد سالی که منظومه ی شمسی به وجود آمده است وجود داشته اند و در منظومه ی شمسی حفظ شده اند راهِ یافتن مواد موجود در مکان های دور دست عالم چیست؟ جاهایی که دسترسی مستقیم به آن ها امکان ندارد، در ستاره های دیگر، و کهکشان های دیگر؟ تنها اطلاعاتی که ما از نقاط دور دست دریافت می کنیم از طریق نور، یا کلی تر بگوییم امواج الکترومغناطیسی، از اجرام آسمانی است. این نور اطلاعات بسیاری در اختیار ما می گذارد، مثلاً از طریق طیف نگاری.
می دانیم که اگر نور، یعنی نور سفید، را از منشوری عبور بدهیم به رنگ های مختلف می شکند و به زبان طیف نگاری به طول موج های مختلف تفکیک می شود. این سنگ بنای طیف نگاری است. طیف ها، بسته به این که نور از کجا آمده باشد، ممکن است بسیار پیچیده باشند و شناخت آن ها کاری به مراتب دقیق تر از انگشت نگاری است. امروز طیف نگاری بخشی مهم از علم فیزیک است. هر ماده ای در شرایط خاص، در دمای خاص، طیف مشخصی دارد که می توان آن را مثلاً در آزمایشگاه تولید کرد و آن وقت طیف نور یک ستاره یا کهکشان را با آن مقایسه کرد. به این ترتیب می توان حضور هر ماده ای را در هر ستاره کشف کرد. علت وجود این طیف ها، وجود ترازهای مختلف انرژی یا، به زبان دیگر، مدارهای مختلف الکترون ها در اتم است؛ و هر اتم در هر دمایی از خودش تابش الکترومغناطیسی مشخصی گسیل می کند که ناشی از جهش الکترون ها بر اثر گرما از حالتی به حالت دیگر است. همین اثر «انگشت» ماده است که ما در طیف نور گسیل شده از اعماق آسمان کشف می کنیم و از آنجا به حضور مواد مختلف پی می بریم. اگر در ستاره ای هیدروژن یا هلیوم وجود داشته باشد از دیدن خطوط روشنی در طیف ستاره، که مشخصه ی هیدروژن یا هلیوم است، به وجود آن ها پی می بریم. حتی شدت نسبی این دو عنصر، یا فراوانی نسبی آن ها، را می توان از روی طیف تشخیص داد.
به همین دو عنصر اصلی توجه کنید. نسبت هلیوم به هیدروژن در ستاره های مختلف است و این نسبت در گاز های داخل کهکشان نیز مقدار دیگری دارد. علت این است که در داخل ستاره ها به علت گرمای زیاد انواع واکنش های هسته ای رخ می دهد. هیدروژن به هلیوم و هلیوم به عناصر سنگین تر مثل کربن یا حتی عناصر سنگین تر از نوعی که روی زمین یافت می شود، تبدیل می شود. پس اگر به ستاره ای نگاه کنیم که در عرف نجوم پیر است باید در آن هلیوم کمتری ببینیم تا آنچه که در فضای میان ستاره ها یا میان کهکشان ها وجود دارد، زیرا مقدار هلیوم در آنها ثابت می ماند؛ نه دیگر ایجاد می شود و نه از بین می رود. اما اگر به ستاره های جوان تر نگاه کنیم، یا به گازهای میان ستاره ای که نور ستاره ها را جذب می کند،آنگاه برآورد دقیقتری داریم که چقدر هلیوم در عالم هست.
می دانیم که عمده ی ماده ی عالم هیدروژن است و عناصر سنگین تر بسیار کم اند و درصد بسیار کمی از ماده ی کل عالم را تشکیل می دهند. از کل ماده ی مرئی عالم 25 درصد هلیوم است و فقط 2 درصد عناصر سنگین تر. این مقدار هلیوم با هلیومی که در ستاره ها می توانست ایجاد بشود نمی خواند. نتیجه گیری این بود که مقدار هلیوم می بایست در شرایط خاصی در عالم به وجود آمده باشد. چون تولید هلیوم در ستاره ها کافی نیست پس می بایست در شرایطی تولید شده باشد که هنوز کهکشان ها و ستاره ها به وجود نیامده بودند. پس هر نظریه ای برای عالم باید بتواند وجود این مقدار هلیوم را توجیه کند نظریه ای که بخواهد وجود هلیوم را از راهِ تولید ستاره ها توجیه کند، مطرود است.
تابش زمینه ی کیهانی با مقدار هلیوم بی ارتباط نیست. هر دو به شرایطی از عالم مربوط اند که ثانیه های پس از انفجار بزرگ می توانسته ایجاد بشود. ژرژ گاموف در عمل با استفاده از همین واقعیت و فرض کردن مقدار هلیوم موجود در عالم به دمای تابش زمینه ی کیهانی دست یافت. اما تازه پس از کشف تابش زمینه بود که، همان طور که قبلاً گفتم، فیزیک دانانان بسیاری به کیهان شناسی رو آوردند. در این میان، فیزیک دانان فیزیک اتمی و هسته ای به محاسبه ی مقدار هلیوم 3 هلیوم 4 و دوتریوم، از اتم های اولیه موجود در عالم، و همچنین عناصر سنگین تر پرداختند. برای تولید این عناصر دماها و چگالی بسیار زیاد لازم بود. از این رو، همه ی این کیهان شناسان به صراحت یا به طور ضمنی نظریه ای مهبانگ را فرض می کردند. مهم تری روشی که کیهان شناسان برای اندازه گیری چگالی ماده ی موجود در عالم به کار می برند. همین اندازه گیری فراوانی نسبی عناصر سبکی چون هیدروژن، هلیوم، لیتیوم، بریلیوم، و بُر است. این عناصر سبک در لحظات اولیه ی انفجار بزرگ به وجود آمده اند. در این میان، هلیوم، بعد از هیدروژن، از همه فراوان تر و مشهودتر است. بنابراین باید شاخص خوبی برای شناخت شرایط اولیه ی عالم در آن لحظات باشد. مشکل بزرگی که در اندازه گیری فراوانی این عناصر سبک موجود در عالم فعلی در انفجار بزرگ تولید نشده اند. ستاره ها میلیاردها سال است که هیدروژن را به هلیوم، هلیوم را به کربن، و کربن را به عناصر سنگین تر تبدیل می کنند. عناصر دیگر هم در شرایط خاصی درون ستاره ها تولید می شوند. برای این که بتوانیم بگوییم چقدر هلیوم در مهبانگ تولید شده است باید محصول کار ستاره ها را از کل هلیوم موجود کم کنیم.
خوشبختانه دوتریم، یعنی ایزوتوپ هیدروژن، از این قاعده مستثناست. دوتریم، هر چند در بعضی از ستاره ها تولید می شود، فوراً به ایزوتوپ های هلیوم تبدیل می شود. به نظر می رسد فراوانی دوتریوم در عالم، از مهبانگ تاکنون، افزایش نیافته است. البته چگالی دوتریوم تولید شده در مهبانگ در ستاره ها تغییر کرده است؛ زیرا ستاره ها از هیدروژن دوتریوم و از دوتریوم هلیوم می سازند و از آن نور و گرما تولید می کنند اما دوتریوم موجود در سحابی ها - که درون آن ها هیچ واکنش هسته ای روی نمی دهد - همان دوتریوم مهبانگ است.
اندازه گیری فراوانی نسبی دوتریوم در عالم مزیت مهم دیگری نیز دارد؛ مقدار دوتریوم به شدن به چگالی عالم در دقایق اولیه ی مهبانگ حساس است. دوتریوم از اضافه شدن یک نوترون به پروتون یا همان هسته ی اتم هیدروژن ساخته می شود. اگر چگالی نوترون زیاد باشد ممکن است یک نوترون دیگر هم به این مجموعه اضافه شود و هسته ی تریتیوم را بسازد. تریتیوم ناپایدار است و بعد از اندک زمانی یکی از نوترون هایش وامی پاشد و به پروتون تبدیل می شود. حاصل این واکنش ها، هسته ای است که دو پروتون و یک نوترون دارد و از ایزوتوپ های هلیوم است. بنابراین هر چه چگالی دوتریوم فعلی کمتر باشد نشان از زیاد بودن چگالی نوترون ها در مهبانگ دارد.
با تمام این مزیت ها دوتریوم موجود در عالم به راحتی آشکار پذیر نیست. دوتریوم هیچ خط طیفی در ناحیه ی مرئی ندارد. از رصد خط گامای لیمان دوتریوم در ناحیه ی فرابنفش می توان به مقدار ماده ی موجود در عالم پی برد. به این ترتیب، این شاخص ها شاهدی نیز بر حضور ماده ی تاریک و انرژی تاریک در کیهان است.
اما برگردیم به اصل قضیه، دوتریوم روی زمین، در آب دریاها هم هست. آیا این مقدار با مقدار موجود در عالم یا ستاره ها یکی است؟ خیر! دوتریوم روی زمین بسیار بیشتر از آن چیزی است که از ستاره ها می دانیم، چه به صورت رصدی و چه از روی محاسبات. آزمایش هایی که با آپولو 11، که روی ماه نشست، انجام شد به حلّ این معما خیلی کمک کرد. فضانوردان آپولو 11 ورقی فلزی را در معرض باد خورشیدی قرار دادند. باد خورشید مجموعه ای از ذرات بنیادی مانند پروتون ها و دیگر ذرات و عناصر است که از سوی خورشید گسیل می شود. این صفحه را به زمین آوردند تا ببینند که چه موادی در باد خورشیدی بوده که روی فلز نشسته است. این آزمایش نشان داد که مقدار دوتریوم، در فضای خارج از زمین در همان حدودی است که پیش بینی می شد و در ستاره ها هم هست؛ یعنی حدود یک دهم دوتریوم موجود در زمین. این آزمایش قوّت قلب خوبی بود برای کیهان شناسان زیرا دیدند که حدس شان درباره ی دوتریوم دست است، این آزمایش ها در سال 1352 دوباره تأیید شدند. در این سال ماهواره ی کُپرنیک بیرون از سطح زمین باز هم نمونه هایی به زمین آورد که آزمایش شدند.
بنابراین مقدار دوتریوم، و دقیق تر بگوییم نسبت مقدار هلیوم به دوتریوم، نشان گری عمده است برای تحقیق درباره نظریه ی انفجار بزرگ است که این نسبت را به درستی پیش بینی می کند. دو داده ی رصدی دیگر نیز از کهکشان دوردست این امر با تأیید می کند. وقتی کهکشانی دوردست را رصد می کنیم یعنی نوری از آن دریافت می کنیم که میلیاردها سال پیش از آن گسیل شده است. پس در آن هنگام تابش زمینه ی کیهانی، یعنی گاز فوتونی مانده از مهبانگ، گرم تر بوده است. در این رصدها یکی کهکشانی با انتقال به سرخ 3 و دیگری با انتقال به سرخ 2/3، اولی با دمای تابش زمینه ای برابر T=12 کلوین و دومی با دمای T=10 کلوین، طیف نگاری شد و جالب این که همان نسبت کیهانی هلیوم به دوتریوم در آن ها رصد شد.
تا به اینجا این دو کشف عمده، تابش زمینه و نسبت هلیوم به دوتریوم، تأییدی مهم بر نظریه ی مهبانگ اند. این نه به این معنی است که همه چیز را در کیهان شناسی می فهمیم، بلکه این تأیید می گوید که ظواهر امر نشان می دهند مدل عالم باید از نوع انفجار بزرگ باشد؛ دست کم در زمان هایی که هسته زایی انجام می شود باید مانند مدل ساده ی مهبانگ عمل کند.
منبع: www.rasekhoon.net
فیزیک نظری مشکلات و راه حل ها
روش استقرایی و دیفرانسیلی:جهان بینی علمی در فیزیک نظری با کارهای گالیله آغاز شد. هرچند که تلاشهای گالیله زیربنای فیزیک را تشکیل داد، اما این تلاشها ریشه در نگرشهای جدید به پدیده های فیزیکی داشت که مهمترین آنها را می توان در آثار برونو و کپلر مشاهده کرد. برونو به طرز ماهرانه ای در آثار خود تشریح کرد که همه ی ستارگان جهان نظیر خورشید هستند. کپلر با ارائه سه قانون خود نشان داد که حرکت سیارات قانونمند است و یک نظم منطقی در حرکت، دوره تناوب و مسیر آنها وجود دارد.
گالیله آزمایشهای زیادی انجام داد تا بتواند حرکت اجسام را در یکسری قوانین کلی خلاصه کند. در این میان آزمایش سطح شیبدار گالیله از همه مشهورتر است. اما نمی توان تاثیر نگرش گالیله را در پیشرفت علم به این آزمایشها خلاصه کرد. در حقیقت گالیله نوعی نگرش منطقی به پدیده های فیزیکی داشت که تا آن زمان بی سابقه بود. این نگرش زیربنای روش استقرایی را در فیزیک تشکیل داد و بتدریج به سایر علوم گسترش یافت.
هرچند آزمایشهای گالیله از نظر کمی و کیفی با آزمایشهای امروزی قابل مقایسه نیست، اما آزمایشهای بسیار پیچیده و پیشرفته امروزی نیز از همان قاعده ی نگرش استقرایی گالیله پیروی می کنند. به این ترتیب گالیله زیر ساخت فیزیک را ایجاد کرد و نحوه ی برخورد علمی با طبیعت را نشان داد. اما نتیجه ی این تلاشها به صورت تشریحی بیان می شد.
سالها بعد نیوتن نتایج به دست آمده توسط گالیله را فرمول بندی و در قالب یکسری معادلات ریاضی ارائه کرد و ساختار فیزیک کلاسیک را مدون ساخت. قانون جهانی گرانش نیوتن دست آورد بزرگی بود. نیوتن برای توجیه پدیده های فیزیکی " نگرش دیفرانسیلی" را جایگزین روش انتگرالی کرد. در روش انتگرالی همواره نتایج مورد نظر است. در حالیکه در نگرش دیفرانسیلی تحلیل روند رسیدن به نتایج مورد بحث قرار می گیرد و جواب های خاص را می توان از ان به دست اورد. به عنوان مثال قوانین کپلر را با قانون جهانی گرانش نیوتن مقایسه کنید. در قوانین کپلر نمی توان دوره ی گردش یک سیاره را از روی دوره ی گردش سیاره ی دیگر استخراج کرد. علاوه بر آن هر سه قانون کپلر مستقل از هم هستند. در حالیکه در قانون نیوتن می توان دوره گردش همه ی سیارات به دور خورشید را به دست آورد.
بنابراین می توان گفت گالیله روش استقرایی را به وجود آورد و نیوتن روش دیفرانسیلی را ابداع کرد. لذا تاثیر تلاشهای گالیله و نیوتن در پیشرفت علوم ممتاز و غیر قابل انکار و در عین حال بی نظیر است.
مشکلات قوانین نیوتن
هنگامیکه نیوتن قوانین حرکت و قانون جهانی جاذبه را ارائه کرد، این قوانین از نظر منطقی با اشکالات جدی همراه بود. قانون دوم نیوتن تا سرعتهای نامتناهی را پیشگویی می کرد که با تجربه سازگار نیست. قانون دوم به صورت F=ma ارائه شده است که طبق آن نیروی وارد شده به جسم می تواند تا بی نهایت سرعت آن افزایش دهد. این امر با مشاهدات تجربی قابل تطبیق نیست. مشکل بعدی کنش از راه دور بود. یعنی اثر نیروی جاذبه با سرعت نامتناهی منتقل می شد. تاثیر از راه دور همواره مورد انتقاد قرار قرار داشت.
اما مهمترین مشکل قوانین نیوتن در قانون جهانی جاذبه وی بود و خود نیوتن نیز متوجه آن شده بود.
نیوتن دریافت که بر اثر قانون جاذبه او، ستارکان باید یکدیگر را جذب کنند و بنابراین اصلاً به نظر نمی رسد که ساکن باشند. نیوتن در سال 1692 طی نامه ای به ریچارد بنتلی نوشت "که اکر تعداد ستارگان جهان بینهایت نباشد، و این ستارگان در ناحیه ای از فضا پراکنده باشند، همگی به یکدیگر برخورد خواهند کرد. اما اکر تعداد نامحدودی ستاره در فضای بیکران به طور کمابش یکسان پراکنده باشند، نقطه مرکزی در کار نخواهد بود تا همه بسوی آن کشیده شوند و بنابراین جهان در هم نخواهد ریخت."
این برداشت نیز با یک اشکال اساسی مواجه شد. بنظر سیلیجر طبق نظریه نیوتن تعداد خطوط نیرو که از بینهایت آمده و به یک جسم می رسد با جرم آن جسم متناسب است. حال اکر جهان نامتناهی باشد و همه ی اجسام با جسم مزبور در کنش متقابل باشند، شدت جاذبه وارد بر آن بینهایت خواهد شد.
مشکل بعدی قانون جاذبه نیوتن این است که طبق این قانون یک جسم به طور نامحدود می تواند سایر اجسام را جذب کرده و رشد کند، یعنی جرم یک جسم می تواند تا بینهایت افزایش یابد. این نیز با تجربه تطبیق نمی کند، زیرا وجود جسمی با جرم بینهایت مشاهده نشده است.
مشکل بعدی قوانین نیوتن در مورد دستکاه مرجع مطلق بود. همچنان که می دانیم حرکت یک جسم نسبی است، وقتی سخن از جسم در حال حرکت است، نخست باید دید نسبت به چه جسمی یا در واقع در کدام چارچوب در حرکت است. دستگاه های مقایسه ای در فیزیک دارای اهمیت بسیاری هستند. قوانین نیوتن نسبت به دستگاه مطلق مطرح شده بود. یعنی در جهان یک چارچوب مرجع مطلق وجود داشت که حرکت همه اجسام نسبت به آن قابل سنجش بود. در واقع همه ی اجسام در این چارچوب مطلق که آن را "اتر" می نامیدند در حرکت بودند. یعنی ناظر می توانست از حرکت نسبی دو جسم سخن صحبت کند یا می توانست حرکت مطلق آن را مورد توجه قرار دهد.
براین اساس مایکلسون تصمیم داشت سرعت زمین را نسبت به دستگاه مطلق "اتر" به دست آورد. مایکلسون یک دستگاه تداخل سنج اختراع کرد و در سال 1880 تلاش کرد طی یک آزمایش سرعت مطلق زمین را نسبت به دستگاه مطلق "اتر" به دست آورد. نتیجه آزمایش منفی بود. (برای بحث کامل در این مورد به کتابهای فیزیک بنیادی مراجعه کنید.) با آنکه آزمایش بارها و بارها تکرار شد، اما نتیجه منفی بود. هرچند مایکلسون از این آزمایش نتیجه ی مورد نظرش به دست نیاورد، اما به خاطر اختراع دستگاه تداخل سنج خود، بعدها برنده جایزه نوبل شد.
نسبیت خاص
برای توجیه علت شکست آزمایش مایکلسون نظریه های بسیاری ارائه شد تا سرانجام اینشتین در سال 1905 نسبیت خاص را مطرح کرد. نسبیت خاص شامل دو اصل زیر است:
1 - قوانین فیزیک در تمام دستگاه های لخت یکسان است و هیچ دستگاه مرجع مطلقی در جهان وجود ندارد.
2 - سرعت نور در فضای تهی و در تمام دستگاه های لخت ثابت است.
در نسبیت سرعت نور، حد سرعت ها است، یعنی هیچ جسمی نمی تواند با سرعت نور حرکت کند یا به آن برسد.
نتیجه این بود که قانون دوم نیوتن باید تصحیح می شد. طبق نسبیت جرم جسم تابع سرعت آن است، یعنی با افزایش سرعت، جرم نیز افزایش می یابد وهر جسمی که بخواهد با سرعت نور حرکت کند باید دارای جرم بینهایت باشد. لذا قانون دوم نیوتن بصورت زیر تصیح شد.
F=dp/dt=d(mv)/dt=vdm/dt+mdv/dt
m=m0/(1-v^2/c^2)^1/2
بنابر این جرم تابع سرعت است و با افزایش سرعت، جرم نیز افزایش می یابد. هنگامیکه سرعت جسم به سمت سرعت نور میل کند، جرم به سمت بینهایت میل خواهد کرد و عملاً هیچ نیرویی نمی تواند به آن شتاب دهد.
از طرف دیگر طبق نسبیت جرم و انرژی هم ارز هستند، یعنی جرم جسم را می توان بصورت محتوای انرژی آن مورد ارزیابی قرار داد. بنابراین انرژی دارای جرم است. اما در نسبیت نور از کوانتومهای انرژی تشکیل می شود که آن را فوتون می نامند و با سرعت نور حرکت می کند. این سئوال مطرح شد که اکر انرژی دارای جرم است و فوتون نیز حامل انرژی است که با سرعت نور حرکت می کند، پس چرا جرم آن بینهایت نیست؟
پاسخ نسبیت به این سئوال این بود که جرم حالت سکون فوتون صفر است. در حالیکه رابطه ی جرم نسبیتی در مورد جرم حالت سکون غیر صفر بر قرار است. لذا در نسبیت با دو نوع ذرات سروکار داریم، ذراتی که دارای جرم حالت سکون غیر صفر هستند نظیر الکترون وذراتی که دارای جرم حالت سکون صفر هستند مانند فوتون. در نسبیت تنها ذراتی می توانند با سرعت نور حرکت کنند که جرم حالت سکون آنها صفر باشد.
مشکل نسبیت خاص در این است که جرم نسبیتی آن (جرم بینهایت) مانند سرعت بینهایت در مکانیک کلاسیک با تجربه تطبیق نمی کند. یعنی هیچ نمونه ی تجربی که با جرم بینهایت نسبیت تطبیق کند وجود ندارد.
علاوه بر آن در نسبیت و حتی در مکانیک کوانتوم توضیحی وجود ندارد که نحوه ی تولید فوتون را با سرعت نور توضیح بدهد. و چرا فوتون در حالت سکون یافت نمی شود. آیا فوتون از ذرات دیگری تشکیل شده است؟ اگر جواب منفی است این سئوال مطرح می شود که فوتون های مختلف با یک دیگر چه اختلافی دارند؟ در حالیکه همه ی فوتون ها با انرژی متفاوت با سرعت نور حرکت می کنند. آزمایش نشان داده است که فوتون در برخورد با سایر ذرات قسمتی از انرژی خود را از دست می دهد. حال این سئوال مطرح می شود که فرض کنیم فوتون شامل ذرات دیگری نیست، این را باید توضیح داد وقتی قسمتی از آن جدا می شود و باز هم دارای همان خواص اولیه است ولی با انرژی کمتر؟ یعنی فوتون قابل تقسیم است، هر ذره ی قابل تقسیمی باید شامل زیر ذره باشد.
واقعیت این است که فوتون در شرایط نور تولید می شود و اجزای تشکیل دهنده آن نیز بایستی با همان سرعت نور حرکت کنند و حالت سکون فوتون یعنی تجزیه ی آن به اجزای تشکیل دهنده اش.
از طرفی می دانیم جرم و انرژی هم ارز هستند، آیا این منطقی است که می توان سرعت جرم را تغییر داد اما سرعت انرژی ثابت است؟
نسبیت عام:
نسبیت خاص دارای یک محدودیت اساسی بود. این محدودیت ناشی از آن بود که رویدادهای فیزیکی را در دستگاه های لخت مورد بررسی قرار می داد، در حالیکه در جهان واقعی دستگاه ها شتاب دار هستند. هرچند می توان در بر رسی برخی رویداد ها به دستگاه های لخت بسنده کرد، اما این دستگاه ها برای بررسی تمام رویدادها ناتوان هستند.
اینشتین در سال 1915 نسبیت عام را ارائه کرد و نسبیت خاص به عنوان حالت خاصی از نسبیت عام در آمد.
نسبیت عام بر اساس اصل هم ارزی تدوین شد.
اصل هم ارزی:
قوانین فیزیک در یک میدان جاذبه یکنواخت و در یک دستگاه که با شتاب ثابت حرکت می کند، یکسان هستند.
به عنوان: فرض کنیم یک دستگاه مقایسه ای با شتاب ثابت در حرکت است. مشاهدات در این دستگاه نظیر مشاهدات در یک میدان گرانشی یکنواخت است در صورتی که شدت میدان گرانشی برابر شتاب دستگاه باشد، یعنی:
a=g
باشد، در این صورت مشاهدات یکسان خواهد بود.
مهمترین دستاورد نسبیت عام توجیه مدار عطارد بود. بررسی های نجومی نشان داده بود که نقطه حضیض عطارد جابه جا می شود. بیش ار یکصد سال بود که فیزیکدانان متوجه ان شده بودند، اما نمی توانستند با قوانین نیوتن توجیه کنند. اما نسبیت عام توانست أن را توجیه کند. بنا بر نسبیت، گرانش اثر هندسی جرم بر فضای اطراف خود است. که فضا-زمان نامیده می شود. یعنی جرم فضای اطراف خود را خمیده می کند و مسیر نور در اطراف آن خط مستقیم نیست، بلکه منحنی است. در سال 1919 انحنای فضا را اهنگام کسوب کامل خورشید با نوری که از طرف ستاره ی مورد نظری به سوی زمین در حرکت بود و از کنار خورشید می گذشت مورد تحقیق قرار دادند که با پیشگویی نسبیت تطبیق می کرد. این موفقیت بسیار بزرگی برای نسبیت بود. از آن زمان به بعد توجه به ساختار هندسی و خواص توپولوژیک فضا بررسی واقعیت های فیز یکی را به حاشیه راند.
مضافاً این که گرانش را از فهرست نیروهای اساسی طبیعت در فیزیک نظری حذف کرد. مشکلات اساسی نسبیت را می توان به صورت زیر فهرست کرد: 1- مشکل نسبیت با مکانیک کوانتوم- مکانیک کوانتوم ساختار ریز و کوانتومی کمیت ها و واکنش متقابل آنها را مورد بررسی قرار می دهد. به عبارت دیگر نگرش مکانیک کوانتوم بر مبنای کوانتومی شکل گرفته است. در این زمینه تا جایی پیش رفته که حتی اندازه حرکت و برخی دیگر از کمیتها را کوانتومی معرفی می کند. این نتایج بر مبنای یکسری شواهد تجربی مطرح شده و قابل پذیرش است. علاوه بر آن تلاشهای زیادی انجام می شود پدیده های بزرگ جهان را با قوانین شناخته شده در مکانیک کوانتوم توجیه کنند. حال به نسبیت توجه کنید که فضا-زمان را پیوسته در نظر می گیرد. بنابراین نسبیت با مکانیک کوانتوم ناسازگار است.
تلاشهای زیادی انجام شده تا به طریقی یک همانگی منطقی و قابل قبول بین نسبیت و مکانیک کوانتوم ایحاد شود. در این مورد کارهای دیراک شایان توجه است که مکانیک کوانتوم نسبیتی را پایه گذاری کرد و آن را توسعه داد. اما در مورد نسبیت عام موفقیت چندانی نصیب فیزیکدانان نشده است. 2- پیچیدگی و عدم وجود تفاهم در نسبیت- پیچیدگی نسبیت موجب شده که تفاهم منطقی بین فیزیکدانان در مورد نتایج و پیشگویی های نسبیت وجود نداشته باشد. به عبارت دیگر نسبیت شدیداً قابل تفسیر است. این تفاسیرگاهی چنان متناقض هستند که حتی فیزیکدان بزرگی نظیر استفان هاوکینگ نظر خود را تغییر داد. البته این براداشتهای متفاوت از نسبیت ناشی از گذشت زمان نیست، بلکه از آغاز حتی برای خود اینشتین که نسبیت را مطرح کرد وجود داشت. به عنوان مثال: اینشتین از سال 1917 شروع به تدوین یک نظریه قابل تعمیم به عالم یرد.
وی با مشکلات حل نشدنی ریاضی برخورد کرد. به همین دلیل در معادلات گرانش عبارت مشهور " پارامتر عالم " را وارد کرد. ملاحظات وی در این موضوع بر دو فرضیه مبتنی بود. 1- ماده دارای چگالی متوسطی در فضاست که در همه جا ثابت و مخالف صفر است. 2- بزرگی " شعاع " فضا به زمان بستگی ندارد. در سال 1922 فریدمان نشان داد که اگر از فرضیه دوم چشم پوشی شود، می توان فرضیه اول را حفظ کرد بی آنکه در معادلات به پارامتر عالم نیازی باشد. فریدمان بر این اساس یک معادله ی دیفرانسیل به صورت زیر ارائه کرد: (dR/dt)^2 - C/R+K=0 در واقع سالها قبل از کشف هابل در مورد انبساط فضا، فریدمان دقیقاً کشفیات او را پیش بینی کرده بود. معادله ی فریدمان معادله ی اصلی کیهان شناخت نیوتنی است و بدون تغییر در نظریه نسبیت عام نیز صادق است.
اینشتین بر همه نتایج به دست آمده توسط فریدمان اعتراض کرد و مقاله ای نیز در این باب انتشار داد. سپس حقایق را در فرضیه فریدمان دید و با شجاعت کم نظیری طی نامه ای که برای سردبیر مجله آلمانی فرستاد به اشتباه خود در محاسباتش اعتراف کرد. بیشتر مشیلات نسبیت ناشی از خواصی است که به علت وجود ماده برای فضا قایل می شوند. که در آن هندسه جای فیزیک را می گیرد. زمانی پوانکاره گفته بود که اگر مشاهدات ما نشان دهد که فضا نااقلبدسی است، فیزیکدانان می توانند فضای اقلیدسی را قبول کرده و نیروهای جدیدی وارد نظریه های خود کنند. اما نسبیت چنین نکرد و ماهیت پدیده های فیزیکی را به دست فراموشی سپرد. هرچند پدیده های فیزیکی را بدون ابزار محاسباتی، اعم از جبری و هندسی نمی توان توجیه کرد، اما فیزیک نه هندسه است و نه جبر، فیزیک، فیزیک است وبس!!! 3- مشکل گرانش نیوتنی در نسبیت همچنان باقی است- در نسبیت فضا-زمان دارای انحناست. هرچه ماده بیشتر و چگالتر باشد، انحنای فضا بیشتر است.
سئوال این است که این انحنای فضا تا کجا می انجامد؟ در نسبیت انحنای فضا می تواند چنان تابیده شود که حجم به صفر برسد. برای آنکه ماده بتواند چنان بر فضا اثر بگذارد که حجم به صفر برسد، باید جرم به سمت بی نهایت میل کند. یعنی نسبیت نتوانست مشکل قانون گرانش را در مورد تراکم ماده در فضا حل کند، علاوه بر آن بر مشکل افزود. زیرا قانون نیوتن می پذیرد که ماده تا بی نهایت می تواند متمرکز شود، اما حجم صفر با آن سازگار نیست. اما نسبیت علاوه بر آن که می پذیرد ماده می تواند تا بی نهایت متراکم شود، پیشگویی می کند که حجم آن نیز به صفر می رسد.
چه باید کرد؟
1 - مشاهدات تجربی نشان می دهد که قانون جهانی گرانش نیوتن (یا حجم صفر نسبیت) باید مجدداً مورد بررسی قرار گیرد.
2 - قانون دوم نیوتن نیاز به برسی مجدد دارد، اما نه به گونه که افزایش جرم (انرژی) را تا بی نهایت بپذیرد. جرم-انرژی بینهایت در نسبیت مانند سرعت بی نهایت در م کانیک نیوتنی غیر واقعی و با مشاهدات تجربی ناسازگار است.
3 - ساختار هندسی فضا تابع چگالی ماده است که از نیروی گرانش آن ایجاد می شود. به عبارت دیگر این نیروی گرانش است که ساختار هندسی فضا را شکل می دهد، نه شکل هندسی فضا موجب ایجاد پدیده ای می شود که ما آن را گرانش می نامیم. در واقع گرانش نه تنها یک نیروی اساسی است، بلکه منشاء تولید انرژی است.
4 - در ساختار کلان حهان همان قانونی حاکم است که در کوچکترین واحدهای کمیت های طبیعت حاکم است. یعنی قوانین جهان میکروسکپی را می توان به جهان ماکروسپی تعمیم داد.
نتیجه: مکانیک کلاسیک، مکانیک کوانتوم و نسبیت را باید همزمان مورد بررسی مجدد قرار داد و این کاری است که:
Theory of CPH آن را انجام داده است.
منبع: www.hupaa.com
از بینهایت کوچک تا بینهایت بزرگ(بررسی تئوری نسبیت انیشتن)
نویسنده: مسعود بینش
انتشارات: باشگاه اندیشه
انتشارات: باشگاه اندیشه
چکیده:
آلبرت انیشتن در سال 1879 میلادی در شهر اولم آلمان متولد شد. از همان ابتدا تفاوت هایی در فکر و رفتار این کودک با بقیه همسالان خود نمایان بود. مشغله ذهنی او از سن ۱۰ سالگی به طور جدی، مطالعه درباره جهان عظیم بود. در 17 سالگی دبیرستان را به پایان رساند و در دانشگاه زوریخ پذیرفته و چهار سال بعد در رشته فیزیک فارغ التحصیل شد. در این اثنا ازدواج کرد و در سال 1901، پس از فراغت از تحصیل، شهروند سوئیس شد و مدتی بیکار بود و دنبال کار می گشت. یکسال بعد با مساعدت مارسل گراسمن، در اداره ثبت اختراعات سوئیس در برن، به یک شغل دفتری مشغول شد، اما او همواره غرق در ارقام و اعداد و معادلاتی بود که در ذهن خود داشت.
در سال 1905 پنج مقاله (Paper) نوشت و با کمروئی، یکی از آنها را به رئیس اداره ثبت اختراعات سوئیس داد و گفت خوشحال می شوم اگر شما جایی برای درج این مقاله در مجله خود می داشتید. این مقاله چند صفحه ای که در شماره 17 مجله سالنامه فیزیک (Annalen der physik) منتشر شد او را به سرعت به یکی از مشهورترین دانشمندان جهان تبدیل کرد. 17 سال بعد جایزه نوبل به دلیل انتشار همین مقاله در زمینه پدیده فتوالکتریک به او تعلق گرفت. مقاله بعد "تئوری حرکت براونی" بود که او با استفاده از فیزیک کلاسیک و روش مستقیم ثابت کرد که ماده دارای ساختار اتمی است. مقاله دیگر، "الکترودینامیک اجسام متحرک" بود که در آن به تحلیل عمیق مفهوم فضا و زمان پرداخت و تئوری نسبیت خاص را پایه ریزی کرد. چند ماه بعد نیز هم ارزی ماده و انرژی را در فرمول معروف E = mc2 ارائه داد. مقاله دیگر، "نظریه کوانتمی بودن نور" براساس تعمیم فرض ماکس پلانک در مورد کوانتینره بودن تابش جسم سیاه بود. با این کار او راه را برای تثبیت نظریه دوگانه موج ـ ذره در مورد نور هموار کرد. پس از آن بود که کرسی استادی دانشگاه زوریخ و سپس برلین به او پیشنهاد شد. سال 1911 که اولین کنفرانس جهانی فیزیک در بروکسل برگزار شد از او به عنوان جوانترین فیزیکدان دعوت به عمل آمد. در آستانه جنگ جهانی اول، او در دانشگاه برلین به دنبال تکمیل مطالعات و نظرات خود در مورد تعمیم تئوری نسبیت خاص با دخالت دادن موضوع گرانش بود. ۱۰ سال پس از ارائه تئوری نسبت خاص، در سال 1915 نظریه "نسبت عام" را ارائه داد. جالب است که بدلیل عجیب بودن نظرات او و عمق خلاقانه تئوری نسبت خاص و عام، درکی صحیح و کامل از نظرات او در خواص و عوام وجود نداشت.
در سال 1927، در پنجمین کنفرانس جهانی فیزیک حضور یافت و در زمینه مکانیک کوانتم مباحث زیادی با نیلز بور داشت. از سال 1928 ایده خود را در مورد " تئوری میدان واحد" آغاز کرد و تا آخر عمر روی آن کار کرد، گرچه هیچگاه موفق به ارائه آن نشد.
نوشتار حاضر به بررسی تکاپوهای علمی انیشتین و تئوری نسبیت انیشتن وی می پردازد.
فهرست مطالب
زیست نامه
فیزیک نیوتنی
انقلاب کوانتم
جدال فکری فیزیک قدیم و جدید
تئوری نسبیت خاص
پیش بینی کاربردهای فتوسل و لیزر
اهمیت سرعت نور
تاثیر حرکت در زمان
همزمانی وقایع
تاثیر حرکت بر جرم
هم ارزی جرم و انرژی
ثروتمند خسیس
نسبیت عام
فضای چهاربعدی
انحنا فضا
قانون تنبلی کیهانی
نفی تاثیر از راه دور
کندشدن ارتعاش اتم ها
شاره کیهانی
فضای بیکران و متناهی
مفروضات فلسفی فیزیک کلاسیک و مدرن
پایه های پوزیتیویسم
مکتب کپنهاکی
مخالفین مکتب کپنهاکی
اصل عدم قطعیت هایزنبرگ
اصل مکملیت بور
فیزیک و فلسفه
درک صحیح از نسبیت
مفهوم پردازی علم و بایدهای دین
به دنبال تئوری واحد
منبع: ketabnak.com
آلبرت انیشتن در سال 1879 میلادی در شهر اولم آلمان متولد شد. از همان ابتدا تفاوت هایی در فکر و رفتار این کودک با بقیه همسالان خود نمایان بود. مشغله ذهنی او از سن ۱۰ سالگی به طور جدی، مطالعه درباره جهان عظیم بود. در 17 سالگی دبیرستان را به پایان رساند و در دانشگاه زوریخ پذیرفته و چهار سال بعد در رشته فیزیک فارغ التحصیل شد. در این اثنا ازدواج کرد و در سال 1901، پس از فراغت از تحصیل، شهروند سوئیس شد و مدتی بیکار بود و دنبال کار می گشت. یکسال بعد با مساعدت مارسل گراسمن، در اداره ثبت اختراعات سوئیس در برن، به یک شغل دفتری مشغول شد، اما او همواره غرق در ارقام و اعداد و معادلاتی بود که در ذهن خود داشت.
در سال 1905 پنج مقاله (Paper) نوشت و با کمروئی، یکی از آنها را به رئیس اداره ثبت اختراعات سوئیس داد و گفت خوشحال می شوم اگر شما جایی برای درج این مقاله در مجله خود می داشتید. این مقاله چند صفحه ای که در شماره 17 مجله سالنامه فیزیک (Annalen der physik) منتشر شد او را به سرعت به یکی از مشهورترین دانشمندان جهان تبدیل کرد. 17 سال بعد جایزه نوبل به دلیل انتشار همین مقاله در زمینه پدیده فتوالکتریک به او تعلق گرفت. مقاله بعد "تئوری حرکت براونی" بود که او با استفاده از فیزیک کلاسیک و روش مستقیم ثابت کرد که ماده دارای ساختار اتمی است. مقاله دیگر، "الکترودینامیک اجسام متحرک" بود که در آن به تحلیل عمیق مفهوم فضا و زمان پرداخت و تئوری نسبیت خاص را پایه ریزی کرد. چند ماه بعد نیز هم ارزی ماده و انرژی را در فرمول معروف E = mc2 ارائه داد. مقاله دیگر، "نظریه کوانتمی بودن نور" براساس تعمیم فرض ماکس پلانک در مورد کوانتینره بودن تابش جسم سیاه بود. با این کار او راه را برای تثبیت نظریه دوگانه موج ـ ذره در مورد نور هموار کرد. پس از آن بود که کرسی استادی دانشگاه زوریخ و سپس برلین به او پیشنهاد شد. سال 1911 که اولین کنفرانس جهانی فیزیک در بروکسل برگزار شد از او به عنوان جوانترین فیزیکدان دعوت به عمل آمد. در آستانه جنگ جهانی اول، او در دانشگاه برلین به دنبال تکمیل مطالعات و نظرات خود در مورد تعمیم تئوری نسبیت خاص با دخالت دادن موضوع گرانش بود. ۱۰ سال پس از ارائه تئوری نسبت خاص، در سال 1915 نظریه "نسبت عام" را ارائه داد. جالب است که بدلیل عجیب بودن نظرات او و عمق خلاقانه تئوری نسبت خاص و عام، درکی صحیح و کامل از نظرات او در خواص و عوام وجود نداشت.
در سال 1927، در پنجمین کنفرانس جهانی فیزیک حضور یافت و در زمینه مکانیک کوانتم مباحث زیادی با نیلز بور داشت. از سال 1928 ایده خود را در مورد " تئوری میدان واحد" آغاز کرد و تا آخر عمر روی آن کار کرد، گرچه هیچگاه موفق به ارائه آن نشد.
نوشتار حاضر به بررسی تکاپوهای علمی انیشتین و تئوری نسبیت انیشتن وی می پردازد.
فهرست مطالب
زیست نامه
فیزیک نیوتنی
انقلاب کوانتم
جدال فکری فیزیک قدیم و جدید
تئوری نسبیت خاص
پیش بینی کاربردهای فتوسل و لیزر
اهمیت سرعت نور
تاثیر حرکت در زمان
همزمانی وقایع
تاثیر حرکت بر جرم
هم ارزی جرم و انرژی
ثروتمند خسیس
نسبیت عام
فضای چهاربعدی
انحنا فضا
قانون تنبلی کیهانی
نفی تاثیر از راه دور
کندشدن ارتعاش اتم ها
شاره کیهانی
فضای بیکران و متناهی
مفروضات فلسفی فیزیک کلاسیک و مدرن
پایه های پوزیتیویسم
مکتب کپنهاکی
مخالفین مکتب کپنهاکی
اصل عدم قطعیت هایزنبرگ
اصل مکملیت بور
فیزیک و فلسفه
درک صحیح از نسبیت
مفهوم پردازی علم و بایدهای دین
به دنبال تئوری واحد
منبع: ketabnak.com