GiTi Cast

Siavash A Noorbakhsh

4.8 (5)
Astronomy
Updated Weekly

داستان آفرینش گیتی

03/12/2022

قسمت 17: ماده تاریک

آنچه می‌شنوید (و مقداری اطلاعات بیشتر) دربارهٔ این نوشته: این نوشته، روایت بازنویسی‌شدهٔ همین قسمت پادکسته. برای این‌که خوندنش راحت‌تر باشه، تکرارهای گفتاری حذف شده‌ان و هرجا لازم بوده، توضیح بیشتر و اصلاح علمی رو بر پایهٔ منابع معتبر به متن اضافه کرده‌ایم. خلاصه برای دیدن یک چیز معمولاً به نور نیاز داریم، اما برای فهمیدن این‌که جرم داره، فقط نور کافی نیست؛ گرانش هم می‌تونه حضورش رو آشکار کنه. اخترشناس‌ها وقتی حرکت ستاره‌ها و کهکشان‌ها و همین‌طور خم‌شدن نور رو بررسی کردن، متوجه شدن مقدار جرم واقعی جهان خیلی بیشتر از چیزیه که می‌بینیم. اسم این بخش نادیدنی رو مادهٔ تاریک گذاشتن. برآوردهای امروزی می‌گن مادهٔ معمولی حدود ۵ درصد، مادهٔ تاریک حدود ۲۷ درصد و انرژی تاریک حدود ۶۸ درصد از محتوای جرم‌ـ‌انرژی جهان رو تشکیل می‌دن. پس مادهٔ تاریک به‌تنهایی ۹۵ درصد جهان نیست؛ مادهٔ تاریک و انرژی تاریک روی‌هم حدود ۹۵ درصد می‌شن. این دو هم یک چیز نیستن: مادهٔ تاریک با گرانش و شکل‌گیری ساختارهای کیهانی ارتباط داره، اما انرژی تاریک به شتاب‌گرفتن انبساط جهان مربوطه. اول روشن کنیم: چرا بعضی ماده‌ها رو می‌بینیم؟ برای فهمیدن مادهٔ تاریک، بهتره از مادهٔ معمولی شروع کنیم. ما خورشید رو می‌بینیم چون نور تولید می‌کنه. ماه رو می‌بینیم چون نور خورشید رو بازتاب می‌ده. بدن ما، سیاره‌ها، غبار میان‌ستاره‌ای و ستاره‌ها همگی از مادهٔ معمولی ساخته شده‌ان؛ یعنی از اتم‌هایی که هسته و الکترون دارن. پس دیدن یک جسم به رفتارش با نور بستگی داره. اگر نور تولید یا بازتاب نکنه، ممکنه با چشم یا تلسکوپ معمولی دیده نشه. اما دیده‌نشدن به این معنی نیست که اون جسم وجود نداره. یک جسم نامرئی هم اگر جرم داشته باشه، گرانش ایجاد می‌کنه و می‌تونه حرکت چیزهای اطرافش رو تغییر بده. همین تفاوت، کلید ماجراست: نور به ما می‌گه چه چیزی روشنه، ولی گرانش می‌گه چه مقدار جرم وجود داره. اگر جرم محاسبه‌شده از روی گرانش بیشتر از جرم دیده‌شده با نور باشه، باید دنبال بخشی از ماده بگردیم که روشن نیست. حالا باید ببینیم اخترشناس‌ها چطور بدون دیدن مستقیم یک جرم، اثر گرانش اون رو اندازه می‌گیرن. ساده‌ترین راه، نگاه‌کردن به حرکته. حرکت چطور جرم نادیدنی رو لو می‌ده؟ گرانش روی حرکت اثر می‌ذاره. مثلاً سرعت گردش یک سیاره فقط یک عدد تصادفی نیست؛ این سرعت به جرم خورشید و فاصلهٔ سیاره از اون بستگی داره. با اندازه‌گیری حرکت سیاره‌ها می‌شه جرم خورشید رو محاسبه کرد، حتی اگر نتونیم خورشید رو روی یک ترازو بذاریم. اخترشناس‌ها همین منطق رو در مقیاس بزرگ‌تر به کار می‌برن. نور ستاره‌ها و کهکشان‌ها به اون‌ها اجازه می‌ده سرعت حرکت رو اندازه بگیرن. بعد حساب می‌کنن چه مقدار جرم و گرانش برای ایجاد چنین حرکتی لازمه. در مرحلهٔ بعد، این جرم رو با مقدار مادهٔ روشنی که در تصویر دیده می‌شه مقایسه می‌کنن. اگر دو عدد نزدیک باشن، مادهٔ قابل‌دیدن می‌تونه حرکت رو توضیح بده. اما اگر حرکت خیلی سریع‌تر از انتظار باشه، جرم مرئی کافی نیست. در این حالت، حرکت اجرام مثل ردّ پایی می‌شه که حضور جرم نادیدنی رو آشکار می‌کنه. این روش اول در مقیاس خوشه‌های کهکشانی توجه زیادی جلب کرد و بعد در خود کهکشان‌ها به یکی از مهم‌ترین شواهد مادهٔ تاریک تبدیل شد. از «جرم گمشده» تا خوشهٔ کُما در دههٔ ۱۹۳۰، یان اورت حرکت ستاره‌های نزدیک خورشید رو نسبت به صفحهٔ راه شیری بررسی کرد. نتیجه‌های اولیه بحث «جرم گمشده» رو پیش کشیدن، هرچند اندازه‌گیری‌های بعدی نشون دادن این نتیجه به‌تنهایی مدرک محکمی برای مادهٔ تاریک نبوده. اهمیت کار اورت بیشتر در مطرح‌کردن همون پرسش بنیادی بود: آیا جرمی که می‌بینیم برای توضیح حرکت‌ها کافیه؟ فریتس زوئیکی این پرسش رو در مقیاسی بسیار بزرگ‌تر دنبال کرد. اون سرعت کهکشان‌های داخل خوشهٔ کُما رو اندازه گرفت. خوشهٔ کهکشانی مجموعه‌ای از کهکشان‌هاست که گرانش اون‌ها رو کنار هم نگه می‌داره. زوئیکی دید که کهکشان‌های کُما با سرعت زیادی حرکت می‌کنن. وقتی جرم کهکشان‌های روشن رو جمع می‌کرد، گرانش حاصل برای نگه‌داشتن چنین مجموعه‌ای کافی نبود. اگر فقط مادهٔ دیده‌شده وجود داشت، کهکشان‌ها باید از خوشه فرار می‌کردن. اما خوشه پابرجا بود. پس یا محاسبه‌های گرانش مشکل داشتن، یا مقدار زیادی جرم نادیدنی داخل خوشه وجود داشت. این نتیجه یک سرنخ مهم بود، ولی هنوز می‌شد پرسید آیا خوشهٔ کُما یک مورد خاصه. برای قوی‌ترشدن فرضیه، باید همین ناسازگاری در سامانه‌های دیگه هم دیده می‌شد. بررسی چرخش کهکشان‌های مارپیچی دقیقاً همین شواهد مستقل رو فراهم کرد. ستاره‌های لبهٔ کهکشان چرا این‌قدر سریع حرکت می‌کنن؟ یک کهکشان مارپیچی رو تصور کنین. بخش مرکزی اون پرنورتره و بیشتر ستاره‌های قابل‌دیدن در همون ناحیه جمع شده‌ان. اگر بیشتر جرم کهکشان هم در بخش درخشان مرکزی باشه، انتظار داریم هرچه از مرکز دورتر می‌شیم، سرعت گردش ستاره‌ها کم بشه؛ تقریباً شبیه سیاره‌های دورتر منظومهٔ شمسی که آهسته‌تر دور خورشید می‌گردن. اما اندازه‌گیری‌های ورا روبین، کنت فورد و اخترشناس‌های دیگه نتیجهٔ متفاوتی نشون داد. ستاره‌های نواحی بیرونی کهکشان‌ها خیلی آهسته‌تر نمی‌شدن؛ سرعت گردش اون‌ها در فاصله‌های زیاد تقریباً ثابت می‌موند. به نموداری که این سرعت رو در فاصله‌های مختلف نشون می‌ده منحنی چرخش می‌گن، و وقتی سرعت بیرون کهکشان کم نمی‌شه، بهش می‌گیم «منحنی چرخش تخت». حالا همون منطق بخش قبل رو به کار ببریم. اگر ستاره‌ها سریع‌تر از چیزی حرکت می‌کنن که جرم مرئی اجازه می‌ده، پس گرانش بیشتری لازم داریم. یکی از بهترین توضیح‌ها اینه که کهکشان داخل یک هالهٔ مادهٔ تاریک قرار گرفته؛ یعنی ناحیه‌ای بزرگ و تقریباً نامرئی که خیلی فراتر از قرص روشن کهکشان ادامه داره. این هاله گرانش اضافی لازم رو فراهم می‌کنه. بنابراین ستاره‌های یک کهکشان فقط به خاطر سیاه‌چالهٔ مرکزی نمی‌چرخن و قرار نیست در پایان داخل اون سقوط کنن. سیاه‌چالهٔ مرکزی فقط در نزدیکی خودش اثر غالب داره؛ حرکت بیشتر ستاره‌ها به جرم کل کهکشان، از جمله هالهٔ مادهٔ تاریک، بستگی داره. تا اینجا مادهٔ تاریک رو از روی حرکت اجرام نتیجه گرفتیم. اما علم وقتی مطمئن‌تر می‌شه که چند روش مستقل به یک نتیجه برسن. روش بعدی به‌جای حرکت ستاره‌ها، مسیر خود نور رو بررسی می‌کنه. وقتی خم‌شدن نور به یک ترازوی کیهانی تبدیل می‌شه طبق نسبیت عام، جرم و انرژی شکل فضاـزمان رو تغییر می‌دن. نور هم وقتی از این فضای خمیده
02/23/2022

قسمت 16: زندگی در میان ذرات نور باقیمانده از آفرینش جهان

آنچه می‌شنوید (و مقداری اطلاعات بیشتر) دربارهٔ این نوشته: این نوشته، روایت بازنویسی‌شدهٔ همین قسمت پادکسته. برای این‌که خوندنش راحت‌تر باشه، تکرارهای گفتاری حذف شده‌ان و هرجا لازم بوده، توضیح بیشتر و اصلاح علمی رو بر پایهٔ منابع معتبر به متن اضافه کرده‌ایم. خلاصه وقتی به آسمون نگاه می‌کنیم، فقط فضا رو نمی‌بینیم؛ گذشته رو هم می‌بینیم. چون نور برای رسیدن به ما زمان لازم داره، هرچه یک جرم آسمونی دورتر باشه، تصویر قدیمی‌تری از اون به چشم ما می‌رسه. اگر این مسیر رو تا دورترین گذشتهٔ قابل‌دیدن ادامه بدیم، به نوری می‌رسیم که حدود ۳۸۰ هزار سال بعد از مهبانگ آزاد شده: تابش زمینهٔ ریزموج کیهانی یا CMB. این نور زمانی از ماده جدا شد و تونست در جهانی بسیار داغ آزادانه حرکت کنه، اما انبساط جهان طول موجش رو کشید و دماش رو به حدود ۲٫۷۲۵ کلوین، یعنی تقریباً منفی ۲۷۰٫۴ درجهٔ سانتی‌گراد، رسوند. تغییرهای خیلی کوچیک دمای این تابش هم مهم‌ان، چون ردّ اولین تفاوت‌های چگالی رو در خودشون نگه داشته‌ان؛ تفاوت‌هایی که بعداً با کمک گرانش رشد کردن و به ستاره‌ها، کهکشان‌ها و ساختار بزرگ امروزی جهان تبدیل شدن. از یک سؤال ساده شروع کنیم: وقتی به آسمون نگاه می‌کنیم، چه زمانی رو می‌بینیم؟ برای رسیدن به تابش زمینهٔ کیهانی، بهتره اول از خود نور شروع کنیم. نور با سرعت خیلی زیادی حرکت می‌کنه، اما سرعتش بی‌نهایت نیست. مثلاً نور خورشید حدود هشت دقیقه در راهه تا به زمین برسه. پس خورشیدی که همین حالا می‌بینیم، در واقع خورشید هشت دقیقهٔ پیشه. همین قاعده برای اجرام دورتر هم برقرار می‌مونه. اگر یک کهکشان دو میلیارد سال نوری از ما فاصله داشته باشه، نوری که امروز از اون دریافت می‌کنیم دو میلیارد سال پیش راه افتاده. ما اون کهکشان رو در زمان حالش نمی‌بینیم؛ داریم گذشته‌اش رو تماشا می‌کنیم. پس تلسکوپ فقط وسیله‌ای برای دیدن جاهای دور نیست؛ یک جور ماشین زمانه. هرچه دورتر رو نگاه کنیم، به دورهٔ قدیمی‌تری از تاریخ جهان می‌رسیم. علاوه بر این، نور فقط تصویر نمی‌آره. وقتی نور رو به طول موج‌های مختلفش تقسیم می‌کنیم—چیزی که بهش طیف نور می‌گن—می‌تونیم دربارهٔ دما، حرکت و مواد سازندهٔ ستاره‌ها و کهکشان‌ها هم اطلاعات به دست بیاریم. حالا یک سؤال طبیعی پیش میاد: اگر مرتب دورتر و دورتر رو ببینیم، آیا می‌تونیم تا خود لحظهٔ مهبانگ عقب بریم؟ پاسخ کوتاه اینه که نه. در یک نقطه، با دیواری روبه‌رو می‌شیم که نور قدیمی‌تر نمی‌تونه از پشت اون به ما برسه. برای فهمیدن دلیلش باید ببینیم جهان خیلی جوان چه وضعی داشته. هرچه عقب‌تر می‌ریم، جهان کدرتر می‌شه برای فهمیدن کدر بودن جهان آغازین، اول یک اتم ساده رو در نظر بگیرین. اتم یک هسته داره و الکترون‌ها اطراف اون قرار می‌گیرن. اما اگر محیط بیش از حد داغ باشه، الکترون‌ها نمی‌تونن کنار هسته‌ها بمونن. در نتیجه، به‌جای اتم‌های خنثی، مخلوطی از هسته‌ها و الکترون‌های آزاد داریم. به این حالت ماده پلاسما می‌گن. جهان در چندصدهزار سال اول همین وضعیت رو داشت. همه‌جا بسیار داغ و پر از پلاسما بود. فوتون‌ها—یعنی ذرات نور—در این محیط مدام به الکترون‌های آزاد برخورد می‌کردن و جهت حرکتشون عوض می‌شد. نور وجود داشت، اما نمی‌تونست یک مسیر مستقیم و طولانی رو طی کنه. می‌شه این وضعیت رو به نور چراغ در مه غلیظ تشبیه کرد. در مه، نور خاموش نشده؛ قطره‌های آب مرتب اون رو پخش می‌کنن و اجازه نمی‌دن منظرهٔ دور رو ببینیم. در جهان آغازین هم الکترون‌های آزاد همین نقش رو برای نور داشتن. بنابراین جهان جوان روشن و پرانرژی بود، اما شفاف نبود. این کدری توضیح می‌ده چرا با نور معمولی نمی‌تونیم دوره‌های قدیمی‌تر رو ببینیم. اما جهان برای همیشه در این وضعیت نموند. انبساط جهان باعث شد دما پایین بیاد و همین سردشدن، راه نور رو باز کرد. جهان چطور برای نور شفاف شد؟ با بزرگ‌ترشدن جهان، ماده و تابش در فضای بیشتری پخش شدن و دما کم‌کم پایین اومد. حدود ۳۸۰ هزار سال بعد از مهبانگ، دما به نزدیکی ۳۰۰۰ کلوین رسید. در این دما، الکترون‌ها بالاخره تونستن به هسته‌ها وصل بشن و اتم‌های خنثی بسازن. وقتی تعداد الکترون‌های آزاد کم شد، فوتون‌ها هم کمتر به مانع برخورد کردن. نوری که تا اون زمان بارها پراکنده شده بود، حالا می‌تونست آزادانه در جهان حرکت کنه. به این مرحله بازترکیب می‌گن؛ یعنی دوره‌ای که هسته‌ها و الکترون‌ها کنار هم قرار گرفتن و اتم‌های خنثی شکل گرفتن. تابش زمینهٔ ریزموج کیهانی همون نوریه که در این مرحله آزاد شد و بعد از میلیاردها سال به ما رسیده. بنابراین CMB تصویر خود لحظهٔ مهبانگ نیست. این تابش تصویر قدیمی‌ترین زمانیه که جهان برای نور شفاف شده بود؛ درست مثل اولین منظره‌ای که بعد از کناررفتن مه ظاهر می‌شه. تا اینجا فهمیدیم این نور کِی و چرا آزاد شده. اما یک مسئله باقی می‌مونه: جهانی که نور رو آزاد کرد حدود ۳۰۰۰ کلوین دما داشت، در حالی که دمای CMB امروز فقط ۲٫۷۲۵ کلوینه. برای فهمیدن این تفاوت باید اثر انبساط جهان رو روی خود نور بررسی کنیم. نور داغ چطور به تابش سرد تبدیل شد؟ وقتی فضا منبسط می‌شه، فاصلهٔ میان کهکشان‌ها بیشتر می‌شه. اما اثر انبساط فقط به فاصله‌ها محدود نیست؛ طول موج نوری که در فضا حرکت می‌کنه هم کشیده می‌شه. هرچه طول موج بلندتر بشه، انرژی نور کمتر می‌شه. به این فرایند انتقال به سرخ کیهانی می‌گن. پس فوتون‌های CMB در آغاز انرژی خیلی بیشتری داشتن، ولی هم‌زمان با انبساط جهان، طول موجشون کشیده و انرژی‌شون کمتر شد. به همین دلیل، این نور امروز در محدودهٔ ریزموج دیده می‌شه و دمای اون حدود ۲٫۷۲۵ کلوینه. اینجا مقیاس کلوین ممکنه کمی گیج‌کننده باشه. صفر کلوین، یا صفر مطلق، برابر با منفی ۲۷۳٫۱۵ درجهٔ سانتی‌گراده. بنابراین ۲٫۷۲۵ کلوین به معنی دو سه درجه بالای صفر سانتی‌گراد نیست؛ تقریباً برابر با منفی ۲۷۰٫۴ درجهٔ سانتی‌گراده. این تابش خیلی سرد همه‌جای فضا حضور داره. به‌طور میانگین، در هر سانتی‌متر مکعب از فضا حدود ۴۰۰ فوتون CMB وجود داره. اسم «ریزموج» ممکنه ما رو یاد اجاق مایکروویو بندازه، اما شباهت فقط در محدودهٔ طول موجه. CMB فوق‌العاده ضعیف و سرده و هیچ شباهتی به گرمای داخل اجاق نداره. حالا که می‌دونیم دنبال چه نوری هستیم و چرا این نور سرد شده، می‌تونیم به سؤال بعدی برسیم: دانشمندها چطور چنین تابش ضعیفی رو پیدا کردن؟ نویزی که تبدیل به یک کشف بزرگ شد سال‌ها پیش از کشف CMB، فیزیک‌دان‌ها به این نتیجه رسیده بودن که اگر جهان در گذشته بسیار داغ بوده، باید بخشی از نور اون دوران هنو
01/07/2022

قسمت 15: از گرد و غبار ستارگان

آنچه می‌شنوید (و مقداری اطلاعات بیشتر) دربارهٔ این نوشته: این نوشته، روایت بازنویسی‌شدهٔ همین قسمت پادکسته. برای این‌که خوندنش راحت‌تر باشه، تکرارهای گفتاری حذف شده‌ان و هرجا لازم بوده، توضیح بیشتر و اصلاح علمی رو بر پایهٔ منابع معتبر به متن اضافه کرده‌ایم. خلاصه آب، استخوان، هوا و سنگ از اتم‌ها ساخته شده‌اند، اما این اتم‌ها همگی یک زمان و یک جا به وجود نیومدن. هیدروژنِ بدن ما عمدتاً میراث جهان آغازینه؛ بسیاری از عنصرهای سنگین‌تر در ستاره‌ها و رویدادهای بعدی ساخته و در فضا پخش شده‌اند. برای فهم این مسیر، اول ساختار اتم و تفاوت عنصرها رو می‌شناسیم. بعد می‌بینیم ساختن یک مولکول چه فرقی با ساختن یک هستهٔ تازه داره. از اونجا به جهان داغ آغازین، همجوشی در ستاره‌ها و سرانجام مواد سازندهٔ زمین و بدن خودمون می‌رسیم. «غبار ستارگان» در پایان این راه، معنایی فراتر از یک تعبیر شاعرانه پیدا می‌کنه. از چیزهای آشنا به آجرهای سازندهٔ آن‌ها یک لیوان آب رو در نظر بگیرین. اگر ساختارش رو در مقیاس بسیار کوچک بررسی کنیم، به مولکول‌های آب می‌رسیم. هر مولکول آب از دو اتم هیدروژن و یک اتم اکسیژن ساخته شده. پس در همین مادهٔ معمولی، دو نوع اتم کنار هم قرار گرفته‌اند. اتم، هسته‌ای کوچک با بار مثبت و الکترون‌هایی با بار منفی داره. هسته از پروتون و معمولاً نوترون ساخته شده؛ پروتون بار مثبت داره و نوترون از نظر الکتریکی خنثی است. تعداد پروتون‌ها مشخص می‌کنه با کدام عنصر روبه‌رو هستیم. هیدروژن یک پروتون داره، هلیوم دو تا و اکسیژن هشت تا. به همین دلیل، برای تبدیل هیدروژن به هلیوم، فقط جابه‌جاکردن اتم‌ها یا گرم‌کردن یک ظرف کافی نیست. باید خود هسته تغییر کنه. این تفاوت، پایهٔ تمایز واکنش شیمیایی و واکنش هسته‌ایه. وزارت انرژی آمریکا: هستهٔ اتم الکترون‌ها مثل سیاره دور خورشید نمی‌چرخن تصویر منظومه‌ایِ اتم آشنا و ساده است، اما اگر اون رو کاملاً واقعی بگیریم گمراه می‌شیم. در توصیف کوانتومی، الکترون یک مسیر دایره‌ایِ معلوم مثل مدار سیاره نداره. با حالت‌هایی سروکار داریم که احتمال پیدا‌کردن الکترون در ناحیه‌های مختلف رو توصیف می‌کنن. ابر الکترونی نام تصویری از همین توزیع احتماله؛ قرار نیست یک تکه مادهٔ معمولی به شکل ابر در همه‌جا پخش شده باشه. برای این بحث لازم نیست ریاضیات کوانتوم رو بلد باشیم. کافی است بدونیم حالت‌های الکترون و انرژی‌های مجاز، روی رفتار شیمیایی اتم اثر می‌ذارن. وقتی اتم‌ها به هم پیوند می‌خورن، آرایش الکترونی مهمه. همهٔ پیوندها هم یک نوع سادهٔ اشتراک الکترون نیستن. هلیوم در شرایط عادی معمولاً تک‌اتمی می‌مونه و مثل هیدروژن، گازِ مولکول‌های دواتمیِ معمول نمی‌سازه. پس حتی آجرهای بسیار کوچک هم رفتار یکسانی ندارن. NIST: حالت‌ها و آرایش‌های اتمی یک عنصر می‌تونه چند نوع اتم داشته باشه تعداد پروتون نام عنصر رو تعیین می‌کنه، اما تعداد نوترون ممکنه فرق کنه. اتم‌های یک عنصر با تعداد نوترون متفاوت، ایزوتوپ‌های اون عنصرند. هیدروژن معمولیِ فراوان، یک پروتون و بدون نوترونه. دوتریم یک نوترون و تریتیوم دو نوترون داره؛ تریتیوم پرتوزاست. این تفاوت برای فهم واکنش‌های هسته‌ای مهمه. نمی‌شه فقط تعداد پروتون‌های دو هسته رو جمع کنیم و مطمئن باشیم یک محصول پایدار و یک مسیر آسان به دست می‌آد. تعداد نوترون‌ها، انرژی و احتمال واکنش هم تعیین‌کننده‌اند. جدول تناوبی فهرست عنصرهاست، نه دستور سادهٔ ساختن هر عنصر از هر ترکیب دلخواه. چه چیزی هسته رو کنار هم نگه می‌داره؟ پروتون‌ها بار هم‌نام دارن و از نظر الکتریکی همدیگه رو دفع می‌کنن. پس چرا هسته‌های چندپروتونی بلافاصله از هم نمی‌پاشن؟ در فاصله‌های بسیار کوتاهِ هسته‌ای، برهم‌کنش دیگری اهمیت پیدا می‌کنه: اثر باقیماندهٔ نیروی قوی میان پروتون‌ها و نوترون‌ها. در یک لایهٔ بنیادی‌تر، نیروی قوی کوارک‌ها رو درون پروتون و نوترون مقید می‌کنه. اثر باقیماندهٔ اون در مقیاس هسته، به کنار هم ماندن این ذره‌ها کمک می‌کنه. لازم نیست این دو سطح رو یکی بگیریم؛ همان‌طور که شناخت اجزای یک سلول با شناخت ارتباط میان سلول‌ها یک بحث واحد نیست. وزارت انرژی آمریکا دربارهٔ کوارک‌ها و نیروی قوی این نیرو در فاصلهٔ هسته‌ای مؤثره، در حالی که دفع الکتریکی مانع نزدیک‌شدن آسان دو هسته می‌شه. حالا مسئلهٔ همجوشی روشن‌تره: دو هسته باید به اندازهٔ کافی به هم نزدیک بشن تا امکان واکنش فراهم بشه. جهان آغازین چه چیزهایی ساخت؟ در مرحلهٔ داغ آغازین، دما و چگالی با انبساط پایین می‌اومدن. در چند دقیقهٔ نخست، شرایط برای ساختن هسته‌های سبک فراهم شد. حاصل عمده، هیدروژن و هلیوم بود، همراه با مقدارهای اندکی از هسته‌های سبک دیگر. این مرحله، کارخانهٔ ساخت تمام عنصرهای جدول تناوبی نبود. در اون زمان هنوز اتم‌های خنثیِ معمول شکل نگرفته بودن؛ محیط برای ماندن پایدار الکترون‌ها کنار هسته‌ها بیش از حد داغ بود. حدود ۳۸۰ هزار سال بعد، با سردترشدن جهان، اتم‌های خنثی به مقدار فراوان شکل گرفتن. پس ساختن هسته و تشکیل اتم کامل، دو مرحلهٔ جدا با فاصلهٔ زمانی بسیار زیادند. ناسا: هسته‌های نخستین و تشکیل اتم‌ها انبساط و سردشدن، فرصت واکنش‌های آغازین رو محدود کردن. برای ساخت بسیاری از عنصرهای دیگر، باید محیط‌هایی فراهم می‌شد که دوباره ماده رو داغ و فشرده کنن و مدت بیشتری برای واکنش در اختیار بذارن. ستاره‌ها چنین محیط‌هایی رو پدید آوردن. ستاره چطور یک کارخانهٔ هسته‌ای می‌شه؟ گرانش می‌تونه بخشی از یک ابر گاز رو جمع کنه. با رمب، مرکز داغ‌تر و چگال‌تر می‌شه. اگر شرایط مناسب باشه، همجوشی پایدار آغاز می‌شه و ستاره وارد مرحله‌ای می‌شه که انرژی هسته‌ای نقش اصلی در درخشش اون داره. در خورشید، مجموعه‌ای از واکنش‌ها در نهایت چهار پروتون رو به یک هستهٔ هلیوم تبدیل می‌کنه. این فرایند یک برخورد سادهٔ «دو اتم و تمام» نیست. چند مرحله، ذرات میانی و برهم‌کنش‌های متفاوت در اون نقش دارن. تونل‌زنی کوانتومی هم مهمه: هسته‌ها احتمال محدودی برای عبور از سدی دارن که در تصویر کلاسیکی، انرژی کافی برای گذشتن از اون ندارن. تونل‌زنی به معنی بازشدن یک سوراخ واقعی در ماده نیست؛ نام یک رفتار کوانتومیه. همین احتمال‌های کوچک، در جمعیت بسیار بزرگ ذرات و زمان طولانی، اهمیت پیدا می‌کنن. وزارت انرژی آمریکا: همجوشی پروتون–پروتون در خورشید همجوشی با شکافت فرق داره در همجوشی، هسته‌های سبک‌تر در مسیر واکنش به هسته‌های سنگین‌تر می‌رسن. در شکافت، یک هستهٔ سنگین به هسته‌های ک
11/11/2021

قسمت 14: سیاهچاله‌های فضایی

آنچه می‌شنوید (و مقداری اطلاعات بیشتر) دربارهٔ این نوشته: این نوشته، روایت بازنویسی‌شدهٔ همین قسمت پادکسته. برای این‌که خوندنش راحت‌تر باشه، تکرارهای گفتاری حذف شده‌ان و هرجا لازم بوده، توضیح بیشتر و اصلاح علمی رو بر پایهٔ منابع معتبر به متن اضافه کرده‌ایم. خلاصه سیاه‌چاله رو بهتره از زندگی یک ستاره بشناسیم، نه از تصویر یک حفرهٔ جادویی که همه‌چیز رو می‌بلعه. ستاره زمانی پایدار می‌مونه که فشار درونی با وزن لایه‌هایش تعادل داشته باشه. اگر در بعضی ستاره‌های پرجرم، هسته دیگه نتونه در برابر رمب مقاومت کنه، ممکنه سیاه‌چاله شکل بگیره. در این قسمت، از این تعادل شروع می‌کنیم و بعد افق رویداد، تجربهٔ سقوط و مفهوم تکینگی رو از هم جدا می‌کنیم. در ادامه می‌بینیم چرا بحث تکینگی به پرسش از گذشتهٔ جهان هم راه پیدا می‌کنه، و چرا شواهد مهبانگ رو نباید با اثبات آفرینش از هیچ یکی گرفت. چه چیزی یک ستاره رو سرپا نگه می‌داره؟ یک ستاره توده‌ای از گاز بسیار داغه که گرانش، اجزاش رو به سوی مرکز می‌کشه. لایه‌های درونی باید وزن لایه‌های بالاتر رو تحمل کنن. فشار گاز و تابش به این مقاومت کمک می‌کنه؛ هرچه به درون می‌ریم، شرایط دما و فشار متفاوت می‌شه. وقتی توزیع فشار با وزن لایه‌ها متعادل باشه، از تعادل هیدروستاتیکی حرف می‌زنیم. این اسم به معنی یک نبرد میان انفجارهای جداگانه و گرانش نیست. ستاره در بخش بزرگی از عمرش، ساختاری نسبتاً پایدار داره که انرژی در اون تولید و به بیرون منتقل می‌شه. در خورشید، همجوشی هسته‌ای منبع اصلی انرژیه. حاصل خالص زنجیرهٔ اصلی واکنش‌ها، تبدیل چهار هستهٔ هیدروژن به یک هستهٔ هلیوم است؛ بخشی از اختلاف انرژی به شکل تابش و ذرات آزاد می‌شه. همین انرژی به حفظ شرایط داغ درونی کمک می‌کنه. ناسا دربارهٔ چرخهٔ زندگی ستاره وقتی سوخت مرکزی تغییر می‌کنه، همهٔ ستاره‌ها یک سرنوشت ندارن پایان هیدروژنِ مرکز به معنی خاموش‌شدن فوری تمام واکنش‌ها نیست. ساختار ستاره عوض می‌شه و بسته به جرمش، مراحل دیگری از تحول پیش می‌آد. بعضی واکنش‌ها ممکنه در پوسته‌ها ادامه پیدا کنن یا سوخت‌های دیگری در مرکز وارد کار بشن. خورشید در پایان مسیرش قرار نیست سیاه‌چاله بشه. پس از مرحلهٔ غول سرخ و ازدست‌دادن لایه‌های بیرونی، بازمانده‌ای به نام کوتولهٔ سفید خواهد داشت. در ستاره‌های پرجرم‌تر، رمب هسته می‌تونه به ستارهٔ نوترونی یا در بعضی شرایط به سیاه‌چاله برسد. بنابراین «تمام ستاره‌ها در نهایت سیاه‌چاله می‌شن» درست نیست. جرم اولیه مهمه، اما ازدست‌دادن جرم و ارتباط با یک ستارهٔ همراه هم می‌تونه مسیر رو تغییر بده. برای فهم سیاه‌چاله باید یک شاخهٔ خاص از این خانوادهٔ سرنوشت‌ها رو دنبال کنیم. ناسا: انواع ستاره‌ها و بازمانده‌هایشان فشرده‌شدن چطور به افق رویداد می‌رسه؟ در نسبیت عام، جرم و انرژی با هندسهٔ فضاـزمان مرتبط‌اند. اگر مقدار کافی جرم در ناحیهٔ بسیار کوچکی متمرکز بشه، ممکنه مرزی شکل بگیره که از درون اون هیچ پیامِ رو به آینده نتونه به ناظر دوردست برسه. این مرز، افق رویداد نام داره. افق یک پوستهٔ جامد نیست. تعریفش دربارهٔ امکان ارتباطه. نور بیرون این مرز، بسته به جهت و مسیرش، ممکنه به دوردست برسه؛ نور درون اون چنین راهی نداره. پس عبارت «نور نزدیک سیاه‌چاله هرگز فرار نمی‌کنه» بیش از حد کلیه. باید بپرسیم نور از کجا و در چه جهتی فرستاده شده. مادهٔ بیرون افق می‌تونه بسیار داغ و درخشان باشه. قرص برافزایشی نام ماده‌ایه که در اطراف جسم جمع شده و پیش از فرورفتن حرکت می‌کنه. تابش این ناحیه از داخل سیاه‌چاله نیومده؛ برای همین، دیدن محیطی روشن در اطراف یک سیاه‌چاله تناقض نیست. ناسا: ساختار سیاه‌چاله زمان هنگام سقوط واقعاً متوقف می‌شه؟ فرض کنین مسافری همراه با یک ساعت به سوی سیاه‌چاله سقوط می‌کنه. برای خودش، ساعت به کار ادامه می‌ده و رویدادهای محلی روند عادی دارن. در مدل کلاسیک و شرایط مناسب، می‌تونه در مدت متناهیِ ساعت خودش از افق عبور کنه. اما ناظر دوردست، پیام‌های اون رو با تأخیر بیشتر و انتقال‌به‌سرخ شدیدتر دریافت می‌کنه. تصویر مسافر کم‌نورتر و کندتر به نظر می‌رسه و عملاً از دید خارج می‌شه. این تجربهٔ دیداریِ ناظر دور، با توقف واقعی زمان برای مسافر یکی نیست. خطر نیروهای کشندی هم به جرم سیاه‌چاله و مسیر سقوط بستگی داره. اختلاف اثر گرانش روی دو سوی بدن می‌تونه بسیار شدید باشه، ولی افقِ هر سیاه‌چاله الزاماً محل یک حادثهٔ محلیِ یکسان نیست. نباید تصویر ناظر بیرونی، تجربهٔ مسافر و اثر کشندی رو با یک جملهٔ «زمان می‌ایسته» جایگزین کنیم. شبیه‌سازی ناسا از عبور از افق تکینگی با خود سیاه‌چاله فرق داره حالا از مرز سیاه‌چاله به محدودیت نظریه می‌رسیم. در بعضی راه‌حل‌های نسبیت عام، اگر مسیر سقوط رو ادامه بدیم، توصیف کلاسیک به جایی می‌رسه که دیگر نمی‌تونه مسیر رو به شکل معمول ادامه بده. بعضی کمیت‌های هندسی هم ممکنه بی‌نهایت بشن. اینجا بحث تکینگی مطرح می‌شه. بیان دقیق‌ترِ تکینگی در قضایای مهم نسبیت، ناتمام‌بودن بعضی مسیرهای نور یا سقوط آزاده. این تعریف با «یک گلولهٔ واقعی که چگالی بی‌نهایتش اندازه گرفته شده» فرق داره. ما داخل افق رو مستقیم مشاهده نکرده‌ایم و بی‌نهایت‌های یک مدل می‌تونن نشانهٔ نیاز به نظریه‌ای کامل‌تر باشن. پس سه واژه رو جدا نگه می‌داریم: سیاه‌چاله یک ناحیهٔ فضاـزمانه؛ افق، مرز ارتباطی اون ناحیه است؛ تکینگی به ناتمام‌شدن توصیف کلاسیک مربوط می‌شه. خود افق الزاماً جایی نیست که همهٔ قوانین محلی از کار بیفتن. اینشتین آنلاین: تکینگی‌های فضاـزمان اهمیت کار پنروز چه بود؟ یک نگرانی این بود که شاید رمب و تکینگی فقط نتیجهٔ مدل‌هایی با تقارن بسیار دقیق باشن. راجر پنروز نشان داد که تحت شرایط مشخص، ناتمام‌شدن مسیرهای فضاـزمان رو می‌شه بدون تکیه بر همون تقارن‌های ساده نتیجه گرفت. این دستاورد به معنی صدور حکم برای هر ستاره، تعیین شکل دقیق داخل سیاه‌چاله، یا حل کامل گرانش کوانتومی نبود. ارزش قضیه در این بود که نشان داد مسئلهٔ رمب، ویژگی تصادفیِ یک مثال خیلی ساده نیست. کارهای بعدی، از جمله قضیهٔ مشترک هاوکینگ و پنروز، دامنهٔ بحث رو به وضعیت‌های کیهان‌شناختی هم پیوند دادن. پیشینهٔ علمی نوبل فیزیک ۲۰۲۰ آیا همین استدلال، آغاز مطلق جهان رو ثابت می‌کنه؟ وقتی مدل کلاسیک انبساط رو به عقب می‌بریم، به شرایط داغ‌تر و چگال‌تر می‌رسیم و سرانجام با مرز اعتبار همین توصیف روبه‌رو می‌شیم. این شباهت، تکینگی و آغاز جهان رو در یک بحث قرار می‌ده. اما
10/22/2021

قسمت 13: جهان تا کی وجود خواهد داشت؟

آنچه می‌شنوید (و مقداری اطلاعات بیشتر) دربارهٔ این نوشته: این نوشته، روایت بازنویسی‌شدهٔ همین قسمت پادکسته. برای این‌که خوندنش راحت‌تر باشه، تکرارهای گفتاری حذف شده‌ان و هرجا لازم بوده، توضیح بیشتر و اصلاح علمی رو بر پایهٔ منابع معتبر به متن اضافه کرده‌ایم. خلاصه جهان در حال انبساطه، اما از این جمله به‌تنهایی نمی‌فهمیم که آینده‌اش چه خواهد شد. برای پیش‌بینی آینده، باید بدونیم چه چیزهایی در جهان وجود دارن و هر کدوم چطور روی انبساط اثر می‌ذارن. نقش انرژی تاریک در این میان بسیار مهمه و ماهیت اون هنوز کاملاً روشن نیست. در این قسمت، اول تفاوت سن جهان با فاصلهٔ ناحیه‌های دوردست رو باز می‌کنیم. بعد از هندسه و چگالی به تاریخ انبساط می‌رسیم و سه تصویر از آینده رو کنار هم می‌ذاریم: انبساط ادامه‌دار، انقباض احتمالی، و سناریوهای وابسته به رفتار انرژی تاریک. نتیجه یک پیش‌گویی قطعی نیست؛ نقشه‌ای از دانسته‌ها و فرض‌های ماست. دیدن دوردست یعنی دیدن گذشته نور برای رسیدن به ما زمان لازم داره. وقتی خورشید رو می‌بینیم، تصویر چند دقیقه پیش اون رو دریافت می‌کنیم؛ وقتی به یک کهکشان دور نگاه می‌کنیم، ممکنه خبر میلیاردها سال پیشش رو ببینیم. تلسکوپ فقط ابزار دیدن فاصله‌های زیاد نیست، پنجره‌ای به تاریخ هم هست. اما حالا نکته‌ای اضافه می‌شه: در طول سفر نور، جهان ثابت نمونده. فاصلهٔ ما و ناحیهٔ گسیل‌کننده تغییر کرده. بنابراین «نور چند سال در راه بوده؟» و «فاصلهٔ آن ناحیه امروز چقدره؟» دو پرسش متفاوتن. در مدل معیار، سن جهان حدود ۱۳٫۸ میلیارد ساله، ولی فاصلهٔ امروزی افق ذره‌ایِ ما در حدود ۴۶٫۵ میلیارد سال نوری برآورد می‌شه. افق ذره‌ای مرز ناحیه‌ایه که از آغاز تاریخ مدل تا امروز امکان ارتباط با ما رو داشته. عدد دوم مسیر پیموده‌شده در یک فضای ثابت نیست؛ به فاصلهٔ امروزی در فضایی در حال انبساط مربوطه. توضیح کیهان‌شناسی دربارهٔ افق‌ها و فاصله‌ها چرا دیدن یک ناحیه، تضمین دیدن آینده‌اش نیست؟ اگر تصویری قدیمی از یک کهکشان به ما رسیده، وسوسه می‌شیم بگیم نورِ تازه‌اش هم بالاخره خواهد رسید؛ فقط باید بیشتر صبر کنیم. این نتیجه در جهان ایستا طبیعی به نظر می‌رسه، ولی در جهانی با انبساط شتاب‌دار، همیشه درست نیست. ممکنه نوری که امروز از یک ناحیهٔ بسیار دور فرستاده می‌شه، هرگز به ما نرسه. مسیر آیندهٔ نور به کل تاریخ آیندهٔ انبساط وابسته‌ست. مرز مربوط به این امکان ارتباط آینده، افق رویداد کیهانی نام داره و با افق ذره‌ای یکی نیست. همین تفاوت نشان می‌ده چرا تقسیم سادهٔ یک فاصلهٔ امروزی بر سرعت نور کافی نیست. فضا در مدتی که منتظر رسیدن پیام هستیم هم تغییر می‌کنه. برای ادامهٔ بحثِ آیندهٔ جهان، باید این تغییر رو موضوع اصلی قرار بدیم، نه یک جزئیات فرعی. نورهای بسیار درخشان دوردست از چه چیزی میان؟ یکی از منابعی که در فاصله‌های کیهانی دیده می‌شه، اختروشه. اسمش ممکنه ما رو یاد یک ستاره بندازه، اما اختروش در واقع هستهٔ بسیار درخشان یک کهکشان فعاله. ماده‌ای که به سوی سیاه‌چالهٔ کلان‌جرم مرکزی می‌ره، می‌تونه در اطراف اون قرصی داغ بسازه و انرژی زیادی آزاد کنه. پس نور اختروش از داخل افق سیاه‌چاله بیرون نمی‌آد و منبعش هم یک ستارهٔ معمولی با همجوشی هسته‌ای نیست. این تفکیک کمک می‌کنه وقتی دربارهٔ «دیدن گذشتهٔ دور» حرف می‌زنیم، نوع چراغی رو که بهش نگاه می‌کنیم درست بشناسیم. ناسا: کهکشان‌های فعال هندسه چه چیزی دربارهٔ جهان می‌گه؟ در قسمت قبل دیدیم که فاصله‌ها می‌تونن بدون نیاز به یک محیط بیرونی تغییر کنن. حالا می‌پرسیم خود هندسهٔ فضایی چه شکلیه. در مدل‌های ساده و همگن، از خمیدگی مثبت، صفر یا منفی صحبت می‌کنیم. این‌ها دربارهٔ رابطهٔ فاصله‌ها و زاویه‌ها هستن، نه شکل یک جسم درون یک اتاق. مثال سطح کره برای خمیدگی مثبت کمک می‌کنه، اما جهان سه‌بعدیه و قرار نیست واقعاً روی پوستهٔ یک توپ نشسته باشیم. از طرف دیگر، خمیدگی تمام اطلاعاتِ شکل سراسری رو نمی‌ده؛ نحوهٔ اتصال فضا هم مهمه. به همین دلیل، تخت‌بودن به‌تنهایی ثابت نمی‌کنه که کل جهان نامتناهیه. اندازه‌گیری‌های کیهانی با فضایی بسیار نزدیک به تخت سازگارن، در محدودهٔ دقت و فرض‌های مدل. این جمله از «با قطعیت همهٔ شکل جهان رو می‌دونیم» بسیار محدودتر و دقیق‌تره. آژانس فضایی اروپا دربارهٔ هندسه و اندازهٔ جهان چگالی بحرانی یعنی چه؟ برای ربط‌دادن هندسه به انبساط، کمیتی به نام چگالی بحرانی تعریف می‌کنیم. این چگالی با نرخ انبساط در همان زمان حساب می‌شه و در معادلات مدل همگن، مرجع مقایسهٔ چگالی کل با حالت تخت است. یک عدد ثابت برای تمام عمر جهان نیست. وقتی از چگالی کل حرف می‌زنیم، فقط ستاره‌ها و گاز قابل مشاهده رو جمع نمی‌زنیم؛ مادهٔ تاریک، تابش و مؤلفه‌های دیگر انرژی هم در حساب حضور دارن. مقدارها از ترکیب رصدهایی مثل تابش زمینه، فاصله‌ها و ساختار بزرگ‌مقیاس استنباط می‌شن. کسی جرم تمام جهان و حجم کامل اون رو مستقیم روی ترازو و خط‌کش نذاشته. در مدل‌های سادهٔ قدیمی که انرژی تاریک در اون‌ها نبود، میان چگالی، خمیدگی و آیندهٔ انبساط ارتباط سرراست‌تری دیده می‌شد. اما اضافه‌شدن مؤلفه‌ای با رفتار متفاوت، این نتیجه‌گیری ساده رو تغییر می‌ده. مرور فنی ناسا/IPAC دربارهٔ چگالی بحرانی چرا فقط مقدار ماده، آینده رو تعیین نمی‌کنه؟ با انبساط، ماده در حجم بیشتری پخش می‌شه و چگالی متوسطش پایین می‌آد. تابش علاوه بر این رقیق‌شدن، به‌علت کشیده‌شدن طول موج هم انرژی از دست می‌ده. ثابت کیهانی، اگر توصیف درست انرژی تاریک باشه، رفتار متفاوتی داره: چگالی انرژیِ متناظر با اون با انبساط ثابت می‌مونه. در نتیجه، اهمیت نسبی اجزای جهان با گذشت زمان عوض می‌شه. برای محاسبهٔ تحول، فشار هم کنار چگالی انرژی وارد معادلات می‌شه؛ در گرانش نسبیتی، فقط تصویر نیوتونیِ جرم‌هایی که همدیگه رو می‌کشن کافی نیست. به همین دلیل، نمی‌شه گفت «جهان بسته حتماً جمع می‌شه» یا «جهان تخت حتماً انبساطش متوقف می‌شه» و بحث رو تمام کرد. حتی در مدل تختِ فقط‌ماده، انبساط می‌تونه برای همیشه ادامه پیدا کنه و صرفاً کندتر بشه. با انرژی تاریک، سرنوشت به رفتار اون مؤلفه هم وابسته می‌شه. مرور علمی ارتباط هندسه و سرنوشت جهان سه تصویر از آینده، با فرض‌های متفاوت اگر انرژی تاریک همان ثابت کیهانیِ مثبت باشه، انبساط ادامه پیدا می‌کنه. در زمان‌های بسیار دور، تشکیل ستاره‌های تازه کاهش می‌یابه و منابع قابل استفادهٔ انرژی به‌تدریج محدودتر می‌شن. به این تصویر، سرمای بزرگ یا م
10/07/2021

قسمت 12: بیرون جهان کائنات چیست؟

آنچه می‌شنوید (و مقداری اطلاعات بیشتر) دربارهٔ این نوشته: این نوشته، روایت بازنویسی‌شدهٔ همین قسمت پادکسته. برای این‌که خوندنش راحت‌تر باشه، تکرارهای گفتاری حذف شده‌ان و هرجا لازم بوده، توضیح بیشتر و اصلاح علمی رو بر پایهٔ منابع معتبر به متن اضافه کرده‌ایم. خلاصه وقتی می‌شنویم جهان در حال بزرگ‌شدنه، طبیعی است بپرسیم: «داره وارد چه فضایی می‌شه؟ بیرونش چیه؟» این پرسش از تجربهٔ روزمرهٔ ما می‌آد؛ هر چیزی که رشد می‌کنه، انگار در یک محیط بزرگ‌تر جا می‌گیره. اما در کیهان‌شناسی، خود فاصله‌های فضایی تغییر می‌کنن و مدل برای توضیح این تغییر به یک اتاق بیرونی نیاز نداره. در این قسمت، اول معنی انبساط رو با فاصله‌ها روشن می‌کنیم. بعد می‌بینیم مثال بادکنک کجا مفیده و کجا گمراه‌کننده می‌شه. از اونجا به تفاوت جهان مشاهده‌پذیر و کل جهان می‌رسیم و در پایان، معنی مهبانگ و سن جهان رو با همین پایه‌ها مرور می‌کنیم. بزرگ‌شدن یک جسم با انبساط فضا چه فرقی داره؟ وقتی بادکنکی رو باد می‌کنیم، می‌تونیم با خط‌کشی بیرون از اون اندازه‌اش رو بسنجیم. برای یک جسم داخل جهان، هم جسم رو داریم و هم محیط اطرافش رو. به همین دلیل، ذهن ما دوست داره برای کل جهان هم همین تصویر رو تکرار کنه: یک توپ بزرگ در محیطی بزرگ‌تر. اما مدل کیهانی از چنین تصویری شروع نمی‌کنه. پرسش اولیه ساده‌تره: فاصلهٔ میان ناحیه‌های دوردست، در زمان‌های مختلف چطور تغییر می‌کنه؟ برای توصیف این تغییر، عددی به نام عامل مقیاس تعریف می‌کنیم؛ عددی که نشان می‌ده فاصله‌های بزرگ‌مقیاس نسبت به یک زمان مرجع چه نسبتی پیدا کردن. برای مثال، اگر عامل مقیاس دو برابر بشه، فاصلهٔ دو ناظر همراه با جریان کلی انبساط هم دو برابر می‌شه. در همین جمله، بدون گفتن این‌که «جهان وارد کجا شد»، یک تغییر قابل تعریف داریم. ناظر هم‌رو یعنی ناظری که حرکت محلیِ اضافه‌ای نسبت به این جریان متوسط براش در نظر نگرفتیم. بادکنک دقیقاً کدام بخش رو خوب نشان می‌ده؟ روی سطح یک بادکنک چند نقطه بکشین. با بادشدن، فاصلهٔ نقطه‌ها از هم بیشتر می‌شه. از دید هر نقطه، نقطه‌های دورتر معمولاً افزایش فاصلهٔ بیشتری دارن. هیچ نقطه‌ای روی خود سطح، مرکز ویژهٔ این دورشدن نیست. این دو نکته برای تصور انبساط مفیدن: بیشترشدن فاصله‌ها و نبود یک نقطهٔ ممتاز روی سطح. اما مرکز بادکنک، هوای داخلش، ضخامت لاستیک و اتاق اطرافش، اجزای واقعی مدل کیهانی نیستن. اگر برای پاسخ به «بیرون جهان چیست؟» به اتاقِ دور بادکنک اشاره کنیم، داریم بخش اضافیِ تشبیه رو با خود موضوع اشتباه می‌گیریم. این محدودیت به معنی بی‌فایده‌بودن مثال نیست. هر مثال پنجره‌ای به یک رابطه‌ست، نه نسخهٔ کوچک‌شدهٔ همهٔ واقعیت. در اینجا کافی است رابطهٔ فاصله‌های روی سطح رو نگه داریم و ادعای وجود یک فضای بیرونی رو کنار بذاریم. ناسا: پرسش‌هایی دربارهٔ مهبانگ و انبساط پس بیرون جهان «هیچ» است؟ از این‌که یک مدل به محیط بیرونی نیاز نداره، نمی‌شه نتیجه گرفت که «هیچِ مطلق» رو کشف کرده‌ایم. اگر جهان رو همهٔ فضاـزمان تعریف کنیم، واژهٔ بیرون در همون مدل نشانی مشخصی نداره. این یک نکته دربارهٔ تعریف و محدودهٔ مدل است، نه گزارش سفر به آن سوی یک دیوار. ایده‌هایی دربارهٔ جهان‌های دیگر یا چارچوب‌های بزرگ‌تر مطرح شده‌اند، اما نباید اون‌ها رو هم‌ردیف شواهد رصدیِ جهان داغ آغازین قرار بدیم. پرسش باز رو می‌شه باز نگه داشت. پاسخ علمی همیشه یک تصویر قطعی نیست؛ گاهی روشن‌کردن اینه که کدام بخش پرسش هنوز تعریف آزمون‌پذیر و شواهد کافی نداره. مرز دید ما با لبهٔ کل جهان فرق داره برای دیدن یک جسم، باید پیامش فرصت رسیدن به ما رو داشته باشه. سرعت نور محدوده و جهان هم تاریخ محدودی از مرحلهٔ داغ آغازین تا امروز داشته. در نتیجه، ناحیه‌ای وجود داره که تا امروز امکان دریافت اطلاعات از اون رو داشته‌ایم: جهان مشاهده‌پذیر. افق این ناحیه مثل لبهٔ یک میز نیست. اگر از جای دیگری نگاه کنیم، ناحیهٔ مشاهده‌پذیر حول اون ناظر تعریف می‌شه. چیزی در مرز افق، نور رو مثل دیوار متوقف نکرده؛ محدودیت از تاریخ انتشار پیام و انبساط فضا می‌آد. بنابراین جملهٔ «بیرون جهان مشاهده‌پذیر» با «بیرون همهٔ فضاـزمان» یک معنی نداره. اولی می‌تونه به ناحیه‌هایی از همین جهان اشاره کنه که هنوز پیامی از اون‌ها به ما نرسیده. دربارهٔ اندازهٔ کل جهان، دانسته‌های ما محدودتره. ناسا: فضا چقدر بزرگ است؟ آیا چیزی می‌تونه محدود باشه ولی لبه نداشته باشه؟ دوباره سطح کره رو در نظر بگیرین. مساحتش محدوده، اما روی خود سطح به دیواری نمی‌رسیم که بگه اینجا سطح تمام شد. این مثال نشان می‌ده «محدودبودن» لزوماً به معنی «داشتن لبه» نیست. برای فضای سه‌بعدی هم هندسه‌ها و اتصال‌های سراسری متفاوتی قابل تصورند. توپولوژی نام بخش مربوط به همین اتصال و شکل سراسریه. خمیدگی محلی به‌تنهایی همهٔ این اطلاعات رو تعیین نمی‌کنه؛ حتی فضای تخت هم لزوماً به معنی یک فضای نامتناهی با ساده‌ترین اتصال ممکن نیست. پس نمی‌تونیم با اطمینان بگیم اگر خیلی جلو بریم حتماً از پشت سر خودمون برمی‌گردیم. چنین رفتاری در بعضی مدل‌ها ممکنه، ولی شکل سراسری جهان هنوز معلوم نیست. آژانس فضایی اروپا: جهان محدود است یا نامحدود؟ چرا خود ما و کهکشان‌ها کش نمی‌آییم؟ عامل مقیاس توصیف مناسبی برای فاصله‌های بسیار بزرگ و جریان متوسط کیهانیه. از اون نمی‌شه نتیجه گرفت که بدن ما، یک اتم یا مدار زمین هم همون نسبت کش می‌آد. این سامانه‌ها با برهم‌کنش‌های محلی مقید شده‌اند؛ یعنی اجزاشون یک ساختار مرتبط و پایدار ساخته‌اند. در مادهٔ معمولی، نیروهای الکترومغناطیسی در پیوندها نقش دارن. در منظومه‌ها و کهکشان‌ها، گرانش حرکت و ساختار رو تعیین می‌کنه. انبساط کیهانی یک کشش مکانیکی یکنواخت نیست که بی‌تفاوت همهٔ این پیوندها رو با خودش بکشه. توضیح فنی ناسا دربارهٔ انبساط و سامانه‌های مقید کهکشان‌ها هم به فضا میخ نشده‌اند. حرکت محلی دارن و می‌تونن به هم نزدیک بشن. نزدیک‌شدن آندرومدا نمونه‌ای از همین نکته‌ست. قانون دورشدنِ بزرگ‌مقیاس، قرار نیست هر جفت کهکشان نزدیک رو بدون توجه به محیط و گرانش اون‌ها توصیف کنه. ناسا: کهکشان‌ها و گروه‌های کهکشانی اگر این مسیر رو به عقب ببریم، به کجا می‌رسیم؟ در گذشته، فاصله‌های بزرگ‌مقیاس کمتر و جهان داغ‌تر و چگال‌تر بوده. مدل مهبانگ این تحول رو توصیف می‌کنه. قرار نیست ماده از یک نقطهٔ خاص، مثل ترکش در فضای خالیِ از پیش موجود، به اطراف پرتاب شده باشه. مرحلهٔ داغ آغازین به همهٔ ناحیه‌ه
09/24/2021

قسمت 11: وقتی ساختار جهان به لرزه در می آید: امواج گرانشی و انبساط جهان

آنچه می‌شنوید (و مقداری اطلاعات بیشتر) دربارهٔ این نوشته: این نوشته، روایت بازنویسی‌شدهٔ همین قسمت پادکسته. برای این‌که خوندنش راحت‌تر باشه، تکرارهای گفتاری حذف شده‌ان و هرجا لازم بوده، توضیح بیشتر و اصلاح علمی رو بر پایهٔ منابع معتبر به متن اضافه کرده‌ایم. خلاصه موج گرانشی رو با دیدن یک موج روشن در آسمون پیدا نمی‌کنیم؛ اثرش رو روی فاصله‌ها اندازه می‌گیریم. لایگو برای این کار از دو مسیر بلند و نور لیزر استفاده می‌کنه و تغییرهای بسیار کوچک رو با داده‌های آشکارساز دیگر و الگوهای نظری مقایسه می‌کنه. این قسمت از همین اندازه‌گیری شروع می‌شه. بعد، تفاوت موج گرانشی و نور رو روشن می‌کنیم و می‌بینیم نور دوردست چطور اطلاعاتی دربارهٔ انبساط جهان همراه خودش می‌آره. در ادامه به پرسشی می‌رسیم که زمانی خود اینشتین هم باهاش درگیر بود: آیا جهان در مقیاس بزرگ ثابت می‌مونه، یا تاریخ و تحول داره؟ اول فاصله رو تصور کنیم، بعد تغییرش رو چند ذرهٔ آزاد رو در نظر بگیرین که به شکل یک حلقه قرار گرفتن. آزاد یعنی نیروی تکیه‌گاه یا یک اتصال سخت، فاصله‌شون رو ثابت نگه نمی‌داره. یک موج گرانشی می‌تونه جدایی نسبی این ذره‌ها رو در یک جهت بیشتر و در جهت عمود بر اون کمتر کنه؛ بعد جهت کشیدگی و فشردگی عوض بشه. این تصویر ساده مربوط به صفحهٔ عمود بر مسیر انتشار موجه. قرار نیست موج همه‌چیز رو مثل باد به سمت جلو هل بده. به چنین تفاوتی در اثر روی نقطه‌های جدا، اثر کشندی می‌گیم. همین تفاوت نسبی، چیزی است که می‌خوایم اندازه بگیریم. یک خانه یا جسم سخت دقیقاً مثل ذره‌های آزاد پاسخ نمی‌ده؛ پیوندهای درونی، شکل و بسامدهای طبیعی اون هم مهمن. بنابراین نمی‌شه گفت عبور یک موج، هر فاصلهٔ یک‌متری رو همیشه به یک اندازه تغییر می‌ده. باید هم ویژگی موج و هم پاسخ ابزار رو مشخص کنیم. لایگو چطور یک اختلاف فاصله رو پیدا می‌کنه؟ در هر رصدخانهٔ لایگو، دو بازوی بلند عمود بر هم وجود داره. نور لیزر تقسیم می‌شه، در مسیر این بازوها میان آینه‌ها رفت‌وبرگشت می‌کنه و دوباره با هم ترکیب می‌شه. موج‌های نور بسته به اختلاف مسیر، می‌تونن همدیگه رو تقویت یا تضعیف کنن؛ این پدیده تداخل نام داره. اگر طول مؤثر دو مسیر نسبت به هم کمی تغییر کنه، وضعیت نور ترکیب‌شده هم تغییر می‌کنه. پس به‌جای این‌که یک خط‌کش معمولی کنار آینه‌ها بذاریم، از حساسیت تداخل نور به اختلاف مسیر استفاده می‌کنیم. طول بازوهای لایگو چهار کیلومتره و رفت‌وبرگشت‌های متعدد نور حساسیت اندازه‌گیری رو بیشتر می‌کنن. اندازهٔ نسبی تغییر طول رو کرنش می‌نامیم: مقدار تغییر تقسیم بر طول اولیه. برای رویداد نخست، این مقدار در مرتبهٔ ده به توان منفی ۲۱ بود. روی طول چهار کیلومتر، مقیاس تغییر حدود چهار در ده به توان منفی ۱۸ متر می‌شه؛ نه میلی‌متر و نه مقداری که با چشم دیده بشه. لایگو دربارهٔ آشکارساز و حساسیت آن از کجا می‌فهمیم فقط لرزش زمین نبوده؟ حساسیت زیاد به‌تنهایی کافی نیست. دستگاهی که تغییر کوچکی رو می‌سنجه، ممکنه از لرزش زمین، صدای محیط، تغییرات ابزار یا نویزهای دیگر هم اثر بگیره. برای همین، اندازه‌گیری محیط، عایق‌کردن ارتعاشی و بررسی رفتار آشکارساز بخش اصلی کاره. دو رصدخانهٔ جدا، یکی در هانفورد و دیگری در لیوینگستون، امکان مقایسه رو فراهم می‌کنن. یک پیام کیهانی باید با اختلاف زمانِ سازگار با فاصله و جهت آسمانی، در داده‌ها دیده بشه. شکل پیام هم با مدل‌های فیزیکی مقایسه می‌شه و احتمال تولید تصادفی چنین الگویی از نویز بررسی می‌شه. پس «دو دستگاه هم‌زمان تکان خوردن» پایان استدلال نیست. مجموعه‌ای از آزمون‌ها باید با هم سازگار باشن. این روش به ما یاد می‌ده که یک کشف دقیق، فقط هیجان دیدن یک نمودار عجیب نیست؛ جداکردن توضیح موردنظر از توضیح‌های جایگزین هم هست. نخستین پیام از کجا آمده بود؟ در ۱۴ سپتامبر ۲۰۱۵، دو آشکارساز لایگو پیامی ثبت کردن که با نزدیک‌شدن و ادغام دو سیاه‌چاله سازگار بود. وقتی دو جسم به هم نزدیک می‌شن، گردش اون‌ها سریع‌تر می‌شه و شکل موج هم تغییر می‌کنه. این روند، امضایی قابل محاسبه در داده به جا می‌ذاره. نتیجه پس از بررسی در فوریهٔ ۲۰۱۶ اعلام شد. ویرگو در ایتالیا در ثبت نخست حضور نداشت و در سال ۲۰۱۷ به رصد مشترک پیوست. تفکیک این تاریخ‌ها مهمه، چون «شبکهٔ امروزی آشکارسازها» همون مجموعه‌ای نیست که رویداد نخست رو ثبت کرد. گزارش رسمی رویداد GW150914 این پیام چه فرقی با نور داره؟ تا پیش از این مسیر، بیشتر شناخت رصدی ما از جهان با امواج الکترومغناطیسی گره خورده بود: نور دیدنی، رادیویی، فروسرخ، فرابنفش، پرتو ایکس و گاما. این‌ها بخش‌های مختلف یک طیفن و در خلأ با سرعت نور منتشر می‌شن. تفاوت طول موج، شیوهٔ آشکارسازی و برهم‌کنش اون‌ها با ماده رو تغییر می‌ده. موج گرانشی از جنس نوسان میدان الکتریکی و مغناطیسی نیست؛ به تغییر هندسهٔ فضاـزمان مربوطه. داشتن هر دو راه، مثل داشتن دو گزارش متفاوت از یک رویداده. البته همهٔ رویدادها در هر دو کانال قابل مشاهده نیستن؛ ادغام دو سیاه‌چاله الزاماً یک فوران روشن نوری همراه نداره. در توصیف فوتونیِ نور، فرکانس بالاتر یعنی انرژی بیشترِ هر فوتون. اما این با توان کل یک پرتو فرق داره. تعداد فوتون‌هایی که در هر ثانیه می‌رسن هم مهمه. یک پرتو با فوتون‌های پرانرژی ولی تعداد کم، الزاماً توان بیشتری از یک پرتو پرجمعیتِ کم‌انرژی نداره. ناسا: طیف الکترومغناطیسی نور دوردست چرا کم‌نورتر و سرخ‌تر می‌شه؟ اگر یک منبع در فضای ساده و شفاف در همهٔ جهت‌ها نور بفرسته، انرژی روی سطح بزرگ‌تری پخش می‌شه. در فاصلهٔ دو برابر، سطح کره چهار برابر شده و سهم هر واحد سطح کمتره. این کاهش روشنایی به معنی خسته‌شدن هر فوتون در اثر پیمودن راه نیست. در مقیاس کیهانی، عامل دیگری هم اضافه می‌شه: انبساط جهان طول موج نور رو می‌کشه. نور رسیده نسبت به زمان گسیل، طول موج بلندتر و انرژی کمتری برای هر فوتون داره. این انتقال‌به‌سرخ کیهانی، همراه با اندازه‌گیری فاصله‌ها، سرنخی از تاریخ انبساط به ما می‌ده. جذب و پراکندگی در ماده هم باید جداگانه حساب بشن. ناسا: انتقال‌به‌سرخ کیهانی از پیام‌های دوردست به جهانی که تغییر می‌کنه وقتی معادلات نسبیت عام برای کل جهان به کار رفتن، ثابت‌ماندن اندازهٔ جهان یک نتیجهٔ خودکار نبود. اینشتین در مدل کیهانی سال ۱۹۱۷، جمله‌ای به نام ثابت کیهانی وارد کرد تا مدل ایستایی بسازه. این جمله که با حرف لامبدا نشان داده می‌شه، بخش مجازی برای خاموش‌کردن سادهٔ گرانش نیست؛ یک جزء مشخص از معادلاته. بعدتر، مد
09/10/2021

قسمت 10: ستارگانی که نور را خم می‌کنند

آنچه می‌شنوید (و مقداری اطلاعات بیشتر) دربارهٔ این نوشته: این نوشته، روایت بازنویسی‌شدهٔ همین قسمت پادکسته. برای این‌که خوندنش راحت‌تر باشه، تکرارهای گفتاری حذف شده‌ان و هرجا لازم بوده، توضیح بیشتر و اصلاح علمی رو بر پایهٔ منابع معتبر به متن اضافه کرده‌ایم. خلاصه اگر گرانش می‌تونه مسیر نور رو عوض کنه، باید بشه این تغییر رو اندازه گرفت. یکی از راه‌ها، عکس‌گرفتن از ستاره‌های نزدیکِ لبهٔ خورشید در زمان خورشیدگرفتگی بود. همین آزمایش، نسبیت عام رو از روی کاغذ به زیر آسمون برد. در این قسمت، از معنی جابه‌جایی ظاهری یک ستاره شروع می‌کنیم، به سفرهای رصدی و خورشیدگرفتگی سال ۱۹۱۹ می‌رسیم و بعد می‌بینیم چرا اندازه‌گیری دقیق زمان برای مسیریابی ماهواره‌ای مهمه. در پایان هم با پیام متفاوتی از کیهان آشنا می‌شیم: موج گرانشی، که برای رسیدن به ما لازم نیست نور باشه. ستاره جابه‌جا می‌شه یا تصویرش؟ وقتی به یک ستاره نگاه می‌کنیم، چشم ما جهت رسیدن نور رو دریافت می‌کنه. معمولاً فرض می‌کنیم نور در طول مسیر مستقیم اومده و ستاره رو در امتداد همون جهت قرار می‌دیم. حالا اگر مسیر نور در میانهٔ راه عوض شده باشه، جای ظاهری ستاره با جایی که بدون این تغییر می‌دیدیم فرق می‌کنه. برای تصور این تفاوت، می‌تونیم به تصویری فکر کنیم که از پشت یک عدسی می‌بینیم. عدسی مسیر نور رو تغییر می‌ده و تصویر رو جابه‌جا یا بزرگ می‌کنه. کنار خورشید عدسی شیشه‌ای وجود نداره؛ هندسهٔ فضاـزمان در اطراف جرم خورشید باعث تغییر مسیر می‌شه. شباهت این دو مثال، تغییر جهت رسیدن نوره، نه یکسان‌بودن سازوکارشون. بنابراین لازم نیست ستاره واقعاً در چند دقیقه جابه‌جا بشه. داریم تغییر کوچکی در موقعیت تصویرش رو می‌سنجیم. این دقیقاً همون نکته‌ایه که آزمایش رو ممکن می‌کنه: جای ستاره‌ها رو در دو وضعیت مقایسه می‌کنیم. اینشتین آنلاین دربارهٔ انحراف نور چرا باید منتظر خورشیدگرفتگی می‌موندن؟ نور ستاره‌هایی که در آسمون نزدیک خورشید دیده می‌شن، در مسیر رسیدن به ما از نزدیکی خورشید عبور می‌کنه. این‌ها گزینه‌های خوبی برای آزمایش هستن، اما روشنایی روز اجازه نمی‌ده به‌سادگی ازشون عکس بگیریم. هنگام خورشیدگرفتگی کامل، ماه قرص روشن خورشید رو می‌پوشونه و برای مدتی کوتاه، بعضی ستاره‌های اطراف آشکار می‌شن. رصدگرها باید در همین فرصت محدود عکس بگیرن و جای ستاره‌ها رو با عکس مرجع مقایسه کنن؛ عکسی که وقتی خورشید در اون بخش آسمون نیست تهیه شده. تغییر اندازهٔ تصویر، وضعیت ابزار، دما، ابر و کیفیت عکس هم باید بررسی بشن. یک لکهٔ کوچک روی صفحهٔ عکاسی، به‌خودی‌خود اندازه‌گیری دقیق نیست. پیش‌بینی نسبیت عام برای پرتویی که از کنار لبهٔ خورشید می‌گذره، حدود ۱٫۷۵ ثانیهٔ قوسیه. هر درجه ۳۶۰۰ ثانیهٔ قوسی داره؛ پس با زاویه‌ای بسیار کوچک روبه‌رو هستیم. تصویر ستاره نسبت به موقعیت بدون انحراف، دورتر از مرکز قرص خورشید دیده می‌شه. همین اندازه و جهت، قابل مقایسه با پیش‌بینی نظریه‌ست. راهی که جنگ متوقفش کرد پیش از رصد مشهور ۱۹۱۹ هم تلاش‌هایی برای این آزمون انجام شده بود. در سال ۱۹۱۴، اروین فروندلیش برای رصد خورشیدگرفتگی به کریمه رفت، اما شروع جنگ جهانی اول برنامه رو به هم زد. این ماجرا مربوط به روسیهٔ تزاریه؛ اتحاد شوروی هنوز تشکیل نشده بود. این بخش از داستان یادآوری می‌کنه که پیشرفت علم فقط به یک ایدهٔ خوب وابسته نیست. رسیدن ابزار به محل، امکان سفر، همکاری افراد و حتی وضعیت سیاسی می‌تونه تعیین کنه که یک پیش‌بینی چه زمانی آزمایش بشه. ضمن این‌که صورت نهایی نسبیت عام هم در سال ۱۹۱۵ ارائه شد؛ نباید مراحل مختلف نظریه و تلاش‌های رصدی رو در یک لحظه ادغام کنیم. روایت تاریخی انجمن سلطنتی در سال ۱۹۱۹ چه اتفاقی افتاد؟ برای خورشیدگرفتگی ۲۹ مه ۱۹۱۹، دو گروه به دو محل متفاوت رفتن. آرتور ادینگتون و ادوین کاتینگهام در جزیرهٔ پرنسیپ رصد کردن و اندرو کراملین و چارلز دیویدسن در سوبرال برزیل. داشتن دو محل، شانس ثبت داده در برابر بدی هوا و مشکلات ابزار رو بیشتر می‌کرد. داده‌ها همگی کیفیت یکسانی نداشتن. بعضی عکس‌ها تحت تأثیر ابر یا مشکلات فوکوس قرار گرفتن و تحلیل صفحه‌ها به ارزیابی خطا نیاز داشت. نتیجهٔ اعلام‌شده از پیش‌بینی نسبیت عام پشتیبانی کرد و خبرش بسیار مشهور شد، اما روایت دقیق‌تر این نیست که یک عکس بی‌نقص، برای همیشه هر تردیدی رو از بین برد. اهمیت این آزمون در پیوند روشن میان پیش‌بینی و مشاهده بود. اعتبار امروز نسبیت عام هم فقط روی همون رصد تاریخی قرار نداره. اندازه‌گیری‌های بعدیِ انحراف نور، از جمله با تلسکوپ‌های رادیویی، آزمون رو بسیار دقیق‌تر کردن. اندازه‌گیری انحراف نور با رصد رادیویی از جای ستاره‌ها به ساعت ماهواره‌ها تا اینجا اثر گرانش بر مسیر نور رو دیدیم. نسبیت عام پیش‌بینی دیگری هم داره: ساعت‌هایی که در وضعیت گرانشی متفاوت قرار دارن، هنگام مقایسه لزوماً با یک آهنگ پیش نمی‌رن. برای دو ساعت ساکن در نزدیکی زمین، ساعتِ بالاتر معمولاً نسبت به ساعتِ پایین‌تر کمی سریع‌تر کار می‌کنه. این تفاوت فقط موضوع سفرهای خیالی کنار سیاه‌چاله نیست. سامانهٔ موقعیت‌یابی GPS فاصله رو از زمان رسیدن پیام‌های رادیویی ماهواره‌ها به دست می‌آره. پیام می‌گه چه زمانی فرستاده شده؛ گیرنده با مقایسهٔ زمان‌ها و دریافت پیام چند ماهواره، موقعیت خودش و خطای ساعتش رو محاسبه می‌کنه. نور و امواج رادیویی خیلی سریع حرکت می‌کنن. بنابراین خطایی بسیار کوچک در زمان می‌تونه به اختلاف بزرگی در فاصله تبدیل بشه. حالا اهمیت ساعت‌های دقیق و تصحیح اثرهای نسبیتی روشن می‌شه: این جزئیات بخشی از محاسبهٔ واقعی موقعیت ما هستن، نه تزئینات یک نظریه. دو اثر که باید با هم حساب بشن ماهوارهٔ GPS هم در ارتفاع بالاتریه و هم نسبت به چارچوب زمین حرکت می‌کنه. اثر مربوط به حرکت، طبق نسبیت خاص، ساعتش رو حدود ۷ میکروثانیه در روز عقب می‌اندازه. اثر گرانشیِ ارتفاع، حدود ۴۵ میکروثانیه در روز در جهت مخالف عمل می‌کنه. میکروثانیه یعنی یک‌میلیونیم ثانیه. برآیند این دو اثر، حدود ۳۸ میکروثانیه جلو‌افتادن روزانه نسبت به ساعت زمینیه. در سامانهٔ واقعی این اختلاف از قبل و در پردازش زمان در نظر گرفته می‌شه. بنابراین گوشی ما هر روز یک خطای اصلاح‌نشده جمع نمی‌کنه؛ موفقیت مسیریابی تا حدی حاصل همون اصلاحاتیه که معمولاً از چشم ما پنهان می‌مونن. توضیح مؤسسهٔ استاندارد و فناوری آمریکا دربارهٔ ساعت‌ها و GPS اگر خود هندسه تغییر کنه، چه پیامی به ما می‌رسه؟ در مثال خورشید، دربارهٔ هن

4.8

out of 5

5 Ratings

داستان آفرینش گیتی

Creator

Siavash A Noorbakhsh
Years Active

2021 - 2022
Episodes

18
Rating

Clean
Copyright

© All rights reserved
Show Website

GiTi Cast