نجوم و کیهان‌شناسی

... شاید یک آزمایش ذهنی بتواند عدم انطباق نظریۀ نیوتون و نسبیت خاص را روشن کند. فرض کنید خورشید ناگهان از هستی محو شود. طبق قانون نیوتون این تغییر بلافاصله در کل جهان حس می­شود، و بلادرنگ زمین در مسیری مماس از مدارش خارج می­گردد. اینشتین دریافت که موضوع نباید به این شکل باشد. نه تنها ما مرگ خورشید را تا 31/8 دقیقه بعد نخواهیم فهمید - زمان لازم برای نور تا فاصله خورشید و زمین را بپیماید - بلکه زمین نیز باید تا آن مدت همچنان جاذبه خورشید را حس کند و تنها زمانی از مدار خارج شود که ما نیز دیگر خورشید را نمی­بینیم. البته در اینجا فرض شده که اطلاعات میدان جاذبۀ خورشید با سرعت نور منتشر می­گردد. درنتیجه، چیزی باید در فضا منتشر شود که اطلاعات مربوط به تغییر در میدان جاذبه را با خود حمل می­کند. اینشتین وجود امواج گرانشی (Gravitational Waves) را برای حمل اینگونه اطلاعات پیش­بینی نمود. در یکی از فصل­های بعد خواهیم دید که وجود این امواج به­طور غیر­مستقیم نشان داده شده است، و احتمالاً دیری نخواهد پایید که شواهد مستقیم وجود آنها نیز به­دست آید.

این ایده از مقاله سال 1915 اینشتین به نام نظریۀ نسبیت عام^[1] بیرون آمد. اساساً این تئوری، نظریۀ نسبیت گرانش است و در آن جاذبه مفهومی است استنباطی که با کمک آن مشاهدات خود را توضیح می­دهیم. نسبیت عام ابراز می­دارد که دلیل حرکت اجسام در مسیری غیر مستقیم در فضا، نیروی گرانش نیوتونی نیست؛ بلکه اجسام مسیر طبیعی خود را طی می­کنند و این فضا است که به­واسطه حضور جرم «خمیده» شده است. (دقیق­تر آن است که بگوییم فضا-زمان، اما این یک کتاب مقدماتی است!)

[1]- البته صحیح آن است که بگوئیم نظریه عام نسبیت، ویا به اختصار نسبیت عام.

همانگونه که در بخش 1-6-6 کتاب می­خوانیم، اینشتین در سال 1905 میلادی مقاله خود درباره نظریه نسبیت خاص را منتشر نمود. یکی از نتایج این نظریه آن بود که هیچ چیز نمی­تواند با سرعتی بیش از سرعت نور درمیان فضا عبور کند. این نظریه پا را فراتر از اجسام مادی می­گذاشت و اطلاعات و اثرات میدان­های نیرو را نیز شامل می­شد. اینشتین دریافت که این موضوع با قانون گرانش نیوتون، که تعامل آنی در هر فاصله­ای را مجاز می­دانست، همخوانی ندارد.

کلمه «درمیان» را عمداً مورب نوشتم. زیرا انبساط جهان می­تواند اجسام را با سرعتی بیش از سرعت نور با خود جابجا کند. ما معتقدیم که این اتفاق یک­بار در نزدیکی پیدایش جهان رخ داده است^[1]. فرض کنید می­خواهیم نان کشمشی بپزیم: خمیر نان را که کشمش­ها به­صورت متراکم در آن قرار دارد، درون فر می­گذاریم. پس از پخت، انتظار این است که خمیر منبسط شود و در نتیجه دانه­های کشمش نیز از هم فاصله بگیرند. کشمش­ها دربین خمیر حرکت نکرده­اند بلکه انبساط خمیر آنها را جابجا کرده ­است.

برگرفته از کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان­شناسی صفحه ۵۰

... داستانی (احتمالاً خیالی) وجود دارد که نیوتون زیر درخت سیب در مزرعه کنار خانه­شان نشسته بود. او احتمالاً ماه را در آسمان، در تربیع اول یا آخر، می­دیده است. گفته می­شود سیبی بر سرش (ویا کنارش) افتاد و او را به این فکر انداخت که چرا ماه همین­گونه به زمین سقوط نمی­کند. لحظه نبوغ­آمیز نیوتون آنگاه بود که دریافت ماه هم در حال سقوط به زمین است! او از کارهای گالیله در مورد مسیر حرکت پرتابه­ها آگاه بود و در شاهکار خود، اصول (Principia)، که در سال 1686 منتشر شد، نشان داد که اگر یک گلوله توپ به­طور افقی از بالای کوهی شلیک شود، با نادیده گرفتن مقاومت هوا، چه اتفاقی می­افتد. گلوله مسیری سهموی به سمت زمین طی می­کند و با افزایش بیشتر و بیشتر سرعت شلیک، دورتر و دورتر از کوه فرود می­آید. با دورتر شدن محل فرود، انحنای زمین نیز باید در نظر گرفته شود. در رساله­ای معروف­تر به­نام «شرحی بر سیستم جهان^[1]» که همان سال­ها منتشر شد، او شکلی شبیه به این را نشان داد:

 در این آزمایش ذهنی کوه آنقدر بلند است که از جو زمین خارج می­شود. با افزایش تدریجی سرعت گلوله، به سرعتی می­رسیم که دیگر هرگز گلوله سقوط نمی­کند و در مداری به دور زمین می­چرخد.

برگرفته از کتاب "درآمدی بر نجوم و کیهان شناسی" صفحه ۴۱ و ۴۲

برای دیدن تصویری متحرک در این رابطه به آدرس زیر سر بزنید:

http://www.waowen.screaming.net/revision/force&motion/ncananim.htm

امروز هم مطلبی را پیرامون قدر ستارگان از کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان­شناسی انتخاب کرده­ام که امیدوارم مفید باشد (برای اینکه در دیدن اعداد اعشاری دچار اشتباه نشوید از مرورگر IE استفاده کنید):

باید توجه داشت که قدر مشاهده شدۀ ستاره هیچ اطلاعی از روشنایی واقعی آن در اختیار ما قرار نمی­دهد. ستاره­ای روشن در آسمان می­تواند ستاره­ای کم­نور اما نزدیک به خورشید، و یا ستاره­ای بسیار نورانی­تر ولی در فاصله­ای دور باشد. از اینرو این قدر را قدر ظاهری (Apparent Magnitude) می­نامیم. قدر ظاهری به روشنایی مشاهده شده توسط ابزاری مربوط می­شود که پاسخ فرکانسی آن شبیه به چشم انسان است. در فصل شش خواهیم دید که چگونه می­توان قدر ظاهری را در یک طیف فرکانسی خاص، مانند قرمز یا آبی، اندازه گرفت. این اندازه­گیری­ها اطلاعاتی درباره رنگ ستاره در اختیار ما قرار می­دهد. برخی ستارگان و دیگر اجرام سماوی، همچون خورشید، ماه و سیارات، بسیار روشن­تر از ستارۀ نسرواقع هستند و لذا قدر آنها منفی است. عدد قدر می­تواند قسمت اعشاری نیز داشته باشد، مانند ستاره شباهنگ (Sirius) با قدر حدود 5/1.

کتاب "درآمدی بر نجوم و کیهان­شناسی" صفحه ۱۸ 

در سال1854، نورمن پاگسون (Norman Pogson) در آکسفورد توانست مقیاس قدر را به­طور کمّی تعریف نماید. او اختلاف پنج قدر (یعنی اختلاف قدر ششم و اول) را دقیقاً برابر با نسبت روشنایی 100 گرفت. اگر نسبت روشنایی اختلاف یک قدر را برابر با R بدانیم، آنگاه ستارۀ قدر پنجم R مرتبه روشن­تر از ستاره قدر ششم است. به همین ترتیب ستاره قدر چهارم RxR  بار روشن­تر از ستاره قدر ششم است و نهایتاً ستارۀ قدر اول RxRxRxRxR بار نورانی­تر از ستاره قدر ششم است. از طرفی در تعریف پاگسون حاصل ضرب اخیر باید برابر با 100 شود، به­عبارتی R برابر است با ریشه پنجم 100، یعنی 512/2.

نسبت روشنایی دو ستاره که قدر ظاهری آنها یک واحد اختلاف دارد برابر است با 512/2

پس از این تعریف لازم بود که برای مقیاس قدر نقطۀ مرجع نیز مشخص شود. پاگسون ستاره قطبی را به عنوان ستاره با قدر صفر انتخاب کرد. اما بعدها مشخص شد که این ستاره یک ستارۀ متغیر است و از اینرو ستاره نسرواقع (Vega) به عنوان مرجع انتخاب گردید. (امروزه از سازوکاری پیچیده­تر برای انتخاب مرجع استفاده می­شود.)

 کتاب "درآمدی بر نجوم و کیهان­شناسی" صفحه ۱۷ و ۱۸

(متن انگلیسی در ادامه مطلب)

امروز قسمتی از مبحث قدر ستاره­ای را از کتاب "درآمدی بر نجوم و کیهان­شناسی" انتخاب کرده ام. اگر عمری بود در روزهای دیگر بقیه مطلب را برایتان در وبلاگ قرار می دهم. (برای اینکه در دیدن اعداد اعشاری دچار اشتباه نشوید از مرورگر IE استفاده کنید)

ستاره­شناسان قدیم موقعیتی را که هر ستاره بر روی کره سماوی داشت، همراه با روشنایی آن، ثبت می­کردند. اولین فهرست شناخته شده از این ستارگان توسط ستاره­شناس یونانی هیپارکوس (Hipparchos) در حدود سال­های 130 تا160 قبل از میلاد تهیه گردید. تعداد ستاره­های این فهرست توسط بطلمیوس تا 1028 ستاره افزایش یافت و در سال 150 پس از میلاد در کتابی معروف به­نام المجسطی منتشر شد. هیپارکوس ستاره­های قابل رؤیت را بر اساس روشنایی آنها در شش دسته جای داد و نام هر دسته را قدر (Magnitude) نهاد؛ روشن­ترین ستارگان در قدر یک و کم­نورترین آنها در قدر شش^[1]. با اندازه­گیری­های دقیق در قرن نوزدهم، ملاحظه گردید که ستاره­های هر قدر تقریباً ۵/۲ بار از ستاره­های قدر بعد نورانی­ترند؛ همچنین ستارۀ قدر یک تقریباً 100 بار از ستارۀ قدر شش نورانی­­تر است. (این حقیقت که اختلاف هر قدر نمایشگر نسبت مساوی روشنایی است نشان ­می­دهد که پاسخ چشم انسان به نور لگاریتمی است و نه خطی.)  

[1] - برخی منابع معتقدند که هیپارکوس ستارگان را بر اساس روشنائی ظاهری آنها در سه دسته جای داد ولی بطلمیوس آنها را به شش دسته تقسیم کرد. دسته­بندی فعلی بر کار بطلمیوس که توسط دانشمند ایرانی عبدالرحمان صوفی تکمیل گردید، استوار است. (مترجم)