گردآورنده: شهرام خبیر

فضا – زمان – حرکت

ادامه ذرات بنیادین و نیروهای طبیعت

یک قضیه ریاضی وجود دارد که میگوید هر نظریه ای که بر اساس مکانیک کوانتوم و نسبیت باشد باید از تقارن مرکب CPT پیروی کند. به عبارت دیگر اگر ذرات را با پاد ذرات جایگزین کنیم، تصویر آینه ای جهان را بگیریم و نیز جهت زمان را وارونه سازیم، جهان رفتاری یکسان خواهد داشت. اما کرونین و فیچ نشان دادند که اگر ذرات را با پاد ذرات عوض کنیم و تصویر آینه جهان را بگیریم اما جهت زمان را تغییر ندهیم جهان بطور یکسان رفتار نخواهد کرد. بنابراین، اگر جهت زمان را وارونه سازیم، قوانین فیزیک باید تغییر کنند آنها از تقارن پیروی نمی کنند.

بیگمان جهان نخستین از تقارن T پیروی نمی کرده است چون زمان بجلو می رود جهان گسترش می یابد – اگر زمان به عقب برود، جهان منقبض می شود و از آنجا که قوانینی هستند که از تقارن T پیروی نمی کنند، در طی گسترش جهان این نیروها میتوانند پادالکترونهای بیشتری تولید کنند و اینها به نوبه خود به کوارک تبدیل شوند و از طرف دیگر تولید الکترونها ـ که منجر به ایجاد پادکوارک میگردد کاستی میگیرد. آنگاه، پس از آنکه جهان گسترش می یافت و سرد می شد پادکوارکها، کوارکها را نابود می کردند، اما از آنجا که تعداد کوارکها بیشتر بود، شمار محدودی از آنها باقی ماند و در واقع همین ها هستند که ماده کنونی را تشکیل میدهند و خودمانیز از آنان تشکیل شده ایم. بنابراین وجود خودما می تواند تأییدی بر تئوریهای بزرگ یکپارچه باشد اگر چه این تنها تأییدی کیفی است؛ عدم قطعیت ها چنان گسترده اند که نمی توان شمار کوارکهایی را که پس از نابودی باقی می ماند، پیش بینی نمود حتی نمیتوان گفت آنچه باقی می ماند کوارک است یا پادکوارک با اینهمه اگر پادکوارکها زیادتر بودند، ما صرفاً کوارکها را پادکوارک و پادکوارکها را کوارک می نامیدیم.

تئوری های بزرگ یکپارچه شامل نیروی گرانش نمی شوند. این امر چندان مهم نیست زیرا وقتی سروکارمان با ذرات بنیادین یا اتمهاست، معمولاً می توان از تأثیرات آن صرف نظر نمود. اما اینکه نیروی گرانش دور برد است و همواره جاذبه می باشد، بمعنای آنست که اثراتش همیشه با هم جمع می شوند. بنابراین نیروهای گرانشی برای تعداد زیادی ذره مادی، بر همۀ دیگر نیروها می چربند. اینست راز نقش تعیین کننده گرانش در تغییر و تحول جهان. حتی برای اشیائی باندازه یک ستاره نیروی جاذبه گرانشی، می تواند بر همه دیگر نیروها غلبه کند و باعث فروپاشی ستاره گردد. در طول سالهای هفتاد تحقیقات من متمرکز بود بر حفره های سیاه یا سیاهچاله ها که می توانند از همین فروپاشی های ستاره ای و میدان های گرانشی شدید پیرامونشان، ناشی شوند.

ثمره این پژوهش ها آن بود که نخستین نشانه های چگونگی تأثیر متقابل مکانیک کوانتوم و نسبیت عام آشکار گردید نیم نگاهی زودگذر بر شکل و شمایل نظریه گرانش کوانتومی که هنوز در راه است.

فصل 6

سیاهچاله ها

اصطلاح سیاهچاله قدمت چندانی ندارد.جان ویلر، دانشمند آمریکایی در سال ۱۹۶۹ این تعبیر را سرزبانها انداخت. حفره سیاه توصیف گرافیکی مفهومیست که دست کم دویست سال پیش مطرح گردید، هنگامیکه دو نظریه درباره نور وجود داشت: اولی که مورد علاقه نیوتن بود ، نور را مجموعه ای از ذرات میدانست؛ و دیگری میگفت نور از امواج تشکیل شده است. امروزه میدانیم که هر دو نظریه درست میباشند. با توجه به دوگانگی مکانیک کوانتوم، نور را هم میتوان موج بحساب آورد و هم ذره. براساس نظریه ای که نور را متشکل از امواج میدانست، روشن نبود که گرانش تأثیری بر نور دارد. اما اگر آن را متشکل از ذرات بدانیم، میتوان انتظار داشت که تحت تأثیر گرانش همچون گلوله توپ، موشک و سیارات رفتار نماید. در آغاز مردم میپنداشتند که ذرات نور با سرعت نامتناهی حرکت میکنند، و به این جهت گرانش قادر به کند کردن سرعت آن نیست، اما -روامر- کشف کرد که نور با سرعتی متناهی حرکت میکند و این بمعنای آن بود که گرانش میتواند تأثیری قابل توجه روی نور داشته باشد.

در سال ۱۷۸۳، یک استاد کمبریج بنام- جان میچل- مقاله ای در «تبادل نظرهای فلسفی انجمن سلطنتی لندن» منتشر کرد و در آن خاطرنشان ساخت که اگر ستاره ای جرمی بسیار زیاد و فشرده داشته باشد، میدان گرانش آن، چندان نیرومند است که مجال گریز را از نور میگیرد: هر پرتو نور گرانشی که از سطح ستاره گسیل گردد،  پیش از آنکه مسافت زیادی دور شود بوسیله جاذبه گرانشی سیاره،  پس کشیده خواهد شد. میچل میگفت شاید تعداد این قبیل ستارگان بسیار زیاد باشد .اگر چه بدلیل آنکه نور این ستارگان نمیتواند به ما برسد، قادر به دیدنشان نیستیم، اما میتوانیم جاذبه گرانشی آنها را حس کنیم. این اجسام، همان چیزی اند که امروزه حفره سیاه می نامیم، اسمی با مسمى : ناحیه ای خالی و سیاه در فضا .چند سال بعد، از سوی مارکی دولاپلاس، دانشمند فرانسوی نظر مشابهی مطرح گردید و از قرار معلوم وی از نوشته جان میچل هنوز مطلع نبود. جالب است بدانیم که این فکر تنها در چاپ اول و دوم کتاب «نظام جهان» لاپلاس درج گردید و در چاپهای بعد این مطالب حذف شد؛ شاید او به این نتیجه رسیده بود که فکر حفره های سیاه، نامعقول و جنون آمیز است. (همچنین تئوری ذره ای بودن نور در سراسر سده نوزدهم به کناری نهاده شد، گویی نظریه موجی نور همه چیز را توضیح میداد، حال آنکه براساس آن تأثیر گرانش روی امواج نور، در پرده ابهام باقی می ماند.)

البته یکسان انگاشتن رفتار نور و گلوله توپ در تئوری گرانش نیوتون، چندان سازگار نیست زیرا سرعت نور ثابت است. (سرعت گلوله توپ، پس از شلیک بطرف بالا ، تحت تأثیر گرانش کاهش می یابد و سرانجام گلوله متوقف شده و سقوط میکند؛ اما فوتون با سرعتی ثابت باید براه خود ادامه دهد. پس گرانش نیوتونی چگونه قادر است برنور تأثیر گذارد؟ ) .تا سال ۱۹۱۵ و تدوین نسبیت عام بوسیله انشتین، نظریه ای سازگار و فارغ از تناقض پیرامون چگونگی تأثیر گرانش بر نور، ارائه نگردید. و حتی پس از آن هم، مدتی طولانی گذشت تا نتایج نظریه در مورد ستارگان بزرگ و با جرم زیاد، معلوم گردد.

برای آنکه به چگونگی شکل گیری یک حفره سیاه پی ببریم، باید شناختی اجمالی از حیات یک ستاره از آغاز تا انجام داشته باشیم. وقتی مقادیرزیادی گاز (عمدتاً هیدروژن) تحت تأثیر جاذبه گرانشی خود، شروع به فروپاشی میکند، ستاره ای بوجود می آید. بهنگام انقباض، اتمهای گاز بیشتر و بیشتر و هر بار سریعتر از پیش با یکدیگر برخورد می کنند و در نتیجه گازداغ می گردد و بالاخره چنان گداخته میشود که اتمهای هیدرژون پس از برخورد با یکدیگر، دیگر از هم جدا نمی شوند، بلکه با هم در می آمیزند و بدینسان اتم هلیوم شکل می گیرد. حرارت ناشی ازین واکنش، که مثل یک انفجار کنترل شده بمب هیدروژنی است، باعث درخشش نور از ستاره می گردد. این حرارت اضافی، همچنین فشار گاز را تا به آنجا افزایش می دهد که با جاذبه گرانشی برابر می شود، و به این ترتیب انقباض گاز متوقف می شود. این پدیده تا حدودی مثل بادکنک می ماند : بین فشار هوای درون آن که در صدد انبساط بادکنک است و تنش لاستیک که می کوشد آنرا کوچکتر کند، توازنی بوجود می آید، ستارگان به همین نحو مدتهای دراز پایدار می مانند، یعنی حرارت ناشی از واکنش های هسته ای با جاذبه گرانشی شان متوازن است. اما عاقبت ، هیدروژن و دیگر سوختهای هسته ای ستارگان به پایان می رسد. نکته تناقض آمیز آنست که هر چه سوخت آغازین ستاره بیشتر باشد، زودتر تمام می شود. زیرا هر چه جرم ستاره بیشتر باشد، برای خنثی کردن جاذبه گرانشی اش، باید داغتر شود. و هر چه داغتر ،شود، سوختش زودتر به پایان می رسد. خورشید ما احتمالاً سوخت کافی برای پنج هزار ملیون سال دیگر دارد، اما ستارگان بزرگتر، ظرف مدت یکصد ملیون سال، یعنی خیلی کمتر از عمر جهان ، سوخت خود را مصرف می کنند.

ادامه دارد…