گردآورنده : شهرام خبیر

فضا – زمان – حرکت

ادامه ذرات بنیادین و نیروهای طبیعت

وقتی سوخت ستاره ای بپایان میرسد، شروع به سرد شدن میکند و در نتیجه منقبض می گردد. تنها در پایان دهه بیست قرن حاضر، معلوم شد که پس از آن چه به سر ستاره ممکن است بیاید.

در سال ۱۹۲۸، یکی از فارغ التحصیلان دانشگاه بنام – سوبراهمنیان چاندراسخار، اهل هندوستان، برای تحصیل در کمبریج راهی انگلستان شد و نزد سرآرتور ادینگتون، ستاره شناس انگلیسی به تلمذ پرداخت. این شخص یکی از متخصصین نسبیت عام بود. (می گویند در اوایل سالهای دهه ۱۹۲۰، روزی روزنامه نگاری به او گفت: که شنیده است در سراسر جهان تنها سه نفر نسبیت عام را درک می کنند. ادینگتون لحظه ای درنگ کرد و پاسخ داد: «دارم فکر میکنم ببینم سومین نفر کیست.»). در طول سفر، چاندراسخار دست به کار محاسبه آن شد که یک ستاره چه جرمی باید داشته باشد تا پس از اتمام سوختش، همچنان بتواند در برابر گرانش خود تاب آورد. فکر او این بود: وقتی ستاره کوچک می شود، ذرات ماده به یکدیگر بسیار نزدیک میشوند، و بنابراین طبق اصل طرد پاولی، باید سرعتهای بسیار متفاوتی دارا باشند. این امر باعث دوری ذرات از یکدیگر و گسترش ستاره می گردد. بنابراین یک ستاره بواسطه توازن میان جاذبه گرانشی و رانش ناشی از اصل طرد پاولی، می تواند شعاع خود را بمقدار ثابتی تثبیت نماید؛ همانگونه که پیشتر، حرارت، جاذبه گرانشی اش را خنثی ساخته بود. چاندراسخار، اما دریافت که رانش سرچشمه گرفته از اصل طرد، حد و نهایتی دارد. نظریه نسبیت، اختلاف بیشینه سرعت ذرات مادی را محدود به سرعت نور کرده است. این به آن معناست که چون ستاره باندازه کافی فشرده و چگال شد، رانش ناشی از اصل  طرد، از جاذبه گرانشی کمتر میشود. بنابر محاسبات چاندراسخار، ستاره سردی که یک و نیم برابر جرم خورشید باشد، در برابر گرانش خود تاب نخواهد آورد. ( این مقدار هم اکنون به حد چاندراسخار معروف است ). تقریباً در همین ایام، کشف مشابهی از سوی دانشمند روسی- لو داویدویچ لاندائو، بعمل آمد.

این کشف، نتایج و پیامدهای جدی ای برای سرنوشت فرجامین ستارگان با جرم زیاد، در برداشت. اگر جرم ستاره ای از حد چاندراسخار کمتر باشد، سرانجام از انقباض باز خواهد ایستاد و احتمالاً وضعیت نهائی آن عبارت خواهد بود از: جسمی با شعاع چند هزار مایل و چگالی صدها تن دراینچ مکعب، که آنرا «کوتوله سفید» می نامیم. نیروی رانش بین الکترونهای کوتوله سفید، که از اصل طرد پاولی ناشی می شود، بقای آن را تأمین می نماید. تعداد زیادی ازین کوتوله های سفید رصد شده اند. یکی از اولین کوتوله های سفید که کشف شد: ستاره ایست که بدور Sirius در گردش است، درخشانترین ستاره در آسمان شبانگاه.

لاندائو، خاطرنشان کرد: که وضعیت نهائی محتمل دیگری را نیز برای یک ستاره، میتوان قائل بود: ستاره ای با جرم حدّی تقریباً یک یا دو برابر جرم خورشید، اما از یک کوتوله سفید هم بسیار کوچکتر، اینبار بجای نیروی رانش بین الکترونها، دافعه میان نوترونها و پروتونها (طبق اصل طرد پاولی) است که موجب بقای ستاره می شود. شعاع این ستارگان حدود ده مایل است و چگالیشان صدها ملیون تن در اینچ مکعب می باشد. زمانی که وجود ستارگانی ازین قبیل پیش بینی گردید، هیچ راهی برای مشاهده ستارگان نوترونی وجود نداشت و تا مدتها بعد، عملاً کسی موفق به مشاهده آنان نشد.

از سوی دیگر، ستارگانی که جرمشان بیشتر از حد چاندراسخار است، بهنگام پایان یافتن سوختشان، با مشکل بزرگی مواجه می شوند. در برخی موارد، ممکن است منفجر شوند و یا موفق گردند مقادیر کافی ماده به بیرون پرتاب کنند تا جرمشان از حد چاندراسخار کمتر شود و به این ترتیب از یک – فروپاشی گرانشی فاجعه آمیز- پرهیز نمایند، اما هر قدر هم که ستاره بزرگ باشد، مشکل بتوان پذیرفت که این حادثه، همواره رخ می دهد. ستاره از کجا بفهمد که باید وزنش را کاهش دهد؟ و حتی اگر همه ستارگان بتوانند باندازه کافی جرم خود را کاهش دهند تا از فروپاشی جلوگیری کنند؛ چنانچه جرم بیشتری به یک کوتوله سفید یا یک ستاره نوترونی بیفزائیم و از حد چاندراسخار نیز تجاوز نمائیم، چه اتفاقی روی خواهد داد؟ آیا فرو خواهند پاشید و چگالی شان بی نهایت خواهد شد؟ ادینگتون با توجه به نتایج و پیامدهای حیرت انگیز این نظریه، از پذیرش دستآورد چاند راسخار سر باز زد. به عقیده ادینگتون، اینکه ستاره ای فروپاشد و به یک نقطه تبدیل شود، ناممکن بود.

بیشتر دانشمندان نیز به همین عقیده بودند: اینشتن، خود جزوه ای نگاشت و در آن مدعی شد اندازه ستارگان به صفر نمی رسد. چاندراسخار تحت تأثیر مخالفت دانشمندان دیگر، بویژه ادینگتون، که استاد قبلی او بود و مرجعی برجسته در مورد ساختمان ستارگان، به شمار می رفت، دست از تحقیق در این زمینه کشید و به دیگر مسائل اختر شناسی نظیر: حرکت خوشه های ستارگان روی آور شد. با اینحال، وقتی در سال ۱۹۸۳ موفق به دریافت جایزه نوبل شد، دست کم تا حدی پاداش کارهای اولیه اش را در مورد جرم حدی ستارگان خاموش، دریافت می کرد.

چاندراسخار، نشان داده بود که اصل طرد، نمی تواند جلوی فروپاشی ستاره ای را که جرمش بیش از حد چاندراسخار است، بگیرد، اما اینکه بر اساس نسبیت عام چه بر سر این ستاره خواهد آمد، نخستین بار در سال ۱۹۳۹ توسط آمریکائی جوانی بنام -رابرت اوپنهایمر، کشف شد. اما نتیجه کارهای او شامل هیچ چیزی که بوسیله تلسکوپهای آن روزگار قابل مشاهده و نمایش پذیر باشد، نبود. سپس جنگ جهانی دوم درگرفت و اوپنهایمر بشدت درگیر پروژه بمب اتمی شد. از جنگ مقوله -فروپاشی گرانشی، تا حد زیادی بفراموشی سپرده شد، زیرا بیشتر دانشمندان مشغول پژوهش روی اتم و هسته آن بودند. در سالهای شصت قرن حاضر، اما به کارگیری تکنولوژی مدرن، موجب افزایش تعداد و گسترش دامنه مشاهدات نجومی گردید و این بنوبه خود، باعث احیاء علاقه و روی آوری مجدد دانشمندان، به مسائل مقیاس کلان نجوم و کیهانشناسی شد. آنگاه کار اوپنهایمر دوباره کشف گردید و بوسیله چند تن بسط و گسترش داده شد.

تصویر کنونی ما از کار اوپنهایمر بدینقرار است: میدان گرانشی یک ستاره، مسیر شعاع نور را در، فضا -زمان، از حالت عادی آن، یعنی وقتی که ستاره  و میدان گرانشی اش در کار نباشد، تغییر می دهد. مخروطهای نوری که نشانگر مسیرهائی هستند که پرتوهای گسیل شده از رأس آنها در فضا و زمان می پیمایند، در نزدیکی سطح ستاره، اندکی بدرون خم می شوند. خم شدن نور ستارگان دور دست، که بهنگام کسوف مشاهده می شود، مثال خوبی درین زمینه است. چون ستاره منقبض می گردد، میدان گرانشی در سطح آن قویترمی شود و مخروطهای نوری بیشتر بدرون خم می شوند. ازینرو، گریز پرتو نور از ستاره، دشوارتر میگردد و بچشم یک ناظر دوردست، نور مزبور، تارتر و سرختر جلوه خواهد نمود. عاقبت، وقتی ستاره باندازه معینی منقبض شد و شعاع آن به اندازه بحرانی رسید، میدان گرانشی در سطح آن بس نیرومند می شود و مخروطهای نوری بدرون، چندان خم میشوند که دیگر مجال گریز به پرتو نور نمی دهند (شکل 1-6). طبق نظریه نسبیت، هیچ چیز سریعتر از نور حرکت نمی کند. پس اگر نور نتواند بگریزد، هیچ چیز دیگری قادر به گریز نخواهد بود؛ میدان گرانشی همه چیز را به عقب خواهد کشید. پس مجموعه ای از رویدادها، و ناحیه ای در، فضا -زمان، وجود دارد که هیچ راه و مفری برای دسترسی به ناظر دوردست ندارد. این ناحیه همان چیزی است که امروزه -حفره سیاه، نام گرفته است. مرز و کرانه آن -افق رویداد، نامیده میشود و منطبق است بر مسیر همان پرتو نوری که موفق به گریز از حفره سیاه نگردید.

اگر شما ناظر فروپاشی یک ستاره و تشکیل سیاهچاله ای می بودید و می خواستید آنچه را می دیدید درک کنید، باید بخاطر می سپردید که در نسبیت، زمان مطلقی در کار نیست. هر ناظر، معیار و اندازه زمانی خودش را دارد. زمان برای شخصی که روی ستاره است، با زمان ناظری که از ستاره فاصله دارد، فرق میکند، و این بدلیل وجود میدان گرانشی است. ادامه دارد…