تعریف پدیده های نجومی و شرح آنها !

[Easy Bug]

چگالی جهان


مقدمه
جهان در حال انبساط است، اما نیروهای جاذبه بین مواد، باعث کند شدن این انبساط می‌شوند. هر چه جرم جهان متراکم‌تر باشد، به همان اندازه چگالی آن زیادتر شده و انبساط آن کندتر می‌شود. جهانی که چگالی بالایی دارد ممکن است بالاخره بخاطر قدرت نیروهای جاذبه بین قسمتهای تشکیل دهنده‌اش ، منقبض شود. اگر جهان به اندازه کافی چگالی نداشته باشد، برای همیشه در حال انبساط خواهد بود.

سرنوشت نهایی جهان احتمالا به مقدار ماده سیاهی که در آن وجود دارد بستگی خواهد داشت. ماده سیاه ، (ماده‌ای است نامرئی که فقط توسط تأثیرات جاذبه‌اش قابل مشاهده می‌باشد.) ماهیت دقیق و پراکندگی ماده سیاه هنوز شناخته نشده است. اما ستاره شناسان پیش بینی می‌کنند که حدود 90 درصد جرم جهان احتمالا از این ماده تشکیل شده باشد، تصور می‌شود که مقداری از آن در حفره‌های سیاه ، مقداری بصورت ستاره‌های تاریک و مقداری در هاله‌های تیره‌ای که در اطراف کهکشانها هستند، وجود داشته باشد.
کشفهای تازه انرژی تاریک

تلسکوپ فضایی و ارزشمند هابل در کشفی جدید به شواهدی دست یافته است که ضمن تأیید نظریه‌های اولیه آلبرت اینشتین نشان می‌دهد نوعی انرژی مرموز و ناشناخته موسوم به انرژی تاریک حتی ‪ ۹‬میلیارد سال قبل وجود داشته و سبب گسترش ابعاد جهان شده است. آدام ریس محقق دانشگاه جانز هاپکینز و نیز موسسه تلسکوپهای فضایی سازمان ناسا اعلام کرد کشف جدید به حل معمای انرژی تاریک که یکی از اساسی‌ترین سوالات علم فیزیک محسوب می‌شود، کمک بزرگی می‌کند.

آلبرت اینشتین در نظریه‌های اولیه خود مطرح کرده بود که نیروی جاذبه بین مواد سبب می‌شود تعادل کیهان بر هم خورده و جهان منقبض شود و به همین جهت برای ایجاد تعادل نیروی ناشناخته دیگری باید در جهان وجود داشته باشد که وی آن را ثابت کیهانی (‪ (Cosmological Constant‬نامید. اینشتین بعدها این نظریه خود را پس گرفته و از آن به عنوان بزرگترین اشتباه عمر خود یاد کرد، اما دانشمندان سرانجام در سال ‪۱۹۹۸‬ موفق به مشاهده عملی شواهد این انرژی ناشناخته و پنهان شده و نظریات اولیه `اینشتین` را مجددا مطرح کردند.

به گفته ریس ، ویژگی ضد جاذبه انرژی تاریک همچنان در جهان هستی وجود داشته و سبب گسترش ابعاد جهان می‌شود و شواهد تازه بدست آمده تلسکوپ هابل نشان می‌دهد حتی ‪ ۹‬میلیارد سال قبل نیز جهان در اثر وجود همین انرژی در حال گسترش یافتن بوده است. عمر جهان در حدود ‪ ۱۳/۷‬میلیارد سال تخمین زده می‌شود. دانشمندان در این مطالعه ، ‪ ۲۴‬ستاره قدیمی را که همگی حدود ‪ ۹‬میلیارد سال قبل در انفجارهایی بسیار نورانی موسوم به `ابرنواختر`منفجر شده‌اند مورد بررسی قرار دادند.

به گفته محققان، این ستاره‌ها که هر کدام حدود ‪ ۱/۴‬برابر خورشید جرم داشته‌اند همگی در زمانی تقریبا مشابه منفجر شده و تمام جرم خود را به نور تبدیل کرده‌اند. دانشمندان با اندازه‌گیری نور شدید حاصل از این انفجارها که ‪۹‬ میلیارد سال قبل رخ داده و هم‌اکنون پس از طی کردن مسافت ‪ ۹‬میلیارد سال نوری به زمین رسیده، موفق شدند تاثیر `انرژی تاریک` بر گسترش جهان را در تمامی این مدت بسنجند.

نتایج این بررسی با تایید نظریه‌های مطرح شده در سال ‪ ۱۹۹۸‬مجددا بر وجود `انرژی تاریک` در جهان از میلیاردها سال قبل تاکنون تأیید کرد. به رغم شناسایی شواهد جدید از وجود `انرژی تاریک`، ماهیت این انرژی همچنان برای فیزیکدانان به شکل معما باقی مانده ‌است. اینشتین در زمان معرفی ثابت کیهانی و یا به عبارتی انرژی تاریک ، آن را یک ویژگی مربوط به فضای بیکران نامید. برخی دیگر از نظریه‌پردازان آن را حاصل یک میدان الکترومغناطیسی بسیار عظیم می‌دانند و برخی دیگر نیز آن را به نکات ناشناخته قانون جاذبه ارتباط می‌دهند.

انبساط جهان
با وجود خلا فضای بین ستاره‌ای بنظر می‌رسد جرم جهان ما کمتر از آن باشد که بتواند در آینده منقبض شود. آینده ما چگونه است؟ یک حریق بزرگ تازه یا شاید پیشروی به سمت سرمای بیشتر و فضای خالی بیشتر؟ برای پاسخگویی به این سؤال ، باید نیروی گرانشی کائنات یا معادل آن چگالی ماده موجود در کائنات را حساب کنیم. جهان در حال انبساط است و نیروهای جاذبه بین مواد باعث کند شدن این انبساط می‌شوند. هر چه جرم جهان متراکم تر باشد، به همان اندازه چگالی زیاد شده و انبساط آن کندتر می‌شود. جهانی که چگالی بالایی دارد، ممکن است بالاخره به خاطر قدرت نیروهای جاذبه بین قسمتهای تشکیل دهنده‌اش ، منقبض شود و جهان بسته بماند (کائنات بسته).

اگر جهان به اندازه کافی چگالی نداشته باشد، برای همیشه در حال انبساط و بصورت جهان باز خواهد بود. (کائنات باز)

چگالی بحرانی

اندازه کافی که برای چگالی گفته می‌شود، چقدر است؟ این اندازه برابر 5 x 10-27Kg/m3 است که چگالی بحرانی می‌باشد. چگالی بحرانی معیاری است برای تعیین باز یا بسته بودن جهان. اگر چگالی جهان از چگالی بحرانی بیشتر باشد، جهان ، جهان بسته خواهد بود. اگر چگالی جهان از چگالی بحرانی کمتر باشد، جهان ، جهان باز خواهد بود.
اندازه گیری چگالی جهان

حال ببینیم چگالی جهان را چگونه اندازه بگیریم؟ چگالی کمیت یک ماده در واحد حجم معین است. حجم مورد نظر در مورد کائنات باید بسیار بزرگ باشد. حجمی شاید به اندازه یک ابرخوشه. برای محاسبه ماده موجود در این حجم ، جرم کهکشانها را باهم جمع می‌کنیم. این کار در مورد مواد مرئی که به سمت ما نور می‌فرستند، میسر است ولی در مورد ماده‌ای که نمی‌بینیم، نمی‌توانیم جرم آن را حدس بزنیم. موادی مثل ستارگان و سیاره‌های مرده ، سیاره‌هایی که دور از هر منشأ نوری قرار دارند، صورتهای احتمالی ماده که هنوز نمی‌شناسیم، ماده تاریک و ... .

اسحاق نیوتن می‌گوید: ماده ، چه نورانی چه تاریک ، شناخته شده یا ناشناخته ، از طریق نیروی گرانشی خود را به ما نشان می‌دهد. فرض کنیم خورشید نور افشانی نمی‌کرد در این صورت نمی‌توانستیم آن را ببینیم ولی حرکت سیاره‌ها به دور خورشید همچنان ادامه داشت و اخترشناسان می‌توانستند بدون آنکه قادر به دیدن خورشید باشند، بوجود آن پی ببرند و با دنبال کردن حرکات زمین نسبت به ستارگان ، جرم آن را اندازه بگیرند.

اخترشناسان با بهره گیری از روشهای مشابه می‌توانند چگالی کل کائنات را اندازه بگیرند. نتیجه اندازه گیری آنها در کل فضای قابل مشاهده بطور میانگین حدود یک سوم اتم در حجم یک متر مکعب فضا است. به لحاظ نظری برای اینکه حرکت کهکشانها در آینده متوقف یا معکوس شود، این چگالی باید بیش از ده اتم در هر متر مکعب باشد. با توجه به واقعیات مشهود چنین امری بعید به نظر می‌رسد، ولی چون ابزار دقیق اندازه گیری نداریم، نمی‌توانیم این امکان را کاملا منتفی بشماریم، ولی اگر چنین باشد، کائنات باز خواهد بود. نسبت فراوانی هیدروژن سنگین (دوتریوم) به هیدروژن سبک از فرضیه کائنات باز حمایت می‌کند. پس سبک بودن کائنات و فراوانی دوتریوم نشان می‌دهد که کائنات تا ابد منبسط خواهد شد.

[Easy Bug]

عمر کائنات


دید کلی
طبق نظریه انفجار بزرگ ، جهان آغازی داشته است. این آغاز که همان لحظه انفجار اولیه بوده است، بطور دقیق معلوم نیست کی بوده است. ستاره‌ها و کهکشانهایی با میلیاردها سال نوری فاصله توسط تلسکوپها رویت شده اند. پس مسلما باید عمر جهان مساوی یا بیشتر از عمر این ستاره‌ها باشد. برای تعیین این مقدار باید فاصله کهکشانهای دوردست را بدانیم ولی ژرفای کیهانی بر ما نامعلوم است و اندازه گیری فاصله کهکشانها بسیار مشکل می‌باشد. تمامی شک و تردیدها پیرامون برآورد عمر عالم ، ناشی از شک و تردیدهایی است که در اندازه گیری این فاصله‌ها وجود دارد. امروزه برای اندازه گیری سن کائنات ، از سه روش مختلف استفاده می‌شود. که هرسه تقریباً به نتیجه مشابهی می‌رسند.
تعیین عمر کائنات با حرکت کهکشانها

حرکت فرار کهکشانها برای ما به منزله یک ساعت شنی کیهانی ، برای تاریخ بندی کائنات است. سرعت دور شدن این کهکشانها متناسب با فاصله‌ای است که از ما دارند. بنابراین چنانچه فاصله کهکشانی دو برابر فاصله کهکشان دیگر باشد، کهکشان دورتر با سرعتی دوبرابر سرعت کهکشان نزدیک از ما دور می‌شود. با قبول نظریه انفجار بزرگ ، جریان زمان را به لحظه ای بر می گردانیم که همه کهکشانها کنار هم جمع بودند. این لحظه که می‌توان آنرا سپیده دم کائنات نامید، حدود 15 میلیارد سال قبل بوده است. این زمان صفر نقطه مرجع ساعت کیهانی ما خواهد بود.
سن پیرترین ستارگان

عالم ما در درون خود ، اجسامی مثل زمین و ستاره‌های کهنسال دارد که می‌توان سن آنها را معلوم کرد. این سن باید مساوی یا کمتر از سن کائنات باشد، زیرا نمی‌توان کائناتی را فرض کرد که اشیا درون آن عمر بیشتری از خود داشته باشند. در این روش فرض کنیم که نخستین ستارگان بلافاصله پس از ولادت کائنات متولد شده‌اند. برای اندازه گیری عمر آنها به مساله انرژی متوسل می‌شویم. نور ستارگان حاصل از سوختن ذخیره هسته‌ای آنهاست. این سوختن از هیدروژن و هلیوم آغاز شده و به سوختن اتم‌های سنگین می‌رسد.

ستارگان تا زمانیکه ذخیره سوختی داشته باشند، باقی می‌مانند، سپس با تمام شدن این ذخیره تغییر ساختار داده و می‌میرند. همه ستارگان به یک اندازه عمر نمی‌کنند. ستاره‌های حجیم و درخشان عمر کوتاهتری دارند. ستارگان بصورت گروهی به دنیا می‌آیند (خوشه). هر خوشه در زمان تولد خود شامل طیف گسترده‌ای از انواع ستارگان است. بنابراین سن هر خوشه را می‌توان از سن ستارگان سالخورده‌اش حدس زد. در کهکشان ما ستارگانی با 14 تا 16میلیارد سال سن وجود دارند که می‌توان گفت عمر کائنات هم در همین حدود است.
سن قدیمیترین ذرات

بعضی اتمها ناپایدارند و مدتی عمر کرده ، سپس به انواع دیگر اتمها تبدیل می‌شوند. معروفترین آنها کربن 14 است که نیمه عمر آن 6000 سال می‌باشد، یعنی پس از این مدت ، مقدار آن نصف خواهد شد. با استفاده از این کربن می‌توان سن هر جسمی را که دارای کربن 14 می‌باشد، تعیین کرد. ولی این 6000 سال در مقایسه با سن و سال ستارگان و تاریخ کیهانی زمان بسیار اندکی است. باید از ذراتی با نیمه عمر قابل قیاس با مقیاس جهانی استفاده کنیم.
عناصر مورد استفاده در سنجش عمر کائنات

• اورانیوم با دو ایزوتوپ اورانیوم 235 با نیمه عمر یک میلیارد سال و اورانیوم 238 با نیمه عمر 5/6 میلیارد سال ، می‌تواند مورد مناسبی برای این سنجش باشد.

• چون اورانیوم 235 بسیار سریعتر از اورانیوم 238 از بین می‌رود، تناسب تعداد ذرات اورانیوم 235 به ذرات اورانیوم 238 پیوسته کاهش می‌یابد. بنابراین فراوانی نسبی این دو ایزوتوپ ، نوعی ساعت شنی جهانی است که گذر زمان را ثبت می‌کند.

• هسته‌هایی با عمر طولانی:
  توریوم 232 با نیم عمر 20 میلیارد سال – رنیوم 187 با نیم عمر 50 میلیارد سال – ساماریوم 132 با نیم عمر 60 میلیارد سال؛ با اندازه گیری فراوانی این هسته‌ها می‌توانیم تقویم نسبتا خوبی از رویدادهای گذشته تنظیم کنیم.
  
  

این روش به ما امکان می‌دهد که با استفاده از نمونه‌های صخره‌ای عمر زمین ، ماه ، و شهاب سنگ را تعیین کنیم. در کلیه این موارد با دقت حدود 2درصد به 6/4 میلیارد سال رسیده‌ایم. این سنی است که می‌توانیم آنرا به کل منظومه شمسی نسبت دهیم. به ترکیبی که گذشت می‌بینیم که کهکشانها ، ستارگان ، و اتمها ، سن کائنات را حدود 15 میلیارد سال تخمین می‌زنند.


منبع : رشد

[Easy Bug]

ذره و ضد ذره



نگاه اجمالی

وجود زوج‌های ذرات و ضد ذرات ریشه در جهان دارد. از بدو خلقت تا کنون موجودی مجرد آفریده نشده‌ است. برای همین برطبق اصل آفرینش که در آیات زیادی از قرآن کریم به آن پرداخته شده‌است، زوجیت در جهان و طبیعت برای هر موجودی وجود دارد. بنابراین ، در دنیای میکروسکوپیک این زوجیت بین ذرات ، بخصوص ذرات بنیادی مطرح می‌شود. یعنی هر ذره برای خودش یک ضد ذره‌ای دارد که کاملا شبیه آن هست. اما در پاره‌ای خصوصیات متفاوت هستند که این اختلافات از طریق نظریات بنیادین نسبیت ، مکانیک کوانتومی ، قوانین بنیادین فیزیک توصیف می‌شوند.
خصوصیات ضد ذرات

به توسط اصول نسبیت و مکانیک کوانتومی وجود ضد ذره‌ای برای هر ذره که دارای همان جرم و اسپین باشد ، نتیجه می‌شود. سایر اعداد کوانتومی ، «بارالکتریکی ، ایزو اسپین ، شگفتی ، عدد بار یونی ، عدد لپتونی) دارای همان اندازه‌ای هستند که ذرات معمولی دارند ولی با علامت معکوس ، رابطه ذرات و ضد ذرات همواره به قوانین بقای فیزیک منجر می‌شود.
از ضد ذرات تا ضد ماده

نامگذاری الکترونها ، پروتونها و نوترونها تحت عنوان ذره کاملا اختیاری است ، در عین حال طبیعی به نظر می‌آید که خود شما و محیط اطرافتان ترکیبی از ماده تلقی شود تا ضد ماده. برای درک بیشتر ، ماده‌ای که جهان کنونی را تشکیل داده خودش از ذرات شکل گرفته است. بنابراین در مقابل ماده ، ضد ماده‌ای متشکل از ضد ذرات قابل تصور است.
برهمکنش ذرات و ضد ذرات

قوانین بقا در برهمکنش ذرات و ضد ذرات معتبر است. برای مثال ، در برهمکنش پروتون با پروتون قانون بقای بار الکتریکی ، قانون بقای جرم ، قانون بقای بار باریونی ، قانون بقای اندازه ،قانون بقای اندازه حرکت زاویه‌ای ، برآیند اسپین سیستم و ... به قوت خود باقی است. البته وقتی صحبت از ضد ماده می‌شود باید دو فرایند زیر لحاظ شود. پدیده تولید جفت و پدیده نابودی جفت. بدین معنی که ذره و ضد ذره‌اش در برخورد متقابل نابود می‌شوند و انرژی آنها به فوتون یا مزون مبدل می‌شود. در فرایند معکوس فوتون پرانرژی نابود می‌شود و تولید جفت ذره و ضد ذره می‌کند.
چشمه تولید ذرات و ضد ذرات

پاد ذرات در شتابدهنده‌های بزرگ ذرات و به طور کلی در هر جا که نشانی از ذرات پرانرژی یافت می‌شود ، بعنوان مثال ، ذرات اشعه کیهانی در جو زمین یا اشعه کیهانی در فضای بین ستاره‌ها و غیره ، تولید می‌شوند. اما هنوز کسی نمی‌داند که آیا ضد ماده به مقدار زیاد در جهان وجود دارد یا نه؟ البته فوتونی که از ماده منتشر می‌شود دقیقا همان فوتونی است که از ضد ماده منتشر می‌یابد ، از اینرو تنها با مشاهده تابش الکترومغناطیسی ستاره‌ای نمی‌توان تعیین کرد که از ماده ساخته شده‌است یا از ضد ماده.
خاصیت شگفت انگیز نوترینو

برای تشخیص ماده از ضد ماده ، شناسایی نوترینو ، موثر است. ستارگان ساخته شده از ماده معمولی باید سرچشمه نوترینوها باشند در حالی که پادستارگان سرچشمه پاد نوترینوها هستند. اما حساسیت آشکار سازهای نوترینویی کنونی از لحاظ اندازه ، چند مرتبه کمتر از حدی است که بتوان مشخص کرد آیا ضد ماده به مقدار آنقدر بزرگ ، در آن حد که برای ساختمان و تکامل جهان دارای اهمیت باشد ، وجود دارد یا نه.
ناگفته‌های ذرات و ضد ذرات

• این احتمال وجود دارد در فاز اولیه تاریخ جهان ، پاد ذره‌های بسیاری وجود داشته‌اند. اما هنوز معلوم نیست که تعداد ذرات با تعداد پاد ذرات مساوی بوده ، و یا نا متقارنی اندکی به سود ذرات وجود داشته‌است.

• ضد ماده ، ممکن است نقش مهمی را در جهان ایفا کرده باشد ، زیرا نابودی آن در اثر رویارویی با ماده معمولی ، موثرترین مکانیزم برای استخراج انرژی سکون از اجسام مادی است.
  

منبع : رشد

[Easy Bug]

ضد ماده


پاد ماده (ضد ماده)
دید کلی

ما انسانها و هر آنچه در اطراف ماست از موجودات زنده زمین و سیارات ، خورشید و دیگر ستارگان ، همه از ماده ساخته شده‌ایم. اما با تصور وجود یک جهان دیگر که مانند تصویر آینه‌ای جهان کنونی ما باشد، چه احساسی به شما دست می‌دهد؟ البته وجود چنین جهانی پذیرفته نیست. با این حال جهان ذرات زیر اتمی (الکترون ، پروتون ، نوترون ، ...) چنین همتایی دارد و هر یک از این ذرات برای خود همتایی در آن جهان دارند که به اصطلاح پاد ذره آن ذرات می‌نامند.

تاریخچه
دیراک فیزیکدان معروف در 1928 چنین استنباط کرد که همه مواد می‌توانند در دو حالت وجود داشته باشند. وی در آغاز نظریه خود را در مورد الکترون بیان کرد و اظهار داشت که باید ذراتی به نام ضد الکترون هم وجود داشته با شد. این گفته تحقق یافت و فیزیکدان آمریکایی کارل اندرسون در 1932 ضد الکترون و یا پوزیترون را کشف کرد. پس از اکتشاف دیراک و اندرسون ، سرانجام در اکتبر 1955 اییلوگسلر ، فیزیکدان اهل ایتالیا توانست در شتاب دهنده بیوترون در آزمایشگاهی در کالیفورنیا پاد پروتون و یک سال بعد 1956 پاد نوترون را آشکار کند. اما دانشمندان پارا فراتر گذاشته و در پی ساخت پاد اتم و پاد مولکول برآمدند.
مکانیزم

اینکه اصلا پاد ذرات چیستند، چه خواصی دارند و در قیاس با همتای ماده‌ای خود چگونه رفتار می‌کنند، مدتی فیزیکدان را به خود مشغول کرد؟ ابتدا این تصور وجود داشت که پاد ماده در واقع تصویری از ماده در آینه است. این بدان مناست که پاذرات ، باید باری مخالف و هم اندازه و جرمی قرینه جرم تصویری خود در دنیای ماده داشته باشند. بحث بار الکتریکی کاملا پذیرفته شده بود. اما جرم منفی بسیار دشوار می‌نماید. ویژگی دیگر پاد ذرات ، ویژگی نابودی در صورت برخورد و تماس با پاد ماده خود است. در این انهدام مشترک هر دو نابود می‌شوند، و به مقدار قابل توجهی انرژی که بیشتر به صورت پرتوهای گاما ظاهر می‌شود، در می‌آیند. البته اگر این انرژی به اندازه کافی زیاد باشد، می‌تواند به جفت ماده و پاد ماده دیگری نیز تبدیل شود که این تصویر خوبی از تبدیل ماده و انرژی به یکدیگر و بیان فرمول معروف انیشتن است.

پاد ذرات از برخورد شدید ذرات دیگر بوجود می‌آیند. این وظیفه به عهده شتابدهنده‌ها است. در توضیح اینکه چرا ما بیشتر ماده را می‌بینیم تا ضد ماده ، در تاریخ کیهان آمده است. در مرحله دوم از هشت مرحله یا مقطع تاریخ کیهان آمده است که اولین سنگ بناهای ماده (مثلا کوارک و الکترون و پاد ذرات آنها) از برخورد پرتوها ، با یکدیگر بوجود می‌آیند. قسمتی از این سنگ بناها دوباره با یکدیگر برخورد می‌کنند و به صورت تشعشع فرو می‌پاشند. در لحظه‌های بسیار بسیار اولیه ، ذرات فوق سنگین نیز می‌توانسته‌اند بوجود آمده باشند. این ذرات دارای این ویژگی هستند که هنگام فروپاشی ، ماده بیشتری نسبت ضد ماده (مثلا کوارکهای بیشتری نسبت به آنتی کوارکها) ایجاد کنند. ذراتی که فقط در میان اولین اجزای بسیار کوچک ثانیه‌ها وجود داشتند، برای ما میراث مهمی به جا گذاردند که عبارت از فزونی ماده در برابر ضد ماده بود.
آزمایش ساده

برای تصور جسم منفی ، ماهی باهوشی را تصور کنید که به سطح آب می‌آید و به قعر آن نمی‌رود. همچنین فرض کنید حباب‌هایی از داخل بطری که در کف اقیانوس قرار دارد به سمت بالا حرکت می‌کنند. ماهی باهوش با مشاهده حباب‌ها شدیدا علاقمند خواهند شد به آن جرمی منفی نسبت دهد. زیرا در خلاف جهت نیروی وارد از سوی جاذبه زمین حرکت می‌کنند. با این تصورات ، فیزیکدانان وجود چنین حالتی را برای پاد ماده غیر تحمل می‌دانند.

آینده پاد ماده
نویسندگان داستان غیر علمی ، تخیلی بر این باورند که می‌توان با استفاده از ماده و پاد ماده ، فضاپیماهایی را به جلو راند. یک فضاپیمای مجهز به موتور ماده - پاد ماده در کسری از مدت زمان که امروزه یک فضاپیمای مجهز به موتور هیدروژن مایع لازم دارد تا به ستارگان همسایه خورشید برسد، ما را به آن سوی مرزهای منظومه شمسی (خورشیدی) خواهد برد. سرعت این چنین فضاپیمایی در مقایسه با سرعت شاتلهای فضاهای کنونی هم ، چون سرعت یک یوزپلنگ در مقابل لاک پشت است. این فضاپیما می‌تواند سفر یازده ماهه جستجوگر سیاره بهرام را یک ماهه به انجام رساند. دیگر توانایی پاد ماده در ایجاد سرعتهای بسیار بالا و نزدیک به سرعت نور است. اما این بار به جای سفر در کیهان ، سفر در زمان مورد نظر است. این تصور جدید از زمان ، به ما می‌آموزد که می‌توان با سرعت گرفتن ، نقطه خاصی از فضا- زمان را کمتر منتظر گذاشت و این همان جایی است که پاد ماده به کمک ما می‌شتابد.


منبع : رشد

[Easy Bug]

سياهچاله چيست؟ (قسمت اول)

سیاه‌چاله ناحیه‌ای از فضا-زمان است که هیچ چیز، حتی نور نمی‌تواند از میدان گرانشی آن بگریزد. وجود سیاه‌چاله‌ها در نظریه نسبیت عام آلبرت اینشتین پیش بینی می‌شود. این نظریه پیش بینی می‌کند که یک جرم به اندازه کافی فشرده می‌تواند سبب تغییر شکل و خمیدگی فضا-زمان وتشکیل سیاهچاله شود. پیرامون سیاهچاله رویه‌ای ریاضی به نام افق رویداد تعریف می‌شود که هیچ چیزی پس از عبور از آن نمی‌تواند به بیرون برگردد و نقطه بدون بازگشت است. صفت «سیاه» در نام سیاه‌چاله به این دلیل است که همه نوری که به افق رویداد آن راه می‌یابد را به دام می‌اندازد که این دقیقا مانند مفهوم جسم سیاه در ترمودینامیک می‌باشد. مکانیک کوانتوم پیش‌بینی می‌کند که سیاهچاله‌ها مانند یک جسم سیاه با دمای متناهی از خود تابش‌های گرمایی گسیل می‌کنند. این دما با جرم سیاهچاله نسبت وارونه دارد و از این روی مشاهده این تابش برای سیاهچاله‌های ستاره‌ای و بزرگتر دشوار است.

اجسامی که به دلیل میدان گرانشی بسیار قوی اجازه گریز به نور نمی‌دهند برای اولین بار در سده ۱۸ (میلادی) توسط جان میشل و پیر سیمون لاپلاس مورد توجه قرار گرفتند. اولین راه حل نوین نسبیت عام که در واقع ویژگیهای یک سیاهچاله را توصیف می‌نمود در سال ۱۹۱۶ میلادی توسط کارل شوارتزشیلد کشف شد. هر چند که تعبیر آن به صورت ناحیه‌ای از فضا که هیج چیز نمی‌تواند از آن بگریزد، تا چهار دهه بعد به خوبی درک نشد. برای دوره‌ای طولانی این چالش مورد کنجکاوی ریاضیدانان بود تا اینکه در میانه دهه ۱۹۶۰، پژوهش‌های نظری نشان داد که سیاهچاله‌ها به راستی یکی از پیش بینی‌های ژنریک نسبیت عام هستند. یافتن ستارگان نوترونی باعث شد تا وجوداجرام فشرده شده بر اثر رمبش گرانشی به عنوان یک واقعیت امکانپذیر فیزیکی مورد علاقه دانشمندان قرار گیرد. اینگونه پنداشته می‌شود که سیاهچاله‌های ستاره‌ای در جریان فروپاشی ستاره‌های بزرگ در یک انفجار ابرنواختری درپایان چرخه زندگیشان بوجود می‌آیند. جرم یک سیاهچاله پس از شکل گیری می‌تواند با دریافت جرم از پیرامونش افزایش یابد. با جذب ستارگان پیرامون و بهم پیوستن سیاهچاله‌های گوناگون، سیاهچاله‌های کلان جرم با جرمی میلیونها برابر خورشید تشکیل می‌شوند.

یک سیاهچاله به دلیل اینکه نوری از آن خارج نمی‌گردد نادیدنی است اما می‌تواند بودن خود را از راه کنش و واکنش با ماده از پیرامون خود نشان دهد. از راه بررسی برهمکنش میان ستاره‌های دوتایی با همدم نامرئیشان، اخترشناسان نامزدهای احتمالی بسیاری برای سیاهچاله بودن در این منظومه‌ها شناسایی کرده‌اند. این باور جمعی در میان دانشمندان رو به گسترش است که در مرکز بیشتر کهکشان‌ها یک سیاه‌چاله کلان‌جرم وجود دارد. برای نمونه، دستاوردهای ارزشمندی بازگوی این واقعیت است که در مرکز کهکشان راه شیری ما نیز یک سیاهچاله کلان جرم با جرمی بیش از چهار میلیون برابر جرم خورشید وجود دارد.


تاریخچه


ابداع واژه «کرم‌چاله» و «سیاه‌چاله فضایی» به جان ویلر نسبت داده شده‌است. با این‌حال، این مفهوم از مدت‌ها قبل به صورت‌های متفاوتی مطرح بوده‌است.

مفهوم جسمی که آن قدر پرجرم است که حتی نور هم نمی‌تواند از آن بگریزد، نخستین باراز سوی زمین‌شناسی به نام جان میشل درسال ۱۷۸۳ در نامه‌ای که برای هنری کاوندیش از انجمن سلطنتی نوشته بود، مطرح شد. در آن زمان مفهوم نظریه گرانش نیوتن و مفهوم سرعت گریز شناخته شده بودند. طبق محاسبات میشل جسمی با شعاع خورشید و چگالی ۵۰۰ برابر در سطح خود سرعت گریزی بیش از سرعت نور خواهد داشت و بنابر این غیر قابل مشاهده خواهد بود. به بیان او:
اگر شعاع کره‌ای مشابه خورشید قرار باشد که با چگالی ۵۰۰ بار از آن بزرگ تر باشد جسمی که از ارتفاع بینهایت به سمت آن سقوط می‌کند در سطح آن سرعتی بیش ازسرعت نور به دست می‌آورد و اگر فرض کنیم نور با نیروی مشابهی به سمت ستاره کشیده شود آنگاه همه نوری که از چنین جسمی ساطع می‌شود به ناچار به وسیله گرانش آن به سمت خود ستاره بازمی گردد.


در سال ۱۷۹۶ پیر سیمون لاپلاس، ریاضی‌دان فرانسوی همان ایده را در ویرایش اول و دوم کتاب خود به نام آشکارسازی نظام جهان مطرح کرد. این مطالب در ویرایش‌های بعدی کتاب حذف شد. مفهوم این ستاره‌های تاریک در سده ۱۹ (میلادی) توجه چندانی را به خود جلب نکرد زیرا فیزیک دانان نمی‌توانستند درک کنند که نور که یک موج و بدون جرم است چگونه ممکن است تحت تاثیر نیروی گرانش قرار گیرد.


نسبیت عام


درسال ۱۹۱۵ آلبرت اینشتین که پیشتر نشان داده بود که گرانش، نور را تحت تاثیر قرار می‌دهد، نظریه گرانش خود به نام نسبیت عام را مطرح کرد. چند ماه بعد کارل شوارتزشیلد پاسخی برای معادلات میدانی انیشتین ارائه نمود که میدان گرانشی ذرات نقطه‌ای و کروی را توصیف می‌کرد. چند ماه پس از شوارتزشیلد، ژوهانس دروست - که از شاگردان هندریک لورنتز بود - به صورت جداگانه همان پاسخ را برای ذرات نقطه‌ای به دست آورد و بحث مفصل تری در مورد ویژگیهای آن نمود. این پاسخ در شعاعی که امروزه شعاع شوارتزشیلد نامیده می‌شود رفتاری غیر عادی نمایش می‌داد زیرا در این شعاع، معادله تکینه می‌شود و برخی از اجزای آن مقدار بی نهایت خواهند داشت. در آن زمان ماهیت این سطح به درستی فهمیده نشده بود. در سال ۱۹۲۴ آرتور استنلی ادینگتون نشان داد که با تغییر مختصات می‌توان تکینگی را بر طرف نمود. هر چند که تا سال ۱۹۳۳ طول کشید تا ژرژ لومتر متوجه شد که مقدار بی نهایت این معادله در شعاع شوارتزشیلد در واقع یک تکینگی ریاضی است و جنبه فیزیکی ندارد. این شعاع امروزه به عنوان شعاع افق رویداد یک سیاهچاله غیرچرخشی شناخته می‌شود.
در سال ۱۹۳۰ سابراهمانین چاندراسکار، اختر فیزیک دان هندی محاسبه نمود که یک جسم الکترون تباهیده غیر چرخنده که جرم آن از حدی که بعدها به نام حد چاندراسخار نامیده شد و ۱٫۴ برابر جرم خورشید است، بیشتر باشد هیچ جواب پایداری ندارد. ادعای وی از سوی هم دوره‌ای‌های وی همچون ادینگتون و لو لاندائو مورد مخالفت قرار گرفت. آنها ادعا می‌کردند که مکانیزمی ناشناخته وجود دارد که از فروپاشی این اجرام جلوگیری می‌کند. ادعای آنها تا حدودی درست بود زیرا یک کوتوله سفید که جرم آن اندکی از حد چاندراسخار بزرگتر باشد پس از فروپاشی به یک ستاره نوترونی تبدیل می‌شود که بنا بر اصل طرد پاولی، وضعیتی پایدار دارد، اما در سال ۱۹۳۹، روبرت اوپنهایمر و دیگران پیش بینی کردند که ستاره‌های نوترونی که جرمی بیشتر از سه برابر جرم خورشید دارند به دلایلی که توسط چاندراسکار ارائه شد به سیاهچاله فروپاشی می‌شوند و نتیجه گیری کردند که هیچ ساز و کار فیزیکی نمی‌تواند از فروپاشی برخی ستارگان به سیاهچاله جلوگیری نماید.


عصر طلایی



در سال ۱۹۵۸، دیوید فینکلشتین سطح شوارتز شیلد را به عنوان یک افق رویداد معرفی نمود، «یک غشای کاملاً یک جهته که تاثیرات سببی تنها از یک سو از آن عبور می‌کنند.» این مطلب تناقض صریحی با نتایج اوپنهایمر ندارد بلکه آن را گسترش می‌دهد تا ناظرین در حال سقوط به سیاهچاله را نیز شامل شود.

این نتایج مقارن بود با آغاز عصر طلایی نسبیت عام که در آن تحقیقات درباره نسبیت عام و سیاهچاله‌ها رونق فراوان یافت. کشف تپ اختر‌ها در سال ۱۹۶۷ که درسال ۱۹۶۹ نشان داده شد که ستاره‌های نوترونی چرخنده با سرعت چرخش بالا هستند، به این فرایند کمک کرد. تا آن زمان ستارگان نوترونی مانند سیاهچاله‌ها تنها در حوزه تئوری مطرح بودند اما کشف تپ اخترها نشان داد که واقعیت فیزیکی نیز دارند و باعث شد تا علاقه شدیدی به انواع اجسام فشرده‌ای که ممکن است بر اثر رمبش گرانشی تشکیل شوند برانگیخته شود. کشف اختروش (کوازار)‌ها که انرژی خروجی بسیار بزرگی آنها این احتمال را مطرح نمود که ممکن است مکانیزم بوجود آورنده این انرژی، رمبش گرانشی باشد.

در این دوره جوابهای کلی تری نیز برای معادله سیاهچاله پیدا شد. روی کِر جواب دقیقی برای یک سیاه چاله چرخان به دست آورد. دو سال بعد ازرا نیومن یک جواب متقارن محوری برای سیاهچاله‌ای که هم چرخان باشد و هم دارای بار الکتریکی باشد کشف نمود. در نتیجه کارهای ورنر اسرائیل، براندون کارتر و دیوید رابینسون نظریه بدون مو ظهور کرد که با استفاده از پارامترهای متریک کر-نیومن، جرم، تکانه زاویه‌ای و بار الکتریکی یک سیاهچاله ثابت را توصیف نمود.


ویژگی‌ها و ساختار



نظریه «بدون مو»ی جان ویلر بیان می‌کند که هرگاه سیاهچاله تشکیل شود و به وضعیت پایدار برسد، تنها سه خاصیت فیزیکی مستقل در سیاهچاله‌ها قابل تشخیص هستند که عبارتند از: جرم و بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویه‌ای. در مکانیک کلاسیک (غیر کوانتومی) دوسیاهچاله که دارای مقادیر یکسانی برای سه ویژگی ذکر شده باشند، نامتمایز اند. این سه ویژگی، ویژگی‌های خاصی هستند زیرا از بیرون سیاهچاله قابل مشاهده‌اند. مثلا یک سیاهچاله باردار همچون هر جسم باردار دیگری بارهای همنام را دفع می‌کند. به طریق مشابهی مجموع جرم درون کره‌ای که یک سیاهچاله را دربرمی گیرد از طریق همتای قانون گاوس در مورد نیروهای گرانشی یعنی جرم ای. دی. ام نسبیت عام از فواصل بسیار دور اندازه گیری نمود. به همین ترتیب تکانه زاویه‌ای یک سیاهچاله را نیز می‌توان از راه کشش چارچوب توسط میدان مغناطیس گرانشی به دست آورد.

وقتی جسمی به درون سیاهچاله‌ای سقوط می‌کند تمام اطلاعات فیزیکی مربوط به شکل جرم یا توزیع بار سطحی آن به طور یکنواخت در امتداد افق رویداد توزیع می‌شود و از دید ناظر خارجی گم می‌شود. این رفتار افق رویداد به عنوان سیستم پراکنده ساز نامیده می‌شود و به آنچه در یک غشای کشی رسانا با اصطکاک و مقاومت الکتریکی رخ می‌دهد شباهت بسیار دارد. این تفاوت از آن دسته نظریه‌های میدانی مانند الکترو مغناطیس است که به دلیلی معکوس پذیری در زمان هیچ اصطکاک یا مقاومتی در سطح میکروسکوپیک ندارند. زیرا یک سیاهچاله در نهایت با سه پارامتر به حالت پایدار می‌رسد و هیچ راهی وجود ندارد که از گم شدن اطلاعات مربوط به شرایط اولیه اجتناب نمود: میدان‌های گرانشی و الکتریکی سیاهچاله اطلاعات بسیار اندکی در بارهٔ آنچه وارد سیاهچاله شده‌است می‌دهند. اطلاعات گم شده شامل هر کمیتی است که از فاصله دور از افق رویداد یک سیاهچاله قابل اندازه گیری نیستند. از جمله می‌توان از عدد باریونی و عدد لپتونی کل نام برد. این موضوع تا اندازه‌ای گیج کننده‌است که از آن به پارادوکس گم شدن اطلاعات سیاهچاله یاد می‌شود.

خواص فیزیکی



ساده ترین نوع سیاهچاله‌ها آنهایی هستند که تنها جرم دارند و بار الکتریکی و تکانه زاویه‌ای ندارند. این سیاهچاله‌ها را اغلب با نام سیاهچاله‌های شوارتزشیلد می‌نامند که بر گرفته از نام کارل شوارتزشیلد است که جوابی برای معادلات میدانی انیشتین در سال ۱۹۱۶ ارائه نمود. بنا بر قضیه بیرخوف در نسبیت عام، تنها جواب خلا است که متقارن کروی است. این بدان معنی است که تفاوتی میان میدان گرانشی یک سیاهچاله و یک جسم کروی با همان جرم وجود ندارد. بنابراین سیاهچاله تنها در محدوده نزدیک به افق آن است که همه چیز حتی نور را به درون می‌کشد و در فواصل دورتر کاملا مانند هر جسم دیگری با همان میزان جرم رفتار می‌کند.

راه حل‌هایی برای معادلات انیشتین که سیاهچاله‌های کلی تری را توصیف می‌کنند نیز وجود دارند. مثلا متریک رایسنر-نوردستروم سیاهچاله‌های باردار و متریک کر سیاهچاله‌های چرخان را توصیف می‌کنند. کلی ترین جواب موجود برای سیاهچاله‌های ثابت متریک کر-نیومن است که سیاهچاله‌هایی را توصیف می‌کند که هم بار الکتریکی وهم تکانه زاویه‌ای دارند.

در حالیکه جرم سیاهچاله می‌تواند هر مقداری داشته باشد، بار و تکانه زاویه‌ای آن توسط جرم محدود می‌شوند. چنانچه واحدهای پلانک را بکار بریم، کل بار الکتریکی Q و مجموع تکانه زاویه‌ای J در این رابطه صدق
می‌کنند(M جرم سیاهچاله‌است): . سیاهچاله‌هایی که نابرابری فوق را اشباع می‌کنند، سیاهچاله‌های اکسترمال نامیده می‌شوند. جواب‌هایی نیز برای معادلات انیشتین موجودند که این نابرابری را نقض می‌کنند اما این جواب‌ها افق رویداد ندارند. این جوابها را تکینگی‌های برهنه می‌نامند که از بیرون قابل مشاهده‌اند و در نتیجه نمی‌توانند فیزیکی باشند. فرضیه سانسور کیهانی شکل گیری چنین تکینگی‌هایی را در جریان رمبش نامحتمل می‌شمرد. به دلیل قدرت نسبی الکترومغناطیس سیاهچاله‌هایی که از رمبش ستارگان تشکیل می‌شوند تمایل دارند که بار تقریبا خنثی ستاره را حفظ کنند. اما انتظار می‌رود که چرخش یک ویژگی مشترک در اجسام فشرده باشد. نامزد سیاهچاله قرار گرفته در دوتایی پرتو ایکس جی‌آراس ۱۹۱۵+۱۰۵ به نظر می‌رسد که تکانه زاویه‌ای نزدیک به حداکثر مقدار مجاز داشته باشد.


افق رویداد



مهمترین ویژگی که یک سیاهچاله را تعریف می‌کند پیدایش افق رویداد است. افق رویداد به شکل کروی یا تقریبا کروی با شعاع شوارتزشیلد حول نقطه مرکزی سیاهچاله‌است. این کره ناحیه‌ای از فضا زمان است که عبور نور و ماده از آن تنها در یک جهت و به طرف درون آن ممکن است. درون این کره سرعت گریز از سرعت نور بیشتر خواهد بود و از آنجاییکه هیچ جسمی توانایی حرکت باسرعت بیشتر از سرعت نور را ندارد، هیچ جسمی توانایی گریز از این منطقه را ندارد. هر جرم یا انرژی که به یک سیاه چاله نزدیک شود، در داخل فاصله معینی که افق رویداد آن خوانده می‌شود، به طور مقاومت ناپذیری به درون سیاه چاله کشیده می‌شود. نوری که از اطراف یک سیاه چاله عبور می‌کند، اگر به افق رویداد نرسد، روی مسیری منحنی شکل از کنار آن می‌گذردو اگر به افق رویداد برسد، در سیاه چاله سقوط می‌کند. افق رویداد را از این رو به این نام می‌خوانند که از درون آن اطلاعات راجع به آن رخداد به مشاهده کننده نمی‌رسد ومشاهده کننده نمی‌تواند یقین حاصل کند که این اتفاق رخ داده‌است.

آنگونه که در نسبیت عام پیش بینی می‌شود، حضور یک جسم باعث خمش فضا-زمان می‌شود به گونه‌ای که مسیرهایی که ذرات طی می‌کنند به سمت جرم خمیده می‌شوند. در افق رویداد یک سیاهچاله این تغییر شکل به اندازه‌ای قوی می‌شود که هیچ مسیری که از سیاهچاله دور شود وجود نخواهد داشت.

از دید یک ناظر دور زمان در نزدیکی سیاهچاله کندتر از نقاط دورتر خواهد گذشت. این پدیده به نام اتساع زمان نامیده می‌شود. شیئی که به افق رویداد نزدیک شود به نظر خواهد رسید که هرچه نزدیکتر می‌گردد از سرعت آن کاسته می‌شود و زمانی بی نهایت طول خواهد کشید تا به آن برسد. و چون تمام فرایندهای این ذره کند تر می‌شود، نوری که منتشر می‌کند تاریکتر و قرمزتر خواهد شد که این اثر به نام انتقال به سرخ گرانشی نامیده می‌شود. سرانجام در نقطه‌ای که به افق رویداد می‌رسد این جسم کاملا تاریک و غیر قابل مشاهده می‌شود.

ازسوی دیگر ناظری که به درون سیاهچاله سقوط می‌کند در زمانی که افق رویداد را رد می‌کند متوجه هیچکدام از این تاثیرات نخواهد شد. طبق ساعت خود وی، او افق رویداد را در زمانی متناهی رد می‌کند اگرچه هرگز نمی‌تواند بفهمد که دقیقا در چه زمانی از افق رویداد رد شده‌است زیرا غیر ممکن است که بتوان با مشاهدات محلی، موقعیت افق رویداد را تعیین کرد.

افق رویداد یک سطح جامد نیست و مانع ورود ماده یا تابشی که به سمت ناحیه داخل آن در حرکت است نمی‌شود. در واقع افق رویداد یک ویژگی تعریف شده سیاهچاله‌است که حدود سیاهچاله را مشخص می‌کند. علت سیاه بودن افق رویداد هم این است که هیچ پرتوی نور یا تابش دیگری نمی‌تواند از آن بگریزد. از این رو افق رویداد هر آنچه را که درون آن اتفاق می‌افتد از دید دیگران پنهان نگه می‌دارد.
شکل افق رویداد یک سیاهچاله همیشه تقریبا کروی است.. برای سیاهچاله‌های ایستای غیرچرخان این شکل کاملا کروی است و برای سیاهچاله‌های چرخان کمی بیضوی است.




تکینگی



براساس نسبیت عام، مرکز یک سیاهچاله یک نقطه تکینگی گرانشی است، ناحیه‌ای که درآن خمیدگی فضا زمان بی نهایت می‌شود. برای یک سیاهچاله غیر چرخان این ناحیه به شکل یک نقطه منفرد و برای یک سیاهچاله چرخان به شکل یک تکینگی حلقوی روی صفحه چرخش خواهد بود. در هردوی موارد حجم ناحیه تکینگی صفر است. به همین دلیل چگالی ناحیه تکینگی، بی نهایت خواهد بود.

ناظری که به درون یک سیاهچاله شوارتزشیلد سقوط می‌کند(یعنی بدون بار و تکانه زاویه‌ای) به محض اینکه از افق رویداد بگذرد دیگر نمی‌تواند در مقابل سرازیر شدن به سوی نقطه تکینگی جلوگیری کند. این ناظر می‌تواند تنها تا میزان محدودی زمان سقوطش را با سرعت گرفتن در جهت مخالف طولانی تر کند اما سرانجام به نقطه تکینگی سقوط خواهد کرد. زمانی که به این نقطه برسد به چگالی بی نهایت برخورد می‌کند و جرم آن به جرم سیاهچاله افزوده می‌شود. البته پیش از این اتفاق در طی فرایندی که به اسپاگتی سازی و یا اثر نودلی معروف است، اجزای وی بر اثر نیروهای جزر و مدی در حال گسترش از هم گسیخته می‌شود.

در مورد یک سیاهچاله باردار(راه حل رایسنر-نوردستروم) و یا چرخان(راه حل کر) می‌توان از تکینگی اجتناب نمود. چنانچه این جواب‌ها را تا حد امکان گسترش دهیم امکان فرضی خروج از سیاهچاله به یک فضا-زمان متفاوت خود را نمایان می‌سازد. در این صورت سیاهچاله به صورت یک کرم‌چاله عمل می‌کند. اما فرضیه سفر به دنیاهای دیگر تنها به صورت فرضیه می‌ماند زیرا آشفتگی امکان آن را ازبین می‌برد. همچنین این فرضیه مطرح می‌شود که منحنی‌های زمان گونه بسته را در اطراف تکینگی دنبال کرد و به گذشته خود فرد سفر کرد که در نهایت به طرح مشکلاتی در قانون علیت مانند پارادوکس پدربزرگ می‌انجامد.

پیدایش تکینگی هاگی در نسبیت عام را عموما نشانه‌ای از شکست این نظریه می‌پندارند؛ اما این شکست بر خلاف انتظار نیست. این شکست در مواردی رخ می‌دهد که بخواهیم این کنش‌ها را با استفاده از تاثیرات مکانیک کوانتومی، ناشی از چگالی بسیار بالا و سرانجام تعامل ذرات توصیف کنیم. تا کنون این امر میسر نشده‌است که بتوانیم تاثیرات گرانشی و کوانتومی را در یک تئوری با هم ترکیب نمود. مورد انتظار عموم این است که یک تئوری گرانش کوانتومی خواهد توانست ویژگی سیاهچاله‌ها را بدون تکینگی بیان کند.

کره فوتونی



کره فوتونی محدوده‌ای است کروی با ضخامت صفر و فوتون‌هایی که در طول مسیر مماس (در امتداد تانژانت‌ها) بر این کره حرکت می‌کنند در مداری دایره‌ای گرد آن به دام می‌افتند. در سیاهچاله‌های غیرچرخشی شعاع فوتون کره یک و نیم برابر شعاع افق رویداد (شوارتزشیلد) است. این مدارها از نظر دینامیکی ناپایدار اند و به همین جهت هر آشفتگی کوچکی (مثل سقوط یک ذره مادی) در طول زمان گسترش می‌یابد و به صورت حرکت پرتابی به خارج سیاهچاله و یا به شکل حلزونی در نهایت از افق رویداد می‌گذرد.


در حالیکه نور هنوز می‌تواند از داخل کره فوتونی بگریزد، هر نوری که از کره فوتونی عبور کند در یک حرکت پرتابی به داخل سیاهچاله کشیده می‌شود. بنابراین نوری که از درون کره فوتونی به ما می‌رسد باید از اجسامی تابیده شده باشد که درون کره فوتونی هستند اما هنوز به افق رویداد نرسیده‌اند.

سایر اجرام فشرده همچون ستاره‌های نوترونی نیز می‌توانند کره‌های فوتونی داشته باشند. این امر ناشی از این حقیقت است که میدان گرانشی یک شی به اندازه واقعی آن بستگی ندارد، از این رو هر جسم که کوچکتر از ۱٫۵ برابر شعاع شوارتزشیلد متناظر با جرمش باشد می‌تواند کره فوتونی داشته باشد.



ارگوسفر ناحیه‌ای به شکل کره بیضوی خارج از افق رویداد است که اجسام نمی‌توانند در آن ثابت بمانند.

ارگوسفر



سیاهچاله‌های چرخان در درون ناحیه‌ای از فضا و زمان محصورند که در آن ثابت ماندن غیر ممکن است. این ناحیه را ارگوسفر می‌نامند. این پدیده ناشی از فرایندی به نام کشش چارچوب است. تئوری نسبیت عام پیش بینی می‌کند که هر جسم در حال چرخش تمایل دارد که فضا-زمان اطراف نزدیک خود را بکشد. هر جسم نزدیک به جسم چرخان تمایل خواهد داشت که در جهت چرخش حرکت کند. برای یک سیاهچاله چرخان در نزدیکی افق رویدادش این اثر به اندازه‌ای قدرتمند می‌شود که جسم مجبور است که با سرعتی بالاتر از سرعت نور در جهت مخالف بچرخد تا تنها بتواند ثابت بماند.

ارگوسفر یک سیاهچاله از درون به افق رویداد می‌رسد و از بیرون به یک کره بیضوی که در قطبش با کره افق رویداد مماس می‌شود و قسمت استوایی آن بسیار پهن تر از سایر قسمت‌ها است پایان می‌یابد. این مرز خارجی ارگوسفر را گاهی سطح ارگو می‌نامد.
اجسام و تابش می‌توانند به طور عادی از ارگوسفر بگریزند. بنا بر فرایند پنروز اجسامی که از ارگوسفر خارج می‌شوند ممکن است انرژی بیشتر از انرژی ورودشان داشته باشند. این انرژی از انرژی چرخشی سیاهچاله گرفته می‌شود و باعث کند تر شدن سرعت آن می‌شود.

شکل گیری و تکامل



با در نظر گرفتن ماهیت عجیب سیاهچاله‌ها شاید طبیعی باشد که این سوال به ذهن خطور کند که آیا چنین اجسام عجیبی می‌توانند در طبیعت وجود داشته باشند یا اینکه این اجسام تنها جواب‌های پاتولوژیکی برای معادلات انیشتین هستند. خود انیشتین به اشتباه گمان می‌کرد که سیاهچاله‌ها نمی‌توانند تشکیل شوند زیرا او بر این باور بود که تکانه زاویه‌ای ذرات در حال سقوط حرکت آنها را در شعاع خاصی پایدار می‌نمود. این باعث شد که جامعه نسبیت عام تا مدت‌ها نتایج مخالف را از دست بدهد. هر چند که گروه کمتری از نسبیت پردازان همچنان بر این باور بودند که سیاهچاله‌ها اجسام فیزیکی واقعی هستند و این گروه تا پایان دهه ۱۹۶۰ اکثر پژوهشگران این زمینه را متقاعد کرده بودند که هیچ مانعی برای بوجود آمدن افق رویداد وجود ندارد.

زمانی که یک افق رویداد تشکیل می‌شود، پنروز ثابت نمود که یک تکینگی در نقطه‌ای درون آن بوجود می‌آید.مدت کوتاهی پس از وی هاوکینگ نشان داد که بسیاری از راه حل‌های کیهان شناسی که مهبانگ را توصیف می‌کنند نقاط تکینه‌ای بدون میدان‌های اسکالر یا مواد عجیب دیگر دارند. راه حل کر، قضیه بدون مو و قوانین ترمودینامیک سیاهچاله‌ها نشان دادند که خواص فیزیکی سیاهچاله‌ها ساده و قابل فهم هستند و این اجسام موضوعات مناسبی برای پژوهش هستند. ابتدایی ترین فرایندی که انتظار می‌رود به تشکیل سیاهچاله‌ها بینجامد، رمبش گرانشی اجسام بسیار سنگین همچون ستاره هاست. البته فرایندهای عجیب تری نیز هستند که ممکن است به تولید سیاهچاله‌ها بینجامد.

رمبش گرانشی



رمبش گرانشی زمانی رخ می‌دهد که فشار داخلی یک جسم برای مقاومت در برابر نیروی گرانشی خود جسم کافی نباشد. برای ستارگان این حادثه زمانی اتفاق می‌افتد که یا به دلیل کم شدن سوخت ستاره برای تولید انرژی از طریق سنتزهای هسته‌ای قادر به حفظ دمای خود نباشد و یا اینکه یک ستاره پایدار ماده اضافه‌ای دریافت کند به گونه‌ای که دمای هسته آن بالاتر نرود. در هردوی این موارد دمای ستاره به اندازه کافی زیاد نخواهد بود که از فروپاشی آن زیر وزن خودش جلوگیری کند (قانون گازهای ایده آل ارتباط بین فشار، دما و حجم را توضیح می‌دهد).

این رمبش ممکن است بر اثر فشار تباهیدگی اجزای تشکیل دهنده ستاره متوقف گردد و باعث فشرده شدن ماده به ماده‌ای که به اندازه شگفت انگیزی چگال تر است بشود. حاصل این اتفاق یکی از انواع ستارگان فشرده است که نوع ستاره فشرده به وجود آمده به جرم ماده باقیمانده بستگی دارد. ستاره در هنگام تغییرات سرنشات گرفته از رمبش گرانشی (مانند یک ابرنواختر و یا سحابی سیاره‌نما) بخش قابل توجهی از جرم خود را از لایه‌های خارجی به فضای اطراف پرتاب می‌کند. اگر جرم مواد باقیمانده ۵ جرم خورشیدی باشد جرم ستاره اولیه پیش از فروپاشی احتمالا بیش از ۲۰ جرم خورشیدی بوده‌است.

اگر جرم مواد باقیمانده بیش از ۳ الی ۴ برابر جرم خورشید باشد (حد تولمن-اوپنهایمر-وولکوف) - چه به دلیل سنگین بودن ستاره اصلی چه به دلیل اینکه ماده باقیمانده جرم اضافه‌ای را از طریق تجمع ماده گردآوری کرده باشد - حتی فشار تباهیدگی نوترونها برای متوقف سازی فروپاشی کافی نخواهد بود. پس از این هیچ مکانیزم شناخته شده‌ای (شاید به جز تباهیدگی کوارکها در ستاره‌های کوارکی) قدرت کافی برای متوقف سازی فروپاشی را ندارد و جسم ناگریز به یک سیاهچاله فروپاشیده می‌شود.

گمان می‌رود که این رمبش گرانشی ستارگان سنگین عامل پیدایش سیاهچاله‌های ستاره وار است. زایش ستارگان در جهان جوان احتمالا به ایجاد ستارگانی بسیار سنگین انجامیده‌است که در هنگام رمبش سیاهچاله‌هایی تا هزار برابر جرم خورشید بوجود آورده‌اند. این سیاهچاله می‌توانند بذرهایی برای سیاهچاله‌های کلان جرمی بوده باشند که امروزه در مرکز بسیاری از کهکشان‌ها یافت می‌شوند.

درحالیکه بیشتر انرژی آزاد شده در خلال یک رمبش گرانشی به سرعت پخش می‌شود یک ناظر خارجی در واقع پایان این فرایند را نمی‌بیند. اگرچه این رمبش در چارچوب مرجع ماده در حال فروپاشی در زمان محدودی صورت می‌گیرد اما برای یک ناظر دور ماده در حال فروپاشی کند تر می‌شود و در بالای افق رویداد متوفق می‌شود. دلیل این پدیده اتساع زمان گرانشی است. برای نور بیشتر و بیشتر طول می‌کشد تا از ناده در حال رمبش به ناظر برسد. و نوری که درست قبل از تشکیل افق رویداد منتشر می‌شود با تاخیر بی نهایت به ناظر می‌رسد. از این رو ناظر خارجی هرگز تشکیل افق رویداد را نخواهد دید؛ در عوض ماده در حال رمبش تاریک تر. تاریک تر می‌شود و انتقال به سرخ رو به افزایشی خواند داشت و سرانجام کاملا محو می‌شود.



منبع : ویکیپدیا

[Easy Bug]

ضمیمه اول برای قسمت اول

فضازمان


در علم فیزیک و ریاضی، فضا-زمان (به انگلیسی: Spacetime) (و نه فضا و زمان‌) به هر‌گونه مدل ریاضی گفته می‌شود که زمان و مکان را به صورت ساختاری واحد و درهم‌پیوسته با یکدیگر ترکیب کند. بر اساس فرضیات مفهوم فضای اقلیدسی، جهان، سه بعد مکانی و یک بعد زمانی مستقل از هم دارد. در فضا-زمان سه بعد فضا و یک بعد زمان درهم ادغام می‌شوند و یک محیط پیوستهٔ چهار بعدی را ایجاد می‌کنند. با ترکیب فضا و زمان و ایجاد یک محیط خمیدهٔ واحد، فیزیکدان‌ها توانسته‌اند تئوری‌های فیزیک را هم در سطح کیهانی و هم در بعد اتمی ساده‌سازی کنند.

بهتر است که در مکانیک کلاسیک، هنگامی که زمان به عنوان یک معیار ثابت و جهانی، مستقل از حالت حرکت مشاهده‌گر درنظر گرفته می‌شود؛ از دستگاه اقلیدسی به جای فضا-زمان استفاده کنیم. با این حال در فیزیک نسبیتی، زمان نمی‌تواند جدا از سه بعد فضا باشد. بر اساس نسبیت خاص نرخ گذر زمان برای جسمی که مشاهده می‌شود بستگی به نسبت سرعت جسم و سرعت مشاهده‌گر دارد. بر اساس نسبیت عام شدت میدان گرانشی نرخ گذر زمان را کاهش می‌دهد.



نمایش دو بعدی خمیدگی فضا-زمان، جرم هندسهٔ فضا-زمان را تغییر می‌دهد، این خمیدگی بر اساس نظریهٔ نسبیت عام تعبیر به گرانش می‌شود.

مفهوم و بُعدها


طرح کلی در فضا-زمان، ادغام فضا و زمان با یکدیگر و درنتیجه ایجاد یک محیط یکپارچه با دستگاه مختصاتی یکتا است. برای این کار به سه بُعد مکانی معمول(طول، عرض، ارتفاع) و یک بُعد زمان نیاز داریم؛ این بُعدها مؤلفه‌های مستقل لازم برای مشخص کردن یک نقطهٔ خاص در یک فضای تعریف شده‌اند. مثلا در محیط کرهٔ زمین طول و عرض جغرافیایی دو مؤلفهٔ مستقل دستگاه مختصات‌اند که تنها به‌وسیلهٔ هر دوی آن‌ها باهم می‌توان یک نقطهٔ خاص را تعیین موقعیت کرد؛ حال در فضا-زمان، شبکه مختصاتی ۱+۳ بعد را پوشش می‌دهد و چون زمان به عنوان مؤلفهٔ جدید اضافه شده‌است، درنتیجه دستگاه مختصات نه تنها می‌تواند نقاط را در محیط مکان‌یابی کند بلکه می‌تواند رویداد‌ها را نیز تعیین موقعیت نماید. به این ترتیب این دستگاه مختصات می‌تواند تعیین کند که کی و کجا یک رویداد اتفاق افتاده است. در فضا زمان نمی‌توانیم محور زمان را به صورت جداگانه نشان دهیم اگر بخواهیم محور زمان را در دستگاه مختصات نشان بدهیم ناگزیریم که محور زمانی و مکانی را هر دو باهم، و در یک دستگاه مختصات قرار دهیم و این به دلیل ماهیت یکپارچهٔ فضا-زمان و آزادی در انتخاب دستگاه مختصات است. برخلاف دستگاه مختصات فضایی معمولی، محدودیت‌هایی برای چگونگی اندازه‌گیری‌های مکانی و زمانی وجود دارد؛ این محدودیتها به مدل زیاضی خاص آن و تفاوتهایش با ریاضیات و هندسهٔ اقلیدسی برمی‌گردد.

تا آغاز قرن بیستم گذر زمان مستقل از حرکت در نظر گرفته می‌شد و فرض این بود که در تمام دستگاه‌های مختصات، زمان تنها در یک محور مشخص با سرعت ثابت پیش می‌رود؛ اما تجربیات بعدی نشان داد که زمان در سرعت‌های بالا کندتر حرکت می‌کند (کاهش سرعت زمان با عنوان تاخیر زمان در نسبیت خاص توضیح داده شده‌است)؛ برای مثال یک ساعت اتمی را بر روی یک شاتل فضایی نصب کردند و دیدند که زمان برای ساعت روی شاتل کندتر از زمان در سطح زمین می‌گذرد.

عبارت فضا-زمان به عنوان یک مفهوم عمومی فراتر از رویداد‌های فضا-زمان در ۱+۳ بُعد معمولی در نظر گرفته می‌شود، فضا-زمان واقعا ترکیبی از مکان و زمان است اما برخی دیگر پیشنهاد کرده‌اند که بُعدهای جدیدی که بعدها اضافه می‌شود هم در مجموعهٔ تئوری فضا-زمان قرار گیرد (نظریه‌های دیگری وجود دارند که توانسته‌اند بُعدهای جدیدی را اضافه کنند که این بُعدها دیگر شامل مکان و زمان نمی‌شوند)؛ اینکه واقعا چند بُعد برای توصیف جهان لازم است سوالی است که هنوز پاسخ قطعی برای آن پیدا نشده‌است. تئوری‌هایی مانند تئوری ریسمان پیش‌بینی می‌کند که ۱۰ تا ۲۶ بُعد جدید را بتوان اضافه کرد یا تئوری-م داشتن ۱۱ بُعد شامل ۱۰ بُعد مکانی و ۱ بُعد زمانی را ممکن می‌داند؛ باید به این نکته توجه داشت که: داشتن بیش از چهار بعد فقط در اندازه‌های زیر اتمی تفاوت ایجاد می‌کند.

ریشهٔ تاریخی



مفهوم غیرریاضی فضازمان یکپارچه



اولین بار پیش از میلاد مسیح فیلون اسکندری گفته است که: «زمان زاییدهٔ جهان است، خدا جهان را خلق کرد و آن منجر به ایجاد زمان شد، همزمان با خلق جهان یا بلافاصله پس از آن».
اینکاها زمان و مکان را به عنوان یک مفهوم واحد در نظر می‌گرفتند و آن را پاشا می‌نامیدند؛ بومیان ساکن در رشته کوه آند همچنان بر این باور پایدار مانده‌اند.
اندیشهٔ فضا-زمان یکپارچه توسط اِدگارآلِن پو شاعر آمریکایی در یکی از شعرهایش به نام اورکا بیان شد: «مکان و گذر زمان هر دو یکی هستند».
در سال ۱۸۹۵ هِربرت جورج وِلز در رمان ماشین زمان چنین نوشت: «هیچ تفاوتی میان زمان و سه بُعد مکانی وجود ندارد تنها برداشت ما است که با آنها پیش می‌رود».

مفهوم ریاضی


ریاضیات بحث فضا-زمان اولین بار در سال ۱۷۵۴ از سوی ژان لروند دالامبر در دانشنامهٔ فرانسوی آنسیکلوپدی در مقالهٔ بُعدها مطرح شد. پس از آن ژوزف لویی لاگرانژ در تئوری تحلیلی توابع(۱۷۹۷ و ۱۸۱۳) بیان کرد که: «می‌توان علم مکانیک را با هندسهٔ چهار بُعدی و تحلیل‌های مکانیکی را به عنوان تعمیمی از تحلیل‌های هندسی در نظر گرفت».

پس از کشف چهارگان‌ها توسط ویلیام همیلتون وی اظهار داشت: «گفته می‌شود زمان تنها یک بُعد دارد و مکان سه بُعد... ریاضیات خاص چهارگان‌ها از همهٔ این بُعدها بهره می‌برد به زبان فنی‌تر می‌شود گفت "زمان بعلاو‌هٔ مکان" یا "مکان بعلاو‌هٔ زمان" از این جهت چهارگان یک مفهوم چهار بعدی است یا حداقل تلویحا به آن اشاره می‌کند. و این‌گونه یک بُعد زمان و سه بُعد مکان در زنحیر‌هٔ نمادها به هم می‌آمیزد». چهارگان‌های مرکب هامیلتون که از نظر جبری ظرفیت مدل کردن فضا-زمان و تقارن در آن را دارد بیش از نیم قرن قبل از اینکه نسبیت به طور رسمی ارائه شود در دست بود.

از تلاش‌های دیگری که در زمینهٔ فضا-زمان انجام شد می‌توان از کارهای جیمز کلارک ماکسول نام برد که از معادلات دیفرانسیل جزئی برای گسترش الکترودینامیک در چهار بُعد استفاده کرد. بعدها لورنتس در قرن ۱۹ چند نامتغیر از معادلات ماکسول را معرفی کرد؛ این دستاورد لورنتس بعدها، پایهٔ تئوری نسبیت خاص آلبرت اینشتین قرار گرفت. پیشتر تصور می‌شد که سنجش زمان و مکان فقط به دامنهٔ اعداد حقیقی محدود می‌شود؛ همچنین پیشنهاد اینکه سنجش زمان و مکان قابل مقایسه باشد توسط کسانی توسعه یافت که فیزیک را بنیان نهادند؛ اما حال بین این تصورات اولیه مانند نبیست گالیله و قانون ماکسول تضاد ایجاد شده‌بود. برای از بین بردن این ابهام باید به مفهوم سرعت نور بازگشت.

درحالی فضا-زمان را به عنوان نتیجه‌ای از تئوری نسبیت خاص اینشتین در سال ۱۹۰۵ در نظر می‌گیرند که ریاضیات آن توسط استاد ریاضی او هرمان مینکوفسکی انجام شد؛ وی در سال ۱۹۰۸ تلاش‌های زیادی برای گسترش کارهای اینشتین انجام داد. مفهوم فضای مینکوفسکی اولین نمایش رفتار فضا و زمان به عنوان دو نمود مختلف از یک مفهوم یکپارچه بیان شد؛ چکید‌هٔ نسبیت خاص. اندیشه فضای مینکوفسکی باعث شد که به هر دو نسبیت خاص و عام، بیشتر از دید هندسی نگاه شود. در سیزدهمین ویرایش دانش‌نامهٔ بریتانیکا در سال ۱۹۲۶ مقاله‌ای از اینشتین با عنوان "فضا-زمان" وجود دارد.

مفاهیم پایه


فضا-زمان‌ها عرصه‌هایی هستند که در آنها تمام رویداد‌های فیزیکی اتفاق می‌افتد-یک رویداد، نقطه‌ای است در فضا-زمان که می‌توان آن را با زمان و مکانش مشخص کرد. برای مثال حرکت سیاره‌ها به دور خورشید را می‌توان با نوع خاصی از فضا-زمان توضیح داد؛ و حرکت نور به دور یک ستارهٔ در حال دوران را با نوع دیگری از فضا-زمان. عناصر اصلی فضا-زمان، رویداد‌ها هستند؛ در هر فضا-زمان داده شده، یک رویداد، یک مکان یکتا در یک زمان یکتا است، چون رویداد‌ها، نقاط فضا-زمان را تشکیل می‌دهند؛ برای مثال: یک نمونه از یک رویداد، در فیزیک کلاسیک نسبیتی (x,y,z,t) یا مکان یک ذره در یک لحظهٔ خاص است. همانطورکه یک خط را به صورت مجموعه‌ای از بینهایت نقطه در یک راستا نعریف می‌کنیم فضا-زمان را نیز، می‌توان به صورت مجموعه‌ای از بینهایت رویداد تعریف کرد که در یک خمینه(چندگونا) قرار دارد. یک فضا که در ابعاد کوچک می‌توان آن را با استفاده از محورهای مختصات توصیف کرد.

یک فضا-زمان مستقل از هرگونه مشاهده‌گر است، اما در توصیف پدیده‌های فیزیکی (که در یک لحظهٔ مشخص در یک ناحیهٔ مشخص از مکان اتفاق می‌افتد) هرکدام از مشاهده‌گرها دستگاه مختصات مناسب خود را انتخاب می‌کند؛ برای توضیح هر رویداد به چهار عدد حقیقی از این دستگاه‌ها نیاز است. پس خط سیر هر ذرهٔ اولیه‌ای(نقطه) درون فضا و زمان مجموعه‌ای پیوسته از رویدادها است که آن را خط جهانی آن ذره می‌نامند. بنابراین به دلیل اندرکنش فضا-زمان به یک "جهان به هم بافته" می توان اجزای گسترش یافته یا مرکب (از تعداد زیادی ذره) را پیوندی از تعداد زیادی خط جهانی به هم پیچیده دانست (نگاهی به افسانهٔ مویرای).

در فیزیک معمول است که یک جسم چند بعدی را با حفظ یکپارچگی آن در مکان و زمان، نقطه یا صفحه در نظر بگیریم (مانند مرکز جرم)، بنابراین خط جهانی یک ذره، مسیری است که آن ذره در فضا-زمان اشغال می‌کند و ارائه کنندهٔ گذشتهٔ آن ذره است. خط جهانی مدار زمین (با این تفسیر) با دو بعد فضایی x و y (صفحه مدار زمین) و یک بُعد زمانی عمود بر دو بُعد x و y نمایش داده می‌شود. مدار زمین در مختصات فضایی بیضی‌گون است ولی در فضا-زمان خط جهانی آن به شکل مارپیچ است.

یکپارچه سازی فضا و زمان با بیان واحدهای اندازه‌گیری چهاربعدی آن قابل فهم‌نر می‌شود، این ابعاد با واحدهای فاصله اندازه‌گیری می‌شوند: یک رویداد را به شکل (x₀,x₁,x₂,x₃) = (ct,x,y,z) (در اندازه‌گیری لورنتز) یا (x₁,x₂,x₃,x₄) = (x,y,z,ict) (در اندازه گیری مینکوفسکی) نمایش می‌دهیم، درحالی که c برابر با سرعت نور است؛ در ادامه اندازه‌گیری در فضای مینکوفسکی و بازه‌های مکان‌مانند، نورگونه و زمان‌مانند توضیح داده خواهند شد.
بازه‌های فضازمانی


در فضای اقلیدسی جدایی بین دو نقطه از طریق فاصلهٔ بین آن دو نقطه اندازه‌گیری می‌شود که این فاصله، تنها از جنس مکان است و همواره مثبت. ولی در فضا-زمان جدایی بین دو رویداد از طریق بازهٔ بین آن دو رویداد اندازه‌گیری می‌شود که این بازه نه تنها اختلاف مکانی بلکه اختلاف زمانی بین آن دو رویداد را نیز در بر می‌گیرد. بازهٔ بین دو رویداد به شکل زیر نمایش داده می‌شود:
(بازهٔ فضا-زمانی)در حالی که c برابر با سرعت نور و Δt و Δr به ترتیب اختلاف زمانی و مکانی دو رویداد در دستگاه مختصات است.
بازه‌های فضا-زمانی بر اساس اینکه اختلاف زمانی (c²Δt²) بزرگتر است یا اختلاف مکانی (Δr²) به سه دسته تقسیم می شوند. برخی از خط‌های‌جهانی (با نام ژئودزیک‌های فضا-زمان) با فاصله‌های تعریف شده در بازه‌های فضا-زمانی، کوتاه‌ترین مسیر بین هر دو رویداد‌ی اند. مفهوم ژئودزیک در نسبیت عام حالت بحرانی به خود می‌گیرد زیرا که ممکن است حرکت‌های ژئودزیک به عنوان حرکت خالص یا اینرسی حرکتی در فضا-زمان، که خود فارغ از هرگونه تاثیر خارجی است در نظر گرفته شود.
بازهٔ زمان‌مانند


برای دو رویداد که اختلاف فاصلهٔ زمانی دارند، باید به اندازه کافی زمان بگذرد تا بین آنها رابطهٔ علت و معلولی برقرار شود. ذره‌ای که با سرعتی کمتر از سرعت نور در فضا سفر می کند، هر دو رویدادی که برای آن ذره یا توسط آن ذره اتفاق می‌افتد دارای اختلاف در فاصلهٔ زمانی است به بیان دیگر توسط بازه‌های زمان‌‌مانند از یکدیگر جدا شده‌اند. جفت رویداد‌هایی که دارای اختلاف زمانی هستند، بازهٔ فضا-زمانی آن‌ها یک مربع کامل منفی (s² < 0) می‌شود و می‌توان گفت آن‌ها در گذشته یا آیندهٔ یکدیگر اتفاق افتاده‌اند. در این حالت یک چارچوب مرجع وجود دارد که نشان دهد که دو رویداد در یک موقعیت مکانی اتفاق افتاده‌اند اما چارچوب مرجعی وجود ندارد که بتواند نشان دهد که آن دو در یک لحظه اتفاق افتاده‌اند. اندازه‌گیری بازه‌های زمان‌‌مانند در فضا-زمان بر اساس زمانِ ویژه انجام می‌شود.
(زمانِ ویژه)زمان ویژه زمانی است که توسط ساعتی که نسبت به مشاهده‌گر ساکن است اندازه‌گیری می‌شود؛ وقتی مسیر مشاهده‌گر با یک رویداد تقاطع پیدا می‌کند، گویی آن رویداد برای مشاهده‌گر روی می‌دهد.
بازهٔ نور‌‌مانند


در یک بازهٔ نور‌مانند، فاصلهٔ مکانی بین دو رویداد دقیقا متناسب با فاصلهٔ زمانی بین آن دو رویداد است. بازهٔ فضا-زمانی دو رویداد یک مربع کامل برابر صفر است (s² = 0). بازه‌های نورمانند با نام بازه‌های «تهی» نیز شناخته می‌شوند.
بازهٔ مکان‌مانند


وقتی که بین دو رویداد بازهٔ مکان‌مانند وجود داشته باشد، زمان کافی بین وقوع آن‌ها نمی‌گذرد، زمانی کافی برای اینکه یک رابطهٔ علت-معلولی با سرعتی برابر با سرعت نور یا کمتر از آن فاصلهٔ بین آن‌ها را قطع کند. این رویدادها این‌گونه درنظر گرفته نمی‌شوند که در گذشته یا آیندهٔ یکدیگر اتفاق افتاده باشند؛ در این حالت چارچوب مرجعی وجود دارد بگونه‌ای که در آن مشاهده‌گر وقوع آن دو رویداد را هم‌زمان می‌بیند اما چارچوب مرجعی وجود ندارد که وقوع آنها را در یک مکان نشان دهد.
برای این جفت رویدادهای مکان‌مانند، مربع کامل بازهٔ فضا-زمانی بزرگتر از صفر است (s² > 0) و فاصلهٔ مکان‌مانند آنها با فاصلهٔ ویژه اندازه‌گیری می‌شود:
(فاصلهٔ ویژه)مانند زمانِ ویژه در بازه‌های زمان‌مانند، فاصلهٔ ویژه (Δσ) در بازه‌های مکان‌مانند در مجموعهٔ اعداد حقیقی قرار دارند.
ریاضیات فضازمان


به دلایل فیزیکی، یک فضا-زمان پیوسته از نظر ریاضی به شکل یک خمینهٔ هموار، هم بند، لورنتزی و چهاربعدی تعریف شده‌است (M,g). به این معنی که تابع فاصله برای فضای لورنتزی g دارای نمایهٔ‌ (3,1) است. تابع فاصله، هندسهٔ‌ محیط و کوتاه ترین فاصله پیمودنی توسط ذره آزاد و شعاع نور را نشان می‌دهد. در همسایگی هر نقطه (رویداد) بر روی خمینه، از دستگاه های مختصات محلی برای نمایش مشاهده‌گر در یک چارچوب مرجع استفاده می‌شود. معمولا مختصات دکارتی (x,y,z,t) استفاده می‌شوند بعلاوه برای سهولت سرعت نور c برابر با واحد در نظر گرفته می‌شود.

هر چارچوب مرجعی (مشاهده‌گر) می‌تواند با یکی از این مختصات (x,y,z,t) مشخص شود و هرکدام از این مشاهده‌گرها قادر است یک رویداد p را مشاهده کند. اگر چارچوب مرجع دیگری با مختصاتی متفاوت در همسایگی p وجود داشته باشد که بتواند رویداد p را مشاهده کند (در هر چارچوب مرجع یک مشاهده‌گر داریم) این امکان وجود دارد که برداشتی متفاوت از رویداد p داشته باشد به عبارت دیگر هر دو مشاهده‌گر رویداد p را مشاهده می‌کنند اما چیز متفاوتی می‌بینند.

فضازمان در نسبیت خاص


هندسه فضا-زمان در نسبیت خاص توسط تابع اندازه گیری مینکوفسکی در چهاربُعد R⁴ بدست می آید. این فضا-زمان، فضای مینکوفسکی نام دارد. تابع اندازه گیری مینکوفسکی که معمولا با η نمایش داده می شود به صورت یک ماتریس چهار در چهار به شکل زیر است:


در این روش از قرارداد مکان‌مانند لاندو-لیفشیتز استفاده می‌شود. یک فرض پایه ای در فضا-زمان این است که بازه‌های فضا-زمانی نسبت به تبدیلات مختصات باید نامتغیر باشند. بازه‌ها نسبت به تبدیلات لورنتس نامتغیر اند. این خاصیت نامتغیر منجر به استفاده از چهار بردار (و تنسورهای دیگر) در توصیف های فیزیکی می شود. به بیان دقیق تر، می توان رویدادها در فیزیک نیوتنی را حالت خاصی از فضا-زمان در نظر گرفت. این نسبیت نیوتنی-گالیله ای است و چهارچوب های مرجع در آن توسط ترادیسیهای گالیله به هم مرتبط می شوند که در آن فاصله های زمانی و مکانی به طور مستقل از هم قابل نفکیک اند، اما در حالت کلی فضا-زمان(که ترادیسیهای لورنتس برقرار می باشد) چنین تفکیکی برقرار نیست.

فضازمان در نسبیت عام


در نسبیت عام فرض می‌شود که فضا-زمان با حضور ماده (انرژی) خمیده می‌شود. این خمیدگی توسط تنسور ریمان بیان می‌شود. در نسبیت خاص تنسور ریمان متحد با صفر است و این اتحاد با صفر تعبیر می‌شود به این که فضا-زمان مینکوفسکی مسطح (تخت) است. مفاهیم بازه‌های زمان‌مانند، نورمانند و مکان‌مانند که قبلا بحث شد در نسبیت خاص به طور مشابه می‌تواند در دسته‌بندی خم‌های تک‌بُعدی در فضا-زمان خمیده استفاده شوند. یک خم زمان‌مانند، آنی است که بر روی آن فاصلهٔ میان هر دو رویدادِ بینهایت به هم نزدیک بر روی خم، خود زمان‌مانند باشد. مشابه همین تعریف برای دو حالت مکان‌مانند و نورمانند قابل تعمیم است. به بیان فنی‌تر سه نوع خم یاد شده معمولا بر حسب اینکه بردار مماس بر خم در هر نقطه از خم، نورمانند یا مکان‌مانند یا زمان‌مانند باشد تعریف می‌شود. حط جهانی هر شیئ کندتر از نور همواره یک خم زمان‌مانند است.



منبع : ویکیپدیا

[Easy Bug]

ضمیمه دوم برای قسمت اول

افق رویداد



افق رویداد (به انگلیسی: Event horizon) در نسبیت عام، منطقه‌ای از فضازمان است که در آنجا تمام مرزهای فضا به شدت تحت تأثیر سیاه‌چاله است و اگر جسمی وارد این ناحیه شود، سرانجام بروی تکینگی سیاهچاله سقوط می‌کند. افق رویداد قسمتی از تقسیم بندی مناطق خارجی سیاهچاله هاست.
اگر یک سیاه‌چاله حرکت مداری داشته باشد، آغاز به کشیدن فضا-زمان به دور افق رویداد می‌کند. این گردش فضا به دور افق رویداد را کارکُره (ergosphere) می‌گویند و شکل بیضوی دارد.

تبیین شوارتزشیلد


در متریک شوارتزشیلد افق رویداد منطقه‌ای در اطراف سیاهچاله‌های شوارتزشیلد است که خود جزئی از شعاع شوارتزشیلد است و نور نمی‌تواند از آن بگریزد. سیاهچاله‌های شوارتزشیلد بار ندارد و اسپین و چرخش هم ندارند. دو سیاهچالهٔ شوارتز تنها از طریق جرمشان قابل تشخیص از یکدیگر هستند.

---

شعاع شوارتزشیلد


شعاع شوارتزشیلد شعاعی است که بر طبق معادلات متریک برای سیاهچاله‌ها تعیین می‌شود.
پیشینه


در سال ۱۹۱۶ (میلادی)، ستاره شناس آلمانی کارل شوارتز شیلد پاسخی برای نظریه نسبیت عام انشتین یافت که نشانگر یک سیاهچاله کروی بود. او نشان داد که اگر جرم یک ستاره در ناحیه به اندازه کافی کوچک متمرکز شود، میدان گرانشی در سطح ستاره چنان قوی می‌شود که حتی نور توان گریز از آن را ندارد. همان چیزی است که همکنون سیاهچاله می‌نامیم، ناحیه‌ای از فضازمان که به افق رویداد محدود شده‌است و امکان ندارد از آن، چیزی از جمله نور به ناظری دوردست برسد.

مدت‌ها غالب فیزیکدان‌ها که انیشتین نیز در میانشان بود، تردید داشتند که آیا چنین پیکربندی غیرعادی ماده، می‌تواند در جهان واقعی روی دهد؟ اما بعدها روشن شد که هرگاه ستاره ناچرخان به اندازه کافی سنگینی، هر اندازه که شکل و ساختار دورنیش پیچیده باشد، سوخت هسته‌ای خود را به پایان رساند، به ناچار فرو خواهد پاشید و سیاهچاله کاملاً کروی شوارتز شیلد زاده خواهد شد.
معادله


بر طبق متریک شوارتز شیلد هرگاه یک جسم شعاعش از شعاع شوارتز شیلد خودش کمتر شود به یک سیاهچاله تبدیل شده‌است. یعنی اجسام دیگر قبل از رسیدن به سطح جسم در شعاع شوارتز شیلد گرفتار جاذبه خیلی شدیدی می‌شوند؛ ولی اگر شعاع شوارتز شیلد درون جسم قرار بگیرد یعنی کوچک‌تر از شعاع آن باشد، آن جسم خواص سیاهچاله را ندارد. شعاع شوارتز شیلد از رابطه زیر بدست می‌آید:
که در آن:
r_s شعاع شوارتز شیلد،G ثابت گرانش،m جرم جسم مورد نظر وc سرعت نور است.
مقدار ثابت ‎ 2G / c² ‏ را می‌توان به ‎ ۱٫۴۸×۱۰^−۲۷ m/kg ‏تقریب زد.
می‌توان نشان داد که یک جسم با هر چگالی، اگر به اندازه کافی بزرگ باشد می‌تواند در شعاع شوارتز شیلد خود فرو رود، یعنی:
که در آن
V_s حجم جسم مورد نظر وρ چگالی آن است.برای مثال شعاع خورشید تقریباً ۷۰۰۰۰۰ کیلومتر است، در حالی که شعاع شوارتز شیلد آن فقط ۲۹۵۰ متر است؛ یعنی اگر شعاع خورشید کمتر از ۲ کیلومتر شود آنگاه خورشید یک سیاهچاله است.



منبع : ویکیپدیا

[Easy Bug]

ضمیمه سوم برای قسمت اول

سرعت گریز


سرعت گریز در فیزیک و ستاره‌شناسی به سرعتی گفته می‌شود که یک جسم باید داشته باشد تا بتواند از چنگ نیروی گرانشی جسم دیگر بگریزد. سرعت گریز در سطح کره زمین برابر ۱۱٫۲ کیلومتر بر ثانیه است. هر جسم زمین که به این سرعت دست یابد می‌تواند برای همیشه زمین را ترک گوید.

---

چارچوب مرجع



در فیزیک اصطلاح چارچوب مرجع می‌تواند برای اشاره به یک دستگاه مختصاتی یا مجموعه‌ای از محورها به‌کار رود که با آن مکان، سمت، و دیگر ویژگی‌های یک شیء سنجیده می‌شود.

در بررسی حرکت هر ذره نیز باید یک چارچوب مرجع تعیین شود که این چارچوب در فیزیک به عنوان ناظر تعبیر می‌شود. در مورد هر حرکت، چارچوب ویژه‌ای متناسب با نوع حرکت باید بکار رود. این مسئله نه تنها در مورد حرکت بلکه در مورد تمام رویدادها و پدیده‌های فیزیکی مطرح است.

برای نمونه برای اینکه بتوان در الکترومغناطیس مقدار نیروی وارد بر یک جسم باردار را محاسبه کرد، ابتدا باید یک چارچوب متناسب با دستگاه تعریف کرده، سپس پدیده را بررسی نمود. اگر این چارچوب مرجع تغییر بکند و به عنوان مثال منتقل شود این مسئله به‌وسیله قواعد تبدیل بیان می‌شود.

چارچوب مرجع لَخت


چارچوب مرجع لخت به چارچوبی گفته می‌شود که در آن قانون لختی (ماند) حاکم باشد. چارچوب مرجع لخت یکی از نخستین و مهمترین انتزاع‌ها در فیزیک است. چارچوب مرجع واقعی یک چارچوب لخت نیست و می‌توان گفت چارچوبی است که گاهی بیشتر و گاهی کمتر با چارچوب مرجع لخت سازگاری دارد.
برای نمونه چارچوب مرجع وابسته به گرانیگاه زمین نسبت به چارچوب مرجع وابسته به گرانیگاه خورشید کمتر لخت است در حالی که چارچوب مرجع وابسته به هسته کهکشان ما بیشتر از چارچوب مرجع وابسته به خورشید لخت است. بنا به تجربه چارچوب وابسته به ستارگان ثابت بیش از هر چارچوب دیگری لخت است.
بنا بر مکانیک کلاسیک نیوتونی یک چارچوب مرجع لخت اصلی وجود دارد که آن را چارچوب مرجع مطلق می‌نامند که دارای ویژگی‌های اساسی زیر است:

• ۱) چارچوب مرجع مطلق نه به جسم واقعی بلکه به فضای کیهانی وابسته‌ است.
• ۲) چارچوب مرجع مطلق بنا به شرط ساکن است.
• ۳) فضای چارچوب مرجع مطلق فضایی سه بعدی- پیوسته-همگن-همسانگرد و اقلیدسی است.
• ۴) در چارچوب مرجع لخت قوانین نیوتون صدق می‌کند.

هر چارچوب مرجعی که نسبت به چارچوب مرجع مطلق به طور یکنواخت و روی خط راست حرکت کند و یا ساکن باشد باز هم یک چارچوب مرجع لخت است و از نظر مکانیکی به طور کامل با اولی هم ارز است. چارچوب مرجعی که نسبت به چارچوب مرجع مطلق شتاب داشته باشد یک چارچوب مرجع نالخت است.



منبع : ویکیپدیا

[Easy Bug]

سياهچاله چيست؟ (قسمت دوم)

سیاهچاله‌های نخستین در مهبانگ


رمبش گرانشی نیاز به چگالی بالا دارد. در دوره کنونی جهان، چگالی‌های بالا تنها در ستارگان یافت می‌شود. اما در جهان نخستین اندکی پس از مهبانگ چگالی‌ها بسیار بیشتر بودند که احتمال تشکیل سیاهچاله را فراهم می‌نمود. چگالی بالا به تنهایی برای بوجود آمدن سیاهچاله کافی نیست زیرا یک توزیع جرم یکنواخت اجازه تجمع جرم را نمی‌دهد برای اینکه سیاهچاله‌های نخستین در چنین رسانه چگالی امکان پیدایش داشته باشند باید آشفتگی‌های اولیه‌ای در چگالی بوجود آمده باشند که بتوانند پس از آن تحت گرانش خودشان رشد کنند. مدل‌های مختلف از جهان اولیه، از لحاظ اندازه‌ای که برای این آشفتگی‌ها پیش بینی کرده‌اند با هم بسیار متفاوتند. این مدل‌های متفاوت جرم سیاهچاله‌های نخستین را از یک واحد پلانک تا صدها هزار جرم خورشیدی پیش بینی کرده‌اند. سیاهچاله‌های نخستین عامل پیدایش همه سیاهچاله‌های دیگر شمرده می‌شوند.

برخوردهای پرانرژی


رمبش گرانشی تنها فرایندی نیست که سیاهچاله را بوجود می‌آورد. در اصل سیاهچاله‌ها می‌توانند از برخوردهای پرانرژی که چگالی کافی ایجاد می‌کنند نیز بوجود آیند؛ اما تا به امروز ردی از چنین رویدادی چه به صورت مستقیم و چه به صورت غیر مستقیم از روی کسری در موازنه جرم در آزمایش‌های شتاب دهنده ذرات، کشف نشده‌است. این واقعیت پیشنهاد می‌کند که باید حد پایینی برای جرم سیاهچاله‌ها وجود داشته باشد. از لحاظ نظری این حد باید پیرامون جرم پلانک باشد که در آن انتظار می‌رود که تاثیرات کوانتومی باعث شکست تئوری نسبیت عام بشوند. این امر سبب می‌شود که ایجاد سیاهچاله‌ها از دسترس هر برخورد پر انرژی که در روی زمین یا نزدیک به آن رخ می‌دهد، دور باشد. اما برخی از توسعه‌ها اخیر در گرانش کوانتومی پیشنهاد می‌دهند که جرم پلانک ممکن است بسیار کمتر از این باشد. مثلا برخی از سناریوهای جهان غشایی مقداری بسیار کمتر برای این ثابت در نظر می‌گیرند. این امر امکان ایجاد ریزسیاهچاله‌ها را در برخوردهای پر انرژی مانند برخورد اشعه‌های کیهانی با جو زمین و یا احتمالا در برخورددهنده هادرونی بزرگ در سرن را امکان پذیر می‌سازد. هر چند که این نظریه‌ها بسیار گمانی هستند و به نظر بسیاری از متخصصین تشکیل ریزسیاهچاله‌ها در چنین برخوردهای نامحتمل می‌آید. حتی اگر ریز سیاهچاله‌ها در اثر این برخوردها تشکیل شوند انتظار می‌رود که در۱۰^۲۵− ثانیه تبخیر شوند و تهدیدی برای زمین به شمار نمی‌آیند.

رشد


وقتی که یک سیاهچاله تشکیل شد می‌تواند با جذب ماده اضافی به رشد خود ادامه دهد. هر سیاهچاله‌ای به طور پیوسته گاز و غبار میان ستاره‌ای را از محیط مستقیم اطرافش و تابش زمینه کیهانی که در همه جا حضور دارد، جذب می‌کند. این فرایند اولیه‌ای است که به نظر می‌رسد سیاهچاله‌های کلان جرم طی آن شکل می‌گیرند. فرایندی مشابه نیز برای تشکیل سیاهچاله‌های جرم متوسط در خوشه‌های ستاره‌ای کروی پیشنهاد شده‌است.


امکان دیگر برای رشد یک سیاهچاله آمیختن با اجرام دیگر مانند ستارگان یا سایر سیاهچاله هاست. این نظریه به خصوص برای سیاهچاله‌های کلان جرم نخستین که منشا پیدایش بسیاری از اجسام کوچکتر بوده‌اند اهمیت پیدا می‌کند. این فرایند همچنین به عنوان مبدا پیدایش برخی از سیاهچاله‌های با جرم متوسط پیشنهاد شده‌است.

تبخیر




در سال ۱۹۷۴ هاوکینگ نشان داد که سیاهچاله‌ها کاملا سیاه نیستند بلکه مقادیر اندکی تابش گرمایی دارند او این نتیجه را از بکارگیری نظریه میدان‌های کوانتومی در یک زمینه سیاهچاله‌ای ایستا به دست آورد. نتیجه این محاسبات این بود که سیاهچاله‌ها باید ذراتی را در جسم سیاه کامل منتشر کند. این اثر به نام تابش هاوکینگ نامیده شده‌است. از زمانی که هاوکینگ این نتایج را منتشر نمود بسیاری درستی این نظریه را از روشهای مختلف سنجیده‌اند.. چنانچه این نظریه تابش سیاهچاله‌ها درست باشد انتظار می‌رود که سیاهچاله‌ها یک طیف گرمایی ساطع کنند که منجر به کاهش جرم آنها می‌شود. این کاهش جرم مربوط به جرم فوتون‌ها و ذراتی است که تابیده می‌شوند. سیاهچاله‌ها در طول زمان تبخیر می‌شوند و کوچکتر می‌گردند. دمای این طیف (دمای هاوکینگ) با گرانش سطحی یک سیاهچاله مرتبط است که در مورد سیاهچاله‌های شوارتزشیلد نسبت معکوسی با جرم دارند و در نتیجه سیاهچاله‌های بزرگتر تابش کمتری از سیاهچاله‌های کوچکتر دارند.


یک سیاهچاله ستاره وار با جرمی برابر یک جرم خورشیدی، دمای هاوکینگی در حدود ۱۰۰ نانو کلوین دارد. این دما بسیار کمتر از دمای ۲٫۷ کلوینی تابش زمینه کیهانی است. سیاهچاله‌های ستاره‌ای و سیاهچاله‌های بزرگتر از آنها بیش از آنکه از طریق تابش هاوکینگ جرم از دست بدهند، از تابش زمینه کیهانی جرم به دست می‌آورند. در نتیجه به جای کوچکتر شدن رشد می‌کنند. برای اینکه یک سیاهچاله بتواند تبخیر شود باید دمای تابش هاوکینگ آن بیشتر از ۲٫۷ کلوین باشد واین بدان معنی است که می‌بایست از ماه سبکتر باشد و نتیجتا قطری کمتر از یک دهم میلیمتر داشته باشد.

از سوی دیگر اگر سیاهچاله‌ای کوچک باشد انتظار می‌رود که تابش آن بسیار قویتر باشد. حتی سیاهچاله‌ای که نسبت به انسان سنگین محسوب شود باید در یک دم تبخیر شود. یک سیاهچاله با وزن یک ماشین باید در مدت چند نانوثانیه تبخیر شود و طی این مدت اندک درخششی به اندازه ۲۰۰ برابر خورشید خواهد داشت. سیاهچاله‌های کوچکتر حتی با سرعت بیشتری تبخیر می‌شوند. البته برای چنین سیاهچاله کوچکی اثرات گرانش کوانتومی نقش مهمی ایفا می‌کنند وممکن است (هرچند که از دانسته‌های فعلی در مورد گرانش کوانتومی چنین امری محتمل به نظر نمی‌رسد) به صورت فرضی چنین سیاهچاله کوچکی را پایدار سازند.

طبقه بندی بر اساس جرم


سیاهچاله‌ها را عموما بر مبنای جرمشان و مستقل از بار و تکانه زاویه‌ای دسته بندی کی کنند. براین اساس سیاهچاله‌ها را می‌توان به چهار دسته تقسیم نمود. اندازه یک سیاهچاله که با شعاع افق رویداد (شعاع شوارتزشیلد) آن سنجیده می‌شود با جرم آن برپایه رابطه زیر به طور تقریبی متناسب است:


این رابطه تنها در مورد سیاهچاله‌هایی با تکانه زاویه‌ای و بار الکتریکی صفر دقیق خواهد بود و در مورد سیاهچاله‌های کلی تر به صورت تقریبی و با اختلافی تا حتی دو برابر در برخی موارد، صادق است

دسته	جرم	اندازه
سیاهچاله‌های کلان جرم	~۱۰۵–۱۰۹ MSun	~۰٫۰۰۱–۱۰ AU
سیاهچاله‌های جرم متوسط	~۱۰۳ MSun	~۱۰۳ km = REarth
سیاهچاله‌های ستاره وار	~۱۰ MSun	~۳۰ km
ریزسیاهچاله‌ها	تا~MMoon	تا ~۰٫۱ mm

سیاه چاله‌های کلان جرم


جرمی بین چندمیلیون تا چند میلیارد برابر جرم خورشید دارند و پیش بینی می‌شود که در مرکز همه کهکشان‌ها از جمله کهکشان راه شیری وجود داشته باشند.

کهکشان نزدیک زن برزنجیر در فاصله ۲٫۵ میلیون سال نوری سیاهچاله مرکزی به جرم ۱۰^۸×(۲٫۳-۱٫۱) جرم خورشیدی دارد که از سیاهچاله کهکشان راه شیری بزرگتر است. به نظر می‌رسد که بزرگترین سیاهچاله کلان جرم در نزدیکی راه شیری سیاهچاله مرکزی کهکشان مسیه ۸۷ است که جرمی برابر با ۱۰^۹×(۰٫۵±۶٫۴) جرم خورشیدی دارد که به فاصله ۵۳٫۵ میلیون سال نوری از ما قرار گرفته‌است. بزرگ‌ترین سیاهچاله شناخته شده تا تاریخ نوامبر ۲۰۰۸، سیاه چاله OJ 287 در صورت فلکی خرچنگ است که در فاصله ۳٫۵ میلیارد سال نوری واقع شده‌است و جرم آن ۱۸ میلیارد برابر جرم خورشید است.

سیاهچاله‌های جرم متوسط


شکاف بین جرم سیاهچاله‌های معمولی و سیاهچاله‌های کلان جرم، اخترشناسان را بر آن داشت که به جستجوی سیاهچاله‌هایی با جرم صد تا صد هزار برابر جرم خورشید برایند. یکی از روش‌های مشاهدهٔ این گونه سیاهچاله‌ها یافتن منابع اشعه با شدت زیاد است. منابع فوق درخشان پرتو ایکس در کهکشان‌های نزدیک ممکن است سیاهچاله جرم متوسط باشند. این منابع فوق درخشان پرتو ایکس در نواحی شکل گیری ستاره‌ها (مانند مسیه ۸۲) مشاهده شده‌است و به نظر می‌رسد که با خوشه‌های ستاره‌ای جوانی که در آن نواحی یافت می‌شوند مرتبط اند. روش دیگر تشخیص آنها ممکن است مشاهده تابش گرانشی منتشر شده از جسم فشرده باقیمانده‌ای است که به دور سیاهچاله جرم متوسط می‌گردد. رابطه ام-سیگما نیز وجود سیاهچاله‌هایی به اندازه ۱۰^۴ تا ۱۰^۶ جرم خورشیدی را در کهکشان‌های کم نور پیش بینی می‌کند. هیچ راه مستقیمی برای شکل گیری آنان شناخته نشده‌است اما گمان می‌رود این نوع از برخورد سیاهچاله‌های با جرم کمتر شکل می‌گیرد. نطریه دیگری نیز آنها را سیاهچاله‌های نخستینی می‌داند که در مه بانگ شکل گرفته‌اند. نطریه سومی نیز آنها را حاصل از برخورد ستارگان بزرگ در خوشه‌های ستاره‌ای متراکم می‌دانند که حاصل این برخورد به یک سیاهچاله میان جرم رمبش می‌کند

سیاهچاله‌های ستاره‌وار


این سیاهچاله‌ها از رمبش گرانشی ستاره‌های بزرگ بوجود می‌آیند.. این سیاهچاله‌ها جرمی بین سه تا چند ده برابر جرم خورشید دارند. بهترین نامزدهای احتمالی برای این دسته از سیاهچاله‌ها، منظومه‌های دوتایی گسیل کننده اشعه X هستند که در اوایل دهه هفتاد مورد توجه قرار گرفتند. یکی از دو جسم در این منظومه‌ها قابل مشاهده نیست که نامزد سیاهچاله بودن است. ماده از ستاره ندیم به سیاهچاله می‌ریزد و پرتو ایکس تابش می‌کند.

نمونه‌ای از این منظومه‌های دو تایی، ماکیان ایکس یک(Cygnus X-1) است که از یک ستاره ابرغول آبی با جرمی در حدود بیست برابر جرم خورشید و یک ندیم نامرئی با جرم تقریبی چهل برابر جرم خورشید است. در این سیستم دوتایی، جرم از ستاره قابل رویت دوتایی به درون سیاهچاله وارد می‌شود ولی به دلیل سرعت زاویه‌ای، این جرم به صورت شعاعی وارد سیاهچاله نشده بلکه گازها تشکیل یک دیسک داده که قرص برافزایشی نامیده می‌شود.
ریزسیاهچاله‌ها


این سیاهچاله‌ها سیاهچاله‌های بسیار کوچکی هستند. جرم این سیاهچاله‌ها به اندازه‌ای کوچک است است که در آنها اثرات مکانیک کوانتومی اهمیت زیادی پیدا می‌کند و از این رو به نام سیاهچاله‌های مکانیم کوانتومی نیز شناخته می‌شوند. محاسبات هاوکینگ نشان می‌دهد که هرچه سیاهچاله کوچکتر باشد سرعت تبخیر آن بیشتر است و در نتیجه ریزسیاهچاله‌ها در صورت بوجود آمدن احتمالا در لحطه‌ای تبخیر شده و منفجر می‌گردند.

شواهد تجربی


سیاهچاله‌ها به خودی خود هیچ سیگنالی به جز تابش فرضی هاوکینگ از خود منتشر نمی‌کنند و از آنجاییکه این تابش در مورد یک سیاهچاله اختر فیزیکی بسیاز ضعیف است هیچ راهی وجود ندارد که بتوان مستقیما از روی زمین سیاهچاله‌های اختر فیزیکی را ردیابی نمود. تنها استثنایی که ممکن است تابش هاوکینگ ضعیفی نداشته باشد، آخرین مرحله تبخیر سیاهچاله‌های کم جرم نخستین است. جستجو برای یافتن چنین تابش‌هایی در گذشته ناموفق بوده‌است و این موضوع محدودیت‌هایی بر امکان وجود سیاهچاله‌های نخستین با جرم کم وارد می‌کند. تلسکوپ فضایی پرتوی گامای فرمی ناسا که در سال ۲۰۰۸ به فضا فرستاده شد به جستجو برای وجود این نشانه‌ها ادامه خواهد داد.

از این رو اختر فیزیکدانان برای جستجوی سیاهچاله‌ها باید به مشاهدات غیر مستقیم روی آورند. وجود یک سیاهچاله را گاهی می‌توان از برهمکنش‌های گرانشی آن با محیط اطرافش استنباط نمود.


بر افزایش ماده



قرص برافزایشی بسیار داغ و چرخان پیرامون سیاهچاله که متشکل از مواد در حال سقوط به درون آشکارترین نشانه برای شناسایی سیاهچاله‌ها است. به خاطر حفظ تکانه زاویه‌ای گازهایی که به چاه گرانشی یک جسم پرجرم سقوط می‌کنند ساختاری قرص مانند در اطراف جسم ایجاد می‌کنند. اصطکاک درون قرص سبب می‌شود تا تکانه زاویه‌ای به سوی بیرون منتقل شود و ماده بیشتر به سمت داخل سقوط می‌کند و انرژی پتانسیلی آزاد می‌کند که دمای گاز را افزایش می‌دهد. در مورد اجرام فشرده همچون کوتوله‌های سفید، ستاره‌های نوترونی و سیاهچاله‌ها، گاز در نواحی داخلی به اندازه‌ای داغ می‌شود که تابش بسیاری (عمدتا پرتو ایکس) از خود گسیل می‌کند که توسط تلسکوپ‌ها قابل ردیابی است. این فرایند برافزایش یکی از کارا ترین فرایندهای تولید انرژی است که تاکنون شناخته شده‌است. تا ۴۰٪ باقیمانده ماده برافزوده ممکن است از طریق تابش منتشر شود(در یک شکافت هسته‌ای تنها ۰٬۷٪ از باقی جرم به صورت انرژی منتشر می‌شود). در بسیاری از موارد این قرص با فواره‌های نسبیتی همراه است که در امتداد قطب‌ها منتشر می‌شوند و انرژی بسیاری در خود دارند. مکانیزم تشکیل این فواره‌ها هنوز به درستی فهمیده نشده‌است.

بسیاری از پدیده‌های پرانرژی تر در جهان به برافزایش ماده در سیاهچاله‌ها نسبت داده می‌شود. به طور خاص، هسته کهکشانی فعال و اختروش‌ها گمان می‌شود که قرص‌های بر افزایشی سیاهچاله‌های کلان جرم باشند. به همین ترتیب گمان می‌رود که دوتایی‌های پرتو ایکس منظومه‌های دوتایی هستند که یکی از این دو ستاره جسمی فشرده‌است که ماده را از ستاره ندیم برافزایش می‌کند. همچنین پیشنهاد شده‌است که برخی از منابع فوق درخشان پرتو ایکس ممکن است قرص‌های برافزایشی سیاهچاله‌های جرم متوسط باشند.

دوتایی‌های پرتو ایکس


دوتایی‌های پرتو ایکس یا ستاره‌های دوتایی که در قسمت پرتو ایکس طیف، روشن هستند. این تابش‌های پرتو ایکس گمان می‌رود که توسط یکی از ستاره‌ها ایجاد می‌شود که جسمی فشرده‌است و ماده را از ستاره معمولی همراهش برافزایش می‌کند. حضور یک ستاره معمولی در این منظومه‌های دوتایی موقعیتی منحصر به فرد برای مطالعه جسم دیگر و بررسی سیاهچاله بودن آن در اختیار می‌گذارد.
اگر چنین منظومه‌ای سیگنال‌هایی منتشر کند که رد آن مستقیما به جسم فشرده برسد، این جسم نمی‌تواند سیاهچاله باشد؛ هرچند که نبودن این سیگنال نیز احتمال ستاره نوترونی بودن جسم فشرده را ازبین نمی‌برد. با مطالعه ستاره ندیم (همراه) اغلب می‌توان پارمترهای مداری منظومه را بدست آورده و تخمینی برای جرم جسم فشرده ارائه کرد. اگر این جرم به میزان قابل توجهی از حد تولمن-اوپنهایمر-وولکوف (که در واقع بیشینه جرم ممکن برای یک ستاره نوترونی پیش از رمبش است) بیشتر باشد، دیگر این جسم نمی‌تواند ستاره نوترونی باشد و پندار عمومی بر سیاهچاله بودن آن است.

ماکیان ایکس-یک، اولین نامزد قوی برای سیاهچاله بودن، در سال ۱۹۷۲ به همین روش توسط چارلز توماس بولتون، لوییس وبستر و پل مردین کشف شد. هرچند که تردیدهایی در مورد سیاهچاله بودن آن وجود دارد زیرا ستاره ندیم از ستاره‌ای که نامزد سیاهچاله بودن است بسیار سنگین تر است. اکنون نامزدهای بهتری برای سیاهچاله بودن در رده دوتایی‌های پرتو ایکس شناخته شده‌اند که متغیرهای پرتو ایکس نرم نامیده می‌شوند. در این منظومه‌ها ستاره ندیم نسبتا کم جرم است و اجازه تخمین دقیقتری برای جرم سیاهچاله می‌دهد. افزون بر این، این منظومه‌ها تنها چند ماه در هر ۱۰ تا ۵۰ سال منبع فعال پرتو ایکس هستند. در طول دوره تابش کم پرتو ایکس (دوره خاموشی)، قرص برافزایشی کم نور است و امکان مشاهده جزئیات ستاره ندیم در این دوره را فراهم می‌سازد. یکی از بهترین این دسته از نامزدهاسیگنی وی-۴۰۴ (V404 Cygni) است.

نوسان‌های نیمه متناوب


انتشار پرتو ایکس از قرص‌های برافزایشی در بسامدهای مشخصی دچار سوسو زدن می‌شود. این سیگنال‌ها را نوسان‌های نیمه متناوب می‌نامند. گمان می‌رود که این سیگنال‌ها ناشی از حرکت ماده در لبه داخلی قرص برافزایشی باشند(درونی ترین مدار دایره‌ای پایدار) و به همین دلیل با جرم جسم فشرده مرتبط اند. از این رو گاهی به عنوان راه جایگزینی برای تعیین جرم سیاهچاله‌های احتمالی به کار می‌روند.
هسته کهکشانی


اخترشناسان برای توصیف کهکشان‌هایی که ویژگی‌های غیرمعمولی مانند خط طیفی غیرمعمولی و یا تابش‌های رادیوی بسیار قوی دارند، از واژه کهکشان فعال استفاده می‌کنند. مطالعات نظری و تجربی نشان داده‌اند که فعالیت این هسته‌های کهکشانی فعال(AGN) را می‌توان با استفاده از سیاهچاله‌های کلان جرم توضیح داد. این گونه مدل‌های هسته‌های کهکشانی فعال از یک سیاه‌چاله کلان‌جرم، یک قرص برافزایشی و دو فواره عمود بر قرص برافزایشی تشکیل می‌شوند.
اگرچه انتظار می‌رود که سیاهچاله‌های کلان جرم در مرکز همه هسته‌های کهکشانی فعال حضور داشته باشند؛ اما تنها برخی از هسته‌های کهکشانی مورد مطالعه دقیق برای شناسایی و اندازه گیری جرم واقعی این نامزدهای سیاهچاله کلان جرم، قرار گرفته‌اند. برخی از مهمترین کهکشان‌ها با نامزدهایی برای سیاهچاله کلان جرم عبارتند از: کهکشان زن برزنجیر، مسیه ۳۲، مسیه ۸۷، ان‌جی‌سی ۳۱۱۵، ان‌جی‌سی ۳۳۷۷، ن‌جی‌سی ۴۲۵۸ و کهکشان کلاه‌مکزیکی.
امروزه به گستردگی پذیرفته شده‌است که در مرکز همه(تفریبا) کهکشان‌ها (نه تنها کهکشان‌های فعال) یک سیاهچاله کلان جرم قرار گرفته‌است. همبستگی تجربی نزدیک بین جرم این چاله و پراکندگی سرعت در بخش برآمده خود کهکشان که به رابطه ام-سیگما (M-Sigma)معروف است، قویا پیشنهاد می‌کند که ارتباطی بین شکل گیری سیاهچاله و شکل گیری خود کهکشان وجود دارد.

در حال حاضر بهترین گواه برای یک سیاهچاله کلان جرم از مطالعه حرکات خاص ستارگان در نزدیکی مرکز کهکشان راه شیری خودمان به دست می‌آید. از سال ۱۹۹۵ اختر شناسان حرکت ۹۰ ستاره را در ناحیه‌ای به نام کمان ای* ردیابی نموده‌اند. با تطبیق حرکت این ستارگان بر مدارهای کپلری در سال ۱۹۹۸ به این نتیجه رسیدند که باید جرمی برابر ۲٫۶ میلیون جرم خورشیدی در حجمی به شعاع ۰٫۲ سال نوری قرار گرفته باشند. از آن زمان تا کنون یکی از این ستارگان - به نام اس-۲ - یک مدار کامل را پیموده‌است. آنها موفق شدند از روی داده‌های مداری، محدودیت‌های مناسبتری برای جرم و اندازه این شی- که باعث حرکت مداری ستارگان ناحیه کمان ای* می‌شود- وضع کنند. آنها دریافتند که یک جرم کروی برابر ۴٫۳ میلیون جرم خورشیدی در ناحیه‌ای به شعاع ۰٫۰۰۲ سال نوری قرار گرفته‌است. اگرچه این شعاع تقریبا ۳۰۰۰ بربار شعاع شوارتزشیلد متناظر با این جرم است، اما دست کم با این حقیقت که جسم مرکزی یک سیاهچاله کلان جرم باشد سازگار است.

همگرایی گرانشی



تغییر شکل فضا زمان در اطراف یک جسم سنگین سبب می‌شود که پرتوهای نور شبیه به آنچه که در یک عدسی نوری رخ می‌دهد، همگرا شوند. این پدیده به نام همگرایی گرانشی خوانده می‌شود. مشاهداتی از یک همگرایی گرانشی بسیار ضعیف صورت گرفته‌است که فوتونها را تنها به اندازه چند ثانیه قوسی خم می‌کند. هرچند که این پدیده هرگز مستقیما برای یک سیاهچاله مشاهده نشده‌است. یک راه ممکن برای مشاهده همگرایی گرانشی توسط یک سیاهچاله می‌تواند مشاهده ستاره‌ها در مدار پیرامون سیاهچاله باشد. چندین نامزد مختلف برای چنین مشاهداتی در ناحیه کمان-ای وجود دارند.

امواج گرانشی


یکی از راه‌های کشف سیاهچاله‌ها استفاده از امواج گرانشی است که هنگام فروپاشی گسیل می‌دارند. هر جرم اختری از دید شکل نامتقارن تشعشع ممکن است یک منبع قابل اکتشاف مشخص به وجود آورد. جوزف وبر از دانشگاه مریلند، پیشکسوت رشته تشعشع گرانشی، رویدادهای زیادی را کشف کرده‌است که نمایان‌گر ویرانی وسیع ماده در جهان، از راه فروپاشی گرانشی است. کارافزار او عبارت است از آنتن‌های آلومینیومی، ابزاری که به‌وسیله سیم‌هایی در داخل اتاق‌های حفاظداری آویزانند. این کارافزار او قادر به کشف سیاهچاله‌است، اما این کار را نمی‌تواند به دقت انجام دهد.

امکان‌های دیگر


شاهد تجربی سیاهچاله‌های ستاره‌ای بر این قانون استوار است که حد بالایی برای جرم یک ستاره نوترونی وجود دارد. اندازه این حد نیز به میزان زیادی به فرضیاتی که در مورد خواص یک ماده چگال در نظر گرفته شده‌اند بستگی دارد. فازهای جدید و عجیب ماده ممکن است این حد را بالاتر ببرند. فازی از ماده که دارای کوارکهای آزاد با چگالی بالا ممکن است اجازه وجود ستاره‌های کوارکی چگال را بدهد و برخی مدل‌های ابرتقارنی نیز وجود ستارگان کیو را پیش بینی می‌کنند. برخی از گسترش‌های مدل استاندارد ادعای وجود ذراتی به نام پرئون را دارند که از اجزای بنیادی سازنده کوارکها و لپتونها هستند که به طور فرضی ممکن است تشکیل ستاره‌های پرئونی را بدهند. این مدل‌های فرضی پتانسیل آن را دارند که گروهی از مشاهدات مربوط به نامزدهای سیاهچاله‌های ستاره‌ای را توضیح دهند، هرچند که گفتگوهای همگانی نسبیت عام نشان می‌دهد که هر گونه‌ای از این ستاره‌های فرضی نیز جرم بیشینه‌ای خواهند داشت.

ازآنجا که چگالی متوسط یک سیاهچاله در درون شعاع شوارتزشیلدش با مربع جرم آن نسبت معکوس دارد. چگالی سیاهچاله‌های کلان جرم بسیار کمتر از چگالی سیاهچاله‌های ستاره‌ای است (چگالی متوسط سیاهچاله‌ای به جرم ۱۰^۸ جرم خورشیدی با چگالی آب قابل مقایسه‌است). پس از این فیزیک ماده تشکیل دهنده یک سیاهچاله کلان جرم بسیار بهتر فهمیده شده‌است و گاهی از مدل‌های جایگزینی برای توضیح مشاهدات مربوط به سیاهچاله‌های کلان جرم استفاده می‌شود که دنیوی تر هستند. برای نمونه می‌توان یک سیاهچاله کلان جرم را به عنوان دسته‌ای از اجسام بسیار تاریک در نظر گرفت هرچند که این گونه مدل‌های توضیحی جایگزینی به اندازه کافی استوار نیستند که بتوانند نامزدهای سیاهچاله‌های کلان جرم را توضیح دهند.

شواهد موجود در مورد سیاهچاله‌های ستاره‌ای و کلان جرم نشان‌گر آن هستند که برای اینکه سیاهچاله‌ها تشکیل نشوند، باید تئوری نسبیت عام به عنوان یک تئوری گرانش شکست بخورد. شاید این شکست در مقابل هجوم اصلاحات مکانیک کوانتومی باشد. یکی از ویژگی‌های پیش بینی شده در مورد یک تئوری گرانش کوانتومی این است که نقطه تکینگی نخواهد داشت (و در نتیجه سیاهچاله‌ای وجود نخواهد داشت). در سال‌های اخیر مدل فازبال در نظریه ریسمان بیشترین توجه را به خود جلب نموده‌است. برپایه محاسبات انجام شده در شرایط بخصوص در نظریه ریسمان این گونه پیشنهاد می‌شود که وضعیت‌های منفرد یک سیاهچاله، افق رویداد یا تکینگی ندارند اما برای یک ناظر کلاسیک/نیمه کلاسیک، میانگین آماری این وضعیت‌های منفرد همچون سیاهچاله‌ای معمولی در نسبیت عام به نظر می‌رسد.
انتروپی و ترمودینامیک



در سال ۱۹۷۱ هاوکینگ نشان داد که در شرایط عمومی مساحت کل افق‌های رویداد هر مجموعه‌ای از سیاهچاله‌ها هرگز نمی‌تواند کاهش یابد حتی اگر با یکدیگر برخورد و در هم ادغام شوند. این نتیجه که امروزه به عنوان قانون دوم مکانیک سیاهچاله‌ها شناخته می‌شود شباهت قابل توجهی با قانون دوم ترمودینامیک دارد که بیان می‌کند که انتروپی کل سیستم هرگز کاهش نمی‌یابد. تصور می‌شد که سیاهچاله‌ها هم همچون اجسام کلاسیکی که در دمای صفر مطلق هستند، انتروپی صفر دارند. پذیرش این تصور سبب نقض قانون دوم ترمودینامیک می‌شود زیرا با ورود ماده دارای انتروپی به سیاهچاله بدون انتروپی، انتروپی کل در جهان به اندازه انتروپی ماده‌ای که جذب سیاهچاله شده کاهش می‌یابد. از این رو بکنشتین پیشنهاد داد که یک سیاهچاله باید انتروپی داشته باشد و انتروپی آن با مساحت افق رویدادش متناسب است.


پیوند با قوانین ترمودینامیک وقتی قویتر شد که هاوکینگ کشف کرد که طبق نظریه میدان‌های کوانتومی یک سیاهچاله باید تابش جسم سیاه در دمای ثابت را گسیل کند. به نظر می‌رسد که این به معنای نقض قانون دوم مکانیک سیاهچاله‌ها باشد زیرا این تابش انرژی را از سیاهچاله می‌گیرد و باعث انقباض آن می‌شود. هرچند که این تابش مقداری از انتروپی را نیز به بیرون منتقل می‌کند و زیر شرایط کلی می‌توان اثبات نمود که مجموع انتروپی ماده‌ای که سیاهچاله و یک چارم افق رویداد آن را فراگرفته‌است دائما رو به افزایش است. این موضوع اجازه فرمولبندی قانون اول مکانیک سیاهچاله‌ها را می‌دهد که همسنگ قانون اول ترمودینامیک است با این تفاوت که به جای انرژی، جرم؛ به جای دما، گرانش سطحی و به جای انتروپی، مساحت قرار می‌گیرد.

یکی از ویژگیهای گیج کننده این است که انتروپی یک سیاهچاله با مساحت آن تغییر می‌کند تا حجم آن، حال آنکه انتروپی کمیتی وابسته به حجم است که به صورت خطی با تغییر حجم تغییر می‌کند. این ویژگی عجیب، جرارد توفت و لئونارد ساسکیند را بر آن داشت تا اصل هولوگرافیک را ارائه دهند که پیشنهاد می‌کند که هر چیزی که درون حجمی از فضا-زمان رخ می‌دهد را می‌توان با داده‌های روی مرز آن حجم توصیف نمود.


اگرچه می‌توان از نسبیت عام برای محاسباتی نیمه کلاسیک انتروپی سیاهچاله‌ها اسفتاده نمود، اما این شرایط از لحاظ نظری رضایت بخش نیست. در مکانیک آماری انتروپی عبارت است از شمار پیکربندهای میکروسکوپیک یک سیستم که خواص میکروسکوپیک یکسانی (مانند جرم، بار، دما و...) دارند. بدون یک نظریه قابل قبول برای گرانش کوانتومی انجام چنین محاسباتی برای سیاهچاله‌ها امکانپذیر نیست. پیشرفت‌هایی در برخی دیدگاه‌ها نسبت به گرانش کوانتومی صورت گرفته‌است. در سال ۱۹۹۵ اندرو اشترومینگر و کامران وفا نشان دادند که با شمارش تعداد حالات کوانتومی یک سیاهچاله ابرمتقارن در نظریه ریسمان می‌توان فرمول انتروپی هاوکینگ-بکنشتین را دوباره به دست آورد. از آن زمان تاکنون نتایج مشابهی برای سیاهچاله‌های متفاوت هم در نظریه ریسمان و هم در سایر دیدگاه‌ها به گرانش کوانتومی (مانند گرانش کوانتومی حلقه) گزارش شده‌اند.

یگانگی سیاهچاله‌ها


یکی از پرسش‌های باز در فیزیک پایه، پارادوکس اطلاعات گمشده و یا پارادوکس یگانگی سیاهچاله‌است. به طور کلاسیک قوانین فیزیک در هر دو جهت مستقیم و معکوس یکسان عمل می‌کنند. نظریه لیوویل (هامیلتونی) نگهداری حجم فضای فاز را - که می‌توان از آن به نگهداری اطلاعات تعبیر نمود - ضروری می‌داند، در نتیجه حتی در فیزیک کلاسیک هم مشکلاتی وجود دارد. در مکانیک کوانتومی این مسئله متناظر با با یکی از خواص اساسی به نام یگانگی است که با نگهداری احتمالات مرتبط است. آن را می‌توان به عنوان نگهداری حجم فضای فاز کوانتومی، همانگونه که در ماتریس چگالی توصیف می‌شوند نیز در نظر گرفت.

شمار سیاهچاله‌ها در جهان


شمار سیاهچاله‌ها در جهان به قدری زیاد است که شمردن آنها امکانپذیر نیست. کهکشان راه شیری به تنهایی در حدود صد میلیارد ستاره دارد که از هر هزار ستاره تقریبا یکی به اندازه‌ای بزرگ هست که به سیاهچاله تبدیل شود. پس کهکشان ما باید در حدود صد میلیون سیاهچاله ستاره‌ای داشته باشد. اما تاکنون تنها یک دوجین از آنها شناسایی شده‌اند. از آنجا که در محدوده‌ای از جهان که از زمین قابل مشاهده‌است در حدود صد میلیارد کهکشان وجود دارد و سیاهچاله‌های کلان جرم نیز در مرکز این کهکشان‌ها قرار دارند پس باید در حدود صد میلیارد سیاهچاله کلان جرم در این ناحیه از جهان وجود داشته باشد.

نظریه جهان‌های درون سیاهچالگان


نیکدوم پاپلاوسکی، فیزیک دان نظری از دانشگاه ایندیانا پیشنهاد کرده‌است که ممکن است جهان ما درون سیاهچاله‌ای قرار گرفته باشد که خود آن در جهانی بزرگتر واقع شده‌است. نظریه پاپلاوسکی جایگزینی برای نظریه وجود تکینگی گرانشی در سیاهچاله هاست. او توضیحی نظری بر مبنای پیچش فضا زمان ارائه می‌دهد. پاپلاوسکی پیشنهاد می‌کند که اگر چگالی ماده در یک سیاهچاله به ۱۰^۵۰ کیلوگرم بر متر مکعب برسد، پیچش به عنوان نیرویی به مقابله با گرانش تبدیل می‌شود و به جای تشکیل تکینگی برود همچون فنر فشرده‌ای که به آن فشار وارد شده‌است باز می‌شود. او عنوان نموده‌است که میزان بسیار بالای پیچش ممکن است دلیل انبساط کیهانی باشد.

علاوه بر این این نظریه پیشنهاد می‌دهد که هر سیاهچاله‌ای یک کرم‌چاله می‌شود که دربرگیرنده جهان در حال انبساط جدیدی است که از یک جهش بزرگ در سیاهچاله بوجود آمده‌است. بنابراین سیاهچاله‌های مرکز کهکشان‌ها ممکن است پل‌هایی به جهان‌های دیگر باشند. بنابراین جهان خود ما نیز ممکن است درون سیاهچاله‌ای باشد که خود در جهانی بزرگتر قرار گرفته‌است که پیش تر از این توسط راج پاتیرا مطرح شده بود.


منبع : ویکیپدیا

[Easy Bug]

ضمیمه برای قسمت دوم

نظریه میدان‌های کوانتومی


نظریه میدان‌های کوانتومی چارچوبی نظری برای بازسازی مدل‌های کوانتوم مکانیکی سیستم هایی مهیا می کند، که در فیزیک کلاسیک با میدان‌ها یا سیستم‌های بس ذره ای توصیف می شد.
کلیات مربوط به نظریه


در نظریهٔ میدان‌های کوانتومی نیروهای میان ذرات توسط ذرات دیگر برقرار می شوند. برای نمونه، نیروی الکترومغناطیسی میان دو الکترون با رد و بدل فوتون‌ها امکان می یابد. با این حال نظریه فوق بر تمام نیروهای بنیادی به کار برده می شود. بردارهای بوزونی متوسط نیروی ضعیف را، گلوئون‌ها نیروی قوی، و گراویتون‌ها نیروی گرانشی را برقرار می سازند. این ذرات حامل نیرو، ذراتی مجازی اند و طبق تعریف، زمانیکه حامل نیرو هستند امکان آشکارشدن شان وجود ندارد، زیرا عملیات آشکارسازی گواه بر عدم حمل نیرو خواهد بود.

در نظریه میدان‌های کوانتومی، فوتون‌ها به صورت کوانتاهای میدان پنداشته می شوند و نه توپ‌های کوچک بیلیارد!امواج پکیده ای که در میدان به صورت ذرات به نظر می رسند. همچنین فرمیون‌ها -مانند الکترون- را نیز می توان به صورت امواج در میدان توصیف کرد، و این در حالیست که هرنوع فرمیون میدان خاص به خودش را دارد. به طور خلاصه، تصویر کلاسیکی از" همه چیز به شکل ذرات و میدان هاست"، در نظریه میدان‌های کوانتومی به صورت" همه چیز ذره است" و یا در نهایت "همه چیز میدان است" در می آید.
در این نظریه با ذرات نیز به صورت حالت‌های برانگیختهٔ میدان برخورد می‌شود (کوانتای میدان).این میدان خاص را می توان نوعی خوش شانسی دانست زیرا که در این صورت لازم نیست نگران پیامدهای اصل طرد پاولی بین فرمیون‌های مختلف مثلا بین الکترون‌ها و نوترون‌ها باشیم.در این حال می توان با آسودگی خیال حالت‌های انرژی مربوط به هر فرمیون را جداگانه بررسی کرد
کاربردها


این نظریه به طور گسترده در فیزیک ذرات و فیزیک ماده چگال کاربرد دارد.اکثر نظریه‌ها در فیزیک جدید ذرات (شامل برنظریه استاندارد ذرات بنیادی و برهمکنش‌های میانشان) با نظریه میدان‌های کوانتومی نسبیتی فرمول یندی می شوند. نظریه میدان‌های کوانتومی در پدیده‌های گوناگونی از فیزیک ماده چگال کاربرد دارد، به ویژه هنگامی که تعداد قابل توجهی ازذرات امکان افت و خیز دارند_ برای نمونه، نظریهBCC در ابر رسانایی.

---

سیاه‌چاله کلان‌جرم



سیاه چاله کلان جرم بزرگترین نوع سیاه‌چاله در کهکشان‌هاست که گمان می‌رود در مرکز تقریبا همه کهکشان‌ها منجمله کهکشان راه شیری نیز یافت شود. که دارای جرمی معادل صدهاهزار تا چندین میلیارد برابر جرم خورشید هستند. این سیاه چاله‌ها پر جرم‌ترین نوع سیاه چاله‌ها هستند و گرانش بسیار زیادی دارند که در جهان بی نظیر است.

جرم این سیاه‌چاله‌ها به خاطر بلعیدن اجرام دور خود همواره افزایش می‌یابد و این بلعیدن موجب فعال شدن ظاهر مرکز سیاهچاله در طیف الکترومغناطیسی و مخصوصا انرژی بالا می‌شود به همین دلیل تصور می‌رود این سیاه‌چاله مسئول فعالیت قوی اختروش‌ها باشند.

---

سیاهچاله ستاره‌وار


سیاهچاله ستاره‌وار (به انگلیسی: Stellar black hole) سیاهچاله‌هایی که عمدتاً از فروریزی حاصل از گرانش یک ستاره با جرم معمولی به وجود می‌آید و می‌تواند ۴ تا ۱۵ برابر خورشید جرم داشته باشد.

---

سیاهچاله با جرم متوسط


سیاهچاله با جرم متوسط (به انگلیسی: Intermediate-mass black hole) احتمالاً سیاهچاله‌های جوانی هستند که از یک انفجار ابرنواختری پدید آمده‌اند و با بلعیدن مقدار زیادی ماده به این جرم رسیده‌اند و حالا در این حالت به نظر می‌رسند.





منبع : ویکیپدیا