 |
 |
iT Ùـنـاوری اطـلاعـات
|
 |
Ùیزیک,ریاضی Ùˆ آمار
|
|
پروژه و پایان نامه
|
|
مقاله ÙØ§Ø±Ø³ÛŒ
|
|
کارآموزی
|
|
مقاله انگلیسی
|
|
مقاله انگلیسی با ترجمه
|
|
پاورپوینت
|
|
مقالات رایگان
|
 |
مـهندسی شیـمی,شیمی,پـالایش
|
 |
مـدیــریـت
|
 |
مهندسی پزشکی ,پزشـکـی,بـهداشـت
|
 |
مهندسی آب , توسعه
|
 |
مهندسی صنایع,صنعت,نساجی
|
 |
مکانیک,Ù‡ÙˆØ§ÙØ¶Ø§,متالوژی,نانو
|
 |
Ù…ØÛŒØ· زیست,نیروگاه,انـرژی
|
 |
Ù†Ù€ÙØª , گـاز , پتروشیمی
|
 |
هنـر,گراÙیک,بازیگری
|
 |
کامپیوتر , شبکه
|
 |
کشاورزی,امور دامی,طیور
|
 |
پروژه مالی رشته ØØ³Ø§Ø¨Ø¯Ø§Ø±ÛŒ
|
 |
پروژه Ú©Ø§Ø±Ø¢ÙØ±ÛŒÙ†ÛŒ ØŒ Ø·Ø±Ø ØªÙˆØ¬ÛŒÙ‡ÛŒ
|
 |
پروژه آماده برنامه نویسی
|
 |
بـرق,الکتـرونیک,مخـابرات
|
 |
تــاریــخ,جــــغراÙـیـا
|
 |
تـربیـت بـدنـی,ورزش
|
 |
ØÙ€Ù€Ù‚ـــوق,Ùــقـه
|
 |
ØØ³Ø§Ø¨Ù€Ø¯Ø§Ø±ÛŒ,اقتـصـاد
|
 |
خودرو سازی
|
 |
دینـی,اخـلاق,ÙـلسÙـه
|
 |
روانـشناسی,علوم تـربیتی
|
 |
رشته صنایع غذائی
|
 |
زمـیـن شنـاسی,مـعـدن
|
 |
زیست شناسی
|
 |
زبـان,ادبیــات
|
 |
علـوم اجتمـاعی,مشـاوره
|
 |
علـوم سیـاسی,بیـن الملـل
|
 |
عمران,معماری,شهرسازی
|
 |
روابط عمومی ، ارتباطات
|
|
|
 |
|
|
پشتیبانی سایت(
پورهادی ) |
09361810592 |
|
ساعات
پاسخگوئی |
8:30 الی 15:00 ، 16:00 الی 22:30 |
|
سامانه پیام کوتاه |
1293
2040 5000 |
|
|
|
|
آخرین به روزرسانی
آخرین به روزرسانی:
|
|
|
|
نظرات کاربران
(1021 پست)
|
در صورتی که مایل به خرید این محصول هستید ابتدا باید آن را به سبد خرید اضافه کنید |
|
# این محصول به صورت فایل می باشد و پس از پرداخت موفق توسط شما لینک دانلود به ایمیل شما ارسال میگردد .
# در صورتی که دارای ایمیل شخصی نمیباشید لینک دانلود در قسمت دانلود فروشگاه قرار میگیرد .
# این محصول پس از پرداخت موفق طی حداقل 30 دقیقه و حداکثر 10 ساعت آینده طبق فهرست ذیل ارسال میگردد .
|
|
قیمت:
۱۲,۰۰۰ تومان
|
موجود در انبار:
بله
|
|
|
Ùهرست مندرجات
مقدمـه 3
ÙØµÙ„ اول 31
سرگذشت مختصری از مرگ یک ستاره 31
ÙØµÙ„ دوم 39
Ù…ÙØ§Ù‡ÛŒÙ… مربوط به سیاهچاله 39
نسبیت خاص Special relativity 40
دو اصل اساسی نسبیت خاص عبارتند از : 41
اما اصولاً زمان چیست؟ 41
سیاهچاله و اصل عدم قطعیت هایزنبرگ 58
شوارتتز شیلد و سیاهچاله 68
سیاهچاله با جرم ستاره ای : 79
سیاهچاله با جرم متوسط: 80
ابر سیاهچاله ها : 80
Ø³ÙØ± در زمان : 91
ØØ¬Ù€Ù… سیاهچاله 104
سیاهچاله های Ùوق ØØ¬ÛŒÙ… 116
ÙØ±Ø¶ÛŒÙ‡ چگونگی بوجود آمدن سیاهچاله های Ùوق ØØ¬ÛŒÙ… 116
سیاهچاله ها ØØªÛŒ قوانین Ùیزیک را هم Ù…ÛŒ بلعند 118
سیاهچاله ها وجود ندارند؟ 122
تازه هایی درباره سیاه چاله 125
منابـع : 131
مقدمـه
Ø§ØµØ·Ù„Ø§Ø ( سیاهچال )در همین اواخر قدم به صØÙ†Ù‡ علم گذاشته است Ùˆ آنرا در سال 1969 دانشمندی آمریکایی بنام جان ویلر بعنوان نموداری از نظریه ای برگزید Ú©Ù‡ دستکم به دویست سال پیش برمی گشت، یعنی زمانی Ú©Ù‡ برای نور دو نظریه وجود داشت، یکی نیوتونی Ú©Ù‡ آن را مرکب از ذرات Ù…ÛŒ دانست Ùˆ دیگری نظریه ای Ú©Ù‡ نور را ساخته Ùˆ پرداخته امواج Ù…ÛŒ شناخت Ùˆ ما اکنون به ØµØØª هر دو نظریه وقوÙÛŒ واقعی داریم. بر طبق دوگانگی موجی - ذره ای در مکانیک کوانتوم نور Ù…ÛŒ تواند هر دو خصیصه را داشته باشد یعنی همسان یک موج Ùˆ همراز یک ذره.
نظریه ذره ای بودن نور چگونگی پاسخ به نیروی جادبه را روشن نکرده بود Ùˆ نظریه بودن آن هم انتظار پیروانش را در متأثر شدن نور از نیروی جاذبه به همان طریق Ú©Ù‡ گلوله های توپ راکتها Ùˆ سیارات از آن برخوردار Ù…ÛŒ شدند برنیاورده بود. در آغاز مردم گمان Ù…ÛŒ کردند Ú©Ù‡ ذرات نور با سرعتی چنان نامتناهی سیر Ùˆ Ø³ÙØ± Ù…ÛŒ کنند Ú©Ù‡ نیروی جاذبه به گردشان هم نمی رسد تا از سرعت آنها بکاهد لیکن Ø§Ú©ØªØ´Ø§ÙØ§Øª رومر مشعر بر متناهی بودن سرعت نور معنایش این بود Ú©Ù‡ نیروی گرانش باید واجد اثری مهم باشد.
بر پایه این ÙØ±Ø¶ یک عضو برجسته کمبریج بنام جان میچل در سال 1783 در مکتوبی مندرج در خلاصه مذکرات مجمع سلطنتی لندن خاطر نشان ساخته بود Ú©Ù‡ اگر ستاره ای به قدر Ú©ÙØ§ÛŒØª سنگین Ùˆ متراکم باشد میدان جاذبه آن به قدری توانمند است Ú©Ù‡ نور در آن به تله Ø§ÙØªØ§Ø¯Ù‡ Ùˆ راهی برای رهایی ندارد. یعنی : هر نوری Ú©Ù‡ از Ø³Ø·Ø Ø¢Ù† ستاره ساطع شود پیش از آن Ú©Ù‡ خیلی از آن دور شود در دام جاذبه گرانشی آن ستاره Ø§ÙØªØ§Ø¯Ù‡ Ùˆ به پایین کشیده Ù…ÛŒ شود.
جان میچل بر این باور بود Ú©Ù‡ باید ستاره های بسیاری نظیر این ستاره وجود داشته باشند. با وجودی Ú©Ù‡ چون نور این ستاره به ما نمی رسند Ú©Ù‡ قادر به دیدن آنها نیستیم اما جاذبه گرانشی آنها را ØØ³ Ù…ÛŒ کنیم. چنین اعجوبه هایی همانها هستند Ú©Ù‡ ما اکنون آنها را سیاهچال Ù…ÛŒ نامیم. Ùˆ این اسمی است با مسمی، یعنی خلوتگاه های سیاه در ÙØ¶Ø§ÛŒ بی انتها.
چند سال بعد اظهار عقیده ای مشابه Ùˆ ظاهراً مستقل از جان میچل از طر٠مارکی دولاپلاس عنوان شد. جالب توجه این است Ú©Ù‡ لاپاس این موضوع را Ùقط در چاپ اول Ùˆ دوم کتاب خود مرسوم به منظومه جهانی درج کرد ودر چاپ های بعدی از آن صرÙنظر کرد. شاید به دلیل این Ú©Ù‡ او بر سست بودن این نظریه ÙØªÙˆØ§ داده بود. (همچنین نظریه ذره ای بودن نور هم در طول مدت سده نوزدهم از چشم Ø§ÙØªØ§Ø¯Ù‡ Ùˆ به نظر Ù…ÛŒ رسید Ú©Ù‡ هر چیز را Ù…ÛŒ توان با نظریه موجی بودن نور توجیه کرد Ùˆ به هیچ وجه معلوم نبود Ú©Ù‡ نور از نیروی گرانش متأثر باشد).
در ØÙ‚یقت Ø±ÙØªØ§Ø±ÛŒ همانند آنچه Ú©Ù‡ در مورد گلوله توپ در نظریه گرانشی نیوتن انجام Ù…ÛŒ Ú¯Ø±ÙØª با مزاج نور سازگاری نداشت زیرا سرعت نور ثابت بود. در صورتی Ú©Ù‡ پرتاب یک گلوله توپ به سمت بالا سرعت گلوله در اثر نیروی جاذبه تدریجاً کاستی Ú¯Ø±ÙØªÙ‡ Ùˆ سرانجام آن گلوله متوق٠و به زمین برمی گردد Ùˆ ØØ§Ù„ آنکه یک Ùوتون با سرعت ثابت همواره به ØØ±Ú©Øª خود به سمت بالا ادامه Ù…ÛŒ دهد. ( پس جاذبه نیوتنی چگونه Ù…ÛŒ تواند بر نور موثر باشد؟) از آن به بعد نظریه ای سازگار مشعر بر چگونگی اثر نیروی جاذبه بر نور ارائه نشد تا اینکه در سال 1915 انیشتین نظریه نسبیت را Ù…Ø·Ø±Ø Ø³Ø§Ø®Øª Ùˆ ØØªÛŒ پس از آن هم مدت ها طول کشید تا اشارات این نظریه در مورد ستارگان جسیم به تÙهیم درآمد.
برای استنباط اینکه چگونه ممکن است یک سیاهچال Ø´Ú©Ù„ Ú¯Ø±ÙØªÙ‡ باشد نخست نیازمند آنیم Ú©Ù‡ بدانیم سرگذشت دوران زندگی یک ستاره از تولد تا مرگ Ú†Ù‡ Ù…ÛŒ باشد.
ستاره وقتی Ø´Ú©Ù„ Ù…ÛŒ گیرد Ú©Ù‡ مقدار عظیمی گاز ( Ú©Ù‡ اساساً ئیدروژن است) در اثر جاذبه گرانشی در هم ÙØ±Ùˆ نشیند. با آغاز این Ù‡Ù…ÙØ±ÙˆÙ†Ø´ÛŒÙ†ÛŒ Ùˆ تراکم گاز اتمهای آن بیشتر Ùˆ بیشتر Ùˆ با سرعتهای زیادتر Ùˆ زیادتر بهم برخورد کرده Ùˆ به این ترتیب گرمای گاز Ø§ÙØ²Ø§ÛŒØ´ Ù…ÛŒ یابد Ùˆ سرانجام گاز به ØØ¯ÛŒ داغ Ù…ÛŒ شود Ú©Ù‡ وقتی اتمهای ئیدروژن به یکدیگر برمی خورند نه تنها دیگر واپرشی انجام نمی دهند، بلکه در همدیگر ÙØ±Ùˆ Ø±ÙØªÙ‡ Ùˆ به هلیوم تبدیل Ù…ÛŒ شوند.
گرمایی Ú©Ù‡ در این واکنش آزاد Ù…ÛŒ شود همانند ØØ±Ø§Ø±Øª کنترل شده یک بمب ئیدروژنی است Ùˆ این همان ØØ±Ø§Ø±ØªÛŒ است Ú©Ù‡ موجب ÙØ±ÙˆØ²Ø´ آن ستاره Ù…ÛŒ شود این ØØ±Ø§Ø±Øª اضاÙÛŒ همچون ÙØ´Ø§Ø± گاز تا ØØ¯ هم ترازی با جاذبه گرانش Ø§ÙØ²Ø§ÛŒØ´ داده Ùˆ سبب توق٠انقباض گاز Ù…ÛŒ شود این تا اندازه Ú©Ù…ÛŒ شبیه به عمل بالنی است Ú©Ù‡ ÙØ´Ø§Ø± هوای درون آن Ú©Ù‡ Ù…ÛŒ کوشد تا بالن را مستمع سازد با تلاش کششی لاستیک بدنه بالن Ú©Ù‡ سعی دارد آن را در ØØ¬Ù… کوچکتری Ù†Ú¯Ù‡ دارد تعادل برقرار Ù…ÛŒ کند ستاره ها هم به همین Ù†ØÙˆ با بهره مندی از ØØ±Ø§Ø±Øª ØØ§ØµÙ„Ù‡ از ÙØ¹Ù„ Ùˆ Ø§Ù†ÙØ¹Ø§Ù„ات هسته ای با جاذبه گرانشی Ú©Ù‡ متعادل Ù…ÛŒ شود مدت مدید پایدار باقی Ù…ÛŒ مانند. با اینهمه ستاره سرانجام از ئیدروژن Ùˆ دیگر مواد سوختی خود خالی Ù…ÛŒ شود. نکته ای Ú©Ù‡ ظارهاً متناقض جلوه Ù…ÛŒ کند این است Ú©Ù‡ هر Ú†Ù‡ مقدار سوختی Ú©Ù‡ ستاره با آن آغاز تشکل Ù…ÛŒ کند بیشتر باشد ستاره زودتر به خاموشی Ù…ÛŒ گراید. این برای آن است Ú©Ù‡ هر Ú†Ù‡ ستاره جسیم تر باشد برای تعادل با جاذبه گرانشی به گرمای خیلی بیشتری نیازمند است Ùˆ هر Ú†Ù‡ ØØ±Ø§Ø±Øª زیادتری داشته باشد زودتر سوخت خود را به مصر٠می رساند شاید سوخت خورشید ما برای یک پنج هزار میلیون سال دیگر یا چیزی در این ØØ¯ÙˆØ¯ کاÙÛŒ باشد ولی بیشتر ستارگان تنومند ممکن است سوخت خود را در کمتر از یکصد میلیون سال به مصر٠برسانند یعنی در مدت زمان خیلی کمتر از عمر مجموعه کیهان.
هنگامی Ú©Ù‡ سوخت ستاره ای ته Ù…ÛŒ کشد آن ستاره آغاز به سرد شدن کرده Ùˆ منقبض Ù…ÛŒ شود ØØ§Ù„ آنچه Ú©Ù‡ بر سر اینچنین ستاره ای در Ù…ÛŒ آید چیزی است Ú©Ù‡ Ùقط برای نخستین بار در دهه انبساط گردید Ùˆ داستان آن از این قرار است : در سال 1928 یک دانشجوی ÙØ§Ø±Ù‚ Ø§Ù„ØªØØµÛŒÙ„ 1920 هندی به نام سوبر همنیان چندرا سخار برای تلمذ در Ù…ØØ¶Ø± منجمی انگلیسی موسوم به سر ارترادینکتن Ú©Ù‡ از خبرگان نظریه نسبیت عام بود با کشتی عازم انگلستان Ùˆ روانه کمبریج شد. ( بر طبق روایتی چند روزنامه نگاری در اوایل دهه 1920 نزد ادینگتن Ø±ÙØª Ùˆ به او Ú¯ÙØª : من شنیده ام Ú©Ù‡ در جهان Ùقط سه Ù†ÙØ± هستند Ú©Ù‡ از نظریه نسبیت عام سر درمی آورند. ادینگتن درنگی کرد Ùˆ سپس پاسخ داد Ú©Ù‡ دارم Ù…ÛŒ اندیشم Ú©Ù‡ Ù†ÙØ± سوم کیست؟) .
چندر اسخار در طول مدت Ø³ÙØ±Ø´ از هند به انگلستان در این Ùکر بود Ú©Ù‡ اندازه ستاره ای Ú©Ù‡ با وجود به پایان رسیدن سوختش هنوز هم قادر به تØÙ…Ù„ نیروی جاذبه خویش است Ú†Ù‡ مقدار باید باشد. مبسوط این چنین بود : وقتی Ú©Ù‡ ستاره Ú©ÙˆÚ†Ú© Ù…ÛŒ شود ذرات ماده آن خیلی به همدئیگر نزدیکتر Ù…ÛŒ شوند Ùˆ آنگاه به موجب اصل ناهمانندی پاولی چنین ذراتی باید دارای سرعتهای خیلی Ù…ØªÙØ§ÙˆØªÛŒ بشوند. این Ø§Ø®ØªÙ„Ø§ÙØ§Øª سرعت موجب دور شدن آن ذرات از یکدیگر Ùˆ درنتیجه سبب انبساط آن ستاره Ù…ÛŒ شود. در این انبساط شعاع کره ستاره تا آن ØØ¯ Ø§ÙØ²Ø§ÛŒØ´ Ù…ÛŒ یابد Ú©Ù‡ بین نیروی جاذبه Ùˆ نیروی Ø¯Ø§ÙØ¹Ù‡ ناشی از اصل ناهمانندی پاولی تعادلی برقرار شده Ùˆ شعاع کره ستاره در این ØØ¯ تثبیت شود یعنی به عینه شبیه همان وقایع دوران زندگی ستاره Ú©Ù‡ نیروی جاذبه اش با ØØ±Ø§Ø±Øª ØØ§ØµÙ„Ù‡ در آن متعادل Ù…ÛŒ شد.
به هر ØØ§Ù„ چاندر اسخار به این نتیجه رسید Ú©Ù‡ در نیروهای Ø¯Ø§ÙØ¹Ù‡ ای Ú©Ù‡ اصل ناهمانندی مبین آن است ØØ¯Ùˆ ØØµØ±ÛŒ برقرار است. نظریه نسبیت عام بیشترین اختلا٠بین سرعتهای ذرات مذاب موجود در ستاره را به سرعت نور Ù…ØØ¯ÙˆØ¯ کرده است. این به معنای آن است Ú©Ù‡ وقتی ستاره به اندازه کاÙÛŒ چگال شد نیروی Ø¯Ø§ÙØ¹Ù‡ ناشی از اصل ناهمانندی کمتر از نیروی جاذبه خواهد شد.
چاندر اسخار ØØ³Ø§Ø¨ کرده Ú©Ù‡ ستاره سردی Ú©Ù‡ جرمش تقریباً از 5/1 برابر خورشید بیشتر باشد نمی تواند متØÙ…Ù„ جرم خود باشد. ( این جرم اکنون به ØØ¯ چاند اسخار معرو٠است). تقریباً در همین اوقات نظیر چنین اکتشاÙÛŒ توسط دانشمند روسی به نام ل٠داویدوویچ لانداو بعمل آمد، این اکتشا٠اشارات ضمنی جدی در رابطه با سرنوشت نهایی ستارگان تنومند دربر داشت. اگر جرم ستاره ای کمتر از ØØ¯ چاندر اسخار باشد آن ستاره سرانجام Ù…ÛŒ تواند به انقباض خود پایان داده Ùˆ نهایتاً در ØØ§Ù„ت ممکنه ای همانند ستاره « کوتوله سÙید » باشد Ú©Ù‡ با شعاعی در ØØ¯ÙˆØ¯ چند هزار کیلومتر Ùˆ چگالی ویژه ای برابر چند صد تن در سانتیمتر مکعب در خود ÙØ±Ùˆ نشیند.
ستاره کوتوله های سÙید با نیروی Ø¯Ø§ÙØ¹Ù‡ ای Ú©Ù‡ از اصل ناهمانندی بین الکترونهای موجود در ماده خودش ناشی Ù…ÛŒ شود Ùˆ پایدار Ùˆ برقرار Ù…ÛŒ ماند.
ما شاهد بسیاری از این کوتوله های سÙید هستیم Ùˆ نخستین ستاره ای Ú©Ù‡ از این نوع کش٠شد ستاره ای است Ú©Ù‡ در ØÙˆÙ„ شعرای یمانی Ú©Ù‡ درخشان ترین ستاره در آسمان شبانه است گردش Ù…ÛŒ کند .
لانداو خاطرنشان ساخت Ú©Ù‡ امکان وجود ØØ§Ù„ت نهایی دیگری هم بای ستاره هست Ú©Ù‡ در آن جرم ستاره تقریباً در ØØ¯ÙˆØ¯ یک یا دو برابر خورشید است ولی ØØ¬Ù… آن خیلی کوچکتر از ØØ¬Ù… یک ستاره کوتوله سÙید است این ستاره ها از طریق نیروی Ø¯Ø§ÙØ¹Ù‡ ناشی از اصل ناهمانندی Ú©Ù‡ بین Ùوتون ها Ùˆ پروتون ها بیشتر به وجود Ù…ÛŒ آید تا بین الکترون ها، خود را ØÙظ Ùˆ نگهداری Ù…ÛŒ کنند Ùˆ به همین دلیل هم آنها را ستاره های نوترونی Ù…ÛŒ نامند. شعاع کره این نوع ستاره ها Ùقط در ØØ¯ÙˆØ¯ Ù‡ÙØ¯Ù‡ کیلومتر Ùˆ چگالی ویژه قریب به صدها میلیون تن در هر سانتیمتر مکعب دارند در نخستین بار Ú©Ù‡ وجود چنین ستارگانی پیش بینی شد راهی برای مشاهده ستارگان نوترونی وجود نداشت Ùˆ عملاً تا این اواخر به شناسایی درنیامده بودند. از سوی دیگر ستارگانی Ú©Ù‡ جرم آنها بالاتر از ØØ¯ چاندر اسخار باشد وقتی Ú©Ù‡ سوختشان به پایان برسد مواجه با مشکل بزرگی Ù…ÛŒ شوند. در پاره ای از موارد ممکن است تمام شدن سوخت با Ø§Ù†ÙØ¬Ø§Ø± آنها بی انجامد Ùˆ یا آنقدر ماده از خود به بیرون پرتاب کنند تا جرمشان به زیر این ØØ¯ کاهش یابد Ùˆ به این ترتیب از وقوع در Ù‡Ù…ÙØ±ÙˆÙ†Ø´ÛŒÙ†ÛŒ جاذبه ای ÙØ§Ø¬Ø¹Ù‡ آمیزی دوری گزینند لیکن اعتقاد به اینکه چنین امری بی توجه به اندازه جرم ستاره همیشه ØØªÙ…ÛŒ الوقوع Ù…ÛŒ باشد مشکل است . ØØ§Ù„ باید دید ستاره چگونه بÙهمد Ú©Ù‡ باید وزن کاهش دهد؟ Ùˆ ØØªÛŒ اگر ستاره ای برای اجتناب از Ù‡Ù…ÙØ±ÙˆÙ†Ø´ÛŒÙ†ÛŒ به قدر کاÙÛŒ از عهده کاهش وزن خود برمی آمد Ú†Ù‡ ØØ§Ø¯Ø«Ù‡ ای رخ Ù…ÛŒ داد؟
اگر شما به قدری جرم یک ستاره کوتوله سÙید را Ø§ÙØ²Ø§ÛŒØ´ Ù…ÛŒ دادید تا از ØØ¯ مذکور پا ÙØ±Ø§ØªØ± گذارد آیا این ستاره ها الی غیر النهایه در هم ÙØ±Ùˆ Ù…ÛŒ نشستند؟
ادینگتن از این اشاره ضمنی یکه خورد و از اعتقاد به دستاورد چاندر اسخار سر باز زد.
ادینگتن Ùکر Ù…ÛŒ کرد Ú©Ù‡ در هم ÙØ±Ùˆ نشینی یک ستاره تا ØØ¯ رسیدن به یک نقطه به سادگی امکان پذیر نیست. بیشتر دانشمندان نیز چنین نظری داشتند : ØØªÛŒ انیشتین شخصاً رساله ای نوشت Ú©Ù‡ در آن مدعی شده بود ستارگان تا ØØ¯ ØµÙØ± منقبض نخواهند شد.
دشمنی دانشمند دیگر بویژه عداوت Ùˆ ØØ³Ø§Ø¯Øª ادینگتن Ú©Ù‡ مرجعی پیشرو در ساختار ستارگان Ùˆ معلم سابق چاندر اسخار بود او را تعقیب Ùˆ وادار کرد تا از تعقیب کار در این خط دست بردارد Ùˆ بجای آن به مسایل ستاره شناسی مانند ØØ±Ú©Øª خوشه های ستاره ای بپردازد. با این همه وقتی Ú©Ù‡ به او جایزه نوبل سال 1983 اعطاء شد دستکم جزئی از موجباتش به خاطر کار پیشین او در ØªØØ¯ÛŒØ¯ جرم ستارگان سرد بود. چاندر اسخار نشان داده بود Ú©Ù‡ اصل ناهمانندی پاولی نتوانست در هم ÙØ±ÙˆÙ†Ø´ÛŒÙ†ÛŒ ستاره ای را جرمش از ØØ¯ چاندر اسخار بیشتر باشد تØÙ…Ù„ کند اما مسئله انبساط اینکه بر طبق نظریه نسبیت عام بر سر چنین ستاره ای Ú†Ù‡ خواهد آمد نخستین بار در سال 1939 بوسیله جوانی آمریکایی به نام رابرت اوپن هایمر ØÙ„ شد. با وجود این دستاورد او مشعر بر این بود Ú©Ù‡ هیچگونه مشاهداتی وجود ندارد Ú©Ù‡ بتواند از طریق تلسکوپ های امروزی آشکار شود. در همین اوان جنگ جهانی دوم پیش آمد Ùˆ اوپن هایمر خودش در Ø·Ø±Ø Ø³Ø§Ø®Øª بمب اتمی Ú¯Ø±ÙØªØ§Ø± شد. پس از پایان جنگ مسئله در هم ÙØ±ÙˆÙ†Ø´ÛŒÙ†ÛŒ جاذبه ای تا ØØ¯ زیادی بدست ÙØ±Ø§Ù…وشی سپرده شد. زیرا بیشتر دانشمندان به رویدادهایی در مقیاس اتم Ùˆ هسته اش روی آورده بودند. با این وص٠در اوایل دهه 1960 با Ø§ÙØ²Ø§ÛŒØ´ چشم گیری Ú©Ù‡ در تعداد Ùˆ ØÛŒØ·Ù‡ مشاهدات ستاره شناسی با بهره گیری از تکنولوژی نوین ØØ§ØµÙ„ شد توجه به مسایل بلند مقیاس نجومی قوت Ú¯Ø±ÙØª Ùˆ علم هییت Ùˆ دانش کیهانی رونقی تازه ÛŒØ§ÙØª Ùˆ به دنبال آن دوباره کار اوپن هایمر بوسیله تعدادی از علاقمندان طر٠توجه قرار Ú¯Ø±ÙØª Ùˆ در طریق گسترش Ø§ÙØªØ§Ø¯. تصویری Ú©Ù‡ هم اکنون ما از کار اوپن هایمر داریم به Ø´Ø±Ø Ùˆ ØªÙØ³ÛŒØ±ÛŒ است Ú©Ù‡ Ù…ÛŒ خوانید :
میدان جاذبه ای ستاره مسیرهای اشعه نور را در ÙØ¶Ø§ زمان از امتداد اصلی خود یعنی از امتدادی Ú©Ù‡ بی ØØ¶ÙˆØ± آن ستاره Ù…ÛŒ باید داشته باشد تغییر Ù…ÛŒ دهد. میدان جاذبه ای ستاره مخروط های نوری را Ú©Ù‡ مسیرهای Ø§ÙØ´Ø§Ù†Ù‡ های نور صادره از رئوسشان در ÙØ¶Ø§ زمان تغییر Ù…ÛŒ کنند اندکی به سمت داخل Ø³Ø·Ø Ø³ØªØ§Ø±Ù‡ متمایل Ù…ÛŒ سازند این عمل را Ù…ÛŒ توان به هنگام کسو٠خورشید عیناً در خمیدگی نور ساطعه از ستارگان دوردست مشاهده کرد به Ù…ØØ¶ اینکه ستاره منقبض Ù…ÛŒ شود میدان جاذبه ای در Ø³Ø·Ø Ø¢Ù† قوی تر شده Ùˆ خمش مخروط نور به طر٠آن بیشتر Ù…ÛŒ شود این عمل رهایی نور را از آن ستاره دشوارتر ساخته Ùˆ نور به نظر ناظری Ú©Ù‡ از آن ÙØ§ØµÙ„Ù‡ دور آن را Ù…ÛŒ نگرد تارتر Ùˆ سرخ تر Ù…ÛŒ نماید. سرانجام پس از اینکه شعاع کره ستاره در اثر انقباض آن تا رسیدن به مقداری Ø¨ØØ±Ø§Ù†ÛŒ کاهش ÛŒØ§ÙØª میدان جاذبه در Ø³Ø·Ø Ø¢Ù† به قدری قوی Ù…ÛŒ شود Ú©Ù‡ مخروط های نور را آنقدر به سمت Ø³Ø·Ø Ø³ØªØ§Ø±Ù‡ خم Ù…ÛŒ کنند Ú©Ù‡ دیگر نور نمی تواند از آن بگریزد.
به موجب نظریه نسبیت آن هیچ چیز دیگری هم نخواهد توانست از Ú†Ù†Ú¯ آن رهایی یابد Ùˆ هر چیزی با کمند میدان جاذبه ای ستاره به پس کشیده شود از این رو در ناØÛŒÙ‡ ای از ÙØ¶Ø§ زمان مجموعه عوارضی وجود دارد Ú©Ù‡ خلاصی از آن برای رسیدن به ناظری دور مکان امکان پذیر نیست این همان ناØÛŒÙ‡ ای است Ú©Ù‡ ما اکنون آن را سیاهچال Ù…ÛŒ نامیم Ùˆ مرز آن با Ù…ØÛŒØ· پیرامونش را Ú©Ù‡ در ØÙ‚یقت ØØ±ÛŒÙ…ÛŒ بی اهمیت است اÙÙ‚ عارضه ای Ù…ÛŒ خوانیم Ú©Ù‡ بر پوشه مسیرهای اشعه نوری Ú©Ù‡ اکنون از نجات خود از این سیاهچال عاجزند منطبق است برای استدراک اینکه اگر شما ناظر بر در هم ÙØ±ÙˆÙ†Ø´ÛŒÙ†ÛŒ ستاره در جریان تبدیل آن به سیاهچال بودید Ú†Ù‡ Ù…ÛŒ دیدید؟ باید به یاد بیاورید Ú©Ù‡ در نظریه نسبیت زمان مطلقی وجود ندارد Ùˆ هر ناظری زمان را آن طور Ú©Ù‡ اقتضای او است Ù…ÛŒ سنجد. زمان برای کسی Ú©Ù‡ در ستاره ای مکان Ú¯Ø±ÙØªÙ‡ با زمان برای آنکه در ÙØ§ØµÙ„Ù‡ دوری نسبت به او قرار Ú¯Ø±ÙØªÙ‡ ÙØ±Ù‚ دارد. زیرا میدان جاذبه ای آن ستاره ر این سنجش Ùˆ اندازه موثر Ù…ÛŒ باشد.
ÙØ±Ø¶ کنید ÙØ¶Ø§Ù†ÙˆØ±Ø¯ جسور Ùˆ بی باکی بر Ø³Ø·Ø Ø³ØªØ§Ø±Ù‡ ای Ú©Ù‡ در ØØ§Ù„ Ù‡Ù…ÙØ±ÙˆÙ†Ø´ÛŒÙ†ÛŒ است ایستاده Ùˆ به Ø§ØªÙØ§Ù‚ آن به سوی درون مشغول Ø¯Ø±Ù‡Ù…ÙØ±ÙˆÙ†Ø´ÛŒÙ†ÛŒ بوده Ùˆ در هر ثانیه از روی ساعت خود علامتی به سÙینه ÙØ¶Ø§ÛŒÛŒ خود Ú©Ù‡ در ØÙˆÙ„ آن ستاره Ù…ÛŒ گردد مخابره کند. اکنون ÙØ±Ø¶ کنید مثلاً در ساعت 00/11 به ساعت او ستاره منقبض شده باشد Ú©Ù‡ شعاع کره آن به ØØ¯ Ø¨ØØ±Ø§Ù†ÛŒ رسیده Ùˆ میدان جاذبه ای آن آنقدر قوی شده باشد Ú©Ù‡ هیچ چیز نتواند از آن بگریزد Ùˆ علامتی هم دیگر به سÙینه ÙØ¶Ø§ÛŒÛŒ مخابره نشود.
هنگامی Ú©Ù‡ ساعت به 00/11 نزدیک Ù…ÛŒ شود همکاران این ÙØ¶Ø§Ù†ÙˆØ±Ø¯ Ú©Ù‡ از سÙینه ÙØ¶Ø§ÛŒÛŒ مراقب او هستند متوجه Ù…ÛŒ شوند Ú©Ù‡ ÙØ§ØµÙ„Ù‡ زمانی بین علائم خبری متوالی Ú©Ù‡ از سوی ÙØ¶Ø§Ù†ÙˆØ±Ø¯ صادر Ù…ÛŒ شود طولانی تر Ùˆ طولانی تر Ù…ÛŒ شود ولی آن اثر قبل از Ù„ØØ¸Ù‡ 5959/10 بسیار Ú©ÙˆÚ†Ú© است Ùˆ آنها باید بین 5958/10 Ùˆ 5959/10 Ùقط تعداد بسیار اندکی بیشتر از یک ثانیه برای Ø¯Ø±ÛŒØ§ÙØª خبری از ÙØ¶Ø§Ù†ÙˆØ±Ø¯ صبر کنند اما برای 10 Ø¯Ø±ÛŒØ§ÙØª علامتی در ساعت 00/11 باید تا ابد صبر کنند. از نظر ناظرانی Ú©Ù‡ در سÙینه ÙØ¶Ø§ÛŒÛŒ قرار دارندامواج نوری Ú©Ù‡ از Ø³Ø·Ø Ø³ØªØ§Ø±Ù‡ بوسیله ساعت ÙØ¶Ø§Ù†ÙˆØ±Ø¯ بین Ù„ØØ¸Ø§Øª 5959/10 Ùˆ 00/11 ÙØ±Ø³ØªØ§Ø¯Ù‡ Ù…ÛŒ شوند در دوره نامتناهی از زمان به خارج انتشار Ù…ÛŒ یابد Ùˆ ÙØ§ØµÙ„Ù‡ زمانی بین ورود امواج متوالیه به سÙینه ÙØ¶Ø§ÛŒÛŒ طولانی Ùˆ طولانی تر شده Ùˆ نوری Ú©Ù‡ از ستاره ساطع Ù…ÛŒ شود سرخ تر Ùˆ سرخ تر Ùˆ تیره Ùˆ تیره Ù…ÛŒ شود Ùˆ سرانجام آن ستاره آنقدر تیره Ùˆ تار خواهد شد Ú©Ù‡ دیگر از سÙینه ÙØ¶Ø§ÛŒÛŒ دیدارپذیر نخواهد بود یعنی : آنچه Ú©Ù‡ از آن باقی Ù…ÛŒ ماند سیاهچالی است در ÙØ¶Ø§ØŒ با اینهمه ستاره به اعمال همان نیروی جاذبه ای به سÙینه ÙØ¶Ø§ÛŒÛŒ ادامه Ù…ÛŒ دهد تا گردش آن را در ØÙˆÙ„ سیاهچالی Ú©Ù‡ بدست خود ساخته است تداوم بخشد.
با این اوصا٠این صØÙ†Ù‡ سازی بدلیل مسئله زیر کاملاً واقع بینانه نیست : هر Ú†Ù‡ شما از ستاره دورتر باشد اثر نیرو Ùˆ جاذبه آن بر شما ضعی٠تر Ù…ÛŒ شود بنابراین نیروی جاذبه وارد بر پاهای ÙØ¶Ø§Ù†ÙˆØ±Ø¯ جسور ما همیشه بیش از نیروی جاذبه وارد بر سر او خواهد بود این Ø§Ø®ØªÙ„Ø§Ù ÙØ´Ø§Ø± ÙØ¶Ø§Ù†ÙˆØ±Ø¯ ما را پیش از انقباض ستاره تا شعاع Ø¨ØØ±Ø§Ù†ÛŒ خود Ùˆ تشکیل اÙÙ‚ عارضه همانند اسپاگتی Ú©Ø´ داده Ùˆ یا او را از هم جر Ù…ÛŒ دهد! با وجود این ما بر این باوریم Ú©Ù‡ در این عالم کبیر اجسام بزرگتری نظیر ناØÛŒÙ‡ مرکزی کهکشان ها وجود دارند Ú©Ù‡ Ù…ÛŒ توانند انقباض جاذبه ای را تا ØØ¯ سیاهچال ها تØÙ…Ù„ کنند Ùˆ ÙØ¶Ø§Ù†ÙˆØ±Ø¯ÛŒ Ú©Ù‡ بر روی یکی از اینها قرار Ú¯Ø±ÙØªÙ‡ باشد پیش از Ø´Ú©Ù„ Ú¯Ø±ÙØªÙ† سیاهچال از هم دریده نخواهد شد Ùˆ درواقع در موقع ØØµÙˆÙ„ شعاع Ø¨ØØ±Ø§Ù†ÛŒ او چیز ویژه ای را Ø§ØØ³Ø§Ø³ نخواهد کرد Ùˆ Ù…ÛŒ تواند بی دیدن Ù„ØØ¸Ù‡ ای Ú©Ù‡ دیگر گریزی از آن Ù…ØÙ„ برایش میسر نیست آنرا از سر بگذراند. با این وص٠در ظر٠Ùقط چند ساعتی Ú©Ù‡ از ادامه در هم ÙØ±ÙˆÙ†Ø´ÛŒÙ†ÛŒ آن ناØÛŒÙ‡ گذشت انگاه اختلا٠بین نیروهای جاذبه وارد بر پاها Ùˆ سر او آنقدر قوی خواهد شد Ú©Ù‡ باز هم او را خواهد درید.
کاری Ú©Ù‡ راجر پنروز ون بین سال های 1965 Ùˆ 1970 انجام داد نشان داد Ú©Ù‡ به موجب نظریع نسبت عام بایستی در رابطه با نامتناهی بودن چگالی Ùˆ بی نهایت بودن خمیدگی ÙØ¶Ø§ زمان درون یک سیاهچال یک تکینگی وجود داشته باشد Ú©Ù‡ تا اندازه ای شبیه به ØØ§Ù„ت Ø§Ù†ÙØ¬Ø§Ø± بزرگ در آغاز زمان است Ùقط با این ØªÙØ§ÙˆØª Ú©Ù‡ این تکینگی پایانی از زمان برای هم ÙØ±ÙˆÙ†Ø´ÛŒÙ†ÛŒ ستاره Ùˆ ÙØ¶Ø§Ù†ÙˆØ±Ø¯ Ù…ÛŒ باشد. در این تکینگی قوانین علمی Ùˆ توانایی ما برای پیشگویی آینده دستخوش Ø§Ø²Ù‡Ù…ÙØ±ÙˆÙ¾Ø§Ø´ÛŒ Ù…ÛŒ شود.
با وجود این هر ناظری که در بیرون سیاهچال باشد از نقیصه ای که در قابلیت پیشگویی ما پدید آمده است متأثر نخواهدشد زیرا نه نور و نه هیچ علامت خبری دیگری نمی تواند از این تکینگی به او برسد.
این ØÙ‚یقت شایانی تأمل Ùˆ درخور توجه راجر پن روزا به آنجا رهنمون شد تا پیش ÙØ±Ø¶ سانسور ØµÙØªÛŒ کیهانی را عرضه بدارد Ú©Ù‡ Ù…ÛŒ شود آنرا به این گونه تأویل کرد :
خداوند از تکینگی عریان Ùˆ بی پرده Ù…ØªÙ†ÙØ± Ùˆ بیزار است .به دیگر سخن تکینگی هایی Ú©Ù‡ از طریق در Ù‡Ù…ÙØ±ÙˆÙ†Ø´ÛŒÙ†ÛŒ جاذبه ای بوجود Ù…ÛŒ آیند Ùقط در مکان های شبیه سیاهچال ها به وقوع Ù…ÛŒ پیوندند Ú©Ù‡ درآنجا آنها بوسیله اÙÙ‚ عارضه ای از چشمرس بیرون به Ù†ØÙˆ شایسته ای پنهان هستند. دقیقاً این همان چیزی است Ú©Ù‡ به پیش ÙØ±Ø¶ سانسور ØµÙØªÛŒ بودن کیهانی شناخته شده است : این خصیصه ناظرانی را Ú©Ù‡ در بیرون سیاهچال باقی Ù…ÛŒ مانند از عواقب لغو قابلیت پیشگویی Ú©Ù‡ در موقع تکینگی رخ Ù…ÛŒ دهد ØÙظ Ùˆ ØØ±Ø§Ø³Øª Ù…ÛŒ کند ولی برای ÙØ¶Ø§Ù†ÙˆØ±Ø¯ بدبخت ÙÙ„Ú© زده Ú©Ù‡ در آن چاله Ø§ÙØªØ§Ø¯Ù‡ به هیچ وجه کاری انجام نمی دهد.
|
|
|
آیا در رابطه با پروژه جامع پیرامون سیاهچاله ها سوالی دارید؟
برای کسب اطلاعات بیشتر از فرم زیر استفاده نمایید.
|
|
|
|
|
پرداخت آنلاین
سايت تحقيق سرا
توسط
|

|

|
انجام میشود
.
|
پذیرنده کلیه عابربانکهای بانکی
کشور
|
|
|
|