* كيهان شناسي انفجار بزرگ:

مدل انفجار بزرگ نظريه اي است كه به طور گسترده براي پيدايش و تكامل جهان مورد قبول است. اين نظريه ادعا دارد كه 12 تا 14 بيليون سال پيش تمام جهاني كه امروز مي بينيم تنها در ميان چند ميليمتر بود.بعد ها اين منظقه با چگال با دماي بالا در اثر انبساط به كيهان بسيار خنك تر همان طور كه ما در آن زندگي مي كنيم تبديل شد.ما اكنون مي توانيم بقاياي اين ماده چگال با دماي بالا را با كيهاني سرد همراه تششعات ريز موجي كه هنوز هم در جهان پخش است و براي ردياب ريزموج ها مانند تابشي يكنواخت در سراسر پهنه آسمان است ، ببنيم.

- چگونگي پيدايش مدل انفجار بزرگ:

مدل انفجار بزرگ بر دو ستون نظريه اي استوار است:

1) نسبيت عام:

اولين ايده ها در سال 1916 آغاز شد ، زماني كه انيشتين نظريه ي نسبيت عام خود را كه نظريه اي جديد براي گرانش در نظر گرفته شده بود ، انتشار داد.نظريه ي او نظريه ي اصلي ايزاك نيوتون در سال 1680 در مورد گرانش – كه براي اجسام ساكن و در حال حركت يكسان بود- را تعميم مي داد. جاذبه نيوتوني تنها براي اجسام ساكن يا اجسام با سرعت كم در مقايسه با سرعت نور (نه آن قدرها محدود!) صحيح است.يك ايده بر اين تصور است كه نسبيت عام نوعي جاذبه است كه ديگر به عنوان ميدان گرانشي شرح داده نمي شود بلكه انحنايي در خود فضا و زمان شناخته مي شود. جان ويلر ، فيزيك دان ، آن را تمام و كمال وصف كرد: " ماده به فضا مي گويد چگونه انحنا يابد و قضا به ماده مي گويد چگونه حركت كند ."  در واقع ، اين نظريه قادر به بيان علت حالت عجيب در مدار عطارد و خم كردن نور توسط خورشيد كه در تئوري گرانشي آيزاك نيوتون شرح داده نشده بود ، بود. در قرن اخير اين تئوري آزمايش هاي سختي را پشت سر گذاشت.

2) قانون كيهان شناسي:

بعد از معرفي نسبيت عام چند تن از دانشمندان از جمله انيشتين سعي در اجراي مكانيك گرانشي جديدي بر تمام جهان كردند. در آن زمان نياز به فرضي در مورد چگونگي توزيع جهان بود. ساده ترين فرضي كه ميتوانست داشت اين بود كه اگر شما با ديدي به قدر كافي ضعيف به دنيا نگاه كنيد تمام قسمت هاي آن و در تمام جهات به طور ناهموار يكسان به نظر مي آيند. پس مواد جهان اگر در يك مقياس بزرگ قرار گيرند ، مشابه و داراي خواص فيزيكي يكسان هستند. به اين قانون كيهان شناسي گويند. اين فرض به طور مداوم در حال آزمايش است همان طور كه ما توزيع جهان را در مقياس بزرگ مشاهده مي كنيم. اين عكس نشان مي دهد كه چگونه توزيع كهكشان هاي شمرده شده در نوار 30 درجه ي آسمان يكسان است. به علاوه تششعات زمينه ريزموج كيهاني ، بازمانده گرماي انفجار بزرگ ، دمايي يكسان در سراسر آسمان دارند. اين واقعيت ، تصور اين كه گاز خارج شده از تششعات مدتها پيش به طور يكسان توزيع شده را تاييد كرد.

اين دو ايده تمام پايه هاي تئوري هاي كيهان شناسي انفجار بزرگ را شكل داد و به سمت پيش بيني هاي خيلي علمي براي ويژگي هاي قابل مشاهده تمام جهان هدايت كرد.

---

منبع: http://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_concepts.html

* اساس كيهان شناسي انفجار بزرگ:

اساس كيهان شناسي انفجار بزرگ به ده ايده ي كليدي در اوايل قرن 20 برمي گردد : نسبيت عام و قوانين كيهان شناسي . با فرض اين كه ماده در جهان در مقياس بزرگ به طور يكسان توزيع شده است مي توان با استفاده از نسبيت عام اثر گرانشي متناظر با ماده را محاسبه كرد. از آنجاكه جاذبه ويژگي فضا-زمان در نسبيت عام است اين با محاسبه حركت شناسي خود فضا-زمان معادل است. داستان به صورت زير آشكار شد:

با دادن اين فرضيه كه مواد جهان همگن و داراي خواص فيزيك متشابه است ( قانون كيهان شناسي) مي توان نشان داد كه انحراف متناسب فضا-زمان ( كه به اثر گرانشي ماده بستگي دارد ) مي تواند تنها سه شكل– همان طور كه به طور قياسي در شكل آورده شده-. داشته باشد . مي تواند مانند سطح يك توپ به طور مثبت خم شود و سطحش محدود باشد ، مي تواند مانند يك زين به طور منفي خم شود و سطحش نامحدود باشد يا مي تواند صاف باشد و سطح نامحدود داشته باشد – مانند تصور معمولي فضا. يك محدوديت كليدي در تصاوير نشان داده شده وجود دارد كه تنها مي توان انحناي 2-بعدي را براي انحناي 3-يعدي حقيقي تصاوير تصور كرد! به ياد داشته باشيد كه اگر در فضاي بسته يك سفر را در يك جهت آغاز كرده و زمان اجازه دهد ، سرانجام به نقطه شروع خود بازميگرديد در حالي كه در جهان نامحدود شما هيچ گاه بازنمي گرديد.

قبل از اين كه توضيح دهيم كدام تصوير جهان ما را توصيف مي كند ( اگر بكند ) بايد مقداري توضيح داده شود:

· به دليل عمد محدود جهان ( حدود 13.7 بيليون سال) تنها مي توانيم مسافتي محدود را در فضا مشاهده كنيم : حدود 13.7 بيليون سال نوري. اين افق رويداد ماست.مدل انفجار بزرگ تلاشي براي توصيف ناحيه ي خارج از افق رويداد نميكند. فضا-زمان ميتواند در آنجا كاملا متفاوت باشد.

· اين امكان دارد كه جهان از آن جا كه هنوز همان انحناي محلي را دارد، توپولوژي جهاني پيچيده تري در مقايسه با آنچه در اينجاتصور مي شود ، داشته باشد. براي مثال ميتواند شكل يك ماهيچه (دنات= نان شيريني گرد و حلقه مانند ) را داشته باشد. ميتواند راه حل هايي براي آزمايش اين ايده باشد اما اكثر مباحث دنبال شده ساده هستند.

ماده نقش مهمي را در كيهان شناسي بازي مي كند . ماده به اين نتيجه ميرسد كه چگالي متوسط ماده به طور يكتا هندسه جهان را  ( بر اساس حدود درج شده در بالا ) تعيين مي كند. اگر چگالي ماده كمتر از چگالي بحراني باشد ، جهان نامحدود و باز است. اگر چگالي بيشتر از چگالي بحراني باشد جهان بسته و محدود است. اگر چگالي برابر چگالي بحراني باشد ، جهان تخت است اما احتمالا هنوز نامحدود است. مقدار چگالي بحراني بسيار كوچك است : مقدار آن برابر 6 اتم هيدرژن ناهموار در متر مكعب است ، يك خلاء خوب متحير كننده در استاندارد هاي زميني! يكي از سوالات كليدي علمي در كيهان شناسي كنوني اين است كه : چگالي متوسط مواد جهان ما چقدر است؟ هرچند پاسخي تا اكنون براي اين سوال داده نشده است اما به نظر مي رسد كه پاسخ به طور آزار دهنده اي به چگالي بحراني ارتباط دارد.

با دادن يك قانون در مورد جاذبه و يك فرض در مورد اين كه ماده چگونه توزيع شده است ، قدم بعدي حل كردن حركت شناسي جهان است-چگونه فضا و ماده درون آن با زمان نمو دارند؟  جزئيات بستگي به اطلاعات بيشتر در مورد ماده در جهان دارد ، براي مثال چگالي ( جرم واحد حجم) و فشار ( نيروي واحد سطح) آن. ، اما تصاوير كلي پديدار شده نشان مي دهد كه جهان از يك حجم كوچك پديد آمده است و حادثه بعدي انفجار بزرگ با سرعت آغازي انبساط بود . براي اكثر قسمت ها اين سرعت انبساط به خاطر كشش گرانشي هر ماده بر خودش كاهش يافته است . يك سوال كليدي براي سرانجام جهان اين است كه آيا كشش جاذبه به آن اندازه كافي است كه سرانجام انبساط را وارون كند و سبب متلاشي شدن جهان به درون خود شود؟ . در واقع مشاهدات اخير احتمال آن را مي دهد كه سرعت انبساط جهان در حال افزايش است و باعث افزايش احتمال اين مي شودكه تكامل جهان اكنون توسط ماده اي خيالي كه فشاري منفي دارد كنترل مي شود .

تصوير بالا سناريو هاي قابل قبول براي اندازه هاي نسبي جهان در برابر زمان را نشان مي دهد: انحناي پاييني (سبز) نشان دهنده تخت است ، جهان با چگالي بحراني كه سرعت انبساط در آن در حال كاهش است(انحنا حتي عمودي تر مي شود) . انحناي وسط(آبي) نشان دهنده جهان باز با چگالي كمتر از چگالي بحراني است كه در آن نيز انبساط جهان در در حال كاهش است اما نه به اندازه جهان با چگالي بحراني زيرا كشش جاذبه به آن شدت نيست. بالاترين منحني ( قرمز) نشان دهنده جهاني است كه كسر بزرگي از جرم/انرژي آن احتمالا در خلا زياد فضا است كه با نام ثابت كيهان شناسي شناخته مي شود و نمونه برجسته ي آنچه كه با نام انرژي تاريك شناخته مي شود و باعث انبساط جهان مي شود ، است. شواهد بسياري در حال كشف است كه جهانمان از اين منحني پيروي مي كند.

* لطفا از تصورات غلط عمومي در مورد انفجار بزرگ و انبساط دوري كنيد:

· انفجار بزرگ در يك نقطه فضا مانند انفجار رخ نداده است. بهتر است آن را مانند ظاهرهمزمان فضا در كل جهان تصور كنيم. آن قسمت فضا كه شامل افق اكنون ما است ، در گذشته به راستي از يك نقطه بزرگتر نبود.در واقع اگر تمام فضاي درون و بيرون افق ما اكنون نامحدود بود ريال نامحدود به دنيا آمده بود. اگر محدود و بسته بود ، از حجم صفر متولد شده بود و انبساط يافت. در هر دو مورد مركز انفجار – جايي كه جهان از آن نقطه شروع به انبساط كرد- وجود ندارد. در مقايسه با توپ ، شعاع توپ با انبساط جهان افزايش مي يابد اما تمام سطح توپ (جهان) در مدل برابر از يكديگر فاصله ميگيرند . درون توپ نبايد به جهان در اين مقايسه وابسته باشد.

· بنا بر تعريف ، جهان تمام فضا و زمان را همان طور كه مي دانيم احاطه كرده است بنابراين فراسوي ناحيه ي مدل انفجار بزرگ است كه بتوان تصور كرد جهان در آن در حال انبساط است. در جهان باز يا بسته تنها لبه فضا-زمان در زمان انفجار بزرگ رخ داد ( و شايد نقطه مقابل خرد شدن عظيم) بنابراين به طور منطقي نيازي نيست كه در باب اين سوال تفكر كرد.

· اين فراسوي ناحيه ي مدل انفجار بزرگ است كه بتوان گفت چه چيزي باعث پيشرفت انفجار بزرگ شد. چند تئوري متفكرانه در مورد اين موضوع وجود دارد ، اما هيچ كدام تا اكنون به طور واقعي قابل آزمايش نبودند.

بر اساس اين نكته ، تنها فرضي كه ميتوان در مورد جهان داشت اين است كه مواد توزيع شده در مقياس بزرگ همگن و داراي خواص فيزيكي متشابه هستند. در خانواده مدل هاي انفجار بزرگ چند پارامتر آزاد وجود دارد كه بايد توسط مشاهدات جهانمان ثابت شود. مهمترين آن ها اين هاست: هندسه جهان ( باز، بسته يا تخت) ، سرعت انبساط كنوني ( ثابت هابل ) ، مسير سراسري انبساط ، گذشته وآينده ، كه با چگالي كسري انواع گوناگون ماده در جهان شناخته مي شود . به خاطر داشته باشيد كه سن كنوني جهان به دنبال تاريخ انبساط و سرعت كنوني انبساط ، استنباط مي شود.

همان طور كه در بالا آورده شده است ، هندسه و تكامل جهان بر اساس سهم كسري مواد گوناگون شناخته شد. از آن جايي كه تراكم انرژي و فشار در استحكام نسبيت عام مشاركت دارند ، كيهان شناسان انواع ماده را بر اساس " معادله حالت" – ارتباط بين فشار و تراكم انرژي آن- طبقه بندي مي كنند. طرح طبقه بندي اوليه به شكل زير است:

· تششعات : از ذرات كم جرم يا حدود كم جرم كه با سرعت نور حركت مي كنند تشكيل شده است. مثال آشنا شامل فوتون ها (نور) و نوتريون ها است. اين گونه مواد با داشتن فشار مثبت قوي توصيف مي شوند.

· مواد باريوني: موادي عادي هستند كه به طور عمده از پروتون و نوترون و الكترون تشكيل شده اند. اين نوع ماده اساسا از نظر كيهانشناسي اهميت چنداني ندارد.

· ماده سياه : اين واژه به طور عمده به ماده بيگانه غير باريوني كه با مواد عادي تنها به طور ضعيف فعل و انفعال دارد ، اشاره دارد .از آن جا كه اين مواد هيچ گاه به طور مستقيم در آزمايشگاه مشاده نشد ، وجود آن مدت ها مورد شك و ترديد بود ( دلايل در قسمت بعدي)

· انرژي تاريك : اين يك ماده واقعا خيالي يا احتمالا با خاصيت خلا است كه توسط فشار بزرگ منفي توصيف مي شود. اين نوع ماده تنها علتي براي تسريع سرعت انبساط جهان است.

يكي از مشكلات اساسي كيهان شناسي كنوني اين است كه چگالي كلي و نسبي( جرم واحد حجم ) هر يك از اين انواع ماده را تعيين كنند ، از آنجايي كه فهميدن تكامل و سرانجام جهانمان ضروري است.

 

 

---

 منبع: http://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests.html

* آزمايش كيهان شناسي انفجار بزرگ:

مدل انفجار بزرگ توسط چندين مشاهدات تائيد شده است ( كه هر كدام در قسمت هاي جداگانه بررسي شده است):

انبساط جهان : مشاهدات ادوين هابل در سال 1929 كه نشان داد كهكشان ها در حال دور شدن از ما هستند نشان داد كه تئوري انفجار بزرگ ممكن است درست باشد.

فراواني ذرات سبك هيدرژن ، هليم و ليتيم : تئوري انفجار بزرگ پيش بيني مي كند كه اين ذرات سبك احتمالا چند دقيقه بعد از انفجار بزرگ از پروتون ها و نوترون هاي با هم تركيب شده بوجود آمدند.

تششعات زمينه ريزموج كيهاني (CMB) : جهان اوليه بايستي بسيار گرم مي بود. تششعات زمينه ريزموج كيهاني بازمانده گرماي انفجار بزرگ است.

اين سه اثر قابل محاسبه به طور قوي تصور اين كه جهانمان از يك ماده چگال با ماده گازي گرم بخصوص بعد از پيش بيني مدل انفجار بزرگ بيرون آمده است

---

منبع: http://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_tests_exp.html

* آزمايش انفجار بزرگ : انبساط

- ادوين هابل:

مدل انفجار بزرگ همانطور كه براي جهان همگن اجرا شد يك نتيجه طبيعي از نسبيت عام انيشتين بود.هر چند در سال 1917 اين نظريه كه جهان در حال انبساط است بي معنا شناخته شد.بنابراين انيشتين ثابت كيهان شناسي را به عنوان اصطلاحي در تئوري نسبيت عام خود براي جهان ايستا اختراع كرد. در سال 1929 ادوين هابل اعلام كرد كه مشاهداتش در موردكهكشان هاي خارج كهكشان راه شيري نشان داد كه آنها با سرعت متناسب با فاصله شان از ما دور مي شوند. هر چه كهكشان دورتر باشد با سرعت بيشتري از ما دور مي شود. سر انجام ، جهان در حال انبساط است ، همان گونه كه نسبيت عام به طور اصلي پيش بيني كرد!  هابل مشاهده كرد كه نور يك كهكشان معلوم هر چه كهكشان دورتر از كهكشان ما باشد در طيف رنگ به سمت قرمز ميل مي كند .

- ثابت هابل:

شكل علمي قانون انبساط هابل مهم است: سرعت پس رفت متناسب با فاصله است. مدل كيك كشمشي انبساط شونده در سمت چپ توضيح مي دهد كه چرا مهم است. اگر تمام جهات كيكي در مدتي معين از زمان انبساط يابد ، كشكش ها دقيقا مانند قانون انبساط هابل از يكديگر فاصله مي گيرند.

در مدتي معين از زمان ، يك كشكش نزديك تر به طور نسبي كمتر از يك كشمش دورتر جا به جا مي شود – و اين رفتار توسط تمام تمام كشمش هاي كيك ديده مي شود. به بيان ديگر، قانون هابل همان چيزي است كه هر كس از جهان همگن انتظار دارد ، همان طوري كه تئوري انفجار بزرگ پيش بيني كرد. از اين گذشته هيچ كشمشي ، يا كهكشاني نمي تواند جاي خاصي را در جهان اشغال كند –مگر اين كه به لبه كيك بسيار نزديك شود كه در آنجا توافق مي شكند.

نتيجه WMAP اخير نشان مي دهد كه ثابت هابل 73.5 +/-3.2 (km/sec)/Mpc است. اگر اطلاعات WMAP با ساير اطلاعات كيهان شناسي مخلوط شود ، مناسبترين تقريب 70.8 +/- 1.6 (km/sec)/Mpc است.

 

 

» Post by: حامد At 11:12 | Topic : کهکشان | Post ID : 21 |

"تناقض اطلاعات" محيط اطراف سياهچاله براي چندين سال وقت فيزيكدانان را گرفت. استيفن هاوكينگ ،دانشگاه كمبريج در انگلستان، بيش از سه دهه اصرار داشت كه اطلاعاتي كه به همراه ذره توسط سياهچاله بلعيده مي شود، براي هميشه از دست مي رود، هرچند كه بر خلاف قوانين مكانيك كوانتومي است كه اطلاعات از بين بروند.

وقتي كه چهارسال پيش هاوكينگ يك تجديد نظر كرد-كه اطلاعات را مي توان دوباره به دست آورد- همگان متقاعد نشدند. ابهي اشتكار (abhay ashtekar)در دانشگاه پن استيت در ايالات متحده گفت: "ديدگاه كلي اين است كه صحبت هاوكينگ به قدر كافي توضيح داده نشده است.". اشتكار و همكارانش در پن استيت ادعا كرده اند كه يك مكانيزمي قابل اعتمادتري دارند كه مي توان اطلاعات در سياهچاله را حفظ كرد.

خيلي هم سياه نيست!
پارادوكس اطلاعات اولين بار در اوايل دهه 1970 وقتي كه هاوكينگ، برپايه كارهاي ياكوب بكنشتين در دانشگاه هيبريو در بيت المقدس، پيشنهاد كرد كه سياهچاله ها كاملا سياه نيستند، روي كار آمد. او نشان داد كه ذره و پاد ذره توليد شده در محيط پيرامون سياهچاله،افق رويداد، مي توانند كه جدا شوند. يكي گير مي افتد و ديگري مي تواند فرار كند كه به شكل تابش از سياهچاله نمايان مي شود.
كوانتوم بيان مي كند كه ذره ي گرفتار شده داراي انرژي منفي ،و طبق هم ارزي جرم-انرژي آينشتين E=mc^2 - و جرم منفي است. با ذره- انرژي منفي هاي متوالي، سياهچاله جرم از دست مي دهد يا همان "تبخير" مي شود. هاوكينگ گفت بعد از اين كه سياهچاله به طور كامل تبخير شد در پشت مركز بسيار چگال آن اطلاعات به طور كامل از دست خواهد رفت.

مفهوم پارادوكس اطلاعات در سال 1997، وقتي كه هاوكينگ با همكارش كيپ ترون در كالتچ در ايالات متحده، در مورد اين صحبت با جان پرسكيل در كالتچ شرط بندي كردند، بيش تر بالا گرفت. پرسكيل اعتقاد داشت كه با توجه به مكانيك كوانتومي اطلاعات غيرممكن است كه از بين برود چون اين مورد مانع برگشت پذيري معادلات مي شد. ولي در سال2004 هاوكينگ شرط را واگذار كرد و او الان باور كرده است كه اطلاعات برمي گردند هرچند در يك شكل ديگر.

نقطه ي چسبناك
تجديدنظر هاوكينگ نتوانست نظريه پردازان را متقاعد سازد. جداي از اين مسئله كه نظريه جديد او بر پايه رياضيات بنا شده است و مشخصا به فضا-زمان فيزيكي بستگي ندارد، اين مستقيما نشاني از بحث اصلي در مورد تكينگي نشان نمي دهد.

گروه پن استيت كه اشتكبار، ويكتور تاوراس و مادهاون واراداراجان(madhaven varadarajan) هم در آن هستند، ادعا مي كنند اين بحث را با نمايش دادن محاسبات يك سياهچاله در يك مدل دو بعدي، يكي زمان و يكي فضا، به پايان رسانده اند. "به نظر من اين يك سوال بسيار مهم را مي آورد." گفت استيون گيدينگز در دانشگاه كاليفرنيا در سانتاباربارا. "هرچند كه هاوكينگ اين شرط را واگذار كرد، ولي اين تئوري هنوز زنده است ولي بي سرپرست. اين كار جديد نشان مي دهد كه كنترل هاي بهتري را در مورد محاسبات دارد."

مزيت كار در دو بعد اين اجازه را به گرو اشتكار مي دهد كه معادلاتي را بنويسند تا گرانش سياهچاله رادر سيطره خودش بگيرد كه مي تواند استفاده از دو تقريب را ارزيابي كند. اول از همه "خود راه اندازي" است، كه خودش با استفاده از حدس هاي بهتر يك راه حل را پيدا مي كند. اشتكار هم چنين اين طور توضيح داد كه: "خود راه اندازي به اين كار مي آيد كه ثابت كنيم كه هندسه ي كوانتومي مي تواند كاملا عادي باشد وقتي كه هندسه ي كلاسيك به تكينگي برخورد مي كند".

ثانيه يك ميدان متوسط تخميني است كه راه حلي براي مناطق دور از مركز سياهچاله پيدا مي كند. در استفاده از اين گمان بود كه گروه اشتكبار متوجه شدند كه پيشروي منطقه ي داخلي كه داراي چگالي بسيار زيادي است، بسيار بيش تر از مقداري است كه قبلا با توجه به بحث هاي قديمي اندازه گرفته بودند-به اندازه اي بزرگ كه اجازه ي بازگرداني اطلاعات را بدهد.

متقاعد كننده نيست!
پرسكيل، كسي كه شرط بندي 2004 را از هاوكينگ برد و حتي به نظريه خودش هم مشكوك بود، تحقيقات پن استيت وي را متقاعد نكرده است- هم چنين فكر مي كند كه كاملا آن را مطالعه نكرده است. "من فكر مي كنم در سال 1994 با نمايش اين شكل از دست دادن اطلاعات پرونده اي بسيار قوي را در سياهچاله ها به وجود آورديم. من چگونگي دريافت هاي اشتكار را نمي بينم. تغييردادن نتيجه گيري، شايد من چيزي را ازدست داده باشم." ترون كه او هم نسبت به واگذاري هاوكينگ مشكوك بود، نظري را در اين مورد نداد چون با اين نوع خاص از ميدان ها آشنا نبود.

بقيه نظريه پردازان فكر مي كردند كه گروه اشتكار يك پيشرفت بسيار بزرگي را ساخته اند، به هر حال آن ها اين را هم اضافه كردند كه بحث هنوز به پايان نرسيده است. گيدينگز گفت: "بعد از چند بحث طولاني با آبهي، من هنوز متقاعد نشده ام كه آن ها نشان داده اند كه اطلاعات به بيرون مي آيند."

ست ليود در موسسه فناوري ماساچوست گفت:"بسيار جالب است!اين با قدرت بيان مي كند، هرچند كه ثابت نشده است كه تبخير سياهچاله ها در ابعاد 1+1، اطلاعات را نابود نمي كنندو تمام اطلاعات به محض اين كه سياهچاله تبخير مي شود فرار مي كنند  ...{ولي} خيلي واضح نيست كه اين استخراج در ابعاد 3+1 هم كار كند"

در مورد نويسنده مقاله:

جان كارترايت خبرنگار physicsworld.com است.

 

---

* منبع مقاله:http://physicsworld.com/cws/article/news/34239

---

* ترجمه و ارسال: "محمد نيك" - از اعضاي تيم علمي - تخصصي مترجمين هوپا 

---

* ارتباط با مترجم: اينجا را كليك كنيد

» Post by: حامد At 10:56 | Topic : سیاه چاله | Post ID : 20 |

دمای یک سیستم ویژگی است که تعیین می‌کند آیا یک سیستم با سیستم‌های دیگر در تعادل گرمایی قرار دارد یا خیر.



 

دید کلی

مفاهیم داغ و سرد برای انسان ، مانند هر موجود زنده دیگر ذاتی است و دمای محیط مجاور را بیلیونها عصبی که به سطح پوسته می‌رسند، به مغز خبر می‌دهند. اما پاسخ فیزیولوژیکی به دما اغلب گمراه کننده است و کسی که چشمش بسته است نمی‌تواند بگوید که آیا دستش با اتوی بسیار داغ ، سوخته یا به وسیله یک تکه یخ خشک شده است. در هر دو حالت احساسی پدید می‌آید، زیرا هر دو عینا پاسخ فیزیولوژیکی به آسیبی هستند که به نسج رسیده است.

یک آزمایش ساده

دو ظرف یکسان انتخاب کرده ، در یکی آب گرم و در دیگری آب سرد بریزید. حال یک دست خود را در آب گرم و دست دیگر را در آب سرد فرو برید. حال هر دو دست را در آب نیم‌گرم وارد کنید. احساس شما چیست؟

قطعا دستی که ابتدا در آب گرم بوده است، آب نیمگرم را سردتر و دست دیگر آن را گرمتر احساس خواهد کرد. بنابراین با این آزمایش ساده می‌توان نتیجه گرفت که قضاوت ما در مورد دما می‌تواند نسبتا گمراه کننده باشد. علاوه بر این گستره حس دمایی ما محدود است و ما به یک معیار معین و عددی برای تعیین دما نیاز داریم.

دماسنج‌های اولیه

نخستین وسیله واقعی علمی برای اندازه‌ گیری دما در سال 1592 توسط گالیله اختراع شد. وی برای این منظور یک بطری شیشه‌ای گردن‌باریک انتخاب کرده بود. بطری با آب رنگین تا نیمه پر شده و وارونه در یک ظرف محتوی آب رنگین قرار گرفته بود. با تغییر دما ، هوای محتوی شکم بطری منبسط یا منقبض می‌شد و ستون آب در گردن بطری بالا یا پایین می‌رفت. در این وسیله ، گالیله توجه نداشت که مقیاس برای سنجش دما بکار ببرد، بطوری که وسیله وی ، بیشتر جنبه دما نما داشت تا جنبه دماسنج.

در سال 1635 ، فردیناند توسکانی ، که به علوم علاقه‌مند بود، دماسنجی ساخت که درآن از الکل استفاده کرد و سر لوله را چنان محکم بست که الکل نتواند تبخیر شود. سرانجام ، در سال 1640 ، دانشمندان آکادمی لینچی ، در ایتالیا ، نمونه‌ای از دماسنج‌های جدیدی را ساختند که در آن جیوه به کار برده و هوا را دست کم تا حدودی ، از قسمت بالای لوله بسته خارج کرده بودند.

توجه به این نکته جالب است که در حدود نیم قرن طول کشید تا دماسنج کاملا تکامل یافت و حال آنکه میان کشف امواج الکترومغناطیسی و ساختن نخستین تلگراف بی‌سیم ، یا میان کشف اورانیوم و نخستین بمب اتمی چند سالی بیشتر طول نکشید.

اندازه‌ گیری دما

برای تعیین یک مقیاس تجربی دما ، سیستمی با مختصات xy را به عنوان استاندارد که ما آن را دماسنج می‌نامیم، انتخاب می‌کنیم و مجموعه قواعدی را برای نسبت دادن یک مقدار عددی به دمای وابسته به هر کدام از منحنیهای همدمای آن ، اختیار می‌کنیم. به هر سیستم دیگری که با دماسنج در تعادل گرمایی باشد، همین عدد را برای دما نسبت می‌دهیم.

قوانین گازها

همان وقت که اسحاق نیوتن در کمبریج درباره نور و جاذبه می‌اندیشید، یک نفر انگلیسی دیگر به نام رابرت بویل ، در آکسفورد سرگرم مطالعه در باب خواص مکانیکی و تراکم‌پذیری هوا و سایر گازها بود. بویل که خبر اختراع گلوله سربی اوتوفون گریکه را شنیده بود، طرح خویش را تکمیل کرد و دست به کار آزمایشهایی برای اندازه ‌گیری حجم هوا در فشار کم و زیاد شد.

نتیجه کارهای وی چیزی است که اکنون به قانون بویل-ماریوت معروف است و بیان می‌کند که حجم مقدار معینی از هر گاز در دمای معین با فشاری که بر آن گاز وارد می‌شود، بطور معکوس متناسب است با فشاری که بر آن گاز وارد می‌شود.

حدود یک قرن بعد ، ژوزف گیلوساک فرانسوی ، در ضمن مطالعه انبساط گازها ، قانون مهم دیگری پیدا کرد که بیان آن این است: فشار هر گاز محتوی در حجم معین به ازای هر یک درجه سانتیگراد افزایش دما ، به اندازه 273/1 حجم اولیه‌اش افزایش می‌یابد. همین قانون را یک فرانسوی دیگر به نام ژاک شارل ، دو سال پیش از آن کشف کرده بود و از این رو اغلب آن را قانون شارل-گیلوساک می‌نامند. این دو قانون مبنای ساخت دماسنجهای گازی قرار گرفت.



 

انواع دماسنجها

دماسنج گازی

جنس ، ساختمان و ابعاد دماسنج در ادارات و موسسات مختلف سراسر دنیا که این دستگاه را بکار می‌برند، تفاوت دارد و به طبیعت گاز و گستره دمایی که دماسنج برای آن در نظر گرفته شده است، بستگی دارد. این دماسنج شامل حبابی از جنس شیشه ، چینی ، کوارتز ، پلاتین یا پلاتین ـ ایریدیم ، ( بسته به گستره دمایی که دماسنج در آن بکار می‌رود )، می‌باشد که به وسیله یک لوله موئین به فشارسنج جیوه‌ای متصل است. این دماسنج براساس دو قانون ذکر شده در مورد گاز کامل کار می‌کند.

دماسنج با مقاومت الکتریکی

دماسنج مقاومتی به صورت یک سیم بلند و ظریف است، معمولا آن را به دور یک قاب نازک می‌پیچند تا از فشار ناشی از تغییر طول سیم که در اثر انقباض آن در موقع سرد شدن پیش می‌آید، جلوگیری کند. در شرایط ویژه می‌توان سیم را به دور جسمی که منظور اندازه گیری دمای آن است پیچید یا در داخل آن قرار داد.

در گستره دمای خیلی پایین ، دماسنجهای مقاومتی معمولا از مقاومتهای کوچک رادیویی با ترکیب کربن یا بلور ژرمانیوم که ناخالصی آن آرسنیک است و جسم حاصل در درون یک کپسول مسدود شده پر از هلیوم قرار دارد، تشکیل می‌شوند. این دماسنج را می‌توان بر روی سطح جسمی که بمنظور اندازه گیری دمای آن است سوار کرد یا در حفرهای که برای این منظور ایجاد شده است، قرار داد.

دماسنج مقاومتی پلاتین را می‌توان برای کارهای خیلی دقیق در گستره 253– تا 1200 درجه سانتیگراد بکار برد.

ترموکوپل

ترموکوپل وسیله دیگری است که برای اندازه‌ گیری دما مورد استفاده قرار می‌گیرد. در این نوع دماسنج از خاصیت انبساط و انقباض اجسام جامد استفاده می‌گردد. گستره یک ترموکوپل بستگی به موادی دارد که ترموکوپل از آن ساخته شده است. گستره یک ترموکوپل پلاتنیوم ـ رودیوم که 10 درصد پلاتینیوم دارد، از صفر تا 1600 درجه سانتیگراد است.

مزیت ترموکوپل در این است که بخاطر جرم کوچک ، خیلی سریع با سیستمی که اندازه‌ گیری دمای آن مورد نظر است، به حال تعادل گرمایی در می‌آید. لذا تغییرات دما به آسانی بر آن اثر می‌کند، ولی دقت دماسنج مقاومتی پلاتین را ندارد.

واحد اندازه‌ گیری دما

• کلوین: کلوین مقیاس بنیادی دما در علوم است که سایر مقیاسها بر حسب آن تعریف می‌شوند.
  
  
• سلیسیوس یا سانتیگراد: مقیاس سلیسیوس بر اساس نقطه سه گانه آب می‌باشد. اگر t نشان‌دهنده دمای سلیسیوس و T نشان‌دهنده دمای کلوین باشد، در اینصورت داریم: 273.15 - t =T
  
  
• فارنهایت: این مقیاس هنوز هم در بعضی از کشورهای انگلیسی‌زبان به کار می‌رود و در کارهای علمی استفاده نمی‌شود.

» Post by: حامد At 11:45 | Topic : ترمودینامیک | Post ID : 19 |

مقدمه

طبق نظریه ، نسبیت عام ، گرانش انحنا دهنده فضا - زمان است. فضای حول ستاره به نحو بارزی خم می‌شود در لحظه‌ای که هسته ستاره تبدیل به حفره سیاه می‌شود. این جرم خطوط فضا زمان را مانند پیله‌ای به دور خود می‌پیچد. امواج نوری کم تحت زوایای خاصی به سمت سیاهچاله روان می‌شود. در سطح کره‌ای که هم مرکز نقطه یکتایی سیاهچاله است، تجمع می‌کنند. در فاصله معینی از سیاهچاله که بسته به جرم ستاره رمبیده دارد، جاذبه آنچنان زیاد است که نور نمی‌تواند فرار کند، به این فاصله افق حادثه گفته می‌شود.

ساختار سیاهچاله‌ها

با حل استاتیک غیر چرخشی با تقارن کروی برای معادلات میدان انیشتین این نکته مشخص می‌شود که سیاهچاله‌ها که از یک سمت به صورت چاه عمل می‌کنند، در سطح دیگری بصورت چشمه عمل می‌کند. یعنی می‌تواند دو سطح مختلف فضا زمان را از جهانهای گوناگون یا دو نقطه بسیار دور از جهان خودمان را به هم متصل کند. که به این حالت کرم چاله یا پل انیشتین رزن گفته می‌شود.

سیاهچاله‌ها چگونه بوجود می‌آیند؟

هر چه ستاره‌های نوترونی بزرگتر باشد کشش جاذبه‌ای داخلی آن نیز بیشتر خواهد بود. در سال 1939 اوپنهایمر فکر کرد که نوترونها نمی‌توانند در برابر همه چیز مقاومت کنند. به نظر او اگر یک چیز در حال از هم پاشیدن بزرگتر از 2.3 برابر اندازه خورشید بود، آنگاه نه تنها الکترونها بلکه نوترونهای آن نیز در هم می‌شکست.

همچنین باید بدانیم که وقتی نوترونها در هم شکستند، دیگر هیچ چیز مطلقا وجود ندارد که از در هم پاشیدن ستاره جلوگیری کند. اگر شما خود را روی سطح یک توده در حال از هم پاشیدن تصور کنید، آنگاه شما با فرو ریختن آن جسم به مرکز آن نزدیکتر و نزدیکتر خواهید شد. و بنابراین نیروی جاذبه بیشتر و بیشتری را حس خواهید کرد. تا هنگامی که ستاره به مرحله کوتوله سفید برسد، شما بیش از 1.016 تن وزن پیدا خواهید کرد.







وقتی که ستاره به در هم پاشیدن ادامه داد و از مرحله ستاره نوترونی هم گذشت و بطور کامل از هم پاشید، وزن شما از 15000 میلیون تن بیشتر و بیشتر خواهد شد. اگر سیاهچاله به اندازه کافی به ما نزدیک بود، می‌توانستیم نیروی جاذبه بر آن را حس کنیم. اما وقتی یک سیاه چاله در میان ستاره‌ها خیلی دورتر از ما قرار دارد، آیا می‌توانیم وجود آنرا اثبات کنیم؟ برای این منظور اخترشناسان دو راه آشکار شدن حدس می‌زنند.

• اول از روی جرم سحابی برای مثال اگر آنها جرمهای تمام ستارگان موجود در یک خوشه ستاره‌ای مرئی بطور قابل ملاحظه‌ای کمتر از جرم خوشه وجود داشته باشد، مرکز کهکشانها به عنوان مکانهایی تلقی می‌شوند که در آنها سیاهچاله‌ها وجود دارند. زیرا چگالی مواد در آنجا زیاد است.
  
  
• راه دوم نیز این بوده که اگر چه hc سیاهچاله‌ها هیچ تشعشعی خارج نمی‌شود، اما چیزهایی که در سیاهچاله‌ها سقوط می‌کنند. به هنگام سقوط اشعه ایکس از خود منتشر می‌کنند و هر چیز کوچکی که در سیاهچاله‌ها سقوط کند تنها مقدار کمی اشعه ایکس از خود منتشر می‌کند. این مقدار برای کشف آن در فاصله میلیونها میلیون کیلومتری کافی نخواهد بود.
  
  

در سال 1971 یک دانشمند انگلیسی به نام استفن هاوکینگ عنوان کرد که این واقعه بوجود آمدن سیاهچاله‌ها هنگامی که جهان نخستین انفجار بزرگ خود را آغاز کرد اتفاق افتاده است. هنگامی که تمامی مواد تشکیل دهنده جهان منفجر شد، مقداری از این مواد آن چنان به هم فشرده شدند که تبدیل به سیاهچاله گشتند. وزن برخی از این سیاهچاله‌ها ممکن است به اندازه وزن یک سیاره کوچک و یا از آن کمتر باشد و وی آنها را سیاهچاله کوچک نامید.

نتایج تحقیقات هاوکینگ

• سیاهچاله‌ها می‌توانند وزن از دست بدهند.
  
  
• مقداری از انرژی جاذبه‌ای آنها در خارج از محدوده شعاع شوارتز شیلد ستاره به ذرات ماده تبدیل می‌شود.
  
  
• ممکن است این ذرات به فضای بیرون بگریزند از این طریق مقداری از مواد تشکیل دهنده سیاهچاله‌های بزرگ که به اندازه یک ستاره وزن دارند، برای تبخیر همه مواد تشکیل دهنده‌اش میلیونها میلیون سال وقت لازم است. در حالی که در این مدت خیلی بیشتر از این مقدار ماده به آن اضافه می‌شود. بنابراین هیچگاه از طریق تبخیر وزن آن کاسته نمی‌شود.
  
  
• هر چه سیاهچاله کوچکتر باشد سرعت تبخیر آن بیشتر است یک سیاهچاله کوچک واقعی باید بیشتر از مقدار ماده‌ای که به خود جذب می‌کند وزن از دست بدهد. بنابراین سیاهچاله کوچک باید بوسیله تبخیر کوچکتر و کوچکتر شود و بالاخره هنگامی که دیگر خیلی خیلی کوچک شد یک مرتبه تبخیر آن حالت انفجاری به خود گرفته و تشعشعاتی حتی با انرژی بیشتر از اشعه ایکس منتشر کند. اشعه منتشر شده از این طریق اشعه گاما خواهد بود.
  
  
• سیاهچاله‌های کوچکی که 15 میلیون سال پیش هنگام نخستین انفجار بزرگ جهان ایجاد شده‌اند، اکنون ممکن است در حال ناپدید شدن باشند. هاوکینگ اندازه اولیه آنها و نوع اشعه گامایی را که هنگام انفجار تولید می‌کنند، حساب کرد.

انواع سیاهچاله

1. شوارتس شیلد: ساده ترین نوع سیاهچاله‌هاست، بار و چرخش ندارد، تنها یک افق رویداد و یک فوتون کره دارد، از آن نمی توان انرژی استخراج کرد. شامل تکینگی ، نقطه‌ای است که در آن ماده تا چگالی نامحدود در هم فرو رفته است.
   
   
2. رایزنر- نورد شتروم: هم بار دارد وهم چرخش ، می تواند دو افق رویداد داشته باشد ، اما تنها یک فوتون کره دارد. شامل یک تکینگی نقطه ای است که وجود آن در طبیعت نامحتمل است، زیرا بارهای آن همدیگر را خنثی می کنند.
   
   
3. کر: چرخش دارد، اما بار ندارد. بیضی و از بیرونی حد استاتیک است. منطقه تیره میان افق رویداد و حد استاتیک ارگوسفر است، که می توان از آن انرژی استخراج کرد. می تواند دو افق رویداد و دو حد استاتیک داشته باشد. دو فوتون کره دارد. شامل یک تکینگی حلقه‌ای است.
4. کر- نیومان: هم بار دارد و هم چرخش ، همان سیاهچاله کر است، جز اینکه بار دارد، ساختارش شبیه ساختار سیاهچاله کر است. می‌توان از آن انرژی استخراج کرد. یک تکنیگی حلقه‌ای دارد.
   
   به نظر پژوهشگران چهارنوع سیاهچاله همچنانکه ذکر شد می تواند وجود داشته باشند. مهمترین موضوع در باب سیاه چاله آنست که ، بدانیم ماده در داخل سیاهچاله‌ای که حاصل آمده است در نهایت به چه سرنوشتی دچار می شود؟ اختر فیزیکدانان می‌گویند:
   
   اگر مقداری ماده به داخل حفره سیاه از قبیل آنچه که از یک ستاره وزین مرده بجای مانده بیندازید، نتیجه نهایی همواره الزاما یک چیز خواهد بود و تنها جرم ، بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویه ای که جسم با خود حمل می کند باقی خواهند ماند. اما اگر کل جهان به داخل حفره سیاه خود بیفتد، یعنی به شکل سیاهچاله در آید، دیگر حتی کمیاب بنیادی (جرم) ، بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویه ای نیز ناپدید می گردند.

مجهولات سیاهچاله‌ها

اگر ستاره شناسان بتوانند نوع پرتوهایی که هاوکینگ پیش بینی کرده است، شناسایی کنند، مدرک خوبی برای تأیید تشکیل و وجود سیاهچاله بدست خواهد آمد. اما تاکنون پرتوهای پیش بینی شده کشف نشده‌اند. با اینحال هر لحظه ممکن است این پرتوها شناسایی شوند. دلیل تابش اشعه ایکس از حفره سیاه این است که جرمی که توسط طوفانهای ستاره‌ای خود ستاره ، از سطح آن می‌گریزند، در فاصله مناسبی که به حفره سیاه رسیدند، توسط حفره شکار می‌شوند و در مداری به دور حفره شروع به چرخش کرده و به این ترتیب شکل یک دیسک عظیم را تشکیل می‌دهند.

با توجه به این نکته که لایه‌های داخلی‌تر دیسک سریعتر از لایه‌های خارجی می‌چرخند، در اثر اصطکاک لایه‌های مختلف دیسک گرم شده و شروع به تابش اشعه ایکس می‌کنند. به این دیسک ، دیسک تجمعی گفته می‌شود. این حالت برای اولین بار در ستاره دوتایی (دجاجه1-X) مشاهده شده است. احتمالا قطر خود حفره سیاه (قطر افق حادثه) 30 کیلومتر است و برای تمامی ستاره دوتایی سیاهچاله ساختمان به همین شکل است.

» Post by: حامد At 11:41 | Topic : سیاه چاله | Post ID : 18 |

در اصل، نظريه پرداران زماني مطالعات خودشان را بر روي سياه چاله ها متمركز كردند كه مي خواستند نظريه نسبيت عام انيشتين (كه بيان مي كرد كه چگونه جرم ناشي از اشيا از خميدگي فضا-زمان ناشي مي شود) را قبول كنند. پس از آن در سال 1974 فيزيكدان دانشكاه كمبريج، استفن هاوكينگ بر پايه كار ياكوب بكنشتينJacob Bekenstein نشان داد كه مكانيك كوانتومي را بايد با نسبيت عام پيوند دهيم.

هاوكينگ پيشنهاد داد كه لبه ي منطقه اي كه ديگر نور هم نمي تواند از آن بگذرد-افق رويداد- خودش مي بايستي ذراتي مانند نوترينو يا فوتون را منتشر كند. در مكانيك كوانتومي، اصل عدم قطعيت هايزنبرگ به ذرات اجازه مي دهد كه از مناطق خلا در هر زماني خارج شوند، اگر چه معمولا خيلي سريع بعد از آن از بين مي روند. ولي اگر دو ذره يكي در منطقه افق رويداد و ديگري بيرون از آن باشد آن گاه ذره اي كه در داخل محدوده ي افق رويداد باشد توسط سياه چاله جذب خواهد شد و ديگري كه بيرون از محدوده است مي تواند به راحتي حركت كند. براي ناظر در اين حالت سياه چاله همانند يك جسم حرارتي و اين ذرات "تابش هاوكينگ" سياه چاله خواهند بود.

اين در نظريه و تئوري خوب عمل مي كند ولي در واقعيت و عملي، تابش هاي هاوكينگ خيلي ضعيف تر از آن هستند كه بتوان بر روي تابش هاي دراي نويز پس زمينه اي كيهانيCMB كه از زمان بيگ بنگ تا به حال به جا مانده اند آن ها را مشخص كرد.سياه چاله ها بسيار سرد هستند. حتي كوچك ترين سياه چاله ها، كه با توجه به هاوكينگ مي بايست گرم ترين دما را داشته باشند باز هم 8 برابر از CMB سردتر است.

به خاطر مواجه شدن با اين مشكلات فيزيكدانان اين تصميم را گرفتند تا يك سياه چاله ي گرم تر را در آزمايشگاه ها بسازند. مشخصا جمع آوري يك مقدار بسيار بزرگ گرانش در يك جا بسيار خطرناك است و غيرممكن است كه بتوان به آن نزديك شد.سياه چاله هاي مصنوعي را مي توانيم بر پايه سيستمي شبيه به حالتي كه خميدگي فضا-زمان توسط پارامتري ديگر كه از انتقال موج متاثر مي شود، بسازيم.

"ما نمي توانيم قوانين گرانشي را در محيط خودمان عوض كنيم."اين را Ulf Leonhardt در دانشگاه سنت آنريوز University of St Andrews در انگلستان به physicsworld.com گفت. "ولي ما مي توانيم پارامتر هاي متشابه در يك سيستم منقبض شده را عوض كنيم." گروه لئونارد در سنت آندريوز اولين گروهي هستند كه مي خواهند يك سياه چاله اي مصنوعي بسازند تا تابش هاوكينگ را بتوان به وسيله ي آن مشخص كرد.

فيزيك ماهي شكل !

ايده ي استفاده از سيستم هاي مشابه اولين بار توسط ويليام آنروWilliam Unruh در دانشگاه بريتيش كلمبيا در سال1981 مطرح شد. او تصور كرد كه يك ماهي بر خلاف جهت جريان آب قصد گريز از آبشاري را دارد كه ما در اين حالت آبشار را به عنوان سياه چاله فرض كرده ايم.و در يك منطقه نزديك به آبشار جريان آب آن قدر شدت مي يابد كه ديگر ماهي قدرت گريز را نخواهد داشت مانند يك افق رويداد. آنرو همچنين تصور كرد كه چه اتفاقي خواهد افتاد اگر موج هايي از طرف دريا به طرف دهانه ي رود روانه شوند.چون جريان در بالادست رود قوي تر مي شود، امواج فقط مي توانند تا يك جاي معيني بالا بيايند(برخلاف جهت جريان آب) و بعد برگشت مي خورند(در جهت جريان آب). در اين حالت رود به يك سفيدچاله تبديل مي شود و هيچ چيز نمي تواند به آن واردشود.

در آزمايش سنت آندريوز، كه از ضريب شكست يك فيبر نوري به عنوان ميدان گرانشي استفاده شد هم سياه و هم سفيد چاله را در بر مي گيرد. در اين جا ما به اين نكته بايد توجه كنيم كه سرعت نور در حالت عادي فقط به طول موج بستگي ندارد بلكه به ضريب شكست محيط هم بستگي دارد.


گروه كار خودشان را اين گونه آغاز كردند كه با فرستادن يك پالس نوري در فيبر نوري با استفاده از نتيجه اثر كر ضريب شكست محيط را اصلاح كردند. كم تر از يك ثانيه بعد آن ها يك نور آزمايشي را مي فرستند كه داراي طول موجي بلند است تا پالس نور را بگيرد. ولي با توجه به ضريب شكست اصلاح شده ي محيط اطراف پالس نوري، نور آزمايشي ما هميشه به اندازه ي كافي دچار كاهش سرعت مي شود تا مانع پيشي گرفتن از پالس نوري بشود-بنابراين پالس مانند يك سفيدچاله مي ماند. حال اگر گروه نور آزمايشي را از طرف مخالف بفرستد آن گاه نور آزمايشي به پالس نوري مي رسد ولي نمي تواند از آن عبور كند-بنابراين پالس نوري مانند يك سياه چاله مي شود.

در حالي كه ما معتقديم كه تابش هاوكينگ توسط سياه چاله هاي گرانشي ايجاد مي شوند حداقل خواصي كه ما براي ايجاد آن در آزمايشگاهمان بدان نيازمنديم چيست؟
ريناد پارنتاني، دانشگاه پاريس-سودRenaud Parentani, University Paris-Sud



پشت افق رويداد

لئونارد و هم گروهانش ثابت كردند كه افق رويداد سياه و سفيد چاله هايمان را مي توانيم با مشخص كردن سرعت نور آزمايشيمان كه هيچ گاه بيش تر از سرعت پالس نوري نمي شود، تعيين كنيم. مهمم تر از آن، آن ها اين را هم محاسبه كردند كه بايد ممكن باشد كه ذرات تابش هاوكينگ ايجاد شده در دو طرف افق رويداد را با فيلتر كردن نور هاي باقي مانده در دو طرف فيبر، مشخص كنيم.
مشخص كردن تابش هاوكينگ به فيزيكدانان كمك خواهد كرد تا پلي ميان شكاف موجود بين نسبيت عام و مكانيك كوانتمي ايجاد كنند، دو نظريه اي كه هنوز كامل نشده است. همچنين اين آزمايش مي تواند به فيزيكدانان كمك كند تا راز هاي موجود در طول موج فوتون هاي تابشي از افق رويداد را بررسي كنند كه تصور مي شود كه از صفر شروع شود قبل از اين كه تقريبا بينهايت فشرده شود توسط گرانش.
با اين وجود، ريناد پارنتاني معتقد است كه ممكن است در مدل هاي آينده ي سيستم هاي گروهي ممكن است ما تابش يك افق رويداد را ببينيم. تابش ممكن نيست كه تمام ويژگي هايي را كه ما از يك تابش هاوكينگي كه توسط يك سياه چاله ي اخترفيزيكي انتظار داريم داشته باشد را دارا باشد. براي مثال فيبر نوري به خاطر تجزيه ي نور و پراكندگي داراي محدوديت هايي است يعني طول موج فوتون هاي توليد شده در افق رويداد خيلي فشرده نخواهند بود. پارنتي پرسيد "در حالي كه ما معتقديم كه تابش هاوكينگ توسط سياه چاله هاي گرانشي ايجاد مي شوند حداقل خواصي كه ما براي ايجاد آن در آزمايشگاهمان بدان نيازمنديم چيست؟". "جواب حتي در تئوري هم مشخص نيست. ولي اين آزمايشات به ما جسارت اين را مي دهد تا بر روي مسئله عميق تر توجه كنيم."

منبع:جان كارترايت Jon Cartwright خبرنگار physicsworld.com
www.hshco.pib.ir
* منبع مقاله: http://physicsworld.com/cws/article/news/33256

» Post by: حامد At 11:34 | Topic : سیاه چاله | Post ID : 17 |