تفاوت میان نسخه‌های «آشنایی با نسبیت عام»

کمی اصلاح
(کمی اصلاح)
 
=== از شتاب تا هندسه ===
اینشتین، هنگام بررسی هم‌ارزیِ گرانش با شتاب و نیز نقش نیروهای کشندی، چندین شباهت با [[هندسه]] [[سطح (هندسه)|سطوح]] پیدا کرد. یک نمونه تبدیل شدن چارچوب مرجع لَخت (که در آن ذرات در امتداد خطوط مستقیم و با سرعت ثابت حرکت می‌کنند) به چارچوب مرجع چرخان (که در آن‌ها عبارات اضافه‌ای برای در نظر گرفتن [[شبه‌نیرو|شبه‌نیروها]] وارد معادلات حرکت می‌شوند) است: این تغییر، همانندگذارهمانند گذار از [[دستگاه مختصات دکارتی]] (که خطوط مختصات، خطوطی مستقیم‌اند) به [[مختصات خمیده‌خط]] (که خطوط مختصات الزاماً مستقیم نیستند) است.
 
یک شباهت عمیق‌تر، نیروهای کشندی را به یک ویژگیِ سطوح به نام [[انحنا]] مرتبط می‌کند. در یک میدان گرانشی و در یک دستگاه مرجع در حال سقوط آزاد، می‌توان اثرات ناشی از حضور گرانش را با در نظر گرفتن نیروهای کشندی به حساب آورد. به‌طور مشابه، حضور یا عدم حضور انحنا در یک فضا، تعیین می‌کند که یک ''سطح''، یک ''صفحه'' است یا خیر. در تابستان ۱۹۱۲ ،اینشتین که این شباهت‌ها را دریافته بود شروع به جستجو برای یک فرمول‌بندی هندسی برای گرانش نمود.<ref>نیروهای کشندی و تعبیر هندسی آن‌ها در فصل ۵ {{Harvnb|Wheeler|1990}} توضیح داده شده‌اند. این مرحله از توسعهٔ نظریه از لحاظ تاریخی در {{Harvnb|Pais|1982|loc=section 12b}} دنبال شده‌است.</ref>
 
=== مفهوم خمیدگی فضازمان ===
خمیدگی فضازمان یکی از کمیت‌های اساسی نظریه نسبیت عام است. برای شروع بحث دربارۀ معنای خمیدگی فضازمان این سؤال را مطرح می‌کنیم: چگونه می‌توان به خمیدگی فضازمان پی برد؟ فضازمان یک فضای چهاربعدی است و تصور آن دشوار است؛ برای به دست آوردن تصویری از مفهوم خمیدگی یک ''فضا'' در حالت کلی ،کلی، سطح زمین را که فضایی دو بعدی است در نظر بگیرید. برای فهمیدن اینکه سطح زمین خمیده است، می‌توان به سادگی زمین را ترک کرد و از درون هواپیما یا از فضا خمیدگی آن را مشاهده کرد. اما فرض کنید موجودی دوبعدی (یا، به‌طور تقریبی، بسیار کوچک مانند یک مورچه) که ''نمی‌تواند از فضای سطح زمین خارج شود'' سعی در بررسی خمیدگی این فضا دارد. همان‌طور که در تصویر سمت چپ نمایش داده شده‌است، این موجودات می‌توانند با ترسیم یک مثلث و اندازه‌گیری زاویه‌های درون آن ـ که بیشتر از ۱۸۰ درجه خواهد بود ـ یا به‌طور معادل، با رسم دو خط که در استوا موازی‌اند و در قطب‌ها به هم می‌رسند (برخلاف هندسۀ اقلیدسی، که با سطوح بدون خمیدگی سروکار دارد ) به وجود انحنا در سطح با همان خمیدگی آن پی ببرند.
 
همانند این موجودات دوبعدی که در فضای دوبعدی سطح زمین قرار دارند و قادر به ترک این فضا نیستند، ما نیز در فضازمان زندگی می‌کنیم و امکان ترک آن برای ما وجود ندارد. آن موجودات می‌توانند از اطلاعاتی که به دست می‌آورند به خمیدگی فضازمان پی ببرند، ما نیز می‌توانیم با اطلاعاتی که در دست داریم به خمیدگی فضازمان پی ببریم.
[[پرونده:Newtonianvseinsteinianorbits.gif|بندانگشتی|راست|200px|مدار نیوتونی (قرمز) در برابر مدار اینشتینی (آبی) برای یک تک‌سیاره که به دور یک ستارهٔ کروی می‌گردد. برای نمایشِ پویایِ تصویر، روی آن کلیک کنید.]]
* گرانش نیوتونی پیش‌بینی می‌کند که [[مدار (سیاره)|مداری]] که یک تک‌سیاره به دور ستاره‌ای کاملاً کروی دنبال می‌کند باید یک [[بیضی]] باشد.<ref>{{یادکرد وب |نویسنده = |نشانی=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/980104a.html |عنوان=why aren't the planets' orbits circular? | ناشر = NASA|تاریخ = |تاریخ بازبینی=|پیوند بایگانی=http://www.webcitation.org/6IcUPAUEO|تاریخ بایگانی=August 4 2013}}</ref> نظریهٔ اینشتین منحنی پیچیده‌تری را پیش‌بینی می‌کند: سیاره همانند وقتی که یک بیضی را دنبال می‌کرد رفتار می‌کند، اما به‌طور همزمان، خودِ بیضی به آرامی در حال چرخش به دورِ ستاره است. در نمودار سمت راست، بیضی پیش‌بینی شده توسط نظریهٔ نیوتون به رنگ قرمز و نمودار پیش‌بینی شده توسط نظریهٔ اینشتین به رنگ آبی نشان داده‌شده‌است. برای سیاره‌ای که به دور [[خورشید]] می‌چرخد این اختلاف با نظریهٔ نیوتونی، [[آزمون‌های نسبیت عام#حرکت تقدیمی حضیض خورشیدی سیاره تیر|تغییر غیرعادی حضیض خورشیدی]] نامیده می‌شود. اولین بار این پدیده در سال ۱۸۵۹ برای [[تیر (سیاره)|سیارهٔ تیر]] مشاهده شد. دقیق‌ترین داده‌های به دست آمده از مدارهای تیر و سایر سیاره‌ها تا به امروز، بین سال‌های ۱۹۶۶ و ۱۹۹۰ و با استفاده از [[رادیو تلسکوپ|رادیو تلسکوپها]] به دست آمدند. نسبیت عام این اثر را برای مدار سیاره‌هایی که با دقت بسیار اندازه‌گیری شده‌اند به درستی پیش‌بینی می‌کند.<ref>به‌طور دقیق‌تر این‌ها اندازه‌گیری‌های [[تداخل خط پایه بسیار طولانی]] موقعیت سیاره‌ای هستند. فصل ۵ {{Harvnb|Will|1993}} و قسمت ۳٫۵ {{Harvnb|Will|2006}} را ببینید.</ref>([[زمین]]، [[زهره]] و [[تیر (سیاره)|تیر]])
* طبق نسبیت عام، نور هنگام حرکت در یک میدان گرانشی، در خط مستقیم سیر نمی‌کند. بلکه مسیر آن توسط اجسام سنگین خم می‌شود. به‌طور خاص، نور ستارگان هنگام گذر از کنار خورشید منحرف می‌شود، به‌طوری‌که در موقعیت ظاهری ستارگان در آسمان شب، ۱٫۷۵ [[دقیقه قوسی|ثانیهٔ قوسی]] تفاوت ایجاد می‌کند.(یک ثانیه قوسی برابر ۱/۳۶۰۰ درجه است.) در چارچوب گرانش نیوتونی، با یک ابتکار می‌توان خم شدن نور را نتیجه گرفت که نتیجهٔ آن خم شدن نور به میزان نیمی از عدد یاد شده‌است.<ref>محاسبه میزان خم شدن نور با استفاده از نظریه نیوتونی و نیز نسبیت عام، در {{Harvnb|Soares|2009}} آورده شده‌است.</ref> این پیش‌بینی‌ها را می‌توان با مشاهدهٔ نور ستارگانی که نزدیک به خورشید دیده‌می‌شوند، هنگام یک [[خورشیدگرفتگی]] آزمود. در همین راستا، گروهی تحقیقاتی به رهبری [[آرتور استنلی ادینگتون]] در سال ۱۹۱۹، طی [[خورشیدگرفتگی ۲۹ مه ۱۹۱۹]] در غرب آفریقا، درستیِ پیش‌بینی نظریهٔ اینشتین و نادرستی پیش‌بینیِ نیوتونی را تأیید کرد. نتایج ادینگتون چندان دقیق نبودند، مشاهدات بَعدی از خم شدن نور گسیل‌شده از [[اختروش|اختروش‌های]] دوردست توسط خورشید، با بهره‌گیری از روش‌های بسیار دقیق [[ستاره‌شناسی رادیویی]]، نتایج اینشتین را با دقت بسیار بالاتری تأیید کردند. (اولین این مشاهدات در سال ۱۹۶۷ انجام گرفت و آخرین آن‌ها تاکنون مربوط به سال ۲۰۰۴ بوده‌است.)<ref>برای مشاهدهٔ اندازه‌گیری‌های تاریخی، صفحات ۱۸۲ تا ۱۸۷ از {{Harvnb|Hartl|2005}} ، صفحات ۱۷۸ تا ۱۸۱ از {{Harvnb|Kennefick|2005}} و {{Harvnb|Kennefick|2007}} را ببینید. محاسبات اصلی [[سالدنر]] در چارچوب نظریهٔ نیوتون در {{Harvnb|Soldner|1804}} آمده‌است. برای دقیق‌ترین اندازه‌گیری‌ها تا به امروز {{Harvnb|Bertotti|2005}} را ببینید.</ref>
* [[انتقال به سرخ گرانشی]]، نخستین بار در آزمایشگاه و توسط [[آزمایش پوند-ربکا|پوند و ربکا]] اندازه‌گیری شد. همچنین در اندازه‌گیری‌های اخترفیزیکی نیز، به خصوص در مورد نور گسیل شده از [[کوتوله سفید]] [[شباهنگ (ستاره)|شباهنگ (Sirius B)]] مشاهده و اندازه‌گیری شده‌است. برخی اثرات مرتبط، نظیر [[اتساع زمان گرانشی]] نیز بررسی شده‌اند. برای مثال، اتساع زمان گرانشی با بردن [[ساعت اتمی|ساعت‌های اتمی]] به ارتفاع‌های ۱۰ تا ۱۰ها هزار کیلومتری از سطح دریا، آزموده شده‌است. (نخستین بار توسط [[آزمایش هیفل-کیتینگ|هافل و کیتینگ]] در سال ۱۹۷۱ و دقیق‌ترین بار تا به امروز توسط [[کاوشگر گرانش A]] در سال ۱۹۷۶ )<ref>{{Harvnb|Kennefick|2005}} و فصل ۳ {{Harvnb|Will|1993}}را ببینید. برای اندازه‌گیری‌های بر اساس [[شباهنگ (ستاره)|ستارهٔ شباهنگ]]، {{Harvnb|Trimble|Barstow|2007}} را ببینید.</ref>
 
 
برخی از انواعِ سیاه‌چاله‌ها، مرحلهٔ پایانیِ [[تکامل ستارگان|تحول ستارگان]] پرجرم هستند. پس از تبدیل شدن همۀ [[هیدروژن]] ستاره به [[هلیوم]] و بعد به عناصر سنگین‌تر بر اثر فرایند [[گداخت هسته‌ای]] درون ستاره، در صورتی که جرم ستاره بیش از ۱۰ تا ۲۵ برابر جرم [[خورشید]] باشد
<ref>{{پک|Schild|Maeder|1985|ف=The initial mass limit for neutron star and black hole formation|زبان=en}}</ref>، ستاره به درون خود فرو می‌ریزد و نیروهای دافعه بین ذرات زیراتمی نیز نمی‌توانند این رمبش را متوقف کنند. در پایان، در صورتی که جرم ستاره نوترونی حاصل بیش از ۲ تا ۳ برابر جرم خورشید باشد<ref>{{پک|Margalit|Metzger|2017|ف=Constraining the Maximum Mass of Neutron Stars from Multi-messenger Observations of GW170817|زبان=en|نقطه = نه}}{{پک|Bombaci|1996|ف=The maximum mass of a neutron star|زبان=en}}</ref> باقی‌مانده ستاره به یک سیاه‌چاله تبدیل خواهد شد. جرم سیاه‌چاله‌هایی که از این طریق تشکیل می‌شوند بین پنج تا چند ده برابر جرم خورشید است. از طرفی، راه دیگری نیز برای شکل‌گیری سیاه‌چاله‌های بسیار پرجرم‌تر وجود دارد. این سیاه‌چاله‌ها که [[سیاه‌چاله کلان‌جرم|سیاه‌چاله‌های کلان‌جرم]] نامیده شده‌اند، از رمبش گرانشی یک خوشۀ ستاره‌ای بسیار بزرگ ایجاد می‌شوند. این سیاه‌چاله‌ها می‌توانند جرمی از مرتبهٔ [[۱۰۰۰ (عدد)|هزاران]] یا [[۱۰۰۰۰۰۰۰۰۰ (عدد)|میلیاردها]] برابر خورشید داشته باشند. گمان می‌رود که که در مرکز هر کهکشان، یک سیاه‌چاله از این نوع موجود باشد. برای مثال سیاه‌چاله قرار گرفته در مرکز [[کهکشان راه شیری]] دارای جرمی در حدود ۴٫۳ میلیون برابر جرم خورشید است<ref>{{پک|Gillessen|2009|ف=MONITORING STELLAR ORBITS AROUND THE MASSIVE BLACK HOLE IN THE GALACTIC CENTER|زبان=en}}</ref>. این سیاه‌چاله‌ها نقشی کلیدی در مدل‌های فعلی شکل‌گیری کهکشان‌ها در میلیاردها سال گذشته ایفا می‌کنند.<ref>برای مشاهدهٔ تاریخچه‌ای از فیزیک سیاه‌چاله‌ها از ابتدا تا کنون، نوشتار بسیار خواندنی {{Harvnb|Thorne|1994}}، به خصوص قسمت پیش‌گفتار و فصل ۴ را ببینید. برای بحث به‌روزی از نقش سیاه‌چاله‌ها در شکل‌گیری ساختار (کهکشان‌ها)، {{Harvnb|Springel|2005}} را ببینید. خلاصهٔ مختصری را می‌توان در مقالهٔ {{Harvnb|Gnedin|2005}} یافت.</ref><ref>{{یادکرد وب |نویسنده = |نشانی=http://superstringtheory.com/blackh/blackh1a.html |عنوان=Gravitational Collapse | ناشر = |تاریخ = |تاریخ بازبینی=August 4 2013 |پیوند بایگانی=http://www.webcitation.org/6Ibe1esjw |تاریخ بایگانی=August 4 2013}}</ref>
<ref>{{پک|Schild|Maeder|1985|ف=The initial mass limit for neutron star and black hole formation|زبان=en}}</ref>
، ستاره به درون خود فرو می‌ریزد و نیروهای دافعه بین ذرات زیراتمی نیز نمی‌توانند این رمبش را متوقف کنند. در پایان، در صورتی که جرم ستاره نوترونی حاصل بیش از ۲ تا ۳ برابر جرم خورشید باشد<ref>{{پک|Margalit|Metzger|2017|ف=Constraining the Maximum Mass of Neutron Stars from Multi-messenger Observations of GW170817|زبان=en|نقطه = نه}}{{پک|Bombaci|1996|ف=The maximum mass of a neutron star|زبان=en}}</ref> باقی‌مانده ستاره به یک سیاه‌چاله تبدیل خواهد شد. جرم سیاه‌چاله‌هایی که از این طریق تشکیل می‌شوند بین پنج تا چند ده برابر جرم خورشید است. از طرفی، راه دیگری نیز برای شکل‌گیری سیاه‌چاله‌های بسیار پرجرم‌تر وجود دارد. این سیاه‌چاله‌ها که [[سیاه‌چاله کلان‌جرم|سیاه‌چاله‌های کلان‌جرم]] نامیده شده‌اند، از رمبش گرانشی یک خوشۀ ستاره‌ای بسیار بزرگ ایجاد می‌شوند. این سیاه‌چاله‌ها می‌توانند جرمی از مرتبهٔ [[۱۰۰۰ (عدد)|هزاران]] یا [[۱۰۰۰۰۰۰۰۰۰ (عدد)|میلیاردها]] برابر خورشید داشته باشند. گمان می‌رود که که در مرکز هر کهکشان، یک سیاه‌چاله از این نوع موجود باشد. برای مثال سیاه‌چاله قرار گرفته در مرکز [[کهکشان راه شیری]] دارای جرمی در حدود ۴٫۳ میلیون برابر جرم خورشید است<ref>{{پک|Gillessen|2009|ف=MONITORING STELLAR ORBITS AROUND THE MASSIVE BLACK HOLE IN THE GALACTIC CENTER|زبان=en}}</ref>. این سیاه‌چاله‌ها نقشی کلیدی در مدل‌های فعلی شکل‌گیری کهکشان‌ها در میلیاردها سال گذشته ایفا می‌کنند.<ref>برای مشاهدهٔ تاریخچه‌ای از فیزیک سیاه‌چاله‌ها از ابتدا تا کنون، نوشتار بسیار خواندنی {{Harvnb|Thorne|1994}}، به خصوص قسمت پیش‌گفتار و فصل ۴ را ببینید. برای بحث به‌روزی از نقش سیاه‌چاله‌ها در شکل‌گیری ساختار (کهکشان‌ها)، {{Harvnb|Springel|2005}} را ببینید. خلاصهٔ مختصری را می‌توان در مقالهٔ {{Harvnb|Gnedin|2005}} یافت.</ref><ref>{{یادکرد وب |نویسنده = |نشانی=http://superstringtheory.com/blackh/blackh1a.html |عنوان=Gravitational Collapse | ناشر = |تاریخ = |تاریخ بازبینی=August 4 2013 |پیوند بایگانی=http://www.webcitation.org/6Ibe1esjw |تاریخ بایگانی=August 4 2013}}</ref>
 
سقوط ماده در یک سیاه‌چاله، فرایندی است که بازده گسیل انرژی به صورت تابش در آن بسیار بالاست. یک توده گاز در حال سقوط در یک سیاه‌چاله از فاصله دور، حدود ۱۰ درصد از جرم-انرژی خود را به صورت تابش گسیل می‌کند. این عدد حدود ۱۰ تا ۲۰ برابر بیشتر از نسبت انرژی آزاد شده بر واحد جرم برای فرایند گداخت هسته‌ای است.<ref name="astro.umd.edu"/> سقوط ماده در سیاه‌چاله‌ها فرایندی است که مسئول بسیاری از پدیده‌های نجومی تلقی می‌شود. مثال‌های مهم و بااهمیت در نظر ستاره‌شناسان عبارتند از [[اختروش|اختروش‌ها]] و دیگر انواع [[هسته کهکشانی فعال]]. در شرایط خاصی، مادهٔ سقوط‌کننده و تجمع‌کننده در اطراف سیاه‌چاله می‌تواند به ایجاد [[جت نسبیتی|جت]] بینجامد، که در آن، شعاع‌های ماده با سرعت‌هایی نزدیک به [[سرعت نور]] به فضای اطراف پرتاب می‌شوند.<ref>فصل ۸ {{Harvnb|Sparke|Gallagher|2007}} و صفحات ۵۲ تا ۵۷ از {{Harvnb|Disney|1998}} را ببینید. بحث جامع دیگری که ریاضیات چندانی هم ندارد، در {{Harvnb|Fabian|1999}} آمده‌است.</ref>