یکصدسال چیرگی نسبیت عام

با گذشت واپسین روزهای ماه نوامبر سال میلادی جاری، یکصد سال تمام از طرح نظریه نسبیت عام سپری خواهد شد؛ نظریه‌ای با یک کارنامه درخشان از قبولی در انواع آزمایشاتی که در این یک قرن با دقتی هرچه‌‌تمام‌تر آن را محک زده‌اند؛ و نیز از دو شالوده‌ای که هم‌اینک بنای رفیع فیزیک نظری را به دوش می‌کشند.

اولین اعلان عمومی این دستاورد دوران‌ساز اینشتین (با همکاری دوست ریاضیدانش مارسل گروسمان)، طی سخنرانی‌هایی توسط او در روزهای چهارم، یازدهم، هجدهم، و بیست و پنجم نوامبر ۱۹۱۵ در برلین رقم خورد – آن‌هم در استناد به نظریه‌ای که در آن مقطع هنوز یک “Entwurf” (طرح‌واره) نامیده می‌شد. این «طرح‌واره»، رفته‌رفته با قالب‌های متفاوتی که طی چندین دهه بعدی به خود گرفت، اساسی تازه برای فیزیک و کیهان‌شناسی مدرن فراهم ساخت تا هم‌اینک آن را در زمره موفق‌ترین نظریات تاریخ علم به شمار آوریم. در این مقاله از دلایل اهمیت این نظریه، و دلالت‌های معرفت‌شناختی آن در صورت‌بندی یک جهان پسانیوتونی خواهیم خواند.

بازتاب پرتره آلبرت اینشتین در کره‌ای از جنس سیلیس، به‌کاررفته در یکی از ژیروسکوپ‌های مستقر بر ماهواره Gravity Probe B، که در سال ۲۰۰۵، به اثبات تجربی یکی از پیش‌بینی‌های کلیدی نظریه نسبیت عام موسوم به «اثر کشش چارچوب» (frame-dragging effect) پرداخت. در آن مقطع، این گوی‌ها، دقیق‌ترین کره‌های تولیدشده به دست انسان، با انحرافی معادل تنها ۴۰ اتم از یک کره کامل بودند / منبع: ناسا.

در روایت‌های متداول از تاریخ علم، از نسبیت عام اغلب به‌عنوان نظریه‌ای صرفاً دقیق‌تر از مکانیک نیوتونی یاد می‌شود، و به ندرت از اختلاف سطح واقع‌نمایی (یا میزان وفادار بودن نظریه به واقعیت فیزیکی) در این دو جهان‌بینی سخنی به میان آید. به عبارت دیگر، از نسبیت عام معمولاً به‌عنوان نظریه‌ای یاد می‌شود که تنها به درد توصیف رفتار اجسامی می‌خورد که با سرعت‌هایی نزدیک به سرعت نور در حرکت‌اند، یا که در مجاورت میدان‌های شدید گرانشی قرار دارند – به‌طوریکه می‌توان در شرح رفتار اشیاء تحت شرایط یک جهان کلاسیک به همان توصیفات مکانیک نیوتونی بسنده کرد.

اما می‌دانیم که برخلاف این دید ابزارگرایانه، چیزی به نام «جهان کلاسیک» امروزه آن واقعیتی را ندارد که هم‌اینک از دریچه نسبیت عام شناخته‌ایم. واقعیتی که در ظرف توصیفات مکانیک نیوتونی بگنجد، امروزه بیشتر به واقعیت اشیای پراکنده در فضاهای خلوت و نامأنوسنقاشی‌های جورجیو دی‌چیریکو شباهت دارد: اگرچه این اشیاء به خودی خود واقعیت دارند و به دقت توصیف شده‌اند، اما چنانچه از دور، همه را یک‌جا بنگریم، آنچه خواهیم دید، کلاژ ناهمگونی از اشیایی آشنا در یک پس‌زمینه عریان و خنثاست.

این پس‌زمینه، همان تلقی نیوتونی از مفاهیم «فضا» و «زمان» است، که در یک جهان کلاسیک هرگز به خودی خود پرسشی برنمی‌انگیزند، چراکه به مثابه دو موجودیت مطلق و از-پیش‌-موجود، و همچون دو محور ثابت یک دستگاه مختصات ازلی-ابدی پنداشته می‌شوند.

اما اختلاف فاحش سطح واقع‌نمایی مکانیک نیوتونی و نسبیت عام هنگامی آشکار می‌شود که بدانیم از نقطه‌نظر نسبیت عام، همان دستگاه مختصات ثابتی که در یک جهان کلاسیک صرفاً نقش واسط مفهومی بین واقعیت و مدل‌های فیزیکی را بازی می‌کند، به یک «سطح» انعطاف‌‌پذیر بدل می‌شود که واجد عینیتی منحصربه‌فرد برای خود همچون سایر اشیای فیزیکی، اما در عین حال همچنان به هیأت یک «مفهوم» است.

البته در فیزیک کلاسیک هم برای یک چارچوب انعطاف‌پذیر و عینی در مختصات فضا-زمان می‌شده مابه‌ازایی را سراغ کرد. این چارچوب، در استناد به پدیده‌ آشنایی تدوین شد که توصیف رفتارش اندک‌انعطافی را در دستگاه مختصات فضا-زمان می‌طلبید: نور. ماهیت «موجی» نور از واقعیات پذیرفته در چارچوب فیزیک کلاسیک به شمار می‌رفت، اما توضیح این ماهیت موجی احتیاج به وجود محیطی را مطرح می‌ساخت تا امواج نور نیز همچون هر موج دیگری بر آن «سوار» و بدین‌وسیله پراکنده شوند. از این محیط فرضی با نام «اتر» (Aether) یاد می‌شد.

مادام‌که نور نیز (همچون فضا و زمان) به مثابه یک موجودیت مطلق تلقی شود، ماهیت فیزیکی «اتر» هم پرسشی برنمی‌انگیزد؛ اما وقتی بدانیم که نور از منابعی سرچشمه می‌گیرد که لزوماً ساکن نیستند، آن‌گاه این سؤال مطرح می‌شود که آیا سرعت نوری که از منابع «در حال حرکت» (همچون چراغ اتومبیلی در حال حرکت) سرچشمه می‌گیرد، بیشتر از سرعت نور تابیده از منابع ثابت است؟ (همچون شیء پرتاب‌شده از پنجره همان اتومبیل، که سرعتی معادل سرعت اولیه‌اش + سرعت اتومبیل دارد). از معروف‌ترین تلاش‌هایی که با هدف محک این فرضیه صورت گرفت، مجموعه‌آزمایشاتی توسط فیزیکدانان آمریکایی، آلبرت مایکلسون و ادوارد مورلی در سالیان ۱۸۸۱ و ۱۸۸۷ میلادی بود، که به آزمایشات مایکلسون-مورلی معروف شدند. در اینآزمایشات، باریکه‌ای از نور توسط یک آینه نیمه‌شفاف به دو مؤلفه عمود-بر-هم تقسیم می‌شد، که راستای حرکت یک مؤلفه در جهت حرکت زمین به دور خورشید، و دیگری عمود بر آن بود. این دو مؤلفه، پس از طی مسافتی دقیقاً یکسان، با یکدیگر ادغام می‌شدند.

اگرچنانچه سرعت نور حاصل‌جمع سرعت ذاتی نور و همچنین سرعت منبع در حال حرکت باشد، آنگاه می‌بایستی مؤلفه‌ای از نور که مدتی را در راستای حرکت زمین حرکت کرده، نسبت به مؤلفه دیگر (که طی همان مدت حرکتی در جهت عمود بر جهت حرکت زمین داشته)، سریع‌تر جابه‌جا شده باشد، و لذا طی ادغام نهایی‌شان، موج حاصله در وضعیتی «غیرهم‌فاز» مشاهده شود (بدین‌‌معنا که ‌قله‌ها و شکم‌های دو موج حین ادغام‌شان دقیقاً بر هم منطق نبوده‌اند، و لذا همدیگر را یا تقویت یا تخریب کرده‌اند). نتایج آزمایشات مایکلسون-مورلی، مأیوس‌کننده بود: به نظر نمی‌رسد که نور هیچ‌گونه حساسیتی نسبت به سرعت اولیه منبع خود نشان بدهد، و همواره عددی ثابت باشد.

نتیجه منفی آزمایشات مایکلسون-مورلی (از معدود دستاوردهای سلبی‌ای که جایزه نوبل [۱۹۰۷، برای مایکلسون] به آن تعلق گرفت)، منجر به طرح «تئوری الکترونی» هنریک لورنتس، فیزیکدان برجسته هلندی شد؛ که مطابق آن، اتر محیطی کاملاً ایستا و خنثاست که هیچ‌گونه واکنشی با حتی کوچک‌ترین ذرات سازنده ماده (که در آن مقطع، کوچک‌ترین‌شان الکترون پنداشته می‌شد) نشان نمی‌دهد؛ و لذا حرکت منابع نورانی هم بر سرعت نور خروجی از آن‌ها مؤثر نخواهد بود. بدین‌وسیله فیزیک کلاسیک، با حذف انعطاف‌پذیری «اتر»، این مفهوم را هم به همان پستوی تاریک «مطلقیت»، و در جوار مفاهیم «فضا» و «زمان» تبعید کرد – هرچند به یک قیمت گزاف: برای آنکه مقدار سرعت نور از دید کلّیه ناظران (چه آنها که نسبت به منبع نور ساکن‌اند، و چه آ‌نها که نیستند) همواره عددی ثابت به دست آید، لازم بود تا مجموعه‌تبدیلات خطّی‌ای بین معادله‌های ناظر بر حرکت نسبی منبع نور از دید ناظرین مختلف صورت بپذیرد؛ که این تبدیلات، سه سال بعد توسط لورنتس معرفی، و به «تبدیلات لورنتس» معروف شدند.

با تبدیلات لورنتس می‌شد هرآنچه را که تنها چند سال بعد در چارچوب تئوری «نسبیت خاص» عیّنیت‌شان به رسمیت شناخته شد (هرچند با تفسیری متفاوت)، پیش‌بینی کرد: از جمله آنکه زمان نزد یک ناظر ساکن، از دید ناظر متحرکی که با سرعت ثابت حرکت می‌کند، کندتر می‌گذرد (تا بدین‌وسیله سرعت نور عددی ثابت به دست آید)؛ و همچنین طول جسم متحرکی که با سرعت ثابت حرکت می‌کند، از دید ناظر ساکن، در راستای حرکت آن کوتاه‌تر خواهد بود (تا بدین‌وسیله نیز سرعت نور عددی ثابت به دست آید)؛ پدیده‌ای که از آن با نام «انقباض لورنتس-فیتزجرالد» یاد می‌شود. تحت چنین شرایطی بود که مقاله تعیین‌کننده نسبیت خاص، با عنوان «درباره الکترودینامیک اجسام متحرّک»، به قلم فیزیکدان ۲۶ساله گمنامی به نام آلبرت اینشتین، در ۱۹۰۵ به چاپ رسید.

از چپ به راست (ساعتگرد): آلبرت اینشتین، پاول ارنفست (فیزیکدان اتریشی)، ویلم دوسیتر (ریاضیدان، فیزیکدان، و اخترشناس هلندی، و از بنیان‌گذاران کیهان‌شناسی نسبیتی)، هنریک لورنتس، و آرتور ادینگتون.

جوانه یک نسبیت عام

مقاله نسبیت خاص آن دستاورد شاخصی نبود که به خودی خود اینشتین را مطرح سازد – کمااینکه شانزده سال بعد، او جایزه نوبل فیزیک را به‌واسطه یکی دیگر از مقالات سال ۱۹۰۵اش (که به تبیین «اثر فوتوالکتریک» اهتمام داشت) از آن خود ساخت. نسبیت خاص اصالتاً یک «تصمیم» فلسفی بود که اینشتین به تأسی از آموزه‌های فیلسوف آلمانی ارنست ماخ اتخاذ کرد، مبنی بر اینکه نه فقط سرعت نور، بلکه کلیه قوانین فیزیک هم از دید ناظرینی که نسبت به یکدیگر حرکتی غیرشتابناک داشته باشند یکسان است. این تصمیم جسورانه، نه‌فقط احتیاج به فرض وجود موجودیتی به نام اتر را منتفی می‌کرد، بلکه خط بطلانی بر امکان مطلقیت فضا و زمان هم بود، چراکه نشان می‌داد اساساً هیچ‌ چارچوب مطلقی را نمی‌توان متصور بود تا بتوان آن را مرجع صدق قوانین فیزیک پنداشت. تنها ثابت مطلق، سرعت نور است.

به عبارت بهتر، نسبیت خاص از دید اینشتین حرکتی ناتمام بود که می‌بایستی به یک نسبیت عام بدل گردد تا مشاهدات ناظرینی که نسبت به یکدیگر حرکتی نه فقط غیرشتابناک، بلکه شتابناک دارند را هم مدنظر بگیرد. این تعمیم، ده سال بعد عاقبت به ثمر نشست و اینشتین موفق شد از رهگذر باریکه‌راه بکر نسبیت خاص که به یمن بصیرت‌های فلسفی خود گشوده بود، یک‌تنه به تفسیری عینی از نیروی جاذبه بر مبنای یک توصیف هندسی از «فضا» دست پیدا کند. و همانطور که فرض وی مبنی بر ثابت و مطلق بودن سرعت نور، آن بصیرت اولیه‌ را برای صورت‌بندی نسبیت خاص به وی ارزانی داشت، آنچه راه منتهی به طرح نسبیت عام را برای اینشتین هموار کرد، اصل هم‌ارزی جرم لَختی (inertial mass) و جرم گرانشی (gravitational mass) بود («جرم لختی»، تعریفی از جرم برحسب قانون دوم نیوتن است، به‌معنای میزان مقاومت یک جسم در برابر اِعمال نیرو؛ و «جرم گرانشی» تعریفی از جرم بر حسب قانون جهانی گرانش نیوتن است، به‌معنای ویژگی‌ای از یک جسم که شدت برهم‌کنش گرانشی آن با سایر اجسام را تعیین می‌کند). مطابق این اصل، چنانچه چارچوب مرجع مطلقی برای تعیین صدق نهایی توصیفات فیزیکی وجود نداشته باشد (آنچنان‌که نسبیت خاص ادعا می‌کرد)، آن‌گاه می‌توان جاذبه را نه بر حسب یک «نیرو»ی مستقل (همچون نیروی بین آهن و آهنربا)، بلکه بر حسب یک «حرکت شتابدار» هم تعریف‌ کرد. اما چطور؟

به‌عنوان نمونه، مشاهدات ناظری که در یک آسانسور متحرک در محیط بی‌وزنی، حرکتی شتابناک و بالارونده را تجربه می‌کند را می‌توان هم‌ارز مشاهدات همان ناظر در یک آسانسور ثابت تحت میدان گرانشی‌ای دانست که او را با همان شتاب به سمت پایین می‌کشد. هرچند که وسوسه می‌شویم این هم‌ارزی محاسباتی را صرفاً دال بر تناظری ساده بین معادلات فیزیکی ناظر بر دو پدیده مجزا تلقی کنیم، اما در یک جهان نسبیتی، وجود همین تناظر کافیست تا دیگر آنچه توصیف می‌شود را «دو پدیده مجزا» تلقی نکنیم؛ چراکه هیچ راهی برای تمیز این دو پدیده در اختیارمان نخواهد بود.

چپ: مطابق اصل هم‌ارزی جرم لختی و جرم گرانشی، نیروی وارده بر ناظری که در یک آسانسور متحرک با شتاب ثابت به سمت بالا سیر می‌کند، هم‌ارز یک نیروی گرانشی با همان شتاب بر ناظر واقع در یک آسانسور ثابت است. راست: حرکت بالارونده آسانسور، موجب تغییر مسیر حرکت نور از یک راستای مستقیم به یک مسیر منحنی می‌شود. طبق پیش‌بینی نسبیت عام، باید انتظار همین انحنا را در مسیر نور عبوری از کنار میدان‌های گرانشی هم داشت.

چنانچه در این آسانسور متحرک و شتابناک، نور چراغ‌قوه‌ای را به سمت دیواره آسانسور بگیریم، از آنجاکه سرعت نور ثابت است، در صورتیکه آسانسور سرعت قابل توجهی داشته باشد، آن‌گاه محل برخورد پرتوهای نور به دیواره دقیقاً در راستای دریچه چراغ‌قوه «نخواهد» بود؛ چراکه مسیر حرکت هر جسمی که با یک سرعت متناهی و ثابت آغاز می‌شود، یک مسیر «منحنی» است، نه مستقیم. در این تمثیل، اصل هم‌ارزی جرم لختی و جرم گرانشی چنین فهم می‌شود که می‌بایستی انتظار انحنای مشابهی را در مسیر نوری که از نزدیکی یک میدان گرانشی (یا به عبارت دیگر، یک جرم سنگین‌وزن) عبور می‌کند هم داشت؛ چرا که تمیز این دو موقعیت از یکدیگر ناممکن است. این نخستین پیش‌بینی آزمون‌پذیر نظریه نسبیت عام بود.

هرچند که در چارچوب مکانیک نیوتونی نیز انحنای مسیر حرکت نور از اثر نیروی جاذبه اجسام سنگین‌وزن سابقاً توسط فیزیکدانان بریتانیایی و آلمانی، هنری کاوندش و یوهان گئورگ فون‌سولدنر پیش‌بینی شده بود، اما مقدار پیش‌بینی‌شده آنها تقریباً نصف مقداری بود که از معادلات نسبیت عام نتیجه می‌شد. مشاهدات مستقل تیمی از ستاره‌شناسان اعزامی به جزیره پرنسیب در ساحل شرقی آفریقا به سرپرستی سر آرتور ادینگتون با هدف رصد خورشیدگرفتگی کلی مه ۱۹۱۹، بر حقانیت پیش‌بینی نسبیت عام صحه می‌گذاشت. شرایط یک خورشیدگرفتگی کلی به این اخترشناسان امکان داد تا طی مدت کوتاه گرفت کامل خورشید و ظهور ستارگان پیرامون آن، میزان انحراف جایگاه ظاهری ستارگان در حضور خورشید را محاسبه کنند؛ که این مقدار (معادل  ۶۱ / ۱  و ۹۸ / ۱ ثانیه قوسی طی دو رصد مستقل) با در نظر گرفتن عدم قطعیت ابزارآلات رصدی آن مقطع، قرابت قابل توجهی با پیش‌بینی اینشتین مبنی بر انحراف ۷۵ / ۱ ثانیه قوسی این ستارگان داشت – که به هر جهت، دو برابر مقدار پیش‌بینی‌شده در چارچوب مکانیک نیوتونی بود.

انحراف نور حین عبور از کنار میدان‌های گرانشی، بعضاً می‌تواند عملکردی دقیقاً شبیه یک عدسی داشته باشد. تحت چنین شرایطی، پدیده مذکور با عنوان «عدسی گرانشی» (gravitational lensing) شناخته می‌شود. در تصویر فوق (چپ)، نمایی از یک عدسی گرانشی را در اطراف کهکشان بیضوی LRG-3-757 از دید تلسکوپ فضایی هابل می‌بینید. همان‌طور که در طرح سمت راست دیده می‌شود، نور یک کهکشان دوردست که دقیقاً از دید ناظر زمینی در پشت کهکشان پیش‌زمینه واقع شده، تحت تأثیر میدان جاذبه کهکشان پیش‌زمینه دچار انحناء می‌شود و بدین‌وسیله از دید ناظر زمینی، تصویری تاب‌خورده از کهکشان پس‌زمینه در اطراف کهکشان پیش‌زمینه نقش می‌بندد. به این تصاویر تاب‌خورده، اصطلاحاً «حلقه اینشتین» (و بعضاً بنا به شکل تصویر، «صلیب اینشتین») هم گفته می‌شود.

انحراف راستای حرکت نور در حضور یک میدان گرانشی، همچنین دلالت‌های هندسی قابل توجهی دارد: همان‌طور که ثبات سرعت نور نزد هر ناظری ضرورت معرفی تبدیلات لورنتس را می‌طلبید تا ناظران متحرکی با سرعت‌های متفاوت، همه بر سر سرعت واحدی برای نور اتفاق نظر داشته باشند (ولو به قیمتی همچون کندتر گذشتن زمان نزد یک ناظر متحرک از دید یک ناظر ثابت)، توضیح انحراف مسیر نور در عین ثبات سرعت نور هم به این معنای شگفت‌انگیز بود که «فضا»ی مابین مبدأ و مقصد نور دچار خمیدگی شده است. خط سیر نور همواره کوتاه‌ترین مسیر ممکن بین دو نقطه (یا به زبان هندسه‌، یک «خط ژئودزیک») است، و آنچه در جریان انحراف مسیر نور حین عبور آن از مجاورت اجسام سنگین‌وزن رخ می‌دهد، نه تغییر سرعت نور (که مطلقاً ثابت فرض می‌شود)، بلکه تغییر طول خط ژئودزیک، و لذا «کش آمدن» فضاست؛ به‌طوریکه میزان این کشسانی برای ناحیه‌ای مشخص از مختصات فضا-زمانی، توسط گزاره‌ای موسوم به «معادله متریک» تعیین می‌شود. لذا اصل هم‌ارزی جرم لختی و جرم گرانشی را هم می‌توان به این نتیجه‌گیری عجیب ساده‌سازی کرد که: نیروی گرانش همان «انحنا»ی دستگاه مختصات فضا-زمانی‌ است – یک تعریف مطلقاً هندسی.

دلالت‌های کیهان‌شناختی

اگرچنانچه معادله متریک را برای نه یک ناحیه مشخص از مختصات فضا-زمان، بلکه برای کل آن (یا همان «جهان» بزرگ‌مقیاس) به دست آوریم (معادله‌ای که به پاس نام معرفین آن هم‌اینک «متریک فریدمن-لومتر-رابرتسون-واکر»، یا اختصاراً «متریک FLRW» نامیده می‌شود)، نتیجه‌گیری حتی عجیب‌تری بروز خواهد کرد: این‌که یک «فضای تخت» (که کل بنای مکانیک نیوتونی بر فرض وجود آن برپا شده بود)، یک «استثنا»ست تا یک قاعده؛ و قاعده بر این منوال است که فضای دربرگیرنده جهان نه یک فضای تخت، بلکه فضایی منحنی باشد. در واقع فضای تخت، تنها یکی از بیشمار حالت‌هایی‌ست که در آن، میزان انحنای فضا معادل صفر است.

اما علم کیهان‌شناسی در آن مقطع هنوز ظرفیت هضم چنین نتیجه‌گیری عجیبی را نداشت، و حتی شخص اینشتین هم به‌منظور همسان‌سازی پیش‌بینی‌های نسبیت عام با مشاهدات رصدی، عددی ثابت (موسوم به «ثابت کیهان‌شناختی») را به معادلات میدانی خود افزود تا تأثیر انحنای فضا را خنثی، و زمینه را برای تأیید یک «فضای تخت» هموار کند. این تصمیم اینشتین، تنها دوازده سال پیش از کشف تاریخی اخترشناس آمریکایی، ادوین هابل انجام پذیرفت که با رصد اجتماعی از کهکشان‌های دوردست متوجه شد جملگی این کهکشان‌ها با شتاب ثابتی که تابع فاصله‌شان از ماست، در حال دورتر شدن از ما هستند (عدد ثابتی که این نسبت را به تساوی بدل می‌کند، امروز «ثابت هابل» نامیده می‌ شود). این شتاب ثابت حکایت از آن داشت که این عقب‌نشینی نه مربوط به سرعت ذاتی کهکشان‌ها، بلکه مربوط به هندسه فضای بین ما و آن کهکشان‌هاست: این فضای بین ما و آنهاست که در حال کش آمدن است (یا به زبان هندسی نسبیت عام، دارای انحنایی غیرصفر و مثبت است)؛ و لذا هرچه کهکشانی دورتر را بنگریم (و فضای بیشتری بین ما و آن کهکشان حائل شده باشد)، اثر عقب‌نشینی آن کهکشان هم محسوس‌تر، و سرعت «حرکت شعاعی»‌اش (یا حرکت در راستای دید ناظر) بیشتر خواهد بود (این عقب‌نشینی نسبت به یک کانون مشخص نیست، بلکه به عقب‌نشینی دانه‌های کشمش در یک کیک کشمشی گرمادیده شباهت دارد). معروف است که اینشتین با اطلاع از کشف بزرگ هابل، افزودن ثابت کیهان‌شناختی به معادلات میدانی خود را “بزرگ‌ترین اشتباه زندگی‌”اش نامید.

چپ به راست: آلبرت اینشتین، ادوین هابل، و والتر آدامز (اخترشناس آمریکایی)، در پشت چشمی تلسکوپ ۱۰۰ اینچ هوکر در رصدخانه مونت‌ویلسون، واقع در حومه لس‌آنجلس. هابل از طریق داده‌های دریافتی از همین تلسکوپ، موفق به اثبات پدیده انبساط جهان شد.

«انبساط فضا» (نامی که هم‌اینک به کشف هابل اطلاق می‌شود) هم دلالت شگفت‌انگیز دیگری را در بر داشت، که مطابق آن چگالی انرژی جهان سابقاً کمتر از مقدار کنونی‌ آن بوده (چراکه با توجه به انحنای مثبت فضا، تراکم سابق ماده لاجرم بیشتر بوده)؛ به‌طوری‌که با محاسبه توزیع فعلی انرژی کیهان، مشخص خواهد شد که این چگالی طی یک مدت‌زمان متناهی (معادل ۸ / ۱۳ میلیارد سال)، به سمت بی‌نهایت میل می‌کرده است. از این نتیجه‌گیری می‌شد دو تعبیر صورت داد: ۱) اگرچنانچه مقدار انرژی جهان مقداری متناهی و ثابت باشد (مطابق اصل بقای ماده و انرژی)، آن‌گاه جهان در حدود ۸ / ۱۳ میلیارد سال پیش، در یک وضعیت بی‌نهایت چگال (که در اصطلاح نسبیتی‌، یک «تکینگی» [singularity] خوانده می‌شود، به سر می‌برده)؛ و ۲) چنانچه انرژی جهان با شیبی معادل شیب انبساط فضا پیوسته «تولید» شود، آنگاه جهان در وضعیتی ازلی-ابدی به سر می‌برده و خواهد برد – وضعیتی که از آن با نام «حالت پایا» (steady-state) یاد می‌شود.

فرضیه حالت پایا رفته‌رفته در اواخر دهه ۱۹۴۰ به اهتمام سه فیزیکدان برجسته به نام‌های هرمان بوندی، تامس گولد، و فرد هویل، به رقیبی برای فرضیه اول بدل شد؛ و فرد هویل طی برنامه رادیویی‌ زنده‌ای با عنوان «Third Programme» در کانال BBC (به تاریخ ۲۸ مارس ۱۹۴۹)، با به کار بردن اصطلاح تمسخرآمیز “big bang” (“انفجار بزرگ”)، به مخالفت علیه فرضیه اول پرداخت – فرضیه‌ای که از قضا به همین نام غلط‌انداز هم معروف شد. این در حالیست که مطابق فرضیه اول، جهان نه از یک «انفجار»، بلکه از وضعیت یک «تکینگی» شروع به انبساط کرد؛ وضعیتی که حتی مطابق قوانین نسبیتی هم توصیف‌ناپذیر تلقی می‌شود. چنین وضعیت توصیف‌ناپذیری را نمی‌توان به معنای هندسی «نقطه» هم گرفت، چراکه طبق توصیف نسبیت عام، جهان در این وضعیت نه در «ابعاد»ی بی‌نهایت کوچک (آنچنانکه غالباً تصور می‌رود)، بلکه در “انحنای بی‌نهایت” به سرمی‌برده (وضعیتی صرفاً نظری، که نمی‌توان مابه‌ازای غیرنسبیتی ملموسی را برای آن در نظرگرفت). (جهت مطالعه بیشتر راجع به سوءتعابیر گریبانگیر مدل بیگ‌بنگ،).

از آنجاکه بخشی از ظرفیت انرژی جهان را انرژی تابشی (به هیأت امواج الکترومغناطیسی) شکل می‌دهد، خوشبختانه می‌توان پیش‌بینی آزمون‌پذیری برای انتخاب فرضیه بهتر از بین دو گزینه فوق صورت داد. حداکثر انرژی یک موج تابشی، در امواج گاما با طول موج‌هایی کمابیش مشخص متمرکز شده است؛ به‌طوری‌که با اِعمال مقدار انبساط فضا طی یک بازه ۸ / ۱۳ میلیاردساله، می‌توان تقریبی از میزان «کش آمدن» امواج گاما در این مدت به دست آورد. محاسبات حکایت از آن دارد که چنانچه فرضیه نخست صحیح باشد، امروزه باید انتظار وجود یک «تابش پس‌زمینه» (یا همان دمای متوسط کیهان) را در گستره میکروموجی طیف الکترومغناطیس (یا به عبارت دقیق‌تر، با طول موج ۸۷۱ / ۱ میلیمتر) داشت. این پیش‌بینی را جورج گاموف، فیزیکدان روسی-آمریکایی در سال ۱۹۴۸ صورت داد؛ و در شرایطی که تیمی از فیزیکدانان دانشگاه پرینستون به سرپرستی رابرت دیک در سال ۱۹۶۴ دست‌به‌کار ساخت آنتنی به‌منظور جستجو پی این «تابش پس‌زمینه» بودند، آرنو پنزیاس و رابرت ویلسون از آزمایشگاه‌های بل، به فاصله تنها چند کیلومتر از تیم دیک تصادفاً این تابش را به‌شکل یک نویز پس‌زمینه در داده‌های دریافتی از آنتنی مشابه کشف کردند. این کشف تاریخی، جایزه نوبل فیزیک ۱۹۷۸ را از آن این دو فیزیکدانان خوش‌اقبال ساخت.

بدین‌وسیله با کشف آنچه از آن پس «تابش میکروموجی پس‌زمینه کیهان» (اختصاراً CMB) نامیده شد، این فرضیه اول بود که از آزمون تجربی سربلند بیرون آمد، و سنگ بنایی را برای کیهان‌شناسی مدرن فراهم ساخت.

آرنو پنزیاس و رابرت ویلسون، ایستاده بر آنتن پانزده‌متری و شاخی‌شکل هولمدل در نیوجرسی. آن‌ها به کمک همین آنتن، تصادفاً موفق به ثبت پژواک گرمایی سنوات نخستین جهان شدند / منبع: ناسا.

از دیگر دلالت‌های کیهان‌شناختی (یا به بیان بهتر، اخترفیزیکی) نسبیت عام، پیش‌بینی وجود اجرامی چنان چگال و با میدان‌های گرانشی چنان شدیدی بود که سرعت فرار از سطح‌‌شان حتی از سرعت نور هم درمی‌گذرد. این اجرام شگفت‌انگیز که رفتارشان را به‌ویژه با معادلات «متریک شوارتس‌شیلد» و «متریک کِر» می‌توان به بهترین وجه توصیف کرد، «سیاهچاله» نامیده می‌شوند. امروزه می‌دانیم که سیاهچاله‌های متعارف، حاصل مرگ ستارگانی با جرم دست‌کم افزون بر ۵ برابر جرم خورشیدند؛ و «سیاهچاله‌های ابرپرجرم» هم حاصل مکانیسم‌های کماکان ناشناخته‌ای که به شکل‌گیری‌شان در هسته کهکشان‌های تکامل‌یافته (همچون راه شیری) منجر می‌شوند.

اگرچه هیچ سیاهچاله‌ای را نمی‌توان مستقیماً مشاهده کرد، اما نشانه‌های غیرمستقیم فراوان، حکایت از حضور چشمگیر این هیولاهای کیهانی در گوشه‌کنار دارند. به‌‌ویژه در خصوص سیاهچاله‌های ستاره‌ای، چنانچه ستاره مادر در یک منظومه دوتایی (متشکل از دو ستاره با یک مرکز ثقل مشترک) حضور داشته باشد، هم‌هنگام با تحول ستاره همدم و انبساط لایه‌های فوقانی آن تا یک مرز مشخص (موسوم به «آستانه روش» / Roche lobe)، گاز این لایه‌های فوقانی به سمت سیاهچاله سرازیر، و به هیأت یک «قرص برافزایشی» (accretion disk) در اطراف آن به چرخش درمی‌آید. اختلاف تصاعدی شدت نیروی جاذبه سیاهچاله در شعاع‌های مختلف پیرامون آن باعث می‌شود تا شعاع‌های مختلف این قرص هم اختلاف سرعتی چشمگیر، و لذا اصطکاک شدیدی با یکدیگر داشته باشند؛ که ماحصل آن ایجاد گرمای قابل توجهی تا حد گسیل پرتوهای ایکس از سطح قرص خواهد بود.

مقایسه طیف شدت پرتوایکس دریافتی توسط تلسکوپ‌های فضایی پرتو ایکس ASCA و RXTE از نور پیرامون «دجاجه ایکس-۱»، نخستین سیاهچاله ستاره‌ای کشف‌شده (نمودار سیاه‌رنگ)، با مقادیر پیش‌بینی‌شده توسط مدل‌سازی‌ها (نمودارهای رنگی). سهم هر بخش از نواحی پیرامونی سیاهچاله در نور کلّی دجاجه ایکس-۱ (شامل قرص برافزایشی (قرمز)، تاج سیاهچاله (مواد داغ پرتابی از قرص برافزایشی بر اثر گرمای شدید قرص؛ نمودار آبی)، و انعکاس نور تاج از روی قرص (سبز))، روی‌هم‌رفته شکل نمودار اصلی را ساخته‌اند. تصویر‌سازی‌ای از منظومه میزبان سیاهچاله، شامل ستاره همدم، مسیر انتقال جرم از ستاره به سیاهچاله، و همچنین قرص برافزایشی پیرامون سیاهچاله در بالای نمودار به چشم می‌خورد / منبع نمودار: Gierlisnski & Zdziarski ، ۱۹۹۹.

وجود سیاهچاله‌های ابرپرجرم نیز از طریق رصدهای پرتو ایکس، و هم از طریق تأثیرات دینامیکی میدان جاذبه‌شان بر اجرام پیرامون به اثبات رسیده است (نگاه کنید به ماحصل رصدهای شانزده‌ساله ستاره‌شناسان از نحوه حرکت ستارگان پیرامون ابرسیاهچاله مرکزی کهکشان راه شیری، موسوم به سیاهچاله «قوس A*»).

نسبیت عام طی یکصدسال گذشته تأییدات تجربی متعدّدی را از سر گذرانده است. هرچند که سرنمون‌ این نظریه را پدیده‌های دسترس‌ناپذیری همچون سیاهچاله‌ها و خوشه‌های کهکشانی، و همچنین توصیفات ناظر بر جهان بزرگ‌مقیاس شکل داده، اما همان تأیید تجربی این نظریه به مثابه مدلی که آشکارا نشان از نادرستی مبانی معرفت‌شناختی فیزیک نیوتونی دارد کافیست تا به دلالت‌های فلسفی جهانی بیاندیشیم که در عین فقدان یک چارچوب مرجع مطلق، واجد عینیتی ا‌ست که نمی‌توان در غیاب فرد ناظر هم آن را به تصور درآورد. میراث اینشتین، علاوه بر یک نظریه‌ دوران‌ساز، اثبات این واقعیت تکان‌دهنده بود که جهان ما یک جهان کلاسیک «نیست».

شاید این مطالب را هم دوست داشته باشید

پاسخ دهید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد. بخش‌های موردنیاز علامت‌گذاری شده‌اند *

*