استفن هاوكينگ

ترجمه: سليمان فرهاديان

جان ويلر : جان آرچيبالد ويلر در سال 1911 در جكسون ويل فلوريدا به دنيا آمد. وى Ph.D خود را در سال 1933 به دليل پژوهش روى موضوع تفرق نور به وسيله اتم هاى هليم از دانشگاه جانزهاپكينز اخذ كرد. وى در سال 1938 همراه با نيلزبور فيزيكدان دانماركى به بسط نظريه شكافت هسته اى پرداخت. پس از آن ويلر مدتى به همران ريچارد فانيمن دانشجوى تحصيلات تكميلى خود به پژوهش در الكترو ديناميك پرداخت، اما مدت كوتاهى پس از آنكه آمريكا در جنگ جهانى دوم مداخله كرد، هر دوى آنها به پروژه منهتن پيوستند.ويلر در ابتداى دهه 1950 با الهام از پژوهش هاى رابرت اپنهايمر در مورد رمبش گرانشى ستاره هاى پرجرم كه در سال 1939 انجام شد، توجه خود را به نظريه نسبيت عام اينشتين معطوف ساخت. در آن هنگام اغلب فيزيكدانان شيفته پژوهش هاى فيزيك هسته اى بودند و نسبيت عام را چندان به دنياى فيزيك مربوط نمى دانستند. اما ويلر تقريباً يك تنه هم با پژوهش هاى خود و هم با تدريس در اولين دوره نسبيت دانشگاه پرينستون زمينه پژوهش را دگرگون ساخت. وى مدتى بعد در سال 1969 اصطلاح سياهچاله را براى حالت رمبيده ماده وضع كرد كه تا آن زمان افراد كمى بر اين باور بودند كه اين مفهوم واقعيت دارد. وى با الهام از پژوهش هاى ورنر اسرائيل حدس زد كه سياهچاله مو ندارند، يعنى در حقيقت مى توان حالت رمبيده هر ستاره پرجرم غيرچرخنده را با راه حل شوآرتز شيلد توصيف كرد.

به خاطر دارم زمانى براى شركت در سمينارى در مورد كشف خودم مبنى بر اينكه نظريه كوآنتوم بيانگر آن است كه سياهچاله ها كاملاً سياه نيستند، به پاريس سفر كردم. سمينارم با استقبال چندانى مواجه نشد زيرا در آن زمان تقريباً هيچ كس در پاريس وجود سياهچاله ها را باور نداشت. گذشته از اين فرانسوى ها فكر مى كردند اين نام كه آن را trou noir ترجمه مى كردند، با بعضى مسائل جنسى ايهام دارد و بايد به جاى آن از عبارت astre occlu يا «ستاره پنهان» استفاده كرد. به هر حال هيچ كدام از اين نام هاى پيشنهادى نتوانست همانند عبارت سياهچاله كه اولين بار جان آرچيبالد ويلر به كار برد، توجه افكار عمومى را به خود جلب كند. ويلر فيزيكدان آمريكايى است كه الهام بخش بسيارى از پژوهش هاى نوين در اين حوزه است.

كشف اختروش ها در سال 1963 موجى از پژوهش هاى نظرى در مورد سياهچاله ها و فعاليت هاى رصدى براى يافتن آنها را موجب شد. در اينجا تصويرى از سياهچاله ارائه مى دهيم كه پس از اين پژوهش ها شكل گرفت. فرض كنيد آنچه را كه باور داريم، تاريخ ستاره اى با جرمى حدود بيست برابر جرم خورشيد باشد.

چنين ستاره هايى همانند ستاره هاى موجود در سحابى جبار (orion) از ابرهاى گازى به وجود مى آيند. همان طور كه ابرهاى گازى بر اثر گرانش خود فشرده مى شوند، دماى گاز زياد شده و نهايتاً آنقدر گرم مى شوند كه واكنش همجوشى هسته اى آغاز شده و طى آن هيدروژن به هليوم تبديل مى شود. گرمايى كه در اين فرآيند توليد مى شود، فشارى را ايجاد مى كند كه با گرانش ستاره مقابله كرده و مانع از انقباض بيشتر آن مى شود. ستاره مدت هاى طولانى در اين حالت باقى مانده، هيدروژن مى سوزاند و به فضاى اطراف نور ساطع مى كند.

ميدان گرانشى ستاره بر مسير پرتوهاى نورى كه از آن ساطع مى شود، اثر مى گذارد. مى توان نمودارى رسم كرد كه محور رو به بالا نشان دهنده زمان و محور افقى نشان دهنده فاصله از مركز ستاره باشد. (به شكل سمت چپ توجه كنيد) در اين نمودار، سطح ستاره به وسيله دو خط عمودى نشان داده مى شود كه در دو طرف مركز ستاره قرار دارند. مى توان زمان را بر حسب ثانيه و فاصله را بر حسب ثانيه نورى اندازه گرفت. ثانيه نورى فاصله اى است كه نور در يك ثانيه مى پيمايد. وقتى كه از اين واحدها استفاده كنيم، سرعت نور برابر يك مى شود يعنى سرعت نور يك ثانيه نورى در هر ثانيه است. اين گفته بيانگر آن است كه در فاصله هاى دور از ستاره و ميدان گرانشى آن، مسير پرتوهاى نور در نمودار خطى است كه با محور عمودى زاويه 45 درجه مى سازد. به هر حال، در نزديكى هاى ستاره انحناى فضازمان كه توسط جرم ستاره به وجود مى آيد، مسير پرتوهاى نور را تغيير داده و باعث مى شود زاويه آن با خط عمود كمتر شود.ستاره هاى عظيم بسيار سريع تر از خورشيد، هيدروژن را به هليم تبديل مى كنند. اين گفته بيانگر آن است كه ستاره هاى ياد شده طى مدت كوتاهى مثلاً چند صد ميليون سال هيدروژن خود را به اتمام مى رسانند. پس از آن، چنين ستاره هايى با بحران مواجه مى شوند. ستاره ها مى توانند هليوم خود را به عنصرهاى سنگين ترى همانند كربن و اكسيژن تبديل كنند، اما اين واكنش هاى هسته اى نمى توانند انرژى زيادى توليد كنند، در نتيجه ستاره ها حرارت و فشار دمايى را كه با گرانش مقابله مى كرد، از دست مى دهند و در نتيجه كم كم كوچك تر مى شوند. اگر جرم اين ستاره ها از دو برابر جرم خورشيد بيشتر باشد، اين فشار براى توقف انقباض كافى نخواهد بود.

در اين صورت ستاره ها مى رمبند، به طورى كه به اندازه صفر و چگالى بى نهايت مى رسند و تكينگى (singularity) حاصل مى شود. (به شكل سمت راست توجه كنيد.) در نمودار زمان و فاصله از مركز ستاره، همان طور كه ستاره منقبض مى شود، كم كم مسير پرتوهاى نورى كه از سطح ستاره ساطع مى شود، زاويه كمترى را با محور عمودى مى سازد. وقتى كه ستاره به يك شعاع بحرانى خاص رسيد، مسير پرتوهاى نور در نمودار عمود مى شود، يعنى نور در فاصله ثابتى از مركز ستاره باقى مى ماند و هيچ وقت دور نمى شود. اين مسير بحرانى نور سطحى را ايجاد مى كند كه افق رويداد نام دارد. افق رويداد منطقه اى از فضازمان را كه نور مى تواند از آن بگريزد از منطقه اى كه نمى تواند بگريزد، جدا مى سازد. هر پرتو نورى كه از ستاره ساطع مى شود هنگام گذر از افق رويداد به دليل انحناى فضازمان به سمت داخل خم مى شود. در اين صورت ستاره به يكى از ستاره هاى تاريك ميچل يا به تعبير امروزى به يك سياهچاله تبديل مى شود.اگر هيچ نورى از سياهچاله خارج نمى شود، چگونه مى توان آن را تشخيص داد؟ پاسخ اين پرسش آن است كه سياهچاله هنوز هم همان مقدار كشش گرانشى روى اجرام مجاور خود اعمال مى كند كه جرم اوليه اى كه رمبيده شد، اعمال مى كرد. اگر ترتيبى اتخاذ كنيم كه خورشيد بدون آنكه از جرمش كاسته شود به يك سياهچاله تبديل شود، سيارات باز هم مثل اكنون حول خورشيد خواهند چرخيد.

بنابراين يكى از راه هاى جست وجوى سياهچاله اين است كه به دنبال چيزى باشى كه انگار حول جرم نامريى كوچك و سنگينى در حال چرخش است. چند مورد از چنين منظومه هايى رويت شده است. شايد مهمترين آنها سياهچاله هاى عظيمى باشند كه در مركز كهكشان ها و اختروش ها قرار دارند.

The Universe In A Natshell, 2001, S. Hawking, Bantam Press