Payamvdn/NorthPersian_fa_wiki huggingface dataset:
هندسه ـ نقطه، خط، مثلث و نظیر این هاـ به طور معمول در فضای سه بعدی یا روی سطوح دو بعدی تعریف می شوند. در سال ۱۹۰۷، هرمان مینکوفسکیِ ریاضی دان (که از استادهای سابق ریاضی اینشتین در پلی تکنیک فدرال سوئیس بود) یک فرمول بندی هندسی از نظریهٔ نسبیت خاص اینشتین ارائه کرد که در آن، هندسه علاوه بر فضا شامل زمان نیز می بود. موجود اصلی این هندسه جدید، فضازمانِ چهاربعدی است. مسیرهایِ اجسامِ در حال حرکت، در حالت کلی منحنی هایی در فضا زمان هستند. مدارهای اجسامی که با سرعت ثابت حرکت می کنند خطوطی مستقیم اند. برای سطوح، تعمیم هندسهٔ یک صفحه (ی تخت) به یک سطح خمیده در حالت کلی را کارل فریدریش گاوس در اوایل قرن نوزدهم انجام داده بود. این کار برای فضاهای با ابعاد بالاتر را برنهارد ریمان در دههٔ ۱۸۵۰ انجام داده بود. با کمک هندسه ریمانی، اینشتین توانست یک توصیف هندسی از گرانش را فرمول بندی کند که در آن فضازمان مینکوفسکی با یک فضازمانِ خمیده شده و اعوجاج یافته جایگزین شده بود. درست همان طور که سطوح خمیده تعمیمی از صفحه (سطح مستقیم) هستند. بعد از اینکه او متوجه درستی این شباهت هندسی شد، سه سال دیگر طول کشید تا بتواند ستون باقی ماند
هٔ نظریهٔ خود را بیابد: معادلات توصیف کنندهٔ چگونگی تأثیر ماده بر خمیدگی فضازمان. بعد از به دست آوردن معادلاتی که امروزه با نام معادلات اینشتین (یا به طور دقیق تر، معادلات میدان گرانشی) شناخته شده هستند، او نظریهٔ جدید خود را در اواخر سال ۱۹۱۵ طی چند مرحله و در نهایت در تاریخ ۲۵ نوامبر به فرهنگستان علوم پروس ارائه نمود. هندسه و گرانش. به گفتهٔ جان ویلر، نظریهٔ هندسیِ گرانشِ اینشتین را می توان چنین خلاصه کرد: فضازمان به ماده می گوید چگونه حرکت کن و ماده به فضازمان می گوید چگونه خمیده شو. در سه قسمت زیر به معنای این جمله پرداخته شده است. ابتدا مفهوم خمیدگی فضازمان و بعد از آن، حرکت ذره ای به نام ذرهٔ آزمون و نیز ویژگی های ماده به عنوان منشأ گرانش بررسی می شود؛ در پایان نیز معادلاتِ اینشتین آورده می شوند که برخی ویژگی های ماده را به انحنای فضازمان مربوط می کنند. مفهوم خمیدگی فضازمان. خمیدگی فضازمان یکی از کمیت های اساسی نظریه نسبیت عام است. برای شروع بحث دربارهٔ معنای خمیدگی فضازمان این سؤال را مطرح می کنیم: چگونه می توان به خمیدگی فضازمان پی برد؟ فضازمان یک فضای چهاربعدی است و تصور آن دشوار است؛ برای به دست آور
دن تصویری از مفهوم خمیدگی یک "فضا" در حالت کلی، سطح زمین را که فضایی دو بعدی است در نظر بگیرید. برای فهمیدن اینکه سطح زمین خمیده است، می توان به سادگی زمین را ترک کرد و از درون هواپیما یا از فضا خمیدگی آن را مشاهده کرد. اما فرض کنید موجودی دوبعدی (یا، به طور تقریبی، بسیار کوچک مانند یک مورچه) که "نمی تواند از فضای سطح زمین خارج شود" سعی در بررسی خمیدگی این فضا دارد. همان طور که در تصویر سمت چپ نمایش داده شده است، این موجودات می توانند با ترسیم یک مثلث و اندازه گیری زاویه های درون آن ـ که بیشتر از ۱۸۰ درجه خواهد بود ـ یا به طور معادل، با رسم دو خط که در استوا موازی اند و در قطب ها به هم می رسند (برخلاف هندسهٔ 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 می کنیم و امکان ترک آن برای ما وجود ندارد. آن موجودات می توانند از اطلاعاتی که به دست می آورند به خمیدگی فضازمان پی ببرند، ما نیز می توانیم با اطلاعاتی که در دست داریم به خمیدگی فضازمان پی ببریم.
همچنین، همان طور که مقدار انحنای سطح زمین برای همهٔ نقاط آن عدد ثابتی نیست و برای مثال، در قلهٔ کوه ها بیشتر از سطح اقیانوس ها است، خمیدگی فضازمان نیز در نقاط مختلف آن متفاوت است. در ادامه خواهیم دید که این خمیدگی ناشی از حضور ماده (و یا انرژی) در یک نقطه از فضازمان است. ژئودزیک ها. در یک فضای خمیده، مفهوم خط راست با مفهوم ژئودزیک جایگزین می شود. برای موجودات دوبعدی در فضای دوبعدی سطح زمین، مسیری که استوا را به قطب متصل می کند (در شکل) یک خط مستقیم به نظر می رسد. این خطوط "مستقیم" در فضاهای خمیده، ژئودزیک نام دارند. ژئودزیک ها کوتاه ترین مسیر ممکن بین دو نقطه در یک فضا هستند. یک مثال ساده از مفهوم ژئودزیک، چنین است: در ژئودزی، دانش اندازه گیری شکل و اندازهٔ زمین، یک ژئودزیک کوتاه ترین مسیر بین دو نقطه روی سطح زمین است. به طور تقریبی این مسیر قطعه ای از یک دایره عظیمه مانند یک نصف النهار یا خط استوا است. این خطوط یقیناً "راست" نیستند، چراکه باید از انحنای سطح زمین تبعیت کنند، اما تحت این محدودیت (الزام حرکت روی سطح منحنی زمین)، این خطوط راست ترین خطوط ممکن بین دو نقطه اند. برخی ویژگی های ژئودزیک ها با ویژگی ها
ی خطوط مستقیم متفاوت است. برای مثال، خطوط موازیِ روی یک صفحه هیچ گاه به هم نمی رسند، اما برای ژئودزیک های روی سطح زمین چنین نیست؛ مثلاً خطوط طول جغرافیایی در استوا موازی اند، اما در قطب ها به هم می رسند. بررسی میدان گرانشی. برای اینکه اثر گرانشی یک جرم را بررسی کنیم از چیزی که فیزیک پیشه ها به آن ذرهٔ آزمون می گویند استفاده می کنیم: ذراتی که از حضور میدان تأثیر می پذیرند اما خود به قدری کوچک و ناچیزند که می توانیم از اثر گرانشی شان صرف نظر کنیم. در غیاب میدان های گرانشی و سایر نیروهای خارجی، ذرهٔ آزمون روی خطی مستقیم و با سرعت ثابت حرکت می کند. به بیانِ فضازمان، این معادل است با اینکه بگوییم ذرهٔ آزمون در امتداد جهان خطی مستقیم در فضازمان حرکت می کند. در حضور گرانش، ساختارِ هندسهٔ فضازمان، نااقلیدسی یا همان خمیده است، و در فضازمان خمیده جهان خط های مستقیم وجود ندارند. به جای آن، ذرات آزمون در امتداد خطوطی که ژئودزیک نامیده می شوند حرکت می کنند. خطوطی که "مستقیم ترین خطوطِ ممکن اند". به طور مشابه، جهان خط های ذراتِ آزمونِ در حالِ سقوطِ آزاد، ژئودزیک هایی در فضازمان هستند، یعنی مستقیم ترین خطوط ممکن در فضازمان.
اما بین آن ها و خطوط واقعاً مستقیم در فضازمانِ بدونِ میدانِ گرانشی در نسبیت خاص (هندسهٔ تخت یا اقلیدسی)، تفاوت اساسی وجود دارد. در نسبیت خاص، ژئودزیک های موازی، موازی باقی می مانند. در میدان گرانشی با توجه به وجود اثرات کشندی، این مسئله در حالت کلی درست نیست. برای مثال اگر دو جسم که در ابتدا نسبت به هم ساکن اند را در میدان گرانشی زمین رها کنیم، با سقوط و نزدیک شدن به مرکز جرم زمین، به هم نزدیک تر و نزدیک تر می شوند. اشیایی که در زندگی روزمره با آن ها سروکار داریم (خودروها ٬خانه ها ٬کوه ها و…)، در مقایسه با سیارات و دیگر اجسام آسمانی جرم ناچیزی دارند. هنگام بررسی حرکت این اجسام کوچک، قوانین حاکم بر ذرات آزمون صادق هستند. به خصوص برای منحرف کردن یک ذرهٔ آزمون از مسیر ژئودزیک اش باید یک نیروی خارجی به آن اعمال نمود. یک شخص که بر روی صندلی نشسته است، سعی می کند تا ژئودزیکی را به سمت مرکز زمین دنبال کند، یعنی به سمت مرکز جرم زمین سقوط آزاد کند. اما صندلی یک نیروی خارجی به سمت بالا به او وارد می کند و از سقوط او جلوگیری می نماید. به این ترتیب توضیح تجربیات روزمره از گرانش روی سطح زمین بر اساس نسبیت عام، به صورت "ن
یروهای خارجی رو به بالای" وارد شونده (و ممانعت کننده از سقوط آزاد) است و "نه" به صورت جاذبه ای رو به پایین از طرف زمین. این نیروهای خارجی همهٔ اجسام روی سطح زمین را از ژئودزیک هایی که در نبود نیروها دنبال می کردند منحرف می کنند. برای اجسامی که اثر گرانشی خودشان بر فضازمان قابل صرف نظر نیست، قوانین حرکت کمی پیچیده تر از قوانینِ مربوط به ذرات آزمون هستند، اما اینکه فضازمان به ماده می گوید چگونه حرکت کن همواره درست است. منشأهای گرانش. بر اساس قانون جهانی گرانش نیوتون، نیروی گرانشی به وسیله ماده ایجاد می شود. به بیان دقیق تر، منشأ این میدان یک ویژگیِ اجسام فیزیکی به نام جِرم است. در نظریه گرانش اینشتین و نظریه های مرتبط با آن، انحنا در هر نقطه از فضازمان، ناشی از ماده ای که وجود دارد است. در اینجا نیز جرم یک ویژگی اساسی برای تعیین اثرات گرانشیِ ماده است. اما در یک نظریهٔ نسبیتی از گرانش، جرم نمی تواند تنها منشأ گرانش باشد. نسبیت جرم را به انرژی و انرژی را به تکانه مربوط می کند. هم ارزی جرم و انرژی، که با رابطهٔ "E" = "mc"۲ بیان می شود، شاید مشهورترین نتیجهٔ نسبیت خاص باشد. در نسبیت خاص، جرم و انرژی دو راه متفاوت
برای توصیف یک کمیت فیزیکی اند. اگر یک سامانهٔ فیزیکی انرژی داشته باشد، جرم متناظر با آن را نیز دارد و برعکس. به خصوص همهٔ ویژگی های یک جسم که با انرژی در ارتباط اند، مانند دما یا انرژی بستگیِ سامانه های فیزیکی ای مانند هسته اتم یا مولکولها، در جرم آن جسم نقش دارند و در نتیجه منشأ گرانش هستند. در نسبیت خاص، انرژی رابطهٔ نزدیکی با تکانه دارد. همان گونه که فضا و زمان اجزایی از موجودِ اصلی به نام فضازمان هستند، انرژی و تکانه نیز جنبه های مختلف کمیتی دیگر به نام چارتکانه هستند. در نتیجه اگر انرژی یک منشأ گرانش باشد، تکانه نیز خواهد بود. این مطلب برای کمیت هایی که به طور مستقیم به انرژی و تکانه مربوط هستند نیز صادق است، برای مثال برای فشار داخلی و کشش. در مجموع در نسبیت عام، منشأهای گرانش عبارتند از جرم٬انرژی، فشار و کشش. این ها راه هایی هستند که ماده از آن طریق به فضازمان می گوید که چگونه خمیده شود. در فرمول بندی ریاضیاتی این نظریه، همهٔ این کمیت ها اجزای یک کمیت اصلی به نام تنسور ضربه-انرژی هستند. معادلات اینشتین. معادلات اینشتین در قلب نسبیت عام قرار دارند. این معادلات، فرمول بندی دقیقی از رابطه بین هندسهٔ فضازم
ان و ویژگی های ماده به زبان ریاضیات بیان می کنند. به طور دقیق تر، این معادلات بر اساس مفاهیم هندسه ریمانی فرمول بندی شده اند که در آن ویژگی های هندسیِ یک فضا (ی چندبعدی) با کمیتی به نام متریک توصیف می شود. متریک، اطلاعات لازم برای محاسبهٔ کمیت های بنیادیِ هندسی در یک فضا مانند فاصله و زاویه را دربردارد. یک سطح کروی مانند سطح زمین مثالی ساده است. مکان هر نقطه روی سطح می تواند با دو مختصه بیان شود: عرض جغرافیایی و طول جغرافیایی. برخلاف آنچه در مختصات دکارتی دیده می شود، تغییر در این مختصه ها بین دو نقطه، "هم ارز" با فاصله آن ها روی سطح نیست. همان طور که در شکل دیده می شود، برای شخصی که روی استوا ایستاده است، تغییری ۳۰ درجه ای در طول جغرافیایی به سمت غرب متناظر با فاصلهٔ به طول ۳٬۳۰۰ کیلومتر است. اما شخصی که در طول جغرافیایی ۵۵ درجه به همین مقدار طول جغرافیاییِ خود را تغییر می دهد، فاصله ای به طول ۱٬۹۰۰ کیلومتر را طی می کند؛ بنابراین این مختصه ها اطلاعات کاملی را برای توصیف هندسهٔ یک سطح کروی، یا در حالت کلی، هر فضای پیچیده تر با ابعاد بیشتر، دربر ندارند. این اطلاعات دقیقاً چیزی هستند که در تنسور متریک فشرده شده
اند: تابعی که در هر نقطه از فضازمان تعریف شده است و تغییر در مختصات را به تغییر در "مسافت" مربوط می کند. تمام کمیت های مورد نیاز دیگر در هندسه، مانند طول هر خم یا زاویه برخورد دو منحنی می تواند از این متریک به دست آید. تابع متریک و آهنگ تغییرش از نقطه ای به نقطهٔ دیگر را می توان برای تعریف کمیتی هندسی به نام تنسور ریمان استفاده کرد، که توصیفی دقیق از چگونگی انحنای فضا (یا فضازمان) در هر نقطه ارائه می کند. در نسبیت عام، متریک و تنسور انحنای ریمان کمیت هایی هستند که در هر نقطه از فضازمان تعریف می شوند. همانگونه که قبلاً گفته شد، محتوای مادهٔ فضازمان کمیت دیگری را به نام تنسور ضربه-انرژی T تعریف می کند و این اصل که «فضازمان به ماده می گوید چگونه حرکت کن و ماده به فضازمان می گوید چگونه خمیده شو» به معنای آن است که این کمیت ها باید به هم مربوط شوند. اینشتین این رابطه را با ترکیب تنسور انحنای ریمان با متریک و تعریف کمیت جدیدی به نام تنسور اینشتین، G، که جنبه هایی از چگونگی خمش فضازمان را دربردارد به دست آورد. "معادلهٔ اینشتین" بیان می کند: formula_1 یعنی، صرف نظر از ضریب ثابت formula_2، کمیت G (که انحنا را اندازه
می گیرد) با کمیت T (که محتوای ماده را دربردارد) برابر است. ثابت های حاضر در این معادله به خوبی بیان گر نظریه های مختلفی که در ایجاد این معادله نقش داشته اند است: G ثابت گرانش است که در گرانش نیوتونی حاضر است، c سرعت نور است که ثابت کلیدی حاضر در نسبیت خاص است، و π که از ثابت های اساسی هندسه است. معمولاً این معادله به صورت جمع، "معادلات اینشتین" خوانده می شود، زیرا هرکدام از کمیت های G و T دربردارندهٔ چندین تابع از مختصاتِ فضازمان هستند و بعد از خارج نمودن معادله از حالت فشرده به چند معادله که شامل مؤلفه های این تنسورها هستند می رسیم. یک پاسخ برای این معادلات، یک هندسهٔ مخصوص برای فضازمان را توصیف می کند. برای مثال، متریک شوارتزشیلد هندسه اطراف یک جرم کروی و غیرچرخان مانند یک ستاره یا سیاه چاله را توصیف می کند، و متریک کر توصیف کنندهٔ یک سیاه چالهٔ چرخان است. پاسخ های دیگری هم وجود دارند، که برای مثال می توانند امواج گرانشی را توصیف کنند یا همانند متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر توصیف گر "جهانِ در حالِ انبساط" باشند. ساده ترین جواب، فضای غیرخمیدهٔ مینکوفسکی است، فضازمانی که نسبیت خاص توصیف می کند. آزمون های
تجربی. مطابقت نتایج و پیش بینی های یک نظریهٔ علمی با آزمایش ها یکی از معیارهای مهم برای قضاوت در مورد آن نظریه است. قانون جهانی گرانش نیوتون به دلیل توصیفِ با دقت بالایش از حرکت سیارات و قمرها در منظومهٔ شمسی سال ها به عنوان مدلی برای توصیف نیروی گرانش مورد پذیرش بود. با پیشرفت دقت ابزارهای اندازه گیری، اختلاف هایی با نتایجی که قانون نیوتون پیش بینی کرده بود مشاهده گردید که همگی در نسبیت عام به درستی پیش بینی شده اند. به طور مشابه، پیش بینی های نظریهٔ نسبیت عام باید با آزمایش بررسی شوند. اینشتین، خود سه آزمون برای این کار طراحی کرد که امروزه با نام آزمون های کلاسیک نسبیت عام شناخته شده اند: از این آزمون ها، تنها اختلاف مدار سیارهٔ تیر با پیش بینی نظریه نیوتونی، قبل از انتشار نظریه نسبیت عام در ۱۹۱۶ شناخته شده بودند. تأیید تجربی بقیهٔ این پیش بینی ها، به خصوص اندازه گیری خم شدن نور توسط خورشید در سال ۱۹۱۹، به سرعت اعتباری جهانی به اینشتین بخشید. این آزمون های تجربی، موجب به کارگیری نظریه نسبیت عام به جای نظریه نیوتونی و نیز جایگزین های ارائه شده برای آن گردید. از آزمون های جدیدترِ نسبیت عام می توان به اندازه گ
یریِ دقیقِ اثر شاپیرو یا تأخیرِ زمانیِ گرانشی برایِ نور اشاره کرد که آخرین بار در سال ۲۰۰۲ توسط کاوش گر فضایی کاسینی-هویگنس انجام گرفت. دسته ای از این آزمون ها بر روی اثرات پیش بینی شده توسط نسبیت عام برای ژیروسکوپی که در فضا حرکت می کند تمرکز می کنند. بررسی یکی از این اثرها، اثر ژئودزیکی، توسط آزمایش فاصله سنجی لیزری ماه (اندازه گیری دقیق مدار ماه) انجام شده است. مورد دیگری که به اجرام چرخان مربوط است، کشش چارچوب نام دارد. اثرات ژئودزیکی و کشش چارچوب، توسط آزمایش ماهواره ای کاوشگر گرانش B، پرتاب شده در ۲۰۰۴، بررسی شدند. تا دسامبر ۲۰۰۸، نتیجه، با دقتِ در محدودهٔ به ترتیب ۰٫۵ درصد و ۱۵ درصد، پیش بینی های نسبیت عام را تأیید می کرد. در منظومهٔ شمسی، براساس استانداردهای کیهانی، گرانش ضعیف است. به دلیل اینکه تفاوت نظریهٔ نیوتونی با نظریهٔ اینشتین در میدان های گرانشی قوی بهتر آشکار می شود، فیزیک پیشه ها همواره مشتاق بوده اند تا اثرات نسبیتی را در شرایطی که گرانش قوی است بیازمایند. این مسئله به کمک مشاهدات دقیق از تپ اخترهای دوتایی ممکن گردیده است. در این سامانه های ستاره ای، دو ستاره نوترونی بسیار فشرده به دور هم م
ی چرخند. حداقل یکی از آن ها یک تپ اختر است - موجودی فضایی که پرتوهای شدیدی از امواج رادیویی گسیل می کند. این شعاع ها در فواصل زمانی بسیار منظم به سمت زمین می آیند، همان گونه که چرخش یک فانوس دریایی از دور همانند یک چراغ چشمک زن به نظر می رسد، و می تواند به صورت مجموعه ای از پالس های با دورهٔ منظم مشاهده گردد. نسبیت عام انحراف هایی از دورهٔ منظم این پالس های رادیویی پیش بینی می کند. برای مثال، وقتی که امواج رادیویی گسیل شده از یکی از ستاره های نوترونی از نزدیکی ستارهٔ نوترونی دیگر می گذرند، باید توسط میدان گرانشی آن ستاره منحرف شوند. الگوهای مشاهده شده برای این پالس ها به طور چشم گیری با پیش بینی های نسبیت عام مطابقت دارد. دسته ای از مشاهدات به یکی از کاربردهای عملی بسیار مفید، یعنی سامانه ماهواره ای ناوبری جهانی مربوط هستند، مانند سامانه موقعیت یاب جهانی (GPS) که هم برای موقعیت یابی دقیق و هم زمان سنجی استفاده می شود. این سامانه ها بر اساس دو دسته از ساعت های اتمی کار می کنند: ساعت های روی ماهواره های در مدار زمین و ساعت های مرجع مستقر روی زمین. نسبیت عام پیش بینی می کند که آهنگ جلو رفتن این دو ساعت، باید به
مقدار اندکی با هم متفاوت باشد. - به دلیل حرکت متفاوت آن ها (پیش بینی شده توسط نسبیت خاص) و نیز موقعیت متفاوتشان در میدان گرانشی زمین. برای کسب اطمینان از دقت سامانه، یا زمان نشان داده شده توسط ساعت های ماهواره ها را در یک ضریب تصحیحِ نسبیتی ضرب می کنند یا همان ضریب را در روند نهاییِ محاسبهٔ زمان منظور می کنند. در مقابل، آزمون های بسیار دقیق سنجش درستیِ این سامانه (به خصوص اندازه گیری های بسیار دقیقی که بخشی از تعریف ساعت هماهنگ جهانی را تشکیل می دهند) خود تأییدی بر درستی نتایج نسبیتی هستند. تعداد دیگری از آزمون ها، درستی نسخه های گوناگونِ اصل هم ارزی را می آزمایند. به بیان صریح، همهٔ اندازه گیری های اتساع زمان گرانشی آزمون هایی برای نسخهٔ ضعیف اصل هم ارزی و نه خود نسبیت عام هستند. تا به امروز نسبیت عام تمامی آزمون ها را با موفقیت پشت سر گذاشته است. کاربردهای اخترفیزیکی. مدل های براساس نسبیت عام، در اخترفیزیک نقش مهمی بازی می کنند، و موفقیت این مدل ها می تواند آزمونی برای درستی نسبیت عام نیز تلقی گردد. همگرایی گرانشی. از آنجایی که مسیر نور در یک میدان گرانشی خمیده می گردد، ممکن است نورِ یک جسمِ دور از چند مسیر
مختلف به ناظر برسد. برای مثال نور یک جسم بسیار دور مانند یک اختروش می تواند هنگام گذر از یک سمت یک کهکشان، به طرفِ ناظر زمینی منحرف شود و در همین حال نورِ گذرنده از سویِ دیگرِ کهکشان نیز همین طور منحرف شود و از جهتی کمی متفاوت به همان ناظر برسد. در نتیجه، ناظر یک جسم آسمانی را در دو نقطهٔ مجزا در آسمان مشاهده می کند. این پدیده شبیه به منحرف شدن نور در عدسی هایِ نوریِ همگرا است و از این رو آن را همگرایی گرانشی نامیده اند. نجوم مشاهداتی از این اثراتِ همگرایی برای بررسیِ جسمِ همگراکننده بهره می گیرد. حتی در شرایطی که شیء مورد نظر به طور مستقیم قابل مشاهده نیست، شکل تصویرِ همگرا شده اطلاعاتی در مورد توزیع جرمِ شیء، که مسئول چگونگی منحرف ساختن نور توسط آن است به دست می دهد. به خصوص، همگرایی گرانشی ابزاری مهم برای بررسی چگونگی توزیع ماده تاریک است، ماده ای که نوری از خود گسیل نمی کند و تنها توسط آثار گرانشی اش قابلِ شناسایی است. یک مورد جالب دیگر مشاهدات در مقیاس بزرگ هستند، که در آن اجسام همگراکننده در قسمت بزرگی از جهان مشاهده پذیر پراکنده شده اند و می توان از آن ها برای کسب اطلاعات در مورد ویژگی های جهان در مقی
اس بزرگ و تحول کیهان بهره برد. امواج گرانشی. همان طور که در قسمت های پیشین گذشت، نظریهٔ نسبیت عام، فضای "صُلب" و مطلق نیوتونی را با فضازمان دینامیکی و قابل انعطاف جایگزین می کند. یکی از پیش بینی های جالب این نظریه، وجود امواج گرانشی است. همانند امواج صوتی که حاصل انقباض و انبساط متناوب هوا هستند، امواج گرانشی نیز اعوجاج هایی در هندسهٔ فضازمانند که با سرعت نور منتشر می شوند و می توان آن ها را به عنوان موجی در فضازمان دانست. می توان گفت هر وضعیتی که در آن اجرام به سمت یکدیگر شتاب می گیرند منجر به تولید امواج گرانشی می شود. اما بیشتر این امواج به قدری ضعیف اند که قادر به شناسایی آن ها نیستیم. منابعی که گمان می رود می توانند امواجی با انرژی کافی برای شناسایی شدن تولید کنند چنین اند: سامانهٔ متشکل از دو ستارهٔ نوترونی در حال چرخش به دور یکدیگر، ستارهٔ نوترونی گردنده به دور یک سیاه چاله، یا دو سیاه چاله چرخان به دور یکدیگر. سیاه چاله ها که در قسمت آینده به آن ها خواهیم پرداخت، اجرامی بسیار فشرده هستند و همین ویژگی، این دوتایی ها را به نامزدهای اصلی تولید امواج گرانشی پرانرژی تبدیل می کند. علاوه بر این ها، ابرنواختر
ها نیز که انفجارهای عظیم ستاره های در حال مرگ هستند، منابع پرانرژی این امواج به شمار می روند. به طور غیرمستقیم، اثرات امواج گرانشی در مشاهدات برخی ستاره های دوتایی دیده شده اند. این زوج ستاره ها به دور یکدیگر می گردند و در همین حال کم کم انرژی خود را با گسیل امواج گرانشی از دست می دهند. برای ستاره های با جرم معمولی مانند خورشید ما، این انرژی به قدری ناچیز است که قابل شناسایی نیست، با این حال این اثر در سال ۱۹۷۴ در یک تپ اختر دوتایی به نام پی اس آر بی۱۹۱۳+۱۶ مشاهده گردید. در چنین سامانه ای یکی از ستاره های چرخنده یک تپ اختر است. این مسئله دو نتیجه مفید به دنبال دارد: شدت گسیل امواج گرانشی از یک تپ اختر که جسمی بسیار چگال (شناخته شده به نام ستاره نوترونی) است بسیار قوی تر از ستاره های معمولی است. همچنین، یک تپ اختر، شعاع باریکی از تابش الکترومغناطیسی از قطب های مغناطیسی خود گسیل می کند. با چرخش تپ اختر، این شعاعِ نوری، زمین را جاروب می کند و این تابش به صورت قطاری از پالس های رادیویی با دورهٔ منظم دیده می شود، درست مانند فانوس دریایی دیده شده از کشتی ها در دریا. الگوی تابشی پالس های گسیل شده از تپ اخترها بسیار
منظم بوده و به اعوجاج فضازمان در همسایگی نزدیک خود (مثلاً در اثر وجود امواج گرانشی) بسیار حساس است. با گذشت زمان و گسیل امواج گرانشی، انرژی سامانهٔ دوتایی کاهش یافته، شعاع چرخش کوچک تر می شود و سرعت چرخش آن ها به دور یکدیگر افزایش می یابد. با استفاده از دورهٔ پالس های گسیل شده از تپ اختر می توان به مدار و سرعت چرخش دوتایی به دور یکدیگر پی برد و میزان انرژی از دست رفته را محاسبه نمود. برای سامانهٔ دوتایی PSR۱۹۱۳+۱، نتایج مشاهده شده دقیقاً منطبق با پیش بینی نسبیت عام مبنی بر کاهش انرژی بر اثر گسیل امواج گرانشی بوده است. کشف کنندگان PSR۱۹۱۳+۱۶، راسل هالس و جوزف تیلور، جایزه نوبل فیزیک در سال ۱۹۹۳ را از آن خود کردند. بعد از آن، چند تپ اختر دوتایی دیگر نیز یافته شد. مفیدترین این دوتایی ها آن هایی هستند که هردو ستاره تپ اختر باشند، این دوتایی ها امکان انجام آزمون های بسیار دقیق نسبیت عام را فراهم می کنند. به منظور آشکارسازی مستقیم این امواج تا به امروز چند آشکارساز زمینی امواج گرانشی راه اندازی شده و در حال کار هستند، و ساخت یک آشکارساز فضایی (LISA) نیز در حال دنبال شدن است. (ابتدا یک مأموریت پیشرو (راه یاب LISA) د
ر سال ۲۰۱۵ انجام گرفت) در ۱۷ مارس ۲۰۱۴ دانشمندان در مرکز اخترفیزیک هاروارد-اسمیتسونین طی مشاهداتی به نتایجی که تاییدکننده نتایج گرانش کوانتومی، مه بانگ و انبساط کیهان از طریق امواج گرانشی بود دست یافتند، اما نتیجه این آزمایش نیز مشاهدهٔ مستقیم ـ به معنای اندازه گیری یک نوسان در فضازمان ـ به حساب نمی آید. مشاهدهٔ امواج گرانشی در سال ۲۰۱۶. در ۱۱ فوریه ۲۰۱۶ پژوهشگران در LIGO موفق به مشاهده مستقیم امواج گرانشی برای نخستین بار شدند. موج مشاهده شده ناشی از ترکیب دو سیاه چاله با جرم های تقریبی ۳۶ و ۲۹ برابر جرم خورشید، و در فاصله تقریبی ۴۱۰ مگاپارسک (حدود ۱/۳ میلیارد سال نوری) از زمین بود. موج گرانشی ناشی از تبدیل جرمی معادل با سه برابر جرم خورشید به انرژی در هنگام ترکیب دو سیاه چاله با یکدیگر بود. این اولین مشاهده از ترکیب دو سیاه چاله با یکدیگر نیز به حساب می آید. می توان از مشاهدهٔ مستقیم امواج گرانشی برای کسب اطلاعات در مورد اجسامِ فشرده مانند ستاره های نوترونی و سیاه چاله ها کمک گرفت و نیز در حالت اولیه جهان پس از گذشت کسری از ثانیه از مه بانگ، کاوش کرد. سیاه چاله ها. سیاه چاله نامیست که به دسته ای از پاسخ های
معادلات اینشتین داده شده است. از نظر تاریخی، سیاه چاله ها ابتدا در جریان تلاش برای یافتن پاسخ معادلات اینشتین پیش بینی شدند. هنگامی که جرم در یک ناحیهٔ به اندازهٔ کافی فشرده از فضا متمرکز شود، نسبیت عام شکل گیری یک سیاه چاله را پیش بینی می کند. در صورت ورود هرچیز حتی نور به یک فاصله معین از (مرکز) یک سیاه چاله، امکان فرار از آن وجود ندارد. این فاصله افق رویداد نامیده شده است. برخی از انواعِ سیاه چاله ها، مرحلهٔ پایانیِ تحول ستارگان پرجرم هستند. پس از تبدیل شدن همهٔ هیدروژن ستاره به هلیوم و بعد به عناصر سنگین تر بر اثر فرایند گداخت هسته ای درون ستاره، در صورتی که جرم ستاره بیش از ۱۰ تا ۲۵ برابر جرم خورشید باشد، ستاره به درون خود فرو می ریزد و نیروهای دافعه بین ذرات زیراتمی نیز نمی توانند این رمبش را متوقف کنند. در پایان، در صورتی که جرم ستاره نوترونی حاصل بیش از ۲ تا ۳ برابر جرم خورشید باشد باقی مانده ستاره به یک سیاه چاله تبدیل خواهد شد. جرم سیاه چاله هایی که از این طریق تشکیل می شوند بین پنج تا چند ده برابر جرم خورشید است. از طرفی، راه دیگری نیز برای شکل گیری سیاه چاله های بسیار پرجرم تر وجود دارد. این سیاه
چاله ها که سیاه چاله های کلان جرم نامیده شده اند، از رمبش گرانشی یک خوشهٔ ستاره ای بسیار بزرگ ایجاد می شوند. این سیاه چاله ها می توانند جرمی از مرتبهٔ هزاران یا میلیاردها برابر خورشید داشته باشند. گمان می رود که که در مرکز هر کهکشان، یک سیاه چاله از این نوع موجود باشد. برای مثال سیاه چاله قرار گرفته در مرکز کهکشان راه شیری دارای جرمی در حدود ۴٫۳ میلیون برابر جرم خورشید است. این سیاه چاله ها نقشی کلیدی در مدل های فعلی شکل گیری کهکشان ها در میلیاردها سال گذشته ایفا می کنند. سقوط ماده در یک سیاه چاله، فرایندی است که بازده گسیل انرژی به صورت تابش در آن بسیار بالاست. یک توده گاز در حال سقوط در یک سیاه چاله از فاصله دور، حدود ۱۰ درصد از جرم-انرژی خود را به صورت تابش گسیل می کند. این عدد حدود ۱۰ تا ۲۰ برابر بیشتر از نسبت انرژی آزاد شده بر واحد جرم برای فرایند گداخت هسته ای است. سقوط ماده در سیاه چاله ها فرایندی است که مسئول بسیاری از پدیده های نجومی تلقی می شود. مثال های مهم و بااهمیت در نظر ستاره شناسان عبارتند از اختروش ها و دیگر انواع هسته کهکشانی فعال. در شرایط خاصی، مادهٔ سقوط کننده و تجمع کننده در اطراف سیاه چ
اله می تواند به ایجاد جت بینجامد، که در آن، شعاع های ماده با سرعت هایی نزدیک به سرعت نور به فضای اطراف پرتاب می شوند. سیاه چاله ها چند ویژگی دارند که آن ها را به امیدبخش ترین نامزدهای تولیدِ امواج گرانشی بدل کرده است. یکی آن است که سیاه چاله ها فشرده ترین اجرامی هستند که می توانند به عنوان عضوی از یک دوتایی به دورِ یکدیگر بچرخند: امواج گرانشی گسیل شده از چنین سامانه ای بسیار نیرومند خواهد بود. دلیل دیگر از قضیه هایی که با نام قضیهٔ یکتایی سیاه چاله ها شناخته شده هستند نتیجه می شود: با گذر زمان، ویژگی هایی که سیاه چاله های مختلف را فارغ از شکل اولیه شان از هم متمایز می کند کمتر و کمتر می شوند، برای مثال، پس از گذشت زمانی دراز از رمبش یک جرم مکعبی شکل، نتیجه یک سیاه چالهٔ مکعبی نخواهد بود، بلکه سیاه چالهٔ حاصل با سیاه چاله ای که از رمبش جرمی کروی شکل حاصل شده یکسان خواهد بود. تنها یک تفاوت در این فرایند وجود دارد: هنگامِ گذارِ سیاه چالهِ حاصل از جرمِ مکعبی به سیاه چاله ای حاصل از جرمی کروی، امواج گرانشی گسیل می شود. کیهان شناسی. یکی از مهم ترین جنبه های نسبیت عام آن است که می توان آن را به گیتی به عنوان یک کُل