جایزه نوبل فیزیک امسال به اخترفیزیک‌دان‌ها به خاطر خدماتشان در زمینه بهتر شناختن سیاهچالهها رسید. نیمی از جایزه امسال به راجر پنروز و نیم‌دیگر آن به طور مشترک به رینهارد گِنزِل و آندریا ام. گز تعلق گرفت. این جایزه به خاطر کشف این که تشکیل سیاهچاله یک پیش‌بینی بی شائبه از نظریه نسبیت عام است و کشف یک شی فشرده‌ی کلان‌جرم در مرکز کهکشان تعلق گرفت.
سِر راجر پنروز (Sir Roger Penrose) (زاده ۸ اوت ۱۹۳۱)،فیزیک‌دان و ریاضیدان برجستهٔ انگلیسی است.
او به پاس کشف این که تشکیل سیاهچاله یک پیش‌بینی بی شائبه از نظریه نسبیت عام است برنده نیمی از جایزه نوبل فیزیک شد.
آندریا اِم. گِز (Andrea M. Ghez) (زن – زادهٔ ۱۶ ژوئن ۱۹۶۵ در نیویورک) استاد گروه فیزیک و اخترشناسی دانشگاه کالیفرنیا، لس‌آنجلس است. برای آشنایی با کار گز این نوشته را بخوایند.
رینهارد گِنزِل ( Reinhard Genzel) (زادهٔ ۲۴ مارس ۱۹۵۲) عضو انستیتوی فیزیک فرازمینیِ ماکس پلانک و استاد دانشگاه کالیفرنیا، برکلی است.
نیم دیگر جایزه به این دو نفر به خاطر «کشف یک شی فشرده‌ی کلان‌جرم در مرکز کهکشان» تعلق گرفت.
بر اساس داده‌های جدیدی که از تلسکوپ‌ها به دست آمده‌است، آندریا گز نشان میدهد که چگونه اپتیک تطبیقی، اخترشناسان را قادر میسازد تا به بررسی مرموزترین اجرام عالم یعنی سیاهچالهها بپردازند. او در این سخنرانی مدارکی را مطرح میکند که بر مبنای آن شاید سیاهچاله ای ابر پرجرم در مرکز کهکشان راه شیری کمین کرده باشد.
مصاحبه با رینهارد گنزل در مورد کارهای او پیرامون سیاه‌چاله‌های کلان‌جرم
به بهانه ثبت اولین تصویر سیاهچاله به تاریخ ۲۱ فروردین ۱۳۹۸
چند روز پیش، خبری منتشر شد که هیاهوی زیادی به پا کرد: انتشار اولین تصویر از یک سیاهچاله. هرچند که قبلا هم تصاویری غیر مستقیم از سیاهچالهها منتشر شده بود که در واقع تاثیرات سیاهچاله بر محیط اطرافش رو نشون می‌داد، اما این اولین قابی بود که سیاه‌چاله‌ای رو تا این حد با جزییات به تصویر کشید و نمایی نزدیک از یک سیاهچاله نشون داد. اما این همه ماجرا نیست؛ در واقع این قاب، نشون‌دهنده تلاش بشر در طول تاریخ، برای یافتنِ اسرار عالم هست که این‌بار، تلاش ۲۰۰ نفر از پژوهشگران در اقصی نقاط جهان، از نظریه صدساله پرده برداشت و یکی از پرآشوب‌ترین و مهلک‌ترین محیط‌های عالم – یعنی یک ابرسیاهچاله – رو به نمایش گذاشت: قیامی علیه سیاهی!
سیاهچاله چیه؟
سیاهچاله به جرمی با چگالی خیلی خیلی زیاد گفته میشه که بخاطر میدان گرانشی قوی در اطرافش، اگر حتی نور هم که بیش‌ترین سرعت رو داره از یه حدی بیشتر بهش نزدیک بشه، دیگه راه فراری نداره و داخلش سقوط میکنه. بنابراین، شبیه چاله سیاهی هست که نوری ازش ساطع نمیشه. در واقع، هیچ اطلاعاتی از توی سیاهچاله نداریم. به‌همین خاطر، سیاهچالهها یه جورایی، موجودات مرموزی هستن! هرچند که ما هنوز خیلی چیزها رو در مورد سیاهچالهها نمی‌دونیم – علی الخصوص اینکه داخل یک سیاهچاله چه خبره – ولی از طرفی هم میشه خیلی ساده بهشون نگاه کرد؛ توی چارچوب نسبیت عام، قضیه‌ای داریم به اسم «قضیه بدون مو» که میگه سیاهچالهها رو میشه فقط با دونستن چندتا ویژگی ازشون، به‌طور کامل توی فضا-زمان توصیف کرد و جدای از این چندتا ویژگی، با هم فرقی ندارن. مث آدمای کچل که فارغ از چندتا ویژگی ظاهری، همشون شبیه هم هستن! :)) اون ویژگی‌ها، این سه‌تا مورد هستن: جرم، بار الکتریکی، و تکانه زاویه‌ای (اینکه سیاهچاله با چه سرعتی و در چه جهتی به دور خودش می‌چرخه).
نکته جالب دیگه اینکه هر جسمی، بالقوه میتونه تبدیل به یک سیاهچاله بشه. حتی من یا شما! کافیه اون جسم رو به اندازه کافی فشرده‌ش کنیم. به همین سادگی! فقط نکته‌ش توی همین «به اندازه کافی» هست. اگر من یا شما بخوایم به سیاهچاله تبدیل بشیم، باید ابعادی حدود ۱۰ میلیون بار کوچک‌تر از هسته اتم داشته باشیم! در مورد کره زمین این‌طوریه که باید همه‌ش توی کره‌ای به شعاع ۱ سانتی‌متر جا بگیره! یا مثلا برای اینکه خورشید – که حدود ۹۸.۸ کل جرم منظومه شمسی رو شامل میشه – تبدیل به سیاهچاله بشه، باید تا اندازه کره‌ای به شعاع ۶ کیلومتر فشرده بشه! در واقع برای هر جرم، شعاعی تعریف میشه که اگر کل اون جرم، توی کره‌ای کوچک‌تر از اون شعاع قرار بگیره، یک سیاهچاله تشکیل میشه. به این شعاع، «شعاع شوارتزشیلد» و به سطح اون کره، «افق رویداد» میگن.
شوارتزشیلد کسی بود که این شعاع رو با حل معادلات میدان گرانشی انیشتین برای یک سیاهچاله، به‌دست آورد. البته این شعاع رو با استفاده از گرانش نیوتنی هم میشه حساب کرد؛ در واقع مفهوم سیاهچاله به خیلی قبل‌تر برمی‌گرده. ظاهرا اولین بار در ۱۷۸۳ میلادی، دانشمندی به اسم جان میشل، به این نکته رسید که اگه یه جسم به اندازه کافی سنگین رو توی حجم کوچیکی از فضا جا بدیم، به‌خاطر گرانش قوی، میتونه همه‌چیز، حتی نور رو هم ببلعه! و دقیقا به همین جوابی رسیده بود که بعدا از نسبیت عام به‌دست اومد. ولی علی ای حال! شعاع مورد نظر سیاهچاله، به اسم شعاع شوارتزشیلد شناخته میشه.
خب! اگه این‌طوریه، پس چرا سیاه‌چاله‌ای دور و برمون نمی‌بینیم؟! داستان از این قراره که هیچ سازوکار طبیعی وجود نداره که جسمی رو تا اندازه شعاع شوارتزشیلدش فشرده بکنه، الّا یکی! و اون هم عبارتست از: آزاد شدن انرژی گرانشی عظیم در پایان عمر ستاره‌های پرجرم!
هر چیزی که جرم زیادی داره، نیروی گرانشی بهش وارد میشه که دوست داره باعث رمبش یا فروریختنِ اون جسم بشه. بنابراین نیروی گرانشی، به تنهایی نمی‌تونه باعث پایداری جسم بشه. ولی معمولا نیروی دیگه‌ای خلاف جهت اون وجود داره که اون جسم رو در حالت تعادل نگه می‌داره. مثلا با وجود اینکه زمین جرم زیادی داره و نیروی گرانش زیادی به سمت مرکزش وارد میشه، اما نیروی الکترومغناطیسی که بین اتم‌ها وجود داره در مقابلش مقاومت میکنه و در نتیجه زمین، پایدار باقی می‌مونه. ستاره‌ها در طول حیاتشون، در تعادل هیدروستاتیک هستن؛ ستاره‌ها توی مرکزشون، با سوزوندن هیدروژن و آزاد کردن انرژی، فشار تابشی ایجاد میکنن که نیروی گرانشی رو خنثی میکنه. بنابراین در حالت تعادل باقی می‌مونن. وقتی سوخت ستاره به پایان می‌رسه، بسته به اینکه جرم باقی‌مونده ستاره در مراحل پایانی چقدر باشه، ممکنه اتفاقات مختلفی براش بیفته: ستاره‌های نسبتا کم‌جرم مثل خورشید، در پایان عمرشون، تحت نیروی گرانشی خودشون، تا حدود ابعاد زمین فشرده میشن و فشار تبهگنی الکترون‌ها، جایگزین فشار تابشی میشه و تبدیل به «کوتوله سفید» میشن. ستاره‌های پرجرم‌تر، تا اندازه یه شهرِ کوچیک (از مرتبه چند ده کیلومتر)، فشرده میشن و به‌خاطر فشار تبهگنی نوترون‌ها، پایدار باقی می‌مونن و تبدیل به «ستاره نوترونی» میشن. اما برای ستاره‌های پرجرم‌تر، نیرویی جلودار گرانش نیست و در نهایت، ستاره تبدیل به یک سیاهچاله میشه.
به این نوع از سیاهچالهها، سیاه‌چاله‌های ستاره‌ای هم میگن که جِرمشون میتونه چند برابر جرم خورشید باشه. اما گونه دیگه‌ای از سیاهچالهها هم وجود دارن که جِرمشون، از چند صد برابر تا چندین میلیارد برابر جرم خورشید هست! به اینا میگن، «سیاه‌چاله‌های کلان‌جرم» یا «اَبَر سیاهچالهها». حدس می‌زنیم بیش‌ترِ کهکشانها توی مرکزشون، یه دونه از این ابرسیاه‌چاله‌ها داشته باشن. هرچند سناریوی تقریبا کاملی از طرز تشکیل سیاه‌چاله‌های ستاره‌ای داریم، ولی دقیقا نمی‌دونیم ابرسیاه‌چاله‌ها با چه سازوکاری تشکیل شدن. چند روز پیش، یعنی ۲۱ فروردین ۱۳۹۸، یکی از لحظه‌های هیجان‌انگیزِ تاریخ علم اتفاق افتاد و ما شاهد رونمایی از اولین تصویر از یک ابرسیاهچاله، به‌وسیله بشر بودیم. چیزی که بیشتر از صد سال قبل، از دل معادلات نسبیت عام، بیرون کشیده شده بود، حالا با پیشرفت تکنولوژی دیده شد. جذاب نیست؟!
ابعاد فنی ثبت اولین تصویر از یک سیاهچاله
برای اینکه بشه از یه ابرسیاهچاله، داخل یه کهکشان تصویربرداری کرد، باید این شرایط فراهم باشه:
سیگنال رادیویی که از کهکشان به ما می‌رسه، به اندازه کافی قوی باشه.
کهکشان، توی طول موج رادیویی شفاف باشه؛ یعنی سیگنال رادیویی که قراره به ما برسه، وسط راه جذب نشه تا اینکه هیچی تهش باقی نمونه!
تا اینجا، گزینه‌های زیادی از ابرسیاه‌چاله‌ها وجود دارن که این دو شرط رو ارضا کنن و حتی با تلسکوپ‌های رادیوییِ نه چندانْ بزرگ هم بشه اونا رو رصد کرد. اما چیزی که باعث شد برای گرفتنِ تصویری از یک سیاهچاله، این همه سال وقفه بیفته، شرط سوم هست:
تلسکوپ رادیویی، باید قدرت تفکیک یا رزولوشن لازم رو داشته باشه؛ برای اینکه چیزی رو بتونیم واضح ببینیم، هم فاصله‌ش از ما مهم هست، و هم بزرگیش. درنتیجه، درسته که سیاه‌چاله‌های ستاره‌ای در نزدیکی ما هستن، ولی ابرسیاهچاله مرکز کهکشان‌مون، به‌خاطر بزرگیش، گزینه مناسب‌تری هست. این ابرسیاهچاله که توی صورت فلکی قوس قرار داره، فاصله‌ش با ما حدود ٢۵ هزار سال نوریه (با اسم اختصاری *Sag A). گزینه مناسب بعدی، ابرسیاهچاله مرکز کهکشان M87 هست که توی صورت فلکی سنبله قرار داره و حدود ٢٢٠٠ برابر دورتر از ابرسیاهچاله کهکشان خودمونه. اما چون خیلی سنگین‌تره (شما بخونید بزرگ‌تر) – حدود ۶/۵ میلیارد برابر جرم خورشید – دومین گزینه مناسب برای رصد هست. اندازه این ابرسیاهچاله توی آسمون، حدود ۴۶ میکرو‌ثانیه قوسی هست؛ هر درجه، ۶۰ دقیقه قوسی و هر دقیقه قوسی، ۶۰ ثانیه قوسی هست. مثلا قطر ماه توی آسمون حدود نیم درجه قوسیه. برای تصویربرداری از این ابرسیاهچاله، باید جزییاتی حدود ۹ میلیارد برابر بیشتر از ماه رو بشه نشون داد!
قدرت تفکیک تلسکوپ، به طول موج نورِ دریافتی و قطر دهانه‌ش بستگی داره؛ هرچقدر طول موج دریافتی کوتاه‌تر، یا قطر دهانه تلسکوپ بزرگ‌تر باشه، قدرت تفکیک بهتری داریم. برای اینکه به قدرت تفکیکی برسیم که بشه از ابرسیاهچاله M87، توی طول موج رادیویی تصویربرداری کنیم، باید قطر دهانه تلسکوپ، ۱۲۰۰۰ کیلومتر، یعنی اندازه قطر کره زمین باشه! برای حل این مشکل، ۸تا آرایه تلسکوپ رادیویی که در اقصا نقاط زمین بودن، با سازوکاری به اسم «تداخل‌سنجی خط پایه بسیار طولانی» (به انگلیسی: Very-Long-Baseline Interferometry) یا به اختصار وی‌ال‌بی‌آی، به هم مرتبط کردن و با این روش، تلسکوپ بزرگی با قطر مصنوعی به اندازه زمین ساختن، به اسم «تلسکوپ افق رویداد» یا EHT. برای اینکه شهودی از قدرت تفکیکِ این تلسکوپ داشته باشید، حبه قندی توی شیراز رو در نظر بگیرید که یه مورچه داره روش راه میره. با رزولوشن EHT، اون مورچه رو با جزئیات کامل می‌تونید از لس آنجلس ببینید (البته اگر زمین تخت می‌بود)! نکته جالب اینکه، اون زمانی‌که تیم EHT، سال ۲۰۰۹ اعلام کرد که تا آخر دهه بعد میلادی، اولین تصویر از یک سیاهچاله رو منتشر میکنه، این کار با توجه به پیچیدگی فنی کار، به‌نظر ممکن نمی‌رسید. اما الان این اتفاق افتاده (داخل پرانتز: هنوز تلسکوپ ملی ما بعد از چند دهه راه نیفتاده! به‌دنبال علت‌ها بگردید تا حداقل توی نسل ما و بعدتر این مشکلات حل شده باشه)!
تلسکوپ افق رویداد. نگاره از NRAO
یکی از چالش‌های بزرگ بر سر راه پروژه، کار کردن با حجم بالای داده بود. نتیجه یک هفته رصد کردنِ این هشت ایستگاهِ تلسکوپ رادیویی توی طول موج ۱.۳ میلی‌متری، حدود ۲۷ پتابایت داده(معادل یک میلیون گیگا بایت) شد که کار انتقال، پاکسازی و تحلیلش حدود ۲ سال طول کشید. البته فقط حدود ۱۵٪ از این داده‌ها مرتبط و قابل استفاده برای بدست اومدنِ تصویر بود! سیگنال‌های رادیویی از دو ابرسیاهچاله مرکز کهکشان راه شیری و M87 دریافت شد. ولی چون توی اون بازه زمانی، ابرسیاهچاله مرکز کهکشان‌مون فعالیت زیادی داشت، تصویر مناسبی ازش ثبت نشد و درنتیجه، فقط تصویر ابرسیاهچاله M87 رونمایی شد.
حجم داده‌های تلسکوپ افق رویداد. نگاره از موسسه پریمیتر
تصویر منتشر شده دقیقا چیه؟!
راستی! مگه سیاهچاله یه چیز سیاه نیست که نور هم نمی‌تونه از دستش فرار کنه. پس دقیقا از چی عکس گرفتن!؟ این حلقه نورانی توی تصویر چیه؟!
توی بخش اول، در مورد افق رویداد و شعاع شوارتزشیلد توضیح داده شد. برای توضیح تصویر، چند مفهوم دیگه رو هم باید معرفی کنیم. اولا اطراف ابرسیاهچاله، یک «دیسک برافزایشی» از مواد وجود داره که در حالت پلاسما قرار دارن – بنابراین باردار هستن – و با سرعتی قابل مقایسه با سرعت نور، دور سیاهچاله می‌چرخن. در واقع بلعیدنِ مواد توسط ابرسیاهچاله، از طریق این دیسکه. یه چیزی به اسم «داخلی‌ترین مدار دایرویِ پایدار» تعریف میکنن که نزدیک‌تر از اون، مواد نمی‌تونن توی مدار پایدار باشن و توی یه مسیر مارپیچی، خیلی سریع داخل سیاهچاله سقوط میکنن. ما در اینجا از این مدار، به اختصار، به اسم «ایسکو» ذکر می‌کنیم. در واقع، ایسکو همون شعاع داخلیِ دیسک برافزایشی هست که ۳ برابر شعاع شوارتزشیلده. از اون‌جایی‌که نور جرم نداره، میتونه حتی توی مدار نزدیک‌تر از این هم قرار بگیره که بهش «کره فوتونی» میگن و جاییه که گرانش اون‌قدر قوی هست که نور رو مجبور به حرکت توی مدار میکنه. البته این مدار پایدار نیست و فوتون‌ها خیلی زود، یا به سمت ابرسیاهچاله سقوط میکنن و یا به بیرون فرستاده میشن. این کره فوتونی توی فاصله ۱.۵ برابری شعاع شوارتزشیلد قرار داره. یه شعاع دیگه‌ای هم تعریف میشه، به اسم «شعاع گیرشِ فوتون» (به انگلیسی: Photon Capture Radius). این شعاع، یه مقدار بزرگ‌تر از کره فوتونی و کوچک‌تر از شعاع ایسکو هست و حدود ۲.۶ برابر شعاع شوارتزشیلده (برای اینکه بتونید تصوری از این موضوعات داشته باشید به شکل زیر نگاهی بندازید). قرص تاریکی که مرکز تصویرِ منتشر شده دیده میشه، مربوط به همین شعاع و موسوم به «سایه سیاهچاله» هست. برای تقریب به ذهن، تصور کنید توی تاریکی شب، یه نفر جلوی نور چراغ ماشین وایستاده باشه و شما تصویری که از اون شخص می‌بینید، حجم سیاهی از اون شخص هست. سیاهچاله، فضا-زمان اطرافش رو خمیده میکنه و این باعث میشه پرتو‌های موازی که به سمت سیاهچاله میان، از دید ما، روی مسیر خمیده حرکت بکنن. درواقع سیاهچاله به عنوان یه عدسی گرانشی، پرتو‌های نور موازی رو خم و متمرکز میکنه. بیشتر از نیمی از روشنایی که توی تصویرِ منتشر شده از ابرسیاهچاله M87 دیده میشه، ناشی از همین نورِ اصطلاحا لنز شده هست و نه دیسک برافزایشی از موادی که اطراف ابرسیاهچاله قرار داره.
نمودار شماتیک از یک سیاهچاله شوارتزشیلد.
اعدادی که برای پارامتر‌های مختلفِ سیاهچاله گفته شد، برای «سیاهچاله غیر‌چرخان» با متریک شوارتزشیلد صادقه. برای «سیاهچاله چرخان» (مثل ابرسیاهچاله M87) که فضا-زمانِ اطرافش با متریک کر توصیف میشه، داستان یه مقداری پیچیده‌تر هست. وقتی که ابرسیاهچاله به دور خودش می‌چرخه، فضا-زمان رو هم به دنبال خودش میکشه. شعاع گیرش فوتون برای سیاهچاله چرخان، بزرگ‌تر از سیاهچاله شوارتزشیلد هست و بسته به جهت‌‌گیری پرتوها نسبت به بردار تکانه زاویه‌ای، تغییر میکنه. هم‌چنین، سطح مقطع سیاهچاله دیگه لزوما به شکل دایره نیست و ممکنه حدودا کمتر از ۴٪ تغییر داشته باشه.
قطر حلقه تابشی که توی تصویر دیده میشه به شعاع گیرشِ سیاهچاله بستگی داره که خودش به شعاع شوارتزشیلد و درنتیجه جرم سیاهچاله وابسته هست. ولی به‌طور غیر بدیهی، به پارامتر‌های دیگه‌ای هم بستگی داره: رزولوشن رصد، بردار چرخش سیاهچاله به دور خودش و مقدار کج بودنش، و اندازه و ساختار منطقه تابش.
اگه دقت کرده باشید، توی تصویر یه طرفِ حلقه، روشنایی بیشتر و طرف دیگه کم‌نورتر هست. علتش پدیده‌ای موسوم به «پرتو‌افکنیِ نسبیتی» هست؛ همون‌طور که گفته شد، مواد توی قرص برافزایشی، با سرعت خیلی بالا (نسبیتی)، در حال گردش به دور سیاهچاله هستن. وقتی از پهلو به قرص برافزایشیِ سیاهچاله نگاه می‌کنیم، مواد در یک طرف دیسک، به سمت ما حرکت میکنن و در طرف دیگه از ما دور میشن. موادی که حرکتشون به سمت ما هست درخشان‌تر و موادی که نسبت به ما درحال دور شدن هستن، کم‌نورتر به نظر می‌رسن.
ابعاد علمی ثبت اولین تصویر از سیاهچاله M87
ثبت تصویر از یک ابرسیاهچاله با این رزولوشن، موقعیتی بود تا یه بار دیگه، نظریه نسبیت عام انیشتین رو آزمایش کنیم که البته در این مورد کاملا سازگار بود. این رصد، پیش‌بینیِ یک سری از مدل‌ها رو رد کرد. مثلا تعداد زیادی از مدل‌هایی که موسوم به مدل‌های تکینگی برهنه هستن، کنار زده شد. یا اینکه مثلا ما الآن می‌دونیم افق رویداد، سطحِ سختی از مواد نیست وگرنه موادی که به سمت سیاهچاله سقوط میکنن، باید اثراتی در محدوده فروسرخ می‌گذاشتن. البته ما با این رصد، درمورد ماده تاریک، نظریه‌های گرانش تعمیم‌یافته، گرانش کوانتومی یا مثلا اینکه داخلِ افق رویداد چی هست، نمی‌تونیم حرفی بزنیم.
بررسی دینامیک گرانشی اجرام اطراف ابرسیاهچاله مرکزیِ کهکشان راه شیری. نگاره از S. SAKAI / A. GHEZ / W.M. KECK OBSERVATORY / UCLA GALACTIC CENTER GROUP
قبل از این، ما جرم سیاهچاله رو از دو روش حساب کرده بودیم. روش اول نگاه کردن به مدار ستاره‌هاییه که اطرافش حرکت میکنن؛ همون‌طور که ما با نگاه کردن به مدار و سرعت حرکت سیارات توی منظومه شمسی، می‌تونیم نیروی گرانشی که خورشید توی مرکز داره بهشون وارد میکنه رو محاسبه کنیم و تخمینی از جرمش بزنیم، توی این مورد هم می‌تونیم جرم رو محاسبه بکنیم. روش دیگه، تخمین زدنِ جرم از روی رصد‌هایی هست که از تابش گازهای اطراف سیاهچاله داشتیم. برای ابرسیاهچاله کهکشان خودمون و M87، مقدار جرمی که از این دو روش به‌دست میومد خیلی با هم تفاوت داشتن؛ تخمین جرم از روش اول، حدود ۵۰ تا ۹۰ درصد بیشتر از روش دومی بود. مقداری که از رصد تلسکوپ افق رویداد به‌دست اومد، با مقداری که از روش اول بدست اومده بود سازگار بود. این نشون داد که روش بررسی دینامیک گرانشی، روش بهتریه برای محاسبه جرم سیاهچالهها، و اینکه باید روی فرضیات اخترفیزیکی که توی روش دوم در نظر گرفته بودیم تجدید نظر بکنیم.
سیاهچالهها موجوداتی هستن که دینامیک دارن. از اونجایی که برای نور حدود یک روز طول میکشه تا افق رویداد ابرسیاهچاله M87 رو طی کنه، توقع میره تابشی که رصد میشه، توی همین مقیاس زمانی تغییر بکنه. توی چهار تصویری که از این سیاهچاله منتشر شده هم این تغییرات دیده میشه.
تابشی که توی تصویر ابرسیاهچاله M87، روزهای ۵ و ۶ آپریل مشاهده میشه، با اونی که توی روزهای ۱۰ و ۱۱ آپریل هست، کمی تغییر کرده. نگاره از تیم تلسکوپ افق رویداد
تلسکوپ افق رویداد چه چیزهای دیگه‌ای رو قراره در آینده نشون بده؟
اول. طی رصد‌های قبلی که از ابرسیاهچاله مرکز کهکشان‌مون، توی طول‌موج‌های ایکس و رادیویی انجام گرفته، یه سری تابش از فورانات، شبیه به شراره‌های خورشیدی، مشاهده شده. از اون‌جایی‌که جرم این ابرسیاهچاله ۰.۰۶ درصدِ جرم ابرسیاهچاله M87 هست (حدود ۴ میلیون برابر جرم خورشید)، مقیاس زمانیِ تغییراتِ سیاهچاله از مرتبه دقیقه هست. بنابراین، رصد این تغییرات سریع برای ابرسیاهچاله M87، میتونه احتمالا درمورد ماهیت این شراره‌ها اطلاعاتی بهمون بده. سوال‌هایی که مطرحه از این قراره: این شراره‌ها چطور به دما و درخشندگیِ مشخصه‌های رادیویی که می‌بینیم مربوط میشه؟ آیا شبیه تاج‌های خورشیدی، این شراره‌ها ناشی از دینامیک مغناطیسی هستن؟ آیا جریانی از دیسک برافزایشی جدا میشه؟ اگه رصدها و شبیه‌سازی‌هامون مثل مورد سیاهچاله M87 خوب کار کنن، می‌تونیم بفهمیم چه پدیده‌هایی باعث تشکیل این شراره‌ها میشن و شاید حتی متوجه بشیم که چه چیزی روی سیاهچاله سقوط میکنه که شراره‌ها رو تشکیل میده.
رصد شراره‌های درخشان در اطراف ابرسیاهچاله مرکزیِ کهکشان راه شیری. نگاره از NASA/CXC/STANFORD/I. ZHURAVLEVA ET AL.
دوم. داده‌های مربوط به قطبش نور سیاهچاله، قراره منتشر بشه. اهمیت این موضوع اینه که چون میدان مغناطیسی با نور میتونه اندرکنش کنه و اثری روی قطبشش بذاره، با این داده‌ها می‌تونیم درمورد شکل میدان مغناطیسی خودِ سیاهچاله و چگونگی تغییراتش اطلاعات بدست بیاریم. البته ما می‌دونیم که دیسک برافزایشی اطراف سیاهچاله هم، خودش میدان مغناطیسی قوی رو به‌وجود میاره؛ چون ذرات باردار، داخل دیسک برافزایشی در حال حرکت هستن، میدان مغناطیسی تولید میکنن. مدل‌ها نشون میدن که این خطوطِ میدان مغناطیسی میتونه، یا توی جریانات قرص برافزایشی باقی بمونه و یا به افق رویداد ختم بشه. یه رابطه‌ای بین میدان‌های مغناطیسی، برافزایش و رشد کردن سیاهچاله، و جت‌های گسیلی از اون هست. بدون میدان مغناطیسی راهی وجود نداره که مواد داخل قرص برافزایشی، تکانه زاویه‌ای از دست بدن و به داخل سیاهچاله سقوط کنن. داده‌های مربوط به قطبش که در حال تحلیل شدن هستن، می‌تونن این موضوعات رو روشن بکنن.
تصویر خیالی از دیسک برافزایشی و جت‌های اطراف یک سیاهچاله. ما هنوز نمی‌دونیم که خودِ سیاهچالهها هم میدان مغناطیسی خودشون رو دارن یا نه. نگاره از NICOLLE R. FULLER/NSF
سوم. وقتی دو جسم به هم نیروی گرانشی وارد میکنن، به این معنیه که هر کدوم، اون یکی رو سمت خودش میکشه. توی منظومه شمسی هم درسته که خورشید نیروی گرانش زیادی رو به مابقی اجرام و سیارات وارد میکنه و اونا رو توی مدار نگه می‌داره، ولی بقیه هم نیروی گرانشی به خورشید وارد میکنن و این باعث میشه خورشید هم سر جای خودش به‌خاطر این نیرو کمی جابجا بشه و اصطلاحا حرکتی براونی داشته باشه (حرکت براونی به حرکتی مثل حرکت ذرات گرد و غبار توی هوا میگن که به‌صورت تصادفی جابجا میشن). اطراف ابرسیاهچاله هم اجرام زیادی وجود دارن که علی‌القاعده سیاه‌چاله‌های دیگه‌ای هم بینشون هستن. درنتیجه شبیهِ داستان منظومه شمسی، ابرسیاهچاله هم حرکت براونی داره. منتها برای اینکه مقدارِ این جابجایی رو بشه محاسبه کرد، نیاز به یه مرجعی داریم که جابجایی رو نسبت به اون بسنجیم. بنابراین باید به سیاهچاله نگاه کنیم و بعد به مرجع و بعد به سیاهچاله و بعد به مرجع و …. اما از اونجایی که جو زمین تلاطم داره و توی بازه زمانی حدود ۱ تا ۱۰ ثانیه تغییر میکنه، نمی‌تونیم این رفت و آمد رو بین سیاهچاله و مرجع راهنما‌مون انجام بدیم؛ چون تا بخوایم بریم و بیایم داستان تغییر کرده! بنابراین درحال حاضر، نمی‌تونیم از روی زمین این کار رو انجام بدیم. ولی احتمالا تا پایان دهه بعد میلادی، با پیشرفت تکنولوژی در این زمینه، این کار عملی میشه و در نتیجه می‌تونیم درمورد حضور سیاه‌چاله‌های اطراف ابرسیاهچاله هم اطلاعات بدست بیاریم.
تصویر خیالی از حرکت سیاهچالهها در اطراف یک ابرسیاهچاله. نگاره از ESO/MPE/MARC SCHARTMANN
چهارم. با اندازه‌ي الانِ تلسکوپ افق رویداد، فقط ۲ یا ۳ مورد از سیاهچالهها رو میشه مطالعه کرد. اما اگر بتونیم از تلسکوپ‌های فضایی هم کمک بگیریم، میشه درواقع قطرِ موثرِ تلسکوپ رو بازم بزرگ‌تر و قدرت تفکیک رو بهتر کرد. این کار، عملا با تکنولوژیِ حال حاضر هم شدنی هست و میشه در آینده‌ای نه چندان دور، صدها سیاهچاله رو مورد بررسی قرار داد. در نتیجه، این زمینه تحقیقاتی آینده روشنی خواهد داشت.
کاندیدای جایزه نوبل فیزیک برای این پروژه، چه افرادی می‌تونن باشن؟
بعد از انتشار تصویر اولین سیاهچاله توسط تیم تلسکوپ افق رویداد، اخباری دست به دست شد که یه خانمی به نام باومن – که اتفاقا هم چند وقت پیش توی تد، در مورد روش محاسباتی که برای تلسکوپ افق رویداد ساخته بودن صحبت کرده بود – باید جایزه نوبل فیزیک رو بگیره. نکته قابل توجهِ ثبتِ این تصویر، اتفاقا همکاری گسترده پژوهشگران در اقصا نقاط دنیا بوده که ارزش این کار رو صد چندان میکنه. بنابراین، اینکه یه کسی یهو این‌قدر بولد بشه، به‌نظر می‌رسه به‌خاطر مسايل دخیلِ دیگه‌ای هست که هیچ مبنای حرفه‌ای نداره! با این حال اگه قرار باشه به فرد یا افرادی جایزه نوبل فیزیک برای این پروژه تعلق بگیره، شاید افراد زیر، گزینه بهتری باشن:
۱. شِپ دوئلمَن، کسی که این پروژه رو راه‌اندازی کرد، به پیش برد و مدیریت کرد.
۲. هِینرو فالکه، کسی که مقاله اصلی درمورد اینکه چطور تلسکوپ افق رویداد با استفاده از روش وی‌ال‌بی‌آی میتونه تصویر رو ثبت کنه، نوشت.
۳.روی کِر، کسی که معادلات میدان گرانشی رو برای سیاهچاله چرخان حل کرد که پایه‌ی جزییات استفاده شده توی همه شبیه‌سازی‌های امروزی از سیاهچالهها بودن.
۴. جین پیِر لومینِت، کسی که برای اولین‌بار، توی دهه ۱۹۷۰ میلادی، با شبیه‌سازی نشون داد که تصویرِ یه سیاهچاله، احتمالا چه شکلی خواهد بود و حتی همون موقع، ابرسیاهچاله کهکشان M87 رو برای این کار پیشنهاد داد.
۵. آوری برودِریک، کسی که بعضی از مهم‌ترین کارها رو برای مدل‌سازی کردنِ دیسک برافزایشیِ اطراف سیاهچاله انجام داده.
تصویری از گردهمایی پژوهشگران حاضر در پروژه تلسکوپ افق رویداد در نوامبر سال ۲۰۱۸ میلادی
خب که چی؟! حالا این چیزا به چه درد ما می‌خورن؟!
احتمالا یا این سوال رو توی ذهن دارید، یا اگه توی زمینه کیهان‌شناسی و نجوم دارید پژوهش می‌کنید، این سوال ازتون پرسیده شده. اگه منظور از این سوال اینه که به چه درد همین الآن ما می‌خوره یا اینکه مثلا توقع داشته باشید که یهو با این مطالعات، اوضاع اقتصادی‌مون درست بشه، باید بگم که خیر!
یک چیز خیلی مهمی وجود داره و اون هم حس کنجکاوی بشر هست. حتی تا همین چند ده سال پیش هم که آلودگی نوری وجود نداشت و مردم هر شب عظمت آسمون رو بالای سرشون به چشم می‌دیدن، پرسش‌های زیادی پیش میومد. چیزی که ما امروزه تقریبا درکی ازش نداریم! البته همین کنجکاوی باعث به‌وجود اومدن علم شد و به تبع اون ایجاد تکنولوژي. خیلی از کاربردی‌ترین و ابزاری‌ترین چیزهایی که امروز باهاشون سروکار داریم، مثلا موبایل، بدون مفاهیم کاملا محض نظری، مثل مکانیک کوانتومی، بی‌معنی بودن. اگه همیشه بشر می‌خواست همین نگاه کوته‌بینانه رو داشته باشه، احتمالا توی غارها و با یه سری ابزارهای بدوی مشغول گذران زندگی خودش بود! بنابراین اگه می‌بینید که کسانی اندک، توی دنیا دنبال این‌جور چیزها هستن، حداقلش اینکه این‌جور سوالات رو ازشون نپرسید 🙂
توی این پست میخوام مقداری درمورد مفهوم «انتقال به سرخ» و انواعش توضیح بدم. انتقال به سرخ یا «Redshift» مفهومیه که به کمک اون تونستیم دریچه‌ای از کهکشان راه شیری خودمون به باغ وحشی از کهکشانها و ساختارهای بزرگ مقیاس کیهانی باز کنیم. به کمک این پدیده، از حدود صد سال پیش، متوجه شدیم که کیهان، فقط محدود به کهکشان راه شیری نیست و بیش از پیش بهاصل کوپرنیکی معتقد شدیم.
حتما دقت کردید وقتی یه ماشین یا موتوری با سرعت از جلوتون رد میشه، صداش تغییر میکنه؛ همین‌طور که نزدیک‌تر میشه صداش زیرتر و وقتی عبور میکنه و دور میشه صداش کمی بم‌تر میشه. کمی اگر دقیق‌تر صحبت کنیم این اتفاق، به ترتیب، به معنی طول موج‌های کوتاه‌تر و بلندتر هست. به این پدیده،اثر داپلر میگن. خب حالا چرا این اتفاق میفته؟(دقت کنید که راننده اتومبیل تغییری توی صدا احساس نمی‌کنه!) احتمالا این وسط یا اتفاقی برای صوتی که به ما می‌رسه میفته یا اینکه برای خود ما! خداروشکر مشکل از ما و سیستم شنواییمون نیست که بگیم دچار کج‌شنوایی شدیم! داستان به اینجا برمی‌گرده که منبع تولید موج صوتی نسبت به ما در حال حرکت هست؛ بنابراین همین‌طور که اتومبیل از ما دورتر میشه، هر قله(دره) متوالی، از جایی دورتر از ما، نسبت به موج قبلی منتشر میشه و یه خرده زمان بیشتری می‌بره تا به ما برسه. با فرض اینکهسرعت موج صوتی ثابت هست، پس فاصله بین قله‌ها (دره‌ها) هم باید بیشتر باشه؛ یعنی طول موج بیشتر میشه (معادل فرکانس کمتر). وقتی که منبع صوت درحال نزدیک شدن هست، دقیقا عکس این اتفاق میفته و طول موج برای «ما» که ناظر هستیم تغییر میکنه و کوتاه‌تر میشه.
توجه کنید که اینجا مسأله، انتخابچارچوب مرجع هست. یعنی اگه ما که وایستادیم هم مثلا درحال شیپور زدن باشیم(به دلایلی نامعلوم! ؛)) اتومبیل در حال عبور، همین تغییر در فرکانس رو حس میکنه. بنابراین اثر داپلر بهدلیل حرکت نسبی بین منبع صوت و ناظر اتفاق میفته.
اثر داپلر
در ۱۸۴۲ میلادی، جناب آقایداپلر برای اولین بار این توجیه فیزیکی رو برای این پدیده ارائه داد و ادعا کرد که این پدیده برای هر نوع موجی درسته و مشخصا پیشنهاد داد که رنگ‌های مختلف ستاره‌ها، به‌خاطر حرکتی هستش که نسبت به ما دارن (البته خیلی زود معلوم شد کهرنگ ستاره‌ها، فقط به دمای سطحی اون‌ها بستگی داره و نه حرکتشون نسبت به زمین). شش سال بعد، جنابفیزو به این نکته اشاره کرد که جابه‌جایی که در خطوط طیفی ستاره‌ها مشاهده میشه، بهدلیل اثر داپلر هست. به همین خاطر بعضی مواقع به این اثر، «اثر داپلر-فیزو» هم میگن. برای اینکه بحث رو ادامه بدیم، اجازه بدید اول توی یه قسمت پرانتزطوری، مختصرا درمورد طیف‌ها صحبت کنیم تا موضوع روشن بشه.
منظور از طیف یه ستاره چیه؟
چگونگی شکل‌گیری انواع طیف‌ها (طیف پیوسته، جذبی و گسیلی)
اگه یه منشور رو جلوی نور خورشید بگیرید، رنگین کمانی در طول موج‌های مرئی تشکیل میشه که بهشطیف پیوسته میگن. حالا فرض کنید که گاز سردی از ماده خاصی رو بر سر راه این نور قرار بدید. وقتی نور به اتم‌های گاز سرد برخورد میکنه، توی بعضی از طول موج‌های خاص که تابعی از اختلاف انرژی بین ترازهای الکترون‌های برانگیخته شده هست، جذب میشه. بنابراین توی طیف جدید، چند خط تیره در طول موج‌های مختلف وجود داره. به این طیف، «طیف جذبی» میگن. این‌بار فرض کنید که این گاز رو داغش بکنیم. دقیقا توی طول موج‌هایی که توی حالت قبل جذب اتفاق افتاده بود، این‌بار گسیل نور داریم؛ توی این حالت، وقتی الکترون‌های برانگیخته از ترازهای انرژی بالاتر به ترازهای انرژی پایین‌تر گذار میکنن، نوری گسیل میشه که طول موجش، متناسب با اختلاف انرژی تراز ابتدایی و انتهایی هست. این بار طیف، فقط شامل چند خط روشن در طول موج‌های مختلف هست و بهش «طیف گسیلی» میگن. نکته‌ای که وجود داره اینه که عناصر مختلف دقیقا توی طول موج‌های مشخصی جذب یا گسیل دارن. به‌عبارت دیگه هر عنصر، طیف منحصر به فرد خودش رو داره. بنابراین با دیدن طیف یه ستاره، میشه فهمید که چه عناصری در جوّش وجود دارن.
همون‌طور که اشاره شد، طیف عناصر مختلف دارای خطوط طیفی در طول موج‌های مشخصی هستن. وقتی که ستاره‌ای نسبت به ما در حال حرکت باشه، خطوط طیفی که مربوط به عناصر مختلف شناخته شده هست کمی جابجا میشن؛ اگه ستاره در حال دور شدن از ما باشه، خطوط طیفی به سمت طول موج‌های بلندتر (انتقال به سرخ) و اگه در حال نزدیک شدن باشه، به سمت طول موج‌های کوتاه‌تر جابجا میشن(انتقال به آبی).
جدول تناوبی طیف‌ها
انواع انتقال به سرخ
ما سه نوع انتقال به سرخ برای نور داریم:داپلر نسبیتی، کیهانی وگرانشی. اساس همه‌شون همون انتخاب چارچوب مرجع و تأخیر (تسریع) زمانی بین قله‌های متوالی موج هست که منجر به انتقال به سرخ(آبی) خطوط طیفی میشه. اما منشأ اون میتونه علت‌های مختلفی داشته باشه.
داپلر نسبیتی
تا اینجا توضیحاتی که در مورد انتقال به سرخ دادیم مربوط به این نوع هست. یعنی سرعت نسبی منبع نور و ناظر باعث این اثر میشه. هر چی این سرعت نسبت به ناظر بیشتر باشه، مقدار انتقال به سرخ و جابجایی در طیف بیشتره. از روی مقدار جابه‌جایی خطوط طیفی میشه سرعت منبع نور رو بدست آورد.وستو اسلیفر در ۱۹۱۲ میلادی، سرعت چندتا از سحابی‌ها رو با این روش اندازه گرفت و دید که سرعتشون خیلی بیشتر از اجرام معمولی دیگه هستش که قبلا رصد کرده بودن. هرچند تا اون زمان، فرضیاتی مطرح شده بودن که احتمالا کهکشان‌های دیگه ای بیرون از کهکشان راه شیری وجود دارن، اما شاهدی برای این موضوع وجود نداشت. چند سال بعدادوین هابل، فاصله این سحابی‌ها رو اندازه گرفت و متوجه شد که این‌ها در واقع کهکشان‌هایی بیرون از کهکشان راه شیری هستن. (الآن می‌دونیم که حدود ۱۰۰ میلیارد کهکشان دیگه توی کیهانمون وجود داره، تقریبا اندازه تعداد ستاره‌های داخل کهکشان خودمون!) بنابراین این اثر، ابزار قدرتمندی رو در اختیارمون قرار میده که ما باهاش می‌تونیم سرعت اجرام سماوی رو اندازه بگیریم.
انتقال به سرخ کیهانی
انبساط عالم باعث دور‌شدن کهکشانها از همدیگه و درنتیجه انتقال به‌سرخ در مقیاس‌های مکانی بزرگ میشن
سال ۱۹۲۹، هابل نمودار سرعت بر حسب فاصله رو برای تعدادی از کهکشانها رسم کرد و نتیجه گرفت که هرچقدر اونا دورتر هستن با سرعت بیشتری درحال دور شدن از ما هستن (قانون هابل) و این یعنی جهان در حال انبساطه. این کشف، تأییدی بود برای حلی که چند سال قبل‌تر، از معادلات میدان انیشتین به‌دست اومده بود که الآن معروف بهمعادلات فریدمان هست. پس بنابراین چون جهان درحال انبساطه یا به بیان بهتر، فضا-زمان داره منبسط میشه، کهکشانها نسبت به ما در حال حرکتند و چون همه‌شون دارن از ما دور میشن بنابراین در خطوط طیفیشون انتقال به سرخ مشاهده میشه. منشأ این انتقال به سرخ انبساط کیهانه. به‌همین‌خاطر به اون انتقال به سرخ کیهانی گفته میشه.
اما از کجا تشخیص بدیم که جابجایی طیفی به‌خاطر انبساط کیهان هست یاحرکت مشخصه خود منبع نور؟ خب نکته‌ای که وجود داره اینه که انبساط کیهانی رو توی فواصل نزدیک نمیشه دید. عملا انتقال به سرخ از حدود فاصله چندین هزار سال نوری به بعد قابل ملاحظه هست. برای ستاره‌ای که داخل کهکشانی با این فاصله قرار داره، قسمتی از انتقال به سرخش مربوط به حرکت موضعی خودش هست (اثر داپلر نسبیتی) و قسمتیش هم مربوط به انبساط فضا-زمان (انتقال به سرخ کیهانی). اما از اونجایی که سازوکار این دو تا با هم متفاوت هست، میشه انتقال به سرخ کیهانی رو از مدل کیهان‌شناسی که درنظر گرفتیم بدست بیاریم و از قسمت مربوط به حرکت مشخصه ستاره تفکیک کنیم.
از اونجایی که کیهان‌شناس‌ها با فواصل خیلی زیاد سروکار دارن، کهکشانها رو عملا یک نقطه در نظر می‌گیرن (بدون اعتنا به اتفاقاتی که داخل کهکشانها داره میفته و ستاره‌ها و سیارات و احتمالا موجوداتی که دارن اون‌جا زندگی میکنن!) و به‌جای استفاده از واحدهایی مثل سال نوری یاپارسک برای گفتن فاصله‌ها، معمولا از انتقال به سرخ(رِد شیفت) استفاده میکنن. انتقال به سرخ‌های بزرگ‌تر، یعنی فواصل دورتر از نظر مکانی و هم از نظر زمانی! چون نور اجرام دورتر، بیشتر طول میکشه تا به ما برسه. پس هر چی فواصل دورتری رو توی عالم رصد بکنیم، درواقع داریم خاطرات قدیمی‌تری از عالم رو مرور می‌کنیم؛ قدیمی‌ترین تصویر عالم، مربوط بهتابش زمینه کیهانی، با رِدشیفت ۱۰۸۹ هست.
انتقال به سرخ گرانشی
گرانش میتونه باعث تأخیر زمانی و درنتیجه اثر انتقال به سرخ گرانشی بشه
طبق نظریه نسبیت عام انیشتین، ماده یا انرژی میتونه فضا-زمان اطرافش رو خمیده کنه و از این طریق گرانش کنه. نوری که از داخل یه چاه پتانسیل گرانشی، مثلا از سطح یه ستاره، به‌سمت بیرون در حال حرکته، با تأخیر زمانی همراهه. درنتیجه توی طیفش انتقال به سرخ دیده میشه. هرچقدر گرانش اون جسم بیشتر باشه، این انتقال بیشتر هست. مثلا در اطراف ستاره‌های نوترونی و سیاهچالهها که بسیار پرجرم هستن، این اثر رو میشه دید.
خلاصه اینکه انتقال به سرخ مفهوم بسیار مهم و کاربردی برای فهم ما از عالم پیرامونمون هست. راستی انتقال به سرخ یه کاربرد دیگه‌ای هم داره. از اون تویدوربینای کنترل سرعت هم استفاده میشه که احتمالا خاطرات خوبی باهاش دارید! :)) جا داره این پست رو با یادی از همه گذشتگان راه علم به پایان ببریم. روحشان شاد!
سیب به سر نیوتن سقوط میکند و او از خود میپرسد : چرا سیب به سمت پایین آمد و بالا نرفت ؟؟؟ شاید آن زمان تصور میشد که این مسئله با این جمله ارسطو که : اجسام تمایل دارند به حالت اولیه و اصل خود بازگردند ؛ حل شده است ولی نیوتن با دید شکاکانه ای به مسئله نگاه کرد ، او از خود میپرسد که چرا وقتی جسمی به سمت پایین پرتاب میشود رفته رفته بر سرعتش افزوده میگردد ؟؟؟ چه چیزی باعث افزایش سرعت آن میشود ؟؟؟ او جای خالی چیزی را احساس میکرد که باعث افزایش سرعت سقوط اجسام میشد ؛ او اسم آن را نیروی گرانش گذاشت و آن را عامل افزایش سرعت سقوط میدانست ؛ حال کمی جلوتر می آییم ، در سالهای ۱۹۲۵ تا ۱۹۲۹ ادوین هابل با مشاهده کهکشان های دیگر و با توجه به طیف نوری رسیده از کهکشان ها اکثرا به قرمزی متمایل است ؛ نتیجه گرفت که کهکشانها در حال دور شدن از ما هستند و با محاسبه سرعت دور شدن آنها به این نتیجه رسید که آنها با شتابی که بر آن افزوده میشود در حال دور شدن از ما هستند .( مثل اینکه توپی را از روی سطح زمین به سمت بالا پرتاب کنید و هر لحظه بر شتاب آن افزوده شده و از زمین با سرعت بیشتری دور شود ) دانشمندان مانند نیوتن از خود این سوال را پرسیدند که : چه نیرویی این فرآیند را انجام میدهد و این شتاب را به کهکشان ها میدهد ؟؟؟ و اینکه : چرا فاصله ی کهکشانی افزایش می یابد ، ولی در داخل کهکشانها فاصله ستاره ها ثابت است ؛ به عبارت دیگر چرا کهکشان ها مانند جهان انبساط پیدا نمیکنند؟؟؟ آنها برای حل این مشکل نیرویی را به نام انرژی تاریک پیشنهاد دادند که باعث انبساط عالم میشود . البته نامگذاری آن به انرژی تاریک بدلیل مبهم بودن و ناشناخته بودن آن است( مانند پرتو x) ، همان طور که یک اخترشناس در این باره می‌گوید: «به یاد داشته باشید که ما این پدیده را انرژی تاریک می نامیم اما این نامگذاری ممکن است این باور غلط را در ذهن مخاطبان ایجاد کند که ما حقیقتاً می دانیم که آن پدیده چیست. اما باید اذعان داشت که ما واقعاً چیز زیادی در این باره نمی دانیم». دانشمندان پس از اندازه گیری این نیرو متوجه شدند که حدود ۷۳ درصد از جرم – انرژی جهان را میسازد و این یعنی هنوز تا فهمیدن جهان اطرافمان راه طولانی در پیش داریم .
