وزن کردن ستاره با استفاده از جاذبه ؛ تاییدی دیگر بر نظریه نسبیت انیشتین

نظریه نسبیت انیشتین تاکنون چندین بار تایید شده است. جدیدترین تایید این نظریه انقلابی، با وزن کردن ستاره حاصل شده است.

نظریه نسبیت عام انیشتین، احتمالا بهترین نظریه‌ای فیزیکی بوده که تا به حال فرمول‌بندی شده و همچنان نیز به خوبی کار می‌کند. حتی در مواردی که خود انیشتین امیدی نداشت تا نظریه‌اش از آن طریق اثبات شود. انبساط شتابدار کیهان و یا وجود امواج گرانشی از آن جمله هستند که از ثبت اولین امواج گرانشی و تایید دوباره این نظریه، مدت زیادی نمی‌گذرد.

در سال 1930 بود که یکی از دوستان انیشتین به نام R.W. Mandl از وی خواست تا یکی از پیش‌بینی‌های عجیب نسبیت را به چاپ برساند. این که نور ستاره‌ها، در گذر از نزدیکی سایر اجرام، دچار خمش می‌شود. همانند اتفاقی که در گذر نور خورشید از عدسی یک ذره‌بین اتفاق می‌افتد. امروزه این پدیده را به نام لنز گرانشی انیشتین می‌شناسیم. شش سال بعد انیشتین این پیش‌بینی از نظریه خود را به چاپ رساند، با ذکر این جمله که «البته امیدی نیست تا به طور مستقیم بتوان این پدیده را مشاهده کرد.»

اما امروزه دانشمندان جرم یک ستاره کوتوله سفید را از همین طریق اندازه‌گیری کرده‌اند. این کوتوله سفید، نور ستاره‌ای که از پشت آن رد می‌شد را دچار انحراف کرده است. بار دیگر ثابت شد که شک انیشتین درباره پیش‌بینی‌های نظریه نسبیت، بی‌مورد بوده است. موضوع مهمتر این است که ستاره‌شناسان توانسته‌اند برای اولین بار وزن کردن ستاره ای را به صورت مستقیم انجام دهند. بدون آن که از ستاره‌ای دیگر یا مدل‌های دیگری که برای اندازه‌گیری جرم ستارگان وجود دارد استفاده کنند.

پدیده لنز گرانشی مدت‌هاست که مشاهده می‌شود. اولین بار در سال 1919 بود که در طی یک خورشیدگرفتگی کلی، مشاهده شد که خورشید می‌تواند نور ستارگانی که از دید ما درست در پشت آن قرار دارند را خمیده کند. پس آن و با آغاز عصر تلسکوپ‌های قدرتمندی چون هابل، لنز گرانشی در مورد تعدادی از کهکشان‌ها نیز مشاهده شد که به نام حلقه گرانشی انیشتین نیز شناخته می‌شود. چندین سال است که از این پدیده نادر، در کشف برخی سیارات فراخورشیدی نیز استفاده می‌شود.

با این حال، وزن کردن ستاره با استفاده از انحراف نور ستاره‌ای دیگر، همواره چالشی بسیار دشوار محسوب می‌شده است. ستاره‌شناسان بایستی منتظر بهترین لحظه می‌بودند و حتی در آن زمان نیز انحراف ثبت شده فوق‌العاده ناچیز و اندازه‌گیری دقیق آن بسیار سخت بوده است.

دو ستاره‌ای که تیم تحقیقاتی Kailash Sahu از آنها استفاده کردند، Stein 2015B و Stein 2015A بوند. این دوستاره با فاصله‌ای در حدود فاصله زمین و پلوتو به دور یکدیگر در گردشند. ستاره‌شناسان روی همدم B این مجموعه تمرکز کرده و نور ستارگانی که از پشت آن رد می‌شدند را اندازه‌گیری می‌کردند. سپس داده‌های جمع‌آوری شده با استفاده رابطه نسبتا ساده‌ای که وجود دارد، برای اندازه‌گیری جرم این ستاره به کار گرفته شد. جرم بدست‌امده به خوبی با جرمی که از طریق روش‌های دیگر، و برای کوتوله‌های سفید دیگر بدست آمده است، هم‌خوانی دارد.

این اولین بار نیست که ستاره‌شناسان جرم یک کوتوله سفید را اندازه‌گیری می‌کنند. اما روش‌های دیگر وزن کردن ستاره ، به مدل‌های تئوری، ابزارهای دیگر و یا سیستم‌های ستاره‌ای دوتایی بسیار نزدیک‌تری نیازمندند. می‌توان گفت که این روش جدید، مستقل‌ترین روش اندازه‌گیری جرم یک ستاره است. روشی که به فرض‌های اضافی از سایر زمینه‌های علمی یا رصدی نیاز ندارد.

هرچند که درباره اهمیت فوق‌العاده زیاد این روش شکی نیست، اما باید درباره کاربردهای آن در آینده محتاط بود. چرا که فضا بسیار خالی‌تر از آن است که شاهد عبور تعداد زیادی ستاره نزدیک از جلوی ستاره‌های دورتر باشیم. به علاوه علم نیازمند تکرار آزمایشات است. باید منتظر باشیم تا برای دفعات بیشتری، از این روش برای اندازه‌گیری جرم یک ستاره استفاده شود. اتفاقی که به تعداد زیاد رخ نخواهد داد.

تیم تحقیقاتی Sahu قصد دارد تا این رویه را ادامه دهد. آنها کاتالوگی دارند که ستاره‌هایی با احتمال بیشتر عبور از خط دید ستارگان دیگر را لیست کرده است. حتی ممکن است جرم نزدیکترین ستاره به ما، پروکسیما قنطورس توسط این روش محاسبه شود. اما طبق گفته Sahu گرفتن وقت یک تلسکوپ پروسه بسیار زمان‌بری است و باید افرادی چون تیم ما، تلاش کنند تا مسئولین تلسکوپ را برای دادن زمان رصدی کاملا مجاب کنند.