دانشمندان هنگام توصیف چگونگی کار طبیعت و جهان، ابزارهای زیادی در اختیار دارند. اغلب آنها در اولین قدم به قوانین (Laws) و نظریهها (Theories) مراجعه میکنند. تفاوت آنها چیست؟ یک قانون علمی اغلب میتواند به کوتاهی یک عبارت ریاضی باشد، مانند E = mc²؛ این یک بیان خاص مبتنی بر دادههای تجربی است و صحت آن عموماً به مجموعهای از شرایط محدود است. برای مثال، در مورد E = mc²، ثابت سی (c) به سرعت نور در خلأ اشاره دارد.
یک نظریه علمی اغلب به دنبال تحلیل مجموعهای از شواهد یا مشاهدات پدیدههای خاص است. به طور کلی – و نه همیشه – یک بیان گستردهتر و قابل آزمایش درباره چگونگی کار طبیعت است. شما نمیتوانید لزوماً یک نظریه علمی را به یک عبارت یا معادله کوتاه کاهش دهید، اما نمایانگر چیزی اساسی درباره چگونگی کار طبیعت است.
هر دو، هم قانون و هم نظریه به عناصر اساسی “روش علمی” متکی هستند، مانند ایجاد یک فرضیه، آزمایش آن فرضیه، یافتن (یا نیافتن) شواهد تجربی و رسیدن به نتایج. در نهایت، دانشمندان دیگر نیز باید بتوانند آن نتایج را تکرار کنند اگر آزمایش قرار است پایهای برای یک قانون یا نظریه پذیرفته شده باشد.
در این مقاله، به ۱۰ قانون و نظریه علمی که ممکن است بخواهید آنها را مرور کنید، حتی اگر خودتان به طور مکرر از میکروسکوپ الکترونی استفاده نکنید، خواهیم پرداخت. با یک انفجار شروع میکنیم و به قوانین اساسی جهان میپردازیم، سپس به تکامل میرسیم. در نهایت، به مواد پیچیدهتر میپردازیم و وارد قلمرو فیزیک کوانتوم میشویم.
۱۰. نظریه بیگ بنگ
اگر قرار باشد فقط یک نظریه علمی را بدانید، آن باید نظریهای باشد که توضیح میدهد چگونه جهان به وضعیت فعلی خود رسیده است. بر اساس تحقیقات انجام شده توسط ادوین هابل (Edwin Hubble)، ژرژ لومتر (Georges Lemaitre) و آلبرت انیشتین (Albert Einstein) و دیگران، نظریه بیگ بنگ (انفجار بزرگ)( Big Bang Theory) مطرح میکند که جهان تقریباً ۱۴ میلیارد سال پیش با یک رویداد انبساط عظیم آغاز شد. در آن زمان، جهان در یک نقطه واحد متمرکز بود که شامل تمام ماده جهان میشد. آن حرکت اولیه تا به امروز ادامه دارد، زیرا جهان همچنان در حال گسترش است.
نظریه بیگ بنگ پس از کشف تابش زمینه کیهانی (cosmic microwave background radiation) توسط آرنو پنزیاس (Arno Penzias) و رابرت ویلسون (Robert Wilson) در سال ۱۹۶۵ تأیید گستردهای در جامعه علمی به دست آورد. با استفاده از تلسکوپهای رادیویی، این دو ستارهشناس لکههای تاریکی را شناسایی کردند که با گذشت زمان از بین نمیرفت. با همکاری با پژوهشگر دانشگاه پرینستون، رابرت دیکه (Robert Dicke)، این دو تأیید کردند که فرضیه دیکه درست بوده و “انفجار بزرگ” اصلی تابش خفیفی را در سراسر جهان باقی گذاشته است.
۹. قانون هابل در انبساط کیهانی
اجازه دهید کمی بیشتر در مورد ادوین هابل صحبت کنیم. در حالی که دهه ۱۹۲۰ با شتاب میگذشت و دوران رکود بزرگ اقتصاد به سختی سپری میشد، هابل در حال انجام تحقیقات نجومی پیشگام بود. هابل نه تنها ثابت کرد که کهکشانهای دیگری به جز راه شیری وجود دارند، بلکه کشف کرد که این کهکشانها در حال دور شدن از کهکشان ما هستند، حرکتی که او آن را عقبنشینی (recession) نامید.
برای اندازهگیری سرعت این حرکت کهکشانی، هابل قانون انبساط کیهانی، معروف به قانون هابل (Hubble’s law) را پیشنهاد کرد، معادلهای که بیان میکند. فاصله = H × سرعت. سرعت نشاندهنده سرعت عقبنشینی کهکشان است؛ H ثابت هابل یا پارامتری است که نرخ انبساط جهان را نشان میدهد؛ و فاصله مسافت کهکشان مورد نظر از کهکشانی است که با آن مقایسه میشود.
ثابت هابل در طول زمان با مقادیر مختلفی محاسبه شده است، اما مقدار فعلی پذیرفته شده ۷۰ کیلومتر بر ثانیه به ازای هر مگاپارسک (kilometers/second per megaparsec) است که واحدی از فاصله در فضای بین کهکشانی است. برای اهداف ما، این نکته چندان مهم نیست. مهمترین نکته این است که قانون هابل روشی مختصر برای اندازهگیری سرعت یک کهکشان نسبت به کهکشان ما فراهم میکند. و شاید مهمتر از همه، این قانون ثابت کرد که جهان از کهکشانهای بسیاری تشکیل شده است که مسیر حرکت آنها به بیگ بنگ بازمیگردد.
۸. قوانین حرکت سیارهای کپلر
قرنها دانشمندان با یکدیگر و با رهبران مذهبی درباره مدار سیارات، به ویژه اینکه آیا آنها به دور خورشید میگردند یا نه، درگیر بودند. در قرن شانزدهم، کوپرنیک (Copernicus) نظریه بحثبرانگیز منظومه خورشیدی هلیوسنتریک یا خورشیدمرکزی (heliocentric solar system) را مطرح کرد که در آن سیارات به دور خورشید میچرخند – نه به دور زمین. اما این یوهانس کپلر (Johannes Kepler) بود که با تکیه بر کارهای تیکو براهه (Tyco Brahe) و دیگران، پایه علمی روشنی برای حرکات سیارات ایجاد کرد.
سه قانون حرکت سیارهای کپلر که در اوایل قرن هفدهم شکل گرفتند، نحوه گردش سیارات به دور خورشید را توصیف میکنند. قانون اول، که گاهی اوقات به عنوان قانون مدارها (law of orbits) نامیده میشود، بیان میکند که سیارات به طور بیضوی به دور خورشید میگردند. قانون دوم، قانون مساحتها (law of areas)، بیان میکند که خطی که یک سیاره را به خورشید متصل میکند، در دورههای زمانی مساوی، مساحت مساوی را پوشش میدهد. به عبارت دیگر، اگر شما مساحت ایجاد شده با کشیدن یک خط از زمین به خورشید و ردیابی حرکت زمین در طول ۳۰ روز را اندازهگیری کنید، مساحت در هر نقطه از مدار زمین که اندازهگیری را آغاز کنید، یکسان خواهد بود.
قانون سوم، قانون دورهها (law of periods)، به ما اجازه میدهد تا رابطهای روشن بین دوره مداری یک سیاره و فاصله آن از خورشید برقرار کنیم. به لطف این قانون، ما میدانیم که یک سیاره نسبتاً نزدیک به خورشید، مانند زهره، دوره مداری بسیار کوتاهتری نسبت به یک سیاره دورتر، مانند نپتون، دارد.
۷. قانون جهانی گرانش
ما ممکن است اکنون این را بدیهی بدانیم، اما بیش از ۳۰۰ سال پیش آقای آیزاک نیوتن (Isaac Newton) یک ایده انقلابی پیشنهاد کرد. اینکه هر دو جسم، بدون توجه به جرمشان، نیروی گرانشی به سوی یکدیگر اعمال میکنند. این قانون توسط یک معادله نشان داده میشود که بسیاری از دانشآموزان دبیرستانی در کلاس فیزیک با آن مواجه میشوند. این معادله به شرح زیر است.
F = G × [(m1m2)/r2]
F نیروی گرانشی بین دو جسم است که با واحد نیوتن اندازهگیری میشود. و جرمهای دو جسم هستند، در حالی که r فاصله بین آنهاست. G ثابت گرانش است، عددی که در حال حاضر برابر با مقدار زیر (نیوتن متر مربع بر کیلوگرم مربع) محاسبه شده است (منبع: Weisstein).
6.672 × 10-11 N m2 kg-2
مزیت قانون جهانی گرانش این است که به ما اجازه میدهد نیروی گرانش بین هر دو جسم را محاسبه کنیم. این توانایی بهویژه زمانی مفید است که دانشمندان مثلاً در حال برنامهریزی برای قرار دادن یک ماهواره در مدار یا ترسیم مسیر ماه هستند.
۶. قوانین حرکت نیوتن
تا زمانی که در مورد یکی از بزرگترین دانشمندان تاریخ صحبت میکنیم، بیایید به قوانین مشهور دیگر نیوتن بپردازیم. سه قانون حرکت او بخش اساسی از فیزیک مدرن را تشکیل میدهند. و مانند بسیاری از قوانین علمی، آنها به خاطر سادگی خود زیباتر هستند.
اولین قانون از سه قانون بیان میکند که یک جسم در حال حرکت همچنان در حرکت باقی میماند مگر اینکه نیرویی خارجی بر آن اثر کند. برای یک توپ که روی زمین میغلتد، آن نیروی خارجی میتواند اصطکاک بین توپ و زمین باشد، یا میتواند کودکی باشد که توپ را به جهتی دیگر لگد میزند.
قانون دوم ارتباط بین جرم یک جسم (m) و شتاب آن (a) را به شکل معادله F =m×a تعیین میکند. F نیرویی را نشان میدهد که با واحد نیوتن اندازهگیری میشود. این نیرو همچنین یک بردار است، به این معنی که دارای یک مؤلفه جهتدار است. به دلیل وجود شتاب، توپی که روی زمین میغلتد یک بردار خاص دارد و در جهتی است که حرکت میکند و این در محاسبه نیروی توپ لحاظ میشود.
قانون سوم نسبتاً مختصر است و باید برای شما آشنا باشد. برای هر عملی یک عکسالعمل مساوی و مخالف وجود دارد. یعنی، برای هر نیرویی که به یک جسم یا سطح وارد میشود، آن جسم با نیروی مساوی فشار وارد میکند.
۵. قوانین ترمودینامیک
فیزیکدان و رماننویس بریتانیایی سی. پی. اسنو (C.P. Snow) یک بار گفت که یک غیر دانشمند که قانون دوم ترمودینامیک را نمیداند، مانند یک دانشمند است که هرگز شکسپیر (Shakespeare) نخوانده است. (منبع. Lambert). بیان مشهور اسنو به منظور تأکید بر اهمیت ترمودینامیک و ضرورت یادگیری آن برای غیر دانشمندان بود.
ترمودینامیک (Thermodynamics) مطالعه نحوه عمل انرژی در یک سیستم است، چه این سیستم یک موتور باشد یا هسته زمین باشد. ترمودینامیک را میتوان به چند قانون اساسی تقلیل داد که اسنو آنها را به طور زیر خلاصه کرد (منبع. Physics Planet).
- شما نمیتوانید برنده شوید.
- شما نمیتوانید به تساوی برسید.
- شما نمیتوانید بازی را ترک کنید.
بیایید این موارد را کمی باز کنیم. با گفتن اینکه شما نمیتوانید برنده شوید، اسنو منظور داشت که از آنجا که ماده و انرژی حفظ میشوند، نمیتوانید یکی را بدست آورید بدون اینکه مقداری از دیگری را از دست بدهید (یعنی E=mc²) این همچنین به این معنی است که برای تولید کار از یک موتور، باید گرما تأمین کنید، اگرچه در هر سیستم غیر بسته، مقداری گرما به ناچار به دنیای خارج از دست میرود، که این امر منجر به قانون دوم میشود.
حکم دوم — شما نمیتوانید به تساوی برسید — به این معناست که به دلیل افزایش همیشگی آنتروپی، نمیتوانید به همان حالت انرژی بازگردید. انرژی متمرکز در یک مکان همیشه به مکانهایی با تمرکز کمتر جریان مییابد.
سرانجام، قانون سوم — شما نمیتوانید بازی را ترک کنید — به صفر مطلق اشاره دارد؛ کمترین دمای نظری ممکن، که در صفر کلوین اندازهگیری میشود (منفی 273.15 درجه سانتیگراد و منفی 459.67 درجه فارنهایت). هنگامی که یک سیستم به صفر مطلق میرسد، مولکولها تمام حرکت خود را متوقف میکنند، به این معنی که هیچ انرژی جنبشی وجود ندارد و آنتروپی به کمترین مقدار ممکن خود میرسد. اما در دنیای واقعی، حتی در گوشههای فضا، رسیدن به صفر مطلق غیرممکن است — فقط میتوان به آن بسیار نزدیک شد.
۴. اصل شناوری ارشمیدس
پس از کشف اصل شناوری، این کشف به قدری مهم بود که ادعا میشود دانشمند یونانی باستان ارشمیدس (Archimedes)، با فریاد “یوریکا!” (یافتم!) در شهر سیراکوز (Syracuse) میدوید. داستان میگوید که ارشمیدس این کشف بزرگ را هنگامی انجام داد که مشاهده کرد آب با ورود او به وان، بالا میآید (منبع: Quake).
بر اساس اصل شناوری ارشمیدس (Archimedes’ buoyancy principle)، نیرویی که بر روی یک جسم غوطهور یا نیمهغوطهور عمل میکند، برابر با وزن مایعی است که آن جسم جابجا میکند. این اصل کاربردهای گستردهای دارد و برای محاسبات چگالی و طراحی زیردریاییها و دیگر وسایل دریایی ضروری است.
۳. تکامل و انتخاب طبیعی
حالا که برخی از مفاهیم بنیادی چگونگی آغاز جهان و نقش فیزیک در زندگی روزمرهمان را بررسی کردیم، بیایید توجه خود را به شکل انسان و چگونگی شکلگیری آن معطوف کنیم. بر اساس نظر اکثر دانشمندان، همه زندگی روی زمین دارای یک مبدأ مشترک است. اما برای ایجاد این مقدار وسیع از تفاوت میان همه موجودات زنده، برخی از آنها باید به گونههای مختلف تکامل یافته باشند.
به طور ساده، این تفاوتها از طریق تکامل و توارث با تغییرات به وجود آمدهاند (منبع: UCMP). جمعیتهای موجودات زنده ویژگیهای متفاوتی را از طریق مکانیسمهایی مانند جهش ایجاد کردهاند. آنهایی که ویژگیهای بیشتری برای بقا داشتند، مانند قورباغهای که رنگ قهوهای آن اجازه میدهد در باتلاق استتار کند، بهطور طبیعی برای بقا انتخاب شدهاند؛ به همین دلیل به آن انتخاب طبیعی (natural selection) میگویند.
امکان توضیح بیشتر هر دوی این نظریهها وجود دارد، اما این بیان ساده همان کشف اساسی و شگرفی است که داروین در قرن نوزدهم انجام داد: تکامل از طریق انتخاب طبیعی علت تنوع عظیم حیات روی زمین است.
۲. نظریه نسبیت عام
نظریه نسبیت عام (theory of general relativity) آلبرت اینشتین (Albert Einstein) همچنان یک کشف مهم و اساسی باقی مانده است، چرا که برای همیشه نحوه نگاه ما به جهان را تغییر داد. پیشرفت عمده اینشتین این بود که فضا و زمان را مطلق در نظر نگرفت و ادعا کرد که جاذبه تنها یک نیرو نیست که بر یک جسم یا جرم اعمال شود. بلکه، جاذبه مرتبط با هر جرمی، فضا و زمان (که اغلب به عنوان فضا-زمان شناخته میشود) اطراف آن را کج میکند.
برای تجسم این موضوع، تصور کنید در یک خط مستقیم در حال سفر در عرض زمین هستید و به سمت شرق حرکت میکنید و از جایی در نیمکره شمالی شروع میکنید. بعد از مدتی، اگر کسی موقعیت شما را بر روی نقشه مشخص کند، شما در واقع هم به سمت شرق و هم به سمت جنوب اصلی موقعیت اولیه خود قرار خواهید گرفت. این به این دلیل است که زمین منحنی است. برای سفر مستقیم به سمت شرق، باید شکل زمین را در نظر بگیرید و خود را کمی به سمت شمال هدایت کنید. (به تفاوت بین نقشه کاغذی تخت و کُره جغرافیایی فکر کنید.)
فضا تقریباً به همین شکل است. برای مثال، برای سرنشینان شاتلی که دور زمین میچرخد، ممکن است به نظر برسد که در یک خط مستقیم در فضا حرکت میکنند. در واقعیت، فضازمان اطراف آنها توسط جاذبه زمین منحنی میشود (همانطور که با هر جسم بزرگ با جاذبه عظیم مانند سیاره یا سیاهچالهای انجام میشود) و باعث میشود که آنها هم به جلو حرکت کنند و هم به نظر برسد که در مدار زمین میچرخند.
نظریه اینشتین پیامدهای عظیمی برای آینده فیزیک نجومی و کیهانشناسی داشت. این نظریه یک ناهنجاری کوچک و غیرمنتظره در مدار عطارد را توضیح داد، نشان داد که چگونه نور ستارگان خم میشود و پایههای نظری سیاهچالهها را بنا نهاد.
۱. اصل عدم قطعیت هایزنبرگ
نظریه گستردهتر نسبیت اینشتین اطلاعات بیشتری در مورد چگونگی کارکرد جهان به ما داد و به ایجاد پایههای فیزیک کوانتوم کمک کرد، اما همچنین باعث ایجاد سردرگمی بیشتری در علم نظری شد. در سال ۱۹۲۷، این حس که قوانین جهان در برخی موارد انعطافپذیر هستند، به کشف برجستهای توسط دانشمند آلمانی ورنر هایزنبرگ (Werner Heisenberg) منجر شد.
در طرح اصل عدم قطعیت (Uncertainty Principle) خود، هایزنبرگ دریافت که نمیتوان بهطور همزمان دو ویژگی یک ذره را با دقت بالا دانست. به عبارت دیگر، میتوانید موقعیت یک الکترون را با درجه بالایی از قطعیت بدانید، اما نه تکانه آن (momentum) و برعکس.
نیلز بور (Niels Bohr) بعدها کشفی انجام داد که به توضیح اصل هایزنبرگ کمک میکند. بور دریافت که یک الکترون ویژگیهای هر دو، هم ذره و هم موج را دارد، مفهومی که به عنوان دوگانگی موج-ذره (wave-particle duality) شناخته میشود و به یکی از پایههای فیزیک کوانتوم تبدیل شده است. بنابراین وقتی موقعیت یک الکترون را اندازهگیری میکنیم، با آن به عنوان یک ذره در نقطه خاصی از فضا با یک طول موج نامشخص رفتار میکنیم. وقتی تکانه آن را اندازهگیری میکنیم، با آن به عنوان یک موج رفتار میکنیم، به این معنی که میتوانیم دامنه طول موج آن را بدانیم، اما نه مکان آن را.
سوالات متداول درباره نظریه علمی
۱. نظریه علمی چیست؟
نظریه علمی توضیحی از دنیای طبیعی است که میتواند بارها و بارها با استفاده از روش علمی و مشاهده، آزمایش و تأیید شود. نظریههای علمی حدس نیستند، بلکه توضیح قابل اعتمادی از چگونگی کارکرد یک پدیده طبیعی خاص هستند.
۲. یک مثال از نظریه علمی چیست؟
یکی از محبوبترین نظریههای علمی، نظریه نسبیت خاص اینشتین است که رابطه بین فضا و زمان برای اجسامی که با سرعت ثابت در یک خط مستقیم حرکت میکنند را توضیح میدهد. این نظریه همچنین مفهومی به نام اتساع زمان (time dilation) را بررسی میکند.
۳. آیا قانون علمی، دقیقتر از نظریه علمی است؟
نظریه علمی توضیح قابل تأییدی برای پدیده طبیعی است. به عنوان مثال، نظریه جاذبه توضیح میدهد که چرا یک سیب همیشه هنگام افتادن به زمین میافتد. از سوی دیگر، قانون یک مشاهده است. به عبارت ساده، قانون پیشبینی میکند چه اتفاقی میافتد و نظریه توضیح میدهد چرا.
۴. پنج قانون علمی کدامند؟
پنج قانون علمی محبوب عبارتند از: قانون کشسانی هوک (Hooke’s Law of Elasticity)، اصل شناوری ارشمیدس، قانون فشار جزئی دالتون (Dalton’s Law of Partial Pressures)، قانون دینامیک سیالات برنولی (Bernoulli’s Law of Fluid Dynamics) و قانون هدایت حرارتی فوریه (Fourier’s Law of Heat Conduction).
