فهرست مطالب

فصل 1- مقدمه.

علم مطالعه اجرام آسمانی نظیر ماه، سیارات، ستاره گان، کهکشان ها، فواصل، جرم، دما، فیزیک ، شیمی و تحول این اجرام، و اتفاقاتی که خارج از جو زمین رخ میدهند، نظیر انفجارات ابرنواختر[1] ، اشعه گاما و تابش زمینه کیهانی را “ستاره شناسی”[2] یا “نجوم” نام می نهند. ستاره شناسی دارای ریشه ای یونانی از کلمات astron (ἄστρον) بمعنی “ستاره” و nomos (νόμος) بمعنی “قانون” یا “فرهنگ”  می باشد که عبارت “قانون ستاره گان” یا “فرهنگ ستارگان”  را می سازد. [1]علم نجوم به عنوان یکی از قدیمی ترین علوم ریشه درقدیمی ترین تمدن های بشری دارد. تمدن هایی همچون بابل، مصر، ایران، یونان، چین و مایا مشاهدات قاعده­مندی را در آسمان شب داشتند. توانایی تشخیص سیارات از ستارگان با این نشانه که ستارگان بصورت نسبی طی قرون در جایگاه خود ثابت اند و سیارات در مدت کوتاهی تغییر مکان های قابل توجهی دارند، از دست آوردهای جالب ستاره شناسان باستان است.گرایشات ستاره شناسی باستان به چند دسته کلی از جمله مسیریابی آسمانی، مشاهده و فاصله سنجی و ساخت تقویم تقسیم می شود. این تقسیم بندی تا زمان اختراع تلسکوپ که کلید ورود به عصر ستاره شناسی نوین میباشد، معتبر بود. امروزه ستاره شناسی بیشتر تحت عنوان “اختر فیزیک” مورد توجه قرار می گیرد. از آنجا که بیشتر تحقیقات نجومی با موضوعات مربوط به علم فیزیک مرتبط می باشد، ستاره شناسی نوین را در واقع، می توان “اختر فیزیک”[3]  نام نهاد.

1-1- مشاهده از درون جو

با وجود حضور ماهواره ها، عمده مشاهدات آسمانی از روی سطح زمین صورت می پذیرد و این گونه از مشاهدات نجومی با چالش هایی روبروست. همانطور که می دانیم جو زمین از لایه های متفاوت و با غلظت های مختلفی تشکیل یافته است که با عبور نور از آن تغییرات بسیار سریعی از شکست را در جهت های گوناگون نتیجه می دهد.زمانی که یک درخشش رخ می دهد و نور حاصل از آن با جو زمین برخورد می کند، اختلاف شکست در جهات گوناگون باعث آلوده شدن تصویر می گردد که این آلودگی بصورت نقاط لرزشی  بروز می نماید. هر چه این نقاط لرزشی کوچک تر باشند می گوییم مشاهده بهتری انجام شده است.

برخی از نواحی طیف الکترومغناطیس به شدت توسط جو اطراف زمین جذب می شوند. مهمترین ناحیه گذرنده از جو ناحیه نور مرئی در محدوده 300 تا 800 نانومتر است، و این ناحیه بر محدوده حساس چشم انسان (400 تا 700 نانومتر) منطبق گشته است. در طول موج های کمتر از 300 نانومتر، اوزون[4] که لایه باریکی در ارتفاع 20 تا 30 کیلومتری زمین است، از عبور تابش های فرابنفش[5] جلوگیری می کند. همچنین امواج کمتر از 300 نانومتر توسط   و  جذب می شوند. بنابر این تقریبا تمامی تابش های کوچک تر از 300 نانومتر توسط جو جذب شده و راهی به سوی سطح زمین نمی یابند.در محدوده طول موج مرئی، نور توسط مولکول های و غبار موجود در جو پراکنده شده و در اصطلاح تابش رقیق می گردد. جذب و پراکندگی، تواماً، را “خاموش سازی” یا  “انهدام”[6] گویند. خاموش سازی می بایست در جریان اندازه گیری میزان درخشانی لحاظ گردد.در قرن نوزدهم، لرد ریلی[7] موفق به توضیح رنگ آبی آسمان شد. وی توضیح داد که پراکندگی ناشی از مولکول ها با معکوس توان چهارم طول موج متناسب است. لذا نور آبی بیشتر از نور قرمز پراکنده می شود. بنابراین نور آبی در سراسر آسمان مشاهده می گردد، همان نور پراکنده شده خورشید است.در ستاره شناسی، می بایست اجسام بصورت کاملاَ واضح مشاهده شوند. این مسئله بسیار اهمیت دارد که تا حد امکان آسمان سیاه تر دیده شود و جو می بایست تا حد امکان شفاف باشد. به همین خاطر است که رصد خانه های بزرگ را بر فراز کوه ها و دور از شهرها بنا می کنند.ابزار مشاهده آسمان از داخل جو زمین تلسکوپ ها هستند که خود به انواع گوناگونی تقسیم بندی می شوند. [2]

1-1-1- رادیو تلسکوپ[8]

نجوم رادیویی شاخه ای نوین در ستاره شناسی است که فرکانس هایی از محدوده چند مگاهرتز (100 متر) تا تقریبا 300 گیگاهرتز (1 میلی متر) را شامل می شود.در اوایل قرن بیستم تلاش هایی در زمینه مشاهده امواج رادیویی ساطع شده از خورشید صورت پذیرفت که این تلاش ها به دلایلی از جمله پایین بودن کیفیت حسگر آنتن سامانه های گیرنده و غیر شفاف بودن یونسفر[9] در فرکانس های پایین ناکام ماندند. اولین مشاهدات امواج رادیویی کیهانی توسط مهندس امریکایی کارل.جی.یانسکی[10] در سال 1932 اتفاق افتاد. وی در حالی که مشغول مطالعه اختلالات رادیویی طوفان آذرخشی در فرکانس 20.5 مگاهرتز (14.6 متر) بود، یک گسیل رادیویی را که از مبدأ نامعلومی ساطع می شد کشف کرد. به هر صورت او یافت که مبدأ امواج گسیل شده مرکز کهکشان ها می باشد.تولد حقیقی نجوم رادیویی به اواخر دهه سی قرن بیستم باز میگردد، که گروت ربر[11] مشاهدات سیستماتیکی را با آنتن سهمی وار 9.5 متری دست ساز خود انجام داد. بعد از آن نجوم رادیویی به سرعت پیشرفت کرده و دانش ما درباره جهان اصلاح گردید. رادیو تلسکوپ تابش را در یک روزنه یا آنتن جمع کرده و آن را به صورت یک سیگنال رادیویی توسط گیرنده که به آن رادیو متر می گویند تبدیل می کند. سیگنال دریافت شده ابتدا تقویت، ردیابی و کامل می شود و سپس خروجی آن روی دستگاه های ذخیره کننده ثبت می گردد. سیگنال های ورودی بسیار ضعیف هستند و این مسئله باعث اختلال بسیار در فرایند ردیابی امواج می گردد. برای حل این مشکل میبایست تا حد امکان امواج مختل کننده را حذف نموده و شرایط محیطی را مناسب نمود. همچنین تداخل الکترومغناطیسی[12] ناشی از فرستنده های راداری، تلویزونی و رادیویی روی دریافت و ردیابی پرتو های رادیویی کیهانی بسیار تاثیر گذار است. بنابراین رصدخانه های رادیویی را غالباً در میان درّه ها و حفاظ الکترومغناطیسی بنا می کنند، درست مانند رصدخانه های نوری که جهت جلوگیری از اختلال بر فراز قلّه ها بنا میشوند. [3]بیشترین دانش ما در مورد ساختار کهکشان راه شیری  از مشاهدات رادیویی مربوط به طول موج 21 سانتی متری هیدروژن خنثی و اخیراً از طول موج 2.6 میلی متری مولکول کربن مونو اکسید ناشی می شود. نجوم رادیویی در بسیاری از کشفیات نجومی نقش داشته است. به عنوان مثال پالسارها[13] و کوازارها[14] از یافته های مشاهدات رادیویی هستند. اهمیت این زمینه از نجوم در آن حد است که تا کنون  دو جایزه نوبل فیزیک سال های اخیر به ستاره شناسان رادیویی اختصاص یافته است. [4]

1-2- کیهان شناسی

کیهان شناسی[15] مطالعه بزرگترین مقیاس ساختارهای جهان است که به پرسش های اساسی پیرامون آرایش[16]، تحول[17] و سرنوشت[18] آن می پردازد. این مسئله در طول تاریخ انسان، بیشتر شاخه ای از متافیزیک و مذهب بوده است، امّا به صورت علم از اصول کوپرنیکی که تبعیّت اجسام فضایی از قوانین فیزیکی را بیان می کند و همچنین مکانیک نیوتنی که اجازه داد قوانین فیزیکی را درک کنیم، نشأت گرفته است.[5]این علم، همانطور که امروز شناخته شده است، با توسعه معادلات نسبیت عام انیشتن در سال 1915 آغاز گردید و توسط اکتشافات بعدی در دهه 1920 ادامه یافت. ادوین هابل کشف نمود که خارج از کهکشان ما، جهان شامل تعداد بسیار عظیمی از کهکشان هاست و سپس کارهای وستو اسلیفر[19] نشان داد که جهان در حال انبساط است. این پیشرفت ها سبب شد تا تفکر در مورد اصل و بنیان جهان میسر گردد و از دل این تفکرات نظریه انفجار بزرگ[20] توسط جرج لامر[21] بنیان نهاده شد. [6]

1-1- علم نجوم. ………………………………………………………………………………7

1-2- مشاهده از درون جو…………………………………………………………………… 8

1-2-1- رادیو تلسکوپ……………………………………………………………………….. 9

1-3- کیهان شناسی………………………………………………………………………… 11

برای دانلود رایگان قسمت های بیشتراز فایل به انتهای مطلب مراجعه کنید

فصل 2- معرفی کوازارها و طیف حاصل از مشاهده آن ها

کوازارها پرانرژی ترین اعضاء از دسته اجسامی هستند که هسته های کهکشان های سنگین[1] (AGN) نامیده می شوند. کوازارها بسیار درخشان بوده و در ابتدا به عنوان دورترین منابع انرژی الکترومغناطیسی[2] شناخته می شده اند. این اجسام تابش بسیار پهناوری از خط های گسیلی داشته و می توانند تا 100 برابر درخشانی بیشتری نسبت به راه شیری[3] داشته باشند که خود مجموعه ای از 200 تا 400 میلیارد ستاره است. این درخشانی بصورت طیف الکترومعناطیس، از محدوده تابش X تا فروسرخ[4] با حداکثر شدت در محدوده فرابنفش[5] گسیل می شود. بعضی کوازارها نیز منابع پرقدرتی از تابش گاما[6] و گسیل رادیویی هستند.باور عمده بر اینست که کوازارها از اتّحاد سیاهچاله[7] های فوق سنگین در هسته کهکشان های دور تشکیل یافته اند. [9] این کهکشان ها را در اصطلاح کهکشان های فعال[8] گویند. بر اساس یک پژوهش از 40 کهکشان نزدیک که در دهه 90 توسط تلسکوپ فضایی هابل صورت پذیرفت، انتقال های داپلر[9]ی ستارگان نزدیک هسته این کهکشان ها که به دور اجرام بسیار عظیمی با شیب گرانشی[10] بسیار زیاد می گردند، نشان داد که احتمال وجود سیاهچاله ها در این نواحی بسیار زیاد است. از آنجایی که نور نمی تواند از سیاهچاله فرار کند، انرژی گریزان در واقع خارج از افق رویداد[11] بروز می نماید.  این تابش انرژی توسط فشارهای گرانشی[12] و اصطکاک مواد ورودی تشکیل می یابند. بر اساس مشاهدات و پژوهش های صورت گرفته، جرم کوازارها بصورت متوسط بین    تا    برابر جرم اجرام خورشیدی اندازه گیری شده است. [10]

درخشش کوازارها در مقیاس های زمانی مختلف از ماه ها تا چند ساعت متغیّر است. این بدان معنی است که کوازارها از ناحیه بسیار کوچکی انرژی را تولید و تابش می کنند. با توجه به این موضوع که در تغییرات تابشی می بایست هماهنگی مابین نواحی مختلف کوازار وجود داشته باشد، می توان نتیجه گرفت که اندازه کوازارها نباید بسیار بزرگ باشد و از چند هفته نوری تجاوز نمی کند.  گسیل مقادیر بسیار بزرگ انرژی از یک منطقه کوچک به منبع توانی بسیار بیشتر از همجوشی[13] هسته ای که در ستارگان رخ می دهد نیاز دارد. انتشار “انرژی گرانشی” بوسیله موادی که به درون سیاهچاله های سنگین سقوط می کنند تنها فرایندی است که می تواند این میزان انرژی را تولید کند. انفجارهای ستاره ای نظیر ابرنواختر[14] و انفجار تابش گاما نیز می توانند اینچنین تابشی را تولید کنند، اما تنها برای چند هفته؛ و این نشان می دهد که منبع تامین انرژی این دو گونه متفاوت است.

1-1- طیف کوازارها

کوازارها را می توان در کل محدوده قابل مشاهده طیف الکترومغناطیسی از جمله فرکانس های رادیویی ، فروسرخ ، نور مرئی ، فرابنفش ، تابش ایکس و حتّی  گاما یافت. بسیاری از کوازارها درخشان ترین اجسام در چارچوب مرجع[15] خود در محدوده گسیل طول موج فرابنفش 1216 نانومتر  لیمان آلفا[16]ی هیدروژن هستند. امّا بدلیل انتقال به سرخ بسیار شدید این منابع، قلّه طیف به سمت سرخ ، طول موج 900 نانومتر و نزدیک به فروسرخ منتقل می شود. بخش کوجکتری از کوازارها گسیل قدرتمندی از فرکانس رادیویی را نشان می دهند که از فوران شدید موادی با سرعتی بسیار نزدیک به سرعت نور ناشی میشوند.انتقال به سرخ کوازارها از خطوط طیفی قدرتمند آنها اندازه گیری شده که بر طیف های فرابنفش و مرئی چیره می شوند. این خطوط نسبت به طیف پیوسته درخشان تر اند و به همین جهت آنها را “خطوط گسیلی[17]” می نامند. این خطوط پهنای تقریباً زیادی دارند و این پهنا به علّت انتقال داپلری است که از سرعت بالای گازهای گسیل کننده این خطوط ناشی می شود. خطوط گسیلی هیدروژن (سری لیمان آلفا و سری لیمان بتا[18]) ، هلیوم ، کربن ، منیزیم ، آهن و اکسیژن درخشان ترین خطوط را دارند. اتم های گسیل کننده این طیف ها از خنثی تا بسیار یونیزه متنوع اند. محدوده وسیع یونیزگی نشان می دهد که گاز بشدت توسط کوازار تحت تاثیر قرار گرفته اند. [11]

1-2- طیف‌سنجی خط جذب کوازار

تکنیک طیف‌سنجی[19] خط جذب[20] کوازار، که در شکل (2-1) نشان داده‌شده است، ابزار اصلی مشاهده در اختیار ما برای شناسایی و مطالعه اجسام بین کهکشانی[21] است.نور آنها، در راستای تلسکوپ ما در زمین، با عبور از فضای بسیار عظیم از فضا سفر می کند. هر کهکشان یا ابر بین کهکشانی که بین کوازار و ما قرار می‌گیرد، اثر خود بر طیف کوازار را در شکل خطوط جذبی می نگارد. طیف‌سنجی خط جذب کوازار میدان گسترده‌ای برای مطالعه بوده است، هم مطالعه مشاهده‌ای و هم مطالعه نظری؛ این مطالعات برای ما ابزاری قدرتمند برای مطالعه کهکشانها و گاز بین آنها فراهم می‌کند.

  • طیف نمودار شار[23] بر حسب طول موج است. در این نقشه واحد شار و طول موج به ترتیب و  است.
  • اگر طیف بیش از یک خط انتشار داشته باشد، می‌توان برای انتقال به سرخ انتشار، ، تا زمانی که برقرار است، آن را حل کرد که در آن  طول موج رویت شده خط انتشار و  طول موج آن در حالت سکون است که در آزمایشگاه اندازه‌گیری می‌شوند. در مثال نشان داده شده، قوی‌ترین خط جذب اولین خط در سری لیمان هیدروژن خنثی است، آلفا لیمان متناظر با انتقال الکترونی از سطح برانگیخته[24] اول به حالت پایه است.
  • برای کوازار در شکل (2-2) داریم: و در نتیجه . این فوتون‌ها 8 بیلیون سال پیش، که معادل 87% سن کنونی جهان است، منتشر شده‌اند( 13.6 Gyr در توافق کیهانی ما با ). این مورد بر اساس رابطه  قابل محاسبه خواهد بود.
  • خطوط جذب باریک زیادی منطبق بر طیف ذاتی کوازار هستند. این خطوط آنهایی هستند که طیف سنجی خط جذب کوازار بر آنها تمرکز دارد.

خطوط جذب در طول موج‌های طولانی تر از گسیل لیمان آلفای معمولاً می‌توانند به عنوان قوی ترین خطوط رزونانسی[25] فراوان‌ترین عناصر منتسب به فیزیک نجومی در سیستم‌های انتقال به سرخ معروف شناخته شوند (برای مثال O I, C II, C IV, Mg II, Si II, Fe II). این ها سیستم‌های خط- فلز[26] هستند. [12]

1-3- لیمان آلفا

سری های لیمان[27]، ردیف هایی از انرژی مورد نیاز برای تحریک یک الکترون در هیدروژن از پایین ترین سطح انرژی به سطوح انرژی بالاتر هستند. موردی که برای کیهان شناسی جذاب و مورد توجه است، جایی که یک اتم هیدروژن یا الکترون خود در پایین ترین سطح انرژی توسط یک فوتون[28] مورد برخورد قرار میگیرد، تقویت می شود و به پایین ترین سطح انرژی بعد ار خود می رود. مراتب انرژی[29] توسط رابطه    داده می شوند و اختلاف انرژی بین سطح  n=1 و n=2 مربوط به فوتونی با طول موج 1216 Å  می باشد. این فرایند بازگشتی همچنین زمانی رخ می دهد که الکترونی از سطح انرژی n=2  به n=1 نزول می کند و فوتونی با این طول موج رها می شود.جذب و گسیل فوتون هایی با طول موج صحیح می تواند وجود هیدروژن را در فضا نشان دهد. اگر ما نوری را که حاوی طول موج 1216 Å است روشن کنیم و به یک مجموعه ای از اتمهای خنثی هیدروژن بتابانیم، اتم ها نور را جذب کرده و الکترون ها به سطوح بالاتر انرژی تحریک می شوند. هرچه تعداد اتم های خنثی هیدروژن بیشتر باشد، آنها نور بیشتری را جذب می کنند. در اینصورت اگر به نور دریافتی، از جنبه شدت تابعی از طول موج نگاهی بیاندازیم، شاهد درّه ای در طول موج 1216 Å خواهیم بود. میزان نور جذب شده (عمق نوری[30]) با مقادیری از جمله احتمال جذب[31] و تعداد اتم هایی که بر سر راه فوتون گسیلی هستند، متناسب است.

سامانه های لیمان آلفای کیهانی نیز به طریق بالا عمل می کنند. هیدروژن به صورت ابرهای عظیم در مناطقی از فضا یافت می شود، و منبع فوتون ها کوازارها هستند؛ منابع بسیار عظیم نوری که از پس ابرهای هیدروژنی می تابند. بدلیل انبساط جهان، طول موج هایی که به سوی ما می آیند کشیده می شوند. این مورد باعث افزایش طول موج و در نتیجه کاهش انرژی فوتون ها  خواهد شد )انتقال به سرخ(. اتم های هیدروژن خنثی در جایگاه خودشان با نوری که با انتقال به سرخ در طول موج 1216 Å قرار دارد اندرکنش[32] می کنند و باقی طول موج های بدون مشکل از ابر عبور می نمایند. [13]

این شکل حاوی قسمت های انبساط یافته جنگل لیمان آلفای طیف کوازار Q422+231  میباشد. در این نمودار بیش از 50  ابر لیمان آلفا قابل مشاهده میباشد.

این شکل حاوی قسمت های انبساط یافته جنگل لیمان آلفای طیف کوازار Q422+231 میباشد. در این نمودار بیش از 50 ابر لیمان آلفا قابل مشاهده میباشد.

2-1- کوازارها…………………………………………………………………………. 16

2-2- طیف کوازاره……………………………………………………………………. 17

2-3- طیف‌سنجی خط جذب کوازار…………………………………………………. 18

2-4- لیمان آلفا………………………………………………………………………… 21

2-5- جنگل لیمان آلفا………………………………………………………………… 22

2-6- تبیین مشخصات خط جذب…………………………………………………….. 26

2-6-1-چگالی ستون………………………………………………………………….. 26

2-6-2- عمق نوری…………………………………………………………………….. 27

2-6-3 پهنای معادل خط جذب………………………………………………………… 28

2-6-4- تابع پهن شدگی………………………………………………………………. 29

فصل 3- قانون هابل و انتقال به سرخ کیهانی

نام هابل ارتباط نزدیکی با ایده انبساط جهان[1]دارد چرا که او رابطه بین سرعت شعاعی و فاصله بین کهکشان‌ها را کشف کرد. همچنین هابل در بسیاری از کارها از جمله توزیع[2] کهکشان‌ها در جهان پیشگام بوده است. در این فصل نگاهی به قانون هابل خواهیم انداخت و سپس در رابطه با انتقال به سرخ داپلری[3] و انتقال به سرخ کیهانی[4] بحث خواهیم کرد.ادوین هابل[5] به دلیل کشف رابطه بین فاصله و سرعت‌های شعاعی[6] کهکشان‌ها شناخته شده است. تمام مدل‌های جهان بر اساس این رابطه هستند که امروزه به عنوان ” قانون هابل[7]” شناخته می‌شود. هابل نشان داد نرخی که در آن کهکشان‌ها از ما فاصله می‌گیرند(دور می‌شوند) با فاصله متناسب است، ، و مشاهدات برای تعیین ثابت این تناسب استفاده می‌شود. امروزه این ثابت به نام ثابت هابل[8] شناخته اوایل قرن بیستم گفتگوها و فعالیت‌های قابل توجهی مشاهده گردید که بر شناخت ساختار کهکشان ما متمرکز شده بودند. در نهایت مشخص شد که کهکشان ما یک سیستم بسیار بزرگ با حدود یکصد میلیارد ستاره است. ابعاد کهکشان ما حدود  80000 سال نوری است. ستاره‌شناسان واحدهای متفاوتی را برای تعیین فاصله استفاده می‌کنند؛ مانند پارسک[9] که معادل 3.26 سال نوری است و کهکشان ما، راه شیری[10]، حدود 25 کیلو پارسک می‌باشد. راه شیری شبیه یک دیسک با ستاره‌هایی دارای بازوهای مارپیچی بسیار نورانی است. همچنین در نزدیک مرکز این کهکشان یک برآمدگی[11] وجود دارد. [16] دیسک توسط هاله‌های ضعیف ستاره و خوشه‌های کروی احاطه شده است. هر خوشه کروی دسته‌ای از ستاره‌های به هم فشرده است که ممکن است شامل  ستاره باشد. خورشید حدود 8  کیلوپارسک از مرکز این دیسک فاصله دارد.بسیاری از کهکشان‌های دیگر مدت زمان طولانی است که شناخته شده‌اند. با این حال مشخص نبود این کهکشان‌ها قسمتی از کهکشان ما هستند یا سیستم‌های مشابهی هستند که بسیار دورتر از ما قرار گرفته‌اند. هابل اولین اندازه‌گیری معتبر از فاصله این کهکشان‌ها را فراهم کرد و به طور متقاعدکننده ثابت کرد که این کهکشان‌ها سیستم‌های بزرگی با ستاره‌های بسیار در جایگاه خود هستند.

1-1- ثابت هابل، درخشش و اندازه گیری فاصله ها

اکنون به بحث خود پیرامون قانون هابل بازمی‌گردیم. در رابطه فاصله- سرعت، سرعت با واحد km/s و فاصله با واحد مگا (میلیون) پارسک(Mpc)[12] اندازه‌گیری می‌شود به همین دلیل به نظر می‌رسد ثابت هابل واحد km/s/Mpc را داشته باشد. می‌توان قانون هابل را در کمیت ‌های قابل مشاهده مستقیم دوباره نوشت. این کار را مرحله به مرحله انجام می‌دهیم. ابتدا سرعت شعاعی را در کمیت ‌های انتقال به سرخ خطوط طیفی می‌نویسیم که مستقیم از طیف اندازه‌گیری شده‌اند.سرعت نور با نماد متداول c نشان داده می‌شود. در اینجا z انتقال به سرخ داپلر است. توجه شود که این بیان انتقال به سرخ تنها برای  اعتبار دارد. اغلب فاصله با استفاده از ستاره‌های مرجع[13] یا اشیاء دیگر که شناخته شده هستند اندازه‌گیری می‌شود. در چنین حالتی، شار دیده شده از شی مرجع به درخشش[14] و فاصله ربط داده می‌شود. انرژی ساطع شده در واحد زمان به طور یکنواخت در تمام جهات تابیده می‌شود و در نهایت در پوسته‌ای کروی به شعاع r پخش می‌شود. انرژی دیده شده را می‌توان به صورت زیر نوشت:

 

3-1- هابل، قانون هابل و انبساط جهان………………………………………………. 33

3-2- ثابت هابل، درخشش و اندازه گیری فاصله ها …………………………………..34

3-3- مقایسه انتقال به سرخ داپلر و انتقال به سرخ کیهانی………………………… 38

3-4- تغییر نسبیتی داپلر………………………………………………………………….. 39

3-5- انتقال به سرخ کیهانی……………………………………………………………… 40

فصل 4- تغییرات انتقال به سرخ و دینامیک جنگل لیمان آلفا

شواهد قابل رویت از انبساط شتابدار[1] جهان [25]- [26] علاقه به بازسازی تاریخ انبساط را تشدید کرده است. پیامد مهم این مطالعات نظری، شفاف‌ سازی حساسیت آزمون های مشاهده ای به مشخصات انرژی تاریک است که می‌تواند با اختلال دیگر اثرات کیهانی مخدوش گردد.مطالعات کمی در مورد اثر اختلال رانش زمانی[2] انجام شده است که انتقال به سرخ[3] مشاهده شده از یک شیء را به عنوان تابعی از زمان تغییر می‌دهد. اندازه‌گیری این رانش یک کاوش مستقیم در تاریخ انبساط فراهم می‌کند. پدیده جنگل لیمان آلفا به عنوان بهترین نامزد برای این آزمایش شناخته شده است اما سیگنال‌های آن بسیار ضعیف است، در نتیجه به نسل جدید تلسکوپ‌های بزرگ همراه با طیف‌سنج با وضوح بالا و بسیار بسیار با ثبات برای رسیدن به وضوح  نیاز است. [27]امکان استفاده از تغییرات زمان انتقال به سرخ از یک منبع به عنوان کاوشگر مدل‌های کیهانی اولین بار توسط ساندج[4]  پیشنهاد شد. [28] سرعت سیگنال‌های پیش‌بینی شده، کمتر از  به ازای سال بودند و در آن زمان مشاهده آنها ناممکن به نظر می‌رسید. با این وجود، آزمون چند بار دیگر در دهه‌های اخیر تکرار شده است. در همین اواخر امکان مشاهده آن توسط لوب[5] بازنگری شده و انجام آن در محدوده فن آوری های آینده برآورد گردید. [29] به طور کلی، پیشرفت‌های قابل پیش‌بینی رصدخانه‌های بسیار بزرگ مانند ELT اروپا، تلسکوپ سی متری (TMT) و تلسکوپ غول پیکر ماجلان[6] با قطر در محدوده 25-100 متر و ثبات فوق‌العاده ، ارزیابی‌های جدیدی از سیگنال مورد انتظار برای مدل استاندارد فعلی کیهان‌شناختی (تحت سلطه ثابت کیهانی) را از طریق تحلیل شبیه‌سازی واقعی[7] ترغیب کرده است. نتایج این مطالعات چشم‌انداز مشاهدات آینده تغییرات انتقال به سرخ را امیدوار کننده می‌کند.عملکرد CODEX و ظرفیت آن برای اندازه‌گیری رانش زمانی اشیاء بسیار دور با استفاده از شبیه‌سازی مونت‌کارلو[8] از طیف‌های جذبی کوازار تخمین زده شد. دقت سرعت مورد انتظار این آزمایش را می‌توان به صورت زیر نوشت:.این معادله با خطوط جذب حل می‌شود.  نشان‌دهنده نسبت شدت سیگنال به اختلال در مقیاس پیکسل  و  تعداد کوازارها است. بنابراین، اندازه‌گیری‌های طیف‌سنجی در حدود 40 کوازار با  در ده سال می‌تواند به دقت  برسد.اثرات سیستماتیک[9] بسیاری ممکن است سیگنال زمان رانش را از بین ببرد مانند چرخش زمین، حرکت مناسب منبع[10]، اصلاحات نسبیتی و غیره. به نظر می‌رسد شتاب خورشید در کهکشان یک مشکل بسیار جدی باشد چرا که ممکن است دامنه آن مشابه سیگنال‌های کیهانی باشد امّا تا به حال این اثر مورد تجزیه و تحلیل قرار نگرفته است. [30]یکی از مهم ترین منابع اختلال که ما قصد بررسی آن را داریم، حرکت عرضی جذب‌کننده لیمان آلفا است که پتانسیل گرانشی در خط دید و به دنبال آن موقعیت‌های خطوط جذب پس زمینه را تغییر می دهد. ما رابطه بین سیگنال خالص کیهانی و رانش انتقال به سرخ رویت شده در حضور ابرهای در حال حرکت لیمان آلفا را ارزیابی می‌کنیم. [27]

 

4-1- سیگنال کاهش کیهانی…………………………………………………………….. 45

4-2- چالش جدید………………………………………………………………………….. 46

4-3- حرکت عرضی لنز ها………………………………………………………………… 47

4-4- اثر ابرهای لیمان آلفا بر رانش انتقال به سرخ مشاهده شده………………….. 49

4-5- سرعت لنزها ………………………………………………………………………….50

4-6- رانش انتقال به سرخ رویت شده………………………………………………….. 50

فصل 5- آزمایش انطباق مدل های انرژی تاریک و تحصیل روابط نظری محاسبه مستقیم انتقال به سرخ

ماده تاریک اولین بار درسال 1933  توسط زوئیکی[1] پیشنهاد گردید. علت این امر آن بود که مشاهدات نشان می داد که جرم گمشده ای در سرعت های مداری کهکشان ها در خوشه های کهکشانی وجود دارد که بصورت مستقیم قابل ردیابی نیستند. این ماده نه تابش می کند و نه تابشی را تابشی را بازتاب می نماید. باور عمومی بر اینست که این ماده 23 درصد کل ماده در جهان را تشکیل می دهد و ماهیت ذرات تشکیل دهنده آن مکشوف نیست. این احتمال وجود دارد که ذرات این ماده تنها از طریق گرانش و یا نیروی ضعیف (نیرویی که ذرات بدون بار الکتریکی در فواصل بسیار نزدیک به هم وارد می کنند)، اندرکنش می کنند. مدل کیهان شناسی استاندارد نیز بر اساس این ماده پایه ریزی شده است.

داستان انرژی تاریک از سال 1998 آغاز شد. در آن زمان دانشمندان دریافتند که بسیاری از کهکشان های دور دست با سرعتی بسیار بیشتر از آنچه که محاسبات موجود پیش بینی کرده‌اند، از یکدیگر دور می‌شوند .[39] تحقیقاتی که روی انواع ویژه‌ای از ابر نواخترها  انجام شد، بیانگر آن بود که محاسبات انجام شده اشتباهی نداشت، به عبارت دیگر محاسبات دقیقاً نشان دهنده آن بود که سرعت انبساط جهان لحظه به لحظه در حال افزایش است و از سرعت این انبساط کاسته نمی‌شود  . [40] تا قبل از انتشار این گزارشات، دانشمندان فکر می کردند که از سرعت گسترش، به دلیل وجود گرانش بین کهکشان ها کاسته شده است. این انبساط باید ناشی از حضور چیزی می شد که به تمام فضا نفوذ کرده، دارای فشاری مخالف فشار جاذبه بوده و از نوع نیروی دافعه باشد. اولین بررسی ها، بر روی مقدار ماده موجود در عالم انجام شد. تحلیل های مختلف، موافق با مشاهدات کیهان شناسی، بر این توافق اند که عالم به طور فضایی تخت می باشد و حدود ۲۷ درصد، شامل ترکیبی از ماده تاریک، باریون ها (ماده ای که از اتم تشکیل شده است) و البته مقدار ناچیزی تابش می باشد. ولی می دانیم که پارامتر چگالی کل عالم تخت (Ω) باید مقدار یک را بپذیرد. این جرم ۲۷ درصدی نمی توانست چنین انبساطی را ایجاد کند. بنابراین دانشمندان به دنبال ۷۳ درصد جرم باقیمانده این رفتند. آنها این مقدار را منحصراً به عنوان انرژی انبساط دهنده در نظر گرفته و نام آن را انرژی تاریک نهادند. [41]

5-1- آزمایش انطباق مدل های انرژی تاریک با تغییرات انتقال به سرخ……………….. 55

5-1-1- ماده تاریک ، انرژی تاریک و  مدل استاندارد کیهان شناسی (?CDM)……….. 56

5-1-2- انرژی تاریک بصورت میدان های نرده ای………………………………………….. 60

5-1-3- مدل های میدان کوئینتسنس و فانتوم…………………………………………….. 60

5-1-4- مدل کوئینتوم با دو میدان نرده ای………………………………………………….. 61

5-1-5- روش  تحلیل………………………………………………………………………….. 62

5-1-6- نتایج……………………………………………………………………………………. 63

5-2- تحصیل روابط نظری محاسبه مستقیم انتقال به سرخ…………………………….. 65

برای دانلود رایگان قسمت های بیشتراز فایل به انتهای مطلب مراجعه کنید

فصل 6- نتیجه گیری

پیوست A – متریک FLRW …………….ا……………………………………………………….71

منابع ……………………………………………………………………………………………… 74



بلافاصله بعد از پرداخت به ایمیلی که در مرحله بعد وارد میکنید ارسال میشود.


فایل pdf غیر قابل ویرایش

قیمت25000تومان

خرید فایل word

قیمت35000تومان