برگشتن به فیزیک

دانلود پایان نامه فیزیک : سیر تحول ستارگان در حوزه علم فیزیک

۶,۵۰۰ تومان

Continue Shopping
دسته: برچسب: , , , , , , , , , , , , ,

توضیحات

دانلود پایان نامه : سیر تحول ستارگان در حوزه علم فیزیک

226ص

 

 

فصل اول

شکل گيري ستارگان

 

 

پيش از انفجار بزرگ

 

جهان چگونه آغاز شد؟ چنين رويدادي را چگونه مي توان تصور كرد؟ امروز بيشتر دانشمندان بر اين عقيده اند كه قراين خوبي وجود دارد كه نشان مي دهد گذشتة جهان بسيار متفاوت بوده است و همة مادة جهان از انفجاري عظيم نشأت كرده و جهان از آن پس پيوسته انبساط يافته است.

در خيال ، زمان را تا انفجار بزرگ به عقب مي بريم و چون به اندازة‌ كافي به عقب باز گرديم ـ يعني به زماني پيش از پيدايش كهكشانها كه جهان بسي كوچكتر از حال بود ـ آنچه مي بينيم گاز سوزاني از اتمها و فوقونها يعني ذرات نور است . چون باز هم به عقب رويم، جهان همچنان انقباض مي يابد، ذرات گاز به يكديگر نزديكتر و در نتيجه برانگيخته تر مي شوند و دمايشان افزايش پيدا مي كند. هر چه بيشتر به عقب رويم، گاز داغتر و سوزانتر مي شود[1]. با افزايش دماي گاز، هر چيز به ذرات تشكيل دهنده اش « ذوب » مي شود. اتمها به الكترونها و هسته ها «ذوب[2]» مي شوند ؛ هسته ها به پروتونها و نوترونهاي سازندة خود تجزيه مي شوند و چون دما باز هم افزايش يابد پروتونها و نوترونها به كواركها و گلوئونهايي تجزيه مي شوند كه آنها را تشكيل داده اند . جهان در بيشترين دماي ممكن متشكل است از آتشگوي آغازيني از همة ذرات بنيادي. امروزه مطالعة جهان آغازين عبارتست از ساختن مدلهايي رياضي براي اين آتشگوي بر اساس نظريه هاي جديد ذرات كوانتومي ( ذرات بنيادي ). وقتي كه در سال 1964 آرنو پنزياس و رابرت ويلسن در آزمايشگاههاي بل در نيوجرزي، اشعة ميكروموجي باقيمانده از انفجار بزرگ را كشف كردند ، اين نظريه سخت تقويت شد. به دنبال اين تأييد تجربي، فيزيكدانان و اختر فيزيكدانان نظري با اطمينان به انجام محاسبات پيچيدة خواص انفجار آغازين پرداختند. آنان با استفاده از قوانين شناخته شدة فيزيك هسته اي محاسبه كردند كه چگونه ممكن است عنصرهاي شيميايي ـ هسته هاي اتمي ـ از آتشگوي آغازيني متشكل از پروتونها و نوترونها بوجود آمده باشد؛ و از روي اين محاسبات، فراواني نسبي عناصر سبك نظير ئيدروژن، هليوم و دوتريوم را پيش بيني كردند . اين پيش بيني ها دقيقاً با فراوانيهائي كه امروزه مشاهده مي شود, وفق مي دهد . فكر انفجار بزرگ[3] از بركت اين پيش بينيهاي موفقيت بار اعتبار زيادي كسب كرد بطوري كه در اوايل دهة 1970 بر نظريه هاي ديگر مربوط به پيدايش جهان چيره شد. چيزي كه به «مدل متعارف انفجار بزرگ سوزان» معروف شده است نشان دهندة‌ توافق نظر عمومي جديدي است دربارة وضع جهان آغازين. فرضية اصلي « مدل متعارف » آن است كه جهان سوزان اوليه به سرعت و بطرزي يكنواخت، در حاليكه دما بطور يكنواخت كاهش پيدا مي كرد، انبساط يافت.

هر نظرية موفق معمولاً ديدگاهي تازه را مي گشايد و مسائل جديدي را بهمراه مي آورد؛ نظرية انفجار بزرگ نيز از اين قاعده مستثني نيست. دو مسألة چالش طلبي كه اين نظريه مطرح مي كند عبارتند از «مسأله عليت» و«مسأله تخت بودن فضا».

مسأله عليت اين است كه جهان به اندازه اي بزرگ است كه نواحي بسيار دور از هم آن نمي توانند با يكديگر مرتبط باشند، يعني بطور فيزيكي با هم به كنش متقابل بپردازند، حتي اگر چنين ارتباطي با سرعت نور ـ بيشترين سرعت ممكن ـ انجام گيرد. اگر جهان 10 تا 15 بيليون سال پيش (بيشتر تخمينها در اين حدودند) بوجود آمده باشد، نور يا هر نوع وسيلة ارتباط ديگر در اين مدت نمي تواند مسافت بين دو كهكشان را كه فرضاً بيست ميليون سال نوري ـ رقمي بزرگتر از سن جهان ـ از هم فاصله دارند بپيمايد. و اگر قسمتهاي مختلف جهان مرئي كنوني نتوانند با هم كنش متقابل داشته باشند، پس چرا اين قدر به هم شبيهند؟ منظور از شباهت اين است: در هر امتداد كه بنگريم مي بينيم كه دماي زمينة ميكروموجي يكي است و به هر جا كه نگاه كنيم كهكشانهايي را مي بينيم كه با وجود تفاوتهاي اندك، اساساً مانند يكديگرند.

دومين مشكل مدل متعارف انفجار بزرگ، يعني مسأله تخت بودن فضا، اين است كه چرا در زمان حاضر فضاي جهان در مقياسهاي بزرگ تا اين حد تخت و مسطح است. بنا بر نظرية نسبيت عمومي[4] اينشتاين، فضا مي تواند خم شود، و اين نكته را آزمايش در همسايگي خورشيد تأييد كرده است. اما در پهنه هاي وسيعتر، مانند فضاي ميان كهكشانها، انحناي فضايي بقدري كم است كه آن را نمي توان رديابي كرد. حتي در مقياس مجموعه هاي كهكشاني نيز فضا را مي توان به تقريب خوب يك فضاي تخت اقليدسي عادي دانست. ولي بنابر افكار متداول در فيزيك نظري و كيهانشناسي، تخت بودن فضا چيزي است فوق العاده نامحتمل و در نتيجه فهم علت آن دشوار است. بسيار محتملتر آن است كه جهان چنان پيچ و تاب يابد و فضايي چنان خميده را بوجود آورد كه به آنچه ديده مي شود شباهتي نداشته باشد .

اينها مسائلي نيست كه ماية‌  نگراني بيشتر مردم شود، اما اسباب ناراحتي اخترفيزيكدان و كيهانشناس را فراهم مي آورد . آلن گوث، فيزيكداني نظري ، كه اكنون در ام . آي . تي است ، به سال 1981 در نظريه اي كه آن را «جهان متورم» ناميد ، پاسخي براي اين سؤالها پيشنهاد كرد. نظرية گوث را به حق مي توان اولين انديشة نو كيهانشناسي در چند دهة اخير دانست .

بنا بر نظرية گوث، تكامل جهان آغازين ـكه گهگاه جهان روياني نيز ناميده مي شودـ انبساطي يكنواخت در گازي سوزان و متشكل از ذرات، نبود. بلكه حالت جهان، در حاليكه هنوز آتشگويي بود، دستخوش تغيير و تحولي بنيادي شد، تحولي كه يك تغيير حالت [5] ناميده مي شود. بعد از اين تغيير حالت بود كه جهان، در حالت متعارفي انفجار بزرگ سوزان، با انبساطي نسبتاً يكنواخت قرار گرفت. اما پيش از اين تغيير حالت، جهان در حالتي بود كاملاً متفاوت موسوم به «حالت متورم » . جهان در اين دوران تورم ، دچار انبساطي عظيم شد .

اگر وجود حالت متورم را در زماني كه دماي جهان يك ميليون بيليون درجة كلوين بود بپذيريم، مي توانيم مسألة عليت را به صورت زير حل كنيم . در حالت متورم همة نواحي جهان مرئي كنوني ، حتي كهكشانهايي كه اكنون 20 ميليون سال نوري از هم فاصله دارند ، مي توانستند از طريق علايم نوري با هم مرتبط باشند . البته جهان در آن زما مانند امروز نبود . كهكشانها وجود نداشتند ، ولي افت و خيزهاي كوچكي كه در اين گاز ذرات وجود داشت بر يكديگر اثر مي كردند و همين افت و خيزها بودند كه رشد كردند و كهكشانها را بوجود آوردند . پس از تغيير حالت مفروض گوث پيوند اين افت و خيزها با يكديگر از هم گسست و ديگر ارتباط آنها با هم از دوردست به ما مي رسد ، آن افت و خيزهاي ـ كه اكنون كهكشان شده اند ـ‌ با ما تماس حاصل مي كنند .

وجود يك حالت متورم در گذشته اين نكته را نيز توضيح مي دهد كه چرا در حال حاضر هندسة بزرگ مقياس جهان اينقدر تخت است . نظرية متعارف انفجار بزرگ ، شرايطي را در جهان آغازين فرض مي كند كه تختي كنوني جهان عملاً ناممكن بنظر مي رسد . اما فرض تورم گوث، پيوند ميان روال كنوني جهان و شرايط اوليه اي را كه براي جهان در نظر مي گيريم ، از ميان برمي دارد . مطابق نظر گوث هر قدر هم كه در يك مدل ، جهان آغازين ـ ففط يك ميليونيم ثانية پس از آغاز ـ « به دقت تنظيم شود » . حاصل نهايي جهاني است از لحاظ فضايي تخت ، مشروط بر آنكه در ابتدا تورم بزرگ اقتصادي توسل جست ، تورمي نه ده برابر ، بلكه بيليونها برابر . در اين صورت ديگر فرقي نمي كند كه مردم در آغاز تورم غني بوده اند يا فقير . پول همه بي ارزش مي شود و هر كس بي چون و چرا ورشكسته است .

گرچه فرض جهان متورم گوث مسائل عليت و تخت بودن فضا را حل كرد ، ولي خود مانند نظرية انفجار بزرگ[6] گرفتار مسأله ايست ( كه گوث هم از آن اطلاع دارد ) . اين مسأله به جزئيات تغيير حالت مربوط مي شود . يعني به آن دگرگوني شديدي كه براي حالت آتشگوي فرض مي شود ، يا به عبارت ديگر به چگونگي گذر جهان از حالت متورم به حالت نامتعارف انفجار بزرگ . آنچه واقع شد اين است كه تغيير حالت از طريق تكوين و تشكيل حبابهاصورت گرفت .

كتري پر از آبي را روي اجاقي داغ تصور كنيد . با گرم شدن آب ، حبابهاي بخار در كتري تشكيل مي شود و پس از چندي آب شروع به جوشيدن مي كند . گذر از مايع به گاز تغيير حالتي نظير تغيير حالت گوث است . در داخل حباب يك حالت وجود دارد ( حالت بخار در مورد آب و « حالت انفجار بزرگ » در مورد جهان ) و در بيرون حباب حالتي ديگر ( حالت مايع در مورد آب و « حالت متورم » در فرضيه گوث ) . با تشكيل حبابهاي حالت انفجار بزرگ در حالت متورم ، اين حبابها با يكديگر برخورد مي كنند و ديري نمي گذرد كه حالت درون حباب ـ حالت انفجار بزرگ ـ سرتاسر فضا را فرا مي گيرد ، درست مانند موقعي كه بگذاريم آب بجوشد و سرانجام تماماً تبديل به بخار شود . اما اين برداشت از تغيير حالت موجب درد سر گوث شد . اگر جهان كنوني حاصل آن همه برخوردهاي قهرآميز حبابهاي اوليه بشمار رود، بايد بسي ناهمگنتر از آنچه مشاهده مي شود باشد . بنابراين مدل گوث به ظاهر ناموفق است .

آ. لينده فيزيكدان شوروي و دو فيزيكدان آمريكايي به نامهاي آندر آس آلبرخت و پاول اشتاينهارت از دانشگاه پنسيلوانيا به نجات اين مدل كمر بستند . آنان نشان دادند كه اگر حالت متورم بقدر كافي دوام آورد ، برخوردهاي مزاحم و چندگانة حبابها صورت نخواهد پذيرفت و تنها يك حباب بزرگ تنها از حالت انفجار بزرگ در داخل حالت متورم بجا خواهد ماند . اگر حرف اين نظريه دانان درست باشد، جهان ما آن يك حباب بزرگ است و ما اكنون در داخل آن زندگي مي كنيم .

با آنكه نظريه گوث مسائل عليت و تخت بودن فضا را حل مي كند ، ولي سؤال بنيادي تر همچنان باقي است . پيش از حالت تورم چه بود ؟ اين سؤال ما را به پرسشي باز مي گرداند كه در آغاز كرديم : اين روند چگونه آغاز شد ؟ و اين سؤالي است كه ذهن افراد عادي را هم مي آزارد . دانشمندان به تازگي در آن چنگ انداخته اند و سناريويي كه ارائه شده اين است : جهان ، يعني آتشگوي انفجار بزرگ ، از هيچ ـ يعني از يك خلاء ـ نشأت كرد . چگونه چنين چيزي ممكن است؟

براي پاسخ دادن به اين سؤال نخست بايد ديد كه فيزيكدانان از هيچ ـ يعني از خلاء ـ چه برداشتي دارند . مطابق نظريه هاي جديد ، خلاء همان هيچ نيست بلكه آكنده از ذراتي كوانتومي است كه ميان بود و نبود نوسان مي كنند . اين ذرات خرد ، در كسري از ثانيه بوجود مي آيند و بي  درنگ يكديگر را نابود مي كنند و چيزي بجا نمي گذارند . خلاء به اين معني مانند سطح اقيانوس است . چون از نزديك نظر شود پر از موج است ، ولي از فاصله اي دورتر ، مثلاً از فراز يك هواپيماي جت ، صاف و بي حركت مي نمايد . همينطور هر خلاء چون از دور ديده شود يكدست و تهي به چشم مي آيد ، اما چون از نزديك و با وسايل خاص بازرسي شود آكنده از ذرات ريز كوانتومي به نظر خواهد رسيد .

يك راه ممكن براي پيدايش جهان از خلاء اين است كه يكي از امواج اقيانوس خلاء ، بجاي آنكه به هيچي و نابودي فرو افتد ، پيوسته رشد كند . برخي از فيزيكدانان نظري بر اين باورند كه اين امر در صورتي امكانپذير خواهد بود كه گرانش به حساب آيد . گرانش به صورت تقويت كنندة آن موجي عمل مي كند كه در آغاز بسيار خرد است ، و آن را تا حد آتشگوي تمام عياري رشد مي دهد كه مي تواند به جهاني در حالت متورم تبديل شود.

تبيين محتمل ديگري از آفرينش جهان از يك خلاء اين است كه « خلاء » اولية‌ جهان ناپايدار بوده است . مطابق اين حدس ، خلاء اوليه ، خلائي واقعي ـ يعني پائينترين حالت انرژي ـ نبود بلكه      « خلائي دروغين » ‌بود . قوانين نظرية كوانتومي ايجاب مي كند كه چنين خلاء دروغيني به خلائي راستين تلاشي يابد ـ تلاشي قهرآميزي كه با ايجاد ذره هاي بسيار همراه است . بدين طريق تلاشي[7] يك خلاء دروغين منشأ جهان را ـ منشأ آتشگوي آغازين را كه هر چيز ديگر از آن پديد آمد ـ توضيح مي دهد .

چنين انديشه هايي دربارة منشأ جهان ، بي اندازه نظر پردازانه اند و فعلاً هيچ راهي نيست كه صحت و سقم آنها را باز نمايد . احتمالاً بايد آنها را حدس و گمان خواند . ولي حدسهايي معقول كه چارچوب فيزيك كنوني ما آنها را مجاز مي شمارد ، و فيزيكدانان و اختر فيزيكدانان نظري بسياري پشتيبانشان هستند . از سوي ديگر بعضي از دانشمندان بر اين نظرند كه ما هرگز به پاسخ اين قبيل سؤالهاي نهايي دست نخواهيم يافت و چنين استدلال مي كنند كه چون آغاز عالم ، رويدادي مشاهده ناپذير است پس در حوزة علم تجربي نمي گنجند . برخي ديگر معتقدند كه در آغاز فضا و زمان چنان آكنده از پيچ و تاب بود كه دسترسي به قوانين مبين اين رويداد ميسر نيست . شايد مفهوم قانون فيزيكي خود در اينجا بي معني شود .

برخي اين نظرها را ناپخته و بدبينانه مي دانند . هنوز خيلي زود است كه دربارة توانايي آدمي به درك منشأ جهان نظر نهايي را اعلام كنيم . فيزيك معاصر امكاناتي را در برابر فهميدن مي گشايد كه در گذشته به تصور هم نمي گنجد . برخي ديگر معتقدند كه در آغاز فضا و زمان چنان آكنده از پيچ و تاب بود كه دسترسي به قوانين مبين اين رويداد ميسر نيست . شايد مفهوم قانون فيزيكي خود در اينجا بي معني شود .

 

 

ساختمان بزرگ مقياس جهان

 

ميان ما و كهكشانهايي كه ساخت بزرگ مقياس جهان را رقم مي زنند ميليونها سال نوري فاصله است . حال ديگر امري بديهي است كه كهكشانها منظومه هايي ستاره اي در بيرون راه كهكشان هستند ؛ ولي اندكي بيش از پنجاه سال پيش مطلب پيش پا افتادة امروز ، موضوع بحث و جدل بود. در سال 1924 ادوين هابل[8] ، با استفاده از تلسكوپ 5/2 متري جديد مونت ويلسن در مطالعة ستارگان متغير فيفاوسي كهكشان امراه المسلسله  و ساير كهكشانهاي نزديك ، به اين مناقشه خاتمه بخشيد . درخشندگي مطلق ( ذاتي ) يك قيفاوسي تابعي از دورة‌ تناوب آن است . از روي اندازه گيري دورة تناوب و شار انرژيي كه از اين ستاره بر زمين مي تابد ، برآوردي از فاصلة آن بدست مي آيد . هابل اين روش را بكار برد و نشان داد كه فاصلة‌ ما از امراه المسلسه تقريباً ده برابر قطر كهكشان ما است .

او براي آنكه اين نقشه را تا فواصلي بسط دهد كه قيفاوسها قابل تشخيص نيستند ، به جستجوي اجرامي برآمد كه پراكندگي اندكي در توزيع درخشندگي مطلق داشتند . پرنورترين ستارة ابرغول در يك كهكشان و پنجمين كهكشان از حيث روشني در يك مجموعة‌ كهكشاني ، « شمعهاي معيار» ي بودند كه هابل بكار برد تا راه خود را تا فاصلة 800 مگاپارسك[9] ( در درجه بندي جديد ) بگشايد .ناحيه اي به اين شعاع بر 7 10 * 2 كهكشان متوسط مشتمل مي شود و وسعت آن تقريباً 15 درصد شعاع جهان قابل رؤيت است !

اگر كهكشانها توزيعي تصادفي مي بود ، بايد يك يا دو كهكشان در هر 100 مگاپارسك مكعب وجود مي داشت .اين توزيع را در آسمان براي كهكشانهايي كه از 100 مگاپارسك به ما نزديكترند نشان مي دهد . ناحية مركزي مجموعة سنبله مثال برجسته ايست از غيرتصادفي بودن يا كلوخه مانند بودن توزيع كهكشانها در مقياسهايي كمتر از چند مگا پارسك . بعضي از كهكشانها ، دوتايي هاي كم و بيش منفردي را تشكيل مي دهند ؛ برخي ديگر در اجتماعات كوچكي ، چون گروه محلي كه كهكشان ما و امراه المسلسله اعضاي اصلي آنند ، جاي دارند ؛ و بعضي ديگر اعاي مجموعه هايي غني ( وسيع و چگال ) هستند كه ممكن است هزاران كهكشان داشته باشند

سلسله مراتب پيوسته اي از ساختواره ها ، از كهكشانها و گروهها گرفته تا مجموعه هاي كهكشاني و مجموعه هاي مجموعه هاي كهكشاني ، وجود دارد. شعاع ناحية مرئي روشن يك كهكشان متوسط ، نظير كهكشان ما ، بين 20 تا 30 كيلو پارسك است . ناحية مركزي يك مجموعة غني كهكشاني ، معمولاً شعاعي در حدود نيم مگاپارسك دارد و مطالعات اخير نشان داده است كه نواحي بيروني آن مي تواند تا 10 الي 20 مگاپارسك ادامه يابد . پژوهشهاي آماري اخير همچنين مجموعه هايي از مجموعه هاي كهكشاني را آشكار ساخته است كه بطور متوسط از دو يا سه مجموعة كهكشاني غني تشكيل مي شوند . در اين دامنة وسيع اندازه ها ـ از 30 كيلو پارسك تا ده ها مگاپارسك ـ ظاهراً ارجحيتي براي مقياس خاصي براي تجمع وجود ندارد همة مرزهاي ميان گروهها ، گروههاي گروهها ، مجموعه ها و مجموعه هاي مجموعه ها صرفاً اختياري و من عندي است . اگر به مقياسهاي باز هم بزرگتر روي آوريم و نواحيي از جهان را با هم بسنجيم كه حجمي در حدود يك ميليون مگا پارسك مكعب يا بيشتر دارند ، شمارة كهكشانها در يك نمونه چندان تفاوتي با شمارة نمونة ديگر ندارد . چون نسبت به اين مقياسهاي صد مگا پارسكي ، كه هنوز نسبت به اندازه‌ جهان مرئي كوچكند ، متوسط بگيريم ديده مي شود كه توزيع كهكشانها به وجه قابل ملاحظه اي يكنواخت است . هر گاه بگوئيم كه در اين مقياسهاي بزرگ ، جهان همگن ـ يعني از هر نقطه اي كه نظر شود ، ظاهري يكسان دارد ـ و تكروند ـ يعني در همة امتدادها يكسان مي نمايد ـ‌ است ، تقريب خوبي خواهد بود . تكوين و تحول ساختواره هاي بزرگ مقياس ، از كهكشانها تا مجموعه هاي مجموعه هاي كهكشاني ، به كيهانشناسي مربوط مي شود.

نظريه انفجار بزرگ

 

نظريه انفجار بزرگ در حال حاضر تنها توضيح ارائه شده درباره منشأ جهان مي‌باشد که بطور گسترده پذيرفته شده است. انفجار بزرگ ، بسيار پر انرژي و پر حرارات بود و در ثانيه‌هاي اوليه پس از انفجار فقط تشعشع و ذرات زير اتمي گوناگون در جهان وجود داشتند. تشعشعات باقيمانده از اين انفجار هنوز به صورت امواج ضعبف مايکروويو در آسمان وجود داشته ، از زمين قابل رديابي هستند. به اين امواج تشعشع مايکروويو زمينه کيهان گفته مي‌شود.

در اواخر دهه 1920، ادوين هابل (1953-1889) ، ستاره شناس آمريکايي به بررسي نور دريافتي از ستارگان کهکشانهاي دور دست پرداخت. او متوجه شد که طول موجهاي اين نور بلندتر از ميزان مورد انتظار است. اين پديده که قرمز گرايي نام دارد، نشان داد که کهکشانها با سرعت زيادي در حال دور شدن از زمين هستند.

هر چه ما بيشتر به عمق کيهان نظاره مي‌کنيم در واقع بيشتر به عمق زمان گذشته مي‌نگريم. يک ستاره را که در فاصله 10 سال نوري قرار دارد به همان صورتي مي‌بينيم که 10 سال نوري قبل بوده است. دورترين اجرامي را که انسان مي‌تواند با تلسکوپهاي بزرگ نجومي نظاره کند کوازارها ۱ (Quasar) هستند.

آنها در واقع کهکشانهاي کاملا جواني هستند که در مراحل اوليه شکل گيري به سر مي‌برند. حال اگر انسان نگاهش را در سمت دلخواهي به دورتر و بازهم دورتر متوجه کند بايد به مرزي برسد که در آنجا آغاز خلقت را مشاهده کند و به عبارت ديگر آن گاز داغ اوليه را ببيند که تمام کهکشانها ، ستارگان ، سيارات و موجودات از آن ايجاد شده‌اند. بنابراين مي‌بايست پيرامون ما را پيوسته پوسته کاملا درخشاني در دور دست احاطه مي‌کرد و آسمان هم مي‌بايست شبها همچون روز روشن مي‌شد اما اين ديوار آتشين با سرعت زيادي از ما دور مي‌شود زيرا که عالم لحظه به لحظه انبساط مي‌يابد.
سرعت دورشدن به قدري زياد است که نور اين پوسته داراي طول موج بلندتري مي‌شود که ما آن را فقط به صورت تشعشعات و امواج راديويي۱ دريافت مي‌کنيم. وجود اين پرتوها را مي‌توان با راديو تلسکوپها به سادگي اثبات کرد اين تشعشعات تکيه گاهي مهم براي اثبات فرضيه انفجار اوليه مي‌باشد.

 

 

عالم در ابتدا چگونه به نظر مي‌آمد؟

 

آشکار است براي آگاهي از چگونگي اولين ثانيه‌ها و يا بهتر بگويم اولين اجزاي ثانيه‌هاي پس از انفجار اوليه نبايد از ستاره شناسان پرسيد، بلکه در اين مورد بايد به فيزيکدانهاي متخصص در امر فيزيک ذرات مراجعه کرد که در مورد تشعشعات و ماده در شرايط کاملا سخت و غير عادي تحقيق و تجربه مي‌کنند. تاريخ کيهان معمولا به 8 مقطع کاملا متفاوت و غير مساوي تقسيم مي‌شود:

مرحله اول (صفر تا 10 -43 ثانيه)

اين مسأله هنوز براي انسان ها کاملا روشن نيست که در اين اولين اجزاي ثانيه‌ها چه چيزي تبديل به گلوله آتشيني شد که کيهان بايد بعدا از آن ايجاد گردد. هيچ معادله و يا فرمولهاي اندازه گيري براي درجه حرارت بسيار بالا و غير قابل تصوري که در اين زمان حاکم بود در دست نمي‌باشد.

مرحله دوم (10 -43 تا 10-32 ثانيه)

اولين سنگ بناهاي ماده مثلا کوارکها و الکترونها و پاد ذره‌هاي آنها از برخورد پرتوها با يکديگر بوجود مي‌آيند. قسمتي از اين سنگ بناها دوباره با يکديگر برخورد مي‌کنند و به صورت تشعشع فرو مي‌پاشند. در لحظه‌هاي بسيار بسيار اوليه ذرات فوق سنگين   x نيز مي‌توانسته‌اند بوجود آمده باشند. اين ذرات داراي اين ويژگي هستند که هنگام فروپاشي ماده بيشتري نسبت به ضد ماده و مثلا کوارکهاي بيشتري نسبت به آنتي کوارکها ايجاد مي‌کنند. ذرات x که فقط در همان اولين اجزاي بسيار کوچک ثانيه‌ها وجود داشتند براي ما ميراث مهمي به جا گذاردند که عبارت بود از: (افزوني ماده در برابر ضد ماده).

مرحله سوم (از 10-32 ثانيه تا10 -6ثانيه)

کيهان از مخلوطي از کوارکها ، لپتونها – فوتونها و ساير ذرات ديگر تشکيل شده که متقابلا به ايجاد و انهدام يکديگر مشغول بوده و ضمنا خيلي سريع در حال از دست دادن حرارت هستند.

مرحله چهارم (از10 -6ثانيه تا10-3 ثانيه)

در اين مرحله تقريبا تمام کوارکها و ضد کوارکها بصورت پرتو ذره‌ها به انرژي تبديل مي‌شوند. کوارکهاي جديد ديگر نمي‌توانند در درجه حرارتهاي رو به کاهش بوجود آيند ولي از آن جايي که کوارکهاي بيشتري نسبت به ضد کوارکها وجود دارند. برخي از کوارکها براي خود جفتي پيدا نکرده و بصورت اضافه باقي مي‌مانند. هر 3 کوارک با يکديگر يک پروتون با يک نوترون مي‌سازند. سنگ بناهاي هسته اتمهاي آينده اکنون ايجاد شده‌اند.

مرحله پنجم ( 10-3 ثانيه تا 100 ثانيه)

الکترونها و ضد الکترونها در برخورد با يکديگر به اشعه تبديل مي‌شوند. تعدادي الکترون باقي مي‌ماند، زيرا که ماده بيشتري نسبت به ضد ماده وجود دارد. اين الکترونها بعدا مدارهاي اتمي را مي‌سازند.

مرحله ششم (از 100 ثانيه تا 30 دقيقه)

در درجه حرارتهايي که امروزه مي‌توان در مرکز ستارگان يافت اولين هسته‌هاي اتمهاي سبک و بويژه هسته‌هاي بسيار پايدار هليوم در اثر همجوشي هسته‌اي ساخته مي‌شوند. هسته اتمهاي سنگين از قبيل اتم آهن يا کربن در اين مرحله هنوز ايجاد نمي‌شوند. در آغاز خلقت عملا فقط دو عنصر بنيادي که از همه سبکتر بودند وجود داشتند: هليوم و هيدروژن.

مرحله هفتم (از 30 دقيقه تا يک ميليون سال پس از خلقت)

پس از گذشت حدود 300000 سال گوي آتشين آنقدر حرارت از دست داده که هسته اتمها و الکترونها مي‌توانند در درجه حرارتي در حدود 3000 درجه سانتيگراد به يکديگر بپيوندند و بدون اينکه دوباره فورا از هم بپاشند اتمها را تشکيل دهند. در نتيجه آن مخلوط ذره‌اي که قبلا نامرئي بود اکنون قابل ديدن مي‌شود.

مرحله هشتم (از يک ميليون سال پس از خلقت تا امروز)

از ابرهاي هيدروژني دستگاههاي راه شيري ستارگان و سيارات[10] بوجود مي‌آيند. در داخل ستارگان هسته اتمهاي سنگين از قبيل اکسيژن و آهن توليد مي‌شوند. که بعدها در انفجارات ستاره‌اي آزاد مي‌گردند و براي ساخت ستارگان و سيارات و حيات جديد بکار مي‌آيند.

مواد تشكيل دهنده ماده تاريك

 

ماده معمول

سيارات
ماده تاريك ممكن است از چيزهاي معمولي مثل جنس سيارات تشكيل شده باشد، ولي سياراتي مثل زمين به اندازه كافي جرم ندارند، پس ممكن است ژوپيترها تشكيل دهنده ماده تاريك باشند.

اما اين نظريه چندين مشكل دارد، اول اينكه ما فرض كرده ايم سيارات فقط در اطراف ستارگان شكل گرفته اند، بنا بر اين ستارگان به ميزان بسيار كمي جرم آن ها را بالا مي برند. با اين حساب امگا = 5000 خواهد بود كه براي تشكيل دادن 88% جرم عالم كافي نيست.

دومين و مهمترين مشكل از تركيب هسته اي مهبانگ[11] ناشي مي شود. در لحظه تولد عالم وقتي مهبانگ رخ داد عالم ماده اي بسيار گرم تشكيل شده از انواع ذرات بود، در حالي كه عالم بزرگ و بزرگتر و به سردي مي گراييد ذرات ماده معمول مثل الكترون، نوترون و پروتون ها نيز سرد مي شدند و اتمهاي مواد موجود در عالم را تشكيل مي دادند. غالب اين اتمها مربوط به هليوم و هيدروژن هستند.

BBN يك تئوري موفق است كه نه تنها هيدروژن و هليوم را به عنوان بيشترين عناصر جهان معرفي مي كند بلكه نسبت آنها را نيز به درستي بيان مي كند

اما مسئله اي وجود دارد. مقدار هر ماده اي كه تشكيل مي شود به ميزان ماده معمول تشكيل دهنده اتم (ماده بارنوييك) بستگي دارد و BBN مقدار اين ماده را براي عالم كنوني چيزي در حدود امگا= 0.1 پيش بيني مي كند

بايد توجه كرد كه اين ميزان ماده بارنوييك براي مواد قابل مشاهده در عالم ما زياد است در نتيجه مقداري ماده معمول تاريك (از جمله سيارات و ستارگان سوخته) وجود دارد اما اين مواد نمي توانند توجيه كننده سرعت خوشه و منحني دوران آنها باشند

ستارگان تاريك – ژوپيترها، كوتوله هاي قهوه اي، كوتوله هاي سفيد

ماده معمول ديگري كه مي تواند تشكيل دهنده ماده تاريك باشد ستارگاني هستند كه جرم كافي براي سوختن و درخشان شدن ندارند- كوتوله هاي قهوه اي – يا ژوپيترها – ژوپيترها كوتوله هايي به مراتب (حدود 10 برابر) سنگين تر هستند و به صورت ستارگان بسيار كوچك و كم نور فعاليت دارند. اما اين احتمالات مثل سيارات در مقابل BBN با مشكل مواجه مي شوند و باز باريون كافي وجود ندارد. احتمال اين نيز مي رود كه نظريه BBN اشتباه باشد ولي چون اين نظريه تا كنون بسيار موفق بوده است به دنبال انتخاب هاي ديگري براي ماده تاريك هستيم.

ماده عجیب

اين ماده آنقدر ها هم عجيب نيست فقط ماده اي است كه الكترون، نوترون و پروتون ندارد. بسياري از چنين ذرات شناخته شده اند و چند مورد از آن ها در حد تئوري هستند تا بتوان مشكل ماده تاريك را حل كرد.

نوترينو[12] ها

نوترينو ها ذرات بدون جرمي هستند كه وجودشان ثابت شده و لي دلايلي وجود دارد كه نشان داده گاهي اوقات جرم بسيار كوچكي دارند. در عالم مقدار بسيار زيادي از اين ذرات وجود دارد، با اين حال حتي يك جرم بسيار كوچك تر براي ماده تاريك پر اهميت است. جرمي به اندازه 1/5000 جرم الكترون، امگايي به اندازه 1 بدست مي دهد.

 

ويمپ ها[13]

بيشتر انتخاب هاي ماده عجيت در دسته ويمپ ها قرار مي گيرند. ويمپ ها دسته اي از ذرات سنگين هستند كه به سختي با ذرات ديگر واكنش مي دهند از اين ذرات مي توان در تراسنيو ها و آكسيون ها را نام برد.

اثبات وجود ماده تاريك

وجود يك پديده را از دو روش مي توان اثبات كرد:مشاهده مستقيم پديده يا مشاهده تاثير آن بر پديده هايي كه راحت تر مشاهده مي شوند.

اين مطلب كه در آسمان شب چيزهايي هست كه به راحتي ديده نمي شود و هميشه مورد توجه بوده است. هنگام استفاده از تلسكوپ يا راديو تلسكوپ فقط اشيايي رصد مي شوند كه از خود نور يا امواج راديويي گسيل مي كنند. اما هر پديده اي اين خصوصيات را ندارد حتي سياره خودمان زمين نيز به علت تاريكي بيش از حد قابل مشاهده نيست.

خوشه هاي كهكشاني

مقدار قابل توجهي ماده در بررسي خوشه هاي كهكشاني وجود دارد كه ما نمي توانيم به آساني آنها را ببينيم. خوشه هاي كه از تجمع چند صد تا چند هزار كهكشان يا كهكشان هاي تك در فضا بوجود آمده اند. در دهه 1930، زويكي[14]، اسميت[15]، دو خوشه تقريبا نزديك به هم كما [16]و ويرگو [17]را از لحاظ كهكشان هاي تشكيل دهنده و سرعت خوشه ها مورد بررسي قرار دادند، و سرعتي كه بدست آوردند چيزي بين 10 تا 100 برابر مقداري بود كه انتظار داشتند

معني اين چيست؟ در يك گروه از كهكشان ها مثل خوشه تنها نيروي موثر بر كهكشان ها گرانش است و اين گرانش اثر كششي كهكشان ها بر يكديگر است كه باعث بالا رفتن سرعت آنها مي شود. سرعت مي تواند مقدار ماده موجود در كهكشان را به دو طريق مشخص كند:

جرم خوشه ها

جرم بيشتر كهكشان باعث مي شود نيروي شتاب دهنده به كهكشان نيز بيشتر شود.
شتاب و سرعت خوشه ها

اگر شتاب يك كهكشان خيلي زياد باشد مي تواند از ميدان جاذبه خوشه خارج شود. اگر شتاب كهكشان بيش از سرعت فرار باشد، خوشه را ترك خواهد كرد.

به اين ترتيب همه كهكشان ها سرعتي پايين تر از سرعت فرار (گريز) خواهند داشت. و با اين نگرش مي توان جرم كل خوشه را حدس زد كه مقدار قابل توجهي از ميزان مشاهده شده است. با اين حال اين نظريه به علت اينكه مبني بر مشاهده بود و مشاهدات غالبا با اشتباه همراهند مدت طولاني مورد توجه قرار نگرفت.

هنگامي كه چيزي به وسعت يك خوشه كهكشاني نگاه مي كنيد با اينكه ممكن است سرعت ها زياد باشند در مقابل وسعت خوشه ها چيزي به حساب نمي آيند پس مشاهده مداوم يك خوشه در طي چندين سال تصوير يكساني از آن بدست مي دهد. ما نمي توانيم كهكشان هايي را كه بدون الگو حركت مي كنند با دقت ببينيم. پس يك كهكشان با سرعت زياد ممكن است از خوشه جدا شده باشد يا اصلا متعلق به خوشه نباشد. حتي ممكن است بعضي از كهكشان ها فقط مقابل كهكشان هاي ديگر در راستاي خط ديد آنها باشند. با اين حساب اين كهكشان گمراه كننده خواهد بود.

منحني حركت انتقالي كهكشان ها

دلايل قابل اعتماد تري در دهه 1970 در پي اندازه گيري منحني هاي دوران كهكشان ها ارايه شد. علت قابل اعتماد تر بودن آنها اين است كه اطلاعات موثق تري در مورد تعداد يشتري كهكشان دست مي دهند.

از گذش

1 كيهانشناسان معمولاً سن جهان آغازين را بر حسب ثانيه نمي سنجند ، بلكه بر حسب دما بيان مي كنند ؛ زيرا دما براي درك وقايعي كه در جهان آغازين روي مي دهد ، پارامتري است از نظر فيزيكي با معني و مهم .

2Melt

[3] Big Bang

[4] General relatively

[5] فاز

[6] big bang

[7] decay

[8] E. Hubble

[9] ] يك پارسك pc برابر 26/3 سال نوري و برابر 18 10 * 86 / 3 سانتيمتر است . 1 مگا پارسك يك ميليون پارسك است . [

۱ مخفف عبارت نجومی Quasi-stellar object و عبارت است از عضوی از گروههای گوناگون ستاره مانند که دارای پرتوهای قرمز استثنايی می‌باشند و غالبا از خود فرکانسهای راديويی و نيز امواج نوری قابل ديدن منتشر می‌کنند.
۱ Radio Wave

[10] planet

[11] big bang nacleosynthesis

[12] neutrino

[13] WIMPs (Weakly Interaching massive particles)

[14] zwicky

[15] Smith

[16] Coma

[17] Virgo

 

دیدگاهها

هیچ دیدگاهی برای این محصول نوشته نشده است.

اولین نفری باشید که دیدگاهی را ارسال می کنید برای “دانلود پایان نامه فیزیک : سیر تحول ستارگان در حوزه علم فیزیک”

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد. بخش‌های موردنیاز علامت‌گذاری شده‌اند *