تولد تا مرگ ستارگان

اختصاصی از هایدی تولد تا مرگ ستارگان دانلود با لینک مستقیم و پر سرعت .

مقالات  فیزیک با فرمت           DOC           صفحات  22

در حدود 75 درصد از ستارگان جزء مجموعه های دوتایی هستند. دوتایی یک جفت ستاره است که دو عضو آن دور یکدیگر در چرخشند. خورشید جزء این ستارگان نیست اما نزدیکترین ستاره به خورشید که پروکسیما سنتوری (قنطورس) نام دارد جزء یک مجموعه چند ستاره ایست که آلفا سنتوری A و آلفا سنتوری B شامل آن می شوند. فاصله خورشید تا پروکسیما بیش از 40 تریلیون کیلومتر معادل 2/4 سال نوریست.
ستاره ها در گروههایی به نام کهکشان گرد هم جمع آمده اند. تلسکوپها تا کنون کهکشانهایی را در فاصله 12 بیلیون تا 16 بیلیون سال نوری نشان داده اند. خورشید در کهکشان راه شیری قرار گرفته است و یکی از 100 بیلیون ستاره ایست که در آن می باشد. در جهان بیش از 100 بیلیون کهکشان وجود دارد و تعداد ستاره های هر کدام به طور متوسط 100 بیلیون می باشد. بنابراین بیش از 10 بیلیون تریلیون ستاره در کائنات وجود دارند. اما اگر ما در شبی با آسمان صاف و به دور از نور شهر به آسمان نگاه کنیم، البته بدون کمک تلسکوپ یا دوربین دو چشمی، تنها 3000 ستاره خواهیم دید.
ستارگان نیز مانند ما انسانها دوره حیات دارند. آنها متولد می شوند، دورانی را سپری می کنند و در نهایت می میرند. خورشید حدود 6/4 بیلیون سال پیش متولد شد و تا بیش از 5 بیلیون سال دیگر عمر خواهد کرد. سپس شروع به بزرگ شدن می کند تا اینکه به یک غول سرخ تبدیل شود. در اواخر عمر خود، لایه های بیرونی خود را از دست می دهد و هسته باقیمانده که کوتوله سفید خوانده می شود، تدریجا نور خود را از دست خواهد داد تا اینکه به یک کوتوله سیاه تبدیل گردد.

سیر تحول ستارگان در حوزه علم فیزیک

اختصاصی از هایدی سیر تحول ستارگان در حوزه علم فیزیک دانلود با لینک مستقیم و پر سرعت .

فرمت :WORD                                                     تعداد صفحه :225

پیش از انفجار بزرگ

جهان چگونه آغاز شد؟ چنین رویدادی را چگونه می توان تصور کرد؟ امروز بیشتر دانشمندان بر این عقیده اند که قراین خوبی وجود دارد که نشان می دهد گذشتة جهان بسیار متفاوت بوده است و همة مادة جهان از انفجاری عظیم نشأت کرده و جهان از آن پس پیوسته انبساط یافته است.

در خیال ، زمان را تا انفجار بزرگ به عقب می بریم و چون به اندازة‌ کافی به عقب باز گردیم ـ یعنی به زمانی پیش از پیدایش کهکشانها که جهان بسی کوچکتر از حال بود ـ آنچه می بینیم گاز سوزانی از اتمها و فوقونها یعنی ذرات نور است . چون باز هم به عقب رویم، جهان همچنان انقباض می یابد، ذرات گاز به یکدیگر نزدیکتر و در نتیجه برانگیخته تر می شوند و دمایشان افزایش پیدا می کند. هر چه بیشتر به عقب رویم، گاز داغتر و سوزانتر می شود[1]. با افزایش دمای گاز، هر چیز به ذرات تشکیل دهنده اش « ذوب » می شود. اتمها به الکترونها و هسته ها «ذوب[2]» می شوند ؛ هسته ها به پروتونها و نوترونهای سازندة خود تجزیه می شوند و چون دما باز هم افزایش یابد پروتونها و نوترونها به کوارکها و گلوئونهایی تجزیه می شوند که آنها را تشکیل داده اند . جهان در بیشترین دمای ممکن متشکل است از آتشگوی آغازینی از همة ذرات بنیادی. امروزه مطالعة جهان آغازین عبارتست از ساختن مدلهایی ریاضی برای این آتشگوی بر اساس نظریه های جدید ذرات کوانتومی ( ذرات بنیادی ). وقتی که در سال 1964 آرنو پنزیاس و رابرت ویلسن در آزمایشگاههای بل در نیوجرزی، اشعة میکروموجی باقیمانده از انفجار بزرگ را کشف کردند ، این نظریه سخت تقویت شد. به دنبال این تأیید تجربی، فیزیکدانان و اختر فیزیکدانان نظری با اطمینان به انجام محاسبات پیچیدة خواص انفجار آغازین پرداختند. آنان با استفاده از قوانین شناخته شدة فیزیک هسته ای محاسبه کردند که چگونه ممکن است عنصرهای شیمیایی ـ هسته های اتمی ـ از آتشگوی آغازینی متشکل از پروتونها و نوترونها بوجود آمده باشد؛ و از روی این محاسبات، فراوانی نسبی عناصر سبک نظیر ئیدروژن، هلیوم و دوتریوم را پیش بینی کردند . این پیش بینی ها دقیقاً با فراوانیهائی که امروزه مشاهده می شود, وفق می دهد . فکر انفجار بزرگ[3] از برکت این پیش بینیهای موفقیت بار اعتبار زیادی کسب کرد بطوری که در اوایل دهة 19700 بر نظریه های دیگر مربوط به پیدایش جهان چیره شد. چیزی که به «مدل متعارف انفجار بزرگ سوزان» معروف شده است نشان دهندة‌ توافق نظر عمومی جدیدی است دربارة وضع جهان آغازین. فرضیة اصلی « مدل متعارف » آن است که جهان سوزان اولیه به سرعت و بطرزی یکنواخت، در حالیکه دما بطور یکنواخت کاهش پیدا می کرد، انبساط یافت.

هر نظریة موفق معمولاً دیدگاهی تازه را می گشاید و مسائل جدیدی را بهمراه می آورد؛ نظریة انفجار بزرگ نیز از این قاعده مستثنی نیست. دو مسألة چالش طلبی که این نظریه مطرح می کند عبارتند از «مسأله علیت» و«مسأله تخت بودن فضا».

مسأله علیت این است که جهان به اندازه ای بزرگ است که نواحی بسیار دور از هم آن نمی توانند با یکدیگر مرتبط باشند، یعنی بطور فیزیکی با هم به کنش متقابل بپردازند، حتی اگر چنین ارتباطی با سرعت نور ـ بیشترین سرعت ممکن ـ انجام گیرد. اگر جهان 10 تا 15 بیلیون سال پیش (بیشتر تخمینها در این حدودند) بوجود آمده باشد، نور یا هر نوع وسیلة ارتباط دیگر در این مدت نمی تواند مسافت بین دو کهکشان را که فرضاً بیست میلیون سال نوری ـ رقمی بزرگتر از سن جهان ـ از هم فاصله دارند بپیماید. و اگر قسمتهای مختلف جهان مرئی کنونی نتوانند با هم کنش متقابل داشته باشند، پس چرا این قدر به هم شبیهند؟ منظور از شباهت این است: در هر امتداد که بنگریم می بینیم که دمای زمینة میکروموجی یکی است و به هر جا که نگاه کنیم کهکشانهایی را می بینیم که با وجود تفاوتهای اندک، اساساً مانند یکدیگرند.

دومین مشکل مدل متعارف انفجار بزرگ، یعنی مسأله تخت بودن فضا، این است که چرا در زمان حاضر فضای جهان در مقیاسهای بزرگ تا این حد تخت و مسطح است. بنا بر نظریة نسبیت عمومی[4] اینشتاین، فضا می تواند خم شود، و این نکته را آزمایش در همسایگی خورشید تأیید کرده است. اما در پهنه های وسیعتر، مانند فضای میان کهکشانها، انحنای فضایی بقدری کم است که آن را نمی توان ردیابی کرد. حتی در مقیاس مجموعه های کهکشانی نیز فضا را می توان به تقریب خوب یک فضای تخت اقلیدسی عادی دانست. ولی بنابر افکار متداول در فیزیک نظری و کیهانشناسی، تخت بودن فضا چیزی است فوق العاده نامحتمل و در نتیجه فهم علت آن دشوار است. بسیار محتملتر آن است که جهان چنان پیچ و تاب یابد و فضایی چنان خمیده را بوجود آورد که به آنچه دیده می شود شباهتی نداشته باشد .

اینها مسائلی نیست که مایة‌  نگرانی بیشتر مردم شود، اما اسباب ناراحتی اخترفیزیکدان و کیهانشناس را فراهم می آورد . آلن گوث، فیزیکدانی نظری ، که اکنون در ام . آی . تی است ، به سال 1981 در نظریه ای که آن را «جهان متورم» نامید ، پاسخی برای این سؤالها پیشنهاد کرد. نظریة گوث را به حق می توان اولین اندیشة نو کیهانشناسی در چند دهة اخیر دانست .

بنا بر نظریة گوث، تکامل جهان آغازین ـکه گهگاه جهان رویانی نیز نامیده می شودـ انبساطی یکنواخت در گازی سوزان و متشکل از ذرات، نبود. بلکه حالت جهان، در حالیکه هنوز آتشگویی بود، دستخوش تغییر و تحولی بنیادی شد، تحولی که یک تغییر حالت [5] نامیده می شود. بعد از این تغییر حالت بود که جهان، در حالت متعارفی انفجار بزرگ سوزان، با انبساطی نسبتاً یکنواخت قرار گرفت. اما پیش از این تغییر حالت، جهان در حالتی بود کاملاً متفاوت موسوم به «حالت متورم » . جهان در این دوران تورم ، دچار انبساطی عظیم شد .

اگر وجود حالت متورم را در زمانی که دمای جهان یک میلیون بیلیون درجة کلوین بود بپذیریم، می توانیم مسألة علیت را به صورت زیر حل کنیم . در حالت متورم همة نواحی جهان مرئی کنونی ، حتی کهکشانهایی که اکنون 20 میلیون سال نوری از هم فاصله دارند ، می توانستند از طریق علایم نوری با هم مرتبط باشند . البته جهان در آن زما مانند امروز نبود . کهکشانها وجود نداشتند ، ولی افت و خیزهای کوچکی که در این گاز ذرات وجود داشت بر یکدیگر اثر می کردند و همین افت و خیزها بودند که رشد کردند و کهکشانها را بوجود آوردند . پس از تغییر حالت مفروض گوث پیوند این افت و خیزها با یکدیگر از هم گسست و دیگر ارتباط آنها با هم از دوردست به ما می رسد ، آن افت و خیزهای ـ که اکنون کهکشان شده اند ـ‌ با ما تماس حاصل می کنند .

وجود یک حالت متورم در گذشته این نکته را نیز توضیح می دهد که چرا در حال حاضر هندسة بزرگ مقیاس جهان اینقدر تخت است . نظریة متعارف انفجار بزرگ ، شرایطی را در جهان آغازین فرض می کند که تختی کنونی جهان عملاً ناممکن بنظر می رسد . اما فرض تورم گوث، پیوند میان روال کنونی جهان و شرایط اولیه ای را که برای جهان در نظر می گیریم ، از میان برمی دارد . مطابق نظر گوث هر قدر هم که در یک مدل ، جهان آغازین ـ ففط یک میلیونیم ثانیة پس از آغاز ـ « به دقت تنظیم شود » . حاصل نهایی جهانی است از لحاظ فضایی تخت ، مشروط بر آنکه در ابتدا تورم بزرگ اقتصادی توسل جست ، تورمی نه ده برابر ، بلکه بیلیونها برابر . در این صورت دیگر فرقی نمی کند که مردم در آغاز تورم غنی بوده اند یا فقیر . پول همه بی ارزش می شود و هر کس بی چون و چرا ورشکسته است .

گرچه فرض جهان متورم گوث مسائل علیت و تخت بودن فضا را حل کرد ، ولی خود مانند نظریة انفجار بزرگ[6] گرفتار مسأله ایست ( که گوث هم از آن اطلاع دارد ) . این مسأله به جزئیات تغییر حالت مربوط می شود . یعنی به آن دگرگونی شدیدی که برای حالت آتشگوی فرض می شود ، یا به عبارت دیگر به چگونگی گذر جهان از حالت متورم به حالت نامتعارف انفجار بزرگ . آنچه واقع شد این است که تغییر حالت از طریق تکوین و تشکیل حبابهاصورت گرفت .

کتری پر از آبی را روی اجاقی داغ تصور کنید . با گرم شدن آب ، حبابهای بخار در کتری تشکیل می شود و پس از چندی آب شروع به جوشیدن می کند . گذر از مایع به گاز تغییر حالتی نظیر تغییر حالت گوث است . در داخل حباب یک حالت وجود دارد ( حالت بخار در مورد آب و « حالت انفجار بزرگ » در مورد جهان ) و در بیرون حباب حالتی دیگر ( حالت مایع در مورد آب و « حالت متورم » در فرضیه گوث ) . با تشکیل حبابهای حالت انفجار بزرگ در حالت متورم ، این حبابها با یکدیگر برخورد می کنند و دیری نمی گذرد که حالت درون حباب ـ حالت انفجار بزرگ ـ سرتاسر فضا را فرا می گیرد ، درست مانند موقعی که بگذاریم آب بجوشد و سرانجام تماماً تبدیل به بخار شود . اما این برداشت از تغییر حالت موجب درد سر گوث شد . اگر جهان کنونی حاصل آن همه برخوردهای قهرآمیز حبابهای اولیه بشمار رود، باید بسی ناهمگنتر از آنچه مشاهده می شود باشد . بنابراین مدل گوث به ظاهر ناموفق است .

آ. لینده فیزیکدان شوروی و دو فیزیکدان آمریکایی به نامهای آندر آس آلبرخت و پاول اشتاینهارت از دانشگاه پنسیلوانیا به نجات این مدل کمر بستند . آنان نشان دادند که اگر حالت متورم بقدر کافی دوام آورد ، برخوردهای مزاحم و چندگانة حبابها صورت نخواهد پذیرفت و تنها یک حباب بزرگ تنها از حالت انفجار بزرگ در داخل حالت متورم بجا خواهد ماند . اگر حرف این نظریه دانان درست باشد، جهان ما آن یک حباب بزرگ است و ما اکنون در داخل آن زندگی می کنیم .

با آنکه نظریه گوث مسائل علیت و تخت بودن فضا را حل می کند ، ولی سؤال بنیادی تر همچنان باقی است . پیش از حالت تورم چه بود ؟ این سؤال ما را به پرسشی باز می گرداند که در آغاز کردیم : این روند چگونه آغاز شد ؟ و این سؤالی است که ذهن افراد عادی را هم می آزارد . دانشمندان به تازگی در آن چنگ انداخته اند و سناریویی که ارائه شده این است : جهان ، یعنی آتشگوی انفجار بزرگ ، از هیچ ـ یعنی از یک خلاء ـ نشأت کرد . چگونه چنین چیزی ممکن است؟

برای پاسخ دادن به این سؤال نخست باید دید که فیزیکدانان از هیچ ـ یعنی از خلاء ـ چه برداشتی دارند . مطابق نظریه های جدید ، خلاء همان هیچ نیست بلکه آکنده از ذراتی کوانتومی است که میان بود و نبود نوسان می کنند . این ذرات خرد ، در کسری از ثانیه بوجود می آیند و بی  درنگ یکدیگر را نابود می کنند و چیزی بجا نمی گذارند . خلاء به این معنی مانند سطح اقیانوس است . چون از نزدیک نظر شود پر از موج است ، ولی از فاصله ای دورتر ، مثلاً از فراز یک هواپیمای جت ، صاف و بی حرکت می نماید . همینطور هر خلاء چون از دور دیده شود یکدست و تهی به چشم می آید ، اما چون از نزدیک و با وسایل خاص بازرسی شود آکنده از ذرات ریز کوانتومی به نظر خواهد رسید .

یک راه ممکن برای پیدایش جهان از خلاء این است که یکی از امواج اقیانوس خلاء ، بجای آنکه به هیچی و نابودی فرو افتد ، پیوسته رشد کند . برخی از فیزیکدانان نظری بر این باورند که این امر در صورتی امکانپذیر خواهد بود که گرانش به حساب آید . گرانش به صورت تقویت کنندة آن موجی عمل می کند که در آغاز بسیار خرد است ، و آن را تا حد آتشگوی تمام عیاری رشد می دهد که می تواند به جهانی در حالت متورم تبدیل شود.

تبیین محتمل دیگری از آفرینش جهان از یک خلاء این است که « خلاء » اولیة‌ جهان ناپایدار بوده است . مطابق این حدس ، خلاء اولیه ، خلائی واقعی ـ یعنی پائینترین حالت انرژی ـ نبود بلکه      « خلائی دروغین » ‌بود . قوانین نظریة کوانتومی ایجاب می کند که چنین خلاء دروغینی به خلائی راستین تلاشی یابد ـ تلاشی قهرآمیزی که با ایجاد ذره های بسیار همراه است . بدین طریق تلاشی[7] یک خلاء دروغین منشأ جهان را ـ منشأ آتشگوی آغازین را که هر چیز دیگر از آن پدید آمد ـ توضیح می دهد .

چنین اندیشه هایی دربارة منشأ جهان ، بی اندازه نظر پردازانه اند و فعلاً هیچ راهی نیست که صحت و سقم آنها را باز نماید . احتمالاً باید آنها را حدس و گمان خواند . ولی حدسهایی معقول که چارچوب فیزیک کنونی ما آنها را مجاز می شمارد ، و فیزیکدانان و اختر فیزیکدانان نظری بسیاری پشتیبانشان هستند . از سوی دیگر بعضی از دانشمندان بر این نظرند که ما هرگز به پاسخ این قبیل سؤالهای نهایی دست نخواهیم یافت و چنین استدلال می کنند که چون آغاز عالم ، رویدادی مشاهده ناپذیر است پس در حوزة علم تجربی نمی گنجند . برخی دیگر معتقدند که در آغاز فضا و زمان چنان آکنده از پیچ و تاب بود که دسترسی به قوانین مبین این رویداد میسر نیست . شاید مفهوم قانون فیزیکی خود در اینجا بی معنی شود .

برخی این نظرها را ناپخته و بدبینانه می دانند . هنوز خیلی زود است که دربارة توانایی آدمی به درک منشأ جهان نظر نهایی را اعلام کنیم . فیزیک معاصر امکاناتی را در برابر فهمیدن می گشاید که در گذشته به تصور هم نمی گنجد . برخی دیگر معتقدند که در آغاز فضا و زمان چنان آکنده از پیچ و تاب بود که دسترسی به قوانین مبین این رویداد میسر نیست . شاید مفهوم قانون فیزیکی خود در اینجا بی معنی شود .

ساختمان بزرگ مقیاس جهان

میان ما و کهکشانهایی که ساخت بزرگ مقیاس جهان را رقم می زنند میلیونها سال نوری فاصله است . حال دیگر امری بدیهی است که کهکشانها منظومه هایی ستاره ای در بیرون راه کهکشان هستند ؛ ولی اندکی بیش از پنجاه سال پیش مطلب پیش پا افتادة امروز ، موضوع بحث و جدل بود. در سال 1924 ادوین هابل[8] ، با استفاده از تلسکوپ 5/22 متری جدید مونت ویلسن در مطالعة ستارگان متغیر فیفاوسی کهکشان امراه المسلسله  و سایر کهکشانهای نزدیک ، به این مناقشه خاتمه بخشید . درخشندگی مطلق ( ذاتی ) یک قیفاوسی تابعی از دورة‌ تناوب آن است . از روی اندازه گیری دورة تناوب و شار انرژیی که از این ستاره بر زمین می تابد ، برآوردی از فاصلة آن بدست می آید . هابل این روش را بکار برد و نشان داد که فاصلة‌ ما از امراه المسلسه تقریباً ده برابر قطر کهکشان ما است .

او برای آنکه این نقشه را تا فواصلی بسط دهد که قیفاوسها قابل تشخیص نیستند ، به جستجوی اجرامی برآمد که پراکندگی اندکی در توزیع درخشندگی مطلق داشتند . پرنورترین ستارة ابرغول در یک کهکشان و پنجمین کهکشان از حیث روشنی در یک مجموعة‌ کهکشانی ، « شمعهای معیار» ی بودند که هابل بکار برد تا راه خود را تا فاصلة 800 مگاپارسک[9] ( در درجه بندی جدید ) بگشاید .ناحیه ای به این شعاع بر 7 10 * 2 کهکشان متوسط مشتمل می شود و وسعت آن تقریباً 15 درصد شعاع جهان قابل رؤیت است !

اگر کهکشانها توزیعی تصادفی می بود ، باید یک یا دو کهکشان در هر 100 مگاپارسک مکعب وجود می داشت .این توزیع را در آسمان برای کهکشانهایی که از 100 مگاپارسک به ما نزدیکترند نشان می دهد . ناحیة مرکزی مجموعة سنبله مثال برجسته ایست از غیرتصادفی بودن یا کلوخه مانند بودن توزیع کهکشانها در مقیاسهایی کمتر از چند مگا پارسک . بعضی از کهکشانها ، دوتایی های کم و بیش منفردی را تشکیل می دهند ؛ برخی دیگر در اجتماعات کوچکی ، چون گروه محلی که کهکشان ما و امراه المسلسله اعضای اصلی آنند ، جای دارند ؛ و بعضی دیگر اعای مجموعه هایی غنی ( وسیع و چگال ) هستند که ممکن است هزاران کهکشان داشته باشند

سلسله مراتب پیوسته ای از ساختواره ها ، از کهکشانها و گروهها گرفته تا مجموعه های کهکشانی و مجموعه های مجموعه های کهکشانی ، وجود دارد. شعاع ناحیة مرئی روشن یک کهکشان متوسط ، نظیر کهکشان ما ، بین 20 تا 30 کیلو پارسک است . ناحیة مرکزی یک مجموعة غنی کهکشانی ، معمولاً شعاعی در حدود نیم مگاپارسک دارد و مطالعات اخیر نشان داده است که نواحی بیرونی آن می تواند تا 10 الی 20 مگاپارسک ادامه یابد . پژوهشهای آماری اخیر همچنین مجموعه هایی از مجموعه های کهکشانی را آشکار ساخته است که بطور متوسط از دو یا سه مجموعة کهکشانی غنی تشکیل می شوند . در این دامنة وسیع اندازه ها ـ از 30 کیلو پارسک تا ده ها مگاپارسک ـ ظاهراً ارجحیتی برای مقیاس خاصی برای تجمع وجود ندارد همة مرزهای میان گروهها ، گروههای گروهها ، مجموعه ها و مجموعه های مجموعه ها صرفاً اختیاری و من عندی است . اگر به مقیاسهای باز هم بزرگتر روی آوریم و نواحیی از جهان را با هم بسنجیم که حجمی در حدود یک میلیون مگا پارسک مکعب یا بیشتر دارند ، شمارة کهکشانها در یک نمونه چندان تفاوتی با شمارة نمونة دیگر ندارد . چون نسبت به این مقیاسهای صد مگا پارسکی ، که هنوز نسبت به اندازه‌ جهان مرئی کوچکند ، متوسط بگیریم دیده می شود که توزیع کهکشانها به وجه قابل ملاحظه ای یکنواخت است . هر گاه بگوئیم که در این مقیاسهای بزرگ ، جهان همگن ـ یعنی از هر نقطه ای که نظر شود ، ظاهری یکسان دارد ـ و تکروند ـ یعنی در همة امتدادها یکسان می نماید ـ‌ است ، تقریب خوبی خواهد بود . تکوین و تحول ساختواره های بزرگ مقیاس ، از کهکشانها تا مجموعه های مجموعه های کهکشانی ، به کیهانشناسی مربوط می شود.

 

نظریه انفجار بزرگ

نظریه انفجار بزرگ در حال حاضر تنها توضیح ارائه شده درباره منشأ جهان می‌باشد که بطور گسترده پذیرفته شده است. انفجار بزرگ ، بسیار پر انرژی و پر حرارات بود و در ثانیه‌های اولیه پس از انفجار فقط تشعشع و ذرات زیر اتمی گوناگون در جهان وجود داشتند. تشعشعات باقیمانده از این انفجار هنوز به صورت امواج ضعبف مایکروویو در آسمان وجود داشته ، از زمین قابل ردیابی هستند. به این امواج تشعشع مایکروویو زمینه کیهان گفته می‌شود.

در اواخر دهه 1920، ادوین هابل (1953-1889) ، ستاره شناس آمریکایی به بررسی نور دریافتی از ستارگان کهکشانهای دور دست پرداخت. او متوجه شد که طول موجهای این نور بلندتر از میزان مورد انتظار است. این پدیده که قرمز گرایی نام دارد، نشان داد که کهکشانها با سرعت زیادی در حال دور شدن از زمین هستند.

هر چه ما بیشتر به عمق کیهان نظاره می‌کنیم در واقع بیشتر به عمق زمان گذشته می‌نگریم. یک ستاره را که در فاصله 10 سال نوری قرار دارد به همان صورتی می‌بینیم که 10 سال نوری قبل بوده است. دورترین اجرامی را که انسان می‌تواند با تلسکوپهای بزرگ نجومی نظاره کند کوازارها ۱ (Quasar) هستند.

آنها در واقع کهکشانهای کاملا جوانی هستند که در مراحل اولیه شکل گیری به سر می‌برند. حال اگر انسان نگاهش را در سمت دلخواهی به دورتر و بازهم دورتر متوجه کند باید به مرزی برسد که در آنجا آغاز خلقت را مشاهده کند و به عبارت دیگر آن گاز داغ اولیه را ببیند که تمام کهکشانها ، ستارگان ، سیارات و موجودات از آن ایجاد شده‌اند. بنابراین می‌بایست پیرامون ما را پیوسته پوسته کاملا درخشانی در دور دست احاطه می‌کرد و آسمان هم می‌بایست شبها همچون روز روشن می‌شد اما این دیوار آتشین با سرعت زیادی از ما دور می‌شود زیرا که عالم لحظه به لحظه انبساط می‌یابد.
سرعت دورشدن به قدری زیاد است که نور این پوسته دارای طول موج بلندتری می‌شود که ما آن را فقط به صورت تشعشعات و امواج رادیویی۱ دریافت می‌کنیم. وجود این پرتوها را می‌توان با رادیو تلسکوپها به سادگی اثبات کرد این تشعشعات تکیه گاهی مهم برای اثبات فرضیه انفجار اولیه می‌باشد.

عالم در ابتدا چگونه به نظر می‌آمد؟

آشکار است برای آگاهی از چگونگی اولین ثانیه‌ها و یا بهتر بگویم اولین اجزای ثانیه‌های پس از انفجار اولیه نباید از ستاره شناسان پرسید، بلکه در این مورد باید به فیزیکدانهای متخصص در امر فیزیک ذرات مراجعه کرد که در مورد تشعشعات و ماده در شرایط کاملا سخت و غیر عادی تحقیق و تجربه می‌کنند. تاریخ کیهان معمولا به 8 مقطع کاملا متفاوت و غیر مساوی تقسیم می‌شود:

 مرحله اول (صفر تا 10 -43 ثانیه)

این مسأله هنوز برای انسان ها کاملا روشن نیست که در این اولین اجزای ثانیه‌ها چه چیزی تبدیل به گلوله آتشینی شد که کیهان باید بعدا از آن ایجاد گردد. هیچ معادله و یا فرمولهای اندازه گیری برای درجه حرارت بسیار بالا و غیر قابل تصوری که در این زمان حاکم بود در دست نمی‌باشد.

مرحله دوم (10 -43 تا 10-32 ثانیه)

اولین سنگ بناهای ماده مثلا کوارکها و الکترونها و پاد ذره‌های آنها از برخورد پرتوها با یکدیگر بوجود می‌آیند. قسمتی از این سنگ بناها دوباره با یکدیگر برخورد می‌کنند و به صورت تشعشع فرو می‌پاشند. در لحظه‌های بسیار بسیار اولیه ذرات فوق سنگین   x نیز می‌توانسته‌اند بوجود آمده باشند. این ذرات دارای این ویژگی هستند که هنگام فروپاشی ماده بیشتری نسبت به ضد ماده و مثلا کوارکهای بیشتری نسبت به آنتی کوارکها ایجاد می‌کنند. ذرات x که فقط در همان اولین اجزای بسیار کوچک ثانیه‌ها وجود داشتند برای ما میراث مهمی به جا گذاردند که عبارت بود از: (افزونی ماده در برابر ضد ماده).

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

کیهان از مخلوطی از کوارکها ، لپتونها - فوتونها و سایر ذرات دیگر تشکیل شده که متقابلا به ایجاد و انهدام یکدیگر مشغول بوده و ضمنا خیلی سریع در حال از دست دادن حرارت هستند.

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

در این مرحله تقریبا تمام کوارکها و ضد کوارکها بصورت پرتو ذره‌ها به انرژی تبدیل می‌شوند. کوارکهای جدید دیگر نمی‌توانند در درجه حرارتهای رو به کاهش بوجود آیند ولی از آن جایی که کوارکهای بیشتری نسبت به ضد کوارکها وجود دارند. برخی از کوارکها برای خود جفتی پیدا نکرده و بصورت اضافه باقی می‌مانند. هر 3 کوارک با یکدیگر یک پروتون با یک نوترون می‌سازند. سنگ بناهای هسته اتمهای آینده اکنون ایجاد شده‌اند.

 مرحله پنجم ( 10-3 ثانیه تا 100 ثانیه)

الکترونها و ضد الکترونها در برخورد با یکدیگر به اشعه تبدیل می‌شوند. تعدادی الکترون باقی می‌ماند، زیرا که ماده بیشتری نسبت به ضد ماده وجود دارد. این الکترونها بعدا مدارهای اتمی را می‌سازند.

مرحله ششم (از 100 ثانیه تا 30 دقیقه)

در درجه حرارتهایی که امروزه می‌توان در مرکز ستارگان یافت اولین هسته‌های اتمهای سبک و بویژه هسته‌های بسیار پایدار هلیوم در اثر همجوشی هسته‌ای ساخته می‌شوند. هسته اتمهای سنگین از قبیل اتم آهن یا کربن در این مرحله هنوز ایجاد نمی‌شوند. در آغاز خلقت عملا فقط دو عنصر بنیادی که از همه سبکتر بودند وجود داشتند: هلیوم و هیدروژن.

مرحله هفتم (از 30 دقیقه تا یک میلیون سال پس از خلقت)

پس از گذشت حدود 300000 سال گوی آتشین آنقدر حرارت از دست داده که هسته اتمها و الکترونها می‌توانند در درجه حرارتی در حدود 3000 درجه سانتیگراد به یکدیگر بپیوندند و بدون اینکه دوباره فورا از هم بپاشند اتمها را تشکیل دهند. در نتیجه آن مخلوط ذره‌ای که قبلا نامرئی بود اکنون قابل دیدن می‌شود.

 مرحله هشتم (از یک میلیون سال پس از خلقت تا امروز)

از ابرهای هیدروژنی دستگاههای راه شیری ستارگان و سیارات[10] بوجود می‌آیند. در داخل ستارگان هسته اتمهای سنگین از قبیل اکسیژن و آهن تولید می‌شوند. که بعدها در انفجارات ستاره‌ای آزاد می‌گردند و برای ساخت ستارگان و سیارات و حیات جدید بکار می‌آیند.

مواد تشکیل دهنده ماده تاریک

 ماده معمول

سیارات
ماده تاریک ممکن است از چیزهای معمولی مثل جنس سیارات تشکیل شده باشد، ولی سیاراتی مثل زمین به اندازه کافی جرم ندارند، پس ممکن است ژوپیترها تشکیل دهنده ماده تاریک باشند.

اما این نظریه چندین مشکل دارد، اول اینکه ما فرض کرده ایم سیارات فقط در اطراف ستارگان شکل گرفته اند، بنا بر این ستارگان به میزان بسیار کمی جرم آن ها را بالا می برند. با این حساب امگا = 5000 خواهد بود که برای تشکیل دادن 88% جرم عالم کافی نیست.

دومین و مهمترین مشکل از ترکیب هسته ای مهبانگ[11] ناشی می شود. در لحظه تولد عالم وقتی مهبانگ رخ داد عالم ماده ای بسیار گرم تشکیل شده از انواع ذرات بود، در حالی که عالم بزرگ و بزرگتر و به سردی می گرایید ذرات ماده معمول مثل الکترون، نوترون و پروتون ها نیز سرد می شدند و اتمهای مواد موجود در عالم را تشکیل می دادند. غالب این اتمها مربوط به هلیوم و هیدروژن هستند.

BBN یک تئوری موفق است که نه تنها هیدروژن و هلیوم را به عنوان بیشترین عناصر جهان معرفی می کند بلکه نسبت آنها را نیز به درستی بیان می کند

اما مسئله ای وجود دارد. مقدار هر ماده ای که تشکیل می شود به میزان ماده معمول تشکیل دهنده اتم (ماده بارنوییک) بستگی دارد و BBN مقدار این ماده را برای عالم کنونی چیزی در حدود امگا= 0.11 پیش بینی می کند

باید توجه کرد که این میزان ماده بارنوییک برای مواد قابل مشاهده در عالم ما زیاد است در نتیجه مقداری ماده معمول تاریک (از جمله سیارات و ستارگان سوخته) وجود دارد اما این مواد نمی توانند توجیه کننده سرعت خوشه و منحنی دوران آنها باشند

ستارگان تاریک - ژوپیترها، کوتوله های قهوه ای، کوتوله های سفید

ماده معمول دیگری که می تواند تشکیل دهنده ماده تاریک باشد ستارگانی هستند که جرم کافی برای سوختن و درخشان شدن ندارند- کوتوله های قهوه ای - یا ژوپیترها - ژوپیترها کوتوله هایی به مراتب (حدود 10 برابر) سنگین تر هستند و به صورت ستارگان بسیار کوچک و کم نور فعالیت دارند. اما این احتمالات مثل سیارات در مقابل BBN با مشکل مواجه می شوند و باز باریون کافی وجود ندارد. احتمال این نیز می رود که نظریه BBN اشتباه باشد ولی چون این نظریه تا کنون بسیار موفق بوده است به دنبال انتخاب های دیگری برای ماده تاریک هستیم.

ماده عجیب

این ماده آنقدر ها هم عجیب نیست فقط ماده ای است که الکترون، نوترون و پروتون ندارد. بسیاری از چنین ذرات شناخته شده اند و چند مورد از آن ها در حد تئوری هستند تا بتوان مشکل ماده تاریک را حل کرد.

 نوترینو[12] ها

نوترینو ها ذرات بدون جرمی هستند که وجودشان ثابت شده و لی دلایلی وجود دارد که نشان داده گاهی اوقات جرم بسیار کوچکی دارند. در عالم مقدار بسیار زیادی از این ذرات وجود دارد، با این حال حتی یک جرم بسیار کوچک تر برای ماده تاریک پر اهمیت است. جرمی به اندازه 1/5000 جرم الکترون، امگایی به اندازه 1 بدست می دهد.

ویمپ ها[13]

بیشتر انتخاب های ماده عجیت در دسته ویمپ ها قرار می گیرند. ویمپ ها دسته ای از ذرات سنگین هستند که به سختی با ذرات دیگر واکنش می دهند از این ذرات می توان در تراسنیو ها و آکسیون ها را نام برد.

 اثبات وجود ماده تاریک

وجود یک پدیده را از دو روش می توان اثبات کرد:مشاهده مستقیم پدیده یا مشاهده تاثیر آن بر پدیده هایی که راحت تر مشاهده می شوند.

این مطلب که در آسمان شب چیزهایی هست که به راحتی دیده نمی شود و همیشه مورد توجه بوده است. هنگام استفاده از تلسکوپ یا رادیو تلسکوپ فقط اشیایی رصد می شوند که از خود نور یا امواج رادیویی گسیل می کنند. اما هر پدیده ای این خصوصیات را ندارد حتی سیاره خودمان زمین نیز به علت تاریکی بیش از حد قابل مشاهده نیست.

خوشه های کهکشانی

مقدار قابل توجهی ماده در بررسی خوشه های کهکشانی وجود دارد که ما نمی توانیم به آسانی آنها را ببینیم. خوشه های که از تجمع چند صد تا چند هزار کهکشان یا کهکشان های تک در فضا بوجود آمده اند. در دهه 1930، زویکی[14]، اسمیت[15]، دو خوشه تقریبا نزدیک به هم کما [16]و ویرگو [17]را از لحاظ کهکشان های تشکیل دهنده و سرعت خوشه ها مورد بررسی قرار دادند، و سرعتی که بدست آوردند چیزی بین 10 تا 100 برابر مقداری بود که انتظار داشتند

معنی این چیست؟ در یک گروه از کهکشان ها مثل خوشه تنها نیروی موثر بر کهکشان ها گرانش است و این گرانش اثر کششی کهکشان ها بر یکدیگر است که باعث بالا رفتن سرعت آنها می شود. سرعت می تواند مقدار ماده موجود در کهکشان را به دو طریق مشخص کند:

جرم خوشه ها

جرم بیشتر کهکشان باعث می شود نیروی شتاب دهنده به کهکشان نیز بیشتر شود.
 شتاب و سرعت خوشه ها

اگر شتاب یک کهکشان خیلی زیاد باشد می تواند از میدان جاذبه خوشه خارج شود. اگر شتاب کهکشان بیش از سرعت فرار باشد، خوشه را ترک خواهد کرد.

به این ترتیب همه کهکشان ها سرعتی پایین تر از سرعت فرار (گریز) خواهند داشت. و با این نگرش می توان جرم کل خوشه را حدس زد که مقدار قابل توجهی از میزان مشاهده شده است. با این حال این نظریه به علت اینکه مبنی بر مشاهده بود و مشاهدات غالبا با اشتباه همراهند مدت طولانی مورد توجه قرار نگرفت.

هنگامی که چیزی به وسعت یک خوشه کهکشانی نگاه می کنید با اینکه ممکن است سرعت ها زیاد باشند در مقابل وسعت خوشه ها چیزی به حساب نمی آیند پس مشاهده مداوم یک خوشه در طی چندین سال تصویر یکسانی از آن بدست می دهد. ما نمی توانیم کهکشان هایی را که بدون الگو حرکت می کنند با دقت ببینیم. پس یک کهکشان با سرعت زیاد ممکن است از خوشه جدا شده باشد یا اصلا متعلق به خوشه نباشد. حتی ممکن است بعضی از کهکشان ها فقط مقابل کهکشان های دیگر در راستای خط دید آنها باشند. با این حساب این کهکشان گمراه کننده خواهد بود.

منحنی حرکت انتقالی کهکشان ها

دلایل قابل اعتماد تری در دهه 1970 در پی اندازه گیری منحنی های دوران کهکشان ها ارایه شد. علت قابل اعتماد تر بودن آنها این است که اطلاعات موثق تری در مورد تعداد یشتری کهکشان دست می دهند.

از گذشته می دانستیم که کهکشان ها حول مرکز شان دوران دارند درست شبیه به چرخش سیارات به دور خورشید و مانند سیارات از قوانین کپلر پیروی می کنند. این قوانین می گویند سرعت چرخشی حول یک مرکز فقط به فاصله از مرکز و جرم موجود در مدار بستگی دارد.
پس با پیدا کردن سرعت چرخش یک کهکشان می توانیم جرم موجود در کهکشان را محاسبه کنیم. همان طور که در کناره های کهکشان میزان نور به سرعت کم می شود انتظار می رود سرعت چرخش نیز پایین بیاید ولی این اتفاق نمی افتد و سرعت در همان میزانی که محاسبه شده بود ثابت می ماند و این مطلب آشکارا نشان می دهد در کناره های کهکشان جرمی وجود دارد که ما نمی بینیم. این آزمایش در مورد چندین کهکشان حلزونی - از جمله کهکشان راه شیری خودمان - انجام شده و هر بار به همین نتیجه رسیده است. و این محکمترین و بهترین اثبات برای وجود ماده تاریک است.

 میزان وجود ماده تاریک

کیهان شناسان میزان موجود در عالم را با پارامتری به نام امگا مورد بحث قرار می دهند. در یک عالم بسته یعنی عالمی که جرم آن در حدی است که عاقبت در خود فرو می ریزد امگا بیش از 1 تعریف می شود. در یک عالم باز یعنی عالمی که تا ابد اجزای آن در حال دور شدن از یکدیگر هستند امگا کمتر از 1 است و یک عالم مسطح به طور ایده آل امگایی برابر 1 خواهد داشت.
میزان ماده قابل مشاهده موجود در عالم در حدود 0.05 = امگا است و به هیچ وجه بیش از آن نمی باشند. نظریه پردازان مایلند امگای عالم را چیزی 1 در حدود در نظر بگیرند به آن معنی که ماده تاریک 0.95 = امگا یا 95% عالم را تشکیل داده است.

اما در صورتی که واقع بینانه تر نگاه کنیم می بینیم که دانشمندان دلیلی برای بیشتر بودن اندازه امگا از 0.4 ندارند با این حساب میزان ماده تاریک 0.35 امگا خواهد بود که 88% جرم عالم است.  می بینیم که 88% عالممان کاملا ناشناخته است.

منشأ سیارات چه بوده است؟

در آن هنگام که برای نخستین بار می خواستند از راه علم درباره منشأ جهان فکر کنند، توجه بیشتر مردم به اصل زمین و سایر سیارات منظومه شمسی معطوف بود. و این مایه کمال تعجب است که در زمان حاضر که این همه چیز درباره اصل و منشا انواع مختلف ستارگان می دانیم و با کمال صراحت و جدیت درباره مسائل مربوط به پیدایش کل جهان بحث می کنیم، هنوز مساله تشکیل زمین چنان که باید طرح و حل نشده است.

بیش از یک قرن قبل از این فیلسوف بزرگ آلمانی ایمانوئل کانت[18] نخستین فرضیه قابل قبول علمی را درباره اصل پیدایش منظومه شمسی طرح ریخت، و پس از وی ریاضی دان بزرگ فرانسوی بنام پیرسیمون دو لاپلاس[19] آن فرضیه را تکمیل کرد. بنابراین فرضیه ستارگان منظومه شمسی همه از یک حلقه گازی بوجود آمده اند که در نتیجه نیروی گریز از مرکز از جرم مرکزی و اصلی این منظومه، یعنی خورشید، در ابتدای انقباض آن جدا شده است.

به اندازه علم و معرفتی که اکنون در اختیار داریم، باید بگوییم که این فرضیه ساده و فریبنده دیگر نمی تواند در مقابل موشکافیها و نقادیهای جدی استوار بماند.

نخستین اشکال در اینست که با تحلیل ریاضی معلوم شده است که هر حلقه گازی که احتمال تشکیل شدن آن بر گرد خورشید گردنده و در حال انقباض می رود، هرگز به صورت سیاره ساده یی در نخواهد آمد، بلکه از آن عده زیادتری اجسام کوچکتر شبیه به حلقه های زحل تولید می شود.

دشواری دیگر و مهمتری که در برابر فرض لاپلاس – کانت وجود دارد در این واقعیت است که 98 درصد از گشتاور دورانی منظومه شمسی همراه با حرکت سیارات است و فقط 2 درصد آن بدوران خود خورشید مربوط می شود، و محال است که بتوان گفت چرا چنین چند درصد بزرگ از گشتور دورانی در حلقه های جدا شده مانده و عملا چیزی برای جرم گردنده اولی باقی نمانده است. بنابراین چنین به نظر می رسد که بایستی ناچار فض کنیم ( و این فرضی است که نخستین بار بوسیله چمبرلین و مولتون[20] شده) که گشتاور دورانی از خارج به منظومه سیارات داده شده، و به این ترتیب تشکیل سیارات را نتیجه تصادم خورشید خودمان با جرم آسمانی دیگری به بزرگی آن تصور کنیم.

باید چنین تخیل کنیم که در آن هنگام که خورشید تنها بوده و خانواده سیاراتی همراه خود نداشته است، با جرم مشابه خود در آسمان تلاقی کرده است. برای تولد سیارات برخورد و تلاقی فیزیکی ضرورت نداشته است، چه نیروی طرفینی جاذبه از فاصله دور هم می توانسته است بر هر دو ستاره برجستگی های عظیمی ایجاد کند که به طرف یکدیگر متوجه باشند هنگامی که این برآمدگیها که عملا مدهای غول پیکری بوده از ارتفاع معین حدی تجاوز کرده اند، ناچار در امتداد خطی که مرکز دو ستاره را به یکدیگر متصل می کرده بریدگی پیدا کرده و از آنها «قطرات» چند جدا از یکدیگر بوجود آمده است. حرکت نسبی این دو پدر و مادر سیارات نسبت بهم بایستی به این سیارات گازی ابتدایی دوران شدیدی داده باشد، و در آن هنگام که دو ستاره از یکدیگر دور می شدند با هر یک دسته ا  از سیارات که دوران سریع داشته اد همراه شده است. امواج مدی سطح آن دو ستاره همچنین سبب آن شده است که خود آنها نیز ناچار از این باشند که به کندی در هما جهت سیاراتشان حرکت دورانی پیدا کنند، و این خود نشان می دهد که چرا محور دوران خورشید ما این اندازه با محور مدارهای سیارات انطباق نزدیک دارد.

این خود مطلب دلفریبی است که آدمی فکر کند در فضای میان ستارگان ستاره خاصی مسئول تشکیل منظومه شمسی ما باشد و با خود اجرامی را که نیمی خواهر و نیمی برادر زمین ما هستند همراه ببرد. ولی چون ولایت منظومه ما چند بلیون سال پیش از این صورت گرفته، خورشید ما اکنون از آن ستاره بسیار دور است، و تقریبا هر یک از ستارگانی که در آسمان دیده می شود ممکن است همان ستاره بوده باشد.

ولی این «نظریه زدن و در رفتن» درباره تشکیل منظومه شمسی، در صورتی که شانس چنین برخورد نزدیک میان دو ساره را به حساب بیاوریم، اشکالاتی پیش می آورد. با در نظر گرفتن فاصله عظیم موجود میان ستارگان و شعاع نسبی کوچک آنها، به آسانی می توان حساب کرد که در طول مدت چند بلیون سالی که از تشکیل آنها گذشته احتمال چنین برخوردی برای  هر یک از ستارگان تنها یک چند بلیونم است. به این ترتیب ناچار باید چنین نتیجه بگیریم که منظومه های سیاره ای از نمودهای نادر جهان بشمار می روند، و خورشید ما خوشبخت است که یکی از چنین منظومه ها را همراه خود دارد. بعبارت دیگر از میان بلیونها ستاره که منظومه اختری ما را تشکیل می دهند به احتمال قوی تنها خورشید و همسرا و دور ستاره ای هستند که خانواده ای از سیارات با خود دارند!

البته هنوز دوربین های آسمانی آن اندازه قوی نیست که بتواند مستقیما تعیین کند که آیا ستارگان دیگر و حتی آنها که بسیار نزدیک ما هستند سیاراتی دارند یا نه، ولی اگر منظومه سیاره ای خورشید ما از نمودهای بسیار نادر باشد مایه تعجب خواهد بود، بخصوص اگر در نظر بیاوریم که عده ستارگان دوگانه (و حتی گاهی سه گانه) که مشاهده شده کم نیست. فهم این که منشأ پیدایش این ستاره های دوگانه از کجا است کمتر از فهم منشأ سیارات و اقمار کوچکتر دشواری ندارد.

ولی با فرض این که تشکیل سیارات مربوط به اوایل تکامل جهان و هنگامی باشد که هنوز خود ستاره ها ساخته نشده بودند، همه این اشکالات از میان برداشته می شود. جهان ما پیوسته در حال انبساط و گسترش است و این خود می رساند که در زمانهای بسیار دور فاصله میان افراد ستارگان از آنچه اکنون هست خیلی کمتر بوده است. در آن زمان تلاقی میان دو ستاره حادثه ای بوده که احتمال وقوع بیشتری برای آن می رفته است، و به این ترتیب برای هر ستاره احتمال آن وجود داشته است تا منظومه سیاراتی مخصوص به خود داشته باشد. بعضی از این برخوردهای ستارگان ممکن است (با کمک ستاره سومی) سبب آن شده باشد که دو ستاره مجاور اتصال نزدیکتری به یکدیگر پیدا کنند، و دستگاهی درست شود که اکنون بنام ستاره مزدوج یا دوگانه می خوانیم.

ستارگان، کهکشان ها و انبساط کیهان

مفاهیم جاری درباره ظهور ساختارهای نجومی اساساً از نظریه کیهان شناختی منشأ می گیرد. که در آن الگوی عمومی توسعه و گسترش کلی کیهان تعریف شده است.

کیهان شناسی خلاصه ای از « جزئیات» کیهان مانند ستارگان، کهکشان ها و حتی خوشه[21] ها و ابرخوشه های[22] کهکشانی است و آنها را به طور « نقاطی» با حرکات اتفاقی در نظر می گیرند که محیط فراکهکشانی[23] – مانند گاز که از مولکول تشکیل شده- از آن پر شده است. چگالی متوسط محیط فراکهکشانی یکنواخت است، یعنی در طول های مشخصه ای بزرگتر از 300-100 مگاپارسک یکسان است. این مطالب از شمارش تعداد ستارگان و کهکشان ها در حجم هایی از فضا که به اندازه کافی بزرگ باشند به دست می آید: تعداد ستارگان یا کهکشان ها در هر حجمی که اندازه اش به حد کافی بزرگ باشد یکسان است. و این به محل انتخاب حجم بستگی ندارد.

کیهانشناسی خاطرنشان می کند که همه ماده درون جهان منبسط می شود. این امر فق

مرگ ستارگان 66 ص

اختصاصی از هایدی مرگ ستارگان 66 ص دانلود با لینک مستقیم و پر سرعت .

لینک دانلود و خرید پایین توضیحات

فرمت فایل word  و قابل ویرایش و پرینت

تعداد صفحات: 74

مرگ ستارگان کوچک : کوتوله سفید

مرز جداسازی بین ستارگان کوچک وبزرگ حدود چهاربرابر جرم خورشید می باشد . ستاره ای با جرم کمتر از Mo4 را در نظر بگیرید که از شاخة غول قرمز در نمودار H-R برای دومین بار بالا می رود . دو حرکت قبلی ستاره به طرف ناحیة غول قرمز ، صعودش با شروع جرقه هلیوم به پایان می رسد . انتظار داریم که دومین صعود نیز به روش مشابهی با شروع جرقه کربن خاتمه یابد، یعنی سوختن انفجارآمیز وسریع کربن پایان این مرحله باشد . به هر صورت ، به علت کافی نبودن جرم جهت نگه داشتن دمای لازم برای سوختن کربن در این ستاره ، جرقه کربن نمی تواند به وقوع به پیوندد . براساس آزمایشات سیکلوترون ، کربن در هسته برای اینکه بتواند به سوزد ، بایستی قبلاً به دمای 600 میلیون درجه کلوین رسیده باشد . محاسبات نشان می دهند که اگر جرم ستاره کمتر از Mo4 باشد ، تراکم گرانی در مرکز جهت بالا بردن دما به 600 میلیون درجه کلوین ، گرمای کافی تولید نمی کند . بنابراین ، کربن نمی تواند بسوزد . در عوض ، ستاره بالا رفتن خود را به قسمت فوقانی شاخه غول قرمز ادامه می دهد ، در نتیجه قطرش زیاد شده ، دمای سطحی آن کاهش یافته ورنگ ستاره به قرمزی می گراید .

سرانجام ، لایه های خارجی ستاره خیلی قرمز – یعنی خیلی سرد – می شوند ، که هسته ها در چنین لایه هائی شروع به جذب الکترون نموده تا به اتمهای خنثی تبدیل شوند . شکل گیری اتمهای خنثی آنقدر ادامه می یابد تا قسمت قابل ملاحظه ای از جرم ستاره عوض الکترونها وهسته های جدا به شکل اتمهای خنثی درآید .

سحابی سیاره ای

هنگامی که یک اتم خنثی با ترکیب مجدد یک الکترون ویک هسته شکل می گیرد ، چه اتفاقی رخ خواهد داد ؟ مهمترین نتیجه این است ، که فوتون منتشره همراه خود انرژی حمل می کند . معمولاً فوتون قبل از فرار از ستاره توسط اتم یا ذره دیگری جذب می شود . با شکل گیری اتمهای خنثی فوتونهای بی شماری تولید می شوند ، که اندکی بعد در راه خروج از ستاره جذب می شوند . جذب آنها سبب گرم شدن لایه خارجی می گردد .

گرمای تولیدی در لایه های خارجی ستاره در اثر جذب فوتونها در مقایسه با گرمای آزاد شده توسط واکنش هسته ای در مرکز ستاره ، بسیار کم می باشد . براساس یک نظریه ، این گرما تغییراتی اساسی در ظاهر ستاره ایجاد می کند . لفاف گرم شده توسط جذب فوتونها منبسط می گردد . انبساط ، دمای لفاف را پائین می آورد . در دمای پائین تر ، اتمهای خنثی بیشتری از الکترونها وهسته های جدا در لفاف شکل می گیرند ، در نتیجه ، انرژی بیشتری به صورت فوتون آزاد می شود . مجدداً ، بیشتر فوتونها توسط اتمهای نزدیک ستاره جذب می گردند . آنها لایة خارجی ستاره را گرم کرده وسبب انبساط بیشتر آن می شوند .

به بیان دیگر ، این نظریه فرایند عقب رانی را طوری پیش بینی می کند که هسته ها با جذب الکترونها لفاف را گرم کرده واین عمل سبب جذب الکترون بیشتر وبالنتیجه انبساط بیشتر می شود. لفاف ستاره به سرعت به طرف خارج منبسط می شود تا اینکه ستاره را کاملاً ترک نماید . در حقیقت ، لفاف ستاره در فضا تخلیه شده وبه یک پوستة تقریباً رقیق وشفاف از اتمها تبدیل می شود ، که سریعاً به حرکت خود ادامه می دهد .

هسته ، که قبلاً توسط لفاف پنهان شده بود ، اکنون قابل رؤیت می گردد . اگر شخصی در طول این فرایند ستاره را مشاهده کند ، تغییر شگف انگیزی در ظاهر آن رؤیت خواهد نمود . درآغاز ، ستاره عادی به نظر می رسد . سپس ، موقعی که لفاف انبساط را شروع می کند ، هنوز برای پنهان کردن هسته به اندازه کافی چگال می باشد ، در نتیجه ناظر سطح لفاف نسبتاً سرد را به صورت یک شیء قرمز بزرگ نورانی می بیند . هنگامی که لفاف به اندازه کافی منبسط وکم وبیش شفاف شود ، هسته نمایان شده وناظر شیء سفید داغ وکوچکی – هسته – را که توسط یک پوستة گاز تخلیه شده در فضا – لفاف تخلیه شده – احاطه شده است ، مشاهده می کند .

چنین اجرام مشاهده شده ای را سحابی های سیاره ای نامیده اند . نام «سحابی سیاره ای » از این رو به کار رفته است که اولین بار ستاره شناسان به هنگام عکسبرداری از این سحابی ها توسط تلسکوپهای کوچک دریافتند که تصاویر شبیه به سیارات می باشند . اکنون می دانیم که سحابیهای سیاره ای ارتباطی با سیارات منظومه شمسی ندارند ، اما نام آنها پابرجا مانده است .

شکل (8-1) ساختار یک سحابی سیاره ای را به طور واضح نشان می دهد . این عکس توسط تلسکوپ 5/2 متری رصدخانة مونت ویلسون برداشته شده است .

بعداز تخلیه لفاف چه اتفاقی برای هسته رخ می دهد ؟ با عزیمت لفاف، هسته کم وبیش بدون تغییر باقی می ماند وبه سوختن هلیوم در پوستة هلیوم سوزی به همان میزان ادامه می دهد . بنابراین ، تابندگی ستاره که کاملاً توسط سوختن هلیوم در پوستة کنترل می شود ، ثابت می ماند .

به هر صورت ، موضع ستاره در نمودار H-R به طور برجسته ای به هنگام تخلیه لفاف تغییر می کند ، زیرا ابتدا موضع لفاف سرد – حدود K◦3500 – وبعد از تخلیه لفاف هستة داغ – حدود K◦50000 – را رسم کرده ایم . بنابراین ، روی محور دما انتقالی از K◦3500 تا K◦50000 صورت می گیرد . به علت عدم تغییر تابندگی در طول افزایش دمای سطحی ، مسیر تحولی ستاره در نمودار H-R به طور افقی وبه طرف چپ ادامه می یابد .

این تغییرات در نمودار H-R در شکل (8-2) رسم شده اند . لفاف ستاره در نقطه (10) شروع به انبساط می کند . در نقطة (11) هستة داغ ستاره کاملاً نمایان می شود . در این نقطه ، اگر عکسی از ستاره گرفته شود ، شبیه سحابی حلقوی در صورت فلکی شلیاق دیده خواهد شد .

کوتوله سفید

تحقیق در مورد ستارگان

اختصاصی از هایدی تحقیق در مورد ستارگان دانلود با لینک مستقیم و پر سرعت .

لینک دانلود و خرید پایین توضیحات

فرمت فایل word  و قابل ویرایش و پرینت

تعداد صفحات: 10

لکه های مروارید گون

علاوه بر نوار لکه دار راه شیری، نقاط لکه مانند دیگری نیز در آسمان شب دیده می شود. این لکه ها، تفاوت زیادی با ستارگان دارند.زیرا با وجودی که می درخشد ولی همانند ستارگان به صورت نقاط نورانی، به نظر نمی رسند. این لکه ها ممکن است مثل سحابی جبار، ابرهای عظیمی از گاز باشند (چپ).ضمنا ممکن است، باقیمانده یک ستاره منفجر شده یا حتی خود کهکشان های کامل باشند، متاسفانه اغلب این نقاط مروارید گون، بدون تلسکوپ به وضوح دیده نمی شوند ولی با این وجود می توانید یکی دو تای آنها را تشخیص دهید.

ابرهای مغناطیسی

در آسمان نیمکره جنوبی رصد کنندگان می توانند می توانند دو لکه را رویت کنند (بالا) این لکه ها دو کهکشان کوچکند که نزدیک کهکشان ما قرار دارند و ابرهای ماژلانی کوچک و بزرگ نامیده می شوند.

لکه های کهکشانی

بعضی از لکه ها در آسمان، در واقع کهکشان های عظمی (راست) مثل راه شیری ما هستند این کهکشان ها خیلی کوچک به نظر می رسند زیرا میلیونها سال نوری از ما فاصله دارند نزدیکترین کهکشان راه شیری را می توان بدون تلسکوپ هم دید. کهکشان امراه السلسله (اندرومدا) لکه کوچکی است که می توان آن را در صورت فلکب به همین نام پیدا کرد. این کهکشان بیش از دو میلیون سال نوری از ما فاصله دارد و دورترین جسمی است که می توان آن را با چشم غیر مسلح دید.

ابرهایی که هرگز نمی بارند

فاصله بین ستارگان کاملا خالی نیست، همیشه آثاری از گاز و غبار وجود دارد. بعضی اوقات این گاز و غبارها می توانند آنقدر فشرده شوند که تشکیل ابرهای عظیمی را دهند. که این ابرها قابل رویت هستند وآنها را سحابی می نامند. این سحابی ها مثل سحابی کهکشان جبار (چپ) با نوری که از ستارگان دریافت می کنند، می درخشند. گاهی نیز مانع نور ستارگان شده و لکه های سیاه عظیمی را بر جای می گذارند. این سحابی ها بسیار عظیم بوده و بعضی از آنها بیش از صدها سال نوری وسعت دارند. سحابی های دیگر کوچکترند، این سحابی ها باقیمانده ستارگانی هستند که منفجر شده و پوسته گسترده ای از گاز درخشان درابر جای گذاشته اند مانند سحابی ساعت شنی (بالا)

فاصله ها در فضا

فاصله ها در فضا بسیار عظیم هستند. گرچه فاصله بین زمین و خورشید زیاد به نظر می رسد، اما درمقایسه با فواصل بین ستارگان فاصله بسیار کوچکی است. وقتی صحبت از فواصل عظیم، بین ستاره ای است واحدهای قراردادی مثل کیلومتر بی معنا میشود. به جای آن ستاره شناسان از فاصله ای که نور در یکسال می پیماید استفاده می کنند یعنی یک سال نوری.

ماه

در فاصله 400/384 کیلومتری ماه نزدیکترین همسایه زمین در فضا است. نور فاصله بین ماه و زمین را دریک و نیم ثانیه طی می کند.

خورشید

هرچند نزدیکترین ستاره به زمین است . حدود 150 میلیون کیلومتر از ما فاصله دارد یعنی حدود 375 برابر فاصله ماه تا زمین نور حاصل از خورشید حدود 8 دقیقه طول می کشد تا به زمین برسد.

پلوتو

پلوتو (پایین) معمولا دورترین سیاره از 9 سیاره تشکیل دهنده منظومه شمسی (به خاطر مدار عجیب پلوتو، گاهی اوقات نپتون دورتر است!) فاصله آن حدود 40 برابر فاصله زمین تا خورشید است حدود 5 ساعت و نیم طول می کشد تا نور فاصله بین پلوتو تا زمین را طی کند.

قنطوروس

قنطوروس نزدیکترین ستاره به خورشید است این ستاره 41 میلیون میلیون کیلومتر از ما فاصله دارد برای ساده کردن این رقم می گوییم. بیش از 4 سال نوری از ما فاصله دارد زیرا بیش از 4 سال طول می کشد تا نور این ستاره به ما برسد.

کهکشان امراه المسلسله (اندرومدا)

نزدیکترین کهکشان به راه شیری کهکشان اندرومدا است. نوری که اکنون از این کهکشان به ما می رسد در واقع از دو میلیون سال پیش به ما می رسد.

تاخیر زمانی ماهواره ها

سرعت نور را می توانید عملا با تماس تلفنی راه دور تجربه کنید شرط برقراری تماس تلفنی در این است که مکالمه تلفنی با علایم رادیویی ارسال می شود که با سرعت نور حرکت می کند این علایم رادیویی به ماهواره هایی ارسال می شوند که در ارتفاع بالایی به دور زمین می چرخند و سپس از ا«جا به زمین مخابره می شوند این کار احتمالا چندین مرتبه تکرار م یشود (چپ).

تحقیق و بررسی در مورد ستارگان دنباله دار

اختصاصی از هایدی تحقیق و بررسی در مورد ستارگان دنباله دار دانلود با لینک مستقیم و پر سرعت .

لینک پرداخت و دانلود *پایین مطلب*

فرمت فایل:Word (قابل ویرایش و آماده پرینت)

تعداد صفحه

 13

برخی از فهرست مطالب

ستارگان دنباله دار

در دایره المعارف ویکی پدیا ذکر شده است که : چیزی به نام ستاره دنباله دار وجود ندارد و این نامی است که به اشتباه گفته می شود و فقط گوی های یخی وگلی هستند که به هنگام گذر از خورشید (یا هر ستاره ی دیگر) ، آتشین شده و مانند دنباله به نظر می رسد . از این رو به آنها ستارگان دنباله دار می گویند که مانند یک ستاره از خود نور دارند . حال به درستی یا نادرستی آن می پردازیم .به راستی اطلاعات بشر ازستارگان دنباله دار از چه زمانی آغاز شد ؟

البته می توان این اطلاعات را به 2 دسته تقسیم کرد :

1- اطلاعات خرافی

2- اطلاعات واقعی 

از زمان های دور مردم ستارگان دنباله دار را پدیده ای شوم می دانستند . شاید به این خاطر که هر بار یک ستاره دنباله دار در آسمان ظاهر می گشت ، یک پدیده شوم اتفاق می افتاد . مثلاً درسال 1668 ستاره دنباله داری پدیدار آمد و مرگ و میر بسیاری در میان گربه های ناحیه وستفالی اتفاق افتاد . یا در نقطه ای دیگر طاعون گاوی ظاهر گشت

در گزارشی دیگر آمده است که درسال 1538 ستاره ای دنباله دار ظاهر شد. و به دنبال آن گوساله دو سر در رم متولد شد . یا نامه ای از گرتس (Gratz) رسیده و در آن گفته شده است که روز 31 آوریل خنجر طلایی زیبایی در آسمان در روز روشن درخشید . اما آن چه واضح است که این است که بدون وجود این ستارگان بی گناه ودلربا هم این حوادث اتفاق می افتد .در طول زمان ستارگان دنباله دار زیادی پدیدار گشتند که مدارهای مختلف با فواصل مختلف داشتند

در سال 1744 ستاره ای ظاهر شده و مدت ها در روز روشن مرئی بوده است . طول دم بادبزن مانندش ،  52 میلیون کیلومتر بود . در سال 1811 که ناپلئون در اروپا جنگ جهانی اول را به همراه انداخته بود ستاره ای ظاهر شد که منجمین 511 روز آن را تعقیب کردند که در اوت 1813 به صورت مه در اعماق افلاک پدیدار گردید که دم آن 10 میلیون کیلومتر بوده است . طبق محاسبات این ستاره مداری داشته که به 3000 سال می رسیده است . یکی از زیباترین ستارگان دنباله دار در سال 1858 رؤیت شد که بسیار زیبا و طویل بود . این ستاره در ژوئن 1858 به وسیله منجمی به نام دوناتی (Donati) در فلورانس به صورت سحابی ضعیف و متحرک در برج اسد کشف شد و نام دوناتی برای آن برگزیده شد