تاریخچه ی:
جهان بزرگ مقیاس
تفاوت با نگارش: 2
| | !دید کلی | | !دید کلی |
| - | در میان مردم هند و چین ، ضرب المثلی وچود دارد که می گوید ، دنیا فقط تا جایی است که بشر بتواند پای پیاده آن را درنوردد. به زبان ستاره شناسان می توان گفت که جهان ، فقط تا جایی است که تلسکوپهای ما می توانند ببینند. جهان مشاهده شده ، بخشی از کل جهان است که هزاران میلیون پارسک در فضا ، و هزارن میلیون سال در زمان را در بر گرفته است. برای مشاهده ساختمان بزرگ مقیاس ، محتوا و تکامل جهان از تجهیزات عظیم و روشهای ماهرانه ای استفاده می شود. |
+ | در میان مردم هندوستان و چین ، ضرب المثلی وچود دارد که می‌گوید، دنیا فقط تا جایی است که بشر بتواند پای پیاده آن را در نوردد. به زبان ستاره شناسان میتوان گفت که ((ابعاد جهان|جهان)) ، فقط تا جایی است که ((تلسکوپ|تلسکوپهای)) ما می توانند آن را ببینند. جهان مشاهده شده ، بخشی از کل جهان است که هزاران میلیون پارسک در فضا ، و هزارن میلیون سال در زمان را در بر گرفته است. برای مشاهده ساختمان بزرگ مقیاس ، محتوا و تکامل جهان از تجهیزات عظیم و روشهای ماهرانه‌ای استفاده می‌شود.
{picture file=img/daneshnameh_up/d/db//Meghyasejahan.jpg}
|
|
| | !روشهای مطالعه ساختمان جهان | | !روشهای مطالعه ساختمان جهان |
| - | *تجسس در جهان با همه وسعتش هدف علم کیهانشناسی (Cosmo logy)است. نیل به ساختمان بزرگ مقیاس جهان ، می تواند از طریق تچربی (کیهان شناسی مشاهده ای) ، یا عملی (مدلهای نظری جهان)انجام گیرد. روش تجربی ، بر داده های مشاهده ای تکیه دارد و ساختمان واقعی جهان را در نظر قرار می دهد. لیکن تجربه عملی با جهان در سطح وسیع تا اندازه زیادی محدود است.
*روش عقلی ، کلیه ساختمانهای ممکن برای جهان ، یعنی مدلهای کیهانشناختی را کاوش می کند. ممکن بودن ، منطقی بودن را می رساند ، یعنی هیچ تناقضی با قوانین فیزیکی و داده های مشاهده ا ی در آن یافت نشود. ریاضیات تا حد زیادی استنتاجهای منطقی را تسهیل می کند و داده های مشاهده ای ،عوامل راهگشایی برای مدلهای نظری هستند. فقط یک جهان واقعی وجود دارد که ما ا تلسکوپهای خود مشاهده می کنیم و در جوار آن انبوهی از مدلهای نظری وجود دارد. از آنجا که داده های مشاهده ای قابل اطمینان در مورد جهان در دید وسیع ، کمیاب است به دشواری می توان یک مدل خاصی را با جهان واقعی تطابق داد. |
+ | *تجسس در جهان با همه وسعتش هدف علم ((کیهان شناسی)) (Cosmology) است. نیل به ساختمان بزرگ مقیاس جهان ، می‌تواند از طریق تجربی (کیهان شناسی مشاهدهای) ، یا عملی ((مدلهای کیهان شناسی|مدلهای نظری جهان)) انجام گیرد. روش تجربی ، بر داده‌های مشاهدهای تکیه دارد و ساختمان واقعی جهان را در نظر قرار می‌دهد. لیکن تجربه عملی با جهان در سطح وسیع تا اندازه زیادی محدود است.
*روش عقلی ، کلیه ساختمانهای ممکن برای جهان ، یعنی مدلهای کیهانشناختی را کاوش می‌کند. ممکن بودن ، منطقی بودن را می‌رساند ، یعنی هیچ تناقضی با ((قوانین بنیادی فیزیک| قوانین فیزیکی)) و داده‌های مشاهدهای در آن یافت نشود. ریاضیات تا حد زیادی استنتاجهای منطقی را تسهیل می‌کند و داده‌های مشاهدهای عوامل راهگشایی برای مدلهای نظری هستند. فقط یک جهان واقعی وجود دارد که ما ا تلسکوپهای خود مشاهده می‌کنیم و در جوار آن انبوهی از مدلهای نظری وجود دارد. از آنجا که داده‌های مشاهدهای قابل اطمینان در مورد جهان در دید وسیع ، کمیاب است به دشواری میتوان یک مدل خاصی را با جهان واقعی تطابق داد. |
| | !خصوصیات مشاهدهای | | !خصوصیات مشاهدهای |
| - | داده های مشاهده ای با مکان ، شدت تابش ، طیف و قطبی بودن کهکشانها و بویژه با درخشانترین کهکشانها در خوشه ها سروکار دارد. تابندگی درخشانترین کهکشانها در خوشه های فنی را می توان تا فواصل بسیار بزرگ ، اندازه گیری کرد. اگر این کار را انجام دهیم خواهیم دید که تابندگی آنها ، تقریبا مساوی است. از این دو ویژگی ، برای اندازه گیری فواصل خوشه های کهکشانها استفاده می شود. />یک خصیصه مشاهده ای دیگر کهکشانهای دور ، جابجایی خطوط طیفی آنها به سمت طول موجهای آزمایشگاهی است. انتقال به .....خطوط طیفی ، در نتیجه گریز کهکشانها به وجود می آید. فضا در حضور ماده و میدان ، انحنا می یابد و تقریبا فضای مسطح در نسبیت خاص ، فقط در یک حجم کوچک ، و نه در کل مسیر اعه نور از یک کهکشان دوردست ، مجاز است. |
+ | داده‌های مشاهدهای با مکان ، شدت تابش ، طیف و قطبی بودن کهکشانها و بویژه با درخشانترین کهکشانها در خوشه‌ها سر و کار دارد. تابندگی درخشانترین کهکشانها در خوشه‌های فنی را میتوان تا فواصل بسیار بزرگ ، اندازه گیری کرد. اگر این کار را انجام دهیم خواهیم دید که تابندگی آنها ، تقریبا مساوی است. از این دو ویژگی ، برای ((اندازه گیری فواصل نجومی|خوشه‌های کهکشانها)) استفاده می‌شود.>>یک خصیصه مشاهدهای دیگر کهکشانهای دور ، جابجایی خطوط طیفی آنها به سمت ((طول موج|طول موجهای)) آزمایشگاهی است. ((انتقال به سرخ|انتقال به قرمز خطوط طیفی)) ، در نتیجه گریز کهکشانها به وجود می‌آید. فضا در حضور ماده و میدان ، انحنا می‌‌یابد و تقریبا فضای مسطح در ((نسبیت خاص)) ، فقط در یک حجم کوچک ، و نه در کل مسیر بایکه نور از یک کهکشان دوردست ، مجاز است.
|
| | !قانون هابل | | !قانون هابل |
| - | برای درخشنده ترین کهکشانهای خوشه ها ، یک رابطه تجربی بین دو کمیت مشاهده شد. m و z وجود دارد ، که نخستین بار توسط هابل کشف شد. m قدر ظاهر کهکشانها و z کمیت بون بعدی است که به صورت نسبت جابجایی خطوط طیفی حاصل از کهکشانها به طول موج آزمایشگاهی تعریف می شود. چون m ، مقیاسی برای فاصله است ، لذا رابطه تجربی کشف شد. توسط هابل یک تناسب بین فاصله r یک خوشه کهکشانی و انتقال به قر z آن ، یا سرعت فرار کهکشانها ، نشان می دهد.
V=zc=Hor
این رابطه ساده که بین فواصل خوشه های کهکشانها و سرعتهای فرار آنها وجود دارد ، قانون هابل خوانده می شود ، که در آن HO ثابت هابل خوانده می شود که مقیاسی از انبساط جهان است. |
+ | برای درخشنده‌ترین کهکشانهای خوشه‌ها ، یک رابطه تجربی بین دو کمیت مشاهده شده m و z وجود دارد که نخستین بار توسط ((هابل)) کشف شد. m قدر ظاهر کهکشانها و z کمیت بون بعدی است که به صورت نسبت جابجایی خطوط طیفی حاصل از کهکشانها به طول موج آزمایشگاهی تعریف می‌شود. چون m ، مقیاسی برای فاصله است ، لذا رابطه تجربی کشف شده توسط هابل یک تناسب بین فاصله r یک خوشه کهکشانی و انتقال به قر (z) آن ، یا سرعت فرار کهکشانها ، نشان می‌دهد.
::~~FF00FF:__v = zc = H0r __ ~~::
این رابطه ساده که بین فواصل خوشه‌های کهکشانها و سرعتهای فرار آنها وجود دارد ، قانون هابل خوانده می‌شود ، که در آن H0 ثابت هابل خوانده می‌شود که مقیاسی از ((انبساط جهان)) است. |
| | !گستره قانون هابل | | !گستره قانون هابل |
| - | قانون هابل برای فواصلی که به حد کافی بزرگ باشند ، معتبر است. از این رو می توان از اثرات محلی چشم پوشی کرد. لیکن فاصله را نمی توان تا جایی بزرگ کرد که تاثیرات نسبیتی ، قابل اغماض باشند. انحراف انتقال به قر های بسیار بزرگ از قانون ساده هابل ، اهمیت زیادی دارد. زیرا انحرافات ، تعیین خواهند کرد که کدام یک از مدلهای کیهان شناتی پیشنهادی ، بهترین مدل است. |
+ | قانون هابل برای فواصلی که به حد کافی بزرگ باشند ، معتبر است. از این رو میتوان از اثرات محلی چشم پوشی کرد. لیکن فاصله را نمی‌توان تا جایی بزرگ کرد که تاثیرات نسبیتی ، قابل اغماض باشند. انحراف انتقال به قر‌های بسیار بزرگ از قانون ساده هابل ، اهمیت زیادی دارد. زیرا انحرافات تعیین خواهند کرد که کدام یک از ((مدلهای کیهان شنای)) پیشنهادی ، بهترین مدل است. |
| | !ثابت هابل | | !ثابت هابل |
| - | ثابت Hº که در قانون هابل مشاهده می شود ، به ثابت هابل معروف است ، که مقیاس انبساط جهان را نشان می دهد. عکس ثابت هابل ، دارای بعد زمان است و زمان هابل خوانده می شود. چنانچه سرعت گریز در تمام مدت تکامل جهان ثابت بوده باشد ، زمان هابل باید نشان دهنده جهان باشد. لذا برای H0=55kmS<sup>-1</ sup>Mpc<sup>-1</sup> زمان هابل مساوی 18×10<sup>9</sup> سال است. اما در نتیجه گرانش خودی ، انبساط جهان دارای منفی است. اگر چنین باشد ثابت هابل در گذشته ، بزرگتر بود. و زمان هابل ، کوتاهتر از زمانی است که از روی سرعت ثابت انبساط به دست آید. بر اساس مدلهای فریدمان و نظریه انفجار بزرگ ، انبساط جهان تقریبا10×10<sup>9</sup> سال پیش آغاز شده است. |
+ | ثابت H0 که در قانون هابل مشاهده می‌شود، به ثابت هابل معروف است ، که مقیاس ((انبساط جهان)) را نشان می‌دهد. عکس ثابت هابل ، دارای بعد زمان است و زمان هابل خوانده می‌شود. چنانچه سرعت گریز در تمام مدت ((تکامل جهان)) ثابت بوده باشد ، زمان هابل باید نشان دهنده ر جهان باشد. لذا برای H0 = 55Km\SMpc زمان هابل مساوی 10<sup>9</sup> × 18 سال است. اما در نتیجه گرانش خودی ، انبساط جهان دارای سرعت منفی است. اگر چنین باشد ثابت هابل در گذشته ، بزرگتر بوده و زمان هابل کوتاهتر از زمانی است که از روی سرعت ثابت انبساط به دست آید. بر اساس ((مدل فریدمان|مدلهای فریدمان)) و ((نظریه انفجار بزرگ)) ، انبساط جهان تقریبا 10x10<sup>9</sup> سال پیش آغاز شده است.
!مباحث مرتبط با عنوان
*((ابعاد جهان))
*((انتقال به سرخ))
*((اندازه گیری فواصل نجومی))
*((انفجار بزرگ))
*((انبساط جهان))
*((جابجایی خطوط طیفی))
*((خوشه بندی کهکشان))
*((ساختار جهان))
*((قانون هابل))
*((ثابت هابل))
*((کیهان شناسی))
*((عمر جهان))
*((«مدلهای کیهان شناسی))
*((نسبیت)) |
