در حال ویرایش ماده تاریک
هشدار: شما وارد نشده‌اید. نشانی آی‌پی شما برای عموم قابل مشاهده خواهد بود اگر هر تغییری ایجاد کنید. اگر وارد شوید یا یک حساب کاربری بسازید، ویرایش‌هایتان به نام کاربری‌تان نسبت داده خواهد شد، همراه با مزایای دیگر.
این ویرایش را می‌توان خنثی کرد.
لطفاً تفاوت زیر را بررسی کنید تا تأیید کنید که این چیزی است که می‌خواهید انجام دهید، سپس تغییرات زیر را ذخیره کنید تا خنثی‌سازی ویرایش را به پایان ببرید.
| نسخهٔ فعلی | متن شما | ||
| سطر ۱۲: | سطر ۱۲: | ||
این نکته قابل ذکر است که اسامی «ماده تاریک» و «[[انرژی تاریک]]» در بیشتر موارد مبین عدم اطلاع انسان از ماهیت این دو ماده و ناشناخته بودن آن است. | این نکته قابل ذکر است که اسامی «ماده تاریک» و «[[انرژی تاریک]]» در بیشتر موارد مبین عدم اطلاع انسان از ماهیت این دو ماده و ناشناخته بودن آن است. | ||
| − | یک [[ | + | یک [[اخترشناس]] در این باره می‌گوید: «به یاد داشته باشید که ما این پدیده را انرژى تاریک مى‌نامیم، اما این نامگذارى ممکن است این باور غلط را در ذهن مخاطبان ایجاد کند که ما حقیقتاً مى‌دانیم که آن پدیده چیست. اما باید اذعان داشت که ما واقعاً چیز زیادى در این باره نمى‌دانیم». |
با اینکه ساختار و ویژگی‌های ماده تاریک هنوز کاملا مشخص نیست، اما این طور تصور می‌شود که بخش اعظم ماده تاریک موجود در جهان، «غیر باریونی» باشد، که به معنا آن است که دارای هیچ [[اتم]]ی نیست و به وسیله نیروی مغناطیسی به سمت مواد معمولی جذب نخواهد شد. ماده سیاه غیر باریونی شامل نوترینو و احتمالا دارای اجزای دیگری مانند مواد فرضی ای چون «آکسیون» (axions) و «ابرمتقارن» (supersymmetric) می‌باشد. برخلاف ماده تاریک باریونی، ماده تاریک غیر باریونی در شکل گرفتن عناصر در ابتدای آفرینش نقشی نداشته و وجودش تنها به دلیل جاذبه گرانشی آن اثبات می‌شود. به علاوه، اگر همه اجزایی که ماده تاریک از آنها تشکیل شده باشد ابرمتقارن باشند، واکنش‌ها و برخوردهای آنها با یکدیگر موجب نابودی آنها شده و فراورده‌هایی قابل مشاهده نظیر فوتون و نوترینو حاصل می‌شوند. | با اینکه ساختار و ویژگی‌های ماده تاریک هنوز کاملا مشخص نیست، اما این طور تصور می‌شود که بخش اعظم ماده تاریک موجود در جهان، «غیر باریونی» باشد، که به معنا آن است که دارای هیچ [[اتم]]ی نیست و به وسیله نیروی مغناطیسی به سمت مواد معمولی جذب نخواهد شد. ماده سیاه غیر باریونی شامل نوترینو و احتمالا دارای اجزای دیگری مانند مواد فرضی ای چون «آکسیون» (axions) و «ابرمتقارن» (supersymmetric) می‌باشد. برخلاف ماده تاریک باریونی، ماده تاریک غیر باریونی در شکل گرفتن عناصر در ابتدای آفرینش نقشی نداشته و وجودش تنها به دلیل جاذبه گرانشی آن اثبات می‌شود. به علاوه، اگر همه اجزایی که ماده تاریک از آنها تشکیل شده باشد ابرمتقارن باشند، واکنش‌ها و برخوردهای آنها با یکدیگر موجب نابودی آنها شده و فراورده‌هایی قابل مشاهده نظیر فوتون و نوترینو حاصل می‌شوند. | ||
| سطر ۲۷: | سطر ۲۷: | ||
قرن بیستم با ظهور نظریه‌هایی هم چون نسبیت عام مکانیک کوانتومی آغاز شد نظریاتی که آمدند تا نقص های دیدگاه نیوتنی را برطرف کنند، اما نتوانستند آن را از میدان به در کنند. با پایان جنگ‌های جهانی و پیشرفت در ابزارهای رصد، دیدگاه منجمان به عالم بسیار ژرف‌تر شده بود. | قرن بیستم با ظهور نظریه‌هایی هم چون نسبیت عام مکانیک کوانتومی آغاز شد نظریاتی که آمدند تا نقص های دیدگاه نیوتنی را برطرف کنند، اما نتوانستند آن را از میدان به در کنند. با پایان جنگ‌های جهانی و پیشرفت در ابزارهای رصد، دیدگاه منجمان به عالم بسیار ژرف‌تر شده بود. | ||
| − | حالا ستارهشناسان می‌دانستند بعضی از سحابی‌ها در واقع کهکشان‌هایی بزرگ هستند شامل بر هزاران میلیون ستاره که تحت تاثیر گرانش نیوتنی همان | + | حالا ستارهشناسان می‌دانستند بعضی از سحابی‌ها در واقع کهکشان‌هایی بزرگ هستند شامل بر هزاران میلیون ستاره که تحت تاثیر گرانش نیوتنی همان ستارهها پایدارند. |
| − | به مدد طیف‌نگارهای دقیق می‌شد سرعت شعاعی | + | به مدد طیف‌نگارهای دقیق می‌شد سرعت شعاعی ستارهها را در کهکشان‌های همسایه محاسبه کردو با بررسی این حرکت پی به وجود جرمی برد که نیروی گرانش آن باعث این حرکت شده است. |
| − | بررسی حرکت | + | بررسی حرکت ستارهها در درون خوشه‌های کروی و کهکشان‌ها شاخه‌ای از نجوم است که به آن دینامیک ستارهای می‌گویند.در اغلب منظومه‌های ستارهای هم چون خوشه‌های کروی یا کهکشان‌ها بر خلاف منظومه شمسیجرمی مرکزی چون خورشید نداریم. |
| − | هر ستاره بخشی از نیروی گرانش کهکشان را تامین می‌کند و خودش هم در اثر برآیند نیروهای بقیه‌ی | + | هر ستاره بخشی از نیروی گرانش کهکشان را تامین می‌کند و خودش هم در اثر برآیند نیروهای بقیه‌ی ستارهها در حرکت است. برآیند نیروهای گرانش در یک کهکشان حاصل ترکیب گرانش چند صد میلیارد ستاره است. ستارههایی که خودشان در حال حرکت هستند و از این رو برآیند نیروهایشان مدام در تغییراست. با این حساب ستارههای یک کهکشان باید حرکتی پیچیده داشته باشند. حتی به نظر نمی‌رسد ستارهها برای مدت زیادی در درون کهکشان بمانند بلکه باید حرکات نا منظم آنها به سرعت شکل کهکشان را به هم بریزد و آن را متلاشی کند. |
| − | یکی از راههای بررسی حرکت | + | یکی از راههای بررسی حرکت ستارهها در مجموعه‌های چند میلیاردی همچون کهکشان، شبیه سازی است. شبیه‌سازی به کمک رایانه‌های سریع انجام می‌شود. به این ترتیب که ستارهشناسان به جای این که مجبور باشند برای مشاهده‌ی حرکت ستارهها در یک کهکشان هزاران تا میلیون‌ها سال صبر کنند، با برنامه‌نویسی رایانه‌ای، مشابه یک کهکشان را در حافظه‌ی رایانه می‌سازند و آن را متحول می‌کنند. هر ستاره در رایانه جرم و سرعت و مکانی مخصوص به خود دارد واثر گرانش آن در همه جای کهکشان مشخص است. به این ترتیب برنامه می‌تواند برآیند نیروهای همه‌ی ستارهها را روی هر کدام از آنها در هر لحظه از زمان حساب کند و به کمک قوانین نیوتن جهت و مقدار حرکت آن ستاره را با داشتن برآیند نیروها حساب کند و موقعیت و سرعت جدید آن ستاره را در لحظات بعد تعیین کند. به این ترتیب رایانه حساب می‌کند که با گذشت زمان جایگاه ستارهها یا به عبارت دیگر شکل ظاهری کهکشان چگونه تغییر می‌کند. |
اگر شکل کهکشان به یک حالت تعادلی میل کند می‌گوییم کهکشان پایدار است و اکر شکل کهکشان به هم بریزد کهکشان ناپایدار خواهد بود. | اگر شکل کهکشان به یک حالت تعادلی میل کند می‌گوییم کهکشان پایدار است و اکر شکل کهکشان به هم بریزد کهکشان ناپایدار خواهد بود. | ||
| − | مهمترین مسئله در شبیه‌سازی تعداد | + | مهمترین مسئله در شبیه‌سازی تعداد ستارهها است. هر چه تعداد ستارهها بیشتر باشد، میزان محاسبات بیشتر می‌شود و به رایانه‌ای سریع‌تر نیاز است. معمولا در یک شبیه‌سازی ساده تعداد محاسبات با توان دوم تعداد ستارههای کهکشان متناسب است. |
کهکشان مارپیچی به طور میانگین حدود 100 میلیارد ستاره دارد. یعنی تعداد محاسبات برای هر لحظه از زمان باید در حدود(10 به توان 22) باشد چنین محاسباتی از توان رایانه‌ها ی پیشرفته‌ی امروزی هم خارج است. | کهکشان مارپیچی به طور میانگین حدود 100 میلیارد ستاره دارد. یعنی تعداد محاسبات برای هر لحظه از زمان باید در حدود(10 به توان 22) باشد چنین محاسباتی از توان رایانه‌ها ی پیشرفته‌ی امروزی هم خارج است. | ||
| − | در اوایل دهه ی 60 میلادی با اختراع رایانه‌های ترانزیستوری امکان شبیه‌سازی برای مجموعه‌های | + | در اوایل دهه ی 60 میلادی با اختراع رایانه‌های ترانزیستوری امکان شبیه‌سازی برای مجموعه‌های ستارهای با صد هزار ستاره فراهم شده بود. |
| − | هدف ستارهشناسان در آن زمان این بود که بفهمند آیا می‌توانند به کمک نیروی گرانش، مجموعه‌های | + | هدف ستارهشناسان در آن زمان این بود که بفهمند آیا می‌توانند به کمک نیروی گرانش، مجموعه‌های ستارهای بسازند که شبیه کهکشان‌های مار پیچی باشد. یعنی قرص و بازوهای مارپیچی داشته باشد و مهم تر از همه پایدار باشد (علی رغم حرکت ستارههایش شکل بازوهای خود را برای میلیاردها سال حفظ کند). |
جواب منفی بود! | جواب منفی بود! | ||
