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 ۱: | سطر ۱: | ||
== تاریخچه ماده تاریک == | == تاریخچه ماده تاریک == | ||
− | سابقه توسل به ماده تاریک برای حل مسائل نجومی به دنیای باستان بر میگردد. | + | سابقه توسل به ماده تاریک برای حل مسائل نجومی به دنیای باستان بر میگردد. ستارهشناسان قدیم که نه چیزی از مکانیک نیوتنی میدانستند نه از نیروی گرانش، وقتی در مقابل این پرسش قرار گرفتند که چگونه اجرام نجومی همچون خورشید و سیارهها بر زمین سقوط نمیکنند و در آسمان به دور زمین میگردند، پاسخشان این بود که سیارهها بر کرههایی بلورین به نام فلک سوارند که در آسمان تاریک شب دیده نمیشود. بعضی ستارهشناسان قرون وسطا سیارهها را سوار بر بال فرشتگان تصور میکردند که چشم انسان از دیدن آنها قاصر بود. کرههای بلورین و فرشتگان حامل سیارهها قاعدتا باید از همان مادهای ساخته شده باشد که زوییکی به دنبال آن میگشت. هر چند تحولات قرن 16 تا 17 میلادی باعث شد ستارهشناسان افلاک بلورین و فرشتگان حامل را فراموش کنند،اما رصدهایی که از دهه 60 میلادی به بعد انجام شد مادهی تاریک را در صدر اخبار نجومی قرار داد. قرن هیجده و نوزده میلادی قرن سلطهی مکانیک نیوتنی بر دنیای نجوم بود. پیشبینیهای مکانیک نیوتنی از حرکت سیارهها در منظو مهی شمسی آنچنان دقیق بود که منجمان تصور نمیکردند پدیدهای در آسمان رخ دهد و نتوان آن را در قالب مکانیک نیوتنی توصیف کرد. در اواسط قرن نوزدهم رصدگران متوجه شدند سیارهی اورانوس حرکاتی دارد که نمیتوان آن را بر مبنای نظریه نیوتنی گرانش توصیف کرد. طبق معمول به سراغ مادهی تاریک رفتند. این بار مادهی تاریک به شکل سیارهای نادیده فرض شد که در فاصلهای دورتر از اورانوس به دور خورشید میچرخید.این مادهی تاریک مدت زمان زیادی تاریک نماند و به سرعت کشف شد. کشف نپتون در اول قرن 19 نقطه تواناییهای دیدگاه نیوتنی در نجوم است. منجمان بدون دیدن هیچ جرم نجومی و صرفا از روی حرکت جرمهای اطراف ان به وجودش پی بردند و مکان آن را به دقت در آسمان تعیین کردند. سرشت ماده تاریک از قدیم همینطور بوده؛ ماده ای که دیده نمیشود،اما هست. اگر نباشد اجرام اطراف آنطور که رصد میشود حرکت نمیکنند یا مثل سیارهها در مدلهای باستانی بدون ماده تاریک به زمین میافتادند یا مثل کهکشانهای زوییکی در خوشه گیسو از خوشه فرار میکردند. |
== ماده تاریک == | == ماده تاریک == | ||
− | ماده تاریک، در [[کیهانشناسی]] [[ | + | ماده تاریک، در [[کیهانشناسی]] [[ماده]]ای فرضی است که چون از خود نور ([[امواج الكترومغناطیس]]) گسیل یا بازتاب نمیکند، نمیتوان آن را مستقیما" دید، اما از اثرات [[گرانش]]ی موجود بر روی اجسام مرئی، مثل [[ستاره]]ها و [[کهکشان]]ها، میتوان به وجود آن پی برد. بر اساس مشاهدات فعلی، که بر روی ساختارهایی بزرگتر از [[کهکشان]]ها صورت گرفتهاست، و همچنین مطالب مربوط به [[انفجار بزرگ]]، ماده تاریک و [[انرژی تاریک]] تشکیلدهنده بخش زیادی از [[جرم]] موجود در [[جهان]] قابل مشاهده است. اجزای ماده تاریک جرمی بسیار بیشتر از قسمت قابل رویت كل عالم دارند. |
− | فقط حدود ۴٪ از مجموع کل [[چگالی]] | + | فقط حدود ۴٪ از مجموع کل [[چگالی]] انرژی در کیهان را میتوان مستقیم مشاهده کرد (با توجه به اثرهای گرانشی آن)، که این مقدار شامل باریونها و تابشهای الکترومغناطیسی نیز میشود. همچنین تصور میشود که ۲۲٪ از ماده تاریک تشکیل شده باشد و ۷۴٪ باقیمانده را نیز انرژی تاریک تشکیل داده باشد، که همانند ماده تاریک در [[فضا]]ی کائنات توزیع شده و به همان اندازه ماده تاریک ناشناخته و مجهول ماندهاست. تعیین خواص و ویژگیهای این توده ناشناخته به یکی از مهمترین مسائل کیهانشناسی مدرن و [[فیزیک ذرات]] تبدیل شدهاست. |
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 ۲۱: | سطر ۲۱: | ||
'''<span dir="RTL"> | '''<span dir="RTL"> | ||
+ | == پایداری کهکشانهای مارپیچی == | ||
+ | </span>''' | ||
− | = | + | قرن بیستم با ظهور نظریه هایی هم چون نسبیت عام مکانیک کوانتومی آغاز شد نظریاتی که آمدند تا نقص های دیدگاه نیوتنی را برطرف کنند اما نتوانستندآن را از میدان به در کنند.با پایان جنگ های جهانی و پیشرفت در ابزارهای رصد دیگاه منجمان به عاتم بسیار ژرف تر شده بود. |
− | </span> | + | |
+ | حالا اختر شناسان می دانستند بعضی از سحابی ها در واقع کهکشانهایی بزرگ هستندشامل بر هزاران میلیون ستاره که تحت تاثیرگرانش نیوتنی همان ستاره ها پایدارند. | ||
+ | |||
+ | به مدد طیف نگارهای دقیق می شد سرعت شعاعی ستاره ها را در کهکشانهای همسایه محاسبه کردو با بررسی این حرکت پی به وجودجرمی برد که نیروی گرانش آن باعث این حرکت شده است. | ||
+ | |||
+ | بررسی حرکت ستاره ها در درون خوشه های کروی و کهکشانها شاخه ای از نجوم است که به آن دینامیک ستاره ای می گویند.در اغلب منظومه های ستاره ای هم چون خوشه های کروی یا کهکشانها بر خلاف منظومه ی شمسی جرمی مرکزی چون خورشید نداریم. | ||
+ | |||
+ | هر ستاره بخشی از نیروی گرانش کهکشان را تامین می کند و خودش هم در اثر برآیند نیروهای بقیه ی ستاره ها در حرکت است.بر آیند نیروهای گرانش در یک کهکشان حاصل ترکیب گرانش چند صد میلیارد ستاره است ستاره هایی که خودشان در حال حرکت هستندو از این رو برآیند نیروهایشان مدام در تغییراست.با این حساب ستاره های یک کهکشان باید حرکتی پیچیده داشته باشند.حتی به نظر نمی رسد ستاره ها برای مدت زیادی در درون کهکشان بمانند بلکه باید حرکات نا منظم آنها باید به سرعت شکل کهکشانرا به هم بریزد و آن را متلاشی کند. | ||
+ | |||
+ | یکی از راه های بررسی حرکت ستاره ها در مجموعه های چند میلیاردی هم چون کهکشان شبیه سازی است.شبیه سازی به کمک رایانه های سریع انجام می شود.به این ترتیب که اختر شناسان به جای این که مجبور باشند برای مشاهده ی حرکت ستاره ها در یک کهکشان هزاران تا میلیون ها سال صبر کنند با برنامه نویسی رایانه ای مشابه یک کهکشان را در حافظه ی رایانه می سازند و آن را متحول می کنند.هر ستاره در رایانه جرم وسرعت و مکانی مخصوص به خود داردواثر گرانش آن در همه جای کهکشان مشخص است.به این ترتیب برنامه می تواند بر آیند نیروهای همه ی ستاره ها را روی هر کدام از آن ها در هر لحظه از زمان حساب کند و به کمکقوانین 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. | ||
+ | |||
+ | <span dir="RTL">به این ترتیب رایانه حساب می کند که با گذشت زمان جایگاه ستاره ها یا به عبارت دیگر شکل ظاهری کهکشان چگونه تغییر می کند.</span> | ||
− | + | <span dir="RTL">اگر شکل کهکشان به یک حالت تعادلی میل کند می گوییم کهکشان پایدار است و اکر شکل کهکشان به هم بریزد کهکشان ناپایدار</span> | |
− | + | <span dir="RTL">خواهد بود.</span> | |
− | + | <span dir="RTL">مهم ترین مسئله در شبیه سازی تعداد ستاره ها ست هر چه تعداد ستاره ها بیشتر باشد میزان محاسبات بیشتر می شود و به رایانه ای</span> | |
− | + | <span dir="RTL">سریع تر نیاز است.</span> | |
− | + | <span dir="RTL">معمولاَِِ در یک شبیه سازی ساده تعداد محاسبات با توان دوم تعداد ستاره های کهکشان متناسب است.</span> | |
− | + | <span dir="RTL">کهکشان مارپیچی به طور میانگین حدود 100 میلیارد ستاره دارد یعنی تعداد محاسبات برای هر لحظه از زمان باید در حدود</span> | |
− | + | <span dir="RTL">(10 به توان 22)باشد چنین محاسباتی از توان رایانه ها ی پیشرفته ی امروزی هم خارج است.</span> | |
− | + | <span dir="RTL">در اوایل دهه ی 60 میلادی با اختراع رایانه های ترانزیستوری امکان شبیه سازی برای مجموعه های ستاره ای با صد هزار ستاره</span> | |
− | + | <span dir="RTL">فراهم شده بود.</span> | |
− | در | + | <span dir="RTL">هدف اخترشناسان در آن زمان این بود که بفهمند آیا می توانند به کمک نیروی گرانش مجموعه های ستاره ای بسازند که شبیه کهکشانهای مار پیچی باشد: یعنی قرص و بازو های مارپیچی داشته باشد و مهم تر از همه پایدار باشد(علی رغم حرکت ستاره هایش شکل بازو های خود را برای میلیارد ها سال حفظ کند).</span> |
− | + | <span dir="RTL">جواب منفی بود!</span> | |
− | جواب منفی بود! | ||
==منبع== | ==منبع== | ||
− | * | + | * ویكیپدیا انگلیسی |
+ | |||
* مجله نجوم | * مجله نجوم | ||
[[رده:کیهانشناسی]] | [[رده:کیهانشناسی]] |