توجه : به همراه فایل word این محصول فایل پاورپوینت (PowerPoint) و اسلاید های آن به صورت هدیه ارائه خواهد شد

 فایل ورد کامل مطالعه علمی درباره سیر تحول ستارگان در حوزه فیزیک؛ تحلیل مراحل شکل‌گیری، تکامل و پایان عمر دارای ۲۷۴ صفحه می باشد و دارای تنظیمات در microsoft word می باشد و آماده پرینت یا چاپ است

فایل ورد فایل ورد کامل مطالعه علمی درباره سیر تحول ستارگان در حوزه فیزیک؛ تحلیل مراحل شکل‌گیری، تکامل و پایان عمر  کاملا فرمت بندی و تنظیم شده در استاندارد دانشگاه  و مراکز دولتی می باشد.

این پروژه توسط مرکز فایل ورد کامل مطالعه علمی درباره سیر تحول ستارگان در حوزه فیزیک؛ تحلیل مراحل شکل‌گیری، تکامل و پایان عمر۲ ارائه میگردد

توجه : در صورت  مشاهده  بهم ریختگی احتمالی در متون زیر ،دلیل ان کپی کردن این مطالب از داخل فایل ورد می باشد و در فایل اصلی فایل ورد کامل مطالعه علمی درباره سیر تحول ستارگان در حوزه فیزیک؛ تحلیل مراحل شکل‌گیری، تکامل و پایان عمر،به هیچ وجه بهم ریختگی وجود ندارد

---

بخشی از متن فایل ورد کامل مطالعه علمی درباره سیر تحول ستارگان در حوزه فیزیک؛ تحلیل مراحل شکل‌گیری، تکامل و پایان عمر :

فصل اول

شکل گیری ستارگان

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 گذشته جهان بسیار متفاوت بوده است و همه ماده 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 اندازه‌ 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[۱]. با افزایش دمای گاز، هر چیز به ذرات تشکیل دهنده اش « ذوب » می شود. اتمها به الکترونها و هسته ها «ذوب[۲]» می شوند ؛ هسته ها به پروتونها و نوترونهای سازنده 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 همه ذرات بنیادی. امروزه مطالعه جهان آغازین عبارتست از ساختن مدلهایی ریاضی برای این آتشگوی بر اساس نظریه های جدید ذرات کوانتومی ( ذرات بنیادی ). وقتی که در سال ۱۹۶۴ آرنو پنزیاس و رابرت ویلسن در آزمایشگاههای بل در نیوجرزی، اشعه 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 پیچیده خواص انفجار آغازین پرداختند. آنان با استفاده از قوانین شناخته شده 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[۳] از برکت این پیش بینیهای موفقیت بار اعتبار زیادی کسب کرد بطوری که در اوایل دهه ۱۹۷۰ بر نظریه های دیگر مربوط به پیدایش جهان چیره شد. چیزی که به «مدل متعارف انفجار بزرگ سوزان» معروف شده است نشان دهنده‌ توافق نظر عمومی جدیدی است درباره وضع جهان آغازین. فرضیه 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 نظریه موفق معمولاً دیدگاهی تازه را می گشاید و مسائل جدیدی را بهمراه می آورد؛ نظریه انفجار بزرگ نیز از این قاعده مستثنی نیست. دو مسأله 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 ۱۰ تا ۱۵ بیلیون سال پیش (بیشتر تخمینها در این حدودند) بوجود آمده باشد، نور یا هر نوع وسیله 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 زمینه 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 نظریه نسبیت عمومی[۴] 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 مایه‌ 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 ۱۹۸۱ در نظریه ای که آن را «جهان متورم» نامید ، پاسخی برای این سؤالها پیشنهاد کرد. نظریه گوث را به حق می توان اولین اندیشه نو کیهانشناسی در چند دهه اخیر دانست .

بنا بر نظریه 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 [۵] 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 درجه کلوین بود بپذیریم، می توانیم مسأله علیت را به صورت زیر حل کنیم . در حالت متورم همه نواحی جهان مرئی کنونی ، حتی کهکشانهایی که اکنون ۲۰ 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 هندسه بزرگ مقیاس جهان اینقدر تخت است . نظریه 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 ثانیه 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 نظریه انفجار بزرگ[۶] 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 چندگانه 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 کننده 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 » اولیه‌ جهان ناپایدار بوده است . مطابق این حدس ، خلاء اولیه ، خلائی واقعی ـ یعنی پائینترین حالت انرژی ـ نبود بلکه « خلائی دروغین » ‌بود . قوانین نظریه 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[۷] 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 درباره 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 حوزه 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 درباره 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 افتاده امروز ، موضوع بحث و جدل بود. در سال ۱۹۲۴ ادوین هابل[۸] ، با استفاده از تلسکوپ ۵/۲ متری جدید مونت ویلسن در مطالعه ستارگان متغیر فیفاوسی کهکشان امراه المسلسله و سایر کهکشانهای نزدیک ، به این مناقشه خاتمه بخشید . درخشندگی مطلق ( ذاتی ) یک قیفاوسی تابعی از دوره‌ تناوب آن است . از روی اندازه گیری دوره تناوب و شار انرژیی که از این ستاره بر زمین می تابد ، برآوردی از فاصله آن بدست می آید . هابل این روش را بکار برد و نشان داد که فاصله‌ 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 ستاره ابرغول در یک کهکشان و پنجمین کهکشان از حیث روشنی در یک مجموعه‌ کهکشانی ، « شمعهای معیار» ی بودند که هابل بکار برد تا راه خود را تا فاصله ۸۰۰ مگاپارسک[۹] ( در درجه بندی جدید ) بگشاید .ناحیه ای به این شعاع بر ^۷ ۱۰ * ۲ کهکشان متوسط مشتمل می شود و وسعت آن تقریباً ۱۵ درصد شعاع جهان قابل رؤیت است !

اگر کهکشانها توزیعی تصادفی می بود ، باید یک یا دو کهکشان در هر ۱۰۰ مگاپارسک مکعب وجود می داشت .این توزیع را در آسمان برای کهکشانهایی که از ۱۰۰ مگاپارسک به ما نزدیکترند نشان می دهد . ناحیه مرکزی مجموعه 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 ناحیه مرئی روشن یک کهکشان متوسط ، نظیر کهکشان ما ، بین ۲۰ تا ۳۰ کیلو پارسک است . ناحیه مرکزی یک مجموعه غنی کهکشانی ، معمولاً شعاعی در حدود نیم مگاپارسک دارد و مطالعات اخیر نشان داده است که نواحی بیرونی آن می تواند تا ۱۰ الی ۲۰ مگاپارسک ادامه یابد . پژوهشهای آماری اخیر همچنین مجموعه هایی از مجموعه های کهکشانی را آشکار ساخته است که بطور متوسط از دو یا سه مجموعه کهکشانی غنی تشکیل می شوند . در این دامنه وسیع اندازه ها ـ از ۳۰ کیلو پارسک تا ده ها مگاپارسک ـ ظاهراً ارجحیتی برای مقیاس خاصی برای تجمع وجود ندارد همه 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 ، شماره کهکشانها در یک نمونه چندان تفاوتی با شماره نمونه 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 همه 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 ۱۹۲۰، ادوین هابل (۱۹۵۳-۱۸۸۹) ، 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 ۱۰ سال نوری قرار دارد به همان صورتی می‌بینیم که ۱۰ 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 ۸ مقطع کاملا متفاوت و غیر مساوی تقسیم می‌شود:

مرحله اول (صفر تا ۱۰ ^-۴۳ 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 (۱۰ ^-۴۳ تا ۱۰^-۳۲ 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 ۱۰^-۳۲ ثانیه تا۱۰ ^-۶ثانیه)

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 (از۱۰ ^-۶ثانیه تا۱۰^-۳ 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 ۳ کوارک با یکدیگر یک پروتون با یک نوترون می‌سازند. سنگ بناهای هسته اتمهای آینده اکنون ایجاد شده‌اند.

مرحله پنجم ( ۱۰^-۳ ثانیه تا ۱۰۰ 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 ۱۰۰ ثانیه تا ۳۰ 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 ۳۰ دقیقه تا یک میلیون سال پس از خلقت)

پس از گذشت حدود ۳۰۰۰۰۰ سال گوی آتشین آنقدر حرارت از دست داده که هسته اتمها و الکترونها می‌توانند در درجه حرارتی در حدود ۳۰۰۰ 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[۱۰] 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 = ۵۰۰۰ خواهد بود که برای تشکیل دادن ۸۸% جرم عالم کافی نیست.

دومین و مهمترین مشکل از ترکیب هسته ای مهبانگ[۱۱] 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= ۰.۱ 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 ۱۰ 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[۱۲] 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 ۱/۵۰۰۰ جرم الکترون، امگایی به اندازه ۱ بدست می دهد.

ویمپ ها[۱۳]

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 ۱۹۳۰، زویکی[۱۴]، اسمیت[۱۵]، دو خوشه تقریبا نزدیک به هم کما [۱۶]و ویرگو [۱۷]را از لحاظ کهکشان های تشکیل دهنده و سرعت خوشه ها مورد بررسی قرار دادند، و سرعتی که بدست آوردند چیزی بین ۱۰ تا ۱۰۰ 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 ۱۹۷۰ 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 ۱ تعریف می شود. در یک عالم باز یعنی عالمی که تا ابد اجزای آن در حال دور شدن از یکدیگر هستند امگا کمتر از ۱ است و یک عالم مسطح به طور ایده آل امگایی برابر ۱ خواهد داشت.
میزان ماده قابل مشاهده موجود در عالم در حدود ۰.۰۵ = امگا است و به هیچ وجه بیش از آن نمی باشند. نظریه پردازان مایلند امگای عالم را چیزی ۱ در حدود در نظر بگیرند به آن معنی که ماده تاریک ۰.۹۵ = امگا یا ۹۵% 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 ۰.۴ ندارند با این حساب میزان ماده تاریک ۰.۳۵ امگا خواهد بود که ۸۸% جرم عالم است. می بینیم که ۸۸% 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[۱۸] 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[۱۹] 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 ۹۸ درصد از گشتاور دورانی منظومه شمسی همراه با حرکت سیارات است و فقط ۲ 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[۲۰] 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[۲۱] ها و ابرخوشه های[۲۲] کهکشانی است و آنها را به طور « نقاطی» با حرکات اتفاقی در نظر می گیرند که محیط فراکهکشانی[۲۳] – 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 ۳۰۰-۱۰۰ 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 فقط به حجم های بزرگ که اندازه شان ۳۰۰-۱۰۰ پارسک ( و بیشتر) است مربوط می شود. اما درون این حجم ها ستارگان و کهکشان ها انبساط کیهان را از خود «بروز نمی دهند». در منظومه های ستاره ای و کهکشانی، انبساطی که مربوط به انبساط کلی جهان است رخ نمی دهند و این در مورد منظومه شمسی ما نیز صادق است.

اجرام سماوی، از سیارات تا خوشه های کهکشانی « به یاد ندارند» که مواد سازنده آنها در گذشته ای دور خیلی متراکم تر و داغتر بود؛ و این ماده در آن زمان به طور یکنواخت فضا را پر کرده بود و مانند همه چیزهای دیگر منبسط می شد. تشکیل منظومه های نجومی به توقف این انبساط کلی در حجم های معینی از محیط نیاز داشت. تنها نیرویی که قادر به انجام این کار بود گرانشی بود که توسط خود ماده سازنده کیهان ایجاد می شد.

نیروی گرانش – همیشه و همه جا- سعی دارد اجرام یا ذرات مادی را به یکدیگر نزدیکتر کند. این نیرو در سراسر کیهان عمل می کند و به همین دلیل است که از زمان نیوتن به بعد نیروی گرانش عمومی نامیده شد. ما نمیدانیم چرا منظومه های کیهانی از یکدیگر دور می شوند ولی در این شک نداریم که از اولین لحظه انبساط کیهان نیروی گرانش در این انبساط دخالت کرده و سعی بر توقف آن داشته است. نیروی گرانش نتوانست انبساط کیهان را متوقف کند: فشار اولیه خیلی زیاد بود؛ ولی گرانش قطعاً در برخی از نواحی کیهان که اندازه محدودی داشتند توانست بر انبساط غلبه کند هر چند که اندازه و جرم این نواحی بسیار زیاد است.

سن کهکشان خودی که یک منظومه ستاره ای است به عمر مسن ترین ستاره های آن که ۱۰۰۰۰ تا ۱۲۰۰۰ میلیون سال تخمین زده می شود نزدیک است. به طور آشکار روند تشکیل اجرام سماوی رصد شده از ۱۲۰۰۰ تا ۱۵۰۰۰ میلیون سال پیش آغاز شده است یعنی حدود ۱۰۰۰ تا ۳۰۰۰ میلیون سال پیش از آغاز انبساط.

اما این امر با چه چیزی آغاز شد: با کوچکترین یا بزرگترین اجرام؟ شواهد بسیاری وجود دارد که جرم های عظیم ماده با اندازه هایی متناسب با اندازه خوشه ها و ابرخوشه های کهکشانی اولین جرم هایی بودند که از دل انبساط کیهان سر برآوردند سپس روند تقسیم این جرم ها شروع شد و کل سلسله مراتب منظومه های نجومی به تدریج از آنها تشکیل شد یا.بی.زلدوویچ است. این یک الگوی تشکیل ساختار بزرگ مقیاس برای کیهان برای کیهان پدید می آورد که به نظر می رسد که مفصلترین، استادانه ترین و قانع کننده ترین باشد.

یک ایده دیگر وجود و ظهور اجسام کوچکتر را فرض می کند که بعداً به یکدیگر پیوسته اند واجرام بزرگتر را تشکیل داده اند. ارائه کنندگان این نظریه ج.پیبلز[۲۴] و آر.دیک[۲۵] هستند. آنها اظهار کردند که نخستین اجرام کیهان می توانسته اند اجرامی حدود یک میلیون برابر جرم خورشید بوده باشند. این اجرام، یک به یک به یکدیگر ملحق شدند و کهکشان ها را تشکیل دادند و اجتماع کهکشان ها خوشه های آنها را پدید آورد. برخی از اجرام اولیه محفوظ مانده اند و به شکل خوشه های کروی ستاره ای به نظر می رسند که هم در کهکشان خودی و هم در سایر کهکشان ها شناخته شده اند.

متراکم شدن گرانشی

ستارگان به علت متراکم شدن گرانشی ابرهای رقیق گاز تشکیل می شوند و به حالتی مشابه خورشید می رسند. منشاء این نظریه نیوتن تعلق دارد ، و نقطه آغاز نظریه های جدید کیهانزایی ستارگان است. آنطور که نیوتن آن را مجسم کرد، قطعه قطعه شدن محیط یکنواخت و نیز تشکیل ستارگان فقط به علت نیروههای گرانشی صورت می گیرد به شرط آنکه سایر نیروها – اگر نیرویی وجود داشته باشد- مانع از آنجام آن نشوند. مطلب جالب توجه این است که نیوتن[۲۶] دو مورد را با هم مقایسه کرد: دو فضای (یا بهتر بگوییم دو حجم) کراندار و بی کران پر از ماده. در مورد نخست، ماده می بایست در یک مجموعه جمع شود، در حالی که در مورد بعد می بایست به نواحی متراکم جداگانه ای قطعه قطعه شود. چنانجه حجم مورد نظر بی کران و ماده در آن به طور یکنواخت توزیع شود، همه نقاط آن دارای خصوصیات مساویند و بنابراین نقطه خاصی وجود ندارد که « همه ماده درون کیهان» مانند مرکز کیهان به آن نقطه گرانش داشته باشند. چنین مرکز منحصر به فردی وجود ندارد و توزیع یکنواخت ماده ی ناپایدار است و نمی تواند در حالت سکون بماند. در نتیجه، می بایست بینهایت مرکز وجود داشته باشند که جرم های مجزای ماده در اطراف آنها گردآیند.

اما منظور از این بی کران بودن فضا یا حجم در این گونه موارد چیست؟ در واقع، اینجا منظور از بی کران بودن این است که اندازه فضایی توزیع خیلی بزرگتر از اندازه ای است که به عنوان طول مشخصه ، مثلا یک خط کش، به کار رود. ضمناً ، در اینجا کران دار بودن صرفاً به این معناست که این دو اندازه متوافق یا نزدیک به هم هستند. چنانچه اندازه ناحیه ای که با ماده پر شده است خیلی بیشتر از طول مشخصه باشد، ماده قطعه قطعه خواهد شد؛ اما چنانچه چنین نابرابری شدیدی وجود نداشته باشد، کل جرم متراکم و منقبض خواهد ماند.

به احتمال زیاد، این همان چیزی است که نیوتن در نامه خود درباره کیهانزایی[۲۷] در سال ۱۶۹۲ نوشت؛ با وجود این، ماهیت طول مشخصه تنها توسط ج.جینز در سال ۱۹۰۲ آشکار شد. ضرورتاً ، مقیاس فضا از نیروهای مخالف گرانش مانند نیروهای فشار ناشی از کشسانی ماده به دست می آید. قبلاً این طول جینز معرفی کردیم.

در واقع واکنش نیروهای گرانش و فشار در یک محیط رقیق مشابه واکنش این نیروها در یک ستاره است، با این تفاوت که در یک ستاره این نیروها با یکدیگر مساوی می شوند و بنابراین یک تعادل پدید می آید. در یک محیط رقیق دارای گرانش چنین توازنی وجود ندارد: تا وقتی که محیط یکنواخت است، نیروی گرانش غلبه دارد. نیروی فشار فقط هنگامی ظاهر می شود که غیر یکنواختی هایی در فشار، یعنی افت فشار از یک محل تا محل دیگر، به وجود می آید. جهت نیروی فشار همیشه از محلی با فشار زیاد به محلی با فشار کم است. این افتهای فشار هنگامی که تراکم های خودبخودی در محیط وجود دارد، پدید می آیند. سرنوشت یک تراکم و آینده کل توزیع ماده همراه آن به این بستگی دارد که کدام نیرو غلبه کند: نیروی گرانش ویژه که فشار دهنده تراکم است یا نیروی متقابل آن به علت افت فشار بین تراکم و محیط.

هر چه نیروی گرانش بیشتر باشد، جرم و مقدار تراکم بیشتر خواهد بود. بنابراین، اگر این اندازه از بعد بحرانی معینی که با تساوی هر دو نیروی مخالف متناظر است تجاوز کند، نیروی گرانش قادر خواهد بود با نیروی مخالف فشار واکنش کند. این بعد بحرانی، طول جینز است. و ناپایداری گرانشی (معیار جینز) هنگامی بروز می کند که اندازه یک تراکم بیشتر از این طول بحرانی باشد. می توان با اطمینان گفت که اندازه خورشید و سایر ستارگان بیشتر از این طول بحرانی باشد. می توان با اطمینان گفت که اندازه خورشید و سایر ستارگان که نیروهای گرانش و فشار در آنها متوازن هستند معادل طول جینز است.

لیکن، طول جینز یک ثابت جهانی و اساسی نیست که در همه جا و همیشه یکسان باشد، بلکه مقداری فیزیکی است که به شرایط محسوس یعنی فشار و چگالی محیط ، بستگی دارد. طول جینز با زیاد شدن فشار یا کاهش چگالی افزایش می یابد: با توجه به مفهوم ناپایداری گرانشی در کیهان در حال انبساط, اگر شرایط فیزیکی موجود در یک محیط پیش ستاره ای معلوم باشد، می توانیم طول بحرانی جینز را محاسبه کنیم و به این ترتیب، اندازه تراکم هایی را که این محیط می تواند فروپاشد دریابیم: به بیان دقیق، می توانیم مرز پائین اندازه را به دست آوریم.

شرایط فیزیکی ضرورتاً در خلال عصرهای مختلف تشکیل ستاره متفاوت بود. نخستین ستارگان کهکشان خودی در یک ابر متراکم شونده کهکشان نطفه ظاهر شدند و این تشکیل ستارگان سرانجام انقباض کلی کهکشان نطفه را خاتمه داد. برای قطعه قطعه شدن ابر کهکشان نطفه لازم بود اندازه آن به مراتب بزرگتر از طول جینز باشد؛ در این صورت، اندازه قطعات مجزای آن نیز می توانست از طول بحرانی بیشتر شود. یک ابر کهکشان نطفه در این مورد، محیط بی کران موجود در نظرات نیوتن است: در واقع، بی کرانی یعنی برتری و تفوق چشمگیر چیزی بر چیزی. فقط در کیهان شناسی است که بی کران بودن کیهان به طور کلی معنایی مطلق و نه نسبی دارد؛ چنانچه حجمی از فضا بی کران و بی نهایت باشد، واقعاً بی کران است یعنی نمی توان آن را بر حسب مقادیر محدود بیان کرد و صرفاً از هر حجم دیگر خیلی بزرگتر نیست.

ستارگانی که در حال حاضر در کهکشان خودی ظاهر می شوند از ابرهای سرد متراکم و متشکل از گاز و گرد و غبار پدید می آیند که باخواص کهکشان نطفه لایه ای خیلی تفاوت دارند. اما در این مورد هم اندازه ابرهای اولیه می بایست خیلی بیشتر از طول جینز باشد تا بتوانند قطعه قطعه شوند.

قطعه قطعه شدگی متوالی

ابر کهکشان نطفه به تراکم هایی با جرم معادل جرم ستارگان تجزیه نشد؛ بلکه به احتمال زیاد ابتدا تراکم های حجیم تر تشکیل و آنها نیز به نوبه خود به قطعات کوچکتر تجزیه شدند تا این که تراکم های مذکور، جرم ستارگان را تشکیل دادند. این قطعه قطعه شدن پی در پی در صورتی احتمال دارد که طول جینز به تدریج در فرایند انقباظ عمومی کل ابر و هر نقطه ای که از آن جدا می شود تقلیل یابد.

طول جینز[۲۸] در خلال انقباض کاهش می یابد. و ضروری است به هنگام منقبض شدن ابر، سریعتر از مجموع اندازه کل ابر تقلیل یابد. به همین دلیل است که قطعاتی با اندازه و جرم مرتباً کوچکتر می توانند پدید آیند. این عملکرد طول جینز توسط ماهیت خاص تغییر فشار و چگالی در ابر در حال انقباض کنترل می شود. قطعاتی که نتیجه تجزیه ابر کهکشان نطفه است، فوتون[۲۹] هایی را در محیط ساطع می کنند و بنابراین مقداری از انرژی آنها تلف می شود. لیکن، آنها سرد نمی شوند زیرا انرژی حرارتی هر قطعه به طور دائم در خلال انقباض به بهای کاهش انرژی گرانشی تأمین می شود. نتیجه این می شود که انقباض در دمایی تقریباً ثابت نزدیک به ده هزار درجه کلوین رخ می دهد.

این دما با مرز بین حالات یونیره و غیره یونیزه هیدورژن که عنصر اصلی گاز کهکشان نطفه است متناظر است. در دماهای بالاتر، الکترون ها و هسته ها توسط حرکت های هرج و مرج گونه حرارتی از یکدیگر جدا می شوند؛ در حالی که در دماهای پایین تر، الکترون ها و یونها به یکدیگر ملحق می شوند و اتم هایی را تشکیل می دهند که به طور یکپارچه در حرکت حرارتی دخالت دارند. یک گاز یونیزه به علت واکنش الکتریکی بین الکترون ها و یونهای متحرک فوتون هایی نسبتاً شدید ساطع می کند. به علاوه، که دما نزدیک به ده هزار درجه کلوین است. یعنی هنگامی که اتم های خنثی در محیط پدید می آیند انرژی حرارتی ذرات آن قدر زیاد است که اتم های برخورد کننده را تحریک کند و مقدار قابل توجهی از انرژی حرکت های حرارتی را به الکترون های متصل به آن اتم ها منتقل کند. این انرژی به مدت زیادی در اتم ها باقی نمی ماند: اتم های مذکور بزودی انرژی مازاد الکترون های آزاد تولید کرد زیرا اکثر آنها به اتم ها متصلند؛ ضمناً تابش اتم ها نمی تواند شدید باشد زیرا انرژی حرکت های حرارتی خیلی کم است و برخوردهای بین ذرات نمی تواند اتم ها را به حالت برانگیخته در آورد. و چنانچه آن محیط مولکول های هیدروژن را تولید نکند (این مولکولها برای برانگیخته شدن توسط حرکت حرارتی به انرژی کمتری نیاز دارند.) ، عموماً گسیل انرژیی از یک سیستم در دماهای پائین تر از K10^۴ رخ نمی دهد.

گفته می شود که در یک گاز در حال تراکم یک دمای خود – تنظیم کننده پدید می آید. گاز با سرعت نسبتاً زیاد تا دمای ده هزار درجه کلوین سرد می شود و بیش از آن، سردکنندگی غیر ممکن است. و هر نوع گرم کنندگی و افزایش دما به بالاتر از این درجه حرارت به علت انقباض[۳۰]، فوری توسط تابش حذف می شود. در نتیجه، دما در خلال کل روند انقباض ابر حدود مقدار فوق الذکر باقی می ماند.

محاسبات نشان می دهند که طول جینز در دمای K10^۴ حدود ۱۰^۲۱×3-10^۲۳ سانتیمتر و چگالی آن بین ^۲۷-۱۰ تا ^۲۴-۱۰ گرم بر سانتیمتر مکعب است.(مقدار اخیر با چگالی نوعی یک کهکشان یعنی چگالی یک ابر کهکشان نطفه هنگامی که انقباض عمومی آن متوقف می شود متناظر است.) حجمی با این اندازه، جرمی بین ۳۰ تا ۱۰۰۰ میلیون جرم خورشید دارد. این تراکم ها احتمالاً ظاهر شدند و سپس منقبض شده و در دمای تقریباً ثابتی قطعه قطعه شدند.

هنگامی که یک ابر عظیم منقبض می شود و چگالی آن افزایش می یابد، طول جینز نسبت به زمان کاهش می یابد و از مقدار مشخص آنcm 10^۲۱×3- 10^۲۳ کمتر می شود و جرم قطعه های درون این ابر نیز تقلیل می یابند. آیا این، روندی نامحدود است تا این که جرم های بی نهایت بتوانند ظاهر شوند؟ نه، این طور نیست: به هر حال عمل قطعه قطعه شدن پایان می یابد و جدایی بیش از پیش قطعه های کوچک غیرممکن می شود.

نکته در این است که با افزایش چگالی ماده، برای فوتون هایی که مقدار انرژی از یک تراکم را منتقل می کنند مشکل تر است که این تراکم را ترک کنند. هر چند آنها با چگالی های اولیه نسبتاً کوچک بدون مانعی تمام قطعه ها را ترک می کنند، تصویر آنها با چگالی های بیشتر در مراحل آخر انقباض متفاوت است. گویی، اکنون فوتون ها در محیط می چسبند و با سرعتی خیلی کمتر از سرعت در پرواز آزاد به طرف مرز قطعه پیش می روند، زیرا آنها با اتم ها و الکترون ها واکنش نشان می دهند و مسیر مستقیم الخط اتم ها و الکترون ها را منحرف می کنند. فوتون ها در یک خط مستقیم از قطعه ی شفاف خارج می شوند، در حالی که در امتداد یک خط شکسته از یک قطعه کدر خارج می شوند و به سرعت به سطح آزاد نمی آیند. بنابراین، تمام قطعه کدر خارج می شوند و به سرعت به سطح آزاد نمی آیند. بنابراین، تمام قطعه شفاف خود را به یکباره از دست می دهد. اما تلف انرژی از قطعه کدر فقط از سطح آن صورت می گیرد و آن هنگامی است که فوتون های تولید شده در داخل آن به سطح مذکور می رسند.

به محض کدر شدن یک قطعه، رابطه بین اندازه آن و طول بحرانی جینز[۳۱] (که این طول بحرانی با فشار و چگالی[۳۲] کنترل می شود) تغییر می کند. همان طور که قبلاً ذکر کردیم، تقلیل طول جینز در قطعه های شفاف سریعتر از تقلیل اندازه ناشی از انقباض رخ می دهد؛ اما در حال حاضر، چون آزادسازی انرژی تقلیل می یابد طول جینز خیلی آهسته تر تنزل می یابد و اندازه قطعه می تواند با آن همراه شود. واضح است که وقتی طول جینز آنقدر کم شد که دیگر از اندازه تراکم کوچکتر نباشد امکان هر چه بیشتر قطعه قطعه شدن از بین می رود. هر چند که انرژی هنوز در حال ساطع شدن است، طول جینز شروع به تقلیل می کند اما اندازه تراکم خود را با آن «تنظیم می کند» . بنابراین ، انقباض قطعه ادامه می یابد ولی نسبتاً آهسته تر و با هر چه بیشتر قطعه قطعه شدن همراه نیست.

«آخرین» قطعه ، در فرایند تقطیع متوالی – که اندازه آن با طول جینز قابل مقایسه است- حجمی محدود است با قابلیت خرد شدن بیشتر.

این ایده که قطعه قطعه شدن متوالی با کدر بودن خاتمه یافت در سال ۱۹۵۳ توسط اِف . هویل بیان شد. دستیار وی اِم.ریس[۳۳] اخیراً ثابت کرده است که «آخرین» قطعه جرمی معادل یک صدم جرم خورشید دارد. مطلب جالب توجه این است که این مقدار عملاً به مکانیسم محسوس گسیل فوتون یا فرایندهای مربوط به کدر بودن محیط بستگی ندارد. فقط فرض می شود که انقباض در مرحله شفافیت در دمای ثابت تقریباً ده هزاردرجه کلوین رخ می دهد. (که این امری منطقی است.) ، و سپس جرم «آخرین» قطعه را فقط می توان با ثابت های اساسی فیزیک مانند ثابت گرانشی، ثابت کوانتمی پلانک، سرعت نور[۳۴] و جرم یک اتم هیدروژن بیان کرد. جرم «آخرین» قطعه به جرم کوچکترین ستارگان رصد شده نزدیک است.

تصویر تقطیع متوالی که مسبب تشکیل ستارگان در کهکشان خودی و سایر کهکشان هاست هم زیبا و هم ساده است، اما این تصویر طبیعتاً انواع فرایندهای فیزیکی را در یک ابر کهکشان نطفه منقیض شونده در بر نمی گیرد. بنابراین نمی بایست تصور کرد که ستارگان نسل اول جرم کوچکی داشته اند. عواملی مانند تلاطم محیط کهکشان نطفه، برخورد ابرها، امواج ضربه درون محیط، و غیره را باید مد نظر قرار داد که تصویر مذکور را پیچیده و بغرنج می کنند. و هر چند که مطالب بسیاری محتاج به بررسی مفصل است؛ با وجود این واضح است که اولین نسل می توانست ستارگان کوچک و نیز ستارگانی با جرم های چند برابر خورشید را در برگیرد.

ستارگان کوچک و بزرگ هر دو نوع به صورت تراکم[۳۵] های منقبض شونده ای آغاز می شوند که دیگر بیشتر خرد نمی شوند. آنها ستارگان نطفه هستند که دمایشان به تدریج زیاد می شود، زیرا وقتی کدر می شوند، انتقال انرژی به خارج کند است. تغییرات ضروری در ساختار داخلی آنها رخ می دهد: چگالی آنها در توده نطفه ای یکنواخت نمی ماند و در مرکز سریعتر از پیرامون آن تشکیل می شود. قسمت مرکزی متراکم و متراکم تر و بنابراین داغتر می شود تا سرانجام واکنش های هسته ای آغاز شوند. آزادسازی انرژی هسته ای فشار داخلی را آن قدر زیاد می کند که حتی قادر به متوازن کردن گرانش می شود. انقباض عمومی ستاره نطفه خاتمه می یابد و انتقال انرژی از سطح به خارج جبران واکنش های هسته ای در مرکز را می کند. به این ترتیب یک تراکم ستاره نطفه به یک ستاره تبدیل می شود. این آخرین مرحله تراکم گرانشی، بر حسب جرم ستاره، از چندین میلیون سال برای ستارگان پرجرم تا صدها میلیون سال برای ستارگان کم جرم تر از خورشید طول می کشد.

راز تولد ستارگان

تحلیل تازه ای از تصاویری که توسط تلسکوپ های نوری از ژرف ترین نقاط کیهان برداشته شده است، نشان می دهد که تولد ستارگان، پدیده ای برق آسا و ناگهانی بوده است.

یافته جدید دلالت از آن دارد که “طوفانی ستاره ای” در دوره جوانی کیهان به وقوع پیوسته و طی آن تعداد بی شماری ستاره شکل گرفته است.

“دکتر ان کینی” از ناسا، آژانس فضانوردی آمریکا، می گوید: “اگر این مساله ثابت شود، درک ما از جهان منقلب خواهد شد.”

این عکس ها توسط “کنت لانزتا” و همکاران او در دانشگاه نیویورک در “استونی بروک” تحلیل شده است.

این گروه تحلیل های خود را بر پایه عکس های معروف به “میادین ژرف هابل” بنا نهاده است. این عکس ها که به ترتیب در سال های ۱۹۹۵ و ۱۹۹۸ توسط تلسکوپ فضایی گرفته شده اند، شفاف ترین تصاویر از میلیاردها کهکشان در دوردست ترین نقاط کیهان هستند.

دکتر لانزتا با توجه به رنگ کهکشان ها استنباط کرده است که دورترین اشیا در “میدان های ژرف” باید ستارگان تازه تولد یافته در نخستین کهکشان های جهان باشند که به صورت گره های “سفید و آبی” و “داغ” ظاهر می شوند.

نور ستارگان، درخشش ستارگان به گفته وی این عکس ها تنها چشمه ای از یک دوره زاد و ولد گسترده ستارگان است که در تاریخ کیهان تکرار نخواهد شد.

این یافته می تواند درک انسان را از چگونگی تکامل جهان متحول کند. در گذشته تصور می شد که روند تشکیل ستارگان، ابتدا طی چند میلیارد سال اوج گرفته و سپس افت کرده است.
اکنون نتایج تازه نشان می دهد که این اتفاقات به گونه دیگری روی داده و مسلما برق آسانتر از آن بوده است.

به نظر می رسد که بخش عمده ستارگان جهان در طوفانی سیل آسا تنها چند میلیون سال پس از “انفجار بزرگ” تشکیل شده باشند.

براساس تئوری “انفجار بزرگ” جهان با انفجار یک گلوله آتشین آغاز شده است.
هرچند تولد ستارگان هنوز در کهکشان ها ادامه دارد، اما میزان تولد آن ها در مقایسه با مراحل اولیه پیدایش جهان، ناچیز است.

بنا بر تحقیقات جدید، زمانی که عمر کیهان هنوز از چندصد میلیون سال تجاوز نمی کرد، روند تبدیل هیدروژن به ستارگان درخشان ناگهان به کولاکی بدل شده و با سرعت بی سابقه ای باعث روییدن این اجرام سوزان در سراسر کیهان شد.