جهان به معنای تمامی اجسام و مواد تشکیل دهنده این عالم است و کل فضا را شامل می شود و علم کیهانشناسی به مطالعه تمامی جهان و محتویات آن می پردازد. جهانی که ما درباره آن بحث می کنیم از انبوهی از کهکشانها، ستارگان، مواد میان ستاره ای و میان کهکشانی و نور، است.
سوالات زیادی در ذهن انسانها وجود دارد که مهمترین آنها این است که آیا جهان دارای حد و مرزی است؟ یا آنکه بگویم جهان کجا خاتمه می یابد؟
برای پاسخ به این سوال باید از خلاقیت ذهن و یا حتی غریزه خود استفاده کنید و سعی کنید پاسخ سوال را با دو روش مشاهده ای و هندسی پاسخ دهید. البته باید بگویم که این مرزها حالت پایداری ندارند.
مشاهده : هر اندازه که انسان می تواند آسمان و اعماق آن ببیند. محدوده چشم انسان تقریباً 2.000.000 سال نوری است. دوربین های دو چشمی، تلسکوپ ها و رادیو تلسکوپ ها مرزهای دید انسان را تا 20 میلیارد سال افزایش داده اند و این نشانی از بزرگی جهان است.
در مشاهده هندسی مرز تفاوتی از نظر کیفی با مشاهده دارد. نه محدوده فیزیکی است و نه در توان بشر که آن را کاملاً شناسایی نمایند، بلکه به گونه ای است که خود به خود باعث پیدایش مرزهای عالم می شوند.
بطور مثال، دیدگاه نیوتن بر مبنای دید هندسی اقلیدسی شکل گرفته است و بیانگر این است که جهان دارای حد و مرز خاصی نمی باشد و تا آخرت ( از دید نیاکان ما ) ادامه دارد. البته با پیشرفت روزافزون علم دانشمندان به این نتیجه رسیدند که عالم دارای حد و مرز خاصی است و علت آن را در حرکت کهکشانها و یا خوشه های کهکشانی می دانند.
یکی دیگر از دانشمندان بزرگ که او را با اصطلاح E=mc2 می شناسیم، برطبق نظریه غیر اقلیدسی رفتار کرده و علم را دارای محدوده خاص می داند. طبق نظریه هندسه کروی، اگر خط مستقیم تا بینهایت ادامه یابد نهایتاً به نقطه آغاز برخواهد گشت و این نظریه را پدید آورد که عالم تشکیل دهنده ما پس از مدتهای بسیار طولانی در حدود چند هزار میلیارد سال بالاخره به نقطه آغازین خود باز می گردد.
یکی دیگر از مسائل قابل توجه در ذهن ما زمان است؟ با مشاهده ستارگان شاهد نوری هستیم که از بخشهای مختلف فضا و یا حتی میان کهکشانی عبور کرده اند و به ما رسیده اند. این نور با طی فاصله ای بسیار زیاد به ما رسیده و تصویری که از این ستاره و یا جرم آسمانی می بینیم تصویری ذخیره شده در هزاران و یا میلونها سال است که امروزه در حال پخش شدن برای ما می باشد. بطور مثال، در حال مشاهده کهکشانی هستید، به ناگاه نوری هم قدر با کهکشان در لبه ای از بازوی آن نظر شما را جلب می کند. این، انفجار ابرنواختری است که میلیونها سال قبل صورت گرفته و هم اکنون شما آن را مشاهده می کنید.
انفجار بزرگ ( مهبانگ )
جهان چگونه آفریده شد؟ این سوالی است که پاسخ آن برای برخی ها این است که جهان بیهوده است و به همان صورتی که است خواهد ماند. اما یکی از نظریه پردازان و دانشمندان به نام استفان هاپکینز میگوید که عالم از یک نقطه آغاز شده و در اثر انفجاری بزرگ به نام بیگ بنگ ( مهبانگ در زبان فارسی ) گسترش یافته است. بر طبق این نظریه 15 میلیارد سال پیش با این انفجار جهان هستی شروع به بست و گسترش نموده. پیش از انفجار مهبانگ تمامی مواد و ذرات تشکیل دهنده عالم هستی در یک نقطه ( که اندازه آن کوچکتر از ستاره است ) جمع بوده است. دلیل وقوع این انفجار در این نظریه معلوم نشده.
پس از انفجار بزرگ عالم شروع به انبساط نموده است. اصل پای گذاری این نظریه را ادوین هابل کشف کرد. هابل با کشف حرکت کهکشان ها در تمامی جهات و این موضوع که کهکشان ها به نسبت دوریشان، بر سرعت آنها نیز افزوده می شود، نظریه انبساط عالم را در ذهن استفان هاوکینگ تقویت کرد.
برای اثبات نظریه بیگ بنگ تلاشهایی از سوی منجمان حرفه ای آغاز شد و سرانجام دو اخترشناس به نامهای آرنو پزیانس و رابرت ویلسون در سال 1964 در یک تلاش مشترک توانستند امواج میکروموج را در خارج از جو زمین کشف کنند. این امواج حامل صداهایی بودند که از عالم دور دست به گوش می رسید. در تحقیقی دیگر ماهواره ای به نام COBE توانست امواجی را که خارج از جهان ما بوجود آمده اند را تشخیص دهد. این ماهواره همچنین توانست ثابت کند که در ثانیه های اولیه تشکیل جهان سرما تمام این ناحیه را فراگرفته است.
حال سوالات زیادی بوجود آمده، که پس از پس از بیگ بنگ چه شد؟ پس از بیگ بنگ جهان شروع به گسترش نموده و خلاء کاملی که زمینه ساز تشکیل جهان است، بوجود آمده.
انبساط جهان
* جابجای دوپلری کهکشان ها :
انسان قرن ها این تصور را می داشت که جهان ایستا است و هیچ حرکتی ندارد. نخستین مدلهای تعیین جهان تا محدوده سیارات پیش می رفت و پا را از این فراتر نگذاشته بودند. بالاخره در سال 1929 میلادی تحولی بزرگ در اخترشناسی صورت گرفت و ادوین هابل توانست انبساط جهان را براساس حرکت کهکشان ها، ثابت کند. یکی از روشهای تعیین حرکت ستارگان و کهکشانها استفاده از طیف نگاری است. در این روش خطوط طیفی کهکشان ها نشان می دهد که آنها با چه سرعتی از ما دور و یا به ما نزدیک می شوند.
به یاری اثر دوپلر، فقط سرعت آن مؤلفه از حرکت اندازه گیری می شود که در خط دید، یعنی جهت و راستای رصد ما قرار دارد. این اندازه گیری سرعت دقیق نیست و براساس جهت خط دید ما می باشد. این خطوط ثابت کردند که اجرامی که در فاصله 10 میلیون پارسکی از ما قرار دارند در حال دور شدن هستند و از آن به بعد نیز سرعت دور شدن در حال افزایش است.
یکی از قانون های انبساط جهان قانون هابل است. در این روش از قدر ستارگان و یا متغیرها برای تعیین فاصله آنها و کهکشانها استفاده می شود. در کهکشانهای دور دست، خوشه های ستاره ای که در آنها قرار دارد، میتواند معیار مناسبی برای تعیین سرعت دور شدن باشند، و این روش ادامه دارد تا به جایی می رسیم که سرعت دور شدن کهکشانها کمی نزدیک به سرعت نور است. این رابطه سرعت ـ فاصله، قانون هابل نام دارد و با فرمولهای بسیار ساده بیان می شود. این فرمول این است : سرعت مساوی است با حاصلضرب فاصله در یک مقدار به نام H . کشف رابطه و تعیین H به عهده ادوین هابل بود و به آن ثابت هابل نیز می گویند.
بطور مثال : خوشه بزرگ کهکشانی سنبله را در نظر بگیرید، این خوشه در فاصله 20 میلیون پارسکی از ما قرار داد. انتقال به سرخ این طیف سرعتی حدود 1100 کیلومتر در ثانیه را نشان می دهد. با جایگزینی این عدد در رابطه هابل مقدار H برابر است با 55 کیلومتر در ثانیه.
پس توانستیم به این نتیجه برسیم که اجرام هر چه از ما دورتر باشند سرعت دور شدن آنها نیز بیشتر است. با این توصیف ها که فواصل بسیار زیاد هستند نمی توان به این نتیجه رسید که ماهیت جهان را بطور کامل شناخته ایم. بیشترین سرعتی که بدست آمده کمتر از سرعت نور بوده است.
کوازارها یا اختروشها اجرام جالبی برای بررسی هستند. آنها با انتقال به سرخ بسیار زیاد نشانده فاصله های بسیار دوری هستند در حالی که برخی از دانشمندان اعتقاد دارند که این پدیده عالی ناشناخته دارد. بیشترین سرعت ثبت شده در عالم سرعت کوازارها می باشد که 90 الی 95 درصد سرعت نور را دارند. در این حالت انتقال به سرخی برابر با 3 برابر طول موج اصلی از خود نشان می دهند.
* عمر جهان یکی از سوالات دیگر است؟ آیا کسی عمر جهان را می داند؟ این سوالات نیز در ذهن ما نقش می بندد و انسانها را به کنکاش در عالم هستی فرا می خواهند. اما تاکنون پاسخی قطعی برای عمر عالم درنظر گرفته نشده است. یکی از راه های بدست آوردن عمر جهان استفاده از انبساط جهان است. زیرا تاریخ جهان بازگشتی به نقطه مرکزی می باشد. زمان آغاز جهان یا انفجار بزرگ برابر با سن عالم است، که بعضی ها سن عالم را 15 میلیارد سال تخمین می زنند.
پیدایش ستارگان
" مواد سازنده بدن ما انسانها روزی به صورت گاز و غبار میان ستاره ای بوده است"
متولد شدن ستارگان بستگی به شرایط حاکم بر محل تولد آنها دارد. مطالعاتی که تاکنون بر روی ستارگان صورت گرفته بیانگر این موضوع است که، شکل گیری ستارگان با انبوهی از گازها و غبارها آغاز شده است. در اصطلاح مواد میان ستاره ای مواد تشکیل دهده ستارگان هستند. فراوانترین عنصر تشکیل دهنده ستارگان هیدروژن است که میتوان این گاز را لازمه تولد یک ستاره دانست.
* ئیدروژن خنثی : ئیدروژن خنثی را بوسیله تلسکوپ نمی توان رصد کرد، به همین دلیل تا مدتها منجمان از مشاهده آن دور بودند. در سال 1944 میلادی اختر شناس آلمانی به نام اچ.سی.وان دهولست با محاسبه ای نشان داد که اتمها هیدروژن خنثی در طول موج 21 سانتیمتر قابل رویت هستند. اتم های هیدروژن یک پروتون و یک الکترون دارد و اگر این الکترون از تراز انرژی بالا به تراز انرژی پایین انتقال یابد انرژی از دست می دهد که بصورت تابش گسیل می شود.
در دهه 1940 دانشمندان اتم شناس کشف کردند که الکترونها و پروتونها یک ویژگی مشخص به نام اسپین دارند. اسپین نوعی چرخش در ذرات است، این بیانگر این موضوع است که الکترون و پروتون میتوانند در یک راستا و یا در جهت مخالف چرخش انجام دهند.
با این تفاسیر، اگر این دو در یک راستا در حال چرخش باشند اتم دارای ناپایداری است و الکترون می خواهد جهت چرخش را عوض کند. در این روند مقدار کمی انرژی آزاد و بصورت تابش از اتم گسیل می شود. این تابش دارای انرژی بسیار اندکی است پس طول موج تابش آن زیاد می شود.
وان هولست در محاسبات خود به این نتیجه رسیده بود که در طول موج 21 سانتیمتر میتوان تابشهای گسیل شده از اتمها را مشاهده کرد. این روند ( اسپین اتمها و تغییر در جهت چرخش ) طی مدت 11 میلیون سال صورت می گیرد و نشان دهنده مدت طولانی این رویداد است.
این محاسبات دانشمندان را برآن داشت که به تحقیق در رابطه با طول موج 21 سانتیمتر بپردازند و سرانجام ا.ام.پرسل و اچ.آی.ایوان در سال 1951 میلادی توانستند تابش بسیار شدیدی که از مرکز کهکشان گسیل می شد را مشاهده نمایند.
* هیدروژن ملکولی : این نوع هیدروژن از دو اتم تشکیل شده است و پیوند میان آنها نسبتاً سست است. این ملکولها در جهان میان ستاره ای وجود دارند اما نمی توانند در پیدایش ستارگان سهمی داشته باشند زیرا گرما باعث از هم پاشیدگی ساختارشان خواهد شد و اتمها از یکدیگر فاصله خواهند گرفت.
* غبار میان ستاره ای : اخترشناسان مدتهاست که به غباری در میان ستارگان پی برده اند. این غبار ها بر اثر نور ستارگان دوردست آشکار شد. با استفاده از رده های طیفی ستارگان می توان به دوری و نزدیکی آنها پی برد، بدینگونه که اگر رنگ طیف ستاره به قرمز گرایید دوری آن بیشتر است. ذرات ریزی که به صورت غبار هستند، تابشهایی با طول موج کوتاه را بیشتر از تابشهای با طول موج بلند جذب و پراکنده می کنند. از این رو، نور رسیده از ستاره دور دست، بیشتر تابش آبی خود را از دست می دهد ولی تابش قرمز آن کمتر است. بر این اساس در اندازه گیری فاصله ستارگان نور قرمز بیشتری در طیف آنها بدست می آید. با این حساب نور ستاره کم سوتر و تاریک تر بنظر می رسد. تحقیقات نشان میدهد که ستاره به ازاء هر 1000 پارسک فاصله از زمین 75/0 تغییر در قدر آن ظاهر می شود.
* چگالش ابرها و تولد ستاره : یکی از مشکلاتی که در فهم شکل گیری ستارگان وجود دارد این است که چگونه امکان دارد گازهای میان ستاره ای خود به خود بدیل به گوی آتشینی شوند. برای این امر حتماً نیاز به یک نیروی خارجی است. برای آغاز چگالش ستاره، باید نوعی ناهماهنگی داخلی در آن وجود داشته باشد، یا اینکه آن نیروی خارجی بر آن تأثیر بگذارد. چگالش یک ستاره ممکن است به سبب اثرات یک موج ضربه ای آغاز شود. هنگامی که جسم بسیار تندتر از سرعت طبیعی ( سرعت صوت ) حرکت میکند تولید موج ضربه ای می نماید.
* رمبش : هنگامی که ابر و گاز و غبار توانست خود را از محیط میان ستاره عمومی جدا سازد و به اندازه مطلوبی کوچک شود، بسته به چگالی و جرمی که دارد، می توان به آن رمبش گفت. در این زمان کشش گرانشی مرکز ابر بیشتر شده و مواد دیگر را به درون خود می کشد. در اثر چگالش بیشتر گرما تولید می شود و فشار گاز نیز در آن بالا می رود، در این زمان هسته ای پدید می آید. بر طبق محاسبات انجام شده برای بوجود آمدن خورشید چند سال نوری گاز و غبار میان ستاره ای نیاز بوده است. برای بوجود آمده ستاره هسته آن باید تا دمای 10.000.000 درجه کلوین گرم شود و این رویه نیز ممکن است بیش از ده ها میلیون سال طول بکشد.
* چرخش : گاز پیش ستاره ای که دارای قطری در حدود چند سال نوری است، با گشتاور معینی به دور خود می چرخد. یکی از دلایل بارز آن گردش ستاره به دور خود و کهکشان که در یک جهت است و بسته به فاصله آن تا مرکز کهکشان دارد. معمولاً در آغاز رمبش چرخش ستاره بصورت 0.1 کیلومتر در ثانیه است و به سبب بقای سرعت با کوچکتر شدن قطر ابر، سرعت دوران آن نیز افزایش می یابد.
* ستاره های پرجرم : محاسبات اخترشناسان نشان میدهد که ابرهای گاز بسیار پر جرم که جرمشان چندصد برابر خورشید است به صورت یکتا نخواهند بود. بلکه آنها به صورت چند ستاره در خواهند آمد. البته ممکن است ستارگانی را به صورت ابرپرجرم بوجود آورند.
* مراحل تابش : بعد از گذشت چند ده هزار سال که آرایش جرم در درون پیش ستاره به حالتی می رسد که انقباض به تدریج در مرکز متوقف می شود. در این حال انتقال انرژی از درون به بیرون صورت نمی گیرد، در عوض انرژی نواحی مرکزی از طریق تابش به نواحی مرکزی منتقل می شود.
از هنگامی که ستاره به چگالیهای بالا می رسد، فوتونهای نور سفر پرزحمتی را به بیرون آغاز می کنند. این مرحله تابشی در فاز انقباض به سرعت زیادی صورت می گیرد و دلیل پایداری درخشندگی ستاره می شود. در این حالت درخشندگی ستاره ثابت است اما دمای آن در حال افزایش است و در یک میلیون سال اول زندگی ستاره به صورت کره ای با رنگ قرمز سیر ظاهر می گردد و کم کم به رنگ آبی و زرد تبدیل می شود.این فرآیند تا زمانی ادامه دارد که دمای هسته ستاره به 10 میلیون درجه کلوین برسد و اتمهای نواحی مرکزی ستاره به آن اندازه انرژی دارند که برهمکنش هسته ای آغاز می شود و در ستاره شعله ور می شود. در این حالت هیدروژن به هیلیم تبدیل شده و ستاره پایدار میشود.
برای آنکه یک ستاره بتواند مواد سازنده خود را نگه دارد باید هسته ای فشرده و متراکم داشته باشد. این هسته باید به گونه ای باشد که جلوی فرو ریزش مواد را به داخل بگیرد. بر این اساس باید ستاره دارای تعادل هیدرواستاتیکی باشد. این تعادل زمانی حاصل می شود که جاذبه گرانشی به سمت داخل با نیروی فشار به سمت خارج برابر شود. پس ستاره باید به تعدادی پوسته های مختلف تقسیم شود.
این را باید گفت که ستاره هرچه بزرگتر باشد هیدروژن خود را سریعتر می سوزاند و سریعتر از بین می رود اما ستاره های کوچکتر برعکس هستند.
خوشه های ستاره ای
خوشه های ستاره ای از یک گاز میان ستاره ای و در زمان یکسانی بوجود می آید. پس سن ستارگان آن یکسان است. خوشه های ستاره ای ستارگانی به جرمها و دماهای مختلفی را دربر می گیرند. خوشه های جوان عموماً، خوشه های باز هستند. خوشه های پیرتر را خوشه های کروی با ستارگانی با عمر میانسالی تشکیل می دهند.
* خوشه های ستاره ای پیر: هنگامی که سن ستارگان به سن کنونی خورشید نزدیک شدند، حجم کل خوشه در فضا کمتر میشود و خوشه های کروی را بوجود می آرود. البته شایان ذکر است که تعداد خوشه های کروی بسیار کمتر از خوشه های جوان است و این نشاندهنده عمر پایین خوشه های ستاره ای است.
غول سرخ
ستاره پس از گذشت عمر خود که بستگی به فراروانی هیدروژن دارد مرحله نهایی زندگی را آغاز می نماید. در این زمان ستاره به غول سرخ تبدیل میشود. ستاره در فرآیند برهمکنش هسته ای، بدلیل کمبود هیدروژن ستاره سرد میشود و از رشته اصلی خارج می شود ( از این رو قرمز می شود ).
خورشید تا غول سرخ : خورشید ستاره ای است با عمری در حدود 4.5 میلیارد سال، که اکنون در نیمه راه زندگی خود قرار دارد. با افزایش این زمان نورانیت خورشید بیشتر می شود اما برای ما محسوس نیست.
خورشید در چهار میلیارد سال بعدی، دارای نور بیشتر و حجم آن نیز افزایش می یابد. در این زمان دمای خورشید یکسان است اما نورانیت آن زیاد شده است. در دوره بعدی ( 4.5 میلیارد سال بعدی ) درخشندگی خورشید 50% و قطر آن 25% افزایش می یابد. خورشید با مصرف تمامی هیدروژن، هلیوم را بوجود می آورد. مرکز ستاره تبدیل به هسته هلیومی می شود که سیر تکامل ستاره را تغییر می دهد. با گذشت زمان، سن خورشید به 10.3 سال میرسد و 2.5 برابر بزرگتر می شود. در طی این مدت دمای ستاره کاهش می یابد و ستاره به دنبال منبع جدیدتری برای تولید انرژی می گردد. برطبق محاسبات در این حالت قطر مرکز هیلیومی ستاره به 40.000 هزار کیلومتر و حجم آن یک میلیون برابر زمین میشود.
گازهای اطراف هسته هیلیومی هنوز هم دارای هیدروژن هستند اما فاصله آنها از مرکز بسیار زیاد است و این باعث میشود که همجوشی آغاز نشود و این باعث انقباض هسته شده تا به پوستگی هیدروژنی برسد و فرآیند تولید نور و گرما آغاز میشود. با آغاز فرآیند دمای خورشید بالا رفته و درخشندگی آن 1000 برابر و قطر آن 100 برابر حالت کنونی میشود. در این حالت خورشید یک غول سرخ با دمای سطحی در حدود 3500 درجه کلوین است. تصور کنید که خورشید در آسمان است و دو سوم آن را فراگرفته.
با داغتر شدن پوسته هیدروژنی، هلیوم نیز شروع به سوختن میکند. یعنی دمای مرکز آن به 100 میلیارد درجه کلوین می رسد. البته برای آغاز این فرآیند نیاز به وجود عناصر سنگینتری است و باید هسته هلیوم با هیدروژن ترکیب شده و برلیوم را بوجود آورد. این شکل از برلیوم بدلیل ناپایداری در کسری از ثانیه ( 12-10 ثانیه ) به دو هسته هلیوم تبدلی میشود. در این زمان بار دیگر هسته هلیوم با هسته دیگری از هلیوم ترکیب شده و کربن را بوجود می اورد. در این فرآیند مقدار زیادی انرژی آزاد می شود که به مانند همجوشی هسته است. این روش تا زمان انفجار هسته ادامه می یابد و خورشید به کوتوله ای سفید تبدیل میشود.
مرگ ستاره
کهکشان
جهان پر از انبوهی از کهکشانها است. کهکشانها توده هایی از ستاره گان، غبار، گازهای میان ستاره ای و ... می باشد. در درون هر کهکشان می توان میلیاردها ستاره جستجو کرد که هر کدام از وضعیت خاصی برای خود برخورداد است. قطر کهکشانها به چند ده سال نوری می رسد. ام کوچکترین آنها که کوتوله نام دارد قطری در حدود 300 پارسک است ( هر پارسک 3.3 سال نوری می باشد ). کهکشانها دارای اشکال مختلفی هستند که در زیر به برخی از آنها اشاره خواهیم کرد.
کهکشانهای بیضی، مارپیچی، مارپیچی میله ای و بی نظم انواعی از آنها هستند که هریک دارای دسته بندی های مختلفی برای خود می باشد.
انواع کهکشان بیضوی
در شکل زیر میتوانید ساختار یک کهکشان مارپیچی را مشاهده نمایید.
کهکشانهای مارپیچی نیز از زیبایی خاصی برخوردار هستند. یکی از مشهورترین آنها کهکشان آندرومدا می باشد که توسط عبدالرحمن صوفی نیز رصد شده. این کهکشان در طی مدتهای زیادی تغییراتی خواهد کرده است که آینده ان نیز در زیر برای شما پیشبینی شده است.
انواع کهکشان مارپیچی
برای پاسخ به این سوال باید از خلاقیت ذهن و یا حتی غریزه خود استفاده کنید و سعی کنید پاسخ سوال را با دو روش مشاهده ای و هندسی پاسخ دهید. البته باید بگویم که این مرزها حالت پایداری ندارند.
مشاهده : هر اندازه که انسان می تواند آسمان و اعماق آن ببیند. محدوده چشم انسان تقریباً 2.000.000 سال نوری است. دوربین های دو چشمی، تلسکوپ ها و رادیو تلسکوپ ها مرزهای دید انسان را تا 20 میلیارد سال افزایش داده اند و این نشانی از بزرگی جهان است.
در مشاهده هندسی مرز تفاوتی از نظر کیفی با مشاهده دارد. نه محدوده فیزیکی است و نه در توان بشر که آن را کاملاً شناسایی نمایند، بلکه به گونه ای است که خود به خود باعث پیدایش مرزهای عالم می شوند.
بطور مثال، دیدگاه نیوتن بر مبنای دید هندسی اقلیدسی شکل گرفته است و بیانگر این است که جهان دارای حد و مرز خاصی نمی باشد و تا آخرت ( از دید نیاکان ما ) ادامه دارد. البته با پیشرفت روزافزون علم دانشمندان به این نتیجه رسیدند که عالم دارای حد و مرز خاصی است و علت آن را در حرکت کهکشانها و یا خوشه های کهکشانی می دانند.
یکی دیگر از دانشمندان بزرگ که او را با اصطلاح E=mc2 می شناسیم، برطبق نظریه غیر اقلیدسی رفتار کرده و علم را دارای محدوده خاص می داند. طبق نظریه هندسه کروی، اگر خط مستقیم تا بینهایت ادامه یابد نهایتاً به نقطه آغاز برخواهد گشت و این نظریه را پدید آورد که عالم تشکیل دهنده ما پس از مدتهای بسیار طولانی در حدود چند هزار میلیارد سال بالاخره به نقطه آغازین خود باز می گردد.
یکی دیگر از مسائل قابل توجه در ذهن ما زمان است؟ با مشاهده ستارگان شاهد نوری هستیم که از بخشهای مختلف فضا و یا حتی میان کهکشانی عبور کرده اند و به ما رسیده اند. این نور با طی فاصله ای بسیار زیاد به ما رسیده و تصویری که از این ستاره و یا جرم آسمانی می بینیم تصویری ذخیره شده در هزاران و یا میلونها سال است که امروزه در حال پخش شدن برای ما می باشد. بطور مثال، در حال مشاهده کهکشانی هستید، به ناگاه نوری هم قدر با کهکشان در لبه ای از بازوی آن نظر شما را جلب می کند. این، انفجار ابرنواختری است که میلیونها سال قبل صورت گرفته و هم اکنون شما آن را مشاهده می کنید.
انفجار بزرگ ( مهبانگ )
جهان چگونه آفریده شد؟ این سوالی است که پاسخ آن برای برخی ها این است که جهان بیهوده است و به همان صورتی که است خواهد ماند. اما یکی از نظریه پردازان و دانشمندان به نام استفان هاپکینز میگوید که عالم از یک نقطه آغاز شده و در اثر انفجاری بزرگ به نام بیگ بنگ ( مهبانگ در زبان فارسی ) گسترش یافته است. بر طبق این نظریه 15 میلیارد سال پیش با این انفجار جهان هستی شروع به بست و گسترش نموده. پیش از انفجار مهبانگ تمامی مواد و ذرات تشکیل دهنده عالم هستی در یک نقطه ( که اندازه آن کوچکتر از ستاره است ) جمع بوده است. دلیل وقوع این انفجار در این نظریه معلوم نشده.
پس از انفجار بزرگ عالم شروع به انبساط نموده است. اصل پای گذاری این نظریه را ادوین هابل کشف کرد. هابل با کشف حرکت کهکشان ها در تمامی جهات و این موضوع که کهکشان ها به نسبت دوریشان، بر سرعت آنها نیز افزوده می شود، نظریه انبساط عالم را در ذهن استفان هاوکینگ تقویت کرد.
برای اثبات نظریه بیگ بنگ تلاشهایی از سوی منجمان حرفه ای آغاز شد و سرانجام دو اخترشناس به نامهای آرنو پزیانس و رابرت ویلسون در سال 1964 در یک تلاش مشترک توانستند امواج میکروموج را در خارج از جو زمین کشف کنند. این امواج حامل صداهایی بودند که از عالم دور دست به گوش می رسید. در تحقیقی دیگر ماهواره ای به نام COBE توانست امواجی را که خارج از جهان ما بوجود آمده اند را تشخیص دهد. این ماهواره همچنین توانست ثابت کند که در ثانیه های اولیه تشکیل جهان سرما تمام این ناحیه را فراگرفته است.
حال سوالات زیادی بوجود آمده، که پس از پس از بیگ بنگ چه شد؟ پس از بیگ بنگ جهان شروع به گسترش نموده و خلاء کاملی که زمینه ساز تشکیل جهان است، بوجود آمده.
انبساط جهان
* جابجای دوپلری کهکشان ها :
انسان قرن ها این تصور را می داشت که جهان ایستا است و هیچ حرکتی ندارد. نخستین مدلهای تعیین جهان تا محدوده سیارات پیش می رفت و پا را از این فراتر نگذاشته بودند. بالاخره در سال 1929 میلادی تحولی بزرگ در اخترشناسی صورت گرفت و ادوین هابل توانست انبساط جهان را براساس حرکت کهکشان ها، ثابت کند. یکی از روشهای تعیین حرکت ستارگان و کهکشانها استفاده از طیف نگاری است. در این روش خطوط طیفی کهکشان ها نشان می دهد که آنها با چه سرعتی از ما دور و یا به ما نزدیک می شوند.
به یاری اثر دوپلر، فقط سرعت آن مؤلفه از حرکت اندازه گیری می شود که در خط دید، یعنی جهت و راستای رصد ما قرار دارد. این اندازه گیری سرعت دقیق نیست و براساس جهت خط دید ما می باشد. این خطوط ثابت کردند که اجرامی که در فاصله 10 میلیون پارسکی از ما قرار دارند در حال دور شدن هستند و از آن به بعد نیز سرعت دور شدن در حال افزایش است.
یکی از قانون های انبساط جهان قانون هابل است. در این روش از قدر ستارگان و یا متغیرها برای تعیین فاصله آنها و کهکشانها استفاده می شود. در کهکشانهای دور دست، خوشه های ستاره ای که در آنها قرار دارد، میتواند معیار مناسبی برای تعیین سرعت دور شدن باشند، و این روش ادامه دارد تا به جایی می رسیم که سرعت دور شدن کهکشانها کمی نزدیک به سرعت نور است. این رابطه سرعت ـ فاصله، قانون هابل نام دارد و با فرمولهای بسیار ساده بیان می شود. این فرمول این است : سرعت مساوی است با حاصلضرب فاصله در یک مقدار به نام H . کشف رابطه و تعیین H به عهده ادوین هابل بود و به آن ثابت هابل نیز می گویند.
بطور مثال : خوشه بزرگ کهکشانی سنبله را در نظر بگیرید، این خوشه در فاصله 20 میلیون پارسکی از ما قرار داد. انتقال به سرخ این طیف سرعتی حدود 1100 کیلومتر در ثانیه را نشان می دهد. با جایگزینی این عدد در رابطه هابل مقدار H برابر است با 55 کیلومتر در ثانیه.
پس توانستیم به این نتیجه برسیم که اجرام هر چه از ما دورتر باشند سرعت دور شدن آنها نیز بیشتر است. با این توصیف ها که فواصل بسیار زیاد هستند نمی توان به این نتیجه رسید که ماهیت جهان را بطور کامل شناخته ایم. بیشترین سرعتی که بدست آمده کمتر از سرعت نور بوده است.
کوازارها یا اختروشها اجرام جالبی برای بررسی هستند. آنها با انتقال به سرخ بسیار زیاد نشانده فاصله های بسیار دوری هستند در حالی که برخی از دانشمندان اعتقاد دارند که این پدیده عالی ناشناخته دارد. بیشترین سرعت ثبت شده در عالم سرعت کوازارها می باشد که 90 الی 95 درصد سرعت نور را دارند. در این حالت انتقال به سرخی برابر با 3 برابر طول موج اصلی از خود نشان می دهند.
* عمر جهان یکی از سوالات دیگر است؟ آیا کسی عمر جهان را می داند؟ این سوالات نیز در ذهن ما نقش می بندد و انسانها را به کنکاش در عالم هستی فرا می خواهند. اما تاکنون پاسخی قطعی برای عمر عالم درنظر گرفته نشده است. یکی از راه های بدست آوردن عمر جهان استفاده از انبساط جهان است. زیرا تاریخ جهان بازگشتی به نقطه مرکزی می باشد. زمان آغاز جهان یا انفجار بزرگ برابر با سن عالم است، که بعضی ها سن عالم را 15 میلیارد سال تخمین می زنند.
پیدایش ستارگان
" مواد سازنده بدن ما انسانها روزی به صورت گاز و غبار میان ستاره ای بوده است"
متولد شدن ستارگان بستگی به شرایط حاکم بر محل تولد آنها دارد. مطالعاتی که تاکنون بر روی ستارگان صورت گرفته بیانگر این موضوع است که، شکل گیری ستارگان با انبوهی از گازها و غبارها آغاز شده است. در اصطلاح مواد میان ستاره ای مواد تشکیل دهده ستارگان هستند. فراوانترین عنصر تشکیل دهنده ستارگان هیدروژن است که میتوان این گاز را لازمه تولد یک ستاره دانست.
* ئیدروژن خنثی : ئیدروژن خنثی را بوسیله تلسکوپ نمی توان رصد کرد، به همین دلیل تا مدتها منجمان از مشاهده آن دور بودند. در سال 1944 میلادی اختر شناس آلمانی به نام اچ.سی.وان دهولست با محاسبه ای نشان داد که اتمها هیدروژن خنثی در طول موج 21 سانتیمتر قابل رویت هستند. اتم های هیدروژن یک پروتون و یک الکترون دارد و اگر این الکترون از تراز انرژی بالا به تراز انرژی پایین انتقال یابد انرژی از دست می دهد که بصورت تابش گسیل می شود.
در دهه 1940 دانشمندان اتم شناس کشف کردند که الکترونها و پروتونها یک ویژگی مشخص به نام اسپین دارند. اسپین نوعی چرخش در ذرات است، این بیانگر این موضوع است که الکترون و پروتون میتوانند در یک راستا و یا در جهت مخالف چرخش انجام دهند.
با این تفاسیر، اگر این دو در یک راستا در حال چرخش باشند اتم دارای ناپایداری است و الکترون می خواهد جهت چرخش را عوض کند. در این روند مقدار کمی انرژی آزاد و بصورت تابش از اتم گسیل می شود. این تابش دارای انرژی بسیار اندکی است پس طول موج تابش آن زیاد می شود.
وان هولست در محاسبات خود به این نتیجه رسیده بود که در طول موج 21 سانتیمتر میتوان تابشهای گسیل شده از اتمها را مشاهده کرد. این روند ( اسپین اتمها و تغییر در جهت چرخش ) طی مدت 11 میلیون سال صورت می گیرد و نشان دهنده مدت طولانی این رویداد است.
این محاسبات دانشمندان را برآن داشت که به تحقیق در رابطه با طول موج 21 سانتیمتر بپردازند و سرانجام ا.ام.پرسل و اچ.آی.ایوان در سال 1951 میلادی توانستند تابش بسیار شدیدی که از مرکز کهکشان گسیل می شد را مشاهده نمایند.
* هیدروژن ملکولی : این نوع هیدروژن از دو اتم تشکیل شده است و پیوند میان آنها نسبتاً سست است. این ملکولها در جهان میان ستاره ای وجود دارند اما نمی توانند در پیدایش ستارگان سهمی داشته باشند زیرا گرما باعث از هم پاشیدگی ساختارشان خواهد شد و اتمها از یکدیگر فاصله خواهند گرفت.
* غبار میان ستاره ای : اخترشناسان مدتهاست که به غباری در میان ستارگان پی برده اند. این غبار ها بر اثر نور ستارگان دوردست آشکار شد. با استفاده از رده های طیفی ستارگان می توان به دوری و نزدیکی آنها پی برد، بدینگونه که اگر رنگ طیف ستاره به قرمز گرایید دوری آن بیشتر است. ذرات ریزی که به صورت غبار هستند، تابشهایی با طول موج کوتاه را بیشتر از تابشهای با طول موج بلند جذب و پراکنده می کنند. از این رو، نور رسیده از ستاره دور دست، بیشتر تابش آبی خود را از دست می دهد ولی تابش قرمز آن کمتر است. بر این اساس در اندازه گیری فاصله ستارگان نور قرمز بیشتری در طیف آنها بدست می آید. با این حساب نور ستاره کم سوتر و تاریک تر بنظر می رسد. تحقیقات نشان میدهد که ستاره به ازاء هر 1000 پارسک فاصله از زمین 75/0 تغییر در قدر آن ظاهر می شود.
* چگالش ابرها و تولد ستاره : یکی از مشکلاتی که در فهم شکل گیری ستارگان وجود دارد این است که چگونه امکان دارد گازهای میان ستاره ای خود به خود بدیل به گوی آتشینی شوند. برای این امر حتماً نیاز به یک نیروی خارجی است. برای آغاز چگالش ستاره، باید نوعی ناهماهنگی داخلی در آن وجود داشته باشد، یا اینکه آن نیروی خارجی بر آن تأثیر بگذارد. چگالش یک ستاره ممکن است به سبب اثرات یک موج ضربه ای آغاز شود. هنگامی که جسم بسیار تندتر از سرعت طبیعی ( سرعت صوت ) حرکت میکند تولید موج ضربه ای می نماید.
* رمبش : هنگامی که ابر و گاز و غبار توانست خود را از محیط میان ستاره عمومی جدا سازد و به اندازه مطلوبی کوچک شود، بسته به چگالی و جرمی که دارد، می توان به آن رمبش گفت. در این زمان کشش گرانشی مرکز ابر بیشتر شده و مواد دیگر را به درون خود می کشد. در اثر چگالش بیشتر گرما تولید می شود و فشار گاز نیز در آن بالا می رود، در این زمان هسته ای پدید می آید. بر طبق محاسبات انجام شده برای بوجود آمدن خورشید چند سال نوری گاز و غبار میان ستاره ای نیاز بوده است. برای بوجود آمده ستاره هسته آن باید تا دمای 10.000.000 درجه کلوین گرم شود و این رویه نیز ممکن است بیش از ده ها میلیون سال طول بکشد.
* چرخش : گاز پیش ستاره ای که دارای قطری در حدود چند سال نوری است، با گشتاور معینی به دور خود می چرخد. یکی از دلایل بارز آن گردش ستاره به دور خود و کهکشان که در یک جهت است و بسته به فاصله آن تا مرکز کهکشان دارد. معمولاً در آغاز رمبش چرخش ستاره بصورت 0.1 کیلومتر در ثانیه است و به سبب بقای سرعت با کوچکتر شدن قطر ابر، سرعت دوران آن نیز افزایش می یابد.
* ستاره های پرجرم : محاسبات اخترشناسان نشان میدهد که ابرهای گاز بسیار پر جرم که جرمشان چندصد برابر خورشید است به صورت یکتا نخواهند بود. بلکه آنها به صورت چند ستاره در خواهند آمد. البته ممکن است ستارگانی را به صورت ابرپرجرم بوجود آورند.
* مراحل تابش : بعد از گذشت چند ده هزار سال که آرایش جرم در درون پیش ستاره به حالتی می رسد که انقباض به تدریج در مرکز متوقف می شود. در این حال انتقال انرژی از درون به بیرون صورت نمی گیرد، در عوض انرژی نواحی مرکزی از طریق تابش به نواحی مرکزی منتقل می شود.
از هنگامی که ستاره به چگالیهای بالا می رسد، فوتونهای نور سفر پرزحمتی را به بیرون آغاز می کنند. این مرحله تابشی در فاز انقباض به سرعت زیادی صورت می گیرد و دلیل پایداری درخشندگی ستاره می شود. در این حالت درخشندگی ستاره ثابت است اما دمای آن در حال افزایش است و در یک میلیون سال اول زندگی ستاره به صورت کره ای با رنگ قرمز سیر ظاهر می گردد و کم کم به رنگ آبی و زرد تبدیل می شود.این فرآیند تا زمانی ادامه دارد که دمای هسته ستاره به 10 میلیون درجه کلوین برسد و اتمهای نواحی مرکزی ستاره به آن اندازه انرژی دارند که برهمکنش هسته ای آغاز می شود و در ستاره شعله ور می شود. در این حالت هیدروژن به هیلیم تبدیل شده و ستاره پایدار میشود.
برای آنکه یک ستاره بتواند مواد سازنده خود را نگه دارد باید هسته ای فشرده و متراکم داشته باشد. این هسته باید به گونه ای باشد که جلوی فرو ریزش مواد را به داخل بگیرد. بر این اساس باید ستاره دارای تعادل هیدرواستاتیکی باشد. این تعادل زمانی حاصل می شود که جاذبه گرانشی به سمت داخل با نیروی فشار به سمت خارج برابر شود. پس ستاره باید به تعدادی پوسته های مختلف تقسیم شود.
این را باید گفت که ستاره هرچه بزرگتر باشد هیدروژن خود را سریعتر می سوزاند و سریعتر از بین می رود اما ستاره های کوچکتر برعکس هستند.
خوشه های ستاره ای
خوشه های ستاره ای از یک گاز میان ستاره ای و در زمان یکسانی بوجود می آید. پس سن ستارگان آن یکسان است. خوشه های ستاره ای ستارگانی به جرمها و دماهای مختلفی را دربر می گیرند. خوشه های جوان عموماً، خوشه های باز هستند. خوشه های پیرتر را خوشه های کروی با ستارگانی با عمر میانسالی تشکیل می دهند.
* خوشه های ستاره ای پیر: هنگامی که سن ستارگان به سن کنونی خورشید نزدیک شدند، حجم کل خوشه در فضا کمتر میشود و خوشه های کروی را بوجود می آرود. البته شایان ذکر است که تعداد خوشه های کروی بسیار کمتر از خوشه های جوان است و این نشاندهنده عمر پایین خوشه های ستاره ای است.
غول سرخ
ستاره پس از گذشت عمر خود که بستگی به فراروانی هیدروژن دارد مرحله نهایی زندگی را آغاز می نماید. در این زمان ستاره به غول سرخ تبدیل میشود. ستاره در فرآیند برهمکنش هسته ای، بدلیل کمبود هیدروژن ستاره سرد میشود و از رشته اصلی خارج می شود ( از این رو قرمز می شود ).
خورشید تا غول سرخ : خورشید ستاره ای است با عمری در حدود 4.5 میلیارد سال، که اکنون در نیمه راه زندگی خود قرار دارد. با افزایش این زمان نورانیت خورشید بیشتر می شود اما برای ما محسوس نیست.
خورشید در چهار میلیارد سال بعدی، دارای نور بیشتر و حجم آن نیز افزایش می یابد. در این زمان دمای خورشید یکسان است اما نورانیت آن زیاد شده است. در دوره بعدی ( 4.5 میلیارد سال بعدی ) درخشندگی خورشید 50% و قطر آن 25% افزایش می یابد. خورشید با مصرف تمامی هیدروژن، هلیوم را بوجود می آورد. مرکز ستاره تبدیل به هسته هلیومی می شود که سیر تکامل ستاره را تغییر می دهد. با گذشت زمان، سن خورشید به 10.3 سال میرسد و 2.5 برابر بزرگتر می شود. در طی این مدت دمای ستاره کاهش می یابد و ستاره به دنبال منبع جدیدتری برای تولید انرژی می گردد. برطبق محاسبات در این حالت قطر مرکز هیلیومی ستاره به 40.000 هزار کیلومتر و حجم آن یک میلیون برابر زمین میشود.
گازهای اطراف هسته هیلیومی هنوز هم دارای هیدروژن هستند اما فاصله آنها از مرکز بسیار زیاد است و این باعث میشود که همجوشی آغاز نشود و این باعث انقباض هسته شده تا به پوستگی هیدروژنی برسد و فرآیند تولید نور و گرما آغاز میشود. با آغاز فرآیند دمای خورشید بالا رفته و درخشندگی آن 1000 برابر و قطر آن 100 برابر حالت کنونی میشود. در این حالت خورشید یک غول سرخ با دمای سطحی در حدود 3500 درجه کلوین است. تصور کنید که خورشید در آسمان است و دو سوم آن را فراگرفته.
با داغتر شدن پوسته هیدروژنی، هلیوم نیز شروع به سوختن میکند. یعنی دمای مرکز آن به 100 میلیارد درجه کلوین می رسد. البته برای آغاز این فرآیند نیاز به وجود عناصر سنگینتری است و باید هسته هلیوم با هیدروژن ترکیب شده و برلیوم را بوجود آورد. این شکل از برلیوم بدلیل ناپایداری در کسری از ثانیه ( 12-10 ثانیه ) به دو هسته هلیوم تبدلی میشود. در این زمان بار دیگر هسته هلیوم با هسته دیگری از هلیوم ترکیب شده و کربن را بوجود می اورد. در این فرآیند مقدار زیادی انرژی آزاد می شود که به مانند همجوشی هسته است. این روش تا زمان انفجار هسته ادامه می یابد و خورشید به کوتوله ای سفید تبدیل میشود.
مرگ ستاره
کهکشان
جهان پر از انبوهی از کهکشانها است. کهکشانها توده هایی از ستاره گان، غبار، گازهای میان ستاره ای و ... می باشد. در درون هر کهکشان می توان میلیاردها ستاره جستجو کرد که هر کدام از وضعیت خاصی برای خود برخورداد است. قطر کهکشانها به چند ده سال نوری می رسد. ام کوچکترین آنها که کوتوله نام دارد قطری در حدود 300 پارسک است ( هر پارسک 3.3 سال نوری می باشد ). کهکشانها دارای اشکال مختلفی هستند که در زیر به برخی از آنها اشاره خواهیم کرد.
کهکشانهای بیضی، مارپیچی، مارپیچی میله ای و بی نظم انواعی از آنها هستند که هریک دارای دسته بندی های مختلفی برای خود می باشد.
انواع کهکشان بیضوی
در شکل زیر میتوانید ساختار یک کهکشان مارپیچی را مشاهده نمایید.
کهکشانهای مارپیچی نیز از زیبایی خاصی برخوردار هستند. یکی از مشهورترین آنها کهکشان آندرومدا می باشد که توسط عبدالرحمن صوفی نیز رصد شده. این کهکشان در طی مدتهای زیادی تغییراتی خواهد کرده است که آینده ان نیز در زیر برای شما پیشبینی شده است.
انواع کهکشان مارپیچی
