3-5- انتقال به سرخ کیهانی…………………………………………. 40

فصل 4- تغییرات انتقال به سرخ و دینامیک جنگل لیمان آلفا……………… 43

4-1- سیگنال کاهش کیهانی………………………………………… 45

4-2- چالش جدید………………………………………… 46

4-3- حرکت عرضی لنز ها……………………………………….. 47

4-4- اثر ابرهای لیمان آلفا بر رانش انتقال به سرخ مشاهده شده………….. 49

4-5- سرعت لنزها……………………………………….. 50

4-6- رانش انتقال به سرخ رویت شده……………………………………….. 50

فصل 5- آزمایش انطباق مدل های انرژی تاریک و تحصیل روابط نظری محاسبه مستقیم انتقال به سرخ……..55

5-1- آزمایش انطباق مدل های انرژی تاریک با تغییرات انتقال به سرخ……………. 55

5-1-1- ماده تاریک ، انرژی تاریک و مدل استاندارد کیهان شناسی (?CDM)…………… 56

5-1-2- انرژی تاریک بصورت میدان های نرده ای………………………… 60

5-1-3- مدل های میدان کوئینتسنس و فانتوم………………………… 60

5-1-4- مدل کوئینتوم با دو میدان نرده ای…………………………….. 61

5-1-5- روش تحلیل…………………………………………. 62

5-1-6- نتایج…………………………………………. 63

5-2- تحصیل روابط نظری محاسبه مستقیم انتقال به سرخ………………. 65

فصل 6- نتیجه گیری…………………………………………. 69

پیوست A – متریک FLRW ……………………………………

منابع …………………………………………. 74

چکیده:

شواهد قابل رویت از انبساط شتابدار جهان علاقه به بازسازی تاریخ انبساط را تشدید کرده است. یکی از روش هایی که در مطالعات سال های جاری برای بازسازی این تاریخ مورد توجه قرار گرفته، آزمون رانش زمانی انتقال به سرخ می باشد. اندازه گیری این رانش یک کاوش مستقیم در تاریخ انبساط فراهم می کند و پدیده جنگل لیمان آلفا به عنوان بهترین نامزد برای این آزمایش شناخته شده است.

در این رساله ابتدا به معرفی نجوم و ابزار مشاهده خواهیم پرداخت. در ادامه کوازارها و طیف مربوط به آن ها مورد بررسی قرار گرفته و پدیده جنگل لیمان آلفا معرفی شده و پارامتر های توصیف کننده آن توضیح داده خواهد شد. در فصل سوم به مبانی کیهان شناسی، مشاهدات هابل و پدیده انتقال به سرخ بصورت کامل پرداخته خواهد شد. تغییرات انتقال به سرخ، اثر آن بر طیف جنگل لیمان آلفا و اختلال وارد شده به علت حرکت ابرهای لیمان آلفا موضوع بحث فصل چهارم این رساله می باشد. نهایتاً در فصل پنجم، انطباق مدل های انرژی تاریک در برابر تغییرات انتقال به سرخ بررسی شده و نتایج بدست آمده مورد تحلیل قرار خواهند گرفت. سپس در بخش دوم این فصل روابط نظری تغییرات طول موج بر اثر تغییرات انتقال به سرخ مورد بررسی قرار خواهند گرفت.

فصل نخست: مقدمه

1-1- علم نجوم

علم مطالعه اجرام آسمانی نظیر ماه، سیارات، ستاره گان، کهکشان ها، فواصل، جرم، دما، فیزیک ، شیمی و تحول این اجرام، و اتفاقاتی که خارج از جو زمین رخ میدهند، نظیر انفجارات ابرنواختر[1] ، اشعه گاما و تابش زمینه کیهانی را “ستاره شناسی”[2] یا “نجوم” نام می نهند. ستاره شناسی دارای ریشه ای یونانی از کلمات astron (ἄστρον) بمعنی “ستاره” و nomos (νόμος) بمعنی “قانون” یا “فرهنگ” می باشد که عبارت “قانون ستاره گان” یا “فرهنگ ستارگان” را می سازد. [1]

علم نجوم به عنوان یکی از قدیمی ترین علوم ریشه درقدیمی ترین تمدن های بشری دارد. تمدن هایی همچون بابل، مصر، ایران، یونان، چین و مایا مشاهدات قاعده­مندی را در آسمان شب داشتند. توانایی تشخیص سیارات از ستارگان با این نشانه که ستارگان بصورت نسبی طی قرون در جایگاه خود ثابت اند و سیارات در مدت کوتاهی تغییر مکان های قابل توجهی دارند، از دست آوردهای جالب ستاره شناسان باستان است.

گرایشات ستاره شناسی باستان به چند دسته کلی از جمله مسیریابی آسمانی، مشاهده و فاصله سنجی و ساخت تقویم تقسیم می شود. این تقسیم بندی تا زمان اختراع تلسکوپ که کلید ورود به عصر ستاره شناسی نوین میباشد، معتبر بود. امروزه ستاره شناسی بیشتر تحت عنوان “اختر فیزیک” مورد توجه قرار می گیرد. از آنجا که بیشتر تحقیقات نجومی با موضوعات مربوط به علم فیزیک مرتبط می باشد، ستاره شناسی نوین را در واقع، می توان “اختر فیزیک”[3] نام نهاد.

2-1- مشاهده از درون جو

با وجود حضور ماهواره ها، عمده مشاهدات آسمانی از روی سطح زمین صورت می پذیرد و این گونه از مشاهدات نجومی با چالش هایی روبروست. همانطور که می دانیم جو زمین از لایه های متفاوت و با غلظت های مختلفی تشکیل یافته است که با عبور نور از آن تغییرات بسیار سریعی از شکست را در جهت های گوناگون نتیجه می دهد.

زمانی که یک درخشش رخ می دهد و نور حاصل از آن با جو زمین برخورد می کند، اختلاف شکست در جهات گوناگون باعث آلوده شدن تصویر می گردد که این آلودگی بصورت نقاط لرزشی بروز می نماید. هر چه این نقاط لرزشی کوچک تر باشند می گوییم مشاهده بهتری انجام شده است.

برخی از نواحی طیف الکترومغناطیس به شدت توسط جو اطراف زمین جذب می شوند. مهمترین ناحیه گذرنده از جو ناحیه نور مرئی در محدوده 300 تا 800 نانومتر است، و این ناحیه بر محدوده حساس چشم انسان (400 تا 700 نانومتر) منطبق گشته است. در طول موج های کمتر از 300 نانومتر، اوزون[1] که لایه باریکی در ارتفاع 20 تا 30 کیلومتری زمین است، از عبور تابش های فرابنفش[2] جلوگیری می کند. همچنین امواج کمتر از 300 نانومتر توسط و جذب می شوند. بنابر این تقریبا تمامی تابش های کوچک تر از 300 نانومتر توسط جو جذب شده و راهی به سوی سطح زمین نمی یابند.

در محدوده طول موج مرئی، نور توسط مولکول های و غبار موجود در جو پراکنده شده و در اصطلاح تابش رقیق می گردد. جذب و پراکندگی، تواماً، را “خاموش سازی” یا “انهدام”[3] گویند. خاموش سازی می بایست در جریان اندازه گیری میزان درخشانی لحاظ گردد.

در قرن نوزدهم، لرد ریلی[4] موفق به توضیح رنگ آبی آسمان شد. وی توضیح داد که پراکندگی ناشی از مولکول ها با معکوس توان چهارم طول موج متناسب است. لذا نور آبی بیشتر از نور قرمز پراکنده می شود. بنابراین نور آبی در سراسر آسمان مشاهده می گردد، همان نور پراکنده شده خورشید است.

در ستاره شناسی، می بایست اجسام بصورت کاملاَ واضح مشاهده شوند. این مسئله بسیار اهمیت دارد که تا حد امکان آسمان سیاه تر دیده شود و جو می بایست تا حد امکان شفاف باشد. به همین خاطر است که رصد خانه های بزرگ را بر فراز کوه ها و دور از شهرها بنا می کنند.

ابزار مشاهده آسمان از داخل جو زمین تلسکوپ ها هستند که خود به انواع گوناگونی تقسیم بندی می شوند. [2]

1-2-1- رادیو تلسکوپ

نجوم رادیویی شاخه ای نوین در ستاره شناسی است که فرکانس هایی از محدوده چند مگاهرتز (100 متر) تا تقریبا 300 گیگاهرتز (1 میلی متر) را شامل می شود.

در اوایل قرن بیستم تلاش هایی در زمینه مشاهده امواج رادیویی ساطع شده از خورشید صورت پذیرفت که این تلاش ها به دلایلی از جمله پایین بودن کیفیت حسگر آنتن سامانه های گیرنده و غیر شفاف بودن یونسفر[1] در فرکانس های پایین ناکام ماندند. اولین مشاهدات امواج رادیویی کیهانی توسط مهندس امریکایی کارل.جی.یانسکی[2] در سال 1932 اتفاق افتاد. وی در حالی که مشغول مطالعه اختلالات رادیویی طوفان آذرخشی در فرکانس 20.5 مگاهرتز (14.6 متر) بود، یک گسیل رادیویی را که از مبدأ نامعلومی ساطع می شد کشف کرد. به هر صورت او یافت که مبدأ امواج گسیل شده مرکز کهکشان ها می باشد.

تولد حقیقی نجوم رادیویی به اواخر دهه سی قرن بیستم باز میگردد، که گروت ربر[3] مشاهدات سیستماتیکی را با آنتن سهمی وار 9.5 متری دست ساز خود انجام داد. بعد از آن نجوم رادیویی به سرعت پیشرفت کرده و دانش ما درباره جهان اصلاح گردید. رادیو تلسکوپ تابش را در یک روزنه یا آنتن جمع کرده و آن را به صورت یک سیگنال رادیویی توسط گیرنده که به آن رادیو متر می گویند تبدیل می کند. سیگنال دریافت شده ابتدا تقویت، ردیابی و کامل می شود و سپس خروجی آن روی دستگاه های ذخیره کننده ثبت می گردد. سیگنال های ورودی بسیار ضعیف هستند و این مسئله باعث اختلال بسیار در فرایند ردیابی امواج می گردد. برای حل این مشکل میبایست تا حد امکان امواج مختل کننده را حذف نموده و شرایط محیطی را مناسب نمود. همچنین تداخل الکترومغناطیسی[4] ناشی از فرستنده های راداری، تلویزونی و رادیویی روی دریافت و ردیابی پرتو های رادیویی کیهانی بسیار تاثیر گذار است. بنابراین رصدخانه های رادیویی را غالباً در میان درّه ها و حفاظ الکترومغناطیسی بنا می کنند، درست مانند رصدخانه های نوری که جهت جلوگیری از اختلال بر فراز قلّه ها بنا میشوند. [3]

بیشترین دانش ما در مورد ساختار کهکشان راه شیری از مشاهدات رادیویی مربوط به طول موج 21 سانتی متری هیدروژن خنثی و اخیراً از طول موج 2.6 میلی متری مولکول کربن مونو اکسید ناشی می شود. نجوم رادیویی در بسیاری از کشفیات نجومی نقش داشته است. به عنوان مثال پالسارها[5] و کوازارها[6] از یافته های مشاهدات رادیویی هستند. اهمیت این زمینه از نجوم در آن حد است که تا کنون دوجایزه نوبلفیزیک سال های اخیر به ستاره شناسان رادیویی اختصاص یافته است. [4]