nomos (νόμος) بمعنی “قانون” یا “فرهنگ” می باشد که عبارت “قانون ستاره گان” یا “فرهنگ ستارگان” را می سازد. [۱]
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”^[۳] نام نهاد.
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 ۳۰۰ تا ۸۰۰ نانومتر است، و این ناحیه بر محدوده حساس چشم انسان (۴۰۰ تا ۷۰۰ نانومتر) منطبق گشته است. در طول موج های کمتر از ۳۰۰ نانومتر، اوزون^[۴] که لایه باریکی در ارتفاع ۲۰ تا ۳۰ کیلومتری زمین است، از عبور تابش های فرابنفش^[۵] جلوگیری می کند. همچنین امواج کمتر از ۳۰۰ نانومتر توسط و جذب می شوند. بنابر این تقریبا تمامی تابش های کوچک تر از ۳۰۰ 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”^[۶] گویند. خاموش سازی می بایست در جریان اندازه گیری میزان درخشانی لحاظ گردد.
در قرن نوزدهم، لرد ریلی^[۷] 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.

( اینجا فقط تکه ای از متن پایان نامه درج شده است. برای خرید متن کامل فایل پایان نامه با فرمت ورد می توانید به سایت feko.ir مراجعه نمایید و کلمه کلیدی مورد نظرتان را جستجو نمایید. )

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. [۲]
رادیو تلسکوپ^[۸]
نجوم رادیویی شاخه ای نوین در ستاره شناسی است که فرکانس هایی از محدوده چند مگاهرتز (۱۰۰ متر) تا تقریبا ۳۰۰ گیگاهرتز (۱ 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^[۹] در فرکانس های پایین ناکام ماندند. اولین مشاهدات امواج رادیویی کیهانی توسط مهندس امریکایی کارل.جی.یانسکی^[۱۰] در سال ۱۹۳۲ اتفاق افتاد. وی در حالی که مشغول مطالعه اختلالات رادیویی طوفان آذرخشی در فرکانس ۲۰.۵ مگاهرتز (۱۴.۶ 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^[۱۱] مشاهدات سیستماتیکی را با آنتن سهمی وار ۹.۵ 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^[۱۲] 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. [۳]
بیشترین دانش ما در مورد ساختار کهکشان راه شیری از مشاهدات رادیویی مربوط به طول موج ۲۱ سانتی متری هیدروژن خنثی و اخیراً از طول موج ۲.۶ میلی متری مولکول کربن مونو اکسید ناشی می شود. نجوم رادیویی در بسیاری از کشفیات نجومی نقش داشته است. به عنوان مثال پالسارها^[۱۳] و کوازارها^[۱۴] از یافته های مشاهدات رادیویی هستند. اهمیت این زمینه از نجوم در آن حد است که تا کنون دو جایزه نوبل فیزیک سال های اخیر به ستاره شناسان رادیویی اختصاص یافته است. [۴]
کیهان شناسی
کیهان شناسی^[۱۵] مطالعه بزرگترین مقیاس ساختارهای جهان است که به پرسش های اساسی پیرامون آرایش^[۱۶]، تحول^[۱۷] و سرنوشت^[۱۸] آن می پردازد. این مسئله در طول تاریخ انسان، بیشتر شاخه ای از متافیزیک و مذهب بوده است، امّا به صورت علم از اصول کوپرنیکی که تبعیّت اجسام فضایی از قوانین فیزیکی را بیان می کند و همچنین مکانیک نیوتنی که اجازه داد قوانین فیزیکی را درک کنیم، نشأت گرفته است.[۵]
این علم، همانطور که امروز شناخته شده است، با توسعه معادلات نسبیت عام انیشتن در سال ۱۹۱۵ آغاز گردید و توسط اکتشافات بعدی در دهه ۱۹۲۰ ادامه یافت. ادوین هابل کشف نمود که خارج از کهکشان ما، جهان شامل تعداد بسیار عظیمی از کهکشان هاست و سپس کارهای وستو اسلیفر^[۱۹] نشان داد که جهان در حال انبساط است. این پیشرفت ها سبب شد تا تفکر در مورد اصل و بنیان جهان میسر گردد و از دل این تفکرات نظریه انفجار بزرگ^[۲۰] توسط جرج لامر^[۲۱] بنیان نهاده شد. [۶]
پیشرفت های مهیّج در کیهان شناسی مشاهده ای از سال ۱۹۹۰، نظیر CMB^[22] و مطالعات انتقال به سرخ^[۲۳] ابرونواختر و کهکشان نشان داده است که مدل استاندارد کیهان شناسی نیازمند مقادیر بسیاری از ماده تاریک^[۲۴] و انرژی تاریک^[۲۵] است که طبیعت آنها بدرستی کشف نشده است.
کیهان شناسی نوین بر پایه دو اصل بنیان نهاده شده است. اول، فعل و انفعال عمده و مسلط در مقیاس کیهانی گرانش^[۲۶] است، و دوم، اصل کیهان شناسی یک تقریب مناسب از جهان است. اصل کیهان شناسی بیان میکند که جهان، در مقیاس بزرگ صاف و یکدست، همگن^[۲۷] و همسانگرد^[۲۸] است. “همگنی” به معنای ذاتی کلمه، این مفهوم را می رساند که در یک زمان مشخص، جهان در تمام نقاط و موقعیت ها یک جور به نظر می رسد. و “همسانگردی” به این معناست که برای هر مشاهده گر در هر جهت که مشاهده کند، جهان یک جور بنظر می رسد.
تاریخ جهان هستی مهمترین مسئله ای است که کیهان شناسی بدان می پردازد. تاریخ جهان به قسمت های مختلفی تحت عنوان دوران تقسیم می شود، که هر دوران با توجه به نیروهای غالب و کنش های مربوط به آن دوره شناخته می شود.
مشاهدات نشان داده است که جهان هستی ۱۳.۸ میلیارد سال پیش آغاز شد. از آن زمان تا کنون، جهان طی تحول خود سه فاز مختلف را گذرانده است. اولین فاز که به دوران بسیار بسیار دور، آنجا که تنها کسری از ثانیه از آغاز جهان می گذرد مربوط می شود. در این دوران آنچنان انرژی داشتند که حتی در شتابدهنده های عظیم و پرقدرت امروز نیز رسیدن به آن حد ممکن نیست. فاز دوم مربوط به زمانی است که تحول جهان به موقعیتی می رسد که به آن فیزیک انرژی^[۲۹] بالا گفته می شود. در این دوران اولین پروتون ها ، الکترون ها و نوترون ها بوجود آمدند. با شکل گیری هیدروژن خنثی، تابش زمینه کیهانی (CMB) گسیل شد و در آخر، سومین فاز مربوط به شکل گیری اولین ستاره ها، کوازارها و کهکشان ها است. امّا بعد، با اینکه آینده جهان بدرستی شناخته نشده، LCDM^[30] می گوید که جهان برای همیشه به  انبساط ادامه خواهد داد.

شکل ۱-۱- تاریخ جهان
مدل استاندارد کیهان شناسی در حال حاضر LCDM نام دارد. معادلات حرکتی که جهان را تعریف می کنند توسط نسبیت عام بدست می آیند، حاصل کار جهانی است که دائماً در حال انبساط است و بخاطر این انبساط تابش و ماده همواره در حال سرد شدن هستند. در ابتدا این انبساط توسط نیروی غالب گرانش کند می شود، امّا با افزایش فاصله ها ثابت کیهان شناسی غالب شده و انبساط جهان شتاب مثبت می گیرد. [۷]
یکی از بحث های مهم که درکیهان شناسی بدان پرداخته می شود، فهم آرایش و تحول قدیمی ترین و بزرگترین ساختارها از جمله کوازارها، کهکشان ها، خوشه ها و ابرخوشه ها است. کیهان شناسان از مدل سلسله مراتبی برای کشف آرایش^[۳۱] اجسام کیهانی استفاده می کنند. در این مدل از پایین ترین سطح، از اجسام کوچکتر آغاز و به اجسام بسیار بزرگ نظیر ابرخوشه ها ختم می شود. دانشمندان با بهره گرفتن از این روش در پی کشف سیر تحول در آرایش کیهان هستند. همچنین علاوه بر سیر تحول آرایش، توزیع ماده در دوردست ترین نقاط جهان که به دانش ما درباره اوایل جهان کمک شایانی می کند یکی از زمینه های مطالعه است.
جنگل لیمان آلفا^[۳۲]، طیفی است که به کیهان شناسان اجازه می دهد میزان هیدروژن خنثای اتمی^[۳۳] را در دورترین دوران جهان، با اندازه گیری جذب نور کوازارها توسط گازها اندازه بگیرند. مشاهدات طیف جذبی جنگل لیمان آلفا منتقل به سرخ کوازارها، کاوش بسیار حساسی از توزیع مواد گازی در جهان فراهم می آورد. جنگل لیمان آلفا، یک پدیده جذبی در طیف زمینه کوازارهاست که در محدوده فرابنفش و مرئی، از جهان نزدیک تا بالاترین انتقال به سرخ ها قابل مشاهده است. [۸]
در این رساله طیف جذبی جنگل لیمان آلفا بصورت فنّی بررسی شده و در رابطه با ابعاد وجودی، منشأ، پارامترهای وابسته و بستگی آن به پارامتر انتقال به سرخ بحث خواهد شد. همچنین در فصل انتهایی، محاسبات مربوط به اندازه ­گیری نظری و مشاهده عملی نرخ انبساط جهان و نقش جنگل لیمان آلفا در تحقق این امر مورد بررسی قرار خواهد گرفت.
فصل دوم
معرفی کوازارها و طیف حاصل از مشاهده آن ها
معرفی کوازارها و طیف حاصل از مشاهده آن ها
کوازارها
کوازارها پرانرژی ترین اعضاء از دسته اجسامی هستند که هسته های کهکشان های سنگین^[۳۴] (AGN) نامیده می شوند. کوازارها بسیار درخشان بوده و در ابتدا به عنوان دورترین منابع انرژی الکترومغناطیسی^[۳۵] شناخته می شده اند. این اجسام تابش بسیار پهناوری از خط های گسیلی داشته و می توانند تا ۱۰۰ برابر درخشانی بیشتری نسبت به راه شیری^[۳۶] داشته باشند که خود مجموعه ای از ۲۰۰ تا ۴۰۰ میلیارد ستاره است. این درخشانی بصورت طیف الکترومعناطیس، از محدوده تابش X تا فروسرخ^[۳۷] با حداکثر شدت در محدوده فرابنفش^[۳۸] گسیل می شود. بعضی کوازارها نیز منابع پرقدرتی از تابش گاما^[۳۹] و گسیل رادیویی هستند.
باور عمده بر اینست که کوازارها از اتّحاد سیاهچاله^[۴۰] های فوق سنگین در هسته کهکشان های دور تشکیل یافته اند. [۹] این کهکشان ها را در اصطلاح کهکشان های فعال^[۴۱] گویند. بر اساس یک پژوهش از ۴۰ کهکشان نزدیک که در دهه ۹۰ توسط تلسکوپ فضایی هابل صورت پذیرفت، انتقال های داپلر^[۴۲]ی ستارگان نزدیک هسته این کهکشان ها که به دور اجرام بسیار عظیمی با شیب گرانشی^[۴۳] بسیار زیاد می گردند، نشان داد که احتمال وجود سیاهچاله ها در این نواحی بسیار زیاد است. از آنجایی که نور نمی تواند از سیاهچاله فرار کند، انرژی گریزان در واقع خارج از افق رویداد^[۴۴] بروز می نماید. این تابش انرژی توسط فشارهای گرانشی^[۴۵] و اصطکاک مواد ورودی تشکیل می یابند. بر اساس مشاهدات و پژوهش های صورت گرفته، جرم کوازارها بصورت متوسط بین تا برابر جرم اجرام خورشیدی اندازه گیری شده است. [۱۰]
درخشش کوازارها در مقیاس های زمانی مختلف از ماه ها تا چند ساعت متغیّر است. این بدان معنی است که کوازارها از ناحیه بسیار کوچکی انرژی را تولید و تابش می کنند. با توجه به این موضوع که در تغییرات تابشی می بایست هماهنگی مابین نواحی مختلف کوازار وجود داشته باشد، می توان نتیجه گرفت که اندازه کوازارها نباید بسیار بزرگ باشد و از چند هفته نوری تجاوز نمی کند. گسیل مقادیر بسیار بزرگ انرژی از یک منطقه کوچک به منبع توانی بسیار بیشتر از همجوشی^[۴۶] هسته ای که در ستارگان رخ می دهد نیاز دارد. انتشار “انرژی گرانشی” بوسیله موادی که به درون سیاهچاله های سنگین سقوط می کنند تنها فرایندی است که می تواند این میزان انرژی را تولید کند. انفجارهای ستاره ای نظیر ابرنواختر^[۴۷] و انفجار تابش گاما نیز می توانند اینچنین تابشی را تولید کنند، اما تنها برای چند هفته؛ و این نشان می دهد که منبع تامین انرژی این دو گونه متفاوت است.
طیف کوازارها
کوازارها را می توان در کل محدوده قابل مشاهده طیف الکترومغناطیسی از جمله فرکانس های رادیویی ، فروسرخ ، نور مرئی ، فرابنفش ، تابش ایکس و حتّی گاما یافت. بسیاری از کوازارها درخشان ترین اجسام در چارچوب مرجع^[۴۸] خود در محدوده گسیل طول موج فرابنفش ۱۲۱۶ نانومتر لیمان آلفا^[۴۹]ی هیدروژن هستند. امّا بدلیل انتقال به سرخ بسیار شدید این منابع، قلّه طیف به سمت سرخ ، طول موج ۹۰۰ نانومتر و نزدیک به فروسرخ منتقل می شود. بخش کوجکتری از کوازارها گسیل قدرتمندی از فرکانس رادیویی را نشان می دهند که از فوران شدید موادی با سرعتی بسیار نزدیک به سرعت نور ناشی میشوند.
انتقال به سرخ کوازارها از خطوط طیفی قدرتمند آنها اندازه گیری شده که بر طیف های فرابنفش و مرئی چیره می شوند. این خطوط نسبت به طیف پیوسته درخشان تر اند و به همین جهت آنها را “خطوط گسیلی^[۵۰]” می نامند. این خطوط پهنای تقریباً زیادی دارند و این پهنا به علّت انتقال داپلری است که از سرعت بالای گازهای گسیل کننده این خطوط ناشی می شود. خطوط گسیلی هیدروژن (سری لیمان آلفا و سری لیمان بتا^[۵۱]) ، هلیوم ، کربن ، منیزیم ، آهن و اکسیژن درخشان ترین خطوط را دارند. اتم های گسیل کننده این طیف ها از خنثی تا بسیار یونیزه متنوع اند. محدوده وسیع یونیزگی نشان می دهد که گاز بشدت توسط کوازار تحت تاثیر قرار گرفته اند. [۱۱]
طیف‌سنجی خط جذب کوازار
تکنیک طیف‌سنجی^[۵۲] خط جذب^[۵۳] کوازار، که در شکل (۲-۱) نشان داده‌شده است، ابزار اصلی مشاهده در اختیار ما برای شناسایی و مطالعه اجسام بین کهکشانی^[۵۴] است.
شکل ۲-۱- تابش کوازار با عبور از موانع و ابرهای میان کهکشانی بصورت جنگل لیمان آلفا و لیمان بتا دیده می شود.
نور آنها، در راستای تلسکوپ ما در زمین، با عبور از فضای بسیار عظیم از فضا سفر می کند. هر کهکشان یا ابر بین کهکشانی که بین کوازار و ما قرار می‌گیرد، اثر خود بر طیف کوازار را در شکل خطوط جذبی می نگارد. طیف‌سنجی خط جذب کوازار میدان گسترده‌ای برای مطالعه بوده است، هم مطالعه مشاهده‌ای و هم مطالعه نظری؛ این مطالعات برای ما ابزاری قدرتمند برای مطالعه کهکشانها و گاز بین آنها فراهم می‌کند.
شکل (۲-۲) طیف یک کوازار معمولی را نشان می‌دهد که در تفکیک طیف و دقت بالا^[۵۵] ( زمان طولانی) با یکی از دو تلسکوپ Keck ( بزرگترین تلسکوپ‌های نوری جهان) ثبت شده است. به نکات زیر توجه کنید:
شکل ۲-۲- طیف یک کوازار معمولی
طیف نمودار شار^[۵۶] بر حسب طول موج است. در این نقشه واحد شار و طول موج به ترتیب و است.
اگر طیف بیش از یک خط انتشار داشته باشد، می‌توان برای انتقال به سرخ انتشار،، تا زمانی که برقرار است، آن را حل کرد که در آن طول موج رویت شده خط انتشار و طول موج آن در حالت سکون است که در آزمایشگاه اندازه‌گیری می‌شوند. در مثال نشان داده شده، قوی‌ترین خط جذب اولین خط در سری لیمان هیدروژن خنثی است، آلفا لیمان متناظر با انتقال الکترونی از سطح برانگیخته^[۵۷] اول به حالت پایه است.
برای کوازار در شکل (۲-۲) داریم: و در نتیجه . این فوتون‌ها ۱۱.۸ بیلیون سال پیش، که معادل ۸۷% سن کنونی جهان است، منتشر شده‌اند( ۱۳.۶ Gyr در توافق کیهانی ما با ). این مورد بر اساس رابطه قابل محاسبه خواهد بود.
خطوط جذب باریک زیادی منطبق بر طیف ذاتی کوازار هستند. این خطوط آنهایی هستند که طیف سنجی خط جذب کوازار بر آنها تمرکز دارد.
خطوط جذب در طول موج‌های طولانی تر از گسیل لیمان آلفای معمولاً می‌توانند به عنوان قوی ترین خطوط رزونانسی^[۵۸] فراوان‌ترین عناصر منتسب به فیزیک نجومی در سیستم‌های انتقال به سرخ معروف شناخته شوند (برای مثال O I, C II, C IV, Mg II, Si II, Fe II). این ها سیستم‌های خط- فلز^[۵۹] هستند. [۱۲]
لیمان آلفا