الفلك

ما مقدار جزء كبير من طاقة الإشعاع الكهرومغناطيسي في الكون البدائي

ما مقدار جزء كبير من طاقة الإشعاع الكهرومغناطيسي في الكون البدائي


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

كما أفهمها يمكن القول أن هناك "نوعين" من الإشعاع الكهرومغناطيسي يملآن الكون. أولاً ، لديك الإشعاع البدائي من وقت قصير بعد الانفجار العظيم. ثم لديك إشعاع "أحدث" من حقيقة أنك تبدأ بسحب منتشرة للغاية تتكون أساسًا من الهيدروجين والتي تتساقط معًا وتشكل الكواكب والنجوم والثقوب السوداء وما إلى ذلك ، مما يؤدي أساسًا إلى تحويل الطاقة الكامنة إلى إشعاع حراري وفي النجوم لديك بالطبع أيضًا ينتج الانصهار حرارة تشع بعيدًا.

هل يمكنك أن تقول شيئًا مثل:

X بالمائة من طاقة الإشعاع الكهرومغناطيسي في الكون هي طاقة بدائية و (100 -x) بالمائة من طاقة الإشعاع الكهرومغناطيسي في الكون هي من أصل أحدث ، وإذا كان الأمر كذلك ، فما هو X؟

أعني أنه إذا قمت "بطريقة سحرية بإزالة" كل "الإشعاع البدائي" منذ حوالي 13 مليار سنة ، فسيظل لدينا الكثير من الإشعاع في الكون اليوم.


الانفجار العظيم

في عام 1929 قارن إدوين هابل مسافات المجرات بانزياحها الأحمر ، ووجد علاقة خطية. فسر الانزياح الأحمر على أنه ناتج عن انحسار سرعات المجرات. على الرغم من قبول علماء الفلك للتفسير على نطاق واسع اليوم ، إلا أنه في الوقت الذي اقترحه هابل كان هناك نقاد لهذا التفسير وكانوا هم من صاغوا اسم الانفجار العظيم. من خلال إعادة الزمن إلى الوراء ، وهو تأثير يسمى الأزمة الكبيرة ، يمكننا أن نستنتج أن الكون كان أصغر بكثير وكثافة للغاية.

إن المستوى العالي من الثقة الذي تتمتع به النظرية مبني في الغالب على 4 أعمدة من الملاحظة:

جدول زمني مقبول بشكل عام لتاريخ الكون:

10 - 35 ثانية
يمر الكون بكارثة تولد كل المكان والزمان ، بالإضافة إلى كل المادة والطاقة التي سيحملها الكون على الإطلاق. لجزء صغير غير مفهوم من الثانية ، الكون عبارة عن كرة نارية ساخنة ذات كثافة لا متناهية. تصف النظرية السائدة شكلاً غريبًا من أشكال الطاقة (الطاقة المظلمة) التي تدفع نسيج الفضاء للخارج. تؤدي عملية جامحة تسمى "التضخم" إلى توسع هائل في المساحة المليئة بهذه الطاقة. يتباطأ التوسع التضخمي فقط عندما تتحول هذه الطاقة إلى مادة وطاقة كما نعرفها.

10-6 ثواني
بعد التضخم ، جزء من مليون من الثانية بعد الانفجار العظيم ، يستمر الكون في التوسع ولكن ليس بهذه السرعة تقريبًا. مع تمدده ، يصبح أقل كثافة ويبرد. تصبح القوى الأساسية في الطبيعة متميزة: الجاذبية أولاً ، ثم القوة الشديدة ، التي تربط نوى الذرات معًا ، تليها القوى الضعيفة والقوى الكهرومغناطيسية. بحلول الثانية الأولى ، يتكون الكون من الجسيمات الأساسية والطاقة: الكواركات والإلكترونات والفوتونات والنيوترينوات وأنواع أقل شيوعًا. تتصادم هذه الجسيمات معًا لتشكيل البروتونات والنيوترونات.

3 ثوان
تجتمع البروتونات والنيوترونات معًا لتشكيل نوى عناصر بسيطة: الهيدروجين والهيليوم والليثيوم. سوف يستغرق الأمر 300000 سنة أخرى حتى يتم التقاط الإلكترونات في مدارات حول هذه النوى لتكوين ذرات مستقرة.

10000 سنة
أول حقبة رئيسية في تاريخ الكون هي تلك التي تكون فيها معظم الطاقة في شكل إشعاع - أطوال موجية مختلفة من الضوء والأشعة السينية وموجات الراديو والأشعة فوق البنفسجية. هذه الطاقة هي من بقايا كرة النار البدائية ، ومع توسع الكون ، تتمدد موجات الإشعاع وتخفف حتى اليوم ، وتشكل الوهج الخافت للموجات الميكروية التي تغمر الكون بأسره.

300000 سنة
في هذه اللحظة ، الطاقة في المادة والطاقة في الإشعاع متساويان. ولكن مع استمرار التوسع المستمر ، فإن موجات الضوء تتمدد لخفض الطاقة وخفضها ، بينما تنتقل المادة إلى الأمام دون أن تتأثر إلى حد كبير. في هذا الوقت تقريبًا ، تتشكل الذرات المحايدة عندما ترتبط الإلكترونات بنواة الهيدروجين والهيليوم. ينطلق إشعاع الخلفية الميكروي من هذه اللحظة ، وبالتالي يعطينا صورة مباشرة لكيفية توزيع المادة في هذا الوقت المبكر.

300 مليون سنة
تضخم الجاذبية الشذوذ الطفيف في كثافة الغاز البدائي. حتى مع استمرار الكون في التوسع بسرعة ، تزداد كثافة جيوب الغاز. تشتعل النجوم داخل هذه الجيوب ، وتصبح مجموعات النجوم أقدم المجرات. ربما لا تزال هذه النقطة قبل 12 إلى 15 مليار سنة من الوقت الحاضر. التقط تلسكوب هابل الفضائي مؤخرًا بعضًا من أقدم المجرات التي شوهدت على الإطلاق. تظهر كنقاط زرقاء صغيرة في صور مجال هابل العميق.

15 مليار سنة
ولدت الشمس.


على الرغم من الاتساق الذاتي والنجاح الملحوظ لنموذج الانفجار العظيم في وصف تطور الكون إلى جزء من الثانية فقط ، لا يزال هناك عدد من الأسئلة التي لم تتم الإجابة عليها فيما يتعلق بالحالة الأولية للكون.

مشكلة التسطيح
لماذا كثافة المادة في الكون قريبة جدًا من القيمة الحرجة غير المستقرة بين التوسع الدائم والعودة إلى أزمة كبيرة؟

مشكلة الأفق
لماذا يبدو الكون كما هو في جميع الاتجاهات عندما ينشأ من مناطق منفصلة سببيًا؟ هذه المشكلة أكثر حدة بالنسبة لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي السلس للغاية.

مشكلة تذبذب الكثافة
يجب أن تكون الاضطرابات التي انهارت جاذبيًا لتشكيل المجرات بدائية في الأصل من أين نشأت؟

مشكلة المادة المظلمة
ما هي الأشياء التي يصنعها الكون في الغالب؟ تشير حسابات التركيب النووي إلى أن المادة المظلمة في الكون ربما لا تتكون من مادة عادية - نيوترونات وبروتونات.

مشكلة الاثار الغريبة
تؤدي التحولات الطورية في الكون المبكر إلى ظهور عيوب طوبولوجية ، مثل أحادي القطب ، والجسيمات الغريبة. لماذا لا نراهم اليوم؟

مشكلة الحالة الحرارية
لماذا يجب أن يبدأ الكون في حالة توازن حراري عندما لا توجد آلية يمكن من خلالها الحفاظ عليه في درجات حرارة عالية جدًا.

مشكلة الثابت الكوني
لماذا يكون الثابت الكوني 120 مرتبة أصغر من المتوقع بسذاجة من الجاذبية الكمومية؟

مشكلة التفرد
التفرد الكوني عند t = 0 هو حالة لا حصر لها من كثافة الطاقة ، لذا فإن النسبية العامة تتنبأ بانهيارها.

مشكلة الجدول الزمني
هل القياسات المستقلة لعمر الكون متسقة باستخدام العمر الثابت والنجمي لتلسكوب هابل؟


علم الكونيات هو مجال سريع التغير للبحث ويتم حاليًا دراسة واقتراح حلول لهذه المشكلات. بينما يتم حل بعض الألغاز ، يبقى البعض الآخر ، ويتم الكشف عن أسرار جديدة.


محتويات

في ظل النماذج الحالية ، تشكلت بنية الكون المرئي في المراحل التالية:

تحرير الكون المبكر جدا

في هذه المرحلة ، كانت بعض الآليات ، مثل التضخم الكوني ، مسؤولة عن تحديد الظروف الأولية للكون: التجانس ، والتناحي ، والتسطيح. [3] [6] التضخم الكوني قد يضخم أيضًا التقلبات الكمومية الدقيقة (التضخم المسبق) إلى تموجات كثافة طفيفة من الكثافة الزائدة ونقص الكثافة (ما بعد التضخم).

نمو الهيكل تحرير

سيطر الإشعاع على الكون المبكر في هذه الحالة ، فإن تقلبات الكثافة الأكبر من الأفق الكوني تتناسب مع عامل المقياس ، حيث تظل تقلبات جهد الجاذبية ثابتة. ظلت الهياكل الأصغر من الأفق مجمدة بشكل أساسي بسبب سيطرة الإشعاع التي تعوق النمو. مع توسع الكون ، تنخفض كثافة الإشعاع أسرع من المادة (بسبب الانزياح الأحمر لطاقة الفوتون) وهذا أدى إلى تقاطع يسمى مساواة المادة بالإشعاع عند

بعد 50000 سنة من الانفجار العظيم. بعد هذا يمكن أن تنمو كل تموجات المادة المظلمة بحرية ، مكونة البذور التي يمكن أن تسقط فيها الباريونات لاحقًا. يشكل حجم الكون في هذه الحقبة دورانًا في طيف طاقة المادة والذي يمكن قياسه في مسوحات الانزياح الأحمر الكبيرة.

تحرير إعادة التركيب

سيطر الإشعاع على الكون في معظم هذه المرحلة ، وبسبب الحرارة الشديدة والإشعاع ، تأين الهيدروجين البدائي والهيليوم بالكامل إلى نوى وإلكترونات حرة. في هذه الحالة الحارة والكثيفة ، لا يمكن للإشعاع (الفوتونات) السفر بعيدًا قبل أن يشتت طومسون الإلكترون. كان الكون شديد الحرارة والكثافة ، لكنه يتمدد بسرعة وبالتالي يبرد. أخيرًا ، بعد أقل من 400000 عام بقليل من "الانفجار" ، أصبح الجو باردًا بدرجة كافية (حوالي 3000 كلفن) حتى تتمكن البروتونات من التقاط الإلكترونات سالبة الشحنة ، وتشكيل ذرات هيدروجين محايدة. (تشكلت ذرات الهيليوم في وقت مبكر إلى حد ما بسبب طاقتها الرابطة الأكبر). بمجرد ربط جميع الجسيمات المشحونة تقريبًا في ذرات متعادلة ، لم تعد الفوتونات تتفاعل معها وكانت حرة في الانتشار لمدة 13.8 مليار سنة مقبلة ، نكتشف حاليًا انزياح هذه الفوتونات نحو الأحمر بواسطة عامل 1090 إلى 2.725 كلفن إشعاع الخلفية الكونية الميكروويف (CMB) يملأ عالم اليوم. كشفت العديد من البعثات الفضائية الرائعة (COBE و WMAP و Planck) اختلافات طفيفة جدًا في كثافة ودرجة حرارة الإشعاع CMB. كانت هذه الاختلافات دقيقة ، ويبدو أن إشعاع الخلفية الكونية الميكروي يبدو متماثلًا تقريبًا في كل اتجاه. ومع ذلك ، فإن الاختلافات الطفيفة في درجات الحرارة في النظام والتي تتكون من أجزاء قليلة في 100000 لها أهمية كبيرة ، لأنها كانت أساسًا "بذور" مبكرة تطورت منها جميع الهياكل المعقدة اللاحقة في الكون في النهاية.

نظرية ما حدث بعد أول 400000 سنة من الكون هي واحدة من تكوين الهيكل الهرمي: تشكلت الهياكل الأصغر المرتبطة بالجاذبية مثل قمم المادة التي تحتوي على النجوم الأولى والعناقيد النجمية أولاً ، ثم اندمجت لاحقًا مع الغاز والمادة المظلمة لتشكيل المجرات ، تليها مجموعات وعناقيد وعناقيد مجرات عملاقة.

لا يزال الكون المبكر حقبة غير مفهومة جيدًا من وجهة نظر الفيزياء الأساسية. تقوم النظرية السائدة ، التضخم الكوني ، بعمل جيد في تفسير التسطيح الملحوظ ، والتجانس والتناحي للكون ، فضلاً عن عدم وجود جسيمات بقايا غريبة (مثل أحادي القطب المغناطيسي). تنبؤ آخر أثبتته الملاحظة هو أن الاضطرابات الصغيرة في الكون البدائي تؤدي إلى التكوين اللاحق للهيكل. تظهر هذه التقلبات ، على الرغم من أنها تشكل الأساس لجميع الهياكل ، بشكل أوضح على أنها تقلبات صغيرة في درجات الحرارة عند جزء واحد من 100000. (لوضع هذا في المنظور ، لن يُظهر نفس المستوى من التقلبات على الخريطة الطبوغرافية للولايات المتحدة أي ميزة أطول من بضعة سنتيمترات. [ التوضيح المطلوب ]) هذه التقلبات حاسمة ، لأنها توفر البذور التي يمكن أن تنمو منها أكبر الهياكل وتنهار في نهاية المطاف لتشكيل المجرات والنجوم. قدم COBE (مستكشف الخلفية الكونية) أول اكتشاف للتقلبات الجوهرية في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي في التسعينيات.

يُعتقد أن هذه الاضطرابات لها طابع محدد للغاية: فهي تشكل حقلًا عشوائيًا غاوسيًا تكون وظيفته التغايرية قطرية وغير متغيرة تقريبًا. يبدو أن التقلبات المرصودة لها هذا الشكل بالضبط ، بالإضافة إلى مؤشر طيفي يقاس بواسطة WMAP - يقيس المؤشر الطيفي الانحراف عن طيف غير متغير (أو Harrison-Zel'dovich) - هو تقريبًا القيمة التي تنبأت بها أبسط وأقوى نماذج التضخم. خاصية أخرى مهمة للاضطرابات البدائية ، وهي ثابتة ثابتة (أو متجانسة بين أنواع مختلفة من المادة التي يتكون منها الكون) ، تنبأ بها التضخم الكوني وتم تأكيدها من خلال الملاحظات.

تم اقتراح نظريات أخرى عن الكون المبكر جدًا والتي يُزعم أنها قدمت تنبؤات مماثلة ، مثل علم الكون لغاز الغشاء والنموذج الدوري ونموذج ما قبل الانفجار العظيم والكون المجسم ، لكنها لا تزال وليدة ولم يتم قبولها على نطاق واسع. تم دحض بعض النظريات ، مثل الأوتار الكونية ، إلى حد كبير من خلال البيانات الدقيقة بشكل متزايد.

مشكلة الأفق تحرير

مفهوم مهم في تكوين الهيكل هو فكرة نصف قطر هابل ، والتي غالباً ما تسمى ببساطة الأفق، لأنه يرتبط ارتباطًا وثيقًا بأفق الجسيمات. نصف قطر هابل ، المرتبط بمعامل هابل H < displaystyle H> مثل R = c / H < displaystyle R = c / H> ، حيث c < displaystyle c> هي سرعة الضوء ، يحدد بشكل تقريبي ، حجم الكون القريب الذي كان مؤخرًا (في وقت التوسع الأخير) على اتصال سببي مع مراقب. نظرًا لأن الكون يتوسع باستمرار ، فإن كثافة طاقته تتناقص باستمرار (في غياب مادة غريبة حقًا مثل الطاقة الوهمية). تربط معادلة فريدمان كثافة الطاقة في الكون بمعامل هابل وتوضح أن نصف قطر هابل يتزايد باستمرار.

تقول مشكلة الأفق لعلم الكون الانفجار العظيم أنه بدون التضخم ، لم تكن الاضطرابات على اتصال سببي أبدًا قبل أن تدخل الأفق ، وبالتالي لا يمكن تفسير التجانس والتناحي ، على سبيل المثال ، توزيعات المجرات واسعة النطاق. ويرجع ذلك إلى أن نصف قطر هابل يزداد بسرعة أكبر من توسع الفضاء ، لذا فإن الاضطرابات تدخل فقط في نصف قطر هابل ولا يتم دفعها للخارج بفعل التوسع. تم حل هذه المفارقة عن طريق التضخم الكوني ، مما يشير إلى أنه خلال مرحلة من التوسع السريع في الكون المبكر ، كان نصف قطر هابل ثابتًا تقريبًا. وبالتالي ، فإن الخواص واسعة النطاق ناتجة عن التقلبات الكمية التي تنتج أثناء التضخم الكوني والتي يتم دفعها خارج الأفق.

تسمى نهاية التضخم إعادة التسخين ، عندما تتحلل جزيئات التضخم إلى بلازما حرارية ساخنة من الجسيمات الأخرى. في هذه الحقبة ، يكون محتوى الطاقة في الكون عبارة عن إشعاع بالكامل ، مع وجود جسيمات نموذجية ذات سرعات نسبية. عندما تبرد البلازما ، يُعتقد أن تكون الباريوجين وتكوين اللبتوجين يحدثان ، عندما تبرد بلازما الكوارك-غلوون ، يحدث كسر التناظر الكهروضعيف ويتكون الكون أساسًا من البروتونات العادية والنيوترونات والإلكترونات. مع زيادة برودة الكون ، يحدث التخليق النووي في Big Bang ويتم تكوين كميات صغيرة من نوى الديوتيريوم والهيليوم والليثيوم. عندما يبرد الكون ويتمدد ، تبدأ الطاقة في الفوتونات في الانحراف بعيدًا ، وتصبح الجسيمات غير نسبية وتبدأ المادة العادية في السيطرة على الكون. في النهاية ، تبدأ الذرات في التكون عندما ترتبط الإلكترونات الحرة بالنوى. هذا يمنع تشتت طومسون للفوتونات. بالاقتران مع خلخلة الكون (وما يترتب على ذلك من زيادة في متوسط ​​المسار الحر للفوتونات) ، فإن هذا يجعل الكون شفافًا وتنبعث الخلفية الميكروية الكونية عند إعادة التركيب ( سطح التشتت الأخير).

تحرير التذبذبات الصوتية

كان للبلازما البدائية كثافات زائدة طفيفة جدًا للمادة ، يُعتقد أنها مشتقة من تضخم التقلبات الكمية أثناء التضخم. مهما كان المصدر ، فإن هذه الكثافات الزائدة تجذب المادة بقوة الجاذبية. لكن الحرارة الشديدة للتفاعلات شبه الثابتة بين الفوتون والمادة في هذه الحقبة تسعى بقوة إلى تحقيق التوازن الحراري ، مما يخلق قدرًا كبيرًا من الضغط الخارجي. تخلق قوى الجاذبية والضغط المعاكسة ذبذبات مماثلة للموجات الصوتية التي تنشأ في الهواء بفعل اختلافات الضغط.

هذه الاضطرابات مهمة ، لأنها مسؤولة عن الفيزياء الدقيقة التي تؤدي إلى تباين الخلفية الكونية الميكروويف. في هذه الحقبة ، يتذبذب اتساع الاضطرابات التي تدخل الأفق جيبيًا ، حيث تصبح المناطق الكثيفة أكثر تخلخلًا ثم تصبح كثيفة مرة أخرى ، مع تردد مرتبط بحجم الاضطراب. إذا تذبذب الاضطراب بعدد متكامل أو نصف متكامل من المرات بين القدوم إلى الأفق وإعادة التركيب ، فإنه يظهر على أنه ذروة صوتية لتباين الخلفية الكونية الميكروويف. (يظهر نصف التذبذب ، حيث تصبح المنطقة الكثيفة منطقة متخلخلة أو العكس ، على أنها ذروة لأن التباين يظهر على شكل طيف الطاقة، لذلك تساهم الكثافة المنخفضة في القوة بقدر ما تساهم في الكثافة الزائدة.) إن الفيزياء التي تحدد بنية الذروة التفصيلية لخلفية الميكروويف معقدة ، لكن هذه التذبذبات توفر الجوهر. [7] [8] [9] [10] [11]

كان أحد الإنجازات الرئيسية التي حققها علماء الكونيات في السبعينيات والثمانينيات هو أن غالبية محتوى المادة في الكون لم يكن مكونًا من ذرات ، بل شكل غامض من المادة يُعرف بالمادة المظلمة. تتفاعل المادة المظلمة من خلال قوة الجاذبية ، لكنها لا تتكون من باريونات ، ومن المعروف بدقة عالية أنها لا تصدر أو تمتص الإشعاع. قد يتكون من جسيمات تتفاعل من خلال التفاعل الضعيف ، مثل النيوترينوات ، [12] ولكن لا يمكن أن تتكون بالكامل من الأنواع الثلاثة المعروفة للنيوترينوات (على الرغم من أن البعض قد اقترح أنها نيوترينو معقم). تشير الدلائل الحديثة إلى أن هناك ما يقرب من خمسة أضعاف كمية المادة المظلمة الموجودة في المادة الباريونية ، وبالتالي فإن ديناميكيات الكون في هذه الحقبة تهيمن عليها المادة المظلمة.

تلعب المادة المظلمة دورًا مهمًا في تكوين البنية لأنها تشعر فقط بقوة الجاذبية: عدم استقرار الجاذبية الذي يسمح بتكوين الهياكل المدمجة لا تعارضه أي قوة ، مثل ضغط الإشعاع. ونتيجة لذلك ، تبدأ المادة المظلمة في الانهيار إلى شبكة معقدة من هالات المادة المظلمة قبل فترة طويلة من المادة العادية ، والتي تعوقها قوى الضغط. بدون المادة المظلمة ، فإن حقبة تكوين المجرات ستحدث بشكل كبير في وقت متأخر في الكون مما هو ملاحظ.

إن فيزياء تكوين البنية في هذه الحقبة بسيطة بشكل خاص ، حيث تتطور اضطرابات المادة المظلمة ذات الأطوال الموجية المختلفة بشكل مستقل. عندما ينمو نصف قطر هابل في الكون المتوسع ، فإنه يشمل اضطرابات أكبر وأكبر. أثناء هيمنة المادة ، تنمو جميع اضطرابات المادة المظلمة السببية من خلال الحشد الثقالي. ومع ذلك ، فإن اضطرابات الطول الموجي الأقصر التي يتم تضمينها أثناء هيمنة الإشعاع قد تأخر نموها حتى هيمنة المادة. في هذه المرحلة ، من المتوقع أن تعكس المادة الباريونية المضيئة تطور المادة المظلمة ببساطة ، ويجب أن تتبع توزيعاتها بعضها البعض عن كثب.

من السهل حساب "طيف القدرة الخطي" هذا ، وكأداة لعلم الكونيات ، فهو ذو أهمية مماثلة لخلفية الميكروويف الكونية. قامت استطلاعات Galaxy بقياس طيف الطاقة ، مثل مسح Sloan Digital Sky ، ومن خلال استطلاعات غابة Lyman-α. نظرًا لأن هذه الدراسات تلاحظ الإشعاع المنبعث من المجرات والكوازارات ، فإنها لا تقيس المادة المظلمة بشكل مباشر ، ولكن من المتوقع أن يعكس التوزيع الواسع النطاق للمجرات (وخطوط الامتصاص في غابة ليمان- α) توزيع المادة المظلمة عن كثب. .يعتمد هذا على حقيقة أن المجرات ستكون أكبر وأكثر عددًا في الأجزاء الأكثر كثافة من الكون ، في حين أنها ستكون نادرة نسبيًا في المناطق المتخلخة.

عندما نمت الاضطرابات بشكل كافٍ ، قد تصبح منطقة صغيرة أكثر كثافة من متوسط ​​كثافة الكون. في هذه المرحلة ، تصبح الفيزياء المعنية أكثر تعقيدًا بشكل كبير. عندما تكون الانحرافات عن التجانس صغيرة ، يمكن معالجة المادة المظلمة على أنها سائل عديم الضغط وتتطور بمعادلات بسيطة للغاية. في المناطق الأكثر كثافة من الخلفية ، يجب تضمين نظرية نيوتن الكاملة للجاذبية. (تعتبر نظرية نيوتن مناسبة لأن الكتل المعنية أقل بكثير من تلك المطلوبة لتكوين ثقب أسود ، وقد يتم تجاهل سرعة الجاذبية لأن وقت عبور الضوء للهيكل لا يزال أصغر من الوقت الديناميكي المميز). علامة على أن التقريب الخطي والسائل أصبح غير صالح هو أن المادة المظلمة تبدأ في تكوين مواد كاوية تتقاطع فيها مسارات الجسيمات المجاورة ، أو تبدأ الجسيمات في تكوين مدارات. من الأفضل فهم هذه الديناميكيات باستخدام نمحاكاة الجسم (على الرغم من أنه يمكن استخدام مجموعة متنوعة من المخططات شبه التحليلية ، مثل شكليات Press – Schechter ، في بعض الحالات). في حين أن هذه المحاكاة بسيطة للغاية من حيث المبدأ ، إلا أنها صعبة التنفيذ من الناحية العملية ، لأنها تتطلب محاكاة ملايين أو حتى مليارات الجسيمات. علاوة على ذلك ، على الرغم من العدد الكبير للجسيمات ، يزن كل جسيم عادةً 10 9 كتل شمسية وقد تصبح تأثيرات التمييز مهمة. أكبر محاكاة اعتبارًا من عام 2005 هي محاكاة الألفية. [13]

نتائج نتشير عمليات محاكاة الجسم إلى أن الكون يتكون إلى حد كبير من فراغات ، قد تكون كثافتها منخفضة مثل عُشر المتوسط ​​الكوني. تتكثف المادة في خيوط كبيرة وهالات لها بنية معقدة تشبه الويب. تشكل هذه المجموعات المجرات والعناقيد والعناقيد العملاقة. في حين يبدو أن المحاكاة تتفق بشكل عام مع الملاحظات ، فإن تفسيرها معقد بفهم كيف أن التراكمات الكثيفة للمادة المظلمة تحفز تكوين المجرات. على وجه الخصوص ، تتشكل العديد من الهالات الصغيرة أكثر مما نراه في الملاحظات الفلكية مثل المجرات القزمة والعناقيد الكروية. يُعرف هذا بمشكلة المجرة القزمة ، وقد تم اقتراح مجموعة متنوعة من التفسيرات. يفسرها معظمها على أنها تأثير في الفيزياء المعقدة لتشكيل المجرات ، لكن البعض اقترح أنها مشكلة في نموذجنا للمادة المظلمة وأن بعض التأثيرات ، مثل المادة المظلمة الدافئة ، تمنع تكوين أصغر الهالات.

تأتي المرحلة الأخيرة من التطور عندما تتكثف الباريونات في مراكز هالات المجرات لتشكيل المجرات والنجوم والكوازارات. تسرع المادة المظلمة بشكل كبير في تكوين الهالات الكثيفة. نظرًا لأن المادة المظلمة لا تحتوي على ضغط إشعاعي ، فإن تكوين هياكل أصغر من المادة المظلمة أمر مستحيل. هذا لأن المادة المظلمة لا يمكنها تبديد الزخم الزاوي ، في حين أن المادة الباريونية العادية يمكن أن تنهار لتشكل أجسامًا كثيفة عن طريق تبديد الزخم الزاوي من خلال التبريد الإشعاعي. يعد فهم هذه العمليات مشكلة حسابية بالغة الصعوبة ، لأنها يمكن أن تتضمن فيزياء الجاذبية والديناميكا المائية المغناطيسية والفيزياء الذرية والتفاعلات النووية والاضطراب وحتى النسبية العامة. في معظم الحالات ، ليس من الممكن حتى الآن إجراء عمليات محاكاة يمكن مقارنتها كميًا مع الملاحظات ، وأفضل ما يمكن تحقيقه هو عمليات محاكاة تقريبية توضح السمات النوعية الرئيسية لعملية مثل تكوين النجوم.

الاضطرابات الكونية

يمكن حل الكثير من الصعوبات ، والعديد من الخلافات ، في فهم البنية واسعة النطاق للكون من خلال فهم أفضل لاختيار المقياس في النسبية العامة. من خلال تحلل الموتر العددي المتجه ، يتضمن المقياس أربعة اضطرابات عددية واثنين من الاضطرابات المتجهية واضطراب موتر واحد. تعتبر الاضطرابات العددية فقط مهمة: يتم قمع المتجهات بشكل كبير في الكون المبكر ، ولا يقدم نمط الموتر سوى مساهمة صغيرة (ولكنها مهمة) في شكل إشعاع الجاذبية البدائي وأنماط B لاستقطاب الخلفية الميكروية الكونية. يمكن إزالة اثنين من الأنماط العددية الأربعة عن طريق تحويل إحداثيات ماديًا لا معنى له. تحدد الأوضاع التي يتم استبعادها العدد اللانهائي من أدوات التثبيت الممكنة للمقاييس. المقياس الأكثر شيوعًا هو المقياس النيوتوني (والمقياس النيوتوني المطابق وثيق الصلة) ، حيث تكون المقاييس القياسية المحتجزة هي الجهد النيوتوني Φ و ، والتي تتوافق تمامًا مع الطاقة الكامنة النيوتونية من الجاذبية النيوتونية. يتم استخدام العديد من المقاييس الأخرى ، بما في ذلك المقياس المتزامن ، والذي يمكن أن يكون مقياسًا فعالًا للحساب العددي (يتم استخدامه بواسطة CMBFAST). لا يزال كل مقياس يتضمن بعض درجات الحرية غير المادية. هناك ما يسمى بالشكلية الثابتة للمقاييس ، والتي يتم فيها النظر فقط في مجموعات المقاييس الثابتة من المتغيرات.

التضخم والظروف الأولية تحرير

يُعتقد أن الظروف الأولية للكون تنشأ من التقلبات الميكانيكية الكمومية الثابتة للتضخم الكوني. اضطراب كثافة طاقة الخلفية عند نقطة معينة ρ (x، t) ، t)> في الفضاء يُعطى بعد ذلك عن طريق حقل عشوائي غاوسي متجانس متناحي الخواص بمتوسط ​​صفر. هذا يعني أن تحويل فورييه المكاني لـ ρ - ρ ^ (k، t) > (mathbf ، t)> له وظائف الارتباط التالية


سبر الجانب المظلم للكون: بحثًا عن موجات الجاذبية البدائية

يعتمد التقدم إلى الحدود التالية في الفيزياء الفلكية وعلم الكونيات على قدرتنا على اكتشاف وجود نوع معين من الموجات في الفضاء ، وهي موجة الجاذبية البدائية. مثل الكثير من التموجات التي تتحرك عبر البركة ، تمد هذه الموجات نسيج الفضاء نفسه أثناء مرورها. إذا تم اكتشاف هذه الموجات الضعيفة والمراوغة يمكن أن توفر رؤية غير مسبوقة للحظات الأولى من كوننا.

في مقال ظهر في عدد 21 مايو من علميستكشف لورنس كراوس ، الفيزيائي وعلم الكونيات بجامعة ولاية أريزونا ، والباحثون من جامعة شيكاغو ومختبر فيرمي الوطني طريقة الكشف الأكثر احتمالاً عن هذه الموجات ، مع تبرز فحص إشعاع الميكروويف الكوني (CMB) باعتباره الطريقة المفضلة.

خلال القرن الماضي ، حدث ثورة في علم الفلك من خلال استخدام طرق جديدة لمراقبة الكون ، ولكن لا يزال أصل الطاقة المظلمة والمادة المظلمة حتى يومنا هذا غير معروف. قد تتطلب الإجابة على هذه الألغاز وغيرها أن نعود إلى اللحظات الأولى لتوسع الانفجار العظيم. أسئلة عن الأصول ، مثل "كيف بدأ الكون؟" تثير الانبهار وتحتل موقع الصدارة في مشروع Origins التابع لجامعة ولاية أريزونا ، والذي يديره كراوس.

قال كراوس ، الأستاذ في جامعة ولاية أريزونا لاستكشاف الأرض والفضاء وقسم الفيزياء في كلية الآداب والعلوم الليبرالية: "قبل فترة 380 ألف سنة بعد الانفجار العظيم ، كان الكون معتمًا للإشعاع الكهرومغناطيسي". "لذلك ، لاستكشاف الأوقات السابقة ، نحتاج إلى البحث عن مراقبات أخرى خارج الطيف الكهرومغناطيسي. تتفاعل موجات الجاذبية بشكل ضعيف جدًا مع المادة ، وبالتالي فإن موجات الجاذبية التي يتم إنتاجها بالقرب من بداية الوقت يمكن أن تشق طريقها لنا اليوم ، مما يوفر إمكانية مسبار جديد لعلم الكون المبكر للكون ".

في عام 1916 ، تنبأ ألبرت أينشتاين بوجود موجات الجاذبية. استنادًا إلى نظريته في النسبية العامة ، تتسبب الأشياء في انحناء الفضاء حولها. عندما تتحرك الكتل الكبيرة عبر الفضاء ، يحدث اضطراب في شكل موجات الجاذبية ، ولكن بسبب ضعف الجاذبية ، يجب تحريك كميات فلكية من المادة لتوليد موجات على نطاق يمكن في الواقع اكتشافه.

قال كراوس: "تخيل أنك تطفو في الفضاء بعيدًا عن الأرض جنبًا إلى جنب مع مرآتين تفصل بينهما أميال عديدة". "إذا كانت موجة الجاذبية تنتشر عبر الفضاء ، فسترى أن المسافة بين الجسمين تزداد ثم تنخفض بشكل إيقاعي مع مرور الموجة ، ربما بكمية غير محسوسة تقريبًا. ومع انتشار هذه الموجات في جميع أنحاء الكون ، فقد تستمر في التقلص من حيث القوة ، لكنهم لن يتوقفوا أو يبطئوا أبدًا لأنهم يتحركون عبر المادة دون عوائق ".

كتب كتاب "موجات الجاذبية البدائية وعلم الكونيات" كراوس سكوت دودلسون ، مختبر فيرمي الوطني وجامعة شيكاغو وستيفان ماير ، جامعة شيكاغو. في بهم علم مراجعة ، لقد قرروا أن هناك مصدرين رئيسيين لموجات الجاذبية: التضخم بعد الانفجار العظيم مباشرة ، وتحولات الطور المحتملة في الأوقات المبكرة. قد تشمل المصادر الأخرى الحالية اصطدام الثقوب السوداء أو نجمين ضخمين يدوران حول بعضهما البعض.

على الرغم من أن تموجات الزمكان هذه غير محسوسة للإنسان ، إلا أن أجهزة الكشف والتجارب شديدة الحساسية مثل مرصد موجات الجاذبية بالليزر (LIGO) ، الموجود في ليفينغستون ، لوس أنجلوس ، تم تصميمها للبحث عن مثل هذه الموجات بدقة. يمكن الكشف عن إشعاع الجاذبية من الكون المبكر بشكل غير مباشر من خلال تأثيره على استقطاب إشعاع CMB (إشعاع بقايا من الانفجار العظيم الذي يتخلل كل الفضاء). ومع ذلك ، فإن الجيل الحالي من كاشفات موجات الجاذبية المباشرة ، بما في ذلك LIGO ، لا يمتلك حساسية كافية للتحقيق في إشارات موجات الجاذبية البدائية المحتملة.

وقال كراوس: "إن الحساسية الأكبر لموجة الجاذبية البدائية تأتي من النمط التفصيلي المميز للاستقطاب في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي". "إذا كانت موجات الجاذبية الناتجة عن الانتفاخ أو انتقالات الطور موجودة عند نشوء إشعاع الخلفية الكونية الميكروي الميكروي ، فسيتم طبعها على إشعاع الخلفية الكونية الميكروي وسيتم اكتشافها على أنها استقطاب.

على الرغم من صعوبة اكتشافها ، فإن التكنولوجيا اللازمة لبناء تجارب حساسة بدرجة كافية في متناول اليد - وتستحق الجهد المبذول ، وفقًا لكراوس.

قال كراوس: "مع دخولنا العقد الثاني من القرن الحادي والعشرين ، نحن على استعداد لدخول عالم جديد من علم الكونيات الدقيق ، والذي يمكن أن يوفر نافذة جديدة مثيرة على الكون المبكر والعمليات الفيزيائية التي تحكم أصله وتطوره". . "تم تصميم القمر الصناعي Planck التابع لوكالة الفضاء الأوروبية لتصوير CMB فوق السماء بأكملها ، بحساسية ودقة زاوية غير مسبوقة ، وسيوفر بيانات جديدة حول الاستقطاب في غضون السنوات الثلاث إلى الأربع المقبلة ، ومع ذلك نأمل في رصد موجات مباشرة من بداية الوقت."

مصدر القصة:

المواد المقدمة من جامعة ولاية أريزونا. ملاحظة: يمكن تعديل المحتوى حسب النمط والطول.


5.2 الطيف الكهرومغناطيسي

ترسل الأجسام الموجودة في الكون نطاقًا هائلاً من الإشعاع الكهرومغناطيسي. يطلق العلماء على هذا النطاق اسم المجال الكهرومغناطيسي، والتي قسموها إلى عدد من الفئات. يظهر الطيف في الشكل 1 ، مع بعض المعلومات حول الموجات في كل جزء أو نطاق.

الإشعاع وغلاف الأرض.

شكل 1. يوضح هذا الشكل نطاقات الطيف الكهرومغناطيسي ومدى جودة إرسال الغلاف الجوي للأرض لها. لاحظ أن الموجات عالية التردد من الفضاء لا تصل إلى السطح ولذلك يجب ملاحظتها من الفضاء. يتم امتصاص بعض الأشعة تحت الحمراء والميكروويف بواسطة الماء ، وبالتالي يمكن ملاحظتها بشكل أفضل من الارتفاعات العالية. يتم حظر موجات الراديو منخفضة التردد بواسطة طبقة الأيونوسفير للأرض. (الائتمان: تعديل العمل بواسطة STScI / JHU / NASA)

أنواع الإشعاع الكهرومغناطيسي

يتم تصنيف الإشعاع الكهرومغناطيسي مع أقصر أطوال موجية ، والتي لا تزيد عن 0.01 نانومتر ، على أنها أشعة غاما (1 نانومتر = 10 –9 أمتار انظر الملحق د). الاسم جاما يأتي من الحرف الثالث من الأبجدية اليونانية: كانت أشعة جاما هي النوع الثالث من الإشعاع الذي تم اكتشافه قادمًا من الذرات المشعة عندما قام الفيزيائيون بالتحقيق في سلوكهم لأول مرة. نظرًا لأن أشعة جاما تحمل قدرًا كبيرًا من الطاقة ، فقد تكون خطيرة على الأنسجة الحية. يتولد إشعاع جاما في عمق باطن النجوم ، وكذلك بسبب بعض أكثر الظواهر عنفًا في الكون ، مثل موت النجوم واندماج الجثث النجمية. يمتص الغلاف الجوي أشعة جاما القادمة إلى الأرض قبل أن تصل إلى الأرض (وهو أمر جيد لصحتنا) وبالتالي لا يمكن دراستها إلا باستخدام أدوات في الفضاء.

يشار إلى الإشعاع الكهرومغناطيسي بأطوال موجية تتراوح بين 0.01 نانومتر و 20 نانومتر الأشعة السينية. نظرًا لكونها أكثر نشاطًا من الضوء المرئي ، فإن الأشعة السينية قادرة على اختراق الأنسجة الرخوة وليس العظام ، وبالتالي تسمح لنا بعمل صور لظلال العظام بداخلنا. بينما يمكن للأشعة السينية أن تخترق طولًا قصيرًا من لحم الإنسان ، إلا أنها توقفها الأعداد الكبيرة من الذرات الموجودة في الغلاف الجوي للأرض والتي تتفاعل معها. وبالتالي ، فإن علم الفلك بالأشعة السينية (مثل علم فلك أشعة جاما) لا يمكن أن يتطور حتى اخترعنا طرقًا لإرسال الأجهزة فوق غلافنا الجوي (الشكل 2).

X- راي سكاي.

الشكل 2. هذه خريطة للسماء تم ضبطها على أنواع معينة من الأشعة السينية (تُرى من فوق الغلاف الجوي للأرض). تميل الخريطة السماء بحيث يمر قرص مجرتنا درب التبانة عبر مركزها. تم إنشاؤه وتلوينه بشكل مصطنع من البيانات التي تم جمعها بواسطة القمر الصناعي الأوروبي روسات. يظهر كل لون (أحمر ، أصفر ، أزرق) أشعة سينية بترددات أو طاقات مختلفة. على سبيل المثال ، يحدد اللون الأحمر التوهج الناتج عن فقاعة غاز محلية ساخنة في كل مكان حولنا ، ينفجرها واحد أو أكثر من النجوم المتفجرة في جوارنا الكوني. يُظهر اللونان الأصفر والأزرق مصادر أكثر بعدًا للأشعة السينية ، مثل بقايا النجوم المتفجرة الأخرى أو المركز النشط لمجرتنا (في منتصف الصورة). (الائتمان: تعديل العمل من قبل وكالة ناسا)

وسيط الإشعاع بين الأشعة السينية والضوء المرئي فوق بنفسجي (تعني طاقة أعلى من البنفسجي). خارج عالم العلم ، يُطلق على الضوء فوق البنفسجي أحيانًا اسم "الضوء الأسود" لأن أعيننا لا تستطيع رؤيته. يتم حظر الأشعة فوق البنفسجية في الغالب بواسطة طبقة الأوزون من الغلاف الجوي للأرض ، ولكن جزءًا صغيرًا من الأشعة فوق البنفسجية القادمة من شمسنا تخترق لتسبب حروق الشمس أو ، في الحالات القصوى من التعرض المفرط ، سرطان الجلد لدى البشر. من الأفضل أيضًا إجراء علم الفلك فوق البنفسجي من الفضاء.

الإشعاع الكهرومغناطيسي مع أطوال موجية بين 400 و 700 نانومتر يسمى ضوء مرئي لأن هذه هي الموجات التي يمكن أن تدركها الرؤية البشرية. هذا هو أيضًا نطاق الطيف الكهرومغناطيسي الذي يصل بسهولة إلى سطح الأرض. هاتان الملاحظتان ليسا من قبيل الصدفة: فقد تطورت عيون الإنسان لترى أنواع الموجات التي تصل من الشمس بشكل أكثر فاعلية. يخترق الضوء المرئي الغلاف الجوي للأرض بشكل فعال ، إلا عندما يتم حجبه مؤقتًا بواسطة السحب.

بين الضوء المرئي وموجات الراديو هي أطوال موجية الأشعة تحت الحمراء أو إشعاع حراري. اكتشف عالم الفلك ويليام هيرشل الأشعة تحت الحمراء لأول مرة في عام 1800 أثناء محاولته قياس درجات حرارة ألوان مختلفة من ضوء الشمس المنتشر في طيف. لقد لاحظ أنه عندما وضع مقياس الحرارة الخاص به عن طريق الخطأ خارج اللون الأكثر احمرارًا ، فإنه لا يزال يسجل تسخينًا بسبب بعض الطاقة غير المرئية القادمة من الشمس. كان هذا أول تلميح حول وجود نطاقات أخرى (غير مرئية) من الطيف الكهرومغناطيسي ، على الرغم من أن فهمنا الكامل سيستغرق عدة عقود.

يشع مصباح الحرارة في الغالب الأشعة تحت الحمراء ، والنهايات العصبية في جلدنا حساسة لهذا النطاق من الطيف الكهرومغناطيسي. يتم امتصاص موجات الأشعة تحت الحمراء بواسطة الماء وجزيئات ثاني أكسيد الكربون ، والتي تتركز أكثر في المناطق المنخفضة في الغلاف الجوي للأرض. لهذا السبب ، من الأفضل القيام بعلم الفلك بالأشعة تحت الحمراء من قمم الجبال العالية والطائرات التي تحلق على ارتفاع عالٍ والمركبات الفضائية.

بعد الأشعة تحت الحمراء يأتي الشيء المألوف الميكروويف، تستخدم في الاتصالات قصيرة الموجة وأفران الميكروويف. (تختلف الأطوال الموجية من 1 مليمتر إلى 1 متر ويتم امتصاصها بواسطة بخار الماء ، مما يجعلها فعالة في تسخين الأطعمة.) تشير البادئة "الدقيقة" إلى حقيقة أن الموجات الدقيقة صغيرة مقارنة بموجات الراديو ، والتي تليها في الطيف. . قد تتذكر أن الشاي - المليء بالماء - يسخن بسرعة في فرن الميكروويف الخاص بك ، بينما يظل كوب السيراميك - الذي تمت إزالة الماء منه عن طريق الخبز - باردًا بالمقارنة.

تسمى جميع الموجات الكهرومغناطيسية الأطول من الموجات الدقيقة موجات الراديو، ولكن هذه فئة واسعة جدًا لدرجة أننا نقسمها عمومًا إلى عدة أقسام فرعية. ومن أكثر هذه الموجات شيوعًا موجات الرادار ، التي يستخدمها ضباط المرور في بنادق الرادار لتحديد سرعات السيارة ، وموجات الراديو AM ، والتي كانت أول من تم تطويرها للبث. تتراوح الأطوال الموجية لهذه الفئات المختلفة من أكثر من متر إلى مئات الأمتار ، ويمكن أن يكون للإشعاع الراديوي الآخر أطوال موجية تصل إلى عدة كيلومترات.

مع هذا النطاق الواسع من الأطوال الموجية ، لا تتفاعل جميع موجات الراديو مع الغلاف الجوي للأرض بالطريقة نفسها. لا يتم امتصاص موجات FM والتلفزيون ويمكن أن تنتقل بسهولة عبر الغلاف الجوي. يتم امتصاص أو انعكاس موجات الراديو AM عن طريق طبقة في الغلاف الجوي للأرض تسمى الأيونوسفير (طبقة الأيونوسفير هي طبقة من الجسيمات المشحونة في الجزء العلوي من غلافنا الجوي ، تنتج عن التفاعلات مع ضوء الشمس والجسيمات المشحونة المنبعثة من الشمس).

نأمل أن يكون هذا الاستطلاع الموجز قد ترك لك انطباعًا قويًا واحدًا: على الرغم من أن الضوء المرئي هو ما يربطه معظم الناس بعلم الفلك ، فإن الضوء الذي يمكن أن تراه أعيننا ليس سوى جزء صغير من النطاق الواسع للموجات المتولدة في الكون. اليوم ، نحن نفهم أن الحكم على بعض الظواهر الفلكية باستخدام الضوء الذي يمكننا رؤيته هو مثل الاختباء تحت الطاولة في حفل عشاء كبير والحكم على جميع الضيوف من خلال أحذيتهم فقط. هناك الكثير لكل شخص مما تراه أعيننا تحت الطاولة. من المهم جدًا لأولئك الذين يدرسون علم الفلك اليوم أن يتجنبوا كونهم "شوفينيين للضوء المرئي" - أن يحترموا فقط المعلومات التي تراها أعينهم بينما يتجاهلوا المعلومات التي تم جمعها بواسطة أدوات حساسة لنطاقات أخرى من الطيف الكهرومغناطيسي.

يلخص الجدول نطاقات الطيف الكهرومغناطيسي ويشير إلى درجات الحرارة والأجسام الفلكية النموذجية التي تصدر كل نوع من الإشعاع الكهرومغناطيسي. بينما في البداية ، قد تبدو بعض أنواع الإشعاع المدرجة في الجدول غير مألوفة ، فسوف تتعرف عليها بشكل أفضل مع استمرار دورة علم الفلك. يمكنك العودة إلى هذا الجدول عندما تتعلم المزيد عن أنواع الأجسام التي يدرسها علماء الفلك.

أنواع الإشعاع الكهرومغناطيسي
نوع الإشعاع نطاق الطول الموجي (نانومتر) تشع بأجسام عند درجة الحرارة هذه المصادر النموذجية
أشعة غاما أقل من 0.01 أكثر من 10 8 ك إنتاج في التفاعلات النووية يتطلب عمليات عالية الطاقة للغاية
الأشعة السينية 0.01–20 10 6 –10 8 ك غاز في مجموعات من المجرات وبقايا المستعرات الأعظمية وهالة الشمس
فوق بنفسجي 20–400 10 4 –10 6 ك بقايا المستعرات الأعظمية ، النجوم الساخنة جدا
مرئي 400–700 10 3 –10 4 ك النجوم
الأشعة تحت الحمراء 10 3 –10 6 10-10 3 ك سحب باردة من الغبار والغاز والكواكب والأقمار
الميكروويف 10 6 –10 9 أقل من 10 ك المجرات النشطة ، النجوم النابضة ، إشعاع الخلفية الكونية
مذياع أكثر من 10 9 أقل من 10 ك بقايا المستعرات الأعظمية ، النجوم النابضة ، الغاز البارد

الإشعاع ودرجة الحرارة

تبعث بعض الأجسام الفلكية في الغالب الأشعة تحت الحمراء ، والبعض الآخر ضوء مرئي في الغالب ، ولا يزال البعض الآخر في الغالب من الأشعة فوق البنفسجية. ما الذي يحدد نوع الإشعاع الكهرومغناطيسي المنبعث من الشمس والنجوم والأجسام الفلكية الكثيفة الأخرى؟ غالبًا ما يتبين أن الإجابة هي درجة الحرارة.

على المستوى المجهري ، كل شيء في الطبيعة يتحرك. تتكون المادة الصلبة من جزيئات وذرات في حالة اهتزاز مستمر: فهي تتحرك ذهابًا وإيابًا في مكانها ، لكن حركتها صغيرة جدًا بحيث لا تستطيع أعيننا رؤيتها. يتكون الغاز من ذرات و / أو جزيئات تطير بحرية بسرعة عالية ، وتصطدم باستمرار ببعضها البعض وتقصف المادة المحيطة. كلما زادت حرارة المادة الصلبة أو الغازية ، زادت سرعة حركة جزيئاتها أو ذراتها. وبالتالي ، فإن درجة حرارة شيء ما هي مقياس لمتوسط ​​طاقة الحركة للجسيمات التي يتكون منها.

هذه الحركة على المستوى المجهري مسؤولة عن الكثير من الإشعاع الكهرومغناطيسي على الأرض وفي الكون. عندما تتحرك الذرات والجزيئات وتصطدم أو تهتز في مكانها ، تصدر إلكتروناتها إشعاعًا كهرومغناطيسيًا. يتم تحديد خصائص هذا الإشعاع من خلال درجة حرارة تلك الذرات والجزيئات. في مادة ساخنة ، على سبيل المثال ، تهتز الجسيمات الفردية في مكانها أو تتحرك بسرعة من الاصطدامات ، وبالتالي فإن الموجات المنبعثة ، في المتوسط ​​، تكون أكثر نشاطًا. وتذكر أن موجات الطاقة الأعلى لها تردد أعلى. في المواد شديدة البرودة ، تمتلك الجسيمات حركات ذرية وجزيئية منخفضة الطاقة ، وبالتالي تولد موجات منخفضة الطاقة.

قوانين الإشعاع

لفهم العلاقة بين درجة الحرارة والإشعاع الكهرومغناطيسي ، بمزيد من التفاصيل الكمية ، نتخيل كائنًا مثاليًا يسمى الجسم الأسود. مثل هذا الجسم (على عكس سترتك أو رأس مدرب علم الفلك) لا يعكس أو يبعثر أي إشعاع ، ولكنه يمتص كل الطاقة الكهرومغناطيسية التي تسقط عليه. تتسبب الطاقة التي يتم امتصاصها في اهتزاز الذرات والجزيئات الموجودة فيها أو التحرك بسرعة متزايدة. مع ارتفاع درجة الحرارة ، سيشع هذا الجسم موجات كهرومغناطيسية حتى يتوازن الامتصاص والإشعاع. نريد مناقشة مثل هذا الكائن المثالي لأنه ، كما سترى ، تتصرف النجوم بنفس الطريقة تقريبًا.

للإشعاع من الجسم الأسود عدة خصائص ، كما هو موضح في الشكل 3. يوضح الرسم البياني القدرة المنبعثة عند كل طول موجي بواسطة كائنات ذات درجات حرارة مختلفة. في العلم الكلمة قوة تعني الطاقة التي تنطلق في الثانية (ويتم قياسها عادةً بـ واط، والتي ربما تكون على دراية بها من شراء المصابيح الكهربائية).

قوانين الإشعاع الموضحة.

الشكل 3. يوضح هذا الرسم البياني بوحدات عشوائية عدد الفوتونات التي تُعطى عند كل طول موجي للأجسام عند أربع درجات حرارة مختلفة. تظهر الأطوال الموجية المقابلة للضوء المرئي بواسطة العصابات الملونة. لاحظ أنه في درجات الحرارة الأكثر سخونة ، تنبعث طاقة أكثر (على شكل فوتونات) في جميع الأطوال الموجية. كلما ارتفعت درجة الحرارة ، كلما أقصر الطول الموجي الذي يتم عنده إشعاع ذروة الطاقة (وهذا ما يعرف بقانون فيينا).

بادئ ذي بدء ، لاحظ أن المنحنيات تُظهر أنه عند كل درجة حرارة ، يُصدر جسم الجسم الأسود إشعاعًا (فوتونات) بجميع الأطوال الموجية (كل الألوان). هذا لأنه في أي غاز صلب أو أكثر كثافة ، تهتز بعض الجزيئات أو الذرات أو تتحرك بين الاصطدامات أبطأ من المتوسط ​​وبعضها يتحرك أسرع من المتوسط. لذلك عندما ننظر إلى الموجات الكهرومغناطيسية المنبعثة ، نجد نطاقًا واسعًا ، أو طيفًا ، من الطاقات والأطوال الموجية. تنبعث المزيد من الطاقة عند متوسط ​​الاهتزاز أو معدل الحركة (الجزء الأعلى من كل منحنى) ، ولكن إذا كان لدينا عدد كبير من الذرات أو الجزيئات ، فسيتم اكتشاف بعض الطاقة عند كل طول موجي.

ثانيًا ، لاحظ أن جسمًا عند درجة حرارة أعلى يبعث طاقة أكبر في جميع الأطوال الموجية من الجسم الأكثر برودة. في الغاز الساخن (المنحنيات الأطول في الشكل 3) ، على سبيل المثال ، تحتوي الذرات على تصادمات أكثر وتنتج المزيد من الطاقة. في العالم الحقيقي للنجوم ، هذا يعني أن النجوم الأكثر سخونة تعطي طاقة عند كل طول موجي أكثر من النجوم الأكثر برودة.

ثالثًا ، يوضح الرسم البياني أنه كلما ارتفعت درجة الحرارة ، كان الطول الموجي الذي تنبعث عنده القدرة القصوى أقصر. تذكر أن الطول الموجي الأقصر يعني ارتفاع التردد والطاقة. من المنطقي إذن أن تعطي الأجسام الساخنة جزءًا أكبر من طاقتها عند أطوال موجية أقصر (طاقات أعلى) من الأشياء الباردة. ربما تكون قد لاحظت أمثلة على هذه القاعدة في الحياة اليومية. عندما يتم تشغيل الموقد الكهربائي على مستوى منخفض ، فإنه ينبعث منه الحرارة فقط ، وهي الأشعة تحت الحمراء ، ولكنها لا تتوهج بالضوء المرئي. إذا تم ضبط الموقد على درجة حرارة أعلى ، فإنه يبدأ في التوهج باللون الأحمر الباهت. في إعداد لا يزال أعلى ، يضيء لون برتقالي أحمر أكثر إشراقًا (طول موجي أقصر). حتى في درجات الحرارة المرتفعة ، والتي لا يمكن الوصول إليها باستخدام المواقد العادية ، يمكن أن يظهر المعدن باللون الأصفر اللامع أو حتى الأزرق والأبيض.

يمكننا استخدام هذه الأفكار للتوصل إلى نوع تقريبي من "مقياس الحرارة" لقياس درجات حرارة النجوم. نظرًا لأن العديد من النجوم تعطي معظم طاقتها في الضوء المرئي ، فإن لون الضوء الذي يهيمن على مظهر النجم هو مؤشر تقريبي لدرجة حرارته. إذا ظهر أحد النجمات باللون الأحمر والنجم الآخر باللون الأزرق ، فأي نجم لديه درجة حرارة أعلى؟ نظرًا لأن اللون الأزرق هو اللون ذو الطول الموجي الأقصر ، فهو علامة على نجم أكثر سخونة. (لاحظ أن درجات الحرارة التي نربطها بألوان مختلفة في العلوم تختلف عن تلك التي يستخدمها الفنانون. في الفن ، يُطلق على اللون الأحمر غالبًا اللون "الساخن" والأزرق باللون "الرائع". وبالمثل ، نرى عادةً اللون الأحمر على الصنبور أو أجهزة التحكم في تكييف الهواء للإشارة إلى درجات الحرارة الساخنة واللون الأزرق للإشارة إلى درجات الحرارة الباردة. وعلى الرغم من أن هذه استخدامات شائعة بالنسبة لنا في الحياة اليومية ، إلا أنها في الطبيعة هي العكس.)

يمكننا تطوير مقياس حرارة نجمي أكثر دقة عن طريق قياس كمية الطاقة التي يعطيها النجم عند كل طول موجي ومن خلال إنشاء مخططات مثل الشكل 3. يمكن أن يخبرنا موقع القمة (أو الحد الأقصى) في منحنى الطاقة لكل نجم عن درجة حرارته. تبين أن متوسط ​​درجة الحرارة على سطح الشمس ، حيث ينبعث الإشعاع الذي نراه ، هو 5800 كلفن (في هذا النص ، نستخدم مقياس كلفن أو مقياس درجة الحرارة المطلقة. على هذا المقياس ، يتجمد الماء عند 273 K ويغلي عند 373 كلفن تتوقف جميع الحركات الجزيئية عند صفر ك.

يمكن حساب الطول الموجي الذي تنبعث به الطاقة القصوى وفقًا للمعادلة:

حيث يكون الطول الموجي بالنانومتر (واحد من المليار من المتر) ودرجة الحرارة بوحدة K (الثابت 3 × 10 ^ 6 به وحدات نانومتر × ك). هذه العلاقة تسمى قانون فيينا. بالنسبة للشمس ، يبلغ الطول الموجي الذي تنبعث عنده الطاقة القصوى 520 نانومتر ، وهو قريب من منتصف ذلك الجزء من الطيف الكهرومغناطيسي المسمى بالضوء المرئي. يتم سرد درجات الحرارة المميزة للأجسام الفلكية الأخرى ، والأطوال الموجية التي تصدر عندها معظم قوتها ، في الجدول.

حساب درجة حرارة الجسم الأسود

يمكننا استخدام قانون Wien لحساب درجة حرارة النجم بشرط أن نعرف الطول الموجي لشدة الذروة لطيفه. إذا كان للإشعاع المنبعث من نجم قزم أحمر طول موجي للطاقة القصوى عند 1200 نانومتر ، فما درجة حرارة هذا النجم ، بافتراض أنه جسم أسود؟

حل

يعطي حل قانون Wien لدرجة الحرارة:

تحقق من التعلم الخاص بك

ما هي درجة حرارة نجم ينبعث ضوءه الأقصى عند طول موجي أقصر بكثير يبلغ 290 نانومتر؟

إجابه:

نظرًا لأن هذا النجم له ذروة طول موجي له طول موجي أقصر (في الجزء فوق البنفسجي من الطيف) من شمسنا (في الجزء المرئي من الطيف) ، فلا ينبغي أن يكون مفاجئًا أن درجة حرارة سطحه أعلى بكثير من شمسنا.

يمكننا أيضًا وصف ملاحظتنا أن الأجسام الأكثر سخونة تشع طاقة أكبر في جميع الأطوال الموجية في شكل رياضي. إذا لخصنا المساهمات من جميع أجزاء الطيف الكهرومغناطيسي ، نحصل على إجمالي الطاقة المنبعثة من الجسم الأسود. ما نقيسه عادة من جسم كبير مثل النجم هو تدفق الطاقة، الطاقة المنبعثة لكل متر مربع. الكلمة تدفق تعني "التدفق" هنا: نحن مهتمون بتدفق الطاقة إلى منطقة (مثل منطقة مرآة التلسكوب). اتضح أن الطاقة تتدفق من الجسم الأسود في درجة الحرارة تي يتناسب مع القوة الرابعة من درجة حرارته المطلقة. تُعرف هذه العلاقة باسم قانون ستيفان بولتزمان ويمكن كتابتها في شكل معادلة على النحو التالي:

أين F لتقف على تدفق الطاقة و σ (الحرف اليوناني سيجما) هو رقم ثابت (5.67 × 10 -8).

لاحظ مدى إعجاب هذه النتيجة. زيادة درجة حرارة النجم سيكون له تأثير هائل على القوة التي يشعها. إذا كانت الشمس ، على سبيل المثال ، أكثر سخونة بمقدار الضعف - أي إذا كانت درجة حرارتها 11600 كلفن - فإنها ستشع 2 4 ، أو 16 مرة أكثر مما هي عليه الآن. سيؤدي مضاعفة درجة الحرارة إلى ثلاثة أضعاف إلى رفع خرج الطاقة بمقدار 81 مرة. تضيء النجوم الساخنة حقًا كمية هائلة من الطاقة.

حساب قوة النجم

بينما يخبرنا تدفق الطاقة عن مقدار الطاقة التي يبثها النجم لكل متر مربع ، نود غالبًا معرفة مقدار الطاقة الإجمالية المنبعثة من النجم. يمكننا تحديد ذلك بضرب تدفق الطاقة في عدد الأمتار المربعة على سطح النجم. النجوم كروية في الغالب ، لذا يمكننا استخدام الصيغة 4πر 2 لمساحة السطح حيث ر هو نصف قطر النجم. يمكن إيجاد الطاقة الكلية المنبعثة من النجم (والتي نسميها "اللمعان المطلق" للنجم) بضرب صيغة تدفق الطاقة وصيغة مساحة السطح:

نجمان لهما نفس الحجم وهما نفس المسافة منا. النجم أ تبلغ درجة حرارة سطحه 6000 كلفن ، والنجم ب لديه درجة حرارة سطح ضعف ارتفاعها ، 12000 كلفن. ما مقدار إضاءة النجم ب مقارنة بالنجم أ؟

حل

و

خذ نسبة سطوع النجم أ إلى النجم ب:

لأن النجمين لهما نفس الحجم ، رأ = رب، مغادرة

تحقق من التعلم الخاص بك

نجمان بأقطار متطابقة هما نفس المسافة البعيدة. إحداهما درجة حرارة 8700 كلفن والأخرى 2900 كلفن أيهما أكثر إشراقًا؟ كم هو أكثر إشراقا؟

إجابه:

النجم 8700 كلفن لديه درجة حرارة ثلاثة أضعاف ، لذلك فهو 3 4 = 81 مرة أكثر سطوعًا.

المفاهيم الأساسية والملخص

يتكون الطيف الكهرومغناطيسي من أشعة جاما والأشعة السينية والأشعة فوق البنفسجية والضوء المرئي والأشعة تحت الحمراء والإشعاع الراديوي. لا يمكن للعديد من هذه الأطوال الموجية اختراق طبقات الغلاف الجوي للأرض ويجب ملاحظتها من الفضاء ، بينما يمكن لأطوال أخرى - مثل الضوء المرئي وراديو FM والتلفزيون - اختراق سطح الأرض. يرتبط انبعاث الإشعاع الكهرومغناطيسي ارتباطًا وثيقًا بدرجة حرارة المصدر. كلما ارتفعت درجة حرارة الباعث المثالي للإشعاع الكهرومغناطيسي ، كلما كان الطول الموجي أقصر عنده تنبعث أقصى كمية من الإشعاع. تُعرف المعادلة الرياضية التي تصف هذه العلاقة بقانون فيينا: λالأعلى = (3 × 10 6 )/تي. تزداد الطاقة الإجمالية المنبعثة لكل متر مربع مع زيادة درجة الحرارة. تُعرف العلاقة بين تدفق الطاقة المنبعثة ودرجة الحرارة باسم قانون ستيفان بولتزمان: F = σتي 4 .

قائمة المصطلحات


ما مقدار جزء كبير من طاقة الإشعاع الكهرومغناطيسي في الكون البدائي - علم الفلك

من بين جميع أنواع الإشعاع المغناطيسي elcetro ، فإن موجات الراديو لها أقل تردد وأطول موجة. الغلاف الجوي للأرض شفاف لموجات الراديو التي تتراوح أطوالها الموجية من بضعة مليمترات إلى حوالي عشرين مترًا. على هذا النحو يمكن أن تكون التلسكوبات الراديوية أرضية. تتكون التلسكوبات الراديوية من أطباق كبيرة جدًا مصنوعة من ألواح معدنية تركز موجات الراديو على نقطة أعلى مركز الطبق حيث يوجد جهاز الاستقبال. يجب أن تكون التلسكوبات الراديوية كبيرة جدًا لأن الأطوال الموجية الطويلة للإشعاع الكهرومغناطيسي تؤدي إلى دقة ضعيفة. يتم اليوم معظم علم الفلك الراديوي باستخدام قياس التداخل الذي يعمل على التخفيف من الاستبانة الضعيفة التي يتم الحصول عليها. يقع أكبر تلسكوب لاسلكي في العالم في أريسيبو ، بورتوريكو. يبلغ قطرها 300 متر وهي مبنية في منخفض طبيعي على شكل وعاء.
بدأ علم الفلك الراديوي في ثلاثينيات القرن الماضي لكنه لم ينطلق إلا بعد الحرب العالمية الثانية. تم الكشف عن العديد من مصادر موجات الراديو مثل المجرات الراديوية والكوازارات وكذلك الانبعاث من مركز مجرة ​​درب التبانة.

المايكرويف

المايكرويف: نطاق التردد: 3 × 10 11-10 13 هرتز نطاق الطول الموجي: 1mm - 25um

تتمتع الموجات الدقيقة بطول موجي طويل ، وإن لم يكن بطول موجات الراديو. الغلاف الجوي للأرض شفاف لبعض الأطوال الموجية لإشعاع الميكروويف ، ولكن ليس للآخرين. تمر الأطوال الموجية الأطول (الموجات الأكثر تشابهًا مع موجات الراديو) عبر الغلاف الجوي للأرض بسهولة أكبر من الموجات الدقيقة ذات الطول الموجي الأقصر. يجب أن تكون تلسكوبات الميكروويف كبيرة ، لكن ليست كبيرة مثل التلسكوبات الراديوية.
إشعاع الخلفية الميكروية (أو إشعاع الخلفية الكونية) هو مجال الإشعاع البدائي الذي يملأ الكون ، وقد تم إنشاؤه على شكل أشعة غاما في وقت الانفجار العظيم. لقد تم تبريده الآن بحيث أصبحت درجة حرارته اليوم 2.73 كلفن وطول موجة ذروته يقترب من 1.1 مم (في جزء الميكروويف من الطيف الكهرومغناطيسي). سيدرس مسبار التباين الميكروي (المقرر إطلاقه في عام 2000) التقلبات الصغيرة في الميكروويف إشعاع الخلفية.

الأشعة تحت الحمراء

الأشعة تحت الحمراء: نطاق التردد: 1 × 10 13 - 4x10 14 هرتز نطاق الطول الموجي: 25um - 750nm

تمر بعض الأطوال الموجية للأشعة تحت الحمراء عبر الغلاف الجوي للأرض ، بينما يتم حظر البعض الآخر - وهذا يؤدي إلى ظهور "نوافذ الأشعة تحت الحمراء" التي يمكن قياسها من الأرض. المكونات الرئيسية للغلاف الجوي التي تمنع الأشعة تحت الحمراء من الوصول إلى سطح الأرض هي بخار الماء ، وبدرجة أقل ، ثاني أكسيد الكربون. على هذا النحو ، توجد تلسكوبات الأشعة تحت الحمراء في أماكن عالية وجافة مثل بركان ماونا كيا المنقرض. تنبعث الأشعة تحت الحمراء البعيدة (> 4000 نانومتر) من الأجسام الباردة مثل الكواكب والنجوم المتكونة حديثًا ولكنها لا تخترق الغلاف الجوي بقدر ما هو قريب من الأشعة تحت الحمراء وبالتالي يجب أن نضع الكواشف في مكان أعلى. مرصد كويبر الجوي عبارة عن طائرة تم تعديلها لتحمل تلسكوبًا يعمل بالأشعة تحت الحمراء بطول متر واحد يصل إلى 12 كيلومترًا فوق مستوى سطح البحر. هذا يقضي على 99٪ من بخار الماء في الغلاف الجوي. تم إطلاق القمر الصناعي IRAS في عام 1983 وجمع معلومات عن الأطوال الموجية الطويلة جدًا التي بالكاد تخترق الغلاف الجوي على الإطلاق.
المصدر الثاني للتداخل مع قياس الأشعة تحت الحمراء هو حرارة التلسكوب نفسه. لذلك يجب تبريد تلسكوب الأشعة تحت الحمراء إلى درجة حرارة منخفضة ، خاصة إذا كان قياس الأشعة تحت الحمراء البعيدة. تم استخدام الهيليوم السائل على القمر الصناعي IRAS ، وكان الإمداد المحدود به هو ما أنهى الحياة العملية لـ IRAS.

موجات بصرية

مرئي: نطاق التردد: 4x10 14 - 7.5x10 14 هرتز نطاق الطول الموجي: 750 نانومتر - 400 نانومتر

يشكل الضوء المرئي جزءًا صغيرًا فقط من الطيف ، لكنه الجزء الأكثر أهمية بالنسبة لنا. يتراوح من الضوء الأحمر (أطول طول موجي) عبر الأصفر والأخضر والأزرق إلى البنفسجي (أقصر طول موجي). لا يحجب الغلاف الجوي للأرض الضوء المرئي ، على الرغم من أن السحب والغبار يمكن أن يبعثر بعض الضوء مرة أخرى. ومع ذلك ، يمكن أن يتأثر وضوح أي صورة بالعوامل الجوية مثل الاضطرابات وأضواء المدينة والتلوث. على هذا النحو ، يتم وضع التلسكوبات الأرضية في أماكن مرتفعة وجافة لتقليل تأثيرات الغلاف الجوي للأرض. أكبر تلسكوب يعمل اليوم هو تلسكوب Keck بطول 10 أمتار في Mauna Kea في هاواي. ومع ذلك ، فإن التلسكوبات الموضوعة في الفضاء تقضي تمامًا على التداخل الجوي ، فضلاً عن أي مشاكل ناجمة عن سوء الأحوال الجوية. أشهر التلسكوبات المدارية هو تلسكوب هابل الفضائي ، وقد استخدم لمراقبة العواصف على الكواكب الخارجية والبراكين على آيو وأنظمة كوكبية جديدة تتشكل وتشكل المجرات خلال الكون المبكر. يعمل تلسكوب هابل الفضائي أيضًا في الأشعة تحت الحمراء القريبة والأشعة فوق البنفسجية القريبة.

فوق بنفسجي

فوق بنفسجي: مدى التردد: 10 15-10 17 هرتز نطاق الطول الموجي: 400 نانومتر - 1 نانومتر

يمكن تقسيم الإشعاع فوق البنفسجي إلى الطول الموجي الأقصر للأشعة فوق البنفسجية البعيدة والطول الموجي الأطول بالقرب من الأشعة فوق البنفسجية (الحد الفاصل بين الاثنين يكون عند حوالي 200 نانومتر). يتداخل نطاق الأشعة فوق البنفسجية الشديد مع الأشعة فوق البنفسجية البعيدة بأطوال موجية تتراوح بين 1 و 100 نانومتر). يمتص الأوزون الأشعة فوق البنفسجية على ارتفاع يتراوح بين 20 و 40 كم. على هذا النحو يجب وضع التلسكوبات فوق البنفسجية في الفضاء. بدأ علم الفلك فوق البنفسجي بعد الحرب العالمية الثانية باستخدام الصواريخ - كانت المحاولات السابقة باستخدام البالونات قادرة فقط على دراسة الأشعة فوق البنفسجية القريبة جدًا. تلسكوب هابل الفضائي ، بالإضافة إلى كونه تلسكوبًا بصريًا ، يمكنه "الرؤية" في الضوء فوق البنفسجي واستمر في عمله. تلسكوبات أخرى تعمل بالأشعة فوق البنفسجية بما في ذلك مستكشف الأشعة فوق البنفسجية الدولي IUE الذي تم إطلاقه في عام 1978. اكتشف هذا التلسكوب هالات ساخنة من الغاز تحيط بالعديد من المجرات ، بما في ذلك مجراتنا ، بالإضافة إلى دراسة النجوم المستجدة والنجوم الثنائية. كما تم تنفيذ علم الفلك فوق البنفسجي بواسطة Skylab ومسبار الفضاء Voyager.

الأشعة السينية

الأشعة السينية: مدى التردد: 10 17-10 20 هرتز نطاق الطول الموجي: 1nm - 1pm

يمتص الأوزون إشعاع الأشعة السينية في الغلاف الجوي العلوي للأرض بشكل مشترك مع أطوال موجات الطاقة العالية الأخرى للإشعاع الكهرومغناطيسي. تصنف الأشعة السينية على أنها إما "صلبة" (أطوال موجية أقصر) أو "لينة" (أطوال موجية أطول). تم اكتشاف أول مصدر للأشعة السينية السماوية ، بخلاف الشمس ، Scorpius X-1 في عام 1962 بواسطة صاروخ سبر. تم إطلاق أول قمر صناعي للأشعة السينية ، Uhuru ، في عام 1970 وقام بأول مسح بالأشعة السينية للسماء. تشمل الأقمار الصناعية الحديثة للأشعة السينية BeppoSax ومرصد أينشتاين و Rosat. تأتي انبعاثات الأشعة السينية التي يمكن اكتشافها من عمليات عالية الطاقة مثل الرياح النجمية ، وموجة الصدمة من المستعر الأعظم والغازات الساخنة في الإكليل النجمي. تم اكتشاف مصادر أخرى للأشعة السينية في وقت لاحق وتشمل النولسي المجري النشط والأقزام البيضاء الساخنة.

أشعة غاما

أشعة غاما: نطاق التردد: 10 20-10 24 هرتز مدى الطول الموجي: & lt10-12 م

أشعة جاما لها أقصر طول موجي وأعلى تردد لجميع الإشعاعات الكهرومغناطيسية. يمكن فقط لأعلى الطاقات أن تصل إلى السطح ، أما الباقي فيمتصه الأوزون في الغلاف الجوي العلوي للأرض. يتم إنتاج أشعة جاما في مناطق شديدة الحرارة والكثافة والمجالات المغناطيسية. تم أخذ ملاحظات أشعة جاما لأول مرة في الستينيات من القرن الماضي في بعثتي أبولو ورينجر. تم إجراء أول مسوحات للسماء في السبعينيات من قبل SAS-2 و COS-B وتبعها أقمار HEAO في أواخر السبعينيات و Granat في التسعينيات.تتطلب أشعة جاما التي تزيد عن 100 جيجا إلكترون فولت أدوات أكبر مما يمكن حمله على الأقمار الصناعية ، ولهذه الطاقات يكون الغلاف الجوي للأرض ككاشف ، مع استخدام تلسكوبات بصرية لتسجيل إشعاع سيرينكوف الذي تنتجه الفوتونات.


يفتح LOFAR الكون منخفض التردد - ويبدأ بحث SETI جديدًا

بدأت مصفوفة التردد المنخفض (LOFAR) ، وهي منشأة جديدة لعلم الفلك الراديوي في عموم أوروبا ، في رسم خرائط للكون بأطوال موجية منخفضة للغاية ، وهو جزء من الطيف الكهرومغناطيسي غير المكتشف نسبيًا. سوف يكتشف الإشارات الخافتة من النجوم الأولى والثقوب السوداء الصغيرة التي ظهرت عندما كان عمر الكون 500000 عام فقط - وسيبحث أيضًا عن علامات لحضارات أخرى في الكون أقرب إلى الوطن.

سيقدم الدكتور جون ماكين الصور الأولى في اجتماع RAS الوطني لعلم الفلك (NAM) 2010 في غلاسكو في 13 أبريل.

"ما زلنا في مرحلة بناء المشروع ، مع وجود 21 محطة من أصل 44 محطة مخطط لها. ولكن حتى الآن ، ننتج صورًا لمجرات رائعة حقًا. تُظهر صورنا الأولى الانبعاث من المجرات الراديوية ذات النفاثات المواد التي يتم إخراجها بسرعات نسبية من الثقب الأسود المركزي الهائل ، وتنتهي بالنقاط الساخنة حيث تتجمع المواد معًا. جودة الصورة من LOFAR مذهلة للغاية ، مقارنة بالتلسكوبات التي كنا نستخدمها حتى الآن ، قال الدكتور ماكين ، من المعهد الهولندي لعلم الفلك الراديوي (ASTRON).

يخطط علماء الفلك لاستخدام LOFAR لدراسة العديد من الأشعة الكونية التي تؤثر على الأرض كل يوم والنجوم النابضة والمجال المغناطيسي داخل مجراتنا والمجرات القريبة. سوف يقوم LOFAR أيضًا بتجميع إحصاء لمليارات المجرات الباعثة للراديو من الكون المبكر جدًا ، مما يساعدنا على فهم كيفية تشكل المجرات وتطورت عبر الزمن الكوني.

بالإضافة إلى ذلك ، سيستخدم البحث عن ذكاء خارج الأرض (SETI) LOFAR للبحث عن إشارات لاسلكية منخفضة التردد من الحضارات على الكواكب التي تدور حول النجوم القريبة. ستدرس المرحلة الأولى من برنامج SETI كيفية إزالة التلوث من أجهزة الإرسال الأرضية وإظهار حساسية LOFAR لعمل SETI. ثم يتم التخطيط لبرنامج موسع للنظر إلى النجوم القريبة. تم الحصول للتو على أول طيف استبانة طيفي عالي في برنامج الاختبار وسيتم عرضه.

قال الدكتور آلان بيني ، الذي يقدم برنامج LOFAR SETI في NAM 2010 ، "ستقوم LOFAR بمسح النجوم القريبة بحثًا عن انبعاثات راديو لا يمكن إنتاجها إلا بوسائل اصطناعية - وهي إشارة إلى وجود حضارة هناك وأننا لسنا كذلك. وحدها. ركزت التحقيقات السابقة لهذه النجوم على ترددات أعلى ، ولكن نظرًا لأننا لا نعرف الترددات التي قد تختارها حضارة خارج كوكب الأرض لإصدار موجات الراديو ، فإن LOFAR سوف يملأ فجوة مهمة في البحث. ومن المثير بشكل خاص أن هذا يجري قام به فريق أوروبي مع تلسكوب لعموم أوروبا ".

"لقد مرت 50 عامًا بالضبط منذ أن أجرى فرانك دريك أول ملاحظات SETI. وستتوسع LOFAR في استراتيجيات البحث التقليدية لـ SETI من خلال المراقبة في مجال تردد مختلف تمامًا ومجال رؤية ضخم. إن الاحتمالات مثيرة للاهتمام على أقل تقدير!" قال البروفيسور مايك جاريت ، المدير العام لأسترون.

يتم بناء التلسكوب بواسطة ASTRON ، وعند اكتماله ، سيتألف من 44 محطة مستقلة على الأقل منتشرة في جميع أنحاء هولندا وألمانيا والسويد وفرنسا والمملكة المتحدة. العمل على ترددات منخفضة يعني أن التلسكوب يجب أن يكون كبيرًا جدًا لرؤية التفاصيل الدقيقة ، ويتحقق ذلك من خلال انتشار المحطات على مدى مئات الأميال. تتكون كل محطة من العديد من العناصر الصغيرة من الهوائيات والبلاط التي تقيس انبعاث الراديو من السماء. يتم بعد ذلك دمج هذه الإشارات ومعالجتها باستخدام كمبيوتر عملاق لعمل صور مفصلة للغاية وعميقة. من المتوقع أن تكون المحطات النهائية لـ LOFAR في مكانها بحلول صيف 2010 ، وبعد ذلك ستبدأ المرحلة العلمية للمشروع ، بدءًا من مسوحات السماء الراديوية التي تهدف إلى العثور على أبعد المجرات المعروفة.

"تمنحنا الحساسية والدقة المذهلة لـ LOFAR رؤية غير مسبوقة لكيفية تطور كوننا على مدار مليارات السنين. لم يتم النظر إلى الجزء ذي التردد المنخفض من الطيف الكهرومغناطيسي إلى مستوى التفاصيل التي ستتيحها LOFAR لنا. يتوقع العثور على أنواع جديدة من المجرات التي لم يسبق رؤيتها من قبل ، "قال الدكتور ماكين.


نظرة جديدة على Big Bang Radiation تنقي عمر الكون

لإعادة مراجعة هذه المقالة ، قم بزيارة ملفي الشخصي ، ثم اعرض القصص المحفوظة.

لإعادة مراجعة هذه المقالة ، قم بزيارة ملفي الشخصي ، ثم اعرض القصص المحفوظة.

ست أوراق بحثية منشورة على الإنترنت تقدم لقطات أقمار صناعية جديدة للضوء المبكر في الكون. من خلال تحليل هذه الصور ، توصل علماء الكونيات إلى التحديد الأكثر دقة لعمر الكون ، واكتشفوا بشكل مباشر غاز الهليوم البدائي لأول مرة واكتشفوا توقيعًا رئيسيًا للتضخم ، وهو النموذج الرائد لكيفية ظهور الكون.

التحليل ، الذي يستند إلى السنوات السبع الأولى من البيانات التي أخذها مسبار ويلكنسون لتباين الميكروويف التابع لناسا ، يقدم أيضًا دليلًا جديدًا على أن الكيان الغامض الذي يحفز توسع الكون يشبه ثابت آينشتاين الكوني ، وهو عامل أدخله لكنه أزال لاحقًا من نظريته حول النسبية العامة. بالإضافة إلى ذلك ، تكشف البيانات أن المنظرين ليس لديهم النموذج الصحيح لشرح الغاز الساخن الذي يحيط بمجموعات ضخمة من المجرات.

كشف الباحثون الذين يدرسون الضوء ، الذي نشأ عند ولادة الكون ولكن القمر الصناعي كما ظهر عندما هرب لأول مرة إلى الفضاء بعد حوالي 400 ألف عام ، عن النتائج في ستة أوراق بحثية نُشرت على الإنترنت في 26 يناير / كانون الثاني. كخلفية موجية كونية ، تتخللها بقع ساخنة وباردة ، وهي علامات للكتل البدائية الصغيرة التي نمت منها المجرات.

لحساب عمر الكون ، قارن العلماء بما في ذلك ديفيد سبيرجيل من جامعة برينستون وتشارلز بينيت من جامعة جونز هوبكنز في بالتيمور حجم تلك البقع الساخنة والباردة اليوم مع حجم البقع عندما تم إطلاق الإشعاع لأول مرة في الفضاء. باستخدام بيانات من WMAP جنبًا إلى جنب مع دراسات المستعرات الأعظمية البعيدة والظواهر الأخرى ، وجد الفريق أن عمر الكون يبلغ 13.75 مليار سنة ، أي ما يعادل 0.11 مليار سنة. (على سبيل المقارنة ، فإن الحسابات السابقة للفريق ، والتي استخدمت نفس الطريقة ولكنها تضمنت خمس سنوات فقط من ملاحظات الأقمار الصناعية ، قد ربطت الكون بـ 13.73 مليار سنة ، زائد أو ناقص 0.12 مليار.)

يقول بينيت إن البيانات المأخوذة من القمر الصناعي WMAP تدعم فكرة أن الكون المبكر تضخم بسرعة. حققت نظرية التضخم ، التي تفترض أن الكون تضخم من الحجم دون الذري إلى حجم كرة القدم خلال أول 10-33 ثانية ، نجاحًا كبيرًا في تفسير بنية الكون. وفقًا للنظرية ، يجب أن تكون التقلبات في شدة إشعاع الخلفية الميكروويف على المقاييس المكانية الأكبر أكبر قليلاً من تلك الموجودة على المقاييس الأصغر. وقد أكد القمر الصناعي ، الذي تم إطلاقه في عام 2001 وسيقدم ملاحظاته الأخيرة هذا الخريف ، هذا السلوك.

يقول سكوت دوديلسون من مختبر Fermi National Accelerator Laboratory في باتافيا بولاية إلينوي: "هذا دعم قوي حقًا للنظرية".

يعترف بينيت أن النموذج القياسي لعلم الكونيات - المليء بالتضخم والمواد غير المرئية المعروفة بالمادة المظلمة وشيء يسمى الطاقة المظلمة ، والتي يعتقد أنها تسرع من التوسع الكوني - "فكرة جامحة". ولكن مع أحدث تحليل لرصدات الأقمار الصناعية "لقد واجهنا النموذج مقابل البيانات بطريقة جديدة إلى حد كبير ... وهذه الصورة صامدة جيدًا."

باستخدام بيانات الأقمار الصناعية لقياس سرعة التذبذبات الصوتية - المكافئ الكوني للموجات الصوتية - أكد علماء الفلك أن الكون المبكر صنع الهيليوم بالإضافة إلى الهيدروجين ، تمامًا كما تنبأت نظرية الانفجار العظيم. استندت الدراسات السابقة إلى كمية الهليوم الموجودة في أقدم نجوم الكون بدلاً من الاكتشاف المباشر للغاز في الكون المبكر.

& quot هذا يفتح نافذة جديدة لقياس الهيليوم البدائي ، & quot ؛ تعليقات Dodelson.

يقول سبيرجيل إن الاكتشاف "ليس مفاجأة ، لكن من الجيد الحصول على تأكيد".

قام الباحثون أيضًا بتحليل بيانات الأقمار الصناعية لتمييز تنوع الجسيمات الأولية المحايدة التي تسمى النيوترينوات في الكون. يعرف الفيزيائيون ثلاثة أنواع: نيوترينو الإلكترون ، نيوترينو الميون ونيوترينو تاو. لكن البيانات الحالية ستكون متوافقة مع وجود ثلاثة أو أربعة أنواع. يقول بينيت إن تحليل عامين إضافيين من الملاحظات من القمر الصناعي قد يحدد ما إذا كان النوع الرابع موجودًا.

في اكتشاف منفصل ، اكتشف WMAP وفرة من فوتونات خلفية الميكروويف بالقرب من عناقيد المجرات. هنا ، يتعارض القمر الصناعي مع النظرية. من المعروف أن الإلكترونات النشطة المرتبطة بالعناقيد المجرية تتفاعل مع بعض فوتونات خلفية الميكروويف ، مما يدفع الفوتونات إلى طاقات أعلى مما يمكن للمسبار اكتشافه. نتيجة لذلك ، يجب أن يسجل المسبار عددًا أقل من فوتونات طاقة الميكروويف بالقرب من العناقيد.

يسجل المسبار بالفعل عجزًا ، لكنه لا يمثل سوى نصف الكمية التي تنبأت بها نظرية عنقود المجرات. تلسكوب القطب الجنوبي ، وهو تجربة أرضية تدرس أيضًا الخلفية الكونية الميكروية ، وجدت أيضًا عجزًا أقل من المتوقع. يشير عدم التطابق إلى أنه سيتعين على المنظرين مراجعة فهمهم للعناقيد المجرية ، كما يقول بينيت.


المجالات الكهربائية والمغناطيسية

لقد عرف العلماء منذ الجزء الأول من القرن التاسع عشر أن المجالات الكهربائية والمجالات المغناطيسية مرتبطة ارتباطًا وثيقًا ببعضها البعض وأن تطبيقات هذا الاتصال موجودة في كل مكان حولك. يؤدي تحريك الشحنة الكهربائية (تيار كهربائي) إلى تكوين مجال مغناطيسي. يمكن استخدام ملفات الأسلاك في صنع المغناطيسات الكهربائية الكبيرة المستخدمة في ساحات خردة السيارات أو الكهرومغناطيسية الصغيرة في مستقبل الهاتف. تعد المحركات الكهربائية المستخدمة لبدء تشغيل سيارتك أو تدوير القرص الصلب للكمبيوتر من التطبيقات الأخرى لهذه الظاهرة. في الواقع ، يتم إنتاج المغناطيسات العادية من التيارات الصغيرة على المستوى الذري.

يخلق المجال المغناطيسي المتغير تيارًا كهربائيًا - مجالًا كهربائيًا. يتم استخدام هذا المفهوم بواسطة مولدات الطاقة - يتم تصنيع ملفات كبيرة من الأسلاك لتدوير مجال مغناطيسي (عن طريق تساقط المياه أو الرياح أو البخار من تسخين المياه عن طريق حرق الفحم أو الزيت أو الحرارة الناتجة عن التفاعلات النووية). تختبر ملفات الأسلاك مجالًا مغناطيسيًا متغيرًا ويتم إنتاج الكهرباء. تقوم أقراص الكمبيوتر وأشرطة الفيديو والصوت بترميز المعلومات في أنماط مغناطيسية للاتجاهات المغناطيسية المتناوبة والقوى المغناطيسية. عندما يمر القرص المغناطيسي أو مادة الشريط بواسطة ملفات صغيرة من الأسلاك ، يتم إنتاج تيارات كهربائية (مجالات كهربائية).

جيمس كليرك ماكسويل (عاش 1831-1879) وضع هذه الأفكار معًا واقترح أنه إذا كان المجال المغناطيسي المتغير قادرًا على تكوين مجال كهربائي ، فإن المجال الكهربائي المتغير (من شحنة كهربائية متذبذبة ، على سبيل المثال) يجب أن يصنع مجالًا مغناطيسيًا. نتيجة لذلك ، يجب أن يؤدي تغيير الحقول الكهربائية والمغناطيسية إلى تحفيز بعضهما البعض ويجب أن تتحرك هذه الحقول المتغيرة بسرعة مساوية لسرعة الضوء. لاختتام هذا المنطق ، قال ماكسويل ذلك الضوء هو موجة كهرومغناطيسية. أكدت التجارب اللاحقة نظرية ماكسويلز.

تتذبذب المجالات الكهربائية والمغناطيسية معًا ولكنها متعامدة مع بعضها البعض وتتحرك الموجة الكهرومغناطيسية في اتجاه عمودي على كلا المجالين.


نظرية الأوتار والعالم الحقيقي: من فيزياء الجسيمات إلى الفيزياء الفلكية

تيبو دامور ، مارك ليلي ، في ليس هوش ، 2008

4.1 نظرة عامة

من الأقسام السابقة ، يمكن للمرء أن يستنتج أن GR هي نظرية مؤكدة جيدًا بحيث يمكن للمرء أن يميل إلى طلب أي نظرية مستقبلية (وخاصة نظرية الأوتار) التي تؤدي بشكل أساسي إلى عدم وجود انحرافات ملحوظة عن GR المعتادة رباعية الأبعاد. على سبيل المثال ، قد يتطلب المرء أن تكتسب جميع الحقول العددية التي لا كتلة لها والتي تكثر في نظرية الأوتار (على مستوى الشجرة ، المدمجة) كتلًا كبيرة. ومع ذلك ، بما أنه لا يوجد حتى الآن فهم واضح لكيفية ملاءمة عالمنا ضمن نظرية الأوتار ، فمن المثير للاهتمام من الناحية الظاهراتية الحفاظ على عقل متفتح واستكشاف ما إذا كانت هناك احتمالات لانحرافات الموارد الوراثية التي نجت بشكل طبيعي من الاكتشاف حتى الآن.

تتنبأ نظرية الأوتار بوجود طيف كتلي ممتد (زμv(خ)، Φ(خ), بμv، مجالات معيارية ، وما إلى ذلك) التي يمكن أن ينتج عنها بعض التعديل طويل المدى أو قصير المدى للجاذبية. يمكن أن يكون وجود الأغشية والأبعاد الإضافية الكبيرة أيضًا مصادر للجاذبية المعدلة (على سبيل المثال ، جاذبية KK). يمكن أن توجد تأثيرات قصيرة المسافة في مقاييس الترتيب على مقياس السلسلة ℓس التي يمكن ملاحظتها في علم الكونيات أو في الفيزياء الفلكية عالية الطاقة. سننظر أيضًا في إشارات موجات الجاذبية المحتملة من نماذج علم الكون الوترية. أخيرًا ، نحيل القارئ إلى محاضرات خوان مالداسينا لمناقشة الأمور غير الغوسية في بيانات CMB.

فكرة مثيرة للاهتمام من الناحية الظاهراتية (على الرغم من أنها لا تدعمها الحجج النظرية الدقيقة) هي انهيار محتمل لثبات لورنتز ، على فيزياء واسعة النطاق ، مرتبطًا بالتأثيرات المرتبطة بقطع النطاق. مثال على ذلك هو علاقة تشتت معدلة من النوع

أين مص يدل على كتلة بلانك. يمكن للمرء أن يعتقد أنه بسبب القيمة الكبيرة لكتلة بلانك ، فإن أي تصحيحات من هذا القبيل لعلاقة التشتت المعتادة لا يمكن ملاحظتها. ومع ذلك ، توجد ظواهر فيزيائية فلكية ، مثل الأشعة الكونية عالية الطاقة ، على سبيل المثال أشعة جاما عالية الطاقة ، والتي يمكن ملاحظة مثل هذا التغيير الطفيف في هذه العلاقة. على سبيل المثال ، من خلال مقارنة أوقات وصول أشعة of ذات الطاقات المختلفة ، يمكن للمرء وضع حدود قوية للمعامل β1. تم أيضًا استخدام مثل هذه التعديلات لعلاقة التشتت في تحليل CMB ، حيث أنه ، في النموذج التضخمي القياسي ، تنشأ التقلبات الكمومية الأولية (بذور الهياكل واسعة النطاق اليوم & # x27s) في الأشعة فوق البنفسجية العميقة ، أي في مقاييس transplanckian. لاحظ أن هناك صعوبات نظرية 17 مع إدراج المصطلح β 1 E 3 m p (وهو المصطلح المقيد بشدة تجريبيًا) ، في حين أن المصطلح من الدرجة الرابعة الأكثر تقليدية سيكون صغيرًا جدًا بحيث لا يمكن ملاحظته. لاحظ أنه في حالة الفوتون ، يمكن أن يشير التعديل على المقاييس القصيرة إلى حدوث انكسار للفراغ مثل ω ± = | ك | (1 ± β | ك | م ع). للحصول على مراجع حول هذه القضايا ، انظر [42 ، 43]. بالحديث عن التأثيرات الفيزيائية الفلكية المستوحاة من الأوتار ، دعنا نذكر اقتراح المرجع. [44] قد تدل نظرية الأوتار هذه على انتهاك لكير المعتاد المرتبط بالدوران للثقوب السوداء الدوارة: يGM 2 .

تنشأ تنبؤات أخرى محتملة لنظرية الأوتار من الصورة التي ينظر فيها المرء إلى وجود أغشية تكون فيها جسيمات SM (سلسلة مفتوحة) محصورة ، بينما (الوتر المغلق) الجرافيتونات حرة في الانتشار في الكتلة (الشكل 5). يمكن بعد ذلك ضغط الأبعاد الإضافية للحجم ، على Calabi-Yau أو ببساطة على طارة (وبالتالي "تحديد موقع" الجاذبية حول غشاء SM). ثم تأتي القيود على حجم الأبعاد المضغوطة إما من ظاهرة الجاذبية ، أو من التأثيرات على جسيمات SM. هذه هي فكرة الأبعاد الإضافية "الكبيرة" [45] التي يمكن اختبارها في مصادم الهادرونات الكبير ، ولذا فهي محل اهتمام اليوم. تشمل الإدراكات الأخرى نماذج ذات أبعاد إضافية "كبيرة جدًا" [46] ، ولكن ليس من الواضح كيف يتم تحقيقها في نظرية الأوتار. في نموذج Randall-Sundrum [46] ، يمكن أن تكون الغشاء مثل عيب في كتلة مع ثابت كوني سالب ، وفي هذه الحالة يتصرف الوضع الصفري لموجات الجاذبية الضخمة كموجة سطحية موضعية على الغشاء بسبب الانقطاع الموجود في واجهة الغشاء مع الجزء الأكبر. في نموذج DGP [47] ، يتم تحقيق التوطين التقريبي للجاذبية السائبة على غشاء SM من خلال التفاعل بين ديناميكيتين لقطاع الجاذبية: إجراء 5D أينشتاين ، بالإضافة إلى إجراء 4D "المستحث" لأينشتاين ، مع قيمة مختلفة من ثابت نيوتن & # x27s ، على الغشاء. من خلال الجمع بين الناشرين المعكوسين ، يعدل الناشر العالمي الجاذبية بشكل كبير على مقاييس الطول الكبيرة ص:

الشكل 5. يتم ربط نهايات الأوتار المفتوحة بغشاء ، مما يؤدي إلى ظهور جسيمات SM ، بينما تكون الأوتار المغلقة حرة في الانتشار في الكتلة.

بالإضافة إلى ذلك ، حتى على مقاييس الطول ص ≤ لام توجد تعديلات الجاذبية المعتادة. في الواقع ، الادعاء هو أن إمكانات نيوتن قد تم تعديلها على أنها [48]

على مستوى الظواهر ، من المثير للاهتمام أن (نيوتوني) يتم تعديل الجاذبية بهذه الطريقة. تشير التقديرات إلى أن التأثيرات صغيرة بما يكفي لتفادي الاكتشاف حتى الآن ، ولكن يمكن رؤيتها في تجارب النظام الشمسي المكررة (على سبيل المثال ، نطاق الليزر القمري). جادل بعض المؤلفين بأن مثل هذه النماذج قد يكون لها سلوكيات غير مسبوقة ، على سبيل المثال ، ظهور منحنيات شبيهة بالزمن مغلقة [49].

هناك فكرة أخرى مثيرة للاهتمام من الناحية المفاهيمية تتضمن احتمال وجود عدة أغشية (متوازية) من راندال وسندرم. آلية حصر الجاذبية في نموذج Randall-Sundrum هي أن الدالة الموجية للجرافيتونات السطحية تتحلل بشكل كبير بعيدًا عن الغشاء. إذا كان هناك غشاءان قريبان ، يمكن لمثل هذه التأثيرات الجاذبية شبه المحصورة أن تنتقل عبر نفق من غشاء إلى آخر من خلال تأثيرات صغيرة أضعافا مضاعفة. نتيجة لذلك ، سيحتوي لاغرانج الفعال على موترين متريين مع اثنين من الجرافيتون ، أحدهما عديم الكتلة ، والآخر ضخم [50]. ومع ذلك ، هناك صعوبات نظرية مع أي نظرية جاذبية هائلة ، فيما يتعلق بانقطاع فان دام-فيلتمان-زاخاروف (انظر ، على سبيل المثال ، [51] والمراجع الواردة فيه).


أصداء الانفجار العظيم

نعيد النظر في الإشعاع المتبقي من الانفجار العظيم الذي ينتشر في السماء كخلفية موجية كونية في ضوء رسم خرائط تلسكوب بلانك الأخير. أكدت القياسات الأكثر دقة لخصائصه حتى الآن فهمنا للنماذج الكونية التي تحاول حساب خصائص الكون الحالي ومحتوياته.

تعتبر كارولين كروفورد مسؤولة التواصل في معهد علم الفلك وزميل كلية إيمانويل بجامعة كامبريدج ، وأستاذ الفلك الفخري غريشام ، كارولين كروفورد من بريطانيا وأهم مراقبي العلوم.

بعد حصولها على درجة الدكتوراه من كلية نيونهام ، كامبريدج ، ذهبت الأستاذة كروفورد إلى سلسلة من الزمالات من كلية باليول ، أكسفورد ، ترينيتي هول ، كامبريدج والجمعية الملكية. في عام 2004 تم تعيينها كزميلة ومحاضرة جامعية في كلية إيمانويل ، كامبريدج ، حيث تعمل الآن أيضًا كمدرس قبول جامعي في العلوم الفيزيائية. منذ عام 2005 ، جمعت بين دورها الجامعي مع دور مسئولة التواصل في معهد علم الفلك بجامعة كامبريدج.

تتركز اهتمامات البروفيسور كروفورد ورسكووس البحثية الأساسية في الجمع بين رصد الأشعة السينية والأشعة المرئية والأشعة تحت الحمراء القريبة لدراسة العمليات الفيزيائية التي تحدث حول المجرات الضخمة في قلب مجموعات المجرات.على وجه الخصوص ، لاحظت التفاعل المعقد بين الوسط داخل الكتلة الساخنة ، وخيوط الغاز المتأين الدافئ ، والسحب الجزيئية الباردة ، وتشكيل النجوم والبلازما الراديوية المتدفقة من الثقب الأسود المركزي الهائل.

في عام 2009 ، تم الاعتراف بقدرات البروفيسور كروفورد و rsquos المتميزة في التواصل العلمي من قبل أ المرأة ذات الإنجاز المتميز جائزة من مركز موارد المملكة المتحدة للمرأة في العلوم والهندسة والتكنولوجيا ، مقدمة لـ & ldquoc Communications of Science مع المساهمة في المجتمع. & rdquo

تم تعيينها في منصب أستاذ جريشام السادس والثلاثين لعلم الفلك في عام 2011 ، وألقت البروفيسور كروفورد سلسلة من المحاضرات العامة المجانية حيث نفذت نيتها وعرض ldquoto أحدث التطورات والأفكار في علم الفلك وعلم الكونيات ، مع وضعها في سياق عملية الاكتشاف العلمي. و rdquo


شاهد الفيديو: ما هو الطيف الكهرومغناطيسي (يوليو 2022).


تعليقات:

  1. Wyatt

    بأي حال من الأحوال

  2. Brookson

    يمكنني أن أعطيك استشارة لهذا السؤال.

  3. Beauvais

    أعتذر ولكن في رأيي أنت مخطئ. أدخل سنناقشها. اكتب لي في PM ، سنتحدث.

  4. Jayar

    لا تأخذني لحظة؟

  5. Douglas

    اعتقد موضوع مثير جدا للاهتمام. تقدم للجميع المشاركة بنشاط في المناقشة.

  6. Orin

    مستحيل



اكتب رسالة