2-3- طیف‌سنجی خط جذب کوازار 18

2-4- لیمان آلفا 21

2-5- جنگل لیمان آلفا 22

2-6- تبیین مشخصات خط جذب.. 26

2-6-1-چگالی ستون.. 26

2-6-2- عمق نوری.. 27

2-6-3 پهنای معادل خط جذب.. 28

2-6-4- تابع پهن شدگی.. 29

فصل 3- قانون هابل و انتقال به سرخ کیهانی.. 33

3-1- هابل، قانون هابل و انبساط جهان.. 33

3-2- ثابت هابل، درخشش و اندازه گیری فاصله ها 34

3-3- مقایسه انتقال به سرخ داپلر و انتقال به سرخ کیهانی.. 38

3-4- تغییر نسبیتی داپلر. 39

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 ……………………………………….………………………………………..71

منابع ………………………………………………………………………………………………………………… 74

فهرست شکل‌ها

شکل 1-1-  تاریخ جهان…………………………………………………………………………………………………………………………………………………………13

شکل 2-1-  تابش کوازار با عبور از موانع و ابرهای میان کهکشانی بصورت جنگل لیمان آلفا و لیمان بتا دیده می شود … 19

شکل 2-2-  طیف یک کوازار معمولی ……………………………………………………………………………………………………………………………….. 20

یک مطلب دیگر :

شکل 2-3-  قسمت های انبساط یافته جنگل لیمان آلفای طیف کوازار Q422+231 …………………………………………………  24

شکل 4-1-  نور از کوازار دور دست طول موج λ را گسیل می کند. نور گسیلی از جذب کننده های …………………………… 50

شکل 5-1-   تغییرات سرعت بر حسب انتقال به سرخ ……………………………………………………………………………………………………… 64

شکل 5-2-    تغییرات انتقال به سرخ بر حسب انتقال به سرخ ………………………………………………………………………………………… 65

شکل 5-3-   چگالی انرژی تاریک و ماده تاریک صورت تابعی از انتقال به سرخ  برای مدل های میدان نرده ای ………….. 66

فصل نخست:
مقدمه

فصل 1- 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.

1-2- 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[4] که لایه باریکی در ارتفاع 20 تا 30 کیلومتری زمین است، از عبور تابش های فرابنفش[5] 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”[6] گویند. خاموش سازی می بایست در جریان اندازه گیری میزان درخشانی لحاظ گردد.

در قرن نوزدهم، لرد ریلی[7] 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[8]