WIMP

یکی از ملحقات نظریۀ استاندارد فیزیک ذرات به نام اَبرتقارن (Super Symmetry)، پیشنهاد می‌کند که «ذرات سنگین با برهم کنش ضعیف» (WIMP) ممکن است جزء اصلی در مادۀ تاریک سرد باشد. یکی از نامزدهای اصلی نوترالینو (Neutralino) است - سبک‌ترین ذرۀ ابرمتقارن خنثی. در هر ثانیه ملیاردها WIMP می‌تواند از ما عبور کند! گاهی ممکن است که با هستۀ یک اتم برهم‌کنش داشته، آن را به عقب براند - چیزی شبیه به برخورد یک توپ درحال حرکت بیلیارد و یک توپ ساکن. براساس اصول، اما با زحمت بسیار زیاد، این برهم‌کنش‌ها قابل آشکارسازی است.
برخی راه‌های ممکن در تشخیص عقب‌نشینی هسته‌ای، ناشی از برهم‌کنش WIMP، عبارت است از:
(1) در نیمه‌هادی‌هایی چون سیلیسیوم و ژرمانیوم، با عقب‌نشینی اتم، بار الکتریکی آزاد می‌شود. این یونیزاسیون قابل تشخیص و اندازه‌گیری است.
(2) در انواع مشخصی از کریستال‌ها و مایعات، موسوم به سینتیلاتور ، با کم شدن سرعت اتم، برق‌هایی از نور تابش می‌شود. این نور، که مقدار آن به انرژی عقب‌نشینی بستگی دارد، به وسیلۀ لامپ فتومالتی‌پلایر (PMT) قابل تشخیص است.
(3) در کریستال، انرژی عقب نشینی به ارتعاشاتی موسوم به فونون (Phonon) منتقل می‌گردد. در دمای اتاق، این ارتعاشات در میان ارتعاشات القایی توسط حرارت گم می‌شود. اما با سرد کردن کریستال تا دمایی نزدیک به صفر، می‌توان آنها را آشکار نمود.
هرچند که ممکن است در هر ثانیه یک ملیون WIMP از هر سانتیمترمربع عبور کند، اما بسیار به ندرت با یک هسته برهم‌کنش می‌نماید. برآورد می‌شود که در یک آشکارساز 10 کیلوگرمی، در هر روز و به‌طور متوسط تنها یک برهم‌کنش رخ دهد. اوضاع وقتی بدتر است که بدانیم همواره با پرتوهای کیهانی بمباران می‌شویم. این پرتوها که از مادۀ معمولی ساخته شده‌اند، به آسانی برهم‌کنش می‌کنند؛ لذا هرگونه برهم‌کنش WIMP کاملاً پایمال می‌شود! یک راه که تعداد پرتوهای کیهانی ورودی به آشکارساز را بسیار کاهش می‌دهد آن است که آن را در اعماق زمین جای دهیم - مثلاً در عمق 1100 متری معدن بولبی پوتاش در شمال یورک‌شایر . در این عمق، لایه‌های صخره‌ای از هر یک ملیون پرتو کیهانی، تنها یکی را عبور می‌دهد، و این درحالی است که تنها سه عدد از یک ملیارد WIMP با هستۀ تخته سنگ‌ها در بالای آشکارساز برهم‌کنش می‌نماید.
به‌علاوه، رادیو اکتیو طبیعی موجود در سنگ‌های اطراف آشکارساز با تولید نوفه، برهم‌کنش‌های WIMP را می‌پوشاند. از اینرو آشکارسازها را با سپر تابشی از سرب بسیار خالص، پوشش مسی یا پلی‌اتیلن می‌پوشانند، و ممکن است آنها را در مخزن آب غوطه‌ور نمایند. آشکارسازها خود می‌توانند ذرات آلفا یا بتا تابش کنند، لذا بایستی در مورد مادۀ سازندۀ آنها دقت ویژه‌ای مبذول داشت. لامپ‌های فتومالتی‌پلایر (به منظور آشکارسازی جرقه‌ها) نیز مشکلات خاص خود را دارند. هدایت‌کننده‌های نوری (Light Guide) جهت انتقال نور از کریستالی که برهم‌کنش در آن صورت می‌گیرد، مانند یدید سدیم، به لامپ‌های فتومالتی پلایر حفاظت شده مورد استفاده قرار می‌گیرد.
 
کتاب درآمدی بر نجوم کیهان‌شناسی صفحه ۳۹۲ و ۳۹۳
برچسب‌ها: کیهان‌شناسی, کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی
+ نوشته شده در یکشنبه سی ام مهر ۱۳۹۱ ساعت 21:47 توسط شاه علی  | 

مقیاس فاصله کیهانی

برای آنکه اندازۀ مقیاس جهان را متوجه شویم، لازم است بتوانیم فواصل کهکشان­ها را اندازه بگیریم. فاصله تا دو کهکشان نامنظم مجاور، ابرهای کوچک و بزرگ ماژلانی، به عنوان دو نقطۀ مرجع و کلیدی در نردبان فاصله (Distance Ladder) به شمار می­آید.  نمونه­ای از ستاره­های متغیر و بسیار روشن در آنها، موسوم به متغیرهای قیفاووسی، مانند یک شمع استاندارد قابل استفاده هستند. به کمک آنها فاصلۀ کهکشان­ها نسبت به فاصلۀ ابرهای ماژلانی اندازه­گیری می­شود. برای این­که چنین کاری ممکن باشد، لازم است در ابتدا اندازۀ صحیح فاصله تا یکی از این دو ابر را در اختیار داشته باشیم.

برآورد دقیق فاصله تا ابرهای بزرگ و کوچک ماژلانی ساده نبوده و در طول سال­ها مقدار آن تغییرات اساسی داشته است. رویداد ابرنواختر 1987A در ابر بزرگ ماژلانی، روشی مستقیم را جهت اندازه­گیری فاصله تا آن ابر در اختیار دانشمندان قرار داد. این روش مبتنی بود بر زمان لازم برای آنکه نور تابشی از ابرنواختر، حلقه­ای از گاز را که در فاصله­ای دور آن را احاطه کرده بود، روشن نماید.  بر این اساس، فاصلۀ زمین تا مرکز ابر بزرگ ماژلانی ۵۲ کیلوپارسک (با تولرانس ۱.۳ کیلو پارسک)برآورد شد. این برآورد، به همراه رصدهای دیگری که آن­را تأیید می­کرد، به ستاره­شناسان کمک نموده تا بتوانند مقدار جدیدی را به عنوان نقطۀ صفر برای مقیاس فاصلۀ قیفاووسی تعیین کنند، و دانش ما را از فواصل کهکشانی تا حد زیادی بهبود بخشیده­اند.

 

کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی صفحه ۳۴۸ و ۳۴۹

برچسب‌ها: کیهان‌شناسی, کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی
+ نوشته شده در یکشنبه شانزدهم مهر ۱۳۹۱ ساعت 16:38 توسط شاه علی  | 

حیات هوشمند در جهان

جهان ما برای زندگی مناسب است، اما گستردگی این حیات چگونه است؟ ما بر این گمانیم که غالب اشکال حیات، از همان مبانی شیمی مشابه به حیاتِ مبتنی بر کربن ما سود می­برند. عناصر اساسی وجود ما (کربن، اکسیژن و نیتروژن) آنهایی هستند که برای نخستین بار در ستارگان تولید شدند و از اینرو فراوانند. علاوه بر این، ترکیبات کربن در مقایسه با دیگر عناصر بیشترین تنوع را دارد. امکان وجود گونه­هایی از زندگی برپایۀ گوگرد، آرسنیک و متان غیر ممکن نیست؛ اما به تصور نویسنده، فراوانی بسیار کمتری خواهند داشت.

بنابراین، در بیشتر موارد به مکان­هایی نیاز داریم که آب به­صورت مایع باشد؛ مانند سطح سیاره­ای در کمربند قابل­سکونت ستاره­اش، یا اقیانوسی در زیر یخ­های یک قمر که با حرارت کشندی سیارۀ بزرگ مجاورش گرم شده است. چنانچه امیدی به وجود دیگر تمدن­های پیشرفته داشته باشیم، مدت زمانی قابل ملاحظه لازم است - تا گونه­های سادۀ حیات احتمالاً شانسی برای تکامل پیدا کنند.

در سال 1960، فرنک دریک (Frank Drake)، کسی که سال پیش از آن در پروژه­ای به نام عظمی (Ozma) برای نخستین بار به جستجوی هوش فرازمینی پرداخته بود، گروهی از دانشمندان برجسته را جمع کرد تا برآوردی از احتمال وجود تمدن­های هوشمند دیگر در کهکشان داشته باشند؛ تمدن­هایی که ممکن است سیگنال­هایی برای ما ارسال کنند و ما بتوانیم آنها را در برنامه­های رصدی موسوم به سِتی (SETI)[1] آشکار نماییم.

 

[1]- Search for  ExtraTerrestrial  Intelligence

 

کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی صفحه ۴۰۳

 

برچسب‌ها: کیهان‌شناسی, اخترزیست‌شناسی, کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی
+ نوشته شده در چهارشنبه بیست و نهم شهریور ۱۳۹۱ ساعت 17:49 توسط شاه علی  | 

مهبانگ یا حالت پایدار؟

در اوایل دهۀ 1960، آزمایش­های رصدی جهت گزینش یکی از دو نظریه صورت گرفت. فرض کنید بتوانیم چگالی کهکشان­ها را در نزدیکی خودمان اندازه بگیریم، یعنی تعداد کهکشان­ها در مکعبی به ابعاد یک ملیون پارسک را به­دست آوریم. با توجه به این­که این کهکشان­ها در نزدیکی ما هستند، اساساً آنها را در زمان حال می­بینیم. حال اگر می­توانستیم چگالی کهکشان­ها را در جهان دور اندازه بگیریم، در حقیقت چگالی عالم را مربوط به زمانی در گذشته اندازه می­گرفتیم. در مدل حالت پایدار، این نتایج باید یکسان باشد؛ در حالیکه در مدل مهبانگ، چگالی در زمان گذشته بیشتر از حال است. مارتین ریل (Martin Ryle) در کمبریج، با شمارش منابع رادیویی اقدام به انجام این­گونه اندازه­گیری­ها نمود. اگر چه در داده­های ابتدایی مشکلاتی وجود داشت، اما بالاخره این نتایج چگالی بیشتری از منابع رادیویی را در گذشته مورد تأیید قرار داد و بدینوسیله نظریۀ حالت پایدار رد شد. در سال 1963 ضربه نهایی و مهلک به نظریۀ حالت پایدار وارد آمد، زمانی که تابشی کشف شد که اعتقاد بر آن بود از مهبانگ سرچشمه گرفته است. پیدایش، کشف و مطالعۀ این تابش، قسمت اساسی داستان کیهان­شناسی را که در پی خواهد آمد تشکیل می­دهد.

 

کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی صفحه ۳۷۷

برچسب‌ها: کیهان‌شناسی, کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی
+ نوشته شده در سه شنبه چهاردهم شهریور ۱۳۹۱ ساعت 0:16 توسط شاه علی  | 

نظریه حالت پایدار

در نتیجۀ مشکل سن، بسیاری از ستاره­شناسان چندان اعتقادی به مدل­های مهبانگ نداشتند. در سال 1948، هرمن بوندی، توماس گولد و فرد هویل[1] (که از ایدۀ مبدأ آنی برای جهان متنفر بودند) نظریۀ دیگری به نام نظریۀ حالت پایدار (Steady State) را پیشنهاد کردند. تمام نظریه­های کیهان­شناسی چیزی را که اصل کیهان­شناختی (Cosmological Principle) نامیده می­شود در بر می­گیرند. یعنی آنکه در مقیاس بزرگ و در هر زمان معین، منظرۀ جهان از هر نقطه داخل آن یکسان خواهد بود. بوندی، گولد و هویل این نظریه را توسعه دادند و چیزی را که آنها اصل کیهان­شناختی کامل (Perfect Cosmological Principle) می­نامیدند ارائه کردند. در این اصل عبارت «در هر زمان معین» با «در همۀ زمان­ها» جایگزین شد. جهان آنها در مقیاس بزرگ نامتغیر بود. البته نه به این معنی که جهان منبسط نمی­شد، بلکه ایدۀ اصلی در قلب این نظریه آن بود که با فاصله گرفتن کهکشان­ها از یکدیگر به دلیل انبساط عالم، مادۀ جدید به شکل هیدروژن در فضای بین آنها آفریده می­شد. این هیدروژنِ تازه خلق شده، در نهایت، کهکشان­های جدیدی را به­وجود می­آورد و بدین ترتیب چگالی مشاهده شدۀ کهکشان­ها پیوسته ثابت می­ماند. جهان نه ابتدایی دارد و نه انتهایی خواهد داشت، و همان گونه که از نام نظریه برمی­آید، در حالت پایدار خواهد ماند. با توجه به این­که همواره مادۀ جدید در حال خلق شدن است، آن را نظریۀ آفرینش پیوسته (Continuous Creation) نیز می­نامند.

[1]- Herman Bondi, Thomas Gold and Fred Hoyle

 

کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی صفحه ۳۷۶ و ۳۷۷

برچسب‌ها: کیهان‌شناسی, کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی
+ نوشته شده در سه شنبه چهاردهم شهریور ۱۳۹۱ ساعت 0:15 توسط شاه علی  |