VIP همه چیز درباره نجوم (نجوم چیست؟)

[☾♔TALAYEH_A♔☽]

ارتفاع شَفَق قطبی

شفق قطبی در استونی (این تصویر جزو نامزدهای تصویر منتخب سال ۲۰۱۷ ویکی‌پدیا بود)
دانشمندان به منظور اندازه‌گیری ارتفاع شفق قطبی از دو نقطه به فاصله چند ده کیلومتر از یکدیگر از آن عکس گرفتند. به کمک چنین عکس‌هایی می‌توان ارتفاع شفق‌های قطبی را محاسبه کرد. شفق‌های قطبی در بلندای ۳۰۰ تا ۷۰۰ کیلومتری بالای زمین (بیشتر اوقات در بلندی ۱۰۰ کیلومتر) پدیدار می‌شوند. شفق‌های قطبی تابانی گازهای رقیق موجود در هوای زمین هستند، که تا اندازه‌ای به تابانی در لامپ‌های تخلیه گاز همانند می‌باشند. شفق‌های قطبی یکی از طبیعی‌ترین و زیباترین پدیده‌های جو زمین است. پدیده مزبور عبارت از ذرات بارداری هستند که از خورشید به سوی لایه‌های زیرین جو زمین سرازیر می‌شوند و روشنی‌هایی را که کلاً شفق‌های قطبی نام دارند پدیدمی‌آورند. شفق قطبی یا نورهای قطبی، به بهترین صورت از حدود عرض جغرافیایی دایرهٔ اقیانوس منجمد شمالی (یا منجمد جنوبی) دیده می‌شود. نورهای قطبی درست همانند تابش‌های رنگی در آسمان هستند. نورهای قطبی در اثر الکترون‌هایی که در طول خطوط نیروی میدان مغناطیسی زمین حلقه می‌زنند، به وجود می‌آیند. این حلقه‌های الکترونی وارد جو زمین می‌شوند و باعث می‌گردند که گازهای رقیقی که در ارتفاعات بالای جو قرار دارند، همانند نور لامپ فلوئورسنت بدرخشند. این الکترون‌ها عمدتاً از خورشید می‌رسند و تعداد آن‌ها بستگی به فعالیت خود خورشید دارد. وقتی که سطح خورشید خیلی فعال باشد، ما نورهای قطبی بیشتری را مشاهده می‌کنیم تا زمانی که خورشید آرام‌تر است. نور قطبی می‌تواند شکل‌های مختلفی داشته باشد. بعضی وقت‌ها شبیه به پردهٔ آویزان، یا نورهای متحرک یا پرتوهای نور است. رنگ آن نیز تغییر می‌کند ولی بیشتر مواقع دارای سایهٔ سبز یا صورتی است. شفق‌ها مانند پرده‌هایی عظیم به طول صدها کیلومتر از نورهای رنگی هستند در موارد نادر شفق قطبی ممکن است سراسر آسمان مرئی، از افق تا سمت الراس را بپوشاند

 

[☾♔TALAYEH_A♔☽]

• 
  دوره تناوب ظهور شفق‌های قطبی
  شفق‌های قطبی معمولاً باید فقط در قطب‌ها اتفاق بیافتند. ولی به ندرت در عرض‌های جغرافیایی میانی نیز دیده می‌شوند وقتی که طوفان‌های مغناطیسی اتفاق می‌افتند. طوفان‌های مغناطیسی در دورهٔ تناوب ۱۱ سالهٔ خورشیدی یا ۳ سال بعد از این دورهٔ تناوب اتفاق می‌افتند. در این دورهٔ تناوب ۱۱ ساله که هم‌اکنون نیز ما در آن هستیم میزان فعالیت‌های خورشیدی بالا رفته و با رصد خورشید می‌توان میزان بالای این فعالیت‌ها را دید. انرژی حاصل نیز از طریق بادهای خورشیدی تأمین می‌شود.
  
  سیارات دیگر
  در مشتری و زحل قطب‌های مغناطیسی قوی تری وجود دارد و هر دو آن‌ها کمربند تشعشع بزرگی دارند. و شفق‌های قطبی به وضوح توسط تلسکوپ هابل در آن‌ها دیده شده. در اورانوس و نپتون نیز شفق قطبی وجود دارد.
  
  شفق‌های قطبی در مکانی مانند زمین توسط بادهای خورشیدی ایجاد می‌شود ولی در مشتری اقمار آن به خصوص قمر lo علت وجود این پدیده هستند.
  
  این پدیده همچنین در مریخ و زهره نیز دیده می‌شود زیرا زهره دارای مغناطیس درونی نیست. شفق قطبی در زهره گاهی اوقات تمام سیاره را نیز می‌پوشاند. این پدیده در زهره توسط بادهای خورشیدی تولید می‌شود. همچنین در ۱۴ آگوست ۲۰۰۴ در مریخ نیز این پدیده توسط SPICAM به ثبت رسیده‌است.
  
  نگارخانه
• 
  
  
  
• 
  
  
  
• 

 

[☾♔TALAYEH_A♔☽]

لکه خورشیدی

نگاره‌ای از لکه‌های خورشیدی در تاریخ ۲۰۰۴-۰۶-۲۲

لکه‌های سطح خورشید در نقشه ساموئل دان
لکه خورشیدی ناحیه‌ای بر روی سطح خورشید (فوتوسفر) است که به وسیله فعالیت‌های شدید مغناطیسی که مانع از انتقال گرما می‌شوند بوجود می‌آید. این لکه‌ها به علت کاهش درجه حرارت سطح خورشید پر آن ناحیه‌ها به وجود می‌آیند. آن‌ها می‌توانند بدون کمک تلسکوپ از روی زمین نیز دیده شوند. اگرچه این ناحیه‌ها هنوز درجه حرارتی در حدود ۳۰۰۰–۴۵۰۰ کلوین دارند، تفاوت دمای این ناحیه‌ها با مواد پیرامون؛ حدود ۵۸۰۰ کلوین، به آن‌ها اجازه می‌دهد تا به وضوح به عنوان لکه‌های سیاه دیده شوند، همچون بدنه‌ای که از شدت گرما سیاه شده باشد (تقریباً نزدیک فوتوسفر) این تابعی از T (دما) به توان چهارم است. اگر یک لکه خورشیدی از فوتوسفر جدا شود می‌تواند قوس الکتریکی درخشانی را بوجود بیاورد.

لکه خورشیدی، در حین ظاهر شدن از فعالیت‌های شدید مغناطیسی، میزبان آثار دیگری مانند تاج‌های خورشیدی و رخدادهای قطع ارتباط نیز هستند. بیشتر شراره‌های خورشیدی و پس‌زنی توده تاج سرچشمه در فعالیت‌های مغناطیسی پیرامون منطقه گروه‌های لکه قابل رویت خورشید است. پدیده‌های مشابهی که به‌طور غیر مستقیم در ستاره‌ها رصد شده‌اند عموماً لکه‌های ستاره‌ای نامیده می‌شوند و در دو نوع روشن و تاریک اندازه‌گیری شده‌اند.

محتویات

• ۱ نحوهٔ کشف و مشخصات
• ۲ تغییر عرض جغرافیایی
• ۳ نگارخانه
• ۴ منابع

 

[☾♔TALAYEH_A♔☽]

نحوهٔ کشف و مشخصات

لکه‌های خورشیدی در خورشیدگرفتگی ۱ خرداد ۱۳۹۱
قبل از سال ۱۶۱۵ میلادی اروپاییان عقیده داشتند که خورشید یک کره تابناک وبی لکه باشد.

درآن سال گالیله پیک نجومی خود را چاپ کرد که در آن وجود لکه‌های تاریک (لکه‌های خورشیدی) در سطح خورشید را گزارش نمود. لکه‌های خورشیدی پدیده‌های شید سپهری (سطح مریی خورشید) می‌باشند؛ که از اطراف شید سپهر تاریک تر هستند. تاریک‌ترین قسمت یعنی ناحیه مرکزی تمام سایه را می‌سازد. لکه‌های خورشیدی کوچک از روزنه‌هایی که بزرگتر از سطوح تاریک معمول بین دانه‌های روشن هستند گسترش می‌یابند. اگر چه بیشتر روزنه‌ها و لکه‌های کوچک خیلی زود تجزیه می‌شوند اما بعضی از آنها به لکه‌های واقعی عظیم تبدیل می‌گردند بزرگترین لکه تاریک دارای قطر تمام سایه ۳۰۰۰۰km و قطرهای ناحیه نیم سایه بیشتر از دو برابر این مقدار است. از این رو گاهی هنگام غروب آفتاب که خورشید رنگ پریده می‌گردد می‌توان با چشم غیر مسلح هم به وجود این لکه‌ها پی برد.

هر لکه از دو قسمت تشکیل می‌شود. یک قسمت مرکزی که رنگ آن تیره است ودیگری اطراف لکه که رنگ آن نسبت به مرکز روشن تراست. ظهور هر لکه در سطح خورشید موقتی است و با ایجاد و وسعت عمل آن در یک مدت زمانی به تدریج محو می‌شود. نحوه از بین رفتن آن به این ترتیب است که روشنی اطراف لکه، به تدریج هسته آن را احاطه کرده و به مرکز نزدیک می‌شود و کاملاً منطقه تیره رنگ را نابود می‌نماید.

درمورد لکه‌های خورشیدی نظرهای گوناگونی ارائه شده‌است که مهم‌ترین آنها تئوری اورشید دانشمند معروف سوئدی است. بر اساس این نظریه، قسمتی از داخل خورشید، به شکل یک جریان به سمت خارج آن حرکت می‌کند و پس از رسیدن به سطح، مانند چتری پراکنده می‌شود و چون بر اثر این عمل فشار و حرارت آن کاسته می‌شود، کمی فشرده و سرد گشته و به شکل لکه‌های تیره رنگی در سطح خورشید باقی می‌مانند و به تدریج از بین می‌روند.

مهم‌ترین مشخصه لک خورشیدی میدان مغناطیسی آن می‌باشد؛ که از حدود 1T/. تا میدانهای قویتر ۴T/. اندازه‌گیری شده‌اند و باعث می‌شوند از انتقال انرژی به شید سپهر از طریق جابجایی، جلوگیری شود. از این روست که لکه خورشیدی سردتر از محیط اطرافش می‌باشد. یک لک خورشیدی دارای قطبش مغناطیسی می‌باشد که لکه‌ها رادر دو سوی قطب مغناطیسی جمع می‌کند اما ممکن است استثنائاتی وجود داشته باشد که ناحیه مغناطیس دوم پراکنده باشد و فقط یک لک خورشیدی دیده شود.

تعداد لکه‌های خورشیدی متأثر از زمان است و با زمان تغییر می‌کند و برای بیشترین و کمترین تعداد لکه‌ها یک چرخه‌ای به‌طور متوسط یازده سال را در نظر گرفته‌اند.

وضع خورشید همیشه مانند ۲۰۰ سال گذشته یکنواخت نبوده‌است. بین سالهای ۱۶۴۵ و ۱۷۱۵ هیچ لکه خورشیدی ثبت نشده‌است!

در خلال حداقل لکه‌های خورشیدی طوفان‌های مغناطیسی و جلوه‌های شفقی که معمولاً در کشورهای اروپای شمالی فراوانند در طی این دوره تناوب ۷۰ ساله واقعاً ناپدید شدند. در سال ۱۷۱۵ که فعالیتهای خورشیدی مجدداً ظاهر شدند، جلوه‌های شفق در مکانهایی مثل استکهلم و کپنهاگ باعث نگرانی شدند.

بیش از ۵۰ سال روی رابـ ـطه بین چرخه ۱۱ ساله لکه خورشیدی و محیط زمین مطالعه لعه شده‌است. دوگلاس روی لایه‌های حلقوی تنه درختان که به صورت ۲۰ تایی تاریخگذاری شده بودند، یک تغییر چرخه‌ای در رشد درختان کشف کرد. طی هر دهه یا دو دهه رشد سالانه درختان آهنگی تند و سپس آهنگی کند را داشت. در آخر نیمه قرن ۱۷ این تغییر چرخه همیشگی وجود نداشت این دوره تناوب متناظر با حداقل مآندر در دوره لکه خورشیدی است. مطالعات نشان داده‌است که در ۵۰۰۰ سال گذشته فعالیت خورشیدی مانند حداقل مآندر با دوازده نوسان همراه بوده‌است. مطالعات اخیر نشان داده‌اند که اثرات مستقیم دوره لکه خورشیدی در هوای روز اندک است و لیکن تغییرا ت بلند مدت فعالیت خورشیدی ممکن است در اب و هوای زمین اثر بگذارد. حداقل مآندر در اواخر قرن ۱۷ با بدترین سرمای عصر یخبندان کوچک که اروپا را فلج کرد مصادف شد. رابـ ـطه بین فعالیت خورشیدی و محیط زمین مسئله مشکلی است و اغلب با بحث‌های گرم همراه است؛ ولی آنقدر مهم است که نمی‌توان ازآن چشم پوشی کرد.

 

[☾♔TALAYEH_A♔☽]

• 
  تغییر عرض جغرافیایی
  توزیع لکه‌های خورشیدی در عرض جغرافیایی خورشید به طریق به خصوصی در خلال چرخه ۱۱ ساله تعداد لکه خورشیدی تغییر می‌کند. لکه‌های خورشیدی در آغاز یک چرخه در عرضهای جغرافیایی بالا (۳۵_+) درجه قرا ر می‌گیرند. بیشتر لکه‌ها در نزدیکی عرض ۱۵ _+ درجه در لت بیشینه خود و چند لکه در انتهای چرخه خوشه نزدیک ۸۰ _+ درجه واقع می‌شوند. تعداد کمی از لکه‌های خورشیدی را حتی می‌توان در عرض جغرا فیایی بالاتر از ۴۵_+درجه مشاهده کرد. زمان حیا ت یک لک خورشیدی از چند روز (برای لکه‌های کوچک) تا چند ماه (برای لکه‌های بزرگ) طول می‌کشد. در حقیقت یک لکه خورشیدی در همان عرض جغرافیایی که متولد شده از بین می‌رود. (مشخصه‌ای که به ما امکان می‌دهد تا چرخش خورشیدی را تعیین کنیم) آنچه که اتفاق می‌افتد این چنین است. همان‌طور که چرخه پیشرفت می‌کند، لکه‌های جدید حتی در عرض‌های جغرافیایی پا یین ظاهر می‌شوند. اولین لکه‌های عرض جغرافیایی بالا از یک چرخه حتی قبل ا از آخرین لکه‌های عرض جغرافیایی پا یین از چرخه قبلی ظاهر می‌شوند. منشأ گرمای خورشید واکنش‌های هسته‌ای است. در این واکنش هیدروژن به هلیوم تبدیل می‌شود و گرمای فراوانی حاصل می‌شود.
  
  نگارخانه
• 
  
  
  
• 
  
  
  
• 
  
  
  
• 
  
  
  
• 
  
  
  
• 

 

[☾♔TALAYEH_A♔☽]

تابش زمینه کیهانی

نوشتاری از مجموعه‌ی
کیهان‌شناسی فیزیکی

• گیتی
• مه‌بانگ
• سن جهان
• گاه‌شمار مه‌بانگ

جهان اولیه[نمایش]
جهان منبسط‌شونده[نمایش]
تشکیل ساختار[نمایش]
آینده جهان[نمایش]
اجزا[نمایش]
تاریخچه نظریات کیهان‌شناختی[نمایش]
آزمایش‌ها[نمایش]
دانشمندان[نمایش]
اثرات اجتماعی[نمایش]

• 
  درگاه اخترشناسی

• ن
• ب
• و

در کیهان‌شناسی تابش زمینهٔ کیهانی (به انگلیسی: Cosmic Microwave Background radiation یا به اختصار CMB) تابشی الکترومغناطیسی است که سراسر کیهان را پوشانده‌است. این تابش، طیف جسم سیاهی با دمای ۲٫۷۲۶ کلوین دارد.[۱] بنابراین بیشینهٔ این تابش در محدودهٔ ریزموج با بسامد ۱۶۰GHz و طول موج ۱٫۹mm است. کیهان‌شناسان تابش زمینهٔ کیهانی را بهترین شاهد برای نظریهٔ مهبانگ می‌دانند.

محتویات

• ۱ پیشینه
• ۲ ویژگی‌ها
• ۳ ناهمسان‌گردی
• ۴ ارتباط با نظریهٔ مهبانگ
  • ۴.۱ سرعت زمین نسبت به ناهمسانگردی
• ۵ آزمایش‌ها و رصد تابش زمینهٔ کیهانی
• ۶ پانویس و منابع
• ۷ برای مطالعهٔ بیشتر
• ۸ پیوند به بیرون

 

[☾♔TALAYEH_A♔☽]

پیشینه
گاه‌شمار تابش زمینهٔ کیهانی
اشخاص مهم و تاریخ‌ها
۱۹۴۱ اندرو مک‌کلر در رصدخانه اخترفیزیک دومینیان پرتوهایی را که دمای جسم سیاه ۲٫۳K دارند کشف کرد.[۲][۳]
۱۹۴۶ رابرت دیکی پیش‌بینی کرد ".. تابش از اجرام کیهانی" در دمای ۲۰K اما زمینه را مشخص نکرد[۴]
۱۹۴۸ جورج گاموف دما را ۵۰K محاسبه کرد (به دلیل اشتباه دانستن سن جهان),[۵]
و درباره‌اش گفت: «... با دمای واقعی فضای میان‌ستاره‌ای همخوانی قابل‌قبولی دارد.» ولی به تابش زمینه اشاره‌ای نکرد.

۱۹۴۸ راف آلفر و رابرت هرمن دمای جهان را ۵K محاسبه کردند. اگرچه آنها تصریح نکردند که تابش زمنیه ممکن است فروسرخ باشد.[۶]
۱۹۵۰ راف آلفر و رابرت هرمن دمای جهان را دوباره محاسبه کردند و این‌بار ۲۸ کلوین درآورند.
۱۹۵۳ جرج گاموف ۷K محاسبه نمود[۴]
۱۹۵۶ جرج گاموف ۶K محاسبه کرد[۴]
۱۹۵۷ تیگران شامانو گزارش داد دمای مطلق جهان بین ۳ تا ۴ کلوین است.[۷] او طول موج تابش زمنیه را ۳٫۲ سانتیمتر گرفته بود.[۸]
۱۹۶۰ رابرت دیکی در محاسبهٔ دوباره دمای جهان را ۴۰ کلوین برآورد کرد.[۴]
۱۹۶۴ دروشکویچ و ایگو نویکو در گزارشی اعلام کردند تابش زمینه کیهانی قابل آشکارسازی است.[۹]
۱۹۶۴–۶۵ آرنو پنزیاس و رابرت ودرو ویلسون دمای جهان را ۳K محاسبه کردند. رابرت دیکی، پیبلز، رول و دیوید تود ویلکنسون تفسیر کردند که تابش زمینه کیهانی امضای مهبانگ است.
۱۹۸۳ RELIKT-1 برای بررسی ناهسانگردی تابش زمینهٔ کیهانی پرتاب شد.
۱۹۹۰ FIRAS نشان داد این تابش با نمودار پلانک با دقت زیادی می‌خواند.
ژانویه ۱۹۹۲ تحلیلگران راکت پرتابی RELIKT-1 در همایش اخترفیزیک مسکو اعلام کردند که ناهمسانگردی در تابش زمینه را یافته‌اند.[۱۰]
آوریل ۱۹۹۲ دانشمندان تحلیلگر کبی اعلام کردند که دمای اصلی ناهسانگردی را کشف کردند.[۱۱]
۱۹۹۹ تلسکوپ‌های BOOMERANG ,TOCO و ماکسیما آزمایش شدند.
۲۰۰۲ تلسکوپ DASI قطبیدگی تابش زمینه را کشف کرد.[۱۲]
۲۰۰۴ تلسکوپ CBI طیف قطبیدگی نوع E تابش زمینه کیهانی را به دست آورد.[۱۳]

گیرنده‌ای که پنزیاس و ویلسون با آن تابش زمینه کیهانی را کشف کردند.
در ۱۹۴۸ جرج گاموف (به انگلیسی: George Gamov) تابش زمینهٔ کیهانی را پیش‌گویی کرده، و دمای آن را برابر ۵ کلوین تخمین زد.

این تابش را نخستین بار در سال ۱۹۶۵ آرنو پنزیاس (به انگلیسی: Arno Penzias) و رابرت ویلسون (به انگلیسی: Robert Woodrow Wilson)، اخترشناسان آمریکایی، در آزمایشگاه بل به‌طور تصادفی کشف کردند. در خلال سال‌های ۱۹۶۴ تا ۱۹۶۵ پنزیاس و ویلسون دما را حدود ۳ کلوین تخمین زدند. آن‌ها به خاطر این کشف جایزهٔ نوبل سال ۱۹۷۸ را از آن خود کردند.

تصویر ماهوارهٔ دبلیومپ از ناهمسانگردی‌های دمایی تابش زمینهٔ کیهانی
در ۱۸ نوامبر ۱۹۸۹ ماهوارهٔ کُبی (کاوشگر زمینه کیهان) (به انگلیسی: COBE) برای اندازه‌گیری دمای تابش زمینه کیهانی به فضا پرتاب شد. در سال ۲۰۰۱ نیز ماهوارهٔ دبلیومپ [۱۴] برای سنجش دقیق‌تر این دما به فضا پرتاب شد. ماهوارهٔ پلانک نیز در سال ۲۰۰۸ برای همین کار در مدار زمین قرار گرفت.[۱۵]

ویژگی‌ها
تابش زمینهٔ کیهانی با دقت یک قسمت در ۱۰۰٬۰۰۰ همسانگرد است؛ انحراف معیار این ناهمسان‌گردی تنها ۱۸μK است.[۱۶] ناهمروندی تابش نیز ۳‎×۱۰-۳ درجه کلوین اندازه‌گیری شده‌است.[۱۷]

طیف‌سنج نوریِ ماهوارهٔ کُبی طیف این تابش را به دقت سنجیده و با طیف یک جسم سیاه مقایسه کرده‌است. تاکنون هیچ انحرافی از طیف جسم سیاه دیده نشده‌است. تابش زمینهٔ کیهانی دقیق‌ترین نمونهٔ تابش جسم سیاه است که تاکنون در طبیعت دیده شده‌است.[۱][۱۸]

این تابش قطبیده هم هست.[۱۹] در دورهٔ بازترکیب افت‌وخیزهای دمایی و برهمکنش تامسون موجب قطبیده‌شدن آن می‌شوند.

ناهمسان‌گردی
ناهمسان‌گردی‌های تابش زمینهٔ کیهانی به خاطر عوامل گوناگونی به وجود می‌آیند. اثراتی که موجب این ناهمسانگردی می‌شوند به این قرارند:

• حرکت زمین. ساده‌ترین دلیل ناهمسانگردی انتقال دوپلر ناشی از حرکت ناظر نسبت به چارچوب مرجع تابش است. چون زمین و سامانه خورشیدی با سرعت ۳۷۰ کیلومتر بر ثانیه (۰٫۱۲ درصد سرعت نور) به سمت صورت فلکی دوشیزه حرکت می‌کنند، تغییر بسیار کمی در دما (حدود ۱٫۲ در هزار) در دو نقطه مقابل هم در آسمان به وجود می‌آید.[۱]
• افت‌وخیزهای ذاتی در دمای تابش نخستین. این افت‌وخیزها به این خاطر هستند که در لحظهٔ بازترکیب، چگالی تابش در نقاط مختلف فضا همگن نبوده‌است.
• اثر سَکس-وُلف و اثر سَکس-ولف پیوسته. این افت‌وخیزها به خاطر همگن‌نبودن پتانسیل گرانشی در لحظهٔ بازترکیب و در مسیر رسیدن تابش به ناظر هستند.[۲۰]
• اثر سونیا اِف-زلدوویچ. فوتون‌های تابش زمینهٔ کیهانی در مسیر خود ممکن است از نواحی بزرگی شامل گازهای بسیار داغ بگذرند. این فوتون‌ها در این نواحی از الکترون‌های بسیار پرانرژی پراکنده می‌شوند و از آن‌ها انرژی می‌گیرند. این پدیده طیف جسم سیاه را برهم‌می‌زند.[۲۱]

بررسی بسیار دقیق این ناهمسانگردی‌ها به ابزار مهمی برای آزمودن نظریه‌های کیهان‌شناسی تبدیل شده‌است. افت‌وخیزهای کنونی تابش زمینهٔ کیهانی حاصل تحول افت‌وخیزهای آغازین این تابش تحت اثرهای گوناگون فیزیکی مانند آنچه در بالا برشمرده شد؛ هستند. نکتهٔ اساسی در بررسی افت‌وخیزها این است که این افت‌وخیزها بر اثر شرایط اولیهٔ کاتوره‌ای پدید آمده‌اند؛ بنابراین مشاهده‌پذیرهای مفید در بررسی ناهمسانگردی‌های تابش زمینهٔ کیهانی تنها ویژگی‌های آماری آن‌هاست و نه خود این افت‌وخیزها.

طیف توانی ناهمسانگردی تابش زمینهٔ کیهانی برحسب جدایی زاویه‌ای (یا مؤلفهٔ چندقطبی). داده‌های ماهواره‌های گوناگونی مانند دبلیومپ در این نمودار به کار رفته‌است.
از آن جا که افت‌وخیزهای دمایی تابش زمینهٔ کیهانی یک تابع نرده‌ای روی کره‌است، بهترین راه برای بررسی آن‌ها بسط آن‌ها برحسب هماهنگ‌های کروی است.[۲۲] هماهنگ‌های کروی توابع پایهٔ راست‌هنجار روی کره هستند. به زبان ریاضی:

Δ T ( n ^ ) = ∑ l , m a l m Y l m ( n ^ ) {\displaystyle \Delta T({\hat {n}})=\sum _{l,m}a_{lm}Y_{lm}({\hat {n}})}

در این بسط a l m {\displaystyle a_{lm}}

ها ضرایب بسط هستند و از رابـ ـطهٔ زیر به دست می‌آیند:

a l m = ∫ d Ω n ^ Y l m ( n ^ ) Δ T ( n ^ ) {\displaystyle a_{lm}=\int d\Omega _{\hat {n}}Y_{lm}({\hat {n}})\Delta T({\hat {n}})}

در رابـ ـطهٔ بالا، n ^ {\displaystyle {\hat {n}}}

بردار یکه در راستای θ {\displaystyle \theta }

و ϕ {\displaystyle \phi }

، و d Ω n ^ {\displaystyle d\Omega _{\hat {n}}}

جزء زاویه فضایی در این راستا است. در حالت کلی، می‌توان نشان داد که همهٔ اطلاعات آماری موجود در تابش زمینهٔ کیهانی را می‌توان از تابع بستگی دونقطه‌ای آن به دست آورد که به صورت زیر تعریف می‌شود:

C ( n ^ , n ′ ^ ) = ⟨ Δ T ( n ^ ) Δ T ( n ′ ^ ) ⟩ {\displaystyle C({\hat {n}},{\hat {n'}})=\langle \Delta T({\hat {n}})\Delta T({\hat {n'}})\rangle }

که در آن، علامت <> {\displaystyle <>}

به معنی میانگین‌گیری روی کل زاویه فضایی است. با مقایسهٔ طیف توانی‌ای که نظریه‌های کیهان‌شناسی پیش‌بینی می‌کنند با طیف توانی دیده‌شده، می‌توان پارامترهای مهم کیهان‌شناسی را به دست آورد.

 

[☾♔TALAYEH_A♔☽]

ارتباط با نظریهٔ مهبانگ
تابش زمینهٔ کیهانی یکی از پیش‌بینی‌های نظریهٔ مهبانگ است. طبق این نظریه، عالم نخستین پلاسمای داغی از فوتون‌ها، الکترون‌ها و باریون‌ها بود. فوتون‌ها پیوسته با الکترون‌ها برهمکنش تامسون داشتند. با انبساط جهان و پایین‌آمدن دمای آن، الکترون‌ها با پروتون‌ها ترکیب شدند و اتم‌های هیدروژن را ساختند. در این هنگام که دمای جهان ۳٬۰۰۰ درجه K بود و ۳۷۹۰۰۰ سال از عمر جهان می‌گذشت،[۱۹][۲۳] پراکندگی تامسون متوقف شد و فوتون‌ها توانستند آزادانه حرکت کنند. این پدیده بازترکیب[۲۴] یا واجفتیدگی[۲۵] نام دارد (زیرا ماده و تابش از این زمان به بعد با هم جفت نبودند). از زمان تاکنون این فوتون‌ها همچنان سردتر می‌شوند. دمای کنونی آن‌ها ۲٫۷۲K است و تا جایی که انبساط عالم ادامه داشته باشد سردتر خواهند شد. تابش زمینهٔ کیهانی که امروز به ما می‌رسد مربوط به زمان واجفتیدگی، یعنی ۱۳٫۸ میلیارد سال پیش است که در آن زمان دما تا ۱۰۳۲ درجه کلوین بالا بود که این نتیجه فرضیه انبساط جهان را تأیید می‌کند.

بزرگ‌ترین موفقیت‌های نظریهٔ مهبانگ پیش‌بینی طیف کامل جسم سیاه و نیز پیش‌بینی دقیق ناهمسانگردی‌های تابش زمینهٔ کیهانی است. ماهوارهٔ دبلیومپ این ناهمسانگردی‌ها را با دقت ۰٫۲ درجه سنجیده‌است.[۲۶] با این سنجش‌ها می‌توان برخی از پارامترهای مهم کیهان‌شناسی را به دست آورد.

با برون‌یابی از چند رابـ ـطهٔ مهم فیزیک و ادغام آن با نتایج حاصل از بررسی آسمان، رابـ ـطهٔ زیر برای دمای لحظه‌ای جهان به دست می‌آید:

T ( K ) = ( 1.5 × 10 10 ) t − 1 2 {\displaystyle T(K)=(1.5\times 10^{10})t^{-{\frac {1}{2}}}}

که در آن ‎ T ( K ) {\displaystyle T(K)}

‎ دمای لحظه‌ای جهان برحسب کلوین و t {\displaystyle t}

عمر جهان بر حسب ثانیه است.[۲۷]

سرعت زمین نسبت به ناهمسانگردی
بر پایهٔ داده‌های CMB دیده می‌شود که خوشهٔ محلی کهکشان ما (خوشهٔ کهکشانی که راه شیری هم عضوی از آن است) با سرعت ‎۶۲۷ ± 22 km/s‎ نسبت به چارچوب تابش زمینه در حرکت است. این حرکت در جهت طول کهکشانی l = 264.4o و b = 48.4o است.

 

[☾♔TALAYEH_A♔☽]

آزمایش‌ها و رصد تابش زمینهٔ کیهانی
از زمان کشف تابش زمینهٔ کیهانی، صدها آزمایش برای سنجش و ثبت دقیق آن انجام شده‌است. معروف‌ترینِ این آزمایش‌ها کاوشگر زمینه کیهان (COBE) است. این ماهواره را ناسا در سال‌های ۱۹۸۹ تا ۱۹۹۶ به گردش درآورد و توانست با آن ناهمسانگردی‌های بزرگ‌مقیاس تابش زمینه را در حد دقت خود ببیند و بسنجد. پس از داده‌های COBE که تابشی بسیار یکنواخت و همگن را نشان می‌داد، چندین آزمایش از روی زمین یا با بالون این ناهمسانگردی‌ها را در مقیاس‌های زاویه‌ای کوچکتر سنجیدند. هدف اصلی این آزمایش‌ها یافتن بزرگی مقیاس نخستین قلهٔ آکوستیکی بود که COBE به خاطر دقت پایین‌اش نتوانسته بود آن را ببیند. این سنجش‌ها سرانجام توانستند نظریهٔ ریسمان کیهانی را که گمان می‌شد بهترین نظریه برای تشکیل ساختارهای کیهانی است وابنهند و تورم کیهانی را به جایش پیش بگذارند. در دههٔ ۱۹۹۰ نخستین قله دیده شد و در سال ۲۰۰۰ آزمایش بومرنگ گزارش داد که بزرگترین افت‌وخیزهای توانی در مقیاس حدود ۱ درجه رخ می‌دهد. این نتیجه به همراه داده‌های کیهانی دیگر نشان داد که هندسهٔ جهان ما تخت است. در سال‌های بعد آزمایش تداخل‌سنج ‎DASI[۲۹]‎ برای نخستین بار قطبش تابش زمینه را آشکار کرد.

در ژوئن ۲۰۰۱، ناسا در تلاش برای سنجش هرچه‌دقیق‌تر ناهمسانگردی‌های بزرگ‌مقیاس در کل آسمان، دومین ماهوارهٔ تابش زمینه را به نام دبلیومَپ به فضا فرستاد. نخستین نتایج این مأموریت در سال ۲۰۰۳ سنجش دقیقی بود از طیف توانی زاویه‌ای با در مقیاسی کمتر از یک درجه، که روی بسیاری از پارامترهای کیهان‌شناسی قیدهای محکمی می‌گذاشت. این نتایج همخوانی بسیار خوبی با نظریهٔ تورم کیهانی و چندین نظریهٔ رقیب دارد. با این که دبلیومپ سنجش‌های دقیقی از افت‌وخیزهای بزرگ در مقیاس درجه دارد (افت‌وخیزهایی به اندازهٔ زاویه‌ای ماه در آسمان)، وضوح زاویه‌ای‌اش به اندازهٔ سنجش‌های تداخل‌سنج‌های زمینی که افت‌وخیزهای کوچک‌تر را سنجیده‌اند نیست.

مأموریت فضایی سومی به نام پلانک قرار است در سال ۲۰۰۸ اجرا شود. پلانک تابش زمینهٔ کیهانی و نیز قطبش آن را با دقتی بیش از دبلیومپ خواهد سنجید. برخلاف دو مأموریت پیشین، پلانک با همکاری ناسا و اِسا (آژانس فضایی اروپا) ساخته می‌شود.

آشکارگرهای زمینی دیگری نیز مانند تلسکوپ قطب جنوب و پروژهٔ Clover، تلسکوپ کیهانی آتاکاما[۳۰] و تلسکوپ QUIET در شیلی داده‌های بیشتری را که از ماهواره‌ها به دست نمی‌آیند خواهند سنجید.

 

[☾♔TALAYEH_A♔☽]

جو زمین

لایه‌های جو زمین[الف][ب][پ]
جو زمین[۱][پ ۱] بالاترین بخش تشکیل‌دهندهٔ کرهٔ زمین است که مخلوطی از گازهایی از جمله نیتروژن (۷۸٪)، اکسیژن (۲۱٪)، آرگون (۰٫۹٪) و کربن دی‌اکسید (۰٫۰۳٪) است. جو زمین از سطح زمین آغاز شده و تا ارتفاع ۱۰٫۰۰۰ کیلومتر (۶٫۲۰۰ مایل) ادامه می‌یابد و پنج لایهٔ اصلی تروپوسفر،[پ ۲] استراتوسفر،[پ ۳] مزوسفر،[پ ۴] ترموسفر[پ ۵] و اگزوسفر[پ ۶] را در بر می‌گیرد. مولکول‌های ازون که لایهٔ ازون را تشکیل می‌دهند، در استراتوسفر قرار دارند و از ورود پرتوهای فرابنفش خورشیدی جلوگیری می‌کنند و موجب ادامهٔ زندگی بر سطح زمین می‌شوند. سردترین بخش جو زمین با دمای ۹۰- درجهٔ سانتی‌گراد در بالای مزوسفر قرار دارد. یونوسفر،[پ ۷] مگنتوسفر[پ ۸] و کمربند تابشی وان آلن بخش‌های جداگانه‌ای در جو با توجه به ویژگی‌های الکترومغناطیسی[پ ۹] هستند.

جو نخست زمین حدود ۴٫۵۷ میلیارد سال پیش شکل‌گرفت که شامل گازهای هیدروژن و هلیم بود؛ که پس از مدتی به‌دلیل سبک بودن، بر گرانش زمین غلبه کردند و به فضا گریختند. جو دوم حدود ۳٫۵ یا ۲٫۷ میلیارد سال پیش شکل‌گرفت و شامل گازهایی مانند بخار آب، کربن دی‌اکسید و آمونیاک بود. با فعالیت باکتری‌ها و انجام فرایند فتوسنتز و عوامل دیگر، اکسیژن در جو آزاد شد و موجب شکل‌گیری جو سوم شد. در این زمان، ابردوران پیدازیستی شکل‌گرفت که طی آن جانوران با تنفس اکسیژن، زندگی‌های جانوری را تشکیل دادند.

هرچه از سطح زمین به ارتفاعات می‌رویم، فشار هوا و چگالی کاهش می‌یابد. مجموع جرم جو زمین ۱۰۱۸×۵٫۵ کیلوگرم است. بخشی از نور خورشید در جو پراکنده می‌شود. نور خورشید دارای طیف‌های الکترومغناطیسی مختلفی است که یکی از آن‌ها طیف مرئی است که انسان قادر به تشخیص آن است. ضریب شکست هوا ۱٫۰۰۰۲۹ است.

گردش جوی موجب توزیع گرما در سطح زمین می‌شود. سه چرخش پایه در گردش عرضی به نام‌های سلول هادلی،[پ ۱۰] سلول فرل[پ ۱۱] و سلول قطبی[پ ۱۲] وجود دارند.

محتویات

• ۱ ویژگی‌های شیمیایی
• ۲ تکامل جو
  • ۲.۱ جو نخست
  • ۲.۲ جو دوم
  • ۲.۳ جو سوم
    • ۲.۳.۱ آلودگی هوا
    • ۲.۳.۲ گرمایش زمین
  • ۲.۴ آیندهٔ جو زمین
• ۳ بخش‌های مختلف
  • ۳.۱ بخش‌بندی بر پایهٔ دما
    • ۳.۱.۱ تروپوسفر
    • ۳.۱.۲ استراتوسفر
    • ۳.۱.۳ مزوسفر
    • ۳.۱.۴ ترموسفر
    • ۳.۱.۵ اگزوسفر
  • ۳.۲ بخش‌بندی بر پایهٔ ویژگی‌های الکترومغناطیسی
    • ۳.۲.۱ یونوسفر
    • ۳.۲.۲ مگنتوسفر
    • ۳.۲.۳ کمربند وان آلن
• ۴ ویژگی‌های فیزیکی
  • ۴.۱ فشار
  • ۴.۲ چگالی و جرم
  • ۴.۳ وزن اتمی
• ۵ ویژگی‌های نوری
  • ۵.۱ پراکندگی نور
  • ۵.۲ جذب نور خورشید
  • ۵.۳ ضریب شکست
• ۶ گردش
• ۷ نگارخانه
• ۸ جستارهای وابسته
• ۹ واژه‌نامه
• ۱۰ یادداشت
• ۱۱ پانویس
• ۱۲ پیوند به بیرون