مکانیک کوانتومی

مکانیک کوانتومی شاخه‌ای بنیادی از فیزیک نظری است که با پدیده‌های فیزیکی در مقیاس میکروسکوپی سر و کار دارد. در این مقیاس، کُنِش‌های فیزیکی در حد و اندازه‌های ثابت پلانک هستند. مقدار عددی ثابت پلانک نیز بسیار کوچک و برابر است با 6.626x10^-۳۴

بنیادی‌ترین تفاوت مکانیک کوانتومی با مکانیک کلاسیک در قلمرو کوانتومی است که به ذرات در اندازه‌های اتمی و زیراتمی می‌پردازد. مکانیک کوانتومی بنیادی‌تر از مکانیک نیوتنی و الکترومغناطیس کلاسیک است، زیرا در مقیاس‌های اتمی و زیراتمی که این نظریه‌ها با شکست مواجه می‌شوند، می‌تواند با دقت زیادی بسیاری از پدیده‌ها را توصیف کند. مکانیک کوانتومی به همراه نسبیت پایه‌های فیزیک جدید را تشکیل می‌دهند.

مکانیک کوانتومی که به عنوان نظریه کوانتومی نیز شناخته شده است، شامل نظریه‌ای دربارهٔ ماده، تابش الکترومغناطیسی و برهمکنش میان ماده و تابش است.

آشنایی

واژهٔ کوانتوم (به معنی «بسته» یا «دانه») در مکانیک کوانتومی از اینجا می‌آید که این نظریه به بعضی از کمیت‌های فیزیکی (مانند انرژی یک اتم در حال سکون) تحت شرایط خاص، مقدارهای گسسته‌ای نسبت می‌دهد. پایه‌های مکانیک کوانتومی در نیمهٔ اول قرن بیستم به وسیلهٔ ورنر هایزنبرگ، ماکس پلانک، آلبرت اینشتین، لویی دوبروی، نیلز بور، اروین شرودینگر، ماکس بورن، جان فون نویمان، پاول دیراک، ولفگانگ پاولی و دیگران ساخته شد. بعضی از جنبه‌های بنیادی این نظریه هنوز هم در حال پیشرفت است.

در ابتدای قرن بیستم، کشفیات و تجربه‌های زیادی نشان می‌دادند که در مقیاس اتمی نظریه‌های کلاسیک نمی‌توانند توصیف کاملی از پدیده‌ها ارائه دهند. وجود همین نارسایی‌ها موجب نخستین ایده‌ها و ابداع‌ها در مسیر ایجاد نظریه کوانتومی شدند. بعنوان یکی از مثال‌های بسیار مشهور اگر قرار بود مکانیک نیوتنی و الکترومغناطیس کلاسیک بر رفتار یک اتم حاکم باشند، الکترون‌ها بایستی به سرعت به سمت هسته اتم حرکت کرده و بر روی آن سقوط می‌کردند و در نتیجه اتم‌ها ناپایدار می‌شدند؛ ولی در دنیای واقعی الکترون‌ها در نواحی خاصی دور اتم‌ها باقی می‌مانند و چنین سقوطی مشاهده نمی‌شود. تلاش اولیه برای حل این تناقض توسط نیلز بور با پیشنهاد فرضیه اش دایر بر وجود مدارهای مانا رخ داد، که موفقیت‌هایی هم در توصیف طیف اتم هیدروژن داشت.

پدیدهٔ دیگری که در این مسیر جلب توجه می‌کرد، مطالعه رفتار امواج الکترومغناطیسی مانند نور در برهمکنش با ماده بودند. ماکس پلانک در سال ۱۹۰۰ هنگام مطالعه بر روی تابش جسم سیاه پیشنهاد کرد که برای توصیف صحیح مسئله تابش جسم سیاه، می‌توان انرژی این امواج را به شکل بسته‌های کوچکی (کوانتا یا کوانتوم) در نظر گرفت. آلبرت اینشتین از این فکر بهره برد و نشان داد که امواجی مثل نور را می‌توان با ذره‌ای به نام فوتون که انرژی‌اش به بسامد موج بستگی دارد توصیف کرد.

$E\; =\; h\; \nu \; \; \{\backslash displaystyle\; E=h\backslash nu\; \backslash \; \}$

در ادامه، با نظریه دوبروی دایر بر امکان توصیف حرکت ذرات به‌وسیله امواج، این نظریه‌ها به دیدگاهی به نام دوگانگی موج-ذره برای ذرات و امواج الکترومغناطیسی منجر شدند که برطبق آن، ذرات دو نوع رفتار (موجی و ذره‌ای) را از خود نشان می‌دهند. نظریه کوانتوم در ابتدا با کشف نظری فوتون توسط «ماکس پلانک» در ۱۹۰۰. م آغاز شد و با کارهای «نیلز بور» به پیشرفت چشمگیری رسید. گرچه هنوز نظریه منسجمی نبود بلکه مجموعه‌ای بود از فرضیات، اصول و قضایا و دستورالعمل‌های محاسبه‌ای. در واقع هر مسئله کوانتومی را ابتدا به روش مکانیک کلاسیک حل می‌کردند و سپس جواب را یا با شرایط کوانتومی وفق می‌داند یا با اصل تطابق به زبان کوانتومی درمی‌آورند. به عبارت دیگر تلاش‌ها بیشتر بر اساس حدس‌های زیرکانه بود تا استدلالهای منطقی.

تلاش‌ها برای تبیین تناقضات و ایجاد رهیافت‌های جدید، منجر به تکوین ساختار جدیدی موسوم به مکانیک کوانتومی شد که توسط دو فرمولبندی جداگانه (که بعداً معلوم شد هم ارزند) موسوم به مکانیک ماتریسی (عمدتا توسط هایزنبرگ) و مکانیک موجی (بیشتر توسط شرودینگر) توصیف می‌شد. به عنوان مثال، ایدهٔ توصیف ذرات با امواج، مولّد ابداع مفهوم بسته‌های موجِ همبسته ذرات شد. به نوبهٔ خود، تلاش برای یافتن معادلات حاکم بر تحول زمانی این بسته‌های موج به معادله موج یا معادله شرودینگر منتهی شد.

در تعبیری که توصیف شرودینگر از مکانیک کوانتومی بدست می‌دهد، حالت هر سیستم فیزیکی در هر لحظه به وسیلهٔ یک تابع موج مختلط توصیف می‌شود. چون تابع موج یک کمیت مختلط است، خود مستقیماً مُبیّن یک کمیت فیزیکی نیست، اما با استفاده از این تابع می‌توان احتمال بدست آمدن مقادیر مختلف حاصل از اندازه‌گیری یک کمیت فیزیکی را پیش‌بینی کرد. در حقیقت این احتمال با ضریبی از مربع قدرمطلق تابع موج (که کمیت اخیر حقیقی است) برابر است. به‌عنوان مثال از کاربرد این تابع احتمال، با آن می‌توان احتمال یافتن الکترون در ناحیهٔ خاصی در اطراف هسته در یک زمان مشخص؛ یا احتمال بدست آمدن مقدار خاصی برای کمیت تکانه زاویه‌ای سیستم را محاسبه کرد. یا مثلاً به کمک تابع موج و توزیع احتمال بدست آمده از آن، می‌توان محتمل‌ترین مکان (یا مکان‌های) حضور یک ذره در فضا را یافت (که در مورد الکترون‌های یک اتم گاهی به آن اُربیتال می‌گویند). البته معنی این حرف این نیست که الکترون در تمام ناحیه پخش شده‌است، و الکترون در یک ناحیه از فضا یا هست و یا نیست.

در مکانیک کلاسیک پیش بینی تحول زمانی مقادیر کمیت‌ها و اندازه‌گیری مقادیر کمیت‌ها در نظریه با هر دقت دلخواه ممکن است و تنها محدودیت موجود، خطای متعارف آزمایش و آزمایشگر، یا فقدان داده‌های اولیه کافی است. اما در مکانیک کوانتومی فرایند اندازه‌گیری یک محدودیت ذاتی به همراه خود دارد. در واقع نمی‌توان برخی کمیت‌ها (کمیت‌های مزدوج) را هم‌زمان و با هر دقت دلخواه اندازه‌گیری کرد؛ مانند مکان و تکانه. اندازه‌گیری دقیق‌تر هریک از این کمیت‌ها، منجر به از دست رفتن هرچه بیشتر داده‌های مربوط به کمیت دیگر می‌شود. این مفهوم که به اصل عدم قطعیت هایزنبرگ مشهور است، از مفاهیم بسیار مهم در مکانیک کوانتومی بوده و با مفهوم بنیادین «تأثیر فرایند اندازه‌گیری بر حالت سیستم» که از ابداعات اختصاصی مکانیک کوانتومی (در برابر مکانیک کلاسیک است) همبسته است.

توصیف مکانیک کوانتومی از رفتار سامانه‌های فیزیکی اهمیت زیادی دارد، و بسیاری از شاخه‌های دیگر فیزیک و شیمی از مکانیک کوانتومی به عنوان چهارچوب خود استفاده می‌کنند؛ مانند فیزیک ماده چگال، فیزیک حالت جامد، فیزیک اتمی، فیزیک مولکولی، شیمی محاسباتی، شیمی کوانتومی، فیزیک ذرات بنیادی، و فیزیک هسته‌ای. مکانیک کوانتومی علاوه بر این که دنیای ذرات بسیار ریز را توصیف می‌کند، برای توضیح برخی از پدیده‌های بزرگ‌مقیاس (ماکروسکوپیک) هم کاربرد دارد، مانند ابررسانایی و ابرشاره. همچین کاربردهای وسیعی در حوزه فناوری‌های کاربردی، بر مفاهیم و دستاوردهای مکانیک کوانتومی استوار هستند.

مکانیک کوانتومی و فیزیک کلاسیک

اثرات و پدیده‌هایی که در مکانیک کوانتومی و نسبیت پیش‌بینی می‌شوند، فقط برای اجسام بسیار ریز یا در سرعت‌های بسیار بالا آشکار می‌شوند. تقریباً همهٔ پدیده‌هایی که انسان در زندگی روزمره با آن‌ها سروکار دارد به طور کاملاً دقیقی توسط فیزیک نیوتنی قابل پیش بینی است.

در مقادیر بسیار کم ماده، یا در انرژی‌های بسیار پایین، مکانیک کوانتومی اثرهایی را پیش‌بینی می‌کند که فیزیک کلاسیک از پیش‌بینی آن ناتوان است؛ ولی اگر مقدار ماده یا سطح انرژی را افزایش دهیم، به حدی می‌رسیم که می‌توانیم قوانین فیزیک کلاسیک را بدون این که خطای قابل ملاحظه‌ای مرتکب شده باشیم، برای توصیف پدیده‌ها به کار ببریم. به این «حد» که در آن قوانین فیزیک کلاسیک (که معمولاً ساده‌تر هستند) می‌توانند به جای مکانیک کوانتومی پدیده‌ها را به درستی توصیف کنند، حد کلاسیک گفته می‌شود.

کوشش برای نظریهٔ وحدت‌یافته

وقتی می‌خواهیم مکانیک کوانتومی را با نظریهٔ نسبیت عام (که توصیف‌گر فضا-زمان در حضور گرانش است) ترکیب کنیم، به ناسازگاری‌هایی برمی‌خوریم که این کار را ناممکن می‌کند. حل این ناسازگاری‌ها هدف بزرگ فیزیکدانان قرن بیستم و بیست‌ویکم است. فیزیکدانان بزرگی همچون استیون هاوکینگ در راه رسیدن به نظریهٔ وحدت‌یافتهٔ نهایی تلاش می‌کنند؛ نظریه‌ای که نه تنها مدل‌های مختلف فیزیک زیراتمی را یکی کند، بلکه چهار نیروی بنیادی طبیعت -نیروی قوی، نیروی ضعیف، الکترومغناطیس و گرانش- را نیز به شکل جلوه‌های مختلفی از یک نیرو یا پدیده نشان دهد.

مکانیک کوانتومی و زیست‌شناسی

تحقیقات چند مؤسسه در آمریکا و هلند نشان داده است که بسیاری از فرایندهای زیستی از مکانیک کوانتومی بهره می‌برند. قبلاً تصور می‌شد فتوسنتز گیاهان فرایندی بر پایه بیوشیمی است اما تحقیقات پروفسور فلمینگ و همکارانش در دانشگاه برکلی و دانشگاه واشنگتن در سنت لوییس به کشف یک مرحله کلیدی از فرایند فتوسنتز منجر شده که بر مکانیک کوانتومی استوار است. همچنین پژوهش‌های کریستوفر آلتمن، پژوهشگری از مؤسسه دانش نانوی کاولی در هلند، حاکی از آن است که نحوه کارکرد سلول‌های عصبی خصوصاً در مغز که تا مدت‌ها فرایندی بر پایه فعالیت‌های الکتریکی و بیوشیمی پنداشته می‌شد و محل بحث ساختارگرایان و ماتریالیست‌ها و زیستشناس‌ها بود، شامل سیستم‌های کوانتومی بسیاری است. این پژوهش‌ها نشان می‌دهد که سلول عصبی یک حلزون دریایی می‌تواند از نیروهای کوانتومی برای پردازش اطلاعات استفاده کند. در انسان نیز، فیزیک کوانتومی احتمالاً در فرایند تفکر دخیل است.

برگرفته از ویکیپدیا

گروه تلگرامی مهندسی

ماده

ماده به طور کلی تمام آن چیزی است که اشیاء فیزیکی شامل آن می‌شوند. معمول‌ترین تعریفی که از ماده وجود دارد این است که ماده هرچیزی است که حجم و جرم داشته باشد. به هر حال هنوز میان دانشمندان دربارهٔ تعریف دقیق ماده اتفاق نظر وجود ندارد. تا پیش از سدهٔ بیستم میلادی، اصطلاح ماده شامل ماده معمولی تشکیل شده از اتم‌ها بود و دیگر پدیده‌های انرژی مانند نور یا صدا را در بر نمی‌گرفت. این مفهوم از ماده، اکنون به هر گونه چیزی که دارای جرم، حتی در حالت سکون، گسترش یافته ولی این تعریف‌ها نارسا است زیرا جرم یک شیء خود می‌تواند در نتیجهٔ حرکت و تعامل انرژی‌های (احتمالاً بدون جرم) بوجود آید؛ بنابراین، یک تعریف جهانی، و یک مفهوم اساسی وجامع برای آن در فیزیک امروز هنوز در دست نیست. واژهٔ ماده نیز آزادانه به عنوان یک اصطلاح کلی برای هر چیز یا تمام اشیاء فیزیکی قابل مشاهده استفاده می‌شود.

همهٔ چیزهایی را که در زندگی روزمره می‌توانیم لمس کنیم از اتم‌ها تشکیل شده‌اند. این ماده‌های ساخته شده از اتم‌ها، که آن‌ها هم به نوبهٔ خود از تعامل ذرات زیراتمی شکل گرفته‌اند معمولاً از یک هسته، محتوی پروتون و نوترون، و ابری از الکترون در مدار پیرامون هسته ساخته شده‌اند.

به طور معمول، از نظر علم، این ذرات کامپوزیت را ماده می‌انگارد زیرا آنها هر دو شرط جرم و حجم را دارند. در مقابل، ذرات بدون جرم، مانند فوتون‌ها، ماده در نظر گرفته نمی‌شوند، چرا که آنها نه جرم و نه حجم دارند. با این حال، تمام ذرات با جرم هم، دارای حجم (به معنی کلاسیک) نیستند، زیرا ذرات بنیادی مانند کوارک‌ها و لپتونها (که گاهی اوقات با ماده برابرند) «ذراتی نقطه‌ای» در نظر گرفته شده‌اند که اندازه و حجم مؤثری ندارند. با این وجود، کوارک‌ها و لپتون‌ها با هم «ماده معمولی» را تشکیل می‌دهند، و اثر متقابل آنهاست که به ایجاد حجم مؤثر در ذرات مرکب که ماده معمولی را می سازند کمک می‌کند.

تقسیم‌بندی مواد از نظر حالت

مواد را از نظر حالت به پنج دسته جامد، مایع، گاز، پلاسما و چگالش بوز-اینشتین (که ماده‌ای فوق‌العاده سرداست) تقسیم می‌کنند.

تقسیم‌بندی ماده از نظر ویژگی‌ها

• فلزها
• سرامیکها
• بسپارها (پلیمرها، مواد آلی)
• کامپوزیتها

برگرفته از ویکیپدیا

گروه تلگرامی مهندسی

فرضیه چندجهانی

فرضیه چندجهانی مجموعه‌ای فرضی از جهان‌های محتمل‌الوجود است (از جمله همین کیهان تاریخی که دائماً احساسش می‌کنیم) که مجموعاً با هم تمامی چیزهایی که وجود دارند و می‌توانند وجود داشته باشند—تمام فضا، زمان، ماده، و انرژی و همچنین قوانین فیزیکی و ثابت‌هایی که به توصیف آنان می‌پردازند—را در بر می‌گیرند. این اصطلاح برای اولین بار توسط ویلیام جیمز، فیلسوف و روانشناس آمریکایی، به کار گرفته شد. گاهی اوقات جهان‌های گوناگون موجود در مجموعه چندجهانه را جهان‌های موازی می‌نامند.

ساختار چندجهانی، ماهیت هر کیهان موجود در آن، و رابطه میان جهان‌های تشکیل‌دهنده آن، بستگی به فرضیه بخصوصی از چندجهانگی دارد که مد نظر است. جهان‌های متعددی در کیهان‌شناسی، فیزیک، اخترشناسی، دین، فلسفه، روان‌شناسی فرافردی، و ادبیات داستانی به‌ویژه در گونه‌های خیال‌پردازانه آن، فرضیه‌پردازی شده‌اند. در این حوزه‌ها، از اصطلاحات «جهان‌های جایگزین»، «جهان‌های کوانتومی»، «ابعاد نفوذی»، «ابعاد موازی»، «جهان‌های موازی»، «واقعیت‌های جایگزین»، «گاه‌شمارهای جایگزین»، و «صفحات بُعدی» برای اطلاق به «جهان‌های مجازی» استفاده می‌شود.

برگرفته از ویکیپدیا

گروه تلگرامی مهندسی

جهان موازی

جهان موازی یا واقعیت جایگزین فرضیه‌ای در بارهٔ وجود واقعیت‌های جداگانه در کنار واقعیت کنونی است. گروه خاصی از جهان‌های موازی مولتی‌ورس نامیده می‌شود، اگرچه این اصطلاح نیز می‌تواند برای توصیف جهان‌های موازی که واقعیت را تشکیل می‌دهند مورد استفاده قرار گیرد. با وجود اینکه عبارت‌های جهان موازی و واقعیت جایگزین را می‌توان بیشتر جاها به جای هم به کار برد، گاهی اوقات واقعیت جایگزین به مفهوم ضمنی دیگری نیز اشاره دارد که حاکی از آن است که واقعیت بدیل دیگری از خود ماست. اصطلاح جهان‌های موازی عمومی‌تر است و معنای ضمنی رابطه یا عدم رابطه با جهان خود ما را در بر ندارد. جهان‌هایی که در آن‌ها بسیاری از قوانین طبیعت متفاوت هستند - برای مثال در آن هیچ محدودیت نسبیتی وجود ندارد و سرعت نور را می‌توان پشت سر گذاشت - را می‌توان در شمار جهان‌های موازی به حساب آورد ولی این‌ها واقعیت جایگزین نیستند. تعریف درست جهان‌های موازی در مکانیک کوانتومی به صورت «جهان‌هایی است که از یکدیگر تنها توسط یک رویداد کوانتومی جدا می‌شوند».

برگرفته از ویکیپدیا

گروه تلگرامی مهندسی

نردبان فاصله کیهانی

نردبان فاصله کیهانی (به انگلیسی: Cosmic distance ladder) که به نام مقیاس فاصله وراکهکشانی(به انگلیسی: extragalactic distance scale) نیز شناخته می‌شود، یک توالی از روشهایی است که اخترشناسان برای تعیین فاصله تا اجرام آسمانی از آن استفاده می‌کنند. اندازه گیری واقعی مستقیم فاصله تنها در مورد اجسامی که به اندازه کافی (در حدود هزار پارسک) به زمین نزدیک باشند، امکان پذیر است. تکنیکهایی که برای تعیین فاصله اجسام دورتر به کار می‌روند همگی برپایه اندازه گیری همبستگی‌های میان روشهایی که در فاصله نزدیک کارمی کنند و روشهایی که در فاصله دورتر کار می‌کنند، بنا شده‌اند. تعدادی از روشها بر مبنای یک شمع استاندارد کار می‌کنند. شمع استاندارد نوعی جِرم نجومی است که درخشندگی معینی دارد و معیاری برای اندازه‌گیری فاصله است.

وجه شباهت این تکنیک‌ها به نردبان در این است که هر تکنیک به مثابه یک پله نردبان است. هیچ روشی قادر به تعیین فاصله در همه محدوده‌ها نیست، بلکه یک روش را می‌توان برای تعیین فواصل نزدیک استفاده کرد و روش دومی را برای فواصل نزدیک تا متوسط و به همین ترتیب هر پله نردبان اطلاعاتی را ارائه می‌کند که می‌توان از آن برای تعیین فاصله در پله بالاتر بعدی استفاده نمود.

برگرفته از ویکیپدیا

گروه تلگرامی مهندسی

کمینه ماندر

کمینه ماندر یا مینیمم ماندر (به انگلیسی: Maunder Minimum) به حدّ فاصل سالهای ۱۶۴۵، و ۱۷۱۵ گفته می‌شود. در این دوره تقریباً هیچ لکه‌ای بر سطح خورشید مشاهده نشد. از نظر پژوهشگران قرن نوزدهم این امر چنان ایده‌ای باورنکردنی به نظر می‌رسید که فقط فرض شد که در آن دوره هیچ کس لکه‌های خورشیدی را ثبت نکرده‌است. پس از پژوهشی ممتد که ادوارد والتر ماندر (Edward Walter Maunder)، عضو رصدخانه سلطنتی گرینویچ به عمل آورد، این نتیجه حاصل شد که به راستی در طی دورهٔ ۱۷۱۵_۱۶۴۵ هیچ لکه خورشیدی وجود نداشته‌است. بعدها این تنتیج با کار جان ای ادی از رصدخانه‌های آلتیتود (High Altitude) اثبات شد. هسل دوریس (Hessel DeVries)، دانشمند هلندی دربارهٔ محتوای کربن ۱۴ در حلقه‌های سالانه درختان به پژوهش پرداخت. ایجاد کربن ۱۴ در جو بالایی زمین ناشی از پرتوهای کیهانی است که با آن از همهٔ جهات برخورد می‌کند.

برگرفته از ویکیپدیا

گروه تلگرامی مهندسی

انرژی تاریک

در کیهان‌شناسی، انرژی تاریک نوع ناشناخته‌ای از انرژی است که همهٔ فضا را در بر می‌گیرد و سرعت انبساط جهان را می‌افزاید. انرژی تاریک مقبولترین فرضیه برای توضیح دادن مشاهدات اخیر است که می‌گویند جهان با آهنگ رو به افزایشی (با شتاب) منبسط می‌شود. در مدل استاندارد کیهان‌شناسی بنابر هم‌ارزی جرم-انرژی، جهان شامل حدود ۲۶٫۸٪ ماده تاریک،۶۸٫۳٪ انرژی تاریک (در مجموع ۹۵٫۱٪) و ۴٫۹٪ مادهٔ معمولی است. باز هم بر اساس هم‌ارزی جرم-انرژی، چگالی انرژی تاریک بسیار کم است. در منظومه شمسی، تقریباً فقط ۶ تن انرژی تاریک درون شعاع مدار پلوتو یافت می‌شود. با این حال، انرژی تاریک بیشتر جرم-انرژی جهان را تشکیل می‌دهد، زیرا به طور یکنواخت در فضا پخش شده است.

دو شکل برای انرژی تاریک ارائه شده است. یکی ثابت کیهان شناسی، یک چگالی انرژی ثابت که بطور همگن جهان را پر می‌کند، و دیگری میدانهای اسکالر، کمیت‌هایی دینامیکی که چگالی انرژی آنها می‌تواند در فضا و زمان تغییر کند. بخشهایی از میدانهای اسکالر که در فضا ثابت هستند هم معمولاً در ثابت کیهان شناسی شمرده می‌شوند. ثابت کیهانشناسی می‌تواند به گونه‌ای فرمول بندی شود که انرژی خلا باشد. میدانهای اسکالری که در فضا تغییر می‌کنند به سختی می‌توانند از ثابت کیهان شناسی با ز شناخته شوند، زیرا تغییرات ممکن است فوق‌العاده آهسته باشد.

اندازه‌گیری‌های دقیقی از انبساط جهان برای فهمیدن اینکه نرخ انبساط چگونه در طول زمان تغییر می‌کند، لازم است. در نسبیت عام، سیر تکاملی انبساط جهان بوسیلهٔ معادلهٔ حالت کیهانی (رابطهٔ بین دما، فشار و ترکیب ماده، انرژی و چگالی انرژی خلا در هر ناحیه از فضا) فرمول بندی می‌شود. امروزه، اندازه‌گیری معادلهٔ حالت انرژی تاریک یکی از بزرگترین تلاشهای کیهان شناسی رصدی است.

افزودن ثابت کیهان شناسی بهمتریک رابرتسون-واکر منجر به مدل لامبدا-سی دی ام می‌شود؛ که بخاطر تطابق دقیق آن با مشاهدات از آن به عنوان "مدل استاندارد" کیهانشناسی یاد می‌کنند. انرژی تاریک به عنوان یک جزء حیاتی در تلاش‌های اخیر برای تدوین مدل جهان چرخه‌ای (به انگلیسی: cyclic model) استفاده شده است.

طبیعت انرژی تاریک

چیزهای بسیاری دربارهٔ طبیعت انرژی تاریک جای تعمق دارند. شواهد انرژی تاریک غیر مستقیم هستند اما از سه منبع مستقل می‌آیند:

• • اندازه‌گیری‌های فاصله و رابطهٔ آنها با قرمزگرایی، که می‌گوید جهان در نیمهٔ اخیر عمرش بیشتر منبسط شده است.
  • نیاز نظری به نوعی انرژی اضافی که نه ماده و نه ماده تاریک است برای تشکیل جهان تخت مشاهده شده (نبود هیچ انحنای جهانی قابلِ یافت).
  • می‌تواند از اندازه گیریهای الگوهای موجی جرم در مقیاس بزرگ استنتاج شود.

انرژی تاریک بسیار همگن در نظر گرفته می‌شود، خیلی چگال نیست و معلوم نیست با کدام یک از نیروهای بنیادی بجز گرانش برهم کنش می‌کند. هم چنین به علت رقیق بودن، در آزمایشهای آزمایشگاهی قابل شناسایی نیست. انرژی تاریک، با تشکیل ۶۸٪ چگالی جهان، می‌تواند تاثیر عمیقی بر جهان بگذارد؛ فقط به این خاطر که بطور یکنواخت جایی را پر می‌کند که در غیر اینصورت فضای خالی محسوب می‌شد. دو مدل راهنما، ثابت کیهان شناسی و کوینتسنس (به انگلیسی: quintessence) هستند. هر دو مدل این ویژگی مشترک را دارند که انرژی تاریک باید دارای فشار منفی باشد.

تاثیر انرژی تاریک: فشار کوچک، ثابت و منفی خلأ

مستقل از طبیعت واقعی اش، انرژی تاریک باید یک فشار قوی منفی (که بصورت دافعه عمل کند) داشته باشد، تا بتواند شتاب مشاهده شدهٔ انبساط جهان را توضیح دهد. بر اساس نسبیت عام، فشاری که در میان ماده است، درست مانند چگالی جرمی در جاذبهٔ گرانشی آن ماده بر سایر اجسام سهیم است. دلیل این اتفاق این است که کمیت فیزیکی که باعث ایجاد تاثیرات گرانشی می‌شود، تانسور ضربه-انرژی است که هم چگالی انرژی (یا جرم) ماده و هم فشار و گرانروی آن را شامل می‌شود.
در متریک رابرتسون واکر، می‌توان نشان داد که یک فشار ثابت، قوی و منفی در تمام جهان، در صورتی که جهان اکنون در حال انبساط باشد، باعث شتاب افزایشی انبساط، و اگر جهان در حال انقباض باشد، باعث شتاب کاهشی انقباض می‌شود. به طور دقیقتر، اگر معادلهٔ حالت جهان به گونه‌ای باشد که ، مشتق دوم فاکتور مقیاس جهان، $a\; ¨\; \{\backslash displaystyle\; \{\backslash ddot\; \{a\}\}\}$، مثبت است. (معادلات فریدمان را ببینید)
این تاثیر انبساط تند شونده گاهی «دافعهٔ گرانشی» خوانده می‌شود، که یک عبارت رنگارنگ اما احتمالاً گیج کننده است. در حقیقت، یک فشار منفی تاثیری بر برهم کنش گرانشی میان اجرام - که جاذبه باقی می‌ماند- ندارد؛ ولی در عوض، سیر تکاملی جهان در مقیاس کیهانشناسی را تغییر می‌دهد که با وجود جاذبه در میان اجرام حاضر در جهان، موجب انبساط تند شوندهٔ جهان می‌شود.
شتاب، به سادگی تابعی از چگالی انرژی تاریک است. انرژی تاریک پایا است: چگالی اش ثابت می‌ماند (به طور تجربی، بین فاکتور۱:۱۰). یعنی با انبساط جهان، انرژی تاریک رقیقتر نمی‌شود.

شواهد مبنی بر وجود

ابرنواختر
در سال ۱۹۹۸، رصدهای منتشر شده از ابرنواختر نوع Ia توسط گروه جستجوی ابرنواختر در قرمزگرایی زیاد که در سال ۱۹۹۹ بوسیله پروژه کیهانشناسی ابرنواختری دنبال شد، پیشنهاد داد که انبساط جهان تند شونده است. جایزه نوبل فیزیک در سال ۲۰۱۱ برای این کار به سال پرلموتر، برایان اشمیت و آدم ریس اهدا شد.
از آن زمان، این مشاهدات توسط چندین منبع مستقل تایید شده است. اندازه‌گیری‌های تابش زمینه کیهانی، لنز گرانشی و ساختار بزرگ مقیاس کیهان به همراه اندازه گیریهای پیشرفته ابرنواخترها با مدل لامبدا-سی دی ام سازگار بوده‌اند. برخی افراد می‌گویند تنها شواهد وجود انرژی تاریک مشاهداتی از اندازه‌گیری‌های دوردست و قرمزگرایی مربوطه است. ناهمسانگردی‌های تابش پس زمینهٔ کیهانی و نوسانات آکوستیک مواد باریونی تنها مشاهداتی هستند که قرمزگرایی‌ها از آنچه با مدل جهان «غباری» فریدمان و ثابت هابل اندازه‌گیری شدهٔ محلی انتظار می‌رفت، بزرگترند.
ابرنواخترها برای کیهان شناسی مفیدند، زیرا آنها شمع استانداردهای بسیار خوبی در فواصل کیهانی هستند. آنها باعث می‌شوند تاریخ انبساط جهان بتواند با نگاه به رابطهٔ فاصله تا یک شی و قرمزگرایی آن، که می‌گوید دارد با چه سرعتی از ما دور می‌شود، اندازه‌گیری شود. این رابطه، بنابر قانون هابل خطی است. اندازه‌گیری قرمزگرایی نسبتاً آسان است، اما پیدا کردن فاصله تا یک شی کار دشوارتری است. معمولاً اخترشناسان از شمع‌های استاندارد استفاده می‌کنند: اشیایی که روشنایی ذاتی آنها، قدر مطلق آنها، معلوم است. این موضوع اندازه‌گیری فاصله تا شی را از روی روشنایی مشاهده شده آن، قدر ظاهری، امکان‌پذیر می‌سازد. ابرنواخترهای نوع Ia بخاطر روشنایی زیادشان، بهترین شمع‌های استاندارد شناخته شده در فواصل کیهانی هستند.
رصدهای اخیر از ابرنواخترها سازگار با جهانی ساخته شده از ۷۱٫۳٪ انرژی تاریک و ۲۷٫۴٪ ترکیب ماده تاریک و ماده باریونی هستند.
تابش زمینه کیهانی
به عنوان میراث زمان واجفتیدگی کیهان، تابش زمینه کیهانی شامل اطلاعات زیادی از عالم اولیه می‌باشد. آزمایش های جاری روی این پدیده، کاوشگر ناهمسانگردی ریزموجی ویلکینسون، ماهواره پلانک و... می‌باشد. از مشاهدات تابش زمینه کیهانی، با استخراج برخی فواصل می‌توان انرژی تاریک را مقید نمود. برای مثال پارامتر انتقال R که در زمان واجفتیدگی بیان می شود *z. این پارامتر به خوبی سلطه تابش زمینه کیهانی را بر انبساط عالم نشان می دهد و برای مدل‌هایی که از لامبدا سی دی ام دور هستند تقریباً بسیار خوبی است. مقیاس صوتی یکی دیگر از نسبت فواصل است lA که متناسب است با نسبت فاصله قطری زاویه ای بر افق صدا. این کمیت چند قطبی بودن تابش زمینه کیهانی مختصات قله صوتی را ارائه می کند. داده‌های تابش زمینه کیهانی می تواند برای کاوش انرژی تاریک از طریق انتگرال اثر ساکس ولف مورد استفاده قرار گیرد. این اثر ناهمسانگرد مقیاس بزرگ ناشی از پتانسیل های مختلف گرانشی در زمان شتاب کیهان هستند و از طریق رابطه متقابل بین تابش زمینه کیهانی و ساختار مقیاس بزرگ در حدود 4σ آشکار می شوند.
نوسانات صوتی باریون
نوسانات صوتی باریون به ماده باریونی خوشه شده یا فرا چگال در یک مقیاس طولی خاص (در عالم امروزی در حدود 150 مگا پارسک) ناشی از امواج صوتی اشاره می کند که در عالم اولیه و جوان منتشر می‌شدند. این امر خط کشی استاندارد را برای مشاهدات کیهانی ایجاد می کند و می‌تواند در انتقال به سرخ های کمتر از 1 از طریق بررسی کهکشانی اندازه گیری شود. یکی از معتبرترین اندازه گیری نوسانات صوتی باریون، نقشه انتقال به سرخ کهکشانی میدان دو درجه (2dFGRS)، SDSS و نقشه انرژی تاریک WiggleZ می‌باشد.
همگرایی ضعیف
همگرایی ضعیف یعنی تحریف جزئی تصویر اجرام دور ناشی از خمش گرانشی نور توسط ساختار عالم. جرم و موقعیت گرایش بستگی به توزیع ماده در مخروط نوری دارد، درحالیکه فواصل اجسام و گرایش آن‌ها توسط هندسه فضا زمانی تعیین می شود. پس همگرایی ضعیف برای کاوش انرژی تاریک از طریق تأثیر هردو انبساط کیهان و تاریخ رشد می‌باشد. پروژه جاری برای همگرایی ضعیف، پروژه (CFHTLS) می‌باشد.
ساختار مقیاس بزرگ
نظریه ساختار مقیاس بزرگ که حاکم بر نحوه شکل گیری ساختار عالم است(ستارگان، کوازارها و خوشه و گروه‌های کهکشانی) نشان می دهد که چگالی ماده در عالم تنها 30% چگالی بحرانی است. بررسی های سال 2011، نقشه برداری WiggleZ از بیشتر از 000/200 کهکشان شواهدی بر وجود انرژی تاریک ارائه کرد. اگرچه فیزیک دقیق پشت آن ناشناخته باقی مانده است.
اثر ساکس ولف
انبساط شتابدار عالم به دلیل چاه‌های پتانسیل گرانشی و عبور فوتون‌ها از آن‌ها لکه‌های سرد و گرم روی نقشه CMB ایجاد می کند یعنی انتقال به سرخ گرانشی انجام می‌دهند که سبب می شوند طیف CMB نا هموار و نامنظم به نظر برسد. این اثر ساکس ولف است که اولین نشانه انرژی تاریک در عالم تخت می‌باشد.
کاوشگران دیگر انرژی تاریک
آ. خوشه‌های کهکشانی
خوشه کهکشان‌ها و تعدادی از گروهای شناخته شده آن‌ها ٬بزرگ‌ترین اجرام جهان هستند.یک خوشه کهکشانی از سه بخش تشکیل شده است؛ کهکشان‌هایی که دارای میلیاردها ستاره اند، گاز داغ بین کهکشان‌ها و ماده تاریک، ماده‌ای با هویتی مرموز که بیش‌ترین جرم کهکشان را تشکیل می‌دهد.
ب. انفجارهای پرتو گاما فوران ناگهانی و شدید پرتو گاما در اعماق کیهان. این پدیده ده‌ها سال به عنوان یکی از پدیده‌های مرموز اخترشناسی شناخته می‌شد. امروزه معلوم شده‌است که برخی از این انفجارها مربوط به ابرنواخترها، و برخی دیگر مربوط به مگنتارها یا مغنا اختر هستند.

برگرفته از ویکیپدیا

شفق قطبی

شَفَق قُطبی (به انگلیسی: Aurora) یکی از پدیده‌های جوی کرهٔ زمین است. شفق قطبی پدیدهٔ ظهور نورهای رنگین و متحرک در آسمان شب است و معمولاً در عرض‌های نزدیک به دو قطب زمین که براثر برخورد ذرات باردارِ بادِ خورشیدی و یونیزه شدن مولکول‌های موجود در یون‌سپهر (یونوسفر) زمین به وجود می‌آید.

شفق‌های قطبی نورهای زیبایی هستند که به طور طبیعی در آسمان دیده می‌شوند. که معمولاً در شب و در عرض‌های جغرافیایی قطبی به چشم می‌خورند. آنها در یونوسفر تشکیل می‌شوند و در سپیده‌دم قطبی قابل مشاهده هستند. در عرض جغرافیایی قطب شمال به آنها شفق‌های شمالی نیز گفته می‌شود که این نام بر گرفته از نام ایزدگونه رومی سپیده‌دم و نام یونانی باد شمالی است که در سال ۱۶۲۱ توسط پیر گاسندی روی این پدیده طبیعی گذاشته شد. به شفق‌های قطبی، نور قطب شمال هم گفته می‌شود زیرا آنها غالباً در نیم کرهٔ شمالی رویت می‌شوند و هر چقدر به قطب شمال نزدیک می‌شوید با توجه به مجاورت با قطب مغناطیسی شمالی زمین احتمال بیشتری می‌رود که بتوانید آنها را ببینید به طور مثال در شهرهای شمالی کانادا که بسیار نزدیک به قطب هستند امکان رویت آنها بسیار زیاد است.

شفق‌های قطبی در نزدیکی قطب مغناطیسی شمالی ممکن است خیلی بالا باشد ولی در افق شمالی به صورت سبز بر افروخته و در صورت طلوع خورشید به صورت قرمز کمرنگ دیده می‌شود. شفق‌های قطبی معمولاً از سپتامبر تا اکتبر و از مارس تا آوریل اتفاق می‌افتند. بعضی از قبایل کانادایی به این پدیده رقص ارواح می‌گویند.

در قطب جنوب نیز این اتفاق می‌افتد ولی فقط در جنوبی‌ترین عرض جغرافیایی قابل رویت است. و گاهی اوقات در آمریکای جنوبی و استرالیا (استرالیا در زبان لاتین به معنی جنوب است).

بنجامین فرانکلین اولین کسی بود که به شفق‌های قطبی توجه نشان داد. در تئوری او علت وقوع شفق‌های قطبی این انتقال نور در مرکز بار الکتریکی در سرزمینهای قطبی توسط برف و رطوبت شدت می‌گیرد، بود.

علت وقوع شفق قطبی خروج جرم از تاج خورشیدی است که از طریق مغناطره و کمربند وان آلن به مناطق قطبی هدایت می‌شوند.

ارتفاع شَفَق قطبی

دانشمندان به منظور اندازه گیری 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 پدید می‌آورند. 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 و 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

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 همکنون 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 تامین می‌شود.

فرضیه بیرکلند در مورد لکه‌های خورشیدی

بیرکلند (B. Birkeland) دانشمند نروژی با مقایسه نتایج اخیر این فرضیه را مطرح کرد که لکه‌های خورشیدی ناحیه‌هایی هستند که آنها باریکه‌های ذرات باردار (الکترونها) به داخل فضای اطراف گسیل می‌شوند. این ذرات با رسیدن به لایه‌های بالای جو زمین ، از طریق برخوردهای الکترون در این لایه‌ها ، مشابه تخلیه گاز در لوله ، گازها را به تابانی وا می‌دارند. این الکترونها همچنین روی میدان مغناطیسی زمین و شرایط انفجار امواج رادیویی مجاور زمین اثر می‌گذارند.

اگر نظریه بیرکلند درست باشد، چرا شفقهای قطبی در عرضهای بالا ، یعنی در نواحی نزدیک به قطبها مشاهده می‌شوند؟ در صورتی که می‌دانیم پرتوهای خورشید تمام سطح زمین را روشن می‌کنند. پاسخ این پرسش را استرمر (Stermer) ، دانشمند نروژی دیگر پیدا کرد. ذرات باردار گسیل شده از خورشید به جو زمین می‌رسند و به درون میدان مغناطیسی آن نفوذ می‌کنند. در آنجا نیروی لورنتس بر آنها اثر می‌کند و آنها را از مسیر اولیه خود منحرف می‌سازد. استرمر محاسبات ریاضی پیچیده‌ای انجام داد و مسیر این الکترونها را در میدان مغناطیسی زمین حساب کرد. او نشان داد که ذرات باردار منحرف شده توسط میدان مغناطیسی زمین ، به یقین فقط به نواحی قطبی کره زمین وارد می‌شوند.

این نظریه که در انحراف ذرات باردار در میدان مغناطیسی زمین نیروی لورنتس را به حساب می‌آورند، با شمار زیادی از نتایج آزمایشگاهی به خوبی همخوانی دارد و در حال حاضر پذیرش همگانی یافته است. هر چند به تازگی برای توضیح کمی تمامی این دیدگاه دشواریهایی بروز کرده است.

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.

برگرفته از ویکیپدیا