جزوه نکات کنکوری فیزیک پیش

اختصاصی از فی لوو جزوه نکات کنکوری فیزیک پیش دانلود با لینک مستقیم و پر سرعت .

جزوه جمع بندی شده نکات تستی و کنکوری فیزیک پیش 1 ( 24 صفحه) و فیزیک پیش 2(42) صفحه همراه با تست

جزوه فیزیک اتمی تالیف استاد رحمانی

اختصاصی از فی لوو جزوه فیزیک اتمی تالیف استاد رحمانی دانلود با لینک مستقیم و پر سرعت .

جزوه کنکوری فصل فیزیک اتمی تالیف شده توسط استاد رحمانی در 60 صفحه

دانلود مقاله ISI علوم اعصاب نظری افزایش

اختصاصی از فی لوو دانلود مقاله ISI علوم اعصاب نظری افزایش دانلود با لینک مستقیم و پر سرعت .

موضوع فارسی :علوم اعصاب نظری افزایش

موضوع انگلیسی :Theoretical Neuroscience Rising

تعداد صفحه :7

فرمت فایل :PDF

سال انتشار :2008

زبان مقاله : انگلیسی

علوم اعصاب نظری رشد انفجاری در 20 سال گذشته تجربه کرده است. علاوه بر آوردن
محققان جدید را در زمینه با پس زمینه در فیزیک، ریاضیات، علوم کامپیوتر، و مهندسی،
رویکردهای نظری به معرفی ایده های جدید و جهت شکل تحقیقات علوم اعصاب کمک کرده است.
این بررسی ارائه برخی از تحولاتی که رخ داده است و درس آنها به ما آموخته اند.

پایان نامه فیزیک - سیر تحول ستارگان در حوزه علم فیزیک 225 ص

اختصاصی از فی لوو پایان نامه فیزیک - سیر تحول ستارگان در حوزه علم فیزیک 225 ص دانلود با لینک مستقیم و پر سرعت .

پایان نامه فیزیک - سیر تحول ستارگان در حوزه علم فیزیک

225 صفحه در قالب word

 فهرست:

• فصل اول
• شکل گیری ستارگان
• پیش از انفجار بزرگ
• ساختمان بزرگ مقیاس جهان
• نظریه انفجار بزرگ
• عالم در ابتدا چگونه به نظر می‌آمد
• مواد تشکیل دهنده ماده تاریک
• ماده معمول
• سیارات
• ماده عجیب
• نوترینو ها
• ویمپ ها
• اثبات وجود ماده تاریک
• خوشه های کهکشانی
• جرم خوشه ها
• شتاب و سرعت خوشه ها
• منحنی حرکت انتقالی کهکشان ها
• میزان وجود ماده تاریک
• منشأ سیارات چه بوده است
• ستارگان، کهکشان ها و انبساط کیهان
• متراکم شدن گرانشی
• قطعه قطعه شدگی متوالی
• راز تولد ستارگان
• آتش بازی کیهانی
• چگونگی تکامل ستارگان
• نحوه تشکیل ستاره
• جمعیت ستارگان
• نسل اول ستارگان
• نسل دوم ستارگان
• تکامل یک ستاره
• ستارگان متغیر و رصد آنها
• متغیرهای تپشی
• دلتا - قیفاووسی
• W- سنبله ای
• RR- شلیاقی
• RV- ثوری
• نیمه منظم
• ابرنواخترها
• نواخترها
• متغیرهای گرفتی
• متغیر های چرخشی
• نامگذاری ستارگان متغیر
• رصد ستارگان متغیر
• نگاهی بر نحوه ی تشکیل منظومه شمسی
• کهکشانه ها چیستند
• نظریه امام صادق در باره ی پیدایش جهان
• فصل دوم
• رشد و تحول ستارگان
• تولد و مرگ ستارگان
• پیدایش
• زندگى
• ستارگان متغیر و دوتایى
• سرنوشت نهایى
• محیط میان ستاره ای
• ستارگان جوان
• ناپایداری ها و ابرها
• زندگی یک ستاره
• ستارگان دوتایی نزدیک به هم
• ساختار خورشید – ستارگان
• خورشید
• باد خورشیدی
• حرکت ستارگان در کهکشان ها
• پایان سیر تکاملی ستارگان
• ستاره های دنباله دار و شهابها
• شهاب
• ستارگان دنباله دار و رگبارهای شهابی
• توده سنگ و گلوله برف چرک
• ستاره های دنباله دار بزرگ
• ستاره دنباله دار هالی
• مرگ ستارگان دنباله دار
• تصور ناپذیر
• واقعیتها: ستاره هالی در اعصار مختلف
• مسیر دنباله دار ماخولز در آسمان طی ماه های آینده
• دنباله دار LINEAR
• فناوری و سفرهای فضایی
• بازگشت به جو زمین
• فرودهای فضایی
• فرودهای آرام
• مانور در فضا
• مانورهای کوچک
• ملاقات و الحاق فضایی
• مرکز هدایت زمینی
• مرکز فضایی کندی
• سکوهای پرتاب
• سفرهای فضایی آینده
• صور فلکی
• ستاره قطبی و دبها
• قدر ظاهری
• صلیب جنوبی
• منطقة البروج
• صور فلکی مهم
• فصل سوم
• غولها
• غولهای سرخ
• افزایش دمای هسته هلیوم
• از ستارگان جوان تا غولهای قرمز روی نمودار H-R
• جرقه هلیوم
• بعد از جرقه هلیوم
• نام تعدادی از غولهای سرخ
• بعضی از غولهای سرخ برجسته
• درون غولهای سرخ
• فعل و انفعالات عناصر سبک در غولهای سرخ
• تکامل غولهای سرخ
• فصل چهارم
• ابرنواختر ها
• نو اختر
• نواخترهای سریع
• نواخترهای کند
• V838- جاثی
• v1500 - دجاجه
• ابرنوستاره ها
• چه اتفاقی موجب پیدایش ابرنوستاره می گردد
• انفجار ابرنواختر
• مشاهدة ابر نواخترها
• اختر نما ها
• باقیمانده از انفجار
• طبقه بندی انفجارهای کوکبی
• اندازه احتمال منفجر شدن خورشید
• حالت پیش از نو اختری ستارگان
• فوق نواختران و « حالت هسته ایی» ماده
• فصل پنجم
• سیاه چاله ها
• تاریخچه نظریه سیاه چاله
• تشکیل افق رویداد
• تکینگی
• تضعیف گرانش
• سیاه چاله زولف ندارد
• آیا سیاه چاله واقعیت دارد
• سیاه چاله چیست
• یک سیاه چاله چگونه متولد میشود
• انواع سیاه چاله ها
• سیاه چاله Kerr از این قسمت ها تشکل شده است
• حفره سیاه
• سیاه چاله ها تا ابد فشرده نمی شوند
• سیاه چاله مطلق
• سیاه چاله ناچرخان
• فصل ششم
• کوتوله های سفید
• منشأ کوتوله های سفید
• کوتوله سفید
• تشکیل کوتوله های سفید
• سیارکهای نوزاد
• ستاره های نوترونی
• فصل هفتم
• سرنوشت نهایی جهان
• قوانین حاکم بر جهان
• جهان نامرئی
• معمای کهکشان حلقوی قطبی
• عصر تاریکی جهان فرا می رسد
• سعی در یافتن اسرار جهان
• عصر تاریکی در تاریخ کیهانشناسی
• تهیه تصاویر از آسمان شب به کمک کهکشان "لالا"
• انتقال به سرخ
• جهان ما و جهان های دیگر
• آزمایشگاه کیهانی
• سرنوشت نهایی جهان
• موقعیت کنونی ما
• سه راه برای مردن
• کهکشانهای تاریک
• چالة سیاه نیز همیشگی نیست
• تغییرات خرد
• آیندة حیات وتمدن
• جهانی در حال انقباض
• واژگان فارسی – انگلیسی
• واژ گان انگلیسی- فارسی
• فهرست اسامی کسان
• منابع و مآخذ

فصل اول

شکل گیری ستارگان

پیش از انفجار بزرگ

جهان چگونه آغاز شد؟ چنین رویدادی را چگونه می توان تصور کرد؟ امروز بیشتر دانشمندان بر این عقیده اند که قراین خوبی وجود دارد که نشان می دهد گذشتة جهان بسیار متفاوت بوده است و همة مادة جهان از انفجاری عظیم نشأت کرده و جهان از آن پس پیوسته انبساط یافته است.

در خیال ، زمان را تا انفجار بزرگ به عقب می بریم و چون به اندازة‌ کافی به عقب باز گردیم ـ یعنی به زمانی پیش از پیدایش کهکشانها که جهان بسی کوچکتر از حال بود ـ آنچه می بینیم گاز سوزانی از اتمها و فوقونها یعنی ذرات نور است . چون باز هم به عقب رویم، جهان همچنان انقباض می یابد، ذرات گاز به یکدیگر نزدیکتر و در نتیجه برانگیخته تر می شوند و دمایشان افزایش پیدا می کند. هر چه بیشتر به عقب رویم، گاز داغتر و سوزانتر می شود[1]. با افزایش دمای گاز، هر چیز به ذرات تشکیل دهنده اش « ذوب » می شود. اتمها به الکترونها و هسته ها «ذوب[2]» می شوند ؛ هسته ها به پروتونها و نوترونهای سازندة خود تجزیه می شوند و چون دما باز هم افزایش یابد پروتونها و نوترونها به کوارکها و گلوئونهایی تجزیه می شوند که آنها را تشکیل داده اند . جهان در بیشترین دمای ممکن متشکل است از آتشگوی آغازینی از همة ذرات بنیادی. امروزه مطالعة جهان آغازین عبارتست از ساختن مدلهایی ریاضی برای این آتشگوی بر اساس نظریه های جدید ذرات کوانتومی ( ذرات بنیادی ). وقتی که در سال 1964 آرنو پنزیاس و رابرت ویلسن در آزمایشگاههای بل در نیوجرزی، اشعة میکروموجی باقیمانده از انفجار بزرگ را کشف کردند ، این نظریه سخت تقویت شد. به دنبال این تأیید تجربی، فیزیکدانان و اختر فیزیکدانان نظری با اطمینان به انجام محاسبات پیچیدة خواص انفجار آغازین پرداختند. آنان با استفاده از قوانین شناخته شدة فیزیک هسته ای محاسبه کردند که چگونه ممکن است عنصرهای شیمیایی ـ هسته های اتمی ـ از آتشگوی آغازینی متشکل از پروتونها و نوترونها بوجود آمده باشد؛ و از روی این محاسبات، فراوانی نسبی عناصر سبک نظیر ئیدروژن، هلیوم و دوتریوم را پیش بینی کردند . این پیش بینی ها دقیقاً با فراوانیهائی که امروزه مشاهده می شود, وفق می دهد . فکر انفجار بزرگ[3] از برکت این پیش بینیهای موفقیت بار اعتبار زیادی کسب کرد بطوری که در اوایل دهة 1970 بر نظریه های دیگر مربوط به پیدایش جهان چیره شد. چیزی که به «مدل متعارف انفجار بزرگ سوزان» معروف شده است نشان دهندة‌ توافق نظر عمومی جدیدی است دربارة وضع جهان آغازین. فرضیة اصلی « مدل متعارف » آن است که جهان سوزان اولیه به سرعت و بطرزی یکنواخت، در حالیکه دما بطور یکنواخت کاهش پیدا می کرد، انبساط یافت.

هر نظریة موفق معمولاً دیدگاهی تازه را می گشاید و مسائل جدیدی را بهمراه می آورد؛ نظریة انفجار بزرگ نیز از این قاعده مستثنی نیست. دو مسألة چالش طلبی که این نظریه مطرح می کند عبارتند از «مسأله علیت» و«مسأله تخت بودن فضا».

مسأله علیت این است که جهان به اندازه ای بزرگ است که نواحی بسیار دور از هم آن نمی توانند با یکدیگر مرتبط باشند، یعنی بطور فیزیکی با هم به کنش متقابل بپردازند، حتی اگر چنین ارتباطی با سرعت نور ـ بیشترین سرعت ممکن ـ انجام گیرد. اگر جهان 10 تا 15 بیلیون سال پیش (بیشتر تخمینها در این حدودند) بوجود آمده باشد، نور یا هر نوع وسیلة ارتباط دیگر در این مدت نمی تواند مسافت بین دو کهکشان را که فرضاً بیست میلیون سال نوری ـ رقمی بزرگتر از سن جهان ـ از هم فاصله دارند بپیماید. و اگر قسمتهای مختلف جهان مرئی کنونی نتوانند با هم کنش متقابل داشته باشند، پس چرا این قدر به هم شبیهند؟ منظور از شباهت این است: در هر امتداد که بنگریم می بینیم که دمای زمینة میکروموجی یکی است و به هر جا که نگاه کنیم کهکشانهایی را می بینیم که با وجود تفاوتهای اندک، اساساً مانند یکدیگرند.

دومین مشکل مدل متعارف انفجار بزرگ، یعنی مسأله تخت بودن فضا، این است که چرا در زمان حاضر فضای جهان در مقیاسهای بزرگ تا این حد تخت و مسطح است. بنا بر نظریة نسبیت عمومی[4] اینشتاین، فضا می تواند خم شود، و این نکته را آزمایش در همسایگی خورشید تأیید کرده است. اما در پهنه های وسیعتر، مانند فضای میان کهکشانها، انحنای فضایی بقدری کم است که آن را نمی توان ردیابی کرد. حتی در مقیاس مجموعه های کهکشانی نیز فضا را می توان به تقریب خوب یک فضای تخت اقلیدسی عادی دانست. ولی بنابر افکار متداول در فیزیک نظری و کیهانشناسی، تخت بودن فضا چیزی است فوق العاده نامحتمل و در نتیجه فهم علت آن دشوار است. بسیار محتملتر آن است که جهان چنان پیچ و تاب یابد و فضایی چنان خمیده را بوجود آورد که به آنچه دیده می شود شباهتی نداشته باشد .

اینها مسائلی نیست که مایة‌  نگرانی بیشتر مردم شود، اما اسباب ناراحتی اخترفیزیکدان و کیهانشناس را فراهم می آورد . آلن گوث، فیزیکدانی نظری ، که اکنون در ام . آی . تی است ، به سال 1981 در نظریه ای که آن را «جهان متورم» نامید ، پاسخی برای این سؤالها پیشنهاد کرد. نظریة گوث را به حق می توان اولین اندیشة نو کیهانشناسی در چند دهة اخیر دانست .

بنا بر نظریة گوث، تکامل جهان آغازین ـکه گهگاه جهان رویانی نیز نامیده می شودـ انبساطی یکنواخت در گازی سوزان و متشکل از ذرات، نبود. بلکه حالت جهان، در حالیکه هنوز آتشگویی بود، دستخوش تغییر و تحولی بنیادی شد، تحولی که یک تغییر حالت [5] نامیده می شود. بعد از این تغییر حالت بود که جهان، در حالت متعارفی انفجار بزرگ سوزان، با انبساطی نسبتاً یکنواخت قرار گرفت. اما پیش از این تغییر حالت، جهان در حالتی بود کاملاً متفاوت موسوم به «حالت متورم » . جهان در این دوران تورم ، دچار انبساطی عظیم شد .

اگر وجود حالت متورم را در زمانی که دمای جهان یک میلیون بیلیون درجة کلوین بود بپذیریم، می توانیم مسألة علیت را به صورت زیر حل کنیم . در حالت متورم همة نواحی جهان مرئی کنونی ، حتی کهکشانهایی که اکنون 20 میلیون سال نوری از هم فاصله دارند ، می توانستند از طریق علایم نوری با هم مرتبط باشند . البته جهان در آن زما مانند امروز نبود . کهکشانها وجود نداشتند ، ولی افت و خیزهای کوچکی که در این گاز ذرات وجود داشت بر یکدیگر اثر می کردند و همین افت و خیزها بودند که رشد کردند و کهکشانها را بوجود آوردند . پس از تغییر حالت مفروض گوث پیوند این افت و خیزها با یکدیگر از هم گسست و دیگر ارتباط آنها با هم از دوردست به ما می رسد ، آن افت و خیزهای ـ که اکنون کهکشان شده اند ـ‌ با ما تماس حاصل می کنند .

وجود یک حالت متورم در گذشته این نکته را نیز توضیح می دهد که چرا در حال حاضر هندسة بزرگ مقیاس جهان اینقدر تخت است . نظریة متعارف انفجار بزرگ ، شرایطی را در جهان آغازین فرض می کند که تختی کنونی جهان عملاً ناممکن بنظر می رسد . اما فرض تورم گوث، پیوند میان روال کنونی جهان و شرایط اولیه ای را که برای جهان در نظر می گیریم ، از میان برمی دارد . مطابق نظر گوث هر قدر هم که در یک مدل ، جهان آغازین ـ ففط یک میلیونیم ثانیة پس از آغاز ـ « به دقت تنظیم شود » . حاصل نهایی جهانی است از لحاظ فضایی تخت ، مشروط بر آنکه در ابتدا تورم بزرگ اقتصادی توسل جست ، تورمی نه ده برابر ، بلکه بیلیونها برابر . در این صورت دیگر فرقی نمی کند که مردم در آغاز تورم غنی بوده اند یا فقیر . پول همه بی ارزش می شود و هر کس بی چون و چرا ورشکسته است .

گرچه فرض جهان متورم گوث مسائل علیت و تخت بودن فضا را حل کرد ، ولی خود مانند نظریة انفجار بزرگ[6] گرفتار مسأله ایست ( که گوث هم از آن اطلاع دارد ) . این مسأله به جزئیات تغییر حالت مربوط می شود . یعنی به آن دگرگونی شدیدی که برای حالت آتشگوی فرض می شود ، یا به عبارت دیگر به چگونگی گذر جهان از حالت متورم به حالت نامتعارف انفجار بزرگ . آنچه واقع شد این است که تغییر حالت از طریق تکوین و تشکیل حبابهاصورت گرفت .

کتری پر از آبی را روی اجاقی داغ تصور کنید . با گرم شدن آب ، حبابهای بخار در کتری تشکیل می شود و پس از چندی آب شروع به جوشیدن می کند . گذر از مایع به گاز تغییر حالتی نظیر تغییر حالت گوث است . در داخل حباب یک حالت وجود دارد ( حالت بخار در مورد آب و « حالت انفجار بزرگ » در مورد جهان ) و در بیرون حباب حالتی دیگر ( حالت مایع در مورد آب و « حالت متورم » در فرضیه گوث ) . با تشکیل حبابهای حالت انفجار بزرگ در حالت متورم ، این حبابها با یکدیگر برخورد می کنند و دیری نمی گذرد که حالت درون حباب ـ حالت انفجار بزرگ ـ سرتاسر فضا را فرا می گیرد ، درست مانند موقعی که بگذاریم آب بجوشد و سرانجام تماماً تبدیل به بخار شود . اما این برداشت از تغییر حالت موجب درد سر گوث شد . اگر جهان کنونی حاصل آن همه برخوردهای قهرآمیز حبابهای اولیه بشمار رود، باید بسی ناهمگنتر از آنچه مشاهده می شود باشد . بنابراین مدل گوث به ظاهر ناموفق است .

آ. لینده فیزیکدان شوروی و دو فیزیکدان آمریکایی به نامهای آندر آس آلبرخت و پاول اشتاینهارت از دانشگاه پنسیلوانیا به نجات این مدل کمر بستند . آنان نشان دادند که اگر حالت متورم بقدر کافی دوام آورد ، برخوردهای مزاحم و چندگانة حبابها صورت نخواهد پذیرفت و تنها یک حباب بزرگ تنها از حالت انفجار بزرگ در داخل حالت متورم بجا خواهد ماند . اگر حرف این نظریه دانان درست باشد، جهان ما آن یک حباب بزرگ است و ما اکنون در داخل آن زندگی می کنیم .

با آنکه نظریه گوث مسائل علیت و تخت بودن فضا را حل می کند ، ولی سؤال بنیادی تر همچنان باقی است . پیش از حالت تورم چه بود ؟ این سؤال ما را به پرسشی باز می گرداند که در آغاز کردیم : این روند چگونه آغاز شد ؟ و این سؤالی است که ذهن افراد عادی را هم می آزارد . دانشمندان به تازگی در آن چنگ انداخته اند و سناریویی که ارائه شده این است : جهان ، یعنی آتشگوی انفجار بزرگ ، از هیچ ـ یعنی از یک خلاء ـ نشأت کرد . چگونه چنین چیزی ممکن است؟

برای پاسخ دادن به این سؤال نخست باید دید که فیزیکدانان از هیچ ـ یعنی از خلاء ـ چه برداشتی دارند . مطابق نظریه های جدید ، خلاء همان هیچ نیست بلکه آکنده از ذراتی کوانتومی است که میان بود و نبود نوسان می کنند . این ذرات خرد ، در کسری از ثانیه بوجود می آیند و بی  درنگ یکدیگر را نابود می کنند و چیزی بجا نمی گذارند . خلاء به این معنی مانند سطح اقیانوس است . چون از نزدیک نظر شود پر از موج است ، ولی از فاصله ای دورتر ، مثلاً از فراز یک هواپیمای جت ، صاف و بی حرکت می نماید . همینطور هر خلاء چون از دور دیده شود یکدست و تهی به چشم می آید ، اما چون از نزدیک و با وسایل خاص بازرسی شود آکنده از ذرات ریز کوانتومی به نظر خواهد رسید .

یک راه ممکن برای پیدایش جهان از خلاء این است که یکی از امواج اقیانوس خلاء ، بجای آنکه به هیچی و نابودی فرو افتد ، پیوسته رشد کند . برخی از فیزیکدانان نظری بر این باورند که این امر در صورتی امکانپذیر خواهد بود که گرانش به حساب آید . گرانش به صورت تقویت کنندة آن موجی عمل می کند که در آغاز بسیار خرد است ، و آن را تا حد آتشگوی تمام عیاری رشد می دهد که می تواند به جهانی در حالت متورم تبدیل شود.

تبیین محتمل دیگری از آفرینش جهان از یک خلاء این است که « خلاء » اولیة‌ جهان ناپایدار بوده است . مطابق این حدس ، خلاء اولیه ، خلائی واقعی ـ یعنی پائینترین حالت انرژی ـ نبود بلکه      « خلائی دروغین » ‌بود . قوانین نظریة کوانتومی ایجاب می کند که چنین خلاء دروغینی به خلائی راستین تلاشی یابد ـ تلاشی قهرآمیزی که با ایجاد ذره های بسیار همراه است . بدین طریق تلاشی[7] یک خلاء دروغین منشأ جهان را ـ منشأ آتشگوی آغازین را که هر چیز دیگر از آن پدید آمد ـ توضیح می دهد .

چنین اندیشه هایی دربارة منشأ جهان ، بی اندازه نظر پردازانه اند و فعلاً هیچ راهی نیست که صحت و سقم آنها را باز نماید . احتمالاً باید آنها را حدس و گمان خواند . ولی حدسهایی معقول که چارچوب فیزیک کنونی ما آنها را مجاز می شمارد ، و فیزیکدانان و اختر فیزیکدانان نظری بسیاری پشتیبانشان هستند . از سوی دیگر بعضی از دانشمندان بر این نظرند که ما هرگز به پاسخ این قبیل سؤالهای نهایی دست نخواهیم یافت و چنین استدلال می کنند که چون آغاز عالم ، رویدادی مشاهده ناپذیر است پس در حوزة علم تجربی نمی گنجند . برخی دیگر معتقدند که در آغاز فضا و زمان چنان آکنده از پیچ و تاب بود که دسترسی به قوانین مبین این رویداد میسر نیست . شاید مفهوم قانون فیزیکی خود در اینجا بی معنی شود .

برخی این نظرها را ناپخته و بدبینانه می دانند . هنوز خیلی زود است که دربارة توانایی آدمی به درک منشأ جهان نظر نهایی را اعلام کنیم . فیزیک معاصر امکاناتی را در برابر فهمیدن می گشاید که در گذشته به تصور هم نمی گنجد . برخی دیگر معتقدند که در آغاز فضا و زمان چنان آکنده از پیچ و تاب بود که دسترسی به قوانین مبین این رویداد میسر نیست . شاید مفهوم قانون فیزیکی خود در اینجا بی معنی شود .

ساختمان بزرگ مقیاس جهان

میان ما و کهکشانهایی که ساخت بزرگ مقیاس جهان را رقم می زنند میلیونها سال نوری فاصله است . حال دیگر امری بدیهی است که کهکشانها منظومه هایی ستاره ای در بیرون راه کهکشان هستند ؛ ولی اندکی بیش از پنجاه سال پیش مطلب پیش پا افتادة امروز ، موضوع بحث و جدل بود. در سال 1924 ادوین هابل[8] ، با استفاده از تلسکوپ 5/2 متری جدید مونت ویلسن در مطالعة ستارگان متغیر فیفاوسی کهکشان امراه المسلسله  و سایر کهکشانهای نزدیک ، به این مناقشه خاتمه بخشید . درخشندگی مطلق ( ذاتی ) یک قیفاوسی تابعی از دورة‌ تناوب آن است . از روی اندازه گیری دورة تناوب و شار انرژیی که از این ستاره بر زمین می تابد ، برآوردی از فاصلة آن بدست می آید . هابل این روش را بکار برد و نشان داد که فاصلة‌ ما از امراه المسلسه تقریباً ده برابر قطر کهکشان ما است .

او برای آنکه این نقشه را تا فواصلی بسط دهد که قیفاوسها قابل تشخیص نیستند ، به جستجوی اجرامی برآمد که پراکندگی اندکی در توزیع درخشندگی مطلق داشتند . پرنورترین ستارة ابرغول در یک کهکشان و پنجمین کهکشان از حیث روشنی در یک مجموعة‌ کهکشانی ، « شمعهای معیار» ی بودند که هابل بکار برد تا راه خود را تا فاصلة 800 مگاپارسک[9] ( در درجه بندی جدید ) بگشاید .ناحیه ای به این شعاع بر 7 10 * 2 کهکشان متوسط مشتمل می شود و وسعت آن تقریباً 15 درصد شعاع جهان قابل رؤیت است !

اگر کهکشانها توزیعی تصادفی می بود ، باید یک یا دو کهکشان در هر 100 مگاپارسک مکعب وجود می داشت .این توزیع را در آسمان برای کهکشانهایی که از 100 مگاپارسک به ما نزدیکترند نشان می دهد . ناحیة مرکزی مجموعة سنبله مثال برجسته ایست از غیرتصادفی بودن یا کلوخه مانند بودن توزیع کهکشانها در مقیاسهایی کمتر از چند مگا پارسک . بعضی از کهکشانها ، دوتایی های کم و بیش منفردی را تشکیل می دهند ؛ برخی دیگر در اجتماعات کوچکی ، چون گروه محلی که کهکشان ما و امراه المسلسله اعضای اصلی آنند ، جای دارند ؛ و بعضی دیگر اعای مجموعه هایی غنی ( وسیع و چگال ) هستند که ممکن است هزاران کهکشان داشته باشند

سلسله مراتب پیوسته ای از ساختواره ها ، از کهکشانها و گروهها گرفته تا مجموعه های کهکشانی و مجموعه های مجموعه های کهکشانی ، وجود دارد. شعاع ناحیة مرئی روشن یک کهکشان متوسط ، نظیر کهکشان ما ، بین 20 تا 30 کیلو پارسک است . ناحیة مرکزی یک مجموعة غنی کهکشانی ، معمولاً شعاعی در حدود نیم مگاپارسک دارد و مطالعات اخیر نشان داده است که نواحی بیرونی آن می تواند تا 10 الی 20 مگاپارسک ادامه یابد . پژوهشهای آماری اخیر همچنین مجموعه هایی از مجموعه های کهکشانی را آشکار ساخته است که بطور متوسط از دو یا سه مجموعة کهکشانی غنی تشکیل می شوند . در این دامنة وسیع اندازه ها ـ از 30 کیلو پارسک تا ده ها مگاپارسک ـ ظاهراً ارجحیتی برای مقیاس خاصی برای تجمع وجود ندارد همة مرزهای میان گروهها ، گروههای گروهها ، مجموعه ها و مجموعه های مجموعه ها صرفاً اختیاری و من عندی است . اگر به مقیاسهای باز هم بزرگتر روی آوریم و نواحیی از جهان را با هم بسنجیم که حجمی در حدود یک میلیون مگا پارسک مکعب یا بیشتر دارند ، شمارة کهکشانها در یک نمونه چندان تفاوتی با شمارة نمونة دیگر ندارد . چون نسبت به این مقیاسهای صد مگا پارسکی ، که هنوز نسبت به اندازه‌ جهان مرئی کوچکند ، متوسط بگیریم دیده می شود که توزیع کهکشانها به وجه قابل ملاحظه ای یکنواخت است . هر گاه بگوئیم که در این مقیاسهای بزرگ ، جهان همگن ـ یعنی از هر نقطه ای که نظر شود ، ظاهری یکسان دارد ـ و تکروند ـ یعنی در همة امتدادها یکسان می نماید ـ‌ است ، تقریب خوبی خواهد بود . تکوین و تحول ساختواره های بزرگ مقیاس ، از کهکشانها تا مجموعه های مجموعه های کهکشانی ، به کیهانشناسی مربوط می شود.

  نظریه انفجار بزرگ 

نظریه انفجار بزرگ در حال حاضر تنها توضیح ارائه شده درباره منشأ جهان می‌باشد که بطور گسترده پذیرفته شده است. انفجار بزرگ ، بسیار پر انرژی و پر حرارات بود و در ثانیه‌های اولیه پس از انفجار فقط تشعشع و ذرات زیر اتمی گوناگون در جهان وجود داشتند. تشعشعات باقیمانده از این انفجار هنوز به صورت امواج ضعبف مایکروویو در آسمان وجود داشته ، از زمین قابل ردیابی هستند. به این امواج تشعشع مایکروویو زمینه کیهان گفته می‌شود.

در اواخر دهه 1920، ادوین هابل (1953-1889) ، ستاره شناس آمریکایی به بررسی نور دریافتی از ستارگان کهکشانهای دور دست پرداخت. او متوجه شد که طول موجهای این نور بلندتر از میزان مورد انتظار است. این پدیده که قرمز گرایی نام دارد، نشان داد که کهکشانها با سرعت زیادی در حال دور شدن از زمین هستند.

هر چه ما بیشتر به عمق کیهان نظاره می‌کنیم در واقع بیشتر به عمق زمان گذشته می‌نگریم. یک ستاره را که در فاصله 10 سال نوری قرار دارد به همان صورتی می‌بینیم که 10 سال نوری قبل بوده است. دورترین اجرامی را که انسان می‌تواند با تلسکوپهای بزرگ نجومی نظاره کند کوازارها ۱ (Quasar) هستند.

آنها در واقع کهکشانهای کاملا جوانی هستند که در مراحل اولیه شکل گیری به سر می‌برند. حال اگر انسان نگاهش را در سمت دلخواهی به دورتر و بازهم دورتر متوجه کند باید به مرزی برسد که در آنجا آغاز خلقت را مشاهده کند و به عبارت دیگر آن گاز داغ اولیه را ببیند که تمام کهکشانها ، ستارگان ، سیارات و موجودات از آن ایجاد شده‌اند. بنابراین می‌بایست پیرامون ما را پیوسته پوسته کاملا درخشانی در دور دست احاطه می‌کرد و آسمان هم می‌بایست شبها همچون روز روشن می‌شد اما این دیوار آتشین با سرعت زیادی از ما دور می‌شود زیرا که عالم لحظه به لحظه انبساط می‌یابد.
سرعت دورشدن به قدری زیاد است که نور این پوسته دارای طول موج بلندتری می‌شود که ما آن را فقط به صورت تشعشعات و امواج رادیویی۱ دریافت می‌کنیم. وجود این پرتوها را می‌توان با رادیو تلسکوپها به سادگی اثبات کرد این تشعشعات تکیه گاهی مهم برای اثبات فرضیه انفجار اولیه می‌باشد. 

ممکن است هنگام انتقال از فایل ورد به داخل سایت بعضی متون به هم بریزد یا بعضی نمادها و اشکال درج نشود ولی در فایل دانلودی همه چیز مرتب و کامل است

متن کامل را می توانید در ادامه دانلود نمائید

چون فقط تکه هایی از متن برای نمونه در این صفحه درج شده است ولی در فایل دانلودی متن کامل همراه با تمام ضمائم (پیوست ها) با فرمت ورد word که قابل ویرایش و کپی کردن می باشند موجود است

تابع متغیر مختلط

اختصاصی از فی لوو تابع متغیر مختلط دانلود با لینک مستقیم و پر سرعت .

ویژگیهای تحلیلی نگاشت

عددهای موهومی پرواز شگفت انگیز روح خدایند.این اعداد هویت دو گانه ای بین بودن ونبودن دارند.

گاترفید ویلهلم فون لایب نیتس۱۷۰۲میلادی

نظریه ی تابع ها از یک متغییر مختلط شامل برخی از قوی ترین و مفید ترین وپر کاربرد ترین ابزارهای تحلیل ریاضی است.برای انکه دست کم تا هدودی اهمییت متغیر های مختلف را نمایش دهیم چند مبهث از کاربرد های انها را به اختصار بر می شمریم .

۱.در مورد بسیاری از زوج تابع هایu v ,همuوهم vدر معادله ی لاپلاس در دو بعد واقعی صدق میکنند .

  برای مثال یا vیاu را میتوان برای توصیف پتانسیل الکتروستاتیکی دو بعدی به کار برد . آن گاه میتوان از تابع دیگری برای توصیف میدان الکتریکی Eبهره گرفت که یک دسته از منحنی های عمود بر منحنی های مربوط به تابع اولیه را ارائه می کند یک موقعیت مشابه برای هیدرودینامیک از یک شاره ایده ال با حرکت غیر چرخشی نیز وجود دارد تابع uباید پتانسیل سرعت را توصیف کند در حالی که تابع vتابع جریان خواهد بود.

درمواردبسیاریکه تابع های u,vمجهولند می توانیم به یاری نگاشت یا تبدیل در صفحه ی مختلط دستگاه مختصات مناسب با مسئله ی مورد نظر بسازیم .

٢.اعداد مختلط(در بخش ۱-۶) از زوج های اعداد حقیقی ساخته می شوند بنابر این حوزه ی اعداد حقیقی به طور طبیعی در حوزه ی اعداد مختلط جا سازی میشوند. در اصطلاح های ریاضی حوزه ی اعداد مختلط تعمیمی از حوزه ی اعداد حقیقی است و بعداً در جهت هر چند جمله ای به ترتیب n (در حالت کلی )صفر مختلط کامل میشود . این واقعیت ابتدا به وسیله ی گاوس اثبات شد و قضیه اصلی جبر نامیده شد (بخش ۶-۴و۷-٢ را ببینید ) به صورت یک نتیجه تابع های حقیقی سری حقیقی بی نهایت و انتگرال ها معمولا میتوانند به طور طبیعی به اعداد مختلط ساده به وسیله ی نشاندن یک متغیر حقیقی x برای مثال به جای مختلط z تعمیم داده شوند .            

در فصل ۸خواهیم دید که معادله های دیفرانسیل مر تبه ی دومی که در فیزیک مطرح می شوند می توان به کمک سری توانی حل کرد.

اگر به جای x متغیر مختلط z را قرار دهیم همین سری توانی را میتوان در صفحه ی مختلط نیز به کار برد. وابستگی جوابدر نقطه ی معلوم ₀ z ،به رفتار در هر جای دیگر ،نگرش گسترده تری درباره ی جواب به ما می دهدو ابزاری قوی(ادامه تحلیلی) برای گستردن ناحیه ای به شمار می آید که در آن جواب صادق است.

٣. با تغییر پارامتر kازحقیقی به موهومی، ik → k معادله هلمهو لتر به معادله ی پخش

تبدیل می شود.همین تغییر جوابهای معادله ی هلمهولتر(تا بع های بسل و بسل کروی )

را به جواب ها ی معادله ی پخش (تابع های تعدیل یافته ی بسل و تعدیل یافته ی بسل کروی )تبدیل می کند .

۴.کاربرد انتگرالهادر صفحه مختلط در موارد زیر متنوع و مفید است.

( الف) محاسبه ی انتگرا لهای معین (در بخش٧-۲)

(ب)وارون کردن سریهای توانی

(ج) تشکیل حاصلضربهای نامتناهی. ازتوابع تحلیلی(در بخش٧-٢)

(د)دستیابی به جواب های معادله های دیفرانیسل به ازای مقادیربز رگ متغیر

(جواب های مجانبی)

(ه) بررسی پایداری دستگاه های بالقوه نو سانی.

(و)وارون کردن تبدیل های انتگرالی .(درفصل ١۵)

در پایان باید بدانیم که درهنگام تعمیم یک نظریه یساده ی فیزیکی ،بسیاری ازکمیتهای فیزیکی که در اصل حقیقی بودند، به مختلط تبدیل میشوند . ضریب شکست نور که کمیتی حقیقی است . با در نظر گرفتن جذب ، به کمیت مختلطی تبدیل میشود . انرﮊی مربوط به یک تراز انرﮊی هسته ای که حقیقتی است، با در نظر گرفتن طول عمر محدود تراز انرﮊی ، به صورت مختلط در میآید،.E=m±iΓ

مدارهای الکتریکی با مقاومت Rو ظرفیت خازن Cو خود القاییL به ا مپدا نس(مقاومت مختلط) تبدیل می شود ( Cω/1-i (ω L+R=z.

ابتدا حساب مختلط را در بخش( ١-۶ )و سپس تابع های مختلط و مشتق انها را در بخش(٢-۶) معرفی می کنیم .در ادامه بافرمول انتگرال بنیادی کوشی دربخش (٣-۶ )وادامه ی تحلیلی ،تکینه و بسط های لورن و تیلور تا بع ها دربخش (۵-۶ )ونگاشت همدیس و نقطه ی فرعی تکینه ها و توابع چند ظرفییتی   در بخش( ۶-۶)و (٧-۶ )آشنا خواهیم شد .

۶.۱       جبر مختلط

به تجربه می دانیم که با حل کردن معادله های درجه دوم برای به دست آوردن صفر های حقیقی آ نها اغلب موفق نمی شویم حاصل جواب را به دست بیاوریم مثال زیر به این نکته اشاره دارد :

مثال ١-١-۶       شکل درجه دوم مثبت

برای همه ی مقادیر حقیقیی xمثبت و معین است .

معادله ی بالا در حوزه اعداد حقیقیی y(x)=0جواب ندارد. البته اگر ما از علا مت استفاده کنیم میتوانیم جواب های y(x)=0رابه صورت  بنویسیم در زیر درستی آن را بررسی می کنیم:

اگر چه می توانیم مجاسبا تی باi با توجه به قانون انجام دهیم اما این علا مت به ما نمی گوید که اعداد موهومی واقعی هستند.

برای تمایان ساختن صفر های مختلط باید اعداد حقیقی روی خط را در یک صفحه ی اعداد مختلط بزر گ کنیم . یک اعدد مختلط را به صورت یک نقطه با دومختصات در صفحه اقلیدسی به صورت زوج مرتب از دو عدد حقیقیی(a,b)به صورتی که در (شکل۶-۱ )نشان داده شده است معین کنیم . شبیه آن،یک متغیرمختلط یک زوج مرتب ازدومتغیر حقیقی است،

(6.1)

تریب قرار گرفتن متغیر ها مهم است . xقسمت حقیقی z , y قسمت موهومی zنامیده میشود . در حالت کلی ، ( a,b) با (b,a) مساوی نیست و همچنین (,y x) با ((y,xمساوی نیست .به طور معلوم نوشتن یک عدد حقیقی ( ( x ,o را به سادگی بصورتxادامه می دهیم و (o,l) = iرا واحد موهومی می شویم محور xمحورحقیقی است و محور yمحور موهومی صفحه عدد مختلط است. توجه کنید که درمهندسی الکتیریکی قرار دارد است وiازپیش برا ی نشان دادن شدت جریان الکتیریکی حفظ شده است. عدد های مختلط باتوجه به مثال۶-۱-۱ نقطه های هستند .