دید کلی

اتم هیدروژن ساده‌ترین اتم‌ها می‌باشد، و همین امر سبب می‌شود که هرگاه مطالعه‌ای در مورد ساختار اتم‌ها انجام شود، ابتدا این مطالعه در مورد اتم هیدروژن شروع می‌شود. بعد از اینکه نتیجه گیری‌ها در مورد اتم هیدروژن با نتایج تجربی و عملی موجود موافق بود، یعنی صحت و درستی تئوری یا نظریه در مورد اتم هیدروژن از نظر تجربی تائید گردید، مطالعه را به اتم‌های دیگر تعمیم می‌دهند. به عنوان مثال کوانتش ترازهای انرژی ، اولین بار در مورد اتم هیدروژن به اثبات رسید، سپس در مورد اتمها دیگر نیز مطالعه شد.

مشخصات اتم هیدروژن

ساختمان اتم هیدروژن از یک هسته و یک الکترون تشکیل شده است. معلوم شده است که قطر اتم هیدروژن تقریبا یک آنگسترم است و الکترون در این اتم با انرژی 13.6 الکترون ولت (هر الکترون ولت معادل 1.6x10^-19 ژول است) به هسته مقید است.

طیف اتم هیدروژن

طیف مربوط به اتم هیدروژن که توسط طیف سنج منشوری یا طیف سنج توری پراش حاصل می‌شود، متشکل از تعدادی خطوط تیزه گسسته ، و روشن در زمینه سیاه است. این خطوط تصویرهای شکاف هستند. در حقیقت ، طیف تمام عناصر شیمیایی که به شکل گاز تک اتمی هستند، مرکب از چنین خطوط روشن است. این طیف به طیف خطی معروف است. در این صورت طیف گسیلی ناشی از اتم هیدروژن ، که یک طیف خطی روشن است، مشخصه هیدروژن است.

طیف اتم هیدروژن به نواحی مختلف تقسیم‌بندی می‌شوند، که هر کدام از این نواحی به افتخار دانشمندانی که آنها را اولین بار تعیین کرده‌اند، به نام آن ثبت شده است. اولین ناحیه فرابنفش است که به سری لیمان معروف است. ناحیه دوم ، ناحیه مرئی است که به سری بالمر معروف است. ناحیه سوم ، ناحیه فروسرخ است که سری پاشن نامیده می‌شود.
ایزوتوپ‌های هیدروژن

• هیدروژن با عدد اتمی یک و عدد جرمی یک ، یکی از ایزوتوپهای اتم هیدروژن است. این نوع ایزوتوپ فاقد نوترون است.
  
  
• دوتریم با فرمول شیمیایی ²₁H که عدد اتمی آن یک بوده و عدد جرمی‌اش برابر 2 است. این ایزوتوپ دارای یک نوترون است. این نوع هیدروژن را هیدروژن سنگین نیز می‌گویند.

دیدگاه کوانتومی اتم هیدروژن

از آنجا که اتم هیدروژن ساده‌ترین اتمهاست، بنابراین ابتدا معادله شرویدینگر در مورد اتم هیدروژن حل می‌شود. سپس این نتایج با تغییراتی در معادله شرودینگر در مورد عناصر دیگر تعمیم داده می‌شود. بر اساس جوابهای معادله شرودینگر ترازهای انرژی اتم هیدروژن حاصل می‌شوند. به هر تراز اتمی یک عدد کوانتومی اصلی که با n نشان داده می‌شود، تعریف می‌کنند، در حالت پایه الکترون اتم هیدروژن در تراز n=1 قرار دارد. اگر هیدروژن بوسیله عواملی مانند میدان خارجی تحریک شود، در این صورت الکترون تحریک شده و به تراز بالاتر می‌رود که در اینحالت اصطلاحا گفته می‌شود که اتم هیدروژن برانگیخته شده است.

از آنجا که حالت برانگیخته حالت پایداری نیست، لذا الکترون از قوسی به تراز اولیه بر می‌گردد. اختلاف انرژی این دو تراز توسط اتم به صورت تابش الکترومغناطیسی ، گسیل می‌گردد. بر اساس اینکه تعداد انرژی الکترون برانگیخته و یا اختلاف انرژی دو تراز پایه و برانگیخته چقدر باشد، طول موج تابش الکترومغناطیسی حاصل متفاوت خواهد بود. به این ترتیب طیفی حاصل می‌گردد که به طیف اتم هیدروژن معروف است.

فرق دیدگاه کوانتومی و دیدگاه کلاسیکی اتم هیدروژن

در دیدگاه فیزیک کلاسیک ، اتم هیدروژن دارای طیف پیوسته است، در صورتی که دیدگاه کوانتومی طیف گسسته‌ای را پیش بینی می‌کند. این گسسته بودن طیف از کوانتومی بودن انرژی الکترون در ترازهای اتمی حاصل می‌گردد. شایان ذکر است که ایزوتوپهای هیدروژن از مطالعه طیف اتم هیدروژن شناسایی شده‌اند. به عنوان مثال اختلاف بین طیف هیدروژن و طیف دو ترسیم (که در آن جرم هسته تقریبا دو برابر جرم پروتون است) سبب شد که یوری و همکارانش در سال 1932 دوتریم را کشف کنند.

دید کلی

می‌توان هسته اتم را به عنوان جرم نقطه‌ای و بار آن را به صورت بار نقطه‌ای در نظر گرفت. هسته شامل ، تمامی بارمثبت و تقریباً تمامی جرم اتم است، در نتیجه مرکزی تشکیل می‌‌دهد که حرکت الکترونی حول آن رخ می‌‌دهد. هر چند هسته عمدتاً از طریق نیروی جاذبه کلنی خود با الکترونها ساختار اتمی را تحت تأثیر قرار می‌‌دهد اما بعضی آثار نسبتاً دقیق را در طیف‌های اتمی می‌‌توان به آن نسبت داد.

اجزای اصلی هسته

ذراتی که تمامی هسته‌ها از آنها ترکیب یافته‌اند پروتونها و نوترونها هستند. در حالت کلی به این ذرات نوکلئون می‌‌گویند. خواص نوکلئونها

بار

پروتون هسته اتم H (ایزوتوپ سبک اتم هیدروژن) است. پروتون دارای یک بارمثبت است که از نظر بزرگی با بار الکترون برابر است. نوترون دارای بار e 10^-13 (10^-18 برابر بار الکترون است) ولی چون خیلی کوچک است آن را خنثی می‌‌گیریم و لذا در برهمکنشی با الکترون نیروی ضعیفی از خود نشان می‌‌دهد.

جرم

پروتون و نوترون دارای جرم تقریباً یکسان هستند، جرم نوترون از جرم پروتون اندکی (کوچکتراز 0.1 درصد) بیشتراست. این ذرات هر دو دارای انرژی سکون حدود یک گیگا الکترون ولت هستند.

اسپین

یک ویژگی مهم پروتون و نوترون اندازه حرکت زاویه‌ای ذاتی ، یا به اصطلاح اسپین هسته‌ای آنها است. اعداد کوانتومی اسپین هسته‌ای پروتون و نوترون هردو برابر ½ هستند.

گشتاور مغناطیسی هسته‌ای

گشتاور مغناطیسی پروتون در همان راستای اسپین هسته‌ای آن است، بزرگی گشتاور هسته‌ای ، مؤلفه گشتاور مغناطیسی پروتون را در امتداد راستای کوانتش فضایی برحسب مگنتون هسته‌ای به دست می‌‌دهد. گشتاور مغناطیسی نوترون درخلاف راستای اندازه حرکت زاویه‌ای آن است. گشتاور مغناطیسی غیر صفر نوترون حاکی از آن است که ، با وجود صفر بودن بار کل ، یک توزیع غیر یکنواخت بار در داخل آن وجود دارد.

نیروهای هسته‌ای

از آنجا که پروتونها در داخل هسته در فاصله کمی از همدیگر قرار دارند، نیروی رانشی کولنی بین آنها خیلی بزرگ است. برای آنکه هسته در حالت تعادل قرار گیرد، این نیرو را باید یک نیروی ربایشی دیگر (نیروی هسته‌ای) خنثی کند. این نیرو در قوی‌ترین حالت خود ، از نیروی کولنی خیلی قوی‌تر است. ولی ، نیروی هسته‌ای فقط در گستره محدودی قوی است. از جنبه‌های مهم نیروی هسته‌ای ، استقلال آن از بار است. نیروی مؤثر بین دو نوکلئون ، از اینکه دو پروتون ، دو نوترون و یا یک پروتون و یک نوترون باشند، متشکل است. نیروی بین دو نوکلئون با اسپین موازی نسبت به نیروی بین دو نوکلئون با اسپین پادموازی قویتر است.

پتانسیل یوکاوا

بر خلاف نیروی کولنی ، که بستگی به فاصله آن به صورت ساده r²/1 است، نیروی هسته‌ای بطور خیلی پیچیده‌ای به فاصله وابسته است. پتانسیل حاصل از این نیرو را پتانسیل یوکاوا گویند. پتانسیل تابع نمایی از فاصله هسته‌ای است. به علت این رفتار نمایی ، پتانسیل و نیرو سریعا با افزایش فاصله به صفر میل می‌‌کند.

شعاع هسته‌ای

شعاع هسته‌ای بطور تقریبی از نتایج آزمایشهای پراکندگی ذره آلفا محاسبه می‌‌شود. اگر چه توزیع این ذرات پراکنده تنها با برهمکنش کولنی برای فواصل بزرگتر از ^14-10 متر توجیه می‌‌شود، اما وقتی ذرات آلفا تقریباً در این فاصله از مرکز هسته قرار می‌‌گیرند از قانون کولن تبعیت نمی‌‌کنند. در این حالت ، شعاع هسته‌ای را می‌‌توان به صورت آن فاصله‌ای از مرکز هسته تعریف کرد که در آن نیروی هسته‌ای از اهمیت برخوردار است. نتایج به دست آمده از پراکندگی نوترونی برای شعاع هسته بیانگر تابعیت شعاع هسته‌ای از عدد جرمی‌‌ هسته‌ای (A) است. که شعاع هسته با ریشه سوم عدد جرمی متناسب است.

نگاه اجمالی

تاکنون نظریات زیادی در مورد منشا منظومه شمسی و زمین ارائه شده است، در میان آنها ، دو نظر اساسی وجود دارد. اولی فرضیه برخورد نزدیک نام گرفته است. بر این پایه است که سیاره‌ها ، از مواد جدا شده از خورشید ، تشکیل شده‌اند. بر طبق آن ، کشش گرانشی یک ستاره یا دنباله‌دار به حدی بوده است که هنگام عبور از کنار خورشید مقداری از ماده آن را بیرون کشیده است. زمین ما عضوی از خانواده خورشید است.

منظومه شمسی نه سیاره اصلی تعداد زیادی قمر طبیعی (اقمار) ، تعداد زیادی سیارکها ، تعداد نامعلومی ستاره‌های دنباله‌دار به همراه شهابها ، شهاب سنگها به دور خورشید در حال گسترش هستند.

محتویات منظومه شمسی

تمامی اجرامی که تحت نیروهای گرانشی خورشید در مدارها در گردشند، منظومه شمسی را تشکیل می‌دهند. این اجرام بر اساس جرمشان در سلسله مراتب مشخص قرار دارند، در راس آنها خورشید واقع است، سپس سیارات ، اقمار و حلقه‌های آنها ، خرده‌های بین سیاره‌ای (ستاره‌های دنباله‌دار ، سیارکها ، شهابها) و در آخرین مرتبه گازها و گرد و غبار بین سیاره‌ای قرار دارند.

نظریه برخورد نزدیک

در اوایل قرن بیستم میلادی دو اخترشناس امریکایی نظریه برخورد نزدیک را ارائه دادند که بنا به عقیده آنها ، ذراتی از ماده خورشید ، در اثر برخورد نزدیک یک ستاره دیگر بیرون ریخته است. بعدا این ذرات به همدیگر پیوسته و اجرام بزرگی را تشکیل می‌دهند که از این اجرام بزرگ ، سیاره‌ها بوجود آمده‌اند.

فرضیه کانت – لاپلاس

نظریه مهم دیگر در سال 1755 میلادی (1134 شمسی) بوسیله فیلسوف آلمانی ، امانوئل کانت ، مطرح شد. نظر کانت به عقیده قابل قبول امروزی شبیه است. بر طبق آن ، منظومه شمسی از یک ابر گاز و غبار در حال چرخش ، شکل گرفته است. نظر کانت بوسیله ریاضیدان فرانسوی به نام پیر دو لاپلاس بسط داده شد. فرضیه کانت – لاپلاس ، یک ابر بسیار بزرگ از گازهای داغ را ترسیم می‌کند که به دور محور خود می‌چرخد. کانت و لاپلاس ، این ابر بزرگ را سحابی نامیده‌اند.

سرد شدن گاز سحابی ، باعث انقباض آن می‌شود. در این ضمن ، با انقباض جرم اصلی ، حلقه‌هایی از گاز در اطراف آن باقی می‌مانند. این جرم اصلی همان خورشید است. حلقه‌ها ، در اثر نیروی گریز از مرکز (نیرویی است که اجسام در حال چرخش را به طرف بیرون از مرکز چرخش می‌راند.) از مرکز دور می‌شوند. بنابراین فرضیه ، حلقه‌های جدا از هم ، منقبض شده و سیاره‌ها را بوجود آورده‌اند. دانشمندان در درستی این نظر تردید دارند، چرا که گازهای داغ گرایشی به انقباض ندارند، بلکه در فضا گسترش می‌یابند.

نظریه جدید ابرغبار

فیزیکدان آلمانی کارل فون وایتسزیکر بنیاد اصلی تئوری جدید ابر غبار را پیشنهاد کرد. بعد از آن اخترشناس امریکایی به نام جرارد کویپر نظر وایتسزیکر را به‌صورت تئوری جدید منشا منظومه شمسی تکمیل کرد. سیارات منظومه شمسی ، از همان گاز و غباری شکل گرفته‌اند که خورشید از آن پدید آمده است. ابر بزرگ با گردش خود در فضا به بخشهای کوچکتری تقسیم شده است.

ذرات موجود در این بخشها ، همدیگر را جذب کرده‌اند و سرانجام سیاره‌ها را بوجود آورده‌اند. بیشتر مواد ابر اصلی در اثر تابش خورشید از آن دور شده‌اند، ولی پیش از آنکه خورشید ، حالت ستاره به خود گیرد، اندازه سیاره‌ها به حدی رسیده بود که می‌توانستند در مداری به دور آن باقی بمانند یا گردش کنند.

شکل گیری منظومه شمسی

شکل گیری منظومه شمسی از دید دینامیک

منظومه شمسی یک ساختار منظم را برحسب خواص فیزیکی‌اش نشان می‌دهد، بطوری که اگر از بالای قطب شمال خورشید دیده شود، منظومه شمسی قواعد زیر را پیدا می‌کند:

• سیارات در خلاف جهت عقربه‌های ساعت در اطراف خورشید می‌گردند، خورشید نیز در همان جهت به دور خود می‌چرخد.
• به استثنای عطارد و پلوتو ، اکثر سیارات دارای صفحات مداری هستند که فقط بطور جزئی با صفحه دایرة‌البروج شیب دارند، مدارها تقریبا هم صفحه هستند.
  به استثنای عطارد و پلوتو ، سیارات در مدارهایی می‌گردند که خیلی به دایره نزدیک هستند.
• به استثنای زهره و اورانوس ، سیارات در خلاف جهت عقربه‌های ساعت (یعنی در همان جهت حرکت مداریشان) به دور خود می‌چرخند.
• اکثر قمرها در همان جهتی که سیارات مادرشان به دور خود می‌چرخند و در نزدیکی صفحات استوایی سیارات قرار دارند.
• ستاره‌های دنباله‌دار با دوره تناوب طولانی ، مدارهایی دارند که از همه جهات و زوایا می‌آیند، بر خلاف مدارهای هم صفحه سیارات ، اقمار ، سیارکها و ستاره‌های دنباله‌دار با دوره تناوب کوتاه.
• سه عدد از سیارات مشتری‌گون شناخته شده‌اند که دارای حلقه هستند.

شکل گیری منظومه شمسی از دید شیمی

تشکیل یک سیاره مستلزم یک فرآیند چند مرحله‌ای است، اولا دانه‌های جامد متعلق به سحابی خورشید متراکم می‌شوند. ثانیا این ذرات باهم یکی شده و اجرام آسمانی بزرگ به نام ریز سیارات را شکل می‌دهند که سپس تصادم کرده و برای تشکیل پیش سیارات با هم یکی می‌شوند و به سیارات امروزی متحول می‌گردند. ترکیبات شیمیایی سیارات بوسیله فرآیندی به نام تسلسل تراکم از روی تراکم دانه‌ها تعیین می‌شوند. ایده اولیه تسلسل تراکم این است:

مرکز سحابی باید در دمایی برابر چندین هزار درجه کلوین بوده باشد. در اینجا دانه‌های جامد ، حتی ترکیبات آهن و سیلیکاتها نمی‌توانستند متراکم شوند. در جای دیگر که مواد می‌توانستند به عنوان دانه‌های جدید متراکم شوند، به‌صورت زیر به دما بستگی داشت:

پایینتر از 2000 کلوین ، دانه‌های ساخته شده از مواد خاکی متراکم شدند، زیر 273 کلوین دانه‌های مواد خاکی و یخی هر دو می‌توانستند شکل بگیرند. در دمای متفاوت گازهای موجود و جامدات حاضر بطور شیمیایی برهمکنش کرده و ترکیبات متنوعی را تولید می‌کنند. اگر دمای سحابی به سرعت از مرکز به طرف بیرون کاهش یابد، چگالیها و ترکیبات سیارات می‌توانند با تسلسل تراکم توضیح داده شوند.

کیهان شناسی (Cosmology)

نگاه اجمالی

مطالعه کائنات از زمین و آسمان و خورشید آغاز شد. انسانهای دوره ما قبل علم عقیده داشتند که در مرکز جهان هستند و خورشید و سایر سیارات به گرد زمین مرکزی می‌گردند. کپرنیک مرکز عالم را در نزدیکی خورشید فرض کرد که زمین نیز همراه سایر سیارات به گرد آن می‌چرخد. گالیله هم به کمک تلسکوپ خود واقعیاتی را جهت نظام جهانی پیشنهادی کپرنیک کشف کرد.

کپلر ، اسحاق نیوتن ، … کائنات را فراتر از گذشته گسترش دادند و درگیری با مسایل کیهانی ادامه داشت تا اینکه آلبرت انیشتین در 1915 با ارائه نظریه نسبیت عام نشان داد که فضا و ماه محدود ، ولی نامحصور است که می‌تواند منبسط یا منقبض شود. او کائنات را دارای تاریخ دانست. در این دوره که به دوره کیهانی معروف شده فکر بشر معطوف به گذشته جهان شد و دانشمندان در سراسر جهان اکنون در فکر پاسخ به این سوالات هستند که :

• جهان در گذشته چگونه بوده است؟
• آینده جهان چه خواهد بود؟
• فرآیند تکوین کیهان تا کی ادامه خواهد یافت؟ و …

علم کیهان شناسی

کیهان شناسی شاخه‌ای از علم ستاره شناسی است که به مطالعه آغاز ساختار کلی و تکاملی جهان می‌پردازد. ستاره شناسان با استفاده از علم ریاضی‏‏‏‏ الگوهایی فرضی از جهان ساخته و مشخصات این الگوها را با جهان شناخته شده مقایسه می‌کنند. کیهان شناسی ، گذشته ، حال و آینده کائنات را بررسی می‌کند. کائنات تمام چیزهای موجود در عالم را شامل می‌شود: چه مرئی باشد چه نامرئی ، چه کشف شده باشد چه کشف نشده باشد.

تاریخچه و سیر تحولی کیهان شناسی

• اقلیدس ، ریاضیدان یونانی ، (حدود 300 سال قبل از میلاد) ، با استفاده از سه بعد طول ، عرض و ارتفاع ، فضا را تعریف کرد. تعریفی که اسحاق نیوتن (1727 - 1643) ، فیزیکدان و ریاضیدان انگلیسی ، از جهان ارائه داد. مطابق با نظریات اقلیدس بود . فضایی لایتناهی که با استفاده از سه بعد طول ، عرض و ارتفاع تعریف می شد. اما نظریه فضای لایتناهی عاری از مشکل نیست. طبق قضیه اولبرس که از نام ستاره شناس آلمانی ، ویلهلم اولبرس (1840 - 1758) گرفته شده ، اگر ستارگان به یک شکل در تمام فضای لایتناهی پراکنده شوند، در تمامی جهات ستاره‌ای وجود خواهد داشت. اگر چیزی در مسیر ستارگان دور دست قرار نگیرد تمام آسمان درخشندگی خورشید را خواهد داشت که عملا چنین نیست.

• آلبرت انیشتین (1955 - 1879) ، دانشمند آمریکایی آلمانی تبار ، با ارائه نظریه نسبیت عام در سال 1915 مشکل نظریه نیوتن را حل کرد. آلبرت انیشتین نشان داد که فضا و ماده موجود در آن ، محدود اما نامحصور است (یک جهان دو بعدی به شکل سطح یک کره را تصور کنید، این جهان محدود خواهد بود اما هیچ لبه یا حصاری نخواهد داشت). جهان محدود اما نامحصور آلبرت انیشتین ، ساکن است اما به آسانی می‌تواند منبسط یا منقبض شود.

• نظریه انبساط جهان با کشفی که ادوین هابل (1953 - 1889) ، ستاره شناس آمریکایی ، به عمل آورد، قوت گرفت. او دریافت که کهکشانها در حال حرکت در جهان هستند. او همچنین متوجه شد که کهکشانهای دورتر ، سریعتر از کهکشانهای نزدیکتر حرکت می‌کنند. در سال 1931 ، ژرژ لومتر (1966 - 1894) ، دانشمند بلژیکی ، اعلام کرد که عامل این انبساط ، تجزیه خود بخود آنچه که او اتم اولیه نامیده است (اتم اولیه یک ماهیت تنهاست که در برگیرنده تمام ماده و انرژی موجود در جهان است).

• فرد هویل ، ستاره شناس انگلیسی ، حاضر به پذیرفتن نظریه انفجار بزرگ نبود و آنرا به تمسخر گرفت. در عوض او معتقد به یک اصل کامل ستاره شناسی بود و در سال 1948 اعلام کرد که جهان در هر زمان و مکانی که مورد آزمایش قرار گیرد باید یکسان به نظر رسد. یا به عبارت خلاصه‌تر ، جهان دارای حالتی پایدار است. طبق نظر هویل ، بوجود آمدن مداوم ماده در سرتاسر فضا باعث ایجاد توازن در انبساط جهان شده و حالت پایای آنرا حفظ می‌کند (سرعت بوجود آمدن ماده که حدود یک اتم هیدروژن در یک لیتر در هر 20 سال می‌باشد بقدری کند است که قابل مشاهده در آزمایشگاه نیست). بین نظریه‌های جهان پایدار و انفجار بزرگ چند تفاوت اساسی وجود دارد. مثلا طبق نظریه حالت پایا ، اندازه و چگالی کهکشانهای جدید و قدیم در سراسر جهان بایستی یکسان باشد. اما طبق نظریه انفجار بزرگ ، اندازه و چگالی اجسام جدیدتر بایستی مطابق با میزان فاصله‌شان افزایش یابد.
  
  
  
   

نظریه‌های متداول در پیدایش جهان

نظریه انفجار بزرگ (Big Bang)

طبق این نظریه که مقبولترین نظریه در پیدایش جهان است، همه ماده و انرژی که هم اکنون در جهان وجود دارد، زمانی در گوی کوچک بی‌نهایت سوزان ولی فوق‌العاده چگال متمرکز بوده است. این آتشگوی کوچک حدود 15 میلیارد سال قبل منفجر شد و همه مواد در فضا پخش شدند. با گذشت زمان این گسترش و پراکندگی ادامه یافت. تراکم توده‌هایی از این مواد در نواحی مختلف باعث بوجود آمدن ستارگان و کهکشانها در فضا شد، ولی گسترش همچنان ادامه دارد.

نظریه جهان نوسان کننده

مطابق این نظریه ، انبساطی که با انفجار بزرگ آغاز شد، بر اثر نیروی گرانشی سرانجام متوقف شده و منقبض خواهد شد، تا مجددا همه جهان به آتشگوی اولیه باز گردد. سپس انفجار دوم روی خواهد داد و روند فوق در سیکلی دو برابر تکرار خواهد شد.

نظریه جهان پایدار

بنابر این نظریه ، جهان آغاز و انجام ندارد و همیشه به همان صورتی بوده و خواهد بود که اکنون به چشم ناظر می‌آید. در این نظریه ماده بطور مداوم در جهان تولید می‌شود تا چگالی جهان ثابت بماند.

آینده جهان

هرسه مورد فوق نظریاتی فرضی هستند، با قبول دو نظر اول ، اگر نیروی گرانشی کل کائنات به اندازه کافی نیرومند باشد، روزی انبساط جهان پایان خواهد یافت و کائنات با روندی معکوس مراحل عظیم انفجار بزرگ را تجربه خواهد کرد. این احتمال را کائنات بسته می‌گویند. ولی اگر گرانش نیروی دوم برای عقب کشیدن کهکشانها را نداشته باشد، انبساط کائنات تا ابد ادامه خواهد یافت. این احتمال را هم کائنات باز می‌گویند. نظریه سوم تا آینده بی‌نهایت جهان را بی‌تغییر می‌داند.

هر چند که ماهیت اجسام شبه ستاره‌ای هنوز بطور کامل شناخته نشده است، چنین به نظر می‌رسد که اجسامی جوان و متراکم باشند که فقط در پایانه‌های جهان مرئی یافت می‌شوند. وجود شبه ستاره‌ها باعث شد تا بسیاری به اعتبار نظریه حالت پایا مشکوک شوند. با کشف تشعشع میکرو ویو زمینه کیهان توسط آرنو پنزیس (1936 - 1933) و رابرت ویلسون در سال 1965 ، نظریه حالت پایا اعتبار خود را تقریبا بطور کامل از دست داد. تشعشع مایکرو ویو زمینه کیهان توسط جورج گاموف (1968 - 1904) ، ستاره شناس آمریکایی اوکراینی تبار ، پیش بینی شده بود و امروزه به عنوان بازتابی از انفجار بزرگ تصور می شود.

بشر و کیهان شناسی

موارد فوق همه احتمالات مسئله هستند و ما همواره با این پرسشها روبرو هستیم که آیا کائنات روزی خود را با تمامیت واقعیت شکوهمندش بر ما آشکار خواهد ساخت؟ این امر غیر ممکن می‌نماید، ولی بشر هیچگاه از پژوهش دست بر نخواهد داشت. پس از کائنات بیگ بنگ به ساختن کائناتهای دیگری ادامه خواهد داد. کائناتی که روز به روز به کائنات حقیقی نزدیکتر خواهند شد بی آنکه به آن برسند.

دید کلی

هر جسم یا ماده‌ای که قادر به عبور دادن تابش اپتیکی از خود باشد وسیله اپتیکی است. مهمترین کاربرد شیشه در ساخت عدسی است که بیشتر در عینک مورد استفاده قرار می‌گیرد. عینک یک وسیله اپتیکی است که سبب ایجاد تصویر بر روی لایه دریافت کننده تصویر ، شبکیه می‌باشد. تابش الکترومغناطیسی که از اجزای جهان فیزیکی است طبیعت موجی دارد، در عوض نور یک پدیده فیزیولوژیک است که توسط گیرنده چشمی ، فقط یک قسمت کوچک از طیف تابش الکترومغناطیسی به نام طیف مرئی مشخص می‌کند. هنوز هم با گذشت قرنها از تجربه شیشه‌های معدنی بیشترین استفاده را در ساخت عدسیهای افتالمیک دارند شیشه‌های معدنی مخلوطی آمورف از ایندریدها - سیلیکاتها می‌باشند که از انجام فرآیندهای حرارتی بر روی مواد اولیه شنی بدست می‌آیند.

ضریب شکست n

ضریب شکست شیشه یک عدد حقیقی است، اگر سرعت انتشار تابش در هوای 20 درجه سانتیگراد و فشار یک اتمسفر یک 1013mbar برابر C باشد و V سرعت انتشار نور در شیشه ، ضریب شکست شیشه از رابطه زیر بدست می‌آید:

رابطه دوم یک رابطه مثلثاتی است که به قانون اسنل (Snell) شهرت دارد:

Sini = سینوس زاویه برخورد و Sinr = سینوس زاویه شکست.


هر چه ضریب شکست یک وسیله اپتیکی نسبت به محیط پرتو تابیده بیشتر باشد پرتو انکساری نسبت به پرتو عمود بر سطح بیشتر منحرف شده و سرعت انتشار آن کمتر است.

پاشندگی

پدیده تغییر ضریب شکست در یک وسیله اپتیکی به صورت تابعی از طول موج پرتو تابیده شده را پاشندگی می‌نامند. یک پرتوی چند رنگ به تعداد پرتوهای تک رنگی که آنرا تشکیل می‌دهد منشأ پرتوهای انکساری است بیشترین انحراف مربوط به پرتوهایی می‌باشد که کمترین طول موج را دارند. میزان پاشندگی از طریق محاسبه رابطه n_f - n_c که در آن c وf نوارهای مشخصه فرانهوفر (Fraunhofer) برای کادمیوم می‌باشد بدست می‌آید. معمولا مقدار n مربوط به تابش زرد در منطقه D نوارهای فرانهوفر در ناحیه جذب سدیم (n_D) می‌باشد. روش استاندارد تعیین ضریب شکست یک ماده بر همین اساس است به این گونه که نمونه‌هایی طبق یک پروتکل استاندارد تعیین شده تحت عملیات حرارتی قرار می‌گیرند که در آن مقادیر معین برای وسیکوزیته پرتوهای تابیده با طول موج λ = 587.6nm در دمای 20 درجه سانتیگراد در نظر گرفته شده، این پارامتر از رابطه زیر محاسبه می‌شود:

n_D - 1 را شکست می‌نامند. در اپتیک افتالمیک شیشه‌های معدنی با مقدار V بزرگتر از 50 را کراون و کمتر 50 را فلنیت می‌نامند. عکس V قدرت پاشندگی است.

• همگن: در صورت همگن بودن خصوصیات اپتیکی در تمام نقاط یکسان است. از نظر علم اپتیک این بدین معنی است که ضریب شکست برای یک پرتو با طول موج معین در تمام نقاط یکسان باشد.
  
  
• ایزوتروپی: در صورت ایزوتروپ بودن ضریب شکست با تغییر جهت پرتو تابیده شده تغییر نمی‌کند.
  
  
• ضریب انتقال یا گذرایی : برای هر طول موج رابطه میان شار خروجی φ_a یک تابش و شار تابیده شده متناظر φ_i را نشان می‌دهد ({TEX()} {\tau} {TEX} = φ_a/φ_i). میزان برای پرتوهای خطرناک مثل UV (فرابنفش) برای مقاصد ما از اهمیت خاصی برخوردار است. دو عبارت دیگر:
  
  
  • کدری (Opacity) که عکس گذرایی است. (1/)
  • چگالی که لگاریتم در پایه 10 کدری است. (log^1/₁₀)
    
    
• ضریب جذب: برای هر طول موج رابطه میان شار جذب شده φ_a و تابیده شده متناظر φ_i را نشان می‌دهد.

شفافیت

اصولا شفافیت بالا همراه نبود ناخالصی (ناشی از اکسیدهای فلزی که در مرحله ذوب در شیشه رنگ ایجاد می‌کنند) ، ناخالصی ، عیوب از قبیل شیار ، ناخالصی ، تاری و جباب می‌باشد. هنگام صحبت از شفافیت باید میان شیشه‌های سفید و رنگی تفاوت قایل شویم. شیشه‌های سفید به دلیل اینکه ذاتا حالت جذب ندارند مناطقی را در طیف به صورت گزینش جذب نمی‌کنند ولی شیشه‌های رنگی به صورت ثابت و یا متغیر در طول موجهای خاص از طیف مرئی جذب گزینشی دارند که خاصیت رنگ را در آنها ایجاد می‌کند.

مزیت بازتابش یا بازتابندگی

ضریب بازتابش φ حاصل تقسیم شار پرتو بازتابیده شده φ_r به شار پرتو تابیده شده φ_i می‌باشد ρ = φ_r/φ_i.
ضریب بازتابش به صورت درصد گزارش می‌شود، در صورتی که φ_i = 10. فرنل (Fresnel) بر اساس تئوری موجی رابطه کلی زیر را برای ضریب بازتابش ρ بدست آورده است:

شیشه کراون

به دلیل سختی ، همگنی و برش آسان مورد توجه است. در صنعت برای ساخت آینه ، شیشه پنجره ، لیوان کریستال مورد استفاده قرار می‌گیرد. شیشه کراون دو عیب اساسی دارد:

• شکننده است، به قطعاتی بزرگ نوک تیز تبدیل می‌شود.
• برای قدرتهای تصحیح بالا ، وزن و ضخامت آن بیش از اندازه است.
  
  افزایش شیشه سازهایی از جنس بور در مخلوط اولیه از قبیل ایندرید بور B₂O₃ و بوراکس a₂B₄O₇ باعث سیال شدن جرم شیشه‌ای می‌شود، در نتیجه کراونی با دانسیته مناسب و پایین به نام بور و سیلیکات بدست می‌آید، افزودن اکسید باریم به عنوان پایدار کننده به میزان بالا به مخلوط کراون ضریب شکست را افزایش می‌دهد، بدون آنکه ضریب پاشندگی را بیش از حد بیافزاید. انواع دیگر کراون با باریم با ضریب شکست 1.6 دارای دانسیته‌ای معادل آنها کراون می‌باشند ولی میزان پاشندگی نور تا حدود 42 درصد کاهش می‌دهد.

شیشه فلینت

شامل مجموعه بزرگی از شیشه‌ها می‌باشد که مورد استفاده در صنایع تولید کریستال قرار می‌گیرد. به دلیل دارا بودن مقادیر متغیر اکسید سرب تا 70 درصد ضریب شکست این نوع شیشه می‌تواند به 1.8 برسد و مقاومت بسیار خوبی در برابر اشعه فرابنفش دارد.

عیوب

• ضریب پاشندگی بالایی دارد در حالیکه میزان بالای جذب در ناحیه آبی طیف مرئی باعث رنگ مایه زرد - قهوه‌ای می‌شود که ممکن است از نظر ظاهری مطلوب نباشد (در عینک).
  
  
• نرم هستند و سطوح آنها براحتی خط بر می‌دارد.
• سنگین هستند.
• بسادگی تراش نمی‌خورند.

شیشه‌های تیتانیوم

ضریب شکست بالا (n_D = 1.7) ، ضریب پاشندگی قابل قبول دارند می‌توان آنها را به طریق شیمیایی باز پخت نمود و تراش با سنگ الماسه جهت بیزته کردن عدسیها ، عینا مشابه شیشه کراون می‌باشد. مقادیر ضریب بازتابش بالا ، قیمت عدسی تیتانیوم دو برابر شیشه کراون است.

شیشه‌های ساخته شده از خاکهای نادر

با بکار گیری این مواد مثل نیوبیوم ، لانتانیوم ، تانتالیوم امکان ساخت شیشه‌های با ضریب شکست بالا ولی با مقادیر قابل قبول ضریب پاشندگی و چگالی زا هم شده است. در این نوع شیشه‌ها افزایش ضریب شکست همراه با افزایش ضریب بازتابش می‌باشد، از اینرو عملیات ضد بازتابش نور در عمل اجباری است.

چشم انداز

خواص شیشه یا هر وسیله اپتیکی فقط خواص اپتیک نیستند، بلکه خواص فیزیکی و شیمیایی آنرا نیز در بر می‌گیرند مثل: مقاومت در برابر سایش و ضربه ، ضریب انبساط حرارتی خطی ، مقاومت در برابر عوامل شیمیایی.